천체분광학

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1. 개요

천체분광학은 빛을 파장별로 분석하여 천체의 물리적 특성, 화학적 조성, 운동 상태 등을 연구하는 학문이다. 19세기 초 프라운호퍼의 태양 스펙트럼 연구를 시작으로, 키르히호프와 분젠은 스펙트럼 선이 특정 원소에 의해 흡수됨을 밝혀냈고, 20세기 초 플래스킷은 분광학의 정밀도를 높였다. 광학, 전파, X선 분광학 등으로 발전하여, 별, 은하, 성간 물질, 행성, 소행성, 혜성 등 다양한 천체의 연구에 활용된다. 도플러 효과와 적색편이를 통해 천체의 운동을 분석하고, 흑체 복사, 스펙트럼선의 분석을 통해 온도, 크기, 화학 조성을 파악한다.

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천체분광학
개요
학문 분야	천문학
연구 대상	천체의 전자기파 스펙트럼
연구 방법	분광학
활용 도구	분광기
상세 내용
목표	전자기파 스펙트럼을 분석하여 천체의 물리적, 화학적 성질 연구
측정	전자기파의 파장별 세기 측정
분석	흡수선, 방출선 등의 특징 분석
정보 획득	온도 밀도 화학 조성 속도 자기장
역사
초기 연구	아이작 뉴턴의 프리즘 실험 (1666년)
태양 스펙트럼	윌리엄 하이드 울러스턴의 태양 흡수선 발견 (1802년)
분광학 발전	조지프 폰 프라운호퍼의 체계적인 흡수선 연구 (1814년)
응용	윌리엄 허긴스의 항성 화학 성분 분석 (1860년대)
현대 천문학	20세기 이후 천문학 연구의 핵심적인 방법으로 발전
기술
분광기 종류	프리즘 분광기 회절 격자 분광기 에셸 분광기 간섭계 분광기
검출기 종류	사진 건판 광전 증배관 CCD 적외선 검출기
관측 방법	지상 관측 우주 관측
파장 영역	가시광선 분광학 적외선 분광학 자외선 분광학 전파 분광학 X선 분광학 감마선 분광학
응용 분야
항성	항성의 온도, 밀도, 화학 조성, 속도, 자기장 측정
성운	성운의 온도, 밀도, 화학 조성, 이온화 상태 측정
은하	은하의 적색 편이, 회전 속도, 별 형성률 측정
외계 행성	외계 행성의 대기 조성 측정
우주론	우주의 팽창 속도, 암흑 물질, 암흑 에너지 연구
관련 인물
주요 인물	아이작 뉴턴 윌리엄 하이드 울러스턴 조지프 폰 프라운호퍼 윌리엄 허긴스 노먼 로키어
같이 보기
관련 항목	천문학 분광학 전자기파 스펙트럼 항성 성운 은하 외계 행성 우주론

2. 역사적 배경

천체분광학은 전자기파 스펙트럼의 세 가지 주요 방사선 대역, 즉 가시광선, 전파, X선을 측정하는 데 사용된다. 모든 분광학이 스펙트럼의 특정 대역을 살펴보지만, 주파수에 따라 신호를 획득하는 데는 다른 방법이 필요하다. 오존(O₃)과 분자 산소(O₂)는 300 nm 미만의 파장을 가진 빛을 흡수하므로 X선 및 자외선 분광학은 위성 망원경 또는 로켓 장착 감지기를 사용해야 한다.^[27] 전파 신호는 광학 신호보다 파장이 훨씬 더 길며, 안테나 또는 전파 접시를 사용해야 한다. 적외선은 대기 중의 물과 이산화탄소에 의해 흡수되므로 장비는 광학 분광학에서 사용되는 것과 유사하지만, 적외선 스펙트럼의 상당 부분을 기록하려면 위성이 필요하다.^[1]

전파 천문학은 1930년대 초 칼 얀스키가 벨 연구소(Bell Labs)에서 근무하면서 시작되었다. 그는 대서양 횡단 무선 전송에 대한 잠재적 간섭원을 조사하기 위해 전파 안테나를 제작했다. 발견된 잡음의 원인 중 하나는 지구에서가 아니라, 궁수자리 별자리에 있는 우리 은하의 중심에서 발생했다.^[4] 1942년, JS 헤이는 군용 레이더 수신기를 사용하여 태양의 전파 주파수를 포착했다.^[27] 전파 분광학은 1951년 21cm H I선의 발견으로 시작되었다.

3. 분광학의 종류

천체분광학은 관측하는 전자기파의 종류에 따라 크게 세 가지로 나뉜다.

