星間성간 消光소광과 星間성간 티끌

◁ 變光星변광성과 超新星초신성 ｜ 星團성단과 우리 銀河은하의 構造구조 ▷
※ 星團성단과 세페이드 變光星변광성으로 잰 距離거리는 星間성간 消光소광을 補正보정해야 正確정확해지므로(1918秊년 섀플리가 우리 銀河은하의 크기를 實際실제보다 크게 잡은 原因원인 가운데 하나도 이 補正보정이 없었던 것입니다), 星間성간 消光소광(03-02)을 먼저 읽는 順序순서로 이었습니다.

■ 12行행宇우03-02: 星間성간 消光소광 資料자료를 通통해 星間성간 티끌의 存在존재를 推論추론하고, 星間성간 티끌의 特徵특징을 說明설명할 수 있다.

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별 사이의 空間공간

비어 있지 않은 空間공간

별과 별 사이의 空間공간은 오랫동안 텅 빈 것으로 여겨졌습니다. 그러나 이 空間공간에는 아주 稀薄희박한 氣體기체와 작은 固體고체 알갱이가 퍼져 있는데, 이를 통틀어 星間성간 物質물질이라 합니다. 星間성간 物質물질은 質量질량으로 보면 大部分대부분 氣體기체이고, 그 가운데 水素수소가 約약 70%, 헬륨이 約약 28%를 차지합니다. 나머지 2% 程度정도의 무거운 元素원소는 그 절반 가까이가 固體고체 알갱이, 곧 星間성간 티끌의 形態형태로 있습니다. 氣體기체와 티끌의 質量比질량비는 大略대략 100 對대 1입니다.

星間성간 氣體기체의 存在존재를 처음 보여 준 것은 1904秊년 獨逸독일의 하트만이 觀測관측한 오리온자리 델타별의 스펙트럼이었습니다. 이 별은 두 별이 서로 도는 雙星쌍성이어서 吸收線흡수선이 週期的주기적으로 붉은 쪽과 푸른 쪽을 오가는데, 칼슘의 吸收線흡수선 하나만은 움직이지 않고 제자리에 머물렀습니다. 별과 함께 움직이지 않는 이 吸收線흡수선은 별과 地球지구 사이의 空間공간에 있는 칼슘 氣體기체가 만든 것이었습니다.

여러 狀態상태의 星間성간 氣體기체

星間성간 氣體기체는 溫度온도와 密度밀도가 매우 다른 여러 狀態상태로 섞여 있습니다. 가장 짙은 分子분자 구름도 地球지구 大氣대기보다 수十兆십조 倍배 稀薄희박하고, 大部分대부분의 狀態상태는 實驗室실험실에서 만드는 가장 좋은 眞空진공과 비슷하거나 그보다 稀薄희박합니다.

차가운 中性중성 水素수소가 내는 21 cm 電波전파는 1944秊년에 豫言예언되고 1951秊년에 처음 檢出검출되었습니다. 이 電波전파는 星間성간 티끌에 거의 가로막히지 않아 銀河은하 圓盤원반 건너편의 氣體기체까지 觀測관측할 수 있게 해 주며, 우리 銀河은하의 螺旋나선팔 構造구조와 回轉회전 速度속도를 밝히는 데 쓰입니다. 回轉회전 速度속도가 銀河은하의 質量질량에 대해 알려 주는 것은 「銀河의 回轉 曲線과 暗黑 物質」에서 다룹니다.

星間성간 消光소광

어두워지는 별빛

星間성간 티끌은 별빛을 吸收흡수하거나 四方사방으로 흩어 地球지구에 닿는 빛을 줄입니다. 이 때문에 별이 實際실제보다 어둡게 보이는 現象현상을 星間성간 消光소광이라 합니다. 星間성간 消光소광의 크기는 等級등급으로 나타내며, 消光소광이 1等級등급이면 별빛이 約약 40%만 地球지구에 닿는다는 뜻입니다.

星間성간 消光소광은 별이 멀수록, 그리고 銀河은하 圓盤원반 面면에 가까울수록 커집니다. 티끌이 銀河은하 圓盤원반의 얇은 層층에 몰려 있기 때문입니다. 圓盤원반 面면을 따라 보면 可視光線가시광선의 消光소광은 平均평균 1 킬로파섹當당 1~2等級등급 程度정도이고, 2萬만 6千천 光年광년 떨어진 銀河은하 中心중심 方向방향으로는 約약 30等級등급에 이릅니다. 30等級등급의 消光소광은 별빛이 1兆조 分분의 1로 줄어든다는 뜻이어서, 銀河은하 中心중심의 별은 可視光線가시광선으로는 전혀 보이지 않습니다. 밤하늘의 銀河水은하수가 군데군데 갈라지고 검게 비어 보이는 것도 그 앞에 티끌이 짙게 모여 있기 때문입니다.

