별의 물리량과 거리 측정

핵심 정리

별의 빛에는 별까지의 거리와 별 자체의 물리적 성질이 함께 반영된다. 따라서 관측된 밝기만으로 별의 광도나 거리를 판단하지 말고, 겉보기 등급과 절대 등급을 구별해야 한다. 겉보기 등급 m은 지구에서 보이는 밝기를 나타내고, 절대 등급 M은 별을 기준 거리에 두었다고 가정했을 때의 밝기를 나타낸다. 거리 지수는 겉보기 등급에서 절대 등급을 뺀 값이다.거리 지수는 겉보기 등급에서 절대 등급을 뺀 값이다. 이 값으로 별까지의 실제 거리를 구한다. 겉보기 등급이 같다면 절대 등급이 작은 별은 더 멀리 있다. 거리 지수는 성단의 거리 측정에도 쓰인다. 성간 소광이 있으면 별이 실제보다 어둡게 보이므로, 소광을 고려하지 않을 때 거리가 실제보다 멀게 추정될 수 있다.

별의 밝기를 나타내는 등급은 값이 작을수록 밝다. 따라서 절대 등급이 작을수록 광도는 크다. 색지수는 서로 다른 필터로 관측한 등급의 차다. 별의 색과 표면 온도를 파악하는 데 쓰이며, 색지수가 클수록 표면 온도는 낮다. 별의 복사 에너지가 가장 강한 파장은 절대 온도가 높을수록 짧아진다. 태양 복사의 최대 에너지 파장은 가시광선 영역에 있다.

거리를 재는 방법마다 적용할 수 있는 거리 범위와 이용하는 관측량이 다르다. 연주 시차는 지구 공전에 따른 별의 위치 변화를 이용한다. 주계열 맞추기는 성단의 색등급도에서 겉보기 등급과 표준 주계열의 절대 등급을 비교한다. 세페이드 변광성은 변광 주기와 광도의 관계를 이용하므로 주계열 맞추기보다 더 먼 거리까지 측정할 수 있다. 별의 물리량은 거리뿐 아니라 반지름, 표면 온도, 광도와 밝기 변화의 관계를 함께 살펴 해석한다. 광도가 같은 두 별에서는 반지름이 큰 별의 표면 온도가 낮다.

자세히

별의 밝기를 다룰 때는 관측자가 측정한 밝기와 별이 실제로 방출하는 에너지의 양을 먼저 구분해야 한다. 같은 광도를 가진 두 별을 같은 조건에서 관측하면, 거리가 더 먼 별이 더 어둡게 보인다. 겉보기 등급은 관측 위치에서 받은 빛의 밝기를 등급으로 나타낸 값이고, 절대 등급은 별의 고유한 밝기를 비교하기 위한 기준값이다. 등급은 숫자가 작을수록 밝다. 그러므로 등급 숫자가 크다는 사실을 밝기가 크다는 뜻으로 읽으면 안 된다. 별의 겉보기 밝기를 비교할 때는 겉보기 등급을, 별 자체의 광도를 비교할 때는 절대 등급을 확인해야 한다.

거리 지수는 두 등급의 차 m-M이다. 별의 거리가 달라지면 관측되는 빛의 양도 달라지므로 이 차이에는 거리 정보가 담긴다. 거리 지수를 구하거나 적용할 때는 각 등급의 뜻과 뺄셈의 순서를 확인한다. 겉보기 등급이 같을 때 절대 등급이 더 작은 별은 기준 거리에서 더 밝다. 두 별이 같은 겉보기 밝기로 보이려면 더 밝은 별이 더 멀리 있어야 한다. 따라서 그 별까지의 거리가 더 크다. 이는 관측 결과만 보고 ‘밝은 별은 언제나 가깝다’고 결론 내리는 실수를 막아 준다. 거리 지수로 성단까지의 거리를 구할 때도 색등급도에서 주계열을 맞춘 뒤 겉보기 등급과 절대 등급의 차이를 확인한다. 겉보기 등급만으로는 고유 밝기와 거리 효과를 구분할 수 없다.

색지수는 별의 색을 수치화한 값으로, 표면 온도와 반대 방향으로 변한다. 색지수가 크면 표면 온도가 낮고, 작으면 표면 온도가 높다. 필터가 다르면 등급을 얻은 파장 영역도 다르므로 등급을 같은 관측값으로 취급하지 않는다. 색등급도에서는 별의 색과 밝기 분포를 함께 보고 주계열의 위치를 비교한다. 성단의 별들을 표준 주계열과 맞추는 과정은 별의 밝기 차이를 거리 차이와 혼동하지 않도록 돕는다. 자료에 제시된 필터와 축의 방향, 등급을 확인한 뒤 비교해야 한다.

복사 에너지의 최대 세기가 나타나는 파장은 온도에 따라 달라진다. 온도가 높을수록 최대 세기의 파장은 짧고, 온도가 낮을수록 길다. 따라서 파장이 길어졌다면 표면 온도가 높아졌다고 단정할 수 없다. 태양의 최대 복사 에너지 세기는 가시광선 영역에서 나타난다. 별의 표면 온도는 색지수와 복사 스펙트럼으로 판단할 수 있다. 두 정보를 함께 쓸 때는 각각의 관계가 어느 방향으로 변하는지 구별해야 한다.

광도, 반지름, 표면 온도는 서로 관계가 있다. 광도가 같으면 반지름이 클수록 표면 온도는 낮다. 따라서 광도만 같다고 해서 별의 크기나 온도까지 같다고 할 수 없다. 식쌍성은 두 별이 서로를 가리면서 전체 밝기가 주기적으로 달라지는 계다. 광도 곡선에서 밝기가 감소하는 시점과 깊이를 관찰하면 어느 별이 가려졌는지 추론할 수 있다. 각 별의 광도는 표면 온도와 반지름에 따라 달라지고, 식이 일어날 때의 밝기 감소량은 가려지는 면적에도 좌우된다. 2019년 문항에서 제시한 조건에서는 부극소일 때 (가)가 (나)보다 밝다. 광도 곡선의 극소를 보기만 하고 두 극소의 깊이가 같다고 가정하거나, 더 깊은 극소에서 밝은 별이 가려졌다고 단정해서는 안 된다. 별의 크기와 표면 온도 조건을 함께 살펴야 한다.