가시광선 대역에서의 과측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선은하에 관한 드 보클네르샌디지의 확장 분류 체계에서 SA형  은하로 분류됩니다. 그러나 2MASS탐사에서의 자료는 안드로메다 은하의 팽대부가 상자모양의 외양을 가진다는 것을 보여주는데, 이는 은하가 실제로 우리은하와 같은 막내나선은하이며, 안드로메다 은하의 막대가 은하의 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 암시하고 있습니다.

2005년에 천문학자들은 켁 망원경을 이용하여 은하에서 바깥으로 뻗어나가는 미약한 항성 구조가 실제로 주 원반 자체의 일부임을 보여주었습니다. 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반의 직경이
이전에 측정된 직 경보다 세배나 더 크다는 사실을 의미합니다. 이렇게 거대한 항성 원반은 은하의 직경이 22만 광년 이라는 증거가 됩니다. 안드로메다 은하의 크기에 관한 예전의 측정값은 7만 광년에서  12만년 광년 범위에 이르렀습니다.

은하는 지구에 대해 77도의 경사를 가진것으로 추정됩니다.  여기서 90도의 경사각에 있는 은하는 가장자리만을 보게 됩니다. 은하의 단면 형상에 관한 연구에서 안드로메다 은하는 단순한 평탄한 원반이 아니라 S자로 구부러진 모양임을 보여줍니다. 그러한 굽힘의 이유로는 아마 안드로메다 은하 주변 위성은하와의 중력 상호작용 때문일 것입니다. 삼각형자리 은하 또한 안드로메다 은하의 나선팔의 굽힘이 어느정도 원인이 될 것으로 여겨지는데, 더 정밀한 거리 및 시선속도에 관한 연구가 필요합니다.

안드로메다 은하에 관한 분광학적 연구들을 통해 안드로메다 은하의 중심핵으로부터 반경거리에 따른 회전속도에 관한 상세한 측정이 이루어졌습니다. 회전속도는 중심핵으로부터 1300광년 지점에서 초당 225킬로미터로 최대값을 가지며, 최소값은 중심핵으로부터 7000광년 지점에서 초당 50킬로미터로 추정됩니다. 그 이후부터는 회전속도는 중심반경 33000광년 지점까지 상승하여 250킬로미터 에서 정점을 이룹니다.  그 이상의 거리에서 속도는점차 감소하여 반경 80000광년 지점에서는 약 200킬로미터에 이릅니다. 은하의 총 잘량은 45000광년까지 선형적으로 증가하게 되는데 그 이후에서는 더 완만하게 증가합니다.

1998년 유럽우주국의 적외선 우주 관측선이 촬영한 사진에서 안드로메다 은하의 전반적인 형태가 고리 은하 형태로 전이하고 있음을 보여주었습니다. 안드로메다 은하 속의 기체 및 티끌은 보통 여러 개의 겹쳐진 고리 구조를 이루는데  그 중 특히 뚜렷한 고리 구조는 중심핵으로부터 반경 32000년 광년 거리에 있는 것입니다. 이 고리에는 일부 천문학자들을 통해 불의 고리 라는 별명이 붙여졌습니다. 이 고리는 가시광선 영역에서 은하를 관찰했을 때 보이지 않는데, 그  이유는 고리가 주로 차가운 티끌과 수많은 별 형성영역으로 이루어져 있기 때문입니다.

스피처 우주 망원경의 도움을 통한 이후의 연구에서는 적외선 영역에서는 안드로메다 은하의 나선 구조가 중심 막대에서 시작하여 앞에서 언급한 거대한 고리 너머에서도 계속 이어지는 두개의 나선팔로 어떻게 구성되어 보이는지를 보여줍니다. 그러나 이러한 나선팔들은 실제로 연속적이지 않으며 분할된 구조라고 합니다.

같은 스피처 우주 망원경을 이용한 안드로메다 은하의 안쪽 영역에 관한 조사 역시 작은 티끌 고리 구조류 보여주었는데, 이것은 2억년 또는 그보다 더 이전부터 시작된 메시에 32와의 상호작용으로 인해 형성되어온 것으로  추정됩니다. 이에 관한 모의실험들은 작은  은하가 안드로메다 은하의 후극축을 따라 은하 원반을 관통하였음을 보여줍니다. 이 충돌로 인해 메시에 32는 절반 이상의 질랴을 상실하였으며 안드로메다 은하에 고리 구조가 형성되었습니다. 무게중심으로부터  편차를 갖는 새로이 발견된 안쪽의 고리형 구조를 포함한, 안드로메다 은하에서 나타나는 길고 거대한 기체 고리의 동시 존재는 위성은하메시에 32와 거의 정면으로 충돌했다는 수레바퀴 근접의 중간형임을 암시합니다.

