별까지의 거리를 재는 방법 - 2 -

4. 거리측정을 위한 다양한 천문학적 기반들.

 

거리측정을 위해 동원된 다양한 천문학적 지식들을 살펴보노라면, 하나의 학문이 발전하기 위해서 그 기반이 되는 기초적 지식들의 집합이    얼마나 중요한 것인가를 알 수 있다.
  
앞서 언급한 거리 측정 방법들은 그 방법론에 있어서 상당히 그럴듯하긴 하지만 하나같이 한계를 가질 수밖에 없는 방법들이었다.
결론적으로 천체간 거리를 측정하는데 있어서 가장 유용하게 사용되는 단서는 별이나 은하등의 천체가 뿜어내는 '빛'이다.
  
그러나 이 막연한 별빛에서 어떻게 거리를 계산할 수 있는 단서를 발견할 수 있었을까?
바로 여기에 누적된 학문적 성과로부터 발휘되는 위력이 숨어 있다.
따라서 '빛'을 통한 거리 측정의 원리를 알기 위해서는 천문학의 역사쪽으로 우회할 필요가 있다. 
  
 4-1. 별의 스펙트럼
 '프리즘'이라는 아주 단순해 보이는 막대가 있다.
뉴턴이 발명한 이 막대를 햇빛에 비추면 아름다운 무지개빛이 반사되어 보인다.
그냥 아름답게 보이는 이 빛속에는 별의 구성 성분을 알 수 있는 신비가 숨어 있다.

 

1823년 독일 물리학자 조셉 브라운호퍼는 이 무지개 빛 속에 뜻모를 검은 띄를 발견하였다.

            

그림3> 브라운호퍼는 실험실에서 태양빛을 7개로 나누어 인공적인 무지개를 만든 후 이를 현미경으로 관찰하여 검은 띠를 발견했다.
 이 그림은 10년에 걸친 관찰결과를 브라운호퍼가 직접 그린 스케치로 574개의 검은 선이 그려져 있다.
브라운호퍼는 이 검은 띠의 의미를 파악하고자 평생을 연구했지만 그 의미를 끝내 발견할 수 없었다.
(NHK Space Millennium 5 - 150억년의 유산 - 생명에 새겨진 별의 생과 사 중)       

 

이 검은 띄가 무엇을 의미하는지는 1864년 영국 천문학자 윌리엄 허긴스에 의해 밝혀졌다.

이 검은 띄는 바로 그 빛을 방출하는 별의 원소가 만들어내는 흡수선이었다.
       
특정 원소를 불태우면서 이 불빛에 조명을 비추고 불빛을 통과한 빛의 스펙트럼을 분석하면 이 원소의 산화에 영향을 받은 특정 대역에 검은 띠가 나타난다.
       
따라서 이렇게 분석된 위치를 기반으로 태양과 같은 특정 별빛을 분석하여 동일한 위치에 검은 띄가 나타난다면 이를 통해 그 별을 구성하고 있는 원소를 파악할 수 있게 되는 것이다.
       
이러한 발견 이후 스펙트럼 분광 분석은 눈부신 발전을 거듭하여 오늘날 천문학 연구의 굳건한 기반으로 자리잡게 되었다.
그리고 그 기술적 발전과 함께 스펙트럼 분석을 통해 단순히 별의 원소뿐 아니라, 다른 정보도 얻을 수 있음이 속속 밝혀졌다.
       
처음 천문학자들이 다양한 별의 분광분석을 했을 때, 다르게 나타나는 검은 띠의 위치를 통해 별을 구성하고 있는 원소들이 천차만별이라고 생각하게 되었다.
그러나 사실 대부분의 별들은 수소로 구성되어 있기 때문에 이러한 분석은 사실과 맞지 않는 것이었고, 결국 이러한 차이가 별의 온도차이에 의해 발생한다는 것을 알게 되었다.
       
