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천문우주 교육동영상
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별들의 종류 2017-02-28
별2
앞서 우리는 태양과 비슷한 질량을 가진 별들의 진화에 대해 알아보았습니다. 백색왜성과 행성상 성운을 남기는 태양과 비슷한 질량의 별들 외에도 넓디넓은 우주에는 많은 별들이 존재하는데요. 이 시간에는 좀 더 다양한 별들에 대해 알아보겠습니다.
우리가 잘 알고 있는 행성 수성, 금성, 지구 등은 태양의 질량보다 매우작습니다. 질량이 작은 이런 행성들은 핵융합을 일으키기 못하고, 스스로 빛을 내지 못하기 때문에 별이 되지 못하는데요.
그렇다면 행성들 보다는 질량이 많고 태양의 약12분의 1배 보다 작은 질량을 가진 별들, 항성과 행성 사이 모호한 영역에 있는 천체들은 우리는 무엇이라고 부를까요? 이런 천체들은 행성보다는 크기가 커서 잠깐 동안 에너지를 생성할 수는 있지만, 헬륨을 만들 수 있을 만큼 뜨거워지지 못하여 별이 되지 못하는데요. 이런 천체들을 우리는 갈색왜성이라 합니다.
이 갈색왜성과 비교했을 때 질량이 커서 주계열에 오르지만 태양과 비슷한 질량의 별들처럼 헬륨을 융합시키지 못하고 핵이 헬륨상태에서 멈춰버린 천체를 우리는 헬륨으로 이루어진 백색 왜성이라 부릅니다. 이렇게 백색왜성이 되는 별들은 초기질량이 태양의 4분의1보다 작다고 해요.
그리고 이보다 질량이 조금 더 큰 태양과 비슷한 질량의 별들은 헬륨 연소과정을 통해 적색거성이 된 다음, 외부대기는 우주공간으로 방출되어 행성상 성운을 형성하고. 마지막으로 탄소와 산소로 이루어진 핵만 남아, 전형적인 백색왜성이 됩니다.
처음 거성이 될 때 항성은 잠시 헬륨 핵반응으로 안정기에 접어들었다가 또 다시 거성이 되는데요. 행성상 성운이 되기 전에 태양보다 질량이 두 배 이상 높은 별들은 더욱 크고 거대한 거성이 되기도 하는데, 이들은 너무 밝고 커서 초거성이라고 부릅니다.
태양의 질량에 약 세 배에서 열다섯 배 되는 이런 별들 역시 백색왜성으로 남게 되지만 왜성을 이루는 물질은 전형적인 백색왜성과 다르다고 합니다. 탄소로 이루어진 것이 아니라 산소 네온 마그네슘으로 이루어져 있는데요. 이는 탄소가 핵반응을 하여 보다 무거운 원소들을 만들어낸 결과입니다. 그리고 최근에는 이러한 질량을 가진 별들이 초신성이 되는 경우를 발견하기도 하였습니다.
지금까지는 태양 질량의 열다섯 배 이하인 별의 생애에 대해 알아보았습니다. 이제 질량이 이보다 큰 별들에 대해 알아 볼 텐데요. 구성성분이 다른 백색왜성에서 끝을 맺었지만 초기질량이 태양의 열다섯 배 이상이 되면 별은 더 이상 백색왜성에서 멈출 수 없게 됩니다. 그렇다면 이런 질량이 큰 별들은 어떻게 될까요?
-인터뷰-
이렇게 중력에 대항해야하는 에너지는 철의 변화에 쓰이게 되고, 중심핵은 한없이 수축해져만 갑니다.
-인터뷰-
여기서 잠깐, 중성자별이 되기 전의 별로 돌아가서 핵의 바깥부분을 살펴볼까요? 보이는 것처럼 핵의 외부는 양파껍질처럼 층으로 되어있답니다.
층으로 되어 있어 철, 산소, 헬륨 등 여러 원소들로 핵융합을 하던 핵이 어느 날 수축을 멈추게 되는데요. 이때 그 충격으로 바깥층이 폭발하듯 날아가 버립니다. 별의 진화 마지막 단계인 이런 현상을 우리는 초신성 또는 초신성폭발이라 부릅니다.
초신성이 된 별은 하나의 작은 은하의 밝기와 비슷할 정도로 밝아지며, 몇 주에 걸쳐 다시 천천히 어두워집니다. 이러한 초신성의 폭발은 우주공간에 산소보다 무거운 원소들의 주요공급원이 되었고, 몇몇 주요 원소들의 유일한 공급원이 되었습니다.
이제부터는 이보다도 더욱 큰 질량을 가진 별의 종착지에 대해 알아보겠습니다. 이 별들 역시 초신성폭발을 겪으며 밝게 빛을 내는데요. 이때 남아있는 중성자로 이루어진 핵이 조금 다른 변화를 시작합니다.
엄청난 질량을 가진 이 별들은 어떻게 변할까요? 엄청난 밀도로 더 이상 압축할 수 없는 중성자별과는 달리 핵의 질량이 태양의 3배가 넘는 무거운 별들은 그 상태에서 자신의 무게를 이기지 못해 붕괴하게 됩니다. 결국 별의 핵은 무한히 압축되어지고 탈출속도는 빛의 속도를 넘어서게 되는 것이죠. 천체를 탈출하는데 필요한 속도가 우주에서 가장 빠르다고 알려진 빛의 속도보다 빠르다면 그 무엇도 그 천체를 탈출할 수 없겠죠.
빛을 포함한 모든 것이 탈출할 수 없는 이 천체를 우리는 블랙홀 또는, 검은 구멍이라고 부릅니다.
그렇다면 태양계에서 가장 큰 태양은 블랙홀이 될 수 있을까요? 우리가 흔히 바라보고 있는 태양은 지름이 약 150만km인데요. 불가능한 일이지만 이론상 태양이 블랙홀이 되려면 약 6km 정도로 압축되어야 한다고 합니다.
-인터뷰-
가장 유명한 블랙홀의 후보는 백조자리에 있는 X-1천체입니다. 이외에도 종종 블랙홀의 후보가 발견되고 있는데요. 현재는 이 쌍성으로의 블랙홀발견 이외 은하 중심의 블랙홀의 존재 증거도 발견되고 있다고 합니다.
지금까지 진화에 따른 별의 종류를 알아 보았습니다. 가장 많이 보이는 주계열성, 보통의 별의 종착지인 백색왜성, 진화중간에 보이는 적색거성, 초거성, 초신성 등 그리고 중성자별, 블랙홀까지 초기별의 질량에 따라 여러 가지 형태의 별들을 보았는데요. 이제부터는 이 외에, 소개하지 않은 몇 가지 별들을 소개하겠습니다.
먼저 쌍성에 대해 알아보겠습니다. 쌍성은 서로 주위를 돌면서 중력에 의해 묶여있는 두 개의 별을 말하는데요. 두 별은 서로 중력으로 묶여있기 때문에 우리는 그 두 별의 질량을 계산할 수 있고, 지구와 일직선상에 있을 때 식이 일어나 광도가 변하는 것을 이용하여 별들의 직경을 구할 수 도 있다고 합니다.
이렇게 쌍성에서 식이 일어날 때 광도가 변하는 것을 보고 식변광성이라고 하는데요. 식변광성에서의 변광성이란 말은 별 중에서 밝기가 변하는 별을 가리키는 말로, 그 원인에 따라 식변광성, 맥동변광성, 폭발변광성으로 나뉘게 됩니다.
식변광성과 맥동변광성은 주기적으로 별의 광도가 달라지는데요. 식변광성의 경우 어두운 별이 밝은 별을 가릴 때는 밝기가 급격히 떨어지고 밝은 별이 어두운 별을 가릴 때는 밝기가 조금 떨어지는데 그치게 됩니다.
변광성 중 특히 맥동변광성은 별의 내부 구조가 불안정하여 수축과 팽창을 되풀이하면서 별의 밝기가 주기적으로 변하는 것을 말하는데요. 대표적으로 맥동변광성인 세페이드 변광성은 변광 주기가 광도와 비례합니다. 이를 통해 별의 절대등급, 거리등을 알 수 있어 천문학자들의 주요 관심거리가 되고 있습니다.
이제 폭발변광성을 보면 별의 내부나 표면층이 불안정하여 폭발하면서 갑자기 밝아졌다가 서서히 어두워지는 것을 우리는 폭발변광성이라 말합니다. 앞에서 배웠던 초신성을 예를 들 수 있고, 또한 이번에 언급할 신성을 예를 들 수 있습니다.
-인터뷰-
보통 이런 신성도 매우 밝아지지만 그보다 초신성은 수천 배 이상 밝아진답니다.
지금까지 우리는 여러 종류의 별을 만나 보았습니다. 별이 되지 못한 행성과 갈색왜성에서부터 신비한 블랙홀 등... 매일 하늘을 보며 같은 별들로만 이루어져있는 줄만 알았던 밤하늘이 오늘따라 신비롭게만 보이는 것 같나요? 우주, 그리고 별은 우리에게 무한한 상상력의 세계로 인도하고 있습니다.
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별의 탄생과 진화 2017-02-28
별1
육안으로도 쉽게 관찰할 수 있는 밤하늘에 반짝이는 별, 사람들은 별을 영원에 비유하곤 하지만 별에게도 태어남이 있고 죽음이 있습니다. 사람의 인생도 제각각 틀리듯, 별의 인생도 별이 태어난 환경이나 조건에 따라 틀린데요. 이번 시간에는 별의 일생에 대해 알아보겠습니다.
먼저 원시별의 탄생에 대해 알아볼 텐데요. 우리가 알고 있듯이 우주의 별과 별사이에는 성간물질이라고 불리는 수많은 먼지와 기체 등으로 이루어져 있습니다. 원시별은 이러한 성간물질에서 시작됩니다.
밀도가 높은 수소 분자 구름이 있는 곳, 성간물질이 많은 곳이 바로 별의 탄생지가 될 수 있는 성간분자운이 되는데요. 그러나 성간물질만 밀집 되어있다고 원시별이 바로 탄생되는 것은 아니겠죠? 계속해서 나오겠지만 별의 탄생, 일생은 중력에의한 수축하려는 힘과 가스압에 의한 팽창하려는 힘의 끊임없는 싸움이라고 할 수 있는데요. 그렇다면 별에게 있어 중력과 압력은 무슨 관계일까요?
-인터뷰-
성간물질은 우주에 균일하게 분포되어 있지 않기 때문에 밀도가 더 큰 구름은 주위에 더 많은 물질들을 끌어당겨 중심핵을 형성하게 됩니다. 이 구름의 중심핵이 자체중력에 의해 수축함에 따라 원시별이 빛을 발할 때 까지 밀도와 중심온도가 증가하는데요. 이 단계에서 원시별은 핵반응이 아닌 중력수축으로 에너지를 방출하는 것이죠. 이 수축에 의해 중심온도와 밀도가 증가하면서 비로소 원시별로 자리를 잡게 됩니다.
사실 별의 탄생비밀은 그야말로 비밀, 신비에 쌓여있습니다. 원시별 주변의 분자 구름 때문에 관측이 힘들기 때문입니다.
-인터뷰-
원시별의 탄생 비밀에 대해 알아봤으니, 이제부터는 실질적으로 어떻게 별이 탄생되어지는지 알아 볼 차례입니다. 여기 엄청난 가스와 먼지로 이뤄져 있는 별들의 요람, 독수리 성운이 보이나요? 그렇다면 독수리성운 같은 이런 성운은 어떤 방법으로 별을 탄생시킬까요?
-인터뷰-
성간운에서의 밀도의 불균질한 분포는 이러한 수축이 일어나면서 군데군데 밀도가 높은 개별적 지역에서 수축에 필요한 최소질량이 더 작아져 수축이 쉬워지고 결과적으로 별이 무리 지어 생성된다는 것입니다.
이런 성운에서 만들어 진 별들은 어떻게 일생을 살아갈까요? 이것을 알기 위해 우리는 HR도를 살펴볼 필요가 있습니다. HR도는 별의 등급과 온도에 따라 별들의 위치를 표시한 것인데요. 여기의 주계열 부분은 별이 생애의 대부분을 보내는 곳으로 사람으로 비유하면 청 장년기라 할 수 있죠. 보이는 것처럼 원시별은 질량에 따라 HR도의 주계열에 놓이게 되는 위치가 다릅니다. 질량이 높을수록 왼쪽 상단에, 낮을 수 록 오른쪽 하단에 놓이게 되는 것입니다. 그렇다면 태양은 HR도의 어디쯤 위치할까요? 태양은 현재 중간보다 조금 밑에 위치하게 됩니다.
별들은 질량에 따라 주계열의 다른 위치에 놓이게 되지만 별들이 주계열에 올라가기 위해서는 별 내부에서 수소핵융합 반응을 통해 평행을 이뤄야 가능한데요. 기체덩어리에서 수소 핵융합 단계를 걸쳐 주계열에 도착한 별은 100만년에서 2천억 년 동안 주계열에 있게 된다고 합니다.
이렇게 주계열에서의 시간이 차이가 나는 이유는 별의 질량과 밀접한 관계가 있는데, 왜냐면, 무거운 별은 빠르게 반응을 하여 짧은 수명을 가지게 되고 가벼운 별일수록 핵에서의 반응이 느리게 일어나 긴 수명을 가지게 되기 때문입니다. 질량에 따른 각각의 진화 과정은 다음 장에서 배우기로 하고, 이 시간에는 태양과 비슷한 질량을 가진 별들의 진화에 대해 알아보겠습니다.
핵융합반응을 통해 평행 상태를 유지하고 안정된 상태가 된 별은 일생의 대부 분의 시간을 이 주계열에서 보내게 됩니다.
이렇게 안정한 상태로 주계열에 머무는 것은 앞에 언급했다시피 중력과 압력에 의한 힘이 평행을 이루기 때문인데요. 하지만 오랜 시간이 지난 후 수소핵융합을 끝내고 별은 주계열을 떠나게 됩니다. 이때 더 이상 내부에서 만들어지는 에너지가 없어서 중력이 우세하게 되는데요.
