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항성의 특징
나이
대부분의 항성은 1억년에서 100억년 정도 살았을 것으로 관측되어진다. 일부 몇몇 항성은 관측되어진 우주의 나이와 비슷한 137억년 정도 되었을 것으로 추정되는 것도 있다. 지금까지 발견된 가장 나이가 많은 별은 HE 1523-0901로, 예상 나이는 132억 살이다.
별들은 질량이 클수록 수명은 짧은데, 이것은 무거운 별이 중심핵의 압력이 매우 커서 상대적으로 작은 질량을 가진 별보다 훨씬 빨리 수소를 융합시키기 때문이다. 질량이 가장 큰 별은 백만 년 정도 사는 반면, 적색 왜성처럼 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우므로 수백억 년에서 수천억 년까지 살 수 있을 것으로 추정된다.
별들은 질량이 클수록 수명은 짧은데, 이것은 무거운 별이 중심핵의 압력이 매우 커서 상대적으로 작은 질량을 가진 별보다 훨씬 빨리 수소를 융합시키기 때문이다. 질량이 가장 큰 별은 백만 년 정도 사는 반면, 적색 왜성처럼 질량이 작은 별은 연료를 매우 느리게 태우므로 수백억 년에서 수천억 년까지 살 수 있을 것으로 추정된다.
화학조성
우리은하에서 항성이 태어날 때의 화학 구성비는 대체로 71%의 수소, 27%의 헬륨 및 나머지 2% 중원소로 되어 있다. 통상적으로 무거운 원소의 비율은 항성 상층부 대기 내에 포함된 철의 함유율로 표시하는데, 이는 철이 상대적으로 흔한 원소이자 흡수선이 강하게 나타나서 비교적 측정하기 쉽기 때문이다. 별이 태어나는 분자 구름은 초신성 폭발로부터 중원소 함량이 점차 늘어나기 때문에, 항성 내의 중원소 함유량은 항성의 나이를 알아보는 지표로 사용된다. 또한 중원소의 비율은 항성이 주위에 행성을 가지고 있는가를 추측하는 지표이기도 하다.
반지름
태양을 제외한 모든 별은 지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 사람의 눈으로 볼 때 점으로 보인다. 태양은 지구에서 매우 가깝기 때문에 원형으로 보이는 것이다. 이렇게 대부분의 별은 각지름이 지상에서 망원경을 이용하여 관찰하기에는 너무 작기 때문에 간섭계를 사용하여 크기를 측정한다. 간섭계 외에 항성 반지름을 측정하는 다른 방법으로 엄폐 현상을 이용하기도 한다. 달이 특정 항성을 가리거나 다시 드러내는 순간 항성의 밝기가 변화하는 수치를 정확히 측정하여, 항성의 각지름을 계산할 수 있다. 또한 쌍성의 경우 한 별이 다른 별을 가리면서 광도가 변화하는 것을 통해 항성의 지름을 구하기도 한다.
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 대략 20~40km에 불과하며, 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 약 650배(4억5천 km)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 낮다.
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 대략 20~40km에 불과하며, 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 약 650배(4억5천 km)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 낮다.
운동
태양에 대한 별의 움직임을 통해, 별의 나이 및 탄생 장소, 가까운 은하 등에 대한 다양한 정보를 얻을 수 있다. 별의 운동성분은 태양에서 멀어지는 방향으로의 시선속도성분과 고유운동이라고 불리는 각운동량성분으로 이루어져있다. 시선 속도는 별의 스펙트럼선의 도플러 효과로 구할 수 있으며, 단위는 km/s로 나타낸다. 고유 운동은 시간이 지남에 따라 천구에서 별의 위치가 변하는 것을 말한다. 이것은 아주 미미한 변화이므로 정밀 측정 장치로 값을 구하며, 보통 단위는 밀리초각/년(milli-arc seconds/year)으로 나타낸다.
