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.
적색편이
1 + z = 1 + v cos ⁡ ( θ ) / c 1 − v 2 / c 2 {\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}
중력적색편이
진동수 formula_16(즉 광자의 에너지는 formula_17)에 대한 적색편이 공식은 상기 파장 공식으로부터 다음과 같이 단순하게 연역된다.
파동-입자 이중성
빛의 파동설로 광전효과를 설명하기에는 앞에서 말했듯이 한계가 있다. 이를 설명하기위해 아인슈타인(Albert Einstein)은 플랑크(Max Karl Ernst Ludwig Planck)의 양자 가설을 빛을 바라보는 관점에 도입, 빛을 입자로 생각하였다. 후에 아인슈타인은 이로 인해 노벨 물리학상을 받았다. 아인슈타인에 의하면 위의 현상은 다음과 같이 설명된다. 빨간 빛은 에너지가 작은 입자들이 모인 것이고, 보라색 빛은 에너지가 큰 입자들이 모인 것이라고 생각하자. 빨간 빛의 경우, 각각의 빛 알갱이(혹은 입자)들의 에너지가 작으므로 아무리 많은 양의 빛 입자들을 전자에 쏘아주더라도 전자는 결합을 끊고 나가기에 충분한 에너지를 얻지 못하므로 금속에서 전자가 방출되지 못한다. 하지만 보라색 빛은 전체 빛의 세기가 약하더라도 각각의 빛 알갱이들이 큰 에너지를 갖고 전자에 충돌하기 때문에 전자를 금속에서 빠져나올 수 있게 할 뿐 아니라 빠져나온 전자는 큰 운동 에너지를 가지게 되는 것이다. 물론 강한 보라색 빛, 즉 큰 에너지를 가진 빛 알갱이들을 많이 비춰주면 당연히 많은 전자들이 크고 동일한 운동 에너지를 가지고 방출될것이다.
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.
적색왜성
셋째, 가장 큰 문제점으로, 항성에서 나오는 빛의 양이 불규칙하다는 것이다. 적색왜성의 표면은 많은 흑점이 존재할 것으로 예상되는데 심할 경우 발산하는 빛의 40%가 감소하기도 한다. 또는 플레어 별(섬광성)이라고 부르는 적색왜성들의 경우 막대한 규모의 플레어를 수분 동안 발산하는데, 이때 행성이 받는 에너지는 두 배로 증가하며 에너지의 증가로 말미암아 생명체의 생체기관은 손상을 입게 된다. Gibor Basri (UC Berkeley team)는 행성의 대기가 이 섬광을 막을 수 있다고 주장하기도 했다.
성간매질
성간물질은 별로부터 주로 관측되는 빛의 파장의 세기를 감소시키거나 이동시키는, 소광이나 적색화에 대한 일에 작용을 한다. 이 효과들은 광자의 흡수와 산란에 의해 일어나며, 어두운 하늘의 맨눈으로 관측되도록 허락된다. 우리 은하의 판에서 볼 수 있는 명백한 틈새-별의 디스크-지구의 수천만년 전의 빛 이내로 분자운에 의해 주위 배경 별빛의 흡수에 의해 생성되었다.
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.
소광
우리가 밤하늘을 여러방향에서 볼때 , 우리는 별들이 분포된 곳안에서 ""구멍"을 볼수 있다. 이 구멍들은 별들이 없는곳에 간격들이 아니고 이것이 바로 성간먼지구름 이다.
먼지는 두꺼운구름안에서 올 필요는 없으며 공간들을 통해서 퍼지곤 한다. 먼지가 빛에 무슨 작용을 하는지 알아보자면, 먼지는 빛을 흡수 한다. 먼지는 빛을 빨갛게 보이게 만든다. 먼지는 또한 빛을 산란한다. 
소광(The extinction)은 먼지때문이지만 먼지라고 모두 같은 효과를 낳진 않는다. 작은 파장의 먼지일 수록 큰 소광효과를 낳는다. 파란빛은 빨간빛보다 더 크게 영향을 주며 따라서 별들은 먼지 뒤에서 실제보다 더 빨갛게 보인다. 이 현상을 성간적화(Interstellar reddening)라고 부른다. 
우리가 B-V의 색지수를 구하면 우리는 실제 색지수((B-V)0 )보다 더 빨간빛을 구하게 될것이다 . 우리는 적화를 이렇게 정의한다
E(B-V) = (B-V) - (B-V)0
만약 더 많은 소광효과가 있다면 더 많은 적화가 일어날 것이다. 소광효과와 적화와의 관계식도 있다.
AV=3.2E(B-V)
적색편이
우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 다음과 같이 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식(geodesic equation)을 적용해야 한다:[주 4]
레일리 산란
분자에서의 레일리산란도 가능하다. 각각의 분자는 굴절률과 반경이 잘 정의되어 있지 않아도 상관없다. 대신 분자는 극갈림도 formula_4를 갖는데 이것은 분자에 있는 전하가 전기장에서 얼마나 많이 움직이는지 기술한 것이다. 이 경우에 단일 입자에 대한 레일리산란 강도는 다음과 같이 주어진다.
레일리 단일 입자로부터의 레일리산란의 양은 또한 단면적 formula_6에 의해 표현될 수 있다. 예를 들면, 대기의 주 요소인 질소는 532 nm(녹색광)파장에서 5.1×10 m의 레일리 단면적을 갖는다. 이것은 대기압에서, 1m움직이는 동안 빛이 10분의 1만큼 산란 된다는 뜻이다.
