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자주하는 질문

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  • 작성일2010-08-20
우리 나라의 표준시는 법률로 정해져 있습니다. 동경 135도 지역의 자오선을 표준시의 본초자오선으로 쓰도록 법에 명시되어 있습니다. 우리 나라 중앙의 경도가 대략 127.5도쯤 되니까 우리 나라 시간으로 정오에 태양이 정남 (남중)에 오지 않습니다. 계절마다 다르지만 대략 30분 정도 후, 즉 12시 30분 경에 남중하게 됩니다.


역사적으로 1961년 5.16 이전에는 127.5도를 본초자오선으로 쓰다가 그 이후에 135도로 바뀌었습니다. 그래서 몇몇 국회의원들이 127.5도로 바꾸자는 논란이 있었으나 정부는 현행대로 하는 것으로 결론을 냈습니다. 그렇지만 양측의 의견이 팽팽히 맞서 아직도 논란이 많습니다. 127.5도로 바꾸자는 측은 우리 나라 민족 및 국가 자존심의 문제로, 네팔 등 작은 나라들도 대부분 자국의 상공을 통과하는 자오선을 사용하는데 하필이면 일본의 상공을 통과하는 자오선으로 정해야하느냐는 논리이고, 현행을 고수하는 측의 논리는 다른 나라의 표준시와 정수 (1시간 2시간..)로 하는 것이 좋고, 이를 바꾸게 되면 사회 경제적인 혼란이 일어난다는 것인데 한편으로 양측의 논리가 일견 맞으면서도 뚜렷한 문제점을 제시하지 못하는 측면이 있습니다. 즉 127.5도로 변경하는 사람들의 논리 중 우리 나라 상공을 통과하는 자오선을 표준시로 하지 않음으로써 우리 생활과 밀접한 역 (음력 등)이 차질이 생긴다는 것인데 정확한 근거를 제시하지 못하고 있고, 135도 현행 고수 측의 논리중 사회 경제적 혼란 (역시 양력설 옹호론 자들의 논리와 마찬가지로) 명확한 근거가 부족한 것으로 보입니다. 이를테면 1988년 올림픽 때 "서머타임제"를 실시하여 1시간이 앞당겨진 상태에서도 그렇게 큰 혼란이 없었거든요.


이 문제는 옳고 그름의 문제가 아니라 선택의 문제입니다. 정수 시간의 차이를 쓰지 않고 다른 표준시와 15분, 또는 30분 차이를 두는 나라가 아주 많고 이런 나라는 자국의 영토를 지나는 자오선을 본초자오선으로 정하려는 의지가 있었기 때문에 가능했던 것입니다.


세계적으로 시민들이 사용하는 세계의 표준시라는 것은 없습니다. 다만 학술적으로 사용하기 위하여 "세계시"라는 것을 정의하여 사용하는데 영국 그리니치 천문대를 지나는 자오선, 즉 경도의 기준을 지나는 자오선을 표준시의 본초자오선으로 그리니치 표준시를 세계시 (Universal Time, UT)로 사용하고 있습니다.
  • 작성일2010-02-26
1년의 길이는 수학적으로 정의된 것이 아니고 실제 지구가 태양을 공전하여 다시 그 자리에 오는데 걸리는 시간입니다. 지구에서 보면 태양이 천구상의 한 지점에서 출발하여 다시 그 지점 (별자리)까지 돌아오는 시간 (공전주기)이 됩니다.

천문학적으로 1년의 정의는 여러 가지가 있습니다. 먼저 1 태양 년은 태양이 춘분점에서 출발하여 다시 춘분점에 오는 시간으로 통상 우리가 1년이라 하는 것입니다.

1태양년 = 365일 5시간 48분 46초

1 항성 년은 태양이 황도상의 고정 점을 출발하여 다시 그 고정 점까지 가는데 걸리는 시간으로 춘분점이 세차운동에 의하여 움직이기 때문에 1 태양 년보다 그만큼 길어집니다.

