천체물리학 天體物理學





Astrophysics





우주물리학(宇宙物理學)
이라고도 불리워지며 천체의 내부구조, 에너지원, 진화등을 연구하는 분야인 천체물리학은 기존의 물리법칙을 이용하여 천체에 적용하고 또 새로운 물리법칙을 도출하는데 그 의의가 있는 천문학 분야입니다.





Astrophysics라는 말은 2개의 어원으로 이루어져있는데 열(별)을 의미하는 astron과 성질을 의히마하는 그리스어(물리학)
physic또는 physis가 합쳐진 말입니다.





천체물리학의 발전사





위치천문학과 천체역학과 달리 천체물리학은 19세기 이후로 발달한 역사가 가장 짧은 현대천문학이라고 할 수 있습니다.





천체물리학은 이들 고전 천문학의 기반으로 19세기에 발달된 분광학(分光學) ·열역학(熱力學)
등 물리학의 지식, 또 사진기술의 발견을 이용하여 발달하기 시작했습니다.





천체물리학은 1814년 J.프라운호퍼의 태양 스펙트럼 관측에서부터 시작되었습니다.





그 후 사진기술이 천문학에 도입되었고, 스펙트럼 가운데의 어두운 부분은 특정한 원자(原子)
나 분자에 의한 흡수에 기인하는 사실이 밝혀짐으로써 천체분광학이 발달하게 되었습니다.





1861년에는 스위스의 취리히천문대의 R.볼프에 의하여 제안된 흑점활동을 나타내기 위한 흑점상대수(黑點相對數)
는 현재도 쓰이고 있기도 합니다.





그 무렵 일식관측을 위한 원정대는 태양의 외부대기인 코로나(corona)의 연구를 시작하여, 1870년의 개기일식(皆旣日蝕)
에서는


섬광(閃光)
스펙트럼이 처음으로 촬영되어 태양대기의 구조연구에 도움을 주게 되었습니다.








20세기에 들어서서 천체물리학은 물리학과 관측기술의 발달과 더불어 급격한 진전을 보았습니다.





1910년대 미국 윌슨산천문대의 40인치 망원경, 1920년대의 100인치 망원경, 1940년대에는 미국 팔로마산천문대의 200인치 망원경이 잇달아 등장하여 관측이 가능한 천체의 거리는 급속히 늘어났습니다.





이러한 큰 망원경에 잡히는 먼 천체는 개개의 항성이 아니라 항성의 집단인 은하(銀河)
또는 그들의 집단이었습니다.


양자역학, 핵물리학의 발달은 천체물리학의 발전에 결정적인 역할을 하게 되었습니다.





양자역학과 핵물리학의 발달에 따라 1938년 H.베테에 의해서 오래 지속되는 별의 에너지원이 열핵융합반응(熱核融合反應)
임이 밝혀졌고, 항성 내부의 구조를 알려는 이론적인 연구가 활발히 진행되어, 별의 일생에 대해서 알 수 있게 되었습니다.





덴마크의 E.헤르츠스프룽과 미국의 H.N.러셀은 별의 표면온도와 실제 밝기 사이의 관계를 그래프로 나타낸 헤르츠스프룽러셀도를 처음으로 만들어 냈는데, 이 그래프에서 대부분의 가까운 별들이 이루는 주계열(主系列)
의 별들과,





크기가 태양의 수백 배 이상 되는 거성(巨星) ·초거성(超巨星), 반대로 크기가 태양의 수백분의 1에 불과한 백색왜성(白色矮星)
등이 분류되어 항성연구에 대한 천체물리학의 발전에 밑걸음이 되었습니다.





상대성이론을 발판으로 천체물리학중에 우주론 분야가 발달하기 시작했습니다.


그 기반은 허블 (Hubble, Edwin Powell 1889.11.20~1953.9.8)
의해 시작되었습니다.





