고대 우주관과 별 관측의 역사

고대 우주관에 따르면, 우주는 지구를 중심으로 한 천구에 별들이 고정된 형태로 박혀 있는 구조라고 생각했다. 하지만 16세기 이후, 무한한 별들로 가득한 광대한 우주에 대한 상상이 등장하면서 이러한 우주관은 진지하게 재검토의 대상이 되었다. 갈릴레이는 은하수가 무수한 별들로 이루어져 있다는 사실을 발견하여, 우주 공간이 무한할 수도 있다는 상상에 현실감을 부여했다. 이 글에서는 고대 우주관의 변화, 별과 지구 사이 거리 측정, 망원경의 발전으로 인한 관측법의 발전, 별의 분류와 특성 등을 통해 고대 우주관이 어떻게 현대 천문학의 발전에 영향을 미쳤는지 다룬다.

목차

• 1. 고대 우주관의 변화
• 2. 별과 지구 거리의 측정
• 3. 별의 관측법과 망원경의 발전
  • 1) 태양계와 별의 거리 비교
  • 2) 별 관측을 위한 망원경의 발전
  • 3) 우주 탐사 위성을 통한 별 연구
  • 4) 전파 망원경을 통한 우주 탐사
• 4. 고대 우주관과 별의 분류와 특성
  • 1) 별의 밝기에 따른 분류
  • 2) 별의 색과 온도에 따른 분류
  • 3) 절대 온도와 켈빈 온도

1. 고대 우주관의 변화

고대 우주관 역사에서 지구를 중심으로 하는 천구에 별들이 박혀 있다는 고대인들의 우주관은 16세기 이후 별들로 가득 차 있는 무한한 우주를 상상하게 되면서부터 진지한 재검토의 대상이 되었다. 갈릴레이는 은하수가 무수한 별들로 이루어진 것임을 발견함으로써 우주 공간이 무한하다는 고대 우주관은 별의 무한함을 상상하게 해주었다.

2. 별과 지구 거리의 측정

그러나 별들과 지구의 거리는 19세기에 들어와서야 측정되기 시작했으며, 이로부터 별들의 공간적 분포 문제도 해결되었다. 별의 거리는 1838년 독일의 천문학자 프리드리히 베셀(Friedrich Bessel, 1784~1846)이 최초로 측정한 이후 여러 가지 방법으로 구할 수 있게 되었다. 이렇게 측정한 별들의 거리는 천구의 별들이 지구에서 아주 멀리, 심지어 태양계 너머에 있음을 보여주었다.

3. 별의 관측법과 망원경의 발전

1) 태양계와 별의 거리 비교

해왕성이 멀리 있다 해도 사실 그것은 고대 우주관과 별 관측의 역사 측면에서 태양에서 불과 40억 킬로미터 떨어져 있을 뿐이다. 이 거리는 다른 별들의 거리에 비하면 미미한 것이다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 약 4.2 광년, 즉 태양에서 해왕성까지 거리의 9000배나 되는 곳에 있다. 태양계에서 가장 가까운 은하인 안드로메다도 250만 광년 이상 떨어져 있다.

2) 별 관측을 위한 망원경의 발전

고대 우주관과 현대 관측 기술의 발전을 비교해보면 분해능은 서로 인접한 두 천체를 구분해 볼 수 있는 망원경의 능력을 말하며, 망원경 구경의 크기에 비례한다. 따라서 별을 연구하기 위해서는 보다 강력한 관측 수단이 필요했다. 20세기 동안 망원경은 기술적으로 크게 진보했지만, 여전히 가시적인 영역에 머물러 있다. 더구나 대기권의 영향 때문에 분해능이 약 0.3초각으로 제한되므로 아주 인접한 두 별은 제대로 식별할 수 없다.

그러나 약 30년 전부터 대기권의 영향을 받지 않는 대기권 밖에서 우주를 관측함에 따라 별에 대한 연구는 괄목할 만큼 발전하게 되었다. 이와 같이 우주 공간에서 작동하는 장치들은 별들이 방출하는 복사, 즉 X선, 자외선, 감마선, 온도가 낮은 곳에서 방출되는 파장이 아주 긴 원적외선 등 지상에서는 포착할 수 없는 것들을 포착할 수 있게 해준다.

