초록
분광 관측은 천문학 연구를 하는데 있어서 가장 기본적인 방법 중에 하나이며, 그 중요성은 시간이 갈수록 더 높아가고 있다. 본 강의에서는 다양한 분광기의 기본적인 특성과 장단점을 소개하고, 각각의 분광기가 어떤 과학적 목적을 위해서 사용될 수 있는 지에 대해 알아보고자 한다. 관측 시간을 얻기 위해 좋은 관측 제안서를 작성하는 것이 천문학 연구에 있어서 매우 중요한 부분 중에 하나이다. 본 강의를 통해 관측 프로포절을 작성할 때 고려해야 할 중요한 사항을 실례를 들어서 설명하고자 한다.

주요 참고문헌
Schroeder, Astronomical Optics, Second Edition, 1999, Academic Press
Kitchin, Astrophysical Techniques, Fourth Edition, 2003, IoP
Massey & Hanson, 2011, Planets, Stars and Stellar Systems, Springer - "Astronomical Spectroscopy"

처음으로

초록
이 강의에서는 항성과 항성진화와 관련된 주요 개념들을 설명한다. 항성의 기본적인 특성과 그 특성이 각각의 진화 단계에 따라 어떻게 변화하는지 알아보고, HR도 상에서의 별의 진화를 이해해본다. 별이 성간운으로부터 생성되는 과정과 행성상 성운이나 초신성 폭발을 통해 성간운으로 다시 환원되는 과정, 더 나아가 행성의 생성과 관련되어 아직 논란이 되는 내용을 살펴보고자 한다. 또한 중심에서 핵융합을 하는 천체는 아니지만 항성진화와 관련된 갈색왜성, 백색왜성, 중성자별, 그리고 블랙홀의 특성을 살펴보고자 한다.

주요 참고문헌
Stellar Evolution
Fundamentals of Stellar Evolution Theory: Understanding the HRD

처음으로

초록
은하는 어떻게 생성되었으며 어떤 과정을 거쳐 진화해 왔을까? 처음으로 우주의 구성단위가 은하라는 별의 집합임을 관측적으로 증명한 허블은 다양한 모습을 가진 은하들을 모아 형태에 따른 분류법을 제안하였다. 이 허블의 분류법에 의하면 왼쪽에는 타원형 은하, 오른쪽에는 나선형 은하가 있으며 그 중간에 렌즈형 은하가 존재한다. 타원은하는 무작위 운동을 하는 나이가 많은 별들로 대부분 구성되어 있으며 우주에서 밀도가 높은 지역을 선호한다. 많은 양의 기체를 가지고 있지만 대부분 뜨거운 기체로 새로운 별이 태어나지는 못하며, 중심부에는 거대블랙홀이 존재한다. 나선은하는 회전하는 원반의 형태로 이를 구성하는 별들도 같은 방향으로 궤도운동을 하며 큰 나선은하일수록 중앙팽대부(bulge)가 발달되어 있고 우주에서 밀도가 낮은 지역을 선호한다. 타원은하와 달리 대부분의 기체가 저온상태로, 이로부터 꾸준히 새로운 별이 만들어진다. 허블은 좀 더 단순해 보이는 타원은하로부터 렌즈형 은하를 거쳐 나선은하가 형성될 것이라 생각했다. 그러나 최근 연구 결과를 종합해보면 허블의 예측과 차이를 보인다. 먼저 중력의 영향 아래에서 최초의 밀도 요동 붕괴에 의해 암흑 물질 헤일로가 형성된 후 병합을 통해 커져가면서 은하를 구성하는 바리온도 이곳에 모이게 되고 이 차가운 가스로부터 별이 탄생하고 은하가 만들어진다. 이렇게 만들어진 은하는 대부분 원반 형태를 가지고 있는데, 주변의 아주 작은 은하가 유입되면서 나선형태의 은하가, 비슷한 규모의 또 다른 나선은하와 충돌하면서 타원은하가 만들어진 것으로 생각된다. 본 강의에서는 형태학적 분류에 따른 은하의 특징과 고전적인 은하 형성 모델 (Monolithic collapse model)및 계층적 은하 형성 모델 (Hierarchical merger scenario)에 대해 알아보고자 한다.

