측광계

측광계는 천체의 등급과 색지수를 측정하여 천체의 물리적 특성(거리, 성간소광, 유효온도, 표면중력, 중원소함량 등)을 연구하는 측광학의 목표를 구현하기 위한 관측장비(광검출기와 필터)와 표준별, 측광인자의 눈금조정을 포함하는 총체이다. 천체의 물리적 특성을 얻기 위해서는 3개 이상의 필터를 사용한 관측이 필수적이다. 각 필터의 중심 파장과 투과폭은 연구 목적에 의해 결정된다.

측광계는 관측에 사용하는 필터의 투과폭에 따라 구분하는 방식과 사용자의 범위에 따라 구분하는 방식이 있다. 필터의 투과폭에 따라서는 광대역 측광계, 중대역 측광계, 그리고 협대역 측광계로 구분하며, 사용하는 사람이 제한적이며 특정 천문대에서만 사용하는 폐쇄형 측광계와 모든 연구자에게 공개되어 있는 개방형 측광계가 있다.

목차

변천사

인류는 선사시대부터 수천 년 동안 눈을 사용하여 천체를 관측하였다. 망원경이 발명된 이후에도 상당기간 눈이 천체의 빛 신호를 검출하는 유일한 검출기였다. 19세기 초 사진술이 발명이 되었으나 초기에는 감도가 매우 낮아 천체를 관측할 수가 어려웠고, 19세기 중반이 되어서야 비로소 태양을 촬영할 수 있었다. 감도가 높은 감광유제가 개발됨에 따라 19세기 후반부터 사진이 천체의 광량과 위치에 대한 정보를 기록하는 가장 중요한 광검출기로 자리잡았다. 매우 안정적인 광전증배관이 개발된 20세기 중반 이후에도 사진은 장시간 빛 신호를 누적을 할 수 있는 장점과 2차원 광검출기라는 장점 때문에 20세기 후반까지도 천체의 신호를 검출하는 가장 중요한 광검출기였다.

영상증폭장치(image intensifier), 미세채널판 광전증배관(microchannel plate), TV 형태의 2차원 광검출기가 관측에 사용되었으나 한국에는 도입이 되지 않았다. 1990년대 초반 광전증배관의 장점을 모두 갖춘 CCD가 도입되었다. 처음 도입된 CCD는 화소의 수가 @@NAMATH_INLINE@@512 \times 512@@NAMATH_INLINE@@개이지만 읽기잡음이 매우 적고, 최대 양자효율(quantum efficiency - 다음 절의 설명 참조)이 약 50%인 포토메트릭스(Photometrics Co.) 사의 PM512 칩이었다. 이 CCD 칩은 전면 주사방식이 아니었지만 '인' 성분의 물질을 증착하여 자외선 파장에서도 약 10% 정도의 양자효율을 갖고 있었다(그림 2 참조).

1990년대 CCD 칩의 후면을 얇게 연마하여 자외선 빛의 흡수를 매우 낮춘 후면 주사방식의 CCD가 개발되었다. 후면 주사방식 CCD는 적색광에서 양자효율이 90%를 넘으며, 엑스선, 자외선에서 @@NAMATH_INLINE@@\sim 1.1 \mu m@@NAMATH_INLINE@@의 근적외선까지 광전효과를 일으킨다. 관측의 효율을 높이기 위해 CCD 칩에 여러 개의 읽기 단자를 설치하거나 여러 개의 CCD 칩을 배열시킨 모자잌 CCD를 만들어 관측한다. 그림 1은 한국천문연구원의 KMTNet 망원경에 장착된 CCD의 사진이다. KMTNet의 CCD 칩의 화소 수는 @@NAMATH_INLINE@@9 k \times 9k@@NAMATH_INLINE@@이고, CCD 자료를 읽는 시간을 절약하기 위해 8개의 읽기단자가 설치있으며, 관측 시야를 확장하기 위해 @@NAMATH_INLINE@@9 k \times 9k@@NAMATH_INLINE@@ CCD 칩을 @@NAMATH_INLINE@@2 \times 2@@NAMATH_INLINE@@로 배열하였다.