1 항성년 = 365일 6시간 9분 9.5초

1 근점년은 근일점에서 다음 근일점 까지 걸리는 시간으로

1 근점년 = 365일 6시간 13분 53초

1 식년은 달의 승교점 (달의 궤도인 백도와 황도가 만나는 점)에서 다음 승교점 까지의 시간으로,

1 식년 = 346일 14시간 52분 50.7초가 됩니다.

우리가 보통 1년이라 하는 것은 1 태양 년을 의미하며 이 태양 년은 지구의 공전 주기로 목성 따위의 다른 행성의 영향으로 해마다 약간 (100년에 수 초 범위)에서 차이가 있지만 평균적으로 365.2422일 입니다. 즉 365일 5시간 48분 46.08초입니다.

그런데 우리가 쓰는 달력은 생활에 편리하도록 하루 단위 (즉 날짜가 자연수가 되도록) "강제로" 정하게 됩니다. 우리가 사용하고 있는 (태)양력은 윤년을 두어 소수점 이하의 날짜를 보정하도록 하고 있습니다. 예를 들면 현재의 양력은 4년에 한번 윤년으로 366일로 하고 평년은 365일로 합니다. 이렇게 하면 달력상의 1년은 평균 (365x3+366)/4=365.25일이 되어 실제 1 태양 년 365.2422보다 커지게 되므로, 100년에 1번씩 윤년을 평년으로 하게 됩니다. 이렇게 되면 100년에 24번의 윤년을 두게 되는 것이므로 24번의 366일과, 76번의 365일이 1년을 갖게 됩니다. 따라서 이때 사용한 달력상의 1년은 365.24일이 됩니다. 365.2422일에 근사하게 되지만 그래도 달력상의 1년이 실제 1년보다 0.0022일=3.168분 짧게 됩니다. 그래서 400년마다 1번의 윤년을 더 넣게 되어 400년에 윤년은 모두 97번 (400/4=100, 100-4=96, 96+1=97)이고 평년은 303번이 되어 달력상의 1년 평균 길이는 365.2425일이 됩니다. 즉 현재 우리가 사용하고 있는 달력은 1년을 365.2425일로 "강제로 정의된" 1년을 사용하고 있습니다. 이 1년은 실제 1 태양 년보다 약 0.0003일 = 25.92초 긴 것입니다. 이 오차로 대략 3300년에 1일씩 달력이 실제 태양의 운행보다 빨리 가게 됩니다.

만약 시중에 나와 있는 달력으로 1년을 계산하면 달력은 1년을 "정의"하여 사용하기 때문에 실제 태양의 운행 (지구 공전)과는 차이를 두게 됩니다. 참고로 동양에서 많이 사용하고 있는 달력은 태양태음력인데 이 달력은 1년을 365.25일로 정의하는 경우가 많았습니다.

참고로 지구나 달, 행성의 운행을 정확하게 관측하고 계산할 수 있는 나라는 전 세계적으로 미국, 영국, 일본, 프랑스등 몇 나라 밖에 안됩니다. 이 자료는 아주 오랜 기간 관측자료가 쌓여야 계산할 수 있기 때문입니다. 현재 대부분의 나라에서는 미국의 "해군성 천문대"에서 발행하고 있는 "천체력" 혹은 "항해력"의 자료를 이용하고 있습니다. 우리 나라도 물론 이 자료를 이용하여 역서를 계산하고 있습니다. 지구와 달, 행성의 운행은 매우 복잡한 변수들이 존재하고, 불규칙한 운동 요소가 포함되어 있기 때문에 시중에 나와 있는 각종 프로그램들을 이용하면 대략적인 것을 알 수 있으나 정밀하게 계산할 수는 없습니다. 천문학은 계산하여 결과가 보여지는 학문이 아니고 관측이 수반되어야 합니다.

