달은 지구에서 몇 키로 떨어져있는가?
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,[1] 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).
레이저 간섭계 우주 안테나
달의 궤도보다 10배 더 큰, 전체 배치는 태양과 지구와의 거리와 같은 태양계 궤도상에 위치하게 될 것이다. 그러나, 지구에 20도의 각도로 , 황도 궤도 평면에 상대적으로 60도만큼 기울어지게 끌려 간다. 우주선의 배열(constellation)과 지구 사이 선형 평균 거리는 5천만 킬로미터가 될 것이다. 달
그러나 지구와 달은 여전히 이중행성계보다는 지구-위성 관계로 여겨진다. 왜냐하면 지구와 달의 무게중심이 지구표면 아래 1700km(지구반지름의 1/4)에 위치하기 때문이다.[5] 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. 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. 달 레이저 거리 측정실험
지구와 달 사이의 거리측정의 목적은 달과의 평균거리를 결정하는 데 있다고 할 수 있다. 이 때문에 20세기 전반까지는 방대한 수의 자오환 관측 결과를 집적시켜 그 거리를 구했다. 태양계
명왕성(태양에서의 평균 거리 39AU)은 왜행성이며, 카이퍼 대 안에서 가장 거대한 천체로 알려져 있다. 1930년 발견되었을 때는 9번째 행성으로 간주되었으나, 2006년 새로운 행성의 정의가 발표된 뒤 자격 요건을 만족하지 못해 행성에서 탈락했다. 명왕성의 궤도는 다른 행성에 비해 이심률이 크며, 황도면에 대해 17도 기울어져 있다. 태양으로부터의 평균 거리는 39 천문단위이나, 가까울 때는 29.7, 멀어질 때는 49.5 천문단위로 그 격차가 크다. 명왕성의 가장 거대한 위성 카론이 앞으로도 그 자체만으로 왜행성으로 분류될 수 있을지는 확실하지 않다. 명왕성과 카론의 질량 중심은 어느 한쪽의 내부에 있는 것이 아닌, 두 천체 중간의 우주 공간에 형성되어 있어 종과 주인의 관계라기보다는 차라리 쌍성계와 비슷하다. 이들보다 훨씬 더 작은 닉스와 히드라는 명왕성-카론을 돌고 있다. 명왕성은 공명 해왕성 바깥 천체 궤도에 놓여 있으며, 해왕성과 3:2의 궤도 공명을 보인다. 이는 해왕성이 태양을 3번 돌 때 명왕성은 2번 돈다는 뜻이다. 이 궤도 공명비를 보이는 카이퍼 대 천체를 플루토이드로 부른다[70]. 달 (점성술)
달은 지구의 반려 위성이다. 달은 지구에 대한 궤도가 안정되어 있고 규칙적인 밀물과 썰물의 조수를 만들어낼 정도로 지구에 영향을 주는 중력이 충분히 크다. 달은 우리에게 변치 않는 주기 동안에 나타나는 상현과 하현의 여러 위상들로 친숙하다. 그러한 이유로 인해서, 점성가들은 태양에 관하여 중요성이 있는 점성학적 기간의 최소한의 부차적인 측면들로도 달에 대해 고찰하며, 그것은 넓게는 태양만큼 중요하다고 여겨진다. 태음태양력
보름달에서 다시 보름달이 되는 삭망월 주기는 29.5306일이다. 이는 달의 실제 공전주기인 27.322 일보다 조금 더 긴데, 달이 지구 주위를 공전하는 동안 지구 역시 태양의 주위를 공전하고 있어서 달이 다시 보름이 되려면 조금 더 돌아야 하기 때문이다. 달의 위치는 황경을 기준으로 정하는 데 황경 0˚ 즉 태양과 달의 위치가 같을 때를 삭(朔) 즉 초하루로 하고 90˚일 때를 상현, 180˚일 때를 망(望) 즉 보름, 270˚일 때를 하현이라 한다. 달과 해의 황경이 같아지는 음력 초하룻날로부터 헤아리는 날짜를 월령이라고 한다. 이중행성
