리비트의 별

[투르판]

리비트의 별

여성이 차별받던 그 시대, 최저임금으로 별들의 거리를 계산한 그녀,

헨리에타 리비트(Henrietta Swan Leavitt. 1868-1921)

목사의 딸로 태어난 리비트는  래드클리프 대학을 졸업하고 1893년부터 하버드 대학교 천문대에서 별의 등급을 매기는, 별의 광도를 측정하는 일을 하였다.

1904년 리비트는 소마젤란성운에서 많은 변광성을 발견한다. 이후 그녀는 마젤란성운에서의 변광성에 대한 관측과 연구에 집중하기 시작한다. 1908년에 “마젤란성운의 1,777개 변광성”이라는 논문을 하버드 천문연례보고서에 게재했다. 이 때 리비트는 중요한 사실을 하나 알게 되는데 마젤란 성운들에 있는 변광성들은 변광하는 주기가 길수록 밝기가 더 밝다는 사실이다.

그리고, 1912년에는 이 연구를 바탕으로 특정한 변광성은 주기가 증가할수록 광도도 증가한다는 것을 밝혀냈다. 리비트가 연구한 별들은 “세페이드 변광성”이라고 불리는 변광성이다.

세페이드 변광성의 주기-광도 관계는 단순히 별의 특징을 넘어서서 우주의 중요한 척도가 된다. 주기-광도 관계로부터 별의 절대등급을 얻을 수 있으며 별의 상대등급과 절대등급을 안다면 별까지의 거리를 알수 있게 된다.

케페이드 변광성의 주기를 이용해서 거리를 계산하는 방법은, 우리은하 안에 있는 별까지의 거리를 측정하는 것은 물론 우리은하 밖에 있는 다른 은하까지의 거리를 측정하는 데도 사용할 수 있다. 리비트의 이론은 이후 우주의 나이를 측정하는 ‘허블의 법칙’이 나올 수 있는 기반이 되기도 했다.

하버드의 천문학자 에드워드 찰스 피커링이 고용한 여성 계산수들인 소위, “피커링의 하렘”을 촬영한 사진

하버드 천문대의 컴퓨터들은 독자적으로 연구 주제를 정하거나 발표할 수 없었다. 망원경을 조작하는 것도 금지였다. 리비트가 발견한 내용도 피커링의 이름으로 발표된 글을 통해서야 세상에 알려졌다.

