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자주하는 질문

Total 142   
  • 작성일2010-02-23
에너지-질량 등가원리에 의하면 에너지는 곧 질량이므로 빛이 질량을 갖고 있다고 할 수 있겠지요. 질량이라는 것의 물리학적인 정의가 전통적으로는 "중력"을 만들 수 있는 물질이라면 빛이 질량을 갖고 있다고 말할 수 있습니다. 여기까지가 상대론입니다.



그런데 현대의 입자물리학에서는 빛 (광자)은 질량이 없는 입자로 알려지고 있습니다. 입자물리학 입장에서 아직 중력이나 중력을 유발하는 것에 대한 연구가 완성되지 않은 것으로 알고 있습니다. 다만 질량이라는 것에 대하여 히그스 입자를 가정하고 이 입자와의 상호작용 정도에 따라 질량 (관성질량)이 결정된다고 생각하고 있습니다.



아마도 네 가지 힘 중에서 중력 혹은 중력자에 대하여 가장 잘 모르고 있기 때문에 질량과 중력의 정체에 대하여 물리학적으로 일관된 설명이 이루어지지 못하고 있지 않은가 생각됩니다.



흔히 착각하기 쉬운 문제가 블랙홀이나 중력장에서 빛의 휨에 관한 것인데, 이것은 상대론적인 설명으로 빛의 질량 유무와는 관련이 없습니다. 즉 빛이 질량을 갖고 있기 때문에 경로가 휘는 것이 아니라 중력에 의한 공간의 휨으로 설명하기 때문입니다.



일반상대론과 입자물리학이 통일되는 (초)대통일론이 완성되면 질량과 중력에 대하여 좀더 자세히 알 수 있겠지요.
  • 작성일2010-02-23
시간여행이 시간을 거슬러 과거 혹은 미래로 간다는 것이라면 불가능합니다. 아인슈타인의 특수상대론은 등속도 운동하는 두 계간의 시간, 길이, 속도, 질량, 에너지 등의 물리량에 상대적 크기를 나타내는 이론으로 빛의 속도가 어느 계에서 보아도 일정한 속도를 갖는다는 사실에 근거한 이론입니다. 빛의 속도로 운동하는 두 계는 상대적으로 보아 시간이 정지하는 것으로 보인다는 것입니다. 빛의 속도로 움직인다고 해서 시간이 거꾸로 가는 것은 아닙니다. 이론적으로 빛의 속도로 운동하면 질량이 무한대가 되어 무한대의 에너지를 필요로 합니다.



블랙홀에서의 상대적 시간 경과를 나타내는 이론이 일반상대론 입니다. 일반상대론에 의하면 중력에 의하여 시간의 경과가 늦어지게 됩니다. 시간의 경과가 늦어지게 되는 정도는 중력의 세기에 비례하게 되는데, 블랙홀 내에서는 시간 축과 공간 축이 서로 바뀌게 됩니다. 즉 공간적으로 이동했다고 생각한 것이 시간적인 경과가 됩니다. 어쨌든 빛이 탈출할 수 없는 한계 안쪽에 들어 가게되면  블랙홀 밖의 관찰자가보면 시간이 정지 한 것처럼 보이게 됩니다.



여러 사람들이 이론적인 시간여행에 대하여 연구하고 있는 것으로 알고 있으나 아직 뚜렷한 방법이 있지는 않습니다.
  • 작성일2010-02-23
별을 분류할 때, 겉보기 밝기 별로 별의 분광형 (spectral type)을 통계낸 자료는 없습니다. 이런 통계가 천문학적으로 의미 있는 것도 아니고요. 별의 분광형은 별 대기의 특성을 나타내는 것으로, 겉보기 등급만으로는 별의 특성을 알 수 없으니까요.



별의 절대광도에 따른 별의 개수를 나타내는 히스토그램을 "광도함수 (luminosity function)"라 하는데 이 광도함수에 나타난 별의 밝기 분포는 밝을 수록 숫자가 줄어들고 어두운 별일 수록 숫자가 늘어나는 분포를 보입니다. 따라서 별의 개수 분포는 어두운 별, 즉, G, K, M형 왜성이 별의 대부분을 차지합니다.