현재 태양, 달, 행성, 역관련 계산은 전통적으로 "해군"과 관련 있는 천문기관에서 하는 경우가 많습니다. 이를테면 미국 "해군성 천문대 (US Naval Observatory)"에서 천문력 및 항해력을 발행하고 있고, 일본은 "해상자위대 천문대"에서 이런 종류의 연구가 이루어지고 있는 것으로 알고 있습니다. 영국은 그리니치 천문대에서 시각과 관련한 일을 수행하고 있는 것으로 알고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
GST는 그리니치 항성시(Greenwich Sidereal Time)를 말합니다. 지구가 1자전을 마치는 데에 걸리는 시간을 1항성일 이라고 합니다. 항성일은 진 태양일 이나 평균 태양일과는 다릅니다. 항성일의 길이는 멀리 떨어진 별을 기준으로 잽니다. 천문학자들은 항성일의 기준으로 춘분점의 남중 시각을 사용합니다. 그리고 천문학적 정의에 따르면, 항성시는 춘분점의 시간 각입니다.



지구상의 특정 지역에서의 항성시는 위치가 알려진 별의 남중 시각을 정밀히 측정하여 구할 수 있습니다. 그러나 일일이 별의 위치를 측정할 수는 없고, 지구의 자전 각 속도가 일정하므로, 평균 태양시와 항성시의 관계를 이용하여 계산할 수 있습니다. 계산 절차를 간단히 설명하면,

(1) 세계시(UT) 0시일 때의 율리우스 적일(JD)을 구한다. 한국천문연구원이 편찬한 역서에 1600년 이후의 율리우스 적일을 구하기 위한 표가 수록되어 있다.

(2) 다음의 식에 따라 T를 구한다.

T = (JD - 2451545.0) / 36525

(3) 다음의 공식에 따라 세계시(UT) 0시일 때의 그리니치 평균 항성시 s0를 구한다. 아래의 공식은 시간을 각으로 환산하여 나타낸 것이다.

s0 = 100.46061837 + 36000.770053608*T + 0.000387933*T^2 - T^3 / 38710000

(4) 임의의 시각의 항성시를 구하려면 세계시 0시 이후 경과한 시간(hour)에 (15 * 1.00273790935)를 곱하고 이를 s0에 더한다. 15를 곱하는 이유는 위의 공식이 각으로 표시되어 있기 때문이다. 즉

s = (15 * 1.00273790935) * hour + s0

(5) s를 15로 나누면 시간으로 표시된 항성시가 나온다.



위에서 설명한 항성시는 평균 항성시(mean sidereal time)입니다. 즉 그리니치에서 측정한 평균 춘분점(mean Vernal point)의 시간 각입니다.



장동과 궤도 경사각을 계산하여 평균 항성시를 보정 함으로써 겉보기 항성시(apparent sidereal time)를 구할 수 있습니다. 진 항성시와 평균 항성시의 차이는 매우 작습니다.



예) 1987년 4월 10일 세계시 19시 21분의 그리니치 평균 항성시

T = -0.127296372348

s0 = 13시 10분 46.3668초

hour = 19.35

s = 8시 34분 57.0896초



한국천문연구원이 편찬한 역서에는 매해의 세계시, 율리우스 적일, 그리니치 항성시가 1일 간격으로 수록되어 있습니다. 가까운 시기의 항성시는 역서에서 구하는 것이 더 빠를 수도 있습니다.



참고 문헌

1. 역서 2000, 한국천문연구원 편찬

2. Astronomical Algorithms, Jean Meeus 저, Willmann-Bell사 발행



오래 전에 GST 때문에 골머리를 앓은 적이 있습니다. 천체의 위치 계산 과정에서 그리니치 항성시는 반드시 거쳐야 할 관문입니다. 천문 계산에 관심이 많다면 "Astronomical Algorithms" 정도는 읽어보아야 합니다. 꼭 구해 보시길......
  • 작성일2010-02-23
아래 질문에 달에 의한 조석이 24시간 53분의 주기로 변한다는 것을 이야기했던 바와 마찬가지로 만조에서 다음 만조까지의 시간이 12시간 26분 정도가 됩니다. 이렇게 되는 이유는 달의 운행 (공전운동)때문에 지구의 자전주기 보다 길게 됩니다. 즉 지구가 한바퀴 자전하는 24시간동안 달이 천구 상에서 움직이기 때문입니다. 만조는 천문학적으로 지구상의 한지점이 달 쪽에 있거나 그 반대인 180도 지점에 있을 경우에 생깁니다. 간조는 지구상의 한 지점에서 보아 90도 혹은 270도 지점에 있을 때가 됩니다. 그래서 만조, 혹은 간조가 24시간 53분에 2회 있게 됩니다.



