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- 작성일2010-02-23
그런데 태양이나 목성, 토성과 같이 점도를 갖는 가스로 이루어진 구는 강체와 같이 모든 점에서 같은 각속도를 갖지 않습니다. 물론 최초에 같은 각속도를 갖고 있었다하더라도 시간이 지나면 적도 쪽이 더 빠른 각속도를 갖게됩니다. 이에 따라 원심력이 적도 쪽이 커져 적도가 부풀게 됩니다. 즉 적도 반경이 극 반경보다 크게됩니다. 이를 차등회전 (differential rotation)이라 부르고, 유체로 이루어진 구가 회전하는 경우에는 이와 같은 현상이 나타납니다.
따라서 일반적인 항성의 경우에도 위와 같은 현상이 나타납니다. 항성의 자전은 태양보다 질량이 큰 조기형 항성은 태양보다 빠르게 회전하는 것으로 알려지고 있습니다. 태양의 경우 각운동량의 대부분을 태양계의 행성의 공전에 분배하였기 때문에 태양 자체의 자전은 그렇게 크지 않습니다.
- 작성일2010-02-23
이와 같은 현상은 태양에만 일어나는 것이 아니고 다른 별에서도 일어나는데 일반적인 관측으로는 나타나지 않고, 별이 식 현상을 일으키는 식 쌍성의 광도변화에 이 효과가 반영됩니다.
원인은 크게 두 가지로 볼 수 있는데 그 첫째가 기하학적인 원인입니다. 즉 빛을 복사하는 구를 가정해보면, 빛이 태양의 광구에서처럼 구의 중심이 아니라 구의 표면에서 사방 (180도 구 중심의 반대 방향)으로 복사를 하는 형태가 됩니다. 이렇게 되면 관측자가 구를 관측할 때 구는 겉보기로 원반으로 보이므로, 원반의 중심 부분에서 관측자에게 오는 빛에 비하여 가장자리에서 오는 빛의 세기가 약하게 보입니다. 이 이유는 기하학적으로 가장자리의 빛은 대부분 관측자 쪽이 아니고 구 표면의 수직 방향으로 복사되기 때문입니다.
두번째는 태양과 같은 항성의 대기 때문에 일어납니다. 즉 태양의 대기는 관측자가 보아 원반의 중심보다 가장자리가 더 두껍습니다. 따라서 복사된 빛이 투과하는 대기가 가장자리가 더 두껍기 때문에 그만큼 더 많은 흡수와 산란이 일어나서 빛의 세기가 더 감소하게 됩니다.
위와 같은 두 가지 현상 때문에 주연감광이 나타납니다. 기하학적인 주연감광은 항성의 종류와 관계없이 일정한 형태로 나타나겠지만 대기에 의한 주연감광은 대기의 성분이나 특징, 복사되는 빛의 특징 등에 의하여 좌우됩니다. 태양의 경우 주연감광은 중심부에 비하여 가장자리의 밝기는 대략 50%이하입니다. 이론상으로는 40%입니다.
- 작성일2010-02-23
Trace는 SOHO위성의 2탄으로 SOHO보다 훨씬 정밀하게 태양을 관측할 수 있는 위성으로 태양 표면을 1 arcsec(약 725km) 까지 정확하게 볼 수 있도록 설계되어 있습니다. SOHO와 Trace위성이 보내온 영상은 NASA Web page에 들어가시면 많이 볼 수 있습니다.
YOHKOH는 1990년 일본에서 쏘아올린 태양 관측 위성으로 태양이 내는 X-선 세기를 사진으로 찍어서 30분 간격으로 지구로 전송합니다. 태양은 우리가 볼 수 있는 가시광선 외에도 자외선이나 X-선도 방출하는데 이런 자외선이나 X-선은 대부분 지구의 대기를 지나면서 흡수되어서 지표에는 거의 도달하지 않습니다. 그러나 대기권 바깥쪽인 우주 공간에서는 X-선 관측이 가능하므로 YOHKOH 위성은 이점을 이용하여 태양의 X-선 세기를 관측하여 지상의 과학자들에게 정보를 제공하는것입니다. 참고로 일본말 요꼬는 광자(光子) 라는 뜻으로 photon을 말합니다.
- 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
혜성의 궤도는 타원, 포물선, 쌍곡선 중의 하나가 됩니다. 그런데 혜성은 움직이므로 천구 상에 투영된 적경, 적위, 시각으로 나타낸 적어도 세 점이상의 관측자료를 이용하여 혜성의 궤도를 계산할 수 있습니다. 혜성의 궤도는 처음에는 포물선으로 가정하고 계산하는데 관측이 많아지면 타원인지, 포물선인지 정확하게 계산됩니다. 혜성의 궤도를 규정하는 (정하는) 요소는, 주기, 근일점 통과시각, 근일점 거리, 궤도 경사각, 춘분점에서 천구 면과 궤도면이 만나는 선 (노드라 함)까지의 각도, 근일점에서 혜성까지의 각도에 의하여 정의됩니다.