산란이 파장에 강하게 의존한다는 것은 청색광이 적색광보다 잘 산란된다는 것을 의미한다. 대기에서 청색 파장이 더 긴 파장(붉은 파장)보다 큰 범위로 산란된다는 이 결과로 인해 하늘을 보았을 때 푸른색으로 보이게 된다.
적색편이
여기서 척도인자는 고유 거리(proper distance)와 공변 거리(comoving distance)의 비를 나타내는 값이다. 공변 거리는 같이 팽창하는 좌표계에서 어떤 기준 시점에서의 두 점 사이의 거리이고, 고유 거리는 실제 관측자가 측정하는 물리적인 거리이다. 두 점 사이의 거리가 d ( t ) {\displaystyle d(t)} , 공변 거리가 d 0 {\displaystyle d_{0}\,} 라면 d ( t ) = d 0 a ( t ) {\displaystyle d(t)=d_{0}a(t)\,} 이다. 따라서 척도인자는 두 시점 사이의 우주의 팽창 정도를 나타내는 값이다.
적색왜성
컴퓨터 시뮬레이션에 따르면, 적색왜성이 적색거성이 될 수있는 최소한계질량은 태양질량의 0.25배의 적색왜성이다. 더 작은질량의 물체들은 그들의 일생동안 표면온도와 광도의 증가에 따라서 청색왜성을 거쳐서 결국 백색왜성으로 진화하게 된다. 예를들면, 태양질량의 0.16배의 적색왜성은 (Bernard's star의 질량과 비슷) 주계열성에 2.5조년후 만큼 머물게 되며 50억년 동안 에 청색왜성으로 머물게 되며 태양의 1/3만큼의 광도를 지니며 표면온도는 6500-8500K 이다.
파동-입자 이중성
‘빛의 파동설’에 따라 광전효과의 결과를 예측해보면, 빛은 파동이므로 빛의 파장이 짧아질수록(즉 빨간색 빛에서 보라색 빛으로 갈수록) 에너지가 커진다. 또한 파동은 중첩 이 되므로 긴 파장의 빛이라도 빛의 세기(빛의 양)만 크게 해주어도 에너지가 커질 것이다. 이처럼 빛의 에너지가 큰 경우에는 빛을 비춰줬을 때 튀어나오는 전자의 갯수도 더 많고 전자의 운동에너지 역시 더 클 것이다.
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.
적색편이
우리 주위에서 적색 또는 청색편이 현상을 실생활에 응용하는 예로서는 기상관측용 도플러 레이다나 경찰이 속도위반을 단속하는데 쓰는 스피드 건(Radar gun)등이 있지만, 가장 대표적인 적색편이 현상은 주로 천문학에서 천체들의 스펙트럼에서 관측된다.[1][2][3]
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.
적색편이
만약 광원이 시선방향으로만 움직이는 경우에는, 즉 θ = 0°인 경우, 위의 식은 다음과 같이 간단하게 줄어든다.
적색왜성계의 생명체 거주가능성
적색 왜성계의 생명체 거주가능성을 결정하는 요소는 다양하다. 적색 왜성은 에너지 복사량이 작고 조석고정이 발생할 가능성이 높은데다 생명체 거주가능 영역의 폭은 좁고 항성으로부터 가까우며 밝기가 변덕스럽기 때문에 주변에 있는 외계 행성에서 생태계가 탄생하는 데 부정적인 영향을 준다. 그러나 적색 왜성이 우주에 있는 항성의 대부분을 차지하며 매우 오래 산다는 점은 외계 생명체가 출현하는 데 있어 긍정적 요소이다. 이러한 요소들이 어떻게 상호작용하는가를 결정함으로써 외계 생명체(더 나아가 지성체)가 등장할 가능성을 가늠할 수 있다.
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.
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.
적색편이
z ≈ v c {\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}} ( v ≪ c {\displaystyle v\ll c} 이면 γ ≈ 1 {\displaystyle \gamma \approx 1} 이므로)
적색편이
분류:물리우주론 분류:천체분광학 분류:관측천문학 분류:천문 현상 분류:도플러 효과
그림자
그림자는 물리 현상으로서는 빛이 직진성을 가지는 것부터 태어난다. 또 빛의 파장에 비해 그림자의 원인이 되는 물체가 매우 거대하기 때문에 윤곽의 명료한 그림자가 성립한다. 전파는 물리학적으로는 본질적으로 빛과 변함없는 전자파이지만, 파장이 매우 길고 인체나 건조물 등에 비해 훨씬 더 크기 때문에, 전파도 직진성을 가졌지만 전파에 의한 그림자는 일상적인 사이즈의 물체에게선 태어나지 않는다.
일반상대론 개론
첫 번째 새로운 효과는 빛의 진동수가 중력으로 인해 편이한다(중력적색편이)는 것이다. 가속되는 로켓에 탑승 중인 관찰자 두 명이 있다고 하자. 우주선 위에서는 "위"와 "아래"의 자연스러운 개념이 존재한다. 우주선이 가속되는 방향이 "위"이고, 이에 대한 관성으로 고정되지 않은 물체가 반대 방향으로 움직이면서 낙하할 테니 그쪽이 "아래"이다. 관찰자 중 한 명이 다른 한 명 보다 "더 위"에 있다고 가정해 보자. 아래쪽에 있는 관찰자가 위쪽에 있는 관찰자에게 빛으로 신호를 보내면, 로켓의 가속 때문에 빛이 적색편이를 하게 된다(이는 특수상대론에서 계산되는 바이다). 위쪽의 관찰자는 아래쪽의 관찰자가 빛을 처음 쏘았을 때와 비교하여 더 낮은 진동수의 빛을 관찰하게 될 것이다. 역으로 위쪽의 관찰자가 아래쪽의 관찰자에게 보내는 빛 신호는 청색편이, 즉 진동수가 더 높아질 것이다. 아인슈타인은 이러한 진동수 편이가 중력장 안에서 반드시 관찰되어야 한다고 했다. 좌측 그림이 이것을 나타낸 것으로서, 빛이 중력적 가속에 반대되는 방향으로 움직이면서 서서히 적색편이함을 보여준다. 이 효과는 실험적으로 검증되었으며, 그에 대해서는 후술한다.
