우주 (천문학) [universe]
1, 개요: 지구를 포함한 물질과 에너지에 관한 모든 질서계.
2, 기원 및 진화
오늘날에는 일반적으로 약 100억∼200억 년 전에 대폭발(이 격렬한 폭발로부터 우주가 탄생했을 것으로 추정됨)로 우주가 탄생했다고 믿고 있다. 우주는 밀도와 압력이 매우 높은 초기 상태로부터 나이가 들면서 팽창함에 따라 물질은 온도가 내려가고 서로 뭉쳐져서 별과 행성(行星)이 형성되었다. 아직까지 해결하지 못한 문제가 많이 있고 최근의 증거 때문에 대폭발 모형의 일부에 대한 반론이 제기되고 있지만, 이 이론은 아직까지 타당한 것으로 남아 있다. 수세기에 걸친 연구의 극치로서 대폭발 이론이 생겨나고 받아들여졌다. 우주를 이해하려는 초기의 시도는 과학적 사실보다는 종교적 신앙에 더 기반을 두었다. 최근 20세기 중반까지만 해도 많은 학자들이 우주의 기원에 관한 문제가 과학자보다는 오히려 신학자와 철학자에 의해 다루어져야 한다고 생각했다. 오늘날 전통적으로 종교의 영역에 속한다고 생각된 이러한 문제들을 다루기 시작했다는 것은 현대 우주론의 가장 두드러진 면일 것이다.
우주를 거시적으로 생각할 때 발생되는 당면 문제는 시간과 공간이 유한한가 아니면 무한한가에 대한 문제이다. 수세기 동안 생각해왔지만 인간은 아직까지 이 질문에 대한 명확한 해답에 도달하지 못했다. 고대 그리스의 철학자 아리스토텔레스는 별들이 무한한 거리까지 분포되어 있다면 24시간 만에 지구 주위를 완전히 공전(公轉)할 수 없을 것이므로, 물질적 우주는 공간적으로 유한하다고 제안했다. 한편 그는 하늘은 창조될 수 없을 뿐만 아니라 파괴될 수도 없다고 주장했기 때문에 시간은 무한하다고 주장했다. 근대 과학시대 이전까지 유럽에서는 시간의 무한성에 관한 개념을 제외한 아리스토텔레스의 나머지 가르침을 종교적 교리로 받아들이게 되었다. 제한된 공간에 관한 의문을 공공연히 표현한 가장 유명한 사람은 이탈리아의 철학자이자 수학자였던 조르다노 브루노였는데, 그는 '우주 공간에 경계나 가장자리가 있다면 그 경계의 다른 쪽에는 무엇이 있는가?'라는 당돌한 반문을 했으며 별들과 행성들이 무한하다고 지지했기 때문에 1600년에 화형당했다. 1610년 독일의 천문학자 요하네스 케플러는 우주의 별들의 숫자가 유한하다는 난해한 근거를 제시했다. 그는 별들이 무한히 많다면 하늘은 별로 채워져 있어서 밤에도 어둡지 않아야 한다고 주장했다. 이러한 지적은 19세기에 독일의 하인리히 빌헬름 올베르스가 이 문제를 다룰 때까지 역설(逆說)로서 널리 알려지지 못했고, 다음에 논의하게 될 이 역설의 해결에 대한 이해는 대폭발 이론을 기다려야 했다(→ 올베르스의 역설).
최초의 진정한 현대 우주론은 1917년 물리학자인 알베르트 아인슈타인에 의해 제시되었다. 그의 이론은 3가지 가정에 기반을 두었다. 첫째, 우주가 거시적으로 균질성과 등방성을 가진다는 것이다. 즉 우주는 언제나 모든 곳에서 평균적으로 동일하다고 가정했다. 둘째, 이 균질성과 등방성을 가진 우주가 공간 기하학적으로 닫혀 있다는 것이다. 즉 우주는 유한하지만 그 가장자리나 경계는 없다. 셋째, 전반적으로 우주가 정적(靜的：우주의 거시적 성질은 시간에 따라 변하지 않음)이라는 것이다. 이 가정은 상당히 자연스러운 것인데, 사람들이 창조에 대한 논의를 피하기를 원한다면 이것은 가장 간단한 접근법이다. 이 마지막 가정 때문에 아인슈타인 모형은 정적 우주 모형으로 알려 졌다.