트럼플러의 發見발견

星間성간 消光소광이 우리 銀河은하 圓盤원반 全體전체에 걸친 現象현상이라는 것을 보여 준 사람은 美國미국 릭 天文臺천문대의 트럼플러입니다. 1930秊년 그는 散開산개 星團성단 100個개 안팎의 距離거리를 두 가지 方法방법으로 구해 比較비교했습니다. 하나는 星團성단 속 별들의 밝기와 分光型분광형으로 구한 距離거리이고, 다른 하나는 星團성단의 겉보기 크기로 구한 距離거리였습니다. 散開산개 星團성단들의 實際실제 지름이 大體대체로 비슷하다고 보면, 겉보기 크기가 작을수록 멀리 있는 것입니다.

두 距離거리는 가까운 星團성단에서는 잘 맞았지만, 먼 星團성단일수록 밝기로 구한 距離거리가 크기로 구한 距離거리보다 體系的체계적으로 컸습니다. 밝기로 구한 距離거리를 그대로 믿으면 먼 星團성단일수록 實際실제 지름이 더 커야 하는데, 星團성단이 우리에게서 멀다는 理由이유만으로 커질 까닭은 없습니다. 트럼플러는 먼 星團성단의 별빛이 오는 길에 무언가에 의해 어두워져 距離거리가 過大評價과대평가되었다고 結論결론 내렸습니다. 그가 얻은 消光소광의 크기는 1 킬로파섹當당 約약 0.7等級등급(寫眞사진 等級등급)이었고, 먼 星團성단의 별일수록 色색이 붉어진다는 것도 함께 確認확인했습니다.

距離거리 指數지수와 消光소광 補正보정

별의 距離거리를 밝기로 구하는 方法방법은 빛의 밝기가 距離거리의 제곱에 反比例반비례한다는 데 바탕을 둡니다. 별을 10 파섹 距離거리에 두었을 때의 밝기를 絶對절대 等級등급 $M$이라 하고, 實際실제로 보이는 밝기를 겉보기 等級등급 $m$이라 하면, 等級등급 5가 밝기 100倍배에 該當해당하므로 둘의 差異차이와 距離거리 $d$(파섹) 사이에는 다음 關係관계가 成立성립합니다.

$m - M$을 距離거리 指數지수라 합니다. 그런데 星間성간 消光소광이 있으면 별은 $A$等級등급만큼 더 어둡게 보이므로, 式식은 다음과 같이 바뀝니다.

消光소광을 無視무시하고 첫 番번째 式식을 쓰면 距離거리는 實際실제의 $10^{A/5}$倍배로 計算계산됩니다. 消光소광이 1等級등급이면 約약 1.6倍배, 2等級등급이면 約약 2.5倍배 멀게 잡히는 것입니다. 例예를 들어 絶對절대 等級등급이 0等級등급인 별의 겉보기 等級등급이 10等級등급이라면, 消光소광을 無視무시할 때 距離거리는 1,000 파섹이지만, 消光소광이 2等級등급이었다면 $5\log d = 13$이 되어 實際실제 距離거리는 約약 400 파섹입니다. 밝기로 잰 距離거리는 消光소광을 補正보정하지 않으면 언제나 實際실제보다 멀게 나온다는 點점을 기억해야 합니다.

星間성간 赤化적화

붉어지는 별빛

星間성간 티끌은 모든 波長파장의 빛을 똑같이 가리지 않습니다. 波長파장이 짧은 푸른빛을 더 많이 흩고 吸收흡수하며, 波長파장이 긴 붉은빛은 더 많이 通過통과시킵니다. 그래서 티끌을 지나온 별빛은 어두워질 뿐 아니라 붉어지는데, 이를 星間성간 赤化적화라 합니다. 해 질 녘 太陽태양이 붉게 보이는 것과 비슷한 現象현상입니다.