적색편이
빛이 한 파장만큼 이동하는데 걸리는 시간 정도로 매우 작은 시간 간격 동안, 우주의 공간 척도인자( a ( t ) {\displaystyle a(t)} )는 거의 변하지 않으므로, 적분 구간에 대해 상수로 근사할 수 있다. 따라서 위의 식은 다음과 같이 쉽게 적분할 수 있다.
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.
적색편이
G {\displaystyle G\,} 는 중력상수, M {\displaystyle M\,} 는 중력장을 생성하는 물체의 질량, r {\displaystyle r\,} 은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리, c {\displaystyle c\,} 는 빛의 속도를 나타낸다.
적색왜성계의 생명체 거주가능성
캘리포니아 버클리 대학교의 기보 바스리는 "아무도 생명체 거주가능성의 한계를 발견해 내지 못했다."라고 말했다. 적색 왜성들은 종종 플레어를 뿜기 때문에 여기서 튀어나온 막대한 입자들이 근처를 도는 행성의 대기를 벗겨 낼 것이라고 생각했다. 그렇지만 만약 그 행성이 자기장을 지니고 있다면 플레어 입자가 대기를 날리는 것을 막을 수 있을 것이다. 그리고 조석고정이 된, 매우 느리게 자전하는 적색 왜성계 행성의 경우도, 행성 내부가 녹아 있는 상태라면 대기를 보호하기에 충분한 자기장을 생성할 수 있을 것이다.
중력적색편이
중력적색편이(重力赤色偏移, ) 또는 아인슈타인 편이()는 천체물리학에서 어떤 중력장 안에 놓인 어떤 광원으로부터 방출되는 전자기파를 그 광원보다 중력이 작은 곳에 위치한 관찰자가 보았을 때 진동수가 감소하여 적색편이하는 것을 말한다. 진동수는 시간(정확히 말하자면 파동의 한 파가 완료되는 데 걸리는 시간)의 역수인 고로, 전자기파의 진동수가 감소한다는 것은 곧 걸리는 시간이 증가, i.e. 시간이 느리게 간 것을 의미(중력시간지연)한다.
중력적색편이
적색편이는 무차원 변수 formula_1로 표현되며, 이는 다음과 같이 파장의 변화 비로 정의된다.
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.
열복사
금속을 가열하면 붉게 빛나기 시작한다. 이것은 가열되는 물체로부터 적색의 빛(전자기파)이 나오는 것이다. 붉은 빛은 비교적으로 저온으로, 물체가 고온이 됨에 따라 청색빛으로 변한다. 물체로부터 방사하는 빛의 스펙트럼은 온도에 따라 결정된다. (→빈의 변위법칙）
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.
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.[55]
적색편이
1 + z = 1 1 − 2 G M r c 2 , {\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}},}
적색편이
도플러 적색편이의 경우 z {\displaystyle z} 가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. z {\displaystyle z} 가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로 z {\displaystyle z} 가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우, z {\displaystyle z} 가 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( z > 0 {\displaystyle z>0} ) 현상이 관측된다.
적색왜성
적색왜성은 은하에 존재하는 항성들 중 가장 흔한 종류로, 항성들 중 대략 90% 정도의 비중을 차지한다. 지구에서 태양 다음으로 가까운 항성인 센타우루스자리 프록시마도 적색왜성이다. 그러나 적색왜성은 지상에서 맨눈으로 볼 수 없을 정도로 어둡기 때문에 개체수가 적은 것으로 착각하기 쉽다. 이와 반대로 밝고 큰 별들은 숫자는 적지만 체감적으로 개체수가 많은 것처럼 오인하게 된다.
적색편이
1 + z = 1 + v c 1 − v c . {\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}.}
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.
