본문 바로가기 메뉴바로가기

자주하는 질문

Total 142   
  • 작성일2010-02-23
실에 추를 매달아 돌리면 추가 실을 잡은 손을 중심으로 회전하게 됩니다. 추의 속도가 어느 정도에 이르면 추는 실을 잡은 손을 중심을 원운동을 하게 됩니다. 이때 추는 원운동 궤도의 한 지점에서 보면 "뉴턴의 제2 법칙"인 관성의 법칙에 의하여 원에 접선 방향으로 달아나려고 합니다. 이를 원심력이라 하는데 이 달아나려고 하는 추를 실이 (실은 쥔 손의 힘이) 못 달아나게 잡아 두고 있습니다. 이 힘을 구심력이라고 합니다. 즉, 추가 원운동 할 때 나타나는 원심력 (관성의 법칙에 의한 힘)과 실의 장력인 구심력과 서로 맞서고 있기 때문에 원운동이 가능한 것입니다.



지구 주위를 도는 달의 운동을 보면 달의 공전에 따른 원심력은 역시 달의 원운동 (이 경우에는 궤도 운동)에 의한 원심력이고, 이와 맞서는 힘은 지구의 중력입니다. 지구의 중력이 달이 못 달아나게 잡고 있지요. 인공위성이 아닌 달의 경우에는, 지구의 위성이 되는 어떤 시점이 있어서 그 시점에 달의 초기속도는 얼마였기에 달이 지구주위를 궤도 운동하는가 하는 문제는 성립하지 않습니다. 만약 지구-달 계가 동시에 탄생하였다면 지구와 달을 만든 성운이 최초부터 회전하고 있었을 것이기 때문입니다. 현재의 이론은 지구-달이 동시에 생겨난 것으로 추측하고 있습니다.



엄밀히 말해 우리가 달과 같은 천체를 인공위성처럼 초기속도를 제어할 수 있는 것이 아니기 때문에 천체의 초기속도를 알 수 없습니다. 다만 이론적으로 천체의 운동을 계산할 때 편의상 초기속도 (엄밀히 말하면 기준 시각의 속도)를 정의하여 계산하기도 합니다.



우리 태양계를 만든 모 성운이 회전하고 있었는지, 혹은 이 모 성운에서 원시 태양계가 생성되는 과정을 잘 알 수는 없지만, 이 성운이 자체 중력에 의하여 수축하여 태양계가 만들어질 때 "회전"이 생기게 된 것이 아닌가 추측됩니다. 물리학적으로 운동은 병진 운동과 회전운동으로 구분되지만, 중력에 의하여 수축할 때에는 병진 운동은 성운의 질량중심에 대하여 회전운동으로 나타납니다. 이 회전운동은 성운이 수축되어 작아지더라도 "각 운동량 보존" 법칙에 의하여 보존되므로 원시 태양계가 진화하면서 더 빠른 회전 각 속도를 나타내게 됩니다.



즉 달의 초기속도는 정의할 수 없고, 태양계 형성 당시에 지구-달 계가 형성되면서 "자연스럽게" 회전이 생겨나게 된 것이지요.
  • 작성일2010-02-23

드레이크 방정식은 전파천문학자인 프랑크 드레이크 (Frank Drake)가 만든 방정식으로 우리 은하계에 고도의 기술을 갖고 있어 우리와 교신 가능한 외계 문명 수를 추정하는 식입니다. 그 방정식을 살펴보면,



(교신 가능한 문명 수, Nc) = (은하계 안에 있는 별의 개수, N*) x (행성 계를 갖는 별의 비율, f_p) x (고등생명체가 충분히 진화할, 나이가 40억년 정도로 적당한 별 하나 당 생명이 살아 남을 수 있는 정도의 거리에 있는 행성 숫자, n_LZ) x (생명체가 탄생하기 적당한 행성의 존재 확률, f_L) x (고등생명체로 진화한 생명체가 존재할 확률, f_I) x (문명사회가 살아있는 기간에 대한 별의 생존 기간의 비, F_s)





이 식에는 임의의 숫자를 대입하는 것이 아닙니다. 과학적 추정치를 넣는 것이죠. 예를 들면 비관적으로 전망하는 경우와 낙관적으로 전망하는 경우로 나눌 수 있는데, 먼저 은하 안의 별의 수는 비관적이든 낙관적이든 상관없이



N* = 2x10^11 개,



행성 계를 갖는 별의 비율 f_p = 0.01 (비관), 0.5 (낙관)

---> 아직 불확실하지만 천문학자들은 많은 수의 별이 행성 계를 갖고 있을 것으로 추정하고 있음. 모든 홀로 별이 행성을 갖고 있으면 0.5. 개인적으로 0.5보다는 작고 0.01보다는 훨씬 크지 않을까 생각함.



