태양의 지름은 몇 km인가?
태양
태양의 수명은 약 123억 6500만년이고 핵우주 연대학에 따르면 45억 6720만년 전에 형성되었다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로 "노란색 별"로 불리는데, 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 실제로는 가시광 복사가 스펙트럼상 초록 부분에서 가장 강렬하다.. 다만 실제로 우주에서 보면 태양은 g형 주계열성이므로 흰색으로 보인다. 이 분광형 표시에 있어서 G2는 태양 표면의 유효 온도가 약 5,778K켈빈임을, V는 우주의 다른 대다수 별과 마찬가지로 태양이 원자 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 주계열성임을 뜻한다. 태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만~6억 톤의 수소를 태운다. 태양은 천문학자들에게 있어 한때는 작고 상대적으로 눈에 띄지 않는 별이었으나 이제는 우리 은하 별들 중에서 밝은 축에 드는 존재로 인정되고 있다. 우리 은하 별 대부분(90퍼센트)은 작고 어두운 적색 왜성이다. 이들은 아무리 밝아도 태양 밝기 10%에 불과한다. 태양의 지름은 약 139만 2천 킬로미터로 지구보다 109배 크며, 질량은 2 킬로그램으로 지구보다 약 33만 배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다.
태양 질량 약 4분의 3은 수소, 나머지 4분의 1은 대부분 헬륨이다. 총질량 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소들로 이루어져 있다. 태양의 뜨거운 코로나는 우주 공간으로 연속적으로 뻗어 있으며, 여기에서 대략 100천문 단위 거리 태양 권계면까지 뻗어 있는, 대전(帶電)된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다. 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속 거품 구조인 태양권은 태양계 내에서 가장 거대한 구조이다. 태양은 백색광을 내지만 지구 표면에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란 때문에 노란색으로 보일 수 있다. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 킬로미터(1천문단위) 떨어져 있으나, 정확히는 매년 1월 근일점에서 가장 가까워지고 7월 원일점에서 가장 멀어진다. 빛이 태양을 출발하여 이 거리를 지나 지구까지 오는 데에는 약 8분 19초가 걸린다. 태양의 절대 등급은 +4.83이나 지구에서 가깝기 때문에 겉보기 등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다.
태양질량
태양질량(, Solar mass)은 천문학에서 항성이나 은하의 질량을 표시할 때 기본이 되는 단위이다. 태양질량은 태양 1개의 질량과 동일하며, 지구 332,950개의 질량과 동일하다. 태양의 질량을 수치로 표시하면 다음과 같다. 시리우스
1915년 월터 시드니 애덤스는 윌슨 산 천문대에서 60인치(1.5미터) 반사경을 장착한 망원경을 이용하여 시리우스 B의 스펙트럼을 관측했는데, 그는 B가 희미하고 흰색으로 빛나는 별임을 알아냈다. 이 사실로부터 천문학자들은 B를 백색 왜성으로 결론지었는데 당시 두 번째로 발견된 백색 왜성이었다. 1959년 로버트 핸버리 브라운, 리차드 트위스는 강도간섭계를 써서 시리우스 A의 지름을 최초로 측정했다. 2005년 천문학자들은 허블 우주 망원경을 통해 시리우스 B의 지름이 지구와 거의 비슷하다는(12,000킬로미터) 사실을 알아냈다. 그러나 B의 질량은 태양의 98퍼센트나 된다. 엔셀라두스
엔셀라두스는 상대적으로 작은 위성이며, 암석과 얼음이 주성분이다. 카시니 탐사선에 의하면 엔셀라두스는 구형이 아닌 타원체로, 지름은 500 km 내외이다. 이는 지구의 위성인 달의 7분의 1밖에 되지 않는 수치이다. 태양계
소행성대에는 지름 200미터 이상의 천체가 수개 혹은 수 개 있다. 이렇게 숫자는 많지만, 소행성대 천체의 질량을 모두 합쳐도 지구의 1천 분의 1을 넘지 못한다. 주 소행성대의 천체는 매우 산발적으로 흩어져 태양을 돌고 있어서, 우주 탐사선이 이 지역을 주기적으로 통과해도 충돌 사고는 발생하지 않는다. 지름이 10 ~ 10 미터 사이인 소행성을 유성체라고 부른다. 가끔 이곳에서 태양으로 돌진하는 소행성이 있다. 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. 포에베 (위성)
포에베는 대강 구형이고, 220 km (140 mi)의 지름을 가지고 있다. 이는 달의 1/15정도의 크기이다. 포에베는 축을 따라 9 시간 만에 자전하고, 18 개월에 한번 토성을 공전한다. 포에베의 표면 표면 온도는 75 K (-198 °C)이다. 포에베는 토성의 내위성중에서 가장 밝게 빛나지만, 포에베의 반사율은 매우 낮아서,(0.06) 검댕같이 어둡다. 포에베의 표면에는 매우 많은 충돌구들이 있고, 가로 80 km에 높이는 16 km가 넘는 곳도 있다. 과학자들은 그 어두운 채색의 이유를 포에베가 소행성으로 잡혔기 때문이라고 추측하며, C형 소행성급에 해당한다. 이것은 화학적으로 매우 미개하고, 태양 성운의 응축과 그 이후 약간의 수정으로 탄생했을것으로 추측한다. 하지만 카시니-호이겐스 호의 사진은 포에베의 충돌구의 밝기에 상당한 변화를 보여준다. 이는 지하에 얼음이 300 에서 500 m (980 에서 1,600 ft)까지 존재함을 나타낸다. 또한, 표면에서 대량의 이산화탄소를 발견했다. 포에베는 50%는 바위인데, 토성과는 35% 정도 비교된다. 이를 근거로 과학자들은 포에베가 센타우르(Centaur)의 소행성 대에서 잡혔다는 것을 알수있고, 그중에서 얼음으로된 소행성은 카이퍼 벨트의 소행성으로 목성과 해왕성 사이에서 태양을 공전한다. 포에베의 첫 번째 사진은 마치 점과 같았다. 포에베의 표면은 히페리온 표면과 같이 멀리서 볼때 아주 미세하게 생긴 충돌구들이 많다. 가장 큰 충돌구의 충돌은 아마도 파편이 굉장하였을것이다. 포에베 그룹에 속하는 위성들은 모두 10 km 미만이다. 화성의 위성
화성의 적도 부근에서 바라봤을 때, 보름달 위치의 포보스는 지구에서 봤을 때의 보름달 크기의 1/3 정도 된다. 각지름은 8'(지평선)에서 12'(천정) 사이이다. 관찰자가 적도에서 멀어질수록 점점 작아져, 화성의 극관에서는 지평선에 가려 보이지 않게 된다. 데이모스는 화성에서 바라봤을 때, 밝은 별 크기에 불과하다. 지구에서 바라본 금성 크기보다 조금 큰 정도로 각지름은 2'이다. 상대적으로 화성에서 바라본 태양의 각지름은 21'이므로, 화성에서 위성이 태양을 가릴만큼 크지 않으므로 개기일식은 일어나지 않는다. 천문학
태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 가장 연구가 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌, 46억 살의 주계열성이다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진, 주기적인 밝기의 변화를 보여준다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련되어 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역이다. 혜성
혜성의 본체는 핵으로 불린다. 핵은 순수한 얼음이 아닌, 암석질 또는 유기질의 먼지를 포함하고 있다. 이로부터, 혜성의 핵은 '더러운 눈덩이'에 비유된다. 핵의 평균 직경은 수백 m 정도로, 작고 어두운 것이 수십 m, 특별히 큰 것이 드물게 50 km 이 되기도 한다. 질량은 크기에 따라 다른데, 직경 1 km 정도의 혜성이 수십억 t 단위, 직경 10 km 정도의 혜성이 수조 t 의 단위라고 생각되고 있다. 이는, 지구의 산 하나 정도에 해당된다. 얼음의 구성성분은 분자수로 보면, 80% 이상이 물(HO) 이며, 다음으로 일산화탄소(CO), 이산화탄소(CO, 메탄(CH)의 순서이며, 암모니아(NH)와 시안화수소(HCN) 등이 미량 포함되어 있다. 쌍안경이나 천체망원경으로 관측할 때에 푸른색으로 보이는 것은, 이들의 적은 성분이 태양광으로 분해되어 생기는 C와 CN 등의 라디칼(radical)의 스펙트럼이 강한 때문이다. 고대 그리스 천문학
아리스타르코스는 그의 유일하게 전해져 내려오는 연구인 "태양과 달의 크기와 그 거리"(the Sizes and Distances of the Sun and Moon)를 썼다. 이 저술에서 그는 지구 반경의 지구부터 태양과 달까지의 거리뿐만 아니라 태양과 달의 크기까지 계산하였다. 얼마 지나지 않아, 에라토스테네스는 아리스타르코스의 계산에서 도출할 수 있는 지구 반지름 값을 제공하여 지구의 크기를 계산하였다. 히파르코스는 태양과 달의 거리와 크기에 대한 또 다른 동명의 책을 썼지만 전해지지 않고 있다. 아리스타르코스와 히파르코스는 모두 지구에서 태양까지의 거리를 과소 측정하였다. 벨라트릭스
벨라트릭스의 질량은 태양의 8.4배이다. 나이는 약 2천만 년 정도로 추측되며 우리 태양의 46억 년에 비하면 매우 짧으나 질량이 큰만큼 이미 중심핵에 있던 수소를 모두 태우고 주계열성 단계를 벗어나 초거성 단계에 접어들었다. 최외곽 대기의 유효 온도는 22,000 켈빈으로 우리 태양의 5778 켈빈에 비해 세 배 넘게 뜨겁다. 이처럼 뜨겁기 때문에 우리 눈에는 벨라트릭스가 청백색 빛을 뿜는 것으로 보인다. 벨라트릭스의 각지름은 주연감광 효과를 고려했을 때 0.72 ± 0.04 밀리초각이다. 이 별까지의 거리는 약 250광년인데 거리를 이용하여 구한 별의 반지름은 대략 태양의 여섯 배이다. 광분
예를 들면 지구에서 태양까지의 거리(1 천문단위)는 8.317광분이다. 천문단위
천문단위는 단지 길이의 단위일 뿐만 아니라 천문학에서 중요한 상수이다.
