4. 상대성 이론과 관련한 나의 궁금증(질문)을 작성해보자. ->3번에 게시

빈센트 반 고흐의 명화 "별이 빛나는 밤"은 격렬한 밤하늘을 가로지르는 강렬한 빛의 소용돌이로 유명합니다. 비록 이 하늘의 이미지는 화가의 끊임없는 상상력에서 비롯되었지만, NASA 허블 우주 망원경이 촬영한 사진은 반 고흐의 작품과 놀라울 정도로 유사합니다. 수조 마일에 달하는 성간 공간을 소용돌이치며 이전에는 볼 수 없었던 먼지 나선이 그려져 있습니다. 2004년 2월 8일, ACS(Advanced Camera for Surveys)로 촬영된 이 사진은 V838 모노케로티스(V838 Mon)라는 먼 별 주위로 확장되는 빛의 헤일로를 보여줍니다. 성간 먼지의 조명은 이미지 중앙에 있는 붉은 초거성에서 나온다. 자연이 만들어낸 퍼포먼스 아트인 이 구조물은 별의 폭발로 인한 빛이 계속해서 바깥쪽으로 퍼져 나가며 멀리 있는 검은 먼지 구름에 반사되면서 그 모습이 계속 변할 것입니다.

이미지 출처: NASA 및 허블 유산 팀(AURA/STScI)

: 솜브레 은하로 잘 알려짐. 나선 구조를 이루고 있고 겉보기 등급이 8이어서 육안으로 관측 불가능. 처녀자리 방향으로 2800만 광년 떨어져있고 태양 질량의 8000억 배에 해당하는 질량을 가지고 있어 처녀자리 은하단에서 가장 무거운 천체 중 하나이다.

성운은 새로운 별을 형성하는 데 필요한 원자재가 풍부한 영역입니다. 중력의 영향으로 이러한 분자 구름의 일부가 붕괴되어 합쳐져 매우 어린 별, 즉 원시별이 되는데, 이 별들은 여전히 ​​회전하는 남은 가스와 먼지 원반에 둘러싸여 있습니다. RCW 7에서 형성되는 원시별은 특히 질량이 커서 강력한 이온화 복사와 맹렬한 항성풍을 방출하여 성운을 H II 영역으로 변형시켰습니다.

H II 영역은 수소 이온으로 가득 차 있습니다. HI는 일반적인 수소 원자를 의미하고, H II는 전자를 잃어 이온이 된 수소를 의미합니다. 거대한 원시별에서 나오는 자외선은 성운 속 수소를 자극하여 빛을 방출하는데, 이 빛으로 인해 성운은 은은한 분홍빛을 띱니다.

이 이미지의 허블 데이터는 IRAS 07299-1651이라는 매우 거대한 원시별 쌍성계에 대한 연구에서 나왔습니다. IRAS 07299-1651은 이미지 위쪽의 휘감긴 구름 속에서 빛나는 가스 고치 속에 여전히 존재합니다. 천문학자들은 이 별과 그 형제별들을 밝히기 위해 허블의 광시야 카메라 3을 근적외선으로 사용했습니다. 이 이미지에 나오는 거대한 원시별들은 자외선에서 가장 밝지만, 적외선도 많이 방출합니다. 적외선은 파장이 길어 구름 속의 가스와 먼지 대부분을 통과할 수 있어 허블이 이를 포착할 수 있습니다. 이 이미지에서 더 크게 보이는 별들 중 다수는 성운의 일부가 아닌 전경의 별입니다. 이들은 성운과 태양계 사이에 위치합니다.

H II 영역의 생성은 RCW 7과 같은 분자 구름의 종말을 알리는 신호입니다. 불과 수백만 년 안에, 거대한 별에서 나오는 복사와 항성풍이 성운의 가스를 점차 분산시킬 것입니다. 특히 가장 거대한 별들이 초신성 폭발로 수명을 다함에 따라 그 속도는 더욱 빨라질 것입니다. 이 성운의 새로운 별들은 성운 가스의 일부만을 흡수하고, 나머지는 은하계 전체로 퍼져 나가 결국 새로운 분자 구름을 형성할 것입니다.

천문학자들은 허블 우주 망원경을 이용하여 태양계에서 가장 큰 행성인 목성의 극지방에서 나타나는 오로라(행성 대기의 놀라운 빛의 쇼)를 연구하고 있습니다. 이 오로라는 2016년 NASA의 주노 우주선이 목성 궤도에 진입하면서 허블 우주 망원경이 진행한 일련의 원자외선 관측을 통해 촬영되었습니다. 이 프로그램의 목표는 목성의 오로라가 태양에서 방출되는 대전된 입자의 흐름인 태양풍의 변화에 ​​어떻게 반응하는지 확인하는 것이었습니다. 오로라는 행성 주변 공간의 대전된 입자가 행성의 자기장을 따라 고에너지로 가속될 때 형성됩니다. 이 입자가 자기극 근처의 대기에 부딪히면 형광등에 있는 가스처럼 빛납니다.

