우주이야기

항성군 (Star Cluster)

UNIVERSE STORY — Mon, 10 Oct 2022 11:32:59 +0900

항성 군은 그 구성 요소의 상호 중력에 의해 결합한 두 가지 일반적인 유형의 항성 집합 중 하나이며 공통 기원을 통해 물리적으로 관련되어 있습니다. 2가지 유형은 개방형(이전에는 은하라고 불렸던) 클러스터와 구형 클러스터입니다.

항성군에 대해서

오픈 클러스터에는 보통 비대칭 배열로 12개에서 수백 개의 별이 포함됩니다. 대조적으로 구상 성단은 수천에서 수십만 개의 별이 대칭적이고 대략 구형 형태로 꽉 차 있는 오래된 시스템입니다. 또한, 주변 들판보다 공간 밀도가 낮은 유사 형과 공통 기원의 수십~수백 개의 별로 구성된 연상이라 불리는 집단도 인정됩니다.

황소자리 플레이아데스성단과 하이아데스 성단, 게자리 프레세페성단과 코마베레니스 성단 등 4개가 초기부터 알려졌습니다. 플레이아데스 산맥은 일부 초기 사람들에게 매우 중요했기 때문에 일몰 시 일어남이 그들의 한 해의 시작을 결정했습니다. 혼수성 단이 맨눈으로 보이기 시작하면서 이집트 프톨레마이오스 유에게 체스(기원전 3세기)의 아내 베레니스의 머리카락을 별자리로 명명했는데, 이는 역사적 인물들의 이름을 딴 유일한 별자리입니다.

헤라클레스자리의 오메가 캔 태우리, 미시에 13 등 몇몇 구상성단은 맨눈으로 희미한 빛의 반점으로 보이지만 망원경 발명 이후에야 이들을 주목했습니다. 궁수자리 최초의 구상 성단의 기록은 1665년(나중에 미시에 22라고 이름 붙여졌다)으로 거슬러 올라갑니다.다음 오메가 캔 태우리는 1677년 영국의 천문학자이자 수학자 에드먼드 핼리에 의해 기록되었습니다.

구상 성단과 개방형 성단의 조사는 은하수 은하의 이해에 큰 도움이 되었습니다. 1917년 당시 캘리포니아 마운트 윌슨 천문대에 있던 미국 천문학자 할로 우 섀플리는 구상 성단의 거리와 분포 연구를 통해 그 은하 중심이 궁수자리 지역에 있다고 판단했다. 1930년 캘리포니아 릭 천문대의 로버트 J. 트럼프라는 뿔 크기와 개방형 성단의 분포에서 빛이 공간의 많은 부분을 이동하면서 흡수된다는 것을 보여줬습니다.

항성 연관성의 발견은 상당한 영역에 산재한 개별 항성의 특성과 움직임에 관한 지식에 의존했습니다. 1920년대에는 젊고 뜨거운 푸른 별(스펙트럼형 O와 B)이 함께 모여 있는 것으로 나타났습니다. 1949년 빅터 A. 소련 천문학자 안바르츠미안은 이들 별이 공통 기원을 가진 항성의 물리적인 그룹의 구성원임을 시사하고 이들을 O 연합(또는 OB 연합)이라고 이름 붙였습니다. 그는 또한 알프레드 조 이에 의해 마운트 윌슨 천문대에서 최초로 주목받은 왜성으로 불규칙한 T 타우리 변광성 그룹에 T 연상이라는 용어를 적용했습니다.

외은하 성단의 연구는 1847년에 시작되어 케이프 천문대(현 남아프리카)의 존 허셜 경이 가장 가까운 은하인 마젤란 구름의 목록을 발표했습니다. 20세기에는 큰 반사경과 슈미트 망원경을 포함한 기타 더 전문적인 기구를 사용함으로써 은하단의 식별은 더 멀리 떨어진 은하까지 확대되었습니다.

개방형 클러스터 (Open clusters)

UNIVERSE STORY — Wed, 31 Aug 2022 10:29:23 +0900

개방형 클러스터(Open clusters)란?

구상 성단보다 작고 질량이 작은 성단은 태양을 포함한 시스템 대부분의 항성과 섞여 은하 평면에서 발견됩니다. 이 객체들은 오픈 클러스터로 일반적으로 일반적인 구형 클러스터보다 개방적이고 느슨한 외관을 가지고 있기 때문에 이렇게 불립니다.

은하계에는 젊은 항성과 매우 흡사한 개성 단이 분포하고 있습니다. 그것들은 은하면을 따라 고도로 집중되며 중심에서 바깥쪽으로 점차 수가 감소합니다. 이들 성단의 대규모 분포는 하늘의 강 면에 존재하기 때문에 직접 학습할 수 없습니다. 왜냐하면, 그 성단이 태양으로부터 수천 광년 이상 떨어져 있는 것을 먼지가 덮고 있다는 것을 의미한다는 것입니다. 은하계와 유사한 외부 은하계 개방형 은하단으로 유추해 볼 때 중심부에 있는 은하계 통합과 분포가 아마도 적다는 점을 제외하고는 은하계 통합과의 일반적인 분포를 따를 것으로 추정됩니다. 은하계의 나선형 팔 가운데 적어도 이 팔들을 식별할 수 있는 태양 근처에 젊은 개방된 성단이 더 밀집해 있다는 증거가 몇 가지 있습니다.

가장 밝은 오픈 클러스터는 가장 밝은 구상 클러스터보다 훨씬 약합니다. 절정 절 대광도는 태양의 약 5만 배의 광도로 보이지만, 기존에 알려진 개성 단의 최대 비율은 500개의 태양광 도에 해당하는 휘도를 가지고 있습니다. 질량은 클러스터의 개별 항성 구성원들의 측정 속도 분산에서 결정할 수 있습니다. 대부분의 개방형 클러스터는 50개의 태양 질량 순으로 작은 질량을 가지고 있습니다. 그들의 별의 총 개체 수는 적고 수만에서 수천까지 있습니다.

개방형 클러스터의 지름은 2, 3~20광년 정도에 불과하며 대부분 5광년 미만입니다. 구조상 그것들은 구형 클러스터와는 매우 달라 보이지만 같은 동적 모델로 이해할 수 있습니다. 가장 중요한 구조의 차이는 상대적으로 큰 코어 반경에 기인하는 총질량이 작고 상대적인 느슨함입니다. 이 두 가지 특징은 최종 운명에 관한 한 비참한 결과를 초래합니다. 왜냐하면, 은하계의 파괴적인 조석 효과를 견딜 수 있는 중력적으로 충분히 구속되지 않았기 때문입니다.

태양으로부터 3,000광년 이내의 개방형 성단의 표본을 보면 2억 년 이상 이런 조류를 견딜 수 있는 것은 절반에 불과하고 수명이 10억 년에 달하는 것은 고작 2%에 불과합니다.

측정된 개방형 클러스터의 나이는 기대수명에 대해 도달한 결론과 일치합니다. 그것들은 젊은 물체인 경향이 있고, 불과 몇 명만이 10억 살이 넘는다고 알려졌습니다. 대부분이 2억 세 미만이고 100만 년에서 200만 년 전의 것도 있습니다. 오픈 클러스터의 나이는 해당 항성 멤버십을 항성 진화의 이론 모델과 비교함으로써 결정됩니다.

성단 내 항성들은 모두 나이와 화학 조성이 거의 같아서 항성 간 차이는 질량의 차이에 의한 것입니다. 성단이 형성된 후 시간이 지나면서 가장 빠르게 진화하는 거대한 별들이 점차 성단에서 사라지고 흰색 왜성이나 기타 발광 부족 별의 잔재가 됩니다. 클러스터의 이론적 모델은 이 효과가 시간과 함께 항성의 내용을 어떻게 변화시키는지 보여주며 실제 클러스터와의 직접적인 비교는 클러스터에 신뢰할 수 있는 나이를 제공합니다.

이를 비교하기 위해 천문학자는 항성 온도를 휘도에 대해 플롯 하는 그림(색도도)을 사용합니다. 1,000개 이상의 개방형 클러스터에 대해 색상 크기의 그림을 얻을 수 있으며, 따라서 이 큰 본보기로 나이가 알려졌습니다.

