태양은 우리 주변의 가장 강력한 중성미자 발생원입니다. 태양이 빛나는 에너지원은 태양 중심부에서 일어나는 핵융합반응 때문입니다. 4개의 수소원자핵이 융합하여 1개의 헬륨4 원자핵(양성자 2개, 중성자 2개)이 만들어지면 핵융합 에너지가 방출되고 동시에 2개의 양전자와 2개의 전자 중성미자가 생성됩니다.(4p → He + 2e + + 2νe + 핵융합 에너지) 이 반응에서 생성되는 전자 중성미자를 "태양 중성미자"라고 부릅니다. 태양 중성미자의 강도는 지구의 위치에서 초당 1cm^2당 약 660억 개가 됩니다.
태양 중심에서 일어난 핵융합반응에 의한 열이 태양 표면에 나타날 때까지 10만 년 정도 걸린다고 합니다. 반면에 중성미자는 다른 물질과 거의 반응하지 않기 때문에 태양 중심에서 태어난 중성미자는 지구까지 약 8분 정도에 도착합니다. 즉 빛으로는 10만 년 전의 태양의 활동을 보고 있는 것이 되지만 중성미자로는 태양 중심의 활동 상황을 거의 실시간으로 관측할 수 있는 것입니다.
태양 중성미자의 관측은 1960년대 후반부터 미국 R. Davis 등에 의한 Homestake 실험에서 시작되었습니다. Homestake 실험에서는 태양 중성미자가 염소 원자핵에 충돌하여 아르곤 원자핵으로 바뀌는 반응률을 조사함으로써 중성미자 강도를 관측했지만 중성미자가 날아오는 방향을 측정할 수 없었습니다. 실험 결과 관측된 반응률은 표준 태양 모델(Standard Solar Model, SSM)에서 예상되는 값의 약 1/3 정도였습니다. 정말 태양에서 온 중성미자를 검출하고 있는지, 왜 중성미자 강도가 적은지, SSM은 맞는지, 중성미자가 유한 질량을 가지고 중성미자 진동현상이 일어나고 있는지 등의 의문이 있었습니다. 이 문제는 '태양 중성미자 문제'로 오랫동안 연구자들을 괴롭히게 됩니다.
1988년 Homestake 실험 이외의 첫 번째 태양 중성미자 관측결과는 Camio Cande II 실험그룹에서 보고되었습니다. 카미오칸데 실험은 슈퍼 카미오칸데 실험의 전신 실험으로 중성미자 비행방향을 실시간으로 검출할 수 있습니다. 카미오칸데는 관측된 중성미자가 태양의 방향에서 오는 것을 처음으로 보여주었습니다. 그러나 관찰된 태양 중성미자의 강도는 SSM에서 예상되는 값의 약 절반이었고 태양 중성미자 문제를 해결하지 못했습니다.
슈퍼 카미오 칸데는 2000년 6월에 전례 없는 높은 정밀도로 태양 중성미자의 강도 관측 결과를 보고했습니다. 그 결과 관측된 태양 중성미자 강도는 SSM에서 예상되는 강도의 약 45%임을 99.9% 이상의 확실성으로 확인하였고 태양 중성미자 문제가 중성미자 진동에 의한 것임을 시사했습니다. 게다가 매우 높은 정밀도의 중성미자 에너지 분포의 측정이나 중성미자 강도의 주야간 시간에 의한 변화의 정보를 더해 중성미자 진동을 일으키는 원인이 되는 질량차, 중성미자끼리의 섞임(혼합각)에 큰 제한을 주었고 중성미자 혼합의 비율이 큰 것을 나타냈습니다. 2001년 6월에는 캐나다의 SNO 실험에서의 태양 중성미자 관측 결과를 더해 두 개의 실험 데이터만으로 중성미자 진동이 일어나고 있다는 확실한 증거가 나타났습니다. 또한 동시에 표준 태양 모형에서 계산된 중성미자 강도도 정확했음이 확인되었습니다.
관측되는 태양 중성미자 강도가 적게 보이는 문제는 중성미자 진동에 의해 해결했지만 중성미자의 성질이나 태양의 연소기구(표준 태양 모형)에는 아직도 의문점이 남아 있습니다. 태양 중성미자의 진동 파라미터(질량차, 혼합각)의 진정한 값, 태양 중성미자에 대한 지구 내부의 물질효과의 확인, 태양 내부의 화학적 조성의 규명 등을 들 수 있습니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 太陽ニュートリノ https://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/about/research/
By Penn State / https://www.flickr.com/photos/pennstatelive/27616355621/
중력파란 광속도로 전파하는 '시공의 잔물결'로, 아인슈타인이 일반상대성이론의 귀결로서 1916년에 그 존재를 예언했습니다. 일반상대성이론에 따르면 중력은 시공간의 왜곡으로 나타나며, 예를 들어 별 주변에서는 시공간이 왜곡되어 있습니다. 만약 이 별이 연성을 이루고 2개의 별의 중심 주위를 회전하고 있는 경우에는 시공의 변형도 시간적으로 변화해 그 영향은 연성으로부터 사방으로 퍼져나갑니다. 이것이 중력파입니다. 중력파는 초신성 폭발이나 중성자별 연성의 합체 등의 매우 강력한 현상에서 방출됩니다.
중력파는 강한 중력장에서 만들어지므로 포착한 중력파의 특성을 자세히 살펴보면 아인슈타인의 일반상대성이론이 올바른 이론인지 확인할 수 있습니다. 또 중력파의 가장 큰 특징인 투과성으로 빛이나 전파에서는 잘 보이지 않는 블랙홀이나 중성자별의 핵심에 파고들 수 있습니다. 비슷한 이유로 중력파는 우주의 탄생(빅뱅) 직후를 볼 수 있는 유일한 수단으로 기대됩니다.
1974년 Hulse와 Taylor에 의해 연성 펄서 PSR1913의 공전주기가 감소하고 있는 것이 발견되었으며, 이는 중력파 방출에 따른 에너지 감소로 인한 것으로 입증되었고 이 발견을 통해 1990년 노벨 물리학상을 수상했습니다.
중력파는 두 점 사이의 거리를 변경합니다. 2점간의 거리의 변화를 정밀 계측하여 중력파를 포착할 수 있습니다. 그러나 그 효과는 매우 약한 것으로, 예를 들어 현재 노리고 있는 중력파의 진폭(무차원의 변형량을 h로 나타냄)은 h = 10^-21 정도로 태양과 지구 사이의 거리를 수소원자 1개분 변화시킬 뿐입니다. 이와 같이 미약한 변화를 검출하려면 극한의 계측기술이 필요합니다.
미국에서는 기선 길이 4km의 2대의 레이저 간섭계 LIGO를 건설했고 유럽에서는 이탈리아·프랑스 연합의 VIRGO 계획(기선 길이 3km), 독일·영국 연합의 GEO 계획(기선 길이 600m)이 진행 중입니다. 그 외 호주에서도 같은 계획(AIGO)을 가지고 있습니다.
21세기 중력파 천문학의 최종 무대는 우주공간으로, 이러한 공간을 이용한 거대 레이저 간섭계에 대해서도 실현성이나 기술적 문제의 검토를 시작했습니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 重力波とは？ https://granite.phys.s.u-tokyo.ac.jp/168/168.htm#:~:text=%E3%81%BE%E3%81%9F%E3%80%81%E9%87%8D%E5%8A%9B%E6%B3%A2%E3%81%AE%E4%B8%80,%E3%81%A8%E8%80%83%E3%81%88%E3%82%89%E3%82%8C%E3%81%A6%E3%81%84%E3%81%BE%E3%81%99%E3%80%82
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2015년 9월 14일 세계 최초로 중력파 관측에 미국 중력파 관측장치 'LIGO(라이고)'가 성공했다. 중력파는 그 투과성으로 우주 탄생 직후의 관측이 가능하게 된다고 생각되고 있다. 중력파를 베이스로 우주 초기에 생긴 블랙홀이나 우주의 대부분을 차지하는 암흑물질의 정체 등 우주의 근원적인 수수께끼를 규명하기 위해 이론연구가 진행되고 있다.
중력파는 거대한 질량을 가진 천체 등의 운동에 의해 발생하는 시간과 공간의 왜곡, 즉 시공간의 왜곡이 광속으로 파동처럼 전파하는 현상이다. 아인슈타인의 일반상대성이론에서 예언되어 지금까지 간접적으로 확인되었지만 직접 관측은 이루어지지 않았다.
중력파는 매우 미약하여 1m 떨어진 2개의 물체가 있다면 10^-20m정도, 즉 양성자 크기의 10만 분의 1 정도밖에 흔들리지 않는다.
우주론의 연구자들은 옛 우주에서 오는 빛을 관측하여 우주의 초기를 보려고 시도해 왔다. 지금까지 우주의 모든 방향에서 거의 등방적으로 관측되는 '우주 마이크로파 배경복사'가 가장 우주의 초기를 볼 수 있는 빛이었다. 그러나 우주 탄생 직후는 아직 고온이어서 빛이 직진할 수 없었기 때문에 현재의 우리까지 빛은 닿지 않고 관측할 수 없다.
그러나 중력파는 어떤 곳도 지나가는 높은 투과성을 가지고 있기 때문에 강력한 우주 관측의 도구가 되어 우주 탄생 직후에 방출된 것이라도 우리에게 도착한다. 우주 탄생 직후에 방출된 중력파는 아직 발견되지 않았지만 LIGO에서의 관측 이후 이미 100개 이상의 중력파가 관측되고 있다. 앞으로 중력파 관측기술이 더욱 발전하면 우주 초기 중력파도 관측할 수 있어 우주의 수수께끼가 더욱 규명될 것으로 보인다.
by geralt / https://pixabay.com/ja/illustrations/%E5%AE%87%E5%AE%99-%E7%A9%BA-%E5%87%BA%E6%BC%94%E8%80%85-%E3%82%B9%E3%83%9A%E3%83%BC%E3%82%B9-2742113/
'현대 우주론'은 우주의 역사와 성립에 대한 물리학을 기반으로 연구하는 분야로, 우주의 기원과 성립에 대해서는 고대부터 사람들의 관심이었다.
우주는 영원한 것이라는 생각이 고대부터 지배적이었지만 1920년대에 우주는 옛날에 일어난 빅뱅(대폭발)에 의해 시작되었다는 설이 제창되었다. 더 먼 은하가 더 빨리 멀어지고 있는 것이 관측되고 우주는 팽창을 계속하고 있다는 것이다. 이론적으로도 일반상대성이론에 의해 우주 전체가 팽창하고 있다는 것이 증명되었고 빅뱅이론의 확실성이 인정되게 되었다. 그 후의 연구에 의해 빅뱅이 일어난 것은 138억 년 전이라고 추정되고 있다.
탄생한 우주에 있는 별과 은하의 형성을 설명하는 '인플레이션 이론'에 따르면 우주는 탄생 직후 10^-35초라는 짧은 시간 동안 고온 고밀도 에너지상태에서 빠르게 팽창했다. 우주의 여러 장소를 관찰하면 이상하게도 구조가 모두 같다는 것을 알았다. 그 이유로 우주는 같은 기원을 가진 한 곳에서 발생하여 급격히 팽창했다는 이론에 도달한다.
양자역학을 적용하면 탄생 직후의 상태에서도 우주공간은 항상 요동쳤고 에너지 밀도의 불균일이 존재했다. 그 밀도가 짙은 곳에는 중력에 의해 주위의 물질이 모여 점점 밀도가 짙어지고 밀도가 얇은 곳은 점점 밀도가 얇아지면서 밀도의 농담이 커져 갔다고 생각되고 있다. 그로 인해 별과 은하가 생겼다.
현대 우주론은 지난 수십 년 동안 급속히 발전하고 있다. 이론적인 발전과 함께 중력파의 관측에 의해 새롭게 밝혀지는 것이 늘어남에 따라 차례차례로 새로운 의문도 나오고 있다. 인플레이션 이론도 아직 밝혀지지 않은 것이 많이 있다.
또 별이나 은하와 같은 물질은 우주 전체의 불과 4.9%이며 그 이외는 암흑물질이나 암흑에너지라고 불리며 실태가 밝혀지지 않았다. 이러한 정체를 탐구하는 것은 폭넓은 분야에 관련된 매우 중요한 과제다.
LIGO에 의해 관측된 중력파는 두 개의 블랙홀이 연성을 만들고 합체했을 때 방출된 중력파인 것으로 나타났다. 그러나 이러한 블랙홀의 기원은 알 수 없다. 모두 태양의 36배와 29배라는 큰 질량을 가지는 것이며, 태양의 수십 배의 질량을 가진 블랙홀은 우주에는 거의 존재하지 않는다고 생각되었기 때문에 이것들이 원시 블랙홀일 가능성이 조사되고 있다.
중력파를 일으킨 블랙홀 합체 / Courtesy Caltech/MIT/LIGO Laboratory
별이 붕괴 등으로 생기는 블랙홀과 달리 원시 블랙홀은 우주 탄생 직후에 생겼다고 생각되는 블랙홀이다. 에너지 밀도가 특히 높은 영역에서 중력에 의한 수축이 일어나고 있다고 생각되고 있다. 이론적으로는 이러한 블랙홀이 존재할 수 있음을 알고 있으며, 지금까지 다양한 방법에 의한 탐사가 이루어져 왔지만 결정적인 존재 증거는 발견되지 않았다. 그 존재가 확인되면 인플레이션 이론에 대한 이해가 더욱 깊어질 것으로 기대된다.
중력파가 첫 관측되기 전에는 별이 일생을 끝내고 블랙홀이 되었다고 해도 태양의 약 30배의 질량을 가지는 무거운 블랙홀이 될 수 없을 것이라고 보았다 했다. 그러나 관측결과를 계산한 결과 실은 가능하다는 것을 알았다. 그 때문에 LIGO에서 관측된 블랙홀이 원시 블랙홀인지 일생을 끝낸 별의 블랙홀인지 불분명하다.
한편으로 원시 블랙홀은 암흑물질의 후보 중 하나로 보고 있다. 암흑물질이란 우주에 있는 물질로, 대량으로 존재하지만 볼 수 없기 때문에 정체는 알 수 없다. 미지의 소립자와 원시 블랙홀일 가능성이 생각되고 있다.
2015년 중력파 관측에서 발견된 블랙홀이 원시 블랙홀이었을 경우 암흑물질을 설명할 수 있는지 여부가 논점이 되었다. 암흑물질이 미치는 중력의 강도의 측정으로부터 우주에 존재하는 암흑물질의 전체 질량은 알고 있으므로 중력파 관측에서 발견된 블랙홀과 비교해 질량이 큰 원시 블랙홀이 암흑물질일 가능성을 검토했다. 그 결과 이러한 질량의 큰 원시 블랙홀은 암흑물질의 0.1%에 지나지 않고 암흑물질의 주요 성분이 되지 않는다는 것이었다. 만약 이것보다 많은 원시 블랙홀이 있었다면 중력파 관측으로 보이는 것 이상의 빈도로 합체가 일어날 것이기 때문이다.
한편 10^20 ~ 10^22그램의 가벼운 원시 블랙홀이 암흑물질일 가능성은 남아 있다. 따라서 현재 가벼운 원시 블랙홀이 암흑물질의 주요 성분인지에 대한 연구가 활발히 진행되고 있다.
중력파의 관측에 의해서 처음으로 암흑물질은 적어도 태양 등 항성질량의 블랙홀이 아니라는 것을 알았다는 것을 알게 되었고 중력파 관측의 가능성을 재인식했다. 현재는 암흑물질의 정체를 중력파를 사용하여 밝히기 위해 노력하고 있다.
암흑물질은 우리은하에 많이 존재하지만 어떻게 분포되어 있는지는 알 수 없다. 암흑물질이 원시 블랙홀이 아니라면 미지의 소립자일 것이다. 그 경우 소립자의 질량이 포인트가 된다. 어느 정도 가볍다면 암흑물질은 날 수 있기 때문에 공간 안에 골고루 분포되어 있을 것이다. 반대로 무거우면 몇 가지 덩어리로 분포해야 한다.
따라서 우리은하에서 암흑물질의 분포를 알면 암흑물질을 구성하는 물질의 성질을 알 수 있다. 그리고 중력파를 사용하면 암흑물이 어떻게 분포하고 있는지 알 수 있을 것이다.
구체적으로는 먼 곳에서 중력파가 왔을 때 암흑물질의 분포에 불균일이 있으면 암흑물질이 만드는 중력에 의해 중력파의 파면이 조금 요동칠 것이다. 이러한 현상을 '중력렌즈 효과'라고 한다. 그 중력파를 관측하여 암흑물질의 분포를 알 수 있을 것이다.
현재의 관측 레벨에서는 불행히도 암흑물질의 중력렌즈 효과의 관측은 할 수 없다. 더 감도 좋은 차세대 중력파 검출기가 필요하다. 가동 중력파 검출기는 2세대이며 미국과 유럽은 3세대 중력파 검출기를 개발 중이다. 10~20년 후의 완성이 예정되어 있다. 이에 따라 암흑물질의 중력렌즈 효과의 관측도 기대할 수 있다.
또한 유럽과 중국은 중력파 검출기를 우주로 발사할 계획이다. 이유는 지상의 중력파 검출기의 타겟은 10Hz~1,000Hz의 중력파로, 10Hz보다 저주파의 중력파의 관측은 지면의 진동 때문에 어렵기 때문이다. 그래서 지면 진동이 없는 우주공간에서 mHz라는 저주파 중력파를 관측하자는 것이다. 질량이 큰 블랙홀이 연성 합체하면 저주파 중력파를 내기 때문에 저주파 중력파는 우주물리학에서 매우 중요하다.
현재는 중력파의 중력렌즈 효과에 관한 이론연구가 중심인데, 최근 LIGO의 연구자와 공동으로 관측 데이터를 사용하면서 중력파의 중력렌즈 효과에 관한 파형의 연구를 시작하고 있다. 데이터 해석의 연구자와도 협력하면서 중력파의 중력렌즈 효과를 발견하는 것이 향후의 목표이다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - ダークマターの正体はブラックホールか？ https://www.titech.ac.jp/public-relations/research/stories/next09-suyama
태양중심에서는 4개의 수소의 원자핵이 융합하여 최종적으로 헬륨으로 변하는 핵융합반응(원자핵이 융합하는 반응)이 진행되고 있습니다. 이 때 약 0.7%의 질량이 소실되어 그 에너지가 빛(전자파)으로 방출되고 있습니다. 지금도 태양은 초당 약 42억 킬로그램씩 가벼워지고 있다고 합니다. 그렇지만 태양은 상상 이상으로 거대하기 때문에 50억 년 이상 핵융합반응을 계속할 수 있습니다.
