공간운동

공간 운동은 항성이 시간에 따라 공간에서 실제로 움직이는 것을 의미한다. 천구에 투영되어 나타나는 접선속도(tangential velocity)나 도플러효과(Doppler effect)로 발생한 스펙트럼 선의 편이로 측정하는 시선속도(radial velocity)와 달리 관측자에 대한 별의 실제 운동이다.

별의 공간운동은 중력의 상호작용에 영향을 받는 동역학(dynamics) 혹은 운동학(kinematics)의 연구 주제와도 밀접한 관련이 있다.

목차

천구(celetial sphere) 혹은 시선방향(line-of-sight)에 대해 나란한 방향과 수직한 방향에 대해 별의 속도를 측정하면 관측자(태양 혹은 지구)에 대한 별의 운동 방향과 속도를 알 수 있다. 시선방향 성분의 속도를 시선속도라고 하는데, 이것은 관측자에서 천체까지의 직선 거리가 시간에 대해 어떻게 달라지는가를 나타낸다. 시선속도는 스펙트럼 선의 편이를 측정하여 도플러효과(Doppler effect)를 이용하여 계산할 수 있다. 도플러효과에 의하면 빛을 포함한 파동의 파장이 멀어지는 파원에 대해서는 길어지고(적색이동) 다가오는 파원에 대해서는 짧아지기(청색이동) 때문이다. 천체의 시선속도와 스펙트럼 선의 파장은 다음과 같은 관계가 성립한다:

@@NAMATH_DISPLAY@@\frac{\lambda_{\rm obs}-\lambda_0}{\lambda_0}=\frac{v_{\rm rad}}{c}.@@NAMATH_DISPLAY@@ 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@c@@NAMATH_INLINE@@는 빛의 속도이고, @@NAMATH_INLINE@@\lambda_{\rm 0}@@NAMATH_INLINE@@와 @@NAMATH_INLINE@@\lambda_{\rm obs}@@NAMATH_INLINE@@는 각각 별에서 방출된 스펙트럼 선의 파장과 관측된 스펙트럼 선의 파장이다. 한편, 별의 거리를 알고 있는 경우 고유운동(proper motion)을 관측하면 시선방향과 수직한 성분인 접선속도(tangential velocity) 혹은 횡단속도(transverse velocity)를 계산할 수 있다. 별이 1년 동안 천구상을 이동한 각거리를 각초(″)단위로 나타낸 것을 고유 운동이라고 하기 때문이다. 별의 거리가 @@NAMATH_INLINE@@r@@NAMATH_INLINE@@(@@NAMATH_INLINE@@\rm pc@@NAMATH_INLINE@@) 이고 고유운동 값이 @@NAMATH_INLINE@@\mu@@NAMATH_INLINE@@인 경우, 접선속도(@@NAMATH_INLINE@@v_{\rm tan}@@NAMATH_INLINE@@)는

@@NAMATH_DISPLAY@@v_{\rm tan}=4.75 \mu \ (\rm{km \ s}^{-1} ) @@NAMATH_DISPLAY@@ 이다.

따라서, 공간속도 @@NAMATH_INLINE@@v@@NAMATH_INLINE@@는 접선속도와 시선속도의 벡터 합으로 표현할 수 있으며, 그 크기는 다음과 같다:

@@NAMATH_DISPLAY@@v^2 = v_{\rm tan}^2+v_{\rm rad}^2.@@NAMATH_DISPLAY@@ 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@v_{\rm tan}@@NAMATH_INLINE@@는 접선속도이고 @@NAMATH_INLINE@@v_{\rm rad}@@NAMATH_INLINE@@는 시선속도이다(그림 1 참조).

별의 거리가 @@NAMATH_INLINE@@r@@NAMATH_INLINE@@(@@NAMATH_INLINE@@\rm pc@@NAMATH_INLINE@@) 이고 고유운동 값이 @@NAMATH_INLINE@@\mu@@NAMATH_INLINE@@인 경우, 접선속도(@@NAMATH_INLINE@@v_{\rm tan}@@NAMATH_INLINE@@)는 다음과 같다: @@NAMATH_DISPLAY@@v_{\rm tan}=4.75 \mu r \ (\rm{km \ s}^{-1}).@@NAMATH_DISPLAY@@

그림 1. 공간속도와 시선속도, 접선속도의 관계. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@d@@NAMATH_INLINE@@는 별까지의 거리를, @@NAMATH_INLINE@@\mu@@NAMATH_INLINE@@는 고유운동을 나타낸다.()

모든 별들은 우주 공간에서 제각기 여러 방향으로 공간운동하고 있다. 별의 공간속도를 알아내면 별자리의 과거와 미래의 모습을 알 수 있다(그림 2 참조). 이와 더불어, 별의 공간운동은 별의 기원과 나이 뿐만 아니라 우리은하 주변부의 구조와 진화에 대한 기본적인 관측 자료이기도 하며 암흑물질(dark matter)과 블랙홀(black hole)의 존재를 조사하는 데 필수적인 정보를 제공한다.

젊고 중원소함량이 큰 항성종족 I형과 늙고 중원소함량이 작은 항성종족 II형의 경우 항성의 운동 요소가 독특한 차이가 있음을 알 수 있다. 따라서, 공간 운동과 화학 조성을 연결 지으면 이들이 서로 다른 생성 환경에서 서로 다른 생성 기작으로 만들어졌음을 알게 된다.

그림 2. 시간에 따른 북두칠성 별자리의 변화. 기원전 100,000년부터 서기 100,000년까지 고유운동 때문에 별자리가 달라지는 모습을 나타낸다.(출처: )

공간운동이 유사하고 연령이 비슷한 별들로 구성된 별무리를 운동성군(kinematic star cluster 또는 moving groups of stars)이라고 한다. 이 별들은 같은 분자운(molecular cloud)에서 태어났거나, 동일한 산개성단(open cluster)에서 새어나온 별일 수 있다. 질량이 큰 은하 주위를 공전하던 구상성단(globular cluster)이나 왜소은하(dwarf galaxy)가 기조력에 의해 파괴되어 공전궤도를 따라 길게 늘여져 만들어진 것을 성류라고 한다. 이 성류 역시 운동성군과 마찬가지로 공간운동이 유사할 것으로 생각할 수 있다.

관측적으로 운동성군이나 성류를 구성하는 구성원별과 배경별을 구분짓는 방법은 고유운동을 측정하며 이들이 동일한 복사점(convergent point)) 혹은 방사점(divergent point)을 공유하는지 판단하는 것이다(그림 3 참조). 나란하게 뻗어 있는 기차 철로가 한점으로 모이는 것처럼 보이는 것과 같은 원리이다. 이런 특징을 이용하여 운동성군의 경우 관측자로부터의 거리를 측정하기도 하는데 이 방법을 운동성군방법(moving cluster method) 혹은 운동성군시차법(moving cluster parallax)이라고 한다.

그림 3. 히아데스(Hyades) 성단의 구성원 별들이 한 복사점을 향해 움직이는 거서처럼 보이는 모습.(출처: )