3) 우주 탐사 위성을 통한 별 연구

1968년부터는 우주 탐사가 별들의 연구에 이용되었다. 1970년에 발사된 위성 우후루(UHURU, 스와힐리어로 ‘자유’라는 뜻)는 X선 광원의 위치를 포착하게 해주었다. 1975년부터 1982년 사이에 유럽의 위성 코스비(COS-B)는 감마선 복사를 관측했다. 원적외선 분야에서는 탐사선 아이라스(IRAS)가 1983년부터 온도가 낮은 별로부터 복사되어 나온 12∼100마이크로미터의 스펙트럼을 분석해 하늘의 영상을 얻어냈다. 1989년에 발사된 유럽의 우주 탐사선 히파르코스(Hipparcos)는 10만 개 별들의 위치와 운동을 0.002초각의 정밀도로 측정하는 것이 목표였다. 이와 연관된 임무를 맡은 티코(Tycho)는 약 50만 개 별들의 크기를 알아냈다. 1990년 발사된 허블 망원경은 약 600킬로미터 상공에서 우주 공간의 선명한 영상을 보내주고 있다.

4) 전파 망원경을 통한 우주 탐사

한편 전파 망원경은 태양과 다른 항성 및 성운들이 방출하는 라디오파들을 포착하게 해준다. 전파 망원경은 금속 그물이 달린 거대한 격자 포물면으로 이루어지는데, 이것들이 우주 공간에서 오는 라디오파를 수집한다. 라디오파는 몇 밀리미터에서부터 수만 미터까지의 파장을 가진 전자기파로, 현재 라디오 공학에서 널리 이용되고 있다. 미국의 그린뱅크(Green bank) 전파 망원경은 지름이 90미터에 달한다. 이러한 기술은 모두 1945년 이후에 개발된 것이다. 제2차 세계대전 동안 우연히 레이더에 걸린 라디오파가 외계로부터 온 것임이 판명되었던 것이다. 그렇게 해서 천문학자들은 별의 라디오 현상을 발견하게 되었다.

4. 고대 우주관과 별의 분류와 특성

1) 별의 밝기에 따른 분류

맨눈으로 보면 하늘의 별은 밝기가 각기 다르다. 따라서 별은 그 밝기에 따라 일차적으로 분류할 수 있다. 이러한 분류를 처음으로 시도한 사람은 그리스의 천문학자 히파르코스로, 그는 약 800개 별의 위치와 밝기를 나타낸 목록을 만들었다. 《알마게스트》의 저자 프톨레마이오스는 히파르코스의 목록에 약 1000개의 별을 더하고 실시 등급 또는 겉보기 등급에 따라 6등급으로 나누었다. 가장 밝은 별을 1등급, 그다음 밝은 별을 2등급, 맨눈으로 보기에 가장 어두운 별을 6등급으로 정한 것이다.

2) 별의 색과 온도에 따른 분류

절대 등급이라는 고대 우주관 개념만으로는 별을 분류하기에 충분치 않다. 왜냐하면 같은 밝기의 별이라도 다른 색깔을 띨 수 있기 때문이다. 맨눈으로도 유심히 관찰하면, 어떤 별은 푸르고 어떤 별은 붉으며, 노란색, 주황색, 보라색 별들도 있다.

금속 막대를 용접기 같은 것으로 달구어보면, 온도가 올라갈수록 막대의 색깔은 빨강에서 주황으로, 노랑으로, 그리고 흰색으로 바뀌는 것을 볼 수 있다. 이와 마찬가지로 별의 색깔 역시 표면 온도에 따라 정해지는 방출 스펙트럼에 따라 달라진다. 즉, 별의 표면 온도가 높을수록 푸른색으로 보이고, 표면 온도가 낮을수록 붉은색으로 보인다. 또한 별의 표면 온도는 스펙트럼의 흡수선 형태(스펙트럼형)로도 분류할 수 있다. 별의 스펙트럼형을 온도별로 분류하면 온도가 높은 순서대로 O, B, A, F, G, K, M으로 나눌 수 있다.

별의 분류 암기법으로는 “Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me.”라는 문구가 있다.

고대 우주관에 따른 표면 온도에 따른 별의 유형

3) 절대 온도와 켈빈 온도

별의 표면 온도는 절대 온도인 켈빈(K)으로 나타낸다. 섭씨 온도는 여기에 273.16을 더하면 되지만, 표면 온도가 워낙 높으므로 그 정도로는 사실상 별 차이가 없다. 절대 온도는 물질의 특이성에 의존하지 않고 눈금을 정의한 온도로 섭씨 영하 273.18도를 기준으로 고대 우주관에서는 해 보통의 섭씨 온도와 같은 간격으로 눈금을 정했다. 켈빈 온도 또는 열역학적 온도라고도 한다. 이로써 고대 우주관에서 말하던 천체의 성질을 더 깊이 이해할 수 있게 되었다.