1929년 미국의 천문학자 에드윈 허블은 "우주는 정적이다"고 한 아인슈타인의 가정에 문제를 제기한 몇몇 측정을 했다(→ 허블). 허블의 측정은 19세기 오스트리아의 물리학자 크리스찬 요한 도플러가 발견한 도플러 효과를 바탕으로 하고 있다(→ 도플러 효과). 이 효과는 음파(音波)·광파(光波)와 같은 파동의 겉보기 진동수 변화인데, 이것은 파원(派源)과 관측자가 서로 상대적인 운동을 할 때 발생하며 파원과 관측자가 서로 접근하면 진동수가 증가하고, 서로 멀어지면 감소한다. 지나가는 열차의 기적소리가 변하는 현상은 소리에서의 도플러효과의 대표적인 예이다. 파원이 별이면, 접근하는 경우에는 별에서 방출된 빛은 스펙트럼의 청색영역(더 짧은 파장대)으로 이동하며, 후퇴하는 경우에는 스펙트럼의 적색영역(더 긴 파장대)으로 이동한다. 즉 관측자로부터 후퇴하는 별은 더 붉게 보이는데, 이 효과는 적색편이(red shift)로 알려져 있다. 이 후퇴가 빠를수록 적색편이는 더 커진다. 허블은 처음에 18개 은하의 거리를 그 구성별들의 겉보기 밝기로부터 추정했다. 그 다음에 이 은하들의 적색편이를 측정하여 그 속도를 결정한 뒤, 속도와 거리 사이에 대략적인 선형관계가 있음을 밝혔다. 즉 멀리 있는 은하는 가까운 은하보다 거리에 정비례하여 더 빨리 멀어진다. 허블의 발견은 아인슈타인의 정적 모형에 의문을 제시했으며, 균질하고 등방적이지만 정적이 아닌 우주론적 모형에 대한 관심을 불러일으켰다.
사실상 허블의 연구는 대폭발 이론의 시작이었다. 1931년에 그는 2만㎞/s의 속도를 갖는 은하에 대해 은하의 속도가 거리에 정비례함을 증명할 수 있었다. 그는 거리가 100만 광년 증가할 때마다 속도가 150㎞/s씩 증가한다는 결론을 내렸다. 여기에서 1광년은 빛이 1년 동안 진행하는 거리로서, 약 9.5×1012㎞이다. 허블 상수라고 하는 양은 이러한 관계에서 볼 때 거리에 대한 속도의 비로 정의된다. 오늘날 허블 상수는 15∼30㎞/s/106ly인 것으로 추정된다. 허블 상수가 150㎞/s/106ly에서 감소한 것은 오늘날 은하들까지의 거리가 허블의 시대에 생각한 것보다 약 10배 정도 더 큰 것으로 추정되기 때문이다. 허블 상수는 우주의 기원과 직접적인 관계가 있는데, 그 이유는 현재 은하들이 서로 멀어지고 있다면 과거에는 이들이 더 가까웠을 것이기 때문이다. 허블 상수값이 15㎞/s/106ly이라면, 이 은하들이 서로 멀어지기 시작한 이후의 시간은 100만 광년을 15㎞/s로 나눈 200억 년일 것이다. 이른바 우주의 팽창시간은 단순히 허블 상수의 역수이며, 지구에 있는 여러 가지 방사성 동위원소의 상대적인 함량으로부터 얻은 독립적 증거는 이러한 대략적인 나이를 뒷받침해준다. 허블 상수의 결정에 대한 불확실성 때문에 우주의 실제 나이는 100억∼200억 년 사이일 것이다.
궁극적으로 대폭발 이론을 형성시킨 2번째 발견은 1965년에 이루어졌다. 뉴저지의 벨 전화연구소에서 일하던 2명의 전파천문학자들인 아노 A. 펜지아스와 로버트 W. 윌슨은 모든 방향에서 균일한 우주의 초단파 배경복사(背景輻射)를 발견했다. 더욱이 이들은 자신들이 수신한 복사의 등가온도가 3.5K(켈빈)임을 발견했다. 이때 절대 영도, 즉 0K는 물질의 에너지가 최소일 때의 온도에 해당하며 －273.16℃이다. 오늘날 이 배경복사는 대폭발 당시의 강한 열이 식은 잔해로 해석되고 있다. 따라서 이 대폭발 이론은 은하간 거리에 비례하는 속도에 의한 은하들의 후퇴와 차가운 잔해 복사의 존재 등 2가지 사실에 근거한다. 이 이론은 3번째 증거와도 일치하는데, 즉 대폭발 이후 처음 몇 분 동안에는 양성자와 중성자로부터 생성된 가벼운 원소의 함량을 정확하게 예측할 수 있으며, 특히 헬륨-4(4He)·3He·중수소(D)·리튬-7(7Li)의 예측된 함량은 관측된 값과 매우 잘 일치한다. 이 대폭발 이론은 본질적으로 우주의 나이를 유한하게 한정하여 올베르스의 역설을 해결하기도 했다. 우주가 공간적으로 무한하다고 할지라도 매우 먼 은하들로부터 나오는 빛은 시간적으로 지구까지 도달하지 못하므로, 우리가 관측할 수 있는 우주 안의 은하의 수는 너무 적어서 밤하늘을 밝게 할 수 없다.
대폭발 직후의 사건뿐만 아니라 더 나중에 발생한 사건에 관해서도 아직까지 약간의 의문점이 남아 있다. 그러나 대폭발 이후 약 1/100초를 시작으로 하여 그 이후 150만 년 동안의 기간은 연속해서 이어져왔다. 그 시작점에서 우주의 온도는 약 1,000억K였을 것으로 생각된다. 전자와 중성미자라고 하는 다른 원자구성입자는 광자와 함께 평형상태에서 이리저리 떠다녔다. 또한 전자 및 중성미자의 반입자인 양전자와 반중성미자도 존재했었다. 반입자는 이것의 대응입자와 질량은 같지만 전기적 성질은 반대인 입자이다. 그리고 10억 개의 광자나 전자 또는 중성미자마다 1개 정도의 양성자와 중성자도 있었다. 양성자와 중성자의 수는 거의 정확하게 같으며, 이것들은 동일한 확률로 서로 변환되었다.