양자효율

천문학은 천체에서 오는 미약한 신호를 검출해야 하므로, 빛을 검출하는 장치는 효율이 높아야 할 뿐만 아니라 불필요한 잡음이 발생하지 않아야 한다. 광검출기가 빛(광자)에 대해 얼마나 효율적으로 반응하여 신호를 생성하는가를 나타내는 인자가 양자효율이다. 양자효율(quantum efficiency)은 입사한 광자 수에 대한 검출된 광전자의 수의 비율을 나타내며, 광전효과(표제어 '광전측광' 참조)와 같이 입사 광량(입사 광자 수)에 비례하는 수의 광전자를 방출하는 경우에 적용을 할 수 있는 용어이다. 광전측광에 사용하는 광전증배관의 경우 광음극으로 사용하는 반도체의 물질에 따라 빛에 반응하는 정도가 다르므로, 양자효율은 파장의 함수이다.

그림 2는 주요 광검출기의 양자효율이다. 사람의 눈은 생화학 반응으로 빛을 감지하며, 사진은 광화학 반응으로 신호를 검출하므로, 엄밀하게는 양자효율로 표시할 수 없지만 양지효율로 근사하였을 경우를 나타낸다. 사람의 눈은 녹색빛에서 최대 1% 정도의 효율을 보이지만, @@NAMATH_INLINE@@1 \over 15@@NAMATH_INLINE@@초 이상의 누적을 할 수 없는 단점이 있다. 사진의 경우 감광유제마다 파장에 따른 효율이 다르다. 최대 효율은 2% 정도로 낮지만 오랜시간 노출을 주어 누적을 할 수 있다는 장점이 있다. 이 장점 때문에 장시간 노출을 준 사진에서는 눈으로 볼 수 있는 한계등급보다 1 ~ 2등급 정도 어두운 천체까지 관측을 할 수 있었다. 광전증배관은 RCA사의 1P21 광전증배관의 양자효율이며, 전면주사 CCD는 1990년대 서울대학교에 도입되었던 Photometrics 사의 PM512 CCD의 양자효율이다. @@NAMATH_INLINE@@4300 Å@@NAMATH_INLINE@@보다 단파장에서 양자효율이 나누어지는 데, 양자효율이 낮은 선은 전면주사 CCD의 전형적인 양자효율이며, 양자효율이 10% 정도를 보이는 위의 선은 '인' 성분의 화합물을 증착하여 자외선 빛에도 반응을 하도록 만든 것이다. 후면주사 CCD는 한국천문연구원의 KMTNet에 사용하는 E2V사의 CCD290-99 칩의 양자효율이다. 사람의 눈과 사진의 양자효율은 매우 낮아 오른쪽 그림처럼 대수척도로 그렸을 때 파장에 따른 반응을 볼 수 있다. CCD 칩의 경우 칩 표면에 어떤 종류의 정착을 하느냐에 따라 양자효율이 달라진다.

20세기 중⋅후반에 걸쳐 많은 측광계가 설계되었으며, 각각의 측광계는 주된 연구대상에 따라 고유의 투과 파장대와 투과폭을 설정하였다. 따라서 측광계는 필터의 중심 파장(@@NAMATH_INLINE@@\lambda_0@@NAMATH_INLINE@@)과 투과폭(@@NAMATH_INLINE@@\Delta \lambda@@NAMATH_INLINE@@)으로 정의한다. 그림 3은 가상적인 필터의 투과함수(@@NAMATH_INLINE@@T(\lambda)@@NAMATH_INLINE@@)를 보인 것이다. 필터의 중심파장은 식(1)과 같이 정의할 수 있지만 그림 3과 같이 투과율이 최대인 파장 @@NAMATH_INLINE@@\lambda_{peak}@@NAMATH_INLINE@@을 사용하기도 한다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ \lambda_0 \equiv \frac{\int_{\lambda_{min}}^{\lambda_{max}} \lambda \cdot T(\lambda)\, d \lambda} {\int_{\lambda_{min}}^{\lambda_{max}} T(\lambda)\, d\lambda} \qquad (1) @@NAMATH_DISPLAY@@

실제 관측에서는 별의 에너지 분포에 따라 중심파장이 달라질 수 있다. 따라서 파장에 따른 별의 에너지 분포(@@NAMATH_INLINE@@ E(\lambda) @@NAMATH_INLINE@@)를 고려한 유효파장(effective wavelength)을 사용하기도 한다. 유효파장은 식(2)와 같이 정의한다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ \lambda_{eff} \equiv \frac{\int_{\lambda_{min}}^{\lambda_{max}} \lambda \cdot T(\lambda)\cdot E(\lambda)\, d \lambda}{\int_{\lambda_{min}}^{\lambda_{max}} T(\lambda)\cdot E(\lambda)\, d\lambda} \qquad (2) @@NAMATH_DISPLAY@@