고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상들이 된다. 고유 운동 및 시선 속도 값을 모두 알 수 있다면, 한 별이 태양 또는 은하에 대하여 움직이는 공간속도를 계산할 수 있다. 그리고 인접한 별들의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 이러한 성협의 구성원들은 서로 비슷한 고유운동을 보이며, 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났다고 본다.
고유 운동 값이 큰 별은 상대적으로 태양과 가까우며, 이들은 시차 측정이 쉬운 대상들이 된다. 고유 운동 및 시선 속도 값을 모두 알 수 있다면, 한 별이 태양 또는 은하에 대하여 움직이는 공간속도를 계산할 수 있다. 그리고 인접한 별들의 움직임을 비교하여 성협의 존재를 알게 되었다. 이러한 성협의 구성원들은 서로 비슷한 고유운동을 보이며, 큰 규모의 분자 구름 속에서 한꺼번에 태어났다고 본다.
자기장
별의 자기장은 내부의 대류 순환 작용을 통하여 발생할 것으로 예측하고 있다. 별은 다이나모(dynamo)과정과 유사한 플라즈마 전도 작용을 통해 자기장을 형성한다. 자기장의 세기는 별의 질량 및 화학적 조성에 따라 다르며, 표면에서의 자기 활동량은 별의 자전 속도에 따라 달라진다. 이와 같은 표면 활동을 통해 흑점이 생겨나며, 이는 강한 자기장이 발생하는 지역으로 주변보다 온도가 낮다. 코로나 루프는 활발한 표면 활동을 하는 지역에서 코로나지역으로 활 모양처럼 솟구쳐 오르는 자기장이다. 그리고 플레어는 고에너지 입자들의 폭발로, 앞과 동일한 자기 활동 때문에 생겨나는 현상이다.
젊고 빠르게 자전하는 별은 자기장이 강하기 때문에 표면 활동도 더 활발한 성향이 있다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 끼치기도 하지만 별의 자전에 제동을 걸어 자전 주기를 서서히 느려지게 만들기도 한다. 따라서 태양처럼 비교적 긴 세월을 살아 온 항성의 경우 자전 속도는 상대적으로 매우 느리며, 표면 활동량 역시 적다.
젊고 빠르게 자전하는 별은 자기장이 강하기 때문에 표면 활동도 더 활발한 성향이 있다. 자기장은 별의 항성풍에 영향을 끼치기도 하지만 별의 자전에 제동을 걸어 자전 주기를 서서히 느려지게 만들기도 한다. 따라서 태양처럼 비교적 긴 세월을 살아 온 항성의 경우 자전 속도는 상대적으로 매우 느리며, 표면 활동량 역시 적다.
질량
별의 운명은 태어날 때의 초기 질량에 의해 대부분 결정된다. 항성의 밝기, 크기와 같은 주요 특징뿐만 아니라 진화 과정, 수명 및 죽음 등이 초기질량에 의해 결정되는 것이다. 따라서 질량은 별의 특징을 결정짓는 주요 요소이다.
질량이 가장 큰 별 중 하나로 꼽는 것은 용골자리 에타(Eta Carinae)로, 질량은 태양의 약 100~150배에 이르며, 수명은 매우 짧아서 수백만 년 정도에 불과하다고 알려져 있다. 최근 아치스 성단을 연구한 결과 현 우주의 상태에서 별 질량의 상한선은 태양의 약 150배로 추정하고 있다. 상한선이 왜 150배에서 멈추는지에 대한 원인은 완전히 규명되지 않았으나, 외곽 대기를 우주 공간으로 날려 보내지 않는 한도 내에서 가장 밝게 빛나는 상한선을 일컫는, 에딩턴 광도가 그 원인 중 하나인 것으로 알려져 있다.
빅뱅 이후 최초로 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없었기 때문에 질량이 매우 컸으며, 태양 질량의 약 300배에 이르는 별이 탄생했을 것으로 추측하고 있다. 그러나 이처럼 극도로 무거운 별은 매우 빨리 진화하였을 것이며, 현 시점에서는 이론상의 존재일 뿐이다.
