천문학

범위

20세기 동안 천문학은 확장되어 천체의 성질을 이해하고 천체의 형성과 진화, 그리고 복사선 방출을 조절하는 물리적 과정을 이해하는 데 필요한 물리적·화학적 지식을 적용하는 천체물리학을 포함하게 되었다. 가장 큰 규모의 현상과 관련된 우주론은 우주의 진화를 연구하는 것이다. 우주론은 거의 순수 이론적인 활동에서 천체물리학에 의해서 시험하고 예측할 수 있는 현대 과학으로 전환되었다. 커다란 발전에도 불구하고 천문학은 본질적으로 실험에 의한 과학이라기보다는 관찰에 의한 과학이다. 온도·압력·화학조성과 같은 양을 조절할 수 없으며, 거의 모든 측정은 관심 있는 천체로부터 매우 멀리 떨어진 곳에서 이루어진다.

천문학에서의 거리 측정

천문학에서 중요한 문제 중의 하나는 거리를 결정하는 것이다. 거리를 알지 못하면 크기는 각지름으로만 표현되며, 별의 밝기를 본래의 복사력이나 광도로 바꿀 수도 없다. 천문학에서의 거리 측정은 3각측량의 기준이 되는 지구의 지름을 아는 것으로부터 시작되었다.

현재 내행성의 거리는 레이더파의 반사시간으로 보다 정확히 결정되지만 외행성의 거리측정은 여전히 3각측량을 사용한다. 천문학자들은 별까지의 거리를 보통 pc(파섹：1pc＝3.086×10¹⁸cm) 또는 kpc(킬로파섹)으로 나타낸다. 은하까지의 거리를 결정하는 한 가지 방법은 광도가 정확히 알려진 별을 기준으로 사용하는 것이다. 이러한 별을 '기준등불'이라고 한다. 이 방법은 가장 가까운 은하들까지의 거리를 측정할 때 기본이 된다.

'기준등불'을 발견할 수 없는 멀리 떨어진 은하까지의 거리를 측정할 때에는 후퇴속도와 거리의 상관관계를 나타내는 허블 법칙(속도＝H×거리, H＝허블 상수)이 사용된다. 여기에서 H는 50~100km/s/Mpc의 값을 갖는다.

태양계 연구

개요

태양계는 46억 년 전에 가스와 먼지의 커다란 구름 속에서 수축하여 형성되었다.

행성들은 중력 때문에 태양 주위를 타원 궤도로 운동하고 있다. 지구 외에 5개의 주요행성들(수성·금성·화성·목성·토성)은 예로부터 알려져 있었고, 훗날 3개의 행성들이 더 발견되었다. 천왕성은 1781년에 우연히 발견되었으며 해왕성과 명왕성은 각각 1846, 1930년에 신중한 탐색을 한 끝에 발견되었다. 2006년 명왕성은 왜소 행성(dwarf planet)으로 분류되면서 행성에서 제외되었다. 태양과 지구 사이의 평균 거리를 AU(천문단위)로 정의하는데 현재는 동역학적으로 정의하여(케플러의 제3법칙을 사용), 1.49597870×10¹³㎝의 값을 갖게 되었다.

태양과 가까운 행성들(수성과 금성)을 제외한 모든 행성들은 모습과 크기가 매우 다양한 위성들을 가지고 있으며 장거리 우주탐사선의 근접관측을 통해 그 구조가 밝혀졌다. 또한 태양계에는 많은 수의 작은 물체들인 소행성·혜성·유성체·먼지입자들도 있다. 달과 4개의 지구형 행성인 수성·금성·지구·화성의 평균밀도는 3.9~5.5g/㎤로 물의 밀도인 1g/㎤ 정도의 밀도를 갖는 외행성들과 구별된다. 행성의 온도는 수성 표면의 500℃로부터 지구의 전형적인 온도인 20℃, 목성의 －135℃, 그리고 명왕성의 －230℃까지 이른다.

달탐험

미국의 아폴로 우주비행계획과 3번에 걸친 소련의 루나 무인우주비행선에 의해 달의 물질이 채취된 결과 분석용으로 10%도 안 되는 표본이 분류되었으나 이 탐사로 행성 과학은 대변혁을 맞았다.