만약 어느 날 만조가 낮 12시에 있게 되면 다음 번 만조는 다음날 0시 26분에 있게 되겠지요.
  • 작성일2010-02-23
24(절)기는 태양의 지구 중심 겉보기 황경이 특정한 값에 이르는 순간을 가리킵니다. 예를 들면, 소한, 대한, 입춘, 우수는 각각 태양 황경이 285도, 300도, 315도, 330도에 이르는 순간입니다. 그러므로 입기 시각을 계산하려면 태양의 황경을 계산해야만 합니다. 입기 시각 계산에 쓰일 수 있는 간단한 수식이나 규칙은 없습니다.



한국천문연구원의 역서 편찬실에서는 미국 해군 천문대(U.S. Naval Observatory)에서 편찬한 천체력(The Astronomical Almanac)을 사용하여 입기 시각을 추산하는 것으로 알고 있습니다. 그러나 만세력 제작자들은 이 방법을 쓸 수 없습니다. 먼 과거나 미래의 태양 황경이 수록된 천체력 자체가 없기 때문입니다. 설사 그런 천체력이 있다 하더라도 일일이 보간법으로 입기 시각을 구하는 데에는 한계가 있습니다. 이 경우 한국천문연구원에서 미리 계산해 놓은 입기 시각을 활용하거나(물론 자료에 대한 사용권을 정식으로 얻어야 하겠지요) 태양 황경을 계산하는 프로그램을 별도로 만들어야 하는데, 이 또한 쉽지 않은 일입니다. 천문 계산 관련 서적에 수록된 계산식은 한두 개가 아니고 너무 복잡하기 때문에 (아울러 저작권 침해 소지도 있으므로) 입기 시각을 계산하는 방법(제가 고안한 방법)만 개략적으로 설명하겠습니다.



다음의 방법을 따른다면 24기의 입기(절입) 시각을 비교적 정확하게 계산할 수 있습니다. 이 글에서 사용된 황경은 모두 "지구 중심 겉보기 황경"입니다.



1. 한국천문연구원이 펴낸 역서(2000년)에 수록된 입기일을 1차 근사치로 놓고 태양의 황경을 구합니다. 예를 들어, 1500년의 경우, 춘분은 1500년 3월 20일, 추분은 1500년 9월 23일.



2. 24기 입기 순간의 태양의 황경(285도, 300도, 315도, 330도, ...)과 첫 번째 단계에서 구한 황경의 차를 계산합니다.



3. 매 초당 태양의 황경 변화량을 이용하여 1차 근사치(2000년 역서의 입기일)를 보정하여 좀더 정확한 입기 시각(2차 근사치)을 구합니다.



4. 2차 근사치를 초기치로 놓고 태양의 황경을 다시 계산합니다.



5. 24기 입기 순간의 태양 황경(285도, 300도, 315도, 330도, ...)과 세 번째 단계에서 계산된 황경을 비교하여 원하는 정밀도를 얻을 때까지 2번, 3번, 4번 과정을 반복합니다.



입기 시각의 정확성은 태양의 황경을 얼마나 정확하게 계산하는가에 달려 있습니다. 그런데 만세력을 만들고자 한다면 상당히 긴 기간의 합삭 시각과 24기의 입기 시각을 정확하게 계산하지 않으면 안되는데, 천문 계산의 원리에 익숙하지 않는 사람에게는 결코 쉽지 않은 일입니다. 이 부분은 길게 설명해도 이해하기 어렵기 때문에 참고할 만한 책만 소개하고 넘어가겠습니다.



Planetary Programs and Tables from -4000 to +2800 (Willmann-Bell Inc.)

Astronomical Algorithms (Willmann-Bell Inc.)



