우주 이야기

01. 가상의 천체들

02. 별들의 이름표, 천체 목록

03. 지구 최후의 날을 막아라

04. 미스터리함의 결정체, 신비한 천체들 <

넓디 넓은 우주는 인간이 헤아릴 수 없는 신비함을 담고 있다.

첨단 관측 장비의 발달로 우주에 대한 지식은 넓어지고 있지만

알면 알수록 더 많은 의문점이 생기는 분야가 바로 천문학이다.

이번엔 이 미스터리한 우주를 더더욱 미스터리하게 만드는

신비함의 정점이자 끝판왕 4가지를 만나보자.

*이 글은 사실을 기반으로 작성되었으나 흥미 위주로 구성했기 때문에 깊이 파고들지는 않음.

초신성(Supernova)

NGC 4526에 나타난 SN 1994D. 왼쪽 하단 밝은 점이 초신성이다.

초신성은 '신성(新星)'이라는 말과는 다르게

죽어가며 빛을 내는 별이라는 사실은 이미 유명하다.

일단 발생하면 그 중심 밝기는 은하에 필적하며

원래 별이 갖고 있던 물질 대부분을 약 30,000km/s의 속도로 뱉어낸다.

백색 왜성끼리의 충돌, 수명을 다 한 거성의 급속한 축소 등

초신성의 발생 원인은 다양하지만, 수명을 다 한 별의 폭발이라는 공통점이 있다.

수 주, 길게는 수 개월까지 하늘에서 빛나며

이렇게 짧은 수명을 다 한 초신성은 성운과 같은 흔적과 함께

별의 일생의 최종 정착지인 중성자별, 혹은 블랙홀이 되는 것이 보통.

용골자리 에타

용골자리, 7500만 광년

성운에 둘러싸여 있는 거성으로, 잦은 폭발이 특징이며 대폭발이 머지 않은 초신성 후보이다.

인류의 역사에 최초로 기록된 초신성은 서기 185년

중국에서 기록된 SN 185이며,  그 이후로는 우리 은하 기준

100년에 2~3번꼴로 관측되고 있다.

1885년에는 최초로 다른 은하의 초신성(안드로메다 SN 1885A)을 관측했고,

현대적인 관측 장비를 갖춘 지금은 매달 몇 번씩 다른 은하의 초신성을 관측할 수 있다고.

초신성은 일정하고 강력한 빛을 꽤 오랫동안 뿜어내기 때문에

은하간 거리, 새로운 별의 생성 매커니즘 등

우주에 대한 인류의 이해도를 증가시키는 데 크게 공헌하고 있다.

한편으로는 초신성 폭발이 지구 멸망 떡밥으로 사용된 적이 있다.

초신성이 폭발하면 강력한 방사선이 방출되는데,

천문학자들은 초신성 폭발 시 약하면 반경 수 광년, 강한 폭발은 반경 300광년 이내의 생물체는

모두 절멸한다고 보고 있다.

지구 가까이에 이런 초신성 후보가 없는 것이 참 다행.

[ 유명한 초신성 ]

M1 게성운(Crab Nebula)

황소자리, 7000광년 거리

게성운 자체가 초신성은 아니지만, 초신성의 잔해로 이루어진 대표적인 성운이다.

성운의 생성 시기를 추적해 봤을 때, 이 잔해를 남긴 가장 유력한 초신성은

1054년에 폭발한 SN 1054의 잔해로, 중국 송나라와 일본에 그 기록이 남아있는데

이 초신성은 낮에도 23일간 볼 수 있었을 정도로 밝았으며

밤에는 600일 넘게 관측되었다고 한다.

현재 강력한 전파를 발산하는 중성자별이 게성운 중심에서 관측되고 있다.

SN 1604 케플러 초신성의 잔해, X선·가시광선·적외선 관측 결과를 한번에 나타낸 사진.

뱀주인자리, 20000광년 거리

천문학자 요하네스 케플러가 관측한 초신성으로, 그는 1년에 걸쳐 이 초신성에 대해 연구했는데,

눈으로 관찰이 가능했고, 심지어 금성보다도 밝았다고 한다.

우리 은하에서 발생한 마지막 초신성이다.