대폭발 이후 1/10초가 지났을 때 우주의 온도는 300억K까지 떨어졌다. 이 온도에서는 양성자의 질량이 중성자보다 약간 작다. 아인슈타인의 유명한 방정식인 E=mc2 (E는 에너지, m은 질량, c는 빛의 속도)에 관계된 질량과 에너지의 등가는 온도가 더 낮아지면 에너지도 더 낮아져서 중성자가 다소 질량이 작은 양성자로 전환되는 과정이 그 역반응(逆反應)보다 더 잘 일어난다는 것을 의미한다. 결론적으로, 우주가 식어감에 따라 양성자와 중성자의 수적 균형은 양성자 쪽으로 이동했다. 대폭발 이후 1/10초 뒤에는 양성자가 중성자보다 약 2배가 더 많았으며, 1초 후에는 이 비율이 3：1로 되었다. 대폭발 이후 15초 후에는 우주 온도가 30억K로 떨어졌는데, 이 온도는 양성자와 중성자가 4He(2개의 양성자와 2개의 중성자로 이루어졌음)와 같은 안정핵으로 합성될 만큼 충분히 낮은 온도였다. 이 두 종류의 원자구성입자의 균형은 17％의 중성자와 83％의 양성자로 이루어졌다. 3분 후 그 온도는 10억K가 되었는데, 이 온도는 태양의 중심온도보다 약 70배 더 뜨겁다. 이때 양성자와 중성자의 비율은 7：1이었으며, 이는 우주에 약 75％의 수소와 25％의 헬륨이 있으며 기타 다른 모든 원소는 1％ 이하로 있다는 오늘날의 관측결과를 설명해준다.
우주는 계속 팽창하면서 온도가 내려갔지만 관심 있는 그 다음의 시점은 이후 약 70만 년 동안 일어나지 않았다. 그때 온도가 충분히 낮아져서 전자와 핵이 안정된 원자를 형성하기 시작했으며, 물질로부터 은하와 별이 형성되었다. 그뒤에 대부분 수소와 약 20∼30％의 헬륨을 재료로 하여 탄생한 별은 다른 더 무거운 원소들을 만들었는데 이 원소들은 생물이 존재할 수 있도록 해주었다. 탄소·산소와 같은 이러한 원소들은 별의 중심핵에서 생성되고, 초신성이라고 하는 별의 폭발로 인해 우주로 흩어졌다. 대폭발 직후의 사건은 아직까지 논의되고 있으며, 대폭발 이론의 한가지 심각한 결점은 우주의 초기 조건에 관해서 설득력 있는 가정이 많이 필요하다는 것이다. 이러한 조건들이 달라지면 근본적으로 다른 우주를 생각해야만 한다.
초기 조건의 문제에 대한 설득력 있는 해답은 1980년대초 두 연구집단에 의해 독자적으로 제안되었다. 이 접근법은 인플레이션 우주(inflationary universe)라고 하는데, 원시 폭발이 일어난 뒤 10-30초 이후의 시간에 대해서는 대폭발 이론과 일치한다. 그러나 처음 10-30초 동안에 대해서는 두 이론이 뚜렷하게 다르다. 인플레이션 이론에 따르면, 우주는 기구(氣球)가 부풀어 오르는 것처럼 짧은 기간 동안 빠르게 인플레이션(또는 팽창)되었다. 이 이론의 1가지 장점은 우주가 많은 초기조건들 중 하나에서 진화해나갈 수 있다는 것인데, 이 인플레이션이 초기조건의 모든 변화를 제거하여 동일한 최종 결과가 나오도록 고려된 것이다. 또한 인플레이션 이론은 우주의 모든 물질과 에너지가 거의 무(無)로부터 창조될 수 있도록 고려되었다. 임의의 계에 대한 총에너지는 중력 성분과 비(比)중력 성분으로 이루어져 있다. 중력 성분은 그 계의 구성요소가 다른 구성요소에 작용하는 인력이며, 이 성분의 에너지는 음(－)인 반면, 비중력 성분은 일반적으로 에너지가 양(＋)이다. 인플레이션 이론은 중력 성분과 비중력 성분이 서로 정확히 상쇄되는 방식으로 창조되도록 한다. 따라서 이 계(우주)의 총에너지는 0으로 일정하게 남아 있다.
