목차
● 태양 천문학
● 행성 천문학
● 항성 천문학
태양 천문학
태양은 지구에서 빛의 속도로 약 8분 거리에 있으며 가장 연구가 활발하고 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌 나이 46억 살의 주계열성입니다. 태양은 변광성으로 분류되지 않지만 흑점 주기로 알려진 주기적인 밝기의 변화를 보여줍니다. 이것은 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있습니다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역입니다.
태양은 나이를 먹으며 밝기가 천천히 증가하고 있고, 처음으로 주계열성으로 생애를 시작했을 때와 비교하면 지금은 40% 정도 더 밝아졌습니다. 태양은 탄생 이후부터 지구의 생태계에 뚜렷한 영향을 줄 정도로 밝기가 변해왔습니다. 예를 들자면 마운더 극소기로 인해 중세시대에 소빙기 현상이 발생했던 것으로 보입니다.
우리의 눈으로 볼 수 있는 태양의 바깥쪽 표면을 광구라고 부릅니다. 광구 위에는 채층으로 불리는 얇은 지대가 존재합니다. 채층 위에는 코로나가 형성되어 있고, 온도는 급격하게 올라갑니다.
태양의 중심부에는 핵이 있고 핵융합 작용이 일어날 정도로 매우 뜨겁고 압력이 큽니다. 중심핵 위에는 복사층이 있는데 여기서 플라즈마는 에너지 플럭스를 복사 형태로 전달합니다. 복사층 위로는 대류층이 존재하는데 이곳에서는 에너지가 물리적인 가스 교환 형태를 통해 전달됩니다. 이런 태양의 대류층이 자기장을 발생시키는 원인이고, 이러한 자기장으로 인해 태양 표면에 흑점이 생겨나고 있는 것으로 받아들여지고 있습니다.
플라즈마 입자로 이뤄진 태양풍은 태양으로부터 꾸준하게 우주공간으로 흘러나와 태양권계면까지 이어집니다. 태양풍은 지구의 자기권과 반응해 밴 앨런대를 형성하고 있고, 지구의 자기력선이 대기로 내려와 만나는 지점에서는 오로라가 형성됩니다.
행성 천문학
행성 천문학은 위성, 행성, 소행성, 혜성, 기타 태양을 공전하는 다른 천체들, 그리고 외계 행성 집단들을 그 연구 대상으로 다룹니다. 태양계는 상대적으로 연구가 많이 이뤄졌으며, 과거에 관측도구로는 주로 망원경을 이용했으며 최근에는 우주 탐사선이 그보다 더 많은 역할을 하고 있습니다. 이러한 탐사로 인하여 태양계의 형성과 진화에 관하여 많은 지식을 얻게 되었고, 새로운 사실들이 계속 발견되고 있습니다.
태양계는 내행성, 소행성대, 외행성 이렇게 크게 세 부분으로 나눌 수 있습니다. 내행성계로 일컫는 지구형 행성들로는 수성, 금성, 지구, 화성이 있습니다. 바깥쪽을 공전하고 있는 외행성계는 가스행성들로 이루어져 있고, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성으로 구성되어 있습니다. 해왕성 너머로 카이퍼대가 존재하고 있으며, 가장 바깥쪽으로는 최대 1만 광년에 이르는 거리까지 오르트 구름이 형성되어 있습니다.
행성들은 원시 태양을 두르고 있던 원시행성계원반에서 생겨 났습니다. 중력에 의한 끌어당김, 충돌, 강착 과정을 통해 원반에 있던 물질들은 점점 큰 덩어리로 자라났고 이후 원시행성들로 진화했습니다. 태양풍에 의한 복사압으로 인해 덩어리로 뭉치지 못하는 물질들은 쓸려 나갔으며, 자기가 지닌 가스 대기를 잃지 않을 정도로 무거운 천체들만 살아남았습니다. 살아남은 행성들은 계속 커지거나 아니면 극심한 충돌로 인해 자기가 가지고 있던 물질을 방출하기도 했습니다. 이런 극심한 충돌의 증거는 달이나 수성들에 있는 많은 충돌구들을 통해 알 수 있습니다. 현재 지지를 받고 있는 이론에 따르면 이 기간 동안에 원시행성들 중 일부는 충돌 과정을 겪었을 것입니다.
