天體物理學
學問名	天體物理學

天體物理學 (天體物理學, astrophysics )은 物理學 과 化學 의 原理들을 應用하는 天文學 및 物理學 의 한 分野로, 恒星 · 銀河 · 星間物質 等 天體 의 物理的 性質(광도·밀도·온도·화학 造成 等)이나 天體 間의 相互作用 等을 對象으로 物理學 理論을 利用하여 硏究하는 學問이다. 天文學 가운데도 19世紀 以後에 始作된 比較的 새로운 分野이다.

實際로는 近代 以後 天文學의 거의 모든 硏究에 있어서 物理學 理論의 應用은 빼놓을 수 없다. 그러므로 天文學과 天體 物理學을 區分하는 것은 큰 意味가 없다. 天文學과의 大學院 過程의 名稱으로 天文學(astronomy) 또는 天體 物理學(astrophysics)으로 分類되기도 하지만 이것은 專攻 學問의 內容보다 그 硏究室의 歷史를 反映하고 있는 것에 지나지 않는다.

歷史 [ 編輯 ]

太陽의 硏究 [ 編輯 ]

뉴턴 은 1666年 日光 스펙트럼 實驗을 試圖하였고, 이를 프라운호퍼 가 改良하여 1814年 에 多數의 검은 線(暗線)을 發見했다. 1861年 에는 키르히호프 (G.R.Kirchhoff)가 이 때 검은 線이 太陽 大氣의 吸收에 起因한다는 것을 確認하고, 大氣의 化學 組成을 밝혔다. 1868年 의 日蝕 때, 홍염 (紅焰)과 코로나 의 스펙트럼 속에 未知 元素의 線이 發見되어 前者는 헬륨 , 後者는 코로늄이라 이름지어졌으나 1939年 에 코로늄은 100만도의 高溫 속에서 고전리(高電離)된 原子에 起因한다는 것이 밝혀졌다. 이러한 事實에 사람들은 깊이 感銘을 받았다. 헤일 은 제만 效果 에 依한 스펙트럼선(線)의 分裂과 偏光을 利用하여 1908年 에 黑點 의 磁氣場 의 세기를 測定했다.

恒星의 硏究 [ 編輯 ]

스펙트럼을 처음으로 分析한 것은 허긴스 와 세키 (P.Secchi)였다. 허긴스는 도플러 效果 에 依한 스펙트럼선의 便이(偏移)를 檢出, 1868年 에 恒星의 視線 速度를 測定하였고, 세키는 1866年 에 多數의 恒星을 調査하여 스펙트럼형으로 分類했다.

1920年 의 電離 理論이나 1900年 의 放射 理論을 스펙트럼 觀測에 適用하여 恒星 大氣의 溫度 · 密度 와 恒星 表面의 溫度·輝度를 求할 수 있는데, 여기에 年周視差 와 겉보기 밝기(視光度)를 測定하여 實際의 밝기(實光度)를 얻을 수 있다. 이 實際의 밝기와 輝度에서 恒星의 實際 半지름을 計算해낼 수 있다. 또한, 1920年 에 登場한 恒星 干涉計 에 依해서 巨星 (巨星)의 視直徑(視直徑)을 直接 測定하기도 하였다.

恒星의 質量 은 軟性界 에 케플러의 第3法則 을 適用하여 얻을 수 있으며, 質量과 半지름으로 平均 密度를 推定한다. 에딩턴 은 이 方法으로 1924年 比重이 물의 數萬倍(倍)인 高密度의 白色矮星 (白色矮性)을 發見했다. 恒星의 實際 밝기( 絶對 等級 )에 對하여 3가지 經驗的인 法則이 導出되었다. 脈動星 의 변광週期와 스펙트럼형, 軟性(連星)의 質量과의 關係이다. 이러한 關係는 觀測値의 統計에 依한 結果이며, 먼 별의 分光 時差, 星團 (星團)· 星雲 의 脈動星거리(脈動星距離), 혼자 있는 별의 質量의 推定에 도움이 되었다. 에딩턴은 이와 같은 經驗 法則의 理論的으로 證明하기 위하여 恒星 內部 構造論을 硏究하였고, 1938年 街모프 (G. A. Gamov)와 베테 (H. A. Bethe)는 恒星 進化論 을 굳혔다. 恒星 內部 構造論에 따르면, 恒星 內部는 대단한 高溫도·고밀도이며, 恒星 進化論에 따르면 恒星 內部에서는 쉴 새 없이 熱核反應이 進行되어 모든 恒星들이 放射能 을 生産하면서 各各 나이를 먹게 된다.

1944年 에 바데 (W. Baade)는 世代를 달리하는 恒星들을 發見했다. 1931年 잰스키 는 天體의 電波를 捕捉하였고, 以後 새로운 宇宙 觀測法이 開拓되었다. 大戰 後의 電波 望遠鏡의 發達에 依해 수많은 라디오성 (星)이 發見되었으며, 이들의 正體는 팔로마山 天文臺 臺望遠鏡으로 解明되었다.

블랙홀의 硏究 [ 編輯 ]

먼저, 아인슈타인이 1915年 에 一般 相對性 理論 을 發表하고 그 內容을 土臺로 블랙홀을 豫言했다. 그 後 블랙홀은 모든 物質을 빨아들이면서 繼續 膨脹한다는 블랙홀 理論이 한동안 받아들여지다가, 1974年 스티븐 호킹이 블랙홀 蒸發 理論 을 發表하였다. 블랙홀 蒸發 理論에서는 兩者 力學 理論을 適用해, 블랙홀이 物質을 吸收하는 過程에서 原子 構成 粒子를 陽極 方向으로 强한 X선 形態로 放出해 그 에너지를 다 消耗하고 蒸發한다는 것이었다. 그러다 2004年 , 스티븐 호킹이 블랙홀 蒸發 理論에서 블랙홀 內部에 들어간 物質의 情報가 破壞된다는 主張에 誤謬가 있다는 것을 알아차리고 블랙홀 안에서 情報가 保存된다는 理論을 認定하고, 修正된 理論을 發表하였다.

參考 資料 [ 編輯 ]

• 이 文書에는 다음커뮤니케이션 (現 카카오 )에서 GFDL 또는 CC-SA 라이선스로 配布한 글로벌 世界대백과사전 의 "天文學의 進步 - 天體 物理學의 進步" 項目을 基礎로 作成된 글이 包含되어 있습니다.

外部 링크 [ 編輯 ]

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天體物理學

• International Journal of Modern Physics D from World Scientific
• Yale University Video Course - Introduction to Astrophysics
• Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology Archived 2008年 10月 21日 - 웨이백 머신 from the American Institute of Physics
• Prof. Sir Harry Kroto, NL , Astrophysical Chemistry Lecture Series. 8 Freeview Lectures provided by the Vega Science Trust.
• Stanford Linear Accelerator Center, Stanford, California
• Institute for Space Astrophysics and Cosmic Physics
• Astrophysical Journal Archived 1997年 6月 19日 - 웨이백 머신
• Astronomy and Astrophysics, a European Journal
• Master of Science in Astronomy and Astrophysics
• Ned Wright's Cosmology Tutorial, UCLA