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우주에 있는 물질과 에너지 중 가장 많은 것이 암흑에너지, 다음으로 많은 것이 암흑물질, 그 다음이 원자 등으로 이루어진 물질이다. 이것들의 존재비는 에너지 환산으로 나타낼 수 있으며 각각 69%, 26%, 5%가 된다.

물질에 속하는 중성미자의 총량은 다른 수치에 비해 큰 부정확성이 있으며 그 정확한 값은 잘 알려져 있지 않다.

우리에게 알려진 물질로서 원자로 만들어진 것 이외에 중성미자라는 입자가 있다. 질량이 가볍고 전기적으로 중성이며 3종류가 알려져 있다. 아니, 원자와는 '약한 힘' 밖에 작용하지 않는다.

태양 내부에서는 핵융합 반응이 일어나고 있으며 그 과정에서 중성미자가 대량으로 방출된다. 가끔 태양으로부터 온 중성미자가 원자와 반응하여 빛을 내고 그 존재를 알 수 있다. 초신성 폭발 때에도 대량의 중성미자가 발생하는데 일본의 카미오카 광산에 설치된 카미오칸데라는 장치에 의해 검출되었다.

우주 초기에도 원자핵반응이 빈번하게 일어났고 중성미자가 방출되거나 흡수되었다. 우주팽창으로 입자와 거의 충돌하지 않게 되면서 다른 물질 사이를 빠져나가면서 똑바로 진행하게 된다.

따라서 우주 초기에 대량으로 존재한 중성미자는 현재 우주에 그대로 남아 있다. 이론적으로 그 수는 계산할 수 있는데 각설탕의 크기 정도인 1입방센티미터당 340개 정도의 중성미자가 현재의 우주에 존재하고 있을 것이다. 이것을 "우주배경 중성미자"라고 부른다.

현재 우주에 존재하는 중성미자의 수밀도에 중성미자의 질량을 곱하면 중성미자가 우주의 에너지 성분에 차지하는 질량밀도를 알 수 있지만, 중성미자의 질량은 아직 정확한 값을 알 수 없어서 중성미자의 질량밀도에는 아직 부정확성이 있다.

중성미자는 3가지 종류가 있으며 각각 다른 질량을 가지고 있다는 것이 실험적으로 밝혀졌다. 그 상대적인 질량의 차이는 실험적으로 측정할 수 있지만 절대적인 질량의 값은 알지 못한다. 중성미자는 우리의 세계를 만들어내는 소립자의 하나여서 가장 기본적인 성질인 질량의 값을 결정하는 것은 물리학에서 중요한 문제가 된다.

중성미자의 질량이 어느 정도 크면 우주가 팽창하여 온도가 내려가면서 중성미자의 속도도 느려진다. 그리고 암흑물질과 마찬가지로 다른 입자와 상호작용을 거의 하지 않는 물질로서 행동하게 된다. 물질의 일부는 중성미자로 만들어지기 때문에, 그 양에 따라 중성미자는 우주의 대규모 구조의 형성을 좌우하게 된다.

특히 중성미자의 질량에 따라 우주의 대규모 구조의 형성이 저해될 수 있다. 왜냐하면 최초로 밀도가 짙은 장소에 있던 중성미자는 물질을 빠져나가면서 사방팔방으로 흩어져 가기 때문에 밀도의 변동을 작게 하는 효과가 있기 때문이다.

현재 아직 중성미자의 질량을 검출할 수 있을 정도로 정밀한 관측은 이루어지지 않았다. 그러나 현재 세계에서는 DESI(Dark Energy Spectroscopy Instrument), LSST(Large Synoptic Survey Telescope), Euclid 계획 등 대규모 은하 서베이와 약한 중력렌즈 서베이의 가동이 예정되어 있다. 질량에 유한치가 관측되는 날도 조만간 올 것이다.

덧붙여서 미국의 키트 피크 천문대에 있는 구경 4미터의 Mayall 망원경을 이용한 DESI 계획에서는 전천의 3분의 1이라는 넓은 천역으로 깊이 150억 광년까지의 범위에 있는 은하와 180억 광년부터 230억 광년 사이에 있는 퀘이사와 3000만 개의 적방편이 조사를 할 예정이다.

칠레에 8.4미터의 서베이 전용 망원경을 건설하는 LSST계획에서는 먼 곳에 있는 어두운 별과 은하를 370억 개나 관측한다. 편이라는 방법으로 은하까지의 거리를 근사적으로 추정한다. 이곳은 2022년부터 관측이 시작될 예정이다.

2021년 발사 예정인 Euclid 계획에서는 인공위성에 탑재되는 1.2미터의 서베이 전용 망원경을 사용해 6년간 전천의 3분의 1 이상의 천역에서 3500만 개의 은하 적색편이 서베이를 실시할 예정이다. 측광 서베이도 실시해 약 15억 개의 천체를 관측한다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 銀河ガス、ニュートリノ、ダークマター……これが宇宙の「エネルギー成分表」だ！
https://honsuki.jp/pickup/10496/index.html

별이 붕괴하는 모습이 천체망원경에 포착됐다. 2018년 6월 매우 밝은 천체가 하늘에 출현했고 'AT2018cow(통칭 '카우')'라고 명명된 천문학상의 수수께끼를 낳았다. 이 현상은 하와이에 설치된 2기의 천체 망원경에 의한 전천 관측 시스템 '아틀라스(ATLAS: Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System)'에 포착되었다. 아틀라스는 지구로부터 약 2억 광년의 우주 너머에서 밝게 빛나는 점을 발견했는데 갑자기 나타나 며칠 후에는 사라져 버린 것이다. 연구자들은 당초 초신성으로 보았지만 통상의 초신성보다 10~100배 밝고 순식간에 보이지 않게 되어 버렸다.

1월 10일 제223회 미국 천문학회 발표에 따르면 노스웨스턴 대학의 연구자들은 하나의 별이 붕괴되어 블랙홀 또는 중성자별이 된 순간을 천체망원경이 포착한 것으로 추정했다.

보통 별이 블랙홀로 붕괴할 때는 대량의 물질이 흩어지기 때문에 시야가 방해되어 지구에서 그 사건을 볼 수 없다. 그러나 이 별은 흩날리는 물질의 양이 10분의 1정도였기 때문에 천문학자들이 내부의 모습을 볼 수 있었다고 노스웨스턴 대학의 라파엘라 마구티 조교수는 설명했다. "'전구'와 같은 것이 폭발로 인한 분출물의 깊숙이 자리 잡고 있었다"라고 표현했다.

노스웨스턴 대학의 팀은 이 결론을 이끌어내기 위해 가시광선을 포착하는 천체망원경뿐만 아니라 별의 종말을 연구하는 전통적인 수단인 X선, 경 X선(에너지가 특히 높은 X선), 전파, 감마선 등도 사용하여 카우를 연구했다. 이러한 수단을 사용함으로써 연구자들은 가시광역에서의 밝기가 감소한 후에도 이 현상의 연구를 계속할 수 있었다. 이번에 블랙홀(혹은 중성자성)이 형성되는 모습을 마침내 관찰할 수 있었다면 천문학자들은 물질이 새롭게 만들어질 때 어떤 일이 일어나는지에 대한 이해를 깊게 할 수 있을 것이다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 「星がブラックホールになる瞬間」を初観測か？
https://www.technologyreview.jp/nl/the-formation-of-a-black-hole-or-neutron-star-has-been-recorded-for-the-first-time/?amp

지질연대가 다른 암석에서는 자화가 역방향이 되는 사례가 있다는 것은 1920년대에 알고 있었다. 현재와 ​​마찬가지로 북쪽을 가리킬 수도 있고, 다른 시대의 암석에서는 반전하고 있는 경우도 있다. 1963년 미국 지질조사소(USGS)의 콕스(Allan Cox)와 도르(Richard Doell), 디아림풀(Brent Dalrymple), 호주 국립대학의 맥도걸(Ian McDougall)은 지자기 반전의 연대사를 정량적으로 측정하는 방법을 개발했다. 육상의 용암에서 자화의 방향을 조사하고 방사성물질의 연대측정으로 그 용암이 생긴 연대를 특정하는 방법이다. 1966년 지자기 반전의 역사를 350만 년 전까지 거슬러 올라가 규명했다.

한편 해저에서는 이상한 패턴이 발견되었다. 제2차 대전 중 대잠수함의 탐지능력을 높이기 위해 음향탐사뿐만 아니라 자기탐사 기술도 급진전했다. 1961년 미국 스크립스 해양연구소의 러프(Arthur Raff)와 메이슨(Ronald Mason)은 이를 사용하여 워싱턴주 해안의 해저에서 줄무늬 모양의 자기이상을 발견했다. 그로부터 1년 후 케임브리지대학의 매튜스(Drummond Matthews)는 인도양의 해령 주변의 자기 데이터를 모아 역시 특이하고 이상한 자화의 띠를 발견했다. 해령 양쪽에 자화가 강한 부분과 약한 부분이 띠 모양으로 번갈아 나란히 있었던 것이다. 매튜스는 영국으로 돌아와 캠브리지대학의 대학원생으로 해양지구물리학을 연구하고 있는 바인(Fred Vine)과 이 발견에 대해 토론했다. 두 사람은 녹은 바위가 맨틀에서 흘러나와 당시 지자기에 따라 자화했고 그 기록이 해저에 남겨졌다는 가설을 세웠다. 헤스가 시사한 대로 해저가 확대되고 있다면 지자기의 반전과 함께 암석의 자화방향도 역전하여 이렇게 생긴 줄무늬 모양이 해령의 양쪽으로 밀려나갈 것이다.

바인과 매튜스의 가설은 1963년 가을에 공표되었지만 이것을 지지하는 지구과학자는 거의 없었다. 지자기 반전의 연대사가 완벽하게는 알 수 없었기 때문에 해저의 자기이상 데이터를 가설에 적용해도 그다지 잘 설명이 되지 않았던 것이 하나의 원인이다. 하지만 2년 후인 1965년, 안식일을 위해 케임브리지대학에 체재하고 있던 헤스와 토론토대학의 윌슨(J. Tuzo Wilsion)이 바인의 팀에 참가해 중앙해령의 연구를 계속했다.

윌슨은 밴쿠버 섬과 캘리포니아주 남부의 해안 해저에 대해 러프와 메이슨이 작성한 해저지도를 검토하여 해령에서 뻗어나가는 물질이 해저를 밀고 있다고 결론지었다. 1965년 10월에 바인과 공저로 발표한 논문에서는 자화반전의 줄무늬가 해령에서 멀어져 있는 것을 근거로 북동태평양의 해저가 확대되고 있다고 제창했다. 해저의 자화반전 패턴을 육상의 암석에서 확인된 지자기 반전의 시기와 비교하면 약간 어긋남이 있었지만 도엘과 디아림풀이 발견한 지상에서의 자화반전에 관한 새로운 데이터에 의해 모순점이 줄어들었고 바다와 육지 데이터는 놀랍게 잘 일치하게 되었습니다.

1965~66년에 이루어진 몇 가지 관측결과에 따라 해저의 확대는 명확하게 뒷받침되었다. 대표적 근거는 라몬트 연구소의 옵다이크(Neil Opdyke)가 분석한 해저 퇴적물 샘플이다. 남태평양의 해저를 깊이 방향으로 5~12m 굴착하여 얻은 막대 모양의 시료로, 이것을 분석하여 얻어진 자화반전의 패턴이나 연대는 이전에 육상의 용암이나 해저의 암석으로부터 얻은 데이터와 잘 일치했다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 地磁気の反転
https://www.nikkei-science.com/beyond-discovery/earth/05.html

우리은하에 있는 항성의 약 97%는 결국 '백색왜성'이라는 천체를 남깁니다. 백색왜성은 핵융합 반응이 정지한 “죽은 별”이며, 가지고 있던 열을 서서히 방출해 식혀갑니다. 그러나 최근 몇 년 동안 이 설명에 맞지 않는 수십억 년 동안 냉각이 중단된 것으로 보이는 백색왜성이 차례로 발견되었습니다. 백색왜성의 열은 연령을 추정하는 지표이기 때문에 나이가 들지 않는 과정을 아는 것은 중요합니다.

워릭대학의 Antoine Bédard 씨, 빅토리아대학의 Simon Blouin 씨, 프린스턴 고등연구소의 程思浩 씨의 연구팀은 백색왜성의 내부를 모델화한 연구를 실시했습니다. 그 결과 응고된 작은 덩어리가 부상하여 생기는 중력에너지에 의해 백색왜성의 표면온도가 80억 년 이상 일정하게 유지될 정도의 열이 발생하는 것을 발견했습니다. 이 결과는 백색왜성의 연령을 지표로 한 다양한 연구에 영향을 미칠 것으로 보입니다.

태양과 같은 항성은 중심핵에서 일어나는 핵융합 반응에 의해 에너지를 방출하여 중력에 의해 붕괴되는 것을 막고 있습니다. 그러나 근원이 되는 원소는 언젠가 고갈해 버리기 때문에 곧 핵융합 반응이 정지하고 중력에 의해 파괴되어 버립니다. 최종 운명은 항성의 질량에 따라 다르지만 태양의 8배 미만의 질량을 가진 항성은 1cm의 주사위 크기가 1톤 이상이 되는 고밀도 중심핵을 남긴다고 합니다. 이것이 백색왜성입니다.

백색왜성은 그 이름대로 하얗게 빛나지만 이것은 항성의 중심핵에 있었던 여열입니다. 백색왜성은 핵융합이 일어나지 않는 죽은 별이기 때문에 여열이 서서히 우주공간으로 날라가고 식어갑니다. 백색왜성의 표면온도와 밝기는 상대관계가 되기 때문에 백색왜성의 밝기는 형성된 이후의 연수, 즉 백색왜성의 연령을 반영할 것으로 예측되어 왔습니다. 그러나 백색왜성에 대한 연구가 진행되면서 단순하지 않다는 것이 밝혀졌습니다. 백색왜성의 관측 데이터가 늘어남에 따라 백색왜성의 밝기로부터 추정되는 연령과 그 외의 방법으로 추정되는 연령이 대폭 어긋나는 사례가 차례차례로 발견되었습니다. 이러한 백색왜성은 질량이 큰 그룹의 약 6%를 차지합니다.

또한 백색왜성의 내부는 형성 당초는 액체이며 그 후 고체로 식어 굳어질 것으로 추정되고 있습니다. 여기서 말하는 액체나 고체는 비유적 표현으로, 우리에게 친밀한 물질의 액체나 고체와 마찬가지로 상전이에 의해 열(잠열)이 생길 것으로 추정되고 있습니다. 이처럼 백색왜성은 기존에 생각했던 만큼은 죽은 별이 아니라는 것을 알고 있지만, 그래도 지금까지 규명된 가열공정에서는 기껏 냉각하는 시간을 10억 년 정도 늦게 할 수 있습니다. 수십억 년의 어긋남을 설명하기 위해서는 다른 알려지지 않은 프로세스가 필요합니다.

Bédard, Blouin, 그리고 코토시 씨의 연구팀은 백색왜성의 내부에 대한 모델을 구축하고 이 수수께끼의 규명에 임했습니다. 이 연구는 수십억 년 동안 안정적으로 지속되는 냉각정지 프로세스를 찾는 것입니다. 코토시 씨는 2019년에 다른 프로세스에 의한 수십억 년의 냉각정지 프로세스를 제안한 적도 있지만 비현실적인 조건으로 간주되었습니다. 연구팀은 보다 현실적인 가설로 백색왜성 내부의 고화과정을 보다 상세하게 검토했습니다. 백색왜성은 내부에서 고체화하는 것으로 생각되지만, 지금까지는 큰 덩어리가 중심부에 가라앉은 채로 존재하는 것으로 생각되어 왔습니다. 그러나 연구팀이 보다 상세하게 프로세스를 검토하자 생각했던 것보다 훨씬 작은 복수의 덩어리가 발생할 수 있다는 것을 알게 되었습니다. 이 고체는 1알 1알이 작고 액체에 대하여 밀도가 낮기 때문에 얼음과 같이 떠오른다고 생각됩니다. 그러면 상대적으로 밀도가 높은 액체 부분이 가라앉아 중력에너지가 열로 변환됩니다. 이번 시뮬레이션은 이 과정이 80억 년 이상이나 표면온도를 유지할 정도의 열을 발생시킨다는 것을 보여주었습니다.

2019년의 연구에서는 네온22가 침강하는 것에 의한 중력에너지가 열원이라고 추정되었는데 이 가설을 만족시키기 위해서는 무거운 백색왜성에 포함되어 있는 것으로 추정되는 양의 5배나 많은 네온22가 필요합니다.

냉각정지 프로세스는 백색왜성의 작은 부분에서만 일어납니다. 이번에 제시된 고체의 부상에 의한 가열 프로세스가 왜 일부 백색왜성에서만 일어나는지는 불분명하지만 연구팀은 백색왜성의 형성과정에 해답이 있다고 생각하고 있습니다. 무거운 백색왜성은 항성의 중심핵으로부터 직접 생성되는 것이 아니라 항성 또는 백색왜성이 충돌하여 생성되는 것으로 생각됩니다. 충돌로 인해 백색왜성의 내부가 격렬하게 흐트러지기 때문에 작은 덩어리를 발생시키는 것으로 연결될지도 모릅니다. 이 가설은 수십억 년이나 냉각이 정지하고 있는 것으로 보이는 백색왜성이 무거운 백색왜성 중 약 6%라는 소수라는 것과 일치하고 있습니다.

