성간 물질의 약 99%는 가스(Gas)로 되어 있고 이것은 90%는 수소(원자나 분자의 형태)와 10% 의 헬륨, 그리고 아주…
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작성자 타라곤 댓글 0건 조회 2,976회 작성일 12-06-14 00:02
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성간 물질의 약 99%는 가스(Gas)로 되어 있고 이것은 90%는 수소(원자나 분자의 형태)와 10% 의 헬륨, 그리고 아주 조금의 나머지 원소들로 구성되어 있다. 그러나 가시광선의 영역에서 먼지들이 이 가스들보다 훨씬 더 큰 영향을 끼친다. 성간 가스의 존재는 쌍성 계의 선스펙 트럼을 봄으로써 알 수 있다. 두 별이 서로 궤도 운동을 함에 따라 움직이는 넓은 간격의 선들 사이에 우리는 움직이지 않는 좁은 간격의 선들을 볼 수 있다. 이것들은 우리와 쌍성 계 사이에 있는 성간 물질의 다소 차가운 가스 때문에 생기는 것이다.
다양한 형태(이온화 된 것, 중성 원자, 분자의 형태)의 수소가스가 관측된다. 이온화된 수소 는 전자가 양성자와 재결합할 때 가시 영역대의 빛을 방출하고 수소 중성 원자와 분자는 라 디오 영역대의 전자기파를 방출한다.
HⅡ 영역(H II Regions)
HⅡ regions는 수소 원자의 형광체로 빛이 나는 뜨겁고(수천K) 얇은 수소 발광 성운이다. 여기서 Ⅱ가 의미하는 것은 수소가 전자 하나를 잃는다는 것이다. HeⅡ 성운은 두 개의 전 자를 잃은 헬륨 가스로 되어 있다. HⅠ 성운은 중성의 수소 원자로 되어 있다. 뜨거운 O, B 타입의 별들에서 나오는 자외선은 주위의 수소 가스를 이온화시킨다. 다시 전자가 양성자와 재결합하면 주로 6563 정도의 가시 광선이 방출된다.(그래서 수소 발광 성운은 빨간 색으로 보인다.) 이 자외선 에너지의 전환에서 각각의 자외선 광자는 가시 광자를 만들어 낸다. O, B 타입의 별들이 성운 안으로 숨겨져 있어도 성운을 빛나게 하는 그 별들의 온도는 추정할 수 있다. 형광등은 수은 증기를 사용하여 자외선을 만들어 낸다는 점을 제외하고는 동일한 원리를 가지고 있다. 여기서 자외선은 유리 전구의 안의 인 층에 의해 가시 광선으로 바뀌 어 진다.다음은 유명한 HⅡ region인 Orion 성운이다. 이것은 오리온자리의 검 부분에서 우리가 볼 수 있는 명확하지 않은 조각이다. 이것은 비밀스런 큰 별의 제조 공장이고 자세한 부분은 '별의 진화'(stellar evolution chapter) 에서 다룰 것이다. 다음 그림은 네 개의 뜨거운 'Trapezium'(네게의 O, B타입의 별들이 만드는 사다리꼴 형상) 별들을 영상의 가운데 보이게 함으로써 성운의 심장부을 클 로즈업시킨 것이다.
다른 커다란 HⅡ region은 궁수 자리의 Lagoon 성운에서 찾을 수 있다. 이것은 5000광년 떨어져 있고 천구에서 분당 40~90 아크씩 회전한다. 각의 크기를 선형 크기로 바꾸면 Lagoon 성운은 그 너비가 약 60~130광년이 된다.(Orion 성운은 26~29광년 정도이다.) 성운 을 빛나게 하는 뜨거운 별들이 내는 강한 복사의 복잡한 상호 작용과 가스와 먼지의 밀도 변화, 온도 차이 등은 성운을 뒤틀게 만드는데 이러한 모양이 Hubble 우주 망원경으로 관측 된 바 있다. 다음은 Hubble 우주 망원경으로 찍은 고 해상도의 Lagoon 성운의 심장부이다.