태양계내의 행성이나 혜성 등의 천체 사이의 거리는 천문단위를 이용함으로써, 취급하기 쉬운 크기의 값으로 나타낼 수 있다. 예를 들어, 화성이 지구에 가장 가까이 접근할 ​​때, 화성과 지구사이의 거리는 0.37AU정도 이고, 태양에서 토성까지는 약 9.5AU, 가장 먼 행성 해왕성까지는 약 30AU가 된다. 30AU부터 100AU까지에는 명왕성을 비롯한 태양계 외부 천체가 분포하고 있다.
태양계의 경계이며 혜성의 고향이라고 여겨지는 ‘오르트 구름’은 수만 천문단위에 퍼지고 있다고 여겨지며, 천문단위가 사용되는 한계이다. 항성사이의 거리를 나타내는 단위로는 파섹(pc)과 광년(빛이 1년 동안 움직이는 거리)이 사용된다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리 알파성까지의 거리는 4.2 광년이며, 천문단위로 나타내면 약 270000AU가 된다. 토성
토성과 태양 사이의 평균 거리는 1,400,000,000 킬로미터(9 천문단위)이다. 공전궤도 평균 속도는 9.69km/s로, 지구 시간으로 태양을 1회 공전하는 데에는 10,759일(29.5년)이 걸린다. 토성 궤도 경사각은 지구 공전면에 대해 2.48도 기울어져 있다. 궤도 이심률이 0.056이기 때문에 토성과 태양 사이 거리는 태양에 가장 가까울 때와 멀어졌을 때 차이가 약 155,000,000 킬로미터이다. 태양 상수
태양에서 보이는 지구의 시직경은 약 1/11,700 라디안 (18 각초)이고, 이는 태양에서 보이는 지구의 입체각이 약 1/175,000,000 스테라디안임을 말한다. 따라서, 태양은 지구에 도달하는 복사열보다 약 220억 배 더 많은 열(3.86×10 W)을 방출하고 있으며, 이는 보통 태양 광도라고 부른다. 태양
태양은 암석 행성들과는 달리 명확한 바깥 경계가 없고 태양의 가스층 밀도는 중심부에서 멀어질수록 기하급수적으로 낮아진다. 그럼에도 불구하고 태양 내부는 그 성질이 명백히 구별되는 층으로 나뉘어 있다. 태양 반지름은 중심부에서 광구 바깥면까지 측정한다. 광구 최외곽층은 단순히 말하자면 가스 온도가 낮아 막대한 양의 빛을 복사할 수 없는 곳이다. 따라서 태양 표면은 맨눈으로 보이는 곳까지 말한다. 해왕성
해왕성과 태양의 평균 거리는 45억 5천만 킬로미터로 30.1천문단위이다. 해왕성이 태양을 1회 도는 데 걸리는 시간은 164.79년이다. 해왕성은 2011년 7월 12일이면 1846년 처음 발견되었던 그 자리로 되돌아오게 된다. 그러나 이 때의 지구 하늘에서 해왕성 위치는 1846년의 그 자리는 아닌데, 그 이유는 당시의 지구 위치와 2011년 7월 12일의 지구 위치는 다르기 때문이다. 베텔게우스
뜨거운 M형 초거성인 베텔게우스는 우리가 관측한 수많은 항성들 중 그 크기가 매우 크며, 매우 밝은 별들 중 하나이기도 하다. 지름은 5.5천문단위로 이는 태양 1,180개를 일렬로 늘어놓은 길이와 맞먹으며, 지구 2,150조 개, 태양 160만 개를 쏟아넣어야 베텔게우스를 가득 채울 수 있다. 다른 비유를 들자면 베텔게우스의 크기를 웸블리 경기장과 비슷한 규모의 축구경기장이라 한다면 지구는 1밀리미터 크기의 작은 진주알 크기이며 태양은 망고 크기 정도 된다. 갈릴레이 위성
이오는 네 갈릴레이 위성 중 가장 목성에 가깝다. 지름은 3,642km이다. 태양계에서 네 번째로 큰 위성이다. 이름의 유래는 그리스 신화의 이오에서 따 왔는데, 헤라의 여사제와 동시에 제우스가 사랑하던 사람이다. 그럼에도 불구하고, 단순히 “목성 I”로만 불렸다. 또 20세기 중반까지 “목성의 첫번째 위성“으로도 불렸다. 길이
미터(m) 및 킬로그램(kg)을 기본으로 한 십진법의 국제적인 도량형단위계. 길이의 단위인 미터(m)는 현재 1983년 제 17차 국제 도량형 총회(General Conference on Weights and Measures: CGPM)에서 정의된 '빛이 진공에서 2억 9979만 2,458분의 1초 동안 진행한 거리'라고 정의되어 있다. 태양 상수
1885년, 새뮤얼 피어폰트 랭글리는 휘트니 산에서 태양 상수를 측정하려고 시도하였으며, 여러 시간대에 값을 측정함을 통하여 대기에 의한 영향을 최소화하려고 하였다. 하지만 최종적으로 추정된 값은 현재의 값에 비해 오차가 큰 2.903 kW/m²였다.
1902년부터 1957년까지, 고도가 높은 지역에 설치된 찰스 애보트 및 다른 연구자들의 측정 기구들을 통하여 1.322 ~ 1.465 kW/m²라는 값을 찾아내었다. 애보트는 랭글리의 보정이 지구의 대기가 아니라 태양으로부터 기인하는 변화를 적용하지 못하였다고 하였고, 애보트 자신은 이 값을 1.89 ~ 2.22 칼로리(1.318 ~ 1.548 kW/m²)로 보았다. 달
달의 내부는 크게 표면, 맨틀, 핵, 이렇게 세 부분으로 나뉘어 있다. 표면의 두께는 평균 70km이고,(고지대 약 100 km,저지대나 바다 약 60 km) 핵의 반지름은 300~425 km 사이, 나머지 부분은 맨틀을 이루고 있다. (달의 평균 반지름 1740 km) 달의 핵은 달 전체 질량의 2% 미만을 차지하고 있다고 추측하고 있다. 우리은하
태양은 우리은하 내 수천 억개의 별들 중에서 극히 평범한 항성으로 과거 약 46억 년전에 3세대 초신성의 폭발에 따른 가스의 응축력에 의해 산개성단 내에서 많은 형제 별들과 함께 생성된 것으로 추정되고 있다. 태양은 우리은하 나선 팔의 파동운동 영향으로 초기의 탄생 위치에서 멀리 이동했을 것으로 추측되며, 현재 은하 중심에서 태양까지의 거리는 약 26,500 ± 1,400 광년으로 수평 방향으로는 전체 은하 디스크의 중간 위치에 자리하고 있으며, 수직 방향으로는 은하 기준평면(은위 0도)으로부터 약 60~70광년 정도 위에 위치하고 있다.
태양은 페르세우스자리 팔 안 쪽으로 6,500광년 떨어진 오리온자리 팔(페르세우스자리 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔)의 은하 중심 방향으로 가장자리에 위치해 있으며 
, 과거부터 오리온팔과 나선 팔 공간 사이를 주기적으로 왕복하고 있다. 태양은 최근 몇 백만 년 전에 현재의 "Local Bubble"(성간가스의 밀도가 다른 지역에 비해 희박한 지역으로 위로는 나선 팔을 넘어 헤일로까지 뻗어 있는 길다란 굴뚝 모양의 거품 구조 공간)이라는 과거의 쌍둥이자리 초신성 폭발 잔해 영역으로 진입하였으며, 현재 "Local Bubble"의 경계면에서 근처의 전갈-센타우루스 자리 OB성협(산개성단보다 느슨하게 모인 별의 집단)의 젊은 별들이 뿜어내는 강한 항성풍을 뚫고 나선 팔을 따라 공전하고 있다.
