목차
2024학년도 1학기 충남대학교 조정연 교수님의 우주의 역사 수업 정리자료입니다.
📁 천문학의 발전과 우주관의 확대
천문학은 인류의 역사와 함께 시작된 학문이다. 천문학이 발전함에 따라 우리의 우주관은 지구 > 태양계 > 우리은하 > 우주의 거대구조 순으로 계속 확대되어 왔다.
🌱 우주관의 확대
1. 고대 바빌로니아 시대의 우주관
위 그림은 고대 바빌로니아 시대의 지도로, 자신들이 살던 섬, 바다, 산 등을 이 지도에 표시하고있다. 고대 시대의 세계는 지구의 극히 일부분에 불과했다.
2. 그리스 시대의 우주관
기원전 그리스 시대에 와서 우주관이 전 지구로 확대되었다.
그리스에서는 기원전 4세기 이전부터 둥근 땅, 즉 지구에 대한 개념이 있었다. 예를 들면 구형 지구를 믿었던 플라톤과 아리스토텔레스가 있다. 그 당시의 우주관에 의하면 가장 안쪽은 둥근 지구가 차지하고 있고, 가장 바깥쪽은 달과 별을 포함하는 에테르층이 차지하고 있다.
하지만 그 당시 지구의 크기까지는 몰랐다. 이후 기원전 240년경 에라토스테네스가 지구의 지름을 측정했다.
2-1. 지구의 크기 측정
에라토스테네스는 당시에 지구의 지름을 어떻게 측정했을까?
이집트에는 알렉산드리아, 스에네라는 두 도시가 있다. 두 도시는 그림 3-1과 같이 약 800km의 거리를 두고 남북 방향으로 위치해있다.
그림 3-2와 같이 두 도시에는 각각 지면에 수직으로 서있는 탑이 존재한다고 가정하자. 어느 날 정오에 햇빛이 수평 방향으로 비추면, 스에네 탑의 경우에는 그림자가 없지만, 알렉산드리아 탑에는 그림자가 생길 것이다. 이때 탑과 햇빛 사이의 각도는 7.2도이며, 즉 알렉산드리아 탑에는 7.2도의 그림자가 생긴다.
이때 시에네 탑에서 지구의 중심까지 선을 긋고, 알렉산드리아에서 지구의 중심까지 선을 그으면, 지구의 중심으로부터 뻗어나가는 7.2도짜리 부채꼴이 생긴다.
하나의 원은 중심이 360도이므로 7.2도짜리 부채꼴이 약 50개가 들어간다.
즉 해당 원의 둘레는 7.2도짜리 부채꼴 호의 길이의 약 50배이다. 이때 부채꼴 호의 길이는 알렉산드리아와 시에네 사이의 거리이므로, 지구의 둘레는 약 40,000km가 된다.
이렇게 지구의 둘레를 구할 수 있으므로, 지구의 지름 및 반지름도 구할 수 있다.
2-2. 달까지의 거리 측정
그리스 사람들은 지구와 달 사이의 거리도 비교적 정확하게 측정하였다. 기원전 2세기, 히파로쿠스가 달까지의 거리를 최초로 정확하게 측정했다.
히파로쿠스는 시차를 이용하여 달까지의 거리를 측정했다. 엄지손가락을 핀 손을 쭉 뻗은 후, 왼쪽 눈과 오른쪽 눈을 번갈아 감으며 손가락 끝을 확인하면 보는 눈에 따라 위치가 다른데, 이를 시차라고 한다.
눈과 손가락 끝의 사이 거리가 가깝다면 시차가 커지고, 멀다면 시차는 작아진다는 원리를 이용하여, 거리를 알고 있는 두 지점에서 동시에 달을 관측하여 시차를 측정하였고, 이를 이용해 달까지의 거리가 지구 반지름의 약 60배라는 사실을 측정하였다.
2-3. 태양까지의 거리
그리스 사람들은 태양까지의 정확한 거리는 알지 못했지만, 태양이 달보다 훨씬 멀리 있다는 사실은 알고 있었다.
