별의 밝기와 등급(겉보기 등급, 절대 등급)편집자 확인

겉보기 밝기는 관측자가 지구나 다른 관측 지점에서 실제로 보는 별의 밝기이다. 이 밝기는 별 자체의 실제 빛나는 힘인 광도와 별까지의 거리에 의해 동시에 결정된다. 따라서 매우 밝은 별이라도 지구에서 매우 멀리 떨어져 있으면 어둡게 보이고, 상대적으로 광도가 낮은 별이라도 가까이 있으면 밝게 보인다. 이 개념은 별의 진정한 물리적 특성을 평가하는 데 직접적으로 사용하기 어렵다는 한계를 가진다.

반면 절대 밝기는 모든 별을 표준화된 거리, 즉 10 파섹(약 32.6 광년) 떨어진 곳에 놓았을 때 가지게 될 겉보기 밝기로 정의된다. 이는 거리의 영향을 제거하여 별 자체의 내재적인 광도를 비교할 수 있게 해주는 개념이다. 절대 밝기를 알면, 별의 겉보기 밝기와 비교하여 실제 거리를 추정할 수 있는 강력한 도구가 된다.

두 개념의 관계는 간단한 공식으로 표현된다. 별의 광도가 일정하다고 가정할 때, 겉보기 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 감소한다[2]. 따라서 절대 밝기(M)와 겉보기 밝기(m), 그리고 거리(d) 사이에는 m - M = 5 log d - 5라는 관계가 성립한다. 여기서 m - M을 거리지수라고 부르며, 이 값을 측정하면 별까지의 거리를 계산할 수 있다.

겉보기 밝기는 관측자가 지구에서 보았을 때의 별의 밝기이며, 이는 별 자체의 실제 빛나는 힘인 광도와 별까지의 거리에 의해 동시에 결정된다. 같은 광도를 가진 별이라도 지구에 가까울수록 훨씬 밝게 보이고, 멀리 떨어질수록 어둡게 보인다. 반대로, 매우 밝게 보이는 별이 반드시 광도가 큰 것은 아니다. 지구와 매우 가까울 뿐일 수 있다.

거리가 겉보기 밝기에 미치는 영향은 역제곱 법칙으로 설명된다. 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 감소한다[3]. 이 관계는 수식으로 $F = L / 4\pi d^2$와 같이 표현된다. 여기서 $F$는 겉보기 밝기(복사조도), $L$은 광도, $d$는 거리이다. 따라서 천문학자들은 별의 진짜 밝기인 광도를 알기 위해서는 반드시 거리 정보를 통해 보정해야 한다.

이 원리는 절대 등급 개념의 기초가 된다. 절대 등급은 모든 별을 표준 거리인 10 파섹(약 32.6 광년)에 두고 본다고 가정했을 때의 등급이다. 이를 통해 서로 다른 거리에 있는 별들의 본질적인 밝기, 즉 광도를 직접 비교할 수 있다. 예를 들어, 태양은 지구에서 보면 매우 밝지만(겉보기 등급 약 -26.74), 절대 등급은 약 4.83으로 평범한 별에 불과하다. 반면, 먼 거리에 있지만 매우 밝게 보이는 시리우스는 절대 등급이 1.42로 태양보다 본질적으로 훨씬 밝다.

겉보기 등급은 관측자가 지구에서 보았을 때의 별의 밝기를 나타내는 척도이다. 이 체계는 고대 그리스의 천문학자 히파르코스에 기원을 두고 있다. 그는 기원전 2세기에 밤하늘의 별들을 눈에 보이는 밝기에 따라 1등급에서 6등급까지 여섯 단계로 분류했다. 가장 밝은 별들을 1등성, 가장 희미하게 보이는 별들을 6등성으로 규정한 이 방법이 현대 등급 체계의 시초가 되었다.

