변광성과 초신성
본문1912년 리빗은 마젤란은하의 변광성 수백 개를 조사하다가 뚜렷한 규칙을 찾았다. 밝기가 변하는 주기가 긴 별일수록 더 밝았던 것이다. 이 별들은 모두 거의 같은 거리에 있으므로, 겉보기 밝기의 차이는 곧 진짜 밝기의 차이였다. 이 발견은 10년 뒤 허블이 안드로메다가 우리은하 밖의 다른 은하임을 밝히는 열쇠가 되었다. 별의 깜빡이는 리듬이 어떻게 거리의 자가 될까?
2.5.1변광성
밝기가 변하는 별을 변광성이라 한다. 식쌍성처럼 두 별이 서로를 가려 밝기가 변하는 것도 있지만, 별 자체가 부풀었다 오그라들며 밝기가 변하는 맥동 변광성도 있다. 세페이드 변광성은 진화 후기의 거성으로, 별의 바깥층이 며칠에서 수십 일을 주기로 규칙적으로 맥동한다. 별이 클수록, 곧 밝을수록 맥동이 느려 주기가 길다. 큰 종이 낮은 음으로 천천히 울리는 것과 비슷하다.
세페이드 변광성은 변광 주기가 길수록 절대 등급이 밝다. 대략 \(M \approx -2.43(\log P - 1) - 4.05\)(\(P\)는 일)이다. 주기로 \(M\)을 구하고, 겉보기 등급 \(m\)과 \(m - M = 5\log d - 5\)로 거리 \(d\)를 구한다.
그림 1에서 주기를 바꾸어 보자. 주기 10일이면 절대 등급 약 −4로 태양의 약 3500배, 100일이면 약 −6.5로 약 3만 배 밝다. 이렇게 밝아 먼 은하에서도 하나하나 보이므로, 세페이드 변광성은 이웃 은하까지의 거리를 재는 표준 촛불이 된다.1
2.5.2초신성
더 먼 은하에서는 세페이드 변광성도 너무 어둡다. 그때는 초신성을 쓴다. 백색 왜성이 짝별의 물질을 빨아들여 한계 질량을 넘으면 핵융합이 폭주하며 터지는데, 이를 Ia형 초신성이라 한다. 터지는 질량이 거의 같아 최대 밝기도 거의 같고, 은하 하나만큼 밝아진다. 그래서 수십억 광년 떨어진 은하의 거리도 잴 수 있다. 1998년 이 방법으로 먼 은하가 예상보다 어둡다는 것, 곧 우주 팽창이 빨라지고 있다는 것이 발견되었다. 무거운 별이 일생의 마지막에 중심이 붕괴하며 터지는 초신성(Ⅱ형)은 무거운 원소를 우주에 퍼뜨린다.
2.5.3예제 풀이
어느 은하에서 주기 10일, 평균 겉보기 등급 22.0인 세페이드 변광성을 발견했다. 그림 1의 대략식으로 절대 등급을 구하고, 은하까지의 거리를 구하여라. 성간 소광은 무시한다.
\(\log 10 = 1\)이므로 \(M = -2.43 \times 0 - 4.05 = -4.05\)이다. 거리 지수는 \(m - M = 22.0 + 4.05 = 26.05\)이다.
\(5\log d - 5 = 26.05\)에서 \(\log d = 6.21\), 곧 \(d \approx 1.6 \times 10^6\) pc이다. 약 160만 pc, 520만 광년이다. 그런데 성간 티끌이 빛을 가리면 별이 더 어둡게 보여 거리를 실제보다 멀게 잴 수 있다. 그래서 여러 파장에서 밝기를 재어 소광을 보정하고, 같은 은하의 세페이드 여러 개로 평균을 낸다. 허블은 이런 방법으로 안드로메다까지의 거리가 우리은하의 크기보다 훨씬 멀다는 것을 보였다.
아래 탐구 카드에서 무거운 별이 빨리 죽는 까닭, 별의 일생, 밝기가 변하는 모양만 보고 무슨 일인지 알아내는 방법을 살펴보자.
- 세페이드 변광성이라는 이름은 처음 발견된 세페우스자리 델타별에서 왔다. 북극성도 주기 약 4일인 세페이드 변광성이다.
세페이드 변광성은 주기가 길수록 밝은 주기–광도 관계를 가져, 주기로 절대 등급을 알고 겉보기 등급과 비교하여 거리를 구한다. 더 먼 은하는 최대 밝기가 거의 일정한 Ia형 초신성으로 잰다. 그래서 처음 질문의 별의 깜빡이는 리듬은 진짜 밝기를 알려 주는 표준 촛불이 되어, 다른 은하까지의 거리를 재는 자가 된다.