색지수와 색초과

별의 물리량을 측정하거나 별의 등급을 결정하는데 굉장히 중요한 개념 중 하나가 색지수와 색초과이다. 본 포스팅에서는 색지수와 색초과에 대해 알아볼 예정이다.

  1. 색지수

색지수(Color indelx, CI)란, 쉽게 말해 별의 색깔을 숫자로 표현해 놓은 것이다. 

 

어떤 방법으로 숫자로 표현하느냐... 예전에는 사진으로 관측한 밝기와 눈으로 관측한 밝기의 차로 계산했다고 한다. 사진으로 찍은거나 눈으로 본거나 밝기가 같으니 빼봐야 0이 아니냐 생각할 수 있지만, 사진은 청색 빛에, 우리 눈은 녹색 빛에 더 민감하게 반응하여, 등급이 약간 차이가 난다고 한다. 이를 이용해 색을 표현하였다. 그런데 이 방법은 정확하지 못하다. 때문에 현대에서는 B filter에서 관측한 밝기와 V filter에서 관측한 밝기의 차로 계산한다. 그래서 아래 공식과 같은 관계를 가지게 된다.

지난 포스팅에서 겉보기 등급과 절대등급에 대한 논의를 했었다. 겉보기등급이나 절대등급은 밝을 수록 숫자가 작다. 

 

별의 스펙트럼을 관측하면 흑체복사에 근사할 수 있는 플랑크 곡선이 나타난다. 이게 무슨말이냐면 파장에 따라 밝기가 다르다는 소리이다. 청색 별은 청색에서 에너지가 강하고, 적색 별은 적색에서 에너지가 강하다.

 

따라서 청색 별은 적색보다 청색에서 등급이 작을 것이고, 적색 별은 청색 보다 적색에서 등급이 작을 것이다. 이는 위 그림을 보면 쉽게 알 수 있다.

 

그래서 청색 별은 색지수가 음수를, 적색 별은 색지수가 양수를 띄게 된다. 따라서 별의 색에 따라 서로 색지수가 달라지게 된다. 보통 온도가 높은 별은 청색, 온도가 낮은 별은 적색을 띈다. 아래 그림을 보면 표면온도와 색의 관계가 나타나 있다.

위 과정을 정리해 보면, 청색 별일수록 색지수가 작아지고, 적색별일수록 색지수가 증가한다. 색지수 결정의 표준이 vega인데, vega는 흰색별이고, vega의 색지수를 0으로 하여 색지수를 결정하게 된다.(이렇게 표준을 잡는 이유는, 관측 기기마다 조금씩 등급이 다르게 측정되기 때문에, 일종의 영점조정을 하는 것이다. 이 기준이 vega이다.)

 

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  2. 색초과

그럼 색초과는 무엇일까? 별은 성간물질을 통과하며 산란되어 밝기가 어두워지는데, 파장에 따라 산란되는 정도가 다르다. 일반적으로 청색빛이 더 많이 산란되고, 적색빛이 더 적게 산란된다. 

<성간적색화현상(출처 : http://khadley.com/Courses/Astronomy/ph_206/topics/interstellarMedium/)>

성간물질을 통과하며 청색빛이 많이 날라가버린 별빛은 당연히 원래 색 보다 붉어지게 된다. 이를 성간적색화현상(interstellar reddeing)이라고 한다. 성간적색화에 의해 당연히 별 전체의 밝기는 원래보다 어두워지게된다. 또한 위에서 언급하였듯이 원래보다 붉어지기 때문에 색지수도 증가하게 된다. 색초과(color excess, C.E.)란, 바로 관측된 별의 색지수와 원래 별의 색지수의 차이이다. 색초과는 아래와 같은 간단한 공식으로 계산한다. 

 

색초과 = 관측된 별의 색지수 - 원래 별의 색지수

 

그럼 원래 색지수를 모르는 어떤 별이 얼마나 색초과를 받았는지는 어떻게 알아낼까? 다소 내용이 어려울 수 있어 간단하게만 소개하고자 하는데, 표준 산개성단이나 구상성단과 같은 표준 색-색도와 관측한 색-색도를 상호 비교함으로써 알아낸다고 한다. 이 부분은 참고만 하면 될 것 같다.

 

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