별의 물리량

 오리온자리를 자세히 관찰하면 별들의 색과 밝기가 다양하다는 것을 알 수 있습니다. 베텔게우스와 리겔은 각각 붉은색과 청백색을 띠며 다른 별들보다 밝게 보입니다. 과학자들은 이처럼 별이 가지고 있는 고유한 물리량으로 뭇별을 분류합니다.

 

별의 색과 표면 온도

 

 별의 색이 다양한 것은 별마다 표면 온도가 다르기 때문입니다. 별의 색과 표면 온도의 관계는 흑체의 성질로 설명할 수 있습니다. 흑체란 입사된 에너지를 모두 흡수하고 방출하는 이상적인 물체를 말합니다.

 

 흑체는 온도가 높을수록 모든 파장에서 더 많은 에너지를 방출합니다. 또, 고온의 흑체일수록 최대 에너지를 방출하는 파장이 짧아집니다. 즉, 흑체의 온도와 최대 에너지를 방출하는 파장사이에는 빈의 변위 법칙이 성립하게 됩니다.

 

 별은 흑체와 유사하게 온도에 따라 각 파장에서 방출하는 복사 에너지의 양이 다르고, 그에 따라 별의 색도 달라집니다. 즉, 표면 온도가 높은 별일수록 최대 에너지를 방출하는 파장이 짧아지므로 파란색으로 보이고, 표면 온도가 낮을수록 최대 에너지를 방출하는 파장이 길어지므로 붉은색으로 보입니다. 

 

 별의 색을 좀 더 정확히 나타내는 데에는 특정한 파장의 빛만을 통과시키는 필터가 이용됩니다. 주로 U, B, V 필터가 사용되는데, 각 필터를 통과한 빛을 가지고 정한 별의 겉보기 등급을 각각 U, B, V 등급이라고 합니다.

 

 B등급은 사진으로 촬영한 별의 밝기인 사진 등급과 비슷하고, V등급은 맨눈으로 본별의 밝기인 안시 등급과 비슷합니다. 사진 등급과 안시 등급의 차이를 색지수라고 하는데, 이와 유사한 B-V를 색지수로 활용합니다.

 

 표면 온도가 높은 별은 파장이 짧은 자외선과 파란색 부근에서 에너지를 많이 방출하므로 사진 등급이 작지만, 파장이 긴 붉은색 쪽에서는 에너지를 적게 방출하므로 안시 등급이 큽니다. 즉, 표면 온도가 높은 별일수록 색지수가 작고, 표면 온도가 낮은 별일수록 색지수가 큽니다. 이처럼 색지수는 별의 표면 온도를 나타내는 척도가 됩니다.

 

별의 분광형과 표면 온도

 

 흑체가 모든 파장에 걸쳐 복사 에너지를 방출하는 것을 연속 스펙트럼이라고 합니다. 연속 스펙트럼은 전구의 빛을 프리즘에 통과시켰을 때 무지개처럼 연속적인 색의 띠가 나타나는 것에서 쉽게 관찰할 수 있습니다. 그런데 별빛의 스펙트럼을 자세히 관찰하면, 연속적인 색의 띠 중간중간에 어두운 선들을 발견할 수 있습니다.

 

 별의 스펙트럼 중간에 어두운 선이 나타나는 것은 별의 대기에 존재하는 저온의 기체가 별이 방출하는 빛 중 특정 파장의 빛을 흡수하여 스펙트럼의 세기가 약해지기 때문입니다. 이 어두운 선을 흡수선이라 하고, 흡수선이 나타나는 스펙트럼을 흡수 스펙트럼이라고 합니다.

 

 이와는 달리 기체가 고온으로 가열되어 방출하는 불연속적인 파장의 빛이 밝게 나타나는 것을 방출선이라 하고, 방출선이 나타나는 스펙트럼을 방출 스펙트럼이라고 합니다.

 

 별의 흡수 스펙트럼은 별마다 서로 다릅니다. 이는 별의 대기에 존재하는 원소들이 별의 표면 온도에 따라 스펙트럼의 특정한 영역에서 흡수선을 형성하기 때문입니다. 즉, 별의 흡수선의 세기는 별의 표면 온도에 따라 달라집니다. 이러한 원리를 이용하여 피커링과 캐넌은 별의 스펙트럼을 16종류로 구분하였는데, 이들의 분류가 현대적인 별 분류의 기초가 되었습니다.

 

 현재는 별을 O, B, A, F, G, K, M형으로 분류합니다. 이를 스펙트럼형 또는 분광형이라고 합니다. 별의 분광형에서 표면 온도는 O형이 가장 높고, M형으로 갈수록 낮아집니다. 또, O형의 별에서는 이온화된 헬륨의 흡수선이 강하게 나타나고, A형의 별에서는 수소의 흡수선이 가장 강하게 나타납니다. 별의 표면 온도가 낮은 G, K, M형의 별에서는 금속 원소들과 다른 분자들에 의한 흡수선이 강하게 나타납니다.

 

 과학자들은 각 분광형을 다시 온도에 따라 고온의 0에서 저온의 9까지 10단계로 구분하여 사용합니다. 태양의 분광형은 G2이고, 표면 온도는 약 5800K입니다. 이처럼 별의 스펙트럼을 분석하면 별의 표면 온도를 알아낼 수 있습니다.

 

별의 광도

 

 별의 밝기는 등급으로 나타내는데, 1등급인 별이 6등급인 별보다 100배 밝습니다. 1등급 사이에는 약 2.5배의 밝기 차이가 있습니다.

 

 한 별의 광도는 지구에서의 거리와 관계없이 일정한 값을 갖습니다. 또, 같은 온도의 별이라도 광도에 따라 스펙트럼의 세기가 달라집니다. 그러므로 별을 정확하게 분류하려면 온도와 광도를 함께 고려해야 합니다.

 

별의 크기

 

 스펙트럼을 분석하여 별의 표면 온도를 알고 별의 절대 등급을 태양과 비교하여 별의 광도를 결정하면, 광도를 구하는 공식을 이용하여 별의 크기를 구할 수 있습니다.

 

 슈테판・볼츠만의 법칙은 표면 온도가 T인 흑체가 단위 시간 동안 단위 면적에서 방출하는 에너지양 E를 구하는 식입니다. 별은 흑체라고 생각할 수 있고, 별이 방출하는 에너지는 표면 온도의 4 제곱에 비례하므로, 별의 광도는 다음과 같이 별의 표면적과 별이 단위 시간 동안 단위 면적에서 내보내는 에너지양을 곱하여 얻을 수 있습니다.

 

슈테판・볼츠만의 법칙에 의해 유도되는 광도의 식을 이용하면 온도와 광도가 알려진 별의 크기를 구할 수 있습니다. 또, 별의 광도와 반지름을 알고 있는 경우에는 위 식으로부터 별의 표면 온도를 구할 수 있습니다.