주요 참고문헌
Dressler 1980, ApJ, 236, 351 - "Galaxy morphology in rich clusters - Implications for the formation and evolution of galaxies"
Eggen, Lynden-Bell & Sandage 1962, ApJ, 136, 748 - "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed"
Kauffmann, White & Guiderdoni, 1993, MNRAS, 264, 201 - "The Formation and Evolution of Galaxies Within Merging Dark Matter Haloes"
van Dokkum 2005, AJ, 130, 2647 - "The Recent and Continuing Assembly of Field Elliptical Galaxies by Red Mergers"
van Dokkum et al. 2010, ApJ, 709, 1018 - "The Growth of Massive Galaxies Since z = 2"

처음으로

초록
20세기 후반에 건설된 10미터급 대형망원경을 이용하여 수많은 천문학적 발견이 이루어졌다. 현재 세계적으로 세 개의 30미터급 초거대지상망원경의 개발이 진행되고 있다. 초거대지상망원경의 개발은 20세기의 발견들을 바탕으로 우주 탄생과 생명체의 근원 등 현대천문학의 화두가 되는 주제들을 연구하기 위하여 관측 장비의 한계를 확장할 필요성에 따른 것이다. GMT는 지름 25미터의 초거대지상망원경으로서, 한국과 미국, 호주가 국제공동으로 개발하고 있다. 각각의 지름이 8.4미터인 원형의 반사경 일곱장으로 구성된 주경과 각각의 주반사경에 대응하는 부반사경으로 이루어진 GMT 망원경은 그레고리안 방식의 광학계로 설계되었다. 2003년부터 시작된 개념설계와 실시설계 단계를 거쳐 2014년 제작, 설치 및 가동 단계가 시작되는 GMT는 칠레의 라스캄파나스에 설치하여 2021년 운영을 시작할 예정이다. GMT의 관측기기는 가시광 고분산분광기인 G-CLEF, 가시광 다천체분광기인 GMACS, 적외선 고분산분광기인 GMTNIRS, 적외선 집합필드분광기인 GMTIFS 등 네가지가 있다. GMT의 단계적 건설계획에 따라 이들 네가지 중 가시광 관측기기인 G-CLEF와 GMACS가 1단계 관측기기로 우선 가동될 예정이다. G-CLEF는 주로 높은 분광분해능을 이용하여 외계행성의 물리적 성질과 항성 대기의 원소성분 등의 연구에, GMACS는 중간 정도의 분광분해능과 다천체 분광기능을 이용하여 많은 수의 은하에 대한 다양한 연구에 활용될 수 있다. 이들 GMT 1세대 관측 기기들은 모두 현존하는 대형망원경이 보유하고 있는 비슷한 기능의 관측 기기들보다 훨씬 뛰어난 성능을 보일 것이며 관측의 새로운 한계에 도전하게 될 것이다.

주요 참고문헌
GMT Science Book
A. Szentgyorgyi et al. 2012, SPIE Proc. 8446-052 - "The GMT-CfA, Carnegie, Catolica, Chicago Large Earth Finder (G-CLEF): A General Purpose Optical Echelle Spectrograph for the GMT with Precision Radial Velocity Capability"
D.L. DePoy et al. 2012, SPIE Proc. 8446-058 - "GMACS: a wide field, multi-object, moderate-resolution, optical spectrograph for the Giant Magellan Telescope"
(Advanced) 더 많은 참고문헌들

처음으로

초록
별은 천문학에서 우주를 이해하는 가장 기본적인 구성단위이며 출발점이다. 별에 대한 오랜 관심 가운데 하나는 "과연 별은 어떻게 만들어질까"라는 탄생에 대한 호기심이다. 다행스럽게도 가벼운 별에 대해서는 그동안 별 형성 연구에서 의미있는 진전을 이루어 중력수축, 회전원반, 쌍극류 (e.g. Shu et al. 1987)등을 동반하는 이론과 다양한 관측적 사실이 잘 일치하고 있고, 우리가 가벼운 별의 형성을 잘 이해하고 있다고 믿고 있다. 한편, 무거운 별의 형성은 관측과 이론에 어려움이 있고 그 기작에 대해 분명한 결론을 내지 못하고 있다. 특히, 무거운 별이 관심을 끄는 이유는 우리 생명체와 행성을 구성하는 물질을 포함한 무거운 원소를 만들어내고, 성간물질에 에너지를 공급하며, 다른 별 형성에 영향을 미칠뿐아니라 과거 재이온화 시기 물질들을 이온화 시켰던 자외선을 공급하는 등의 역할을 할 것이라고 생각하기 때문이다. 우리는 이번 강의를 통해 무거운 별의 형성에 대해 현재 제시되고 있는 설명(e.g. Zinnecker et al. 2007, Tan et al. 2014)을 알아볼 것이다.

