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자주하는 질문

Total 47   
  • 작성일2010-02-26
3K 배경복사에 대하여 천문학을 소개하는 대부분의 책에 자세히 나와 있습니다. 우주초기를 다루는 책에 좀더 자세히 소개되어 있는데, 이를테면 "우주의 창조" (조지 가모브 저, 전파과학사 문고, 절판)나 "태초의 3분간" (혹은 최초의 3분간, 와이버거저, 현암사)등 입니다. 요약하면,

- 빅뱅우주론을 주창한 사람은 조지 가모브인데 그는 허블의 팽창하는 우주를 역산하면 최초에 고온, 고압의 물체 (얌)의 폭발로부터 우주가 탄생하여 현재 그 온도가 식어 대략 3K가 되었을 것이라고 제안

- 1960년대 미국 벨연구소의 펀지아스와 윌슨이 이 배경복사를 발견

- 현재 이론에 따르면 이 배경복사는 우주가 탄생한 초기우주에는 빛의 시대로 빛에 의한 중력이 물질에 의한 중력보다 크고, 자유 전자에 의하여 빛이 산란되기 때문에 빛이 직진하지 못하다가 우주탄생 후 약 1000년이 지나면서 팽창하면서 우주가 식어 전자는 양성자와 결합하여 전자가 없어지면서 마치 구름이 갠 것처럼 이 태초의 빛이 직진을 시작, 현재에는 우주팽창에 의하여 적색편이가 일어나 파장이 길어진 상태로 3K 복사를 이룸.

- 3K 복사는 공간적으로 등방성과 균일성을 갖고 있어 우주 탄생초기가 등방하고 균일하였다는 것을 설명해줄 뿐만 아니라, 약 100만 분의 1의 요동이 존재하여 현재의 우주 구조를 이루었다는 것이 COBE관측에 의하여 발견됨으로써 빅뱅우주론과 인플레이션우주론을 뒷받침.


♠보충설명-약 100만 분의 1의 요동♠

우주배경복사 관측에 의한 흑체 온도의 공간분포를 보면 무늬가 나타납니다 (세계의 천문우주 #25번 기사 참조). 이 무늬는 우주배경복사가 그만큼 균질하지 않기 때문에 나타나는 것인데 이를 요동 (fluctuation)이라고 합니다. 그런데 이 요동 (불 균일한 정도)이 100만 분의 1정도로 아주 작다는 것입니다. 다시 말하면 100만 분의 1 오차로 거의 균일하다고 할 수 있다는 것입니다. 그러나 이 100만 분의 1이라는 것이 오차의 한계보다 크고, 또 실제로 이러한 차이가 발견되기 때문에 흑체복사의 온도가 거의 완벽한 균질성과 등방성으로 보이지만 최초에 이러한 불 균일성이 존재했다는 것이 중요합니다. 이 차이들이 오늘날의 우주 구조를 만들었다고 생각되거든요.

또한 중요한 것은, 우주배경 복사는 어떤 물질에서 방출되는 복사가 아니라 우주가 탄생할 때부터 우리우주에 있었던 복사라는 사실입니다. 즉 우주의 탄생으로 빛 (전자기파)과 각종 소립자가 탄생한 것이죠. 이 우주를 꽉 채우고 있던 빛이 전자에 의하여 진로에 영향을 받다가 우주의 온도가 식어 전자와 양성자가 결합하여 수소원자가 됨으로서 물질로부터 해방되었고, 우주의 팽창으로 인해 적색편이 되어 최대 세기가 전파영역이 되어 오늘에 이르게 된 것입니다.

우주는 현재 2.7K를 갖는 완벽한 흑체 입니다. 이 흑체의 온도가 변화하는 모양이 바로 우주의 팽창과 우주의 과거 + 미래와 관련됩니다. 이 온도 변화를 알면 우주의 모양과 진화가 완성되는 것이죠. 그래서 그 동안 만들어진 우주모델은 이 온도를 기반으로 만들어진 것입니다. 즉 우주 초기의 온도와 그 이후의 온도가 떨어지는 추세는 우주론에서 설명하고자 하는 것입니다. 우주의 과거 진화는 적당히 모델의 계수를 조정하여 이 온도를 맞추는 것으로 만들어집니다. 우주의 미래의 온도 변화는 우주의 현재 모습에 의하여 결정되는데 이를테면 열린 우주의 경우에는 온도가 급격히 떨어질 것이고, 닫힌 우주의 경우에는 팽창이 정지할 때까지 감소하다가 다시 온도가 증가하게 되며, 평탄한 우주는 시간에 비례하여 떨어질 것입니다.

