별의 거리를 재는 방법
1. 개요
별 및 천체까지의 거리를 재는 방법에 대한 문서.
2. 상세
지구 안에 있는 두 지점에 대한 거리를 구할 때는 고대에는 그냥 직접적인 측량밖에 답이 없었지만 차츰 에라토스테네스 같은 수학자들이 지구의 둘레를 구하는 방법을 알아내면서 여러 가지 방법으로 측량하게 되었다. 현대로 오면서 여전히 유리섬유 등으로 만든 줄자로 직접적인 측량을 하는 방법을 사용하기도 하고, 기하학을 통해 구하는 간접거리측량도 사용된다. 이러한 데이터들이 쌓이면서 정밀한 지도가 나오고 최종적으로 인공위성이 나오면서 실시간으로 두 지점과의 대략적인 거리도 알 수 있게 되었다.
그런데 별의 경우, 가장 가까운 달조차도 수십만 km의 줄자를 도달시킬 수는 없으므로(...) 직접측량법은 당연히 봉인된다. 그래도 달이나 태양, 행성과 가까운 항성과의 거리는 여전히 기하학을 이용한 측정법으로 간접 측정이 가능하다. 그러나 수백만 광년쯤 되는 별의 거리는 이마저도 통하지 않아 새로운 방법들이 만들어졌다. 바로 '''빛'''을 이용한 방법들인데 자세한 것은 후술.
3. 방법
앞서 언급된 기하학적인 방법이자 가장 기본적인 방법. 주시안 문서에서 볼 수 있듯 같은 거리의 물체를 보더라도 눈의 위치에 따라 물체의 위치가 달라보이는 시차를 이용한 방법이다. 지구는 태양 주위를 회전하는 만큼 지구의 위치에 따라 별의 위치가 미세하게 달라지고, 이를 통해 별, 지구, 태양으로 만들어지는 삼각형의 각도를 구해 별과의 거리를 구할 수 있다.
보통 가장 먼저 언급되기도 하고 이 방법만 짧게 언급되고 끝나는 책들도 많은데, 사실 이 방법은 한계가 아주아주 명확한 측정방법이다. 왜냐하면 지구와 태양까지의 거리인 '기선'이 별과의 거리에 비해 턱없이 짧기 때문. 당장 1광년만 해도 9조 4천 6백억 km인데 지구와 태양까지의 거리인 1AU는 1억 5천만 km로 6000분의 1에 불과하다. 당장 어지간히 가까운 별들의 시차도 1초 이내인데다 60광년쯤 되는 별들만 해도 시차가 0.05초밖에 되지 않는 위엄을 자랑한다.[1]
그래서 어거지로 거리를 늘려 측정하려 해도 3만 6천 광년 내외가 한계이며 이마저도 억지로 늘린거라 실제로는 수백~수천 광년쯤 되는 짧은 거리의 별들을 측정할 때만 사용된다. 그래도 직접적인 측량을 이용해 잰 값이기 때문에 오차가 적은 편이라는 장점이 있다.
보통 가장 먼저 언급되기도 하고 이 방법만 짧게 언급되고 끝나는 책들도 많은데, 사실 이 방법은 한계가 아주아주 명확한 측정방법이다. 왜냐하면 지구와 태양까지의 거리인 '기선'이 별과의 거리에 비해 턱없이 짧기 때문. 당장 1광년만 해도 9조 4천 6백억 km인데 지구와 태양까지의 거리인 1AU는 1억 5천만 km로 6000분의 1에 불과하다. 당장 어지간히 가까운 별들의 시차도 1초 이내인데다 60광년쯤 되는 별들만 해도 시차가 0.05초밖에 되지 않는 위엄을 자랑한다.[1]
그래서 어거지로 거리를 늘려 측정하려 해도 3만 6천 광년 내외가 한계이며 이마저도 억지로 늘린거라 실제로는 수백~수천 광년쯤 되는 짧은 거리의 별들을 측정할 때만 사용된다. 그래도 직접적인 측량을 이용해 잰 값이기 때문에 오차가 적은 편이라는 장점이 있다.
- 빛의 반사를 이용한 방법
태양계 내의 위성들과 행성들의 거리를 재는 방법. 그냥 간단하게 빛을 쏘아서 천체에 반사되어 되돌아오는 시간을 계산하는 방법이다. 물론 이 이상의 천체에 빛을 쏠 경우 몇 년(...)이 걸리며 돌아온 빛을 측정할 수 있다는 보장도 없으므로 정말 태양계 안에서만 쓰는 방법이다.