현재는 태양계의 이중행성으로는 명왕성과 위성 카론이 유력하지만, 지구와 달도 이중행성이라고 하는 학자도 있다. 지구와 달의 경우에는 달의 직경은 지구의 1/4, 질량은 1/81이다. 이는 위성의 크기로는 다른 위성 보다 크지만, 질량을 계산하면 지구와 비슷한 크기라고 하기엔 너무 작다. 지구와 달의 중심점은 지구의 표면 안쪽에 있기 때문에 지구와 달은 이중 행성이 아니다는 의견이 일반적이다. 니콜라우스 코페르니쿠스
둘째, 프톨레마이오스가 주장한 달 궤도의 편차가 지나치게 크기 때문에 달은 한 달을 기준으로 했을 때 일정 기간 지구 가까이 접근해 있어야만 했다. 따라서 외견상의 크기 역시 계산이 가능할 정도로 크게 달라야 했는데, 사실은 그리 명확하게 드러나지 않았다. 제단자리 뮤
제단자리 뮤(Mu Arae)는 제단자리에 있는 별로, 지구에서 약 50광년 떨어져 있다. 뮤는 태양과 비슷한 G형 항성이다. 이 항성 주위에는 4개의 행성이 있는데, 이 중 3개는 질량이 목성과 비슷하다. 나머지 한 개는 어머니 항성 옆에서 가까이 돌고 있는데 질량이 태양계의 천왕성 및 해왕성과 비슷하기 때문에, '뜨거운 해왕성'이라는 별칭으로 부르기도 한다. 화가자리 베타
화가자리 베타를 포함하여 다른 수많은 별들과 지구 사이의 거리는 히파르코스 위성이 잰 것이다. 측정 원리는 지구가 태양을 공전하면서 양 극단에 위치할 때 바라본 별은 약간 위치를 바꾸는데 여기에 삼각 시차를 응용하여 별까지의 거리를 재는 것이다. 이렇게 측정한 베타의 시차는 51.87 밀리초각이었으나[14] 체계적 오류를 제거한 뒤 자료를 재분석한 후 수정된 시차는 51.44 밀리초각이다.[15] 여기서 나온 지구와 베타 사이 거리는 63.4 광년이며 오차범위는 0.1 광년이다.[16][주석 1] 알타이르
지구로부터 약 16.8광년(5.14파섹) 떨어져 있으며 맨눈으로 보이는 별들 중에서도 지구와 매우 가까운 곳에 있다.[9] 겉보기 등급은 0.7등성으로 전체 별 중에서 열 두 번째로 밝은 별이다. 분광형은 A이며 주계열성으로 분류할 수 있고(준거성으로 분석한 자료들도 있다) 질량은 태양의 1.7배, 밝기는 11배 정도이다.[10][11] 자전축의 세차운동
워드에 따르면, 약 10억5천만년이 되면, 조수 효과의 지속적인 증가를 야기하는 달과의 거리는 현재의 60.3 지구 반경에서 거의 66.5 지구 반경으로 멀어지게 될 것이며, 행성의 작용으로부터 비롯된 공진은 세차를 처음보다 49,000년을 밀려있게끔 할 것이고, 약 20억년경에 달과의 거리가 68 지구반경이 될 때는 69,000년이 밀려있을 것이다. 그러함은 황도 경사각의 심한 변동과도 연관 된다. 그러나, 워드는 조수의 변동에 대해서는 현대의 아주 큰 값을 적용했다. 6억2천년 평균 값의 사용은 현대 값의 약 절반의 조수의 윤회층에 의해 규정된 것인데, 대략 각각 30억년과 40억년까지 그러한 공진에 도달하지는 않을 것이다. 그러나, 태양광의 점진적인 증가로 인해, 그 때(현재로부터 약 21억년경)가 되기 훨씬 전에 지구의 바닷물은 증발하게 될 것이다. 지구핵
지구핵은 지표면으로부터 약 2900km부터 약 5100km의 외핵과 약5100km부터 약 6400km의 내핵으로 나뉜다. 그 두 핵을 나누는 면은 레만면이라 부른다. 메시에 26