생물체가 있을 평균 행성의 수 n_LZ = 0.01 (비관), 1 (낙관)



생명체 탄생가능 행성 비 f_L = 0.01 (비관), 1 (낙관)



고등생명체 존재 비 f_I = 0.01 (비관), 1 (낙관)



별의 일생에 대한 문명사회 존속기간 비 F_s = 10^-8, (비관), 10^-4 (낙관)

---> 별의 나이를 100억 년으로 보고, 문명 사회의 지속기간을 100년으로 보면 (즉 100년 지구가 멸망하는 것으로 가정)

비관적인 추정으로 100/100억 = 10^-8,

그러나 문명이 적어도 100만년 간 지속될 것으로 생각하면 100만/100억 = 10^-4.



결과적으로 낙관적인 전망일 때 은하계에 있는 교신 가능한 문명 사회의 수는 10x^7(천만개), 비관적으로 생각하면 2x10^-5. 따라서 비관적인 관점에서 보면 지구는 우리 은하계에서 유일한 고등 생명체를 갖는 행성이 되는 것입니다.

  • 작성일2010-02-23
자연과학의 궁극적 관심사는 물질, 생명, 우주를 이해하는 것입니다. 이중 천문학은 궁극적으로 우주를 이해하는 것입니다. 그런데 우주론 분야는 천문학에서 관측우주론, 물리학에서 중력이론과 입자물리학 분야와 아주 밀접한 관련을 갖고 있습니다. 우주론에는 철학적인 우주론도 있을 수 있으나, 빅뱅 우주론이니, 인플레이션 우주론 따위는 철학적인 사유에 의한 것이 아니라 과학적 추론에 의하여 이루어진 우주론이라는 것을 미리 말씀드립니다.



빅뱅 우주론과 인플레이션 우주론은 관측천문학적 결과와 중력이론 (아인슈타인의 일반상대론), 그리고 입자물리학의 연구결과가 결합되어 생긴 과학적 우주론입니다. 이 우주론이 형이상학적인 면을 상당히 포함하고 있다 하더라도 모든 것은 과학적 법칙에 충실합니다.



우리가 "우리우주"라고 정의하는 것은 과학적으로 우리와 정보를 교환할 수 있는 한계 내의 시간과 공간을 의미합니다. 인플레이션 우주론에 의하면 여러 우주 (딸 우주)가 우리우주와 함께 병렬로 생성될 수 있다고 합니다. 이렇게 병렬로 생겨난 우주는 "다른" 우주가 되므로 "우리"우주에서처럼 "정보" 교환이 되지 않겠지요. 즉, 시간과 공간적으로 "완전히" 독립된 세계를 이룰 겁니다. 이는 이 다른 우주에서 일어나는 사건은 우리우주에서 관측 불가능하다는 말입니다. 따라서 단절되어 있지 않다면 "우리우주"가 될 테니 "다른"우주가 아닐 것이고, 단절되었다면 우리우주와는 완전히 구별되는 "다른 우주"가 될 겁니다.



물론 여러 가지 "사유"를 해보면 이 우주들과 우리우주가 "웜홀"로 연결되어 있을 것이라고 생각하기도 합니다. 그런데 관측 우주론적 입장에서 생각하면 "웜홀"을 생각하기 앞서 화이트 홀이나 블랙홀의 존재가 "관측적"으로 증명되어야 할겁니다. 블랙홀은 이론적인 연구가 활발하고, 또 현재 관측 적으로 여러 가지 존재 증거들이 나타나고 있지만, 화이트 홀은 가능성 제시 수준이지 아직 그 정체에 대한 연구가 심도 있게 이루어지지는 않고 있는 것으로 알고 있습니다. 물론 웜홀은 아직 공상 단계라 할 수 있을 겁니다.



