별과 우주의 척도는 무엇인지 알아보자

우주의 척도는 무엇인지 알아보자

 

1905년에 하버드 대학의 천문학자였던 리 비트(H.S. Leavitt)는 페루에 위치한 천문대가 찍은 마젤란은하에 있는 변광성 들의 자료를 입수했다. 마젤란성운에는 많은 케페이드 변광성이 있는데 별의 밝기가 변하는 주기는 1.5일에서 127일에 이르는 것까지 매우 다양했다. 리비트는 마젤란은하에 있는 별들까지의 거리가 비슷할 것으로 가정하고 관측되는 별의 밝기와 주기의 관계를 알아내려고 관측 결과를 조사했다.

한 종류는 실제로는 두 별이 가까이서 서로 질량 중심을 중심으로 회전하고 있는 이중성으로 달이 태양 빛을 가려 일식을 일으키는 것과 마찬가지로 서로 다른 별을 가려 전체적으로 어둡고 밝게 보이는 식변광성이다. 또 다른 변광성은 별의 크기가 주기적으로 부풀어 올라 다 줄어들었다 함으로써 밝기가 변하는 별이다. 이런 변광성을 맥동변광성이라고 한다. 맥동변광성에는 주기적으로 밝기가 변하는 페이드 변광성과 갑자기 폭발해서 짧은 시간 동안에 아주 밝아지는 신성과 초신성도 포함된다.
하늘의 거리를 재는 세 번째의 자는 허블이 발견했다. 허블이 우주의 모습을 밝혀내기 위해 사용한 것은 빛의 도플러 효과였다. 위험을 무릅쓰고 기찻길을 걸어본 경험이 있는 사람은 기차가 다 가오면서 경적을 울릴 때와 멀어지면서 경적을 울릴 때 그 소리가 같게 들리지 않는다는 것을 경험했을 것이다. 그것은 다가오는 물체가 내는 소리의 진동수는 커져서 높은음으로 들리고 멀어지는 물체가 내는 소리는 진동수가 작아져서 낮은음으로 들리기 때문에 일어나는 현상이다. 이러한 현상을 도플러 효과라고 한다.그 결과 케페이드 변광성의 주기와 밝기 사이에는 일정한 관계 가 있다는 것이 밝혀졌다. 아주 멀리 있는 은하에서는 하나하나의 별을 구별해내는 것이 가능하지 않지만 가까이 있는 은하에서는 하나하나의 별을 구 변해낼 수 있다. 이 별 중에 변광성을 발견해내고 이 변광의 주기와 밝기를 측정하면 이 은하까지의 거리를 계산해낼 수 있는 것이다. 케페이드 변광성의 밝기는 주기가 길면 더 밝아져서 주기가 1일인 변광성보다 10일인 변광성은 1등급 이 상 밝다. 과학자들은 이 자료를 토대로 먼 곳에 있는 케페이드 변광 성의 주기와 겉보기 밝기를 측정함으로써 그 별까지의 거리를 확정할 수 있게 되었다. 이제 인간은 연주시차 법 외에 별 사이의 거리를 재는 또 하나의 자를 갖게 된 것이다. 케페이드 변광성의 밝기와 주기의 관계는 별들의 종류에 따라서 다른 것으로 알려졌다. 케페이드 변광성의 주기를 이용해서 거리를 정하는 방법은 우리 은하 내에 있는 별까지의 거리를 측정하는 것은 물론 우리 은하 밖에 있는 다른 은하까지의 거리를 측정하는 데도 사용할 수 있다. 이렇게 해서 케페이드 변광성을 이용한 거리 측정법은 인간 의 시야를 우리은하 밖으로까지 넓혀 놓았다. 그러나 더 큰 우주를 보기 위해서 인간은 더 효과적인 자가 있어야 했다.
도플러 효과는 음파뿐만 아니라 빛에도 나타난다. 따라서 다가오는 광원에서 나오는 빛은 푸른빛 쪽으로 편향(blue shift, 청색 편 이)되어 나타나고, 멀어지는 광원에서 나오는 빛은 붉은빛 쪽으로 편향(red shift, 적색 편이)되어 나타난다. 같은 원소에서는 일정한 파장을 가진 몇 가지 파장의 빛만을 내므로 스펙트럼의 수와 모양을 살펴보면 이 빛이 어떤 원소에서 나온 빛인지 판별할 수 있으며 또 얼마나 어느 쪽으로 편향되었는지도 알 수 있다.

이런 자료로부터 적색 편이 즉 은하의 후퇴 속도와 거리가 어떤 관계가 있으리라는 것을 예감한 허블과 휴 메이슨(M. Huamason) 은 이것을 확인하기 위한 어려운 작업을 시작했다. 1936년에 그들은 몇 년에 걸친 끈질긴 관측 끝에 적색 편이의 정도와 은하까지의 거리가 비례한다는 것을 확인하게 되었고 이것을 허블의 법칙으로 발표하였다. 이제 인간은 은하의 적색 편이 정도만 측정하면 그 은하까지의 거리를 알아낼 수 있게 된 것이다. 적색 편이는 연주시차, 케페이드 변광성의 주기에 이어 우주의 거리를 재는 제3의 자가 된 것이다. 이 자는 앞의 두 가지 자보다 훨씬 효과적이었다. 허블은 은하가 지의 거리를 케페이드 변광성을 이용하여 알아내는 일을 맡았고, 휴메이슨은 이 은하들의 적색 편이를 측정하는 일을 맡았다.1912년에 로웰 천문대의 슬리퍼(V.M. Slipher)는 안드로메다은하에서 오는 빛의 도플러 효과를 관측하여 안드로메다가 우리에게 1초에 190마일씩 다가오고 있다고 발표하였다. 그는 다른 나선형 은하의 스펙트럼도 조사하여 15개의 은하 중에 11개의 은하가 태양계에서 멀어지는 적색 편이(적색 이동)를 나타내는 것을 확인하였다.

허블의 법칙은 엄청난 반향을 불러일으켰다. 허블의 법칙에의 하면 먼 곳에 있는 은하는 더 빨리 우리에게서 멀어져 가고 있다는 것을 알 수 있다. 먼 곳에 있는 은하가 더 빠른 속도로 멀어져 가고 있다는 것은 우주가 팽창하고 있다는 것을 나타내는 것이다. 따라서 허블 법칙이 발표되자 천문학자들은 우주의 기원에 많은 관심을 가지게 되었다. 그 결과 우주가 과거 일정한 시점의 대폭발 (빅뱅)에 의해 생성되었다는 대폭발설이 등장하게 되었다.별의 밝기는 별까지의 거리의 제곱에 반비례하므로 겉보 기 밝기와 별까지의 거리를 알면 별의 실제 밝기를 쉽게 계산해낼 수 있기 때문이다.
이러한 방법을 이용하여 별들까지의 거리를 측정하게 되자 지금까지 겉보기 밝기만 알고 있던 별들의 실제 밝기를 알 수 있게 되었다.