안드로메다 은하의 거대한 헤일로에 관한 연구는 은하 헤일로가 우리 은하의 헤일로와 거의 같음을 보여주는데 헤일로에 있는 별들은 일반적으로 금속부족성이며 먼 거리에서 점점 더 멀어지고 있습니다. 이것은 두 은하가 유사한 진화적 경로를 따랐음을 시사합니다. 이 둘은 지난 120 억년간 대략 100개에서 200개 사이의 저질량  은하들을 강착하여 소화하였을 것으로 여겨집니다.  안드로메다 은하와 우리은하의 헤일로에 있는 별들의 분포는 두 은하 사이의 거리의 대략 3분의 1까지 뻗쳐있습니다.

그 밖의 광원

1968년까지, 겉보기에 안드로메다 은하로부터 탐지된 엑스선은 없었습니다. 1970년 10월 20일 안드로메다 은하에서 오는 경엑스선을 관측할 수 있는 기구를 탑재한  풍선비행이 이루어졌습니다.

ESA의 XMM-뉴턴 우주 망원경을 통해 안드로메다 은하에서 다중 엑스선 광원이 관측되어 왔습니다. 이에 관해 로빈 바너드 등은 이들이 블랙홀 또는 중성자별 후보일 것이라고 주장하였습니다. 이들은 유입 기체를 수백만 켈빈으로 가열하여 엑스선을 방출하게 만듭니다. 중성자별의 스펙트럼은 블랙홀로 추정되는것과 동일하지만 추정 질량을 통해 구분할 수 있습니다.

안드로메다 은하에 속박된 구상성단으로 460여개의 구상성단이 있습니다. 이들 중 가장무거운 성단은 일 구상성단으로 명명된 메이올2로 확인되었는데 국부은하군에 있는 은하의 구상성단 중에서 가장 밝습니다. 성단은 수백만개의 별을 포함하며, 우리은하에서 가장밝은 구상성단인 센타우루스자리 오메가의 밝기의 두배에 해당됩니다.

일구상성단은 수백만개의 항성 개체를 갖고 있는 만큼 평범한 구성상단에 의해 매우 무겁습니다. 그 때문에 일부는 G1을 먼 과거에 안드로메다 은하에 흡수된 왜소은하의 핵으로 간주하기도 합니다. 가장 큰 표면밝기를 가진 구상성단은 안드로메다  은하의 남서부 나선팔의 동부 중간에 위치한 G76입니다.
037-B327으로 명명된 또다른 무거운 구상성단이 2006년에 발견되었는데 이 성단은 안드로메다 은하의 성간티끌로 인해 크게 적색화되었는데 G1보다 더욱 무거울것으로 여겨집니다. 따라서 국부은하군에서  가장 거대한 성단으로 여겨졌습니다.  그러나 다른 연구에 따르면 이 성단이 실제로 G1의 물리량과 비슷합니다.

출처는 위키백과입니다.


 안드로메다은하는 지구에서부터 약 780킬로파섹 (250만광년) 떨어져있는 나선은하 입니다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하이며, 메시에31 또는 NGC 244로 알려져 있기도 합니다. 옛문헌에는 종종 안드로메다자리 대성운으로 표현되었습니다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌습니다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리입니다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들은 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하입니다.

초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 흑암물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클것이라고 시사하였지만 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2000~4000억개의 별들을  포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는 1조개의 별들을 포함하는것을 보여주었습니다 .
2009년 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주고있습니다. 우리은하와 안드로메다은하는 37억 5천만년후에 충돌할 것으로 예측되는데 그결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대원반은하를 형성할것으로 보입니다.
안드로메다은하의 겉보기등급은 3.4등급으로 메시에천체중에서 가장 밝습니다. 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로도 보일 정도입니다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보입니다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보입니다.

