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자주하는 질문

Total 14   
  • 작성일2010-02-23
금성의 핵은 금속성으로 되어있습니다. 따라서 지구와 비교해 볼 때 금성도 작은 자기장을 가지고 있을 것입니다. 금성은 지구보다 243배 천천히 자전하므로 다이너모(움직이는 전하는 자장을 발생시킵니다.) 작용이 활발하지 못해 자기장의 세기가 지구보다는 작지만, 어쨌든 자기장은 존재할 것입니다. 하지만 현재까지 어떤 조사에도 금성이 자기장을 가진 것으로 나타나지는 않았습니다. 금성이 자기장이 존재한다고 해도 그 세기가 상한 0.5ㅌ^-8테슬라일 것으로 추정하고 있는데 이는 다이나모 모델로 계산한 것보다 훨씬 작은 값입니다. 지구의 자극이 역전을 하고, 역전 기간에는 자기장의 세기가 거의 0이 되는데 금성의 자기장이 현재 역전하고 있는 중이라면 자기장의 세기가 작은 것이 설명됩니다. 참고로 최근 지구의 역전 주기는 대략 10^5년입니다.



그리고 우주에는 자기장을 없애는 물질은 없습니다. 오히려 태양풍과 같은 입자들이 날아와 행성의 자기장을 팽창시킨다거나, 압력에 의해 압축시키기도 합니다. 이렇듯 태양풍은 행성의 자기장의 구조를 변화시키기도 하고 내부로 물질이나 에너지, 운동량을 전달해 주기도 합니다.
  • 작성일2010-02-23
달의 어두운 부분이 어슴푸레 보이는 것은 지구의 빛을 반사하기 때문입니다. 초승달 일 때 달의 어두운 부분에서 보면 지구는 거의 보름달처럼 둥글게 보이겠죠. 왜냐하면 달에서 보면 달이 삭일 때 지구는 망으로 보이겠죠. 태양반대편에 있으니까. 초승달일 때 달에서 지구를 보면 지구는 약간 이지러진 모습으로 나타나지만, 보름달 보다 밝게 빛날 겁니다. 지구는 달보다도 반사율 (알비도라고 함)이 높고, 더 크므로 아주 밝게 빛날 겁니다.



그런데 왜 삭때는 지구의 빛을 반사하는 달의 모습이 안 보이는 걸까하고 생각하는 분들이 있을텐데, 달이 삭일 때 달은 지구의 낮에 보이게 되니까 지구 빛을 반사하는 것을 느낄 수 없게 되겠지요.
  • 작성일2010-02-23
조석력에 의한 마찰로 지구자전 에너지가 감소하는 효과가 나타납니다. 즉 바닷물과 바다 바닥과의 마찰에 의하여 자전에너지가 감소하게 되는 것입니다. 따라서 지구 자전 각운동량도 시간에 따라 감소하게 됩니다. 지구-달 계에서 달의 자전 각운동량은 무시할 수 있을 정도로 작고, 계 전체 각운동량이 보존되어야 하므로 달의 공전 각운동량이 증가해야 합니다. 따라서 거리가 증가해야 됩니다. (자세하게 계산하면 공전 각속도는 일정하게 되어 결국 거리가 늘어나게 됩니다.)



그래서 하루의 길이는 100년에 약1/1000초 증가하게되고, 달의 거리는 1년에 약 12cm늘어나게 되는데, 자세한 계산에 의하면 지구자전주기 = 달의 공전주기 ~/= 50일 될 때까지 계속될 것으로 알려지고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
알렌드 운석은 1969년 2월 8일 멕시코에 떨어진 무게 5톤 짜리 탄소 질 콘트라이트로 현재 지구상에서 발견된 운석중 다섯 번째 (첫 번째는 나미비아에서 발견된 호바 운석, 60톤, 철질운석) 무게를 갖고 있습니다. 머치슨 운석은 그보다 좀 작은 100kg짜리 역시 탄소 질 콘드라이트 운석으로 1969년 9월 28일 호주에 떨어진 운석입니다.



