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- 작성일2010-02-23
평평하다는 것은 기하학적인 말로 중학교에서 배운 기하학 (도형, 각도 등)이 적용되는 공간을 의미합니다. 즉 삼각형의 내각의 합이 180도가 되고, 평행한 두 직선은 영원히 만나지 않는 그런 공간입니다. 이런 평면을 유크리트 평면이라 하고 이 평면에서의 기하학을 유크리트 기하학이라 합니다. 학교에서는 대부분 이 유크리트 기하학을 배웁니다.
그렇다면 평평하지 않은 공간이 있을까요 ? 있습니다. 이를테면 공 표면에서 삼각형을 그리면 어떻게 될까요 ? 내각의 합이 얼마나 될까요 ? 적어도 180도 보다 큽니다. 이런 기하학을 리만 기하학이라 합니다.
예를 들어 지구표면을 생각할 때 북극에서 적도의 두 지점에 수직인 선분을 내릴 수 있습니다. 이렇게 되면 두 지점과 북극을 연결하는 삼각형이 생기게 되는데 이 삼각형의 밑변 양쪽의 각이 수직 (수직 선분이므로)이므로 180도 그리고 북극에서의 각도는 0보다 크므로 내각의 합은 결국 180도보다 크게 됩니다.
그러면 그 반대로 삼각형 내각의 합이 180도 보다 작은 경우는 없을까요 ? 물론 있습니다. 말안장과 같이 오목한 모양에 삼각형을 그으면 내각의 합이 180도 보다 작습니다. 이런 기하학을 로바체브스키 기하학이라 합니다.
아인슈타인은 우주가 리만 기하학이 적용되는 공간으로 되어 있다고 생각하였답니다. 최근까지 천문학자들이 우주의 기하학적인 모양을 연구하여 왔는데 평평한 열린 우주라는 증거가 많이 나오고 있답니다.
더 자세한 내용을 알고 싶으면 이 질문상자에서 "우주"를 검색해 보고, 또 세계의 천문우주에서 최근 연구 결과를 검색해 보기 바랍니다.
- 작성일2010-02-23
어쨌든 보이드는 오히려 기존의 빅뱅이론이 더욱 옳다는 것을 증명하는 것입니다. 기존의 빅뱅이론 중에 빅뱅의 원인, 혹은 그 기원을 설명하는 이론 중에 인플레이션 우주론이라는 이론이 있는데, 간단하게 설명하면 빅뱅 직전에 우주가 상 전이를 하게 되는데 이 상 전이에 의하여 우주가 급격하게 팽창하였다는 이론입니다. 즉 우리가 물에서 수증기로 상 전이할 때 많은 기포가 생기게 되지요. 이와 같이 많은 기포가 우리 우주의 인플레이션 단계에 발생하여 현재의 우주의 큰 구조를 이루었다는 것입니다.
그런데 최근에 (1990년대)에 우주론에 아주 획기적인 사건이 있었는데 그것이 바로 COBE의 관측이었습니다. 이 코비 위성의 관측은 전파와 적외선에 관한 것으로, 그중 우주로부터 등방적으로 복사되고 있는 3K복사의 공간적 분포를 관측하는 것이었는데 그 결과는 아주 놀랄만한 것이었습니다. 이 복사는 빅뱅 후 약 1000년 후에 그 당시 물질에 갇혀있던 전자기파가 물질밀도가 떨어진 후에 사방으로 퍼져나간 것인데 그 결과는 빅뱅에서 예측한 바와 같이 놀랄 정도로 균질하고, 등방적으로 분포한다는 사실입니다.
그리고 또 한 가지는 약 1백만분의 1정도의 밀도 불균형이 거품모양으로 존재한다는 것이었습니다. 즉 우주는 균질하고 등방적으로 팽창하였으며, 100분의 1정도의 크기를 갖는 불 균일성이 있었다는 것입니다. 이 불 균일성이 바로 인플레이션의 잔해라고 생각하고 있습니다. 그리고 그 결과가 우주의 큰 구조에 해당하는 거품구조를 만들고, 안쪽은 보이드가 되었다는 이론입니다.
