별자리와 천문학적 시간계

 

 

 

별자리

하늘에 보이는 별의 수는 약 1,000~1,500개에 이른다. 그러나 이상적인 조건에서 맨눈으로 볼 수 있는 별의 수는 각 반구에서 3,000개이고, 양 반구를 통틀어서는 6,000개로 늘어난다. 여러 별이 모여 어떤 모습을 닮은 모양을 만들고 있는 것처럼 보이기도 한다. 이 모습들은 신화 속의 동물이나 다른 동물로 묘사되어 왔다. 이렇게 별들을 별자리로 묶는 것은 물리적인 근거가 아닌 인간의 상상력의 근거한다.

우리에게 익숙한 별자리의 모습과 이름의 절반 정도는 고대 지중해에서 유래한 것이다. 그러나 그 이름과 경계는 19세기까지도 모호했었다. 그래서 국제천문연맹은 1928년 총회에서 별자리의 고정된 경계를 확정을 지었다.

별자리의 공식적인 경계는 1875년을 기준으로 일정한 적경과 적위를 따라 설정되었다. 그 이후, 지구의 세차가 적도좌표를 변화시키기에 충분한 시간이 지났다. 그러나 별자리의 경계는 별에 대해서 상대적 위치에 고정된 채로 남아 있으므로 한 별자리에 속한 별은 이 고유운동에 의해서 그 경계를 넘어가지 않는 한 영구히 그 별자리에 속하게 될 것이다.

바이어는 그의 성좌도인 천측도에서 각 별자리에서 가잘 밝은 별들을 그리스문자를 써서 나타내는 관례를 시작하였다. 가장 밝은 별은 알파이다. 두 번째로 밝은 별은 베타이고, 그다음은 감마의 순서이다. 그러나 이 법칙에서 벗어난 예도 있다. 큰곰자리의 별들은 별자리에 나타나는 순서로 명명한다.

망원경이 발달하면서 더 많은 수의 별이 관측되어 성표에 포함되었다. 이러한 별의 이름을 붙여 나가는 것은 비현실적으로 되어 버렸다. 그래서 대부분의 별들은 성표의 색인번호로만 알려지게 되었다.


성표와 성도
최초의 성표는 2세기에 프톨레마이오스에 의해서 발간되었다. 이 성표는 후에 알마게스트로 알려진 책에 수록되었다. 이 성표에 수록된 별은 1,025개이다. 17세기 이전에 유일하게 널리 사용되던 것이다.

천문학자들이 현재에도 사용하는 것으로 첫 번째 만들어진 성표는 아르겔란더의 지휘로 작성된 것이다. 72mm 망원경을 사용하여 320,000개의 별의 등급을 추산하고 위치를 측정하였다. 북극과 적위 사이에 9.5등급보다 밝은 별들 거의 모두가 수록되어 있다. 

가장 널리 사용되는 성표 중 하나는 1960년대에 스미스소니언 천체물리 천문대에서 출판한 SAO 성표이다. 이 성표에는 9등급보다 밝은 별 258,997개의 정확한 위치, 등급, 고유운동, 분광형 등이 수록되어 있다.

1990년대에는 별의 위치와 고유운동을 수록한 PPM이라는 거대한 측성 성표가 발간되어 AGK와 SAO를 대체하였다. 이후 PPM 성표는 히파르코스 위성이 얻은 타이코성표에 의하여 사실상 대체되었다. 최초의 측성 위성인 히파르코스는 유럽우주국에 의하여 1989년에 궤도에 올려졌다. 이 위성의 측정에 근거하여 만든 히파르코스성표는 118,000개의 별의 츠그성학과 측광학 자료를 담고 있다.

현재의 ICRS체계에서 천구의 좌표는 위치가 시간에 따라 변하지 않는 먼 퀘이사들에 의하여 고정된다. 2010년대 새로운 유럽 측성위성에 의하여 더 높은 측성학의 정밀도가 얻어졌는데, 2013년에 궤도에 올려진 가이아 위성은 측성의 정확도를 향상시켰다.


