4. 별과 은하의 세계

4. 별과 은하의 세계

불균일이 만든 잡음

• 일정한 간격인 우주 : 변화와 생명의 탄생이 불가능

불균일이 일으키는 변화

• 미미한 간격의 차이가 있는 우주 : 인력작용

플랑크 우주 망원경으로 관측한 우주 배경 복사

우주 거대 구조

Filament

우주 거대 구조

은하들이 특히 많아 긴 끈처럼 보이는 지역

우주는 거대 가락과 거대 공동이 있어 마치 스폰지와 같은데, 이처럼 많은 은하가 모여 나타내는 우주 구조물을 우주 거대 구조라고 한다.

은하가 특별히 적게 발견되는 지역

Void

이러한 우주 거대 구조는 물질분포의 미세한 간격의 차이가 중력의 영향으로 변이가 커져서 만들어진 것이다.

우주의 변화 컴퓨터 모의 실험

학습목표

▶ 우주의 전체 구조 이해하기

▶ 우주의 미세한 밀도 변화의 존재 알기

우주 거대 구조: 거대 가락, 거대 공동

우주에 아주 미미한 밀도변화로 현재 우주를 만들었다.

1. 다음 그림은 슬론 탐사가 밝힌 우주 거대 구조를 나타낸 것이다.

우주를 만드는 아름다운 잡음

이에 대한 설명으로 옳은 것은?

① 은하들이 특히 많이 분포하여 긴 끈처럼 보이는 지역을 거대 공동(void)이라고 한다.

② 은하들이 특히 적게 분포하여 빈 공간으로 보이는 지역을 거대 가락(filament)이라고 한다.

③ 우주 거대 구조에서 은하들의 분포는 균일하다.

다음 시간엔

④ 우주에서 물질의 분포는 시간이 지날수록 더 불균일해진다.

⑤ 초기 우주는 물질 분포가 완벽히 균일하였다.

2. 은하의 세계

탐구. 우리 은하에 속한 별 사이의 거리

우리 은하의 구조

• 원반 반지름: 5만 광년
• 원반 두께: 1000광년
• 원반에 존재하는 별: 약 5×10 개

10

학습목표

우리 은하

은하의 분류

헤일로, 원반, 중앙 팽대부로 구성됨

1. 원반의 부피를 계산해 보자.

2. 원반에 존재하는 별 하나가 평균적으로 차지하는 부피를 계산해 보자.

3. 계산 결과로 보아 우리 은하 원반에 존재하는 별들 사이의 평균 거리는 대략 얼마라고 볼 수 있는가? 태양계에서 가장 가까운 항성인 프록시마 센타우리까지의 거리는 약 4.2 광년이다. 이와 비교해보자.

헤일로

중앙 팽대부

원반

• 은하를 분류하고 그 특징을 이해한다.

• 우리 은하의 크기와 구조에 관해 안다.

• 막대 나선 은하
• 크기: 약 10만 광년
• 태양계: 나선팔 위, 은하 중심으로부터 약 3만 광년 거리에 위치

위에서 본 모양

• 헤일로

-우리 은하를 둘러싸고 있는 중력장임

-대부분 암흑 물질로 구성됨

-구상성단, 100억년 이상의 늙은 별들이 존재

-우리 은하 생성 초기에 탄생했을 것으로 추측

• 중앙 팽대부

-우리 은하 중심부의 납작한 타원체

-오래된 별로 구성됨, 젊은 별들도 공존

-중심부에 초거대 블랙홀이 존재

• 원반

-수많은 별과 기체가 있음

-약 2억년에 한 번 회전

-활발히 별이 만들어지고 있음

약 10만 광년

• 은하의 분류

-분류 기준 : 나선팔의 유무와 형태

-타원 은하, 렌즈형 은하, 정상 나선 은하, 막대 나선 은하,

불규칙 은하로 분류함

-나선은하는 나선팔이 감긴 정도에 따라 a,b,c,d로 세분

-타원은하는 둥글기에 따라 둥근 것부터 납작한 순으로

E0, E1, ..., E7으로 분류

3만광년

위에서 본 모양

옆에서 본 모습

은하의 여러가지 종류와 은하의 충돌

타원은하와 나선은하의 비교

정상나선은하

반지모양나선은하

막대나선은하

타원은하 나선은하

겉모양 타원형 나선팔 가짐

구조 헤일로, 중앙 팽대부 헤일로,원반,중앙 팽대부

색 붉은색(늙은별) 파란색(젊은별)

