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지구의 운동

地球－運動

지구는 행성의 하나로, 태양 주위를 거의 1년에 한 번 공전하고, 하루에 한 번 자전한다. 이와 같은 지구의 자전·공전의 증거와 이들 지구의 운동에 의해 생기는 여러 가지 현상에 대해 살펴보자.

지구의 자전

자전하는 지구

自轉－地球

지구가 24시간마다 한 차례씩 자전하기 때문에 밤과 낮이 교대로 온다는 것은 오늘날에는 누구나 알고 있다. 그러나 옛날에는 지구가 둥글며, 게다가 움직인다는 것은 상식적으로 받아들이기 어려운 일이었다. 지구가 둥글다는 것(편평하지 않다)은 고대 그리스 시대에 이미 알고 있었다. 그것은 북극성이나 한여름에 태양의 지평선에서의 고도가 이집트의 알렉산드리아와 그리스 본토가 다르다는 것을 당시 그리스인들은 알고 있었다.

하지만 그런 둥근 지구가 자전하고 있는지의 여부는 더욱 어려운 문제였다. 물체의 운동이나 힘에 대한 지식(역학)이 아직 낮은 수준이었기 때문에 만약 지구가 자전하고 있다면 지구 표면에서는 항상 큰 바람이 불고 있어야 한다는 반론이 제기되었던 것이다.

그러나 지구의 자전에 대해서는 오늘날 심각하게 토론할 필요가 전혀 없다. 왜냐하면 인공 위성을 타고 우주선 창밖으로 지구를 바라보면 지구가 둥글다는 것과 그 둥근 모양의 지구가 천천히 자전하고 있다는 사실을 직접 눈으로 확인할 수 있기 때문이다.

조석

潮汐

달은 지구와 가까운 곳에 있기 때문에 지구상의 각 지점에 작용하는 달의 인력은 동일하지 않으며, 달과 가까운 지점일수록 강하다. 달은 지구에 밀물과 썰물 작용을 일으킨다. 또한 바닷물의 움직임은 지형의 영향, 해저의 마찰의 영향을 받는다. 대양에서 간만의 차는 60-90cm 정도이지만, 강의 후미 등 특수한 지형에서는 약 12m나 되는 경우도 있다.

태양도 조수 간만에 영향을 주고 있다는 것은 잘 알려져 있다. 태양은 달보다 질량이 훨씬 크고 지구에 강한 인력을 미치고 있기는 하지만 거리가 멀기 때문에 기조력이 달의 절반밖에 안된다. 초승달 무렵에는 태양과 달이 같은 방향에서 인력을 미치며, 보름달 무렵에는 정반대 방향에서 인력을 미치기 때문에 모두 사리가 된다. 또 상현과 하현 무렵에는 태양과 달이 직각 방향에 있어 서로 기조력을 약화시켜 소조(小潮)가 된다.

지구 자체는 강철보다 단단한 물체이므로 바닷물처럼 달의 방향으로 부풀려 올라가는 일은 없지만 그래도 지면이 20cm 정도 상하 운동을 한다.

자전 속도의 변화

自轉速度－變化

지구 표면의 바닷물은 달의 인력 때문에 달의 방향과 반대 방향으로 부풀려 올라간다. 지구는 자전하고 있기 때문에 바닷물과 그 밑의 지구 사이에 마찰이 생겨 지구의 자전 속도는 조금씩 늦어진다. 그 양은 100년 만에 하루의 길이가 0.0016초 길어지는 정도의 극히 작은 수치이다. 그러나 작다고는 하지만 매일매일의 길이가 이만큼씩 길어지면 100년이 지나면 29초나 늦어지게 된다. 또한 1000년이면 48분 40초나 된다.

이 밖에 지구의 자전은 1000분의 1초대의 어긋남이 있어 계절에 의한 변화가 일어나는 것도 익히 알려진 사실이다. 또한 지진이 일어났을 때 자전 속도가 갑자기 불연속적으로 변하는 일도 있다. 그 밖에 지구 내부의 질량 분포의 변화, 해류의 변화, 기압 배치의 변화에 의해서도 자전 속도가 변한다.