백색왜성의 연령의 추정은 근처에 있는 항성의 연령 등 다양한 지표에 사용되고 있습니다. 그러나 냉각정지 프로세스는 우주의 연령인 138억 년에 비해 충분히 긴 80억 년 이상에 달하기 때문에 연령이 추정된 백색왜성 중에는 실제보다 더 오래된 것이 섞여 있을 가능성이 있습니다. 이번 연구는 백색왜성의 나이를 기반으로 천문학 연구에 큰 영향을 줄 수 있습니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- Nicole Crozier & Jennifer Kwan. “Discovery tests theory on cooling of white dwarf stars”. (University of Victoria)
- Antoine Bédard, Simon Blouin & Sihao Cheng (程思浩). “Buoyant crystals halt the cooling of white dwarf stars”. (Nature)

인간이 그렇듯이 언젠가 수명을 맞이하는 별은 다 타오르거나 폭발하여 일생을 마칩니다. 그런데 은하의 중심부에는 암흑물질의 대소멸로부터 에너지를 얻음으로써 불멸의 존재가 된 별이 존재하고 있다는 연구결과가 보고되었습니다.

Dark matter could make our galaxy's innermost stars immortal
https://phys.org/news/2024-05-dark-galaxy-innermost-stars-immortal.html

'Immortal stars' could feast on dark matter in the Milky Way’s heart | Space
https://www.space.com/immortal-stars-dark-matter-milky-way

핵융합의 에너지로 빛나는 태양과 같은 별은 주계열성이라고 불리는데 연료인 수소를 소모하면 수명을 맞이합니다. 어떤 최후를 맞이하는지는 질량에 따라 다르며, 대부분은 백색왜성이 되거나 초신성 폭발을 일으켜 중성자별이나 블랙홀과 같은 고밀도의 천체가 되기도 합니다.

그러나 은하의 중심부에 있는 별들 중에는 보통의 항성과는 다른 예외도 있습니다. “은하 중심에 가장 가까운 곳에 있는 별들 이른바 'S클러스터 별'은 매우 불가사의하며 다른 곳에서도 볼 수 없는 특성을 가지고 있습니다. 중심부에 이러한 별들이 어떻게 가까워졌는지는 분명하지 않습니다.”라고 스웨덴 스톡홀름대학에서 천체물리학을 연구하는 이사벨 존 씨는 말합니다.

2024년 5월 프리프린트 서버 arXiv에서 발표한 미사독 논문에서 존 씨 연구팀은 항성진화의 컴퓨터 모델을 사용한 시뮬레이션을 실시해 S클러스터의 별들이 암흑물질을 흡수했던 경우와 하지 않았던 경우에서 어떠한 진화를 이루는지를 조사했습니다.

그 결과 질량이 큰 별이 암흑물질을 섭취하면 핵융합의 반응이 늦어져 별의 성장도 늦어지는 것을 알 수 있었습니다. 또 암흑물질의 밀도가 높은 경우는 핵융합 대신에 암흑물질이 연소되게 되어 별의 노화가 멈추는 것으로 나타났습니다. 즉 별은 핵융합 연료 대신에 암흑물질을 섭취하여 에너지원으로 하는 것이 가능하다는 것입니다.

은하의 중심부에는 외연부보다 농밀하게 암흑물질이 존재하고 있다고 생각되고 있으며, 실질적으로 무진장 공급되는 암흑물질을 태우면 S클러스터 별은 불로불사의 별이 될 수 있습니다.

존 씨는 “우리의 시뮬레이션은 별이 암흑물질만을 연료로 하여 살아남을 수 있음을 보여주고 있습니다. 은하의 중심 부근에는 매우 많은 양의 암흑물질이 있기 때문에 이러한 별들은 불멸하고 영원히 젊으며 별의 진화를 나타내는 HR 다이어그램에서 명확하고 관찰 가능한 새로운 영역을 차지합니다.”라고 말했습니다.

이와 같이 암흑물질을 흡수함으로써 주계열성과 같은 표준적인 항성의 진화모델에서 벗어난 별들의 그룹을 연구팀은 논문 속에서 "암흑주계열(Dark Main Sequence)"이라고 명명했습니다.

암흑물질은 보이지 않고 통상의 물질과도 상호작용하지 않기 때문에 관측할 수 없는 것으로 알려져 있지만 암흑물질끼리라면 상호작용할지도 모릅니다.

통상의 물질에 쌍을 이루는 반물질이 있듯이 암흑물질에도 입자와 반입자가 있다고 보면 그것들이 충돌하여 대소멸했을 때 방대한 에너지가 방출되기 때문에 암흑 주계열성 연구팀은 이를 핵융합대체의 에너지원으로 하여 계속 빛을 발할 수 있다고 보았습니다.

이번 연구에 제시된 모델을 사용하면 S클러스터 별에 대한 다양한 의문이 한꺼번에 해결됩니다. 예를 들어 존 씨가 말했듯이 은하의 중심부는 별이 형성되기 어려운 곳으로 거기에 있는 별들은 다른 곳에서 탄생하고 멀리 이동해 왔다고 보기엔 매우 젊다는 특징이 있습니다.

그러나 이러한 별이 암흑물질로 불로불사로 되어 있다면 은하의 중심부에 이상하게 젊은 별이 있는 '젊음의 역설(paradox of youth)'이나 늙은 별이 거의 없는 '노령'의 문제(conundrum of old age)', 은하의 중심 부근에 있는 별들이 대질량성에 치우치는 문제 등에 대해 설명이 가능합니다.

지금까지 은하의 중심부에 있는 것으로 확인된 별은 한 줌 밖에 없습니다. 왜냐하면 은하의 중심부는 매우 밝기 때문에 항성의 발견이 어렵기 때문입니다.

향후 운용이 시작되는 30미터 망원경이라면 이러한 영역을 기존보다 선명히 관측할 수 있기 때문에 암흑 주계열성의 존재를 확인하거나 암흑물질의 수수께끼에 다가갈 수 있을 것으로 기대됩니다.

우주의 거리계로서 사용되고 있는 Ia형 초신성에 대해서 잘 알려진 기존의 발생 시나리오를 뒷받침하는 특징적인 관측결과가 처음으로 얻어져, 발생 프로세스가 2가지 있다는 견해가 강해지고 있다.

Ia형이라고 불리는 초신성은 절대적인 밝기가 거의 일정하기 때문에 천문학자들은 '표준광원'으로 사용하고 있다. 즉 Ia형 초신성의 겉보기 밝기로부터 우주론적인 거리를 측정할 수 있고 이를 바탕으로 우주의 가속팽창도 발견되었다. 그러나 Ia형 초신성이 어떻게 발생하는지에 대해서는 현재도 논의가 계속되고 있다. 2개의 시나리오가 유력시되고 있는데 그 중 반성으로부터 백색왜성을 향해 물질의 강착으로 생기는 기존의 시나리오를 뒷받침하는 특징적인 관측결과가 이번에 처음으로 얻어졌다. 또 다른 시나리오를 지지하는 관측결과도 많아져 발생 프로세스가 2가지 있다는 견해가 강해지고 있다.

이번 연구를 실시한 캘리포니아대학 산타 바바라교(미국)의 천문학자 Griffin Hosseinzadeh 씨 연구팀의 논문은 2017년 6월 27일에 arXiv 프리프린트 서버에 투고되었고(arXiv: 1706.08990) Astrophysical Journal Letters 2017년 8월 20일호에 게재되었다.

Ia형 초신성은 오랫동안 '표준광원'으로 사용되고 있다. 먼 곳의 Ia형 초신성을 관측함으로써 우주의 팽창속도가 가속되고 있는 것이 1998년에 밝혀졌고 암흑에너지가 존재하는 증거가 되었다. 이 성과는 2011년 노벨 물리학상을 수상으로 이어졌다.

그러나 Ia형 초신성 폭발이 어떻게 일어나는 시나리오는 아직 명확하지 않다. Hosseinzadeh 씨는 “과학자들이 이 우주론의 도구를 완전히 이해하지 못한다는 사실은 부끄러운 것으로, 우리는 그것이 사실이 무엇인지 모른다”고 말했다.

한때는 Ia형 초신성은 일률적으로 만들어지는 불꽃과 같은 것으로, 모두 같은 원리로 생겨나고 있다고 생각되었다. 그러나 1990년대가 되어 Ia형 초신성의 실제의 밝기에는 변동이 있는 것을 알게 되었다. 하지만 이 변동은 밝기의 감쇠속도를 바탕으로 한 경험칙으로 잘 보정할 수 있어서 우주의 가속팽창의 발견으로 이어졌다.

그래도 '표준광원'이 서로 다소 다르게 보인다는 사실은 천문학자들에게는 우려되는 부분이다. 노트르담대학(미국 인디애나 주)의 천문학자인 Peter Garnavich 씨는 “Ia형 초신성의 밝기의 편차를 보정할 수 있어도 편차의 근본적인 이유는 알려져 있지 않다. 우주의 팽창속도를 1% 정밀도로 측정하려고 할 때 이러한 차이가 있으면 우리는 Ia형 초신성을 잘못 이해하고 있는 것이 아닐까 불안해진다”고 말했다.

천문학자들은 Ia형 초신성 폭발을 일으키는 것은 백색왜성이라고 확신하고 있다. 백색왜성은 비교적 가벼운 별이 진화의 마지막 단계에 도달하는 지구 크기의 작은 별이다. 그러나 무엇이 백색왜성을 폭발에 이르게 하는지는 분명히 알 수 없다. 백색왜성은 안정되어 있어서 스스로 폭발하는 일이 없기 때문이다. 폭발과정을 시작하는 것은 반성이라고 생각된다. 반성은 태양과 비슷한 별(주계열성), 거성 등의 경우 외에 또 하나의 백색왜성일 가능성도 있다.

Ia형 초신성 폭발을 설명하는 유력한 시나리오는 2가지로, 반성의 유형이 다르다. 반성이 주계열성이나 거성이라면 이윽고 백색왜성은 반성으로부터 물질을 서서히 빨아올릴 것이다. 그 결과 백색왜성의 질량은 서서히 증가하고 그 중력에 의한 수축, 온도·밀도의 상승에 의해 어느 한계질량에서 열핵융합 반응의 폭주가 시작된다. 한편 반성도 백색왜성이라면 두 개의 백색왜성의 연성은 중력파를 방출하면서 나선형의 궤도를 그리면서 서로 가까워지고 합체하여 한계질량을 넘어 열핵융합 반응으로 폭발한다. 이 경우 초신성의 밝기는 다소 변동될 수 있다.

연구자들은 이 두 시나리오 중 어느 것이 올바른지 알기 위해 갓 태어난 초신성을 찾고 있다. 그 이유 중 하나는 전자의 시나리오에서 생긴 초신성은 폭발 후 곧 분명한 증거를 보여줄 것이기 때문이다. 폭발로 외측으로 방출되는 물질이 아직 손상되지 않은 반성에 부딪쳐 밝게 빛날 것이다. 한편 백색왜성끼리의 합체에 의해 생긴 초신성에서는 2개의 백색왜성은 완전히 파괴되어 버릴 것이다.

천문학자들이 최근 발견한 증거는 두 번째 시나리오를 지지하는 것이 많았다. Hosseinzadeh 씨 연구팀은 이번에 처음으로 반성으로부터 물질을 빨아들인 백색왜성이 폭발한 결과 그 방출물이 반성에 충돌한 것으로 보이는 명료한 관측결과를 얻었다.

이번 발견의 첫 징후가 발견된 것은 2017년 3월 10일이었다. 애리조나대학의 천문학자이자 이번 논문의 공동저자인 David Sand 씨는 이날 한 초신성이 지구에서 1690만 파섹(5500만 광년) 떨어진 나선은하 NGC 5643 주변부에 나타난 것을 깨달았다. 그는 매일 밤 약 500개의 은하를 주사하는 초신성 관측 프로젝트 'DLT40 초신성 서베이'의 데이터를 조사하는 과정에서 이 초신성을 발견했다.

Sand 씨는 그가 찾은 것이 별의 폭발이고 알 수 없는 소행성이 아니라는 것을 확인하기 위해 서둘러 이미지를 한 장 더 찍었습니다. 그는 몇 분 이내에 Las Cumbres 천문대 글로벌 망원경 네트워크에 경보를 내야 할 사태임을 깨달았다. 이 네트워크는 세계 8곳에 있는 18기의 망원경으로 만드는 관측 네트워크로, 천체를 24시간 연속 관측할 수 있다.

이번 초신성은 초신성 폭발의 시작부터 1일 이내, 아마 몇 시간 만에 발견된 것으로 보인다고 한다. Hosseinzadeh 씨와 Sand 씨 등은 처음 5일간 약 6시간마다, 그 후도 폭발 40일 후까지 매일 밤 1회 이 초신성을 관측했고 광도의 변화를 조사했다. 그 결과 폭발로부터 약 5일간에 자외광의 밝기의 일시적인 상승이 일어나고 있는 것을 알 수 있었다. 초신성에서 방출된 물질이 반성(태양의 약 20배 직경의 준거성으로 추정됨)에 부딪쳐 빛을 발했기 때문으로 보인다.

"이것은 표준 Ia형 초신성의 반성에 대한 충돌현상의 지금까지 중 가장 좋은 증거"라고 Garnavich 씨는 보았다. Sand 씨는 애리조나대학의 취재에서 "아마 Ia형 초신성의 발생 프로세스에는 2종류가 있을 것으로, 향후 연구의 목표는 어느 것이 더 흔한가를 찾아내는 것"이라고 말했다.

Hosseinzadeh 씨는 “우리는 사용법을 알고 있지만 작동하는 메커니즘을 모르는 도구를 가지고 있는 것 같다. 사용하는 도구의 물리적 메커니즘을 이해하면 훨씬 좋을 것"이라고 말했다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- Supernova’s messy birth casts doubt on reliability of astronomical yardstick
Nature (2017-08-24) | DOI: 10.1038/nature.2017.22066
Shannon Hall

태양의 자기장은 지구의 경우와 마찬가지로 북극이 S극, 남극이 N극이라는 '이중극 구조'로 되어 있는 경우가 많다.

그런데 국립천문대의 토코다 사쿠 교수에 의하면 현재 태양의 남극은 N극이지만 북극은 S극에서 N극으로 반전하고 있어서 한층 더 극이 늘어나 '사중극 구조'가 될 가능성이 높다고 한다. 북극도 남극도 N극이라는 것은 이상하게 들리지만 태양의 내부에 S극이 있고 표면에 N극이 나와 있다고 생각하면 이해하기 쉽다.

사실 태양의 자기장이 이중극이나 사중극, 육중극, 팔중극 등으로 변화할 수 있다는 것은 이론적으로 예측되고 있었다는 것이다. 이러한 극구조의 변화가 지금까지도 태양활동의 변화가 되어 나타나고 있다는 지적도 연구자에 의해 이루어지고 있다.

흑점의 수는 11년 주기로 증감을 반복하는데 주기에는 흔들림이 있고 흑점의 수의 증감수도 같지 않다. 1645년부터 1715년에 걸쳐 장기간 흑점의 수가 매우 적어진 시기는 '마운더 극소기'라고 명명되고 있지만 프랑스의 Sokoloff 박사와 Nesme-Ribes 박사는 ​​마운더 극소기에는 태양이 사중극이 되어 태양활동이 정체하고 있었을 가능성이 있다는 논문을 1994년에 발표했다. 게다가 마운더 극소기나 역시 흑점의 수가 적은 댈튼 극소기(1790년~1830년)에서는 흑점의 수 변동의 주기가 통상의 11년보다 길고 13~14년으로 되어 있던 것을 알 수 있다. 1996년 흑점의 수 감소가 시작된 주기도 12.6년으로 길었고 이는 210년 만이었다.

또 흑점의 수 이외에 태양활동을 측정하기 위한 지표로서는 수목의 연륜이나 남극의 빙상에 갇힌 탄소의 동위체, 탄소 14의 농도가 있다. 탄소 14는 우주에서 날아오는 은하 우주선(태양계 밖에서 지구에 도착하는 방사선)이 대기분자에 닿으면 생성되는 물질로, 태양활동이 활발할 때는 우주선을 태양자기장이 막기 때문에 탄소 14의 농도가 낮아진다. 과거 2000년분의 탄소 14농도 데이터 분석에서도 태양활동이 저조할 때의 주기는 13~14년으로 늘어나는 것을 알고 있으며, 앞서 언급한 흑점의 수가 적을 때의 주기의 경향과 일치하고 있다.

그리고 지금 흑점의 수나 자기장의 상태로 보면 현재의 태양활동도 저조하다고 말해지고 있다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 太陽に起こっている異変を探る
https://www.tel.co.jp/museum/magazine/spacedev/130318_topics_02/03.html

태양의 자기장은 약 11년 주기로 반전하며 이전의 자기장 반전이 2013년이었던 점에서  향후 수년 이내에 다시 자기장이 반전할 것으로 보여지고 있습니다. 태양의 자기장 반전과 지구에 미치는 영향에 대해 우주 관련 뉴스 사이트 'Space'가 보도했습니다.

The sun's magnetic field is about to flip. Here's what to expect. | Space
https://www.space.com/sun-magnetic-field-flip-solar-maximum-2024

太陽活動周期 - Wikipedia
https://ja.wikipedia.org/wiki/太陽活動周期

태양의 활동은 흑점의 수로 관측할 수 있는데 흑점수가 많은 시기는 '태양극대기', 적은 시기는 '태양극소기'라고 불리고 있습니다. 이 활동주기는 평균 약 11년이라는 관측결과가 나오고 있지만 과거 기록에서 9년부터 14년까지의 변동이 있기 때문에 11년이라는 것은 어디까지나 기준이라는 것.

흑점은 태양의 중위도 부근에 출현하며 자전방향으로 선행하는 흑점과 후행하는 흑점이라는 두 세트로 나타나고 한쪽이 N극, 다른 하나가 S극이라는 자기장을 형성합니다. 자기장은 북반구와 남반구에서 역방향으로 되어 있고, 태양극대기부터 다음 태양극대기까지의 11년간은 같은 반구측이면 항상 같은 방향으로 자기장이 형성되지만 태양극대기를 맞이하면 자기장이 반전하고 다음 11년간은 역방향의 자기장이 형성됩니다.

태양극대기에서 자기장의 반전은 극 부근에서 시작하여 적도를 향해 천천히 진행됩니다. 자기장의 역전이 시작되고 나서 완전히 자기장이 역전되기까지의 시간은 1~2년 걸리는 케이스가 많지만 과거에는 5년의 시간을 들여 반전을 했다는 기록도 남아 있습니다.

