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- 작성일2010-02-23
그러나 지금까지의 설명은 모두 빛이 렌즈나 거울의 축에 나란히 입사된 빛의 경우에만 해당됩니다. 즉, 거울이나 렌즈의 축으로부터 경사져 입사되는 빛은 포물면이라 할지라도 한 점에서 초점을 맺지 못합니다. 특히 렌즈나 거울 면의 축에서 어긋나는 정도가 심할 경우, 즉, 접안렌즈로 상을 봤을 때 변두리에 나타나는 상은 실제 모양이 점이라 할지라도 마치 혜성의 코마 모양처럼 보이게 되는데 이를 코마수차라 합니다. 코마수차를 제거하는 방법으로는 반사망원경의 경우 주경과 부경을 모두 쌍곡면으로 만들면 됩니다.
참고로 구면은 제작 비용이 싸며, 포물면이나 쌍곡면은 제작 비용이 많이 듭니다.
- 작성일2010-02-23
초은하단은 그 크기가 15Mpc (약 5억광년)에서 100Mpc (33억광년) 까지 다양합니다. 은하의 90%이상이 이 초은하단에 속해 있습니다. 이 초은하단의 크기를 넘는 더 큰 계층의 우주구조는 존재하지 않는다는 것이 최근의 호주와 영국 천문학자 팀의 2dF 관측에 의하여 밝혀졌습니다 (세계의 천문우주 참조).
어쨌든 초은하단은 우리은하처럼 하나의 역학단위는 아닌 것으로 생각되고 있습니다. 우리 은하가 속한 국부 은하군은 처녀자리은하단이 중심인 처녀자리초은하단의 외각부분에 위치해 있고 크기가 약 5억 광년 정도 되는 렌즈형의 초은하단입니다. 이 옆에 있는 Coma 초은하단은 Coma 은하단을 포함하고 있는 크기가 33억광년이나되는 거대한 초은하단입니다.
- 작성일2010-02-23
((사진과 내용은 다음을 잘 참조하세요..))
동양에서 가장 오래된 천문대로 널리 알려져 있지만, 첨성대처럼 논란이 많은 문화재도 없다. 그것은 첨성대의 쓰임에 관한 이견 때문인데, 어떤 이는 천문관측대였다고 하고, 나침반이 발달하지 못했던 시대에 자오선의 표준이 되었다고도 하며, 천문대의 상징물이었을 것이라고도 한다.
그러나 첨성대의 의의는 그 자체가 매우 과학적인 건축물이며 돌 하나 하나에 상징적 의미가 담겨 있다는 데에서 찾아볼 수 있을 터이다. 전체적인 외형을 보면 크게 세 부분으로 이루어져있다. 즉 사각형의 2중 기단을 쌓고 지름이 일정하지 않은 원주형으로 돌려 27단을 쌓아올렸으며, 꼭대기에는 우물 정(井)자 모양으로 돌을 엮어놓았다.
각 석단의 높이는 약 30cm이고 화강암 하나 하나가 같은 형태이지만, 각 석단을 이루는 원형의 지름이 점차 줄면서 부드러운 곡선을 이루고 있다. 3단과 15단의 중간에 남쪽으로 네모난 방을 내었는데 그 아래로 사다리를 걸쳤던 흔적이 남아있어, 이 창구를 통해 출입하면서 관측하였다는 추측을 가능하게 하는 증거가 된다. 이 창구 높이까지 내부는 흙으로 메워져 있다.
첨성대를 쌓은 돌의 수는 모두361개 반이며 음력으로 따진 일년의 날수와 같다 원주형으로 쌓은 석단은 27단인데, 맨 위의 정자모양의 돌까지 따지면 모두28단으로 기본 별자리 28수를 상징한다. 석단 중간의 네모난 창 아래위 12단의 석단은 12달 24절기를 의미한다고 한다. 첨성대 꼭대기의 井자모양의 돌은 신라 자오선의 표준이 되었으며 각 면이 정확히 동서남북의 방위를 가리킨다. 석단 중간의 창문은 정확히 남쪽을 향하고 있어 춘분과 추분 때에는 광선이 첨성대 밑바닥까지 완전히 비치고, 하지와 동지에는 아래 부분에서 광선이 완전히 사라져 춘하추동을 나누는 분점의 역할을 하였다.
이처럼 첨성대는 갖가지 상징과 과학적인 구조를 갖추고 있으며 미적으로도 성공을 거두고 있다. 둥근 하늘과 네모난 땅을 상징하는 사각형과 원형을 적절히 배합해 안정감 있고 온순한 인상을 주고 있으며 맨 위 정자석의 길이가 기단부 길이의 꼭 절반으로 된 것도 안정감을 표현하는 데 한몫하고 있다.