개방형 클러스터는 대부분 젊은 물체이기 때문에 이들은 형성된 풍부한 환경에 대응하는 화학 조성을 하고 있습니다. 대부분 태양처럼 무거운 원소가 풍부하고 더 풍부한 것도 있습니다. 예를 들어, 가장 가까운 성단 중 하나인 하이아데스 산맥은 태양의 거의 2배의 무거운 원소가 풍부합니다.

1990년대가 되면서 이전에는 먼지투성이 심부에 완전히 숨겨져 있던 아주 젊은 오픈 클러스터를 발견할 수 있게 되었습니다. 천문학자들은 적외선 어레이 검출기를 사용하여 많은 분자 구름에 젊은 별 무리가 포함되어 있음을 발견했습니다. 그 별들은 이제 막 형성되었을 뿐, 때에 따라서는 아직 형성되어 있기도 했습니다.

구상 성단(Globular clusters)

UNIVERSE STORY — Tue, 30 Aug 2022 15:25:37 +0900

구상 성단(Globular clusters)에 대해서

가장 크고 가장 거대한 성단은 구상성단이며 대략 구형 상으로 보인다고 해서 그렇게 불리는 성단은 구상성단입니다. 갤럭시에는 150개 이상의 구상 성단이 포함되어 있습니다 (은하수 대의 먼지에 의해 차폐되기 때문에 정확한 숫자는 알 수 없지만, 이는 아마도 일부 구상 성단이 보이지 않게 할 것입니다).

그것들은 은하수 주변의 거의 구형의 후광에 배치되어 있어 은하면을 향해 비교적 적지만 중심을 향해 무거운 농도를 가지고 있습니다. 반경 분포는 은하 중심으로부터의 거리의 함수로 플롯 된 경우 타원 은하의 별 분포를 설명하는 것과 같은 형태의 수학적 표현에 적합합니다.

구상성단은 매우 밝은 물체입니다. 평균 휘도는 약 25,000 태양에 해당합니다. 가장 밝은 것은 50배나 밝다. 개별 별의 속도 분산을 측정하고 측정한 구상 성단의 질량은 수천~100만 개 이상의 태양 질량입니다.

이 성단은 매우 크고 지름은 10광년에서 300광년에 이릅니다. 대부분의 구상 성단은 중심부에 고도로 집중되어 있으며 은하의 조석 효과에 대응하는 컷오프가 있는 등온 기체 구와 비슷한 항성 분포를 하고 있습니다.

성단 내 별 분포의 정확한 모델은 별이 성단 내에서 갖는 궤도의 종류, 이들 구성원 성 간에 만나는 것 및 외부의 영향을 고려한 항성 역학에서 도출할 수 있습니다.

예를 들어 미국의 천문학자 이 반 R 왕은 관측된 항성 분포에 매우 가까운 동적 모델을 도출했습니다. 그는 성단의 구조를 두 숫자로 설명할 수 있음을 발견했습니다. 중심으로 집중도를 측정하는 중심 반지름과 성단의 끝에 있는 항성 밀도의 차단을 측정하는 조석 반지름입니다.

은하계 구상 성단의 특징 중 하나는 항상 고령화입니다. 구상 성단의 항성 군과 항성 진화 모델을 비교함으로써 결정되었으며, 지금까지 측정된 모든 항성 군의 나이는 110억 년에서 130억 년에 이릅니다.

그것들은 은하계에서 가장 오래된 물체이기 때문에 가장 먼저 형성된 것 중 하나였을 것입니다. 이는 또한 구상 성단이 은하계 평면에 있는 항성, 예를 들어 태양보다 훨씬 적은 양의 무거운 원소를 갖는 경향이 있다는 사실에 의해서도 나타납니다. 은하계 물질이 현재의 얇은 원반에 평평해지기 전에 형성된 것처럼 보이는 고위도의 할로 별뿐만 아니라 극한의 모집단 II(별과 항성 집단 아래 참조)에 속하는 별들로 구성되어 있습니다.

성분별이 진화함에 따라, 그들은 가스 일부를 성간 우주로 방출했습니다. 이 기체는 진화 후기에 별에서 생성된 무거운 원소(즉 헬륨보다 무거운 원소)로 농축돼 은하계의 석간 기체는 끊임없이 변화하고 있습니다. 수소와 헬륨은 항상 주요한 구성요소였지만 무거운 원소는 점차 중요성을 더해 왔습니다.

현재 성간 가스에는 헬륨보다 무거운 원소가 질량 대비 약 2% 정도 들어 있으며 구상성단에는 같은 원소가 0.02%밖에 들어 있지 않습니다.

중성자별(neutron star)이란?

UNIVERSE STORY — Wed, 24 Aug 2022 12:02:24 +0900

중성자 별 (neutron star)

중성자별, 주로 중성자로 구성되어 있다고 생각되고 있는 매우 밀도 높은 치밀한 별의 총칭. 중성자별의 지름은 통상 약 20km(12마일)입니다. 질량은 태양의 1.18배에서 1.97배에 이르지만, 대부분은 태양의 1.35배입니다. 그래서 평균 밀도는 물의 약 1,014배로 매우 높습니다. 이는 원자핵 내부의 밀도와 근사하며 몇 가지 점에서 중성자별은 거대한 핵으로 생각할 수 있습니다.

압력이 가장 큰 별의 중심에 무엇이 있는지는 명확히 알려지지 않습니다. 이론에는 높은 퍼온, 가온, 파이온이 포함됩니다. 중산층은 대부분 중성자여서 아마 '초유동' 상태입니다. 바깥쪽 1km(0.6마일)는 최고 100만 K의 고온에도 튼튼합니다. 압력이 가장 낮은 이 고체층의 표면은 매우 치밀한 형태의 철로 구성되어 있습니다.

중성자별의 또 다른 중요한 특징은 1,012 가우스(지구의 자기장은 0.5 가우스) 위쪽에 매우 강한 자기장이 존재하는 것으로 표면의 철은 철 원자의 긴 사슬 형태로 중합된다. 개개의 원자는 자기장 방향으로 압축되고 길쭉해지며 끝과 끝 사이에서 결합할 수 있습니다. 표면 아래에서는 압력은 개개의 원자가 존재하기에는 매우 높아집니다.

1967년 맥동성의 발견은 중성자별 존재의 첫 증거가 됐습니다. 펄서는 1회전에 1회 방사선의 펄스를 방출하는 중성자별입니다. 방사되는 방사선은 통상 전파지만 펄서는 광학, X선, 감마선 파장에서도 방출되는 것으로 알려졌습니다. 예를 들어 게(NP0532)와 베라 팔 서(각 33밀리 초와 83밀리 초)의 매우 짧은 기간은 이들이 흰 소인일 가능성을 배제합니다. 펄스는 다이너모와 같이 회전과 강한 자기장에 의해 발생하는 전기역학적 현상에 의해 발생합니다. 전파 펄서는 항성 표면의 중성자가 양성자와 전자로 붕괴합니다. 이러한 하전 입자가 표면으로부터 방출되면 별을 둘러싼 강렬한 자기장으로 들어가 함께 회전합니다. 입자는 빛에 접근하는 속도로 가속되며 싱크로트론 방출로 전자 방사를 방출합니다. 이 방사선은 펄서의 자극으로부터 강력한 전파 빔으로 방출됩니다.

헤라클레스 X-1과 같은 많은 이진 X 선원에는 중성자별이 포함되어 있습니다. 이런 종류의 우주물체는 표면에 부착된 반성에서 물질을 압축해 X선을 방출합니다.

중성자별은 회전 무선 과도현상(RRAT)으로 불리는 물체나 자성체로도 볼 수 있습니다. RCAT는 단일 무선 버스트를 전송하지만 4분에서 3시간 간격으로 불규칙하게 발송합니다. RRAT 현상의 원인은 알 수 없습니다. 자성체는 1014~1015 가우스 사이의 자기장을 갖는 고도로 자화 된 중성자별입니다.

중성자별은 핵 밀도가 m당 1,015g 정도로 증가해 중성자 압력이 상승하고 초신성의 중심핵 붕괴가 멈추는 초신성 폭발로 형성된다는 게 대부분의 연구자들 판단합니다. 하지만 붕괴하는 코어가 약 3개의 태양 질량보다 크면 중성자별을 형성하지 못해 코어가 블랙홀이 될 가능성이 높습니다.

