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- 작성일2010-02-23
폭발 후 50~100년이 지나면 폭발 잔해는 주위의 성간 물질을 밀어내면서 고리의 모양을 띠기 시작하면서 외곽 부의 팽창이 둔화됩니다.
- 작성일2010-02-23
방출에너지 = 상수 x (온도)^4
이 에너지 방출 량은 별의 표면의 단위 면적당, 단위 시간당 방출되는 총에너지가 됩니다. 따라서 별의 밝기는 별의 표면 전체에서 나오는 에너지를 의미하므로 표면적을 곱해야 합니다.
즉 별의 광도 (밝기) = 4 x pi x (별의 반경)^2 x (상수) x (온도)^4,
이 되므로 별의 반경의 제곱에 비례합니다. 따라서 온도가 낮더라도 별의 반경이 크면 아주 밝아 질 수 있음을 알 수 있고, 온도가 높더라도 반경이 작으면 어둡다는 것을 알 수 있습니다. 초거성의 경우 온도는 태양의 1/2정도 (3000k 이하) 이지만, 반경은 1만배 이상 되어 태양보다 엄청나게 밝게 되며, 백색왜성은 온도가 12만도 ~ 15만 도에 이르는 반면에 반경은 지구 반경정도 되므로 아주 작기 때문에 어둡게 됩니다.
즉 별의 밝기와 온도와는 직접적인 상관 관계를 갖지 않습니다. 왜냐하면 별의 반경이 아주 중요하기 때문입니다.
- 작성일2010-02-23
사진이나 CCD 카메라를 이용하여 장시간 노출하면 더 어두운 별을 관측할 수 있습니다. CCD 카메라의 경우 효율이 대략 70%정도 됩니다. 눈이 대략 1/16초에 잔상을 만듦으로 1/16초 노출과 같다고 볼 수 있습니다. 그러나 CCD 카메라는 10분, 20분 이렇게 노출할 수 있습니다. 만약 이 카메라로 10분 노출하면 눈보다 600초x70%/(1/16) = 6720배의 빛을 더 모을 수 있으므로 -2.5log(6720) = ?? 더 어두운 별을 검출할 수 있습니다.
그래서 만약 10만 광년 떨어진 별을 눈으로 관측할 수 있다면 그 겉보기 등급이 6등성보다는 밝아야 합니다. 빛의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하므로 겉보기 등급과 실제 등급 (절대등급)과의 관계는
(겉보기 등급) - (절대등급) = 5 - 5logd
여기서 d는 거리로 파? 1pc=3.26광년 단위입니다. 절대등급은 별을 10pc=32.6광년 거리에 두었을 때의 밝기로 나타냅니다. 참고로 태양의 절대 밝기는 4.8등급이고, 겉보기 밝기는 -27등급입니다. 위 식에서 겉보기 등급이 6등급이 되고, 거리d=10만 광년=10만/3.26 pc를 넣으면 됩니다.
- 작성일2010-02-23
P^2 = [4pi^2/G(m1+m2)]a^3
으로 표현됩니다. 이게 케플러의 제 3 법칙이죠. 만약 m1>>m2이면, 즉 행성주위를 도는 위성이나 (명왕성 제외) 인공위성은 행성에 비하여 질량이 무시할 정도로 작으니까 행성의 질량을 위 식으로부터 구할 수 있죠.
섭동은 상당히 어려운 천체역학의 지식이 있어야 풀 수 있습니다. 간단하게 원리만 설명하면 다음과 같습니다. 뉴턴의 제 2 법칙 F=ma를 외력이 없는 중력에 대하여 풀면,
F = ma = GMm/r^2
만약 질량 m1에 의한 섭동이 존재한다면 위 식은
F = ma = GMm/r^2 + Delta (m1, r1)
이 식을 풀면 되는데 천문학과 3학년 이상에서 배우게 됩니다.
반지름 구하는 방법은 여러 가지 방법이 있겠으나 가장 간단한 방법은 거리를 알고 각 크기를 알면 삼각함수를 이용하여 구하는 방법입니다. 각 크기를 b라 하면 거리가 D 일때, 반지름 R은
R = D tan(b/2).
