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우주의 역사[편집]

대폭발의 연대기, 또는 우주의 역사는 우주에서 일어난 일의 우주론적 연대별 사건을 정리한 것으로, 널리 받아들여지고 있는 대폭발 이론을 바탕으로, 우주론에서 쓰이는 공변 좌표의 시간 단위를 이용하여 기술하고 있다.

2012년의 관측에 의하면 우주 최초의 순간은 지금으로부터 약 137.72±0.59 억 년 전에 시작되었다.[1] 그 이후 우주는 세 단계를 거쳐 변화해 왔다. 아직 명확하게 이해되지 않은 최초기의 우주는, 오늘날 지상에 있는 입자 가속기로 만들어 내는 것보다 높은 에너지의 입자들이 존재하는 고온의 상태로, 아주 일순간에 지나지 않았다. 그렇기 때문에, 이 단계의 기초적 특징은 대폭발 이론을 기반으로 분석되고 있지만 세세한 것은 대부분 과학적 추측을 기반으로 한다.

다음 단계는 초기 우주라 부르며, 이때의 변화는 우리가 알고 있는 고 에너지 물리학의 범위 안에서 설명된다. 이 시기에 양성자, 전자, 중성자가 형성되었고, 뒤이어 원자핵원자가 나타났다. 중성 수소의 생성과 함께, 우주 마이크로파 배경이 방출되었다.

빅뱅 우주론[편집]

우주 배경 복사[편집]

천문학에서, 우주 마이크로파 배경(宇宙micro波背景, 영어: cosmic microwave background, 약자 CMB)은 관측 가능한 우주를 균일하게 가득 채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오는 것을 확인할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 대폭발 우주론의 중요한 증거이며, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 오늘날에 관측되는 것이다. 우주 마이크로파 배경은 1964년에 미국의 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스로버트 우드로 윌슨이 발견하였고, 이들은 이 공로로 1978년 노벨 물리학상을 수상하였다.[2]

성질[편집]

There are two important characteristics of Big Bang nucleosynthesis (BBN):

  • The era began at temperatures of around 10 MeV (116 gigakelvin) and ended at temperatures below 100 keV (1.16 gigakelvin).[3] The corresponding time interval was from a few tenths of a second to up to 103 seconds.[4] The temperature/time relation in this era can be given by the equation:
,
COBE 위성으로 찍은 우주 마이크로파 배경 스펙트럼을 나타낸 그림이다. 세상에서 가장 정밀하게 측정된 흑체복사이며, 이론값과 측정값이 굉장히 잘 일치한다. 둘 사이의 오차를 나타낸 선은 너무 작아서 보이지 않는다.
WMAP 우주 마이크로파 배경 온도의 비등방성을 나타낸 그림


우리 은하[편집]

머리털자리의 나선 은하 NGC 4414

은하(銀河, 영어: galaxy)는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다.[5][6] 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας)에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(107) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고,[7] 큰 것들은 100조(1014)여 개의 항성들을 가지고 있는데,[8] 이 항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전한다.

은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 성간물질들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 거의 모든 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동은하핵(은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다.[9]

역사적으로 은하는 겉보기 모습, 즉 시각적 형태로 분류되어 왔다. 일반적인 형태로 타원 은하나선 은하가 있는데 전자는 대강의 윤곽이 타원형이고 후자는 먼지투성이의 나선팔들이 소용돌이치는 원반형 구조이다. 불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 불규칙 은하로 분류되며, 보통 이웃 은하들의 중력 때문에 모양이 교란된 것이다. 은하 간의 상호 작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별생성률이 커지게 되는데, 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 폭발적 항성생성 은하가 된다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖추기 못한 작은 은하들 역시 불규칙 은하로 분류된다.[10]

관측 가능한 우주에는 약 1천 7백억(1.7 × 1011) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다.[11][12] 대부분의 은하들은 직경이 1천 ~ 10만 파섹에 달하며[13]  수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다.[14] 은하간 공간은 평균 밀도가 1 입방미터당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있다. 대다수의 은하들은 은하군과 은하단이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며, 은하단들이 모여 초은하단이라고 불리는 거대한 구조를 형성한다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조(sheets and filaments)를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다.[15]

우리은하[편집]

우리은하
Artist’s impression of the Milky Way.jpg
위치
별자리 은하의 중심핵 궁수자리
은하의 북극점 머리털자리
은하의 남극점 조각가자리
은하의 반향중심핵 마차부자리
적경 17h 45m 37.22s / 12h 51m 26.28s
적위 -28° 56′ 10.2″ / +27° 07′ 48.0″
물리적 성질
질량 3×10^12M
시선 속도 19 km/s, 허큘리스자리 방향
거리 24,800 광년(7,600 파섹)
형태 SBbc (막대 나선 은하)
규모
지름(광년) 100,000
광학적 성질
겉보기등급 -5
절대등급 -20.5
기타 성질
위성 은하 수 14
명칭 Milky Way Galaxy
[16][17]
메시에 천체 목록
NGC 천체 목록
우리 은하의 중심 모습.

우리은하(―銀河, 영어: Milky Way Galaxy)[18]태양계가 속해 있는 은하이다. 우리가 속해 있는 곳이기 때문에 단순히 "은하" 또는 "은하계"라고도 불린다. 은하수는 지구에서 보이는 우리 은하의 부분으로, 천구를 가로지르는 밝은 띠로 보인다. 이 밝은 띠는 다수의 별들로 이루어져 있다. 은하 중심부가 있는 궁수자리 방향에서 가장 밝게 보인다.[19][20] 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로 남십자자리까지에 이른다. 황도에 대한 경사로 보아, 이는 은하면에 대한 태양계 대부분의 행성 궤도면(≒황도면)이 기울어져 있다는 것을 뜻한다. 은하가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 곧 태양계가 은하면에서 그리 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 뜻한다. 우리 은하에는 은하의 중심은하의 북극이 존재하는데, 원기 B1950으로 측정한 북극의 적경과 적위는 12h 49m, +27.4˚였다.또한 우리은하계에는 2000억 개의 별이 있다고 밝혀졌다.[1]

우리 은하의 팔[편집]

최근까지 우리 은하에는 네 개의 큰 나선 팔이 있다고 여겨졌으나, 2008년에 스피처 적외선 망원경을 이용하여 1억 개 이상의 별의 분포를 분석한 결과, 단지 2개의 나선 팔만이 명확히 구분되었으며 나머지는 존재가 의심스럽거나 2개의 주요 나선 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔인 것으로 확인되었다. 주된 2개의 나선 팔은 각각 방패-남십자자리 팔페르세우스자리 팔이며, 과학자들은 우리은하가 나선 팔이 2개로 구성된 전형적인 막대나선은하일 것으로 추정하고 있다. 최근에 페르세우스자리 팔 바깥에서 은하 중심으로부터 거리가 60,000광년, 길이가 77,000광년인 새로운 나선 팔의 존재가 확인되었으나, 대부분 가스와 먼지로 구성되고 별은 드문 것으로 추정되어 아직 공식적인 나선 팔로 인정받지는 못하고 있다.

최근까지 밝혀진 주요 나선 팔의 위치와 설명이다.[21]

우리 은하의 팔. 상단에 태양계가 있으며, 하단의 옅은 영역은 관측이 힘든 부분이다.

각 팔마다의 색깔은 다음과 같다.

