소광

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.

1. 개요
2. 역사
3. 성간 소광 (성간 적색화)
- 3.1. 일반적인 특징
  - 3.1.1. 2175 옹스트롬 특징
  - 3.1.2. 천체의 소광 측정
- 3.2. 색 초과
4. 우리 은하의 소광
5. 외부 은하의 소광 곡선
6. 대기 소광
참조

1. 개요

소광은 별빛이 우주 공간의 미세 입자(주로 우주 먼지)에 의해 흡수되거나 산란되어 약해지는 현상이다. 1784년 윌리엄 허셜이 최초로 관측했으며, 파장이 짧을수록 소광 효과가 커서 천체가 붉게 보이는 성간 적색화 현상이 나타난다. 소광은 성간 먼지의 덩어리짐으로 인해 킬로파섹당 약 0.7~1등급으로 나타나며, 2175옹스트롬에서 넓은 '범프'가 나타나는 특징이 있다. 우리 은하에서는 은하 중심 방향으로 소광이 심하며, 외부 은하의 소광 곡선은 은하마다 성간 매질의 조성에 따라 다르다. 대기 소광은 레일리 산란, 입자 산란, 분자 흡수로 이루어지며, 관측소에서는 이를 보정하여 관측 결과를 얻는다.

더 읽어볼만한 페이지

관측천문학 - 천정
천정은 관측자의 머리 바로 위 천구상의 점으로, 천정각 측정의 기준 방향으로 사용되며, 태양의 위치, 기블라 관측, 천정 망원경, 천체항해, 그리고 지심 천정과 측지 천정의 구분에 활용된다.
관측천문학 - 달의 위상
달의 위상은 달이 지구 주위를 공전하면서 태양과의 상대적 위치 변화에 따라 삭, 상현달, 망, 하현달 등의 다양한 형태로 나타나며, 약 29.5일의 주기로 변화하고 달력, 전통 문화 등 다양한 분야에서 활용된다.

소광
현상 개요
설명	빛이 천체와 관측자 사이의 공간을 이동할 때 겪는 흡수 및 산란 과정
관련 현상	성간 적색화 소광 법칙
원인
주요 원인	성간 물질 (주로 먼지 입자)에 의한 흡수 및 산란
영향
관측 결과	천체의 밝기 감소 및 색 변화 (주로 적색화)
거리 측정	천체의 실제 거리 추정 시 고려해야 할 중요한 요소
측정 및 보정
방법	다양한 파장에서의 밝기 측정 및 소광 법칙 적용
추가 정보
관련 연구 분야	성간 매질 연구 은하 진화 연구
참고 자료
참고 문헌	R. J. Trumpler (1930). "Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters". Lick Observatory Bulletin. 14 (420): 154–188. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T Hannu Karttunen (2003). Fundamental astronomy. Physics and Astronomy Online Library. Springer. p. 289. ISBN 978-3-540-00179-9. Douglas C. B. Whittet (2003). Dust in the Galactic Environment (2nd ed.). Series in Astronomy and Astrophysics. CRC Press. p. 10. ISBN 978-0750306249.

2. 역사

1784년 윌리엄 허셜은 밤하늘에 항성이 전혀 보이지 않는 영역을 관측했는데, 이는 우주 공간에서 천체의 빛이 감광을 받은 결과가 처음 기록된 사례로 여겨진다.^[1]

허셜의 발견 이후에도, 왜 별이 보이지 않는지에 대한 이해는 진전되지 않았다. 수십 년 후, 빌헬름 슈트루베는 태양으로부터 멀어질수록 단위 부피당 보이는 항성의 수가 적어지는 것을 알아차렸다. 슈트루베는 성간 공간에서 어떤 효과에 의해 천체의 빛이 어두워진다고 가정하고, 1kpc (약 3,260광년) 멀어질 때마다 1등급 어두워진다고 추정했다. 이는 현대의 감광 법칙(대략 1kpc당 0.7~1등급)과 유사하다.^[2]

20세기에 들어, 감광은 희박한 성간 물질이 천체의 빛을 흡수·산란함으로써 일어난다고 생각하게 되었으며, 1930년 트럼플러가 결정적인 증거를 제시했다. 트럼플러는 감광이 은하면 부근에서 주로 일어나고, 먼 천체일수록 본래의 색보다 붉게 보이며, 짧은 파장의 빛이 더 큰 감광을 받는 파장 의존성을 밝혀냈다.^[3]