그는 1920년대 초에 소용돌이성운 속에서 세페이드변광성(變光星)을 발견하고, 주기광도(週期光度)
관계를 기초로 하여 그 거리를 측정한 결과, 모두 은하계 밖에 있는 것임을 확인하고, 소용돌이성운이 외부은하임을 입증하였습니다.





또, 1925년 은하계 밖의 은하에 대한 총괄적인 연구를 시작하여 모양에 따른 분류를 시도하였고, 1929년 은하들의 스펙트럼선에 나타나는 적색이동(赤色移動)을 시선속도(視線速度)라고 해석하고, 후퇴속도(後退速度)
가 은하의 거리에 비례한다는 ‘허블의 법칙’





을 발견하여 우주팽창설에 대한 기초를 세우게 되었습니다.





최근에는 호킹(Hawking, Stephen William 1942.1.8~)이 특이점(特異點) 정리, 블랙홀 증발, 양자우주론(量子宇宙論)
등 현대물리학에 3개의 혁명적 이론을 제시하여 천체물리학이 천문학을 위한 물리학이 아닌 물리학을 위한 천문학이라는 사실이





명백하게 되었습니다. 또 관측기기의 발달과 우주공학의 발달로 우주에서의 관측이 시작됨으로써 지구대기로 인해 관측 불가능했던 전자기파 영역도 관측하기 시작해 천체물리학은 알지 못했던 미지의 세계에 한걸음 더 나아가게 되었습니다.





천체물리학 분야





천체물리학은 세부적으로 우주의 기원, 구성, 진화등을 다루는 우주론(宇宙論:Cosmology), 천체를 분광학적으로 연구하는 천체분광학(天體分光學:astronomical spectroscopy), 별의 등급을 분류하고, 천체의 광량(光量)
측정을 하는





천체측광학(天體測光學:astronomical photometry)
이 있습니다.





- 우주에서의 거리 측정





우리는 천문학적 숫자라는 말을 자주 사용합니다. 실제로 천문학에서 다루는 숫자들은 참으로 큰 숫자들이죠.


그런데 이 큰 숫자들 중에서도 가장 관심을 끄는 것은 거리를 나타내는 숫자입니다.





우리로서는 상상하기도 힘든 먼 거리를 이야기하고 있기 때문이지요. 이런 숫자를 듣다보면 어떻게 이런 숫자가 나왔을까 하는 의심을 품지 않을 수 없겠죠? 우리가 알고 있는 거리 측정방법으로는 이렇게 큰 거리를 측정할 수 없기 때문이에요.





사실 현대를 살고 있는 우리가 예전 사람들에 비해 참으로 넓은 우주를 알게 된 것은 예전 사람들이 사용하던 자와는 다른 새로운 자를 발견했기 때문입니다. 우리는 현재 우주의 크기를 재는 세 가지 자를 가지고 있어요.





그것은 연주시차법과 케페이드 변광성의 주기를 이용하는 방법, 그리고 허블의 법칙을 이용하는 방법 입니다.


우리가 다루어야 할 큰 숫자들에 의미를 부여하기 위해서 이 세가지 방법이 어떤 것들인지 알아볼 필요가 있는데요...





별까지의 거리를 최초로 정확히 측정하여 관측 천문학을 한 차원 높여 놓은 사람은 독일의 베셀(F.W. Bessel, 1784-1846)
이었습니다. 지구는 태양의 주위를 일년의 주기로 공전하고 있으므로 지구의 관측자는 반년마다 태양의 반대쪽에서 별을 관측하게 됩니다.





아주 먼 곳에 있는 별까지의 거리는 지구의 공전 궤도 반지름에 비해 아주 크므로 지구의 공전에 의해 상대 위치가 거의 변하지 않는 것처럼 보이겠죠. 그러나 가까이 있는 별들은 조금 움직여간 것처럼 보입니다.





기차를 타고 달리면서 먼 산을 보면 기차가 한참 달렸는데도 같은 위치에 있는 것처럼 보이지만 가까이 있는 마을이나 집들은 뒤로 움직여간 것처럼 보이는 것과 마찬가지 이지요.