스펙트럼에서 이와 같이 검은 선이 나타나는 이유는 간단하다.
특정 원소를 감싸고 있는 원자가 별의 온도에 의해 가열되면 에너지를 흡수하면서 높은 궤도로 이동을 하게 되는데 이때의 흡수광자가 스펙트럼 상에 검은 띠를 만들게 되는 것이다.
이러한 이유로 같은 원소라도 별의 온도에 따라 검은 선이 나타나는 위치는 다르게 나타나게 된다.
예를 들어 아주 뜨거운 별에서는 수소 원자의 전자들은 완전히 궤도이탈을 하면서 수소가 이온화하게 되고, 이러한 경우는 추가로 광자를 흡수할 수 없기 때문에 더 이상 흡수선이 나타나지 않게 된다.
즉, 특정 원소에 의해 발생하는 검은 띠의 분석을 통해 해당 별의 온도를 관측할 수 있게 된 것이다.
       
20세기 초반 하버드 대학에서 별의 스펙트럼을 수집하는 작업이 착수되었다.

하나하나의 별을 관측하고 그 결과를 그려내야 하는 이 고된 작업에는 남성들이 아닌 저임금의 젊은 여성들이 동원되었다.
이 와중에 애니 캐넌(Annie Jump Cannon)이라는 여성 천문학자는 개인적으로 약 40만개의 별을 측정하였다.
사실 이러한 정보가 광범위하게 수집될 때까지도 개별 별의 스펙트럼이 별의 온도에 영향을 받는다는 사실은 알려져 있지 않았지만 결국 이러한 연구성과를 기반으로 '별은 수소로 구성되어 있으며 스펙트럼의 차이는 온도의 차이를 반영한다.'는 세실리아 페인(Cecilia Payne)의 연구성과가 나타날 수 있었다.
       
이러한 연구성과들이 누적되면서 온도에 따른 흡수선의 7가지 패턴이 정리되면서 '분광계열'이라고 불리는 스펙트럼 분류표가 만들어지게 되었다.

표1> 분광계열표 : 각각의 분광형은 0~9까지 10개로 다시 세분화된다.
9가 해당 분광형에서 가장 낮은 온도, 0이 가장 높은 온도이다.  (출처 : 우주로의 여행II P.332.)

 

새로 보이는 단어, 즉, 절대온도의 개념을 한번 짚고 넘어가야 하겠다.
절대온도는 모든 분자운동이 얼어붙는 온도, 즉 모든 우주가 완전히 활동이 멈추는 동결상태를 0(Zero)K로 잡는데, 이 온도는 영하 273.15도이다.

 

따라서 물이 어는 온도인 섭씨 0도는 약 273K, 물이 끓는 온도인 섭씨 100도는 절대온도 373K이다.

이 온도를 밝혀낸 켈빈의 이름을 따서 'K'를 단위로 붙이게 되었다.        

 

이 표를 보면 알겠지만, 스펙트럼 분석을 통해 단순히 구성 원소뿐 아니라, 온도까지 알게되는 놀라운 결과를 알 수 있다.
       
예를 들어 우리에게 가장 가까이 위치해 있는 태양의 스펙트럼을 분석하면 태양의 온도에서 가능한 스펙트럼이 나타나게 될 것이다.
만약 아주 멀리 떨어진 별에서 이와 동일한 스펙트럼분석결과가 나타나면 이 별은 태양과 비슷한 성격을 지닌 별임을 유추할 수 있게 되는 것이다.

 

스펙트럼 분석은 이외에도 '별의 밀도'라는 또 하나의 중요한 정보를 제공해 준다.
별의 밀도가 낮다면, 압력이 낮아지게 되고, 반대로 밀도가 높다면 당연히 압력이 높아지게 된다.
이러한 정보는 이온화 원자들의 빈도를 통해 파악할 수 있다.
압력이 높으면 원소간 공간이 협소해짐에 따라 이온화 원자의 재결합이 높아지고, 압력이 낮으면 원소간 공간이 팽창되어 이온화 원자의 재결합이 낮아질 것이다.
앞서, 이온화된 원소는 흡수선을 만들지 못한다는 점을 고려한다면 그 당연한 결과로 동일 온도에서 고밀도 별에서 나타나는 흡수선이 저밀도 별에서 나타나는 흡수선보다 많아진다는 점을 알 수 있다.
       