3. 성간 소광 (성간 적색화)

성간 적색화는 성간 소광과 관련된 현상으로, 전자기파의 복사원 스펙트럼이 해당 천체가 원래 방출한 스펙트럼과 다른 특성을 나타내는 현상이다. 적색화는 먼지와 성간 매질 내 다른 물질에 빛이 산란되어 발생한다. 성간 적색화는 스펙트럼의 왜곡 없이 주파수가 비례적으로 이동하는 적색 편이와는 다른 현상이다. 적색화는 방사 스펙트럼에서 짧은 파장의 광자를 우선적으로 제거하는 반면, 긴 파장의 광자는 남겨두어 분광선은 변하지 않게 한다.

대부분의 광도 측정 시스템에서, 필터(통과 대역)는 위도와 습도 등의 요인을 고려하여 빛의 등급을 측정하는 데 사용된다. 성간 적색화는 "색 초과"와 동일하며, 이는 물체의 관측된 색 지수와 고유 색 지수(때로는 정상 색 지수라고도 함)의 차이로 정의된다. 후자는 소멸의 영향을 받지 않았다면 가질 이론적인 값이다. 1950년대에 고안된 UBV 광도 측정 시스템과 그와 가장 밀접하게 관련된 후속 시스템에서, 물체의 색 초과 $E_{B-V}$ 는 물체의 B-V 색 (보정된 파란색에서 보정된 가시광선)과 관련이 있다.

: $E_{B-V} = (B-V)_{\textrm{observed}} - (B-V)_{\textrm{intrinsic}}$

A0형 주계열성(주계열성에서 중간 파장과 열을 가짐)의 경우, 색 지수는 이러한 별의 고유 판독값을 기준으로 0으로 보정된다 (정확히는 0.02 ±, 어떤 스펙트럼 지점, 즉 약칭된 색 이름 내에서 정확한 통과 대역이 문제인지에 따라 다름, 색 지수 참조). 그런 다음 최소 두 개에서 최대 다섯 개의 측정된 통과 대역을 빼서 비교한다: U, B, V, I 또는 R. 이때 소멸에 의한 색 초과가 계산되고 공제된다. 네 개의 하위 지수(R 마이너스 I 등)의 이름과 재보정된 등급의 뺄셈 순서는 이 시퀀스 내에서 오른쪽에서 왼쪽으로 바로 이어진다.

별 사이 적색화는 성간 먼지가 붉은색 빛보다 푸른색 빛을 더 많이 흡수하고 산란시켜 별이 실제보다 더 붉게 보이게 되기 때문에 발생한다. 이는 지구 대기의 먼지 입자가 붉은 일몰에 기여할 때 나타나는 효과와 유사하다.^[6]

1784년 윌리엄 허셜은 밤하늘에 항성이 전혀 보이지 않는 영역이 존재한다고 언급했으며, 이것이 우주 공간에서 천체의 빛이 감광을 받은 결과가 처음 기록된 사례로 여겨진다.

허셜의 발견 이후에도, 왜 별이 보이지 않는지에 대한 이해는 진전되지 않았다. 수십 년 후, 빌헬름 슈트루베는 태양으로부터 멀어질수록 단위 부피당 보이는 항성의 수가 적어지는 것을 알아차렸다. 슈트루베는 이 현상을, 성간 공간에서 어떤 효과에 의해 천체의 빛이 어두워진다고 가정하고, 그 효과를 1kpc (약 3,260광년) 멀어질 때마다 1등급 어두워진다고 추정했다. 이 추정은 현대의 감광 법칙이 대략 1kpc당 0.7에서 1등급으로 하고 있는 것과 유사하다.

20세기에는, 감광은 희박한 성간 물질이 천체의 빛을 흡수·산란함으로써 일어난다고 생각하게 되었으며, 그 결정적인 증거는 1930년에 트럼플러에 의해 얻어진 것으로 여겨진다. 트럼플러는 감광이 은하면 부근에서 주로 일어나고, 먼 천체일수록 본래의 색보다 붉게 보이는 것으로부터, 감광이 선택적으로 일어나며, 짧은 파장의 빛이 더 큰 감광을 받는 파장 의존성도 밝혀냈다.

