별의 표면온도 측정 – Measuring Surface Temperature of Stars

태양의 표면 온도가 약 6000K 라는 말을 들어보셨을 것입니다. 어떻게 6000K 나 되는 태양의 온도를 잴 수 있었는지 궁금하지 않았나요??

별의 스펙트럼형은 우리에게 많은 정보를 줍니다. 별의 표면 온도도 그 정보 중 하나입니다. 별의 표면 온도는 별이 내는 특정 원소의 스펙트럼의 강도(strength)를 통해 알 수 있습니다.

우리는 발머 라인(Balmer line; 발머 계열의 스펙트럼 선)들을 이용해서 천체의 표면 온도를 알 수 있습니다. 흑체 복사(black body radiation)에 관한 지식을 이용하여 천체의 색을 보고 그 온도를 추정할 수 있습니다. ‘붉은 빛을 내는 별은 차가운 별이고, 푸른 빛을 내는 별은 뜨거운 별이다’는 식으로 말이지요. 실제로 발머 라인은 훨씬 정확한 수치의 온도를 알려줍니다.

전반적으로 별의 표면온도는 40000K 에서 2000K로 다양합니다. 보통 별의 중심부의 온도는 표면온도보다 훨씬 높지만 스펙트럼형을 이용해 온도를 측정하는 방법을 쓰면 그 빛이 출발한 별의 표면온도에 대해서만 알 수 있습니다. 발머 온도계(Balmer Thermometer)는 발머 라인이 수소 원자의 두 번째 에너지 준위에 있는 전자에 의해서 생긴다는 것을 이용해서 별의 표면온도를 재는 방법입니다. 만약 별의 표면온도가 태양과 비슷한 정도이거나 더 낮다면, 원자 사이에 전자를 들뜬 상태로 만들 만한 격한 충돌이 적게 일어나게 되고, 대부분의 원자들의 전자들은 바닥 상태에 위치하게 될 것입니다. 이런 원자들은 발머 계열 파장을 흡수할 수 없으므로, 우리는 찬 별에서 약한 발머 라인을 찾아낼 것입니다. 반면, 표면온도가 20000K 가 넘는 별들에서는 원자끼리의 격한 충돌이 자주 일어나서 전자들을 높은 에너지 준위로 보내거나 원자에서 분리해 내는 일이 흔하게 일어납니다. 즉, 대부분의 원자들이 이온화 되는 것이지요. 그러므로 수소 원자들 대부분은 두 번째 에너지 준위에 해당하는 전자들을 거의 가지고 있지 않기 때문에 너무 뜨거운 별에서도 우리는 약한 발머 라인을 관찰하게 됩니다.
약 10000K 정도인 별은 두 번째 에너지 준위에 해당하는 전자들을 들뜬 상태로 만들 정도의 적절한 에너지를 가지고 있기 때문에 발머 라인이 강하게 나타납니다.
한마디로, 발머 라인의 강도(strength)가 별의 표면 온도를 알 수 있는 척도가 된다는 것입니다.
이론적인 계산으로 우리는 다양한 온도의 별에서 얼마나 강한 발머 라인(Balmer line)이 나타날 지를 예상할 수 있습니다. 아래의 그래프는 다양한 온도에서의 발머 라인의 강도를 나타낸 것입니다.
스펙트럼 세기1

이 그래프를 활용하여 우리는 별의 표면 온도를 알 수 있지만, 이 그래프만으로는 낮은 쪽 온도와 높은 쪽 온도, 어느 쪽이 진실인지 알기 어렵습니다. 그러면 어떻게 이 두 온도 중 진짜  별의 온도를 알 수 있을 까요? 바로 수소 원자 스펙트럼형뿐 아니라 다른 원자의 스펙트럼 형까지 비교해보면 됩니다. 다른 원자의 스펙트럼형도 수소 원자의 스펙트럼형처럼 온도에 그 강도가 변하기 때문입니다. 여러 원자의 온도에 따른 스펙트럼형 강도 변화를 한 그래프에 표시해 놓으면 아래의 그래프처럼 나타나게 됩니다. 이 그래프를 얻은 것은 우리는 어떤 별의 표면온도라도 알 수 있는 강력한 도구를 가지게 된 셈이지요
스펙트럼 세기2.
이런 식으로, 별들의 스펙트럼형을 이용해서 천문학자들은 별의 표면온도를 잴 수 있는 것입니다.

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