천문학의 세부 분야 (태양천문학, 행성천문학, 항성천문학)

연구 대상에 의한 천문학의 세부 분야에 대해 알아보도록 한다.

행성 천문학이란,
내행성계로 일컬어지는 지구형 행성들로는 수성, 금성, 지구와 화성이 있다. 외부를 공전하는 있는 외행성계는 가스 행성으로 이루어져 있다. 토성, 천왕성, 목성, 해왕성으로 구성되어 있다. 해왕성의 너머로는 카이퍼대가 존재하며, 태양계는 소행성대, 내행성, 외행성의 세 부문으로 크게 나눌 수 있다. 가장 바깥쪽에는 최대 길이 1광년에 이르는 거리까지 구름이 펼쳐져 있다. 태양계는 비교적 연구가 많이 이루어졌고 과거에는 관측 도구로 주로 망원경을 이용했으나 최근에는 우주 탐사선이 그 역할을 한다. 행성 천문학은 왜행성, 혜성, 행성, 위성, 소행성, 기타 태양을 공전하는 다른 천체들 및 외계 행성 집단들을 연구 대상으로 다룬다. 몇 사례의 탐사로 인해 태양계의 형성과 진화에 관해 다양한 지식을 얻게 됐고 새로운 사실들이 계속하여 발견된다. 이를 통해 행성의 중심에는 철이나 돌 같은 성격의 내부 핵이 생성되고 그 위로는 그보다 가벼운 성질들로 이루어진 맨틀이 형성된다. 행성들은 충분한 무게 즉 질량을 얻은 뒤, 무거운 물질은 행성 중심부로 가라앉고 가벼운 물질은 위에 남기는, 행성 구별화의 과정을 지나게 된다. 핵 부분은 고체 또는 액체 성질을 가지고 있으며 이런 자기장을 띄고 있는 행성의 대기를 태양의 바람으로부터 보호하여, 벗겨져 나가지 않게 한다. 일부 행성의 중심부에 있는 핵은 고유의 자기장을 형성하는 원인이 된다. 중력에 의한 충돌, 끌어당김, 장착 등의 과정을 통해 원반에 있던 물질들이 큰 덩어리로 자랐으며 행성은 예전의 태양을 둘러싸고 있던 원시 행성계에서 생겨났다. 현재 가장 큰 지지받는 이론에서는 이 기간에 원시의 행성 일부는 부딪히는 과정을 겪었을 것이라고 한다. 이후 원시의 행성들로 진화했다. 자기가 가진 가스 대기를 잃지 않을 정도의 묵직한 천체들이 살아남게 된 것이다. 살아남게 된 행성들은 계속해서 비대해지거나 극심한 부딪힘으로 인해 물질을 방출하기도 했다. 태양의 바람에 의한 복사 기압으로 인해 덩어리로 뭉치지 않은 물질들은 쓸려나가게 됐고, 달과 수성 등에 있는 많은 충돌구를 통해 알 수 있듯이 대단한 충돌이 일어났다. 일부 천체의 경우 화산과 지각 등 지질학적인 활동이 생겨날 정도의 고온을 간직하게 된다. 위성과 행성의 내부 고온은 이 행성과 위성들을 만들었던 물체들과 충돌하여 발생한 열로 인해 생성됐다. 질량이 작은 천체들은 빠르게 차가워졌고, 충돌 구멍 생성을 제외한 대부분의 지질학적 활동을 멈췄다. 이중 대기를 갖는 천체는 물이나 바람으로 인해 지각의 침식 과정을 겪게 됐다.

