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이론 천문학자들은 천체나 천문현상을 이해하기 위해 컴퓨터를 이용하여 수치 모형 같은 방법이나 해석적인 모형 방법을 이용합니다. 이러한 방법들에는 각각 장점이 있는데 수치적인 모형 같은 경우 매우 복잡한 현상을 몇 가지 기본 물리 법칙을 이용하여 계산해 어떤 현상이 존재할 수 있는지 이해하는데 도움이 되고, 해석적인 모형의 경우 어떤 문제를 수식으로 서술하는 방법으로 현상에 대해 보다 직접적인 통찰력을 제공합니다.
이론 천문학의 주제로는 천체 역학, 은하의 형성과 진화, 별의 진화, 일반 상대론, 물리우주론, 우주거대구조, 우주선의 기원등이 있는데 이렇게 다양한 현상들을 설명하기 위해 이론 천문학은 다양한 물리법칙 이론들을 사용합니다. 예를 들면 천문학에서 상대론은 중력파와 블랙홀 등을 연구하는데 바탕이 되며 즉 중력이 중요한 역할을 하는 우주 거대 구조를 연구하는 기본적인 틀을 제공합니다. 현대 이론 천문학에서 가장 주목받고 있는 주제는 암흑물질과 암흑에너지라는 주제이고 급팽창 이론, 암흑 물질, 그리고 기본적인 물리법칙들을 바탕으로 하여 ACDM 모형을 정립하였고, 현재 천문학자들에게서 널리 받아들여지고 있습니다.
이외에 천문학은 연구 대상에 따라 세부 분야로 나뉠수 있는데 태양천문학, 항성천문학, 행성천문학, 우리은하 천문학, 외부은하 천문학 등이 있습니다.
첫 번째로 태양천문학은 말 그대로 태양을 기준으로 연구하는 분야입니다. 태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 가장 연구가 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌 46억 살의 주계열성입니다. 태양은 나이를 먹으면서 밝기가 천천히 증가하며 처음으로 주계열성 생애를 시작했을 때보다 40퍼센트 정도 더 밝습니다. 태양이 생겨난 이후 지구의 생태계에 확실한 영향을 줄 수 있을 정도로 밝기가 변화 왔는데 예를 들어 마운더 극소기로 인해 중세에 소빙기 현상이 발생했던 것으로 보입니다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진 주기적인 밝기의 변화를 보여줍니다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있습니다. 태양의 중심부에는 핵이 있고 핵융합 작용이 일어날 정도로 뜨겁고 압력 또한 엄청납니다. 중심핵 위에는 복사층이 있는데 여기서 플라스마는 에너지 플럭스를 복사 형태로 전달하고 복사층 위에는 대류층이 존재하는데 여기서는 에너지가 물리적인 가스 교환 형태를 통해 전달됩니다. 이러한 태양의 대류층이 자기장을 발생시키는 역할을 하며 이 자기장으로 인하여 태양 표면에 흑점이 생겨나는 것으로 예상하고 있습니다. 그리고 우리 눈으로 볼 수 있는 태양의 바깥 표면을 광구라고 부르며 광구 위에는 채층으로 불리는 얇은 지대가 존재합니다. 채층 위에는 코로나가 형성되어 있으며 온도가 급격하게 올라갑니다. 그리고 플라스마 입자로 이루어진 태양풍은 지속적으로 태양으로부터 우주 공간으로 흘러나와서 태양권계면까지 이어집니다. 태양풍은 지구의 자기권과 반응하여 밴 앨런대를 형성하고, 지구의 자기력선이 대기로 내려와 만나는 지점에서는 우리가 아름다워하는 오로라를 만들어 냅니다.
다음으로는 항성천문학 입니다. 항성 및 그들의 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어 매우 중요한 역할을 합니다. 일단 항성은 간단히 말해 태양처럼 스스로 빛을 내는 천체입니다. 우리가 살고 있는 태양계에서는 태양이 유일한 항성입니다. 하지만 우주에는 엄청난 많은 항성이 존재하며 천체물리학은 관측 및 이론, 항성 내부 컴퓨터 시물레이션을 통해 항성 연구에 많은 기여를 했습니다. 일단 항성이 만들어지는 과정을 설명하면 항성 생성은 거대 분자 구름으로 알려진 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서 시작됩니다. 분자 구름이 불안정 해지면 분자 구름이 중력 때문에 붕괴되면서 여러 조각들로 나누어지게 되고 각각의 조각들은 원시별을 형성합니다. 수소, 헬륨, 리튬보다 무거운 모든 원소들을 천문학에서는 중원소라 부르는데 이들은 항성의 내부에서 만들어진 것들이고 이런 항성들은 중심핵 밀도가 충분히 높아지고 뜨거워지면 핵융합이 시작되어 주계열성이 탄생하게 됩니다.
주계열성을 벗어난 항성의 진화 과정은 주로 별의 질량에 의해 결정되는데 별이 질량이 크면 클수록 더욱 밝아지며 중심핵에서 수소 연료를 더 빨리 태우게 됩니다. 수소 연료를 태우게 되며 헬륨으로 바뀌게 되는데 시간이 지나면서 별이 가지고 있는 수소가 헬륨으로 모두 바뀌게 되면 항성은 진화하기 시작합니다. 항성의 중심핵 밀도가 증가되고 부피가 커지면서 중심핵의 온도가 뜨거워지고 이로 인해 헬륨 융합이 일어나게 됩니다. 그리고 부피가 증가한 항성은 헬륨을 다 태울 때까지 잠시 동안 적색거성 단계에 머무르게 되며 질량이 매우 큰 별들의 경우 헬륨보다 무거운 원소들을 태우는 일련의 진화 단계를 따로 걷게 됩니다. 마지막에 남은 별의 질랴에 따라 항성의 최후 양상이 달라지게 되는데 태양 정도 질량을 갖고 있는 별은 행성상 성운 형태로 질량을 방출하고 중심부에 백색왜성을 남깁니다. 질량이 태양의 8배 이상이었던 주계열 시절 별들의 경우 중심핵이 붕괴되면서 초신성으로 일생을 마칩니다. 초신성 폭발 후 중심에 남은 물질은 중성자별이 되거나 폭발 후 남은 질량이 태양의 3배가 넘는 경우 블랙홀로 진화합니다. 그리고 서로 가까이 붙어 있는 항성들 즉 쌍성의 경우 주성에서 나오는 물질이 반성인 백색 왜성으로 흘러들어 가서 신성 폭발을 일으키는 것처럼 더욱 복잡한 진화 경로를 겪게 됩니다. 행성상 성운 및 초신성은 중원소를 성간 공간에 퍼트리는 중요한 역할을 하며 생명체가 탄생할 재료를 공급하는 역할도 합니다. 만약 이들이 없다면 새롭게 탄생하는 별들 및 행성들은 수소와 헬륨으로만 이루어졌을 것이고 지구형 행성은 생겨날 수 없습니다.
다음에는 행성천문학, 우리은하 천문학, 외부은하 천문학에 대하여 다뤄보겠습니다.