- 별의 밝기[2]
앞서 언급된 연주시차로 재기 어려운 천체의 거리를 잴 때 측정하는 방법 중 하나. 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다는 원리를 이용한 방법이다. 즉, 별의 절대등급만 알 수 있으면 거리도 알 수 있다는 것. 다만 별의 절대등급을 알아내려면 먼저 겉보기 등급과 거리를 알아내야 하기에 거리를 몰라도 밝기를 알아낼 수 있는 천체에 한정된다. 왜냐하면 두 개의 별의 겉보기 등급이 같다고 했을 때 이 별들이 거리차이로 인해 밝기가 같아 보이는 것인지 거리와 밝기가 비슷해서 등급이 비슷하게 나오는지는 알 수 없기 때문이다.
그래서 변광성이라는 천체를 이용하게 되었다. 변광성은 시간에 따라 밝기가 변하는 항성으로 세페이드 변광성의 경우 주기가 길수록 실제 밝기가 밝다는 관계가 존재한다. 미국의 스완 리버트라는 천문학자는 성운에 있는 변광성들을 연구하면서 변광성의 겉보기 등급 차이가 절대등급의 차이를 나타낸다는 것을 알아냈으며, 이 업적을 토대로 변광성의 주기와 변광성의 절대등급에 대한 그래프를 만드는데에 성공했다.
겉보기 등급은 관측으로 구할 수 있으므로 구한 절대등급과 겉보기 등급을 별의 등급에 있는 식으로 계산하면 별과의 거리를 알 수 있다. 이때 해당 별이 성단이나 성운에 소속되어 있으면 다른 성단이나 성운의 별들의 거리차이가 지구와의 거리차이에 비해 무시할 수 있을만큼 작기 때문에 세페이드 변광성의 거리만 구하면 천체 자체의 거리도 자동으로 구해지는 것이나 마찬가지이다. 이 방법으로 5000만~6500만 광년 떨어진 천체의 거리를 구할 수 있다.
세페이드 변광성은 이렇게 수천만 광년까지의 별의 거리를 구할 수 있을 정도로 밝은 별들이 많다. 그러나 어쨌든 항성이기 때문에 측정 거리에 한계가 존재한다. 그래서 과학자들은 이번엔 더 밝은 초신성에 주목하여 천체의 거리를 알아내는 데에 사용했다. 쌍성계의 중력 차이로 인한 백색왜성의 초신성은[3] 밝기가 일정하다는 사실을 알아냈고, 변광성 때와 비슷한 방법으로 거리를 측정하여 20억 광년까지의 거리를 구하는 데에 성공했다.
그래서 변광성이라는 천체를 이용하게 되었다. 변광성은 시간에 따라 밝기가 변하는 항성으로 세페이드 변광성의 경우 주기가 길수록 실제 밝기가 밝다는 관계가 존재한다. 미국의 스완 리버트라는 천문학자는 성운에 있는 변광성들을 연구하면서 변광성의 겉보기 등급 차이가 절대등급의 차이를 나타낸다는 것을 알아냈으며, 이 업적을 토대로 변광성의 주기와 변광성의 절대등급에 대한 그래프를 만드는데에 성공했다.
겉보기 등급은 관측으로 구할 수 있으므로 구한 절대등급과 겉보기 등급을 별의 등급에 있는 식으로 계산하면 별과의 거리를 알 수 있다. 이때 해당 별이 성단이나 성운에 소속되어 있으면 다른 성단이나 성운의 별들의 거리차이가 지구와의 거리차이에 비해 무시할 수 있을만큼 작기 때문에 세페이드 변광성의 거리만 구하면 천체 자체의 거리도 자동으로 구해지는 것이나 마찬가지이다. 이 방법으로 5000만~6500만 광년 떨어진 천체의 거리를 구할 수 있다.
세페이드 변광성은 이렇게 수천만 광년까지의 별의 거리를 구할 수 있을 정도로 밝은 별들이 많다. 그러나 어쨌든 항성이기 때문에 측정 거리에 한계가 존재한다. 그래서 과학자들은 이번엔 더 밝은 초신성에 주목하여 천체의 거리를 알아내는 데에 사용했다. 쌍성계의 중력 차이로 인한 백색왜성의 초신성은[3] 밝기가 일정하다는 사실을 알아냈고, 변광성 때와 비슷한 방법으로 거리를 측정하여 20억 광년까지의 거리를 구하는 데에 성공했다.
