일식과 월식

일식
달에 의해 태양이 서서히 그 빛을 잃으며 잠시 사라졌다가 다시 나타나는 현상으로, 일식은 태양 - 달 - 지구의 순서로 위치하여 태양이 달에 가려질때 일어난다.
개기 일식
달의 본그림자 속에 들어가는 지역에서 관측할 수 있으며, 태양 광구 전체가 가려진다. 이 때 태양 대기의 코로나, 채충 등을 관찰할 수 있다.
부분 일식
달의 반그림자 속에 들어가는 지역에서 관측할 수 있으며, 태양의 일부가 가려진다.
월식
보름달이 지구의 그림자에 가려져 점차 어두워지다가 잠시 후에 달빛이 다시 나타나는 현상으로, 월식은 태양 - 지구 - 달의 순서로 위치할 때 나타날 수 있다.
개기 월식
달 전체가 지구의 본그림자 속에 들어가 가려진다.
부분 월식
달의 일부가 지구의 본그림자 속에 들어가 가려진다.
일식과 월식이 삭과 망 때마다 일어나지 않는 까닭
일식과 월식은 태양, 지구, 달이 공간적으로 일직선상에 위치할 때 일어나므로 매달 삭과 망일 때마다 일식과 월식을 볼 수 있어야 한다. 그러나 일식과 월식을 자주 볼 수 없는데, 그것은 달의 공전 궤도면이 지구의 공전 궤도면과 약 5도 정도 기울어져 있기 때문이다

달의 자전

달 표면 무늬 관측
달은 삭망월은 주기로 위상이 바뀌지만 지구에서 보이는 달 표면의 무늬는 달의 위상에 관계없이 항상 같다.
동주기 자전
달 표면의 무늬가 항상 같은 것은 달의 자전 주기와 공전 주기가 27.3일로 같기 때문이다. 이를 동주기 자전이라고 한다.

달의 공전

달이 지구 주위를 한 달에 한 바퀴씩 도는 운동을 달의 공전이라고 하며, 달이 공전하기 때문에 지구에서 볼 때 달의 위치와 모양이 한 달을 주기로 변화한다.

(1) 달의 위치 변화

날마다 일정한 시각에 달을 관측하면 하루에 약 13도 씩 서쪽에서 동쪽으로 옮겨진 위치에서 볼 수 있다

(2) 달의 공전과 위상 변화

달의 공전 방향과 속도 : 달은 서쪽에서 동쪽으로 백도를 따라 하루에 약 13도 씩 이동한다.

달의 위상 변화 : 달이 지구 주위를 공전하면서 태양빛을 받아 반사하므로 달의 위치에 따라 지구에서 보이는 모양이 달라지는데, 이러한 달의 모양을 달의 위상이라고 한다. 달의 위상은 삭 - 상현 - 망 - 하현 - 삭의 순서로 변화한다.

(3) 달의 공전주기

항성월 : 달이 천구 상의 어느 별자리를 출발하여 다시 그 자리로 되돌아오는 데 걸리는 시간으로, 약 27.3일이다. 항성월은 달의 공전 주기에 해당한다.

삭망월 : 달의 위상이 망에서 다음 망까지 또는 삭에서 다음 삭이 되는 데 걸리는 기간으로 약 29.5일이다. 우리가 음력 한 달이라고 하는 것은 바로 삭망월을 말한다

항성원과 삭망월이 일치하지 않는 이유 : 항성월과 삭망월은 약 2.2일 차이나는데, 이것은 달이 지구 주위를 공전하는 동안 지구도 태양 주위를 공전하기 때문이다

케플러의 법칙

케플러의 우주관

케플러는 브라헤가 남겼던 화성의 관측 자료를 조사한 결과, 화성의 궤도가 태양 둘레의 원궤도가 아니라 태양을 한 초점으로 하는 타원 궤도를 돌고 있다는 사실을 알게 되며, 행성의 운동에 관한 법칙을 발표한다.

제 1법칙

행성은 태양을 한 초점으로 하는 타원 궤도를 그리면서 공전한다는 것으로 타원 궤도의 법칙 또는 궤도의 법칙이라고 한다.  행성의 궤도에서 태양으로부터의 거리가 가장 가까운 점을 근일점, 가장 먼 점을 원일점이라고 하는데, 이들 사이에서 행성의 운동은 다르게 나타난다.

근일점에서 원일점으로의 이동 : 행성이 근일점에서 원일점으로 이동하는 동안 만유인력의 방향은 행성의 운동을 방해하는 방향으로 작용하므로 행성의 속력이 점점 느려지게 된다.

원일점에서 근일점으로의 이동 : 행성이 원일점에서 근일점으로 이동할 때는 행성의 속력이 점점 빨라지게 된다. 실제로 태양계의 행성의 이심률은 아주 작아서 그 궤도는 원이라고 생각해도 틀리지 않는다.