행성들은 충분한 질량을 획득한 후 무거운 물질은 행성 중심부로 가라앉고 가벼운 물질은 위에 남는 행성 분화과정을
겪게 됩니다. 이 과정을 통하여 행성들의 중심에는 철이나 석질의 중심핵이 생성이 되고 그 위에는 보다 가벼운 물질들로 이루어진 맨틀이 형성되어 있습니다. 핵 부위는 고체 또는 액체 성분을 지니고 있고, 일부 행성의 중심핵은 고유의 자기장을 형성하는 원인을 제공합니다. 이런 자기장은 행성의 대기를 태양풍으로부터 보호하여 벗겨져 나가지 않게 합니다.
행성이나 위성들의 내부열은 이들을 만들었던 물체들끼리 충돌하여 발생한 열 및 조석가속으로 인해 생겨 났습니다. 일부 천체들의 경우는 화산이나 지각운동 등 지질학적 활동이 생겨날 정도의 열을 간직하게 되었습니다. 이들 중 대기를 갖게 되는 천체는 물이나 바람으로 인해 지각의 침식 과정을 겪는데, 질량이 작은 천체들은 빠르게 식고, 충돌구 생성을 제외한 일체의 지질학적 활동을 멈추었습니다.
항성 천문학
항성 및 그들의 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어서 매우 중요한 역할을 합니다. 천체물리학은 이론 및 관측, 항성 내부 컴퓨터 시뮬레이션을 통하여 항성 연구에 기여해 왔습니다.
항성 생성은 거대 분자 구름으로 알려져 있는 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서 시작됩니다. 분자 구름이 불안정해지면 분자 구름이 중력 때문에 붕괴하면서 여러 개의 조각들로 깨지게 되고, 각각의 조각들은 원시별을 형성합니다. 중심핵 부분이 충분히 밀도가 높고, 뜨거워지게 되면 핵융합 작용이 시작되고 여기서 주계열성이 탄생하게 됩니다. 헬륨과 수소, 리튬보다 무거운 모든 원소들은 천문학에서 중원소라 부르는데, 이들은 항성의 내부에서 만들어진 것들입니다.
주계열성을 벗어난 항성의 진화과정은 주로 별의 질량에 의하여 결정됩니다. 별의 질량이 클수록 더욱 밝아지고 중심핵에서 수소 연료를 더 빨리 태웁니다. 시간이 지나면서 별이 갖고 있던 수소가 모두 헬륨으로 바뀌게 되면 항성은 진화하기 시작합니다. 헬륨 융합이일어나기 위해선 중심핵의 온도가 더 뜨거워져야 하기 때문에 항성의 중심핵 밀도는 증가하고 부피 또한 커지게 됩니다. 부피가 증가한 항성은 헬륨을 다 태울 때까지 잠시동안 적색 거성 단계에 머무르게 됩니다. 질량이 매우 큰 별들의 경우 헬륨보다 무거운 원소들을 태우는 일련의 진화과정 단계를 따로 거치게 됩니다.
항성의 최후 양상 역시 마지막에 남은 별의 질량에 따라서 달라집니다. 태양 정도 질량을 갖는 별은 행성상 성운의 형태로 질량을 방출하고 중심부에 백색왜성을 남깁니다. 주계열 시절 질량이 태양의 8배 이상이었던 별들의 경우에는 중심핵이 붕괴하며 초신성으로 일생을 마칩니다. 초신성 폭발 후 중심부에 남은 물질들은 중성자별이 되거나 또는 폭발 후 남은 질량이 태양의 3배가 넘는 경우에는 블랙홀로 진화하게 됩니다. 서로 가까이 붙어 있는 쌍성의 경우에는 주성에서 나온 물질이 반성인 백색 왜성으로 흘러들어가 신성 폭발을 일으키는 것처럼 더 복잡한 진화의 경로를 겪게 됩니다. 행성상 성운 및 초신성은 중원소를 성간 공간에 퍼뜨리는 아주 중요한 역할을 하며, 생명체를 탄생시킬 재료를 공급하는 역할도 합니다. 만약에 이들이 없다면 새롭게 탄생하는 별들 및 행성들은 헬륨과 수소만으로 이루어질 것이고, 지구형 행성은 생겨날 수 없기 때문입니다.