나중에 다시 언급되겠지만, 스펙트럼 분석은 이외에도 별의 자전주기, 공전주기, 운동속도 등 참으로 엄청난 정보를 제공해 준다.
우리가 천체를 관측할 때, 그게 가시광선이든, 아니면 자외선, 적외선, 전파 또는 X선이든 이 모든 것이 빛을 연구대상으로 한다고 볼 때, 스펙트럼분석이 천문학에서 차지하는 위상은 실로 대단하다고 할 수 있을 것이다.       
   
 4-2. 별의 밝기와 광도
 '밝기'와 '광도'는 얼핏 보아 비슷한 말인듯 하지만, 의미는 아주 틀리다.
 '밝기' 우리 눈에 와서 닿는 별빛의 밝기를 말하는 것으로 일반적으로 '겉보기 밝기'라는 뜻으로 쓰이고 이에 반해 '광도'는 '별이 단위 초당 방출되는 에너지의 총량'이라는 의미를 갖는다.

그 뜻에서 알 수 있듯이 '광도'는 근대 과학에 의해 정립된 개념이다.
       
오랜 옛날 하늘에 점점이 박힌 별에서 신화를 읽어낸 사람들이 있었는가 하면 이 별빛을 체계적으로 분류하는 재미없는 일을 한 사람도 있었다.
기원전 150년경 그리스의 수학자 히파르쿠스는 지중해 로도스 섬에 천문대의 지어 1000여개에 달하는 별들의 위치와 겉보기 밝기를 분류하였다.
       
히파르쿠스가 분류한 이 밝기 분류는

그가 사용했던 용어인 '등급(magnitude)'이라는 용어를 그대로 사용한 '밝기 등급'으로 오늘날까지 계속 사용되고 있다.
       
히파르쿠스는 밤하늘에서 가장 밝은 별을 1등급으로, 그리고 가장 희미하게 빛나는 별을 6등급으로 분류하였다.

그러나 이러한 관측은 전적으로 육안에만 의지한 것이기 때문에 히파르쿠스가 분류한 별의 밝기 차이는 오늘날의 과학기술을 동원한 분류에서처럼 일관된 간격이 성립되는 것이 아니었다.
       
어쨌든 히파르쿠스의 위업을 그대로 계승하여 그의 등급체계는 더더욱 정교하게 다듬어졌는데 오늘날 각 등급간 밝기 차이는 2.512배로 정해져있고 이에 따라 1등급 별에서 6등급 별의 밝기 차이는 100배로 규정되어 있다. 
또한 천문학의 발달에 의해 관측 가능한 별들이 증가하면서 최초 6개 등급이었던 별의 겉보기 밝기 체계는 그 범위를 계속 확장할 수 있었다.
히파르쿠스가 정한 가장 밝은 별은 1등급이었으므로 그보다 더 밝은 별은 그보다 더 작은 등급으로, 그래서 마이너스(-)등급으로 표시되는 별들도 생겨나게 되었다.
       
하기 표는 이러한 겉보기 밝기등급에 입각하여 잘 알려진 별의 등급을 표시한 것이다.

 표2> 겉보기 밝기 등급
 표에서 보는 바와 같이 태양계의 행성들은 태양의 빛을 반사하여 빛을 내기때문에 이들도 겉보기 밝기 등급에 포함되어 있으며 이로써 실제 별들의 밝기를  상대적으로 짐작 가능하게 해준다. (출처 : 우주로의 여행II P.329.)
        

 

별의 겉보기 밝기 등급은 어차피 관측결과를 좀더 수치화된 등급으로 세분화하는 것이기 때문에 대상 천체가 일단 관측된다면 분류에 큰 어려움이 있는 것은 아니다.
       
그러나 이는 어디까지나 겉보기 밝기일뿐, 광도로 관점을 바꾸자면, 이는 만만한 작업이 아니다.
이 글이 씌어지고 있는 목적은 천체의 거리측정이 어떻게 이루어지는지에 있는데, 역으로 거리를 모른다면 '광도' 자체를 언급하는 것이 자연스럽지 않은 것이 사실이다.
왜냐하면 우주에 있는 별들이 하나같이 거리가 제각각이기 때문에 어떤 특정 별이 멀리 있어서 희미한 것인지 아니면 원래 밝기가 희미한지 기준 자체가 정립될 수 없기 때문이다.
       
