별은 왜 저마다 색이 다를까

별의 본래 색은 표면 온도를 짐작하게 해 줍니다. 사진 속 밝은 별의 색이 사라지는 흔한 이유는 너무 밝게 기록되어 포화되기 때문입니다.

겨울밤 오리온자리를 보면 왼쪽 위의 베텔게우스는 주황빛이고, 오른쪽 아래의 리겔은 푸르스름합니다. 맨눈으로도 구분됩니다. 그런데 같은 하늘을 사진으로 찍어 확대하면 밝은 별이 거의 다 하얀 점입니다. 색이 오히려 맨눈보다 옅습니다.

이 글에서는 별의 색이 어디서 오는지, 천문학자들이 그 색을 숫자로 어떻게 나타내는지 살펴봅니다. 그리고 카메라가 별의 색을 어떻게 기록하는지, 사진에서 그 색이 왜 바래는지를 정리합니다.

뜨거운 물체는 색으로 온도를 말한다

쇠를 불에 달구면 처음에는 어두운 빨강으로 빛나다가, 더 뜨거워지면 주황, 노랑을 거쳐 하얗게 빛납니다. 물체가 뜨거울수록 내는 빛이 짧은 파장 쪽으로 옮겨 가기 때문입니다. 빛을 모두 흡수하고 온도만으로 빛을 내는 이상적인 물체를 흑체라고 하고, 그 빛의 분포를 흑체 복사라고 합니다.

별은 완벽한 흑체는 아니지만 연속적인 빛의 분포를 흑체로 근사할 수 있습니다. 흑체의 단위 파장당 에너지가 가장 큰 파장은 온도에 반비례합니다. 이것을 빈의 법칙이라고 합니다. 아래 파장은 이 기준의 봉우리이며, 단위 진동수당 분포로 바꾸면 봉우리 위치도 달라집니다.

별 이름 옆 온도는 계산에 쓴 대표값입니다. 특히 베가처럼 빠르게 자전하는 별은 표면의 위치에 따라 온도가 다릅니다. 태양의 5,772K는 IAU의 명목 유효 온도입니다.

가장 밝은 색이 별의 색은 아니다

표를 보면 이상한 점이 있습니다. 태양이 가장 밝게 빛나는 파장은 청록색인데, 태양은 초록색으로 보이지 않습니다. 베가가 가장 밝은 파장은 자외선이라 눈에 보이지도 않습니다.

흑체의 빛은 한 파장에 몰려 있지 않고 넓게 퍼져 있기 때문입니다. 태양은 빨강부터 보라까지 모든 색을 비슷하게 내고, 그 합이 흰색에 가까워집니다. 우리 눈은 가장 밝은 한 파장이 아니라 눈에 보이는 범위 전체에서 빨강 쪽과 파랑 쪽 중 어디가 더 센지로 색을 느낍니다. 차가운 별은 빨강 쪽이 세서 주황으로, 뜨거운 별은 파랑 쪽이 세서 푸른 흰색으로 보입니다.

아주 뜨거운 별이라도 보라색이나 진한 파란색으로 보이지 않는 이유도 같습니다. 온도가 아무리 높아져도 눈에 보이는 범위 안의 분포는 일정한 기울기에 가까워져서, 옅은 하늘색보다 더 파래지지 않습니다.

색을 숫자로 나타내는 색지수

천문학자들은 별의 색을 색지수라는 숫자로 나타냅니다. 같은 별을 파란 필터(B)와 노란·초록 필터(V)로 각각 찍어 등급을 잰 뒤, 그 차이를 구합니다.

베가를 기준으로 한 측광계에서는 베가의 B−V가 거의 0입니다. 태양은 약 +0.65이고, 파란빛이 상대적으로 강한 별은 음수, 붉은 별은 더 큰 양수 쪽으로 갑니다. 별의 색이라는 느낌을 필터 두 장의 측정값으로 바꾼 것입니다. 다만 실제 관측 색에는 별 대기의 흡수선과 성간 먼지의 적색화도 영향을 줍니다. 온도를 추정할 때는 이런 영향을 함께 고려해야 합니다.