분광광도법
일반적으로 빛(백색광)이 물체에 닿으면 그 빛은 물체의 표면에서 반사되거나 물체의 표면에서 조금 내부로 들어간 후 반사, 또는 물체에 흡수되거나 물체를 통과하는 빛으로 나누어지는데 물체에 의하여 흡수되는 빛의 양은 그 농도에 따라 다르다. 그러므로 이와 같은 빛의 흡수현상을 이용하면 시료용액 중의 빛을 흡수하는 화학물질의 양을 정량할 수 있다. 이를 시료용액, 또는 적당한 시약을 넣어 발색시킨 용액의 흡광도법이라고 하는데 주로 자외선(ultraviolet, 180~320nm) 및 가시광선 (visible, 320~800) 영역에서 빛의 흡수를 이용한다. 적외선 흡수 분광법은 화학분자의 작용기에 대한 특성적인 스펙트럼을 비교적 쉽게 얻을 수 있으며, 광학이성질체를 제외한 물질들의 스펙트럼이 다르므로 분자의 구조를 확인하는데 필요한 정보를 제공하여 준다. 따라서 적외선 흡수 분광법은 무기 및 유기화학은 물론 모든 화학분야에서 널리 사용되고 있다
적색왜성
적색왜성은 내부의 에너지를 대류작용에 의하여 표면으로 옮긴다. 대류작용은 항성의 내부가 '불투명한 상태'이기 때문에 일어난다. 이는 항성 내부가 온도에 비하여 상대적으로 밀도가 높다는 뜻이다. 그 결과 항성 표면까지 복사과정으로 광자가 움직이기 힘들어진다. 따라서 적색왜성의 내부 에너지전달은 복사과정보다 대류과정의 형태를 띠게 되는데, 그 이유는 적색왜성의 물리적 상태하에서는 대류작용이 보다 효율적인 과정이기 때문이다. 적색왜성의 수소가 연소됨에 따라 핵융합반응 비율은 줄어들게 되고 중심부는 수축하기 시작한다. 중력에너지는 수축에너지가 열에너지로 바뀌면서 생기게 되며, 이는 대류작용을 통해서 옮겨지게 되는것이다. 참고로 적색왜성의 질량이 0.35배보다 크다면 모든부분이 대류작용이 일어나지 않는부분이 생길 수 있다.
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.
퀘이사
퀘이사는 우주의 팽창 때문에 매우 큰 적색편이 값을 갖는다.
현재까지 퀘이사는 200,000개 이상 발견되었는데, 대부분 슬로언 디지털 전천탐사(, SDSS)에 의해 발견된 것이다. 현재 알려진 퀘이사들의 스펙트럼은 0.05 ~ 7의 적색편이를 보인다. 표준 우주 모형에 따르면 이러한 적색편이 값들은, 퀘이사들까지의 거리가
대략 6억 광년에서 280억 광년에 달함을 의미한다.
2011년 6월 기준으로 적색편이값이 가장 큰 (즉 가장 멀리 있는) 퀘이사는 ULAS J1120+0641로, 그 값은 7.085이며 지구에서부터의 거리는 약 2백 9십억 광년이다.
퀘이사가 이렇게 엄청나게 멀리 떨어져 있으며 광속은 일정하기 때문에, 우리가 보는 퀘이사와 그 주변 환경의 모습은 우주가 탄생한 초기의 모습이다.
적색왜성
적색왜성(赤色矮星, , )은 작고 상대적으로 차가우며 태양의 0.081-0.5배 정도의 질량( 갈색왜성의 한계질량보다 크다; 갈색왜성은 엄밀히 말하자면 별이 아니다. )을 지닌 주계열성을 부르는 말이다. 헤르츠스프룽-러셀 도표에 따르면 적색 왜성의 스펙트럼형은 어두운 K형으로부터 M형까지이며, 표면온도는 3800켈빈을 넘지 않는다. 우주에 있는 별들의 약 90퍼센트 정도가 적색왜성인 것으로 알려져 있다(어떤 예측에 따르면 은하수의 3/4는 적색왜성으로 이루어져 있다고 생각된다).
VISTA (망원경)
VISTA는 차가운 성운이나 적색편이가 커서 파장이 길어져 가시광선으로는 관측할 수 없는 천체들을 관측하는데, 큰 적색 편이를 갖는 먼 우주의 천체를 관측함으로써 초기 우주의 모습을 살필 수 있다.
적색편이
1 + z = 1 1 − v 2 / c 2 {\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}
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.
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.
적색편이
t n o w + λ n o w / c a n o w − t n o w a n o w = t t h e n + λ t h e n / c a t h e n − t t h e n a t h e n {\displaystyle {\frac {t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{a_{\mathrm {now} }}}-{\frac {t_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {now} }}}\;={\frac {t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{a_{\mathrm {then} }}}-{\frac {t_{\mathrm {then} }}{a_{\mathrm {then} }}}}
적색편이
적색편이의 정의를 적용하고, 현재의 척도인자를 1이라고 정의하면 ( a n o w = 1 {\displaystyle a_{\mathrm {now} }=1} , a t h e n = a ( t ) {\displaystyle a_{\mathrm {then} }=a(t)} ), 다음과 같은 우주론적 적색편이 공식이 얻어진다.
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.
일반 상대성이론
감지기가 어떤 관찰자에게는 도플러 효과가 없다고 감지하고, 어떤 관찰자에게는 청색편이의 도플러 효과가 있다고 감지할 수는 없으므로, 우리는 청색편이의 결과를 상쇄시켜 자유낙하하는 관찰자의 결과와 일치시킬 어떤 것을 필요로 한다. 다행히, 중력장이란 존재가 있으므로, 중력장이 청색편이를 상쇄시키는 적색편이를 일으켰다고 할 수 있다. 중력 적색편이는 formula_4만큼 일어나며, 여기에 빛이 감지되었을 때의 승강기 천장의 속도와, 빛이 승강기 천장으로 가는 시간을 대입하면 formula_5라는, 중력 퍼텐셜의 차이 formula_6에 따른 적색편이의 식을 얻을 수 있다. 그러므로 승강기에서처럼 빛 방출기와 빛 감지기가 서로 상대적인 운동에 있는 상황이 아니라, 서로에 대해서 정지해있는 상황이라면, 빛의 감지기는 청색편이로 상쇄되지 않는 중력 적색편이를 감지할 것이다.
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.
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.
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.
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.
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[주 1] 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.
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.
