본문 바로가기 메뉴바로가기
통합검색

통합검색

자주하는 질문

Total 142   
  • 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
먼저, 가로등의 밝기를 말할때 흔히 쓰이는 룩스라는 단위는 천문학에서 잘 사용하는 단위는 아닙니다. 룩스를 천문학에서 사용하는 등급이라는 단위로 바꾸어야 합니다.

1룩스 = 1루멘/m^2 = 1.5erg/cm^2/sec^1 이 되고,

0등성인 베가의 밝기는 대략 3.8erg/cm^2/sec^1이 됩니다. 따라서

천정에서 태양의 밝기는 -26.8등급 = 137,000룩스,

만월의 밝기는 -12.5등급 = 0.25룩스

1등성의 밝기는 1.0등급 = 10^-6 룩스가 됩니다.

그런데 도시의 가로등 불빛이 별을 안보이게 하는 이유는 가로등 불빛이 직접 눈으로 들어와 상대적으로 밝기 때문이기도 하지만 그것보다는 가로등에서 나온 빛이 공기중의 입자에 산란되어 하늘이 밝게 보이는 것 때문에 별이 안 보이는 것입니다. 예를 들면 밤에 고속버스를 타면 운전사가 버스의 실내등을 끄지요. 물론 잠자라고 그럴 수도 있지만 그것보다는 실내등이 버스의 유리창에 반사되는 빛이 밖에 오는 빛보다 강해져 밖이 잘 안보이기 때문입니다. 물론 아주 밝은 빛은 보이겠지만요.

이와 같이 만약에 도시하늘의 밝기가 1/1000000룩스보다 밝으면 1등성의 별은 안보일 겁니다. 따라서 1등성의 별이 보이기 위한 도시하늘의 밝기의 "최대"값은 백 만 분의 1룩스가 될 겁니다. 2등성은 1등성의 약 2.5배 어두우므로 4x10^-7 (4000만 분의 1룩스) 보다 하늘이 어두워야하고, 3등성은 2등성보다 약 2.5배 어두우므로 1.6x10^7 (1600만 분의 1룩스)보다 어두워야합니다. 지상에서 겨우 보이는 별이 6등급의 별이므로 이 별이 보이려면 하늘의 밝기가 적어도 1등성의 100분의 1 즉 1억 분의 1룩스보다 어두워야 합니다.
  • 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.
  • 작성일2010-02-26
3K 배경복사에 대하여 천문학을 소개하는 대부분의 책에 자세히 나와 있습니다. 우주초기를 다루는 책에 좀더 자세히 소개되어 있는데, 이를테면 "우주의 창조" (조지 가모브 저, 전파과학사 문고, 절판)나 "태초의 3분간" (혹은 최초의 3분간, 와이버거저, 현암사)등 입니다. 요약하면,

- 빅뱅우주론을 주창한 사람은 조지 가모브인데 그는 허블의 팽창하는 우주를 역산하면 최초에 고온, 고압의 물체 (얌)의 폭발로부터 우주가 탄생하여 현재 그 온도가 식어 대략 3K가 되었을 것이라고 제안

- 1960년대 미국 벨연구소의 펀지아스와 윌슨이 이 배경복사를 발견

- 현재 이론에 따르면 이 배경복사는 우주가 탄생한 초기우주에는 빛의 시대로 빛에 의한 중력이 물질에 의한 중력보다 크고, 자유 전자에 의하여 빛이 산란되기 때문에 빛이 직진하지 못하다가 우주탄생 후 약 1000년이 지나면서 팽창하면서 우주가 식어 전자는 양성자와 결합하여 전자가 없어지면서 마치 구름이 갠 것처럼 이 태초의 빛이 직진을 시작, 현재에는 우주팽창에 의하여 적색편이가 일어나 파장이 길어진 상태로 3K 복사를 이룸.

- 3K 복사는 공간적으로 등방성과 균일성을 갖고 있어 우주 탄생초기가 등방하고 균일하였다는 것을 설명해줄 뿐만 아니라, 약 100만 분의 1의 요동이 존재하여 현재의 우주 구조를 이루었다는 것이 COBE관측에 의하여 발견됨으로써 빅뱅우주론과 인플레이션우주론을 뒷받침.


