등급 (천문학)

3. 정의

히파르코스가 기원전 2세기에 별의 겉보기 밝기를 기록한 목록을 만든 이후, 프톨레마이오스가 서기 2세기에 별을 6등급으로 분류하고 등급이라는 용어를 만들었다.^[2] 이 시스템은 별의 밝기를 6개의 그룹으로 나누었지만, 그룹 내 밝기 변화는 고려하지 않았다.

19세기 중반, 천문학자들은 별까지의 거리를 측정하고 별이 매우 멀리 떨어져 점광원으로 보인다는 것을 알게 되었다. 빛의 회절과 천문 시상을 이해하면서 별의 겉보기 크기가 실제 크기가 아니며 빛의 강도에 따라 달라진다는 것을 알게 되었다.

1856년 노먼 포그슨은 1등급 별이 6등급 별보다 약 100배 더 밝다는 초기 측정 결과를 바탕으로 등급 간 ≈ 2.512의 로그 척도를 제안했다.^[8][9] 즉, 5등급 차이는 밝기에서 정확히 100배 차이가 나며, 1등급 간격은 약 2.512배의 밝기 변화를 의미한다.

현대 등급 시스템은 별의 겉보기 크기가 아닌 밝기를 측정하며, 로그 척도를 사용하여 "1등급"보다 더 밝은 별도 표현할 수 있다. 예를 들어 아크투루스나 베가는 0등급, 시리우스는 -1.46등급이다. 등급은 숫자가 작을수록 밝고, 클수록 어둡다.

3. 1. 척도

3. 2. 포그슨의 식

3. 3. 측광 시스템

3. 4. 등급의 원점 (영점)

4. 등급의 종류

등급은 관측 방법에 따라 여러 종류로 나뉜다.

이처럼 등급은 관측자와의 거리에 관련된 겉보기 등급과 절대 등급, 측정에 사용된 파장에 관련된 사진 등급이나 실시 등급, 그리고 전 파장의 총 에너지량을 반영한 복사 등급 등으로 나눌 수 있다.

"~등성"이라고 표현할 때는, 특별한 언급이 없다면 V 밴드(파장 550 nm 부근)에서 측정한 겉보기 등급을 기준으로 한다.

4. 1. 겉보기 등급과 절대 등급

등급에는 관측자로부터의 거리에 관련된 겉보기 등급과 절대 등급, 측정에 사용된 파장에 관련된 사진 등급이나 실시 등급, 그리고 전 파장의 총 에너지량을 반영한 복사 등급 등이 있다.

천체의 밝기는 관측에 사용되는 파장 영역에 따라 다르다. UBV 시스템에서는 U 밴드(파장 350 nm 전후), B 밴드(파장 440 nm 전후), V 밴드의 등급이 주로 사용되며, 각각 U 등급, B 등급, V 등급이라고 불린다. 별에 대해 "～등성"이라고 하는 경우, V 밴드에서의 겉보기 등급으로 구분된 것이다.

지구로부터 d 파섹의 거리에 있는 천체의 겉보기 등급 과 절대 등급 사이에는, 다음과 같은 관계가 있다.

:$$

\begin{align}

m - M & = -2.5 \log_{10} \left ( \frac{10^2}{d^2} \right )\\

& = 5 \log_{10} d - 5

\end{align}

4. 1. 1. 태양계 내 천체의 절대 등급

4. 2. 실시 등급과 사진 등급

4. 3. 복사 등급

• $M\_\{\backslash rm\{Bol\}\}$ = 0인 복사원 광도 $L\_0$을 정확하게 $L\_0$ = 3.0128 × 10²⁸ W로 정함으로써, 광도 $L$인 천체의 절대 복사 등급은 다음 식으로 구할 수 있다.

• $m\_\{\backslash rm\{Bol\}\}$ = 0이 되는 전 복사 플럭스 $f\_0$을 $f\_0$ = 2.518 021 002 ... × 10^-8 W m^-2로 정함으로써, 전 복사 플럭스 $f$인 천체의 겉보기 복사 등급은 다음 식으로 구할 수 있다.

5. 주요 천체의 등급

참조

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_[6] 논문 17th Century Photometric Data in the Form of Telescopic Measurements of the Apparent Diameters of Stars by Johannes Hevelius 2009
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