빛은 1초에 지구를 몇 바퀴 돌 수 있는가?
빛
빛의 속력을 측정하려 한 사람 중에 17세기 갈릴레오 갈릴레이가 있다. 갈릴레이는 약 1km 떨어진 곳에서 서로 등불을 가지고, 상대방의 등불이 보이면 바로 등불을 열게 하는 방법으로, 그 시간차를 통해 광속을 측정하려고 했다. 그러나 이 실험에서는 빛이 왕복하는 데 걸린 시간이 10만분의 1초 정도로 매우 짧아 속력을 제대로 측정할 수 없었다.
진공에서 빛의 속력은 정확하게 299,792,458m/s (초당 약 186,282마일)으로 정의된다. SI 단위로 빛의 속력의 고정 된 값은 이제 빛의 속력의 관점에서 정의된다는 사실에 기인한다. 모든 형태의 진공에서 전자기 방사는 정확히 같은 속력으로 이동한다.
덴마크의 천문학자인 올러 뢰머는 1676년, 목성의 위성인 이오의 관찰을 통해서 빛의 속력을 측정하였다. 뢰머는 목성이 지구에 가장 근접했을 때 예측한 것보다 11분 일찍 이오의 월식이 일어난다는 것을 알았고, 가장 멀리있을 때는 예측보다 11분 늦게 일어난다는 사실을 발견했다. 뢰머는 그 22분이 빛이 지구의 공전궤도의 지름을 지나는 시간이라고 계산하여 빛이 2.12×10^8 m/s라고 추정했다.
프랑스의 물리학자 이폴리트 피조는 1849년 더 정확하게 빛의 속력을 측정하였다. 피조는 빛이 톱니바퀴를 통과한 후 8.9km 떨어진 곳의 거울에 의해 반사가 되어 다시 톱니바퀴로 돌아오는데, 그 각속도를 이용해 빛의 속력을 측정하였다. 피조는 빛의 속력을 3.13×10^8 m/s라고 측정하였다. 1862년 레옹 푸코는 회전하는 거울을 통해 실험을 하여 2.98×10^8 m/s라는 결과를 얻었고, 앨버트 에이브러햄 마이컬슨은 1877년부터 그가 죽은 해인 1931년까지 빛의 속력 측정실험을 했다. 마이컬슨은 푸조의 방법을 개량해 1926년에 2.99796×10^8 m/s라는 결과를 얻었다.
현재 사용하고 있는 빛의 속력은 진공에서 2.99792458×10^8 m/s이다. 실제로 오늘날에는 미터 자체를 1/299 792 458초 동안 빛이 이동한 거리로 정의하고 있다. 이 속력은 1초에 지구를 일곱 바퀴 반을 돌 수 있고 지구에서 달까지 가는 데 1초 정도 걸리는 매우 빠른 속력이다.
통상의 물질을 포함하는 각종 투명 물질에서 빛의 유효 속력은 진공에서보다 작다. 예를 들어 물에서 빛의 속력은 진공의 약 3/4이다.
극단적인 예를 들어서 자연에서 빛 둔화의 문제는 물리학의 두 개의 독립적 인 팀인 하버드 대학과 캠브리지의 과학 연구소, 하버드의 천체 물리학을 위한 스미스소니언과 캠브리지에서 원소 루비듐의 보즈 - 아인슈타인 응축을 통과하여 "완전한 정지"를 가져올 수 있었다
그러나 빛의 “중지”로 설명됐다. 이러한 실험에서 두 번째 레이저 펄스에 자극에 의해 원자의 흥분 상태에 저장되는 빛만을 의미하고 임의만이 나중에 다시 방출 된다.
이 시간동안 빛은 중단했다.
시간
이러한 시간지연 효과는 시간은 어디서나 누구에게나 일정한 속도로 흘러간다는 기존의 관념을 통째로 뒤엎는 것이었다. 시간은 속도와 움직임이 다른 개체들에게 모두 다르게 흘러가며 누구에게나 동일하게 흘러가는 시계란 처음부터 존재하지 않게 되는 것이다. 이러한 시간지연 효과는 인간의 감각으로는 알아 챌 수 없을 만큼 미미하기 때문에 처음에 사람들은 이러한 아인슈타인의 주장을 받아들이지 못하였다. 그러나 이 효과는 1971년, 비행기로 지구를 동쪽과 서쪽방향으로 돈 후 시계를 비교해 본 결과 실제로 서쪽으로 돈 시계는 0.000027초, 동쪽으로 돈 시계는 0.000006초 느려진 것이 확인 되어 사실로 증명되었다. 또한 오늘날에는 우리들이 쓰는 스마트폰, 인공위성 등 다양한 기기에 정확한 시간을 조절하는 원리로 광범위하게 사용되고 있다.
상대성 이론에 의하면 절대적 동시라는 것은 있을 수 없다. 멈춰있는 어떤 사람에게 다른 방향에서 오는 두 불빛이 동시에 반짝인다면 이것은 그 사람에게 ‘동시에’ 일어난 사건이라 할 수 있다. 그러나 앞이나 뒤로 이동하고 있는 사람에게 이 불빛은 동시에 반짝이지 않는다. 빛의 속도는 항상 일정하기 때문이다. 즉, 움직이고 있는 사람 입장에서는 어느 순간 한 불빛과는 점점 가까워지는 반면, 다른 한 불빛과는 점점 멀어지기 때문에 가까이 다가가고 있는 불빛을 먼저 보게 되고, 멀리 떨어져가는 불빛은 나중에 보게 된다. 결론적으로, 운동 상태와 위치에 따라 서로 다른 개체들에게 ‘동시’란 모두 다르게 관측된다. 빛의 속력
지구의 공전 운동이 에테르 바람에 추가적인 성분을 제공할 것이므로, 에테르 바람의 크기 변화가 1년 단위의 주기를 가지고 일어날 것이라고 예측하였다. 앞으로 날아가는 헬리콥터가 이러한 예가 될 수 있다. 헬리콥터가 공중에 제자리에 떠 있을 때는 헬리콥터 날개의 끝 부분이 300 km/h의 속력으로 회전한다. 그러나 만약 헬리콥터가 150 km/h의 속력으로 앞으로 날아가고 있다면, 회전 날개의 끝부분이 공기를 150 km/h의 속력으로 통과하는 곳이 있고(아래방향 바람) 450 km/h의 속력으로 통과하는 곳이 있다(윗방향 바람). 이와 동일한 효과로 에테르 바람의 크기는 1년을 주기로 증감할 것이다. 코페르니쿠스 혁명
갈릴레이 생시의 천문학자들은 지구가 태양 주위를 돈다면 달이 지구 뒤에 남겨질 것이라고 확신하여 지구는 태양을 돌 수 없고 대신 태양이 지구를 돈다고 믿었다. 그러나 갈릴레이는 망원경을 통해 목성의 4개 위성을 관찰하고 이로부터 달이 지구의 위성일 때 지구가 태양 주위를 공전하더라도 달이 지구 뒤에 남겨지지 않을 것이라고 확신하게 되었다. 지구의 자전
지구의 자전(地球-自轉)은 지구가 남극과 북극을 지나는 선을 축으로 하루(24시간)에 한 바퀴의 주기로 회전하는 현상으로, 밤과 낮이 발생하는 원인이 된다. 현대물리학
또, 미국의 마이컬슨과 몰리는 수직으로 교차하는 간섭계(Interferometer)를 만들어 에테르의 운동 방향과 빛의 운동 방향에 대한 실험을 하였다. 1887년에 그들은 지구의 운동과 각각 평행 방향과 수직 방향으로 운동한 두 빛이 한 지점에서 서로 만나 간섭 현상을 일으키도록 하는 장치를 만들었다. 그리고 만일 지구의 운동이 에테르에 영향을 준다면 그것은 빛의 속도 차이로 나타나고 간섭 무늬를 통해 파악될 것이라 예상하였다. 실험 결과 두 빛은 같은 속도로 움직였고 따라서 두 과학자는 지구 운동이 에테르에 영향을 주는 효과를 검출할 수 없었다. 이러한 현상들을 고전 역학과 전자기학의 틀에 맞게 설명하기 위해 네덜란드의 헨드릭 로런츠는 임시 방편으로 길이 수축 가설을 도입했다. 1904년에 로런츠는 수축 가설에 기초하여 움직이는 관찰자에게 물리 법칙이 불변이 되도록 만드는 로런츠 변환 수식을 제시하였다. 이 변환식은 길이 수축이라는 이해하기 힘든 가설을 포함하고 있었으나 현상에 대해서는 수학적으로 정확한 결과를 제시하였다.
알베르트 아인슈타인은 헨드릭 로런츠의 1904년 논문을 알지 못한 상태에서 1905년에 「움직이는 물체의 전기 동역학에 대하여」를 발표했다. 이 논문의 결과는 등속도로 움직이는 관찰자에 대해서만 다루고 있기 때문에 보통 특수 상대성 이론이라고 부른다. 이 논문에서 아인슈타인은 새로운 방식을 써서 일반적인 형태의 로런츠 변환식을 얻어냈다. 그는 아래와 같은 몇가지 가정을 도입하였다.알베르트 아인슈타인은 광속도 불변의 원리를 바탕으로 등속도로 움직이는 모든 관찰자들에게 전자기 법칙이 불변으로 유지되는 좌표와 시간의 변환식을 유도하였다. 그 결과는 로런츠 변환식의 일반적인 형태였으며 새로운 시공간 개념이었다. 또한, 이 과정을 통해 빛 에테르의 도입이 필요하지 않음이 증명되었다. 아인슈타인이 같은 해에 빛이 에테르의 파동이 아니라 입자처럼 전달된다는 광자 이론을 발표한 것은 특수 상대성 이론과도 관련이 있는 것이었다. 태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다. 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다. 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다. 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다. 베텔게우스
밝기가 크게 변하는데다 열점이 있기 때문에 베텔게우스의 광구 온도는 확실하지 않다. 2001년 이래 연구 논문들은 3,140켈빈부터 뜨겁게는 3,641 켈빈, 평균 약 3,300켈빈이라고 수록하고 있다. 베텔게우스는 천천히 자전하는 별이며 최근에 측정한 자전 속도는 초당 5킬로미터이다. 광구 반지름으로부터 계산해 보면 베텔게우스가 한 바퀴 도는 데에는 25~32년이 걸린다. 이는 초당 20킬로미터로 4배 빠르게 도는 안타레스에 비해도 느린 수치이다.
2002년 컴퓨터 시뮬레이션을 이용하는 천문학자들은 베텔게우스가 외부 확장 대기 내에 자기장 활동을 보이고 있을지 모른다는 가설을 세웠다. 자기장의 세기가 강하지 않더라도 항성 주위 먼지, 항성풍 및 질량 손실량에는 의미있는 수준의 영향을 줄 수 있다. 피크 뒤 미디 드 비고르 소재 버나드 리오 망원경에 설치한 분광편광계로 2010년 입수한 정보에 따르면 베텔게우스 표면에 약한 자기장이 존재함이 드러났으며 이는 초거성 내부의 대류 운동이 작은 규모의 다이너모 효과를 일으킬 수 있음을 뜻한다. 밀란코비치 주기
만약 지구가 태양 주변을 공전하는 유일한 행성이었다면, 지구 공전 궤도의 이심률은 오랜 시간이 지나는 동안에도 거의 변화하지 않을 것이다. 목성과 토성의 중력장과의 상호작용이 지구의 공전 궤도 이심률을 변화시키는 주된 요인이다. 그러나 공전 궤도의 이심률이 변화하여도 타원 궤도의 장반경의 길이는 달라지지 않는다. 천체역학에서 궤도의 진화를 계산하기 위해 사용되는 섭동 이론에 따르면, 장반경의 길이는 변하지 않는 값이다. 케플러 제3법칙에 따르면 공전 주기는 궤도의 장반경에 의해 결정된다. 그러므로 지구의 공전 주기, 즉 항성년의 길이 역시 궤도가 변하더라도 달라지지 않는다. 궤도 이심률이 증가함에 따라 단반경의 길이가 짧아지면, 계절의 변화가 커진다. 하지만 케플러 제2법칙에 따르면 공전 궤도의 이심률이 작을 때 지구에 도달하는 평균 태양 복사량의 변화는 아주 작다. 빛
빛은 인간의 눈에 보이는 보통 전자기 방사선을 알아내기 위한 복사 에너지이고, 시각을 담당한다. 가시광선은 일반적으로 700 나노 미터, 400 나노 미터(㎚), 또는 400×10^-9m 범위의 파장을 갖는 것으로 정의된다. 이 숫자는 인간의 시각의 절대 한계를 나타내지 않지만, 대략적인 범위에서 대부분 사람들이 대부분의 상황 안에서 잘 볼 수 있다. 가시광선은 크게 380-800nm 좁게는 420-680nm로 정의한다. 이상적인 실험실 조건에서, 사람들은 적어도 1050nm 까지의 적외선을 볼 수 있다. ​​어린이와 젊은 성인은 약 310-313nm 아래로 자외선을 볼 수 있다. 가시광선의 기본 특성은 강도, 전파 방향, 주파수 또는 파장 스펙트럼, 편광이다. 빛은 진공에서 속도가 초당 299,792,458m 이고 자연의 기본 상수 중 하나이다. 가시 광선은 전자기 방사 (EMR)의 모든 유형으로, 실험적으로 항상 진공 상태에서 위의 이동속도를 찾을 수 있다. EMR의 모든 유형의 공통점, 가시 광선이 방출되는 광자라는 작은 "패킷"에 흡수하고, 파동과 입자 모두의 특성을 나타낸다. 이 속성은 파동 입자 이중성이라고 한다. 광학으로 알려진 빛의 연구는 현대 물리학에서 중요한 연구 분야다. 물리학에서, 빛은 때때로 어떤 파장의 전자기 복사선 가시적인지 여부를 의미한다. 이 글은 가시 광선에 초점을 맞추고 있다. 일반적인 용어에 대한 전자기 방사선 문서를 참고하라.
