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준성전파원(準星電波源, Quasi-stellar Radio Source), 약자 퀘이사(Quasar), 준성(準星, Quasi-stellar)은 매우 활동적이고 매우 멀리 떨어져 있는 활동은하핵이다. 준성은 극단적으로 밝으며, 전파가시광선을 포함한 전자기 에너지를 발산하는 에너지원으로, 매우 큰 적색편이를 나타낸다. 즉, 매우 멀리 떨어져 있다.

발견 당시에는 은하와 같은 면적원이 아니라, 항성과 같은 점광원으로 생각되었으며, 이 때문에 ‘항성과 비슷하다’는 뜻에서 ‘준성’이라는 이름이 붙었다.

이 천체의 정체는 비교적 최근인 1980년대 초반까지 논란에 싸여 있었으나, 현재는 은하 중심의 초대질량블랙홀을 둘러싼 거대한 은하의 조밀한 중심 지역이라는 과학적 총의가 이루어져 있다.

준성전파원의 크기는 블랙홀슈바르츠실트 반지름의 10 ~ 10,000배 정도이며, 블랙홀 주위에 형성된 강착 원반에 의해 그 에너지를 공급받는다.

1. 개관

준성전파원은 매우 큰 적색편이 값을 보이는데, 이것은 준성전파원과 지구 사이의 우주가 팽창하기 때문이다.

 준성전파원은 지금까지 우주에서 발견된 천체들 중 가장 밝고, 강력하며, 활동적인 천체이다. 보통 준성전파원은 활동적인 젊은 은하의 내부에 존재하며, 우리 은하가 발산하는 에너지의 천여 배에 달하는 에너지를 내뿜을 수 있다. 허블의 법칙에 따르면, 매우 큰 적색편이 값은 준성전파원이 매우 멀리 떨어져 있고, 그렇기 때문에 우주 역사의 매우 초기에 존재한 천체라는 것을 의미한다.

가장 밝은 퀘이사의 밝기는 일반적인 은하의 그것을 초월하며, 태양의 2천 조배에 맞먹는다.

퀘이사는 엑스선에서부터 원적외선에 이르기까지 거의 모든 스펙트럼에서 빛을 방출하고, 자외선-가시광선에서 방출이 절정에 달하는데, 개중에는 강력한 전파나 감마선을 방출하는 것도 있다.

옛날에 찍힌 사진에 나타난 준성전파원은 마치 점광원처럼 보여서 그 특유의 스펙트럼 외에는 일반 항성과 구분할 수 없었다. 대부분의 준성전파원은 소형 망원경으로는 관측이 불가능하지만 평균 실시 등급이 12.9등급인 3C 273는 예외이다. 24억 4천만 광년 떨어져 있는 이 퀘이사는 아마추어 장비로 관측 가능한 가장 먼 천체 중 하나이다.

일부 준성전파원은 가시광선 영역과 엑스선 영역에서 급속한 광도 변화를 나타낸다. 이 변화가 매우 빠르게 일어나기 때문에, 퀘이사의 부피에 상한선을 설정할 수 있다. 퀘이사는 태양계와 비교해 그리 크지 않다.

이 사실은 퀘이사의 에너지 밀도가 매우 크다는 것을 시사하고 있다. 밝기 변화의 기작은 아마 지구 방향을 가리키고 있는 제트의 상대론적 분사출(relativistic beaming)과 관계있는 것으로 추측된다. 2011년 6월 현재 적색편이값이 가장 큰 퀘이사는 ULAS J1120+0641로, 그 값은 7.085이며 이에 따른 지구에서의 동행거리는 약 290억 광년이다.

준성전파원의 에너지원은 멀리 떨어져 있는 은하핵의 초대질량블랙홀로 빠져들어가는 물질의 강착 현상으로 추측되고 있다.

이런 기작으로 인해 밝게 빛나는 천체를 활동은하(active galaxies)라고 한다. 빛은 퀘이사 중심의 초대질량블랙홀을 탈출할 수 없으므로, 퀘이사에서 빠져나오는 에너지는 사실 사상의 지평선 바깥쪽의 중력적 압박과 블랙홀을 향해 흘러들어오는 물질들의 어마어마한 마찰로 인해 발생하는 것이다.

반향 측량법(reverberation mapping)을 이용한 관측 결과, 퀘이사의 중심 질량은 태양 질량의 100만~10억 배 정도로 매우 큰 것으로 나타났다. 비교적 가까이 있는 큰 은하 십수개를 관측한 결과, 퀘이사 핵은 존재하지 않았으나 퀘이사와 비슷한 은하핵 블랙홀이 발견되었다. 모든 대형 은하는 중심핵에 블랙홀을 가지고 있는 것으로 보이며, 퀘이사처럼 무지막지하게 강렬한 방사·방출 현상을 나타내는 천체는 극소수 일부로 생각된다.

블랙홀 주위로 강착되는 물질은 블랙홀을 향해 곧바로 떨어지지 않고, 그 각운동량 때문에 블랙홀 주위로 물질이 모여들어 강착 원반을 형성한다. 또한 물질이 소진된 일반 은하가 새로이 물질을 공급받음으로써 다시 불붙어 퀘이사가 만들어질 수 있다. 30 ~ 50억 년 뒤, 안드로메다 은하우리 은하가 충돌해서 퀘이사가 만들어질 수 있다는 가설도 형성되어 있다. 적외선 망원경과 허블 우주 망원경의 관측 결과 퀘이사 주위에 존재하는 ‘숙주 은하’("host galaxies")를 발견했다. 퀘이사의 블랙홀이 모든 물질을 소진했다가, 다른 은하의 물질을 통해 다시 타오르는 것이다. 보통 경우 이 은하들은 퀘이사의 광채가 너무 밝아서 보이지 않지만, 특수한 방법을 통해 관측에 성공했다.

2. 성질

현재까지 준성전파원은 200,000개 이상 발견되었는데, 대부분 슬로언 디지털 전천탐사(SDSS)에 의해 발견된 것이다. 발견된 퀘이사의 스펙트럼은 0.056 ~ 7.085의 적색편이를 보인다. 이 적색편이값에 허블의 법칙을 적용시키면, 퀘이사들의 동행거리는 대략 6억 광년에서 288억 5천만 광년에 달한다. 퀘이사가 이렇게 엄청나게 멀리 떨어져 있으며 광속은 일정하기 때문에, 우리가 보는 퀘이사와 그 주변 환경의 모습은 우주가 탄생한 초기의 모습이다.

준성전파원은 지구에서 보기에는 매우 희미하지만, 그렇게 멀리 떨어져 있음에도 보인다는 사실은 퀘이사가 현재까지 우주에서 발견된 천체 중 가장 밝은 천체라는 것을 의미한다. 전천에사 가장 밝은 퀘이사는 처녀자리에 있는 3C 273이다. 평균 실시등급은 12.8 등급으로, 중간 크기 아마추어 망원경으로 관측이 가능할 정도의 밝기다. 그러나 그 절대등급은 -26.7 등급에 달한다. 33 광년 거리에 두고 보면 이 천체는 우리 태양과 같은 밝기로 보일 것이다. 즉, 이 퀘이사의 광도는 태양의 2배(2 × 1012 L)에 달하고, 우리 은하 같은 평균적인 대형 은하가 발하는 빛 전체의 약 1백 배에 달한다.

3. 방출 발생

준성전파원의 성질이 대부분의 활동 은하와 유사하기 때문에, 준성전파원의 방출 현상 역시 보다 작은 활동 은하의 그것과 비교해서 생각해 볼 수 있다. 1040 W(가장 전형적인 퀘이사 밝기)의 광도를 발생시키기 위해 초대질량블랙홀은 매년 항성 10개의 질량에 상당하는 물질을 먹어치워야 한다. 현재까지 발견된 퀘이사 중 가장 밝은 것들은 매년 태양 질량의 1000배를 먹어치운다. 가장 큰 것의 경우는 매 분마다 지구 600개 상당의 물질을 먹어치우는 것으로 추산되었다. 퀘이사의 ‘작동 여부’('turn on and off')는 주위 환경에 달려 있으며, 가스와 먼지의 강착이 끝나고 나면 퀘이사는 보통 은하가 된다.

