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지구의 운동
자전지구는 약 23시간 56분을 주기로 자전을 한다. 하루의 시간이 24시간인데 비하여 약 4분이 짧은 이유는 지구가 자전을 하는 동안 공전을 하기 때문이다. 즉 하루란 태양이 남중한 시간부터 다음날 남중할 때까지의 기간을 말하는데, 지구가 자전을 하는 동안 공전을 함으로써 4분정도 더 돌아야 태양이 남중 하게 되는 것이다. 그리고 지구는 약 23.5° 기울어져서 자전을 한다.
공전
지구는 태양으로부터 평균 1억5천만km 떨어져서 1년을 주기로 공전 한다. 이심률은 대략 0.017로 타원 형태로 공전을 하며, 태양과 가장 가까울 때는 1억 4,700만km 까지 다가간다. 공전 속도는 약 29.8km/s로 아주 빠르며, 자전축이 기울어져 공전하기 때문에 계절의 변화가 생긴다.
세차운동
세차운동이란 자전하는 물체의 회전축이 원을 그리며 움직이는 현상이다. 일상적인 생활에서의 예로 팽이를 볼 수 있다. 회전속도가 줄면서 중력의 영향을 받은 팽이의 회전축은 원을 그리며 돌게 되는 것이다. 팽이뿐만 아니라 지구에서 축을 중심으로 자전하는 모든 물체는 세차운동을 한다. 지구 또한 자전축을 중심으로 자전을 하고 있고, 완전한 구형이 아닌 적도부근이 약간부풀은 회전타원체형태이다. 그리고 태양과 달은 이런 지구에 중력으로 영향을 주고 있어서 지구 자체에도 세차운동은 일어난다. 이 중력은 두 물체사이의 거리와 밀접한 관계가 있으며, 따라서 지구의 부풀은 적도 부근과 상대적으로 많이 상호작용을 하게 되는 것이다. 이것은 기울어진 자전축에 영향을 주고, 결국 자전축 자체가 회전하게 되는 것이다. 실제, 이런 영향으로 인해 춘분점은 매년 약 50.26‘’만큼 황도를 따라 서쪽으로 이동한다. 그리고 지구의 자전축은 약 25770년을 주기로 운동을 하게 된다.
이러한 세차운동을 최초로 발견한 사람은 그리스의 천문학자 히파르코스(Hipparchos, Hipparchus, Hipparcos)로 알려졌다. 그는 황경 180도 황위 0도에 가까운 위치에 있는 처녀자리의 스피카를 사용하여 개기일식 때에 달과 스피카의 각거리를 계산했다. 일식과 월식은 황도(천구에서 태양의 길)와 백도(천구에서 달의 길)의 교차점에서만 일어나기에 일식, 월식 시에 달과 태양은 반드시 황도 상에 있다, 따라서 이때의 스피카와의 각거리는 스피카와 달 또는 태양과의 황경의 차를 의미한다. 히파르코스는 이 황경의 차이를 그의 시대보다 과거의 성표와 비교하여 황경의 값이 변한 것을 발견했다. 그는 스피카 이외의 항성에서도 차이를 발견하였고, 그 차이가 항성의 운동에 의한 것이 아닌 황경의 기준인 춘분점 자체가 이동했기 때문이라고 결론지었다.
이러한 세차운동을 최초로 발견한 사람은 그리스의 천문학자 히파르코스(Hipparchos, Hipparchus, Hipparcos)로 알려졌다. 그는 황경 180도 황위 0도에 가까운 위치에 있는 처녀자리의 스피카를 사용하여 개기일식 때에 달과 스피카의 각거리를 계산했다. 일식과 월식은 황도(천구에서 태양의 길)와 백도(천구에서 달의 길)의 교차점에서만 일어나기에 일식, 월식 시에 달과 태양은 반드시 황도 상에 있다, 따라서 이때의 스피카와의 각거리는 스피카와 달 또는 태양과의 황경의 차를 의미한다. 히파르코스는 이 황경의 차이를 그의 시대보다 과거의 성표와 비교하여 황경의 값이 변한 것을 발견했다. 그는 스피카 이외의 항성에서도 차이를 발견하였고, 그 차이가 항성의 운동에 의한 것이 아닌 황경의 기준인 춘분점 자체가 이동했기 때문이라고 결론지었다.
