빛은 우리가 아는 가장 빠른 것입니다.
너무 빨라서 엄청난 거리를 잴 때는
빛이 이동한 시간으로 측정합니다.
일년에 빛은 약 6조 마일(약9조km)을 이동합니다.
1 광년이라고 부르는 거리이죠.
이게 얼마나 먼 거리인지 알려드리자면,
아폴로 우주인이 나흘 걸려 도착한 달에
빛은 1초만에 갑니다.
태양을 제외한 가장 가까운 별은 프록시마 센타우리입니다.
4.24 광년 떨어져 있죠.
우리은하는 십만 광년 크기입니다.
가장 가까운 안드로메다 은하는
대략 이백 오십만 광년 떨어져 있습니다.
우주는 놀랄만큼 거대합니다.
별이나 은하의 거리가 얼마인지 어떻게 알까요?
어쨌든 하늘을 보면 이차원의 평면으로 보입니다.
별을 손으로 가리켜도 얼마나 떨어져 있는지 모릅니다.
천체물리학자는 어떻게 알까요?
매우 가까이 있는 물체는
삼각시차법이라는 것을 씁니다.
원리는 매우 간단하죠.
실험을 해볼까요.
엄지손가락을 내밀고 왼쪽 눈을 감으세요.
이제 왼쪽 눈을 뜨고 오른쪽 눈을 감으세요.
엄지손가락이 움직인 것처럼 보일 겁니다.
뒤쪽의 물체는 제자리에 있죠.
같은 원리가 별을 볼때도 적용됩니다.
하지만 별들은 여러분의 팔보다 훨씬 더 멀리 있고
지구는 그다지 크지 않죠.
적도를 사이에 두고 각각 망원경이 있어도
위치의 변화가 별로 없을 겁니다.
그래서 6개월의 간격을 두고 별의 위치변화를 봅니다.
태양 주위 공전주기의 절반 지점입니다.
여름과 겨울에 측정한 별의 상대적 위치는
다른 쪽 눈으로 보는 것과 같습니다.
근접한 별들이 더 먼 별이나 은하를 배경으로
움직인 것처럼 보입니다.
이 방법으로는 몇 천광년 떨어진 별만 측정할 수 있습니다.
우리 은하를 넘어서면 거리가 너무 커서
가장 민감한 장치로도
미세한 위치변화를 감지하지 못합니다.
이때에는 다른 방법을 써야 하는데
표준광촉법이라는 지표입니다.
표준 광촉이란 본래의 밝기 또는 실광도를 가진 물체입니다.
우리가 잘 아는 것이죠.
예를 들어, 전구의 밝기를 안다면
친구에게 전구를 들고 뒤로 물러서 보라고 합니다.
친구에게서 나오는 빛의 양이
거리의 제곱배로 감소하는 것을 알겁니다.
받아 들이는 빛의 양과
전구의 실광도를 비교하면
친구가 떨어져 있는 거리를 알게 됩니다.
천문학에서는 그 전구가 케페우스형 변광성이라는
특별한 종류의 별로 밝혀졌습니다.
이 별들은 계속 늘었다 줄었다 하는 풍선처럼
내부적으로 불안정합니다.
수축과 팽창이 밝기에 변화를 일으키기 때문에
보다 천천히 변하는 좀더 밝은 별을 이용해서
변화 주기를 측정함으로 실광도를 계산합니다.
관측한 이 별들의 빛과
이렇게 계산한 실광도과 비교해서
별의 거리를 알아냅니다.
안타깝게도 이게 끝이 아닙니다.
사천만 광년 떨어진 별까지만 관측할 수 있습니다.
그 이상은 너무 희미해서 알 수가 없습니다.
다행히도 다른 표준광촉이 있습니다.
그 유명한 유형1A 초신성입니다.
거대 별의 폭발인 초신성은 별이 소멸하는 과정입니다.
이 폭발은 너무나 밝아서
은하들의 밝기를 넘어섭니다.
은하의 개개의 별은 볼 수 없지만
초신성은 볼 수 있습니다.
유형1A 초신성은 희미한 것들보다는 실광도가 천천히 사라지기 때문에
표준광촉으로 사용하기 좋습니다.
밝기와 감소 비율의
관련성을 이해함으로써
수십억 광년 떨어진 곳까지
초신성으로 조사합니다.
하지만 이렇게 먼 곳까지 보는게 왜 중요할까요?
빛의 속도를 기억하실 겁니다.
예를 들어, 태양의 빛은 지구에 오는데 8분이 걸립니다.
그러니까 우리는 8분전의 태양을 보고 있는 것이죠.
북두칠성을 보실 때는
80년 전의 모습을 보고 계신 겁니다.
저 흐릿한 은하들이요?
수백만 광년 떨어져 있습니다.
우리에게 빛이 도달하는데 수 백만년이 걸립니다.
그러니까 우주 자체가 내장 타임머신인 겁니다.
더 멀리 볼수록 더 이전의 우주를 보는 겁니다.
천체물리학자는 우주의 역사를 읽고
우리가 어디에서 어떻게 기원했는지 이해하려 합니다.
우주는 빛의 형태로 끊임없이 정보를 보냅니다.
그것을 해독하는 것은 우리의 몫입니다.