NGC 1566의 작지만 매우 밝은 핵이 이 이미지에서 선명하게 보이는데, 이는 이 은하가 세이퍼트 은하계에 속한다는 명백한 증거입니다. 이러한 은하의 중심부는 매우 활동적이고 밝으며, 강력한 복사선을 방출하고, 태양 질량의 수백만 배에 달하는 초대질량 블랙홀을 품고 있을 가능성이 있습니다.

NGC 1566은 그저 평범한 세이퍼트 은하가 ​​아닙니다. 알려진 세이퍼트 은하 중 두 번째로 밝은 은하입니다. 또한 남반구에서 가장 풍부한 은하군 중 하나를 구성하는 은하들이 촘촘히 모여 있는 황새치 은하군에서 가장 밝고 두드러진 은하이기도 합니다. 이 사진은 NGC 1566이 반짝이며 빛나고, 밝은 핵을 중심으로 소용돌이치고 대칭적인 라벤더색 팔이 감싸고 있는 이 독특한 은하군의 아름다움과 경외감을 잘 보여줍니다.

이 이미지는 허블의 광시야 카메라 3(WFC3)으로 근적외선 스펙트럼 영역에서 촬영되었습니다. 이 이미지의 일부는 플리커 사용자 Det58이 진행한 허블의 숨겨진 보물 이미지 처리 경연대회에 출품했습니다.

이 은하 2쌍은 1966년, 영국의 할튼 알프의 특이은하 목록에서 처음 소개됐다. 이 2개의 은하은 서로의 중력에 의해 형태가 뒤틀려있는데, 이것은 오래전, UGC 1810 은하보다 5배 덜 무거운 UGC 1813 은하가 상대 은하의 중심부를 스치고 지나갔기 때문이라고 여겨진다. 이 은하간 충돌 덕에 덜 무거운 UGC 1813은 중심부에서 폭발적 항성생성이 활발해졌고, 더 무거운 UGC 1810은 사진에서 보이는 것처럼 장미꽃 형태로 진화한 걸로 여겨진다.

어진 공간, 즉 중력장 밖에 있는 관찰자에게는 빛이 휘어지는 것처럼 보이는 것입니다. 만약 빛이 가는 경로 앞에 질량이 매우 큰 천체가 놓여 있다면, 휘어진 공간을 따라 빛의 경로도 자연스럽게 바뀌게 되고, 빛이 퍼졌다가 다시 모이는 것처럼 보일 수도 있습니다.

중력렌즈 효과

은하와 렌즈현상-중력렌즈

중력렌즈 효과란 무거운 질량을 가진 천체로 인하여 배경의 빛이 구부러져, 마치 렌즈를 통과하여 오는 것처럼 보이는 현상을 말한다. 이렇게 휘어져서 오는 빛들의 시간차이를 지나온 질량이 큰 천체의 이론적 질량과 연결하여 그 거리를 알 수 있다고 한다.

우리가 흔히 렌즈라 부르는 물체는 유리, 플라스틱 등의 투명한 재질로 만들어져 있어서 빛이 잘 통과하지만, 렌즈의 굴절률이 공기와 달라서 빛이 렌즈를 통과하는 과정에서 방향이 바뀌므로 빛을 모으거나 분산시킬 수 있다. 이런 원리를 이용해 어떤 물체를 보면 그 물체들이 확대되고, 축소되며 경우에 따라서는 더 밝아지거나 더 어두워져 보이게 되는 것이다. 우리가 일상생활에서 자주 접할 수 있는 쌍안경이나 망원경, 현미경등이 바로 렌즈의 이런 성질을 이용한 것이다. 이러한 현상은 우주에서도 일어나고 있다.

수십억 광년 떨어진 천체에서 방출된 빛이 우주로 퍼져 나가다 그중 일부가 지구의 망원경에 도달하면 관측자는 천구상의 특정한 위치에 그 천체가 있음을 알게 되는데, 만약 이 빛이 지구까지 오는 길 가운데에 렌즈가 있다면 지상의 관측자에게 원래의 천체가 확대 혹은 변형되거나 경우에 따라서는 여러 개로 보이게 된다. 실제 우주에서는 거대한 광학렌즈가 존재할 수는 없지만 대신 은하나 은하단, 블랙홀 등과 같이 중력이 매우 큰 천체들이 빛의 방향을 바꾸는 렌즈역할을 하기에 이를 중력렌즈라 부른다. 즉 매우 강한 중력이 빛을 휘게 함으로써 생기는 우주의 신기루 현상이라고도 할 수 있다.

