<별의 밝기>

1. 실시등급(apparent magnitude)

하늘의 별들은 금방 눈에 들어오는 밝은 별에서부터 맨눈으로는 보이지 않는 희미한 별까지 밝기가 매우 다양하다. 예전부터 별을 관찰해 온 사람들에게는 이 별의 밝기와 별의 색깔이 어떤 별을 특정 지워주는 가장 중요한 자료가 되었다. 그래서 사람들은 별들의 밝기에 많은 관심을 가져 왔다.

처음으로 별의 밝기를 정량적으로 다루었던 사람은 알렉산드리아 시대의 히파르코스와 프톨레마이오스였다. 그들은 별의 밝기를 6등급으로 나누고 가장 밝은 별을 1등성이라고 했으며 가장 희미하게 보이 는 별을 6등성이라고 하였다. 따라서 하늘에 보이는 별들이 최하 6등성이다. 6등성보다 더 어두운 별들은 맨눈으로는 보이지 않기 때문에 망원경을 이용해야 관찰할 수 있다.

1850년 영국의 천문학자 포그슨(N.R. Pogson)은 망원경을 이용하여 알렉산드리아 시대부터 1등성이라고 구별되던 별과 6등성이라고 구별되던 별의 밝기 차이가 100배라는 사실을 밝혀냈다. 그는 5등급의 차이가 100배의 밝기를 나타내게 하기 위해서는 한 등급의 밝기 차이는 약 2.512배로 하면 된다고 생각하였다. 따라서 1등성은 2등성보다 약 2.5배 더 밝고, 2등성은 3등성보다 약 2.5배 더 밝다.

한편, 한국에서도 1770년(영조 46)에 편찬한 일종의 백과사전인 《동국문헌비고》 <상위고(象緯考)> 편에 항성의 등급에 따른 별의 밝기를 크기로 표현해 놓았는데, “1등성은 2등성의 2.43배, 2등성은 3등성의 2.55배, …, 5등성은 6등성의 1.33배”라고 되어 있어, 허셜의 연구와 비슷함을 알 수 있다. 이는 허셜의 연구보다 50년 이상 앞선 것으로, 조선 천문학의 우수성을 입증하는 것이다

처음에는 1등성에서 6등성까지만 구분했지만 맨눈으로는 관측이 불가능했던 별들이 망원경의 도움으로 관측이 가능해지자 별의 밝기는 이에 맞추어 높은 숫자를 가지게 되었다. 망원경으로 관측이 가능한 별 중에서 23.5등성도 있다. 또한 태양이나 보름달과 같이 1등성보다 밝은 별도 이 스케일에 의해 계산하면 음의 등급을 갖게 되는데 태양은 -26.7등성, 보름달은 -11등성에 해당된다. 그러나 이러한 겉보기 밝기는 실제 별의 밝기가 아니다. 따라서 별의 실제 밝기를 비교하기 위해서는 별을 같은 거리에 가져다 놓고 보아야 할 것이다.

2. 절대등급(absolute magnitude )

인간은 별을 마음대로 옮겨 놓을 수 있을 만큼 전능 하지는 않지만, 같은 거리에 옮겨 놓았을 때 얼마나 밝게 보일까를 계산할 수 있는 지혜는 가지고 있다. 그래서 천문학자들은 거리가 알려진 별을 32.6광년(10파섹)의 거리에 옮겨 놓았을 때 얼마나 밝게 보일까를 계산하여 그 결과를 등급으로 표시하고 이것을 절대등급이라고 하기로 하였다. 이에 대하여 별들의 겉보기 밝기를 실시등급이라고 한다.

실시등급이 -26.7인 태양은 절대등급이 4.8로 어두운 별에 속한다. 지금까지 살펴본 대로 우리에게 가까이 있는 별들도 실제로는 매우 먼 거리에 있다. 그러나 우리는 그렇게 먼 거리에 있는 별들에 대해 생각보다 많은 사실을 알고 있다. 별들에 대한 이런 사실은 별에서 오는 스펙트럼을 분석함으로써 얻을 수 있다.

