측광학

측광학은 별의 밝기(등급)와 색(색지수)을 측정하여 천체의 거리, 성간소광 및 별의 물리적 특성(온도, 표면중력, 중원소함량 등)을 알아내는 학문이다. 관측천문학의 한 분야이다. 관측천문학의 다른 분야는 측성학 및 분광학이다. 측성학은 천체의 위치와 위치변화의 연구로 천체의 거리 및 운동을 연구하는 학문이며, 분광학은 분광사진에 있는 흡수선 또는 방출선의 세기, 파장, 모양 등으로 천체의 온도, 표면중력, 원소의 함량, 시선속도 등의 물리적 특성을 연구하는 학문이다.

측광학은 관측장비 및 등급과 색지수의 기준이 되는 표준별로 정의하는 측광계로 연구의 목표를 구현한다. 관측장비는 광량을 정량적으로 측정할 수 있는 광검출기와 특정 파장의 빛만 투과하는 필터로 구성이 되며, 얻고자하는 천체의 물리적 특성에 따라 다양한 필터가 고안되었다.

목차

그림 1. 국보 228호인 천상열차분야지도에서 북두칠성 부근. 별의 밝기에 따라 크기를 다르게 표시하였다.(출처: 양홍진/한국천문학회)

기원전 2세기경 그리스의 천문학자인 히파르쿠스(Hipparchus, 기원전 190 ~ 120년 경)는 로데스 섬에 천문대를 짓고 1천여 개의 별을 관측하여 항성표를 작성하였으며, 별을 밝기에 따라 6 종류로 분류를 하였다. 즉, 별의 밝기를 1등급에서 6등급으로 구분하였다. 그후 프톨레마에우스(Ptolemaios, 영어로는 Ptolemy, 서기 100 ~ 170년 경)는 그의 저서인 알마게스트에 별자리와 별의 등급을 수록하였다. 알마게스트(Almagest)의 영향으로 별의 밝기를 나타내는 단위로서 "등급(magnitude, 겉보기등급)"이 일반적으로 사용되었다. 그림 1은 고구려의 천문도로 알려져 있는 천상열차분야지도의 일부분으로, 별의 밝기에 따라 그 크기를 다르게 표시하였다. 즉, 이 시대의 사람들도 이미 별의 밝기에 대한 개념을 갖고 있었던 것으로 추측할 수 있다.

17세기 초 갈릴레오(Galileo Galilei, 1564 ~ 1642년)는 망원경을 사용하여 천체를 관측하였다. 망원경이라는 도구를 사용함으로써 감각기관의 한계를 넘어 맨눈으로 볼 수 없는 천체를 관측할 수 있게 되었다. 망원경으로 보이는 어두운 별의 등급을 관측자가 주관적으로 기록하였으나, 익숙한 관측자들의 자료 조차도 많은 차이가 났다. 존 허셜(J. Herschel, 윌리엄 허셀의 아들, 1792 ~ 1871년), 도스(W. R. Dawes, 1799 ~ 1868년) 등 여러 천문학자들은 밝기와 등급의 관계(@@NAMATH_INLINE@@B \propto R^{-m}@@NAMATH_INLINE@@, 여기에서는 @@NAMATH_INLINE@@B@@NAMATH_INLINE@@는 밝기, @@NAMATH_INLINE@@m@@NAMATH_INLINE@@은 별의 등급을 나타낸다.)에서 비율 @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@을 구하고자 하였다. 이들이 얻었던 @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@은 2.4에서 4.0까지를 얻었으나, 도스가 얻었던 특이 값인 4를 제외하면 나머지의 평균은 2.5 근처였다. 1856년 영국 옥스퍼드의 천문학자인 포그슨(N. R. Pogson, 1829 ~ 1891년)은 1등급과 6등급 사이(즉, 5등급의 차이)에 100배의 입사광량의 차이로 규정하는 정밀한 등급계(즉, @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@이 2.512)의 도입을 제안하였다. 이렇게 도입된 등급계에서 북극성(Polaris, @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ UMi)의 밝기를 2등급으로 정의를 하였다. 그러나 북극성이 진폭이 작지만 변광성임이 밝혀지자 등급의 기준별을 직녀성(Vega, @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Lyr)으로 정하고 그 밝기를 0등급으로 정의하여 1차 표준별로 사용하였다.