덧붙여 태양극소기에는 지구와 같은 북극·남극이 쌍극자에 가까운 자기장이 된다는 것. 이전의 극소기에는 태양에서는 남북이 지구와 역방향의 자기장이 발생하고 있었지만 다음 극소기에는 이 자기장이 반전해 지구와 같은 방향이 된다는 것입니다.

태양극대기에는 태양 플레어나 코로나 질량방출 이 활발해져 지구상에서 오로라의 발생률을 높아지거나 송전선이나 전자시스템에 장애를 발생시키는 자기폭풍이 발생하지만 자기장의 반전은 이러한 현상과 달리 주로 지구에 이점을 가져다 준다고 합니다. 태양의 자기장에 따라 태양권 전류 시트의 형태가 변화하고, 자기장 반전 중에는 평상시보다 크게 파도 모양이 되기 때문에 지구의 보호 대기권 밖에서 활동하는 우주비행사에 해를 끼칠 가능성이 있는 고에너지의 은하 우주선을 보다 방해하게 된다고 합니다.

현재 자기장의 반전이 발생하는 이유는 규명되지 않았고 또 태양활동이 언제 극대기나 극소기를 맞이하는지 예측도 어렵지만 태양극대기의 도래가 빠를수록 태양활동이 활발해진다는 관계성이 나타나는 등 향후의 태양활동을 추측하기 위해 과학자들은 태양의 활동을 계속 지켜보고 있다고 합니다.

우주의 구조에 대해서는 '팽창을 계속하는 열린 우주', '수축하는 닫힌 우주', '팽창도 수축도 하지 않는 평탄한 우주'라는 가설이 존재하고 어느 가설이 맞는지는 밝혀지지 않았습니다. 그런 우주의 구조에 대해서 국제적인 연구팀 'COMPACT Collaboration'이 우주의 구조는 지금까지 생각되고 있던 것보다 복잡할지도 모른다는 연구결과를 2024년 4월에 발표했습니다.

Physics - The Universe’s Topology May Not Be Simple
https://physics.aps.org/articles/v17/74

The universe may have a complex geometry — like a doughnut
https://www.sciencenews.org/article/universe-geometry-doughnut-physics

우주는 빅뱅에서 탄생한 후 빠르게 팽창한 것으로 알려져 있습니다. 그 후도 팽창을 계속하는 우주의 미래상에 대해서는 이대로 무한하게 계속 퍼져나가는 열린 우주설과 일정한 질량까지 팽창하고 나서 수축한다는 닫힌 우주설이 있는 것 외에 우주의 질량이 특정 수준에 도달해도 수축하지 않고 크기가 유지된다는 평탄한 우주설도 존재합니다.

한편 우주의 전체상은 빅뱅이 일어난 순간의 양자 프로세스, 즉 원자의 입자보다 작은 영역에서의 구조의 성립에 의해 결정되었다고 생각되고 있습니다. 우주의 형태, 즉 우주의 토폴로지를 확인할 수 있다면 초기 우주의 모습에 대한 중요한 통찰력을 얻을 수 있기 때문에 연구자들은 우주를 관측하여 단서를 찾고 있습니다.

우주의 토폴로지에 관한 연구 중에서 중요시되고 있는 것이 우주 탄생으로부터 38만 년의 시점에서 발산된 광자인 '우주 마이크로파 배경복사(CMB)'입니다. CMB는 '빅뱅의 잔불'이라고도 불리며, CMB를 관측함으로써 우주의 구조를 추측할 수 있다고 생각됩니다. 2018년에는 유럽우주기관(ESA)이 CMB 관측위성 '플랑크'의 상세한 관측데이터를 공개했습니다. 이로 인해 우주의 구조에 대한 규명이 진행될 것으로 기대됩니다.

우주의 토폴로지를 보여주는 유력한 가설의 하나로 '우주는 토러스 구조'라는 것이 있습니다. 토러스 구조는 간단하게 말하면 도넛과 같은 모양으로, 옛날 RPG처럼 상하좌우 어느 방향으로도 루프가 성립하는 것이 특징입니다. 만약 우주가 토러스 구조라면 CMB의 관측데이터 속에 정확히 같은 CMB의 특징을 가진 지점이 여러 곳 나타날 것이지만, 플랑크와 같은 대규모 관측 프로젝트에서도 해당 데이터는 발견되지 않았습니다.

폐쇄루프가 성립하는 구조는 심플한 토러스 구조뿐만 아니라 직육면체를 비틀어 고리로 한 구조 등 많이 존재합니다. 이번 연구에서는 폐쇄루프가 성립하는 17종의 구조를 대상으로 우주가 각 구조에 적합할 가능성을 검토했습니다. 그 결과 우주가 복잡한 루프구조를 하고 있는 경우 같은 우주 영역에서도 루프 후에는 외형이 달라지는 것으로 밝혀졌습니다. 즉 정확히 동일한 CMB의 특징을 가진 지점을 찾는 기존의 기술은 루프구조를 놓칠 수 있다는 것입니다.

연구팀은 우주의 토폴로지 규명을 위해 앞으로도 루프구조의 분석을 진행할 것이라고 합니다.

아프리카 대륙 북동부에 펼쳐진 사하라 사막은 남극을 제외하면 세계 최대의 사막으로 알려져 있지만, 수천 년 전 사하라 사막에는 21세기와 완전히 다른 광경이 펼쳐져 있었습니다. 문명의 역사를 다루는 Fall of Civilizations Podcast는 한때 사하라 사막은 녹색으로 덮여 있었다며 사막화된 과정을 설명했습니다.

Today, we know that Sahara Desert as a vast sea of sand and salt flats. But up until around 5,000 years ago, this is how it looked.
https://x.com/Fall_of_Civ_Pod/status/1168101940758306817

사하라 사막이라고 하면 일면이 모래에 덮인 광경을 생각하는 사람이 대부분이지만 약 5000년 전은 녹색으로 덮인 대지가 펼쳐져 있었다고 합니다. 호수와 강도 많이 존재했고 초기의 인류가 살며 사냥이나 낚시를 하고 있었다고 합니다.

21세기 시점에서 사하라 사막의 항공사진을 보면 광대한 사막이 펼쳐져 있으며 한때 존재했다는 호수는 흔적도 없습니다.

사하라에 호수와 강이 존재했던 시대는 "녹색의 사하라"(아프리카 습윤기)라고도 표현되며 9000년 전부터 6000년 전에 습윤기의 피크를 맞았다고 합니다. 부드러운 초원이 펼쳐진 사하라에는 아카시아 나무 등이 자라는 숲도 있었다고 합니다.

또한 신석기 시대의 사람들이 사하라에 커뮤니티를 구축하고 있던 사실도 밝혀졌습니다. 불모의 대지가 된 사하라 사막의 중앙부에서는 많은 동물들과 수영하고 있는 사람들을 바위에 그린 그림이 발견되고 있다고 합니다.

커뮤니티를 형성한 집단은 대부분 사냥 채집 민족이었지만 이윽고 소와 양의 목축이 시작되었습니다. 사람들은 주위의 세계를 관찰하고 1만 1000년 ~7000년 전에 그려진 'Dobous Giraffes'라는 등신대의 암면조각은 세계에서 가장 큰 동물의 암면조각이라고 합니다.

그러나 풍부한 자연으로 넘치는 '녹색 사하라'의 문명은 갑자기 끝을 맞이합니다. 약 2만 5800년 주기로 발생하는 지구의 세차운동에 의해 지구의 자전축이 회전해 5000년 정도 전에 강우지역이 사하라보다 남쪽으로 이동하면서 사하라가 건조해지기 시작했습니다. 우선 먼저 큰 나무들이 시들었고 이윽고 잔디도 시들며 사막화가 진행되었다는 것.

사하라가 사막화하는 데 얼마나 걸렸는지에 대한 몇 가지 견해가 있지만 일부는 사하라가 사막화하는 데 불과 몇 백 년 정도 걸렸다고 추정하는 사람들도 있습니다. 사하라에 살던 사람들은 사막화에서 벗어나 해안과 남쪽으로 이동하여 정주사회를 구축했습니다.

사하라 사막의 예는 지구의 변화가 자연과 사람들의 삶을 극적으로 변화시키는 것을 상기시키는 사례라고 할 수 있습니다. "역사는 변화의 기록이며, 우리가 당연하다고 생각하는 것은 그렇게 당연하지 않다는 것을 상기시킨다"며 Fall of Civilizations Podcast는 설명을 마무리했습니다.

빛조차 탈출할 수 없는 천체인 블랙홀에 카메라를 돌입시키면 어떻게 보이는지 NASA가 슈퍼컴퓨터를 사용하여 영상화했습니다.

NASA Simulation’s Plunge Into a Black Hole: Explained - YouTube
https://www.youtube.com/watch?v=chhcwk4-esM

New black hole visualization takes viewers beyond the brink
https://phys.org/news/2024-05-black-hole-visualization-viewers-brink.html

전방에 보이는 블랙홀을 향해 카메라가 전진하자 블랙홀 주위의 '포톤링'이 선명하게 보입니다.

블랙홀에 가까워지면 곧 빛이 왜곡되어 보이고 카메라는 '사건의 지평면'이라는 블랙홀의 중심부에 접근해 갑니다.

몇 초 후 카메라는 특이점에 도달합니다. 이벤트의 지평면에 카메라가 떨어지는 데 약 3시간이 걸리지만 멀리서 관찰하는 사람들에게는 카메라가 멈춘 것처럼 보일 것입니다.

이 시뮬레이션으로 생성된 데이터는 약 10TB로, 일반적인 노트 PC라면 처리에 10년 이상 걸린다는 것. NASA는 기후 시뮬레이션 센터의 슈퍼컴퓨터 'Discover'의 불과 0.3%의 능력을 이용해 5일간 시뮬레이션을 작성했다고 합니다.

NASA 고다드 우주비행센터의 우주물리학자인 제레미 슈니트먼 씨는 “상상하기 어려운 과정을 시뮬레이트함으로써 상대성이론의 수학과 현실 우주에서의 실제 결과를 연결할 수 있다”고 말했습니다.

지구에서 약 1300광년 떨어진 우주에는 말머리성운이라는 말의 머리와 비슷한 형태의 암흑 성운이 펼쳐져 있습니다. 최근 제임스웹 우주망원경에 탑재된 중적외선 관측장치(MIRI)와 근적외선 카메라(NIRCam)가 말머리성운을 압도적으로 선명하게 포착하는 데 성공했습니다.

ESA - Webb captures iconic Horsehead Nebula in unprecedented detail
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_captures_iconic_Horsehead_Nebula_in_unprecedented_detail

말머리성운과 같은 광해리영역(PDR)에서는 젊은 대질량의 항성에서 생성된 자외선이 항성을 둘러싸는 이온화된 가스와 항성이 태어난 구름 사이에 가스와 먼지가 섞인 고온의 영역을 만듭니다. 이러한 PDR에서 방출되는 빛은 항성의 형성과정과 성간물질을 관찰할 수 있다는 점에서 천문학적으로 매우 중요합니다.

또한 말머리성운은 PDR의 물리적 구조와 가스와 먼지의 화학적 특성, 방사선에 노출된 성간물질이 어떻게 변화하는지를 연구하는데 이상적인 천체 중 하나로 여겨지고 있습니다.

최근 제임스웹 우주망원경은 이 말머리성운을 관측했습니다. 미 항공우주국(NASA)이 중심이 되어 개발이 진행된 제임스웹 우주망원경에는 MIRI와 NIRCam이라는 관측장치가 탑재되어 있으며 말머리성운을 포함한 다양한 천체의 관측이 진행되고 있습니다.

제임스웹 우주망원경은 이번에 말머리성운의 가장자리의 작은 층구조를 처음으로 관측해냈습니다. 또한 PDR 전면에 수직으로 뻗어 성운의 광증발에 휘말리는 입자와 전리가스를 포함한 줄무늬도 검출했습니다. 이번 관측결과를 통해 천문학자는 광증발에 의한 먼지의 감쇠와 방출의 영향을 조사하였고 성운의 다층적인 구조를 분석할 수 있게 되었습니다.

유럽우주개발기관(ESA)은 유클리드 우주망원경 이 촬영한 이미지와 허블우주망원경에 의한 적외선 이미지, 제임스웹 우주망원경의 NIRCam이 촬영한 근적외선 이미지를 조합하여 말머리성운으로 줌하는 동영상을 공개했습니다.

Zoom into the Horsehead Nebula
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Webb/Webb_captures_iconic_Horsehead_Nebula_in_unprecedented_detail

NIRCam과 MIRI로 촬영한 말머리성운의 이미지를 비교해 보면 NIRCam으로 촬영한 이미지는 말머리성운 내부가 선명하게 비추어지고 있는 반면 MIRI로 촬영한 이미지는 말두성운의 층구조를 확인할 수 있습니다.

물리학 분야에서 시간과 공간에는 분할 불가능한 최소 단위가 존재한다고 알려져 있습니다. 시간과 공간의 최소 단위가 있다는 이론은 '루프양자중력이론'입니다. 루프양자중력이론에서는 더 이상 분할 불가능한 길이를 플랑크 길이, 질량을 플랑크 질량이라고 합니다.

물리학자들은 길이와 질량과 마찬가지로 시간에 최소 단위가 적용된다고 생각했습니다. 즉, 시간에도 더 이상 분할할 수 없는 최소 폭이 존재하고 그 시간을 플랑크 시간이라고 부르고 있습니다. 이 플랑크 시간은 진공에서 빛이 플랑크 길이를 이동하는 데 걸리는 시간으로 약 5×10^-44초입니다. 소수점 뒤에 0이 43개 줄지어 있는 매우 작은 수이며 극히 짧은 시간인 것을 알 수 있습니다.

그리고 루프양자중력이론의 가설이 정확하다면 시간은 불연속이라고 말할 수 있습니다. 애니메이션은 하나하나가 정지한 이미지이지만 연속으로 넘기면 마치 움직이고 있는 것처럼 보입니다. 실제로는 YouTube 등에서 재생되고 있는 동영상도 같은 것으로 뇌의 인식능력에 의해 움직이고 있다고 착각하고 있을 뿐입니다. 이 같은 현상을 시간에 대해서도 말할 수 있습니다. 즉 뇌가 착각하고 시간도 움직이고 있는 것처럼 보일 뿐일지도 모릅니다.

게다가 플랑크 시간보다 짧은 시간에는 물리적으로 의미가 있는 것은 알려져 있지 않고 시간의 개념은 존재하지 않습니다. 이 플랑크 시간보다 짧은 시간에 대해서는 양자중력이론에서 고찰되어 왔습니다. 양자중력이론은 일반상대성이론과 양자역학을 통일하기 위한 이론입니다. 즉 양자중력이론에서는 겉보기에 다른 것처럼 보이는 시간과 공간이 물질과 같은 원리에 의한 것이라고 생각합니다.

시간이 없다고 가정하면 시간 대신에 무엇이 존재하는가?. 우리 인간은 과거에서 미래로 시간이 흐르는 것처럼 느낍니다. 우리가 생각하는 시간의 흐름은 엔트로피의 증가로 설명할 수 있습니다. 엔트로피는 불규칙성의 정도를 나타내는 양을 의미합니다. 사물은 시간이 지날수록 난잡하고 무질서한 방향으로 향한다는 의미입니다. 예를 들어 뜨거운 물체가 차가운 물체에 닿으면 열이 온도가 높은 물체에서 낮은 물체로 흐릅니다. 이 열의 움직임은 한 방향으로만 발생하며 자발적으로 원래 상태로 돌아가지 않습니다. 이것을 엔트로피 증대의 법칙이라고 부르며 물리학의 기본적인 대원칙 중 하나입니다. 따라서 시간이라고 생각했던 것도 단지 엔트로피의 변화일지도 모릅니다. 따라서 시간이라고 부르는 것은 여러 사건끼리의 상호작용이라고 할 수 있습니다.

엔트로피가 늘어나는 방향을 미래, 줄이는 방향을 과거라고 부르는 것만으로 시간의 방향을 결정하고 있는 것이 엔트로피라고 말하는 것도 가능합니다. 이 엔트로피가 증가함에 따라 에너지가 열로 변환됩니다. 에너지를 열로 변환할 때 흔적을 남기기 때문에 과거에는 흔적이 있지만 미래의 흔적은 존재하지 않습니다. 결과적으로 세계는 사물이 아니라 실제로는 사건의 모임이며 여러 사건의 관계성을 시간처럼 느끼고 있습니다.

아인슈타인은 상대성이론으로 시간의 진행방식은 관측자마다 다르다고 보았습니다.
아인슈타인의 상대성이론에 따르면 우주에는 공통의 현재가 없기 때문에 절대적인 시간도 없습니다. 결국 시간이란 인간이 낳은 단순한 개념입니다.

현재 연구자들은 시간이라는 변수가 없는 루프양자중력이론을 연구하고 있습니다. 에너지와 시간에는 밀접한 관계가 있기 때문에 어디까지나 시간이라는 단어를 사용하여 에너지의 상호관계를 표현하고 있는 것입니다.
과거에서 미래로 흐름이 일방적인 것은 엔트로피가 낮은 곳에서 높은 곳으로 향하고 있을 뿐이며, 이것을 우리 인간은 시간이라고 표현하고 있습니다.

한편 엔트로피의 증대에 의한 사건끼리의 관계성을 시간이 흐르고 있다고 착각하고 있습니다. 우연인지는 불분명하지만 우주의 초기 상태의 엔트로피는 낮았다고 할 수 있습니다. 최초의 엔트로피가 극단적으로 낮았기 때문에 우주의 곳곳에서 엔트로피는 증대할 수밖에 없습니다.

