시리즈:쉽게 알 수 있는 천체물리학

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1 소개[편집]

천체물리학천문학물리학과 연관된 학문이다. 천체물리학에 대한 관심은 대중적이긴 하지만, 그렇게 깊지는 않다. 한 번씩 우주의 커다란 항성들의 크기 비교 영상이 화제가 된다거나, 우주쇼나 소행성 관련 이슈가 있을 때 잠깐 떠들썩한 정도다. 조금 특이한 상황이라면 인터스텔라가 흥행하면서 블랙홀에 대한 관심이 깊어지는 정도.

천체물리학에 대해서는 중학교 과학 교과서에서부터 다루기 시작하지만, 그 내용은 그리 깊지 않다. 기껏해야 태양계 행성의 주요 특징이나 우리 은하에서의 태양계 위치 정도를 외울 뿐이라 시간이 지나면 금방 잊어버리곤 하며, 그렇게 경이롭거나 흥미로운 내용을 다루지 않기도 한다.

이 문서는 이렇게 소외된(...) 천체물리학과 관련된 지식을 알기쉽게 다루는 집단연구문서다.

천문학이라는 학문의 경우 가장 아마추어들이 영향을 주기 쉽고 실제 아마추어들이 많은 발견을 해 내기도 하므로 혹시 이러한 이유로 천문학에 입문하고 싶다면 이 문서를 읽어보도록 하자. 그렇게 천문덕후가 되는거야

2 천체[편집]

2.1 항성[편집]

2.1.1 항성의 탄생[편집]

태초에 우주가 형성되면서 막대한 에너지가 물질로 바뀌었다. 그 대부분의 에너지는 양성자전자 하나로 구성된 수소와 그 다음으로 단순한 헬륨이 되었다. 이 수소와 헬륨들이 모인 분자구름은 밀도가 더할나위 없이 작았지만, 그 규모가 장난아니게 크다보니 전체 질량은 상당히 막대하였다. 그 막대한 질량 때문에 분자구름의 중심에 있는 중력중심쪽에 분자들이 서서히 모이기 시작했으며, 분자구름은 점점 응축되기 시작했다. 이 과정은 다른 분자구름과의 충돌이나 초신성 폭발로 밀도가 급격히 높아져 촉발되기도 한다.

점점 분자구름이 뭉쳐지면서, 그 덩어리의 압력과 온도가 올라가기 시작했다. 온도의 총량은 변하지 않기 때문에, 넓게 흩어져 있었을 때는 별로 뜨겁지 않던 분자들이 한데 모여 서로 부딪히면서 온도가 올라간 것이다.[1] 게다가 중력 때문에 서로 가까워진 분자들이 서로 부딪히면서 압력과 온도가 더더욱 올라갔다.

이러한 단계가 되면 수소와 수소가 합쳐져 헬륨이 되는 핵융합이 시작된다. 그렇다, 아기 아성인 원시성이 탄생한 것이다.

2.1.2 항성의 진화[편집]

이렇게 태어난 항성의 생애를 항성진화라고 부르는데, 항성이 어떻게 자라나다가 어떻게 죽을지는 모두 항성이 얼마나 뚱뚱한지에 따라 결정된다.

  • 너무 가벼울 경우

갈색왜성, 혹은 그보다 작은 준갈색 왜성이 된다. 갈색왜성이라는 이름은 온도가 너무 낮아 적갈색을 띠기 때문에 붙었다. 더 작은 건 떠돌이 행성이라고 불리는, 항성 없는 가스형 행성(행성이라고 하기 좀 그렇지만)이 된다. 이러한 천체들의 미래는 그저 점차 식어가다가 주변 우주와 온도가 다를바 없는 가스덩어리로 끝나버린다.

이보다 무거운 원시성은 전주계열성이 된다. 전주계열성은 말 그대로 주계열성이 되기 전단계다. 전주계열성은 얼마 뒤에 주계열성이 되는데, 질량에 따라서 순서대로 O, B, A, F, G, K, M형이 된다. O가 가장 무겁고 M이 가장 가벼우며, 태양은 G형이다. 이건 과학시간에 Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!라는 문장으로 자주 소개된다.