1845년 피조(A. H. L. Fizeau, 1819 ~ 1896년)와 푸코(J. B. L. Foucault, 1819 ~ 1868년)가 태양의 사진을 촬영한 이래로 [첫 태양사진은 1842년 프랑스 기기제작자인 N. M. P. Lerebours(1807 ~ 1873년)가 촬영하였다], 20세기 말까지 사진은 천체의 위치와 밝기를 기록하는 가장 중요한 광검출장비였다. 사람의 눈과 기타 장비를 이용하여 위치와 밝기를 기록하던 것을, 사진을 사용하여 보다 객관적이고 정밀한 정보를 담을 수 있게 되었다. 사진술의 발전과 이를 천체관측에 적용함으로써, 정보기록의 혁신을 가져왔다. 이러한 사진자료들은 현대까지도 별의 고유운동 연구에서는 없어서는 안 될 귀중한 자료가 되고 있다.

그림 2. 북극성 근처의 사진측광 표준별(North Polar Sequence)(출처: )

1879년 하버드대학 천문대 대장이었던 피커링(E. C. Pickering, 1846 ~ 1919년)은 측광의 기준이 되는 표준별로서 북극성 주변의 별들을 사용할 것을 제안하였다. 이 별들을 North Polar Sequence라 하며, 사진측광의 기준으로 사용하였다. 북극성 주변의 표준별에 대한 정교한 관측은 레빗(H. Leavitt, 1868 ~ 1921년)이 수행하였다.

측광에서 매우 중요한 개념인 색지수를 언제부터 사용하였는지는 명확하지 않다. 피커링의 1912년도 논문에서는 별의 색에 따른 등급의 문제 때문에, A형 별을 기준으로 북극성 근처의 표준별을 설정하였다. 자오선 측광기(Meridian Photometer)로 측정한 등급과 사진등급의 차이를 언급하고 있으나, 색지수라는 표현은 사용하지 않았다. 그러나 레빗과 피커링의 1915년 논문에는 S Per의 색지수 변화를 체계적으로 측정한 자료가 있다. 20세기 초반에는 여러 산개성단 및 구상성단에 대한 색-등급도 연구를 수행하였으며, 산개성단들의 색-등급도를 비교하여 성간소광의 영향을 인식하기 시작하였다. 또한 북극성 표준별을 관측할 수 없는 남반구 하늘에도 표준성의 필요성이 제기되었다. 20세기 초반 하버드대학 천문대의 주도로 E-영역(적위 -45도 근처에 있는 9개의 영역, E1 ~ E9)과 대⋅소마젤란은하의 관측에 필요한 F-영역(적위 -70도 근처에 있는 3개의 영역, F1 ~F3)을 선정하여 관측을 수행하였다.

광전효과는 가시광 영역에서는 광량에 비례하는 수의 광전자를 방출하므로, 19세기 후반부터 광전효과를 이용한 측광을 시도하였다. 공식적으로 기록된 첫 광전측광은 아일랜드 철학자이며 천문학자인 윌리엄 몽크(William H. S. Monck, 1839-1915)이다. 1892년 왕립 인도공과대학의 수학교수였던 민친(G. M. Minchin)이 만든 셀레늄 광음극이 있는 광전지와 몽크 개인 천문대의 7.5인치 굴절망원경으로 달과 행성의 빛을 전기신호로 처음 측정을 하였다. 그러나 정밀한 광전측광이 구현되기까지 반세기의 시간이 필요하였다. 1950년대 RCA사의 1P21이라는 정밀한 광전증배관과 잡음이 적은 증폭기를 이용하여 존슨(H. L. Johnson, 1921 ~ 1980년)과 모간(W. W. Morgan, 1906 ~ 1994년)은 현재 @@NAMATH_INLINE@@UBV@@NAMATH_INLINE@@ 측광계라 명명된 3색 측광계를 완성하였다. 특히 광전증배관을 냉각함으로써, 0.01등급의 측광 정밀도를 얻을 수 있게 되었고, 이를 계기로 측광관측은 가장 정교한 관측을 수행하는 분야가 되었다. 20세기 중•후반에 걸쳐 매우 많은 종류의 측광계가 고안되고 또 천체관측에 사용되었으며, 각 측광계는 각각의 표준별을 설정하고 관측자료의 균질화와 정밀성을 추구하였다.