우세한 중력으로 중심핵이 수축함에 따라 안으로 떨어지는 물질의 에너지는 열로 바뀌게 됩니다. 이 열은 핵의 바깥 부분의 수소에게 전달하게 되고, 수소는 융합반응을 할 수 있을 만큼의 열을 갖게 되는 것 이죠. 이 과정을 통해 주계열을 떠난 별은 거성이 되는데요. 거성이 되는 과정을 좀 더 자세히 알아볼까요?
핵의 바깥 부분에 있던 수소가 핵융합을 하면 그 열은 바깥 부분으로 전달이 되고 이는 더 바깥층을 가열시켜 팽창하게 만들겠죠. 이런 반복적인 과정을 통해 핵 바깥의 수소핵융합은 더욱 활발해지고, 별은 거대해 지며 별의 광도는 증가하게 됩니다. 별의 바깥 부분은 중력, 압력에 의한 힘 두 힘이 평행을 이룰 때 까지 팽창해 결국 거성이 되는데요. 바깥층의 팽창은 별의 표면의 온도를 떨어드리고 별이 차가워지면서 전체적으로 붉은 색을 띄게 됩니다. 이제 별은 붉은 거성 즉 적색거성이 된 것 이죠.
하지만 별은 적색거성에서 멈추지 않습니다. 외부가 팽창하며 적색거성이 되는 순간까지도 중심핵은 계속해서 수축하였고, 온도가 1억 도가 되면 헬륨 섬광이라는 빠른 융합의 폭발로 점화 되어 헬륨이 반응을 시작하는 것이죠.
이때 헬륨이 세 개가 모여 하나의 탄소가 되는 헬륨핵융합반응(삼중알파과정)으로 인해 별은 다시 안정을 찾게 되고, 중심핵에서는 계속해서 탄소를 만들게 됩니다. 만들어진 탄소는 헬륨과 결합해 산소를 만들기도 하죠.
그러나 온도가 1억 도가 된 중심핵은 이 안정된 기간을 오래 유지할 수 없습니다.
워낙 빠른 속도로 헬륨 연료를 융합하기 때문에 중심핵의 헬륨이 빠르게 고갈이 되기 때문인데요. 적색거성처럼 별이 커지면 탄소와 산소로 이루어진 중심핵은 더 이상 반응을 하지 않습니다. 태양보다 거대한 질량의 별은 계속 진화를 거듭하지만 태양과 비슷한 평범한 별은 이제 마지막으로 가게 되는 것 이죠.
적색거성은 생을 다하기 전 마지막으로 밝은 빛을 냅니다. 별 내부에서 에너지를 만들어 내지 못해 다시 한 번 중력이 주도권을 잡게 되면서 일어나는 현상인데요. 중심핵이 계속해서 수축해져가고 바로 바깥부분의 헬륨 층은 또다시 반응을 시작해 에너지를 만들어내게 되는 것이죠. 또다시 수소 층이 반응을 시작해 별은 다시 거성만큼 커지게 되는 것 입니다. 이 단계에서 별은 처음 적색거성이 되었을 때 보다 아주 약간 밝아지지만 이것은 아주 짧은 마지막 순간이라 보면 됩니다.
결국 중심핵은 반응 없이 계속해서 수축해 가고 외부에서의 반응들도 머지않아 끝나게 됩니다. 바깥쪽 부분은 팽창하며 식어가고 결국 우주 공간으로 물질들을 내보내게 되는 것이죠.
수축해가는 중심핵은 탄소가 융합할 수 있을 만큼의 온도를 가지지 못하는 대신 마지막 평형 상태에 이를 수 있는 충분한 밀도가 될 때까지 계속해서 수축하게 됩니다. 결국에 별은 어마어마한 밀도를 가지게 되는 백색 왜성이 되어 생을 마감하게 되는 것이죠. 무게를 굳이 비교하자면 찻숟가락 하나정도의 백색왜성 물질은 한 트럭 가득실린 쓰레기보다 무겁습니다.
백색왜성은 생을 마감하면서 아름다운 성운을 남기는데요. 중심핵이 백색왜성이 되는 기간 동안 팽창하는 껍데기를 벗겨내며 그 안쪽 지역은 계속해서 반응을 해서 밝게 빛을 내기 때문입니다. 이런 빛나는 껍데기가 바로 하늘에서 가장 멋있는 천체 중 하나인 행성상 성운입니다.
이렇게 태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 행성상 성운과 백색왜성을 남기고 생을 마감하게 됩니다. 그렇다면 태양보다 질량이 작거나 큰 별들은 어떤 형태로 생을 마감할까요?
-인터뷰-
별의 질량이 태양의 15배가 넘어가는 별들은 지속적인 핵융합반응으로 인해 탄소의 핵이 산소로 그리고 규소, 철의 순서로 변하게 되고 마지막에 남은 철의 핵주위에는 규소, 산소, 탄소, 헬륨, 수소의 순서로 껍질형태로 이루어져 있게 됩니다. 이 껍질에서는 핵융합반응이 이루어지나 철 핵은 반응이 멈추어 에너지를 발산하지 않는 형태의 매우 불안전한 구조를 하고 있습니다.
이 불안전한 구조는 곧 별의 붕괴를 초래하게 되고 초신성 폭발이 일어나게 되고, 중심핵은 중성자별, 혹은 블랙홀이 됩니다.
이렇게 별들은 각각 다른 형태와 빛으로 자신의 흔적을 남기게 되었고 우리는 이를 연구함으로써 우리의 미래또한 예측할 수 있게 되었습니다. 그럼 우리는 어떻게 별의 진화과정과 질량에 따라 진화에 걸리는 시간을 알 수 있었을까요?
보통 별은 우리가 그 구조 변화의 모습을 관측할 수 있을 만큼 빨리 주계열 수명을 마치거나 붉은 거성으로 진화 하지 않는데요. 그래서 보통 이론적 계산을 바탕으로 하지만 다행히도 우주는 우리에게 계산을 검증할 수 있는 방법을 제공해 주었습니다.
우주가 일러준 방법은 바로 성단입니다. 예를 들어 몇 개의 별의 무리가 중력에 의해 유지가 되고 공간상으로 가까이 있다면, 우리는 별의 모습을 어떻게 예측할 수 있을까요? 아마도 이 별들은 거의 같은 시기에 같은 구름으로부터 같은 성분을 가지고 만들어졌다고 가정 할 수 있을 것입니다. 이 별들은 질량과 이에 따르는 각 생애의 진화 단계를 지나가는 시간만 다르다고 기대할 수 있는 것 이죠.
이제는 산개성단과 구성성단으로 별의 모습을 예측해보겠습니다. 산개성단의 경우 별들의 나이가 대체적으로 젊어 그림과 같이 아직 주계열에 오르지 못한 별들의 모습이 보이고, 질량이 많은 별들도 주계열에 올라있는 모습을 볼 수 있습니다.
구상성단의 경우 구성원의 질량이 다양하고 오래된 성단이기 때문에 질량에 따른 진화의 모습을 그림과 같이 확실하게 알 수 있는데요. 진화를 빨리하여 거성의 단계에 들어가 있는 별들의 모습과, 이제 막 주계열을 떠나는 별들과 아직도 주계열에 남아있는 별들의 모습을 함께 볼 수 있습니다.
이렇듯, 우주의 성단을 통해 우리는 별의 진화 과정에 대해 알 수 있게 되었고, 질량에 따라 진화 속도도 달라진다는 것을 알게 되었습니다. 하지만 우주는 여전히 많은 물음을 우리에게 던져주고 있고, 우리는 과학으로서 그 물음에 더 정확하게 대답하기 위해 많은 노력을 하고 있죠.
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우리은하와 외부은하 2017-02-28
우리은하와 외부은하
우리는 천체 1에서 성운과 성단을 통해 광활한 우주에 공존해 있는 신비한 천체들과 만날 수 있었습니다. 그럼, 이제 시야를 좀 더 넓혀 태양계가 속해있는 우리은하를 여행해 볼까요?
수천억 개의 별이 띠 모양으로 모여 있는 집단을 은하라고 부르고, 그중에서도 태양계가 속해 있는 은하를 우리은하라고 부릅니다. 맑은 날 밤하늘을 올려다보면 뿌연 구름처럼 보이는 은하수를 볼 수 있습니다. 이 형상은 지구에서 보이는 우리 은하의 일부분으로 이 은하수가 별들의 무리라는 사실은 17세기 갈릴레오에 의해 처음 알려졌습니다.
별들의 무리인 은하수는, 보시는 것처럼 우리은하 원반을 옆에서 본 모습입니다. 이런 특징 때문에 우리은하를 Milky Way Galaxy 또는 은하수라고 부르기도 하죠.
은하수에 대한 관심은 영국의 천문학자 허셜에 의해서 높아졌습니다. 우연히 하늘의 여러 방향에서 별의 개수를 세 보았던 허셜은, 대부분의 별들이 은하수부근에 놓여있음을 알게 됐고, 은하수를 기준으로 어느 방향에서나 별들의 개수가 같다는 사실을 알아내게 됩니다.
허셜이 제기한 원리는 만약 사람을 중심으로 볼링핀이 동심원 모양으로 나열돼 있을 때, 중심에 서 있는 사람이 모든 방향에서 셀 수 있는 볼링핀의 개수가 같다는 원리와 동일합니다.
허셜은 이렇게 모든 별들이 은하수 부근에 모여 있고 모든 방향에서 본 별의 개수가 같다는 사실을 알고, 우리은하에서 태양이 중심을 차지하고 있을 거라고 생각하게 됩니다.
우리 은하를 관측하면서 태양의 위치를 새롭게 해석한 사람은 허셜 이외에 카프타인도 있습니다. 그는 우주를 평편한 타원체로 생각하면서 중심에서부터 거리가 멀어지면서 별들의 밀도가 줄어드는 것을 통해 태양의 위치를 분석했습니다. 카프타인의 우주구조에서 본다면, 보시는 것처럼 태양은, 우리은하의 중심에서 650pc 떨어져 있으며 중심면에서 북쪽으로 38pc 떨어진 곳에 위치해 있음을 알 수 있습니다.
그리고 우리 은하의 구조를 밝히는데 힘써온 천문학자도 있죠. 바로 미국의 천문학자 샤플리랍니다. 그는 구상성단을 관측하면서 우리은하의 구조를 끊임없이 연구했습니다. 그 결과, 과거에 알고 있는 우리은하의 크기보다 10배나 먼 곳에 구상성단이 존재한다는 사실을 확인하고 우리은하의 크기를 기존 크기에서 더욱 늘려 기록을 했습니다. 하지만 안타깝게도 샤플리는 우리은하가 그보다 더 광대하다는 사실을 명확하게 알지는 못했죠.
-인터뷰-
"우리은하의 크기는 당시 샤플리가 생각했던것 보다 훨씬큰것으로 밝혀졌습니다. 실제 우리은하의 크기는 직경으로 약10만 광년정도가 되고요 태양은 우리은하의 중심에서약 3만 광년 정도 떨어져있습니다. 우리은하는 실제로 굉장히 거대한 천체입니다."
이렇듯 우리 은하는 수많은 천문학자들의 호기심을 자극하며 오랜 시간 연구돼 왔습니다. 천문학자들은 우리은하를 처음엔 그저 나선팔만 가지고 있는 나선은하일 것이라고 생각을 했습니다. 하지만 관측기술이 발단함에 따라 우리은하의 구조를 더 세부적으로 관측하게 되면서 우리은하가 핵 주위에 막대를 가지고 있는 막대나선은하라는 것을 알게 되었습니다. 막대나선은하는 천체1에서 자세히 설명했습니다. 그럼, 우리에게 다양한 궁금증을 안겨주고 있는 우리은하의 모습을 살펴볼까요?
먼저, 우리은하는 크게 원반과 팽대부, 헤일로의 3부분으로 분류 할 수 있습니다.
띠 모양으로 늘어선 것이 바로 우리은하의 대부분을 차지하는 원반입니다.
우리은하의 원반에는, 수많은 별들은 물론, 성단, 가스, 먼지 등의 다양한 물질도 함께 모여 있습니다. 은하 원반에서는 지금도 별이 탄생하고 있지만, 중심부에서 멀리 떨어진 지역엔 탄생한지 오래된 별들이 존재하고 있습니다.
이렇게 원반에 별이 많이 모여 있는 이유는 뭘까요? 그 이유는, 별이 탄생하기 위해서는 가스들이 필요한데, 바로 이 원반에 가스가 많이 존재하고 있기 때문이죠. 가스가 많이 모여 있어서 원반이 어둡게 보이고, 또 가스와 먼지에 의해 별빛이 많이 가려지기도 합니다.
우리 은하내에는 수많은 별들이 집단을 이뤄 모여있는 성단이 많이 존재하고 있습니다. 그렇다면 우리가 천체 1에서 만났던 산개성단들은, 우리 은하 어디쯤에서 볼 수 있을까요? 비교적 젊은 별들이 모여 있는 산개성단은, 보시는 것처럼 별의 탄생이 활발한 지역인 원반에 많이 존재하고 있습니다.
우리은하를 옆에서 봤을 때, 원반이 긴 띠 모양을 하고 있다면, 팽대부는 은하의 중심부분에 별들이 빽빽하게 모여 있어 둥근 공 모양을 띠고 있습니다.
팽대부에는, 많은 양의 먼지가 존재하지는 않지만, 워낙 먼지와 가스가 원반에 밀집해 있어 실제로 팽대부의 먼지를 관측하기에는 어려움이 있습니다.
저 멀리 원반주위에 희박하게 퍼져있는 부분이 보이나요? 이 부분이 바로 헤일로입니다.
헤일로에는, 여러분이 보시는 것처럼 별들이 드문드문 분포해 있고, 공 모양을 하고 있는 구상성단의 모습도 발견됩니다.
수천억 개의 별이 모여 신비한 장관을 연출하고 있는 우리은하. 넓은 우주 공간에 우리은하 혼자만 존재하는 것은 아닙니다. 별들이 모여 성단을 이루듯이 안드로메다은하를 포함한 여러 천체들이 모여서 국부은하군이라 불리는 은하군을 이루고 있습니다.
국부은하군은, 약 45개 정도의 은하를 포함하고 있습니다. 그리고 국부은하군의 중심은하는 바로 우리은하와 안드로메다은하입니다.
우리은하와 안드로메다은하는 국부은하군을 대표하는 나선은하이며 이 밖에도 국부은하군에는 나선은하는 물론, 왜소타원은하 등의 은하들이 포함돼 있습니다.