별의 주로 나이가

나이 오래된별 다양함

기체 고온의 기체 존재 다량의 저온 기체 존재

발견위치 은하단과 같은 저밀도 지역

고밀도 지역

질량 다양 다양

초거대 보통 태양 보통 태양

블랙홀 질량의 수억 배 질량의 수백만 배

렌즈형은하

타원은하

불규칙은하

은하의 충돌

두 은하의 충돌

정리하기

은하의 세계

(1) 우리 은하

(가) 은하의 종류: 막대 나선 은하

(나) 우리 은하의 크기: 약 10만 광년

(다) 우리 은하 속 태양계의 위치: 은하 중심으로부터 약 3만 광년

거리의 ( )에 위치

(라) 원반 두께: 1000광년

(마) 원반에 존재하는 별: 약 5×10 개

나선팔

10

헤일로

(2) 우리 은하의 구조

(가) ( )

① 우리 은하를 둘러싸고 있는 중력장임

②대부분 암흑 물질로 구성됨

③구상성단, 100억년 이상의 늙은 별들이 존재

④우리 은하 생성 초기에 탄생했을 것으로 추측

(나) ( )

① 수많은 별과 기체가 있음

② 약 2억년에 한 번 회전

③ 활발히 별이 만들어지고 있음

원반

중앙 팽대부

(다) ( )

① 우리 은하 중심부의 납작한 타원체

② 오래된 별로 구성됨, 젊은 별들도 공존

③ 중심부에 초거대 블랙홀이 존재

정리하기

긴

(3) 외부 은하

(가) 허블은 세페이드 변광성의 밝기와 변광 주기를 관측하여 변광성까지의 거리를 알아내었다

→ 세페이드 변광성이 속한 성운이 외부 은하임이 밝혀졌다.

(나) 세페이드 변광성과 거리

① 변광성은 밝기가 주기적으로 변함 → 절대 밝기가 밝을수록 변광 주기가 ( ) 특징을 가짐

→ 변광 주기를 측정하면 절대 밝기를 알 수 있음

② 절대 밝기와 겉보기 밝기를 비교하여 거리를 산출함

(4) 다양한 모양의 은하

(가) 은하의 분류

① 타원 은하(E0~E7), 렌즈형 은하(S0), 정상 나선 은하(Sa,Sb,Sc),

막대 나선 은하(SBa,SBb,SBC), 불규칙 은하(Irr)로 분류함

② 나선팔이 감긴 정도(a,b,c,d)와 둥글기(E0, E1, ··· , E7)로 세분함

타원은하와 나선은하의 비교

붉은색

파란색

오래된

타원은하 나선은하

겉모양 타원형 나선팔 가짐

구조 헤일로, 중앙 팽대부 헤일로,원반,중앙 팽대부

색 ( ) ( )

별의 주로 나이가

나이 ( )별 다양함

기체 고온의 기체 존재 다량의 저온 기체 존재

발견위치 은하단과 같은 저밀도 지역

고밀도 지역

질량 다양 다양

초거대 보통 태양 보통 태양

블랙홀 질량의 수억 배 질량의 수백만 배

the Milky Way

은하수

세페이드 변광성과 거리

외부 은하

밝은 세페이드 변광성일수록 변광 주기가 길다(더 천천히 깜빡거린다). 그러므로 맥동 변광성의 변광 주기를 측정하면 그 변광성의 실제 밝기(절대 등급)을 알 수 있다.

세페이드 변광성(별이 팽창과 수축을 반복하여 크기가 변하면서 별의 밝기가 주기적으로 변하는 변광성) 중에서 특히 변광 주기가 1일~50일인 별

변광 주기가 15일인 별은 절대 등급이 약 -4.5이고, 변광 주기가 30일인 별은 절대 등급이 -5.5이다. 즉, 변광 주기가 짧을 수록 광도가 낮아 절대 등급이 높아진다.

① 변광 주기는 15일, 평균 겉보기 등급은 4등급이다.

② 변광 주기가 15일이므로 절대 등급은 -4.5등급이다.

③ 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 줄어든다.

• 허블은 뿌연 천체 안에서 발견한 세페이드 변광성을 관측함
• 변광성의 밝기와 변광 주기를 관측하여 변광성 까지의 거리를 알아냄 → 거리가 우리 은하 크기보다 훨씬 큼
• 1926년 허블의 관측으로, 성운으로 여겼던 뿌연 천체가 외부 은하임이 밝혀짐

• 별들이 하늘을 가로질러 띠를 이루어 뭉쳐있는 이유는 무엇일까?
• 군데군데 뿌옇게 보이는 것은 무엇 때문일까?
• 군데군데 어둡게 보이는 것은 무엇 때문일까?