그림 3. 간이 광전측광기. 눈으로 관측대상 천체를 확인하는 접안렌즈와 빛의 경로를 바꾸어주는 거울, 특정파장의 빛만을 투과시키는 필터가 들어 있는 필터상자, 간이 광전증배관, 그리고 전원 공급 및 전기적 신호를 주고 받는 전자부로 구성이 되어 있다.(출처: 성환경/한국천문학회)

그림 3은 실습용으로 사용하는 간이 광전측광기의 사진이며, 각 부분의 기능은 광전측광을 참조하기 바란다. 한편 사진과 광전측광의 장점을 모두 갖춘 다양한 종류의 2차원 영상 관측장비도 사용이 되었으나, 한국에는 도입되지 않았다.

그림 4. 간이 CCD 측광기. 빛이 입사하는 부분과 필터상자, CCD 칩, 그리고 전원 공급 및 전기적 신호를 주고 받는 전자부, CCD 칩을 냉각하는 냉각팬으로 구성이 되어 있다.(출처: 성환경/한국천문학회)

1969년 미국 벨 연구소의 보일(W. Boyle, 1924 ~ 2011년)과 스미쓰(G. E. Smith, 1930년 ~)는 정보를 저장하는 매체를 개발하는 과정에서 전하결합소자(charge -coupled device, CCD)를 발명하였다. CCD는 광전증배관의 선형반응 특성과 사진의 2차원 관측 및 누적측정의 장점을 모두 갖추고 있다. 1975년 미국 제트추진 연구소의 과학자들이 레몬산의 애리조나 대학의 61인치 망원경에 Texas Instruments사에서 제작한 초기 CCD로 천왕성을 촬영한 것이 첫 CCD 관측이다. 지난 사반세기 동안 CCD를 제작하는 기술이 비약적으로 발전하여, 초창기에는 읽기잡음이 @@NAMATH_INLINE@@200 e^- @@NAMATH_INLINE@@ 수준이었지만, 이제는 @@NAMATH_INLINE@@1 e^- @@NAMATH_INLINE@@ 또는 그 이하의 읽기잡음을 얻을 수 있는 수준이 되었다. 이제 CCD는 가시광뿐만 아니라 엑스선 관측에서도 사용되는 매우 정밀한 광검출기가 되었다.

그림 4는 실습용으로 사용하는 간이 CCD 측광기의 사진이다. 측광기의 구성과 각 부분의 기능은 그림 3에 있는 간이 광전측광기와 유사하지만 CCD 측광기에는 열잡음을 줄이기 위해 CCD 칩을 냉각하는 냉각부가 있다. 고정밀도 관측이 필요한 경우 액체질소 또는 특수 액체 순환장치로 영하 100C 정도로 냉각을 하여 열잡음을 줄이지만, 실습용 CCD 측광기에서는 팬을 사용하여 냉각하는 공냉식과 액체를 순환시켜 냉각하는 수냉식이 있다.