따라서 천문학자들은 자연스럽게 어떤 특정한 밝기, 정량적으로 고르게 나타나는 밝기의 별  - 일종의 표준전구 역할을 하는 별 - 을 찾으려는 노력을 기울이게 되었다.
       
뒤에 언급되겠지만, 이러한 노력의 보답으로, 혹은 전적인 행운으로 이러한 별을 발견하게 되었고, 광도는 거리의 제곱에 반비례한다는 사실에 입각하여 연속적으로 별까지의 거리측정이 가능해지는 기틀이 마련되게 된다. 

그러나 아직은 표준광도를 지닌 별로 넘어가기 전에 몇가지 사항을 더 짚고 넘어가야 할 필요가 있다.
       
 4-3. 별의 질량 측정.
나같은 일반인들이 보기에는 너무나도 기발한 과학자들의 아이디어는 별의 질량까지도 측정 가능하도록 하였다.
물론 우주공간으로 양팔저울을 들고 나갈 수는 없는 노릇이므로, 이러한 방법에는 확실히 독특한 단서를 기반으로 시작된 방법이 있을 것이다.
       
이러한 아이디어는 이중별 또는 연성계라 불리는 쌍성의 측정으로부터 얻을 수 있었다.
항상 태양만을 바라보고 사는 우리에게 있어서 별 두 개가 마주보며 서로 공전하는 세상은 기이하게 느껴질 수밖에 없을 것이다.

그러나 사실 우주에 존재하는 별들 중 상당수는 이중별로서 존재한다.
       
이중별의 발견은 1650년 이탈리아의 천문학자 존 밥티스트 리치올리(John Baptiste Riccioli)가 큰곰자리 손잡이 중간에 있는 미자르라는 별이 망원경 관측 결과 2개로 보인다는 점을 지적하면서 시작되었다.
       
이후 이중성의 발견이 계속됐는데, 겨울 밤하늘에 가장 밝게 빛나는 시리우스도 이중별이며, 쌍동이 자리의 카스토르를 비롯한 많은 별들이 이중별로 밝혀졌다. 
또한 앞서 언급한 분광기술의 발달로, 왠만한 망원경으로는 이중별 여부를 알 수 없는 별들도 이중 스펙트럼의 존재를 통해 이중별이라는 사실이 속속밝혀지게 되었다. 

(망원경으로 연성계임을 알 수 있는 별들을 '안시쌍성', 스펙트럼 선을 통해 연성계임을 알 수 있는 별들을 '분광쌍성'이라 한다.)
스펙트럼 분석을 통해 처음 이중별로 발견된 미자르는 실제로는 4개의 별이 어우러진 사중별 구조임도 밝혀지게 되었다.
       
이처럼 별의 쌍성구조를 밝힐 수 있는 스펙트럼을 분석해보면 각 별로부터 빛의 도플러 효과인 청색편이와 적색편이가 번갈아서 발생한다는 사실을 알 수 있게 되는데 이는 서로 마주보고 있는 두 별이 서로에 대해 공전하면서 발생하는 빛의 편이 현상이다.
이러한 빛의 편이 현상을 기록하면 두 별이 서로에 대해 어떤 속도로 공전하는지를 알게되고 결국 서로에 대한 공전주기를 파악할 수 있게 된다.

 

이러한 결과는 행성간 거리와 공전주기에 대한 케플러 제3법칙의 할용을 가능케 하는데 거리의 3제곱은 공전주기의 제곱에 질량을 곱한 값과 동일하므로 이로부터 두 별의 총질량을 도출할 수 있게 되고, 서로공전하는 별들의 공전주기 및 속도로부터 구해지는 두 별의 질량비례를 활용하여 질량을 배분하면 각 별의 질량을 알 수 있게 된다.

