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성간 소광에 의한 별의 등급의 증가량은 로 나타내는데 여기서 로 나타낼 수 있다. 보통 청색 빛이 더 많이 산란되기 때문에 광원의 파장이 짧다면 산란의 정도는 더욱 증가하게 된다. 보통 어느 별의 고유 색지수는 B등급과 V등급의 절대등급
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절대 등급을 결정하고 관측으로부터 얻은 겉보기 등급을 이용하면 그 변광성 까지의 거리를 구할 수 있다. 세페이드형 변광성은 매우 밝아서 우리 은하내의 성단, 성운과 비교적 가까이에 있는 외부 은하의 거리 측정에도 이용되고 있기 때문
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절대등급이 크다. 하지만, 겉보기 등급이 같으므로 실제로 더 밝은 A가 더 멀리 있다는 것을 알 수 있다. (0)
㉡ A는 B보다 더욱 거성으로 평균밀도가 더 낮을 것이다. (0)
㉢ A는 B보다 더욱 거성으로 표면온도가 더 낮을 것이다. (X)
㉣ 변광성이
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겉보기 등급(m)과 색지수(B-V)를 관측한다. 이를 통해 절대등급을 추정하고 포그슨 방정식에 의해 거리를 추정한다. 하지만, 개개의 별에 적용하는 방식으로 주계열 선의 두께에 해당하는 만큼의 불확실성이 존재한다. 보통, 절대등급의 오차율
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등급이 낮을수록 밝은 별이다. 가장 밝게 보이는 별은 우리 눈에 보이는 밝기인 겉보기 등급이 가장 작은 A이다.
[오답풀이] 실제 별의 밝기는 모든 별을 같은 거리(10pc)에 놓았다고 가정했을 때의 밝기인 절대 등급을 이용하여 비교하므로, 실
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