분석 결과로 달 표면의 성분과 나이를 결정할 수 있었으며 지진학 기술로 달의 내부도 조사할 수 있게 되었다.

행성

수성은 너무 뜨거워 대기를 가질 수 없으나 금성은 이산화탄소의 두꺼운 구름으로 완전히 덮여 있기 때문에 밝고 하얀 모습을 보여준다.

화성의 대기는 매우 얇아서 겨우 지구 대기의 약 0.6% 정도이고 약 95%의 이산화탄소와 매우 적은 수증기로 구성되어 있다. 외행성들은 대부분 수소·헬륨과 같이 가벼운 기체로 구성된 대기를 가지고 있으며 목성의 대기에서는 약간의 메탄과 암모니아도 검출된다. 행성들은 각각의 축에 대해 자전하며 황도면 위에서 보면 거의 모두가 같은 방향(시계반대방향)으로 자전한다. 그러나 금성은 시계방향으로 자전하며 천왕성은 황도면과 거의 평행한 자전축을 가지고 있다.

몇몇 행성들은 자기장을 가지고 있다. 지구 자기장은 태양풍에 의해 교란되는 곳까지 퍼져 있다. 아직까지 과정이 완전히 설명되고 있지 않지만 태양풍과 우주선으로부터 날아온 양자와 중성자들이 밴 앨런 복사대(輻射帶)라고 하는 2개의 도넛 형태의 영역에 모여 있다.

이 영역에 잡혀 있는 입자들은 북반구와 남반구 사이에서 이리저리로 튕기면서 지구 주위를 나선궤도로 움직인다. 태양의 활동이 활발한 기간에는 이 영역이 교란을 받아 잡혀 있던 입자들의 일부가 지구의 대기권까지 내려와 원자 및 분자들과 충돌하여 오로라를 만든다. 목성은 지구보다 강한 자기장을 가지며, 토성도 목성만큼 강하지는 않지만 자기장을 가지고 있다. 수성에는 지구에 비해 1% 정도 크기의 자기장이 있으며 그밖의 행성에서는 자기장이 발견되지 않았다.

작은 천체들의 연구

현재까지 대략 3,500개의 소행성이 확인되었다.

대부분은 황도에 가까운 궤도를 가지며 태양으로부터 2.3~3.3AU 거리인 소행성대에 위치한다. 지금까지 600개 이상의 혜성이 발견되었으며 대부분은 태양계 내부를 단 1번 지나가지만 일부는 목성과 토성에 의해 편향(偏向)되기 때문에 예측된 시간에 다시 돌아올 수 있는 궤도를 그리게 된다. 핼리 혜성은 이러한 주기 혜성 중에서 가장 잘 알려진 것이다. 혜성보다 더 작은 천체는 돌 같은 물체인 유성체이다.

몇몇 유성체는 지구 대기로 들어오는 궤도를 가지고 있어서 지구 표면에 운석의 형태로 떨어진다. 대기에 진입하는 작은 유성체들은 증발할 만큼 충분히 가열되어 유성으로 보이게 된다.

나이와 화학성분의 결정

약 45억 년인 태양계의 나이는 운석, 달의 표본, 지구 지각(地殼) 등의 방사능을 측정하여 구했다.

태양계의 화학성분은 지구·달·운석의 자료뿐만 아니라 태양과 행성의 빛의 스펙트럼 분석을 바탕으로 결정한다. 태양계에서 원소들의 존재비는 원자량이 증가함에 따라 감소한다.

기원 이론

지구·달·태양계의 기원은 아직 자세히 정립되지 않은 문제이다.

태양은 아마도 가스와 먼지로 구성된 큰 구름의 중심부가 수축·형성된 후 곧이어 행성과 그밖의 태양계 천체들이 형성되었으며 이들의 성분은 진화하는 태양 성운 속의 온도와 밀도 분포 차이에 크게 영향을 받았을 것이다. 휘발성이 작은 물질들은 태양 근처에서 고체로 수축되어 행성이 되었고 휘발성이 크고 가벼운 많은 물질들은 훨씬 먼 거리에서 수축되었을 것이다.