따라서 다른 우주가 존재하느냐를 관측 적으로 증명하는 것은 현재에는 불가능하고, 또 현재 우리가 알고 있는 과학으로는 "다른 우주"가 존재하느냐 그렇지 않느냐는 "우리우주"와는 관계없는 일이 됩니다. "생각"으로는 존재할 수 있지만, 이게 과학적 인식론의 한계입니다. 따라서 다른 우주로 어떻게 가느냐는 그야말로 "공상"이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
항성의 내부온도는 정역학적 평형 상태를 나타내는 방정식으로부터 구할 수 있습니다. 정역학적 평형은 별이 모양을 유지하기 위하여는 별이 수축하려는 중력과 팽창하려는 가스 압력이 서로 맞서야 그 모양이 유지되겠지요. 정역학적 평형을 미분형이 아닌 간단하게 나타내면, 압력 P, 질량 M, 반경 R, 온도 T, 밀도 D, 부피 V라 하면,



P = GMD/R^2 = NkT/V, (D=M/V),



이 됩니다. 따라서 온도 T는 질량의 제곱에 비례하고, 반경의 제곱에 반비례함을 알 수 있습니다. 실제로 위 식은 평균적인 이야기고, 만약 중심의 온도는 미분방정식을 풀어야 하는데 중심에서는 대략,

P = GMD/R = NkT



이 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
망원경의 기능은 두 가지가 있는데, 자세히 보는 기능과 밝게 보는 기능입니다. 광학적으로 생각하면 망원경은 멀리 있는 물체를 1/배율 거리에 허상이 생겨서 이 거리에 있는 물체를 보는 것과 같은 효과를 나타내게 됩니다. 그렇게 되면 그만큼 자세하게 보이게 되는 것이죠. 배율은 망원경의 대물렌즈의 초점 거리를 대안렌즈의 초점거리로 나눈 것입니다. 대안렌즈를 초점거리가 짧은 것으로 바꾸면 배율을 올릴 수있는데 그렇다면 배율을 아주 크게 올리면 아주 자세하게 볼 수 있는 것일까요 ?



그렇지는 않습니다. 그 이유는 망원경, 즉 렌즈가 갖고 있는 광학적 한계 때문인데, 아무리 광학적으로 완벽한 렌즈라 하더라도, 빛이 파의 성질을 갖고 있기 때문에 렌즈에 의한 회절무늬가 생기게 됩니다. 이 회절무늬 때문에 가까이 있는 두 광원을 구별할 수 없게 됩니다. 이 회절무늬는 영 (Yong)의 슬릿 하나 실험에서 나타난 것과 비슷하게 나타납니다. 즉, 두 광원 구별될 수 있는 한계 거리 (각거리)가 생기게 됩니다. 이 한계 각거리를 분해능이라고 합니다. 즉 분해능이 1초라고 하면 각도로 1초보다 가까이 있는 두 별을 구분할 수 없다는 말입니다. 이 망원경으로 달을 볼 때 1초 X380,000km = 1/3600(도) x 3.14/180 (라디안) x 380,000km (거리) ~/= 1.8km보다 작은 분화구는 볼 수 없다는 뜻이지요.



파장이 L인 빛이 입사하여 구경 D인 렌즈를 통과하면 분해능 R은 구경에 반비례하고 파장에 비례하게 됩니다. 즉,



R = 1.22 L/D (radian) = 1.22 x 206265 X L/D (각초).



즉 대덕전파천문대의 14m망원경의 분해능은 약 50초가 되는데 반하여 소백산천문대 61cm망원경은 0.2초가 됩니다. 이러한 이유는 전파망원경의 경우 파장이 cm인 전파를 수신하는 것이고, 소백산천문대는 가시광선인 5000옹스트롬 (10^-8cm)의 짧은 파장을 이용하기 때문입니다. 또 망원경의 구경을 늘리면 분해능이 좋아지므로 전파망원경의 경우 간섭 계를 쓰는 것입니다. 대륙간에 여러 대의 전파망원경을 쓰는 간섭 계를 초장기성 간섭계 (VLBI, Long Base-Line Interferometer)라 하는데 이렇게 하면 망원경의 크기가 1000km이상 되어 분해능이 0.001초가 됩니다.