우리가 사물을 볼 수 있는 것은 빛 때문이다. 우리 주위에서 쉽게 볼 수 있는 태양이나 불빛은 그 자체가 빛의 원천(광원)이다. 광원이 아닌 다른 사물에서 산란되어 우리가 볼 수 있는 것은 광원에서 나온 빛이 그 사물에서 산란되어 우리 눈에 달기 때문이다. 광원은 자여광과 인조광으로 나눌 수 있다. 자연광은 우리가 조절할 수 없는 광원에서 나온다. 이러한 광원에는 태양과 별이 있다. 인조광은 우리가 조절할 수 있는 광원에서 나온다. 상대성이론
이 두 공준으로부터 다음과 같은 현상들을 예측할 수 있다.
여기서 S는 고정 관성계이며 S1은 운동하는 관성계이다.빛으로 작동하는 시계를 생각해보자. 이 시계는 한 쪽면에는 에미터에서 빛을 매우 짧은 간격으로 방출하고 반대쪽으로는 디텍터가 그 빛을 받아 1초를 계산한다고 한다. 시계가 움직이지 않는다면 (즉 S 관성계에 있다면) 이 시계는 정확하게 1초마다 시간이 움직일 것이다. 이제 이 시계를 시계 빛의 진행방향으로 움직여보자. 이때 시계를 움직이는 관성계(S1)에 놓게 되면 S1관성계에서 시계는 움직이지 않을 것이고(S1관성계는 일정한 속도로 이동하고 있다)이 시계는 아까와 같이 1초마다 시간을 체크할 것이다. 이제 S관성계에서 S1관성계를 바라보도록 하자. 빛의 속도는 일정하지만(특수상대성원리의 가정) S1관성계의 에미터에서 방출된 빛이 디텍터에 닿는 동안 디텍터는 조금 더 이동하게 된다. 이동한 거리만큼 빛은 조금 더 이동해야 디텍터에 도달하게 되고 이것은 시간이 1초보다 더 걸린다는 것을 의미한다. 즉 S관성계에서 S1을 보는 사람에게 S1의 시간은 느리게 가는 것처럼 보이는 것이다.(주의해야할 점은 S1에서는 항상 1초마다 똑딱거리고 있다)
이것은 위의 시간확장을 조금 더 응용하면 쉽게 알 수 있다. 기차의 중앙에서 빛이 쏘아지고 이 빛이 기차의 양 끝에 닿게되면 기차 양끝의 문이 열린다고 생각해보자. S1(움직이는 관성계- 기차가 이동한다)에서 관측을 하게 되면 멈춰있는 기차에서 양 끝으로 이동하는 시간은 같게 되므로 기차의 내부의 관찰자는 기차의 양 문이 동시에 열린다고 생각할 것이다. 하지만 S관성계에서의 관찰자는 기차의 진행방향의 문이 더 늦게 열리고 그 반대방향의 문이 더 빨리 열린다고 생각하게 된다. 왜냐하면 진행방향으로의 빛은 더 이동해야하므로 더 늦게 열리고 그 반대방향의 문은 더 빨리 접근하므로 더 빨리 열리게 되는 것이다. 즉 동시에 일어난 사건이라고 하더라도 어느 관성계에서 사건을 보느냐에 따라서 동시에 일어나지 않을 수 있다는 것이다
길이 축소는 이동방향에 대해서만 일어나지 이동하지 않는 방향에 대해서는 일어나지 않는다. 즉 x축으로 진행하는 물체의 길이축소는 x축 방향으로만 일어나며 y,z축으로의 길이축소는 일어나지 않는다. 오로지 한 방향으로만 길이 축소가 일어난다는 의미이다. 겉보기 역행 운동
우리가 하늘을 관측할 때, 태양과 달 그리고 항성은 (일주 운동이라고도 불리는) 지구의 자전으로 인해 동쪽에서 서쪽으로 이동하는 것으로 보인다. 그러나 우주왕복선과 많은 인공위성과 같은 궤도 선회 우주선은 서쪽에서 동쪽으로 이동하는 것으로 보인다. (실제로 그것들은 달과 같은 방향으로 지구를 공전한다.) 인공위성들은 사실상 순행하지만, 지구의 자전속도 보다 그것들의 공전속도가 빠르며, 따라서, 달의 방향의 반대로 이동하는 것으로 보인다. 화성은 유사하게 공전하는 천연 위성인 포보스를 갖고 있다. 그것의 공전 주기는 화성의 하루보다 짧기 때문에, 화성의 표면에서 본다면, 그것은 반대 방향으로 이동하는 것으로 보인다. 달과 같은 방향으로 서쪽으로 이동하여 직관에 반대되는 실질적으로 역행하는 보다 적은 수의 위성도 있다.
지구에서 볼 때, 모든 행성은 주기적으로 하늘을 지나는 방향을 바꾼다. 지구의 자전의 결과로 밤마다 모든 행성과 항성이 동쪽에서 서쪽으로 이동하는 것으로 보이지만, 외행성은 항성에 비해서 점진적으로 천천히 동쪽으로 이동한다. 그러한 이동은 행성에게 있어서는 일반적이며, 따라서 순행 운동으로 여겨진다. 그러나, 지구는 궤도밖의 외행성보다 더 짧은 기간에 공전을 완료하므로, 다차선의 고속도로에서 더 빠른 자동차처럼, 주기적으로 그것들을 추월한다. 그렇게 될 때, 추월되는 행성은 먼저 동쪽으로의 이동을 멈추고 나서, 다음에는 반대의 서쪽으로 이동한다. 그리고 나서, 지구가 그 행성을 앞지르게 되면, 그것이 정상적인 방향으로의 이동을 재개하는 것으로 보인다. 내행성들인 금성과 수성도 유사한 방식으로 역행하는 것으로 보이지만, 지구에서 봤을 때 절대 태양과 충을 이루지 않는 그것들의 역행 주기는 태양과의 내합에 달려있다. 소행성과 (명왕성을 포함하는) 카이퍼 대의 천체들도 겉보기 역행이 나타난다. 지구 반경
지구 반경(地球半徑, Earth radius)은 지구의 반지름을 일컫는 천문학의 단위중 하나이다. 지구의 반지름은 대략 6,400km이다. 지구는 자전의 영향으로 적도 부근이 약간 부풀어 오른 타원체이므로 적도 반지름은 6,378km이며 극 반지름은 6,357km이다. 적도 반지름이 극 반지름보다 약 21km가 길다. 양자역학 개론
빛은 어떤 측면에서는 입자처럼 행하고 다른 측면에서는 파동처럼 행동한다. 물질(전자나 원자같은 입자들로 이루어진 우주의 "어떠한 것들")또한 파동같은 행동을 보인다. 네온 사인과 같은 몇몇 광원은 특정한 주파수의 빛만 방출한다. 양자역학은 이러한 빛이 전자기복사이면서 독립적인 단위인 광자임을 보여주고, 그 빛의 에너지, 색깔, 스펙트럼의 세기를 예측한다. 하나의 광자는 전자기장의 관측 가능한 가장 작은 양인 양자이다. 왜냐하면 부분적인 광자는 관측된 적이 없기 때문이다. 더 나아가서, 큰 규모의 고전역학에서는 연속적으로 보였던 각운동량 같은 물리량들이, 작고 확대된 규모의 양자역학에서는 "양자화" 된 것으로 밝혀졌다. 각 운동량은 따로 떨어져 있는 허락된 값들 가운데 하나만 가질 수 있고, 값들 사이의 간격은 매우 작아서 원자 수준에서야 불연속성이 드러난다. 광년
1968년 부터 1983년까지는 IAU 1964 개정 천문 상수계가 사용되었고, 태양년(율리우스년이 아닌)과 관측된(정의된 수치가 아닌) 빛의 속도가 이에 포함되어있었다. 사이먼 뉴컴의 역기점(J1900.0) 기반의1 태양년(31,556,925.9747 역표시 초)과 299,792.5 km/s 의 빛의 속도로부터 계산된 1 광년은 9.460530 x 10 미터로, 이들 수치는 1973년 자료처럼 꽤 오래된 출처로부터 도출된 결과 에서 찾을 수 있는데 2000년까지는 갱신되지 않았다. 초 (시간)
초(秒, 기호 s)는 시간의 단위로, 국제단위계의 기본단위 중 하나이다. 절대 영도에서 세슘-133 원자의 바닥 상태 (6S1/2) 에 있는 두 개의 초미세 에너지준위 (F=4, F=3)의 주파수 차이를 9,192,631,770 Hz로 정의하고 그 역수를 통해 초를 정의하고 있다. 즉, 세슘 133이라는 원자에 어떤 특정 주파수의 전파를 쬐면 세슘 원자가 바닥상태에서 들뜬 상태로 변하게 되는데 이 특정 전파의 진동수를 세고 그 진동수가 9,192,631,770가 되면 1초로 하는 것이다. 영국의 물리학자 루이 에센(1908~1997)이 1955년에 처음 이론을 냈다. 1초는 1/60 분이고 1/3600 시간, 1/86400 일이다. 수레바퀴 은하
수레바퀴 은하()는 조각가자리 방향으로 5억 광년 떨어져 있는 렌즈상 은하이자 고리 은하이다. 이 은하는 15만 광년을 가로지를 것으로 추정되며, 태양질량의 29억~48억 배 정도의 질량을 갖고있고, 217 km/s로 회전하고 있다. 빛의 물리학
《빛의 물리학》은 EBS 교육방송의 6부작 다큐멘터리 텔레비전 프로그램이다. 《EBS 다큐프라임》을 통해 2013년 9월 23일 밤 9시 50분을 시작으로 2주에 걸쳐 방영하였다. 빛을 중심으로 상대성 이론과 양자 역학을 설명한다. 과학자 갈릴레오, 뉴턴, 맥스웰, 아인슈타인, 보어, 하이젠베르크의 일화에 더불어 상대성 이론과 양자 역학에 관한 내용 소개가 프로그램의 주를 이룬다. CERN, 보어연구소, 뉴턴 생가, 베른의 특허청 등 물리학사에서 중요한 공간을 화면에 담았다. 2년에 걸친 제작 기간 중 12개국에서 물리학사의 중요한 순간들을 재연했다는 평을 받았다. 서울대학교 과학사 및 과학철학협동과정의 홍성욱 교수가 프로그램의 자문을 맡았다. 북극 부근의 별자리
지구의 자전은 1회에 24시간이 주어지므로 1시간마다 15º씩 주변의 별자리들은 북극성을 기점으로 회전한다.
이러한 지구의 자전운동과 북극성을 중심으로하는 별자리의 회전경로는 지구의 세차운동을 관찰할수있게 한다. 길이
지구가 태양을 공전할 때 6개월마다 변화하는 별의 위치의 절반을 연주시차라고 한다. 연주시차는 일반적으로 매우 작기 때문에 천체를 중심으로 천체와 지구까지의 거리 d를 반지름으로 하는 원을 지구가 이동했다고 할 수 있다. 이렇게 될때 지구와 태양 사이의 거리 1AU는 호가 된다. 빛
빛은 해당 경로에 있는 개체에 물리적 압력을 가한다. 맥스웰 방정식에 의해 추론될 수 있는 현상이지만 빛의 입자 특성에 의해 설명 되는 것은 쉽지 않다. 가벼운 압력은 빛의 속도에 의해 분할 된 빛의 힘과 동일하다. 때문에 빛의 크기, 빛의 압력의 효과는 모든 물체를 무시한다. 예를 들어 하나의 밀리 와트의 레이저 포인터는 한 물체에 대해 약 3.3피코뉴턴의 힘을 가한다. 따라서, 하나의 레이저 포인터로 미국의 페니를 들어올릴 수 있지만 약 30억-mW 레이저 포인트를 필요로 한다. 그러나 NEMS 같은 나노미터 스케일의 애플리케이션에서 가벼운 압력의 효과가 더 중요하고 NEMS 매커니즘을 구동하는 것과 나노미터 크기의 물리적 스위치를 누른 빛의 압력인 집적 회로는 활발한 연구 분야이다.
큰 규모에서, 빛의 압력은 소행성이 더 빨리 회전할 수 있게 한다. 솔라 세일의 가능성은 우주에서 가속화 되었다. 우주 안에서 조사 중이다.