저희 한국천문연구원의 역서에 수록된 겉보기 등급이 3등급 보다 밝은 별 96개의 분광형 분포는,



O -> 4, B -> 22, A -> 28, F -> 7, G -> 7, K -> 21, M -> 7 : 계 96개



로 나타납니다. O나 B형이 "광도함수"에서 보다 상대적으로 많은 이유는 은하 원반에 젊은 별들이 많은 데다가, 이 별들이 숫자가 적더라도 밝기 때문이고, K, M형의 경우에는 거성과 초거성이 많고, 밝기 때문에 상대적으로 개수가 많이 나타납니다. 그런데 A 형이 많은 이유는 젊은 은하 원반에 속한 별들 중에 OB형 보다 개수가 상대적으로 많고, FGKM형별보다 개수는 적지만 밝은 별이 상대적으로 많아 태양 주위에 가장 많은 수의 A형별이 보이는 것으로 생각됩니다. 물론 이 것은 겉으로 나타난 수치입니다.



항성의 스펙트럼에서 어떻게 별의 분광형을 구하였죠 ? 실제로 A형은 수소의 흡수 선이 가장 뚜렷하게 나타나기 때문에 분류가 다른 별보다 쉽다는 점이 있습니다. 이런 분류를 통계로 처리할 때 가장 중요한 것은 어떤 특정 분류에 속한 것을 주로 선택하는데 따른 선택효과의 오차를 줄일 수 있도록 "샘플"을 정하는 것과 자료를 분석할 때 어떤 선입관에 의하여 나타나는 경향 (bias) -위의 경우에는 흡수선의 세기-이 나타나는지를 잘 분석해 보아야 합니다.
  • 작성일2010-02-23
먼저 용어부터 생각해 봅시다. UFO란 용어는 미국 공군의 군사용어랍니다. 즉 군사적으로 상공에 떠다니는 비행 체를 식별하는데 어떤 비행 체인지 알 수 없는 비행 체를 의미하는 용어인 "unidentified flying object"의 약자입니다. 즉 관측자가 어떤 비행 체인지 탐색할 수 없을 경우에 붙이는 이름이라는 것을 알 수 있습니다. 말 그대로 "미확인 비행물체"라는 거죠.



이 것과 외계인이 타고 왔다는 "비행접시"와는 논리적으로 관련이 없는 것입니다. 즉 UFO하면 모두 외계인의 비행접시를 연상하게 되는 것인데 이 것이 근거가 없다는 것입니다. "미확인 비행물체"에 대하여 인간이 잘 모르기 때문에, 혹은 의도적으로 알려지게 하지 않기 때문에 여러 가지 억측이 생기게 되는 것입니다.



인간은 예나 지금이나 잘 모르는 것에 대하여 신화를 만들게 됩니다. 옛날에는 자연재해 등에 대한 원인을 잘 모르기 때문에 그때 당시의 인간이 이해할 수 있는 범위 내에서 가장 "강한 것"을 비유하여 신화를 만들어 냈습니다. 이 신화는 인류가 발전하는 기틀이 되곤 했다고 볼 수 있습니다. 그런데 현대에 들어 옛날부터 내려오는 신화들이 현대 과학문명의 발달로 인간을 포함한 자연에 대하여 많은 부분을 이해할 수 있게 됨에 따라 이 신화는 단순히 인간의 무의식에 잠재해 있거나 연구대상으로만 남아 있게 된 겁니다. 인간은 항상 끊임없이 "신화"를 만들어 왔습니다.



현대에는 신화들이 "기술적 신화 (techno-myth)" 형태로 나타나게됩니다. 그 외피를 현대 사회에 가장 강력한 힘인 "과학"으로 포장하고 있을 따름이지요. 대표적인 예가 "UFO", "네스호의 괴물", "지구 내부 공동선", "금성인과의 조우" 뭐 이런 것이죠. 옛날의 신화가 그 당시에는 그럴 듯하게 보였듯이 현대의 신화도 현대에는 그럴듯하게 보입니다.