물론 불규칙은하들도, 포함되어 있죠.
국부은하군의 대표적인 불규칙은하에는 대마젤란은하와 소마젤란은하가 있습니다. 이들은 크기가 커서 육안으로 잘 보이는 은하에 속하죠. 처음 맨눈으로 보았을 때는, 그 모습이 별무리처럼 보이지 않고 성운처럼 보여서 대마젤란성운, 소마젤란성운이라고 불리기도 했습니다.
또한, 타원모양을 띠고 있지만, 그 크기가 작아 왜소타원은하라고 불리는 은하들도 국부은하군을 구성하고 있습니다.
이렇게 다양한 은하들을 모양과 배열에 따라 분류해 표로 만든 천문학자가 있습니다. 허블이라는 미국의 천문자가 그 주인공입니다. 허블은 보이는 것처럼 자신이 만든 허블도표를 통해 나선은하, 타원은하, 불규칙은하들로 분류해서 은하들을 배열했습니다. 허블도표의 가장 왼쪽에 위치해 있는 타원은하가 보이시나요? 왼쪽에서부터 가장 동그란 형태의 은하를 배치하고 오른쪽으로 갈수록 찌그러진 모양의 타원은하들을 배열해 놓았습니다. 다음으로 나선은하를 살펴볼까요? 나선은하는 중심부분에 막대가 있는 것과 없는 것 두 종류로 분류되기 때문에 이렇게 타원은하에서부터 두 갈래로 갈라져서 위치하고 있습니다. 또한 나선팔의 꼬인 정도에 따라서 다시 세부적으로 분류되고 있음을 알 수 있습니다. 그리고 허블도표 맨 오른쪽에는 일정한 형태가 없는 은하인 불규칙은하가 Irr로 표시돼 있는 것을 확인 할 수 있습니다.
그렇다면 이렇게 다양한 은하들이 모여 있는 국부은하군의 크기는 얼마나 될까요? 약 45개의 은하들이 모여 있다고 하니 그 크기가 어마어마하겠죠?
-인터뷰-
"국부은하군의 크기는 1Mpc정도 되는데요. 1Mpc을 광년으로 바꾸면 약 326만 광년이 됩니다. 다시말하면 (국부은하군을 지나가려면 빛의속도로) 이쪽끝에서 저쪽끝까지 지나가려면 약 326만 년이 걸린다는 얘기가 됩니다."
지금까지 만나본 은하들은 비교적 그 모양과 형태가 평범한 모습을 띠고 있었습니다. 그럼 이제, 조금 더 특별하고 독특한 은하들과 만나볼까요?
나선, 타원, 불규칙은하가 정상은하에 속한다면 앞으로 만나볼 은하들은 정상적인 활동범위를 넘어선 활동성은하입니다.
일반적인 정상은하들은, 대부분 별들이 내는 빛의 영역, 즉 우리가 볼 수 있는 가시광선 영역에서 밝은 빛을 내게 됩니다. 하지만 활동성은하들은 전 파장영역에서 빛을 낸다는 차이점이 있죠.
-인터뷰-
"활동성은하가 내는 빛은 별에서 나오는 빛도 있지만 별에서나오는 빛만으로는 활동성은하가 내는 애너지 전체를 설명하기가 힘듭니다. 활동성은하가 내는 에너지는 핵에서 상당부분의 에너지가 나오기 때문에 활동성은하핵이라고 부르게 됩니다."
하지만 무엇보다 활동성은하의 대표적인 특징은 바로 은하에서부터 이렇게 가늘고 긴 물질의 흐름인 제트가 나온다는 사실입니다.
그렇다면, 활동성은하의 중요한 특징인 제트는, 과연 어떻게 해서 생겨나는 걸까요? 그 해답은 활동성은하의 중심에 있을 것이라고 추정되는 블랙홀에 있습니다. 이 블랙홀이 주변의 가스등을 빨아들이면서 엄청난 에너지와 제트를 발생시키고 있는 거죠.
이 같은 활동성은하는 세이퍼트은하와 전파은하로 분류할 수 있습니다.
나선은하의 형태를 띠고 있는 세이퍼트 은하는, 많은 양의 에너지를 방출하고 있으며 처음 발견한 칼 세이퍼트라는 천문학자의 이름을 따서 이름 지어졌습니다. 나선은하의 1%정도가 이 세이퍼트 은하에 속해 있죠.
세이퍼트 은하는, 눈으로 볼 수 있는 가시광선영역에서는 평범한 나선은하처럼 보입니다. 하지만, 적외선영역으로 관측을 해보면, 정상적인 은하들의 100배 정도에 달하는 밝은 빛을 띠고 있다는 것을 알 수 있습니다.
세이퍼트은하가 나선은하 중에서도 활동성이 강한 은하에 속한다고 하면, 전파은하는 타원은하 중에서 활동성이 강한 은하를 뜻합니다.
전파은하는, 대부분의 은하들이 에너지를 가시광선영역에서 방출하는 것과 달리 에너지의 상당량을 강력한 전파로 내는 은하입니다. 그래서 가시광선 영역에서 볼 때는, 그저 평범한 은하에 불과하지만 이렇게 전파영역에서 보면, 엄청난 에너지를 내고 있다는 사실을 알게 되죠.
전파은하 역시 세이퍼트 은하처럼 활동성은하에서 나타나는 제트가 발생합니다. 그런데 다른 특징도 있죠. 바로 빛을 내는 영역이 양쪽으로 생겨 매우 방대하다는 겁니다. 빛을 내는 영역을 로브라고 하는데 그 크기는, 은하 자체보다 크다고 볼 수 있습니다.
우리가 사는 지구에서 아주 먼 거리에 떨어져 있는 신비한 은하들. 저기, 넓은 은하 세계에 유난히 밝게 빛나고 있는 천체가 하나 있습니다. 너무 멀리 떨어져 있어서 별처럼 보이지만, 실제로는 엄청나게 큰 에너지를 내고 있는 특별한 천체. 바로 퀘이사입니다.
이 퀘이사는, 우리가 볼 수 있는 가장 먼 거리에 있는 천체로 이렇게 멀리 떨어져 있어도 밝을 빛을 띠며 엄청난 에너지를 방출하고 있습니다.
퀘이사가 이렇게 밝은 빛을 띠는 이유는 세이퍼트 은하나 전파은하와 달리 모든 영역에서 강한 빛을 내고 있기 때문이죠. 퀘이사의 중심에도 활동성은하들처럼 엄청난 에너지를 발생시키는 거대한 블랙홀이 존재한다고 알려져 있습니다.
처음으로 은하수를 발견하던 그 날의 놀라움은 이제, 우주에 대한 더 깊은 호기심이 되었습니다. 수많은 은하들이 선물하는 신비로운 우주의 모습을 앞으로도 변함없이 여러분의 마음속 가득 간직하길 바랍니다.
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태양계 밖의 천체들 2017-02-28
천체1
광활한 우주에는 우리가 살고 있는 태양계 말고도 많은 천체들이 공존하고 있습니다. 별, 성운, 성단, 은하라 불리는 신비한 천체들이 그 주인공이죠.
이 넓은 우주에서 가장 기본이 되는 천체는, 바로 별입니다. 별은 또 다른 이름으로 항성이라 불립니다.
그럼 우리가 이야기 하는 별, 항성이라고 불리는 이 천체는 과연 무엇일까요?
-인터뷰-
별은 한 마디로 정의하면, 스스로 빛을 내는 천체라고 이야기 할 수 있습니다. 그렇다면 별들은 어떻게 스스로 빛을 낼 수 있는 걸까요? 그 해답은 별 중심부에서 일어나는 핵융합 반응에서 찾을 수 있습니다.
핵융합반응은 두 개의 원자핵이 모여서 하나의 무거운 원자핵을 이루는 것을 말하는데 젊은 별에서 일어나는 핵융합 반응은 4개의 수소가 1개의 헬륨 원자로 변하는 과정에서 약간의 질량이 손실되며 그 손실된 질량이 에너지로 나오게 되는 것입니다.
이처럼 핵융합 반응을 통해 만들어진 별들 중, 지구와 가장 가까운 곳에 있는 별은, 바로 태양입니다. 태양이 지구와 가장 가까이 있다고 해서 아주 특별한 천체처럼 보이지만 거대한 우주에서 보면, 평범한 별들 중 하나라는 것을 알 수 있습니다. 그렇다면 태양은 수많은 별들 중에서 어느 위치에 있는 걸까요?
-인터뷰-
이렇게 우주엔 스스로 빛을 내는 수 없이 많은 별들이 있습니다. 별들이 무리지어 모여 있는 천체를 우리는 성단이라고 부릅니다.
별들이 모여 성단을 이루는 이유는, 별들이 하나의 성운에서 동시에 만들어 지기 때문입니다. 이렇게 생성된 별들은 각각 질량의 차이는 있으나 한 장소에서 만들어져 성단을 이루는 것입니다.
하지만 성단의 모양은 제각기 다르죠. 성단은 그 모양에 따라서 크게 구상성단과 산개성단으로 분류할 수 있습니다.
구상성단은, 그 모양이 둥근 공과 비슷하다고 해서 붙여진 이름입니다. 구상성단에는 수만 또는 수백만 개의 별들이 보시는 것처럼 둥근 모양으로 빽빽하게 모여 있습니다.
구상성단은, 주로 종족Ⅱ형 별 이라고 불리는 늙은 별들로 구성되어 있으며 별들은 보통 크기가 크고 표면온도가 낮으며 대류층이 깊은 적색거성이 많이 포함되어 있습니다.
붉은색 별들이 둥근 모양으로 모여 있는 것이 보이나요? 이것이 바로, 구상성단입니다. 그럼, 더 재밌는 구상성단을 만나볼까요?
이 성단은, 북반구에서 가장 유명한 헤라클레스 구상성단입니다. 참 많은 별들이 모여 있죠? 약 10만개의 별들로 이뤄졌으며 헤라클레스 별자리 가까이에 위치해있습니다. 그래서 이름도 헤라클레스 구상성단이라 붙여진 거죠. 약 140억년 전에 태어났을 것으로 추정되는 헤라클레스 구상성단은, 외계생명체 탐색이 가능한 천체로 선택되어 아레시보망원경에 의해 지속관측이 이뤄지고 있습니다.
M5는 뱀자리에 있는 구상성단으로 1762년 프랑스 천문학자 메시에가 독립적으로 재발견해 세상에 알려졌습니다. 130억년정도 된 M5은 우리 은하 내에서 가장 오래된 천체들 중 하나로, 보시는 것처럼 찌그러진 타원모양을 하고 있습니다.
여기서 M5과 같이 M과 숫자로 이루어진 천체를 천문학자들은 메시에 목록의 수록된 천체를 말합니다. 메시에목록이란 프랑스의 천문학자 메시에가 혜성관측 때 혼동하기 쉬운 천체인 성운과 성단 등을 가려내기 위하여 만든 목록으로, 1781년 103개에서 현재 110개의 천체들로 수록되어 있습니다.
저 멀리 밝은 구상성단이 보이는군요. 바로, 오메가 센타우리입니다. 이 성단은 북반구에서는 보이지 않지만 우리 은하에서 가장 크고 밝습니다. 오메가 센타우리의 질량은 태양의 5백만배입니다. 어마어마한 크기죠? 이는 구상성단의 평균질량보다 10배정도 큰 것으로 이정도면 하나의 소규모 은하와 비슷한 질량입니다. 이처럼 대형 구상성단인 오메가 센타우리를 두고, 국내연구팀은 오래 전, 우리 은하와 충돌 한 이웃은하의 중심부라는 연구 결과를 발표하여 또 하나의 은하형성이론을 제시하기도 하였습니다.
우리 은하에는 수많은 별들이 빼곡하게 모여 있는 구상성단 외에도 구상성단에 비해 조금 더 퍼져서 모여 있는 별들도 있습니다. 이러한 별들의 집단을 우리는 산개성단이라고 부릅니다. 수십 개에서 수천 개의 별들이 서로 약한 중력으로 연결되어 있죠.
산개성단은, 종족I 형 별이라고 불리는 젊은 별들로 이루어져 있습니다. 이 별들은, 표면온도가 높으며 푸른색을 띄고 있죠.
-인터뷰-
넓은 우리 은하, 저기 푸른색을 띄고 있는 별들의 무리가 있습니다. 맞습니다. 산개성단입니다. 그럼 밝은 빛을 내고 있는 산개성단을 만나볼까요?
이 성단의 이름은, 플레이아데스성단입니다. 우리의 밤하늘을 지키는 대표적인 산개성단을, 황소자리 등 부분에서 볼 수 있습니다. 500개가 넘는 어두운 별들로 구성되어 있으며 이 별들의 나이는 약10억년, 태양의 나이 50분의 1정도라고 하니 아주 젊은 별이죠? 눈으로 볼 수 있는 별은 7개 정도로 우리나라에서는 좀생이 별이라고 부릅니다.
지금 보시는 산개성단은, 북반구에 위치한 마차부자리에서 볼 수 있는 M37입니다. 약 3억 년 전에 형성되었으며 500개 이상의 별들로 이루어져 있습니다.
M47은 50여개의 별로 이루어진 산개성단으로 하늘의 남반구에서 볼 수 있습니다. 1억 3천만년 전에 탄생되었으며 1762년, M37과 함께 천문학자 메시에가 독립적으로 재발견해 세상에 알려졌습니다. 현재는 태양계로부터 점점 멀어지고 있는 성단입니다.
우주공간에는 이렇게 밤하늘에 반짝이는 별들도 많지만 별 외에도 많은 양의 가스도 존재하고 있습니다. 이러한 가스들도 무리지어 모여 있는 별들처럼 높은 밀도를 보이며 한 곳에 밀집해있는 경우가 많습니다. 우리는 그것을 성운이라고 부릅니다.
성운은 그 특성에 따라서 반사성운, 방출성운, 암흑성운으로 분류할 수 있습니다.
반사성운은 주변의 별빛을 반사하여 빛을 내는 성운을 말합니다.
반사성운은 주변의 먼지에 따라서 달라질 수 도 있으나 대부분의 경우 푸른색을 보이고 있습니다.