에드워드  찰스 피커링 (Edward Charles Pickering)	1846-1919 하버드 대학교 천문대 소장 교육을 많이 받았지만, 정식으로 학자로 고용되기가 거의 불가능했던 당시의 여성들을 싼 임금을 주고(혹은 무급으로) 고용해 일종의 계산 기능인으로 활용했다. 시작은 자신의 집 가정부였던 윌리어미나 플레밍이었다. 이후 애니 캐넌, 헨리에타 리비트 등이 컴퓨터의 일원으로 활약했고, 이들 중 일부는 천문학 역사에 전설적인 흔적을 남겼다.
윌리어미나 플레밍 (Williamina Fleming)	1857-1911 플레밍은 단순히 계산만 한 게 아니라, 오늘날에도 쓰이는 항성의 분류법을 만드는 등 현대 천문학의 기초를 닦는 데에도 큰 공을 세웠다. 플레밍은 천문학에 미친 공로를 인정받아 미국 여성으로는 처음으로 영국왕립천문학회의 회원이 됐고 1911년 죽기 직전까지 활발히 연구했다.
애니 점프 캐넌 (Annie Jump Cannon)	1863-1941 하버드 분광 분류 시스템이라고 알려진 별의 분류법을 개발하였다. 헨리 드레이퍼 목록과 다른 여러 연구를 통해 약 35만개의 별을 분류하였다. 변광성 300개, 새로운 별 5개, 쌍성 한 개를 발견했다. 별의 스펙트럼 유형 : O,B, A, F, G, K, M (O Be A Fine Girl, Kiss Me)
안토니오 마우리 (Antonia Maury)	1866-1952 별의 스펙트럼(stellar spectra)을 사용한 분류법, 하버드 분광 분류 시스템을 개발
할로 섀플리 (Harlow Shapley)	1885-1972 1919년 최초로 우리 은하계의 구조와 크기를 밝히고, 우리 태양계가 은하계 속에서 자리하는 위치를 찾아냄으로써 태양계가 은하 중심에 있을 거라는 종전의 생각을 뒤집어놓았다. 그리고 안드로메다 성운은 우리 은하 안에 있는 것이 틀림없다고 선언했다. 태양계가 우리 은하의 중심에 있지 않다는 섀플리의 우리 은하 모형은 학계에 큰 파문을 일으켰고 우주관에 큰 변혁을 가져왔다.
히버 커티스 (Heber Doust Curtis)	1872-1942 1920년, 할로 섀플리와 ‘우주의 크기’라는 주제에 대해 논쟁 우리 은하는 섀플리 주장보다 10배나 작으며, 태양계는 우리 은하 중심에 있고 나선 성운들은 우리 운하 바깥에 있는데 우리 은하와 같이 많은 별들로 이루어져 있다고 주장했다.
아이나르 헤르츠스프룽 (Ejnar Hertzsprung)	1873-1967 별의 밝기와 색에 관한 관계를 규명하여 헤르츠스프룽-러셀 도표를 고안하였다. 또한 리비트의 방법을 개량하여 외부 은하까지의 거리를 측정하는 업적을 남겼다.
헨리 노리스 러셀 (Henry Norris Russell)	1877-1957 어두운 원반에서부터 별이 되고, 별이 핵융합 반응이 끝나고 축소되면서 적색 거성으로 변한다는 별의 진화에 관한 이론을 제시했다. 1910년 헤르츠스프룽과는 별도로 별 표면의 온도와 밝기의 관계표를 만들어 H-R도(헤르츠스프롱－러셀 도표)를 완성했다.
세실리아 페인 (Cecilia Helena Payne-Gaposchkin)	1900-1979 영국에서 태어나 옥스퍼드 대학에서 물리학을 전공했지만 학사 학위를 받지 못함. 미국으로 건너가 하버드 대학의 대학원에 입학 25세에 태양의 구성물질을 밝혀냄(천문학 역사상 가장 위대한 박사학위 논문) 하버드 대학에서 천문학 대학원 과정에 참가한 최초의 여성, 천문학 박사 학위를 받은 최초의 인물, 종신 교수직을 받은 최초의 여성, 자연과학대학의 학장을 맡은 최초의 여성
에드원 허블 (Edwin Powell Hubble)	1889-1953 리비트의 별(주기-광도 관계)을 이용하여 안드로메다 은하와의 거리를 재는데 성공했고, 우주가 팽창하고 있음을 밝혀냈다.
밀턴 휴메이슨 (Milton Lasell Humason)	1891-1972 휴메이슨은 14세 이후로 정식 교육을 받은 적이 없다. 등산을 좋아했으며 특히 윌슨 산에 오르는 것을 좋아했기 때문에, 윌슨 산 천문대가 건설될 때에 산 정상으로 장비를 배달하는 일을 했다. 1917년부터는 천문대의 청소부 일을 했는데, 천체 관측에 관심을 가져 밤 동안에는 관측 보조 일에 자원했다. 비록 학력은 낮았지만 휴메이슨의 기술적 능력이 뛰어났기 때문에 1919년 조지 헤일은 그를 정식 연구원으로 채용했다. 그는 멀리 떨어진 은하를 촬영하고 스펙트럼을 얻어내는 것에 능했으며, 그의 그러한 성과는 허블의 법칙을 세우는 데에 도움을 주는 등 물리우주론에 기여를 했다.

