천문학 이외의 자연과학

천문학은 고등 학교 교과에서는 지구과학으로 편입됐습니다. 그 이유의 하나는, 지구과학의 수법과 공통하고 다수의 관측(관찰)사례를 모으고, 그 중에서 법칙성을 찾다 하는 수법에 비롯됐습니다. 히파르 코스는 많은 별의 위치를 정밀 측정하고 이들의 별들을 반복 관측 데이터를 정리하는 것에 의해서 세차 운동이라고 부르는 현상을 찾았습니다. 허블은 은하의 거리와 도플러 효과에 의한 시선 속도의 데이터를 나란히 하고 허블의 법칙을 찾았습니다. 이처럼 천문학에서는 여러가지 관측 데이터를 나열하고 그것들을 통찰력을 가진 눈으로 봄으로써 새로운 법칙성이 발견되는 경우가 많습니다. 즉, 더 많은 관측 데이터를 모을 천문학에 있어서는 중요한 과제인 것입니다.

 

17세기 초에 케플러의 법칙이 제출된 이후, 천체의 움직임은 통일된 법칙에 따라서 취급되게 됐습니다. 케플러의 법칙은 뉴턴의 만유 인력의 법칙으로 통일되었습니다. 천체의 궤도 문제를 뉴턴 역학에서 풀려면 미적분학의 지식이 필요합니다. 수학의 미적분학의 전개는 행성, 소행성만 아니라 혜성의 궤도 계산을 가능한 뉴턴의 친구인 해리는 후에 그의 이름이 씌운 대 혜성의 궤도를 발견했습니다.

 

천체역학의 확립은 태양계 내의 천체의 운동을 정확히 기술하는 것이 가능토록 했습니다. 이것이 물리 상수 중에서 가장 중요한 광속도의 결정이 가능토록 했습니다. 가령 뢰머는 목성의 위성의 음식의 주기의 관측에 의해서 빛의 전파 전파)에 시간 걸리는 것을 발견, 광속도를 요구하며 또 브래들리는 광속이 유한이기 때문에 지구의 공전 운동 속도에 대응하고, 천구상의 별의 위치가 어긋나는 광행차의 현상을 발견했습니다.

 

광속이 유한하다는 것은 각 방면에 큰 영향을 주었습니다. 먼 천체일수록 옛 모습을 보이고 있다는 사실은 우주의 이해 방법을 바꾸고 상대성 이론처럼 시간과 공간의 등가성을 가진 이론으로 발전했습니다. 또 우주의 빅뱅 모델에서의 보다 먼 천체를 관측함으로써 우주의 시작에 가까운 곳을 조사하기로 된다는 것도 광속의 유한성에서 오는 것입니다. 광속 유한성을 사용한 새로운 관측 방법도 시도되고 있습니다. 지구에서 레이저 광선을 방사하고 달 혹은 인공 위성의 표면에 설치한 거울에 반사시키고 돌아올 시간을 재어 거리를 요구하는 방법으로 망원경으로 위치 측정보다 훨씬 정밀도가 높다(오차 1센티미터 이하), 우주 기술의 진전에 불가결한 관측 기술입니다.

 

뉴턴은 1666년 삼각 프리즘을 사용하고 햇빛이 스펙트럼으로 분해할 수 있음을 보였지만 천체의 빛이 스펙트럼에 분산할 수 있다는 이 발견은, 천체 물리학의 기초로서 중요합니다. 천체 역학의 만유 인력의 발견에 필적한다. 19세기 초, 분광기의 개량을 추진하던 프라운 호퍼는 태양 스펙트럼 속에 많은 암선이 있음을 발견, 1850년대, 온 스트럼과 스토크스가 그 암선 있는 위치가 실험실에서 볼 수 있는 나트륨 스펙트럼 선 위치와 일치하고 있는 것을 찾았습니다. 이 발견은 태양 또한 항성의 화학 조성을 천명하는 첫걸음이 됐습니다. 롤란드는 태양 스펙트럼을 자세히 조사, 지상에서 보여지는 36개의 원소에 의한 흡수 선을 찾고 또 태양 스펙트럼에서 그것까지 지상에 없는 원소에 의한 흡수 선을 발견, 헬륨이라고 이름 붙였습니다(후에 헬륨은 불활성 기체로 지상에 존재하는 것이 밝혀졌죠). 지상에 존재하지 않는다고 생각된 원소로, 코로나 속에 발견된 코로늄(1870), 성운 중의 성운소(1927)가 있습니다. 코로늄은 100만 K법 고온으로 존재할 수 있는 철 원자가 13차 이온화한 것이어서 성운소는 산소 원자 등의 전자 궤도 간 전이 중 양자 역학으로 금지되어 있는 것이었습니다. 이들의 발견은 양자 역학을 형성하는 데도 중요한 것이었습니다. 1913년에 보어는 원자 모델을 발표하고 수소 원자의 스펙트럼 선이 원자 핵 주위의 전자 궤도의 전이로 설명할 수 있음을 보였습니다.

