# [천문학 3] 별까지의 거리는 어떻게 측정할까? — 연주시차와 우주 거리 사다리

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[천문학 3] 별까지의 거리는 어떻게 측정할까? — 연주시차와 우주 거리 사다리 앞에서 천구와 천체의 위치를 공부했다. 그렇다면 이제 새로운 질문이 생긴다. 별이 어느 방향에 있는지는 알 수 있다. 하지만 그 별이 우리에게서 얼마나 멀리 떨어져 있는지는 어떻게 알 수 있을까? 천문학자는 별까지 직접 갈 수 없다. 그럼에도 우리는 어떤 별이 10광년 떨어져 있는지, 어떤 은하가 수백만 광년 떨어져 있는지를 알고 있다. 그 비밀은 각도, 밝기, 빛의 특성 을 이용하는 데 있다. 이번 글에서는 천문학에서 거리를 측정하는 기본 원리를 알아본다. 1. 천문학에서 거리 측정은 왜 어려울까? 지구에서는 거리를 직접 측정할 수 있다. 예를 들어 자 줄자 레이저 거리 측정기 GPS 등을 사용할 수 있다. 하지만 별까지의 거리는 이렇게 직접 측정할 수 없다. 별은 너무 멀리 떨어져 있기 때문이다. 그래서 천문학에서는 거리마다 다른 방법을 사용한다. 이러한 여러 거리 측정 방법을 단계적으로 연결하는 체계를 우주 거리 사다리(Cosmic Distance Ladder) 라고 한다. 2. 우주 거리 사다리란? 우주 거리 사다리는 하나의 측정 방법만 사용하는 것이 아니다. 가까운 천체는 가까운 천체에 맞는 방법을 쓰고, 먼 천체는 더 멀리까지 사용할 수 있는 다른 방법을 쓴다. 가까운 별 ↓ 연주시차 더 먼 별 ↓ 밝기 비교 더 먼 은하 ↓ 세페이드 변광성 아주 먼 은하 ↓ Ia형 초신성 즉, 가까운 거리 측정법 ↓ 그 결과를 이용해 더 먼 거리 측정법을 보정 ↓ 다시 더 먼 우주까지 확장 하는 방식이다. 그래서 사다리라는 이름이 붙었다. 3. 가장 기본적인 방법 — 연주시차 가까운 별의 거리를 측정하는 대표적인 방법은 연주시차(Annual Parallax) 이다. 연주시차는 지구가 태양 주위를 공전한다는 사실을 이용한다. 4. 연주시차는 왜 발생할까? 손가락 하나를 눈앞에 세워보자. 왼쪽 눈만 뜨고 손가락을 본다. 그다음 오른쪽 눈만 뜨고 본다. 그러면 손가락의 위치가 뒤쪽 배경에 대해 조금 이동한 것처럼 보인다. 손가락이 실제로 움직인 것은 아니다. 관측 위치가 바뀌었기 때문이다. 이것이 시차의 기본 원리다. 5. 지구도 같은 방식으로 움직인다 지구는 태양을 중심으로 공전한다. 따라서 6개월 간격으로 관측하면 지구의 위치가 크게 달라진다. 1월의 지구 \ \ 태양 / / 7월의 지구 이 두 위치에서 같은 별을 관측하면, 가까운 별은 아주 멀리 있는 배경별에 비해 위치가 약간 움직인 것처럼 보인다. 이 겉보기 위치 변화가 연주시차다. 6. 가까운 별일수록 시차가 크다 이 개념은 직관적으로 이해할 수 있다. 손가락을 눈 가까이에 두면 눈을 바꿔 뜰 때 위치 변화가 크게 보인다. 반대로 손가락을 멀리 두면 위치 변화가 작아진다. 별도 마찬가지다. 가까운 별 → 시차 큼 먼 별 → 시차 작음 따라서 시차의 크기를 측정하면 별까지의 거리를 계산할 수 있다. 7. 연주시차의 기본 공식 연주시차에서는 다음 관계가 사용된다. d = 1 / p 여기서 d = 거리(parsec) p = 연주시차(arcsecond) 이다. 