고등학교에서 천문학을 배울 때는 반드시 배우는 것이 거리 찾기.
중고교에서 배우는 거리 찾기는 보통 시차와 허블의 법칙이다.
천문학 서적을 보면 이런 그림을 볼 수 있는데
다양한 거리를 찾는 방법이 나와 있다.여기 나와있는 내용을 간단하게 소개해보려고 한다. (위 표는 서적마다 조금 차이가 있다.)
- 레이더(~1AU)에 가까운 천체는 보통 소행성이나 혜성과 같은 경우 레이더로 측정한다.
2. 항성시차 (~200pc) 이 내용은 지구과학에서도 배우는 내용이므로 생략
3. HR도표 (~10000pc)
이 도표는 지구과학을 배우는 학생이라면 한 번쯤 보는 표다. 이 표를 이용해서 거리를 찾을 수 있는데요.
우선 거리 구하는 공식은 뭐가 있는지 생각해보자.겉보기 등급-절대 등급=5log 거리-5 바로 포그슨 방정식이다.(포그슨 방정식 : http://m.) blog.naver.com/hongju3498/221139054536)
우리는 두 종류의 등급을 알면 거리를 찾을 수 있어. 위 표의 세로축을 보면 절대 등급이 있다.보기 등급이야 눈으로 보면 금방이야.
- 분광 시차는 무조건 등급을 알아야 하는데 어떻게 알지?
표를 자세히 보면 주계열성, 거성, 백색왜성 등이 적혀 있다. 종류에 따라 표에 위치한 장소가 다르다.
우리는 관측으로 분광형과 광도계급을 알 수 있고 별의 분광형, 그리고 광도계급을 통해 이 별이 어디에 위치하고 있는지를 알 수 있다.(태양의 경우 G2V에서 G2라는 분광형 V라는 광도 계급을 가졌다. 이것에 대해 자세한 것은 나중에)
- 주계열 맞추기 보통은 산개성단을 이용한다.하나의 산개성단을 관측하면 외형 등급과 분광형을 알 수 있다.
- 이를 hrdiagram(외형 등급 ver.)에 그릴 수 있는데, 그려보면 hrdiagram(절대 등급 ver.)에서 볼 수 있는 주계열이 만들어진다(산개성단은 대부분 주계열이 주구성원이다.)
- 그러나 모든 별은 hrdiagram을 따르므로 겉보기 등급 ver.와 절대 등급 ver. 이 둘을 비교해 보면 된다.
위 사진을 잘랐기 때문에 화질이 별로 좋지 않지만 이렇게 외형 등급과 절대 등급 버전이 차이를 보이게 돼 이들 각각의 평균에서 두 등급의 차이를 구할 수 있다.
4. 셰페이드 변광성(~25Mpc)이 이제 우리 은하를 빠져나가는 범위다.앞으로는 단순한 관측은 어렵다.그동안 모아온 수많은 데이터로 만들어진 경향성을 이용해야 한다.
변광성은 말 그대로 여러 이유로 광도가 변하는 별이다.학자들은 이런 별을 관측하면서 데이터를 모아온 결과 변광주기가 광도와 관련이 있는 것으로 나타났다.(광도=절대등급으로 생각하면 된다.)
그것이 이 표이며 변광 주기를 알면 절대 등급을 얻을 수 있다.
먼 은하 내에 있는 변광성을 관측하고 그 은하까지의 거리를 구할 때 사용된다.
5.은하의 자전속도-광도(~200Mpc) 거리가 더 멀어지면 은하 내 변광성 관측이 어려워지는데 이때부터는 은하를 관측해 거리를 구한다.
위와 같이 관계를 이용하는데, 우리는 ‘Tully-Fisherrelation’이라고 부른다.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.
6. StandardCandle(~1Gpc) 표준촛불(?), 뭐라고 번역할지는 알 수 없다.너무 멀어지면 천체 관측은 어려워진다. 그래서 이용하는 것이 특징인 천체를 이용하는 방법이다.
이 천체의 조건은 충분히 밝아야 하며 특징을 가져야 한다.이 특징이란 특정한 광도이다.만약 모든 별이 1등급이라고 해보자. 거리를 찾는 것은 정말 쉽다. 그런데 별의 등급이 다양해 그것이 어렵지만 학자들은 관측과 연구를 통해 이런 천체를 찾았다.
그 천체 중 대표적인 것은 제1a형 초신성. 이 초신성은 약-19등급이라는 일정한 최대 절대등급을 가지고 있기 때문에 관측만 할 수 있다는 먼 절대등급은 구한 셈이다.(1a형 초신성 : http://m.) blog.naver.com/hongju3498/221063062633)
7. 허블의 법칙 누구나 한 번쯤 들어봤을 법칙 팽창 우주인 현재 허블의 흐름에 놓여 있는 은하들까지의 거리를 구할 수 있는 법칙이다.
후퇴 속도 = 허블 상수 * 거리
우주의 팽창률을 나타내는 허블 상수는 이름은 상수지만 시간에 따라 달라지며 실제 사용되는 공식은 단순히 위에 사용되는 공식과는 조금 차이가 있다.
허블의 흐름이란 우주 팽창에 몸을 맡긴(?) 것을 뜻한다.우리 은하단 내에 있는 안드로메다를 포함한 몇몇 은하는 멀어지지 않고 다가오는 등 허블의 흐름을 따르지 않는다.