최근에는 우리가 눈으로 볼 수 없는 적외선, 자외선, X선, 전파와 같은 빛도 천체 관측에 사용되고 있다. 전자기파 중에서 우리 눈으로 감지할 수 있는 가지광선은 아주 좁은 영역에 속한다. 따라서 가시광선만으로는 제한된 정보만 얻을 수 있다. 가지광선이 아닌 이러한 여러 가지 전자기파를 이용함으로써 우리는 우주에 대해 훨씬 많은 정보를 얻을 수 있게 되었다. 가시광선이 아닌 전자기파를 이용하여 본 우주의 모습은 눈으로 보는 모습과는 많이 다르다.

우리가 기대했던 모습과 다르다고 해서 실망하고 돌아서서는 안 된다. 우리 눈에 보이는 것이 우주의 참모습인지 아닌지 X선으로 본 우주의 모습이 참모습인지 곰곰이 생각해 보아야 할 것이다. 가시광선이 아닌 전자기파도 또 다른 형태의 빛이다.

<별의 색과 온도>

1. 물체의 온도와 색

대장간에서 쇠를 달굴 때, 쇠가 달구어짐에 따라 점차로 붉어지다가 나중에는 주황색으로 변하는 것을 볼 수 있다. 또, 전기 난로의 니크롬선은 처음에는 검붉은 색을 띠다가 나중에는 노란색으로 변하는 것을 볼수 있다. 이와 같이, 모든 물체가 나타내는 색깔은 물체와 온도와 밀접한 관계가 있다. 밤하늘의 별들도 붉은색, 노란색, 푸른색 등의 여러 가지 색깔을 띠고 있다. 예를 들어, 베텔쥬스나 리겔은 같은 오리온자리에 있는 별이라도, 베텔쥬스는 붉게 보이는데 반해 리겔은 청백색이다. 또, 베가나 데네브는 모두 흰색이다. 이러한 별의 색깔은 별의 표면온도에 따라 달라지는데 푸른색의 별이 가장 온도가 높다

2. 별의 색과 표면 온도

별의 색이 푸른 빛이 날수록 그 별의 표면 온도가 높고, 붉은 빛이 날수록 표면 온도가 낮다. 푸른색 별은 표면 온도가 5만℃, 청백색 별은 2만 5천℃, 흰색 별은 1만℃, 황백색 별은 7천℃, 노란색 별은 6천℃, 주황색 별은 5천℃, 그리고 붉은 색 별은 3천5백℃ 이다. 청백색으로 보이는 시피카의 표면 온도는 약 1만8천℃이다. 시리우스나 베가와 같은 흰색별은 1만℃정도, 아크투루스나 태양과 같이 노란색 별의 표면 온도는 5천~6천℃ 이다. 북극성은 황백색으로 7천℃이고, 불그스레한 안타레스의 표면 온도는 3천5백℃ 정도이다. 이처럼 별은 표면 온도가 낮아질수록 푸른색에서 흰색, 노란색, 붉은색의 순으로 변한다.

<별의 크기>

별은 태양이나 달과는 달리, 매우 멀리 있기 때문에 망원경으로 보아도 점으로만 보여서 그 크기를 직접 잴 수 없다. 그래서 별의 표면 온도가 밝기등을 조사하여 간접적인 방법으로 그 크기를 추측하고 있다. 같은 밝기를 가진 물체가 있을 때, 면적이 큰 쪽이 면적이 작은 쪽보다 밝게 보인다.따라서, 밝게 보이지만 표면 온도가 낮은 별은 크기가 큰 편에 속하게 되는것이다. 별의 절대 등급과 표면 온도를 알면 그 별의 크기를 짐작할 수 있다. 별의 크기는 매우 다양한데, 어떤 별의 크기를 말할 때 우리가 알고 있는 태양의 크기와 비교하여 말하면 이해하기 쉽기 때문에, 별의 지름이 태양의 몇 배라는 식으로 별의 크기를 비교한다.

1. 거성

태양보다 큰 별을 거성이라고하는데 거성은 태양보다 10배 가량 크고 초거성은 태양의 100배이상 크다. 초거성으로 알려진 전갈자리의 안타레스는 태양보다 약 240백나 더 크다.

2. 왜성

태양보다 훨씬 작은 별을 왜성이라고 하는데, 갈색 왜성과 백색왜성, 중성자 별이 있다.

갈색 왜성은 지름이 태양의 10분의 1이하이고, 표면 온도도 낮기 때문에 불그스레한 약한 빛을 내는 것으로 생각되고 있다.