19세기에 이르러 광도계를 이용한 정밀 측정이 가능해지면서, 등급 체계는 수학적으로 정교하게 정의되었다. 영국의 천문학자 노먼 포그슨은 1856년에 1등급의 밝기 차이가 약 2.512배(정확히는 100의 5제곱근)에 해당한다는 관계를 공식화했다. 이는 5등급 차이가 정확히 100배의 밝기 차이를 의미하도록 한 것이다. 이 포그슨의 법칙에 따라, 히파르코스의 원래 1등급과 6등급 사이의 밝기 차이는 약 100배로 계산되었다.

이 수학적 정의를 바탕으로, 등급 체계는 관측 가능한 가장 밝은 천체들을 포함하도록 0등급과 음의 등급으로 확장되었다. 예를 들어, 가장 밝은 항성인 시리우스의 겉보기 등급은 약 -1.46등급이며, 금성은 최대 -4.9등급까지 밝아진다. 반면, 가장 희미한 천체를 측정하기 위해 등급 체계는 6등급 이상으로도 확장되어, 대형 망원경으로 관측 가능한 천체들은 30등급 이상의 값을 가진다.

겉보기 등급을 측정하는 방법은 역사적으로 발전해왔다. 초기에는 육안으로 관측하여 별들을 비교하는 방법이 주로 사용되었다. 히파르코스와 프톨레마이오스는 별들을 1등급에서 6등급까지의 6단계로 분류했으며, 이는 주관적인 기준에 의존했다.

19세기 중반, 노먼 포그슨이 정량적 기준을 도입하면서 현대적인 측광의 기초가 마련되었다. 그는 1등급 차이가 밝기의 약 2.512배(5제곱근 100)에 해당한다는 관계를 정립했다. 이 수치 체계를 바탕으로, 기준이 되는 표준항성들의 밝기를 정확히 측정하여 다른 별들의 밝기를 비교하는 방식이 발전했다. 초기 정밀 측정에는 사진건판을 이용한 사진측광이 널리 활용되었다.

현대 천문학에서는 광전측광이 표준적인 방법이다. 광전증배관이나 CCD와 같은 전자 감지기를 통해 별빛의 세기를 전기 신호로 직접 변환하여 측정한다. 이 방법은 매우 높은 정밀도를 제공한다. 측정은 특정한 필터 시스템(예: UBV 시스템)을 통해 표준화된 파장대에서 이루어지며, 이를 통해 얻은 등급을 그 필터에 해당하는 특정 등급(예: V 등급)으로 표기한다.

측정 결과는 대기 조건의 영향을 받으므로, 대기 소광 보정이 필수적이다. 또한, 측정 장비의 감도와 특성을 고려한 기기 보정도 함께 수행되어 최종적인 겉보기 등급 값이 도출된다.

겉보기 등급 체계는 숫자가 작을수록 밝은 천체를 나타내도록 설계되었다. 이 체계는 히파르코스가 1등급에서 6등급까지의 6단계로 정립한 데서 비롯되었으나, 이후 정량화 과정에서 1등급 별이 6등급 별보다 약 100배 밝다는 사실이 밝혀졌다. 이 비율을 바탕으로, 1등급 차이는 밝기가 약 2.512배(100의 5제곱근) 차이 나는 것으로 정의되었다[5]. 이 로그적 관계는 매우 넓은 범위의 밝기를 효율적으로 표현할 수 있게 해주었다.

이 체계를 현대적으로 정립하면서, 기준점이 필요해졌다. 역사적으로 여러 별이 기준으로 사용되었으나, 현재는 베가의 겉보기 등급이 여러 파장대에서 거의 0.0으로 정의된다. 그러나 이 기준을 적용했을 때, 시리우스나 금성처럼 베가보다 훨씬 밝은 천체들은 등급이 0보다 작은 음(-)의 값을 가지게 되었다. 예를 들어, 지구에서 본 가장 밝은 별인 시리우스의 겉보기 등급은 약 -1.46이다.

음의 등급을 가진 천체는 상당히 많다. 태양계 내 천체와 가장 밝은 별들이 여기에 해당한다. 다음은 대표적인 천체들의 겉보기 등급 예시이다.

