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지구과학 고3 태양과 별의 관측 심화

태양 스펙트럼과 원소 분석

흡수 스펙트럼의 프라운호퍼 선으로 태양 대기 원소 조성을 결정하는 분광 분석을 이해한다.
태양의 연속 스펙트럼 위에 나타나는 검은 흡수선(프라운호퍼선)을 실험실의 원소별 선 위치와 대조하여, 태양 대기에 어떤 원소가 있는지 알아내는 분광 분석입니다.
각 원소는 자기만의 '바코드'를 가지고 있습니다. 태양빛을 프리즘으로 펼치면 그 바코드가 검은 줄로 찍혀 나오는데, 지구에서 미리 찍어 둔 바코드와 맞춰 보면 1억 5천만 km 밖 태양의 성분을 손도 대지 않고 읽어낼 수 있습니다.

쉽게 말하면

태양의 빛을 분광기로 펼치면 무지개 같은 연속 스펙트럼이 나오는데, 그 위에 수많은 검은 선이 박혀 있습니다. 이 선들을 프라운호퍼선이라고 부릅니다.

이 선이 생기는 이유는 빛이 만들어지는 곳과 흡수되는 곳이 다르기 때문입니다. 광구 아래 뜨겁고 밀도가 높은 층에서 모든 파장의 빛(연속 스펙트럼)이 나오고, 그 빛이 상대적으로 온도가 낮은 태양 대기(광구 바깥층·채층)를 통과합니다. 이때 대기 속 원자들이 자기가 흡수할 수 있는 특정 파장의 빛만 골라 빼앗아 가므로, 그 파장 자리만 어둡게 파입니다. 어떤 파장을 흡수하는지는 원자의 전자 에너지 준위가 정해 주므로 원소마다 선의 위치가 고유합니다 — 이 부분은 원자 스펙트럼과 정확히 같은 원리입니다.

따라서 분석은 두 단계입니다. 먼저 흡수선의 파장을 실험실 자료와 대조해 어떤 원소인지 알아냅니다. 예를 들어 노란색 부근의 D선은 나트륨, 붉은색의 선은 수소입니다. 다음으로 흡수선의 세기(깊이와 폭)를 보고 그 원소가 얼마나 많은지를 추정합니다. 이렇게 해서 태양 대기가 원자 수 기준으로 수소가 압도적으로 많고 그다음이 헬륨이며, 나머지 무거운 원소는 아주 적다는 사실이 밝혀졌습니다.

다만 흡수선 세기는 원소의 양뿐 아니라 온도에도 크게 좌우됩니다. 원자가 빛을 흡수하려면 전자가 알맞은 준위에 있어야 하는데, 그 준위에 전자가 얼마나 분포하는지가 온도에 달려 있기 때문입니다. 그래서 조성을 제대로 구하려면 별의 표면 온도를 함께 알아야 하고, 이것이 별의 스펙트럼과 분류로 이어집니다.

이렇게 나타납니다

  1. 예시 1
    나트륨 D선 — 가로등 불빛과 태양의 공통점
    나트륨등이 노란색 하나로 보이는 이유는 나트륨 원자가 노란색 부근의 특정 파장만 강하게 내놓기 때문입니다. 태양 스펙트럼의 같은 자리에는 반대로 검은 흡수선이 있습니다. 방출선과 흡수선은 같은 에너지 준위 차이를 쓰기 때문에 파장이 정확히 일치하며, 이것이 '태양 대기에 나트륨이 있다'는 직접적인 증거입니다.
  2. 예시 2
    헬륨은 지구보다 태양에서 먼저 발견되었다
    태양 스펙트럼에서 그때까지 알려진 어떤 원소와도 맞지 않는 흡수선이 발견되었고, 그것이 새로운 원소라는 결론이 났습니다. 태양을 뜻하는 그리스어에서 이름을 따 헬륨이라 붙였고, 나중에 지구에서도 확인되었습니다. 스펙트럼이 '멀리 있는 물질의 성분을 읽는 도구'라는 것을 보여 주는 사례입니다.
  3. 예시 3
    같은 원소, 다른 세기
    표면 온도가 약 1만 K인 A형 별은 수소 흡수선이 가장 강합니다. 그렇다고 A형 별에 수소가 특별히 많은 것은 아닙니다. 태양(G형)에도 수소는 똑같이 많지만 온도가 낮아 흡수에 참여할 수 있는 상태의 수소 원자가 적을 뿐입니다. 선의 세기는 '양 × 온도 조건'의 결과입니다.