우주의 거시적 구조를 이끈 사건(대폭발이 일어나고 수십 만 년 후에 발생했다고 생각되는 사건)도 논의 중에 있다. 오늘날에는 이 구조의 기원을 설명하기 위한 2가지 서로 다른 이론이 있다. 첫번째는 '하향'(top-down) 이론으로, 은하단(銀河團)이나 초은하단(은하단의 은하단)과 비교될 만한 가장 큰 규모의 우주 공간 영역들이 처음에 붕괴된 후 보통 물질의 납작한 가스체가 되어 은하로 응축되었다고 가정하는 것이다. 2번째는 '상향'(bottom-up) 이론으로, 처음에 은하나 그보다 작은 천체에 비교될 만한 가장 작은 규모를 갖는 우주 공간의 영역이 형성된 후 계속해서 성단과 초은하단을 생성시키기 위해 중력적으로 결합되었다고 가정한다.
이러한 두 이론은 모두 1980년대 중반에 이루어진 은하관측의 결과를 설명하기에는 부적합한 것으로 판명되었다. 미국의 스미스소니언 천체물리 천문대의 연구자들은 지름이 약 6,000만~1억 5,000만 광년으로 추정되는 거대한 비누 거품 같은 공간으로 보이는 표면에 분포된 은하들을 나타내는 지도를 제작했다. 이러한 거시적 구조는 2가지의 대립하는 생성이론을 제시했을 뿐만 아니라 대폭발 그 자체에 관한 의문들을 발생시켰다. 특히 우주의 초단파 배경복사의 균일성을 우주 공간에서 물질의 거대 구조배열과 조화시키는 법은 명확하지 않다. 1990년대초 '우주 배경복사 탐사선'(COBE) 위성을 통해 얻은 증거들은 이 문제들에 대해 새로운 빛을 주었다. 이 위성은 1/100,000K 정도의 정밀도로 배경복사의 온도 변동을 검출했다. 이러한 변동은 우주의 거시적 구조에 대한 흔적으로 해석되었다.
대폭발 이론이 성공했음에도 불구하고, 우주의 기원에 관한 다른 이론들이 제안되었다. 비록 소수의 과학자들의 지지를 받고 있지만, 가장 경쟁할 만한 이론은 플라스마(plasma) 이론이다. 이 이론은 우주가 주로 플라스마로 이루어져 있다는 사실에 바탕을 두고 있고, 여기에서 플라스마란 서로 반대로 하전된 입자들로 이루어져 전기적으로 중성인 '구름' 같은 것이다. 어떤 의미에서 이 플라스마 이론은 아인슈타인의 정적 모형으로 되돌아간 것인데, 이는 대폭발이 없었고 항상 같은 상태를 유지하며 우주가 오늘날 존재한다고 주장하기 때문이다. 이 플라스마 이론은 관측된 적색편이와 배경복사를 설명하기 위해 다른 과정을 사용하지만, 우주의 거시적 구조를 설명할 때는 대폭발 이론보다 성공적이지 못한 것 같다.
대폭발 모형에서 우주의 운명은 불확실하다. 그결과는 우주에 있는 물질의 양에 의존한다. 임계밀도(臨界密度)라는 특정한 물질밀도에서는 팽창률이 0에 가까워지지만 우주는 영원히 계속 팽창할 것이다. 만일 물질밀도가 임계밀도보다 더 작다면 우주는 열려 있다고 한다. 우주론적 팽창은 정지하지 않을 것이며, 은하와 별이 모두 죽어서 우주는 차갑고 어두워지며 사실상 빈 장소로 남을 것이다. 이와는 반대로 물질밀도가 임계밀도를 초과하면, 이 우주는 닫혀 있다고 한다. 이 경우 우주의 물질과 에너지는 유한한 시간이 지난 먼 미래에 '대위기'(big clunch)라고 하는 내파상태(內破狀態)에 있게 될 것이다. 우주는 구조적으로 되어 있기 때문에, 대위기는 대폭발이 시간의 시작에 발생한 것처럼 시간이 끝나는 순간에 모든 곳에서 동시에 일어나지는 않을 것이다. 따라서 팽창과 수축이 주기적으로 순환한다는 논의는 매우 불확실한 상태로 남아 있다.
팽창률의 측정을 통해 우주의 물질 밀도는 똑같지는 않지만 임계밀도에 매우 가까운 것으로 제시되었다. 이렇게 같은 값을 갖는 이유는 불가사의한 것으로 남아 있지만 이것 때문에 우주에 있는 물질의 전체 양과 관련된 좀더 자세한 연구가 촉진되었다. 이 연구를 통해 우주를 구성하는 것들에 대한 정확한 지식이 현저하게 부족하다는 것이 드러났다. 특히 은하의 운동에 대한 연구를 통해 그 내부에 있는 물질의 양을 측정할 수 있었는데 '볼 수 있는' 물질의 양은 전체 물질의 10％밖에 안 된다는 것이 밝혀졌다. 나머지 90％의 '암흑물질'(暗黑物質) 또는 '보이지 않는' 물질의 성질은 여러 가지로 추론할 수 있다. 몇몇 물리학자들은 암흑물질이 중성미자로 이루어져 있다고 주장한다. 처음에 질량이 없는 입자로 추측되었던 중성미자는 작지만 일정한 질량을 가지고 있다. 오늘날에는 중성미자 질량이 정밀하게 측정되고 있다. 또한 많은 다른 입자들, 즉 아무 것도 관측되지 않았기 때문에 아직은 가상적인것들도 암흑물질을 설명하기 위해 제안되었다. 그러나 대폭발이론은 여러 가지 결점에도 불구하고 가장 적절한 이론이며, 대립되는 이론들과는 달리, 분리된 각각의 사실들이 아닌 총괄적인 우주론적 논점을 제시하고 있다. 그리고 몇몇 결과들은 아직도 이해하기 어려운 것으로 남아 있지만, 명백한 결점으로 드러난 것도 없다.