태양계 행성의 시운동

내행성의 시운동
수성과 금성은 지구 궤도보다 안쪽 궤도를 도는 내행성으로 지구에서 볼 때 태양으로부터 어느 일정한 각도 이상으로 벗어나지 않는다.
최대 이각
내행성이 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 각도를 최대 이각이라고 하는데, 수성의 최대 이각은 24도, 금성의 최대 이각은 48도라고 한다.
외행성의 시운동
지구 궤도보다 바깥쪽 궤도를 도는 화성~해왕성으로 태양의 위치와는 관계없이 서쪽 또는 동쪽으로 별자리 사이를 점차 옮겨 다닌다.

지구형 행성과 목성형 행성의 비교

지구형 행성과 목성형 행성의 물리적인 성질을 비교해 보면 두 집단의 성격이 다르다는 것을 알 수가 있다.
먼저, 질량과 반지름이 다르다. 목성형 행성은 질량과 반지름이 지구형 행성에 비하여 매우 크다.
그리고 평균 밀도.
지구형 행성은 질량과 반지름이 목성형 행성에 비하여 매우 작지만 철, 규소, 마그네슘 등 무거운 원소들로 이루어져 있기 때문에 평균 밀도가 3.4~5.6g/cm^3에 이를 정도로 크다.
반면 목성형 행성은 질량과 반지름이 매우 크지만 수소와 헬륨 등 가벼운 원소로 이루어져 있기 때문에 평균 밀도가 0.7~1.4g/cm^3로 작다.
대기도 다르다고 한다.
지구형 행성 중 수성은 대기가 없고 대기를 가지고 있는 화성, 금성, 지구는 목성형 행성에 비하여 대기층이 얇다. 대기 성분은 이산화탄소, 질소, 산소 등 무거운 기체로 이루어져 있다.
반면 목성형 행성은 대기층이 두껍고, 대기 성분은 수소, 헬륨, 메테인, 암모니아 등 가벼운 기체로 되어있다고 한다.
그리고 지구형 행성은 고리가 없지만 목성형 행성은 얼음과 암석 조각으로 이루어진 여러 겹의 고리가 존재한다.
또한 지구형 행성 중 위성을 가지는 행성은 지구와 화성 뿐이고, 그 수도 매우 적다.(지구 1개, 화성 2개) 하지만 목성형 행성들은 얘기가 다르다. 2014년 8월 26일 기준으로 알려진 목성의 위성은 63개, 토성의 위성은 이름이 알려진 60개와 이름 없는 작은 위성 수백개, 천왕성의 위성은 27개, 해왕성의 위성은 13개 등 목성형 행성은 지구형 행성과 다르게 많은 수의 위성을 가진다.
자전 주기도 다르다.
지구형 행성의 자전 주기는 수성 약 58.6일, 글성 약 243일, 지구와 화성은 약 24시간으로 목성형 행성의 자전 주기 9~17시간에 비하면 자전 주기가 길다.
편평도란 행성의 모양이 납작한 정도를 나타내는 값인데, 빠르게 자전할수록 편평도가 크다고 한다. 따라서 목성형 행성이 지구형 행성보다 편평도가 크다고 한다.

목성형 행성

태양으로부터 멀리 떨어진 목성, 토성, 천왕성, 해왕성은 질량이 지구형 행성에 비하여 매우 크고 밀도가 작으며 액체로 되어 있다.
목성형 행성의 특징
목성형 행성들은 지구형 행성보다 질량과 반지름이 훨씬 크지만 수소나 헬륨 등 가벼운 원소들로 구성되어 있기 때문에 밀도는 작다.
여러 가지 목성형 행성
목성 : 목성은 태양계에서 가장 큰 행성으로 부피는 지구의 약 1361배, 질량은 약 318배로써, 태양을 제외하면 태양계 전체 질량의 70% 정도를 차지한다. 그리고 목성은 고체가 아닌 수소와 헬륨 기체로 이루어져 있어 태양과 구성 물질이 비슷하고, 밀도가 작으며 표면은 암모니아 구름층으로 이루어져 있다. 또 목성의 남반구에는 지름이 수만 KM에 이르는 대기 소용돌이인 대적점이 있다. 보이저 탐사선에 의하여 목성도 토성 고리보다는 희미하지만 얇은 고리를 가지고 있으며 많은 수의 위성을 거느리고 있다는 것이 밝혀졌다.
토성 : 토성은 태양계 행성 중 목성 다음으로 크지만 주로 수소로 이루어져 있어 밀도가 물보다 작다. 그리고 자전 주기가 매우 짧아 태양계 행성 중에서 편평도가 가장 커 납작한 모양을 하고 있다. 표면에는 목성과 비슷한 줄무늬와 가스 소용돌이로 보이는 무늬가 나타나 가스가 급격하게 요동하는 것을 알 수 있다. 토성은 다른 목성형 행성보다 훨씨니 크고 화려한 고리를 가지고 있는데, 이 고리는 토성이 만들어질 때 주변에 남아 있는 미세 입자와 먼지, 암석 부스러기, 얼음 등이 토성의 인력에 붙들려 적도를 따라 돌게 된 것으로 생각된다.
천왕성 : 천왕성은 태양에서 멀리 떨어져 있기 때문에 표면 온도가 낮으며 적도면이 공전 궤도면에 대하여 거의 직각으로 기울어져 있어 다른 행성과는 반대 방향으로 자전하고 있다. 특히 대기에 들어 있는 메테인 성분이 천왕성에 도달한 태양빛 중 적색 파장의 빛을 흡수하고 녹색 영역의 빛은 반사하여 청록색으로 보인다.