따라서 먼 곳에 있는 별들을 배경으로 가까이 있는 별들의 상대적 위치가 달라 보이는 것을 측정하면 별까지의 거리를 계산해낼 수 있어요.








지구의 공전궤도 반지름을 밑변으로 하고 별을 꼭지점으로 하는 직각삼각형을 그렸을 때 이 삼각형의 꼭지각을 연주시차라고 합니다.지구의 공전 궤도 반지름을 알고 있으므로 연주시차만 측정하면 간단한 계산이 의하여 별까지의 거리를 알 수 있지요.





연주시차 1초에 해당되는 거리를 1파섹(Parsec, pc)
이라고 하여 천문학에서 거리를 나타내는 단위로 많이 사용하고 있습니다.


1파섹은 약 3.26광년으로 빛이 3.26년이나 가야 되는 먼 거리랍니다.





선원이 되려고 항해술의 기초가 되는 기하학과 천문학을 공부하던 베셀은 천문학에 커다란 매력을 느껴 결국은 천문학자가 된 사람입니다.





베셀은 연주시차를 이용하면 별까지의 거리를 정확히 측정할 수 있을 것으로 생각하고 프라운호퍼가 고안한 정밀 측각기를 이용하여 태양계로부터 11.2광년 떨어져 있어서 12번째로 가까운 별인 백조자리 61번성의 연주시차를 최초로 측정하여 이 별까지의





거리를 계산했어요. 그러나 가까이 있는 별까지의 거리도 지구 궤도 반지름에 비하면 엄청나게 커서 연주시차는 아주 작은 값이 되므로 측정하기가 어렵죠.





태양계에서 가장 가까운 별은 켄타우루스자리의 리겔켄타우리의 연주시차도 겨우0.76"밖에 안 되니까요.


측정 오차를 감안하면 이 방법으로 별까지의 거리를 정확히 측정할 수 있는 한계는 100파섹 즉, 약 300광년 정도밖에 안되요.





태양에서 은하의 중심까지의 거리가 약 30,000광년인 것을 생각하면 이것은 매우 짧은 거리라는 것을 알 수 있지요. 하지만 연주시차법의 한 발전입니다.





이것은 우리 인간이 태양계의 경계를 뛰어넘어 우주로 나가는 계기를 마련한 것이었죠. 그러나 더 큰 우주의 거리를 재기 위해서는 이보다 더 효과적인 자가 필요했어요.





하늘의 거리를 재는 두 번째의 자는 주기적으로 별의 밝기가 변하는 변광성의 주기와 밝기를 연구하는 과정에서 얻어졌습니다.


밝기가 일정하지 않고 변해가는 변광성은 크게 두 종류로 구분할 수 있습니다.





한 종류는 실제로는 두 별이 가까이서 서로 질량 중심을 중심으로 회전하고 있는 이중성으로 달이 태양빛을 가려 일식을 일으키는 것과 마찬가지로 서로 다른 별을 가려 전체적으로 어둡고 밝게 보이는 식변광성입니다.





또 다른 종류의 변광성은 별의 크기가 주기적으로 부풀어올랐다 줄었다 함으로써 밝기가 변하는 별이죠.





이런 변광성을 맥동변광성이라고 합니다. 맥동변광성에는 주기적으로 밝기가 변하는 케페이드 변광성과 갑자기 폭발해서 짧은 시간 동안에 아주 밝아지는 신성과 초신성도 포함되요.





1905년에 하버드 대학의 천문학자였던 리비트(H.S. Leavitt)
는 페루에 위치한 천문대가 찍은 마젤란은하에 있는 변광성이 있는데 별의 밝기가 변하는 주기는 1.5일에서 127일에 이르는 것까지 매우 다양하죠.





리비트는 마젤란은하에 있는 별들까지의 거리가 비슷할 것으로 가정하고 관측되는 별의 밝기와 주기의 관계를 알아내려고 관측 결과를 조사했습니다. 그 결과 케페이드 변광성의 주기와 밝기 사이에는 일정한 관계가 있다는 것이 밝혀졌지요.