4. 연구의 역사

3C라는 이름의 천체표에 있는 전파원의 위치에 대응하는 천체를 광학 망원경으로 찾아내는 프로그램이 시작되던 1960년, 3C 48의 위치에서 16등의 밝기를 가진 항성상 천체가 발견되었다. 같은 종류의 제2호는 1963년에 발견된 3C 273으로, 이것은 13등의 밝기를 가진다. 그해 이들의 스펙트럼선이 크게 빨간 쪽으로 편이되어 있음이 인정되어, 우리은하 외부의 천체 같다고 하여 주목을 끌었다. 스펙트럼에 폭이 넓은 휘선(輝線)이 보이는 점, 단파장의 빛이나 자외선 영역의 방사가 강한 점, 전파원인 점 등 특이은하와 공통되는 특징들을 지니고 있는 점도 주목할 만하다. 1967년까지에는 약 150개가 발견되고, 그 중 약 100개는 적색편이가 측정되어 있다. 또한 이들 천체의 다른 특징으로서 수주간 내지 수개월의 주기로 변광 또는 전파강도의 변화를 보이는 것도 적지 않다. 1965년에는 다른 특징은 모두 같으나 다만 전파를 내지 않는다는 점만이 다른 종류의 것이 몇 개 발견되었다. 이들은 아직 발견 수가 적지만, 전파를 내는 것보다 훨씬 많지 않을까 생각되고 있다.

준성의 커다란 적색편이(10%∼220%)의 원인에 대해서는 몇 가지 해석이 있다. 첫 번째 해석은, 보통의 은하계와 마찬가지로 우주팽창에 의한 후퇴운동 때문에 생긴 도플러 효과라는 생각이다. 공식에 의해서 Z=0.10∼2.20이라는 값에 대한 후퇴속도를 계산하면 (상대론적 도플러효과 공식), V=0.10C∼0.82C=30,000∼250,000km/sec가 되며, 허블의 법칙을 그대로 적용하면 이들 천체의 거리는 약 10억 광년 내지 100억 광년이 된다. 두 번째 해석은, 준성의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하는 데에 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 생각이다. 두번째 해석이 맞을 경우, 준성이 반드시 수십억 광년의 원거리에 있다고 할 수는 없다. 두 해석에 대한 판정은 현재 내려지지 않고 있다. 거리의 추정이 틀리면 그 실광도의 값도 달라진다. 3C 273의 경우, 허블의 법칙으로 계산한 거리 20억 광년을 채용하면 실광도는 태양의 몇 조배나 되고, 초거은하(M87) 등의 1만배나 밝다. 그러나 근거리설에서는 더 어두워진다. 또 지름은, 항성상으로 보이는 점으로나 변광주기가 몇 개월 정도인 점으로 보아 보통의 외은하계보다 훨씬 작은 것으로 생각되고 있다.

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마이크로 블랙홀(micro blackhole, mini blackhole)슈바르츠실트 반지름양자 크기인 블랙홀이다.

블랙홀의 질량은 슈바르츠실트 반경에 비례하기 때문에 이 종류에 속하는 블랙홀의 질량도 그에 따라 작은 편이지만, 크기가 양자 크기인 것을 감안하면 질량이 매우 크다.

블랙홀을 설명하는 일반 상대성 이론슈바르츠실트 해는 모든 질량의 블랙홀을 허용하지만, 당시에는 이렇게 크기가 극히 작은 블랙홀을 생성하는 현상은 알려져있지 않았기 때문에 존재할 수 없는 것으로 여겨졌다. 하지만 빅뱅 직후의 고에너지 상태에서 발생했을 가능성이 있다.

마이크로 블랙홀은 양자 역학적인 효과와 일반 상대성 이론적인 효과를 함께 가지고 있기 때문에 정확히 분석하기 위해서는 양자 중력 이론이 필요하지만, 기존의 양자 역학과 일반 상대성 이론의 범위에서도 어느 정도 성질을 추측할 수 있다.

그 크기 때문에 양자 역학적인 효과가 현저하게 나타나 호킹 복사에 의하 질량 손실을 무시할수 없으며, 그로 인해 비교적 짧은 시간에 증발한다. 따라서 빅뱅 직후에 마이크로 블랙홀이 탄생했다고 하더라도, 질량이 1억 7300만 톤(반경 0.256펨토미터) 이하인 것은 이미 증발하였으로 추측된다.

블랙홀의 증발은 수명이 다할 때까지 그다지 진행되지 않고 마지막이 되어서야 짧은 시간동안 대부분의 질량을 잃기 때문에, 만약 지금까지 마이크로 블랙홀이 지금까지 존재한다면 그 질량과 크기가 일정치 이상이 되어야한다.

만약 초끈 이론으로 예상되는 여분 차원이 존재한다면, 미시적인 세계에서 중력역제곱 법칙보다 급격하게 변화하기 때문에 단거리에서의 중력이 매우 강해지기 때문에, 마이크로 블랙홀의 발생은 일반 상대성 이론으로 유도되는 것보다 훨씬 쉬워진다. 낙관적인 예상으로는 LHC의 출력으로 마이크로 블랙홀 생성이 가능한 것으로 알려져있어, 여분 차원의 존재를 실험적으로 검증할 수 있을 것으로 기대되고 있다.

이렇게 크기가 작기 때문에 힘이 약할 것이라고 예상할 수도 있겠지만 이론상으로 지구와 부딪힌다면 거대 크기의 소행성 정도의 위력을 내며 지구를 뚫고 지나갈 것이라고 주장하기도 한다.

그리스 크레타 대학 물리학자 테오도레 노마라스러시아 국적의 안드레이 미로노프, 알렉세이 모로조프는 강력한 에너지를 띤 우주 광선의 입자가 지구대기권의 분자와 충돌할 때 10㎍ 정도의 초미니 블랙홀이 지구 주변에 발생한다는 이론을 제시했다.

그들은 이 초미니 블랙홀들은 너무나 불안정해 1/10^27초 안에 폭발한다고 주장하였다. 토마라스는 안데스 산맥타지키스탄의 산에 우주광선 관측자들이 발견한 이상한 현상이 초미니 블랙홀 존재의 근거라고 주장한다.

 

태양의 10배 정도의 질량에 해당하는 블랙홀

2. 항성 블랙홀

 

항성 블랙홀(Stellar black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 중력붕괴로 인해 생성된 블랙홀이다. 이 과정은 초신성 또는 감마선 폭발 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 태양 질량의 14.15~17.05에 다다른다. 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 태양 질량의 24배~33배의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다.

상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 원시 블랙홀일 것이다.

항성의 붕괴는 블랙홀을 형성하기 위한 자연 현상이다. 이 현상은 항성의 모든 에너지를 소진한 후 항성의 일생 중 마지막에 일어난다.

항성이 붕괴되는 부분의 질량이 확실한 임계값의 조건에 있다면 마지막 생성물은 백색왜성 또는 중성자성과 같은 밀집성이 된다.

이러한 항성들은 최대 질량을 갖는다. 하지만 만약 붕괴하는 항성이 이 한계를 넘으면 붕괴는 영원히 계속되고 블랙홀을 형성하게 된다. 중성자성의 최대질량은 아직 알려지지 않았지만 태양 질량의 약 3배 정도로 예견된다. 최소질량을 갖는 매우 먼 거리에서 관측되는 항성 블랙홀은 태양 질량의 약 3.8배 정도로 추측된다.

항성 블랙홀들보다 훨씬 더 무거운 두 가지 다른 종류의 블랙홀에 대한 관측 증거들이 있다. 그것은 구상성단 중심에 있는 중간질량 블랙홀과 우리은하 그리고 외부은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀이다.

블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 각운동량 보존 때문에 생긴다.

 

3. 중간질량 블랙홀

중간질량 블랙홀(Intermediate-mass black hole)은 크기가 초대질량 블랙홀보다작고 항성 블랙홀보다 큰 중간급의 블랙홀이다.

중간질량 블랙홀에 대한 증거는 초대질량 블랙홀이나 항성 블랙홀에 대한 것보다 적다.