이렇게 대부분의 반사성운이 푸른색을 띄는 이유는, 먼지에 의한 산란이 파장이 긴 붉은 색 빛에 비해 파장이 짧은 푸른 빛에서 잘 일어나기 때문입니다.
광할한 우주를 떠도는 가스와 먼지들이 만들어 낸 신비한 반사성운들을 만나볼까요. 오리온 자리의 푸른 색 1등급별인 리켈의 빛을 반사해 나타나는 이 성운은, 마귀할멈 성운이라는 아주 재미난 이름을 가지고 있습니다. 퀭한 눈과 매부리코, 주걱턱 모양이 마치 동화 속 마귀할멈의 옆 모습처럼 보이지 않나요?
이 성운은, 페르세우스 자리에 있는 반사성운입니다. 태어난 지 100만년도 안된 젊은 별들이 수백 개가 있으며 먼지와 가스의 밀도가 높아 별 탄생이 활발한 지역입니다. 성운의 푸른 부분은, 별빛을 반사하고 있는 영역이며, 우측의 검붉은 지역은 탄생하는 별에서 나오는 붉은 제트와 가스로 구성되어 있습니다.
이 성운은, 오리온자리에 있는 반사성운 M78입니다. 먼지 구름이 별 빛의 푸른색을 반사해 마치 가스 구름이 빛을 발하는 것처럼 보입니다.. 또한, M78에는 45개의 황소자리 T형 변광성이 발견되었습니다. 황소자리 T형 변광성은 매우 젊어서 활발한 활동을 보이고 있으며 밝기가 변하는 별로서 시간이 지나면 주계열성이 될 것입니다.
성운 중에는 반사성운과 달리 스스로 빛을 내는 방출성운도 있습니다.
방출성운은, 성운 가운데 매우 뜨겁고 밝은 별이 있어서 이 별에서 나온 강열한 자외선이 주변의 기체를 자극해 스스로 빛을 내고 있습니다.
-인터뷰-
그렇다면 방출성운, 그들의 화려한 모습을 감상해볼까요.
나비가 날개를 펼친 듯한 모습의 이 성운은 우리에게 가장 잘 알려진 방출성운인 오리온대성운입니다. 별 탄생이 활발하게 이뤄지는 성운으로 현재도 별이 계속 탄생하고 있습니다.
이 방출성운은, 석호성운으로 여름철에 가장 큰 성운입니다. 궁수자리에 위치하고 있으며 날씨가 맑은 날에는 쉽게 관측할 수 있습니다.
이 성운의 이름은, 북아메리카 성운입니다. 북미대륙의 모습과 닮았다 해서 붙여진 이름이죠. 여러분 눈에도 닮아보이나요? 여름철, 백조자리의 알파별 데네브의 동북쪽에서 만날 수 있으며 밤하늘이 어두운 지역에서는 망원경 없이 맨눈으로도 볼 수 있을 만큼 밝은 빛을 띠고 있습니다.
앞서 만나본 성운들은, 빛을 반사하거나 스스로 빛을 내는 성격을 띠고 있다면 암흑성운은, 주변의 밝은 성운이나 별빛을 가려서 어둡게 보이는 성운입니다.
암흑성운은, 그 자체는 빛을 내지 않지만, 배후의 별이나 발광성운의 빛을 흡수하기 때문에 우리에게는 검은 덩어리 또는 띠 모양으로 관측되고 있습니다.
암흑성운 중,가장 잘 알려진 성운은, 말머리성운입니다.
멀리 말머리모양으로 솟아있는 암흑성운이 보이나요? 이 독특한 말머리성운의 모습은, 방출성운 앞에 빛을 내지 못하는 성운이 있어서 주로 성운을 구성하는 성간먼지에 의해 빛이 가려진 모습이 마치 말머리 모양처럼 보이고 있는 것입니다.
이 암흑성운은 모습이 흡사 담뱃대에서 연기가 올라오는 것처럼 생겼군요. 그래서 이름도 담뱃대 암흑성운이라고 불립니다. 성간 티끌이 주변의 별빛을 차단하면서 이런 신비로운 모습을 보이고 있습니다.
우리가 앞서 살펴 본, 행성, 별, 성운, 성단, 먼지 등을 모두 포함하고 있는 곳을 우리는 은하라고 부릅니다.
우주 공간에는, 이런 거대한 은하들이 아주 많이 존재하고 있습니다. 그리고 이 은하들 속에는 수없이 많은 별들이 살고 있죠.
우주 안의 수없이 많은 은하들, 그 광대한 수만큼 생김새도 다양합니다. 천문학에서는, 모양에 따라 나선은하, 타원은하, 불규칙은하로 구분하고 있습니다.
타원은하는, 그 모양이 원형 또는 타원형의 모습을 하고 있습니다. 타원 은하는 모양이 얼마나 찌그러졌나에 따라서 다시 E0에서 E7까지 분류할 수 있습니다. E0는 거의 원형은하이며 E7로 갈수록 관측된 타원의 정도가 편평해짐을 알 수 있습니다.
그리고 타원은하는, 은하의 마지막 진화단계이며 별의 생성이 활발하지 않고 늙고 오래된 은하로 알려져 있었으나 관측기술이 발달하면서 중심부를 관측한 결과 몇몇 타원은하에는 중심에서 많은 별들이 탄생하고 있다는 것을 관측했고, 이런 새로운 관측결과에 의해 많은 이론들이 바뀌고 있습니다.
타원은하 외에, 우리가 가장 흔히 볼 수 있는 은하가 바로 나선은하입니다. 우리가 살고 있는 태양계를 포함하는 우리 은하도 이 나선은하의 모습을 띄고 있습니다. 수많은 은하들 중, 가장 많은 비중을 차지하고 있죠.
나선은하는, 모두 나선팔을 가지고 있는 것이 가장 큰 특징입니다. 나선팔이 어디에서부터 시작되느냐에 따라서 정상나선은하와 막대 나선은하로 분류할 수 있죠.
정상나선은하는, 보시는 것처럼 은하의 핵에서부터 나선팔이 시작되는 은하를 가리킵니다.
이와 반대로 막대나선은하는 중심을 가로 지르는 막대 물질의 끝부분에서부터 나선 팔이 시작되고 있습니다.
불규칙 은하는, 앞서 만나 본 타원은하나 나선은하처럼 일정한 모양을 갖추고 있는 은하가 아니라 불규칙한 모습을 보이고 있는 은하를 이야기 합니다. 이러한 불규칙은하에는 유명한 소마젤란은하, 대마젤란은하가 있습니다.
타원은하, 나선은하, 불규칙은하 다양한 은하들이 많이 모여 있는 곳을 우리는 은하군이라고 부릅니다. 일반적으로 은하군에는 수십 개의 은하가 포함되어 있습니다. 이곳에서 은하들은 약하거나 또는 강한 중력으로 서로 이어져 있습니다.
이투스 누드교과서 지구과학Ⅱ p.318) 그리고 그 보다 거대한 은하단이 있습니다. 은하단에는 수백 수천 개의 은하들이 모여 있죠. 그렇다면 우리가 살고 있는 우리은하가 속해있는 곳은 어디일까요?
“우리가 사는 우리은하는, 국부은하군이라고 부르는 은하군안에 속해 있습니다. 국부은하군에는 안드로메다은하, 대마젤란은하, 소마젤란은하 등의 대략 20여개 정도의 천체들로 이루어져 있습니다. ”
수백 개 이상의 은하들이 모여 있는 은하단은 규모가 크지만, 멀리 떨어져 있기 때문에 은하단 주위에 있는 별자리의 이름을 따서 명칭을 결정하고 있습니다. 처녀자리 은하단은, 은하계에서 가장 가까운 은하단으로 대략 3000개 정도의 은하가 모여 있습니다.
머리털자리 은하단은, 가장 잘 알려져 있는 은하단으로 11,000여개의 은하들이 모여 있습니다.
이밖에도 센타우르스자리, 헤라클레스자리 은하단 등이 광활한 우주에서 우리에게 자신의 존재를 끊임없이 알리고 있습니다.
태양계가 우주의 전부라고 생각했던 시절이 있었습니다. 그러나 망원경이 등장하고, 천문학이 발전해가면서 우리는 점점, 우주의 광활함과 위대함에 놀라게 됐습니다. 태양계가 우주의 전부가 아니라는 사실도 알게 되죠. 별, 성운, 성단, 은하.. 우리가 태양계 이외의 천체들과 만나게 된 것은, 학문적으로 우주의 범위을 넓혀줬을 뿐만 아니라, 우리 마음속에 더 큰 우주를 품을 수 있게 도와준 최고의 행운이었습니다.
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별자리의 종류와 유래 2017-02-28
별자리
밤하늘에는 수없이 많은 별자리들이 있습니다. 사자, 개, 돌고래 등 동물을 닮은 별자리들도 있고, 안드로메다, 카시오페이아와 같은 그리스 신화 속 인물들도 별자리가 되어 밤하늘을 빛내고 있습니다. 그렇다면, 저 별자리들은 누가 만들었을까요?
별자리의 탄생은 오래 전 바빌로니아인에서부터 시작됐습니다. 가축과 함께 초목을 따라 이동하면서 유목생활을 하던 그들은, 초원을 걸으며 자연스럽게 밤하늘을 올려다보았을 것이고, 그러면서 자신들만이 기억하는 별자리들을 하나둘씩 만들기 시작했습니다.
그 시절, 바빌로니아인들이 만든 별자리에는, 지금 우리에게 잘 알려져 있는 별자리도 있습니다. 바로 동물과 관련 깊은 별자리명인 황도 12궁이죠.
황도 12궁을 탄생시킨 바빌로니아의 천문학은 이제, 고대문명의 발상지였던 이집트 천문학과 함께 고대 그리스로 전해지게 됩니다.
천문학은 고대 그리스로 넘어오면서 그리스 신화에 등장하는 신과 영웅, 동물들이 별자리로 만들어지는 등 눈부신 발전을 거두게 됐습니다.
이렇게 시간이 흐름에 따라 별자리에 대한 관심은 동서양을 막론하고 점점 높아졌죠. 그런데 20세기, 국제적인 교류가 활발해지면서 한 가지 문제점이 생겼습니다. 각 나라별로 별자리를 다르게 사용하고 있었기 때문이죠.
이런 문제점을 해결하기 위해 국제천문연맹은 1928년, 황도 12궁을 포함한 88개의 별자리를 확정짓게 됩니다. 그럼, 먼저 황도 12궁을 만나볼까요?
황도 12궁은, 태양이 지나가는 길인 황도를 따라 나열되어 있는 12개의 별자리를 말합니다. 여러분이 잘 알고 있는 태어난 달의 별자리들이 바로 이 황도 12궁을 가리키는 것이죠.
탄생 별자리라는 것은, 내가 태어난 날에 태양이 그 별자리 위치해 있다는 것을 뜻합니다. 그렇다면 여기서 한 가지 궁금한 점이 있습니다. 과연, 내가 태어난 날짜에 내 탄생 별자리를 볼 수 있는 걸까요?
-인터뷰-
“네 안타깝게도 자신의 생일날에는 자신의 탄생별자리를 볼 수가 없습니다. 자신의 탄생별자리를 보려면 어떻게 해야 할까요? 자신의 탄생별자리를 보려면 자신의 생일에서 한 6개월 정도 전후로 만약에 자신의 생일이 1월이면 6개월을 더한 7월 7월을 전후로 한 6월 7월 8월정도에 자신이 탄생할 별자리를 밤하늘에서 찾아볼 수 있는 거죠.”
내가 태어난 날, 내 별자리는 눈으로 볼 수 없지만, 밤하늘에는 황도 12궁 외에도 많은 별자리들이 있습니다. 그렇다면 우리가 88개의 별자리를 다 외우고 있어야 밤하늘에서 반가운 별자리들을 찾을 수 있는 걸까요?
다 외울 필요는 없습니다. 왜냐면, 우리에겐 별자리를 좀 더 편하게 찾기 위해 만든 별자리판이 있기 때문이죠. 한마디로, 별자리를 쉽게 알아볼 수 있는 별자리 지도라고 할 수 있습니다.
별자리 판은, 보시는 것처럼 두 개의 판으로 구성되어 있습니다.
하나의 판에는 1년의 날짜가 적혀있고, 또 다른 판에는, 이렇게 시간이 적혀있죠. 자, 그럼, 별자리판을 통해 별자리를 찾아볼까요?
-인터뷰-
"네 별자리판을 맞추는 법은 굉장히 간단합니다. 날짜가 적혀있는 날짜 판과 시간이 적혀있는 시간 판 그 두 가지를 일치시키면 되는 거죠. 예를 들어서 12월 15일 밤 9시다 라고 하면 날짜판에서 12월 15일을 찾아 주시고요. 시간판에서 저녁 9시 21시를 찾아가지고 두 개를 일치시켜주면 그 시간에 볼 수 있는 별자리를 찾아 볼 수가 있습니다."
자, 그럼 직접 별자리를 밤하늘에서 찾아봐야겠죠? 별자리판을 들고 북쪽을 향해 선 다음 이렇게 뒤집어서 보게 되면 현재 밤하늘에 있는 별자리를 확인 할 수 있습니다. 그런데 북쪽이 어디인지 어떻게 알 수 있냐고요?
북쪽은 밤하늘에 떠 있는 북두칠성과 카시오페이아자리를 이용해서 찾을 수 있습니다.
국자모양을 닮은 이 별자리는, 바로 우리가 가장 쉽게 찾을 수 있는 북두칠성입니다. 국자부문에 있는 이 두 별 사이 거리의 5배를 연장해 보면 그곳에 반짝이는 별 하나가 있습니다. 이 별이 바로 북쪽 하늘의 중심인 북극성입니다.
다음으로 카시오페이아를 이용해 북극성을 찾아볼까요? 저 멀리 W모양을 하고 있는 카시오페이아가 보이시나요?
-인터뷰-
"카시오페이아자리를 이용해서 북극성을 찾기 위해서는 카시오페이아별자리에 번호를 붙여보아야 합니다. 1번과 2번을 연장한 선과 5번과 4번별을 연장한 선 그 두선이 만나는 곳에서 3번별로 화살을 쏜다고 생각해보세요. 그 화살이 한 5배 정도 더 연장해서 가게되면 만나는 별이 하나 있습니다. 그 별이 바로 북극성이고요. 우리는 그렇게 북극성을 찾을 수가 있습니다."
