맨위로가기

측광학 (천문학)

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

1. 개요

측광학은 천문학에서 별이나 다른 천체의 밝기를 측정하고 분석하는 분야이다. 고대 그리스 시대부터 시작되어 현대에는 다양한 파장대역의 필터를 사용하고, 광전 광도계나 CCD 카메라를 활용하여 정밀한 측광 관측을 수행한다. 측광 방법에는 개구 측광, PSF 측광, 표면 측광 등이 있으며, 절대 측광, 상대 측광, 차등 측광을 통해 보정을 수행한다. 측광을 통해 등급과 색지수를 정의하고, 이를 통해 천체의 거리, 온도, 화학적 조성 등을 파악할 수 있다. 변광성, 외계 행성, 소행성 연구 등 다양한 천문학적 연구에 활용되며, AAVSO와 같은 단체에서 측광 데이터를 수집하고 공유한다.

더 읽어볼만한 페이지

  • 광공해 - 가로등
    가로등은 어둠을 밝히기 위해 설치된 조명 시설로, 인류 문명과 함께 발전해 왔으며, 자동차 사고 예방과 범죄 감소에 기여하지만 광공해, 에너지 소비, 생태계 교란 등의 단점도 가지고 있다.
  • 광공해 - 나트륨등
    나트륨등은 나트륨 증기의 방전 현상을 이용해 빛을 내는 램프로, 봉입된 증기압에 따라 저압과 고압 나트륨 램프로 나뉘며 각각 특징과 활용 분야가 다르다.
  • 측광학 - 람베르트 반사
    람베르트 반사는 이상적인 난반사면의 특징으로 관찰 방향에 관계없이 동일한 휘도를 갖지만, 표면의 법선 방향과 이루는 각도에 따라 광도가 달라지는 반사 특성이며, 컴퓨터 그래픽스에서 확산 반사를 모델링하는 데 사용되고 빛뿐만 아니라 초음파와 같은 다른 파동에도 적용될 수 있다.
  • 측광학 - 명도
    명도는 색을 정의하는 주요 요소 중 하나로, 빛의 밝고 어두운 정도를 나타내며, 색 공간에 따라 다양한 방식으로 표현된다.
측광학 (천문학)
개요
정의천체의 전자기파 복사 강도를 측정하는 기법
측정 대상별
행성
소행성
기타 천체
목표천체의 겉보기 등급을 결정
역사적 의미천문학에서 가장 오래된 연구 방법 중 하나
방법
기본 원리특정 천체에서 나오는 빛의 양을 정량적으로 측정
광도 측정 방식사진 측광
광전 측광
전하 결합 소자 (CCD) 측광
차등 측광표준 별과 대상 별의 밝기 차이를 측정
절대 측광알려진 표준에 따라 천체의 밝기를 측정
상대 측광다른 천체와 비교하여 천체의 밝기를 측정
필터 사용특정 파장 범위의 빛만 통과시켜 색지수 측정
응용
변광성 연구변광성의 밝기 변화를 관측하여 특성 파악
외계 행성 탐색외계 행성이 별 앞을 지나갈 때 생기는 밝기 변화를 측정
천체 거리 측정세페이드 변광성 등을 이용하여 천체까지의 거리 추정
성단 연구성단 내 별들의 밝기와 색깔을 분석하여 성단의 특성 파악
은하 연구은하의 밝기와 색깔 분포를 분석하여 은하의 형태와 진화 연구
소행성 연구소행성의 광도 곡선을 분석하여 크기와 회전 주기 추정
장비
광도계광도계를 사용하여 빛의 강도를 정밀하게 측정
필터특정 파장 범위의 빛만 통과시키는 필터 사용
검출기광전관, CCD 등의 검출기 사용
오차 요인
대기 효과지구 대기의 흡수와 산란으로 인한 오차
기기 오차광도계, 검출기 등의 기기 자체 오차
관측 조건날씨, 위치 등 관측 조건에 따른 오차
기타
역사히파르코스부터 시작된 오랜 역사
중요성천문학 연구의 기본 도구

2. 역사적 배경

밝기는 천체의 관측량으로서 매우 근원적인 것이며, 그 측정은 고대 그리스의 히파르코스까지 거슬러 올라갈 수 있다。히파르코스는 별의 밝기를 6개의 등급으로 나누어, 육안으로 보이는 가장 밝은 별을 1등성, 가장 어두운 별을 6등성으로 하였으며, 저서 『알마게스트』에도 이를 채택했다. 그 후, 17세기에 망원경이 천문학에 사용되면서, 더 어두운 별도 관측할 수 있게 되어, 7등성, 8등성 등으로 등급은 확장되어 갔다.

