성간매질
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천문학에서 성간매질은 은하내의 항성 사이나 항성 바로 근처에 존재하는 매질이나 에너지를 나타낸다. 성간매질은 천문물리학에서 중요한 역할을 하는데, 특히 항성과 은하 사이에서 중요한 역할을 한다. 항성은 성간매질의 차가운 영역에서 생겨나며, 반대로 항성풍이나 초신성과 같은 것을 통해 성간매질을 풍요롭게 한다. 이러한 항성과 성간매질사이의 상호작용은 은하가 가스 매질을 소진하는 속도를 결정하며, 즉 새로이 항성을 만들어 내는 은하의 수명을 결정한다.
성간매질은 지구상의 개념으로 봤을때 극단적으로 희박한 플라스마, 즉 원자와 분자, 먼지, 전자기 복사, 우주선, 자기장으로 이루어져 있다. 매질은 일반적으로 99%의 가스 입자와 1%의 먼지로 구성되어 있다. 이러한 매질은 항성간 우주를 채우고 있다. 이러한 농도는 일반적으로 매우 낮아서, 일반적으로 1 입방 센티미터에 몇 입자에서 몇 백입자가 존재하는 수준이다. 원시 핵합성의 결과로, 이 가스는 대략 90%의 수소와 10%의 헬륨, 여기에 약간의 추가적인 원소(천문학에서 말하는 "금속")로 구성되어 있다.
| 성분 | 비율 | 온도 (K) |
밀도 (원자수/cm³) |
상태 |
|---|---|---|---|---|
| H I 구름 | 50 - 100 | 1 - 103 | 중성 수소 원자 | |
| 분자구름 | 20 - 50 | 103 - 105 | 중성 수소 분자 | |
| 따뜻한 이온화 된 매질 (WIM) |
50% | 103 - 104 | 0.01 | 일부가 이온화 된 플라스마 |
| H II 영역 | 104 | 102 - 104 | 대부분이 이온화 된 플라스마 | |
| 코로나가스 | 105 - 106 | 10-4 - 10-3 | 완전 이온화 된 플라스마 | |
| 원전 | ||||
이러한 매질은, 빛의 강도가 매질을 통과하면서 약해지는 이른바 소광 효과를 유발한다. 이 소광은 특정 파장의 광자가 굴절 및 흡수가 되면서 일어난다.
예를 들어, 수소 원자의 일반적인 흡수 파장은 라이먼-알파 변환에 따르면 121.5 nm 정도이다. 즉 해당 파장을 지니는 대부분의 빛이 지구로 오는 과정에 라이먼-알파 흡수에 의해 흡수되므로, 별로부터 방출되는 해당 파장의 빛을 보는 것은 거의 불가능하다.
성간물질은 가스의 온도에 따라 대개 3개의 위상으로 나뉜다. 즉 뜨겁거나(수백만 K), 따뜻하거나(수천 K), 차갑거나(수십 K) 하는 것이다. 이러한 3개의 위상 모델은 크리스토퍼 맥키와 제레미아 오스트라이커의 1977년 논문에서 제안되었으며, 이는 이후 사반세기간의 연구의 근간이 되었다. 위상의 상대적인 비율은 과학계에서 아직 중요하게 논의되고 있다.
성간물질의 연구에서 중요한 것으로는 분자구름, 성간구름, 초신성 잔해, 행성상성운, 유사 산란구조등이 있다.
[편집] 역사
원래, 천문학자들은 우주는 완전한 진공이라고 생각했다. 1913년, 노르웨이의 탐험가이자 물리학자인 크리스티안 버클랜드는 우주가 플라스마외에도 "암흑물질"을 포함하고 있을 것으로 처음으로 예측하였다. 그는, "우주공간이 전자와, 모든 종류의 이온들로 차 있을 것이라고 생각하는 것이 우리가 가질 수 있는 자연스러운 관점이다. 태양계나 성운이 아닌, 이른바 "빈공간"에 엄청난 양의 질량을 지니는 물질이 있을 것이라고 생각하는 것 역시 상식을 벗어난 생각은 아니다" 라고 적었다. ("Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", 1902년-1903년 노르웨이 오로라 극 탐험 (1913년 출간, p.720)).