주요 참고문헌
Shu et al. 1987, ARA&A, 25, 23 - "Star formation in molecular clouds - Observation and theory"
Tan et al. 2014, Protostars and Planets VI, University of Arizona Press - "Massive Star Formation"
Zinnecker & Yorke 2007, ARA&A, 45, 481 - "Toward Understanding Massive Star Formation"

열린 질문
(1) 무거운 별과 가벼운 별을 나눌 수 있는가? 진화 단계, 별의 개수 분포와 문제는 없는가?
(2) 무거운 별 형성을 설명하는 core accretion, competitive accretion등 서로 다른 이론은 어떤점에 초점을 맞추고 있는가? 어떤 관측을 통해 증명할 수 있을까?
(3) 무거운 별 형성에 대한 다른 이론을 생각할 수 있을까?
(4) 무거운 별이 성단, 은하, 은하단 등 더 큰 천체 설명에 어떤 영향을 미치는가?
(5) 초기 우주 생성에 무거운 별이 어떻게 역할을 하고 있는가?

처음으로

초록
Stellar Population (SP)은 '생로병사'하는 별들이 구성한 조직체이다.

인간을 이해함에 있어
[무의식(無意識)]의 중요성이 아무리 강조되더라도
인간의 [의식(意識)]이 지닌 고유한 가치는 절하되지 않는다.
[무의식]이 [의식]을 '보이지 않게' 지배한다지만
[무의식]을 의식하는 것은 여전히 [의식]이다.

은하를 이해함에 있어
[Dark-Matter(DM)]의 중요성이 아무리 강조되더라도,
은하의 [SP]가 지닌 고유한 가치는 절하되지 않는다.
[DM]이 [SP]를 '보이지 않게' 지배한다지만
은하에 생명과 빛(종교적 의미가 아님!)을 부여하는 것은 여전히 [SP]이다.

[SP]는 은하역사(SP 나이를 통해)와 은하성질(SP 메탈을 통해)을
은하외부로 전하는 (거의) 유일한 매체다.
이 (짧은) 강의에서는
[SP]를 통해 은하에 대해 알게된 사실들을 되짚어본다.

주요 참고문헌
Ivezic et al. 2012, ARA&A, 50, 251 - "Galactic Stellar Populations in the Era of the Sloan Digital Sky Survey and Other Large Surveys"
Kennicutt & Evans 2012, ARA&A, 50, 531 - "Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies"
Renzini 2006 ARA&A 44,141 - "Stellar Population Diagnostics of Elliptical Galaxy Formation"
Brodie & Strader 2006, ARA&A, 44, 193 - "Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation"

열린 질문
(1) Stellar population diagnostics of galaxy formation 에는
    - The color-magnitude and color-σ relations
    - The fundamental plane
    - The line strength diagnostics
    - The luminosity function
    - The effective radius-surface brightness relation
등이 있다.
각각 diagnostics 로 알 수 있는 물리량과 그것이 은하형성론에 기여하는 바는 무엇인가?
(2) 각각의 diagnostics 에 Uncertainty 를 주는 요소는 무엇이고 어떻게 극복할 수 있는가?
    (Example)
    - Age-Metallicity Degeneracy,
    - Abundance Mixture due to difference in metal production of low-mass and massive stars,
    - K-correction,
    - E-corrections,
    - Dust extinction & emission,
    - etc, etc.
(3) (GMT 시대에) 새로운 diagnostics 를 invent 한다면 ?
(4) 은하의 대표적인 두개의 prime stellar components 는 Star clusters 와 halo field stars (낱별)이다. Halo field stars 는 처음부터 field stars 로 태어나는 것이 아니라, 일단 New born 구상성단 안에서, 성단의 일원으로 만들어졌다가 성단이 파괴/와해 되면서 field stars 로 편입되는 것이다.이러한 공통의 기원에도 불구하고 하나의 은하 안에서 구상성단의 MDFs 와 halo field stars 의 MDFs 에 baffling discrepancy 가 있다. 이 Discrepancy 의 내용은 무엇이고, 그 원인은 무엇일까?
(5) 구상성단의 MDFs 와 halo field stars 의 MDFs 이 둘 중 무엇을 [은하의 True MDF] 로 볼 수 있을까?

