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astronomy

투과성 복사선과 백색항성

by 사용자 글래스애니멀 2019. 10. 7.
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투과성 복사선

 

오스트태생의 물리학자 빅터 헤스(victer hess)는 1911년과 1912년에 독일 동부에서 수소 기구를 타고 높은 고도까지 여러 차례 위험하게 오라갔다. 그의 목적은 5키로미터 상공에서 공기 이온화도를 측정하는 것이 었다ㅣ.

이온화는 원가가 전화를 잃은 과정이다. 20세기 초에 과학자들은 지구 대기의 이온화도 때문에 혼란스러워했다. 1896년에 방사능이 발견된 후 학자들은 이온화의 원인이 땅속 물질이 방출하는 복산선이라고 추측하기도 했는대, 그렇다면 이온화도는 고도가 높아질수록 감소해야 할 터였다. 하지만 1909년 파이의 에펠탁 꼭대기에서 측정한 이온화도는 예상보다 높았다. 헤스가 얻은 격과에 따르면 이온화도는 고도 1킬로미터 정도까지는 감소하다가 그위에서 부터 증가했다. 헤스는 우주에서 오는 강력한 복사선이 대기를 통화하며 이온화한다고 결론지었다. 그런 복사선은 나중에 우주선이라고 불리게 됐다. 1950년에 과학자들은 우주선이 하전 입자로 구성되며 일부는 매우 높은 에너지를 띤다는 사실을 알아냈다. 그럼 입자들은 대기중의 원자들과 충돌해 새로운 아원자 입자를 만들고, 또 그런 아원자 입자들 또한 충돌을 일으킬 수 있는데, 그렇게 되면 결국 우주선 샤워라는 대대적인 충돌을 발생하게 된다.

 

백생항성

2세기의 첫 10년 동안 미국의 천문학자 월터 애더스는 항성 스펙트럼의 특정 파장의 상대 강도로 절대 등급을 계산하는 방법을 개발했다. 캘리포니아주의 월슨 산 천문대의 원 팀원중 한 명인 애덤스는 그 방법으로 에리다누스자리 40이라는 삼성계를 연구했는데, 그 삼성계에는 매우 흐릿하면서도 매우 뜨거운 듯한 기인한 항성 하나가 포함되어 있었다.

 그 세 항성 중 가장 밝은 에리다누스자리 40 B와 C라는 두 항성이 궤도를 그리며 돌고 있었다. 에리다누스자리 40 B와 C처럼 흐릿한 항성은 보통 분광성 M형으로 별빛이 적색이며 따라서 비교적 차가웠다. 에리다누스자리 40C는 바로 그럼 일반적인 유형에 해당하지만, 에리다누스자리 B는 매우 하얗고 매우 뜨거운 유형의 항성이었다.

1914에 애덤스가 그런 데이터를 발표하자, 천문학자들은 한 가지 난문제에 봉착하게 됐다. 그 정도로 뜨거운 항성은 어딘가로부터 에너지를 얻고 있어야 한다는 것이었다.

 답이 될 만한 것은 하나 뿐이었다. 바로 그 별은(지구의 크기와 비슷할만큰)작인 하지만 분명 밀도가 엄청나게 높으리라는것이었다. 에리다누스자리 40B는 최초로 발견된 백생 왜성이었다. 나중에 백생 외성ㅇ은 주계열성의 핵융합 연료가 바달난 후에 남은 뜨거운 항성 중심주에 해당하는 것으로 밝혀졌다.

 

남쪽 하늘의 카탈로그

 

프랑스 천문학자 겸 수학자인 니콜라루이 드 라카유는 다양한 위치에서 행성들을 관측한 후에 삼각법을 이용하여 행성들까지의 거리를 측정하는 아이디어를 떠올렸다. 라카유는 이 계산에 필요한 가급적 가장 긴 기선을 확보하기 위해 파리와 희망보에서 동시에 관측할 필요가 있었다. 이런 목적으로 그는 1750년에 남아프리카 공화국까지 여행하여 케이프타운에 천문대를 설립했다. 이곳에서 라카유는 행성을 관측했을 뿐 아니라 남쪽별들 1만 개의 위치를 측정했다.

관측결과는 그가 죽은 후 1763년에 '남천성도'란 책으로 출간되었다. 이 자료는 그가 천문학에 남김 최대의 유산으로 평가받는다.

라카유가 관측했던 하늘은 유럽에서 관측하기에는 너무 남쪽에 있었으므로 그가 관측한 상당수의 별들은 별자리에 포함되지 않은 상태였다. 라카유는 그의 목록에 있는 별들에 이름을 지어주기 위해 14개의 새로운 별자리를 도입했는데 이런 별자리는 오늘날에도 여전히 인정되고 사용되고 있다. 그는 또 기준의 남쪽 별자리들의 경계를 정의했고, 남아프리카 공화국을 떠나기 전에 지구의 형태를 더 정확히 이해하기 위해 대규모 탐사 프로젝트를 진행하기도 했다.

라카유는 정확한 측정의 가치를 이해하는 쏨씨 좋고 열설적인 과측자였다. 그는 최남단의 하늘을 철처의 조사한는 선구적인 작업에 남다른 능력과 에너지를 쏟아 부었다.

 

 

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