첨성대는 높이 9.108m, 밑 지름이 4.93m, 위 지름이 2.85m이며, 제27대 선덕여왕 재위 중(632~647년)에 축조되었다. 국보 제31호로 지정되어 있다. 사진은 1920녀대 첨성대의 모습이다 (자료출처 : 경주관광개발 공사 홈페이지, 경주의 옛 사진집). http://junggak.dongguk.ac.kr/~dg19310620/down/3.html
- 작성일2010-02-23
튼튼한 삼각대와 B셔터가 있는 수동/자동 카메라, 셔터를 계속 눌러주는 장치인 릴리이즈, (만약 있으면) 망원렌즈를 준비하면 고정촬영을 할 수 있습니다.
일주운동촬영은 삼각대위에 설치된 카메라를 원하는 하늘 쪽 (이를테면 북극성 주위, 밝은 별이 있는 별자리부근, 하늘의 적도 등 다양하게 시도해 볼 것)으로 향하게 한 다음, 셔터에 설치된 릴리이즈로 셔터를 개방하여 원하는 시간만큼 노출하면 됩니다. 릴리이즈는 카메라판매점에 가면 살 수 있습니다. 그렇게 비싸지 않을 겁니다. 길이는 약 10 ~ 15cm정도인 줄로 되어 있고, 그 줄 끝에 철침이 나왔다 들어갔다 하게 되어 셔터를 누르고 있게 됩니다. 고정장치는 반대편 끝에 장치되어 있어 고정시키면 셔터는 계속 열려있게 됩니다.
일주운동 촬영에서의 주의 점은 오랜 시간을 노출하려면 하늘이 아주 어두워야 됩니다. 그리고 아주 어두운 별을 찍으려면 필름의 감도가 좋아야 하는데, 높은 감도의 필름을 쓰면 그만큼 하늘이 어두워야 되겠지요. 여러 가지 감도 (보통 ASA수를 이야기하며 보통필름=ASA100임) 보통필름, 슬라이드 필름 등을 이용하여 여러 가지로 시도하면 좋은 사진을 얻을 수 있습니다.
천체사진촬영에서 빼놓을 수 없는 것이 "천체관측기록 (로그라함)"을 쓰는 일입니다. 기록이 매우 중요하다는 말이지요. 관측기록은 대개 매 사진 컷에 "관측자 (촬영자), 관측일시, 관측지, 일기 (날씨특징, 시상 등을 기록하면 좋음), 관측시각, 노출시간, 장비명
(필름포함), 기타 관측시의 특이사항"을 기록해야 합니다.
천체사진에 대한 좀더 자세한 것은 한국아마추어천문학회 http://www.kaas.or.kr/ 의 천체사진촬영란을 참고하시기 바랍니다.
- 작성일2010-02-23
이것은 바로 달과 지구가 공간상에 정지해 있는 것이 아니라는 것을 생각하면 의문이 풀립니다. 달과 지구는 이 두 천체의 질량 중심을 중심으로 공전하고 있습니다. 이 질량 중심은 지구-달 계의 경우 지구 반경의 0.7배되는 지구 내부에 있습니다. 이 지구-달 계의 운동에서 지구를 생각해 보면 달은 지구에서 보아 항상 질량 중심의 반대편에 오게 됩니다. 어쨌든 지구가 어떤 점에 대하여 회전하는 것으로 볼 수 있는데 그 회전하는 속도의 방향은 지구-질량중심-달 선에 수직입니다.
지구 자체를 생각해보면 지구 중심이 지구-달 계의 질량 중심을 회전하는 속도와 달 쪽의 지구표면이 회전하는 속도, 그 반대쪽이 회전하는 속도가 달라져야 합니다. 이러한 이유는 회전속도 = 각 속도 x 거리이기 때문입니다. 지구-달 계가 마치 하나의 막대로 연결된 것처럼 하나의 각 속도로 질량 중심을 회전하기 때문에 각 속도는 일정한 상수가 되겠지요. 그런데 달 쪽과 달 반대쪽은 질량 중심으로부터 거리가 각각 0.3x지구반경, 1.7x지구반경이 됩니다. 반면에 그 수직방향인 지구가 진행하는 방향은 거리가 지구반경과 같게 됩니다.