광학 분광학: 가시광선, 자외선, 적외선 영역의 빛을 분석한다. 프리즘이나 회절격자를 사용하여 빛을 분산시키고, CCD 이미지 센서와 같은 검출기로 스펙트럼을 얻는다.
전파 분광학: 전파 망원경이나 전파 간섭계를 사용하여 전파 영역의 빛을 분석한다. 1951년 중성 수소의 21cm선이 관측된 것을 계기로 시작되었다.^[51] 성간 물질의 분포, 밀도, 온도, 운동 상태 등을 연구하는 데 사용된다.
X선 분광학: X선 영역의 빛을 분석한다. 오존(O₃)이나 산소 분자(O₂)는 300 nm 이하 파장의 빛을 흡수하기 때문에, 우주 망원경이나 관측 로켓을 이용해야 한다.^[88]

각 분광법은 스펙트럼 중 특정 파장대역을 관측하지만, 파장에 따라 스펙트럼을 얻는 방법이 다르다. 전파 신호는 광학적 신호보다 파장이 길어 전파 망원경을 사용해야 하며, 적외선은 대기 중 물 분자나 이산화 탄소 분자에 의한 흡수 때문에 우주 망원경을 이용하는 것이 유리하다.^[61]

3. 1. 광학 분광학

아이작 뉴턴이 처음으로 간단한 프리즘을 사용하여 태양의 스펙트럼을 관찰한 이래로, 물리학자들은 오랫동안 태양의 스펙트럼을 관측해 왔습니다.^[107] 1800년대 초, 요제프 폰 프라운호퍼는 유리 세공 기술을 활용하여 제작한 초고순도 프리즘을 사용하여 태양의 연속 스펙트럼에서 574개의 암선(프라운호퍼 선)을 발견했습니다.^[89] 그는 곧이어 망원경과 프리즘을 결합한 장치를 사용하여 달, 금성, 화성과 같은 행성뿐만 아니라 베텔게우스를 포함한 많은 항성의 스펙트럼을 관측했습니다. 프라운호퍼의 사후에도 그의 회사는 1884년에 폐쇄될 때까지 그의 독자적인 설계에 따른 고품질 굴절 망원경의 생산 및 판매를 계속했습니다.^[93]

프리즘의 파장 분해능은 크기에 따라 결정되며, 큰 프리즘일수록 더 상세한 스펙트럼을 얻을 수 있지만, 유리 덩어리가 커지면 무게도 증가하여 세밀한 관측 작업에 불편함이 있습니다.^[100]

이 문제는 1900년대 초, 캐나다 오타와에 있는 도미니언 천문대의 존 스탠리 플래스킷이 고품질의 회절격자(격자)를 개발하면서 해결되었습니다.^[93] 회절격자 위의 거울에서 빛은 모든 파장에서 동일한 각도로 입사하지만, 일부 빛은 다른 각도로 굴절을 일으킵니다. 이 각도는 거울 재료의 굴절률과 빛의 파장에 따라 달라집니다.^[77] 다수의 평행 거울을 이용하는 블레이즈 회절격자를 제작하여 빛의 극히 일부를 집광하여 가시화할 수 있습니다. 이 새로운 분광기는 프리즘보다 더 상세한 스펙트럼을 얻을 수 있으며, 측정에 필요한 광량도 프리즘보다 적으며, 격자를 기울여 분광하는 파장대를 쉽게 조정할 수 있다는 점에서 우수합니다.^[100]

회절격자를 사용하면 입사광은 0차광(검은색 선)을 제외하고 파장에 따라 다른 (적색과 청색 선) 여러 회절 차수로 나뉩니다.

블레이즈 회절격자의 분광 한계는 거울의 폭에 따라 결정되며, 블레이즈의 폭이 1000개/mm을 초과하면 초점이 맞지 않게 됩니다. 이 한계를 넘기 위해 홀로그래픽 격자가 개발되었습니다. 체적 위상 홀로그래픽 격자는 유리 표면에 니크롬화 젤라틴을 도포하고, 간섭계로 생성된 간섭 패턴을 조사하여 만들어집니다. 이 패턴은 블레이즈 회절격자와 유사하지만, 실제로는 브래그 회절을 사용하며, 반사각은 젤라틴의 원자 배치에 따라 달라집니다.

원자 수준의 미세 가공을 통해 홀로그래픽 격자는 6000개/mm의 격자를 넣을 수 있으며, 집광 효율도 2배 정도 개선되었습니다. 2장의 유리 사이에 밀봉되어 있어 홀로그래픽 격자의 용도는 광범위하며, 교체하지 않고 수십 년 동안 사용할 수도 있습니다.^[62]

분광기 내의 프리즘이나 격자에 의해 분산된 빛은 검출기에 의해 각 파장 위치에서 검출됩니다. 역사적으로, 전자 장치가 개발되기 전에는 사진 건판이 널리 사용되었지만, 오늘날의 광학 분광기에서는 CCD 이미지 센서로 대체되었습니다.^[63]

스펙트럼 파장은 가스 봉입관에서 나오는 알려진 파장의 스펙트럼 선으로 보정할 수 있습니다. 스펙트럼별 플럭스 밀도의 스케일은 대기 흡수를 보정한 표준별 관측 결과로부터 파장 함수로 보정할 수 있으며, 이는 분광 측색법으로 알려져 있습니다.