 

 

그림4> 쌍성의 스펙트럼과 질량관계 : 스펙트럼상에 나타난 편이양상으로 각별의 공전주기와 속도의 관계를 그려낼 수 있고 이로부터 케플러 제3법칙을 이용하여 두 별의 총질량을 구한 후 질량중심을 기준으로 양별에 질량을 비례배분한다.  (출처 : 우주로의 여행II P.329.)
       
4-4. 헤르츠스프룽-러셀 도(H-R 도) 도출
이제 별의 거리측정 뿐 아니라, 천문학에서 대단히 중요하게 평가받는 H-R도(헤르츠스프룽-러셀도)를 살펴봐야 할 차레이다.       

 

앞서 4-2와 4-3은 별의 광도와 질량에 대한 내용을 다루고 있거니와 이 두개의 정보가 엮여졌을 때 하나의 패턴을 그려낼 수 있게 되는데 그것은 바로 '질량이 큰 별일수록 광도가 크다'는 관계이다.
       
'질량이 클수록 광도가 크다'는 명제는 사실 태양과 같은 별의 발광기재를 이해하지 못한다 하더라도 직관적으로 알 수 있는 사실이기도 하다.
설령 태양이 거대한 석탄뭉치들을 태우고 있는 것으로 알고 있다 하더라도 당연히 석탄이 많을수록 불태울 재료가 많으므로 그로부터 발생하는 빛이나 에너지도 크다고 생각할 수 있을 것이다.
그러나 이를 그냥 직관으로만 이해하고 말았다면 별의 성격을 규명하기 위해 반드시 거쳐야 할 몇몇 예외사항을 놓칠 수밖에 없었을 것이다.
여기서 반드시 검증을 생명으로 하는 과학의 위력이 또 한번 발휘되는데 이는 뒤에 언급할 '거성'의 존재를 알게되는순간 이해할 수 있게 된다.
       
어쨌든 이처럼 직관적으로 수긍될 수 있는 명제조차, 불완전한 거리규정, 불완전한 광도규정, 불완전한 광도규정에서 개선된 조금은 덜 불완한 거리규정, 덜 불완전한 거리규정에서 개선된 덜 불완전한 광도규정'.등의 개선고리로 이어지는 과학의 개선과정이 반복되면서 수립된 것이다.
       
별의 질량과 광도 관계에서 다음과 같은 형태의 그래프를 간단히 그려낼 수 있게 된다.

그림5> 질량-광도 관계의 단순화된 패턴

X축은 질량을 적은 것에서 높은 순으로, 그리고 오른쪽 그림은 반대로 그려낸 것인데 의미는 동일하다.

순서를 다르게 놓은 이유는 오른쪽 패턴의 그림이 이어서 설명되는 H-R도의 패턴과 잘 융합되어 설명될 수 있기 때문이다.
              
질량-광도관계와는 별도로 4-1에서 언급한 분광계열표와 광도를 연결지으려는 노력도 있었다.

 

1911년 덴마크의 천문학자 예나르 헤르츠스프룽(Ejnar Hertzsprung)과 1913년 미국의 천문학자 헨리 노리스 러셀(Henry Norris Russell)에 의해 각각 독립적으로 연구된 분광계열과 광도간의 연관관계는 분광스펙트럼 분석을 통한 별의 분광계열 정의와 그간의 천문학적 연구성과를 통해 알려진 별의 거리를 통해 광도를 계산한 결과를 대조하면서 얻어질 수 있었다.
       
이러한 연구를 통해서 얻어진 그래프가 오늘날 헤르츠스프룽-러셀도(H-R 도)라고 불리는 유명한 그래프이다.

 

        

 

 

    

그림6> H-R도 : 태양의 광도를 1로 설정하였다. 각 광도의 간격과 10등분 되어야 할 분광계열이 세부적으로 묘사되지 않아 별의 실제 위치는 약간씩 오차가 있을 수 있다.
                      
이 H-R도는 겉보기에는 매우 단순해 보이지만, 우리가 알고 있는 별들에 대한 많은 정보를 보여준다.
        
