천문학의 종류 (태양 천문학, 행성 과학, 항성 천문학)

천문학의 종류중 연구대상에 따른 분류인 태양천문학, 행성 과학, 항성 천문학에 대해 설명하도록 하겠습니다.

행성과학은 행성, 위성, 왜소행성, 소행성 및 태양궤도를 도는 다른 천체와 외계행성의 집합체를 연구하는 학문입니다.

 

태양 천문학(Solar astronomy)

태양 천문학은 태양에 관해 연구하는 학문으로 태양은 지구에서 약 8 광분 거리에 있고 가장 많이 연구되는 별로 G2 V 주계열성 왜성의 약 46억년 된 별입니다. 태양은 가변성 별로 간주되지는 않지만 태양흑점 주기라고 알려진 주기적인 활동 변화를 겪습니다. 이것은 태양 흑점 수에 대한 11년 주기의 진동입니다. 태양흑점은 강력한 자기 활동과 관련된 낮은 온도의 지역입니다. 태양은 주계열성으로서 처음 빛을 발한 이후로 광도가 40% 정도 증가했습니다. 또한 태양은 지구에 중대한 영향을 미칠 수 있는 주기적인 광도 변화를 겪었습니다. 예를 들면 Maunder 최솟값은 중세시대에 소빙하기 현상을 일으킨 것으로 여겨집니다. 

태양의 중심에는 핵융합이 일어나기에 충분한 온도와 압력을 갖춘 핵 영역이 있습니다. 핵영역 위에는 방사선 영역이 있어 플라스마가 방사 전을 통해 에너지를 전달합니다. 그위에는 대류영역이 있으며 이 영역에서 기체 물질은 대류라는 물리적 이동을 통해 주로 에너지를 운반합니다. 대류 영역 내에서 물질의 움직임이 흑점 생성을 일으킨다고 여겨집니다. 태양의 가시표면을 광권이라고 부르며 이 위에는 얇은 염색권이 있습니다. 염색권은 온도가 급격히 증가하는 전이 영역으로 둘러싸여 있으며 마지막으로 초과열된 코로나로 덮여있습니다.

태양에서는 플라즈마 입자로 이루어진 태양풍이 항상 바깥으로 흐르다가 태양계의 최외곽 경계인 헬리오파우즈에 도달합니다. 태양풍은 지구를 통과하면서 지구의 자기장(자기권)과 상호작용하며 일부는 갇혀 지구를 둘러싸는 밴 앨런 방사선 벨트를 생성합니다. 오로라는 태양풍 입자가 지구의 극지방으로 유도되어 그 자기장으로 인해 대기로 내려갈 때 생성됩니다.

행성 과학 (Planetary science)

행성 과학은 행성, 위성, 왜소 행성, 소행성 및 태양궤도를 도는 다른 천체와 외계행성의 집합체를 연구하는 학문입니다. 태양계는 초기에는 망원경을 통해, 나중에는 우주선을 통해 비교적 잘 연구해 왔습니다. 이를 통하여 태양 행성계의 형성 및  진화에 관하여 전반적인 이해가 이루어졌지만, 아직도 새로운 발견이 많이 이루어지고 있습니다. 

태양계는 여러 하위 부분으로 나뉘며 내 태양계(내행성과 소행성대로 세분화), 외 태양계(외행성과 켄타우로스로 세분화), 가장 먼 지역(예:헬리오스피어 경계, 1광년까지 확장 가능한 오르트 구름)으로 구분됩니다.