색깔 나선팔
청록 3 킬로파섹 팔 과 페르세우스자리 팔 (Perseus Arm)
보라 직각자자리 팔백조자리 팔 (Norma-Cygnus Arm)
방패-남십자자리 팔 (Scutum-Crux Arm)
분홍 궁수자리 팔 (Sagittarius Arm)
오렌지 오리온 팔 (Local Spur)

우리 은하의 변화[편집]

우리은하는 측면에서 봤을 때 나선 팔의 일부가 위로 밀려 올라가서 휘어진 모양을 하고 있는데, 이는 위성은하인 대마젤란 은하, 소마젤란 은하가 중력적으로 영향을 미치기 때문으로 추정된다. 우리의 이웃 은하인 안드로메다 은하도 이웃 위성은하에 의해 나선 팔의 일부 구조가 심하게 뒤틀린 모습을 띠고 있다. 이들 두 위성은하는 각각 우리은하와 마젤란 흐름이라는 수소 가스로 이루어진 띠로 연결되어 우리은하 주위를 약 15억년 주기로 공전하면서 중력적으로 속박되어 있는데, 이 마젤란 흐름은 약 2억년 전에 이들 위성은하가 비정상적으로 우리은하에 접근하는 과정에서 조석력에 의해 형성된 것으로 보인다. 현재 이 통로를 통해 이들 마젤란 은하의 별과 가스 등이 우리은하로 끌려가는 현상이 나타나고 있으며, 향후 서서히 우리은하에 별을 빼앗겨 결국에는 우리은하에 흡수될 것으로 예상된다. 현재 대,소 마젤란 은하는 불규칙 은하로 분류되나, 두 은하 모두 중심부에 희미한 막대 구조가 관찰된다. 이를 두고 과거에 정상은하였다가 우리은하의 강한 중력에 의해 구조가 해체되고 남은 잔해라는 설, 반대로 우리은하 중력에 영향을 받아 정상은하로 발전해 가는 단계라는 설 등이 있으나 아직까지 확인된 바는 없다.

우리은하는 과거로부터 끊임없이 주위의 작은 은하를 흡수, 합병하면서 성장하여 현재의 모습에 도달하였다는 것이 대체적인 중론이다. 과학자들은 우리은하 내의 별들의 공간 구조를 조사하다가 특이한 별집단의 운동('성류'라고 불림)을 인식하게 되었고, 이는 우리은하가 다른 은하를 잡아먹고 남은 잔해물이라는 결론에 도달하였다. 우리은하의 중심부에 존재하면서 은하 핵을 수직으로 공전하는 특이한 "Inner Ring" 과 외곽 헤일로에서 최근 존재가 확인된 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 바로 그것이다. 또한, 1999년에는 대한민국 연구팀이 우리은하에서 가장 큰 구상성단인 오메가 센타우리가 원래는 왜소은하의 중심핵이었음을 입증한 바 있으며, 현재 우리은하의 약 200여개 구상성단 중 최소 40%는 우리은하가 아닌 주변 왜소은하의 중심핵이었거나 이들 왜소은하에 딸린 구상성단이었을 것으로 추정된다. 지금 현재에도 최소한 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중인 것으로 확인되고 있으며, 지구로부터 25,000광년 떨어진 큰개자리 왜소은하와 70,000광년 떨어진 궁수자리 왜소은하가 바로 그 희생양 들이다. 최근 2005년에 발견된 처녀자리 왜소은하의 경우, 지구로부터 약 30,000광년 떨어진 거리에서 우리은하를 밑에서 위로 관통하고 있는 것으로 밝혀졌으나, 궁수자리 왜소은하와 가까운 위치 때문에 새로운 왜소은하인지 아니면 궁수자리 왜소은하의 잔해물인지의 여부가 불확실한 상태이다. 특이한 점은 최근의 컴퓨터 시뮬레이션에서 처녀자리 왜소은하의 경우 운동 궤적을 조사한 결과, 과거에 몇 번이나 우리은하를 수직으로 관통한 적이 있는 것으로 나타나 어떻게 우리은하에 흡수되지 않고 형태를 유지하여 왔는지가 미스테리인데 우리은하의 중력을 이겨낼 정도로 상당한 양의 암흑물질을 보유한 것이 아닌가 추정된다.

한편, 현재 우리은하는 중심핵에 위치한 블랙홀의 활동성이 약한 정상상태 은하인 것으로 보이나, 최근까지도 블랙홀에서 격렬한 활동을 통해 막대한 에너지를 외부로 방출하는 셰이퍼트 은하와 같은 활동성 은하였다는 증거들이 관측되고 있다. 최근 2010년에 우리은하의 중심부에서 나선팔 원반과 수직 방향 위, 아래로 각각 25,000광년(직경 50,000광년) 길이의 감마선을 방출하는 비눗방울 모양 거대 구조가 발견되었는데, 북쪽하늘의 처녀자리에서 남쪽하늘의 두루미 자리까지 전 하늘의 절반 이상을 차지하고 있으며 이 구조의 가장자리 윤곽이 매우 뚜렷한 것으로 보아 약 10만 개 이상의 초신성 폭발과 맞먹는 에너지가 방출된 현상으로 추정된다. 또한, 우리은하 중심핵에서 약 3,000광년 거리의 공간에 중심부에서 방출된 감마선 잔해물 거품 구조가 형성되어 과거에 격렬한 반응이 있었음을 짐작하게 한다.

태양의 위치[편집]

태양은 우리은하 내 수천 억개의 별들 중에서 극히 평범한 항성으로 과거 약 46억 년전에 3세대 초신성의 폭발에 따른 가스의 응축력에 의해 산개성단 내에서 많은 형제 별들과 함께 생성된 것으로 추정되고 있다. 태양은 우리은하 나선 팔의 파동운동 영향으로 초기의 탄생 위치에서 멀리 이동했을 것으로 추측되며, 현재 은하 중심에서 태양까지의 거리는 약 26,500 ± 1,400 광년으로 수평 방향으로는 전체 은하 디스크의 중간 위치에 자리하고 있으며, 수직 방향으로는 은하 기준평면(은위 0도)으로부터 약 60~70광년 정도 위에 위치하고 있다.[22][23][24][25] 태양은 페르세우스자리 팔 안 쪽으로 6,500광년 떨어진 오리온자리 팔(페르세우스자리 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔)의 은하 중심 방향으로 가장자리에 위치해 있으며 [26]

, 과거부터 오리온팔과 나선 팔 공간 사이를 주기적으로 왕복하고 있다. 태양은 최근 몇 백만년 전에 현재의 "Local Bubble"(성간가스의 밀도가 다른 지역에 비해 희박한 지역으로 위로는 나선 팔을 넘어 헤일로까지 뻗어 있는 길다란 굴뚝 모양의 거품 구조 공간)이라는 과거의 쌍둥이자리 초신성 폭발 잔해 영역으로 진입하였으며, 현재 "Local Bubble"의 경계면에서 근처의 전갈-센타우루스 자리 OB성협(산개성단보다 느슨하게 모인 별의 집단)의 젊은 별들이 뿜어내는 강한 항성풍을 뚫고 나선 팔을 따라 공전하고 있다. 태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양은 은하 내에서 헤라클레스자리 근처의 거문고자리 1등성인 직녀성을 향해 초속 220 km, 은하 중심으로부터 60도의 각도로 비스듬히 공전 중이며, 또한 한번 공전할 때마다 평균 2.7회 정도 주기적으로 은하 원반 내에서 상하운동을 하고 있다. 이는 1 AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다 [2]. 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례한다.

은하[편집]

은하 결합[편집]

noframe

은하구조[편집]

은하군[편집]

수십 개의 은하 무리. 우리 은하는 안드로메 다 은하 등 30여 개의 은하와 은하군을 형성


은하단[편집]

수백~수천 개의 은하 가모여있는무리. 같은 은하단 내의 은하들은 중력으로 묶여 있다.


초은하단[편집]

여러 개의 은하군과 은 하단으로 이루어진 더 큰 은하 무리이다.

우주 거대 구조[편집]

은하단과 초은하단이 그물 모양으로 연결된 구조

항성의 진화[편집]

태양의 일생. 태양은 주계열 상태로 약 100억 년을 유지할 수 있다.