예를 들어 어떤 별의 연주시차가 1 arcsecond 라면 거리는 1 parsec 이다. 그래서 파섹이라는 거리 단위 자체가 연주시차와 연결되어 있다. 8. 파섹의 의미 앞에서 1 pc ≈ 3.26광년 이라고 배웠다. 이번에는 그 정의를 이해할 수 있다. 어떤 별의 연주시차가 1각초 라면 그 별까지의 거리를 1파섹 이라고 한다. 즉, p = 1 arcsecond ↓ d = 1 parsec 이다. 9. 각초란 무엇일까? 각도를 더 작은 단위로 나누면 1° = 60 arcminute 그리고 1 arcminute = 60 arcsecond 이다. 따라서 1° = 3600 arcsecond 이다. 별의 연주시차는 대개 매우 작기 때문에 각도 단위보다 훨씬 작은 각초(arcsecond) 를 사용한다. 10. 연주시차 예시 어떤 별의 연주시차가 0.5 arcsecond 라고 해보자. 공식은 d = 1 / p 이므로 d = 1 / 0.5 따라서 d = 2 pc 이다. 광년으로 바꾸면 대략 2 × 3.26 ≈ 6.52광년 이다. 11. 시차가 작을수록 더 멀다 다른 예를 보자. p = 0.1 arcsecond 이라면 d = 1 / 0.1 따라서 d = 10 pc 이다. 즉, 시차 ↓ 거리 ↑ 라는 관계다. 이것은 반드시 기억해야 한다. 12. 연주시차는 어디까지 사용할 수 있을까? 연주시차는 매우 정확하고 직접적인 거리 측정법이다. 하지만 별이 멀어질수록 시차가 너무 작아진다는 문제가 있다. 별이 멀어짐 ↓ 시차가 작아짐 ↓ 측정이 어려워짐 그래서 아주 먼 별이나 은하까지의 거리를 연주시차만으로 측정하기는 어렵다. 이때 다른 방법이 필요해진다. 13. 밝기를 이용해 거리를 측정할 수 있다 멀리 있는 전등을 생각해보자. 같은 밝기의 전등이라도 가까이 있으면 밝게 보이고 멀리 있으면 어둡게 보인다. 별도 마찬가지다. 따라서 별이 실제로 얼마나 밝은지 알고 있다면, 현재 얼마나 어둡게 보이는지를 이용해 거리를 추정할 수 있다. 이때 중요한 개념이 겉보기 밝기 절대 밝기 이다. 14. 겉보기 밝기 겉보기 밝기는 말 그대로 지구에서 관측했을 때 얼마나 밝아 보이는가 를 의미한다. 별 자체가 매우 밝더라도 아주 멀리 있다면 어둡게 보일 수 있다. 반대로 별 자체는 상대적으로 어두워도 가까이 있다면 밝게 보일 수 있다. 따라서 겉보기 밝기만으로는 별의 실제 밝기를 알 수 없다. 15. 절대 밝기 절대 밝기는 별을 일정한 거리에서 보았다고 가정했을 때의 밝기다. 천문학에서는 보통 별을 10 parsec 떨어진 곳에 두었다고 가정하고 밝기를 비교한다. 즉, 겉보기 밝기 → 지금 지구에서 보이는 밝기 절대 밝기 → 10 pc 거리에서 보았다고 가정한 밝기 이다. 16. 밝기와 거리의 관계 빛은 거리가 멀어질수록 넓은 공간에 퍼진다. 그래서 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다. 밝기 ∝ 1 / 거리2 즉, 거리 2배가 되면 밝기는 1 / 4 이 된다. 거리 3배가 되면 밝기는 1 / 9 이 된다. 이를 역제곱 법칙 이라고 한다. 17. 그렇다면 별의 실제 밝기는 어떻게 알까? 여기서 문제가 생긴다. 멀리 있는 별을 봤을 때 어두워 보이는 이유가 별 자체가 어두워서인지 멀리 있어서인지 구분하기 어렵다. 그래서 천문학에서는 실제 밝기를 알 수 있는 특별한 천체 를 찾는다. 