은하계에 대해서 설명해 주세요!!!

은하를 분류하는 기준에는 여러 가지가 있으나 미국의 천문학자 허블의 분류 방법이 가장 일반적으로 사용되고 있다. 허블의 은하 분류 방법은 은하의 형태에 따른 분류법으로 나선은하, 막대나선은하, 타원은하, 불규칙은하로 나눈다.







우주에는 수많은 은하들이 있는데 이들은 몇 가지 그룹으로 분류할 수 있다. 첫째 종류로는 우리 은하(크기는 지름 10만 광년, 중심 두께 3,000 광년이며 옆에서 본 모습은 납작한 렌즈 모양이며 위에서 보면 바람개비 모양의 나선구조를 하고 있다. 우리 은하에는 대략 2천 억 개 정도의 별이 있는 것으로 알려져 있으며, 그 중 하나인 태양은 은하 중심으로부터 약 3만 광년 떨어진 변두리에 위치해 있다.)와 같이 은하의 중심을 빠르게 회전하는 나선형은하(spiral galaxy)이다. 나선형은하는 전체 은하의 3분의 1밖에 안되지만 가장 역동적이고 활발한 모습을 보여주고 있다. 우리 은하 외에도 우리에게 잘 알려진 안드로메다은하, 사냥개자리의 소용돌이은하, 삼각형자리의 바람개비은하 등은 대표적인 나선형은하이다. 



둘째 그룹으로는 막대나선은하(barred spiral galaxy)가 있다. 막대나선 은하는 그리 흔하게 관측되지 않는 은하로 막대 모양의 은하축 양끝에 나선팔이 나와 있는 은하이다. NGC 1300은 이런 은하의 모습을 잘 대변해 주고 있다. 셋째 그룹에는 가장 흔하게 관측되는 타원은하(elliptic galaxy)가 속한다. 타원은하에는 나선팔이 없고, 거의 원에 가까운 형태에서 이심률이 큰타원에 이르기까지 다양한 모양을 하고 있다. 처녀자리의 은하단에 있는 M49은하는 이런 은하를 대표한다고 할 수 있다. 마지막 유형에는 불규칙은하(irregular galaxy)가 있다. 이들은 불규칙한 모양을 하고 있는데 관측된 은하 중의 약 10%는 이 그룹에 속한다. 큰곰자리의 M81은 대표적인 불규칙은하이다. 수천억 개의 별로 이루어진 은하는 서로 충돌하기도 한다. 은하의 충돌은 우리 우주에서 볼 수 있는 가장 큰 사건일 것이다. 



그러나 은하가 충돌한다고 해도 은하를 이루는 별들이 실제로 충돌하는 일은 거의 없다. 은하에는 많은 별들이 있지만 실제로 거의 대부분은 텅빈 공간이기 때문이다. 그러나 은하의 충돌이 아무 일 없이 그냥 스쳐지나가는 것으로 끝나지 않는다. 은하의 충돌에는 두 은하 사이에 작용하는 커다란 만유인력의 상호작용이 뒤따른다. 이러한 상호작용은 전 은하가 관계된 물질의 파동을 만들고 이러한 물질의 파동에 의해 밀도가 높은 곳이 생겨 이런 곳을 중심으로 수많은 별이 한꺼번에 형성되는 것으로 알려져 있다. 안테나은하는 실제로 두 은하가 충돌하는 과정에 있는 은하이고, 이러한 은하 충돌에 의해 물질 파동이 만들어낸 별 탄생 고리가 커다랗게 둘러싸고 있는 것이 수레바퀴은하이다.







은하 내에는 별을 포함해서 성운, 성단들이 있다. 성운이란 가스와 먼지로 가득한 거대한 덩어리이며, 성단이란 별들이 무리를 지어 있는 것을
말한다.







