천문학의 주요발견 내용을 43가지로 요약해 보았다.
근본이 되는 책은, 우주의 발견 - 천문학의 탐색, 전망 그리고 전통이라는 제목의 책으로, 저자는 마틴 하위트이고, 대우학술총서 번역 36이다.
우주에 대한 탐색의 역사가 핵심적인 발견으로 요약되었기 때문에, 그동안의 과정에 관심이 있는 사람은 상당한 흥미와 체계적인 지식을 습득할 수 있을 것이라 보인다. 우주라는 것을 연구하는 것이 시계열에 따라 단순히 발견된 지식을 얻는 것이 아니라, 우주관에 지대한 영향을 미치는 발견을 일관되게 짚어주는 것이므로, 앞으로의 연구 방향도 잡을 수 있는 계기가 되리라 보인다.
1. 행성간의 티끌과 암석 : 운석, 황도, 티끌
맑고 건조한 밤, 어둠이 시작된 지 얼마 안 된 시각에 적도지방에 있으면 해가 떨어진 서쪽 지평선 위쪽으로 혀 모양으로 희미한 빛이 뻗쳐 있는 것을 볼 수 있다.
밤중 내내 기다리면 이 황도광을 새벽이 되기 2시간 전에 동쪽 하늘에서 다시 볼 수 있다. 날이 밝으면 이 희미한 빛은 밝은 하늘에 묻혀져서 사라져 버린다. 황도광은 행성 사이의 공간을 떠다니는 무수히 많은 미세한 입자들이 햇빛을 산란시켜 빛나는 것이다. 개개의 입자는 태양계를 여행하는 우주 탐색선에 장치된 특수한 탐지기로 기록될 수 있다.
가끔 큰 덩어리의 물체가 황도운에서 지구대기로 들어온다. 이러한 유성은 그보다 더 작은 티끌입자나 훨씬 큰 행성들처럼 타원행로를 따라 태양 주이를 떠돈다. 유성이 대기에 들어오면 공기와 강하게 마찰을 일으켜서 가시광선을 방출한다. 종종 운석의 밝은 경로를 보게 되는데, 너무 시간이 짧아서 모든 관측을 순간적으로 해 낼 준비를 하고 있어야 한다. 큰 유성인 운석은 이렇게 지독히 뜨거운 통과에서 살아남게 된 것으로 떨어진 자리에서 캐낼 수 있다.
유성이 우주에서 지구로 떨어진다는 것은 18세기 말에 가서야 확실하게 알려졌다. 유성이라는 말은 이들 별똥별이 과거에는 번개와 비슷하게 기상학적인 현상으로 생각되었다는 것을 암시한다. 영어로 유성은 meteor이며, 기상학은 meteorology이다. 1798년의 22세였던 두 사람, 나중에 라이프찌히 대학의 물리학 교수가 된 브란데스와 뒤셀도르프 대학의 물리학 교수가 된 벤젠버그는 서로 다른 두 곳에서 유성을 관측하였다. 통상적인 삼각법에 의하여 그들은 유성이 그 당시 알려졌던 대기층보다 훨씬 높은 고도에 있다고 결론지었다. 유성의 속도는 유성이 하늘을 가로지르는 시간을 관측하여 결정할 수 있다. 그 속도가 매우 커서 유성은 우주에서 유래되어 지구로 떨어지낟는 것이 곧 확실해졌다.
1799년 11월 2일 새벽에 남아메리카의 쿠마냐에 원정 중이던 흄볼트는 유성우를 관측하여 유성들이 모두 한 방향에서 떨어지는 것처럼 보인다는 것을 알아 내었다. 이러한 현상은 34년 후인 1833년 11월 12일 유럽과 미국에서 멋진 유성우가 다시 관측됨에 따라 널리 인정되었다. 유성우는 과거에 혜성이 지나갔던 자리와 지구 궤도의 교차점에서 유래된다는 것이 확인되었고, 떨어지는 물질은 혜성의 잔해임이 밝혀졌다.
황도광의 행성간 기원은 1934년 경에 이르러 결국 확인되었다. 그 때까지는 황도광을 태양 코로나의 단순한 확장으로 보았었다. 1923년 9월 10일 일식 때 독일의 천문학자 루덴도르프는 일련의 코로나 분광사진을 얻었다. 11년 후에 포츠담 천문대의 그로트리안이 이들 분광사진을 분석하였는데, 태양 부근에서 분광선들은 지워져 있었으나, 먼 거리에서는 예리한 프라운호퍼 암선이 나타나는 것을 알아냈다. 그로트리안은 태양에 가까울 때 코로나의 빛은 빠르게 움직이는 전자에 의해 산란되므로 도플러 이동을 일으켜 분광선이 지워진다고 정확하게 결론지었다. 먼 곳에서는 느리게 움직이는 티끌은 태양을 둘러싸고 있으므로 스펙트럼의 흡수선을 변화시키지 않은 채 태양빛을 산란시킨다고 주장하였다.
태양의 복사에 의하여 티끌입자들은 나선운동을 하면서 서서히 태양으로 빨려 들어간다. 그러므로 황도 티끌은 수십억 년에 걸쳐 계속 공급되어야 한다.
2차대전 말기, 독일의 V-2 로켓의 출현으로 영국은 레이다를 사용하여 발견을 추구하였는데 허위경보가 자주 울렸다. 영국 육군잔전연구단의 물리학자 헤이와 그의 동료들은 레이다 간섭원을 추적하고 동정하는 책임을 맡고 있었는데, 헤이는 허위경보를 조사하여, 레이다 반사의 기록이 대부분 지구의 이온층에서 발생하는 유성의 통과와 관련된 것일지 모른다고 제안하였다. 전쟁이 끝난 후 그것은 사실로 입증되었으며, 유성의 레이다 연구가 행성간 입자에 대한 주요 정보원의 하나가 되었다. ## 그외 샤퍼, 굿올, 스켈레트, 젠스키의 행적도 관련이 있다##
2. 행성
육안으로 볼 수 있는 행성은 수성, 금성, 화성, 목성, 그리고 토성이다. 그 후 나머지 천왕성은 1781년, 해왕성은 1846년, 명왕성은 1930년에 발견되었다. 명왕성은 지구보다 40배의 거리에서 태양을 선회하는데, 한 바퀴 도는데 두 세기 반 즉 250년이 걸린다.
행성과 지구가 태양 주위에 그리는 타원궤도는 17세기 초에 케플러에 의하여 알려졌다. 그의 계산에 사용된 자료는 20년 동안 덴카크의 섬 벤에서 티코 브라헤가 관측하여 수집한 측정치였다.
폴란드의 천문학자 코페르니쿠스는 행성이태양을 돈다는 것을 처음으로 강력하게 주장하였고, 케플러는 막연히 가정된 이들 궤도의 형태를 밝히고 궤도 속도 비율을 알아냈다.
그들의 주장이 의심을 벗어나기에는, 갈릴레오가 망원경을 제작한 지 수개월 후인 1610년에 이루어졌다. 그는 금성을 관측하여 그 행성이 이지러진 모습을 보인다는 것을 알아내었다. 이지러진 위상은 시간에 따라 변화하는데 그러려면 금성은 태양 주위를 선회해야 한다. 또 코페르니쿠스의 주장에 따르면 지구의 태양에 대한 궤도 운동에 따라 항성은 연주시차를 일으켜야 한다. 그러나 연주시차를 발견하기 위한 노력은 3세기나 계속 되었지만, 실패했다.