블랙홀(Black Hole)의 기원

UNIVERSE STORY — Tue, 23 Aug 2022 10:57:37 +0900

블랙홀(Black Hole)의 탄생설?

몇몇 블랙홀은 분명히 별 이외의 기원이 있습니다. 다양한 천문학자들은 대량의 성간 가스가 모여 퀘이사와 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀로 붕괴할 것으로 추측하고 있습니다. 블랙홀로 급속히 낙하하는 가스의 질량은 핵융합으로 방출되는 같은 양의 100배 이상의 에너지를 방출하는 것으로 추정된다. 따라서 중력 하에서 수백만 개 또는 수십억 개의 성간 가스의 태양 질량이 큰 블랙홀로 붕괴하는 것은 퀘이사와 특정 은하계의 막대한 에너지 출력을 설명할 것이다.

그러한 초대질량 블랙홀 중 하나인 사수자리 A*는 은하수 은하의 중심에 존재한다. Sagittarius A*의 위치를 공전하는 항성의 관측은 400만 개 이상의 태양에 상당하는 질량을 가진 블랙홀의 존재를 나타내고 있다(이 관측에 대해서는 미국의 천문학자 Andrea GHz와 독일의 천문학자 Reinhard Genzel이 2020년 노벨 물리학상을 받았다). 초대질량 블랙홀은 다른 은하에서도 발견되고 있습니다. 2017년 이벤트 호라이즌 망원경은 M87은 하의 중심에 있는 초대질량 블랙홀 이미지를 획득했다.

그 블랙홀의 질량은 65억 샌즈에 해당하지만 지름은 380억km(240억 마일)에 불과하다. 바로 직접 화상 화가 된 최초의 블랙홀이었습니다. 각각 100억 태양과 같은 질량을 가진 더 큰 블랙홀의 존재는 은하수 인근 은하인 NGC 3842와 NGC 4889의 중심을 중심으로 매우 고속으로 소용돌이치는 가스에 대한 에너지 효과에서 추론할 수 있다.

다른 종류의 비정형 블랙홀의 존재는 영국의 천체물리학자 스티븐 호킹에 의해 제안되었습니다. 호킹 박사의 이론에 의하면 아마도 소행성과 동등하거나 그 이하의 질량을 가진 수많은 작은 원시 블랙홀들은 138억 년 전 우주가 기원으로 한 매우 높은 온도와 밀도 상태인 빅뱅 사이에 만들어졌을 수 있습니다. 이런 이른바 미니 블랙홀은 더 거대한 종류처럼 호킹 방사선에 의해 시간이 지남에 따라 질량을 잃고 사라진다.

만약 우주의 잉여 차원이 있어야 하는 특정 이론이 맞는다면 대형 하드론 충돌 가속기는 상당한 수의 미니 블랙홀을 만들어낼 수 있을 것이다.

블랙홀(Black Hole)에 대하여

UNIVERSE STORY — Mon, 22 Aug 2022 21:54:02 +0900

블랙홀(Black Hole)이란?

블랙홀은 빛조차도 피할 수 없는 매우 강한 중력의 외계 체입니다. 블랙홀은 거대한 별의 죽음으로 형성될 수 있습니다. 이런 별들이 수명 끝에 핵 내부 열핵 연료를 다 쓰면 핵이 불안정해지고 중력에 의해 내부로 붕괴해 별의 바깥층이 날아가게 됩니다. 모든 면에서 낙하하는 구성물질의 분쇄 중량은 항성을 체적 제로섬, 특이점이라 불리는 무한 밀도로 압축합니다.

블랙홀 구조에 대한 자세한 내용은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서 계산됩니다. 특이점은 블랙홀의 중심을 구성하고 물체의 '표면'인 이벤트 지평선에 의해 가려집니다. 사상 지평선 내에서는 물질이 우주물체의 중력장에서 탈출하는 데 필요한 속도(즉 물질이 우주물체의 중력장에서 탈출하는 데 필요한 속도)가 빛의 속도를 넘어서기 때문에 광선조차 우주로 탈출할 수 없습니다. 사상의 지평선 반지름은 슈바르츠 실트 반지름으로 불리며 1916년 독일의 천문학자 칼 슈바르츠 실트가 방사선을 방출하지 않는 붕괴한 천체의 존재를 예측한 것과 관련이 있습니다. 슈바르츠 실트 반지름의 크기는 붕괴하는 별의 질량에 비례합니다. 태양의 10배 질량을 가진 블랙홀은 반지름은 30km(18.6마일)가 됩니다.

가장 거대한 항성, 즉 3개 이상의 태양 질량을 가진 항성만이 삶의 끝에 블랙홀이 됩니다. 질량이 적은 별은 흰색 왜성이나 중성자별처럼 압축이 적은 천체로 진화합니다.

블랙홀은 크기가 작다는 것과 빛을 내지 않는 것 둘 다 때문에 일반적으로 직접 관찰할 수 없습니다.

그러나 거대한 중력장이 인근 물질에 미치는 영향에 의해 그것들은 '관측'할 수 있습니다.

예를 들어 블랙홀이 이분 다 큰 닭 구성원일 경우 동반자로부터 유입된 물질이 심하게 가열된 뒤 블랙홀의 이벤트 지평선에 들어가 영원히 사라지기 전에 X선을 대량 방사합니다. 두 값 X선 시스템 Cygnus X-1의 구성 별 중 하나는 블랙홀입니다. 1971년 Cygnus 별자리에서 발견된 이 쌍성은 태양의 14.8배의 질량을 가진 푸른 초거성과 눈에 보이지 않는 동료로 구성되어 있으며 5.6일 사이에 서로 회전합니다.

은하 연구에 대한 역사적 조사

UNIVERSE STORY — Sun, 21 Aug 2022 11:44:54 +0900

은하 초기 관찰과 개념

한때 나선상 성운이라 불리던 것의 성질에 대한 논쟁은 천문학 발전에 있어 가장 중요한 것 중 하나입니다.

이 논쟁은 우주의 크기에 관한 문제를 거론했습니다. 우리는 우주 속에 홀로 박혀 있는 한정된 하나의 항성계에 국한되어 있었던 것일까요.

아니면 은하수 은하는 우리의 가장 강력한 망원경에 의해 관측된 광대한 거리를 넘어 우주에 펼쳐져 있는 수백만 개의 은하 중 하나였을까요?

이 문제가 어떻게 발생했고 어떻게 해결되었는지는 우리의 보편적인 우주관 발전에 중요한 요소입니다.

1925년까지는 나선형 성운과 그 관련 형태가 불확실한 상태였습니다.

일부 과학자 특히 헤버 D. 미국의 커티스 씨와 스웨덴의 크누트 랜드마크 씨는 그것들이 은하수 은하와 비슷한 크기의 항성 원격 집합체일 수 있다고 주장했습니다.

몇 세기 전에 독일의 철학자 임마누엘 칸트는 특히 거의 같은 생각을 주창했는데, 그것은 실제로 거리를 측정하고 이를 증명하기 위한 도구를 이용할 수 있기 훨씬 전의 일이었습니다.

1920년대 초반 천문학자들은 분열되었습니다. 나선형 성운이 실제로는 은하계 밖의 성계일 것이라고 추측하는 사람도 있었지만, 많은 사람들이 그러한 성운이 물질의 국소적인 구름이며 아마도 형성 중인 새로운 태양계일 것이라고 확신한 증거가 있었습니다.

마젤란 구름 문제

현재 가장 가까운 외부 은하는 마젤란 구름으로 알려졌으나 마젤란 구름은 남반구 하늘에 보이는 두 개의 반점이 있는 불규칙한 물체입니다.

여러 해 동안 마젤란 구름을 본류에서 분리한 은하수의 일부로 간주했던 대부분의 전문가는 마젤란 구름을 그 위치 때문에 연구하지 못했습니다. (마젤란 구름은 둘 다 대부분의 북위 도에서 보기에는 너무 멀다)

게다가 물체의 불규칙한 모양과 그 무수한 푸른 별, 성단, 가스 구름은 실제로 그것들을 남쪽 은하와 닮았습니다.

