시차 parallax 시차는 시선에 따른 겉보기 위치의 차이이며 두 시선 사이의 각도로 정의된다. 가까운 물체는 먼 물체보다 더 큰 시차를 가지므로, 시차를 사용하여 거리를 결정할 수 있다. By Booyabazooka - Parallax Example.png, CC BY-SA.

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1 시차 parallax 시차는 시선에 따른 겉보기 위치의 차이이며 두 시선 사이의 각도로 정의된다. 가까운 물체는 먼 물체보다 더 큰 시차를 가지므로, 시차를 사용하여 거리를 결정할 수 있다. By Booyabazooka - Parallax Example.png, CC BY-SA 3.0,

2 The Sun is visible above the streetlight
The Sun is visible above the streetlight. The reflection of the Sun on the water's surface offers a different vantage point of the sun, which appears to be shifted relative to the streetlight. By Brocken Inaglory - Own work, GFDL,

3 먼 곳에 있는 별 거리 측정 대상인 별 camera 반사면 거울 세계 속의 카메라

4 1672 년에 Giovanni[a] Domenico Cassini (8 June 1625 – 14 September 1712)는 Jean Richer 를 Cayenne, French Guiana로 보내고 자신은 파리에 남아서 화성을 동시에 관측하였다. 화성과 지구가 태양으로부터 일직선상에 놓일 때(약 3 년에 1 번 일어남) 목성의 달이 목성 뒤에서 나타나는 순간을 택하여 시차를 관측하였다. 태양과 행성들 사이의 거리의 비율은 이미 알려져 있었으므로, 지구-화성 간의 거리 측정은 곧 태양계의 크기를 측정하는 것을 의미했다. 이를 위해 Richer는 1 년 전부터 Cayenne 에 머물면서 측량을 행하였다. 그들은 1 AU 가 지구 반지름의 21, 700 배라는 결과를 얻었다. 정확한 값은 23, 455 배이다.

5 Heliometer at the Kuffner observatory (Vienna, Austria)
별의 시차 Stellar parallax 별의 시차는 매우 측정하기 어려워서 그 존재 여부가 수천년 동안 논쟁의 대상이었다. 처음으로 시차를 측정한 것은 1838 년 Bessel 이었다. 그는 Königsberg 천문대에서 Fraunhofer heliometer 를 사용하여 별 61 Cygni 의 시차를 측정하였다. Heliometer at the Kuffner observatory (Vienna, Austria) By Tsui - Own work, CC BY-SA 3.0,

6 헬리오미터는 렌즈를 2 개로 잘라서 2 개의 상이 맺히도록 한 다음, 나사 마이크로미터로 한 쪽 렌즈를 정교하게 움직임으로써 2 개의 상이 도로 겹쳐지게 하여 그 이동 거리를 측정하게 되어 있다. 19 세기 말에는 수 십 개 별의 시차가 측정되었지만, 관측소마다 다른 값을 제시하는 것이 다반사였다. 그것은 주로 장비가 계통적인 오차를 갖고 있었기 때문인데, 따라서 어떤 관측소의 측정치는 다른 관측소의 측정치보다 항상 크든지 항상 작든지 하였다. 이러한 상황이 개선된 계기는 카메라의 등장이었다. CCD 카메라의 등장은 시차 측정을 대략 10 배 정도 더 정확하게 하였다고 평가된다.

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8 1 년 간격으로 촬영된 61 Cygni 별의 고유 운동(proper motion).
61 Cygni는 binary star(짝별, 쌍성)이다. By IndividusObservantis - Own work, CC BY-SA 3.0,

9 별의 시차는 너무 작아서 19 세기까지 관측되지 않았다. 이러한 부재는 초기 근대 시대에 지동설을 반박하는 근거로 사용되었다
별의 시차는 너무 작아서 19 세기까지 관측되지 않았다. 이러한 부재는 초기 근대 시대에 지동설을 반박하는 근거로 사용되었다. Euclid의 기하학에 의하면 충분히 먼 별에서 시차가 감지되지 않을 것은 명백하다. 그러나 그런 엄청난 거리를 상상하는 것은 천문학자들에게도 쉽지 않은 일이었다. 이는 티코 브라헤가 코페르니쿠스의 이론을 거부하는 근거가 되었다. 즉, 그는 시차가 관측되지 않을 정도의 거리만큼 별들이 멀리 떨어져 있을 리가 없다고 생각했다. James Bradley는 처음으로 1729 년에 별의 시차를 측정하려고 시도했다. 그의 망원경으로는 별의 시차를 측정할 수 없었지만, 대신에 지구의 자전축의 방향이 변화하는 장동현상과 빛의 수차를 발견했다. 별의 시차는 보통 연주 시차(annual parallax, 일 년의 공전 주기 동안 관측되는 시차)를 사용한다. 이는 태양과 지구의 위치에서 별을 바라보았을 때 생기는 위치의 차이로 정의된다. 즉, 별의 위치로부터 지구의 공전 궤도의 끼인 각이다 1 pc ~ AU By Srain at English Wikipedia - This image is an altered version of :Image:Stellarparallax2.svg, which is an SVG version of :Image:Stellarparallax2.png. Stellarparallax2.svg was released into the public domain by its creator, Booyabazooka., Public Domain,

