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- 작성일2010-02-23
별을 스스로 빛을 내는 "항성"이라고 하면 가장 작은 질량은 목성의 13배 정도의 갈색왜성이 가장 작은 별이라 할 수 있습니다. 이 질량보다 커야 핵융합 반응을 일으켜 별로 일생을 살 수 있습니다.
천문학자들은 이론적으로 가장 질량 큰 별이 태양의 약 120배라고 생각하여 왔습니다. 그러나 최근에 질량이 태양의 200배 이상인 피스톨 스타가 발견되었습니다. 그리고 우리 은하계의 중심 근처에서 발견된 젊은 성단에 태양의 200배가 넘는 젊은 별이 많이 발견되기도 하였습니다.
- 작성일2010-02-23
주극성의 영역은 위도와 관계가 있습니다. 이를테면 북극에서는 모든 별이 지평선과 나란하게 움직일 것이므로 모두 주극성이 됩니다. 한편 적도에서는 모든 별이 떠서 지게되므로 주극성이 하나도 없습니다.
주극성의 영역은 적위가 90-위도보다 큰 모든 별이 됩니다.
- 작성일2010-02-23
도시에서 멀리 떨어진 아주 깜깜한 밤하늘을 갖는 좋은 관측 지의 배경하늘의 광도는 지구 대기의 복사 (airglow라 함), 어두운 별, 먼 은하에 의하여 영향을 받습니다. 아주 좋은 관측 지의 경우 하늘의 밝기는 푸른색에서 21.5 ~ 22.0등급/제곱각초가 되고, 노란색이나 붉은 색, 적외선에서는 더 밝습니다.
그러나 우리나라의 천문대를 포함하여 대부분의 관측 지는 20.5 보다 밝습니다. 이런 천문대의 배경하늘에 결정적인 영향을 주는 것이 도시의 가로등입니다.
참고로 가로등 불빛을 제외한 배경하늘의 색은 약간 붉은 색 (B-V 색지수=0.6)을 띄고 있습니다.
안시 관측의 경우 배경하늘의 밝기를 1각분x1각분의 광도로 정의할 수 있습니다. 이는 우리의 눈의 분해능을 1각분으로 보기 때문입니다. 즉 1각분 이하는 분해가 안되겠죠. 그 안에 여러 별들이 포함되어 있을 수가 있으므로 아주 밝은 별을 제외하고 모든 별의 밝기와 위에 설명한 배경하늘에 기여하는 모든 광도를 합하여 면적 (각분으로 나타낸 면적)으로 나누어주면 됩니다.
실제 천문학에서는 모든 별의 밝기를 알 수 없으므로 디지탈 (CCD 영상) 영상을 찍어 아주 밝은 별들을 없애 (마스킹)버리고, 나머지의 평균을 구합니다.
- 작성일2010-02-23
그런데 맑은 가을날 저녁 때 빛의 변화를 잘 살펴보면, 낮에는 파란색이었다가 해가 질 무렵에는 붉은 색으로 변합니다. 이윽고 해가 지고 어둠이 짙게 깔릴 수록 하늘의 색은 다시 파란색에서 남색, 이윽고 보라색으로 바뀌었다가 어둡게 변합니다. 이때 하늘의 색이 보라색으로 바뀌는 것을 볼 수 있습니다.
이렇게 색이 바뀌는 이유는 다음과 같습니다. 해가 지면서 햇빛이 직접 관측자의 눈으로 들어오다가 시간이 지나 햇빛은 더욱 두꺼운 대기층을 통과하게되어 파장이 짧은 빛이 상대적으로 적어져 붉게 보이지만, 태양이 완전히 지고 나면 긴 파장의 빛조차도 직접 관측자에게 도달하지 않게 되므로 짧은 파장의 산란된 빛만 관측자의 눈에 들어오게 됩니다. 그래서 색이 파란색에서 보라색으로 바뀌게 되는 것입니다.
- 작성일2010-02-23
현재 초신성 메커니즘을 설명하는 이론 중에 충격파 이론이 있는데 이 이론은 별의 핵이 연소하여 수소-헬륨-탄소-....-철족 원소까지 생성되면 더 이상 핵반응이 일어나지 않기 때문에 수축하게되며, 핵 외각 부분은 헬륨 쉘 연소-수소 쉘 연소가 일어나 팽창하게되어 핵과 그 밖의 부분이 분리되어 이 분리된 껍질이 핵에 떨어지는 충격파에 의하여 폭발한다는 것입니다. 이때 껍질 부분은 헬륨 쉘과 수소 쉘이 연소가 일어나지만, 중심의 철 핵은 어떤 종류의 흡열 반응 (Fe와 Mn 동위원소, 그리고 중성미자 방출)에 의하여 빠르게 수축하는 것으로 생각됩니다.
- 작성일2010-02-23
질량이 태양의 3배 ~ 15배정도 되는 별은 진화과정에 두 번의 헬륨 연소과정을 거치게 되는데 한번은 적색 초거성으로 진화한 다음 헬륨핵 연소과정과 이후에 온도가 올라가 주계열 근처에 위치한 청색초거성 상태에서 헬륨 쉘의 연소가 일어나게 됩니다. H-R도 상에서 이 두 과정 사이의 이동이 매우 빠르게 일어납니다. 그래서 특정 H-R도 (이를테면 V & V-I 색등급도) 상에서 두 부류로 명확하게 나누어집니다. 이런 상태의 별은 청색초거성이라 하지 않고 청색 헬륨 연소 별, 적색 헬륨연소 별로 부르기도 합니다. 그런데 일반적인 H-R도 (밝기-온도 그래프나 V & B-V 색-등급도) 상에는 이 둘 사이가 명확하게 구분되지 않습니다.