태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양은 은하 내에서 헤라클레스자리 근처의 거문고자리 1등성인 직녀성을 향해 초속 220 km, 은하 중심으로부터 60도의 각도로 비스듬히 공전 중이며, 또한 한번 공전할 때마다 평균 2.7회 정도 주기적으로 은하 원반 내에서 상하운동을 하고 있다.
이는 1 AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다 . 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례한다. 은하수
은하의 원반은 나이든 별들과 구상성단으로 된 회전타원체 헤일로로 둘러싸여있다. 회전타원체 헤일로의 90%는 100,000광년 이내에 있고, 헤일로 지름은 200,000광년이다. 그러나 PAL 4나 AM1 같은 몇몇 구상성단은 은하 중심에서 200,000광년 보다 더 떨어진 먼 곳에서 발견된다. 이 성단들의 약 40%는 우리 은하 회전의 반대 방향으로 움직이는 역행궤도에 있다. 구상성단은 행성의 타원궤도와 대조적으로, 은하에 대해 장미 궤도(rosette orbits)를 따를 수 있다. 태양계
태양계가 끝나고 성간 공간이 시작되는 경계선이 어디인지는 명확하게 정의되지 않았는데, 그 이유는 태양계의 경계면을 두 가지 다른 힘인 태양풍과 태양 중력이 형성하고 있기 때문이다. 태양풍의 영향이 미치는 곳은 대략 태양-명왕성 간 거리의 네 배 되는 곳으로, 이 태양권 계면을 성간매질이 시작되는 곳으로 추측하고 있다. 그러나 태양의 힐 구(태양의 중력이 미치는 범위)는 이보다 천 배는 더 먼 곳까지 이르는 것으로 여겨진다. 태양 주기
최근까지 태양 주기는 1699년과 2008년도의 309년 동안 28개의 주기가 있으며 평균적으로 11.04년 이었다고 여겨졌으나, 다시 최근의 연구 결과는 이 기간들 중 가장 길었던 것 (1784년-1799년)이 실제로는 두 번의 주기 [1][2]였던 것으로 보인다고 하여 태양 주기의 평균 길이는 겨우 10.66년 정도라고 한다. 9년만큼의 짧은 주기들과 14년만큼의 긴 주기들이 관측되어 왔고, 1784년에서 1799년까지의 이중 주기 동안의 한 주기는 8년보다는 짧아야 했다. 태양 주기는 또한 그 진폭에서 상당한 변화가 나타난다. 태양 활동 극대기와 극소기는 각각 흑점의 개수가 최대, 최소인 시기인 태양 극대기,태양 극소기를 가리킨다. 개개의 흑점 주기는 한 극소기에서 다음 극소기까지로 구분된다. 화성
화성의 내부를 설명하는 이론에 따르면, 화성 핵의 반지름은 약 1,480km로 주로 철과 15~17%의 황으로 이루어져 있다. 황화철의 핵은 부분적으로 용융되어 있으며, 지구의 핵에 비하면 가벼운 원소의 함량이 약 2배정도 된다. 핵은 규산염질 맨틀에 둘러싸여 있다. 맨틀은 화성에서 볼 수 있는 많은 판구조 활동과 화산 활동을 일으켜 왔으나 현재는 더 이상 활동하지 않는다. 화성 지각의 두께는 약 50km이고, 최댓값은 125km정도이다. 태양
태양 반지름 0.25 ~ 0.7배에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지고, 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열복사가 일어나기에 충분한 환경이 된다. 이 층에서는 열적 대류는 전혀 일어나지 않는 반면 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각된다(700만 켈빈에서 200만 켈빈까지 떨어진다). 이 온도 그래디언트는 단열감률(斷熱減率) 값보다는 작기 때문에 대류 원인이 되지는 않는다. 열은 복사를 통해 이동한다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하는데 이는 매우 짧은 거리를 여행한 뒤 다른 이온에 재흡수된다. 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 밀도는 백분의 일(20 g/cm에서 0.2 g/cm)로 떨어진다. 달
달의 반지름은 지구 반지름의 약 4분의 1이며, 질량은 지구 질량의 1/81.3이고, 달과 지구의 공통 중심은 지구 내부에 있다. 달 궤도의 반지름은 38만 4,400km이며, 이것이 달과의 평균 거리가 된다. 태양계
태양으로부터 10광년 이내 범위에는 이웃 별이 몇 개 없다. 가장 가까운 이웃 별은 센타우루스자리 프록시마로 태양으로부터 4.2광년 떨어져 있으며, 중력으로 프록시마와 연결되어 있으리라고 추측되는 센타우루스자리 알파 A, B 항성계가 4.4광년 거리에 있다(이런 이유로 프록시마를 센타우루스자리 알파 C로 부르기도 한다). A와 B는 가까이 연결되어 있는 쌍성으로 태양과 비슷하며, 프록시마는 적색왜성으로 매우 어둡다. 그 다음으로 태양과 가까운 항성은 적색왜성 바너드 별(5.9광년), 울프 359(7.8광년), 랄랑드 21185(8.3광년)이다. 10광년 이내에서 가장 밝고 무거운 이웃 별은 8.6광년 떨어진 시리우스로, 질량이 태양의 2배 가까운 주성 A와 짝별 백색왜성 B 두 개로 구성되어 있다. 10광년 내 나머지 별로는 적색왜성 쌍성으로 구성된 루이텐 726-8(8.7광년), 홀로 있는 적색왜성 로스 154(9.7광년)가 있다. 태양처럼 홀로 있으면서 비슷한 G형 주계열성 중 가장 가까운 별은 고래자리 타우로 11.9광년 떨어져 있다. 이 별의 질량은 태양의 80퍼센트이며, 밝기는 60퍼센트 정도이다. 태양으로부터 가장 가까운 외계 행성은 태양보다 어둡고 가벼운 K형 항성 에리다누스자리 엡실론을 돌고 있으며 10.5광년 떨어져 있다. 엡실론 주위에는 한 개의 행성 에리다누스자리 엡실론 b의 존재가 확인되어 있는데, b의 질량은 목성의 1.5배에 어머니 항성을 6.9년에 한 바퀴 돈다. 알데바란
알데바란의 분광형은 K5 III으로 오렌지색 거성이다. 거성 단계에 돌입한 것으로 보아 알데바란은 중심핵에 있던 수소를 모두 헬륨으로 바꾼 뒤 핵융합 장소를 중심부보다 바깥 층으로 옮긴 상태로 볼 수 있다. 알데바란의 지름은 태양의 44.2배로 약 6,100만 킬로미터에 이른다. 큰 만큼 밝기 또한 태양의 150배에 이른다. 겉보기 등급은 0.87로 밤하늘에서 13번째로 밝게 보인다. 알데바란은 0.2등급의 폭을 두고 밝기가 변하며 불규칙 변광성으로 분류할 수 있다. 지구
1790년, 프랑스 정부에서 전 세계적인 단위의 표준을 정할 필요성을 느끼고 미터법을 제정할 당시, 거리의 기준을 지구로 삼았다. 그에 따라 지구 적도에서 북극점까지의 거리를 정확하게 10,000Km, 이 거리의 4배인 지구 전체 자오선 길이인 40,000km를 기준으로 하는 미터법이 제정되었다. 전체 자오선 길이가 아닌, 적도에서 북극점까지 거리인 10,000km를 십진법상의 표준으로 삼은 까닭은 당시의 기술 수준으로 남반구 지역에 관측소를 설치하는 것이 용이치 않았기 때문이다. 따라서 1m는 적도에서 극점까지 거리의 1000만분의 1이다. 단, 1983년 이후, 국제단위계에서 미터는 진공에서 빛이 1/299,792,458초 동안 진행한 거리로 정의되었다. 미터 항목 참조. 베텔게우스
1920년 12월 13일 베텔게우스는 태양계 외부 항성 중 최초로 그 광구의 각지름을 잰 천체가 되었다. 당시 간섭계 측정 기술이 초기 단계였음에도 실험은 성공으로 판명되었다. 표준 원반 모형을 사용한 천문학자들은 항성 원반의 베텔게우스의 시지름을 0.047초각으로 쟀다. 단 주연감광 때문에 항성 원반 크기는 0.055초각으로 17퍼센트 더 크게 나왔다. 이후 여러 측정 결과 시지름은 0.042부터 0.069초각까지 다양하게 나왔다.