10 1804 년 Giuseppe Piazzi가 처음으로 61 Cygni 의 큰 고유 운동을 발견하면서 천문학자들의 관심이 집중되었다.
Arago and Mathieu 500 milliarcseconds (mas) 1812 Bessel 460 mas 1815 and 1816 Bessel 760 and 1320 mas 이 때까지의 측정치는 오차가 더 컸음. 1820 경 Fraunhofer 새로운 방식의 heliometer 발명 – 1826 그의 사후 완성 1838 년 Friedrich Bessel은 61 Cygni 가 지구로부터 약 10.3 광년의 거리 만큼 떨어져 있는 것으로 측정하였다. (실제 값 11.4 광년) 이는 mas 에 해당. 이것은 태양 이외의 별에 대한 첫 번째 거리 추정이었으며, 별의 시차 측정 또한 최초였다. 천체에 대한 실제 직접 거리 측정은 지구에 "충분히 가까운”(1000 parsecs 이내) 물체에 대해서만 가능하다. 시선 운동 radial motion 지구 고유 운동 proper motion

11 Stars closest to the Sun, including Proxima Centauri (April 25, 2014).
By NASA/Penn State University - (image link), Public Domain,

12 왼쪽의 밝은 별(실제로는 짝별)은 4.37 광년 거리의 Alpha Centauri이고 오른쪽의 밝은 별(실제로는 삼중성)은 390 광년 거리의 Beta Centauri 이다. 빨간 원 안의 희미한 붉은 별은 태양에서 가장 가까운 4.25 광년 거리의 Proxima Centauri이다. 이들은 남십자성(Crux, Southern Cross) 옆에 위치한다. By Skatebiker at English Wikipedia, CC BY-SA 3.0,

13 남아메리카 아르헨티나의 최남단에서 본 Proxima Centauri.
적어도 북위 29 도 아래에서만 볼 수 있다.

14 The foreground of this image shows ESO’s Very Large Telescope at the Paranal Observatory in Chile. In late 2016, the European Southern Observatory signed an agreement with Breakthrough Initiatives in order to conduct a more thorough search for planets in the Alpha Centauri system. Such planets could be the targets for an eventual launch of ultra-fast, light-driven nanocrafts by the Breakthrough Starshot initiative. Image via ESO.

15 Alpha Centauri (α Centauri, 약어 Alpha Cen, α Cen)는 태양계에서 가장 가까운 별 계이며 태양으로부터 4.37 광년 (1.34 pc) 떨어져 있다. 이 계는 3 개의 별들로 구성되어 있다 : 이중 별 Alpha Centauri A (Rigil Kentaurus라고도 함)와 Alpha Centauri B는 작고 희미한 적색 왜성 Alpha Centauri C (또는 Proxima Centauri 라고도 함)인데, Alpha Centauri C는 다른 두 별에 중력으로 묶여 있을 수 있다. 육안으로는, 두 별이 안시등급 의 단일 점으로 보이며, 켄타우루스 별자리에서 가장 밝다. 이는 남쪽 하늘에서 시리우스와 카노푸스 다음으로 밝은 별이다. Alpha Centauri A (α Cen A)는 태양 질량의 1.1 배, 태양 광도의 배이며, Alpha Centauri B (α Cen B)는 태양 질량의 배, 태양 광도의 배이다. 이들은 둘 사이의 중간 지점에 대해 년 주기로 공전한다. 그들 사이의 거리는 명왕성-태양 사이의 거리에서 토성-태양 사이의 거리까지 변화한다. Proxima Centauri (α Cen C)는 태양으로부터 4.24 광년 (1.30 pc) 떨어진 거리에 있어 육안으로 볼 수는 없지만 태양에 가장 가까운 별이다. Alpha Centauri A, B와 Proxima 사이의 거리는 약 15,000 au (0.24 ly; 0.07 pc)로 해왕성의 궤도 크기의 500 배에 해당한다. Proxima Centauri의 거주 가능 구역에서 지구 크기의 외계 행성 Proxima Centauri b가 발견되었다.

16 Proxima Centauri By ESA/Hubble, CC BY 4.0,

17 앞의 허블 망원경 사진에서 밝게 빛나는 것은 우리의 가장 근접한 항성 이웃 Proxima Centauri 이다
앞의 허블 망원경 사진에서 밝게 빛나는 것은 우리의 가장 근접한 항성 이웃 Proxima Centauri 이다. Proxima Centauri는 Centaurus (The Centaur)의 별자리에 속하며, 지구에서 4 광년을 약간 넘는 곳에 있다. 태양계에 가장 가까운 별이니만큼 Hubble 망원경으로는 밝아 보이지만, 육안으로는 볼 수 없다. 평균 광도는 매우 낮으며, 태양 질량의 약 1/8 에 불과하여 아주 작은 별에 속한다. 그러나, 때에 따라 밝기가 증가하는 flare star로서, 별 안의 대류 과정이 무작위적이고 극적인 밝기 변화를 일으킨다. 이 대류 과정은 별빛의 화려한 폭발을 유발할 뿐 아니라 다른 요인들과 합쳐져서 Proxima Centauri가 장수할 수 있음을 의미한다. 천문학자들은 이 별이 중년(또는, 천문학 용어로 주 계열성) 상태에 4 조 년 더 남아있을 것이라고 예측한다. 이는, 현재 우주 나이의 약 300 배에 해당한다. 현재 직접적인 거리 측정이 가능한 범위는 약 1000 pc (~3260 광년) 까지이다. 1990 년 대에는 Hipparcos mission 이 약 milliarcsecond 의 정확도를 달성하였다. 이는 수 백 파섹의 거리를 측정할 수 있는 정확도이다. 허블 망원경 WFC3 는 현재 20 ~ 40 microarcsecond 의 정확도에 접근하고 있으며, 이는 소수의 별들을 5,000 parsecs (20,000 ly) 까지 정확하게 측정할 수 있다 년 경에는 GAIA space mission 이 그 정도의 정확도로 모든 보통 밝기 별들의 거리를 측정할 수 있을 것이다.