기원전 3세기, 그리스의 아리스타쿠스는 기하학적 방법을 이용하여 태양이 달보다 19배 멀리 있다고 주장했다. 실제로는 390배 멀리 있기 때문에 정확한 수치는 아니지만, 태양이 달보다 훨씬 멀리 있다는 사실을 밝혔다는 점에서 의의를 가진다.
또한 기원전 3세기, 에라토스테네스가 태양까지의 거리를 측정했다는 기록이 남아있지만, 그 방법과 측정값은 불명확하다.
참고 : 지구와 태양 사이의 거리를 정확하게 얻은 사람은 1672년 Cassini(카시니)로, 시차를 이용했다.
아리스타쿠스는 태양까지의 거리를 어떻게 측정했을까?
달은 지구 주위를 공존한다. 편의상 달이 반시계 방향으로 공전한다고 가정하자. 만약 태양이 무한히 멀리 있다면 태양 빛이 까만색 화살표와 같이 평행하게 올 것이다.
이때 태양과 지구와 달이 90도를 이루는 경우 달의 오른쪽 반쪽만 빛을 받아 빛날것이므로 달의 위상은 상현이다.
즉, 위와 같은 가정 하에 지구와 달과 태양이 일직선상에 있으면 그믐달, 약 일주일이 지나면 상현, 다시 일주일 후면 보름, 다시 일주일 후면 하현이 된다.
하지만 태양까지의 거리가 유한해서 태양 빛이 평행하지 않다면 어떨까?
위 그림은 지구에서 반달이 관측될 때를 나타낸다. 태양 빛이 위와 같이 비춰진다면 달-지구-태양의 각도는 90도보다 작아지고, 지구-달-태양의 각도가 90도가 된다.
이때 태양이 가까워질 수록 달-지구-태양의 각도는 점점 더 작아질 것이므로, 이 각도를 측정하면 태양까지의 거리를 알 수 있다.
하지만 당시에는 관측 기술이 좋지 못해서, 19배라는 실제보다 작은 값을 얻었던 것이다.
3. 천동설(Ptolemy’s geocentric model, 지구중심설) : 기원 후 2세기 ~
기원 후 2세기, 고대의 우주관을 집대성한 것이 프톨레미의 지구 중심설, 즉 천동설이다. 지구 중심설에 의하면 우주의 중심에 지구가 있고, 그다음 달, 수성, 금성, 태양, 화성, 목성, 토성 순으로 지구의 둘레를 돌고 있다.
4. 지동설(태양중심설) : 16세기~18세기
이후 16세기에 들어서 기존의 지구중심설 우주관은 큰 변화를 겪게 된다.
1543년 코페르니쿠스가 태양중심설을 주장하였다. 기원전 4세기, 피타고라스의 제자 중 한 명은 태양이 보이지 않는 "central fire" 주위를 공전한다고 믿었던 것과, 기원전 3세기 아리스탈쿠스가 이미 태양중심설을 주장하였던 것처럼 코페르니쿠스가 태양 중심설을 처음 주장한 것은 아니지만, 혁명적인 변화를 이끈 사람은 코페르니쿠스이다.
이후 1600년대에 태양계의 크기가 정확하게 알려진다. 당시의 태양계는 태양과 오행성으로 이루어져있었다.
5. 항성계 : 19세기
19세기, 태양이 수많은 별 중 하나라는 사실을 알게 된다.
별까지의 거리를 알기 위해서는 지구의 공전을 이용해서 시차를 측정해야하는데, 별은 매우 멀리 있기 때문에 시차가 굉장히 작다. 하지만 1800년대 망원경이 발명된 이후, 별까지의 시차 측정이 가능해지고 그 결과 가까운 별까지의 거리가 태양계의 크기보다 1만 배 이상 크다는 사실을 알게 되었다. 즉 우주관의 크기가 1만배 이상 확대된 것이다.
