[비센의 재미있는 과학 이야기] 별까지의 거리 측정법
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작성자 석준영 쪽지보내기 메일보내기 홈페이지 자기소개 아이디로 검색 전체게시물 작성일14-10-13 08:30 조회4,341회 댓글0건관련링크
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상상을 뛰어넘는 우주 세계, 꿈을 찾으며 인간 발전 이루어져
작은 곰자리라는 별자리의 꼬리부분에 있는 별, 북쪽 하늘에서 밝게 빛나는 별이기에 많은 배들의 밤길 항해에 길잡이 역할을 해주던 별, 바로 우리가 잘 알고 있는 북극성입니다.
사실 이 북극성은 지구로부터 약 400광년이나 떨어져 있는 별인데요, 여기서 ‘광년’이라는 단위는 빛이 1년동안 날아가 도달할 수 있는 거리로서 일반적인 단위로 환산하자면 약 9,460,000,000,000 킬로미터에 해당합니다.
그 거리에 400배에 해당하는 거리이니 북극성은 지구로부터 엄청나게 멀리 위치하고 있는 것입니다.
말을 바꿔서 이야기하자면, 빛이 북극성으로부터 출발해서 지구에 도착하는데까지 약 400년이 걸린다는 이야기가 되니까, 오늘 밤 혹시 밤하늘에서 북극성을 볼 수 있다면 그 북극성은 약 400년전의 모습을 보여주고 있는 것이 됩니다.
하지만, 전체 우주의 많은 별들과 비교해 보면 400광년이라는 거리는 상대적으로 그리 놀랄만큼 먼 거리에 해당하지 못합니다.
우리 은하에 가장 가까운 곳에 위치한 이웃 은하가 바로 안드로메다 운하인데, 지구에서 안드로메다 은하까지의 거리가 약 250만 광년에 해당합니다. 또한 이런 은하가 이 우주에는 약 1700억개 이상 존재한다고 알려져 있으니 이 우주가 얼마가 거대한 공간인지는 가히 상상이 되질 않을 정도 입니다.
그럼 도대체 천문학자들은 이러한 엄청난 거리를 어떻게 잴 수 있는 것일까요?
천문학자들이 우주공간의 별들까지 거리를 잴 때 사용하는 방법은 주로 연주시차법과 세페이드 변광성(Cepheid Variable)을 이용한 거리 측정법입니다.
연주시차법이란 지도에서 거리를 측량하는 방법과 비슷한데, 예를 들어 강의 폭을 측정하고자 한다면, 한 쪽 강변에 위치한 두 위치에서 반대편 강변에 있는 한 점을 바라보면 바라보는 각도의 차이가 생기는데, 이 두 각도와 두 위치의 거리를 이용하면 고등학교에서 배우는 삼각함수법을 이용해서 강폭을 계산할 수 있습니다.
이러한 방법은 바라보는 두 위치의 거리가 멀면 멀수록 반대편을 바라보는 각도의 차이가 커져서, 더 먼거리를 측정할 수 있게 되고, 만약 두 측정위치의 거리를 바꿀 수 없다면, 거리가 멀면 멀수록 바라보는 각도의 차이가 거의 없게 되어서, 측정가능한 한계거리를 갖게 됩니다.
이와 동일한 방법으로 별까지의 거리를 측정하는 것을 연주시차법이라고 하는데, 이 때 우주 상에서 측정하는 두 위치를 최대한 멀리하기 위해서, 지구가 1년을 주기로 태양주변을 공전하는 원리를 이용해 6개월의 시차를 두고 같은 별을 바라 보는 방법을 사용합니다. 즉, 1월에 지구에서 별을 바라볼 때의 각도와 7월달에 동일한 별을 바라보는 각도가 지구의 위치변화로 인해서 다르게 되고, 이 각도의 차이와 지구 공전 지름을 이용하면 별까지의 거리를 계산해 낼 수 있는 것입니다.
하지만, 앞서 설명드린 바와 같이 이 방법으로는 약 300광년이내의 별들까지의 거리를 잴 때만 사용되는데, 그 이상의 거리는 각도차이를 거의 잴 수 없기 때문입니다.
300광년보다 멀리 위치한 별들까지의 거리를 측정하기 위해서는 세페이드 변광성을 이용한 방법을 사용하는데, 세페이드 변광성이란 북극성주변에 위치한 세페우스 별자리에서 처음 발견되어 이름이 붙여지고, 이제는 일반적으로 빛의 밝기가 주기적으로 변화하는 별을 세페이드 변광성이라고 부릅니다.