처음으로

초록
현재까지 다양한 관측 결과들을 바탕으로 타원은하의 형성 시나리오가 구체적으로 정립되어가고 있다. 그러나 어떤 사실에 초점을 두느냐에 따라 결과로서 제시된 시나리오들 사이에는 약간의 차이가 존재한다. (1) 오늘날 타원은하의 조상에 해당하는 high-z 은하들에 대한 탐색 연구들에 따르면 (e.g., Toft et al. 2014), 타원은하의 조상은 z ~ 3 - 6 사이에 wet merger에 의해 폭발적으로 형성되었고, z ~ 3 부근에서 강력한 AGN 피드백을 통해 작지만 무거운, 그리고 추가적인 별생성이 거의 없는 red nugget으로 진화하였다. 이후 이 red nugget들은 minor dry merger의 과정을 무수히 거치면서 오늘날의 크기로 성장하였다는 것이다. 이 시나리오는 은하의 크기 진화, 그리고 cosmic star formation history와도 비교적 잘 일치한다. (2) 하지만, 매우 가까운 Virgo 은하단에 있는 타원은하들의 코어 구조를 분석한 Kormendy et al. (2009)에 따르면, M_V ~ -21.6 를 기준으로 타원은하들은 core E와 coreless E로 명확히 구분되며, 이러한 코어 구조의 차이는 core E의 경우 dry merger에서 바이너리 블랙홀의 scouring 현상, coreless E의 경우 wet merger에 뒤따른 코어의 starburst 현상으로 설명될 수 있다고 한다. 코어 구조 외에도 각 타원은하들의 전체적 형태와 항성종족 특성도 이러한 시나리오를 뒷받침한다. (3) 한편, SDSS의 조기형 은하들의 색지수, 색기울기, 축비 등 다양한 파라미터들이 항성질량과 속도분산에 의존하는 양상을 분석한 결과, Bernardi et al. (2011) 은 이 은하들의 특징이 일관성 있게 변화하는 2개의 특정 질량이 있으며, 그것은 3x10^10 M_sun 과 2x10^11 M_sun 에 해당한다고 한다 (또는 M_r ~ -20.5 와 -22.5; 타원은하의 V - r 색지수는 약 0.5 정도). 각각의 파라미터 경향성의 변화는, 가장 가벼운 조기형 은하들은 wet merger에 의해, 중간 질량 조기형 은하들은 minor dry merger에 의해, 가장 무거운 조기형 은하들은 major dry merger에 의해 형성되었음을 나타낸다.

주요 참고문헌
Bernardi et al. 2011, MNRAS, 412, L6 - "Evidence of major dry mergers at M* > 2 × 10^11 M_sun; from curvature in early-type galaxy scaling relations?"
Kormendy et al. 2009, ApJS, 182, 216 - "Structure and Formation of Elliptical and Spheroidal Galaxies"
Toft et al. 2014, ApJ, 782, 68 - "Submillimeter Galaxies as Progenitors of Compact Quiescent Galaxies"

열린 질문
강의에서 제시된 은하 형성의 세 가지 시나리오들은 서로 비슷하되 세부적으로는 조금씩 다른 이야기를 하고 있다. 크기 진화, 코어 구조, 은하들의 집합적 특성 등을 모두 설명할 수 있는 통일된 시나리오를 제시하기 위해서, 우리는 어떤 해결책을 모색해볼 수 있을까?