3. 2. 전파 분광학

전파 천문학은 1930년대 초 벨 연구소의 칼 잰스키가 대서양 횡단 무선 통신에 영향을 줄 수 있는 전파원을 찾기 위해 안테나를 설치하면서 시작되었다. 그는 궁수자리의 은하수 중심에서 발생하는 잡음을 감지했다.^[4] 1942년에는 제임스 헤이가 군용 레이더 수신기를 사용하여 태양 전파를 관측했다.^[27]

전파 분광학은 1951년 중성 수소의 21cm선 관측을 계기로 시작되었다. 이 21cm 수소선 관측은 은하의 구조와 진화를 연구하는 데 중요한 역할을 한다.

전파 간섭계는 1946년에 조셉 레이드 파시, 루비 페인-스콧, 린제이 맥크레디가 해안 절벽 위에 설치한 단일 안테나로 200MHz 태양 복사를 관측하면서 개척되었다. 이들은 태양에서 직접 오는 빔과 해수면에서 반사된 빔을 사용하여 간섭을 생성했다.^[5] 같은 해 마틴 라일과 폰버그는 최초의 다중 수신기 간섭계를 제작했다.^[6]^[7] 1960년에는 라일과 앤터니 휴이시가 간섭계 데이터를 분석하기 위한 개구 합성 기법을 발표했다.^[8] 이 기법은 입사 신호를 자기 상관시키고 이산 푸리에 변환하여 플럭스의 공간적 및 주파수 변화를 모두 복구한다.^[9] 그 결과, 세 번째 축이 주파수인 3차원 이미지를 얻을 수 있다. 이 연구로 라일과 휴이시는 1974년 노벨 물리학상을 공동 수상했다.^[10]

전파 분광학은 전파 망원경과 전파 간섭계를 사용하여 전파 영역의 빛을 분석하며, 이를 통해 성간 물질의 분포, 밀도, 온도, 운동 상태 등을 연구한다.

3. 3. X선 분광학

오존(O₃)이나 산소 분자(O₂)는 300 nm 이하 파장의 빛을 흡수하기 때문에, X선 및 자외선 분광학에는 우주 망원경이나 관측 로켓을 필요로 한다.^[88] 천체에서 오는 X선을 포착하는 검출기는, 그 원리상 검출한 X선 광자 1개 1개의 에너지(주파수·파장에 상당) 정보를 동시에 얻을 수 있다. 따라서 X선 관측은 항상 분광학적이다. 다만, 관측 내용에 따라서는 얻어진 파장 정보를 해석 단계에서 폐기하고 처리하는 경우도 있다.^[71]

4. 천체별 분광학적 특징

구스타프 키르히호프와 로베르트 분젠의 연구에 따르면, 뜨거운 고체는 연속 스펙트럼을 가진 빛을 생성하고, 뜨거운 가스는 특정 파장의 빛을 방출하며, 차가운 가스로 둘러싸인 뜨거운 고체는 가스의 방출선에 해당하는 어두운 선(흡수선)을 가진 거의 연속적인 스펙트럼을 보여준다.^[32]^[37] 별의 화학 조성은 태양의 흡수선과 알려진 가스의 방출 스펙트럼을 비교하여 결정할 수 있다.

1860년 구스타프 키르히호프는 모든 파장에서 전자기 복사를 방출하는 흑체 개념을 제안했다.^[38]^[49] 1894년 빌헬름 빈은 흑체의 온도(T)와 최대 방출 파장(λ_max) 사이의 관계를 나타내는 빈의 변위 법칙을 도출했다.^[43]

:

\lambda_\text{max} T = b

여기서 ''b''는 빈 변위 상수이다. 별의 최대 방출 파장을 측정하여 표면 온도를 결정할 수 있다.^[37]

별의 광도는 주어진 시간 동안의 복사 에너지 출력의 척도이다.^[14] 광도(L)는 별의 온도(T)와 다음과 같이 관련된다.

:

L= 4 \pi R^2 \sigma T^4

여기서 R은 별의 반지름이고 σ는 슈테판-볼츠만 상수이다. 광도와 온도가 모두 알려지면 별의 반지름을 결정할 수 있다.

은하의 스펙트럼은 수십억 개의 별이 합쳐진 빛으로 구성되어 별의 스펙트럼과 유사하다. 1937년 프리츠 츠비키는 은하단의 도플러 이동 연구에서 은하단의 은하들이 가시광선으로 추정되는 은하단의 질량보다 훨씬 빠르게 움직인다는 사실을 발견하고, 은하단에 많은 양의 비발광 물질, 즉 암흑 물질이 존재한다고 가정했다.^[58]

1950년대에 강력한 전파원이 매우 희미하고 붉은 물체와 연관되어 있다는 것이 밝혀졌다. 이 물체 중 하나의 첫 번째 스펙트럼을 얻었을 때 예상하지 못한 파장에서 흡수선이 나타났다. 곧 관찰된 것이 정상적인 은하 스펙트럼이지만 매우 붉게 이동했다는 것을 깨달았다.^[44]^[57] 이것들은 1964년 홍이 치우에 의해 ''준성 전파원'' 또는 퀘이사로 명명되었다.^[21]

성간 매질은 은하 내 항성계 사이의 공간을 채우는 물질이다. 이 물질의 99%는 수소, 헬륨, 그리고 소량의 이온화된 산소 등 기체로 구성된다.^[40] 나머지 1%는 흑연, 규산염, 얼음 등으로 이루어진 먼지 입자이다.