SN 1987A

황새치자리, 16만광년 거리

위 사진은 폭발 당시, 아래 사진은 잔해

우리 은하에서 생긴 초신성은 아니지만, 바로 옆동네 왜소 은하인 대마젤란 은하에서 생긴 초신성으로

케플러 초신성 이후 약 400년만에 생긴, 지구와 비교적 가까운 위치의 초신성이다.

남반구에서만 볼 수 있었지만, 역시 맨눈으로 관찰이 가능할 정도로 밝았다고 한다.

근대적인 관측 시설을 갖춘 이후 발견된 꽤 근거리의 초신성이었기 때문에 상당한 자료를 축척할 수 있었다.

중성자별 (Neutron Star)

초신성이 폭발하면 겉부분은 날아가 버리고 중심핵이 남는데,

이 중심핵은 자기 자신의 중력을 버티지 못하고 붕괴하며 중성자별이 된다.

보통 질량이 태양의 8배 되는 별들이 중성자별 후보가 된다.

중성자별은 우주의 그 어떤 천체보다 극단적인 환경을 갖기로 유명한데,

반지름은 15km 이내이면서 질량은 태양의 3배, 표면 중력은 지구의 약 100,000,000,000배에 이르며

이것은 중성자별에서 탈출하기 위해서는 빛의 속도의 30%~50%까지 가속해야 한다는 것을 의미한다.

1. 원자는 대부분 빈 공간이다. 원자와 원자핵의 크기 비율은 약 100,000 : 1.

2. 강력한 중력 때문에 전자가 양성자와 강제 합체되며 중성자가 된다.

3. 원자의 빈 공간을 중성자가 가득 메우는 셈. 중성자별이 초월적인 스펙을 갖는 이유는 이것 때문이다.

중성자별의 겉부분은 원자와 중성자가 적절히 섞여 있지만,

중심부로 갈수록 중성자의 비율이 높아지며, 내핵은 거의 중성자로만 구성되어 있다.

가장 중심부의 물질 구성 상태는 밝혀지지 않은 상태.

PSR B1509-58, 엑스선 촬영

컴퍼스자리, 17000광년 거리

일명 '우주의 손'

보통 수명이 다한 별은 높은 밀도의 백색 왜성이 되는데,

1931년, 물리학자 수브라마니안 찬드라세카르(Subrahmanyan Chandrasekhar)는

그보다 더 밀도가 높은 천체가 있을 거라 예상했다.

1934년, 월터 바데(Walter Baade)와 프리츠 츠비크(Fritz Zwicky)는 중성자별이 초신성 폭발로 생겨났음을 예견했으며,

1967년, 안토니 휴이시(Anthony Hewish)와 조셀린 벨(Jocelyn Bell)이 중성자별에서 뿜어져 나오는

강력한 전파를 관측하는데 성공했다.

RX J185635-3754

남쪽왕관자리, 400광년거리

지구에서 가장 가까운 중성자별.

중성자별은 엄청난 자전 속도로도 유명하다.

보통 피겨 스케이팅 선수에 비유해 설명하는데,

제자리 회전을 하던 선수가 몸을 움츠리면 회전 속도가 빨라지는 원리다.

지름 수백 수천만km의 별이 수십km로 줄어들었으니, 그 자전 속도는 상상하기 힘들다.

자전 속도가 아무리 느려도 분당 2~3바퀴는 회전하며,

자전 속도가 빠른 것은 초당 수백 바퀴를 회전한다.

강한 회전 때문에 발생하는 특이한 전파는 한때 외계인의 신호로 착각되기도 했다.

[ 유명한 중성자별 ]

PSR J1748-2446ad

궁수자리, 18000광년 거리

현재 발견된 중성자별들 중 자전 속도 1위. 초당 716회 회전한다.

한때 1위 자리를 넘보는 녀석으로 뱀주인자리에 위치한 중성자별 XTE J1739-285가

초당 1122회 회전한다는 관측 내용이 있었으나,

이후 관측 결과가 달라 현재 천문학자들마다 의견이 분분한 상태다.