페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 그의 964년경의 저서  '항성에 관한 책'에서 별자리에 관해 안드로메다은하를 '작은구름'으로 묘사하였습니다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름으로 표시하였습니다.
망원경관측을 기반으로 한 안드로메다은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴것입니다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였습니다. 1785년  천문학자 윌리엄 허셜우 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였습니다. 그는 M31이 모든 대성운 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며 색깔과 성운의 등급에 근거하여 시리우스의 거리의 2000배이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였습니다. 1850년 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다은하를 관측하여 은하의 나선구조에 관해 처음으로 그림을 남겼습니다.

윌리엄 허긴슨는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 그것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였습니다. M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데 그러한 연속체속의 어두운 흡수선들을 천체의 화학적  조성을 발견하는데 도움을 줍니다. 또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 유사하며 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었습니다. 1885년에는 M31에서 초신성하나가 관측되었습니다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서  관측된 최초, 유일한 초신성입니다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로 그로인해 당시에는 '신성1885'로 명칭이 붙여졌습니다. 이것이 초신성으로 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성명명법에 따라 SN 1885A로 부르기도 합니다.

M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한것입니다. 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였습니다. 태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데 태양방향으로 초당 300킬로미터 정도로 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였습니다.

1917년 미국의 천문학자 히비커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했습니다. 그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을  더 발견하였습니다. 커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 10등급은 어둡다고 기록하였습니다. 이를 통해 커티스는 M31까지의 거리를 약 50만 광년으로 추산할수 있었는데 때문에 그는 나선성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 섬우주 가설의 지지자가 되었습니다.
1920년 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리은하와 나선성유의 성질 그리고 우주 크기에 관한 대논쟁이 벌어졌습니다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부의 은하나는 주장을 보강하기위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을뿐만아니라 우리은하의 티끌성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였습니다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였습니다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹 (150만광년)으로추산하였는데 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미합니다. 에드윈 허블우 1925년에 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었습니다. 2.5미터 후커망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다  대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데 그의 측정은 안드로메다 자리 대성운이 우리은하 내부에있누 기체 및 별의 군집이 아니며 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였습니다.

M31은 가장 가까운 큰 은하이기때뮤에 은하연구에서 중요한 역할을 합니다. 1943년 발터 바데는 안드로메다  은하 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였습니다. 그는 이들의 중원소함량에 근건하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대구속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였습니다. 이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었습니다.  또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가 되었습니다.

안드로메다 은하에서의 전파방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데 1950년에 그 사실을 발표하였습니다.  1950년대에는 케임브리지 전파천문학 연구집단의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파지도가 만들어 졌습니다.
2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었습니다. 이 행성 후보는 무거운 천체에의해 배경 별의 빛의 휘어짐을 야기하는 중력렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었습니다.

화성은 태양계의 네번째 행성입니다. 4개의 지구형 행성 중 하나입니다. 붉은색을 띠기 때문에 동양권에서는 불을 뜻하는 화 를 써서 화성또는 형혹성이라 부르고, 서양권에서는 로마 신화의 전쟁의 신 마르스의 이름을 따 마스라고 부릅니다. 


매리너 4호가 1965년 화성을 처음으로 근접 비행을 하기 전까지 과학계 안팎의 사람들은 화성에 대량의 물이 존재하리라고 기대 하였습니다. 이러한 기대의 근거는 화성의 극지방에서 밝고 어두운 무늬가 주기적으로 변화한다는 사실이었습니다. 60년대 중반 이전까지 사람들은 농업을 위한 관개수로가 화성에 있으리라 기대하기도 했습니다. 사신 20세기 초 중반의 공상과학 작가들의 상상에 영향받은 것으로 1950년대 이후의 탐사선에 의한 관측으로 화성 운하는 존재하지 않았음이 밝혀졌습니다.


물과 생명체의 발견에 대한 기대로 많은 탐사선들에 미생물을 찾기위한 센서들이 탑재되어 화성에 보내졌습니다. 화성에서는 다량의 얼음이 발견되었고, 생명체가 존재할 가능성이 제기되고 있습니다. 하지만 화성 표면에서의 액체상태의 물은 낮은 대기압으로 인하여 존재할 수 없다는 것이 밝혀졌습니다.  한편 화성의 극관은 물로 구성되어 있어, 이 극관에 존재하는 물은 화성의 표면을 11m의 깊이로 뒤덮기에 충분히 많은 양이 존재합니다. 2016년 나사는 화성 표면 안에 얼음이 존재할 것이라고 새로운 발표를 하였습니다.