비록 Crookes 복사계의 움직임이 빛의 압력에 의한 결과 일지라도 이 해석은 부정확하다. Crookes의 회전의 특성은 진공의 결과이다. 이것이 Nichols의 복사계와 혼동되지 않는다면 토크의 의해 야기되는 행동은 빛의 압력에 의해서 직결된다. 시간
괴델이 고안한 '회전하는 우주'는 700억년을 주기로 회전하고 있다. 이렇게 회전하는 우주에서는, 물질의 분포에 의해 시공간이 휘어져 '닫힌 곡선'을 형성한다. 시공간의 휘어진 통로에서 우주선이 충분이 빠른 속도로 달리면, 과거, 현재, 미래의 어느 지점이든 자유롭게 이동할 수 있다. 괴델은 '회전하는 우주' 안에서 시간 여행에 필요한 정확한 우주선의 속도와 연료, 거리와 시간까지 계산했다. 수성
수성의 궤도 이심율은 0.21로 모든 행성들 중에서 가장 크다. 그 궤도는 태양에서 4,600만 km 에서 7,000만 km 까지 펼쳐져 있다. 이 궤도를 수성이 공전하는데 걸리는 시간은 88일이다. 오른쪽 그림은 같은 긴반지름일 때 수성의 현 궤도와 원 궤도 일 때를 그린 그림이다. 5 일 간격으로 표시되어 있으며 공전속도는 근일점 근처에서 훨씬 빠르다. 또한, 천구의 크기는 태양을 중심으로 변화한다. 수성은 3:2의 비율로 궤도 공명이 이루어지는데, 이 때문에 표면 온도의 복잡한 변화가 생긴다. 이 공명 현상으로 수성에서의 하루는 2 수성년(176 지구일)이다. 지구
관성좌표계(지구의 자전, 공전과 관계없이 태양에 고정되어 있는 좌표계)에서 지구는 세차운동을 한다. 세차운동이란 지구의 자전축이 긴 시간을 주기로 원뿔모양을 그리면서 회전하는 것을 일컫는데, 그 주기는 25,800년 (258세기)이다. 세차운동은 태양의 중력이 지구의 볼록타원체에 차등적으로 가해져서 생기는 현상인데, 비슷하게 달에 의해서도 자전축이 흔들리며 그 주기는 18.6년이고 장동이라고 부른다. 천왕성
천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돈다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것이다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 것이다. 럭소 라스베이거스
423억 칸델라의 럭소 스카이 빔은 세계에서 가장 강력한 광선이다. 컴퓨터 설계를 이용하여, 39개의 제논 전구에서 방출되는 빛이 곡선 거울을 통해 한 점으로 모이게 되며, 이 빔을 설계한 엔지니어는 최대 약 16km 떨어진 곳의 신문을 읽을 정도로 밝다고 설명했다. 맑은 밤에서는 이 스카이 빔이 443km 떨어진 로스엔젤레스의 순항 고도에 있는 비행기가 목격할 수 있다. 운동 (물리학)
빛의 속력은  299,792,458 m/s 이다. 빛의 속력(또는 c)는 질량이 없는 입자와 진공에서 그것과 관련된 장의 속도이며 에너지, 물질, 정보가 가질 수 있는 속력의 상한이다. 따라서 빛의 속력은 물리적 계의 최고 속력이라고 볼 수 있다. 레옹 푸코
1844년 이후 그는 과학 교과서와 신문의 과학 기사 등을 써서 생계를 유지했다. 그러다가 그는 피조와 함께 다양한 빛의 강도에 대한 공동 연구를 시작했다. 아크 램프의 탄소, 산수소 취관의 석회, 태양광 등을 적외선 방사에 의한 간섭, 색 편광, 경로의 길이에 따른 분광 등을 이용하는 것이 당시에 그들이 사용했던 연구 방법이었다. 그리고 1845년에 다게레오 타입의 은판 사진술을 이용해 태양의 자세한 사진을 찍는 데에 성공했다. 그러다가 1847년에 태양광이 간섭을 일으키는 파동의 성격을 가지고 있다는 사실을 발견하고, 빛의 속도를 측정할 수 있는 장치의 개발을 지휘했다. 그 결과 피조-푸코 장치를 만들었고, 그것을 이용해 1850년 피조-푸코 실험으로 알려진 빛의 속도를 측정하는 실험을 진행하였다. 이 실험을 통해 물속에서의 빛의 속도를 측정하여 그것이 공기 중에서보다 늦다는 것, 즉 빛의 속도는 매질에 따라 달라진다는 것을 실증하였고 이를 토대로 빛의 파동설을 확립하였다. 하지만 이 이후에는 피조와 결별하고 각자 독립적인 연구를 이어나갔다. 시간지연
이제 시속 100km 기차에 탄 새를 ‘빛’으로 바꾼 뒤, 기차의 이동 방향으로 ‘전등’을 켠다. 전등 불빛은 빛이므로 빛의 속도(광속)로 달린다. 기차 밖 정지한 관찰자에게 전등 빛의 속도는 얼마로 보일까. 고전적 계산법으론 전등 빛의 속도는 기차 속도에 광속을 더한 속도여야 하지만, 아인슈타인이 보기엔 우주의 어떤 물체도 광속을 넘을 수 없으므로, 그 속도(‘기차 속도+전등 빛 속도’)는 ‘전등 빛 속도,’ 곧 광속이 되어야 한다. 굴절률
빛이 입자나 파동으로 생각할 수 있듯, 광학에서는 파동으로 다룬다. 파동은 다른 매질에서 다른 속도로 진행한다. 예를 들어, 물을 통과할때의 속도와 공기를 통과할 때 속도에는 차이가 있다. 빛이 하나의 매질에서 다른 매질로 넘어 통과할 때, 같은 파동이 다른 속도로 진행한다. 이 과정을 다음과 같이 생각할 수 있다. 빛 파동이 투명한 물질로 들어가고 그 물질을 이루는 원자들의 전자들을 여기시킨다. 여기된 전자들은 그 고유의 빛 파동을 방출한다. 원자들 사이에서 빛은 빛의 속도(formula_9)로 진행한다. 그러나 유리의 경우, 빛의 속도는 약 formula_10이다. 라이트 판타스틱
[[파일:Frans_Hals_-_Portret_van_René_Descartes.jpg|섬네일|200px]]
교회는 춘분이 언제인지 정확히 관측함으로써 질서와 권력이 다시 교회의 손으로 돌아왔다고 믿었으나, 오래 지속되진 못하였다. 서서히 나타나는 팽팽한 긴장 속에서 교회는 스스로 천문학적 연구를 장관하는 기관이 되었다. 교회의 막대한 부는 빛, 태양, 행성과 천문시간 연구를 후원하는 데 사용되었다. 하지만 그 때 천문학에서 새로운 이론이 탄생하게 되었다. 지구가 세상의 중심이 아니며 태양이 지구 주위를 돌지 않는다는 가설을 교회의 관점에서는 교회를 부정하게 될 사람들이 등장하기 시작했다. 우주를 둘러싼 연구가 계속되는 도중, 논쟁을 단번에 끝내기 위한 두 인물이 등장하였다. 가톨릭 교회는 자신들이 말하는 것이 명백한 사실이며 부정할 수 없는 법칙들이라는 것을 보여주기 위하여 지적인 인물을 찾았고, 그들이 찾은 인물은 철학자 [[르네 데카르트]]였다. 반대 편에서는 [[아이작 뉴턴]]이 등장하였다. 라이트 판타스틱
그 시대를 살펴보면, 세상의 가장 근본적인 것을 찾기 위해 [[광학]]을 따라왔으며 모든 기술적인 것들이 [[원자]]를 하나하나 해체시켰다. 과학사에서는 지금까지의 물리적인 개념을 전부 바꿔놓을 [[과학]]에 대해서 아무도 알아채는 사람이 없었는지 아이러니로 남아있다. 19세기 말 유럽과 세계의 과학자들은 물리가 해야 할 일은 끝났다고 믿었다. 모든 기본적인 문제는 풀렸다고 생각했다. [[전기]]를 다루고 [[빛]]을 알며 [[자석]]을 조절할 수 있었다. 게다가 [[공학]]과 [[열역학]]의 문제까지 조절할 수 있었다. 이제 [[물리학]]에서 새로운 [[법칙]]을 찾아내기 보단 좀 더 자세한 [[관측]]을 하는데 신경 썼다. 그 중 하나가 [[전구]]의 [[생산성]]에 대한 연구이다. [[전구]]의 경제적인 문제를 따질 때 매우 중요한 문제였다. [[전구]]에 공급되는 [[전력]]과 [[빛]]의 세기는 유럽 사회의 경제에서 매우 중요한 분야였다. [[전기]] 조명과 [[전력]]의 문제를 해결한다는 것은 전세계적으로 큰 돈을 벌어들일 수 있음을 뜻했다. [[공업사회]]에서 생각하는 문제들은 [[과학]]에서는 매우 사소한 것 같았다. 그저 최소의 [[전력]]으로 최대의 밝기만 얻어내면 되었다. 그래서 과학자들에게 계산을 부탁했다. 과학자들은 [[수학]]적인 방법을 통해 [[철심]]의 온도를 올리기 위해 필요한 [[전기]] 에너지량과 [[철심]]에서 나오는 [[빛]]의 양의 관계를 계산하려 했다. 하지만 아무도 이 관계가 앞으로 이론적으로 엄청난 문제가 될 줄은 몰랐다. [[물리학]]적으로나 [[이론]]적으로는 별로 중요하지 않게 보였기 때문이다. 하지만 이 문제에 대해 [[막스 플랑크]]는 조금 달랐다.
[[플랑크]]는 [[맥스웰]]의 방정식을 유심히 살펴보았다. 그리고 거기에서부터 [[빛]]과 [[에너지]]의 관계를 찾아보았다. 결과는 [[에너지]]와 [[열]]을 주면 주는 대로 [[복사]]가 일어나야만 했다. [[맥스웰]]의 방정식에서는 [[에너지]]의 [[준위]]가 연속적이라고 했다. 만약 [[열]]을 계속 준다면 끝없이 [[에너지]]는 증가해야 한다. 그리고 [[핵분열]]이 일어나게 된다. 하지만 이것은 사실이 아니다. [[철심]]을 그냥 [[불]] 속에 넣어 내버려 두면 처음에 그것은 뜨거워지며 붉은 색으로 변하게 된다. 그리고 [[주파수]]가 커지면서 푸른색, 결국 하얀색으로 변할 것이다. 하지만 [[물질]]은 [[열]]을 얼마나 받는 [[핵분열]]을 통하여 폭파하지는 않는다. [[맥스웰]]의 이론의 추측이 틀린 것이다. [[플랑크]]가 이 실수를 바로잡기 위해 연구를 했다. 그는 직관적으로 새로운 개념을 내놓는데, [[빛]]이 [[파동]]이라서 [[물질]]을 계속 뜨겁게 한다면 계속 [[빛]]을 방출하지 않을 이유가 없다고 생각했다. 그 [[이론]]을 증명하기 위해서 [[톰슨]]과 비슷한 고민을 했다. [[톰슨]]은 [[음극선]]이 [[파동]]인지 [[입자]]인지 결정해야 했다. [[플랑크]]는 이에 대해 [[톰슨]]과 다른 결론을 냈다. 그는 [[빛]]이 상황에 따라서 [[파동]]처럼 행동해 [[파동]]의 [[성질]]을 보여주고 가끔은 [[입자]]의 [[성질]]을 보여서 [[입자]]처럼 행동한다고 말했다. 조금 시간이 지나서 이는 한 가지 새로운 아이디어로 합쳐진다. 이 아이디어가 현대 [[물리학]]의 기초가 된다. 바로 [[빛]]이 상황에 따라서 자신의 [[성질]]을 바꾼다는 것이다. 많은 물리학자들이 기 문제를 해결하려고 했다. 그리고 [[빛]]의 [[분열]] 현상을 이해하는 것을 그들의 목표로 삼았다. [[물리학]]의 모든 것이 이 [[현상]]을 설명하기 위해 집중되었고 [[과학]]의 창의적인 시대가 다가오게 된다. 바로 [[양자 물리학]]의 시대가 도래한 것이다. [[플랑크]]가 [[빛]]을 통해서 새로 발견한 그의 해석은 [[물질]]의 기본을 전부 다시 생각하게 되었다. 그리고 [[입자]]세계를 다시 재주목하여 여태까지 없다고 생각되던 [[입자]]들도 다시 찾게 되었다. [[톰슨]]의 발견을 통해서 [[전자]]가 [[양자]]와 [[중성자]]처럼 새로운 [[입자]]로 발견되었다. 급속도로 커진 관심에 [[원자]]의 새로운 모양을 제시하게 되었다. 마치 [[태양계]]처럼 [[중성자]]가 [[양성자]]가 [[핵]]과 같은 역할을 하며 [[전자]]들이 [[행성]]처럼 주변을 도는 것이다. 하지만 이 [[원자]]가 [[에너지]]를 가진다는 점이 흥미로웠다. [[원자]] 자체가 무한한 [[에너지]]의 [[공급원]]이다. 이런 [[원자 물리학]]은 [[핵융합]]을 가능하게 했다. 엄청난 [[에너지]]의 발현이 가능해진 것이다. 이후 [[빛]]의 성질에 관한 시선이 달라졌다. [[빛]]의 [[불확정성]] 때문에 정밀한 순서에 따라 움직이던 [[역학체계]]가 변하게 되었다. [[빛]]은 [[파동]]과 [[입자]]의 성질을 동시에 지니고 있다. 이 개념은 우리가 생각하던 세상을 바꾸어 놓았다. 하지만 아이러니 하게도 더 많은 것들에 의문을 가지게 되었다. 모르는 것이 늘어난 것이다. 절기
태양이 황도상을 진행하는 속도는 일평균 0.9856°이며, 태양의 겉보기 지름은 약 32'이므로 하루에 지름의 두 배 가까이 움직이는 셈이 된다. 더욱이 이 속도는 일정하지 않으며, 1월 초가 가장 빠르고, 7월 초가 가장 느리며, 그 속도는 평균치에서 약 3% 정도 달라진다. 속도가 일정하지 않은 이유는 케플러 법칙 때문이다. 지구의 자전
서에서 동으로, 시간당 15도로 회전한다. 지구의 자전으로 별과 태양의 일주운동이 발생하여 낮과 밤이 생긴다. 지구의 자전으로 인공위성은 궤도가 서쪽으로 치우쳐 이동하며, 푸코 진자의 진동면이 회전하기도 한다. 코리올리 효과도 지구의 자전에 의한 것이다. 천구
천구가 한번 회전하는 데 걸리는 시간은 24시간이다. 또한, 천구의 일주운동은 항상 같은 속도가 아니라 극히 미미하기는 하지만 속도가 달라진다. 평균 태양시 또는 평균 항성시는 이러한 차이를 평균하여 나타낸다. 원자 모형
