별사진 찍는 취미가있다보니 천문관련질문을 많이들어보는데 자주듣는질문중하나가 멀리있는별까지 거리를 어떻게 측정하냐 이기떄문에 그냥 심심해서 써봅니다

멀리있는 천체까지의 거리는 천체까지의 거리가 얼마냐되냐인지 또 천체의종류가무엇인지에따라

 그떄그떄 측정방법도 다르고 또 수십가지의  측정방법이있는데요.

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↑각각의 상황별 거리를 측정하는 방법이 정리되어있는 Cosmic Distance Ladder

그중에서 가장 대표적인것 몇가지를 정리해서 써보려합니다.

1. 연주시차

별까지의 거리를 측정하는 가장 기초적인 방법은 연주시차입니다.

연주시차의 원리는 꽤나 간단합니다.

자동차를 타고갈때 바깥의 풍경을보면 가까이에있는 물체는 같은시간동안 더 많이움직이고 (각도로보았을때)

멀리있는 물체는 더 조금 움직이지요?

별들에 관하여서도 이런현상이 일어납니다.

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지구가 태양을 공전함에따라 위치가 바뀌니까 별들의 위치도 가까운별은 많이움직여보이고 

멀리있는별은 조금움직여보이는현상이 잇는데요 이것을 연주시차라고합니다.

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지구와 태양사이의 거리는 이미 1AU라는 것을 알고있으니까

연주시차를 관측한다면

tan(연주시차) = (1AU)/(별까지의거리) 라는 매우간단한 삼각비를통해 별과 지구사이의 거리를 측정할수있지요.

하지만 이 연주시차는 우리가 생각하는것보다 매우작은수치이기때문에 1609년 망원경의 발명이후로 수많은 천문학자들이 시도했음에도불구

200년이나 지난 1800년대에와서나 첫관측이 이루어졌고 현대의 망원경기술로도 수백~수천광년내의 비교적 가까운 별들말고는 측정이 불가능합니다.

우리은하의 지름이 10만광년정도인것을고려하면 정말 작은범위인것이지요.

참고로 연주시차(parallax)가 1초각(1 arc second, 1/3600˚ = 0.00028˚)이 되는 거리를 1 파섹 (parsec  = "par"allax + arc "sec"ond)이라고 하는데요.

1파섹은 약 3.26 광년입니다.

지구에서 제일 가까운 별이 약 4.3광년에있는걸고려하면 지구에서 가장 가까운 별조차도 연주시차가 0.00028˚가 채되지않는것을 생각해보면

이 연주시차가 얼마나 작은수치인지 체감이 될겁니다.

2. 세페이드 변광성 

연주시차는 너무나도 미세한변화라 연주시차로는 수백광년내에있는 별들의 거리만을 측정할수있다고하였습니다.

그럼 그보다 멀리있는 천체까지의 거리는 어떻게 측정을할까요?

가장 대표적인 방법중하나가 바로 세페이드 변광성을 이용하는방법입니다.

1900년대 초반 하버드의 천문학자 에드워드 피커링은

수많은 별들의 스펙트럼종류를 분류를 해야했었는데 시간이 오래걸리는 단순업무를 위해

당시에  임금이 상대적으로 적었던 여성들은 고용해서

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스펙트럼을 종류별로 분류하는 일을 시켰는데요.

그중의 한명이였던 헨리에타 스완 리비트는 

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변광성들의 스펙트럼을 정리하다가 어느날 겉보기 밝기가 더 밝은별일수록 밝기가 변하는 주기가 더 길어지는 경향이 있다는것을 발견합니다.

하지만 해당 별들까지의 거리를 모르면 겉보기 밝기말고 고유광도(절대등급)를 토대로 이 주기를 비교하는것이 불가능하였는데요.

*별의 겉보기 밝기는 별의 절대등급에 비례하고 거리의 제곱에 반비례합니다.

이때 헨리에타가 생각해난 방법은

소마젤란은하(당시에는 성운으로 알고있었음)  내부에 있는 별들은 지구까지의 거리가 모두 거의 비슷비슷하니까

소마젤란 은하 내에서 찾은 변광성 1,777개의 스펙트럼을 분류하였고

그 결과 별의 광도(절대밝기)가 밝을수록 변광성의 밝기가 변하는 주기가 길어지는 비율이 일정하다는것을 발견하게됩니다.

별의 절대 밝기를 알면 지구에서본 겉보기 밝기와 비교를 하여서 거리를 계산할수있기에

세페이드 변광성의 밝기변화 주기를 관측을하고

이 주기를 이용해서 절대밝기를 알아내면

상대밝기와 절대밝기간의 비교를통해

해당 변광성까지의 거리도 측정할수있다는 것으르 알아내게되엇지요.

우주의 거리를 측정하는 새로운 지평선이 열린 역사적인순간이였지요.

이 공로로 헨리에타 리빗의 이름이 달의 크레이터 이름으로 붙여지기까지했습니다.

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3. Type 1a 초신성

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질량이 중간인하인 별들은 별의 일생 말기에 이르면 별의 대기가 위의사진처럼 서서히 우주로 퍼져나가면서 행성상 성운으로서 일생을 마감합니다.