성운은 주로 수소와 약간의 헬륨으로 이루어져 있는데 아주 넓은 공간에 흩어져 있어서 성운에 따라서는 별 수백 개의 질량에 해당되는 큰 질량을 가지고 있는 것도 있다. 그러나 성운이 퍼져 있는 공간이 매우 넓기 때문에 성운의 밀도는 매우 낮아 공간은 거의 텅 빈 것처럼 보인다. 성운의 중심에서도 1㎤에 겨우 10개 정도의 수소를 발견하는 것이 고작이다. 그리고 온도가 영하 270℃정도로 아주 낮아서 입자들이 매우 천천히 움직이므로 입자들 사이에 충돌은 거의 일어나지 않는다. 



지구의 대기 중에는 아주 많은 양의 산소와 질소가 있다. 성운의 밀도에
비하면 배나 되는 높은 밀도이다. 이런 높은 밀도에도 불구하고 이 원자들이 인력에 의해 하나의 큰 질량으로 뭉치지 않는 것은 대기의 온도가 높아 원자들의 운동이 활발해서 서로에게서 달아나려는 운동에너지가 원자를 잡아당기는 만유인력보다 훨씬 크기 때문이다. 마찬가지로 성운의 입자들이 하나의 거대한 질량으로 뭉치지 못하고 있던 것은 성운의 온도가 매우 낮긴 했지만 이 온도에서 원자가 가지는 운동에너지가 아직은 인력보다 크기 때문이었다. 그러나 이제 어떤 이유로 성간 물질의 밀도가 높아지면 빛이 내부까지 침투하지 못하게 되어 내부의 온도는 더 내려가 절대온도 0도에 가깝게 된다. 



이런 상태에서는 원자들의 움직임이 매우 느려지고 운동에너지가 작아져서 만유인력이 운동에너지를 압도하게 된다. 그러면 성간 물질들은 만유인력에 의해 점점 더 높은 밀도로 응축하게 된다. 만유인력에 의한 이러한 응축작용은 거대한 성운의 여러 곳에서 동시에 일어나게 될 것이다. 성운에서 우연히 다른 곳보다 밀도가 높게 된 부분이 핵이 되어 이 점을 중심으로 더 큰 질량이 응축하게 되는데 이런 점들을 글로블(globule)이라고 한다. 글로블들은 별들의 모체가 된다. 일단 글로블이 형성되면 자체의 인력에 의해 기체 덩어리는 급속히 작아지게 되어 기체는 안으로 몰려들고 밀도는 점차 증가하게 된다. 기체 덩어리가 작아짐에 따라 기체 원자들 사이에는 빈번한 충돌이 생겨 인력에 의해 중심으로 빨려들면서 얻어진 운동에너지가 열에너지로 바뀌게 된다. 



이에 따라 이 글로블 중심부의 온도가 올라가게 된다. 따라서 기체 원자의 운동에너지가 커져서 기체 원자가 활발하게 움직이기 시작하지만 질량의 집중으로 인력이 커졌기 때문에 입자들은 이 인력권에서 벗어나기 힘들게 된다. 따라서 글로블은 점점 더 작게 응축하게 되고 이에 따라 글로블의 온도는 점점 더 올라가게 되어 지구의 관측자에게는 불그스름한 불덩어리처럼 보이게 된다. 이것이 이제 막 태어나기 시작하는 아기별(protostar)이다. 그러나 이 아기별은 아직도 인력에 의한 응축을 이겨낼 수 없기 때문에 더욱 수축되고 온도는 더욱 올라간다. 



그리하여 마침내 아기별의 내부에서 수소가 헬륨으로 변하는 핵융합 반응을 일으킬 수 있는 조건에까지 이르게 되면 드디어 아기별의 핵에서 핵융합 반응이 시작된다. 별의 내부에서 핵융합반응이 일어나서 에너지가 공급되면 입자들의 운동에너지가 증가되어 만유인력에 의해 응축하려는 힘을 견딜 수 있게 된다. 이런 상태가 되면 아기별은 응축하는 것을 멈추고 스스로 빛을 내는 청년별로 변신하게 된다. 청년별은 내부의 핵융합 반응에 의해 푸른빛을 내는 밝은 별로 이런 상태는 이 별이 가지고 있는 수소를 다 소비할 때까지 계속된다. 