별의 거리에 대한 정보로 별의 분포를 알 수 있고, 이를 바탕으로 구조를 연구할 수 있다. 따라서 천문학자는 측광관측으로 천체의 거리와 별의 물리량을 얻고자 한다. 별의 거리에 대한 정보는 식(1)의 거리지수 식을 이용한다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ m_\lambda - M_\lambda = 5 \log d(pc) - 5 + A_\lambda \qquad (1) @@NAMATH_DISPLAY@@

식(1)에서 @@NAMATH_INLINE@@m_\lambda, ~ M_\lambda@@NAMATH_INLINE@@는 천체의 겉보기등급과 절대등급이며, @@NAMATH_INLINE@@ d(pc)@@NAMATH_INLINE@@는 파섹 단위로 표시한 거리, 그리고 @@NAMATH_INLINE@@A_\lambda@@NAMATH_INLINE@@는 성간소광이다. 모든 별이 천구에 박혀있다(거리 @@NAMATH_INLINE@@d@@NAMATH_INLINE@@가 동일하며 성간소광 @@NAMATH_INLINE@@A_\lambda@@NAMATH_INLINE@@가 0인 경우)고 생각했던 시기에는 별의 겉보기 밝기는 곧 별의 절대 밝기에 해당하여, 따라서 고대에는 밝은 별이 중요한 의미를 가졌을 것이다. 별의 거리(연주시차)로 결정한 별의 절대등급이 별마다 차이가 있다는 것을 안 이후에는 측광관측으로 별의 절대 밝기에 대한 정보가 필요하였고, 이를 위한 인자가 색지수이다. 즉, 어떤 별의 거리를 알기 위해서는 안시등급뿐만 아니라 절대등급의 정보가 필요하고(즉, 또 하나의 독립된 정보가 추가적으로 필요하므로), 이를 색지수로부터 얻을 수 있었다. 색지수를 결정하기 위해서는 밝기를 측정하는 파장과 다른 파장의 등급이 필요하다. 1940년대에 들어 성간소광의 존재를 인식함에 따라 성간소광을 결정해야 거리를 제대로 결정할 수 있기 때문에, 성간소광을 결정할 수 있는 또 다른 독립된 정보가 필요하였다. 따라서 측광의 목표를 지향하는 측광계는 적어도 3개의 독립된 정보를 얻을 수 있어야 하며, 따라서 3개 이상의 필터로 천체(별)을 측정해야 함을 알 수 있다.

다른 한편으로 별, 특히 항성대기의 물리적 상태와 관련된 물리량을 얻고, 이를 바탕으로 별의 현재 진화상태, 내부구조에 대한 정보를 얻고자 한다. 항성대기의 물리적 특성을 나타내는 인자는 매우 많이 있으나, 이를 대표할 수 있는 인자는 식(2)에 제시한 압력척도(pressure scale height)이다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ H = \frac{k T }{ \mu m_H g } \qquad (2) @@NAMATH_DISPLAY@@

여기에서 @@NAMATH_INLINE@@ k @@NAMATH_INLINE@@는 볼츠만 상수(@@NAMATH_INLINE@@1.38 \times 10^{-16}@@NAMATH_INLINE@@ erg/K)이며, @@NAMATH_INLINE@@T@@NAMATH_INLINE@@는 온도, @@NAMATH_INLINE@@\mu@@NAMATH_INLINE@@는 평균 분자량으로 항성대기에서 화학조성의 차이를 나타낸다. @@NAMATH_INLINE@@m_{H}@@NAMATH_INLINE@@는 수소원자의 질량이며, @@NAMATH_INLINE@@g@@NAMATH_INLINE@@는 표면중력이다. 압력척도에서 2개의 상수를 제외하면, 항성대기의 물리적 특성을 규정하는 인자가 온도와 표면중력, 그리고 화학조성임을 알 수 있다. 이들 세 인자를 안다면 대기의 물리적 상태를 규정할 수 있고, 별의 내부구조와 관련된 여러 미분방정식을 적분하여 별의 내부구조에 대한 정보를 얻을 수 있다. 따라서 항성대기의 특성을 규정하는 세 개의 인자를 얻는 것이 측광관측의 또 다른 중요한 목표이다.