빛이라는 특별한 입자들이 중력에 영향을 받을 경우의 운동을 처음으로 올바르게 기술한 사람은 아인슈타인(Albert Einstein)이다. 그는 1915년 일반 상대성이론을 통해 중력의 효과를 휘어있는 시공간으로 표현함으로써 뉴턴의 고전역학을 적용할 수 없는 영역을 완전하게 기술하였다. 아인슈타인의 이론에 따르면 질량은 시공간을 휘게 하고, 빛을 포함한 입자들은 이렇게 휜 시공간에서 움직여야 하므로 자연스럽게 그 경로가 휘게 된다.

한 예로서 만약 빛이 태양 근처를 통과한다면 빛은 약 2″(1″는 1/3600°) 정도 휘어야 함을 계산하였는데 이는 뉴턴의 고전역학에 빛의 속도를 적용하여 계산한 값의 두 배 되는 값이다. 1919년 영국의 천문학자 에딩턴(Arthur Stanley Eddington)의 연구팀은 일식을 이용하여 태양 근처에 보이는 별의 위치가 태양이 없을 때에 비해서 정확하게 아인슈타인이 예측한 양만큼 위치가 달라져 있음을 관측함으로써 상대론을 실험적으로 증명하였다.

이로부터 20년 가까이 지난 1936년 아인슈타인은 자신의 이론을 거리가 다른 두 별이 천구상에서 같은 위치에 나타나는 경우에 적용하면 멀리 있는 별의 상이 앞의 별의 중력에 의해 둥근 고리 모양으로 보일 수 있음을 계산했으나 그 고리의 각크기가 너무나 작아서 관측은 불가능할 것으로 예상하였다. 그 다음 해 천문학자 츠비키(Fritz Zwicky)와 러셀(Russell)은 이 같은 렌즈 작용이 외부 은하나 은하단들 사이에서 일어날 경우 관측이 가능할 것을 예견하였다.

현재까지 중력렌즈에 의한 것으로 인정된 천체는 준성체의 상이 여러 개로 보이는 다상 중력렌즈(multiple-image gravitational lens), 먼 은하가 가까운 은하단에 의해 길게 늘어져 보이는 밝은 호(luminous arc), 전파원이 은하에 의해 고리모양의 전파원으로 보이는 전파고리(radio ring), 은하가 아닌 별에 의해 렌즈효과가 나타나는 미세중력렌즈(microlensing) 등이 있다.

[네이버 지식백과] 중력렌즈 효과 (천문우주지식정보, 2010. 7. 1., 한국천문연구원)

퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나로, 모은하의 별빛 총량을 훨씬 능가합니다. 퀘이사는 초대질량 블랙홀의 에너지를 동력원으로 합니다.

은하-퀘이사 조합이 렌즈 역할을 하는 이러한 드문 사례를 찾기 위해, 로잔 연방 공과대학(EPFL, 스위스)의 프레데릭 쿠르뱅이 이끄는 천문학자 팀은 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)에서 퀘이사 스펙트럼 23,000개를 추출했습니다. 그들은 훨씬 먼 거리에 있는 은하들이 우연히 전경 은하와 정렬하는 스펙트럼 흔적을 찾았습니다. 후보 천체들이 발견되자, 허블의 고해상도 관측을 통해 중력 렌즈로 생성될 중력 호와 고리(허블 사진 세 장에 화살표로 표시됨)를 찾았습니다.

퀘이사 모은하는 중심부의 퀘이사가 은하보다 훨씬 밝아서 관측하기 어렵거나 아예 불가능합니다. 따라서 모은하의 별들의 밝기만으로는 질량을 추정하기 어렵습니다. 그러나 중력 렌즈 후보는 퀘이사 모은하의 질량을 추정하는 데 매우 중요한데, 렌즈의 왜곡 정도를 이용하여 은하의 질량을 추정할 수 있기 때문입니다.

팀의 다음 단계는 통계적으로 유의미한 수의 퀘이사 모은하의 질량을 측정하고 퀘이사가 없는 은하와 비교할 수 있도록 "퀘이사 렌즈" 목록을 구축하는 것입니다. 가까운 미래에 시작되거나 이미 시작된 수많은 광시야 탐사를 통해 수십만 개의 퀘이사를 활용하여 렌즈 효과를 관측할 수 있게 될 것입니다.

