적색편이는 물체가 내는 빛의 파장이 늘어나 보이는 현상인가요?
적색편이
적색편이(赤色偏移, )는 물체가 내는 빛의 파장이 늘어나 보이는 현상이다. 일반적으로 전자기파의 가시광선 영역에서, 파장이 길수록 (진동수가 작을수록) 붉게 보이기 때문에, 물체의 스펙트럼이 붉은색 쪽으로 치우친다는 의미에서 적색(赤色) 편이(偏移)라고 불린다.
적색거성
적색거성은 중심핵에서 수소가 소진되어 핵을 둘러싼 껍질에서 수소의 열핵융합이 일어나는 별로, 태양의 수십에서 수백 배 정도의 반지름을 가지고 있다. 그러나, 이들의 외곽 껍질의 온도는 그보다 더 낮기 때문에 불그스름한 오렌지색을 띤다. 껍질의 에너지 밀도는 낮지만, 적색거성은 매우 크기 때문에 태양보다 훨씬 밝다. 적색거성 가지의 별의 광도는 태양 광도(L)의 수백 배에 해당하며, 분광형은 K형 또는 M형이고, 표면온도는 3,000~4,000 K, 직경은 태양 직경(R)의 20~100 배이다. 수평가지에 있는 별은 그보다 뜨겁고, 점근거성가지에 있는 별은 태양의 약 천 배 이상 밝지만, 두 유형 모두 적색거성가지에 있는 별보다 드물다. 거시공동
천체물리학에서 연구의 주제으로서의 거시공동은 적색편이 탐사가 유명해지기 시작하여 1978년 독립된 두 천체물리학 연구팀이 대규모 영역에서의 은하 및 아벨 은하단의 분포로부터 초은하단과 거시공동 발견을 주도했던 1970년대 중반부터 시작되었다. 새로운 적색편이 탐사는 종종 빽빽하게 뭉치거나 겹쳐지는 우주적 구조의 2차원 지도에 깊이(거리)를 더하여 우주의 3차원 지도를 작성할 수 있도록 도움을 줌으로써 천문학의 장에 큰 변혁을 일으켰다. 적색편이 탐사에서 깊이는 허블의 법칙에 따라 우주의 팽창에 기인한 은하의 각 적색편이로부터 측정되었다. 라이먼-알파 숲
적색편이가 심한 퀘이사 같은 경우에는, 라이먼-알파 숲의 줄 수는 6정도까지 적색편이될수록 점점 많아지며, 거쳐가는 성간구름의 수소들이 너무 많아 숲이 건-페터슨 통과 현상을 보여준다. 이 현상은 우주 재전리 현상의 거의 끝을 보여준다. 적색초거성
이렇게 막대하게 커진 별들은 광구면이 우주 공간과 확연히 구별되지 않으며, 자신의 질량을 외부로 방출한다. 적색초거성에서 발산하는 항성풍은 속도가 느리며 밀도가 크다. 이들은 중심핵에서 일어나는 핵융합 반응 속도가 느려질 경우 청색초거성으로 수축하게 된다. 청색초거성은 적색초거성과는 반대로 속도는 빠르나 밀도가 낮은 항성풍을 발산한다. 적색편이
일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값(formula_1)은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다.
만약 광원이 관측자로부터 멀어질 경우, 적색편이가 일어나고("z" > 0), 반대로 가까워질 경우에는 청색편이가 일어난다("z" < 0). 이렇게 광원과 관측자의 상대적인 움직임 때문에 생기는 적색편이를 도플러 적색편이라고 부른다. 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 광속("c")보다 매우 작은 속도 "v"로 움직이고 있다면, 적색편이는 다음과 같이 결정된다. 간상세포
George Wald 와 동료들의 실험을 통해 간상세포가 498nm(초록색, 파란색) 부근의 파장의 빛에 가장 민감하고, 640nm(붉은색) 이상의 파장에서는 완전히 빛을 감지하지 못한다는 것을 알 수 있다. 이러한 사실을 통해 간상세포가 시각의 대부분의 역할을 하게 되는 저녁때 붉은색에 비해 푸른색이 더 밝게 보이는 퍼킨제 효과(Purkinje effect)를 설명할 수 있다. 유성
실제로 빛을 내는 부분은 뜨거워진 유성체 자체가 아니다. 유성체가 그 주위를 둘러싼 대기 속의 원자와 분자를 이온화했다가 그것이 재결합될 때, 또 들뜸 상태가 되었다가 되가라앉음 상태가 될 때, 빛이 나오게 된다. 이 빛들은 원자나 분자의 종류에 따라 특유의 파장을 갖는데 그 때문에 유성의 빛깔이 다른 것이다. 이때 유성체에서 증발한 철, 마그네슘과 같은 원소도 마찬가지로 특유의 색깔을 내게 된다. 적색편이
또는 적분을 정리하면 레이저 의학
빛을 증폭한다는 것은 간단히 말하면 빛의 힘을 강하게 만드는 것을 말한다. 그것은 어떤 물질을 구성하는 원자와 분자를 자극하여, 빛 등의 전자파를 에너지로서 꺼내는 것을 말한다. 물질에는 각각의 고유한 에너지 레벨이 있어, 증폭되었을 때에 방출되는 빛의 에너지도 각각 일정한 값을 갖는다. 방출되는 빛의 파장이 물질마다 달라지는 것은 그 때문이다. 분자와 원자는 통상 각각 일정한 에너지 레벨에서 안정되어 있는데, 이것을 기저 상태(基底狀態)라 한다. 그런데 밖으로부터 자극을 받으면 에너지 레벨이 높은 여기 상태가 된다. 이 때의 분자와 원자는 매우 불안정하기 때문에 에너지 레벨이 낮은 안정 상태로 돌아가려고 빛을 방출한다. 이 자연 방출로 얻어지는 빛은 무질서한 빛이 혼재하여 파장도 위상도 제각기 다르다. 이와 같은 빛을 '인코히런트'한 빛이라 하는데, 이 빛은 우리가 일상 생활에서 체험하는 빛과 똑같은 것이다. 한편 원자와 분자는 자신이 자연 방출하는 빛과 똑같은 파장의 빛에 부딪치면 유도되듯이 빛을 방출하는 성질이 있다. 이 빛은 원래의 빛과 파장·위상·진행 방향도 완전히 똑같은 가간섭적(可干涉的) 코히런트(coherent) 빛이다. 레이저 광을 꺼내는 데는 광공진기(光共振器)를 사용한다. 이것은 광축(光軸)이 일치하도록 좌우에 서로 마주보는 거울을 놓고, 그 사이에 레이저 발진(發振)을 시키기 위한 물질 ,레이저 매질(媒質)을 놓은 것이다. 매질로서는 결정(結晶)을 비롯한 고체 외에 액체, 기체도 사용되는데 현재까지 수천 종류에 이르는 레이저 광이 확인되고 있다. 이 광공진기의 레이저 매질에 자극을 주어 연속적으로 여기(勵起)를 만들어 내면, 자연 방출과 유도 방출이 일어난다. 자연 방출도 유도 방출도 처음에는 제각기 다른 방향을 향해서 일어나지만 좌우의 거울에 수직으로 닿는 빛만은 반사되어 거울 사이를 몇 번이고 왕복하는 동안에 유도 방출을 되풀이하여 레이저 광으로 성장해 간다. 이때 한쪽 거울에 부분 투과성의 것을 사용하면 내부를 왕복하고 있는 빛의 일부분이 광공진기 밖으로 방출된다. 이렇게 해서 레이저 광이 발생되는 것이다. 백색 잡음
백색잡음(白色雜音) 또는 화이트 노이즈()은 물리적으로 전도체 내부에 있는 이산적인 전자의 자유 운동으로부터 야기되는 잡음으로, 처음으로 이것을 구분하고 특징을 규명한 사람의 이름을 따서 존슨 노이즈(Johnson Noise)라고도 한다. 양색성
양색성(dichroisim)은 가시광이 다른 파장의 색의 구분이 되는 빔으로 갈라지게 하거나 다른 편광의 광선을 다른 비율만큼 흡수하는 성질을 말한다. 광학에서 구분이 되지만 관련된 의미를 지닌다. 선폭 증대
방출선을 내는 가스의 원자는 속도분포를 갖을 것이다. 각각의 광자는 관찰자로부터 상대적인 움직임에 대해 ‘적색’ 또는 ‘청색’ 편이를 일으킬 것이다. 높은 온도의 가스일수록, 각각의 입자의 상대적 움직임에 대한 다양한 속도분포 때문에 넓은 스펙트럼을 갖게될 것이다. 이 선폭증대의 분포는 가우스 분포에 의해 기술된다. 굴절
빛은 각 파장에 따라서 굴절되는 양이 다르다. 파장이 길수록 굴절이 적게 되며, 파장이 짧을수록 굴절이 많이 된다. 가시광선 영역에서는 파장이 긴 빨간색이 꺾이는 양보다 보라색이 꺾이는 양이 더 크다. 그래서 약 430~600 nm 사이의 파장을 갖는 빛이 골고루 섞인 백색광은 굴절을 하면서 각각의 파장에 따라 굴절되는 양이 달라지게 되는데 이를분산이라고 부른다. 분산은 아이작 뉴턴(Issac Newton)이 프리즘을 연구하면서 처음 발견했다. 아이작 뉴턴은 프리즘으로 백색광인 햇볕이 모든 빛을 포함하고 있어 이를 분해할 수 있으며, 분해된 빛을 다시 합치면 백색광이 됨을 실험으로 보였다. 상의 일그러짐
