별빛

1. 개요

별빛은 별에서 나오는 빛으로, 천문학 연구, 문화적 현상, 군사 기술 등 다양한 분야에서 활용된다. 망원경을 이용한 관측과 측정을 통해 별의 밝기, 분광학적 특성을 분석하며, 별빛 분광학은 별의 구성 성분, 온도, 밀도 등을 파악하는 데 기여한다. 또한, 별빛은 야간 촬영 및 천체 사진술의 주요 대상이며, 우주 먼지에 의해 편광되는 현상을 보이기도 한다. 별빛의 편광 관측은 은하 자기장 연구에 활용되며, 원편광 현상도 관찰된다.

2. 관측

별빛 관측은 망원경을 통해 이루어지며, 광도측정과 별 분광학 등 다양한 천문학 분야의 기초가 된다. 히파르코스는 최초로 별의 밝기를 등급으로 분류한 천문학자로, 육안 관측을 통해 별들을 6개의 등급으로 나누었다. 그는 가장 밝은 별을 1등급, 가장 희미한 별을 6등급으로 분류했다.

별빛은 시, 천문학, 군사 전략 등 인간 문화의 다양한 측면에 영향을 미쳤다. 미국 육군은 1950년대부터 별빛 조준경을 개발하여 야간 작전 능력을 향상시켰다. 이는 별빛, 달빛, 식물의 형광 등을 증폭시켜 어둠 속에서도 시야를 확보하는 기술이다.

관측 가능한 우주에서 별빛의 평균 색상은 우주 라테라는 황백색 계열이다. 별빛 조도는 인간 눈의 최소 조도(~0.1 mlx)와 일치하며, 달빛은 인간 눈의 최소 색상 시각 조도(~50 mlx)와 일치한다.

2.1. 분광학

별빛 분광학은 1814년 요제프 폰 프라운호퍼에 의해 개척되었다. 별빛은 연속 스펙트럼, 선 스펙트럼, 흡수 스펙트럼의 세 가지 주요 스펙트럼 유형으로 구성된다.

2.2. 오래된 별빛

2014년에 확인된 가장 오래된 별 중 하나는 SMSS J031300.36−670839.3이다. 이 별은 태양계에서 6,000광년 떨어져 있으며, 138억 년 전에 탄생한 것으로 추정된다. 이는 우주의 나이와 거의 같은 나이이다. 지구를 비추는 별빛에는 이 별로부터의 빛도 포함된다.

3. 촬영

야간 촬영에는 주로 별빛으로 조명된 피사체를 촬영하는 것이 포함된다. 밤하늘을 직접 촬영하는 것은 천체 사진술의 일부이기도 하다. 다른 사진술과 마찬가지로 과학적 탐구 및/또는 여가 활동에 사용될 수 있다. 피사체에는 야행성 동물이 포함된다. 많은 경우 별빛 사진술은 달빛의 영향을 이해해야 할 필요성과도 중복될 수 있다.

4. 편광

별빛은 성간 먼지 입자에 의해 산란되면서 부분적으로 선형 편광되는 현상을 보인다. 데이비스-그린스타인 메커니즘에 따르면, 은하 자기장에 의해 성간 먼지 입자들이 정렬되고 회전하면서 별빛이 편광된다. 이러한 편광 방향을 관측하여 은하 자기장의 구조를 연구할 수 있다. 1,000 파섹 떨어진 별의 경우 편광도는 약 1.5%이다.

초기형 별에서 나오는 빛은 본질적인 편광이 거의 없다. Kemp 등은 태양의 광학 편광을 정밀하게 측정하여 선형 편광 및 원편광 비율 모두에 대해 매우 낮은 상한값($10^\{-6\}$)을 발견했다.

4.1. 원편광

성간 매질은 비편광된 빛을 원편광으로 만들 수 있다. 이는 시선 방향에 따라 꼬인 입자 정렬이나 여러 구름을 통과하는 과정에서 발생할 수 있다. 게 성운과 같은 천체에서는 복잡한 굴절률을 가진 성간 물질 입자에 의해 선형 편광된 빛이 원편광으로 변환되는 현상이 관측된다. 광학적으로 두꺼운 별 주위 환경에서는 다중 산란으로 인해 더 큰 원편광이 생성될 수 있다.

일반적으로 별빛에서는 훨씬 작은 비율의 원편광이 발견된다. Serkowski, Mathewson 및 Ford는 UBVR 필터에서 180개 별의 편광을 측정했고, R 필터에서 최대 원편광 비율 $q\; =\; 6\; \backslash times\; 10^\{-4\}$를 발견했다.

성간 매질은 광학적으로 얇기 때문에 킬로파섹 거리의 기둥을 통과하는 별빛은 약 1등급의 소광을 겪으며, 광학 깊이는 ~ 1이다. 이는 평균적으로 별빛 광자가 하나의 성간 입자에서 산란되며, 다중 산란은 발생할 가능성이 훨씬 적다는 것을 의미한다. 관측적으로, 선형 편광 비율 p ~ 0.015는 단일 산란에서 나타나며, 다중 산란에 의한 원편광은 $p^\{2\}$에 비례하므로, 원편광 비율은 $q\; \backslash sim\; 2\; \backslash times\; 10^\{-4\}$로 예상할 수 있다.

성간 매질은 서로 다른 방향으로 정렬된 길쭉한 성간 입자로부터 순차적인 산란을 통해 비편광된 빛으로부터 원편광을 생성할 수 있다. 은하 자기장의 변화로 인해 시선 방향을 따라 꼬인 입자 정렬이 발생하거나, 시선이 여러 구름을 통과할 수 있다. 이러한 메커니즘에서 예상되는 최대 원편광 비율은 $q\; \backslash sim\; p^\{2\}$이며, 여기서 $p$는 선형 편광 빛의 비율이다.

광학적으로 두꺼운 별 주위 환경은 성간 매질보다 훨씬 큰 원편광을 생성할 수 있다. 별 근처에서 광학적으로 두꺼운 비대칭 별 주위 먼지 구름에서 다중 산란을 통해 선형 편광된 빛이 원편광이 될 수 있다.