케페이드 변광성의 밝기는 주기가 길면 더 밝아져서 주기가 1일인 변광성보다 10일인 변광성은 1등급 이상 밝습니다.





과학자들은 이 자료를 토대로 먼 곳에 있는 케페이드 변광성의 주기와 겉보기 밝기를 측정함으로써 그 별까지의 거리를 확정 가능해졌죠. 이제 인간은 연주시차법 외에 별 사이의 거리를 재는 또 하나의 자를 갖게 된 것입니다.





케페이드 변광성의 밝기와 주기의 관계는 별들의 종류에 따라서 다른 것으로 알려져 있습니다.





케페이드 변광성의 주기를 이용해서 거리를 정하는 방법은 우리 은하 내에 있는 별까지의 거리를 측정하는 것은 물론 우리 은하밖에 있는 다른 은하까지의 거리를 측정하는 데도 사용할 수 있습니다.





아주 멀리 있는 은하에서는 하나 하나의 별을 구별해낼 수 있습니다.


이 별들 중에 변광성을 발견해내고 이 변광의 주기와 밝기를 측정하면 이 은하까지의 거리를 계산해낼 수 있는 것이죠.





이렇게 해서 케페이드 변광성을 이용한 거리 측정법은 인간의 시야를 우리 은하 밖으로까지 넓혀 놓았죠.


그러나 더 큰 우주를 보기 위해서 인간은 더 효과적인 자가 있어야 했습니다.





하늘의 거리를 재는 세 번째의 자는 허블이 발견했어요. 허블이 우주의 모습을 밝혀내기 위해 사용한 것은 빛의 도플러 효과였구요.





위험을 무릅쓰고 기찻길을 걸어본 경험이 있는 사람은 기차가 다가오면 경적을 울릴 대와 멀어지면서 경적을 울릴 때 그 소리가 같게 들리지 않는 다는 것을 경험했을 것이죠.(구급차 사이렌 소리가 가까울 때와 멀어질 때의 차이점을 아시겠죠?)






그렇은 다가오는 물체가 내는 소리의 진동수는 커져서 높은 음으로 들리고 멀어지는 물체가내는 소리는 진동수가 작아져서 낮은 음으로 들리기 때문에 일어나는 현상입니다. 이러한 현상을 도플러 효과라고 합니다.





도플러 효과는 음파분만 아니라 빛에도 나타납니다. 따라서 다가오는 광원에서 나오는 빛은 푸른빛 쪽으로 편향(blue shift, 청색 편이)되어 나타나고, 멀어지는 광원에서 나오는 빛은 붉은빛 쪽으로 편향(red shift, 적색 편이)
되어 나타납니다.





같은 원소에서는 일정한 파장을 가진 몇 가지 파장의 빛만을 내므로 스펙트럼의 수와 모양을 살펴보면 이 빛이 어떤 원소에서 나온 빛인지 판별할 수 있으며 또 얼마나 어느 쪽으로 편향되었는지도 알 수 있어요.





1912년에 로웰 천문대의 슬리퍼(V.M. Slipher)
는 안드로메다은하에서 오는 빛의 도플러 효과를 관측하여 안드로메다가 우리에게 1초에 190마일씩 다가오고 있다고 발표하였습니다.





그는 다른 나선형 은하의 스펙트럼도 조사하여 15개의 은하 중에 11개의 은하가 태양계에서 멀어지는 적색 편이(적색 이동)
를 나타내는 것을 확인 하였죠.





이런 자료로부터 적색 편이 즉 은하의 후퇴 속도와 거리가 어떤 관계가 있을 것이라는 것을 예감한 허블과 휴메이슨(M. Huamason)
은 이것을 확인하게 위한 어려운 작업을 시작했습니다.





허블은 은하까지의 거리를 케페이드 변광성을 이용하여 알아내는 일을 맡았고, 휴메이슨은 이 은하들의 적색 편이를 측정하는 일을 맡았습니다.