우선 별들의 분포를 보면 왼쪽 상단에서 오른 쪽 하단으로 약간의 곡률을 지니면서 내려오는 패턴을 볼 수 있는데 이것이 이른바 주계열(Main Sequence)이라는 것이다.
주계열이란 하나의 별이 탄생하면서부터 핵열반응을 통해 모든 에너지를 소진할 때까지 자체중력과 원자핵밀도간의 안정적인 평형을 이루는 상태를 말한다.
처음 생겨난 별들은 왼쪽 상단, 즉, 매우 높은 광도와 높은 온도에서 출발하여 에너지를 소진할수록 점점 어두워지고 온도도 낮아지게 된다.
이러한 안정적인 패턴을 지속하고 있는 별을 주계열별이라고 하는데 이 명칭은 이 도표, 즉, H-R도에서 유래한 것이다.
       
그리고 오른쪽 상단, 그러니까 주계열을 한참 벗어나지만 매우 광도가 높은 축에 속하는 별들을 보면 대번 우리에게 익숙한 별이라는 것을 알 수 있다.
물론 주계열 상에서 왼쪽 상단을 차지하고 있는 별들도 우리에게 익숙한 별이다.
이유는 간단하다. 광도가 높은 별은 당연히 밤하늘에서 모두 한자리 차지하는, 우리 눈에 매우 잘 보이는 별들이다.

따라서 이러한 별들이 주로 상단에 분포를 하게 되는 것이고 반면 하단으로 내려올수록 광도가 낮아지기 때문에 여기에는 우리가 잘 알지 못하거나 망원경을 통해서만이 관측되는 별들이 위치하게 되는 것이다.
       
H-R도 바로 이전에 광도-질량관계의 그래프를 소개했거니와 비슷한 패턴을 보이는 H-R도 상에서 바로 주계열의 흐름양상이 질량 양상과도 연결될 수 있음을 알 수 있을 것이다.
즉, 이 관계를 같이 고려해보면 광도가 높은 별일수록 질량이 높고 그 별이 또한 온도도 높음을 알 수 있다. 
그런데 앞서 광도-질량 관계에서 잠시 언급했던 그 예외사항, 즉, 광도와 질량관계가 항상 일치하지 않는다는 그 별들이 H-R 도 우측 상단, 즉, 우리에게 익숙한 별들이 몰려있는 쪽에 있음을 알 수 있다. 
주계열곡선으로 따지면 이들의 비정상적인 광도-온도 관계 또는 광도-질량 관계는 이들이 주계열곡선을 벗어날만큼 뭔가 특별한 사건을 겪고 있음을 알게 해 주는데 바로 이들이 거성(Giants) 또는 초거성(Supergiants)에 속하는 별들이 된다.
       
그에 반해 역시 주계열곡선을 벗어나고 있는 왼쪽 하단의 별들은 에너지를 거의 소진한 별이지만 작은체구와 작은 덩치로 인해 상대적으로 고온을 유지하고 있는 '백색왜성'들이 차지하고 있는 것이다.
       
또한 이 그림에서는 동일한 분광계열에서 속하지만 그 밝기에 있어서는 상당한 차이를 보이는 별들이 발견된다.
이 그림에서는 태양과 카펠라가 그 예가 될 수 있을 것이다.
즉, 이는 분광계열하나만으로는 광도의 추정 자체가 어려울 수도 있음을 암시한다.
이러한 경우 이를 측정하기 위한 여러 정보들이 동원될 수 있는데 그중 유용한 정보 하나가 4-1에서 언급한 스펙트럼 분석을 통한 압력의 개입이다. 

 

동일 온도에서 고밀도 별에서 나타나는 흡수선이 저밀도 별에서 나타나는 흡수선보다 많아지게 되므로 이 경우 동일한 분광계열에 존재하는 별이지만 광도에 차이가 난다면 위쪽에 존재하는 별이 아래쪽에 존재하는 별보다는 밀도가 상대적으로 낮다고 짐작할 수 있다.