그런데 이 반응(특히 최초의 수소끼리의 융합반응)은 매우 드물게 일어납니다. 개별 수소 원자핵의 관점에서 보면 수명이 10억 년으로, 즉 10억 년에 1회 정도밖에 반응하지 않는다고 합니다. 따라서 태양 중심의 에너지 발생밀도는 입방미터당 270와트밖에 안됩니다.(인간은 약 1,000와트)
이 점에서 작은 태양을 지상에 만들어도 에너지원이 되지 않는 것은 분명합니다. 이에 핵융합발전에서는 보통의 수소가 아닌 그 동위체인 중수소와 삼중수소의 핵융합반응을 사용합니다. 중수소 기호 D와 삼중수소 기호 T를 사용하여 DT반응이라고도 합니다. 이것이 가장 일어나기 쉬운 확률이 높은 반응이기 때문입니다. 다행히 지구상에는 초기 우주에서 만들어진 중수소가 남아있습니다. 바다에는 50조 톤의 중수소가 있습니다. 삼중수소는 자연계에 별로 존재하지 않지만 해수에 포함된 2,000억 톤의 리튬으로부터 생산할 수 있습니다. 지구상에는 기적적으로 핵융합발전에 사용할 수 있는 연료가 존재하고 있었던 것입니다. 만약 이것들이 지구상에 존재하지 않았다면 핵융합발전의 구상은 나오지 못했을 것이다.
by Eye Steel Film / https://www.flickr.com/photos/eyesteel/
DT반응에서는 중성자와 헬륨이 발생하는데, 중성자의 운동에너지를 열에너지로 변환하여 발전에 사용합니다. 헬륨의 운동에너지는 플라즈마의 온도를 유지하는 데 사용됩니다. 이 반응은 핵분열반응과 달리 중성자를 통한 연쇄반응이 아니라는 것을 알 수 있습니다. 따라서 멈추기가 쉽고 원리적으로 폭주하지 않습니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 空の太陽と地上の太陽「核融合発電」の違い https://marumaru-yamane-fusion.blogspot.com/2019/01/blog-post.html?m=1
우주의 광대함을 생각하면 지구 이외의 행성에도 생명체가 존재할 가능성은 높고, 지금까지 많은 과학자가 지구외 생명체의 탐사를 실시해 왔습니다. 2024년 1월 8일 지구외 생명체의 탐사를 하는 미국 캘리포니아주의 SETI 연구소가 지구외 생명체가 발하는 테크노 시그니쳐를 검출하는 프로젝트 'Commensal Open-Source Multimode Interferometer Cluster(COSMIC)'의 현황과 미래계획에 대해 보고했습니다.
COSMIC은 미국 뉴멕시코 칼 쟌스키 초대형 간섭전파망원경군(VLA)의 관측 데이터를 이용하여 지구외 생명체를 탐사한다는 프로젝트입니다.
VLA는 지름 25m의 파라볼라 안테나 27기를 한변 21km의 Y자형으로 부설된 선로 위로 이동시켜 우주로부터 날아오는 미약 전파를 검출해 천체 관측을 합니다. COSMIC은 VLA의 운용시설 내에 시스템을 구축해 각 파라볼라 안테나로부터의 디지털 신호를 증폭·분할해 컴퓨터 서버에 송신하고 있다고 합니다. 이 데이터를 사용하여 외계생명체의 흔적을 찾고 있습니다.
by cmh2315fl / https://www.flickr.com/photos/cmhpictures/
이미 광대한 탐색 능력을 가진 VLA에 편승함으로써 COSMIC는 외계생명체의 탐색범위를 대폭 넓히고 있습니다. 지금까지의 지구외 생명체 탐사에서는 수천 개의 항성만 커버할 수 있는데 반해 COSMIC에서는 0.75GHz~50GHz의 주파수로 수십만, 혹은 수백만의 항성계를 탐색할 수 있게 되어서 전천의 80%에 달한다고 합니다.
COSMIC은 2023년 1월에 세 번째 관측이 시작된 VLA Sky Survey(VLASS)에 편승하여 VLA가 관측한 데이터의 사본을 실시간으로 분석하고 있습니다. 미약한 전파를 신속하게 분석함으로써 지구외 생명체의 테크노 시그니처의 가능성이 있는 신호가 정말로 지구외 생명체에 의한 것인지, 다른 발신원에 의한 것인지 후속조사가 원활해집니다.
SETI 연구소의 천문학자인 체노아 트램블레이 씨는 “현재의 초점은 처음 6개월 동안 50만 개 이상의 관찰된 소스로 테크노 시그니처에 대한 가장 큰 조사 중 하나를 만드는 것"이라고 밝혔습니다. COSMIC은 현시점에서 매시간 약 2000건의 우주전파 소스를 스캔하고 있다고 합니다.
아래는 COSMIC가 관측대상으로 하고 있는 항성계의 위치를 점으로 표현하여 미약 전파를 매핑한 영역을 채운 이미지입니다.
COSMIC은 어디까지나 VLA 관측 데이터를 복사하고 분석하므로 VLA가 수행하는 다른 분석을 방해하지 않습니다. 또한 COSMIC 시스템은 미래의 확장을 염두에 두고 설계되었으므로 업데이트를 통해 동시에 관찰할 수 있는 대상의 수를 늘리거나 기계학습 알고리즘을 도입하여 데이터 분석을 효율화할 수 있다는 것.
또한 시스템은 적응성이 있기 때문에 외계생명체의 탐사 이외의 천문학 프로젝트에도 사용할 수 있습니다. 트럼브레이 씨는 “설계의 유연성은 고속 전파 버스트의 펄스 구조 연구와 암흑물질 후보인 액시온 탐색과 같은 다른 광범위한 과학적 기회를 제공한다”고 설명했습니다.
캠브리지 대학의 연구팀은 아인슈타인의 일반상대성이론이 성립되지 않게 되는 노출 특이점(Naked Singularity)이 4차원 시공(공간 3차원 + 시간 1차원)에 존재할 수 있다는 연구결과를 발표했다. 지금까지 5차원 이상의 고차원 공간에 대해서는 노출 특이점이 존재할 가능성이 지적되고 있었지만, 우리가 살고 있는 이 우주와 같은 레벨의 차원이어도 노출 특이점이 존재할 수 있음을 나타내는 시뮬레이션 결과를 얻은 것은 이번이 처음이라고 한다. 연구논문은 물리학지 'Physical Review Letters'에 게재되었다.
블랙홀의 내부에서는 질량이 중심의 한 점에 집중되어 있고, 이 점에서는 밀도와 시공간의 곡률이 무한대가 된다고 생각되고 있다. 무한대의 밀도 등을 계산으로 취급할 수 없기 때문에 아인슈타인의 일반상대성이론을 포함한 기존의 물리법칙이 성립되지 않게 된다. 이와 같이 무한대의 출현에 의해 물리법칙이 파탄되는 점은 '특이점'이라고 불린다.
한편 블랙홀에 흡입되면 강한 중력장에 사로잡혀 빛조차도 돌아올 수 없게 된다고 되어 있다. 빛이 돌아갈 수 없게 되는 지점(블랙홀의 내부와 외부의 경계면)은 '사건의 지평면'이라고 불린다. 블랙홀 내부에서 일어난 사건은 외부에서는 관측할 수 없고, 외부 우주에 대해서는 인과관계를 갖지 않는다고 볼 수 있다.
따라서 특이점이 존재하더라도 블랙홀 내부에 있는 한 외부 세계에는 영향을 미치지 않는다고 생각할 수 있다. 물리법칙이 성립되지 않는 장소가 우주 안에 존재하고 그러한 장소가 사건의 지평면에 의해 주위로부터 가려져 있는 것처럼 보인다. 이 생각을 '우주검열관 가설(cosmic censorship conjecture)'이라고 한다. 물리학자 로저 펜로즈 등에 의해 제창되었다.
우주검열관 가설이 어떤 경우라도 반드시 성립할지 여부는 논의가 나뉘며, 특이점이 숨겨지지 않고 노출된 상태로 존재하는 '노출 특이점'에 대해서도 다양한 검토가 이루어지고 있다.
특수한 시공의 조건을 생각했을 경우에는 노출 특이점이 존재 가능하게 된다고 하는 연구는 여럿 나왔는데, 예를 들면 2016년에 케임브리지 대학의 팀이 슈퍼컴퓨터를 사용해 실시한 시뮬레이션에서는 5차원 공간 상에 존재하는 환상의 블랙홀에서는 노출 특이점이 형성된다는 결과가 나온다.
이번 연구가 주목되는 것은 5차원 이상의 고차원 공간이 아니라 우리 우주와 같은 차원 수준인 4차원 시공에서도 노출 특이점이 존재할 수 있다고 보인 점에 있다. 다만 이 우주와 정확히 같은 성질을 가진 시공이 아니라 시공의 곡률이 마이너스인 'Anti-de Sitter space'라는 조건이 붙어 있다.
관측되고 있는 실제의 우주는 곡률이 거의 제로의 평탄한 시공 구조라고 여겨지고 있어서 마이너스 곡률을 가지는 Anti-de Sitter space과는 상당히 다르다. Anti-de Sitter space의 이미지는 아래 그림과 같이 승마 안장과 같은 형태로 시공간이 왜곡된 우주이다.
평평한 3차원 공간 내에 있는 2차원 곡면으로 그릴 경우의 Anti-de Sitter space(Credit: Wikimedia Commons)
Anti-de Sitter space의 특징은 어느 점에서 출발한 빛이 직진해 가면 최종적으로 원래의 장소로 돌아온다는 성질이 있다. 이것은 빛이 반사되어 돌아오는 경계면을 가지고 있다고도 말할 수 있다. 연구팀은 이 경계면에서의 자유도를 이용함으로써 시스템에 에너지를 가했을 때 노출 특이점이 형성되는 것을 시뮬레이션으로 나타내었다고 한다.
연구팀의 Jorge E. Santos 씨는 "이번에 제시된 노출 특이점은 시뮬레이션 내에 하전입자를 더하면 소멸하는 것 같다"며 이 문제에 대해 더 조사 중이라고 밝혔다.
하전입자의 문제는 우주검열관 가설과 양자중력이론에 있어서의 '약한 중력예측(weak gravity conjecture)'의 사이에 어떠한 연결이 있는 것을 시사하는 것으로 생각되고 있다. 약한 중력예상이란 모순이 없는 양자중력이론이라면 어떤 이론이라도 중력이 가장 약한 힘으로서 나타난다는 가설이며, 충분한 양의 하전입자의 존재가 불가결이다. 이 때문에 Anti-de Sitter space에서는 약한 중력예상에서의 하전입자의 존재에 의해 특이점이 소멸하는 것으로, 우주검열관 가설이 유지될지도 모른다고 한다.
노출 특이점이 존재할 수 있는 우주모델의 연구는 중력이론과 양자역학을 통합하는 양자중력이론을 완성하는 데 있어서도 도움이 될 것으로 생각된다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 相対性理論を破綻させる「裸の特異点」は存在可能 - ケンブリッジ大 https://news.mynavi.jp/techplus/article/20170602-a249/
전하를 가진 입자로 이루어지는 기체를 플라즈마라고 합니다. 태양은 플라즈마의 덩어리입니다. 또한 우주에 존재하는 규명된 물질의 대부분은 플라즈마 상태에 있다고 합니다.
태양은 전기가 통하는 기체
태양은 수소와 헬륨으로 구성된 기체의 덩어리입니다. 다만 지구 대기와 같은 통상의 기체와는 달리 전기가 통과하기 쉽다는 성질을 가집니다. 즉 전기저항이 굉장히 작다는 것입니다. 이 성격은 태양에서 일어나는 현상을 생각하는데 있어서 가장 중요합니다.
예를 들어 우리 주변의 지구 대기는 기본적으로 전기가 통과하지 않습니다. 뇌운이나 정전기가 모인 문손잡이에 손가락을 가까이했을 때 큰 전압에 순간적으로 번개 같은 방전현상이 일어납니다. 이것은 예외적인 현상이며, 평소 우리 주위를 전류가 날아다니는 것은 아닙니다. 그러나 태양을 구성하는 기체에서는 쉽게 전류가 발생합니다.
일상적인 온도에서의 수소는 물의 전기분해에 의해 생성되고 불을 붙이면 폭발하는 기체입니다. 헬륨은 공중에 떠 있는 풍선에 들어가거나 들이키면 목소리가 높아지는 놀이용 상품에 포함되어 있는 기체입니다.
이 기체는 수소분자와 헬륨원자가 많이 날아다니는 상태입니다. 이 입자들은 원자핵의 전하를 상쇄하는 수의 전자를 묶고 있기 때문에 전하를 갖지 않는 중성입자입니다.
수소분자와 헬륨원자는 온도가 높아지면 묶여 있던 전자를 놓아 양의 전하를 가진 입자로 존재하게 됩니다. 또한 놓아진 전자는 음전하를 가진 독립적인 입자로 운동합니다. 이것을 이온화(ionization)라고 합니다.
어느 온도에서 전리하는지는 기체의 밀도도 관련 있기 때문에 일반적으로는 말할 수 없지만, 태양 내부나 코로나의 환경에서는 대부분의 입자가 전리된 상태로 존재하고 있습니다. 태양 표면 부근은 약 6000K이므로 일부 수소만이 전리된 상태로 존재하고 있습니다.
이와 같이 태양은 전하를 가진 입자(하전입자)를 포함하는 기체이며 플라즈마(plasma)의 일종입니다. 특히 태양 내부나 코로나와 같이 대부분의 입자가 전리된 상태의 플라즈마를 완전 전리 플라즈마(perfectly/fully ionized plasma)라고 합니다. 대조적으로 태양 표면과 같이 대부분의 입자는 중성이고 일부 입자만이 전리하는 플라즈마를 부분 전리 플라즈마(partially/weakly ionized plasma)라고 합니다.
플라즈마는 우주에 보편적으로 존재합니다. 태양은 전형적인 예이며 지구에 사는 우리가 상세히 관찰할 수 있는 귀중한 계입니다. 태양 연구는 플라즈마 물리학의 발전에 크게 기여해 왔습니다.
태양은 양이온과 (독립)전자로 이루어져 있습니다. 어떤 순간에도 각 입자는 멋대로 움직입니다. 각 입자가 가지는 속도를 많은 입자에 대해 평균한 값을 기체의 유속이라고 합니다. 상세하게는 입자의 질량으로 가중한 평균입니다. 태양의 경우 양이온의 질량은 전자의 1000배 이상 크기 때문에 거의 양이온의 평균속도가 기체의 유속이라고 합니다.
한편 양이온의 평균속도와 전자의 평균속도에 차이가 있을 경우, 거기에는 '전류가 존재한다'라고 말합니다. 즉, 전자의 평균속도로 이동하는 관측자로부터 본 양이온의 평균속도는 전류입니다.
기체에 전류가 흐르면 그 주변에는 자기장이 존재해야 합니다. 암페르의 법칙입니다. 자기장 안을 기체가 흐르면 전자유도에 의해 자기장의 모습은 변화합니다. 또 자기장과 전류가 존재하면 각 입자가 받는 로렌츠력 의 합계로서의 힘을 기체가 받게 됩니다. 이와 같이 플라즈마에서는 물질 입자의 집단(기체)과 전자기장이 항상 복잡한 상호작용을 하고 있습니다.
태양을 생각할 때는 고등학교에서 배우는 역학의 연장에 있는 유체역학 이론과 전자기학의 이론이 필요합니다. 태양물리학에서는 이러한 이론을 융합시킨 자기유체역학(MHD)이라는 이론을 사용하여 관측되는 현상을 설명하게 됩니다. 반대로 이러한 기초이론이 태양의 경우에도 적용될 수 있는지를 확인하는 장소이기도 합니다.
우리 주변의 플라즈마
대표적인 예는 형광등입니다. 점등 중의 형광등의 내부에서는 봉입된 희가스가 전리되어 전류가 흐르고 있습니다. 그 밖에도 용접이나 집적회로의 각인과 같은 공업 용도로 플라즈마(방전현상)가 이용되는 경우도 있습니다.
자연현상에서 발생하는 플라즈마의 대표적인 예는 번개입니다. 낙뢰는 초 정도의 짧은 시간 스케일로 일어나는 현상입니다. 아래의 영상은 플로리다 공과대학이 YouTube에 업로드한 동영상입니다. 낙뢰의 모습이 슬로우 모션으로 포착되었습니다.
구름의 바닥에 음전하가 쌓이면 지면 사이에 고전압이 발생합니다. 그러면 구름 바닥에 존재하는 전자의 일부가 지면을 향해 고속으로 흐르기 시작합니다. 전자는 즉시 대기를 구성하는 질소분자 또는 산소분자 와 충돌하며 전자는 점점 증식해 갑니다. 고속의 전자에 부딪힌 대기는 온도를 올려 가고, 수천 K가 되면 부분 전리 플라즈마라는 상태에 접근해 갑니다. 이것이 구름에서 지면을 향해 빛이 늘어나는 단계의 상태입니다. 늘어나는 빛(전구방전, leader) 영역에서는 이온과 전자의 수가 늘어나기 때문에 전기저항이 작아지고 대기 중에 전류가 통과하기 쉬운 길이 형성되어 갑니다. 이윽고 전구방전이 지면에 가까워지면, 이른바 지면과 구름이 통전된 상태가 되어 지면에서 구름을 향해 수만 암페어의 대전류가 흐릅니다(return stroke). 전류가 흐르는 영역은 소위 줄열에 의해 수만 K의 고온이 되어 대기는 팽창해 천둥이 울리고 격렬한 섬광(번개)이 보입니다. 이 단계가 되면 부분 전리 플라즈마라고 할 수 있는 상태가 됩니다. 번개는 대기가 전리하여 발생한 플라즈마에서 나오는 빛입니다.
또 하나는 차세대의 전력원의 후보로서 진행되고 있는 열핵융합로의 연구도 플라즈마 물리학의 발전에 크게 공헌해 왔습니다. 자기장을 조종함으로써 고온 플라즈마를 안정적으로(에너지 손실이 적게 하도록) 장시간 융합로에 가두기 위한 연구가 이루어지고 있습니다.
양자과학기술연구개발기구(ITER)에서는 도넛형(토카막형)의 진공용기 내에 초전도 코일을 사용하여 10테슬라의 강력한 자기장을 생성하고 플라즈마를 가둡니다. 이것은 플라즈마가 자력선에 수직인 방향으로 움직일 수 없다는 성질을 이용한 장치입니다.
ITER 계획으로 프랑스에 건설될 예정인 열핵융합로의 단면도. 출처:ITER Organization
자력선의 "바구니" 안에는 중수소 이온과 삼중수소 이온, 전자로 구성된 플라즈마가 주입되고 1억 K 이상의 온도로 가열됩니다. 플라즈마를 충분한 시간(수백초 정도) 자력선 내에 가두어 둘 수 있으면 반응이 일어날 것으로 예상됩니다. 이 반응에서는 반응 전의 두 입자가 가지고 있던 질량의 일부가 반응 후의 두 입자가 가지는 운동에너지로 변환됩니다.
후에는 blanket에서 발생한 열을 이용하여 탕을 끓여 그 증기의 압력으로 터빈을 돌려서 발전합니다. 정리하면 중수소와 삼중수소가 헬륨으로 변할 때 발생하는 잉여에너지를 이용하여 발전하는 구조입니다.