우주에는 행성계가 많이 있다고 널리 믿고 있지만 확실하게 알려진 유일한 예는 태양계(太陽系)뿐이다. 태양계는 일반적으로 태양, 9개의 행성과 그들의 위성(衛星), 소행성(小行星), 혜성(彗星), 행성간 티끌, 주로 태양풍(太陽風：태양으로부터 발산되는 입자의 흐름)과 연관된 행성간 입자 및 장(場) 등을 포함하고 있다.
태양계는 계의 중심에 있는 태양의 기본 성질을 알아야 깊이 있게 이해할 수 있다. 더욱이 별들은 우주의 기본적인 구성요소이고 태양은 여러 가지 관점에서 전형적인 별이기 때문에, 태양은 행성과 우주의 다른 구성요소들 사이를 연결하는 사슬의 고리역할을 한다. 태양의 질량은 행성들에 작용하는 인력(引力)으로부터 측정할 수 있는데, 그 크기는 1.99×1033g이다. 즉 이것은 목성(木星)보다 1,000배나 더 무거우며, 지구에 비해 33만 배나 더 무겁다. 태양질량의 일부를 차지하는 태양대기의 구성성분은 수소가 72％, 헬륨이 24％이고, 나머지는 이보다 더 무거운 원소로서 2％를 차지하고 있다. 대기와 내부의 깊은 곳은 서로 거의 섞이지 않기 때문에, 이 구성성분은 태양이 탄생했을 때와 같을 것으로 믿어진다. 태양 에너지는 그 중심핵의 깊은 곳에서 핵융합과정에 의해서 생성되는데, 이 과정을 통해 수소핵들이 융합하여 헬륨핵으로 되면서 에너지를 방출한다. 중심핵의 온도는 약 1,500만K이며, 밖으로 갈수록 이 온도는 계속 낮아져서 표면에서의 온도는 약 5,800K가 된다.
운석의 방사능 연대측정법에 의하면 태양계의 나이는 우주 나이의 약 1/3인 45억 년으로 추정된다. 만일 태양이 태양계와 나이가 같다면, 태양은 안정된 중심핵의 수소 핵융합단계의 거의 중간단계에 있으므로 앞으로 40억∼50억 년 동안 더 연소될 것이다.
행성의 기원에 대한 문제의 실마리는 이들의 궤도운동과 위성계 및 화학조성의 규칙성에 있다. 행성간 거리는 행성들의 크기에 비해 매우 크며, 행성간 공간은 희박한 태양풍과 작은 부스러기들을 제외하면 거의 비어 있다. 결론적으로 이 행성들은 탄생한 이후 역학적·화학적으로 고립되어왔으며, 40억 년 이상 지속된 진화(進化)에도 불구하고 태양계의 현재 모습에서 초기 조건에 대한 실마리를 얻을 수 있다. 수성과 명왕성을 제외한 나머지 행성들의 궤도는 모두 거의 원궤도인데, 그 궤도들은 같은 평면상에서 몇 도 이내에 놓여 있으며 이들의 공전방향은 태양의 자전방향과 같다. 이 사실이 처음으로 밝혀진 이후 과학자들은 태양계의 행성들이 원래 원시(原始) 태양 주위를 공전하는 납작한 원반형 성운으로부터 형성되었다고 생각했다.
지구형 행성인 수성·금성·지구·화성 등의 내행성계(內行星系)에서 이웃하는 두 행성간의 거리는 목성형 행성인 목성·토성·천왕성·해왕성 등의 외행성계의 행성간 거리에 비해 상대적으로 가깝다. 지구형 행성과 목성형 행성은 또다른 체계적인 차이를 가지고 있는데, 전자는 일반적으로 고리·행성을 가지고 있지 않은 반면, 후자는 각각 일련의 고리들과 여러 개의 위성을 가지고 있다. 그런데 지구는 달이라고 하는 하나의 위성을 가지고 있고 화성은 포보스와 데이모스라고 하는 2개의 위성을 가지고 있으므로 이러한 경향에서 예외가 된다.