우리가 이렇게 북극성을 찾는 이유는 천구상에 있는 모든 별들이 바로 이 북극성을 중심으로 운동을 하고 있기 때문입니다.
이제, 북극성을 통해 밤하늘의 북쪽을 확인했으니 나머지 방위들도 알 수 있겠죠? 북극성을 바라보고 있는 방향이 북쪽이면 뒤쪽은 남쪽이 됩니다. 그리고 양 팔을 벌렸을 때, 오른쪽이 동쪽, 왼쪽이 서쪽이 되는 거죠. 이제 무사히 방위를 확인했다면, 계절별로 만날 수 있는 재밌는 별자리 여행을 떠나볼까요?
봄철 밤하늘에는 목동, 처녀, 사자, 왕관자리가 밝게 빛나고 있습니다. 이들 외에도 까마귀자리, 사냥개자리, 머리털자리 등 많은 별자리들이 있죠.
그중에서도 목동자리는 북두칠성의 국자손잡이에서부터 이어져 내려오면 찾을 수 있습니다. 국자손잡이에서 내려오다 보면 가장 밝게 빛나는 별인 아크투루스를 만날 수 있는데 아크투루스에서 다시 북쪽으로 뻗어 있는 곳에 방망이모양을 한 목동자리가 있습니다.
이 목동자리에는 여러 신화가 존재하지만 그중 하나가 하늘을 짊어지고 있다는 아틀라스라는 신화가 있습니다.
목동자리의 아크투루스에서 다시 선을 연장하여 가다 보면 또 하나의 밝은 별과 만납니다. 이 별은, 처녀자리의 스피카라는 별이죠. 스피카를 시작으로 우리는 이렇게 아름다운 처녀의 모습을 그려볼 수 있습니다.
이제 봄철 남쪽하늘로 올려다볼까요? 마치 물음표 모양이 뒤집어져 있는 것처럼 보이는 저 별자리는 일명 사자자리로 불립니다.
남쪽하늘에서 사자자리를 찾으려면 북두칠성의 국자부문에 있는 두 별의 반대쪽에 있는 두 개의 별을 이렇게 북극성과 반대방향으로 연장해야 하는데, 연장하면서 내려가다 보면 레굴루스라는 사자자리의 별과 만날 수 있죠. 사자자리는 이 레굴루스라는 별을 기준으로 뒤집어진 물음표, 혹은 낫의 형태를 띠고 있습니다.
뒤집어진 물음표 모양이 바로 사자자리의 머리 부분이고, 사자자리의 꼬리부분에는 데네볼라라고 불리는 밝은 별이 있습니다.
봄에 밤하늘을 올려다보면 커다란 삼각형을 볼 수 있습니다. 바로, 목동자리의 아크투루스, 처녀자리의 스피카, 또 사자자리의 꼬리별인 데네볼라를 연결하면서 나타나는 독특한 모습이죠. 이 대형 삼각형을 우리는 봄철의 대삼각형이라고 부릅니다.
이제, 봄철 하늘을 지나 여름철 밤하늘로 여행을 떠나보겠습니다.
여름이 되면, 우리는 수많은 별들의 모임인 은하수와 백조자리, 거문고자리, 독수리자리 등 은하수 주변에 보이는 다양한 별자리들을 만날 수 있습니다.
가장 먼저 은하수 안에서 우아한 자태를 뽐내고 있는 백조 한 마리가 눈에 띄네요. 커다란 십자가 모양을 하고 있어서 북십자성이라고도 불리는 백조자립니다.
백조자리에서 은하수 건너편으로 보이는 밝은 별과 작은 별자리를 찾으셨나요? 이 밝은 별은, 거문고자리의 베가입니다.
거문고자리는 평행사변형 모습을 하고 있는데 서양에서는, 그리스의 신 헤르메스가 거북껍질과 소 창자로 하프를 만들어 아폴론에게 선물했다는 거문고자리에 얽힌 이야기가 있습니다.
우산살 모양을 하고 있는 이 별자리는 독수리자리입니다. 하지만 동양에서는 이 독수리자리를 은하수를 건너는 배의 모습으로 이야기하고 있습니다.
백조자리의 데네브, 거문고자리의 베가, 독수리자리의 알타이르 이 세 개의 별을 이으면 여름철 대삼각형이 만들어집니다. 이 세 개의별에는 우리가 잘 알고 있는 하나의 전설이 숨어 있죠. 바로 견우와 직녀 이야기입니다.
직녀별은 베가, 견우별은 알타이르입니다. 그리고 그 두 별 사이에는 직녀와 견우를 갈라놓았던 강, 은하수가 있습니다. 전설 속에서는, 까마귀와 까치가 두 사람을 만나게 해줬지만 여름철 밤하늘에서는 백조자리의 별이 두 사람을 이어주고 있습니다.
여름철 지평선 부근을 보면 S자 형태의 붉은 별을 띠고 있는 전갈자리가 있습니다. 이 붉은 별은, 전갈자리의 심장이라 불리는 안타레스입니다. 별빛이 너무 붉어서 사람들이 종종 화성으로 착각하기도 하죠.
이 전갈자리는 그리스신화의 여신인 헤라가 사냥꾼 오리온을 죽이기 위해 풀어놓은 큰 전갈의 모습을 띠고 있지만 전갈은, 평생 오리온을 죽일 수는 없다고 합니다. 왜냐면, 전갈자리가 떠오를 때면 오리온자리는 이렇게 사라져 버리기 때문이죠.
이제 시선을 우리 은하 쪽으로 돌려볼까요? 우리은하의 중심엔 주전자 모양을 한 궁수자리가 있습니다. 보시다시피 궁수자리에서부터 은하수가 뻗어 나오고 있어서 마치 물이 끓고 있는 주전자처럼 보이기도 합니다.
궁수자리에는 은하수 외에도 많은 천체들이 모여 있습니다. 구상성단을 비롯해 석호성운, 라군성운이라 불리는 성운들도 있죠. 천체들이 이렇게 궁수자리에 모여 있는 이유는, 이곳이 바로 우리은하의 중심부분이기 때문입니다.
자, 이제 여름이 지나고 가을이 됐습니다. 밤하늘에도 새로운 계절이 찾아왔죠. 가을풍경이 쓸쓸한 건 하늘도 마찬가지인가 봅니다. 가을철 밤하늘에선 밝은 별들을 거의 찾아볼 수 없으니 말이죠.
밝은 별이 많지는 않아도 가을철 밤하늘엔 그리스신화에 등장하는 한 가족을 만날 수 있습니다. 바로 카시오페이아와 안드로메다 그리고 그녀들의 남편들이 등장하죠. 하지만, 아쉽게도 카시오페이아의 남편인 세페우스와 안드로메다를 부인으로 맞이한 페르세우스의 별자리는 안드로메다자리보다 그 밝기가 밝지 않아서 우리 눈에는 잘 보이지 않습니다.
밝은 별이 없는 가을철 밤하늘, 그 중심을 지켜주는 것은 바로 페가수스자리입니다. 이 별자리는 사각형의 모습을 하고 있어 페가수스 사각형이라고도 불리고 있죠. 그리고 흥미로운 이야기 하나도 전해 내려오고 있습니다.
그럼 가을 하늘의 중심 별자리인 페가수스자리를 찾아볼까요? 카시오페이아자리에 있는 3번째와 4번째 별을 연장해서 가다보면 반가운 페가수스자리가 있습니다.
페가수스자리 옆으로 안드로메다자리도 보이네요. 페가수스 사각형과 안드로메다자리는 서로 붙어서 있답니다.
이렇게 가을철에 볼 수 있는 별자리 여행을 마치고 이제 오리온자리를 중심으로 모여 있는 겨울철 별자리들을 만나보겠습니다.
오리온자리는 그리스신화에 등장하는 용감한 사냥꾼 오리온을 상징하고 있습니다. 꼭 장구처럼 보이기도 하지만 한번 상상해보세요, 한손에는 칼, 또 다른 한손에는 방패를 가지고 있는 늠름한 오리온 장군의 모습을요.
오리온자리에는 유난히 밝은 빛을 띠고 있는 베텔기우스와 리겔, 두 개의 밝은 별이 있습니다. 이밖에도 우리에게 잘 알려진 오리온대성운과 말머리성운도 만날 수 있습니다.
오리온자리 옆으로 고개를 돌리면 V자 모양을 하고 있는 황소 뿔을 보게 될 겁니다. 바로 황소자리죠. 뿔과 얼굴, 몸을 이어주니 어떻게 황소처럼 보이나요? 황소자리에는 알데바란이라는 붉은색의 밝은 별이 있어서 여러분 누구나 쉽게 찾아볼 수 있습니다. 그리고 우리에게 잘 알려진 산개성단도 만날 수 있죠. 플레이아데스라고 불리는 이 산개성단은 우리나라말로는 좀생이별이라는 이름을 가지고 있죠.
이제 황소자리에서 반시계방향으로 눈을 돌려 볼까요? 오각형 모양을 띠고 있는 마차부자리가 보이시나요?
마차부자리에서 가장 밝은 빛을 띠고 있는 이 별의 이름은 카펠라입니다.
카펠라를 뒤로 하고, 이제 마차부자리에서 반시계방향으로 이동해 보겠습니다. 저 멀리 우애 좋은 형제인 쌍둥이자리가 보이는군요.
쌍둥이자리는, 그리스신화의 최고신인 제우스의 쌍둥이 아들인 카스토르와 폴룩스를 나타내고 있습니다. 그래서 쌍둥이자리에는 실제로 카스토르와 폴룩스의 이름을 가진 밝은 별들이 존재하고 있죠.
신화 속에서는 카스토르가 형이고 폴룩스가 동생이지만 별빛의 밝기는 동생별이 형별보다 더 밝다고 하니 참 재밌는 사실이죠?
쌍둥이자리에서 다시 반시계 방향으로 시선을 돌리면 작은 개 자리가 있습니다. 별자리라고 하기엔 별들의 개수가 너무 작죠?
그래서 두 개의 별을 가지고 있는 작은 개 자리를 보고 이렇게 말하는 사람들도 있습니다. 작은 개 자리는 큰개자리의 개가 먹다가 버린 뼈다귀일지도 모른다고 말이죠. 그럼, 큰개자리에 있는 별들을 직접 만나볼까요?
큰개자리는 작은개자리의 아래쪽에 있으며 밤하늘에서 가장 밝은 별로 알려진 시리우스가 이곳에 있죠.
큰개자리, 어떠세요? 정말 개의 모습을 닮은 것 같나요?
우리는 겨울철 밤하늘에서도 어김없이 특별한 삼각형을 찾을 수 있습니다. 바로 시리우스와 프로키온, 오리온자리의 베텔기우스를 연결했을 때 나타나는 겨울철 대삼각형이 그것이죠. 또한 밝은 별들인 오리온자리의 리겔, 알데바란, 카펠라, 폴룩스, 프로키온, 시리우스를 연결하면 커다란 육각형의 모습이 나타나기도 하는데 이 독특한 모습은 겨울철 다이아몬드라고 불리고 있습니다.
캄캄한 밤하늘을 올려다보면 생김새도, 이름도 다양한 수많은 별들이 반짝이고 있습니다. 오래전에는 여행자들의 길잡이였고, 오늘날에는 천문학자들의 별지도가 되어 주고 있는 별자리들. 이제, 우리도 밤하늘을 올려다보면서 나만의 별자리를 만들어보는 건 어떨까요?
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혜성과 소행성 2017-02-28
혜성과 소행성
우리가 살고 있는 아름다운 지구. 50억년 지구의 발자취를 찾기 위한 우리의 노력은 오랜 시간 지속되어 왔습니다. 공룡의 화석을 통해 실제로 과거 공룡이 존재했음을 알게 됐고, 지질분석을 통해서는 이 땅위에 지각변동이 끊임없이 일어났음을 알게 됐죠. 이렇게 화석과, 지질을 통해 지구의 과거를 알 수 있는 것처럼 지구가 속해있는 태양계의 역사 또한 알아낼 수 있습니다. 그렇다면, 과연 어떤 방법으로 태양계의 오랜 역사를 알 수 있는 걸까요?
먼저, 우리가 태양계의 초기 역사를 알기 위해서는 태양계의 형성 과정에서 살아남은 오래된 천체를 찾아야 합니다. 쉽게 말하면, 지구에 남겨진 공룡의 화석처럼 태양계에 남겨진 과거의 흔적을 찾아야 하는 거죠. 태양계가 어렸을 때 형성된, 이런 작은 천체들을 천문학에서는 소행성과 혜성이라고 부르고 있습니다.
먼저 소행성은, 작은 암석질로 구성된 천체를 말하며 휘발성 물질이 거의 함유되어 있지 않다는 것이 큰 특징입니다. 이러한 소행성들은 화성과 목성 궤도 사이에 소행성 띠로 존재하고 있습니다.
소행성대가 처음 발견됐던 19세기 초, 그 당시 천문학자들은 티티우스 - 보테 법칙에 적용해 봤을 때 화성과 목성의 궤도 사이에 또 다른 행성이 존재할 것이라고 강하게 확신하고 있었습니다.
하지만 그들의 예견처럼 화성과 목성 궤도사이에는 행성으로 분류할 수 있는 천체들은 발견되지 않았죠.
티테우스보데 법칙은 태양에서 각 행성까지의 거리를 간단한 수열식으로 표현산 법칙입니다. 티테우스 보데의 법칙에 의해서 계산을 하면 화성과 목성 사이에 또 다른 행성이 존재해야만 했으므로 그 행성을 찾기 위해서 천문학자들은 노력을 했습니다.
그러나 최초의 소행성인 세레스가 발견된 1801년 이후, 비슷한 궤도에서 작은 천체들이 연이어 발견되기 시작하면서 화성과 목성 사이에는 행성이 존재하지 않는 대신 직경이 1,000km가 안 되는 작은 천체의 집단이 모여 있는 사실을 새롭게 알게 됩니다. 이것이 바로 소행성대의 발견이죠. 그럼, 소행성대를 찾아가 볼까요?