이 연구에 참여한 팀은 F. Courbin, C. Faure, F. Rerat, M. Tewes, G. Meylan(스위스 EPFL), SG Djorgovski, A. Mahabal(캘텍), D. Stern(제트추진연구소), T. Boroson(미국 국립천문대), D. Sluse(독일 본대학교), R. Dheeraj(메릴랜드대학교)입니다. 전체 연구는 천문학 및 천체물리학 저널에 게재될 예정입니다.

관련 이미지 및 비디오

해파리 은하는 수중에서 발견되는 이름과 비슷해서 그렇게 불립니다. 이 이미지의 오른쪽 하단에는 밝은 별들이 길게 덩굴처럼 뻗어 있는 JO206 원반이 보이는데, 마치 해파리가 그 뒤로 촉수를 끌고 있는 것처럼 보입니다. 해파리 은하의 덩굴은 은하와 은하단 내부 매질, 즉 은하단에 널리 퍼져 있는 얇고 과열된 플라스마의 상호작용으로 형성됩니다. 은하가 은하단을 통과할 때 은하단 내부 매질에 부딪히면 은하에서 가스가 떨어져 나와 별이 형성되는 긴 덩굴로 빨려 들어갑니다.

해파리 은하의 촉수는 천문학자들에게 은하의 주원반의 영향을 받지 않는 극한 환경에서 별 형성을 연구할 수 있는 특별한 기회를 제공합니다. 놀랍게도 허블은 해파리 은하 원반에서의 별 형성과 촉수에서의 별 형성 사이에 눈에 띄는 차이가 없음을 밝혀냈습니다. 이는 새로 형성된 별의 환경이 별 형성에 미치는 영향이 미미함을 시사합니다.

퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나로, 모은하의 별빛 총량을 훨씬 능가합니다. 퀘이사는 초대질량 블랙홀의 에너지를 동력원으로 합니다.

은하-퀘이사 조합이 렌즈 역할을 하는 이러한 드문 사례를 찾기 위해, 로잔 연방 공과대학(EPFL, 스위스)의 프레데릭 쿠르뱅이 이끄는 천문학자 팀은 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)에서 퀘이사 스펙트럼 23,000개를 추출했습니다. 그들은 훨씬 먼 거리에 있는 은하들이 우연히 전경 은하와 정렬하는 스펙트럼 흔적을 찾았습니다. 후보 천체들이 발견되자, 허블의 고해상도 관측을 통해 중력 렌즈로 생성될 중력 호와 고리(허블 사진 세 장에 화살표로 표시됨)를 찾았습니다.

퀘이사 모은하는 중심부의 퀘이사가 은하보다 훨씬 밝아서 관측하기 어렵거나 아예 불가능합니다. 따라서 모은하의 별들의 밝기만으로는 질량을 추정하기 어렵습니다. 그러나 중력 렌즈 후보는 퀘이사 모은하의 질량을 추정하는 데 매우 중요한데, 렌즈의 왜곡 정도를 이용하여 은하의 질량을 추정할 수 있기 때문입니다.

팀의 다음 단계는 통계적으로 유의미한 수의 퀘이사 모은하의 질량을 측정하고 퀘이사가 없는 은하와 비교할 수 있도록 "퀘이사 렌즈" 목록을 구축하는 것입니다. 가까운 미래에 시작되거나 이미 시작된 수많은 광시야 탐사를 통해 수십만 개의 퀘이사를 활용하여 렌즈 효과를 관측할 수 있게 될 것입니다.

이 연구에 참여한 팀은 F. Courbin, C. Faure, F. Rerat, M. Tewes, G. Meylan(스위스 EPFL), SG Djorgovski, A. Mahabal(캘텍), D. Stern(제트추진연구소), T. Boroson(미국 국립천문대), D. Sluse(독일 본대학교), R. Dheeraj(메릴랜드대학교)입니다. 전체 연구는 천문학 및 천체물리학 저널에 게재될 예정입니다.

오레스트 흐볼손이 이 효과를 처음 언급하였으나, 1936년에 이에 관한 기사를 낸 아인슈타인과 관련이 있다. 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)는 1937년 은하무리가 중력렌즈의 역할을 한다고 주장하였다. 이 효과는 1979년까지는 증명되지 않았지만 '이중준성'이라고 불리는 'SBS 0957+561' 천체의 관측을 통해 사실임이 밝혀졌다.

지구에서 날아가는 로켓안에 빛의 속도가 느려질까?

우주에 멈춰 있는 것처럼 보이는 로켓에서 볼 때, 지구에서의 빛의 속도가 느려지는 걸까?

아니면 둘 다 느려질까?