백색 왜성은 태양 정도의 질량을 가진 별의 마지막 단계에 생기는 천체이다. 크기는 대략 우리가 살고 있는 지구와 비슷하다.

중성자 별은 백색 왜성보다 훨씬 더 작은데, 반지름이 10km 정도 밖에 되지 않는다.

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1. 히파르코스 [ Hipparchos , BC 160?~BC 125? ]

천체의 조직적 관측과 그 운동의 수학적 처리의 원조로 알려져 있다. 그리스 니케아에서 출생하여 로도스섬[島]에서 활동하였다. 저서는 남아 있지 않으나 그의 연구업적은 프톨레마이오스의 저서 《알마게스트》에 수록되어 후세 천문학의 기초를 구축하였다. 4계절의 길이가 똑같지 않은 것에서 착안하여 태양의 궤도를 이심원(離心圓)으로 계산하였고, 마찬가지로 달의 이심원을 정하여 태양과 달의 운행표를 만들어 일식과 월식을 예보하였다.

신성(新星)과 혜성(彗星)을 관측하였고, 1,080개의 항성에 대하여 그 밝기를 6등급으로 분류하여 항성목록(恒星目錄) 작성을 시도하였고, 그것을 150년 전의 티모카리스성표(星表)와 비교하여 항성들의 황위(黃緯)는 같지만 황경(黃經)이 약 2°씩 증가된 것을 발견하였다. 여기서 춘분점(春分點)이 황도(黃道) 위를 매년 48″씩 역행하는 것을 발견하고, 이를 춘분점의 세차(歲差)라고 불렀다. 천체운동에 관한 계산의 기초로서 삼각법을 고안하였고 사인함수표[正弦函數表]를 제작하였다.

황도(ecliptic )

태양의 궤도면은 평면이 아니지만, 평면이라 보고 그 평균궤도면을 황도면(黃道面)이라고 한다. 이것은 적도면과 23° 27'쯤 기울어 있고, 황도상의 적도를 가로지르는 두 점이 춘분점과 추분점이다. 황도를 기준으로 하는 좌표계를 황도좌표계라 하며, 행성의 위치를 나타내는 데 편리하다. 행성의 궤도면이 황도면과 이루는 각을 황도경사(黃道傾斜)라고 한다. 황도는 근소하지만 다른 행성으로부터의 영향으로 조금씩 변한다. 달의 궤도면인 백도면(白道面)과는 5° 9' 기울어 있다.

황위(celestial latitude)

0°에서 90°까지 측정하며, 황도면 북쪽의 천체에 대해서는 ＋, 남쪽의 천체에 대해서는 －기호를 붙인다. 황도를 기준으로 하여 천체의 위치를 나타낼 때, 황경(黃經)과 함께 사용한다. 태양 ·달 ·행성의 황위는 모두 작다.

황경(celestial longitude)

황도(黃道)좌표계의 북(남)극과 어떤 천체를 지나는 대원(大圓)이 황도와 교차하는 점으로부터 춘분점까지의 각거리(角距離).

ㅡ> 황씨 삼형제는 다음에 더 자세히..^^;;

2.프톨레마이오스 [ Ptolemaeos, Klaudios , 85?~165? ]

 영어명은 Ptolemy(톨레미). 127∼145년경 이집트의 알렉산드리아에서 천체(天體)를 관측하면서, 대기에 의한 빛의 굴절작용을 발견하고, 달의 운동이 비등속운동임을 발견하였다. 천문학 지식을 모은 저서 《천문학 집대성 Megal Syntaxis ts Astoronomias》은 아랍어역본(譯本)인 《알마게스트 Almagest》로서 더 유명한데, 코페르니쿠스 이전 시대의 최고의 천문학서로 인정되고 있다.

이 저서에서 BC 2세기 중엽 그리스의 천문학자 히파르코스의 학설을 이어받아 천동설(天動說)에 의한 천체의 운동을 수학적으로 기술(記述)하였다. 천체가 비교적 간단한 기하학적 모델에 의거하여 움직인다고 가정하고, 히파르코스의 사인표[正弦表]를 사용하여 해 ·달 ·행성의 위치를 계산했으며, 그에 따른 일식 ·월식 현상을 예보하는 방법을 상세히 설명하였다. 아리스토텔레스류(流)의 천동설과는 달리 완전한 수리천문서(數理天文書)로서 가치가 있다. 유럽에서는 15세기에 이르러서야 《알마게스트》를 이해할 수 있는 천문학자가 나타났으며, 천문학의 수준은 프톨레마이오스 시대로 되돌아가, 그 기초 위에서 코페르니쿠스의 지동설이 탄생될 수 있었다.