3. 1. 일반적인 특징

별 사이 적색화는 성간 먼지가 붉은색 빛보다 푸른색 빛을 더 많이 흡수하고 산란시켜 별이 실제보다 더 붉게 보이게 하는 현상이다. 이는 지구 대기의 먼지 입자가 붉은 일몰에 기여할 때 나타나는 효과와 유사하다.^[6]

일반적으로 성간 소광은 짧은 파장에서 가장 강하며, 분광법 기술을 사용하여 관찰된다. 소광은 관찰된 스펙트럼의 모양 변화를 초래한다. 이러한 일반적인 모양 위에 중첩된 흡수 특징(강도가 낮아지는 파장대)은 다양한 기원을 가지며 성간 물질, 예를 들어 먼지 입자의 화학적 조성에 대한 단서를 제공할 수 있다. 알려진 흡수 특징에는 2175 Å 벙크, 확산 성간 띠, 3.1 μm 물 얼음 특징, 10 및 18 실리케이트 특징이 있다.

태양 근처에서, 540 nm 파장에서 평균된 Johnson–Cousins V-밴드 (시각 필터)의 성간 소멸률은 일반적으로 0.7–1.0 mag/kpc로 간주된다.^[7]^[8]^[9] 이는 성간 먼지의 '덩어리짐' 때문의 단순한 평균이다. 그러나 일반적으로 이것은 별이 우리로부터 킬로파섹 (3,260광년) 멀어질 때마다 지구의 좋은 야간 하늘 관점에서 V-밴드에서 약 2배의 밝기가 감소한다는 것을 의미한다. 소멸량은 특정 방향에서 이보다 훨씬 높을 수 있다. 예를 들어, 은하 중심의 일부 지역은 우리 나선 팔(및 다른 팔)에서 오는 뚜렷한 간섭 암흑 먼지와 조밀한 물질의 팽창에 잠겨 있어 광학에서 30 이상의 소멸 정도를 일으키며, 이는 10¹² 광자 중 1개 미만이 통과한다는 것을 의미한다.^[10] 이것은 회피대를 초래하여, 외부 은하 하늘에 대한 우리의 시야가 심각하게 방해를 받고, 드윙겔로 1과 같은 배경 은하는 전파 및 적외선 관측을 통해 최근에 발견되었다.

은하수의 다른 물체에 대한 우리의 관점에서 본 자외선에서 근적외선(0.125~3.5 μm) 소멸 곡선(소멸을 파장에 대해, 종종 반전시켜 플로팅)의 일반적인 모양은 상대적 가시성(그러한 가시광선의)의 독립 매개변수 R(V)에 의해 상당히 잘 특성화되지만(이는 시선에 따라 다르다),^[11]^[12] 이러한 특성화에서 알려진 편차가 있다.^[13] 소멸 법칙을 중적외선 파장 범위로 확장하는 것은 적절한 대상의 부족과 흡수 특징에 의한 다양한 기여로 인해 어렵다.^[14]

R(V)는 전체 소멸과 특정 소멸을 비교하는 값으로, A(V)/E(B-V)이다. 다시 말해, 두 파장(밴드)의 선택적 전체 소멸(A(B)−A(V))으로 나눈 총 소멸 A(V)이다. A(B)와 A(V)는 B 및 V 필터 밴드에서 '총 소멸'이다. 문헌에서 사용되는 또 다른 척도는 파장 λ에서 '절대 소멸' A(λ)/A(V)로, 해당 파장의 총 소멸을 V 밴드의 총 소멸과 비교한다.

R(V)는 소멸을 일으키는 먼지 입자의 평균 크기와 관련이 있는 것으로 알려져 있다. 은하수 은하의 경우, R(V)의 전형적인 값은 3.1이지만,^[15] 시선에 따라 상당한 차이를 보인다.^[16] 결과적으로 우주 거리를 계산할 때, 소멸의 변동과 양이 현저히 적고 R(Ks)와 유사한 비율인 근적외선(필터 또는 통과 대역 Ks가 매우 표준임)의 별 데이터를 이동하는 것이 유리할 수 있다:^[17] 0.49±0.02와 0.528±0.015가 각각 독립적인 그룹에 의해 발견되었다.^[16]^[18] 이 두 가지 더 현대적인 발견은 일반적으로 참조되는 역사적 값 ≈0.7에 비해 상당히 다르다.^[11]

총 소멸 A(V) (등급으로 측정)과 중성 수소 원주 밀도 N_H (일반적으로 cm⁻²로 측정) 사이의 관계는 성간 매질의 가스와 먼지가 어떻게 관련되어 있는지를 보여준다. 붉어진 별의 자외선 분광법과 은하수의 X선 산란 헤일로를 사용한 연구에서 Predehl과 Schmitt^[19]은 N_H와 A(V) 사이의 관계가 대략 다음과 같다는 것을 발견했다.