전반사
전반사는 표면의 법선에 대한 파동의 입사각이 특정한 임계각(critical angle)보다 클 때 발생하는 현상이다. 굴절률(refractive index)이 경계면에서 낮아질 때, 입사각(incident angle)이 임계각보다 클 경우에 파동은 매질을 통과하지 못하고 모두 반사된다. 임계각은 이러한 전반사가 일어나는 입사각의 최소값이다. 이는 일반적으로 광학적 현상으로 빛과 관련되어 있으나, 전자기파(electromagnetic waves) 혹은 음파와 같은 여러가지 파동과 연관되어 있다. 파동이 다른 굴절률을 가진 다른 매질의 경계에 도달하면 파동은 일반적으로 부분적으로 표면에서 굴절되기도 하고 반사되기도 한다. 하지만 만약 입사각이 임계각보다 클 경우에 (예를 들면 매질의 경계에 거의 평행하게 입사할 경우에) 빛은 경계를 넘어가지 못하고 완전히 안쪽으로 반사되어 버린다. 이는 높은 굴절률을 가진 매질에서 낮은 굴절률은 가진 매질로 진행할 때만 발생한다. 예를 들면 빛이 유리에서 공기로 향할때는 발생하지만, 공기에서 유리로 향할 때는 발생하지 않는다.
광학적 설명
관측 가능한 우주
이론적으로 미래에 많은 은하들이 관측 가능하게 될 것임에도 불구하고, 실제로 증가하고 있는 은하의 수는 우주의 팽창으로 인해 극도로 적색편이화 될 것이다. 그래서 이들은 관측시 사라진 것처럼 보이게 되어, 결국 볼 수 없게 된다. 추가적으로 미묘한 점은, 만약 우리가 어떤 과거 시대(빅뱅 5억 년 후의 은하에서 방출된 신호라고 하자)에 어떤 은하로부터 방출된 신호를 탐지할 수 있다면, 주어진 공변거리 상의 그 은하는 "관측 가능한 우주"에 위치한 것으로 표현되지만, 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변반경보다 작은, 일정한 공변거리(공변거리는 우주의 팽창으로 인해 후퇴속도를 나타내는 데 사용되는 고유거리와는 달리 시간에 대한 상수) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수 없다는 점이다.(그래서 우리는 그 은하를 빅뱅 100억 년이 지난 것처럼 절대 볼 수 없을 것이다) 이런 사실은 시간에 따라 반경이 변하는, 우주론적 사건의 지평선의 한 유형을 표현하는 데 사용될 수 있다. 예를 들어, 현재 이 지평선의 거리는 약 160억 광년으로, "현재" 일어나는 사건에서 발생하는 신호가 160억 광년보다 짧은 거리에서 발생한 것이라면 미래의 어느 순간에 지구에 도달할 수 있음을 의미한다. 하지만 그 사건이 160억 광년보다 멀리 떨어진 곳에서 발생하였다면 신호는 지구에 절대 도달할 수 없다.
적색편이
최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사(CfA Redshift Survey)이다.[49] 2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.[50] 역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬로안 디지털 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다.[51] 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.[52]
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.
중력적색편이
이때
formula_3는 관찰자에게 측정된 전자기파(광자)의 파장이고,
formula_4는 광원에서 측정된 전자기파(광자)의 파장이다.
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.
적외선
특히 액체나 기체상태의 물질은 각각의 물질에 특유한 파장의 적외선을 강하게 흡수한다. 이 흡수스펙트럼을 조사하여 물질의 화학적 조성·반응과정·분자구조를 정밀히 추정하는 수단으로 쓰는데, 이것을 적외선분광분석이라 한다. 또, 적외선은 파장이 길기 때문에 자외선이나 가시광선에 비하여 미립자에 의한 산란효과가 적어서 공기를 비교적 잘 투과한다.
적색왜성계의 생명체 거주가능성
주변 행성계에 생명체가 살기 힘들게 만드는 요소는 적색 왜성의 작은 질량만이 아니다. 적색 왜성 주위를 도는 행성에는 밤의 지역이 절대로 어머니 항성을 바라보지 않기 때문에 광합성에 필요한 빛이 닿지 않는다. 반대로 낮의 영역에는 태양은 뜨거나 지지 않고 하늘의 한 지점에 박혀서 움직이지 않고, 지형의 요철에 의해 생긴 그림자는 사라지지 않고 계속 존속할 것이다. 우리가 알고 있는 바로는 식물의 광합성은 가시광선에 의존하고 있으며, 적색 왜성에서 나오는 빛의 대부분인 적외선 영역으로 광합성을 설명하려면 복잡할 것이다. 그러나 적외선으로도 광합성이 가능하다는 유력한 가능성들이 있다. 예로써 지구의 생태계 상당 부분은 광합성보다는 화학 합성에 더 많이 의존하는데, 이 기구는 적색 왜성계에도 적용될 수 있다.
양자역학 개론
추가적인 가열하면 방출하는 빛의 색은 빨간색에서 노란색, 하얀색, 그리고 파란색의 파장이 짧아지는 순서로(진동수가 커지는 순서로) 변한다. 완벽하게 온도에 따라 빛을 방출하는 물질은 또한 빛을 완벽하게 흡수하는 물질이다. 예를 들어 그 물질이 차가울때에는 완전히 검은색으로 보일 것이다. 왜냐하면 물질에 닿는 모든 빛은 흡수될 것이고, 어떠한 빛도 방출되지 않기 때문이다. 이러한 온도에 따라 이상적으로 빛을 방출하는 물질은 흑체로 알려져있고, 그것이 방출하는 복사는 흑체 복사라고 부른다.
