흡수선 (Absorption Line)
쉽게 풀면
빛이 차가운 가스를 지나가면서 특정 색만 살짝 흡수되어 스펙트럼에 어두운 줄이 생기는 것이다.
왜 중요한가
흡수선은 별과 성간 기체의 화학 조성을 알아내는 가장 직접적인 수단입니다. 어떤 파장에 흡수선이 있는지로 원소를 식별하고, 선의 깊이와 폭으로 온도·압력·원소 존재비를 역산하며, 선 중심의 이동량으로 시선속도를 잽니다. 항성 분광 분류와 금속 함량 측정, 외계행성의 시선속도 탐색이 모두 흡수선의 위치와 모양을 정밀하게 재는 작업에 기대고 있습니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
프라운호퍼는 태양 스펙트럼에서 수백 개의 흡수선(프라운호퍼선)을 발견하여 태양 대기의 화학 조성을 연구할 수 있는 토대를 마련했다.
천체분광학 연구에서 별의 화학조성과 운동을 알아내는 기본 관측 자료로 다뤄진다.
조금 더 깊게 보면
흡수선은 원자가 광자를 삼켜 없애는 것이 아니라, 흡수한 뒤 무작위 방향으로 재방출하기 때문에 시선 방향으로 오는 빛만 줄어드는 현상입니다. 같은 원소라도 온도에 따라 이온화 단계가 달라 선이 나타나지 않을 수 있으므로, 흡수선이 약하다고 그 원소가 적다고 단정할 수 없습니다. 지구 대기가 만드는 텔루릭 흡수선이 천체의 선과 겹치는 경우가 많아 지상 관측에서는 이를 분리하는 보정이 필요합니다. 흡수선의 폭이 넓어지는 정도(압력 넓어짐)는 별의 표면 중력에 민감해, 거성과 왜성처럼 반지름은 다르지만 온도가 비슷한 별을 흡수선 폭만으로 구분하는 분광 분류의 근거가 된다. 별의 자전이 빠를수록 흡수선이 도플러 효과로 넓게 퍼져 얕아지므로, 선의 폭에서 별의 자전 속도(투영값)를 함께 추정할 수 있다.
주의할 점
흡수선은 광원과 관측자 사이에 놓인 차가운 기체(항성 대기, 성간 물질 등)에 의해 생기며, 광원 자체의 스펙트럼과는 구분해서 해석해야 한다.
성간 물질이 만드는 흡수선은 별 자체의 흡수선과 파장과 폭이 달라 구분되지만, 여러 시선상의 구름이 겹치면 성분을 분리하기가 까다로워진다.