내부행성은 수성, 금성, 지구, 화성으로 이루어져 있으며. 외부 거대 행성은 가스 거대행성 (목성과 토성)과 얼음 거대 행성(천왕성과 해왕성)으로 구성됩니다. 이 행성들은 46억년전 초기 태양을 둘러싸고 있던 원시 행성 원반에서 형성되었습니다. 중력, 충돌 및 부착과 같은 과정을 통해 원반은 시간의 경과에 따라 원시 행성이 된 물질 덩어리가 형성되었습니다. 그 후 태양풍의 복사 압력으로 인해 부착되지 않은 물질은 대부분 배출되고 충분한 질량을 가진 행성만이 기체 대기를 유지할 수 있었습니다. 달의 충돌 크레이터에서 많이 관찰되는 것처럼  행성은 격렬한 폭격이 계속되는 동안 남은 물질을 계속 쓸어내거나 분출했습니다. 이 기간 동안 일부 원시 행성은 충돌 가능성이 있고  그러한 충돌 중 하나가 달을 형성했을 수 있습니다. 행성이 충분한 질량을 갖추면 내부에서 밀도가 다른 물질을 분리시키는 행성 분화과정이 일어납니다. 이 과정은 맨틀과 외곽에 돌 또는 금속 코어를 만들 수 있습니다. 핵에는 고체 및 액체 영역이 있으며 일부 행성 핵은 자체자기장을 생성하여 태양풍 박리를 허용하지 않고 대기를 보호할 수 있습니다.

행성이나 달의 내부 열은 천체를 생성한 충돌, 방사성 물질의 붕괴 또는 다른 천체와의 상호작용으로 인해 생성됩니다. 일부 행성과 위성은 화산활동 및 지질학적 과정을 일으키기에 충분한 열을 축적합니다. 대기를 유지하거나 축적하는 행성은 물이나 바람에 의한 표면 침식이 생길 수도 있습니다. 조석가열이 없는 작은 천체는 더 빨리 냉각되며 지질활동은 대부분 중단됩니다.

항성 천문학 (Stellar astronomy)

항성 천문학은 별과 별의 진화에 대한 연구로  우주를 이해하는데 중요한 역할을 합니다. 별의 천체 물리학은 관측, 이론적 이해, 그리고 내부에 대한 컴퓨터 모델링을 통해 밝혀졌습니다. 별의 형성은 먼지와 가스가 밀집된 거대한 분자 구름 내에서 시작됩니다. 구름 조각이 중력의 영향으로 붕괴되면 프로토스타가 형성됩니다. 충분히 조밀하고 뜨거운 중심영역에서는 핵융합이 시작되어 주계열성 별을 만듭니다. 수소와 헬륨보다 무거운 거의 대부분의 원소는 별의 핵 내부에서 생성되었습니다. 그 결과로 별의 특성은 주로 초기 질량에 따라 달라집니다.

더 큰 별은 더 밝고 수소 연료가 헬륨으로 빠르게 융합됩니다. 시간의 경과에 따라 수소연료가 헬륨으로 완전히 전환되고  별은 진화를 시작합니다. 헬륨의 융합은 더 높은 중심온도가 필요합니다. 이로 인해 별은 중심밀도를 높이고 외층을 밀어냅니다. 이러한 과정에서 형성된 적색거성은 헬륨 연료가 소진되기 전까지 짧은 수명을 가집니다. 아주 큰 별은 점점 더 무거운 원소를 계속해서 융합하며 일련의 진화 단계를 거칠 수 있습니다.

별의 최종 운명은 질량에 따라 다르며, 태양의 8배 이상의 질량을 가진 별은 핵붕괴 초신성이 되고, 작은 별은 외층을 날려버리고 백색 왜성으로 남습니다. 외층의 분출은 행성 성운을 만들고, 초신성의 잔여물은 고밀도 중성자 별 또는 항성 질량이 태양의 3배 이상인 경우 블랙홀로 남을 수 있습니다. 밀접하게 공전하는 쌍성은 더 복잡한 진화 경로를 따를 수 있으며 이로써 초신성을 유발할 수도 있습니다. 행성 성운과 초신성은 별에서 만들어진 금속을 성간 매질로 분산시킵니다. 이러한 과정이 없다면 모든 새로운 별 및 그 행성계는 수소와 헬륨만으로 만들어질 것입니다.