이제까지 천문학에서는 지구의 자전을 기준으로 시간을 측정해 왔으나, 수정시계와 원자시계가 발명되어 시간 측정이 정확해짐에 따라 지구의 자전이 불규칙하다는 것을 알게 되었다. 그래서 지금까지 사용하던 세계시 외에 일정한 시간의 흐름을 나타내는 역표시(曆表時)라는 것을 정하여 기상예보 등에 사용하게 되었다.

지구의 공전

공전하는 지구

公轉－地球

지구는 자전하고 있을 뿐 아니라 1년 주기로 태양 주위를 공전하고 있다고 주장한 사람은 코페르니쿠스이다. 지구에서 보면 태양이나 달, 그리고 다섯 개의 행성은 모두 항성 사이를 서쪽에서 동쪽으로 운행한다. 그러나 행성의 운행은 매우 복잡하여 때로는 동쪽에서 서쪽으로 역행하기도 한다.

과거의 천동설로는 이와 같은 복잡한 별의 움직임을 설명하기가 힘들었다. 이에 대해 코페르니쿠스는 태양을 중심에 놓고 지구나 다른 행성이 태양의 주위를 돈다고 주장하였다.

코페르니쿠스의 주장을 이어서 지구가 왜 태양 주위를 도는가, 그리고 그 운동법칙은 무엇인가 하는 이른바 역학적 연구는 케플러와 갈릴레오에 의해 계승되어 뉴턴에 이르러 완성되었다.

궤도의 크기

軌道－

뉴턴에 의하면 두 개의 질점(質點) 사이에는 그 거리의 제곱에 반비례하며, 두 개의 질점이 갖는 질량의 곱에 비례한다. 이른바 만유인력이 작용한다. 다음으로는 그는 만유인력 작용하에 두 개의 질점이 어떤 운동을 하는지를 연구하였다. 한쪽 질점(천체)에서 또 하나의 질점(천체)을 보면 그것은 타원·포물선·쌍곡선이 된다. 이것을 지구의 경우에 적용하여 기준이 되는 천체를 질량이 큰 태양으로 하면 지구는 태양 주위를 타원 궤도를 그리며 돌게 된다. 그때 태양은 타원 초점 중의 하나인 S(또는 S′)에 있다.

이와 같은 타원 궤도상을 움직일 때의 속도는 일정하지 않고, 케플러의 면적 속도의 법칙에 따른다. 지구는 근일점 부근에서 가장 빠르고, 원일점 부근에서 가장 천천히 움직인다. 지구가 근일점을 통과하는 것은 동지가 지나고 나서인 1월 초이다.

공전의 증거

公轉－證據

지구의 공전에 수반하여 일어나는 현상으로 연주시차와 광행차가 있다.

연주시차

年周視差

별은 가장 가까운 것이라도 아주 먼 거리에 있기 때문에 지상의 두 지점에서 삼각 측량으로 거리를 직접 잴 수는 없다. 삼각 측량의 가장 긴 기선(基線)으로 태양과 지구간의 거리를 재보자.

지구는 태양 주위를 1년 주기로 공전하고 있다. 그래서 같은 별이 보이는 방향을 반년 간 떨어져서 정밀하게 측정하는 방법이 있다. 이 방법으로도 가장 가까운 별의 시차가 각도의 0″.76에 지나지 않는다. 망원경이 없었던 육안 관측 시대에는 항성의 거리 측정이 불가능하였다. 케플러의 스승인 티코 브라헤는 뛰어난 관측자였으나 육안 관측의 정밀도는 1′였다.

항성의 시차를 처음으로 관측한 것은 1838년 베셀이 백조자리 61번별, 스톨페가

거문고자리 α별(베가)의 시차 측정에 거의 동시에 성공했다. 이 관측에 의해 항성의 거리를 알게 됨과 동시에 지구가 태양 주위를 공전하고 있다는 사실이 증명되었다.

지구가 태양 주위를 공전함에 따라 황도상에 있는 별은 1년 주기로 황도를 따라 왕복하는 것처럼 보인다. 또 황도극 방향에 있는 별은 1년 주기의 작은 원을 그리며 운동을 한다. 일반적으로 시차가 큰 별은 작은 타원을 그린다.