:

\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{atoms}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}

(참조: ^[20]^[21]^[22]).

천문학자들은 가시광선 및 근적외선 별 관측과 별의 분포 모델을 사용하여 "태양 원" (우리 은하의 우리 지역)에서 소멸의 3차원 분포를 결정했다.^[23]^[24] 소멸을 일으키는 먼지는 다른 나선 은하에서 관찰된 바와 같이 주로 나선 팔을 따라 놓여 있다.

3. 1. 1. 2175 옹스트롬 특징

은하수 내 많은 천체의 측정된 소광 곡선에서 나타나는 두드러진 특징 중 하나는 약 2175 Å (자외선 영역)에서 넓은 '범프'이다. 이 특징은 1960년대에 처음 관측되었지만,^[26]^[27] 그 기원은 아직 잘 알려져 있지 않다. 이 범프를 설명하기 위해 흑연 입자와 PAH 분자의 혼합물 등을 포함한 여러 모델이 제시되었다. 행성간 먼지 입자(IDP)에 포함된 성간 입자를 조사한 결과, 이 특징이 관찰되었으며 운반체는 입자 내에 존재하는 유기 탄소와 비정질 규산염으로 확인되었다.^[28]

3. 1. 2. 천체의 소광 측정

별의 소광 곡선을 측정하려면 소광의 영향을 받지 않는, 즉 비적색화된 유사한 별의 관측 스펙트럼과 해당 별의 스펙트럼을 비교한다.^[25] 이론적인 스펙트럼을 대신 사용할 수도 있지만, 일반적이지는 않다. 방출 성운의 경우에는 온도와 밀도에 영향을 받지 않는 두 스펙트럼선의 비율을 비교한다. 예를 들어 수소-알파 대 수소-베타 방출선 비율은 다양한 조건에서 항상 약 2.85인데, 이 비율이 다르면 소광 때문이므로 소광량을 계산할 수 있다.

천체의 절대 등급과 거리를 알면 감광이 없을 때의 겉보기 등급을 추정하여 감광량을 직접 평가할 수 있지만, 천체의 거리를 정확히 결정하기는 어렵다. 따라서 관측을 통해 상대적인 감광량의 스펙트럼, 즉 '''감광 곡선'''을 구하고, 거기에서 감광량으로 변환하여 간접적으로 구한다. 관측에서는 지구에 매우 가깝고 성간 감광이 충분히 작은 기준 천체와, 스펙트럼이 같지만 성간 감광을 받는 천체를 비교한다.

절대적인 감광량은 특정 파장에서 천체의 빛이 몇 등급 어두워지는지를 나타낸다. 파장 λ에서의 감광량

A(\lambda)

는 겉보기 등급

m(\lambda)

, 절대 등급

M(\lambda)

, 천체까지의 거리

d

를 사용하여 다음과 같이 표현된다.

:

m(\lambda) - M(\lambda) = 5 \log d - 5 + A(\lambda)

근처 기준 천체와의 등급 차

\mathit{\Delta} m(\lambda)

는 기준 천체까지의 거리를

d_0

로 하여 다음과 같다.

:

\mathit{\Delta} m(\lambda) = 5 \log (d / d_0) + A(\lambda)

이 파장 λ에서의 등급 차이를 V 밴드에서의 등급 차이에 대해 상대적으로 나타낸 양

E(\lambda - V)

는 다음과 같다.

:

E(\lambda - V) = \mathit{\Delta} m(\lambda) - \mathit{\Delta} m(V) = A(\lambda) - A(V)

E(\lambda - V)

는 색초과와 같으며, '''선택 감광'''이라고도 불린다. 역사적으로 B 밴드에서의 선택 감광

E(B-V)

로 규격화된 선택 감광이 실제 지표로 사용된다.

감광은 파장이 길어질수록 0에 가까워지며, 무한히 긴 파장에서는 0으로 수렴한다. 따라서

E(\lambda - V)

는

-A(V)

와 같아진다. 이때 규격화된 선택 감광은 다음과 같다.

:

R_V = A(V) / E(B-V)

이는 절대 감광 대 선택 감광의 비로, 파장이 긴 적외선에서의 선택 감광에서 외삽하여

R_V

를 구하고,

R_V

와 감광 곡선에서 임의의 파장에서의 감광량을 추정할 수 있다. 그러나 적외선에서도 파장이 길어지면 먼지 입자에 의한 열복사와 별 주위 영역에서의 흡수가 강해져

R_V

를 정확하게 결정하기 어렵다.

