광도측정법

이같은 측정을 통해 구조·온도·거리·나이 등에 관한 정보를 많이 얻을 수 있다.

별의 겉보기 밝기는 그리스 천문학자들에 의해 처음으로 관측되었다.

BC 130년경 히파르코스는 별을 밝기에 따라 여러 종류의 등급으로 나누는 체계를 사용했다.

가장 밝은 등급은 1등급, 그 다음 밝은 별은 2등급, 그리고 같은 간격으로 계속 낮은 등급으로 내려가 맨눈으로 보아서 가장 어두운 별을 6등급이라 불렀다. 17세기에는 망원경이 천문학에 이용되면서 더 어두운 별들이 많이 발견되었고, 등급 척도도 7, 8등급 등으로 늘어났다(실시등급).

19세기초 이 등급의 간격은 지구에서 받는 빛에너지의 양의 비에 비례하며 5등급 차이는 약 100배 정도 밝기가 차이난다는 것을 실험을 통해 밝혀냈다.

1856년에 N. 포그슨은 이 비율을 등급척도로 정의하여, 밝기 차이가 한 등급이면 빛의 세기는 2.5188배가 되고 5등급이면 (2.5188)⁵, 즉 꼭 100배가 되도록 했다. 밝기 차이가 한 등급이 되지 않을 경우에는 소수점을 이용하여 나타냈다. 또한 등급의 기준은 전통적으로 6등급으로 분류되었던 많은 별에 대해 최소한의 영향이 미치도록 선택되었다.

그결과로 밝은 별 가운데 몇몇은 등급이 0 이하(음수) 값을 갖게 되었다.

사진술의 이용은 별의 밝기를 처음으로 객관적으로 잴 수 있게 했다(천체사진). 맨눈이 녹색이나 황색 파장에 가장 민감한 것과는 대조적으로 사진건판은 보라색 및 자외선에 민감하기 때문에 서로 다른 2가지 등급척도, 즉 안시등급(眼視等級)과 사진등급(寫眞等級)이 생겨났다.

하나의 별에 대한 이들 두 척도 사이의 등급 차이를 나중에 색지수(色指數)라 했고, 이것으로 별의 표면 온도를 측정할 수 있음을 알게 되었다.

19세기에는 특히 하버드의 E. 피커링이, 별의 밝기는 대부분 변하지 않지만 5종류의 변광성(變光星)이 있다는 것을 관측을 통해 밝혔다. 그 가운데 가장 두드러진 것은 신성(新星)으로, 갑자기 10등급 또는 그 이상 더 밝아졌다가 다시 천천히 어두워지는 별이다.

일정하게 밝기 변화를 보이는 별에는 3가지의 유형이 있다.

가장 단순한 것은 서로를 중심으로 공전하는 한 쌍의 별로 된 식쌍성(蝕雙星)으로, 지구에서는 서로 규칙적으로 가리는 것처럼 보인다. 2번째 유형은 장주기 변광성(長週期變光星)으로, 미라세티는 332일을 주기로 2등급에서 9등급 사이를 오르내린다. 잘 알려진 δ세페이에서 이름을 딴 세페이드 변광성이라는 3번째 유형은 더욱 빠른 주기로 변화하지만 그 변화의 폭이 좁다.

5번째 부류는 불규칙 변광성(不規則變光星)으로, 식별할 수 없는 형태로 작은 밝기변화를 보이는데, 1등급의 예로 베텔기우스가 있다.

이들 5무리 가운데 세페이드 변광성이 가장 중요하다. 그 이유는 이들의 변화주기가 절대밝기와 관계가 있어 이들이 관측되는 성단이나 은하까지의 거리를 재는 데 이용될 수 있기 때문이다.

1940년 이후 천문학의 광도측정법은 사진 측광기를 이용하다가 광전 측광기를 이용하게 되면서 감도와 파장 면에서 광범위하게 확장되었다. 현재 관측되는 가장 어두운 별은 24등급쯤 된다. 등급은 가시영역뿐 아니라 자외선 및 적외선 영역에서도 측정된다(광전효과).

1950년대 초반 H. L. 존슨과 W. W. 모건은 가장 널리 사용되고 있는 광도측정 분류체계인 UBV계를 소개했는데, 이는 자외선과 청색, 또 가장 널리 쓰이는 가시광선 등 3가지의 파장대를 사용한다.

더 정교한 체계에서는 더 많은 측정법을 사용할 수 있으며, 대개는 가시광선과 자외선 영역을 더 세분하거나 혹은 파장대를 적외선 영역까지 확장하는 방법을 쓴다. 오늘날 측정 정밀도는 대개 0.01등급 정도이며 현대 실험에서 가장 어려운 점은 하늘 자체가 빛을 낸다는 점으로 주로 상층대기에서 광화학반응이 일어나기 때문이다.

관측한계는 가시광선에서 하늘밝기의 1/1,000이며, 적외선에서는 1/1,000,000 정도이다.

광도측정작업은 관측시간과 관측의 복잡함을 항상 잘 절충하는 것이다. 넓은 파장역의 측정은 몇 번으로 금방 할 수 있으나, 더 많은 색을 사용하여 등급을 측정할수록 그 별에 대한 더 많은 성질을 밝힐 수 있다. 가장 간단한 측정은 별의 유효 온도를 재는 것이나 더 넓은 파장역에 대한 자료를 얻으면 거성(巨星)·왜성(矮星)의 구별, 별에 금속이 많은지 적은지의 판단, 표면중력의 결정, 성간티끌이 별의 복사에 미치는 영향의 추정 등을 할 수 있다.