그러나 과학과 이러한 신화 사이에는 "논리적 비약"이 항상 존재하게 됩니다. 이러한 대표적인 예가 UFO인데 "우주에 지적생물이 살 가능성이 있다는 자연과학적 믿음"과 "현재 과학이 발전하면 우리도 우주 여행이 가능할 것이다라는 현재 과학의 성과에 대한 긍정적인 시각"을 비약시켜 공군에서도 잘 모르거나 밝히지 않는 날아다니는 물체가 있다더라, 하는 소문이나 목격담을 "소설적인 비약"으로 신화를 만든 것입니다.



UFO의 존재를 믿느냐 안 믿느냐는 질문은 적어도 이 UFO가 과학적인 주제가 될 수 없다는 것을 반증하며 일종의 "신화"로서 종교적인 면을 갖고있다는 것을 의미합니다. 과학적인 가치를 가지려면 과학적인 사실이냐 아니냐가 믿음보다 우선됩니다. 이를테면 외계의 지적생물체 (소위 외계인)가 존재할 것이냐에 대한 문제는 과학적 보편성에서 볼 때 충분히 가능성이 있다는 것이지, 그 존재를 믿는가 안 믿는가 하는 문제가 아닙니다.



덧붙이면 UFO를 연구하는 정부, 혹은 대학 연구기관은 세계 어디에도 없습니다. 수 년 전에 일부 국회의원이 일부 인사들과 이상한 법안 "기 연구 특별법인가?"을 발의한 적이 있습니다. 기 연구소를 만들고 여러가지를 육성하겠다는 법안이었던 것으로 기억하는데 이 것이 UFO 연구와 마찬가지라 할 수 있습니다. 기나 UFO 등을 연구하는 것이 전혀 무의미한 일은 아니겠지요. 그렇지만 우리가 지적능력이나 경제적인 것을 가능성이 1%도 안 되는 일에 투자하는 것이 공식적으로는 힘들겠지요.



행성간 여행은 현재는 불가능하더라도 언젠가 가능할 수도 있겠다는 꿈을 갖는 것은 중요하겠지요. 미래는 "꿈을 갖는 자"의 것이니까요.
  • 작성일2010-02-23
Flux의 경우에는 에너지의 총량을 나타내는 것으로 전 방향에 대해 생각하는 것입니다. 그러므로 모든 지역을 통과하는 총 플럭스의 값은 zero가 됩니다. 단위시간당 단위면적당 단위 헤르쯔당 방출되는 총 에너지로서 [erg/sec/㎠/Hz] 입니다.



Intensity에 대해 간략하게 설명하면 단위 시간당, 단위 면적당, 단위 입체각(solid angle)당 방출되는 총 에너지로써[erg/sec/㎠/Hz/ster]입니다.



Luminosity의 경우는 광도라고 하는데 별이 내는 에너지로 밝기를 의미합니다. 일반적으로 별의 광도 L =4πR^2 σT^4 로 여기서 R은 이 별의 반경, T는 별의 유효온도(effective temperature), σ는 스테판 볼쯔만 상수로서 5.67x10^-5 erg/sec/㎠/k^4 입니다. 그러므로 단위 시간당 방출되는 총 에너지[erg/sec]입니다.비숫하지만 약간씩 차이가 있습니다.



다시 말해, 플럭스는 단위 시간에 단위면적을 통과하는 복사에너지가 됩니다. 보통 에너지 속이라고 번역하기도 합니다. intensity는 세기로 번역하며 단위시간, 단위 면적에 단위 방향으로 수직 통과하는 복사에너지가 됩니다. luminosity는 단위시간에 통과하는 총 에너지가 됩니다.