  • 가벼울 경우

M형 주계열성은 질량이 너무 작아서 중심에 헬륨이 쌓이지 않는다. 헬륨이 항성 전체에 (상대적으로)골고루 분포하게 되는 셈이다. 그래서 적색 거성이 되는 것처럼 부피가 늘어나는 일 없이 계속해서 수소 핵융합을 한다. 이런 항성을 적색왜성이라고도 부르는데, 우주에서 가장 많지만 어두워서 가장 관측하기 어려운 항성이기도 하다. 항성은 시간이 지날수록 형태를 유지하기 위해 점점 빠르게 에너지를 생산해야하는데, 다른 무거운 별들은 크기를 키워 생산속도를 늘리지만 적색왜성은 뜨거워져서 생산속도를 늘리게 된다. 그래서 파랗게 빛날 정도로 뜨거운 청색왜성이 되었다가, 백색왜성으로 식어버린다.

  • 무거울 경우

가벼운 B형 주계열성과 A~K에 이르는 주계열성들은 항성 중심의 수소를 모두 소모하고 나서 적색거성이 된다. 적색거성은 말 그대로 뚱뚱한 커다란 빨간색 별인데, 그 중심에는 적색거성이 되기 전까지 수소를 융합시켜 만들어낸 헬륨이 쌓여 있고, 외부에 가까운 곳에서는 계속해서 수소의 핵융합이 일어난다. 압력이 비교적 작은 외부 근처에서 핵융합이 일어나다보니, 그 에너지로 인해서 항성의 크기가 커지는 것이다. 적색 거성은 수명을 다하면 외피를 날려버려 행성상 성운을 만들고, 날아가지 않은 중심부분은 백색왜성이 된다.

  • 아주 무거울 경우

O형 주계열성이나 무거운 B형 주계열성은 엄청 뚱뚱한 빨간색 별 적색초거성이 된다. 적색초거성 중에서 가벼운 쪽은 수명이 다하면 안쪽으로 무너져내려 폭발하는 초신성이 되고, 초신성이 되면서 질량의 대부분을 날려버린다. 날려버리고 남은 부분은 중성자만으로 이루어진 중성자성이 된다.

O형 주계열성 중에서 특히 무거운 쪽은 극도로 뚱뚱한 별 극대거성이 됩니다. 극대거성은 엄청나게 밝으면서도 빠른 속도로 질량을 잃는 항성이 되는데, 이런 항성에 샤를 볼프와 조르주 레이에라는 사람이 자기네 이름을 다서 볼프-레이에별이라는 이름을 붙였다. 이 중에서도 그나마 가벼운 녀석들은 초신성이 되어 결국 중성자성이 되지만, 무거운 녀석들은 극초신성이 된 뒤 그 유명한 블랙홀이 된다.

2.1.3 항성의 죽음[편집]

결국 모든 항성은 백색왜성, 중성자성, 블랙홀이 되어버린다.

무게에 따라서 다른 길을 걷더라도 어쨌든 적당히 무거운 항성 이하는 전부 백색왜성이 된다. 그리고 백색왜성은 점차 식어서 아무런 빛을 내지 않는 흑색왜성이 된다. 아직 청색왜성이나 흑색왜성은 이론적으로 예측될 뿐, 실제로 존재하기에는 우주가 너무 젊다. 백색왜성의 온도는 너무 높기 때문에 복사 냉각으로 온도가 떨어지려면 우주의 나이보다 더 오랜 시간이 걸린다.

중성자성의 경우에는 쿼크별이라든지 하는 천체가 된다고 하지만, 아직 검증은 되지 않았다.

블랙홀에서는 호킹 복사가 일어난다. 진공상태에서 물질과 반물질이 동시에 생성되고 서로 충돌하여 에너지를 내면서 사라지는데, 블랙홀은 주변에서 생성되는 물질과 반물질 중에서 반물질을 빨아들이고 물질은 튕겨내버린다. 빨아들인 반물질만큼 블랙홀의 질량이 가벼워진다. 결국 블랙홀은 빨아들인 반물질에 의해 사라지게 된다.

