성간 소광과 색초과
본문백조자리 은하수의 짙은 띠 근처에서 한 별의 스펙트럼을 찍어 보니 흡수선으로 정한 분광형이 B5 주계열성이었다. B5형 별은 원래 색지수가 −0.17인 파란 별이지만, 측광으로 잰 이 별의 색지수는 0.43으로 태양처럼 노르스름했다. 겉보기 등급은 V = 12.0이었다. B5 주계열성의 절대 등급 −1.2를 그대로 쓰면 거리가 4천 pc 넘게 나온다. 그런데 별빛이 붉어졌다는 것은 무엇을 뜻하고, 이 거리는 믿을 만할까?
3.12.1어두워지면서 붉어진다
별과 별 사이에는 크기가 빛의 파장쯤인 아주 작은 티끌이 떠 있다. 이 티끌은 파장이 짧은 파란빛을 붉은빛보다 더 잘 흡수하고 흩뜨린다. 저녁노을이 붉은 것과 비슷한 원리이다. 그래서 티끌을 지난 별빛은 전체가 어두워지는 성간 소광을 겪고, 동시에 파란빛이 더 많이 빠져 붉어지는 성간 적색화를 겪는다. 소광된 별을 그대로 거리 지수에 넣으면 실제보다 어두워 보이는 만큼 멀게 계산된다.
관측한 색지수 \((B - V)\)와 분광형으로 아는 원래 색지수 \((B - V)_0\)의 차가 색초과 \(E(B - V)\)이다. 우리은하의 티끌에서 V 등급의 소광량은 대략 \[A_V \approx 3.1\,E(B - V)\]이다. 소광을 보정한 거리는 \(m - M - A_V = 5\log d - 5\)에서 구한다.
소광량을 바로 재기는 어렵지만, 색초과는 분광형만 알면 측광으로 쉽게 구한다. 흡수선으로 정한 분광형은 티끌을 지나도 바뀌지 않으므로, 그 별의 원래 색을 알려 준다. 티끌이 빛을 줄이는 정도는 파장에 따라 일정한 비율로 달라지므로, 붉어진 정도에 일정한 수를 곱하면 어두워진 정도가 나온다. 그 비율이 3.1이어서, 색지수가 0.1 커질 때마다 별은 약 0.31등급 어두워진다.1
3.12.2은하수의 검은 틈
은하수를 사진으로 보면 별이 빽빽한 띠 가운데에 검은 틈이 갈라져 있다. 이곳은 별이 없는 곳이 아니라 티끌이 짙게 모인 곳이다. 은하 원반을 따라 1000 pc을 가면 V 등급이 평균 1등급 남짓 어두워지고, 은하 중심 쪽으로는 30등급 가까이 어두워져 가시광선으로는 중심을 볼 수 없다. 반면 파장이 긴 적외선과 전파는 티끌을 잘 통과하므로 은하 중심을 관측할 때 쓴다.
3.12.3예제 풀이
처음 질문의 별에서 색초과와 V 등급의 소광량을 구하고, 소광을 보정한 거리를 구하여라. 이 방향의 티끌은 1000 pc마다 V 등급을 몇 등급씩 줄이는가?
색초과는 \(E(B - V) = 0.43 - (-0.17) = 0.60\)이고, 소광량은 \(A_V \approx 3.1 \times 0.60 \approx 1.86\)등급이다. 원래대로라면 이 별은 V = 10.14로 보였을 것이다.
보정한 거리 지수는 \(12.0 - (-1.2) - 1.86 = 11.34\)이므로 \(d = 10^{(11.34+5)/5} = 10^{3.27} \approx 1850\) pc이다. 소광을 무시한 \(10^{(13.2+5)/5} \approx 4370\) pc의 절반에도 못 미친다. 이 방향의 티끌은 1850 pc 동안 1.86등급을 줄였으므로 1000 pc마다 약 1.0등급씩 줄인 셈이다. 즉 별빛이 붉어진 정도는 티끌이 별빛을 가린 정도를 알려 주어, 분광형과 측광을 함께 쓰면 티끌 너머 별의 거리를 바로잡을 수 있다.
아래 탐구 카드에서 여러 별의 분광형과 색지수로 색초과를 구하고, 소광을 보정하기 전과 뒤의 거리를 비교해 보자.
- 1930년 미국의 천문학자 트럼플러는 먼 산개 성단일수록 별빛으로 잰 거리가 성단의 겉보기 크기로 잰 거리보다 체계적으로 멀다는 것을 찾아, 별 사이 공간이 텅 비어 있지 않다는 것을 처음 증명했다.
성간 티끌은 파란빛을 더 많이 줄여 별빛을 어둡게 하고 붉게 만든다. 분광형으로 아는 원래 색지수와 관측한 색지수의 차인 색초과에 약 3.1을 곱하면 V 등급의 소광량이 나오고, 이를 거리 지수에서 빼서 거리를 바로잡는다. 처음 질문의 B5 별은 색초과 0.60, 소광량 약 1.86등급으로, 실제 거리는 4370 pc이 아니라 약 1850 pc이다.