별 밝기의 등급

겉보기 등급

별 밝기의 등급은 기원전 2세기경 히파르코스가 별의 밝기에 따라 6개의 등급으로 처음 분류하였다. 눈으로 보았을 때 가장 밝은 별을 1등급, 가장 어두운 별을 6등급으로 하고 그 사이의 별들을 2~5등급으로 분류했다. 이것을 2000년 전 프톨레마이오스가 개선하였고 이후 망원경을 이용하여 별의 밝기를 결정짓기까지 별 밝기의 척도로 사용되었다. 1856년에 포그슨(Pogson)은 1등성의 밝기는 6등성의 밝기의 100배와 같다는 허셜의 발견을 확인하여 정량화하였다. 이것을 통해 5등급의 차는 100배의 밝기에 대응하므로, 1등급의 차는 약 2.5배 밝기 차에 해당하는 것을 알 수 있다(1등급의 차를 n이라 할 때, n5=100). 이 정의를 통해 사람의 눈으로 지각한 밝기의 비가 실제 밝기의 비와 같다는 것을 알 수 있다.

이후 망원경의 관측을 통해 +6.0보다 큰 (+)값을 가지는 어두운 별들이 발견되었고, (-)등급의 매우 밝은 별들도 등급의 척도가 확장되었다. 최근에는 +25등급까지도 허블 우주 망원경이 관측할 수 있다고 한다. 이렇게 맨눈으로 측정했을 때의 별의 밝기 등급을 실시 등급 또는 겉보기 등급이라 하며, 이것은 별의 거리와는 상관없는 밝기 이다.

천문학자들은 밝기의 비와 등급을 이용한 수식을 만들었는데, 등급을 각각 m, n이라하고, 겉보기의 밝기가 각각 lm, ln인 두 별이 있다고 했을 때, 밝기의 비는 등급의 차에 대응한다. 따라서 1등급의 차이는,

 

이다. 이것을 log 함수를 취하면,

가 된다. 이식이 겉보기 등급 또는 실시 등급을 정의한다. 주의할 것은 ln>lm이면 m>n 즉, 밝은 천체는 등급 값이 작다는 점이다.

절대 등급

별들은 제각기 우주 공간에 위치해 있기 때문에 태양계로부터의 거리도 각각 다르다. 겉보기등급이 매우 작아 밝다 하더라도 상대적으로 겉보기등급이 큰 별에 비하여 매우 가까이 위치한다면 그 별은 실제로 후자의 별보다 어두울지도 모른다. 따라서 겉보기 등급으로는 그 별의 실제 밝기를 알 수 없고 다른, 별과의 밝기도 비교할 수 없다. 천문학자들은 이와 같은 문제점을 해결하고자 절대등급이라는 것을 사용하게 된다. 절대등급이란 모든 별들을 지구에서부터 10pc 거리에 고정시켜서 매긴 등급이다. 보통 절대 등급을 M으로 표시하고, 겉보기 등급을 m이라 표시한다. 겉보기 등급 값과 별까지의 거리(d)를 알면 절대 등급을 구할 수 있다.

예로 가장 가까이에 있는 태양의 겉보기 등급은 대략 -26.7등급 정도로 매우 밝다. 그러나 10pc 거리에 두고 절대 등급으로 계산하면, 4.38등급 정도 밖에 되지 않는다.