지구과학2 - 천체의 거리, 우리은하의 구조, 우주의 구조

천체의 거리

천체의 거리
(1) 연주시차이용
1)연주시차(p"):지구공전궤도의양끝에서별을바라보았을때나 타나는 각(시차)의 1/2이다.
2)비교적 가까운 거리에 있는 별들의 거리(r)를 구하는 데 이용된다.

3)지구에서 가까운 거리에 있는 별일수록 연주 시차가 크며, 1`pc 은 약 3.26광년이다.

4)연주 시차가 0.001"보다 작은 별은 정확한 시차를 측정하기 어려우 므로 주로 1000`pc 이내의 가까운 별의 거리를 구할 때 이용된다.

(2) 별의밝기이용
1)등급과 밝기 사이의 관계(포그슨 방정식): 겉보기 등급이 각각

(3) 맥동 변광성 이용: 맥동 변광성은 별의 내부가 불안정하여 팽창과 수축을 반복하면서 밝기가 주기적으로 변하는 별로, 변광 주기와 절대 등급 사이의 관계를 이용하여 거리를 구할 수 있다.
① 세페이드 변광성: 변광 주기가 1~50일 정도인 맥동 변광성이다.
- 변광 주기를 관측하여 별의 절대 등급을 구한 후, 겉보기 등급 과 비교하여 별이 속한 성단이나 외부 은하까지의 거리를 측정할 수 있다.
② 거문고자리 RR형 변광성: 변광 주기가 1일 이내인 맥동 변광성
이다. - 절대 등급이 약 0.75이므로 겉보기 등급만 측정하면 별 의 거리를 구할 수 있다.
(4) 성단의 색등급도 이용
① 색지수: (사진 등급-안시 등급)의 값으로, 표면 온도가 높을수 록 색지수가 작아진다. - 색지수: U-B 또는 B-V [단, U.
B, V는 각각 자외선(0.36 km), 파란색(0.42 km), 노란색 (0.54 (m) 부근의 빛을 통과시키는 필터를 사용하여 정한 겉보 기 등급이다.]
② 색등급도와 주계열 맞추기
• 색등급도(C-M도): 별의 색지수를 가로축에, 별의 등급을 세 로축에 표현한 그림을 색등급도(C-M도)라고 한다. 성단의 색등급도는 별의 등급으로 겉보기 등급(m)을 사용한다.
• 성단의 주계열 맞추기: 색지수와 절대 등급이 알려진 표준 주 계열성의 색등급도와 성단의 색등급도를 비교하면 성단을 구 성하는 별들의 절대 등급을 알 수 있고, 이로부터 거리 지수
(m- Mf)를 구할 수 있다. 성단을 구성하는 별의 거리는 거의 같다고 할 수 있으므로 거리 지수(72- 11)로부터 성단까지의 거리를 구할 수 있다. 이를 주계열 맞추기라고 한다.


산개 성단과 구상 성단
(1)산개성단:수백~수천개의별들 이 느슨하게 모여 있는 집단이다. 나이가 젊고, 고온의 파란색 별들 이 많으며, 우리은하에서만 1000 개가넘게발견된다.주로나선은 하와 불규칙 은하에서 발견된다

산개 성단과 구상 성단
(1)산개성단:수백~수천개의별들 이 느슨하게 모여 있는 집단이다. 나이가 젊고, 고온의 파란색 별들 이 많으며, 우리은하에서만 1000 개가넘게발견된다.주로나선은 하와 불규칙 은하에서 발견된다.

1)같은분자구름에서형성되어나이가비슷하고비교적최근에형 성되었기 때문에 젊은 별이 많다.
2)성단의색:질량과광도가큰주계열단계의별이많기때문에성 단은 대체로 파란색을 띤다.

(2) 구상 성단: 수만~수십만 개의 별 들이 구형으로 매우 조밀하게 모 여 있는 집단이다.
1)나이가 100억 년 이상인 것들도 관측될 만큼 오래전에 형성되었다. 형성 초기에 존재하였던 질량이 큰 별들은 주계열 단계를 벗어났다.
2)성단의 색: 현재 관측되는 별들은 대부분 적색 거성 또는 질량이 작은 주계열성이기 때문에 성단은 대체로 붉은색을 띤다.