Harvard spectral classification

우주가 팽창한다는 것을 밝혀낸 미국 천문학자 에드원 허블의 업적 역시 리비트의 신기원을 이룬 연구가 있었기에 가능했던 것이다. 허블은 그의 저서에서  “헨리에타 리비트가 우주의 크기를 결정할 수 있는 열쇠를 만들어냈다면, 에드원 허블이 그 열쇠를 자물쇠에 쑤셔넣고 뒤이어 그 열쇠를 돌릴 수 있는 관측사실을 제공하였다.”고 했다. 허블은 평소 리비트의 업적을 인정하며 노벨상을 받을 자격이 있다고 자주 말했다고 한다. 스웨덴 한림원의 괴스타 미타그레플러는 리비트를 노벨 물리학상 후보로 올릴 생각을 하고 하버드 천문대장 섀플리에게 리비트의 세페이드형 변광성 연구에 관한 정보를 요청했다. 하지만 미타그레플러는 그보다 3년 전에 리비트가 암으로 사망했다는 사실만 알게 되었다. (노벨상은 죽은 사람에게 수여 되지 않는다.)

헨리에타 리비트 이전의 천체 거리 측정의 역사는 사람들이 점차로 더 큰 삼각형을 하늘 멀리까지 향하게 된 이야기라고 요약할 수 있다. (삼각측량 기법)

• 멀리 있는 산까지의 거리를 잴 줄 알게 된 마을의 우화

• 달의 시차를 이용한 측정

• 지구 궤도 지름을 밑변으로 하는 연주시차

• 세페이드 변광성의 주기

• 빛의 도플러 효과

1. 연주시차를 이용한 거리 측정

태양 주위를 공전하는 지구에서 한 별을 계속 관측하면 별은 어떻게 보일까? 지구 공전 궤도의 양 끝에서 별을 관측하면 별이 보이는 방향이 달라져서 시차를 측정할 수 있다. 그림과 같이 지구가 E1에 있을 때, 지구에서 비교적 가까운별 S는 배경이 되는 별에 대해 S1에 있는 것처럼 보인다. 또, 6개월 후 지구가 E2에 있을 때, 별 S는 배경이 되는 별에 대해 S2에 있는 것처럼 보인다. 이때 ∠E1SE2를 별 S의 시차라 하며, 이 시차의 이미지인 p를 별 S의 ＊연주 시차라고 한다.

연주 시차 1초(1초는 1도의 각도를 3,600으로 나눈 값이다. 즉 3,600초=1도)에 해당하는 거리를 1파섹(parsec, 약자 pc)이라고 한다. 1파섹을 광년으로 환산하면 3.26광년이다.

연주시차를 처음으로 측정한 인물은 독일의 과학자 프리드리히 베셀(Friedrich Wilhelm Bessel, 1784 ~ 1846)이다.

2. 별빛의 밝기를 이용한 거리 측정

우리는 경험적으로 가까이 있는 불빛이 멀리 있는 불빛보다 더 밝게 보인다는 것을 안다. 같은 거리에서 같은 밝기였던 2개의 불빛 중 하나를 다른 하나보다 2배 먼 거리에 놓아두면 밝기가 거리의 제곱에 반비례해, 즉 4분의 1로 어두워진다. 그런데 거리를 가늠하기 힘든 희미한 불빛을 보았다고 치자. 우리는 그 불빛이 원래는 아주 밝지만 워낙 멀리 있기 때문에 희미한 것인지, 아니면 비교적 가까운 거리에 있지만 원래 불빛이 어두워서 희미한 것인지 알 길이 없다. 우리 눈에 들어오는 빛의 밝기, 즉 ‘겉보기 밝기’는 그 광원의 원래 밝기(이것을 ‘절대 밝기’라고 한다. 일정한 기준 거리를 정해 놓고 광원이 관측자에게서 그 거리만큼 떨어져 있을 때 얼마나 밝은가를 정하면 된다.)와 관측자와 광원 사이의 거리의 영향을 모두 받기 때문에 빛이 밝은지 어두운지만으로는 그 빛까지의 거리를 전혀 알 수 없다. 만약 우리가 다른 방법으로 별빛의 절대 밝기를 알 수 있다면 어떨까? 그렇다면 우리는 절대 밝기와 겉보기 밝기를 비교해서 별이 절대 밝기의 기준이 되는 거리보다 얼마나 가까운지, 혹은 얼마나 먼지 알 수 있다. 예를 들어 겉보기 밝기가 절대 밝기보다 9배 정도 어둡다면(밝기는 거리의 제곱에 반비례하니까.) 그 별이 절대 밝기의 기준 거리보다 3배 멀리 있다는 결론을 내릴 수 있다.

