천체 측광학이란 무엇인가?

천체의 빛의 복사량을 정량적으로 측정, 그리고 천체의 물리량과의 관계를 논하거나 측정 계측기나 관측 방법론을 연구하는 천문학의 한 연구 분야입니다. 역사적으로는 19세기에 포그송 Norman R. Pogson(1829― 1891)가 별의 겉보기 밝기를 정량적으로 정의된 등급에서 측정할 것을 제안했을 때 시작됩니다. 천체 측광의 천문학에의 응용의 주된 목적은 두 파장 영역의 등급 차이(즉 빛의 강도보다)인 색 지수에서 천체의 물리량을 요구하거나 변광 천체의 광도곡선(광도의 변화를 나타내는을 구하는 것입니다. 전자는 두색 그림과 HR도로 이용되며, 천체의 물리량에 의한 분류나, 항성진화론의 관측적 기초를 주고 있습니다. 후자는 각지의 천문대, 세월이 지나서 관측한 값을 비교하기 때문에 특히 데이터의 동질성이 요구됩니다. 어느 경우에도 표준은 삼성을 통해서 독자의 측광 시스템에서 국제적으로 인정된 측광 시스템으로 변환을 하게 됩니다.

 

측광 시스템은 파장에 대한 감도 곡선(파장에 의해서 검출기의 감도가 다르므로 그 모습을 나타낸 것)에 의해서 규정되어 주로 필터와 검출기의 조합으로 결정됩니다. 검출기에는 안시, 사진, 광전관, 고체 화상 소자가 이용되고 있습니다. 안시은 개인차나 시간 변화가 큰 참고 데이터 정도밖에 쓰지 않습니다. 사진은 화소 수가 많아 한번에 다량의 데이터를 다루는 점에서 유리하지만, 검은 빛과 광량의 관계가 모두 일정하지 않고 비례하지 않아서 교정이 복잡합니다. 광전관은 빛의 광전 효과를 응용한 것으로 지금은 다단식의 빛 전자증 배관이 이용됩니다. 계측 법에는 직류 방식과 광자 계수 방식이 있는데, 미약한 빛을 계측하려면 후자가 뛰어납니다. 광전관은 최종적으로 광자를 계수 되어 양자 효율도 높은 선형성(한차 비례 함수)를 가지는 것에 더욱 사진보다 성능이 좋습니다. 사진의 이점인 화소 수와 광전관의 성능의 장점을 갖춘 전하 결합 소자 charge coupled device( CCD) 같은 고체 화상 소자가 고안되어 1990년대 이후 사진이나 광전관 대신 천체 측광의 주요 검출기입니다. 안시, 사진, 광전관에 의한 관측의 정확도는 각각,±0.1등급,±0.05등급,±0.01등급인, CCD의 정확도는 광전관에 따른 것과 같거나 혹은 그 이상입니다. CCD에 따른 것은 거의 광전관 시스템을 답습하고 있습니다.

 

분광 관측은 보통, 대기를 통해서 이루어지므로, 천정 거리의 다른 표준 별을 관측하고 대기 흡수 보정을 실시하고 있지만, 광전 측광에서는 대기의 안정성이 정도를 했습니다. 천체의 복사량을 에너지의 단위로 계측하는 절대 측광도 이루어지고 있지만, 표준성을 이용한 상대 측광 만큼 정확도는 좋지 않습니다. 이상에서 말한 광대역 측광 외 천체 스펙트럼을 정량적으로 측광하기도 하고 분광 측정이라 불립니다.