상의 일그러짐또는 상의 왜곡은 광학 수차의 하나이다. 다른 수차가 화상의 초점 선명도와 관계가 있지만, 왜곡은 화상의 전체적인 모양(Shape)과 관련이 있다. 왜곡은 보통, 이상적인 상의 위치를 벗어난 거리에 대한 이상적인 상의 높이의 백분율로 표현된다. 왜곡은 피사체의 정확한 상과 같지 않은 Pincushion(실패형)이나 Barrel(원통형) 효과를 보여준다. 일반적으로 줌렌즈는 가장 짧은 초점길이(최대 광각점)일 때 음의(원통형) 왜곡을 보이며, 가장 긴 초점길이(최대 망원점)일 때 양의(실패형) 왜곡을 보인다. 적색편이
광원과 관측자 사이의 속도가 빛의 속도에 가까워지게 되면, 특수상대론을 이용하여 적색편이를 구해야 한다. 광원이 빛에 가까운 속도로 움직일 경우에는, 특수상대론의 시간지연현상() 때문에, 다음과 같이 로런츠 인자()라고 불리는 formula_14항이 적색편이 공식에 추가된다. 상대론적 도플러 효과는 1938년에 에서 처음으로 측정되었다. 적색왜성
반면에, 미세 중력렌즈 효과에 의하면 긴공전주기의 해왕성 정도의 질량은 3개의 적색왜성들중 1개의 적색왜성에서 발견된다. HARPS관측에 따르면 40%의 적색왜성들은 슈퍼지구정도의 질량의 행성들의 표면에 물이 있는등, 생명체가 살수있는 공전 공간에서 공전하고 있다고 밝혀졌다. 적색편이
일반적으로 천체의 적색편이는 스펙트럼을 측정하면 정확히 측정할 수 있지만, 천체의 스펙트럼을 얻는 일은 상당한 시간을 필요로 하므로 많은 천체들의 적색편이를 측정하는 것은 쉬운 일이 아니다. (적색편이 탐사를 참조.) 따라서 어떤 천체의 스펙트럼 자료가 없거나, 너무 어두워서 분광관측이 불가능할 경우, 천체의 측광자료를 이용하여 대략 적색편이 값을 추측할 수 있는데, 이렇게 얻어진 적색편이를 측광 적색편이()라고 부른다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이()라고 불린다. 적색편이
여기서 비선형 광학
비선형 광학(nonlinear optics)은 종래 뉴턴의 기하광학이나 호이겐스의 파동광학과 같은 고전광학의 후반에 등장한 광학으로 레이저를 이용하여 물질의 비선형적인 특성을 조사하는 학문이다. 즉, 태양빛을 렌즈로 집광하여 물질에 조사하더라도 물질을 이루는 핵과 전자간의 영향을 거의 미치지 않아 빛의 전기장이 굴절률과 선형적으로 비례하는 반면에, 레이저를 이용하면 핵과 전자간의 섭동을 일으킬만한 전기장이 만들어지므로 기존에 전기장이 굴절률에 선형적으로 반응하지 않고 
섭동에 의해 비선형적으로 반응하여 종래에 알지 못했던 여러가지 비선형 현상을 관측하는 학문이라고 하겠다. 대표적인 비선형 현상으로는 입사된 빔 주파수를 두 배 혹은 세 배로 늘이는 2차 혹은 3차 고조파 생성, 두 파를 합하거나 빼주는 합, 차 주파수 생성등의 대표적인 현상들이 있다. 색
전자파가 가지는 에너지는 여러 장소에서 분자에 흡수된다. 이 중에서 가시광선의 부분을 흡수하는 물질은 유색으로 보이게 된다. 그런데 빛의 파장 중 어떤 부분이 흡수되는가는 분자 내의 전자의 상태에 의해 결정된다. 즉 강하게 구속되어 있는 전자를 여기하는 데는 자외선과 같은 파장이 짧은 빛의 에너지가 필요하다. 한편 분자 내에서 전자가 활동하기 쉽게 되어 있는 것은 가시광선 정도의 파장이 갖는 에너지에 의해서도 여기된다. 즉 탄화수소·탄수화물과 같은 유기물질의 대부분은 전자를 구속하는 힘이 강하므로, 전자는 4,000Å 이하인 자외선 영역의 빛에서야 비로소 여기된다. 에너지가 낮은 가시광선은 모두 투과 혹은 반사되어 버린다. 그 때문에 무색으로서 느껴지는 것이 많다. 한편 기타의 착색물질은 그 분자가 가시광선의 빛을 흡수하기 쉬운 전자 상태를 가지고 있다. 진화발생생물학
유전자가 어떻게 동물의 색소 형성에 영향을 끼치는지 알아볼 수 있는 가장 두드러진 현상으로는 흑색증이 있다. 흑색증이란 어떤 개체나 종이 원래의 색이 있어야 하는 자리가 대신 검은 계통의 색깔로 착색되는 현상을 말한다. 흑색증의 원인은 멜라닌 색소로써, 다양한 형태와 황갈색부터 검은색에 이르기까지 넓은 범위의 어두운 색을 띤다. 흑색증의 기원에 대해 자외선 손상으로부터의 보호, 체온 조절, 의태, 혹은 이성에게 선택 받는 데(성간선택)에 유리하다는 여러 설들이 있지만, 정확한 이유는 밝혀지지 않았다. 적색편이
적색편이는 적색화 현상()과 혼동되어서는 안 된다. 적색화 현상(천문학에서는 성간적색화)은 파장이 짧은 빛이 파장이 긴 빛보다 쉽게 산란되기 때문에, 광원에서 방출된 여러 파장의 빛 중에서 주로 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 많이 도달하기 때문에 발생한다. 즉 적색편이처럼 광원에서 발생한 모든 스펙트럼 대역의 빛의 파장이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수 또는 산란되어서 광원이 붉게 보이는 현상이다. 즉 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 현상이다. 이러한 적색화 현상의 대표적인 예로서는 해 질 녘 또는 해 뜰 무렵의 노을을 들 수 있다. 색
색 혹은 빛이라고 하는 것은 라디오나 텔레비전의 전파 또는 X선·감마선 등과 본질적으로 동일한 전자파의 일종이다. 인간의 색각은 넓은 스펙트럼을 갖는 전자기파인 빛의 특정 영역에 대해서만 감지할 수 있다. 이를 가시광선이라고 부른다. 각각의 파장역에 따라 적·황·청이라고 하는 색의 자극으로서 감수되는 것이다. 적색편이
적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 다음과 같이 차원이 없는 formula_1라는 값으로 적색편이를 표현한다. 예를 들어 formula_2와 formula_3가 각각 파장과 주파수를 나타낸다고 하고, 첨자인 'obsv'와 'emit'이 관측자()와 광원()에서 각각 측정된 값을 의미한다고 하면, 아래의 표와 같이 적색편이값(formula_1)이 정의된다. 파랑
파랑(blue) 또는 청색(靑色)은 470nm가량의 파장을 갖는 색이며, 빛의 굴절률이 가장 큰 색이다.갑과 을은 파랑을 상징한다. 적색편이
우주론적 적색편이는 국지적인 도플러 효과 때문에 생기는 적색편이와 구분된다. 우주론적 적색편이는 관측자와 광원의 상대적인 움직임 때문에 생기는 것이 아니며, 빛(광자)이 전파되고 있는 공간 자체가 팽창하여 파장이 늘어나기 때문에 발생한다.
'공간'의 팽창 속도는 관측자와 광원의 거리가 멀수록 커지므로, 아주 멀리 떨어져 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 멀어질 수도 있다. 이러한 사실은 마치 '모든 물체는 빛보다 빠르게 움직일 수 없다'는 특수상대론에 위배되는 것처럼 보일 수 도 있으나, 실제 은하는 자신이 속한 국지적인 좌표계에는 정지해 있으므로 실제로는 상대론에 위배되는 것이 아니다. 적색편이
최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사()이다.
2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.