광학 망원경의 경우에는 망원경의 광학적 분해능 뿐만 아니라 지구대기의 흔들림에 의하여 빛이 굴절되는 시상효과가 생기게되어 분해능을 악화시킵니다. 우리 나라 천문대는 대략 시상이 2초 정도 됩니다. 즉 망원경이 아무리 좋아도 2초 이하는 볼 수 없다는 뜻이지요. 세계에서 가장 좋은 곳은 하와이와 칠레의 산 위로 대략 0.8초 정도 됩니다. 남극 대륙 내부의 경우에는 더욱 좋아서 0.2 ~ 0.3초 된답니다. 대부분의 천문대들이 1초 근처이기 때문에 우주공간에 허블망원경과 같은 위성 천문대를 건설하려고 하는 것입니다. 허블망원경은 지구대기의 효과를 안 받기 때문에 광학적으로 인간의 기술적 한계인 0.1초각을 구현하고있어서 망원경의 크기는 2.4m로 작지만 아주 세밀한 관측을 할 수 있는 것입니다. 요즈음에는 광학 망원경도 간섭 계를 쓰려는 시도가 있습니다 (세계의 천문우주란에서 ESO VLT망원경 간섭계 참고).



망원경의 또 한가지 기능은 집광력 (빛을 모으는 기능)인데 이 집광력은 실제 면적에 비례합니다. 따라서 허블망원경 보다 지상의 8m나 10m망원경이 더욱 어두운 천체를 연구할 수 있는 것입니다.
  • 작성일2010-02-23
간단하게 설명하면 핵반응의 종류가 달라지기 때문입니다. 태양 질량 정도 이하의 별은 비교적 온도가 낮은 상태에서 핵융합 반응이 일어날 수 있는 수소-수소 연쇄 반응 (pp-chain)에 의하여 에너지를 생성시킵니다. 이 반응은 중심부의 온도가 천만도 정도가 되며 열 융합반응이 일어나게 됩니다. 그런데 온도가 2천만도가 넘으면 수소-수소 연쇄 반응보다 탄소-질소-산소 연쇄반응이 우세해 집니다. 이 반응은 온도에 매우 민감하기 때문에 별의 중심부에서 반응이 일어나게 됩니다. 따라서 별의 중심부에서 핵반응이 일어 나게되므로 에너지가 전달되는 방식이 대류에 의한 방식에 의하여 에너지가 밖으로 잔달 됩니다. 그러나 수소-수소 연쇄반응의 경우 별의 핵에서 광범위하게 반응이 일어 나게되므로 생성된 에너지가 대류보다는 복사에 의하여 밖으로 전달됩니다.



정밀한 계산에 의하면 질량이 큰 별의 경우에는 중심의 핵반응 부분의 바로 바깥 층은 대류 층이 되고, 그 밖이 전도 층인데 반하여, 질량이 작은 경우에는 전도층 밖에 대류층이 있습니다. 질량이 아주 작은 경우에는 대류층만 존재하는 것으로 알려지고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
분광 관측은 사진영상이나 CCD 영상 관측과는 많이 다릅니다. 분광기는 천체관측 기기 중에서 가장 정교한 기계에 속합니다.



분광관측 방법은 천문학적으로 기기에 따라 크게 세 가지 정도로 나눌 수 있습니다.



첫째, 분광기를 이용하여 천체의 스펙트럼을 얻는 방법으로 가장 보편적으로 사용됩니다. 이 분광기는 망원경 초점 면에 슬릿을 놓고 후단에 격자, 혹은 그리즘 (격자 프리즘)을 이용하여 빛을 분산시킨 후에 카메라를 통하여 스펙트럼을 찍는 방법입니다. 일반적으로 대형 (1.5m이상)의 망원경에 붙고 파장을 더 잘게 쪼개어 볼 수 있는 고분산 스펙트럼을 얻을 수 있습니다.



둘째, 대물 프리즘 분광으로 망원경의 대물 렌즈 앞에 프리즘을 설치하는 방법입니다. 이때 프리즘의 각도 (프리즘의 내각)는 대물렌즈의 초점거리에 의하여 좌우됩니다. 프리즘에 의하여 분산된 빛이 대물렌즈에 의하여 그 초점에 스펙트럼 상을 맺게 됩니다. 이 것은 마치 색수차를 유발하는 것과 같습니다. 이 방법으로 스펙트럼을 관측하면 여러 천체의 스펙트럼이 하나의 사진 건판, 혹은 CCD 영상에 나타나게 됩니다. 이 방법으로는 파장을 아주 잘게 썰어서 볼 수 없습니다. 이 방법은 특히 별의 스펙트럼 분류나 방출선 천체 탐색에 많이 이용됩니다. 물론 대상 천체에 따라 큰 망원경을 써야되겠지요.



