일반지구과학및실습 2 5 강 : 성간물질 충북대학교천문우주학과김용기교수 암흑성운 반사성운 성간적색화 성간티끌 4. 우주티끌 태양주변성간물질 기원 성분 구조와분포 성간운의진화 5. 우주선 성간공간 3. 성간기체모형 1. 성간매질 HII 영역 HI 영역

일반지구과학및실습 2 5 강 : 성간물질 충북대학교천문우주학과김용기교수 암흑성운 반사성운 성간적색화 성간티끌 4. 우주티끌 태양주변성간물질 기원 성분 구조와분포 성간운의진화 5. 우주선 성간공간 3. 성간기체모형 1. 성간매질 HII 영역 HI 영역 2. 성간기체 저온성간운 성간분자 초고온성간기체 1

성간기체 성간티끌 1. 성간매질 성간매질의 99%, 주로수소와헬륨 얼어붙은미세고체입자 수소원자한개 /cm 3 티끌수백 - 수천개 /km 3 보통강의실 : 공기분자 10 19 개 /cm 3 별사이의공간에균질하게분포되어있지않고불규칙적으로여기저기흩어져있다 (nebula) 우리은하의성간기체와성간티끌의총질량은별의총질량의약 5% 태양질량의수십억배 별과행성을수세대에걸쳐계속해서만들어낼수있는충분한양의물질 4 2

2. 성간기체 HII 영역 뜨거운별근처의기체 별에서방출하는자외선을흡수하여완전히이온화됨 수소가주성분이므로 HII 영역이라부름 중성의수소원자가이온화 수소이온 ( 양성자 )+ 전자 중성수소가자외선흡수 양성자가자유전자와결합 형광현상 자유전자가양성자에포획될때빛이방출 포획된에너지준위에서계속낮은에너지준위로전이하면서빛을내는데, 바닥상태까지이른다 자외선이흡수되어가시광복사로바뀐다 성간기체에있는수소이외의원자들도형광현상을보이지만수소에비해그세기는아주낮다 3

중성수소구름 성간수소기체의대부분은중성상태로존재 별에서멀리떨어져있으면빛을낼수없다 중성수소구름의존재확인방법 성간운에의한흡수선관측 분광쌍성의흡수선에서최초로발견 도플러편이를일으키지않는분광선의존재 중성수소구름 Na 과 Ca 원자에의한흡수선이가시광영역에서두드러지게나타난다 (CN 과 CH 같은분자선도관측됨 ) 인공위성에서관측한자외선영역의스펙트럼 탄소, 수소, 산소와질소등의원자뿐만아니라 CO 나 H 2 O 같은분자선도관측됨 흡수선들의세기를관측하여성간기체에존재하는원소들의상대적존재비를추정 4

중성수소구름 성간기체를이루는상대존재비는태양이나별에서의존재비와다르다 Fe, Si, Mg, Al, Ca, Ti의 H에대한상대존재비는태양이나별에서의존재비에비해현격하게낮다이유? 이런원자들이응결하여고체입자인성간티끌을형성함 원자는기체상태에있을때만특정파장의빛을흡수하고고체상태에서는성간흡수에아무런영향을줄수없다 저온성간운의전파관측 : 21cm 수소선 우주에서가장흔한원소는수소인데, 성간수소의대부분은저온상태로존재 가시광이나자외선으로관측이어렵다 전자가양성자와같은방향으로자전할때가에너지가반대방향으로자전할때의에너지보다약간높다 (b) 상태에서에너지를얻어 (a) 상태가되었다가 (b) 상태로되돌아오면서 21cm 파의전파방출 1951 년 21cm 관측장비개발 (Ewen + Purcell) 5

21cm 선의관측으로우리은하내중성수소분포가파악됨 저온성간운이 300 광년정도의얇은두께의원반에존재 온도 : 약 100K 지름 : 3-30 광년분포 : 성간공간의약 2% 하나의질량 : 1-1000 M 따뜻한상태의성간수소도존재온도 : 3000-6000 분포 : 성간공간의약 20% 초고온성간기체 인공위성관측을통한자외선관측으로심하게이온화된기체들에의한흡수선발견 예 : CVI 가되기위해큰에너지가필요 ( 약백만도 ) 초신성폭발이이런에너지를제공해줄수있다 우리은하에서는평균 25 년에한번씩초신성이폭발한다고추정 우리은하어느곳이든약 200 만년에한번씩고온의초신성폭발물이지나간다 백만도정도의고온상태를유지할수있다! 6