왜 초기 우주는 엔트로피가 낮고 질서가 있었는지 의문이 남아 있습니다. 그 이유는 과거와 미래가 표리일체인, 즉 과거에 의해 미래가 하나로 결정된다고 생각하면 설명을 할 수 있다고 합니다. 현재가 유일하다면 시간의 흐름을 거슬러 올라간 과거도 하나이며 동시에 시간의 흐름을 내려간 미래도 하나로 결정됩니다. 우리가 있는 우주는 우연히 원인에서 결과로 흐르는 것으로, 결과에서 원인으로 흘러가도 모순이 생기지 않습니다. 예를 들어 손으로 뿌린 물이 쏟아져 나가는 영상을 역재생하면 과거와 미래를 바꾸는 조작을 체감하기 쉽습니다. 역재생의 영상에서는 쏟아져 있던 물이 떠올라 손에 들어가는 장면은 평상시의 생활로부터 생각하면 위화감을 느낀다고 생각합니다. 그에 비해 어딘가 먼 우주의 사건을 역재생해 보았다고 해도 아마 아무것도 생각하지 않습니다.

우리는 시간이 일방통행이라는 사고방식에 익숙해져 버리기 때문에 과거와 미래는 동등하다는 감각에 익숙하지 않습니다. 다른 우주에서 우리의 우주를 보았을 때 과거와 미래가 바뀌어도 아마도 아무런 문제가 없을 것입니다. 엔트로피로 바꿔 말하면 다른 우주에서 보면 엔트로피는 증대하지 않을지도 모르고, 원래 엔트로피라는 변수도 존재하지 않을 가능성도 있습니다.

시간이 존재하지 않는다는 것은 어디까지나 물리학자나 철학자에 의한 몇 개의 가설이 섞였을 때의 이야기입니다. 평소의 우리는 화상의 연속인 동영상을 움직이고 있는 것처럼 느끼는데 이것과 같이 시간도 착각인지 아니면 시간이 실재하는지는 모릅니다.

만약 시간이 존재하지 않는다는 것이 증명되면 어떻게 될까요? 시간이 없어도 우리의 일상생활에는 아무런 영향이 없다는 의견도 있습니다. 그러나 물리학 분야에서는 큰 영향을 미칠 것입니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 最新の物理学では「時間は存在しない」かもしれない!?
https://www.youtube.com/watch?v=n4rmuxGudQw

태양계 속에서 현재 생물의 존재가 확인되고 있는 행성은 지구뿐입니다. 지구 바로 안쪽에 있는 금성에도, 바깥쪽의 화성에도 생물은 없는 것 같습니다.

생물이 살아가기 위해서는 적당한 온도, 기체 산소의 존재, 액체 물의 존재가 필요하다고 생각됩니다. 이 생물이 살아갈 수 있다고 생각되는 영역을 해비터블 존이라고 합니다. 우리의 몸의 구조는 액체 물이 없으면 잘 작동하지 않습니다. 과학자들은 우주에 생물이 존재한다면 생물의 구조는 넓은 우주에서도 기본적으로 공통이라고 생각합니다. 우리의 몸의 구조는 매우 잘 되어 있기 때문입니다.

이 태양계 중에서 태양으로부터의 열에 의해 액체의 물과 기체의 산소가 존재할 수 있는 온도가 되는 영역은 금성의 바깥쪽에서 화성의 안쪽까지로 즉 지구의 영역뿐입니다.

최근의 연구에 따르면 태양계의 해비터블 존은 지구만이 아니라는 것을 알게 되었습니다. 목성의 위성 유로파는 목성의 주위를 돌 때의 조수력에 의해 유로파 그 자체가 변형할 정도의 힘이 가해져 그 때의 마찰로 인해 열이 발생한다고 합니다.

이와 같은 지구 이외의 해비터블 존을 찾는 연구는 지금 막 시작되었습니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- ハビタブルゾーンってどこなの？
https://www.jss.or.jp/fukyu/cubicearth/glossary/07.html

1. 태양의 움직임

북반구의 한국에서는 태양이 동쪽 하늘에서 나와 남쪽 하늘로 떠오르고 서쪽 하늘로 가라앉는 반면 남반구 호주에서는 동쪽 하늘에서 나와 북쪽 하늘로 올라가 서쪽 하늘로 가라앉는다.

2. 별의 움직임　

호주는 남반구에 있기 때문에 별도 태양과 같이 한국과는 다른 움직임을 한다.

3. 달의 움직임

태양이나 별과 같이 달도 한국과는 다른 움직임을 한다. 북반구의 한국에서는 달이 동쪽 하늘에서 떠오르고 남쪽 하늘을 통해 서쪽 하늘로 가라앉는 반면 남반구 호주에서는 동쪽 하늘에서 북쪽 하늘로 올라가 서쪽 하늘로 가라앉는다.

초승달, 반월, 보름달이라는 달의 변화는 한국과 같지만 보이는 방법이 조금 다르다. 한국과는 상하좌우가 반대로 보이기 때문입니다.

4. 남반구의 대표적인 별

(1) 남십자성
한국에서는 볼 수 없는 남반구의 별자리이다. 이것을 하나의 밝은 별이라고 생각하고 있는 사람도 있지만 정확하게는 남십자성이라는 별자리로, 거기서 특히 밝은 4개의 별을 크로스시켜 묶으면 십자가형으로 보이기 때문에 이 이름으로 불리게 되었다.

전천 중 가장 작은 별자리이지만 모양의 정리가 좋고 한눈에 바로 찾을 수 있다. 관찰하기 쉬운 것은 가을 무렵이며 머리 위 근처를 올려다보면 밝은 곳에서도 찾을 수 있다.

그러나 남십자성 근처에는 이보다 조금 큰 닮은 십자형 'False Cross'라는 별이 있다. 남십자성 옆에는 켄타우루스자리의 α별과 β별이라는 밝은 별이 빛나고 이 두 밝은 별의 간격을 2배 정도 늘리면 남십자성을 찾을 수 있다. 덧붙여 남십자성의 기울기는 하늘의 남극을 중심으로 1일 1회전하고 있으므로 시각에 따라 그 위치가 바뀐다.

(2) 천구남극
북반구의 경우 북두칠성이나 카시오페아자리를 이용하여 북극성을 발견하면 정확한 북쪽 방각을 알 수 있지만 천구남극에는 북극성에 상당하는 남극성이 없다.

이에 진남의 방각을 알고 싶을 때에는 남십자성의 긴 쪽의 한변을 4.5배 연장하면 그 주변이 천구남극이 된다.

(3) 마젤란 성운
밤하늘이 깨끗한 교외에서 남쪽의 하늘을 올려다보면 크고 작은 두 개의 구름이 찢어진 듯한 것이 보인다.

이것은 구름이 아니고 대마젤란 성운과 소마젤란 성운이라는 천체로, 우리의 은하계와 같은 별의 대집단이다. 거리는 각각 지구로부터 15만 광년, 17만 광년의 거리에 있고 세계일주의 도중에 마젤란이 발견한 것으로부터 이 이름이 붙었다.

2024년 4월 9일, 미국 남부에서 동부에 걸쳐 달에 의해 태양 전체가 가려져 보이지 않게 되는 천문현상인 개기일식이 관측되었습니다. 해외 언론인 Science Alert가 이 개기일식 중에는 하지 말아야 하는 것을 다루었습니다.

Three Things You Must Not Do This Total Solar Eclipse : ScienceAlert
https://www.sciencealert.com/three-things-you-must-not-do-this-total-solar-eclipse

◆맨눈으로 보아서는 안 된다
눈 안쪽을 덮는 감광성 세포는 눈동자에 비친 풍경으로부터의 빛을 수렴시키는 렌즈와 동공에 의해 빛에너지를 시각으로서 해석하기 위한 신경신호로 변환하고 있습니다. 그러나 너무 강한 빛을 받으면 이러한 세포의 작용이 흐트러집니다.

기본적으로 인간의 눈은 강한 빛을 받아 흐트러져도 빨리 회복되지만 태양광이나 레이저 광선, 돋보기로 증폭시킨 빛 등을 직접 보면 신경조직이 열로 파괴되어 버립니다. 이러한 손상된 신경조직은 자연적으로 회복되지 않으므로 수술과 같은 인위적인 수단으로 회복시켜야 합니다.

그 때문에 Science Alert는 일식을 관측할 때에는 일식안경 등을 이용해 보는 것을 권했습니다.

◆일식 중에 운전해서는 안 된다
토론토 대학의 도널드 레델마이어 씨와 브리티시컬럼비아 대학의 존 스테이플스 씨 등의 연구팀은 2017년 8월에 일어난 개기일식 중의 교통사고 사망비율 통계를 조사했습니다. 조사결과 일식 전후에서 사망사고가 약 30% 증가한 것으로 드러났고 연구팀은 “절대치로 평균하면 25분마다 1건 교통사고가 발생하고 95분마다 1명이 사고로 사망했다”고 보고했습니다.

Science Alert는 사고 증가의 요인에 대해 “개기일식을 관측할 수 있는 절호의 장소를 찾다 고속도로의 주행 시에 주의가 산만해졌을 가능성이 있다”고 지적했습니다. 이에 직접 관측하고 싶은 경우 빨리 절호의 포지션을 방문하거나 안전한 실내에서 라이브 스트림에서 관측하는 것을 권했습니다.

◆독자적인 과학신화를 만들어서는 안 된다
일식의 순간이 우주나 지구의 구조에 대해 보다 깊은 레벨로 배울 절호의 기회인 것에 의심의 여지는 없습니다. 실제로 일식 중에 구름이 소멸한다는 것이 발견된 것 외에 아인슈타인의 상대성이론은 일식에 의해 하늘이 어두워지고 별빛이 보이게 되었을 때 실증되었습니다.

한편 19세기 일식 중에 육안으로 보이는 '코로나'는 'Coronium'이라는 새로운 원소가 만들어 낸 것으로 발표했습니다. 그러나 후속조사를 통해 코로나는 수소원자가 원자핵과 전자로 분해된 플라즈마인 것이 확인되었습니다.

또 독일의 수학자인 요하네스 케플러는 1605년 “일식 때 달을 둘러싸는 것처럼 보이는 코로나의 빛은 태양광이 달의 대기에 굴절한 것"이라고 단언했습니다. 그러나 달에는 대기가 없기 때문에 이 가설은 사실이 아니었습니다.

이 전례에 따라 Science Alert는 “일식과 같은 특이한 천문현상을 보았을 때는 반드시 자신의 조사결과나 계산결과를 다시 확인해 보라”고 조언했습니다.

천체의 수가 많아질수록 별의 궤도나 움직임의 해석이 어려워진다는 'N체 문제'의 시뮬레이션을 애니메이션 스폰지밥의 인기 캐릭터인 스폰지밥으로 실행해 본 애니메이션을 라라구나대학에서 천체물리학을 배우는 피터 로셀로 씨가 공개했습니다.

Gravitational collapse of SpongeBob
You can see how Virial equilibrium is eventually reached
https://x.com/PeRossello/status/1769035370031694214?s=20

모든 물체는 서로 끌어당기는 인력을 가지고 있다는 '만유인력의 법칙'은 영국의 과학자인 아이작 뉴턴이 17세기에 발견한 물리법칙입니다. 이 만유인력의 법칙을 적용함으로써 천체 사이에 작용하는 힘을 계산하고 그 움직임과 궤도를 계산할 수 있습니다.

그러나 천체의 수가 3개 이상이 되면 이 계산이 매우 어려워집니다. 중력을 가진 N개의 입자의 운동방정식을 해석적으로 풀 수 없기 때문에 이 문제는 천체물리학의 세계에서 'N체 문제'라고 불립니다.

로셀로 씨가 공개한 애니메이션은 10만 개 입자의 움직임을 5시간 2000스텝으로 시뮬레이션한 것입니다. N체의 입자의 초기 위치는 스폰지밥의 형태입니다.

모든 입자가 중력을 가지고 있다고 가정하고 움직임을 시뮬레이션하면 입자가 한 지점에 집중하듯 움직이는 중력붕괴를 보여줍니다. 오른쪽에 표시된 것은 운동에너지(Kinect Energy)와 중력 포텐셜 에너지(Potential Energy)의 평형상태를 나타내는 그래프로, 중력 포텐셜 에너지가 운동에너지로 변환됩니다.

입자는 확산되어 두 점에 집중하는 움직임을 보여줍니다. 에너지의 평형상태를 보면 이번에는 운동에너지가 중력 포텐셜 에너지로 변환됩니다.

최종적으로 스폰지밥이었던 10만 개의 입자는 다시 한 점에 집중되어 마치 은하와 같은 형태로 진정되었습니다. 에너지 밸런스를 나타내는 그래프는 바운드하듯 위아래로 움직이지만 움직임이 멈추고 평형상태를 나타냅니다. 로셀로 씨는 “N개의 입자가 비리얼 평형에 도달했다”고 보았습니다.

로셀로 씨에 의하면 이 시뮬레이션은 Python으로 코딩되고 있어서 numba로 병렬화, Matplotlib로 묘화되고 있다고 합니다. 코드는 로셀로 씨의 GitHub 리포지토리에 호스팅될 예정이라고 합니다.

초신성은 별의 폭발이다. 폭발의 방법은 두 가지 있다. 그 중 하나는 탄소와 산소로 만들어진 백색왜성이 연성을 이루고 있고, 상대의 별에서 가스가 서서히 흘러들어온 결과 한계질량에 도달하여 중심 부근에서 시작되는 핵융합반응의 폭주에 의해 폭발하는 것이다. 이러한 백색왜성은 태양과 같거나 몇 배의 질량을 가진 별의 진화 끝에 남는 천체이다. 백색왜성의 한계질량은 태양질량의 약 1.4배(2.8×10^30kg)라는 것이 이론적으로 알려져 있다.

핵융합반응에 의해 방출되는 γ선으로 가열된 물질은 고온이 되고 반응이 진행되어 별 전체에 핵융합반응의 연소파가 전해진다. 반응 후에는 상당량(질량으로 약 1.2×10^30kg)의 물질은 방사성 원소 니켈56이 되지만 별의 표면 부근에서는 밀도가 낮고 반응의 진행이 느리기 때문에 규소나 황, 산소, 탄소가 존재한다. 폭발의 에너지는 탄소, 산소가 철 등으로 바뀌었을 때의 질량 결손분의 에너지로 공급되어 약 10^44J이다. 폭발의 결과 별은 평균 초속 10000km에 가까운 속도로 팽창한다. 단열냉각으로 인해 별이 갑자기 어두워지므로 먼 은하에서의 폭발은 처음부터 관찰되지 않는다. 그런데 폭발 시 합성된 방사성원소 니켈56이 반감기 6.1일에 방사성원소 코발트56으로 붕괴하고 반감기 77일에 철 56으로 붕괴할 때 방출되는 γ선이 별을 가열한다. 가열된 플라즈마 상태의 가스에서 방출되는 빛이 별의 표면에 도달하여 별이 밝아지기 시작하고 은하만큼 빛나는 초신성으로 관측된다. 한층 더 시간이 지나 팽창이 진행되어 가스의 밀도가 내려가면 방사성 원소로부터 나온 γ선은 물질을 가열하지 않고 별을 빠져나가게 되고, 가스의 온도는 내려가 초신성은 어둡고 빨갛게 된다. 밝기의 피크는 폭발로부터 20일 전후가 된다.

또 다른 폭발의 방법은 태양의 10배 이상의 질량을 가진 별의 최후에 일어나는 대폭발이다. 별의 중심부에서 핵융합반응이 진행되고 마지막으로 철로 만들어진 핵이 중심에 형성된다. 그 핵은 점점 커지고 질량이 태양의 1.3배에서 수배 정도가 되면 자신의 무게를 지지할 수 없게 되어 수축하기 시작한다. 중심핵은 원자핵끼리가 만날 정도로 가까워진 시점에서 수축을 멈춘다. 그때의 중심핵의 반경은 수 10km로 원시 중성자성이 탄생한다. 수축으로 가스가 얻은 운동에너지는 일단 열운동으로 전환되어 원시 중성자성 내에 머무른다. 원시 중성자성은 중성미자를 방사함으로써 차가워져 에너지의 대부분이 우주공간으로 운반된다. 에너지의 총량은 10^46J를 초과한다. 이때 원시 중성자성의 질량이 태양의 약 3배 이상이면 다시 수축을 시작해 블랙홀이 된다. KamiokandeII 등의 중성미자 망원경이 대마젤란 구름에 1987년 2월에 출현한 초신성 SN1987A에서 검출된 중성미자는 대질성 별의 중심핵이 중력수축하여 중성자성을 남긴 증거라고 생각된다. 이 에너지 중 몇%가 별의 외층을 날려버리는 데 사용된다는 설이 유력하지만 그 구체적인 메커니즘은 아직 알려지지 않았다.

그런데 초신성 폭발을 일으키는 순간 대질성 별의 모습은 그 질량과 자전의 속도, 환경에 따라 천차만별이다. 별의 초기 질량이 크면 방출되는 빛의 압력으로 외층을 잃는다. 수소의 외층을 모두 잃은 별의 폭발은 Ib형으로 분류되고 헬륨의 외층도 모두 잃은 별의 폭발은 Ic형으로 분류된다. 외층은 별주 물질로서 존재하고 폭발로 날아간 물질과 충돌했을 때 전파에서 X선에 이르는 전자파를 방사한다. 수소의 외층을 유지한 채 폭발하면 II형 초신성으로 분류된다. 이처럼 폭발 시 별의 모습이 다양하기 때문에 밝기 변화도 다양해진다. 별의 자전이 빠르면 초신성 폭발은 구대칭에서 벗어나고 보는 방향에 따라 초신성의 외관은 더욱 다양해진다. Ic형 초신성의 일부는 γ선 버스트 현상도 일어나는 것이 관측에 의해 밝혀져 왔다. 그러나 γ선 버스트에서는 초신성의 징후를 보이지 않는 것도 있다. 초신성 폭발과 γ선 버스트의 관계의 규명은 앞으로 현저하게 진전될 것으로 기대된다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 天文部「超新星」をくわしく解説！
https://official.rikanenpyo.jp/posts/6136

헬륨3는 헬륨이라는 원소 중에서 조금 내용물이 다른 동위체 원소입니다. 헬륨은 원소 중에서는 수소에 이어 가벼우며 원자번호는 2번으로 수소 다음입니다. 지구상에는 별로 없지만 헬륨풍선 등의 형태로 일상 속에서 친숙합니다.

