별의 자전은 별의 내부 과정, 나이, 진화에 대해 많은 것을 드러내는 근본적인 특성입니다. 별의 자전 속도를 측정하는 것은 행성처럼 직접 표면을 관찰하거나 추적할 수 없기 때문에 간단한 작업이 아닙니다. 그러나 천문학자들은 빛, 자기 활동, 심지어 별의 진동까지 분석하여 별의 자전을 추정하는 여러 가지 방법을 개발했습니다. 이 블로그에서는 별의 자전을 조사하는 도구로서 스펙트럼 선의 도플러 확장, 스폿 추적 및 광도 변동성, 성진학에 대해 살펴봅니다.
1. 도플러 확대: 스펙트럼 선에서 항성 스핀 측정
별의 자전 속도를 측정하는 가장 널리 사용되는 방법 중 하나는 스펙트럼 선의 도플러 확장을 조사하는 것입니다. 이 기술은 별이 자전함에 따라 표면의 다른 부분이 관측자를 향해 또는 멀어지면서 도플러 효과로 인해 빛의 파장이 이동한다는 사실에 의존합니다. 별 표면의 일부가 우리 쪽으로 이동하면 광파가 압축되어 청색편이가 발생합니다. 반대로 표면이 멀어지면 빛은 적색편이로 확장됩니다. 이러한 반대 이동은 천문학자들이 분광기를 통해 관찰하는 별의 흡수선을 넓힙니다. 과학자들은 이 선이 넓어지는 정도를 측정함으로써 예상 회전 속도를 추정할 수 있으며, 이를 v sin(i)로 표시할 수 있습니다. 여기서 v는 별의 실제 회전 속도이고 i는 지구를 기준으로 한 별의 자전축의 경사각입니다. 경사각을 알면 실제 회전 속도를 결정할 수 있습니다. 예를 들어, 약 300km/s로 회전하는 알테어와 같이 빠르게 회전하는 별을 살펴보면 도플러 효과로 인해 스펙트럼 선이 크게 넓어지므로 회전을 더 쉽게 측정할 수 있습니다. 반면, 약 2km/s로 훨씬 느리게 회전하는 태양은 약간의 도플러 확대만 보여 회전 속도를 더 미묘하게 감지할 수 있습니다. 그러나 이 방법에는 한계가 있습니다. 별의 극이 지구를 직접 가리키고 았다면('폴온' 방향) 도플러 이동이 거의 또는 전혀 감지하지 못할 것이며, 이는 최소한의 도플러 이동이 있기 때문입니다. 이러한 경우 천문학자들은 별의 자전을 추정하기 위해 추가 정보나 방법이 필요합니다.
2. 스팟 추적 및 광도 변동성: 밝기 변화를 통한 회전 측정
도플러 확대는 별의 빛에서 회전 정보를 제공하지만, 또 다른 효과적인 방법은 태양의 흑점과 유사한 별점을 관찰하고 시간에 따른 밝기 변화를 모니터링하는 것입니다. 별의 표면에서 별점은 자기 활동으로 인해 주변보다 더 차갑고 어두운 영역입니다. 별이 자전함에 따라 이러한 점들이 시야 안팎으로 이동하여 별의 밝기에 주기적인 변동을 일으킵니다. 천문학자들은 이러한 밝기 변화를 사용하여 별이 한 번의 완전한 자전을 완료하는 데 걸리는 시간인 별의 자전 주기를 결정할 수 있습니다. 천문학자들은 광 곡선으로 알려진 이러한 주기적인 빛의 감소를 추적하여 별이 얼마나 빨리 자전하는지 계산할 수 있습니다. 이 방법은 케플러나 TESS와 같은 우주 망원경에서 장기간에 걸친 별의 밝기를 놀라운 정밀도로 측정하는 데 널리 사용되어 왔습니다. 며칠마다 밝기가 눈에 띄게 감소하는 큰 별자리를 가진 HD 189733의 예를 들어보겠습니다. 