광행차

光行差

또 한 가지 1년 주기로 천구상의 별의 위치가 이동하는 현상이 있다. 이것은 모든 별에서 볼 수 있는 현상으로 광행차라고 하며, 1729년 브래들리에 의해 발견되었다. 바람이 없고 비가 수직으로 내리는 날 자동차를 타고 달리면 비가 전방에서 뿌리는 것처럼 보인다. 별에서 오는 빛을 빗방울, 자동차를 지구의 공전이라고 가정해 보면 진행하는 지구에서 본 별의 위치는 전방으로 기울어져 있는 것처럼 보인다.

광행차는 아니지만 스펙트럼 관측에 의해 지구의 공전 속도를 구할 수도 있다. 예를 들어 황도상에 있는 별을 가정하면 지구는 1년에 두 번 별의 방향 또는 반대 방향으로 달리는 때가 있다. 그때 별의 스펙트럼을 이용하여 흡수선 파장을 재어 도플러 효과에 의한 별과의 상대 속도를 구할 수가 있다. 이 방법으로도 지구의 공전 속도는 30km/s가 되며, 광행차 20″.5에서 구한 값과 일치한다.

지구는 공전운동 외에 자전을 하기 때문에 광행차가 관측된다. 별이 남중에 있을 때 평균 위치에서 가장 크게 어긋나게 되는데, 지구의 자전 속도는 적도상에서도 0.5km/sec이므로 광행차의 폭도 작아 0″.4에 불과하다.

세차 운동

歲差運動

과거의 천문학에서는 점성술에 대한 필요에서 행성의 위치에 강한 관심을 기울여 왔다. 행성, 태양, 달은 모두 황도를 따라 운행한다. 그래서 행성이나 별의 천구상의 위치도 지금처럼 하늘의 적도를 기준으로 나타내는 것이 아니라 황도를 기준으로 하였다. 즉 황도면에서 북쪽 또는 남쪽에 황위(黃緯)를 측정하여 춘분점에서 태양이 움직이는 방향(서에서 동)으로 황도를 따라 황경(黃經)을 측정하였다. 이를 황도 좌표라고 한다. 행성의 위치를 나타내려면 먼저 황도대에 면해 있는 많은 행성의 황경과 황위를 재어 목록을 만들어 두어야 한다. 그와 같은 별의 목록은 옛날부터 작성되고 있었다. 그런데 그리스의 천문학자 히파르코스(기원전 190-125)가 직접 별을 관측하여 과거의 목록과 비교해 본 결과 황위가 모든 별에 대해 한결같이 증가하고 있다는 사실을 발견하였다. 이 현상을 세차운동(또는 세차)이라 한다.

세차운동 현상을 역학적으로 설명한 사람은 뉴턴이다. 이 현상은 팽이가 돌아갈 때의 운동과 유사하다. 팽이의 경우 외부에서 작용하는 힘은 아래쪽으로 향하는 지구의 중력이다. 팽이 모양의 지구는 적도 부분에서 불룩하고, 더욱이 황도면에 대해 23°27′기울어져 있다. 그런데 달이나 태양은 거의 황도면에 있으며, 지구의 돌출을 황도면으로 되돌리려고 한다. 그러면 지구 팽이는 황도면으로 되돌아가는 것이 아니라 그것과 직각인 N→N′방향으로 자전 방향을 바꾼다. 이것이 세차 운동에 관한 설명이다. 지구 자전의 관성이 크기 때문에 지구 팽이는 서서히 방향을 바꾼다. 그 속도는 해마다 50″.29, 북극 N이 황도 북극 E 주위를 한 바퀴 도는 데 2만 5,800년이 걸린다.

춘분점의 이동

春分點－移動

모든 별의 황경이 해마다 정해진 수치만큼 증가한다는 것은 별이 일정하게 움직이는 것이 아니라 황경을 측정하는 기점이 되는 춘분점이 황도를 따라 서쪽으로 이동한다는 뜻이다. 그것은 하늘의 적도가 황도에 대한 경사(23°27′)를 일정하게 유지한 채로 50″.29씩 방향을 바꾼다는 것을 의미한다.

하늘의 적도가 방향을 바꾼다는 것은 지구의 자전축 방향이 바뀐다는 것을 의미하며, 이것에 따라서 천구의 회전 중심인 북극도 이동한다.