성간분자 별빛을흡수하여가시광과자외선영역에서흡수선으로관측됨 진동과회전스펙트럼 100 여종이상의분자가성간공간에존재 거대성간운에서발견됨 수소, 산소, 탄소, 질소황들의결합형태 상당수의유기물질도발견됨 저온성간운에는아미노산형성시초로여겨지는시아노아세틸렌과아세트알데히드 (HC 3 N+CH 3 CHO) 가존재 생명체의기본구성단위가우주적환경에서형성될수있다 3. 성간기체모형 여러상태에다양하게분포되어있다! 각종류의성간운은우리은하에서어디에위치하는가? 성간운하나하나는어떻게생겼는가? 성간운은어떻게진화하는가? 7

성간운의구조와분포 성간운과성간운들사이를채우고있는백만도의초고온기체가서로압력평형을이루고있다 성간운의압력이주위보다높다면성간운은주위의압력과평형을이룰때까지팽창 초고온기체의압력이그안에있는성간운보다높다면초고운기체는성간운내부의압력이자신과같아질때까지압축 P T ρ T : 입자들이빨리움직이기에충돌빈도가높아진다 ρ : 충돌빈도가높아진다 온도가낮은성간운이초고온매질의밀도보다높다! 15 온도차이가크다 밀도차이가크다 우리은하에멋대로흩어져있다지름 : 수십광년 초고온매질은초신성폭발로야기됨 ( 수백만도 ) 외부가열원은성간운의내부까지가열하지못함 압력평형개념으로본전형적인성간운의구조 초신성잔해가성간운을휩쓸며에너지전달 16 8

태양근처의성간물질 태양은성간물질의밀도가유난히낮은지역에위치하고있다 국부거품 온도 : 백만도밀도 : 3 10-6 /cm 3 태양에서최소한 300 광년까지펼쳐짐 적어도 2000 개정도의성간운이존재해야한다! 태양근처에성간운이하나도없다! 왜? 10 5 10 7 년동안있었던초신성의폭발이이지역의성간운들을깨끗이휩쓸어버렸을것 국부솜털 태양을감싸고있는 0.1Hcm -3, 10 4 K 인성간운 따뜻한성간운 은하방향으로 60 광년떨어져있다우리태양이이성간운을막뚫고들어가고있는셈 17 성간운의진화 성간기체는항상압력평형상태를유지하고있지는않다 서로충돌하여엉겨붙어커지거나깨진다 초신성의영향으로깨진다 고온항성풍의강한복사장때문에파괴된다 항성풍과초신성분출물들이성간운을새로운성분으로충전시킨다 거대성간분자운 새로운별들이왕성하게탄생하고있는곳 비교적작은성간운으로출발했다가충돌과엉겨붙기과정을통해직경 200 광년, 10 5 M 이됨 새로태어난별은진화단계를거치고, 어떤별들은초신성폭발을통해자신의질량을성간물질에보내는대순환을거친다 18 9

4. 우주티끌 별빛의통과를막아서우리에게검게보인다! 노란색별 : 늙은별, 우리은하에많이분포 파란색별 : 젊은별, 언젠가암흑성간운상태에있었다 성단 NGC6520 과버나드 86 암흑성간운 암흑성운 바나드 86: 내부에기체와함께섞여있는미세고체알갱이들이빛의통과를방해 암흑성간운 별들이밀집해있는곳에서쉽게관측 가시광으로는보이지않지만적외선으로관측가능 작은티끌입자들이가시광과자외선흡수 20K -500K 을유지하며적외선복사 지구대기에서흡수되어위성관측만가능! 10

티끌에서나오는적외선복사 흑체복사 : 비인법칙으로티끌의복사파장추정가능 20K: 150μm 100K: 30μm 우리은하전역에서적외선방출이관측됨 IRAS 위성이관측한우리은하에분포된적외선새털구름 반사성운 성간감광 반사성운 미세고체입자들의흡수와산란으로빛의세기가약화되는현상 별빛이두꺼운성간티끌을통과할때또는먼거리에있는별을관측할때성간감광을보정해야! 밀도높은성간티끌이밝은별근처에있을때티끌에의해산란된빛이관측되는현상 입자들이파장이짧은파란색빛들을더잘산란시키기에파랑색으로보임 좀생이산개성단 (Pleiades): 400ly 거리 11

티끌의존재는발광성운의사진에서알아볼수있다 푸른색의반사성운이중앙의 HII 영역을둘러싸고있다 반사성운과발광성운의밝기는광원인별의종류에따라달라짐 T=25,000K 보다낮은별 : 수소를이온화시키는데필요한빛을충분히내지못하기에반사성운부분이밝다 T=25,000K 보다높은별 : 수소를이온화시키는데필요한빛을충분히내기에에밝광성운부분이밝다 삼열성운M20: 크기는 30광년, 거리 3000광년23 성간적색화 별빛은성간티끌층을통과하는동안그세기가약해질뿐만아니라색깔도붉게변한다 짧은파장의빛이긴파장의빛보다더효율적으로티끌에흡수되고산란된다 긴파장의빛이성간티끌층을더잘통과하여관측된다 성간적색화 별빛이실제보다더붉게보이며, 별가까이에있는티끌구름이광원이별보다더푸르게보인다 12