1936년에 그들은 몇 년에 걸친 끈질긴 관측 끝에 적색 편이의 정도와 은하까지의 거리가 비례한다는 것을 확인하게 되었고 이것을 허블의 법칙으로 발표했죠.





이제 인간은 은하의 적색 편이정도만 측정하면 그 은하까지의 거리를 알아낼 수 있게 된 것입니다. 적색 편이는 연주시차, 케페이드 변광성의 주기에 이어 우주의 거리를 제 3의 자가 되었어요. 이 자는 앞의 두가지 자보다 훨씬 효과적이었대요.





허블의 법칙은 엄청난 반향을 불러일으켰습니다. 허블의 법칙에 의하면 먼 곳에 있는 은하는 더 빨리 우리에게서 멀어져 가고 있다는 것을 알 수 있습니다.





먼 곳에 있는 은하가 더 빠른 속도로 멀어져가고 있다는 것은 우주가 팽창하고 있다는 것을 나타내는 것이죠.





따라서 허블 법칙이 발표되자 천문학자들은 우주의 기원에 많은 관심을 가지게 됬습니다. 그 결과 우주가 과거 일정한 시점의 대폭발(빅뱅)
에 의해 생성되었다는 대폭발설이 등장하게 되었죠.





이러한 방법을 이용하여 별들까지의 거리를 측정하게 되자 아직까지 겉보기 밝기만 알고 있는 별들의 실제 밝기를 알 수 있게 되었습니다.





별의 밝기는 별까지의 거리의 제곱에 반비례하므로 겉보기 밝기와 별까지의 거리를 알면 실제 밝기를 쉽게 계산해 낼수 있기 때문입니다.





어떤 별이나 천체까지의 거리를 재는 것은 우주를 이해하는 데 매우 중요합니다. 그러나 하늘을 관측하는 데는 실제의 거리보다 눈으로 보이는 겉보기 거리가 더 중요하죠.





실제로는 멀리 떨어져 있는 별도 같은 방향에 있으면 겹쳐 보이기도 하고 매우 가까이 있는 것처럼 보이니까.





때로는 실제로는 가까이 있는 별이 멀리 떨어져 있는 것처럼 보일 수도 있어요. 따라서 눈에 보이는 거리와 실제거리가 매우 다르다는 것을 알 수 있어요.





하늘을 관측할 때 얼마나 떨어져 있는 것처럼 보이는가 하는 겉보기 거리는 가도를 이용하여 나타냅니다. 사람의 눈과 두 별이 이루는 각을 광각이라고 하는데 광각은 물체 사이의 겉보기 거리를 측정하는 기준이 됩니다.





광각이 크면 멀리 떨어져 보이고 광각이 작으면 가까이 보이기 때문이죠. 일반적으로 천체 사이의 각거리를 측정하는 데는 손을 사용하는 간단한 방법이 널리 사용되고 있어요.





팔을 뻗친 채로 가장 가는 새끼손가락을 세웠을 때 이 손가락의 넓이가 약 1도에 해당하고, 가운데 세 손가락의 너비는 약 5도쯤됩니다.


주먹을 쥐었을 때 주먹의 너비는 약 10도, 그리고 한 뼘의 너비는 20도에 해당합니다.





보름달 지름의 각거리는 약 0.5도 정도 됩니다. 따라서 하늘에서 1도 거리에 있다는 것은 보름달의 지름의 두 배 되는 거리에 있다는 것을 뜻합니다.





만약에 어떤 별자리가 동쪽의 지평선에서 시작하여 서쪽의 지평선에까지 길게 늘어서 있다면 이 별자리의 길이는 180도라고 할 수 있죠.





별자리들 중에서 가장 긴 바다뱀자리는 각거리가 약 100도나 됩니다. 이것은 바다뱀자리의 길이가 보름달을 200개 늘어놓은 길이와 같게 보이고, 하늘의 반 이상을 길게 늘어서 있다는 것을 뜻합니다.


내용출처 : [인터넷] 까비의 우주여행 



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