원자의 태양계 모형(보어 모형/러더퍼드-보어 모형)은 몇 가지 단점이 있었다. 첫째로, 고전 전자기학의 라모 공식에 따르면 가속하는 전자는 전자기파를 방출한다. 그러므로 궤도를 도는 전자는 점차 에너지를 잃고 핵을 향해 나선 궤도로 돌진하게 된다. 그리고 이렇게 되는 데에 얼마 걸리지 않는다. 또 모델이 설명하지 못하는 다른 현상은 원자가 불연속 스펙트럼의 빛만 방사하는 것이었다. 양자 이론은 20세기 초부터 막스 플랑크와 알베르트 아인슈타인이 빛의 에너지는 불연속적인 양으로 흡수되거나 방사된다는 것을 가정한 이후 물리학을 혁명적으로 바꾸었다. 1913년에 닐스 보어는 이런 아이디어를 보어 모형에 도입하였다. 이에 따라, 전자는 오직 정해진 각운동량과 에너지를 갖는 특정한 준위의 궤도만 돌 수 있고, 그들이 핵으로부터 떨어진 거리는 (즉, 반지름) 그들의 상대적 에너지와 비례한다. 이 모형에서는 전자가 핵을 향해 나선으로 돌진하지 않는다. 왜냐하면 가정에 의해 전자는 돌면서 에너지를 잃지 않고 에너지 준위를 오르내릴 때에만 에너지의 출입이 일어나기 때문이다. 이 경우 에너지의 변화에 비례하는 진동수를 갖는 빛이 방출되거나 흡수된다. (그러므로 빛의 흡수와 방출이 불연속 스펙트럼을 이룬다.) 웨스트 혜성
웨스트 혜성()은 장주기 혜성 중 하나이다. 지구 최근접거리 7,500만 마일, 궤도주기 55만 8300년(최고 650만 년), 최대속도 시속 33만 7600km이다. 아마추어 천문학자인 존 라보데(John Laborde)가 1976년 3월 9일에 찍은 사진에 의하면, 웨스트혜성은 푸른색과 흰색의 2개의 꼬리를 가지고 있다. S0-102
지구에서 볼 때 이 별은 시계방향으로 전파원 A*를 11.5년에 한 바퀴 돈다. 2012년을 기준으로 A* 주위를 도는 항성들 중 공전주기가 가장 짧은데 발견 직전까지 수위를 차지했던 별은 S0-2로 공전주기는 16년이다. 공전주기가 12년이 채 되지 않기 때문에 2000년부터 2012년까지 1 공전주기를 모두 관찰할 수 있었다. 발견이 늦어진 이유는 이 별의 광도가 S0-2의 16분의 1밖에 되지 않아서였다. 공전궤도는 이심률이 큰 타원 궤적을 그리고 있으며 궤도의 총 길이는 6580억 킬로미터이다. S0-12의 공전속도는 A*와의 최근접점에서 1초에 5천 킬로미터까지 가속되며 이는 빛 속력의 1%가 넘는 값이다. 최근접점에서의 거리는 약 260 AU로 388억 9600만 킬로미터, 태양~명왕성 거리의 6.6배이다. 광년
다른 정밀한 수치들은 일관된 IAU 계를 바탕으로 도출되지 않았다. 일부 최근의 자료에서 볼 수 있는 값인 9.460536207 x 10 미터는 365.2425일 (31,556,952초)로 이뤄진 그레고리년과, 정의된 빛의 속도(299,792,458 m/s)를 바탕으로 나온 값이다. 광초
1광분은 60광초이며, 1광시는 3,600광초이며, 1광년은 31,557,600광초이다. 올레 뢰머
위의 그림에서 점 L은목성의 두 번째 구(지구에서 봤을 때 목성과 태양 사이 각도가 90도가 되는 시점)를 나타낸다. 뢰머는 관측자가 이오의 emergence를 두 번째 구(L)에서 볼 수 있고, 이오가 목성 한 바퀴를 도는데 42.5 시간이 걸린다고 가정하였다. 그 42.5 시간 동안, 지구는 LK 만큼 목성에서 멀어졌다. : 이는 뢰머에 따르면, 지구의 지름의 210배에 해당하는 거리이다. 만약 빛이 지구의 지름의 거리를 1초에 지나간다면, LK를 지나가는 데에는 3.5 분이 걸린다. 그리고 만약 이오가 목성의 궤도를 도는 주기가 'L'에서의 emergence와 'K'에서의 emergence 간의 시간 차로서 쓰였다면, 그 값은 실제 값보다 3.5분 길 것이다. 마이컬슨-몰리 실험
지구가 공전궤도를 빛의 속도의 10,000분의 1의 속력으로 운동하므로, 측정된 빛의 속력의 차는 꽤 작을 것으로 예상되었다. 1800년 대 중반에 일부 물리학자들이 빛의 속도 차를 측정하려고 시도하였지만, 이 작은 물리량을 측정하기에 요구되는 정교함을 가진 실험 장치가 없었다. 예를 들어 피조-푸코(Fizeau-Foucault) 장치는 빛의 속력을 5%의 오차범위 내에서 측정할 수 있지만, 이는 에테르 바람을 측정하기에는 정확도가 많이 부족하였다. 그래비티 (영화)
엄청난 속도의 위성 파편들은 익스플로러와 허블 망원경과 부딪혀 왕복선으로부터 스톤을 이탈시키고 그녀는 우주 공간으로 내팽개쳐진다. 코왈스키는 곧 스톤을 찾아내어 왕복선으로 되돌아간다. 그들은 왕복선이 막대한 피해를 입었고 다른 승무원들은 사망한 것을 알아챈다. 두 사람은 900 마일(1,450 km) 떨어진 채로 궤도를 돌고있는 국제 우주 정거장(ISS)으로 가기 위해 반동추진 엔진 팩을 사용한다. 코왈스키는 국제 우주 정거장을 위협하는 파편들이 궤도를 완전히 뒤덮을때까지 90분이 남았다고 추정한다. 길이
애니 캐넌(Annie Canon)이 세페이드 변광성의 주기와 광도를 발견하면서 다른 은하에 있는 별까지의 거리를 계산할 수 있게 되었다.
세페이드 변광성, RR Lyrae형 변광성등에 사용될 수 있는 방법으로, 별의 밝기가 변화하는 주기를 관측을 통해 알아내 표준성으로써 주어진 주기-광도 관계에 맞추어 별의 실제 밝기를 계산할 수 있다. 이렇게 계산한 변광성의 절대등급을 포그슨 방정식에 대입해 변광성 까지의 거리를 계산할 수 있다. 실제로 윌리엄 허블은 이 방법을 사용해 안드로메다 은하까지의 거리를 최초로 구했고, 그때까지는 성운으로 알려져있던 M31 안드로메다 은하가 우리은하와 별개인 은하라는 것을 밝혀냈다. 올레 뢰머
뢰머는 빛의 속도는 지구의 지름에 해당하는 거리를 1초보다 훨씬 적은 시간에 지날 수 있을 정도로 빠르다는 규모의 비교 증명으로 추론을 시작한다. 빛
기원전 5 세기에서, 엠페도클레스는 모든 것이 네 가지 요소로 구성되었다고 한다. 불, 공기, 흙과 물. 그는 아프로디테가 4가지의 요소로 사람의 눈을 만들 었다고 믿었다. 사실이라면, 다음 하나는 밤에 단지뿐만 아니라 낮에는 볼 수 있었다. 그래서 엠페도클레스는 태양과 같은 소스에서 눈에서 광선과 광선 사이의 상호 작용을 가정했다.
약 300 BC에서, 유클리드는 가정 하였다. 빛이 직선으로 여행하는 것과 그는 반사의 법칙을 묘사하고 수학을 공부하였다. 그는 눈이 눈으로부터의 빔의 결과, 그는 어떻게 빛이 도달하고 만약에 그의 눈알 감으면 어떻고 밤에 눈을 열면 어떠할지 궁금해 했다. 물론 눈에서 빔이 무한대로 빠르게 이동하면 문제가 되지 않는다.
기원전 55 년, 루크 레셔는 그리스의 원자론의 아이디어에 대해 썼다. 빛 과 태양의 열은 그들이 꺼지기 전 까지에는 원자로 구성 되어있다. - 우주의 본질에
나중에 입자 이론과 유사에도 불구하고 루크 레셔의 견해는 일반적으로 인정되지 않았다.
프톨레마이오스 (C. 2 세기)는 그의 책 광학에서 빛의 굴절에 대해 썼다. 베가
태양에 비해 베가는 상대적으로 젊고, 태양에 비해 헬륨보다 원자수가 큰 원소들의 함유비가 적다. 베가는 변광성일 가능성이 있는데, 주기성을 띠면서 밝기가 미묘하게 변하는 것으로 보인다. 베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다. 이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 광구의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮아서 밝기 또한 광구의 절반 수준에 불과하다. 지구에서 볼 때 베가는 남극 혹은 북극이 우리 시야의 정면을 바라보고 있다. 따라서 밝은 극 지역만이 우리 눈에 보이므로 베가는 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다. 빛의 속력
이 식으로 빛의 속도 formula_1는 측정값 formula_19 회전거울의 회전속도, 측정값 formula_22로 계산 가능해진다. 라이트 판타스틱
[[파일:Ole roemer.jpg|thumb|150px|올레 크리스텐센 뢰머]]
빛의 속도는 [[그리스]]인들부터 논의되어 온 흥미로운 주제였다. 빛의 속도를 [[측정]]하는 방법의 해답은 태양계의 운동 속에 있는데, 그중에서도 특히 목성주위의 위성(갈릴레오가 망원경으로 발견한 위성)의 움직임에 있었다. 1676년에 젊은 [[덴마크]] 천문학자 [[올레 뢰머]]가 지구에서 [[목성의 위성]]을 관찰했다. 왜냐하면 뢰머는 위성들이 행성 주위를 도는데 걸리는 [[시간]]을 재고 싶었기 때문이다. 그리고 뢰머는 아주 놀라운 것을 찾아냈다. 뢰머가 측정한 시간은 지구와 목성 사이의 [[거리]]에 따라 달라졌다. 지구가 그 [[궤도]]에서 목성과 더 가까워지면, 목성주변의 위성들이 더 빨리 돌았고 멀어지면, 위성이 목성 주위를 더 천천히 돌았다. 그리고 뢰머는 그 차이를 빛이 목성에서부터 지구로 오는데 걸리는 시간 때문이라고 설명했다. 빛은 거리를 가는데 시간이 걸리고 뢰머는 그 속도를 측정할 수 있었다. 뢰머는 빛의 속도를 계산했고 빛의 실제속도인 300,000km/s에 아주 가까운 수치를 얻었다. 빛이 거리를 가는데 시간이 걸린다는 것과 [[빛의 속도|광속]]의 정확한 측정은 놀라운 발견이었다. 윌리엄 허셜은 정확한 빛의 속도가 그와 그의 연구에 어떤 의미가 있는지 깨달았다. 허셜은 계산을 하고 나서 은하수로부터 빛이 그의 반사장치에 도달하기까지 수백만 년이 걸린다는 걸 깨달았다. 그래서 허셜의 망원경은 타임머신 같은 것이었다. 허셜의 발견은 엄청나게 충격적이었으며 허셜을 유럽에서 가장 유명한 천문학자로 만들었다. 허셜의 망원경을 통해 수많은 별들을 보고, 여러 번에 걸쳐서 우주를 확장시키면서 [[은하수]] 전체를 기록했다. 전통적으로, [[태양계]]가 세계의 한계라고 생각되어 왔지만 허셜에게 태양계는 단지 은하수 안의 수많은 '계' 중 하나였다. 우주의 크기는 엄청나게 확장되어갔고 허셜은 엄청난 크기의 우주를 통해서 그가 보는 것이 옛날의 우주이라는 것을 깨달았다. 오마이갓 입자
이 입자는 빛의 속력과 거의 비슷한 속도로 운동했다. 이 입자를 양성자라 가정하면, 이 속도는 광속보다 약 1.5pm(1m의 천조분의 1)과 차이나지 않으며, 대략 0.9999999999999999999999951c의 속도이다. 이 속도에서, 입자와 광자를 동시에 출발시키면 약 46 나노미터 뒤처지거나 0.15페타초(1.5×10초) 차이난다. 그리고, 22만년 운동할 경우 1cm 차이가 나게 된다. 이 에너지는 양자 중력에서 에너지의 기본 단위인 플랑크 에너지와 250억 분의 1이며, 입자물리학에서 생각할 수 있는 모든 이론에서 나올 수 있는 에너지 스케일 중 가장 크다. 역표시
역표시(曆表時, ephemeris time, ET)는 일정 불변한 시간의 단위를 주고, 또한 고른 시각계(時刻系)까지도 주는 것으로서 생각해 낸 시계(時系)이다. 1900년 1월 0일 12시에서의 1 태양년의 길이를 시간의 단위로 하고, 그 순간부터 측정하기 시작한 시각을 역표시라고 한다. 이 순간에서의 1 태양년의 길이를 초로 나타내면 31566925초 9747이 된다. 이것차이로 역표시의 초·분·시·일의 길이가 결정된다. 자전시는 자전하는 지구를 시계(時計)로 간주한 것으로, 그 시계는 늦어지거나 빨라지거나 하는 데 대하여, 역표시는 지구의 공전 즉 하늘을 재관찰한 태양의 운동을 시계로 생각한 것에 해당하며, 이 시계는 늦어지거나 빨라지는 일이 없는 이상적인 시계가 되는 셈이다. 매시각(每時刻)의 역표시를 구하는 데는 태양의 위치를 관측하면 된다.다시 열을 내는 태양의 관측은 그다지 정확도가 좋지 않고 달의 천공상의 운동이 태양 운동의 13배나 빠르므로, 달의 관측에서 역표시를 정하는 것이 보통이다. 그러기 위하여 달의 운동 이론을 태양의 운동이론에 대하여 모순이 없도록 정리 요약해 두고 있다. 역표시는 태양의 관측이 있는 한 과거로도 소급하여 결정할 수 있는데, 예를 들면 고대의 일식 기록에서 역표시와 그 당시의 평균 태양일의 차이를 구할 수 있다. 베가
간섭계를 이용하여 베가의 반지름을 정확히 잰 결과 태양 반경의 약 2.73 ± 0.01 배였다. 이는 같은 A형 주계열성 시리우스보다 60 퍼센트 정도 더 큰 값인데, 항성 모형에 따르면 베가의 크기는 시리우스보다 12 퍼센트 정도 커야 정상이므로 모순되는 결과이다. 그러나 만약 베가가 빠르게 자전하는 동시에 베가의 북극 또는 남극이 지구를 정면으로 바라보고 있다고 가정할 경우 의문점은 해결된다. CHARA 어래이로 2005년에서 2006년에 걸쳐 관측한 결과 이 추측은 사실임이 입증되었다.