역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬로안 디지털 탐사()로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다. 구경 2.5m의 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하들의 경우 약 적색편이가 0.3-0.4 정도까지 측정이 가능했고, 밝은 천체들의 경우 적색편이가 "z" = 6 이상인 퀘이사들도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하들의 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 "z" = 0.7 정도의 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다. 파장
일반적으로 비슷한 대역의 파동(주파수가 비슷함)은 진행 속도 역시 비슷하다. 다시 말해, 가청대역의 진동은 진행 속도가 비슷하고, 가시광선의 진행 속도도 다들 비슷하다. 따라서 이 진행 속도가 비슷한 대역에서 주파수가 변하면 파장은 주파수의 역수에 비례하여 변한다. 그러므로, 음(pitch)이 높은 소리는 낮은 소리에 비해 파장이 짧고, 보라색은 빨간색보다 파장이 짧다. 적색편이
적색-편이("red-shift")란 용어가 이음표가 있는 상태로 처음 쓰이게 된 것은 미국의 천문학자 월터 아담스()가 1908년에 "성운의 적색-편이(red-shift)의 본질을 연구하는 방법"이라고 쓰면서부터이다.
붙여쓴 적색편이("redshift")는 1934년에 드 시터()에 의해 쓰이기 시작했으며, 그 전에는 독일어인 이 널리 쓰였던 것으로 보인다. 레일리 산란
레일리 산란()은 전자기파가 파장보다 매우 작은 입자에 의하여 탄성 산란되는 현상이다. 빛이 기체나 투명한 액체 및 고체를 통과할 때 발생한다. 대기 속에서의 태양광의 레일리 산란은 하늘이 푸르게 보이는 주된 이유다. 공기중의 입자 (주로 산소나 질소)는 가시광선 빛의 파장크기 보다 훨씬 작기 때문이다. 빛이 그의 파장보다 작은 입자를 만날 경우, 빛은 모든 방향으로 산란된다. 따라서 하늘이 파란건 파란빛이 붉은빛 보다 훨씬 더 많이 산란되기 때문이다. 반대로 일출이나 일몰 때 하늘이 붉은것도 이로 설명할 수 있다. 해질 무렵과 해뜰 무렵에 태양 빛은 더욱 먼 거리를 통과해야 하기 때문에 푸른빛은 거의 다 산란되기 때문에, 지구에 직접 도달하는 빛은 붉은색이나 주황색을 띠게 된다. 초신성
큰 적색편이 초신성 탐색에서는 대개 초신성 광도곡선의 관찰이 동원된다. 이런 초신성들은 허블 도표를 작성하기 위한 표준촉광 또는 보정촉광으로서 유용하며 우주적 단위의 예측을 할 수 있게 해 준다. 한편, 초신성의 물리적 성질과 환경을 연구할 때 사용되는 초신성 분광분석은 적색편이가 큰 초신성보다는 적색편이가 작은 초신성에서 보다 타당한 연구방법이다. 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블 곡선(눈에 보이는 은하의 적색편이에 대한 거리를 나타낸 그래프)의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 준다. (허블의 법칙도 보시오). 베가
적외선 천문 위성(IRAS)의 탐사 결과 베가에서 적외선 플럭스가 예상보다 많이 흘러나오고 있음이 밝혀졌는데, 이는 종전 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 예상을 깨는 결과였다. 이 초과분은 25, 60, 100 마이크로미터 파장에서 검출되었으며 항성을 중심으로 하여 시지름 10 초각 주변에서 발산되고 있었다. 베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10 초각의 실제 크기는 약 80 천문단위로 태양과 지구 사이 거리의 80 배에 해당하는 거리이다. 이 적외선 복사의 정체는 밀리미터 단위 크기 입자로 이루어진 물질들에서 나오는 것이라는 주장이 제기되었다. 밀리미터 단위보다 작은 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 항성으로 끌려들어가거나 혹은 항성의 복사압에 의해 불려나가 버릴 것이기 때문이다. 여기서 포인팅-로버트슨 효과는 항성의 복사압이 천체의 공전 운동을 거슬러 점차 항성 쪽으로 천체를 나선 형태를 그리면서 '떨어지게' 만드는 것을 의미한다. 이 효과는 항성에 가까우면서 크기가 작은 입자들일수록 더욱 강하게 나타난다. 성간적색화
성간적색화(星間赤色化, interstellar reddening, )는 성간 티끌 때문에 별빛이 실제보다 더 붉게 보이는 현상이다. 태양
태양이 떠오르거나 서쪽으로 질 때 노루꼬리(그린 플래시)라는 흔치 않은 현상이 발생하기도 한다. 이 현상은 서쪽으로 막 넘어간 태양에서 나온 빛이 역전층을 통과하여 꺾여 관측자의 눈에 들어올 때 생긴다. 파장이 짧은 빛(보라, 파랑, 초록)은 파장이 긴 빛(노랑, 오렌지, 빨강)보다 더 많이 꺾이는데, 보라와 파랑색 빛이 좀 더 꺾여서 우리 눈에는 마치 초록색인 것처럼 보이게 된다. 청색편이
청색편이(靑色偏移, , )는 별이 가까워질 때 나오는 빛의 파장이 짧아지는 도플러 효과에 의해 파장에서 빛의 중심이 짧은 쪽(청색)으로 약간 이동한다는 효과이다. 분광 쌍성에서 관찰된다.
실제로 음향학의 도플러 효과에서 유추된 것이다. 적색편이
앞에서 설명한 것처럼, 어떤 천체가 멀리 떨어져 있을수록, 즉 우주가 더 젊었던 시기에 존재할수록, 더 큰 적색편이를 보인다. 따라서 천문학자들은 더욱 큰 적색편이를 갖는 천체들을 발견하기 위해 많은 노력을 기울이고 있다. 가장 큰 적색편이 값들은 주로 밝은 빛을 내는 퀘이사나 감마선 버스트등에서 발견되고 있다. 아래는 2013년 6월 현재 알려진 고적색편이 천체들의 예를 보여준 것으로, 이 내용들은 수시로 변할 수 있다. 체렌코프 효과
체렌코프 효과(Čerenkov效果, ), 바빌로프-체렌코프 효과(Vavilov–Cherenkov radiation) 라고도 알려져 있다. 하전 입자(예:전자)가 매질에서의 빛의 위상속도(formula_1)보다 더 빠른 속도로 유전체 매질을 통과할 때 전자기파를 방출하는 효과다. 수중 원자로가 푸른 빛을 내는 특성을 가진 이유는 이 효과를 통해 방출되는 전자기파 때문이다. 그리고 이 때 방출되는 전자기파를 체렌코프 복사()라고 부른다. 적색왜성계의 생명체 거주가능성
적색 왜성들은 그들보다 질량이 큰 항성들에 비해 밝기가 더 변덕스럽다. 이들은 종종 표면적의 40퍼센트가 한 달 동안 흑점으로 덮여 있기도 하다. 동시에 이들은 막대한 규모의 플레어를 뿜어 수 분에 걸쳐 밝기가 두 배로 증가하기도 한다. 이런 밝기의 변화는 생명체에게 치명적일 수 있는데, 이는 생물의 복잡한 분자 구조(생명체의 선조가 될 수도 있는 존재)를 파괴할 수 있기 때문이다. 만약 동굴이나 열수구에서 생명체가 처음으로 진화한다면, 이들은 플레어로부터 자신을 보호하는 체계로 신체 기관을 진화시키는 데 수 억 년의 시간을 필요로 할 것이다. 또한 플레어는 행성 대기의 상당량을 날려 버릴 수 있다. 적색 왜성 주위를 도는 별이 생명을 품을 수 있으려면 플레어를 튕겨낼 수 있는, 매우 빠르게 회전하는 자전에 의한 자기장이 존재해야 한다. 그러나 어머니 항성에 한 쪽 얼굴만을 보이는 행성은 매우 천천히 자전하기 때문에 중심핵에서 충분한 자기장을 생산해 내지 못한다. 이 이론에 반대하는 과학자도 있다. 적색편이
적색편이의 정의를 적용하고, 현재의 척도인자를 1이라고 정의하면 (formula_50, formula_51), 다음과 같은 우주론적 적색편이 공식이 얻어진다. 렌즈운
안정되고 습기를 머금은 공기가 산이나 산맥위로 흐를 때, 대규모의 정상파가 바람이 불어가는 쪽으로 형성되게 되는데, 정상에서 파가 내려가면서 기온이 이슬점 아래로 내려간다면, 공기 중의 수증기들은 렌즈구름의 형태로 액화된다. 파의 기압골 쪽으로 습기를 머금은 공기가 후진할 때, 구름은 기화하며 증발기체로 돌아간다. 특정한 조건 아래, 렌즈구름의 긴 끈 형태는 정상 가까이에서 각각의 연속하는 파의 형태인 '파 구름'으로 만들어진다. 렌즈구름은 렌즈모양이나 매끄러운 받침접시 같은 모양을 가지는 특징을 가지고 있기 때문에, UFO로 오해받기도 한다. 밝은 색깔이 나타나기도 하는데, 이는 무지개빛 효과라고 불리며 렌즈구름의 모서리 부분에 나타난다. 렌즈구름은 서유럽 쪽에 알프스 산맥 등지에 자주 생긴다. 적색편이