현대 천문학에서의 측광은, 1856년에 포그슨이 히파르코스가 도입한 등급을 정량적으로 정의한 것에서 시작된다。이에 따르면, 등급의 값에 관계없이, 등급 차이가 1인 경우에 해당하는 밝기의 비는 항상 일정하며, 등급 차이가 5인 경우에 정확히 100배 밝기가 다르다.

3. 방법

에타 카리나의 여러 대역 통과에서의 광도 곡선


측광 관측을 수행하는 가장 기본적인 방법은 망원경으로 천체의 빛을 모으고, 특정 파장대의 빛만 통과시키는 필터를 거치게 한 후, 검출기를 이용해 빛의 세기를 측정하고 기록하는 것이다.[4] 이때, 서로 다른 관측 결과를 정확하게 비교하기 위해 표준화된 필터 조합인 Photometric systemeng (측광 시스템)을 사용한다.[10] 측광 시스템을 통해 별이나 다른 천체의 특정 속성을 파악할 수 있다.[10] 자주 사용되는 표준 측광 시스템으로는 자외선, 가시광선, 적외선 영역에 걸쳐 정의된 UBV 시스템[11](또는 확장된 UBVRI 시스템[12]), 근적외선 영역의 JHK 시스템[13], 그리고 Strömgren ''uvbyβ'' 시스템 등이 있다.[10]

과거에는 육안이나 사진 건판을 이용한 측광이 이루어졌으나, 1940년대 이후 빛의 세기를 전기 신호로 변환하는 광전 증배관과 같은 감광 소자를 이용한 광전 측광 장치가 등장하면서 근적외선부터 근자외선 영역까지의 측광은 오랫동안 이 장치를 통해 이루어졌다.[4] 최근에는 여러 천체를 동시에 촬영하고 정밀하게 밝기를 측정할 수 있는 전하 결합 소자(CCD) 카메라가 개발되어 광전 측광 장치를 상당 부분 대체하였다. 하지만 정밀한 시간 변화를 측정해야 하는 경우 등 특수한 상황에서는 여전히 광전 측광 장치가 사용되기도 한다.[14][15]

3. 1. 광전 측광

역사적으로 근적외선에서 단파장 자외선까지의 측광은 광전 증배관과 같은 광감지 셀에 빛을 쪼여 단일 객체의 광도를 측정하는 기기인 광전 광도계를 사용하여 수행되었다.[4] 여러 객체를 동시에 이미징할 수 있는 CCD 카메라가 등장하면서 광전 광도계의 사용은 크게 줄었지만, 정밀한 시간 분해가 필요한 경우와 같은 특수한 상황에서는 여전히 사용된다.[14][15]

3. 2. CCD 측광

전하 결합 소자(CCD) 카메라는 여러 천체를 동시에 측정할 수 있어, 한 번에 하나의 천체만 측정 가능했던 기존의 광전 광도계를 상당 부분 대체하였다.[14][15] CCD는 광전 측광의 정밀도와 사진의 넓은 시야를 결합한 기술로 평가받는다. 다만, 정밀한 시간 분해가 필요한 경우에는 여전히 광전 광도계가 사용되기도 한다.[14][15]

CCD 카메라는 수많은 광도계를 격자 형태로 배열한 것과 같아서, 카메라의 시야 안에 들어오는 모든 천체로부터 오는 광자를 동시에 측정하고 기록할 수 있다. 이렇게 하나의 CCD 이미지로 여러 천체의 밝기를 동시에 기록하기 때문에, 얻어진 데이터를 이용하여 상대 측광, 절대 측광, 차등 측광 등 다양한 방식의 분석을 수행할 수 있다. 어떤 방식을 사용하든, 목표 천체의 등급을 결정하기 위해서는 밝기를 정확히 알고 있는 비교 천체가 필요하다.