천문 계산에 관하여 진지하게 공부하고자 한다면 위의 두 번째 책을 꼭 읽어 볼 것을 권합니다. 이 책은 http://www.willbell.com 에서 쉽게 구입할 수 있습니다. 쓸 만한 음양력 프로그램을 만들고자 한다면 이 책에서 설명하는 태양과 달의 위치 계산법 정도는 훤히 꿰뚫고 있어야 합니다. 이 분야의 국내 서적은 거의 없는 것으로 알고 있습니다. 국내의 책으로는 유일하게 "역법의 원리 분석"(이은성 저, 정음사)에 근래의 24기 입기 시각을 추산하는 방법이 설명되어 있습니다.



책을 읽는 수고를 덜고 싶으면, 한국천문연구원에서 계산한 자료에 대한 사용권을 정식으로 얻는 방법 외에는 도리가 없습니다. 도서출판 계백이라는 데에서 출판한 "표준 만세력"은 한국천문연구원으로부터 제공받은 입기 시각과 합삭 시각 관련 자료를 바탕으로 편찬된 만세력입니다(아마 사용권을 얻는 데에 비용이 좀 들었을 겁니다).
  • 작성일2010-02-23
먼저 해뜨는 시각과 해지는 시각은 해의 위 부분이 지평선 아래로 나타나거나 사라지는 순간의 시각으로 정의됩니다. 이 시각은 천문학적으로 지평선 아래에서 떠오르거나 사라지는 시각에 지구대기의 굴절효과를 포함한 것입니다. 태양의 위 부분이 지평선에 닿았을 때를 일출, 혹은 일몰로 정의합니다. 따라서 공기가 없는 경우 태양의 중심이 지평선 아래 약 15분 있을 때인데, 여기에 지구 대기의 굴절 효과를 고려해야 합니다. 그런데 태양의 시 직경은 황경에 따라 약간 변하므로 이를 고려해야 할겁니다.



대기의 굴절 효과는 천정 거리 90도일 때 약 35분이나 됩니다. 그러므로 태양의 중심이 지평선 아래 15분 + 35분 = 50분 아래 있으면 태양의 위 부분이 지평선 아래 부분과 만나게 됩니다. 50분은 시간으로 약 3.3분 정도 됩니다. 대기 굴절 효과는 대기의 온도와 밀도, 압력에 따라 변화합니다. 이 값은 고도 0도일 때의 값이므로 고도가 높아지면 달라집니다.



역서에서 발표되는 전국 각지의 시각은 국립지리원에서 제공하는 지역의 위치 자료를 이용하여 계산된 것입니다. 국립지리원에서 서울과 각 도시의 위치를 어느 곳으로 택하여 좌표를 산정 하였는지는 잘 모르겠지만, 제 생각으로는 도로의 기준점이 되는 곳, 이를테면 기차역, 시청 따위의 지방 자치단체 중요 관공서가 아닐까 생각합니다. 서울의 경우 정부종합청사 앞이 아닐까 생각이 되는데, 만약 강남과 강북을 생각할 때 "계산상으로" 이 두 지역의 일월출몰 시각이 다르게 계산되겠지만, 과연 그것이 주변환경의 변화에 의한 영향에 따른 오차 범위를 벗어나겠느냐는 것입니다.



즉, 위에서 고려하는 지구대기의 굴절효과는 아주 이상적인 경우, 이를테면 아주 맑고 안정된 대기를 가정하여 계산된 것인데 대기의 일일변화에 의한 굴절의 변화로 유발되는 실제 일 출몰 시각의 변화는 위에서 고려한 서울 지역 내에서의 변화 보다 상당히 큰 수십 초의 오차를 주게 됩니다. 또 주위에 있는 산에 의한 영향 등은 이보다 더 많은 변화를 보일 겁니다.



또 현재 역서에는 해발고도 0을 기준으로 계산된 자료가 제공되고 있습니다. 물론 해발고도가 높아지면 일월출몰 시각이 변합니다. 그러나 해발 1 ~ 200m 정도는 해발고도 0도의 값과 계산상으로 불과 수초 이하의 차이를 보입니다. 이러한 차이는 위와 같은 굴절 효과 등에 비할 때 무시할 수 있을 정도라 보면 됩니다.