천문학적인 시간계

항성시와 태양시
시간의 측정은 지구의 자전, 태양 주변을 도는 궤도운동, 또는 원자시계에 근거할 수 있다. 지구의 자전에 관련된 항성시와 태양시가 있다.

항성시는 춘분점의 시간 각으로 정의된다. 적절한 기본단위는 항성일인데, 이는 춘분점이 두 번 연속으로 상정중하는 사이의 시간이다. 1항성일 후에 천구는 모든 별과 함께 관측자에 대하여 원래의 위치로 되돌아오게 된다. 항성시의 흐름은 지구 자전만큼 일정하게 되는데, 자전율이 천천히 감소하므로 항성일의 길이가 증가하고 있다. 일정하게 감소하는 것에 추가하여 1밀리초 정도로 불규칙하게 변하는 것이 관측되었다.

항성시에는 겉보기항성시와 평균항성시 두 종류가 있다.
겉보기 항성시는 진춘분점에 의하여 결정되므로 직접적 관측에 의하여 얻어진다. 평균춘분점은 장동이 없다고 가정했을 때 춘분점의 위치에 해당한다. 평균항성시는 평균춘분점의 시간각이다.

우리는 일상생활이 낮과 밤의 교대로 이루어지므로 별보다는 태양의 운동에 근거를 둔 시간을 유지하는 것이 더 편리하다. 불행하게도 태양시는 일정한 율로 흐르지는 않는다. 이에는 두 가지 이유가 있다. 첫째는 지구의 궤도가 정확한 원형이 아니라 타원이므로 궤도상에서 지구의 속도는 일정하지 않다. 둘째로, 태양은 적도가 아니라 황도를 따라 움직인다. 그러므로 적경은 일정한 비율로 증가하지 않는다. 그 변화는 12월 말에 가장 빠르고 9월 중순에 가장 느리다.

일정한 비율로 흐르는 태양시를 찾기 위해 일정한 각속도로 천구의 적도를 따라 움직여서 1년에 한 번 완전한 공전을 하는 가상적인 평균태양을 정의한다. 여기서 연이란 회귀년을 의미하는데 이는 태양이 춘분점에서 다음 춘분점으로 움직이는 데 걸리는 시간이다. 회귀년의 길이는 365일 5시간 48분 46초=365.2422일이다. 지구의 세차 때문에 춘분점의 방향이 움직이므로 태양이 한 번 공전하는 데 걸리는 기간은 365.2564일이다. 

그리니치를 통과하는 0도 자오선의 시간, 즉 세계시(UT)가 국제적인 기준으로 사용된다. 대부분의 유럽 국가에서는 표준시가 이보다 1시간 빠르다.

여름에는 여러 나라들이 시간을 평상시보다 1시간 빠르게 하는 일광절약시간으로 전환한다. 이렇게 하는 목적은 전기를 절약하기 위해 사람들이 활동하는 시간을 낮 시간과 일치시키기 위한 것이다. 일광절약시간 중에는 진태양시와 공인시 사이의 차이는 더 커질 수도 있다.

항성시와 UT는 지구의 자전과 관련되어 있으므로, 주로 자전이 느려지는 효과를 포함한 불규칙적인 섭동에 의한 효과가 포함된다. 율리우스 세기 동안에 UT에 비하여 항성시가 얼마나 빨리 가는지를 알려준다. 지구의 자전이 느려짐에 따라서 태양일은 길어진다. 율리우스 세기는 일정한 수의 날짜를 포함하므로 마찬가지로 길어진다.

계산된 세계시는 UT1로 나타내고 관측으로부터 직접 구한 세계시는 UT인데, 이것은 지리학적 북극이 오락가락하는 극변이에 의한 작은 섭동을 포함한다. 극축의 방향은 단단한 표면에 대하여 430일을 주기로 하여 0.1정도 변화한다.