콘드라이트 (chondrite)는 주로 암석으로 이루어진 석질 운석으로, 기원을 알 수 없는 둥근 모양의 알갱이, 콘드룰 (chondrule)로 구성되어 있는 원시암석이라 할 수 있습니다. 보통 콘드라이트는 밝은 회색을 띠는 규소 질에 철질이 섞여 있는 상태로 나타납니다. 그런데 이 원시암석인 탄소 질 콘드라이트 (carbonaceous chondrites)는 이름에서 알 수 있듯이 탄소를 포함하고 있으며, 특히 여러 종류의 유기질 화합물과 화학적으로 다른 것과 결합된 물이 나타난다는 사실입니다. 이러한 것들은 철질운석에서는 찾아 볼 수 없답니다. 이 운석은 지상에 진입할 때 높은 열에 의하여 변성작용을 받은 것이 많습니다.



그래서 많은 학자들은 이 탄소질 콘트라이트가 다른 밝은 색의 콘드라이트보다 태양에서 멀리 떨어진 곳에서 왔을 거라고 생각하고 있습니다. 그리고 태양계 형성 초기의 역사를 간직하고 있을 수 있는 것이 아닌가 생각하고 있고, 이 운석이 형성되었던 모행성 혹은 원시 행성에 액체상태의 물이 존재할 수 있지 않았을까 하는 의문을 갖고 있답니다.



재미있는 것은 지구상에서 발견되는 과거에 떨어졌던 운석은 철질운석 (42%)과 콘드라이트 (51%)인 반면 현재 떨어지는 것이나 남극에서 발견된 것은 대부분 콘드라이트 (85%이상)이고, 철질 운석은 3%이하입니다.



다시 두 운석으로 돌아가서, 이 두 운석이 떨어지는 것이 발견되고, 곧이어 실험실에서 실험할 당시가 마침 아폴로 우주선이 달에서 월석을 가져와 태양계 탄생의 비밀을 풀려고 할 때 였습니다. 머치슨 운석은 유기화합물과 탄소화합물이 발견된 운석으로 유명합니다. 일반적으로 탄소질 콘드라이트의 대부분에 탄소가 복잡한 화합물을 이루어 진 타르 형태의 물질로 나타난답니다. 그런데 이 운석에서는 16종의 아미노산이 발견되었는데 그 중 11종은 지구상에서 매우 드문 종류였답니다. 지구상에 있는 생명체를 이루고 있는 아미노산과는 달리 이 운석에서 발견된 아미노산은 우시성 분자와 좌시성 분자가 반씩 포함되어 있었답니다. 이러한 분자들의 발견은 태양계를 형성한 원시 태양 성운에서 이러한 화합물들이 생겼다는 것을 의미하기 때문에 태양계 형성과 기원에 상당히 중요한 의미를 갖습니다. 즉 지구상의 생명체를 만든 초기의 유기물은 이러한 원시 운석이나 혜성으로부터 왔을 지도 모릅니다.



이에 비하여 알렌드 운석은 태양계 형성 정보를 제공하는 운석입니다. 이 운석에는 태양계의 화학적 역사를 간직한 알갱이들이 포함되어 있습니다. 그리고 아마도 이 운석의 10%이상의 물질은 태양계 형성 이전에 우주공간에 있었던 성간 먼지입자들이 태양계 형성 과정에 파괴되지 않고 남아 이 운석에 포함되어 있는 것으로 밝혀졌습니다. 이 운석은 태양계에서 발견된 가장 오래된 암석으로 방사선 동위원소를 이용한 연령 측정이 약 45억 6천만년으로 나타나고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
일반적으로 암석의 나이를 측정하는 방법으로 많이 사용하는 방법이 방사성 동위원소의 반감기를 이용하여 암석이 생성된 연대를 측정하는 방법을 사용한답니다. 오래된 암석으로 측정하는 방법에 많이 이용되는 방사성 동위원소는 우라늄 238을 많이 사용하는데 이 우라늄 238 (238 U)의 반감기는 45억 년으로 납 206 (206 Pb)이 생성됩니다. 우리가 시료 암석이 생성될 당시 이 두 원소의 조성비를 알고 있다면, 현재의 조성비를 측정하면 그 동안 경과된 시간을 알 수 있을 겁니다. 이 동위원소 이외에 나이 측정에 사용하는 동위원소는,

칼륨 40 ---> 칼슘 40 + 아르곤 40, 반감기 13억년,

루비튬 87 ---> 스트론듐 87, 반감기 470억 년,

따위입니다.