베텔게우스의 정확한 반지름을 재기 어려운 이유는 다음과 같다. 태양계
태양 주위 천체의 궤도를 케플러의 행성운동법칙으로 묘사할 수 있다. 케플러의 법칙에 따르면, 개개의 천체는 태양을 한 초점으로 하는 타원의 궤도를 따라 운동한다. 태양에 가깝고 작은 반장축을 가지고 있는 천체는 1년이 보다 짧다. 태양에서 천체가 가장 가까울 때의 점을 〈근일점〉, 태양에서 천체가 가장 멀 때의 점을 〈원일점〉이라고 한다. 천체는 근일점에서 가장 빠르게 운동하고, 원일점에서 가장 느리게 운동한다. 행성의 궤도는 원형에 가까운 타원이지만, 혜성이나 카이퍼 대 천체 등의 궤도는 길쭉한 타원형이다. 특히, 세드나는 엄청나게 찌그러진 타원형 궤도를 가지고 있다. 카노푸스
적외선 간섭기로 측정한 각지름은 6.93 ± 0.15 밀리초각이었다. 히파르코스 위성이 측정한 거리에 이 값을 대입하면 카노푸스의 지름은 태양의 71.4 ± 0.4배가 나온다. 만약 이 별을 태양 대신 태양계 중앙에 갖다 놓는다면, 카노푸스의 표면은 수성 궤도의 90%까지 이를 것이다. 메시에 14
M14는 지구에서 30,300광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 8.32등급이다. 시직경은 11분으로 약 100광년정도의 크기이다. 10,000개의 별로 구성되어 있으며, 총 밝기는 태양의 400,000배이다. NGTS-1b
이 행성의 특이한 점은 NGT-1b로 명명된 이 행성이 태양의 절반 정도의 질량을 돌고 있다는 것이다. NGT-1b는 986도의 뜨거운 가스로 주로 이뤄져 있다. 또 중심 별인 NGTS-1으로부터 약 4561만km 떨어져 있다. 이는 태양과 지구 간의 거리가 1억 4900억km에 비하면 매우 가까운 것이다. 측정
한편 측정 조작의 면에서도 전자를 천칭의 분동으로 삼는다는 것은 불가능한 일이다. 이러한 점을 고려한다면 측정의 단위를 정할 때에는 현실적인 생각으로 처리하는 것이 중요함을 알 수가 있다. 그런 의미에서도 1 kg이라는 크기는 매우 알맞은 양이다. 왜냐하면 전자의 질량은 10 kg인 한편, 태양은 대략 10 kg에 상당하므로 1 kg 단위는 그 중간에 해당하기 때문이다. kg이라는 단위를 정한 프랑스혁명 시대의 학자는 당시 전자의 존재를 알지 못했고, 태양의 질량을 측정할 줄도 몰랐던 것이다. 그들은 0 °C의 물 1,000 cm의 질량을 1 kg의 단위로 정한 데 지나지 않았다. 이것을 선택한 이유는 일상적으로 우리들 인간에게 다루기 쉬운 크기이며, 전인류가 공유할 수 있는 점, 그리고 자연 현상에 직결된 단위라고 하는 점에 절대적인 의미를 인정한 때문이었던 것이다. 여기에는 자유·박애·평등이라는 혁명사상의 반영이 있다. 왜냐하면 그 이전의 단위는 대개 전제군주가 임의로 정한 것이라든가 지방에 따라서 서로 다른 것이었다. 그러므로 물이라고 하는, 전인류가 공유하는 물질을 기초로 삼아 일정 온도에서의 그 체적을 정하면 질량이 확정된다고 하는 자연과학적인 지식을 동원하여서 이 단위를 정한 의의는 크다. 그리고 그 질량의 본으로서 킬로그램원기를 만들었고, 미터조약의 조직을 통해서 전 세계에 이 단위가 보급된 것이다. 다만 그 후 측정 기술의 진보는 이 때 원기를 만드는 작업에 있어서 약간이긴 하지만 오차가 있었음이 밝혀졌다. 오늘날에는 파리 교외의 국제도량형국에 보관되어 있는 킬로그램원기의 질량이 1 kg으로 통용되고 있다. 이와 같은 사실에 비추어서도 알 수 있듯이 단위의 제정은 결국 하나의 약속으로 이루어지는 것이다. 어떤 시대에 세계의 전문가들이 의논하여 가장 적당하다고 인정한 단위를 조약을 통한 약속으로 세계 각국에서 통용하게 되는 것이다. 그러므로 연구를 더한 결과보다 훌륭한 단위의 제정 방법이 발견되고 그것이 널리 승인받는다면 다시 새로운 조약을 통해서 새로운 단위로 변경하여 통용될 것이다. 1960년에 있은 '미터의 정의의 변경'은 그 대표적인 예이다. 이 때 미터원기는 수십년 전부터의 사명을 마치고 그 임무를 태양 광선의 파장에 인계했던 것이다. 그러나 같은 해에 벌써 길이 단위의 다음 후보로서 레이저의 이용이 화제에 올랐다. 또 질량 단위도 킬로그램원기와 같이 미시적으로 볼 때에 고르지 못한 점이 많이 드러나는 그런 것이 아니고, 격자결합 따위가 극히 적은, 이상에 가까운 결정을 이룬 것으로 바꿔야 한다는 주장이 차츰 강하게 일고 있다. 이와 같이 단위를 개선하려는 노력은 끊임없이 계속되고 있는 것이다. 사이 (점성술)
태양의 원반은 거의 0.5도의 직경을 갖기 때문에, 태양이 하늘을 가로지르는 중에 그 사이에 걸쳐 있는 것이 가능하다. 그러함은 "사이의 출생인"이라고 불릴 수도 있는 어떤 개인의 출생 순간에 일어나며, 몇몇 점성가들은 그들의 삶이 두 별자리 모두의 성격에 영향을 받는다고 여긴다. 예를 들어, 한 개인이 만일 태양(원반의 중심점)이 쌍둥이자리 29도 50분에 위치해 있을 때 태어났다면, 점성가가 그 사람은 쌍둥이자리와 게자리의 사이에 태어났다고 할 수도 있다. 왜냐하면, 그 태양의 중심점은 쌍둥이자리에 있어도, 실제로는 태양원반의 많은 부분이 게자리에 있기 때문이다. 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. 항성
태양 질량의 0.4배 이상 천체 자기권
지구의 적도에 걸쳐서, 자기장선은 거의 수평이되고, 그다음 고위도로 다시 연결되기위해 돌아간다. 그러나 고위도에서, 자기장은 태양풍과 태양풍의 태양자기장에 의해 크게 왜곡된다. 지구의 햇빛이 비추는면(dayside)에서 자기장은 태양풍에 의해서 약 65,000km(40,000마일)의 거리까지 상당히 압축된다. 지구의 bow shock는 약 17km(11마일)의 두께를 가지고 지구로부터 약 90,000km(56,000마일)에 위치한다. 자기권계면은 지구의 표면에 떨어서 수백km 떨어진거리에 존재한다. 지구의 자기권계면은 태양풍으로부터의 입자가 지구로 들어올 수 있게 하는 '체'로 비교되었다. 자기권에서 다른속도로 거대한 플라즈마의 소용돌이가 자기권의 가장자리를 따라서 이동할 때 Kelvin-Helmholtz 불안정성들이 일어난다. 이것은 자기장선이 끊어지고 재연결되는 것 같은 자기 재접속(magnetic reconnection)을 야기시키고, 태양풍입자들은 자기권으로 들어갈수있게 한다. 지구의 빛이 비추지 않는면(nightside)에서, 자기장은 6,300,000km(3,900,000마일)이상의 길이에 지자기꼬리로 연장한다. 지구의 지자기꼬리는 극지방 오로라의 주된 요소이다. 또한, NASA의 과학자들은 지구의 지자기꼬리는 dayside와 nightside의 전위차를 만듦으로써 달에 "먼지 폭풍"을 일으킬 수 있다고 제안 또는 "추측"했다. 토성
토성에는 태양계에서 두 번째로 커다란 위성인 타이탄을 가지고 있다. 타이탄은 지름 약 5,150km, 질량 약 1.37x1023으로, 태양계 위성 중 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아(약 -180°C) 짙은 대기를 가지고 있었는데, 1944년 천문학자 카이퍼(Gerard Peter Kuiper)는 타이탄의 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다. 타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며, 메탄과 아르곤, 그리고 미량의 수소분자, 일산화탄소 등이 존재한다. 수성