근처에 있는 은하의 일부 초발광 엑스레이 근원(Ultra-Luminous X ray Sources, ULXs)은 태양의 수백~수천 배 정도의 질량을 가진 중간질량 블랙홀로 의심되고 있다. 초발광 엑스레이 근원은 폭발적 항성생성 은하M82처럼 항성 생성 지역에서 관찰되는 것들이 있으며, 겉보기에도 이들 지역에서 관찰되는 젊은 성단과 연결되어 있다.

러나 오직 존재가 밝혀진 중간질량 블랙홀의 동반성으로부터 비롯된 강착원반의 광학 스펙트럼의 분석을 통한 동적 질량 측정으로, 중간질량 블랙홀의 존재를 확인할 수 있다.

중간질량 블랙홀의 존재에 대한 추가적인 증거로는, 중간질량 블랙홀의 궤도상에 있는 소형 잔여물에서 방출되는 중력파가 있다. 또한, 낮은 광도의 은하에서 질량이 태양의 1만~100만 배 정도 되는 블랙홀의 존재가 M-시그마 관계로 예측된다.

그러나 어떻게 이러한 블랙홀이 형성되는지는 명확하지 않다. 매우 거대한 항성의 중력붕괴에 의해 형성된 항성 블랙홀의 일종으로 여겨지고 있다. 반면에, 은하의 중심에서 관측할 수 있는 높은 밀도 등의 극단적인 조건이 부족하여 초대질량 블랙홀이 되지 못한 것이라는 의견도 있다. 중간질량 블랙홀의 생성에 대한 두가지 인기있는 시나리오가 있다.

첫번째는 항성 블랙홀과 기타 소형 물체가 중력파에 의해 합쳐져서 생성되었다는 것이다. 두번째는 성단 내의 거대한 항성이 충돌하고 붕괴하여 중간질량 블랙홀이 되었다는 것이다.

 

 

 

초대질량 블랙홀(Supermassive black hole) 또는 초거대 블랙홀은 질량이 태양의 10만 배~10억 배 사이인 블랙홀을 말한다. 우리 은하를 포함하여 거의 모든 은하는 중심부에 초대질량 블랙홀을 지니고 있다고 추정된다.

초대질량 블랙홀은 질량이 작은 블랙홀들과 구분되는 특징을 가지고 있다.

초대질량 블랙홀의 평균 밀도는 블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반지름을 이용해 구한 부피로 나눈 것으로 정의되는데, 아주 낮을 수 있고, 실제로 공기의 밀도보다 더 낮을지도 모른다. 왜냐하면 슈바르츠실트 반지름은 질량에는 정비례하는 반면, 부피에는 반비례하기 때문이다.

회전이 없는 블랙홀의 사상의 지평선과 같은 구를 이룬 물체의 부피는 구의 반지름에 비례하고 질량은 단지 선형으로 증가하기 때문에, 블랙홀의 성장에 있어서 부피의 증가는 질량의 증가보다 훨씬 더 큰 요인으로 작용한다.

따라서, 부피가 질량보다 훨씬 빨리 증가하기 때문에 블랙홀의 반지름이 커질수록 평균밀도는 줄어든다. 사상의 지평선 부근에서의 기조력은 매우 약하다. 중앙의 특이점이 사상의 지평선으로부터 너무 멀기 때문에, 블랙홀의 중심으로 여행하는 가상의 우주 비행사는 블랙홀 아주 깊은 곳에 갈 때까지는 기조력을 느낄 수 없을 것이다.

이 크기의 블랙홀에 대해서는 몇몇 모형이 있다. 가장 명백한 것은 별 크기의 블랙홀로부터 천천히 응축원반이 시작된다는 것이다. 초대질량 블랙홀에 대한 또다른 모델은 큰 성운이 태양 질량의 수십만 배에 달하는 상대론적 별에 의해 붕괴가 되면서 만들어지는 것이다.

별은 그 때 핵에 있는 전자, 양전자가 하나의 짝으로 생성되기 때문에 광선 섭동을 일으키게 되고, 질량을 대부분을 방출하고 초대질량 블랙홀이 우주 잔여물로 남는 것을 막는 초신성 폭발 없이 직접적으로 붕괴되기 때문에 불안정하게 된다. 다른 모형에서는 조밀한 성단이 계(system)의 열용량으로써 핵붕괴가 일어나는 것이 중싱부에서의 상대론적 속도를 야기시킨다고 주장한다.

초대질량 블랙홀 형성에 있어 어려움은 충분한 물질의 여부이다. 이러한 물질은 초대질량 블랙홀이 형성될 때, 아주 약간의 각 운동량이 필요하다. 보통 응축원반이 형성되는 과정은 부가물이 큰 각운동량을 가진 물질들을 바깥으로 이동시키는 것을 과정을 포함하고, 이것은 블랙홀 성장에 있는 제한 요인인 것처럼 보이고, 응축원반의 형성을 설명한다.

최근, 관측된 블랙홀의 질량 분포가 차이가 난 것으로 보인다. 그들은 항성이 진화하여 만들어진 항성 블랙홀로 태양질량의 약 33배이다. 초대질량 블랙홀이 되기 위핸 최소한의 질량은 태양 질량의 10만 배 이상이다. 이 두 구간 사이에서 중간질량 블랙홀이 존재한다.

이러한 간격은 서로 다른 대형의 블랙홀을 야기시킨다. 그러나 초발광 엑스레이 근원(ULXs)이 위에서 언급하지 않은 그룹에 속해있는 블랙홀일지도 모른다고 몇몇 모형은 건의한다.

천문학자들은 다음의 이유로 우리 은하 중심에 초대질량 블랙 홀이 있다고 생각하며, 이를 궁수자리 A*라고 칭한다.

항성 S2는 15.2년의 주기를 가지며 궤도의 단반경은 은하 중심을 중심으로 17광년이다. 이러한 항성 S2의 움직임으로 우리는 이 항성의 질량이 태양의 4.1배임을 예측할 수 있다. 또한 우리는 반경이 17광년 이하임을 알 수 있다. 만약 그렇지 못하다면 기조력에 의해서 갈기갈기 찢겨질 것이다.

막스 플랑크는 외계 물리학과 UCLA 은하 중심 그룹에서 궁수자리 A*이 초대질량 블랙홀이라는 것을 강력하게 뒷받침하는 ESO와 켁 망원경으로 관측한 증거를 현재까지 제공했다. 우리 은하의 중앙에 있는 블랙홀은 태양의 410만 배의 질량 혹은 8.2 × 10^36kg이라고 한다.

2010년 1월 4일, 미국 천문학 학회의 회의에서 버클리 대학의 Julie Comerford는, 결정적인 증거라고 대표되는 33 merged galaxies와 초대질량 블랙홀의 궤도를 허블 망원경과 하와이 W.M. Keck 연구실로부터 받았다. 이들은 보통 중심부의 속도가 4,600,000km/h라고 한다.

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우주에서 가장 무거운 항성 R136a1

기타 관심사/천문 2013. 5. 1. 00:11 Posted by Lucidity1986

R136a1.jpg

극대거성의 정점 R136a1의 상상도

 

R 136a1은 황새치자리에 위치한 독거미 성운R136 산개성단에 포함된 극대거성이자 울프-레이에별로, 이전에 발견된 모든 별의 최고 질량 한계를 깨는 별이다. 그 질량은 태양의 265배이다. 또 이 별은 태양의 8,700,000 배의 밝기를 지니고 있다. 이 별은 어떤 이유로 에딩턴 한계(태양의 150배 질량)를 깨고 갑자기 많은 질량을 강한 중력으로 끌어당겨 모아 태어날 때 그 질량이 320배까지 달한 것으로 보고 있다. 그러나 태어난 이후 태양질량 50배 정도의 물질을 잃었다. 이 별은 영국 셰필드 대학교의 폴 크라우서 교수가 거대 우주 망원경의 관측자료 및 허블 우주 망원경의 자료를 분석하여 발견하였다.

