천체물리학 정의
천체물리학은 물리학, 화학 원리를 응용하여 천문학과 물리학을 연구하는 한 분야이다. 항성, 성간물질, 은하와 같은 천체의 물리적 성질이나 천체 간의 상호작용을 연구한다. 이러한 성질 및 상호작용을 물리학 이론을 사용하여 연구하는 학문이다. 천문학 중에서도 19세기 이후에 연구가 시작되어진 분야이다.
실제론 근대 이후에 천문학의 모든 연구들은 물리학 이론을 응용하지 않고선 연구가 쉽지 않다. 따라서 천문학과 천체 물리학을 나누는 것은 의미가 없다. 천문학과의 대학원 과정의 이름을 천문학이나 천체물리학으로 나누기도 하지만 이것은 전공 학문의 내용보다는 연구실의 역사를 차용하기 때문에 나누어지는 것이다.
천체물리학 역사
천체물리학의 태양 연구는 뉴턴에 의해 시작이 되었다. 1666년 일과 스펙트럼 실험을 시작으로 프라운호퍼가 개조하여 1814년 태양에서 많은 검은선들을 발견했다. 1861년에는 키르히호프가 검은선들이 태양 대기를 흡수한다는 것을 발견했고 대기의 화학 조성 성분을 찾아냈다. 1868년 일식일때 홍염과 코로나의 스펙트럼 안에서 미지의 원소들이 발견되었고 전자는 헬륨으로 명명했고 후자는 코로늄이라 이름 지었다. 하지만 1939년 코로늄의 경우 100만도 고온안에서 고전리된 원자 때문인것을 알게되었다. 이러한 사실에 많은 사람들은 감명을 받았고 헤일은 제만 효과를 통해 스펙트럼선의 편광과 분열을 사용해 1908년 흑점의 자기장 세기를 연구했다.
천체물리학에서 항성의 연구는 스펙트럼을 처음 분석한 허긴스와 세키부터 이다. 허긴스는 도플러 효과를 통해 스펙트럼선에서 편이를 검출했고 1868년에는 항성의 시선 속도를 측정, 세키의 경우 1866년 다수의 항성을 확인 및 조사하여 스펙트럼 유형을 분류했다.
1920년 전리 이론이나 1900년의 방사 이론을 사용해 스펙트럼 관측을 했다. 항성 대기의 온도와 밀도, 항성표면의 휘도와 온도를 측정했다. 여기에서 연주시차와 겉보기 밝기를 측정하여 실제 밝기를 확인할 수 있었다. 실제의 밝기와 휘도를 이용하여 항성의 반지름을 계산할 수 있었고 1920년에는 항성 간섭계를 이용하여 거성의 시직경을 직접 측정했다.
항성의 질량은 연성계에 케플러 3법칙을 이용하여 계산할 수 있었으며 질량과 반지름을 이용하여 평균 밀도를 추정할 수 있었다. 에딩턴은 이 방법을 사용하여 1924년 비중이물의 수만배인 고밀도의 백생왜성을 발견 및 연구를 시작했다. 항성의 실제 밝기를 측정을 통해 3가지 경험적 법칙이 확인되었다. 맥동성의 변광주기, 연성과 스펙트럼형의 질량과의 상관관계를 통한 법칙이었다. 이러한 관계는 관측치의 통계를 사용한 결과 값이고 별의 분광 시차와 성단, 성운의 맥동성거리, 혼자 있는 별의 질량 추정에 사용이 되었다. 에딩턴의 경우 이와 같은 경험 법칙을 이론적으로 증명하기 위해서 항성의 내부 구조론을 분석했고 1938년 가모프와 베테의 경운 항성 진화론을 밝혀냈다. 항성 내부 구조론은 항성 내부의 경우 고온도와 고밀도이고 항성 진화론에 따르면 항성 내부는 쉴 새 없이 핵반응이 있어나며 모든 항성은 방사능을 만들어내며 나이를 먹는다.
1944년 바데는 세대를 나눌 수 있는 항성을 발견했고 1931년 잰스키는 천체의 전파를 확인했다. 이를 통해 새로운 우주 관측법이 나타났고 대전 후 전파망원경은 발달하며 수많은 라디오성을 발견했다.
천체물리학에서 블랙홀의 연구는 아인슈타인이 1915년 일반 상대성 이론을 발표하면서 블랙홀을 예언하면서 시작됐다. 그 이후에는 블랙홀의 경우 모든 물질들을 흡수하면서 계속 팽창하는 블랙홀 이론이 받아들여졌다. 추후엔 1974년 스티븐호킹이 블랙홀 증발 이론을 내세웠다. 블랙홀 증발 이론에선 양자역학 이론을 사용하여 블랙홀이 물질을 빨아들이는 과정에서 원자 구성 입자를 양극 방향으로 강한 X선 형태로 배출하여 그 에너지를 모두 소모하고 증발한다는 것이다. 그러다 2004년 스티븐호킹은 블랙홀 증발 이론에서 블랙홀 내부로 흡수되어진 물질의 정보가 사라진다는 주장에 오류가 있다는 것을 확인했고 블랙홀 안에 정보가 보존된다는 이론을 인정했고 수정된 이론을 발표했다.
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