카메라는 색을 세 번 나눠 기록한다

일반적인 컬러 카메라는 센서의 화소마다 빨강·초록·파랑 중 하나의 필터를 덮습니다. 이 값들을 이웃 화소와 함께 해석해 색을 복원합니다. 원래 RAW의 세 값은 필터 감도에 따라 달라서, 뜨거운 별이라고 반드시 파랑 화소에 전자가 가장 많이 쌓이는 것은 아닙니다. 화이트밸런스와 색 변환 뒤의 RGB를 구분해야 합니다.

그 비율을 화면의 색으로 바꿀 때 기준이 화이트밸런스입니다. 이 글의 카메라 모형은 5,500K 흑체를 흰색으로 맞췄으므로 그보다 차가운 별은 주황으로, 뜨거운 별은 파란 쪽으로 표현됩니다. 실제 카메라의 주광 설정과 정확히 같은 뜻은 아닙니다. 화이트밸런스 설정을 낮추면 같은 RAW도 더 푸르게 표현됩니다. 별 사이의 색 차이는 남지만 무엇이 흰색인지는 기준에 따라 달라집니다.

아래 시뮬레이터에서 온도를 바꿔 보세요. 위의 그래프는 흑체의 스펙트럼과 가상의 카메라 감도(점선), 아래는 표준 관찰자로 계산한 sRGB 색과 카메라 색 모형, 그리고 별 확대 모습입니다. sRGB 색은 밤하늘에서 맨눈으로 느끼는 색을 그대로 재현한 것은 아닙니다.

시뮬레이터에서 해 볼 만한 것들입니다.

• 온도를 2,500K에서 30,000K까지 끌어 보세요. 봉우리는 적외선에서 자외선으로 옮겨 갑니다. 2,500K의 약 1,159nm는 그래프 오른쪽 밖, 30,000K의 약 97nm는 왼쪽 밖입니다. 표준 색은 주황에서 흰색을 지나 옅은 하늘색 쪽으로 갑니다.
• "태양"을 고르면 봉우리는 청록색에 있지만 색은 흰색에 가깝습니다. 카메라 색은 주광 화이트밸런스보다 조금 뜨거워서 아주 살짝 푸릅니다.
• "베텔게우스"를 고르고 별의 노출을 −1 스톱에서 +6 스톱까지 올려 보세요. 처음에는 별 전체가 주황색이다가, 빨강 채널부터 포화되면서 중심이 노랗게, 결국 하얗게 바뀝니다. 가장자리에만 색이 남습니다.

사진에서 별 색이 바래는 이유

밝은 별은 포화되기 쉽습니다. 빛이 몇 화소에 몰려 있어서 은하수 배경보다 빨리 기록 한계에 닿습니다. 시뮬레이터의 주황색 별은 빨강 채널부터 잘리고, 세 채널이 모두 한계에 닿으면 중심이 흰색이 됩니다. 실제 RAW의 포화와 보정 뒤의 RGB 포화는 서로 다른 단계입니다. 같은 조리개·시간에서 ISO 증폭을 더 올리면 밝은 부분의 여유가 줄 수 있습니다.

초점이 정확할수록 빛이 더 몰립니다. 별을 날카로운 점으로 찍으면 같은 빛이 더 적은 화소에 모여 쉽게 포화됩니다. 게다가 화소 몇 개짜리 별은 빨강, 초록, 파랑 화소를 고르게 덮지 못해서 색이 부정확해집니다.

보정 과정에서 색이 빠집니다. 은하수를 드러내려고 대비를 세게 올리면 밝은 부분이 더 밝아지면서 별의 중심이 흰색 쪽으로 밀립니다.