 

a. 발견

2010년 7월 이 별의 발견 사실이 영국 《왕립 천문학회 월보》에 게재되었다. 셰필드 대학교의 천체물리학과 교수 폴 크라우서가 이끄는 관측단이 발견하였다.

이들은 칠레 소재 유럽 남방 천문대의 거대 우주 망원경(VLT)의 관측 자료와, 허블 우주 망원경NGC 3603, R136a 연구 자료를 발견에 활용하였다. R136a는 한때 태양질량의 1000~3000배에 이르는 아주 무거운 천체였던 것으로 추측된다. 홀로그램 반점 간섭기를 사용, R136a의 정체는 별들이 빽빽하게 뭉친 성단임을 알아냈다.

연구팀은 성단 내에서 표면 온도가 40,000켈빈이 넘고(이는 태양보다 7배 이상 뜨거운 값이다) 밝기는 수백만 배가 넘는 별 여러 개를 발견했으며 R136a1은 그 중 가장 밝고 뜨거운 별이다. R136a1을 포함, 이 별들 중 최소 세 개는 질량이 태양의 150배는 된다.

b. 물리적 특징

R 136a1의 나이는 백만 년 정도로 추측되며 우리 태양의 나이(약 46억 년)에 비하면 매우 젊어 보인다. 그러나 항성은 질량이 클수록 생명이 기하급수적으로 줄어들며, 질량에 대비한 R 136a1은 이미 중년에 접어든 것으로 볼 수 있다.

R 136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도는 50,000켈빈이 넘는다(또는 에너지 단위로 표현할 때 4.57 eV). 에딩턴 한계에 근접한 다른 별들과 마찬가지로 R 136a1은 태어난 이래로 자신이 처음 지녔던 질량 중 상당량을 항성풍의 형태로 우주 공간으로 날려보내고 있다. 이 별은 백만 년 전 태어났을 때 질량이 태양의 약 320배 였으나 이후 태양질량의 50배에 해당하는 물질을 잃어버렸을 것으로 추측된다.

이 별의 밝기는 태양의 870만 배로 이는 우리 태양과 보름달 밝기의 차이 정도에 해당된다. 이 별을 태양 대신 우리 태양계 중심에 놓는다고 가정하면 막대한 자외선으로 인해 지구상의 생명체는 전멸할 것이다.

태양질량의 8배부터 150배에 이르는 별들은 삶의 끝을 초신성 폭발로 마감하며 중심부에 중성자별이나 블랙 홀을 남긴다. 태양보다 150배~300배 무거운 별의 존재가 밝혀졌기 때문에 천문학자들은 이처럼 덩치 큰 별은 일반 초신성의 100배 이상 에너지(1046 )를 방출하는 극초신성 형태로 죽음을 맞을 것으로 추측하고 있다.

이 별은 질량이 너무 커서, 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정성 초신성"의 형태로 생을 마칠 것으로 보인다.

수소 융합을 하는 중심핵은 다량의 전자양전자 쌍을 만들며, 이 쌍들은 별 내부에 존재하는 복사압을 국지적 붕괴가 일어날 수준까지 떨어뜨린다. R 136a1이 폭발로 죽음을 맞는다면 중심부에는 블랙 홀이 남을 것이며, 중심핵 내부에 있던 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해의 모습으로 성간 물질 속으로 불려 날아갈 것이다.

그러나 이처럼 강력한 폭발을 하더라도 지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 우리 눈으로는 폭발하는 R 136a1을 볼 수 없을 것이다.

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바다 행성

기타 관심사/천문 2013. 1. 18. 12:28 Posted by Lucidity1986


상상도

바다 행성(Ocean planet)은 표면 전체가 물의 바다로 뒤덮여 있는, 가상의 외계 행성을 말한다.

행성체는 항성계의 바깥쪽에서 약 50:50의 질량비로 물과 암석이 섞여서 탄생한다. 태양계 생성 시뮬레이션에 의하면 이런 행성들은 자라나면서 원래 있던 위치보다 항성 쪽으로 가까이 가거나 혹은 멀어지는데, 가까이 가는 경우 원래 얼음 덩어리 형태로 굳어 있던 행성 표면이 녹으면서 물로 뒤덮이게 되는 것으로 나타났다. 이런 가능성은 2003년 마크 쿠츠너와 알라인 레거가 제기했다.

이런 행성들의 바다는 수 킬로미터 정도인 지구의 바다보다 훨씬 더 깊어서 보통 깊이가 수백 킬로미터에 이른다. 따라서 해저면 최하단부에는 엄청난 압력이 가해지기 때문에, 물은 특이한 얼음 형태로 존재하며, 이는 얼음 맨틀을 구성할 것이다. '얼음'이기는 하지만 우리가 알고 있는 얼음처럼 차갑지는 않을 것이다. 만약 이 행성이 바다가 끓어 오를 정도의 열을 항성으로부터 받는다면, 행성의 물은 초임계유체 형태가 될 것이며, 명확한 표면이 존재하지 않게 될 것이다.


사례


2009년 4월 22일 프랑스 그르노블천문대의 과학자들은 글리제 581 주위를 도는 네 번째 행성 글리제 581 e를 찾아낸 것 말고도, 기존에는 생물권 밖을 돌고 있다고 생각했던 글리제 581 d의 공전주기가 실제로 66.8일로, 생물권 내로 들어오는 범위에 있는 것으로 밝혀졌다고 발표했다. 이 수정된 결과가 사실이라면, 글리제 581 d는 행성 전체가 수천 킬로미터 깊이의 바다로 덮여 있는 상태일 가능성이 있다.

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외계 행성 케플러-22b

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 06:10 Posted by Lucidity1986

Kepler22b-artwork.jpg

가상도


케플러-22b는 태양계 밖의 골디락스 존에 위치한 지구와 매우 닮은 환경의 행성이다. 이런 행성을 지구형 행성, 슈퍼지구라고 부른다. 케플러-22를 모항성으로 가진 행성이다.

지구의 2.5배 크기, 표면 온도는 섭씨 22도, 지구처럼 대기권 구름이 형성돼 있어 생명체가 살 수 있는 기본조건인 도 있는 것으로 NASA는 추정한다. 이 행성의 태양(케플러-22)을 290일 주기로 돌고 있는 점이 지구와 아주 비슷하다.


환경


케플러-22b는 모항성의 밝기가 태양의 79%이지만, 태양과 지구와의 거리에 비해 모항성보다 15%정도 가까운 관계로 지구가 받는 태양열보다 9.6% 더 받고 있다. 따라서 케플러-22b의 실제 표면 온도는 예상보다 훨씬 뜨거울 것이다. 또한 지름도 지구의 2.4배나 되므로 온실 효과 등도 대단히 높을 것이다.

실제 케플러-22b의 상층부 구름층은 온도가 차가워 얼음 구름층을 유지하고 있지만, 표면은 온실 효과로 인해 끓는점을 넘을 것이며, 엄청난 열 수증기로 생명체가 살기에 매우 부적절한 환경일 것이다.

케플러-22의 중원소 함유량이 태양의 42%밖에 되지 않으므로 케플러-22b는 지구와 같은 평범한 암석형 행성이 아니라 바다 행성일 확률이 크며, 거대한 구름층과 온실 효과로 인한 끓는점이 넘는 온도로 인해 표면이 끓고 있는 수천km 깊이의 깊은 바다가 있을 것이다.



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외계 행성 HD 209458 b

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 06:00 Posted by Lucidity1986

Exotic Atmospheres.jpg

HD 209458 b의 상상도. 항성으로부터 받는 열기와 내부열 때문에 밤의 반구 쪽에서도 붉게 달아올라 있다.


HD 209458 b는 약 150 광년의 거리에 자리한 태양과 비슷한 항성인 HD 209458를 공전하는 외계 행성이다. 1999년 발견되었다. 오시리스라는 비공식적인 별칭으로 불리기도 한다.

궤도 반지름은 700만 km로 수성의 궤도 반지름의 8분의 1에 해당하는 정도이다. 이로 인해, 1년은 3.5 지구일 정도 밖에 되지 않으며, 표면 온도는 섭씨 1000˚C에 달할 것으로 추측된다. 질량은 지구의 220배 정도(목성의 0.7배)로 추측되며, 이로 미루어보아 목성형 행성일 것으로 예상된다.