두 천체를 비교하는 방법은 적절한 기준 천체를 찾기 어렵다는 단점이 있다. 이를 피하기 위해 이론 계산으로 재현한 천체의 스펙트럼과 비교하는 방법이 있는데, 계산 변수가 적은 천체에서는 좋은 결과를 얻을 수 있지만, 항성풍이 강한 항성 등에서는 신뢰도가 높은 결정을 하기 어렵다.

휘선 성운에서 감광을 구할 때는 성운 내 두 휘선의 강도 비를 이용하기도 한다. 예를 들어 발머선의 H_α와 H_β 강도 비는 많은 휘선 성운에서 이론적으로 2.85로 일정하다. 강도 비가 2.85에서 벗어나면 감광의 영향으로 간주하고, 벗어난 정도를 통해 감광을 계산할 수 있다.

3. 2. 색 초과

색 초과는 관측된 색 지수와 고유 색 지수의 차이로 정의된다. 1950년대에 고안된 UBV 광도 측정 시스템에서 색 초과

E_{B-V}

는 다음과 같이 정의된다.

:

E_{B-V} = (B-V)_{\textrm{observed}} - (B-V)_{\textrm{intrinsic}}

여기서

(B-V)_{\textrm{observed}}

는 관측된 B-V 색지수이고,

(B-V)_{\textrm{intrinsic}}

는 해당 천체의 고유한 B-V 색지수이다.

4. 우리 은하의 소광

태양 근처에서, 540 nm 파장에서 평균된 Johnson–Cousins V-밴드 (시각 필터)의 성간 소멸률은 일반적으로 0.7–1.0 mag/kpc로 간주된다.^[7]^[8]^[9] 이는 성간 먼지의 '덩어리짐' 때문의 단순한 평균이다.^[7]^[8]^[9] 이는 별이 우리로부터 킬로파섹 (3,260광년) 멀어질 때마다 지구의 좋은 야간 하늘 관점에서 V-밴드에서 약 2배의 밝기가 감소한다는 것을 의미한다.

소멸량은 특정 방향에서 이보다 훨씬 높을 수 있다. 예를 들어, 은하 중심의 일부 지역은 우리 나선 팔(및 다른 팔)에서 오는 뚜렷한 간섭 암흑 먼지와 조밀한 물질의 팽창에 잠겨 있어 광학에서 30 이상의 소멸 정도를 일으킨다.^[10] 이는 10¹² 광자 중 1개 미만이 통과한다는 것을 의미한다. 이것은 회피대를 초래하여, 외부 은하 하늘에 대한 우리의 시야가 심각하게 방해를 받고, 드윙겔로 1과 같은 배경 은하는 전파 및 적외선 관측을 통해 최근에 발견되었다.

총 소멸 A(V) (등급으로 측정)과 중성 수소 원주 밀도 N_H (일반적으로 cm⁻²로 측정) 사이의 관계는 성간 매질의 가스와 먼지가 어떻게 관련되어 있는지를 보여준다. 붉어진 별의 자외선 분광법과 은하수의 X선 산란 헤일로를 사용한 연구에서 Predehl과 Schmitt^[19]은 N_H와 A(V) 사이의 관계가 대략 다음과 같다는 것을 발견했다.

: $\frac{N_H}{A(V)} \approx 1.8 \times 10^{21}~\mbox{atoms}~\mbox{cm}^{-2}~\mbox{mag}^{-1}$

(참조: ^[20]^[21]^[22]).

천문학자들은 가시광선 및 근적외선 별 관측과 별의 분포 모델을 사용하여 "태양 원" (우리 은하의 우리 지역)에서 소멸의 3차원 분포를 결정했다.^[23]^[24] 소멸을 일으키는 먼지는 다른 나선 은하에서 관찰된 바와 같이 주로 나선 팔을 따라 놓여 있다.

