별빛의 분광학, 천문학자는 별의 성분을 어떻게 알아냈을까

19세기 초까지 천문학자가 관측할 수 있는 별의 정보는 주로 위치와 밝기, 색깔 정도였다. 연주시차를 이용하면 일부 별까지의 거리를 계산할 수 있었지만, 별이 어떤 물질로 이루어졌는지는 직접 확인하기 어려웠다.

별은 사람이 접근하기에는 너무 멀리 있다. 표면의 물질을 가져와 실험실에서 분석할 수도 없고, 당시의 망원경으로 별의 표면을 자세히 살펴보는 것도 불가능했다. 그래서 한때 별의 화학 성분은 인간이 알아낼 수 없는 영역으로 여겨지기도 했다.

이러한 한계를 바꾼 것은 별빛을 여러 색으로 나누어 분석하는 분광학이었다. 태양과 별에서 온 빛에는 천체의 온도와 화학 성분, 이동 방향을 알려 주는 정보가 담겨 있었다. 천문학자는 별에 직접 가지 않고도 별빛을 실험실의 불꽃과 비교해 우주의 물질을 연구할 수 있게 되었다.

프리즘은 빛을 어떻게 나눌까

햇빛은 눈으로 보면 흰색에 가깝다. 하지만 유리 프리즘을 통과시키면 빨강부터 보라까지 여러 색으로 나뉜다. 비가 내린 뒤 나타나는 무지개도 물방울이 햇빛을 여러 색으로 나누면서 생기는 현상이다.

빛이 색깔별로 분리되는 이유는 파장에 따라 유리 속에서 굴절되는 정도가 다르기 때문이다. 빨간빛과 보랏빛은 프리즘을 지날 때 꺾이는 각도가 서로 다르다. 그 결과 겹쳐 있던 색들이 길게 펼쳐진 띠로 나타난다.

이렇게 빛을 파장에 따라 나누어 나타낸 것을 스펙트럼이라고 한다. 스펙트럼은 단순히 아름다운 색의 배열이 아니다. 빛을 만들어 낸 물체의 성질을 분석할 수 있는 자료다.

아이작 뉴턴은 17세기에 프리즘 실험을 통해 흰빛이 여러 색으로 구성되어 있다는 사실을 체계적으로 보여 주었다. 그는 프리즘이 흰빛에 색을 새로 더하는 것이 아니라, 빛 속에 섞여 있던 색을 분리한다는 점을 확인했다.

천문학에서 중요한 변화는 이 원리를 태양과 별빛에 적용하면서 시작되었다. 망원경으로 빛을 모은 뒤 프리즘이나 회절격자를 통과시키면 천체의 스펙트럼을 관찰할 수 있었다.

일반적인 무지개처럼 색이 매끄럽게 이어질 것이라고 예상할 수 있지만, 실제 태양 스펙트럼을 자세히 보면 곳곳에 가느다란 검은 선이 나타난다. 이 선들이 별의 성분을 알려 주는 중요한 단서가 되었다.

프라운호퍼선은 무엇을 보여 주었을까

19세기 초 독일의 광학 기술자 요제프 폰 프라운호퍼는 태양빛의 스펙트럼을 정밀하게 관찰했다. 그는 색 띠 안에 수많은 어두운 선이 존재한다는 사실을 기록하고, 눈에 잘 띄는 선들에 기호를 붙였다.

태양 스펙트럼의 어두운 선은 오늘날 프라운호퍼선이라고 불린다. 프라운호퍼가 이 선을 최초로 본 사람은 아니었지만, 위치를 정밀하게 측정하고 체계적으로 정리했다는 점에서 중요한 역할을 했다.

프라운호퍼는 당시 이 선들이 왜 생기는지 정확히 설명하지는 못했다. 그러나 선들의 위치가 임의로 바뀌지 않고 일정하게 나타난다는 사실을 확인했다. 이는 단순한 렌즈 결함이나 관측 실수가 아니라 태양빛 자체에 들어 있는 특징이라는 의미였다.