그리고 별의 대기말고 별의 핵부분은 중심부에 남아서 서서히 식어가는 운명이 되는데요. 이 식어가는 core를 백색왜성이라고합니다.

위 사진에서 화살표친 저게 백색왜성인데요

그런데 이 백색왜성이  종종

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주변에 잇는 동반성을 흡수하는일이벌어지는데요

백색왜성이 동반성을 흡수하면 스스로의 질량을 이기지못하고 폭발을 일으키게됩니다.

이 폭발은 너무나도 강렬하여서 별의 밝기가 한은하전체의 밝기보다 더 밝을정도로 순간적으로 밝아지는데

이걸 Type 1a 초신성이라고합니다. (여담으로 Type II 초신성은 질량이 중간이상인 별이 일생을 마치며 폭발하는것)

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↑제가 촬영한 M82 시가은하속 SN2014J type1a 초신성

한가지 재미난 사실은 Type 1a초신성의 절대광도는 항상 일정하기떄문에

겉보기 밝기와 절대밝기를 비교하여서 거리를 측정할수있습니다.

(위에서도 언급했듯이 겉보기등급은 절대밝기(광도)에비례하고 거리의 제곱에 반비례하기때문)

또한 초신성의 밝기는 위에서 말했듯이 은하 전체의 밝기보다도 밝기떄문에 비교적 멀리떨어진 외부은하내의 초신성도 쉽게관측

이된다는 점때문에

매우멀리있는 은하까지의 거리도 이 1a형 초신성을 이용하면 측정이가능합니다.

4. 허블상수

1920년대초반 천문학계에는 대논쟁 이라고 불리우는 유명한 논쟁이있었습니다.

할로우 섀플리와 히버 커티스 두 천문학자가 우리은하의 크기와 "나선성운"의 정체에 대해서 벌인토론입니다.

지금은 당연하게도 우리은하 밖에존재하는 외부은하로 알려진

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이런 나선 은하들의 정체가 그 당시엔 알려져있지 않았었기에

"나선 성운"이라 불리우고 우리은하의 일부로 여겨져왔었는데요.

섀플리는 우리은하는 알려진것보다 많이큰 지름 30만광년정도이고 "안드로메다성운"은 우리은하의 일부고 우리은하가 우주의 전부다라고주장한 반면

히버 커티스는 우리은하는 3만광년정도의 지름을 가졌고 "안드로메다성운"은 성운이 아니라 우리 은하밖에 존재하는 또다른 은하 라고 주장하였습니다.

1920년에 시작된 두사람의 논쟁은 1921년 에드윈 허블에 의해 종결되게되었는데요.

허블이 앞서말한 "세페이드 변광성"을 안드로메다은하 내부에서 발견하여서 관측하여서 거리를 잰결과

우리은하내부에 있는게 아닌 외부은하로 밝혀졌고

우리은하의 크기는 약 10만광년정도로 판결이나게되었습니다.

인류가 알고잇는 우주의 범위가 우리은하내부에서 우주단위로 한순간에 넓어지게되는 역사적인 순간이였지요.

그후에도 허블은 안드로메다은하뿐만아니라 몇몇 가까운 은하들까지의 거리를 측정을하는데

거리를 측정하고 스펙트럼을 분석을하다가 은하들의 스펙트럼에서 도플러 현상을 발견합니다.

도플러 현상이 무엇이냐 하면

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기차로 예를들면 기차가 관측자를 향해 다가오고잇을때는 파장이 짧아지고 높은소리가들리는데

반대로 기차가 멀어지고잇을땐 파장이 길어지고 낮은소리가 들립니다.

이런현상은 소리에만 국한된게아니라 빛도 파동이기떄문에 빛에도 발생을하는데요

허블이 관측한결과 국부은하군에 존재하는 은하들은 제외하고 멀리있는 은하들에서 나온 빛의 파장이

이론상의 파장의 길이보다 더 긴것이였습니다,

(붉은빛이 파장이 길고 파란빛이 파장이 짧기때문에 파장이 길어지는것을 적색편이라고함)

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도플러 효과를 고려하면 이 길어진 파장(적색편이)는 은하들이 멀어지고있다는것을 의미하는데

한가지 또 재미난것은 멀리있는 은하일수록 적색편이가 더심하게일어나고있다는(=더빨리 멀어지는것)게 관측이된것입니다.

이것은 우주가 팽창함에따라 은하와 은하사이의 거리가 멀어지기때문에 발생하는 현상인데

이를 토대로 허블은 우주가 팽창한다는것을 발견하였고

또 거리에따라서 멀어지는 속도도 일정한 상수에 비례하여 늘어난다는것을 발견하여서 그것을 허블상수라고 이름지엇는데요.

(멀리떨어진 은하일수록 더 빨리 멀어짐)

오늘날 수억광년이상떨어진 대상들까지의 거리는 바로 이 적색편이와 허블상수를 이용하여서 측정하는것입니다.

이상으로 가장 대표적인 거리측정법 4개에 대한 설명을 마칩니다.

앞서말햇듯이 이 네가지말고도 수십가지의 측정법이 존재하고

또 이 네가지도 사실 자세히들어가면 오차를 보정하기위한단계가 여러가지가 장치가있어유.