(1) 은하 형성과 진화의 큰 그림을 그려볼 때, 제시된 세 가지 시나리오들이 서로 공존할 수 있는가? 만약 서로 공존할 수 없는 모순이 발생한다면, 구체적으로 어떤 부분인지 정리해 보자.
(2) 각 시나리오들은 나름의 관측적 사실들에 기반을 두고 있다. 근거가 된 각각의 관측적 사실들로부터 각 시나리오가 도출된 논리적 추론 과정은 타당한가? 똑같은 관측 사실이라 하더라도 다른 방식으로 해석될 수 있는 소지는 없는가?
(3) 각각의 관측 사실에 대해 (제시된 시나리오 외에) 다른 해석이 가능하다면, 그 새로운 해석을 바탕으로 모든 관측적 사실들을 만족시키는 통일된 시나리오를 제시할 수 있는가?
(4) (Advanced) 강의에서 언급된 것 이외에 추가적으로 고려되어야 하는 관측 사실들, 혹은 수치실험 결과와 같은 이론적 지식들이 있는가? 이들을 고려하면 은하 형성의 역사에 대해서 어떤 constraint를 더 줄 수 있는가?
(5) (Advanced) 강의에서 제시된 각 시나리오들에서 은하 형성의 역사를 결정짓는 핵심적인 물리량으로 지목된 것은 주로 은하의 광도 혹은 질량이다. 이것 이외에 은하 형성에 크게 영향을 미칠 수 있는 추가적인 요인이 있을까? 있다면 그것을 고려해서 은하 형성 시나리오를 어떻게 더 보완할 수 있을까?
(6) 각 시나리오들의 타당성을 추가로 검증할 필요성이 있다면, 또는 새로이 제시할 시나리오를 확인하기 위해 추가적인 증거를 확보해야 한다면, 그것을 위해 어떤 관측이 더 필요할까? 관측 대상, 관측 방법 등을 구체적으로 구상해 보자. 여러가지 가능한 관측들이 있을 경우, 그 중에서 문제를 해결하는데 가장 효과적인 관측은 어느 것인가?

처음으로

초록
퀘이사의 흡수선 스펙트럼, 우주배경복사 등의 관측 증거는 우주의 재이온화가 적색이동 z~15부터 z~6까지 진행되었음을 시사한다. 재이온화에 가장 큰 기여를 한 천체는 초기 은하로 추정되지만, 현재까지 관측된 적색이동 z~7-10 은하후보들의 자외선 광도함수로는 우주 전체를 재이온화할 만큼의 이온화 광자를 만들어내기 어렵다. 재이온화 가능과 지속 여부를 가늠하기 위한 방정식의 변수로는 이온화 광자의 개수, 광자의 탈출률, 은하간 물질의 덩어리도등을 제시할 수 있다. 이들 변수는 은하의 금속함량, 나이, 성간먼지의 양 등과 관련이 있을 수 있으며, 저적색이동 은하의 경우와 마찬가지로 은하의 질량(혹은 광도)은 은하의 특성을 결정하는 데에 주도적인 역할을 한다. 이 강의에서는 현재까지 우리가 관측을 통해 이해하고 있는 재이온화의 진행 과정을 정리하고, 재이온화를 이끌어낸 초기 은하의 성질에 대해 역시 현재까지 알려진 내용들을 소개한다. 그리고 초기 은하의 연구에서 고려해야 할 점, GMT를 비롯한 다양한 관측장비들의 시대에 접근해 볼 만한 연구 방식 등을 열린 질문에 대한 답변 토의 과정에서 짚어보고자 한다.

주요 참고문헌
Bouwens et al. 2014, ApJ, submitted (arXiv:1403.4295) - "UV Luminosity Functions at redshifts z~4 to z~10: 11000 Galaxies from HST Legacy Fields"
Robertson et al. 2013, ApJ, 768, 71 - "New Constraints on Cosmic Reionization from the 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign"

