주연감광: 두 판 사이의 차이
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== 기본 개념 ==
[[Image:Limb darkening layers.svg|left|thumb|256 px|이상적으로 표현한 주연감광. 바깥 경계는 항성에서 방출되는 광자들이 더 이상 흡수되지 않는 경계면이다. <math>L</math>은 광학적 깊이가 1인 거리다. 보다 고온인 <math>A</math> 지점에서 방출된 광자들은 간신히 항성 내부를 탈출한다. 한편 보다 저온인 <math>B</math> 지점에서 방출된 광자들 역시 마찬가지다. 이 축척은 정확한 것이 아니며, [[태양]]의 경우 길이 <math>L</math>은 수백 킬로미터에 불과하다.]]
주연감광을 이해하는 데 있어 필수적인 것은 [[광학적 깊이]]라는 개념이다. 광학적 깊이 1에 해당하는 거리는 그 거리를 통과하는 동안 빛의 광자수가 원래 광자수에 [[자연상수]]를 나누어 준 것만 남게 되는 거리다. 이것은 항성이 "보이는" 경계를 정의해주며, 그것은 항성이 "불투명"해지는 광학적 깊이 지점에 해당한다. 광학적 깊이가 1이라는 가정하에, 우리에게 닿는 복사는 시선방향의 모든 방출의 합으로 근사될 수 있다. 특히 항성의 복사세기가 광학적 깊이에 선형적으로 변동한다면, 우리에게 도달하는 복사는 광학적 깊이가 1이 되는 지점에서의 세기와 같을 것이다. 그 깊이 너머는 불투명해서 보이지 않기 때문이다.
항성이 원반 모양 상으로 맺힐 때 그 원반의 가장자리를 보게 되면, 우리는 사실 원반 가운데를 보는 것과 같은 깊이를 "볼"수 없다. 왜냐하면 시선이 항성의 반지름 방향과 일치하지 않고 사선을 그리기 때문이다. 그러므로 시선 방향으로 광학적 깊이가 1인 거리가 <math>L</math>이라면, 반지름 방향으로 광학적 깊이가 1인 거리는 원반 가운에데서는 시선 방향과 같아서 <math>L</math>이고, 가장자리로 갈수록 반지름과 <math>L</math>이 갖는 각의 [[코사인]]이 곱해져 작아진다. 즉, 원반 가장자리에서 보이는 빛은 상대적으로 얕은 곳에서 나온 것이고, 원반 중앙에서 보이는 빛은 그보다 깊은 곳에서 나온 것이다.
여기서 두 번째로 필요한 것이 [[항성대기]]의 [[유효온도]] 개념이다. 항성대기 내부에서 온도는 대개 항성의 중앙으로부터 멀어질수록 떨어지고, 기체들이 방출하는 복사는 온도에 강하게 속박된 함수다. 예컨대 [[흑체]]의 경우, 모든 분광을 적분한 세기는 온도의 네제곱에 비례한다([[슈테판-볼츠만 법칙]]). 앞에서 우리는 항성대기 내부 복사가 광학적 깊이가 1인 지점에서 나오는 것임을 근사했고, 그 지점은 원반상의 중앙에서 더 깊다. 더 깊다는 것은 온도가 더 높다는 것이고, 그러므로 복사세기도 커진다. 가장자리에서는 반대로 그 지점이 얕고, 온도가 낮고, 복사세기가 비교적 작다. 그래서 항성은 가운데가 밝고, 가장자리로 갈수록 어둡다.
== 주연감광의 계산 ==
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