태양계에는 태양, 태양풍, 9개의 행성과 그 위성들외에 많은 작은 천체들이 있다. 이들 중 가장 두드러진 것은 소행성과 혜성이다. 더 작은 천체로는 유성체(流星體), 미소유성체(微小流星體), 행성간 티끌 등이 존재하지만, 이들은 아마 더 큰 소행성 및 혜성들의 부스러기일 것이다. 실제로 태양계에는 반지름이 1㎛(마이크로미터)도 안 되는 티끌 입자에서부터 반지름이 수백 ㎞인 소행성에 이르는 작은 천체가 끊임없이 분포되어 있다. 소행성은 석질(石質)이나 철질(鐵質)의 천체로서 화성과 목성 사이의 영역에 매우 많은 수가 띠 모양으로 분포하면서 태양주위를 공전하고 있다. 유성체는 지구궤도를 통과하는 궤도를 갖는 소행성이나 혜성의 부스러기들이다.
태양의 구조를 결정하는 일반 원리는 모든 보통별에 동일하고 더욱 폭넓게 적용된다. 별은 우주에서 거대한 우주공장 역할을 한다. 별들은 대폭발로부터 발생된 원료를 변하기 쉬운 일련의 화학 원소들로 서서히 변화시키며 이것들로부터 행성과 그곳에 존재하는 것들이 탄생했다. 별이 핵합성에 결정적인 역할을 한다는 경험적인 증거는 세대가 다른 별의 대기 구성성분에 대한 분광분석(分光分析)으로부터 알 수 있다. 구상성단(球狀星團)에 속해 있는 가장 늙은 별에는 수소나 헬륨보다 더 무거운 원소가 매우 적게 존재하는데, 어떤 경우에는 태양이 가지고 있는 값의 1％도 안 된다. 이와는 반대로 나이가 수천 만 년 정도 되는 가장 젊은 별들의 중원소 함량비(含量比)는 태양보다 약간 더 크다. 이러한 함량비의 차이는 별이 그 내부에서 중원소를 합성하기 때문으로 해석된다. 몇몇 별들은 초신성(超新星) 폭발이라고 하는 죽어가는 과정에서 이들이 가지고 있는 많은 양의 물질을 성간 영역에 분포하고 있는 가스 구름으로 방출시킨다. 그뒤 이렇게 풍부해진 물질들이 합쳐져서 새로운 세대의 젊은 별을 형성하는데, 그뒤를 잇는 세대의 별들은 바로 앞 세대의 별들보다 중원소 함량비가 평균적으로 더 높다.
별은 가스와 티끌로 이루어진 거대한 성간 구름이 중력붕괴를 거쳐 태어나는 것으로 생각된다. 별의 구조 및 진화이론에 대한 가장 중요한 증거 중 하나는 성단을 조사함으로써 알 수 있다. 성단은 중력에 의해 묶인 항성군이며 2가지의 기본적인 종류가 있다. 구상성단은 전형적인 풍부한 계로서 밀집된 구형 공간에 약 100만 개의 별들이 중심쪽으로 매우 집중되어 분포하고 있으며, 산개성단(散開星團)은 전형적인 빈약한 계로 1,000개 이하의 별들이 불규칙한 공간에 느슨하게 분포하고 있다. 한 성단에 대한 모든 관측 결과는 그 성단을 구성하고 있는 별들이 동일한 구름으로부터 형성되었다는 것을 나타내고 있다. 따라서 한 성단에 있는 별들은 나이와 초기의 화학성분이 같은데, 이들 사이의 두드러진 차이는 질량밖에 없다. 질량이 다른 별들은 진화속도가 다르기 때문에, 별들의 질량을 증가시키면서 생각해 보면 별의 진화상태의 진행과정을 알 수 있다. 실제로 이런 효과가 발견되었고 성단에 대한 이론적인 예측과 관측결과의 비교를 통해 현대 천체물리학에서 가장 만족스럽고 성공적인 결과가 나왔다.
이러한 연구를 통해 성단의 나이도 추정할 수 있다. 성단의 나이는 여러 연구자들에 의해 100억∼180억 년으로 추정되고 있다. 따라서 우리은하에 있는 구상성단의 별들은 우주에서 가장 늙은 별들의 일부를 이루고 있다. 별은 빛을 발하는 동안 역학적·열적 균형을 이루기 위한 활동을 하면서 결국은 사멸하게 된다. 그 기본적인 이유는 간단하다. 보통 별은 정상적으로 압축된 가스로 이루어져 있으므로, 안쪽으로 잡아당기는 자체중력에 대항하는 열적 압력을 유지하기 위해 안쪽이 뜨거워야 한다. 한편 성간공간(星間空間)은 어둡고 차갑기 때문에, 복사열이 별에서 우주로 계속해서 흘러나온다. 이러한 일정한 소비를 보충하는 핵에너지의 양은 유한하여 일시적인 기간 동안만 유지할 수 있으며, 이러한 비축된 에너지가 바닥났을 때 별은 소멸한다.