그 중 한명이 1693년 영국 출신의 브래들리였다. 그는 고위도에 위치한 런던에서 천정을 통과하는 용자리 감마별의 시차측정을 시도하였다. 24피트 길이의 망원경이 사용되었다. 경사각이 12월과 6월에 최대가 될 것으로 예상하였지만, 3월과 9월에 최대 경사각을 나타내었다. 추가 실험을 더 정밀하게 하였지만 결과는 같았다.
테임즈강을 유람하는 도중 브래들리는, 배가 항로를 변경할 때마다 배의 마스트에 부착된 풍향계는 바람에 의해 조금씩 움직인 것을 관찰하였다. 브래들리는 이 겉보기의 바람이 배 자체의 운동을 반영한다고 생각하였다.
광행차로 인한 1년간의 총 이동각도는 40초에 달한다.
1781년 허셀에 의한 천왕성의 발견은 첫번째 행성의 발견이었다. 그의 최초의 관측 논문은 40세 이후에 씌어졌으나 다음 40년간의 지칠줄 모르는 연구활동으로 인해 그는 가장 뛰어난 천문학자의 하나가 되었다.
현재에는 대부분의 행성들을 태양빛의 반사를 통해서 뿐만 아니라 그들이 방출하는 미약한 전파신호를 통하여 거의 똑같이 손쉽게 연구할 수 있다. 이는 1950년대 중엽에 알려진 기술이다.
3. 소행성
1800년 팔레르모의 신부 피아찌는 황소자리에서 작고 낯선 별빛을 본 후 관측 결과를 두 명의 천문학자, 밀라노의 오리아니와 베를린의 보데에게 보내었다. 보데는 화성과 목성 사이의 비정상적으로 넓은 틈에 새로운 행성이 존재할 가능성을 예측하고 있었다.
소행성 세레스는 보데가 예측한 대로 2.8지구 궤도의 거리에 있고, 그 반경은 약 500킬로미터에 지나지 않으며, 질량은 수성보다 100배 작다.
그 뒤 소행성들이 발견되었고, 기본적으로 소행성은 빠른 자전주기인 약 2시간, 태양과 비슷한 반사스펙트럼, 10마이크론에서 최대를 보이는 적외선 복사속 infrared flux으로 인해 식별된다.
4. 달
갈릴레오가 스파이글라스를 통해 달 표면에서 지구와 비슷한 계곡과 산을 보았고 6킬로미터가 넘는 고산의 높이를 측정하였다.
달의 물질은 지구의 물리 및 화학 법칙을 따른다.
달은 두 개의 주기성을 지닌다. 태양에 대한 궤도 주기와 모행성에 대한 궤도 주기이다. 태양에 대한 궤도주기의 시간규모는 1년으로, 행성에 대한 궤도주기는 일 또는 달로 표현된다.
5. 고리
호이겐스는 26살이었던 1655년에 12피트 길이의 구경 57밀리 망원경을 제작하였다. 그 망원경으로 토성을 관측하여 타이탄을 발견하였다. 갈릴레오가 토성의 양쪽 옆구리에 튀어나온 두 개의 귀모양이 때때로 없어지는 것을 의문시한 것에 대해서, 호이겐스는 고리의 소멸이 투영효과 때문이라고 설명하였다. 지구에서 보는 시선방향이 고리와 평행하게 도리 때마다 주기적으로 발생되는 현상이다.
고리를 가지는 두번째의 행성이 발견되기 까지는 300년 이상의 세월이 걸렸다. 1976년 코넬 대학의 엘리엇은 천왕성에 의한 엄폐를 관측하려고 계획하였다. 그 실험에서 천왕성에 의하여 별빛이 엄폐되기 직전과 직후에 약 1초에서 수초 동안의 짧은 간격으로 반복해서 소광이 일어났고, 직전과 직후가 대칭적이었다. 이에 대한 단 하나의 합리적인 해석은 항성이 천왕성을 둘러싼 12킬로미터 이하의 폭을 가지는 몇 개의 얇은 고리의 뒤쪽을 통과한다는 것이다.
목성 둘레의 고리도 1979년 3월 초에 발견되었다.
6. 혜성
16세기 말에 티코 브라헤는 헤성이 달보다 더 먼 거리의 궤도를 따라 움직이고, 금성보다 더 먼 궤도에서 태양 주위를 도는 것을 알아내었으며 타원형태의 궤도임도 알아내었다.
핼리는 1682년의 혜성에 대한 궤도를 계산하였으며, 1705년에 이 혜성의 궤도가 1607년과 1531년의 혜성과 동일하다는 것을 알아내었다. 그리고 1759년에 다시 올 것이라고 예측하였다.
혜성의 고체 핵은 주로 얼음같은 동결된 물질로 이루어져 있는데 태양에 접근하면 뜨거워져서 증발한다. 물, 탄산가스 그리고 암모니아 등의 물질이 증발함에 따라 모래 같은 고체는 해체되어 주변공간을 떠돌게 된다. 고체는 태양빛의 척력을 받아서 태양의 반대쪽으로 휘어진 꼬리를 만든다. 태양풍은 초속 100킬로미터의 속도로 이온들을 불어내며 태양 반대쪽으로 직선 형태의 꼬리를 만든다.
7. 주계열성
태양은 어느 천체와도 비교할 수 없을 정도로 밝기 때문에 인간은 수천년 동안 태양을 평범한 항성으로 볼 수 없었다.
토성은 17세기에 이르러, 태양빛의 10억분의 1을 받아서 1등성의 밝기로 빛난다는 것을 알아내었다. 뉴턴은 토성이 태양에서 입사하는 복사의 약 1/4를 반사한다고 추측하였다. 이것은 1등성에서 방출하는 에너지가 태양빛의 40억분의 1에 지나지 않는다는 것을 의미한다.
만일 그 별의 광도가 태양과 같다면 거리는 태양보다 거의 10만 배 더 멀리 있어야 한다.
그로부터 2세기가 지나서야 베셀이 백조자리에 있는 한 별의 연주시차를 관측하여 지구가 태양을 선회함에 따라 1년을 주기로 백조자리 61은 배경별에 대하여 주기적으로 겉보기 위치가 변화하는 것을 측정할 수 있었다. 시차 이동의 원인인 지구가 움직인 거리를 알아내어 베셀은 측량기사가 거리를 측정하는 식으로 별의 거리를 결정할 수 있었다. 1838년 첫 보고서 이후 백조자리 61별의 거리는 태양과 지구 거리의 6억 배가 넘는, 약 11광년에 달하는 것으로 산정하였다.
그 후 1년 이내에 헨더슨과 스트루베는 각각 센타우루스 자리의 알파별과 직녀성의 거리를 발표하였다.
헬리가 시리우스를 이용한 조사결과 항성은 서로 상대적으로 움직인다는 발견을 하였고, 그 60년 후 1773년에 허셀은 13개의 항성에 대한 종합적인 고유운동의 조사를 통하여 이 별들이 움직이지 않는다면 태양은 대체로 직녀성 방향으로 움직일 것이라고 추론하였다.
프린스턴의 러셀과 포츠담의 헤르쯔스프룽은 독립적으로 별들의 밝기와 색깔 또는 온도를 H-R도라고 알려진 도표에 그려 넣었다.
별의 색깔과 실제의 밝기 간의 관계를 유도하기 위하여 이들은 별들의 색깔, 거리 그리고 겉보기 밝기에 대한 자료가 필요하였다. 별의 색깔은 1890년 이전 10년간 약 만 개의 항성을 분광 분류하였던 하버드 대학의 피커링과 그의 동료들의 연구 결과를 통하여 주로 얻을 수 있었다. 피커링은 100평방도에 달하는 넓은 시야를 촬영하여 얻어낸 피커링의 분광사진은 대물렌즈 앞에 얇은 프리즘을 장치한 대물프리즘 분광사진기로 촬영되었다.
