오늘도 별에 대한 이야기를 계속 해 볼겁니다. 하늘에 떠 있는 별은 어디쯤에 얼마나 멀이 떨어져 있는걸까요? 별에 위치에를 알아보려면 다양한 좌표계에 대한 이해가 필요합니다. 그래서 오늘은 지평좌표계, 적도좌표계, 황도좌표계, 은하좌표계에 대한 모든것에 대해 자세하고 상세하게 다뤄볼겁니다. 아래에서 설명드리겠습니다.
가로축, 세로축으로 표현하는 지평좌표계
지평좌표계(horizontal coordinate system)란 지구상의 모든 물체들을 가로축과 세로축 2개의 좌표로만 표현하는 좌표계입니다. 우리가 일상생활에서 쓰는 평면 위의 직교좌표계와는 달리 수직방향으로는 전혀 고려하지 않고 오직 수평방향으로만 나타내는 좌표계이기 때문에 매우 단순하게 나타낼 수 있다는 장점이 있지만, 반대로 이 점에서는 단점이 되기도 합니다. 직교좌표계와 지평좌표계의 차이점은 무엇인지 부터 알아보겠습니다. 직교좌표계는 xyz 세 축을 이용해서 위치를 표시하지만, 지평좌표계는 두 개의 축만을 이용하기 때문에 훨씬 간단하게 나타냅니다. 하지만 이렇게 간단한 만큼 오류가 발생하기도 쉽습니다. 예를 들어 어떤 사람이 건물 안에 있다고 가정했을 때, 직교좌표계에서는 (0, 0, 0)이라는 원점으로부터 각각 왼쪽 아래 방향인 -x축과 오른쪽 위로 향하는 y축 사이에 존재한다고 말할 수 있습니다. 그러나 지평좌표계에서는 단지 한 지점에만 해당되기 때문에 정확히 말하면 ‘건물 안’ 이라고 말하기 어렵습니다. 따라서 정확한 위치를 파악하려면 고도나 경사 등 다른 정보들이 필요합니다. 지평좌표계에서의 높이 계산 방법은 바닥면으로부터의 높이를 구하려면 먼저 z축 상의 값을 알아야 합니다. 이때 z축 상에 있는 임의의 점 P로부터 관측자까지의 거리는 다음과 같이 구할 수 있습니다.
여기서 θ는 지표면에서부터 각도로 나타낸 각도이며, t는 시간이고 c는 진공 중 빛의 속도입니다. 또한 a는 공기저항계수로서 단위면적당 받는 힘을 의미합니다. 그리고 d는 중력상수로서 g=9.8m/s2 입니다. 이를 식에 대입하면 h=hcosθt+gd 가 됩니다. 즉, 지면과의 각도가 90도 일 때 1cm라고 정의됩니다. 지평좌표계에서 무게중심 구하는 방법은 뭔지 살펴보겠습니다. 무게중심이란 질량 중심 또는 만유인력 중심이라고도 하며, 전체질량 가운데 차지하는 부분의 크기를 말합니다. 특히 물리학 분야에서는 물체의 운동 상태를 결정하는 데 있어서 대단히 중요한 개념입니다. 실제로 많은 경우에 작용하는 힘 F = m · a · b 는 항상 일정하므로, 이것을 만족시키는 적당한 점 A 를 찾으면 되는데, 그것이 바로 무게중심입니다.
지구본 위의 선, 적도좌표계
지구과학 시간에 배웠던 적도좌표계라는 말을 한번이라도 들어보셨을텐데 지구본 위에 그려진 선들을 보고 적도와 평행하게 그려져있는 좌표계라고 배웠을 것 입니다. 이 적도좌표계는 어떤 원리로 그려지는지 알려드리겠습니다. 적도좌표계란 쉽게 말해서 지구상 모든 지점들이 같은 방향과 위치에 표시되도록 하는 좌표계입니다. 우리나라에서는 북반구에 속하기 때문에 북극점(북극)과 남극점(남극) 사이에 반시계방향으로 90°씩 회전하면서 그리면 되는데요, 이렇게 하면 세계 어디에서나 항상 같은 경도 상에 있게 됩니다. 적도좌표계는 적도에만 그리는 이유. 그건 바로 태양빛이 수직으로 내리쬐는 곳이기 때문이에요. 만약 다른곳에 그린다면 어떻게 될까요? 예를들어 극지방에 그리고 싶다면 남위 70°지점에서부터 그리기 시작하면 되겠습니다. 하지만 그렇게 되면 실제로는 남쪽이지만 북쪽인것처럼 보이게 될 겁니다. 그래서 실제로 빛이 들어오는 각도만큼 기울여서 그림으로써 정확한 동서남북을 표현할 수 있답니다. 그렇다면 경도란 자오선으로부터 동쪽 또는 서쪽으로 얼마나 떨어져 있는지 나타내는 척도입니다. 따라서 한 지역에서의 경도값은 해당 지역까지의 직선거리와는 무관하며, 단지 동서로 얼마나 떨어져있는지를 나타냅니다. 즉, 영국 런던의 경우 동경 0°이며, 서울은 서경 37°이므로 두 도시 간의 경도는 약 5°차이가 납니다.