2008년 10월 6일, 메신저가 두 번째로 스윙 바이를 하는 동안 "구멍난" 자기장을 발견했다. 또 자성(磁性) "토네이도" 도 발견했는데 이 "토네이도" 는 폭이 80 km로 행성 반지름 1/3을 차지한다. 이 "토네이도" 형태는 자기장이 태양풍을 매개로 수성 자기장과 접촉했을 때 형성된다. 태양풍이 불어 수성 표면에 걸쳐 작용하면, 난입해 온 자기장은 태양풍과 함께 소용돌이 형태로 빨아올려진다. 이를 빛다발 현상이라 부른다. 이는 수성 표면을 직접적으로 강타하는 태양풍을 통해 자기 차폐 현상을 일으켜 "열린 창(window)"의 형태를 만든다. 중세의 우주론
갈릴레오가 발견한 목성의 위성 4개는 현재 그를 기리기 위하여 갈릴레이 위성(Galilean moon)이라고 불린다. 그 위성들의 이름은 각각 이오(Io), 유로파(Europa), 가니메데(Ganymede), 칼리스토(Callisto) 이다. 처음에 그는 코시모를 기리기 위해 이 위성들의 이름을 메디치의 별들이라 불렀지만 현재 천문학자들은 이 위성들을 목성의 갈릴레이 위성이라고 부른다. 이오는 갈릴레이 위성 중 가장 안쪽에서 돌고 있는 위성으로 지름이 3642km인 태양계에서 네 번째로 큰 위성이다. 400개 이상의 화산이 있어, 태양계에서 지질학적으로 가장 활발한 천체 중 하나이다. 또한 대부분의 다른 위성들과는 다르게, 이오는 녹은 철이나 황화철로 둘러싸인 규산염으로 이루어져있다. 유로파는 목성에 두 번째로 가깝게 돌고 있는 위성으로 지름은 지구의 위성보다 조금 작은 3121.6km이다. 이 위성의 표면은 이오와는 다르게 매끄럽고, 겉은 얼음 층, 안은 물로 이루어져 있다고 생각된다. 유로파는 규산염으로 이루어졌고, 주로 산소로 이루어진 대기층을 가지고 있다. 다음으로 가니메데는 세 번째로 안쪽에서 돌고 있는 위성으로 지름이 5262.4km인 태양계에서 가장 큰 위성이다. 또 이 위성은 액체 철의 핵의 대류로 인해 지자기권을 생성하고 얇은 산소 대기층을 가진다. 마지막으로 칼리스토는 갈릴레이 위성 중 가장 바깥에서 도는 위성으로 지름은 4820.6km이고 태양계에서 세 번째로 큰 위성이다. 칼리스토는 이산화탄소와 산소로 이루어진 매우 얇은 대기층으로 둘러쌓여있다. 천문단위
천문단위(天文單位, astronomical unit)는 천문학에서 사용되는 길이의 단위로 지구와 태양과의 평균 거리이다. 2013년 기준으로 149,597,870,700 m로 정의되어 있다. 주로 태양계의 천체(행성) 간 거리에 사용되며, 특히 천문 단위계는 태양 질량과 대등한 길이의 단위로서 중요하다. 국제단위계(SI)에 속하는 단위는 아니지만, 병용이 인정되는 단위이다. 성운설
항성은 태양 질량의 약 30만 배, 지름 약 65광년에 이르는 거대하고 차가운 분자수소 구름 속에서 태어나는 것으로 보인다. 수백만 년 시간이 흐르면서 거대분자구름은 붕괴하고 조각나게 된다. 이 조각들은 작고 밀도 높은 핵을 만들며 이 핵은 붕괴하여 항성이 된다. 핵의 질량은 태양 질량의 일부분에서부터 수 배에 이르며 원시항성성운으로 불린다. 원시항성성운의 지름은 2,000–20,000 AU, 입자개수농도는 대략 10,000 ~ 100,000 cm이다. 리겔
분광학적으로 측정한 리겔까지의 거리는 700 ~ 900 광년 사이이다. 히파르코스 위성이 2007년 확보한 시차자료에 따른 거릿값은 860 광년이었으며 오차범위는 약 9%(80 광년)이다. Moravveji 연구진은 이 거리에 기초하여 리겔의 밝기를 태양의 12만 배로 계산했다. 표면 유효온도는 12100 켈빈 정도이다. 주연감광 효과를 고려하여 간섭계로 측정한 각지름은 2.75 ± 0.01 밀리초각이다. 잠정적 거리를 대입하면 리겔의 반지름은 태양의 약 79배가 나온다. 2006년 Przybilla 팀은 대기모형을 사용하여 리겔까지의 거리를 1170 ± 130 광년으로 계산했는데 이로부터 나온 리겔의 밝기는 태양의 21만 8천 배, 질량은 21 ± 3 배, 반지름은 109 ±12 배였다. 타이탄 (위성)
타이탄은 토성에서 20번째로 먼 위성이자 구형 외관을 지니는 일정 질량 이상 되는 위성들 중에서는 여섯 번째로 떨어져 있기도 하다. 행성과 비슷한 특징을 지닌 위성으로 자주 기술되는 것처럼 타이탄은 반지름이 달의 약 1.5배이고 질량은 1.8배나 된다. 목성의 가니메데에 이어 태양계에서 두 번째로 큰 위성이며, 크기만으로 따진다면 수성보다 더 크다. (그러나 질량은 수성의 반 정도이다.) 조석
해양에서 조석을 일으키는 주요 천체는 달과 태양이며, 실제 조석을 일으키는 힘의 크기는 지구 중심으로부터 조석을 일으키는 각 천체(달과 태양)의 중심 간의 거리의 3승에 반비례한다. 따라서 기조력(조석을 일으키는 힘)에서는 거리가 매우 중요한 요소이다. 태양의 질량은 달의 질량의 2,700만 배이나 지구로부터의 거리는 달에 비해 387배 더 멀리 떨어져 있다. 따라서 태양의 기조력은 달의 기조력의 46%에 지나지 않는다. 궁수자리 A*
천문학자들은 가시광선 대역에서 지구와 전파원 사이의 먼지와 가스에 의해 25등급까지 소광되는 효과 때문에, 궁수자리 A*을 관측할 수 없었다. 일부 연구팀은 초장기선 간섭계(VLBI)를 이용하여 라디오파 대역에서 궁수자리 A*의 영상을 얻으려고 시도했다. 1.3 mm의 파장대에서 이루어지는 현존 최고해상도의 측량에서, 시지름 37 마이크로초에 해당하는 전파원이 드러난다. 26,000 광년 거리에 있는 이것은 직경이 4,400만 킬로미터임을 시사한다. 비교 대상을 들자면, 지구와 태양 사이의 거리가 1억 5천만 킬로미터이고, 근일점에 있는 수성과 태양 사이의 거리가 4600만 킬로미터이다. 궁수자리 A*의 고유 운동은 대략 적경에서 연당 -2.70 밀리초, 적위에서 연당 -5.6 밀리초이다. 태양계
태양계의 안쪽인 내행성계는 지구형 행성과 수많은 소행성으로 구성되어 있다. 이들은 대부분 규산염과 금속으로 구성되어 있으며, 태양에 매우 근접해 있다. 안쪽 태양계 전체의 반지름은 목성과 토성 사이의 거리보다도 짧다. 은하수
전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이고, 2천억에서 4천억개의 별들이 포함되어있는 것으로 추정된다. 또 그것들이 모두 합쳐진 완전한 실시등급은 -20.9등급으로 생각된다.
은하의 중심에서 바깥쪽으로 돌출된 은하의 원반은 70,000에서 100,000광년 사이의 지름을 갖는다. 예전에는 태양이 중심부에서 35,000광년만큼 떨어져있을 수 있다고 생각했으나, 현재에는 태양에서 은하 중심까지의 거리를 26,000 ± 1,400광년으로 본다. 게 성운
지구와의 정확한 거리는 측정한 방법에 따라서 일치하지 않았기 때문에 불분명했다. 2008년, 지구에서 약 6,500 광년 (약 2k 파섹) 떨어져 있는 것으로 총의가 모아졌다. 게 성운은 현재 초속 1,500 km의 속력으로 내부에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다. 1973년과 2001년에 찍은 사진을 비교하여 거리가 추정되었다. 1973년에 여러가지 방법을 이용하여 산출된 결과는 6,300 광년이었다. 장축을 따라 측정된 지름은 약 13 광년이다. 게 성운
게 성운 펄서는 지름은 약 30 km, 복사 간격은 33 ms인 것으로 짐작된다. 파동은 전파에서 X선에 이르기까지 다양한 파장 대의 전자기파를 방출한다. 모든 외떨어진 펄서와 같이, 주기는 서서히 길어진다. 가끔, 자전 주기가 급격히 변할 때가 있는데, 이를 '글리치'(glitches)라고 한다. 펄서가 느려지면서 방출되는 막대한 에너지는 게 성운의 싱크로트론 복사 방출에 영향을 준다. 이 때의 광도는 태양의 약 75,000배이다. 천문단위
태양이나 달까지의 거리를 측정하려는 시도는 고대 그리스 시대부터 행해져 왔지만, 하늘의 단위와 지상의 단위를 결부시키는 것은 쉬운 일이 아니었다. 태양과 달 사이의 거리의 비율을 구한 아리스타르쿠스도 지상의 단위로 값을 얻고 있지 않다.