공전증거
연주시차
연주시차란 지구의 공전운동에 의한 시차로 천체의 천구상의 위치가 공전주기와 같은 주기로 변화해 보이는 현상이다. 여기서 시차란 삼각형의 한 변을 기선이라하고 그 양쪽 끝에서 반대편 점을 바라봤을 때 그 끼인각을 시차라 한다. 그리고 이 삼각형의 기선을 지구와 태양사이의 거리로 계산할 때 그 끼인각을 연주시차라 한다. 이는 지구가 태양을 공전할 때의 일 년 동안 천체를 관측함으로써 시차를 계산하고 그 시차의 절반이 연주시차가 된다.
연주시차의 크기는 지구에서 천체까지의 거리와 관련이 깊어서, 연주시차가 측정되면 지구에서 그 천체까지의 거리를 알 수 있다. 예를 들어 지구에서 천체의 거리가 3.26광년(빛이 1년 동안 간 거리)일 때 연주시차는 1초(1도의 1/3600)가 된다. 천문학자들은 이 거리를 파섹(pc)란 단위로 만들어서 천체의 거리를 나타낼 때 주로 사용한다. 그리고 연주시차의 크기는 매우 작기 때문에 관측이 상당히 어렵다. 지구와 가장 가까운 항성인 프록시마 센타우리(Proxima centauri)도 연주시차는 겨우 0.76초이다. 이것은 대략 270m앞에 있는 물체를 1mm놓았을 때에 발생하는 시차를 관측하는 것과 마찬가지이다.
하지만 대기의 불안정 등에 의해 지구에서 정밀한 연주시차의 값을 측정하기는 쉽지 않다. 결국 우주공간에서 연주시차의 측정을 하기 위해 1989년에 히파르코스 위성이 쏘아졌고, 그 결과 천체까지 거리의 정밀도가 크게 향상되었다.
연주시차의 크기는 지구에서 천체까지의 거리와 관련이 깊어서, 연주시차가 측정되면 지구에서 그 천체까지의 거리를 알 수 있다. 예를 들어 지구에서 천체의 거리가 3.26광년(빛이 1년 동안 간 거리)일 때 연주시차는 1초(1도의 1/3600)가 된다. 천문학자들은 이 거리를 파섹(pc)란 단위로 만들어서 천체의 거리를 나타낼 때 주로 사용한다. 그리고 연주시차의 크기는 매우 작기 때문에 관측이 상당히 어렵다. 지구와 가장 가까운 항성인 프록시마 센타우리(Proxima centauri)도 연주시차는 겨우 0.76초이다. 이것은 대략 270m앞에 있는 물체를 1mm놓았을 때에 발생하는 시차를 관측하는 것과 마찬가지이다.
하지만 대기의 불안정 등에 의해 지구에서 정밀한 연주시차의 값을 측정하기는 쉽지 않다. 결국 우주공간에서 연주시차의 측정을 하기 위해 1989년에 히파르코스 위성이 쏘아졌고, 그 결과 천체까지 거리의 정밀도가 크게 향상되었다.
광행차란 천체를 관측할 때 관측자(지구)가 이동하여 천체의 위치가 움직인 것처럼 보였을 때 그 움직임을 나타내는 용어로 영국의 천문학자 제임스 브래들리(James Bradley)가 발견했다.
예를 들면, 비가 수직으로 떨어지는 도로 위로 자동차를 타고 달리면, 비가 꼭 자신 쪽으로 기울어져 떨어지는 것처럼 보인다. 즉 이 비는 대각선 앞의 하늘에서 떨어지는 듯 생각되나 실제는 자신의 현재 있는 위치의 바로 위의 하늘에서 떨어진 것이다. 이것을 광행차로 설명하면(여기서는 관측자의 이동방향에 대해 수직 방향에 있는 천체를 생각한다) 천체의 빛이 수직으로 오지만 관측자가 이동하고 있기 때문에 천체의 빛은 대각선 앞쪽 하늘에서 온 듯(즉 천체가 대각선 앞 방향에 있는 듯)보인다. 하지만 실제는 바로 위에 천체가 있는 것이다.
일반적으로 관측자가 속도 ν로 이동하고 있고, 이 이동방향에 대해 각도Ɵ 의 방향에 있는 천체를 생각해보면 이 천체의 광행차 각도 α는
α= (ν/c) x sinƟ
라는 식으로 나타낸다.(c는 광속도. 본래 좌변은 sinα이나 각이 한없이 작기 때문에 sinα는 α와 거의 같다. 여기서 α는 라디안 단위이다.)
광행차란 광속도가 매우 크기 때문에 관측자도 상당한 속도로 이동하지 않으면 관측하기 힘들다. 현재 관측자를 가장 빨리 이동시킬 수 있는 것은 지구의 공전이며 이것에 의해 일어나는 광행차를 연주광행차라고 한다. 브래들리가 발견한 것도 이 연주광행차이다.