그러나 수소의 양이 많다고 해서 이 별의 청년기가 더 오래 가는 것은 아니다. 질량이 크면 클수록 아기별 상태엣 청년별 사태로 옮겨가는 시간이 짧고 청년별이 되어서도 더 활발한 핵융합 반응을 함으로써 오히려 청년기가 더 짧게 된다. 태양 정도의 질량을 갖는 별은 청년기가 약 100억 년 정도 될 것으로 추정하고 있다. 따라서 이제 약 50억 년이 나이를 가진 태양의 매초 6억 톤의 수소를 헬륨으로 변환시키더라도 태양이 가지고 있는 수소를 헬륨으로 바꾸기 위해서는 아직도 50억년은 더 기다려야 한다. 별의 응축함에 따라 별의 내부에서는 수소가 헬륨으로 변해가는 핵융합 반응뿐만 아니라 헬륨이 더 큰 원소로 변해가는 새로 만들어진 원소가 다시 더 큰 원소로 변해가는 핵반응이 순차적으로 일어나게 된다. 

그러나 별의 질량이 충분히 크지 않으면 핵융합 반응은 어느 단계에서 더 이상 진행되지 못하고 멈추게 된다. 여러 단계의 핵반응이 발화되거나 정지되는 사이에 별은 팽창과 수축을 반복하면서 별을 이루는 외곽 물질을 공중으로 날려 보내고 밀도가 높고 온도가 높은 핵부분만 남게 된다. 이 단계에 이르면 별의 크기는 더 이상 변하지 않고 별의 내부에서 축적했던 에너지를 공간으로 발산하면서 서서히 식어갈 것이다. 이 단계에 있는 별이 백색왜성(White dwarf)이다. 공중으로 흩어진 외곽의 물질들은 백색왜성의 빛을 받아 찬란히 빛나면서 별의 최후를 아름답게 장식 한다. 이러한 것을 행성상 성운이라고 하여 거문고자리의 가락지성운(ring nebula)과 물병자리의 헬릭스성운(Helix Nebula)은 대표적인 행성상 성운이다. 

그러나 이 화려한 장례식이 50,000년 정도 계속된 후 끝나버리면, 백색왜성은 외롭게 오랜 세월 동안 식어가서 결국에는 빛을 낼 수 없는 흑색왜성이 되어 우리의 관심 밖으로 밀려나고 말 것이다. 공중으로 흩어진 수소와 헬륨은 성간물질이 되어 공간에 퍼져 있다가 다시 별을 탄생시킬 준비를 하게 된다. 최근에 대기권 밖을 돌고 있는 허블망원경은 매우 흥미있는 많은 천체 사진을 찍어서 우주의 신비를 벗겨내는 데 앞장서고 있는데 허블망원경으로 구상성단의 밀도가 높은 부분을 찍은 사진에는 여러 개의 백색왜성이
발견되기도 한다. 

구상성단을 이루는 별들은 나이가 많은 늙은 별들이다. 따라서 이런 성단 속에서 여러 개의 백색왜성이 발견되는 것은 우리가 하는 별 이야기의 신빙성을 한층 높여 준다고 할 수 있다. 성운에서 만유인력의 응축작용에 의해 형성된 별은 내부에서 핵융합 반응이 시작되면 더 이상의 응축이 멈추고 밝게 빛나는 별이 된다. 그러나 별의 내부에서 핵융합이 계속됨에 따라 핵에는 헬륨의 양이 점점 늘어나고 수소는 줄어든다. 따라서 결국에는 핵의 수소가 고갈될 것이다. 그때가 되면 핵에서의 핵반응은 멈추고 에너지 공급은 중단된다. 핵융합에서 공급되는 에너지의 도움으로 인력에 의한 응축에 견딜 수 있던 별은 에너지 공급의 중단으로 다시 응축하게 되고 온도는 다시 올라간다. 