필터의 중심파장 설정은 관측으로 얻고자하는 물리량과 직접 관련이 있다. 가시광 파장대에서 천체의 밝기를 측정하는 필터의 경우 강한 흡수선이 없고, 약한 흡수선도 비교적 적은 파장대를 선정하여야 하며, 또 별의 온도를 얻기 위한 색지수는 연속복사의 기울기를 측정하여야 하므로 역시 흡수선이 많지 않은 파장대를 측정하여야 할 것이다. 성간소광은 단파장일수록 영향이 크게 나타나므로, 단파장을 측정하는 필터와 장파장을 측정하는 필터의 파장 차이가 큰 것이 유용할 것이다. G, K형 별에 대한 DDO 측광계를 제외하면 측광관측으로 별의 광도계급 또는 표면중력에 대한 정보를 얻는 것은 쉽지 않다. 별의 중원소함량에 대한 정보를 얻기 위해서는 중원소에 의한 흡수선들이 주로 나타나는 @@NAMATH_INLINE@@\lambda \lesssim 4300 Å@@NAMATH_INLINE@@을 관측할 필요가 있다. 그러나 O ~ A형 별은 온도가 높아 대부분의 중원소들이 두번 또는 그 이상 전리가 되어 가시광 파장대에는 흡수선이 많지 않아 중원소함량을 결정하기 어렵다.

필터의 투과폭도 필터의 특성을 규정하는 중요한 인자이다. 필터의 투과폭 @@NAMATH_INLINE@@ \Delta\lambda@@NAMATH_INLINE@@를 최대 투과율의 반이 되는 파장의 폭인 반치전폭(@@NAMATH_INLINE@@\Delta\lambda_{FWHM}@@NAMATH_INLINE@@: full width at half maximum)을 사용하거나 특정 투과율을 보이는 파장의 폭을 사용하기도 한다. 특히 그림 3과 같이 필터의 투과율이 좌우대칭이 아닌 경우에는 @@NAMATH_INLINE@@\Delta\lambda_{0.1}@@NAMATH_INLINE@@을 사용하는 것이 투과폭의 더 나은 표현일 수 있다. 가장 일반적으로 사용하는 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@측광계는 투과폭이 약 @@NAMATH_INLINE@@1000 Å@@NAMATH_INLINE@@인 측광계이다.

존슨과 모간은 1953년 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계의 도입 논문에서 기존 측광계을 검토하고, 표준별의 조건을 제시하였다. 그들은 1. H-R도의 모든 종류의 별들의 성간소광을 받지 않은 등급과 색지수를 포함하여야 하며, 2. 다양한 광도계급의 별에 대한 성간소광을 받은 측광자료가 포함되어야 하며, 3. 자외선에서 적외선에 걸친 색지수가 포함되어야 하며, 4. 특정 분광형의 별로 색지수의 영점을 결정해야 함을 제시하였다. 뿐만 아니라 하늘의 제한된 영역에서는 1의 조건을 만족할 수 없으므로, 전 하늘에 분포하며, 매우 밝은 별까지 포함하는 표준별의 필요성을 제시하였다.

그러나 모든 분광형의 별들이 1의 조건을 만족할 수는 없다. 즉, O형 별 또는 초거성의 경우 성간소광을 받지 않은 별이 거의 없다. 또 양자효율이 매우 높은 CCD가 개발된 이후에는 기존의 밝은 표준별을 관측할 수가 없다. 2차원 광검출기인 CCD의 관측효율을 높이기 위해서는 다수의 표준별이 하늘의 좁은 영역에 넓은 색지수 범위에 걸쳐 분포하는 것이 매우 중요해졌다.

20세기 중반 이후에 고안된 여러 측광계들 중에서 대표적인 측광계에서 사용하는 필터의 투과함수는 '측광학'의 그림 5에 제시되어 있다. 측광계는 필터의 투과폭에 따른 분류와 사용자에 따른 분류가 있으나, 양자효율이 매우 좋은 CCD가 개발 된 이후에는 연구에 목적에 따라 다양한 필터를 사용하여 측광연구를 수행하고 있다. 특히 대규모 탐사관측이 다양하게 수행되고 있는 21세기에는 탐사관측이 지향하는 연구목적에 맞는 파장대를 관측하는 측광계가 출현할 것이다.

