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항성과 행성의 질량을 아는 것은 우주 과학의 시작이다.
인간도 자신의 몸무게가 정확히 얼마인지 아는 게 중요하다.
몸무게의 변화에 따라 건강상태 등 여러 가지 정보를 알 수 있기 때문이다.
항성과 행성도 그 질량을 알아냄으로써 다양한 역사와 정보를 파악할 수 있다.
(가) 최근 미국, 영국, 캐나다 국제 연구팀이 이른바 '중력 렌즈'를 이용해 우리 은하 중심부가 아닌 주변부에서 항성의 질량을 측정하는데 성공했다.
중력 렌즈 효과는 1936년 아인슈타인이 논문을 통해 발표했다.
저명한 학술지에서 이 같은 내용을 비중 있게 보도했다.
지구에서 봤을 때 앞에 있는 A라는 별과 뒤 쪽에 있는 B라는 별은 상황에 따라 그 빛이 달라 보인다.
A와 B의 별이 나란히 않을 때는 뒤쪽에 있는 B는 어두워 보인다.
반면 A와 B가 나란히 일직선을 이루면 뒤쪽에 있는 B가 더 밝아 보인다.
이는 B의 빛이 A를 지나면서 중력에 의해 휘어지기 때문이다.
즉, 렌즈 현상과 같이 퍼져나가던 빛이 한 곳으로 모이면서 더 밝아 보이는 것이다.
이를 중력 렌즈 효과라고 부른다.
빛이 렌즈를 통과할 때 한 곳으로 모이는 것과 같은 이치이다.
이런 현상을 통해 먼 은하의 모양과 밝기가 어떻게 변하는지, 지구에서 거리는 어느 정도인지, 질량은 얼마인지 계산할 수 있다.

별의 질량을 가늠하는 것은 힘들다.
유일하게 별의 질량을 측정할 수 있는 것은 쌍성계이다.
(나) 쌍성계는 서로 공전하며, 그 과정에서 서로 빛을 가리는 식 현상이 일어난다.
이를 통해 그들의 질량을 파악할 수 있다.
식 현상은 외계 행성을 찾는 한 방법론이기도 하다.
천문학자들은 그동안 중력으로 빛이 휘는 여러 가지 현상을 은하 중심부에서 관측해 왔다.
아주 먼 은하에서 뒤틀리는 은하까지 관찰했다.
때때로 이 같은 현상은 원으로 휘어지는 현상으로 보이기도 한다.
이를 '아인슈타인 고리'라고 부른다.
중력 렌즈를 이용해 별의 질량을 측정하는 것은 복잡하다.
뒤쪽 별과 앞쪽 별의 밝기 총합을 우선 계산한다.
이어 두 별이 일직선상에 있었을 때와 이를 벗어났을 때 등의 광도 변화를 측정한다.
여기에 관측자와 앞에 있는 별과의 거리를 계산한다.

이 같은 기본 데이터가 확정되면 일정 공식에 따라 항성의 질량을 알 수 있다.
중력 렌즈를 이용하면 외계 행성을 찾아낼 수 있고 암흑 물질, 블랙홀, 갈색 왜성 등도 탐험할 수 있다.
국제 연구팀은 허블 우주 망원경으로 'Stein 2051 B'를 찾아냈다.
이 별은 지구로부터 18광년 떨어져 있는 백색 왜성이다.
(다) 2014년 3월 'Stein 2051 B'는 다른 별 앞을 지나갔다.
이때 천문학자들은 뒤에 있는 항성의 위치 변화에 주목했다.
연구팀은 당시 발생한 중력 렌즈를 통해 'Stein 2051 B'의 질량이 태양의 3분의 2에 이른다는 계산에 이르렀다.
영국의 천문학자 B 박사는 '이번 연구가 일반 상대성 이론을 증명한 것'이라며 '지금까지 연구한 것 중에 정말 멋진 결과'라고 말했다.
B 박사는 '은하 중심부가 아닌 주변부에서 이 같은 현상이 파악됐다는 측면에서 아주 의미 있는 결과'라며 '중력 렌즈를 통해 항성의 질량, 행성의 진화 등 우주 과학의 새로운 데이터가 쌓이게 될 것'이라고 평가했다.
국제 연구팀은 내년을 기대하고 있다.
유럽 우주 기구(ESA)의 가이아 탐사선이 우리 은하의 별에 대한 지도를 그리고 있다.
내년에 별의 위치와 움직임을 담은 별 지도에 대한 2차 카탈로그가 나온다.
이를 통해 우리 은하 주변에 대한 중력 렌즈 현상이 더 많이 관측될 수 있을 것으로 기대하고 있다.

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<보 기>

ㄱ. (가), (나), (다) 모두 질량을 측정하는 데에 두 개의 대상이 필요하다는 것을 전제한다.

ㄴ. 별의 밝기가 다르게 나타나는 것은 그 별과 다른 별과의 위치에 의존하지만 관측자의 위치와는 무관하다.

ㄷ. 별에 영향을 주는 중력이 그 별의 질량을 변화시킨다는 것은 일반 상대성 이론에서 끌어낼 수 있다.
① ㄱ

② ㄷ

③ ㄱ, ㄴ

④ ㄱ, ㄷ

⑤ ㄴ, ㄷ