천문학에서 별과 행성의 밝기를 측정하는 방법
천체의 밝기를 알면 이 물체가 보이는지 아닌지 알 수 있습니다. 그런데 실제로 이 밝기를 어떻게 측정합니까? 어떤 경우에 어떤 측정이 사용됩니까? 프로처럼 밤하늘을 관찰할 수 있도록 정리해보자! 추신 하늘에 있는 물체의 밝기를 빠르게 확인하려면 Sky Tonight 앱을 다운로드하세요.
내용
등급이란 무엇입니까?
천문학에서 등급은 천체가 하늘에 얼마나 밝거나 희미하게 나타나는지를 나타내는 척도입니다.
정의에서 "나타나다"라는 용어를 사용했다는 점에 유의하십시오. 우리가 일반적으로 의미하는 등급은 그 천체가 실제로 얼마나 밝은지 말해주지 않기 때문입니다. 얼마나 밝게 보이는지를 나타냅니다.
등급을 광도(L), 즉 우주에 있는 물체의 밝기와 혼동해서는 안 됩니다.
절대 등급과 겉보기 등급
천문학자들은 등급을 겉보기 등급과 절대 등급이라는 두 가지 일반적인 유형으로 나눕니다.
- 겉보기 등급(m, 종종 간단히 "등급" 또는 mag)은 지구에서 본 천체의 밝기입니다.
- 절대 등급(M)은 지구에서 10파섹² 떨어진 거리에 있는 물체의 밝기를 나타냅니다. 천문학자들이 10파섹의 거리를 선택한 이유는 그 거리가 1902년에 알려진 별들의 평균 거리에 가까웠기 때문인 것 같습니다. 행성과 작은 태양계 천체의 절대 등급(H)은 거리를 기준으로 자주 인용됩니다. 관찰자로부터 1AU.
¹1천문학에서 거리의 단위인 1파섹은 3.26광년, 즉 3.09 × 1013km에 해당합니다.
물체의 절대 등급은 성간 물질과 우주 먼지에 의한 흡수로 인해 빛이 소멸(또는 어두워짐)되지 않고 측정된다는 점을 지적하는 것이 중요합니다.
따라서 겉보기 등급은 물체의 고유 광도, 거리, 밝기가 감소하는 소광에 따라 달라집니다. 절대 등급을 사용하면 관찰자로부터 표준 참조 거리에 모든 물체를 가상으로 배치하여 물체의 고유 광도(주어진 스펙트럼 범위 내)를 비교할 수 있습니다.
태양과 리겔을 봅시다. 우리 하늘에서 태양은 리겔보다 훨씬 밝게 나타나므로 겉보기 등급이 더 높습니다(태양의 겉보기 등급은 -26.8이고 리겔의 겉보기 등급은 0.18입니다). 그러나 태양과 리겔을 모두 지구에서 10파섹 떨어진 곳에 배치하면 리겔이 태양보다 눈에 띄게 밝아집니다. 이는 리겔의 절대 등급이 -6.69이고 태양의 경우 4.83이기 때문입니다.
다음은 몇 가지 추가 예입니다.
- 센타우루스자리 알파: m = −0.3 대 M = 4.1
- 캐노푸스: m = −0.7 대 M = −3.1
- 데네브: m = 1.26 대 M = −7.1
- 해왕성: m = 7.8(평균) 대 H = −6.9
겉보기 등급은 단위 없이 숫자로 표현됩니다. "안타레스의 등급은 1.09입니다."와 같은 내용이 표시되면 겉보기 등급이 암시된다는 의미입니다. 이는 "안타레스(mag 1.09)", "안타레스(1.09m)" 또는 "안타레스(m = 1.09)"로 더 간결하게 작성할 수 있습니다. 겉보기 등급 이외의 등급 유형을 참조할 때 천문학자들은 "안타레스의 절대 등급은 -5.28" 또는 "안타레스(M = -5.28)"라는 문구나 약어를 사용하여 등급 유형을 작성하여 유형을 지정합니다. 그들은 또한 공식에 문자를 사용합니다.
그런데 겉보기 등급은 육안과 망원경으로 모두 측정할 수 있습니다. 스펙트럼의 가시 범위와 다른 범위(사진, UV, IR) 모두에서. 이 경우 "겉보기"는 "관찰 가능한"을 의미하며 특별히 사람의 눈을 의미하지는 않습니다. 인간의 눈으로 볼 수 있는 것만 고려한다면 시각적 등급를 측정하는 것입니다. 그러나 많은 대중 과학 자료에서는 이러한 용어를 같은 의미로 사용합니다.
