천체물리학이란?
천체물리학(天體物理學, Astrophysics)은 물리학과 화학의 원리들을 응용하는 천문학 및 물리학의 한 분야로, 항성·은하·성간물질 등 천체의 광도·밀도·온도·화학 조성 등의 물리적 성질이나 천체 간의 상호작용 등을 연구대상으로 하며, 그것들을 물리학 이론을 이용하여 연구하는 학문분야 입니다. 천문학은 오랜 역사를 가지고 있으나, 19세기 이후에 들어와서야 본격적인 학문으로서 연구대상이 된 분야로서, 물리학이나 화학 분야와 달리 비교적 새로운 과학 분야입니다.
실제로는 근대 이후 천문학의 거의 모든 연구에 있어서 물리학 이론의 응용은 빼놓을 수 없는 필수 불가결한 것이었습니다. 그러므로 천문학과 천체 물리학을 구분하는 것은 큰 의미가 없는 것입니다. 천문학과의 대학원 과정의 명칭으로 천문학(astronomy) 또는 천체 물리학(astrophysics)으로 분류되기도 하지만, 이것은 어디까지나 전공 학문의 내용보다는 그 연구실의 역사를 반영하고 있는 것에 지나지 않는다 하겠습니다.
태양 연구의 역사
아이작 뉴턴은 1666년 일광 스펙트럼 실험을 시도하였고, 이를 프라운호퍼가 개량하여 1814년에 다수의 검은 선을 발견했습니다. 1861년에는 키르히호프가 이 때 검은 선이 태양 대기의 흡수에 기인한다는 것을 확인하고, 대기의 화학 조성을 밝혀 냈습니다. 1868년의 일식 때, 홍염과 코로나의 스펙트럼 속에 미지 원소의 선이 발견되어 전자는 헬륨, 후자는 코로늄이라 이름 지어 졌으나 1939년에 코로늄은 100만도의 고온 속에서 고전리된 원자에 기인한다는 것이 밝혀졌습니다. 이러한 사실에 사람들은 학문적으로 연구자들의 실험정신에 깊은 감명을 받았습니다. 헤일은 제만 효과에 의한 스펙트럼선의 분열과 편광을 이용하여 1908년에 흑점의 자기장의 세기를 측정하는데 성공하였습니다.
항성 연구의 역사
스펙트럼을 처음으로 분석한 것은 허긴스와 세키였습니다. 허긴스는 도플러 효과에 의한 스펙트럼선의 편이를 검출하여 1868년에 항성의 시선 속도를 측정하는데 성공하였고, 더 나아가 세키는 1866년에 다수의 항성을 조사하여 스펙트럼형으로 분류해 냈습니다.
1900년의 방사 이론이나 1920년의 전리 이론 등을 스펙트럼 관측에 적용하여 항성 대기의 온도·밀도와 항성 표면의 온도·휘도를 구할 수 있었는데, 여기에 연주시차와 겉보기 밝기를 측정하여 실제의 밝기를 얻을 수 있었습니다. 이 실제의 밝기와 휘도을 이용하여 항성의 실제 반지름을 계산해낼 수 있었습니다. 또한, 1920년에 등장한 항성 간섭계에 의해서 거성의 시직경을 직접 측정하기도 하였습니다.
항성의 질량은 연성계에 케플러의 제3법칙을 적용하여 얻을 수 있었으며, 질량과 반지름으로 평균 밀도를 추정할 수 있었습니다. 에딩턴은 이 방법으로 1924년 비중이 물의 수만배인 고밀도의 백색왜성을 발견하는데 성공합니다. 항성의 실제 밝기(절대 등급)에 대하여 3가지의 경험적인 법칙을 도출할 수 있었습니다. 그 것은 바로 맥동성의 변광주기와 스펙트럼형, 연성의 질량과의 관계입니다. 이러한 관계는 관측치의 통계에 의한 결과이며, 멀리 떨어진 별의 분광 시차, 성단·성운의 맥동성거리, 혼자 있는 별의 질량의 추정에 도움을 주었습니다. 에딩턴은 이와 같은 경험 법칙을 이론적으로 증명하기 위하여 항성 내부 구조론을 연구하였고, 1938년 가모프와 베테는 항성 진화론을 발전시켰습니다. 항성 내부 구조론에 따르면, 항성 내부는 대단한 고온도·고밀도이며, 항성 진화론에 따르면 항성 내부에서는 쉴 새 없이 열핵반응이 진행되어 모든 항성들이 방사능을 생산하면서 마치 생물체와 같이 각각 나이를 먹게 된다고 주장했습니다..
1931년 잰스키는 천체의 전파를 포착하였고, 1944년에 바데는 세대를 달리하는 항성들을 발견했습니다. 이후 새로운 우주 관측법이 속속 등장하게 되었습니다. 제2차 세계대전 이후로 전파 망원경의 발달로 인해 수많은 라디오성이 발견되었으며, 이들의 정체는 팔로마산 천문대 대망원경으로 해명되었습니다.
블랙홀 연구의 역사
먼저, 아인슈타인이 1915년에 일반 상대성 이론을 발표하고 그 내용을 토대로 블랙홀을 예언했습니다. 그 후 블랙홀은 모든 물질을 빨아들이면서 계속 팽창한다는 블랙홀 이론이 한동안 받아들여지다가, 1974년 스티븐 호킹이 블랙홀 증발 이론을 발표하였습니다. 블랙홀 증발 이론에서는 양자 역학 이론을 적용해, 블랙홀이 물질을 흡수하는 과정에서 원자 구성 입자를 양극 방향으로 강한 X선 형태로 방출해 그 에너지를 다 소모하고 증발한다는 이론이었습니다. 그러다 2004년, 스티븐 호킹이 블랙홀 증발 이론에서 블랙홀 내부에 들어간 물질의 정보가 파괴된다는 주장에 오류가 있다는 것을 알아차리고 블랙홀 안에서 정보가 보존된다는 이론을 인정하고, 수정된 이론을 발표하였습니다.
1973년에 이스라엘의 물리학자인 야코브 베켄슈타인이 블랙홀 열역학을 제창하면서 블랙홀이 특정한 온도를 가지고, 이에 따라 복사한다고 제안하였습니다. 1974년에 영국의 물리학자 스티븐 호킹이 굽은 공간의 양자장론을 사용하여 블랙홀 복사의 존재를 증명하였습니다.
블랙홀은 물질이 엄청나게 강한 중력에 의해 끌어당겨지는 장소로, 고전적으로는 전자기적 복사도 빠져나올 수 없는 공간으로 여겨졌습니다. 즉, 빛이 빠져나올 수 없기 때문에 '검은 구멍'이라는 뜻으로 '블랙홀'이라 불리게 된 것입니다. 현 시점에서 중력을 양자역학적으로 기술하는 이론은 아직 개발되지 않았으나, 블랙홀에서 멀리 떨어진 곳에서는 비교적 중력이 약하므로 굽은 시공간의 양자장론을 적용하여 어느 정도 합리적인 근삿값을 계산할 수 있습니다. 호킹은 양자 효과로 인해 블랙홀이 그 질량에 반비례하는 온도를 가진 흑체와 같은 양의 흑체 복사를 방출함을 증명했습니다.
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