이 체계에는 이론적, 실용적 한계도 존재한다. 한편으로는, 등급 값이 음의 무한대로 갈 수 있어 지극히 밝은 천체도 표현이 가능하다. 다른 한편으로는, 인간의 눈이나 광학 장비가 감지할 수 있는 최소 밝기에는 한계가 있다. 현재 가장 큰 망원경으로 측광할 수 있는 최대 등급(가장 어두운 천체)은 약 +30등급 정도이다. 이는 1등급 별보다 약 100억 배 어두운 밝기에 해당한다.

절대 등급은 천체의 본질적인 밝기를 나타내는 척도이다. 이는 모든 천체를 표준 거리인 10 파섹(약 32.6 광년)에 놓았을 때 가지게 될 겉보기 등급으로 정의된다. 따라서 거리에 따른 밝기 차이를 제거하고, 천체 자체가 방출하는 실제 빛의 양, 즉 광도를 비교할 수 있는 기준을 제공한다.

절대 등급(M)은 겉보기 등급(m)과 거리(d, 파섹 단위)를 이용한 다음 공식으로 계산된다.

M = m - 5 log₁₀(d) + 5

이 공식은 '거리지수' 또는 '거리계수'라고 불리는 5 log₁₀(d) - 5 항을 통해 거리의 영향을 보정한다. 예를 들어, 겉보기 등급이 -1.46등급이고 지구로부터 약 2.64 파섹 떨어진 시리우스의 절대 등급은 약 +1.42등급으로 계산된다. 이는 시리우스를 10 파섹 거리에서 보았을 때 1.42등급의 비교적 밝은 별로 보일 것임을 의미한다.

이 계산을 통해 태양은 매우 가깝기 때문에 겉보기 밝기는 압도적이지만, 절대 등급으로 비교하면 많은 별들보다 훨씬 어둡다는 사실을 알 수 있다. 절대 등급은 별의 물리적 특성을 연구하는 데 핵심적인 도구이며, 특히 헤르츠스프룽-러셀 도표(H-R도)에서 별들을 광도나 분광형에 따라 체계적으로 배열하는 기준으로 널리 사용된다.

절대 등급은 별의 본질적인 밝기를 비교하기 위해 고안된 개념으로, 모든 별을 가상적으로 표준 거리인 10 파섹(약 32.6 광년)에 놓았을 때의 겉보기 등급으로 정의된다. 이 계산의 핵심은 겉보기 등급과 거리 정보를 통해 이루어지는 '거리 보정'이다. 별의 겉보기 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 감소하기 때문에, 관측된 밝기와 거리만 알면 10 파섹에서의 밝기를 역산하여 절대 등급을 얻을 수 있다.

거리 보정은 천문학에서 별의 진정한 에너지 출력인 광도를 직접 비교하는 데 필수적이다. 예를 들어, 지구에서 매우 밝게 보이는 시리우스는 실제로 가까이 있기 때문이며, 절대 등급으로 환산하면 태양보다 훨씬 밝은 별임을 알 수 있다. 반대로, 매우 밝은 겉보기 등급을 가진 별이 매우 먼 거리에 있다면, 그 절대 등급은 극도로 밝을 수밖에 없다. 이는 초신성이나 먼 은하의 중심부와 같은 천체를 식별하는 데 결정적인 단서가 된다.

거리 보정 없이는 천체의 물리적 특성을 제대로 이해할 수 없다. 헤르츠스프룽-러셀 도표(H-R도)는 절대 등급과 분광형 또는 색지수의 관계를 나타내는 도표로, 별의 진화 단계와 종류를 분류하는 근간이 된다. 만약 이 도표의 세로축이 겉보기 등급이라면, 단순히 지구에서 가까운 별과 먼 별이 뒤섞여 있어 별들의 본질적 관계를 파악하는 것이 불가능해진다. 따라서 절대 등급은 천체물리학에서 거리를 알거나 추정할 수 있는 모든 천체의 기본적인 물리량으로 활용된다.