지구형 행성

지구형 행성

태양계 행성은 물리적인 성질에 따라 지구형 행성과 목성형 행성의 두 부류로 뚜렷이 나누어진다. 태양에 가까이 위치한 수성, 금성, 지구, 화성은 질량이 작고, 구성 물질의 밀도가 크며 딱딱한 암석으로 된 지각을 가지고 있다.

지구형 행성의 특징

지구형 행성은 목성형 행성보다 질량과 반지름이 작지만 철, 규소, 산소, 마그네슘 등 무거운 원소들로 구성되어 있기 때문에 목성형 행성보다 평균 밀도는 크다.

여러 가지 지구형 행성

수성 : 수성은 태양에 가장 가까운 행성으로, 표면이 달처럼 수많은 크레이터로 덮여 있다. 수성은 크기가 작고 태양에 가까워 태양계 행성 중에서 유일하게 대기가 없다. 수성 표면에는 길이 수백 km에 달하는 단층 절벽이 나타난다. 탄생 당시에 급격하게 냉각되면서 표면에 단층이 생긴 것으로 추정된다. 수성은 대기가 없는 데다가 자전 주기가 약 59일로, 일교차가 매우 심하다.
금성 : 금성은 태양계 행성 중 물리적 성질이 지구와 가장 비슷한 행성이다. 하지만 대기층은 지구와 달리 두꺼운 이산화탄소로 되어 있어 온실 효과가 심하게 나타나 표면 온도가 약 470C로 수성보다 높다. 또, 대기에 의한 반사율이 높기 때문에 태양계 행성 중 가장 밝게 보인다. 금성에는 수성과 달리 크레이터가 별로 없는데, 이는 화산 활동으로 분출한 용암으로 메워졌기 때문으로 추정된다. 심지어는 아직까지도 화산 활동이 멈추지 않아 지형이 계속 바뀌고 있다고 한다.
화성 : 화성은 지구의 공전 궤도 바로 바깥쪽 궤도를 도는 행성이다. 표면의 70% 이상이 풍화 작용으로 생긴 산화철과 점토 광물로 덮여 있어 붉은색을 띠고 있다. 지구에서는 이러한 토양이 고온 다습한 기후에서 만들어지기 때문에 과거 화성에서는 물이 풍부했을 것으로 추정한다. 또 표면의 거대한 협곡과 실개천 모양의 지형을 통해 과거에는 물이 흘렀던 사실을 알 수 있으며, 양극에 있는 극관의 크기 변화를 통해 계절 변화가 있음을 알 수 있다.

태양계의 형성 과정

태양계의 기원

태양계의 기원에 대한 가설은 여러 가지가 있으나, 원시 태양계 성운의 회줜과 수축을 통해 태양계의 모든 천체들이 함께 만들어졌다는 성운설이 현재 가장 유력하다

태양계 성운의 형성

일생을 마친 별이 초신성 폭발을 통해 성간 물질로 흩어졌다가 다시 모여 태양계의 자리에서 성운이 되었다. 수소와 헬륨 등으로 이루어진 고온의 가스와 티끌이 모여 만들어진 태양계 서운에는 탄소, 질소, 산소, 철 등의 무거운 원소도 포함되어 있었다. 태양계 성운은 근처의 초신성이 폭발하면서 생긴 충격파에 의하여 수축하기 시작하면서 여러 개의 성운 조각으로 나누어졌고, 그 중 하나가 현재의 태양계로 발전하였다.

태양계 성운의 회전과 수축

태양계 성운은 중력에 의하여 중심부 쪽으로 수툭하면서 회전하기 시작하였고, 점차 평평한 원반 모양을 이루게 되었다.

원시 태양 형성

성운의 중심부에 질량이 큰 물질들이 모이게 되었고, 그 때문에 온도가 올라가서 원시 태양이 만들어졌다.