우주의 플라즈마
암흑물질을 제외하면 우주공간에 존재하는 물질의 90% 이상은 플라즈마 상태에 있다고 합니다. 또한 우주에는 자기장도 보편적으로 존재합니다. 망원경에서 관찰되는 수많은 현상은 종종 자기장과 플라즈마의 상호작용이 중요한 역할을 하는 것으로 보입니다. 따라서 이 우주를 생각할 때는 플라즈마에 대한 이해를 빠뜨릴 수 없습니다.
▣ 전리권 지상 대기는 중성입자로 구성된 중성 기체이며 플라즈마가 아닙니다. 이것은 온도가 낮고 밀도가 높기 때문입니다. 한편 지구 주위의 우주 공간에서는 플라즈마가 주역이 됩니다. 반대로 온도가 높고 밀도가 낮기 때문입니다.
이 의미에서 대기와 우주의 경계에 해당하는 것이 전리권(ionosphere)입니다. 이것은 고도 60에서 800km 정도의 층에 존재합니다. 참고로 에베레스트의 높이는 8.8km, 구름의 고도는 수 km에서 10km 정도입니다. 대기는 전리권에서 전리하고 있어 이것보다 위에서는 플라즈마가 장의 역학에 깊이 관여해 오는 영역이 됩니다. 덧붙여서 국제우주정거장(ISS)은 고도 400km의 전리권 안을 날고 있습니다.
낮에 태양광이 지구 대기에 쏟아지면 그 안의 자외선이나 X선이 대기성분과 충돌함으로써 대기 중에는 다양한 입자종이 존재하게 됩니다. 이러한 반응의 발생 가능성은 대기의 밀도 등에 따라 변화하기 때문에 고도에 따라 다른 종류의 하전입자가 존재합니다.
다양한 반응에 의해 하전입자와 함께 생성되는 산소원자는 예를 들어 파장 557.7nm(녹색) 또는 630.0nm(적색)의 빛을 방출합니다. 다른 입자종도 각각 고유의 색을 발합니다. 이 때문에 전리권을 포함한 고층 대기는 다양한 색으로 빛나 보입니다. 이를 대기광(airglow)이라고 합니다.
국제우주정거장(ISS)에 의한 가시광선으로 포착된 지구, 중동의 인공광 위에 대기광이 빛나고 있다. 출처:NASA. Goddard Space Flight Center
▣ 지구자기권 태양 코로나로부터는 항상 태양풍이라고 불리는 플라즈마(양성자나 전자, 헬륨 이온의 집단)가 바깥으로 분출하고 있어 지구 주위의 행성 간 공간도 채워집니다.
지구는 지자기라고 불리는 자기장을 가지고 있습니다. 지자기의 자력선은 남반구에서 나와서 루프를 그리며 북반구에 꽂히고 있습니다. 플라즈마는 자력선과 수직방향으로 움직이기 어렵다는 성질을 가지고 있습니다. 이 때문에 태양풍에 의해 지자기의 자력선이 휘어짐과 함께 태양풍은 방향을 바꿀 수 있습니다. 이렇게 하여 지구 주위에는 지자기라는 "우산"에 의해 태양풍으로부터 지켜진 공간이 되었습니다. 이것을 자기권(magnetosphere)이라고 합니다. 자기권은 태양과 반대방향으로 긴 꼬리를 가진 모양입니다.
자기권의 각 장소에는 다양한 온도, 밀도의 플라즈마(전자와 양이온의 집단)가 존재하고 있습니다. 지자기가 막히지 않고 자기권에 들어가 버린 태양풍 유래의 플라즈마와 전리권으로부터 공급되는 플라즈마로, 자기장과의 상호작용의 결과, 자기권에는 다양한 종류의 전류가 존재하고, 플라즈마의 흐름도 있습니다.
▣ 목성형 행성 목성과 토성은 지자기와 마찬가지로 고유의 자기장을 가지며 자기권을 형성합니다. 특히 목성은 태양계 행성에서 가장 강한 자기장을 가지고 있습니다.
목성과 토성은 자기권 안에 위성을 가지고 있습니다. 예를 들어 목성의 위성 이오는 화산활동을 하고 있고 그것에 의해 방출된 산소나 황을 기원으로 하는 플라즈마가 토성의 고리와 같은 환상으로 자기권을 채우고 있습니다. 이 플라즈마는 목성의 자력선에 대해서 크게 움직일 수 없기 때문에, 목성의 자전(주기 10시간)과 함께 주위를 돌고 있습니다. 이것은 목성 자기권에 다양한 현상을 일으킵니다.
그 중 하나는 오로라입니다. 목성의 극역에서도 지구와 마찬가지로 오로라가 관측되는데 지구와는 다른 원리에 의해 발생하고 있다고 생각되고 있습니다.
목성의 오로라, 관측 위성 Hubble Space Telescope가 자외선 영역에서 포착한 목성의 극역. 대기에 오로라가 빛나고 있다. 출처: NASA, ESA & John T. Clarke (Univ. of Michigan).
위 사진에 담긴 오로라는 여러 구조를 가지고 있습니다. 점 모양의 빛은 목성이 가진 위성의 발자국을 나타 냅니다.
점형 오로라와 각 위성을 연결하는 자력선의 상상도. 출처:NASA/John Spencer, Lowell Observatory and John Clarke, Boston University
태양 내부의 구조(밀도나 온도 등)는 몇 %의 정밀도로 알고 있습니다. 그에 비해 목성이나 토성과 같은 행성의 내부구조는 아직 잘 모르는 부분이 많습니다. 이 문제를 어렵게 만드는 요인 중 하나는 이러한 행성이 액체와 같은 상태에 있다는 것입니다.
목성과 토성은 지구와 유사한 형태(남북 방향의 쌍극자 형)의 자기장을 가지고 있습니다. 이것으로부터 목성형 행성 중에서도 지구나 태양과 같이(구체적인 양식은 다르지만) 다이나모 이론이 작동하고 있다고 생각되고 있습니다. 다이나모 이론이란 전기가 통하는 유체의 흐름에 의해 자기장이 만들어지는 것이라는 학설입니다. 지구의 경우 외핵(녹은 철과 니켈), 태양의 경우 대류층에서 이 메커니즘이 작동하고 있다고 생각됩니다. 즉, 목성형 행성의 내부도 전기를 통과하기 쉬운 상태가 되어 있을 것으로 추정됩니다.
목성과 토성은 태양과 마찬가지로 수소와 헬륨이 주성분입니다. 그러나 이러한 행성은 태양에 비해 온도는 현저히 낮지만 밀도는 그다지 낮지 않은, 온도에 비해 밀도가 높은 상태에 있습니다. 이 때문에 이러한 원소는 태양과 같이 전리된 기체의 상태가 될 수 없으며 대신 금속화된 액체와 같은 상태로 존재하고 있다고 생각됩니다.
좁은 의미로는 기체와 같은 상태, 즉 입자들이 주위의 입자에 강하게 묶이지 않고 자유롭게 날아가는 상태를 플라즈마라고 합니다. 그러나 목성 내부처럼 입자들이 주변 입자와 강한 쿨롱력으로 묶이면서 전체적으로는 유동적으로 행동하는 상태를 강결합 플라즈마(strongly coupled plasma)라고 보기도 합니다.
목성 내부의 상태를 자세히 논의하려면 상태 방정식을 계산해야 합니다. 상태 방정식은 물질의 압력과 밀도, 온도 사이의 관계입니다. 태양의 경우 많은 입자의 통계적 특성을 다루는 이론(통계역학)에 의해 좋은 정확도로 계산됩니다.
목성 내부의 상태 방정식의 경우는 통계역학에 의해 좋은 정밀도의 계산을 할 수 없기 때문에, 많은 입자에 대한 슈레딩거 방정식(양자역학)에 어떠한 단순화를 실시해 풀어서 전자의 운동을 순차적으로 쫓는 수법 (제1원리계산, ab-initio calculation)이 취해집니다. 이것은 컴퓨터의 가속화에 의해 가능해져 온 기법인데 실시하는 단순화에 결과가 의존하는 일도 자주 있습니다. 이 불확실성은 목성 내부의 상태 추정을 어렵게 만드는 원인입니다.
2016년에 목성의 주위 궤도에 투입된 NASA의 탐사기 Juno는 지금까지 없는 정확도로 목성의 중력을 측정했습니다. 관측된 중력의 구대칭으로부터의 어긋남의 정보로부터 목성 내부의 상태에 대한 지견을 얻었습니다. 구체적으로는 전술한 방법으로 계산된 상태 방정식을 포함한 유체역학적 모델을 사용하여 목성 내부의 상태와 관측되어야 할 중력을 계산하고 실제 관측결과와 비교합니다.
이러한 연구의 결과, 현재 추측 중인 목성 외부층은 수소가 전기를 통하지 않는 액체로 존재하고 안쪽으로 가면 전기를 통과하는 액체로 변화합니다.
양자의 경계의 0.8 목성 반경 정도의 영역에서는 수소와 헬륨이 혼합 상태로 존재하지 않을 가능성이 있습니다. 마치 물과 기름처럼 분리되고 수소 속을 더 무거운 헬륨이 비처럼 쏟아질 수 있습니다. 이 현상을 헬륨 레인(helium rain)이라고 합니다.
목성은 중원소(수소나 헬륨 이외의 원소)를 많이 포함하고 있기 때문에 중심에는 암석이나 얼음으로 만들어진 핵이 존재하고 있을지도 모릅니다. 그러나 Juno의 관측결과에 근거한 최근의 연구에서는 핵과 금속수소의 경계는 분명하지 않고, 중심에 갈수록 연속적으로 무거운 원소의 함유율이 증가해 가는 구조로 되어 있을지도 모른다고 합니다.
▣ 태양권 태양풍은 태양 부근에서 400 - 800km/s 정도까지 가속된 후 그 속도를 유지한 채 해왕성의 궤도(30au) 보다 멀리까지 방사형으로 불고 있습니다.
고속의 태양풍은 태양으로부터 90au 정도의 거리에서 흐름이 약해지고 급격하게 속도를 떨어뜨립니다. 이 구형의 면을 종단 충격파(termination shock)라고 합니다.
태양은 주위를 둘러싼 국소 성간구름(local interstellar medium)이라고 불리는 기체 덩어리에 대해 25km/s 정도의 상대운동을 하고 있습니다. 즉, 태양 시점에서는 국소 성간구름이 그 정도의 속도로 불고 있습니다. 이것은 부분적으로 이온화된 플라즈마(수소, 수소이온, 전자 등의 집단)입니다.
국소 성간구름과 감속한 태양풍이 섞이는 경계를 태양권 계면(heliopause)이라고 합니다. 그리고 태양 유래의 물질과 국소 성간구름의 상호작용의 결과로 생기는 일련의 구조를 태양권(heliosphere)이라고 합니다. 태양권에는 태양 자전의 결과로써 나선형의 자력선(Parker Spiral)이 존재합니다. 한편 국소 성간구름도 자기장을 가지고 있습니다. 태양권 계면에서는 같이 얽혀 Parker Spiral은 하류로 뻗어 있을지도 모릅니다.
NASA의 탐사기 보이저 1호는 2004년에 태양으로부터 94au의 거리에서 종단 충격파를 횡단했습니다. 이어서 2007년 보이저 2호가 84au 거리에서 종단 충격파를 가로질렀습니다. 이 두 탐사기는 각각 다른 방향을 향해 태양으로부터 멀어지면서 지금도 태양권 계면 부근의 자기장이나 플라즈마의 성질을 측정하고 있습니다.
보이저의 현장관측이나 2008년에 발사된 NASA의 관측위성 IBEX에 의한 고속 중성입자(ENA)의 관측데이터 등으로부터 태양권 계면 부근의 모습은 지금까지 생각했던 것보다 복잡하다는 것을 알게 되었습니다.
앞에서 언급했듯이 플라즈마(하전입자)는 기본적으로 자력선에 수직인 방향으로 움직일 수 없습니다. 한편, 국소 성간구름의 중성원자(수소)는 자기장으로부터 힘을 받지 않기 때문에 자력선을 가로질러 태양권에 침입합니다. 그러면 태양풍의 수소이온과 전하를 교환하는 반응을 일으킵니다.
이 반응으로 생성된 수소이온의 집단은 국소 성간구름 유래의 것이므로, 태양풍과는 다른 온도를 가지고 있습니다. 이러한 메커니즘이 곳곳에서 일어나는 것에 의해 태양권이나 주위의 국소 성간구름에서는 다른 성질을 가진 복수의 입자집단이 공존하고 있고 이것이 문제를 어렵게 만듭니다.
태양권은 바깥쪽에서 보고 모양을 확인할 수 없지만, 밤하늘에 떠 있는 다른 항성이 만드는 항성권 (astrosphere)이라면 볼 수 있습니다. 예를 들어 오리온 대성운(Orion Nebula)은 지구에서 보면 오리온자리에 위치하고 있으며, 인공광이 적은 장소라면 육안으로 흐릿하게 보입니다.
오리온 대성운과 그 안에 있는 LL Ori가 만드는 항성권, 관측위성 Hubble Space Telescope와 유럽 남천천문대(ESO, 칠레)의 2.2미터 망원경이 여러 파장의 빛으로 촬영한 이미지를 색칠하여 합성한 것. 오리온 대성운이 지구에서 1500광년 멀리 있다고 하면, 이미지의 가장자리에서 끝까지가 13광년의 거리에 상당한다. 출처:NASA, ESA, M. Robberto(Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team. Hubble 사이트에 게시된 이미지.출처:NASA, ESA, M. Robberto(Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team.
오리온 대성운 안에 있는 LL Ori라는 항성이 만들어내는 항성권의 모습입니다. LL Ori가 발하는 항성풍(stellar wind)과 성운의 기체와의 사이에 호 모양의 충격파가 생기는 모습이 비치고 있습니다. 이것을 뱃머리충격파(bow shock)라고 합니다. 선박의 진행방향으로 생기는 선수파(bow wave)와 비슷한 현상입니다. 자기권도 태양방향으로 뱃머리충격파를 가집니다.
▣ 펄서 성운 비교적 유명한 천체인 게 성운(Crab Nebula)은 지구에서 보면 황소자리에 위치하고 있습니다. 황소자리는 겨울의 대육각형을 구성하는 Aldebaran을 포함한 별자리입니다.
다양한 파장의 빛으로 본 게 성운. 출처:NASA/CXC/SAO.
게 성운은 펄서 성운(pulsar wind nebula)이라고 불리는 종류의 천체입니다. 엑스레이 또는 자외선의 이미지에서는 성운의 중심에 점 모양의 빛이 보입니다. 이것은 중성자별(neutron star)이라는 종류의 별이며, 게 성운의 원천입니다. 중성자별은 태양과 같은 정도의 질량이 반경 10km 정도로 줄어든 초고밀도의 천체입니다.
1054년에 지금의 성운의 장소에 있던 항성이 초신성 폭발(supernova explosion)을 일으켰습니다. 이 때는 지구에서도 매우 밝게 보였고 중국의 고문서에는 낮에도 금성처럼 볼 수 있었다고 기록되어 있습니다.
별의 대부분은 폭발로 날아가 주위로 퍼져갑니다. 동시에 별의 중심핵은 수축하고 중성자별이 그 자리에 남게 됩니다. 따라서 중성자별은 전자와 수소이온을 주성분으로 하는 플라즈마(초신성 잔해, supernova remnant)로 채워집니다. 게 성운의 중성자별은 0.03 초의 주기로 격렬하게 자전하고 펄스 모양의 빛을 발산하고 있습니다. 이러한 중성자별을 펄서라고 부릅니다.
태양은 태양풍을 주위로 뿜어내고 있지만, 펄서는 펄서풍이라고 불리는 거의 광속의 플라즈마의 바람을 주로 적도 방향으로 발산하고 있습니다. 이것은 중성자별의 표면 부근에서 쌍생성된 전자와 양전자(전자의 반물질, 양의 전하를 가짐)를 주성분으로 하는 플라즈마라고 생각되고 있습니다.
분출한 펄서풍은 이윽고 종단 충격파를 형성해 속도가 약해지지만 바깥쪽으로 흘러 주위의 초신성 잔해를 침식하며 펄서 성운을 만들어 냅니다. 자전축 방향에는 제트라고 불리는 흐름도 발생하는데 X선 이미지에서 뻗어있는 제트를 볼 수 있습니다. 또한 제트와 수직인 방향으로 링 형상의 구조도 몇 가지 보이고 그 중 가장 안쪽의 링이 종단 충격파라고 생각되고 있습니다.
펄서 성운과 그 주위를 둘러싼 초신성 잔해에서는 후자 쪽이 밀도가 높습니다. 이것은 가벼운 기체 위에 무거운 기체가 타고 있는 것이기 때문에 초신성 잔해는 뿌리를 늘리듯 중성자별을 향해 떨어질 것이라고 생각됩니다. 이것이 가시광선 이미지에서 눈에 띄게 보이는 네트워크 구조라고 생각하는 연구원도 있습니다.
펄서풍이나 제트는 광속에 가까운 속도를 가지기 때문에, 게 성운의 연구에는 특수상대성이론을 고려한 자기유체역학 방정식 시스템이 사용됩니다.
▣ 백색왜성 밤하늘에 빛나는 천체 중에는 백색왜성(white dwarf)이라는 종류의 별이 있습니다. 어둡기 때문에 육안으로는 보이지 않습니다. 예를 들어 밤하늘에서 가장 밝게 빛나는 항성인 큰개자리(the Great Dog)의 시리우스는 연성계를 이루고 있습니다. 연성은 두 별이 서로 주위를 돌고 있는 상태인데, 육안으로 밝게 보이는 별이 시리우스 A, 나머지가 시리우스 B라는 백색왜성인 것으로 알려져 있습니다.
밝은 시리우스 A와 어두운 시리우스 B. 중간에서 밝게 빛나는 것이 시리우스 A. 그 왼쪽 아래에 비치고 있는 작은 광원이 시리우스 B. 관측 위성 Hubble Space Telescope에 의해 관측되었다. 시리우스가 8.6광년 멀리 떨어진 곳에 있다면 두 별은 전후 관계를 무시하면 16au 떨어져 있는 것처럼 보입니다. 출처:NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester). Hubble 사이트에 게시된 이미지.
백색왜성은 태양의 100억 년 후의 모습입니다. 현재의 태양은 중심부에서 수소를 소비하여 헬륨을 생성하는 핵융합 반응이 일어나고 있습니다. 핵융합 반응에 의해 중심부의 수소는 점점 줄어들어 약 50억 년 후에 고갈됩니다. 그러면 태양은 현재와 같은 열적 균형을 유지하지 못하고 지금의 2000배 이상의 광도(밝기)를 가진 적색거성(red giant)으로의 진화가 시작됩니다.
진화가 진행되면 이번에는 중심부의 헬륨을 소비하여 탄소와 산소를 생성하는 핵융합 반응이 일어나기 시작합니다. 그리고 78억 년 후, 고밀도의 중심부만을 그 자리에 남기고 외층을 모두 우주공간에 방출해 버립니다.