따라서 이러한 오차 때문에 일 출몰 시각을 초 단위 이내로 표현하는 것은 과학적인 오차 범위 내에 들뿐만 아니라, 현실 생활에도 무의미한 값이 됩니다. 그래서 현재 한국천문연구원에서 발행하는 역서에는 일 출몰 시각이 분단위로 나와 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
우리가 쓰는 달력(태양력)이 태양의 운행을 바탕으로 만들어졌기 때문입니다. 2000년의 1태양 년(회귀년)의 길이는 365.242190일입니다. 1회귀년이란 태양이 춘분점을 떠나 다시 춘분점까지 회귀하는 데 걸리는 시간입니다. 현행 태양력에서 1년의 길이는 365.2425일로 고정되어 있습니다. 실제의 1년의 길이와 달력상의 1년의 길이는 불과 26초밖에 차이가 나지 않습니다. 24절기가 든 날이 매년 일정하다는 사실에서도 알 수 있듯이, 현행 태양력은 이름 그대로 태양의 위치를 표시하는 달력이나 마찬가지입니다. 이런 까닭에, 오늘의 일출 시각은 지난해의 일출 시각과 거의 일치합니다.



역서에 수록되어 있지 않은 지역의 일 출몰 시각도 구할 수 있습니다. 물론 그 지역의 위도와 경도를 알고 있어야 합니다. 이 방법은 "역법의 원리 분석(정음사)"라는 책에 자세히 소개되어 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
아마도 이 질문과 같은 의문을 갖는 분들이 많을 겁니다. 만유인력으로 조석을 설명하면 물이 달에 의하여 끌린다는 것을 이해하겠는데, 왜 양쪽 (즉 달이 있는 방향과 그 반대편 방향)에 같은 상태로 물이 끌려 올라가는가 하는 의문 말입니다.



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 지구중심에서 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
음력의 한 달을 결정하는 데 기준이 되는 것은 달의 위상 변화입니다. 그리고 음력 한 달의 시작과 끝을 정하는 기준은 합삭 시각입니다. 합삭이란 달과 태양의 시황경이 일치하여 달이 전혀 보이지 않는 상태를 일컫는 말입니다.



음력의 초하루는 달의 합삭일이며, 그믐날은 합삭일의 바로 전 날입니다. 합삭일이 결정되면 음력 한 달의 길이는 저절로 정해집니다. 즉 연속하는 2회의 합삭일 사이의 간격으로 달의 대소를 정합니다. 한 달의 길이가 29일인 달을 소월이라고 하고 30일인 달을 대월이라고 합니다.



따라서, 합삭 시각을 정확히 계산해야 음력 초하루와 달의 대소를 결정할 수 있습니다. 달의 합삭 시각을 계산하는 방법과 계산식은 다음의 책에 잘 설명되어 있습니다.



역법의 원리분석 (이은성, 정음사)

Astronomical Algorithms (J.Meeus, Willmann-Bell,Inc.)

Astronomical Tables of the Sun, Moon, and Planets (J.Meeus, Willmann-Bell,Inc.)



음력 한 달의 대소는 합삭이 든 날과 그 다음 합삭이 든 날 사이의 날수에 의해 결정됩니다. 합삭 시각을 잘못 계산하거나 합삭 시각에 포함된 오차가 크면 음력 한 달의 대소가 달라질 수 있습니다. 특히 합삭이 자정 무렵에 있을 경우, 합삭 시각에 포함된 작은 오차 때문에 음력 날짜가 하루씩 밀릴 가능성이 높습니다. 그러므로 한국천문연구원에서 발표한 자료를 쓰지 않는 민간력(아직도 이런 역서가 있는지 모르겠지만)은 달의 위상 변화를 정확하게 반영하지 않는다고 보아야 합니다.
  • 작성일2010-02-23
그 동안 음력을 양력으로 변환하는 프로그램에 대한 문의가 많았습니다. 음양력을 변환 시키는 간단한 프로그램은 없습니다. 음력과 양력의 변환은 어떤 규칙성이 있는 것이 아닙니다. 현재 한국천문연구원에서 사용하고 있는 음양력 프로그램은 천체운행을 계산하는 약간 복잡한 수식을 포함하는 프로그램으로 알고 있습니다. 대개는 수 십 년간의 음양력 자료를 데이터 베이스로 만들어 입력에 대한 출력을 만드는 것이 가장 간단한 프로그램입니다.