6. 우리은하 : 19세기 이후 ~
19세기 이후, 사람들은 은하수가 태양과 같은 별들로 이루어진 집단이라는 생각을 하게 된다. 즉, 태양은 우리 은하 내의 수천억 개 되는 별들 중 하나라고 생각하게 된다.
우리가 아래 그림처럼 원반 모양의 구조를 생각하고, 파란 점 쯤에 태양이 있다고 생각하면 관측되는 은하수의 모습이 설명된다. 때문에 당시 사람들은 이젠 은하 중심과 태양까지의 거리를 측정하기 시작했다.
1917년 허쉘(Herschel)이 은하 중심까지의 거리가 6000광년이라고 주장했지만 이는 틀린 값이며, 1918년 셰플리(Shapley)가 변광성을 이용하여 약 3만 광년이라고 측정하였다. 이 값은 실제 값과 매우 비슷하다.
7. 수 천억개의 은하 : 20세기 이후 ~
20세기 이후, 우리은하는 관측 범위 내에 있는 수 천억개 은하 중 하나라는 사실이 밝혀졌다.
이때 '관측 범위 내에 있는' 이라는 말이 붙은 이유는 우주의 나이가 유한하기 때문에 빛이 날아갈 수 있는 거리 또한 유한해서 우리가 볼 수 있는 범위가 유한해지기 때문이다. 이렇게 유한한 범위 안에 수천억 개 이상의 은하가 있다고 여겨진다.
우리은하와 비슷한 크기의 은하들 중 가장 가까운 은하는 안드로메드 은하이다. 안드로메드 은하까지의 실제 거리는 약 250광년이다.
1917년 Heber Curtis가 50만 광년이라고 주장했지만 이는 틀린 값이며, 1925년 Edwin Hubble이 세페이드 변광성을 이용하여 약 150만 광년으로 측정한 값이 실제 값과 유사하다.
💡 1광년이란 빛이 1년동안 날아가는 거리를 말한다.
국부은하군 ( The Local Group of Galaxies )
국부은하군이란 우리은하와 안드로메다 은하가 주가 되고, 기타 소형 은하 수십개로 이루어진 은하군을 말한다.
우주의 거대구조
최근 관측에 의하면 우리은하는 우주의 거대구조의 한 점에 불과하다. 우주의 거대구조에는 은하의 밀도가 높거나 낮은 영역이 있지만 비슷한 모양의 구조가 끝없이 펼쳐져 있다고 여겨진다.
위 그림에서 빨간 선분의 길이가 약 1천만 광년정도 된다.
우주의 거대구조에는 다음과 같은 구성요소가 있다.
- 필라멘트 구조 : 은하들이 선 모양으로 연결되어 있다.
- void 구조 : 은하들의 밀도가 아주 낮다.
- 초은하단 : 필라멘트 구조가 만나는 곳에 주로 생기며, 은하의 밀도가 매우 높다.
📁 우주의 스케일
우주관이 확대됨에 따라 천문학은 상상을 초월하는 스케일을 다룬다. 아래 예시를 통해 우주의 스케일을 체감해보자.
지구와 태양이 약 1m 떨어져있다고 가정하자.
- 태양의 지름은 약 1cm, 지구의 지름은 약 0.1mm가 된다.
- 가까운 별은 지구와 태양 사이의 거리의 약 30만배, 즉 300km 밖에 있다.
- 우리은하의 중심은 가까운 별보다 약 1만배 떨어져 있어, 약 300만km 밖에 있다.
- 안드로메다 은하까지의 거리는 태양보다 멀리 있다.
천문학에서 거리를 나타낼 때는 큰 숫자를 사용하기 때문에, 새로운 단위를 도입해야한다.
1 천문단위(AU, Astronomical Unit) : 지구와 태양 사이의 평균 거리, 약 1억 5천만 km
1 광년(LY, Light Year) : 빛이 1년동안 날아간 거리, 약 6만3천 AU, 약 10조 km
예를 들어, 태양에서 가장 가까운 별은 Proxima Centauri로 4.2광년 떨어져있다. 우리은하의 직경은 약 75,000ly이다.