어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교함으로써 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교함으로써 아래의 표와 같이 적색편이 값을 결정할 수 있다. 예를 들어, 오른쪽 위의 그림에서처럼, 멀리 떨어져 있는 은하의 스펙트럼에서 흡수선(그림에서는 가로로 된 검은띠로 보인다)이 관측되었다고 하자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하면 화살표가 보여주듯이 같은 패턴을 가진 흡수선들 전체가 파장이 긴 쪽으로, 다시 말해 붉은색 쪽으로, 이동해 있음을 볼 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 어떤 특정한 원소들로 이루어진 가스 를 통과하면서 그 원소들이 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한 것이다. 이러한 흡수선들의 패턴이 발견되면, 실험실에서 측정해 두었던 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 다음과 같이 계산한다. 색
일반적으로 분자에 길게 연결된 불포화결합이 있으면 전자가 자유로이 활동하는 공간이 커져서 흡수하는 파장이 긴 파장 쪽으로 미끌어져 나오게 된다. (CH＝CH)n을 예로 들어 일련의 화합물에서 색이 어떻게 변화하는가를 살펴보기로 하자. n((CH＝CH)n에서 n을 말함)이 1∼2인 경우는 무색, 즉 자외부(紫外部)에 그 흡수역이 있는 분자이다. 그러나 n이 3, 4, 5와 같이 그 수가 증가함에 따라 황색 → 오렌지색으로 되고, 7∼11에서는 청색 → 청자색으로 되며, 50 이상에서는 녹흑색으로 변하게 된다. 예로 든 일련의 화합물과 같이 탄소·수소로 된 화합물 중에서 불포화결합이 없는 파라핀이나 석유는 무색이고, 불포화결합만으로 된 흑연은 진흑색인 것도 역시 같은 원리로서 이해할 수 있다. 적목 현상
적목 현상(赤目現狀, )은 컬러 사진에서 눈동자가 빨갛게 나타나는 현상이다. 주로 플래시와 같은 빠른 광원을 조사하였을 때 동공의 반응이 빠르지 못하여 눈 내부의 모세혈관이 비치면서 나타나며, 빛이 부족한 환경에서 플래시를 대상의 전면에 조사하였을 때 주로 발생한다. 적색편이
도플러 적색편이의 경우 formula_1가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. formula_1가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로 formula_1가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우, formula_1가 양수 일 경우는 빛이 관측자가 위치한 곳 보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 한편, 우주의 팽창때문에 생기는 우주론적 적색편이의 경우에는 아주 가까이 있는 극소수의 은하들을 제외하고는 거의 모든 은하들에서 파장이 길어지는 적색편이(formula_9) 현상이 관측된다. 올베르스의 역설
즉, 요약하자면 빛의 속도는 유한하여 일부 빛은 아직 지구에 도달하지 않았으며, 빅뱅 우주론에 따르면 우주는 유한한 나이를 가지기 때문에 항성들이 일정 거리 안에만 존재하고, 우주가 팽창하기 때문에 세월이 흐를수록 아직 도달하지 못한 빛들이 마저 도달하여 밤하늘의 밝기가 점차 밝아지는 현상도 나타나지 않는다. 또한 우주는 팽창하고 있기 때문에 모든 빛에는 적색 편이 현상이 일어나게 되므로, 가시광 영역의 빛들이 파장이 길어져 적외선 영역으로 들어가버리기 때문에 우리 눈에는 보이지 않게 된다. 적색편이
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.
슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.
이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.
현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다. 적색왜성
적색왜성의 질량은 매우 가벼우며, 태양의 50%를 넘지 않는다. 따라서 항성 중심부의 온도가 낮으며, 핵융합 반응(양성자-양성자 연쇄반응에 의해 이루어진다.)의 속도가 상대적으로 느리며, 매우 약한 빛을 발산한다. 적색왜성 중 어떤 별의 광도는 태양의 1만 분의 1밖에 되지 않는 경우도 있다. 가장 밝은 적색왜성들(HD 179930, HIP 12961,Lacaille 8760)조차도 태양 밝기의 10% 수준에 불과하다.
일반적인 항성모델에 따르면 적색왜성이 태양질량의 0.35배보다 작으면 , 중심부에서 표면으로 에너지의 수송은 대류성을 띠게 된다. 적색왜성 내부의 수소가 소진되면 중심핵은 수축한다. 이 수축에서 발생하는 중력은 열로 치환되며, 이 열에너지는 대류작용으로 별 전체에 전달된다. 푸르키녜 효과
색은 망막의 시세포로 감지하고 있지만, 밝은 장소에서는 빨강이 선명하게 먼 곳까지 보이고 파랑은 거무스름해져 보인다. 한편, 어두운 장소에서는 파랑이 선명하게 먼 곳까지 보이는데 비해, 빨강은 거무스름해져 보인다. 이는 간상이라 불리는 시세포의 기능에 의한 것으로, 사람의 눈은 어두워질수록 푸른색에 민감하게 된다. 회색조
회색조 이미지는 진동수(또는 파장)의 특정한 가중 조합에 따라 각 픽셀에서 측정되는 빛의 세기의 결과이고 그런 경우에 한 주파수(실제로는 좁은 주파수 영역)만이 포착되었을 때 단색이 적합하다. 주파수는 이론적으로 전자기 스펙트럼의 어디에든 있을 수 있다(예를 들어, 적외선, 가시광선, 자외선, 등.). 마이컬슨-몰리 실험
주름-편이 현상(fringe-shift effect)은 로런츠-피츠제럴드 수축(Lorentz–FitzGerald contraction) 또는 길이 수축이라고 불리는 이론에 의해 설명된다. 이 물리 법칙에 따르면, 움직이는 모든 물체는 길이 수축을 한다고 한다. 따라서 빛이 한쪽 팔에서 더 느린 속도로 운동을 하더라도, 동시에 빛이 이동하는 팔의 길이가 수축하여 상기효과(시간팽창효과)를 무효화 시킨다. 1932년 Kennedy-Thorndike 실험에서는 마이컬슨-몰리 실험장치의 한 쪽 팔을 다른 팔보다 더 짧게 하여 splitter에 의해 나뉜 빛이 각각 이동하는 거리를 다르게 하였다. 이 경우에 시간팽창이 일어나지 않는다면, 지구의 이동속도의 변화에 의해 간섭무늬 주름(fringe)의 모양변화(shift)가 일어나야 한다. 그러나 이번에도 아무런 변화가 없었고, 이는 상대성이론의 핵심인 길이 수축과 시간 팽창 이론을 증명해주는 결과였다. 적색편이
위 식을 간단히 하면, 적색편이
지금까지는 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 멀어지거나 가까워지는 경우를 다루었지만, 일반적인 경우의 상대론적 적색편이는 다음과 같이 주어진다. 만약 "θ"가 관측자와 광원의 상대적인 운동사이의 각도라고 하면, 상대론적 적색편이는 다음과 같다. 청색초거성
청색초거성은 높은 광도에, 매우 높은 질량손실률을 가진 주계열성이 최근에 진화한 것이다. 이들 대부분은 엄청난 양의 질량을 잃고 있는 밝은 청색 변광성이 된다. 작은 질량의 초거성은 적색초거성이 될 때까지 팽창한다. 그 과정에서 초거성은 얼마간은 분명히 황색초거성 또는 황색극대거성으로 보내야 한다. 그러나 팽창은 단 수천 년 만에 일어나기 때문에 이러한 별들은 희귀하다. 큰 질량의 적색초거성은 외포층을 날려보내어 청색초거성으로, 그리고 아마 울프-레이에 별으로 다시 진화하게 된다. 적색초거성의 정밀한 질량과 조성에 기반하여, II형 초신성으로서 폭발하거나 최종적으로 외포층을 날려보내기에 충분하여 다시 청색초거성이 되기 전에, 처음보다 더 불안정하지만 더 어두운 청색으로의 반복이 많이 이루어질 수 있다. 그러한 별들이 황색진화공백(헤르츠스프룽 빈틈과 비슷한)을 통과하게 된다면, 낮은 광도의 LBV의 하나가 될 것으로 추정된다. 적외선
적외선(赤外線, infrared) 또는 넘빨강살은 전자기파중의 하나로 가시광선보다 파장이 길고 전자레인지에 사용하는 마이크로파보다는 파장이 짧다. 일상적으로 어둠 속에서 열을 내는 물체를 가까이 하면 피부로 온도를 느낄 수 있는데 이것이 바로 적외선이다. 중력적색편이
이때
formula_3는 관찰자에게 측정된 전자기파(광자)의 파장이고,
formula_4는 광원에서 측정된 전자기파(광자)의 파장이다. 회색조
사진술, 컴퓨팅, 그리고 표색계에서, 회색조 또는 그레이스케일(grayscale, greyscale) 디지털 영상은 각 화소의 값이 빛의 "양"을 나타내는 하나의 샘플인 이미지를 가리키며, 광도의 정보만을 전달한다. 이러한 종류의 이미지는 흑백 또는 단색화로도 알려져 있으며 회색 음영으로 이루어져 있어서 가장 여린 광도의 "검정"부터 가장 센 광도의 "백색"에 이르기까지 다양하다. 홀로그래피
동일한 파의 진로에 물체가 있으면, 파는 물체의 표면에서 반사되어 원래의 빛과 만나 간섭 무늬를 만든다. 이 간섭 무늬의 패턴은 물체 표면에서의 거리에 의하여 결정된다. 다시 말해서 간섭 무늬에는 물체의 정보가 기록되어 있다. 그래서 적당한 장소에 사진 필름을 놓고 노광(露光)하면 필름면에 간섭 무늬가 기록된다.