항성의 상대적인 거리는, 고립된 가까운 별은 고유운동이나 시차로 그 거리를 구하였고, 잘 정의된 성단에 속한 별들은 모두 같은 거리에 있다고 가정하였다.
태양은 주계열성이다. 주계열에 있는 별은 수십억 년간 그의 중심부에서 수소를 헬륨으로 서서히 변환시킴으로써 빛을 낸다. 다만 당시에는 수소가 헬륨으로 변환하는 과정에 대한 것이 알려져 있지 않았다. 약 30년 후 1939년에 코넬 대학의 베테가 상세한 논문을 발표함으로써 비로소 알려지게 되었다.
주계열의 한쪽 극단은 수백만 년 전에 형성된 젊고 질야이 큰 별들이다. 그들은 질량이 태양보다 20배 이상, 고아도는 100만 배 이상이고 수명은 약 만 배 짧고, 자전속도는 10배 이상이다.
다른 쪽 극단은, 태양보다 어둡고, 약 3배 작고, 훨씬 수명이 긴 별들이다.
8. 준거성과 적색거성
주계열의 우상에 자리잡은 별은, 비슷한 온도에서 별들은 비교적 어두운 주계열성이거나 도는 수천 배 밝고 훨씬 큰 거성에 속한다. 별들의 색깔이 같다면 표면온도도 같아야 한다. 적색의 항성은 오렌지색보다 차갑고 이들은 또 우리의 태양과 같은 노랑색 항성보다 차갑다.
두 별이 같은 거리에 있고 또 밝기는 다르지만 색 온도가 같다면 그중 하나는 다른 것에 비하여 실제로 커야 한다. 베텔기우스는 태양이 200배 증가하여 수성, 금성, 지구까지 삼킨 크기의 것으로, 크고 차갑기 때문에 밝고, 붉게 보인다. 낮은 표면온도로 인하여 별의 대기에서 원자는 산화티타늄, 일산화탄소 또는 산화지르코늄과 같은 분자들을 형성한다. 매우 낮은 파장분해로도 이들 가스의 띠스펙트럼을 쉽게 확인할 수 있다.
거성에서 방출되는 빛은 다소 불규칙하게 변화한다. 베델기우스의 밝기는 여러 해에 걸쳐 불규칙하게 증가 또는 감소한다. 그 최대 밝기는 최소밝기의 두 배 이상이다. 외곽층이 부풀려져서 질량을 잃는다.
9. 맥동변광성
1784년 10월 19일 요크에 살던 구드리크는 22세에 사망하였는데, 변광성의 체계적 연구를 수행했었다. 그가 델타 세페이드를 연구하여 가장 밝을 때의 밝기가 가장 어두울 때보다 약 3배 밝다는 것을 밝혀냈다.
구드리크 이후 1세기가 지난 1912년에 헨리에타 리비트는 델타 세페이드형의 맥동 변광성에 대한 특성을 발견하였다. 소마젤란 성운 속에 있고 우리로부터 거의 같은 거리에 있는 25개의 세페이드 변광성의 밝기와 맥동주기를 관측하여 밝기와 주기의 간단한 관계를 찾아내었다. 별은 밝을수록 주기가 길다. 세페이드 변광성은 우리 은하의 크기를 재는 표준밝기의 등대로 사용될 수 있게 된 셈이다.
1914년 샤플레이는 이 변광성이 두 별이 아닌 하나의 별과 관계있다는 주장을 하게 되었다. 1918년에는 에딩턴에 의하여 올바른 이론적 근거를 가지게 되었으며, 현재도 인정받고 있다.
10. 다중성
1672년에 파두아의 몬타나리가 알골의 밝기 변화를 보고하였다. 가장 밝을 때에는 극소보다 3배 이상 밝다.
허셀은 이중성들이 중력적으로 묵여 있다는 것을 발견했다.
식연성은 다른 별이 연성의 다른 별을 가리는 것이며, 알골이 그것이다. 허셀이 발견한 것은 두 별의 간격이 더 분리되어 있기 때문에 안시연성이라고 부른다. 분광연성은 식을 일으키지 않으며, 너무 근접하여 망원경으로도 분리되지 않는다.
측성연성은 반성이 다른 하나에 비하여 훨씬 어두운 쌍성이다. 그 존재를 확인하는 방법은 반성의 중력적 인력에 의한 밝은 별의 궤도운동을 관측하는 것이다. 시리우스는 이러한 측성연성의 한짝이다.
11. 백색왜성
1834년 베셀은 시리우스의 운동에서 분명한 불규칙성을 발견하였다. 그는 이 별이 하늘에서 파동치며 움직이는 것을 알아내었다. 10년에 걸쳐 주기적으로 수행한 측정을 분석하여 시리우스는 완전히 공전하는데 50년이 걸리는 연성계의 하나라고 확신하게 되었다. 프로시온도 반세기의 궤도주기를 가지는 보이지 않는 반성을 동반하고 있다.
1860년경 메사추세츠주의 케임브리지포트에 사는 초상화가인 클라크는 렌즈 만드는 것을 취미로 하고 있었는데, 미시시피 대학에서 18인치의 대물렌즈를 주문하였다. 1862년 1월 31일 그의 아들 앨반이 분해능 시험을 위해서 시리우스를 보았는데, 반성을 찾아내었다.
프로시온의 반성은 1896년에 발견되었고, 그 주기는 40년이었다.
시리우스 B는 시리우스 A보다 만 배 어둡고 태양보다 500배 어둡다. 그래서 붉을 것으로 예상되었지만, 1915년 윌슨산 천문대의 아담스는 백색이라는 것을 밝혀내었다. 표면온도와 표면밝기가 태양보다 훨씬 높다는 것을 알아내었고, 그런데도 희게 보이려면 태양보다 무척 작아야 한다는 것이다. 질량은 태양과 크게 다르지는 않았다.
백색왜성의 반경은 태양보다 100배 작고 질량의 범위는 태양질량의 1/10에서 1.2배에 달한다. 이들의 밀도는 물의 밀도의 100만배에 해당한다.
12. 은하성단
18세기 후반 메시어는 100개가 넘는 성운의 위치를 기록하였다. 그 뒤 허셀이 2500개의 성운을 수집하였지만, 이들 불확실한 천체를 분류할 수 없었다.
메시어의 목록에는 두 가지 종류의 항성집단이 들어있었다. 하나는 은하성단이다. 산개성단도 포함된다.
메시어가 그의 목록을 작성하기 20년 전에 프랑스의 신부 라세이유는 거의 만개에 달하는 남반구 항성의 목록을 작성하기 위하여 희망봉으로 여행하는 도중 42개의 성운을 찾아서 3가지로 분류하였다. 그가 성운 모양의 성단이라고 불렀던 제 2종에 속하는 9개는 은하성단으로 판명되었다. 그외 구상성단, 나선은하 그리고 퍼진 가스 성운도 포함되어 있었다.
13. 구상성단
구상성단은 은하성단보다 훨씬 커서 수백만 개의 별들이 구형분포를 이룬다. 주로 붉은 별로 구성되며 세페이드 변광성과 단주기의 맥동변광성들도 포함된다.
1899년 하버드대학의 베일리는 페루의 아레퀴파에서 구상성단 메시어 5의 사진 건판에서 단주기변광성 85개를 발견함으로써 구상성단에 변광성이 널리 분포한다는 것이 처음으로 알려졌다.