화성의 자전 주기와 계절의 변화 주기는 지구와 비슷합니다.  화성에는 태양계에서 가장 높은 산인 올림푸스 화산이 있으며 역시 태양계에서 가장 큰 계곡인 매리너스 협곡과 극관을 가지고 있습니다.


화성은 밤하늘에 붉은 빛을 띄며 맨눈으로 쉽게 관측이 됩니다. 태양, 달, 금성, 목성다음으로 밤하늘에 가장 밝은 천체입니다.


궤도선의 관측과 화성 기원의 운석에 대한 분석 결과에 의하면, 화성의 표면은 기본적으로 현무암으로 되어 있습니다. 화성 표면의 일부는 지구의 안산암과 같이 좀 더 이산화규소가 풍부하다는 증거가 있으나 이러한 관측은 구산염과 같은 유리의 존재를 통해서 설명될 수도 있기 때문에 결정적이지는 않다. 표면의 대부분은 산화철의 먼지로 덮여있습니다. 화성의 표면에 일시적이나마 물이 존재할 때 생성되는 광물이 발견되었기 때문입니다. 


비록 화성 자체의 자기장은 없지만, 과거 행성 표면의 일부는 자화된 적이 있음이 관측을 통해 밝혀졌습니다. 화성에서 발견된 자화의 흔적은 지구의 해양지각에서 발견되는 교대하는 띠 모양의 고지자기와 비교되어 왔습니다.

1999년에 발표되고 2005년에 마스 글로벌 서베이어로부터의 관측결과의 도움으로 재검토된 이론에 따르면 이들 지자기의 띠들은 과거에 있었던 화성의 판구조 활동의 증거일 수 있다. 극 이돋으로도 화성에서 발견된 고지자기를 설명할 수 있었습니다.


화성의 내부를 설명하는 이론에 따르면, 화성 핵의 반지름은 약 1,480km로 주로 철과 15~17퍼센트의 황으로 이루어져 있습니다. 황화철의 핵은 부분적으로 용융되어 있으며, 지구의 핵에 비하면 가벼운 원소의 함량이 약 2배정도 됩니다. 핵은 규산염질 맨틀에 둘러싸여 있습니다. 맨틀은 화성에서 볼 수 있는 많은 판구조 활동과 화산 활동을 일으켜 왔으나 현재는 더이상 활동하지 않습니다.  화성지각의 두께는 악 50km이고 최대값은 125km정도 됩니다.


화성의 좌표를 설정하기 위하여서는 자오선과 0점 고도가 정해져야 합니다. 화성에는 바다가 없기 때문에 해수면이 없어서 0점 고도면이나 평균중력표면이 임의의 지점으로 선택될 수 밖에 없습니다.  또한 적도와는 달리 경도의 기준점은 임의로 선택이 가능하기 때문에 공통된 규약을 정할 필요가 있습니다. 그리하여 임의적으로 사이너스 메리디아니 안의 분화구가 0점 자오선을 나타내는것으로 선택되었습니다.


화성 지형의 몇가지 특징은 다음과 같습니다. 화성은 극 지방이 언 물과 이산화탄소를 포함하는 얼음 지대로 덮여 있습니다. 또한 화성에는 발레스 매리너리스 또는 화성의 흉터라고 불리우는 태양계에서 가장 큰 협곡지대가 있습니다. 이 협곡지대는 4000km길이에 깊이는 7km에 이릅니다.


화성 북반구와 남반구 지형의 비대칭성은 매우 인상적입니다. 북뽁 부분은 용암층이 흘러내림으로 인해 평평하고, 남쪽은 고지대에 오래전의 충격으로 인해 구멍이 파이고 분화구가 생겨나 있습니다. 지구에서 본 화성의 표면은 확실히 두 부분의 구역으로 나뉘어 있습니다. 먼지와 산화철이 섞인 모래로 뒤덮인 좀 더 창백한 부분은 한때 아라비아의 땅 이라 불리며 화성의대륙으로 여겨졌고, 어두운 부분은 바다로 여겨졌습니다. 지구에서 보이는 가장 어두운 부분은 시프티스 메이저 입니다. 화성에서 가장 큰 분화구는 헬라스 충돌 분지 인데 가벼운 붉은 모래로 덮여 있습니다.