5. 외부 은하의 소광 곡선

표준 소광 곡선의 형태는 은하마다 다른 성간 매질(ISM)의 조성에 따라 달라진다.^[34] 국부 은하군에서 가장 잘 연구된 소광 곡선은 은하수, 작은마젤란은하(SMC), 큰마젤란은하(LMC)의 것이다.^[34]

평균적인 감광 곡선을 보면 은하수와 대마젤란운, 소마젤란운에서 감광의 파장 의존성에 차이가 보인다. 이는 성간 먼지의 성질 차이에 의한 것으로 생각되며, 특히 파장 0.3μm 이하의 자외선에서 감광 곡선의 차이가 크게 나타난다.^[34]

대마젤란운에서는 돛자리 30 부근의 별 생성 영역 "LMC2슈퍼쉘"에서 원자외선 영역에서의 감광이 강하고, 2,175Å의 흡수 성분은 상대적으로 약한 특징을 보이며, 은하수나 대마젤란운 내의 다른 영역과는 다르다.^[29]^[30]

소마젤란운에서 별 생성이 일어나고 있는 막대 구조에서의 감광 곡선은 대마젤란운보다 더 은하수와의 차이가 커지고, 원자외선 영역에서의 감광은 LMC2 슈퍼쉘보다 더 강하며, 2,175Å의 혹 모양 성분은 더 이상 보이지 않는다. 막대 구조에서 벗어난 영역의 감광에서는 2,175Å의 성분은 보이지만, 은하수의 감광 곡선에 비해 혹이 작고, 원자외선 영역에서도 은하수보다 감광이 약하다.^[34]

이러한 사실들은 외부 은하 내의 성간 물질의 성질에 대해 알 수 있는 단서가 된다. 원래 은하수와 대소마젤란운에서 감광 곡선이 다른 것은 세 은하의 금속량이 다르기 때문이라고 생각했다.^[34] 마젤란운의 금속량은 은하수보다 훨씬 적어, 대마젤란운에서는 태양계 근방의 6할 정도, 소마젤란운에 이르러서는 태양계 근방의 2~3할 정도밖에 없다는 것이 알려져 있으며, 2,175Å의 흡수 성분에 탄소가 관련되어 있다고 생각되었기 때문이다.

그러나 LMC2 슈퍼쉘이나 소마젤란운의 감광 곡선은 은하수의 감광 곡선과 크게 다르지만, 대마젤란운의 다른 영역의 감광 곡선은 은하수의 감광 곡선과 비슷하며,^[34] 다른 스타버스트 은하에서의 감광을 조사한 결과, 감광 곡선이 은하수의 것과 다른 한편, 금속량은 은하에 따라 다양했기 때문에, 감광 법칙의 차이는 금속량보다는 별 생성의 활발함과 관계가 있다고 생각하게 되었다.^[34]

6. 대기 소광

대기 소광은 일출 또는 일몰 시 태양에 주황색 색조를 부여하며, 위치와 고도에 따라 달라진다. 천문 관측소는 일반적으로 소광 곡선을 매우 정확하게 특성화하여 관측 결과를 보정할 수 있다. 그럼에도 불구하고, 대기는 많은 파장에 대해 완전히 불투명하여 인공위성을 사용하여 관측해야 한다.

이 소광은 세 가지 주요 구성 요소로 이루어져 있다. 레일리 산란 (공기 분자에 의한), 입자에 의한 산란, 그리고 분자 흡수이다. 분자 흡수는 종종 텔루릭 흡수라고 불리는데, 이는 지구에 의해 발생하기 때문이다. 텔루릭 흡수의 가장 중요한 원인은 분자 산소와 오존으로, 자외선 근처의 방사선을 강하게 흡수하며, 물은 적외선을 강하게 흡수한다.

이러한 소광량은 관측자의 천정에서 가장 낮고 지평선 근처에서 가장 높다. 주어진 별, 바람직하게는 태양 반대편에 있는 별은 별이 태양 자정 즈음 지역 자오선 근처에 있고, 별의 적위가 유리한 경우 (즉, 관측자의 위도와 유사한 경우) 최대 천체 고도와 최적의 관측 시간을 갖게 된다. 따라서 축 기울기로 인한 계절적 시간은 핵심 요소이다. 소광은 표준 대기 소광 곡선 (각 파장에 대해 플롯)에 관측 기간 동안 계산된 평균 대기 질량을 곱하여 근사한다. 건조한 대기는 적외선 소광을 상당히 줄인다.