프톨레마이오스는 기원전 2세기 그리스의 히파르코스가 일식의 모습이 지역마다 다른 것을 이용하여 지구의 반지름을 기준으로 달이나 태양까지의 거리를 추정했다. 히파르코스가 계산한 태양까지의 거리는 지구 반지름의 490배 이상이었다.(실제 값은 약 23,500배) 히파르코스의 구체적인 산출 방법은 전해지고 있지 않지만, 그 성공적인 기하학적 방법이 현재 비슷하게 재구성 되고 있다.
기록은 손실되었지만 , 쿠레오메데스의 저서에 따르면 포세이도니오스는 기원전 90년경에 달과 태양까지의 거리를 추정하고 있다. 포세이도니오스는 지구의 그림자를 원주라고 생각하고, 월식의 그림자크기에서 달이 지구의 절반 직경을 가진다고 생각했다. 또한 달의 겉보기 크기와 알려져 있던 지구의 크기 에서 지상 단위로 달까지의 거리를 추정했다. 그 5백만 디온값은 실제보다 2.1-2.6배 과대 추정되었다. 이것은 지구의 그림자 원뿔이라고 생각 하고, 달을 실제 약 2배의 크기라고 추정했기 때문이다. 한편 태양까지 거리의 추정은 근거가 부족한 추측에 그치고 있다.
2세기 프톨레마이오스는 ‘알마게스트’(프톨레마이오스가 천동설에 기초하여 저술한 천문학 저서)에서 천구에 둘러싸인 천동설에 기초한 우주이미지를 구축했다. 프톨레마이오스는 아리스 타르코스와 히파르코스의 관측과 기하학적 추론, 또한 자신의 추측을 섞어 태양과 달뿐만 아니라 행성까지의 거리를 추정하고 있다. 예를 들면, 달의 평균거리가 지구 반경의 48배, 태양이 1,210 배, 토성은 17,026 배 등이다. 이렇게 설립된 우주이미지는 그리스와 헬레니즘 문화를 계승한 아라비아 로 전해졌다. 이러한 우주상은 다음 유럽으로 전해져, 중세에 걸쳐 큰 권위를 갖게 되었다. 미행성
미행성의 범위가 정확히 어디부터 어디까지인가는 학자들에 따라 약간의 차이가 있다. 소행성이나 혜성처럼 태양계가 생겨난 이래로 계속 존재하는 천체들을 가리킨다고 보는 학자들도 있으며, 직경 10킬로미터 정도 크기 천체들로 한정하여 사용하는 경우도 있다. 백조자리 X-1
연구를 지속할 필요를 찾기 위해, 1963년에 리카르도 기아초니()와 허브 거스키()는 X선 천체 연구를 위한 위성을 발사할 것을 제의하였다. 그리하여 NASA는 1970년에, 300개의 새로운 X선 천체 를 찾을 우후루 위성 을 발사했다. 백조자리 X-1에 대한 우후루 위성의 몇몇 연구는 X선의 세기가 몇 초 간격으로 변동함을 보여 주었다. 이러한 빠른 변동은
에너지의 생성이 10 km 이하의 좁은 공간에서 일어나야만 한다는 것을 뜻했다. 더 넓은 영역의 경우 광속 때문에 전달이 제한받기 때문이었다. 비교를 위해 말하면, 태양의 지름은 약 1.4 km이다. 목성
목성의 자전은 10시간 이내로 한바퀴를 완주할 만큼 태양계의 모든 행성 중에서 가장 빠르다. 이러한 자전으로 인해서 목성은 지상의 아마추어 망원경을 통해서 쉽게 확인할 수 있을 정도의 적도 팽대부가 만들어진다. 행성의 모양은 극지름보다 적도지름이 더 큰 편구 모양이다. 목성의 적도지름은 극지름보다 9,275 km(5,763 mi) 더 길다. 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. 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. 혜성
코마나 꼬리는, 핵에 비해 규모가 매우 커진다. 코마는 태양(직경 약 139만 km)보다도 크게 될 때가 있다. 또한, 꼬리도 1 천문단위(AU) 이상의 길이가 되기도 한다. 1996년 봄에 밝아졌던 관측 사상 가장 큰 꼬리를 길게 늘어뜨린 햐쿠타케(百武) 혜성은 꼬리의 길이가 3.8 천문단위(5억 7천만 km)가 되었다. 먼지는 태양빛을 직접 반사하고, 기체는 이온화되어 밝게 빛난다. 대부분의 혜성은 너무 어두워 망원경이 없으면 보이지 않지만, 10년에 몇 개 정도는 육안으로도 충분히 보일 수 있을 만큼 밝게 된다. 망원경이 발명되기 이전에는, 혜성은 밤하늘의 아무것도 없는 곳으로부터 나타나, 조금씩 보이지 않게 되어 사라지는 것으로 생각되었다. 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.” 달
달은 지구에서 약 38만 5천km 떨어진 곳에 있으며, 지구의 주위를 돌고 있다. 달이 지구 주위를 돌고 있는 것은 달과 지구 사이의 만유인력 때문이다. 태양이나 다른 행성에서 오는 인력도 작용하지만 그다지 크지 않기 때문에 무시해도 된다. 따라서 근사적으로는 달의 운동은 2체 문제이며, 달의 궤도는 타원이 된다. 디오네 (위성)
직경은 1,123km로 태양계에서 15번째로 큰 위성이다. 비슷한 크기의 위성들에 비해 질량이 큰 편으로, 질량의 30~50%는 물얼음이고, 핵은 규산암일 것으로 추측하고 있다 홈스 혜성
궤도의 계산과 광도에 의하면, 2007년의 밝기 증가 전의 혜성은 3.4km로 추정되었다. 2007년 10월 하순에는 혜성의 핵은 관측된 지름이 3.3분에서 13분으로 증가되었는데, 이는 달 지름의 절반 정도에 해당된다. 실제 크기는 1백만 km 보다 컸으며, 이는 태양 지름의 0.7배에 해당된다. 2007년 11월 9일에는 태양의 크기를 초과하여, 순간적으로 태양계 내의 가장 큰 대기를 갖게 되었다. 목성의 위성
위성들의 물리적 성질 및 궤도 성질은 매우 다양하게 나타난다. 갈릴레이 위성 모두는 지름이 3100 km가 넘고, 가장 큰 위성 가니메데는 수성보다 크다. 반면 이 이외의 목성의 위성들은 전부 지름 250 km 이하로, 대부분은 간신히 5 km를 넘는다. 위성들의 궤도 모양은 거의 완벽한 원 궤도에서 심하게 기울어지고 찌그러진 것까지 매우 다양하며, 많은 수의 위성들이 목성의 자전 방향과 반대 방향의 궤도를 돌고 있다(역행 운동). 공전 주기는 최소 7시간(목성의 자전 주기보다 빠름)부터 최대 3천 시간(3년) 이상이다. 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. 태양계의 형성과 진화
태양계는 우리 은하 중심부에서 약 3만 광년 떨어진 곳을 원형 궤도를 그리면서 홀로 공전하고 있다. 태양계의 공전 속도는 초속 220킬로미터이다. 태양계가 은하 중심부를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간(1은하년)은 약 2억 2천만~2억 5천만 년이다. 따라서 태양계는 태어난 이후 지금까지 은하를 18번 돈 셈이 된다. 아리엘 (위성)
아리엘은 천왕성 중심에서 19만 1,020km 떨어진 거리에서 공전하고 있으며, 그 주기는 약 2.5일이다. 아리엘의 지름은 약 1158km, 질량은 천왕성 질량의 약 1.8×10－5배이며 광도는 13.7등급이다. 아리엘은 다른 4위성과 같이 천왕성의 적도면과 같은 궤도면상을 공전하고 있다. 아리엘은 태양계에서 14번째로 큰 위성이다. 태양계
혜성은 수 킬로미터 정도 크기의 휘발성 얼음 혼합물로 이루어진 태양계 천체이다. 혜성의 궤도는 매우 이심률이 큰데, 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어왔다가 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 물러나는 경우가 많다. 혜성 중에는 궤도경사각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지면서 일사량이 증가하기 때문에 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 이온화, ‘코마’라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 코마는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 이는 고대부터 인류가 혜성을 묘사할 때 사용된 강렬한 특징이었다. 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. 태양중심설
태양중심 체계를 처음으로 주장한 사람은 사모스의 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)이다. 그는 현재 남아 있는 유일한 저서 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』에서 삼각법을 이용하여 지구와 달 사이의 거리와, 지구와 태양사이의 거리의 비를 구하였다.(지구와 태양 사이의 거리가 지구와 달 사이의 거리의 18~20배라고 하였는데, 실제로는 약 400배이다.) 또한 에라토스테네스처럼 지구의 둘레를 측정하고 달과 태양의 시지름과 부피의 비도 구하여, 태양은 지구에 비해 6~7배 더 넓고 따라서 태양의 크기는 지구의 300배에 달한다고 결론지었다.