샤플레이는 알려진 수백 개의 구상성단이 대체로 구형 공간에 분포하며 태양은 그 중심으로부터 멀리 떨어져 있다는 것을 알아냈다. 구상성단은 우리 은하의 변두리까지 멀리 움직인다. 그러나 중력은 이들을 다시 은하의 중심쪽으로 끌어들인다. 은하의 가장자리까지 궤도운동을 한 후 다시 돌아오는 데 약 5억 년이 걸린다.
구상성단은 우리 은하가 매우 젊었을 때인 약 150억 년 전에 형셩된 것으로 짐작되므로 30바퀴를 돈 셈이다.
14. 행성상 성운
1790년 허셀의 관측으로, 어두운 원 모양의 약 8등급의 천체, 별은 정중앙에 있고, 그 대기는 매우 희박하고 흐리며, 대칭적이어서 별들로 이루어졌다고 볼 수 없다는 보고서가 있다.
행성상 성운의 외피는 당시에는 알려지지 않았던 물질인 이온화된 가스로 이루어져 있다.
행성상 성운의 비정상적인 분광은 1864년에 영국의 부호 허긴스가 런던 킹스대학의 화학교수이던 밀러와 함께 처음 발견하였다.
프라운호퍼는 1815년에 태양과 밝은 별들을 관측하여 처음으로 분광선을 발견하였다. 화학적 분석 도구인 분광기를 천문학에 처음 도입한 것은 물리학자 키르히호프와 화학자 분젠이 1859년에 분광선으로부터 화학성분을 확인함으로써 비로소 실현되었다.
허긴스가 용자리에 있는 행성상 성운에 기구를 맞추었을 때 넓은 연속분광 대신 단 하나의 밝고 예리한 분광선이 나타났다. 이 밝은 성분으로부터 약간 떨어진 곳에 두 개의 희미한 분광선을 찾아냈는데, 강한 선은 질소이고, 두 개의 약한 것 중 하나는 수소로 동정되었다. 그런데 60년이 지난 후 미국의 천문학자 보웬은 질소선은 두 개의 전자를 잃은 산소 원자의 금제선 forbidden lines라는 것을 밝혀내었다. 이들 분광선은 복사를 거의 방출하지 않으므로 금지된 분광선이며, 산소이온의 금제선은 방출되기 직전에 용기의 벽과 상호작용을 일으키므로 실험실에서는 전혀 관측되지 않는다.
이 성운은 방출선을 보이지 않는다. 밝은 구상성단과 안드로메다 성운은 밝은 선을 보이지 않았다.
행성상 성운에서 외피의 전 질량은 태양 질량의 일부에 지나지 않지만 거대한 이온화 수소 영역은 태양 질량의 수천 배나 된다.
15. 이온화 수소 영역
오리온 성운은 검은 반점에 의해 부분적으로 가려진 밝은 성운으로 분해되어 보인다. 1656년 호이겐스가 처음 발견하였다. 반점들은 가스와 티끌의 짙은 구름이다. 밝은 영역은 거대한 구름 형태의 이온화 가스이다. 구름을 이루는 원자는 성운 속에 있는 몇 개의 밝고 뜨거운 항성이 방출하는 자외선 복사를 받아 전자와 양전하의 이온으로 분리된다.
1954년에 전파를 통하여 이온화영역이 처음ㅇ로 발견되었다. 오리온 성운과 오메가성운의 명확한 형태가 알려졌다.
이온화 가스는 빠르게 움직이는 전자가 서로 충돌하거나 원자로 재결합할 때 방출하는 열적 연속분광과 방출 분광선을 통하여 확인된다.
오리온 성운은 직경이 수광년에 이르고, 1입방센티미터당 약 1000개의 전자를 가지며 (총질량은 태양의 수백 배), 온도는 태양과 비슷하다. 이 영역에 있는 티끌은 항성에서 방출되는 빛을 전부 흡수하여 그 에너지를 가시광선보다 파장이 100배나 긴 적외선으로 재방출한다. 이렇게 긴 파장의 복사는 방해를 받지 않고 쉽게 티끌구름 속을 통과할 수 있다. 그러나 가시광은 티끌에 의하여 강하게 흡수되기 때문에 성운 속에 있는 항성은 직접 보이지 않으며 적외선 복사의 재방출을 통하여 확인된다.
16. 차가운 가스운
1900년부터 1903년 사이 포츠담의 천체물리관측소의 하트만은 오리온의 허리띠 부분에 있는 연성인 델타별에 고분해 분광관측을 수행하였다. 이들 분광선은 아주 느린 주기의 도플러 이동을 보이고, 극단 자외선에 나타나는 칼슘 분광선은 항성의 궤도운동에 의한 주기적인 이동과 관련되지 않는다는 것을 알아냈다. 그는 칼슘 분광선이 태양과 델타 오리온 사이에 있는 성간 물질의 원자들에 의해 만들어진다는 결론을 내렸다. 별과 별 사이의 공간에 칼슘 뿐만 아니라 어떤 원자도 존재할 수 없다고 믿어왔기 때문에 이 발견은 놀라운 것이었다.
1951년 하버드의 이웬과 퍼셀은 파장 21cm의 전파방출을 성간 수소원자로부터 탐지하였다.
21cm 분광선의 존재는 7년 전에 네덜란드의 젊은 학생이었던 반 데 헐스트에 의해 예측되었다. 전쟁 말기에 씌어진 예언적인 논문에서 중성 수소원자가 각각 특정한 스핀 방향을 가지는 하나의 전자와 하나의 양자로 이루어지는 것에 주목하였다. 스핀이 평행일 때 수소원자는 반대 방향의 스핀일 때보다 더 높은 에너지를 가진다. 그러므로 수소원자는 스핀의 배열이 같은 방향에서 서로 반대방향으로 변화될 때 복사를 방출하며 바로 이러한 전이에 해당하는 방출파장이 전파대역에 속하는 21cm라고 했다.
1968년부터 시작된 전파천문학의 발전은 물, 암모니아, 일산화탄소, 포름 알데히드, 시안산, 아세트알데히드 등의 많은 수의 복합적 성간 분자의 발견으로 그 절정을 이루었다.
이들 분자에 의한 분광선은 밀리미터 또는 센티미터의 전파 파장에서 주로 발견된다.
이들 분자는 열운동 속도와 난류 속도가 낮고 따라서 도플러 선폭확대가 거의 없는 차가운 가스운에 주로 존재하기 때문에 그들의 분광선은 폭이 좁을 뿐만 아니라 원래의 자리에 놓여 있다.
17. 성간 티끌과 반사성운
1919년 1월 여키스 천문대의 바나드는, 하늘의 암흑반점에 대하여라는 논문을 발표하였다. 이 암흑반점들이 멀리 있는 별빛을 어둡게 만드는 중간에 끼여 있는 구름에 의한 흡수 때문에 생기는 것이라고 해석하였다.
10년 후 리크천문대의 트럼플러는 우리 은하에서 멀리 있는 별빛이 그들의 거리에 비하여 더욱 어둡게 보인다고 밝혔다. 성단은 모두 같은 크기라고 가정한 후에 100개의 성단에서 하늘의 각도가 거리를 나타낸다고 보아 연구를 하였다.
그는 별빛을 가리는 구름이 붉은 빛보다 푸른 빛에 대하여 선택적으로 더욱 큰 소광을 일으킨다고 결론지었다. 구상성단이나 외부은하들이 거리에 따라 체계적으로 그 색깔이 더욱 붉어지는 것은 아니므로 소광은 은하수 평면에 심하게 집중되어 나타난다고 볼 수 있다.