헬륨은 태양에는 많이 존재하는데 수소가 핵융합 반응을 일으켜 생긴 것입니다. 태양은 지구의 330,000배의 부피를 가진 거대한 가스구체입니다. 이만큼 크면 중심의 압력은 매우 커지고 중심부에서는 엄청난 중력에너지도 생깁니다. 태양의 중심은 1500만 도라는 온도이기 때문에 이런 고온, 고압 속에서 수소의 원자가 붙어 헬륨이 되는 반응이 일어납니다. 이 때 방대한 에너지가 생겨나서 태양이 빛나고 있습니다.

이 태양의 핵융합 반응으로 헬륨3가 생성됩니다. 이 헬륨3는 태양풍을 타고 달에 도달합니다. 달에는 대기가 없기 때문에 헬륨3는 달 표면의 모래(Regolith)에 흡착됩니다. 달이 생긴 이후 45억 년 동안 태양으로부터의 헬륨3는 달 표면의 모래에 계속 흡착되어 왔다고 생각됩니다.

헬륨3 자체도 핵융합 반응의 물질이 됩니다. 헬륨3와 수소의 일종인 중수소가 핵융합하여 헬륨 4와 양성자가 생성됩니다. 이때 튀어나오는 양성자가 방대한 에너지를 발생시킵니다.

이러한 핵융합 연구는 전세계에서 진행되고 있습니다.
핵융합은 원자력발전(핵분열)에 비해 발생할 수 있는 에너지가 크고 방사능이 적다는 특징이 있습니다.

달에 있는 헬륨3의 총량은 아직 정확하게 추정되지 않았지만 총 2만 톤에서 60만 톤으로 추정되고 있습니다. 계산에서는 달의 모래에 흡착된 헬륨3를 모두 사용하면 현재 세계에서 사용되는 전력의 수천 년분의 에너지를 얻을 수 있다고 합니다.

헬륨3의 융합은 또 다른 장점이 있습니다. 양성자의 운동으로 에너지를 뽑아낼 수 있기 때문에 효율이 좋습니다. 방사성 폐기물이나 2차적으로 나오는 방사선의 양도 적어서 헬륨3는 이상적인 핵융합 연료입니다.

헬륨3는 달의 모래에 포함된 광물인 '일메나이트(Ilmenite)'에 들어있습니다. 달의 모래에는 일메나이트가 약 10% 정도 포함되어 있습니다. 일메나이트는 입자의 크기가 8~125마이크로미터로 매우 미세하기 때문에 태양으로부터 달 표면에 쏟아지는 태양풍에 포함된 미립자를 흡수하기 쉬운 성질을 가지고 있습니다.

헬륨3는 달의 모래를 600도 이상으로 가열하면 얻을 수 있습니다. 그러나 헬륨3는 달의 모래에 균등하게 극히 약간씩 포함되어 있기 때문에 방대한 모래를 처리해야 합니다. 만일 헬륨3를 10톤 꺼내려고 시도하면 달의 모래는 100만 톤이나 처리해야 합니다.

또 지금 연구되는 핵융합에 비해 헬륨3의 핵융합은 필요한 온도가 높고 기술적으로도 매우 어렵다고 여겨지고 있습니다. 그러므로 실용화할 수 있는 시기는 멉니다.

그러나 우리가 향후 달에 진출하고 월면 기지를 만들 무렵이 되면 헬륨3를 사용한 핵융합발전으로 쾌적한 달에서의 생활을 보낼 수 있게 될지도 모릅니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 月のエネルギー源として、ヘリウム3というものを聞いたことがありますが
https://moonstation.jp/faq-items/f606

킬로노바(kilonova, macronova)는 고밀도 천체가 융합될 때 발생하는 대규모 폭발현상이다. 전자기 복사는 r과정에 의해 생성된 원소가 방사성 붕괴를 일으켜 발생한다.

백색왜성의 폭발에 의해 생기는 신성(nova)의 약 1,000배의 밝기에 도달하는 것으로부터 킬로노바(kilonova)라고 불린다. 초신성(supernova)과 비교하면 10분의 1에서 100분의 1 정도의 밝기이다.

킬로노바는 중성자별의 연성 또는 중성자별과 블랙홀의 연성이 융합함으로써 발생한다고 생각된다.

2개의 콤팩트 별이 융합할 때 질량이 가벼운 쪽의 천체는 무거운 쪽의 천체의 조석력에 의해 파괴된다. 파괴된 천체의 대부분의 물질은 무거운 천체의 강착원반이 되지만 태양질량의 0.001배에서 0.1배 정도의 질량은 광속의 0.1배에서 0.2배라는 속도로 등방적으로 방출된다. 이때 r과정을 거쳐 태어난 중성자 과잉핵은 단 몇 초 동안 핵분열과 베타붕괴를 거쳐 원소로 변환된다. 이 새롭게 합성된 방사성 원소의 붕괴와 그에 의해 발생하는 방사선은 10^34J/s에서 10^35.5J/s의 광도와 함께 반나절에서 10일간 이어지는 폭발을 유지한다.

r과정에서 생성되는 원자량 130 이상의 원소의 일부는 초신성 폭발로 생성되는 양으로 성간물질 중의 관측치를 설명할 수 없을 정도로 부족하며, 킬로노바는 이들 물질의 발생원으로서 유력해 보인다.

2013년 6월부터 7월에 걸쳐 허블우주망원경과 감마선 감시위성 스위프트의 관측에 의해 처음으로 킬로노바의 것으로 생각되는 감마선 버스트가 발견되었다. 2013년 6월 13일 스위프트가 발견한 감마선 버스트의 발생원 GRB 130603B에서 허블의 광시야 카메라가 근적외선의 빛을 확인했다.  7월 3일의 관측에서는 그 빛이 쇠약해져 이 현상이 킬로노바였던 증거를 시사했다.

2017년 10월 16일, 미국의 중력파 망원경 LIGO와 유럽의 중력파 망원경 Virgo의 공동관측팀은 중성자별 연성의 합체에 의한 중력파를 발견했다고 발표했다. 'GW170817'로 명명된 이 중력파원 천체의 파형을 분석한 결과 중성자별끼리의 합체에서 발생한 것으로 생각되는 파형이라고 한다.

공동실험팀은 전세계 연구팀에 경보를 보내 70개 이상의 관측시설이 중력파의 검출된 영역을 관측했다. 그 결과 11시간 후에 복수의 관측시설이 이 중력파원 천체에 대응하는 것으로 생각되는 천체를 발견하였다. 일본의 중력파 추적 관측팀 J-GEM은 스바루 망원경의 초광시야 주초점 카메라 HSC(Hyper Suprime-Cam)를 시작으로 국내외 망원경과 ISS에 탑재된 전천 X선 감시장치(MAXI)와 칼로리미터형 우주전자선망원경(CALET)도 동원하여 가시광에서 X선, 감마선에 이르는 넓은 파장역에서 중력파원 천체를 탐색했다. 그 결과 바다뱀자리의 은하 NGC 4993에서 가시광과 근적외선 영역에서 빛나는 천체의 모습을 포착하는 데 성공했다. 이것은 이미 GW170817에 대응하는 천체로서 보고되고 있던 것과 일치해서 이번 발견에 강한 뒷받침을 주는 것이 되었다.

GW170817에서 관측된 현상은 중성자별 연성의 합체에 의해 일어나는 것으로 여겨지는 중력파, 감마선 버스트, r과정에서 생성된 방사성물질의 붕괴로 발생하는 전자기파 등 이론상 예측된 킬로노바의 특징이 각각 검출된 것이 되었다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- キロノヴァ
https://ja.m.wikipedia.org/wiki/%E3%82%AD%E3%83%AD%E3%83%8E%E3%83%B4%E3%82%A1

우주개발 기업인 Varda가 우주캡슐이 저궤도에서 지구로 귀환할 때까지의 과정을 우주캡슐 내부에 설치한 카메라로 촬영한 동영상을 공개했습니다. 동영상에는 우주캡슐이 지구를 주회하는 모습이나 대기권 돌입 등이 선명하게 기록되었습니다.

Varda Capsule Reentry - Full Video from LEO to Earth
https://m.youtube.com/watch?v=BWxl921rMgM

카메라가 설치된 우주캡슐 'W-1'은 인공위성 플랫폼 'Photon'에 탑재되어 2023년 6월에 발사된 것으로, 2024년 2월 21일에 Photon에서 분리되어 지구로 귀환했습니다.

동영상은 Photon에서 W-1이 분리되는 장면에서 시작됩니다. W-1은 빙글빙글 회전하면서 지구를 돌고 11분 37초부터 주위가 흐려집니다.

주변이 적색으로 변화하고 12분 20초부터는 큰 소리가 울리기 시작하면서 W-1이 대기권에 돌입했습니다.
충돌하는 빛의 입자는 점점 거세지는데 이 때의 속도는 마하 5를 넘었다고 합니다.

이후 푸른 지구가 비춰지고 구름을 향해 고도를 점점 낮춰갑니다. 태양이 운해의 위에 위치하는 장면도 기록되었습니다.

구름에 돌입하고 감속용 낙하산과 메인 낙하산의 전개로부터 10분 후 지표에 착륙했습니다. 수거된 W-1은 헬리콥터로 거점으로 옮겨졌다고 합니다.

우주는 매우 광대하고 현대의 과학기술로도 알고 있는 부분은 미미합니다. '우주가 유한인가, 무한한가'라는 옛부터의 질문조차도 인류는 답할 수 없습니다. 이에 대해 과학계 YouTube 채널인 Kurzgesagt가 설명했습니다.

The Paradox of an Infinite Universe - YouTube
https://www.youtube.com/watch?v=isdLel273rQ

우주란 모든 천체나 공간을 포함한 영역을 말합니다. 그러나 우리가 관측할 수 있는 영역은 '관측 가능한 우주' 한정으로, 우주가 탄생한 것은 지금부터 약 137억 년 전이라고 알려져 있지만 우주는 항상 팽창하고 있으므로 관측 가능한 우주의 크기는 137억 광년보다 더 커집니다. 137억 년 전에 발한 빛의 근원에 있는 은하는 우주의 팽창을 계산에 넣으면 약 450억 광년 정도에 존재하게 됩니다.

즉, 관측한다는 것은 우리에게 도착한 빛이나 에너지를 포착한다고 하는 것으로, 관측 가능한 우주의 끝은 시간에 의해 태어난 벽이므로 크게 보면 그다지 의미가 없습니다.

실제 우주는 관측할 수 있는 우주보다 더 광대합니다. 이 전체 우주가 유한인지 무한한지는 오래전부터 존재하는 논의이며 지금도 여전히 연구되고 있습니다.

'우주가 유한이다'는 것은 끝이 있다는 것으로 받아들이기 쉽습니다. 예를 들어 둥근 오렌지 위를 작은 개미가 계속 이동하면 빙글빙글 일주하여 원래의 장소로 돌아옵니다. 오렌지의 표면은 유한하지만 개미에게 끝이라는 경계선은 없습니다.

이 오렌지와 같은 것은 3차원 공간에서도 일어날 수 있습니다. 우리는 유한한 지구상에 존재하지만 눈에 비치는 것은 수평선보다 앞쪽. 예를 들어 한국에 있어도 브라질을 관측할 수 없습니다. 관측 가능한 우주가 약 450억 광년이라는 것은 이 수평선까지의 거리가 약 450억 광년이라는 것으로 계산하면 초구형의 전체 우주는 적어도 관측 가능한 우주의 1000배여야 합니다. 그러나 우주의 경우는 다차원적으로 닫힌 초구가 되므로 3차원 공간에 사는 우리가 시각화하고 인식하는 것은 불가능합니다.

유한이지만 끝은 없는 형태는 구형뿐만이 아닙니다. 예를 들어 도넛 같은 형태(토러스)도 유한하지만 끝은 없는 형태입니다. 다만 구형은 같은 장소에서 다른 방향으로 일주하면 같은 거리를 진행하는 것에 비해 토러스는 같은 장소에서 스타트해도 방향에 따라 진행하는 거리가 바뀝니다.

이 성질에 따라 한 별에서 방출되는 빛의 거리가 크게 바뀝니다. 그 때문에 어느 별이 태어난 순간과 죽는 순간을 동시에 관측한다는 현상도 꽤 있을 수 있습니다. 이러한 기묘한 성질을 가진 초토러스형의 우주라면 초구형의 우주와 달리 최소로 관측 가능한 우주의 몇 배 정도의 크기가 된다고 합니다.

여기까지는 어디까지나 우주가 유한하다는 가정에 근거한 이야기로, 물론 관측 가능한 우주의 바깥쪽이 무한한 세계일 가능성도 있습니다.

현시점에서는 인플레이션 이론이 정설이며 우주는 초고온 고밀도의 에너지의 덩어리가 빅뱅이라는 급팽창을 거쳐 탄생했고 지금도 여전히 팽창하고 있다고 생각되고 있습니다. 우주가 무한하다는 전제와 우주가 계속 팽창하고 있다는 사실은 마치 모순된 것처럼 보입니다. 그러나 팽창과 무한한 것은 모순되지 않습니다. 무한이 팽창해도 무한이기 때문입니다.

우주가 무한하다면 구성하는 원자 하나에 이르기까지 자신과 완전히 같은 존재가 하나의 우주 내에 자신과는 별개로 존재할 수 있습니다. 실제로 일어날 확률을 매우 작지만 무한하다면 일어날 수 있습니다.

만일 지구와 같은 별이 존재한다면 확률적으로는 최단 10^29 광년 떨어져 있다고 합니다. 이것은 관측 가능한 우주를 뛰어넘습니다. 즉, 무한한 우주에 자신과 똑같은 존재가 무한히 존재한다고 해도 각각은 관측 가능한 영역보다 떨어져 있기 때문에 결코 서로 교류할 수 없다는 것입니다.

여기까지 오면 과학이라기보다는 SF의 이야기 같지만 우주가 무한하다면 가능성이 있다는 이야기이며 무한이라는 것은 그만큼 거대하고 인류의 의식을 초월하는 개념이 됩니다. 우주가 유한인지 무한인지는 모르지만 단지 알고 있는 것은 우리는 반경 약 450억 광년의 우주밖에 관측할 수 없지만 그것조차도 인류에게는 너무 넓다는 것입니다.

중성자별이 발견된 1967년으로부터 반세기에 해당하는 2017년은 연성 중성자별의 합체로부터의 중력파가 검출된 기념비적인 한 해가 되었다.

중성자별은 많은 천문학자와 물리학자를 유혹한다. 중성자별은 대질량 항성이 초신성폭발을 일으킨 후에 남는 특수한 천체이다. 반경 12km 안에 태양질량의 약 1.4배의 물질이 갇혀 매우 중력이 강하다. 따라서 별표면으로부터의 빛은 적색편이를 받고 이면의 빛이 구부러져 관측자에게 도달하기도 한다. 또한 중성자별의 연성에서는 궤도운동을 바꿀 정도의 강한 중력파도 나온다. 이 강한 중력에도 별이 붕괴되지 않는 이유는 내부가 지상에서 실현되지 못할 정도로 고밀도로 원자핵끼리 녹아 핵력이 별을 지지하기 때문이다. 중심을 향해 밀도는 증가하고 코어에서는 하이페론 등 통상에서는 볼 수 없는 특수한 입자가 발생한다고도 보여진다. 이 중성자별의 내부가 어떻게 되어 있는지는 현대의 기초물리학에서 중요한 미해결 문제 중 하나이다.

초신성폭발로 별 반경이 작아지면 중성자별은 초당 수십 회전의 고속 자전을 한다. 피겨스케이팅에서 회전하면서 팔을 접어 회전이 빨라지는 것과 같은 원리이다. 그 고속의 회전으로 인해 하전입자가 외향으로 가속되어 내뿜어지는 펄서풍으로 관측되고 있다. 또한 작은 공간으로 밀어 넣어져 자기장이 강해졌고 전자는 자력선을 따라 움직일 수 있지만 수직으로 움직이지 않고 에너지 준위가 이산화된다. 그 결과 별의 스펙트럼(색)에 그 증거(전자 사이클로트론 공명)가 보이게 된다. 이처럼 중성자별은 '강중력', '고밀도', '고속회전', '강자기장' 혹은 '강한 복사장' 등 극한적인 물리를 조사하는데 매력적인 우주의 실험실을 인류에게 제공해주고 있다. 이 물리환경에 있는 중성자별은 천문학자뿐만 아니라 물리학자에게도 매우 흥미로운 천체이다.

중성자별은 주기적인 전파신호를 내는 펄서로서 지금부터 반세기 정도 전인 1967년에 발견되었다. 현재는 2,500개 정도가 알려져 있으며 다양한 종족이 발견되고 있다. 우리에게 친밀한 가시광선으로 빛나는 별은 핵융합을 에너지원으로 하고 어떤 타입이 어떻게 진화하는지는 오랜 연구 덕에 거의 알고 있다. 한편 중성자별은 어떤 종족이 있고, 어떻게 진화할 것인지 충분히 알 수 없어서 우주과학에서 최전선에 자리 잡고 있다. 중성자별에도 개별 천체에 큰 개성이 있으며 각각 매력적인 관측대상이지만 폭넓은 관점에서 보면 중성자별의 다양성과 진화의 통일적 이해를 목표로 하는 것이 현재의 관측적 연구의 큰 흐름이라고 할 수 있다.