CCD로 관측된 천체의 신호는 망원경의 광학적 특성과 시잉(seeing, 대기의 흔들림) 때문에 완벽한 점으로 보이지 않고, 기기의 점상 분포 함수(PSF, Point Spread Function)에 따라 여러 픽셀에 걸쳐 퍼져 나타난다. 따라서 천체의 정확한 밝기(플럭스)를 측정하기 위해서는 이러한 효과를 고려해야 한다.[29] 구체적인 밝기 측정 방법에는 여러 가지가 있으며, 대표적으로 개구 측광과 PSF 측광 등이 있다.

3. 2. 1. 개구 측광 (Aperture Photometry)

점광원의 밝기를 측정하는 가장 간단한 방법 중 하나이다. 관측된 천체의 신호는 망원경의 광학적 특성과 천문 시상의 영향으로 인해 시스템의 점 확산 함수(PSF)에 따라 여러 픽셀에 걸쳐 퍼져 나타난다. 개구 측광은 이러한 점광원의 총 밝기(플럭스)를 측정하기 위해, 천체로부터 기록된 모든 빛을 합산하고 하늘 배경에서 오는 빛을 빼는 방식으로 이루어진다.[29]

구체적인 방법은 다음과 같다. 먼저, 측정하려는 천체를 중심으로 적절한 크기의 가상적인 구경(aperture)을 설정한다. 그 다음, 이 구경 안에 포함된 모든 픽셀들의 값을 더한다. 마지막으로, 구경 주변의 하늘 배경 밝기를 추정하여 빼주어야 한다. 하늘 배경 밝기는 일반적으로 구경 주변 영역의 평균 픽셀 값에 구경 내 픽셀 수를 곱하여 계산한다. 이렇게 합산된 픽셀 값에서 하늘 배경 밝기 값을 빼면 목표 천체의 원시 플럭스(raw flux) 값을 얻을 수 있다.[29][30]

하지만 구상 성단과 같이 별들이 매우 빽빽하게 모여 있어 별의 모습(프로파일)이 서로 심하게 겹치는 영역에서는 개구 측광만으로 개별 천체의 정확한 밝기를 측정하기 어렵다. 이런 경우에는 겹쳐 보이는 천체들의 밝기를 분리하여 측정하기 위해 PSF 피팅(PSF fitting)과 같은 더 정교한 분석 기법이 필요하다.[38]

3. 2. 2. PSF 측광 (PSF Photometry)

구상 성단과 같이 항성들이 매우 밀집하여 서로의 상이 크게 겹쳐 보이는 영역에서 각 별의 플럭스(밝기)를 측정해야 할 때가 있다. 이런 경우, 단순히 특정 영역의 빛을 합산하는 조리개 측광법으로는 개별 별의 밝기를 정확히 측정하기 어렵다. 이때 점 확산 함수(PSF, Point Spread Function)를 이용한 측광 방법을 사용한다.[38]

PSF 측광은 관측된 개별 별의 이미지에 해당 시스템의 점 확산 함수(PSF) 모양(윤곽)을 적용하여, 겹쳐진 별빛 속에서도 각 별이 원래 얼마나 밝았는지를 추정하는 기술이다. 즉, PSF 모델을 이용하여 겹쳐 보이는 여러 광원으로부터 개별 광원의 플럭스 값을 분리해내는 것이다.[38]

항성의 점 확산 함수 (PSF)의 예

3. 2. 3. 표면 측광 (Surface Photometry)

은하와 같이 공간적으로 퍼져 있는 천체의 경우, 전체 밝기보다는 천체 내부의 밝기가 공간적으로 어떻게 분포하는지를 파악하는 것이 중요할 때가 많다.[9] 천체의 표면 밝기는 하늘에 투영된 모습에서 단위 입체각당 밝기를 의미하며, 이 표면 밝기를 측정하는 방법을 표면 측광(surface photometry)이라고 부른다.[9]

표면 측광은 주로 은하 중심으로부터의 거리에 따라 표면 밝기가 어떻게 변하는지, 즉 표면 밝기 분포를 측정하는 데 사용된다. 측정 시 입체각의 단위로는 제곱 각초가 자주 쓰이며, 표면 밝기는 보통 제곱 각초당 등급으로 표현된다.[9] 예를 들어, 은하의 지름은 종종 파란색 B-밴드 필터에서 표면 밝기가 25등급인 등광선(isophote)의 크기로 정의되기도 한다.[32]

