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- 작성일2010-02-23
이를 구별하는 방법으로 별은 점광원이고 은하는 점광원이 아니므로 상의 모양이 다르게 나타나는 사실을 이용합니다. (사진이므로 영롱하게 반짝이지 않죠).
이 방법은 상을 3차원 그래프를 그려 분석하면 알 수 있습니다. 그런데 아주 멀리 있는 퀘이사와 같은 조밀한 은하는 별과 거의 구별할 수 없을 수 있습니다. 이런 경우에는 천체의 색 (color)을 대조하면 되는데 별은 분광형에 따라 일정한 색을 보이는데 반하여 은하는 아주 여러 가지 별들이 섞여있어 별과 같은 계열에 들지 않습니다.
이와 같은 방법으로도 분별이 안되면 분광관측으로부터 스펙트럼을 얻어보면 적색편이 량을 측정할 수 있겠지요. 그럼 명확해 질 겁니다.
Hubble deep fields란 별이 없는 하늘의 빈 구역 (약 2분x2분)을 장시간 노출하여 얻은 사진으로 아주 많은 은하들이 들어 있는 영상을 말합니다. 이 은하는 적색편이가 다른 여러 나이를 갖는 은하가 한 구역에 보이고 있습니다. 적색편이는 거의 2 혹은 3까지의 은하가 찍혀있습니다. 이런 종류의 deep fields가 여럿 있고, medium deep fields 영상도 있습니다.
허블망원경의 활동 및 결과를 다룬 책으로 서울대학교 이명균교수님등이 쓰신 책이 있는데 제목은 모르겠습니다. 한번 찾아보시기 바랍니다. 인터넷 사이트로는 http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html 를 참고하시기 바랍니다.
추가 : Hubble deep fields와 관련하여 영국 석사과정 학생들의 강의 노트가 있는 싸이트가 있는데 원하시는 바가 잘 수록되어 있습니다.
http://www.star.bris.ac.uk/jbj/teach/topicshdf.html
- 작성일2010-02-23
암흑성운은 성운 주위나 속에 성운의 수소를 이온화시켜 빛을 내는 별이 없는 성운으로 뒤에서 오는 별빛을 차단하기 때문에 뒤에 있는 별들이 보이지 않아 별이 총총히 박힌 하늘의 일부가 별이 거의 없는 형태로 나타나게 됩니다.
- 작성일2010-02-23
그 과정이 이론적으로 복잡합니다. 두 은하 충돌 과정을 수치 모델 계산에 의하여 시늉 (시뮬레이션)해 보면 초기 조건에 따라 여러 가지 결과들이 생겨나게 됩니다. 즉 최초 두 은하의 질량, 속도, 충돌 방향, 각도 등이 매우 중요한 요소가 됩니다.
충돌 모형 시늉은 두 가지 접근 방식이 있습니다. 하나는 은하를 하나의 유체로 보아 유체역학적인 접근 방법과 다른 하나는 입자들의 집합으로 보고 그 입자들의 궤도 등을 추론하는 방법이 있습니다. 대부분은 10만개이상의 입자를 가정하고 수치 모델을 계산하는 시늉을 보이는 것입니다.
그 결과의 공통적 특징은 두 은하의 가스는 충돌 직전부터 두 은하 사이에 조석력이 작용에 의한 은하 중력장의 비대칭으로 은하의 중심으로 유입되며 폭발적인 별 탄생을 일으키어 각 운동량을 잃고, 두 은하의 각 운동량을 별들의 운동량으로 전환된다는 것입니다. 즉 은하가 갖고 있는 각 운동량을 잃게 됩니다.
이 과정은 매우 빠르게 일어나 대략 1억 년 정도밖에 시간이 걸리지 않습니다. 물론 초기 조건에 따라 다르게 진행되지만 우주의 나이에 비하여 매우 짧은 시간에 일어납니다.
한편 가스는 많은 부분이 별로 탄생하며 소모되지만 아직도 많이 남아 있게 되는데 새로 탄생한 별 중 질량이 매우 큰 별이 수백 ~ 수천 개가 초신성 폭발을 일으키면 거대한 은하풍이 생겨 가스를 불려내게 됩니다.
따라서 가스를 잃게되고, 각 운동량을 별에 주어 은하 자체의 회전 각 운동량이 작은 은하 즉, 타원은하가 됩니다.
- 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
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.
- 작성일2010-02-23
또 하나는 블랙홀 자체가 아니라 블랙홀 주변에서 빛이 나오는 경우입니다. 블랙홀에서 빛이 나오지 못한다는 것은 고전적인 일반상대론만은 생각했을 때 사상의 지평선 안에 있는 빛이 빠져 나오지 못한다는 말이고 사상의 지평선 밖에서는 일반상대론적으로도 당연히 에너지만 충분하면 얼마든지 빠져 나올 수 있습니다.
블랙홀 주변의 물질이 블랙홀 주변을 회전하면서 들어가게 되면 아주 강한 X-선 및 감마선이 블랙홀 주변에서 방출됩니다. 그 이유는 중력 포텐셜의 차이에 해당하는 만큼 에너지를 잃어버려야 그 물질이 블랙홀로 빨려 들어갈 수 있기 때문입니다. 그렇게 잃게 되는 에너지가 X-선이나 감마선으로 관측이 되고 있습니다. 물론 사상의 지평선 밖에서 방출되는 빛들입니다.
양자역학적으로는 사상의 지평선의 아주 아주 작은 근방에서 소위 말하는 양자요동에 의해 빛이 방출될 수 있지만 극히 작은 에너지입니다.
- 작성일2010-02-23
결국 이 문제는 일반상대론으로 해결할 수밖에 없습니다. 즉 가속도가 곧 중력이고, 중력에 의하여 시간이 늦게 간다는 것을 도입하면 형이 되돌아올 때 방향이 바뀐 가속이 되기 때문에 형이 더 젊게 된다는 것이죠.
- 작성일2010-02-23
이런 방법으로 연구한 타원은하와 나선은하의 차이는 나선 팔에만 있는 것이 아니고 전체적인 모양에도 있습니다. 이를테면 전체적인 모양에 있어서 타원은하는 삼축비등방타원체 (세 축의 길이가 서로 다른 타원체, triaxial ellipsoid)에 가까운 것으로 조사되었습니다. 삼축비등방타원체 모양으로 된 것을 찾기 어려운데 옛날 비누 중에 알뜨랑 비누 (양쪽이 뾰족하고, 약간 납작한 모양)가 이에 속한다 할 수 있습니다. 럭비공은 두 축이 같고 한 축이 다른 긴회전타원체 (prolate spheroid), 양파는 납작 회전타원체 (oblate spheroid)입니다. 어쨌든 타원은하는 통통한 모양입니다.
이에 반하여 나선은하는 원반은하라고도 하며 납작회전타원체가 원반형으로 더 납작한 형태가 됩니다. 두께가 폭의 수십 분의 1이하입니다.
이와 같이 형태상의 차이가 생긴 이유는 각 운동량의 배분에 있습니다. 타원은하의 경우 각 운동량의 대부분이 별 개개의 운동량에 배당되어 별의 무질서 운동이 큰 반면에 전체적인 회전은 거의 없습니다. 이에 반하여 나선은하와 같은 원반은하는 각 운동량의 대부분을 은하의 회전이 갖고있어, 별이 원반에 수직으로 운동하는 성분이 거의 없기 때문에 납작한 형태를 이루는 것입니다. 그 모양이 다른 이유는 두 은하의 형성 원인이 다르기 때문입니다.