흡수 스펙트럼과 발광 스펙트럼

흡수스펙트럼은 람지가 19세기 초에 햇볕을 자세히 분광해서 발견했다. 그리고 이 흡수 스펙트럼의 파장은 각종 광학기기의 표준으로 이용되기 시작했다. 하지만 19세기 말이 될 때까지 지구상의 물질들에 대한 스펙트럼이 완전히 분석되지 않았기 때문에 어떤 스펙트럼이 어떤 물질로부터 기인한 것인지 완벽히 알려지지 않았다.

지구상의 알려진 대부분의 물질에 대한 분광이 끝나갈 즈음인 1868년 프랑스의 천문학자인 Pierre-Jules-Cesar Janssen(1824∼1907)이 인도에서 개기일식 때, 태양의 스펙트럼을 찍어서 분석하여 그때까지 누구도 알아내지 못한 새로운 스펙트럼선을 발견하였다. 그래서 그는 이 원소를 ‘태양’을 의미하는 그리스어 ‘helios’로부터 헬륨(helium)이라고 불렀다.

태양 흡수 스펙트럼 (출처 : Nasa)

0족 원소는 당시 하나도 알려지지 않았었고, 원소주기율표는 17주기로 맞춰져 있었기 때문에 사람들은 헬륨이 원소주기율표에서 위치할 자리가 없음을 눈치채게 된다. 그러던 와중에 영국의 램지와 레일리 경에 의해서 Ar이 먼저 공기로부터 정제되어 얻어지게 된다. 이들은 공기중에 존재하는 산소와 질소를 화학적으로 처리해 모두 제거하고, 나머지 잔유물들도 최선의 방식으로 모두 제거한 뒤에 남은 1% 가량의 기체가 어떤 다른 원소와도 화합물을 생성하지 않는다는 것을 알아낸 것이다. (이미 100여년 전에 캐번디쉬에 의해서 발견된 적이 있었지만 너무 앞선 발견이었다.)
아르곤이 먼저 발견됨으로서 화학자들은 비로소 0족 원소를 주기율표에 포함시키게 된다.
현대의 분광학 (출처 : Nasa)
헬륨은 램지에 의해서 우라늄광 속에서 추출되어 발견되었는데, 여러가지 방사성 붕괴 원소의 α-붕괴의 결과로 방출된 헬륨원자핵이 광석 속에 자리잡고 있기 때문에 발견될 수 있었다. (물론 헬륨은 지금도 광석에서 얻어진다.)

헬륨의 존재를 처음 우리에게 알려주었던 흡수 스펙트럼은 헬륨에 존재하는 전자궤도 사이에 전자들이 전이를 하면서 형성된다. 거의 흑체와 다름없는 태양으로부터 방출된 빛은 거의 모든 파장의 가시광선이 포함되어 있다. 그런데 가시광선이 태양의 대기인 코로나를 지날 때 헬륨 전자를 여러 전자궤도 사이에 옮길[들뜰] 수 있는 에너지와 완전히 똑같은 가시광선은 사라진다. 물론 들뜬 전자는 다시 원래의 궤도로 되돌아가려고 하기 때문에 흡수됐던 가시광선은 다시 방출되지만, 방출되는 가시광선의 방향은 모든 방향에 균등해서 흑체복사에 의해 파장에 따른 밝기가 균일한 원래의 가시광선보다 약해진다. 그래서 분광할 때 검게 나타나는 것이다. 마치 태양 표면의 흑점이 원래는 매우 밝지만, 태양 표면에 있기 때문에 상대적으로 어둡게 보이는 것과 비슷하다.

만약 헬륨원자에 어떠한 다른 에너지원으로부터 에너지를 공급할 수 있다면 헬륨원자 속의 전자들은 흡수 스펙트럼에서 나타난 전이와 똑같은 전이를 일으킬 것이고, 이 전자는 다시 원래대로 되돌아오면서 흡수스펙트럼에서와 똑같은 가시광선 방출을 하게 될 것이다. 다시 말해서 흡수 스펙트럼과 발광하는 선 스펙트럼(발광 스펙트럼)은 완전히 일치하는 파장에서 나타나게 된다.
이 때 방출되는 가시광선을 분광해 보면 몇 개의 매우 제한된 파장의 선으로만 보이기 때문에 각종 측정장비의 기준으로 많이 사용된다.[footnote]물론 사용하기 편리한 나트륨의 노란 선을 많이 사용한다.[/footnote] 이렇게 방출되는 가시광선을 맨눈으로 보면 각각의 파장에 대한 색으로 나뉘어 보이지 않고, 모든 가시광선이 혼합된 단일 색으로 보인다.
일부 금속원소의 불꽃반응 색도 기본적인 원리는 동일하다. 예를 들어 나트륨의 불꽃반응 스팩트럼과 방전관 스팩트럼은 정교하게 일치한다.