다만 原理원리에는 差異차이가 있습니다. 하늘이 파란 것은 빛의 波長파장보다 훨씬 작은 空氣공기 分子분자가 빛을 흩기 때문이며, 이때 흩어지는 程度정도는 波長파장의 네제곱에 反比例반비례해 波長파장에 따라 매우 크게 달라집니다. 反面반면 星間성간 티끌은 크기가 可視光線가시광선의 波長파장과 비슷해서, 可視光線가시광선 領域영역에서 消光소광의 크기가 大略대략 波長파장에 反比例반비례하는 程度정도로 變변합니다. 消光소광이 波長파장에 따라 어떻게 달라지는지를 재면 거꾸로 티끌의 크기를 推定추정할 수 있는데, 이것이 星間성간 티끌의 크기를 알아낸 主주된 方法방법입니다. 波長파장이 훨씬 긴 赤外線적외선에서는 消光소광이 크게 줄어듭니다. 波長파장 2.2 μm의 近赤外線근적외선에서 消光소광은 可視光線가시광선의 10分분의 1 程度정도여서, 可視光線가시광선으로 30等級등급 가려진 銀河은하 中心중심도 이 波長파장에서는 3等級등급 程度정도만 가려집니다.

色超過색초과

赤化적화의 크기는 별의 色색으로 잽니다. 별의 色색은 푸른 필터(B)와 노란 필터(V)로 잰 等級등급의 差異차이인 色指數색지수 $B - V$로 나타내는데, 값이 클수록 붉은 별입니다. 별의 分光型분광형을 알면 그 별의 本來본래 色指數색지수 $(B-V)_0$을 알 수 있으므로, 觀測관측한 色指數색지수와의 差異차이를 구하면 티끌 때문에 붉어진 程度정도를 알 수 있습니다. 이 差異차이를 色超過색초과라 합니다.

色超過색초과와 V 필터에서의 消光소광 $A_V$는 比例비례해, 우리 銀河은하의 平均的평균적인 티끌에 대해서는 大略대략 $A_V \approx 3.1\,E(B-V)$의 關係관계가 成立성립합니다. 例예를 들어 本來본래 色指數색지수가 −0.2인 B型형 별의 色指數색지수가 +0.3으로 觀測관측되었다면 色超過색초과는 0.5이고, 消光소광은 約약 1.6等級등급입니다. 分光型분광형으로 本來본래의 色색을 알고, 그것이 얼마나 붉어졌는지로 消光소광을 구한 뒤, 그만큼 距離거리 指數지수를 補正보정하는 것이 별과 星團성단의 距離거리를 재는 實際실제 順序순서입니다.

星間성간 티끌

暗黑암흑 星雲성운

티끌이 짙게 모인 곳은 뒤쪽의 별빛을 거의 完全완전히 막아, 별이 빽빽한 하늘에 검은 구멍이 뚫린 것처럼 보입니다. 이를 暗黑암흑 星雲성운이라 합니다. 오리온자리에서 約약 1,400 光年광년 떨어진 말머리 星雲성운은 뒤에서 붉게 빛나는 HII 領域영역을 背景배경으로 말 머리 模樣모양의 그림자를 드리운 暗黑암흑 星雲성운이고, 南十字남십자자리에 있는 석탄자루는 맨눈으로도 銀河水은하수에 난 검은 얼룩으로 보입니다. 20世紀세기 初초 美國미국의 바너드는 이런 天體천체를 찍어 目錄목록으로 만들었는데, 처음에는 별이 없는 빈 空間공간이라는 解釋해석도 있었지만 뒤에 앞을 가리는 티끌 구름이라는 것이 밝혀졌습니다.

暗黑암흑 星雲성운 가운데 작고 둥글게 뭉친 것을 보크 구상체라 합니다. 이런 구름 속은 티끌이 바깥의 별빛을 막아 매우 차갑고, 그 덕분에 氣體기체가 自體자체 重力중력으로 收縮수축해 새로운 별이 태어날 수 있습니다. 「별의 進化」에서 본 原始星원시성이 可視光線가시광선으로는 보이지 않고 赤外線적외선으로만 觀測관측되는 것도 이 티끌 때문입니다.

티끌은 빛을 가리기만 하는 것이 아니라 흩어 보내기도 합니다. 밝은 별 가까이에 티끌 구름이 있으면 티끌이 별빛을 흩어 구름 自體자체가 희미하게 빛나는데, 이를 反射반사 星雲성운이라 합니다. 티끌은 푸른빛을 더 잘 흩으므로 反射반사 星雲성운은 파랗게 보입니다. 플레이아데스 星團성단을 감싼 푸른 星雲성운이 代表的대표적인 例예로, 이 星雲성운은 星團성단이 마침 지나가고 있는 티끌 구름이 별빛을 받아 빛나는 것입니다. 같은 티끌이 앞에서 별빛을 가리면 별을 붉게 만들고, 옆에서 별빛을 흩으면 구름을 파랗게 만드는 셈입니다.