블랙홀(Black Hole)

초신성이 폭발하고 스스로 중력에 의해 붕괴해서 탄생한 것이 중성자별이라면,

블랙홀은 중력 붕괴의 정점에 서 있는 천체다.

중력이 너무 강하여 중성자 상태로도 버티지 못하고 무너져 내리는 것.

이 때가 되면 중력을 막을 만한 것이 아무것도 없으므로,

천체는 특이점에 수렴하며 블랙홀이 된다.

빛조차 빠져나올 수 없는 중력 덕분에 블랙홀에 대해 알 수 있는 정보는 거의 없으며

극한의 중력 아래에서 물질이 어떻게 되는지는 우리로서는 알 방법이 없다.

혼자 덩그러니 있는 블랙홀은 관측도 불가능하다.

보통 우리가 관측할 수 있는 블랙홀은, 가까이에 있는 다른 별을 잡아먹어

'강착 원반'이라고 하는, 강력한 빛과 X선을 뿜어내는 빛 덩어리를 갖고 있는 녀석들이다.

블랙홀은 크게 '특이점'과 '사건의 지평선'으로 구분할 수 있다.

1965년, 로저 펜로즈(Roger Penrose)는 블랙홀이란 부피가 0인 특이점 그 자체임을 입증해 냈다.

이 특이점 안에서는 지금까지 알려진 물리 법칙이 모두 무시되며, 현재로서는 완벽한 상상의 영역이다.

사건의 지평선은 '바깥으로 나가지 못하는 모든 사건들의 모임'을 일컫는 말이며,

블랙홀의 질량이 크면 클수록 사건의 지평선 범위도 커진다.

보통 블랙홀이라고 하면 특이점과 사건의 지평선을 포함한다.

사건의 지평선 안에선 그 어떤 것도 밖으로 빠져나올 수 없으며,

사건의 지평선 자체엔 빨려들어가지도, 빠져나가지도 못하는 물질들이 머물게 된다.

사건의 지평선 바깥에선 그 안을 절대로 볼 수 없다.

NGC 3783 은하 중심에 있을 것으로 예상되는 초대질량 블랙홀의 상상도.

엄청난 질량을 가진 블랙홀을 '초대질량 블랙홀'로 구분하기도 한다.

질량은 태양의 수십만 배에서 수백만 배에 달하며,

태양의 수천 배에 달하는 별의 폭발, 다른 블랙홀과의 충돌, 빅뱅 직후에 생성 등

생성 원인에는 다양한 가설이 있지만, 확실하게 알려진 것은 없다

대부분의 은하 중심에 하나씩 자리하며,

은하의 생성에 크게 관여한다고 알려져 있다.

'질량이 너무 커 무한대의 중력을 갖는 천체'에 관한 논의는 꽤 오래 전부터 시작되었다.

18세기경의 피에르시몽 라플라스(Pierre-Simon Laplace)은 블랙홀을 이론으로써 예측한 최초의 과학자다.

1915년, 알베르트 아인슈타인(Albert Einstein)은 일반상대성이론을 통해

중력이란 구부러진 시공간임을 밝혀냈으며,

1916년, 카를 슈바르츠실트(Karl Schwarzschild)는일반상대성이론의 해를 구해

'사건의 지평선'으로 대표되는 블랙홀의 모델을 구체적으로 제시하는 데 큰 공헌을 했다.

블랙홀로 발전하기 위한 중간다리 격인 중성자별이 발견되고 난 이후,

가설 취급을 받던 블랙홀 이론은 기정사실화 되었으며,

1971년, 백조자리 X-1을 필두로 많은 블랙홀들이 실제로 관측되었다.

[ 유명한 블랙홀 ]

백조자리 X-1(Cygnus X-1)

백조자리, 6000광년 거리

가장 처음 관측된 블랙홀로써, 거대한 초거성 HDE 226868과 쌍성 관계이다.

저명한 물리학자 킵 쏜과 스티븐 호킹이 백조자리 X-1이 블랙홀이 맞냐 아니냐를 두고

내기를 벌인 것으로 유명하다.

결과는 '아니다'라고 주장한 스티븐 호킹의 패배.

궁수자리 A*, X선 사진

궁수자리, 25900광년 거리

우리 은하 중심에 있는, 초대질량 블랙홀로 추정되는 녀석이다.