별의 핵에는 이제 더 이상의 수소가 남아 있지 않지만 핵 바깥쪽에는 아직도 많은 수소가 남아 있다. 온도 상승으로 결국에는 핵을 둘러싼 외곽의 수소가 핵융합을 할 수 있는 단계에 이른다 그러면 이 수소가 다시 핵융합을 하게 되고 별은 새로운 에너지를 얻어 응축을 멈추고 오히려 팽창하게 된다. 그러나 새로운 수소 연료의 공급이 고갈되면 별은 다시 응축하고 헬륨으로 이루어진 핵의 온도와 압력은 더욱 높아져서 결국에는 헬륨이 탄소와 산소로 변하는 새로운 종류의 핵융합 반응이 가능한 상태에까지 도달한다. 

새로운 핵융합 반응에 의해 많은 에너지가 공급되면 별은 응축을 다시 멈추게 된다 이 단계가 되면 별에서는 두 가지 종류의 핵반응이 서로 다른 곳에서 일어나다. 핵에서는 헬륨이 탄소와 산소로 변하고 핵의 외부에서는 아직도 남아 있던 수소가 새로운 에너지원의 도움으로 헬륨으로 변한다. 이제 핵에서 일어나는 헬륨의 핵융합 반응과 핵의 외부에서 일어나는 수소의 핵융합 반응에 의해 많은 에너지가 공급되면 별을 이루는 기체들의 운동에너지는 인력을 이기게 되어 별은 부풀어오르기 시작한다. 별이 수백만 배 부풀어오름에 따라 겉 부분의 온도는 내려가서 멀리서 이 별을 관측하는 관측자 에게는 덩치가 큰 붉은 별로 보일 것이다. 이런 별을 적색거성이라고 부른다. 알데바란은 이런 사태에 있는 별이다. 

별들이 적색거성 다음에 어떤 과정을 거치는가는 별의 질량에 달려 있다. 질량의 작은 별들은 더 이상 새로운 핵융합 반응을 일으키지 못하고 식어가는 백색왜성으로 일생을 마감하겠지만, 별의 질량이 어느 정도 이상인 별들은 탄소와 산소가 더 안정된 원소로 바뀌는 핵융합 반응을 일으키게 된다. 응축에 의해 핵의 온도가 높아지면 산소와 탄소는 더 안정된 규소로 융합하게 되고, 이 핵융합 과정이 끝나면 별은 다시 더 응축한다. 그러면 온도가 더 올라가서 핵에서 조금 떨어진 부분에서도 규소로 양이 많아지게 된다. 응축에 의해 핵의 온도가 30억 도에 이르면 규소가 철로 바뀌는 핵융합 반응이 시작된다. 규소의 핵융합 반응이 새로운 에너지를 공급함으로써 별의 응축은 잠시 중단되지만, 규소가 소모되어 핵반응이 중지되면 핵의 응축은 다시 계속된다. 그러나 철은 가장 안정된 원소이므로 아무리 온도가 높아져도 더 이상의 핵반응은 일어나지 않는다. 따라서 이 상태의 별은 가장 안쪽에 철로 된 핵이 있고, 철로 이루어진 핵을 규소가 둘러싸고 있으며, 규소층 바깥에는 산소층, 탄소층, 헬륨층, 그리고 표면은 수소층으로 이루어져 있다. 

별의 질량의 대부분은 철로 이루어진 핵에 집중되어 있고 핵의 외부를 이루는 여러 층의 질량은 작다. 철로 된 핵의 온도는 아주 높아서 철은 이온화되어 있고 양전하를 띤 철의 핵은 전자의 바닷속에 떠다니고 있다. 핵의 질량이 태양질량의 1.4배가 넘으면 인력에 의한 압력이 커서 전자로 된 기체는 더 이상 버티지 못하고 양성자와 작용하여 중성자가 된다. 이런 일이 벌어지면 핵의 부피는 한꺼번에 대폭 축소되면서 어머어마한 양의 에너지가 불과 몇 시간 동안에 방출된다. 이 순간에 방출하는 에너지는 결국 핵의 외곽을 이루던 부분은 이 에너지와 함께 공중으로 흩어져 버리게 된다. 지구의 관측자에게 이런 별들은 갑자기 수억 배 밝아졌다가 수일 후에 사라지는 것으로 관측될 것이다. 이것이 초신성(supernova)이다. 이러한 초신성은 우리 은하 안에서 백 년에 3-4개가 나타날 것으로 추정되지만 은하 중심 부분의 두터운 성간물질의 방해로 은하 반대편에서 폭발하는 초신성은 잘 관측되지 않는다.







