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천체물리/우주론
Q.별까지의 거리를 재는 방법은 무엇이 있나요?
2010-02-23
A.별까지 거리를 재는 방법에는 몇 가지가 있습니다.
우선 삼각측량법이 있는데 이는 정확히 잴 수 있는 거리를 기선으로 정하고, 그 기선의 양쪽 끝에 측량기를 놓은 다음 먼 산이나 지물의 시차를 측정하여 그 거리를 계산하는 방법입니다. 물론 이때 알려고 하는 먼 곳의 거리는 기선의 길이를 정확하게 결정할수록 비례하여 정확해집니다. 태양계 안의 절대적인 거리는 뉴턴의 천체역학( 우주 탐사선의 궤도와 케플러의 법칙)이나 전파 천문학을 이용하여 결정할 수 있습니다. 삼각시차에서의 기선이 되는 지구-태양의 거리 a 는 1AU(천문단위)=1.496x10^8km이고, 태양-별의 거리를 d라 한다면 시차를 구해보면, π(라디안)= a/d 입니다.
다음으로 가까운 별들을 통한 태양의 운동을 들 수 있는데 운동이 헤르쿨레스자리를 향하여 속도 20km/sec으로 알려져 있습니다. 이 기선은 해마다 늘어나고 있으므로 만일 가까운 별이 공간에 정지해 있다면 10년의 간격을 두고 측정할 때 약 2000pc까지의 별의 거리를 잴수 있습니다. 그러나 모든 별은 실제로 움직이고 있기 때문에 별들의 집단에 대한 평균 시차만이 측정이 가능합니다.
운동 성단(moving cluster)의 방법은 100pc을 넘는 개개의 별의 거리를 정확하게 알려줍니다. 그러나 실제로 적용되고 있는 성단은 극히 드물며 황소자리의 히아데스 성단은 가장 유명한 성단입니다. 성단이란 많은 별들로 이루어진 것을 말하며, 이들은 중력으로 서로 묶여 있기 때문에 한 집단으로 공간을 운동하고 있습니다. 만일 성단이 천구 위에서 알아볼 수 있을 정도의 각도를 이룬다면, 개개의 별의 고유 운동은 하늘의 한 점으로부터 수렴하는 것처럼 나타날 것이므로 성단의 평균 시선속도의 측정과 삼각법에 의해 성단내의 각별의 거리를 구할 수 있습니다.
(1pc = 3.26LY = 206265 AU = 3.086x10^13 km)
(LY -> 빛이 1년 동안 도달할 수 있는 거리)
광도 거리 관계- 별의 밝기에 기초를 둔 거리 측정 방법입니다. 삼각시차나 운동 성단의 방법은 가까운 대표적인 별(혹은 성단)에 대해서 절대적인 거리와 밝기가 결정될 때 비로소 거리의 눈금이 완성되는 것입니다. 복사플럭스는 광원으로부터 거리의 제곱에 반비례하여 감소하므로 거리가 결정되면 절대적인 밝기는 관측된 겉보기의 밝기로 계산 가능합니다. 여기에는 (1) 개개의 별에 대한 분광시차 법이 있습니다. 별의 스펙트럼으로부터 분광형과 광도계급을 결정할 수 있습니다. 이 자료는 H-R도 위에서 별의 위치를 확정하며, 이로부터 별의 절대등급을 읽어내는 것으로 관측된 실시 등급으로부터 우리는 거리 지수와 별의 거리를 계산할 수 있습니다. (2) 주기적 변광성을 이용하는 방법이 있습니다. 거문고자리 RR형과 세페이드 변광성은 주기적으로 밝아지고 어두워지는데, 주기는 별의 평균 절대적 밝기와 관련이 있습니다. (3) 주 계열 맞추기가 있습니다. 성단의 별들의 절대적 밝기를 그 색깔에 대해서 도표에 그려 넣어 보면 대부분 별들은 H-R도 위의 하나의 곡선을 이루고 있습니다. 여기서 거리를 알지 못하는 성단의 색-실시 등급 도를 반투명한 종이에 그린다음 이것을 눈금이 확정된 H-R도 위해서 아래위로 이동시켜서 2개의 주 계열이 같은 분광형에서 겹쳐지도록 합니다.