 

원자 핵 물리학이 진행되어 1919년 러더포드가 원자 핵의 인공 전환에 성공했습니다. 그 결과부터, 그때까지 설명 곤란한 태양과 항성 에너지원이 수소 원자에서 헬륨 원자에 바뀌는 핵 융합 반응에 의한 것임이 밝혀졌습니다. 그리고 20세기 초에 얻어진 HR도상의 별들의 분포는 다양한 질량의 별이 그 내부에서 원자 핵 융합 반응을 보이고 있는 그 반응의 각 단계의 모습을 나타내고 있는 것도 알고 있습니다.

 

천체 물리학은 별의 표면의 성질 및 그 내부의 상태를 분명히 할 뿐 아니라, 성간 공간에도 물질이 있음을 알 수 있었습니다. 1905년, 하르트만은 성간 공간에 칼슘 및 나트륨의 원소에 의한 흡수 선을 발견했습니다. 이어서 이온 산소와 칼륨, 철 등의 물질이 발견되고 화합물로서 탄화 수소 CH, 시안 CN등의 분자의 존재가 확인됐습니다. 한층 더 전파 관측 기술의 발전으로 1963년에는 수산기 OH가 발견되면서 이후 일산화 탄소 CO, 수증기 H 2O, 황화 수소 H 2S등 60개 이상의 분자의 존재가 입증합니다. 새로운 발견된 전파 스펙트럼 선이 어떤 분자에 대응하는지 알아보기 때문에 실내 실험과 이론 계산으로 여러가지 분자 선의 파장이 결정되고 복잡한 분자까지 연구 대상입니다.

 

성간 공간에는 분자의 외 1마이크로 미터 이하 입자가 존재합니다. 이들 입자는 빛의 파장보다 작은 빛을 산란하는 정도가 파장에 의해서 다른 파장이 짧은 빛처럼 강하게 산란·흡수합니다. 그래서 먼 별의 빛이 외관상 좀 불그스름하죠, 이를 성간 적화이라고 부릅니다. 이들 입자의 표면을 촉매로서 성간 분자의 대부분은 형성되고 있습니다. 오늘날에는 입자 표면만 아니라 가스 상태의 분자끼리의 화학 반응의 연구도 중요하죠.

 

고체 미립자의 조성의 연구도 중요한 과제입니다. 태양과 별 등에서는 각 원소의 존재 비율이 거의 일정한 값이지만, 성간 가스에서는 수소 원자와 헬륨 원자를 제외하면 그 비율은 태양 등에 비해서 적습니다. 적어진 원소의 대부분은 고체 미립자 속에 갇힌. 이들은 성간 먼지라 불리고 산소를 주성분으로 하는 물, 탄소의 흑연, 규소의 모래알 등이 주된 성분입니다. 성간 먼지는 별을 탄생시키는 분자 구름 속에 다량 존재하고 주변의 열원에 대응해서 여러가지의 온도의 적외선을 방사하고 있습니다. 별이 어떻게 탄생 하는가 또는 그 주위에 태양계처럼 원반에 물질이 모이는 행성계가 어떻게 만들어지는 것인지는 이 성간 먼지의 성질에 의해서 달라집니다. 천체 현상의 설명에는 고체 물리학의 지식이 필요하게 되고 있습니다.

 

성간 분자의 대부분은 성간 먼지의 표면에서 형성되고 게다가 복잡한 분자까지 발견되는데, 전파 관측에서 그것들이 발견되려면 성간 공간의 시선상에 10 ~ 13개 이상의 이 종류의 분자가 없으면 안 된다는 점을 감안하면 그 수는 적지만, 보다 복잡한 분자의 존재가 생각합니다. 그리고 성간 먼지의 주성분이 물과 탄소 원자임을 감안하면 생명의 기초가 되는 유기 물질이 존재할 가능성도 있습니다. 이런 상황과 별이 탄생할 때 행성계를 형성할 가능성이 강한 것에서 지구 이외의 우주에 존재 가능성이 있는 생명체에 대한 연구가 이루어지고 있습니다. 우주 생물학이 시작되고 있습니다.