오리온대성운 - 대부분은 발광성운이다. 주변의 뜨거운 별에 의해 가열되어 빛을 내는 성운을 발광성운이라 한다. M42로 알려진 오리온대성운은 대표적인 발광성운이다. M42의 내부에서는 태어난 지 얼마 안된 아기별이 관측되고 있으며 현재도 많은 별이 만들어지고 있다.



플레이아데스성단 - 별들 주변을 둘러싸고 있는 반사성운. 반사성운은 가스는 물론 많은 양의 먼지를 포함하고 있고 주변에 밝은 별이 존재한다. 성운 내의 먼지는 주변의 별빛을 반사하여 빛나게 된다. 먼지는 푸른빛을 잘 산란시키기 때문에 반사성운은 푸르게 보인다. 이는 하늘이 푸르게 보이는 것과 같은 이치이다. M45 플레이아데스성단 주변을 감싸고 있는 푸른 성운은 대표적인 반사성운이다.



물병자리 - 쌍가락지성운.
거성의 불안정한 바깥층이 폭발하면서 물질을 우주 공간으로 날려보낸다. 이때 별 주위에 둥근 고리 모양의 성운이 만들어지는데, 이를 행성상성운이라 부른다. 지상에서 망원경으로 관측하면 마치 행성처럼 보여 이러한 이름이 붙었다. 물병자리의 쌍가락지성운은 대표적인 행성상성운으로 성운 중심에서 백색왜성을 볼 수 있다.



오리온자리 - 말머리성운.
암흑성운은 배경의 밝은 성운이나 별에서 오는 빛을 가려 검게 보인다. 암흑성운은 밝은 빛을 막을 수 있을 만큼 매우 밀도가 높다. 은하수의 가운데 부분이 검게 보이는 것도 성간 물질이 배경의 별을 막고 있기 때문이다. 오리온자리의 말머리성운은 대표적인 암흑성운이다.



황소자리 - 플레이아데스 성단.
수백 개의 별이 느슨하게 모여있는 별의 집단을 산개성단이라 한다. 황소자리의 플레이아데스성단은 대표적인 산개성단이다. 가장 가까운 산개성단은 황소자리의 히아데스성단으로 약 130광년 거리에 있다. 산개성단은 대부분 태어난 지 얼마 안된 젊은 별들로 이루어져 있다.



헤르쿨레스자리 - M13 구상성단.
수천 내지 수십만 개의 별들이 마치 공 모양처럼 모여 있는 성단을 구상성단이라 한다. 구상성단은 주로 늙은 별들로 이루어져 있으며, 그 성단이 속해 있는 은하와 거의 같은 시기에탄생된 것으로 생각된다. 헤르쿨레스자리 M13은 잘 알려진 구상성단이다. 남반구 하늘에서 볼 수 있는 센타우루스자리의 오메가성단은 겉보기 크기가 보름달의 두 배에 이른다.







별이라 함은 스스로 빛을 천체를 말하는 것입니다. 지구가 별이라고 말하는 사람이 있는데 지구는 별이
아닙니다. 지구는 태양주위를 도는 위성에 불과한 행성입니다. 달이 지구주위를 도는 것 처럼, 지구에서 가장 가까운 별인 태양까지의 거리가 약 1억 5.000만km인데 이를 1단위로하는 천문 단위(AU)를 자주 사용한다. 그 다음으로 지구에서 가장 가까이 있는 별인 켄타우르스자리의 알파별인 리켈 켄타우르스까지의 거리도 천문단위(AU)로는 270,000AU(지구 반지름의 27만배)나 되기 때문에 별들 사이의 거리를 나타내는데 AU는 적당하지 않다따라서 별들간의 거리를 나타내는데는 빛이 일년동안 가는 거리인 9.46X10(12승)km를 사용하는데 이 것을 광년(Light year)이라고 한다. 광년을 사용하면 리켈 타우리스따지의 거리가 4.3광년이라는 간단한 단위로 표시 될 수 있다. 