항성 진화(恒星進化, stellar evolution)는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 수백만 년, 길게는 수천억 년을 살아간다. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원(永遠)에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다.

탄생[편집]

삼각형자리 은하에 있는, 항성이 대량으로 탄생하는 지역인 NGC 604
독수리 성운 내 항성들이 태어나는 장소인, '창조의 기둥'으로 명명된 그림. 허블 우주 망원경이 촬영

항성의 진화는 항성 양성소(stellar nursery)라고도 부르는, 거대분자구름(GMC) 내부에서 시작된다. 대부분 우주의 빈 공간 밀도는 1세제곱센티미터당 분자 0.1~1개 수준이지만, 거대분자구름 내부의 밀도는 보통 1세제곱센티미터당 수백만 개의 분자가 존재한다. 분자구름의 지름은 50~300광년이며 태양질량의 10만 배에서 1천만 배에 이르는 물질이 존재한다.

분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서, 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 된다. 분자구름끼리 충돌하거나, 은하 나선팔의 밀도 높은 영역을 통과할 수 있다. 근처 초신성 폭발 역시 자신의 잔해를 빠른 속도로 분자구름 내로 돌진시켜서, 중력붕괴를 일으키는 원인이 되기도 한다. 은하와 은하끼리의 충돌로 인해 양쪽 은하에 있던 가스 구름끼리 조석력에 의해 응축하고 섞여서 항성이 대량으로 생겨날 수도 있다.

분자구름은 수축하면서 작은 부분들로 나뉜다. 이런 작은 조각들 내에서, 응축하는 가스는 중력 작용에 의한 위치 에너지를 열의 형태로 발산한다. 가스의 온도와 압력이 증가하면서 분자구름의 조각들은 원시별로 불리는, 회전하는 뜨거운 가스 덩어리를 만들어낸다.

처음 태어나는 항성들은, 항성의 재료가 되고 남은 분자구름 속에 예외없이 깊숙이 감추어져 있으며, 가시광선으로 볼 수 없다. 종종 이렇게 아기별들을 품은 분자구름은 주변 가스가 방출하는 밝은 빛에 대비되어 실루엣 형태로 드러나기도 한다. 이들을 보크 구상체라고 부른다.

태어날 때의 질량이 매우 작은 천체는 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데, 이들을 갈색왜성이라고 부른다. 항성과 갈색왜성을 구별하는 경계선은 그 천체의 화학적 조성에 달려 있다. 중원소함량(별을 구성하는 원소 중 수소헬륨보다 무거운 원소들의 양)이 높은 천체의 경우 항성이 될 수 있는 질량의 하한선은 낮아진다. 목성질량의 13배가 넘는 갈색왜성들은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준을 넘는 천체만 갈색왜성으로 취급한다. (이 질량은 행성보다는 크나 준항성 수준에는 미치지 못한다.) 갈색왜성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이, 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두면서 천천히 식어간다.

좀 더 질량이 무거운 별들의 경우 중심핵의 온도가 천만 켈빈 정도에 이르게 되며, 양성자-양성자 연쇄 반응이 발동되고 수소가 핵융합을 일으키면서 중수소를 거쳐 헬륨으로 변환된다. 태양질량보다 근소하게 무거운 별들의 경우, CNO 순환으로 대부분의 에너지를 생산한다. 중심핵에서 생산된 에너지를 통해 복사압이 형성되며 이 복사압은 위에서 누르는 무게에 저항하여 항성이 중력붕괴를 일으키는 것을 막는데, 이 상태를 유체정역학적균형 상태라고 한다. 이때부터 항성은 안정된 크기를 유지하게 된다.

대마젤란 은하 내에 있는 항성 양성소 LH 95

새로 태어난 별들은 크기와 색이 제각각이다. 이들의 분광형은 뜨겁고 푸른 색에서부터 차갑고 붉은 색까지 걸쳐 있다. 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상까지 다양하다. 한 항성의 밝기와 색은 표면 온도에 달려 있으며, 이 차이를 결정하는 근본적인 요인은 질량이다.

젊은 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열 선상 중 한 곳에 위치하게 된다. 작고 차가운 적색 왜성들은 수소를 천천히 태우면서 주계열 선상에 길게는 수 조년까지 머무른다. 반면 뜨거운 초거성들은 수백만 년밖에 머무르지 못한다. 태양과 같이 질량이 중간 정도인 항성은 약 100억 년 동안 머무른다. 태양은 지금까지 일생의 절반 정도를 보낸 것으로 추측되며, 따라서 현재 주계열성 상태이다. 한 항성이 자신의 중심핵에 있던 수소를 다 소진하면, 주계열을 떠나기 시작한다.

성숙기[편집]

수십억 년이 흐른 뒤, 항성이 처음 태어날 때의 질량에 따라 수소헬륨으로 계속 치환되는 과정이 누적되면서 항성의 중심부에는 핵융합의 산물인 헬륨이 쌓이게 된다. 뜨겁고 밝은 별들은 차갑고 어두운 별들보다 빠르게 수소 핵융합을 일으켜 헬륨으로 바꾼다. 중심부에 쌓인 헬륨은 수소보다 밀도가 높기 때문에 중력으로 별을 수축시키며 핵융합의 빈도를 상승시킨다. 이러한 중력 수축에 대항하여 별의 형체가 붕괴되지 않기 위해서는 온도가 높아져야만 한다.

종국적으로 중심핵에 핵융합의 연료가 될 수소가 고갈되고, 수소 핵융합을 통해 만들어지는, 바깥쪽으로 팽창하여 중력 붕괴와 평형을 이루는 압력이 없어지면, 항성은 자신의 전자 축퇴압이 중력을 상쇄하기에 충분한 수준까지 쭈그러들거나, 또는 중심핵이 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있는 온도인 약 1억 켈빈까지 가열된다. 둘 중 어떤 방향으로 진화되느냐는 항성의 질량에 달려 있다.

질량이 작은 별[편집]

질량이 작은 별이 핵융합 작용을 통해 에너지를 생산하는 것을 중단한 뒤 어떤 일이 벌어질지는 정확히 알려져 있지 않다. 우주의 나이는 137억 살 정도로 생각되며 이는 질량이 작은 별들이 주계열성을 떠나 죽음에 이르기까지의 시간에 비해 매우 짧다. 현재 이들 작은 별들에 대한 진화 이론은 돈 판덴베르크의 이론처럼 컴퓨터 시뮬레이션에 의존하고 있다.

태양 질량의 절반 이하 별들은 중심핵의 수소를 모두 소진한 뒤에도 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있는 물리적 환경을 만들어내지 못한다. 이는 중심핵에 헬륨이 핵융합을 일으킬 정도로 충분한 압력을 형성할 항성 껍질층이 없기 때문이다. 이들은 적색 왜성이라고 부르고, 대표적인 예로는 태양계에서 가장 가까운 단독성인 센타우루스자리 프록시마를 들 수 있다. 적색 왜성은 매우 오래 사는데, 이들 중 일부는 태양보다 수백 배나 더 오래 사는 것도 있다. 현재 천체물리학 모델로는 태양질량의 10퍼센트 정도 적색 왜성은 주계열성 상태로 거의 20조 년을 살 수 있으며, 수천억 년에 걸쳐 천천히 백색 왜성으로 축퇴된다고 예측한다.[27] 태양과 비슷한 규모의 항성은 중심핵에서 핵융합 작용이 멈추면 중심핵 주변에는 수소의 층들이 형성된다. 그러나 질량이 작은 적색 왜성의 경우와 같이 항성 내부 전체가 대류층일 경우 중심핵 주변에 이 수소층이 형성되지 않는다. 질량이 더 커서 외부 수소층이 생긴 경우는 아래에 설명될 적색 거성으로 진화한다. 질량이 더 작은 경우 전자축퇴압이 붕괴를 막을 때까지 수축되면서 백색 왜성으로 곧장 진화한다.