(3) 산개 성단과 구상 성단의 비교

(4) 전향점과 성단의 나이
1)질량이 큰 별은 수명이 짧아 주계열 단계를 빠르게 벗어난다.
2)색등급도에서 성단을 이루는 주계열성 중 광도가 가장 큰 별(주 계열에서 거성으로 진화하기 직전의 별)의 위치를 전향점이라 하고, 성단의 나이가 많을수록 전향점이 오른쪽 아래로 이동한다.

(5) 성단의 색등급도: 성단은 거대한 분자운에서 수백~수십만 개의 별들이 거의 동시에 형성되어 서로의 중력으로 모여 있는 집단이 므로 성단의 각 구성원은 본질적으로 동일한 화학 조성을 갖고 나이가 거의 같다. 그러나 성단을 구성하는 별들의 질량은 다를 수 있으므로 별들의 진화 속도가 달라 성단의 색등급도에서 진화 단계가다른별들을볼수있다.
1)산개 성단의 색등급도
•대부분 주계열성으로, 표면 온도가 높고 광도가 큰 별들이 많다. •전향점은 표면 온도가 높고 광도가 큰 곳에 위치하므로 산개
성단은 비교적 나이가 젊다는 것을 알 수 있다.
•플레이아데스 성단의 전향점은 히아데스 성단의 전향점보다 광도가 큰 곳에 위치하므로 히아데스 성단보다 나이가 젊다는 것을 알 수 있다.
•산개 성단의 색등급도에서는 광도가 클수록 주계열 단계와 적색 거성 단계 사이에 별들이 거의 없는데 이는 주계열성의 광도가 클수록 빠르게 진화하기 때문이다. 2 구상 성단의 색등급도
•구상 성단의 색등급도에서 전향점에 위치하는 별은 산개 성단 에서보다 상대적으로 어둡고 색지수가 크다.  주계열 단계에 남아 있는 별들은 질량이 작고 표면 온도가 낮아서 광도가 작 은 별들이다.
•구상 성단의 색등급도에는 주계열에 연결되는 적색 거성 가지 에 별들이 많이 분포하고, 산개 성단에는 나타나지 않는 점근 거성 가지와 수평 가지에도 별들이 나타난다. 즉, 구상 성단은 나이가 많은 천체로 구성되어 있다.

우리은하의 구조

우리은하의 구조
(1) 우리은하의 발견
1허셜:밤하늘에있는별의수를세어최초로우리은하지도를작 성하였다.  허셜은 은하의 중심에 태양계가 있다고 믿었으며, 이를 중심으로 우리은하는 약 6000광년을 지름으로 하는 볼록 렌즈 모양이라고 생각하였다.
2 캅테인: 별의 분포를 통계적으로 연구하였다.  하늘을 206개 의 구역으로 나누고, 밝은 별은 가깝고 어두운 별은 멀리 있다고 가정하여 별의 공간 분포를 계산해 은하의 모습을 추정하였다. 별들이 태양을 중심으로 납작한 타원체 모양으로 분포하며, 그 지름은 16`kpc 정도로 생각하였다.
3 섀플리: 변광성을 이용하여 93개 구상 성단의 공간 분포를 알아 내어 우리은하의 구조를 연구하였다.
•우리은하의 중심이 태양계가 아니라는 사실을 밝혀내었다. •성간 소광을 고려하지 않아 우리은하의 지름을 실제보다 큰 100`kpc 정도로 생각하였다.

(2) 우리은하의 구조
1)우리은하는 막대 모양의 구조와 나선팔을 가지고 있는 막대 나선 은하이다.
2)우리은하는 중심부에 구형의 은하 팽대부, 은하면에 해당하는 은 하 원반, 이를 둘러싸고 있는 헤일로로 구성되어 있다.
3)은하면에는 젊고 푸른 별이 많고 성간 물질이 풍부하며 산개 성 단이 주로 분포한다. 반면 헤일로에는 늙고 붉은 별이 많고 구상 성단이 주로 분포한다.

