우주에 있는 천체의 거리를 측정하는 것은 천문학의 커다간 사명이다. 그런데 천체의 위치는 간단히 측정할 수 있어도 깊이는 곧바로 알 수 없다. 태양계의 천체의 거리를 여러가지 방법으로 측정할 수 있게 되고 나서도 아직 별과 은하의 거리 측정은 그렇지 못했다. 게다가 20세기가 되기까지는 은하라는 개념조차 없어서, 우리가 속하는 항성 집단인 '우리은하'가 바로 우주 그 자체였다. 때때로 보이는 성운은 모두 우리은하 속에 있다고 생각한 이유도 멀리 떨어진 천체의 거리를 측정하지 못한 탓이었다.
그런 상황을 깨뜨린 사람이 미국의 천문학자 헨리에타리비트이다. 20세기 초, 그녀는 마젤란 성운속의 어느 변광성을 측정하는 중에 , 그 밝기가 변광주기가와 일정한 관계가 있음 발견했다. 예컨데 어떤 밝기의 변광성 주기가 3일이라면, 그보다 2배 밝은 변광성의 경우에는 10일, 16배 정도 밝으면 40일이 되었다.
세페이드는 매우 밝아, 멀리 떨어져 있는데도 쉽게 눈에 띈다. 그래서 먼 곳에 있는 천체의 거리 측정에 사용되는 표준 광원이 되었다. 어딘가 멀리서 세페이드가 발견되면 그 변광 주기와 겉보기의 밝기로부터 거리를 추정할 수 있다.
그리고 우리은하 속에 있다고 생각되었던 소용돌이 성운에서 차례로 세피이드가 발견되었다. 안드로메다 대성운이 우리은하 밖에 있는 은하임을 발견한 사람은 미국의 천문학자 에드윈 허블이다. 현재 세페이드로 직접거리를 측정 할 수있는 것은 수천만 광년 정도까지이며, 그 너머는 Ia형 초신성이나 소용돌이 은하의 회전속도를 사용하는 방법 등이 이용된다.
그런데 허블은 은하의 멀어지는 속도가 우리로부터의 거리에 비례한다는 허블의 법칙도 발견했다. 시선 방향의 속도는 빛의 도플러 효과, 즉 파장이 붉은 색 쪽으로 치우치는 양를 측정하면 간단히 측정할 수 있다. 분광관측에 의해 멀어지는 속도를 측정하면, 다른 방법으로는 알 수 없을 정도로 먼 곳의 은하도 거리를 추정할 수 있다.
글 와타나베 준이치 출처:뉴턴 2009년8월호
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