중간 정도 질량의 별[편집]

고양이 눈 성운은 태양과 비슷한 질량의 별이 죽음을 맞은 뒤 생겨난 행성상 성운이다.

중간 질량의 별에서는 중심핵 바깥쪽의 수소층에서 융합 작용이 빨라지면서 항성의 부피가 늘어나기 시작한다. 이로써 별의 외곽층은 항성 중심부로부터 멀어지게 되며 외곽층에 가해지는 중력이 약해지고, 빠르게 팽창하면서 수소의 밀도가 낮아져 핵융합 빈도가 줄어들면서 표면 온도가 내려가게 된다. 표면 온도가 내려가면서 항성은 주계열성 시절보다 붉게 보이게 된다. 이런 별들을 적색 거성으로 부른다.

헤르츠스프룽-러셀 도표에 따르면 적색 거성은 분광형 K 또는 M의, 거대한 비(非) 주계열성이다. 대표적 적색 거성으로 황소자리알데바란이나 목동자리아크투루스를 꼽을 수 있다.

태양 질량 수 배 정도까지의 별은 전자축퇴압의 도움을 받아 헬륨으로 이루어진 중심핵 구조를 발달시켜 가며, 그 위로는 수소가 포함된 여러 층이 형성된다. 항성의 중력 때문에 중심핵 바로 위 수소층은 압축되어 주계열성 시절보다 빠른 속도로 수소 핵융합이 일어나게 된다. 핵융합 속도가 빨라지면서 항성은 이전보다 훨씬 더 밝아지고(1,000 ~ 10,000배) 덩치도 커진다. 이때 밝기 변화가 표면적의 변화보다는 적기 때문에 단위 면적당 방출하는 빛의 양이 줄어들어, 유효온도는 내려간다.

이렇게 부풀어오른 항성 외곽부는 대류층으로 이루어져 있는데, 내부 물질들은 핵융합 반응이 일어나는 곳 근처부터 항성 표면에 이르기까지 대류를 통해 섞인다. 질량이 아주 작은 별들을 제외한 모든 별들은 나이가 들수록 핵융합의 산물이 항성 내부 깊은 곳에 축적되어 있는데, 이 시기에는 대류층을 통해 핵융합 산물을 항성 표면에서 볼 수 있다. 수소·헬륨의 동위원소에 일어나는 변화는 관찰이 불가능하기 때문에, 별의 조성에 일어나는 막대한 변화에도 불구하고, 관찰할 수 있는 변화는 아주 미미하다. CNO 순환의 효과로 항성 표면에서는 13C에 비해 12C의 비율이 낮아지고, 탄소질소 비율 변화 등이 관측된다. 이러한 변화 양상들은 분광 관측을 통해 감지할 수 있으며, 진화가 진행된 여러 늙은 별들에서 관측된 바 있다.

중심핵에 있는 수소는 핵융합 작용을 통해 헬륨으로 바뀌고 이 헬륨은 중심핵에 쌓이며, 핵은 더욱 압축되고, 남아 있는 수소 핵융합 속도는 더욱 빨라진다. 이로 말미암아 중심핵에서는 삼중 알파 과정을 포함한 헬륨 핵융합 작용이 시작된다. 태양 질량의 0.5배가 넘는 항성들 내부에서는 전자축퇴압 때문에 수백만 년에서 수천만 년 동안 헬륨 핵융합 작용이 일어나지 못한다. 반면 보다 무거운 별들의 경우, 헬륨이 누적된 핵과 그 위의 층을 합친 질량이 충분히 커져, 헬륨 핵융합 단계로 보다 빠르게 진입한다.

거대한 질량의 별[편집]

거대한 질량의 별은 수소를 빠르게 소모하면서 적색 초거성이나 극대거성으로 진화한다. 거대한 질량의 별들은 적색 초거성이나 극대거성으로 진화하면서 수소-헬륨-탄소-산소-네온-마그네슘-규소-철 순으로 핵융합을 한다. 거대한 질량의 별들은 죽을 때 초신성또는 극초신성으로 생을 마감한다. 대표적인 별로 리겔,베텔게우스 등이 있다.


주계열성[편집]

헤르츠스프룽-러셀 도표. 도표의 두 축은 각각 별의 절대 등급색지수이다. 그림에서 주계열은 좌상단에서 우하단으로 걸쳐 있는 띠이다.

주계열(主系列, main sequence)은 천문학에서 항성의 색등급도상에 나타나는 연속적이며 독특한 별의 띠를 말한다. 주계열은 색등급도에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위를 크게 가로지르며, 주계열 위에 위치한 별을 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 왜성(矮星, dwarf star)이라고 부른다.[28][29] 주계열은 대부분의 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계이며, 주계열성은 수소핵융합으로 헬륨에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다.

항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 이 핵융합이 진행되는 동안 항성은 주계열에 머무르게 되며, 주계열 안에서의 위치는 항성의 초기질량에 의해 주로 결정되고, 화학적 조성비도 약간의 영향을 미친다. 모든 주계열성은 중심핵의 핵융합으로 인한 열압력(바깥쪽으로의 힘)과 자체 질량으로 인한 중력(안쪽으로 향하는 힘)의 크기가 균형을 이루는 정역학적 평형 상태에 있다. 중심핵에서 생성된 에너지는 표면으로 올라와 광구에서 복사의 형태로 방출된다. 중심핵에서 표면까지 에너지가 전달되는 방식은 복사일 수도 있고 대류일 수도 있는데, 보통 대류는 온도 기울기가 가파른 곳, 또는 불투명도가 큰 곳, 둘 다 해당되는 곳에서 일어난다.

주계열은 상위 부분과 하위 부분으로 나뉘는데, 이는 주계열성이 에너지를 형성하는 주된 과정의 차이에 따른 구분이다. 질량 1.5 M 이하의 별들은 양성자-양성자 연쇄 반응을 주로 사용해 핵융합을 하고, 이 별들이 하위 부분에 해당한다. 질량이 그보다 큰 상위 부분의 주계열에서는 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO 순환으로 핵융합을 한다. 2 M 이상의 주계열성들은 중심핵에서 대류가 일어나 헬륨이 위쪽으로 끌려 올라간다. 2 M 이하에서는 중심핵 주위에서는 복사만 일어나고 표면 근처에서만 대류가 일어난다. 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층의 부피에서 대류층이 차지하는 비율이 커지고, 0.4 M 이하의 주계열성들은 별의 부피 전체에서 대류가 일어난다. 중심핵에서 대류가 일어나지 않는 주계열성의 경우, 헬륨이 풍부한 핵 주위로 수소의 껍질이 형성된다.

대체로 별의 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧아진다. 핵의 수소가 모두 연소된 뒤 별은 진화하여 주계열을 벗어난다. 그 뒤 별이 어떻게 진화하는지는 질량에 따라 결정된다. 0.23 M 이하의 별들은 바로 백색왜성이 되고, 0.23 M ~ 10 M의 별들은 적색거성을 거쳐 백색왜성이 된다.[30] 그보다 질량이 큰 별들은 초신성 폭발을 일으키거나[31] 짜부라져 곧바로 블랙홀을 형성한다.

페가수스자리 IK[편집]

페가수스자리 IK
관측 정보
별자리 페가수스자리
적경(α) 21시 26분 26.6624초[32]
적위(δ) +19° 22′ 32.304″[32]
절대등급(M) 2.762 [주 1]
위치천문학
연주시차 21.72 ± 0.78 각분[32]
거리 150 ± 5 ly

(46 ± 2 pc 21.72 ± 0.78)

성질
나이 5 ~ 60 × 107[34]
추가 사항
질량 1.65[34]/1.15 M[35]
표면온도 7700[36]/35500[35] K
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

페가수스자리 IK(바이어 명명법 : IK Pegasi) 또는 HR 8210페가수스자리에 있는 쌍성이다. 페가수스자리 IK는 맨눈으로 보일 정도로 밝으며, 태양계에서 150 광년 거리에 있다.

