[천문학] 연구 대상에 따른 천문학의 세부 분야2(항성천문학, 우리은하 천문학)

은하수(Milky Way)

항성 천문학

항성(Fixed Star) 및 그들의 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어 매우 중요한 역할을 한다. 천체물리학은 관측 및 이론, 항성 내부 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 항성 연구에 기여해 왔다. 천체 물리학이란 천체에서 일어나는 각종 현상을 물리학의 이론을 이용하여 설명·예측하는 학문이다. 이처럼 물리학 이론을 이용하여 특정한 범주의 자연을 연구하는 학문으로는 천체물리학 외에 지구물리학, 해양물리학, 대기 역학, 화학물리학, 생물물리학 등이 있다. 천체학과 우주론과의 관계는 우주론은 천체물리학의 한 분야이며 전통적인 입자 물리와 같은 물리학의 분야들과 연관성이 깊다. 입자 물리 이론 및 실험과도 연관이 깊어서 미국물리학회에서는 천체물리학 분과와 입자 물리 이론, 실험, 중력파 물리 등의 관련 분야가 항상 같이 다닌다.
항성 생성은 거대 분자 운으로 알려진, 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서 시작된다. 분자운의 종류로는 거대 분자운, 작은 분자운, 높은 위도에 확산한 분자운이 있는데, 그중 거대 분자운은 태양 질량에 대략 103~107배에 달하는 질량을 가진 방대한 분자 가스 집합체이다. (GMC) 거대분자운들은 직경이 15~600광년에 달한다. 태양 근처에서의 조밀도는 입방 센티미터당 한 개의 분자 정도이지만 GMC의 평균 조밀도는 수백에서 수천 배 더 크다. 태양 분자운이 불안정해지면, 분자운이 중력 때문에 붕괴하면서 여러 조각으로 깨지게 되고, 각각의 조각들은 원시별을 형성한다. 중심핵 부분이 충분히 밀도가 높고, 뜨거워지면 핵융합 작용이 시작되며, 여기서 주계열성이 탄생하게 된다. 수소와 헬륨, 리튬보다 무거운 모든 원소를 천문학에서는 중원소라고 부르는데, 이들은 항성의 내부에서 만들어진 것들이다.

주계열성을 벗어난 항성의 진화 과정은 주로 별의 질량에 의해 결정된다. 별이 질량이 크면 클수록 더욱 밝아지며 중심핵에서 수소 연료를 더 빨리 태운다. 시간이 지나면서 별이 갖고 있던 수소가 헬륨으로 모두 바뀌면, 항성은 진화하기 시작한다. 헬륨은 화학 원소 중 끓는점이 가장 낮으며, 상압에서는 영점에너지로 인하여 절대영도에서도 액체로 존재할 수 있는 유일한 원소다. 헬륨 융합이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 더 뜨거워져야 하므로 항성의 중심핵 밀도는 증가하며, 부피 또한 커지게 된다. 부피가 증가한 항성은 헬륨을 다 태울 때까지 잠깐 적색 거성 단계에 머무른다. 적색거성(red giant)은 헤르츠스프룽-러셀 도표에 따른 항성 분류에서 작거나 중간 정도의 질량을 가진 밝고 거대한 별이다. 항성진화의 후기 단계에 있다. 질량이 매우 큰 별들의 경우 헬륨보다 무거운 원소들을 태우는 일련의 진화 단계를 따로 걷게 된다.