4. 1. 별

아이작 뉴턴이 프리즘을 사용하여 백색광을 색깔별 스펙트럼으로 분리한 이후, 요제프 폰 프라운호퍼의 고품질 프리즘 덕분에 과학자들은 정체를 알 수 없는 기원의 어두운 선(흡수선)들을 관찰할 수 있게 되었다.^[28]

별의 스펙트럼은 온도와 화학 조성에 따라 다양한 흡수선을 나타낸다. 흡수선의 위치와 세기를 분석하여 별의 표면 온도, 화학 조성, 중력, 자전 속도 등을 알 수 있다. 별의 스펙트럼형은 온도에 따라 O, B, A, F, G, K, M 형으로 분류된다.

4. 1. 1. 화학 조성

1850년대 구스타프 키르히호프와 로베르트 분젠은 어두운 선(흡수선) 뒤에 있는 현상을 설명했다. 뜨거운 고체는 연속 스펙트럼을 가진 빛을 생성하고, 뜨거운 가스는 특정 파장에서 빛을 방출하며, 차가운 가스로 둘러싸인 뜨거운 고체는 가스의 방출선(휘선)에 해당하는 어두운 선이 있는 거의 연속적인 스펙트럼을 보여준다.^[32]^[37] 이러한 원리를 바탕으로, 태양의 흡수선과 알려진 가스의 방출 스펙트럼을 비교하여 별의 화학적 조성을 결정할 수 있다.

주요 프라운호퍼 선과 그와 관련된 원소는 다음 표와 같다. 초기 발머 계열의 명칭은 괄호 안에 표시되어 있다.

명칭	원소	파장 (nm)
y	O₂	898.765
Z	O₂	822.696
A	O₂	759.370
B	O₂	686.719
C (Hα)	H	656.281
a	O₂	627.661
D₁	Na	589.592
D₂	Na	588.995
D₃ or d	He	587.5618
e	Hg	546.073
E₂	Fe	527.039
b₁	Mg	518.362
b₂	Mg	517.270
b₃	Fe	516.891
b₄	Mg	516.733
c	Fe	495.761
F (Hβ)	H	486.134
d	Fe	466.814
e	Fe	438.355
G' (Hγ)	H	434.047
G	Fe	430.790
G	Ca	430.774
h (Hδ)	H	410.175
H	Ca⁺	396.847
K	Ca⁺	393.368
L	Fe	382.044
N	Fe	358.121
P	Ti⁺	336.112
T	Fe	302.108
t	Ni	299.444

하지만 태양에 있는 모든 원소가 즉시 확인된 것은 아니다. 예를 들어,

1868년 노먼 로키어와 피에르 얀센은 독립적으로 나트륨 이중선(D₁ 및 D₂) 옆에서 새로운 선을 관찰했고, 로키어는 이를 새로운 원소인 헬륨으로 명명했다. 그러나 헬륨이 지구에서 발견된 것은 1895년이었다.^[32]
1869년 천문학자 찰스 오거스터스 영과 윌리엄 하크니스는 일식 동안 태양의 코로나에서 새로운 녹색 방출선을 독립적으로 관찰했다. 이 "새로운" 원소는 코로늄이라고 불렸으나, 1930년대에 발터 그로트리안과 벵트 에들렌이 이 선이 고도로 이온화된 철(Fe¹³⁺) 때문이라는 것을 발견했다.^[45]

현재까지 293.5~877.0 nm 사이의 태양에 대해 20,000개 이상의 흡수선이 목록화되었지만, 이 선의 약 75%만이 원소 흡수와 연결되어 있다.^[27]

방출 스펙트럼에서 각 스펙트럼선의 등가 너비를 분석하여 별에 존재하는 원소와 상대적인 풍부도를 모두 결정할 수 있다.^[15] 이 정보를 사용하여 별을 별의 집단으로 분류할 수 있는데, 제1집단 별은 가장 젊고 금속 함량이 높으며(태양은 제1집단 별), 제3집단 별은 금속 함량이 매우 낮은 가장 오래된 별이다.^[11]^[12]

4. 1. 2. 온도 및 크기

1860년 구스타프 키르히호프는 모든 파장에서 전자기파를 방출하는 흑체 복사의 개념을 제시했다.^[99]^[110] 1894년 빌헬름 빈은 물체의 온도(T)와 흑체 복사의 최대 방출 파장(λ_max)을 연결하는 빈의 변위 법칙을 유도했다.^[104]

:

\lambda_\text{max} T = b

''b''는 비례 상수로, 2.897771955...×10^-3 m·K 값을 갖는다. 이 법칙을 이용해 천체 스펙트럼의 최대 방출 파장을 측정하여 표면 온도를 결정할 수 있다.^[98] 예를 들어, 최대 방출 파장이 502 nm인 항성의 표면 온도는 5778 K이다.

