별과 별사이 측정에 대해서
태양계로부터 다른 별들까지의 엄청난 거리를 측정하는 기술을 성간 거리의 측정이라고 한다.
우리는 우리가 물리적으로 닿을 수 있는 거리보다 훨씬 멀리 있는 천체들까지의 거리를 어떻게 측정하는가? 우리 은하 내부와 그 너머에 존재하는 별들과 다른 천체들의 분포를 제대로 이해하기 위해서 천문학자들은 일상생활에 익숙한 원리들을 그 극한까지 몰고 간다.
밤하늘의 별들은 상상할 수 없을 만큼 멀리 떨어져 있는 천체라는 깨달음과 우리 태양계의 중심이 지구가 아니라 태양이라는 발견은 코페르니쿠스 혁명과 함께 왔다. 17세기 후반 즈음에는 이 아이디어가 널리 수용되었지만, 천문학자들은 여전히 어떤 중요한 이슈에 직면해 있었는데, 그것은 별들의 시차가 관측되지 않는다는 것이었다.
시차는 입체 시의 결과로써 대부분의 사람들에게 친숙한 것인데 이러한 시차 효과 때문에 서로 다른 각도에서 가까운 물체를 보면, 그 가까운 물체는 더 멀리 있는 배경에 대해서 움직이는 것처럼 보인다. 인간에게 시차는 무의식적인 것이긴 하지만, 손과 눈의 동작을 일치시키고 거리를 측정하기 위한 중요한 도구이다. 그러나 계몽주의 시대 천문학자들에게 이것은 심각한 질문거리를 제공했다. 만약 지구가 정말로 태양 둘레를 공전한다면, 왜 별들의 방향이 연중 변하지 않는가? 티코 브라헤와 같은 천문학자들은 이것을 코페르니쿠스 이론을 반박하는 논거로 활용했다. 그러나 일단 다른 압도적인 증거들에 의해 코페르니쿠스 이론이 지지를 받게 되자, 시차가 없다는 것은 별들이 기존에 우리가 상상했던 것보다 훨씬 더 멀리 있다는 증거로 받아들여졌다.
시차의 도전
시차 측정의 원리는 매우 단순했다. 3억km 떨어져 있는 지구 공전궤도의 양쪽 끝에서 가까운 별들을 바라볼 때 이 가까운 별들의 겉보기 위치가 멀리 떨어진 배경에 대해 변하는 정도를 측정함으로써 삼각법을 이용해 그 별까지의 거리를 측정할 수 있다. 어떤 별들이 가까운 별들인지를 계산해 내는 것은 어느 정도의 짐작을 통해 결정되기도 했지만, 상대적으로 신속히 하늘을 가로질러 이동하는 몇몇 별들을 식별해 냄으로써 이에 대한 유용한 단서를 얻을 수 있었다.
영국의 천문학자 제임스 브래들리는 1720년에 시차 측정을 위한 중요한 진척을 이뤄 냈는데, 이는 별들의 겉보기 위치에 중대한 영향을 미치는 또 다른 효과들을 확인함으로써 가능했다. 그러나 브래들리의 측정 장치의 정밀도는 시차 자체를 측정하기에는 성능이 떨어졌고, 1830년대가 돼서야 몇몇 재능 있는 관측가들이 본격적으로 이 문제에 달려들었다. 독일의 천문학자 프리드리히 빌헬름 베셀은 브래들리의 연구를 향상시키기 위해 수십 년을 보냈는데, 이는 별들의 측정된 위치에 영향을 줄 수 있는 다른 모든 효과들을 제거하기 위해서였다. 마침내 1838년 그는 쌍성인 백조자리 61의 시차를 0.314 아크 세컨드의 값으로 성공적으로 측정했다고 발표했다.
현대적 측정법을 적용하면 이것은 백조자리 61이 10.4광년 떨어져 있음을 의미하는데, 현대의 측정값인 11.4광년과 매우 가까운 수치이다. 베셀의 작업 이후 알파 센타우리, 베가 등 다른 가까운 별들의 시차를 측정하려는 시도들이 급물살을 탔고, 천문학자들은 거리의 단위로 파섹을 사용하기 시작했다.
시차 측정은 여전히 매우 힘든 작업이었고, 19세기 전체를 통틀어 겨우 수십 개의 거리들만 계산됐다. 20세기에 고감도의 천체사진술이 출현한 뒤에야 비로소 망원경을 사용하지 않고 별들의 위치를 측정할 수 있게 됐고, 처음으로 수많은 별의 시차가 수집될 수 있었다.