은하수 은하의 크기와 구조에 관한 광범위한 연구로 유명한 미국 천문학자 할로 우 샤플 리는 나선상 성운의 성질에서 마젤란 구름의 중요성을 최초로 인식한 사람 중 하나였습니다.

구름 거리를 측정하기 위해 그는 하버드대 천문대의 헨리에나 레빗이 발견한 주기-광도(P-L) 관계를 이용했습니다.

1912년 Levitt는 작은 마젤란 구름 속에서 세페이드 변수라 불리는 별 클래스의 맥동(빛 변화)과 휘도(내인성 또는 절대 휘도) 사이에 밀접한 상관이 있음을 발견했습니다. 하지만 Levitt의 발견은 Shapley가 Cepheid와 매우 유사한 맥동하는 별의 절대적인 밝기 교정을 하기 전까지 실용적인 가치는 거의 없었습니다.

이 정량화된 P-L 관계를 통해 마젤란 구름까지의 거리를 계산할 수 있었습니다. 마젤란 구름은 지구로부터 약 7만 5천 광년 떨어져 있다고 판단했지만 구름의 중요성은 당시 과학자들을 계속 피했습니다.

이들에게 이 물체들은 아직 비정상적인 은하계의 불규칙한 반점처럼 여겨져 애초 생각했던 것보다 멀리 있었지만, 우주의 본질에 관한 문제를 해결하기에는 부족했습니다.

은하계 (galaxy) 란?

UNIVERSE STORY — Sat, 20 Aug 2022 10:29:52 +0900

은하계 (galaxy)

은하계, 우주를 구성하는 항성과 성간물질의 시스템 중 하나. 그러한 집합체 대부분은 매우 거대하고 수천억 개의 별이 포함되어 있습니다.

자연은 희미하게 확산한 왜소 물체부터 찬란한 나선형의 거대한 은하까지 매우 다양한 은하들의 배열을 제공해 왔습니다. 사실상 모든 은하는 우주가 시작되자마자 형성된 듯 강력한 현대 망원경에 의해 관통된 가장 먼 거리 깊이까지 우주로 퍼져 있습니다.

은하는 보통 클러스터에 존재하며, 그 일부는 수억 광년에 걸쳐 측정되는 큰 클러스터로 그룹화됩니다. (1광년은 1년에 빛이 통과하는 거리이며, 초당 30만 km(km/sec) 또는 시속 65만 마일로 이동합니다

이른바 초은하단은 거의 공허한 공극에 의해 분리되어 있습니다. 이로써 우주의 전체적인 구조는 마치 은하 그물처럼 보입니다.

은하의 형상은 서로 달라 시스템이 형성되고 그 후진화된 방법에 따라 변화합니다. 은하는 구조뿐만 아니라 관측되는 활동량도 매우 다양합니다. 몇몇 장소는 활발한 별이 형성되는 곳으로 가스나 먼지, 분자 복합체의 구름을 동반합니다.

대조적으로 다른 것들은 오래전에 새로운 별을 형성하지 않게 되었기 때문에 정지되어 있습니다. 아마도 은하에서 가장 현저한 활동은 핵 속에서 발생하며, 대부분은 초대질량 물체(아마 블랙홀)가 웅크리고 있음을 보여주는 증거가 있습니다.

이 중앙의 블랙홀은 수십억 년 전에 형성된 것 같습니다. 현재는 그것들은 퀘이사라고 불리는 찬란한 물체로서 멀리 떨어진 곳에 있는 (따라서 지구로의 빛의 이동에 시간이 걸리기 때문에) 은하에 형성되어 있음을 관찰하고 있습니다.

은하의 존재는 20세기 초까지 인식되지 않았습니다. 하지만 이후 은하는 천문학적인 조사의 초점 중 하나가 되고 있습니다.

은하 연구에서 주목할 만한 발전과 성과를 여기서 조사하고 논의에는 외부 은하 (즉 은하수 은하의 바깥쪽에 있는 은하, 태양과 지구가 속한 국소 은하), 은하단과 초은하의 분포, 은하와 준 은하의 진화가 포함됩니다.

반사 성운(reflection nebula)과 발광 성운(emission nebula) 이란

UNIVERSE STORY — Fri, 19 Aug 2022 16:24:10 +0900

반사 성운(reflection nebula)

보통은 어두운 성운(또는 분자운)이지만, 그 먼지가 구름의 수소를 이온화할 정도로 뜨겁지 않은 근처의 밝은 별들로부터의 빛을 반사하는 성간운. 플레이아데스 성단의 유명한 성운은 이러한 유형으로 1912년에 이 성운의 스펙트럼이 근처의 별의 흡수 선을 모방하고 있지만, 빛을 발하는 밝은 성운은 각각의 특징적인 방출 선을 나타내고 있는 것이 발견되었다.

가장 밝은 반사 성운은 매우 발광하지만, 온도가 약 25,000K보다 낮은 B형 별에 의해 비칩니다.

이는 가스 중 수소를 이온화해 IHI 영역을 생성하는 O형 별보다 저온입니다.

반사 성운의 범위와 밝기는 먼지 입자가 자외선(우주로부터의 관측으로부터 결정됨)에서 가시광선까지 퍼지는 광범위한 파문에서 뛰어난 반사체임을 결정적으로 보여줍니다.

광학적 관측에 따르면 빛의 약 60~70%가 흡수되는 것이 아니라 반사되지만, 지구는 35%, 달은 5%에 불과합니다.

곡물은 화학 성분보다 더 좋은 크기(흡수가 아닌 산란을 촉진합니다.) 때문에 새 눈과 마찬가지로 빛을 반사합니다.

검은 덩어리의 흑연도 작은 입자로 분산되면 가시광을 잘 반사한다는 계산이 나옵니다.

발광 성운(emission nebula)

천문학에서 방출 성운은 때로 온도가 20,000K를 넘는 별과 관련된 밝게 확산한 빛입니다.

이러한 기체 영역에서 관찰된 빛 에너지와 전파 에너지를 제공하는 데 필요한 여기 과정은 오랫동안 천문학적인 퍼즐이었습니다.

별로부터의 자외선이 근처의 수소를 이온화하는 것으로 나타났습니다.

수소 원자는 전자와 핵이 재결합해 원자가 에너지 수준을 낮추면 가시광을 방출합니다.

성운의 다양한 종류

UNIVERSE STORY — Thu, 18 Aug 2022 15:29:02 +0900

성운의 종류

은하수 은하에서 관측되는 모든 성운은 성간물질의 형태를 띠고 있습니다.

즉, 별들 사이의 기체는 거의 항상 우주의 먼지 고체 입자를 동반하고 있습니다. 그 외관은 관측된 재료의 온도와 밀도뿐만 아니라 관측자에 대해 재료가 어떻게 공간적으로 위치하고 있는지에 따라서도 크게 달라집니다. 그러나 이들의 화학 조성은 상당히 균일하여 구성 원자의 약 90%가 수소이고 나머지 대부분은 헬륨이며 산소, 탄소, 네온, 질소, 기타 원소들이 함께 1,000개당 약 2개의 원자를 구성하고 있다는 점에서 우주의 일반적인 구성에 해당합니다.

성운은 외형을 바탕으로 어두운 성운과 밝은 성운 두 개의 큰 반으로 나눌 수 있습니다. 어두운 성운은 하늘에 불규칙하게 생긴 검은 반점처럼 나타나 그 너머 별빛을 지웁니다. 밝은 성운은 희미하게 빛나는 표면으로 나타납니다. 그것들은 자신의 빛을 발하거나 근처의 별빛을 반사합니다.

어두운 성운은 매우 조밀하고 차가운 분자 구름으로 성간 물질의 약 절반을 포함하고 있습니다. 전형적인 밀도는 1 입방 센티미터 당 수백만에서 수백만(또는 그 이상)의 수소 분자입니다. 이 구름들은 그 일부 부분의 중력 붕괴에 의해 새로운 별이 형성되는 곳입니다. 나머지 가스 대부분은 확산 성간 매질 안에 있어 밀도가 매우 낮음(입방㎝당 약 0.1 수소원자) 때문에 비교적 눈에 띄지 않지만 중성 수소의 21㎝선 방사로 검출할 수 있습니다.

밝은 성운은 확산 성간 매질 내 가스의 비교적 밀집한 구름입니다.