목성질량의 대략 93배의 해당하는 질량을 가진 AB 황새치자리 A(AB Doradus A)의 반성 AB 황새치자리 C(AB Doradus C)는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작다. 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 별이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 약 75배가 되어야 한다. 그리고 최근에는 아주 희미한 별들을 연구한 결과, 금속 함유량이 매우 낮은 천체가 별이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 약 8.3% 또는 목성 질량의 약 87배가 되어야 하는 것으로 밝혀졌다. 목성보다는 질량이 크지만 핵융합 작용을 일으킬만한 질량을 갖지 못하는 천체를 갈색 왜성이라 부른다.
별의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다. 거성은 주계열성에 비하여 표면 중력이 매우 낮은 반면에 중성자별이나 백색 왜성은 막대한 중력을 지니고 있다. 표면 중력은 항성의 스펙트럼에도 영향을 끼치는데, 높은 중력은 흡수선의 선폭증가를 야기 시킨다.
빅뱅 이후 최초로 생겨난 별은 리튬보다 무거운 중원소가 거의 없었기 때문에 질량이 매우 컸으며, 태양 질량의 약 300배에 이르는 별이 탄생했을 것으로 추측하고 있다. 그러나 이처럼 극도로 무거운 별은 매우 빨리 진화하였을 것이며, 현 시점에서는 이론상의 존재일 뿐이다.
목성질량의 대략 93배의 해당하는 질량을 가진 AB 황새치자리 A(AB Doradus A)의 반성 AB 황새치자리 C(AB Doradus C)는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작다. 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 별이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 약 75배가 되어야 한다. 그리고 최근에는 아주 희미한 별들을 연구한 결과, 금속 함유량이 매우 낮은 천체가 별이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 약 8.3% 또는 목성 질량의 약 87배가 되어야 하는 것으로 밝혀졌다. 목성보다는 질량이 크지만 핵융합 작용을 일으킬만한 질량을 갖지 못하는 천체를 갈색 왜성이라 부른다.
별의 반지름과 질량으로부터 표면 중력이 결정된다. 거성은 주계열성에 비하여 표면 중력이 매우 낮은 반면에 중성자별이나 백색 왜성은 막대한 중력을 지니고 있다. 표면 중력은 항성의 스펙트럼에도 영향을 끼치는데, 높은 중력은 흡수선의 선폭증가를 야기 시킨다.
자전
별의 자전 주기는 분광학적인 측정법을 쓰거나, 별의 표면에 흑점이 이동하는 속도를 측정함으로써 값을 구할 수 있다. 젊은 별의 적도 자전 속도는 100km/s를 넘는다. 예를 들면 분광형 B의 청색 주계열성 아케르나르(Achernar)의 경우 적도 자전 속도는 초당 약 225km 이상에 이른다. 이렇게 자전 속도가 너무 빨라서 적도 쪽이 부풀어 오른 회전 타원체 모양을 하고 있다. 만약 이 별이 조금 더 빠르게 자전해서 초당 300km에 이르면, 별은 산산조각으로 찢겨져 나갔을 것이다. 반대로 태양의 자전 주기는 약 25일~35일 정도로 적도에서의 공전 속도는 약 2km/s에 불과하다. 그리고 별이 생성하는 자기장 및 항성풍은 주계열 기간에 머무르는 기간 동안 별의 자전 속도를 크게 낮춘다. 별의 각운동량 중 많은 부분은 항성풍으로 질량을 잃는 과정에서 소실된다. 그럼에도 불구하고 펄서의 자전 속도는 매우 빠르다. 예를 들면 게성운 중심부에 남은 펄서는 초당 약 30번 회전한다. 펄서의 자전 속도는 복사 에너지 방출 때문에, 시간이 지날수록 천천히 느려질 것이다.
온도
주계열 단계에 있는 별의 표면온도는 중심핵에서의 핵융합율과 반지름에 따라 결정되며, 보통 색지수로 표시한다. 온도는 보통 유효 온도로 표시하며, 이는 표면 전체에서 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적인 흑체의 온도이다. 유효 온도는 단지 대푯값일 뿐 실제 별의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 멀수록 온도는 감소한다.