스펙트럼 속 검은 선을 이해하려면 빛이 뜨거운 기체를 통과할 때 일어나는 일을 살펴봐야 한다. 뜨겁고 밀도가 높은 물체는 여러 파장의 빛이 이어진 연속 스펙트럼을 만든다. 이 빛이 상대적으로 차가운 기체층을 통과하면 기체 속 원자가 특정 파장의 빛을 흡수한다.

그 결과 원래 연속적이던 스펙트럼에서 특정 파장만 약해지고, 그 자리에 어두운 선이 나타난다. 이를 흡수선이라고 한다.

태양 내부에서 만들어진 빛은 바깥쪽의 상대적으로 온도가 낮은 기체층을 지나 지구에 도달한다. 이 과정에서 태양 대기의 원자들이 특정 파장의 빛을 흡수하고, 태양 스펙트럼에는 수많은 검은 선이 남는다.

각 원소가 흡수하거나 방출하는 파장은 서로 다르다. 따라서 흡수선의 위치를 분석하면 태양 대기에 어떤 원소가 존재하는지 알아낼 수 있다.

분젠과 키르히호프는 원소의 지문을 어떻게 찾았을까

19세기 중반 독일의 화학자 로베르트 분젠과 물리학자 구스타프 키르히호프는 여러 원소를 가열했을 때 나타나는 빛의 스펙트럼을 연구했다.

기체 상태의 원소를 뜨겁게 가열하면 모든 색이 이어진 스펙트럼이 아니라 특정한 색의 밝은 선들이 나타난다. 이를 방출선이라고 한다.

예를 들어 나트륨을 가열하면 노란색 영역에서 강한 선이 나타난다. 수소와 칼슘, 철을 비롯한 다른 원소들도 각각 고유한 위치에 방출선을 만든다. 사람마다 지문이 다르듯 원소마다 고유한 스펙트럼 패턴이 존재하는 것이다.

키르히호프와 분젠은 실험실에서 원소의 방출선을 조사하고, 그 결과를 태양 스펙트럼의 어두운 선과 비교했다. 특정 원소의 밝은 방출선과 태양의 어두운 흡수선이 같은 위치에 나타난다는 사실이 확인되었다.

이 비교를 통해 태양 대기에 나트륨과 철, 칼슘을 비롯한 여러 원소가 존재한다는 사실을 알아낼 수 있었다. 지구의 실험실에서 확인한 원소의 빛이 태양빛에서도 동일한 위치에 나타난 것이다.

이 발견은 천문학과 화학의 관계를 크게 바꾸었다. 별의 물질이 지구의 물질과 완전히 다른 성분으로 이루어진 것이 아니라, 같은 원소와 물리 법칙을 따른다는 사실이 밝혀지기 시작했다.

분광학은 새로운 원소를 발견하는 데에도 이용되었다. 분젠과 키르히호프는 광물의 스펙트럼에서 기존 원소와 일치하지 않는 선을 발견하고 세슘과 루비듐을 확인했다.

태양에서도 지구에서 알려지지 않았던 선이 발견되었다. 1868년 태양 스펙트럼을 연구하던 천문학자들은 기존 원소와 맞지 않는 노란색 선을 관찰했다. 이 원소는 태양을 뜻하는 그리스어에서 이름을 따 헬륨이라고 불렸다.

헬륨은 태양 스펙트럼에서 먼저 확인된 뒤, 19세기 말 지구에서도 분리되었다. 별빛 분석이 지구에서 아직 발견되지 않은 원소의 존재를 먼저 알려 준 사례다.

별의 색과 스펙트럼은 온도를 어떻게 알려 줄까

밤하늘의 별은 모두 흰색처럼 보일 수 있지만, 자세히 보면 색이 조금씩 다르다. 어떤 별은 푸른빛을 띠고, 어떤 별은 노란색이나 붉은색으로 보인다.

별의 색은 표면 온도와 밀접하게 관련되어 있다. 대장간에서 금속을 가열하면 처음에는 붉게 빛나다가 온도가 올라갈수록 주황색과 노란색을 거쳐 더 밝은 색으로 변한다. 별에서도 비슷한 원리가 나타난다.

표면 온도가 높은 별은 상대적으로 짧은 파장의 푸른빛을 강하게 내고, 온도가 낮은 별은 긴 파장의 붉은빛을 더 많이 낸다. 따라서 스펙트럼에서 빛이 가장 강하게 나타나는 파장과 전체적인 색을 분석하면 별의 표면 온도를 추정할 수 있다.