보이드 안에도 물질이 상당히 있을 겁니다. 현재 관측 가능한 천체의 전체 질량은 우주 전체질량의 10%정도밖에 안됩니다. 나머지를 암흑물질이라고 하는데 보이드에 암흑물질이 있겠지요.
- 작성일2010-02-23
이 단계를 지나면 중심부에 탄소 코어의 온도가 올라가 탄소 연소반응이 일어납니다. 이 반응은 흡열반응으로 온도가 약 10억 도에 이르러야 반응이 일어납니다. 탄소-탄소, 혹은 탄소-알파입자 반응에 의하여 나트륨, 네온 따위의 더 무거운 원소가 만들어집니다. 이러한 핵융합 과정은 철 원자핵을 만들면서 종료되는데 이 이유는 철이 결합에너지가 가장 크다는, 즉 가장 안정적인 원소이기 때문입니다. 따라서 철 핵이 만들어지면 별 내부의 핵반응은 사실상 끝나게 됩니다. 철보다 무거운 원소는 초신성 폭발과 같은 격렬한 핵반응에 의하여 만들어지는 것으로 알려지고 있습니다.
- 작성일2010-02-23
한편 천왕성은 1781년 위대한 천문학자 허셜에 의하여 행성이라는 것이 발견되었습니다. 그전에 성도에 나오기는 하였죠. 해왕성은 천왕성의 궤도를 연구하던 천왕성의 궤도가 어떤 천체에 의하여 섭동을 받는다는 사실이 1790년부터 1840년까지의 관측에 나타난 것을 애덤즈와 르베르리에는 각각 천왕성 밖의 행성에 의한 천왕성 궤도에 미치는 영향을 계산하여 천왕성 밖에 행성이 존재한다는 것을 처음으로 발표하였고, 그 위치를 추정해 내었습니다. 마침내 1846년 베를린천문대의 갈레에 의하여 예측한 위치에서 1도 떨어진 곳에서 해왕성이 발견되었습니다. 애덤즈와 르베르리에가 사용한 방법이 뉴톤역학에서 섭동이라는 방법을 이용하였습니다.
이 두 사건의 공통점은 천체의 궤도 운동을 <뉴톤 역학>을 써서 계산하여 안 보이는 천체의 영향과 정체를 알아냈다는 것이죠.
- 작성일2010-02-23
만약 사용 가능한 핵연료를 모두 소모하면 어떻게 될까요. 연료를 모두 소모하게 되면 별이 수축하겠지요. 더 이상 압력이 중력을 지탱할 수 없게되니까 말이죠. 이에 대해 여러 가지 이론이 있지만 중심부는 급격하게 수축하는데 반하여 별의 외각은 아직도 산발적으로 핵반응이 일어나거나 팽창하고 있어 중심부와 외각부분이 분리된다고 봅니다. 이렇게 별의 겉 거죽이 밖으로 팽창하는 단계를 행성상 성운이라 부릅니다.
두 별이 쌍으로 있는 쌍성의 경우에는 더 재미있는 상태가 됩니다. 둘 중 질량이 큰 놈 (주성)이 먼저 진화하여 거성-초거성 단계로 진화합니다. 이렇게 되면 주성이 팽창하여 마침내 주성의 외각부분에 있는 가스가 질량이 작은 반성 쪽으로 흘러 들어가게 됩니다. 최후에는 주성의 질량이 반성 쪽으로 이동하여 반성의 질량이 주성보다 커지고, 핵연료를 모두 소모한 주성은 수축하게 됩니다.
핵연료를 모두 소모한 별은 수축하여 무한히 작아질까요 ? 그렇지는 않습니다. 나머지 질량이 태양의 1.44배 이하인 별의 경우 핵연료를 모두 소모한 별의 내부는 원자핵과 전자로 구성되어 있는데 온도는 그렇게 높지 않지만 밀도는 아주 높은 상태가 됩니다. 이 상태에서 양자역학적으로 전자는 축퇴되어 일정한 공간을 차지하게 됩니다. 전자 하나가 차지해야 하는 공간은 양자역학적으로 일정하기 때문에 이보다도 작은 공간에 두 개의 전자가 들어갈 수 없게 됩니다. 이렇게 되면 전자들 사이에 배타적인 압력이 생기게 되는데 이를 축퇴압력이라고 하는 것이죠. 이러한 상태에서는 축퇴압력이 중력에 맞서게 됩니다. 이것이 백색왜성인데 빛은 중력에너지, 즉 위치에너지에 의하여 발생합니다.