2.1.4 쌍성[편집]

두 개의 항성이 같은 중력중심을 갖고 공전하는 경우를 말한다. 쌍성을 구성하는 항성은 매우 가까이 있을 수도 있고, 매우 멀리 있기도 하다.

특정한 종류의 초신성은 항상 쌍성계를 이룬다. 백색왜성이 자신의 매우 가까운 곳에 있는 적색거성 등의 팽창한 대기를 빨아들여 점점 무거워지다가, 일정 무게 이상이 되면 폭발하며 초신성이 되기 때문이다. 이 때 초신성의 밝기는 일정하기 때문에 표준촉광이라고 부르며 우주에서의 거리 측정에 사용한다.

  • 안시쌍성
  • 측성쌍성
  • 분광쌍성
  • 측광쌍성

2.1.5 변광성[편집]

밝기가 변하는 별을 말한다. 크게 쌍성계에서 식(蝕)에 의해 겉보기 밝기가 변하는 식변광성, 별 자체의 크기가 변하는 맥동 변광성, 초신성 폭발 등으로 인해 밝기가 변하는 폭발 변광성 등이 있다.

2.1.6 밀집성[편집]

  • 백색왜성
  • 중성자별
  • 블랙홀

2.2 행성[편집]

2.2.1 행성의 탄생[편집]

행성은 원시성의 주변에 돌고있는, 항성에 포함되지 않고 남겨진 잔해물에서 탄생한다. 항성에 가까운 곳에서는 항성의 영향에 의해 가벼운 물질이 바깥으로 날려가버리기 때문에, 무거운 물질로 이루어진 행성이 탄생한다. 항성에서 먼 곳에서는 기존에 있는 가벼운 물질과 함께 행성계 안쪽에서 밀려나온 가벼운 물질이 합쳐져 거대한 가스 행성이 탄생하게 된다.

아무리 거대한 행성이라도 처음에는 작은 규모에서 시작하는데, 처음 물질이 뭉치게 하는 것은 전자기력이다. 정전기에 의해 가까운 곳에 있는 물질들이 서로 끌어당겨 합쳐지며, 뭉쳐서 성장하는 행성의 씨앗은 계속해서 전자기력으로 주변 물질을 끌어당겨 점차적으로 성장해간다. 그렇게 몸집을 키우면서 점점 중력도 강해지다가, 천체의 크기가 산맥 크기를 넘어서면 중력이 강력하게 작용하게 된다.

마침내 태양계 주변에는 수십개의 미행성[2]이 탄생한다. 이 미행성들은 각자의 궤도를 그리며 공전하다가 서로 합쳐져 더 커다란 천체를 형성하고, 최종적으로는 현재의 모습과 같은 행성을 형성하였다. 지구 역시 테이아라는 미행성과 충돌하면서 성장하였고, 그 과정에서 위성인 이 탄생하였다.

중력이 강력한 행성 몇 개가 있을 경우, 이 행성들의 중력에 의해 행성계 내부의 일정 구간에는 행성이 없거나 소행성만 존재할 수도 있다. 소행성대에 행성 없이 소행성과 왜행성만 있는 이유가 목성과 토성의 중력에 의해 소행성대의 물질들이 흩어져 행성규모로 성장하지 못했기 때문이라고 여겨지기도 한다.