3. 3. 보정

천체에서 측정된 플럭스는 일반적으로 기기 등급으로 변환된다. 이 기기 등급은 관측 장비나 지구 대기 등의 여러 요인에 의한 영향을 포함하고 있으므로, 천체의 실제 밝기, 즉 참 등급을 얻기 위해서는 반드시 보정 과정을 거쳐야 한다.[31]

어떤 방식으로 보정을 수행할지는 측광의 종류에 따라 결정된다. 주로 사용되는 측광 방법으로는 절대 측광, 상대 측광, 차등 측광이 있으며, 각각의 목적과 특성에 맞는 보정 절차가 필요하다.[31] 일반적으로 차등 측광이 가장 높은 정밀도를 얻을 수 있으며, 절대 측광은 높은 정밀도를 달성하기 가장 어려운 방법으로 알려져 있다.[31] 또한, 천체의 겉보기 밝기가 어두울수록 정확한 측광을 수행하기가 더 어려워지는 경향이 있다.

3. 3. 1. 절대 측광 (Absolute Photometry)

절대 측광(Absolute Photometry)은 표준 광도계 시스템에서 천체의 겉보기 밝기를 측정하는 것을 의미한다.[31] 이렇게 얻어진 측정값은 다른 망원경이나 기기로 얻은 다른 절대 측광 결과와 비교할 수 있다는 장점이 있다. 이는 여러 천체의 상대적인 밝기를 비교하는 상대 측광이나 두 천체 간의 밝기 차이를 측정하는 차등 측광과는 구별된다. 일반적으로 차등 측광이 가장 높은 정밀도를 얻을 수 있으며, 절대 측광은 높은 정밀도를 확보하기 가장 어렵다. 특히 천체의 겉보기 밝기가 어두울수록 정확한 측광이 더 어려워지는 경향이 있다.[31]

절대 측광을 수행하는 방법에는 두 가지 접근 방식이 있다. 첫 번째는 원래 의미의 절대 측광으로, 흑체와 같은 실험실 표준 광원을 비교 대상으로 사용하여 목표 천체에서 오는 빛을 직접 에너지 단위로 측정하는 것이다. 그러나 이 방식은 실제 천문 관측에서는 자주 사용되지 않는다.

두 번째 방식은 망원경과 관측 장비의 광학적 효율, 그리고 지구 대기에 의한 감광량을 모두 알고 있을 경우, 관측된 플럭스로부터 천체의 절대 밝기를 계산하는 방법이다. 이 경우, 대기 감광량은 시시각각 변하여 정확히 알기 어렵기 때문에, 목표 천체를 서로 다른 에어매스(airmass) 조건에서 여러 번 관측하여 대기의 영향을 받지 않았을 때의 밝기를 추정하는 방식을 사용한다.

절대 측광을 정확하게 수행하기 위해서는 몇 가지 보정이 필요하다. 우선, 천체를 관측하는 데 사용된 유효 통과 대역과 표준 측광 시스템을 정의하는 데 사용된 통과 대역 간의 차이를 보정해야 한다. 이 보정은 일반적으로 여러 필터를 통해 목표 천체와 함께 다수의 측광 표준성을 관측함으로써 이루어진다. 만약 표준성을 목표 천체와 동시에 관측할 수 없다면, 하늘이 맑고 대기 감광이 에어매스의 간단한 함수로 표현될 수 있는 좋은 측광 조건 하에서 관측을 수행해야 한다.

한편, 대기의 영향을 받지 않는 우주선이나 우주 망원경을 이용한 관측에서는 대기 감광의 문제가 없으므로 절대 측광이 비교적 용이하게 이루어진다.

3. 3. 2. 상대 측광 (Relative Photometry)

측정된 천체의 플럭스는 보통 기기 등급으로 변환된다. 이후 측정값은 보정 과정을 거치는데, 어떤 보정을 적용할지는 측광 유형에 따라 달라진다. 일반적으로 관측 데이터는 상대 측광이나 차등 측광을 위해 처리된다.[31]

상대 측광(Relative Photometry)은 목표 천체의 겉보기 밝기를 밝기가 알려진 주변의 비교 천체(측광 표준성)와 비교하여 측정하는 방식이다. 목표 천체의 기기 등급을 비교 천체의 것과 비교한 후, 여러 요인에 대해 보정을 수행한다.

