📌 먼치 POINT

별의 색깔과 온도의 과학

- 별의 색깔은 온도에 따라 결정되며, 낮은 온도는 붉은색, 높은 온도는 푸른색으로 나타남

- 별은 흑체 복사에 가깝게 빛을 방출하며, 플랑크 곡선 형태로 에너지를 분포시킴

- 초록색이나 분홍색 별이 없는 이유는 넓은 파장 범위에서 빛을 방출하여 색이 혼합되기 때문

- 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 흑체가 방출하는 전체 에너지는 온도의 네제곱에 비례

우주 거리 측정의 혁명과 우주관의 변화

- 연주 시차의 한계를 극복한 세페이드 변광성의 주기

-밝기 관계 발견

- 헨리에타 스완 레빗의 발견으로 세페이드 변광성이 표준 광원 역할을 하게 됨

- 허블이 안드로메다 성운의 거리를 측정하여 우리 은하도 수많은 은하 중 하나임을 증명

- 허블의 법칙을 통해 우주 팽창을 관측적으로 증명하고 빅뱅 우주론의 토대 마련

은하 헤일로와 우주 구조의 형성

- 눈에 보이는 은하는 전체의 일부이며, 거대한 은하 헤일로가 질량의 대부분을 차지

- 항성 헤일로와 암흑물질 헤일로로 구성되며, 암흑물질은 일반물질의 6배 규모

- 우주 초기 미세한 밀도 차이가 중력에 의해 우주 거대 구조로 발전

- 암흑물질 헤일로 중심부에 모인 일반물질이 별과 은하 형성의 기원

별의 색깔에 숨겨진 과학

별빛이 만드는 무지개, 온도의 비밀

밤하늘의 별은 여러 가지 색깔로 빛납니다. 맨눈으로는 잘 구분할 수 없어도 망원경으로 보면 분명히 색을 볼 수 있습니다. 우리에게 가장 가까운 별인 태양은 주황색으로 빛납니다. 보통 온도가 낮은 별은 붉은색으로 빛나고 온도가 높을수록 푸른색을 띕니다.

별은 이상적인 흑체 복사에 가깝게 빛을 냅니다. 흑체는 사방에서 들어오는 에너지를 모두 흡수하고 흡수한 에너지를 다시 모두 방출하는 이상적인 물체를 말합니다. 흑체가 방출하는 빛이 파장에 따라 어떻게 분포하는지를 살펴보면 파장이 길어지면서 빠르게 그 세기가 커지다가 다시 완만하게 감소합니다. 이런 곡선을 플랑크 곡선이라고 부르며 모든 흑체는 플랑크 곡선 형태로 에너지를 방출합니다.

왜 초록색과 분홍색 별은 없을까?

그런데 모든 색이 다 있는 건 아닙니다. 예를 들어 초록색과 분홍색 별은 볼 수 없습니다. 플랑크 곡선에서는 두 가지가 중요합니다. 우선 플랑크 곡선에서 가장 높은 지점, 즉 정점입니다. 이것은 빛이 어떤 파장에서 가장 많이 나오고 있는지를 보여줍니다. 두 번째로는 플랑크 곡선 아래의 넓이가 중요합니다. 이것은 흑체가 방출한 모든 파장에서의 전체 빛을 의미합니다.

온도가 높을수록 흑체는 더 많은 에너지를 방출하며 플랑크 곡선이 더 높아집니다. 흑체가 방출하는 전체 에너지는 흑체 온도의 네제곱에 비례합니다. 이를 요제프 슈테판과 루트비히 볼츠만의 이름을 따 슈테판-볼츠만 법칙이라고 부릅니다. 또 온도가 높을수록 플랑크 곡선의 정점은 파장이 더 짧은 쪽으로 치우칩니다.

별이 초록색으로 빛나기 위해서는 플랑크 곡선의 정점이 초록색 빛의 파장에 와야 합니다. 초록색 빛의 파장은 약 550nm입니다. 플랑크 곡선의 정점이 550nm에 오기 위한 별의 표면 온도는 빈의 변위 법칙을 이용해 구할 수 있으며 약 7,000K입니다. 그런데 여기에 중요한 문제가 있습니다. 흑체는 특정 파장 범위에서만 에너지를 방출하지 않습니다. 앞뒤로 넓은 파장 범위에 걸쳐 부드러운 플랑크 곡선 형태로 에너지를 방출합니다. 따라서 초록색 파장에서 가장 많은 빛을 방출하더라도 그보다 파장이 조금 짧은 푸른 빛과 파장이 조금 긴 붉은 빛도 함께 방출할 수밖에 없습니다. 그 결과 순수한 초록색이 아닌 노란 빛이 살짝 섞인 흰색으로 빛납니다.

우주 거리 측정의 대혁명

연주 시차의 한계와 새로운 발견

밤하늘의 별이 얼마나 멀리 떨어져 있는지를 어떻게 알 수 있을까요? 천체의 거리를 재는 가장 오래된 방법은 연주 시차입니다. 특정 천체의 위치를 관측하고 6개월 뒤에 지구가 태양 반대편에 왔을 때 다시 관측합니다. 관측 대상이 고정되어 보이는 다른 천체와 비교해 얼마나 움직였는지를 측정하는 것입니다. 천체의 거리가 가까울수록 시차가 커집니다.

그러나 천체의 빛은 지구의 대기를 뚫고 들어와야 합니다. 이 과정에서 대기의 흔들림에 의해 산란이 일어납니다. 그 결과 별빛이 퍼지며 시상을 만들고 이 시상의 크기보다 시차가 작은 천체는 지구에서 거리를 댈 수 없게 됩니다. 연주 시차가 유일한 거리 측정 방법이었던 20세기 초반까지는 거리를 알 수 있는 천체의 범위가 한정적이었습니다.