고대 바빌로니아와 이집트 시대에는 춘분점이 황소자리에 있었으나 그리스 시대에는 양자리로 옮겨가고, 현재는 그 서쪽의 물고기자리로 이동하였다. 이집트에서는 해마다 하지 무렵 나일강이 범람하였다. 달력이 없었던 고대 이집트에서는 경험적으로 일출 전에 시리우스자리가 동쪽 지평선에 떠오르는 시기를 관측하여 홍수를 예측하였다. 그러나 현재 시리우스자리는 하지에서 약 한 달 늦은 7월말에 동쪽 지평선에 모습을 나타낸다.

하늘 북극의 이동

－北極－移動

지금으로부터 4000-5000년 전 하늘의 북극은 오늘날처럼 북극성 근처가 아니라 용자리의 α별 부근에 있었다. 현재 북극성이라고 알려져 있는 별은 작은곰자리의 α별인데, 2102년 이후에는 북극에서 떨어져 나가 1만 년 무렵이 되면 백조자리의 α별 데네브가, 1만 4000년경에는 거문고자리의 α별 베가가 북극성이 될 것이다.

장동

章動

달도 지구 주위를 도는 일종의 팽이라고 할 수 있다. 달의 궤도면은 황도에 대해 5°9′기울어져 있기 때문에 여기에 태양의 힘이 작용하여 달의 궤도면 방향이 18.61년이라는 짧은 주기로 황도의 극 주위를 돈다. 이때도 세차 운동의 경우와 마찬가지로 달 궤도면과 황도면의 경사는 5°9′를 유지한 채로 돌아간다.

달의 궤도가 방향을 바꾸기 때문에 달이 지구 적도의 돌출 부분에 미치는 힘이 18.61년 주기로 바뀌어 세차 운동에 비틀림 현상이 나타난다. 다시 말해서 지구 극축(極軸)의 방향은 폭이 9″.21, 주기 18.6년의 파장을 그리면서 황도극 E 주위를 2만 5800년 주기로 돌게 된다. 이 작은 요동을 장동이라고 한다.

달의 운동

달은 지구에서 가장 가까운 천체이기 때문에 지구의 운동에도 여러 가지 영향을 미치고 있다. 또한 우리가 보고 있는 달은 매일 조금씩 그 모양이 변하여 거의 29.5일을 주기로 원래 모양으로 돌아온다. 달에 의한 여러 가지 현상을 살펴보자.

달의 공전 궤도

－公轉軌道

달은 지구에서 가까운 곳에 있기 때문에 직접 삼각 측량에 의해 거리를 측정할 수가 있다. 지구상의 떨어진 두 지점에서 동시에 달의 위치를 관측하면 시차를 측정할 수 있기 때문에 거리도 구할 수 있다. 달은 지구에서 약 38만 km 떨어진 곳에 있으며, 지구의 주위를 돌고 있다. 달이 지구 주위를 돌고 있는 것은 달과 지구 사이의 만유인력 때문이다. 태양이나 다른 행성에서 오는 인력도 작용하지만 그것은 그다지 크지 않기 때문에 무시해도 된다.

따라서 근사적으로는 달의 운동은 이체 문제이며, 달의 궤도는 타원이 된다. 달의 반지름은 지구 반지름의 약 4분의 1이며, 질량은 지구 질량의 1/81.3이고, 달과 지구의 공통 중심은 지구 내부에 있다.

달의 궤도는 타원으로, 반지름은 38만 4,400km이며, 이것이 달의 평균 거리이다. 타원의 이심률(離心率) e=0.05488이며, 이 때문에 달의 거리는 36만 3,300km에서 40만 5,500km 범위에서 변화한다. 이것은 상당히 큰 변화이며, 달 사진을 여러 장 찍어 비교해 보면 상(像)의 크기가 다르다는 것을 확인할 수가 있다.

달의 궤도면은 황도에 대해 5°9′기울어져 있다. 이로 인해 태양에서의 우력(偶力)이 작용하여 궤도면이 18.61년 주기로 방향을 바꾼다. 또 천구상의 달의 궤도를 백도라고 한다.