절대 등급은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 별의 진화 단계와 물리적 특성을 파악하는 핵심 변수로 활용된다. H-R도는 일반적으로 세로축에 절대 등급(또는 광도)을, 가로축에 색지수나 표면온도를 배치하여 구성한다. 이 도표 상에서 별들은 무작위로 분포하지 않고, 주계열, 거성, 초거성, 백색왜성 등 뚜렷한 영역에 집중되는 패턴을 보인다.

절대 등급은 별의 진화 경로를 추적하는 데 필수적이다. 예를 들어, 태양과 같은 별은 수십억 년 동안 주계열에 머물며 일정한 절대 등급을 유지하지만, 핵연료가 소진되면 적색거성 단계로 진화하며 절대 등급이 현저히 밝아진다. 최종적으로 외층을 잃고 백색왜성이 되면 절대 등급은 다시 어두워진다. 따라서 H-R도 상에서 한 별의 위치와 절대 등급 변화를 관측하면 그 별의 나이와 진화 상태를 추정할 수 있다.

또한, 절대 등급과 색지수의 관계는 별의 내부 구조와 질량을 이해하는 단서를 제공한다. 주계열상에서 절대 등급이 밝은 별일수록 일반적으로 질량이 크고 수명이 짧다는 규칙성이 확인된다. 이는 H-R도가 단순한 분류 도표를 넘어, 별의 물리학을 연구하는 기초 도구가 되게 한다.

복합 등급은 별의 전체 복사 에너지를 측정하는 절대 등급의 한 형태로, 모든 파장대에 걸친 총 복사량을 나타낸다. 이는 특정 파장대(예: 시각 등급)만을 측정하는 일반적인 등급과 구분된다. 복합 등급을 계산하기 위해서는 별의 분광 에너지 분포를 모든 파장에 대해 적분해야 한다. 이 값은 별의 총 에너지 출력, 즉 광도를 가장 직접적으로 반영하므로, 별의 진화와 에너지 생산을 이해하는 데 중요한 지표가 된다.

색지수는 서로 다른 두 파장대에서 측정한 등급의 차이로 정의된다. 가장 일반적으로 사용되는 것은 B(청색) 등급과 V(시각) 등급의 차이인 B-V 색지수이다. 색지수는 별의 표면 온도를 간접적으로 나타내는 지표로 작용한다. 표가 더 뜨거운 청색 거성은 청색광을 더 많이 방출하므로 B 등급이 V 등급보다 밝아져 색지수가 음의 값을 가진다. 반대로 표면 온도가 낮은 적색 왜성은 적색광 방출이 우세하여 색지수가 큰 양의 값을 보인다.

색지수는 성간 먼지의 영향을 추정하는 데에도 활용된다. 먼지는 청색광을 적색광보다 더 많이 산란하고 흡수하는데, 이로 인해 별의 등급이 전반적으로 어두워지고(소광), 색이 더 붉게 보이게 된다(적화). 관측된 색지수와 해당 분광형의 고유 색지수 간의 차이를 분석하면 성간 소광의 정도를 추정할 수 있다. 따라서 복합 등급과 색지수는 별의 본질적 특성을 규명하고 관측 데이터를 정제하는 데 필수적인 도구이다.

겉보기 등급과 절대 등급 체계는 주로 가시광선 영역의 밝기를 기준으로 발전했다. 그러나 별은 다양한 파장의 전자기파를 방출하기 때문에, 특정 파장대의 밝기를 측정하는 별도의 등급 체계가 정의된다. 이를 통해 별의 표면 온도, 화학 조성, 성간 물질에 의한 흡수 등 물리적 특성을 더 정밀하게 연구할 수 있다.