등급은 어떻게 측정됩니까?
등급 척도
기원 137년에 고대 천문학자 프톨레마이오스는 별을 1(가장 밝음)에서 6(가장 희미하고 육안으로 거의 보이지 않음)까지 6점 척도로 분류하고 등급이라는 용어를 만들었습니다. 처음에 이 시스템은 그룹 내의 밝기를 구분하지 않고 별을 6개의 개별 그룹으로 그룹화했습니다. 오늘날 우리는 이 등급 척도의 개선된 버전을 사용합니다.
프톨레마이오스의 척도는 천체가 얼마나 상대적으로 밝게 보이는지에 대한 시스템입니다. 이러한 시스템에는 영점 또는 기준 별이 필요합니다. 전통적으로 겉보기 등급이 0.0인 베가를 기준별로 간주했습니다.
물론, 망원경의 발달로 우리는 희미한 성운이나 먼 은하와 같이 훨씬 더 어두운 천체를 포함하도록 이 척도를 확장했습니다.
또한 태양, 달, 일부 행성과 같이 하늘에 있는 더 밝은 천체를 포함하도록 척도를 확장했습니다. 베가는 등급이 0인 별로 간주되었기 때문에 천문학자들은 베가보다 밝은 물체에 음수 값을 할당했습니다. 다음은 밝은 천체의 겉보기 등급의 몇 가지 예입니다.
- 태양: –26.5
- 보름달: –12.5(평균)
- 금성: –4.3(평균)
- 목성: –2.7(평균)
- 시리우스: -1.44
- 베가: 0.0
- 데네브: 1.25
따라서 이 등급 척도는 혼란스러울 수 있지만 숫자가 클수록 천체가 더 어두워진다는 점을 기억하세요. 가장 밝은 천체는 음의 등급을 갖습니다.
별이 등급에 따라 분포하는 방법
여러분은 우리 밤하늘에 밝은 별보다 훨씬 더 어두운 별이 있다는 것을 알아차렸을 것입니다. 다음은 등급에 따른 별 수의 단순화된 분석입니다.
- 등급 –1.5 ~ –0.5: 별 2개
- 등급 –0.5 ~ 0.5: 별 6개
- 등급 0.5에서 1.5까지: 별 14개
- 등급 1.5에서 2.5까지: 별 71개
- 등급 2.5에서 3.5까지: 별 190개
- 등급 3.5에서 4.5까지: 별 610개
- 등급 4.5에서 5.5까지: 별 1,929개
- 등급 5.5에서 6.5까지: 별 5,946개
이 숫자는 하늘 전체에서 육안으로 볼 수 있는 모든 별을 나타냅니다. 우리는 어느 순간 하늘의 절반만 볼 수 있기 때문에, 한 번에 볼 수 있는 실제 별의 개수는 다릅니다.
겉보기 등급 척도 계산 방법
우리는 1등급 별이 2등급 별보다 더 밝다는 것을 알고 있습니다. 하지만 얼마나 더 밝아졌나요?
등급 척도는 대수적이며, 5등급의 차이는 항상 100배의 밝기 변화에 해당합니다. 이는 1등급 별이 6등급 별보다 100배 더 밝다는 것을 의미하며, 마찬가지로 2등급 별은 7등급 별보다 100배 더 밝다.
척도의 작동 방식은 다음과 같습니다.
- 1등급 차이(예: 1에서 2)는 밝기를 약 2.5배 변경합니다.
- 이 요인은 각 단계마다 복합적으로 작용합니다. 즉, 3등급 별은 1등급 별보다 6.25배 더 어둡습니다(2.5 x 2.5=6.25).
이 척도를 5등급으로 확장하면 계수는 2.5가 되고 5제곱은 약 100이 됩니다. 하지만 계산기를 사용하면 숫자의 합이 제대로 나오지 않는다는 것을 알 수 있습니다. 2.5가 단순화되었기 때문입니다. 정확한 숫자는 100^(1/5) ≒ 2.51188643150958입니다. 대부분의 소스에서 이 숫자는 2.5 또는 2.512로 단축되어 표시됩니다. 1등급, 2등급, 3등급, 4등급, 5등급의 별 사이의 등급 변화는 다음과 같습니다.
- 1등급 차이: 2.512 ≒ 2.5
- 2등급 차이: 2.512 x 2.512 ≒ 6.3
- 3가지 크기 차이: 2.512 x 2.512 x 2.512 ≒ 15.8
- 4등급 차이: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≒ 39.8
- 5등급 차이: 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 ≒ 100
이제 우리는 보름달이 밤하늘에서 다음으로 가장 밝은 천체인 금성과 비교하여 얼마나 밝은지 계산할 수 있습니다. 등급은 약간씩 다르므로 보름달의 등급은 -12.7, 금성의 경우 -4.6으로 가정하겠습니다.