베가의 북극 자전축은 지구에서 바라보는 방향과 최대 5 도 이상 차이나지 않는다. 베가의 적도 자전 속도는 1 초에 274 킬로미터로 한 바퀴 도는 데에 12.5 시간밖에 걸리지 않는다. 이는 우리 태양의 자전 속도와 비교할 때 50 배나 빠른 값이다. 이는 항성이 산산조각나는 속도의 93 퍼센트에 이르는 값이다. 이렇게 빠르게 돌기 때문에 베가의 적도는 타원체 모양으로 부풀어 올라 있으며, 적도 반경은 극반지름보다 23 퍼센트 더 크다. 여기서 베가의 극반지름은 태양의 2.26 ± 0.02 배이며 적도 반지름은 태양의 2.78 ± 0.02 배이다. 지구에서 볼 때는 적도 반지름 크기로 베가가 보이게 된다. 마이컬슨-몰리 실험
19세기의 물리학에서는, 수면파 또는 음파 등이 진행하기 위해서는 매개물(물,공기)이 필요하듯, 빛이 진행하기 위해서도 "광학 에테르"라는 매개물이 필요하다고 가정하였다. 빛은 진공상태의 공간을 통해 진행할 수 있으므로, 진공상태에는 빛의 매개물이 포함되어 있다고 생각하였다. 빛의 속도가 너무 커서, 에테르의 존재여부와 그 성질을 알아내기 위한 실험을 설계하기 위해서는 상당한 정교함이 요구되었다.
지구는 태양 주위의 궤도를 따라 30 km/s의 속력으로 이동한다. 태양 또한 우리 은하의 중심 주위를 그보다 더 빠른 속도로 이동하고 있다. 따라서, 지구의 공전 운동에 의해, 지구를 가로지르는 에테르의 흐름은 "에테르 바람"을 형성할 것이라고 생각하였다. 물론 이론적으로는 일시적으로 지구의 움직임과 에테르의 흐름이 일치할 수 있지만, 지구는 방향과 속력이 수시로 변화하는 운동을 하고 있으므로, 모든 시간에서 지구는 에테르의 흐름에 상대적으로 정지해 있을 수는 없다. 태양계의 형성과 진화
앞에서 서술한 이론의 대표적인 예가 지구와 달이다. 오늘날 달은 지구에 대해 조석적으로 고정되어 있다. 달이 지구를 한 바퀴 도는 시간과 달이 스스로 한 바퀴 자전하는 시간은 같으며, 이 때문에 지구에서는 달의 한쪽 면밖에 볼 수 없다. 그러나 달은 지구에서 서서히 멀어져 가고 있으며, 앞으로 500억 년 뒤 달과 지구는 서로 완전히 한쪽만을 다른 쪽에게 보이게 될 것이다. 오늘날 지구에서 달의 한쪽만을 볼 수 있는 것처럼, 이때가 되면 달에서도 지구의 한쪽 면만을 볼 수 있을 것이다. 조석 고정의 다른 예로는 목성 주위를 도는 갈릴레이 위성과(목성 주위를 도는 더 작은 많은 위성도 해당한다.) 토성의 거대 위성 대부분이 있다.
위와는 반대로, 위성이 모행성의 자전 속도보다 빠르게 행성 주위를 공전하거나, 혹은 행성의 자전 방향과 반대로 공전할 때는 다른 시나리오가 펼쳐진다. 두 경우 모두 각운동량의 전달 방향은 앞의 경우와는 반대되어, 모행성의 자전 속도는 빨라지는 대신 위성은 행성 쪽으로 끌려가게 된다. 후자는 자전과 공전의 각운동량은 반대 방향으로 작용하여, 서로 각운동량을 감소시키게 되며, 양자가 맞물려 각운동량은 일정하게 유지된다. 두 경우 모두 조석 가속으로, 위성은 행성에 접근하여 결국 조석력에 의해 산산조각이 나며, 행성 주위에 테를 형성하거나, 또는 행성 표면이나 대기에 충돌한다. 화성의 위성 포보스(약 3천만~5천만 년 내), 해왕성의 위성 트리톤(36억 년 내), 목성의 위성 메티스와 아드라스테아 를 비롯한 천왕성과 해왕성의 작은 위성 16개가 이와 같은 운명을 맞을 것으로 예상하고 있다. 천왕성의 위성 데스데모나는 이웃한 위성과 충돌할 것으로 예상하고 있다. 비둘기자리 뮤
뮤는 매우 빠르게 돌고 있으며 자전 주기는 1.5일에 불과하다(우리 태양은 반지름은 비둘기자리 뮤의 22퍼센트에 불과하나 자전 주기는 25.4일로 훨씬 더 길다). 이렇게 빠른 자전 속도는 비둘기자리 뮤처럼 젊고 푸른 별들의 보편적 특징이다. 태양
편평도는 약 900만 분의 1이고 이는 태양의 양극간 지름과 적도 지름이 불과 10킬로미터밖에 차이나지 않음을 뜻한다. 태양은 플라스마가 뭉친 상태로 존재하며 딱딱한 고체가 아니다. 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 이를 차등 회전으로 부르며 태양 내부 대류 및 질량 이동의 원인이 된다(태양 중심부에서 외곽부로 나가면서 급격한 온도 그래디언트를 보여주기 때문이기도 하다). 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 시계 반대방향 각운동량 일부를 옮겨 각운동량을 재배분한다. 이 ‘실제 자전’ 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 그러나 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 ‘겉보기 자전’ 주기는 약 28일이다. 이처럼 느린 자전에서 나오는 원심력 효과는 태양 적도상 표면 중력 18분의 1에 지나지 않는다. 행성의 조석 효과는 더 약하여 태양 겉모양에 별다른 영향을 미치지 못한다. 겉보기운동
겉보기운동(－運動)은 지구의 자전과 공전 때문에 생기는 천체의 운동으로 시운동이라고도 한다. 마치 일정한 속력으로 달리는 자동차 안에서 바깥을 보면 바깥 경치가 움직이는 것처럼 보이는 것과 같은 원리로 지구에서 태양이나 별을 관찰하면, 이러한 천체가 마치 천구 위로 움직이는 것처럼 보인다. 이것은 지구가 하루에 한 번씩 자전하고, 1년에 한 번씩 태양 주위를 공전하기 때문에 생기는 현상이다. 뢰머의 빛의 속력 측정
1676년 올레 뢰머는 첫 번째로 빛의 속력을 정성적인 측정값으로 구했다. 뢰머는 덴마크 천문학자로서 천문학적 방법을 사용해서 빛의 속력을 측정하였다. 그는 목성의 위성 중 ‘이오’가 식(목성의 그림자에 의해 가려지는 현상)이 발생할 때, 지구가 공전궤도에서 가까이 있을 때가 멀리 있을 때보다 22분 빨리 나타난다는 것을 관측했다. 지구에서 봤을 때, 이오의 식은 두 가지 방법으로 관측이 가능한데, 이오가 보이다가 안 보일 때, 이오가 목성의 그림자 안으로 들어갈 때가 immersion, 이오가 안 보이다가 보일 때, 이오가 목성의 그림자에서 나올 때가 emergence인데, 지구에서는 목성이 가로막기 때문에 동일한 식의 immersion과 emergence를 동시에 볼 수 없다. 충의 위치에서는 둘 중 어느 것도 보지 못 한다. 목성이 충의 위치에 있을 때부터 4달이 지난 후(L부터 K까지)부터는 이오의 emergence를 볼 수 있고, 충의 위치에서 4달 전(F부터 G까지)는 이오의 immersion을 볼 수 있다. 이 시기가 아닌 5~6달은 식을 관찰할 수 없는데, 지구와 목성이 적절한 위치에 있더라도 지구의 어떤 지역에서는 이오의 식을 볼 수 없다. 이를 통해 그는 빛이 유한한 속력으로 이동한다고 결론내릴 수 있었고, 빛이 지구 궤도의 지름을 가로지르는 데 22분(실제로는 16분 36초)이 걸린다는 것을 측정했다. 뢰머는 규모의 비교 증명(빛의 속력이 ‘지구 지름/1초’보다 훨씬 크다고 결론)과 누적 효과(빛의 유한한 속력의 영향이 많은 관측들을 통해 늘어날 것; 프랑스 과학 아카데미에서 발표) 등을 이용해서 이것이 빛이 지구에 오는 동안 지구가 공전하여 생기는 거리(지구가 목성과 가까워 질 때의 거리와 멀어질 때의 거리 차이)의 차이 때문이라고 예측하고 여러 번의 시행착오와 관측 결과를 이용하여 빛의 속력을 약 212,000 km/s으로 측정하였다. 뢰머는 자신의 방법을 공식적으로 서술한 적이 없지만, 그의 계산은 ‘지식인의 잡지’의 뉴스보도와 1676년 8월 22일 카시니의 발표로 알 수 있다. 이 값은 오늘날의 측정값인 2.997925×10 m/s와 비교하였을 때 오차(약 26%)가 상당하지만, 최초로 빛의 속력을 정밀하게 측정했다는 것에 큰 의의를 가진다. 회절
눈으로 직접 관찰 가능한 값인 빛의 세기(I)는 전기장을 제곱한 값이다. 그런데 전기장(E)은 시간에 따라 매우 빠르게 변하는 값이므로 빛의 세기(I)는 아래와 같이 전기장을 제곱하여 평균한 값으로 구한다. 시간
시각은 하늘을 보는 사람의 자오선을 기준으로 하여 측정하므로 보는 장소가 다르면 시각의 값이 달라진다. 영국의 그리니치를 통과하는 자오선으로 측정한 평균 태양시를 특히 세계시라고 부른다. 지구가 일정한 속도로 자전하고 있다면 평균 태양의 시간 각도로 결정되는 태양시의 연평균이 일정할 것이므로 평균 태양시의 정오(12시)부터 다음의 정오까지의 간격을 1평균 태양일로 하고, 이를 24시간으로 나누면 시·분·초의 시간을 정의할 수 있다. 그러나 실제로는 지구의 자전 속도는 일정하지 않다. 바닷물의 밀물과 썰물 때에 해저에서 마찰이 생기며, 이 마찰이 원인이 되어 자전 속도는 차츰 느려진다. 또한 불규칙, 돌발적인 속도의 변동도 있다. 따라서 평균 태양시로 시각을 정하는 데에 문제는 없지만, 그 시각의 간격(예를 들면 평균 태양일)으로 시간을 정의할 수는 없는 것이다. 시간의 단위인 초는 원자의 진동으로 정의된다. 세슘 원자시계로 실현되는 일정하고도 불변하는 길이의 초를 1초, 1초 더하여 가면 하나의 연속된 시간의 흐름이 형성된다. 이와 같이 해서 만들어진 시각이 세계시와 0.95초 이상 차이가 나지 않도록 한다. 만약 이 한도 이상으로 차이가 날 염려가 있을 때에는 1초를 더하거나 뺀다. 이러한 1초를 윤초라고 부른다. 이와 같이 해서 각국은 표준시를 정해놓고 있는데 이를 협정 세계시라고 부른다. 윤초는 UTC를 기준으로 6월 30일 또는 12월 31일의 23시 59분 59초 다음에 23시 59분 60초로 가산하고, 다음이 다음 날 0시 0분 0초가 된다. 한국 표준시를 기준으로 하면 1월 1일 또는 7월 1일의 오전 8시 59분 59초의 다음에 8시 59분 60초로 가산하고, 다음이 오전 9시 0분 0초가 된다. 달
달(moon)은 지구의 유일한 영구적 자연위성으로, 태양계내의 위성 중 5번째로 크다. 행성의 크기와 연관하여 자연위성 중 가장 크다. 지구 중심으로부터 달 중심까지의 거리는 평균 38만 4400킬로미터로, 지구 지름의 30배이며, 지구에서 태양까지 거리의 400분의 1이다. 달의 지름은 지구의 약 4분의 1, 태양의 약 400분의 1인 3500 km이다. 달의 부피는 지구의 약 1/50 정도이며, 표면에서의 중력은 지구의 약 17%이다. 달은 지구를 약 27.3일에 일주하며(공전 주기), 지구-달-태양의 위치 변화는 29.5일을 주기로 달라지는 달의 상을 만든다(삭망 주기). 태양
태양은 우리 은하 중심을 약 24,000~26,000광년 거리에 두고, 은하계 북극 방향에서 볼 때 시계 방향으로 약 2억 2천 5백만~2억 5천만 년에 1회 돌고 있다. 우리 은하가 우주 배경 복사(CMB)에 대하여 물뱀자리 방향으로 초당 550킬로미터 속도로 움직이고 있기 때문에, 태양의 우주 배경 복사에 대한 종국적 속도는 컵자리 또는 사자자리 방향으로 초당 370킬로미터가 된다. 태양은 현재 우리 은하 오리온 팔의 안쪽 경계 내 국부 거품 영역의 국부 항성간 구름 속을 여행하고 있다. 태양에서 17광년 이내 가까운 별 50개 중 4.2 광년 떨어진 센타우루스자리 프록시마가 제일 가까운 이웃 항성이다) 태양은 네 번째로 무거운 별이다. 지구
지구는 23시간 56분 4.091초의 주기로 자전하고 있으며 그 축은 북극과 남극을 잇는 선이다. 그 방향은 지구의 북극에서 보았을 때 시계 반대방향이다. 그 결과 지구에서는 천체들이 한 시간에 15도씩 동에서 서로 이동하는 것처럼 보이는 일주운동을 관찰할 수 있다. 미터
미터(, , , ; 기호 m)는 길이나 거리의 SI 단위이다. 이 단위는 현재 진공에서 빛이 1/299,792,458초 동안 진행한 거리로 정의되어 있다. 이러한 정의는 최근에 측정 기술이 길이와 단위를 매우 높은 정확도로 재현할 수 있게 되면서 제안된 것으로, 시간의 경우에는 10의 정확도로 재현할 수 있다. 바너드별