가장 일반적인 체계는 UBV 측광 시스템이다. 이는 세 가지 표준 필터를 사용한다: 자외선에 가까운 U(Ultraviolet, 약 365nm), 청색 B(Blue, 약 440nm), 가시광선인 V(Visual, 약 550nm) 대역이다. 각 필터로 측정한 밝기는 각각 U 등급, B 등급, V 등급으로 표시한다. V 등급은 전통적인 겉보기 등급에 가장 가깝다. 두 등급의 차이, 예를 들어 B-V 값을 색지수라 하며, 이는 별의 색과 표면 온도를 직접적으로 나타내는 지표가 된다[7].

가시광선 외의 영역에서도 등급 체계가 적용된다. 적외선 영역에서는 J, H, K 등의 필터 대역을 사용한 등급이 흔히 쓰인다. 자외선 등급은 지상 관측이 어려워 주로 우주 망원경을 통해 측정된다. 또한, 특정 분광선의 강도에 기반한 등급도 존재하는데, 예를 들어 H-알파선 등급은 별 주위의 수소 가스 분포를 연구하는 데 중요하다. X선이나 전파 영역에서는 등급보다는 플럭스(flux)나 휘도(luminosity) 단위가 더 일반적으로 사용된다.

이러한 다중 파장대 등급 측정은 천체의 에너지 분포, 즉 분광 에너지 분포(SED)를 구성하는 기본 데이터가 된다. SED를 분석함으로써 천체의 종합적인 물리적 상태를 이해할 수 있다.

광전측광은 별의 밝기를 광전관이나 광전증배관, CCD와 같은 광전자 장치를 이용하여 정밀하게 측정하는 방법이다. 이전에 주로 사용되던 육안 측광이나 사진건판을 이용한 사진측광에 비해 훨씬 높은 정확도와 객관성을 제공한다. 광전측광의 핵심은 별빛이 광전면에 도달하여 생성되는 전기 신호의 세기를 측정하는 것이다. 이 신호는 별의 밝기에 비례하며, 표준화된 필터 시스템(예: UBV 시스템)과 함께 사용되어 정량적인 등급 데이터를 산출한다.

측정 과정은 일반적으로 관측 대상별, 비교별, 그리고 배경 하늘의 세 영역에 대한 신호를 교대로 빠르게 측정하는 것으로 이루어진다. 이를 통해 대기 조건의 변화나 장비의 불안정성을 보정할 수 있다. 사용되는 필터는 특정 파장대의 빛만을 통과시키며, 이를 통해 얻은 U-B 색지수나 B-V 색지수는 별의 유효온도와 분광형을 추정하는 데 중요한 정보를 제공한다.

광전측광의 도입은 천문학, 특히 변광성 연구와 항성진화 연구에 혁명을 가져왔다. 이 방법은 별의 밝기 변화를 0.01 등급 미만의 정밀도로 측정할 수 있게 하여, 미세한 광도 변화를 보이는 별들을 체계적으로 연구하는 길을 열었다. 현대의 대부분의 정밀 측광은 CCD를 이용한 디지털 광전측광으로 수행되며, 자동화된 관측소와 우주 망원경을 통해 방대한 양의 데이터를 수집하고 있다.

광전측광 기술의 발전과 함께, 별의 밝기를 측정하는 장비는 광전증배관과 전하결합소자(CCD)를 중심으로 정밀화되고 자동화되었다. 광전증배관은 들어오는 빛을 전기 신호로 변환하여 매우 민감하게 측정할 수 있지만, 한 번에 한 천체의 한 색상(파장대)만 관측할 수 있는 한계가 있었다. 1970년대 후반부터 천문학에 본격적으로 도입된 CCD는 이러한 한계를 극복했다. CCD는 수많은 화소(픽셀) 배열로 구성되어, 한 장의 이미지에 수천 개의 별을 동시에 기록하고 각각의 밝기를 정량적으로 측정할 수 있다.