관측 가능한 별의 특성 측정

천체 물리학에서 측정할 수 있는 별의 물리량은 거리, 온도 스펙트럼, 광도, 바깥층의 화학조성, 지름, 질량, 그밖의 변화량 같이 외견상 관측되는 특성들을 포함한다. 이론천체물리학자들은 이러한 관측 결과를 이용하여 별의 구조 모형을 만들고 별의 형성·진화 이론을 세운다. BC 2세기경 그리스의 천문학자이자 수학자인 히파르코스는 스스로 고안한 방법에서 별의 밝기를 등급(m)으로 측정했다.

현재 정의된 등급으로는 1등성이 6등성보다 100배 밝다. 인간의 눈으로는 6등급보다 어두운 별은 볼 수 없으나 거대한 망원경에서 사용되는 현대적인 기기를 이용하면 약 26등급 정도의 어두운 별도 측정할 수 있다. 절대 등급(M)은 어떤 별이 10pc이라는 표준 거리에 위치할 때 갖게 되는 등급이다.

별의 지름을 측정하는 방법은 여러 가지가 있다. 밝기와 거리를 알면 광도(L)를 계산할 수 있으며, 다른 파장으로 별의 밝기를 관측하면 온도(T)를 계산할 수 있다. 많은 별에서 나오는 복사를 플랑크의 흑체(黑體) 스펙트럼으로 근사시킬 수 있기 때문에, 측정된 양들을 L＝4πR²σT⁴이라는 관계식에 대입하여 별의 반지름 R를 계산할 수 있다.

여기서 σ는 스테판 상수(5.67×10^－8W/㎡·k⁴)이다. 많은 별들이 2개 이상의 별이 서로의 질량 중심에 대한 궤도를 그리는 쌍성계(雙星系)로 존재하며 이러한 쌍성계는 별의 질량을 정확히 측정하는 방법을 제공한다. 쌍성계의 주기(P)는 케플러의 제3법칙 (P²＝4π²a³/G[m₁＋m₂])에서 두 별의 질량(m₁＋m₂)과 궤도의 긴반지름 a와 관련된다(→ 케플러의 행성운동법칙). 여기서 G는 만유인력상수이다. 별의 지름과 질량을 알면 별의 평균밀도와 중심압력도 계산할 수 있다. 정역학적 평형상태에 있는 별을 주계열성이라고 하며, 이들은 광도와 색지수·온도와의 관계를 그린 헤르츠스프룽-러셀도에서 일정한 영역을 차지한다(→ 헤르츠스프룽-러셀도). 온도는 몇 개의 표준 파장 간격을 가지는 광대역 스펙트럼을 측정하여 추정한다. 같은 온도이지만 주계열성보다 훨씬 큰 광도를 갖는 별들이 존재하며 큰 광도는 L＝4πR²σT⁴의 관계에서 반지름이 크다는 것을 의미하기 때문에 이러한 별들을 거성 또는 초거성이라고 한다. 반대로 동일한 온도이지만 주계열성보다 훨씬 작은 광도를 갖는 별들은 크기가 작을 것이므로 왜성이라고 한다.

별의 생성과 진화

별의 생성과 진화에 대한 일반적인 모형이 개발되었으며 주요한 부분들은 확립된 것으로 보인다. 이 모형에 따르면 가스와 먼지로 이루어진 큰 구름은 온도가 충분히 낮을 경우에 구름 자체의 중력에 의해 수축될 수 있다. 중력 에너지가 방출되고 수축하는 중심 물질이 가열되면 바깥쪽으로 작용하는 복사 압력이 안쪽으로 작용하는 중력 압력과 평형을 이루는 점에 도달하여 수축이 멈추게 된다.

핵융합반응이 별의 주요한 에너지원이 되면 별은 주계열 상태에 있게 된다. 일단 별이 주계열 단계에 도달하면 별의 중심에서 수소 핵이 헬륨 핵으로 변하는 융합반응이 일어나면서 비교적 천천히 진화한다. 계속되는 융합반응으로 복사 에너지가 방출될 뿐만 아니라 보다 무거운 핵이 생성되는 핵합성이 일어난다. 진화의 최종 상태는 별의 질량에 따라 다르다. 몇몇 별은 크기·온도·광도가 몇 시간 또는 몇 일의 주기로 변화하는 불안정한 단계를 거친다. 세페이드 변광성이라고 하는 이러한 별들은 거리 측정을 위한 '기준 등불'의 역할을 한다. 몇몇 별들의 경우에는 외부 층(層)이 뿜어져 나가 행성상성운을 형성한다.