3. Stars tale

생각열기. 우리 몸을 이루는 원소는?

학습 목표

1. 별의 탄생과 진화의 과정을 말할 수 있다.

2. 별의 에너지원이 무엇인지 말할 수 있다.

3. 별의 진화 과정에서 탄소와 산소 등 무거운

원소가 만들어진 과정을 설명할 수 있다.

• 우리 몸을 이루고 있는 원소들을 주로 무엇일까?

• 빅뱅을 통해 만들어지는 원소에는 무엇이 있는가?

• 무거운 원소는 어떤 과정을 통해 만들어진 것일까?

별의 탄생

수소 핵융합 과정

중력과 기체압의 평형

별의 질량

• 별이 생기는 장소: 10K 정도의 저온의 기체 구름

• 별의 탄생 과정

별의 진화

적색 거성 단계의 별

• 수소 핵융합 반응에 따라, 별의 내부 온도가 올라가 기체의 압력이 커짐

질량이 큰 별의 최후

적색 거성 단계의 태양

-나선 은하의 원반부

-저온의 기체 분자는 운동이 활발하지 않아

서로의 질량에 의한 중력이 크게 작용함

질량이 작은 별의 최후

• 태양이 50억 년 이후에 적색 거성 단계로 진화하면 지구 궤도 부근까지 커짐

• 지구는 4000K 정도의 태양 내부에 있게 됨

• 별의 중심부에서 수소 핵융합 반응이 멈추면, 헬륨 핵융합 반응을 하는 적색 거성 단계로 진화함

• 적색 거성 단계가 지나면 별의 중심부에 탄소핵이 생김

• 중심 방향으로 수축하려는 중력이 작용함

우주에서 배우는 노블레스 오블리주

• 수소 핵융합 과정은 원료인 수소가 지원되는 만큼만 지속됨

• 수소 핵융합이 멈추면 중력 수축에 의해 별의 중심부가 급격히

함몰함 → 중심부 온도가 1억 K 정도로 높아짐 → 헬륨 핵융

합이 시작됨

• 별의 겉껍질은 팽창하여 1000배 정도로 커짐

→ 표면 온도 낮아짐

• 태양 질량의 10배 미만인 별은 핵융합을 통해

탄소, 산소까지 만들 수 있음

• 더 이상 고온에 도달하지 못해 중력 수축하여

백색 왜성이 됨

• 바깥 껍질은 기체의 형태로 우주 공간에 방출함 → 행성상 성운

• 태양보다 10배 이상 무거운 별

• 산소, 규소의 연소까지 일어남

• 수년의 짧은 시간 동안 네온, 나트륨, 마그네슘, 규소, 최후의 산물인 철을 생산함

• 별의 질량은 태양 질량의 0.07~100배 정도임

• 무거운 별보다 가벼운 별이 많이 탄생함

• 중력 수축한 기체 구름의 질량이 태양의 질량의 0.07배에 미치지 못할 경우, 핵융합과정에 이르지 못함

예) 목성 : 목성은 태양 질량의 0.1%로, 별이 되지

못하고 식어 행성이 됨

• 중력 수축이 일어나면 열이 발생함

• 중심부의 온도가 천만 K 이상이 되면 수소 핵융합 반응이 일어남 → 스스로 빛을 내는 별이 탄생함

7천광년 떨어진 독수리 성운의

중심부에 있는 먼지 기둥 속에서

수많은 별이 탄생하고 있다.

→ 두 힘이 평형을 이루어 별의 크기가 일정하게

유지됨

헬륨 핵융합

수소

핵융합

수소 핵융합

[질량이 큰 별의 내부 구조]

수소

핵융합

탄소핵

우리 태양계가 탄생하기 얼마

전 이름 모를

초신성 하나가

뿌린 다양한

원소들로 가득찬 기체 구름에서 태양계가 생기고 생명이 시작되었다.

수소 핵융합 반응

탄소핵 생성

적색 거성

수소 핵융합 반응

우주에서 배우는 노블레스 오블리주

별의 진화 과정

질량이 큰 별의 최후

• 적색 초거성에서 철의 생성 이후 급격히 중력 수축, 초신성 폭발

→폭발 중에 철보다 무거운 원소가 만들어짐

• 초신성 폭발 이후

→ 태양 질량의 10~20배인 별은 중성자별로 진화

→ 20배이상 무거운 별은 블랙홀로 진화

질량이 큰 별은 적색 초거성에서 철을 생성한 이후에 초신성폭발을 통해 철보다 무거운 원소가 만들어진다.