※ 다음 글을 읽고 물음에 답하시오.

갈릴레오 이후 천문학자들은 보다 큰 망원경을 제작하여 별들을 관측하기 시작하였다.
그러던 중 마치 구름처럼 보이는 천체를 관측하였는데, 이를 '성운'이라 불렀다.
성운은 처음에는 몇몇 별들의 집합체로 추정되었다.
성운의 모양은 다양한데 우리 은하의 모양과 비슷한 것도 있다.

우리 은하는 가운데가 도톰한 원반과 같은 모양을 하고 있는데 원반 면과 나란한 방향으로는 성운들이 관측되지 않았다.
즉 어떤 성운도 관측되지 않는 '금지 구역'이 존재하는 것이다.

문제는 성운들이 우리 은하 내부에 존재하는 별들의 집합인지, 아니면 우리 은하 외부에 존재하는 또 다른 은하인지 하는 것이었다.
1920년 미국과학학회는 서로 다른 두 주장을 펴는 과학자 A와 B를 초청하여 토론회를 개최하였다.
성운의 정체에 대해 두 과학자는 다음과 같이 주장하였다.

A: 만일 성운들이 우주 공간에 균일하게 분포되어 있다면, 우주의 어느 방향을 보든지 균일한 분포로 성운들이 관측되어야 할 것이다.
특정 방향으로 성운들이 관측되지 않는다면 성운들은 우주 공간에 균일하게 분포되어 있지 않다고 해야 한다.
성운들이 금지 구역에서 관찰되지 않는 것은 우리 은하의 독특한 구조 때문이다.
우리 은하는 도톰한 원반을 구성하는 보통 별들과 원반의 아래위에 분포되어 있는 성운들로 이루어져 있다.
성운들은 단지 우리 은하를 구성하는 또 다른 천체들일 뿐 우리 은하 외부에 있는 것이 아니다.
이것은 우리 은하가 우주에서 유일한 은하라는 믿음을 유지하게 한다.

최근 안드로메다 성운에서 발견된 신성※의 밝기에 관한 정보는 흥미롭다.
이 신성의 밝기는 안드로메다 성운 밝기의 10분의 1로 관측되었다.
만약 이 밝기가 하나의 별이 가질 수 있는 최대 밝기라면 안드로메다 성운에 있는 별의 개수는 최소 열 개 정도일 것이다.

문제는 안드로메다 성운에 최대 몇 개의 별이 있느냐는 것인데, 현재까지 관측된 바로는 안드로메다 성운에서 가장 어두운 별의 밝기는 안드로메다 성운의 전체 밝기의 대략 1000분의 1 정도였으므로, 관측 사실에 입각할 때, 안드로메다 성운은 최대 1000개 정도의 별들로 이루어졌을 것이다.
그러나 우리 은하는 수백만 개의 별들로 구성되어 있다.
따라서 안드로메다 성운은 우리 은하와 같은 지위의 은하가 아니라 단지 모양만 우연히 우리 은하와 비슷한 대략 1000개 이하의 별들의 집합체일 뿐이다.
B: 성운들이 우리 은하와 더불어 우주 공간에 균일하게 분포되어 있을 것이라는 가정을 쉽게 버리는 것은 현명하지 못하다.
성운들이 특정 지역에서 관측되지 않는다고 해서 그 지역에 실제로 성운들이 존재하지 않는다고 생각할 이유는 없다.
금지 구역은 단지 우리 은하 안에 있는 수많은 별들과 성간 물질 때문에 멀리 있는 다른 성운들의 빛이 지구에 잘 전달되지 않아서 생긴 것일 뿐이다.

A가 언급한 신성이 별 하나가 가질 수 있는 최대의 밝기라고 하더라도 그것은 안드로메다 성운에 있는 가능한 별의 개수의 최솟값을 줄 뿐이다.
문제는 A가 말한 별의 개수의 최댓값인데, 이것을 위해 우리가 안드로메다 성운에서 가장 어두운 별을 찾아야 한다.
성운 내에서 별 하나만을 분별해내어 관측하기란 별이 어두울수록 대단히 힘들다.
아마도 별 하나만을 분별해내는 관측을 통해 안드로메다 성운에 있는 별의 개수의 최댓값을 아는 것은 실현 불가능할 지도 모른다.
안드로메다 성운 이외에도 우리 은하와 모양이 같은 성운들이 더 있다는 것을 우리는 알고 있다.
따라서 그러한 성운들은 우리 은하와 독립된 은하들이다.

※ 신성(新星) : 평소에는 어둡다가 평소 밝기보다 갑자기 밝아진 별
다음 글을 토대로 하여 위의 A와 B 중 누가 옳은지 판단하는 데 도움이 되는 연구과제로 가장 적절한 것은?

우리는 이미 성운의 겉보기 크기를 알고 있으므로, 우리가 지구에서 성운까지의 거리를 알아낸다면 성운의 실제 크기를 계산할 수 있을 것이다.
그 성운이 우리 은하의 크기보다도 굉장히 멀고 성운의 실제 크기가 이미 알려진 우리 은하 정도의 크기라면, 그 사실은 그 성운을 또 다른 은하로 볼 수 있는 강력한 증거가 될 것이다.

그렇다면 성운까지의 거리는 어떻게 알 수 있을까? 과학자들은 이를 위해 일정한 주기로 밝아졌다 어두워졌다 하는 변광성(變光星)에 주목했다.
레어비트(Leavitt)는 마젤란 성운에 속해 있는 변광성 25개의 밝기와 변광 주기를 면밀히 관찰한 결과 변광성의 최대 밝기가 변광 주기에 비례한다는 것을 알아냈다.
그런데 마젤란 성운에 속해 있는 변광성들은 지구로부터의 거리가 모두 비슷할 것이므로 최대 밝기와 변광 주기의 비례관계는 결국 최대 절대 밝기와 변광 주기 사이에도 그대로 성립할 것이다.
이 비례관계로부터 변광성들이 지구로부터 얼마나 떨어져 있는지 계산할 수 있다.

변광 주기가 같은 두 변광성 α와 β를 생각해 보자. 이 두 변광성은 절대적인 밝기가 같으므로 만일 α가 β보다 어둡게 관측된다면 이것은 α가 β보다 지구로부터 더 멀리 떨어져 있다는 것을 의미한다.
만일 우리가 지구와 β 사이의 거리를 알 수 있다면, α가 지구로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지도 계산해 낼 수 있다.
우리 은하 내부에 있는 변광성의 변광 주기와 지구로부터의 거리는 이미 충분히 보고되어 있다.

① 우주에서 관측되는 신성이 변광성인지 연구한다.

② 금지 구역 내에 있는 변광성의 밝기를 측정하여 변광 주기를 연구한다.

③ 변광성의 탄생 원인과 변광 주기의 원인에 대해 이론적 연구를 수행한다.

④ 우리 은하와 모양이 같은 성운에 있는 변광성의 밝기를 측정하여 변광 주기를 연구한다.

⑤ 마젤란 성운과 같이 여러 개의 변광성이 있는 다른 성운을 찾아 그 변광 주기와 밝기 사이의 관계가 레어비트의 발견에 부합하는지 연구한다.