직경 4400만 킬로미터, 질량은 태양의 400만배가 넘는 이 녀석은

GCIRS 13E라는 또 다른 블랙홀(추정)을 행성처럼 거느리는 우주의 괴물이다.

준성(Quasar)

'별과 비슷하게' 보이기 때문에 '준성(準星)', 영어로' Quasar(Quasi-stellar Object)'라는 이름이 붙었다.

태양계와의 거리는 수십억~수백억 광년 거리.

우리 은하 내부는 물론이고 외부 은하를 통틀어도 보기 힘든 수치의 거리다.

퀘이사가 신비로운 결정적 이유는, 이런 까마득한 거리에도

쉽게 관측할 수 있을 정도로 밝다는 데에 있다.

이는 곧 준성은 온 우주를 통틀어 가장 밝은 천체임을 의미하는데,

밝기는 은하의 수백배, 태양의 수조 배에 이르며

크기는 태양의 절반, 질량은 태양의 수백만배에 이른다.

PKS_1127-145, X선 사진

컵자리, 1백억광년 거리

X선 제트가 백만 광년 잇아 삐죽 튀어나온 것이 인상적이다.

이러한 믿기지 않는 성질 때문에 준성의 정체에 대해 많은 논란이 있었다.

퀘이사는 1950년대 전파 망원경으로 처음 관측되었는데,

밤하늘상에서 거의 움직이지 않으면서 강한 전파를 내보내는 이 별을

'준항성 전파원(Quasi-stellar Radio Source)'라고 불렀다.

1960년대에는 관측 장비가 발달하면서 많은 사실을 알아낼 수 있었는데,

가장 놀라운 것은 준성이 우리 은하로부터 멀어지는 속도였다.

관찰 대상 중 하나인 3C 273은 약 47,000km/s의 속도로,

다른 관찰 대상인 3C 48은 무려 빛의 속도의 37%에 해당하는 약 110,000km/s의 속도로 멀어지고 있었다.

3C 273

처녀자리, 24억 4천만광년 거리

가장 최초로 관측된 준성이자 가장 밝은 준성.

보통은 왼쪽과 같이 그냥 별처럼 보이며, 특수 처리하면 오른쪽과 같이 3C 273이 속해 있는 은하를 확인할 수 있다.

이토록 말도 안 되는 스펙을 가진 준성을 두고

기존의 별과 같은 핵융합만으로는 이렇게 강력한 에너지를 낼 수 없다고 보았는데,

반물질로 이루어져 있다는 둥, 블랙홀과 이어진 화이트홀이라는 둥 많은 가설이 세워졌으며

심지어는 관측 결과를 부정하는 일까지 벌어졌다.

그러나 1970년대 이후 블랙홀에 관한 연구가 진행되고,

블랙홀로 흡수되는 물질들의 중력 에너지가 에너지로 바뀌는 '강착 원반'이 발견되면서

준성에 관한 연구도 크게 진전되었고, 관측 결과들도 모두 인정되었다.

퀘이사는 초대질량 블랙홀의 일종으로,

블랙홀 주변의 물질들이 원반을 이루며 빨려들어갈 때 발생하는 중력 에너지가

빛으로 전환되며 강한 에너지를 낸다.

준성은 평균적인 밝기를 내기 위해 매년 태양 질량의 10배에 해당하는 물질을 먹어치우며,

먹을 물질이 없을 때에는 활동을 멈추다가도 근처 은하 등에서 물질을 얻으면

다시 활동을 시작할 수 있다.

[ 유명한 준성 ]

Q2237+030 아인슈타인의 십자가(Einstein Cross)

페가수스자리, 80억광년 거리

준성 하나와 은하 하나의 합작품.

준성이 80억광년 거리, 은하가 4억광년 거리로 준성이 은하 바로 뒤에 위치해 있다.

은하의 중력 렌즈 효과(강력한 중력으로 시공간이 휘는 현상)때문에 준성이 4개로 나뉘어 보이는 것.

다음엔 첨단 기술의 끝판왕, 탐사선에 대해 ARABOZA.

출처: 위키피디아, ESA, 나사