이와 같은 방법으로 지금까지 알려진 지구에서 가장 오래된 암석의 나이는 39억 년이랍니다. 즉 지구의 나이는 "적어도" 39억 년은 되었다는 사실입니다. 한편 아폴로 우주선이 지구로 가져온 월석을 연구한 결과 이 월석의 나이는 44억 8천만년으로 나타났습니다. 지구와 달, 그리고 행성이 동시에 형성되었다는 동시형성설에 의하면 이와 같은 결과는 적어도 태양계의 나이가 44.8억 년은 되었다는 것이 됩니다.



월석이 지구의 암석보다 오래된 것으로 나타난 이유는 지구의 경우 지구표면에서 끊임없이 물과 바람에 의하여 암석이 변화하고 있는데 반하여 달은 이러한 변화를 겪지 않았기 때문입니다. 그런데 지구로 떨어진 운석 중에서 가장 오래된 것은 46억 년으로 나타났습니다. 태양계의 나이는 적어도 46억 년을 되었다는 이야기지요. 태양의 경우에는 나이를 측정할 수 없기 때문에 천문학적인 계산에 의지해야 합니다. 천체물리학적인 태양의 진화 모델 계산에 의하면 태양은 대략 50억 년은 되었을 것으로 추정되고 있습니다.



따라서 이 모든 결과가 "오차" 범위에서 일치하는 것으로 보아 태양계의 형성, 즉 지구의 형성은 대략 46억 년 전에 이루어졌다는 것으로 결론 내릴 수 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
지구가 처음 생성된 당시부터 기울어져 있었습니다.



행성들의 회전축이 황도 면에 수직, 즉 공전궤도면에 수직으로 있지 않은 이유는 여러 가지로 설명할 수 있습니다. 예를 들면 다른 행성들의 섭동에 의하여 기울어 졌을 수 있고, 위성의 영향을 받을 수도 있습니다. 재미있는 건 목성과 수성은 거의 수직으로 서 있고 나머지 행성은 지구보다 더 많이 기울어져 있습니다. 역학적으로 행성의 자전을 팽이에 비유할 수 있는데 팽이를 자주 쳐주면 더 빨리 돌면서 똑바로 서게 됩니다. 그러나 그냥 놓아두면 회전이 점차 느려지며 옆으로 쓰러지게 됩니다. 재미있는 것은 목성의 경우 행성 중에서 자전주기가 가장 짧습니다. 쓰러질듯 돌아가는 팽이의 머리의 운동을 살펴보면 머리를 끄덕이면서 회전축 주위를 돌게됩니다. 이때 회전축 주위를 머리가 도는 것을 지구에서는 세차운동이라고 하고 머리를 끄덕이는 것을 장동이라고 합니다. 태양계 형성과정에서 어쨌든 목성을 제외하고 행성들의 자전 각 운동량이 그렇게 크지 않았기 때문에 다른 행성의 섭동을 받아 (팽이의 경우에는 중력) 기울어진 것이 아닌가 생각됩니다.



자전축이 기울어 미치는 영향은 한 마디로 계절의 변화입니다. 즉 기울어진 채 공전하게 되면 북반구의 여름철에는 태양이 북반구를 수직으로 비추고, 겨울철에는 남반구를 수직으로 비추게 됩니다. 그리고 다른 영향은 세차운동, 장동운동 (이것은 지구의 모양과 달의 영향 때문에 생김)이 나타나게 됩니다.
  • 작성일2010-02-23
재미있는 질문입니다. 여러 사람들이 그와 같은 "공상"을 해왔죠. 대표적인 것이 태양을 건너 지구 반대편에 지구와 동일한 조건, 역사, 환경을 갖는 지구의 쌍둥이가 있다고 믿는 사람이 있었으니까요.