18. 초신성
육안으로 관측할 수 있는 초신성은 우리 은하에서 한세기에 한차례 밖에 나타나지 않는다. 최근의 기록은 1604년의 케플러 초신성이다.
##1987년 – 대마젤란 은하의 초신성 1987A. 시작 후 수시간 이내에 관측됨. 최근의 초신성 관측 기술을 시험할 수 있는 최초의 기회.
2006년 - SN 2006gy - 가장 밝은 초신성. 초신성형은 고리 붕괴형. 현재 밝기 +15.##
초신성 폭발은 항성이 가용한 연료를 모두 써 버린 다음 최후의 붕괴에 직면하는 생애의 마지막 단계에서 발생되는 것으로 믿어진다. 이 붕괴에서 중심부는 거대한 중성자 덩어리로 융합되고 동시에 폭발적으로 방출되는 거대한 에너지는 태양의 수십억 배의 밝기와 맞먹는 폭발로 항성의 외부층을 우주공간으로 날려 버린다.
안드로메다에서 발생한 1885년의 폭발은 독일천문학자 하트비히에 의하여 알려졌는데, 1917년 윌슨산의 리치가 정상적인 은하신성과 비슷한 두 개의 어두운 폭발사건을 안드로메다 성운에서 처음 찾아내었고, 이로부터 안드로메다 은하의 거리가 밝혀졌다. 그 후 1924년에 허블이 안드로메다에 있는 36개의 세페이드 변광성의 밝기와 주기를 결정함으로써 그 거리가 확인되었다.
19. 분출 변광성
정상적인 신성은 폭발하기 전에 청색 연속분광을 보인다. 폭발이 진행됨에 따라 방출되는 빛은 단 하루에 천 배에서 만 배까지 증가한다. 도플로 이동으로 선폭확대된 가시분광의 방출선은 폭발물질이 매초 1000킬로미터의 속도로 흘러 나간다는 것을 보여준다. 그 후 수주일 동안 점점 어두워지지만, 항성의 적외선 광도는 증가한다. 방출물질이 냉각되면서 형성된 티끌입자들은 항성의 가시광을 흡수하여 적외선으로 에너지를 재방출한다.
신성은 폭발했다가 원상태로 돌아가고 다시 수십 년 후에 폭발한다. X선을 방출하며 연성의 일원이다.
이러한 공생 쌍성 symbiotic pairs은 일반적으로 고온의 적색별과 적색거성 또는 초거성 또는 차가운 왜성으로 이루어진다.
## 강한 적외선이 어두운 기간 동안 밀도 높은 티끌에 의하여 별빛이 흡수당하여, 티끌이 다시 흡수한 복사를 적외선 파장으로 재방출하기 때문에 몇십 년의 시차가 있는 것이 아닐까, 또 그 티끌이 위치하는 곳은 수십광년 떨어진 곳이 아닐까하는 아이디어가 생각난다.##
20. 성운과 관련된 변광성
19세기 후반에 성운과 관련된 변광성이 알려졌다. 황소자리의 T변광성이 가장 밝은데, 이 별의 밝기는 약 40:1의 범위에서 변화된다. 변광은 불규칙적인 시간 간격으로 일어나지만 몇 시간 만에 발생되어 불규칙적으로 며칠 또는 몇 주일씩 지속된다. 황소자리의 T별은 밝기의 변화가 10배에 이르며, 강한 방출선을 보이고, 매초 수백 킬로미터의 속도로 가스를 분출하는 변광성 종류의 원형이다.
이 별을 둘러싼 티끌은 느슨하게 뭉쳐져 있거나 틈이 벌어져 있어서 별빛은 직접 보이지 않고 티끌운에 반사되어 보인다. 이러한 반사로 인하여 그 항성은 변광한다.
성운변광성의 최고 밝기는 1945년에 조이에 의하여 9등성에서 12등성의 범위로 밝혀졌으나, 이들은 그보다 1세기 전에 독립적인 별의 종류로서 인식될 수 있었다.
21. 적외선 별 – 별 주변의 티끌운
대부분의 에너지를 적외선 대역으로 방출하는 것을 적외선별이라고 한다. 이 종류의 별드은 2마이크론의 적외선 파장에서 밝게 보이는 천체를 수록한 목록의 번호로써 명명된다. 그 명칭은 IRC+10216이라는 식으로 표시된다.
적외선 목록의 하나인 2마이크론 전천조사는 캘리포니아 공과대학의 물리학자인 레이튼과 노이게바우어에 의하여 추진된 노력의 주요 결과이다. 레이튼은 회전 성형한 에폭시를 이용하여 1과 1/2미터 구경의 포물망원경을 값싸게 제작하기로 하였다. 오목한 가벼운 구각에 알루미늄을 입형서 각도로 약 3분의 흐림원 blur circle과 각도로 1분의 위치 정밀도를 가지는 조잡한 망원경을 만들 수 있었다. 2마이크론의 파장에서 대기는 자체의 복사를 거의 방출하지 않으므로 투명하다. 그러한 이유로 적외선 관측을 위한 파장대역을 2마이크론으로 설정하였다.
그들이 윌슨산에 설치한 후에 가시광으로는 보이지 않는 엄청나게 큰 적외선 복사의 펄스가 차트기록기에 나타났다. 그들은 5000개의 비교적 밝은 적외선 별들을 수록할 수 있었다.
2마이크론으로 밤하늘에서 가장 밝은 별은 베텔게우스이다. 5마이크론으로 밝은 것은 IRC+10216이다.
은하수에서 가장 밝은 단독 천체로 알려진 용골자리의 에타별, 이 별의 광도는 태양의 백만 배 이상이다. 광도의 99% 이상은 대부분 10마이크론보다 긴 적외선으로 방출된다. 가시광으로 보면 그 천체는 직경 2.5초각의 밝고 붉은 응결체처럼 보이는데, 그보다 4배나 큰 타원형 성운으로 둘러싸여 있다.
22. 플레어 별
40년간의 고유운동 조사가 1926년에 브루스 고유운동조사 Bruce Proper Motion Survey로써 시작되었다. 당시 1009상의 건판으로 전 남반구를 망라하는 촬영을 계획하였으나 이미 촬영된 것이 있어서, 59개 영역만 연구하였다. 로이텐은 1929년에 적위 -10도 부근의 25개 영역의 사진촬영을 하였고, 25년 후 똑같은 영역을 초라영하여 별들의 위치를 비교하였다. 1947년에 수행한 비교실험에서 한 별이 다른 별보다 더 큰 고유운동을 나타내었다. 자세한 조사를 통하여 두 별 중 어두운 별의 밝기가 갑자기 밝아지는 연성계를 우연히 찾아낼 수 있었다. 현재 그 별은 고래자리 UV라고 명명되었으며, 이와 비슷한 플레어를 일으키는 별들을 고래자리의 UV형 변광성 또는 단순히 플레어 별이라고 부른다. 플레어 별은 일반적으로 어둡다. 그러므로 짧은 노출의 빠른 연속촬영으로 조사할 수 없다.
플레어 별은 황소자리의 T형 별의 무리가 관측되는 곳에서 항상 나타난다.
23. 자기성
1946년 윌슨산 천문대의 바브코크는 처녀자리 78별에서 최초로 강력한 자장을 탐지하였다. 일찌기 1908년에 헤일이 태양의 흑점에서 강력한 자기장을 발견한 바 있다. 태양의 전반적인 자기장은 지구보다 2~3배 강한 1~2 가우스밖에 되지 않으나, 처녀자리의 78별은 자기장이 500가우스에 달한다. 현재에는 자기장이 3만~4만 가우스의 범위에 있는 별들이 있다는 것이 알려져 있다.