18 직접적인 거리 측정이 불가능한 수 천 pc 이상 떨어져 있는 천체까지의 거리는 어떻게 측정할까?
멀리 있는 천체의 거리를 결정하는 테크닉은 모두 가까운 거리에서 작동하는 방법과 먼 거리에서 작동하는 방법 간의 다양한 측정된 상관 관계를 기반으로 한다. 몇 가지 방법은 표준 촉광(standard candle), 즉, 밝기가 알려진 천체에 의존한다. 천문학에서 만나는 모든 범위의 거리를 측정 할 수 있는 단일 방법은 없기 때문에 마치 사다리와 비슷한 상황이 된다. 하나의 방법을 사용하여 가까운 거리를 측정하고, 두 번째 방법을 사용하여 가까운 거리에서 중간 거리까지 측정하는 방식으로 계속하여 거리를 측정할 수 있다. 이 때 사다리 각각의 발판은 다음 상위 발판에서 거리를 결정하는 데 사용할 수 있는 정보를 제공하게 된다.

19 연적색: 행성상 성운 광도 함수 테크닉(모든 처녀자리 초은하단 별에 적용)
연록색: 별 생성 은하에 적합한 테크닉 연청색: 항성종족 II 은하에 적합한 테크닉 연자주색: 기하학적 거리 측정 연적색: 행성상 성운 광도 함수 테크닉(모든 처녀자리 초은하단 별에 적용) 검은 실선: 잘 측정된 사다리 스텝 검은 점선: 불분명한 사다리 스텝 By brews_ohare - This file was derived from:  Extragalactic Distance Ladder.svg, CC BY-SA 3.0,

20 시차의 측정으로부터 우주의 가장 미묘한 성질, 즉, 암흑 물질, 암흑 에너지, 뉴트리노의 세 가지를 이해할 수 있는 중요한 단서를 얻을 수 있다
By ESA/Hubble, CC BY 4.0,

21 거리 측정의 예 비교적 짧은 거리의 측정을 위해 세페이드 변광성을 관찰한다. 이들은 참 밝기에 비례하는 속도로 희미해지고 밝아지는 맥동성이며, 이 속성을 통해 거리를 결정할 수 있다. 세페이드 까지의 거리는 시차를 이용하여 구한다. Hubble의 와이드 필드 카메라 3 (WFC3)을 사용하여 시차 측정 범위가 은하수까지 확장되었다. 가까운 은하와의 정확한 거리를 얻기 위해 세페이드와 타입 1a 초신성을 모두 포함하는 은하를 찾는다. 유형 Ia 초신성은 항상 동일한 본래의 밝기를 가지며 상대적으로 먼 거리에서도 충분히 밝다. 주변 은하계에서 두 가지 유형의 별의 관측된 밝기를 비교함으로써 초신성의 실제 밝기를 정확하게 측정할 수 있다. 거리 사다리에서 교정된 스텝을 사용하여 멀리 떨어져 있는 은하에 있는 300 개의 유형 Ia 초신성에 대한 정확한 거리를 계산한다. 그렇게 얻어진 거리 측정값과 초신성의 빛이 우주 팽창에 의해 어떻게 더 긴 파장으로 이동하는지를 비교한다. 마지막으로, 이 두 값을 사용하여 허블 상수, 즉, 우주가 얼마나 빨리 팽창 하고 있는지를 계산한다.

22 허블 망원경을 사용한 정밀 거리 측정은 10 배 더 먼 거리까지 측정의 범위를 확장하였다.(2014년)
By ESA/Hubble, CC BY 4.0,

23 NGC 4526 은하계의 초신성 1994D (SN1994D)의 허블 망원경 사진.
표준촉광으로 사용될 수 있는 타입 1a 초신성이다. By NASA/ESA, CC BY 3.0,

24 RS Puppis 는 은하수 은하계에서 가장 밝은 세페이드 변광성 중의 하나이다
RS Puppis 는 은하수 은하계에서 가장 밝은 세페이드 변광성 중의 하나이다. (image, Hubble Space Telescope) By from large Public Domain,

25 세페이드 변광성(Cepheid variable)은 중심에서 뻗어나가는 방향으로 맥동하면서, 반지름과 온도가 변화하고, 잘 정의되는 안정적인 주기와 진폭으로 밝기가 변화하는 종류의 별이다. 세페이드 변광성의 밝기와 맥동 주기는 직접적이고도 강한 상관 관계를 갖고 있다. 그 때문에 세페이드 변광성은 은하계 내의 거리 측정과 은하계 간의 거리 측정에서 중요한 기준으로 사용된다. 세페이드 변광성의 견실한 특성은 1908 년 Henrietta Swan Leavitt 에 의해 발견되었다. 이를 위해 Leavitt은 마젤란 구름 내의 변광성 수 천 개를 연구하였다. 이 발견으로 세페이드 변광성의 맥동 주기를 관찰하는 것만으로 그 참 밝기를 알 수 있게 되었다. 이는 또 그 참 밝기를 관측된 밝기와 비교함으로써 별 까지의 거리를 측정할 수 있게끔 한다.  By Unknown - American Institute of Physics, Emilio Segrè Visual Archives Public Domain,