과학은 "믿음"이 아닙니다. 과학은 논리죠.



너무 멀리 생각하지 말고 여러분과 같은 동일한 조건, 동일한 인생, 동일한 생각을 갖고 있는 사람이 지구상에 있을까요 ? 없지요. 마찬가지입니다.



과학에 있어서의 선험적인 가정, 즉 증명할 수 없지만 공리 같이 믿어져 왔던 것이 "보편성의 원리 (universality)"입니다. 이 원리는 지구에서 적용되는 물리법칙은 안드로메다은하에서도 적용되고, 우주 어디에서나 적용된다는 원리입니다.



이 원리는 증명한 적은 없습니다. 이 원리에는 역사적 배경과 신학적이 배경이 들어 있습니다. 1601년에 이탈리아의 "부르노"라는 신부가 화형 당해 죽습니다. 이 이유는 그때의 교회의 가르침에 배반하는 이론을 설파하고 다녔기 때문입니다. 이 부르노 신부는 신에 대하여 명상을 하게 되는데 자기가 생각하기에 자기의 신 (기독교의 신)은 평등하거든요. 이게 신학적으로 가장 중요한 개념인데 그렇게 평등한 신이 이곳 (지구)만 창조했을 리는 없다는 생각을 갖게 되었죠. 이곳에 지구를 포함하는 우주를 만들었으면 다른 곳에도 "평등하게" 우주를 만들었을 것이다. 따라서 우주는 무한하다, 뭐 이런 주장을 펼치다가 화형 당합니다. 어쨌든 이 "신학적 의미의 평등"이 자연과학에서는 보편성의 원리로 남게 됩니다.



이 보편성의 원리에 따라 우주에는 지구 말고 다른 곳에도 생명이 존재할거라는 과학적 추론이 가능합니다. 이유는 태양은 아주 평범한 별이거든요. 따라서 태양 같은 조건을 갖는 별이라면 지구와 같은 행성이 존재할 가능성이 높고, 지구와 같은 환경이면 "보편적으로" 생명체가 존재할 가능성이 높다는 것입니다.



이런 이유로 볼 때 개인적으로는 외계인은 인간과 그렇게 많이 다를 것이라고 생각하지는 않습니다.
  • 작성일2010-02-23
일반적으로 처음 발견된 혜성이나 소행성은 거리 (궤도 장반경 혹은 근일점 거리)나 주기를 알 수 없겠죠. 잘 알려진 행성인 경우에는 주기는 구할 수 있었겠지요. 이를테면 지구와의 회합주기를 알면 행성의 주기를 구할 수 있으니까요.



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
혜성은 눈, 얼음, 먼지의 작은 혼합체입니다. 혜성이 태양에 접근하게 되면 태양의 열을 받아 얼음과 눈은 녹기 시작하고 혜성의 핵으로부터 기체와 티끌이 빠져 나와 핵 주변에 표피를 만들어 둘러싸게 됩니다. 그러다가 태양풍과 복사압이 가스와 먼지를 태양으로부터 멀리 밀어냄으로써 혜성의 꼬리가 형성되는 것이지요.