티끌의 正體정체

消光소광이 波長파장에 따라 變변하는 模樣모양과 赤外線적외선 스펙트럼의 特徵특징에서, 星間성간 티끌의 크기는 大部分대부분 0.01~1 μm 사이로, 담배 煙氣연기의 粒子입자와 비슷하거나 그보다 작은 것으로 推定추정됩니다. 成分성분은 크게 두 가지로, 하나는 硅酸鹽규산염 鑛物광물이고 다른 하나는 炭素탄소로 된 알갱이입니다. 硅酸鹽규산염은 波長파장 約약 10 μm의 赤外線적외선에서 特有특유한 吸收흡수와 放出방출을 보여 그 存在존재가 確認확인됩니다. 「硅酸鹽 鑛物과 蛋白質·核酸」에서 본 地殼지각의 鑛物광물과 같은 種類종류의 物質물질이 宇宙우주 空間공간에도 아주 작은 알갱이로 퍼져 있는 것입니다. 分子분자 구름처럼 차가운 곳에서는 티끌 表面표면에 물이나 一酸化炭素일산화탄소가 얼어붙어 얼음 껍질을 이룹니다.

이 티끌은 주로 별의 一生일생 마지막 段階단계에서 만들어집니다. 赤色적색 巨星거성의 바깥 大氣대기가 宇宙우주 空間공간으로 흘러나가며 식으면 그 속의 硅素규소·마그네슘·炭素탄소 같은 元素원소가 뭉쳐 알갱이가 되고, 超新星초신성 爆發폭발의 噴出物분출물이 식을 때도 티끌이 생깁니다. 「變光星과 超新星」에서 본 미라型형 變光星변광성이 代表的대표적인 티끌 工場공장입니다.

티끌은 量양은 적어도 星間성간 物質물질의 化學화학에서 重要중요한 役割역할을 합니다. 宇宙우주에서 가장 많은 分子분자인 水素수소 分子분자는 氣體기체 속에서 水素수소 原子원자 둘이 부딪히는 것만으로는 잘 만들어지지 않고, 주로 티끌 表面표면에 달라붙은 水素수소 原子원자들이 만나 結合결합해 만들어집니다. 티끌은 또 별빛의 紫外線자외선을 막아 分子분자가 깨지지 않게 保護보호해 줍니다. 分子분자 구름이 티끌이 많은 곳에 생기는 것은 偶然우연이 아닌 셈입니다. 별과 行星행성이 태어날 때 이 티끌은 行星행성의 固體고체 材料재료가 되므로, 地球지구의 巖石암석도 거슬러 올라가면 옛 별들이 만든 星間성간 티끌에서 왔습니다.

偏光편광

1949秊년 美國미국의 힐트너와 홀은 각각 獨立的독립적으로, 멀리 있는 별의 빛이 조금씩 偏光편광되어 있다는 것을 發見발견했습니다. 偏光편광의 程度정도는 星間성간 消光소광이 큰 별일수록 컸고, 그 方向방향은 하늘의 넓은 領域영역에 걸쳐 가지런히 맞춰져 있었습니다. 이는 星間성간 티끌이 공 模樣모양이 아니라 길쭉한 模樣모양이며, 그 긴 軸축이 銀河은하의 磁場자장에 의해 한 方向방향으로 整列정렬되어 있다는 뜻으로 解釋해석되었습니다. 길쭉한 알갱이가 가지런히 늘어서 있으면, 알갱이의 긴 軸축 方向방향으로 振動진동하는 빛을 더 많이 가려 남은 빛이 偏光편광됩니다. 별빛의 偏光편광을 재면 거꾸로 우리 銀河은하의 磁場자장이 어느 方向방향으로 뻗어 있는지를 그릴 수 있습니다.

赤外線적외선으로 보는 宇宙우주

티끌이 吸收흡수한 별빛의 에너지는 사라지지 않습니다. 별빛을 吸收흡수해 데워진 티끌은 수십 K의 溫度온도에 該當해당하는 遠赤外線원적외선을 내놓습니다. 1983秊년 赤外線적외선 天文衛星천문위성 IRAS는 하늘 全體전체에 걸쳐 티끌이 내는 희미한 赤外線적외선 구름을 發見발견했고, 오늘날에는 銀河은하가 내는 빛의 相當상당 部分부분이 이처럼 티끌을 거쳐 赤外線적외선으로 다시 나온다는 것이 알려져 있습니다.