예를 들어 수도관을 생각합시다. 수도관에 물이 통과한다면 단위시간에 단위 단면적을 통과하는 물의 총량이 플럭스가 되고, 그런 수도관이 여러 방향으로 나있을때 어떤 방향으로 단위면적, 단위시간에 흐르는 물의 총량이 intensity가 됩니다. luminosity는 수도관을 단위시간에 통과하는 물의 총량에 해당합니다.

  • 작성일2010-02-23
CCD는 Charge Coupled Device의 약자로 전하결합소자로 번역되기도 합니다. CCD는 원래 1970년대 초반에 미국의 벨연구소에서 메모리 반도체로 개발하였다고 합니다. 이 CCD칩은 서로 다른 종류의 반도체 (P형, N형)를 붙인 것으로 빛을 쏘이면 전자가 생성되어 저장되는 칩으로 메모리로 사용하는 것보다 빛을 감지하는 장치로 사용하게 되었습니다. 천문학자들은 1970년대 중반부터 이 칩의 이와 같은 특성에 주목하고 천체관측에 이용하게 되었습니다. 그때까지 천문학자들은 사진 건판에 천체를 촬영하여 "마이크로 덴시티메터" 혹은 "PDS"를 이용하여 디지털 영상을 만들어 분석하거나, 빛의 세기를 광전관을 이용하여 측정하는 방법을 써왔습니다. 당시 천문학자들에게는 사진을 찍고 디지털 영상으로 변환하는데 들어가는 품을 단번에 줄일 수 있을 뿐만 아니라, 효율이 아주 높고 (사진 건판 효율 5% 이하, 현재 CCD 85%까지), 반응이 선형 (빛의 세기와 반응이 비례)이라는 꿈의 감지기 (detector)였습니다. 물론 그때는 현재와 같이 크고 안정되어 있지는 않았지만요.



빛을 감지하고 전자를 저장하는 부분을 픽셀 (pixel)이라고 하는데 그 크기는 대략 24마이크론에서 9마이크론까지 있습니다. 천문학 연구용으로 사용하는 것은 대략 24에서 20마이크론을 많이 사용합니다. 천문학용 사진 건판과 비교하면 사진 건판의 감광 입자의 크기가 약 5마이크론임을 생각할 때 상당히 커 보입니다. 우리가 천체를 노출할 때 카메라의 셔터가 열려있는 동안 CCD칩은 빛을 받아 전자를 생성시키고 저장하는 픽셀을 이차원으로 배열하여 영상을 찍게 됩니다. 셔터가 닫히면 각 픽셀에 생성된 전자는 여러 가지 모양의 전기적 펄스를 이용하여 노출 중에 생성된 전자를 옆의 픽셀로 이동시켜 맨 마지막 행, 혹은 열에서 픽셀의 전하량을 전류의 세기로 측정하고, 증폭한 다음 아날로그 디지털 변환기를 이용하여 디지털 데이터로 저장하게 됩니다. 이 모든 과정은 컴퓨터로 제어하게 되어 있습니다. 연구용 카메라는 일반적으로 액체질소를 이용하여 냉각시키게 되는데 칩을 영하 100도에서 130도 까지 온도를 낮추게 됩니다. 이는 열에 의하여 발생하는 전자, 즉 열 잡음을 막기 위함입니다.



아마추어용 CCD 카메라는 대개 냉각장치가 없거나 (공냉식), 전기냉각 방식을 씁니다. 연구용 망원경에 이러한 아마추어용 CCD 카메라를 이용하여 자동 가이드 (오토가이드) 장치를 만드는 경우가 많습니다. ST-x 시리즈는 자동가이드에 필요한 소프트웨어와 하드웨어가 갖추어져 있습니다. 사용설명서를 잘 읽으면 알 수 있을 겁니다.