26 하바드 천문학자 피커링이 별들의 밝기를 측정하고 기록하기 위한 목적으로 조직한 ‘피커링의 후궁＇이라는 별칭으로 알려진 여성 “컴퓨터”들의 초기 사진.
그룹에는 Leavitt, Annie Jump Cannon, Williamina Fleming 및 Antonia Maury가 포함되었다. By Harvard College Observatory - Public Domain,

27 Leavitt 는 하바드 대학 피커링의 연구실에서 천체 사진으로부터 별의 밝기를 측정하고 기록하는 여성 인간 “컴퓨터＂로 일했다 년 대 초에는 여성이 망원경을 조작하는 것이 허용되지 않았다. 피커링은 Leavitt에게 시간의 경과에 따라 광도가 변하는 "변광성"을 연구하도록 지정했다. Leavitt는 마젤란 구름 (Magellanic Clouds)의 사진에서 수 천 개의 변광성을 관찰하였다 년 그녀는 Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College[11] 에 결과를 발표했다. 그 중의 몇몇 변광성은 규칙성을 보였다. 밝은 별들은 더 긴 맥동 주기를 갖고 있었다 년 더 깊은 연구 끝에, 그녀는 더 큰 본질적 광도를 가진 세페이드 변광성이 더 오랜 맥동 주기를 가졌고 둘 사이의 관계는 매우 밀접해서 예측 가능함을 확인하였다. 그녀가 하바드의 사진으로부터 1,777 개의 변광성을 연구한 결과는 “주기-광도 관계“ 또는 “리빗의 법칙＂으로 알려져 있다: 주기의 로그 값과 별의 평균 본질적 광도(가시 광선 영역에서 별이 내뿜는 일률)의 로그 값 사이에는 직선적인 관계가 있다. 세페이드 변광성은 최초의 표준 촉광이며, 이로써 과학자들은 별의 시차로 측정할 수 없는 거리에 존재하는 은하계들 까지의 거리를 계산할 수 있게 되었다. 리빗의 발견이 있은 1 년 뒤, Hertzsprung 은 은하수 내 몇 개의 세페이드 변광성의 거리를 계산하였다 년에는 허블이 안드로메다 은하계에서 세페이드 변광성을 발견하였다. 이로써 우주에 대한 인류의 인식은 영원히 바뀌게 된다. 더 이상 태양은 우주의 중심에 위치하지 않게 되었다.(1920 년의 대 논쟁 – 뒤에 소개)

28 리빗의 사망을 모르고 유럽에서 리빗을 노벨 상 수상 후보로 추천하려는 움직임이 있었다.
리빗의 논문 ＂마젤란 구름의 25 개 변광성의 주기“ 중의 그림 2 – 그림 1 과 동일하지만, 수평 축을 주기의 로그 값으로 그린 것. 리빗의 사망을 모르고 유럽에서 리빗을 노벨 상 수상 후보로 추천하려는 움직임이 있었다. Fig.2, "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud" same as Fig.1 but with logarithmically scaled Periods on the horizontal axis By Leavitt, Henrietta S; Pickering, Edward C - "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud" Harvard College Observatory Circular, vol. 173, Public Domain,

29 세페이드 변광성의 맥동 현상은 에딩튼 밸브(Eddington valve) 또는 카파 메커니즘(κ-mechanism)에 의해 설명된다. 여기서 그리스 문자 κ (kappa) 는 기체의 불투명도를 나타낸다. 이 과정에서 헬륨이 주된 역할을 한다. 이중으로 이온화 된 헬륨 (전자가 없는 헬륨)은 단일 이온화 된 헬륨보다 불투명하다. 헬륨은 더 많이 가열 될수록 더 이온화된다. 세페이드 주기의 가장 어두운 단계에서 별의 외층에 있는 이온화 된 기체는 불투명하므로, 별의 복사선에 의해 가열되고 뜨거워져 팽창하기 시작한다. 기체가 팽창하면 냉각되고, 그래서 덜 이온화되므로 더 투명해져서 복사선이 빠져 나가게 된다. 그러면 팽창이 멈추고, 별의 중력에 의해 압축되면서 여태까지의 과정을 역으로 진행한 다음, 다시 처음부터 같은 과정이 반복된다. 열 엔진으로서의 맥동 메커니즘은 1917 년 Eddington에 의해 제안되었지만, 이온화된 헬륨이 이 열 엔진의 밸브 역할을 한다는 것은 1953 년 Zhevakin 이 찾아내었다. 북극성(Polaris A)은 실제로는 여러 개의 별이 겹쳐 있는데, 그 주된 별인 초거성(supergiant)도 세페이드 변광성이다. 세페이드는 거리 측정에서 중요한 역할을 담당하는 표준 촉광인데, 북극성은 그 중에서도 제일 가까우므로 많은 연구의 대상이 되었다. 북극성의 변광 성질은 1852 년부터 논의되었는데, 1911년 Hertzsprung (심쿵!)에 의해 확인되었다.

