요약

하늘에서 빛나는 항성, 행성, 위성, 혜성 등의 총칭.




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  본문


천문학에서는 태양처럼 스스로 빛을 내는 항성을 별이라 하며, 항성의 빛을 반사하여 빛나는 행성, 위성, 혜성 등과 구별한다. 항성은 그 거리가 너무 멀기 때문에 하늘에서 위치가 변하지 않는 것처럼 보이며 우리는 편의상 별자리를 만들어 그 위치를 나타내지만 사실은 각기 다른 방향으로 운동하고 있다. 따라서 오랜 세월이 지나면 그 위치에 변화가 나타나고, 별자리의 형태도 달라진다. 우리 은하계는 약 1000억 개의 항성으로 구성되어 있다.

1. 밝기
별의 밝기는 등급(等級:magnitude)으로 나타낸다. 고대 그리스의 히파르코스는 별을 맨눈으로 보고 밝은 순으로 1등성 ·2등성 ·3등성 등으로 등급을 매겨 가장 어두운 별을 6등성으로 하였다. 후에 1등성의 밝기는 6등성의 약 100배임이 알려졌으며, 이에 따라 1등급 차이에 해당하는 밝기의 비는 5√100배인 2.512배가 된다.

별빛의 세기를 l, 그 등급을 m이라 하면, 등급과 밝기(세기) 사이에는 ：：m＝C－2.5 logl이 성립한다. 여기서 상수 C는 독일 본천문대에서 만든 본성표(星表)에 실린 6등성들의 평균을 기준으로 정해진다. 밝기가 l1과 l2인 두 별의 등급이 각각 m1과 m2이면, ：：m2－m1＝－2.5logl2/l1이 된다. 따라서 밝기 l1인 별의 등급을 알면, 밝기 l2인 별의 등급 m2를 이 식으로 구할 수 있다.

예를 들어, 1등성보다 2.512배 밝은 별은 0등성이 되고, 이보다 2.512배 밝은 별은 －1등성이 된다. 보통 맨눈으로 볼 수 있는 한계등급은 6등성이지만, 망원경을 쓰면 더 어두운 7등·8등·9등의 별을 볼 수 있다.

밤하늘에서 가장 밝은 항성인 시리우스는 1.5등, 태양은 －26.7등, 보름달은 약 －12.5등이다. 전하늘에서 맨눈으로 볼 수 있는 6등성까지는 대략 6,000개에 이른다. 그중 반은 지평선 아래에 있고, 지평선 근방의 것들은 지구대기의 영향으로 잘 보이지 않기 때문에 맨눈으로 한번에 볼 수 있는 별의 수는 약 2,000개이다.

2. 반짝임
지상에서 보는 별은 반짝거린다. 지구대기의 밀도가 고르지 못하고 이에 따라 굴절률이 달라지므로, 여기를 지나는 별빛이 상하좌우로 약간씩 굴절하여 우리 눈에 반짝거리는 것으로 보이기 때문이다. 다만 가까운 거리에 있는 행성들은 별로 반짝이지 않는데, 이는 쌍안경으로 보아도 쉽게 알 수 있지만, 행성들은 지상에서 볼 때 어느 정도의 시지름을 가지기 때문이다.

즉, 도중에 빛의 굴절이 다소 일어나더라도 이 시지름의 범위를 벗어나지 않기 때문에 전체로 볼 때 거의 반짝거리지 않는 것으로 보인다. 이보다 더 큰 달은 물론 전혀 반짝이지 않는다. 만일 공기가 없는 우주공간으로 나가서 본다면 모든 별은 전혀 반짝이지 않고 마치 종이에 바늘구멍을 낸 것같이 밝은 하나의 점으로만 보일 것이다.

3. 별빛 굴절
지구대기는 그속을 지나는 별빛에 대해서 마치 렌즈와 같은 작용을 하기 때문에 별빛을 본래 방향으로부터 굴절시킨다. 지구대기는 지면에 가까울수록 그위에 있는 상층대기의 무게가 커지므로 더욱 압축되어 공기의 밀도가 높아지고, 그만큼 공기의 굴절률은 커진다.

따라서 별빛은 지구대기의 아래로 내려올수록 그 경로가 구부러져, 지면 가까이에서는 거의 곡선이 된다. 그래서 지상의 관측자는 시선방향이 이 곡선에 그은 접선방향과 같아져 처음 별빛이 대기층에 들어올 때의 방향보다 더 높은 곳에 있는 별을 보게 된다.

이러한 굴절효과는 별의 위치가 지평선에 가까울수록 커져서, 천정 근처에서 들어오는 별빛에 대해서는 대기의 굴절이 전혀 나타나지 않으나, 수평방향으로 들어오는 별빛의 경우에는 굴절각이 약 35'(0.6°)에 달한다. 달리 말하면, 우리가 지평선에 걸려 있는 별을 볼 때, 별의 실제의 방향은 지평선 아래 35'인 곳에 있게 된다.

그러므로 별의 위치를 정밀하게 잴 때에는 관측된 높이에서 굴절각을 빼주어야 한다. 우리가 해돋이나 해넘이를 보고 있을 때도 마찬가지다. 해돋이나 해넘이에 실제 태양의 위치는 지평선 아래 35'인 곳에 있게 된다. 우리가 낮의 길이를 잴 때는 태양의 위끝이 지평선 위로 솟아오를 때(해돋이)부터 위끝이 지평선 아래로 질 때(해넘이)까지를 재는데, 이는 태양의 중심이 실제로 지평선에 걸리는 때를 기준으로 하여 계산한 낮의 길이보다 다소 길다.

이러한 차이는 춘분과 추분 때 낮의 길이에 문제가 된다. 흔히 춘분과 추분 때는 밤낮의 길이가 같다고 알고 있지만 실제로 해돋이·해넘이 사이의 시간을 재보면 낮의 길이가 12시간보다 길다는 것을 알게 된다. 이것은 태양의 중심의 실제 위치에 기준을 둘 때 춘·추분의 밤낮의 길이가 같다는 것을 잊기 때문에 생기는 것이다.

출처: [네이버 백과사전]