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목차
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1. 별의 거리
우주와 같이 큰 대상의 크기를 나타날 때는 천문단위를 사용하는데, 천문단위는 지구에서 태양까지의 평균거리를 1로 하는 단위이다. 별의 거리를 측정하는 방법은 가까운 별들의 거리는 삼각시차법으로 구한다. 별의 거리가 멀수록 별의 시차는 작아진다. 관측기간이 길수록 기준선의 크기가 커지므로 오랜 시간 별을 사진 찍어 어떻게 위치가 변하는지 알아보면 태양이 움직인 거리를 알 수 있다. 이 거리를 기준으로 별의 시차가 구해진다.
2. 별의 등급
우리 눈으로 볼 수 있는 별의 숫자는 약 6천대라고 하는데, 이 별들은 제각각 다르게 보인다. 어떤 별은 어둡게 보이고 어떤 별은 밝게 보이기도 한다.
겉보기 밝기란 관측되는 별의 밝기라고 한다. 별들의 밝기와 별에서 나오는 에너지의 양은 모두 다르다. 왜냐하면 별들의 밝기가 같더라도 거리가 다르기 때문이다. 그래서 그들의 겉보기 밝기는 서로 다르게 나타날 것이다. 이렇게 겉보기 밝기가 서로 다르기 때문에 별의 밝기를 구분할 필요가 있다. 밝기의 척도로 등급을 이용하며, 겉보기 밝기는 실시등급으로 사용되고 있다. 이 등급이라는 말은 히 파르쿠스가 기원전 2세기경에 처음 사용하였다. 등급은 별빛의 양, 즉 별의 에너지를 나타낸다. 히 파르쿠스는 직접 볼 수 있는 1000개의 별들을 가장 밝게 보이는 별을 1 등성으로 하고 가장 어둡게 보이는 별을 6 등성으로 구분하여 1 등성에서 6 등성으로 나눴다. 이 구분하는 방법은 현재까지 그대로 이어져 사용하고 있다. 거기에 조금 더 확장시켜 오늘날 우리들이 등급을 사용하고 있다. 각 등급 간에 밝기차는 2.5배이며, 더 밝은 별일수록 등급의 숫자는 작아진다.
3. 별의 색깔과 표면온도
많은 별들은 같은 밝기라 하더라도 색깔이 서로 다르다. 별들의 표면온도가 다르기 때문에 별의 색깔이 다르다. 별의 표면온도가 높으면 청색을 가장 많이 방출하고, 별의 온도가 낮으면 붉은색의 빛을 방출한다. 이렇듯 별은 모든 파장에 같은 양의 에너지를 방출하지 않는다. 플랭크 곡선이란 별이 방출하는 에너지의 파장에 따른 분포라고 하는데, 별의 온도를 측정하는 방법 중 하나이다. 별이 뜨거울수록 파장은 짧아진다.
우리가 직접 탐지할 수 있는 파장은 가시광선만이 탐지할 수 있다. 같은 별이라도 맨눈과 사진으로 측정한 밝기를 비교하면 서로 다른 밝기를 발견 할 것이다.
별의 표면온도는 별의 광도, 즉 별의 총에너지양으로부터 구할 수 있다. 별이 방출하는 총에너지의 양과 별의 크기를 알게 되면 그 별의 표면온도가 구해진다.
4. 별의 스펙트럼 분류
빛의 스펙트럼을 독일의 키르크호프는 세가지 선으로 분류하였는데, 연속선, 밝은 선, 그리고 흡수선으로 분류하였다. 연속선이란 고체나 액체와 같은 압력이 높은 기체를 고온으로 가열하여 나오는 모든 색깔의 빛이다. 연속선을 통해 연속 스펙트럼이 발생한다. 그리고 저압의 가스를 고온으로 가열시키면 특유의 색깔을 가진 빛을 방출하는데, 이 빛을 어떠한 파장에 나타난다. 그 선을 밝은 선 또는 방출선이라 한다. 또 연속 스펙트럼을 저온의 가스를 통과 후 관측하면 중간에 검은 선이 보이는데 이 선을 흡수선 또는 암흑선이라고 부른다.
별들의 스펙트럼에 흡수선이 많음을 발견했고, 흡수선의 모습은 별에 따라 다르다는 사실을 1814년 프라운호퍼가 발견했다. 그리고 1863년 세키는 별들을 여러 모양으로 분류하는데 흡수선을 이용했다. 그는 흡수선의 위치에 따라 4가지 형태로 분류했다. 그러나 이 분류는 물리적 의미를 도출하는 데 어려움이 따랐기에 하버드 대학의 피커링이 이끄는 천문학자들이 발머선이라는 흡수선으로 별들을 A형에서 P형까지 분류하였다. 흡수선이 가장 강하게 나오는 별을 A형으로 하여 총 16개 형태로 분류하였다.
5. 쌍성계와 별의 물리량
쌍성이란 두 별이 가까이에 있어서 서로 궤도운동을 하는 것이며, 다중성은 여러 별들이 모여있는 것이다. 쌍성 중에 광학적 쌍성과 물리쌍성 또는 쌍성계가 있다. 광학성 쌍성은 두 별이 서로 물리적으로 연관이 없으나 가까이 있는 것 같아 보이는 것이며, 물리 쌍성은 두 별이 물리적으로 연관되어 있고 서로 궤도운동을 하는 것을 의미한다.
옜날에는 쌍성이 근접하면 모두 광학적 쌍성이라고 여겨졌다. 그러나 여러 천문학자들 중 특히 미첼은 많은 쌍의 별들이 우연하게 겹쳐 보일 수 없다고 주장하였으며, 허셜 또한 카스토르의 반성의 발견을 통해 이 별들은 광학적 쌍성이 아닌 물리적 쌍성임을 밝혀내었다. 이 발견으로 천체 상호 간에는 중력의 영향이 있음을 확인하였고, 태양계 밖에서 중력에 의한 별의 궤도운동이 알려지게 되었다.
물리 쌍성 중 더 밝은 별을 A별, 어두운 별을 B별이라고 하며, 질량이 크고 작음에 따라서 크면 주성, 작으면 반성이라고 한다. 반성이 주성보다 일반적으로 더 어둡다.
물리 쌍성의 종류를 여러가지로 나눌 수 있는데, 먼저 안시 쌍성은 두 별을 직접 볼 수 있거나 카메라 또는 망원경으로 구별되어 보이는 것을 말한다. 그리고 분광 쌍성은 망원경으로는 두 개의 별이 구분되지 않으며, 궤도 운동으로 인해 파장이 주기적으로 움직이며 진동하는 것이다. 식쌍성은 주성과 반성의 궤도가 어느 물체를 보는 방향에 가지런히 놓여 있어 주성과 반성이 식을 나타내는 쌍성이다. 측정 쌍성은 눈으로 보기에는 하나의 별로 보이지만 그 별의 궤적이 직선이 아닌 선으로 움직이는 별을 지칭한다. 마지막으로 스펙트럼 쌍성은 육안으로도 두 개의 별이 분리되어 보이지 않고 온도가 다른 두 개의 별에서 나오는 쌍성이다.반응형