Lagoon 성운 다음으로(실제로는 우리에게 더 가까운) Trifid 성운이 있다. 이렇게 부르는 이유는 먼지가 이루는 길이 그 뒤에 있는 HⅡ region을 3등분하기 때문이다. 다음 영상은 성운의 세 가지 유형-어두운 먼지 성운(빛이 사라지는 효과를 보여주는 곳)과 그 앞의 빨간 HⅡ region, 그리고 이들의 옆의 파란 반사 성운(특별히 짧은 파장의 산란이 일어나는 부 분)-을 잘 보여주고 있다.
O, B 타입의 별들은 젊은 별이기 때문에 별들이 만들어 지역에서만 발견된다. 이 뜨겁고 광도가 높은 별들은 그들이 생성된 곳을 떠날 만큼 오래 살지 못한다. 별들은 성단에서 만 들어지므로 O, B 타입의 별들이 관측되는 곳에는 그 보다 더 작고 가벼운 별들이 생성되고 있음에 틀림없다. HⅡ region의 스펙트럼은 별의 스펙트럼보다 더 간단하여 판독하기 쉽다. HⅡ region 내부의 구성과 상태는 별들의 그것보다 결정하거나 이해하기가 쉽고 그래서 HⅡ region은 은하에서 별의 생성의 역사를 이해하는데 가치 있는 도구를 제공한다.
HⅡ region은 매우 크고 밝기 때문에 은하의 구조를 그리는데 편리한 방법을 제공하기도 한다. 우리 은하에서 HⅡ region들은 나선형으로 분포되어 있다. 그러나 수소의 분포를 그 리는데 가장 좋은 파장대는 라디오 영역이다. O, B 별들이 충분히 숙성되지 않았기 때문에 대부분의 수소 가스는 이온화되어 있지 않다. 또한 라디오 영역대의 전자기파의 에너지는 먼지 속을 쉽사리 통과해버린다.
21-cm 의 복사선(21-cm Line Radiation)
성간 물질의 수소 가스들은 대부분 차가운 원자 형태나 분자 형태로 하고 있다. 1944년 Hendrik van de Hulstms 은 차가운 원자 수소(HⅠ) 가스는 수소 원자내의 미세한 에너지 변 화 때문에 라디오 영역대의 주로 라디오 영역대의 전파를 방출 할 것이라 예언했다. 그 파 장은 21.1cm(주파수=1420MHz)으로 이것을 21-cm 복사라고 한다. 원자 수소 가스의 온도는 100K에서 3000K사이이다.우주상의 대부분의 수소(뜨거운 O, B 별로부터 멀리 떨어져 있는 것들)는 바닥상태에 있 다. 양성자의 주위를 도는 전자는 양성자의 스핀과 같은 방향의 스핀을 가지거나i(parallel) 다른 방향의 스핀을 가지게 된다(anti-parallel). anti-parallel한 상태의 전자의 에너지 준위 는 parallel한 경우에 비해 조금 낮다. 원자는 가능한 한 낮은 에너지 상태를 원하는 점을 상 기하면 parallel한 spin의 전자를 살짝 건드리면 anti-parallel한 스핀으로 금새 바꿔지는 것 을 알 수 있다. 그러나 그 에너지 차이가 아주 작기 때문에 수소 원자가 이러한 변이가 생 기는데 평균 수백만 년을 기다려야 한다.
이것이 'RARE transition'이지만 많은 양의 수소 가스는 상당량의 수소 원자들이 전파 망원 경으로 쉽게 관측되는 21cm의 복사선을 일정 간격으로 방출한다는 것을 의미한다. 우리 은 하는 약 태양 질량의 30억배인 수소 가스를 가지는데 그것의 70%정도는 태양 바깥쪽에 있 다. 대부분의 수소 가스는 우리 은하의 디스크 부분에 있고 디스크의 중간에서 720광년 안 에 있다. 아주 멋진 것은 21cm 복사선이 먼지에 방해받지 않는다는 것이다. 21cm 복사선은 우리 은하의 구조를 그리는데 가장 좋은 방법을 제공한다.