천체의 광도는 일정 시간 동안 방출되는 복사 에너지의 척도이다.^[76] 광도(L)는 별의 온도(T)와 다음과 같이 공식으로 표현할 수 있다.

:

L= 4 \pi R^2 \sigma T^4

여기서 R은 천체의 반지름, σ는 슈테판-볼츠만 상수로, 5.670374419...×10^-8 W·m^-2·K^-4 값을 갖는다. 따라서 광도와 온도를 모두 알면(직접 측정 및 계산) 천체의 크기도 결정할 수 있다.

4. 2. 은하

은하의 스펙트럼은 은하를 구성하는 수십억 개의 별들의 스펙트럼이 합쳐진 형태로 나타나며, 별의 스펙트럼과 유사하다. 은하의 속성은 그 안에 있는 별들을 분석하여 결정할 수 있다. 예를 들어, 처녀자리 은하단의 은하인 NGC 4550은 별의 상당 부분이 다른 부분과 반대 방향으로 회전하는데, 이는 서로 반대 방향으로 회전하는 두 개의 작은 은하가 합쳐진 결과로 추정된다.^[52] 은하 내 밝은 별은 시차나 표준 촛불보다 더 정확하게 은하까지의 거리를 결정하는 데 사용될 수 있다.^[41]

1937년 프리츠 츠비키는 은하단의 도플러 이동 연구를 통해 은하단의 은하들이 가시광선으로 추정되는 질량보다 훨씬 빠르게 움직인다는 사실을 발견하고, 은하단에 많은 양의 비발광 물질, 즉 암흑 물질이 존재한다는 가설을 세웠다.^[58] 이후 천문학자들은 은하와 우주의 상당 부분이 암흑 물질로 이루어져 있음을 밝혀냈으나, 2003년에는 네 개의 은하(NGC 821, NGC 3379, NGC 4494, NGC 4697)에서 암흑 물질의 영향이 거의 없다는 사실이 발견되어 그 이유가 불분명하다.^[51]

1950년대에는 강력한 전파원이 매우 희미하고 붉은 천체와 관련되어 있다는 것이 밝혀졌고, 이들의 스펙트럼에서 예상치 못한 파장의 흡수선이 나타났다. 이는 정상적인 은하 스펙트럼이 크게 적색 편이된 것으로, 1964년 홍이 치우에 의해 ''준성 전파원'' 또는 퀘이사로 명명되었다.^[21] 퀘이사는 우리 우주 초기 시대에 형성된 은하로, 초대질량 블랙홀에 의해 막대한 에너지를 방출하는 것으로 여겨진다.^[57]

4. 3. 성간 물질

성간 매질은 은하 내 항성계 사이의 공간을 채우는 물질이다. 이 물질의 99%는 수소, 헬륨, 그리고 소량의 이온화된 산소 등 기체로 구성되어 있다.^[40] 나머지 1%는 흑연, 규산염, 얼음 등으로 이루어진 먼지 입자이다.^[40] 이러한 먼지와 가스 덩어리를 성운이라고 한다.

성운에는 흡수 성운, 반사 성운, 방출 성운의 세 가지 주요 유형이 있다. 흡수 성운(암흑 성운)은 먼지와 가스가 많아 뒤에 있는 별빛을 가려 광도 측정을 어렵게 만든다. 반사 성운은 근처 별의 빛을 반사하며, 스펙트럼은 주변 별과 같지만, 짧은 파장의 빛이 더 잘 산란되어 푸르게 보인다.

4. 3. 1. 가스 방출 성운

성간 매질은 은하 내 항성계 사이의 공간을 채우는 물질이다. 그 99%는 성간 가스로, 수소와 헬륨, 소량의 전리된 산소 등으로 구성된다.^[101] 나머지 1%는 우주 먼지로, 주로 흑연이나 규산염, 얼음으로 이루어져 있다.^[101] 이러한 물질은 성운을 구성한다.