태양 천문학이란,
예를 들어 극소기로 인하여 중세 시대에 빙하 시대 현상이 발생했던 것으로 보인다. 태양은 나이를 먹으면서 밝기가 서서히 증가하며, 처음 주계열성으로 일생을 시작했을 때 비해 현재 40% 정도 더 밝은 상태이다. 태양의 탄생 이래 지구 생태계에 뚜렷하게 영향을 줄 수 있을 정도로 밝기가 변해 왔던 것을 볼 수 있다. 46억 살의 주계열성이란 무엇인가, 태양은 지구에서 광속으로 8분 거리에 있다. 태양은 인간이 가장 자세히 연구한 항성이다. 태양은 변광성이라고 불리지 않지만, 주기적인 밝기의 변화가 있으며 이는 흑점 주기로 알려져 있다. 흑점이란 강한 자기장 활동과 연관되어 있다. 흑점은 태양 표면의 타지역에 비해 온도가 현저히 낮은 지역이다. 이 주계열성은 11년이라는 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화한다는 것과 관련되어 있다. 채층이라 불리는 층 위에는 코로나가 형성되어 있으며, 광구 위에는 채층으로 불리는 얇은 지대가 있다. 맨눈으로 볼 수 있는 태양의 바깥 표면을 광구라고 부른다. 이 온도는 급격히 올라간다. 태양의 바람은 지구의 자기장과 반응하여 밴앨런대를 만든다. 지구의 자기력선이 대기로 내려와 밴앨런대와 만나는 지점에서 오로라를 만든다. 플라스마 입자로 이루어진 태양풍은 태양으로부터 지속해서 우주의 공간으로 흘러 나와서 권계면까지 이어진다고 전해진다. 내부의 중심부 핵 위에는 복사층이 있다. 이 플라스마는 에너지를 복사의 형태로 전달한다. 태양 내부 중앙에는 핵이 있다. 아주 뜨겁고 압력 또한 이 내핵은 거대한 핵융합 작용이 일어날 정도이다. 이 내핵에서는 에너지가 물리적인 가스 교환 형태를 통하여 전달된다. 내핵 위 복사층 상단에는 대류층이라 불리는 층이 존재하는데 이 대류층은 자기장을 발생시키는 원인이다. 대류층의 자기장 때문에 태양 표면에 앞서 언급한 흑점이 생겨나는 것으로 사료되고 있다.

항성천문학이란,
분자 단위의 구름이 불안정해지면, 항성의 생성은 거대한 분자 구름으로 알려진 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서부터 시작된다. 수소와 리튬, 헬륨보다 무거운 다양한 원소를 중원소라고 부른다. 중심핵 부분이 분자 구름이 중력 때문에 붕괴하면서 여러 조각으로 깨지게 되고, 충분히 밀도가 높으며, 각각의 조각들이 원시별을 형성한다. 여기서 주계열성이 탄생한다. 이들은 항성의 내부에서 만들어졌다. 천체 물리학이란 이론과 관측, 항성 내부 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 항성의 연구에 기여했다. 항성과 그 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어 아주 중요한 역할을 했다. 주계열성 시절 무게가 태양의 8배가 넘었던 별들의 경우 중심 내핵이 붕괴하면서 초신성이 되어 일생을 마무리한다. 항성의 최후 모습 역시 마지막에 남은 별의 무게에 따라 달라진다고 한다. 초신성이 폭발한 이후 중심에 남은 물질은 중성자별이 되거나, 태양 정도 무게를 갖는 별은 행성상 성운의 모습으로 무게를 방출하고 중심부에 흰 왜성을 남긴다. 또한 폭발 후 남은 무게가 태양의 3배가 넘는 경우 블랙홀로도 진화한다.
질량이 가장 큰 별들의 경우 원소인 헬륨보다 무거운 원소들을 연소하는 일련의 진화 단계를 걷는다. 시간이 흐르며 행성이 갖고 있던 수소가 헬륨으로 전부 바뀌게 되면, 주계열성을 벗어난 항성의 진화 과정은 거의 별의 무게에 의해 결정한다. 별의 질량이 크면 클수록 더욱 밝아지며 중심 내핵에서 수소 연료를 더욱 빨리 연소한다. 부피 역시 팽창한다. 헬륨 융합이 일어나기 위해서는 중심 내핵의 온도가 높아져야 하므로 항성의 중심 내핵 밀도는 높아지며, 항성이 진화한다. 부피가 커진 항성은 헬륨을 다 연소할 때까지 잠깐 붉은색의 거성 단계에 존재한다.