투과폭에 따른 분류

관측에 사용하는 필터의 투과폭에 따라 투과폭이 @@NAMATH_INLINE@@1000Å@@NAMATH_INLINE@@ 또는 그 이상인 광대역 측광계, 투과폭이 @@NAMATH_INLINE@@100 Å \sim 300 Å@@NAMATH_INLINE@@인 중대역 측광계, 그리고 @@NAMATH_INLINE@@100 Å@@NAMATH_INLINE@@ 이하인 협대역 측광계로 구분한다. 투과폭이 넓을수록 어두운 천체를 관측할 수 있기 때문에, 광대역 측광계는 대규모 탐사관측이나 많은 천체들의 분포, 물리량 등의 전반적인 특성의 연구에 적합하지만 상세한 정보를 얻기는 어렵다. 반면 투과폭이 좁을수록 분광선의 특성을 잘 반영할 수 있어, 천체의 물리적 특성을 보다 상세하게 연구할 수 있다. 20세기 후반부터 빛에 대한 반응이 매우 좋은 CCD가 광검출기로 사용하면서 특정 투과폭의 필터만을 사용하기 보다는 연구의 목적달성을 위해 광대역 필터와 협대역 필터를 함께 사용하는 측광이 많이 이루어진다.

광대역 측광계

필터의 투과폭이 약 @@NAMATH_INLINE@@1000 Å@@NAMATH_INLINE@@ 또는 그 이상인 측광계로, 존슨의 @@NAMATH_INLINE@@UBVRIJHKLM@@NAMATH_INLINE@@ 측광계, 와싱턴대학교에서 고안한 와싱턴측광계(@@NAMATH_INLINE@@C M T_1 T_2 @@NAMATH_INLINE@@), SDSS @@NAMATH_INLINE@@ugriz@@NAMATH_INLINE@@, 히파르코스 측성위성에서 사용한 @@NAMATH_INLINE@@H_P, ~B_T, ~V_T@@NAMATH_INLINE@@, 허블 우주망원경에서 사용하는 F336W, F438W, F555W, F625W, F814W, 그리고 가이아(Gaia) 측성위성에서 사용하는 @@NAMATH_INLINE@@ G, ~G_{BP}, ~ G_{RP}@@NAMATH_INLINE@@ 등이 있다.

중대역 측광계

특정 분광형의 별들에 대해 보다 정확한 물리량을 얻을 목적으로 설계한 측광계로, 필터의 투과폭 @@NAMATH_INLINE@@100 Å \sim 300 Å@@NAMATH_INLINE@@이다. 중대역 측광계에는 스트룀그렌의 @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ 측광계, 캐나다의 David Dunlap 천문대에서 G, K형 거성의 연구를 위해 고안한 DDO 측광계, 제네바천문대에서 고안한 UBB@@NAMATH_INLINE@@{}_1@@NAMATH_INLINE@@B@@NAMATH_INLINE@@{}_2@@NAMATH_INLINE@@VV@@NAMATH_INLINE@@{}_1@@NAMATH_INLINE@@G 측광계, 빌뉴스(Vilnius) 천문대에서 고안한 UPXYZVS 측광계, 발라벤(Walraven) VBLUW 측광계, 허블 우주망원경의 F390M, F410M, F467M 필터 등이 있다.

협대역 측광계

Oke AB 등급계와 Wing 8색계 등이 있다. H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 방출선 유무를 확인하기 위한 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 필터, H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 선의 세기를 측정하여 광도에 대한 정보를 얻기 위한 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@(N)도 협대역 필터이다. 그림 4는 젊은 산개성단에 있는 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 방출이 있는 황소자리T형별의 검출하기 위해 광대역 @@NAMATH_INLINE@@VRI@@NAMATH_INLINE@@ 필터와 투과폭인 @@NAMATH_INLINE@@55 Å@@NAMATH_INLINE@@인 협대역 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 필터를 사용하여 얻은 색-등급도이다. 광대역 @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@선 근처의 연속복사의 밝기를 주며, 협대역 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@선의 세기를 측정한다. 따라서 색지수@@NAMATH_INLINE@@R-@@NAMATH_INLINE@@H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@는 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@선의 방출 유@@NAMATH_INLINE@@\cdot@@NAMATH_INLINE@@무를 준다.

사용자에 따른 분류

측광계를 구분하는 또 다른 기준으로는 개방형과 폐쇄형이 있다. 측광계를 설계한 사람이 그 측광계를 모두가 사용할 수 있도록 필터 등을 쉽게 복사할 수 있게 하며, 또 관측방법 및 표준계 변환, 표준별 등에 대한 정보를 공개하는 형태를 말한다. 일반적으로 사용하는 @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@, 또는 DDO 측광계 등은 모두 개방형 측광계이다. 개방형 측광계의 경우, 새로운 광검출기의 개발 등에 따라 계속적으로 개선되고, 따라서 원형과 거리가 멀어질 가능성이 있다.