별빛의 절대 밝기를 알 수 있는 방법은 1912년 리비트가 세페이드 변광성을 조사하여 주기와 절대 밝기가 비례한다는 점을 통해 밝혀냈다.

세페이드 변광성은 별빛의 밝기가 주기적으로 변하는 별이다. 세페이드 변광성은 별의 중력 수축과 별 내부의 핵융합 반응에서 생기는 열이 만드는 압력이 서로 밀고 당겨 별 자체의 크기가 변하기 때문에 밝기가 달라진다. 중력 수축이 강해지면 별은 움츠러들고 어두워진다. 이렇게 별이 움츠러들어 별 내부의 연료가 압축되면 핵융합 반응이 격렬해져 더 많은 에너지를 낸다. 이 결과로 별의 온도는 높아지고 압력도 따라서 높아져 별이 부푼다. 이때는 세페이드 변광성이 밝아진다. (맥동)

맥동의 주기는 그 변광성의 밝기(절대등급)와 밀접한 관계가 있다. 이 관계는 관측 결과 알게 된 일이지만, 이론적으로도 설명이 된다. 큰 종을 치면 낮고 장중(莊重)한 소리가 나오고, 작은 종을 치면 높고 귀여운 소리를 낸다. 피아노 소리에 비유하면, 낮은 음을 내는 피아노선은 굵고, 높은 음을 내는 피아노선은 가늘다. 별의 맥동도 종의 진동이나 피아노선의 진동과 마찬가지여서, 큰 별(절대 등급이 밝은 별)의 진동 피치는 낮고 주기가 길며, 작은 별(절대등급이 어두운 별)의 진동 주기는 짧다. 맥동의 주기를 알면 그 변광성의 절대등급을 알 수 있으며, 이것과 겉보기의 밝기(등급)와의 차로부터 거리를 알 수 있다. 이 방법은 성단이나 외부은하계 성운의 거리를 재는 데 사용된다. 즉, 별이나 성운의 거리라고 하는 천문학의 어려운 문제가 맥동하는 단주기 변광성에 의해서 간단히 해결되는 것이다.

리비트가 밝혀낸 것은 세페이드 변광성의 밝고 어두워지는 주기와 절대 밝기 사이에 간단한 비례 관계가 있다는 사실이었다. 소마젤란 성운에 있는 세페이드 변광성들은 지구로부터 거리가 모두 제각각이겠지만 대체로 지구에서 소마젤란 성운까지의 거리와 크게 다르지 않을 것이다. 이것은 지구에서 소마젤란 성운까지의 거리가 워낙 큰 반면, 소마젤란 성운 안에 있는 세페이드 변광성들 사이의 상대적인 거리는 무척 짧을 것이기 때문이다. 그러니까 리비트가 조사한 세페이드 변광성들은 지구에서 떨어진 거리가 거의 똑같다고 가정해도 무방하다. (천문학자들은 통이 크다. 참고로, 소마젤란 성운까지의 거리는 약 20만 광년, 성운의 지름은 약 7,000광년이다.)

리비트의 결과는 모든 세페이드 변광성들의 상대적인 거리를 알 수 있다는 것을 의미했다. 두 세페이드 변광성의 주기를 비교하면 같은 거리에 있을 때 어느 세페이드 변광성이 더 밝은지 알 수 있다. 여기서 다시 겉보기 밝기를 비교하면 하나의 별이 다른 별보다 얼마나 가까운지 혹은 멀리 있는지 알 수 있다. 이 과정을 계속 반복하면 결국 모든 세페이드 변광성들 사이의 상대적인 거리를 잴 수 있다.

이제 남은 일은 세페이드 변광성을 아무것이나 하나 골라 지구에서 떨어진 거리를 재는 일이다. 이것만 성공하면 세페이드 변광성의 변광 주기를 이용해 그 성운 안에 있는 다른 모든 세페이드 변광성들까지의 실제 거리를 알 수 있다.