2007년 4월 10일 애리조나 주의 로웰 천문대의 천문학자 트래비스 바먼이 허블 우주 망원경의 측정 결과 및 새로운 이론 모형을 적용, HD 209458 b의 대기에 수증기가 존재한다는 증거를 발표하였다. 그러나 이후 미국 항공우주국 고다드 우주 비행 센터 소속 제레미 리처드슨 연구진이 HD 209458 b의 대기를 연구한 결과 수증기는 존재하지 않는 것으로 드러났다.



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SN 2006gy

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 05:51 Posted by Lucidity1986

Sn2006gy CHANDRA x-ray.jpg


SN 2006gy 2006년 9월 18일 페르세우스자리에서 발견된 매우 강력한 거대 초신성이다. 때때로 ‘하이퍼노바’, 또는 ‘쿼크 노바’라고 불린다. 거리는 약 2.38억 광년(7200만 파섹)이며, 폭발하기 직전의 질량은 태양의 150배이다. 폭발을 일으켰을때의 폭발 에너지는 1052에르그이다. 원래의 별은 동반성이었으며, 질량은 태양의 130-250배에 달할 것으로 추정된다. 2006년 9월 18일 Robert Quimby 와 P.Mondon 그리고 몇 팀의 천문학자들이 찬드라,  그리고  망원경을 이용하여 발견하였다. 2007년 5월 NASA와 일부 천문학자들은 이 천체에 대해 “그 동안의 기록된 것들 중 가장 밝은 별의 폭발” 이라고 발표했다. 2007년 10월 Quimby는 SN2005ap의 기록이 SN 2006gy로 인해 갱신되었다고 발표했으며, 타임지는 2007년 과학적 발견 Top 10에 이 천체를 올려놓았다.


SN 2006gy 는 거의 2억 3천 8백만 광년 (72 메가파섹) 떨어진 NGC1260이라는 먼 은하에서 발생하였다. 따라서, 초신성에서 지구까지 도달하는 시간적 차이로 보면 이 현상은 2억 3천 8백만 년 이전에 발생한 것이라 볼 수 있다. SN 2006gy는 태양질량의 150배에 달하는 매우 거대한 항성의 초신성 폭발이며 이중 구조 초신성일 가능성이 있다. 이것의 폭발로 인해 발생되는 운동에너지는 1052erg (1045J)로 추산된다. 이중 구조 초신성은 태양질량의 130배에서 250배나 되는 매우 큰 질량의 항성에서만 일어날 수 있다.

SN 2006gy에서의 빛의 휘어짐은 다른 초신성 타입들과는 비교가 된다. SN2006gy의 광도는 맨눈으로 보아도 충분히 밝은 SN1987A의 100배에 다다름에도 SN1987A보다 1400배나 더 멀리 떨어져 있다. 이 거리는 망원경 없이는 관측할 수 없을 정도의 먼 거리이다. 칼가리 대학의 캐나다 과학자인 Denis Leahy와 Rachid ouyed는 SN2006gy는 쿼크별의 탄생이라고 제안해왔다.


용골자리 에타는 우리 은하에 있으면서 지구로부터는 7,500광년 떨어져 있는 매우 밝은 극대거성이다. 에타별은 SN2006gy 보다 32,000배나 더 가깝게 있기 때문에 이로부터 오는 빛은 SN2006gy보다 10억배 더 밝을 것으로 예측된다. 에타는 SN2006gy가 될 정도의 항성과 비슷한 크기를 가지고 있다. SN2006gy를 발견한 사람중 한명인 Dave Pooley는 만약 용골자리 에타가 비슷한 방법으로 폭발한다면 지구에서 밤에도 낮보다 더 환한 상태에서 글을 읽을 수 있을 정도로 충분한 빛이 나온다고 말한다. SN2006gy 의 겉보기 등급은 15등급 이므로 에타별에서 비슷한 현상이 일어난다면 그 때의 겉보기 등급은 -7.5등급까지 측정될 것이다. 천체물리학자인 Mario Livio에 따르면 이러한 현상은 언제든지 일어날 수 있지만 지구상의 생명체에게 끼치는 위험은 적다고 말한다.

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초신성(Supernova)

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 05:44 Posted by Lucidity1986


초신성(超新星)은 플라스마로 이루어진 극도로 밝은 여러 종류의 항성 폭발을 의미한다. 폭발 시 엄청난 양의 항성 물질 폭발파를 주변으로 분출해 초신성 잔해를 형성하며, 폭발 뒤 일정기간 동안 상당히 밝게 빛난다.

초신성은 어마어마한 온도를 생성하며, 적당한 조건하에서 초신성의 최대 시점의 융합반응은 캘리포늄과 같은 가장 무거운 원소마저도 생산할 수 있다.

초신성 폭발은 산소보다 무거운 화학 원소의 주요 공급원이며, 많은 중요한 원소들의 유일한 공급원이다. 예를 들어, 사람의 에 있는 모든 칼슘이나,  속의 헤모글로빈은 수십억 년 전의 초신성 폭발로부터 만들어진 것이다. 초신성은 이러한 무거운 원소들을 성간매질(星間媒質)에 주입하며, 별형성의 근간이 되는 분자 구름을 농축한다. 이러한 농축 과정이 바로 45억 년 전에 태양계를 형성하고 궁극적으로는 지구의 모든 생명을 가능하게 한 것이다.

신성(新星)을 가리키는 "Nova"는 라틴어로 "새로운"이라는 의미이며, 이는 천구(天球)에 새로이 밝게 빛나는 별이 나타났음을 가리킨다. 접두어인 "초(超)"는 일반적인 신성과 두드러지는 차이가 나며, 즉 더욱 밝아지는 것을 나타낸다. 하지만, 초신성이 새별이라는 것은 잘못된 의미며, 오히려 별의 죽음을 나타낸다고 할 수 있다(적어도 다른 것으로의 변형이다).


초신성이 생겨나는 과정에는 크게 두 가지가 있다.


초신성 폭발이 일어나면 강력한 감마선(線)이 주변으로 일제히 발산된다. 감마선의 위력은 엄청나서 초신성 주위 5광년 이내의 생명체는 전멸하고, 25광년 이내의 생명체는 반수(半數)가 죽으며, 50광년 이내의 생명체에 파멸적 타격이 가해진다. 하이퍼노바(Hypernova)의 경우에는 감마선의 위력은 10배가 되어, 500광년 떨어진 행성의 생물까지도 전멸된다고 한다.

지구와 근접한 초신성 후보로는 600광년 떨어진 안타레스, 640광년 떨어진 베텔게우스가 있다. 여기에서 초신성이 폭발하면 지구에도 약간의 영향이 있겠지만, 오존층에 약간의 손상이 있을 뿐 생명체에게 끼치는 영향은 거의 없을 것이다.


근지구 초신성은 폭발로 인하여 지구의 생태계에 영향을 끼칠 정도로 가까이 있는 초신성을 일컫는 말이다.(천문학계는 대략 100광년 이내를 이 범위로 잡고 있다.) 생명체가 있는 천체에 가장 큰 피해를 주는 것은 감마선이다. 이 감마선은 지구 대기 상층의 질소 분자 질소 화합물로 바꾸며, 오존층을 감소시켜서 지상의 생물들이 태양 광선 및 우주선에 노출되게 한다. 4억 4천만 년 전 오르도비스기-실루리아기 대량 멸종을 지구 근처 초신성 폭발의 결과로 보는 견해가 있다. 이 대량 멸종 사태 때 해양 생물의 약 60%가 죽음을 당했다.

지구 근처에 있는 큰 질량의 초신성 후보들 중 유력한 몇 개의 별이 있는데, 대표적인 존재가 427광년 떨어진 적색 초거성 베텔게우스이다. 베텔게우스는 II형 초신성으로 최후를 맞을 것으로 보인다.

최근 연구에 따르면 II형 초신성 폭발이 지구 오존층을 절반 이상 감소시키기 위해서는 지구에서 26광년 이내에는 있어야 한다는 결론이 나왔다. 이는 초신성 1987A의 경우를 대입시켜서 나온 것이다. 이 정도 거리 내에서 초신성이 폭발할 확률은 1억 년에서 100억 년에 한 번 꼴이다.