 

원자끼리 긴밀하게 결합하고 자유롭게 움직일 수 없게 된 것이 고체입니다. 한편 태양 정도 질량의 별의 진화의 마지막 단계인 백색 왜성어 는 원자끼리의 표면이 접촉하는 정도에 담긴 천체입니다. 태양보다 훨씬 질량의 큰 별의 경우에는 원자 핵 속에 전자가 감금될 모든 것이 중성자로 된 중성자 별이 됩니다. 1입방 센티 미터 당 10 6그램의 백색 왜성과 10 15그램의 중성자 별 사이에는 큰 차이가 있습니다. 그러나 이런 별은 일종의 고체로서 취급할 수 있는 점에 대해서 공통되어 있습니다. 중성자 별의 대부분은 강한 X선원입니다. 그리고 X선원으로 유명한 고니 자리 X‐ 1과 컴퍼스 자리 X‐ 1에는 중성자 별보다 밀도가 높은 블랙 홀이 존재하고 있을 가능성이 강합니다. 중성자 별에서는 소립자의 핵력에 의해서 서로 부서지지 않도록 떠받치고 있는데, 1입방 센티 미터 당 10 15그램 이상의 밀도가 되면 핵력으로는 지탱할 수 없게 되어 파괴됩니다. 이것이 블랙 홀입니다. 블랙 홀에서는 빛도 물질도 피해내기 어렵고, 그래서 그 존재를 직접 관측할 수 없지만 그 주변의 별과 공간에서 가스를 마실 때에 매우 큰 에너지가 방출됩니다. 이것이 γ선 X선에서 전파까지 모든 전자파에서 관측됩니다.

백색 왜성과 중성자 별, 블랙 홀 같은 천체는 지구상의 실험실에서 이룰 수 없는 같은 고밀도·온열 상태에 있어 극한의 물리학을 연구하는 데 매우 중요합니다.

 

지금까지 온 다양한 천체 현상은 관측 결과가 물리학으로써 이론적으로 확립되거나 그 반대로 이론이 관측에 의해서 증명될 것이었습니다. 대표적은 뉴턴의 법칙에 볼 수 있습니다. 이론적으로 존재가 예상된 블랙 홀도 전자파의 관측에 의해서 밝혀졌습니다. 광속의 90%의 속도로 멀어지는 퀘이사가 있으며 이에 허블의 법칙이 적용되면 그 관측에 의해서 백 수십 억년이나 과거의 상태를 알 수 있습니다. 그 때문에 더 먼 퀘이사를 찾으려는 노력이 거대한 망원경을 통해서 행해지고 있습니다. 그럼 모든 천체의 현상에 대해서 이상과 같은 관계가 성립하는가 하면, 그렇게 단정할 수가 없습니다. 현대의 천문학 이론의 기초가 되고 있기는 상대성 이론과 양자 역학이며, 그 상대성 이론은 예컨대 태양 근방을 통과하는 항성의 빛이 약 1.8초 각 휘어지는 현상과 수성의 근일점이 1년에 약 0.43초 각 더 움직이는 현상, 혹은 먼 퀘이사가 근방의 은하와 거의 같은 방향에 있다고 중력 렌즈가 있는 듯한 형태로 되어 똑같은 두 퀘이사가 보이는 현상 등의 관측으로 그 옳음이 확인되고 있습니다. 그러나 예를 들어 이들 이론에 의한 빅 반 우주에 대해서 이론적으로는 빅뱅 후 10 -44초, 우주가 10 32K이었던 무렵까지 그 상태를 밝힐 수 있지만 오늘의 전자파를 사용한 관측 기술에서는 빅뱅 후 10만년보다 이전의 우주의 모습을 볼 수는 없습니다. 그것은 그 당시의 우주의 물질 밀도가 너무 높은 전자파는 자유롭게 공간을 날아갈 수 없었기 때문입니다.

 

이상 보고 온 것처럼 오늘날에는 천문학은 천문학만으로 독립된 학문이 있을 수 없습니다. 물리학 자체이거나 물리학의 여러 분야, 화학, 생물학, 지구 물리학 등과 밀접한 관계에 있습니다. 기상학도 태양과 목성 대기의 취급에서 관계를 가지기 시작하고 있다. 천문학은 바로 종합 과학이라는 것에 걸맞은 시대를 맞고 있는 것입니다.