팽창하는 물질은 성간물질 속으로 퍼지면서 빛나는 얇은 껍질을 보여주지만, 처음에 표면온도가 10만K(켈빈) 정도였던 중심부는 남아서 냉각되어 백색왜성이 된다. 백색왜성으로 존재할 수 있는 별의 최대질량은 태양질량의 약 1.4배로 이것을 찬드라세카르 한계라고 한다. 보다 무거운 별은 결국 중성자별이나 검은구멍(black hole)이 된다.

중성자별이 되는 별보다 더 무거운 별의 잔해는 검은구멍이 될 것으로 생각되는데, 이것은 크기가 작고 밀도가 높아서 슈바르츠실트 반지름이라고 하는 특정 거리 안에서는 어떠한 복사선도 중력으로부터 벗어나지 못한다. 검은구멍으로부터 나오는 어떠한 빛도 관측할 수 없지만, 이러한 천체의 존재는 쌍성계와 같은 곳에서 일어나는 중력장의 효과로 증명할 수 있다.

우리은하 연구

우리은하

일반적 특성

대부분의 별들은 1,000AU 이하의 거리만큼 떨어진 2~3개의 별들로 이루어진 집단의 일원이다. 태양계는 은하평면 근처에 위치하며 은하 중심으로부터 약 8.7kpc 거리에 있다. 은하 지름은 빛을 내는 천체를 측정한 것으로 나타내면 약 30kpc이지만, 암흑 물질이라고 하는 빛을 내지 않는 물질은 이 지름의 거의 2배에 이르는 거리까지 확장되어 있다.

우리은하에는 약 1,000억 개의 별이 있다. 우리은하에서 별의 밀집 상태는 산개성단·구상성단·성협으로 구분된다. 산개성단은 주로 은하면에 위치하며 겨우 10pc의 영역 안에 50~1,000개의 별들이 모여 있다. 성협은 산개성단보다 별의 수가 적다. 구상성단의 크기는 100pc 정도이고 10만 개 정도의 많은 별들이 모여 있다. 구상성단은 은하의 나이를 측정하는 지표로 사용하기 때문에 중요하다. 무거운 별은 가벼운 별보다 빠르게 진화하기 때문에 젊은 성단에는 주계열성이 많지만 늙은 성단의 무거운 별들은 진화하여 주계열에서 벗어났을 것이다. 따라서 주계열성의 감소 정도로 나이를 측정할 수 있다. 이 방법으로 측정된 가장 오래된 구상성단의 나이는 약 150억 년으로 이것은 우리은하의 최소나이일 것이다.

성간물질의 조사

성간물질은 별들 사이의 영역에 분포한다. 이 영역에는 평균적으로 1㎤에 1개 이하의 원자가 있는데, 대부분의 가스는 수소이고 많은 분자들도 포함한다. 많은 성간 분자들이 거대분자구름 내에 존재하며 복잡한 유기분자 형태로 발견된다. 성간먼지입자들은 적외선에서 근자외선까지 이르는 영역에서 별빛은 파장에 거의 반비례하며 산란·흡수한다.

그결과 별의 스펙트럼을 붉게 만든다. 종종 별빛이 약간 편광되는데, 이것은 약한 성간자기장 안에서 부분적으로 정렬된 먼지 입자들에 의해 별빛이 산란되기 때문이다. 이 자기장의 세기는 수 μG(마이크로가우스)로 비열적인 우주전파잡음의 관측으로서 추정한 값과 매우 비슷하다. 이러한 배경전파는 성간 자기장을 통과하는 상대론적인 우주선(宇宙線) 전자(거의 빛의 속도로 움직임)가 방출하는 싱크로트론 복사인 것으로 확인되었다. 우주선도 성간물질의 구성 요소이다.

다른 은하에 대한 연구

은하는 형태에 따라 나선은하·타원은하·불규칙은하로 분류된다. 전형적인 은하의 크기는 수십kpc이며 은하들 사이의 거리는 수Mpc 정도이다.