지구가 E1에 있고, 그때 달이 L1에 있으면 정확히 초승달이 된다. 그러고 나서 달은 화살표 방향으로 지구 주위를 돌고, 동시에 지구도 태양 주위를 돈다. 그런 다음 달이 L2에 왔을 때가 다음 신월이 되는데, 우주 공간에 대해 달이 지구 주위를 한 바퀴 도는 것은 L′까지 왔을 때이다. 따라서 달이 차고 이지러지는 한 달은 달의 공전 주기보다 약간 길어진다. 이 사이에 지구는 궤도상 태양 주위를 거의 30°움직인다.

마찬가지로 천구(황도)상 어떤 장소에서 태양과 달이 겹쳐지는 신월이 되었다고 가정해 보자. 그러면 태양은 매일 약 1°씩 동쪽으로 움직여 간다. 그러나 달은 태양보다 훨씬 빨리 매일 약 12°씩 동쪽으로 간다.

태양을 추월한 달이 다시 같은 장소에 돌아왔을 때(달의 1공전 주기 이후) 태양은 그곳에 있지 않고 30°정도 동쪽으로 이동해 있다. 그러고 나서 다시 쫓아가서 또 신월이 된다(1삭망월). 이 기간은 29일 남짓 걸린다.

황도 십이궁과 28수

黃道十二宮－二十八宿

태양이 황도상을 서에서 동으로 운행함에 따라 지상에서는 계절이 바뀌어 간다. 1년을 12개월로 하고, 황도대를 12구역으로 나누어 태양이 한 달마다 각 구역을 따라 도는데, 이것이 황도 십이궁 또는 황도 12별자리라고 한다.

옛날 사람들에게는 밤을 환히 밝혀주고 조수의 간만을 지배하는 달이 큰 관심사였다. 천구상의 달의 위치를 나타내는 편리한 방법으로 중국에서는 옛날부터 28수라는 것이 사용되었다. 이것은 달의 공전 주기가 약 27.3일이라는 데서 황도대의 별들을 나누어 28수장(宿場)이라고 생각한 것이다. 달은 매일 하나의 수에서 다음 수를 따라가게 된다. 28수 가운데 유명한 것을 들어보면 1의 묘성(昴星)은 그리스에서 말하는 플레이아데스, 4의 삼성(參星)은 오리온자리의 3성, 16의 심성(心星)은 전갈자리의 심장, 19의 두성(斗星)은 궁수자리, 20의 우성(牛星)은 양자리에 해당한다.

달의 차고 이지러짐

달이 차고 이지러지는 현상은 오랜 옛날부터 인류에게 매우 친숙한 광경이었다. 달이 차고 이지러지는 원리는 달이 스스로는 빛을 내지 않는 천체이기 때문에 태양에 비친 반구는 밝지만 반대쪽 반구는 암흑 상태가 되며, 그와 같은 달을 태양과 같은 쪽에서 바라보면 만월(滿月), 반대쪽에서 보면 신월(新月)이 되기 때문이다.

앞에서 나온 그림처럼 중앙의 커다란 공이 지구이고, 그 주위를 달이 돌며, 태양은 그 위쪽에서 빛나고 있다. 지구를 나타내는 원의 중심은 북극이고, 지구의 자전을 따라 각 지점에 밤과 낮이 찾아온다. 지구에서 본 달의 모양도 변해간다. 달이 공전함에 따라 신월에서 초승달이 되고, 상현(달은 첫 반달)에서 만월로 변한다. 만월이 약간 이지러진 것이 지새는 달이고, 그러고 나서 하현(나중에 뜨는 반달)을 거쳐 다시 초승달 모양으로 얇아져 다음 신월로 이어진다. 달은 언제나 같은 면을 지구로 향하고 있기 때문에 달의 바깥쪽 가운데 지점을 검은 점으로 나타내 보면 이 지점은 상현 무렵에 태양의 빛을 받게 되어 하현 무렵까지 보인다.

달의 출몰은 지구를 나타내는 접선(接線)을 그어보면 된다. 예를 들어 하현달은 밤중에 동쪽 지평선(접선) 위에 나타나고, 새벽에는 정남(正南)까지 돈다.