- 작성일2010-02-23
뉴턴 이래로 물리학계는 대략 두 부류로 나누어 발전을 하게됩니다. 즉 뉴턴의 운동 법칙이 적용되는 입자를 다루는 물리와 호이겐스 등이 발전시켜 맥스웰이 완성한 맥스웰 방정식이 적용되는 파동을 다루는 물리, 이렇게 상이한 두 부류로 나누어 발전하게 됩니다. 따라서 이때 서양의 과학적 인식은 세상은 두 종류의 물리적 실체가 있는데 하나는 입자이고, 다른 하나는 파동이라는 이분법적 인식론이 지배하게 됩니다. 즉 세상의 물질은 입자이거나 파동이고, 또는 이어야 하는 것이 과학적으로 옳다는 것입니다.
그런데 이러한 이분법적 사고에 사고를 친 것이 "빛"이라는 놈이었습니다. 20세기초까지만 하더라도 이 빛은 미스테리 그 자체였습니다. 먼저 호이겐스 원리 등처럼 19세기말까지 회절이나 간섭을 일으키니 "파동"이라는 것이 유력하였는데, 20세기 벽두에 뉴턴이 생각했던 것처럼 입자처럼 운동하는 모습을 발견하게 됩니다. 이 사실이 프랑크의 광량자설과 광전효과의 발견으로 이루어 진 것이지요. 그런데 "빛"을 입자로 생각하기 시작한 결정적인 것은 이 이전에 있었던 "에테르" 논쟁을 종결하면서부터라 할 수 있습니다.
19세기에 물리학자 특히 파동을 연구하는 학자를 괴롭힌 것은 파동인 "빛"을 전달하는 매질-에테르라 부름-이 있어야 하지 않겠는가 하는 점이었고, 이 에테르의 발견은 빛의 정체와 우주론에 아주 중요한 것이었습니다. 뉴턴의 역학은 두 질량 사이에 아무 매개체 없이 작용하는 "원격작용"에 의하여 힘이 미치는 것으로 우주는 공간이 비어있어야 하지만, 데카르트가 생각한 우주는 공간이 꽉 차있는 상태로 이를 통하여 힘이 전달된다고 생각하였는데 이 생각이 파동학자들에게 전달되고, 이윽고 로렌츠에게 전달되게 됩니다. 어쨌든 이 에테르를 발견하려고 노력하게 되었습니다.
미국의 천문학자 마이켈슨과 몰리는 우주에 에테르가 존재한다면 지구의 자전운동에 의하여 빛의 속도가 영향을 받을 것으로 생각하여 유명한 마이켈슨-몰리의 간섭실험을 하게 됩니다. 지구가 자전할 때 동-서 방향과 남-북 방향은 매질인 "에테르"에 대한 상대속도가 서로 다르게 될 겁니다. 즉 동-서 방향이 남-북 방향보다 빛이 더 빠르게 진행할 겁니다. 이렇게 되면 남북방향으로 같은 거리를 갔다온 빛과 동서방향으로 갔다온 빛이 위상 차가 생겨 결국 두 빛을 간섭시키면 간섭무늬가 나타날 겁니다. 이런 실험을 위하여 간섭 계를 설치하였으나 간섭무늬 검출에 실패합니다. "위대한" 실패죠. 결과적으로 빛의 속도는 변화가 없고, 따라서 에테르는 없다는 결론에 이르게 됩니다. 이 장면에서 유명한 물리학자 "로렌스" (상대론이 로렌스 변환이죠?)는 대담한 가정을 하게되는데, 이 가정은 후에 로렌츠-피츠랄드 수축이라 부르는 상대론에서 길이 수축으로 부활합니다. 그의 주장은 지구가 동-서로 운동하니 "에테르"에 의하여 길이가 상대적으로 "수축"하므로 빛의 속도는 느려졌지만 길이가 줄었으니 갔다온 시간은 같다는 것이었는데 그렇다 하더라도 이 것이 "에테르"가 존재한다는 가정을 증명하는 것은 아니었습니다.
어째든 마이켈슨-몰리의 실험결과는 "에테르"는 존재하지 않을 뿐만 아니라, 빛의 속도는 "어떤 운동계"에서 보아도 일정하다는 결론은 내리게 되었습니다. 이를 바탕으로 아인슈타인은 빛의 속도는 어느 계에서 보아도 유한하고 일정하다는 사실로부터 특수상대론을 만들게 됩니다.