현대의 측광 관측은 대부분 완전 자동화된 망원경 시스템과 CCD 카메라를 통해 이루어진다. 관측자는 표준 필터 시스템(예: UBV 측광 시스템이나 슬로안 디지털 전천 탐사(SDSS)의 *u*, *g*, *r*, *i*, *z* 필터) 중 하나를 선택하여 특정 파장대의 빛만을 측정한다. CCD로 촬영된 이미지는 다음의 표준 처리 과정을 거쳐 정확한 등급 값을 도출한다.

이러한 데이터 처리 후, 관측된 천체의 측광 계수는 알려진 표준성의 계수와 비교하여 최종적인 겉보기 등급을 결정한다. 최근에는 지상 기반 망원경뿐만 아니라 허블 우주 망원경, 가이아 우주 관측선과 같은 우주 기반 관측 장비가 대기 간섭 없이 더 정밀한 측광 데이터를 제공하고 있다. 특히 가이아 임무는 10억 개 이상의 천체에 대해 밀리등급 수준의 정밀도로 밝기를 측정하여, 절대 등급 계산과 우주 거리 사다리 구축에 혁명적인 자료를 제공하고 있다.

거리 측정은 천문학의 핵심 과제 중 하나이며, 겉보기 등급과 절대 등급의 차이를 이용한 거리지수 방법은 그 기본 도구 역할을 한다. 거리지수는 별의 겉보기 등급(m)과 절대 등급(M)의 차이(m - M)로 정의되며, 이 값은 별까지의 거리와 직접적인 관계가 있다. 거리가 10배 멀어질수록 겉보기 밝기는 100분의 1로 줄어들므로, 겉보기 등급은 약 5등급 어두워진다. 이 관계를 수식으로 표현하면 거리지수 m - M = 5 log₁₀(d) - 5가 성립한다. 여기서 d는 파섹 단위의 거리를 나타낸다.

이 방법을 적용하려면 먼저 별의 절대 등급을 알아야 한다. 절대 등급을 추정하는 주요 방법으로는 분광학적 분석을 통한 항성분류와 H-R도 상의 위치를 이용하는 것이 있다. 예를 들어, 주계열성의 스펙트럼형과 겉보기 등급을 관측하면 H-R도 상에서의 절대 등급을 추론할 수 있고, 이를 통해 거리를 계산할 수 있다. 이 방법은 분광시차라고 불리며, 직접적인 연주시차를 측정할 수 없는 먼 거리의 별까지의 거리를 추정하는 데 유용하다.

거리지수 방법의 정확도는 절대 등급을 얼마나 정확히 알고 있는지에 크게 의존한다. 성간 물질에 의한 성간 소광은 별의 빛을 흡수하고 붉게 만들기 때문에, 관측된 겉보기 등급을 보정하지 않으면 거리를 과소평가하게 된다. 따라서 정확한 거리 측정을 위해서는 색지수 등을 이용한 소광 보정이 필수적이다. 이 기법은 우리 은하 내부의 거리 사다리를 구성하는 중요한 한 단계이며, 더 먼 은하까지의 거리를 측정하는 다른 방법들의 기초를 제공한다[9].

별의 진화 연구에서 등급 정보는 별의 내부 구조, 연료 소모 상태, 그리고 최종 운명을 추적하는 핵심 도구 역할을 한다. 헤르츠스프룽-러셀 도표는 별의 절대 등급과 표면 온도(또는 색지수)를 좌표로 하여, 별들이 특정한 영역에 무리지어 분포하는 패턴을 보여준다. 이 도표상의 위치, 즉 주계열성, 거성, 백색 왜성 등에 별이 자리잡는 것은 그 별이 현재 어떤 진화 단계에 있는지를 직접적으로 나타낸다. 예를 들어, 주계열을 벗어나 거성 영역으로 이동하는 것은 별의 핵심부 수소 연소가 끝나고 외층이 팽창하기 시작했음을 의미한다.