상대론적 분사출
상대론적으로 움직이는 천체는 여러 가지 물리 효과의 영향을 받아 분사출 효과를 나타낸다. 상대론적 광행차로 인해 방출되는 광자 대부분이 천체의 운동 방향으로 방출되고, 도플러 효과로 인해 광자가 적색 또는 청색편이를 일으켜 에너지가 변화한다. 또한 시간지연으로 인해 방출 천체와 나란하게 움직이는 시계로 측정한 시간과 지구의 관찰자가 측정한 시간이 달라지고, 그로 인해 발생하는 시간 간격은 광자가 도착하는 시간에 영향을 미친다. 이런저런 효과들로 인해 천체의 밝기, 즉 겉보기 광도가 변하는 것은 상대론적 도플러 효과 방정식으로 결정된다. 때문에 상대론적 분사출을 도플러 분사출이라고도 부른다.
적색편이
한편, 현재의 관측자에게는 첫 번째 마루는 t = t n o w {\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }} 에 도착하게 되고, 그 다음의 두 번째 마루는 다음과 같이 λ n o w / c {\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }/c} 만큼 나중에 도착하게 된다. 따라서 두 번째 마루가 도착한 시간은 관측자의 관점에서 볼 때는
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.
빛
빛은 인간의 눈에 보이는 보통 전자기 방사선을 알아내기 위한 복사 에너지이고, 시각을 담당한다. 가시광선은 일반적으로 700 나노 미터, 400 나노 미터(㎚), 또는 400×10^-9m 범위의 파장을 갖는 것으로 정의된다. 이 숫자는 인간의 시각의 절대 한계를 나타내지 않지만, 대략적인 범위에서 대부분 사람들이 대부분의 상황 안에서 잘 볼 수 있다. 가시광선은 크게 380-800nm 좁게는 420-680nm로 정의한다. 이상적인 실험실 조건에서, 사람들은 적어도 1050nm 까지의 적외선을 볼 수 있다. ​​어린이와 젊은 성인은 약 310-313nm 아래로 자외선을 볼 수 있다. 가시광선의 기본 특성은 강도, 전파 방향, 주파수 또는 파장 스펙트럼, 편광이다. 빛은 진공에서 속도가 초당 299,792,458m 이고 자연의 기본 상수 중 하나이다. 가시 광선은 전자기 방사 (EMR)의 모든 유형으로, 실험적으로 항상 진공 상태에서 위의 이동속도를 찾을 수 있다. EMR의 모든 유형의 공통점, 가시 광선이 방출되는 광자라는 작은 "패킷"에 흡수하고, 파동과 입자 모두의 특성을 나타낸다. 이 속성은 파동 입자 이중성이라고 한다. 광학으로 알려진 빛의 연구는 현대 물리학에서 중요한 연구 분야다. 물리학에서, 빛은 때때로 어떤 파장의 전자기 복사선 가시적인지 여부를 의미한다. 이 글은 가시 광선에 초점을 맞추고 있다. 일반적인 용어에 대한 전자기 방사선 문서를 참고하라.
적색편이
20세기에 들어 먼 은하까지의 거리와 은하가 멀어지는 속도(적색편이)가 비례한다는 허블의 법칙이 발견되었다. 이 관측 결과와 일반상대론의 우주 모형 방정식을 이용하여, 우주는 중심이 없이 팽창하고 있다는 사실이 확립되었다. 허블이 관측한 먼 은하의 적색편이는 이러한 공간의 팽창 때문에 발생하는 우주론적 적색편이(cosmological redshift)이다. 현대 우주 표준 모형에서 먼 은하의 적색편이 값은 은하에서 빛이 방출되던 당시의 우주의 나이 그리고 당시 우주의 크기와 직접 연관되어 있다. 한때 적색편이를 설명하기 위해서 피곤한 빛 가설같은 설명이 제시되기도 했었지만, 현재는 받아 들여지지 않고 있다.[24]
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.
성간적색화
성간적색화(星間赤色化, interstellar reddening, )는 성간 티끌 때문에 별빛이 실제보다 더 붉게 보이는 현상이다.
엽록소
사람 눈이 느낄 수 있는 가시광선의 파장은 400nm(보라)~700nm(빨강)이다. 엽록소가 흡수하는 빛도 이 가시광선의 파장과 거의 같은데, 그 중에서도 일부 파장의 빛은 특히 잘 흡수한다. 알코올이나 아세톤과 같이 엽록소를 잘 녹이는 약품을 사용하여 으깬 식물체로부터 엽록소를 녹여내어 얻은 엽록소 용액에 빛을 비추어 용액을 투과한 빛을 프리즘으로 분광해 본다. 이 결과, 엽록소 용액에 투과시키지 않은 빛은 아름다운 무지개가 되는 데 비해, 엽록소 용액을 투과한 빛은 어느 파장 부분이 어둡게 비치는 것을 볼 수 있다. 이것은 이 부분의 파장이 엽록소에 흡수되었기 때문이다. 각 파장의 빛에 대하여 입사광이 어느 만큼의 비율로 흡수되었는가 하는 흡수율을 세로축에, 파장을 가로축에 잡으면 흡수 곡선(흡수 스펙트럼)을 얻을 수 있다. 엽록소는 청색으로부터는 청자색(파장400~500nm)의 빛과 적색으로부터는 황적색(파장 620~700nm)의 빛을 잘 흡수하며, 한편 대부분의 녹색(파장 500~600nm) 빛은 잘 흡수하지 않는다. 엽록소가 녹색으로 보이는 것은 바로 이와 같은 이유 때문이다.