반면, Ia형 초신성의 경우 II형보다 더 위험한 존재가 될 것이다. Ia형 초신성은 백색 왜성의 폭발로 생기는 현상인데, 백색 왜성은 초거성에 비해 상대적으로 개체수가 많고 지구에서 관측하기가 어렵다. 따라서 이들의 폭발은 예측하기가 곤란하며, 예기치 않은 항성계에서도 폭발이 일어날 수 있다. 일설에 따르면 3,300광년 내에 있는 Ia형 초신성은 지구에 피해를 줄 수 있다고 한다. 이 경우 가장 가까운 후보는 페가수스자리 IK이다.

1996년 일리노이 대학교 어바나-샴페인의 천문학자들은 과거 초신성 폭발 흔적을 지층  금속 동위원소의 흔적을 통해 알 수 있다고 밝혔다. 뮌헨 공과대학의 연구팀은 태평양 심해 바닥층에 이의 증거가 될 철60이 풍부함을 밝혀내었다.

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감마선 폭발

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 05:41 Posted by Lucidity1986












감마선 폭발(Gamma ray burst, GRB)은 천문학 분야에서 알려진 가장 광도가 높은 물리적 현상이다.

감마선 폭발이 일어나면 감마선이 몇 초에서 몇 시간 동안 섬광처럼 방출되며, 그 후에 X선 잔광이 며칠간 지속된다. 이러한 현상은 천구상에서 무작위로 일어나는 것처럼 보일 정도로 하루에 몇 차례는 일어난다.

감마선 폭발을 일으키는 원인이 되는 가상적인 천체를 감마선 폭발원(Gamma ray burster)이라고 부른다. 감마선 폭발은 극초신성과 관련있다는 설이 가장 유력하다.극대거성이 일생을 마칠 때 극초신성이 되어 폭발하며, 이로 인해 블랙홀이 형성되고 감마선 폭발이 발생하게 된다.

그러나 천체물리학계에서는 감마선 폭발의 발생 메커니즘에 대한 합의가 이루어지지 않았다. 대부분의 학자들은 2010년 무렵에는 수수께끼가 해결될 것이라 예측하였다.


1. 발견


감마선 폭발은 1960년대 말에 미국의 핵 실험 감시 위성인 벨라에 의해 발견되었다. 벨라는 핵 실험 중에 방출되는 방사선을 검출하려는 목적으로 만들어진 위성이었지만, 발생원이 없는 감마선 폭발을 때때로 감지했다. 1973년 미국의 로스앨러모스 국립 연구소의 연구원이 위성자료에서 이러한 폭발이 태양계 밖의 우주에서 오고 있다는 것을 밝혀냈다.

우주에서 날아오는 감마선은 지구 대기에 의해 차단되기 때문에 감마선 폭발은 대기권 밖에서만 직접 관측할 수 있다. 연구진은 보다 고성능의 감마선 검출기를 위성 궤도에 발사하면 감마선 폭발의 위치를 신속하게 찾을 수 있다고 생각했다. 이와 같이 생각했던 것은, 그 이전에 인공위성을 사용하여 우주공간의 X선 근원의 위치파악에 성공했었기 때문이었다. 그러나 1970년대가 되어 고성능 감마선 센서가 출범했지만, 폭발의 발생 위치를 파악하고 상세하게 조사하기에는 정밀도가 부족했다. 또한 인공위성으로 폭발의 발생 위치 부근을 관측하였지만, 가시광선 영역에서는 그럴듯한 천체가 전혀 관측되지 않았다.

폭발원에 대한 더 많은 정보를 얻는 것은 어렵다는 것이 밝혀졌고, 감마선 폭발에 대한 많은 의문이 제기되었으나 그에 대한 해답이 될만한 것은 발견되지 않았다. 감마선 폭발에 대한 첫 번째 의문은 폭발의 근원이 우리 은하에 있는가, 혹은 먼 우주에 있는가 하는 것이었다. 두 번째 질문은 폭발의 메커니즘은 무엇인가 하는 것이었다. 만약 폭발이 먼 우주에서 일어나고 있다면, 그 메커니즘은 막대한 에너지를 생산할 수 있는 것이어야한다.

1980년대에는 이 문제에 대한 진전이 거의 없었다. 그러나 1991년 4월, NASA 콤프턴 감마선 관측대(Compton Gamma Ray Observatory, CGRO)를 쏘아올렸다. CGRO에 탑재된 관측장비 중 하나로 Burst And Transient Source Experiment(BATSE)가 있다. 이 장치는 감마선 폭발을 감지하여 천구상의 위치를 충분히 정밀하게 찾을 수 있다.

BATSE는 매일 2, 3개의 감마선 폭발을 감지하여, 그것이 천구상에서 완전히 무작위적으로 분포하는 것을 발견했다. 폭발이 우리 은하 안에서 일어나고 있다면, 은하면을 따라서 보다 많이 분포되어야 한다. 폭발원이 우리 은하의 은하 헤일로에서 일어난다고 해도, 은하 중심으로 보다 많이 분포하는 것처럼 보여야 한다. 이러한 사실은 감마선 폭발이 먼 우주에서 일어나고 있다는 것을 암시한다. 그러나 동시에 이렇게 막대한 에너지를 만들어낼 수 있는 메커니즘을 찾는 문제에 직면하게 되었다.


2. 이게 뭔데?


GRB 990123의 밝기로 추정되는 거리로 두 가지 가능성을 생각할 수 있다.

첫째로, 이 감마선 폭발은 전방위로 퍼졌다는 것이다. 이에 따르면, 폭발에서 방출되는 감마선의 에너지는 1.3배의 태양 질량이 모두 감마선 방사선으로 완벽하게 변환되는 경우 만들어지는 에너지와 같다. 가시광선의 영역에서는, 만약 폭발이 지구에서 2천광년(1.89경 km) 거리에서 일어날 경우, 태양의 두 배로 빛나게 된다.

비슷한 의견은 1997년에 관측된 GRB 971214에 대해서도 제기되었다. GRB 971214도 잔광 위치에서 어두운 은하가 발견되었으며, 이 은하의 적색편이는 3.4, 거리로는 120억광년이었다. 이 거리에서 폭발이 일어나 에너지가 전방위로 방출되었다고 가정하면, 그 에너지는 일반적으로 초신성의 수백배에 달하고 폭발원 주변 160km 영역은 빅뱅의 1밀리초 후에 필적하는 온도에 도달하게 된다.

또다른 가능성은 감마선은 전방위로 방출된 것이 아니라 좁은 영역에 한정되어 방출되었다는 것이다. 이 경우에도 큰 에너지를 방출하는 것이 되는데, 그 에너지는 초신성과 동등하다. 따라서 특수한 메커니즘을 필요로 하지 않는다.

천체물리학자들은 폭발의 세기를 완벽히 설명할 수 있는 설득력있는 메커니즘을 찾는데 도전하고있다. 여러 아이디어 중 하나로, 중성자성과 중성자성, 혹은 중성자성 블랙홀의 충돌에 의해 감마선 폭발이 일어난다는 것이 있다. 또 다른 아이디어는 폭발이 극초신성에 의해 발생한다는 것이다.

허블 우주 망원경에 의해 GRB 990123이 젊은 은하를 동반하는 것이 밝혀졌다. 이것은 폭발이 중성자성과 같은 밀집성의 충돌에 의해 발생하는 것이 아니라는 것을 나타낸다. 밀집성의 충돌은 밀집성이 높은 밀도로 분포하고 있어야 하는데, 이러한 상황은 젊은 은하에서 일어나지 않는다. 한편 초신성은 항성 형성이 활발한 젊은 은하에서 수시로 일어난다. 초신성이 되면서 죽음을 맞이하는 큰 항성은 수명이 짧기 때문이다.