대한민국의 역서는 저희 한국천문연구원에서 발행하는데, 계산은 우주천문연구부의 역서 및 고천문연구팀에서 수행하고 있습니다. 이 역, 특히 음력 계산에서 쓰는 자료는 원칙적으로 태양과 달의 운행을 정확하게 계산한 다음 전통적인 방법에 따라 날짜를 정하고 있습니다. 태양과 달의 위치 및 각종 시각을 계산하는데 쓰이는 기초자료인 각종 인자들은 미국 해군성천문대의 천체력 등을 참고하고 있는 것으로 알고 있습니다.



음력의 대략적 규칙을 설명하겠습니다. 음력은 달의 운행을 기준으로 하는데 달은 보름에서 다음 보름까지 약 29.53일 걸립니다. 따라서 음력은 29일과 30일 번갈아 들어 오게 됩니다. 음력 12달은 12달 x 29.5 =354일이 되므로 태양의 운행 (지구공전)에 다른 1년 보다 약 11일 적게됩니다. 이는 3년이면 33일로 약 1달의 차이가 생깁니다. 이 차이는 계절의 변화를 줄 정도이므로 계절의 변화 (태양의 운행)과 음력을 맞추기 위하여 윤달을 도입하게 됩니다. 대략 3년에 1번의 윤달을 두게 되는데 (정확하게는 18.7년에 7번) 이를 치윤법이라 합니다. 동양의 각종 역법은 1년의 길이를 얼마로 정하여 윤달을 어떻게 두느냐를 정하는 것입니다. 전통적으로는 어떤 역에서 나타난 일식이나 월식, 동지 시각 등의 오차를 측정한 다음 윤달을 두거나 1달과 1년의 길이를 조절하는 치윤법을 정하게 되는데, 현재에는 1년의 길이는 정확하게 정해져있고, 달과 태양의 위치를 오차 범위에서 정확하게 계산하여 예측할 수 있으므로 24절기의 시각을 정확하게 계산할 수 있습니다. 간혹 민간 전승의 전통적인 달력과 한국천문연구원에서 발행하는 음력간에 차이가 나타나게 되는 것은 이와 같은 이유에서입니다. 천체의 운행 입장에서 보면 우리 나라의 음력인 한국천문연구원에서 발표하는 역이 더 정확하다고 할 수 있습니다.



우리 나라 윤달의 치윤법은 전통적으로 우수, 경칩, 춘분...등의 24절기를 이용합니다. 24절기는 태양의 운행을 황경에 따라 15도 간격으로 배치한 것으로 약 15일 간격으로 되어 있습니다. 24절기는 다시 12절기 (입춘,경칩,청명 ..) 와 12중기 (우수, 춘분, 곡우 ...)로 나누어지며 대략 1달에 하나의 중기와 하나의 절기가 들어가게 됩니다. 이중 중기는 달의 이름을 결정하는 것으로 만약 우수가 들어 있는 음력 월은 1월, 춘분은 2월, 곡우는 3월 이렇게 이름이 붙게 됩니다. 그런데 음력은 29일과 30일이 있으므로 경우에 따라서는 중기가 없는 달이 존재하게 됩니다. 이런 달을 윤달로 두며 전달의 이름을 쓰게 됩니다. 즉 중기가 없는 무중월을 전달 이름에 윤달을 두게 됩니다. 이를 무중 치윤법이라 합니다. 만약 이런 달 (무중월)이 1년에 2회이면 앞의 달만 윤달을 두게 됩니다.