별의 스펙트럼

색을 측정하는 일은 별빛을 분석하는 방법 중 하나이다. 필터 대신 빛을 스펙트럼으로 분광하는 분광기를 사용할 수 있다. 그 스펙트럼을 검토해서 천문학자들은 어떤 원소들이 별을 구성하고 있는지 결정할 수 있다. 스펙트럼을 검토해서 천문학자들은 어떤 원소들이 별을 구성하고 있는지 결정할 수 있다. 

 

1823년에 독일의 물리학자 조셉 프라운호퍼(Joseph Fraunhofer)는 별의 스펙트럼 가운데 연속적으로 나타나는 색깔 영역에 검은 선이 존재하는 것을 발견했다. 그리고 1864년에 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스 경(Sir William Huggins)은 별 스펙트럼의 방출선들과 지구에 존재하는 원소들의 스펙트럼과 비교하여서 태양과 행성에서 발견한 동일한 원소들이 별에 존재한다는 것을 보여 주었다. 그때부터 천문학자들은 스펙트럼을 찍고 분석하는 실험 기술을 발전시키는 노력을 계속했으며, 스펙트럼으로부터 무엇을 배울 수 있는지 이론적인 연구를 해 왔다. 오늘날까지 분광 분석은 천문 연구의 기본 중 하나이다. 

 

 

서로 다른 별들의 스펙트럼이 처음 관측하자, 천문학자들은 그 스펙트럼들이 비슷하지 않다는 것을 알게 되었다. 검은 선들은 별에 존재하는 화학 원소로 만들어지는 것이므로 천문학자들은 별들이 각각 다른 화학 성분비를 가지고 있기 때문에 스펙트럼이 같지 않은 것이라고 가정했는데, 이 판단은 틀린 것이 아니라는 사실이 판명되었다. 별 스펙트럼이 각각 다른 이유는 별들이 모두 서로 다른 온도를 지니고 있기 때문이다. 대부분 별들은 일부를 제외하고는 태양과 거의 동일한 화학 성분을 지니고 있다. 

 

예를 들어, 수소는 지금까지 모든 별에서 가장 풍부한 원소이지만, 수소 선들은 어떤 형태의 별들에서는 보이지 않는다. 뜨거운 별들의 대기에서 수소 원자는 완전히 이온화되어 버린다. 전자와 광량자가 분리되기 때문에 이온화된 수소는 흡수선을 형성할 수 없다. 

 

가장 차가운 별 대기에서 수소 원자는 주위에 전자를 지니고 있어서 이 전자들의 에너지 준위가 변화하면서 선 스펙트럼이 생성될 수 있다. 그러나 이들 별에서는 실제적으로 모든 수소 원자들이 가장 낮은 에너지 준위인 바닥 상태에 놓여 있기 때문에 가장 낮은 궤도에서 높은 궤도로 전다를 들어 올릴 수 있는 광자만을 흡수할 수 있다. 이런 방법으로 흡수된 광자는 스펙트럼의 자외선 영역에 흡수선들을 형성하기 때문에 지상에서는 연구될 수 없다. 이는, 즉 지상에서 보통의 망원경으로 아주 뜨거운 별이나 아주 차가운 별의 스펙트럼을 관측할 때 이런 별의 가장 풍부한 원소에서 나오는 선 스펙트럼이 관측되지 않는다는 것을 뜻한다. 

 

스펙트럼의 가시 영역에서 수소 선들은 중간 정도의 온도를 지닌 별들, 다시 말해 과하게 뜨겁지도 않고 과하게 차갑지도 않은 별들에서 가장 강하다. 계산에 의하면, 가시광 영역의 수소 선을 생성하기에 최적인 온도는 10,000K 정도이다. 이 온도에서는 적당량의 수소 원자가 2차 에너지 준위로 된다. 그들은 이제 추가의 광자를 흡수할 수 있으므로 더 높은 에너지 준위로 옮겨질 수 있어서 어두운 흡수 선을 생성하게 된다. 수소가 모든 별에서 거의 똑같은 양으로 존재한다 할지라도 더 뜨거운 별들이나 더 차가운 별들에서는 이런 흡수 선들이 덜 뚜렷하게 나타난다. 이처럼 각각의 가능한 이온화 단계에서 다른 화학 원소들도 스펙트럼의 어떤 특별한 영역에서 흡수 선을 생성하는 데 효과적인 적정온도를 지니고 있다.