CCD 카메라는 아마추어용이라 하더라도 정밀한 측광 (빛의 세기를 측정하는 것)은 아니지만 측광 용으로 쓸 수 있습니다. 고등학교에서 이 장비를 갖고 있다면 연구용으로 쓸 수 있습니다. 이를테면 변광성을 측광하여 시간에 따른 별빛의 변화 즉 광도곡선을 얻을 수 있습니다. 또 필터를 이용하여 관측하여 색-등급도 (H-R도)를 만들 수 있습니다. CCD를 이용하여 측광하는 경우에는 몇 가지 보정이 필요합니다.
  • 작성일2010-02-23
천체에 대한 공식적인 이름은 국제천문연맹 (The International Astronomical Union, IAU)이 공인하고 있습니다. 변광성, 신성, 초신성, 혜성, 소행성 따위가 새로 발견되어 국제천문연맹에 보고되면 국제천문연맹이 정한 학명을 붙이게됩니다. 이를테면 변광성의 경우 V1325 Cyg (백조자리 1325번째 변광성)와 같은 학명을 붙이게 됩니다. 신성이나 초신성은 SN 2000av식의 학명을 붙이게 되고, 혜성은 Comet P/1984 H1식의 학명이, 소행성은 K00G94E식의 학명이 주어지게 됩니다.



혜성과 소행성이 새로 발견된 것으로 확인되면 발견자의 이름을 따거나, 발견자가 추천한 이름을 학명 이외에 갖게 됩니다. 그러나 변광성이나 신성은 사람의 이름을 붙이지 않고 그 동안 사용하였던 학명 (HD, HR, BD등의 성표 번호, 혹은 밝은 별의 경우 별자리 이름을 포함하는 학명)을 그대로 사용하게 됩니다. 초신성의 경우 새로 붙인 학명을 그대로 쓰게 됩니다.



은하나 엑스선 천체, 퀘이사, 적외선 천체 등은 일반적으로 국제천문연맹에서 정한 학명, 즉 IRAS 010+0101 (IRAS천문위성이 관측한 적경 00시 10분 적위 +01도 01분)과 같이 위치를 포함하는 방법을 쓰기도 하고, 관측자 혹은 관측위성에 따라 성표를 만들어 그 일련번호를 사용하기도 합니다. 은하나 기타 천체에 붙이는 이름은 대개 그 천체가 포함되어있는 성표에서 정한 이름에 따는 경우가 많습니다. ESO 성표는 스웨덴의 웁살라 대학에서 북반구의 팔로마 천문대 전천 사진, POSS와 마찬가지로 적위 남위 8도이하의 남반구 전천을 사진으로 찍고 그 사진에 번호를 붙인 것입니다. 그 것이 ESO102 따위의 번호가 붙게 되는 것이죠. 즉 ESO 102는 ESO 플레이트의 102번이라는 뜻입니다. 그리고 72는 ESO 102번 플레이트의 72번째 천체라는 뜻입니다. 이 천체의 분류에는 별은 제외됩니다. 일반적으로 은하의 이름은 ESO 102-SN72처럼 천체의 종류를 식별할 수 있도록 숫자 앞에 G (보통은하), IG (불규칙은하), PN (행성상 성운) 따위를 번호 앞에 붙이게 됩니다.



발견자가 아닌 경우에 별에 이름을 붙이고 싶으면 국제천문연맹에서 별의 이름을 사면됩니다. 국제천문연맹에서는 별의 이름, 혹은 이름이 붙은 별을 팔고 있습니다. 그런데 이름이라는 것은 다른 많은 사람들이 그렇게 불러야 의미 있는 것 아니겠습니까? 소행성, 혜성, 초신성, 기타 천문현상 (화구, X-선 폭발, 감마선 폭발 따위)을 새로 발견한 경우 통지 및 접수와 이에 따라 전세계 천문학자에게 바로 통보하는 일은 국제천문연맹의 제 3 분과의 20 분과위원회 산하의 소행성 센터 (Minor Planet Center, MPC)와 최고위원회 직속의 6분과위원회 산하의 중앙천문전신국 (Central Burau for Astronomical Telegrams, CBAT)에서 담당합니다. 새로운 소행성에 대한 등록, 국제적인 통지, 새로운 소행성으로의 확인,새로운 이름 부여 따위를 담당한 소행성 센터, MPC http/cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html 와 그 이외에 새로 발견된 혜성, 초신성, 기타 천문현상에 대한 접수 및 등록, 통지, 새로운 천체로의 확인, 통지 따위를 담당하는 중앙천문전신국, CBAT, http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html 는 미국 하버드대 스미소니안 천체물리연구소 (Smithsonian Astrophysics Observatory)에 있습니다. 중앙천문전신국은 수시로 새로운 천문현상에 대한 전신문, email과 엽서, IAU Circular를 발행합니다. 소행성센타도 수시로 소행성 및 혜성의 자료를 MPC라는 전신문 혹은 MPEC라는 email 전신문을 발행합니다. 국제천문연맹의 소재지는 프랑스 파리의 천체물리연구소 (Institute de Astrophysics)에 총괄 운영본부 (IAU Secretariat)가 있습니다. 8개 분과의 본부는 세계 여러 곳에 따로 두고 있습니다. 예를 들면 제 1 분과 (Sientific Division I)의 본부는 현재 미국 해군성천문대에 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
별까지 거리를 재는 방법에는 몇 가지가 있습니다.