오랜시간 동안 인류는 태양계의 존재를 인식하지 못하였습니다.  수천년동안 인간은 지구가 우주의 중심으로 움직이지 않으며, 다른 별과도 전혀다른 별개의 존재라고 생각했습니다.


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고대 그리스의 철학자인 사모스의 아리스타르코스와 인도의 수학자이자 천문 학자인 아리아바타가 태양중심의 우주론을 추측하기도 했지만, 태양중심설을 최초로 수학적을 예측한 사람은 니콜라우스 코페르니쿠스 입니다.


17세기에는 그 계승자 요하네스 커플러, 갈릴레어 갈릴레이, 아이작 뉴턴이 물리학에 대한 이해로 지구가 태양 주위를 움직이고 있다고 이해하게 되었습니다.


근대에 망원경 기술이 발달하고 우주선을 사용함으로써 다른 행성의 산맥이나 크레이터 등과 같은 지질학적 현상과 구름, 모래폭풍, 만년설 같은 기상학적 현상을 조사하기에 이르렀습니다.


태양주위를 선회하는 네 개의 거대 가스 행성은 태양을 제외한 태양계 질량의 99퍼센트를 차지하며 그 중 90퍼센트를 목성과 토성이 차지하고 있습니다.  태양계의 중요 구성 요소인 태양은 현재까지 알려진 태양계 전체 질량의 99.86퍼센트를 자지하며, 중력으로 태양계 전체를 지배하고 있습니다.


모든 행성과 대부분의 다른 천체는 헬리행성과 같은 예외를 제외하고는 태양의 자전 방향으로 공전하고 있습니다.


태양 주위 천체의 궤도를 케플러의 행성운동법칙으로 묘사할 수 있습니다.

케플러의 법칙에 따르면, 천체 하나하나는 태양을 중심으로 하여 타원형의 궤도를 따라 운동하고 있습니다.

태양에 가깝고 작은 반장축을 가지고 있는 천체는 1년이 보다 짧습니다. 태양에서 천체가 가장 가까울때의 점을 근일점이라 하고 태양에서 천체가 가장 멀 때의 점을 원일점이라고 합니다.


천체는 근일점에서 가장 빠르게 운동하고 원일점에서 가장 느리게 운동합니다.

행성의 궤도는 원형에 가까운 타원형이지만 혜성이나 카이퍼 대 천체 등의 궤도는 길쭉한 타원형의 모양을 하고 있습니다.

특히 세드나는 엄청나게 찌그러진 타원형 궤도를 가지고 있습니다.


태양계의 행성 대부분은 그 자신의 천체 체계를 가지고 있습니다.  행성 주위를 공전하는 천체는 자연위성, 혹은 위성이라고 하는데, 그 중 몇몇은 행성보다도 큽니다.  대표적인 예로는 가니메데가 있습니다. 


-태양에 대하여-


태양은 태양계의 중심에서 태양계의 천체를 중력으로 지배하고 있으며, 인류가 그 표면을 관찰할 수 있을 정도로 가까이 놓여 있는 유일한 행성입니다. 


태양의 표면 온도는 약 5800켈빈 이고 질량이 큰편에 속하는 황색 왜성 입니다. 그러나 태양은 왜성이라고는 하지만 결코 작은별이 아닙니다. 우리 은하계에 속해 있는 모든 별 중에서 태양은 제법 무겁고 밝은 별입니다.


주계열에서 태양의 위치는 생애의 한가운데로 여겨지는데 이는 태양이 아직 중심핵에 있는 수소를 이용해 핵융합을 하는것으로 수소를 모두 소진하지 않았기 때문입니다. 태양은 천천히 밝아지고 있으며, 처음 태양이 생겼을때의 태양 밝기는 지금의 70퍼센트 수준이었습니다.


태양의 질량은 태양계 구성물질의 거의 대부분을 차지하고 있습니다. 막대한 질량때문에 태양 내부는 핵융합이 일어나기에 충분한 밀도가 유지될 수 있으며 융합반응을 통해 막대한 양의 에너지가 전자기 복사 형태로 우주 공간으로 방출됩니다.


태양은 빛과 함께 대전된 입자 즉 플라즈마의 지속적인 흐름인 태양풍을 발산합니다. 태양표면에서 일어나는 태양 플레어나 코로나 질량 방출과 같은 지자기 폭풍은 태양권을 어지럽히고 우주 기후를 만들어 냅니다. 태양권 내에서 가장 거대한 구조물은 태양의 회전 자기장으로 인해 행성간 매질에 생성되는 나선형의 태양권 전류편입니다.