가스 방출 성운은 화학 조성에 따라 특정 파장의 빛을 방출한다.^[40] 1864년 윌리엄 허긴스는 많은 성운이 별과 같은 전체 스펙트럼 대신 방출선만 나타낸다는 것을 알아차렸다. 그는 키르히호프의 연구를 통해 성운이 "거대한 빛을 내는 가스 또는 증기 덩어리"를 포함하고 있다고 결론지었다.^[36] 그러나 495.9 nm와 500.7 nm에서 가장 밝은 선을 포함하여 어떤 지상 원소와도 연결할 수 없는 여러 방출선이 있었다.^[54] 이 선들은 새로운 원소인 네뷸륨으로 여겨졌지만, 1927년 아이라 스프라그 보웬은 이 방출선이 고도로 이온화된 산소(O⁺²)에서 나온다는 것을 밝혀냈다.^[33]^[17] 이 방출선들은 실험실에서 재현될 수 없었는데, 그것들이 금지선이기 때문이었다. 성운의 낮은 밀도(1 세제곱센티미터당 1개 원자)^[40]는 준안정 상태 이온이 다른 원자와의 충돌보다는 금지선 방출을 통해 붕괴되도록 한다.^[54]

모든 방출 성운이 별 주위나 근처에서 발견되어 태양열에 의한 이온화가 일어나는 것은 아니다. 대부분의 가스 방출 성운은 중성 수소로 이루어져 있다. 바닥 상태에서 중성 수소는 두 가지 가능한 스핀 상태를 갖는다. 전자는 양성자와 동일한 스핀 또는 반대 스핀을 갖는다. 원자가 이 두 상태 사이를 전이할 때 21 cm의 방출선 또는 흡수선을 방출한다.^[40] 이 선은 전파 범위 내에 있으며, 21cm 수소선이라고 불리며, 매우 정확한 측정을 가능하게 한다.^[54]

21cm 수소선을 이용한 관측은 다음과 같다.

구름의 속도는 도플러 효과를 통해 측정할 수 있다.
21 cm 선의 강도는 구름의 밀도와 원자 수를 나타낸다.
구름의 온도를 계산할 수 있다.

이 정보를 사용하여, 은하수의 모양이 나선 은하로 결정되었지만, 나선 팔의 정확한 수와 위치는 계속 연구 중이다.^[24]

4. 3. 2. 분자운

분자운은 성간 물질 중에서도 온도가 낮고 밀도가 높은 영역으로, 다양한 분자들이 존재한다. 이러한 분자들은 주로 전파, 마이크로파, 적외선 영역에서 관측된다.^[114] 분자운 내에서는 다양한 화학 반응이 일어날 수 있는데, 차갑고 희미한 환경뿐만 아니라 자외선에 노출된 밀집된 영역에서도 발생한다.^[30]^[18]

우주에서 발견되는 대부분의 화합물은 유기 화합물이다. 아세틸렌(C₂H₂)이나 아세톤((CH₃)₂CO)과 같은 비교적 작은 분자들^[75]부터 풀러렌, 다환 방향족 탄화수소와 같은 거대 분자,^[84] 심지어 흑연이나 그을음 같은 고체 물질까지 다양하다.^[84]

분자운은 새로운 별이 탄생하는 장소로, 별의 초기 진화 과정을 연구하는 데 중요한 역할을 한다.

5. 우주에서의 운동

항성이나 성간 물질은 은하에 중력적으로 속박되어 있으며, 은하는 은하단에 중력적으로 속박되어 있다.^[95] 우리 은하 내 천체나 국부 은하군에 속하는 은하를 제외하고, 거의 모든 천체는 우주의 가속 팽창에 의해 지구에서 멀어지고 있다.

5. 1. 도플러 효과와 적색편이

별과 성간 가스는 중력에 의해 묶여 은하를 형성하며, 은하 무리는 은하단에서 중력에 의해 묶일 수 있다.^[34] 우리 은하의 별과 국부 은하군의 은하를 제외하고 거의 모든 은하는 우주의 팽창 때문에 지구에서 멀어지고 있다.^[45]

별의 움직임은 스펙트럼을 관찰하여 결정할 수 있다. 도플러 효과로 인해 관측자를 향해 움직이는 물체는 청색편이되고, 멀어지는 물체는 적색편이된다. 적색편이된 빛의 파장은 더 길어져 광원보다 더 붉게 보인다. 반대로, 청색편이된 빛의 파장은 더 짧아 광원보다 더 푸르게 보인다.

:

\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}=\frac{v_0}{c}

여기서

\lambda_0

는 방출 파장,

v_0

는 물체의 속도,

\lambda

는 관측 파장이다. v<0은 λ<λ₀에 해당하며, 청색편이된 파장을 나타낸다. 적색편이된 흡수선 또는 방출선은 정지된 선보다 스펙트럼의 붉은색 끝쪽으로 더 나타난다. 1913년 베스토 슬라이퍼는 안드로메다 은하가 청색편이되었다는 것을 확인했는데, 이는 안드로메다 은하가 우리 은하를 향해 움직이고 있다는 것을 의미했다. 그는 다른 20개의 은하의 스펙트럼을 기록했는데, 4개를 제외한 모든 은하가 적색편이되었으며, 이를 통해 지구에 대한 속도를 계산할 수 있었다. 에드윈 허블은 나중에 이 정보와 자신의 관측을 사용하여 허블-르메트르 법칙을 정의했다. 즉, 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을수록 더 빨리 멀어진다는 것이다.^[45]^[35] 허블-르메트르 법칙은 다음과 같이 일반화할 수 있다.