이 때 남는 중심부가 백색왜성입니다. 백색왜성은 더 이상 핵융합을 일으키지 않고 단지 식어가는 별입니다. 즉, 밤하늘에 빛나는 백색왜성은 옛날 존재했던 태양과 같은 항성의 마지막 모습입니다.
백색왜성은 태양의 0.6배 정도의 질량이 지구 정도의 크기에 모인 고밀도의 별입니다. 백색왜성의 대부분은 이전의 융합반응에서 생성된 탄소와 산소로 구성된 강한 결합 플라즈마(액체와 같은 상태)입니다. 그러나 냉각이 진행된 오래된 백색왜성의 내부는 결정화되고 고체가 될 수 있습니다.
플라즈마란 무엇인가
좁은 의미의 플라즈마는 아래의 3조건을 갖춘 상태를 말합니다.
1. 전하를 가진 입자의 집단이다. 2. 준중성 : 전반적으로 중성. 예를 들어 수소이온과 전자로 구성된 플라즈마의 경우, 수소이온의 수밀도와 전자의 수밀도는 모든 장소에서 대략 동일하다. 약결합 : 기체와 같은 상태에 있다. 즉, 각 입자는 기본적으로 이웃 입자로부터 받는 쿨롱력에 강하게 속박되지 않고 자유롭게 날아다니고 있다.
▣ 준중성이란 플라즈마 물리학이 대상으로 하는 시스템은 준중성(quasi-neutrality)이 유지됩니다. 예를 들어 전자만 존재한다면 플라즈마라고 부르지 않습니다. 전자가 있으면 그 전하를 상쇄할 분의 양전하(많은 경우는 양이온)도 존재해야 합니다. 자연계에서는 하나의 전하만이 선택적으로 생성(손실)하는 일은 일어나기 어렵고, 기본적으로 준중성이 유지되고 있습니다.
처음에 준중성에 있던 플라즈마에서는 그 후에도 준중성을 계속 유지하려는 메커니즘이 작동합니다. 예를 들면 양이온과 전자로 구성된 플라즈마가 어떤 원인에 의해 혼란이 발생하여 플라즈마 중에 양이온 과다의 영역과 전자 과다의 영역이 생겼다고 합시다.
양이온 과다 영역은 전체적으로 양의 전하를 갖고, 전자 과다 영역은 음전하를 갖습니다. 이 때 양자 사이에는 전기장이 발생하기 때문에 전자 과다 영역의 전자는 전기장과 반대 방향으로 가속되어 양이온 과다 영역으로 이동하려고 합니다. 이러한 방식으로 양이온과 전자의 수밀도 불일치를 완화하려는 메커니즘이 작동합니다. 전하 밸런스의 혼란이 있어도 전자가 즉시 대응하기 때문에, 준중성으로부터의 어긋남은 작을 것으로 기대됩니다.
▣ 약결합이란 좁은 의미의 플라즈마는 약결합 상태에 있는 것을 의미합니다. 플라즈마는 하전입자의 집단이기 때문에 입자는 이웃 입자로부터 쿨롱력을 받습니다. 그 힘에 의한 포텐셜(위치 에너지)보다 각 입자의 운동에너지가 큰 경우, 각 입자는 쿨롱력에 강하게 묶이지 않고 자유롭게 운동하게 됩니다. 이것이 약결합입니다.
반대로 각 입자의 운동에너지가 쿨롱력의 포텐셜만큼이나 작은 경우, 각 입자의 운동은 쿨롱력에 의해 묶입니다. 이것이 강결합입니다. 광의로는 이 상태도 강결합 플라즈마라고 합니다.
▣ 상대성이론의 필요성 게 성운의 시뮬레이션에서는 특수상대성이론이 고려됩니다. 상대성이론은 시스템의 에너지가 높을 때 필요하게 되는 이론입니다. 다음 조건이 모두 충족되면 상대성이론을 고려할 필요가 없습니다.
1. 플라즈마를 구성하는 각 입자의 속도는 광속에 대해 무시할 수 있다. 2. 중력이 충분히 약하고 정적이다. 3. 자기장이 충분히 약하다.
태양이나 지구 자기권의 경우를 생각해 봅시다. 첫째, 조건 1에서 태양 플레어 및 CME와 함께 발생하는 고에너지 입자(SEP)는 광속의 90%에 도달할 수 있습니다. 또한 지구 자기권의 방사선대(Van Allen radiation belt)라고 불리는 영역에는 광속의 70% 정도의 전자가 존재합니다. 따라서 이러한 입자가 일으키는 현상을 조사하기 위해서는 특수상대성이론이 필요합니다.
다른 현상에서 입자의 속도는 광속에 비해 무시할 수 있습니다. 예를 들어 CME에서는 플라즈마의 유속이 3000km/s에 달할 수 있지만 광속에 비하면 1% 정도입니다. 예를 들어 온도가 1000만 K인 경우 전자의 열운동은 광속의 4% 정도가 되지만 상대론적 효과를 생각하지 않아도 좋은 영역입니다.
조건 2의 경우, 예를 들어 태양 표면의 중력 포텐셜을 0으로 설정하고 질량밀도 분포를 사용하여 계산하면 태양 중심은 조건을 충족합니다.
조건 3의 경우, 예를 들어 태양 표면의 흑점은 0.3T의 자기장이 존재하고 태양 표면의 질량밀도는 10^-4kg/m^3 정도이므로 조건을 충족합니다.
▣ 태양 - 지구계의 경우 대상으로 하는 시스템(태양외층이나 태양풍, 지구자기권, 전리권)은 약결합하고 축퇴의 효과를 무시할 수 있으므로 양자역학적 효과를 생각할 필요가 없습니다. 또한 몇몇 예외를 제외하고 많은 현상은 상대성이론을 고려할 필요도 없습니다. 따라서 이러한 시스템에서는 각 입자가 고등학교에서 배운 역학(뉴턴의 법칙)에 따라 운동하고 있다고 생각해도 좋은 정밀도로 기능합니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - プラズマとは何か？ https://solarphys.com/physics/plasma/
행성의 전체 조성에 대해서는 그 평균 밀도로부터 어느 정도 추정할 수 있다. 달의 평균 밀도는 약 3.3g/cm^3이며 지구의 평균 밀도 5.5g/cm^3보다 훨씬 작다. 이 차이의 가장 간단한 설명은 달이 전체적으로 지구보다 철(철은 태양계에서 가장 보편적으로 있는 비중이 무거운 원소이다)이 적다고 생각하는 것이다. 중력장과 지진 관측으로부터 지구에는 중심에 주로 철로 구성된 코어(중심핵)를 가지고 있는 것에 비해 달에는 코어가 없거나 있더라도 매우 작다고 추정되고 있다.
2. 휘발성 물질이 매우 적다
지구와 비교해 달에는 휘발성 물질 원소(원소 중에서 비교적 낮은 온도에서 기화해 버리는 칼륨, 납 등)가 얼마 없다.
3. 기원물질은 지구와 같다
산소동위체비의 그래프에서 지구의 물질과 달의 물질은 같은 선상에 위치하는 등 지구와 달은 공통의 기원물질로 이루어진 것으로 생각된다.
4. 달의 나이는 지구와 거의 같다
태양계의 '원소 존재도'라고 생각되는 인석. 즉 태양계에서 가장 처음에 고체가 된 물질의 연대가 46억 년이며, 지구는 그 인석이 집적되어 생겼기 때문에 인석보다 새로울 것이다. 가장 오래된 달의 암석의 연대는 45.1억 년이다.(태양계의 연대 46억 년과 거의 같기 때문에 달도 태양계 초기에 형성한 것으로 생각된다.) 지구가 달보다 먼저 탄생했다면 지구의 연대는 달과 같거나 그보다 오래되어야 한다. 이와 같이 지구의 연대는 인석과 달의 연대를 바탕으로 교감되고 있다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 月の化学的特徴 https://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~mosir/work/2002/kamokata/lecture/moon/moon_html/moon_study/moon_birth/chemical-property.html
2018년 11월에 화성 착륙한 탐사기 인사이트는 2022년 말에 그 활동을 중지했다. 인사이트는 지금까지 화성에 도달한 탐사기 가운데 가장 정적을 사랑하는 탐사기였다. 거의 움직이지 않고 단지 조용히 화성의 목소리에 귀를 기울였다. 왜냐하면 인사이트에는 고감도의 지진계가 탑재되어 화성에 일어나는 지진의 빈도나 규모를 관측한다고 하는 것이 미션이었기 때문이다. 화성의 목소리는 내부에서 일어나는 지진의 물결이었다.
2018년 12월, 착륙 직후의 화성 착륙기 인사이트. (제공: NASA/JPL-Caltech)
화성의 지진을 찾는 미션은 효과적으로 그 행성을 알 수 있는 극소수의 방법으로, 미션 수립의 계기가 되는 발견이 있었다. 화성의 중심에 있는 핵이 녹은 금속인 액체로 이루어져 있다는 것이다. 그리고 왜 화성의 핵이 지금도 완전히 녹고 있는지는 화성의 기원이나 생명에 관해서 매우 중요한 실마리를 던져 준다.
지진이란 행성 내부에서 일어나는 흔들림이다. 이 흔들림은 지구에서는 암반의 파괴나 어긋남, 마그마 활동 등에 기인하여 일어난다. 심각한 재해를 일으키는 자연현상이지만 지진학자에게는 직접 도달할 수 없는 행성의 내부를 알 수 있는 유일무이의 도구가 된다.
예를 들어 지구상에서 가장 깊게 도달한 드릴은 지표에서 12킬로미터 정도다. 지구의 반경은 6370킬로미터로 표면의 박피 한 장이라고 할 수 있다. 한편 지진파를 사용하면 인류가 가진 어떤 기술을 구사해도 도달할 수 없는 훨씬 지구의 심부인 하부맨틀이나 핵까지 알 수 있다. 마치 의사가 청진기에서 들리는 소리로 몸을 조사하는 것과 비슷하다. 지진파로 행성의 내부가 어떠한 물질로 이루어졌는지, 온도는 어느 정도인지 알 수 있다.
1937년 덴마크의 지진학자 잉게 레만은 아마도 과학 역사상 가장 짧은 제목의 논문 중 하나가 될 연구논문을 발표했다. 그 제목은 P'.
지진에는 P파라고 불리는 종파(물체의 신축성에 의한 파)와 S파라고 불리는 횡파(물체의 어긋남에 의한 파)의 2종류가 있다. 진원으로부터 P파와 S파는 방사상으로 퍼져 나가 지구의 내부를 똑같이 여행하고 곧 지표에 도달한다. P파는 신축성에 의한 파이며 액체와 고체에서도 진행되지만, S파는 어긋남에 의한 파여서 고체에서만 진행할 수 있다.
레만 이전부터 지구의 중심에는 액체 금속으로 구성된 핵이 있는 것으로 알려져 있었다. 지구 반대편에서 발생한 지진파는 핵을 통과해 오는데 S파가 보이지 않기 때문이다.
한편 레만은 핵을 통과한 P파만의 지진파가 진원의 지구 반대편 이외의 본래 닿을 리가 없는 장소에도 미미하게 도착하고 있는 것을 깨달았다. 이 이상한 파동(P'파)은 핵의 중심에 어떤 고체가 있고, 그것이 P파를 다른 방향으로 굴절시키고 있다고 보면 설명할 수 있다. 당초 그녀 이외의 지구과학자들은 이 P'파가 그녀의 기계의 오차로 인한 것이라고 생각했다. 몇몇은 그녀에게 반박하고 대다수는 그녀를 무시했다.
1932년의 잉게 레만. (제공: National Library of Denmark)
그러나 레만은 기초적인 데이터를 쌓아 반박했다. 그것이 기계의 오차에 의한 것이 아닌, 의심할 여지없이 지구의 핵의 내부에 어떠한 고체가 있는 것을 나타낸다고 주장했다. 그 논문 제목 P'는 그녀의 자신감과 자부심이 드러난 듯 보여 흥미롭다.
그녀의 논문은 당시 세계적인 권위들을 납득시켜 고체 내핵의 존재가 세상에 널리 인정되기에 이르렀다. 수년 만에 당시의 상식이 일변하고 교과서가 다시 쓰였다. 지구의 핵에는 고체의 내핵과 액체의 외핵이 있음이 밝혀진 것이다.
원시의 지구는 고온의 마그마의 바다로 시작되었고, 처음에는 핵도 완전히 용융된 액체의 금속으로 이루어진 것이었다. 고온의 지구 내부는 맨틀의 대류에 의해 서서히 식어 갔다. 그러면 온도가 낮아진 금속 핵에서는 액체가 굳어져 고체가 된다. 고체 금속 철은 중심으로 침몰하여 내핵을 형성했다.
다양한 이론계산에 따르면 지구에서 핵이 충분히 식어 내핵이 생긴 시기는 지금으로부터 약 10억 년 전인 것 같다. 지구가 46억 년 전에 생긴 것을 생각하면 지구 역사의 절반 이상에 걸쳐 내핵은 존재하지 않았다.
화성 착륙기 인사이트는 화성의 핵에는 고체의 내핵이 전혀 없고 현재도 완전히 녹아 있는 상태에 있음을 밝혔다. 착륙지점의 거의 반대쪽에서 일어난 지진의 파동(하나는 화산성, 다른 하나는 운석 충돌)의 해석결과다.
별의 내부를 퍼져가는 지진파의 개략도. 다른 두 곳에서 발생한 지진 파동이 인사이트에 도달한다. (제공: NASA/JPL-Caltech/University of Maryland)
사실 지구와 화성의 비교라는 점에서 이 사실은 큰 놀라움과 모순을 낳고 있다. 우선 화성은 지구의 절반 정도의 크기일 뿐이다. 일반적으로 큰 천체는 식히는 데 시간이 걸리고 작은 천체만큼 빨리 식는다. 어떻게 화성의 핵이 지금도 완전 융해하고 있는 것일까? 지구의 핵조차도 이미 차가워 내핵을 가지고 있는데 말이다.
또한 화성의 자기장 문제도 있다. 지구의 자기장은 전도성 금속의 액체 핵이 대류되어 만들어지는 것으로 잘 알려져 있다. 그리고 지구에는 내핵이 생기기 전에도 자기장이 존재했다. 20억 년 전이나 30억 년 전의 암석에 포함된 산화철의 광물은 당시 지구의 자기장을 기록해 대자하고 있다.
화성에는 현재 자기장이 없다. 그리고 태고 화성의 암석 중의 산화철에 기록된 자기장을 복원해 보니 40억 년 전을 마지막으로 화성에 자기장은 소실되었다. 어째서 화성의 핵은 자기장을 발생하지 않는 것일까?
인사이트 이전에는 화성이 작고 자기장도 40억 년 전 이후 존재하지 않기 때문에 화성의 핵은 40억 년 전에 완전히 차갑고 고체가 되어 버렸을 것이라고 추정되었다. 그런데 인사이트는 이 예측을 뒤집었다.
화성의 핵이 녹아 있는 원인은 지구와 화성을 구성하는 물질이 근본적으로 다르기 때문으로 보인다. 물질적으로 화성은 '작은 지구'가 아니기 때문에 단순히 지구와 비교할 수 없다.
지구와 화성 물질의 근본적인 차이는 황이다. 지구에 비해 화성에는 황이 매우 많이 포함되어 있다. 인사이트의 지진파 데이터는 화성의 핵이 지구의 핵에 비해 매우 밀도가 가볍고 대량의 황이 포함되어 있음을 보여준다.
핵에 황이 많이 포함되면 순수한 금속 철이 굳어지는 온도보다 훨씬 낮은 온도에서도 철은 액체상태를 유지할 수 있다. 즉, 화성의 핵은 차가워지지 않았던 것이 아니라, 차가워도 액체로 있을 수 있는 물질로 이루어져 있었던 것이다.
원시 태양계에서 화성은 아마도 지구보다 태양으로부터 멀고 상대적으로 온도가 낮은 영역의 물질로 만들어졌을 것이다. 이러한 저온영역에서는 증발하기 쉬운 황도 행성의 재료물질에 많이 포함되기 때문이다. 이 황은 화성 형성될 때 핵에 분배되어 핵의 액체화를 담당한다.
한편 저온영역에서는 물도 얼음으로서 재료물질에 많이 포함되게 된다. 얼음을 많이 포함한 재료로 만들어진 천체로서 목성의 얼음 위성인 유로파를 떠올리면 좋을 것이다. 유로파의 표면은 얼음으로 덮여 있으며 내부에는 깊은 바다가 존재한다. 그러나 화성에는 유로파만큼은 지표에 얼음이나 물은 존재하지 않는다. 만약 화성이 저온영역에서 생겼다면 왜 유로파 같은 얼음의 천체가 되지 않았을까.
이 문제도 핵이 일부 설명할지도 모른다. 화성의 핵에는 황 이외에도 수소나 산소 등 가벼운 원소도 많이 포함되어 있을 가능성이 있음을 인사이트는 나타내고 있다. 화성 재료에 포함된 대부분의 물은 핵에 분배되었기 때문에 표면에 물이 적을 수 있다. 실제로 핵에 수소가 많이 포함되는 경우, 황을 포함하는 철과 수소를 포함하는 철이 핵 내부에서 분리되어 대류를 저해한다. 그렇게 되어 화성에서는 핵이 액체라도 자기장의 형성이 억제된다는 최신 연구도 있다.
화성의 표면에도 황은 곳곳에 황산염이라는 형태로 존재하고 있다. 화성 내부에 남아있는 황이 화산활동에 따라 지표에도 공급되었음에 틀림없다. 한때 호수로 덮여 있던 게일 분화구에 착륙한 화성 탐사기 큐리오시티는 모든 지층에서 그러한 황산염을 발견했다. 게다가 약 35억 년 전의 호수의 지층에서 황을 많이 포함하는 유기물도 발견했다. 이 유기물이 화성생명의 흔적인지, 태고의 화성에서 생성된 유기물인지 아직 그 정체는 불명하지만 화성에서 생명으로 이어지는 유기물의 화학진화가 일어났다면 그 핵심을 이루는 원소로 황도 당연히 포함될 것이다.
화성 탐사기 큐리오시티가 촬영한 한때 호수였던 지층. 황산염이라는 황을 포함하는 광물을 많이 함유하는 지층이 일면에 존재하고 있다. (제공: NASA/JPL-Caltech/MSSS)
지구생명은 탄소나 산소, 수소 외에 질소와 인을 많이 사용하고 있지만 황은 별로 사용되지 않는다. 토성의 위성 엔셀라두스의 바다에도, 탄소나 산소, 수소 외에 인이나 질소가 풍부하게 포함된다. 한편 황의 행성인 화성에 생명이 탄생하고 있다면 질소와 인 대신에 황을 생체분자의 핵심 원소로 사용해도 이상하지 않다.