미행성체 형성

원시 태양 주위를 회전하던 성운은 얇은 원반 모양의 가장자리에서 미행성체를 형성하였다.

원시 행성의 형성

성운이 수축하면서 행성의 고리가 차례로 만들어지고 고리에서 원시 행성을 중심으로 충돌이 반복되면서 주위의 미행성체들을 끌어당기고 그들과 충돌하여 점차 큰 행성으로 성장하였다.

항성으로서의 태양의 형성

태양이 충분히 성장하여 중력에 의하여 내부에 높은 온도와 압력이 형성되면 마침내 태양 내부의 수소가 융합하여 헬륨이 만들어지는 핵융합이 시작되고 이 과정에서 만들어진 에너지가 빛으로 방출된다.
행성의 형성
원시 태양이 만들어지는 과정에서 상대적으로 용융점이 높아 곧바로 식어버린 칼슘, 규소, 알루미늄, 철과 같은 무거운 원소들은 원시 태양 주위로 모여 들고, 태양으로부터 멀리 떨어진 곳에서는 얼음(H2O)이나 메테인(CH4)등이 남게 되었다. 그 결과 태양계의 행성들은 태양으로부터의 거리에 따라 서로 다른 물리적 특징을 나타내게 되었다.

태양계의 구성 및 특징

태양계의 구성

태양계는 태양과 태양 주위를 공전하고 있는 행성, 위성, 소행성, 혜성 등 다양한 천체로 구성되어 있다.
(1) 태양 : 태양계의 유일한 항성으로, 약 110억 년 전에 만들어진 우리 은하에 속해 있는 수천 억 개의 별 중 하나이다.
(2) 행성 : 태양 주위를 돌고 있는 8개의 천체로 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 있다
(3) 기타 : 행성 주위를 공전하는 천체인 위성과 화성과 목성 사이에서 태양을 중심으로 공전하는 수만 개의 작은 천체인 소행성, 태양 주위를 일그러진 궤도로 운동하며 길고 밝은 꼬리를 나타내는 혜성 등이 있다.

태양계의 특징

(1) 질량 중심 : 태양이 전체 질량의 99% 이상을 차지하고 있어 태양계의 질량 중심이다.
(2) 행성의 공전 궤도면 : 대부분 행성들의 공전 궤도면이 지구의 공전 궤도면과 일치한다.
(3) 행성의 자전 방향 : 금성과 천왕성을 제외한 행성의 자전 방향이 행성의 공전 방향과 같으며 태양의 자전 방향과도 같다.

공유 결합과 분자의 형성

우주 공간에 가장 많은 원소는 H>He》O>C>N>Ne의 순서이다. 이 중에서 우주에서 두 번째로 많은 헬륨(He) 원자와 여섯 번째로 많은 네온 원자(Ne)는 매우 안정하여 다른 원자와 결합하지 않지만 헬룸 이외의 다른 원소의 원자들은 같은 종류의 원자 또는 다른 종류의 원자와 결합하여 더욱 안정한 분자 상태로 존재하게 된다. 따라서 별과 별 사이의 공간에는 가장 많은 수소 원자들끼리 결합한 수소 분자 (H2)가 가장 풍부하다. 수소 원자가 산소 원자, 탄소 원자, 질소 원자와 결합하면 일산화탄소(CO)나 이산화탄소(CO2), 두 개의 질소 원자가 결합하면 질소(N2) 등이 만들어진다.

수소 분자의 형성

수소 원자는 1개의 전자를 가진다. 2개의 수소 원자는 전자를 공유하여 수소 분자(H2)를 형성한다. 이와 같이 원자가 전자를 공유하며 결합하여 분자를 형성하는 것을 공유 결합이라고 한다. 수소 분자 속에서 각각의 수소 원자는 헬륨과 같이 2개의 전자를 가지므로, 매우 안정하다.

<사진 : 수소 분자의 형성>

물 분자(H2O)의 형성

산소 원자는 6개의 원자가 전자를 가지므로, 1개의 산소 원자는 2개의 수소 원자와 전자를 공유하여 물 분자(H2O)를 만든다. 물 분자 속에서 수소 원자는 헬륨 원자와 같이 2개의 원자가 전자를 가지게 되고 산소 원자는 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가지게 되어 안정해진다.

<사진 : 물 분자의 형성>

메테인(CH4)의 형성

탄소 원자는 4개의 원자가 전자를 가지므로, 1개의 탄소 원자는 4개의 수소와 전자를 공유함으로써 메테인 분자(CH4)를 만든다. 메테인 분자 속에서 수소 원자는 헬륨과 같이 2개의 원자가 전자를 가지고, 탄소 원자는 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가진다.