30 북극성은 현재 지구 자전축의 북극 위치에 있다. 셰익스피어의 “줄리어스 시저”는 1599 년에 씌어졌는데, 시저가 자신이 “북극성 처럼 변치 않는 사람＂이라고 말하는 대목이 있다. 그러나 시저의 생시에 “변치 않는 북극 위치”에는 아무 별도 없었다. 이는 지구의 자전축이 세차 운동을 하기 때문이다. By Ashley Dace, CC BY-SA 2.0,

31 지구의 세차 운동. 지구의 자전축은 약 26,000 년 주기로 흰색으로 표시된 원을 따라 세차 운동한다.
By NASA, Mysid - Vectorized by Mysid in Inkscape after a NASA Earth Observatory image in Milutin Milankovitch Precession., Public Domain,

32 초신성(supernova) SN1604 – 케플러의 삽화
케플러의 저서 “오피우쿠스(땅꾼 자리)의 발에 나타난 새로운 별”는 1604 년 초신성의 위치를 표시하고 있다. 여기서 케플러의 초신성은 땅꾼자리에서 땅꾼의 오른 발에 위치하고 있다. 6 kiloparsecs 또는 20,000 광년 미만 거리에 위치 맨 눈으로 관측 가능하였다. 최고조에 이르렀을 때에는 밤 하늘의 어느 별보다도 밝았고, 몇 주 동안은 낮에도 관찰 가능했다. 이것은 인류가 확실한 기록을 남긴 은하수 은하계의 가장 최근의 초신성이다. From English Wikipedia, 05:27, 27 November 2004.Berkut. 499x754 ( bytes) (pngout-ed and reduced to grayscale palette) 15:13, 10 October Janderk. 499x754 ( bytes)(Drawing by Kepler of the 1604 supernova)

33 NASA 의 찬드라 X-선 관측소에서 과학자들은 케플러 초신성의 잔해의 사진을 완성하였다
NASA 의 찬드라 X-선 관측소에서 과학자들은 케플러 초신성의 잔해의 사진을 완성하였다. 이 사진은 초신성 잔해를 이해하는데 새로운 시대를 여는 신호이다. 거의 9 일에 걸친 찬드라 관측 자료로부터 과학자들은 은하수 은하계에서 밝게 빛났던 초신성의 X-선 사진을 상세하게 재현해냈다. 이 잔해의 사진으로부터 과학자들은 오랜 동안 비밀에 쌓여 있던 별의 일생과 그 파국적 종말과, 그리고 우주의 팽창을 이해할 수 있는 단서를 얻을 것으로 기대한다. By S.Reynolds et al. - Chandra Photo Album at url= Public Domain,

34 Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=37305

35 초신성, 수퍼노바 Supernova 라틴어로 nova는 새롭다는 뜻이다. 매우 밝다는 뜻으로 super를 붙였다. 이는 1931 년에 Baade와 Zwicky가 이름 붙인 것이다. 초신성은 거대한 별의 생애의 마지막 진화 단계에서 발생하는 천문학적 사건이며, 그 극적이고 파국적인 붕괴는 최후의 거대한 폭발로 끝난다. 그 결과 “새로운 “ 밝은 별이 갑자기 나타나게 되고, 몇 주 또는 몇 달 동안에 걸쳐 서서히 사라지게 된다. 은하수 은하계에서는 1604 년의 케플러 초신성이 가장 최근에 관측된 초신성이지만, 그 후에 있었던 2 개의 초신성의 잔해가 발견되었다. 다른 은하계의 자료를 통계적으로 분석하면 우리 은하계에서도 1 세기에 평균 3 번 정도의 초신성이 관측될 것이라고 한다. 초신성은 별 바깥쪽으로 거의 대부분의 물질을 뿜어낸다. 그 때의 속도는 광속의 약 10 % (~30,000 km/s)에 이른다. 이 때문에 주변의 성간 물질로 빠른 속도의 충격파가 퍼져나가게 된다. 이 충격파는 팽창 중인 기체와 먼지를 쓸어내는데 이것이 초신성의 잔해로 관측되는 것이다.

36 초신성, 수퍼노바 Supernova 초신성은 핵합성으로 생성된 화학 원소를 대량으로 방출한다. 초신성은 성간 물질에 무거운 원소들을 첨가하는데 중요한 역할을 한다. 초신성에서 나오는 팽창하는 충격파는 새로운 별의 생성을 시발할 수도 있다. 초신성의 잔해는 우주선(cosmic rays)를 방출할 것으로 기대되고 있지만, 직접적인 증거는 몇 개의 초신성에서만 발견되었다. 초신성은 은하계의 강력한 중력파 원이다. 이론적 연구에 따르면 대부분의 초신성은 퇴화된 별에서 핵융합이 급격히 재점화하거나 또는 거대한 별의 핵이 급격한 중력 붕괴하는 두 가지 기본 메커니즘 중 하나에 의해 유발된다.