태양질량의 1.44배보다 크고 태양의 수 (3- 8배)보다 작은 별의 경우에는 중력이 축퇴압력을 넘어 전자축퇴는 붕괴되어 수축하여 별의 온도가 올라갑니다. 이와 같이 별의 온도가 높고 압력도 높은 상태에서는 양성자 + 전자 --> 중성자의 변환이 이루어지고, 마침내 거의 중성자로 이루어진 천체가 되는데, 이때 전자와 마찬가지로 페르미온인 중성자가 축퇴되어 중력에 맞서게 됩니다. 이를 중성자별이라 하며 대략 표면 중력은 지구의 수 십억 배가됩니다. 태양질량보다 약 8배 이상인 경우에는 중력이 중성자 축퇴 압력보다 커져 별이 중력붕괴에 이르게 되는 것으로 알려지고 있습니다. 이렇게 중력 붕괴가 일어나면 불랙홀이 생성되는 것으로 여겨지고 있습니다.
백색왜성으로 처음 발견된 것이 시리우스의 반성인데 원래 이 반성은 시리우스 쌍성 계의 주성이었다가 위와 같은 진화에 의하여 백색왜성이 된 것입니다. 이 시리우스 반성은 크기는 지구정도인데 질량은 태양질량 정도입니다.
백색왜성 발견의 중요성은 천문학자들이 생각하는 별의 진화의 마지막 단계의 모습을 알 수 있고, 쌍성 계의 진화에 대한 단서를 알 수 있다는 점입니다. 한편으로 물리학적으로 양자역학에서 예측한 페르미 입자 (페르미온; 전자, 양성자, 중성자처럼 스핀이 1/2인 입자)의 축퇴 상태가 자연계에 존재한다는 것을 증명해 줄뿐만 아니라, 강한 중력 (지구의 수십만배)에서의 물리적 특징, 이를테면 일반상대론에서 예측하는 중력에 의한 시간의 지연, 도플러효과 따위를 실험할 수 있는 천체가 존재한다는 것입니다. 실제로 이러한 시도가 이루어 졌었습니다. 결국 우주는 물리학 이론 실험의 장이 됩니다.
- 작성일2010-02-23
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온도는 물질과 복사의 상태에 따라 천문학적으로 역학적 온도, 흑체 복사온도, 색 온도 등 세 가지로 정의됩니다.
역학적 온도는 기체상태의 물질에 정의되는 온도로 입자의 속도 분포에 의하여 정의됩니다. 일반적으로 평형을 이루고 있는 기체의 속도분포는 통계역학적 온도에 따라 맥스웰 분포를 이루게됩니다. 이때 정의된 통계역학적 온도가 역학적 온도입니다. 예를 들면 기온이 10도C 라든가, 코로나의 온도가 100만 K, 성간 물질의 온도가 10K 라는 말은 바로 기체의 속도분포에 의하여 정의된 역학적 온도가 됩니다.
흑체 복사온도는 입자의 속도를 정의할 수 없는 물체의 온도로서 물체로부터 복사되는 전자기파의 파장에 따른 복사의 세기 분포가 온도에 임의적으로 정의된 프랑크 법칙에 따르는 복사에 의하여 정의된 온도입니다. 흑체는 어떤 특정파장의 빛만을 흡수하거나 방출하는 일반적인 물질과 달리 모든 파장의 빛을 흡수, 또는 방출할 수 있는 가상적인 물체로서 별, 우리 우주, 행성 등이 이와 유사한 물체가 됩니다. 예를 들면 3K 우주배경복사, 지구의 흑체 복사 온도 10도C=283K라든지, 태양 광구의 흑체 복사온도가 6000K라든지 하는 것이 흑체 복사온도로 정의된 온도입니다.
