우주의 측량

머리말
프롤로그

1장 우주의 척도
측정과 유효숫자/ 거리는 시간이다

2장 태양계
고대 그리스의 천문학/ 해와 달의 거리를 측량한 아리스타르코스/ 지구의 크기를 잰 에라토스테네스/ 삼각함수: 삼각측량의 기본 지식/ 태양계 측량 (1): 내행성의 공전궤도 측량/ 태양계 측량 (2): 외행성의 공전궤도 측량/ 금성의 태양면 통과: 1천문단위는 몇 킬로미터인가?/ 케플러의 행성 운동에 관한 세 가지 법칙/ 뉴턴의 만유인력의 법칙에서 케플러의 제3법칙 유도하기

3장 별
가장 가까운 별, 프록시마 센타우리/ 가까운 별까지의 거리 측량: 연주시차와 파섹/ 해 주변의 별들/ 쌍성

4장 은하
우리 은하수 측량하기/ 안드로메다은하/ 은하수의 위성은하: 대마젤란은하와 소마젤란은하/ 은하의 종류/ 망원경의 각 분해능과 측량 정밀도/ 별의 밝기와 등급/ 표준 촛불/ 초신성 1987A와 대마젤란은하까지의 거리/ 도플러 효과에 의한 적색이동/ 나선은하의 회전속도 곡선과 암흑물질/ 국부은하군

5장 우주의 팽창
허블의 법칙/ 우주의 팽창/ 허블상수의 측정

6장 우주론적 거리
고정 유클리드 시공간/ 팽창하는 평탄한 유클리드 시공간 (1): 고유거리-정상시간 시공간도/ 팽창하는 평탄한 유클리드 시공간 (2): 동행거리-정상시간 시공간도/ 시공간도에서 살펴본 동행거리, 고유거리, 광행거리/ 천문 관측적 거리: 광도거리, 각지름거리, 고유운동거리

7장 거시적 우주
국부초은하단: 처녀자리 초은하단/ 은하 서베이 프로젝트/ 중력렌즈/ 은하단 속의 암흑물질/ 슬론 디지털 우주 측량 사업/ 회상시간과 은하의 나이/ 허블 울트라 딥 필드/ Ia형 초신성과 암흑에너지

8장 우주배경복사
우주배경복사에 숨어 있는 우주 탄생의 비밀/ 궁극의 우주 측량

부록 A 원운동을 하는 쌍성에 대해 케플러의 조화의 법칙 유도하기
부록 B 거듭제곱
부록 C 상용로그
부록 D 우리 우주의 시공간
부록 E 일반적인 시공간에서의 각지름거리

에필로그

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찾아보기

천문학은 행성과 별과 성운과 은하와 우주와 시공간을 과학적으로 연구하는 학문이다. 천체가 무엇이며 어떻게 생겨났는지를 수학과 물리학과 화학을 동원하여 연구한다. 넓은 우주에서 벌어지는 다양한 천
체 현상을 연구하는 일은 그리 쉽지 않다. 또 그런 이야기를 모두 담아내기는 책 한 권으로는 어림도 없다. 그래서 이 책에서는 천문학의 기본인 우주의 크기 측량에 집중해볼까 한다. 인류는 자신이 사는 우주를 측량하면서 수학과 과학을 발전시켜왔다. 우리는 이 책에서 지구의 크기를 재고, 태양계 행성들은 얼마나 멀리 떨어져 있는지 직접 계산해볼 것이다. 또 태양계를 넘어 이웃한 별들까지의 거리와 우리 은하수의 크기를 측정해보고, 이웃 은하들은 얼마나 멀리 떨어져 있으며 또 어떻게 분포해 있는지 알아보고, 그리고 마지막으로 우리 우주 전체의 크기를 가늠해볼 것이다.

가까운 별까지의 거리는 파섹이라는 단위로 나타낸다. 파섹은 연주시차로 정의된 거리 단위이다. 손을
앞으로 쭉 뻗고 엄지손가락을 세운 다음, 그 엄지손가락을 오른쪽 눈을 감고 왼쪽 눈으로만 봤다가, 또 왼쪽 눈을 감고 오른쪽 눈으로만 봤다가 해보자. 손가락이 벽이나 먼 풍경과 같은 배경에 대해 왔다 갔다 하는 걸로 보일 것이다. 우리는 이것을 시차라고 한다. 앞에서 금성의 태양면 통과와 관련하여 이미 시차라는 개념을 설명했다. 손가락이 눈에 가깝게 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 심하고 손가락이 눈에서 멀리 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 작다. 손가락의 거리가 멀수록 시차가 작아진다. 이러한 성질을 이용하여 거리를 측량할 수 있다. 우리가 사는 지구는 1년 동안 해를 1바퀴 공전한다. 그러면 앞의 손가락 보기와 마찬가지로, 지금 어떤 별의 위치와 6개월 뒤의 별의 위치가 그 별보다 훨씬 더 멀리 배경에 있는 별들에 대해서 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이것을 ‘연주시차’라고 한다. 한 해[年] 동안 돌면서[周] 나타나는 시각의 차이[視差]라는 뜻이다. 천문학에서 연주시차는 1년 동안 나타나는 시차의 절반으로 정의된다.

천체 중에는 그 고유의 밝기가 모두 같은 것이 있다. 세페이드 변광성이나 Ia형 초신성이 그런 천체이다. 고유 밝기가 같더라도 관측자에게서 떨어진 거리가 다르면 관측되는 겉보기밝기는 달라진다. 천체에서 나온 빛이 그 천체와 관측자 사이의 거리를 반지름으로 하는 구의 표면에 골고루 퍼지기 때문에, 천체의 겉보기밝기는 천체까지의 거리의 제곱에 반비례한다. 어떤 별이 관측자로부터 10파섹에 놓여 있을 때의 밝기를 ‘절대밝기’ 또는 ‘절대광도’라고 한다. 그 별이 10파섹의 2배인 20파섹에 있다면, 그 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하므로 4배 어두워지고, 30파섹에 있다면 9배 어두워진다. 따라서 고유의 밝기를 알고 있는 천체라면 그 겉보기밝기를 측정함으로써 그 천체까지의 거리를 구할 수 있다.