덴마크의 아이나르 헤르츠스프룽은 리비트가 세페이드 변광성을 발견한 이듬해에 은하수에 있는 몇몇 세페이드 변광성까지의 거리를 직접 재는 데 성공했다. 그는 대략 같은 거리에 있는 여러 개의 세페이드 변광성들을 통계적으로 분석해 평균적인 시차를 구하는 방식을 취했다. 헤르츠스프룽의 방법은 미국의 할로 섀플리에게로 이어졌다. 헤르츠스프룽은 자신의 관측 결과와, 리비트가 발견한 소마젤란 성운 변광성의 주기-밝기 관계를 결합해 소마젤란 성운까지의 거리를 추정할 수 있었다. 이것은 우리 은하 밖 외계 은하에 대한 최초의 거리 측정이었다. 소마젤란 성운은 우리 은하에서 아주 가까운 작은 은하이다.

허블은 1923년 당시로서는 세계에서 가장 컸던 윌슨 산 천문대의 구경 100인치짜리 망원경으로 안드로메다 성운을 촬영했다. 허블과의 관계가 그다지 좋지 않았던 섀플리는 1921년 이미 하버드 천문대로 자리를 옮긴 상태였다. 허블은 억세게 운도 좋았던지 이 사진에는 세페이드 변광성이 하나 찍혔다. 이것은 안드로메다 성운에서 관측된 최초의 세페이드 변광성이었다. 그러니까 허블이 관측한 안드로메다 성운의 사진에 그 성운까지의 거리를 알려줄 지표가 그대로 찍힌 것이었다.

3. 적색편이(빛의 도플러 효과)를 통한 거리 측정

위험을 무릅쓰고 기찻길을 걸어본 경험이 있는 사람은 기차가 다가오면서 경적을 울릴 때와 멀어지면서 경적을 울릴 때 그 소리가 같게 들리지 않는다는 것을 경험했을 것이다. 그것은 다가오는 물체가 내는 소리의 진동수는 커져서 높은 음으로 들리고 멀어지는 물체가 내는 소리는 진동수가 적어져서 낮은 음으로 들리기 때문에 일어나는 현상이다.

이런 현상을 도플러 효과라고 하는데 이런 현상은 음파뿐만 아니라 빛에도 나타난다. 따라서 다가오는 광원에서 나오는 빛은 푸른빛 쪽으로 편향(blue shift, 청색편이)되어 나타나고, 멀어지는 광원에서 나오는 빛은 붉은빛 쪽으로 편향(red shift, 적색편이)되어 나타난다. 같은 원소에서는 일정한 파장을 가진 몇 가지 파장의 빛만을 내므로 스펙트럼의 수와 모양을 살펴보면 이 빛이 어떤 원소에서 나온 빛인지 판별할 수 있으며 또 얼마나 어느 쪽으로 편향되었는지도 알 수 있다.

1936년에 허블과 휴메이슨은 몇 년에 걸친 끈질긴 관측 끝에 적색편이의 정도와 은하까지의 거리가 비례한다는 것을 확인하게 되었고 이것을 허블 법칙으로 발표하였다. 이제 인간은 은하의 적색편이 정도만 측정하면 그 은하까지의 거리를 알아낼 수 있게 된 것이다.

대논쟁

1920년대에는 두 명의 저명한 천문학자 할로 섀플리와 히버 커티스 사이에 큰 논쟁이 있었다. M31(안드로메다)이라는 천체가 하늘에 있는데, 이 천체가 우리은하 안에 있는지(이 경우 M31은 안드로메다 ‘성운’이며 우리은하가 우주 전체가 된다) 혹은 밖에 있는 다른 은하인지(이 경우 안드로메다 ‘은하’이며 우리은하는 우주의 일부가 된다)를 놓고 갑론을박이 벌어진 것이다. 하지만 이 천체까지의 거리를 잴 수 없어 무의미한 공론에 그치고 있었다. 미국 윌슨산 천문대에 근무하던 관측 천문학자 에드윈 허블은 M31 안에 있는 세페이드 변광성의 밝기를 이용해 거리를 재는 데 성공했고, 이 천체가 우리은하 밖에 위치한 외부 은하임을 밝혔다.

[폴리]

와우~
말이 필요치 않네요 ^^

[님프]

발제문만 읽어도 될거 같은데요~

[아네스]

멋지세요~