별빛의 방향이 지구 운동 때문에 기울어 보이는 광행차, 지구 공전으로 별의 위치가 미세하게 흔들리는 시차. 이 두 현상은 지구가 태양을 돈다는 증거이자 별까지 거리를 재는 우주의 자였습니다. 광행차와 시차의 원리를 알아봅니다. 오늘은 본문에서 광행차와 시차, 별의 위치가 흔들리는 이유에 대해서 자세히 살펴보겠습니다.
움직이는 지구가 만드는 착시
1725년, 영국 천문학자 제임스 브래들리가 이상한 현상을 발견했다. 용자리 감마별의 위치가 1년 주기로 흔들렸다. 타원을 그렸다. 최대 40초각이었다. 미세하지만 분명했다. 시차일까 생각했다. 지구가 태양을 돌며 별을 다른 각도에서 보기 때문에 생기는 현상이다. 하지만 뭔가 이상했다. 시차라면 지구가 별에 가장 가까울 때 최대가 돼야 한다. 하지만 관측은 90도 어긋났다. 브래들리는 3년을 고민했다. 1728년, 배를 타다 답을 찾았다. 돛대 꼭대기 풍향계가 바람 방향과 다르게 가리켰다. 배가 움직이기 때문이었다. 실제 바람과 배의 운동이 합쳐져 겉보기 바람 방향이 바뀌었다. 별빛도 마찬가지였다. 지구가 움직이기 때문에 별빛 방향이 기울어 보였다. 광행차였다. 지구는 초속 30킬로미터로 태양을 돈다. 빛은 초속 30만 킬로미터다. 지구 속도가 빛 속도의 1만분의 1이다. 별빛을 약간 기울여 받는다. 빗속을 달리면 빗방울이 앞에서 오는 것처럼 보이는 것과 같다. 실제 별의 위치와 관측되는 위치가 다르다. 최대 20.5초각 차이다. 연주광행차라 부른다. 지구 공전 때문에 생긴다. 1년 주기로 변한다. 광행차 발견은 중요했다. 지구가 태양을 돈다는 직접 증거였다. 코페르니쿠스 이론을 확증했다. 또한 빛의 속도가 유한하다는 걸 보여줬다. 뉴턴의 입자설을 지지하는 듯 보였다. 하지만 나중에 파동설로도 설명됐다. 특수상대성이론으로 완벽히 설명됐다.
시차, 우주의 거리를 재는 자
시차는 관측자 위치에 따라 물체의 겉보기 위치가 변하는 현상이다. 손가락을 눈앞에 들고 한쪽 눈씩 번갈아 보면 배경에 대해 위치가 달라진다. 양안시차다. 우리 뇌는 이걸로 거리를 판단한다. 별도 마찬가지다. 지구가 공전하며 별을 다른 위치에서 본다. 가까운 별은 먼 별에 대해 위치가 달라 보인다. 연주시차다. 지구 공전 궤도 반지름을 밑변으로 하는 삼각형이 생긴다. 각도를 재면 거리를 계산할 수 있다. 삼각측량이다. 하지만 별이 너무 멀어서 시차가 극히 작다. 가장 가까운 별 프록시마 센타우리도 시차가 0.77초각뿐이다. 1초각은 3,600분의 1도다. 0.77초각은 200미터 떨어진 동전을 보는 각도다. 측정이 매우 어렵다. 천문학자들은 수백 년 노력했다. 실패만 거듭했다. 1838년, 드디어 성공했다. 독일 천문학자 프리드리히 베셀이 백조자리 61번별의 시차를 측정했다. 0.314초각이었다. 거리는 약 11광년이었다. 같은 시기 토마스 헨더슨은 알파 센타우리를, 프리드리히 슈트루베는 베가의 시차를 측정했다. 경쟁이었다. 베셀이 가장 먼저 발표했다. 시차 측정은 천문학을 바꿨다. 처음으로 별까지 거리를 직접 측정했다. 우주의 크기를 알게 됐다. 거리 단위 파섹이 정의됐다. 1파섹은 시차 1초각에 해당하는 거리다. 3.26광년이다. 천문학자들이 선호하는 단위다. 지상 망원경으론 100파섹 정도까지 측정할 수 있다. 대기 흔들림 때문에 한계가 있다. 우주 망원경이 혁명을 일으켰다. 히파르코스 위성은 1989년 발사됐다. 11만 8천 개 별의 시차를 정밀 측정했다. 정확도는 0.001초각이었다. 거리 측정 정밀도가 100배 향상됐다. 가이아 위성은 2013년 발사됐다. 현재도 작동 중이다. 20억 개 별을 관측한다. 정확도는 0.00002초각이다. 10만 광년까지 거리를 잰다. 우리 은하 전체를 매핑한다. 3차원 지도를 만든다. 별의 운동도 측정한다. 은하 구조와 진화를 밝힌다.
광행차와 시차의 차이와 활용
광행차와 시차는 자주 혼동된다. 둘 다 별의 겉보기 위치를 변화시킨다. 1년 주기다. 하지만 원인과 크기가 다르다. 광행차는 지구 운동 때문이다. 관측자가 움직여서 빛의 방향이 기울어진다. 모든 별에 똑같이 적용된다. 거리와 무관하다. 최대 20.5초각이다. 위상도 시차와 90도 어긋난다. 시차는 관측 위치 변화 때문이다. 지구가 공전하며 별을 다른 각도에서 본다. 거리에 따라 다르다. 가까운 별은 시차가 크다. 먼 별은 거의 없다. 가장 가까운 별도 1초각 이하다. 대부분 훨씬 작다. 광행차는 보정해야 할 오차다. 정밀 관측에선 제거한다. 시차는 측정하고 싶은 신호다. 거리 정보를 준다. 둘을 구별하려면 위상을 본다. 광행차는 지구가 별 쪽으로 움직일 때 최대다. 시차는 지구가 별에서 수직 방향일 때 최대다. 광행차는 또 다른 종류도 있다. 일주광행차는 지구 자전 때문이다. 적도에서 초속 0.5킬로미터로 움직인다. 광행차는 0.3초각이다. 작지만 정밀 관측엔 고려한다. 세속광행차는 태양계 전체가 은하 중심을 돌기 때문이다. 초속 220킬로미터다. 하지만 별도 같이 움직여서 상쇄된다. 시차는 우주 거리 사다리의 첫 단계다. 가까운 별 거리를 시차로 잰다. 그 별의 절대 밝기를 안다. 같은 종류 별을 먼 곳에서 찾는다. 겉보기 밝기를 비교해 거리를 구한다. 이렇게 단계적으로 먼 은하까지 거리를 잰다. 세페이드 변광성, Ia형 초신성 등이 표준촛불이다. 가이아가 혁명을 일으키고 있다. 은하 고고학이 가능해졌다. 별의 화학 조성과 나이, 운동을 분석한다. 은하 형성 역사를 재구성한다. 우리 은하가 다른 은하를 흡수한 흔적을 찾았다. 암흑물질 분포도 추정한다. 별 운동을 보면 보이지 않는 질량을 알 수 있다. 광행차와 시차. 별의 위치가 흔들리는 두 이유다. 하나는 우리가 움직여서, 하나는 위치가 달라서다. 이 미세한 흔들림으로 우주를 잰다. 지구가 돈다는 걸 증명하고, 별까지 거리를 재고, 은하 지도를 그린다. 관측 천문학의 기초다.