우선 삼각측량법이 있는데 이는 정확히 잴 수 있는 거리를 기선으로 정하고, 그 기선의 양쪽 끝에 측량기를 놓은 다음 먼 산이나 지물의 시차를 측정하여 그 거리를 계산하는 방법입니다. 물론 이때 알려고 하는 먼 곳의 거리는 기선의 길이를 정확하게 결정할수록 비례하여 정확해집니다. 태양계 안의 절대적인 거리는 뉴턴의 천체역학( 우주 탐사선의 궤도와 케플러의 법칙)이나 전파 천문학을 이용하여 결정할 수 있습니다. 삼각시차에서의 기선이 되는 지구-태양의 거리 a 는 1AU(천문단위)=1.496x10^8km이고, 태양-별의 거리를 d라 한다면 시차를 구해보면, π(라디안)= a/d 입니다.



다음으로 가까운 별들을 통한 태양의 운동을 들 수 있는데 운동이 헤르쿨레스자리를 향하여 속도 20km/sec으로 알려져 있습니다. 이 기선은 해마다 늘어나고 있으므로 만일 가까운 별이 공간에 정지해 있다면 10년의 간격을 두고 측정할 때 약 2000pc까지의 별의 거리를 잴수 있습니다. 그러나 모든 별은 실제로 움직이고 있기 때문에 별들의 집단에 대한 평균 시차만이 측정이 가능합니다.



운동 성단(moving cluster)의 방법은 100pc을 넘는 개개의 별의 거리를 정확하게 알려줍니다. 그러나 실제로 적용되고 있는 성단은 극히 드물며 황소자리의 히아데스 성단은 가장 유명한 성단입니다. 성단이란 많은 별들로 이루어진 것을 말하며, 이들은 중력으로 서로 묶여 있기 때문에 한 집단으로 공간을 운동하고 있습니다. 만일 성단이 천구 위에서 알아볼 수 있을 정도의 각도를 이룬다면, 개개의 별의 고유 운동은 하늘의 한 점으로부터 수렴하는 것처럼 나타날 것이므로 성단의 평균 시선속도의 측정과 삼각법에 의해 성단내의 각별의 거리를 구할 수 있습니다.

(1pc = 3.26LY = 206265 AU = 3.086x10^13 km)

(LY -> 빛이 1년 동안 도달할 수 있는 거리)



