절대 등급이란 무엇인가요?

관측자로부터 정확히 10 파섹(32.6광년) 떨어져 있다고 가정했을 때 천체가 가지게 될 겉보기 등급입니다. 거리의 영향을 없애기 때문에, 절대 등급은 천체가 실제로 얼마나 밝은지를 나타냅니다. 태양의 절대 등급은 약 4.8이며, 이는 10 파섹 거리에서 희미하지만 볼 수 있는 별이 된다는 뜻입니다.

겉보기 등급을 절대 등급으로 어떻게 바꾸나요?

M = m − 5 log₁₀(d) + 5를 사용합니다. d는 파섹 단위입니다. 시리우스의 경우 m = −1.46, d = 2.6371 pc이므로 M = −1.46 − 2.106 + 5 = 1.43입니다. 성간 먼지 때문에 빛이 약해졌다면, 뺄셈 쪽 항에 소광 A를 더하세요.

두 등급으로 별까지의 거리를 어떻게 구하나요?

거리 지수 식을 변형합니다: d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) 파섹. m = 15, M = 5인 별은 거리 지수가 10이므로 1000 pc 떨어져 있습니다. 이것은 세페이드 변광성과 초신성에 쓰이는 표준 촉광 방법입니다.

밝은 별일수록 등급이 낮은 이유는 무엇인가요?

이 눈금은 고대 그리스에서 별을 가장 밝은 1등급부터 가장 희미한 6등급까지 나눈 데서 왔습니다. 1856년 노먼 포그슨은 등급 5가 밝기 100배에 해당하도록 눈금을 정했습니다. 그래서 숫자는 여전히 거꾸로 되어 있고, 가장 밝은 천체는 음수입니다.

거리 지수란 무엇인가요?

겉보기 등급과 절대 등급의 차이 m − M이며, 거리(와 소광)에만 의존합니다. 거리 지수가 0이면 10 pc, 5이면 100 pc, 10이면 1 kpc, 25이면 1 Mpc입니다. 천문학자들은 은하나 성단까지의 거리를 흔히 이 거리 지수로 나타냅니다.

등급 1은 등급 6보다 몇 배 밝나요?

정확히 100배입니다. 등급 5가 밝기 100배로 정의되어 있기 때문입니다. 등급 한 칸의 차이는 100^(1/5) = 2.512배이므로, 등급 차이 Δm에 대한 밝기 비는 2.512^Δm입니다.

절대 등급 계산기

구하려는 값을 고르세요. 겉보기 등급 m, 절대 등급 M, 거리 d 중 하나를 고르고 나머지 두 값을 입력하면, 계산기가 거리 지수 m − M = 5 log₁₀(d ÷ 10 pc)를 풀어 줍니다. 광년 단위 거리, 선택 사항인 성간 먼지 보정, 태양 단위 광도, 두 등급 사이의 밝기 비도 함께 보여 줍니다. 무료이며 회원가입이 필요 없고, 입력한 내용은 브라우저 밖으로 나가지 않습니다.

구할 값

절대 등급 M겉보기 등급 m거리 d

천체에서 시작

태양의 값과 광도 비교

겉보기 등급 m

거리 d

소광 A (선택 사항, 등급 단위)

성간 먼지에 의한 감광입니다. 모르면 0으로 두세요.

결과

1.43

절대 등급 M

-2.89

거리 지수 m − M

2.6371

파섹 단위 거리

8.6011

광년 단위 거리

21.002

태양 단위 광도

M이 전 파장 등급일 때, 또는 태양과 같은 파장대에서 비교할 때만 의미가 있습니다.

m − M = 5 log₁₀(d ÷ 10 pc) + A

두 등급 비교

천체 1의 등급

천체 2의 등급

100.00 ×

천체 1은 천체 2보다 100.00배 밝습니다.

5.00

등급 차이

등급 5는 정확히 100배의 밝기이므로, 등급 1은 10^0.4 ≈ 2.512배입니다. 숫자가 작을수록 더 밝습니다.

여기서 겉보기 등급은 한 파장대(보통 V)에 대한 값이며, M도 같은 파장대를 씁니다. 실제 별은 가시광과 전체 복사 사이의 전 파장 보정도 있지만, 이 계산기는 이를 적용하지 않습니다.