<사진 : 메테인 분자의 형성>

암모니아(NH3)의 형성

질소 원자는 5개의 원자가 전자를 가지므로, 1개의 질소 원자는 3개의 수소 원자와 전자를 공유함으로써 암모니아 분자(NH3)를 형성한다. 암모니아 분자 속에서 수소 원자는 헬룸과 같이 2개의 원자가 전자를 가지고, 질소 원자는 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가진다.

<사진 : 암모니아 분자의 형성>

일산화탄소와 이산화탄소의 형성

산소 원자가 탄소 원자와 결합하면 일산화탄소(CO)와 이산화탄소(CO2) 분자가 형성된다.
일산화탄소(CO) : 1개의 탄소 원자가 1개의 산소 원자와 3쌍의 전자를 공유함으로써 일산화탄소 분자(CO)를 만든다. 일산화탄소 분자 속에서 탄소 원자와 산소 원자는 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가진다.

<사진 : 일산화탄소 분자의 형성>
이산화탄소(CO2)의 형성 : 1개의 탄소 원자가 2개의 산소 원자와 각각 2쌍의 전자를 공유하면 이산화탄소 분자(CO2)를 만든다. 이산화탄소 분자 속에서 탄소 원자와 산소 원자는 모두 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가진다.

<사진 : 이산화탄소 분자의 형성>

질소 분자(N2)의 형성

두 개의 질소 원자가 3쌍의 전자를 공유함드로써 질소 분자(N2)가 만들어진다. 질소 분자 속에서 각각의 질소 원자는 네온 원자와 같이 8개의 원자가 전자를 가진다.

<사진 : 질소 분자의 형성>

원자가 전가와 화학 결합

성간 분자는 매우 희박한 성간 공간이나 별 주변에 있는 분자 구름 속에서 화학 반응에 의하여 형성된다.

원자가 전자

원자들은 화학 결합을 통해 분자를 형성하는데, 화학 결합에는 전자가 관여한다. 원자 속에서 전자는 불연속적인 에너지 준위를 가진다. 전자는 낮은 안쪽의 에너지 준위부터 차례로 들어가는데, 각 에너지 준위에 들어갈 수 있는 전자의 개수는 정해져 있다. 첫 번째 에너지 준위에는 전자가 최대 2개까지 들어갈 수 있으며, 맨 바깥쪽 에너지 준위에는 전자가 최대 8개까지 들어갈 수 있다.
원자가 전자 : 원자에는 원자핵에 들어 있는 양성자의 개수만큼 전자가 들어 있지만 이 중에서 가장 높은 맨 바깥쪽 에너지 준위에 들어 있는 전자만이 다른 원자와 화학 결합하는 데 관여한다. 이와 같이 원자에서 가장 높은 에너지 준위에 들어 있어 화학 결합에 참여하는 전자를 원자가 전자(valence electron) 또는 최외각 전자라고 한다. 원자가 전자의 개수는 주기율표에서 세로줄의 번호(족 번호)의 일의 자리수와 같다. 단, 18족 원소의 원자가 전자는 0개로 본다.
원자가 전자와 원소의 화학적 성질 : 원소의 화학적 성질은 그 원소의 원자가 가지는 원자가 전자의 개수에 따라 결정된다.

원자의 종류와 화학 결합

맨바깥 에너지 준위가 가득찬 원자 : 양성자가 2개인 헬륨 원자는 2개의 전자를 가진다. 헬륨원자는 첫 번째 에너지 준위에 이 2개의 전자가 들어간다. 첫 번째 에너지 준위가 꽉 찬 헬륨원자는 매우 안정하여 다른 원자와 반응하지 않는다. 마찬가지로 맨 바깥 에너지 준위가 8개의 전자로 가득찬 네온 원자도 매우 안정하여 다른 원자와 반응하지 않는다.
맨 바깥 에너지 준위가 가득 차지 않은 원자 : 맨 바깥 에너지 준위에 전자가 꽉 차지 않은 산소, 탄소, 질소 등은 다른 원자와 화학 결합을 함으로써 헬륨 원자나 네온 원자와 같이 안정한 전자 배치를 나타낸다. 원자들은 다른 원자와 화학 결합을 하여 맨 바깥 에너지 준위에 8개의 전자가 들어가는 전자 배치를 한다.

성간 물질

우주 공간의 성간 물질(interstellar medium)

과거에는 우주 공간이 아무런 물질도 존재하지 않은 진공 상태일 것으로 생각하였다. 그러나 현재는 우주 공간에 전체적으로 소량의 성간 물질이 존재하고 있음이 알려져 있다. 우주 공간에 있는 물질의 밀도는 매우 희박하지만 별과 별 사이의 공간에 존재하는 성간 물질의 총량은 은하계에 속하는 행성의 총 질량의 약 10%를 차지한다고 추정된다.