대다수의 중성자별은 전파펄스를 내는 천체로 별의 회전 에너지가 외향으로 내뿜는 하전입자의 흐름이나 전자파 방사로 변환되고 있다. 중성자별은 안정적이고 정적인 모습이 상상되지만 최근의 관측에서는 막대한 에너지를 감마선으로 방출하는 거대 플레어나 밀리초의 스파이크 모양의 방사(쇼트 버스트), 돌발적인 X선에서의 증광 등 격렬한 활동이 많이 발견되어 동적인 모습이 밝혀졌다. 이러한 활동성의 이해의 열쇠는 별의 내부에 숨어 있는 강한 자기장과 그것에 기인하는 자기활동이라고 생각되고 있는데 가장 극단적인 예는 은하계 내 등에 20개 정도 발견되어 온 우주에서 가장 강한 자석성인 '마그네터'이다. 또 마그네터와 통상의 전파펄서의 중간적인 성질을 가진 강자기장 펄서와 초신성 잔해의 중심에서 발견된 연 X선 점원 Compact Central Objects(CCOs), 돌발적으로 전파펄스에서 발견되었던 Rotating RAdio Transients(RRATs), X선으로 빛나는 지구 근방의 중성자별 X-ray Isolated Neutron Stars(XINSs) 등 다양한 종족이 발견되고 있다. 자기활동을 일으키는 활동적인 모습이 인식됨에 따라 탄생 후에 서서히 자기장을 감쇠하면서 진화하는 중성자별의 모습이 그려지기 시작했다.

중성자별 내부의 고밀도 상태는 원자핵과 우주물리에 걸친 중요한 문제이다. 그 상태를 밀도와 압력이라는 미크로 물리량으로 기술하는 '상태방정식'은 적분하면 별의 질량과 반경이라는 매크로 물리량에 대응한다. 따라서 질량과 반경의 관측이 중요한 의미를 가지고 있다. 질량의 측정은 중성자별이 다른 별과 연성을 조합해 서로의 주위를 공전하는 경우에 별로부터 나오는 전파빔이나 표면으로부터의 X선 펄스의 관측으로부터 연성 궤도 파라미터를 측정하면 정밀하게 구해진다. 한편 반경을 알기 위해서는 별의 표면으로부터의 X선을 관측할 필요가 있고 천체까지의 거리의 부정성이나 별의 대기, 성간공간에서의 흡수의 영향도 커 정밀도가 좋은 측정이 매우 어렵다.

이에 주목받고 있는 것이 강한 중력장에서 근방의 공간이 구부러져 빛의 경로가 왜곡되어 오는 효과이다. 같은 질량의 중성자별이라도 이 효과는 반경이 작을수록 강하기 때문에 별의 뒤쪽의 핫스팟으로부터의 빛이 돌아서 관측자에게 닿는다. 따라서 별의 자전에 따른 밝기의 변화(펄스 파형)를 정밀하게 측정함으로써 공간의 왜곡상태를 측정하고 별의 질량-반경비를 측정하는 아이디어가 있다. 이 측정에는 수많은 X선 광자를 검출할 필요가 있어서 이를 위해 개발되어 온 것이 NASA가 주도하는 대면적 X선 망원경 Neutron star Interior Composition ExploreR(NICER)이다. 이것은 X선을 모으는 직경 14cm 정도의 집광계와 그 초점면에 설치하는 실리콘 드리프트 검출기를 56개 묶은 장치로 중성자별의 표면으로부터의 열방사에 특화된 1.5keV에서 가장 많은 X선을 모으기 위해 설계되었다.

2017년 6월 3일 케네디우주센터에서 SpaceX사의 Falcon9 로켓에서 NICER가 발사되어 국제우주정거장에 탑재되어 관측을 시작했다. NICER는 현재 국제우주정거장에서 순조롭게 관측을 계속하고 있으며 중성자별의 질량·반경 측정을 목적으로 하는 주요 타겟의 관측은 물론 전천 X선 감시장치 MAXI가 찾아낸 돌발천체를 추적 관측하는 등 대활약하고 있다.

중성자별에는 다양성과 기초물리를 모두 시야에 넣는 매력이 있다. 최근 몇 년 동안 중성자별 연성의 합체에 수반되는 중력파가 발견되어 상태방정식을 규명할 가능성이 열리는 등 연구도 새로운 단계에 들어왔다.

하나 매력을 느끼는 테마로서 고속으로 자전하는 중성자별로부터의 정상중력파가 있다. 자기장이 감쇠하여 약해진 중성자별에서는 질량강착에 따라 각운동량이 반입되어 스핀업하여 고속으로 자전하게 된다. 이러한 고속 자전하는 중성자별은 서브 밀리초까지 회전주기가 빨라지면 원심력으로 파괴되어 버릴 것이다. 사실 이러한 중성자별들은 깨지지 않고 고속으로 회전하고 있으며 어떤 메커니즘이 각운동량을 이탈시키고 있다. 강착원반이 기여한다는 생각도 있지만 중성자별의 표면에 작은 산이 있는 등 구대칭으로부터 형상이 약간 왜곡되어 있으면 고속 자전에 수반해 방출되는 중력파가 각운동량을 소모시킨다는 아이디어도 있는 등 중력파 간섭계 LIGO에서의 정력적인 탐사가 이루어지고 있다. 그러나 이러한 종류의 천체의 대부분은 자전주기를 모르기 때문에 탐사의 계산자원이 막대하고 현시점에서는 정상중력파는 발견되지 않았다.

가장 유망한 표적은 전천에서 가장 밝은 X선 천체 중 하나인 '전갈자리 X-1'이다. 이 중성자별은 고속 자전하고 있다고 생각되지만 자기장이 약하고 펄스가 보이지 않기 때문에 자전주기는 알 수 없다. 그러나 2개의 준주기 진동이 발견되고, 그 차분 주파수가 자전에 대응하는 것으로 생각되고 있고 중력파 탐사도 그 정보에 기초하여 행해지고 있다. 불행하게도 차분주파수는 질량강하율에 따라 변동하기 때문에 모니터링 관측이 필요하다. 이 천체는 최첨단의 X선 망원경에서는 너무 밝고 드물게만 관측도 이루어진다. 그래서 이 조건을 역이용하여 NICER의 모듈 중 하나를 전용하고 전갈자리 X-1만을 전용으로 관측할 수 있는 소형 위성의 검토를 진행하고 있다. 거액의 예산을 걸고 리스크를 취할 수 없는 대형 위성으로 도전적 테마는 어렵지만 소형이라면 기동적으로 도전적 테마를 노릴 수 있다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 中性子星の織りなす物理の魅力
https://www.isas.jaxa.jp/feature/forefront/180618.html

중성자별은 우주에 떠있는 거대한 원자핵입니다. 물질은 원자로 이루어져 있지만 원자의 질량 99.97%는 중심부에 있는 작은 원자핵이 담당하고 있습니다. 원자핵의 크기는 원자 크기의 불과 1만분의 1이므로 만약 원자핵 주위의 광대한 공간을 돌고 있는 전자를 제거하여 원자핵만을 모을 수 있다면 물질의 밀도는 1만의 제곱인 1조 배가 됩니다. 그런 것은 인공적으로는 할 수 없지만 중력의 힘으로 그것이 이루어져 생긴 것이 중성자별입니다. 태양의 8배 이상의 질량을 가진 큰 항성은 진화의 끝에 초신성폭발을 일으키고 중심부에서는 물질이 극한까지 압축되어 블랙홀이나 중성자별이 됩니다. 중성자별은 다수 발견되었고 관측에서 측정된 질량과 반경으로부터 계산하면 중성자별 중심부의 밀도는 보통 원자핵의 밀도보다 몇 배 더 큰 것을 알 수 있습니다. 원자핵은 양성자와 중성자로 이루어져 있지만 전하가 있는 양성자는 서로 쿨롱력으로 반발하기 때문에 우라늄처럼 큰 원자핵은 분열되어 붕괴됩니다. 거대한 중성자별은 전반적으로 전하가 중성입니다. 초신성 폭발시 별의 중심부에서 양성자는 양전하를 전자에 주어 중성자로 바뀌고 전자는 중성의 중성미자로 변화하여 날아갑니다. 오시바 마사토시는 1987년 초신성 폭발시 대량의 중성미자가 발생하는 것을 관측으로 실증해 노벨상을 수상했습니다.

중성자별의 내부는 수수께끼에 싸여 있습니다. 중성자별 표면 부근의 지각은 처음에는 원자핵과 전자로 이루어진 고체이지만 안쪽으로 가면서 중성자 과잉핵이 늘어나고 늘어난 중성자는 원자핵에서 흘러내리고 중성자의 바다에 원자핵(양성자 + 중성자)이 결정처럼 나란히 떠있는 물질이 됩니다. 이 중성자만으로 이루어지는 중성자 물질과 양성자와 중성자로 이루어지는 원자핵 물질이 스파게티처럼 끈상이나 판상의 다양한 형태로 나뉜 '원자핵 파스타'로 되어 있다고 예상되었습니다. 게다가 안쪽의 외핵은 거의 중성자 액체(중성자 물질)로 되어 있고 밀도가 통상 원자핵의 1~2배가 됩니다. 여기에서는 중성자는 2개가 페어를 만들어 초유동 상태로 되어 있는 것으로 예상되는 데 이 물질의 성질은 알 수 없습니다. 우리는 양성자와 중성자가 약 1대 1의 비율로 만들어진 일반적인 원자핵의 특성만을 알고 있습니다. 중성자로만 구성된 물질, 밀도가 통상의 원자핵보다 큰 물질이 어떤 성질을 가지고 있는지는 알 수 없습니다. 특히 중요한 것은 이 물질의 경도・부드러움을 나타내는 상태방정식으로, 이것에 의해 중성자별의 질량・반경이나 내부구조가 결정됩니다. 이 상태방정식을 조사하기 위해 RIBF에서는 '미니 중성자별'이라고 불리는 중성자 과잉핵을 인공적으로 만들어 다른 원자핵과 충돌시켜 압축하거나 중성자 과잉핵을 진동시키는 실험을 진행하고 있습니다. 오사카대학 RCNP에서는 납과 같은 안정적인 무거운 원자핵 표면에 있는 얇은 중성자 껍질(중성자 스킨)의 두께를 측정하여 중성자 물질의 상태방정식을 조사하고 있습니다.

더 안쪽에 있는 원자핵의 2~3배 이상의 밀도를 가지는 영역인 내핵에서는 일부가 Λ입자나 Ξ입자 등의 하이페론으로 변화해 중성자·양성자와 함께 스트레인지 핵물질이 되어 있을 가능성이 있습니다. 이것은 천연에는 존재하지 않는다고 생각되고 있던 s(스트레인지) 쿼크를 포함하여 말 그대로 매우 이상한 물질입니다. 하이페론은 가속기에서도 만들 수 있지만 양성자·중성자보다 무겁고 단시간에 부서져 양성자·중성자로 변화합니다. 그러나 내핵에 중력으로 갇힌 중성자는 양자역학의 '불확정성 원리'에 의해 큰 운동에너지를 갖기 때문에 그 에너지를 사용하여 일부 중성자가 반대로 하이페론으로 변화하여 안정됩니다. 양성자·중성자·하이페론으로 이루어진 원자핵을 하이퍼핵이라고 합니다. J-PARC 하드론 시설에서는 다른 종류의 미니 중성자별인 하이퍼핵을 인공적으로 만들어 다양한 하이페론이 원자핵에서 받고 있는 힘을 측정하여 중성자별 내부에 하이페론이 어떻게 존재하는지를 밝히려고 시도하고 있습니다. 지금까지의 KEK나 J-PARC 등에서의 연구로부터 Λ입자나 Ξ입자는 원자핵 내에서 인력을 느끼고 있는 것을 알고 있습니다. 그러면 중성자별에서는 Λ나 Ξ가 나타나기 쉬워집니다만, 한편 이러한 하이페론이 존재하면 중성자별이 너무 부드러워져 대질량의 중성자별의 관측사례와 모순된다는 수수께끼가 생겼습니다. 우리는 J-PARC 하드론 시설을 확장하고 하이퍼핵 현미경이라는 고분해능의 질량측정장치(High-Intensity High-Resolution 빔라인)를 도입하여 무거운 핵 내에서 하이페론이 받는 힘을 정밀하게 측정하여 이 문제를 해결하려고 시도하고 있습니다.

중성자별 연성의 합체와 원소합성

2018년 중성자별 연성의 합체에 의한 중력파가 처음으로 관측되었습니다. 동시에 감마선의 섬광(감마선 버스트)도 관측되었고 그 방향으로 새로운 천체가 출현해 감광해 가는 모습이 X선·가시광·적외선으로 관측되었습니다. 이 감광의 모습으로부터 무거운 원소(란타노이드)가 중성자별 합체로 만들어진 것을 알게 되었습니다. 백금, 금, 우라늄 등의 무거운 원소의 약 절반은 중성자가 많은 환경에서 폭발적인 천체현상이 일어나는 것에 의해 만들어진다(rapid process)고 생각되고 있으며 초신성 폭발이 그 천체현상이라고 믿어져 왔는데 실제로는 중성자별 합체가 무거운 원소를 만들고 있었습니다. RIBF에서는 원소 합성 규명을 위해 빠른 과정의 상세를 조사하는 연구를 진행하고 있습니다. 중성자별 합체의 관측과 연계함으로써 우주에서의 원소합성의 규명이 조만간 달성될 수 있을 것 같습니다. 또한 중성자별 합체의 중력파 데이터나 중성자별의 X선 데이터로부터 중성자별의 경도를 알 수 있으며 내부에 하이페론 등이 있는지 단서를 얻을 수 있을 것으로 기대되고 있습니다. 이러한 중성자별의 관측 데이터와 J-PARC나 RIBF 등 지상의 실험실에서의 원자핵 물리실험 데이터를 연결함으로써 중성자별 내부의 모습도 규명할 수 있을 것으로 기대되고 있습니다.

우주에는 인류가 전혀 모르는 물질이 있습니다. 현재의 차가운 우주에 존재하는 물질은 원자핵과 전자로 이루어져 있습니다. 그러나 중성자별 내부의 물질에는 전자가 거의 없습니다. 또한 중성자와 양성자 모두 u(업) 쿼크와 d(다운) 쿼크라는 두 종류의 소립자로 이루어져 있기 때문에 지금 우주에 있는 모든 물질은 u, d 쿼크와 전자라는 3종류의 원소립자로 만들어진 것입니다.

그러나 중성자별 내부에 하이페론이 존재한다면 우주에 있는 물질은 s쿼크를 더한 4종류의 소립자로 되어 있는 것이 됩니다. 핵물리연구자들의 중성자별 물질의 연구는 인류의 물질관을 크게 바꿀 것으로 기대됩니다.


▣ 주석
중성자 과잉핵 : 원자핵은 양성자의 개수와 중성자의 개수는 1:1~1:1.5의 비율일 때 안정된다. 안정화되는 비율보다 중성자의 개수가 많은 불안정한 원자핵을 중성자 과잉핵이라고 한다. RIBF는 다양한 중성자 과잉핵을 대량으로 생성할 수 있는 세계 최고의 불안정핵연구용 가속기시설이다.

하이페론 : s(스트레인지) 쿼크를 포함한 바리온. 쿼크는 양성자나 중성자 등의 기초가 되는 소립자로 6종류가 있으며 양성자와 중성자는 가장 가볍고 안정된 u 및 d 쿼크만으로 구성된다. s쿼크는 3번째로 가벼우나 단시간에 u쿼크로 변화하는 불안정한 소립자. 바리온 이란 양성자와 중성자의 일종으로 3개의 쿼크로 이루어지는 입자. 하이페론에는 Λ입자, Σ입자, Ξ입자, Ω입자가 있다. 100피코초 정도의 수명으로 붕괴한다. J-PARC 하드론 시설에서는 고강도의 양성자빔을 사용해 하이페론을 다량으로 만들 수 있다.

중성자별 내핵의 물질 : 중성자별 내핵에서는 하이페론이 발생한다는 가설이 일반적이지만 π중간자, K중간자 등이 발생할 가능성이나 중성자에 갇힌 쿼크가 흩어진 고밀도의 쿼크물질로 되어 있을 가능성도 있다고 지적되고 있다. 태양계 주위에는 존재하지 않는 매우 이상한 물질이다.

J-PARC 하드론 시설 확장 : J-PARC 하드론 시설을 2배 이상의 면적으로 확장하여 새로운 빔라인을 설치하여 현재 세계에 공급하고 있는 최고 강도의 하드론 빔(K중간자, π중간자, 반양성자 등의 빔)의 품질이나 종류를 압도적으로 높일 수 있는 새로운 빔라인을 복수 설치할 계획. 하이퍼핵의 정밀한 연구나 하이페론의 힘의 측정으로부터 중성자별 내부를 규명하는 것과 동시에 핵력(양성자·중성자간에 작용하는 원자핵을 형성하는 힘)의 기원을 이해하거나 s쿼크나 c쿼크를 포함한 새로운 바리온을 발견하고 쿼크가 어떻게 조합되어 양성자, 중성자 등의 입자가 태어났는지를 찾는 것을 목적으로 한다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 中性子星の謎と原子核物理学
http://kakudan.rcnp.osaka-u.ac.jp/jp/overview/world/NeutronStar.html

현재의 태양은 중심부의 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵반응으로 얻어지는 에너지로 자신을 지지하고 있습니다. 중심부분의 수소가 없어져 버리면 핵반응 에너지가 없어져 중심부가 무너져 갑니다. 그러나 어느 정도 무너지면 헬륨을 탄소나 산소로 바꾸는 핵반응이 일어나기에 충분한 밀도와 온도가 되어 계속해서 핵반응으로부터 얻어지는 에너지로 별이 계속 지탱됩니다.

그 후 중심부의 헬륨도 사라집니다. 다시 핵반응으로 자신을 지지하는 에너지를 얻을 수 없게 되고 별의 중심은 붕괴하기 시작합니다. 태양 정도의 질량(2×10^30kg)을 가지는 별의 경우 이 때 중심부에서 양자역학적 압력인 전자의 축퇴압이 자중을 지지하기에 충분히 커져 더 이상 붕괴하지 않습니다. 이 상태의 별에서는 중심부에서 더 이상 핵반응은 일어나지 않고 이윽고 탄소와 산소로 구성된 백색왜성이 됩니다.