천문학자들은 별의 마지막 상태로 4가지가 가능하다고 믿고 있다. ① 자체중력을 완전히 이기고 격렬하게 폭발하여 모든 구성물질을 성간공간으로 방출하는 과정, 이러한 과정은 별의 잔해로 아무것도 남기지 않는다. ② 별의 중심핵에 있는 전자들은 밀도가 극도로 높게 압축되어 심지어 절대영도에서도 별을 유지할 수 있는데, 이러한 과정을 통하면 별의 잔해로 백색왜성(白色矮星)이라고 하는 천체가 남게 된다. ③ 중심핵의 질량이 백색왜성으로 될 수 있는 질량인 태양질량의 1.4배(찬드라세카르 한계)를 초과한다면 별의 물질의 압축은 결국 핵밀도에서 멈추게 되는데, 이 과정에서 중성자별이 남게 된다. 전파원인 펄서는 빠르게 자전하는 중성자별로 생각된다. ④ 중심핵의 질량이 너무 커서 핵력이 자체 중력에 대항하여 별을 지탱할 수 없을 정도가 되면 이 별의 중력붕괴는 중심에서 특이점이 생길 때까지 계속되는데, 이 과정에서 검은구멍이 남게 된다(→ 검은구멍).
천문학자들은 우주에 있는 대부분의 물질이 은하에 집중되어 있다는 것을 알아냈다. 은하를 연구한 천문학자들은 우주에는 많은 양의 질량이 은하계에서 관측할 수 없는 형태로 분포하고 있음을 발견했다. 이것은 숨겨진 질량이 보통의 물질 형태로 존재하지 않을지도 모른다는 약간의 암시이며, 은하에서 관측되는 질량과 이들의 중력결합을 설명하기 위해 필요한 질량 사이의 불일치는 현대 천체물리학에서 가장 중요한 미해결 문제 중 하나가 되었다.
은하에 대한 모든 논의는 정보를 가장 많이 얻을 수 있는 우리은하로부터 시작해야 한다. 우리은하에는 구조적으로 3가지 주요구성요소가 있다. 즉 별·가스·티끌로 된 얇고 납작한 원반, 별만 있는 구형의 중심 팽창부, 늙은 별로 된 구형에 가까운 헤일로(halo) 등이 있다. 태양은 첫번째 구성요소에 포함되는 반면, 구상성단은 3번째 구성요소에 속한다. 은하의 중심핵은 3가지 구성요소 모두에 대한 중심에 있지만, 태양계와 은하 중심 사이의 원반에 티끌이 두껍게 있기 때문에 태양계에서는 광학적으로 보이지 않는다.
천문학자들은 형태학적 모양, 별의 구성, 전체 광도(光度) 등 3가지 기준에 따라 은하를 분류한다. 우주에서 발견되는 은하의 수는 엄청나게 많지만, 미국의 천문학자 허블은 관측된 은하들의 모양을 몇몇 기본적인 범주에 의해 나눌 수 있음을 발견했다. 불규칙한 모양을 갖는 은하는 불규칙은하라고 한다. 규칙적인 모양을 갖는 은하는 크게 2가지로 나눌 수 있는데 둥그스름한 모양을 갖는 타원은하와 나선은하가 있다. 나선은하는 다시 정상나선은하와 막대나선은하의 2가지로 나눌 수 있다. 불규칙은하는 모든 은하들의 몇 ％만을 이루고 있는 반면, 2종류의 나선은하는 약 70％를 차지하고 있으며, 그 나머지는 타원은하이다.
지속적인 물리적 과정인 별의 생성과는 달리 기존의 관측적 증거는 모든 은하들이 약 100억 년 전에 생성되었다는 견해와 일치한다. 따라서 은하생성의 문제는 별의 생성보다는 태양계 기원의 문제와 더 관련이 깊다. 천문학자들이 사건의 순서를 연역하는 과정에서 사용할 수 있는 것은 이미 만들어진 것으로부터 얻은 실마리뿐이다.
대부분의 은하들·은하군(銀河群)·은하단은 초은하단(supercluster)에 속해 있는데, 초은하단 사이의 공간은 비어 있다. 초은하단의 크기는 수억 광년에 이른다. 여기에서 1광년은 빛이 1년 동안 가는 거리이며, 약 9조 5,000억㎞이다. 따라서 요약하면 한 은하가 있을 때, 다른 은하들이 5,000만 광년 또는 그 이하의 거리에 있을 통계적 확률은 높은 반면, 이보다 더 먼 거리에서의 그 확률은 우주에서 순수한 무작위 분포의 기대값에 가깝게 줄어든다.
천문학자들은 은하를 연구한 결과 더 강한 우주 에너지원이 개별적으로 존재한다는 것을 처음으로 알았다. 이러한 에너지원은 전파은하와 준항성이며 1950, 1960년대에 이들의 발견을 통해 천문학의 새로운 한 분야인 고에너지 천체물리학이 확립되었다. 1950년대에 전파파장의 연속 스펙트럼을 방출하며 은하계 밖에 분포하는 이러한 에너지원들은 공간적으로 퍼져 있는가 아니면 근본적으로 '별과 같은'모양인가를 바탕으로 하여 2가지로 나누어졌다. 전파은하는 전자의 부류에 속하고, 준항성 전파원(준항성체)은 후자의 부류에 속한다. 이러한 구분은 우주 전파원의 공간적 모양을 분해하는 능력이 해가 거듭됨에 따라 점진적·극적으로 향상되고 있기 때문에 다소 임의적인 것이다.