태양과 행성간의 황도좌표계
황도좌표계는 태양과 행성간의 관계를 나타내는 좌표계입니다. 이 좌표계는 지구상의 위치를 결정하는데 이용되며, 천문학자들이 천체 관측시 많이 사용됩니다. 지구상에서 보이는 별 중에서 가장 가까운 별인 태양과 우리가 살고있는 지구와의 거리는 약 1억 5천만 km 입니다. 이것은 빛의 속도로 달려도 8분 이상 걸리는 거리이며, 우주 공간에서의 시간은 지구시간과는 다르게 흘러가기 때문에 실제로 사람이 느끼기에는 훨씬 먼 거리라고 할 수 있습니다. 하지만 이렇게 멀리 떨어져 있어도 두 개의 물체사이에는 서로 끌어당기는 힘이 존재하기 때문에 일정한 거리를 유지하며 공전하게 됩니다. 이러한 현상을 `행성의 인력`이라고 합니다. 행성 간의 질량비는 어떻게 되는지 알아보겠습니다. 현재 발견된 행성의 개수는 총 46개이고, 이중 목성과 토성 등 6개의 거대 행성들을 제외하면 나머지 42개의 행성들은 모두 소행성이거나 위성입니다. 따라서 모든 행성들의 질량비를 계산하려면 먼저 각 행성의 질량을 알아야 하는데, 현재로서는 정확한 값을 구하기 어렵습니다. 다만 대부분의 과학자들은 다음과 같은 가정을 하고 있습니다. 첫째, 어떤 한 행성의 질량은 다른 행성의 질량의 2배이다. 둘째, 만약 그렇다면 각각의 행성은 자신의 질량의 4배만큼 큰 중력을 가진다. 셋째, 그러므로 첫 번째 조건으로부터 나온 결과로부터 전체 질량 비를 구할 수 있다. 넷째, 위의 세 가지 가정으로부터 나오는 수치값(예: 금성의 질량) 은 실제 데이터와 거의 일치한다. 다섯째, 그러나 아직까지는 왜소행성 134340 명왕성이 유일하게 알려진 왜소행성이기 때문에 앞으로 많은 수의 왜소행성들이 발견될 것이므로 좀 더 지켜봐야 한다. 라고 합니다.
천체관측방법, 은하좌표계
우주과학시간에 배운 적이 있는 천체관측방법인 `은하좌표계` 에 대해 알아보려고 해요. 저는 어렸을때 우주나 별자리에 관심이 많아서 천문학자가 되고 싶다고 말하곤 했었는데요, 지금 다시 생각해보면 너무 막연하게 꿈꿨던것 같아요. 하지만 이제는 과학기술이 발달해서 직접 관측하러 가지 않아도 인터넷으로 쉽게 찾아볼 수 있으니 참 좋은 세상이죠? 그래서 이번 기회에 은하단과 은하들을 어떻게 구분하는지 알아보고자 합니다. 은하 대한 설명은 지난 번에도 자세히 해드렸기에 오늘은 간략하게 설명하겠습니다. 은하란 천체 중에서 우리 눈에 보이는 별들이 모여있는 집단을 성단이라고 하는데 이 성단 안에서도 밝은 별들끼리 무리를 지어 군집을 이루고 있는 곳을 산개성단이라고 하고, 이러한 성단들이 많이 모여있는 거대한 공간을 은하라고 부른답니다. 이렇게 많은 수의 별들이 모인곳을 왜구별이라 부르는 이유는 옛날 사람들이 은하수를 보고 그렇게 불렀기 때문입니다. 은하 종류별로 특징이 있는데 대표적으로 나선은하, 타원은하, 불규칙은하 등이 있고 각각의 특징으로는 다음과 같습니다. 나선은하는 중심부에 막대모양의 핵이 있고 주변부를 공전하는 원반 모양의 구조를 가지고 있습니다. 타원은하는 구형 또는 타원형이며 중앙부가 불룩하고 불규칙은하는 뚜렷한 형태 없이 매우 다양한 모습을 보입니다. 은하 좌표계에서는 어떤 방법으로 은하를 찾을 수 있는 알아보겠습니다. 먼저 지구로부터 멀리 떨어진 은하일수록 어둡게 보입니다. 이를 이용하면 어두운 은하에서부터 밝은 은하 순으로 나열했을 때 맨 마지막에 위치한 은하가 우리 은하입니다. 즉, 안드로메다자리 방향으로 약 200만 광년 떨어져 있다고 하네요. 그리고 우주의 크기는 빛의 속도로 팽창하기 때문에 현재 알려진 우주의 크기(약 150억 광년)보다도 훨씬 먼 미래에는 모든 은하가 서로 충돌한다고 하니 신기합니다.
지금까지 지평좌표계, 적도좌표계, 황도좌표계, 은하좌표계에 대한 모든것에 대해 상세하게 알아보았습니다.
우주는 알면 알수록 신기한 세계인 것 같습니다. 앞으로도 계속 발전될 기술 덕분에 더욱 더 흥미로운 주제로 준비 해 보겠습니다.