- 작성일2010-02-23
어쨌든 6000도 짜리가 100만도짜리를 데운다는 것이 이상하게 보이지만 가능한 것은 다음과 같은 이유 때문입니다. 광구로부터 나온 빛은 직접 지구에 도달하여 흑체 복사 온도를 측정 할 수 있습니다. 그런데 태양의 광구는 매우 활동적인 곳으로 많은 음파가 발생하고, 또 질량이 채층이나 코로나 같은 대기로 이동하게 됩니다. 이와 같이 활동적인 현상을 스피큘이라 하는데 이 스피큘에 의하여 에너지가 전달되어 채층과 코로나를 가열하게 됩니다. 에너지를 전달하는 방법은 스피큘을 통하여 코로나로 전달되는 입자난 음파가 갑자기 밀도가 떨어져서 초음속 상태가 되어 에너지를 전달하는 방식입니다. 마치 제트기가 음속을 돌파할 때 큰 소리가 나는 것과 같은 원리입니다.
- 작성일2010-02-23
열적 복사는 그 물체의 온도에 따른 고유의 복사로 별과 같은 천체는 프랑크 법칙이 적용되는 거의 흑체와 가까운 복사를 보입니다. 프랑크 법칙은 일정한 온도를 갖는 흑체에서 복사되는 전자기파의 파장에 따른 에너지 분포를 결정하는 법칙입니다. 이 법칙에 따르면 온도에 따라 최대 복사 세기를 갖는 전자기파의 파장은 변하게 되는데 온도가 높을 수록 짧은 파장의 빛 쪽으로 이동합니다. 다시 말하면 온도가 높아 질 수록 물체의 색은 빨강에서 흰색을 거쳐 푸른색이 됩니다. 그렇다고 해도 물체의 온도에 따라 그 파장의 빛만 복사되는 것이 아니고 모든 파장의 빛이 다 복사되는데 그 세기가 온도에 따라 분포를 달리한다는 것입니다. 태양도 마찬가지로 이러한 열적 복사가 대부분을 차지하고 있고, 특히 눈으로 보이는 파장 범위에서는 이러한 열적 복사가 대부분을 차지하고 있어서 태양 빛의 세기가 그렇게 크게 변하지 않는 것입니다. 태양의 경우 5200 옹스트롬의 빛이 세기가 최대가 되어 태양이 노란색의 별로 보이며, 지구는 약 10마이크론의 빛 (적외선)이 최고 세기가 됩니다.
비열적 복사는 자기력선이나, 강한 중력 등에 의하여 에너지를 방출하는 것으로 온도와 상관없이 자기력선이나 중력의 세기 혹은 그 밀도에 따라 서로 다른 복사의 세기와 파장을 보입니다. 이를테면 태양 표면에 플레어가 폭발하면 전파, x선 영역에서 복사의 세기가 갑자기 증가합니다. 이런 것이 비열적 복사입니다. 태양의 복사에는 특히 전파와 x선 영역에서 비열적 복사가 많아 나타납니다. 태양의 전파영상이나 x선 영상을 보면 우리가 가시영역에서 보는 태양의 모습과는 완전히 다른 모습을 보입니다. 이 모습은 시간에 따라 매우 급격하고 빠르게 변화하는 모습을 보이는 경우가 있습니다.
또 한가지 태양으로부터 복사되는 것이 입자들이 있습니다.
아참 흑체에 대한 설명이 빠졌네요. 흑체는 온도에 따라 전자기파를 방출하거나 흡수하는 물질 중에서 파장에 따라 선택적으로 흡수 혹은 방출하지 않고 모든 파장의 전자기파를 흡수 또는 방출 (연속스펙트럼)할 수 있는 가상적인 물체입니다. 일반적인 물체는 물체의 구성 성분에 따라 선택적으로 흡수 (흡수스펙트럼)하거나 방출 (방출스펙트럼, 혹은 휘선 스펙트럼)합니다. 자연계에서는 별이 흑체에 가깝습니다
- 작성일2010-02-23
이렇게 별이 빠르게 회전하면 매우 큰 원심력을 이겨낼 수 있도록 중력이 커야하므로 크기가 작고, 단단해야 합니다. 원심력은 거리에 반비례하고 회전 속도의 제곱에 비례하는데 반하여 중력은 거리의 제곱에 반비례하고 질량에 비례하기 때문입니다. 연구에 의하면 중성자로만 구성된 중성자별이라고 해야 그 정도의 큰 원심력을 이겨낼 수 있답니다. 그래서 펄서는 중성자별로 생각되고 있습니다.