등급 데이터는 단일 관측만이 아니라 시간에 따른 변화를 추적함으로써 더욱 강력한 정보를 제공한다. 변광성의 밝기 변화 주기와 패턴은 그들의 진화 상태를 반영한다. 세페이드 변광성의 주기-광도 관계는 거리 측정의 표준촉이 되지만, 동시에 그들의 불안정한 진화 단계를 표시하기도 한다. 또한, 초신성 폭발 시 기록되는 극적인 등급 상승과 그 이후의 감쇠 곡선은 폭발 메커니즘과 잔해의 성질을 이해하는 열쇠가 된다.

이러한 등급 데이터를 종합하여 천문학자들은 별의 일생, 즉 항성진화를 이론적 모델과 비교 검증할 수 있다. 질량이 다른 별들이 시간에 따라 H-R도 위에서 어떻게 이동하는지를 추적하는 '진화 궤적'을 구성함으로써, 별의 내부에서 일어나는 핵합성 과정과 최종적으로 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등이 되기까지의 경로를 규명하는 데 결정적인 역할을 한다.

시리우스는 지구에서 관측했을 때 가장 밝은 별이다. 이 별의 겉보기 등급은 -1.46등급으로, 밤하늘에서 가장 눈에 띄는 천체 중 하나이다. 시리우스는 대개성에 속하며, 실제로는 쌍성 시스템이다. 지구에서의 밝기가 두드러지는 주된 이유는 상대적으로 가까운 거리(약 8.6 광년)에 위치하기 때문이다.

태양은 우리에게 가장 밝게 보이는 천체이지만, 그 밝기는 지구와의 극단적으로 가까운 거리에서 비롯된다. 태양의 겉보기 등급은 약 -26.74등급으로, 차갑은 시리우스보다 수백만 배 더 밝게 보인다. 그러나 절대 등급(모든 별을 표준 거리인 10 파섹에서 본 밝기)으로 비교하면 태양의 절대 등급은 4.83에 불과하다. 이는 태양이 우주에서 보면 매우 평범한 주계열성임을 의미한다.

지구에서 관측되는 밝은 별들의 순위는 거리와 실제 광도가 복합적으로 작용한 결과이다. 다음은 대표적인 밝은 별들의 겉보기 등급과 절대 등급을 비교한 표이다.

표에서 알 수 있듯, 카노푸스나 리겔과 같은 별들은 지구에서 보이는 밝기 순위는 낮지만, 절대 등급이 매우 낮아(숫자가 작을수록 밝음) 실제로는 태양보다 수천 배에서 수만 배 더 많은 에너지를 방출하는 매우 밝은 별들이다. 반면 시리우스는 상대적으로 가까워서 밝게 보이지만, 절대 등급은 태양보다 약 25배 정도만 더 밝은 수준이다. 따라서 '가장 밝은 별'이라는 표현은 겉보기 등급 기준인지, 절대 등급 기준인지에 따라 그 의미가 완전히 달라진다.

변광성은 시간에 따라 밝기가 변하는 별을 가리킨다. 이러한 밝기 변화는 겉보기 등급 또는 절대 등급으로 측정되며, 그 패턴과 원인에 따라 여러 유형으로 분류된다. 밝기 변화의 주기는 수 시간에서 수백 일, 심지어 수년에 이르기까지 다양하다.

변광성의 주요 유형과 등급 변화의 원인은 다음과 같다.

세페이드 변광성은 그 주기와 광도 사이에 명확한 관계가 있어, '천문학적 표촉'으로 불리며 은하까지의 거리를 측정하는 데 핵심적으로 활용된다[12]. 한편, 식쌍성의 경우 두 별이 서로의 앞을 지나가며 가리는 현상으로 인해 규칙적인 등급 변화 곡선이 관측된다. 이 곡선을 분석하면 별의 크기, 궤도 요소 등 중요한 물리량을 알아낼 수 있다.

변광성의 등급 변화를 정밀하게 측정하고 기록하는 것은 별의 내부 구조, 진화 단계, 질량 이동 현상 등을 이해하는 데 필수적이다. 특히 극대광 때와 극소광 때의 등급 차이는 별이 에너지를 방출하는 메커니즘에 대한 중요한 단서를 제공한다.