고등학교에서 천문학을 배울 때는 꼭 배우는 게 거리를 구하는 것
중고교에서 배울 거리를 찾는 것은 보통 시차와 허블의 법칙이다.
천문학 서적을 보면 이런 그림을 볼 수 있는데
다양한 길을 찾는 방법도 소개되어 있습니다.여기에 나와 있는 내용을 간단히 소개하려고 한다. (위 표는 서적마다 약간의 차이가 있다.)
- 레이더(-1AU) 가까운 천체, 보통 소행성이나 혜성 같은 경우 레이더로 측정한다.
2) 항성시차 (~200pc) 이 내용은 지구과학에서도 배우는 내용이라 생략
3. HR 도표(~10000pc)
이 도표는 지구과학을 배우는 학생이라면 한 번쯤 보는 표다. 이 표를 이용해서 거리를 잡을 수 있는데,
먼저 길을 찾는 공식이 뭐가 있는지 생각해보자.겉보기 등급 – 절대 등급 = 5 log 거리 – 5 그야말로 복성 방정식이다.(복선방정식:https://m.blog.naver.com/hongju3498/221139054536 )
두 가지 등급을 알면 거리를 둘 수 있다. 위 표의 세로축에는 절대 등급이 있다.겉보기 등급은 눈으로 보면 금방이다.
- 분광시차 절대 등급을 알아야 하는데 어떻게 알 수 있을까?
표를 자세히 보면 주계열성, 거성, 백색왜성 등이 기록되어 있다. 종류마다 표의 위치가 다르다.
우리는 관측을 통해 분광형과 광도의 계급을 알 수 있으며, 별의 분광형 그리고 광도의 계급을 통해 이 별이 어디에 위치해 있는지를 알 수 있다.태양의 경우, G2V에서 G2라고 하는 분광형 V라고 하는 광도 계급을 가진다. 이것에 대해 자세한 것은 나중에).
- 주계열 맞춤법은 산개성단을 이용한다.하나의 산개성단을 관측하면 겉보기 등급과 분광형을 알 수 있다.
- 이를 hrdiagram(겉보기 등급 ver.)으로 그릴 수 있지만 그려보면 hrdiagram(절대 등급 ver.)에서 볼 수 있는 주계열 라인이 만들어진다(산개성단은 대부분 주계열이 주구성원이다.)
- 그런데, 모든 별은 hrdiagram에 따르기 때문에, 겉보기 등급 ver.와 절대 등급 ver.의 두 개를 비교해 보면 된다.
위의 사진을 자른 것이기 때문에 화질이 다른데, 이렇게 겉보기 등급과 절대 등급 버전에 차이를 볼 수 있게 되어, 이들 각각의 평균으로 두 등급의 차이를 구할 수 있다.
4. 세페이드 변광선(25Mpc)이 이제 은하를 벗어날 범위다.앞으로는 단순한 관측은 어렵다.지금까지 모아 온 수많은 데이터로부터 만들어진 경향성을 이용해야 한다.
변광선은 문자 그대로 여러 가지 이유로 광도가 변하는 별이다.학자들은 이런 별들을 관측하고 데이터를 모아 온 결과 변광주기가 광도와 관련이 있음을 알게 됐다.(광도=절대 등급이라고 생각하면 된다.)
그것이 이 표이며 변광주기를 알면 절대 등급을 구할 수 있다.
먼 은하 내에 있는 변광성을 관측해, 그 은하까지의 거리를 구할 때 사용된다.
5. 은하의 자전 속도-광도(-2020Mpc) 거리가 더 멀어지면 은하 내의 변광성 관측이 어려워지지만 앞으로는 은하를 관측해 거리를 구한다.
위와 같이 관계를 이용하지만 우리는 Tully-Fisher relation이라고 부르는 툴리와 피셔라는 사람의 관계가 아니라 둘이 만든(?) 관계다.
말이 좀 이상하지만 어쨌든 은하의 자전 속도와 광도의 관계다.광도가 큰 은하는 질량이 크고 질량이 큰 은하는 자전 속도가 빠르다.(은하의 자전속도 측정법은 나중에 시간이 나면)
6. Standard Candle(~1Gpc) 표준 촛불(?) 뭐라고 번역할지는 모른다.너무 멀어지면 천체관측은 어려워진다. 그래서 이용하는 것이 특징적인 천체를 이용하는 방법이다.
이 천체의 조건은 충분히 밝고, 「특징」을 가져야 한다.이 특징은 특정 광도인 만약 모든 별이 1등급이라고 하자. 거리 찾기는 정말 쉬워. 그러나 별의 등급이 다양해 힘들지만 학자들은 관측과 연구를 통해 이런 천체를 발견했다.
이 초신성은 약-19등급이라고 하는 일정한 최대 절대 등급을 가지고 있기 때문에, 관측만이 할 수 있다고 하는 절대 등급은 구한 것이지만, 1a형 초신성:https://m.blog.naver.com/hongju3498/221063062633 )
7. 허블의 법칙 누구나 한 번쯤 들어본 법칙 팽창 우주인 현재 허블의 흐름에 있는 은하까지의 거리를 구할 수 있는 법칙이다.
후퇴 속도 = 허블 상수 * 거리
우주의 팽창률을 나타내는 허블 상수는 이름은 상수지만 시간이 지날수록 변하며 실제 사용되는 공식은 단순히 위에 사용되는 공식과는 조금 다르다.
허블의 흐름이란 우주 팽창에 몸을 맡긴(?) 것을 뜻한다.은하단 내에 있는 안드로메다를 포함한 몇몇 은하는 멀지 않게 가까워지는 등 허블의 흐름을 따르지 않는다.