M26는 지구에서 5,000광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 8등급이며, 시직경은 15분으로 대략 22광년정도의 크기다. 가장 밝은 별은 11.9등급으로 성단의 나이는 약 8900만년으로 추정된다. 흥미로운 점은, 지구와 M26 사이에 있는 성간 물질 구름으로 인해 중심부 별들의 밀도가 낮아보인다는 사실이다. 명왕성
스틱스는 불규칙한 모양이며 명왕성에서 약 90,300km 떨어진 곳에서 다른 명왕성의 위성들처럼 질서정연한 동심원 궤도를 돌고있으며, 이는 지구와 달간의 거리인 38만Km의 8분의 1정도의 거리이다. 이에 대해 미국 SETI 연구소의 행성천문학자 마크 쇼월터는 “마치 러시아 인형처럼 차곡차곡 쌓인 궤도를 돌고 있다.”고 설명했다. 당시 이러한 위성들의 발견은 2015년 NASA의 탐사선 뉴 허라이즌스 호가 더욱 안전하게 길을 찾는 데 도움을 줄 것으로 기대되었다.[66] 메시에 69
M69는 지구에서 약 29,700광년 떨어져 있고, 성단 구체의 반지름은 약 42광년이다. 근처에는 M70이 있는데 둘은 서로 1800광년 떨어져 있고 둘 다 우리 은하 중심부에 가까이 놓여 있다. 국제 혜성 탐사선
협정 세계시 8월 10일 18시 16분, 탐사선은 달의 표면에서 15,600 km 떨어진 곳을 지났다. 탐사선은 태양 주회 궤도에서 계속해서 태양을 돌고, 17년 후 지구 근처로 접근하게 된다. 광분
예를 들면 지구에서 태양까지의 거리(1 천문단위)는 8.317광분이다. 태양계
수성(태양에서의 거리 0.4AU)은 태양에 가장 가까운 행성이며, 가장 작은 행성이다(질량이 지구의 0.055배). 수성은 위성이 없으며, 수많은 충돌 크레이터와 쭈글쭈글한 거대한 절벽 등의 지질학적 특징으로만 알려져 있다. 이 절벽은 태양계 역사의 초기에 수성이 수축해서 생긴 것으로 보인다[35]. 수성의 대기는 거의 무시해도 좋을 정도로 그 두께가 얇다[36]. 수성의 커다란 핵과 그에 비해 상대적으로 얇은 맨틀은 그 성분이 아직 확실히 밝혀지지 않았다[37][38]. 수성에 대한 탐사는 아주 미미하여, 1950년 이래로 현재까지 수성 탐사선은 매리너 10호와 메신저뿐이다. 메시에 22
M22는 지구에서 10,600광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 6.17등급으로 맨눈으로 겨우 보이지만, 밤하늘에 볼 수 있는 성단들중 가장 밝은 편에 속한다. 시직경은 32분으로 직경이 99±9광년이다. M22는 은하팽대부 정면에 위치해 있어 미소중력렌즈현상을 볼 수 있다. 대마젤란 은하
대마젤란 은하(, LMC)는 근처의 은하로, 우리은하의 위성은하이다. 50 킬로파섹(16만 3,000 광년)의 거리에 있는 LMC는 궁수자리 왜소구형은하(~ 16 킬로파섹), 추정상의 큰개자리 왜소은하(은하의 상태에 관해 논쟁 중에 있으나, ~ 12.9 킬로파섹) 다음, 즉 우리은하로부터 세번째로 가까운 은하이다. LMC의 직경은 약 14,000 광년(~ 4.3 kpc)이며, 질량은 우리은하의 약 1/100배인 100억 태양질량(10 )이다. LMC는 국부은하군에서 네번째로 큰 은하로, 안드로메다 은하(M31), 우리은하, 삼각형자리 은하(M33) 다음에 해당한다. 천문단위
천문단위의 정의는 '태양과 지구의 거리'이다. 하지만 지구(정확하게는 지구와 달의 중심)의 궤도는 완전한 원형이 아닌 타원형을 하고 있다. 따라서 ‘지구 궤도의 길이 반경 (타원의 장축의 절반)’으로 평균 거리로 간주해도 무방하다.