♠보충설명-약 100만 분의 1의 요동♠

우주배경복사 관측에 의한 흑체 온도의 공간분포를 보면 무늬가 나타납니다 (세계의 천문우주 #25번 기사 참조). 이 무늬는 우주배경복사가 그만큼 균질하지 않기 때문에 나타나는 것인데 이를 요동 (fluctuation)이라고 합니다. 그런데 이 요동 (불 균일한 정도)이 100만 분의 1정도로 아주 작다는 것입니다. 다시 말하면 100만 분의 1 오차로 거의 균일하다고 할 수 있다는 것입니다. 그러나 이 100만 분의 1이라는 것이 오차의 한계보다 크고, 또 실제로 이러한 차이가 발견되기 때문에 흑체복사의 온도가 거의 완벽한 균질성과 등방성으로 보이지만 최초에 이러한 불 균일성이 존재했다는 것이 중요합니다. 이 차이들이 오늘날의 우주 구조를 만들었다고 생각되거든요.

또한 중요한 것은, 우주배경 복사는 어떤 물질에서 방출되는 복사가 아니라 우주가 탄생할 때부터 우리우주에 있었던 복사라는 사실입니다. 즉 우주의 탄생으로 빛 (전자기파)과 각종 소립자가 탄생한 것이죠. 이 우주를 꽉 채우고 있던 빛이 전자에 의하여 진로에 영향을 받다가 우주의 온도가 식어 전자와 양성자가 결합하여 수소원자가 됨으로서 물질로부터 해방되었고, 우주의 팽창으로 인해 적색편이 되어 최대 세기가 전파영역이 되어 오늘에 이르게 된 것입니다.

우주는 현재 2.7K를 갖는 완벽한 흑체 입니다. 이 흑체의 온도가 변화하는 모양이 바로 우주의 팽창과 우주의 과거 + 미래와 관련됩니다. 이 온도 변화를 알면 우주의 모양과 진화가 완성되는 것이죠. 그래서 그 동안 만들어진 우주모델은 이 온도를 기반으로 만들어진 것입니다. 즉 우주 초기의 온도와 그 이후의 온도가 떨어지는 추세는 우주론에서 설명하고자 하는 것입니다. 우주의 과거 진화는 적당히 모델의 계수를 조정하여 이 온도를 맞추는 것으로 만들어집니다. 우주의 미래의 온도 변화는 우주의 현재 모습에 의하여 결정되는데 이를테면 열린 우주의 경우에는 온도가 급격히 떨어질 것이고, 닫힌 우주의 경우에는 팽창이 정지할 때까지 감소하다가 다시 온도가 증가하게 되며, 평탄한 우주는 시간에 비례하여 떨어질 것입니다.

  • 작성일2010-02-23
1광년이란 빛이 1년 동안 도달할 수 있는 거리입니다.

1Ly = 6.324*10^4 AU = 0.307 pc = 9.46*10^17 cm

AU(astronomical unit)천문단위로 태양과 지구사이의 거리를 1AU로 사용합니다.

즉1AU = 1.496*10^13cm입니다. 1pc = 206265 Au입니다
  • 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
지구를 중심으로 회전하고 있는 달은 타원궤도로 돌고 있습니다. 이 경우에는 케플러의 면적속도 일정의 법칙을 이용하여 달의 운동 속도를 구할 수 있습니다. 특히 궤도가 타원이기 때문에 근일점(지구와 달 사이가 가까운 곳), 원일점(먼 곳)에서의 운동속도가 다르게 되겠지요.



근일점에서는 v = 2π/P * a {A)^1/2 , A = 1+e/1-e 여기서 P=27.32일(공전주기), e=0.055(이심율), a=3.84*10^5Km (지구로부터 거리)이고, 원일점에서는 A= 1-e/1+e 입니다.
  • 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
달은 공전과 자전주기가 같아 늘 한쪽 면만을 볼 수 있으므로, 그 뒷면은 1959년 10월 7일 소련의 루나 3호가 처음 촬영하기 전까지 전혀 알려지지 않았습니다. 뒷면이라고는 하지만 실제로 우리는 칭동 현상으로 인하여 달의 전표면 중 59%까지를 볼 수가 있습니다. 칭동은 달의 궤도면이 적도에 대하여 기울어 있기 때문에 생기는 기하학적인 현상으로 경도 칭동과 위도 칭동, 일주 칭동이 있습니다.



경도 칭동은 달의 일정한 자전과 지구둘레를 도는 타원궤도 운동에 의해 6°17′을 보게 되는 것이고, 위도 칭동은 황도 면에 대한 달의 공전궤도면의 5°9′의 경사와 달 적도면의 공전궤도에 대한 경사에 의한 6°41′을 보게 되는 것입니다. 일주 칭동은 57′로서 지구에 있는 관측자가 지구 자전으로 생기는 시차 효과에 의해 생기는 것입니다. 끝으로 달의 비구형인 형태 때문에 자전속도에 약간의 불규칙성이 생겨서 작은 양의 물리적 칭동을 일으키고 있습니다.