행성간 거리 측정

 안녕하세요! 여러 정보와 지식들을 나누는 난양입니다 :) 오늘은 행성 간 거리 측정에 대하여 포스팅을 해보고자 합니다.

 

 1838년 프리드리히 빌헬름 베셀이 시차 방법을 사용하여 행성 간 거리를 최초로 측정했습니다. 그리고 1989년 발사된 인공위성 히파르코스는 시차 측정법의 정확성을 크게 향상시켰습니다. 다른 별들까지의 거리에 대한 정확한 지식은 우주에서의 우리의 위치를 이해하는 데 필수적입니다.

1. 시차 측정의 원리

 17세기 후반쯤에는 태양계의 중심이 지구가 아닌 태양이라는 것이 널리 수용되었으나 천문학자들은 여전히 별들의 시차를 관측하지 못했습니다. 시차는 입체 시의 결과로서 대부분의 사람들에게 친숙한 것인데 이런 시차 효과 때문에 서로 다른 각도에서 가까운 물체를 보면 그 가까운 물체는 더 멀리 있는 배경에 대해서 움직이는 것처럼 보입니다.

 시차 측정의 원리는 매우 단순합니다. 3억 km 떨어져 있는 지구 공전궤도의 양쪽 끝에서 가까운 별들을 바라볼 때 이 가까운 별들의 겉보기 위치가 멀리 떨어진 배경에 대해 변하는 정도를 측정함으로써 삼각법을 이용해 그 별까지의 거리를 측정할 수 있습니다.

2. 시차를 이용한 밝기와 거리 계산

 1720년대에 영국의 천문학자 제임스 브래들리는 시차 측정을 위한 중요한 진척을 이뤄냈습니다. 그러나 브래들리의 측정 장치의 정밀도는 성능이 조금 부족했고 1830년대가 되어서야 몇몇 관측자들이 본격적으로 이 문제에 달려들었습니다.

 1838년 독일의 천문학자 프리드리히 빌헬름 베셀은 백조자리 61의 시차를 0.314아크 세컨드의 값으로 측정했다고 발표했습니다(1아크 세컨드=1/3600도, 보름달 직경의 1/1800 정도). 베셀의 발표 이후 알파 센타우리, 베가 등 다른 가까운 별들의 시차를 측정하려는 시도들이 생겨났고 천문학자들은 거리의 단위로 파섹(parsec, 별이 1아크 세컨드의 시차를 보일 수 있는 거리, 3.26광년)을 사용하기 시작했습니다.

 그러나 시차 측정은 매우 힘든 작업이었고, 19세기 전체를 통틀어 겨우 수십 개의 거리들만 계산됐습니다. 20세기에 고감도의 천체사진술이 출현한 뒤에야 비로소 망원경을 사용하지 않고 별들의 위치를 측정할 수 있게 됐고, 처음으로 많은 별의 시차가 측정되었습니다. 그러나 시차 효과는 너무 작아서 매우 가까운 별들에 대해서만 측정할 수 있었습니다.

 

 별들까지의 거리를 알게 된 천문학자들은 그 별들의 고유 밝기, 즉 광도를 계산해낼 수 있었고 광도, 색깔 또는 다른 스펙트럼형의 특징들을 서로 비교함으로써 별들의 분포에 대한 중요한 패턴을 발견했습니다. 이런 패턴들을 인식할 수 있게 되자 이 원리를 거꾸로 적용해 별의 스펙트럼형과 겉보기 밝기로 그 별의 고유 밝기와 거리를 계산해냈습니다.

 

 시차는 별까지의 거리를 높은 정밀도로 측정할 수 있는 유일한 수단입니다. 컴퓨터 이미징과 위성 기술의 발전으로 1989년 최초의 우주 '측성학' 임무를 가진 유럽 우주국의 히파르코스 위성이 발사됐습니다. 고감도 망원경을 탑재한 히파르코스는 매우 정밀하게 별들의 위치를 측정할 수 있었습니다. 히파르코스는 시차를 mili arc-second 수준(아크 세컨드의 수 천분의 일)까지 측정할 수 있었고, 지구로부터 1600광년 내에 있는 수 만개의 별들에 대한 정밀한 측정을 수행했습니다. 하지만 이 숫자는 여전히 우리 은하의 아주 일부일 뿐입니다.

 

 

 이번 포스팅은 좀 어려울 수도 있는 내용이지만 그래도 천문학의 발달로 별들까지의 거리를 측정할 수 있게 됐다는 것은 천동설을 믿던 과거에 비하면 아주 큰 발전이겠죠? 그럼 저는 다음에 또 새롭고 흥미로운 주제로 찾아오겠습니다 :)