2012 년 8월 제28회 IAU(국제천문연맹) 총회 결의에 따라 다음과 같이 권장하고 있다. 조석 가속
달의 움직임은 달 레이저 거리 측정실험 장치에 의해 몇 센티미터의 정밀도로 알 수 있다. 레이저 광선은 1969~1972년의 아폴로 계획과 1973년의 루노호트 2호 탐사선이 달에 설치한 거울에서 반사되어 지구로 다시 돌아간다. 레이저 광선이 돌아오는 시간을 측정하여 거리를 계산한다. 이 시간은 운동량 방정식에 의해서 계산되어 달의 가속 수치나 달의 궤도 반장축 변화율을 산출한다. 1970년부터 2012년까지의 측정치들은 다음과 같은 결과를 산출해 냈다. 센타우루스자리 알파 Bb
센타우루스자리 알파 Bb는 어머니 별 중심으로부터 불과 0.04 천문단위(약 600만 킬로미터) 떨어져 있다. 이 거리는 지구와 달 사이 거리의 약 15.6배이다. 가까운만큼 Bb는 어머니 별을 3.236일(3일 5시간 39분 24.5초)에 한 바퀴 돈다. 이렇게 가까운 곳을 돌기 때문에 Bb는 조석 고정 상태가 되어 행성의 한 쪽은 영원한 낮이, 다른 쪽은 영원한 밤이 계속될 것이다. 이 행성 질량의 최솟값은 지구의 1.13배로, 궤도경사각 값을 모르기 때문에 실제 질량이 아닌 질량 하한선만을 알 수 있다. 지구에서 볼 때 Bb는 항성 표면과 우리 시선 사이를 지나가지 않기 때문에 이 별의 정확한 크기, 질량, 대기 상태를 알 수는 없다. 다만 질량을 고려하면 지구형 행성일 가능성이 높다. 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. 안드로메다 은하
안드로메다 은하(_는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하("major galaxy")이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 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. 센타우루스자리 프록시마
히파르코스 위성으로 관측한 프록시마의 시차는 772.3 ± 2.4 밀리초각이다. 허블 우주 망원경이 파인 가이던스 감지기(Fine Guidance Sensors)로 측정한 값은 더 정확하여 768.7 ± 0.3 밀리초각이다. 프록시마는 지구에서 4.2광년 떨어져 있는데 이는 지구에서 태양까지 거리의 27만 배에 이르는 값이다. 프록시마에서 가장 가까운 항성은 센타우루스자리 알파 A, B로 0.21광년 떨어져 있다. 두 번째는 우리 태양이며, 세 번째는 바너드 별로 6.6광년 떨어져 있다. 지구에서 바라볼 때 프록시마는 센타우루스자리 알파별에서 2.2도 떨어져 있으며 이는 달 직경의 네 배이다. 히텐
히텐은 원지점이 47만 6천 킬로미터인 타원 궤도로 들어가 달을 지나칠 계획이었지만, 속도가 50m/s만큼 부족하여 고도 29만 킬로미터에 원지점을 형성했다. 추후 결함이 수정되자 탐사선은 다시 임무를 재개했다. 레굴루스
레굴루스와 황도와의 거리는 0.47 도로 밝은 별들 중 황도에서 가장 가까운 곳에 있다. 주기적으로 달이 레굴루스 앞을 지나가며, 드물지만 수성•금성 또는 소행성이 레굴루스를 가릴 때도 있다. 6Q0B44E
이 물체의 크기는 불과 수 미터이며, 이 때문에 일시적으로 인공물로 분류되어 있다. 6Q0B44E의 궤도는 달과 지구 사이 거리의 2-3배인 585,000km에서 983,000 km 사이로 지구를 중심으로 공전하고 있으며, 공전 주기는 80일이다. 이 물체의 밀도는 15 kg/m로 일반 자연암석에 비해서는 너무 작으며 빈 연료탱크와 비슷한 밀도이다. 달의 궤도