이런 천체를 표준촛불(Standard Candle) 이라고 한다. 18. 표준촛불이란? 표준촛불은 실제 밝기를 알고 있는 천체 를 의미한다. 실제 밝기를 알고 있다면 현재 관측되는 밝기와 비교해서 거리를 구할 수 있다. 실제 밝기 + 관측된 밝기 ↓ 거리 추정 대표적인 표준촛불에는 세페이드 변광성 Ia형 초신성 등이 있다. 19. 세페이드 변광성 세페이드 변광성은 밝기가 일정한 주기로 변하는 별이다. 이 별에는 매우 중요한 특징이 있다. 밝기 변화 주기와 실제 밝기 사이에 관계가 있다. 즉, 주기 측정 ↓ 실제 밝기 추정 ↓ 관측 밝기와 비교 ↓ 거리 계산 이 가능하다. 20. 세페이드 변광성이 왜 중요할까? 세페이드 변광성은 개별 별이지만 매우 밝기 때문에 꽤 먼 거리에서도 관측할 수 있다. 그래서 다른 은하 안에 있는 세페이드 변광성을 발견하면 그 은하까지의 거리도 추정할 수 있다. 즉, 세페이드 변광성 거리 ≈ 그 별이 속한 은하의 거리 라고 볼 수 있다. 21. 세페이드 변광성과 우주의 크기 천문학 역사에서 세페이드 변광성은 매우 중요했다. 다른 은하에 있는 세페이드 변광성을 이용하면서 우리은하 밖에도 독립적인 은하들이 존재한다는 사실을 확인하는 데 큰 역할을 했다. 그 결과 우주 = 우리은하 라는 생각에서 벗어나 우주에는 수많은 은하가 존재한다 라는 현대적인 우주관으로 발전하게 되었다. 22. 더 먼 우주는 어떻게 측정할까? 세페이드 변광성도 무한히 멀리까지 사용할 수 있는 것은 아니다. 더 먼 우주에서는 Ia형 초신성 같은 매우 밝은 천체를 사용한다. 23. Ia형 초신성 Ia형 초신성은 특정 조건에서 폭발하는 백색왜성과 관련된 초신성이다. 매우 밝기 때문에 먼 은하에서도 관측할 수 있다. 또한 밝기 특성을 보정하면 거리 측정에 사용할 수 있다. 그래서 Ia형 초신성은 멀리 떨어진 은하의 거리를 측정하는 중요한 표준화 가능한 촛불 로 사용된다. 24. 초신성으로 무엇을 알 수 있었을까? Ia형 초신성을 이용하면 매우 먼 은하까지의 거리를 추정할 수 있다. 그리고 멀리 있는 은하의 거리와 적색편이를 함께 비교하면서 우주의 팽창 역사를 연구할 수 있다. 이 연구는 훗날 우주의 팽창이 가속되고 있다 는 사실을 발견하는 데도 중요하게 사용되었다. 이 내용은 나중에 우주론 시리즈에서 다시 공부할 예정이다. 25. 우주 거리 사다리의 전체 구조 이제 전체 흐름을 보면 이해하기 쉽다. 가까운 천체 연주시차 ↓ 별의 거리 측정 ↓ 세페이드 변광성의 실제 밝기 보정 ↓ 더 먼 은하까지 거리 측정 ↓ Ia형 초신성 보정 ↓ 더 먼 우주 거리 측정 즉, 하나의 방법으로 우주 전체를 측정하는 것이 아니다. 각 단계의 측정값이 다음 단계의 기준이 된다. 26. 왜 '사다리'라고 부르는가? 사다리를 생각해보자. 첫 번째 발판을 밟아야 두 번째 발판으로 올라갈 수 있다. 우주 거리 측정도 마찬가지다. 연주시차 ↓ 세페이드 ↓ 초신성 ↓ 우주론적 거리 앞 단계의 측정이 정확해야 다음 단계의 측정도 정확해진다. 그래서 전체 체계를 우주 거리 사다리 라고 부른다. 27. 거리 측정에서 오차가 중요한 이유 우주 거리 사다리는 여러 단계가 연결되어 있다. 따라서 앞 단계에 오차가 생기면 다음 단계에도 영향을 줄 수 있다. 