은하계의 기본 관측량

은하계는 각각의 별의 성분과 운동을 자세히 알아볼 수 있는 거의 유일한 은하입니다. 별의 위치와 운동을 조사하려면(은경, 은위)로 은하 좌표계를 이용하는 것이 많습니다. 은하 디스크의 중심 면과 천구면 교선을 은위 0번으로 합니다. 이 선은 천구상에서 은하의 중심선과 거의 일치합니다. 이 선에 수직 방향으로 남쪽으로 마이너스 90도 북쪽에 플러스 90도까지 은위를 취합니다. 한편 은경은 은위 0번 선을 따라서 잽니다. 많은 항성에 대하여 그 위치와 속도 및 금속량 등의 조성을 아는 것은 우리 은하 연구의 기본입니다. 삼차원 공간에서의 별의 위치와 속도는 다음과 같이 해서 요구합니다.

 

은경과 은위로 천구상의 별 위치가 정해집니다. 이어 거리를 결정하면 은하계 중의 삼차원적인 별의 위치가 정해집니다. 별의 거리는 연주 시차 법을 비롯하여 다양한 방법으로 잽니다. 별의 속도는 시선 방향과 그것에 수직인 방향으로 나누어 측정됩니다. 시선 방향 속도 성분(천구 면에 수직인 성분)은 별의 스펙트럼을 관측하고 도플러 효과에 의한 스펙트럼 선의 편이 양으로부터 요구합니다. 시선 방향에 수직인 접선 방향의 속도 성분(천구 면내 성분)은 별의 고유 운동과 거리에서 요구합니다. 고유 운동이란 연주 시차와 연주 광행차 이외의 경년적인 별의 천구상에서 위치 차이의 것으로 일정 시간 간격을 두고 촬영된 사진부터 측정됩니다. 통상은 각도초/년이라는 단위로 나타냅니다. 거리가 나타난 별의 방향이 천구상에서 1년에 몇초 떨어지나(고유 운동)을 측정하면 접선 방향의 속도가 킬로 미터/초 단위로 계산할 수 있습니다. 항성의 위치, 고유 운동 시차(거리)의 관측은 1993년 발사된 위치 천문 위성 히파르 코스 HIPPARCOS에 의한 비약적인 진보를 이루었습니다. 1밀리 초각을 끊고 고정도로 약 12만 삼성의 데이터를 내건 히파르 코스 항성 목록과 0.03초 각의 정도로 약 100만 삼성의 데이터를 내세운 타이코 Tycho항성 목록이 1997년에 공개됐습니다.

 

별의 금속량은 그 별을 만드는 토대가 된 성간 가스 중 어느 정도의 별 생성 활동이 일어났는지를 아는 기준이 됩니다. 빅뱅이 탄소보다 가벼운 원소밖에 합성되지 않아서 탄소 및 그보다 무거운 원소(천문학에서는 금속이라고 부른다)은 별의 중심 핵에서 합성되었는지, 초신성 폭발 때 만들어진 것입니다. 우주에서 최초에 생긴 별에서는 금속량은 제로 있었을 것입니다. 이런 별은 종족 Ⅲ의 별이라 불리고 있어 탐사가 이어지고 있지만 2010년 현재는 아직 발견되지 않았습니다. 초신성 폭발로 금속을 포함한 별의 외층이 날아가고 주변의 성간 가스에 섞이며 거기서 다시 별이 태어나고 초신성 폭발을 일으킵니다. 시간이 지나면서 별에서 가스, 가스에서 별의 별 생성의 사이클이 몇번이나 돌면서 성간 가스 중의 금속량이 증가합니다. 간단하게 말하면, 별의 금속량은 언제쯤 그 별이 되었는지 시계 대신에 사용하는 것입니다. 헬로에 있는 별은 디스크에 있는 별보다 금속량이 적으므로 그것들은 은하계 형성 초기에 생긴 것으로 여겨집니다. 이들 별은 종족 Ⅱ라고도 불립니다. 이에 대해서 더 후에 생긴 디스크에 있는 별은 종족 Ⅰ라고도 불립니다.

 

금속량이 적은 별처럼 은하계 형성의 보다 초기 단계 정보를 유지하고 있다. 종족 Ⅲ의 별의 탐사가 정력적으로 이뤄지는 것은 이 이유에서입니다. 별의 금속량을 정밀히 측정하려면, 분광 관측에 의해서 고분산의 스펙트럼을 찍는 것이 필요하지만, 측광 관측에 의한 간이 법도 있습니다. 많은 금속의 흡수선은 자외선 영역에 있으니 금속량이 많은 별들만큼 가시 영역의 밝기에 비해서 자외선 영역에서의 밝기가 흡수에 의해서 어두워집니다. 거꾸로 말하면 금속량이 적은 별만큼 자외선 영역에서 밝은 "자외선 초과"을 제시한다. U(자외선), B(파랑), V(황)의 세개의 밴드의 측광 데이터에서 U밴드에서 밝은 별은 금속량이 적은 별의 후보가 되었습니다. 이들 별을 자세히 분광 관측의 대상으로 저 금속량은 삼성을 탐사하는 방법이 널리 사용되고 있습니다.