그 밖에 점성술책인 《테트라비블로스(四元의 數) Tetrabiblos》가 아랍 세계에서 인기를 얻었고, 지리학의 명저 《지리학 Geographike Hyphegesis》도 지리학계에서 오랫동안 아낌을 받았다. 그 밖에도 광학(光學)과 음악에 관한 여러 저서가 있다.

3. 포그슨 공식

1856년 래드클리프천문대의 N.R.포그슨은 별의 등급(m)과 별빛의 영향력이 완전히 없어지는 구경의 크기(a)는 m＝5 log a＋9.2와 같은 관계식을 가지고 있음을 처음으로 유도하였다.

이 때 별빛의 밝기(I)는 구경의 크기의 제곱(a²)에 비례하고 별빛이 어두울수록 등급은 커지기 때문에, 별의 등급과 밝기는 m＝－2.5 log I＋C(상수)와 같은 관계식을 갖는다. 이 관계식을 포그슨의 공식이라고 한다.

4. 허셜 [ Herschel, Friedrich William , 1738.11.5~1822.8.25 ]

독일 하노버 출생. 음악가의 아들로 태어나 7년전쟁에 종군하였다가 탈주하여 영국으로 건너갔다. 1766년 런던 교외의 작은 교회에서 오르간 연주자로 있으면서, 천문서적을 탐독하여 천문학에 관한 실력을 쌓았다. 그 후 자신이 직접 만든 망원경으로 관측에 열중하여, 마침내 항성천문학의 시조(始祖)가 되었다. 그의 주요업적을 요약하면 다음과 같다.

① 대형 망원경의 제작 : 1774년 초점거리 168cm의 반사망원경을 제작하였고, 이듬해에는 초점거리 213cm(지름 16.5cm), 1789년에는 초점거리 1,219cm(지름 122cm)의 거대한 망원경을 완성하였다. 구조는 개량 뉴턴식의 것으로, 이른바 허셜식 망원경이었다.

② 천왕성의 발견 : 1781년 초점거리 213cm 망원경으로 황도(黃道)를 관찰하던 중에 혜성과 비슷한 밝은 천체를 발견하였다. 궤도계산 결과 그것은 새로운 행성으로 판명되었고, 천왕성이라고 명명됨으로써 당시 알고 있던 태양계의 범위를 두 배로 넓혔다.

③ 쌍성의 발견과 《쌍성목록》의 편집 : 연주시차(年周視差)를 검출할 목적으로 갈릴레이가 언급한 쌍성을 조직적으로 관측하여, 1782년과 1784년에 800여 개의 《쌍성목록》을 작성하였고, 1802년 쌍성 중에서 케플러운동을 하는 것들을 확인하였다.

④ 항성계수(恒星計數)와 은하계의 발견 : 1783년 천구상에서 항성의 분포상태를 조사하기 시작하였다. 통계적으로 밝은 별은 가까운 별이고 어두운 별은 먼 별임을 생각하고, 별들이 원반 모양을 이루고 있음을 발견하여 은하계의 구조에 대한 기초를 수립하였다.

⑤ 《성운 ·성단목록》의 작성 : 전체 하늘을 조직적으로 관측하여 1786년, 1789년, 1802년의 3회에 걸쳐 총 2,500개의 성운 ·성단의 목록을 작성하였다.

⑥ 태양계의 운동 입증 : 1783년 밝은 별 7개의 고유운동에 대한 통계를 내어 발산점(發散點)을 찾아내고 그것을 우주공간에서 태양계 운동의 향점(向點)이라고 해석하고, 지동설(태양중심설)의 우주관에 대하여 수정을 가하였다.

이러한 공적으로 1782년 왕실천문관(天文官) 겸 왕립학회 회원으로 천거되고, 1816년 작위(爵位)를 받았으며, 1822년 왕립천문학회 회장이 되었다.

<케플러(Johannes Kepler, 1571-1630)>