성간 물질의 종류와 구성

성간 물질의 종류 : 성간 물질에는 기체 상태의 성간 기체와 고체 상태인 성간 티끌이 있다. 성간 기체는 수소나 헬륨과 같은 가벼운 기체이고, 성간 티끌은 규소나 탄소, 철, 마그네슘 등으로 이루어진 작은 입자이다. 존재비로는 성간 기체가 훨씬 많다. 일부의 성간 물질은 한 곳에 응집하여 성운이나 분자 구름을 형성한다.
성간 물질의 구성 : 성간 물질 전체 질량의 약 98%는 수소(약 74%)와 헬륨(약 24%)과 같은 가벼운 기체로 되어 있으며, 산소, 탄소, 네온, 철, 질소, 규소, 황 등의 나머지 모두를 합쳐도 전체 질량의 약 2% 밖에 되지 않는다. 그런데 우주 공간에 극히 소량인 이 무거운 원소들이 별의 생성에 큰 영향을 미친다.

우주의 구조

은하의 집단

최근의 관측 결과, 외부 은하들은 단독으로 존재하는 것보다 집단을 이루어 분포하는 것이 많이 발견되었다.
은하군 : 수십개의 은하들이 모인 집단을 은하군이라 하고, 우리 은하를 포함하여 20여 개의 은하들이 모인 집단을 국부 은하군이라고 한다.

<사진 : 은하군>
은하단 : 수백~수천 개의 은하들이 모인 집단을 은하단이라고 한다.

<사진 : 은하단>
초은하단 : 은하단이 여러 개 모인 집단을 초은하단이라고 한다. 초은하단은 은하단들이 매우 느슨하게 이어진 것으로, 수 억 광년 정도의 매우 긴 줄기로 이루어져 있다.

<사진 : 초은하단들>

우주의 구조

초은하단의 모습을 보면 은하단의 분포가 서로 연결되어 거품의 표면과 같은 형태를 이루고 있으며, 그 사이에는 은하들이 거의 없는 거대한 공동(void)이 존재한다. 그러므로 우주는 이러한 초은하단이 여기저기에 분포하여 거대 구조를 이루는 것으로 생각된다.

<사진 : 초은하단의 구조>

암흑물질

<사진 : 암흑 물질(암흑 에너지)>

우주에는 별이나 성운과 같이 보이는 천체보다 보이지 않는 물질이 훨씬 더 많을 것으로 추측하고 있다. 우주 공간을 채운 보이지 않는 물질을 암흑 물질이라고 한다. 암흑 물질의 존재는 은하들의 운동이 암흑 물질의 중력에 영향을 받는다는 관측 사실로부터 추측하고 있으나 그 정체는 아직 잘 알려지지 않았다고 한다.

외부 은하

외부 은하의 분류

우리 은하 밖의 우주에는 수천 억 개로 추정되는 다른 은하들이 존재하는데, 이를 외부 은하라고 한다. 허블은 외부 은하를 모양에 따라 타원 은하, 나선 은하, 불규칙 은하로 분류하였다.

타원 은하 (E)

나선팔이 없으며, 구형에 가깝거나 납작한 타원 모양으로 보이는 은하로, 편평도에 따라 E0에서 E7까지 나누는데, E0에서 E7로 갈수록 편평도가 커져 납작한 모양이 된다. 타원 은하는 주로 늙은 별들로 이루어져 있으며, 붉은색을 띤다.

나선 은하 (S)

나선팔을 가진 은하이다. 정상 나선 은하와 막대 나선 은하로 구분하며, 핵의 크기와 나선팔이 감긴 정도에 따라 a,b,c로 세분한다. 나선 은하는 젊은 별과 늙은 별이 함께 분포하며, 나선팔에는 중심부보다 고온의 푸른 별들이 많다
              정상 나선 은하 : 은하 중심에서 나선팔이 휘어져 나온 은하이다.
              막대 나선 은하 : 은하의 중심을 가로지르는 막대 모양의 끝에서 나선팔이 휘어져 나온 은하이다.

<사진 : 정상 나선 은하>

<사진 : 막대 나선 은하>

불규칙 은하 (Irr)

불규칙 은하는 규칙적인 모양이 없는 은하이다. 젊은 별과 늙은 별이 함께 분포하며, 푸른색을 띠고 성간 물질이 매우 많다.

<사진 : 불규칙 은하>

특이한 외부 은하

은하들 중에는 보통의 은하보다 수백 배 이상의 강한 전파를 방출하는 전파 은하, 별과 비슷하게 보이지만 보통 은하의 수백 배에 이르는 막대한 에너지를 방출하는 퀘이사(Quasar) 등이 있다.

 <사진 : 에너지를 방출하는 퀘이사(Quasar)>

우리 은하의 구조와 구성

<우리 은하의 측면도>

<우리 은하의 평면도>

우리 은하의 구조

우리 은하는 옆에서 보면 중심부가 부풀어 있는 중앙 팽대부와 은하 원반, 은하 원반을 포함하는 공 모양의 공간인 헤일로로 이루어져 있다. 또 위에서 내려다 보면 은하 원반은 소용돌이 모양의 나선팔이 감겨져 있다.