원심력은 "원심력 = 물체의 질량 x 각 속도^2 x 거리"가 되어 세 점의 원심력을 비교하면 다음과 같습니다. 지구 중심의 원심력은 + {질량 x 각 속도^2 x (0.7 x 지구반경)}이 되고, 달 쪽과 그 반대쪽은 각각 " - {질량 x 각 속도^2 x (0.3 x 지구반경)}", "+{질량 x 각 속도^2 x (1.7 x 지구반경)}이 되므로, 지구 중심에서 보면 달 쪽과 그 반대쪽은 원심력이 각각, - (질량 x 각 속도^2 x 지구반경), + (질량 x 각 속도^2 x 지구반경)이 되어 달 쪽은 지구 중심에 대하여 달 쪽으로 힘 (원심력)이 작용하고, 그 반대편은 달 반대편으로 같은 힘 (원심력)이 작용하여 양쪽이 부풀게 됩니다. 한편 지구가 진행하는 방향과 그 반대방향은 지구 중심과 같은 원심력을 가지므로 지구중심에
서 보아 원심력의 차가 0이 됩니다.
마찬가지로 태양에 의한 조석력도 비슷하게 설명할 수 있습니다. 즉 지구가 공전궤도를 운동할 때 지구 중심의 속도는 원심력과 중력이 맞서는 반면에 태양 반대편은 원심력이 지구 반경만큼 작아도 됨 (케플러 법칙에서 더 느린 속도로 공전해도 됨)에도 불구하고 지구 중심과 같으므로 남는 원심력이 밖으로 쏠리는 힘으로 작용하고, 태양 쪽은 지구 반경만큼 커야 함 (더 빠르게 공전해야함)에도 불구하고 작으므로 태양 쪽으로 끌려 가게됩니다.
- 작성일2010-02-23
어쨌든 혜성이나 소행성의 경우에는 주기조차 구할 시간이 없는 경우가 되겠지요. 이런 경우에 천문학자들이 사용하는 방법이 공간에서 세 점의 좌표 값을 알면 세 점을 지나는 곡선의 방정식을 구할 수 있다는 점입니다. 이차원 평면의 경우에는 두 점의 좌표를 알면 두 점을 지나는 직선, 혹은 곡선의 방정식을 구할 수 있는 것과 마찬가지입니다. 이때 방정식의 모양이 직선인지, 포물선인지, 타원인지를 가정해야 되겠지요.
단지 천문학자들이 관측하는 것은 삼차원 좌표가 아니고 관측 시의 시각과 관측 시 천체의 좌표 (적경, 적위)가 됩니다. 일반적으로 단 세 점을 갖고 포물선 혹은 타원의 궤도 방정식을 구할 수는 있으나 오차가 크고 포물선인지, 쌍곡선인지를 자세히 알 수는 없기 때문에 시간 차이를 두고 여러 번의 관측을 수행하게 됩니다.
소행성의 경우 타원궤도를 갖고 있기 때문에 궤도 방정식은 타원이 될 것이고 주기, 장반경, 근일점 통과 시각, 궤도 경사각, 이심률, 춘분점에서 궤도평면과 황도 면이 만나는 교점 사이의 각도 따위로 궤도가 결정됩니다. 혜성과 같이 아주 긴 타원이거나 포물선 궤도를 갖는 경우에는 장반경 대신에 근일점 거리를 정의하면 궤도가 결정됩니다.
관측 값으로부터 궤도를 결정하는 방정식은 일종의 연립 방정식으로 미지수를 구하는 방법인데, 관측 값이 많은 경우에는 방정식의 개수가 미지수의 개수보다 많은 경우가 되어 "최소자승법"과 같이 관측 값에 가장 잘 맞는 궤도를 구하는 방법을 쓰게 됩니다.
- 작성일2010-02-23
e : Eccentricity : 이심율 (혜성의 궤도가 어떤 형태를 띄고 있는지...)
q : Perihelion passage distance (AU) : 근일점거리 (혜성이 태양에서 가장 가까울 때 얼마나 가까이 접근하는지를 AU단위로 나타낸 것입니다. 1AU는 태양에서 지구까지 거리입니다.)
ω: Argument of perihelion (deg.) : 근일점 이각
Ω: Longitude of the ascending node (deg.) : 승교점경도
i : Inclination (deg.) : 궤도 경사각
T : Perihelion passage time (TDB) : 근일점 통과시각
- 작성일2010-02-23
그래서 그들은 나선은하의 별로 이루어진 원반에 주목하게 되었는데, 이 회전하는 별들의 원반에 바다의 파도 혹은 현악기의 진동, 음파와 같은 밀도파가 존재한다는 가정을 하게 되었습니다. 즉 회전하는 별들로 이루어진 원반에 밀도파가 존재하여 이 밀도 파가 원반을 스치고 지나갈 때 밀한 부분 (밀도가 높은 곳)과 소한 부분 (밀도가 낮은 곳)이 생기게 되는 데, 이 밀한 부분이 중력 포텐셜이 커 많은 가스가 밀집하여 새로운 별이 탄생하는 지역이 된다는 것입니다. 이 밀한 부분이 나선은하의 나선 팔에 해당하는 부분이 됩니다. 나선은하의 나선 팔이 감긴 방향과 은하 자체의 회전방향이 같거나 (trailing), 반대 방향 (leading)이 존재합니다. 대부분의 경우는 나선 팔이 감긴 방향과 회전 방향이 같습니다.