보정 과정에서는 비교 천체의 알려진 밝기(카탈로그 값)와 측정된 밝기의 차이를 이용하여 관측 장비의 효율, 대기 소광, 사용된 측광 시스템과 표준 광도계 시스템 간의 차이 등을 평가하고 보정한다. 또한 기기의 감도 차이나 시간에 따른 변화(비교 천체가 멀리 떨어져 동시에 관측하기 어려울 경우) 등도 보정 대상이 될 수 있다.[6] 목표 천체와 비교 천체가 충분히 가까워 같은 시야 안에 들어오고, 비교 천체의 목록 등급과 일치하는 측광 필터를 사용하면 측정 오차를 크게 줄일 수 있다.

표준 광도계 시스템에 등록된 측광 표준성의 수가 제한적이어서, 많은 경우 목표 천체와 표준성을 번갈아 관측하게 된다. 이때 구름 유무나 대기 상태(대기질량) 등 관측 조건이 목표 천체와 표준성 모두에서 최대한 동일하게 유지되도록 주의해야 한다. 적절한 단일 표준성을 찾기 어려울 때는 대기질량이 다른 여러 표준성을 관측하여 대기 소광 효과를 추정하고 보정하기도 한다.

3. 3. 3. 차등 측광 (Differential Photometry)

차등 측광(Differential Photometry)은 목표 천체와 비교별(참조별)의 밝기 차이를 측정하는 방법이다.[31] 이는 여러 천체의 겉보기 밝기를 서로 비교하는 상대 측광이나, 표준 광도계 시스템에서 천체의 겉보기 밝기를 측정하는 절대 측광과는 구별된다. 일반적으로 차등 측광은 가장 높은 정밀도를 얻을 수 있으며, 보정 방법 중 가장 단순하다.[5] 반면, 절대 측광은 높은 정밀도로 수행하기 가장 어렵다.

특히 차등 측광은 시간 변화를 관측하는 데 매우 유용하다.[5] CCD 측광법을 사용하면, 목표 천체와 비교별을 같은 시야에 두고 동일한 필터, 동일한 기기, 동일한 광학 경로를 통해 동시에 관측할 수 있다. 이렇게 하면 장치 효율이나 대기 소광과 같은 대부분의 관측 오차 요인이 동일하게 적용되어 서로 상쇄된다. 따라서 측정된 기기 등급의 차이(∆Mag = 비교별 기기 등급 – 목표 천체 기기 등급)가 곧 실제 밝기 차이가 된다.[5] 이 방법은 시간에 따라 밝기가 변하는 천체를 추적하여 광도 곡선을 작성하는 데 매우 효과적이다.[5]

4. 등급과 색지수



현대의 측광 방법은 특수한 표준 대역 통과 필터를 사용하여 천체의 등급과 색상을 정의한다.[4] 알려진 광학 필터의 광선 투과율을 가진 필터 세트를 측광 시스템이라고 하며, 이를 통해 별과 다른 천체의 특정 속성을 알 수 있다.[10] 여러 중요한 측광 시스템이 사용되는데, 대표적으로 UBV 시스템[11](또는 확장된 UBVRI 시스템[12]), 근적외선 JHK[13], Strömgren ''uvbyβ'' 시스템 등이 있다.[10]

과거에는 광전 증배관과 같은 광감지 소자를 이용한 광전 광도계로 단일 천체의 광도를 측정했지만,[4] 현재는 여러 천체를 동시에 촬영할 수 있는 CCD 카메라가 주로 사용된다. 다만, 정밀한 시간 변화 관측이 필요한 경우에는 여전히 광전 광도계가 쓰이기도 한다.[14][15]