대기에 의한 감광은 주로 기체 분자에 의한 산란 (레일리 산란)과, 대기 중에 떠다니는 액체나 고체의 미립자 (에어로졸)에 의한 산란 (미 산란), 그리고 대기에 의한 흡수가 있다. 대기에 의한 흡수의 영향이 작은 근자외선에서 근적외선에서는, 분자나 에어로졸에 의한 산란이 감광의 주요 성분이 되어, 파장이 길어질수록 산란되기 어려워지므로, 근적외선보다 가시광선, 가시광선보다 근자외선이 더 강하게 감광한다. 한편, 대기에 의한 흡수는, 흡수가 일어나는 파장대의 전자기파에게는 치명적인 영향을 준다. 그중에서도 특징적인 것은, 수증기(물 분자)에 의한 적외선의 흡수와, 오존과 산소 분자에 의한 자외선의 흡수로, 수증기는 흡수가 적은 일부 파장대 이외의 적외선·서브밀리미터파를, 오존과 산소 분자는 300nm보다 짧은 파장의 자외선을, 완전히 흡수해 버린다. X선이나 감마선도 대기에 의해 완전히 흡수된다. 그러한 전자기파로 관측을 수행하는 경우에는, 항공기나 기구, 인공위성에 의한 관측을 하게 된다.

대기 감광은 천체의 고도에 따라 바라보는 대기의 두께가 바뀌고, 천정과 비교하여 앙각이 낮아지면 그만큼 통과하는 대기의 양이 많아지므로, 감광량도 커진다. 바라보는 대기의 두께는 공기 함수(Air mass (astronomy)^영어)라고 불리며, 천정 거리(천정으로부터의 각도)의 함수로 나타낸다. 높은 앙각에서는, 공기 함수는 천정 거리의 일차 함수로 나타낼 수 있지만, 낮은 앙각이 되면 어긋남이 커지므로, 더욱 보정이 필요하다.