그리고 지구의 공전속도는 평균 약 29.76km/s이다. 이것을 위의 식에 대입하면 최대 20.49초가 나오고 이는 공전 면에 대해 수직인 천체는 일 년에 한 번씩 반경 20.49초의 원을 그리는 것을 뜻한다.
도플러효과
예를 들면, 비가 수직으로 떨어지는 도로 위로 자동차를 타고 달리면, 비가 꼭 자신 쪽으로 기울어져 떨어지는 것처럼 보인다. 즉 이 비는 대각선 앞의 하늘에서 떨어지는 듯 생각되나 실제는 자신의 현재 있는 위치의 바로 위의 하늘에서 떨어진 것이다. 이것을 광행차로 설명하면(여기서는 관측자의 이동방향에 대해 수직 방향에 있는 천체를 생각한다) 천체의 빛이 수직으로 오지만 관측자가 이동하고 있기 때문에 천체의 빛은 대각선 앞쪽 하늘에서 온 듯(즉 천체가 대각선 앞 방향에 있는 듯)보인다. 하지만 실제는 바로 위에 천체가 있는 것이다.
일반적으로 관측자가 속도 ν로 이동하고 있고, 이 이동방향에 대해 각도
α= (ν/c) x sin
라는 식으로 나타낸다.(c는 광속도. 본래 좌변은 sinα이나 각이 한없이 작기 때문에 sinα는 α와 거의 같다. 여기서 α는 라디안 단위이다.)
광행차란 광속도가 매우 크기 때문에 관측자도 상당한 속도로 이동하지 않으면 관측하기 힘들다. 현재 관측자를 가장 빨리 이동시킬 수 있는 것은 지구의 공전이며 이것에 의해 일어나는 광행차를 연주광행차라고 한다. 브래들리가 발견한 것도 이 연주광행차이다.
그리고 지구의 공전속도는 평균 약 29.76km/s이다. 이것을 위의 식에 대입하면 최대 20.49초가 나오고 이는 공전 면에 대해 수직인 천체는 일 년에 한 번씩 반경 20.49초의 원을 그리는 것을 뜻한다.
도플러효과 또한 지구의 공전을 설명해 준다. 도플러효과란 파(음파, 광파, 전파 등)의 발생원(음원, 광원 등)과 관측자와의 상대적인 속도에 의해 파의 주파수가 다르게 관측되는 현상을 말한다. 발생원이 다가올 경우엔 파의 진동이 좁아져 주파수가 높아지고 반대로 멀어질 경우엔 진동이 넓어져 주파수는 작아진다. 구급차가 지나갈 경우 가까워 질 때는 사이렌 소리가 높게 들리고 멀어져 갈 땐 낮게 들리는 것이 이 현상에 의한 것이다.
빛의 경우에도 마찬가지의 효과가 관측된다. 멀어지는 광원에서의 빛은 붉게 보이고(적색편이) 가까워오는 광원의 빛은 푸르게 보인다(청색편이). 이를 바탕으로 황도위의 별(지구의 공전속도는 황극의 방향으로 속도 성분을 가지고 있지 않고, 황도위의 별 방향으로 가장 큰 속도 성분을 갖는다.)의 도플러 효과를 확인하면 지구가 공전을 하고 있다는 것을 알게 되고 공전속도 또한 구할 수 있다. 그리고 이때 지구의 공전효과를 제외한 여러 가지 요인(태양에 대한 별의 움직임, 태양계의 움직임 등)들로 인해 도플러 효과의 값은 다르게 나올 수 있는데, 이는 1년을 주기로 변하는 지구의 공전효과에 겹쳐져 쉽게 분리가 가능하다. 실제 빛은 상대성이론을 따라 전파되기 때문에 일반적인 도플러효과와는 차이가 있다. 하지만 천체와 지구 사이의 상대적인 속도차이는 광속에 비해 매우 작기 때문에 그 차이는 아주 작아 무시할 수 있다.
빛의 경우에도 마찬가지의 효과가 관측된다. 멀어지는 광원에서의 빛은 붉게 보이고(적색편이) 가까워오는 광원의 빛은 푸르게 보인다(청색편이). 이를 바탕으로 황도위의 별(지구의 공전속도는 황극의 방향으로 속도 성분을 가지고 있지 않고, 황도위의 별 방향으로 가장 큰 속도 성분을 갖는다.)의 도플러 효과를 확인하면 지구가 공전을 하고 있다는 것을 알게 되고 공전속도 또한 구할 수 있다. 그리고 이때 지구의 공전효과를 제외한 여러 가지 요인(태양에 대한 별의 움직임, 태양계의 움직임 등)들로 인해 도플러 효과의 값은 다르게 나올 수 있는데, 이는 1년을 주기로 변하는 지구의 공전효과에 겹쳐져 쉽게 분리가 가능하다. 실제 빛은 상대성이론을 따라 전파되기 때문에 일반적인 도플러효과와는 차이가 있다. 하지만 천체와 지구 사이의 상대적인 속도차이는 광속에 비해 매우 작기 때문에 그 차이는 아주 작아 무시할 수 있다.