석양이붉은이유 고도가낮을수록태양빛이통과하는대기두께가증가하여산란확률이높아진다 붉은색의빛이덜산란되어쉽게관측 긴파장의빛이티끌이있는공간을더효율적으로통과한다! 파장이긴빛을이용하는것이티끌을관측하는데유리! 2μm(2000nm) 인적외선에서의성간감광은가시광 (500nm) 에서의 1/6 가시광으로볼수있는거리보다 2 배까지멀리볼수있다! 성간티끌 성간감광은빛의기체에의한흡수때문이아니라고체입자에의한흡수때문에생긴다! 원자와분자기체는특정파장의빛만흡수하고나머지빛에대해서는거의완전히투명 지구대기기체는성간기체보다밀도가아주높지만우리눈에는보이지않는다 감지될정도의성간감광을일으키기위해서는엄청난양의기체덩어리가있어야! 중력적효과가충분히커서다른별에미치는영향검출가능 성간에서이런효과가검증되지않았다 성간감광은기체에의한효과가아니다! 13

미세고체입자나액체방울이빛을효율적으로흡수한다 공기중수증기증발 : 구름이나안개형태로보인다 모래폭풍, 연기, 스모그 : 뿌옇게보인다 성간감광은성간에흩어져있는미세고체입자에의해생긴다 성간티끌의구성성분 수소, 헬륨, 산소, 탄소, 질소, 철, 마그네슘, 규소등이결합된형태 성간티끌의크기 성간감광량과성간적색화의파장에따른변화양상으로추정 10nm 100nm 티끌하나에는 100 만 10 억개의원자 성간티끌의종류는다양 스펙트럼에나타나는폭이무척넓은흡수선들의특성연구 표피 : 얼음물, 메탄, 암모니아얼음 핵 : 내화성고체규산염의암석물질, 흑연, 철성분 별이적색거성단계에이르면대기층이부풀어팽창하면서항성풍의형태로자신의물질을외부로방출한다 팽창하면서고온의상태에서저온으로식는다 냉각중에있는기체물질이응결하여핵 - 표피층의중심핵을이루는내화성입자가만들어진다 14

5. 우주선 기체와티끌외에 3 번째구성성분 : Cosmic Ray 1911 년오스트리아의 Hess 가발견 : 풍선을이용해 5km 상공에서관측 구성성분 고속으로움직이는원자핵, 전자, 양성자들 ( 속도는광속의 90% 정도 ) 거의대부분은전자를잃어버린수소핵 ( 양성자 ) 헬륨과더무거운원자들의핵은우주선양성자의 9% 우주선전자들의개수는우주선양성자의 2% 우주선입자의 10-20% 는반전자 (positron) 우주선을구성하는원자핵의성분비는별이나성간물질에서의값과일치 우주선구성성분비의예외 리튬, 베릴륨, 붕소의원자핵들이성간물질이나별에서보다높다 탄소, 질소, 산소의원자핵들이성간에서양성자들과충돌하여깨져서가벼운우주선입자들이만들어진다 지구에떨어지는우주선의개수는상당히크다 우주선연구를하려면 1. 우주선을직접포획하던가 2. 우주선이대기의외곽층에서다른원자들과의반응조사 우주선이지구에퍼붓는에너지는태양의약 10 억분의 1 에불과! 별빛이지구에주는에너지와는동일한수준이다 우주선의거의대부분은태양계밖에서오는것! 15

우주선의기원 전하를띤입자이므로자기장의영향을받아운동방향이변하기때문에어디서오는지파악하기어렵다 이론계산결과 낮은에너지의우주선은지구대기층으로들어오기전에지구주위를여러번나선으로돈다 관측지점으로들어오는우주선의진입방향으로출발지를추정할수없다 우주선의기원 성간에서자기장의세기가충분히강해서거의모든우주선들이우리은하를이탈할수없다 높은에너지의우주선 ( 초고속으로움직이는우주선 ) 은성간자기장의영향을거의받지않는다 우리가관측하는초고속우주선의일부는외부은하에서생겨났을것이다 대부분의우주선은우리은하내부에서생성된고속의전하일것! 16

우주선의기원 질량이큰항성의최후에일어나는초신성폭발에서생긴다 초신성폭발의빈도가충분하고, 폭발할때마다충분한양의에너지가방출되므로초신성폭발로서관측되는우주선의개수를설명할수있다 어떤과정을거쳐서양성자와그외의원자핵들이고속으로가속되는지가아직구체적으로규명되지않음 성간물질정리 천문연천문우주동영상 http://astro.kasi.re.kr/main/contentviewform.aspx?menuid=1178 17