성간적색화
우리와 별 사이에 놓여 있는 티끌은 파장에 구애됨 없이 모든 파장에 걸쳐 똑같은 정도로 소광 효과를 발휘하는 것이 아니라, 붉은색 파장보다 푸른색 파장의 빛을 더 많이 약화 시킨다. 그러므로, 별빛은 티끌이 없을 때보다 티끌이 있으면 실제보다 더 붉게 나타나게 마련이다. 이러한 현상을 우리는 성간 적색화라 부른다. 티끌에 의한 별빛의 차폐는 흡수라기보다는 산란에 의해 나타나는 현상이다. 그런데 산란이나 흡수 정도가 파장에 따라 다르므로, 선택 소광의 현상이 나타난다.
적색편이
c ∫ t t h e n + λ t h e n / c t n o w + λ n o w / c d t a = ∫ R 0 d r 1 − k r 2 . {\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}}}}\,.}
적색편이
한편, 위의 중력적 적색편이 공식은 특수상대론과 등가원리(equivalence principle)를 이용해서도 유도할 수 있다.[31]
흡수 스펙트럼
물질의 흡수 스펙트럼(Absorption spectrum)은 주파수 영역의 걸쳐 물질에 의해 흡수된 전자기 복사의 일부를 보여준다. 이 흡수 스펙트럼은 방출 스펙트럼과는 정 반대 현상이다. 모든 화학적인 요소들은 그것의 원자 궤도의 에너지 준위 사이의 차이와 상응하는 몇몇의 특정한 파장에 흡수선을 가진다. 예를 들면, 파란 빛, 초록 빛 그리고 노란 빛을 흡수하는 물체는 하얀 빛 아래에서 볼 때는 붉은색으로 나타날 것이다. 그러므로, 흡수선 스펙트럼은 가스나 액체 안에 현재 화학적인 원소들을 종류를 확인하는 데 쓰일 수 있다. 이 방법은 직접적으로 측정할 수 없는 별 그리고 그 밖의 가스로 구성된 물체들의 화학적인 원소의 존재를 추론하는 데 쓰인다.
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.
적색편이
적색편이는 여러 원인에 의해 일어나는데, 가장 대표적인 것은 도플러 효과(Doppler fect)에 의한 것이다. 예를 들어, 사이렌을 울리는 소방차가 관측자에게 다가올 때는, 사이렌의 음높이가 높게 들리지만, 옆을 지나쳐서 멀어져 갈 때는 반대로 소리가 낮게 들리는 것을 느낄 수 있다. 이처럼 빛을 내는 천체가 관측자로부터 멀어지는 경우, 빛의 파장이 길어지게 된다. 우주론적 적색편이(cosmological redshift)는 공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상으로 지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측된다. 마지막으로 중력 적색편이 현상(gravitational redshift)은 일반 상대론적 효과로서, 빛이 강한 중력장에서 빠져나오면서 에너지를 잃기 때문에 파장이 길어지는 현상이다. 적색편이의 반대말로 빛의 파장이 줄어들어 보이는 현상은 청색편이(blueshift)라고 하며, 빛을 내는 물체가 관측자에 가까워지거나, 빛이 중력장 안으로 들어갈 때 발생한다.
분산 (광학)
매질 속에서의 파장은 formula_1이다. 일반적으로 파장이 증가하면 굴절률이 감소한다. 따라서 백색광이 프리즘을 통과할 때 파장이 큰 빛인 붉은빛이 가장 적게 꺾이고, 보라빛이 가장 크게 꺾이게 된다.
적외선
적외선이 강한 열효과를 가지고 있는 것은 적외선의 주파수가 물질을 구성하고 있는 분자의 고유진동수와 거의 비슷하기 때문이다. 이는 물질에 적외선이 부딪히면 전자기적 공진현상(共振現象)을 일으켜 적외광파의 에너지가 효과적으로 물질에 흡수되기 때문이다.
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.[34][35] 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블 곡선(눈에 보이는 은하의 적색편이에 대한 거리를 나타낸 그래프)의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 준다.[36][37] (허블의 법칙도 보시오).
대폭발
현재 멀리 떨어진 은하에서 나오는 빛의 스펙트럼을 조사해보면 적색편이가 보이는데, 이는 우주가 팽창하고 있다는 이론을 뒷받침하는 증거다. 허블의 법칙은 이를 정량화한 것으로, 우주가 팽창하는 속도는 거리에 비례함을 수식을 통해 정리했다. 허블의 법칙을 통해서, 시간을 거슬러 올라가 보면 우주가 작은 크기였다는 것을 추론할 수 있다.
적색편이
d s 2 = 0 = − c 2 d t 2 + a 2 d r 2 1 − k r 2 {\displaystyle ds^{2}=0=-c^{2}dt^{2}+{\frac {a^{2}dr^{2}}{1-kr^{2}}}} c d t a = d r 1 − k r 2 {\displaystyle {\frac {cdt}{a}}={\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}}}}}
하야시 한계
적색 거성은 헬륨 연소 과정을 통해 외포층이 확장된 상태의 별이다. 거성 단계에서 항성은 HR 도표에서 우상단으로 이동한다. 그러나 적색 거성 단계에서도 하야시 한계 오른쪽으로 이동하지는 않는데, 이는 적색 거성도 하야시 한계를 넘을 정도로 부풀지는 않는다는 의미이다.