세페이드 변광성이 바꾼 우주관

20세기 초반의 우주관은 미국의 천문학자 헨리에타 스완 레빗이 발견한 세페이드 변광성의 특성에 의해 급진적으로 바뀝니다. 레빗은 사진 건판에 찍힌 별의 밝기를 조사하던 중 세페이드 변광성의 밝기 변화 주기와 최대 밝기의 관계를 알아냈습니다. 세페이드 변광성은 질량이 태양의 4에서 20배인 무거운 별입니다. 질량에 따라 1에서 50일 주기로 수축과 팽창을 반복하며 밝기가 변합니다. 이 주기가 길수록 질량이 크고 최대 밝기 역시 커집니다.

세페이드 변광성은 우주 어느 곳에서든 그곳까지의 거리를 측정할 수 있는 표준 광원의 역할을 하게 되었습니다. 덕분에 우리는 우리 은하의 규모를 더욱 정확히 가늠할 수 있게 되었습니다. 또한 안드로메다 성운을 향해 망원경을 돌렸던 미국의 천문학자 에드윈 허블은 세페이드 변광성의 주기-밝기 관계를 통해 이 성운이 우리 은하의 반지름보다 훨씬 먼 거리에 있다는 것을 밝혔습니다. 마침내 우리 은하도 수많은 은하 중에 하나라는 우주관이 자리잡았습니다.

허블은 수십 개 은하의 거리를 구하고 도플러 효과를 활용해 은하가 멀어지는 속도를 측정했습니다. 그 결과 먼 은하일수록 더 빨리 멀어진다는 사실을 알게 되었습니다. 이 허블의 법칙은 그때까지 이론에 그쳤던 우주 팽창의 직접적인 관측 증거가 되었고 빅뱅 우주론이 정설로 받아들여지는데 결정적인 역할을 했습니다.

은하를 둘러싼 거대한 구조

보이지 않는 은하의 진짜 모습

천체 사진에서 볼 수 있는 은하의 모습은 참 아름답습니다. 그런데 그 모습은 사실 전체의 일부에 불과합니다. 은하 주위에는 눈에 보이지 않는 거대 구조가 있습니다. 이 거대한 구조를 은하 헤일로라고 합니다. 눈에 보이지 않을 뿐 은하 질량의 대부분을 차지하고 있습니다.

은하 헤일로는 별로 이루어진 항성 헤일로와 암흑 물질로 이루어진 암흑물질 헤일로로 나뉩니다. 명확한 경계가 있지는 않지만 별이 밀집된 은하 중심부를 항성 헤일로가 감싸고 그 바깥을 암흑물질 헤일로가 둘러싸고 있습니다. 암흑물질 헤일로의 바깥 부분은 은하보다 더 큰 구조물인 우주 거대 구조와 이어집니다.

은하 헤일로의 탄생과 진화

표준 우주론에 따르면 우주 전체 에너지의 약 70%는 우주 가속 팽창을 일으키는 암흑 에너지이며 나머지는 질량을 가진 일반 물질과 암흑 물질입니다. 암흑 물질은 일반 물질의 여섯 배가량이지만 전자기파와 상호 작용을 하지 않아 관측할 수 없습니다. 우주 초기에는 물질 분포에 미세한 밀도 차이가 있었습니다. 이 초기의 밀도 차이는 우주의 팽창에 따라 점점 차이가 벌어졌습니다.

중력에 의해 밀도가 높은 곳은 주변에 물질을 더 많이 끌어당기고 밀도가 낮은 곳은 물질을 빼앗기는 현상이 나타났습니다. 이렇게 우주 초기의 미세한 밀도 차이는 우주 거대 구조를 만들어냈습니다. 암흑물질 헤일로에 섞여 있던 소량의 일반 물질은 중심부로 모여듭니다. 일반 물질은 빛과 열의 형태로 에너지를 발산할 수 있어 암흑 물질보다 훨씬 빨리 운동 에너지를 잃기 때문입니다.

중심부에 모인 일반 물질은 충돌과 냉각, 수축을 거쳐 밀도가 높은 가스 구름을 형성합니다. 가스 구름이 중력에 의해 수축하면 고온 고압의 원시별이 생겨납니다. 원시별의 중심 온도가 상승해 핵반응이 시작되면 비로소 엄청난 에너지를 방출하는 별이 태어납니다. 우리가 관측하는 은하는 암흑물질 헤일로 중심부에 모인 가스 구름과 그 안에서 태어난 별의 집단입니다.

맺으며: 별빛으로 읽는 우주의 역사

별빛 하나하나는 우주의 방대한 이야기를 담고 있는 메시지입니다. 별의 색깔에서 온도를, 변광성의 주기에서 거리를, 그리고 은하의 분포에서 우주의 구조와 진화를 읽어낼 수 있습니다. 단순해 보이는 빛의 관측이 우주관의 패러다임을 완전히 바꾸어 놓았고, 오늘날에도 우주의 새로운 비밀을 밝혀내는 열쇠 역할을 하고 있습니다.

암흑물질 헤일로가 은하 탄생의 요람이라면 항성 헤일로는 은하의 역사를 담고 있는 보물 상자입니다. 별빛을 통해 우리는 138억 년 우주 역사의 장대한 서사시를 한 페이지씩 읽어가고 있는 것입니다.

Created by 카오스 사이언스
CC BY 라이선스 | 교정 SENTENCIFY | 에디터 이다은