열린 질문
(1) 알려진 적색이동 z~6, 7, 8의 자외선광도함수를 구성하는 데에 사용된 고적색이동 은하들은 해당 적색이동에서의 모든 은하를 대표할 수 있을까? 그렇게 생각하는 이유는 무엇인가?
(2) 자외선 광도함수를 적분하여 이온화 가능한 광자의 전체 양을 계산해내는 것은 합리적인가? 이를 뒷받침하는 근거를 얻기 위해서는 어떤 추가 관측이 필요할까? 다른 독립적인 방법으로 이온화 가능한 광자의 전체 양을 추정할 수 있을까?
(3) 가까운 은하의 별 생성률-별 질량 사이의 관계처럼 고적색이동 은하에서도 광도와 별 생성률, 자외선 색 등의 관계를 관측할 수 있다. 가까운 은하와 고적색이동 은하의 이런 특징에서 공통점과 차이점을 제시해 보자. 이러한 관계가 관측되는 이유는 무엇일까?
(4) 이온화 광자의 탈출률이 은하의 물리량과 관련이 있을까? 관련이 있다면 어떤 물리량과 어떤 관계가 있을까? 자유롭게 가설을 세워보고 이를 검증하기 위한 연구방법을 제시해 보자.
(5) (Advanced) 초기 우주의 은하와 퀘이사 외에 이온화 광자를 만들고 방출할 수 있는 다른 천체가 또 존재할까? 재이온화 모델을 구성할 때 어떤 천체의 역할을 보완하거나 포함시킬 필요가 있을지 자유롭게 상상해 보자.

처음으로

초록
은하와 암흑물질 헤일로는 서로 뗄래야 뗄수 없는 밀접한 관계가 있다. 헤일로를 구성하고 있는 암흑물질은 전체 물질의 80%가 넘게 차지하고 있지만 눈으로 볼수 없는 존재이기 때문에, 은하 들이 우주 공간에 분포하고 있는 모습인 우주 거대구조의 연구를 위해서는 필연적으로 암흑물질 헤일로를 자세히 아는 것이 필요로 한다. 암흑물질 헤일로 형성 방식은 우리가 지금까지 알아낸 것을 간단한 용어로 정리하자면 계층적 진화 (hierarchical clustering)라고 불린다. 즉 작은 규모 (또는 질량)의 헤일로들이 모여서 보다 큰 헤일로를 만들어가고, 이것들이 현재 보이는 은하단이라는 우주 구조물을 만들었다. 이러한 헤일로들의 형성에 관한 널리 알려진 모형으로는 고밀도의 구형 구조물 붕괴모형이다. 이 모형으로부터 어떤 질량 규모의 고밀도 지역이 평창하는 우주 공간에서 어떻게 붕괴하고 여기에 얼마정도의 질량을 갖는 헤일로들이 생겨나는지 계산할 수 있다. 초기 우주에서 지금의 은하단의 자리에 최초로 원시은하가 생겼다고 믿고 있다. 이러한 은하들이 140억년 이라는 우주의 나이동안 주위의 다른 작은 은하들을 병합하여 진화하였고, 현재 보이는 은하단을 만들게 되었다. 그런데 이러한 원시은하의 개수분포는 우주모형에 따라서 크게 달라지기 때문에 원시은하의 개수분포, 공간분포를 자세히 측정하여 우주론 연구를 수행할 수 있을 것이다.

주요 참고문헌
Benson 2010, Physics Reports, 495, 33 - "Galaxy formation theory"
Rowe 2006, IfA Seminar - " Approximating non-linear structure: Spherical collapse and the halo model"
Avila-Reese 2007, Astrophysics and Space Science Proceedings 2007, pp 115-164 - "Understanding Galaxy Formation and Evolution"
Bromm & Yoshida 2011, ARA&A, 49, 373 - "The First Galaxies"
(Advanced) Takada et al. 2006, Phys. Rev. D, 73, 3520 - "Cosmology with high-redshift galaxy survey: Neutrino mass and inflation"

열린 질문
(1) 팽창하는 우주 공간에 고밀도 지역이 붕괴하기 위해서 필요한 조건은 무엇인가? 이것은 정적인 공간에서의 중력 붕괴와 어떻게 다를 것인가?
(2) 암흑물질 헤일로 (또는 은하)는 왜 계층적 진화를 하는가?
(3) 원시은하와 은하단의 무거운 은하간의 상관관계는 무엇인가?
(4) 우주모형이 다르면 (예를들면 뉴트리노의 에너지가 지금보다 커진다면) 우리가 보는 은하 (또는 우주 거대구조)는 어떻게 달라질 것인가?
(5) anthropic principle이 뜻하는 바는 무었인가? 이것은 어떤 관측된 사실들과 관계되어 있는가?

처음으로