폐쇄형 측광계는 특정 천문대에서 특정 연구목적을 위해 개발되고 또 관측도 독점적으로 수행되며, 그 관측의 결과만을 공개하는 형태의 측광계를 말한다. 발라벤 측광계, 제네바 측광계, 빌뉴스 측광계 등이 폐쇄형 측광계이다. SDSS 탐사관측과 같은 전천탐사관측이 일반화되는 시기에는 폐쇄형 측광계가 일반적인 측광계가 될 것이다

@@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@ 측광계 필터 및 확장

1950년대 존슨과 모간이 도입한 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계는 현재 가장 널리 사용되고 있는 광대역 측광계이다. 청색 파장에 민감한 RCA사의 1P21의 광전증배관의 개발과 잡음이 작은 증폭기의 개발에 힘입어, 1953년 존슨과 모간은 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계를 설정하고 표준별 자료를 발표하였다. 이 측광계의 @@NAMATH_INLINE@@B@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 사진건판의 반응함수와 유사하며, @@NAMATH_INLINE@@V@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 사람의 눈의 반응함수와 유사하도록 설계하였고 성간소광을 구하기 위해 자외선 파장대의 에너지를 측정하는 @@NAMATH_INLINE@@U@@NAMATH_INLINE@@ 필터를 추가하였다. 그림 5의 상단은 @@NAMATH_INLINE@@ UBVRI @@NAMATH_INLINE@@ 필터의 투과함수와 주요 분광형을 갖는 별의 에너지 분포를 나타낸 것이다.

1950년 초부터 적색광 측광을 위한 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@ 측광을 시작하였으나, 큰 잡음 때문에 유용성이 낮았다. 1950년대 말 크론(G. Kron 1913 ~ 2012년)은 적색광에 민감한 S1 광전증배관의 유용성을 보고하였으며, 존슨과 동료들도 밝은 별의 측광으로 존슨의 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@ 측광계를 설정하였다. 그러나 존슨의 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 반응범위가 장파장까지 펼쳐지는 문제가 있어, 현재 사용되고 있는 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@ 필터는 크론이 설계하고, 남아프리카공화국 천문대의 커즌(A. W. J. Cousins)이 사용했던 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@가 주로 사용되고 있다. 이후 존슨은 측광의 영역을 중적외선 영역까지 측광계를 확장하였다. 아래 표 1은 @@NAMATH_INLINE@@UBVRIJHKLM@@NAMATH_INLINE@@ 필터의 중심파장과 투과폭이며, @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@ 필터의 투과함수와 색지수와 항성대기 물리량, 성간소광의 추정 등은 표제어 '색지수'를 참고하기 바란다.

표준별

@@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광의 표준별은 존슨과 모간이 제시한 표준별의 조건 1, 2, 4를 만족하도록 설정을 하였다. 조건 1을 만족하기 위해서 MK 분광분류의 표준별을 대부분 포함하였으며, 균일한 항성계의 주계열성의 관계를 설정하기 위해 산개성단 프레세페, 플레이아데스, IC 4665를 관측하여 2차 표준별로 설정하였다. 조건 4의 색지수 영점은 분광형이 A0V인 별의 모든 색지수를 0으로, gK0(= K0III) 별의 @@NAMATH_INLINE@@B-V@@NAMATH_INLINE@@를 1.0으로 설정하였다. 존슨과 모간이 처음 발표한 표준별은 대부분 매우 밝고, 상당수의 변광성이 포함이 되어 있으며, 관측횟수가 많지 않아 정밀도가 매우 높지는 않았다.

남아프리카공화국 천문대의 커즌(A. W. J. Cousins)는 1960년대 초 천구적도의 별들의 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광을 수행하였다. 이를 바탕으로 1960년대 후반에는 적위 @@NAMATH_INLINE@@ \sim -45^\circ@@NAMATH_INLINE@@의 E-영역과 대@@NAMATH_INLINE@@\cdot@@NAMATH_INLINE@@소 마젤란은하 관측을 위한 F-영역 표준별을 관측하였고, 1980년대 이후에는 남아프리카공화국 천문대의 여러 천문학자들이 관측을 지속하고 있다. E-영역 표준별은 매우 정밀하지만 대부분 매우 밝으며, 넓은 하늘에 퍼져 있어 CCD 측광에 적당하지 않아, 이 표준별을 사용하는 관측자는 많지 않다.