항성의 자기장은 항성 대기에서 방출하는 분광선의 분열을 관측하여 탐지된다. 이러한 유형의 분열은 1896년에 네덜란드의 물리학자 제만에 의하여 실험실에서 최초로 발견되었다.
강력한 자기장이 시선방향에 존재하면, 분광선의 한쪽 편광성분은 반대쪽으로 편광된 분광선에 대하여 파장이 약간 이동된다. 그러므로 제만이 밝혔듯이, 이들 두 편광된 분광에서 측정된 이동은 자기장의 세기에 비례하며, 그 이동의 방향은 자기장의 방향에 관계된다.
강한 자기장을 가지는 모든 별은 하루에서 25일 사이의 주기범위를 가지는 변광성으로 알려져 있다.
24. 우주메이저
마이크로파 주파수를 증폭시키는 장치인 메이저는 1954년에 콜롬비아 대학의 타운스와 공동연구자에 의하여 발명되었다. MASER는 Microwave Amplification through Stimulated Emission of Radiation의 약자이다. 마이크로파는 방송에 쓰이는 파장보다 짧은 전파이다. 대략 1밀리미터에서 1미터까지의 범위이다.
10년만에 가시파장에서 메이저의 광학적 유추어인 레이저가 극히 널리 사용될 수 있게 되었다.
1964년 위버가 이끄는 캘리포니아 버클리 연구그룹은 주파수 1665MHz와 167MHz에서 마이크로파 복사의 방출을 탐색하였는데, 강한 복사를 방출하는 놀라운 분광선들을 우리 은하에서 발견하였다. 그 방출은 이원자 수소기 OH의 전이로 동정되었다.
이러한 종류의 마이크로파 복사는 매우 좁은 분광선을 가지며 극도의 분광적 순수성을 보인다. 종종 복사는 강하게 편광되어 있고, 그 세기가 변화되며 그리고 복사원은 각 크기가 수천분의 1초에 지나지 않는 매우 밀집된 천체이다. OH, 일산화실리콘SiO, 그리고 수증기분자는 가장 잘 알려진 우주 메이저 가스이다.
메이저는 뜨거운 이온화가스로 이루어진 성간영역 부근의 차가운 구름에서 발견된다. 이들은 또한 적외선 복사를 강하게 방출하는 적색거성과 변광성에서도 탐지된다.
25. 펄사
1967년 10월에 케임브리지 대학의 대학원생인 벨은 안테나 배열을 사용하여 탐색하면서 400피터 길이의 전파잡음 기록용지에서 반 인치에 달하는 목덜미조각에 주목하였다. 그 목덜미는 8월 6일에 처음 나타났고 하늘의 같은 부분에서 항상 방출된다는 것을 알게 되었다. 그 당시 알려진 천체 중에 이와 같은 형태의 신호를 보이는 것이 없었다. 벨은 펄사에서 나오는 전파신호를 최초로 발견하게 되었다. 그 후 동료들이 관측을 계속하여, 맥동이 1과 1/3초의 주기로 관측되었고, 그 뒤 또 다른 주기의 제2 맥동원을 발견하였다.
현재에는 펄사가 파장 1미터부터 100미터의 범위에서 강한 복사를 방출한다는 것이 알려져 있다. 가장 빠른 펄사는 매초 30회의 맥동을 방출한다. 맥동의 파장이 지구에 도달하는 시간은 파장에 따라 다르다. 긴 파장은 짧은 파장에 비하여 성간공간의 이온화 가스 속에서 느리게 진행하으모 뒤늦게 도착한다.
펄사는 빠르게 자전하는 중성자성으로 판명되었다. 중성자성에 고정된 자기장은 지구의 10의 12승배가 된다. 이 별이 자전할 때 자기장도 따라 돌기 때문에 별의 최외곽대기에 속박된 전자와 양자들이 가속된다. 가속운동하는 전하입자에서 방출되는 복사는 빠르게 자전하는 중성자성이 우리쪽을 향할 때마다 관측된다. 중성자성은 늙어감에 따라 점점 더 느리게 자전한다. 일년 동안에 자전율은 수천분의 1 이상 더 느려지며 관측되는 맥동률도 낮아진다.
26. X-선 별
MIT대학의 물리학교수 로시는 미국과학기술회사 AS&E의 회장이다. X-선 연구를 위해 지아코니를 채용하였고, 달에서 방출되는 X-선 탐사계획을 시작하였다. 1962년 6월 고감도의 측정기로 중요한 성과가 기록되었다.
미해군연구소NRL의 프리드만이 이끄는 연구팀은 1950년대 중엽에 태양의 X-선 방출에 대한 로켓 관측을 수행한 적이 있었다. 1964년에 NRL연구그룹은 게성운이 X-선원인 것을 분명히 보일 수 있었다.
지아코니는 중요한 기술적 쇄신을 하였는데, 바로 우연요소제거장치의 사용이었다. 초기에 태양의 X-선 방출은 0.5KeV로서 가시선 방출의 100만분의 1에 해당한다. 반면 전갈자리의 X-1은 가시광보다 X-선에서 천 배나 더 많은 에너지를 방출한다.
X-선 별이 우리 은하에서는 200개밖에 알려져 있지 않다. 이들 별의 대부분은 광학적으로 근접연성의 구성원으로서 동정되었다. 이들 연성들은 대부분 식을 일으키며, 광학적 식은 X-선 밝기의 변화와 일치하고 있다. 때때로 X-선을 방출하는 별은 일정한 간격의 펄스를 복사한다. 아마도 그 별은 자전하면서 매 공전주기마다 X-선을 방출하는 밝은 반점을 우리에게 보인다.
어떤 X-선 별은 전파와 적외선을 모두 방출한다. 일반적으로 여러 X-선 별은 넓은 범위의 다양한 성질을 나타내므로 X-선 방출 천체는 단 하나의 종류라기보다는 몇 가지의 별개의 현상으로 보아야 할 것이다.
27. 초신성 잔해
게 성운은 1054년에 중국에서 관측된 강력한 초신성 폭발의 잔해임이 밝혀졌다. 게성운은 필라멘트 모양의 성간운이다. 1939년에 윌슨산 천문대의 던칸은 1909년, 1921년 그리고 1938년에 각각 촬영한 게성운의 사진건판을 비교하여 매년 1/5초각에 해당하는 팽창을 알아냈다. 그는 이 성운이 약 500년의 나이를 가진다고 결론지었다.
1937년 메이욜은 이 성운의 중심 부근에서 분광선의 분열을 관측하여 시선팽창속도를 결정하였다. 관측된 팽창속도는 매초 1000킬로미터 이상의 매우 큰 값이었다.
게성운의 편광방출은 뜨거운 이온화 가스의 분광선을 보이는 필라멘트구조 바깥의 무정형의 발광체에서 나온다. 이로부터 전파와 가시광은 모두 거의 광속에 가까운 속도로 움직이는 전자와 원자핵 등 고도의 상대론적 입자에 의하여 만들어진다는 것을 알 수 있다.
1964년에 프리드만은 달이 게성운을 천천히 가리고 지나갈 때 게성운에서 나오는 X-선이 점점 약해지는 것을 볼 수 있었다. 이것은 X-선이 천체의 넓은 면적에서 방출되는 것을 암시한다. 순수한 항성이라면 달이 지나칠 때 갑자기 소광이 발생한다. 그 뒤 항성에 기인하는 강한 X-선 성분도 존재한다는 것이 알려졌다. 그 별은 게성운의 중심에 있는 게성운의 펄사이다.