태양계에서 생명은 지구나 엔셀라두스와 같은 질소나 인을 사용한 타입과 화성과 같은 황을 사용한 타입으로 물질적 이분이 될지도 모른다.
By NASA Goddard Space Flight Center / https://www.flickr.com/photos/gsfc/
우주의 탄생과 거의 동시에 태어난 극소 사이즈의 블랙홀이 항성 안에 포착되어 별을 안쪽에서 삼키고 있다는 가설을 제창하는 연구가 2023년 12월부의 학술지 The Astrophysical Journal에서 발표되었습니다. 블랙홀을 내부에 가지는 별의 존재가 입증되면 낙오성이라는 통상은 생각할 수 없는 위치에 존재하는 별에 대한 이해가 깊어질 것으로 기대되고 있습니다.
우주의 모든 것이 한 지점에서 발생한 빅뱅에서는 그 초고밀도에 의해 블랙홀이 발생할 수 있다고 생각됩니다. 우주의 탄생으로부터 1초 이내에 태어나 우주의 곳곳에 흩어져 있는 원시 블랙홀은 다크마터의 정체 중 하나로서 유망시되고 있습니다.
독일의 막스플랑크 천체물리학연구소 아르 벨린저 씨는 "원시 블랙홀이 있다면 엄청난 속도로 은하계를 가로지르고 있을 것이라고 생각됩니다. 별에 충돌하면 대부분은 탄환처럼 별을 뚫을 것입니다. 느린 일부 블랙홀은 항성에 갇혀있을 수도 있습니다. 그렇다면 원시 블랙홀의 발견도 불가능하지 않을 수 있습니다"라고 설명했습니다.
이 이론에 대한 연구를 The Astrophysical Journal에서 발표한 벨린저 씨는 논문에서 두 가지 가능성을 제시했다.
첫 번째는 항성에 갇혀있는 블랙홀이 너무 작아 전혀 영향을 미치지 않는 경우입니다. 블랙홀은 흔히 우주의 모든 것을 삼켜서 자라는 몬스터에 비유되는데 질량이 너무 작으면 거의 물질을 삼킬 수 없기 때문에 항성의 안쪽이라는 무제한 뷔페같은 장소에 빠져도 우주가 끝날 때까지 질량을 두배로 할 수도 없을지도 모른다고 합니다.
두 번째 가능성은 블랙홀이 별을 내부에서 소비하기에 충분할 정도로 성장하는 경우도 남아 있습니다. NASA에 의하면 원시 블랙홀의 질량은 종이 클립의 10분의 1부터 태양의 10만 분의 1까지로 보는데 소행성이나 준행성에 가까운 질량을 가진 원시 블랙홀이라면 자신을 가둔 항성에 눈에 보이는 영향을 줄 수 있습니다.
물리학자 스티븐 호킹이 제창한 것으로부터 "호킹스타"라고도 불리는 내부에 블랙홀을 가진 천체에서는 원시 블랙홀이 항성을 안쪽에서 흡수하는 과정에서 잉여 에너지가 방출됩니다. 그 결과 항성은 붉은 거성처럼 팽창하지만 태양 정도의 항성이 연료를 소모하여 적색거성이 될 때와 같은 온도 상승은 일어나지 않습니다.
천문학자들은 이런 상식을 벗어난 저온의 적색거성인 '적색낙오성'을 이미 500개 정도 찾아냈습니다. 벨린저 씨는 이번 연구에서 이 적색낙오성이 호킹스타의 후보가 될 가능성이 있다고 보았습니다.
by ESO/Digitized Sky Survey 2 / http://www.eso.org/public/images/eso0927e/
호킹스타의 중심부에 블랙홀이 존재한다는 것은 적색낙오성이 별 진화의 경로에서 벗어나는 현상을 설명 가능할 수 있습니다. 그러므로 적색낙오성의 맥동과 진동을 관찰함으로써 그 별의 안쪽에서 무슨 일이 일어나고 있는지를 파악할 수 있습니다.
벨린저 씨는 원시 블랙홀이 우주 전체에 흩어져 있다고 보는데, 콩알 이하의 크기나 고속으로 날아가고 있을 가능성이 있기 때문에 별의 내부에 잡히지 않은 원시 블랙홀의 발견은 매우 곤란합니다.
벨린저 씨는 “블랙홀을 찾는 작업은 본래 어려운 일인 데다 우리가 찾고 있는 블랙홀은 소행성만큼의 질량밖에 없는 수소원자 사이즈의 블랙홀입니다. 우리는 대부분의 원시 블랙홀이 항성 밖에 있고 은하를 방황한다고 생각합니다. 평균적으로 우리 태양계에도 하나가 있다는 계산이 나옵니다"라고 설명했습니다.
연구팀은 향후 블랙홀이 어떻게 별을 내부에서 포식하는지를 검증하고, 그 결과를 바탕으로 호킹스타의 후보가 되는 맥동을 관측함으로써 그 코어가 블랙홀을 품고 있는지를 파악하는 연구를 진행할 예정입니다.
태양에서 지구를 향해 태양풍이라는 것이 불고 있습니다. 태양풍에는 플라즈마 상태의 양성자나 전자가 포함되어 있는데 대기 중의 원자나 분자에 충돌하면서 여기가 일어납니다. 여기란 분자나 원자가 외부로부터의 에너지에 의해 기존(기저상태)보다 에너지가 높아지는 것을 말합니다. 여기상태는 불안정하기 때문에 즉시 기저상태로 돌아갑니다. 그때에 빛으로서 에너지가 방출되는 데 그 빛이 오로라의 실체입니다.
빛의 색은 파장에 의해 결정됩니다. 빛의 파장은 여기상태와 기저상태의 에너지 차이의 크기에 의해 결정됩니다.
오로라의 경우 고도에 따라 색상이 달라집니다. 고도가 높으면 대기밀도가 얇아지고 플라즈마와 대기 중 원자가 충돌하지 않기 때문에 오로라가 발생하지 않습니다. 플라즈마의 에너지가 약하면 낮은 고도로 가기 전에 충돌하여 산소원자가 적색으로 발광합니다. 여기상태에서 기저상태로 돌아오는 시간이 길고 대기밀도가 높으면 발광하기 전에 충돌이 일어나 버립니다. 따라서 붉은 오로라는 좀처럼 볼 수 없습니다.
플라즈마의 에너지가 강해지면 플라즈마가 더 낮은 고도에 도달하여 녹색 오로라를 볼 수 있습니다. 오로라 중에서도 가장 많이 볼 수 있는 색상입니다. 마찬가지로 산소원자가 발광하지만 에너지가 크기 때문에 더 강하게 여기하고 녹색으로 발광합니다.
또한 고도가 떨어지면 산소원자보다 질소원자가 더 많아지므로 질소원자가 분홍색이나 보라색으로 발광합니다. 질소원자를 많이 포함하는 고도까지 플라즈마가 도착하기 위해서는 많은 에너지가 필요하므로 쉽게 볼 수 없습니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - オーロラは何で色が決まるのか http://spacemgz-telstar.com/article/telstar_plus/a283
오로라 연구자 카타오카 류네 씨 따르면 오로라가 무엇인지, 왜 빛나고 있는 것인지에 대해서는 의외로 최근 밝혀졌다고 합니다. 오로라란 단적으로 말하면 대기 중의 원자나 분자가 우주공간에서 발광하는 현상입니다. 빛나고 있는 위치는 지상 100~400킬로미터라는 인간의 관점에서는 먼 곳이지만 우주 공간에서 보면 지구와 매우 가깝습니다.
우주 공간이라고 하면 많은 사람이 '진공의 공간'을 떠올리는데, 실제로는 그렇지 않고 '물질'로 넘쳐흐릅니다. 태양계 전체를 채우고 있는 물질은 태양으로부터 뿜어져 나오는 태양풍이라는 '플라즈마의 바람'입니다. 온도가 올라가면 분자는 해리되어 원자가 되고, 한층 더 높아지면 원자핵으로부터 전자가 떨어져 양이온과 전자로 전리된 플라즈마 상태가 됩니다. 태양풍은 기온 100만도. 따라서 우주공간은 플라즈마로 채워지고 지구를 포함한 태양계의 행성은 플라즈마에 항상 노출되게 됩니다.
그러나 그 태양풍이 지구에 직접 닿지는 않습니다. 지구에는 지자기라고 불리는 강한 자기장이 장벽이 되어 태양풍에 저항하기 때문입니다. 다만 이때 지자기를 왜곡하여 막대한 전기를 발생시키고 이것이 북극과 남극의 일부에 집중적으로 전류를 흘려 이 지역에 대량의 전자를 내리게 합니다. 이 전자가 지상 수백 킬로미터까지 퍼져 있는 얇은 대기와 부딪쳐 빛을 발산하는 것이 오로라입니다.
정리하면 오로라의 발생에는 태양풍과 지자기, 대기라는 3가지가 필요하다는 것을 됩니다. 마찬가지로 태양풍에 노출되어도 달, 화성, 금성에서는 오로라가 보이지 않습니다. 달에는 지자기, 대기가 없고, 화성이나 금성에는 대기가 있어도 지자기가 없습니다. 지자기는 행성 내부의 금속의 대류활동에 의해 태어난 것으로 알려져 있으며, 화성과 금성은 수십억 년 전에 대류활동이 정지하고 지자기를 띠지 않게 되었습니다. 태양풍이 날아가는 태양계 속에서도 지자기를 띠고 대기를 모으게 된 행성에서만 오로라를 볼 수 있습니다.
오로라 연구가 본격적으로 시작된 것은 150년 전으로 영국의 물리학자인 켈빈경 윌리엄 톰슨이 인간이 살고 있는 위도가 낮은 지역에서 오로라가 보여 놀랐다는 기록이 남아 있습니다. 같은 시기 태양의 거대한 흑점에서 하얀 빛이 나오는 현상이 보였습니다. 이 하얀 빛은 지금은 태양 플레어라고 잘 알려진 존재입니다. 태양 플레어는 흑점의 강한 자기장의 영향으로 발생하는 플라즈마의 폭발현상이다. 태양 플레어의 방출과 활발한 오로라 활동은 현재 관계가 있다고 여겨지고 있지만, 당시에는 그렇게는 생각되지 않았습니다. 거기에서 오로라 연구는 잠시 걸음을 멈추고 다음 큰 발전은 그로부터 50년 후 20세기 초까지 기다려야 했습니다.
진보 중 하나는 노르웨이의 트롬소대학의 오로라 연구자인 칼 스텔머가 오로라가 어디에서 빛나는지 알아낸 것입니다. 스텔머는 당시의 첨단기술인 전화를 사용해 20~30킬로미터 떨어진 제자와 연락을 취해 같은 오로라의 사진을 동시에 촬영해 오로라 높이의 정밀한 삼각측량을 반복했습니다. 4만 장에 이르는 촬영으로 우주 공간의 비교적 가까운 곳에서 빛나고 있다는 것을 알게 되었습니다. 또한 왜 많은 오로라가 녹색인지 약 100년 전에 규명되었습니다. 전자가 대기와 반응하여 발광하는데 오로라의 색은 대기의 분자나 원자의 종류나 그것이 존재하는 진공도의 크기에 의해 결정됩니다. 녹색 오로라는 고도 100~200킬로미터의 진공도가 비교적 낮은 장소에서 산소원자가 발광한 것입니다. 같은 산소원자가 고도 200킬로미터 이상의 진공도가 높은 장소에서 발광하면 적색으로, 질소분자 이온이 고도 100킬로미터 정도의 낮은 장소에서 발광하면 파란색, 보라색, 핑크색으로 빛납니다.
지구는 수십억 년의 생명활동 속에서 산소가 늘어난 행성입니다. 산소가 발하는 녹색의 오로라를 볼 수 있는 것은 많은 식물을 보유한 지구이기 때문이라고 말할 수 있습니다. 게다가 1958년에는 태양풍을 발견했는데 이 발견은 인공위성에 탑재한 탐사기에 의한 데이터 수집 덕분입니다. 이와 같이 오로라 연구의 진보는 기술의 진화와 표리일체인데, 그 다음의 진화는 우주의 탐사가 아니라 지상에서의 슈퍼컴퓨터의 시뮬레이션에 의해 초래된 것입니다.
1기의 탐사기에서의 데이터 수집은 태평양의 한가운데에 온도계를 1개 띄워 수온을 측정하는 것과 같은 것으로써 전체상을 파악하기에는 터무니없습니다. 컴퓨터 속에서 태양풍·지자기·대기라는 오로라를 발생할 수 있는 환경을 정비하고 상류의 플라즈마 값을 설정하면 어디에서, 어느 정도의 강도로 오로라가 발생하는지를 예측할 수 있게 되었습니다. 오로라 연구에 한정되지 않고, 컴퓨터 시뮬레이션 기술이 발달한 현대에서는 연구의 기본 스타일이란 A나 B인가 가설을 세워 그것을 검증하는 수법을 취하는 경우가 많은 것 같습니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - オーロラはなぜ美しい光を放つのか https://www.works-i.com/works/series/macro/detail010.html#:~:text=%E7%B7%91%E8%89%B2%E3%81%AE%E3%82%AA%E3%83%BC%E3%83%AD%E3%83%A9%E3%81%AF%E3%80%81%E9%AB%98%E5%BA%A6,%E3%83%94%E3%83%B3%E3%82%AF%E8%89%B2%E3%81%AB%E5%85%89%E3%82%8A%E3%81%BE%E3%81%99%E3%80%82
이 세계에는 4가지의 '힘'이 있습니다. 친밀한 것은 전자기력이나 중력이고 미시세계에는 약한 힘과 강한 힘이라는 힘도 존재합니다. 이 4가지 힘은 우주가 갓 태어났을 때는 같은 하나의 힘이었다고 합니다. 하이퍼 카미오칸데에서 탐색 중인 '양성자 붕괴'는 중력 이외의 3가지 힘이 본래 하나였음을 보여주는 증거가 됩니다.
'중력'은 우리 몸을 지구에 끌어당기거나 별이나 블랙홀과 같은 천체를 만드는 등 매우 강한 이미지가 있습니다. 그러나 실은 4가지의 힘 중에서 가장 약해서 철판 등에 작은 자석을 붙여도 떨어지지 않습니다.
'전자기력'은 전기력이나 자기력을 가리킵니다. 전자제품을 작동시키거나 물건을 만질 때에도 전자기력이 작용하고 있습니다. 우리의 몸과 물질은 무수한 원자로 이루어져 있으며, 중심에 있는 원자핵 주위를 전자가 돌고 있습니다. 우리가 뭔가를 만질 때 마이너스의 전하를 가지는 전자끼리가 반발하고 있어서 실제로는 손과 물질 사이에 약간의 거리가 있습니다.
또한 전자기력은 원자핵(+)과 전자(-)를 연결하여 원자를 만들 때도 작동합니다. 이 원자핵 중에는 양성자(+)와 전하 0의 중성자가 있습니다. 양성자가 여러 개 있을 때 반발하려고 하는 전자기력보다 강하게 작용하여 원자핵이 흩어져 버리는 것을 막고 있는 힘이 '강한 힘'입니다. 이 힘은 쿼크라는 기본입자를 연결하여 양성자와 중성자를 만들 때도 작동합니다. 그 이름대로 매우 강한 힘이지만 작용하는 거리가 매우 짧기 때문에 일상생활에서 느끼지 못합니다.
'약한 힘'은 전자기력보다 약하기 때문에 이렇게 명명되었습니다. 이 힘도 평소 느끼지는 못하지만 원자핵의 베타붕괴를 일으키는 등 다양한 입자를 다른 입자로 변화시키는 중요한 역할을 하고 있습니다.
이러한 힘은 사실 소립자가 전하고 있습니다. 전자기력은 '광자(빛)', 강한 힘은 '글루온', 약한 힘은 'W 보손'과 'Z 보손'입니다. 중력은 중력자가 전하고 있는 것으로 생각되지만 아직 발견되지 않았습니다. 이러한 힘을 전달하는 입자를 물질입자가 던지면서 힘이 작용하고 있습니다. 약한 힘이 매우 약한 원인은 W보손과 Z보손이 매우 무거워(양성자 80~90개분의 무게) 던지는 것이 어렵기 때문이라고 생각할 수 있습니다.
출처:https://www.needpix.com/photo/8202/
3가지 힘을 통일하는 '대통일이론'
현재는 완전히 다른 것처럼 보이는 '4가지의 힘'이지만 우주가 갓 태어난 무렵은 하나의 힘이었습니다. 그러나 매우 뜨거웠던 우주가 팽창해 식어가면서 우선 중력, 다음에 강한 힘, 그리고 전자기력과 약한 힘으로 분기해 갔다고 생각되고 있습니다.
전자기력과 약한 힘의 분기는 전약통일이론에 의해 밝혀졌습니다. 처음에는 광자처럼 광속으로 날아다니던 W 보손과 Z 보손이 우주가 식어 입자에 질량이 생겨나면서 자유롭게 움직일 수 없게 되어 버렸습니다.
한편 중력과 강한 힘의 분기에 대해서는 아직 분명히 알 수 없습니다. 우주의 역사를 거슬러 올라간다면 다음에 통일되는 것은 강한 힘입니다. 중력을 제외한 세 가지 힘을 통일하는 이론을 '대통일이론'이라고 부릅니다.
힘의 통일을 검증하기 위해서는 통일된 시대의 우주와 동일한 고에너지 상태를 만드는 방법이 있습니다. 그러나 3개의 힘이 분기하기 전의 시대는 양성자의 크기 10^-15m보다 훨씬 작은 10^-32m의 우주에 10^16GeV(양성자의 에너지 약 1경 개분)라는 상태였습니다. 이런 초고에너지 상태는 인공적으로 만들어질 수 없습니다. 그렇다면 어떻게 이론을 증명할 수 있는가? 그 열쇠가 되는 것이 하이퍼 카미오칸데에서 발견과 관측을 목표로 하는 '양성자 붕괴'입니다.
양성자가 깨지는 현상은 지금까지 발견되지 않았습니다. 소립자물리학의 정설인 '표준이론'에서도 기본적으로 양성자는 깨지지 않는다고 정리하고 있습니다. 양성자와 만나면 대소멸하는 반양성자는 있지만, 반양성자 자체가 양성자와 동시에 쌍생성되기 때문에 우주 전체의 양성자의 수는 변화하지 않았습니다. 그러나 '대통일이론'은 '양성자가 언젠가 붕괴한다'고 예언합니다. 이에 따르면 양성자의 평균 수명은 현재 우주의 연령(약 138억 년)의 100억 배의 100억 배 이상. 엄청난 시간이지만 충분한 양의 양성자를 모아 관찰하면 붕괴를 관측할 수 있습니다.
현재 가동 중인 슈퍼 카미오칸데에서도 2만 2500톤(양성자 7.5×10^33개)의 물을 모아 25년 이상 관찰하고 있지만 아직 붕괴는 관측되지 않았습니다. 이를 통해 양성자의 수명은 원래 예상보다 10^34년 이상 긴 것으로 나타났습니다. 슈퍼 카미오칸데의 약 10배의 부피를 자랑하고 감도도 비약적으로 향상하는 하이퍼 카미오칸데에 더욱 기대가 모입니다.