1970년대 초반부터 란돌트(A. Landolt)는 천구적도의 SA 92 ~ SA 115 영역의 표준별을 설정하고 대체로 매 10년마다 갱신된 표준별 측광자료를 발표하고 있다. 1973년의 첫 논문에서는 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광자료만 발표를 하였으나 1983년도 논문에서는 커즌의 @@NAMATH_INLINE@@RI@@NAMATH_INLINE@@를 채택한 @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@ 측광자료를 발표하였다. 1992년부터는 어두운 별로 확장을 하였고, 청색 및 적색 표준별을 다수 포함하였고, 좁은 시야에 많은 표준별이 있어 CCD 관측자들이 선호하는 표준별이다. 뿐만 아니라 천구적도에 있기 때문에 남@@NAMATH_INLINE@@\cdot@@NAMATH_INLINE@@북반구에서 모두 사용할 수 있는 장점도 있다.

uvby 및 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 측광계

덴마크 출신 천문학자인 스트룀그렌(B. Strögrem)은 투과폭이 @@NAMATH_INLINE@@80 \sim 120 Å@@NAMATH_INLINE@@인 26개의 간섭필터를 사용하여 @@NAMATH_INLINE@@\lambda\lambda 3500 \sim 5500@@NAMATH_INLINE@@ 파장대에서 110개 별의 측광을 수행하였다. 측광으로 모간과 키난의 2차원 분광분류를 구현하고자 스트룀그렌 @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ 4색계를 고안하였다. 특히 이 측광계는 B, A, F형 별의 물리량을 도출하기 위해 주로 사용하였으며, 측광계의 유용성을 확장하기 위해 크로포드(D. L. Crawford)의 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 필터를 함께 사용한다. 이 필터의 투과특성은 그림 6에 있다. 이 측광계는 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계와는 달리 색지수 자체를 물리량을 도출하는 인자로 사용하기 보다는, 색지수의 차이인 @@NAMATH_INLINE@@c_1 \equiv(u-v) -(v-b)@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@m_1 \equiv(u-b) -(b-y)@@NAMATH_INLINE@@ 인자를 분광형 및 광도계급 분류에 주로 사용한다. @@NAMATH_INLINE@@c_1@@NAMATH_INLINE@@ 인자는 발머 불연속(Balmer discontinuity)의 크기를 측정하는 인자이며, @@NAMATH_INLINE@@m_1@@NAMATH_INLINE@@ 인자는 중원소들의 흡수선의 효과를 측정한다.

한편 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 인자는 투과폭이 약 @@NAMATH_INLINE@@150Å@@NAMATH_INLINE@@인 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@(W)로 측정한 등급과 투과폭이 약 @@NAMATH_INLINE@@30Å@@NAMATH_INLINE@@인 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@(N) 필터로 측정한 등급의 차이로, 절대등급을 나타내는 인자로 사용한다. 또 위에서 정의한 @@NAMATH_INLINE@@c_1@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@m_1@@NAMATH_INLINE@@ 인자 그 자체보다는 성간소광에 무관한 인자인 @@NAMATH_INLINE@@[c_1](\equiv c_1 - 0.20(b-y))@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@[m_1](\equiv m_1 - 0.18(b-y))@@NAMATH_INLINE@@를 사용하기도 한다.

그림 7에서 볼 수 있듯이 @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ & H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 측광계의 색-색도에서 주계열성과 거성은 구분이 거의 불가능하지만, 초거성은 확실하게 주계열성에서 벗어나 있다. 그림 6에서 볼 수 있듯이 주계열성보다 초거성의 발머 불연속의 크기가 작기 때문에 @@NAMATH_INLINE@@[c_1]@@NAMATH_INLINE@@ 인자가 작은 값을 갖고, @@NAMATH_INLINE@@[m_1]@@NAMATH_INLINE@@ 인자도 작은 값을 갖기 때문에 왼쪽 아랫쪽에 존재한다. 오른쪽 그림의 @@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 인자의 차이로 별의 절대등급을 얻을 수 있다. @@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 인자는 OBA형 별에서는 음의 광도효과(광도가 증가할수록 발머선의 세기가 약해져 @@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@인자가 증가)를 보이지만, F와 G형 별에서는 양의 광도효과를 보임을 볼 수 있다.

O와 B형의 경우에는 중원소의 흡수선이 거의 없기 때문에 현실적으로 중원소함량을 결정할 수 없다. 그러나 만기 A형부터 F형의 경우에는 주어진 @@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 인자에 대해, @@NAMATH_INLINE@@m_1@@NAMATH_INLINE@@ 인자의 차이로부터 중원소함량을 결정할 수 있다. @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ & H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@ 측광계의 표준별은 크로포드와 동료들의 1966년 및 1970년도 논문에 있다.