28. 성간자기장
1949년에 페르미는 태양계 밖에서 들어오는 우주선입자들은 성간 가스운에 붙박혀 따라 도는 자기장에 의하여 여러 차례 반사되어 가속될 것이라고 제안하였다. 빠르게 서로 접근하는 두 개의 탁구채 사이를 왔다갔다 튕기면서 탁구공이 점점 빨라지는 것처럼 에너지가 큰 입자들도 연쇄적인 반사를 통하여 가속될 수 있다.
별빛의 편광은 자기장에 의하여 정열된 성간 티끌입자에 의한 빛의 선택적 흡수로 설명된다. 그리고 편광된 전파는 싱크로트론 방출로 설명된다. 싱크로트론 방출은 자기장을 가로질러 극히 높은 상대론적 속도로 움직이는 전자와 대전된 원자핵이 방출하는 복사를 말한다.
자기장의 세기를 측정하는 방법에는 두 가지가 있다. 하나는 서로 다른 편광성분으로 분광선의 분열이 일어나는 것을 이용하는 방법이다. 베르슈는 이들 성간운에 있는 수소의 21cm 분광선이 실제로는 파장이 서로 다른 두가지의 원편광성분을 가진다는 것을 관측하여 자기장의 세기를 측정할 수 있었다. 그 파장의 차이는 전파장의 천만분의 1 이하인 1cm의 50만분의 1보다 작은 값이다.
3년 후 또다른 기술이 만체스터에 의하여 개발되어 일반적인 성간물질에 적용되었다. 그는 우리 은하에 있는 펄사가 방출하는 여러 전파 주파수의 편광방향을 관측하였다. 이들 파동은 처음에는 모두 동일한 편광방향을 보이나 우리에게 오는 동안 은하자기장에 의하여 편광방향에 패러대에 회전이 일어난다고 가정하고 자기장의 세기를 계산할 수 있었다. 패러데이회전에 의하면 자기장에 나란히 움직이는 파동의 편광방향은 파장의 제곱에 비례하여 회전한다. 따라서 장파전파의 편광방향은 빠르게 회전하며 단파는 느리게 회전한다.
29. 가스를 포함한 은하
차등회전 differential rotation의 개념이 태양계에 적용되듯이 은하계의 회전에도 적둉된다고 오르트는 추정하였다. 우리 은하에 속하는 별들의 분광선의 도플러 이동을 분석하여 오르트는 샤플레이가 알아낸 은하 중심 위치에 대한 그 별들의 회전율을 유도하였다.
외부은하들은 가스를 포함하는 것과 그렇지 않은 것으로 나눌 수 있다. 가스를 포함한 은하에는 티끌을 가지는 차가운 가스와 뜨거운 이온화가스 구름들이 있다. 밝고 푸른 별들은 잘 발달된 나선팔의 윤곽을 두드러지게 보여준다. 우주선도 많이 존재한다. 가스가 없는 은하와는 크게 달리 그들의 활동적인 생애를 다양한 전파와 안시방출로 보여준다.
이러한 은하의 분류방법은 1939년에 리크천문대에 연구하던 메이욜이 단파장의 분광관측을 위한 특수 고감도 자외선분광계를 만들었기 때문에 가능하다. 그는 나선은하와 불규칙은하들은 강한 분광선을 방출하며 타원은하는 그러한 방출을 보이지 않는다는 것을 알아냈다.
정상나선, 막대나선, 그리고 불규칙 은하에는 상당량의 성간가스가 담겨져 있다고 알려졌다. 또 거대 타원은하는 은하들의 거대한 집합체 속에서 종종 발견된다. 이들 질량이 큰 은하는 그들보다 작은 은하가 접근해 올 때 그 속에 있는 가스들을 빼앗는다.
은하 전반의 여러 방향에 대해 수소선의 도플러 이동을 조사해 보면 은하의 한쪽 가장자리는 다른 쪽보다 더욱 빨리 멀어진다는 것을 알 수 있다.
마젤란 성운은 비교적 작기 때문에 회전 속도가 매초 약 50킬로미터 정도이나 가스를 포함하는 거대한 은하들의 전형적인 회전속도는 매초 수백 킬로미터에 달한다.
30. 가스가 없는 은하
정상 타원은하와 구형은하는 그보다 질량이 10배 이상 큰 대형 타원은하와 달리 은하 내부의 성간공간에 가스나 티끌이 전혀 없거나 조금밖에 없다. 타원은하는 나선은하의 팔에서 발견되는 것과 같은 밝고 푸른 별들이 전혀 없다. 나선 모양은 없으며, 암흑 티끌대도 없고, 전파방출도 실질적으로 없다.
31. 은하단
1934년 허블은 북반구의 3/4에 걸쳐 대체로 균질하게 1000개 이상의 영역을 선택하여 윌슨산의 60인치와 100인치 망원경으로 촬영한 사진건판에 나타난 44,000개의 은하들을 계수하였다.
우리 은하 평면의 티끌운에 의한 차폐를 감안할 때 은하들은 대체로 개별적인 은하단으로 뭉쳐지기는 하지만, 거의 균질한 분포를 이룬다는 것을 알았다.
현재 볼 수 있는 가장 크고 분명한 은하단은 1억 광년 정도의 크기이다.
32. 전파은하
우리은하의 총 전파방출량은 별에서 방출되는 복사의 100만분의 1정도이다.
최초의 외부 은하의 전파원인 백조자리의 밝은 전파원, 백조자리A는 1946년에 헤이와 그의 공동연구자에 의하여 발견되었다. 팔로마산의 광학천문학자인 바데와 민코프스키는 200인치 망원경을 사용하여 촬영한 건판에서 백조자리A가 은하단에 속한 두 개의 충돌하는 나선은하임을 확인할 수 있었다. 백조자리A는 은하계 밖의 전파원 중 가장 강력한 것으로서 전파와 광학적 광도가 거의 같다. 그러나 X-선 밝기는 훨씬 더 밝다.
전형적인 나선은하에서 관측되는 전파방출은 대부분 뜨거운 이온화가스, 원자, 그리고 분자에 의한 복사의 형태로 나타나지만, 전파은하의 경우에는 에너지가 매우 큰 우주선 입자들이 은하의 자기장을 따라 나선운동을 할 때 발생되는 싱크로트론 방출을 통하여 전파가 생성된다.
33. 미확인 전파원
1974년 샌디지와 크리스티안 그리고 카템은 케임브리지 대학의 제3전파원 목록으로부터 과거에 확인되지 않았거나 불확실하게 확인된 47개의 전파원을 탐색하였다. 팔로마의 48인치 슈미트망원경과 200인치 헤일 망원경을 사용하였지만, 그들은 결국 21개의 전파원에 대해서는 대응되는 천체를 광학적으로 찾을 수 없었다. 해리스는 그 중 60%가 전파의 파장에서 섭동을 일으킨다는 것을 알아냈다. 이것은 밀집된 천체의 특성이다. 미확인 천체중 많은 것이 은하수 평면에서 멀리 떨어져 나타나므로 은하수와도 전혀 관계가 없는 것으로 보인다. 이것은 우주 저편에 매우 멀리 떨어져 있는 강력한 전파원임을 암시하는 것이다.
34. 우주의 팽창
1912년 로웰천문대의 슬리퍼는 은하의 분광사진을 촬영하여, 안드로메다성운이 매초 300킬로미터의 속도로 우리에게 접근하는 것을 밝혔다.