현상한 필름에는 물체의 상이 보이지 않는다. 여기에 코히런트한 빛(참조광(參照光))이나 일반 백색광을 같은 각도로 통과시키면 필름상의 간섭 무늬로 빛이 회절하여 똑같은 무늬가 재현된다. 이것을 필름을 통해서 보면 물체의 입체상이 보이는 것인데 이와 같은 필름을 홀로그램이라 한다. 적색거성
별이 중심핵의 수소가 소진되면 핵반응은 더 이상 지속되지 않으므로 중심핵은 자체의 중력에 의해 수축하기 시작하고, 이 과정을 통해 온도, 압력, 밀도가 상승한다. 중심핵의 밀도가 상승하면서 외부에 남아있던 수소가 핵융합을 일으키기에 충분한 고온 고압의 중심핵 근처 껍질로 모여 핵융합이 다시 일어난다. 높은 온도는 반응속도의 증가를 유발하여, 별의 광도를 1,000~10,000배 만큼 증가시킨다. 그러면 별의 외포층은 크게 팽창하고 별은 일생에서 적색거성 단계에 진입한다. 별이 팽창함으로써, 핵융합으로 방출되는 에너지는 이전보다 훨씬 커진 표면으로 분산된다. 그 결과 표면온도는 낮아지고 별에서 방출되는 가시광선은 붉은색 쪽으로 치우치게 되는데, 이 때문에 오렌지색으로 보이는 별들도 '적색' 거성으로 불린다. 이때, 별은 헤르츠스프룽-러셀 (H-R) 도표의 적색거성가지를 오르고 있다고 언급된다. 외포층은 융합으로 생산된 에너지를 대류의 방법을 통해 표면으로 전달한다. 대류는 별의 일생에서 내부(중심핵은 아님)에서의 핵융합으로 드러난 물질을 별의 표면으로 최초로 운반하도록 만든다. 이러한 사건은 첫번째 준설이라고 불린다. 적외선 분광법
적외선 분광법 (赤外線分光法) 또는 IR 분광법, 진동 분광법 전자기파 중 적외선 영역을 다루는 분광법을 의미한다. 적외선은 가시광선보다 더 긴 파장 값과 더 작은 진동수 값을 가진다. 적외선 분광법에서는 주로 흡수 분광법에 기반한 기술을 다루게 된다. 이 기술은 다양한 화학 물질들을 분석하고 연구하는 데에 이용할 수 있다. 고체 또는 액체일 수도, 기체일 수도 있는 주어진 시료에 대해서, 적외선 분광법이 다루는 방법이나 기술은 물질이 흡수하는 적외선 영역의 전자기파 스펙트럼을 얻기 위해 적외선 분광계(또는 광도계)라 부르는 기계를 이용한다. 요즘 사용하는 기본적인 IR 스펙트럼은 대개 수평 축에는 진동수나 파장을 표시하고, 수직 축에는 수평 축의 값에 해당하는 전자기파에 대한 물질의 흡광도(또는 투과도)를 표시한다. 적외선 스펙트럼들에서 사용되는 전형적인 주파수 단위로는 의 기호로 표시되는 센티미터의 역수 값(이를 파수라고 하기도 합니다)을 이용한다. 적외선의 파장 단위는 주로 마이크로미터 단위로 주어지며(전에는 이를 “마이크론”이라고 부르기도 했다), 기호는 의 기호를 이용하는데, 이는 파수의 역수와 관련이 있다. 이 기술을 이용하는 일반적인 실험 기기는 푸리에 변환 적외선 분광기이다. 중력렌즈
중력렌즈효과의 시뮬레이션. 블랙홀이 배경 은하를 지나가고 있다.
오른쪽 그림은 슈바르츠실트 블랙홀에 의한 중력렌즈효과의 시뮬레이션이다. 중력렌즈에 의한 이차적인 은하의 상이 실제 은하 위치의 반대쪽에서 관찰되며, 이 이차적인 상은 블랙홀의 아인슈타인 반지름(Einstein radius) 안에 위치한다. 이차적인 상의 크기는 원래의 은하 위치가 블랙홀에 가까워질수록 커진다. 원래 은하의 상과 이차적인 상 모두 겉보기 밝기는 일정하지만, 둘 사이의 각 크기는 변화한다. 이것이 멀리 떨어진 관찰자에 의해 관측되게 되면, 은하의 광도가 변화하는 것처럼 보이게 되고, 은하가 정확히 블랙홀 뒤에 위치한 경우에 은하의 겉보기 밝기가 최대로 관측된다. 레이저
레이저(, )는 유도 방출 에 의한 빛의 증폭()의 머릿글자만을 따온 것을 한글화한 것이다. 원자나 분자 내부에 축적된 에너지를 집약적으로 뽑아내는 결맞는 광이다. 전형적인 레이저 광은 단색, 즉, 오직 하나의 파장이나 색으로 이루어진다. 일반적으로 레이저 빔은 가늘고 퍼지지 않는다. 반면, 백열전구와 같은 대부분의 광원은 결이 맞지 않은 수많은 빛을 넓은 파장 범위에서 넓은 면적으로 방출한다. 레이저의 파장은 매질 등의 구성요소에 의해 정확하게 정해진다. 매질에 따라, 아르곤에서는 푸른색, 이산화탄소에서는 무색(적외선), 루비에서는 붉은색의 레이저가 방출된다. 의료 초음파
물리학에서는 적색 이동, 청색 이동이 각각 멀어지고 가까워지는 도플러 효과를 나타내지만, 의료용 기기에서는 반대로 적색이 가까워지는 것, 청색이 멀어지는 것을 표시한다. 퀘이사
1960년대에는 퀘이사가 적색편이대로 정말 멀리 있는 천체인가 아니면 가까이 있는 천체인지 하는 것이 큰 논쟁 거리였었다. 예를 들어, 퀘이사가 우주팽창 때문에 적색편이를 보이는 것이 아니라, 퀘이사의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하기 위해 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 의견도 제시되었다. 그러나 별이 그 정도의 중력장을 만들 정도로 무겁다면 소위 하야시 한계()를 초과해 불안정해지므로 퀘이사가 존재할 수 없다는 모순이 발생한다.
또한 퀘이사의 스펙트럼에서 소위 금지선()이 발견되었는데, 이는 밀도가 낮은 뜨거운 성운에서만 관측되는 것으로, 퀘이사의 가스가 이렇게 낮은 밀도를 가지는 동시에, 중력장에 안정적으로 존재하기는 불가능하기 때문이다.