달의 차고 이지러짐과 출몰은 천구도를 이용하여 생각해도 된다. 천구상 달과 태양이 겹치면 신월, 달이 태양에 가까이 갈수록 얇은 초승달 모양이 되며, 초승달이 빛나는 쪽이 태양 쪽으로 향해 있다. 달이 태양에서 90°떨어진 곳이 상현 또는 하현으로, 이 경우에도 빛나는 둥근 테두리가 태양 쪽을 향하고 있다. 180°떨어졌을 때는 물론 만월이다.

초승달은 태양이 서쪽으로 지면 그 뒤를 따라가듯이 달도 기울어 간다. 초승달의 호(弧)는 지평선(태양) 쪽으로 향하고 있다. 상현달은 저녁에 정남향에서 나타나 밤중에 서쪽으로 진다. 만월은 태양과 달이 정반대 방향에 있으며, 서로 교대로 출몰한다. 지새는 달은 만월을 지난 무렵 저녁에 태양이 지고 나서 얼마쯤 있다가 동쪽 지평선이 밝아지면서 약간 이지러진 달이 뜬다. 이 달은 이지러진 쪽을 위로 향하고 있다. 그리고 이튿날 해가 뜰 무렵 하늘이 밝아져도 여전히 서쪽 하늘에 걸려 있다.

하현달은 밤중에 동쪽 하늘에 나타나 정남향으로 돈 곳에서 일출이 된다. 호의 방향은 상현달과 반대이며, 언제나 태양이 있는 방향을 나타내고 있다. 신월 전이 되면 얇은 초승달이 날이 새기 직전에 동쪽 지평선에서 떠오른다.

달의 안과 겉

달은 언제나 지구에 대해 같은 면을 향하고 있기 때문에 우리는 지구에서 보이는 쪽을 바깥쪽, 보이지 않는 반구를 안쪽이라고 한다. 지구에서 보면 달은 자전하고 있지 않다고 할 수 있지만 항성 공간에 대해서는 달도 자전하고 있다. 왼쪽 그림에서 아래가 실제 달의 운동으로, 붉은 색으로 나타낸 바깥쪽 부분은 언제나 지구 쪽을 향하고 있다. 그러나 이것을 바깥쪽, 예를 들어 아래쪽에서 보면 달이 공전함에 따라 붉은 색 부분은 한 바퀴 방향을 바꾼다.

항성 공간에 대해서 달이 자전하지 않는 경우는 왼쪽 그림의 위의 것으로, 이 경우 지구에서 보면 안과 겉은 모두 볼 수 있게 된다.

달이 같은 면을 지구로 향하고 있는 것은 달의 공전 주기와 자전 주기가 정확히 일치하고 있기 때문이다. 그러나 이들 두 주기가 어째서 일치하고 있는지는 아직 밝혀지지 않고 있다. 단 한 가지 분명한 사실은 달은 완전한 구체(球體)가 아니라 지구를 향한 방향으로 1km 정도 돌출해 있는데, 지구 쪽을 향한 이러한 자세가 역학적으로 가장 안정되어 있다는 것이다.

항성월

恒星月

달이 지구 주위를 도는 주기를 항성월이라고 한다. 항성월은 천구상에 세차나 장동을 받지 않는 고정 춘분점을 상정하여 어떤 황경을 통과하여 다시 그 황경에 돌아올 때까지의 평균 시간이다. 1항성월의 평균 길이는 27.321662일로, 이것은 신월에서 신월, 또는 만월에서 만월까지의 한 달의 길이와는 다르다.

삭망월

朔望月

항성월에 대해 신월에서 신월, 또는 만월에서 만월까지의 평균 시간을 삭망월이라고 한다. 1삭망월은 29.530589일이다. 이처럼 항성월과 삭망월의 길이가 다른 것은 지구와 달의 운동을 생각해 보면 알 수 있다.

하현

下弦

망이 지난 뒤 지구와 태양, 지구와 달을 잇는 직선이 직각이 되어 달의 동쪽 절반을 볼 수 있게 되는 시기 혹은 그 현상을 가리키며, 음력으로 21-24일 사이에 하현이 되며, 하현달은 해뜨기 전 동쪽 하늘에서 볼 수 있다.