페가수스자리 IK A는 A형 주계열성이며, 광도가 맥동하는 방패자리 델타형 변광성이다.[34] 동반성인 페가수스자리 IK B는 무거운 백색 왜성, 즉 항성 진화의 끝에 다다라서 핵융합을 통해 에너지를 더 이상 생산해 낼 수 없는 항성이다. 두 별이 서로를 공전하는 주기는 21.7일이며, 둘 사이의 평균 거리는 3,100만 킬로미터(0.21 AU)로 태양수성 사이 거리보다 가깝다.

페가수스자리 IK B는 초신성이 될 가능성이 있는 항성들 가운데 태양계에서 가장 가깝다. IK A가 적색 거성으로 진화하기 시작할 때 쯤이면, IK A의 반지름이 커지고 IK A의 팽창된 기체 외피층이 IK B에 강착될 것으로 추측된다. 그렇게 되면 IK B는 찬드라세카르 한계인 1.44 M에 도달하여 폭발이 일어나 Ia형 초신성이 될 것이다.[37]

관측[편집]

성도에서 페가수스자리 IK의 위치.

이 항성계는 1862년에 《본소천성표》(독일어: Bonner Durchmusterung[주 2])에서 “BD +18°4794B”라는 이름을 받았다. 이후 1908년에는 피커링이 《개정 하버드 광도측정성표》(Harvard Revised Photometry Catalogue)에 “HR 8210”라는 이름으로 기재했다.[38] 이후 프리드리히 빌헬름 아르겔란더아르겔란더 명명법에 따라 "페가수스자리 IK"라고 이름붙였으며, 현재 이 명칭이 보편적으로 사용된다.

이 항성의 분광 사진 연구에서 쌍성계 특유의 흡수선 편이가 나타났다. 이 편이는 계를 구성하는 항성들이 관측자의 방향으로 다가왔다가 뒤로 물러나면서 흡수선의 파장에 도플러 효과가 발생할 때 생겨난다. 천문학자들은 이 편이를 측정함으로써 적어도 하나의 항성에 대한 상대적인 궤도 속도를 정할 수 있다.[39] 1927년, 캐나다의 천문학자 윌리엄 에드문드 하퍼가 이 방법을 사용, 페가수스자리 IK의 단선분광쌍성 주기를 측정하고 21.724 일이라는 결과를 얻었다. 또한 하퍼는 궤도이심률을 0.027로 추측했다(후에 추정된 결과는 거의 0에 가까웠으며, 이것은 궤도가 원형이라는 것을 뜻한다).[37] 속도 진폭은 41.5 km/s로 측정되었는데, 이 값은 태양계를 향한 시선에서 페가수스자리 IK A의 최대 속도이기도 하다.[40]

페가수스자리 IK 계까지의 거리는 지구가 태양 주위를 공전하면서 별의 위치가 변하는 것처럼 보이는 연주 시차를 관측하여 측정할 수 있다. 히파르코스 우주선은 매우 정밀한 측정으로 페가수스자리 IK까지의 거리를 약 150 ly(정확도 ±5 ly)으로 추측해 냈다.[41] 또한 히파르코스는 페가수스자리 IK 계의 고유 운동을 측정했다. 고유 운동이란 항성이 우주 공간을 이동하기 때문에 생기는 작은 각운동이다.

이 항성계의 거리와 고유 운동의 조합을 이용해 페가수스자리 IK의 횡방향속도가 16.9 km/s로 측정되었다.[주 3] 세 번째로 태양에서 바라본 시선 속도는 항성스펙트럼의 평균 적색 편이(또는 청색 편이)를 이용해 계산할 수 있다. 《윌슨 시선 속도 항성 목록》(General Catalogue of Stellar Radial Velocities)에는 이 항성계의 시선 속도가 -11.4 km/s로 등재되어 있다.[43] 두 값을 조합하면 태양에 대한 상대적 공간 속도는 20.4 km/s로 얻어진다.[주 4]

허블 우주 망원경이 쌍성계를 구성하는 두 항성을 각각 촬영하려 했지만 두 항성의 거리가 너무 가까워 구별할 수 없었다.[44] 최근에는 극자외선 우주 망원경을 이용한 보다 정확한 관측으로 궤도 주기를 21.72168 ± 0.00009일로 계산해냈다.[45] 이 항성계의 궤도면 경사각은 지구에서 보았을 때 거의 90°에 가까울 것으로 추측된다. 만약 그렇다면 을 관측할 수도 있을 것이다.[35]

천구에서 페가수스자리 IK 계의 적경과 적위는 각각 21시 26분 26.6624초, +19° 22′ 32.304″이다.[32]

주:

  1. 절대등급 Mv는 다음과 같이 구해진다:
    V는 실시등급이고 π는 시차이다.[33]
  2. 《본소천성표》는 1859년부터 1903년까지 천문대에서 작성한 소천성표이다. - Bonner Durchmusterung at VizieR Service, Centre de Données astronomiques de Strasbourg
  3. 알짜 고유 운동은 다음과 같다:
     mas/y.
    여기서 는 각각 적경과 적위의 고유 운동의 분력이다. 이에 따른 횡방향속도는 다음과 같다:
     km.
    여기서 는 거리로, 단위는 파섹이다.[42]
  4. 피타고라스의 정리에 의해 알짜 속도는 다음과 같다:
     km/s.
    여기서 는 시선 속도이고, 는 횡방향속도이다.

항성 일생과 핵합성[편집]

항성 핵합성[편집]

항성 핵합성(Stellar nucleosynthesis)은 항성 내부에서 무거운 원소원자핵을 형성하는 반응을 총칭하는 말이다.

항성 핵합성은 20세기에 들어서서 태양이 오랜시간 열과 빛을 내뿜는 이유인 핵 반응이 연구되기 시작하면서부터 연구되기 시작했다. 태양의 에너지의 원천은 수소헬륨으로 핵융합하는 것이며, 이는 최소 4 백만 켈빈의 온도가 필요하다.

주요 반응[편집]

항성 핵합성에 있어서 가장 중요한 반응은 다음과 같다.

핵합성 참고문헌[편집]

항성 블랙홀[편집]

항성 블랙홀(Stellar black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 중력붕괴로 인해 생성된 블랙홀이다. 이 과정은 초신성 또는 감마선 폭발 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 15.6±1.45M에 다다른다.[46] 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 24M 내지 33M의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다.[47]

상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 원시 블랙홀일 것이다.

항성의 붕괴는 블랙홀을 형성하기 위한 자연 현상이다. 이 현상은 항성의 모든 에너지를 소진한 후 항성의 일생 중 마지막에 일어난다. 항성이 붕괴되는 부분의 질량이 확실한 임계값의 조건에 있다면 마지막 생성물은 백색왜성 또는 중성자성과 같은 밀집성이 된다. 이러한 항성들은 최대 질량을 갖는다. 하지만 만약 붕괴하는 항성이 이 한계를 넘으면 붕괴는 영원히 계속되고 블랙홀을 형성하게 된다. 중성자성의 최대질량은 아직 알려지지 않았지만 약 3M정도로 예견된다. 최소질량을 갖는 매우 먼 거리에서 관측되는 항성 블랙홀은 3.8M 정도로 추측된다. 항성 블랙홀들보다 훨씬 더 무거운 두 가지 다른 종류의 블랙홀에 대한 관측 증거들이 있다. 그것은 구상성단 중심에 있는 중간질량 블랙홀과 우리은하 그리고 외부은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀이다.[48]

블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 각운동량 보존 때문에 생긴다.