DDO 측광계

DDO 측광계는 은하핵의 특성을 관측하여 은하의 종족특성을 연구하기 위해 1968년 캐나다의 데이비드 던랩 천문대(David Dunlap Observatory - DDO)의 맥클러(R. D. McClure)와 반 덴 버그(S. van den Bergh)가 설계하였다. 초기에는 외부은하의 핵과 구상성단의 관측에 사용하였으나, 성단의 측광으로부터 만기형 별의 유효온도, 표면중력, 중원소함량, 절대등급 등의 결정에 사용하였다. 또한 G, K형 별의 분광분류, 산개성단내 적색거성의 구성원 여부의 판정 등에도 사용하였다.

현재 사용되는 DDO 측광계의 필터 반응함수와 표준별은 1976년도의 맥클러 논문에 제시되어 있다. 그림 8은 DDO 필터의 투과율과 전형적인 적색거성인 @@NAMATH_INLINE@@\gamma@@NAMATH_INLINE@@ Tau의 스펙트럼이다. DDO 측광계에서는 48필터의 등급인 @@NAMATH_INLINE@@m48@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@C(45-48)@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@C(42-45)@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@C(41-42)@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@C(38-41)@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@C(35-38)@@NAMATH_INLINE@@의 5개의 색지수를 정의하여 사용한다. 그러나 @@NAMATH_INLINE@@m48@@NAMATH_INLINE@@ 등급은 거의 사용하지 않고 @@NAMATH_INLINE@@V@@NAMATH_INLINE@@ 등급을 일반적으로 사용한다. 또한 만기형 별의 경우 단파장의 광량이 매우 적기 때문에 종족 I 별들의 경우 35와 38필터는 일반적으로 사용하지 않는다. 1979년 클라크(Clark)와 맥클러는 MgH와 Mgb를 측정하여 광도계급 분류에 사용할 수 있는 51 필터를 도입하였다.

그림 8에서 볼 수 있듯이 C(45-48)는 강한 흡수선이 없는 준 연속복사 준위를 측정을 할 수 있다. 이 두 파장대는 광도계급에 따라 에너지 분포의 기울기에서 큰 차이가 있기 때문에 광도계급(또는 표면중력)를 나타내는 인자가 된다. C(42-45)는 만기형 별에거 온도에 민감한 G-띠(CH 분자선)의 전후를 측정하는 색지수로, 유효온도를 나타내는 인자이다. 41 필터는 @@NAMATH_INLINE@@\lambda\lambda 4126 \sim 4150Å@@NAMATH_INLINE@@의 CN 분자선을 측정하고, 42 필터는 @@NAMATH_INLINE@@\sim 4200Å@@NAMATH_INLINE@@의 준연속복사를 측정하므로, C(41-42)는 CN-띠의 세기를 측정한다. 원소들의 존재 비가 일정하게 유지된다면 CN-띠의 세기는 중원소함량을 나타낼 수 있다. 38 필터는 @@NAMATH_INLINE@@\lambda 3880Å@@NAMATH_INLINE@@의 CN-띠와 Ca II의 H와 K 선을 측정하므로, C(38-41)은 종족 II 별의 중원소함량을 측정한다. C(35-38)은 발머 불연속의 크기를 측정한다.

그림 9는 C(42-45)와 C(45-48)의 색-색도이다. 측광오차가 0.003등급 정도임에 비추어 볼 때, G, K형 별은 이 색-색도에서 뚜렷이 구분이 되며, 따라서 분광형 및 광도계급의 분류를 할 수 있다. 성간소광을 주어진 색-색도의 각 위치에서 성간소광을 받지 않은 별의 @@NAMATH_INLINE@@(B-V)@@NAMATH_INLINE@@ 색지수와 관측된 @@NAMATH_INLINE@@(B-V)@@NAMATH_INLINE@@ 색지수를 비교하여 구한다. 종족 I인 경우 그림 8의 주어진 위치에서 태양과 같은 중원소함량을 갖는 별의 C(41-42) 색지수의 기준값과의 차이와 별의 [Fe/H]의 관계를 얻고, 이를 바탕으로 중원소함량을 결정할 수 있다. 종족 II 별의 경우 CN-띠가 강한 별과 약한 별이 존재하므로, C(38-41) 색지수를 사용하는 것이 더 나은 선택일 수 있다.