또한 당시에는 많은 천문학자들이 엄청나게 먼 퀘이사까지의 거리에 대해 의문을 품었었다. 만약 퀘이사까지의 거리가 정말 멀다면, 이는 지구에서도 밝게 보일 정도로 퀘이사가 엄청난 에너지를 낸다는 뜻이다. 그러나 당시에 알려져 있던 물리현상(예를 들어 핵융합)으로는 이렇게 큰 에너지를 만들 수 없었기 때문이다. 따라서 당시에는 그 엄청난 밝기를 설명하기 위해 퀘이사가 반물질로 만들어져 있다거나, 퀘이사가 웜홀()의 반대편에 있는 화이트홀()일지도 모른다는 가능성이 고려되기도 했었다. 그러나 1970년대에 들어 블랙홀 주위의 강착원반에 의해 에너지가 생성될 수 있다는 사실이 밝혀지면서, 퀘이사의 밝기와 거리에 관한 문제들이 모두 해결되었고, 현재는 퀘이사가 적색편이 대로 아주 멀리 있는 천체라는 것이 확립되었다. 라만 분광법
빛이 어떤 매질을 통과할 때 빛의 파장을 변화시켜 빛의 일부는 진행방향에서 이탈해 다른 방향으로 진행하는 현상을 산란이라고 하고 빛의 파장을 변화시키는 현상을 라만산란이라 하는데, 1928년 라만등이 용액에 파란색 빛을 투과하였을 때 초록색 빛깔을 띠는 빛이 산란되어 나오는 것을 관찰함으로써 처음 발견하였다. 이후 라만 산란을 측정하는 분광계의 발달로 산란된 빛의 세기를 주파수에 따른 띠 혹은 반복적 피크로 표시되는 스펙트럼을 이용한 라만 분광학은 분자의 진동 스펙트럼을 측정하여 분자의 진동구조를 연구하거나 물질을 정성, 정량 분석에 이용되었으나 최근에는 생체조직의 세포내 혹은 세포외의 생화학적, 형태학적 정보 분석을 위한 연구에도 적용되고 있다. 이러한 라만 분광학의 원리를 이해하기 위해서는 먼저 라만 산란과 라만 산란과정의 양자학적 이해, 라만 산란의 측정과 라만 이동, 라만 분광학의 장단점 및 종류등에 대한 이해가 필수적이다. 적조
적조(赤潮, Red tide)는 플랑크톤의 이상 증식으로 바다와 강, 운하, 호수 등이 변색하는 현상이다. 물이 붉게 물드는 경우가 많기 때문에 "적조"라고 하지만, 물의 색깔은 원인이 되는 플랑크톤 색소에 따라 다르며, 황색, 적색, 적갈색, 다갈색 등을 나타낸다. 적조를 일으키는 생물은 색소로 엽록소 외에 다양한 카로티노이드를 가지는 경우가 많아 세포가 주황색과 빨간색을 나타내기 때문에 이렇게 보인다. 우주
그러나, 에드윈 허블이 적색편이를 발견하면서 허블의 법칙을 수립하였고,1964년 관측된 우주 배경 복사에 의해 입증되었다. 현대의 우주론은 허블의 법칙을 바탕으로 한 대폭발 이론으로 우주가 매우 작은 공간에서 급속히 확산되어 오늘날과 같은 모습이 되었다고 본다. 한편, 1920년대 러시아의 프라스만은 아인슈타인의 일반상대성이론으로 우주의 팽창을 설명하는 방정식을 유도한 바 있다. 훗날 아인슈타인은 우주상수의 삽입이 자신의 일생일대의 실수라고 인정하였다. CIE 1931 색 공간
오른쪽 그림은 "x"와 "y" 변수를 이용해 그려진 CIE 1931 색 공간의 색도분포표이다. 외곽의 곡선 모양 경계선은 단색광에 해당하며, 각각의 단색광의 파장이 나노미터로 표시되어 있다. 색도분포표는 특정한 파장을 가진 빛에 인간의 눈이 어떻게 반응할 것인가를 보여주는 표이며, 물체의 색깔을 직접 표현하는 수단은 아니라는 것에 주의하라. 인간의 눈에 보이는 물체의 색깔에는 광원의 색깔 또한 영향을 미치기 때문이다. 적색편이
광원이 시선방향에 대해 수직으로 움직이는 특수한 경우를 (즉 θ = 90°)
수직 도플러 효과()라고 하며, 다음과 같이 적색편이가 주어진다: 적색편이
천문학, 특히 천문 분광학에서 주로 관측되는 적색편이는 도플러 효과에 의한 적색편이와 우주론적 적색편이이다. 적색편이를 측정하기 위해서는 관측된 천체의 스펙트럼에서 흡수선이나 방출선과 같은 특징을 찾아내고, 이 선들이 실제로 관측된 파장과 실험실에서 얻어진 고유 파장을 비교함으로써 천체의 적색편이를 구하게 된다. 이러한 흡수선이나 방출선등은 그 천체에 존재하는 특정한 원소 때문에 생기는 것으로, 실험실에서 이러한 원소가 내는 빛의 파장을 결정할 수 있다. 적색편이
만약 광원이 시선방향으로만 움직이는 경우에는, 즉 θ = 0°인 경우, 위의 식은 다음과 같이 간단하게 줄어든다. 극대거성
황색극대거성은 일반적으로 이미 대기와 수소를 대부분 손실한 후기-적색초거성일 것으로 여겨진다. 이와 거의 같은 광도에 좀 더 안정적인 큰 질량의 황색초거성도 있는데, 적색초거성 단계로 진화하고 있는 것으로 여겨진다. 그러나 이는 도표에서 빠르게 이동할 것으로 예측되기 때문에 드물다. 황색극대거성은 후기 적색초거성이기 때문에, 광도에 대해 약 500,000 ~ 750,000 정도로 꽤나 엄격한 최대 한계가 있으나 청색극대거성은 때때로 수백만 로 이르기 때문에 훨씬 더 밝다. 적색편이
우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 다음과 같이 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식()을 적용해야 한다: 파벨 알렉세예비치 체렌코프
박사 과정 지도 교수였던 세르게이 바빌로프 밑에서 일하는 동안 그는 물병에서 방사성 충격을 향해 나아가던 청색의 빛을 발견하게 되었다. 이 현상은 빛보다 빠른 속도로 이동하는 원자들에 의한 것으로, 핵물리학 및 우주선에 대한 연구에 있어서 대단한 중요성을 갖는 실험적인 성과로 알려져 있다. 이 현상은 또한 그의 이름을 따서 체렌코프 효과로 명명되었고, 고속 입자의 속도를 측정하거나 존재를 증명하기 위한 장비 또한 그의 이름을 따서 체렌코프 계수기로 명명되었다. 이 장치는 스푸트니크 3호에도 설치되었다. 빛
빛을 나타내는 파동함수는 이차 선형 편미분 방정식의 해로 나타낼 수 있다, 따라서 이 파동함수는 중첩의 원리(principle of superposition)를 따른다. 달리 말하면 '빛의 간섭이란 2개 혹은 그 이상의 빛이 상호작용하여 얻어진 합성파의 복사조도(irradiance)가 성분 광파의 복사조도를 단순히 더한 값과 달라지는 현상'이라고 볼 수 있다. 예를들어 두가지 빛을 ψ1(x,t)=Ae^i(k1x-ωt+φ),ψ2(x,t)=Be^i(k2x-ωt+φ)로 나타내면, 중첩된 빛은 ψ12(x,t)=Ae^i(k1x-ωt+φ)+Be^i(k2x-ωt+φ)로 나타낼 수 있다. 근시
근시(近視, , )는 빛이 망막 대신 그 바로 앞에 맺히는 증상을 말한다. 이로 인해 먼 거리의 물체는 흐리게 보이는 반면 가까운 물체는 정상으로 보이게 된다. 그 밖의 다른 증상으로는 두통과 안정 피로를 포함할 수 있다. 고도 근시의 경우 망막 박리, 백내장, 녹내장의 위험을 증가시킨다. 푸리에 변환 적외선 분광학
적외선 스펙트럼을 통해 유기화합물을 확인하고자 할 때에는 시료 스펙트럼을 작성하여 첫째, 3600formula_5에서 1200formula_5까지의 영역에서 어떤 작용기가 존재할 가능성이 가장 큰지를 참고문헌을 통해 결정하도록 한다. 그리고 두 번째 단계에서는 가능성이 있는 모든 작용기를 포함하는 순수한 화합물의 표준 스펙트럼과 시료 스펙트럼을 비교하는 것이다. 이 경우에 특히 1200~600formula_5 영역의 지문(finger print) 영역에서 조심하여 비교하도록 한다. 왜냐하면 분자의 구조와 성분이 조금만 이 영역의 흡수봉우리의 분포가 현저한 차이를 나타내기 때문이다. 그러므로 이 영역에서 두 개의 스펙트럼이 서로 일치하면(물론 다른 영역도 같을 때), 시료물질은 표준물질과 동일 물질이라고 볼 수 있다. 다시 말하면, 분자 내에서 원자는 진동이나 회전을 하고 있으며 이러한 움직임에 의해 분자는 적외선 영역의 특정 파장의 빛을 흡수한다. 흡수되는 빛의 파장은 분자의 크기나 다른 부분의 구조와는 거의 무관하게 분자 내의 원자 간 결합에 좌우된다. 따라서 이를 해석하면 원자의 결합의 종류나 분자 내의 관능기 등에 대한 정보를 얻을 수 있다. 중력
일반상대성이론에서 중력파는 시공간의 곡률이 변화하는 상황에서 생긴다. (예 : 같은 궤도를 도는 물체) 태양계에 의한 중력파는 측정하기에 너무 작다. 하지만, 중력파는 PSR B1913+16같은 쌍성펄서계의 시간이 지남에 따른 에너지 손실이 보여주다시피 간접적으로 관찰되고 있다. 중성자별의 합병이나 블랙홀의 형성이 측정가능한 양의 중력파를 만든다고 믿어지고 있다. 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO) 같은 중력파 관측소는 이 문제를 연구하기위해 설립되었다. 2016년 2월 12일 (LIGO에서)13억광년 떨어진 두 개의 블랙홀이 충돌하면서 발생한 중력파(태양 질량의 3배)가 관측 되었다. 빛
1900년 막스 플랑크는 흑체복사를 설명하려고 시도했다. 빛이 비록 파동일지라도 이 파동은 그들의 주파수에 관한 유한한 양의 에너지를 얻거나 잃을 수 있다고 제안하였다. 플랑크는 (라틴어에서 “얼마나 많은”이라는 뜻) 빛 에너지의 “양자”, “덩어리”라고 불린다. 1905년 아인슈타인은 광전 효과를 설명하기 위해 빛 양자의 개념을 사용하고 이 빛 양자가 “진짜” 존재했다고 제안하였다. 1923년 아서 홀리 콤프 턴은 파장 변화가 저가동의 X-레이가 흩어져 보인다고 보였다. 지금은 파동이론이지만 전자가 X-레이의 입자 이론에 의해 설명되었다 1962년 길버트 N 루이스는 liqht quanta particles photons라고 이름 붙였다. 결국 양자 역학의 현대이론은 입자와 파동 둘로부터 왔다. 대신 현대 물리학은 거시적인 입자, 때로는 다른 거시적인 물, 파도의 한 종류로 수학적으로 설명 할 수 있는 무언가로 빛을 보고 있지만 실제로는 완전히 상상 할 수 없는 무언가이다. 가시광은 주파수 안의 중간을 차지한다. 이것은 쉽게 파동 혹은 입자 모델 때로는 두 가지 모두를 사용하여 기술하여 실험에 표시될 수 있다. 마이컬슨 간섭계
빛살이 광원을 출발하여 빔 가르개를 지난 후 검출기에 도달하기까지 두 갈래의 경로를 따른다.( 일반 간섭계에 따르면 파장의 정수배가 되는 조건하에서 밝은 무늬를 주지만 마이켈슨 간섭계의 경우는 어두운 무늬를 준다. 그 이유로는 공기와 유리의 굴절률에 기인한다. ) 이 두 경로의 거리가 파장의 정수배(0을 포함)만큼 차이난다면 상쇄간섭이 일어나게 되어 강한 신호가 검출되고, 파장의 반정수배(1/2, 3/2, 5/2 등)만큼 차이난다면 보강간섭이 일어나게 된다. 빛
음파, 물질파, 빛을 포함한 모든 파동에서 회절(diffraction)은 진행하는 파면의 일부가 차단되었을 때 발생하는 파동 현상의 일반적인 특성이다. 투명하거나 불투명한 장애물을 만나서 일부 파면의 진폭이나 위상이 변하게 되면 회절 현상이 나타난다. 장애물을 지나 진행하는 파면상의 각 부분은 서로 간섭(interference)하여 회절무늬라 불리는 독특한 에너지밀도 분포를 형성한다. 간섭과 회절은 명확하게 물리적으로 구분되지 않는다. 그러나 항상 적절한 것은 아니지만 관례적으로 몇 개의 파가 중첩되는 경우에는 간섭으로, 대단히 많은 수의 파가 중첩되어 나타나는 현상은 회절로 구분한다. 그렇더라도 많은 파의 중첩을 취급하는 경우 한편으로는 다중광속 간섭이라 부르고 다른 한편으로는 격자에 의한 회절이라고 부른다.