측광 시스템으로 측정된 등급은 일반적으로 "V"(mV) 또는 "B"(mB)와 같이 대문자로 표시한다. 이는 사람의 눈으로 관측하거나 사진으로 얻은 겉보기 등급[7](mv, mph, mp, mpv 등 소문자로 표기[16][17])과는 구분된다.[4] 예를 들어, 6등급 별이라도 어떤 필터(V, B)로 측정했는지, 혹은 시각(v)이나 사진(p)으로 관측했는지에 따라 6.0V, 6.0B, 6.0v, 6.0p 등으로 다르게 표기될 수 있으며, 측정된 값도 파장 범위나 기기의 감도에 따라 달라질 수 있다.[16] 예를 들어, 태양과 비슷한 별인 51 페가시[18]의 겉보기 등급은 UBV 시스템에서 V 필터로는 5.46등급(5.46V), B 필터로는 6.16등급(6.16B), U 필터로는 6.39등급(6.39U)으로 측정된다.[19]

서로 다른 필터로 측정한 등급의 차이를 색지수라고 하며, 이는 천체의 색깔, 즉 표면 온도와 관련이 있다.[20] 예를 들어 UBV 시스템에서는 B 필터 등급과 V 필터 등급의 차이인 B–V 색지수를 사용한다.[20] 51 페가시의 경우 B–V = 6.16 – 5.46 = +0.70인데, 이는 이 별이 G2IV 분광형에 해당하는 노란색 별임을 의미한다.[21][19] 이 색지수 값을 통해 별의 표면 온도를 추정할 수 있으며, 51 페가시의 유효 표면 온도는 5768±8 K로 계산된다.[22][23]

색지수의 또 다른 중요한 응용은 별들의 겉보기 등급을 색지수에 대해 그래프로 나타내는 것이다. 이를 색등급도라고 부르며, 이는 별에 대한 헤르츠스프룽-러셀 도표의 관측적 표현이다. 여러 별, 예를 들어 산개 성단[24]에 속한 별들의 측광 관측 결과를 색등급도로 나타내면, 별들의 진화 단계를 비교하거나 성단의 상대적인 나이를 추정할 수 있다.[25]

천문학에서는 다양한 측광 시스템이 사용되기 때문에 등급과 색지수를 나타내는 방식도 여러 가지가 있다.[10] UBV, UBVRI, JHK 시스템 외에도 각 시스템은 고유한 필터 기호를 사용한다. 예를 들어, 가이아 우주선은 'G' 등급과 파란색(GBP), 빨간색(GRP) 필터를 사용하며,[26][27] 스트룀그렌 측광 시스템은 'u', 'v', 'b', 'y' 필터와 두 개의 'β'(수소-베타) 필터를 사용한다.[10] 특정 측광 시스템은 특별한 장점을 가지기도 한다. 예를 들어, 스트룀그렌 측광은 성간 소광과 적색화의 영향을 측정하고 보정하는 데 유용하다.[28] 스트룀그렌 시스템의 ''b'' − ''y'' 색지수와 m 1, c 1 지수를 이용하면 적색화의 영향을 받지 않는 별의 물리량을 계산할 수 있다.[28]

측광 관측 결과는 천체의 광도를 결정하는 데 사용될 수 있다. 만약 천체까지의 거리를 알고 있다면, 역제곱 법칙을 이용하여 광도를 계산할 수 있고, 반대로 광도를 알고 있다면 거리를 추정할 수 있다. 또한, 분광 측광을 통해 천체의 온도나 화학 조성과 같은 다른 물리적 특성을 알아낼 수도 있다.

측광은 변광성, 소행성, 활동 은하핵과 같이 시간에 따라 밝기가 변하는 천체를 연구하거나, 외계 행성의 트랜싯 현상을 감지하는 데에도 효과적이다. 이러한 밝기 변화 관측은 식 변광성의 공전 주기와 반지름 결정, 소행성이나 별의 자전 주기 측정, 초신성의 총 에너지 방출량 추정 등 다양한 연구에 활용된다.

'''측광 관측으로 얻은 광도 곡선 예시'''

5. 응용

AERONET 광도계


측광 시스템은 다양한 천문학적 응용 분야에 사용된다. 측광 측정 결과를 역제곱 법칙과 결합하면, 대상의 광도를 알 경우 거리를 결정할 수 있고, 반대로 거리를 알 경우 광도를 결정할 수 있다.

대상 천체의 온도나 화학 조성과 같은 다른 물리적 속성 역시 광대역 또는 협대역 분광 측광법을 통해 결정될 수 있다. 예를 들어, 여러 천체를 두 개의 필터를 통해 관측하면 색등급도를 작성할 수 있는데, 이는 항성의 경우 관측량만으로 만들 수 있는 헤르츠스프룽-러셀 도표의 일종이다.