다만 별의 색은 눈으로 보는 인상만으로 정확하게 판단하기 어렵다. 지구 대기와 먼지, 관측 장비의 특성도 색에 영향을 줄 수 있기 때문이다. 천문학자는 여러 파장대의 밝기를 측정하고 스펙트럼의 흡수선을 함께 분석한다.

별의 스펙트럼은 온도에 따라 흡수선의 종류와 세기도 달라진다. 같은 원소가 존재하더라도 온도가 지나치게 높거나 낮으면 특정 흡수선이 약하게 나타날 수 있다.

초기 천문학자들은 별의 스펙트럼을 관찰해 여러 유형으로 분류했다. 이탈리아 출신의 천문학자 안젤로 세키는 19세기 중반 별들을 스펙트럼 특징에 따라 구분한 초기 분류 체계를 만들었다.

이후 미국 하버드대학교 천문대에서는 수많은 별의 스펙트럼을 촬영하고 분류하는 대규모 작업이 진행되었다. 이 과정에서 윌리어미나 플레밍, 앤토니아 모리, 애니 점프 캐넌을 비롯한 연구자들이 중요한 역할을 했다.

현재 널리 알려진 항성 분광형은 O, B, A, F, G, K, M 순서로 배열된다. 이 순서는 처음 만들어진 문자 체계를 온도에 따라 다시 정리하면서 형성되었다.

O형 별은 매우 뜨겁고 푸른빛을 띠며, M형 별은 상대적으로 온도가 낮고 붉은빛을 띤다. 태양은 G형 별에 속한다. 분광형은 별의 색만 구분하는 것이 아니라 온도와 흡수선의 특징을 함께 반영한다.

별빛으로 별의 움직임도 측정할 수 있을까

분광학은 별의 성분과 온도뿐 아니라 별이 지구를 향해 다가오는지, 멀어지는지도 알려 준다. 이때 사용되는 원리가 도플러 효과다.

구급차가 다가올 때 사이렌 소리가 높게 들리고, 지나간 뒤 멀어질 때 낮게 들리는 현상을 떠올리면 이해하기 쉽다. 소리를 내는 물체와 관찰자의 상대적인 움직임에 따라 파장이 달라지는 것이다.

빛에서도 비슷한 변화가 일어난다. 별이 지구에서 멀어지면 스펙트럼선이 원래 위치보다 긴 파장인 붉은색 방향으로 이동한다. 이를 적색편이라고 한다.

반대로 별이 지구를 향해 다가오면 스펙트럼선은 짧은 파장인 파란색 방향으로 이동한다. 이를 청색편이라고 한다.

원소의 흡수선이 원래 어느 위치에 나타나는지는 실험실 측정을 통해 알고 있다. 별의 스펙트럼에서 같은 선이 얼마나 이동했는지 측정하면 별이 지구와 가까워지거나 멀어지는 속도를 계산할 수 있다.

이 방법으로 알 수 있는 것은 지구의 시선 방향을 따른 속도다. 하늘의 좌우 방향으로 움직이는 속도는 별의 위치 변화를 장기간 관측해 측정한다. 두 정보를 함께 사용하면 별이 우주 공간에서 어떤 방향으로 이동하는지 더 입체적으로 이해할 수 있다.

도플러 효과는 눈에 보이지 않는 동반 천체를 찾는 데에도 활용된다. 별이 행성이나 다른 별과 서로의 공통 질량 중심을 돌면 별은 주기적으로 지구 쪽으로 다가왔다가 멀어진다.

이때 스펙트럼선이 청색과 적색 방향으로 반복해서 이동한다. 천문학자는 이러한 변화를 분석해 쌍성이나 외계행성의 존재를 추정할 수 있다.

천문학은 위치를 재는 학문에서 물리학으로 변했다

분광학이 등장하기 전 천문학의 중요한 과제는 천체의 위치와 운동을 정밀하게 측정하는 일이었다. 행성이 언제 어디에 나타날지 계산하고, 별까지의 거리를 추정하는 연구가 중심을 이루었다.