그들은 몇 개의 서브클래스를 가지고 있습니다.

(1) 반사 성운, (2) H II 영역, (3) 확산 이온화 가스, (4) 행성 성운, (5) 초신성 잔해.

반사 성운은 그 구성 먼지 입자에서 가까운 별빛을 반사합니다. 반사 성운의 기체는 차갑고 가까운 광원이 없다면 그러한 물체는 어두운 성운으로 볼 수 있을 것입니다.

H II 영역은 인접한 핫 스타에 의해 수소 이온화(정의 H+이온과 자유 전자로 분리)된 구름입니다. 이 별은 수소를 이온화하는 데 필요한 충분한 방사선을 생성하기 위해 은하계에서 가장 거대하고 가장 뜨거운 항성인 O형 또는 B형이어야 합니다.

확산 전리가스는 성운 사이에 매우 넓게 분포하고 있어 은하의 주요 구성요소입니다. 모든 방향에서 검출 가능한 양의 수소, 질소 및 황 이온(H+, N+, 및 S+)의 적은 방출로 관찰됩니다. 이러한 방출은 대체로 부피의 극히 일부를 차지하는 훨씬 더 장관인 HI 영역, 행성상 성운, 초신성 잔해보다 훨씬 많은 전력을 필요로 합니다.

행성상 성운은 죽음에 이르렀지만 초신성이 될 정도로 거대하지 않은 별, 즉 붉은 거대한 별에서 방출됩니다. 즉 초신성 폭발보다 더 폭력적이지 않은 사건에서 붉은 거인이 외피를 벗겨내고 초당 수십 km의 속도로 팽창하고 있는 물질 껍데기에 둘러싸인 매우 뜨거운 별이 됐다는 것입니다. 행성상 성운은 보통 비교적 높은 표면 휘도가 약간 둥근 물체로 나타납니다. 그 이름들은 행성과 표면적으로 비슷한 것에서 유래되었습니다. 즉, 다른 유형의 성운의 혼돈된 형태와 비교하여 망원경으로 보았을 때의 규칙적인 외관입니다.

초신성 잔해는 비교적 최근의 대규모 별 폭발로부터 초속 수백 킬로미터, 심지어 수천 킬로미터의 속도로 팽창하는 가스 구름입니다. 초신성 잔해가 수천 년 미만일 경우 성운 내 가스는 대부분 폭발한 별에 의해 방출된 것으로 추측할 수 있습니다. 그렇지 않으면 성운은 주로 오래된 물체의 팽창하는 잔해에 의해 쓸린 성간 가스로 구성됩니다.

성운(nebula)에 대해서

UNIVERSE STORY — Wed, 17 Aug 2022 14:19:26 +0900

성운(nebula) 이란?

성운, (라틴어: '구름' 또는 '구름') 여러 성운 또는 성간 공간에서 발생하는 기체와 먼지의 여러 미약한 구름 중 하나. 이 용어는 이전에는 별의 경우처럼 점과 같은 이미지가 아니라 확산된 외관을 가진 태양계 밖의 모든 물체에 적용되었습니다. 이 정의는 매우 먼 물체들이 매우 상세하게 해결되지 않았던 시대에 채택된 것으로, 안타깝게도 두 개의 관련이 없는 분류의 물체를 포함하고 있습니다: 은하계 외성운, 현재는 은하로 불립니다.

항성과 기체의 거대한 집합체와 은하계 성운, 그것들은 단일 은하 내의 성간 매질(항성 사이의 기체, 그에 부수되는 작은 고체 입자)로 구성되어 있다. 오늘날 성운이라는 용어는 일반적으로 성간 매질만을 가리킵니다.

소용돌이 은하에서는 성간 매질이 은하 질량의 3~5%를 차지하지만 소용돌이 은하에서는 질량 분율이 약 20%까지 증가합니다. 성간 매질 질량의 약 1%는 먼지 모양을 하고 있습니다. 이는 방사선의 흡수와 산란에 효율적인 작은 고체 입자입니다. 은하 내 나머지 질량의 대부분은 가시성에 집중돼 있지만 외부 질량의 상당 부분을 차지하는 암흑물질 형태도 있습니다.

성간 가스의 가장 현저한 특성은 은하 전체의 크기(약 1,020m, 수십만 광년)에서 지구에서 태양까지의 거리(약 1,011m 또는 몇 분의 광년)에 이르기까지 관측된 모든 크기의 스케일로 그 괴상 분포하고 있습니다. 대규모 변동은 직접 관측으로 볼 수 있으며, 소규모 변동은 지구 대기의 불안정성으로 인한 별빛의 '반짝반짝'과 비슷한 전파 강도의 변동으로 관측됩니다.

다양한 지역이 방대한 밀도와 온도를 보여줍니다. 은하계 나선형 팔 안에서는 성간 매질의 약 절반 질량이 분자구름에 집중돼 있는데, 이 구름 속에서는 수소가 분자형(H2)으로 발생하고 온도는 10 켈빈(K)까지 낮습니다. 이들 구름은 광학적으로 눈에 띄지 않기 때문에 주로 밀리미터 파장 범위의 일산화탄소(CO) 방출에 의해 검출됩니다. CO 배출량이 조사한 지역의 밀도는 통상 1 세제곱 센티미터당 1,000 H2분자입니다. 또 다른 극단적인 곳은 구름 사이의 가스이고 온도는 1,000만 K로 밀도는 m당 0.001H+이온에 불과합니다. 이러한 가스는 불안정한 별의 격렬한 폭발인 초신성에 의해 생성됩니다.

이 본문에서는 천문학자가 구별하는 은하계 성운의 기본적인 종류와 그 화학 조성과 물리적 특성을 조사했습니다.

이오의 화산과 대기

UNIVERSE STORY — Mon, 25 Jul 2022 14:30:09 +0900

화산이 폭발하게 되면 황, 이산화황, 규산염질 등의 화산 쇄설암 물질이 우주를 향해 약 2백 킬로미터까지 솟아오르면서 거대한 우산 모양의 분출물 기둥을 만드는 장관을 만들어 냅니다.

이때 이 물질들은 화산 주변의 지형을 빨강, 검정, 흰색 등의 여러 가지 색으로 물들이며 이오의 대기와 목성의 자기장에 물질을 공급하는 역할을 하게 됩니다.

이처럼 이오는 화산 활동이 매우 활발하기 때문에 이 천체의 대표적인 지형으로 용암류를 빼놓을 수 없습니다.
갈릴레오호는 이 용암류 지형을 여러 곳 포착하여 지구로 전송하였는데 당시 갈릴레오가 포착한 프로메테우스나 아미라니와 같은 거대한 용암류 지형을 천문학자들이 연구한 결과 이 지형이 오래된 용암류 꼭대기에서 작은 분출이 일어나는 과정이 반복과 누적되면서 만들어진 것임을 밝혀내기도 했습니다.

이어 표면의 또 다른 특징으로는 100개가 넘는 산을 들 수 있는데 이들 산의 평균 높이는 약 6킬로미터이며 가장 높은 산인 사우스 보사 울레 몬테스는 높이가 약 17.5킬로미터에 달합니다.

그리고 이렇게 거대한 규모의 지형이 오랜 시간 유지되려면 이 지형은 대부분 황이 아닌 규산염 암석으로 이루어져 있어야 합니다.
여기서 흥미로운 점은 이에 존재하는 이렇게 많은 산은 대부분 화산 활동으로 생긴 것이 아니라는 것입니다.

이오의 산 대부분은 암석권 아래에 가해지는 압축 응력으로 인해 생겨난 것인데 즉 이오의 지각판이 서로 밀어내는 힘을 받으면서 솟아오르고 기울어지는 과정을 통해 이 많은 산이 만들어지게 되었다는 것입니다.
이오의 표면만큼 대기권 또한 매우 흥미로운데 이오는 주로 이산화 황으로 구성된 매우 얇은 대기를 가지고 있으며
이 외에도 일산화 황, 염화나트륨, 황 원자와 산소 등의 물질도 포함되어 있습니다.

이오의 대기

이오 대기의 재미있는 특징 중 하나는 대기의 밀도와 기온이 하루 중에 시간 위도 화산 활동 여부이오 표면 서리의 양에 따라 크게 달라진다는 것이고 또한 이오의 대기를 촬영한 사진을 보면 매우 다채로운 색을 보여주는데 이는 대기에 존재하는 다양한 성분들로 인한 것입니다.