일각에서는 빛의 회절을 불확정성의 원리로 설명하기도 한다. 불확정성의 원리란, 파동에서 변위의 불확정성과 운동량의 불확정성의 곱이 상수값보다 항상 크거나 같음을 말한다.(Δx*Δp≥ħ/2) 빛이 슬릿으로 진입하면서 파동의 범위의 불확정성(Δx)이 감소하므로, 파동의 운동량의 불확정성(Δp)이 증가해서 빛의 방향의 불확정성이 증가한다는 논리이다. 적색왜성
둘째, 태양이 발하는 빛이 가시광선 영역을 포함하는 것과는 달리, 적색왜성이 발산하는 빛은 대부분 적외선 영역에 몰려 있다. 이는 식물의 광합성 작용에 부적합하다. 또한 적색왜성은 자외선 영역을 거의 방출하지 않는데, 이 역시 생명체 거주에 필요한 영역이라서 문제가 될 수있다. 적외선 문제
적외선 문제(赤外線問題, )은 양자전기역학 등의 양자장론에서 아주 낮은 에너지를 가진 가상광자에 의하여 각종 파인만 도표의 값이 무한하게 되는 문제다. 화가자리 베타
화가자리 베타의 스펙트럼은 강력한 단주기 변동성을 보여준다. 이 변동성은 여러 흡수선이 적색 편이된 부분에서 처음으로 감지되었는데 이는 항성을 향해 떨어지는 물질들 때문에 발생한 것으로 보인다. 혜성 비슷한 작은 천체는 공전궤도를 따라 움직이면서 이 물질을 항성 가까이 옮겨 가는데, 항성에 접근하면서 물질이 증발하면서 적색 편이의 원인이 된 것으로 추측된다. 이 가설을 '추락하는 증발 천체' 모형으로 부른다. 일시적으로 흡수선이 청색 편이된 경우도 관측되었으나 적색 편이보다는 드물었다. 이는 전자와는 다른 공전궤도를 형성하는 또다른 천체 무리가 있음을 의미할 수 있다. 정교한 모형에 따르면 추락하는 증발 천체는 혜성처럼 전체가 대부분 얼음으로 이루어진 대신, 먼지와 얼음의 혼합물을 반사도 높은 물질이 둘러싸고 있는 형태일 것이다. 항성으로부터 약 10 천문단위 떨어져 완만한 타원 궤도를 도는 행성이 있고, 증발 천체의 궤도는 이 행성과의 중력 섭동 때문에 지금처럼 항성을 스쳐 지나가는 궤도를 그리게 되었을 것이다. 추락하는 증발 천체는 주(主) 먼지 원반면 위에 존재하는 기체의 원인일 수 있다. 적색편이
복사전달()이나 물리 광학 분야에서 다루어지듯이, 빛이 물질과 상호 작용하고 전파되는 과정에서 빛의 파장 또는 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계의 변환 때문에 발생하는 적색편이와는 달리, 전파되는 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고 받으면서 파장의 변화가 일어난다. 예를 들면, 빛의 산란() 때문에 파장이 늘어나기도 하고, 전파되고 있는 매질의 굴절률의 바뀌기 때문에 파장이 변하기도 한다. 이러한 현상들을 이를 때 종종 빛이 '적색편이'되었다거나 '청색편이'되었다는 용어를 사용하기도 하지만, 이는 여기서 설명된 적색편이와는 구분되어야 한다. 분산 (광학)
두께가 일정한 유리판일지라도 빛을 비스듬히 입사시키면 이론적으로는 분산을 관찰할 수 있어야 한다. 그러나 보라색과 빨간색의 굴절률의 차이는 0.019 정도로 크지 않으며, 인접한 다른 빛에 의해서 쉽게 중첩되어 분산을 명확하게 관찰하기가 어렵다. 그렇지 않다면, 유리창을 통해 무지개를 볼 수 있을 것이다.
빛의 분산을 관찰하기 위해서는 프리즘을 사용하는 것이 바람직하다. 백색광은 여러 가지 파장을 가지는 빛의 혼합으로 이루어 져 있음을 프리즘을 통해 쉽게 확인할 수 있다. 오른쪽 그림과 같이 프리즘에 백색광을 입사시키면 평행하지 않는 두 표면에 의해 굴절각의 차이가 커지기 때문에 파장이 긴 빨간색 빛부터 파장이 짧은 보라색 빛까지 잘 분리할 수 있다. 적색편이
요약하면, 먼 곳의 은하가 방출한 파장과 현재의 관측자에 도달한 빛의 파장의 비율은 당시의 우주와 현재 우주의 상대적 크기(척도 인자)의 비율이다. 이 척도 인자는 우주의 나이에 의해 결정되는 값이므로, 먼 은하의 적색편이는 당시 우주의 크기, 그리고 당시 우주의 나이에 의해 결정된다. 우리가 존재하는 팽창하는 우주에서 척도인자는 계속 증가하므로, 먼 우주에서 도달하는 빛의 적색편이는 항상 0보다 큰 값을 갖는다. 천문학
적외선천문학은 적외선 영역대(가시광의 붉은색 빛보다 파장이 긴 대역)의 빛을 감지하고 분석하는 분야이다. 근적외선(1-3μm)을 제외하고는, 적외선 영역의 빛은 대기에 의해 대부분 흡수되고, 지구대기 또한 많은 양의 적외선을 내뿜는다. 그 결과, 적외선 관측은 높은 고도의 건조한 곳에 위치한 천문대, 또는 우주에서 이루어지고 있다. 적외선을 이용하면 행성이나 원시 행성 원반같이 온도가 매우 낮아서 가시광선을 거의 내지 않는 천체들을 관측할 수 있다. 파장이 긴 적외선은 가시광선을 쉽게 가로막는 성간먼지를 투과할 수 있으므로 우리은하의 중심부와 분자구름 깊은 곳에서 형성되고 있는 젊은 별들을 연구하는데 유용하다.