순서대로 하면

흡수 스펙트럼으로 원소를 알아내는 순서
  1. 1분광기로 태양빛을 파장별로 펼쳐 연속 스펙트럼과 그 위의 검은 선들을 기록합니다.
  2. 2각 흡수선의 파장을 정밀하게 측정합니다.
  3. 3실험실에서 얻은 원소별 선 스펙트럼 파장표와 대조해 원소를 확정합니다.
  4. 4선의 세기를 측정하되, 그 별의 표면 온도를 먼저 알아낸 뒤 온도 효과를 보정해 실제 함량을 추정합니다.

자주 하는 오해

검은 흡수선을 '그 원소가 없다'는 뜻으로 읽기
이렇게 생각하기 쉬움그 파장의 빛이 사라졌으니 태양에는 그 원소가 없다
실제로는검은 선은 오히려 그 원소가 있다는 증거입니다. 그 원소가 있어야 그 파장을 흡수해 어둡게 만들 수 있습니다.
흡수선은 '빠져나간 빛'이 아니라 '태양 대기 원자가 붙잡은 빛'입니다. 원소가 없으면 그 파장은 아무 방해 없이 통과해 오히려 밝게 남습니다.
흡수선이 강하면 그 원소가 무조건 많다고 결론짓기
이렇게 생각하기 쉬움A형 별은 수소선이 제일 강하니 수소 함량이 가장 높은 별이다
실제로는선의 세기는 함량과 표면 온도가 함께 정합니다. 온도가 알맞아야 흡수할 수 있는 상태의 원자가 많아집니다.
수소 원자가 가시광선 영역의 선을 흡수하려면 전자가 바닥 준위가 아니라 두 번째 준위에 올라와 있어야 합니다. 온도가 너무 낮으면 그 준위에 전자가 거의 없고, 너무 높으면 원자가 아예 이온화됩니다. 그래서 중간 온도인 A형에서 수소선이 정점을 찍습니다.

선수 개념 — 이걸 먼저 알아야 해요

태양고2

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자주 묻는 질문

Q1왜 태양 대기는 연속 스펙트럼이 아니라 흡수 스펙트럼을 만드나요?
빛을 내놓는 아래층보다 그 빛이 통과하는 대기가 더 차갑기 때문입니다. 뒤에서 밝은 연속 광원이 비칠 때 앞의 차가운 기체는 흡수선을 만듭니다. 반대로 뒤에 광원이 없는 방향에서 같은 기체를 보면(개기 일식 때 채층처럼) 같은 파장에서 밝은 방출선이 보입니다.
Q2가시광선만 보면 되나요?
아닙니다. 원소와 온도에 따라 자외선·적외선 영역에 중요한 선이 놓이기도 합니다. 전자기파 스펙트럼 전 영역을 관측할수록 더 많은 원소를 확인할 수 있고, 대기가 가로막는 파장대는 우주 망원경으로 관측합니다.
Q3이 방법을 태양이 아닌 별에도 쓸 수 있나요?
네, 원리가 똑같습니다. 다만 별은 멀고 어두워 빛을 모으기 어려울 뿐입니다. 실제로 별의 조성·온도·운동 속도(도플러 효과에 의한 선의 이동)까지 모두 흡수 스펙트럼에서 읽어 냅니다.
교육과정 2022 개정 · 고3 지구과학 · 태양과 별의 관측 수록 심화 (교육과정 밖 확장 개념)
출처 교육부 고시 제2022-33호 (2022 개정 교육과정) · NCIC 국가교육과정정보센터
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같은 흡수선을 이번에는 '온도 지표'로 읽어 봅시다. 별의 스펙트럼과 분류에서 O B A F G K M이 왜 그 순서인지 확인해 보세요.

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