  • 작성일2010-02-23
자연과학의 궁극적 관심사는 물질, 생명, 우주를 이해하는 것입니다. 이중 천문학은 궁극적으로 우주를 이해하는 것입니다. 그런데 우주론 분야는 천문학에서 관측우주론, 물리학에서 중력이론과 입자물리학 분야와 아주 밀접한 관련을 갖고 있습니다. 우주론에는 철학적인 우주론도 있을 수 있으나, 빅뱅 우주론이니, 인플레이션 우주론 따위는 철학적인 사유에 의한 것이 아니라 과학적 추론에 의하여 이루어진 우주론이라는 것을 미리 말씀드립니다.



빅뱅 우주론과 인플레이션 우주론은 관측천문학적 결과와 중력이론 (아인슈타인의 일반상대론), 그리고 입자물리학의 연구결과가 결합되어 생긴 과학적 우주론입니다. 이 우주론이 형이상학적인 면을 상당히 포함하고 있다 하더라도 모든 것은 과학적 법칙에 충실합니다.



우리가 "우리우주"라고 정의하는 것은 과학적으로 우리와 정보를 교환할 수 있는 한계 내의 시간과 공간을 의미합니다. 인플레이션 우주론에 의하면 여러 우주 (딸 우주)가 우리우주와 함께 병렬로 생성될 수 있다고 합니다. 이렇게 병렬로 생겨난 우주는 "다른" 우주가 되므로 "우리"우주에서처럼 "정보" 교환이 되지 않겠지요. 즉, 시간과 공간적으로 "완전히" 독립된 세계를 이룰 겁니다. 이는 이 다른 우주에서 일어나는 사건은 우리우주에서 관측 불가능하다는 말입니다. 따라서 단절되어 있지 않다면 "우리우주"가 될 테니 "다른"우주가 아닐 것이고, 단절되었다면 우리우주와는 완전히 구별되는 "다른 우주"가 될 겁니다.



물론 여러 가지 "사유"를 해보면 이 우주들과 우리우주가 "웜홀"로 연결되어 있을 것이라고 생각하기도 합니다. 그런데 관측 우주론적 입장에서 생각하면 "웜홀"을 생각하기 앞서 화이트 홀이나 블랙홀의 존재가 "관측적"으로 증명되어야 할겁니다. 블랙홀은 이론적인 연구가 활발하고, 또 현재 관측 적으로 여러 가지 존재 증거들이 나타나고 있지만, 화이트 홀은 가능성 제시 수준이지 아직 그 정체에 대한 연구가 심도 있게 이루어지지는 않고 있는 것으로 알고 있습니다. 물론 웜홀은 아직 공상 단계라 할 수 있을 겁니다.



따라서 다른 우주가 존재하느냐를 관측 적으로 증명하는 것은 현재에는 불가능하고, 또 현재 우리가 알고 있는 과학으로는 "다른 우주"가 존재하느냐 그렇지 않느냐는 "우리우주"와는 관계없는 일이 됩니다. "생각"으로는 존재할 수 있지만, 이게 과학적 인식론의 한계입니다. 따라서 다른 우주로 어떻게 가느냐는 그야말로 "공상"이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
항성의 내부온도는 정역학적 평형 상태를 나타내는 방정식으로부터 구할 수 있습니다. 정역학적 평형은 별이 모양을 유지하기 위하여는 별이 수축하려는 중력과 팽창하려는 가스 압력이 서로 맞서야 그 모양이 유지되겠지요. 정역학적 평형을 미분형이 아닌 간단하게 나타내면, 압력 P, 질량 M, 반경 R, 온도 T, 밀도 D, 부피 V라 하면,



P = GMD/R^2 = NkT/V, (D=M/V),



이 됩니다. 따라서 온도 T는 질량의 제곱에 비례하고, 반경의 제곱에 반비례함을 알 수 있습니다. 실제로 위 식은 평균적인 이야기고, 만약 중심의 온도는 미분방정식을 풀어야 하는데 중심에서는 대략,