셋째, 분광측광이라고 하는 단색파장 필터를 이용한 관측으로 이를테면 태양 관측에 많이 쓰이는 수소 발머 알파 필터 (보통 H-알파 필터) 영상관측이 이 범주에 들어가는데, 한 번의 영상에 하나의 파장밖에 관측되지 않기 때문에 여러 종류의 단색파장 필터를 써야 합니다.



분광관측은 별 빛을 파장별로 분산시킬 뿐만 아니라, 분광기 자체에서 빛이 많이 손실됩니다. 따라서 분광관측은 대체로 큰 망원경을 사용하고 있습니다. 예를 들면 한국천문연구원 보현산천문대의 1.8m 망원경에 보통 많이 쓰이는 중분산 분광기를 부착하여 관측하는 경우에 약 12등성이나 13등성의 좋은 스펙트럼을 얻으려면 2,000초 정도의 노출이 필요합니다. 이 것은 일반적으로 아마추어 망원경으로는 1, 2등성과 같이 아주 밝은 별을 제외하고는 좋은 스펙트럼을 얻을 수 없다는 뜻입니다.



또 한 가지 별의 분광형을 분류하는 일은 대부분의 천문학자에게도 어려운 일입니다. 몇몇 숙련된 전문가 이외에는 별의 분광형을 H-R도를 그릴만큼 정확하게 분류하는 것은 "아주" 어렵다고 보면 됩니다.



그러면 대부분의 천문학자는 어떻게 별의 분광형을 알 수 있을까요 ? 비밀은 분광형과 표면온도, 그리고 별의 색지수의 관계에 있습니다. 이 관계를 이용하면 분광관측에 의하여 만들어진 H-R도가 측광관측으로 만들어진 색-등급도와 동일한 의미를 갖는다는 사실을 알 수 있고, 자연스럽게 측광관측이 분광관측을 대신하는 과정을 엿볼 수 있습니다.



좋은 스펙트럼을 찍기 위하여 첫째로 슬릿을 망원경 초점에 맞추어야 하고, 둘째로 분광기 내부의 초점을 잘 맞추어야 하고, 셋째로 카메라와 분광기의 초점을 잘 맞추어야 합니다.
  • 작성일2010-02-23
봄을 알리는 별자리로 큰곰자리가 있습니다. 겨울동안 북쪽 지평선 자루를 밑으로 하고 있던 북두 칠성도 봄이 되면 북쪽 하늘 정면에 떠오르게 됩니다. 북두 칠성은 큰곰자리를 곰의 모습으로 보았을 때 그 자루가 긴 꼬리에 해당되며 국자가 배 부분이 되는데 머리와 발쪽에는 어두운 별밖에 없으므로 구름의 모습을 찾기란 어렵게 됩니다. 북두칠성을 큰 국자로 본 것은 원래 중국에서 유래된 것으로 서양에서는 점차 순록이나 삽 등으로 보고 있습니다.



북두 칠성의 "두"란 중국어로 "되"를 의미하는데, 7개의 별들이 이어진 모양을 자루가 달린 되로 본 것입니다. 되 모양으로 모여 있는 별들은 여름의 남쪽 하늘에서도 볼 수 있으므로 이것을 구별하기 위하여 북쪽 별들을 북두, 남쪽의 별들을 남두라고 부릅니다. 중국에서는 북두칠성만으로 하나의 별자리로 삼습니다. 또한 한 별자리 중에서 가장 밝은 별부터 순서를 정하여 그리스어의 알파벳 순에 따라 알파, 베타, 감마, 델타.. 로 이름을 붙이는 것이 보통인데 그 중에 예외인 것이 큰곰자리 북두칠성입니다. 북두칠성의 국자 끝별에서부터 순차적으로 알파, 베타..의 이름이 붙여져 있습니다. 이 7개의 별중에는 델타별인 메그레즈만이 3등성이고 나머지 6개는 2등성입니다.
  • 작성일2010-02-23
우선 태양과 같은 질량의 별에 대해 설명하겠습니다.