양성자 붕괴의 관측에는 또 하나 큰 의미가 있습니다. 물질을 구성하는 소립자는 '쿼크'와 '렙톤'으로 분류되는데, 이 두 가지 관계를 밝힐 수 있을 것으로 기대되고 있습니다. 쿼크와 렙톤은 같은 소립자이면서 보이는 방법이 다른 것일 가능성이 있습니다. 쿼크와 렙톤이 실은 같은 소입자였다는 것이 밝혀지면 소립자의 표준이론을 크게 발전시키는 중요한 발견이 됩니다.
표준이론은 소립자물리학의 기본이지만, 그것만으로는 설명할 수 없는 것이 많이 있습니다. 소립자는 왜 17종류도 있는가?, 쿼크와 렙톤은 왜 양쪽 모두 3세대인가?, 왜 각각의 소립자의 무게에 이렇게 차이가 있는 것인가?, 왜 양성자와 전자의 전하의 크기는 완전히 같은가?
출처 참조 번역 - Wikipedia - 電磁気力も重力も、 すべての力はもともとひとつ？ https://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/hk/special/yonde04/
블랙홀은 거대한 항성이 자신의 중력을 견디지 못하고 붕괴한 빛조차 탈출할 수 없을 정도로 초고밀도이고 대질량의 천체라고 합니다. 그런 블랙홀에 대해 물리학자인 지아 도발리와 자라 오스마노프는 “진보한 기술을 가진 우주인은 블랙홀을 양자컴퓨터의 하드웨어로 사용하고 있을지도 모른다”고 주장했습니다.
블랙홀에는 사건의 지평면이라는 특이한 경계가 퍼져 있고 거기에서는 블랙홀이 호킹방사라는 빛이나 열의 방출해 블랙홀의 질량이 서서히 증발해 가는 현상이 일어나는 것으로 생각되고 있습니다.
호킹방사에 의해 방출되는 빛과 열은 블랙홀에 유입된 물질과 빛에 대한 정보를 포함하는지 물리학자들 사이에서 수년간 논의가 되었습니다. 일부 물리학자는 이러한 빛과 열에 대해 "종이를 태운 후의 재와 같은 것으로, 분명히 정보는 포함되어 있지만, 그 정보를 꺼내는 것은 불가능"이라고 보았습니다.
다른 물리학자는 "호킹방사에서 방출되는 빛과 열의 정보를 꺼내는 것은 가능하고 블랙홀이 방출하는 호킹방사의 성질은 흡수된 물질과 빛의 성질과 크게 관련되어 있습니다. 즉, 블랙홀은 떨어지는 모든 물질에 대해 복잡한 계산을 수행하고 호킹방사로 출력하고 있을 가능성이 있다”고 추측했습니다.
게다가 도발리와 오스마노프는 “진보된 기술을 지닌 외계인들은 양자컴퓨터의 기반으로 블랙홀을 사용할 수 있다”며 “고도 문명을 가진 외계인이 블랙홀을 제조할 때 사용된 고출력 입자가속기의 빛을 우리는 찾을 수 있을지도 모른다”고 주장했습니다.
2진수로 정보를 코딩하는 일반적인 컴퓨터와 달리 양자컴퓨터는 양자비트라는 단위를 사용하여 일반 컴퓨터보다 훨씬 많은 데이터를 저장할 수 있으며, 더 복잡한 계산이 가능하다고 합니다.
그러나 양자컴퓨터에 대해서는 실용화를 향한 연구 등이 행해지고 있는 단계에서, 실제로 양자컴퓨터를 도입해 계산을 하고 있는 케이스는 한정되어 있는 것이 현상입니다.
도발리와 오스마노프는 “우리 태양계가 형성된 것은 약 46억 년 전으로, 더욱 오래된 항성계에 사는 고도로 진화한 외계인은 지구보다 고급 양자기술을 이미 사용하고 있다고 생각하는 것이 타당하다”고 보았습니다.
도발리와 오스마노프에 의하면 블랙홀은 통상의 물질로 만들어진 양자컴퓨터보다 더욱 빠른 양자컴퓨터가 된다고 합니다. 이유는 블랙홀 내의 모든 물질이 '특이점'이라는 장소에서 중력이 무한대가 될 때까지 분쇄되기 때문입니다. 블랙홀은 매우 밀도가 높고, 빛과 양자비트에 대한 정보가 블랙홀의 한쪽에서 다른 쪽으로 이동하는 데 거의 시간이 걸리지 않는다고 생각됩니다.
그리고 고도의 양자기술을 가진 외계인은 양자컴퓨터로써의 블랙홀에 양자상태를 조작한 물질을 투입하고 호킹방사를 계산결과로서 받고 있다고 추정했습니다. 한편 "이런 외계인이 사용하는 소프트웨어와 프로그램은 불분명하지만, 프로그래밍 능력과 알고리즘의 정교함은 인간의 상상을 훨씬 뛰어넘을 수 있다"고 합니다.
게다가 도발리 씨는 고도의 문명을 가진 외계인이 계산을 하기 위해 질량이 적은 작은 블랙홀을 만들었을 가능성을 언급했습니다. 작은 블랙홀은 거대한 블랙홀과 달리 더 호킹방사를 방출한다는 것. 따라서 이러한 블랙홀에서 방출되는 에너지를 관찰할 수 있는 가능성이 있습니다.
도발리 씨는 “IceCube와 같은 소립자 검출기를 사용하여 호킹방사의 정보를 찾아내면 외계인이 존재하는 징후를 발견할 수 있을지도 모른다”고 보았습니다.
중성미자는 더 이상 작을 수없는 소립자 중 하나입니다. 전하를 가지지 않고 측정할 수 없을 정도로 작고 가볍기 때문에 뭐든지 통과해 버립니다. 그만큼 찾아내는 것도 어렵습니다.
찾을 수 없기 때문에 주위에 별로 없는 것도 아니라서 우주에서 오는 중성미자는 초당 100조 개나 우리 몸을 지나가고, 지금 원전에서 문제가 되고 있는 방사성물질도 방사선과 함께 중성미자도 방출하고 있습니다. 방사선은 몸의 조직에 부딪혀 부수기 때문에 해가 되지만 중성미자는 뭐든지 통과하기 때문에 해롭지 않습니다.
중성미자는 비행 중에 '형'을 변경합니다. 전자형 중성미자가 뮤형 중성미자로 바뀌거나 뮤형 중성미자가 타우형 중성미자로 바뀌거나 합니다.
이것을 "중성미자 진동"이라고 합니다. 이 형 바꾸기의 구조를 잘 조사하면 중성미자의 무게 등의 성질을 알 수 있습니다.
중성미자의 성질을 알면 물질의 수수께끼를 알 수 있을 것으로 기대됩니다. 우주가 태어났을 때 우주는 에너지로 가득 차 있었고 거기에서 물질과 반물질이 동일하게 태어났습니다. 이 반물질과 물질이 다시 만나면 함께 에너지로 돌아가 사라져 버립니다.
우리를 포함하여 주위에 있는 물건과 별들은 모두 물질로 만들어져 있고, 반물질은 좀처럼 발견되지 않습니다. 반물질은 물질과 거의 물리적 성질이 동일(전하가 반대이지만)이므로 왜 반물질만이 소멸하고 물질은 살아남았는지 그 이유는 미궁입니다.
중성미자와 반 중성미자(중성미자의 반입자) 사이에는 약간의 진동방법의 차이가 있고, 어쩌면 물질이 존재하는 설명해줄지도 모릅니다.
이 차이를 'CP대칭성의 깨짐'이라고 합니다. 고바야시 마코토와 마이카와 토시에이가 2008년 노벨상을 수상했을 때 언급되었습니다. 중성미자에도 이 CP대칭성의 깨짐이 일어나고 있을지도 모릅니다.
'전자 중성미자의 출현의 징후가 보였다'는 현단계에서는 중성미자 진동을 조사하여 물질의 수수께끼를 푸는 큰 목표를 달성하는 것은 아직 몇 년 걸립니다.
지금 조사하고 있는 것은 아직 중성미자 진동으로, 반 중성미자의 연구에는 이르지 않습니다. 6월의 성과에서 얻은 중성미자 진동에 대해서도 99.3퍼센트의 확률로 실제로 일어났다고 파악하고 있지만 통계적으로는 아직 '발견'이라고는 부를 수 없습니다.
하지만 이 결과는 매우 획기적인 것으로, 뮤형 중성미자에서 전자형 중성미자로의 형의 변화가 처음으로 파악되었을 뿐만 아니라 원래 발견이 매우 어렵기 때문입니다. 게다가 이번 성과는 인공적으로 중성미자를 만들고 비행하기 전과 후를 관찰하고 있기 때문에 형의 변화가 일어난 것을 확실히 알 수 있습니다. 이것은 우주에서 오는 중성미자로는 할 수 없는 것입니다.
실험명 'T2K'는 Tokai-to-Kamioka(토카이에서 카미오카)라는 의미로, 이바라키현 도카이무라에 있는 J-PARC로부터 약 300킬로 거리의 기후현 히다시 카미오카초에 있는 슈퍼 카미오칸데에 중성미자를 쏘고 있습니다. 뮤형 중성미자를 J-PARC에서 생성하여 슈퍼 카미오칸데에서 몇 개의 전자형 중성미자로 바뀌었는지를 계산합니다. 중성미자의 여행 전과 여행 후의 수를 세는 것으로, 정확하게 몇 개가 형을 바꾸었는지를 알 수 있습니다.
그러나 J-PARC는 3월 11일의 동일본 대지진으로 피해를 입어 데이터의 수집도 멈추어 버렸습니다. 만약 아직 운전을 계속했다면 지금 무렵에는 발견 단계에 도달했을지도 모릅니다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - ニュートリノ振動で宇宙がわかるわけ https://blog.miraikan.jst.go.jp/articles/20110715post-156.html#:~:text=%E3%83%8B%E3%83%A5%E3%83%BC%E3%83%88%E3%83%AA%E3%83%8E%E3%81%A8%E3%81%AF%E3%80%81%E3%81%93%E3%82%8C%E4%BB%A5%E4%B8%8A,%E3%81%99%E3%82%8B%E3%81%A8%E3%81%99%E3%82%8A%E6%8A%9C%E3%81%91%E3%81%A6%E3%81%97%E3%81%BE%E3%81%84%E3%81%BE%E3%81%99%E3%80%82
국제공동연구그룹이 미국 유타주에서 가동 중인 초고에너지 우주선 관측실험 '텔레스코프 어레이 실험'에서 2021년 5월 27일에 매우 높은 에너지(2.44×10의 20승전자볼트=244엑사 전자볼트)를 가진 우주선 검출에 성공했다고 발표했다.
이번에 포착한 우주선의 '244엑사 전자볼트'라는 에너지는 입자 1개로 40와트 전구를 약 1초간 점등할 수 있는 크기로 계산상 불과 1그램으로 지구가 파괴될 정도의 거대한 에너지를 가졌고 관측 사상 두 번째로 높은 에너지의 '우주선'이라고 한다.
덧붙여서 관측 사상 가장 높은 에너지의 우주선으로 여겨지는 것은 1991년 10월 15일에 프라이즈아이 실험에 의해 관측된 320엑사 전자볼트라는 극히 높은 에너지를 가지는 우주선으로 '오마이갓 입자'라고 불리고 있다.
후지이 준 교수 연구그룹은 이 입자가 우주선의 기원 해명을 향한 길을 열 것으로 기대해 일본의 신화로부터 태양신적 성격을 가지는 아마테라스 오오미카미에서 이름을 따서 '아마테라스 입자'라고 명명했다.
국제연구그룹은 일본, 미국, 러시아 등 8개국이 참여했고 우주선을 관측하기 위해 2008년부터 미국 유타주의 사막지대에 507대의 검출장치를 설치하여 데이터를 정기적으로 해석해 왔다. 그 결과 2021년 5월 '244엑사 전자볼트'라는 관측 사상 두 번째로 높은 에너지의 우주선을 포착했다.
'아마테라스 입자'의 발생원은 불분명하며 연구그룹에서는 빛으로는 보이지 않는 미지의 천체나 우주를 채우는 암흑물질(다크마터)의 붕괴 등 지금까지 알려지지 않았던 새로운 물리현상에서 유래했을 가능성이 있다고 보았다.
우주에서 쏟아지는 고에너지 입자(우주선) 중에는 매우 높은 에너지의 우주선이 극히 드물게 존재하며, 우주의 가장 격렬한 물리현상과 관련되어 있다고 생각된다. 우주선은 하전입자이기 때문에 우주자기장에서 구부릴 수 있지만, 매우 높은 에너지의 우주선은 자기장에서 구부러지기 어렵고 도래 방향이 발생원을 가리키기 때문에 미지의 천체의 발견으로 이어질 가능성도 있어서 차세대 천문학이 될 것으로 기대되고 있다.
후지이 준 교수는 “이 극히 높은 에너지의 우주선을 처음 발견했을 때 실수라고 생각했다. 날아온 방향에 후보가 될 천제가 발견되지 않자 새로운 수수께끼가 발견된 두근거림을 느꼈다. 향후는 가동 중의 텔레스코프 어레이 실험 확장 계획이나 차세대 실험으로 초고에너지 우주선의 발생원을 밝히고 싶다"고 말했다.
미국 유타주에 설치된 텔레스코프 어레이 실험의 지표 입자검출기(출처:오사카 공립 대학 자료)
우주에서 쏟아지는 입자 등의 관측으로부터 우주의 성립을 탐구하는 연구는 세계 각국에서 진행되고 있으며, 일본에서는 기후현에 'KAGRA'와 '슈퍼 카미오칸데'라는 대형 실험시설이 가동 중이다. KAGRA는 별끼리의 충돌이나 블랙홀의 합체 시에 생기는 중력파를, 슈퍼 카미오칸데는 거대한 별이 수명을 끝낼 때에 방출되는 입자 '뉴트리노'를 각각 관측하고 있다.
국제연구그룹은 이러한 시설의 관측결과와도 연계해 해석을 함으로써 이번에 포착한 우주선의 발생원을 규명하고자 시도하고 있다.
출처 참조 번역 - Wikipedia - 1グラムで地球を破壊するほどの 巨大なエネルギーを持つ宇宙線 https://www.bosaijoho.net/2023/12/11/%E5%8F%B2%E4%B8%8A%E6%9C%80%E5%A4%A7%E3%81%AE%E3%82%A8%E3%83%8D%E3%83%AB%E3%82%AE%E3%83%BC%E3%82%92%E3%82%82%E3%81%A4%E5%AE%87%E5%AE%99%E7%B7%9A-%E3%80%8C%E3%82%A2%E3%83%9E%E3%83%86%E3%83%A9%E3%82%B9/
NASA의 제트추진연구소의 우주구조연구그룹에 소속된 연구자인 슬라바 G. 트리셰프 씨가 수광년 거리까지 전력을 전달하는 '성간 전력 전달을 위한 중력렌즈'라는 논문을 온라인에 공개했습니다. 트리셰프 씨에 따르면 논문에서 제시한 이론의 포괄적인 분석은 아직 이루어지지 않았지만, 현재의 과학 수준에서 실현 가능한 이론이라고 보았습니다.
항성이나 은하 등이 발하는 빛은 진행 위치에 있는 천체의 중력장의 영향으로 왜곡된 시공을 통과할 때 알버트 아인슈타인의 일반상대성이론에 따라 구부러 집니다. 이 때 빛은 광학렌즈를 통과할 때와 같은 구부러지는 모습을 하기 때문에 도착한 상이 활모양으로 왜곡되어 보이거나 먼 작은 상이 확대되어 보이는 등 광학렌즈와 같은 효과를 발휘합니다. 이 현상은 '중력렌즈 효과'라고 불리는데, 이 현상으로 주위에 천체가 없기 때문에 관측이 어려운 떠돌이 블랙홀을 5150광년 거리에서 관측하거나 27억 광년 떨어진 은하의 블랙홀을 발견하는 등의 연구성과를 거두었습니다.
일부 연구자들은 태양을 태양중력렌즈(SGL)로 이용함으로써 천문학이나 지구외 생명체의 탐색에 응용하는 연구를 진행하고 있으며, 과거에는 중력렌즈로 무선신호를 확대하여 '성간 네트워크'를 구축하는 논문 도 발표되었습니다. 트리셰프 씨는 2023년 11월에 발표한 논문에서 항성의 중력렌즈를 사용하여 별에서 별로 전력을 전달하는 이론을 제시했습니다. 논문은 온라인에 공개되었으며 미국 물리학회가 발행하는 과학학술잡지인 '피지컬・리뷰' 게재심사가 이루어지고 있습니다.
논문에서는 별의 중력초점을 이용하여 에너지를 집중시켜 다른 별계에 빔을 조사하는 형태로 전력을 전송하는 방법을 검토했습니다. 트리셰프 씨에 의하면 행성간 통신에 사용되는 것과 같은 장치를 전달하는 빔의 규모에 맞추어 구축함으로써 한 쌍의 항성 중력렌즈가 성간 거리에서 빛의 상뿐만 아니라 에너지를 전달할 수 있다는 것.
이 연구는 SGL에 대한 이전 연구에서 얻은 분석도구를 사용하여 전달되는 빛과 에너지가 어떻게 증폭되는지를 조사했습니다. 우주와 천문학 주제를 게재하는 Universe Today와의 인터뷰에서 트리셰프 씨는 “동력전달을 연구하기 위한 분석도구가 개발되지 않았기 때문에 SGL의 전달능력에 관한 주제를 오랫동안 피해 왔으나 현재는 많은 관련성이 있는 중요한 주제에 대해 연구가 진행되었고 이 연구와 연결되어 있다"고 밝혔습니다.
by Gaurav Singh /https://www.pexels.com/ja-jp/photo/18776875/
연구는 먼저 SGL에 대한 이전 연구에서 얻은 분석도구를 통해 중력렌즈 시스템에서 빛이 어떻게 증폭되고 전달되는지를 재검토했습니다. 다음으로 이와 같은 방법을 자유공간에 배치한 레이저 출력장치에 응용하는 시나리오를 구축하고 중력렌즈의 이론을 적용했습니다. 결론적으로 중력렌즈의 초점영역에 배치된 레이저 출력장치는 수신기가 수광년 거리에서 수신한 파워를 증폭할 수 있어 SGL을 사용하여 빔으로 전력을 공급하면 통신 그리고 전력공급을 할 수 있다고 결론냈습니다.
중력렌즈를 이용해 통신 및 전력공급을 수광년 거리까지 할 수 있다면 성간탐사를 장기간에 걸쳐 실시할 수 있는 것 외에 테라포밍에 충분한 에너지를 확보할 수 있습니다. 트리셰프 씨는 “이 연구는 실현가능성을 보여주었고 관련 물리학에만 초점을 맞추어 비추측적인 방식으로 모든 주제를 다룬 첫 번째 논문으로, 기계나 한 쌍의 렌즈, 수신기의 위치에 따른 어긋남, 렌즈의 내부구조를 특징짓는 모멘트의 존재 등 더 많은 주제를 검토할 필요가 있으나 실현 가능한 이론”이라고 보았습니다.