가장 강한 전파원은 2중 전파원(또는 '아령'형 전파원)인데, 이것은 거대한 2개의 전파방출 영역이 광학적 은하를 중심에 두고 양쪽으로 일직선상에 있다. 광학적 은하는 보통 거대타원은하이다. 유명한 예로서 백조자리 방향에 있는 가장 강한 전파원인 백조자리 A가 있다(→ 백조자리 A). 2중 전파원으로부터 오는 전파는 분명히 상대론적 전자(거의 빛의 속도로 운동하는 전자)가 자기장(磁氣場) 안에서 나선형 궤도로 움직이면서 준연속 스펙트럼을 방출할 때 만들어지는 싱크로트론 복사이다.
백조자리 A에서 방출되는 총에너지의 최소값은 1060∼1061erg/s로 계산된다. 초신성이 폭발하면 1051erg/s의 에너지를 방출하므로, 초신성이 10억 개 있어도 전파은하의 에너지 방출을 설명하기에 충분하지 않다는 것은 분명하다. 오늘날에는 활동 은하의 핵이 전파방출을 촉진시키는 기본 에너지를 공급한다고 믿고 있다. 준항성체의 성질은 더욱 놀랍다. 전형적인 준항성체는 태양에 비해 1조 배 이상의 에너지를 방출하지만, 이 천체의 중심 영역은 태양계 정도의 크기 밖에 안 된다. 이렇게 놀라운 성질을 설명하기 위한 이론연구가 계속되고 있다.
우주에서는 여러 가지 다른 구성요소들도 발견된다. 지구는 고속입자, 전자기 복사, 그리고 아마도 우주에서 발생되리라고 생각되는 중력파를 끊임없이 받아들이고 있을 것이다. 1896년에 프랑스의 물리학자 앙리 베크렐이 자연방사능을 발견한 이후에 연구자들은 이러한 현상에 의해 만들어진 고속 하전입자의 존재를 검출하기 위하여 이온 상자를 이용했다. 이들은 방사선원이 제거되었을 때에도 저준위 이온화 현상이 여전히 발생한다는 것을 발견했다.
이 현상은 방사선원을 철저히 차폐시켜도 계속 발생했으며, 1912년 V. F. 헤스는 검출기기를 기구에 싣고 높은 고도로 올리면 이 현상의 세기가 급속히 증가한다는 것을 발견했다. 밤과 낮에 측정된 세기는 거의 차이가 없었으므로 태양이 주요발생원이 될 수는 없었다. 투과성 복사는 우주적인 원소를 가져야 하며, 처음에는 고에너지 광자(光子), 즉 감마선으로 이루어져 있다고 제안되어 우주선(宇宙線)으로 이름붙여졌다.
오늘날 우주선은 전하의 두 극성을 모두 가지며 에너지 분포가 광범위하다고 알려져 있다. 양전하를 띤 우주선 중 약 83％는 양성자(수소원자핵)이고, 약 16％는 알파 입자(헬륨 원자핵)로 이루어져 있다. 이보다 더 무거운 원자핵은 우주선의 함량비에서 적은 비율을 차지하고 있지만, 비교적 가벼운 원소인 리튬·베릴륨·붕소(이것들은 우주 전역에 걸쳐 상당히 희귀함)는 우주선에서 다량으로 나타난다.
또한 지구는 중력파에 의해서 영향받을 수 있다. 진동하는 전하가 전자기파를 방출하는 것처럼 진동하는 질량체(質量體)는 중력파를 방출할 수 있다. 전자기파의 존재는 하전체들의 진동 때문에 알려졌으며, 중력파는 무거운 천체들의 인력 진동에 의해 원리적으로는 검출될 수 있다. 그러나 질량체간의 중력결합은 전하간의 전자기력 결합보다 본질적으로 훨씬 더 약하기 때문에, 중력복사의 검출은 전자기 복사의 검출보다 훨씬 더 어렵다. 실제로 1900년대초에 중력파의 존재를 예측하고 일반상대성원리를 공식화한 아인슈타인의 시대 이후, 아직까지 직접적이고 논란의 여지가 없는 중력파 검출에 대한 예는 없다.
그러나 가속된 천체가 중력파를 방출한다는 일부 간접적인 증거가 있다. 가장 신빙성이 있는 것은 쌍성계(雙星系)를 이루고 있는 펄서의 전파방출주기의 결과이다. 오늘날 이 계는 2개의 중성자별로 이루어져 있다고 믿어진다. 아인슈타인의 일반상대성이론에 따르면, 이러한 계는 중력파의 복사 때문에 궤도 에너지를 잃게 되어 약 3억 년 만에 나선운동을 하며 충돌하게 된다. 이 쌍성 펄서가 발견된 이후 매년 궤도주기의 감소에 대한 관측을 수행한 결과 두 별이 정확하게 예측된 비율로 서로에 대해 나선운동한다는 것이 밝혀졌다.
우주배경복사 /코비가 측정한 우주배경복사, 2.735K에 ...
Macropaedia
*출처:브리태니커 http://enc.daum.net/dic100/contents.do?query1=b16a3585a
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