밀집 쌍성계의 엑스선에서 관측된 항성 블랙홀의 질량[편집]

쌍성계에서의 항성 블랙홀들은 동반성의 물질이 블랙홀로 이동할 때 관측 가능하다. 밀집성이 되면서 방출되는 에너지는 물질의 온도를 수 억 도까지 올리고 엑스선을 방출시킬만큼 매우 크다. 그러므로 블랙홀은 엑스선으로 관측할 수 있다. 반면에 동반성은 광학 망원경으로 관측 가능하다. 블랙홀과 중성자성에서 방출된 에너지는 등급이 같다. 그래서 블랙홀과 중성자성은 종종 구분하기가 어렵다. 그러나 중성자성은 추가적인 성질을 가지고 있다. 그것은 다른 회전이 자기장을 가질 수 있고 국소적인 폭발을 나타낸다. 이와 같은 성질들이 관측되면 그 쌍성계에서의 밀집성은 중성자인 것으로 나타낸다. 밀집된 엑스선 소스의 관측으로부터 질량을 유도한다. 모든 확인된 중성자성은 3M에서 5M 사이의 질량을 갖고 있다. 5M 이상의 질량을 갖는 밀집 체계가 없는 것은 중성자성의 성질이다. 이러한 요소들의 결합은 더욱 더 5M 이상 되는 질량을 갖는 밀집성이 사실은 블랙홀이라는 것을 알려준다. 이런 항성 블랙홀들의 존재에 대한 증거가 모두 관측적인 것이 아니고 이론에 의존한다는 것을 알아야 한다.

태양계[편집]

태양계의 행성왜행성. 크기 비교는 정확한 편이지만, 거리는 상당히 왜곡되었다.

태양계(太陽系, 영어: Solar System 솔라 시스템[*])는 대략 46억 년 전 거대 분자 구름중력 붕괴로 형성된 태양과, 항성인 태양의 중력에 이끌려 있는 주변 천체가 이루는 체계를 말한다. 태양을 중심으로 공전하는 행성소행성대를 기준으로 안쪽에 있는 네 개의 고체 행성인 수성, 금성, 지구, 화성, 즉 지구형 행성과, 바깥쪽에 있는 네 개의 유체 행성인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성, 즉 목성형 행성으로 알려져 있다.

행성 외에도 태양계의 구성 천체로는 소천체로 이루어진 띠도 있다. 화성과 목성 사이에 있는 소행성대의 천체 무리는 대부분 지구형 행성과 비슷한 성분을 지니고 있다. 카이퍼대와 그 소집단 산란 분포대는 해왕성 궤도 너머에 있으며, 이곳의 천체는 대부분 , 암모니아, 메탄 등이 얼어 있는 형태로 구성되어 있다. 이 띠 내에서 발견된 다섯 개의 천체 세레스, 명왕성, 하우메아, 마케마케, 에리스행성만한 힘은 없지만 자체 중력으로 구형을 유지할 만큼 크다고 인정되어 왜행성이라고 불린다. 장주기 혜성의 고향으로 알려져 있는 오르트 구름은 지금까지의 구역의 대략 천 배의 거리에 걸쳐 있다.

태양계 내에서 혜성, 센타우루스, 우주 먼지 같은 소천체는 이런 구역을 자유롭게 떠다닌다. 또한 태양으로부터 나오는 플라스마 흐름인 태양풍태양권 내에서 항성풍 거품을 만들어 낸다.

행성 여섯 개(지구, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성)와 왜행성 세 개(명왕성, 에리스, 하우메아)는 그들의 주변을 공전하는 위성을 가지고 있다. 또 목성형 행성은 위성에 별도로 자체적인 고리를 가지고 있다.

내행성계[편집]

태양계의 안쪽인 내행성계는 지구형 행성과 수많은 소행성으로 구성되어 있다[49]. 이들은 대부분 규산염과 금속으로 구성되어 있으며, 태양에 매우 근접해 있다. 안쪽 태양계 전체의 반지름은 목성과 토성 사이의 거리보다도 짧다.

지구형 행성[편집]

지구형 행성. 왼쪽에서 오른쪽으로 수성, 금성, 지구, 화성. 크기 비례는 정확한 편.

네 개의 지구형 행성은 암석으로 조밀하게 구성되어 있으며, 위성이 적거나 없고 고리도 없다. 이러한 행성을 구성하는 광물은 대부분 높은 녹는점을 가지고 있는데, 그 예로 지각맨틀을 구성하는 규산염, 을 구성하는 , 니켈과 같은 금속이 있다. 지구형 행성 중 금성, 지구, 화성은 대기충돌 크레이터, 열곡, 지구대, 화산과 같은 구조 지질학적인 표면의 특징을 가지고 있다. “지구형 행성”이라는 용어는 “내행성”이라는 용어와 헷갈리면 안 된다. 내행성은 지구와 태양 사이에 있는 행성, 즉 수성과 금성을 가리킨다.

수성[편집]

수성(태양에서의 거리 0.4 AU)은 태양에 가장 가까운 행성이며, 가장 작은 행성이다(질량이 지구의 0.055배). 수성은 위성이 없으며, 수많은 충돌 크레이터와 쭈글쭈글한 거대한 절벽 등의 지질학적 특징으로만 알려져 있다. 이 절벽은 태양계 역사의 초기에 수성이 수축해서 생긴 것으로 보인다[50]. 수성의 대기는 거의 무시해도 좋을 정도로 그 두께가 얇다[51]. 수성의 커다란 핵과 그에 비해 상대적으로 얇은 맨틀은 그 성분이 아직 확실히 밝혀지지 않았다[52][53]. 수성에 대한 탐사는 아주 미미하여, 1950년 이래로 현재까지 수성 탐사선은 매리너 10호메신저뿐이다.

금성[편집]

금성(태양에서의 거리 0.7 AU)은 지구 질량 81.5퍼센트 크기의 천체로, 가장 바깥쪽에 대기가 있고, 내부적 지질 활동의 증거가 발견되며, 규산염의 맨틀 속에 철질의 핵이 있는 등 외관상 지구와 비슷한 행성이다. 그러나 금성은 지구보다 훨씬 건조하며, 대기의 밀도는 지구의 90배나 된다. 금성에는 자연 위성이 없다. 금성은 태양계 행성 중 가장 뜨거운데, 표면 온도는 섭씨 400도 이상으로, 이처럼 고온이 된 주요 원인은 대기 중 온실 가스 때문이다[54]. 금성의 표면 온도에 플라스틱 안전모를 잠깐 노출시키면 바로 녹아 액체가 되어 버린다[55]. 금성 표면에서 현재도 지질학적 활동이 계속되고 있다는 결정적 증거는 없으나, 대기가 쓸려 나가는 것을 막아 주는 자기장이 없다는 점을 고려하면, 금성의 대기는 화산 폭발로 분출되는 가스를 규칙적으로 공급받는 것으로 보인다[56]. 일반적으로 알려진 금성 사진(회전하는 갈색 구름 사진)은 자외선으로 찍은 다음 가시광선 스펙트럼으로 전환한 것으로, 금성을 그냥 가시광선으로 보면 완전히 노란 황산 구름밖에 보이지 않는다[57].

지구[편집]

지구(태양에서의 거리 1 AU)는 내행성 중 가장 질량이 크며, 현재도 지질학적 활동이 일어나고 있다고 알려진 유일한 천체이며, 우주에서 생명체가 살고 있음이 증명된 유일한 천체이다[58]. 태양계 내 암석 행성 중 유일하게 바다가 있으며, 지각판 이동이 일어나는 유일한 천체이다. 지구의 대기 또한 식물의 존재로 자유 산소의 함량이 21퍼센트나 된다는 점에서 다른 암석 행성과 판이하게 다르다[59]. 지구는 자연 위성으로 을 거느리고 있는데, 달은 태양계의 암석 행성 중 유일한 거대 위성이다.