우리은하의 구조
(1) 성간 물질: 성간 기체(약 99`%)와 성간 티끌(약 1`%)로 구성된다.
(2) 성간 기체: 대부분 수소로 이루어져 있다.
1)분자운: 온도가 10`K 정도로 낮아 수소가 분자 상태로 존재하는 성운으로 별이 태어나기 좋은 곳이다.
2)HI영역:온도가수백K정도이고,수소가주로원자상태로 존재하는 성운이다.
3)HII영역:고온의별빛이주변성운의수소를전리시켜대부분 의 수소가 이온 상태로 존재하는 영역이다.

(3) 성간 티끌
1)성간 소광
•성간 소광: 성간 티끌에 의한 별빛의 흡수와 산란으로 인해 별빛이 실제보다 더 어둡게 보이는 현상이다.
•소광 보정: 성간 소광이 일어나면 별의 겉보기 등급이 실제보다 크게 관측되 므로 관측한 별의 겉보기 등급에 성간 소광된 양을 등급으로 나타낸 값(A)만큼 보정해 주어야 정확 한 거리를 구할 수 있다.

2)성간 적색화
•성간 적색화: 성간 티끌층을 통과하면서 파란빛이 붉은빛보다 더 많이 산란되어 별빛이 실제보다 더 붉게 보이는 현상이다.
•색초과: 실제로 측정한 별의 색지수(B-V)와 그 별의 분광형 에 대응하는 고유의 색지수의 차이이다.  색초과 값이 클수
록 성간 적색화가 크게 일어난 것이다.

(4) 성운
1)암흑 성운: 성간 티끌에 의해 배경 별빛이 통과하지 못해 어둡게 보이는 성운이다.
2)반사성운:성간티끌이 주변 별빛을 산란시켜 파란색으로 빛나는 성운이다.
3) 방출 성운: HII 영역에서 전리된 수소가 전자와 결합하면서 방 출하는 빛에 의해 붉게 빛나는 성운이다.

우리은하의 나선 구조
(1) 별의공간운동
1)고유 운동(l): 별이 1년 동안 천구상을 움직인 각거리  단위: ''/년
2)접선 속도(V^): 시선 방향에 수직인 방향의 속도를 말한다.  V^(km/s)=4.74lr (r: 별까지의 거리, l: 고유 운동)
3)시선 속도(V ̈): 별이 관측자의 시선 방향으로 멀어지거나 접근 하는 속도를 말한다.  V ̈=`c_ Dk (c: 빛의 속도, k1⁄4: 흡수선의 고유 파장, Dk: 흡수선의 파장 변화량)
4)공간 속도(V): 별이 우주 공간에서 실제로 운동하는 것을 공간 운동이라고 하며, 공간 속도 V="1⁄2V^Û`+V ̈Û` 이다.

(2) 태양계 부근 별들의 공간 운동: 은하면에서 태양으로부터의 거리 가 같은 별들의 시선 속도를 관측하면 은경에 따라 이중 사인 곡 선을 나타낸다.  태양 근처의 별들은 케플러 회전을 한다.

(3) 중성수소21cm파의관측과해석
1) 21`cm파: 중성 수소는 양성자와 전자의 스핀 방향이 같을 때가 스핀 방향이 반대일 때에 비해 에너지 상태가 높은데, 에너지가 높은 상태에서 에너지가 낮은 상태로 바뀔 때 21`cm파가 방출 된다.

2) 나선팔 구조의 발견: 중성 수소 원자에서 방출되는 21`cm파를관측하여 알아내었다.



우리은하의 회전과 질량 분포
(1) 우리은하의 회전 곡선

1)은하 중심부에서는 중심에서 밖으로 갈수록 속도가 증가하는 강체 회전을 한다.
2)은하 중심부를 벗어나면 약 3`kpc까지 케플러 회전과 유사한 분 포를 보이지만 그 바깥에서는 회전 속도가 증가하다가 다시 조금 감소하고 약 13`kpc부터는 거의 일정한 속도를 유지한다.
3)우리은하의 질량이 중심부에 집중되어 있지 않고 은하 외곽에도 상당히 분포하고 있다.
•우리은하의 회전 속도 분포를 설명하기 위해서는 관측되는 물질보다 더 많은 암흑 물질이 존재해야 한다.
•태양궤도안쪽의모든질량을M,태양의질량을m⊙,은하중심에서 태양까지의 거리를 r, 태양의 공전 속도를 v라고 할 때, G Mm⊙ = m⊙vÛ` 이므로 M= rvÛ` 이다. r를 약 26000광년, v를 약 200`km/s로 간주하면 M¤1.5_10`Ú `Ú m⊙가 된다. 이와 같은 원리로 우리은하를 구성하는 가장 바깥에 있는 천체의 회 전속도를이용하면우리은하의총질량을구할수있다.