세페이드 변광성은 별의 중력이 강해서 별 자체가 수축을 하는데, 수축이 강해지면 강해질수록 별 내부의 압력이 높아지고, 고압 상태에 의해서 더욱 폭발적인 에너지를 내는 핵융합반응이 가능해서 다시 별이 부풀어 오르는 과정을 반복합니다.
이때 핵융합반응이 주기적으로 변화함으로써 별의 밝기가 그에 따라 변화하기 때문에 변광성이라 분류됩니다.
이러한 변광성의 위치와 성질을 계산, 기록하던 하버드 대학교 천문대의 헨리에타 스완 리비트(Henrietta Swan Leavitt, 1868-1921)는 1912년 세페이드 변광성의 주기와 별의 밝기가 비례관계를 갖는다는 것을 알아냈고, 그녀의 이론에 따라 변광성의 밝아졌다 어두어지는 주기를 측정하면 그 별의 밝기를 알아낼 수 있게 된 것입니다.
이 밝기는 별 자체의 밝기이기 때문에 이를 절대밝기라고 하는데, 이는 우리 밤하늘에 그 별이 얼마나 밝게 보이는지와는 차이가 있습니다.
아주 밝은 빛이라도 산등성이 너머 멀리 있으면 그 빛이 희미하게 보이듯이 절대 밝기가 매우 밝은 별이라도 그 별이 우리 지구로부터 멀리 떨어져 있으면 어둡게 보일 수도 있다는 것이지요. 이렇게 밤하늘에 실제 보이는 밝기 정도를 우리는 겉보기 밝기라고 합니다.
이전에는 겉보기 밝기만을 알 수 있을 뿐, 그 별의 절대밝기를 알아낼 수 없었는데, 리비트의 연구 덕분에 주기측정을 통해서 변광성의 절대밝기를 알아낼 수 있게 되었고, 우리는 절대밝기와 겉보기밝기를 비교함으로써 그 별이 지구로 부터 얼마나 멀리있는 가를 측정할 수 있게 된 것입니다.
쉽게 말씀드리자면, 우리가 실제 밝기가 얼마나 되는지 아는 불빛이 먼거리에 있어서 희미하게 보이면, 먼거리에서 보이는 희미한 정도와 실제 밝기의 비례식을 이용해서 불빛이 얼마나 멀리 있는가를 측정할 수 있다는 원리입니다.
이러한 방법을 이용해서 리비트는 세페이드 변광성이 위치한 소마젤란 은하가 지구로부터 약 20만 광년 떨어진 곳에 위치한다는 것을 알아낼 수 있었습니다.
마젤란 은하는 지구에서 가장 가까운 이웃은하로서, 마젤란이 남반구를 여행할 때, 북쪽의 북극성을 볼 수 없어서 이 성운을 보고 방향을 가늠했다는 기록에서 이름이 붙여진 운하입니다. 우리 은하에서 가장 가까운 은하는 안드로메다인데, 지구로부터 가장 가까운 곳에 위치한 은하는 마젤란 은하가 되는 이유는 지구가 우리 은하의 중심에 위치하지 않기 때문에, 은하의 중심으로부터 보면 안드로메다가 가장 가까운 것이고, 지구를 중심으로 보면 마젤란 은하가 가장 가깝게 되는 것입니다.
사실 이 우주가 이렇게 엄청나게 넓은 공간이며 그 안에 무수히 많은 은하가 존재한다는 것을 알게 된것은 그리 오래되지 않았습니다.
19세기까지만 해도 이 우주는 우리 지구가 속한 하나의 은하로 이루어져 있다고 생각했고, 심지어 그 중심에 태양계가 위치한다고 생각하기도 했습니다.
20세기초가 되어서야 충분한 성능의 반사 망원경이 설치되고, 드디어 1923년 허블이라는 유명한 천문학자가 안드로메다 은하의 변광성의 주기를 측정하면서, 이 변광성이 속한 은하는 우리의 은하가 아닌 그 외부에 존재하는 또 다른 은하라는 것을 알게 되었습니다.
재미있는 사실은 과학적 증거가 뒷받침이 안되던 시절, 우리 은하 외부에 다른 은하들이 존재할 것이라는 생각을 처음으로 했던 사람은 과학자가 아니라 독일의 유명한 사상가이자 철학자였던 칸트(Immanuel Kant,1724-1804)였습니다.
칸트는 우리의 은하를 우주에 존재하는 하나의 섬이라 생각하고 은하 밖에는 우리 은하와 비슷한 "섬"들이 무수히 많이 있을 것이라 생각했었는데, 이 "우주섬 이론 "가설은 후에 허블의 안드로메다 발견으로 100년이 지난 뒤에나 과학적으로 입증이 될 수 있었습니다.
석준영 비센학원장
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