이 외에도 이오에서 오로라와 같은 발광 현상이 포착되기도 하였는데 이는 지구와 같이 태양풍에 의한 것은 아니고 목성의 자기장에서 나온 입자들에 한 것으로 추정됩니다.

이처럼 이오는 대기와 표면에서 매우 다채로운 색을 보여줍니다.
가니메데처럼 생명체의 존재에 대한 신비로움의 기대치는 적지만 매번 새로운 모습을 보여주는 이 옷 또한 자신만의 매력을 지닌 멋진 천체임이 틀림없습니다.

이오의 화산 활동

UNIVERSE STORY — Sun, 24 Jul 2022 15:21:33 +0900

이오의 질량 값이 높은 이유는 질량의 대부분이 규산염 질의 바위와 철로 이루어져 있어서이고 주로 얼음과 규산염 광물의 혼합체로 이루어진 다른 외태양계 위성들보다는 이오는 위성이면서도 조금 더 지구형 행성에 가까운 구성을 가지고 있는 것이 흥미를 끄는 특징입니다.

또한 이오는 태양계 위성 중 가장 높은 밀도 값을 가지고 있는데 이오 내부에는 규산염이 풍부한 지각과 맨틀 그리고 황철광이 풍부한 핵으로 나누어져 있으며 이들이 매우 높은 밀도로 서로 뭉쳐 있음을 보여줍니다.

이오의 표면은 다른 행성들과 조금은 다른 모습을 보입니다.
과학자들은 최초 이오를 관측했을 때 달 화성 수성 등 여러 천체에서 오래된 지형을 관측한 경험을 기반하여 이오 또한 이런 천체들과 같이 표면에 수많은 충돌과 있을 것으로 예상하였습니다.

하지만 보이저 1호가 전송해 온 이오의 사진에는 충돌구가 거의 보이지 않았으며 오히려 대부분 넓고 매끄러운 평지에 가끔 점과 같은 모양으로 산들이 솟아 있었으며 다양한 모양과 크기의 구덩이들이 화산 활동에 의해 분출되어 용암류에 덮인 모습을 보였습니다.

이오가 다른 오래된 천체들에 비해 상대적으로 충돌구가 적었던 이유로는 학자들은 이오의 활발한 화산 활동을 그 원인으로 추측하였는데 당시 학자들은 이오에서 끊임없이 분출하는 화산 분출물이 시간이 지나면서 생겨나는 이오의 충돌 그들을 계속 덮으면서 흔적을 지워나갔기 때문이라는 표면이 매끄러워진 것으로 추측하였고 이 가설은 보이저 1호가 9개가 넘는 활화산을 관측하면서 입증하게 됩니다.

이오의 표면을 이루는 구성 성분의 대부분은 이 천체에서 끊임없이 이루어지는 화산 활동에 의해 만들어지는데 화산에서 분출된 규산염 광물과 황, 이산화황 등 다양한 물질이 이오의 표면을 뒤덮고 있으며 이러한 물질로 인해 이오의 표면 색은 매우 다채로운 빛을 띠게 됩니다.

이오가 이렇게 활발한 화산 활동을 보이는 이유로는 우선 이오와 인접한 여러 천체화의 작용으로 인해 궤도가 미묘하게 찌그러져 있으며 이러한 궤도 이심률로 인해 조속 가열이 발생하게 되면서 화산 활동을 촉발하게 된 것입니다.

이오에는 화산 중심에서 흘러나오는 수백 개의 용암류 지형이 있으며 화산 폭발이 한 번 일어나게 되면 용암이 수십에서 수백 킬로미터까지 흘러가면서 용암류가 만들어지고 이때 용암은 주로 현무암 규산염 성분과 고철이자 또는 초 고철 질암이 섞여 있습니다.

최초의 목성 탐사선 파이오니

UNIVERSE STORY — Sat, 23 Jul 2022 14:51:41 +0900

갈릴레오에 의해 이오가 발견된 이후 약 250년 동안 다른 천문학자들의 망원경은 이오를 정확히 관찰하지 못해 이오의 존재를 정확히 알지 못했고 가끔 다른 갈릴레오 위성들과 함께 그저 5등급 밝기의 광 점으로 경도를 정하거나 케플러의 행성 운동 법칙을 검증하는 과정에 이용되는 데 그치게 됩니다.

이후 시간이 흘러 19세기 말에서 20세기에 들어서면서 망원경의 기술력이 점차 향상되었고 마침내 천문학자들은 이오 표면의 독특한 특징들을 관측하기 시작합니다.

1890년 미국의 천문학자인 에드워드 버나드는 최초로 이후의 적도와 극 지역에 밝기 차이가 있음을 발견하였으며 20세기에 들어 분광기를 이용한 관측이 시작되면서 다른 갈릴레오 위성들과는 달리이오 표면에는 물이 없으며 나트륨의 소금과 황으로 이루어진 증발 물질들이 표면을 가득 덮고 있는 것을 발견하게 됩니다.

이후 인류는 탐사선을 우주로 띄워 보내며 이오를 관측하게 되는데 최초의 소행성 대 탐사선이자 목성 탐사선인 파이오니어 10호와 11호는 각각 1973년 12월과 1974년 12월에 목성을 지나치면서 위성인 이오를 함께 관측하였고 이때 이오의 질량과 정확한 크기를 측정하게 됩니다.

또한 이오가 갈릴레이 위성 중 가장 높은 밀도를 가지고 있으며 얼음보다는 주로 규산암으로 구성되어 있다는 점도 발견하게 됩니다. 이후 태양계의 무인성 간 탐사선인 보이저 1호와 2호는 1979년 2호를 통과하면서 더욱 선명한 사진을 얻었는데 이때 이오의 표면에서 가스 기둥이 구 모양으로 분출되는 모습 등이 발견되면서 이오에서 여전히 활발한 지진 활동이 진행되고 있음이 증명됩니다.

1989년 10월 18일에 발사된 목성 탐사선 갈릴레오호는 지구에서 발사된 지 6년 만인 1995년에 목성에 도착하였고 보이저 탐사선에 이어 목성과 목성의 여러 위성을 관측하게 됩니다.

이때 이오의 내부에서는 커다란 철 핵이 발견되었고 이오의 화산이 마그네슘이 풍부한 고철 질암과 규산염 마그마로 이루어져 있음을 확인하게 됩니다.

이후에도 허블 우주망원경을 통해 이오의 활화산 활동을 조금 더 정밀하게 관측하였고 명왕성과 카이퍼 벨트의 관측을 목표로 하는 뉴 호라이즌스호는 2007년 목성과 이오를 지나치면서 이오에 트바쉬타 화산에서 거대한 분출이 일어나는 멋진 사진을 찍어 지구로 보내기도 하였습니다.

이렇듯 수많은 관측과 연구를 통해 밝혀진 이오의 평균 반지름은 약 1,812킬로미터로 달보다 5퍼센트 더 크며 질량은 8.9319 X 10의 22승 kg로 달보다 약 21% 더 큰 값을 갖고 있음이 확인되었습니다.

갈릴레오의 목성의 위성 이오 발견

UNIVERSE STORY — Fri, 22 Jul 2022 17:44:33 +0900

목성의 위성 가니메데처럼 질량이 큰 가스행성 주위를 도는 위성들은 다른 위성들에 비해 생명체의 존재 가능성이 매우 높은 것으로 간주합니다.

그렇다면 총 79개나 되는 목성의 위성 중 가니메데와 유로파 등만이 생명체의 존재 가능성을 품고 있을까요.
아니면 또 다른 위성에서도 생명체의 존재 가능성을 점쳐볼 수 있을까요.

이번에는 목성의 위성 중 세 번째로 크며 태양계 전체에서도 네 번째로 큰 크기를 자랑하는 갈릴레이 위성 중 하나인 이오에 대해 알아보겠습니다.

이오의 지름은 약 3,462킬로미터로 이는 달의 지름 3,474킬로미터와 매우 비슷한 크기입니다.
이오는 매우 독특한 지질학적 특징을 가지고 있는데요.