이러한 행성 탄생 모델에 따르면 항성에 가까운 곳에는 수성처럼 유독 무거운 물질들로 이루어진 행성이, 먼 곳에서는 목성처럼 거대한 가스 행성이 탄생하여 자리잡게 된다. 하지만 외계 행성들을 관측하게 되면서 이러한 배치에서 벗어난 사례가 매우 많이 등장하였다. 거대한 가스 행성이 모항성과 아주 가까운 곳에서 며칠만에 한 번씩 공전하는 경우도 있고, 이심률이 큰 궤도를 그리는 거대 가스 행성들이 존재하기도 했던 것이다. 이러한 태양계와는 다른 행성배치의 원인으로는 행성간의 중력간섭이 지목된다. 예를 들어 일정한 크기 이상의 거대 가스 행성 세 개가 나란히 공전하고 있는 상황이라면, 그 행성들은 서로간의 중력에 의해 결국 하나는 행성계 밖으로 멀리멀리 튕겨나가고 나머지 둘은 이심률이 큰 궤도를 그리게 되는 식이다.

2.2.2 외계행성[편집]

태양계에만 행성이 존재하는 것은 아니다. 과거에는 관측의 한계 때문에 태양이 아닌 항성도 행성을 거느릴 것이라고 추측만 해왔지만, 지금은 간접적인 방법으로나마 상당한 정밀도로 다른 항성을 공전하는 외계행성의 존재를 탐지해낼 수 있다. 이러한 외계행성을 찾는 법으로는 횡단법, 시선속도법 등이 있다.

횡단법은 항성과 지구 사이로 행성이 지나가면서 항성이 미약하나마 어두워지는 것을 관측하는 방법이다. 달이 지구와 태양 사이를 지날 때 달이 태양을 가리면서 어두워지는 것과 마찬가지 원리다. 행성의 크기가 항성에 비해 엄청나게 작기 때문에 쉽게 관측하기는 어렵지만, 관측기술의 발달로 이 문제는 어느 정도 해결되었다. 정작 중요한 단점은 행성이 항성과 지구 사이를 지나는 궤도로 공전하지 않으면 관측할 수 없다는 것이다.

다른 방법으로는 도플러 효과를 이용한 시선속도법이다. 행성이 항성 주위를 공전할 때, 행성만 움직이는 것이 아니라 항성도 같이 움직인다. 행성이 항성에 비해 엄청나게 가볍기는 하지만 그래도 질량을 갖기는 하기 때문에, 항성과 행성의 질량중심이 항성의 중심에서 약간 벗어나게 되며, 행성은 물론 항성도 그 지점을 중심으로 하는 회전을 하게 된다. 행성에 의해 항성이 흔들린다는 것이다. 그 약간의 흔들림으로 인해 항성이 지구에서 아주 약간씩 멀어졌다 가까워졌다 하게 되는데, 그것으로 인해 도플러 효과가 발생하게 된다.

그 외에도 다양한 방법이 있는데, 원리는 거의 비슷하다. 항성 주변을 공전하는 행성으로 인한, 항성에 대한 측정값의 변동을 잡아내는 것이다.

일단 존재를 감지해낸 외계행성의 크기나 질량은 측정값 변동의 정도로 짐작하며, 성분은 크기와 질량으로 측정한 밀도나 빛의 스펙트럼을 분석하여 추측한다. 외계 행성은 너무 멀리 있어 직접적으로 관측하는 것이 불가능하기 때문에 여전히 이론적인 추측으로 성질을 파악할 수밖에 없다. 가장 생명체가 있을 가능성이 높다는 글리제 581이라는 항성의 행성들 역시 실제로 물이 있고 적당한 온도를 갖추어서 생명체가 있는지를 정확히 알 수는 없다는 것이다.

발견된 외계 행성의 이름은 모항성의 이름 뒤에 알파벳을 붙여서 짓는다. 글리제 581이라는 항성의 첫번째 행성은 글리제 581 b가 되고, 두번째 행성은 글리제 581 c가 되는 식이다. a는 대문자의 형태로 모항성에 붙게되므로 행성의 이름에는 붙지 않는다. 그리고 항성에 가까운 순서대로가 아니라 발견순으로 이름을 붙이게 된다. 동시에 발견하는 경우에는 항성에 가까운 순서대로 붙인다.