천문학자들은 이러한 감소의 주기성을 연구하여 약 12일 동안의 자전 속도를 측정할 수 있었습니다. 이 방법은 태양과 유사한 크고 안정적인 반점이나 자기 주기를 가진 별들이 태양 흑점을 규칙적인 패턴으로 드나드는 데 특히 효과적입니다. 성점 추적은 위도가 다른 별의 자전 주기를 결정하는 데에도 유용합니다. 태양을 포함한 많은 별은 적도가 극보다 빠르게 자전하는 미분 자전을 보입니다. 천문학자들은 위도가 다른 지점을 관측함으로써 이러한 자전 속도의 변화를 측정할 수 있습니다. 태양의 경우 적도 지역은 25일에 한 번 자전하는 반면, 극 근처 지역은 한 번 자전을 완료하는 데 약 35일이 걸립니다. 이 방법은 성점이 감지되는 별에서는 잘 작동하지만, 어려운 점이 있습니다. 모든 별이 눈에 띄는 반점을 보이는 것은 아니며, 경우에 따라서는 현재 기기로 감지하기에는 너무 작을 수도 있습니다. 또한 이 기술은 별의 자전축이 우리의 시야에 대해 기울어져 있는 가장자리에서 볼 수 있는 별에 가장 효과적이며, 이를 통해 반점이 시야 안팎으로 이동할 수 있습니다.
3. 성진학: 별의 지진을 통한 별의 내부 탐사
성진학은 천문학자들이 내부 진동이나 별의 지진을 연구하여 별의 자전을 측정할 수 있는 보다 진보되고 정밀한 방법입니다. 지질학자들이 지구 내부를 연구하기 위해 지진파를 사용하는 것처럼, 천문학자들은 별의 내부 구조를 조사하기 위해 별의 진동을 사용합니다. 이러한 진동은 별을 통과하는 음파에 의해 발생하며, 이는 지구에서 관측할 수 있는 별의 밝기에 미묘한 변동을 일으킵니다. 이러한 진동의 주파수를 분석함으로써 천문학자들은 별의 내부 자전에 대한 인사이트를 얻을 수 있습니다. 별은 균일하게 자전하지 않으므로 별의 여러 층이 다른 속도로 자전할 수 있습니다. 예를 들어, 별의 중심부는 외부 층보다 더 빠르게 자전할 수 있으며, 성진학은 이러한 차이를 감지하는 데 도움이 될 수 있습니다. 케플러 우주 망원경은 수천 개의 별의 진동에 대한 자세한 데이터를 제공하는 천체 지진학을 발전시키는 데 중요한 역할을 해왔습니다. 천문학자들은 이러한 진동을 연구함으로써 KIC 8462852(타비의 별로 잘 알려진)와 같은 별의 내부 자전 속도를 측정할 수 있었습니다. 흥미로운 점은 천체 지진학을 통해 별의 중심부가 표면과 다른 속도로 자전하는지 여부를 알 수 있다는 점인데, 이는 도플러 확장이나 스폿 추적과 같은 표면 수준 측정으로는 감지할 수 없습니다. 천체 지진학에서 가장 중요한 발견 중 하나는 천문학자들이 이 별들의 중심부가 바깥쪽 외피보다 훨씬 빠르게 회전한다는 사실을 발견한 적색 거성을 연구한 결과입니다. 이러한 통찰력은 별이 진화하고 나이가 들면서 각운동량이 어떻게 전달되는지에 대한 우리의 이해를 변화시켰습니다. 성진학은 항성 역학을 보다 완벽하게 파악할 수 있기 때문에 가시적인 반점이나 기타 표면 특징이 없는 별에게 특히 유용합니다. 이는 빠르게 회전하는 젊은 별부터 수명이 다한 나이 든 별에 이르기까지 수명 주기의 모든 단계에서 별을 연구하는 데 강력한 도구입니다.