화성[편집]

화성(태양에서의 거리 1.5 AU)은 수성보다는 크나 지구와 금성보다는 질량이 작은 행성이다(지구 질량의 0.107배). 화성은 대부분 이산화 탄소로 이루어진 얇은 대기가 있다. 화성 표면은 올림포스 산 등 거대한 화산, 매리너 계곡과 같은 단층 계곡 등, 가장 최근까지 지질학적 활동이 지속된 것으로 보이는 여러 흔적이 있다[60]. 화성의 붉은 색은 토양 내 산화 철 때문이다[61]. 또한 이 때문에 화성의 하늘은 분홍색을 띤다[62]. 화성은 조그만 자연 위성 둘을 거느리고 있다(데이모스, 포보스). 이들은 원래 소행성이었는데, 화성의 중력에 포획된 것으로 보인다[63]. 포보스는 약 3천만~5천만 년 안에 화성의 조석력으로 산산조각 나 버릴 것이다[64]. 화성은 지구와 비슷하여 생명의 존재에 대한 탐사가 계속되고 있으며, 바이킹, MGS, 마스 오디세이, 마스 패스파인더, 스피릿, 오퍼튜니티 등 많은 탐사선이 여러 가지 탐사를 진행하였다.

사진첩[편집]

소행성대[편집]

소행성대(흰색)와 트로이 소행성군(초록색)

소행성은 태양계의 소천체로, 대부분 암석과 금속과 같은 휘발성 없는 광물로 구성되어 있다[65].

주(主) 소행성대는 화성과 목성 궤도 사이에 형성되어 있으며, 그 거리는 태양으로부터 2.3 ~ 3.3 천문단위이다. 이들은 태양계 생성 초기 목성의 중력 때문에 서로 뭉치지 못하여, 행성이 되는 데 실패한 존재로 여겨진다[66].

소행성의 크기는 수백 킬로미터에서 현미경으로 보아야 할 정도의 크기까지 다양하다. 가장 거대한 1 세레스를 제외한 모든 소행성은 태양계 소천체로 분류되나, 4 베스타10 히기에아 등은 유체정역학적 균형 상태에 있음이 증명될 경우 왜행성으로 재분류될 수 있다[67].

소행성대에는 지름 200미터 이상의 천체가 수개 혹은 수 개 있다[68]. 이렇게 숫자는 많지만, 소행성대 천체의 질량을 모두 합쳐도 지구의 1천 분의 1을 넘지 못한다[69]. 주 소행성대의 천체는 매우 산발적으로 흩어져 태양을 돌고 있어서, 우주 탐사선이 이 지역을 주기적으로 통과해도 충돌 사고는 발생하지 않는다. 지름이 10 ~ 10−4 미터 사이인 소행성을 유성체라고 부른다[70].

세레스[편집]

돈 탐사선이 촬영한
세레스의 모습
세레스(태양에서의 거리 2.77 AU)는 소행성대에서 가장 거대한 천체로, 왜행성으로 취급된다. 직경은 거의 1000 km에 달해, 자체 중력만으로 형태를 구형으로 충분히 유지할 수 있다. 세레스는 19세기에 발견될 당시 ‘행성’으로 여겨지기도 했지만, 1850년대 들어 다른 소행성이 발견되면서 ‘소행성’으로 재분류되었다[71]. 그 뒤 2006년에는 ‘왜행성’으로 재분류되었다.

소행성군[편집]

주 소행성대에 있는 소행성은 공전 궤도의 특성에 따라 소행성군소행성족으로 분류된다. 소행성 위성은 자기보다 큰 소행성을 도는 소행성을 가리키는 말이다. 종 위성과 주인 소행성의 크기는 평범한 위성과 행성만큼 차이가 나지 않으며, 경우에 따라서는 종과 주인의 크기가 거의 같을 경우도 있다(이는 행성-위성의 관계보다는 쌍성계와 더 비슷하다). 소행성대에는 지구에 물을 공급한 원천일 가능성이 있는, 주띠 혜성이 있다[72].

트로이 소행성군은 목성의 L4 또는 L5(공전 궤도상에서 행성을 이끄는 동시에 끌려가는 양상이 중력적으로 안정을 이루는 지점)에 있다. ‘트로이’는 다른 행성 또는 위성의 라그랑주점에 있는 작은 천체를 가리킬 때도 사용한다. 힐다 족은 목성과 2:3 궤도공명을 하는데, 이는 목성이 태양을 두 번 돌 때 힐다 족은 세 번 돈다는 뜻이다.

내행성 지대에도 떠돌이 소행성으로 불리는 천체가 많다. 이들의 궤도는 내행성의 궤도와 교차하고 있으며, 따라서 행성과 충돌할 가능성을 품고 있다.

외행성계[편집]

태양계의 바깥쪽 지대는 거대한 가스 행성과 행성급 덩치를 지닌 위성이 존재하는 곳이다. 센타우루스 족을 포함한 많은 단주기 혜성도 이 지역에 공전궤도를 형성하고 있다. 이들은 태양에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에, 을 비롯한 암모니아, 메탄 등의 휘발성 물질이 천체에서 차지하는 비중이 지구형 행성에 비해 크다. 그 이유는 낮은 온도에서 이들 휘발성 물질은 고체 상태로 존재할 수 있기 때문이다.

목성형 행성[편집]

태양계의 바깥쪽을 도는 네 개의 거대한 행성은 보통 목성형 행성, 가스 행성, 외행성이라는 이름으로 불린다. 이들의 질량은 태양을 도는 8개 행성의 99퍼센트를 차지하며, 암석 행성에 비해 무거워 지구질량의 14 ~ 318배 정도이다. 그러나 밀도는 상대적으로 낮아 암석 행성의 20퍼센트 수준이다[73]. 목성과 토성은 대부분 수소헬륨으로 이루어져 있다 [74]. 이들 네 행성은 모두 고리를 갖고 있으나, 토성을 제외한 나머지는 지구에서 고리를 관측하기가 쉽지 않다.

목성[편집]

목성(태양에서의 거리 5.2 AU)은 태양계의 8행성 중 가장 거대하고 무거운 천체로, 그 질량은 지구의 318배로 목성을 뺀 다른 행성을 다 합친 것보다 2.5배나 더 무겁다. 목성은 대부분 수소헬륨으로 이루어져 있다. 목성은 내부열이 강력하게 발생하고 있어, 표면에 자전 방향과 평행한 줄무늬 모양의 띠와 대적반과 같은, 반영구적인 대기 구조를 만든다. 목성은 많은 위성을 거느리고 있으며, 알려진 숫자만 63개이다. 그중 가장 질량이 큰 가니메데, 칼리스토, 이오, 유로파, 네 개는 내부열이나 화산 활동이 일어나는 등 암석 행성과 비슷한 면모를 보여준다[75]. 이 중 가니메데는 태양계 위성 중 부피와 질량이 가장 크며, 심지어 수성보다도 부피가 크다(다만 질량은 작다).

토성[편집]

토성(태양에서의 거리 9.5 AU)은 질량, 조성 물질, 내부 구조, 자기권 등 모든 면에서 목성보다 조금씩 작은 가스 행성이다. 토성의 가장 큰 특징은 거대한 고리를 들 수 있다. 토성의 부피는 목성의 60퍼센트이지만, 질량은 3분의 1이 채 되지 않는다(지구질량의 95배). 따라서 토성의 밀도는 태양계 행성 중 가장 작다는 결론을 얻을 수 있다. 토성 역시 목성 다음으로 많은 위성을 거느리고 있다. 그중 타이탄엔켈라두스, 둘은 지질학적 활동을 하고 있는 것으로 보인다. 다만 지구와는 달리 이들 천체의 화산에서는 얼음 물질이 뿜어져 나온다[76]. 타이탄은 부피만 따질 경우 수성보다 크며, 태양계 위성 중 유일하게 짙은 대기에 둘러싸여 있다.