별의 온도에 따라 특정 원소들이 이온화되거나 복사 에너지로 되어 스펙트럼 상에 독특한 흡수선들을 형성하게 된다. 별은 표면 온도 및 절대 등급, 스펙트럼 흡수선에 따라 분류된다.
별의 온도에 따라 특정 원소들이 이온화되거나 복사 에너지로 되어 스펙트럼 상에 독특한 흡수선들을 형성하게 된다. 별은 표면 온도 및 절대 등급, 스펙트럼 흡수선에 따라 분류된다.
복사작용
핵융합의 부산물로 별이 발산하는 복사 에너지는, 전자기파 및 입자 방사선의 형태로 우주 공간에 분출된다. 그리고 입자 방사선은 항성풍의 형태로 발산되며, 이 항성풍은 항성 외곽 대기에서 나온 자유 양성자, 알파 입자, 베타 입자(전기적으로 대전된 입자들) 및 항성 중심핵에서 나온 중성미자가 지속적으로 흐르는 것이다.
중심핵에서 생산되는 복사 에너지는 별이 밝게 빛나는 이유이다. 매 순간 한 원소 내 두 개 이상의 원자핵들은 서로 융합되어, 더 무겁고 새로운 원자핵을 형성한다. 여기서 생성되는 에너지는 항성의 바깥쪽 층에 도달함과 동시에 전자기에너지, 가시광선과 같은 다른 형태의 에너지로 바뀐다.
별의 색은 광구를 포함한 외곽층의 온도 및 가시광선 영역 내 최고 주파수에 의하여 결정된다. 가시광선 외에도 별은 인간의 눈에 보이지 않는 전자기 복사 에너지를 발산한다. 실제로 별은 전자기파의 모든 영역에서 복사 에너지를 내보내는데, 길게는 전파 및 적외선 영역으로부터 짧게는 자외선, 엑스선, 감마선까지 방출한다.
천문학자들은 별의 스펙트럼을 이용하여, 한 별의 표면온도 및 표면중력, 중원소 함유량, 자전 주기 등을 알아낸다. 그리고 시차법 등을 이용하여 별까지의 거리를 알아내고 그것으로 하여 별의 밝기를 구해 낸다. 그 후 별의 모형에 기초해서 질량을 비롯한 반지름, 표면 중력, 자전 속도를 구해낸다.(쌍성의 경우 질량을 바로 알아낼 수 있다). 또한 중력 렌즈 기법으로 별의 질량을 알아내기도 한다. 이러한 모든 자료들을 토대로 별의 나이를 구할 수 도 있다.
중심핵에서 생산되는 복사 에너지는 별이 밝게 빛나는 이유이다. 매 순간 한 원소 내 두 개 이상의 원자핵들은 서로 융합되어, 더 무겁고 새로운 원자핵을 형성한다. 여기서 생성되는 에너지는 항성의 바깥쪽 층에 도달함과 동시에 전자기에너지, 가시광선과 같은 다른 형태의 에너지로 바뀐다.
별의 색은 광구를 포함한 외곽층의 온도 및 가시광선 영역 내 최고 주파수에 의하여 결정된다. 가시광선 외에도 별은 인간의 눈에 보이지 않는 전자기 복사 에너지를 발산한다. 실제로 별은 전자기파의 모든 영역에서 복사 에너지를 내보내는데, 길게는 전파 및 적외선 영역으로부터 짧게는 자외선, 엑스선, 감마선까지 방출한다.
천문학자들은 별의 스펙트럼을 이용하여, 한 별의 표면온도 및 표면중력, 중원소 함유량, 자전 주기 등을 알아낸다. 그리고 시차법 등을 이용하여 별까지의 거리를 알아내고 그것으로 하여 별의 밝기를 구해 낸다. 그 후 별의 모형에 기초해서 질량을 비롯한 반지름, 표면 중력, 자전 속도를 구해낸다.(쌍성의 경우 질량을 바로 알아낼 수 있다). 또한 중력 렌즈 기법으로 별의 질량을 알아내기도 한다. 이러한 모든 자료들을 토대로 별의 나이를 구할 수 도 있다.