린과 슈는 이론적으로 회전하는 원반에 있는 별이 만든 중력장과 별의 궤도가 상호 작용하여 밀도 파가 발생할 수 있다는 사실을 설명하였습니다. 이 이론은 Lindblad가 1920년대부터 1960년대까지 나선 팔을 별과 중력장과의 관계로 설명하면서 가정했던 나선 팔이 오랜 시간동안 상태를 유지한다는 가정을 받아들여 나선 팔은 준 안정상태의 밀도파라는 가정으로부터 출발합니다.
어쨌든 밀도파 이론은 별로 이루어진 회전하는 원반은 역학적으로 원반을 따라 회전하는 밀도파를 갖게되며, 이 밀도파의 밀한 부분이 나선 팔이 된다는 것입니다.
이 이론을 자세하게 공부하고 싶으면 "James Binney and Scott Tramaine"의 "Galactic Dynamics"를 공부해야 합니다. 이 책은 은하, 특히 은하 역학 이론을 공부하는 천문학자들의 성서라 보면 됩니다. 상당히 방대한 책인데 물리학과의 "수리물리 (mathmatical physics)"와 일반역학 (mechanics), 통계 역학 약간, 그리고 일반천문학을 충실히 공부하고 끈기가 있다면 충분히 읽을 수 있습니다. 제가 본 천문학과 물리학 책 중에서 수리물리의 진수라 할 수 있습니다. 이 책은 양자역학이나 상대론적 지식이 전혀 필요 없는 책입니다.
- 작성일2010-02-23
이를 구별하는 방법으로 별은 점광원이고 은하는 점광원이 아니므로 상의 모양이 다르게 나타나는 사실을 이용합니다. (사진이므로 영롱하게 반짝이지 않죠).
이 방법은 상을 3차원 그래프를 그려 분석하면 알 수 있습니다. 그런데 아주 멀리 있는 퀘이사와 같은 조밀한 은하는 별과 거의 구별할 수 없을 수 있습니다. 이런 경우에는 천체의 색 (color)을 대조하면 되는데 별은 분광형에 따라 일정한 색을 보이는데 반하여 은하는 아주 여러 가지 별들이 섞여있어 별과 같은 계열에 들지 않습니다.
이와 같은 방법으로도 분별이 안되면 분광관측으로부터 스펙트럼을 얻어보면 적색편이 량을 측정할 수 있겠지요. 그럼 명확해 질 겁니다.
Hubble deep fields란 별이 없는 하늘의 빈 구역 (약 2분x2분)을 장시간 노출하여 얻은 사진으로 아주 많은 은하들이 들어 있는 영상을 말합니다. 이 은하는 적색편이가 다른 여러 나이를 갖는 은하가 한 구역에 보이고 있습니다. 적색편이는 거의 2 혹은 3까지의 은하가 찍혀있습니다. 이런 종류의 deep fields가 여럿 있고, medium deep fields 영상도 있습니다.
허블망원경의 활동 및 결과를 다룬 책으로 서울대학교 이명균교수님등이 쓰신 책이 있는데 제목은 모르겠습니다. 한번 찾아보시기 바랍니다. 인터넷 사이트로는 http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html 를 참고하시기 바랍니다.
추가 : Hubble deep fields와 관련하여 영국 석사과정 학생들의 강의 노트가 있는 싸이트가 있는데 원하시는 바가 잘 수록되어 있습니다.
http://www.star.bris.ac.uk/jbj/teach/topicshdf.html
- 작성일2010-02-23
도시에서는 밤하늘의 색은 가로등 불빛에 의하여 변하게 됩니다. 가로등으로 많이 사용하는 등이 수은등인데 이 수은등은 청백색을 내게됩니다. 그 이외에 노란빛을 내는 나트륨 등이 있습니다. 밤에는 청색이 더 잘 보이게 되므로 하늘에서 반사된 빛은 눈에 청색으로 보이게 됩니다. 밤에 구름이 있으면 도시의 불빛을 더 잘 반사하겠지요. 그래서 밝은 남색으로 보일 겁니다.
한편 저녁에 해가 질 때 여명 하늘의 색의 변화를 잘 관찰하면 붉은 색 --> 남색 --> 보라색으로 변합니다. 이는 태양 빛이 지구대기에 의하여 산란되기 때문에 생기는 현상입니다.
전설에 고향이나 드라큘라 같은 납량 물에서 귀신을 조명하는 색이 청색이면 어두운 곳에서 잘 보이고 차가워 보이므로 분위기를 잡는데 좋겠죠.