광도 거리 관계- 별의 밝기에 기초를 둔 거리 측정 방법입니다. 삼각시차나 운동 성단의 방법은 가까운 대표적인 별(혹은 성단)에 대해서 절대적인 거리와 밝기가 결정될 때 비로소 거리의 눈금이 완성되는 것입니다. 복사플럭스는 광원으로부터 거리의 제곱에 반비례하여 감소하므로 거리가 결정되면 절대적인 밝기는 관측된 겉보기의 밝기로 계산 가능합니다. 여기에는 (1) 개개의 별에 대한 분광시차 법이 있습니다. 별의 스펙트럼으로부터 분광형과 광도계급을 결정할 수 있습니다. 이 자료는 H-R도 위에서 별의 위치를 확정하며, 이로부터 별의 절대등급을 읽어내는 것으로 관측된 실시 등급으로부터 우리는 거리 지수와 별의 거리를 계산할 수 있습니다. (2) 주기적 변광성을 이용하는 방법이 있습니다. 거문고자리 RR형과 세페이드 변광성은 주기적으로 밝아지고 어두워지는데, 주기는 별의 평균 절대적 밝기와 관련이 있습니다. (3) 주 계열 맞추기가 있습니다. 성단의 별들의 절대적 밝기를 그 색깔에 대해서 도표에 그려 넣어 보면 대부분 별들은 H-R도 위의 하나의 곡선을 이루고 있습니다. 여기서 거리를 알지 못하는 성단의 색-실시 등급 도를 반투명한 종이에 그린다음 이것을 눈금이 확정된 H-R도 위해서 아래위로 이동시켜서 2개의 주 계열이 같은 분광형에서 겹쳐지도록 합니다.
  • 작성일2010-02-23
천문학은 천체를 연구하는 자연과학입니다. 천문학의 연구대상은 지구 대기권을 벗어나 존재하는 모든 천체입니다. 물론 지구자체도 연구대상에 포함되죠.



천문학을 나누는 방법은 여러 가지입니다. 이를테면 연구대상으로 구분하거나 연구방법으로 구분할 수 있습니다.



연구방법에 따라 나누는 방법은 다음과 같습니다.



관측천문학 : 천체로부터 오는 빛을 여러 가지 장비를 이용하여 관측하고 천문학적으로 혹은 물리학적으로 분석하는 천문학의 한 영역으로 전통적인 천문학이라 할 수 있습니다. 가시영역을 관측하는 광학천문학, 전파를 관측하여 연구하는 전파천문학, 그 외에 적외선천문학, 자외선천문학, X선과 감마선을 연구하는 고 에너지 천문학 등으로 나눌 수 있습니다.



이론천문학 : 천체 현상을 이론적으로 연구하는 천문학의 한 영역으로 현대 천문학에서는 이론천문학과 관측천문학의 구분이 매우 모호합니다. 이론천문학에는 중력이론, 블랙홀이론, 우주론 따위가 포함되어 있고, 별의 구조 및 진화, 초신성 이론, 은하형성이론, 은하 충돌이론 따위가 있습니다.



응용천문학 : 천체물리학을 응용한 천문학의 한 분야로 역 계산, 인공위성 궤도 계산, GPS, 천문 기기, 우주과학 따위가 이에 속합니다. 우주과학은 전통적인 천문학이 지상에서 관측이 주로 이루어지는데 반하여 우주선이나 인공위성에서 관측과 관찰이 이루어지는 천문학 영역입니다. 현재는 행성을 연구하는 행성학 따위도 우주과학에 속해있다고 보면 됩니다. 행성학에는 행성지질, 행성기상, 행성대기, 외계생물 따위 등이 포함되어 있지요.



한편으로 연구대상이나 분야별로 태양을 연구하는 태양물리, 행성을 연구하는 행성학, 은하 연구, 성간 물질 연구, 산개성단 연구, 구상성단연구, 항성 내부 구조 연구, 항성대기 연구, 항성진화 연구, 변광성 연구, 은하단 연구, 우주론, 블랙홀 따위의 중력이론 연구 따위와 같은 순수 천문학과, 천체역학 및 우주동력학 (인공위성 궤도 계산), 역, 고천문연구등으로 나눌 수 있습니다.



천문학을 전공하기 위하여 공통적으로 일단 천문학에 대한 열의가 있어야 하구요, 다음에 물리와 수학을 잘하면 좋고, 물론 영어도 잘해야 합니다. 평균적으로 과학적인 사고가 중요하고 열의가 중요하다고 할 수 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
알렌드 운석은 1969년 2월 8일 멕시코에 떨어진 무게 5톤 짜리 탄소 질 콘트라이트로 현재 지구상에서 발견된 운석중 다섯 번째 (첫 번째는 나미비아에서 발견된 호바 운석, 60톤, 철질운석) 무게를 갖고 있습니다. 머치슨 운석은 그보다 좀 작은 100kg짜리 역시 탄소 질 콘드라이트 운석으로 1969년 9월 28일 호주에 떨어진 운석입니다.