연주시차 오차 ↓ 세페이드 보정 오차 ↓ 초신성 거리 오차 ↓ 우주의 팽창률 계산에도 영향 그래서 천문학에서는 거리 측정 정확도가 매우 중요하다. 28. Gaia 우주망원경이 중요한 이유 현대 천문학에서는 수많은 별의 위치와 시차를 매우 정밀하게 측정하는 관측 임무가 진행되어 왔다. 대표적인 것이 Gaia 우주망원경 이다. Gaia는 우리은하에 있는 매우 많은 별들의 위치 거리 운동 을 정밀하게 측정한다. 이러한 데이터는 우리은하의 구조와 별의 분포를 연구하는 데 매우 중요하다. 29. 별의 거리를 알면 무엇을 알 수 있을까? 거리만 알아내는 것으로 끝나지 않는다. 별까지의 거리를 알아야 그 별의 진짜 성질도 알 수 있다. 예를 들어 거리 + 겉보기 밝기 ↓ 실제 밝기 를 알 수 있다. 실제 밝기를 알게 되면 별의 에너지 방출량 별의 질량 별의 종류 별의 진화 단계 등을 연구할 수 있다. 즉, 거리 측정은 천체물리학의 기본이 된다. 30. 별의 위치와 거리를 함께 알면 3차원 우주가 된다 앞에서는 천구를 이용해 적경 + 적위 로 별의 방향을 표현했다. 하지만 이것만으로는 2차원적인 정보다. 여기에 거리 까지 알게 되면 별이 우주에서 실제로 어디에 있는지 3차원적으로 표현할 수 있다. 적경 + 적위 + 거리 ↓ 3차원 위치 따라서 천구 좌표와 거리 측정은 서로 연결되어 있다. 31. 이번 편에서 가장 중요한 개념 가장 먼저 기억할 것은 가까운 별의 거리 → 연주시차 이다. 그리고 시차가 크다 → 가깝다 시차가 작다 → 멀다 이다. 두 번째는 d = 1 / p 이다. 여기서 d = pc p = arcsecond 이다. 세 번째는 멀리 있는 천체 → 표준촛불 을 이용한다는 것이다. 대표적으로 세페이드 변광성 Ia형 초신성 이 있다. 핵심 정리 연주시차 지구가 태양 주위를 공전하면서 가까운 별이 배경별에 대해 움직이는 것처럼 보이는 현상이다. 가까운 별 → 시차 큼 먼 별 → 시차 작음 거리 공식 d = 1 / p d = 거리(pc) p = 연주시차(arcsecond) 파섹 연주시차가 1각초인 별까지의 거리 = 1 pc 1 pc ≈ 3.26광년 역제곱 법칙 밝기 ∝ 1 / 거리2 거리 2배 밝기 = 1/4 거리 3배 밝기 = 1/9 표준촛불 실제 밝기를 알고 있는 천체를 이용해 관측 밝기와 비교하여 거리를 측정한다. 대표적인 예 세페이드 변광성 Ia형 초신성 우주 거리 사다리 연주시차 ↓ 세페이드 변광성 ↓ Ia형 초신성 ↓ 더 먼 우주 거리마다 서로 다른 측정법을 연결해 사용하는 방식이다. 마무리 천문학자는 별까지 직접 갈 수 없다. 하지만 각도 빛 밝기 시간에 따른 변화 를 관측함으로써 별과 은하까지의 거리를 계산할 수 있다. 특히 연주시차는 천문학에서 가장 직접적인 거리 측정 방법 중 하나다. 그리고 연주시차에서 얻은 거리 정보를 바탕으로 더 멀리 있는 별, 다른 은하, 더 나아가 우주 규모의 거리까지 측정한다. 이것이 우주 거리 사다리다. 그런데 여기서 또 하나의 궁금증이 생긴다. 지구 주변에는 별만 있는 것이 아니다. 태양 주위에는 행성 위성 소행성 혜성 등 다양한 천체가 존재한다. 그렇다면 우리가 속한 태양계는 정확히 어떤 구조로 이루어져 있을까? 다음 편에서는 우리가 실제로 살고 있는 우주 공간인 태양계 를 공부한다. 다음 글 [천문학 4] 태양계는 어떻게 이루어져 있을까? — 태양부터 카이퍼 벨트까지