지구 자기장은 태양풍이 지구의 대기를 벗기는 것을 막아줍니다. 금성과 화성은 자기장을 가지고 있지 않기 때문에 태양풍이 대기를 우주공간으로 차츰 새어 나가게 하고 있습니다. 태양풍과 지구 자기장의 상호 작용은 대전된 입자를 지구 초고층 대기에 직각으로 흐르게 하는데, 이 상호작용으로 자기극 근처에서 오로라가 만들어집니다.


-태양계의 기원설-


성운설


데카르트와 칸트, 라플라스의 이론과 관찰에 바탕을 둔 과학적 첫 이론이 제시되었습니다. 이 이론에 따르면, 느리게 회전하는 가스와 먼지의 구름덩어리가 냉각되고 중력으로 말미암아 수축하였고, 수축함에 따라 이는 더 빠르게 회전하게 되었고 회전축을 따라 평평해 졌습니다. 이는 결국 질량중심 주변을 자유궤도로 도는 적도 물질로 구성된 렌즈형의 모양이 됩니다. 그 후 물질들은 여러 고리에 응집되고 응집된 덩러리들은 각각 조슴씩 다른 비율로 궤도를 돌면서 각각의 고리에서 초기 행성을 형성하게 됩니다.

초기 행성의 수축에 기초를 둔 축소판 과정을 통해 위성이 형성되며, 최초의 먼지와 가스 덩어리의 중심 덩어리가 수축하여 태양이 형성됩니다.


행성과 태양이 하나의 과정에서 함께 형성되는, 이 일원론적인 이론은 치명적인 결점이 있습니다. 이 이론은 태양계 대부분의 각운동량이 태양 안에 있다고 제안하고 있지만 실제는 그렇지 않습니다. 태양계 질량의 99.86퍼센트의 질량을 가진 태양은 태양계 형성시의 각 운동량의 0.5퍼센트만을 가집니다. 그 외 나머지 각운동량은 행성의 궤도에 포함됩니다. 이로 인해 19세기의 모든 이론은 성공적이지 못했습니다. 비록 과학적 원리에 바탕을 한 이론일지라도 관찰된 내용과 일치하지 않고 결국 폐기 되었습니다.


조우설


성운설 이후 제임스 진즈가 태양과 행성이 다른 과정을 통해 형성 되었다는 이원론을 제시하였습니다. 이에 따르면 태양을 지나쳐간 한 무거운 항성이 태양으로부터 주기적으로 변동하는 가는 실을 뽑아내게 됩니다. 중력적으로 불안정한 필라멘트는 부서져 각각의 암축물이 초기 행성을 형성합니다. 이 초기 행성은 태양 주변을 지나쳐 멀어져가는 항성에 의해 끌어당겨져, 태양을 중심으로 한 궤도에 남게 됩니다. 최초의 근일점을 지날 때에 위의 축소판 과정이 일어나 초기 위성을 형성하게 됩니다.


이 이론은 처음에 좋은 평가를 받았으나 곧 문제가 발견되었습니다.  헤럴드 제프리는 순환의 개념에 대한 수학적인 논의에 근거해서 태양과 비슷한 실질 밀도를 가진 목성의 경우 비슷한 회전 주기를 가져야 한다고 주장했습니다. 

또한 헨리 노리스 러셀은 태양으로부터 빠져나온 물질이 태양 반지름의 4배 거리이상 가지 못한다는것을 증명해 냈습니다.

그뒤 라이먼 스피처는 태양에서 나온 물질이 목성의 질량을 가지게 된다는 이는 106K의 온도를 가지게 되며, 이 경우 행성으로 수축하기 보다는 폭발한다는것을 계산해 냈습니다. 이 후 태양의 핵반응으로 즉각 소모되었을 리튬과 베릴륨 븅소가 지구의 자각에서 발견된다는 것과 반대 주장이 등장하였습니다. 항성과 항성 사이 공간은 매우 넓기 때문에 원시 태양과 다른 별이 만날 확룰이 극히 희박하다는 것도 문제점중 하나입니다.


라플라스와 진스의 이론은 과학에 바탕을 두고 있지만 결국 과학적 비판에 굴복되었습니다. 비록 다른 이론 모드 각운동량 문제를 가지고 있었습니다. 그럼에도 불구하고 두 이론이 제시한 새로운 생각은 현대 이론의 기반이 됩니다.