에타 카리나의 선스펙트럼 (출처 : Nasa Hubble 망원경 홈페이지)

선스펙트럼은 방전관을 이용해서 우리 생활 속에서도 많이 이용되고 있는데, 그것은 형광등 또는 네온사인으로 사용되는 것이다.
일반적인 공기는 분홍색을 띄며, 이산화탄소는 흰색, 네온은 주황색, 아르곤은 보라색, 헬륨은 거의 흰색에 가까운 노란색을 띈다.

선스펙트럼에서 나타나는 색은 그 기체를 이용해 만든 레이저의 색과 비슷한 경우도 많다. (이 경우에는 완전히 일치하지는 않는다.)

수소, 헬륨, 수은, 우라늄의 선스펙트럼 (출처 : GSR)

항상 스펙트럼에 대해서 주의해야 하는 것은 가시광선 영역 밖에서 나타나는 현상들에 대해서도 신경써 줘야 한다는 것이다. 일반적으로 라이먼 계열의 분광선들은 가시광선이 아니라 자외선 영역에서 나타나게 된다. 발머 계열의 분광선들은 일반적으로 가시광선 영역에서 나타나기가 쉬운데 이도 항상 그런 것은 아니다.
이 두 계열을 제외한 파센, 브리킷, 훈트 분광선들은 거의 모두가 적외선 영역에서 관측된다.

이들 분광선들이 가시광선 영역에서 관측될 일은 거의 없지만, 천체관측을 하는 과정에서는 라이먼 계열의 분광선에 해당하는 흡수 스펙트럼들이 가시광선 영역에서 관측되는 것을 쉽게 관측할 수 있다. 이는 먼 거리의 천체는 허블의 법칙에 따라서 빠른 속도로 후퇴하고 있기 때문에 도플러 효과에 의해서 전자기파의 파장이 길어져 보이기 때문이다.[footnote]청색편이와 적색편이는 꼭 발광원과 관측자의 운동에 의해서만 나타나는 것이 아니다. 이에 대해서는 다른 글에서 다루도록 하겠다.[/footnote] 최근 허블 우주 망원경에 의해 발견된 130억 광년 너머의 우주 초기의 은하들은 사진이 모두 붉은 색을 띄고 있는데, 이도 도플러 효과에 의해서 가장 강한 파장이 길어졌기 때문이다. 이런 천체를 분광측정을 한다고 생각할 때는 일만적인 상식을 뛰어넘는 결과를 보이기가 쉽다.

도플러 효과에 의한 적색편이(중간)와 청색편이(아래) (출처 : ASTRONOMY 121)

Hubble 우주망원경으로 촬영한 ultra deep field : 작은 원 안의 붉은 은하들은 대략 130억 광년 거리에 있다. (출처 : Nasa)

흡수 스펙트럼에 대한 연구를 할 때 주의해야 하는 것은 별의 온도가 높을수록 흡수 스펙트럼의 개수가 증가한다는 것이다. 온도가 낮은 별에서는 수소와 헬륨의 흡수 스펙트럼이 주로 관측되지만, 온도가 높은 별에서는 수소와 헬륨의 흡수 스펙트럼은 약해지고, 대신 더 무거운 탄소, 산소, 칼슘 등등의 원소에 의해서 형성된 흡수 스펙트럼들이 더욱더 강해지게 된다. 이 현상에 대한 이유는 아직 명확히 밝혀지지 않았다.

외부 은하단의 흡수 스펙트럼의 적색편이는 허블의 법칙에 따라서 별[은하]과 지구 사이의 거리를 재는 척도로 사용된다. 우리은하가 포함되어 있는 은하들은 대부분 청색편이를 보이는데, 중력에 의해 점차 가까워지고 있기 때문이다. 그래서 우리은하단의 대부분의 은하들이 먼 미래에 충돌할 것이라는 예상을 쉽게 할 수 있다.

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