우리 은하를 그리는 데에 21cm 복사선 이용하기 (Using 21-cm line radiation to Map the Galaxy)
21cm 복사선의 세기는 시선을 따른 중성 수소 원자의 밀도에 좌우된다. 시선을 따른 모든 수소 원자는 받는 에너지에 영향을 줄 것이다. 당신은 발견되는 각각의 수소 가스 덩어리까 지의 거리를 결정하는 방법이 필요하다. 그럼, 당신이 다른 거리들에서 우리 은하를 관측 할 때, 당신은 우리 은하의 3차원의 모습을 얻을 수 있다. 회전 곡선(rotation curve)을 사용해 서, 도플러 편이된 복사선은 수소 덩어리들의 거리로 환산된다.회전 곡선은 우리 은하 중심 주위에 잇는 집단들의 궈도 속도와 우리 은하 중심에서 그것 들의 거리에 대한 도표이다. 이 본문에 있는 '회전'이라는 단어는 전체적인 은하 디스크의 운동을 말한다.--- 별들과 가스 덩어리로 된 디스크가 회전하는 것처럼 보인다. 가스 덩어 리들은 거의 원 궤도로 디스크의 면에서 움직인다고 가정한다. Jan Oort(1900∼1992)은 1927년에 은하 중심에 가가이 있는 별들이 중심에서 더 멀리 있는 별들보다 일정 시간에 궤 도의 더 많은 부분을 도는 것을 발견했다. 은하 디스크의 서로 다른 부분들의 각 속력에서 의 차이를 'differential rotation'이라고 한다.
회전 곡선은 다른 시선들에 따라 수소 가스의 도플러 속도들을 봄으로써 결정된다. 21cm 복사선은 은하 중심에서의 다른 거리에 있는, 우리에 대해서는 다른 도플러 편이를 하는 수 소의 영향을 포함한다. 몇몇 복사선은 태양보다 조금 더 빠른 각 속력으로 움직이는 태양 궤도 내에 있는 가스 덩어리로부터 올 것이다. 그것들은 작은 적색 편이를 할 것이다. 은하 중심에서 가장 가까이 있는 가스로부터 오는 전체 복사선 중 일부는 가장 큰 적색 편이를 할 것이다. 왜냐하면 그 가스는 가장 큰 각 속력으로 움직이고 있기 때문이다. 밑의 그림에 서 은하의 중심에서 빠르게 움직이는 가스(Rmin 라고 부름)까지 이은 선은 우리의 시선에 대해 90°를 이룬다. 간단한 삼각법을 사용하면 은하 중심에서 빠르게 움직이는 가스(A)까 지의 거리 = (태양의 거리) * sin[(은하의 경도)]이다. 여기서 은하의 경도는 가스 덩어리와 은하 중심사이의 각 차이이고, sin()은 '삼각법의 sine'함수이다. Angle by angle, strip by strip, 회전 곡선은 다른 시선들을 따라 가장 큰 도플러 속도로 구성된다.
회전 곡선이 결정되면 우리 은하의 구조는 지도로 그려 질 수 있다. 21cm 복사선의 도표는 좁고 잘 정의된 여러 도플러 편이된 정점들을 가진다. 알고 있는 회전 곡선을 이용하면, 당 신은 각 정점을 만든 수소까지의 거리를 얻는데에 정점들의 도플러 속력들을 환산 할 수 있 다. 각 정점의 세기는 수소 가스 덩어리의 밀도에 의존한다. 지도로 그려진 표는 수소 가스 가 우리 은하의 거의 모든 곳에 얇은 디스크의 나선 형태로 분포되어 있는 것을 보여 준다.