그는 태양이 지구보다 크기 때문에 태양의 연주운동은 지구의 공전으로 말미암은 것이고 또한 항성은 태양과 동등한 천체이기 때문에 그 일주운동은 지구의 자전에 의한 것이라고 주장했다. (지구와 태양의 상대적인 크기를 계산하는 것을 통해, 아리스타르코스가 거대한 태양이 지구의 주위를 도는 것보다 지구가 태양의 주위를 도는 것이 이치에 맞다는 생각을 했을 것이라고 추정하기도 한다.) 당시에는 플라톤과 아리스토텔레스 등의 지구중심설(천동설)이 주류를 이루었기 때문에 이러한 구상은 히파르코스 등에 의해 부정되었지만, 후에 코페르니쿠스의 선구가 되었다.
[참고] 아리스타르코스의 태양중심설이 받아들여지지 않은 이유 중에는 별의 시차(stellar parallax)에 의한 효과가 관측되지 않았다는 점이다. 별의 시차 값은 매우 작아서 근대에 들어와서야 관측에 성공했을 정도로 측정하기 매우 어렵다. (켄타우루스 별자리의 알파성은 지구에서 가장 가까운 별이지만, 시차각이 호의 1초(1”)밖에 되지 않을 정도로 미세하다.) 금성 일면통과
3.4도가 큰 각도가 아닌 것처럼 생각할 수 있으나, 내합시 금성은 지구에서 볼 때 천구상에서 태양과 9.6도 차이를 보이면서 위나 아래를 지나가기도 한다. 이 크기는 태양 시지름의 거의 18배에 해당하는 거리이다. 은하수
태양계는 은하의 오리온 팔의 안쪽 테 가까이에 있다. 태양은 현재 은하 원반의 중심 면에서 5~30파섹 떨어져있다. 그 부분의 팔과 옆에 뻗어있는 팔인 페르세우스 팔 사이의 거리는 약 6,500광년이다. 태양, 그러니까 태양계는 은하 생명체 거주가능 지역에 있다.
태양에서 15파섹 이내에, 절대등급 8.5보다 더 밝은 약 208개의 별들이 있다. 이런 별들은 세제곱 파섹 당 0.0147 혹은 세제곱 광년 당 0.000424 밀도를 보인다. 반면에, 태양에서 5파섹 이내의 거리에는, 알려진 별들이 64개 있다. 이들은 세제곱 파섹 당 0.122 또는 세제곱 광년 당 0.00352의 밀도를 보인다. 이것은 대부분의 별들이 절대등급 8.5보다 덜 밝다는 사실을 분명히 보여준다.
태양 향점은 태양이 우리은하에서 운동하고 있는 방향이다. 태양의 보통 이동 방향은 은하 중심의 방향에서 거의 60°에 있는 헤라클레스자리 근처 직녀성을 향한다. 태양계
태양은 태양계의 중심에서 태양계 천체를 중력적으로 지배하며, 인류가 그 표면을 관찰할 수 있을 정도로 가까이 놓여 있는 유일한 항성이다. 그 질량은 태양계 구성 물질의 거의 전부를 차지한다. 막대한 질량(지구질량의 33만 2,900배) 때문에 태양 내부는 핵융합이 일어나기에 충분한 밀도가 유지될 수 있으며, 융합 반응을 통해 막대한 양의 에너지가 전자기 복사 형태로 우주 공간으로 방출된다. 전자기 복사 중 400~700 나노미터 띠 부분이 우리가 가시광선으로 부르는 영역이고, 인간의 눈으로 볼 수 있는 부분이다. 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. 세페우스자리 델타
시직경을 통해 계산한 델타의 실제 크기는 천문학자들마다 조금씩 다르지만, 대체로 비슷한 수준의 결과를 보여준다. 구체적으로 레이니 연구진(1995년)은 태양 반경의 41.5배, 기렌 연구진(1999년)은 43.8배, Caccin(1981년)은 42.4배로 잡았다. 이 중 레이니의 결과를 이용하여 이 별과 지구 간 거리를 구하면 828 ± 98광년이 나온다. 항성
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 고작 20~40킬로미터에 불과하며 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 650배(9억 킬로미터)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박하다. 달
달은 지구와 비교해 볼 때 상대적으로 작다. 지구 지름의 1/4 이고 지구 질량의 1/81 이다. 비록 왜행성인 명왕성의 위성 카론에 비해서는 작지만, 태양계에서 행성(지구)과 위성(달)의 크기 비가 가장 큰 위성이다. 센타우루스자리 알파
A와 B의 최단거리는 11AU(또는 16억 7천만 킬로미터)로 토성과 태양 사이의 거리 정도에 해당되며, 가장 멀리 떨어질 경우 36AU로, 이는 태양과 명왕성 사이의 거리와 비슷하다. 둘은 서로의 질량 중심을 기준으로 79.91년을 1주기로 공전한다. 궤도 요소를 통해 A와 B의 질량을 합치면 태양의 2.0 배인 것을 알 수 있다.(formula_1) 둘의 공전 궤도 이심률은 0.52로, 태양계 행성들의 공전 궤도와 비교하면 매우 큰 값이다. A와 B 각각의 질량은 1.09 M, 0.90 M인데, 최근 측정값은 조금 더 높은 수치를 보여주고 있다. 주성 A의 질량은 1.14 M, 반성 B는 0.92 M로, 합치면 2.06 M이다. A와 B의 절대 등급은 각각 +4.38과 +5.71이다. 항성진화 이론에 의하여, 질량과 분광형으로부터 유추한 두 별의 나이는 태양보다 조금 더 많아서 약 50 ~ 60억 살이다. 태양계의 형성과 진화
태양이 생겨나고 남은 가스 구름 및 먼지로 이루어진, 원반 모양의 ‘태양 성운’에서 여러 행성이 생성되었다고 여겨진다. 현재 인정받는 행성 생성 이론은 강착(降着) 이론이다. 강착 이론에 의하면, 행성들은 중심부의 원시별 주위를 도는 먼지 알갱이들이 뭉치면서 생겨났다. 이 알갱이들은 직접 서로 충돌하면서 지름이 1~10킬로미터에 이르는 천체, 곧 미행성으로 자라났다. 이 미행성은 작은 천체를 빨아들이면서 수백만 년에 걸쳐 매년 15센티미터 정도씩 지름이 커졌다. 니콜라우스 코페르니쿠스
태양중심체계를 처음으로 주장한 사람은 기원전 3세기 사모스의 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)이다. 그는 저서 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』에서 태양은 지구에 비해 6~7배 더 넓고 그 크기는 지구의 300배에 달한다고 서술하였다. 그는 태양이 지구보다 크기 때문에 태양의 연주운동은 지구의 공전으로 말미암은 것이고 항성의 일주운동은 지구의 자전에 의한 것이라고 주장했다. 이런 아리스타르코스의 태양중심설이 받아들여지지 않은 이유 중 하나로는 당시의 과학기술로는 별의 시차에 의한 효과를 관측할 수 없었던 것이 있었다. 돈 (우주선)
태양 전지판이 발사 상태로 접혀있을 때 돈 탐사선의 길이는 2.36미터이며, 태양 전지판이 완전히 펼쳐지면 19.7미터에 달한다. 태양 전지판의 총 면적은 36.4 제곱미터이다. 토성
토성의 질량은 지구의 약 95.1배이며 지름은 9배인 12만 km가량으로서 크기와 질량에서 목성 다음으로 태양계에서 큰 행성이다. 하지만 토성의 부피는 지구의 750배나 돼서 토성의 밀도는 태양계 내의 모든 천체뿐만 아니라 물보다도 작다. 토성의 대기는 목성과 마찬가지로 수소와 헬륨이 주류를 이루고 약간의 메탄과 암모니아가 첨가되어 있다. 토성의 표면온도는 섭씨 영하 180℃를 기록하고 있다. 토성의 온도가 낮은 이유는 태양과 너무 멀리 떨어져 있기 때문으로 지구가 태양으로부터 받는 열량의 100분의 1밖에 받지 못한다. 이 추위 때문에 토성에서는 암모니아는 물론 메탄 등이 결빙해 고체 형태로 존재한다. 이 때문에 토성 상공 1,000km아래는 수증기와 암모니아 구름이 공존하고 있으며 대기의 유동 속도가 커서 적도에서는 시속 1,800km의 강풍이 사납게 휘몰아치고 있다. 토성은 태양에서 14억 2,672만 km 떨어져 있어 공전하는데 29.4571년이 걸리지만 자전속도는 매우 빨라서 10시간 33분 38초마다 한 번씩 자전한다. 토성은 태양계 행성 가운데 매우 멀리 있는데도 밝은 빛으로 빛나며 수성보다도 밝은 빛을 낸다. 토성에는 모두 60개의 위성이 있는 것이 2006년 11월까지 확인되었지만, 앞으로 더 발견될 수도 있을 것이다. 모래알을 세는 사람
아리스타르코스가 지구와 별들 사이의 거리를 따로 밝히지 않았기 때문에 아르키메데스는 이를 추정할 수 밖에 없었다. 아르키메데스는 다음과 같이 대략적인 우주의 크기를 추정하였다.
