베가

거문고자리에서 가장 밝은 별이고 방패자리델타형변광성(Delta Scuti variable)에 속한다(그림 1 참조). 우리나라를 비롯한 동양에서는 직녀성이라고 부른다. 하늘에서 5번째로 밝은 베가는 분광형이 A0인 주계열성 6개 중 하나이며 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계를 처음 정의할 때 '1차 표준별'(primary standard reference star) 역할을 하였다. 자전속도는 236 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1인데 빠른 자전속도 때문에 별이 다소 납작한 모양이다. 지구의 세차운동 때문에 기원전 12000년 무렵에 북극성이었고 서기 14000년 무렵 다시 북극성이 된다.

베가는 최초로 사진 촬영이 이루어진 항성일 뿐만 아니라 최초로 분광사진을 얻었던 항성이다. 베가는 20μm보다 긴 파장에서는 광구에서 나오는 광량보다 많은 양의 빛이 나오는 데, 이를 적외선초과라 한다. 적외선초과는 별을 둘러싸고 있는 먼지들이 방출하는 빛이 매우 많기 때문에 나타나는 현상이다. 베가처럼 긴 파장에서 초과복사가 나오는 별들을 베가형 적외선초과 항성이라 부른다.

그림 1. 거문고자리. (출처: 장헌영/성환경/한국천문연구원)

목차

베가의 적경과 적위는 J2000.0년 기준으로 각각 18^h 36^m 56.34^s와 +38° 47′01.28″이다. 여름철에 우리나라에서는 관측자의 머리 위를 지나가는 별이다. 표면온도는 9600K이고, 분광형은 A0Va이다. 태양으로부터의 거리는 25.04 광년으로서 육안으로 볼 수 있는 가까운 별 중 하나이다. 절대등급(@@NAMATH_INLINE@@M_V@@NAMATH_INLINE@@)과 안시등급(@@NAMATH_INLINE@@m_V@@NAMATH_INLINE@@)은 각각 0.582과 0.026이다. 방패자리델타형변광성으로서 겉보기등급은 -0.02부터 0.07까지 변한다. 색지수(B-V)와(U-B)는 각각 0.00과 0.00이다. 질량은 태양 질량의 2.14배이고, 반지름은 태양 반지름의 2.36배이다. 자전주기는 12.5 시간이다. 나이는 약 4.5억년이다.

베가의 반지름은 분광형이 같은 시리우스보다 40% 정도 크다. 항성 모형 계산에 의하면 반지름은 차이가 나더라도 10% 정도 밖에 클 수가 없다. 질량이 비슷한데도 반지름이 이렇게 다르다는 모순은 자전속도가 커서 원심력 때문에 별이 부풀어 있다고 하면 해결된다. 2000년대 중반 관측으로 자전속도가 원심력에 의해 별이 유지되지 못하는 수준의 90%에 육박하는 236 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1로 측정되어 회전이 빠르다는 것이 증명되었다. 이런 상황에서 적도 반지름은 극 반지름보다 약 20% 가량 크다.

이렇게 자전속도가 큰 별들은 다소 납작한 모양을 갖게 되어 극부근에서는 온도와 중력이 높다. 이를 중력감광(gravity darkening) 혹은 폰자이펠 효과(von Zeipel effect)라고 부르는데, 베가의 경우 극 방향이 지구를 향하고 있어 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다. 적도 부근의 온도가 8150K인 반면 극 부근의 온도는 10000K이므로 밝기가 온도의 4승에 비례하는 것을 고려하면 밝기 차이를 예상할 수 있다.

적외선천문학위성(Infrared Astronomy Satellite, IRAS)는 베가가 적외선을 예상보다 많이 방출하는 것을 관측하였다. 크기가 1mm보다 작은 먼지로 이루어진 80AU 크기의 원반이 베가에서 발산된 열로 데워져 적외선을 재방출하고 있음을 의미했다. 추가 관측에 의해 밝혀진 적외선 방출 지역은 바깥 경계가 120AU정도이며 안쪽 경계는 적어도 80AU보다 큰 고리 모양이라는 것이었다. 베가 근처에는 원시태양계원반이 존재한다기 보다는 카이퍼대와 유사한 파편원반(debris disk)이 존재하는 것으로 여겨진다. 스피처(Spitzer) 적외선망원경 관측에 의하면 먼지원반은 훨씬 더 크고, 먼지 원반의 질량은 지구 질량의 0.3%정도이다. 이는 카이퍼대 전체의 질량에 해당한다.

1997년에 제임스 클라크 맥스웰 망원경(James Clerk Maxwell Telescope)은 베가의 북동쪽 70 AU 부근에서 먼지 원반이 뒤틀린 것과 같은 모양인 '길쭉한 형태의 밝은 영역'을 관측했다. 목성 정도의 행성이 존재한다는 것을 말해주는 것 같았다. 2007년 정밀 관측에서는 이런 특징을 발견할 수 없었다. 그럼에도 불구하고 중력적 상호작용을 일으켰을 미지의 암석 행성이 베가에 가까운 곳에 존재할 가능성이 있다. 베가가 너무 밝기 때문에 직접촬영(direct imaging) 방법으로 행성을 발견하지는 못했으나, 행성이 존재할 가능성은 아직까지 배제하지 않고 있다. 베가의 자전축이 시선 방향과 5° 정도로 일치하는 등 도플러 시선속도법을 이용해서 행성 탐색을 하는 것도 쉽지 않아 아직까지 외계행성을 발견하지는 못하고 있다.

1850년 7월에 하버드대학교 천문대(Harvard College Observatory)의 초대 대장인 본드(William Cranch Bond)가 처음으로 베가를 습식 콜로지온 건판(wet collodion plate)으로 촬영하였다. 1872년 드레이퍼(Henry Draper)는 베가의 흡수선을 최초로 사진 기록으로 남겼다.

사진이 천문학에서 중요한 관측 수단으로 자리잡으면서, 광학 필터 측광계가 발달하게 되었다. 존슨(Harold Lester Johnson)과 모건(William Wilson Morgan)이 @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@ 측광계를 고안하면서 표준화 작업을 할 때, 베가를 1차 표준별로 사용하였다. 각 파장에서 측정하는 플럭스에 따라 파장별 등급을 설정(이를 AB 등급계라 함)하는 것이 아니라 A0형 주계열성인 베가의 모든 색지수를 0으로 정의하였는데, 이를 베가등급계(Vega magnitude system)라 한다. 성간소광을 보정한다면 베가측광계에서는 분광형이 A0인 주계열성은 베가와 등급이 같으며 @@NAMATH_INLINE@@U=B=V=R=I@@NAMATH_INLINE@@ 이다. 베가가 기준 표준별로 정해진 이유는 베가가 북반구에서 6개월 이상 쉽게 관측이 되는 별이면서, 만기형 항성과 비교해서 스펙트럼이 가시광선 영역인 350 ~ 850 nm 파장대에서 상대적으로 매끄럽기 때문이다. 베가의 밝기를 가진 별이 가시광선 영역과 근적외선 영역의 밴드에서 0등급이 되도록 광학 필터를 정의했으나, 적외선 천문학이 발달하면서 베가에서 적외선초과(infrared excess)가 있음이 밝혀졌기 때문에 적외선 영역에서는 추가로 조정이 이루어졌다.

독수리자리의 알파별 알타이르, 백조자리의 알파별 데네브와 함께 직각삼각형 모양인 여름의대삼각형을 이룬다(그림 2 참조).

그림 2. 여름의 대삼각형. (출처: 장헌영/성환경/한국천문학회)