또한 물체가 달의 표면으로부터 100km 이내로 접근할 수 있는 지점을 LLO(Low Lunar orbit)라고 하며, 달 개척 분야에서 관심을 받고 있으나, 중력섭동으로 인해 불안정한 상태에 놓이게 되거나 궤도 경사를 이탈해 무한정 표류 상태에 놓이게 되는 부작용이 지적되기도 한다. 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. 달
달 궤도의 이심률(離心率, e)은 0.05488이며, 지구와 달의 거리는 36만 3,300km에서 40만 5,500km 범위에서 변화한다. 이는 상당히 큰 변화이며, 달 사진을 여러 장 찍어 비교해 보면 상(像)의 크기가 다르다는 것을 확인할 수가 있다. 달
조선초에 저술된 《천문류초》에는, 달은 대음(大陰)의 정수이고, '음'의 우두머리이며, 해와 짝을 이루는 것으로 설명되어 있다. 달의 궤도는 황도와의 상대적인 위치에 따라 청도, 적도, 백도, 흑도로 구분하였다. 달은 종종 계수나무 밑에서 절구를 찧는 토끼로 비유되었다. 달은 예와 함께 하늘에서 쫓겨난 항아가 불사약을 먹고 두꺼비가 되어 숨은 것으로 비유되기도 한다. 한국에는, 남매가 해와 달이 되었다는 '해와 달이 된 오누이' 이야기가 전해진다. 미얀마에는, 달의 여신의 자비를 받은 홀아비 할아버지가 쌀겨를 먹이고 기른 토끼와 함께 달에서 산다는 이야기가 전해진다. 일본에는, 대나무에서 태어난 아이가 성장하여 달로 돌아간다는 '다케토리 이야기(竹取物語)'가 전해진다. 메시에 59
M59는 지구에서 6000만 광년 떨어져 있으며, 시직경은 5.4×3.7분으로 후퇴 속도는 410±6km/s이다. 겉보기 등급은 10.6등급이고, M59는 처녀 자리 은하단에서 속한 은하이다. 천문단위
기원전 3세기, 아리스타쿠스(Aristachus)는 계산과 관찰에 의해 태양은 달의 18~20배 멀리 있다고 결론지었다. 관측 장비의 정확성이 나빠서 값은 실제와는 크게 달랐지만, 기하학적 계산은 맞았다. 이러한 비율만으로는 천체까지의 구체적인 거리를 알 수 없다. 그러나 태양까지의 거리의 단위를 천문단위로 간주한다면, 아리스타쿠스는 달까지의 거리를 처음으로 구한 것이 된다.
17세기, 케플러 또한 관측 데이터와 기하학적 관계를 이용하여 시행착오와 복잡한 계산을 반복하면서 화성의 궤도를 거의 정확하게 재구성했다. 케플러의 노력으로 행성 사이 운동의 상대적 관계를 잘 설명할 수 있었고, 머지않아 뉴턴역학에 의해 역학적 구조도 밝혀졌다. 역학적 구조가 밝혀져 케플러의 운동과 미세한 오차를 알 수 있게 되자, 수세기에 걸쳐 천체 역학에서는 놀라운 발전이 있게 되었다.
이렇게 행성의 움직임은 정밀하게 예측할 수 있게 되었지만, 그 천체가 지구에서 얼마나 떨어져있는지, 태양과 지구가 어느 정도의 질량을 가지는지를 m과 kg같은 우리가 사용하는 단위를 사용하여 정밀하게 알기에는 역시 어려움이 따랐다. 그러나 그 구체적인 값을 정밀하게 알 필요도 없었다. 아리스타르쿠스와 마찬가지로 지상의 단위에 의지하지 않아도 태양계 자체를 기준으로 하면, 즉 미터 대신 천문단위를, 킬로그램 대신에 태양질량을 사용하면 행성의 움직임은 매우 정확히 측정 할 수도, 예측도 가능했다. 예를 들어, 19 세기 전반에 천문학자들이 각도의 1분(1°의 1/60)에 못 미친 천왕성의 위치 예측과의 차이에 골머리를 썩고 있을 때, 행성의 질량과 행성까지 거리가 일상의 단위에서 얼마인지는 무관한 문제라는 것을 알았으며, 천문학자들은 이로 인해 해왕성을 발견 할 수 있었다. 따라서 천문학에 길이 단위로 천문단위처럼 지상과는 다른 단위를 사용하는 것은 자연스러운 일이기도 필연이기도 했다. 여기에 천문단위가 천문학에서 사용되어 온 첫 번째 의의가 있다.