우리가 볼 수 있는 별중에서 가장 밝은 별이 큰개자리의 시리우스인데 이별은 우리 태양계로부터 8.6광년 떨어져 있다. 생각해 보면 우리가 보는 별의 대부분은 우리가 태어나기 이전에 우리 지구를 향해 달려 왔던 빛들이다. 겨울 하늘을 화려하게 수 놓는 오리온 자리의 베텔게우스는 약 500광년 리겔은 약700광년 떨어져 있고 처녀자리의 스피카와는 500광년 떨어져 있다. 또한 하나로 보이는 별들이 사실은 너무 멀리 떨어져 있어 하나의 모습으로 보이는 것일뿐 우리가 상상하기 힘든 수의 별들이 모여 있는 것이다. 하늘에는 무수히 많은 별들이 있지만 맨눈으로 볼 수 있는 별은 5~6천개 가량이 된다 눈으로 볼 수 있는 별들은 1등성에서 6등성으로 나뉘는데 6등성 아하의 별들은 망원경을 통해서만 볼 수 있다. 

우리가 하늘에서 관측할 수 있는 1등성은 대개 세가지로 나뉘는데 그 첫 번째는 주계열성의 별들로 태양의 0.5배에서 5배 사이고 평균밀도는 태양의 0.07배에서 20배 사이이며 태양과 비슷한 구조를 가지고 있다 독수리 자리의 견우성, 오리온자리의 리켈, 켄타우르스의 켄타우르, 작은개자리의 프리키온 같은 별들은 이구릅에 속한다 이들은 비교적 작은 별이기 때문에 우리 눈에 1등성으로 보이는 것은 태양에 가까이 있다는 것을 뜻한다. 두 번째로 속하는 별들은 매우 커다란 거성에 속하는 별들이다. 거성의 지름은 태양의 지름의 수십배에 달한다 거성보다 휠씬 큰 별들은 초거성이라고 하는데 지름이 태양 지름의 수백배나 된다. 그러나 이런 별들의 밀도는 매우 낮아서 부피와 질량이 비례하지 않는다. 거성으로 분류도할 수 있는 황소자리의 알데바란의 지름은 태양지름의 45배이고 목동자리의 악투루스는 24배이다. 마부차자리의 카펠라도 거성에 속한다. 

전갈자리의 안타레스는 초거성으로 그 지름은 태양 지름의 560배나 된다. 그런가 하면 오리온자리의 베텔게우스는 초거성이지만 크기가 변하는 별이어서 태양 지름의 600~900배사이를 오간다. 세 번째로 속하는 별들은 크기가 작지만 표면 온도가 매우 높고, 밀도가 아주 큰 백색왜성이다. 주계열성에 속하는 별들이 이제 청년기에 있는 별들이라면 거성이나 초거성은 별의 진화 단계에서 노년기에 접어든 별들이라고 할 수 있다. 백색왜성은 별의 진화단계에서 마지막 단계에 있는 별들로 모든 에너지를 다 소모하고 서서히 식어 가는 별이다. 우리가 볼 수 있는 별중 가장 밝은별인 시리우스가 백생왜성이다. 

태양계에서 가장 가까이 있는 20개의 별들중 맨눈으로 볼 수 있는 별은 7개뿐이고 가장 밝게 보이는 별들중에 그안에 포함 된 것은 3개에 불과하다 이것은 단순한 통계이기는 하여도 우주에는 밝은 별보다 어두운 별들이 더 많다는 것을 이야기 해주는 것이다. 별들은 대개가 2개가 짝을 이루고 이거나 다중의 별들이 서로의 인력으로 돌고 있는데 태양처럼 홀로 떨어진 별은 드물다. 우리는 빛이 날라다 주는 정보를 통해 우주를 이해하고 있는 셈이다.