최종적으로 우주는 지구 < 태양계 < 우리은하 < 국부은하군 < 은하단 < 우주의 거대 구조 로 구성된다.
📁 우주의 역사
우주의 나이를 1년으로 볼 때, 근대 천문학은 불과 1초전에 시작되었다.
📁 시차(parallax)
시차는 천문학적 거리 측정에서 가장 기본이 되는 방법이다. 이를 계산하기 위해, 먼저 홀쭉한 삼각형의 법칙부터 알아보자.
🌱 홀쭉한 삼각형의 법칙(law of "Skinny triangle")
📖 응용문제
달의 시직경(눈에보이는달의지름을각도로나타낸값)은 약 0.5도이다. Hipparchus의 관측에 의하면 달까지의 거리는 지구 반경의 약 68배였다(실제는약60배). Hipparchus가 추정한 달의지름은지구 반경의약몇배인가?
🌱 연주시차
천문학에서 별의 시차는 연주시차를 말하는데, 연주시차란 지구의 공전에 의해 생기는 시차를 말한다.
지구가 A에 위치해있을 때 별을 관측하고, 6개월 후 B에 위치해있을 때 별을 관측하면 위와 같은 삼각형이 생긴다. 이때 A-별-B 사이의 각도의 절반인 p가 연주시차가 된다.
B-태양(S)-별 삼각형만 떼어 생각해보자. 이때 선분BS는 태양과 지구 사이의 거리로, 우리는 이를 1AU라고 부르기로 했었다. 즉, r은 아래 과정을 통해 구할 수 있다.
이때 200,000AU가 굉장히 큰 값이기 때문에, 우리는 이를 1parsec(파섹)이라고 정의한다.
📖 응용문제1
어떤 별까지의 시차가 0.1''이다. 이 별까지의 거리를 구하시오.
📖 응용문제2
1parsec은 약 몇 km인가?
📖 응용문제3
Proxima Centauri(가장 가까운 별) 까지의 거리는약4.24 광년이다. Proxima Centauri 의 시차는? (1 parsec=3.26 광년임을 이용할 것)
📖 응용문제4
각도 1''의 크기는 몇 km 밖의 100원짜리 동전과 같은가?
🥑 추가자료 1 : 목성의 남중
목성이 태양의 반대편에 있을 때, 목성이 남중하는 시각은?
남중이란 간단히 말해서 행성이 남쪽에 있을 때를 말한다.
목성과 태양과 지구가 일직선상에 있을 때를 충이라고 하는데, 충일때 지구 위에서의 시간은 그림과 같다. 즉, 관측자가 빨간 점에 위치했을 때 목성을 남쪽에서 볼 수 있으므로 목성은 24시에 남중한다고 할 수 있다.
🥑 추가자료 2 : 월식
월식은 지구의 그림자 속에 달이 들어갈 때 나타난다.
지구의 북극 상공에서 볼 때 달은 반시계 방향으로 공전한다. 위 그림과 같이 지구의 뒤에 그림자가 생기는데, 달이 공전 중에 이 부분에 들어가게 될 때 월식이 일어난다.
위 사진은 시간차를 두고 월식이 일어나는 모습을 촬영한 사진이다. 가운데 검은 부분이 지구의 그림자인데, 달이 지구의 그림자에 의해 가려지는 모습이 둥근 것을 보고 고대 그리스인들이 지구가 둥글다고 생각했던 것이다.
🥑 추가자료 3 : 일식
달은 지구의 북극 상공에서 볼 때 반시계방향으로 공전한다. 공전 중 태양의 앞을 지나게 되면 지면에 그림자를 만들게 된다. 이 때 위 그림에서 검은 점에 관측자가 있다면, 이 위치에서 태양이 완전히 보이지 않는 개기일식을 관찰할 수 있고, 검은 점을 제외한 달그림자 안의 위치에서는 부분일식을 관측할 수 있다.