보름달과 금성의 등급 차이는 –4.6 – (–12.7) = 8.1 단위입니다.
1등급의 차이는 밝기를 약 2.512배 증가시키므로, 8.1배의 밝기는 (2.512)^8.1배, 즉 1,700배 증가합니다.
따라서 보름달은 금성보다 약 1,700배 더 밝습니다! 등급에 따라 밝기를 비교하는 일반 방정식을 사용하면 다음과 같이 표현할 수 있습니다.
Iᴬ / Iᴮ ≒ 2.512^(mᴮ – mᴬ)
여기서 Iᴬ과 Iᴮ는 각각 천체 A와 B의 강도(또는 밝기)를 나타냅니다. mᴮ, mᴬ는 등급입니다.
겉보기 등급을 구하는 방법
천체의 정확한 겉보기 등급을 찾기 위해 천문학자들은 이 천체의 플럭스 또는 강도(초당 망원경 탐지기에 도달하는 단위 면적당 에너지의 총량)를 측정합니다. 그런 다음 다음 공식을 사용하여 광원을 참조 별과 비교하여 광원이 얼마나 상대적으로 밝게 보이는지 비교합니다.
m₁ – m₀ = –2.5 × log₁₀ (F₁ / F₀)
여기서 m은 등급(이미 알고 있듯이)이고 F는 플럭스입니다. 천문학자들이 물리학에서 종종 "flux(플럭스)"라고 부르는 것을 "intensity(유속)"이라는 용어로 사용하기 때문에 많은 출처에서 F 대신 I가 사용됩니다.
이미 언급한 바와 같이 기준 별(영점)은 베가별로 선택되었습니다(즉, F₀는 베가의 플럭스이고 m₀은 베가의 등급입니다).
정확한 광도계와 카메라의 출현으로 천문학자들은 베가조차도 완벽한 참조 별이 아니라는 것을 깨달았습니다. 밝기는 시간이 지남에 따라 ~0.03등급까지 다양해졌습니다. 따라서 정확성을 위해 천문학자들은 일정한 플럭스를 갖는 이론적 소스를 기반으로 영점을 생각해냈습니다. 그러나 육안 관측의 경우 베가는 여전히 등급 0의 표준 역할을 할 수 있습니다.
별과 기타 천체의 밝기를 측정하는 데 전념하는 과학 분야인 측광이 있습니다.
다양한 등급 시스템: 스펙트럼 범위
등급은 수신기의 스펙트럼 감도(눈, 광전 검출기, 사진 판 등)에 따라 달라집니다.
스펙트럼 범위와 관련하여 다양한 등급 시스템이 있으며 각각 특정 측정 범위를 선택하는 방식이 다릅니다.
시각 등급(mᵥ)은 별이 눈에 어떻게 보이는지 나타냅니다.
사진 등급(mₚ)은 추가 조명 필터 없이 얻은 사진 판의 별 이미지에서 측정됩니다. 사진 유제는 청색 광선에 민감하고 적색 광선에는 둔감하기 때문에 사진 건판에서 푸른 별은 (눈으로 보이는 것보다) 더 밝게 나타납니다.
천문학자들은 스펙트럼의 다양한 대역에서 측정된 광원의 밝기를 비교하여 색상을 파악하고, 표면 온도(별인 경우) 또는 알베도(행성인 경우)를 추정하고, 성간 빛의 정도를 결정할 수 있습니다. 흡수 및 기타 중요한 특성.
따라서 주로 광 필터 선택에 따라 결정되는 표준 측광 범위 시스템이 개발되었습니다. 가장 인기 있는 것은 자외선(U), 청색(B), 가시광선(V)의 3색 UBV 시스템입니다. 가시 범위는 사진 범위에 매우 가깝고 파란색 범위는 사진 범위에 가깝습니다.
스펙트럼에 민감한 수신기 외에도 볼로메트릭 등급(스펙트럼의 모든 범위에 걸쳐 합산된 방사 플럭스)을 측정하는 볼로미터가 있습니다. 볼로메트릭 등급을 사용하면 광원까지의 거리와 성간 흡수 정도를 알고 있는 경우 천체의 광도를 계산할 수 있습니다.
표면 밝기
지금까지 우리는 별이나 행성과 같은 광원의 정확한 광원에 대해 주로 논의했습니다. 그러나 밤하늘의 모든 물체가 별만큼 작은 것은 아닙니다.