1925년까지 슬리퍼는 41개의 은하에 대한 시선속도를 수집하였다. 그 속도는 초당 300킬로미터의 접근속도에서부터 매초 1800킬로미터의 후퇴속도의 범위였는데, 천문학자들은 평균속도를 알아내려고 노력했다.
1929년에 46개의 은하에 대한 시선속도가 알려짐에 따라 윌슨산의 허블은 속도와 은하의 거리 사이의 관계를 알아낼 수 있었다.
1960년대에는 전파관측으로 은하의 도플러 속도를 측정하는 것이 가능해졌다. 수소원자의 21센치 분광선은 은하의 안시분광에 나타나는 칼슘흡수선과 동일한 비율로 이동된다는 것이 알려졌다.
35. 퀘이사
1950년대 후반기에 해자드는 소형 전파은하의 각 직경을 측정하려고 시도하였다. 달에 의해 엄폐되는 은하들을 선택하여, 엄폐되는데 걸리는 시간은 그 천체의 각 직경의 규모를 나타낸다. 그리고 엄폐의 정확한 발생시각은 그 천체의 정확한 위치를 알려 준다. 케임브리지대학 제3목록에 273번째로 수록된 3C273이 있었는데, 1962년 4월 15일, 8월 5일, 10월 26일에 일어났던 엄폐에서 그 천체는 실제로 약20초 떨어진 두 개의 성분으로 구성되어 있는 것을 알아내었다. 그 전까지는 약 1분크기의 은하로 알려졌었다.
그 후 캘리포니아 공과대학의 슈미트는 팔로마산의 200인치 망원경으로 그것이 13등급의 항성과 비슷하고, 매초 47,400킬로미터의 후퇴 속도에 해당하는 적색이동을 보이는 것을 발견했다. 그 속도가 천체의 거리를 나타내는 것이라면, 그 천체의 전체 밝기는 당시 알려진 가장 밝은 전파은하보다 100배나 밝은 별이었다.
그후 그린슈타인과 매튜스는 3C48에 관한 관측에서 광속의 1/3인 매초 11만킬로미터로 후퇴하는 것을 발견했다. 이들 준항성을 퀘이사로 불리게 되었다.
퀘이사에 대해서는 아직도 올바로 이해되지 못하고 있다.
36. 초광류전파원
수 천 마일의 간격으로 설치된 두 개의 전파망원경으로 이용하면 각도로 1/100초를 분해해 볼 수 있다. 1광년 떨어져 있는 두 개의 전파원을 1억 광년 이상의 거리에 있더라도 분해할 수 있다. 1930년경부터 광속 이상의 속도로 움직이는 것으로 보이는 전파원을 확인하였는데, 이들을 초광류원이라고 부른다.
1966년 케임브리지대학의 리스는 퀘이사의 변광이 폭발을 통하여 이루어진다는 논문을 발표하면서, 실제 후퇴속도가 광속 이하일지라도, 그 상대적인 후퇴속도는 광속보다 큰 속도로 나타날 수 있다는 제안을 했다.
샤피로의 MIT연구팀은 1970년 말에 한 실험에서 3900킬로미터 떨어진 망원경으로 분해 가능각도는 1/1000초각으로 측정하였는데, 퀘이사 3C273이 미세구조를 보이는 것을 확인했다. 광속의 10배가 넘는 팽창속도를 보여주었다.
37. X-선 은하와 은하단
몇 개의 은하 그리고 대부분의 퀘이사는 X-선 파장에서 강력한 복사를 방출한다. 전파은하로써 이온화가스가 매초 1000킬로미터 정도의 속도로 움직이는 밝은 중심핵을 가지는 은하는 가장 밝은 X-선 은하에 속한다. 은하단은 때때로 X-선 방출을 보이는데, 그것은 어느 특정은하와 직접적으로 관계되지 않는다.
38. 적외선 은하
1968년 캘리포니아 공과대학의 베클린과 노이게바우어는 우리 은하의 중심으로부터 근적외선 방출의 탐색을 보고하였다. 가시광보다 3~7배 긴 파장을 사용하여 티끌에 의한 소광을 극복하였다. 은하 중심과 태양 사이에 존재하는 티끌은 은하의 중심에서 방출되는 100억 개의 가시파장 광양자 중 단 한 개만을 통과시키는 엄청난 장벽이다. 그러나 1.65, 2.2, 그리고 3.4마이크론의 적외선은 은하중심을 확인하게 해 주었다.
은하 중심영역에서 관측되는 복사광속은 은하수가 방출하는 전체 복사의 약 3%이다. 은하수는 모든 복사의 1/10을 이들 원적외 파장으로 방출한다는 것이 확인되었다.
1967년 로우는 클라인만, 리케와 함께 2~25마이크로파로 은하를 연구하였는데, 메시에82에서 엄청난 적외선 방출을 발견했다.
39. 감마선 폭발
수초동안 지속되는 강력한 감마선 폭발이 1년에 몇 번씩 지구에 도달한다.
1973년 로스알라모스 과학연구소의 클레베서델, 스트롱 그리고 올슨은 이 폭발의 발견을 알리는 논문을 발표하였다.
40. 마이크로파 배경복사
1949년 멕켈러는 새로운 분광선을 발견하였는데, 탄소 하나와 질소 하나가 화학적으로 결합한 시안분자 CN의 흡수에 기인한 것이라고 주장하였다. 이 예측은 그 분자가스가 2.7도에 해당하는 것을 의미한다. 아담스는 그 분광선을 발견하였다.
그 이후 25년만에 벨 연구소의 펜지아스와 윌슨이 수신기로 파장 7.5cm의 수신을 완료하였다.
41. X-선 배경
마이크로파 전파배경이 우주의 폭발증거이고, 우주에 있는 가시광선의 에너지의 양은 상당히 낮다. 우주의 X-선 배경복사도 관측할 수 있는데, 그 에너지의 양은 우주에 있는 X-선 별과 X-선 은하에서 입사하는 총복사량만큼이거나 그보자 작다.
1956년은 X-선 배경을 관측하는 최초의 장비가 만들어졌고, 1962년에 실제 발견되었다.
42. 감마선 배경
매우 높은 에너지에서는 감마선 등방 배경 복사가 존재한다. 감마선은 가시광자보다 10의 8승배 에너지가 큰 광양자이다.
이 복사는 나사의 제3궤도 태양관측소 위성에 탑재된 기구로 메사추세츠 공과대학의 클라크, 가미르 그리고 크라우샤가 최초로 탐지하였다. 강력한 감마선속이 은하의 평명에서 나오지만, 우주 저편에도 미약한 성분이 존재한다.
43. 우주선의 탐색
초신성 잔해와 전파은하가 방출하는 편광된 전파는 광속에 가까운 속도로 자기장을 통하여 움직이는 큰 에너지의 입자에 의하여 방출되는 싱크로트론 복사의 특성을 보인다. 게성운 그리고 메시에87과 같은 전파와 X-선의 강력한 방출원은 연속 분광과 함께 편광된 가시복사를 방출한다.
우주선 입자의 잠정적이며 독립적인 제3의 증거는 은하중심영역에서 관측되는 감마선 방출이다. 암흑성운이 있어서 우주선이 이들 밀도 큰 구름속을 통과할 때 물질과 상호작용을 일으켜서 감마선을 생성하는 것을 의미하며, 이 때 감마선은 초신성 폭발로 생성된 우주선 입자의 에너지감소로써 생성된다.
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