1950년대 이후 측광관측의 목표인 거리, 성간소광 결정, 항성대기 인자(온도, 표면중력, 중원소함량)를 결정하기 위해 다양한 측광계가 고안되었다. 측광계는 광검출기, 필터, 그리고 밝기의 기준이 되는 표준별로 정의한다. 앞에서 설명한 바와 같이 범용 측광계의 경우 3개 이상의 필터가 필수적이며, 특정 연구목적을 위해 다양한 파장과 투과폭을 갖는 여러 필터를 사용한다. 그림 5는 1950년대 이후 도입된 여러 측광계에서 사용하는 필터의 상대 투과율이다.

측광계는 관측에 사용하는 필터의 투과폭에 따라 구분하는 방식과 사용자의 범위에 따라 구분하는 방식이 있다. 필터의 투과폭에 따라서는 광대역 측광계(그림 5의 @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@, SDSS, 허블 우주망원경의 WFC3에 장착된 광대역 필터, 가이아 측성위성에서 사용하는 필터), 중대역 측광계(그림 5의 @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ & H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@(W), DDO, Walraven, Geneva 측광계), 그리고 협대역 측광계(그림 5에서 투과폭이 좁은 H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@(N) 필터)로 구분하며, 사용하는 사람이 제한적이며 특정 천문대에서만 사용하는 폐쇄형 측광계(그림 5에서 Walraven, Geneva, Vilnius 측광계)와 모든 연구자에게 공개되어 있는 개방형 측광계(그림 5에서 @@NAMATH_INLINE@@UBVRI@@NAMATH_INLINE@@, @@NAMATH_INLINE@@uvby@@NAMATH_INLINE@@ & H@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@, DDO, SDSS 측광계)가 있다. 측광계의 종류와 주요 측광계의 특성은 측광계에 상세하게 설명되어 있다.

그림 5. 여러 측광계에서 사용하는 필터의 상대 투과율(출처: 성환경/한국천문학회)

측광은 제한된 필터를 사용하여 많은 천체의 전반적인 특성을 연구하는 학문이다. 특히 항성계의 측광관측으로 항성계의 가장 기본적인 특성인 거리를 결정하며, 항성진화이론의 도움을 받아 항성계의 나이와 구성원의 진화상태를 진단한다. 또 은하와 같은 다중종족(다양한 나이와 화학조성을 갖는) 항성계의 별생성 역사 등을 연구할 수 있다. 즉, 세밀하지는 않지만 많은 천체의 전반적 특성을 연구한다. 연구하고자 하는 대상의 범위와 얻고자하는 물리량의 정밀도에 따라 측광관측에 사용하는 필터의 관측 파장대와 투과폭 등이 다르다.

지상의 측광관측으로 1% 정도의 절대 정밀도와 0.3% 정도의 상대 정밀도를 얻을 수 있다. 정밀하게 측정된 측광인자(색지수)의 눈금조정으로 별의 온도를 분광형보다 나은 정밀도로 결정할 수 있으며, 중원소함량에 대한 정보도 비교적 정확하게 얻을 수 있다. 그러나 대부분의 측광관측에서는 별의 표면중력(광도계급)에 대한 정보를 얻기는 매우 어렵다.

분광관측의 경우 측광에 비해 개개 천체의 정보를 훨씬 세밀하게 알 수 있으며, 천체들 사이의 구체적 특성의 차이(예: 개별 화학원소의 차이, 항성의 물리량 또는 진화에 대한 중요한 정보를 제공하지만 약한 분광선)를 연구할 수 있다. 그러나 분광관측으로 동일한 밝기의 천체를 관측하여 물리량을 얻기 위해서는 보다 큰 망원경이 필요하며, 적은 수의 천체만 관측할 수 있다는 약점이 있다. 최근에는 광섬유를 이용한 다천체 분광기가 일반화되고 또 거대 망원경 건설도 진행이 되고 있어, 앞으로는 분광관측이 더욱 보편화될 것이다.