어떤 분자들은 적외선에서 특히 강한 방출선을 내는데, 이를 이용하여 성간물질의 화학을 연구할 수 있다. 예를 들면, 적외선 분광학으로 혜성에 존재하는 물분자를 검출하기도 한다. 청색왜성
보통 항성들은 나이를 먹으면서 밝아진다. 적색왜성보다 밝은 별들은 유체정역학적 균형 상태를 유지하기 위해 더 빠른 속도로 에너지를 생산해야 한다. 그러나 적색왜성들은 부피를 확장시키는 대신 표면 온도를 높여서 '푸른 색으로' 외관을 바꿈으로써 에너지 방출 속도를 증가시킬 것으로 예측된다. 이는 적색왜성의 표면층은 온도가 올라가도 불투명도가 특별히 올라가지 않기 때문이다. 청색왜성은 내부의 수소를 완전히 소진하고 나면 최종적으로 백색왜성으로 진화할 것이다. 편광
편광(偏光, )은 전자기파가 진행할 때 파를 구성하는 전기장이나 자기장이 특정한 방향으로 진동하는 현상을 가리킨다. 일반적인 의미의 전자기파는 모든 방향으로 진동하는 빛이 혼합된 상태를 말하지만, 특정한 광물질이나 광학필터를 사용해 편광된 상태의 빛을 얻을 수 있다. 푸리에 변환 적외선 분광학
적외선 흡수스펙트럼은 상당히 간단한 화합물이라도 수많은 흡수 봉우리를 가지고 있으며, 두 가지의 서로 다른 화합물이 동일한 조건에서 같은 흡수 적외선 스펙트럼을 가지는 경우는 없다. 그러므로 시료물질의 적외선 스펙트럼이 표준물질의 스펙트럼과 동일한 조건에서 일치하면 시료물질이 표준물질과 같은 것이다. 일반적으로 적외선 스펙트럼에서 세로축은 투광도를, 가로축은 formula_5 단위의 파수를 나타낸다. 이것은 파수가 에너지 및 주파수에 직접 비례하므로 편리하기 때문이다. 유기 화합물에서 formula_6, formula_7, formula_8, formula_9와 같은 작용기가 적외선을 흡수하는 대략의 파수는 이미 알려져 있는 원자들의 질량과 그들 간의 결합력 상수로부터 대략 알 수 있다. ( 식 formula_10 이용) 그러나 작용기를 구성하고 있는 다른 원자들의 상호작용을 받기 때문에 작용기의 파수는 변하게 된다. 그러나 그 파수는 어떤 일정한 범위 내에 있게 마련이다. 그동안 많은 화학자들의 노력으로 수많은 물질의 스펙트럼과 각종 작용기의 적외선 흡수 파수를 구하여 연구하고, 정리 발표하였으며, 또 각종 작용기와 흡수 파수의 상관표도 나와 있다. 적색편이
민코프스키 공간에서는 특수상대론의 공식을 이용하면, 관측자 부근에서 움직이고 있는 물체의 적색편이를 계산할 수 있다. 반면 블랙홀 주변처럼 중력이 강한 곳이나 전 우주적 규모에서의 적색편이를 이해하기 위해서는 일반 상대성 이론을 이용해야 한다. 일반적으로 이러한 특수 상대성 이론, 중력적, 또는 우주론적 적색편이 현상은 좌표계의 변환()이라는 관점에서 설명된다. 한편 이러한 관측자, 광원의 좌표계 사이의 변환 때문에 생기는 적색편이 외에도, 빛의 산란이나 광학적 효과에 의해 빛의 파장이 변하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 적색 또는 청색편이라는 용어보다는 빛의 복사전달의 관점에서 주로 서술된다. 적색편이
우리은하나 매우 가까운 은하들에서 관측되는 적색편이는 대부분 천체가 시선방향으로 움직이기 때문에 생기는 도플러 적색편이이다. 따라서 천문학자들은 적색편이(또는 청색편이)를 측정함으로써 천체의 속도를 측정하고, 천체의 물리적 특성들을 연구한다. 아래에 있는 여러가지 예처럼, 적색편이 관측은 천문 분광학에서 가장 중요한 도구 중의 하나이다. 색각 이상
그 중 적록 색각 이상의 발현에 관여하는 적색, 녹색 시각색소 유전자는 X 염색체 위에 있으며 열성 형질이기 때문에 적록 색각 이상은 여성보다는 남성에게 더 높은 빈도로 발견된다. 적색편이
우주 마이크로파 배경의 적색편이는 formula_63이며 우주의 나이가 대폭발 이후 약 379,000년인 시기에 해당되고, 그 동행거리)는 약 460억 광년이다. 이 우주 마이크로파 배경의 적색편이는 전자기파로 볼 수 있는 가장 먼 거리에 해당한다.
아직 발견되지는 않았지만, "제 3 항성 종족"이라고 불리는 우주 최초의 별들은 약 formula_64에 있을 것으로 예측되고 있다.
빅뱅 이후 약 2초후에 발생했을 것으로 예측되는 우주 중성미자 배경()은 그 적색편이가 formula_65에 해당한다. 색
흡수되는 빛의 파장이 전자의 상태로 변한다는 것은 잘 아는 사실이다. 이 원리를 교묘하게 응용한 것이 화학실험을 할 때 사용하는 산·알칼리 지시약이다. 지시약의 색이 변하는 것을 예로 하여, 물체가 착색되어 보이는 원인을 좀더 설명해 보기로 한다. 지시약으로서 사용되는 것에 남미산의 리트머스이끼에서 얻어지는 색소(리트머스액)와 페놀프탈레인 등 여러 가지가 있다. 페놀프탈레인 분자는 (그림-2)에서 보는 바와 같은데, 이것은 무수 프탈산과 페놀로 합성된다. 이것은 원래 그 자체는 무색이지만 약알칼리성으로 되면 선홍색으로 발색한다. 이 때 OH기의 하나는 알칼리와 반응하여 －ONa 등으로 되고, 하나는 ＝O로 변한다. 또 중앙의 탄소와 산소로 결합되어 있던 카르복시기는 －COONa와 염으로 되어 떨어져 나간다. 알칼리 용액 중에서의 페놀프탈레인 분자의 전자상태 및 산성 또는 중성 용액에서의 전자상태를 비교해 보자. 산성이나 중성인 경우, 3개의 벤젠환은 각기 독립되어 있어서 전자가 회전하는 범위도 벤젠환 내에 국한되어 있다. 한편 알칼리성으로 한 경우에 전자는 중앙의 탄소와 벤젠환의 이중결합을 통해 분자 전체에 펼쳐지게 된다. 즉 전자는 헐겁게 결합된 상태로 된다. 그 때문에 전자는 여기되기 쉽게 되고, 흡수되는 파장이 중성·산성인 경우의 자외선 영역에서 벗어나 5,500Å 전후인 가시광선 부분으로 피크를 이루게 된다. 그 때문에 페놀프탈레인은 적색으로 보이게 되는 것이다. 물리학의 발전
전자기유도 현상을 계기로 패러데이는 전자기 현상이 일어나는 주변 공간에 관심을 가지게 되었다. 대륙의 과학자들은 전기나 자기 현상이 중력처럼 멀리 떨어진 공간에서 작용하는 힘에 의한 것이라고 생각하였다. 그러나 패러데이는 전류가 흐르거나 자석이 있으면 주변 공간에 있는 매개 물질 입자가 전기적 긴장 상태에 빠지게 되고 그 상태가 인접한 입자에 다시 영향을 주는 방식으로 전달된다고 생각하였다. 그는 이렇게 힘이 전달되는 방향을 나타내는 ‘힘의 선’ 개념을 도입하고, 자석 주위에 철가루를 뿌렸을 때 나타나는 선이 자기력선을 형상화하는 것으로 설명하였다. 청색왜성
청색왜성(blue dwarf)은 적색왜성이 자신이 지니고 있던 수소를 헬륨으로 대부분 태워버리고 난 뒤의 상태를 일컫는, 가상의 항성진화 단계이다. 적색왜성은 내부가 전적으로 대류층으로 이루어져 있어서 연료를 매우 느리게 태우기 때문에, 적색왜성이 청색왜성으로 되는 데에는 알려진 우주의 나이보다 긴 시간이 걸린다. 따라서 이 청색왜성의 존재는 전적으로 이론에 기반한 것이다. 적색거성
적색거성의 가지는 많은 도해에서 보는 묘사에 비해서 뚜렷하게 윤곽이 드러나지 않는다. 자세히 말하자면, 껍질이 가지는 매우 작은 질량 밀도로 인해서 그러한 별들에서는 윤곽이 잘 드러난 광구가 없고, 별 자체는 서서히 '코로나'로 전이한다. 매우 차가운 적색거성은 분자선과 메이저 그리고 가끔씩 방출을 보여주는 복잡한 스펙트럼을 가지고 있다. 중력적색편이
적색편이는 무차원 변수 formula_1로 표현되며, 이는 다음과 같이 파장의 변화 비로 정의된다. 성간적색화
적색화 현상은 성간 티끌의 ‘선택 소광’ 성질 때문에 나타는 것이다. 즉 같은 수의 적색과 청색의 광자가 티끌 구름에 입사된다면, 적색 광자보다 청색 광자의 수가 더 많이 산란되어 진행 방향이 바뀌게 되며, 관측자에게까지 도달하지 못한다. 또 적색보다 청색 광자가 더 많이 티끌에 흡수되어, 관측자에게 이르지 못한다. 결과적으로는 청색보다는 적색 광자가 티끌 구름을 더 잘 통과하여 더 많이 관측자에게 도달한다. 그래서 실질적으로는 더 붉어진다기보다 푸른색의 빛이 더 심하게 약화되기 때문에 성간 적색화가 나타나는 것이다. 적색화 때문에 어떤 별에서 관측된 색지수는 본래의 값보다 더 크게 된다.