고유 운동을 통해 계산한 바너드 별의 상대적 측면속도(태양에 대해 비스듬하게 움직이는 것)는 초당 90킬로미터이다. 1년에 10.3초씩 이동하고 있으며, 한 인간의 수명에 해당하는 시간 동안 보름달 각지름의 절반에 해당하는 0.25도를 움직인다. 마차 바퀴 현상
스트로보 조건는 회전하는 바퀴의 가시성이 일련의 짧은 사건으로 나누어지게 한다. 짧은 사건에서 바퀴의 움직임은 눈에 보이지 않는 더 긴 사건에 의해 방해받기에, 움직임이 없어지거나(영화 카메라의 경우) 최소(스트로보스코프의 경우)이다. 짧은 사건은 통상적으로 프레임이라고 불린다. 영화 카메라는 일반적으로 초당 24프레임(유럽 기준은 25프레임, 북미 기준은 29.97프레임)을 촬영한다. 표준 텔레비전은 초당 59.94개 또는 50개의 이미지(비디오 프레임은 엇갈리게 짜여 있는 것처럼 보이는 두 개의 독립적 이미지이다.)를 출력한다. 스트로보스코프는 일반적으로 자신의 주파수를 어떤 값에도 맞출 수 있다. 기체방전등(네온, 수은, 나트륨, 형광등 등) 같은 교류전류를 이용해 일시적으로 조절된 인공조명은 전력선의 주파수의 2배(예를 들면, 주파수가 50인 선에서는 초당 100회)로 깜빡인다. 전류가 순환할 때마다, 전기는 2번씩 정점(한 번은 양의 전압, 한 번은 음의 전압)에 달하고, 2번씩 0에 달한다. 그에 따라 빛의 출력이 달라지게 되고 이 모든 상황에서 사람은 스트로보 조건 아래에서 회전하는 바퀴를 보게 된다. 베가
베가가 시선 방향에 대해 이동할 때 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비하여 별의 위치가 변한 것처럼 보이게 된다. 베가의 위치를 정교하게 측정하면 항성의 각운동값(고유 운동)을 알 수 있다. 베가의 고유 운동량은 적경값으로 연간 202.03 ± 0.63 밀리초각, 적윗값으로 연간 287.47 ± 0.54 밀리초각이다. 베가의 순고유운동량은 327.78 밀리초각/년이며, 여기에 따르면 베가는 11,000년마다 약 1 도만큼 천구 위를 이동하게 된다.
은하좌표에서 베가의 우주속도 요소는 U = -13.9 ± 0.9, V = -6.3 ± 0.8 , W = -7.7 ± 0.3으로, 여기서 순우주속도는 17 km/s가 나온다. 이 속도(태양 방향)의 방사 성분은 -13.9 km/s이며 횡단 속도는 9.9 km/s이다. 현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만 고유 운동값을 볼 때 천천히 태양 쪽을 향해 다가오고 있는데, 이 때문에 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다. 베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다. 베가는 이후 천천히 어두워지지만 카노푸스보다 겉보기 등급이 낮아지게 되는 48만 년 후까지는 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 계속 차지할 것이다. 빛의 속력
1676년 올레 뢰머는 첫 번째로 빛의 속도를 정성적인 측정값으로 구했다. 뢰머는 덴마크 천문학자로서 천문학적 방법을 사용해서 빛의 속도를 측정하였다. 그는 목성의 위성 중 ‘이오’가 식(목성의 그림자에 의해 가려지는 현상)이 발생할 때, 지구가 공전궤도에서 가까이 있을 때가 멀리 있을 때보다 22분 빨리 나타난다는 것을 관측했다. 지구에서 봤을 때, 이오의 식은 두 가지 방법으로 관측이 가능한데, 이오가 보이다가 안 보일 때, 이오가 목성의 그림자 안으로 들어갈 때가 immersion, 이오가 안 보이다가 보일 때, 이오가 목성의 그림자에서 나올 때가 emergence인데, 지구에서는 목성이 가로막기 때문에 동일한 식의 immersion과 emergence를 동시에 볼 수 없다. 충의 위치에서는 둘 중 어느 것도 보지 못 한다. 목성이 충의 위치에 있을 때부터 4달이 지난 후(L부터 K까지)부터는 이오의 emergence를 볼 수 있고, 충의 위치에서 4달 전(F부터 G까지)는 이오의 immersion을 볼 수 있다. 이 시기가 아닌 5~6달은 식을 관찰할 수 없는데, 지구와 목성이 적절한 위치에 있더라도 지구의 어떤 지역에서는 이오의 식을 볼 수 없다. 이를 통해 그는 빛이 유한한 속도로 이동한다고 결론내릴 수 있었고, 빛이 지구 궤도의 지름을 가로지르는 데 22분(실제로는 16분 36초)이 걸린다는 것을 측정했다. 뢰머는 규모의 비교 증명(빛의 속력이 ‘지구 지름/1초’보다 훨씬 크다고 결론)과 누적 효과(빛의 유한한 속도의 영향이 많은 관측들을 통해 늘어날 것; 프랑스 과학 아카데미에서 발표) 등을 이용해서 이것이 빛이 지구에 오는 동안 지구가 공전하여 생기는 거리(지구가 목성과 가까워 질 때의 거리와 멀어질 때의 거리 차이)의 차이 때문이라고 예측하고 여러 번의 시행착오와 관측 결과를 이용하여 빛의 속력을 약 212 000 km/s으로 측정하였다. 뢰머는 자신의 방법을 공식적으로 서술한 적이 없지만, 그의 계산은 ‘지식인의 잡지’의 뉴스보도와 1676년 8월 22일 카시니의 발표로 알 수 있다. 이 값은 오늘날의 측정값인 2.997925*10^8 m/s와 비교하였을 때 오차(약 26%)가 상당하지만, 최초로 빛의 속력을 정밀하게 측정했다는 것에 큰 의의를 가진다.
뢰머가 쓴 논문들은 1728년 코펜하겐에서 불이 났을 때 대부분 없어졌지만, 1668년부터 1768년까지 발생한 60번의 이오 식의 관측결과를 담고 있는 한 개의 논문은 불타지 않았다. 뢰머는 1677년 9월 30일에 1671년부터 1673년의 관측 자료가 그의 계산의 기초를 만들었다고 하위헌스에게 편지를 썼다. 하위헌스의 Opticks(1704) 책을 보면 아이작 뉴턴이 뢰머의 빛의 속력 계산값을 기록했고, 태양으로부터 지구까지 빛이 이동하는 데 “7~8분”이 걸린다고 했다. 뉴턴은 뢰머의 식 현상의 그림자가 색을 띤다는 것에 대해 의문을 가졌고, 다른 색의 빛이 같은 속도로 이동한다고 결론지었다.
1729년에 제임스 브래들리는 광행차를 발견했다. 광행차는 떨어진 광원으로부터 빛이 도달할 때, 빛의 속도의 벡터 가법과 관측자로부터의 속도로 인해서 생긴다. 따라서 움직이는 관측자는 빛이 약간 다른 방향에서 오는 것처럼 보게 되고, 결과적으로 광원이 원래의 자리로부터 옮겨진 것처럼 생각하게 되는 것이다. 지구가 태양을 계속해서 돌 때 지구의 속도 방향 또한 바뀌므로 이 효과는 별의 방향이 바뀌는 것처럼 보이게 한다. 별의 각도차로 인해서(최대 20.5각초) 태양을 도는 지구의 속도를 빛의 속도로 나타내는 것이 가능한 것이다. 이미 알려진 태양에서 지구까지의 거리를 시간으로 바꿔서 풀면 된다. 효과로부터 그는 빛이 지구가 그 궤도 안에서 움직이는 것보다 10,210배 빨리, 또는 동등하게 태양부터 지구까지 이동하는 데 8분 12초가 걸리게 이동한다고 하였다. 고메이사
시차 자료로부터 계산한 이 별과 지구 사이 거리는 약 162 광년이다. 겉보기 등급은 2.9로 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다. 질량은 태양의 3.5배에 적도 기준으로 초당 210 킬로미터 속도로 빠르게 회전하고 있다. 이로부터 계산한 고메이사의 자전 주기는 약 1일이다. 등가원리
아인슈타인은 등가원리를 이용해 빛 또한 중력의 영향을 받는다는 결론을 제시했다. 만약 위쪽으로 가속되는 로켓 안에서 손전등을 비추면, 그 광선은 바닥으로 휠 것이다. 그 이유는 빛의 속도는 일정하고, 광선이 로켓 내부를 통과하는 시간 동안 로켓이 위쪽으로 가속되기 때문이다. 가속에 의한 효과와 중력에 의한 효과는 같으므로 빛은 중력에 의해서도 휠 것이라고 예측할 수 있다. 그리고 이는 중력렌즈 효과의 관측으로 증명되었다. 시간지연
아인슈타인은 ‘빛은 (전자기) 파동’임을 입증했던 영국의 물리학자이자 수학자인 제임스 클러크 맥스웰(James Clerk Maxwell)의 길을 따라 생각 실험을 이어갔는데, 그 과정에서 광속으로 빛을 쫓아가보니 빛은 파동성을 잃는다는 딜레마에 빠지게 된다. ‘광속 불변의 원리’(초속 30만km)와 빛이 파동이라는 전제는 이미 입증된 사실이었다. 그는 뉴턴 고전 역학의 속도 개념을 뿌리부터 재해석해 들어간다. 시속 100km로 달리는 기차 안에서 새가 같은 방향으로 시속 10km로 난다고 했을 때, 고전적 계산법을 따르면 새의 속도는 100+10, 곧 시속 110km가 된다. 빛의 속력
빛의 속력() 또는 광속은 진공에서 299 792 458 m/s라는 정확한 값이며, 국제적으로 formula_1라고 표기한다. 빛의 속력은 기본 물리 상수로, 길이 단위인 미터는 이것으로부터 정의되었다. 특수 상대성 이론에 따르면, c는 우주의 모든 에너지, 물질, 정보가 가질 수 있는 속도의 최댓값이며, 최근 이론에 따르면 중력파의 속력이기도 하다. 질량이 없는 입자와 장(場; 빛과 같은 전자기 복사를 포함한다)은 c로 진행하며, 관성계에서는 관찰자의 속도와 관계없이 입자와 파동은 c로 진행한다. 상대성 이론에 따르면, c는 시간과 공간을 연관시키며, 질량-에너지 등식 E=mc²에도 등장한다. 특수 상대성 이론에 따르면 모든 움직임, 즉 물질의 이동 속도는 물론, 질량을 가진 게이지 보손도 빛의 속력보다 더 빨리 움직일 수 없다. 오직 불변 질량이 0인 물체(예를 들면 광자)만이 빛의 속력으로 전파될 수 있다. 에밀리 드 브르퇴유 뒤 샤틀레 후작부인
1737년 프랑스 과학아카데미는 그해의 주제를 열, 빛, 불의 본질에 관한 것으로 공표했다. 에밀리와 볼테르는 이 논문 공모소식을 듣고는 그에 관한 연구를 진행하게 된다. 에밀리는 볼테르의 연구를 곁에서 도와주었고, 독자적으로 몰래 연구를 진행했다. 빛은 태양에서 나와 지구까지 도달하는 데 9분도 채 걸리지 않는다. 에밀리는 그 속도가 초속 30만 킬로미터 정도라는 것을 알고 있었다. 그녀는 태양빛 안에 고형 입자가 있고, 또 그 고형 입자 안에 무게가 있다면 빛과 부딪히는 지구는 빛의 엄청난 속도로 인해 무사하지 못할 것이라고 생각했다. 그녀는 빛에 무게가 있다면, 빛이 어떻게 태양에서 끊임없이 흘러나올 수 있을지 의문을 품었다. 만약 빛에 무게가 없다면, 빛에 관한 여러가지 성질을 설명해낼 수 있었다. 에밀리는 논문에서 빛 속에는 지구 전체에 열을 공급할 만큼의 막대한 힘을 지닐 숨은 입자가 없다는 주장을 펼쳤다. 빛 속에 있는 여러 빛깔에 그 힘이 들어 있을 것이라는 아이디어를 제안했다. 여기서 더 나아가 빛에 들어 있는 색이 각각 다른 양의 열을 품고 있으리라는 생각에까지 나아갔다. 9월 1일 논문 마감일에 맞추어 마지막 논문을 쓰면서 "충분한 실험을 한다면 서로 다른 색깔의 빛에서 발열의 힘이 뚜렷이 구분됨을 입증할 수 있을 것이다"라고 밝혔다. 그녀는 볼테르가 사용하는 실험 기구를 사용할 수가 없었기에 순전히 사고실험으로 행해진 연구를 바탕으로 1737년 논문을 완성했으며 수상작이 되지는 못했지만 1738년 과학 아카데미에서 출간되었다. 이 논문을 계기로 뒤 샤틀레 부인의 이름이 널리 알려지게 되고 당대의 석학들과 어깨를 나란히 하게 된다. 이 연구에 해당하는 실험은 70년 후인 1800년 영국의 천문학자 허셜이 에밀리 뒤 샤틀레가 생각했던 것과 거의 동일한 방식으로 실험을 진행해서 적외선을 발견했다. 에니그마 머신
그림에는 3개의 회전자(rotor)가 들어가 있는데 각각의 회전자는 26개의 원소를 가진 순열이라 보면 된다. 그림에는 간단히 8개의 알파벳으로만 표시되어 있는데 'A'가 3개의 회전자를 통해 'D'로 바뀌는 과정을 보여주고 있다. 이렇게 한 글자의 암호를 마치면 첫 번째 회전자는 조금씩 회전을 하는데 당연히 26번을 한바퀴로 하고 있다. 첫 번째 회전자가 한바퀴를 돌면 시계의 원리처럼 두 번째 회전자가 한 칸 움직이고 똑 같은 방법으로 세 번째 회전자도 움직이게 된다. 여기서 가능한 회전자의 조합 수를 생각해보면 26x26x26=17,576이다.