항성의 최후 양상 역시 마지막에 남은 별의 질량에 따라 달라진다. 태양 정도 질량을 갖는 별은 행성상 성운의 형태로 질량을 방출하고 중심부에 백색왜성을 남긴다. 성운은 우주 공간에 분포한 성간 물질이, 어떠한 요인으로 '비교적' 좁은 지역에 밀집해 있는 것을 말한다. 백색왜성(white dwarf)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 주계열 시절 질량이 태양의 8배 이상이었던 별들의 경우 중심핵이 붕괴하면서 초신성으로 일생을 마친다. 초신성이란 별의 일생의 마지막 단계에서 핵융합을 일으키며 매우 밝게 빛나는 폭발적 현상을 말한다. 초신성 폭발 후 중심에 남은 물질은 중성자별이 되거나, 혹은 폭발 후 남은 질량이 태양의 3배가 넘는 경우 블랙홀로 진화한다. 서로 가까이 붙어 있는 쌍성의 경우 주성에서 나온 물질이 반성인 백색 왜성으로 흘러 들어가서 신성 폭발을 일으키는 것처럼, 더욱 복잡한 진화 경로를 겪게 된다. 행성상 성운 및 초신성은 중원소를 성간 공간에 퍼뜨리는 중요한 역할을 하며, 생명체가 탄생할 재료를 공급하는 역할도 한다. 만약 이들이 없다면 새롭게 탄생하는 별들 및 행성들은 수소와 헬륨으로만 이루어질 것이고, 지구형 행성은 생겨날 수 없기 때문이다.

 

 

우리은하 천문학

우리의 태양계는 국부 은하군에 속해 있는 막대나선은하인 우리은하(Galaxy; Milky Way)에 속해 있으며, 우리은하의 중심을 공전하고 있다. 가스, 먼지, 별, 암흑물질 등이 서로의 중력을 통해 묶여 우리은하를 구성하고 있으며, 이들은 공통 질량중심을 축으로 회전하고 있다. 태양계는 성간 먼지를 포함하는 바깥쪽 나선팔에 자리 잡고 있기 때문에 먼지가 시야를 가려, 지구에서 볼 수 있는 우리은하의 모습은 제한되어 있다. Milky Way는 우리말로 직역하면 은하수로만 알려졌지만, 우리은하를 지칭하는 표현으로도 사용된다. 애초에 은하수가 지구에서 우리은하를 바라본 모습이기 때문에 엄연히 따지면 그게 그거인 셈이다.
우리은하 중심부에는 막대 모양의 팽대부가 있으며, 은하 중심에는 거대한 블랙홀이 있는 것으로 받아들여지고 있다. 은하 중심부는 바깥쪽으로 소용돌이처럼 퍼져나가는 네 개의 나선팔로 둘러싸여 있다. 나선팔은 금속 함량이 많고 젊은 항성 종족 I 별들이 탄생하는 곳이다. 은하 원반을 구형의 은하 헤일로가 둘러싸고 있는데, 여기에는 주로 늙은 항성 종족 II 별들과 별들이 조밀하게 뭉친 구상성단들이 분포하고 있다. 구상성단은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하중심의 주위를 마치 위성처럼 돈다.
별들 사이에는 가스와 먼지 등으로 이루어진 희박한 성간 물질이 분포하고 있다. 성간 물질의 밀도가 높은 곳에서는 수소 분자 및 다른 원소들로 구성된 분자 구름이 만들어지고, 이곳에서 별들이 태어난다. 별의 생성은 처음에는 분자구름이 밀집된 암흑 성운의 형태로 시작되며, 이들은 압축되고 붕괴하여 원시별을 형성하게 된다. 원시별은 항성의 탄생 과정에서의 초기 단계이다.
질량이 큰 별들이 태어나는 곳의 주변은 빛을 방출하는 가스와 플라스마로 이루어진 H II 영역으로 진화한다. 무거운 별들은 강한 항성풍을 방출하고 초신성 폭발로 일생을 마치는데, 이에 따라 주변의 성간물질이 흩어지게 된다. 항성풍은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 하전 입자의 흐름이다. 지구의 태양이 방출하는 항성풍은 태양풍이라고 부른다. 때로는 여러 별로 이루어진 산개 성단이 만들어지기도 하는데, 산개 성단의 별들은 점차 흩어지게 되면서 우리은하의 항성 종족에 편입된다. 우리은하 및 외부 은하에 대한 운동학적 연구를 통해 보이는 물질보다 더 많은 질량이 존재한다는 사실을 알게 되었다. 이렇게 빛을 내지 않지만 질량은 가지는 암흑물질의 본질은 아직 규명되지 않았으나, 암흑물질 헤일로가 우주에 있는 물질의 대부분을 차지하는 것으로 보인다.