측광법 (Photometry)
쉽게 풀면
천체가 얼마나 밝은지를 숫자로 정확하게 재는 방법이다.
왜 중요한가
측광은 천체의 밝기를 정량적으로 재는 기본 기술로, 별의 온도와 거리, 은하의 별 형성률과 질량, 변광 현상의 모든 분석이 측광값에서 출발합니다. 외계행성 통과의 밀리등급 신호, Ia형 초신성의 최대 밝기, 세페이드의 주기-광도 관계가 모두 정밀 측광의 산물이며, CCD 측광으로 정밀도가 사진 건판 시대보다 백 배 이상 향상되었습니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
존슨과 모건은 UBV 측광 시스템이라는 표준화된 필터 체계를 확립하여, 이후 천체의 밝기와 색을 일관되게 비교할 수 있는 기준을 마련했다.
이러한 다중 파장 측광 자료는 천체의 물리적 특성을 분광관측 없이도 근사적으로 파악할 수 있게 해주는 실용적 방법으로 활용된다.
조금 더 깊게 보면
지상 측광은 대기 소광이 고도와 파장에 따라 변하므로 소광 계수를 매 밤 구해야 하고, 그래도 남는 변동은 비교성을 이용한 차등 측광으로 상쇄합니다. 등급 체계는 밝을수록 작아지는 역방향 로그 척도라 직관과 어긋나며, 절대 보정된 등급과 상대 밝기 변화는 정밀도의 의미가 다릅니다. 조리개 크기 선택, 혼잡한 시야의 PSF 맞춤, 배경 하늘 추정 같은 세부가 결과를 좌우해 방법 명시 없는 측광값은 비교가 어렵습니다. 겉보기 등급을 절대 등급으로 바꾸려면 거리와 성간 소광을 함께 알아야 하므로, 측광만으로 얻은 밝기 정보는 거리 측정과 항상 짝을 이루어 해석된다. 상대 측광은 절대적인 보정 없이도 같은 시야 안의 여러 별을 기준으로 밝기 변화만 정밀하게 잴 수 있어, 외계행성 통과처럼 미세한 변화를 검출하는 데는 절대 측광보다 오히려 더 정밀도가 높다.
주의할 점
측광값은 사용된 필터 시스템과 관측 조건(대기 소광 등)에 따라 달라질 수 있어, 서로 다른 관측 자료를 비교할 때는 동일한 표준 시스템으로의 보정이 필요하다.
고정 조리개 측광과 점퍼짐함수 맞춤 측광은 혼잡한 시야에서 서로 다른 결과를 주므로, 어느 방법을 썼는지가 특히 조밀한 성단이나 겹친 은하의 밝기 비교에 영향을 준다.