2.3 위성[편집]

행성 주위를 도는 천체다. 주로 행성이 탄생하는 시기에 행성에 흡수되지 않고 주변을 돌다가 자기들끼리 뭉쳐서 생성되며, 그것이 주변에서 가장 중력이 강력한 행성에 붙잡히면서 위성이 된다. 하지만 행성이 형성되고 오랜 시간이 지난 뒤에도 소행성 등이 지나가다가 행성의 중력에 붙잡혀 위성이 되기도 한다.

위성이 행성과 가까운 곳에서 공전할 경우, 위성의 자전주기와 공전주기가 일치하는 조석고정 상태가 된다. 지구의 위성인 이 바로 대표적인 예시로, 조석고정된 위성은 항상 한 면만을 행성에 보여준다. 이것 때문에 달의 미스터리가 어쩌고 하는 경우도 있긴 하지만, 사실 달 뿐만 아니라 목성이나 토성 등 많은 위성을 거느린 경우를 보면 행성에 가까이에 있는 위성들은 조석고정되어 있는 것을 발견할 수 있다. 특히 갈릴레이 위성이라고도 불리는 목성의 4대 위성인 이오, 가니메데, 유로파, 칼리스토 역시 모두 조석고정되어 있다.

특이한 위성 형성 과정으로는 지구의 달이 있다. 달은 단순히 지구에게 포획되어 위성이 된 것이 아니라, 지구와 대충돌을 일으켜 지구와 합쳐졌다가 튕겨나온 파편들이 뭉쳐져 위성이 된 것이기 때문이다.

3 태양계[편집]

4 성단과 성운[편집]

5 은하[편집]

6 은하군[편집]

7 우주[편집]

7.1 우주 모형[편집]

7.2 우주의 역사[편집]

7.2.1 빅뱅[편집]

빅뱅(Big Bang)이론은 우주 팽창을 설명하는 아주 중요한 요소이다. 그냥 '우주가 크게(Big) 빵(Bang) 터져서 생겨났다는 이론'이다. 이를 뒷받침하는 데에는 아주 많은 근거가 있기에 이론이지만 사실상 정설로 받아들여진다. 적색 편이, 청색 편이, 도플러 효과, 은하가 서로 멀어지는 것 등 다양한 이유가 있다. 이 문서는 '쉽게 알 수 있는' 천체물리학이기에 내용은 생략한다. 각 문서에 들어가서 읽어보는 것도 괜찮다. 물론 각 문서의 글씨가 파란색이 된다면 말이지 낄낄 빅뱅은 쉽게 말해서 우주 태초의 거대한 핵융합으로, 어마어마하게 큰 핵폭발을 의미한다.

7.2.1.1 인플레이션 이론[편집]

7.3 우주의 미래[편집]

8 다중우주[편집]

우리 우주 외에도 수많은 우주가 있을 수 있다는 이론이다. 아직까지 이 이론을 검증할 방법은 나타나지 않고 있다.

8.1 홀로그램 다중우주[편집]

8.2 브레인 다중우주[편집]

8.3 인플레이션 다중우주[편집]

8.4 양자역학에서의 다중우주[편집]

양자역학 다중우주론은 주체가 어떤 것을 결정하는 순간에(이는 곧 관측이 일어나는 순간과 같은 의미를 지닌다.) 우주는 ‘초래될 수 있는 모든 가능한 결과’의 개수만큼 갈라져 나간다고 주장하고 있다.

8.5 시뮬레이션 우주[편집]

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이 우주는 우주적 Fortran에 따라 돌아가고 있는 거대한 컴퓨터

 
— 에드워드 프레드킨

우리 우주가 사실은 다른 우주에서 컴퓨터로 시뮬레이션하고 있는 우주라는 가설이다. 한 우주가 다른 우주를 시뮬레이션하고, 그 우주는 또 다른 우주를 시뮬레이션한다는 가설이다. 현재 인공지능과 연계되어 연구되고 있다.


9 천문생물학[편집]

10 각주

  1. 반대로 빅뱅 초기의 뜨거운 열은 우주가 급격히 커지면서 뿔뿔이 흩어졌다. 그 결과물이 우주배경복사다.
  2. 태양계 초기의 행성보다 작은 크기의 천체