赤外線적외선은 消光소광이 작아 티끌 너머를 볼 수 있게 해 줍니다. 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 본, 우리 銀河은하 中心중심의 超大質量초대질량 블랙홀 周圍주위를 도는 별들의 軌道궤도도 可視光線가시광선이 아니라 近赤外線근적외선으로 追跡추적한 것입니다. 제임스 웹 宇宙우주 望遠鏡망원경이 赤外線적외선에 맞추어 設計설계된 理由이유 가운데 하나도 티끌 구름 속에서 태어나는 별과 行星행성을 보기 위해서입니다.

消光소광과 우리 銀河은하의 크기

星間성간 消光소광은 우리 銀河은하의 크기와 模樣모양을 둘러싼 20世紀세기 初초의 論爭논쟁에 깊이 얽혀 있습니다.

1920秊代년대 初초 네덜란드의 캅테인은 하늘의 여러 方向방향에서 별의 數수를 세어 우리 銀河은하의 模樣모양을 推定추정했습니다. 별의 數수는 어느 方向방향으로든 멀어질수록 비슷한 比率비율로 줄어들었고, 캅테인은 지름 수萬만 光年광년 程度정도의 圓盤원반 模樣모양 별 集團집단의 中心중심 가까이에 太陽태양이 있다고 結論결론 내렸습니다. 그러나 圓盤원반 面면을 따라 깔린 티끌은 어느 方向방향으로든 먼 별을 똑같이 가리므로, 太陽태양이 어디에 있든 四方사방으로 비슷한 距離거리까지만 별이 보입니다. 캅테인의 銀河은하가 작고 太陽태양이 그 中心중심에 놓인 것은 消光소광이 만든 錯覺착각이었습니다.

같은 時期시기 美國미국의 섀플리는 圓盤원반 바깥에 공 模樣모양으로 퍼져 있는 球狀구상 星團성단들의 距離거리를 變光星변광성으로 눈금을 맞춰 재었습니다. 球狀구상 星團성단들은 宇宙우주의 한쪽, 궁수자리 方向방향을 中心중심으로 몰려 있었고, 섀플리는 1918秊년 그 中心중심이 우리 銀河은하의 中心중심이며 太陽태양은 中心중심에서 5萬만 光年광년 안팎 떨어진 가장자리 쪽에 있다고 發表발표했습니다. 太陽태양이 銀河은하의 中心중심에 있지 않다는 그의 結論결론은 옳았지만, 그가 얻은 우리 銀河은하의 지름 約약 30萬만 光年광년은 오늘날 알려진 圓盤원반의 지름 約약 10萬만 光年광년보다 훨씬 컸습니다. 이렇게 크게 나온 理由이유로는 星團성단 속 變光星변광성의 光度광도를 잘못 잡은 것과 함께, 星間성간 消光소광을 考慮고려하지 않은 點점이 꼽힙니다. 消光소광을 補正보정하지 않으면 밝기로 잰 距離거리는 언제나 實際실제보다 멀게 나오기 때문입니다.

트럼플러의 1930秊년 發見발견은 두 그림의 어긋남을 함께 說明설명해 주었습니다. 消光소광을 考慮고려하면 캅테인의 銀河은하는 더 커지고 太陽태양은 中心중심에서 벗어나며, 섀플리의 銀河은하는 작아집니다. 星團성단과 變光星변광성으로 우리 銀河은하의 構造구조와 規模규모를 재는 方法방법은 바로 다음 글 「星團과 우리 銀河의 構造」에서 다루는데, 거기서 쓰는 모든 距離거리는 여기서 본 消光소광 補正보정을 거친 값이라는 點점을 기억해 두면 좋습니다.

整理정리

星間성간 티끌은 宇宙우주의 質量질량에서 아주 작은 部分부분에 지나지 않지만, 天文學者천문학자가 보는 거의 모든 빛에 흔적을 남깁니다. 별을 어둡고 붉게 만들어 距離거리를 속이고, 銀河은하 中心중심을 可視光線가시광선으로부터 가리며, 그러면서도 그 消光소광과 赤化적화를 精密정밀하게 재면 거꾸로 티끌의 크기와 成分성분, 銀河은하의 磁場자장까지 알려 줍니다. 그리고 그 티끌은 별이 죽으며 남긴 元素원소로 만들어져, 다음 世代세대의 별과 行星행성을 이루는 材料재료가 됩니다.