P = GMD/R = NkT



이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
간단하게 설명하면 핵반응의 종류가 달라지기 때문입니다. 태양 질량 정도 이하의 별은 비교적 온도가 낮은 상태에서 핵융합 반응이 일어날 수 있는 수소-수소 연쇄 반응 (pp-chain)에 의하여 에너지를 생성시킵니다. 이 반응은 중심부의 온도가 천만도 정도가 되며 열 융합반응이 일어나게 됩니다. 그런데 온도가 2천만도가 넘으면 수소-수소 연쇄 반응보다 탄소-질소-산소 연쇄반응이 우세해 집니다. 이 반응은 온도에 매우 민감하기 때문에 별의 중심부에서 반응이 일어나게 됩니다. 따라서 별의 중심부에서 핵반응이 일어 나게되므로 에너지가 전달되는 방식이 대류에 의한 방식에 의하여 에너지가 밖으로 잔달 됩니다. 그러나 수소-수소 연쇄반응의 경우 별의 핵에서 광범위하게 반응이 일어 나게되므로 생성된 에너지가 대류보다는 복사에 의하여 밖으로 전달됩니다.



정밀한 계산에 의하면 질량이 큰 별의 경우에는 중심의 핵반응 부분의 바로 바깥 층은 대류 층이 되고, 그 밖이 전도 층인데 반하여, 질량이 작은 경우에는 전도층 밖에 대류층이 있습니다. 질량이 아주 작은 경우에는 대류층만 존재하는 것으로 알려지고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
우선 태양과 같은 질량의 별에 대해 설명하겠습니다.

태양질량과 같은 별의 경우 핵에서 수소가 타다가 그 수소가 거의 없어지면 껍질에서 수소핵 반은이 일어나게 되고, 온도는 감소하고 운동에너지가 증가하여 대류에 의해 에너지가 많이 나가 광도가 증가하게되고 헬륨폭발이(이때가 red giant입니다) 일어나 핵은 팽창하고 차가워집니다. 그 이후 핵에서 헬륨이 타게되고 껍질에서 수소가 타게되는 수평가지단계가 되고 그 헬륨이 다 타서 없어지면 껍질에서 헬륨이 타게 되는데 이 단계가 Asympotic giant branch단계입니다. 그 다음 별이 맥동을 하게 되고 바깥껍질이 날아가게 되는데 이 때를 Planetary nebula단계라 합니다. 이 때는 껍질이 없어지고 안쪽의 뜨거운 열이 방출되므로 온도가 무척 높아집니다. 그러나 결국 별의 핵에는 탄소가 남게 되고 점점 차가워지는 백색왜성(white dwarf) 단계가 되는 것입니다.



태양보다 질량이 작은 별의 경우는 적색거성(red giant)의 단계를 2번 거치게 됩니다.



질량이 매우 큰 별인 경우 그 별이 주 계열을 떠난 지 얼마 안되어서 중심 핵의 온도가 높아집니다. 중심에서의 헬륨연소는 적색거성(red giant)이 되기 전에 시작되고 H-R도 위쪽으로 이동하기보다는 오히려 수평으로 이동하게 됩니다. 불안정한 대기 영역(쎄페이드 변광성)뿐만 아니라 적색거성 단계를 여러 번 거치게됩니다. 그리고 마지막 단계에서는 초신성으로 폭발하고 중성자별로 끝나며, 훨씬 큰 질량의 별의 경우 블랙홀 단계로 끝나게 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
변광성은 대체적으로 2가지로 분류됩니다.

1. 맥동 변광성(pulsating stars): 대기가 주기적으로 수축과 팽창을 하는 별입니다. 종류로는 세페이드 변광성, 거문고자리 RR형 변광성, 불규칙 RV Tauri 별, 장주기 변광성, 또는 Mira 별 입니다.

2. 폭발 변광성(cataclysmic or explosive variables): 갑작스럽게 변하는 별입니다. 종류로는 신성, 왜신성(U Geminorum 별), 초신성입니다.

이 두 가지 분류에 해당하지 않는 변광성으로는 플레어 별(flare star), T Tauri 별, 스펙트럼 변광성(spectrum variables), 자기별(magnetic star)들이 있습니다.



장주기 변광성은 주로 맥동 변광성일 경우가 많습니다. 맥동 변광성은 별의 진화의 후기 단계에 생기는 불안정한 내부구조 때문에 별의 크기가 직접 변하게 되고 이것이 변광의 원인이 되는 변광성입니다. 이러한 맥동 변광성의 경우도 여러 가지 형태로 다른데 대표적인 것이 미라형(M)과 세페우스형(CEP), 거문고 RR형 등이 있습니다.