태양의 약 10배 이상의 질량을 가진 대질량 별도 중심부의 헬륨이 다한 후에 붕괴되기 시작합니다. 그러나 축퇴압이 중심을 지지하기에 충분한 강도가 되기 전에 탄소의 핵반응이 일어나기에 충분한 밀도와 온도에 도달하기 때문에 다시 핵반응에 의한 에너지로 별이 지탱됩니다. 중심부가 철로 채워질 때까지 차례로 더 무거운 원소를 합성하는 핵반응을 일으켜 그 에너지로 별을 계속 지탱합니다.

대질량 별의 중심부는 핵반응의 진행과 함께 수축해 가는데 반해 별의 외층은 부풀어 갑니다. 태양의 10배 이상의 질량을 가지는 별은 태어난 직후는 태양의 5~10배 정도의 반경을 가지지만 중심부를 철이 차지할 때에는 종종 태양의 500~1000배 정도의 반경을 가진 적색 초거성이라는 별이 됩니다.

적색 초거성은 매우 밝기 때문에 표면에서의 방사압이 강하고 방사압에 의해 별의 표면이 조금씩 벗겨져 갑니다. 적색 초거성은 연간 대략 태양질량의 1만분의 1~10만분의 1의 질량을 표면에서 잃습니다. 적색 초거성의 질량방출은 대질량 별의 표면에서 일어나는 일로 철에 이르는 중심부에서의 진화와는 직접 관련이 없다고 생각되어 왔습니다.

대질량 별은 철이 합성될 때까지 핵반응에 의해 더 무거운 원소를 합성함으로써 별을 지지하는 에너지를 얻습니다. 그러나 철은 가장 안정적인 원소이기 때문에 핵반응으로 에너지를 꺼낼 수 없습니다. 이 때문에 철로 이루어지는 중심부는 점점 붕괴되어 고온이 되어 갑니다. 이윽고 너무 고온이 되면 철이 부서지고 흩어져 헬륨이 되어 버립니다. 철이 헬륨으로 부서지면 열이 빼앗기므로 중심을 지탱하는 압력이 단번에 떨어집니다.

그 결과 별의 중심부가 단번에 무너지기 시작합니다. 이윽고 중심부의 밀도가 핵밀도에 도달하면 핵력의 효과가 나타나기 시작하고 중심부가 갑자기 딱딱해져 반점을 일으키고 외향으로 전파하는 충격파가 발생합니다. 이 충격파는 그대로 밖에서 낙하해 오는 물질에 의해 밀려나고 붕괴하고 있는 별을 뚫을 수 없는 것으로 생각되고 있습니다. 그러나 핵밀도에 도달한 중심부로부터 대량으로 방출되는 중성미자의 일부가 충격파를 가열함으로써 붕괴하는 별을 뚫을 수 있을 만큼 충분한 에너지를 얻을 수 있어 초신성폭발이 일어날 것으로 생각됩니다.

별의 표면에서 빛을 보는 관측자는 중심이 붕괴된 직후에는 알 수 없습니다. 중심붕괴로 인한 충격파가 별의 표면에 도달하면 처음으로 외부에서 빛을 보는 관측자가 초신성폭발이 일어나고 있음을 알 수 있습니다. 밀도가 높은 별 속을 전해 온 충격파가 갑자기 밀도가 낮은 별의 표면에 나타나기 때문에 충격파가 표면에 도착한 순간에 지금까지 충격파에 모여 있던 빛이 단번에 해방되어 단시간 매우 밝아지는 것으로 생각됩니다.

이와 같은 초신성폭발 후 충격파가 별의 표면에 도착할 때 일시적으로 매우 밝아지는 현상을 '쇼크 브레이크 아웃'이라고 합니다. 쇼크 브레이크 아웃에는 반경과 같은 폭발한 별의 귀중한 정보가 포함되어 있기 때문에 전세계 망원경으로 쇼크 브레이크 아웃을 포착하는 관측이 이루어지고 있습니다. 적색 초거성이 폭발할 때는 쇼크 브레이크 아웃의 지속시간이 몇 시간이라고 이론적으로 생각됩니다. 초신성폭발이 일어난 직후 몇 시간 이내를 상세하게 관측할 필요가 있기 때문에 쇼크 브레이크 아웃을 포착하는 관측은 매우 도전적인 것입니다.

칠레 대학의 Francisco Förster 씨는 칠레에 있는 Blanco 망원경을 이용하여 초신성 탐사를 실시하면 쇼크 브레이크 아웃을 포착할 가능성이 높다는 것을 깨닫고 실제로 관측을 시도했습니다. 그 결과 26개의 적색 초거성 폭발 직후를 포착하는 데 성공했습니다. 폭발 후 몇 시간 이내에 포착된 초신성폭발도 많았지만 이론적으로 예상되는 쇼크 브레이크 아웃에 의한 일시적인 증광을 포착할 수 없었습니다. Förster 씨가 실시한 초신성 탐사에서 쇼크 브레이크 아웃을 포착할 가능성은 높다고 생각되었기 때문에 쇼크 브레이크 아웃을 찾을 수 없었다는 사실은 관측팀을 괴롭혔습니다.

한편 26개 초신성폭발의 대부분은 지금까지 예상되고 있던 폭발 직후의 발광방법과 크게 다른 성질을 가지고 있다는 것을 Förster 씨는 눈치챘습니다. 지금까지의 표준이론에서는 적색 초거성의 초신성폭발이 쇼크 브레이크 아웃에 의한 일시적인 증광 후에 어두워지고 그 후 20일 이상에 걸쳐 다시 증광하여 최대의 밝기에 도달할 것으로 생각되었습니다. 그런데 Förster 씨가 폭발 직후부터 관측하는데 성공한 적색 초거성의 초신성폭발 대부분은 폭발 후 10일 이내에 최대의 밝기에 이르렀습니다.

적색 초거성의 초신성폭발은 왜 이렇게 빨리 증광했을까? 우리는 별이 진화 도중에 방출되는 가스에서 초신성폭발이 발생하면 초신성폭발에 어떤 변화가 나타나는지를 이론적으로 연구했습니다. 그 때 적색 초거성이 폭발 직전에 극단적으로 많은 가스를 방출하는 경우 초신성폭발이 단시간에 증광하는 것을 나타냈습니다. 어떠한 이유로 폭발 직전의 적색 초거성의 표면에서의 활동이 활발해지고 별의 표면으로부터 많은 가스가 방출되면 폭발 직후에 초신성이 주위의 가스에 충돌해 초신성폭발이 빨리 증광하는 것으로 나타났습니다.

연구팀이 이론과 관측을 상세하게 비교한 결과 적색 초거성이 폭발의 수백 년 전부터 매년 태양질량의 천분의 1의 질량을 잃으면 초신성폭발의 10일 이내 증광의 모습을 재현할 수 있는 것을 알게 되었습니다.

이것은 폭발 직전의 적색 초거성이 어떠한 이유로 통상의 10~100배 이상의 가스를 방출하고 있는 것을 나타내고 있습니다. 이것에 의해 폭발하는 적색 초거성의 극히 근방에 태양질량의 약 10분 1 정도의 가스가 존재하기 때문에 초신성폭발의 폭발 직후의 증광이 매우 빨라지고 있었습니다. 게다가 이러한 가스가 폭발하는 별을 둘러싸고 있으면 쇼크 브레이크 아웃의 일시적인 증광이 숨겨져 버리기 때문에 Förster 씨의 관측으로 쇼크 브레이크 아웃이 포착되지 않았던 것도 설명할 수 있습니다.

이번 연구로 폭발 직전의 적색 초거성이 어떤 이유로 표면에서 다량의 가스를 방출하고 있을 가능성이 높다는 것을 알게 되었습니다. 하지만 앞서 언급했듯이 별의 중심의 붕괴로 인한 초신성폭발과 별의 표면에서 일어나는 질량방출이 관계를 갖는 것은 전통적인 별의 이론에서는 생각되지 않았습니다. 이것은 천문학의 기초 중의 기초인 별의 진화에 우리의 이해가 아직 미치지 못한 미지의 현상이 존재하고 있음을 시사하고 있습니다.

더 자세한 폭발 직후 초신성폭발의 관측은 물론 폭발 직전의 별의 모습을 포착할 수 있다면 초신성폭발과 적색 초거성의 질량방출이 어떻게 관계를 맺고 있는지를 알아낼 수 있을 것으로 생각됩니다. 예를 들어 베텔기우스는 언제 폭발해도 이상하지 않다고 생각되는 적색 초거성이지만 실제로는 폭발의 수백 년 전부터 대규모 질량방출이 관측되기 시작할지도 모릅니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 超新星爆発が明らかにした爆発直前の活発な星の姿 – 理論と観測の比較からわかったこと
https://academist-cf.com/journal/?p=8996

국제연구팀이 아르헨티나의 아마추어 천문가 Víctor Buso 씨가 관측한 초신성이 '쇼크 브레이크 아웃(Shock breakout)'이라는 폭발단계였다는 것을 관측 데이터의 해석 및 시뮬레이션으로 밝혀냈습니다. 쇼크 브레이크 아웃은 이론으로부터 오랫동안 예측되었지만 지속시간이 짧은 현상이어서 지금까지 관측된 적은 없었습니다. 무거운 질량의 별이 어떻게 초신성 폭발로 폭발하는지 이해하는데 이번에 얻은 초신성 폭발의 첫 순간에 대한 정보는 매우 중요합니다. 본 연구성과는 영국의 과학지 Nature 2018년 2월 22일호에 게재되었습니다.

초신성 쇼크 브레이크 아웃은 1970년대에 이론적으로 제창된 현상이며 관측적 검출이 시도되어 왔습니다. X선 및 자외선에서는 후보 천체가 2000년대에 보고되었는데 우리에게 가장 친숙하고 상세한 관측이 가능한 가시광에서는 확실한 사례가 발견되지 않았습니다. 이번 발견은 초신성의 관측연구와 폭발하는 별의 구조에 대한 연구를 가속시키는 것입니다. 최근 매일 혹은 하루에 몇 번 밤하늘의 같은 장소를 촬영해 새로운 천체를 탐색하는 대규모 탐사관측이 급격히 발전하고 있어서 향후 관측사례의 증가가 기대되고 있습니다. 이번에는 촬상에 의한 시간변동이 결정적이었는데 다음 스텝은 분광에 의해 그 성질을 보다 상세하게 조사하게 됩니다.

무거운 질량의 별이 초신성 폭발로 폭발하는 방법을 이해하는 것은 천체 물리학에서 중요하지만 폭발 이전의 별 구조가 초신성 폭발의 성질에 미치는 영향은 분명하지 않습니다. 그러므로 초신성 폭발이 일어나는 첫 순간에 대한 정보를 얻는 것이 이 문제를 밝히는 데 매우 중요합니다. 이론에 따르면 초신성 폭발이 생길 때에는 폭발의 충격파가 별의 내부에 전해진 후에 표면에 도달해 X선 등의 전자 방사선과 가시광이 생긴다고 합니다. 이 시기의 모습은 쇼크 브레이크 아웃이라고 불리고 있으며 갑자기 일어날 것이라는 예측 불가능한 성질과 짧은 지속시간 때문에 관측이 어렵습니다.

2016년 9월 아르헨티나의 아마추어 천문가인 Víctor Buso 씨가 조각가자리에 있는 나선은하 NGC613을 관측하는 동안 이 은하에서 초신성이 발생했습니다. 국제연구팀이 이미지 데이터를 상세하게 분석한 결과 지금까지 알려진 모든 초신성보다 급격한 증광을 보였다는 것이 밝혀졌습니다. 이것은 바로 초신성이 폭발하여 최초로 빛나는 단계(쇼크 브레이크 아웃)가 포착된 결정적인 증거입니다. 이론 시뮬레이션을 추가로 수행하였으며 이 거동이 자연스럽게 재현됨을 보여주었습니다.

이번에 처음으로 가시광선으로 쇼크 브레이크 아웃의 결정적인 검출이 이루어졌으며 그 관측 데이터가 이론 모델을 지지함에 따라 쇼크 브레이크 아웃을 이용한 초신성 연구의 기초가 구축되었습니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 超新星爆発の瞬間「ショックブレイクアウト」を初観測 －コンピュータシミュレーションの正しさを実証－ https://www.kyoto-u.ac.jp/ja/research-news/2018-02-22-0

2017년 연성을 이루는 두 개의 중성자별의 합체 현상이 중력파와 전자파를 이용한 관측에 의해 세계에서 처음으로 포착되었다. 실은 중성자별끼리의 연성이 만들어지는 조건은 매우 어렵다고 생각되고 있어서 그 형성 과정은 지금까지 밝혀지지 않았다. 이 문제를 해결하기 위해 중성자별과 연성을 이루고 있는 별의 외층이 크게 벗겨져 그 상태에서 초신성 폭발을 일으키면 그 결과 중성자별끼리의 연성이 만들어진다는 가설이 나왔다. 그리고 마침내 이 이론에서 예측된 외층이 크게 벗겨진 초신성과 잘 일치하는 특징을 나타내는 초신성이 과거의 관측 데이터로부터 이번에 발견된 것이다. 이 발견은 중성자별끼리의 연성을 형성한다고 생각되는 초신성 폭발을 세계에서 처음으로 포착한 관측이라고 말할 수 있다.

중성자별은 대질량성 별이 진화의 마지막 단계에서 중력수축이 진행되어 초신성 폭발을 일으켰을 때 만들어지는 초고밀도 천체입니다. 두 개의 중성자별로 구성된 연성이 형성되기 위해서는 연성을 만드는 두 개의 대질량성 별 각각이 초신성 폭발을 일으킬 필요가 있다. 둘 중 더 무거운 별이 먼저 폭발하여 중성자별이 만들어진다. 이 때에는 연성계의 일부 물질이 방출될 뿐이지만 문제가 되는 것은 이 후에 폭발하는 별이다. 나머지 별이 연달아 일반적인 초신성 폭발을 일으키면 연성계를 만드는 물질이 단번에 손실되어 역학적으로 불안정해진다. 그 결과 연성계가 망가져 버려 중성자별끼리의 연성이 형성되지 않는다. 그렇다면 중성자별의 연성은 어떻게 만들어질까?

이 의문에 대해 국립천문대 이론연구부의 모리야 타카시 특임조교 연구팀은 다음과 같은 가설을 제시했다. 나중에 초신성 폭발을 일으키는 별은 앞선 폭발로 만들어진 중성자별의 중력의 영향으로 수소와 헬륨으로 만든 별의 외층이 거의 벗겨져 버리는 경우가 있다. 이 상태에서 초신성 폭발을 일으키면 폭발로 방출되는 물질이 매우 적기 때문에 역학적으로 불안정해지지 않고 연성계가 망가지지 않아서 중성자별끼리의 연성이 형성된다고 생각할 수 있다. 또한 이 경우 나중에 폭발하는 별은 폭발 직전에 희박하게 퍼진 헬륨층을 주위에 형성할 수 있음을 시사했다.

이처럼 외층이 거의 벗겨진 별이 일으키는 초신성 폭발은 어떤 천체로 관측되는가? 2017년 모리야 씨는 시뮬레이션을 실시해 다음과 같은 예측을 했다. 폭발의 에너지가 통상의 초신성 폭발의 10분의 1 정도로 작은 것, 초신성 폭발 후 5일부터 10일 후 사이에 가장 밝아지는 것, 더욱 구체적인 스펙트럼의 시간 변화 등에 대해서도 예측할 수 있었다. 그리고 이 시뮬레이션으로 예측한 천체와 매우 잘 일치하는 초신성이 iPTF의 관측 데이터에서 이번에 발견된 것이다. 미국의 캘리포니아 공과대학의 키샤라이 데 연구팀이 2014년에 관측한 초신성 'iPTF14gqr'이다. 이 초신성은 일반 초신성보다 폭발에너지가 작고 폭발시 방출되는 물질이 매우 적다는 것을 보여주었다. 게다가 초신성 폭발 후 이루어진 분광관측으로 이 천체 주위에는 희박한 헬륨층이 퍼져 있는 것을 알 수 있었다. 이러한 관측결과는 시뮬레이션에서 예측한 외층이 크게 벗겨진 초신성의 특징과 잘 일치한다. 이것은 중성자별끼리의 연성을 형성한다고 생각되는 초신성 폭발을 세계에서 처음으로 포착한 관측이 된다.

“중성자별끼리의 합체는 금이나 백금 등의 중요한 원소를 만들어내는 현상입니다. 앞으로 중력파나 전자파를 이용한 관측으로 중성자별의 합체를 포착하는 것, 중성자별끼리의 연성을 만드는 초신성 폭발을 많이 관측함으로써 원소가 형성되는 현장에 대한 이해가 더욱 진행될 것"이라고 모리야 씨는 전망했다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 中性子星の連星をつくる、外層が大きく剥がれた星の超新星爆発を発見
https://www.nao.ac.jp/news/science/2018/20181012-theory.html

별은 우리가 평소 생각하는 것보다 훨씬 더 깊이 생명과 연결되어 있다. 우리 몸조차도 옛날에 별의 중심부에서 합성된 원소들로 이루어졌다. 우리가 흡입하는 산소나 해안 모래에 포함된 실리콘(규소) 등 탄소보다 무거운 모든 원소는 별의 라이프사이클에서 형성되었다.

별은 이러한 원소를 중심부의 핵융합반응으로 만들어낸다. 이 과정이 별을 빛나게 하는 에너지원이기도 하다. 대부분의 별은 수소의 핵융합반응으로 헬륨을 합성하고 헬륨을 탄소나 산소로, 최후에는 '탄소 산소 백색왜성'으로서 그 일생을 마친다. 백색왜성이란 원자가 꽉 찬 공과 같은 것이다. 전자의 축퇴압이 중력을 지지하고 있다. 즉, 전자가 접근할 수 없는 한계거리가 있어서 그것이 중력과 균형을 잡는 반발력을 낳고 있는 것이다. 그런데 전체의 1% 정도의 가장 무거운 별에서는 중력이 전자의 축퇴압을 이긴다. 이 별에서는 탄소와 산소가 차례로 네온, 나트륨, 마그네슘, 알루미늄, 실리콘, 황, 아르곤, 칼슘, 니켈 및 철로 변환된다. 이 원소 합성 과정은 마지막으로 별의 외층을 날려 버리는 대폭발에 의해 종말을 맞이한다. 이렇게 죽어가는 별은 폭발 후 며칠 동안 매우 밝게 빛난다. 때때로 그것이 속하는 은하 전체보다 밝아져 초신성이라고 불린다. 가장 무겁고 밝은 별에서는 수소에서 격렬한 기세로 무거운 원소로 합성이 진행되기 때문에 연료를 순식간에 소모한다. 이런 종류의 '중력붕괴형' 초신성 폭발은 별이 태어난 지 수백만 년 정도의 비교적 짧은 시간 내에 발생한다.