현대이론 


1944년에 소련 유성기어장치 과학자 오토 슈미트와 유리 등은 새로운 종류의 이원적인 이론을 제안하였습니다. 그는 망원경을 통한 관찰 결과를 바탕으로 저온 고밀도의 구름 덩어리가 은하에서 형성된다고 주장했습니다. 이 때 포획된 물질은 처음에는 태양 주위를 타원궤도를 그리며 회전하다가 차츰 원궤도로 전환되었다는 것입니다. 그 결과 입자 간의 충돌의 횟수가 증가하게 되면서 입자의 크기도 커지고 서로의 인력도 커지게 되어 점점 크게 성장했다는 이론입니다.


또한 그는 원시 태양이 이 구름덩어리를 지나가면서 이 먼지 가스 덩어리를 포획한다고 주장하였습니다. 슈미트는 에너지를 고려할 때에 두개의 고립된 천체가 있으며 한 천체의 구성 물질은 다른 천체에게 포획되지 않는다고 믿었으며, 또한 일부 에너지를 제거하기 위해서 3번째 천체, 즉 다른 별을 도입했습니다.  세 번째 천체의 필요로 말미암아 이 이론은 다소 타당성을 잃었지만 슈미트의 주장은 구름 덩어리가 광범위한 지역에 있었고, 구름덩어리 +별 이 다체형 시스템처럼 행동한다는 것에서부터 타당성을 가지지 못했던 것입니다.

운석이란 무엇인가?

 

태양계에는 무수히 많은 천체가 있고 지금 이 순간에도  수많은 천체들이 지구를 스쳐지나가고 있습니다.

 

대부분은 일정한 궤도를 돌고 있지만 그 중 일부는 다른 행성의 중력에 이끌려 궤도를 이탈하기도 합니다.

 

이때, 지그로 들어와 땅으로 떨어진 물체를 '운석' 이라고 합니다

 

지구 대기권으로 진입하면서 마찰로 인해 불타오르기 때문에, 우리가 볼때는 밝은 빛이 나는것으로 보입니다.

 

 

 

우리나라에 떨어진 운석

 

2014년 3월9일 저녁 8시경

밝은 빛을 내며 떨어지는 유성이 여기저기서 목격되었습니다.

그리고 다음 날,

진주의 비닐하우스 안에서 운석이 발견되었습니다.

우리나라에서는 71년만에 발견된 운석입니다.

진주에서는 지금까지 총 4개의 운석이 발견되었고, 이 중 가장 큰건 무게가 20kg이나 나간다고 합니다.

 

운석은 우주에서 온 물건이니만큼 값어치가 아주 높게 책정되어 한동안 진주에는 운석의 파편을 찾으려는 사람들로 북적거렸습니다.

 

 

태양계란,

 

태양과 태양을 중심으로 공전하는 천체의 집합을 우리는 태양계라고 부릅니다.

 

우리 태양계는 태양, 수성, 금성 ,지구, 화성, 목성 토성, 천왕성, 해왕성을 비롯해 50개 이상의 위성, 소행성, 혜성, 먼지 등으로 이루어져 있습니다.

 

 

 

안녕하세요~~

오늘은 우주쓰레기에 대해 써 보도록 하겠습니다.

 

먼저 우주쓰레기란

정확한 명칭은 '우주 인공 물체' 입니다.

 

사람이 살지않는 우주에 쓰레기라니 ... 의아했지만

 

우리 인간은 우리가 살지않은 우주 공간에도 쓰레기를 만들어 내고 있었습니다.

 

물론 쓰레기를 일부러 버리진 않았습니다.

우주를 탐사하다 보니 어쩔수 없이 만들어진 쓰레기가 대부분입니다.

 

인공위성이나 우주정거장 등이 수명을 다해 멈추면 지구 가까운 우주공간에 버려져 우주쓰레기가 됩니다.

 

또 우주인이 우주선을 수리하다가 놓쳐버린 작은나사나 공구, 로봇이 발사되어 분리된 추진체, 우주정거장에서 나온 생활쓰레기 등도 모두 포함된것이 우주쓰레기라고 합니다.

 

우주쓰레기는 하루하루 늘어나는데 치울방법이 없으니 늘어나는것이 당연합니다.