지구에서의 생명의 기원에 대해서는 수수께끼 투성이고 일부 가설은 혜성이 생명의 기초가 되는 유기물을 옮겨 온 것이라고 추정합니다. 그러나 혜성은 엄청난 속도로 이동하고 있기 때문에 열이나 충돌의 충격에 의해 유기물은 파괴되어 버립니다. 혜성이 유기물을 운반했다고 가정한 연구는 혜성이 바운드하듯 이동했을 가능성을 시사했습니다.
지난 수십 년 동안 과학자들은 혜성이 생명의 탄생으로 이어졌을 가능성에 대해 연구했고, 성과로는 2009년에 NASA의 스타더스트 미션에서 Wild 제2 혜성으로부터 회수된 샘플에서 아미노산의 일종으로 단백질의 구성요소인 글리신을 발견했습니다. 유럽 우주기관의 로제타 미션에서도 Churyumov–Gerasimenko 혜성의 대기 중에 유기화합물이 있는 것으로 판명되었습니다.
그러나 이러한 유기화합물은 행성과의 충돌 시 파괴될 수 있기 때문에 혜성기원설을 입증하기 위해서는 유기화합물이 온전하고 살아남는 시나리오를 확립시켜야 합니다.
이에 케임브리지대학 천문학연구소의 리처드 안슬로 씨 연구팀이 시뮬레이션을 실시한 결과 혜성이 초속 15km 이하라는 비교적 느린 속도로 움직였을 경우 유기물의 전파가 가능한 것으로 나타났습니다.
혜성은 행성의 인력 등으로 인해 속도가 저하되지만 초속 15km 이하로 감속하기 위해서는 행성의 인력으로 끌어당겨져 충돌하기 전에 다른 행성의 인력에 끌려가는 것을 반복할 필요가 있습니다. 이렇게 행성 사이를 바운드하듯 이동했을 경우 유기화합물을 유지하면서 행성에 대기권 돌입이 가능해진다고 합니다.
연구팀은 혜성의 궤도를 보여주는 모델도 개발하여 태양계외 생명을 품는 행성의 탐색에 활용할 예정입니다. 안슬로 씨는 “혜성이 복잡한 분자를 운반할 수 있는지를 확인하고 싶었습니다. 지구에 생명이 탄생하는 계기가 된 분자는 혜성에서 유래되었을 가능성이 있으며 은하계의 다른 행성에도 적용될 수 있습니다”라고 보았습니다.
by CharlVera / https://pixabay.com/ja/illustrations/%E7%94%9F%E6%88%90%E3%81%95%E3%82%8C%E3%81%9Fai-%E5%AE%87%E5%AE%99-%E6%98%9F%E9%9B%B2-8354011/
암흑물질은 우주에 있는 질량의 대부분을 차지하고 있다고 생각되고 있으며, 은하의 회전과 우주의 대규모 구조 등 그 존재를 나타내는 증거가 발견되었음에도 불구하고 아직 정체는 알 수 없습니다. 그런 암흑물질이 실은 1종류가 아니고 다양한 원소로 만들어진 통상의 물질처럼 종류가 있을 것이라는 연구가 발표되었습니다.
지금까지의 연구에서 암흑물질은 일반적인 물질과 거의 상호작용하지 않으며 우주에 보편적으로 존재하는 가볍고 단순한 종류의 입자라고 생각되어 왔지만, 그러한 새로운 입자를 찾기 위한 노력은 결실을 맺지 못하고 있습니다. 이에 과학자들은 암흑물질이 희귀한 대신 더 무거운 것일 가능성을 생각하기 시작했지만 초기 우주에 그러한 무거운 입자를 충분히 존재시키는 모델은 확립되지 않았습니다.
2023년 10월에 프리프린트 서버의 arXiv에서 공개한 논문에서 오클라호마대학 물리천문학과의 토마스·C·게르만 씨 연구팀은 원시 블랙홀이 존재했다는 가설을 바탕으로 빅뱅 직후 우주에서 암흑물질 입자의 생성을 가능하게 하는 이론을 발표했습니다.
연구자들에 따르면 초기 우주에서는 자연계의 힘이 서로 분열하여 '통일력'에서 현재의 '4가지의 기본적인 힘'으로 변화함에 따라 격렬한 상전이가 일어났다는 것. 이 상전이는 기초가 되는 물리학이 변화할 정도로 압도적인 것이었습니다. 실제로 입자가속기를 이용해 빅뱅으로부터 몇 초 후의 우주를 재현한 실험에 의해 4개의 기본적인 힘의 하나인 전자기력과 약한 핵력이 하나로 융합하는 것이 확인되었습니다.
게일만 씨는 연구에서 이러한 초기 상전이 중에 무거운 암흑물질이 잡힐 수 있음을 발견했습니다. 그렇게 되면 우주의 일부가 새로운 물리학으로 이행하는 한편 아직 이행하고 있지 않은 영역도 남는 상태가 발생합니다. 마치 물을 끓이면 액체의 물에 수증기의 거품이 갇혀있는 상태입니다.
이 모델에서 초기 암흑물질은 가볍고 그 후 태어난 암흑물질은 무거워집니다. 그리고 거품 속에 갇힌 암흑물질의 밀도가 급상승하고 모든 암흑물질이 붕괴되어 원시 블랙홀이 됩니다. 이렇게 태어난 블랙홀은 호킹 방사에 의해 증발하는데 그 때 일부 암흑물질이 토해져 부활한다고 게르만 씨는 추정했습니다.
다음은 연구팀이 제창하는 우주와 암흑물질의 성립을 나타낸 그림입니다. 가장 왼쪽의 초기 우주에서는 무거운 암흑물질이 가득 찬 진정한 진공거품이 형성됩니다(True vacuum DM heavy). 그리고 그 후 원시 블랙홀(PBH)로부터의 호킹 방사에 의해 아주 무거운 암흑물질(UHDM)이 방출됩니다. 이렇게 해서 현재 우주에 차가운 UHDM이 남았다는 것이 게일만 씨 연구팀의 가설입니다.
블랙홀이 증발하면 여러 종류의 암흑물질 입자가 생성됩니다. 이 입자들은 눈에 보이지 않는 많은 특징을 공유하는데 질량과 속도, 정상 물질과의 상호작용 등이 다릅니다. 따라서 이 모델은 보통 물질에 원소주기율표가 있는 것처럼 암흑물질에도 여러 종류의 입자가 있어서 우주의 곳곳에서 보이지 않는 복잡한 상호작용을 일으키고 있는 것을 시사합니다.
이 이론은 아직 가설적인 개념이기 때문에 실험이나 관측에 의해 뒷받침이 얻어지는 것은 아니지만 천문학자들은 빅뱅의 중력파를 관측하는 등 우주 시작의 시대를 직접 관측하는 방법을 모색하고 있습니다.
오로라는 우주에서 지구로 쏟아지는 에너지 입자가 대기 안의 원자나 분자에 충돌하면서 색을 만들어 내고 있습니다. 일반적으로 알려진 오로라는 녹색이고 산소원자에 의한 것으로 고도가 높은 곳이라면 같은 산소원자에서도 적색이 됩니다.
Red and green auror / https://commons.m.wikimedia.org/wiki/File:Red_and_green_auror.JPG
2023년 10월 19일 사진작가인 하란 토마스 씨가 앨버타에서 촬영한 오로라 사진은 지금까지 별로 알려지지 않은 오렌지색 오로라입니다.
by Harlan Thomas
우주에 관한 뉴스를 다루는 spaceweather.com에 따르면 이론적으로는 질소나 산소가 오렌지색 파장의 빛을 낼 수는 있지만 동시에 생성될 수 있는 다른 색에 비해 약하기 때문에 보이는 빛이 안 된다는 것.
노르웨이에 있는 베르겐대학의 오로라 물리학자인 켈마르 옥사비크 씨에 따르면 사진 위쪽에 비치는 빨간 오로라는 고고도(고도 200km~400km)로 저에너지의 전자가 산소원자와 충돌함으로써 형성되는 것이고 아래쪽에 있는 녹색 오로라는 저고도(고도 100km~150km)로 고에너지 전자가 산소원자와 충돌함으로써 형성되는 것이라고 합니다.
최근에 태양의 코로나 질량방출(CME)에 의한 태양풍이 지구에 충돌했고 그 때문에 태어난 붉은 오로라와 녹색 오로라가 겹쳐 오렌지색 오로라인 것처럼 보였다고 옥사비크 씨는 설명했습니다.
덧붙여 2003년의 핼러윈의 시기에도 강력한 태양풍이 발생해 오렌지색의 오로라가 북아메리카나 북유럽에서 관측되었다고 합니다.
1980년대 물리학자는 놀라운 발견을 했습니다. 그 발견은 지구의 중심 근처의 심부에 대륙 정도의 크기의 드문 물질 덩어리가 2개 존재한다'는 것입니다. 이 물질 덩어리 중 하나는 아프리카 대륙의 지하에 존재하고 다른 하나는 태평양 아래에 있습니다.
지난 10년간의 연구에서 각각의 덩어리는 달의 2배 정도의 크기이고 주위에 있는 맨틀과는 다른 비율의 원소로 구성되어 있을 가능성이 높은 것도 판명되었습니다. 덧붙여 이 달의 2배나 많은 물질의 덩어리는 'LLSVP'라고 불리고 있습니다.
이 LLSVP가 어디에서 왔는지를 조사하는 최신 연구에서 LLSVP는 수십억 년 전에 일어난 행성의 충돌에서 발생한 잔해일 가능성이 지적되었습니다. LLSVP 형성의 수수께끼에 대해 조사한 애리조나 주립대학 지구우주탐색학부의 연구팀은 해당 논문을 2023년 11월 1일 학술지 Nature에 게재했습니다.
과학자들은 1980년대부터 지구의 심부에 비정상적인 조성으로 기원 불명의 거대한 덩어리인 LLSVP의 존재를 인식하고 있었습니다. LLSVP는 매우 거대해 지구의 표면에 배치하면 약 60마일(약 100km)의 두께의 층이 생겨 버린다고 합니다.
달은 지구와 테이아라는 작은 행성이 충돌했을 때의 여파로 탄생했다는 가설이 세워져 있는데 소행성대나 운석으로부터 테이아의 흔적은 발견되지 않았습니다. 그러나 Qian Yuan 박사연구원을 중심으로 한 연구팀에 의하면 테이아의 대부분은 태고의 지구에 흡수되어 LLSVP를 형성했을 가능성이 있는 모양. 그리고 테이어의 충돌에 의해 발생한 단편이 달을 형성했을 가능성이 있다고 합니다.
애리조나 주립대학의 지구우주탐사학부의 Steven Desch 교수는 “달의 내부에는 충돌 전 지구와 테이어를 모두 나타내는 물질이 포함되어 있는 것으로 알려져 있는데, 지구에 있는 테이어의 잔존물은 몇십억 년에 걸친 지구 내부의 역학(맨틀 대류 등)에 의해 소거되어 버려서 균질화된 것으로 생각되었습니다. 이번 연구결과는 핵과 맨틀의 경계에 그 파편이 존재한다는 것을 논증하는 첫 번째 연구"라고 설명했습니다.
연구자들은 지구를 통과하는 지진파를 측정하여 LLSVP를 발견했습니다. 지구의 심부에 있는 LLSVP는 철의 함량이 비정상적으로 높기 때문에 지진파의 통과를 매우 느리게 전달합니다. 그 때문에 1980년대에서도 지구의 심부에 거대한 물질구성이 다른 덩어리가 존재하는 것을 인식할 수 있었다고 합니다.
연구에 참여한 Ed Garnero 교수는 “지구 안에 존재하는 덩어리는 우리의 달을 형성한 행성충돌의 잔해로 추정되는데, 즉 이 거대한 덩어리는 지구 밖에서 온 물질이라는 것”이라고 보았습니다.
연구팀을 이끈 Yuan 박사연구원은 “달에는 비교적 많은 철이 포함되어 있고 달 형성의 원인이 된 지구에 충돌한 테이어의 흔적이 발견되지 않았다는 이야기를 들었을 때 LLSVP가 테이아의 잔해에 의해 형성되었을 가능성을 생각해 냈다"고 밝혔습니다.
연구팀은 테이어의 화학조성과 지구에 미치는 영향에 대한 다양한 시나리오를 모델링했습니다. 그 후 각 모델을 시뮬레이션한 결과에서 테이어가 지구에 충돌한 뒤 LLSVP와 달의 형성 모두에 연결되었을 가능성이 있는 것으로 나타났습니다.
테이어가 LLSVP와 달로 나뉘는 경우는 시뮬레이션에 의해 밝혀졌습니다. 시뮬레이션에 따르면 테이어가 지구에 충돌했을 때 발생하는 많은 에너지가 맨틀의 상반부에 남아 있으며 지구의 하반부에 있는 맨틀은 원래 추정보다 저온으로 남아있어서 완전히 녹지 않고 테이어 유래의 철분이 풍부한 물질이 LLSVP로 남아 있을 가능성이 있는 모양.
게다가 맨틀 대류의 시뮬레이션을 실시함으로써 테이아 유래의 철 함유율이 많은 물질이 지구의 맨틀 안에 가라앉아서 축적될 가능성이 있는 것도 밝혀졌습니다. 연구에 참여한 애리조나 주립대학의 Mingming Li 교수는 “테이어 유래 물질이 약 45억 년간 지구의 맨틀에 머물 가능성이 충분하다”고 보았습니다.
연구의 공동저자 중 한 명인 Travis Gabriel 씨는 “달 외부가 아닌 지구 안쪽으로 눈을 돌려 달을 형성하는 거대한 충돌이라는 태고의 우주에서 일어난 대사건의 흔적을 발견할 수 있었다”고 말했습니다.
Kamo'oalewa는 2016년에 발견된 천체로 달처럼 지구 주위를 공전하는 소행성이라는 것이 2017년에 밝혀졌습니다.
지구에서 보면 마치 진동하면서 공전하고 있는 궤도를 그리기 때문에 이 천체는 하와이어로 진동하는 별을 의미하는 'Kamo'oalewa'라고 명명되었습니다. 게다가 이 Kamo'oalewa는 2021년의 연구에서 반사되는 빛의 스펙트럼이 아폴로계획에서 가져온 달의 돌과 일치하는 것으로 판명되어 달의 파편이 준위성이 되었을 가능성이 시사되었습니다.
The Moon's Surface / https://moon.nasa.gov/resources/48/the-moons-surface/
애리조나 대학의 연구팀은 유성이 충돌하여 월면에서 방출된 달의 파편이 준위성 궤도를 타는 가능성에 주목했습니다. 연구팀을 이끌었던 행성과학자인 레누 마르호트라 씨에 따르면 달은 상시로 운석의 충돌을 받고 있지만 달의 파편이 지구와 달의 중력계에서 벗어나기에는 충분한 운동에너지가 필요하기 때문에 충돌할 때 발생한 달의 파편은 통상 그대로 달에 떨어진다고 합니다. 또한 만일 중력계에서 벗어날 수 있었다고 해도 그 운동에너지는 준위성 궤도를 얻기에는 너무 커서 달의 파편이 지구의 준위성이 된다는 것은 도저히 일어나지 않을 것이라고 보았습니다.
그러나 태양계의 모든 행성의 중력을 컴퓨터 시뮬레이션에 입력하여 계산한 결과, 달의 파편의 일부는 지구의 준행성의 궤도를 얻을 수 있다는 것을 알았다고 합니다. 연구팀에 따르면 Kamo'oalewa는 지난 수백만 년간 유성이 달에 부딪혀 방출된 파편 중 하나일 수 있다고 합니다.
연구팀은 Kamo'oalewa가 어떤 조건에서 독특한 궤도를 얻었는지를 조사할 예정이고 Kamo'oalewa의 정확한 연령도 특정해 달의 기원에 대해서도 파고들 것이라고 합니다. 마르호트라 씨는 “Kamo'oalewa가 독특한 궤도를 그리고 있었기 때문에 스펙트럼 해석이 이루어졌고 달의 파편일 가능성이 시사되었습니다. 만약 Kamo'oalewa가 전형적인 지구 근방 소행성이었다면 아무도 그 스펙트럼을 보려고 생각하지 않았을 것이고 달의 파편일 가능성조차 몰랐을 것"이라고 놀라워했습니다.
감마선 버스트는 천체가 감마선을 몇 초에서 몇 시간에 걸쳐 기세 좋게 방출하는 현상으로, 순간적으로 소멸하는 것도 있고 비교적 장시간 계속되는 것도 있습니다. 감마선 버스트가 어떤 메커니즘에서 발생하는지는 명확하지는 않지만 감마선 버스트를 일으키기 위해서는 많은 양의 에너지가 필요하기 때문에 초대질량 항성이 극초신성이 될 때 폭발을 일으켜 블랙홀을 형성할 때 일어나는 것으로 추정됩니다.
뉴욕대학 우주론·소립자 물리학센터의 연구팀은 arXiv에 게재한 논문에서 “비교적 장시간 지속되는 감마선 버스트는 중성자성 형성시 발생할 수 있다"고 보고했습니다.
거대한 항성이 중력붕괴에 의해 초신성 폭발을 일으키고 천체의 중심핵이 압축된 결과, 중성자성이라는 천체로 진화할 수 있습니다. 중성자성은 지름 수십km로 초고밀도·대질량을 가진 천체이지만 때로는 급속한 압축과 회전에 의해 매우 강한 자기장을 얻을 수 있습니다. 이 강한 자기장을 얻은 중성자성을 마그네타(Magnetar)라고 합니다.
지금까지는 이 마그네타의 자기장에 의해 주위에 있는 별의 남은 찌꺼기가 끌려갔고 강력한 방사선과 자기장에 의해 플라즈마 제트가 마그네타의 자전축을 따라 형성된다고 보았습니다. 그러나 연구팀은 마그네타의 자기원심력에 의해 적도를 따라 플라즈마가 버스트 조사될 가능성이 있다고 보았습니다.
이 버스트 조사는 별의 바깥을 향해 진행하는 플라즈마 블레이드가 되어서 초신성 폭발보다 큰 에너지를 방출한다는 것. 게다가 이 블레이드는 고밀도의 항성을 완전히 두동강 내버릴 정도의 위력을 가지고 있다고 합니다.
이 플라즈마 블레이드는 별 반경의 몇 배 이상의 거리를 이동한 후 마침내 기세를 잃고 소멸하는데, 이것이 비교적 장시간 계속되는 감마선 버스트의 정체일 것이라고 연구팀은 추측했습니다.
연구팀은 다음 과제로서 별을 찢어내면서 방출된 플라즈마 블레이드가 어떻게 소멸해 나가는지, 그리고 플라즈마 블레이드를 방출한 마그네타가 어떻게 바뀌어가는지에 대해 연구할 예정이라고 합니다.