이 혜성의 꼬리는 그 성분에 따라 가스(이온)꼬리와 먼지꼬리로 갈라지게 되는데, 먼지꼬리 내의 입자가 무거워 입자의 속도는 가스꼬리 내에서의 속도보다 낮아져 가스꼬리보다 더 많이 휘어져 있습니다. 가스는 전하를 띤 이온 물질이지요. 그래서 태양풍의 영향 (즉 자기장의 영향)을 받아 태양 반대편으로 쓸려나가게 됩니다. 또한 실제로는 동일한 복사압을 받지만 가스는 먼지보다 질량이 작으므로 그 영향을 훨씬 더 크게 받지요. 결국 가스(이온)꼬리는 태양이 "후~"하고 불어내는 것처럼 태양의 정 반대편으로 퍼지는 것입니다. 학교에서 배우는 "태양 반대쪽"으로 생기는 꼬리는 바로 가스(이온)꼬리를 말하는 것입니다. 그러나 먼지꼬리는 이와 좀 다릅니다. 먼지는 전하를 띠지 않으므로 태양풍의 영향도 받지않고, 질량이 크므로 복사압의 영향도 상대적으로 적게 받지요. 그래서 태양이 "후~"하고 불어도 잘 날아가지 않습니다. 대신 먼지는 혜성이 궤도를 따라 운동하면서 흘리고 지나가는 물질이므로, 먼지꼬리는 그 궤도를 따라 생기게 됩니다. 하지만 꼬리 끝 부분이 혜성의 운동 속도를 따라가지 못하므로 휘게 되지요. 그래서 먼지꼬리는 이온꼬리와 분리되어 혜성궤도의 뒤쪽으로 약간 휘어져서 나타나는 것입니다.
  • 작성일2010-02-23
혜성의 주기는 혜성의 궤도를 계산함으로써 알 수 있습니다. 3차원 공간에서 타원, 포물선, 쌍곡선과 같은 원뿔 곡선은 세 점을 알면 그 공식을 구할 수 있습니다. 예를 들어 x,y 평면에서 직선은 두 점을 알면 그 방정식을 구할 수 있으며, 마찬가지로 원이나 포물선도 두 점을 알면 방정식을 구할 수 있습니다.



혜성의 궤도는 타원, 포물선, 쌍곡선 중의 하나가 됩니다. 그런데 혜성은 움직이므로 천구 상에 투영된 적경, 적위, 시각으로 나타낸 적어도 세 점이상의 관측자료를 이용하여 혜성의 궤도를 계산할 수 있습니다. 혜성의 궤도는 처음에는 포물선으로 가정하고 계산하는데 관측이 많아지면 타원인지, 포물선인지 정확하게 계산됩니다. 혜성의 궤도를 규정하는 (정하는) 요소는, 주기, 근일점 통과시각, 근일점 거리, 궤도 경사각, 춘분점에서 천구 면과 궤도면이 만나는 선 (노드라 함)까지의 각도, 근일점에서 혜성까지의 각도에 의하여 정의됩니다.



보통 다음과 같이 나타냅니다.

e : Eccentricity : 이심율 (혜성의 궤도가 어떤 형태를 띄고 있는지...)

q : Perihelion passage distance (AU) : 근일점거리 (혜성이 태양에서 가장가까울때 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



혜일-밥 혜성 (Comet Hale-Bopp, 학명 C/1995 O1)은 1997년 5월 근일점을 통과한 혜성으로 1995년 여름에 발견되었습니다. 굉장히 밝은 혜성이었죠. 처음 발견되었을 때 주기가 대략 4,200년 정도로 계산되었는데 태양을 통과한 후에 목성 등의 섭동을 받아 주기가 약 2,000년으로 변경되었습니다. 따라서 1997년에 지구 근처에 올 때에는 단군시대 이래 처음 오는 것이었죠.



혜성의 이름은 결국에는 발견자의 이름을 붙이게 되는데, 학술적으로는 고유명과 함께 학명 C/1995 O1 (1995년 7월 후반기에 첫 번 째로 발견된 혜성)과 같이 씁니다.



우리 나라의 옛 혜성의 이름은 특별히 붙이지 않은 것으로 알고 있습니다. 불길한 징조로 여겼기 때문에 이름을 붙일 필요가 없었겠지요. 다만 분류를 하였는데 꼬리가 보이지 않는 혜성을 "혜"라하고, 꼬리가 갈라진 것은 "치우기"라 하였답니다. 아마 발견 초기에는 "객성"으로 분류되었다가 혜성의 형태, 즉 또렷하지 않고 뿌옇거나, 꼬리가 보이면 혜성으로 분류했답니다. 좀더 자세한 사항은 이 홈페이지의 "우주여행"란의 "한국의 천문학사"를 참고하세요.