절대 등급 계산기 사용 방법

1. 찾을 값을 고르세요. 절대 등급 M은 가장 많이 묻는 값입니다. 별이 실제로 얼마나 밝은지를 뜻합니다. 주어진 거리에서 천체가 얼마나 밝게 보일지 예측하려면 겉보기 등급 m을, 두 등급을 알고 있을 때는 거리 d를 고르세요.
2. 나머지 두 값을 입력하세요. 등급은 음수일 수 있고, 거리는 파섹, 광년, 킬로파섹, 메가파섹 또는 천문단위로 입력할 수 있습니다. 천체에서 시작 메뉴에서는 태양, 시리우스, 직녀성, 프록시마 켄타우리, 안드로메다 은하를 불러올 수 있습니다.
3. 알고 있다면 소광을 더하세요. 관측자와 천체 사이의 먼지는 천체를 A등급만큼 어둡게 만듭니다. 가까운 별이라면 0으로 두세요.
4. 결과를 읽으세요. 구한 값, 거리 지수, 파섹과 광년 단위 거리, 태양 단위 광도가 나옵니다. 두 번째 패널에서는 두 등급을 비교할 수 있습니다.

겉보기 등급과 절대 등급

등급 눈금은 밝기를 거꾸로 매깁니다. 천체가 밝을수록 숫자는 작아지고, 태양은 −26.74입니다. 겉보기 등급 m은 관측자가 있는 위치에서 천체가 얼마나 밝게 보이는지를 나타냅니다. 절대 등급 M은 천체를 고정된 10 파섹(32.6광년) 거리에서 보았을 때의 밝기입니다. 이렇게 하면 거리의 영향이 비교에서 빠지므로 본래의 광도를 잴 수 있습니다. 빛의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하고, 다섯 등급은 밝기 100배에 정확히 대응하므로 두 값은 거리 지수로 연결됩니다:

거리 지수

m − M = 5 log₁₀(d ÷ 10 pc) = 5 log₁₀ d − 5

소광 포함

m − M = 5 log₁₀ d − 5 + A

거리

d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) 파섹

정확히 10 pc에서는 m = M입니다. 거리가 10배인 100 pc에서는 천체가 5등급 더 어두워지고, 거리 지수가 25이면 1 메가파섹(Mpc) 떨어진 곳에 있다는 뜻입니다. 여기서 거리는 모두 파섹으로 나타내므로, 1 AU는 4.8481 × 10⁻⁶ pc입니다.

실제 예시

천체	m	거리	M	거리 지수 m − M
태양	−26.74	1 AU	4.83	−31.57
시리우스	−1.46	2.6371 pc (8.6011 광년)	1.43	−2.89
직녀성	0.03	7.6787 pc (25.045 광년)	0.60	−0.57
프록시마 켄타우리	11.13	1.302 pc (4.2466 광년)	15.56	−4.43
안드로메다 은하	3.44	0.78 Mpc	−21.02	24.46

겉보기 V 등급은 SIMBAD 값이고, 거리는 연주 시차에서 구했습니다. 다만 태양의 1 AU와 안드로메다 은하의 반올림된 0.78 Mpc는 예외입니다. 시리우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별이지만, M = 1.43이므로 V 파장대에서 태양의 약 22배 광도를 가집니다. 프록시마 켄타우리는 M = 15.56이므로 태양의 가시광 광도의 1만분의 1보다 적습니다. 가장 가까운 별이지만 망원경 없이는 보이지 않는 이유입니다. 안드로메다 은하는 M = −21.02로, 태양 약 200억 개에 맞먹는 밝기로 빛납니다.

등급에서 광도 구하기

태양 단위 광도는 절대 등급을 비교해서 구합니다: L ÷ L☉ = 10^(0.4 × (M☉ − M)). 두 등급이 같은 파장대에 있을 때만 의미가 있습니다. 계산기는 전 파장 광도에 쓰는 태양의 공칭 전 파장 등급 4.74(2015년 IAU 지정)와 Willmer(2018)의 V 등급 4.81을 제공합니다. 시리우스의 V 등급 1.43을 V 비교에 넣으면 22.4배, 전 파장 비교에 넣으면 21.0배가 나옵니다. 어느 쪽도 시리우스의 실제 전 파장 광도는 아닙니다. 별은 가시광 밖에서도 복사하므로, 실제 값에는 전 파장 보정이 필요합니다.