보통 다음과 같이 나타냅니다.
e : Eccentricity : 이심율 (혜성의 궤도가 어떤 형태를 띄고 있는지...)
q : Perihelion passage distance (AU) : 근일점거리 (혜성이 태양에서 가장가까울때 얼마나 가까이 접근하는지를 AU단위로 나타낸 것입니다. 1AU는 태양에서 지구까지 거리입니다.)
ω: Argument of perihelion (deg.) : 근일점 이각
Ω: Longitude of the ascending node (deg.) : 승교점경도
i : Inclination (deg.) : 궤도 경사각
T : Perihelion passage time (TDB) : 근일점 통과시각
혜일-밥 혜성 (Comet Hale-Bopp, 학명 C/1995 O1)은 1997년 5월 근일점을 통과한 혜성으로 1995년 여름에 발견되었습니다. 굉장히 밝은 혜성이었죠. 처음 발견되었을 때 주기가 대략 4,200년 정도로 계산되었는데 태양을 통과한 후에 목성 등의 섭동을 받아 주기가 약 2,000년으로 변경되었습니다. 따라서 1997년에 지구 근처에 올 때에는 단군시대 이래 처음 오는 것이었죠.
혜성의 이름은 결국에는 발견자의 이름을 붙이게 되는데, 학술적으로는 고유명과 함께 학명 C/1995 O1 (1995년 7월 후반기에 첫 번 째로 발견된 혜성)과 같이 씁니다.
우리 나라의 옛 혜성의 이름은 특별히 붙이지 않은 것으로 알고 있습니다. 불길한 징조로 여겼기 때문에 이름을 붙일 필요가 없었겠지요. 다만 분류를 하였는데 꼬리가 보이지 않는 혜성을 "혜"라하고, 꼬리가 갈라진 것은 "치우기"라 하였답니다. 아마 발견 초기에는 "객성"으로 분류되었다가 혜성의 형태, 즉 또렷하지 않고 뿌옇거나, 꼬리가 보이면 혜성으로 분류했답니다. 좀더 자세한 사항은 이 홈페이지의 "우주여행"란의 "한국의 천문학사"를 참고하세요.
- 작성일2010-02-23
황소자리에 있는 이 성단은 18세기말에 메시에에 의하여 메시에 목록 (M45)에 수록되었습니다. 아마도 이때에는 구상성단과 산개 성단이란 개념이 명확하지는 않았을 터이지만 성단으로 분류되었습니다. 1888년에 발표된 드레이어의 NGC 목록이나, 그 이후인 19세기말에서 20세기초에 걸쳐 드레이어가 발표한 IC 목록에는 이 성단이 나타나 있지 않습니다. 이들 목록에는 은하, 구상성단, 다수의 산개성단이 포함되어있습니다. 아마도 이러한 성단의 개념은 샤플리가 구상성단을 연구한 1920년대 이후에 성립되었을 것으로 생각됩니다. 이 성단은 산개성단 목록에 Mel 22로 등록되었습니다.
- 작성일2010-02-23
이 블루문에 대하여 Sky & Telescope 1999년 5월호 (
http://www.skypub.com/sights/moonplanets/mar99bluemoon.html )에 자세히 소개되어 있습니다.
그리고 이에 대하여 한국천문연구원의 김봉규 연구원이 한겨레신문에 기고한 적이 있습니다.
블루문에 대하여 처음 언급한 책은 1582년 세익스피어의 "Rede Me and Be Not Worth"라는 작품이었답니다.
보름에서 다음 보름까지 1달이 29.53059일이므로, 100년간 1200월이 있고, 1236.83번의 보름달이 있게 됩니다. 따라서 대략 100년에 36.83번의 블루문이 있게됩니다. 대략 2.72년마다 1번의 블루문이 나타나게 됩니다. 그런데 2월은 짧은 달이기 때문에 불루문이 있을 수 없게 됩니다. 즉 28일 혹은 29일간에 두 번의 보름이 있을 수 없기 때문입니다. 그래서 대략 19년에 1년은 두 번의 블루문이 들어가게 됩니다. 이렇게 1년에 두 번의 불루문이 있는 해는 1950년부터 100년간에 1961, 1980, 1999, 2018, 2037년입니다.
다음 블루문은 2001년 11월이 됩니다.
- 작성일2010-02-23
한편 입자가 연기나 수증기와 같이 큰 경우에 빛의 산란은 파장에 반비례하는 산란이 일어나 산란의 파장 의존도가 줄어듭니다. 그래서 이런 날은 모든 빛을 산란하게 되므로 하늘이 희게 보이는 것입니다.
달에서는 대기가 없으므로 산란이 안 일어나겠지요. 그러므로 하늘이 깜깜하게 될 겁니다. 물론 낮에도 별이 보일거구요.
- 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.