별의 질량이 태양 질량의 15배 (O형이나, 조기형 B)가 넘으면 이론적인 진화 경로가 잘 알려져 있지 않습니다. 현재까지 가장 믿을 만한 진화 경로가 이탈리아의 Padua 그룹과 스위스의 제너바 그룹의 연구인데, 질량이 큰 별을 연구하는 사람들은 이들 연구 결과를 이용합니다.
어쨌든 질량이 태양 질량의 30배를 넘으면 진화도중에 아주 많은 양의 질량을 잃어버리게 됩니다. 예를 들면 태양질량의 30인 별은 진화하여 울프-레이에 별이 되는 것으로 생각되고 있는데 이 별이 진화 전과정을 거치면 최종 질량이 태양질량의 5 ~ 10배정도 밖에 남지 않는다고 합니다.
연구에 따르면 질량이 15 ~ 50 태양질량인 별은 일반적인 H-R도 상에서 두 세 번의 헬륨 연소과정 (핵 연소-쉘연소-쉘연소)을 겪으면서 청색 초성과 적색초거성 사이를 빠르게 왔다갔다하는 것으로 타나고 있습니다.
현재가지 연구결과에 따르면 질량이 30 태양질량 이하는 적색초거성 단계를 거쳐 세페이드 변광성 단계를 지난 초신성 폭발을 일으키는 것으로 생각되고 있고, 질량이 30 ~ 50 태양질량인 별은 주계열을 떠나 청색초거성 - 황색초거성 (yellow super giant) - 적색초거성을 지나 이윽고 울프-레이에 별단계에 이른 후에 초신성 폭발을 거치는 것으로 생각됩니다. 한편 질량이 50 태양질량 이상의 별은 O형 플레어 별을 지나 "밝은 청색 변광성 (luminouse blue variable)" - 울프-레이에 별 - 초신성 단계를 거치는 것으로 보고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
현재에는 그런 기술이 없으므로 비용을 떠나 대기를 못 만들겠지요.
중력이 지구와 같은데 대기가 없는 경우는 태양에 너무 가까이 간 경우나, 아니면 너무 먼 경우 (아무래도 약간의 대기가 있겠지요)가 될 것입니다. 태양에 너무 가까이 다가간 경우라면 힘들겠지만, 먼 경우에는 다른 방법으로 인간이 살 수 있는 조건을 만들 수도 있을 겁니다. 예를 들면 원자력을 이용한다든지, 핵융합 발전 따위로 에너지를 공급한다든지 하는 방법 말이죠.
- 작성일2010-02-23
그리고 지구의 지리적 북극과 실제 나침반이 가리키는 북극(진북이라고 부름)은 약간 다릅니다. 비틀어져 있을 뿐만 아니라 지구 자기장을 dipole로 근사했을 때
dipole의 중앙위치도 지구의 중심부에서 많이 빗나가 있습니다.
- 작성일2010-02-23
반면, 질량이 충분히 크지 않은 별은 수축하다가 전자 또는 중성자가 서로 같이 있지 않으려는 힘(축퇴)에 의해 수축이 멈추고 백색왜성 또는 중성자별이 됩니다.
- 작성일2010-02-23
어쨌든 교과서적으로 이야기하면 타원은하가 가장 오래되었고, 다음 나선은하, 그리고 불규칙은하가 가장 젊다고 되어있습니다. 정확하게 이야기하면 이 순서로 젊은 별의 수가 많아진다는 것입니다. 그렇다고 해서 나선은하나 타원은하에 늙은 별이 없다는 것은 아닙니다. 여기에도 늙은 별들이 아주 많이 있습니다.
그런데 우주론적으로 볼 때, 위의 순서로 탄생하였다는 뜻은 아닙니다. 현재 타원 은하는 나선은하가 충돌, 병합하여 생성되었을 것으로 추정되고 있습니다. 이와 같은 입장에서 은하의 나이는 질량에 관계 있는 것으로 생각되고 있습니다. 즉 질량이 큰 은하에 더 오래된 별들이 포함되어 있다는 것입니다.
나선은하의 벌지 (중앙팽대부)는 조기형 나선은하일 수록 커지게 됩니다. 벌지는 타원은하와 같은 특징을 갖는 것으로 생각되고 있습니다. 그래서 위와 마찬가지로 은하 자체의 나이를 이야기하는 것이 어려울 때가 있습니다.
결국 은하의 나이를 은하의 형태에 따라 일률적으로 이야기한다는 것은 어려운 일입니다. 다만 포함되어 있는 별의 주요 종족이 오래된 것이냐 아니면 젊은것이냐 입니다. 허블망원경의 심 우주 사진을 보면 우리가 근처에서 볼 수 있는 여러 종류의 은하가 나타나고 있습니다. 따라서 은하 자체가 생성된 것은 거의 같은 시기에 생성되었다는 것을 알 수 있습니다. 다만 질량이나 주변 환경 등의 조건에 의하여 별의 생성이 달라진다는 것을 알 수 있습니다.
별의 생성 입장으로 보면 질량이 큰 은하가 먼저 별 생성이 이루어지고 질량이 작은 은하가 나중에 별의 생성이 이루어지는 것으로 보고 있습니다. 이것은 일반적으로 질량이 큰 은하가 별의 내부에서 만들어지는 중 원소의 함량이 높게 나타난다는, 즉 질량이 큰 별이 여러 번 윤회과정을 거쳤다는 것을 의미합니다.