눈에 보이는 것은 우주에 존재하는 것 중 일부에 불과하고 이것만으로 우주를 조사하려고 하면 보이지 않는 빛의 파장에 존재하는 대량의 정보는 모두 놓치게 됩니다. 눈에 보이지 않는 빛의 파장에는 감마선이나 전파, 적외선, X선, 자외선, 마이크로파 등 천체 물리학적 정보가 많이 포함되어 있습니다.
이러한 빛을 관측하는 방법과는 별도의 우주를 측정하는 방법으로 입자와 반입자를 관측한다는 '우주선 천문학'이라는 수법이 있습니다. 10년 이상에 걸쳐 천문학자들은 전자의 반물질에 상당하는 우주선 양전자를 관측함으로써 우주에서 일어나고 있는 사건에 대해 이해를 깊게 하려고 시도해 왔습니다.
우주에는 전자의 반물질인 양전자를 생성하는 물질이 복수 존재합니다. 두 입자 사이에 충분히 높은 에너지 충돌이 발생하면 새로운 입자와 반입자 쌍을 생성할 수 있는 일정량의 에너지가 발생합니다. 이 에너지가 새로 생성되는 입자와 반입자의 쌍의 등가질량보다 큰 경우 충돌이 발생할 때마다 새로운 입자와 반입자의 쌍이 생성될 수 있습니다.
by Tyler van der Hoeven / https://unsplash.com/ja/%E5%86%99%E7%9C%9F/_ok8uVzL2gI
이러한 에너지는 블랙홀에 의해 가속된 입자, 고에너지의 양자가 은하 원반에 충돌, 중성자성의 근처에서 가속된 입자 등에 의해 발생한다고 합니다. 또 다크마터 등의 미지의 발생원으로부터 태어나는 케이스도 생각되고 있었습니다.
우주 셔틀 Endeavour의 최종임무로 국제우주정거장(ISS)에 설치된 알파자기분광기(AMS-02)는 우주공간에서 이러한 종류의 데이터를 수집합니다. AMS-02는 연간 100억 개 이상의 우주선 입자를 수집·측정하고 있으며 그 중 일부가 양전자였습니다.
AMS-02의 주목할 점은 실험에서 관측하는 자기입니다. 자기장은 하전입자를 왜곡시키는데 이동하는 하전입자에 가해지는 자력은 그 전하와 속도에만 의존합니다. 그리고 입자가 왜곡되는 정도는 검출기를 통과하는 입자의 양이나 들어오는 입자의 질량·운동량에 의존합니다. AMS-02는 이러한 우주선을 종류와 에너지 양쪽으로 분류할 수 있기 때문에 양전자가 다크마터에 의해 생성된 것인지 아닌지를 판단하기 위한 데이터를 제공해 줍니다.
by Casey Horner / https://unsplash.com/ja/%E5%86%99%E7%9C%9F/RmoWqDCqN2E
이 데이터세트를 분석한 결과 저에너지에서는 우주선이 성간물질에 충돌한다는 기존의 예측과 일치했지만, 더 높은 에너지에서는 무언가 다른 사건이 영향을 주는 것으로 밝혀졌습니다.
AMS-02에서는 우주선과 성간물질의 충돌에 의해 발생하는 양전자가 예측 이상으로 많이 관측되었는데 이것이 반드시 다크마터 유래의 것은 아닙니다. 가속하는 펄서가 고에너지로 피크에 도달하여 과도한 양전자를 생성할 수 있습니다.
과잉 양전자가 다크마터 유래인지 펄서 유래인지 판별하는 방법은 고에너지를 관측하여 에너지 스펙트럼의 감쇠가 급격한지 여부를 확인합니다. 에너지 스펙트럼의 감쇠가 급격한 경우는 다크마터, 완만한 경우는 펄서 유래라고 구별할 수 있는 모양.
또한 관측된 양전자를 생성하는 것이 펄서인 경우 이러한 양전자의 대부분은 우주선에 도달하기 전의 타이밍에 성간물질 중의 전자와 충돌하게 됩니다. 양전자는 전자와 충돌하면 사라지고 각 반응에서 매우 특수한 에너지 특징을 가진 감마선을 생성합니다.
그러나 펄서는 이론적으로 전자와 양전자를 매우 높은 에너지로 가속시킵니다. 이것은 세계에서 가장 강력한 지상 입자가속기인 대형 하드론 충돌형 가속기조차 전혀 도달할 수 없는 수준입니다. 또한 광자가 이러한 초가속 입자와 상호작용하면 역콤프턴 산란으로 알려진 공정을 통해 비정상적인 에너지로 부스트될 수 있다고 합니다.
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NASA의 페르미 감마선 우주망원경의 등장에 의해 종래의 감마선 관측소와 비교해 공간분해능이나 에너지분해능이 대폭 향상되었습니다. 페르미 감마선 우주망원경은 현시점에서 세계에서 가장 세련된 감마선 관측장치로 지금까지 관측할 수 없었던 펄서 등도 상세하게 관측 가능합니다. 우주선에서 발생하는 감마선을 제거해 성간가스 구름과 충돌했을 때 발생하는 전자나 양전자와 상호작용하는 별의 빛으로부터 발생하는 잔류 신호의 수수께끼를 밝힐 수 있을 가능성도 있습니다.
2019년에 공개된 논문에서는 페르미 감마선 우주망원경의 관측 데이터와 AMS-02의 수집한 데이터를 분석하고 있습니다. 이 논문의 공동저자 중 한 명인 피오렌자 도너트 씨는 “저에너지 입자는 별의 빛에 부딪치고 에너지의 일부를 펄서로 옮겨 빛을 감마선으로 높이기 전에 펄서로부터 더 멀리 이동하는데 이것이 감마선의 방출이 더 낮은 에너지로 더 넓은 영역을 커버하는 이유"라고 설명했습니다.
먼지돌풍은 지표 부근의 대기가 상승 기류에 의해 소용돌이 모양으로 일어나는 돌풍의 일종이며, 지구뿐만 아니라 화성 등의 행성에서도 발생하는 것으로 알려져 있습니다. 최근 NASA의 화성 탐사기인 Perseverance가 화성에서 발생한 높이 2km에 달하는 먼지돌풍의 촬영에 성공했습니다.
아인슈타인은 천체의 중력에 의해 빛이 왜곡되어 분열되어 보인다는 현상을 예측하면서 “이 현상이 직접 관측될 가능성은 없다”는 견해를 나타냈습니다.
그러나 천문학자들은 1985년 처음으로 '아인슈타인의 십자가'를 관측했고 1987년에는 빛이 링 형태로 늘어진 '아인슈타인 링'도 관측되었습니다. 그 후 천문학자들은 수십 개의 유사한 빛을 기록했으며 이번에 새롭게 국립광적외선 천문학연구소(NOIRLab)의 천문학자들에 의해 아인슈타인의 십자가가 관측되었습니다.
NOIRLab의 알렉산더 치코타 씨가 이끄는 연구팀은 칠레에 있는 초대형 망원경(Very Large Telescope: VLT)을 사용하여 아인슈타인의 십자가를 관측했습니다.
이미지의 중앙에 보이는 5개의 빛이 아인슈타인의 십자가입니다. 청백색 은하 넷이 주황색 은하를 둘러싸고 있는 것처럼 보이지만 청백색 은하 모두 하나의 은하에서 나온 것입니다. 분석을 통해 청백색 은하는 지구로부터 약 111억 7900만 광년 떨어진 곳에 있으며, 오렌지색 은하는 약 59억 9800만 광년 떨어진 곳에 있는 천체로 판명되었습니다.
지구에서 보면 청백색 은하는 주황색 은하 바로 뒤에 있습니다. 청백색 은하에서 방출되는 빛은 질량이 매우 큰 주황색 은하의 영향을 받아 구부러진 경로를 따릅니다.
이처럼 매우 먼 천체가 일직선으로 늘어서면 먼 천체의 빛이 늘어나 원호 모양으로 왜곡되거나 약간 구부러집니다. 앞에 있는 천체가 구체이면 아인슈타인 링이 형성되고 타원이면 아인슈타인의 십자가를 얻을 수 있습니다.
치코타 씨는 "유클리드와 낸시 그레이스 로만 같은 우주망원경 덕분에 향후 10년 동안 더 많은 발견이 있을 것"이라고 전망했습니다.
달과 같은 질량의 블랙홀이 존재했다고 가정하고 그 주위에 전세계의 핵무기를 폭발시켜 보면 블랙홀은 그 주위에 있는 물질이나 에너지를 삼켜 버리기 때문에 핵무기의 폭발한 에너지가 블랙홀에 모두 흡입되어 버립니다. 흡입된 에너지는 질량으로 변하기 때문에 블랙홀은 더욱 거대해지고 파괴는 할 수 없습니다.
다음으로 반물질을 블랙홀에 부딪쳐 파괴해 봅니다. 반물질이란 어느 물질에 비해 질량과 스핀이 완전히 같지만 구성하는 소입자의 전하 등이 모두 반대의 성질을 가지는 물질로, 물질과 반물질이 충돌하면 서로 소멸해 버립니다.
달의 질량과 완전히 같은 질량을 가진 반물질을 블랙홀에 충돌시켜 봅시다.
그러나 블랙홀이 흡수하는 물질은 구성하는 전하 등을 묻지 않습니다. 결과적으로 반물질의 달을 블랙홀에 충돌시키는 것은 일반적인 달을 부딪히는 것과 다르게 블랙홀이 거대해집니다.
다음은 반물질로 구성된 '반 블랙홀'을 충돌시켜 보겠습니다. 블랙홀의 반대 전하를 가진 반 블랙홀을 충돌시키면 각각의 전하는 가산, 상쇄되어 버립니다.
그 결과로 전하가 없는 대신에 2배의 질량을 가지는 새로운 블랙홀이 형성되는 것으로 추정됩니다.
다음으로 사건의 지평면을 파괴하는 방법을 생각해 보겠습니다. 블랙홀의 내부에는 강한 중력을 가진 무한히 압축된 특이점이 존재합니다.
블랙홀 내의 특이점으로 끌려온 물질은 빛을 포함하여 절대로 탈출할 수 없습니다. 블랙홀이 검은 천체로 보이는 이유입니다. 사건의 지평면은 블랙홀에 끌려가는 빛이 탈출할 수 있는 한계 경계선입니다.
블랙홀이 회전하면 원심력으로 내부에서 물질을 밖으로 밀어내려고 하는 작용이 생기는데 블랙홀의 강한 중력 아래에서는 실제로 물질이 탈출하지는 않습니다.
그러나 너무 블랙홀의 회전이 너무 빠르면 물질을 밀어내는 힘이 강해지고 사건의 지평면이 붕괴된다고 생각됩니다.
사건의 지평면을 파괴된 블랙홀은 특이점만을 남기고 주위의 물질을 끌어들이는 힘이 약해진다고 합니다.
특이점만 남기고 이벤트의 지평면을 파괴하기 위해서는 질량이 작고 회전수가 많은 물체를 대량으로 블랙홀에 주어야 합니다. 그 결과로 블랙홀의 전하나 회전속도가 질량 증가에 수반하는 블랙홀의 성장속도보다 빨리 증가합니다.
블랙홀에 과도한 영양을 부여함으로써 블랙홀을 파괴할 수 있다고 생각되지만, 실현이 가능한지는 물리학자들 사이에서 의견이 갈립니다.
일정한 공급량을 초과한 블랙홀은 마이너스의 전하를 띄면서 반발력이 증가하고, 물질을 튕겨내 과잉공급을 거부하게 됩니다.
회전의 경우도 마찬가지로 일정한 상한에 도달한 블랙홀은 더 이상 물질을 삼킬 수 없게 된다는 것.
블랙홀에 과도하게 물질을 공급하기 위해서는 공급량이 상한에 도달하기 직전에 적절한 양의 물질을 적절한 방식으로 투여하는 것이 중요하다고 생각됩니다.
적절한 방법과 양을 공급함으로써 블랙홀을 파괴할 수 있습니다. 그러나 사건의 지평면을 파괴하면 지금까지 아무도 본 적이 없는 특이점이 나타납니다.
최악의 경우, 이 특이점이 우리의 물리학을 붕괴시킬 가능성도 우려됩니다. 사실 특이점은 블랙홀의 중심에 존재하는 것이 아니고 시간과 공간이 왜곡되어 있기 때문에 실제 특이점은 우리의 시간보다 미래에 있다고 합니다.
만약 특이점이 나타나면 우리의 물리학이 붕괴할 뿐만 아니라 시공의 구조가 붕괴되어 시간과 공간의 개념조차도 소멸될 가능성도 있습니다.
블랙홀은 "우주의 몬스터"로 불리며 두려움의 대상으로 취급되지만, 실제로는 특이점에 의한 시공간의 붕괴로부터 우리를 지켜주고 있을지도 모릅니다.
블랙홀을 안전하게 파괴하는 방법은 '호킹 방사'를 끝낸 블랙홀이 천천히 쇠퇴해 가는 것을 기다릴 뿐입니다. 쇠퇴한 블랙홀은 사건의 지평면도 특이점도 남기지 않고 소멸한다고 생각되고 있습니다. 블랙홀이 소멸되기까지 걸리는 시간은 그 질량에 따라 다르지만, 먼지 크기의 블랙홀이 소멸되기까지 걸리는 시간은 10^44년으로, 약 138억 년이라는 우주 나이의 10^34배의 기간을 기다리면 블랙홀을 파괴하는 것은 이론상 가능합니다.
탄소를 포함한 유기화합물은 종종 수소와 산소, 질소, 인, 황 등 다른 원소를 포함합니다. 샤르마 씨에 의하면 유기화합물은 생명의 구성요소로서 간주되는 경우가 많고 유기화합물의 발견은 우주생물학자에게 매우 중요한 발견이라고 합니다. 그러나 유기화합물은 지질학적 요인과 같은 생명활동과 무관한 과정에서 생성될 수 있으며 생명 존재의 명확한 징후로 간주될 수 없습니다. 그럼에도 불구하고 유기화합물의 종류와 생산과정의 규명은 화성에서의 생명에 관한 중요한 조사라는 것.
그래서 연구팀은 파서비어런스에 탑재된 분광계 'The Scanning Habitable Environment with Raman & Luminescence for Organics & Chemicals (SHERLOC)'를 이용하여 데이터 분석을 실시했습니다.
퍼서비어런스의 로봇팔에 장착된 SHERLOC는 카메라나 분광계, 레이저 측정기를 이용하여 유기물이나 광물의 측정이나 촬영을 할 수 있습니다. 레이저 계측기에서는 광물에 존재하는 분자에 대한 조사를 할 수도 있습니다. 또한 라만분광법을 실시하기 위한 기기도 탑재되어 있어서 이 기능들을 병용함으로써 유기화합물 중의 분자를 특정하는 것은 곤란하지만 어떠한 종류의 분자가 존재하는지를 알 수 있다고 합니다.
퍼서비어런스는 2021년 2월에 유기화합물을 함유하고 있을 가능성이 있는 점토 및 기타 광물이 많이 존재하는 화성의 분화구 Jezero에 착륙해 분화구 내에서 SHERLOC를 사용하여 지질학적 조성조사나 광물의 채취 등을 실시했습니다.
연구팀이 파서비어런스의 SHERLOC로부터 얻은 데이터를 바탕으로 암석분석을 실시한 결과, 관측된 10개의 모든 지점에서 약 23~26억 년 전에 생성된 유기화합물의 신호를 감지했습니다.
또 Garde라고 불리는 암석에서는 탄산염이나 규산염을 포함한 칸란석이 발견되었습니다.
연구팀은 “다양한 염과 연결되어 유기화합물이 존재한다는 사실은 화성의 유기화합물이 단순히 운석을 타고 운반되어 온 것이 아니라 물로 인한 퇴적 또는 암석의 화학변화와 관련된 가능성을 보여준다”고 보았습니다.
한편 연구팀에 따르면 SHERLOC에서 얻은 데이터만으로는 유기화합물의 모든 종류의 특정이나 암석의 생성에 생물이 관여하고 있는지의 발견에는 이르지 못했고 더욱 상세한 조사를 실시하기 위해서는 암석샘플을 지구로 보내 분석을 할 필요가 있다고 합니다.
2023년 6월에 태양 표면에서 관측된 흑점의 수는 163개를 기록했으며 2002년 9월 이후 최다가 되었습니다. 흑점의 수가 지난 20년간 최다가 되었다는 것은 약 11년 주기로 변화하는 태양활동주기에서 태양활동이 가장 강해지는 태양극대기에 가까워지고 있음을 시사하고 있으며 인공위성과 전력망에 악영향을 미칠 우려가 있습니다.
미 국립기상국의 부문 중 하나이며 우주환경의 지속적인 감시를 실시하는 Space Weather Prediction Center(우주날씨 예보센터)에 따르면, 2023년 6월에 관측된 태양의 흑점이 163개를 기록해 187개의 흑점이 관측된 2022년 9월 이후 가장 많은 흑점이 관측된 달이라고 합니다.
흑점은 주변의 태양표면보다 온도가 낮아서 어둡게 보이는 부분으로 태양의 자기장에 의해 만들어집니다. 흑점의 수는 태양 플레어나 태양풍의 방출을 수반하는 태양활동주기를 추적하는 가장 쉬운 방법이기 때문에 우주날씨 연구자들은 흑점의 수를 주의 깊게 추적하고 있다고 합니다.
태양활동주기는 약 11년 주기로 변화하는 것으로 알려져 있으며 2019년에 시작된 이번 태양활동주기는 1755년 관측 개시 이후 25번째에 해당합니다. 당초 과학자들은 25번째 태양활동주기가 비교적 온화할 것으로 예상했으며 2025년에 약 115개의 흑점이 관측되어 태양극대기에 정점에 도달할 것으로 예측했습니다. 그런데 2022년부터 태양활동이 활발해져 과학자들의 예상을 훨씬 뛰어넘는 페이스로 흑점의 수도 늘고 있습니다.
태양극대기에는 더 많은 흑점이 나타나 태양으로부터 방사되는 에너지의 양도 증가하고 큰 태양 플레어와 태양풍도 발생하기 쉬워집니다. 태양풍으로 인한 유도전류는 전력망과 인터넷을 차단할 수 있는 것으로 알려져 있으며 과거에도 여러 번 태양풍으로 인해 대규모 정전이 발생했습니다.
1859년에 발생한 강력한 태양풍 '캐링턴 사건'에서는 세계 각지의 전신시스템이 큰 고장이 났고 남미의 콜롬비아에서 오로라가 보였다는 것. 현대에서는 태양풍에 의한 전력망이나 인터넷에 대한 피해가 우려되고 있습니다.
또한 태양 플레어와 태양풍은 지구의 자기장을 방해하고 대기 저항의 증가로 인공위성이 급강하하는 사태를 일으킬 수 있습니다. 2022년에는 SpaceX가 제공하는 위성인터넷 Starlink의 인공위성 38기가 태양활동에 기인하는 자기폭풍의 영향으로 추락하는 사고도 발생했습니다.