 

우주쓰레기들이 우주 공간을 다니다 운석과 충돌하거나 우주쓰레기끼리 충돌하여 더더욱 작게 부서지면서 우주쓰레기들이 날로 늘어나고 있습니다.

 

현재 과학자들이 추정하는 1~10cm 크기의 우주쓰레기는 수십만개 1cm이하의 크기까지 포함하면 2억개가 넘을 것이라고 합니다.

 

이러한 우주쓰레기는 언제 어디로 추락할지 몰라 위험합니다.

지난4월 추락한 중국의 우주정거장 텐궁1호는 추락직전까지도 정확한 추락 위치를 예측하기 어려웠습니다.

다행히 텐국1호는 바다에 추락했지만 만약 인구가 많은 도시에 떨어졌다면 매우 위험했을것 입니다.

 

더더욱 심각한 문제는 이러한 우주쓰레기가 우주탐사에 걸림돌이 될수 있습니다.

우주쓰레기는 우주공간에서 떠다니는것이 아니라 총알보다 빠른

초속 7~8km 의 속도로 움직입니다.

이들 대부분이 인공위성이 돌고있는 고도 300~1000km에 몰려있기때문에 만약 이 우주쓰레기가 현재 사용중인 인공위성에 부딪히기라도 한다면 큰 피해가 예상됩니다.

또한 우주 관광이나 행성탐사등 우주선을 쏘아 올릴때도 위험합니다.

 

그래서 이 우주쓰레기들을 추적하여 제거해야할 임무가 있습니다.

 

하지만 우주쓰레기를 추적하기에는 어려움이 있습니다.

 

우주 쓰레기가 너무 많기도 하지만 넓은 공간에 퍼져 있어서 찾는데 어려움이 많고 사이가 너무 넓고 너무 빨리 돌아다니기 때문에 추적하기가 힘들다고 합니다.

우주쓰레기를 해결하기 위해 '위성 팔 로봇'을 활용할 계획이라고 합니다.

우주쓰레기를 더 잘잡는 위성 팔을 만들기위해 노력을 기울이고 있습니다. 우주는 진공 상태라 빨판이나 접착제드이 작동하지 않아 좋은 방법을 연구하던 미극 스텐퍼드대 연구진들은 도마뱀붙이의 발바닥에 주목하여 도마뱀붙이의 발바닥을 모방한 테이프를 붙였습니다.

도마뱀붙이의 발바닥에는 사람 머리카락 굵기의 10분의1 정도의 털이 수두록하게 나 있어서 이러한 털들이 물체에 닿았을 때 강한 접착력이 생겨나 어디든 쉽게 달라붙을 수 있습니다.

 

연구진들은 무중력상태에서 실험해 본 결과 로봇팔집게가 전보다 물체를 쉽게 잡을수 있다는 연구결과가 있습니다.

하지만 이 로봇팔집게는 큰 우주쓰레기를 잡지는 못한다고 합니다.

 

두번째로는 리무브데브리스라는 세탁기 크기만한 위성에 약 5m 넓이의 그물을 달아서 우주쓰레기를 수거하고 있다고 합니다.

 

우주정거장까지 이동한뒤 우주쓰레기를 발견하면 우주정거장 밖으로 나가 우주쓰레기로 이동합니다

우주쓰레기에 약 7m까지 접근하면 그물을 발사해 우주쓰레기를 잡으면 '윈치'라는 장치로 풍선의 입구를 묶듯 그물을 닫습니다.

수거한 우주쓰레기는 대기권으로 옮긴뒤 대기와의 마찰로 우주쓰레기를 태워서 없앱니다. 대기권에서도 타지않는 쓰레기는 사람이 살지않는 먼 바다로 떨어뜨립니다.

 

리무브데브리스는 빠르게 도는 쓰레기를 잡아내는데 특출하지만 너무 큰 우주쓰레기를 잡기에는 역부족이라고 합니다.

 

이밖에도 레이저로 우주쓰레기를 파괴하는 방법 ,우주에 풍선을 띄워 쓰레기를 접착해 대기권에서 불내우는 방법, 전자기 밧줄로 쓰레기 속도를 줄여 대기권에 접근하게 만들어 불태우는 방법등을 고안하고 있습니다.

 

여기에 앞서 더이상 우주쓰레기를 만들어 내지 않을 방법을 고안해야 하지 않을까요???

 

 

 

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