(2) 암흑 물질
1)암흑 물질: 빛을 내지 않아서 관측되지 않으므로 중력적인 방법 으로만 존재를 간접적으로 추정할 수 있는 물질이다.
2)중력렌즈현상:큰중력에의해공간이휘어져빛이굴절되어나 타나는 현상으로 암흑 물질의 존재 확인에 이용된다.
3)암흑물질의후보:갈색왜성,블랙홀같은무거운일반적천체나 액시온(AXION), 윔프(WIMP), 비활성 중성미자와 같은 작은 입자들이 있다.

우주의 구조

은하들의 집단
은하들은 독립적으로 존재하는 것이 아니라 다양한 규모의 집단을 이루고 있다.

(1) 은하군: 은하의 무리를 이루는 가장 작은 단위로 수십 개의 은하 들이 서로의 중력에 속박되어 구성된 집단이다.
•국부 은하군: 우리은하가 속해 있는 은하군이다. 국부 은하군의 무게 중심은 은하군 내에서 질량이 큰 우리은하와 안드로메 다은하사이에있다.

(2) 은하단: 수백~수천 개의 은하로 구성되어 은하군보다 규모가 큰 집단으로, 우주에서 서로의 중력에 묶여 있는 천체들 중 규모가 가장 크다.  우리은하에서 가장 가까운 은하단인 처녀자리 은 하단은 매우 강력한 중력을 가지고 있어서 국부 은하군은 처녀자 리 은하단 방향으로 서서히 움직이고 있다.
(3) 초은하단: 은하군과 은하단으로 이루어진 대규모 은하의 집단으 로, 은하들의 집단으로서는 가장 큰 단위이다. 초은하단을 이루 는 각 은하단들은 서로 중력적으로 묶여 있지 않아 우주가 팽창 함에 따라 흩어지고 있다.  처녀자리 초은하단은 처녀자리은 하단과 국부 은하군을 포함하여 약 100여 개의 은하군과 은하단 으로 구성되어 있다.

우주 거대 구조
은하들은우주에고르게분포하는것이아니라일부지역에모여집 중적으로 분포한다.
(1) 필라멘트(filament) 구조: 대부분의 은하들이 그물망과 비슷한 필라멘트(거대 가락) 구조를 따라 존재한다. 필라멘트가 만나는 부분에는 은하들의 밀도가 높아 초은하단이 존재한다.
(2) 은하 장성(Great Wall): 초은하단보다 더 거대한 규모의 구조 로, 우주에서 볼 수 있는 구조 중 규모가 가장 크다. 은하 장성은 크기가 10억 광년 이상이다.
(3) 거대 공동(void): 우주에서 은하가 거의 없는 공간이다.
1)거대공동의 밀도는 우주평균밀도 의  1/10보다 작으며 , 지름은 대략 11`Mpc~150`Mpc에 이른다.
2)우주 거대 구조는 거대 가락이 거대 공동을 둘러싼 거품처럼 생긴 구조이다.

(4) 우주거대구조의형성
1)우주는 큰 구조 안에 작은 구조가 순차적으로 포함된 계층적 구조를 이루고 있으며, 우주 거대 구조는 암흑 물질에 의해 형 성된 것으로 여겨진다.  그물 모양으로 우주에 분포하는 암 흑 물질이 물질 분포에 영향을 주어 우주 거대 구조가 형성되 었다.
2)초기 우주에 미세한 물질 분포의 차이가 있었고, 물질은 중력 의 영향으로 밀도가 큰 곳으로 모여들어 별과 은하를 만들었 으며, 시간이 흘러 현재와 같은 은하 분포와 우주 거대 구조를 만들게 되었다.