우리 은하의 크기

우리 은하는 지름이 약 10만 광년이고 원반 모양의 두께는 약 1만 5천 광년으로 얇으며, 태양은 은하 중심으로부터 약 3만 광년 떨어져 있다.

우리 은하의 구성

우리 은하에는 약 2천억 개의 별, 성간 물질, 성운, 성단 등이 분포하여 우리 은하를 구성하고 있다. 우리 은하의 나선팔에는 성간 물질과 성운, 산개 성단 등이 많이 분포하고, 은하의 팽대부와 헤일로에는 구상 성단이 고르게 분포한다.

성운 : 성간 물질이 밀집되어 있는 천체를 성운이라고 하며, 성운에는 발광 성운, 반사 성운, 암흑 성운이 있다.
발광 성운 : 장미 성운, 삼엽 성운과 같이 밝게 보이는 성운을 발광 성운이라고 한다. 발광 성운 속에는 갓 태어난 O, B형의 밝은 별이 있는데, 성운 내의 기체 입자가 강한 별빛을 흡수하였다가 다시 빛을 내기 때문에 성운이 밝게 보인다.
반사 성운 : 플레이아데스 성단의 성운과 같이 밝은 별 주변의 성운이 별빛을 반사시켜 밝게 보이는 성운이다. 성간 물질에 의하여 푸른 빛이 잘 산란되므로 푸른색의 성운으로 관측된다.
암흑 성운 : 말머리 성운과 같이 어둡게 보이는 성운을 암흑 성운이라고 한다. 성운 중에서 특히 먼지가 밀집되어 있는 곳에서는 뒤에서 오는 별빛을 차단하므로 성운이 어둡게 보인다.

성단 : 별들이 무리지어 있는 집단을 성단이라고 하며, 성단에는 산개 성단과 구상 성단이 있다.

<사진 : 산개성단>
산개성단 : 수백~수천개의 별들이 일정한 모양 없이 모여 있는 집단을 산개 성단이라고 한다. 산개 성단은 은하면이나 은하의 나선팔에 많이 분포하며, 청색을 띠는 높은 온도의 별들로 이루어져 있다.

<사진 : 구상성단>
구상성단 : 수십만~수백만 개의 별들이 조밀하게 구형으로 모여 있는 집단을 구상 성단이라고 한다. 구상 성단은 우리 은하의 중심부와 헤일로에 많이 분포하고 늙은 별들로 이루어져 있으며, 성단의 나이는 우리 은하의 나이와 비슷한 것으로 추정된다.

우리 은하의 관측

<사진 : 허셜의 은하 관측>
1784년 허셜은 하늘을 여러 구역으로 나누고 큰 반사 망원경으로 별의 개수를 세어 그 분포를 밝혔다. 이로부터 우리 은하가 볼록한 원반 모양이고, 원반의 중앙에 태양이 있음을 제시하였다. 그러나 그가 연구한 방법으로는 은하의 실제 크기를 알 수가 없었고, 태양계 주변의 별들의 분포만을 알 수 있을 뿐이었다.
하지만 1901년 캅테인은 허셜의 별 세기 방법을 더욱 다음어서 은하의 모양을 연구하였다고 한다. 그는 하늘을 여러 구역으로 나누어 은하의 크기를 연구하였다고 한다. 이로부터 그는 우리 은하가 태양을 중심으로 지름 약 2만 광년, 두께 약 6천 광년인 납작한 원반 모양임을 제시하였다.
후 1917년 섀플리는 구상 성단 속에 들어 있는 세페이드 변광성의 주기 - 광도 관계를 이용하여 구상 성단의 거리와 공간 분포를 연구하였다. 이로부터 구상 성단들이 반지름 약 5만 광년인 큰 구(헤일로) 안에 분포하고 있고, 태양계에서 궁수자리 방향으로 약 3만 광년 떨어진 곳에 밀집해 있음을 알아내었다. 섀플리의 연구를 통해 우리 은하는 이전의 관측 결과보다 훨씬 크다는 것과 태양이 은하의 중심이 아니라 중심으로부터 약 3만 광년 떨어진 가장자리에 있다는 사실이 밝혀졌다.