우리은하와 같은 나선형 은하에서 별들은 나선팔을 따라 매우 밀집되어 있으며, 은하의 모습은 거의 납작한 원반형이다. 나선팔 사이에는 대부분 매우 낮은 온도(100K 이하)의 가스·먼지로 이루어진 희박한 성간 물질이 존재한다. 타원은하는 나선팔이 없으며 형태는 거의 구형(E0형)에서 매우 편평한 것(E7형)까지 다양하다.

이들은 빽빽하게 채워진 별의 집단으로 성간물질을 거의 포함하고 있지 않다. 불규칙 은하는 모든 은하들 중 단지 수%만 차지하며 나선은하와 타원은하에서 나타나는 규칙적인 특징은 전혀 없다.

우주의 모형과 미래

현재 받아들여지는 우주론의 모형은 대폭발 모형이다(대폭발이론). 이 모형에 의하면 약 150억 년 전에 강력한 폭발과 함께 우주의 팽창이 시작되었다. 이 최초의 불덩어리의 온도는 10¹²K을 넘고 에너지의 대부분은 복사로 방출되었다. 팽창이 계속되면서 우주는 차가워져서 복사의 역할은 감소하고 다른 물리적 과정들이 차례로 진행되었다. 약 1분 뒤에 우주의 온도는 10억K 정도로 감소하여 핵 반응이 시작되고 중양성자(重陽性子)와 헬륨 핵의 생성이 가능해졌다(이전에 온도가 높았을 때 이들 핵은 높은 에너지의 광자에 의해 곧 분열됨). 계속되는 팽창과 함께 핵끼리의 충돌 횟수가 감소하여 중양성자와 헬륨 핵의 비율이 고정되었다. 수십만 년 뒤에는 전자가 핵에 붙어 원자를 형성할 수 있을 정도로 온도가 충분히 낮아졌을 것이다. 은하들은 몇 백만 년 뒤에 형성되기 시작되었을 것으로 생각되지만 이 단계는 아직 잘 밝혀지지 않았다. 별의 형성은 아마도 훨씬 뒤인 수십억 년 뒤에 시작되었을 것이며 이 과정은 지금도 계속되고 있다.

끝으로 우주는 미래에 어떻게 될 것인가? 우주는 열려 있는가, 아니면 닫혀 있는가? 즉 팽창은 무한하게 계속될 것인가, 아니면 팽창이 감소되어 결국은 거꾸로 수축할 것인가? 그 결론은 우주의 총질량에 의해 좌우된다. 이러한 이유 때문에 암흑물질의 분포가 결정적인 역할을 할 수 있다. 현재 존재하는 보이는 물질의 양이 우주가 닫히기에는 부족하지만, 암흑물질이 은하의 회전이나 은하의 성단 역학에 의해 제시된 양만큼 우주에 존재한다면 우주는 닫힐 것이다. 또 하나의 요소는 중성미자(中性微子)의 질량이다. 이론적으로 이것의 질량은 없는 것으로 가정되지만, 현재 전자질량의 1/10,000 이하의 질량을 가지고 있는 것이 실험적으로 알려졌다. 중성미자의 질량이 비록 작지만 우주에는 수많은 중성미자가 있기 때문에 우주를 닫히게 만들 수도 있다.

천문 관측 도구

망원경을 이용한 관측

광학 망원경의 종류에는 빛을 모으기 위해 렌즈를 사용하는 굴절망원경과 거울을 사용하는 반사망원경이 있다.

굴절망원경의 경우, 큰 렌즈를 사용하면 망원경 자체의 무게에 의한 상의 찌그러짐 등 몇 가지 문제가 있기 때문에, 구경이 102cm 이하로 제한된다. 큰 구경의 굴절망원경은 매우 길어야 하기 때문에 크고 비싼 돔이 필요하다. 따라서 가장 큰 현대적인 망원경들은 모두 반사망원경이다.