- 스펙트럼
별의 스펙트럼은 사람의 DNA와 비슷하다고 보면 된다. 스펙트럼을 통해 항성의 질량과 밀도, 구성성분까지 추정할 수 있으며 주계열성의 스펙트럼을 통해 실제 밝기를 알아내는 것도 가능하다. 푸른 주계열성일수록 실제 밝기가 밝으며, 붉은 주계열성일수록 어둡다. 이렇게 실제 밝기를 알아내면 거리에 따른 밝기 차이를 통해 천체의 거리를 구할 수 있다. 이 방법으로 구한 거리의 오차는 10%~수십%.
밝기로도 재기 어려운 먼 거리의 천체의 거리를 잴 때 사용되는 방법들이다. 은하가 지구로부터 멀어지는 속도가 거리에 비례한다는 것을 통해 구하는 방법. 다만 문서에서도 나와있지만 후퇴속도에 영향을 주는 요소가 거리만 있는 것이 아니기 때문에 큰 오차가 날 수 있는 방법이다.
나선은하의 특징에 기대서 광도를 구하고 마찬가지로 밝기와 거리와의 관계를 이용해 구하는 방법. 은하에 별이 많을수록 은하의 질량이 늘어나고, 별이 많기 때문에 밝기는 당연히 밝아진다. 그리고 질량이 높은 나선은하는 회전속도가 빨라지기 때문에 이러한 회전속도를 측정하여 관계식을 얻어냄으로써 거리를 구한다. 은하의 회전속도를 알아내는데에는 물론 스펙트럼 등이 사용된다.
4. 번외: 별의 크기 측정
별의 크기를 구하는 것은 별의 거리를 구하는 것만큼이나 신기하다. 대표적으로 적색 초거성인 베텔게우스도 지름이 수억 km에 달하는[4] 엄청난 크기의 항성이지만 640광년이라는 거리에 비하면 수천만분의 1에 불과하다. 지구에서 봤을 때는 그냥 점이라는 얘기. 거리는 그나마 별이 보이기라도 하면 어떻게든 잴 수 있을 것 같지만 크기는 어떻게 구했는지 궁금해지기도 한다.
이 문제를 해결하기 위해 복수의 망원경으로 망원경의 분해능을 늘리는 방법을 사용한다. 먼저 분해능은 망원경이나 현미경의 시력과 같은 것으로 기준 거리에서 얼마나 가까운 두 개체를 두 개로 식별하는 능력이다. 예를 들어 분해능이 나쁜 현미경을 사용하면 두 개의 점이 하나로 보이고, 분해능이 좋은 현미경을 사용하면 같은 거리에서 두 개의 점을 식별할 수 있다. 당연히 망원경의 구경이 커질수록 더 먼 거리의 두 개체를 구분할 수 있으므로 분해능은 향상된다.
그러나 아무리 망원경을 크게 만들어도 별의 크기를 측정할 수 있을 정도로 분해능이 높아지지는 않는다. 그래서 여러 개의 망원경을 거리를 두고 배치하여 '간섭계'를 형성하고, 같은 거리의 천체를 관측하여 간섭계의 크기에 해당하는 가상적인 거대 망원경을 형성하게 된다. 이를 통해 항성의 겉보기 크기를 알아내고 앞서 알아낸 거리를 통해 실제 크기를 구할 수 있다.
물론 이 방법도 한계가 있어서 먼 거리의 항성이면 광도 및 표면 온도와 반지름에 관계된 식 등 여러 가지 관측기록을 바탕으로 구하게 된다.
5. 참고 자료
- Newton:graphic science magazine(뉴턴 한국판). 2014년 1월호. 40~45
[1] 또한 지구의 대기로 인해 별들의 밝기가 일정하지 않다는 것도 시차 측정에 어려운 요소가 되었었다. 현재는 우주에서 측정을 하는 기술이 개발되어 이 문제는 어느 정도 해소.[2] 이 방법들을 통틀어 '표준 전구'라고도 한다.[3] Ia형 초신성이다.[4] 베텔게우스는 맥동 변광성이라 시간에 따라 크기가 변한다.