별의 진화 단계와 무거운 원소

주계열성에서 만들어진 원소 - 헬륨

중력에 의해 수소와 헬륨들이 서로 가깝게 모여들어 뭉치면 주변보다 입자들 사이의 거리가 가까워져 온도가 높아지는 부분이 생기기 시작한다. 중력 수축이 계속되면서 중심부의 온도와 밀도가 점차 높아지는데, 온도가 1000만K가 넘으면 핵융합이 일어나면서 수소가 헬륨으로 바뀐다. 이때 엄청난 양의 에너지가 발생하며 이 에너지는 주로 빛의 형태로 우주 공간으로 방출된다. 이렇게 하여 스스로 빛을 내는 별이 탄생하는것이다. 이러한 별이 주계열성이며, 헬륨은 주계열성에서 만들어진다.

<사진 : 주계열성에서 만들어지는 헬륨>'

적색 거성에서 생성되는 원소 - 헬륨보다 무거운 원소

수소의 고갈과 별의 죽음 : 주계열성 내부에서 수소의 핵융합이 계속 일어나면 결국 별은 헬륨으로 이루어진 중심핵과 그것을 둘러싼 수소층으로 나누어진다. 그러다 중심부에서 수소가 고갈되면 더 이상 핵융합이 일어나지 못한다. 왜냐하면 수소의 핵융합보다 에너지 장벽이 높은 헬륨의 핵융합이 일어나기 위해서는 더 높은 온도가 필요하기 때문이다. 수소가 고갈되어 더 이상 핵융합이 일어나지 못하는 별의 중심부는 중력의 의해 수축하게 되면서 질량에 따라 별의 운명이 크게 달라진다.
적색 거성의 탄생과 탄소의 생성 :
ㄱ. 적색 거성 : 중심의 수소가 고갈되었더라도 중심부에서 일어나는 중력 수축을 견딜 수 있을 정도의 질량을 가진 별에서는 오히려 수축에 의해 중심부의 온도와 밀도가 높아진다. 그러다 중심부의 온도가 1억K에 도달하면 헬륨의 핵융합이 시작되면서 에너지가 방출되고, 그로 인해 수소층의 온도가 높아쳐 수소의 핵융합이 다시 일어난다. 이 현상으로 인하여 별이 붉게 보여지는데, 이러한 별을 적색 거성이라고 하는것이다.
ㄴ. 탄소의 생성 : 온도와 압력이 높은 적색 거성의 중심부에서는 헬륨 원재핵이 핵융합하여 탄소의 원자핵이 만들어진다. 이때 생성되는 에너지에 의하여 별은 적색 거성으로 안정화된다.
ㄷ. 헬륨의 고갈과 핵융합 반응의 중단 : 헬륨의 핵융합이 계속되면서 별의 중심부에서 헬륨이 고갈되고 탄소만 남으면, 더 이상의 핵융합 반응은 일어나지 않는다. 왜냐하면 (+6)의 전자를 띠는 탄소의 원자핵이 핵융합 반응을 일으키기 위해서는 훨씬 높은 온도가 필요하기 때문이다. 이렇게 되면 적색 거성의 중심부에서는 더 이상의 에너지가 방출되지 않으므로 적색 거성으로서의 생명은 끝난다.

<사진 : 적색 거성, 태양 그리고 지구>
최종적으로 별의 중심부에 철이 생성되면 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 별의 내부에서 철이 모이면 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않으므로 철 이상의 원소는 만들어지지 못한다. 더 이상의 에너지를 공급받지 못하는 별은 이 단계에서 백색 왜성으로 된다.

<사진 : 무거운 원소의 합성>

별의 핵융합과 무거운 원소의 생성

주기율표를 보면 알 수 있듯이 오늘날 알려진 원소는 약 110여 종이다. 이 중 초기 우주에서 만들어진 원소는 수소, 헬륨, 소량의 리튬으로, 가장 가벼운 원소들이다. 소량의 리튬을 제외하면 헬륨보다 무거운 원소는 모두 별에서 만들어졌다. 별에서 핵융합 반응에 의해 새로운 원소들이 만들어지는 과정은 별의 온도 및 밀도에 크게 영향을받는다. 따라서 원소의 생성은 별의 진화와 밀접하게 연관되어 이루어진다.

다음 그림은 두 원자핵 사이에 작용하는 정전기적 반발력을 나타낸 그림이다. 별의 내부에서 핵융합이 일어나기 위해서는 2개의 원자핵이 강한 핵력에 의해 결합할 수 있도록 매우 가까운 거리까지 접근해야 하므로, 원자핵 사이에 작용하는 정전기적 반발력을 이길 수 있을 만큼의 에너지가 필요하다. 이때 원자핵 속에 들어 있는 양성자의 개수가 많을수록 원자핵 사이에 작용하는 반발력이 크므로, 핵융합이 일어나기 위해 넘어야 할 에너지 장벽이 높아진다. 따라서 무거운 원소의 원자핵일수록 핵융합이 일어나기 위해서는 높은 온도가 필요하다. 이때의 반응 온도는 밀도와도 관계가 있다.

<표 : 별의 내부에서 핵융합에 의해 생성되는 원소와 반응 온도>