두 인자가 똑같이 기여하는 것은 아니다. 광도는 반지름의 제곱에 따라 커지지만 온도의 네제곱에 따라 커진다. 별의 반지름을 두 배로 늘리면 4배 밝아지고, 온도를 두 배로 늘리면 16배 밝아진다. 이 때문에 수만 켈빈의 청백색 O형과 B형 같은 가장 뜨거운 별들은 그토록 눈부시게 밝은 반면, 수가 많은 차가운 적색 왜성은 태양 빛의 작은 일부만을 방출한다.
같은 법칙이 적색 거성을 설명한다. 태양 같은 별이 나이를 먹으면 중심핵이 수축하고 외피가 엄청나게 부풀어 오른다. 표면이 식더라도 반지름이 너무 크게 자라서 항이 전체적으로 이기고, 별은 주계열에 있을 때보다 수백 배 밝아질 수 있다.
광도와 겉보기 밝기
광도를 우리 하늘에서 별이 얼마나 밝게 보이는지와 구별하는 것이 중요하다. 겉보기 밝기는 거리의 제곱에 따라 줄어들므로, 매우 밝지만 멀리 있는 별이 평범하지만 가까이 있는 별보다 희미하게 보일 수 있다. 둘을 잇는 것 — 얼마나 밝게 보이는지를 얼마나 멀리 있는지로 바꾸는 것 — 이 바로 거리 지수가 하는 일이다.
자주 묻는 질문 (FAQ)
항성 광도란 무엇인가?
광도는 별이 매초 우주로 방출하는 에너지의 총량으로, 거리와 무관한 그 별의 고유 일률 출력이다. 보통 와트로, 또는 더 편리하게 태양광도(L☉ = 3.828 × 10²⁶ W)로 나타낸다. 광도는 별의 가장 근본적인 성질 중 하나로, 별의 수명과 헤르츠스프룽–러셀 도표에서의 위치를 좌우한다.
광도는 반지름 및 온도와 어떻게 관계되는가?
별을 흑체 구로 취급하면 광도는 L = 4πR²σT⁴이며 여기서 R은 반지름, T는 표면 온도, σ = 5.67 × 10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴는 슈테판–볼츠만 상수이다. 4πR²는 구의 표면적이고, σT⁴는 단위 면적당 방출 일률이다. 태양(R = 1 R☉, T = 5,772 K)에 대해 공식은 정의상 1 L☉을 돌려준다.
왜 온도가 광도를 지배하는가?
광도는 반지름의 제곱에 따라 커지지만 온도의 네제곱에 따라 커진다. 반지름을 두 배로 늘리면 별이 4배 밝아지지만, 온도를 두 배로 늘리면 16배 밝아진다. 이 가파른 온도 의존성 때문에 뜨거운 파란 별은 특별히 크지 않아도 매우 밝으며, 표면 온도의 작은 변화가 별의 출력에 큰 영향을 준다.
광도와 밝기의 차이는 무엇인가?
광도는 고유한 값으로, 별이 실제로 방출하는 일률이다. 겉보기 밝기는 지구에서 얼마나 밝게 보이는지로, 역제곱 법칙을 통해 거리에도 의존한다. 매우 밝은 별이라도 멀리 있으면 희미하게 보일 수 있고, 가까이 있는 평범한 별이 밝게 보일 수 있다. 둘 사이를 변환하는 것이 거리 지수가 하는 일이다.