이상과 같이 하여 아르키메데스는 우주의 반지름이 약 10 스타디아 정도라고 추정하였다. 이는 약 2 광년 정도의 거리이다. 수성
수성(水星, 라틴어: Mercurius)은 태양에서 평균 5,800만 km 떨어진 가장 가까운 궤도를 도는 행성이다. 또한, 반지름 약 2,400km로 가장 작은 내행성이기도 하다. 공전 주기는 88일, 자전 주기는 58일이며, 밀도는 5.427g/cm이다. 핵은 수성 전체 반지름 70 % 이상을 차지하고 철을 주성분으로 할 것으로 추정된다. 규산염으로 구성된 맨틀이 그 바깥을 차지한다. 태양계
우리 태양계와 바로 닿아 있는 이웃을 국부 성간 구름으로 부르고 있다. 이곳은 국부 거품으로 알려진, 짙거나 또는 성긴 성간 구름이 펼쳐진 영역이다. 국부 성간 구름의 폭은 약 300광년이며, 허리가 잘록한 모래시계처럼 생겼다. 거품은 그리 오래 되지 않은 과거 초신성 여러 개가 폭발했었다는 증거가 되는, 높은 온도의 플라스마로 가득 차 있다. 오메가 성운
오메가 성운은 지구에서 5,000~6000광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 6등급이다. 시직경은 11분으로 지름은 15광년 정도며, 성간물질로 이루어진 구름까지 포함하면 대략 40광년의 크기이다. 오메가 성운의 총 질량은 태양 질량의 800배이다. 태양시
시태양일(진태양일)의 길이는 두 가지 원인으로 계절에 따라 변한다. 황도와 적도와의 사이에 23.5도의 경사가 있고, 또 지구의 공전이 원궤도를 이루는 것이 아니라 타원궤도이기 때문이다 태양계
태양의 표면 온도는 약 5,800 켈빈으로 분광형상 G2 V에 속하는데, 이는 ‘질량이 큰 편에 속하는 황색 왜성’이다. 그러나 태양은 앞의 이름처럼 작은 별(왜성)은 아니다. 우리 은하에 속해 있는 모든 별 중에서 태양은 제법 무겁고 밝은 별이다. 색등급도는 항성의 밝기와 표면 온도를 각 축으로 삼아 항성을 평면 위에 표시하고 있다. 이 표에 따르면, 뜨거운 별은 대체로 밝다. 이 법칙을 따르는 별은 주계열로 불리는 띠 위에 몰려 있으며, 태양은 이 주계열 띠의 한가운데에 자리 잡고 있다. 그러나 태양보다 밝고 뜨거운 별은 드물며, 그 반대의 경우(적색왜성, K형 주계열성)는 흔하다. 적색왜성의 경우 우리 은하 항성의 85퍼센트를 차지한다고 알려져 있다. 태양계
우리 태양계 대부분의 영역은 아직 미지의 세계이다. 태양의 중력장은 약 2광년(12만 5천 천문단위) 범위에 걸쳐 근처의 별들의 중력장을 압도한다. 반대로 오르트 구름의 반지름을 낮게 잡는 학설에 따르면, 태양계의 범위는 5만 천문단위를 넘지 않는다. 세드나 같은 천체의 발견에도 불구하고 카이퍼 대와 오르트 구름 사이에 펼쳐진 수천 ~ 수만 천문단위의 광활한 영역은 아직도 전혀 알려져 있지 않다. 외부 영역 외에도, 그동안 자세히 알려지지 않았던 태양과 수성 사이 공간에 대한 연구가 현재 진행 중이다. 이렇게 알려지지 않은 지대에서 새로운 천체가 발견될 가능성이 있다. 안타레스
안타레스는 분광형 M형의 적색 초거성으로, 반지름은 태양의 700배에 이른다. 만약 안타레스를 태양 대신 우리 태양계 중앙에 위치시킨다면, 안타레스는 화성 궤도를 삼킬 것이다. 안타레스는 지구에서 약 600광년 떨어져 있다. 가시광선 영역에서 이 별은 태양 밝기의 약 1만 배이지만, 적색 거성이 에너지의 대부분을 적외선 영역에서 발산함을 고려하면 안타레스는 태양의 6만 5천 배에 이르는 복사 에너지를 뿜는다. 질량은 대략 태양의 15배에서 18배로, 질량과 부피로부터 계산한 안타레스의 밀도는 매우 낮다. 태양반경
태양의 반지름은 지구의 약 109배에 이른다. 갈릴레이 위성
가니메데는 갈릴레이 위성 중 세 번째로 목성에 가깝다. 이름은 신화인 가니메데스에서 붙여졌는데, 신화에서 가니메데스는 그리스 신화의 신들에게 술을 따르는 사람이고, 제우스가 사랑하던 사람이다. 가니메데는 지름이 5262.4 km으로 태양계에서 제일 큰 위성이고 수성보다 크나, 질량은 가니메데가 수성의 반 정도이다. 가니메데는 얼음이기 때문에 질량이 적을 수밖에 없다. 가니메데는 자기권을 가지고 있다고 알려진 유일한 위성이다. 액체 핵의 대류를 통해 만들어진 것으로 생각된다. 태양계의 형성과 진화
점진적으로 태양 중심핵 바깥쪽에서 연소한 수소는 중심핵의 질량을 현재 태양 질량의 45퍼센트까지 증가시킨다. 이 시점에서 중심핵 부분의 온도와 밀도는 매우 높은 단계에 이르고, 헬륨 연소로 탄소가 생성되는 단계로 넘어가게 되며, 헬륨 섬광 현상이 발생하게 된다. 태양은 현재의 250배 수준에서 11배 수준까지 반지름이 줄어든다. 밝기 역시 지금의 3천 배에서 54배로 감소하며, 표면 온도는 4,770켈빈까지 올라간다. 태양은 주계열성 상태일 때 중심핵에서 수소를 태우듯, 중심부에서 안정적으로 헬륨을 태우는 수평가지 단계로 진입한다. 헬륨 연소 단계는 1억 년 정도만 지속한다. 케플러-62
케플러-62는 K형 주계열성으로 질량은 태양의 약 69%, 반지름은 64%이다. 유효온도는 4925 켈빈이며 나이는 70억 년 정도이다. 참고로 태양의 나이는 약 46억 년에 유효온도는 5778 켈빈이다. 금성 일면통과
일면통과를 하는 과정에서 금성은 태양의 표면을 동쪽에서 서쪽으로 움직여 가는 작은 점처럼 보인다. 천체가 태양의 앞을 통과하여 태양빛 중 일부를 가린다는 점에서는 일식과 비슷하다. 달의 직경은 약 30분으로 태양의 시지름과 거의 비슷하기 때문에, 달은 태양의 거의 전부 또는 전부를 가린다. 하지만 금성의 직경은 가장 커 봐야 달의 30분의 1(약 1분)에 불과하다. 실제 금성은 달 지름의 4배 정도로 크지만, 가장 지구와 가까이 접근해도 그 거리는 4100만 킬로미터로, 지구와 달의 거리에 비해 100배 이상 멀리 떨어져 있기 때문에 이렇게 작게 보이는 것이다. 에리스 (왜행성)
태양에서 에리스까지의 거리를 a 형식으로 표현하면(km 기준) 102 km 정도 된다. 목성
목성은 태양과의 무게중심이 태양의 체적 바깥에 위치한 유일한 행성으로, 그 무게중심은 태양 표면으로부터 태양 반지름의 7% 밖에 위치한다. 목성과 태양 사이의 평균 거리는 7억 7,800만 km(지구와 태양 사이의 평균 거리의 5.2배, 즉 5.2 AU)이며 11.86년마다 한 번씩 공전을 완주한다. 이 주기는 토성의 공전주기의 2/5배로, 즉 태양계에서 가장 큰 두 행성은 5:2 궤도공명을 이루고 있다. 목성의 타원궤도는 지구에 대해 1.31˚ 기울어져 있다. 0.048의 궤도이심률 때문에 태양에 대한 목성의 거리는 가장 가까운 지점(근일점)에서부터 가장 먼 지점(원일점)까지 약 7,500만 킬로미터 차이난다.