별이 초신성 폭발에 이르는 또 다른 경로가 있다. 이것은 백색왜성이 반성을 가질 때 발생한다. 반성 표면의 물질이 백색왜성에 서서히 떨어지고(강착) 중력의 압착에 전자의 축퇴압이 견디는 한계까지 백색왜성을 뚱뚱하게 한다. 한계에 도달하면 탄소나 산소로부터 니켈이나 철까지의 무거운 원소로의 합성이 단번에 진행된다. 그것에 의해 개방된 핵에너지가 백색왜성 전체를 폭발에 이르게 하고 우주공간에 원소를 흩뿌린다. 이것을 Ia형 혹은 열핵반응형 초신성이라고 부른다. 이 원리에서는 우선 저질량성 별이 진화하여 백색왜성이 되고 여기에 반성으로부터 질량이 강착해야 한다. 따라서 초신성 폭발까지 중력붕괴형 초신성보다 오랜 시간이 걸릴 것으로 생각된다.

중력붕괴형 초신성과 Ia형 초신성에서는 우주공간으로 방출되는 원소의 조성비 패턴이 크게 다르다. 전자는 산소와 마그네슘과 같은 비교적 가벼운 원소를 다량으로 생성하지만 후자는 주로 철이나 니켈과 같은 무거운 원소를 생성한다. 실리콘이나 황과 같은 중간 질량수의 원소는 어느 쪽이든 같은 정도로 만들어진다. 그래서 우리는 우주의 원소 조성비를 측정함으로써 생명의 진화에 필요한 원소가 언제, 어디에서, 어떻게 생성되었는지 그 이력을 밝힐 수 있을 것으로 기대를 가지고 있다. 초기 우주는 오늘과 완전히 다른 것이었을까? 우리와 완전히 다른 원소 조성비를 가진 장소가 우주의 어딘가에 존재할까?

직관에 반하는 것처럼 보이지만 이러한 질문에 대한 대답은 사실 별 자체가 아니라 오히려 별이 없는 은하와 은하 사이의 공간을 관찰함으로써 발견할 수 있다. 왜냐하면 우주의 '보통 물질'의 대부분은 별이 아닌 은하 사이에 충만하는 매우 고온에서 희박한 가스(플라즈마)에 포함되어 있기 때문이다. 따라서 탄소나 그 이외의 무거운 원소도 대부분은 은하 간에 있는 것이다. 이것은 은하의 큰 집단인 '은하단'에서 특히 두드러진다. 은하단에 있어서는 보통 물질의 약 90%가 X선을 방사하는 고온의 'ICM(intra-cluster medium, 은하단을 채우는 물질)'이라는 플라즈마이다. ICM의 화학 조성비는 X선 분광 관측에 의해 측정할 수 있다. 원소는 특정 에너지의 빛(휘선)을 방사하는 성질이 있기 때문에 휘선의 파장으로부터 그 방사원의 원소를 특정하고 휘선 강도로부터 원소량을 추정할 수 있다.
*보통 물질 : 최신 연구에서 우주는 약 4%의 별과 우리를 만드는 물질(바리온), 약 23%의 다크마터, 약 73%의 다크에너지로 구성되어 있다고 한다.

10년 전의 당시를 되돌아보면 은하단의 매우 고밀도이고 밝은 영역을 제외하고 ICM의 원소 조성비를 고정밀도로 측정하는 것은 매우 어려웠다. 그 당시에는 은하단의 반경과 함께 원소 조성비가 변화한다는 흥미로운 연구결과가 몇 가지 보고되었다. 그러나 중심으로부터의 거리가 큰 장소에서는 X선의 방사가 약하고 게다가 배경 노이즈가 크기 때문에 그 결과에 확신을 가지지 못했다. 사실 논문에 따라 결론이 다르다.

X선 천문위성 '스자쿠'는 이 문제를 해결하기 위해 몇 주간의 장시간 관측을 실시했다. '스자쿠'의 배경 노이즈는 현재 운용 중인 다른 X선 검출기보다 낮기 때문에 은하단 외연의 옅은 영역에어서의 원소 조성 패턴을 높은 정밀도로 측정하는 데 성공했다. 가장 가깝고 밝은 페르세우스자리 은하단의 초기 관측결과는 은하단 간 가스에서 철의 존재 비율이 매우 균일하게 분포하는 것으로 나타났다. 이는 과거의 관측이 시사하고 있던 것과는 반대로 은하단 외연부가 중력붕괴형 초신성뿐만 아니라 Ia형 초신성도 금속량의 증가에 기여하고 있음을 시사하고 있다. 그러나 이러한 매우 큰 공간 크기에서 어떤 종류의 초신성이 ICM에 금속을 공급했는지 실제로 밝히려면 두 종류의 초신성의 원소 조성비 패턴을 직접 비교해야 한다. 즉, Ia형 초신성의 생성물뿐만 아니라 중력붕괴형 초신성에 의해 지배적으로 공급되는 원소의 조성비도 측정해야 한다. 이것은 페르세우스자리 은하단에서는 불가능했다. 이 천체의 평균적인 가스 온도에서는 철 이외의 원소로부터의 휘선은 매우 미약하고 검출이 곤란하기 때문이다. 이러한 측정은 페르세우스자리 은하단보다 온도가 낮고 중력붕괴형 초신성에서 유래하는 원소의 휘선이 상대적으로 강한 은하단을 관측하는 것이 필요하다.

그래서 전천에서 두 번째로 X선이 밝고 온도가 낮은 처녀자리 은하단을 '스자쿠'로 2주간(페르세우스자리 은하단의 관측과 같은 시간) 관측했다. 이 새로운 관측 데이터는 처녀자리 은하단의 중심에서 가장자리에 걸쳐 연속적으로 철뿐만 아니라 마그네슘, 실리콘, 황을 검출하는 데 성공했다. 처녀자리 은하단 전체를 통하여 철, 실리콘, 마그네슘, 황의 상대 조성비가 일정하고 그 값이 태양 및 우리은하의 대부분의 별과 대체로 일치한다는 점을 발견했다. 이것은 우주에서 원소가 매우 잘 섞여 태양 반경(수십만 km)에서 은하단 크기(수백만 광년)까지 균일하게 유지된다는 것을 의미한다. 우주의 다른 부분이 우리와 크게 다른 원소 조성비를 갖지 않는 것 같다. 생명은 다른 어느 곳에서나 똑같이 진화할 수 있다!

이러한 큰 공간에서 금속이 혼합되기 위해서는 금속 원소의 대부분이 옛날에 공급되어야 한다. 우리는 100억 년 전의 젊은 우주가 격렬한 별 형성의 시대를 거쳤다는 것을 알고 있다. 아마도 그때 많은 초신성 폭발이 일어났고 그 폭발 에너지와 그 시대의 활동적인 블랙홀에서 강한 바람이 은하 밖으로 금속원소를 밀어내어 은하 사이 공간에 섞였을 것이다. 이것은 Ia형 초신성과 중력붕괴형 초신성이 모두 우주의 금속량 증가에 기여하고 우주가 현재의 1/3 연령일 때 이미 우리가 오늘 보는 원소 조성비와 거의 같은 값에 이르렀음을 의미한다. 즉, 오랫동안(확실히 지구 연령보다 훨씬 오랫동안) 모래사장이나 적혈구를 형성하는데 필요한 원소는 풍부하게 존재해 왔다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 銀河団の元素組成は一様だった
https://www.isas.jaxa.jp/feature/forefront/160118.html

우주에는 항성이나 행성, 혜성, 블랙홀 등의 천체 그리고 별과 별 사이에 있는 어두운 공간 등이 있습니다. 이들 각각은 학술 용어로 엄격한 정의라는 것은 없습니다.  dwarf planet은 행성 재정의로 태어난 개념입니다.

성간공간이란 별과 별 사이에 있는 광대한 아무것도 없는 것처럼 보이는 공간을 말합니다. 성간가스라는 매우 밀도가 작은 가스와 성간먼지라는 규소와 탄소, 철, 마그네슘 등의 약간 무거운 원소로 만들어진 미립자가 존재하고 있습니다.

우주에는 어떤 원소가 존재하는지 살펴보면 압도적으로 수소의 수가 많은 것을 알 수 있습니다. 약 90%로 헬륨, 산소, 탄소로 이어집니다. 이것은 원소 존재도이므로 화합물에 포함되어 있는 수소나 산소도 카운트되고 있습니다.

분자의 형태로 어떤 분자가 있는지 살펴보면 흥미로운 것은 우주에는 이상한 모양의 분자가 존재한다는 점입니다. 예를 들어 손의 수가 맞지 않는 라디칼 분자가 많습니다(CH나 C2 등). 게다가 이온 그대로 존재하는 분자가 있습니다(CF+나 HCNH+ 등).

위 그림의 '3' 부분의 처음에 HCN과 HNC라고 적혀 있습니다. 이 두 가지는 이성체로 HCN이 훨씬 안정하다는 것이 알려져 있습니다. 얼마나 안정하면 지구상에서 HCN이 1만 개 있어도 모두 HCN이 되어 있는 정도입니다. 그러나 많은 성간공간에는 HNC와 HCN의 비율이 0.01~1:1 정도인 것을 알 수 있습니다.

이 존재비의 수수께끼는 아직 해결되지 않았지만 어느 정도는 알고 있습니다. 그 열쇠는 '4' 부분의 위로부터 4번째에 쓰여져 있는 HCNH+라는 이온에 있다고 알려져 있습니다.

이 이온에 전자가 부딪히면 HCNH 분자가 됩니다. 여기에서 여분의 에너지를 가진 HCNH 분자는 그 에너지를 방출하기 위해 스스로 원자를 내놓습니다. 그 내놓는 원자는 수소원자이지만 여기서 C와 결합하고 있는 수소원자를 내놓으면 HNC가 되고, N과 결합하고 있는 분자를 놓으면 HCN이 됩니다. 이것이 HNC가 많이 존재하는 이유 중 하나일 것으로 생각됩니다.

애초에 왜 HCNH+가 HCNH가 되어 나뉘어져 가는 복잡한 프로세스를 하는지, NH와 C가 부딪치면 HNC를 만들 수 있을 것으로 생각되지만 그렇게 단순하지 않습니다.

그것은 에너지 보존 문제입니다. 우주는 거의 진공이기 때문에 주변에 다른 분자가 없습니다. 3개의 분자가 동시에 부딪힐 가능성은 0이라고 해도 좋을 것입니다. 그러면 두 원자가 부딪혀 안정한 하나의 분자가 되어 버리면 불필요한 에너지의 방출이 없기 때문에 결국 그 에너지는 지금 생긴 결합을 끊기 위해서 사용되어 버리고 분자는 또 2개의 원자로 나뉘어 갑니다. 똑같은 것을 분자끼리의 충돌에도 말할 수 있는 것입니다. 그래서 3원자 분자를 만들려면 4개 이상의 원자가 관련된 충돌이 필요하게 됩니다. 빠져나가는 원자가 반드시 있기 때문입니다.

그러므로 주목한 것은 NH 분자와 C2 분자입니다. 이 두 가지는 모두 라디칼이며 충돌하면 HNCC라는 분자가 됩니다. 여기에서 C가 빠져나가면 HNC가 될 것으로 예상됩니다.

이 충돌의 시뮬레이션을 하는 프로그램은 이미 있기 때문에 NH와 C2를 충돌시켜 본 결과 거의 100% HNC가 생성하는 것을 알게 되었습니다. 이 반응이 성간공간에서의 HNC의 존재비에 미치는 영향이라고 보지는 않지만 HCNH+이온은 4원자 분자인 것이고, 4원자 분자가 할 수 있는 확률이라고 하는 것은 2원자 분자 2개의 충돌과 비교해도 그다지 높지는 않을 것으로 예상됩니다. 그렇다면 이 반응에 의한 존재비의 영향을 고려할 만한 것이라고 봅니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 宇宙にある分子の不思議
http://www.chem.saitama-u.ac.jp/takayanagi-lab/res01_b.html

우주의 형태(shape of Universe)는 우주의 기하학을 기술하는 우주물리학의 주제 중 하나로, 우주의 기하학은 국소기하학과 전역기하학 등으로 구성됩니다. 우주의 형태는 대개 곡률과 위상기하학으로 나뉘어져 있으며, 엄밀하게는 그 범주를 넘는다. 보다 형식적으로는 어느 3-다양체가 4차원 시공의 공동좌표의 공간구분에 대응하는지를 조사하는 것에 있다.

우주의 형태의 생각은 두 가지로 나뉜다. 하나는 우주의 어느 곳에서나 관측 가능한 우주의 곡률과 관련된 국소기하학이며 다른 하나는 관측 가능하다고 단정짓지 못하는 우주 전체의 위상기하학과 관련이 있는 전역기하(global geometry)이다.

우주연구자들은 보통 공동좌표계라는 시공간 슬라이스를 다룬다. 관측의 관점에서 관측 가능한 시공간의 구분은 후방의 광원뿔(임의의 관측자에게 도착하는 시공을 나타내는 우주광 지평면의 내측)이다. 관련 용어인 허블 부피는 과거의 광원뿔 또는 마지막으로 산란된 표면과 일치하는 공동공간을 나타내기 위해 사용된다. 특수상대성이론의 관점에서는 동시성의 과제 때문에 '(어느 시점의) 우주의 형태'라는 생각은 허술하다. 동시성의 과제로부터는 '다른 장소에서, 동시에'라는 표현은 허용되지 않기 때문에 '다양한 장소의, 어느 시점에 있어서의' 우주의 형태라는 표현도 허용되지 않는다.

관측 가능한 우주가 전체 우주보다 작다면 관측자는 관측에 의해 우주 전체의 구조를 결정할 수 없다. 관측 가능한 우주는 작은 부분에 불과하다. 관측 가능한 우주가 전체 우주인 경우 관측자는 관측을 통해 우주 전체의 구조를 결정할 수 있다. 게다가 우주가 (실린더처럼) 어느 차원에서는 작고 어떤 차원에서는 그렇지 않은 즉, 작은 닫힌 루프라면 관측자는 우주에 다면적인 상을 볼 것이다.

공간의 곡률에 의존하는 국소기하학적 우주모델

국소기하학은 충분히 큰 척도인 관측 가능한 우주에서 임의의 점의 곡률이다. 초신성과 우주마이크로파배경복사와 같은 많은 천문학적 관측은 관측 가능한 우주가 거의 균일하고 등방성이며 가속팽창하고 있음을 보여준다.

▣ 우주의 FLRW 모델
일반상대성이론에서 국소기하학은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric)으로 표현된다. 이 모델은 프리드만 방정식에 의해 표현되며 유체역학에 기초한(즉, 우주를 완전 유체 로 해석했다) 우주의 곡률을 탄생시켰다. 항성이나 질량의 구조, '거의 FLRW'인 모형이 이용되지만 관측 가능한 우주의 국소기하학적 추정에는 엄밀한 FLRW 모형이 이용된다.

즉, 모든 암흑에너지가 무시된다면 모든 물질은(은하와 같은 물질에 의해 왜곡되지 않고) 균일하게 분포되어 있다고 가정하면 우주의 곡률은 우주에 존재하는 물질의 평균밀도를 평가하여 결정된다.

이 가정은 다음과 같은 관측에 의해 뒷받침된다. 우주의 불균질성(이질성 모두)과 이방성은 약하고 대체로 균질적, 등방적이다.

균질·등방인 우주는 곡률정수가 있는 공간기하를 가능하게 한다. 일반상대성이론과 FLRW 모델은 국소기하학에서 밀도변수 오메가(Ω)가 공간의 곡률과 관련이 있음을 시사한다. 오메가는 우주를 임계 에너지밀도로 나눈 우주의 평균밀도이다. 즉 Ω이 1이면 우주는 평탄(곡률 0)하다.

공간의 곡률은 공간좌표에서 피타고라스의 정리가 유효한지 여부를 수학적으로 나타낸다. 아래의 예에서 국부적 길이의 연관성을 나타내기 위해 피타고라스의 정리를 대체하는 방정식이 필요하다.

• 곡률 0 (Ω = 1) 피타고라스의 정리는 유효
• Ω > 1 곡률은 양수
• Ω < 1 곡률은 음

Ω=1 이외의 경우 피타고라스의 정리는 유효하지 않다. 그러나 차이는 삼각형의 한 변의 길이가 10^26 정도일 경우에만 검출된다.

작은 원의 외주와 직경을 측정하고 원주를 직경으로 나눈다면 세 가지 기하학 모두 π를 얻는다. 그러나 직경이 커지면 Ω = 1 이외의 공간에서 이 몫은 π에서 벗어난다.

• Ω > 1 몫은 π보다 작다. 실제로 구체 위에서 얻은 가장 큰 원에서 원주는 직경의 두 배이다.
• Ω < 1 몫은 π보다 커진다.

초신성 사건을 이용한 우주와 시공의 물질-에너지 밀도의 천문학적 측정은 공간의 곡률이 0에 가까운 것을 시사하고 있다. 이는 시공간의 국소기하학은 시공간의 간격에 기초한 상대성원리에 의해 유도되지만 근사적으로 유명한 유클리드 기하학에 의한 3공간으로부터 유도될 수도 있다는 것을 의미한다.

▣ 12면체 구조 모형
장피에르 루미네는 우주배경복사의 데이터로부터 구부러진 정오각형에 의한 12면체 구조를 하고 있다고 주장했다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 宇宙の形
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