색 온도는 흑체 복사온도보다 더 실제적인 물체에 적용되는 온도입니다. 태양의 경우 태양대기 원자나 분자에 의하여 광구로부터 오는 빛이 선택적으로 흡수되게 되어 정확한 흑체 복사를 보여주지 않아 흑체 복사온도를 정의할 수 없습니다. 또 달구어진 쇠나 쇳물과 같은 고체나 액체의 온도는 위의 두 가지 방법에 의하여 정의할 수 없습니다. 이런 경우에 색 온도를 정의하게 됩니다. 색 온도는 천문학에서 색 지수에 의하여 정의된 온도라 생각하면 편리합니다. 이 색 온도의 예는 용광로의 쇳물의 온도가 2500K라느니 달구어진 난로의 온도가 900K라는 것 등입니다.
예를 들면 "햇빛이 잘 드는 20도C인 사무실의 역학적온도, 색 온도, 흑체 복사의 온도를 구하라"하는 문제에 대한 답은 다음과 같습니다. 사무실에 있는 공기 입자의 통계역학적 온도는 바로 기온이므로 역학적 온도는 273+20=293K가 됩니다. 흑체 복사온도는 지구의 흑체 복사가 가득 차 있으므로 지구의 흑체 복사온도가 바로 사무실의 흑체 복사온도가 됩니다. 지구의 흑체 복사온도는 대략 283K이므로 이 온도가 흑체 복사온도가 됩니다. 한편 색 온도는 사무실에 햇빛이 가득 들어있으므로 이 햇빛의 색 온도가 바로 사무실의 색 온도가 되어 5800K가 됩니다.
이를 기초로 질문에 대한 답을 합니다.
1) 진공상태에서 물의 끓는 점
진공생태에 물을 내어놓으면 즉시 증발할 것이므로 온도를 정의할 수 없습니다.
2) 진공의 온도
역시 온도를 정의할 수 없습니다.
다만 우주공간의 경우 역학적 온도와 흑체 복사온도를 정의할 수 있습니다. 역학적 온도는 입자가 포함되어 있어야하는데 지구근처 우주공간의 경우 태양풍의 입자가 포함되어 있으므로 역학적 온도는 수천 도에서 수만 도로 높고 (지구 이온 층의 역학적 온도가 기온에 비하여 매우 높습니다), 흑체 복사온도는 우주의 3K 배경복사가 꽉 차 있으므로 3K라 할 수 있을 겁니다. 그리고 성간 공간의 경우 평균적인 역학적 온도가 10K로 알려져 있습니다.
3) 그런데 왜 우주공간에서는 얼어버릴까
사람을 포함하여 지구로부터 간 물체들이 열을 복사 형태로 방출하게 되므로 열 보충이 없으면 급격히 온도가 내려가게 됩니다.
- 작성일2010-02-23
공기덩어리가 단열팽창이나 수축과 같이 외계와 에너지 교환이 없는 경우에는 밀도와 부피의 변화는 온도의 변화로 나타납니다. 즉 단열 팽창인 경우 온도가 떨어지고, 단열 수축인 경우 온도가 올라갑니다. 이때 엔트로피는 변화가 없게 됩니다. 즉, 열 변화 = 엔트로피 변화 / 온도 = 0. 별의 수축을 단열과정으로 볼 수 있습니다.
별이 수축하게 되면 반경이 작아지므로 중력은 커지고, 정 역학적 평형상태를 이루려면 압력이 증가하게 됩니다. 또 단열 과정으로 부피가 수축하게 되면 온도가 상승하게 됩니다. 따라서 별의 수축은 부피가 감소하고, 온도와 압력이 올라가게 됩니다.
참고로 이렇게 온도와 압력이 올라가면 별의 수축이 정지될 것입니다. 그런데 별은 완전 단열과정이 아니고, 온도와 압력이 올라가게 되면 분자들이 분해된다든지, 원자들이 이온화 한다든지, 장파장의 빛을 낸다든지 해서 에너지를 소모하거나 방출하게 됩니다. 이렇게 되면 온도가 떨어지게 되고, 별은 다시 수축 하게됩니다.