37 우주 정거장에서 본 은하수 Milky Way Galaxy
Milky Way Galaxy

38 파라날 천문대에서 본 은하수 By ESO/Y. Beletsky - CC BY 3.0,

39 은하수 은하계는 우리의 태양계를 포함하고 있는 은하계이다.
아리스토텔레스는 은하수가 별들이 모인 것이라고 생각하는 견해를 소개하면서도 자신은 그것이 지구 대기가 만들어내는 현상이라고 생각한다고 하였다. 갈릴레오가 1610 년에 망원경으로 은하수가 별들로 이루어져 있는 것을 발견하였다. 1920 년 까지는 모든 천문학자들이 은하수 은하계가 우주의 모든 별을 포함하고 있다고 생각하였다. Harlow Shapley 와 Heber Curtis 사이의 1920 년의 대 논쟁 (the 1920 Great Debate ) 이 있은 뒤, 허블의 관측에 의해 은하수 은하계가 단지 하나의 은하계에 지나지 않음을 밝혀졌다. By ESO/Y. Beletsky - CC BY 3.0,

40 셰플리와 커티스 사이의 1920 년의 대 논쟁 (the 1920 Great Debate )
이 자외선 사진은 안드로메다의 은하계이다. 안드로메다는 우리 은하계에 가장 가까운 은하계이다. 논쟁은 안드로메다와 같은 이른바 나선형 성운의 성질과 우주의 크기, 특히 먼 성운이 비교적 작고 지구의 은하계 외곽에 있는지 또는 그들이 독립적인 은하이며 실제로 매우 크지만 아주 먼 곳에 있는지에 대한 것이었다. By NASA/JPL/California Institute of Technology - This image or video was catalogued by Jet Propulsion Laboratory of the United States National Aeronautics and Space Administration (NASA) under Photo ID: PIA04921.This tag does not indicate the copyright status of the attached work. A normal copyright tag is still required. See Commons:Licensing for more information.Català | Čeština | Deutsch | English | Español | فارسی | Français | Galego | Magyar | Հայերեն | Bahasa Indonesia | Italiano | 日本語 | Македонски | മലയാളം | Polski | Português | Русский | Türkçe | 中文 | 中文（简体）‎ | +/−, Public Domain,

41 허블의 연구로 이제는 은하수 은하계가 2000 억 ~ 2 조 개로 추정되는 수많은 은하계 중의 하나일 뿐임이 알려졌다
허블의 연구로 이제는 은하수 은하계가 2000 억 ~ 2 조 개로 추정되는 수많은 은하계 중의 하나일 뿐임이 알려졌다. 이들 하나하나의 은하계는 109 ~ 1014 개의 별을 포함하고 있음도 밝혀졌다. 즉, 이 문제에서 커티스의 의견이 보다 정확한 것이었다. 그러나 은하수 은하계의 크기는 두 사람의 예측치의 중간 정도였다. 또, 커티스는 태양이 우리 은하계의 중심인 것으로 생각했지만, 셰플리는 태양이 은하계의 바깥쪽에 위치한다고 정확하게 예측했다. 10만 ~ 18만 광년 1000 억 ~ 4000 억 개의 별을 포함 By RJHall at English Wikipedia, CC BY-SA 3.0,

42 우리 은하계의 나선형 팔 구조. 회색 선은 태양계를 중심으로 뻗어나오며, 별자리의 약자로 표시되어 있다.
태양계는 오렌지 색의 오리온 – 백조 나선 팔에 위치한다. 가장 중심에는 궁수자리 A*(Sagittarius A* )가 위치한다. 강력한 전파(radio wave)를 내뿜으며 초중량 초신성일 것으로 추정된다. By User:Rursus - A redevelopment of Image:Milky Way Arms-Hypothetical.png: details about method below.User:YUL89YYZ, User:Ctachme, Kevin Krisciunas, Bill Yenne: "The Pictorial Atlas of the Universe", page 145 (ISBN X) and µOR., CC BY-SA 3.0,

43 우리 은하계 중심의 궁수자리 A. (Sagittarius A. ) 초중량 초신성으로부터 불과 0
우리 은하계 중심의 궁수자리 A*(Sagittarius A* ) 초중량 초신성으로부터 불과 0.3 광년 떨어진 곳에서 Magnetar(중성자 별)가 2013년 발견되었다. 사진은 NASA Chandra X-선 관측소에서 촬영한 것이다. 왼쪽은 중성자 별이 잠복기에 있었던 년의 것이고, 오른쪽은 2013년 X-선 폭발 중일 때의 것이다. By NASA/CXC/INAF/F. Coti Zelati et al. - Public Domain,

44 우리 은하계의 중심에 위치한 궁수자리 A. (Sagittarius A. ) 의 초중량 블랙홀의 사진
우리 은하계의 중심에 위치한 궁수자리 A*(Sagittarius A* ) 의 초중량 블랙홀의 사진. 수성 크기의 질량이 약 50 년 전 블랙홀에 흡수되면서 X-선이 대규모 방출되었고, 그것이 궁수자리 A* 근처의 기체 구름에 반사되면서 생긴 잔상이 보인다. 큰 사진은 우리 은하계의 중심부 모습이다. 작은 사진들은 타원으로 표시된 부분이 2002, 2004, 2005 년에 어떻게 변화하였는지를 보여준다. 이는 이론적 예측과 정확히 일치하며, 따라서 다른 해석의 여지가 없다. 일차 X-선 방출 시에는 관측 장비가 없었지만, 반사된 X-선은 더 긴 경로를 거쳐와 때맞추어 Chandra 장비에 녹화될 수 있었다. 사진의 기체 구름들은 형광에 의한 것이다. 이 구름 속의 철 원자들이 X-선이나 매우 큰 에너지를 가진 전자에 의해 피폭되면, 핵에 가까운 곳에 있던 전자들이 방출된다. 그 빈 자리를 다른 전자들이 채우면서 X-선을 방출하는 과정이다. By NASA - Public Domain