반사망원경은 굴절망원경에서 문제가 되는 색수차의 영향을 받지 않으며 크기가 작기 때문에 기계적인 지원이 쉽고 작은 돔 속에 설치할 수 있다. 1개의 거울이나 렌즈로 된 망원경의 각분해능은 빛의 파동적 성질에 의해 제한받는다. 지름이 D인 대물렌즈로 파장이 λ인 빛을 관측하는 망원경의 각분해능을 근사적으로 표현하면 λ/D이다.

광학 망원경은 원래 매우 높은 분해능을 가질 수 있으나 실제로는 대기의 효과 때문에 그렇지 못하다. 대기는 모든 파장의 빛을 똑같이 투과시키지 못한다. 이러한 대기의 효과를 줄이기 위해 관측장소를 높은 고도에 신중하게 선택한다. 대부분의 주요천문대는 도시의 불빛과 그 반사광을 피해서 높은 산에 위치하며 적외선·X선·감마선의 관측을 위한 망원경은 기구를 이용해 3만m 이상의 고도에 올려진다. 또한 체공시간이 짧은 로켓, 유인 우주선, 원격조종 지구궤도위성 등을 이용해 더 높은 고도에 올려보내기도 한다.

복사선 검출기의 사용

인간의 눈은 여전히 중요한 천문관측도구 역할을 하지만, 가시 파장영역과 특히 전자기 스펙트럼 이외의 복사선까지 관측할 때는 보다 감도가 좋고 반응이 빠른 검출기가 필요하다. 사진은 천문관측에 100년 이상 사용되어왔으며 앞으로도 계속 필수적인 도구가 될 것이다.

희미한 천체를 관측하려면 장시간의 노출이 필요한데 이런 경우 빛의 변화가 사진에 누적되어 급격한 빛의 세기 변화는 나타나지 않는다. 이러한 변화를 조사하려면 전자적 방법을 사용해야 한다. 사진 필름은 입사된 광자의 단지 몇 %만 상으로 전환시키지만, 몇몇 전자식 검출방법을 사용하면 50% 이상의 더 좋은 효율을 얻을 수 있다.

가장 짧은 적외선 파장의 경우에는 특수한 감광 재료를 사용할 수도 있다. 천문학의 전통적인 원격관측에서 벗어난 새로운 연구방향으로서 실험실 환경에서 실제 표본을 분석하는 것이 있다. 이러한 연구에는 운석, 달로부터 채취된 암석 표본, 성층권을 비행하는 비행기나 지구궤도위성에 의해 수집된 행성간 먼지 입자들에 대한 분석이 포함된다. 이런 경우에는 미세 표본을 다루기 위해 포괄적이고 정확한 실험 기술이 적용된다.

이론적 접근 천문학에서 이론은 관측만큼 중요하다. 관측된 자료를 해석하고 천체의 모형과 그들의 성질을 설정하며, 이후의 관측 기준을 마련하는 데 이론이 필요하다. 접근 방법으로 2가지가 있는데, 수치적 또는 직접 풀 수 있는 방정식을 만들기 위해 주요한 물리적 요소를 결합하여 문제를 이상적으로 기술하는 전통적인 방법과 컴퓨터 프로그램을 이용해 수치적으로 문제를 연구하는 방법이 있다.

영향

가끔 한 분야에서의 발견이 예기치 못하게 다른 분야에 적용되는 경우가 있는데, 천문학에서도 이런 예가 있다. 뉴턴의 운동·중력 법칙이 행성·달 궤도의 분석으로부터, 아인슈타인의 일반상대성 이론이 1919년의 일식 관찰을 통해 극적으로 확증된 것은 유명한 예가 될 수 있다.

일반상대성이론은 최근에 발견되어 PSR 1913＋16으로 명명된 이중 펄서의 연구로 더욱 지지받고 있다. 핵 물질과 몇몇 소립자들의 현상도 각각 중성자별과 우주론적인 헬륨 존재량의 측정 결과로 보다 잘 이해되고 있다. 또한 천문학의 지식은 과학 이외의 분야에도 영향을 끼쳐왔다. 초기의 달력은 태양과 달의 반복되는 위치의 순환을 관측함으로써 제작되었다. 일식 현상과 행성·혜성 위치의 정확한 예측을 위한 기초를 제공한 천문학의 힘은 과학에 대한 인식을 달리하여 오늘날 과학이 중요한 사회적 힘이 되게 했다.