광도와 밝기
천문학에서의 밝기는 일정 시간 동안 별 하나가 발산하는 빛의 강도 및 다른 형태의 복사 에너지를 말한다. 또한 이것을 광도라고 한다. 별의 밝기는 반지름과 표면 온도로 구할 수 있다. 그러나 대부분의 별들이 모든 표면에 걸쳐 균일한 에너지를 발산하지는 않는다. 예를 들어 빠르게 자전하는 별 베가(Vega)의 경우 양 극이 적도 부분보다 더 큰 에너지를 발산한다.
광도 구하기
별의 밝기는 겉보기 등급을 측정해서 값을 구한다. 겉보기 등급이란 지구에서 봤을 때의 별의 밝기등급을 뜻하며, 실제 별의 밝기, 지구에서의 거리, 지구 대기의 영향 등에 따라 결정된다. 그리고 절대 등급이란 모든 별들을 지구에서 10pc 즉 32.6광년 떨어진 곳에 세워 놓았다고 가정했을 때의 밝기로, 별의 실제 광도와 관련이 깊다.
별의 밝기에서 1등급의 차이는 약 2.5배이다. 2.5를 다섯 번 곱하면 근사적으로 100이 되며, 여기서 1등급의 별은 2등급의 별보다 약 2.5배 밝고, 6등급의 별보다는 약 100배 밝다는 것을 알 수 있다. 날씨가 좋을 때 사람의 눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 6등급 정도 밝기이며, 천구 전체에 걸쳐 6등급 이상의 별 즉, 눈에 보이는 별의 수는 약 6,000개 남짓 수준이다.
절대 등급과 겉보기 등급 모두가 작아질수록 밝은 별이며, 수치가 클수록 어두운 별이다. 가장 밝은 별의 경우 절대 등급과 겉보기 등급의 값이 작다. 밝은 별과 어두운 별 사이 밝기 등급 차이를 구하려면, 어두운 별의 밝기 등급에서 밝은 별의 밝기 등급을 뺀 뒤 그 값을 기준값 2.512의 지수로 사용하면 된다. 공식으로 간단히 나타내면 다음과 같다.
m-n=2.512log(l n /l m)
(m:어두운 별, n:밝은 별, l m:어두운 별의 광도, l n:밝은 별의 광도)
별은 지구에서의 거리에 따라 겉보기 등급이 달라진다. 따라서 겉보기 등급으로 별들의 실제 밝기를 비교할 수 없다. 이러한 별들의 실제 밝기를 비교하는 방법으로 절대등급을 사용한다. 예를 들면, 시리우스의 겉보기 등급은 −1.44이지만, 절대 등급은 +1.41이 된다. 이것은 시리우스가 지구에서부터 약 2.6pc 떨어져 있기 때문에 생기는 현상이다. 이 거리에서 본 시리우스의 겉보기 등급은 -1.44이며, 절대등급을 측정하는 위치인 10pc에 위치시킨다면 +1.41등급으로 어두워지는 것이다. 그리고 태양은 겉보기 등급은 −26.7로 매우 밝지만, 10pc 거리로 떨어뜨려 측정한 절대 등급은 +4.83으로 어두운 별이 된다. 따라서 겉보기등급이 태양보다 매우 어두운 시리우스가 실제로는 23배 정도 더 밝은 별이 되는 것이다. 밤하늘에서 시리우스 다음으로 밝은 카노푸스(Canopus)는 절대 등급이 −5.53으로, 실제로는 태양과 시리우스 보다 매우 밝은 별이다. 하지만 카노푸스가 약 96pc 떨어져 있기 때문에 약 2.6pc 떨어진 시리우스보다 밤하늘에서 어둡게 보이는 것이다.