하늘의 별들은 금방 눈에 들어오는 밝은 별에서부터 맨눈으로는 보이지 않는 희미한 별까지 밝기가 매우 다양하다. 예전부터 별을 관찰해 온 사람들에게는 이 별의 밝기와 별의 색깔이 어떤 별을 특정 지워주는 가장 중요한 자료가 되었다. 그래서 사람들은 별들의 밝기에 많은 관심을 가져 왔다. 처음으로 별의 밝기를 정량적으로 다루었던 사람은 알렉산드리아 시대의 히파르코스와 프톨레마이오스였다. 그들은 별의 밝기를 6등급으로 나누고 가장 밝은 별을 1등성이라고 했으며 가장 희미하게 보이 는 별을 6등성이라고 하였다. 

따라서 하늘에 보이는 별들이 6등성이다. 6등성보다 더 어두운 별들은 맨눈으로는 보이지 않기 때문에 망원경을 이용해야한 관찰할 수 있다. 1850년 영국의 천문학자 포그슨(N.R. Pogson)은 망원경을 이용하여 알렉산드리아 시대부터 1등성이라 고 구별되던 별과 6등성이라고 구별되던 별의 밝기 차이가 100배라는 사실을 밝혀냈다. 그는 5등급의 차이가 100배의 밝기를 나타내게 하기 위해서는 한 등급의 밝기 차이는 약 2.512배로 하면 된다고 생각하였다. 따라서 1등성은 2등성보다 약 2.5배 더 밝고, 2등성은 3등성보다 약 2.5배 더 밝다. 

처음에는 1등성에서 6등성까지만 구분했지만 맨눈으로는 관측이 불가능했던 별들이 망원경의 도움으로 관측이 가능해지자 별의 밝기는 이에 맞추어 높은 숫자를 가지게 되었다. 망원경으로 관측이 가능한 별 중에서 23.5등성도 있다. 또한 태양이나 보름달과 같이 1등성보다 밝은 별도 이 스케일에 의해 계산하면 음의 등급을 갖게 되는데 태양은 -26.7등성, 보름달은 -11등성에 해당된다. 그러나 이러한 겉보기 밝기는 실제 별의 밝기가 아니다. 따라서 별의 실제 밝기를 비교하기 위해서는 별을 같은 거리에 가져다 놓고 보아야 할 것이다. 인간은 별을 마음대로 옮겨 놓을 수 있을 만큼 전능 하지는 않지만, 같은 거리에 옮겨 놓았을 때 얼마나 밝게 보일까를 계산할 수 있는 지혜는 가지고 있다. 

그래서 천문학자들은 거리가 알려진 별을 32.6광년(10파섹)의 거리에 옮겨 놓았을 때 얼마나 밝게 보일까를 계산하여 그 결과를 등급으로 표시하고 이것을 절대등급이라고 하기로 하였다. 이에 대하여 별들의 겉보기 밝기를 실시등급이라고 한다. 실시등급이 -26.7인 태양은 절대등급이 4.8로 어두운 별에 속한다. 지금까지 살펴본 대로 우리에게 가까이 있는 별들도 실제로는 매우 먼 거리에 있다. 그러나 우리는 그렇게 먼 거리에 있는 별들에 대해 생각보다 많은 사실을 알고 있다. 별들에 대한 이런 사실은 별에서 오는 스펙트럼을 분석함으로써 얻을 수 있다. 최근에는 우리가 눈으로 볼 수 없는 적외선, 자외선, X선, 전파와 같은 빛도 천체 관측에 사용되고 있다. 전자기파 중에서 우리 눈으로 감지할 수 있는 가지광선은 아주 좁은 영역에 속한다. 

따라서 가시광선만으로는 제한된 정보만 얻을 수 있다. 가지광선이 아닌 이러한 여러 가지 전자기파를 이용함으로써 우리는 우주에 대해 훨씬 많은 정보를 얻을 수 있게 되었다. 가시광선이 아닌 전자기파를 이용하여 본 우주의 모습은 눈으로 보는 모습과는 많이 다르다. 우리가 기대했던 모습과 다르다고 해서 실망하고 돌아서서는 안 된다. 우리 눈에 보이는 것이 우주의 참모습인지 아닌지 X선으로 본 우주의 모습이 참모습인지 곰곰이 생각해 보아야 할 것이다. 가지광선이 아닌 전자기파도 또 다른 형태의 빛이다.