태양의 M이 4.83과 4.81인 이유

겉보기 등급 −26.74와 거리 1 AU를 사용하면, 계산기는 V 파장대의 태양에 대해 오랫동안 인용되어 온 값 4.83을 돌려줍니다. Willmer(2018)의 합성 스펙트럼 추정치는 4.81 ± 0.02입니다. 이 차이는 광도를 몇 퍼센트 이내의 정밀도로 비교할 때만 중요합니다.

등급 비교

등급 차이 Δm은 밝기 비 10^(0.4 Δm)에 해당합니다. 1등급은 2.512배, 5등급은 정확히 100배, 10등급은 10,000배입니다. 등급 −1.46인 시리우스는 등급 0.03인 직녀성보다 3.9446배 밝습니다. 태양은 등급 −12.74인 보름달보다 약 400,000배 밝습니다. 두 번째 패널에서는 두 값의 쌍에 대해 이 계산을 수행합니다.

한계

단일 파장대. 겉보기 등급과 절대 등급은 같은 필터(보통 V)에 있어야 합니다.
소광. 먼지는 먼 천체를 더 어둡고 더 붉게 보이게 합니다. A를 넣지 않으면 계산된 거리가 실제보다 큽니다.
변광성. 맥동하거나 식 현상을 보이는 별은 하나의 등급을 가지지 않으므로 평균값을 사용하세요.
우주론적 거리. 적색편이가 약 0.1보다 큰 은하에는 단순한 거리 지수가 아니라 광도 거리를 적용해야 합니다.

자주 묻는 질문

절대 등급이란 무엇인가요?: 관측자로부터 정확히 10 파섹(32.6광년) 떨어져 있다고 가정했을 때 천체가 가지게 될 겉보기 등급입니다. 거리의 영향을 없애기 때문에, 절대 등급은 천체가 실제로 얼마나 밝은지를 나타냅니다. 태양의 절대 등급은 약 4.8이며, 이는 10 파섹 거리에서 희미하지만 볼 수 있는 별이 된다는 뜻입니다.
겉보기 등급을 절대 등급으로 어떻게 바꾸나요?: M = m − 5 log₁₀(d) + 5를 사용합니다. d는 파섹 단위입니다. 시리우스의 경우 m = −1.46, d = 2.6371 pc이므로 M = −1.46 − 2.106 + 5 = 1.43입니다. 성간 먼지 때문에 빛이 약해졌다면, 뺄셈 쪽 항에 소광 A를 더하세요.
두 등급으로 별까지의 거리를 어떻게 구하나요?: 거리 지수 식을 변형합니다: d = 10^((m − M + 5) ÷ 5) 파섹. m = 15, M = 5인 별은 거리 지수가 10이므로 1000 pc 떨어져 있습니다. 이것은 세페이드 변광성과 초신성에 쓰이는 표준 촉광 방법입니다.
밝은 별일수록 등급이 낮은 이유는 무엇인가요?: 이 눈금은 고대 그리스에서 별을 가장 밝은 1등급부터 가장 희미한 6등급까지 나눈 데서 왔습니다. 1856년 노먼 포그슨은 등급 5가 밝기 100배에 해당하도록 눈금을 정했습니다. 그래서 숫자는 여전히 거꾸로 되어 있고, 가장 밝은 천체는 음수입니다.
거리 지수란 무엇인가요?: 겉보기 등급과 절대 등급의 차이 m − M이며, 거리(와 소광)에만 의존합니다. 거리 지수가 0이면 10 pc, 5이면 100 pc, 10이면 1 kpc, 25이면 1 Mpc입니다. 천문학자들은 은하나 성단까지의 거리를 흔히 이 거리 지수로 나타냅니다.
등급 1은 등급 6보다 몇 배 밝나요?: 정확히 100배입니다. 등급 5가 밝기 100배로 정의되어 있기 때문입니다. 등급 한 칸의 차이는 100^(1/5) = 2.512배이므로, 등급 차이 Δm에 대한 밝기 비는 2.512^Δm입니다.