자전증거
푸코진자푸코진자란 푸코(Jean Bernard Léon Foucault)가 지구의 자전을 증명하는 실험에서 사용한 진자를 말한다. 푸코는 진자를 움직이면 적도이외의 장소에서는 지구의 자전에 의해 진자의 진행방향이 조금씩 회전하듯 틀어져 갈 것이라고 생각했다. 만약 지구가 자전을 하지 않는다면, 추에 작용하는 힘은 중력과 줄의 장력만이 존재하고, 이들은 진동면에만 있기 때문에 진자의 움직임에는 변화가 없었을 것이다. 푸코는 1851년 판테온에서 공개실험을 하였고, 이때 사용한 진자는 67m와이어로 28kg의 추를 단 것이었다. 그 결과 추의 진동은 실제 변하지 않았으나 진동면 자체는 서서히 회전을 하였다. 지구의 자전에 의해 주기적인 회전을 한 것이었다.
푸코의 진자의 주기를 정확히 측정해 보면
p = 24/sinø
란 식을 확인 할 수 있다. 여기서 p는 진동면의 회전 주기를 뜻하고, ø는 그 지방의 위도를 뜻한다.
전향력
푸코의 진자의 주기를 정확히 측정해 보면
p = 24/sinø
란 식을 확인 할 수 있다. 여기서 p는 진동면의 회전 주기를 뜻하고, ø는 그 지방의 위도를 뜻한다.
전향력, 즉 코리올리 힘은 어떤 물체가 회전좌표계상에서 이동했을 때에 이동방향과 수직방향의 이동속도에 비례한 크기에 받는 가상의 힘이다. 이는 1835년에 프랑스의 과학자 코리올리(Gaspard-Gustave Coriolis)가 발견하였다.
북극에서 발사되어 적도지방으로 향하는 물체를 생각해보자. 지구가 정지하여 있다면 이 물체는 자오선을 따라 적도지방으로 갈 것이다. 하지만 지구는 자전을 하고 있고, 이에 따라 목표지점 또한 이동하게 된다. 결국 이 물체는 목표지점보다 서쪽으로 향하게 될 것이고, 그것을 지상에서 본다면 오른쪽으로 편향되어 날아가는 것처럼 보일 것이다.
태풍이 북반구에서 반시계방향으로 도는 것은, 바람이 중심을 향해 진행할 때에 코리올리의 힘을 받기 때문이다. 또한 대기만이 아닌, 해류의 운동도 코리올리의 힘의 영향을 받는다.
지구상에서의 여러 운동들은 코리올리의 힘의 영향을 받지만 실질적인 생활에서는 잘 느낄 수 없다. 야구를 보면 투수가 던진 공이 코리올리 힘에 의해 변화구가 되는 일은 없다. 이는 지구의 크기에 비해 투수와 포수의 거리는 거의 무시할 수 있을 정도이기 때문이다. 축구를 포함한 다른 스포츠에서도 마찬가지이고, 변기나 욕조, 풀장 등에서는 마개의 모양이나 마개를 뽑은 순간, 마개와 입구간의 간격이 어디서 일어나기 시작했느냐에 따라 소용돌이의 회전방향이 결정되어 코리올리 힘은 찾아보기 힘들다.
북극에서 발사되어 적도지방으로 향하는 물체를 생각해보자. 지구가 정지하여 있다면 이 물체는 자오선을 따라 적도지방으로 갈 것이다. 하지만 지구는 자전을 하고 있고, 이에 따라 목표지점 또한 이동하게 된다. 결국 이 물체는 목표지점보다 서쪽으로 향하게 될 것이고, 그것을 지상에서 본다면 오른쪽으로 편향되어 날아가는 것처럼 보일 것이다.
태풍이 북반구에서 반시계방향으로 도는 것은, 바람이 중심을 향해 진행할 때에 코리올리의 힘을 받기 때문이다. 또한 대기만이 아닌, 해류의 운동도 코리올리의 힘의 영향을 받는다.