태양질량과 같은 별의 경우 핵에서 수소가 타다가 그 수소가 거의 없어지면 껍질에서 수소핵 반은이 일어나게 되고, 온도는 감소하고 운동에너지가 증가하여 대류에 의해 에너지가 많이 나가 광도가 증가하게되고 헬륨폭발이(이때가 red giant입니다) 일어나 핵은 팽창하고 차가워집니다. 그 이후 핵에서 헬륨이 타게되고 껍질에서 수소가 타게되는 수평가지단계가 되고 그 헬륨이 다 타서 없어지면 껍질에서 헬륨이 타게 되는데 이 단계가 Asympotic giant branch단계입니다. 그 다음 별이 맥동을 하게 되고 바깥껍질이 날아가게 되는데 이 때를 Planetary nebula단계라 합니다. 이 때는 껍질이 없어지고 안쪽의 뜨거운 열이 방출되므로 온도가 무척 높아집니다. 그러나 결국 별의 핵에는 탄소가 남게 되고 점점 차가워지는 백색왜성(white dwarf) 단계가 되는 것입니다.



태양보다 질량이 작은 별의 경우는 적색거성(red giant)의 단계를 2번 거치게 됩니다.



질량이 매우 큰 별인 경우 그 별이 주 계열을 떠난 지 얼마 안되어서 중심 핵의 온도가 높아집니다. 중심에서의 헬륨연소는 적색거성(red giant)이 되기 전에 시작되고 H-R도 위쪽으로 이동하기보다는 오히려 수평으로 이동하게 됩니다. 불안정한 대기 영역(쎄페이드 변광성)뿐만 아니라 적색거성 단계를 여러 번 거치게됩니다. 그리고 마지막 단계에서는 초신성으로 폭발하고 중성자별로 끝나며, 훨씬 큰 질량의 별의 경우 블랙홀 단계로 끝나게 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
천체의 거리 측정방법에서 가장 기본이 되는 것이 직접적인 삼각측량법입니다. 즉 두 지점에서 어느 별까지의 각도를 측정하여 삼각함수를 이용하여 거리를 재는 것이죠.



또 하나의 직접적인 방법은 별의 고유 밝기 (절대등급)를 구하여 겉보기 밝기와 비교하는 방법입니다. 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다는 물리학의 법칙을 이용한 것입니다.



변광성이나 초신성을 이용하는 방법은 기본적으로 이 별들의 고유 밝기를 안다는 것을 전제로 거리를 구할 수 있습니다. 변광성의 경우 식 쌍성을 이용하여 거리를 구할 수도 있지만 RR Lyrae 변광성이나 세페이드 변광성과 같은 맥동변광성을 이용하는 경우가 많습니다.



이들 맥동변광성의 고유 밝기가 변광 주기와 관계 있다는 것은 우리은하 주변에 있는 은하나 성단의 맥동변광성을 관측함으로써 알려졌습니다. 물론 이론적으로 계산이 되었고요. 세페이드 변광성의 경우에는 M31과 마젤란 은하에 있는 세페이드 변광성을 관측함으로써 주기-광도 관계가 알려지게 되었고, RR Lyrae 변광성은 구상성단의 RR Lyrae 변광성이 같은 밝기를 갖는 다는 사실로부터 고유 밝기를 알 수 있었습니다. 세페이드 변광성은 질량이 큰 별인 반면에 RR Lyrae변광성은 질량이 태양질량 정도로 작습니다. 세페이드 변광성은 종족에 따라 두 가지의 형태로 나누어지며 이에 따라 서로 다른 주기-광도 관계를 갖게됩니다. RR Lyrae 변광성은 주기 및 광도곡선의 모양에 따라 세 종류로 나누어집니다. 그러나 주기와 무관하게 그 밝기 (절대등급=5.5등급)는 거의 같습니다.



초신성의 경우에는 세페이드에 의하여 거리가 알려진 은하에서 초신성의 최대 밝기를 알 수 있으므로 경험적으로 절대등급을 구하는 방법이 있습니다. 그런데 초신성의 두 종류가 있고 이에 따른 절대등급이 다릅니다. 그리고 종류에 따라 광도의 변화가 다르게 나타납니다.