초신성 모델에서는 에너지 생산 측면의 설명에 어려움이 있다. 문제점을 해결하기 위한 방법 중 하나는 폭발의 에너지가 모든 방향으로 동일하게 방사되는 것이 아니라, 특정 방향으로만 방출된다고 가정하는 것이다. 이것은 격렬한 활동을 보이는 항성이나 은하가 특정 방향으로 상대론적 제트를 방출하는 것과 비슷하다.

또한 폭발의 강력한 밝기에 대한 다른 설명으로, 폭발의 빛은 지구와 감마선 폭발원 사이에 있는 커다란 은하에 의한 중력렌즈로 집광되는 것이라는 설도 있다. 하지만 적색편이 값이 1.6 정도인 거리의 은하일 경우, 은하의 분포가 드물어 중력렌즈가 일어날 확률은 1/1000 정도에 불과하다.

초신성 폭발로 블랙홀이 만들어지는 동안 감마선이 좁은 빔의 형태로 방출되어, 실제보다 에너지가 크게 관측될 가능성도 제기되었다. 폭발 과정에서 어떻게 이러한 빔이 만들어지는지는 미스터리다. 하지만 2001년 가을에 발표된 17개의 감마선 폭발의 잔광 분석에서 빔의 범위에 대한 제한이 주어졌다. 이 분석에 따르면, 빔의 폭은 몇 도의 각도로 제한된다. 이러한 좁은 빔으로 방출되는 감마선 폭발의 에너지는 1044J의 수배가 되어, 평균보다 조금 규모가 큰 초신성의 에너지에 달할 수 있다.

이러한 좁은 빔으로 감마선이 방출되고 있다면, 아마 1/500의 감마선 폭발만이 지구에서 관측되는 것이 된다. 그렇다면 감마선 폭발은 우주에서 아주 흔한 현상으로, 분당 1회 정도는 발생하게 된다. 이것이 사실이라면, 감마선 폭발 자체는 보이지 않더라도 계속해서 일어나는 잔광 현상을 관측할 수 있게 될 것이다.

감마선 폭발의 밝기는 빠르게 변화한다. 이 때문에 폭발원이 되는 천체는 아주 작을 것으로 여겨진다. 밝기 변화의 원인이 무엇이든, 그 광도 변화는 광속보다 빠르게 천체의 한쪽 끝에서 반대편으로 횡단할 수 없기 때문이다.

감마선 폭발이 초신성과 관련이 있다는 직접적인 증거도 존재한다. 초신성 폭발과정을 통해 합성된 무거운 원소들은 매우 불안정한 경우가 많아, 극히 짧은 시간에 붕괴하면서 방사선을 방출한다. 이에 따라 초신성은 폭발 며칠 후 또는 몇 주 후에 더 밝게 빛난다.

2001년 11월 21일, BeppoSAX가 감마선 폭발을 관측하였다. GRB 011121이라는 이름이 붙여진 이 폭발은 허블 우주 망원경으로 그 진화가 장기간 추적되었다. 관측에서 얻어진 광도 곡선은 초신성의 광도 변화 모델과 일치했다. 그러나 GRB 011121의 스펙트럼을 얻을 수 없었기 때문에 초신성과의 관계를 결론지을 수 없었다.


3. 지구상의 대량 멸종


연구자들 중에서는 근거리에서 발생한 감마선 폭발로 인해 지구가 받은 영향을 연구하는 사람들도 있다. 이러한 연구는 지구에서 일어난 대량 멸종의 원인을 설명하고, 외계 생명체의 존재 가능성을 가늠하는 것을 목적으로 한다. 현재의 일반적인 인식은 감마선 폭발에 의한 피해는 폭발 지속 시간이 짧기 때문에 피해가 제한적이지만, 충분히 가까운 거리에서 폭발이 일어날 경우에는 오존층이 파괴되는 등 지구의 대기에 심각한 피해를 초래하고 생명체의 대량 멸종을 일으킬 수 있다는 것이다. 감마선 폭발에 의한 피해는 같은 거리에서 일어나는 초신성 폭발에 의한 피해보다는 작을 것이라고 예측된다.

2005년 NASA와 캔자스대학교의 연구원들이 약 4억 5천만년 전의 오르도비스기 실루리아기 사이에서 일어난 대량 멸종이 감마선 폭발에 의한 것이라는 연구 결과를 발표하였다. 감마선 폭발이 고대의 멸종을 일으킨 직접적인 증거가 있는 것은 아니다. 연구원들은 상대적으로 지구와 가까운 항성의 폭발에 의한 감마선 방출을 계산하여, 이 폭발로 지구에 약 10초간 감마선이 쏟아지며, 그로 인하여 지구의 오존층의 절반이 사라질 가능성이 있다는 시나리오를 제시하였다. 소멸된 오존층의 회복에는 적어도 5년이 필요하며, 이전보다 많은 양의 자외선이 지표면에 쏟아져 생물의 대부분의 사멸시키고 먹이사슬을 파괴하게 된다.

우리 은하에서 감마선 폭발이 일어날 가능성은 아주 작지만, NASA의 연구원들은 지난 수십억년 동안 적어도 한 번은 지구에 감마선이 쏟아질 만큼 가까운 거리에서 감마선 폭발이 일어난 것으로 추정하고 있다. 지구상의 생명체는 적어도 35억년 전에 탄생한 것으로 추측된다. 캔자스대학교의 고생물학자인 브루스 리버먼 박사는 감마선 폭발이 오드로비스기의 대멸종의 원인이 될 가능성이 있다는 구체적인 아이디어를 제시했다. 그는 "우리는 그것이 언제 일어났는지 정확히 알지는 못하지만, 그것이 과거에 일어났고, 그 흔적을 남긴 것 자체는 확실하다고 확신한다. 놀라운 것은, 단 10초의 감마선 폭발로 인해 오존층에 수년간의 피해를 입힐 수 있다는 것이다."라고 말한다.

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거성 및 초거성, 그리고 극대거성

기타 관심사/천문 2012. 12. 19. 05:32 Posted by Lucidity1986

거성(巨星, Giant star)은 동일한 표면온도 상태에 있는 주계열성에 비하여 광도 반경이 확연히 큰 상태의 항성을 일컫는다. 보통 거성의 반지름은 태양의 10배~100배이며, 밝기는 최소 10배에서 최대 1,000배에 이르기도 한다. 거성보다 더 크고 더 밝은 상태의 항성들로는 초거성 극대거성이 있다.

주계열성이 밝기와 표면온도가 높을 경우(주로 O,B형)에도 거성으로 부르기도 한다. 하지만 보통 주계열 상태를 떠나서 밝기와 반지름이 크게 증가한 상태를 일컫는다. 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 II 또는 III형이 여기에 해당된다.




항성이 중심부에 있던 수소를 대부분 태우고 그 결과로 주계열 단계를 지나면 거성으로 진화한다. 초기 질량이 태양의 1/4배 이하인 항성은 거성으로 진화하지 않는다. 이렇게 질량이 작은 별들의 내부는 대부분 대류층으로 이루어져 잘 섞여 있기 때문에 중심핵 부분에 헬륨을 누적시키지 않고 대신 항성 내부 모든 영역에 있는 수소를 사용하여 계속 자신을 태운다. 이들은 수명을 마칠 때가 되면 헬륨 덩어리로 이루어진 백색 왜성으로 진화할 것이다. 그러나 이 단계까지 이르는 시간은 현재 알려진 우주의 나이보다 길다.

항성이 태양질량 0.4배보다 클 경우, 중심핵 부분에 있는 수소를 다 쓸 경우 중심핵은 수축되기 시작한다. 수소 핵융합 반응은 중심핵에서 중심핵 바깥쪽으로 이동하게 되며, 항성의 외포부는 부풀어 오르면서 표면 온도는 하강한다. 헤르츠스프룽-러셀 도표상에서 준거성 가지로 부르는 이 단계에서, 항성의 밝기는 안정되게 유지되며 표면 온도는 주계열이었을 시절보다 낮아진다. 그러나 결국 항성은 적색거성 가지로 이동한다. 보통 적색 거성 단계에서 항성의 표면 온도는 거의 비슷하게 유지되지만 부피는 막대하게 증가한다. 중심핵은 더욱 수축되면서 온도 역시 증가한다.