우선 삼각측량법이 있는데 이는 정확히 잴 수 있는 거리를 기선으로 정하고, 그 기선의 양쪽 끝에 측량기를 놓은 다음 먼 산이나 지물의 시차를 측정하여 그 거리를 계산하는 방법입니다. 물론 이때 알려고 하는 먼 곳의 거리는 기선의 길이를 정확하게 결정할수록 비례하여 정확해집니다. 태양계 안의 절대적인 거리는 뉴턴의 천체역학( 우주 탐사선의 궤도와 케플러의 법칙)이나 전파 천문학을 이용하여 결정할 수 있습니다. 삼각시차에서의 기선이 되는 지구-태양의 거리 a 는 1AU(천문단위)=1.496x10^8km이고, 태양-별의 거리를 d라 한다면 시차를 구해보면, π(라디안)= a/d 입니다.
다음으로 가까운 별들을 통한 태양의 운동을 들 수 있는데 운동이 헤르쿨레스자리를 향하여 속도 20km/sec으로 알려져 있습니다. 이 기선은 해마다 늘어나고 있으므로 만일 가까운 별이 공간에 정지해 있다면 10년의 간격을 두고 측정할 때 약 2000pc까지의 별의 거리를 잴수 있습니다. 그러나 모든 별은 실제로 움직이고 있기 때문에 별들의 집단에 대한 평균 시차만이 측정이 가능합니다.
운동 성단(moving cluster)의 방법은 100pc을 넘는 개개의 별의 거리를 정확하게 알려줍니다. 그러나 실제로 적용되고 있는 성단은 극히 드물며 황소자리의 히아데스 성단은 가장 유명한 성단입니다. 성단이란 많은 별들로 이루어진 것을 말하며, 이들은 중력으로 서로 묶여 있기 때문에 한 집단으로 공간을 운동하고 있습니다. 만일 성단이 천구 위에서 알아볼 수 있을 정도의 각도를 이룬다면, 개개의 별의 고유 운동은 하늘의 한 점으로부터 수렴하는 것처럼 나타날 것이므로 성단의 평균 시선속도의 측정과 삼각법에 의해 성단내의 각별의 거리를 구할 수 있습니다.
(1pc = 3.26LY = 206265 AU = 3.086x10^13 km)
(LY -> 빛이 1년 동안 도달할 수 있는 거리)
광도 거리 관계- 별의 밝기에 기초를 둔 거리 측정 방법입니다. 삼각시차나 운동 성단의 방법은 가까운 대표적인 별(혹은 성단)에 대해서 절대적인 거리와 밝기가 결정될 때 비로소 거리의 눈금이 완성되는 것입니다. 복사플럭스는 광원으로부터 거리의 제곱에 반비례하여 감소하므로 거리가 결정되면 절대적인 밝기는 관측된 겉보기의 밝기로 계산 가능합니다. 여기에는 (1) 개개의 별에 대한 분광시차 법이 있습니다. 별의 스펙트럼으로부터 분광형과 광도계급을 결정할 수 있습니다. 이 자료는 H-R도 위에서 별의 위치를 확정하며, 이로부터 별의 절대등급을 읽어내는 것으로 관측된 실시 등급으로부터 우리는 거리 지수와 별의 거리를 계산할 수 있습니다. (2) 주기적 변광성을 이용하는 방법이 있습니다. 거문고자리 RR형과 세페이드 변광성은 주기적으로 밝아지고 어두워지는데, 주기는 별의 평균 절대적 밝기와 관련이 있습니다. (3) 주 계열 맞추기가 있습니다. 성단의 별들의 절대적 밝기를 그 색깔에 대해서 도표에 그려 넣어 보면 대부분 별들은 H-R도 위의 하나의 곡선을 이루고 있습니다. 여기서 거리를 알지 못하는 성단의 색-실시 등급 도를 반투명한 종이에 그린다음 이것을 눈금이 확정된 H-R도 위해서 아래위로 이동시켜서 2개의 주 계열이 같은 분광형에서 겹쳐지도록 합니다.