분자들(Molecules)
서로 다른 종류의 원자들은 분자를 만들기 위해 우주의 가장 추운 지역(대 략 10K)에서도 결합할 수 있다. 그 차가운 분자들은 라디오 영역에서 발견 된다. 대부분의 분자들은 수소 분자(H2)와 일산화탄소(CO)이다. 사실은 수소 분자는 복사 에너지를 방출하지 않지만 일산화 탄소를 가지고 수소를 발견 한다. 그래서 CO의 전파 복사는 H2를 추적하는데 사용된다. CO의 전파 복사는 H2를 추적하는데 사용된다. 나머지 분자들은 H2O(물), OH(수산화물), NH3(암모니아), SiO(일산화 규소), CO2(이산화탄소)와 같이 익숙한 것들과 백 개 이상의 다른 분자들을 포함한다. 많은 분자들은 탄 소를 포함하고 유기 분자라고 불리다. 유기 분자와 물과 암모니아 분자는 생화 학 반응에서 아미노산과 뉴클레오티드와 같은 생물의 기본 성분을 만드는데 사용된다. 성간 물질에 이러한 분자들의 존재는 생명체를 위한 몇 개의 구성 요소가 은하 내에 존재한다는 것을 알려준다. 지구에 떨어진 몇 몇의 탄소질의 운석에는 아미노산이 포함되어 있다. ---분명히 아미노산은 일반적인 생물적 과정들을 통해 아주 혹독한 상태에서도 생성될 수 있다.분자운(Molecular clouds)
CO복사선의 관측에 주로 기반으로 해서, 천문학자들은 성간 물질에 있는 분자들이 수 광년에서 600광년 이상의 직경을 가지며 태양 질량의 수배에서 백 만배 이상의 질량을 가지는 덩어리로 뭉쳐있는 것을 발견한다. 분자들은 별에서 오는 고 에너지의 빛으로부터 보호해주는 어떤 종류의 것이 필요하 다. 그렇지 않으면, 큰 에너지를 갖는 광자가 분자들을 분해할 것이다. 분자 덩어리들은 그것들 안에 먼지를 가진다. 그 먼지 알갱이들은 분자들이 형성 되도록 보호 해 줄 것이다. 원자들의 크기와 비교해 보면, 먼지 알갱이는 거 대하고 많은 홈들을 가지고 있어서 원자들이 모여서 결합할 수 있다.
별들은 분자운에서 형성된다. 분자운이 충분히 온도가 낮고, 밀집되어 있으 면, 그것은 자신의 중력하에 충돌 할 수 있다. 좀 더 작은 조각들이 형성되고 별들이 생성될 수 있다.( 좀 더 자세한 것은 '별의 진화'(stellar evolution chapter) 장을 보시오.) 우 리 은하는 대략 태양질량의 25억 배인 분자 가스를 가지는데 이것의 70%정 도가 은하 중심에서 13,000광년에서 26,000광년까지 확장된 고리에 있다. 만지 않은 분자 가스는 중심에서 4,900광년에서 9,800광년 떨어진 곳에 있지만 전체 분자 가스 질량의 15%정도는 중심에서 4,900광년 이내의 은하 중심 가 까이에 있다. 대부분의 분자운들은 원반의 나선 팔에 모여 있고 원반 중간 면 의 390광년 이내에 모여 있다.
수소 분자와 일산화 탄소 분자의 관계 (Molecular Hydrogen and Carbon Monoxide Connection)
수소 분자(H2)는 전파 복사를 하지 않는다. 그것은 자외선 영역에 흡수선들을 만든다. 그러나 가스와 먼지는 분자운에 아주 빽빽하게 있어서 자외선의 흡 광이 너무 커서 구름 내부에 있는 모든 수소 분자(H2를 정확하게 측정할 수 없게 된다. 다행히, CO와 H2의 양 사이의 상호 관계의 증거가 있다. 그래서 CO전파 복사선은 쉽게 발견되고 H2의 양을 추론하는데 사용된다. CO복사는 CO분자와 충돌하는 H2분자에 의해 발생된다. H2가스의 밀도 증가는 CO분자 와 더 많은 충돌을 일으켜서 CO복사가 증가한다
CO 전파 복사의 다른 멋진 특징은 파장의 길이가 충분히 작아서(21-cm복사 선보다 약 100배 작다.) 중간 크기의 전파 망원경으로도 분자운의 분포를 그 릴 수 있는 충분한 분해능을 가진다. 전파 망원경의 분해능이 높을수록 개개 의 분자운의 구조를 정밀히 조사하는데 사용될 수 있다. 분자들이 어떻게 구 름 모양으로 함께 모여 있는지에 대해서는 약간의 논쟁이 있다. 하나의 가스 운은 실제로 더 작은 많은 가스운들로 되어 있을까? H2의 90%가 태양 질량 의 105배 보다 큰 질량을 가지고 65광년보다 훨씬 큰 직경을 가지는 거대한 분자운 5000개로 갖혀 있다는 것을 나타내는 몇몇 증거가 있다. 160광년보다 큰 직경을 가지는 가장 큰 것은 태양 질량의 백만배이상의 질량을 가지고 전체 분자 질량의 50%를 이룬다. 다른 연구에서는 거대한 분자운들이 실제 로는 더 큰 복합체로 함께 모여있는 작은 분자운들로 되어있다고 한다.
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