은하의 거리는 어떻게 측정하는지 부분에서
"허블은 안드로메다 성운에 있는 케페이드 변광성들의 겉보기 밝기를 관측하고, 절대밝기를 주기로부터 추정해서 그들의 거리를 금방 계산할 수 있었다. 따라서 겉보기 밝기가 절대밝기에 비례하고 거리의 제곱에 반비례(중학교 과학에도 나옴 ^^)하는 간단한 법칙을 사용해서 안드로메다 성운의 거리도 계산할 수 있었다."라는 문구가 있더군요.
그러한 식이 아래의 "천문노트"에 자세히 있길래 소개합니다.
이 글은 Nick Strobel's Astronomy Notes의 웹상의 글을 저자의 허락하에 번역한 것입니다 .
업데이트된 원본은 www.astronomynotes.com 에서 볼 수 있습니다.
1540년대에, 니콜라우스 코페르니쿠스는 지구가 우주의 중심이 아님을 밝혔다. 그는 태양이 우주의 중심이라 했다. 코페르니쿠스의 관점은 수백년 동안 관찰적 근거에 대해 지속되었다. 1910년대에, 태양은 우주의 중심에서 밀려나, 은하 중심에서 벗어난 은하 원반의 한 표준 지점이 되었다. 할로우 셰이플리(1885--1972)는 매우 오래된 별의 집단들 까지의 거리를 측정하여 이 사실을 알아냈다. 그는 빛의 밝기의 역수 제곱 법칙을 그 오래된 별 집단에 있는 특별한 유형의 변광성에 적용하였다.
별 집단이나 다른 은하까지의 거리를 측정한는데, 일부 별들이 유용하게 쓰이는데, 그것들이 알려진 큰 광휘를 가지고 있고, 매우 멀리 떨어져 있어도 보이기 때문이다. 광휘를 아는 밝은 물질들을 표준 촛대라 부른다. (하지만, 요즘 시대에는 아마도 표준 전구라 불릴지도 모른다.) 표준 촛대는 긴 거리를 측정하는데 쓰인다. 잘 보여서 쓰이는 특별한 표준 촛대 별은 진화의 마지막 단계에 있고, 크기가 변화하여 진동하는 상태에 있다. 그들은 유체 정역학적으로 평형을 다시 이루려 노력하지만, 열에 의한 압력은 중력에 의한 압축과 균형을 이루지 못한다. 팽창하는 별은 평형점을 넘어버린다. 그러면 중력이 더 커지고, 별은 압축된다. 그러나 중력은 평형점 이하로 별을 수축시킨다. 그러면 열에 의한 압력은 너무 많이 증가하고, 이러한 과정은 순환한다.
1992년 Hennietta Leacitt(1868-1921)는 대 마젤란과 소 마젤란 성운에 있는 변광성에 대한 그녀의 연구 결과를 발표하였다. 그것들은 2개의 작은, 은하수를 선회하는 은하이다. 각각의 마젤란 성운의 선형적 크기는 우리로부터의 거리보다 훨씬 적다. 그러므로 같은 은하 내의 별들까지의 거리는 모두 같다는 추정을 하도록 한다. Leavit은 세페이드변광성이라고 불리는 어떤 특정한 종류의 변광성의 유용한 관계를 찾아냈다. 마젤란 성운의 희미한 세페이드는 더 짧은 주기를 가지고 있다. 왜냐하면 마젤란 성운의 모든 세페이드들은 지구에서 똑같은 거리에 있기 때문이다. Leavitt은 더 광도가 높은 세페이드는 더 느리게 맥동하기 때문이라고 했다. 단계 6 : 별의 생명 주기(stage 6 a star's life cycle)) 를 참고하라 이것이 바로 주기와 광도의 관계이다. Leavitt은 마젤란 성운까지의 거리를 알지 못했다. 그래서 그녀는 그 관계에서 실제적인 광도의 값을 알지 못했다.
천문학자들은 우리 은하 내의, 거리가 알려진 세페이드를 이용해 Leavitt의 공식을 수정하기 위해서 Harlow Shapely를 몇 년동안 기다려야 했다. 수정 과정에서 Harlow는 주기와 광도의 관계에서 실제로 광도의 실제 값을 넣어 계산했다. 천문학자들은 보정된 주기-광도의 공식을 가지고 다른 은하나 멀리 떨어진 클러스터들까지의 거리를 결정하는데 있어 기준점으로 세페이드를 이용할 수 있게 되었다.