이는 거성에 속하는 많은 별들이 밀도는 상당히 작은, 그러나 체구는 상당히 큰 상태에 있음을 알 수 있게 해준다.
따라서 이러한 정보 즉, 어떤 특정 별이 동일 분광계열 내에서 주계열에 속한 별인지 거성인지,  혹은 초거성인지를 범주화하기 위해 새로운 기준이 하나더 필요하게 되는데  현재 일반적으로 사용되는 이러한 범주구분은  '광도계급'이라 부르는 구분으로서 다음의 여섯가지 유형으로 분류하고 있다.

 

 그림7> H-R도 위에 그린 각 광도계급의 곡선
 Ia  : 가장 밝은 초거성
 Ib  : 덜 밝은 초거성
 II  : 밝은 거성
 III : 거성
 IV  : 준거성(거성과 주계열 별의 중간)
 V   : 주계열성
        
직관적으로 알 수 있겠지만 H-R도는 새로운 별이 계속 관측될수록, 그리고 그 거리가 탐지되거나 이미 거리가 측량되었다 하더라도 더 정확히 측량될수록 보다 정확하고 풍부한 내용을 제공해줄 수 있게 된다.

오늘날 우주공간에서 직접 별들을 관측할 수 있는 망원경들이 동원됨으로써 이러한 정보는 계속 갱신되고 있으며 지금까지의 관측 결과는 우주 내의 별들 중 90%가 주계열곡선에 포함되고, 10%정도가 백색왜성, 그리고 1%정도가 거성의 위치를 점유하고 있는 것으로 분석되고 있다.
                      
4-5. 가장 중요한 고려요소 - 과학발전의 점진성.
지금까지 언급한 내용들이 천체까지의 거리를 재는데 필요한 기반지식이라 할 수 있는데 한가지 주의해야 할 것은 비록 이러한 내용들을 기반지식이라고 소개하긴 했지만 실제상황에서는 '이러한 내용들이 이미 확증되었기 때문에 천체까지의 거리를 잴 수 있게 되었다.'  라는 명쾌한 선후관계가 성립되는 것은 아니다.
       
이미 눈치를 챈사람도 있겠지만 스펙트럼이나 광도, 또는 별의 질량, 밀도 등의 정보가 정확해지기 위해서는 거리에 대한 정보도 필수적이므로 어떤 하나의 단서를 통해 거리가 어느정도 유추되면 이 정보를 기반으로 다른 정보가 밝혀지고 좀더 다듬어지는 과정이 지속적으로 반복되었다.

일종의 지식의 시너지 효과라고 할 수 있겠다.
       
또 한가지 고려해야 할 사항은 이러한 기술들이 어떤 특정 천체까지의 정확한 거리를 보증하는 것은 아니라는 것이다.
예를 들어 물리적으로 정확히 100광년 떨어져 있는 별이 있다고 하자.
우리는 물론 이 별까지의 거리가 100광년임을 밝히는게 목표이긴 하지만 거리에 대한 정보가 아무것도 없는 것보다는 이 별이 대략 60광년에서 140광년 정도 사이에 있다라고 말하는 것도 대단히 의미가 있음을 인정해야 할 필요가 있다.
       
단적인 예를 들어 지금은 약 220만광년 거리에 있는 것으로 밝혀진 안드로메다 성운을 허블이 맨처음 거리측정을 했을 때는 약 90만 광년이었으므로 그 오차는 무려 50%를 넘었지만, 허블의 측정 결과는 천문학의 발달에 엄청난 기여를 했고, 그 결과 안드로메다의 거리를 다시금 정확히 측정할 수 있게 된 것이다.
       
즉, 오차가 심각해지면 이를 기반으로 하여 측정된 여타 정보들도 심각한 오차를 계속 안고 있는 결함이 있는 정보가 될 수밖에 없지만, 과학의 역사는 결국 이러한 불안전한 정보를 계속 개선시켜온 역사이지 아무런 기반도 없이 뚝딱 사실을 증명해 낸 역사는 결코 아니라는 점을 기억해야 할 필요가 있겠다.

 

             - 계속 -    

 

 

별까지의 거리를 재는 방법 - 1회 - 

별까지의 거리를 재는 방법 - 마지막회 -