블랙홀
멀리 떨어진 외부 관찰자가 보기에, 블랙홀 근처의 시계는 블랙홀에서 멀리 떨어진 시계보다 더 느리게 가는 것처럼 보인다(중력적 시간지연).[52] 이 효과에 의해 블랙홀로 낙하하는 물체는 사건의 지평선에 가까워질수록 점점 느려지는 것처럼 보이고, 사건의 지평선에 닿기까지 걸리는 시간은 무한대가 된다. 즉 사건의 지평선에 닿는 것이 외부에서는 관찰될 수 없다.[53] 외부의 고정된 관찰자가 보기에 이 물체의 모든 과정은 느려지는 것처럼 보이기에, 물체에서 방출되는 빛도 점점 파장이 길어지고 어두워진다(중력적 적색편이).[54] 최종적으로 낙하하는 물체는 너무 어두워져서 보이지 않게 된다.
중력파 관측
사건은 우주론적 적색편이 0.09(신뢰구간 90%)와 일치하는 410 메가파섹(신호의 진폭을 통해 측정), 또는 13억±6억 광년 거리에서 발생하였다. 추정된 적색편이에 따른 신호의 분석은 이 신호가 태양의 질량의 36배 및 29배에 해당하는 질량을 가진 두 블랙홀이 병합하여 62 태양질량의 블랙홀이 만들어질 때 발생한 것임을 시사한다. 여기서 사라진 3 태양질량의 에너지는 질량-에너지 동등성에 따라 중력파의 형태로 복사되었다. 복사된 중력파의 최대 세기는 약 3.6×10 와트로, 관측 가능한 우주에서 모든 별이 복사하는 빛의 세기, 또는 플랑크 일률의 열 배 이상이다.
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
일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값( z {\displaystyle z} )은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다.
적색편이
멀리 떨어져 있는 외부은하들로부터 관측되는 적색편이는 주로 우주 팽창에 의한 우주론적 적색편이이다. 멀리 떨어져 있는 은하일수록 큰 적색편이 값을 나타낸다는 허블의 법칙은 우주 팽창의 근거로 받아 들여지고 있다. 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록, 빛이 은하에서 방출된 후에 우주가 더 많이 팽창했다는 뜻이며, 따라서 빛의 파장이 더 많이 늘어나게 되고, 빛이 더 큰 적색편이를 보이게 된다. 현대 우주 모형에 따르면, 아주 멀리 있는 천체의 적색편이를 측정하면, 천체의 거리와 그 천체가 존재하는 과거 우주의 나이가 결정된다. 아주 멀리 있는 천체들의 거리를 직접 재는 것은 매우 힘들기 때문에, 수백 Mpc 이상 떨어져 있는 천체들의 경우, 그 적색편이를 측정하고, 표준 우주 모형을 적용하면 그 거리를 결정할 수 있다.
적색편이
또는 적분을 정리하면
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.
적색편이
현재 알려진 가장 멀리 떨어져 있는 감마선폭발원(gamma ray burst)는 GRB 090423이며, 적색편이는 z = 8.2 {\displaystyle z=8.2} 이다.[39] 가장 멀리 있는 퀘이사(quasar)는 ULAS J1120+0641로서 적색편이는 z = 7.1 {\displaystyle z=7.1} 이다.[40][41] 퀘이사나 감마선폭발원이 아닌 천체 중 가장 멀리 떨어져 있는 천체는 IOK-1으로 z = 6.96 {\displaystyle z=6.96} 에 위치해 있다.[42][주 7] 가장 멀리 있는 전파은하는 z = 5.2 {\displaystyle z=5.2} 에 있는 TN J0924-2201이다.[43] 가장 멀리 있는 천체 중 일산화탄소 분자(CO)가 관측된 천체는 z = 6.42 {\displaystyle z=6.42} 를 가진 SDSS J1148+5251 퀘이사이다.[44]
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[35], 이렇게 얻어진 적색편이를 측광 적색편이(photometric redshift)라고 부른다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이(spectroscopic redshift)라고 불린다.
선폭 증대
스펙트럼 라인은 단일 진동수가 아닌 한 범위의 진동수로 확장된다.(즉, 선폭이 0이 아니다.) 게다가, 그 중심 파장은 겉보기에 이동되어 보일 수도 있다. 이를 편이되었다고 한다. 이 증대와 편이에 대한 몇 가지 원인이 있다. 이러한 원인으로 국부적인 상태와 확장하는 상태의 두 가지 큰 범주로 나뉠 수 있다. 국부 상태에 의한 증대는 빛을 발하는 원소의 주위의 작은 영역에 묶인 영향에 의해 생기며, 보통 국부 열역학적평형을 이룰 수 있을 정도로 충분히 작다. 확장된 상태에 의한 증대는 관찰자의 시선의 경로상의 움직임으로 스펙트럼 분포가 변화할 수 있다. 또한 각각의 먼 영역의 파장으로부터 방사선이 결합되어 나타날 수도 있다.
거대 인력체
이러한 은하들은 이들이 우리에 대해서 서로 멀어지고 있음을 나타내는 허블 흐름을 통해 모두 적색편이되었지만, 이들 사이의 적색편이 변화는 변칙의 존재를 드러내기에 충분하다. 은하들의 적색편이 변화는 특이속도로 알려져 있고, 거대 인력체의 방향으로의 각편차에 근거하여 +700 km/s에서 -700 km/s 정도의 범위까지 걸쳐있다.
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.
적색편이
적색편이는 적색화 현상(reddening)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.