콘드라이트 (chondrite)는 주로 암석으로 이루어진 석질 운석으로, 기원을 알 수 없는 둥근 모양의 알갱이, 콘드룰 (chondrule)로 구성되어 있는 원시암석이라 할 수 있습니다. 보통 콘드라이트는 밝은 회색을 띠는 규소 질에 철질이 섞여 있는 상태로 나타납니다. 그런데 이 원시암석인 탄소 질 콘드라이트 (carbonaceous chondrites)는 이름에서 알 수 있듯이 탄소를 포함하고 있으며, 특히 여러 종류의 유기질 화합물과 화학적으로 다른 것과 결합된 물이 나타난다는 사실입니다. 이러한 것들은 철질운석에서는 찾아 볼 수 없답니다. 이 운석은 지상에 진입할 때 높은 열에 의하여 변성작용을 받은 것이 많습니다.



그래서 많은 학자들은 이 탄소질 콘트라이트가 다른 밝은 색의 콘드라이트보다 태양에서 멀리 떨어진 곳에서 왔을 거라고 생각하고 있습니다. 그리고 태양계 형성 초기의 역사를 간직하고 있을 수 있는 것이 아닌가 생각하고 있고, 이 운석이 형성되었던 모행성 혹은 원시 행성에 액체상태의 물이 존재할 수 있지 않았을까 하는 의문을 갖고 있답니다.



재미있는 것은 지구상에서 발견되는 과거에 떨어졌던 운석은 철질운석 (42%)과 콘드라이트 (51%)인 반면 현재 떨어지는 것이나 남극에서 발견된 것은 대부분 콘드라이트 (85%이상)이고, 철질 운석은 3%이하입니다.



다시 두 운석으로 돌아가서, 이 두 운석이 떨어지는 것이 발견되고, 곧이어 실험실에서 실험할 당시가 마침 아폴로 우주선이 달에서 월석을 가져와 태양계 탄생의 비밀을 풀려고 할 때 였습니다. 머치슨 운석은 유기화합물과 탄소화합물이 발견된 운석으로 유명합니다. 일반적으로 탄소질 콘드라이트의 대부분에 탄소가 복잡한 화합물을 이루어 진 타르 형태의 물질로 나타난답니다. 그런데 이 운석에서는 16종의 아미노산이 발견되었는데 그 중 11종은 지구상에서 매우 드문 종류였답니다. 지구상에 있는 생명체를 이루고 있는 아미노산과는 달리 이 운석에서 발견된 아미노산은 우시성 분자와 좌시성 분자가 반씩 포함되어 있었답니다. 이러한 분자들의 발견은 태양계를 형성한 원시 태양 성운에서 이러한 화합물들이 생겼다는 것을 의미하기 때문에 태양계 형성과 기원에 상당히 중요한 의미를 갖습니다. 즉 지구상의 생명체를 만든 초기의 유기물은 이러한 원시 운석이나 혜성으로부터 왔을 지도 모릅니다.



이에 비하여 알렌드 운석은 태양계 형성 정보를 제공하는 운석입니다. 이 운석에는 태양계의 화학적 역사를 간직한 알갱이들이 포함되어 있습니다. 그리고 아마도 이 운석의 10%이상의 물질은 태양계 형성 이전에 우주공간에 있었던 성간 먼지입자들이 태양계 형성 과정에 파괴되지 않고 남아 이 운석에 포함되어 있는 것으로 밝혀졌습니다. 이 운석은 태양계에서 발견된 가장 오래된 암석으로 방사선 동위원소를 이용한 연령 측정이 약 45억 6천만년으로 나타나고 있습니다.