:

v = H_0 d

여기서

v

는 속도(또는 허블 흐름),

H_0

는 허블 상수,

d

는 지구로부터의 거리이다.

적색편이(z)는 다음 방정식으로 표현할 수 있다.^[50]

적색편이, $z$ 계산
파장 기반	주파수 기반
$z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}} - \lambda_{\mathrm{emit}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$z = \frac{f_{\mathrm{emit}} - f_{\mathrm{obsv}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$
$1+z = \frac{\lambda_{\mathrm{obsv}}}{\lambda_{\mathrm{emit}}}$	$1+z = \frac{f_{\mathrm{emit}}}{f_{\mathrm{obsv}}}$

이 방정식에서 주파수는 $f$ 로, 파장은 $\lambda$ 로 표시된다. z 값이 클수록 빛은 더 많이 적색편이되고, 물체는 지구에서 더 멀리 떨어져 있다. 2013년 1월 기준으로, 가장 큰 은하 적색편이는 z~12로, 허블 울트라-딥 필드를 사용하여 발견되었으며, 이는 130억 년 이상의 시대에 해당한다(우주의 나이는 약 138억 2천만 년이다).^[25]^[26]^[48]

도플러 효과와 허블-르메트르 법칙을 결합하여 $z = \frac{v_\text{Hubble}}{c}$ 방정식을 얻을 수 있으며, 여기서 c는 빛의 속도이다.

5. 2. 고유 운동

중력으로 묶인 천체는 중력원과의 공통 질량 중심을 공전하는 운동도 가진다. 천체의 이 운동 속도를 고유 속도(Peculiar velocity)라고 하며, 시선 속도에 영향을 미친다.

허블-르메트르 법칙에 고유 속도의 기여를 고려하면^[108]

:

v_\text{total} = H_0 d + v_\mathrm{peculiar}

로 전체 속도가 보정된다. 단순한 허블-르메트르 법칙에 기반하여 기대되는 적색 편이는 고유 속도에 의해 불분명해지므로, 항성이나 은하의 스펙트럼을 관측할 때 혼란을 야기한다. 예를 들어, 처녀자리 은하단의 크기와 모양은 은하단을 구성하는 각 은하가 큰 고유 속도를 가지고 있었기 때문에 과학적으로 매우 신중하게 정밀 조사가 이루어져 온 역사가 있다.^[117]

5. 3. 쌍성

공통 질량 중심 주위를 공전하는 서로 다른 질량의 두 별로 이루어진 연성계를 관측했을 때의 스펙트럼 모식도. 두 별로 분해하여 관측할 수 없고, 하나의 천체의 스펙트럼으로 합성하여 관측될 때, 스펙트럼 속의 흡수선이나 방출선은 공전 위상과 시선 속도에 따라 두 개로 분리된다.

행성이 별에 중력적으로 묶여 있을 수 있는 것처럼, 별의 쌍도 서로 공전할 수 있다. 일부 쌍성은 시각적 이중성으로, 망원경을 통해 서로 공전하는 것을 관찰할 수 있다. 그러나 일부 쌍성은 너무 가까이 있어서 분해할 수 없다.^[16] 이 두 별은 분광기를 통해 볼 때 복합 스펙트럼을 보여준다. 각 별의 스펙트럼이 함께 더해지는 것이다. 이 복합 스펙트럼은 별의 광도가 비슷하고 스펙트럼형이 다를 때 감지하기 더 쉬워진다.^[29]

분광 쌍성은 시선 속도 때문에 감지될 수도 있다. 서로 공전하면서 한 별은 지구를 향해 움직이고 다른 별은 멀어지면서 복합 스펙트럼에서 도플러 이동을 일으키기 때문이다. 시스템의 궤도면은 관찰된 이동의 크기를 결정한다. 관찰자가 궤도면에 수직으로 보고 있다면 관찰된 시선 속도는 없을 것이다.^[16]^[29] 예를 들어, 옆에서 회전목마를 보는 사람은 동물이 자신을 향해 다가오고 멀어지는 것을 보게 될 것이다. 반면에 바로 위에서 보면 수평면에서만 움직이게 된다.

분광 연성이라고 불리는 것은 하나의 별 스펙트럼에 다른 하나의 스펙트럼이 겹쳐진 특이한 스펙트럼을 나타내는 것으로 확인할 수 있다. 이 합성 스펙트럼은 두 별의 광도가 비슷하고, 스펙트럼 분류가 다를수록 더 알아보기 쉽다.^[90]

분광 연성은 그 시선 속도에 의해서도 감지할 수 있다. 서로 공전하는 별은 한쪽이 지구에서 보았을 때 가까워질 때 다른 한쪽은 멀어지는데, 이때 합성 스펙트럼에 도플러 효과에 의한 이동이 생긴다. 연성계의 궤도 평면에 따라 관측되는 이동의 정도가 결정된다. 만약 관측자가 궤도 평면에 대해 수직인 방향에서 관측하고 있다면, 시선 속도는 항상 0이 되어 이 관측 방법은 사용할 수 없다.^[78]^[90] 이는 회전목마를 정면에서 관찰하면 자신에게 다가오는 말과 멀어지는 말을 관찰할 수 있지만, 바로 위에서 관찰하면 어느 말도 관찰자와의 거리가 변하지 않고 움직이는 것과 같다.