단주기 변광성은 주로 식 변광성일 경우가 많습니다. 식 변광성은 매우 가까이 있는 두 별의 궤도면이 우리가 보는 시선방향과 거의 같을 때 한 별이 다른 한 별을 가릴 경우 광도가 떨어지게 되어 나타나는 변광성입니다. 식 변광성 중 유명한 것이 알골인데, 페르세우스가 들고 있는 메두사의 머리에 위치하는 별로 주기가 2일 20시간 49분입니다.



자전변광성 (rotating variables)은 밝기의 변화가 별의 자전에 따라 별의 흑점이 시선에 들어오게 되는 것과 같은 별 표면의 온도분포가 고르지 못한데서 기인합니다. 이러한 별들은 아주 흔하며, 우리 태양도 약한 자전변광성입니다.



앞서 설명되어진 바와 같이 변광성의 대부분은 맥동하는 별의 광도 관측에 의해 검출된 것으로 밝기가 주기적으로 변화를 보이게 되는 것입니다. 그리고 맥동 변광성의 스펙트럼은 주기적으로 변하게 되고 이것은 별의 온도의 변화에 대응하는 것이며 변화 범위는 전 분광형에 걸치게 됩니다. 스펙트럼의 변화는 도플러 이동을 나타내며 이것으로부터 항성대기에 대한 시선 속도 곡선을 얻을 수 있습니다.



다음은 변광성을 이용한 거리 측정 방법입니다. 주기-광도 관계(period-luminosity relation)를 이용하여 일반적으로 거리를 측정하게 되는데, 맥동 주기는 광도에 직접 관련되기 때문에 맥동하는 별까지 거리나 외부 은하의 거리를 결정하는데 중요합니다.
  • 작성일2010-02-23
1826년 올버스는 정적이고 무한대인 뉴턴의 우주이론을 파괴할 물리적 현상을 알게 되었는데 우리 우주가 무한대이고 정적이며, 별들이 균일한 분포로 채워져 있음을 가정하였습니다. 그 다음에 밤하늘이 적어도 태양의 표면만큼 밝아야 할 것임을 증명하였습니다. 그런데 밤하늘이 어두운 것은 분명하므로 우리는 올버스패러독스에 부딪치게 됩니다. 그 증명은 다음과 같습니다.

(1) 별들의 무한대 우주 속에서 우리가 어느 방향을 바라보더라도, 우리의 시선은 어느 별의 표면을 반드시 부딪치고 말 것입니다. (2) 비록 성간 공간이 별빛을 흡수하는 성간 물질로 채워져 있기 때문에 우리가 어느 한정된 거리 이상을 볼 수 없다 하더라도, 티끌자체가 별들의 표면온도로 가열되어(열 평형을 이루어) 그 결과 밤하늘도 그 만큼 밝아 질 수 있습니다. 결론적으로 이와 같은 올버스패러독스에 대한 명확한 해결책은 우주 팽창이론입니다. 차차 멀어져 가는 은하로부터 오는 빛은 도플러효과에 의해 차차 더 낮은 에너지, 다시 말해 낮은 세기로 이동되기 때문입니다.
  • 작성일2010-02-23
블랙홀은 질량이 아주 큰 별 (태양 질량의 십 수배 이상)이 진화하여 만드는 것으로 알려지고 있습니다. 이렇게 질량이 큰 별은 수적으로 아주 적게 생성됩니다. 대부분의 별은 태양 질량 보다 작습니다. 대략 태양질량의 3배 이하의 별들이 백색왜성으로 진화되는 것으로 알려지고 있음을 감안하면 백색왜성이 훨씬 (아마 중성자별이나 블랙홀은 단지 수 % 이하일 겁니다)질량이 작습니다. 물론 질량이 큰 별은 질량이 작은 별이 백색왜성이 될 때까지 몇 사이클의 윤회 일생을 지내 중성자별이나 블랙홀을 만들겠지만 그래도 질량이 작은 별이 월등히 많기 때문에 백색왜성 수가 훨씬 많게 됩니다.