태양계 중에서도 화성과 목성의 궤도 사이, 궤도 장반경이 2.2~3.3AU사이에 소행성들이 많이 퍼져 있습니다. 75% 이상의 많은 소행성들이 주로 이 소행성대에 분포하지만, 빽빽하게 밀집되어 있는 것은 아니다. 몇 개의 소행성들은 두 소행성의 충돌에 의해서 쪼개진 것들이 모여 있는 것으로 보이며 비슷한 궤도의 집단을 이루고 있다.
이렇듯 소행성은, 대부분 소행성대에 분포하고 있지만, 소행성대의 변두리에서 배회하고 있는 몇몇의 특별한 무리들도 만날 수 있습니다. 그 대표적인 것이 트로이 그룹입니다.
트로이군은 목성 궤도의 60도 정도 앞뒤에 존재하는 소행성들입니다. 트로이군이 있는 곳은 목성에 의해서 중력적으로 안정된 부분에 소행성들이 모여 있으면서 생기게 되었습니다.
그리고 이와는 달리 지구궤도에 근접해 있거나 실제로 지구궤도를 통과하는 소행성들도 존재하고 있는데 이렇게 지구 가까이에 접근하는 천체를 우리는 지구근접 천체(NEO)라고 부릅니다.
과거 이 같은 지구근접 천체들이 지구에 충돌한 적이 있었는데 현재 지구에 접근하는 소행성중 1/4정도가 지구와 충돌하면서 일생을 마감할 것으로 천문학자들은 추측하고 있습니다.
지구 근접천체들이 지구와 충돌을 하게 된다면 아마도 이러한 충돌 흔적을 남기게 될 것입니다. 지구는 대기와 물이 존재하여서 그러한 흔적들이 시간이 지나면서 많이 없어지지만, 달과 수성에는 대기와 물이 존재하지 않으므로 이러한 흔적이 오랜 기간 동안 없어지지 않고 남아 있을 수 있답니다.
그럼 만약 지구에 소행성들이 충돌한다면 어떻게 될까요? 만약, 6~10 km의 소행성이 지구와 충돌을 한다면 바다의 물이 증발하여 온실효과가 일어나 지구의 온도가 상승할 것이고, 대기와 충돌하여 열을 내면서 이산화질소와 질산등을 만들어 산성비가 내려 생태계에 피해를 줄 수도 있습니다.
이렇게 소행성들의 충돌이 빈번하게 일어나면, 지구의 생태계는 큰 위험에 빠져 재앙을 예고할 것으로 보여 지므로 소행성에 대한 지속적인 연구가 필요한 것입니다.
그렇다면, 과연 소행성을 구성하고 있는 성분들은 무엇일까요?
소행성을 구성하고 있는 분광 연구에 의하면, 어두운 색을 띠는 소행성은 규소와 유기 탄소 화합물이 혼합된 원시 소행성에 속한다고 합니다. 이를 C-형 소행성이라 하는데 여기서 C는 탄소 성분이 많이 함유되어 있기 때문에 붙여진 것이죠. 소행성 중 가장 큰 세레스와 팔라스가 이 C-형 소행성에 속해 있으며 여기에 속해 있는 소행성들이 가장 많은 편입니다.
그 다음으로 많은 집단은, 석질 성분을 의미하는 S가 붙여진 S-형 소행성입니다. 이 집단의 소행성들은 탄소 성분이 결여되어있는 반면 규소의 스펙트럼 특성과 표면 반사율이 상당히 높게 나타나는 특징을 가지고 있죠.
또한, C-형 소행성과 S-형 소행성에 비해 그 개수는 매우 적지만 독특한 금속 성분을 많이 함유하고 있는 M-형 소행성도 있습니다. 여기에 속하는 소행성들은, 금속성분을 많이 함유하고 있어서 전파 신호를 잘 반사시켜 밝게 보이기 때문에, 분광학적인 방법보다는 레이다에 의한 방법으로 존재를 확인할 수 있습니다.
금속 성분을 많이 함유하고 있는 M-형 소행성과 함께 몇몇 소행성들에서는 초기 단계에서 녹은 흔적과 분화된 흔적을 확인 할 수 있는데, 그 표면이, 달과 화성에서 볼 수 있는 화산폭발로 인해 형성된 것과 같은 현무암질로 덮여 있습니다.
이런 성격을 띠고 있는 대표적인 소행성이 바로 베스타라는 소행성입니다. 현무암으로 덮여 있는 베스타를 관측하면서 우리는 이곳에서 오래전 활발한 화산활동이 있어났음을 유추해 볼 수 있습니다. 베스타의 표면 물질을 분석한 결과, 이 운석이 만들어진 용암의 나이가 44억년에서 45억 년 사인인 것으로 나타났습니다. 이는 태양계가 탄생한 바로 직후에 화산활동이 일어났음을 알 수 있는 흥미로운 사실이죠.
그런데 이러한 소행성 중에서는 우리 한글의 이름을 가진 소행성들도 있답니다.
우리나라 천문학자들이 관측을 해서 통일, 허준, 장영실, 이순지 등의 우리나라 과학자 이름 뿐만 아니라 한글 이름을 가진 소행성들도 있습니다. 그렇다면 소행성의 이름은 어떻게 붙여지는 것일까요?
새로운 소행성을 발견하여 임시 이름을 붙여 소행성센터에 보고를 합니다. 그 후에 정밀한 관측을 통해 새롭게 발견된 소행성인것이 증명이 되면 발견 년도를 나타내는 4자리 숫자와 발견된 달을 나타내는 알파벳으로 된 이름을 가지게 되고, 그 후에 소행성이 지구와 가장 가까운 지점을 2~3회 통과를 하게 되면 네자리로 된 소행성 이름을 가지게 됩니다. 네자리로 된 소행성 이름을 가지게 된 후에는 발견자가 붙이고 싶은 이름을 붙일 수 있게 됩니다.
이렇게 소행성을 연구하고, 분석하다 보면, 조금씩 태양계 생성 초기의 역사까지도 알 수 있지 않을까 우리는 오늘도 기대하고 있습니다.
이제, 소행성과는 다른 혜성에 대해 알아볼까요. 혜성은, 아름다운 모습으로 인해 아주 오랜 옛날부터 관측되었다는 기록이 전해지고 있습니다. 혜성은 물과 다른 휘발성 물질이 얼어붙어 얼음 덩어리로 이뤄져 있으며 하늘에 보이는 달보다 어둡기 때문에 대부분의 혜성은, 망원경 없이는 관측하기가 힘듭니다.
우리가 혜성을 관측할 때 볼 수 있는 것은 태양빛을 반사하는 먼지와 가스로 구성된 일시적인 대기입니다. 이 대기의 주성분은 물과 소량의 이산화탄소, 그리고 일산화탄소이며 이 밖에도 탄화수소 등 미량의 가스들을 포함하고 있죠. 지금 보시는 이 모습은, 얼음덩어리로 되어 있는 혜성이 태양에 접근할 때 만들어지는 독특한 형상입니다.
혜성처럼 작은 천체는, 탈출 속도가 매우 작기 때문에 대기가 형성되더라도 금방 사방으로 흩어지게 됩니다. 그렇기 때문에 이를 막기 위해서는 즉시 가스와 먼지가 새로 공급되어 대기를 이뤄져야하는데 이때 물질의 공급처가 되어주는 것이 바로 중심에 있는 이 핵입니다. 이 핵이, 원시 태양계 물질의 파편이면서 대기와 꼬리 물질의 공급자인 진짜 혜성인 셈이죠. 보시는 것처럼 핵은, 매우 작고 어둡기 때문에 주변을 감싸고 있는 훨씬 큰 대기에 파묻혀 잘 보이지는 않습니다.
그렇다면, 혜성의 핵은 어떤 성분으로 이뤄져있을까요?
혜성의 물리 화학적 성질에 관해 처음으로 이론을 제안한 휘플에 따르면 혜성의 핵은, 직경이 수km정도이고 다양한 종류의 얼음, 규산염 광물, 그리고 고체 티끌의 혼합체로 이뤄져 있다고 합니다. 이 모형을 우리는 흔히 ‘더러운 눈 덩어리’ 모형이라 부릅니다. 현재까지의 다양한 조사에 따르면 핵을 이루는 고체 입자는, 어두운 색의 원시 소행성을 구성하고 있는 것과 같은 것으로 생각되는데 탄화수소와 규소 성분일 것이라고 학계에서는 얘기하고 있습니다.
혜성이 가지고 있는 가장 독특한 모습은 바로 이 꼬리를 형성한다는 겁니다. 혜성은 태양에 가까워지면, 핵의 물질이 태양빛과 태양에서 날아오는 입자에 의해 뒤로 밀려나면서 이 꼬리를 형성하게 되는데, 대기의 성분과 동일한 성분을 띠고 있습니다. 이렇게 모양은 독특하지만 대기의 연장이라고 할 수 있는 혜성의 꼬리는, 다시 이온 꼬리와 먼지 꼬리로 나뉠 수 있습니다.
이온 꼬리는, 태양풍에 의해 태양 반대 방향으로 이온분자들이 밀려나가면서 형성되고 있는데 이온꼬리는 태양에 가까울수록 더욱 길어지며, 이온화된 가스로 인해 푸른빛을 띠고 있죠. 먼지꼬리는, 태양열을 받아 타버린 규산염 먼지들로 이뤄졌으며 보시는 것처럼 이온 꼬리에 비해 부드럽게 구부러져 있습니다.
혜성으로 인해서 지구에서 볼 수 있는 현상이 유성우입니다. 우주 공간에 존재하는 먼지나 운석들이 하나씩 떨어지는 것을 별똥별, 유성이라고 이야기 하고, 유성이 한꺼번에 많이 떨어지는 현상을 유성우라고 합니다.
유성우는 혜성에 의해 나타나는데요. 먼지나 티끌 등, 혜성이 지나간 자리에는 여러 가지 잔해들이 남아있게 됩니다. 이렇게 먼지들이 있는 곳을 지구가 지나가게 되면 지구의 중력에 의해서 먼지들이 떨어지게 되는데요. 짧은 순간 많은 먼지들이 떨어지면서, 대기권에서 불 타 마치 유성이 비처럼 쏟아지는 것처럼 보이게 되는 것 이죠.
이러한 유성우는 하늘에서 유성이 출발하는 별자리에 이름을 붙여서 만드는데요. 우리가 잘 알고 있는 유성우에는 사자자리 유성우, 사분의 자리 유성우 등 이 있습니다.
현재는 혜성을 태양계의 한 구성원으로 인정을 하고 있기도 하지만, 혜성들의 궤도를 추적해 이들의 원일점을 계산해보면 태양계의 먼 외곽에 비슷한 곳에 모여 있는 것을 알 수 있습니다. 이렇게 새로운 혜성을 공급해주는 원시 얼음 덩어리들이 결집돼 있는 거대한 집합소를 우리는 오오트 구름이라고 부릅니다.
그리고 또 다른 혜성의 발생지 카이퍼벨트도 있죠. 카이퍼벨트는, 명왕성 궤도 바깥쪽에 위치한 혜성의 발생지로 납작한 원판모양을 하고 있습니다.
그렇다면, 이렇게 태양으로부터 멀리 떨어져 있는 혜성들이 태양계와 내행성계로 들어오게 되면 어떻게 되는 것일까요?
혜성이 태양 가까이 다가왔다가 다시 일생 대부분을 보낸 오오트구름이나 카이퍼벨트로 돌아가는 경우가 많습니다. 하지만 극단적인 경우에는 첫 번째 태양의 근일점을 통과하는 과정에 너무 근접하게 태양가까이 다가와 태양에 충돌해버리거나 강한 중력에 의해 쪼개지는 경우도 종종 있습니다.
그리고 혜성이 행성의 중력장 안으로 들어오게 되면, 행성과 충돌하여 생을 마감하기도 하고, 중력장에 의해 가속이 되어 태양계를 이탈하기도 합니다. 또한 섭동의 영향으로 기존보다 더 짧은 주기로 태양계 내부를 도는 단주기 혜성으로 변하기도 하죠.
태양계가 아주 어렸을 때 형성된, 소행성과 혜성들은 앞으로 끊임없이 자신들의 존재를 우리에게 알려줄 것입니다. 우리도 엄연한 태양계의 구성원이라는 사실을, 50억년 태양계의 역사가 흐르는 동안, 우리도 함께 세월의 흔적을 간직하며 공존해 왔음을, 오래오래 얘기해 줄 것입니다.
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목성형 행성 2017-02-28
태양계 3
앞에서 지구형 행성과 지구에서 볼 수 있는 관측현상에 대해 알아봤죠? 이번에는 목성형 행성과 행성 주위를 돌고 있는 위성에 대해 알아볼 차례입니다. 그 첫 번째 행성은 바로 목성입니다. 목성은 태양 다음으로 태양계에서 제일 무거운 행성이죠. 이유는 바로 수소, 헬륨 등 태양과 비슷한 기체들로 이뤄져 있기 때문입니다.
목성은 무겁기도 무거운 행성이지만 그 크기도 굉장히 크다고 해요. 지구와 비교할 때 목성의 크기는 지구의 11배 정도가 된다고 하니, 아마도, 지구 11개를 늘어뜨려 놓으면 목성의 적도에 일렬로 나열할 수 있겠죠?
저 멀리, 목성의 표면에 갈색과 흰색의 줄무늬가 보이나요?
이 목성의 줄무늬를 자세히 살펴보면 하얀색 줄무늬와 갈색 줄무늬를 볼 수가 있는데요. 그렇다면 이런 줄무늬들은 왜 생기는 걸까요? 목성에는 이런 신비로운 줄무늬도 존재하지만, 행성 크기에 비해, 너무 빠른 자전으로 커다란 소용돌이도 존재합니다. 이러한 대기의 소용돌이를 대적점이라고 부르는데요. 지구의 태풍과 비슷한 대기의 소용돌이 대적점! 그렇다면 그 크기는 어떻게 될까요? 대적점의 크기는 무려 지구의 2배에서 4배정도! 굉장히 큰 소용돌이라는 것 을 알 수 있죠.
목성에는 대적점 만큼이나 신비롭고 아름다운 것이 또 있는데요. 바로 아름다운 빛깔의 오로라! 이 오로라는 목성에도 볼 수가 있다 고 합니다. 목성에도 지구와 같은 자기장이 있기 때문인데요. 목성의 자기장과 태양에서 나오는 태양풍의 영향으로 신비로운 오로라가 나타나는 것 이죠.