SDSS ugriz 측광계

슬로안 디지털 전천탐사관측(Sloan Digital Sky Survey - SDSS)의 측광에 사용하는 SDSS 측광계는 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계의 단점을 극복하고 수은등과 [O I] 방출선을 피하도록 설계한 투안(T. X. Thuan)과 건(J. E. Gunn)의 중대역 4색 측광계인 @@NAMATH_INLINE@@uvgr@@NAMATH_INLINE@@ 측광계에 바탕을 두고 있다. SDSS 측광계는 별의 물리량 연구보다는 은하의 적색이동 연구를 위해 필터를 새로 정의하였다. @@NAMATH_INLINE@@uvgr@@NAMATH_INLINE@@ 4색계의 @@NAMATH_INLINE@@v@@NAMATH_INLINE@@와 @@NAMATH_INLINE@@g@@NAMATH_INLINE@@를 통합하여 광대역 @@NAMATH_INLINE@@g@@NAMATH_INLINE@@ 필터로 개조하고, 적색이동이 큰 천체의 적색이동 결정을 위해 장파장 측광용 필터인 @@NAMATH_INLINE@@i@@NAMATH_INLINE@@ 와 @@NAMATH_INLINE@@z@@NAMATH_INLINE@@ 필터를 추가하였다. SDSS 측광계의 1차 표준별은 sdF7 별인 BD +17 4708로, 이 별의 모든 색지수를 0으로 정의한다. 그림 5의 하단은 SDSS @@NAMATH_INLINE@@ugriz@@NAMATH_INLINE@@ 필터의 투과함수와 주요 분광형을 갖는 별의 에너지 분포를 나타낸 것이다.

근적외선 @@NAMATH_INLINE@@JHK@@NAMATH_INLINE@@ 측광계

근적외선 @@NAMATH_INLINE@@JKLM@@NAMATH_INLINE@@ 측광계를 처음으로 도입한 사람도 존슨이다. @@NAMATH_INLINE@@1.7 \mu m@@NAMATH_INLINE@@의 @@NAMATH_INLINE@@H@@NAMATH_INLINE@@ 파장대의 관측을 도입한 글래스(I. Glass)를 추가하여 존슨-글래스 @@NAMATH_INLINE@@JHKLM@@NAMATH_INLINE@@ 측광계라 한다. 1960년대에는 안정적인 적외선 광검출기가 없었으며, 필터도 투과함수가 명확하지 않았거나 또는 지구대기의 근적외선 창보다 넓어, 대기 중의 수증기 양에 영향을 많이 받았기 때문에 측광정밀도가 가시광에 비해 낮았다. 또한 근적외선 측광에서 표준계 변환을 수행할 때 색지수 항을 도입하지 않아, 측광을 수행했던 천문대마다 약간씩 다른 체계를 갖고 있었다. 1988년 베쎌(M. S. Bessell)과 브렛(J. M. Brett)은 당시 독자적인 쳬계로 관측을 수행하던 근적외선 측광계를 비교하여, 상호 변환관계를 도출하고, 공통의 필터계를 제시하였다. 그림 10은 베쎌과 브렛이 제시한 근적외선 @@NAMATH_INLINE@@JHKL(L')M@@NAMATH_INLINE@@ 필터와 지구대기의 투과함수이다. @@NAMATH_INLINE@@K@@NAMATH_INLINE@@ 필터의 경우 존슨이 처음 사용한 고전적인 @@NAMATH_INLINE@@K@@NAMATH_INLINE@@ 필터보다 단파장으로 중심파장을 옮긴 @@NAMATH_INLINE@@K'@@NAMATH_INLINE@@ 필터와 대기의 영향을 줄이기 위해 장파장의 투과만을 억제한 @@NAMATH_INLINE@@Ks@@NAMATH_INLINE@@ 필터가 관측에 사용이 되기도 한다. 2MASS(2-micron all sky survey) 탐사관측에서도 @@NAMATH_INLINE@@Ks@@NAMATH_INLINE@@ 필터가 사용이 되었다. 보다 긴 파장대를 측정하는 @@NAMATH_INLINE@@L(L')@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@M@@NAMATH_INLINE@@은 망원경 등 기기에 의한 열 잡음도 심각하므로, 지상의 관측은 매우 제한적이다.

최근 근적외선 광검출기의 발전이 이루어졌으며, 적응광학의 적용으로 가시광보다 나은 각 분해능 영상관측이 가능하고, 또 성간소광의 영향을 적게 받는 장점 때문에 적외선 관측의 유용성이 증가되고 있다.