지구상에서의 여러 운동들은 코리올리의 힘의 영향을 받지만 실질적인 생활에서는 잘 느낄 수 없다. 야구를 보면 투수가 던진 공이 코리올리 힘에 의해 변화구가 되는 일은 없다. 이는 지구의 크기에 비해 투수와 포수의 거리는 거의 무시할 수 있을 정도이기 때문이다. 축구를 포함한 다른 스포츠에서도 마찬가지이고, 변기나 욕조, 풀장 등에서는 마개의 모양이나 마개를 뽑은 순간, 마개와 입구간의 간격이 어디서 일어나기 시작했느냐에 따라 소용돌이의 회전방향이 결정되어 코리올리 힘은 찾아보기 힘들다.
인공위성의 서편현상은 지구에서 바라볼 때 서쪽으로 이동되어지는 현상을 말한다. 이는 지구가 서쪽에서 동쪽으로 자전하기 때문에 나타나는 현상이다. 하지만 모든 인공위성에서 볼 수 있는 현상이 아니다. 인공위성은 궤도에 따라 극궤도 위성과 정지궤도 위성으로 나눌 수 있는데 서편현상은 극궤도 위성에서만 볼 수 있다. 극궤도 위성이란 극지방을 지나는 궤도위성으로서 회전할 때 마다 지구 자전에 의해 서쪽으로 이동되어 관측된다. 즉 처음 관측 때에 머리 위를 지나갔다면 그다음 관측 때에는 머리위보다 약간 서쪽으로 이동되어 지나가는 것이다. 이것은 자전하고 있는 지구에서의 관찰자에게 보이는 상대적인 운동효과로 지구자전의 증거가 된다.
지구의 공전과 자전으로 생기는 현상
일주운동
매일 하늘에 뜨고 지는 해처럼 별들과 행성들도 동쪽에서 떠서 서쪽으로 지는 현상을 볼 수 있는데 이러한 현상을 일주운동이라 한다. 이 일주운동은 지구의 자전에 의해 생기는 현상이며, 별들이 북극성을 중심으로 도는 것처럼 보인다. 이렇게 한 바퀴를 도는데 약 23시간 56분이 걸리며, 이는 지구의 자전주기와 같다.
일주운동으로 북반구에서는 북극성 주위를 반시계방향으로, 남반구에서는 천구의 남극 주위를 시계방향으로 도는 것처럼 보인다. 또한 적도 지방에는 천구의 북극과 남극이 지평선에 있어서 모든 별들이 동쪽에서 뜨고 서쪽으로 진다. 즉 우리나라에서 보이는 북극성과 같이 하루 종일 하늘에 떠있는 별이 없다는 것이다.
계절변화
일주운동으로 북반구에서는 북극성 주위를 반시계방향으로, 남반구에서는 천구의 남극 주위를 시계방향으로 도는 것처럼 보인다. 또한 적도 지방에는 천구의 북극과 남극이 지평선에 있어서 모든 별들이 동쪽에서 뜨고 서쪽으로 진다. 즉 우리나라에서 보이는 북극성과 같이 하루 종일 하늘에 떠있는 별이 없다는 것이다.
계절의 변화는 지구의 자전축이 기울어진 상태로 공전하기 때문에 생기는 현상이다. 그리고 지구의 자전축이 공전면에 대해 기울어져있기 때문에 춘분, 하지, 추분, 동지날의 낮 길이가 변한다. 우리나라는 동지 때 태양의 남중고도가 가장 낮고 낮의 길이 또한 가장 짧다. 그리고 태양은 정동 쪽보다 남쪽방향에서 뜨고 정서 쪽에서 남쪽방향으로 지며, 이때를 겨울이라 한다. 춘분, 추분 때는 태양이 정동 쪽에서 떠서 정서 쪽으로 지며 낮과 밤의 길이는 12시간으로 같으며, 이때를 각각 봄과 가을이라 한다. 하지 때는 낮의 길이가 가장 길며 그만큼 밤의 길이는 줄어든다. 그리고 태양의 남중고도는 일 년 중 가장 높으며 이때를 여름이라 한다. 태양이 뜨는 방향은 정동 쪽에서 약간 북쪽방향 지점에서 뜨며, 정서 쪽에서 약간 북쪽방향으로 진다.
한국관련
| 춘분 | 하지 | 추분 | 동지 | |
|---|---|---|---|---|
| 90°(극지방) | 0° | 23.5° | 0° | -23.5° |
| 38°(한국) | 52° | 75.5° | 52° | 28.5° |
| 0°(적도지방) | 90° | 113.5° | 90° | 66.5° |
최종수정일
2020년 6월 1일