45 우리 은하계 많은 별과 기체들이 은하계의 중심에 대해 약 220 km/s 의 속도로 궤도 운동한다. 이러한 별과 기체들은 광범위한 거리에 걸쳐 있다. 이러한 일정한 회전 속도는 케플러의 법칙에 위배된다. 이는 은하수 질량의 많은 부분이 전자기 복사를 방출하거나 흡수하지 않는다는 것을 암시한다. 이러한 물질을 “암흑 물질”이라고 부른다. 태양의 위치에서 이러한 회전의 주기는 2억 4천만 년이다. 우리 은하계 전체가 약 600 km/s의 속도로 다른 은하계를 향해 운동하고 있다. 우리 은하계에서 가장 오래된 별은 우주의 나이만큼 오래되었다. 즉, 우리 은하계는 아마도 빅뱅의 암흑기(the Dark Ages of the Big Bang) 바로 뒤에 형성되었을 것이다.

46 우리 은하계의 은하계 회전 그래프(Galaxy rotation curve).
수직 축은 은하계 중심에 대한 회전 속도이다. 수평 축은 은하계 중심으로부터의 거리를 kpc 단위로 표시한 것이다. 태양은 노란색 원으로 표시되어 있다. 관측에 의한 회전 속도 그래프는 파란색으로 표시되어 있다. 항성과 기체의 질량에 근거한 예측치의 그래프는 빨간색이다. 관측된 속도의 오차 범위는 회색 화살표로 나타내었다. 두 값의 차이는 암흑 물질 때문으로 추정된다. By Brews ohare - Own work, CC BY-SA 3.0,

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49 암흑물질은 바리온 물질(양성자, 중성자 같은 일반 물질)이나 뉴트리노 또는 암흑에너지(dark energy, 가상의 에너지로 온 공간에 퍼져있고 우주의 팽창을 가속시킨다)와 다른 가상적인 물질이다. 암흑물질은 몇몇 이상한 천문학적 관측 결과를 설명할 수 있다. 암흑물질은 전자기파(빛)과 상호작용하지 않으며, 따라서 전자기파 스펙트럼에 나타나지 않는다는 의미에서 붙인 이름이다. 실제로 관측된 적은 없지만, 눈에 보이는 물질의 운동이나 중력 렌즈, 우주의 대규모 구조, 우주 배경 복사에 미치는 효과 등의 중력 효과로부터 존재가 유추된다. 우주의 표준 모델에 의하면, 우주의 총 질량과 총 에너지의 4.9% 만이 일반 물질이며, 26.8%는 암흑 물질, 68.3% 는 암흑 에너지이다. 따라서 암흑 물질이 총 질량의 84.5%를 차지하며, 암흑 물질과 암흑 에너지는 총 질량-에너지의 95.1%를 차지한다. 현재 암흑물질 가설은 우주의 구조 형성과 은하계 형성 그리고 그들의 변화 과정을 모델링하는데 중심적인 역할을 한다. 또 우주 배경 복사에서 관찰되는 비등방성을 설명하는 데에도 중요하다. 이러한 증거들은 은하계, 은하계 클러스터, 그리고 우주가 전자기파 신호로 관측될 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 물질로 이루어져 있음을 시사한다. 그러나 아직 암흑 물질은 확정적으로 검출되지 않았다. 천문학자들 사이에서 암흑 물질의 존재에 대해서는 상당히 합의에 접근한 상태이지만, 암흑 물질을 도입하지 않고 일반 상대성 이론을 수정하여 관측 결과를 설명하려는 시도도 계속되고 있다.

50 암흑에너지는 온 공간에 퍼져 있으면서 우주의 팽창을 가속시키는 가상적인 알려지지 않은 형태의 에너지이다
암흑에너지는 온 공간에 퍼져 있으면서 우주의 팽창을 가속시키는 가상적인 알려지지 않은 형태의 에너지이다. 이는 1990 년 이래 우주의 팽창 속도가 증가하고 있다는 관측 결과를 설명하기 위해 도입된 가설이다. 우주론의 표준 모델이 맞다고 가정하면, 현재 가장 정확한 측정 결과는 암흑 에너지가 현재 관찰 가능한 우주의 전체 에너지의 68.3 %를 기여함을 의미한다. 암흑 물질과 일반 물질의 질량 에너지는 각각 26.8 %와 4.9 %를 차지하고, 중성자와 광자와 같은 기타 성분은 매우 적은 양을 기여한다. 암흑 에너지의 밀도 (~ 7 × g / cm3)는 매우 낮아 은하 내 보통 물질 또는 암흑 물질의 밀도보다 훨씬 낮다. 그러나 공간에 걸쳐 균일하기 때문에 우주의 질량 에너지의 대부분을 기여하게 된다. 우주의 팽창을 정확하게 측정해야 어떻게 팽창율이 시간과 공간에 따라 변화하는지를 이해할 수 있다. 일반 상대성 이론에서, 팽창율의 변화는 우주의 곡률과 우주의 상태방정식으로부터 결정된다. 암흑 에너지의 상태 방정식을 측정하는 것은 현재 천문학의 가장 큰 과제이다. By Szczureq - Own work, CC BY-SA 3.0,