약 4백 개가 넘는 활화산이 있으며 현재까지 활발하게 활동하고 있는 이 화산들로 인해 이오는 태양계의 위성 중 지질학적으로 가장 활발하게 움직이는 위성 중 하나로 분류됩니다.

이오의 궤도 반지름은 421,700킬로미터에 달하고 평균 공전 속도 초속 17.33킬로미터로 매우 빠르게 목성을 돌고 있어 목성을 한 바퀴 도는데 42시간이면 충분합니다.

또한 조속 고정 현상으로 인해 자전 주기와 공전 주기가 일치하며 이는 달에서도 똑같이 보이는 현상으로 이오 또한 목성을 향해 한쪽 면만을 보여주며 공전과 자전을 하고 있습니다.
이오는 지구의 0.015배에 달하는 질량과 0.082배에 달하는 표면적 그리고 0.023배에 달하는 부피를 가지고 있습니다.

최저 온도 값이 90K 즉 섭씨 영하 183도 최고 온도 값이 130K 즉 섭씨 영하 143도에 불과한 이온은 400개가 넘는 활화산이 들끓고 있는 지질학적 환경에 비해서는 다소 낮은 표면 온도를 지니고 있는 것이 특징입니다.

이오를 최초로 발견하였다고 공표한 사람은 이탈리아의 천재 물리학자이자 철학자이자 과학자이자 천문학자인 갈릴레오 갈릴레이로 그는 1610년 1월 7일 이탈리아의 베네토주 파도바에 위치한 파도바대학교에서 20 배율 굴절망원경을 이용하여 이오를 관측하는 데 성공하였습니다.

하지만 당시 망원경의 성능이 좋지 못했던 탓에 갈릴레이는 이오와 또 다른 갈릴레오 위성인 유로파를 하나의 천체로 인지하였고 둘을 하나의 광 점으로 기록하게 됩니다.

하지만 바로 다음 날인 1610년 1월 8일 목성계를 다시 관측하는 과정에서 이오가 유로화와 분리된 천체임을 알아내었고 같은 해 3월 별세계의 보고라는 제목의 책을 출판하며 이오의 존재를 세상에 알리게 됩니다.

우리 은하 에서 가장 큰 별 / 오래된 별 / 멀리있는 별

UNIVERSE STORY — Thu, 21 Jul 2022 14:47:22 +0900

우리의 우주에는 수많은 별이 있습니다.

이 수많은 별 중 가장 큰 별 오래된 별 그리고 가장 멀리 있는 별에 대해 알아보겠습니다.

가장 큰 별

먼저 가장 큰 별 스티븐슨 2-18입니다.
스티븐슨 2-18은 우리 은하에서 가장 큰 별로 분광형 M6의 적색 초거성이며 지구로부터 약 18,900광년 떨어져 있습니다.

이 별의 광도는 무려 태양의 44만 배에서 최대 63만 배까지 달하는데 이런 밝기에도 불구하고 표면 온도는 겨우 3,200K(켈빈) 정도밖에 되지 않습니다.

스티븐슨 2-18은 스티븐슨 2라는 산개 성단에 있으며 이 산개 성단은 1990년 미국의 천문학자 찰스 브루스 스티븐슨이 최초로 발견하였습니다.

스티븐슨 2-18은 그들 중 하나입니다.
스티븐슨 2-18은 우리은하에 존재하는 항성 중 부피와 반지름이 가장 큰 항성이라 할 수 있습니다.

스티븐슨 2-18은 기존에 우리은하에서 가장 큰 항성으로 알려졌던 큰 개자리 VY를 제치고 1위 자리를 지켰던 방패 자리 UY를 이번 2020년에 밀어내고 새로 갱신되어 그 자리를 차지했습니다.

그리고 큰 게자리 BY는VY는 최근 다시 관측한 결과 태양 반지름의 2,069배로 측정되어
방패 자리 UY를 가볍게 밀어내고 스티븐슨 2-18 다음의 자리를 꿰찼습니다.

스티븐슨 2-18의 반지름은 무려 태양의 2,150배에 이르고 이별을 한 바퀴 돌려면 빛의 속도로는 여덟 시간 이상 걸리며 현재 지구상에서 가장 빠른 록히드 마틴사의 전략 정찰기인 유인 항공기 SR-71 블랙버드로 날아간다면 오백 년을 나아가야 이별의 한 바퀴를 돌 수 있습니다.

이 항성의 지름은 2,892,600,000km 거의 30억 킬로미터인데 이 수치는 지구의 지름 12,742km 목성 139,820kg 미터 태양 1,392,700km 등과 비교한다면 그 크기는 상상을 초월합니다.

토성이 태양을 도는 궤도가 14억 3천만 킬로미터이니까 이 항성을 지금의 태양 자리에 놓는다면 이 항성의 크기가 토성 궤도를 넘어서는 그야말로 어마어마한 크기입니다.
스티븐슨 2-18은 극한으로 부풀어 오른 극대 거성이기 때문에 질량은 고작 태양의 25배밖에 안 되지만 별의 부피는 태양의 약 100억 배에 이를 것으로 추정됩니다.

방패 자리 I의 UY의 크기는 태양의 50억 배였으니까 그 2배에 해당하는 경우입니다.
반지름이 10배 크면 부피는 1,000배 차이가 나고 지름이 100배 크면 부피는 100만 배 차이가 나며 지름이 1,000배 크면 부피는 무려 10억 배 차이가 납니다.

그래서 이 항성을 채우려면 무려 태양 100억 개를 집어넣어야 하고 지구는 거의 1경 2천조 개를 넣어야 이 별을 꽉 채울 수 있다는 것입니다. 상상조차 불가능한 사이즈입니다.

이 별의 나이는 고작 5천800년밖에 안 되는 것으로 추정되는데 항성이 거대하면 거대할수록 열과 빛을 위해 더 많은 연료를 써야 하므로 엄청난 양의 핵연료가 빨리 소진되어서 극대 거성은 태양과 같은 별보다 훨씬 수명이 짧은 것이 특징입니다.

그래서 극대거성 스티븐슨 2-18은 수백만 년 후에는 소멸하게 됩니다.
스티븐슨 2-18의 초신성 폭발은 아름다운 대장의 모습이 될 것이며 폭발 후에는 블랙홀로 남게 될 것입니다.

가장 오래 된 별

다음은 가장 오래된 별입니다. 2013년 기준으로 그전까지 발견된 별 중 가장 나이가 많은 별은 바로 HD140283입니다.
HD140283은 F 항성으로 천칭자리 방향으로 지구로부터 약 190광년 떨어져 있습니다.

여기서 F 항성이란 분상형 F에 속하는 항성으로 주계 열성이라 할 수 있습니다.
F 항성의 질량은 태양의 약 1.4배에 달하며 표면 온도는 최대 7천6백 K(켈빈)까지 측정됩니다.

HD140283의 광도는 아직 정확하게 알려지지 않았는데 절대 등급은 대략 3.38로 추정됩니다.
중원소 함량 수치는 -2.40으로 금속을 일부 포함하고 있긴 하지만 수치가 낮은 편이라고 판단할 수 있습니다.
HD140283의 표면 온도는 태양과 유사한 5,777K(켈빈) 정도로 추정됩니다.

과연 이 항성의 나이는 어느 정도일까요.
HD140283은 2013년 현재 가장 나이가 많은 항성인데 대략 136억 6천만 년에서 152억 6천만 년 사이이며 HD140283이 발견되기까지 132억 년으로 가장 오래된 항성으로 일컬어졌던 HE1523-0901을 뛰어넘는 것이라 할 수 있습니다.

이런 어마어마한 나이를 이유로 HD140283에는 '므두셀라 성'이라는 별명이 붙게 되었는데 이는 성경에 나오는 가장 장수한 인물인 므두셀라의 이름에서 가져온 것입니다.

HD140283은 지구를 향해 초속 169km/s의 속도로 전진해오고 있으며 고유 운동이 상당히 크다는 점을 감안하면
우리 은하 내부에서의 속도는 대략 초속 361km/s로 생각됩니다.

이렇게 큰 고유 운동 때문에 원래부터 HD140283은 우리 은하의 전체가 아니었을 것으로 예상됩니다.
예상하건대 아마도 이 항성은 약 120억 년 전까지는 은하 무리 속 왜소 은하의 일부였고 우리 운하와 충돌 당시 흡수된 것으로 분석됩니다.