측광법은 또한 변광성, 소행성, 활동 은하핵, 초신성과 같은 천체의 밝기 변화를 연구하거나[7], 외계 행성의 통과를 감지하는 데에도 유용하게 사용된다.[7] 이러한 밝기 변화(광도 곡선)를 측정하여, 예를 들어 식쌍성 구성원의 궤도 주기와 반지름, 소행성이나 항성의 자전 주기, 또는 초신성의 총 에너지 출력을 결정할 수 있다.[7]

'''측광 관측으로 얻은 광도 곡선의 예'''

6. 소프트웨어

합성 개구 측광법 및 점상 광원 함수(PSF) 피팅 측광법에 사용할 수 있는 다양한 무료 컴퓨터 프로그램이 있다.

광학 천문 분야에서 널리 사용되는 데이터 정리 및 분석용 소프트웨어인 IRAF에는 측광용 패키지로 "APPHOT"과 "DAOPHOT"이 포함되어 있다. APPHOT는 개구 측광에, DAOPHOT는 PSF 측광에 사용되는 패키지이다. 특히 DAOPHOT는 PSF 피팅 측광법을 위한 최고의 소프트웨어로 널리 인정받고 있다.[38]

그 외에도 다양한 측광 소프트웨어가 사용된다. 주요 소프트웨어와 특징은 다음과 같다.

측광 소프트웨어 종류 및 특징
소프트웨어주요 기능특징비고
IRAF데이터 정리 및 분석광학 천문 분야에서 널리 사용되는 강력한 소프트웨어APPHOT, DAOPHOT 패키지 포함
APPHOT (IRAF 패키지)개구 측광IRAF 환경 내에서 개구 측광 수행
DAOPHOT (IRAF 패키지 포함)PSF 측광PSF 피팅 측광 분야 최고 소프트웨어로 평가됨[38]
SExtractor개구 측광, 천체 검출대규모 은하 조사 데이터 감소에 유용하며[36], 설정된 조건에 따라 천체 및 은하 검출 가능
Aperture Photometry Tool개구 측광그래픽 사용자 인터페이스 (GUI)를 제공하여 개별 이미지 연구에 적합[37]
Makali'i개구 측광그래픽 사용자 인터페이스 (GUI) 제공


7. 관련 단체

측광 데이터를 수집하고 온라인으로 공유하며 제공하는 전문적인 단체부터 아마추어 단체까지 다양한 조직이 존재한다. 이들 중 일부는 주로 다른 연구자를 위한 자료로 데이터를 수집하며(예: AAVSO), 다른 일부는 자체 연구를 위해 데이터 기여를 요청한다(예: CBA).

주요 관련 단체는 다음과 같다.