세페이드는 1-50일 정도의 맥동 주기를 가진다 1950년대에 천문학자들은 다음의 두가지 종류의 세페이드를 발견했다.
세페이드의 광도는 맥동 주기로부터 쉽게 계산할 수 있기 때문에 그것은 은하까지의 거리를 차는데 이용할 수 있다. 세페이드의 명백한 밝기의 비교함으로써 inverse square law of light brightness 로부터 별까지의 거리를 알 수 있다. inverse square law of brightness는 세페이드까지의 거리를 말해준다. Sqrt[수정된 밝기/정확한 밝기]. 크기의 체계에서 특정화된 밝기들을 다시 보면 수정된 밝기(절대적 값)은 만약 세페이드가 보정 거리(10parsec=33광년))에 있다면 우리가 측정한 밝기이다. 몇몇의 사례에서 보정된 거리는 이미 우리가 알고 있는, 우리가 흥미를 가지는 같은 주기를 가진 다른 세페이드까지의 거리일 수 있다.
초기의, 은하까지의 거리 측정은 두 가지 종류의 세페이드의 측정을 포함하지 않았고 천문학자들은 은하까지의 거리를 지나치게 어림잡았다. Edwin Hubble은 1923년에 Type 2의 세페이드의 광도와 주기의 관계를 이용하여 안드로메다 은하까지의 거리를 측정하였다. 그는 그 거리가 약 90000광년이라는 것을 알아냈다. 그러나 그가 관찰했던 세페이드는 4배 밝은 Type 1의 세페이드였다. 후에 두 종류의 판별이 확정되었고 안드로메다 은하까지의 거리는 약 2배로 230만 광년으로 늘어났다. 최근의 Hippacos 위성에 의한 정확한 측정으로 안드로메다 은하까지의 거리는 293만 광년이다.
다른 종류의 세페이드와 비슷한 맥동별은 PR 라이어리 변광성(원형별인 PR 라이어리의 이름을 딴)이다. 그것들은 세페이드보다 작고 그러므로 더 짧은 주기와 낮은 광도를 가진다. 그것들은 5시간에서 15시간의 주기를 가지고 진동한다(Cepheid 변광성의 진동 주기는 24시간이 넘는다.) 무거운 별들이 Cepheid 변광성 지역을 지나는 반면 가벼운 별들은 거문고자리 RR 변광성 지역을 지난다. 가벼운 별들이 무거운 별보다 오래 살기 때문에 Cepheid 변광성들은 거문고자리 RR 변광성들보다 젊다.
거문고자리 RR 변광성들은 우리 은하의 중심부분에 있는 구상성단이라 불리는 오래된 별들로 이루어진 성단에서 발견된다. 성단 안에 있는 모든 거문고자리 RR 변광성들은 같은 평균 겉보기등급을 가진다. 다른 성단에 있는 것들은 평균 겉보기 등급이 다르다. 왜냐하면 모든 거문고자리 RR 변광성은 같은 평균 절대 등급(=+0.6 or 태양의 49배)을 갖기 때문이다. 만약 성단이 우리로부터 좀 더 멀다면 그 안에 있는 거문고자리 RR 변광성은 더 큰 겉보기 등급을 가질 것이다.(어두운 물체는 더 큰 등급을 가진다는 것을 기억하라.)
거문고자리 RR 변광성은 약 760000파섹(약 2.5백만 광년)의 거리를 측정하는데 기준이 될 수 있다. 좀더 밝은 Cepheid 변광성은 40백만 파섹(약 130백만 광년)의 거리를 측정하는데 사용될 수 있다. 이 거리는 시차를 사용해 발견하는 가장 가까운 별들의 거리보다 수천배 더 크다. 변광성을 이용하는 방법은 시차를 사용한 기하학적 방법과 매우 멀리 떨어진 은하에 쓰이는 허블 법칙에 의한 방법간의 결정적인 단계를 제공한다.(허블 법칙은 뒤에 설명된다.)
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지용호
천천히 가는 것을 두려워하지 말아라. 진정으로 무서워 할 것은 멈춰서는 것이다. |
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