지구의 달처럼 목성도 위성을 가지고 있습니다. 현재 목성은 60개가 넘는 수많은 위성을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다.
그중 가장 많이 알려져 있는 위성은 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토인데요. 이 4개의 위성들은 1619년 갈릴레오 갈릴레이가 망원경으로 목성을 관측해서 찾아냈다 하여 갈릴레오 위성이라고도 부릅니다.
갈릴레이가 이렇게 목성을 도는 위성을 찾아내기 전까지, 고대 사람들은 모든 천체가 지구를 중심으로 돌고 있다고 생각했습니다. 하지만 그가 4개의 위성을 발견 한 후 사람들은 모든 천체가 지구를 중심으로 돌지 않는다는 사실을 알게 되었죠. 갈릴레오 위성이라 불리는 4개의 위성 중 제일 독특한 위성의 이름은 이오. 이오는 목성과 가장 가까운 곳에 있어 목성으로부터 강한 힘을 받는 위성입니다.
이오는 목성의 다른 위성인 유로파와 가니메데 사이에서 끌어당기는 힘에 의해, 태양계 내의 천체 중에서 화산활동이 가장 활발한 천체이기도 합니다.
표면에 운석구덩이들이 많이 있는, 목성의 위성 중에서 가장 큰 이 위성은 무엇일까요? 바로 가니메데 위성인데요. 이 위성은 목성의 위성 중에서도 가장 클 뿐 아니라 태양계 행성의 위성들 중에서도 가장 크다고 합니다.
가니메데 위성은 태양계 행성인 수성보다도 크다고 하니, 정말 엄청난 크기죠?
크기만큼 그 무게도 만만치 않다고 해요. 가니메데 위성은 그 무게가 달보다 무거운데요. 달 두 개를 합쳐 놓는다면 가니메데의 무게와 비슷할 것입니다.
지금까지 목성과 목성주위를 돌고 있는 위성에 대해 알아 봤는데요. 1993년 목성과 슈메이커 - 레비 혜성이 충돌하는 사건이 있었습니다. 그때 혜성이 목성에 가까이 가면서 여러 개의 조각으로 갈라졌는데요. 그 조각들이 목성과 충돌을 했다고 합니다. 그 사건 이후 사람들은 언젠가 우리 지구에도 이런 충돌이 일어날 수도 있을 것이라고 예상 하게 되었습니다. 현재도 목성에는 종종 혜성이나 소행성등이 충돌한 흔적들이 관측되기도 합니다.
다음으로 설명할 목성형 행성은 토성입니다. 태양계에서 두 번째로 큰 행성인 토성, 크기도 크기지만 토성이 흥미로운 이유는 바로 토성의 아름다운 고리 때문이죠.
토성의 고리는 다른 행성에 비해 두껍게 형성이 되어있습니다. 얼음알갱이로 구성되어 있어 태양빛을 다른 행성의 고리보다 많이 반사시키는데요. 그래서 토성의 고리가 밝게 보이는 것 이죠.
보이나요? 토성의 고리를 자세히 관찰해보면 고리 중간에 안과 밖을 나누는 것처럼 보이는 검은 선이 있는데요. 이것을 우리는 “카시니 간극”이라고 부르죠.
이러한 카시니 간극을 만드는 위성이 바로 “미마스”인데요. 미마스는 토성 고리의 물질을 이동시켜 카시니 간극을 만들기 때문에 “양치기 위성”이라고도 부른답니다.
카시니 간극을 만드는 “미마스” 외에도 토성은 많은 위성을 가지고 있는데요 그중 토성은 “타이탄” 이라는 독특한 위성을 가지고 있습니다. 이 위성은 온도가 낮아 태양계 위성들 중 대기를 가지고 있는 몇 안 되는 위성중 하나라고 하죠. “타이탄”은 대기를 가지고 있어 타이탄 표면에는 메탄으로 이뤄진 바다가 존재할 것 이라고 천문학자들은 생각하고 있습니다.
토성이 고리가 어떤 물질로 되어 있고 토성 고리에 물질이 없는 카시니 간극이 어떻게 형성이 되는지 궁금증이 풀렸나요? 그런데 이 토성의 고리, 지구에서 볼 때 늘 변화하는 모습을 보여주는데요. 고리가 두껍게 보였다가, 어느 순간에는 없는 것처럼 보이기도 하죠.
다음으로 알아볼 목성형 행성은 푸른빛이 아름다운 천왕성입니다. 천왕성의 대기가 메탄으로 이뤄져 있기 때문에 푸르게 보이는 것 입니다.
푸른빛의 천왕성이지만, 목성이나 토성처럼 밝게 보이지 않고 희미하고 작게 보이는데요. 이는 천왕성이 지구와 멀리 떨어져 있기 때문입니다. 희미하고 작게 보인다고 해서 그 크기가 작을까요? 천왕성은 지구가 대략 8개 정도 모인 것과 그 크기가 같습니다. 또한 천왕성의 질량은 지구가 10개 정도 모여야 천왕성의 질량과 같아지는데요. 이는 천왕성이 큰 가스로 형성된 행성이기 때문입니다.
목성형 행성의 특징인, 고리. 천왕성을 자세히 보면 검은색 얼음으로 된 고리를 발견할 수 있는데요. 검정색 얼음으로 되어있기 때문에 어둡게 보여, 잘 보이지 않는 것 뿐이랍니다.
천왕성은 다른 행성과 달리 아주 특별한 점도 가지고 있는데요.
이번에는 천왕성의 위성에 대해 알아볼까요? 현재까지 알려진 천왕성의 위성은 총 27개입니다. 그 중 5개, 티타니아, 오베론, 아리엘, 엄브리엘, 미란다 는 천왕성의 주요 위성이라고 합니다.
다음으로 알아볼 행성은 바로, 태양계의 마지막 행성 해왕성입니다. 원래 해왕성은 태양계의 마지막 행성이 아니었는데요. 2006년 명왕성이 태양계 행성에서 제외되면서 해왕성이 태양계의 마지막 행성이 되었습니다.
해왕성은 태양계 청록색 진주라는 애칭도 갖고 있는데요. 해왕성도 천왕성과 같이 메탄으로 이뤄져있어 아름다운 푸른색을 뽐내기 때문이죠.
청록색 진주 해왕성도 목성형 행성의 특징인 고리를 가지고 있습니다. 해왕성의 얇은 고리는 얼어있는 메탄으로 구성되어있죠.
고리를 구성하는 얼어있는 메탄은 해왕성의 가장 큰 특징 중 하나인 대암점을 만들기도 합니다. 그렇다면 이 대암점이란 무엇을 말하는 걸까요?
해왕성 역시 다른 행성들처럼 많은 위성을 가지고 있는데요.
그 중 대표적인 위성은 트리톤이라는 위성입니다. 이 위성은 다른 위성과는 반대로 돌 뿐 아니라, 대기를 가지고 있는 몇 안 되는 위성 중 하나라고 합니다.
지금까지 목성형 행성과 그 주위를 돌고 있는 위성에 대해 알아봤습니다.
지구를 우주의 중심이라 여겼던 적도 있었지만, 오늘날 우리는 지구가 태양계를 구성하는 하나의 행성에 불과하다는 사실을 알게 되었습니다. 이제 우리는 지구를 넘어 저 먼 우주까지 시선을 넓혀가고 있는데요. 인간의 끝없는 호기심은, 태양계 넘어 미지의 세계 우주 더 어디까지 갈 수 있을까요?
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지구형 행성 2017-02-28
태양
태양계의 중심이자, 지구와 가장 가까이 있는 항성, 태양. 우리에겐 가장 친근한 별이라 할 수 있습니다. 태양이 뜨고 지길 수십억 년. 태양에 대한 인간의 관심은 점점 깊어졌습니다. 그렇다면 우리는 태양에 대해 얼마나 잘 알고 있는 걸까요?
-인터뷰-
태양이 지구 가까이 있다고 해서, 매일매일 하늘 위에 떠있다고 해서 우리가 태양에 대해 잘 알고 있는 것은 아니었군요. 자, 그렇다면 지금부터 놀라운 태양의 세계와 만나볼까요? 지구에서 가장 가까운 별 태양. 가장 가깝다고 하지만. 사실 태양은 지구에서 약 1억5천만km 떨어진 아주 먼 곳에 있습니다. 그래도 다른 항성들에 비하면 가까운 거리임에 틀림없죠. 1억 5천만 킬로미터.. 어느 정도 되는 거리인지 쉽게 상상이 안 되신다고요? 그렇다면 이렇게 생각해보세요. 시속 100km/h로 달리는 자동차가 1500,000시간 즉 171년 동안 쉬지 않고 달려야 하는 거리에 태양이 있는 거라고 말이죠. 이제, 태양이 지구에서 얼마나 떨어진 곳에 있는지 짐작되시나요?
너무 멀리 떨어져 있어서 그럴까요? 우리 눈에 태양은, 손으로도 가릴 수 있고, 손톱만큼 작아 보이기도 합니다. 태양의 실제 크기는 어느 정도 일까요? 수치로 따져 보자면, 태양의 반지름은 대략 70만km입니다. 이 길이는, 지구반지름의 약 109배나 되는 크기죠. 지구의 크기를 포도알로 생각하면, 태양은 최홍만 선수 정도의 크기라고 생각하면 되겠습니다. 놀라운 차이죠?
하지만, 태양은 크기만 큰 것이 아닙니다. 무게도 만만치 않습니다. 태양의 질량은 약 kg입니다. 지구의 약 33만 배 정도 되는 무게죠. 거대한 양팔저울에 지구와 태양을 올려놓는다고 생각해볼까요. 한쪽에는 태양을 놓고, 반대쪽에는 지구 33만개를 놓아야 저울은 이렇게 수평을 이룰 수 있게 됩니다.
거대한 바다와 수 많은 사람들이 모여 사는 이 지구보다 약 33만 배 무거운 태양. 그렇다면 태양 속에는 무엇이 있길래 이렇게 무거운 걸까요? 태양도 지구처럼 주성분이 암석과 금속이기 때문에 무거운 걸까요? 아닙니다, 태양은 암석이나 금속이 아닌, 기체로 이뤄져 있습니다. 기체 중에서도 가장 가볍다고 알려진 수소가 전체 질량의 73%를 차지하고, 헬륨이 약 25%를 차지하고 있죠. 이렇게 공기보다도 가벼운 기체들로 이뤄졌는데도 태양이 무거운 이유는, 간단합니다. 그만큼 태양 안에 엄청난 양의 기체들이 모여 있기 때문입니다.
태양이 기체로 이루어졌다는 사실은 아주 중요합니다. 태양의 자전속도에 아주 중요한 영향을 미치기 때문이죠.
-인터뷰-
이렇듯, 위치에 따라 자전주기가 달라지는 차등자전운동은, 표면이 기체로 이루어진 태양·목성·토성 등에서 볼 수 있는 현상입니다. 태양의 이 같은 차등자전운동은 강력하고 복잡한 구조의 자기장을 만들어내기도 합니다. 이 신비한 현상에 대해선, 태양의 모습을 더 자세히 살펴 본 후에 만나기로 하죠.
태양이 떠있는 낮에는 온도가 상승하고, 해가 진 밤에는 기온이 떨어지는 건 태양이 연출하는 자연의 섭리입니다. 이렇듯 태양은 지구의 온도변화를 담당하고 있습니다. 지구에서 아주 멀리 떨어져 있는 태양이 어떻게 지구의 온도변화에 영향을 미치는 걸까요? 그 이유는, 바로 태양이 아주 뜨거운 항성이기 때문입니다.
그렇다면 태양은 얼마나 뜨거울까요? 우리는 물이 끓는 온도를 섭씨 100도라고 알고 있습니다. 하지만 태양의 온도는 우리가 사용하는 온도측정의 기준과는 많이 다릅니다. 섭씨온도가 아닌, 절대온도, 켈빈을 사용하죠. 절대온도로 생각해봤을 때 태양의 표면온도는 약 6000K입니다. 얼마나 높은 온도인지 짐작하기 어렵나요?
-인터뷰-
이제, 태양의 온도가 얼마나 고온인지 느껴지시나요? 자, 이제 태양의 표면온도까지 알아봤으니 태양 속에 감춰진 놀라운 매력 속으로 더 깊이 들어가 볼까요?
태양의 내부는 핵과 복사층, 그리고 대류층으로 이뤄져 있습니다.
태양의 온도가 뜨거운 이유는, 핵에서 만들어지는 에너지 때문인데요. 이 에너지는 복사형태로 대류 층으로 전달되고, 다시 대류현상에 의해 태양의 표면으로까지 전달됩니다. 자, 그렇다면 태양의 내부에선 어떻게 에너지가 만들어지는 걸까요?
그 해답은 태양의 가장 깊숙한 곳, 핵에서 발생하는 수소 핵 융합 반응을 살펴보면, 잘 알 수 있습니다. 그럼, 수소핵융합 반응에 대해 알아볼까요?
-인터뷰-
이렇게 수소핵융합 반응을 통해 생성된 에너지는, 이제 태양 중심에서 표면으로의 여행을 시작하게 됩니다. 이 안에도 놀라운 방법이 숨어있죠. 핵에서 복사층으로의 에너지 전달은 복사전달을 통해 이뤄집니다. 손을 전기난로에 가까이 가져갔을 때 손이 따뜻해지는 것을 복사전달이라고 하는데, 난로의 코일에서 적외선 광자가 나와 손을 따뜻하게 해주는 거죠. 핵에서 복사층으로 에너지가 전달되는 것도 이 원리와 비슷합니다. 핵에서 만들어진 에너지, 즉 고온의 물체에서 방출된 광자가 다른 물체에 흡수되어 그 중 일부 에너지가 복사층으로 전달이 되는 거죠.
자, 이제 복사층에 도착한 에너지는 태양의 표면 가까이 있는 대류층으로 이동하게 됩니다. 여기에는 복사층과는 또 다른 에너지 전달방법이 숨어 있습니다.
복사층을 지나 대류층으로 오게 된 에너지는, 복사층과는 달리 대류에 의한 열 전달을 시작합니다. 대류전달은, 실내 벽난로에서 가열된 공기가 상승할 때 상층부가 따뜻해지는 것처럼 기체가 상하로 이동할 때 일어나는 현상으로, 즉, 대류층 하부에 있던 고온의 에너지가 자신이 지니고 있는 에너지를 저온층인 대류층상부로 이동시키는 겁니다.