천왕성형 행성[편집]

천왕성해왕성은 얼음 물질의 비중이 목성 및 토성보다 크다. 이들의 가스 성분은 질량의 약 10% 밖에 되지 않는다. 질량의 대부분은 얼음(메탄, 물 ,암모니아)이 주성분이다. 거대 얼음 행성이라고도 한다.

천왕성[편집]

천왕성(태양에서의 거리 19.2 AU)은 외행성 중 가장 가벼운 가스 행성이다(지구의 14배). 천왕성의 자전축은 황도면에 대해 97.9도 기울어져 있어 태양을 마치 누운 상태로 도는 것처럼 보인다. 천왕성의 중심핵은 다른 가스 행성에 비해 훨씬 차가우며, 방출하는 열의 양도 매우 작다[77]. 천왕성은 여러 위성을 거느리고 있다. 이 중 티타니아, 오베론, 움브리엘, 아리엘, 미란다가 큰 위성이다. 이 다섯 개의 큰 위성은 모두 단층, 능선, 절벽, 산맥, 화구, 범람의 흔적 등 혼란한 지형으로 가득 차 있다. 특히 미란다의 표면은 실제라고 믿기 힘들 정도로 불연속적이다[78].

해왕성[편집]

해왕성(태양에서의 거리 30 AU)은 천왕성보다 지름은 약간 작으나, 좀 더 무거운(지구의 17배) 가스 행성이다. 따라서 해왕성의 밀도는 천왕성보다 조금 더 크다. 해왕성은 천왕성보다 많은 내부열을 발산하나, 그 양은 목성이나 토성에 비하면 작다[79]. 해왕성 역시 13개의 위성이 주위를 돌고 있다. 그중 가장 거대한 트리톤액체 질소간헐천이 표면 곳곳에 있는 등 지질학적으로 살아있다[80]. 트리톤은 태양계 위성 중 유일하게 역방향으로 어머니 행성을 공전하는 거대 위성이다. 다수의 소행성이 해왕성과 같은 궤도를 돌고 있는데, 이들을 해왕성 트로이족이라고 부른다. 이들은 해왕성과 1:1로 궤도공명을 한다.

사진첩[편집]

혜성[편집]

혜성은 수 킬로미터 정도 크기의 휘발성 얼음 혼합물로 이루어진 태양계 천체이다. 혜성의 궤도는 매우 이심률이 큰데, 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어왔다가 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 물러나는 경우가 많다. 혜성 중에는 궤도경사각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다[73]. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지면서 일사량이 증가하기 때문에 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 이온화, ‘코마’라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 코마는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 이는 고대부터 인류가 혜성을 묘사할 때 사용된 강렬한 특징이었다.

단주기 혜성은 태양을 1회 도는 데 2백 년이 걸리지 않는다. 반면 장주기 혜성은 1회 공전에 걸리는 시간이 보통 수천 년은 된다. 단주기 혜성은 카이퍼대에서 태어나며, 헤일-밥 혜성과 같은 장주기 혜성은 오르트 구름에서 태어난다고 여겨진다. 크로이츠 선그레이저스와 같은 혜성군(群)은, 하나의 덩어리였던 천체가 쪼개져 생겨난 것으로 보인다[81]. 공전궤도가 타원형인 일부 혜성은 태양계 바깥에서 태어나 태양계를 찾아온 경우도 있는데, 이들의 정확한 궤도를 알아내기는 쉽지 않다[82]. 태양 주위를 많이 돌면서 휘발성 물질이 거의 다 증발한 늙은 혜성은 종종 소행성으로 분류되기도 한다[83].

센타우루스 족[편집]

센타우루스 족은 궤도 장반경이 목성(5.5 AU)보다 크고 해왕성(30 AU)보다 작은, 혜성 비슷한, 얼음으로 이루어진 천체이다. 지금까지 알려진 가장 거대한 센타우루스 족 10199 카리클로의 지름은 약 250킬로미터이다[84]. 최초로 발견된 센타우루스 족 2060 키론혜성으로도 분류되어 왔는데(“95P/키론”이라는 명칭이 추가되었다), 이는 2060 키론이 여타 혜성과 마찬가지로 태양에 접근하면서 코마가 커지기 때문이다[85].

해왕성 궤도의 바깥쪽[편집]

해왕성 궤도 너머에 있는 해왕성 바깥 천체는 여전히 미지의 세계이다. 이 천체는 대부분 매우 작으며(가장 큰 것이 지구 직경의 5분의 1이고, 질량은 달보다도 작다), 암석과 얼음으로 이루어져 있다. 혹자는 이 구역을 “외태양계”(outer Solar System)라고도 하는데, 또 다른 사람들은 이 용어를 소행성대 너머의 구역(외행성계)을 가리킬 때 사용해, 혼동이 있다.

카이퍼대[편집]

지금까지 발견된 모든 카이퍼대 천체(연두색 점)를 태양계 외행성 4개와 함께 나타낸 것.

카이퍼대는 소행성대와 비슷한, 파편 조각으로 이루어진 거대한 고리로, 주요 구성 물질이 얼음이라는 점이 소행성대와 다르다. 카이퍼대는 태양으로부터 30 ~ 50 천문단위 지역에 형성되어 있다. 카이퍼대의 천체는 대부분 태양계 소천체이나, 50000 콰오아, 20000 바루나, 90482 오르쿠스 등 덩치가 큰 천체는 왜행성으로 재분류될 가능성이 있다. 지름 50킬로미터 이상의 카이퍼대 천체는 대략 10만 개 이상일 것으로 여겨지나, 이들의 질량은 모두 합쳐 보았자 지구 질량의 1,000분의 1 ~ 100분의 1에 불과하다[86]. 적지 않은 카이퍼대 천체는 자신만의 위성을 여럿 거느리고 있다. 카이퍼대 천체 대부분은 행성의 공전궤도면과 어긋난 궤도를 그리면서 태양을 돌고 있다.

3:2 공명 해왕성 바깥 천체와, 큐비원족을 보여주는 그림.

명왕성과 카론[편집]

명왕성(태양에서의 평균 거리 39 AU)은 왜행성이며, 카이퍼대 안에서 가장 거대한 천체로 알려져 있다. 1930년 발견되었을 때는 9번째 행성으로 간주되었으나, 2006년 새로운 행성의 정의가 발표된 뒤 자격 요건을 만족하지 못해 행성에서 탈락했다. 명왕성의 궤도는 다른 행성에 비해 이심률이 크며, 황도면에 대해 17도 기울어져 있다. 태양으로부터의 평균 거리는 39 천문단위이나, 가까울 때는 29.7, 멀어질 때는 49.5 천문단위로 그 격차가 크다.
명왕성의 가장 거대한 위성 카론이 앞으로도 그 자체만으로 왜행성으로 분류될 수 있을지는 확실하지 않다. 명왕성과 카론의 질량 중심은 어느 한쪽의 내부에 있는 것이 아닌, 두 천체 중간의 우주 공간에 형성되어 있어 종과 주인의 관계라기보다는 차라리 쌍성계와 비슷하다. 이들보다 훨씬 더 작은 닉스히드라는 명왕성-카론을 돌고 있다.
명왕성은 공명 해왕성 바깥 천체 궤도에 놓여 있으며, 해왕성과 3:2의 궤도공명을 보인다. 이는 해왕성이 태양을 3번 돌 때 명왕성은 2번 돈다는 뜻이다. 이 궤도공명비를 보이는 카이퍼대 천체를 플루토이드로 부른다[87].

같이 보기[편집]

각주[편집]

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