우리은하의 원반에는 은하수로 보이는 젊은 별의 "얇은 원반"과 늙은 별로 이루어진 "두꺼운 원반"이 알려지고 있는데, 최근에는 별의 잔해인 백색왜성으로 이루어진 "백색왜성 원반"이 있다는 주장이 나오고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
천문학적으로 대개 밝은 별을 주성, 어두운 별을 동반 성이라 합니다. 그러나 두 별 중 밝은 별, 크고 밝은 별로 정의하면 상당히 애매한 경우가 있습니다.



식쌍성의 광도 곡선에서 주식 (primary eclipse)을 정의 할 때 반성이 주성을 가리는 것으로 정의하면, 온도가 높은 별이 주성, 낮은 별이 반성이 됩니다. 식쌍성에서 서로 가려서 어두워지는 극심은 두별의 온도와 크기 (반경)와 관계 있습니다. 온도가 낮지만 초거성과 같이 반경이 커서 밝은 별과 쌍성을 이루는 조기형 주계열성 (B,A형)의 경우에는 온도가 낮은 주성이 온도가 높은 반성을 가릴 때 가장 어두워집니다 (즉 제1 극심 or 주극심).



쌍성 계가 태어날 때 질량이 큰 것을 주성으로 정의하는 경우가 있습니다. 쌍 성계에서 진화에 따라 질량을 서로 교환하는 경우가 생기게 됩니다. 대표적인 예가 시리우스와 그 반성 (백색왜성)인데, 현재의 시리우스는 과거에 반성이었다가 현재의 백색왜성이 당시에 질량과 광도가 큰 주성으로, 이 별이 거성으로 먼저 진화하면서 질량을 당시의 반성인 시리우스에게 질량을 줌으로써 오히려 현재의 시리우스 질량이 큰 주계열성이고, 반성은 질량이 작은 백색왜성이 되었습니다. 이러한 단계의 중간에 있는 것이 알골입니다.



어쨌든 현재 천문학에서는 밝은 별을 주성, 어두운 별을 반성이라 정의합니다.
  • 작성일2010-02-23
성운에 대하여는 한국천문연구원 홈페이지 "우주여행"란을 참고하세요.



성운의 모양이 여러 가지인 이유는,



첫째, 성운의 "종류"에 따라 서로 다른 모습을 갖고 있습니다. 여기에 대한 분류도 복잡한데, 어쨌든 통상적인 성운은 종류나 기원에 따라 여러 가지 모습을 보입니다.



둘째, 성운은 기원뿐만 아니라 주위 성간 물질의 분포, 지구에서 보는 기하학적인 모양 따위에 따라 여러 가지 모습으로 나타납니다.



셋째, 대략적인 성운 종류의 분류에 따른 각각의 모양입니다.



- 행성상성운 (planetary nebula) : 질량이 태양 질량의 약 3배 이하의 별이 죽어가면서 별의 외각부분이 팽창하여 생긴 것으로 M57처럼 고리모양을 이루고 있어 행성상성운으로 불리고 있으나 고리 모양 이외에 모 항성의 특징, 기원, 주변성간 물질의 분포 따위에 따라 여러 가지 모양을 보입니다. 이 성운은 대략 수십 km/sec의 속도로 팽창하고 있어 그 수명은 수 만년 정도일 것으로 추정됩니다.



- 초신성 잔해 (Supernova Remnants) : 초신성 폭발 후에 남은 성운으로 행성상성운보다 매우 빠른 초당 1,000km/sec의 속도로 팽창하고 있습니다. 따라서 그 수명은 수천 년 이하일 것으로 생각됩니다. 카세오페아 자리의 베일성운, SN 1987A의 성운 등이 대표적입니다.



- 산광성운 (방출성운, 발광성운, H II 영역) : 스스로 빛을 내는 여러 가지 모양의 성운으로 대개는 성운 안쪽에 젊은 산개성단이 있어서 이 성단의 별로부터 나오는 짧은 파장의 빛에 의하여 주위가 이온화되어 밝게 빛납니다. 대표적인 예가 오리온 성운이나 M8, 마젤란 은하의 30 Dor, M 33에 있는 NGC 604 따위가 이에 속합니다. 천문학적인 용어로는 H II영역이라 부릅니다.



- 암흑성운 (Dark Nebula) : 차가운 분자구름으로 대개는 뒤에 오는 별빛을 차단함으로써 발견됩니다. 이 구름 안에 새로 탄생하고 있는 어린 별이 포함되어 있는 경우가 있습니다. 말머리 성운이나 오리오 성운 주위의 분자 운이 대표적입니다.