천문학 (항성)

<EVGENEIA : 고귀한의 라틴어>

태양

태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 항성 중에서 가장 연구가 많이 된 항성이고 전형적인 주황색 분광형을 지닌, 46억 살의 주계열성이다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진, 주기적인 밝기의 변화를 보여준다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 개수가 변화하는 것과 관련되어 있다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련되어 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역이다.

플라스마 입자로 이루어진 태양풍은 태양으로부터 꾸준히 우주 공간으로 흘러나와서 태양권계면까지 이어진다. 태양풍은 지구의 자기권과 반응하여 밴 앨런 대를 형성하고, 지구의 자기력선이 대기로 내려와 만나는 지점에서 오로라를 형성한다.

태양은 나이를 먹으면서 밝기가 천천히 증가하고 있으며, 처음으로 주계열성으로 생애를 시작했을 때 비해 지금 40퍼센트 정도 더 밝다. 태양은 탄생 이후 지구의 생태계에 뚜렷한 영향을 줄 수 있을 정도로 밝기가 변해 왔다. 예를 들어 극소기로 인해 중세에 소빙하기 현상이 발생했던 것으로 보인다.

태양의 중심부에는 핵이 있으며 핵융합 작용이 일어날 정도로 매우 뜨겁고 압력 또한 크다. 중심핵 위에는 복사층이 있는데 여기서 플라스마는 에너지 플럭스를 복사 형태로 전달한다. 복사층 위에는 대류층이 존재하는데 이곳에서는 에너지가 물리적인 가스 교환 형태를 통해 전달된다. 이러한 태양의 대류층이 자기장을 발생시키는 원인이며, 이 자기장으로 인해 태양 표면에 흑점이 생겨나는 것으로 받아들여지고 있다.

우리 눈으로 볼 수 있는 태양의 바깥 표면을 광구라고 부른다. 광구 위에는 채층으로 불리는 얇은 지대가 존재한다. 채층 위에는 코로나가 형성되어 있으며, 온도는 급격하게 올라간다.

물체의 운동 법칙을 완성한 뉴턴은 초기에는 빛에 해한 연구를 하였다. 뉴턴은 프리즘을 통과한 햇빛이 무지개처럼 여러 색으로 나누어지는 것을 발견하고는 이를 스펙트럼이라고 불렀으며, 여러 색으로 나누어진 빛을 합치면 다시 백색광이 되는 것을 알아내었다. 뉴턴으로부터 시작된 빛에 대한 연구는 어떻게 발전했으며, 천문학 연구에 어떤 공헌을 했는지 알아보자.

스펙트럼 햇빛이나 백열전구의 빛을 프리즘에 통과시키면 가시광선 영역의 스펙트럼인 무지개 색 띠를 얻을 수 있다. 이렇게 파장에 따른 굴절률의 차이를 이용하여 빛을 파장 또는 진동수에 따라 분해한 것을 스펙트럼이라고 한다.

맨눈으로 본 별의 밝기를 나타낸 등급을 안시 등급이라 하고, 사진 건판에 나타난 밝기로 나타낸 등급을 사진 등급이라 하며, 사진 등급이라 하며, 사진 등급에서 안시 등급을 뺀 값을 색지수라고 한다. 고온의 별은 푸른색 파장의 빛이 강하므로 사진 등급이 안시 등급보다 작아서 색지수는 음수가 된다. 반대로 표면 온도가 낮은 노란색이나 붉은색 별은 사진 등급이 안시 등급보다 커서 색지수가 양수가 된다.

즉, 별의 표면 온도가 높을수록 색지수는 음수로 나타나고, 표면 온도가 낮을수록 양수로 나타난다. 이처럼 색지수는 별의 표면 온도에 따라 달라지므로 별의 표면 온도를 가늠하는 지표가 된다.

빛이 여러 색의 혼합으로 이루어져 있다는 사실은 무지개를 통해 확인할 수 있다. 그러나 17세기 중반까지 사람들은 무지개의 이런 특성을 이해하지 못하고, 단지 신비스러운 것으로 여겼다. 물체는 운동 법칙을 완성한 뉴턴은 초기에는 빛에 대해 연구하였다. 그는 프리즘을 통과한 햇빛이 무지개처럼 여러 색으로 나누어지는 것을 발견하고 이를 스펙트럼이라고 불렀으며 여러 색으로 나누어진 빛을 다시 합치면 다시 흰색의 빛이 되는 것을 알아내었다. 분광법은 이렇게 뉴턴으로부터 발전하게 된다. 즉, 빛을 파장별로 나누어 파장에 따른 세기를 측정하는 것이 분광법이고, 여기에 사용되는 장치를 분광기라고 한다. 

같은 밝기의 별이라도 맨눈으로 보는 경우와 사진으로 보는 경우 밝기가 다르게 나타난다. 그 까닭은 우리의 눈은 노란색에 예민하지만 천체 사진을 찍는 사진 건판은 푸른색에 민감하게 감광되기 때문이다.

별의 물리적 특성 중에서 표면 온도와 광도는 별의 크기를 알 수 있는 중요한 요소이다. 따라서 별을 표면 온도와 광도를 축으로 하는 그래프에 나타내면 별의 특성을 쉽게 파악할 수 있고, 비슷한 특성을 가진 별끼리 분류할 수 있다.
1910년대 초 러셀은 별의 표현 온도와 광도 사이의 관계 그래프를 그려 별을 분류하고 별의 특성을 파악하였다. 이 그래프를 그려 별을 분류하고 별의 특성을 파악하였다. 이 그래프를 두 천문학자의 이름을 따서 ‘H-R도’라고 한다.

이 그래프는 가로축의 왼쪽으로 갈수록 온도가 중가하고, 세로축의 아래로 갈수록 광도가 작아지는 그래프이다. 대부분의 별은 오른쪽 아래에서 왼쪽 위로 이어지는 좁은 띠 안에 분포하는데, 이 영역에 분포하는 별을 주계열성이라고 한다. 주계열성은 표면 온도가 높은 별일수록 밝을 뿐만 아니라 질량과 반지름도 크다. 별은 대부분의 일생을 주계열성 단계에서 보낸다. 

대부분의 별은 여러 단계를 거쳐 진화한다. 우주 공간에는 기체나 먼지로 이루어진 거대한 구름이 존재하는데, 이를 성운이라고 한다. 별은 기체 밀도가 높고 온도가 낮은 암흑 성운에서 태어난다. 암흑 성운에서는 내부 압력보다 중력이 크게 작용하므로 성운의 수축이 일어나 물질이 밀집된다. 이에 따라 중력이 커져서 더 많은 물질을 끌어당기게 되고, 성운의 밀도가 높아져 원시별이 되었다.

여기서 원시별은 별이 아니다. 별이 되기 위해서는 핵융합해야 한다. 하지만 원시별은 핵융합하기 전 단계이다.