51 10 Mpc 이 넘는 먼 우주 공간에 있는 천체는 지구로부터 멀어지고 있는 것으로 해석될 수 있는 도플러 이동을 보인다.
허블의 법칙(Hubble’s Law) 10 Mpc 이 넘는 먼 우주 공간에 있는 천체는 지구로부터 멀어지고 있는 것으로 해석될 수 있는 도플러 이동을 보인다. 지구로부터 멀어지고 있는 여러 은하계들의 도플러 이동 속도는 지구로부터의 거리에 대략 비례한다. 이는 수 백 Mpc 떨어져 있는 은하계까지 적용된다. 도플러 이동 파동 원이 관찰자에게 접근하고 있으면, 원래의 주파수보다 높게 관찰된다. 멀어지고 있으면, 더 낮게 관찰된다. 주파수의 변화로부터 파동 원의 접근 속도를 결정할 수 있다. By Lookang many thanks to Fu-Kwun Hwang and author of Easy Java Simulation = Francisco Esquembre - Own work, CC BY-SA 3.0,

52 허블의 법칙(Hubble’s Law) 먼 곳에 위치한 은하계의 수퍼클러스터 BAS11 의 광학 스펙트럼에 보이는 흡수선(오른쪽)과 태양의 광학 스펙트럼에 보이는 흡수선(왼쪽). 화살표는 적색 이동을 표시. By Georg Wiora (Dr. Schorsch) created this image from the original JPG.Derivative work:Kes47 (talk) - File:Redshift.png, CC BY-SA 3.0,

53 허블의 법칙은 우주의 팽창의 근거가 되는 중요한 관측 결과이며, 빅뱅 이론을 지지하는 증거로 자주 인용된다
허블의 법칙은 우주의 팽창의 근거가 되는 중요한 관측 결과이며, 빅뱅 이론을 지지하는 증거로 자주 인용된다. 허블의 이름으로 불리지만, 이 법칙은 르메뜨르(Georges Lemaître)에 의해 1927 년 일반 상대성 방정식으로부터 유도되었다. 르메뜨르는 우주가 팽창하고 있으며, 팽창하는 비율의 값을 예측하였는데 이것이 현재 허블 상수로 알려져 있다. 2 년 뒤, 허블은 이 법칙을 확증하였으며, 그 상수의 값을 보다 정확하게 측정하였다. 이것이 현재 허블 상수로 알려져 있다. 이 법칙은 v = H0 D 로 표현되는데, 여기서 H0 는 허블 상수이고, D 는 은하계 까지의 거리, v 은 천체의 속도이다. H0 의 역수를 허블 시간이라 한다.

54 적색이동 속도로부터 허블 상수의 결정. 여러 추정치가 존재한다.
By Brews ohare - Own work, CC BY-SA 3.0,

55 v = H0 D 에서 속도가 광속 c 가 되는 거리를 허블 구의 반경 rHS 이라 한다
v = H0 D 에서 속도가 광속 c 가 되는 거리를 허블 구의 반경 rHS 이라 한다. rHS 의 밖에서는 천체들이 c 보다 큰 속도로 멀어진다. 허블 상수는 공간 상으로 상수이지, 시간에 대해서는 상수가 아니다. 따라서 허블 구의 반경은 시간이 흐르면 증가하거나 감소할 수 있다. H0 의 아래 첨자 0 은 현재의 허블 상수라는 의미이다. 우주의 팽창 속도가 증가하고 있다는 최신 관측 증거들은 은하계가 점점 더 먼 거리로 움직일 수록 은하계의 후퇴 속도가 점점 더 증가하고 있다는 의미이다. 그러나 허블 상수 값 자체는 시간에 따라 감소하고 있다고 생각되는데, 이는 즉, 우리가 어떤 고정된 거리 D 에 있는 은하계를 관측한다면, 나중에 그 위치를 지나는 은하계들은 이전에 그 위치를 지난 은하계들보다 더 느린 속도로 후퇴한다는 의미이다. 허블의 법칙을 사용하여 거리를 측정할 경우, 우주의 팽창으로 인한 속도만 사용 하여야 한다. 즉, 중력에 의하여 서로 상호작용하는 은하계라면, 우주의 팽창과 무관하게 서로에 대해 운동한다. 이런 상대적인 속도들은 특이운동속도(peculiar velocity)라고 하며, 허블의 법칙을 적용할 때 보정되어야 한다. 허블 상수의 시간에 대한 변화는 우주의 나이를 계산할 때 고려하여야 하는 사항 중의 하나이다.

56 우주의 나이와 미래 운명은 현재의 허블 상수와 허블 상수의 변화율을 사용하여 예측해 볼 수 있다.
변화율은 밀도의 파라미터 ΩM (일반 물질 밀도)와 ΩΛ (암흑 물질 밀도) 로 표현된다. ΩM > 1 이고 ΩΛ = 0 인 “닫힌 우주”는 허블 나이보다 훨씬 젊으며, Big Crunch 로 종말을 맞게 된다. ΩM ≤ 1 and ΩΛ = 0 인 “열린 우주＂는 허블 나이에 가까운 나이를 가지며, 영원히 팽창한다. 우리가 살고 있는, 팽창이 가속 중이고 ΩΛ 가 0 이 아닌 우주의 나이는 허블 나이에 아주 가깝다. By BenRG - Own work, Public Domain,