6. 행성, 소행성, 혜성

행성, 소행성, 혜성은 모두 모항성에서 받은 빛을 반사하며, 자체적인 빛을 내기도 한다. 태양계 행성과 소행성처럼 온도가 낮은 천체는 대부분 적외선 파장으로 빛을 방출하는데, 이는 분광기로 측정할 수 있다. 혜성이나 대기가 있는 행성처럼 가스로 둘러싸인 천체는 가스 내 특정 파장에서 추가적인 빛의 방출과 흡수가 일어나, 고체 천체의 스펙트럼에 가스 스펙트럼이 새겨진다. 거대 행성, 금성, 토성의 위성 타이탄처럼 두꺼운 대기나 구름으로 덮인 천체는 스펙트럼이 대부분 대기에 의해 결정된다.^[31]

6. 1. 행성

행성은 스스로 빛을 내지 않고 중심별의 빛을 반사하여 관측된다. 태양계의 행성을 포함한 차가운 천체들은 대부분 적외선 파장에서 빛을 방출하지만, 분광기를 통해 측정할 수 있다. 가스로 둘러싸인 천체의 경우, 가스 내 특정 파장에서 방출과 흡수가 일어나 고체 천체의 스펙트럼에 가스의 스펙트럼이 새겨진다. 금성, 거대 가스 행성, 토성의 위성 타이탄과 같이 두꺼운 대기나 구름으로 덮인 천체의 경우, 스펙트럼은 대부분 대기에 기인한다.^[31]

행성의 반사광에는 암석형 천체의 경우 암석에 존재하는 광물로 인한 흡수 띠, 또는 대기 중의 원소와 분자로 인한 흡수 띠가 포함된다. 현재까지 3,500개 이상의 외계 행성이 발견되었으며, 여기에는 뜨거운 목성뿐만 아니라 지구형 행성도 포함된다. 분광법을 사용하여 알칼리 금속, 수증기, 일산화 탄소, 이산화 탄소, 메탄과 같은 화합물이 발견되었다.^[55]

외계 행성에서 반사된 빛을 주성에서 오는 빛과 분리하여 관측함으로써, 암석 행성의 경우 표면 광물의 흡수 스펙트럼 등을 관측할 수 있다. 또한, 행성이 천문학적 통과하는 동안 주성의 빛에는 행성 대기의 흡수 스펙트럼이 포함된다. 분광 관측을 통해 외계 행성에서 알칼리 금속, 일산화 탄소, 이산화 탄소, 수증기, 메탄 등의 존재가 확인되었다.^[116]

6. 2. 소행성

소행성은 태양계 형성 초기에 남은 작은 천체로, 주로 암석과 금속으로 구성되어 있다. 소행성의 스펙트럼은 표면의 구성 물질에 따라 달라지며, C형, S형, X형 등 다양한 유형으로 분류된다.

소행성은 스펙트럼에 따라 크게 3가지 종류로 분류할 수 있다. 이 분류는 1975년에 클라크 R. 채프먼, 데이비드 모리슨, 벤 젤너에 의해 처음 고안되었고, 1984년에 데이비드 J. 톨렌에 의해 확장되었다. 톨렌 분류에서는 탄소가 풍부한 소행성은 C형 소행성, 규산염질 소행성은 S형 소행성, 금속질 소행성은 X형 소행성으로 분류하며, 이 외에도 더 세분화된 분류와 이들 분류에 포함되지 않는 소행성의 분류가 여러 존재한다. S형과 C형이 가장 많은 소행성을 차지한다.

2002년에 톨렌 분류는 셸테 바스와 리처드 빈젤 등에 의해, 그들이 수행한 보다 정확한 소행성 스펙트럼 관측을 커버하기 위해 가능한 한 원형을 유지한 채 SMASS 분류로 확장되었고, 세분화된 것까지 포함하여 14개였던 분류 그룹은 26개로 증가했다.^[81]^[82]

6. 3. 혜성

혜성의 스펙트럼은 혜성을 둘러싼 먼지 구름(코마)에서 반사된 태양 스펙트럼과, 태양광 및/또는 화학 반응에 의해 형광으로 들뜬 기체 원자 및 분자의 방출선으로 구성된다. 예를 들어, ISON 혜성^[59]의 화학 조성은 시아노겐(CN)의 두드러진 방출선과 두 개 및 세 개의 탄소 원자(C₂ 및 C₃)의 스펙트럼으로 결정되었다.^[22] 근처의 혜성은 태양풍 이온이 코마로 날아가 중화되면서 X선으로도 관찰될 수 있다. 따라서 혜성 X선 스펙트럼은 혜성의 상태보다는 태양풍의 상태를 반영한다.^[42]

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