참조

_[1] 학술지 Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters 1930
_[2] 서적 Fundamental astronomy Springer 2003
_[3] 서적 St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 http://adsabs.harvar[...] St. Petersburg 1847
_[4] 서적 Dust in the Galactic Environment https://books.google[...] CRC Press 2003
_[5] 서적 Section 3.7 1998
_[6] 웹사이트 Interstellar Reddening, Extinction, and Red Sunsets http://faculty.virgi[...] Astro.virginia.edu 2002-04-22
_[7] 학술지 Local Interstellar Reddening 1969
_[8] 학술지 An average model for the galactic absorption 1980
_[9] 학술지 Open clusters in our Galaxy 1982
_[10] 학술지 Maps of Dust Infrared Emission for Use in Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds 1998
_[11] 학술지 The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction 1989
_[12] 학술지 Ultraviolet Extinction Properties in the Milky Way 2004
_[13] 학술지 Deviations of interstellar extinctions from the mean R-dependent extinction law 1992
_[14] 학술지 Line Derived Infrared Extinction toward the Galactic Center 2011
_[15] 학술지 Interstellar reddening and IR-excess of O and B stars 1975
_[16] 학술지 Constraining dust extinction properties via the VVV survey 2016
_[17] 문서 R(Ks) is, mathematically likewise, A(Ks)/E(J−Ks)
_[18] 학술지 Interstellar Extinction Law Toward the Galactic Center III: J, H, KS Bands in the 2MASS and the MKO Systems, and 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 μm in the Spitzer/IRAC System 2009
_[19] 학술지 X-raying the interstellar medium: ROSAT observations of dust scattering halos 1995
_[20] 학술지 A survey of interstellar H I from L-alpha absorption measurements. II 1978
_[21] 학술지 An IUE survey of interstellar H I LY alpha absorption. 2: Interpretations 1994
_[22] 학술지 The relation between optical extinction and hydrogen column density in the Galaxy 2009
_[23] 학술지 Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions 2006-07
_[24] 학술지 A synthetic view on structure and evolution of the Milky Way 2003-10
_[25] 학술지 The quantitative assessment of UV extinction derived from IUE data of giants and supergiants 1992
_[26] 학술지 Interstellar Extinction in the Ultraviolet 1965
_[27] 학술지 Interstellar Extinction in the Ultraviolet. II 1969
_[28] 학술지 An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles 2005
_[29] 학술지 An average interstellar extinction curve for the Large Magellanic Cloud 1986
_[30] 학술지 A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud 1999
_[31] 학술지 SK 143 - an SMC star with a galactic-type ultraviolet interstellar extinction 1982
_[32] 학술지 The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud 1984
_[33] 학술지 Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud 1998
_[34] 학술지 A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud, Large Magellanic Cloud, and Milky Way Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curves 2003
_[35] 학술지 Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust along Low-Density Sight Lines in the Galaxy 2000
_[36] 논문 Small Magellanic Cloud-Type Interstellar Dust in the Milky Way 2003
_[37] 논문 Dust extinction of the stellar continua in starburst galaxies: The ultraviolet and optical extinction law 1994
_[38] 논문 Dust in Starburst Galaxies 1997
_[39] 웹사이트 減光 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人 [[日本天文学会]] 2018-03-11
_[40] 웹사이트 星間減光 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-04-12
_[41] 웹사이트 星間減光曲線 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-09-16
_[42] 웹사이트 選択減光 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-04-24
_[43] 웹사이트 大気減光 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-03-22
_[44] 웹사이트 エアマス https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-08-27
_[45] 웹사이트 星間赤化 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-10-03
_[46] 웹사이트 色超過 https://astro-dic.jp[...] 公益社団法人日本天文学会 2018-08-14
_[47] 웹사이트 How to Become a Star https://www.eso.org/[...] [[ヨーロッパ南天天文台|ESO]] 2001-01-10
_[48] 간행물 Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters 1930
_[49] 간행물 Spectrophotometric Measures of Interstellar Light Absorption 1930-10
_[50] 간행물 小特集「プラズマと微粒子」研究の諸分野における進展 2011-02
_[51] 서적 Etudes d'Astronomie Stellaire: Sur la voie lactee et sur la distance des etoiles fixes https://archive.org/[...] Tip. Acad. Imper. 1847
_[52] 간행물 Extinction of Radiation in the Universe: from F. G. W. Struve up to Now 2011
_[53] 간행물
_[54] 서적 In Quest of the Universe Jones & Bartlett Publishers 2012
_[55] 간행물 Observed properties of interstellar dust 1979
_[56] 간행물 Local Interstellar Reddening 1969-08
_[57] 간행물 Interstellar Extinction in the Vicinity of the Galactic Center 2000-07
_[58] 간행물 The Universe behind the Milky Way 2000
_[59] 웹사이트 Embedded Outflow in HH 46/47 http://www.spitzer.c[...] [[カリフォルニア工科大学|Caltech]] 2003-12-18
_[60] 간행물 Angular diameters, fluxes and extinction of compact planetary nebulae: further evidence for steeper extinction towards the bulge 2004-09
_[61] 간행물 Interstellar Extinction in the Ultraviolet 1965-11
_[62] 간행물 On the Interpretation of the λ 2175 Å Feature 1989
_[63] 간행물 Interstellar Dust Models and Evolutionary Implications 2009-12
_[64] 간행물 An Astronomical 2175 Å Feature in Interplanetary Dust Particles 2005-01
_[65] 웹사이트 ESO unveils an amazing, interactive, 360-degree panoramic view of the entire night sky https://www.eso.org/[...] ESO 2009-09-14
_[66] 간행물 The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction 1989-10
_[67] 간행물 Mid-Infrared Extinction and its Variation with Galactic Longitude 2009-12
_[68] 간행물 Correcting for the Effects of Interstellar Extinction 1999-01
_[69] 간행물 An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. V. The IR-through-UV Curve Morphology 2007-07
_[70] 간행물 A survey of interstellar H I from L_α absorption measurements. II 1978-08
_[71] 논문 X-raying the interstellar medium: ROSAT observations of dust scattering halos 1995-01
_[72] 논문 Modelling the Galactic interstellar extinction distribution in three dimensions 2006-07
_[73] 논문 A Quantitative Comparison of the Small Magellanic Cloud, Large Magellanic Cloud, and Milky Way Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curves 2003-09
_[74] 논문 A Reanalysis of the Ultraviolet Extinction from Interstellar Dust in the Large Magellanic Cloud 1999-04
_[75] 논문 Starburst-like Dust Extinction in the Small Magellanic Cloud 1998-06
_[76] 논문 Dust in Starburst Galaxies 1997-10
_[77] 논문 The typical interstellar extinction in the Small Magellanic Cloud 1984-03
_[78] 논문 Interstellar dust in the Large Magellanic Cloud 1985-01-15
_[79] 논문 Abundances of the heavy elements in the Magellanic Clouds. III - Interpretation of results 1992-01-10
_[80] 저널 Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters 1930
_[81] 서적 Fundamental astronomy https://archive.org/[...] Springer 2003
_[82] 간행물 Struve, F. G. W. 1847, St. Petersburg: Tip. Acad. Imper., 1847; IV, 165 p.; in 8.; DCCC.4.211 http://adsabs.harvar[...]

본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com