회전자를 살펴보면 이들은 고정되어 있는 것이 아니라 서로 자리를 바꿀 수가 있고 (가능한 위치의 조합은 6가지이다.) 또한 그 위에 써 있는 알파벳이 회전하는 링 위에 표시되어 있어 이를 임의로 변경(Ringstellung) 시킬 수 있는데 이는 회전자의 조합 수를 더욱 복잡하게 하고 있다. 스트로보 효과
만약 똑같이 회전하는 물체가 초당 61번의 섬광에 의해 보인다면, 각각의 섬광은 회전하는 물체의 약간 이전의 부분을 조명할 것이다. 61개의 섬광은 물체가 같은 위치로 오기 전에 발생할 것이며, 이미지의 연속은 마치 뒤로 회전하는 것처럼 인지될 것이다. 동양 우주론
“태양은 북극을 중심으로 평원한 땅에 대하여 횡으로 움직인다. 주비의 법에 의하면 태양의 빛은 16,700리를 비춘다. 땅은 한 변이 810,000리인 평면이다. 태양의 높이는 8만리이고 따라서 하늘의 높이도 8만 리이다.” 올레 뢰머
뢰머는 여러 번의 시행 착오와 여러 관측 결과를 이용하여 빛의 속도를 약 212,000km/s로 계산하였다. 현재의 빛의 속도 측정값인 2.997925*10^8 m/s와 비교하였을 때 큰 오차를 가지나 최초로 빛의 속도를 정밀한 방법으로 계산하였다는 데 큰 의의를 가진다. 조석 가속
천문학회가 이 효과의 규모를 받아들이기까지는 오랜 시간이 걸렸다. 그러나 결국 태양시로 측정하면 세 개의 효과가 작용한다는 것이 명확해졌다. 지구의 이심률 변화에는 두 개의 조석 효과가 존재한다. 첫째로, 달의 궤도 운동이 지연됨에 따라 지구와 달 사이에서 각운동량이 교환된다. 이로 인해 지구 주위를 도는 달의 각운동량은 증가된다(달의 공전 궤도를 높이고, 공전 속도를 줄인다). 둘째로, (태양시로 측정했을 경우) 달의 공전에 대한 각속도는 명백히 증가되고 있다. 이 효과들이 작용하며 지구의 각운동량을 손실시키며, 하루의 길이를 늘린다. 희귀한 지구 가설
물론 은하 중심을 도는 태양의 궤도는 거의 완벽하게 원에 가까우며 1 공전주기는 2억 2600만년으로 은하의 1 자전주기와 거의 일치한다. 그러나 카렌 마스터스는 태양의 궤도가 1억 년마다 주(主) 나선팔을 통과한다고 계산했다. 반대로 희귀한 지구 가설에서는 태양은 탄생 이후 나선팔을 통과한 적이 없다고 가정하고 있다. 도 (각도)
각도 및 회전의 단위로 도를 선택하게 된 이유는 아무도 알 수 없지만, "360"이라는 숫자가 1년의 길이와 거의 같았기 때문이라는 추정이 있다. 고대 천문학자들은 태양이 1년 동안 황도를 따라 하루에 1도씩 움직인다는 사실을 알아냈으며, 페르시아 달력 등 일부 고대 달력들은 1년의 길이를 정확히 360일로 잡았던 점을 고려하면 도 단위를 사용한 것과 육십진법이 관련이 있을 것으로 추정된다. 조석
매일 오르내리는 조석으로 많은 에너지가 소모되며 소모된 에너지는 열로 전환된다. 소모되는 에너지는 전부 자전하는 지구로부터 오는 것인데, 조석으로 인한 마찰이 지구의 자전 속도를 한 세기에 수백 분의 일 초 정도 늦춘다. 이처럼 작은 시간도 오랫동안 계속되면 무시하지 못한다. 산호초와 대합의 일일 성장선을 연구하는 지리학자들은 하루의 길이가 점점 더 길어지고 있다고 하며 언젠가는 일 년의 날 수가 줄어들 것이라고 추측하고 있다. 3억 5,000만 년 전에는 하루의 길이가 22시간에 일 년이 400일 내지 410일이었을 것이며, 2억 8,000만 년 전에는 22.5시간에 390일이었다는 증거들이 발견되고 있다. OJ 287
광도곡선에 따르면 OJ 287은 11~12년 주기로 밝기가 변화하며 1주기에 걸쳐 1년 정도 간격을 두고 두 번 급격하게 밝아지고 있었다. 광도가 올라가는 원인은 질량이 태양의 1억 배 정도인 또 다른 초대질량블랙홀(그렇지만 중앙부에 있는 원래 블랙홀에 비하면 훨씬 질량이 작다)이 180억 배 블랙홀 주위를 돌고 있기 때문인 것으로 추측하고 있다. 작은 쪽이 큰 블랙홀에 접근하면서 큰 블랙홀 주위에 형성된 강착 원반에 접근하거나 멀어지면서 두 번 급격하게 밝아진다는 것이다. 계산에 의하면 두 블랙홀 사이의 평균 거리는 0.2광년이며(이를 천문 단위로 환산할 경우 약 12,600 AU이다), 강착 원반을 통과하는 순간의 속도는 초속 10만 킬로미터 에 이른다. 이는 빛의 속도의 3분의 1 수준이다. 지구
지구는 태양을 365.2564 태양일의 주기로 공전하고 있다. 이 때문에 지구에서 보았을 때 태양이 다른 천체들을 배경으로 하여 하루에 1도씩 서에서 동으로 이동하는 현상을 볼 수 있다. 크리스티안 하위헌스
내가 이 새 행성이 16일을 주기로 토성을 돈다는 것을 발견했을 때 나는 의심의 여지없이 토성이 그 자신만의 축을 중심으로 더 적은 시간을 주기로 돈다고 생각했다. 훨씬 전에도 나는 다른 원시 행성들이 자신만의 축을 중심으로 돈다는 면에서 지구와 같다고, 그래서 한 번에 한 부분씩 돌아가며 전체 행성의 표면이 태양 빛에 기뻐한다고 항상 믿어왔었다; 그리고 이보다 더, 나는 일반적으로 이 세계의 거대한 구체들의 정렬은 작은 구체들이 그들 자신을 중심으로 돌고 이 작은 구체들보다 더 짧은 주기를 지닌 회전 운동을 한다고 믿었다. 따라서 태양은 그의 흑점이 보여주듯이 그만의 축을 중심으로 약 26일을 주기로 돈다; 하지만 지구를 포함한 태양 주위의 다양한 행성들은 거리에 따라 변하는 주기로 행로를 돈다. 지구는 하루를 주기로 하는 행로를 돌며, 지구 주위를 달이 한 달을 주기로 돈다. 목성 주위의 네 작은 위성들도 거리가 감소할수록 속도가 증가한다는 같은 법칙 아래 돈다. 따라서 우리는 목성과 가장 가까운 위성이 목성을 도는데 이틀보다 적은 시간을 필요로 하는 것으로 보아 목성이 아마 24시간 보다 더 짧은 시간을 주기로 돌 것이라고 결론 내려야 한다. 이러한 모든 사실들로부터 알 수 있듯이, 토성 역시 비슷한 운동을 가짐이 틀림없다고 결론 내렸다. 하지만 내게 토성의 위성의 회전 운동 속도에 대한 정보를 주었던 것은 바로 나의 관찰이었다. 그 위성이 궤도를 16일에 한 바퀴 돈다는 사실은 그 위성의 궤도의 중심에 있는 토성이 그보다 더 적은 시간에 한 바퀴 돈다는 결론에 이르렀다. 게다가, 다음 결론 역시 일리가 있어 보인다; 토성과 그의 위성 사이에 있는 모든 천체가 같은 운동을 할 것이며 그것이 토성에 더 가까워질수록 토성의 속도에 더 가깝게 접근한다는 결론 말이다. 마침내, 다음이 결론지어진다: 부속물, 즉 토성의 팔은 구형체의 중심과 붙어 있어 그것과 같이 가거나 토성의 팔이 토성과 일정 거리만큼 떨어져 있어 토성의 속도와 많이 작지 않게 회전 운동을 한다는 결론 말이다. 게다가, 내가 이러한 사실들을 토성의 팔의 운동과 연결지어 생각하는 동안, 이러한 팔들은 1655년 나의 이전 관찰이 보여주었던 양상 아래 나타났다. 토성의 팔들은 일종의 축이 행성의 중심을 뚫고 지나간 것처럼 토성면을 따라 같은 곧은 직선으로 뻗어나가는 반면에 토성의 몸체는 매우 둥글었다; 비록 처음 그림에서 보이는 것처럼, 내가 쓰고 있었던 12피트 길이의 망원경을 통해 보아진 이 팔들은 구의 중심에서 행성면의 끝을 향해가면서 조금 더 두껍고 밝게 나타났다. 이 행성이 이 같은 양상을 매번 보여주기를 계속했을 때, 나는 토성과 그에 붙은 구체들의 회로가 짧다는 것을 이해했으며 이것이 토성이 다른 구체들에 의해서 동일하게 모든 면이 감싸지지 않으면 일어날 수 없다는 것을, 따라서 일종의 고리가 토성을 중심으로 에워싼다는 것을 이해했다; 어떠한 속도로 그것이 돎에는 상관없이 그것의 축이 고리의 면과 수직하다면 그것은 항상 우리에게 같은 양상을 보일 것이다. 빛의 속력
엠페도클레스는 빛이 유한한 속도를 가진다고 주장한 첫 번째 사람이다. 그는 빛이 움직이고, 따라서 이동하는 데 약간의 시간이 필요하다고 주장했다. 아리스토텔레스는 반대로 빛이 움직임이 아닌 어떤 것의 존재 때문이라고 말했다. 에우클레이데스와 프톨레마이오스는 빛이 눈으로부터 나와서 볼 수 있다는 emission theory of vision을 발전시켰다. 이 이론에 기초하여 알렉산드리아의 헤론은 별과 같이 떨어진 물체들을 눈을 뜨자마자 바로 볼 수 있기 때문에 빛의 속력이 무한하다고 주장했다. 항성 자전
블랙홀은 중력장이 매우 세기 때문에 빛조차도 블랙홀을 탈출할 수 없다. 블랙홀은 회전하는 질량이 붕괴되면서 생겨나는데, 이때 이들은 방출가스 형태로 새어나간 것을 제외한, 모든 각운동량을 그대로 갖고 있다. 이 회전으로 공간은 작용권(作用圈)으로 불리는 회전 타원체 모양의 영역에 갇히며 블랙홀 주변으로 끌려 들어간다. 이 영역으로 낙하하는 질량은 앞의 과정을 통해 에너지를 얻으며 질량 일부는 블랙홀로 떨어지지 않고 탈출한다. 이 질량 일부가 탈출할 때 블랙홀은 각운동량을 잃는다.(펜로즈 과정) 블랙홀의 회전 속도는 빛의 속도의 98.7 퍼센트에 이르는 것으로 측정되었다. 라이트 판타스틱
1919년, 개기일식이 일어났고, 아서 에딩턴이 이끄는 영국 최고의 천문학자들이 최고급 망원경과 촬영 장비로 무장해 아프리카와 브라질로 가서 아인슈타인의 우주와 시간에 관한 엄청난 생각이 맞는지 보이고자 하였다. 비교와 정교한 계산을 하는데 몇 달이 걸렸지만, 1919년 11월에 개최된 영국 왕립 천문 협회 모임에서 에딩턴과 그의 동료들은 이렇게 말할 수 있었다: “우리의 사진들은 아인슈타인이 의심의 여지가 없이 옳다는 것을 증명합니다.” 별의 위치의 작은 이동이 세상을 바꿔놓은 것이다. 갑자기, 진짜 하룻밤 사이에 아인슈타인은 세계의 유명인사가 되었다. 혁명적인 발견이 발표되는 순간, 빛에 대한 새로운 과학은 언론의 중심에 놓여졌고, 빛의 물리학은 세계적 행사로 만들어졌다. 하지만 무엇보다도, 아인슈타인이 한 것은 3000년간 인류가 빛에 대해 가져온 생각을 뒤엎은 것이었다. 고대 그리스인부터 9세기 아랍인들, 중세의 스님들부터 아이작 뉴턴, 갈릴레오에서 맥스웰까지 모든 철학자들은 빛은 직진한다는 사실을 의심의 여지 없이 받아들이고 있었다. 아인슈타인은 이것마저 틀렸다는 것을 보여주었다. 즉, 아인슈타인의 말처럼 빛은 기하학적으로 직선을 따라 이동하지는 않지만, 휜 공간과 시간을 통해 이동한다는 것이었다. 격변설