분광학은 천문학자가 던질 수 있는 질문의 범위를 크게 넓혔다. 별이 어디에 있는지만 묻는 것이 아니라, 무엇으로 이루어졌고 얼마나 뜨거우며 어떤 방향으로 움직이는지 연구할 수 있게 되었다.

이러한 변화를 통해 천체물리학이 발전했다. 천문 관측에 물리학과 화학의 원리를 적용해 천체의 성질과 에너지 발생 과정을 설명하는 학문이다.

천문학자는 별의 빛을 분석해 별의 표면 온도와 화학 조성, 회전 속도, 자기장에 관한 정보까지 얻는다. 현대 관측 장비는 사람이 볼 수 있는 가시광선뿐 아니라 적외선과 자외선, 전파, 엑스선 영역의 스펙트럼도 분석한다.

스펙트럼 관측은 사진처럼 직관적으로 보이지 않을 수 있다. 하지만 천체가 보내는 정보를 수치로 읽는다는 점에서 매우 강력하다. 멀리 있는 별은 망원경으로 보아도 작은 점에 불과하지만, 그 점에서 온 빛을 펼치면 수많은 흡수선과 방출선이 나타난다.

이 선들은 별의 물질과 온도, 움직임을 보여 주는 기록이다. 천문학자는 별을 직접 방문하지 않고도 빛 속에 남은 흔적을 해석해 그 별의 성질을 알아낸다.

분광학의 역사는 우주가 지구와 같은 원소와 자연 법칙으로 이루어졌다는 사실을 보여 주었다. 지구의 실험실에서 관찰한 나트륨과 수소의 스펙트럼은 태양과 별에서도 동일하게 나타났다.

별빛은 먼 우주에서 도착한 단순한 밝기가 아니었다. 별이 어떤 물질로 이루어졌고, 얼마나 뜨거우며, 어느 방향으로 움직이는지를 담은 정보였다. 이 정보를 읽을 수 있게 되면서 천문학은 천체의 위치를 기록하는 학문에서 우주의 물리적 성질을 연구하는 학문으로 발전했다.

다음 글에서는 별의 밝기와 스펙트럼을 비교해 별의 일생을 정리한 헤르츠스프룽·러셀도와, 별이 태어나고 변화하는 과정을 살펴본다.

FAQ

별에 직접 가지 않고도 성분을 알 수 있는 이유는 무엇인가요?

각 원소는 고유한 파장의 빛을 흡수하거나 방출한다. 별빛의 스펙트럼에 나타난 흡수선과 방출선을 지구의 실험실에서 측정한 원소의 선과 비교하면 별에 어떤 원소가 존재하는지 알아낼 수 있다.

태양과 별은 지구와 완전히 다른 물질로 이루어졌나요?

태양과 별에서도 수소와 헬륨, 철, 칼슘처럼 지구에서 확인되는 원소가 발견된다. 원소의 비율과 물질의 상태는 다르지만, 기본적인 원소와 물리 법칙은 동일하다.

붉은 별은 모두 지구에서 멀어지고 있다는 뜻인가요?

그렇지 않다. 별 자체의 온도가 낮아 붉게 보일 수도 있고, 우주 먼지의 영향으로 붉게 보일 수도 있다. 별의 이동에 따른 적색편이는 전체 색깔만 보는 것이 아니라 특정 스펙트럼선의 위치 변화를 측정해 판단한다.

가정에서도 빛의 스펙트럼을 볼 수 있나요?

간단한 회절격자나 교육용 분광기를 사용하면 전등과 햇빛의 스펙트럼을 관찰할 수 있다. 다만 태양은 맨눈이나 일반 광학 기구로 직접 바라보면 눈이 손상될 수 있으므로, 안전하게 투영된 빛이나 전문 관측 장비를 사용해야 한다.

참고 자료

• Gustav Kirchhoff, 태양 스펙트럼과 화학 성분에 관한 연구

• Robert Bunsen·Gustav Kirchhoff, 분광 분석 관련 논문

• Joseph von Fraunhofer, 태양 스펙트럼 흡수선 관측 자료

• John B. Hearnshaw, 《The Analysis of Starlight》

• Encyclopaedia Britannica, “Spectroscopy” 및 “Fraunhofer Lines”