중성자별의 생성은 질량이 태양보다 수 배 큰 별이 별의 일생의 마지막 단계에서 초신성 폭발이 일어나 대부분의 질량을 우주공간으로 잃어버리고 핵에너지가 더 이상 남아있지 않은 핵이 수축하여 생성되는 것으로 알려지고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
퀘이사는 아주 먼 거리에 있는 천체라 생각되고 있습니다. 그 이유는 퀘이사로부터 나오는 빛의 스펙트럼에 나타난 원자의 흡수선 혹은 방출선이 파장이 긴 쪽으로 치우쳐 나타나는 도플러 효과에 의한 적색편이 매우 크게 나타나기 때문입니다. 현재까지 가장 큰 적색편이 (=파장 이동량/원래파장)를 갖는 퀘이사는 최근에 발견된 5.8입니다. 즉 1000옹스트롬의 자외선이 5800옹스트롬의 노란색영역에서 나타납니다. 먼 거리에 있기 때문에 그 총 에너지를 구하면 아주 큰 에너지가 방출되는 것으로 나타납니다.
한때 퀘이사는 그렇게 먼 거리에 있는 천체가 아니라는 설이 있었습니다. 이 설은 퀘이사의 큰 적색편이는 아인슈타인의 일반상대론에 따른 중력에 의한 적색편이로 나타나는 현상이라 주장하는 것이었습니다. 이 주장에 따르면 퀘이사는 "화이트홀"의 후보로 거론되기도 하였습니다.
퀘이사의 정체는 그 동안 큰 망원경과 CCD 카메라 등의 정교한 관측 기기가 등장함에 따라 별처럼 보이던 퀘이사 주변에 희미한 나선 팔 등 나선은하의 특징이 관측으로써 아주 멀리 떨어져 있는, 즉 우리우주의 나이가 현재의 반 이하일 때 생성된 것으로 밝혀졌습니다. 관측결과 현재 많은 나선은하의 중심에서 발견되고 있는 "활동 은하핵 (active galactic nuclei)"과 아주 유사한 특징을 갖고 있는 것으로 알려지고 있어, 퀘이사는 활동 은하핵의 한 종류로 이해되고 있습니다. 활동 은하핵은 은하중심에 질량이 매우 큰 블랙홀이 있어 이 블랙홀로 가스 등의 물질이 빨려 들어가는 과정에서 막대한 양의 중력 에너지가 여러 가지 파장의 전자기파로 방출됩니다. 현재 이 활동 은하핵 연구는 천문학의 핫 이슈가 되어 있습니다.
퀘이사는 또 아주 먼 거리에 있기 때문에 빛이 지구에 도달하는 동안 여러 가지 영향을 받게 되는데 대표적인 것이 퀘이사와 지구사이에 있는 커다란 은하단의 중력에 의하여 빛이 휘는 현상인 "중력렌즈" 효과입니다. 이 중력렌즈 효과를 연구하면 은하단의 크기와 질량, 은하의 배치 등의 구조를 추정할 수 있습니다. 또 퀘이사의 스펙트럼을 분석하면 우주 공간에 있는 물질을 알아낼 수 있습니다.
우리 한국천문연구원 홈페이지의 "세계의 천문우주"란을 보면 퀘이사와 우주의 구조와 관련한 관측결과가 많이 올라와 있습니다. 퀘이사의 사진도 나와있으니 참고바랍니다.
- 작성일2010-02-23
초은하단은 그 크기가 15Mpc (약 5억광년)에서 100Mpc (33억광년) 까지 다양합니다. 은하의 90%이상이 이 초은하단에 속해 있습니다. 이 초은하단의 크기를 넘는 더 큰 계층의 우주구조는 존재하지 않는다는 것이 최근의 호주와 영국 천문학자 팀의 2dF 관측에 의하여 밝혀졌습니다 (세계의 천문우주 참조).
어쨌든 초은하단은 우리은하처럼 하나의 역학단위는 아닌 것으로 생각되고 있습니다. 우리 은하가 속한 국부 은하군은 처녀자리은하단이 중심인 처녀자리초은하단의 외각부분에 위치해 있고 크기가 약 5억 광년 정도 되는 렌즈형의 초은하단입니다. 이 옆에 있는 Coma 초은하단은 Coma 은하단을 포함하고 있는 크기가 33억광년이나되는 거대한 초은하단입니다.