만약 별의 질량이 주계열상에서 태양의 0.5배 이하일 경우 중심핵에서 헬륨을 태울 수준까지는 미치지 못하게 된다. 따라서 0.4~0.5배 질량을 지니는 존재들은 적색 거성 단계에서 수소만 태운 뒤 헬륨으로 이루어진 백색 왜성이 되어 생을 마칠 것이다. 중심핵의 온도가 1억 켈빈 이상 상승하면 별은 삼중알파 과정을 통해 헬륨을 태워 탄소 및 산소를 생산할 수 있게 된다. 헬륨 연소로 인해 항성은 부풀어 오르게 된다. 부피가 증가하면 헬륨 연소층의 압력이 낮아지며 에너지 생산의 강도도 약해진다. 별의 밝기가 약해지면 외부층은 수축하고 항성은 적색거성 가지에서 벗어나게 된다. 이후 진화 과정은 질량에 따라 달라진다. 질량이 그리 크지 않은 경우 헤르츠스프룽-러셀 도표상 수평가지로 이동하거나, 그래프 상에서 고리 모양을 그리게 된다. 이보다 좀 더 무겁지만 태양질량 8배 이하 별의 경우 중심핵에서 헬륨을 모두 태운 뒤 다시 중심핵 주변으로 헬륨 연소 장소를 옮긴다. 이로 인해 항성의 밝기는 다시 증가하며 점근거성가지 단계로 이동한다. 이 단계에서 별은 질량을 대부분 잃어 버린 후, 탄소-산소 백색 왜성으로 생을 마치게 된다.


탄소를 태울 질량을 지니는 주계열성(대략 태양질량의 8배)은 이후 다양한 최후를 맞는다. 이들은 주계열 단계를 떠난 뒤에도 밝기가 크게 증가하지 않으며 단지 표면 색만 붉게 바뀐다. 이들은 적색 초거성이 되거나, 질량을 많이 잃을 경우 청색 초거성이 된다. 궁극적으로 이들은 산소-네온 백색 왜성으로 진화하며, 질량이 더 클 경우 II형 초신성이나 블랙 홀로 진화하게 된다.


초거성(超巨星)은 가장 질량이 큰 별들의 종류 중 하나를 일컫는 단어이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 가장 위쪽을 차지한다. 여키스 항성분류법에 의하면 초거성의 기호는 Ia 또는Ib로 표시된다. 이들의 절대복사등급은 -5에서 -12에 달한다. 초거성들 중 가장 밝은 부류를 극대거성으로 일컫는다. 극대거성들의 기호는 0이다.


초거성의 질량은 태양의 10배~70배이며, 광도는 태양의 30,000배에서 최대 수십만 배에 이른다. 반지름은 보통 태양의 30배에서 500배 정도이지만, 클 경우 1,000배를 넘어가기도 한다. 슈테판-볼츠만 법칙에 의거하면, 적색 초거성 청색 초거성에 비하여 단위 면적당 발산하는 에너지의 양이 적다. 따라서 같은 밝기로 보이는 항성들의 경우 적색 초거성은 청색 초거성보다 반경이 훨씬 크다.

초거성은 질량이 매우 크기 때문에 수명 또한 1천만 년에서 3천만 년 수준에 불과하다. 따라서 이들은 젊은 천체집단인 산개성단, 나선은하, 불규칙은하 등에서 주로 관측된다. 이에 반해 늙은 별들로 주로 구성되어 있다고 추측되는 타원은하 구상성단에서는 거의 발견되지 않는다.


초거성은 젊은 O형 항성들로부터 진화 말기의 M형에 이르기까지 다양하게 분포한다. 오리온자리에서 가장 밝은 리겔은 전형적인 청백색 초거성이며, 베텔게우스안타레스는 적색 초거성이다.

초거성의 이론적 연구는 항성질량손실 등의 풀리지 않은 문제가 존재한다. 현재 조류는 개개의 초거성을 연구하기보다는 성단의 모형을 구축하여, 이론적 모형으로 나온 값과 실제 은하(예: 마젤란 은하) 내 초거성 분포를 비교하는 방법을 사용하고 있다.

우주에서 가장 먼저 태어난 별들은 현재 우주의 별들보다 질량과 밝기가 더 컸으리라고 짐작된다. 이 별들은 이론상의 종족III 항성이다. 이들의 존재는 퀘이사에서 관측되는 수소 헬륨 외 여러 화학 원소들의 생성을 설명하는 근거가 된다.

대부분의 II형 초신성의 경우 폭발 전 상태는 적색 초거성이었으리라고 생각된다. 그러나 초신성 1987A의 전 단계는 적색 초거성이 아니라 청색 초거성이었다. 1987A는 원래 적색 초거성이었으나, 항성풍의 형태로 외곽부를 날려 버리고 내부가 겉으로 드러난 상태에서 폭발했을 것으로 추측된다.


극대거성(極大巨星, hypergiant)은 막대한 질량 광도를 갖는 항성이다. 광도분류에 의하면 0에 속한다.


'극대거성'이라는 단어는 지금까지 발견된 가장 큰 별들을 뭉뚱그려 부를 때 쓰이지만, 아직까지 정확한 영역은 설정되어 있지 않다. 1956년 천문학자 피스트와 택커리는 절대등급이 -7보다 큰 항성들을 초초거성(super-super giant)이라고 불렀다.(이 이름은 이후 극대거성으로 바뀐다) 1971년 키넌은 Hα영역에서 적어도 한 개의 방출선 양상을 보이는초거성(이는 항성의 대기가 매우 넓게 확장되어 있거나, 질량손실 비율이 큼을 의미한다)에 이 이름을 사용해야 한다고 제안했다. 키넌이 말한 이 안건은 현재까지 천문학계에서 극대거성을 정의하는 가장 폭넓은 의미로 정착되었다.

극대거성의 질량은 보통 태양의 100배 이상으로, 초거성보다 더 무겁다. 사실 극대거성과 초거성을 나누는 기준은 지름이 아니라 질량이다. 이는 반드시 극대거성이 초거성보다 지름이 클 필요는 없다는 의미이기도 하다. 극대거성의 질량은 에딩턴 한계(태양 질량의 120배 정도)에 근접하며, 자신의 외곽층을 날려 보내면서 막대한 복사 에너지를 방출한다. 관측된 몇몇 극대거성들의 질량은 태양의 100배 이상으로 보인다.(그러나 에딩턴 한계는 R136a1의 발견으로 깨지고 말았다. 그 이유는 R136a1은 에딩턴 한계를 약 2배 이상 초과한 265배 정도이기 때문이다.)

극대거성들은 관측된 우리 은하내의 항성들 중 가장 밝은 부류이며, 태양의 수십만~수천만배의 광도를 지닌다. 그러나 극대거성들의 표면 온도는 3500K~35000K까지 다양하다.

매우 큰 질량 덕분에 극대거성의 수명은 매우 짧으며, 태양이 100억 년 이상 사는 것에 비교할 때 찰나에 불과한 수백만 년밖에 살지 못한다. 이 때문에 극대거성은 매우 희귀하며 현재 알려진 것은 손에 꼽을 정도이다.

극대거성의 경우 표면 온도에 따라 파란색~붉은색 극대거성으로 분류할 수 있다. 이 중 가장 표면온도가 뜨거운 밝은 청색변광성(Luminous blue variables)은 극대거성들 중에서도 질량이 가장 큰 부류이다. 또한 밝은 청색변광성은 극대거성의 진화 단계 중 가장 처음의 상태로 보인다. 이들의 광도는 적게는 태양의 수백만 배에서 많게는 수천만배에 이른다. 일례로 LBV 1806-20의 밝기는 태양의 최소 200만 ~ 최대 4천만 배에 이르는데, 극대모형의 경우 작은 은하의 밝기와 맞먹을 정도이다.

표면온도가 낮은 적색, 황색 극대거성들의 경우, 절대등급이 -9.5를 넘지 못한다. 이는 태양 광도의 약 50만배에 해당하는 값으로, 왜 이 이상으로 밝아지지 못하는지의 원인은 아직 밝혀져 있지 않다.






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