참조

[1] 논문 Synthetic stellar photometry - General considerations and new transformations for broad-band systems Oxford University Press 2014
[2] 서적 A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis https://books.google[...] Springer 2016-06-20
[3] 서적 Optical Astronomical Spectroscopy https://books.google[...] CRC Press 1995-01-01
[4] 논문 A light history of photometry: from Hipparchus to the Hubble Space Telescope 2007
[5] 논문 Differential photometry of HDE 310376, a rapid variable star
[6] 논문 Relative photometry of the possible main-belt comet (596) Scheila after an outburst 2012
[7] 서적 Observing Variable Stars, Novae and Supernovae https://books.google[...] Cambridge University Press 2014-08-21
[8] 웹사이트 Overview: Photoelectric photometer https://www.oxfordre[...] Oxford University Press 2019-05-20
[9] 논문 Integrating Photometers 1968-08
[10] 논문 Standard Photometric Systems http://www.mso.anu.e[...] 2005-09
[11] 논문 Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas 1953
[12] 논문 UBVRI photometric standard stars in the magnitude range 11.5-16.0 around the celestial equator 1992-07-01
[13] 논문 The UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK photometric system: passbands and synthetic colours
[14] 웹사이트 Photoelectric Astronomy https://www.atnf.csi[...] 2019-05-21
[15] 웹사이트 CCD Photometry http://www.britastro[...] 2019-05-21
[16] 웹사이트 The Stellar Magnitude System https://www.skyandte[...] 2019-05-21
[17] 서적 Norton's 2000.0 : Star Atlas and Reference Handbook https://archive.org/[...] Longmore Scientific
[18] 논문 Stars resembling the Sun 1996
[19] 웹사이트 51 Peg http://simbad.u-stra[...] Centre de Données astronomiques de Strasbourg 2019-05-22
[20] 웹사이트 The Colour of Stars https://www.atnf.csi[...] 2019-05-21
[21] 논문 The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars
[22] 웹사이트 Astronomical Magnitudes http://www.asterism.[...] 2019-05-22
[23] 논문 Chromospheric activity and evolutionary age of the Sun and four solar twins
[24] 웹사이트 PHY217 Observational Techniques for Astronomers : P05: Absolute Photometry http://slittlefair.s[...] 2019-05-24
[25] 웹사이트 Open Star Clusters : 8 of 10 : Evolution of Open Star Clusters http://www.southastr[...] 2019-05-20
[26] 논문 Gaia broad band photometry
[27] 웹사이트 Expected Nominal Mission Science Performance https://www.cosmos.e[...] 2019-05-23
[28] 논문 A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry 2015
[29] 논문 Algorithms for CCD Stellar Photometry 1999
[30] 논문 Aperture Photometry Tool https://authors.libr[...] 2012
[31] 서적 Scientific Astrophotography: How Amateurs Can Generate and Use Professional Imaging Data https://books.google[...] Springer Science & Business Media 2012-11-09
[32] 서적 Galaxies in the Universe: An Introduction https://books.google[...] Cambridge University Press 2018-07-25
[33] 웹사이트 PS1 Forced photometry of sources - PS1 Public Archive - STScI Outerspace https://outerspace.s[...]
[34] 논문 Processing GOTO survey data with the Rubin Observatory LSST Science Pipelines II: Forced Photometry and lightcurves 2021
[35] 논문 Forced Photometry for Pan-STARRS1 Objects Based on WISE Data https://link.springe[...]
[36] 웹사이트 'SExtractor{{nbsp}}– Astromatic.net' http://www.astromati[...]
[37] 웹사이트 Aperture Photometry Tool: Home http://www.aperturep[...]
[38] 논문 DAOPHOT: A Computer Program for Crowded-Field Stellar Photometry 1987
[39] 웹사이트 aavso.org http://www.aavso.org
[40] 웹사이트 Exoplanet - Amateur Detection http://astronomyonli[...]
[41] 웹사이트 'CBA @ cbastro.org - Center for Backyard Astrophysics' http://www.cbastro.o[...]
[42] 서적 天文学辞典 日本評論社 2012-07-20
[43] 웹사이트 Star Death Beacon at the Edge of the Universe https://www.eso.org/[...] '[[ヨーロッパ南天天文台|ESO]]' 2017-10-01
[44] 서적 Astrophysical Techniques Institute of Physics Publishing 2003-08-01
[45] 간행물 The Acquisition of Photometric Data https://www.aavso.or[...] 2012-06
[46] 간행물 Standard Photometric Systems 2005-09
[47] 간행물 DAOPHOT: A computer program for crowded-field stellar photometry 1987-03
[48] 간행물 SExtractor: Software for source extraction 1996-06
[49] 서적 Astronomical Photometry: A Guide https://books.google[...] Kluwer Academic Publishers 1992
[50] 간행물 Algorithms for CCD Stellar Photometry 1999
[51] 간행물 Aperture Photometry Tool 2012-07
[52] 간행물 Synthetic stellar photometry - I. General considerations and new transformations for broad-band systems 2014-10
[53] 간행물 The photometric method of detecting other planetary systems 1984-04
[54] 간행물 'Physical Studies of Minor Planets (Proceedings of IAU Colloquium 12)' 1971-03
[55] 간행물 Optical monitoring ofradio sources-II. The N-type and Seyfert galaxies 1971
[56] 간행물 The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) 2006-12
[57] 간행물 Amateur - Professional Partnerships in Astronomy 2000
[58] 문서 한국천문학회 편, 《천문학용어집》 261쪽 좌단 12째줄
[59] 서적 Astronomical photometry: a guide Springer 1992


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