성간 소광과 색초과

핵심 정리

별에서 나온 빛은 관측자에게 오는 동안 별과 관측자 사이의 성간 물질을 지난다. 성간 티끌은 별빛의 일부를 흡수하거나 산란시켜 관측되는 빛의 세기를 줄이며, 이 효과를 성간 소광이라 한다. 성간 물질이 많을수록 소광량이 커지고, 같은 시선 방향에서 더 많은 물질을 통과할수록 빛은 더 크게 약해진다. 성간 소광은 거리가 멀수록, 은하면에 가까울수록 커진다. 은하 중심 방향에서는 별까지의 거리가 멀수록 성간 소광량이 커진다. 성간 티끌에 의해 빛의 세기가 줄어 별이 어둡게 관측되면 겉보기 등급은 커진다.

성간 소광은 파장에 따라 다르게 나타난다. 파장이 짧은 빛일수록 더 크게 소광된다.성간 소광은 파장이 짧을수록 크다. 따라서 가시광선에서는 성간 먼지 때문에 별빛이 어두워 보이고, 가시광선보다 파장이 긴 적외선은 먼지의 영향을 덜 받아 더 잘 투과한다. 적외선은 가시광선보다 파장이 길다. 성간 티끌에 의한 소광은 가시광선에서 적외선보다 크며, 가시광선은 전파보다도 더 크게 소광된다. 파장별 소광량의 차이 때문에 별빛은 본래보다 붉게 보이고, 관측 색지수는 고유 색지수보다 커진다.

색지수는 별빛의 파장별 밝기 차이를 나타내는 값이다. 관측 색지수에서 고유 색지수를 뺀 값을 색초과라 하며, 색초과가 클수록 성간 소광량도 크다. 성간 물질이 많으면 소광과 색초과가 함께 커진다. 소광을 보정할 때는 관측된 밝기나 등급에서 성간 물질이 만든 영향을 고려해야 한다. 성간 소광을 보정한 밝기는 관측 밝기의 10^{0.4A_V}배이며, 여기서 A_V는 가시광선 영역의 소광량이다. 소광을 보정하면 천체의 거리는 보정 전보다 가깝게 구해진다.

성간 물질은 별빛의 색과 밝기뿐 아니라 성운의 관측 모습에도 영향을 준다. 암흑 성운은 뒤쪽의 별빛을 가려 배경보다 어둡게 보이며, 성운의 질량 대부분은 성간 기체이고 티끌은 일부다. 반사 성운은 주변 별빛을 반사하고, 발광 성운은 주변 고온 별의 자외선에 의해 기체가 전리되어 빛을 낸다. 성운 사진에서 어두운 부분이 보인다는 사실만으로 그 방향의 별이 성운 안에 있다고 단정할 수는 없다. 별의 관측 색지수와 고유 색지수의 차이를 비교해야 성간 물질에 의한 색초과를 판단할 수 있다.

자세히

별빛이 관측자에게 도달할 때의 세기는 별 자체의 밝기만으로 결정되지 않는다. 별과 관측자 사이에 성간 물질이 있으면 그 물질을 통과하는 동안 빛의 일부가 흡수되거나 산란되어 관측 방향에서 사라진다. 그 결과 실제보다 빛의 세기가 약하게 측정된다. 이때 관측된 밝기 감소를 성간 소광으로 다룬다. 소광은 별의 표면에서 빛이 덜 만들어졌다는 뜻이 아니라, 별에서 나온 빛이 관측자에게 오는 경로에서 약해졌다는 뜻이다. 따라서 별의 고유한 성질과 시선 방향의 성간 물질 효과를 구별해야 한다.

소광량은 빛이 통과하는 성간 물질의 양과 관련된다. 별과 관측자 사이에 물질이 많이 놓일수록 통과 과정에서 빛이 더 크게 약해진다. 거리가 멀어지면 별빛이 더 긴 경로를 지나며 성간 물질을 만날 가능성이 커지므로, 성간 소광은 거리가 멀수록 커지는 경향을 판단 기준으로 삼는다. 은하면에는 성간 물질이 분포하므로 은하면에 가까운 방향은 소광의 영향을 크게 받을 수 있다. 은하 중심 방향에서도 별까지의 거리가 멀수록 소광량이 커진다는 관계를 적용한다. 다만 사진에서 별과 어두운 무늬가 겹쳐 보인다는 것만으로 별과 성운의 앞뒤 관계를 확정해서는 안 된다. 시선 방향에 성운이 놓였는지, 별이 성운 안이나 뒤에 있는지는 색초과와 같은 관측값으로 판단해야 한다.

파장에 따른 소광 차이는 성간 적색화의 원인이다. 성간 티끌은 모든 파장의 빛을 같은 정도로 약하게 하지 않는다. 짧은 파장의 빛은 긴 파장의 빛보다 더 크게 소광되므로, 별빛 가운데 푸른 쪽 빛이 붉은 쪽 빛보다 관측자에게 덜 도달한다. 결과적으로 별빛은 실제보다 붉게 보인다. 이것은 별 자체의 표면 온도가 낮아졌거나 별의 고유 색이 바뀌었다는 뜻이 아니다. 별에서 나온 빛의 파장별 세기가 성간 물질을 통과한 뒤 다르게 관측된 결과다. 짧은 파장일수록 소광이 크다는 원리는 가시광선과 적외선을 비교할 때도 쓸 수 있다. 적외선은 가시광선보다 파장이 길어 성간 먼지의 영향을 덜 받는다. 따라서 가시광선 영상에서 티끌에 가려진 영역이 적외선 영상에서는 상대적으로 더 잘 드러날 수 있다.

색지수는 파장에 따른 별빛의 밝기 차이를 수치로 나타낸다. 별의 고유 색지수는 성간 물질의 영향을 받기 전 별의 색을 나타내고, 관측 색지수는 실제 관측에서 얻은 값이다. 성간 티끌은 푸른빛을 더 많이 약하게 하므로 관측 색지수는 고유 색지수보다 커진다. 두 값의 차이를 색초과로 나타내면 성간 적색화의 정도를 비교할 수 있다. 식으로는 E(B-V)=(B-V)_{관측}-(B-V)_{고유}로 쓴다. 색초과가 큰 별은 시선 방향에서 성간 물질의 영향을 더 크게 받은 것으로 해석한다. 성간 소광량이 클수록 색초과도 커지며, 색초과는 소광량을 추정하고 보정하는 데 쓰인다. 별의 고유한 색이나 표면 온도를 판단할 때는 관측 색지수만으로 단정하지 않는다. 고유 색지수와의 차이를 함께 보아야 성간 물질이 만든 효과를 분리할 수 있다.