[천문학] 은하의 질량과 거리

소개

서울대학교 천문학실험 리포트입니다
도움되길 바랍니다

목차

1. 은하까지의 거리를 구하는 방법
2. 변광성 주기그래프를 통해 안시등급과 주기 사이의 관계확인
3. 세페이드 변광성까지의 거리를 통해 은하까지의 거리 측정
4. 은하의 질량 구하는법
5. 은하의 회전속도 곡선을 이용해서 안드로메다 은하의 질량측정
6. 결과 토의 및 분석
7. 참고자료

본문내용

1. 은하까지의 거리를 구하는 방법

① 연주시차를 이용한 방법
지구의 공전 궤도 반지름을 밑변으로 하고, 별을 꼭지점으로 하는 직각 삼각형을 그렸을 때 이 삼각형의 꼭지각을 연주시차라고 한다. 지구의 공전 궤도 반지름을 알고 있으므로 연주시차만 측정하면 간단한 계산에 의하여 별까지의 거리를 알 수 있는 것이다. 연주시차가 1초에 해당되는 거리를 1 파섹 (Parsec, pc)이라고 하여 천문학에서 거리를 나타내는 단위로 많이 사용하고 있다. 1 파섹은 약 3.26광년이므로 빛이 3.26년 가야 되는 먼 거리이다. 그러나 가까운 별까지의 거리도 지구 궤도 반지름에 비하면 엄청나게 커서 연주시차는 아주 작은 값이 되므로 측정하기가 쉽지 않다. 태양계에서 가장 가까운 별인 알파 켄타우리의 연주시차도 겨우 0.76초 밖에 안된다. 측정 오차를 감안하면 이 방법으로 별까지의 거리를 정확히 측정할 수 있는 한계는 100 파섹 즉 약 300광년 정도밖에 안된다.

② 변광성의 거리를 이용한 방법
밝기가 일정하지 않고 변해 가는 변광성은 크게 두 종류로 구분할 수 있다. 한 종류는 실제로는 두 별이 가까이서 서로 질량 중심을 중심으로 회전하고 있는 이중성으로 달이 태양 빛을 가려 일식을 일으키는 것과 마찬가지로 서로 다른 별을 가려 전체적으로 어둡고 밝게 보이는 식변광성이다. 또 다른 종류의 변광성은 별의 크기가 주기적으로 부풀어올랐다 줄어들었다 함으로써 밝기가 변하는 별이다. 이런 변광성을 맥동변광성이라고 한다. 맥동변광성에는 주기적으로 밝기가 변하는 세페이드 변광성(Cepheid variable)과 갑자기 폭발해서 짧은 시간동안에 아주 밝아지는 신성과 초신성도 포함된다. 하버드의 천문학자였던 리비트(H.S. Leavitt)는 페루에 위치한 천문대가 찍은 마젤란은하에 있는 변광성들의 자료를 입수했다. 마젤란은하에는 많은 세페이드 변광성이 있는데 별의 밝기가 변하는 주기는 1.5일에서 127일에 이르는 것까지 매우 다양했다. 리비트는 마젤란 성운에 있는 별들까지의 거리가 비슷할 것으로 가정하고 관측되는 별의 밝기와 주기의 관계를 알아내려고 관측결과를 조사했다. 그 결과 세페이드 변광성의 주기와 밝기 사이에는 일정한 관계가 있다는 것이 밝혀졌다. 세페이드 변광성의 밝기는 주기가 길면 더 밝아져서 주기가 1일인 변광성보다 10일인 변광성의 밝기는 약 1 등급 더 밝다.

참고자료

· 1. Horizons : Exploring the Universe, 7th edition, Michael A. Seeds
· 2. http://knut.kumoh.ac.kr/~hansrS/text/intro2/htm