일부 천체는 은하나 성운과 같이 넓은 지역에 걸쳐 펼쳐져 있습니다. 천체의 모든 광속을 취하여 그것으로부터 등급을 결정하는 것은 오해의 소지가 있을 수 있습니다.
따라서 이 경우 겉보기 등급은 '이 천체가 지구상의 관찰자에게 얼마나 밝습니까?'라는 주요 질문에 답하는 데 실제로 도움이 되지 않습니다.
예를 들어, 안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4 등급으로 빛 오염 지역에서도 육안으로 볼 수 있습니다! 그러나 이것은 우리가 밤하늘에서 보는 것과 일치하지 않습니다.
천문학자들은 단위 면적당 밝기를 측정하는 표면 밝기를 사용하여 이 문제를 해결합니다. 이는 전체 개체에 걸쳐 개체의 밝기를 평균화합니다.
표면 밝기(SB)는 은하나 성운과 같이 공간적으로 확장된 물체 또는 밤하늘 배경의 겉보기 밝기 또는 단위 각도 영역당 자속 밀도를 정량화합니다.
천체의 표면 밝기는 종종 제곱 아크초당 등급(mag/arcsec²) 또는 제곱 아크분당 등급(mag/arcmin²)로 표현됩니다. 겉보기 등급이 가장 낮고 표면 밝기가 가장 낮은(가장 밝은) 천체는 다음과 같습니다.
- 오리온 성운: 4m 대 17mag/arcsec²
- 안드로메다 은하: 3.4m 대 11mag/arcsec²
- 삼각형 은하: 5.7m 대 14.2mag/arcsec²
- 보데 은하: 6.9m 대 25mag/arcsec²
그러나 천체의 표면 밝기는 육안 관찰에 중요함에도 불구하고 거의 언급되지 않습니다.
흥미로운 사실: 눈은 점 광원(예: 별)에서 나오는 빛보다 확산 또는 퍼진 광원(예: 은하)에서 나오는 빛을 더 잘 감지합니다.
즉, 점 광원이 있는 물체보다 확산 밝기가 있는 물체를 더 쉽게 볼 수 있습니다. 안드로메다 은하의 핵심은 ~11 mag/arcsec²이지만 여전히 눈에 보입니다. 은하의 바깥쪽 가장자리는 훨씬 더 어두운 목표인 22 mag/arcsec²의 망원경으로 볼 수 있습니다!
겉보기 등급의 한계: 관찰자를 위한 안내
한계 등급은 하늘에서 볼 수 있는 가장 희미한 물체의 겉보기 등급입니다. 여기 모든 아마추어 천문학자에게 유용한 치트 시트가 있습니다. 그것은 당신의 관찰에 도움이 될 것입니다.
- 혜성의 육안 한계: 4
- 행성과 별의 육안 한계: 6.5
- 7×50 쌍안경 한계: 10
- 35mm 조리개 망원경 한계: 11.3
- 60mm 조리개 망원경 한계: 12.3
- 102mm 조리개 망원경 한계: 13.3
빛 공해는 여러분이 볼 수 있는 크기의 범위에 큰 영향을 미친다는 점에 유의하세요! 이상에 가까운 조건을 관찰하기 위한 수치를 제공했지만 해당 수치는 귀하의 위치에 따라 다를 수 있습니다. 간편한 눈금을 사용하여 하늘이 얼마나 어둡거나 밝은지를 나타내는 방법을 알아보세요.
그런데, 망원경의 한계 등급(완벽한 조건에서 망원경으로 볼 수 있는 가장 희미한 등급)을 알아내려면 망원경 한계 등급 계산기를 사용할 수 있습니다.
결론
등급은 관측 천문학에서 가장 중요한 개념 중 하나입니다. "이 천체는 얼마나 밝습니까?"라는 가장 중요한 질문에 답하기 때문입니다. 밝기에 따라 천체를 분류하기 위해 천문학자들은 가장 밝은 천체의 등급이 가장 낮은 대수 등급 척도를 사용합니다. 아마추어 관찰자는 등급을 이해함으로써 천체의 밝기를 식별하고 비교하는 능력을 향상시킬 수 있습니다.
지금 하늘에서 가장 희미한 물체를 보려면 무료 Sky Tonight 앱을 다운로드하세요. 이 앱을 사용하면 하단의 슬라이더를 사용하여 화면에 표시되는 등급 제한을 변경할 수 있습니다. 앱의 슬라이더에는 아이콘(눈, 쌍안경, 망원경)이 있어 가시성을 기준으로 개체를 필터링할 수 있습니다.