가장 멀리 있는 별

다음은 가장 멀리 있는 별입니다.

관측 역사상 가장 멀리 떨어져 있는 은하로는 UDFj-39546284가 있는데 2011년 1월 26일 기준으로 약 132억 광년 떨어진 것으로 관측됩니다.

이 은하 속 별들이 지구로부터 가장 멀리 있는 별들이라 할 수 있겠습니다.
이전까지 가장 먼 은하였던 UDFj-38135539를 약 1억 5천만 광년이라는 거리로 제친 것입니다.

푸른 별들로 촘촘히 채워져 있는 은하인 UDFj-39546284는 빅뱅이 있고 나서 약 4억 8천만 년의 시간이 지난 모습으로 생각됩니다.
이 은하의 발견은 빅뱅이 일어난 이후 4억 8천만 년에서 6억 5천만 년까지 별들이 열 배가량 늘어났다는 천문학자들의 추측에 무게를 실어주고 있습니다.

이 은하 속 별들은 우리에게서 너무나 멀리 떨어져 있어서 우리는 관측할 수가 없습니다.

금성은 왜 반대로 회전을 할까?

UNIVERSE STORY — Tue, 19 Jul 2022 16:50:11 +0900

왜 금성은 다른 모든 행성과 비교했을 때 뒤쪽으로 회전할까요?

학교에서 우리는 모두 지구가 태양계의 많은 세계 중 하나라는 것을 배웠습니다.

우리 행성계의 중심인 태양 주위를 도는 수많은 행성과 달 중 하나의 개별 행성입니다.

천문학자들은 태양계의 행성들이 태양 성운이라고 불리는 붕괴하는 가스 구름으로부터 발전했다고 생각합니다.

결국 붕괴한 성운은 우주 물질로 이루어진 회전하는 원시 행성계에서 원반처럼 납작해졌고,

이 원반에서 행성들이 형성되었습니다.

그렇다면 만약 모든 행성이 같은 회전 물질에서 나온다면, 왜 금성은 나머지 행성들과 반대 방향으로 회전할까요?

크기가 각 각 다른 공들이 담긴 봉지를 원을 그리며 힘차게 휘둘렀다가 풀어낸다고 상상해보세요.

각운동량으로 인해 모든 행성이 같은 방향으로 회전한다는 것을 알게 될 것입니다.

이론적으로 모든 행성도 같은 방향으로 회전해야 합니다.

하지만 태양계는 혜성이나 소행성과 같은 잠재적으로 행성과 충돌할 수 있는 많은 고속 물체들로 어수선한 곳입니다.

우리는 큰 소행성들과 달이 어떻게 형성되었는지에 관한 이론 중 하나에서 지구에 충돌했다는 것을 알고 있기 때문에,

태양계의 초기 단계에서 금성이 자신과 비슷한 크기의 천체에 부딪혀 반대 방향으로 회전하게 했을 수도 있다는 것이 그럴듯해 보입니다.

만약 이 충돌이 금성의 궤도를 변화시켰다면, 태양, 수성, 지구의 존재가 금성의 궤도를 원래 위치로 되돌렸을 것입니다.

유일하게 지속적인 효과는 그것이 축을 중심으로 회전하는 방향일 것입니다.

천문학자들은 또한 천왕성에서의 충돌이 행성이 옆으로 회전하는 원인이라고 생각합니다.

금성은 대부분의 다른 행성들과 반대 방향으로 회전하기 때문에 확실히 매우 이상하게 여겨지지만, 금성의 이상함은 거기서 끝나지 않습니다.

이 행성의 자전 속도는 믿을 수 없을 정도로 느리며, 금성의 날은 지구의 243일에 해당하는데, 이는 금성의 해인 225일보다 깁니다.

우주 쓰레기는 무엇이고 왜 큰 문제일까요?

UNIVERSE STORY — Mon, 18 Jul 2022 16:22:51 +0900

지구 저궤도에 대한 자유로운 접근은 충돌의 위험을 증가시키고 있다. 하지만 우주 쓰레기가 충돌할 가능성은 얼마나 될까요?

공간은 점점 더 붐비고 있습니다. 적어도, 그것은 많은 인공위성이 작동하는 지구 저궤도 지역에 있습니다.
지구 표면에서 약 160km에서 2,000km 사이의 고도에 걸쳐 있는 저궤도는 높은 궤도에 비해 도달하는 데 연료가 적게 듭니다.

지상에 상대적으로 가깝기 때문에 이리듐 위성 전화(한때 이리듐 플레어의 원인)와 같은 저전력 통신 장치뿐만 아니라 지구 관측(날씨 예측, 환경 모니터링 및 스파이 활동)에도 이점이 있습니다.

국제 우주정거장과 중국의 톈궁 우주정거장도 고도 약 400km에서 지구 저궤도를 차지하고 있습니다.
인공위성과 우주선과 같은 많은 물체가 사용되지 않고 지구 궤도에 남아 있습니다. 이것들은 총칭하여 우주 쓰레기로 알려져 있습니다.

인공위성은 기능을 멈춘 후에도 오랫동안 제자리에 있을 수 있으며, 발사 과정 또한 분명히 혼란스러운 일입니다. 사용 후 로켓 단계와 분리 볼트 또한 지구 주위를 돌고 있는 파편들의 원인이 됩니다.

이 모든 우주 쓰레기는 최대 시속 28,000킬로미터의 속도로 지구 궤도를 돌고 있고, 그것이 계속 축적될수록 충돌의 위험이 증가하고 있습니다.

예를 들어, 운영 20년 동안, ISS는 궤도 파편에 부딪히는 것을 피하려고 약 30번 정도 이동해야 했습니다.

하지만 문제는 단지 충돌의 위험만이 아닙니다. 왜냐하면 파편에 부딪힌 위성은 수천 개의 조각으로 부서질 수 있고, 그 조각 중 어떤 것도 계속해서 다른 위성들과 충돌할 수 있기 때문입니다.

이것은 잠재적으로 전체 궤도 공간이 수십 년 동안 사용할 수 없거나 통과할 수 없게 될 정도로 위험한 잔해로 가득 찰 때까지 연속적인 충돌 반응인 위성 파괴의 폭주 캐스케이드를 촉발할 수 있습니다.

이 가능성은 케슬러 신드롬으로 알려져 있고, 영화 중력(우리의 최고의 우주와 공상과학 영화 중 하나)을 본 사람이라면 누구나 친숙할 것입니다.

최악의 경우 인간의 우주 접근을 차단하고 GPS, 위성영상 등 서비스를 장기간 중단할 수 있습니다.

우주 쓰레기가 충돌을 일으킬 가능성은 얼마나 될까?

점점 더 많은 인공위성이 지구 저궤도로 발사될수록, 치명적인 케슬러 증후군의 위험과 그것이 가져올 엄청난 경제적 영향만 증가할 뿐입니다. 하지만 그것이 일어날 가능성은 얼마나 될까요?

버몬트주 미들베리 칼리지의 아킬라로 와 샌디에이고 캘리포니아 대학의 자코모 론 디나는 케슬러 신드롬의 발생과 관련된 궤도 역학뿐만 아니라 위성 발사의 변화하는 경제도 고려하는 모델을 만들었습다.

그들은 현재 궤도 공간은 효과적으로 개방된 접근 방식이라고 지적 합니다. 로켓을 만들 수 있는 사람은 누구나 그들이 선택한 궤도에 원하는 만큼의 위성을 배치할 수 있습니다.

라오와 론디나는 지구의 얇고 상층 대기가 25년 안에 자연적으로 파편들의 궤도를 이탈할 지역의 가장자리에 있는 600km와 650km 사이의 궤도 껍질에 초점을 맞췄습니다.

우주 분야의 최근 성장을 바탕으로, 그들은 케슬러 증후군이 2048년경에 발생할 것이라고 계산했습니다. 하지만 발사가 더 빠르게 증가한다면, 그것은 심지어 2035년에 일어날 수도 있습니다.

이 문제를 피하기 위한 가능한 해결책으로는 지구 저궤도에서 파편을 적극적으로 제거하는 기술이나 발사 횟수를 제한하고 통제하는 새로운 국제법이 있습니다.