눈도 어두운 별의 색을 잘 못 봅니다. 어두운 곳에서 주로 일하는 눈의 시세포는 색을 구분하지 못합니다. 맨눈에 색이 보이는 것은 베텔게우스, 안타레스 같은 밝은 별 정도입니다.

실제로 찍을 때

별의 색을 살리려면 별을 조금 크게 찍습니다. 렌즈 앞에 부드럽게 퍼지는 소프트 필터를 끼우거나, 초점을 아주 살짝 풀어 같은 구도로 한 장 더 찍습니다. 빛이 넓게 퍼지면 포화가 늦어지고 색이 드러납니다. 이 사진의 별만 원래 사진에 합칩니다.

포화를 피합니다. 별 색이 중요한 사진이라면 ISO를 필요 이상으로 올리지 않고, 이미 포화된다면 별을 위한 짧은 노출도 따로 찍습니다. ISO를 낮추는 대신 시간을 늘려 같은 밝기를 만들면 포화 여유가 반드시 늘어나는 것은 아닙니다. 모은 전자 수와 기록할 수 있는 한계가 함께 바뀌기 때문입니다.

화이트밸런스는 주광 근처에서 시작합니다. 태양과 비슷한 별이 흰색에 가깝게 나오면 차가운 별과 뜨거운 별의 색 차이가 자연스럽게 보입니다.

색이 잘 보이는 대상을 찍어 봅니다. 백조자리 알비레오는 금빛 별과 푸른 별이 약 35″ 떨어져 보이는 이중성입니다. 작은 망원경이나 충분한 초점거리의 망원 렌즈로 색을 비교할 수 있습니다. 광각 은하수 사진에서는 한 점처럼 보일 수 있습니다.

참고 자료와 계산의 한계

• Ballesteros(2012): 흑체와 B−V 온도 근사식.
• Wyman·Sloan·Shirley(2013): CIE 등색 함수의 해석적 근사.
• IAU 2015 B3 결의, 베텔게우스 온도 연구: 온도 기준과 대표값의 근거.
• 베가의 스펙트럼 분석, 리겔 연구 발표 자료: 표면 온도의 대표값과 차이.
• NASA — 알비레오, NPS — 밤눈과 색.
• 시뮬레이터는 별을 흑체로 계산합니다. 실제 별의 스펙트럼에는 대기의 흡수선이 있어 흑체와 조금 다릅니다.
• B−V는 Ballesteros 근사식을 거꾸로 푼 값이며 실제 별의 관측값이 아닙니다. 이 위젯은 3,000K 미만을 적용 범위 밖으로 표시합니다. 베가의 대표 온도 9,600K를 넣으면 약 +0.04가 나오는 등, 실측값과 차이가 있습니다.
• 표준 색은 CIE 1931 등색 함수의 근사식과 sRGB의 D65 백색점(상관 색온도 약 6,500K)을 씁니다. 6,500K 흑체 자체를 백색으로 정의한 것은 아닙니다. 눈의 암순응과 성간·대기 소광은 넣지 않았습니다.
• 카메라 감도 곡선과 포화 기준은 설명을 위한 가상의 값입니다. 별의 온도는 문헌마다 다른 대표값입니다.

정리

• 별의 색은 표면 온도에서 온다. 뜨거울수록 빛이 짧은 파장 쪽으로 옮겨 간다(빈의 법칙).
• 눈에 보이는 색은 가장 밝은 파장이 아니라 가시광 전체의 기울기로 정해진다. 그래서 별은 주황에서 옅은 하늘색 사이에 있다.
• 색지수 B−V는 두 필터의 등급 차이다. 베가가 약 0, 태양이 약 +0.65, 붉은 별일수록 크다.
• 카메라는 별의 색을 R, G, B 비율로 기록하고, 화이트밸런스가 무엇을 흰색으로 볼지 정한다.
• 사진에서 별 색이 바래는 주된 이유는 포화다. 별을 조금 크게, 덜 포화되게 찍으면 색이 남는다.