둘째, 태양의 변화로 인한 격변의 가능성이다. 태양은 기체로 되어 있지만 온도나 압력이 엄청나기 때문에 중심에서 원자들이 서로 융합하는 핵융합 반응을 일으킨다. 태양에서는 1초에 4-5억톤 질량이 에너지로 바뀌면서 지구 생명체들이 살아가는데 필요한 열과 빛을 방출하고 있다. 또한 태양은 중심으로부터 강력한 자기장을 방출하여 우주 공간으로 쏘아 보내고 있다. 이러한 태양이 자전하게 되면 태양의 적도지방이 극지방에 비해 속도가 빠르고 이러한 속도의 차이로 인해 자기장이 뒤틀리게 된다. 그리고 이 뒤틀림이 최대가 되는 곳에 우리가 흔히 태양의 흑점이라고 말하는 것이 형성된다. 흑점의 숫자는 최대와 최소 사이를 주기적으로 반복한다. 과학자들은 흑점 주기와 지구의 기후의 변화 사이에 어떤 관계가 있지 않은지를 연구한다. 만일 정말 어떤 관계가 존재한다면 흑정 주기의 변화로 인해 소빙하기와 소간빙기가 반복될 것이다. 큰개자리 VY
미네소타 대학교 교수 로버타 험프리 (2006) 는 큰개자리 VY의 반경을 대략 태양의 1800-2100배 정도로 추정하였다. 이 크기에서 만약 태양 대신 큰개자리 VY를 태양계 중심에 놓는다고 가정하면, 큰개자리 VY는 목성을 삼키고 토성 궤도 근처까지 미칠 것이다. 예를 들어, 만약 어떤 사람이 큰개자리 VY의 표면을 걷기 시작한다면(여기에서 사람은 하루에 시속 3마일 (약 4.83 km)의 속도로 8시간을 걸을 수 있다고 가정한다.) 완전히 횡단하기 위해 65만년의 시간이 필요하다. (같은 조건으로 지구 둘레를 통과하는데는 2년 11개월, 태양의 둘레를 통과하는 데는 310년 7개월이 걸린다.) 빛의 속도로도 별을 일주하는 데에 8시간이 걸린다. 관측 사상 가장 큰 별로 알려지기도 했으나 2012년 VLTI로 보다 정교하게 관측한 결과 수정된 반지름은 태양의 1420 ± 120배로 이전보다 많이 하향되었다. 아리랑 2호
아리랑 2호는 685 km 상공에서 100분 만에 지구를 한 바퀴씩 돈다. 하루에 지구를 14바퀴 반씩 돌며 1회전마다 20분간 사진을 찍어 지구로 전송한다. 한반도는 2분 정도면 촬영이 가능하다. 길이
1천문단위(1AU)는 지구와 태양 사이의 평균거리를 뜻한다. 지구는 태양을 초점으로 타원 궤도를 그리며 돌고 있다. 여기서 평균거리란 태양과 가장 가까워지는 근일점일때의 태양과 지구 사이의 거리와 태양과 가장 멀어지는 원일점일때의 태양과 지구사이의 거리의 평균을 뜻한다. 이를 미터법으로 환산하면 대략 1AU = 1.496×10m 를 나타내게 된다. 천문단위(AU)는 주로 태양계내의 천체들의 거리를 측정할 때 사용한다.
태양과 태양계 내의 행성간의 거리는 천문단위로 다음과 같이 측정된다. 격변설
소행성과의 충돌은 확률이 낮지만 실제적인 위협이 될 수 있다. 태양 주위를 공전하면서 지구는 일 년에도 여러 차례 우주진과 작은 운석들이 있는 곳을 통과하기 때문에 유성쇼(meteor show)가 일어난다. 대부분의 운석들은 너무 작아서 지구 대기권에 진입할 때 타버리기 때문에 별 위협이 되지 않는다. 실제로 위협이 되는 것은 직경이 지구의 공전궤도를 가로질러가는 직경 수 km의 소행성들이다. 단 1km 직경을 가진 소행성이 지구와 충돌하더라도 인류 문명 전체를 위협하는 심각한 기후 변화가 일어날 것으로 생각된다. 지난 10여 년 동안에만 해도 여러 개의 소행성들이 지구로부터 불과 1백만km 이내를 "살짝" 스쳐 지나갔다. 사실 이 넓고 넓은 우주에서 1백만km 떨어진 거리라고 하는 것은 정말 가까운 거리이다. 크리스티안 하위헌스
하위헌스는 빛의 파동설을 주장하면서 이전까지는 무한한 속도를 가지고 있다고 여겨졌던 빛이 매우 빠르기는 하지만 유한한 속도를 가지고 있다고 주장했다. 그의 동료로서 그와 함께 연구를 진행하던 올레 뢰머는 목성의 위성인 이오의 식들 사이의 간격이 일정하지 않다는 사실을 관측을 통해 발견해 냈다. 그는 이 현상이 지구가 목성에서 멀리 떨어져 있을수록, 식의 정보를 전달하는 빛이 목성에서 출발하여 망원경에 다다르기까지 걸리는 시간이 더 길어지기 때문이라고 주장하였다. 뢰머는 실제로 1679년 11월 9일에 발생한 이오의 식이 예상했던 시각보다 10분 늦게 일어날 것이라고 정확히 예측해 내었고, 이로써 빛의 속도가 유한하다는 것을 증명하였다.
하위헌스의 어릴 적 수학교육은 간간히 그의 집에 들렸던 데카르트의 영향을 많이 받았다. 그러나 1668년 탄성체 충돌에 관한 그의 연구는 충돌에 관한 데카르트의 법칙의 오류를 보였고, 그것은 영국의 왕립 학회에게 보내졌다. 그리고 그는 그 당시에 원운동에 관해 관심이 많았으나, 데카르트의 중력에 관한 이론에 대해 생각해보았다. 그는 비록 이 당시에 데카르트의 이론에 대한 부정적인 의견을 가진 듯 했으나, 결국 아카데미 데 시앙스에 이 주제를 제시했다.
1672년 그는 빛과 망원경에 대한 이론을 듣게 되었고, 그 이론, 그중 특히 색에 관한 아이작 뉴턴의 이론이 잘못되었다고 비판했다. 그 후 1689년 그는 왕립 학회에서 뉴턴을 만났다. 여기서 그는 뉴턴에 대한 존경심을 보임과 동시에 만유인력에 관한 그의 이론을 믿지 않았다. 실제로 뉴턴의 이론에는 어떻게 한 질량이 다른 질량을 인식할 수 있는지에 대한 어떠한 것도 설명되어 있지 않았다. 이후 프린키피아와 뉴턴에 대해 하위헌스는 윤년
태양력에서는 보통 윤일이 들어 있는 해를 말하는데, 이 경우 1년은 366일이 되며 이것이 바로 윤년이다. 지구가 태양을 한 바퀴 도는 데에는 365일 5시간 48분 46초가 걸리므로 365일을 제외한 시간들을 모아 태양력에서는 4년마다 한 번 2월 29일을 두어 하루를 늘리고, 태음력에서는 평년이 354일이므로 계절과 역월(曆月)을 조절하기 위하여 19년에 7번의 비율로 윤달을 끼워 1년을 13개월로 한다. 윤년이 아닌 해는 평년이라고 한다. 올레 뢰머
그 후 뢰머는 똑같은 논리를 첫 번째 구(점 G)(지구가 목성을 따라서 움직일 때)에도 응용하였다. 점F에서의 immersion과 점G에서의 그 다음 immersion 사이의 시간차는 실제 이오의 주기보다 3.5 분 짧아야만 한다. 따라서, 첫 번째 구에서 측정된 이오의 주기와 두 번째 구에서의 그것은 7분의 차이가 있어야 한다. 실제론 시간 차가 없었기에, 뢰머는 빛의 속도가 '지구 지름/1초'보다 훨씬 크다고 결론내렸다. 길이
파섹의 어원은 영어의 "parallax of one arc second"이다.
지구는 태양을 중심으로 1년에 한바퀴 씩 공전을 하고 있다. 이런 이유로 어느 한 시점에서 별을 관측했을 때 별에 의한 빛이 지구와 이루는 각도와 6개월 뒤 별을 관측했을 때 이루는 각도가 차이게 생기게 되고, 차이를 연주시차라고 한다. 아주 먼 거리에 있는 별들은 연주시차가 나타나기 어려운데, 이러한 별들을 기준으로 연주시차를 측정한다. 이 원리를 이용하여 별까지의 거리를 측정할 수 있는데 파섹(pc)은 이 원리가 적용된 길이의 단위이다. 1pc은 연주시차가 1"(초)일때 지구와 별까지의 거리로 정의된다.
파섹은 주로 태양계 밖의 다른 천체들과의 거리를 측정하는데 사용된다. 광도의 절대등급에도 파섹이 사용되는데, 절대등급은 모든 천체가 10 pc의 거리에 있다고 가정했을 때의 밝기이다.
1pc 은 미터법으로 대략 3.08567758×10m, 천문단위로는 2.06×10AU, 광년 단위로는 3.26LY를 나타낸다.
1000pc=1Kpc, 1000000=1Mpc으로 쓰인다.
1광년은 빛이 진공 속에서 1년 동안 진행한 거리를 뜻한다. 빛은 진공속에서 1초에 299,792,458m를 움직이므로 1년 동안에는 대략 9.46×10km를 움직이게 된다. 파섹(pc)과 같이 주로 태양계 밖의 천체의 거리를 측정하는데 사용된다.
1광년(1LY)는 미터법으로는 9.46×10m,천문단위로는 6.324×10AU, 파섹 단위로는 0.307pc을 나타낸다. 광초
광초(光秒, light-second)는 길이의 단위이다. 1광초는 완전한 진공 속을 빛이 1초 동안 나아가는 거리이며 구체적인 수치로는 299,792,458미터(약300Mm)이다. 1983년 기준으로, 광초에 기준하여 1미터를 계산했기 때문에 이 값은 정확하다고 말할 수 있다. 레옹 푸코
1862년, 그는 찰스 휘트스톤의 회전하는 거울을 이용해 빛의 속도를 측정해 298,000 km/s라는 값을 얻었다. 이는 현대에 측정된 값과의 오차가 거의 나지 않는 아주 정밀한 값이었다. 년
년(연)(年)은 시간을 재는 단위로, 순한국어로 해라고 부른다. 특별한 언급이 없으면 보통 지구가 태양을 한 바퀴 도는 것을 기준으로 하며, 이때 일반적으로 그레고리 평균년으로 약 365.2425일과 같다.400년 주기의 그레고리력은 146,097일을 가지고 있으므로 정확히 20,871주가 된다. 시간
하나의 마하 유가는 12,000 신년(神年)-보통 세월의 단위로 4,320,000년 간 지속된다. 마하 유가가 수천번 지나가면 1겁이 된다. 1겁은, 인도 신화에서 세상의 창조, 유지, 파괴를 담당하는 세 신 중 하나인 브라흐마에게는 하루가 된다. 마차 바퀴 현상
진정한 계속조명(태양에서 오는 빛 등) 아래에서 마차 바퀴 현상을 처음으로 목격한 사람은 Schouten이다. 그는 alpha, beta, gamma라고 부르며 개인의 스트로보스코피를 세 가지 형태로 구분했다. Alpha 스트로보스코피는 초당 8-12의 사이클에서 일어난다. 비록 “몇몇 요소[살]들이 정지된 것들을 넘는 장애물 경주를 하듯이 보인다.”고 하더라도, 바퀴는 정적으로 보인다. Beta 스트로보스코피는 초당 30-35의 사이클에서 일어난다. "패턴의 뚜렷함은 거의 사라졌다. 때로는 명확한 역회전이 희끄무레한 줄무늬 패턴으로 보인다". Gamma 스트로보스코피는 초당 40-100의 사이클에서 일어난다. "모든 요소 진동수에서 지속적인 희끄무레한 패턴이 일종의 떨리는 정지 속에 있는 것처럼 보인다는 것을 제외하면 디스크는 거의 균일해 보인다". Schouten은 역회전인 beta 스트로보스코피를 인간의 움직임을 해석하는 시각기관의 Reichardt 탐지기와 일치한다고 설명했다. 그가 사용한 살이 달린 바퀴의 패턴(방사형 격자)은 규칙적이기 때문에, 실제 회전을 위한 탐지기를 강하게 자극할 수 있을 뿐 아니라, 역회전을 위한 탐지기를 약하게 자극할 수 있다.