이렇게 핵에서 생성된 에너지는 복사층, 대류층을 거쳐 태양의 표면에 도착해서야 태양 내부의 여행을 마치게 됩니다.
태양의 표면에 도착한 에너지 여행을 마치고, 이제 표면 밖에서 만날 수 있는 태양의 대기에 대해 알아볼까요? 천문학자들은, 태양 대기를 광구, 채층, 코로나 3개의 층으로 나누고 있습니다. 자. 그럼 태양의 대기 속으로 들어가 그들을 만나 볼까요?
먼저 광구는, 우리 눈에 보이는 태양의 영역으로 태양 에너지가 전달되는 마지막 종착지라고도 할 수 있죠. 대류층 위에 존재하는 가스층이며, 두께는 약 500~700km , 온도는 약 6000k로 알려져 있습니다. 광구에서 보이는 현상들 중엔, 잘 알려진 것처럼 흑점과 쌀알무늬가 있습니다. 이 흥미로운 현상에 대해선 태양현상에 대해 다룰 때 자세히 알아보도록 하겠습니다.
채층은, 광구 바로 위에 있는 붉은 대기층이며, 두께가 약 10000km에 달합니다. 온도는 태양의 표면온도보다는 높은 약 10000K를 나타내고 있죠. 빛의 밝기가 광구보다 약해서 평소에는 보이지 않으나, 개기 일식이 일어나면 달이 태양을 완전히 가리는 순간부터 수 초 동안 붉은 색의 고리 모양으로 나타나는 채층의 모습을 볼 수 있습니다.
그리고 채층에는 스피큘 이라는, 독특한 불꽃모양의 가스기둥도 있습니다.
태양의 대기 중 제일 상층부에 존재하고 있는 코로나는, 채층위로 수십에서 수백만km까지 퍼져있는 진주 빛의 가스층입니다. 태양의 표면 온도가 6000k인데 비해 코로나의 온도는 태양보다 300배 이상 높은 200만k까지 이르고 있습니다. 코로나도 채층처럼 일식이 진행되는 동안에만 관측되고 있으며, 가끔씩 코로나의 모양이 변하는 것을 알 수 있습니다. 이렇게 코로나의 모양이 변하는 것은, 태양의 활동변화와 관계가 있습니다. 태양이 활동이 활발할 때에는 코로나 역시 매우 밝고 태양 둘레에 골고루 나타나며 태양의 활동이 활발하지 않을 때는, 코로나가 적도 쪽으로 퍼져, 극지방에서는 깃털 같은 무늬만 관측되기도 합니다. 일식이 일어나는 날, 여러분이 코로나의 모습을 보면서 태양의 움직임이 활발한지, 활발하지 않은지 확인해보는 것도 흥미로울 것 같습니다.
자, 태양의 대기가 어떻게 구성됐는지 이제 잘 아셨죠? 지금부터는 태양의 대기에서 나타는 여러 가지 신비한 현상들과 만나보겠습니다 먼저 광구에서 볼 수 있는 흑점과 쌀알무늬를 관찰해볼까요.
우리가 태양의 사진을 볼 때 가장 돋보이는 것이 바로 흑점입니다. 흑점은, 주변의 광구 면보다 상대적으로 온도가 낮아서 어둡게 보이는 현상으로, 흑점의 온도는 주변보다 2000k정도 낮은 것으로 알려져 있습니다. 이렇게 주변의 광구보다 온도가 낮아 흑점이 생성되는 이유는, 광구의 특정 지점에서 강력한 자기장이 형성되면 에너지 전달에 방해가 돼 자기장 주변의 온도가 떨어지게 되고, 상대적으로 어둡게 보여 흑점이 발생하게 되는 겁니다.
흑점의 크기는, 망원경으로 겨우 보이는 작은 것부터 수만km이상에 이르는 엄청난 크기의 흑점도 있습니다. 몇몇 흑점은, 지구보다도 서너 배 이상 크게 성장하기도 하죠.
흑점을 일정시간 간격으로 관측하다보면, 아주 흥미로운 사실을 알게 됩니다.
-인터뷰-
다시 한 번 광구를 자세히 들여다볼까요? 흑점 이외에 보이는 또 다른 현상이 있습니다. 쌀을 뿌려 놓은 것처럼 보이는 반점들이 또렷이 보이나요? 바로 이것이 쌀알무늬입니다. 쌀알무늬는 광구 바로 아래서 일어나는 대류현상 때문에 일어나는 현상으로, 밝은 부분은, 고온의 가스가 상승하는 곳이고 어두운 부분은, 저온의 가스가 하강하는 곳입니다. 이름은 비록 쌀알무늬지만, 쌀알무늬 하나의 지름은 서울과 부산의 왕복 거리 보다 더 긴 약 1000km 라고 합니다.
자 그렇다면, 이제 광구 위에 존재하고 있는 채층으로 가볼까요? 과연 이곳엔 어떤 신비로운 현상들이 일어나고 있을까요?
채층에서는, 홍염과 플레어 이 두 가지의 현상을 볼 수 있습니다.
홍염은, 채층에서 상승부인 코로나를 향해 수십만km까지 솟아 올라가는 불꽃 모양의 대기를 말합니다. 이 거대한 불꽃의 주성분은, 대부분 수소 원자로 구성돼 있으며 붉은 빛을 강하게 내뿜고 있어서 홍염이라는 이름을 얻게 된 거죠. 홍염의 온도는 태양의 표면온도보다 훨씬 높은 약 1만k정도이며, 홍염의 불꽃은, 몇 시간에 걸쳐 솟아오르다가 소멸되는 것도 있지만, 몇 달 동안 꺼지지 않고 계속 불꽃을 내뿜는 홍염도 있습니다. 홍염의 모양 역시 대류층에서 발생하는 자기장의 세기와 형태에 따라 다양하게 나타나고 있습니다.
대부분의 홍염은, 태양 표면으로부터 수만Km높이의 상층까지 뻗어있어 이렇게 루프형을 나타내고 있습니다. 하지만 분출형 홍염같은 독특한 모습의 홍염도 있습니다.
채층에서 일어나는 또 다른 현상으로 플레어를 확인 할 수 있습니다. 플레어는, 광구의 표면에 흑점수가 증가할 때 에너지가 폭발적으로 분출되면서 일어나는 현상입니다.
플레어가 폭발하는 순간 방출되는 질량은 1천만 도까지 가열되며, 이 때 발생되는 에너지량은 가히 놀랄만합니다. 현재 미국의 전력 소비율로 계산해 봤을 때, 미국이 10만년 동안 사용하고도 남을 정도의 양이라고 합니다. 일반적으로 플레어는 태양활동이 활발할 때 발생하며, 소규모 플레어는 하루 평균 3~5번, 5~10분정도 지속되며, 규모가 큰 플레어는, 수주에 한번 꼴로 수 시간 동안 지속되기도 합니다.
그렇다면 이렇게 플레어가 발생하는 원인은 뭘까요. 현재까지는 태양의 복잡한 자기장에 원인이 있다는 설이 가장 유력합니다.
-인터뷰-
플레어 이외에도 태양의 대기 중엔, 태양으로부터 꾸준히 불어나가는 바람, 즉 태양풍이 존재하고 있습니다. 태양의 가장 상층부에 있는 코로나의 높은 온도는 태양으로부터 벗어나려고 하는 특성이 있고, 또 태양은 끊임없이 코로나를 잡아당기고 있죠. 하지만 태양의 만유인력은 코로나를 붙잡아두기에는 충분하지 못해 태양으로부터 꾸준히 불어 나가는 태양풍의 도움을 얻고 있습니다. 이때 방출되는 질량은 초당 100만 톤에 이르지만 태양 전체질량에서 보면 많은 양은 아닙니다.
이렇게 태양으로부터 방출되어 사방으로 날려가는 태양풍은 태양이 자전을 하고 있기 때문에 이렇게 나선 형태로 날아가고 있습니다. 이 태양풍은 지구 이외의 행성들에게로 날아가 직간접적인 영향을 미치게 되죠.
자, 그렇다면 지금부터 앞서 우리가 만나본 많은 태양 현상들 중, 우리가 사는 지구에 영향을 미치고 있는 주인공들을 만나볼까요.
우리에게 태양활동의 영향으로 가장 잘 알려진 것은, 바로 오로라 현상입니다. 오로라는 극지방에서 주로 발견되는 현상으로, 발생 원인은 지구의 자기장 구조 때문으로 알려져 있습니다.
거대한 플레어 현상은, 코로나 질량방출을 동반하게 되고, 며칠 후 지구 자기장에 이끌려 극지방을 통해 지구대기로 진입하게 되죠. 극 지역에 진입한 입자가 대기와 반응 했을 때 원자나 분자가 빛을 내는 현상이 바로 오로라입니다.
오로라는 대기 속에서 신비로운 아름다움을 연출하지만, 오로라의 탄생이, 결코 좋은 징조만은 아닙니다. 오로라가 관측된다는 것은, 태양에서 많은 대전입자들이 방출 되었다는 뜻이고, 이는 지구에 좋지 못한 영향이 미칠 수 있다는 것을 예고하는 것이죠.
그리고 태양의 표면에서 폭발이 일어 날 때도 강한 전자기파들이 방출됩니다.
이 때 전자기파들이 통신용 전파를 흡수하면서 무선통신이 일시적으로 끊어지는 현상이 발생하는데 이 현상이 우리가 잘 아는 델린저 현상입니다.
그러나 이 같은 태양의 현상들이 지구에게만 영향을 끼치는 것은 아닙니다. 플레어가 진행되는 동안에 방출되는 단파장의 복사는, 지구 상층대기를 가열시키고 상층대기의 팽창을 초래해 인공위성과 상층대기의 마찰을 증가시키게 됩니다. 이 때문에 인공위성은 고도가 낮아지게 되고, 태양활동이 극대기 일 때는, 다수의 위성들이 대기와의 마찰로 인해 소실되기도 합니다.
이처럼 태양의 활동이 지구에 미치는 영향은 때론 신비스러움을 안겨주기도 하지만, 때론 지구의 안전을 위협하기도 합니다. 이렇게 두 얼굴을 가지고 언제나 우리 가까이 존재하고 있는 태양, 앞으로 태양의 활동은 어떻게 변화해 갈까요?
먼저 앞으로 남은 태양의 수명은 얼마나 될까요. 태양의 내부를 여행하면서 알아본 핵융합반응과 핵에 남아있는 수소의 양을 통해 태양의 남은 수명을 계산해봤습니다. 그 결과, 태양은 앞으로 50억년 정도 더 활동할 것으로 기대되고 있습니다.
그렇습니다, 태양은 앞으로도 50억년동안 끊임없이 핵융합반응을 하면서 살아남을 것입니다. 그리고 끊임없이 우리에게 에너지를 나눠 주다가 50억년 후엔, 적색거성으로 진화 할 것입니다.
태양이 적색거성이 되는 그 날엔, 태양의 크기가 엄청나게 커져서 금성 궤도의 크기만큼 커진다는 설도 들리고 있습니다.
이렇게 거대해진 태양의 모습은 계속 팽창하다가 점점 표면이 껍질처럼 벗겨져 나갈 것이고, 태양의 내부는 핵융합반응이 멈춰 버려, 더 이상 에너지를 만들지 못하게 될 겁니다. 태양의 모습을 완벽하게 잃게 되는 거죠. 그 때는 태양이라는 이름 대신 성운으로 불리게 될 것입니다.
이렇게 태양이 본연의 모습을 잃게 되면, 태양계의 모든 천체들도 태양으로 흡수되거나 태양 주위를 떠나게 돼 결국 하나 둘 소멸되고 말 것입니다. 결국, 태양은 별의 시체라 불리는 백색왜성이 되어 홀로 태양계에 남겨지겠죠.
이 엄청난 일은, 앞으로 50억년 후에 펼쳐질 먼 미래의 일입니다. 그 때까지 태양은 우리에게 끊임없이 에너지를 선물해 줄 것입니다. 그러니 우리도, 태양의 소중함을 잊지 말고 태양이 만들어내는 에너지를 아끼고 소중하게 사용하면서 오래오래 태양과 함께 이 우주를 지켜가야겠습니다.
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태양계 개요 2017-02-28
태양, 8개의 행성과 그 위성들, 왜소행성과 혜성, 소행성, 카이퍼벨트 천체..태양계에는 우리가 살고 있는 지구 외에도 이렇게 많은 천체들이 모여있습니다. 우리의 태양계 행성들은 중심의 태양을 중심으로 회전하고 있습니다. 태양은 태양계 행성에게 에너지를 전달해 주는 중요한 역할을 하고 있습니다. 행성들은 태양 주위를 타원궤도를 그리면서 운동을 합니다. 타원궤도를 그리면서 태양과 가까운 곳에서는 빠르게 움직이며, 태양과 먼 곳에서는 천천히 움직이게 됩니다. 태양계 행성들의 크기는 또한 매우 다양합니다. 가장 작은 행성은 태양과 가장 가까이에 있는 수성이고, 가장 큰 행성은 우리가 잘 알고 있는 목성입니다. 대체적으로 태양과 가까이에 있는 행성들은 그 크기가 작으며, 태양과 멀리에 있는 행성들은 그 크기가 큽니다. 또한 그 무게도 다 다릅니다. 목성의 무게는 지구의 대략 318배 정도로 굉장히 무거운 행성입니다. 그러나 가장 가벼운 행성 수성은 지구의 0.055배 정도 아주 가벼운 행성입니다. 행성들의 크기가 다르기 때문에 그 행성들의 중력이 다 다릅니다. 만약 지구에서 60kg 인 사람이 각 행성에서 몸무게를 잰다면, 화성에서는 약 23kg, 목성에서는 약 150kg이 될 것입니다. 태양계 행성들의 궤도는 태양과 가까이에 있는 행성들의 경우는 그 간격이 조밀하게 모여있지만, 목성에서부터 그 뒤에 있는 행성들은 그 궤도가 띄엄띄엄 떨어져서 있습니다. 이렇게 태양계의 8개의 행성은 태양계의 행성인 동시에 다시 지구형행성과 목성형 행성으로 분류할 수 있습니다.