천문학자들은 별빛의 3가지 중요한 특성인 밝기, 색깔, 스펙트럼을 연구한다. 밝기는 별의 질량을, 색깔은 별 표면의 온도를, 스펙트럼은 별의 운동과 화학 조성, 온도를 알 수 있게 해준다. 또한, 스펙트럼은 왜성과 거성을 구별하는 데 사용되기도 한다.
밝기 측정
천문학자들은 광도계를 사용해서 별의 밝기를 측정한다. 광도계를 망원경에 부착하면, 별에서 오는 빛은 광도계로 들어와 그 안에서 전류를 만든다. 따라서 별의 밝기는 전류의 세기로 계기에 나타난다. 또, 숫자로 나타낸 별의 등급을 이용해서 밝기를 비교한다. 밝은 별일수록 등급은 낮아진다. 즉, 1등급인 별은 2등급인 별보다 밝다. 0등급보다 밝은 별의 등급은 음수로 표시한다. 예를 들어, -1등급인 별은 1등급인 별보다 밝지만 -2등급인 별보다는 어둡다.
지구에서 보이는 별의 밝기를 겉보기등급이라 한다. 그러나 실제로는 밝은 별이지만 거리가 멀어서 희미하게 보일 수도 있으므로, 겉보기 등급은 별의 실제 밝기를 나타낸다고 할 수 없다. 따라서 별의 실제 밝기를 비교하려면 별을 같은 거리에 놓고 비교해야 한다. 절대등급은 모든 별이 지구에서 32.6광년 떨어져 있다고 가정했을 때의 밝기이다.
색깔 측정
별빛에는 여러 가지 색이 혼합되어 있다. 온도가 높은 별은 붉은빛보다 푸른빛에 가깝다. 별은 표면온도가 낮을수록 붉은빛을 더 많이 방출하기 때문이다. 푸른색 필터는 푸른빛을 다른 빛과 분리하고, 붉은색 필터는 붉은빛을 다른 빛과 분리한다. 그래서 천문학자들은 빛이 색 필터를 거쳐 광도계로 들어가도록 하는 방법으로, 별의 푸른빛과 붉은빛의 세기를 측정한다.
스펙트럼 측정
별의 스펙트럼은 보통 분광기를 사용해 측정한다. 분광기는 별빛을 분산시켜서 스펙트럼으로 나눈다. 모든 원소들은 온도에 따라 독특한 형태로 여러 가지 색깔의 빛을 방출한다. 따라서, 스펙트럼선을 분석하면 별의 화학 조성과 온도를 알 수 있다.
별의 스펙트럼은 그 성질에 따라 O, B, A, F, G, K, M으로 분류한다. 각 문자는 별의 스펙트럼형을 나타내고, 이것은 별의 온도와 밀접한 관계가 있다. 예를 들어, 푸른색 별의 스펙트럼형은 O형이고, 온도는 2만℃ 정도이다. 색깔과 온도는 에이치아르도(H-R)도에 나타난 스펙트럼형과 관계가 있다. 에이치아르도는 세로축이 절대등급, 가로축이 스펙트럼형을 나타낸다. 태양의 절대등급은 5등급이고, 스펙트럼형은 G형인데, 이를 따라 좌표를 찾아가 보면 태양은 주계열성에 속한다는 것을 알 수 있다.
별의 크기와 거리
천문학자들은 태양의 지름을 측정했고, 몇몇 다른 별의 크기도 상당히 정확하게 측정했다. 그러나 나머지 별은 대부분 너무 멀리 있어서 직접 크기를 측정할 수가 없다. 그래서 천문학자들은 별의 광도와 온도를 측정해 크기를 계산한다. 또한, 시차를 이용해서 지구에 가까이 있는 별 1만개 정도의 거리를 측정했다. 시차측정법은 서로 멀리 떨어진 두 지점에서 별을 볼 때 나타나는 차이를 이용한 것이다.
시차로도 거리를 측정하기 어려울 만큼 멀리 떨어져 있는 별은 H-R도를 이용해 거리를 구한다. 예를 들어, 어떤 별이 주계열성일 때, 주계열에서 이 별의 위치는 스펙트럼형에 따라 결정된다. 그러면 도표에서 이 스펙트럼형에 해당하는 절대등급을 찾을 수 있다. 그리고 겉보기등급을 측정한 다음, 절대등급과 겉보기등급을 비교하여 그 별이 얼마나 멀리 있는지를 구할 수 있다.
풀리지 않는 신비
별의 일생이 시작되고 끝나는 과정을 이해하려는 연구는 지금도 계속되고 있다. 천문학자들은 별의 크기가 다른 이유는 무엇인가, 별과 함께 행성이 형성되는 이유는 무엇인가 따위의 문제를 연구한다. 별은 짙은 먼지로 가려진 지역에서 만들어진다. 그러나 전파천문학과 적외선천문학이라는 새로운 기술로, 별이 탄생하는 장소를 탐사할 수 있게 되었다. 또한, 천문학자들은 별이 어떤 과정을 거쳐 초신성으로 폭발하고, 어떤 폭발이 별의 잔해를 남기는지 알아내려고 연구하고 있다.
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