2006년 기준으로 관측된 별 중 가장 밝은 존재는 LBV 1806-20으로 절대 등급이 무려 약 −14.2에 이르며, 이것은 태양의 약 5백만 배 정도 밝기가 된다. 그리고 가장 어두운 것은 NGC6397 성단 내에 있다. 여기서 발견된 적색 왜성의 겉보기등급은 약 26이었고, 28등급의 백색 왜성들도 발견되었다. 이 성단은 지구로부터 약 8500광년 즉 2607pc정도 떨어져있으며, 이것으로 계산을 하면 절대 등급이 각각 14, 16등급정도가 된다. 이 별의 겉보기밝기는 달 표면에 있는 촛불을 지구에서 관측했을 때의 밝기와 비슷하다고 볼 수 있다.
별의 밝기에서 1등급의 차이는 약 2.5배이다. 2.5를 다섯 번 곱하면 근사적으로 100이 되며, 여기서 1등급의 별은 2등급의 별보다 약 2.5배 밝고, 6등급의 별보다는 약 100배 밝다는 것을 알 수 있다. 날씨가 좋을 때 사람의 눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 6등급 정도 밝기이며, 천구 전체에 걸쳐 6등급 이상의 별 즉, 눈에 보이는 별의 수는 약 6,000개 남짓 수준이다.
절대 등급과 겉보기 등급 모두가 작아질수록 밝은 별이며, 수치가 클수록 어두운 별이다. 가장 밝은 별의 경우 절대 등급과 겉보기 등급의 값이 작다. 밝은 별과 어두운 별 사이 밝기 등급 차이를 구하려면, 어두운 별의 밝기 등급에서 밝은 별의 밝기 등급을 뺀 뒤 그 값을 기준값 2.512의 지수로 사용하면 된다. 공식으로 간단히 나타내면 다음과 같다.
m-n=2.512log(l n /l m)
(m:어두운 별, n:밝은 별, l m:어두운 별의 광도, l n:밝은 별의 광도)
별은 지구에서의 거리에 따라 겉보기 등급이 달라진다. 따라서 겉보기 등급으로 별들의 실제 밝기를 비교할 수 없다. 이러한 별들의 실제 밝기를 비교하는 방법으로 절대등급을 사용한다. 예를 들면, 시리우스의 겉보기 등급은 −1.44이지만, 절대 등급은 +1.41이 된다. 이것은 시리우스가 지구에서부터 약 2.6pc 떨어져 있기 때문에 생기는 현상이다. 이 거리에서 본 시리우스의 겉보기 등급은 -1.44이며, 절대등급을 측정하는 위치인 10pc에 위치시킨다면 +1.41등급으로 어두워지는 것이다. 그리고 태양은 겉보기 등급은 −26.7로 매우 밝지만, 10pc 거리로 떨어뜨려 측정한 절대 등급은 +4.83으로 어두운 별이 된다. 따라서 겉보기등급이 태양보다 매우 어두운 시리우스가 실제로는 23배 정도 더 밝은 별이 되는 것이다. 밤하늘에서 시리우스 다음으로 밝은 카노푸스(Canopus)는 절대 등급이 −5.53으로, 실제로는 태양과 시리우스 보다 매우 밝은 별이다. 하지만 카노푸스가 약 96pc 떨어져 있기 때문에 약 2.6pc 떨어진 시리우스보다 밤하늘에서 어둡게 보이는 것이다.
2006년 기준으로 관측된 별 중 가장 밝은 존재는 LBV 1806-20으로 절대 등급이 무려 약 −14.2에 이르며, 이것은 태양의 약 5백만 배 정도 밝기가 된다. 그리고 가장 어두운 것은 NGC6397 성단 내에 있다. 여기서 발견된 적색 왜성의 겉보기등급은 약 26이었고, 28등급의 백색 왜성들도 발견되었다. 이 성단은 지구로부터 약 8500광년 즉 2607pc정도 떨어져있으며, 이것으로 계산을 하면 절대 등급이 각각 14, 16등급정도가 된다. 이 별의 겉보기밝기는 달 표면에 있는 촛불을 지구에서 관측했을 때의 밝기와 비슷하다고 볼 수 있다.
최종수정일
2020년 6월 2일