(17) 태양의 온도는 어떻게 측정할까?

현재는 기술의 발전으로 다양한 기술과 방법을 사용하여 측정할 수 있다.

그중 과학자들이 사용하는 가장 일반적인 방법 중 하나는 태양에서 방출되는 빛을 분석하는 것을 포함하는 분광학(spectroscopy)이라고 불린다.

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태양의 빛이 프리즘이나 다른 회절 장치를 통과할 때, 그것은 무지개처럼 다른 색깔의 스펙트럼으로 분리된다.

이 스펙트럼을 분석함으로써, 과학자들은 어떤 파장의 빛이 존재하고 그것들이 얼마나 강렬한지 알아낼 수 있다.

태양 스펙트럼의 중요한 특징 중 하나는 태양의 외층에 있는 원소들이 특정 파장의 빛을 흡수함으로써 발생하는 많은 "흡수선"을 포함하고 있다는 것이다.

이러한 흡수선을 분석함으로써, 과학자들은 광구라고 알려진 태양의 바깥 층의 온도를 결정할 수 있다.

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광구의 온도는 섭씨 5,500도(화씨 9,932도) 정도이지만 훨씬 뜨거운 태양의 대기나 코로나는 일식 때만 관측할 수 있다.

코로나의 온도를 측정하기 위해, 과학자들은 코로나에서 이온화된 원자에 의해 방출되는 특정 파장의 빛의 세기를 측정하는 분광계와 같은 기구를 사용한다.

태양의 온도를 측정하는 데 사용되는 다른 방법으로는 전파, X선, 감마선이 있다. 과학자들은 이러한 파장에서 태양이 방출하는 방사선을 분석함으로써 태양의 대기와 핵의 온도를 추정할 수 있다.

 

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그렇다면 색상이 훨씬 다양한 별의 온도는 어떻게 구분될까?

별들은 전파에서 감마선에 이르기까지 광범위한 파장에 걸쳐 빛을 방출한다.

그러나 우리 눈이 볼 수 있는 파장 범위인 스펙트럼의 가시적인 부분이 별의 온도를 결정하는 데 가장 유용하다.

별의 온도가 증가함에 따라, 스펙트럼의 푸른 부분에서는 더 많은 빛을 방출하고 붉은 부분에서는 더 적은 빛을 방출한다.

별이 뜨거워질수록 짧고 푸른 파장에서 더 많은 에너지를 방출하기 때문이다.

반대로 차가운 별은 스펙트럼의 붉은 부분에서 더 많은 빛을 방출하고 푸른 부분에서는 더 적은 빛을 방출한다.

별의 스펙트럼을 분석함으로써, 천문학자들은 별이 방출하는 빛의 파장을 보고 별의 온도를 결정할 수 있다.

예를 들어, 적색보다 청색광을 더 많이 방출하는 별은 청색광보다 적색광을 더 많이 방출하는 별보다 더 뜨거울 수 있다.

이를 기반으로 천문학자들은 분광형으로 알려진 별의 색깔에 기초한 분류 체계를 개발했다.

이 시스템은 스펙트럼에서 관측된 온도와 스펙트럼 특성에 따라 O에서 M까지의 문자로 표시된 일곱 개의 범주로 별을 나눈다.

별의 스펙트럼 색을 분석함으로써 별의 표면 온도를 추정하고 분광형으로 분류할 수 있는데, 이는 별의 특성과 진화에 대한 귀중한 정보를 제공한다.

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별의 색을 기준으로 추정할 수 있지만, 색과 온도 사이에는 단순한 일대일 관계가 없다.

오히려 별의 색은 가시광선을 통해 방출되는 빛의 균형에 의해 결정되는데, 이는 별의 온도, 크기, 조성에 의해 영향을 받는다.

말하자면, 천문학자들은 별의 분광형에 근거하여 색과 온도 사이의 대략적인 관계를 발전시켜 왔다.

다음은 각 스펙트럼 유형에 대한 대략적인 온도 범위다.

O형 항성: 30,000 K 이상
B형 항성: 10,000 ~ 30,000 K
A형 항성: 7,500 ~ 10,000 K
F형 항성: 6,000 ~ 7,500 K
G형 항성: 5,200 ~ 6,000 K
K형 항성: 3,700 ~ 5,200 K
M형 항성: 3,700 켈빈 이하

이러한 온도 범위는 정확하지 않으며, 별들은 각 스펙트럼 유형 내에서 매우 다양할 수 있다는 것을 주목하는 것이 중요하다.

게다가, 별들이 가지는 고유의 나이, 구성, 그리고 대기 조건과 같은 우리가 미처 계산하지 못하는 별의 색깔에 영향을 줄 수 있는 다른 요소들이 많이 있다.