1809년 가우스는 지구의 궤도 장축 반경을 길이단위, 태양질량을 질량단위, 지구의 하루를 시간단위로 하는 단위계를 통해 태양계의 운동을 기술하는 기초 작업을 했다. 이때 도입된 가우스중력상수 k는 이 단위계로 나타낸 만유인력상수의 제곱근이 되면서 하루 지구가 태양을 둘러싼 평균 각도를 라디안 단위로 설정되었다. 이 단위계가 보안된 뒤, 현재 국제천문연맹에 의해 1976년의 천문단위계와 천문단위의 개념에 직접 도입되고 있다. 천문단위계에서는 길이의 천문단위외에 질량과 시간의 천문단위를 정하고있다. 이들은 가우스와 마찬가지로 질량의 천문단위 Ms로 태양질량, 시간의 천문단위 D로 1일, 즉 24×60×60=86,400초를 가리킨다. 그러나 보통은 질량과 시간의 천문단위는 천문단위의 이름으로 부르지 않고, 천문단위의 경우엔 길이의 천문단위를 가리킨다. 크로이츠 혜성군
태양에 매우 가깝게 접근한 것이 밝혀진 첫 혜성은 1680년 대혜성이었다. 이 혜성은 태양 표면으로부터 200,000km(0.0013AU)를 지났다. 이는 지구와 달의 거리의 절반, 태양 직경의 0.3배에 불과하다. 이 위치에서 태양은 80°의 크기가 되며, 지구에서 보이는 크기의 27,000배에 해당된다. 지구
달과의 인력과 바다의 밀물과 썰물의 상호관계 때문에 지구의 자전 속도는 느려지는데 매년 0.000017초 정도가 느려지고 달과의 거리는 매년 4cm씩 멀어지고 있다.[1] 길이
1793년, 길이의 단위인 미터는 지구의 북극과 적도 사이 거리의 1000만분의 1에 해당하는 것으로 지정되었다. 이를 위해서는 파리를 통과하는 자오선이 사용되었다. 이 임무는 Jean Baptiste Joseph Delambre와 Pierre Méchain에 의해 수행되었다. 바르셀로나에서 됭케르크까지의 자오선의 호를 결정하기 위한 6년간의 조사 끝에, 미터(m)라는 새로운 단위가 39.37008인치임을 밝혀냈다. 소행성대
소행성대(小行星帶)는 화성 궤도와 목성 궤도 사이에 소행성이 많이 있는 영역이다. 높이 1억 km, 가로두께 2억 km 정도 크기의 도넛모양으로 생겼다. 이곳에 위치한 소행성들의 태양으로부터 평균 거리는 2.2~3.3 AU이며, 공전주기는 3.3~6.0 년이다. 최초로 발견된 1 세레스를 비롯하여 수백만 개의 소행성이 이곳에 있을 것으로 보이지만, 우주선이 지나가도 부딪칠 염려가 없을 정도로 텅 비어있다. 동양 우주론
해가 움직이는 길은 일정한 것이 아니라 절기에 따라 변한다고 주장하였다. 하지에는 북극으로부터 714,000리 떨어져 있는 내형에 해가 있다. 절기가 지날수록 이 걸이가 멀어져 추분에는 1,071,000리 떨어져 있는 중형에 해가 있다. 동지가 되면 북극으로부터 1,428,000리 거리에 있는 외형에 해가 위치한다. 절기가 지나면 이것이 다시 반복된다. 지오테일
발사 후 초기 2년간은 자기 꼬리의 먼 지역을 관측하기로 예정되어 있었기 때문에 두 번의 달 스윙바이을 거쳐 원지점의 거리가 지구 반지름의 80~200배 가량인 궤도로 진입했고, (지구의 자기 꼬리는 태양과 반대편으로 뻗기 때문에) 원지점을 항상 밤 쪽에 두기 위하여 달 스윙바이을 사용하였다. 이러한 운용 방법은 1995년부터 약 2년간 14회 사용했다. 1994년 11월 중반 원지점이 지구 반지름의 약 50배 정도로 조정되고, 1995년 2월에는 지구 근처로 다가오는 준-폭풍을 관측하기 위해 반지름의 30배 정도로 떨어트렸다. 근지점은 반지름의 10배 가량, 궤도 경사각은 -7°정도로 하여 동지점에 가까워지도록 하였다. 아령 성운
아령 성운은 지구에서 1,360광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 7.5등급이다. 시직경은 8분으로 반경이 1.58광년이다. 중심부의 백색왜성은, 반경이 0.055 ± 0.02 태양반경, 질량은 0.56 ± 0.01 태양질량으로 알려진 백색왜성 중 큰 편에 속한다. 지구
지구는 하나의 위성, 달을 거느리고 있다. 달과 지구는 공동질량중심을 27.32일의 주기로 회전하고 있으며 이를 항성월이라고 한다. 한편, 지구와 달의 회전이 일어나는 동안 지구 역시 태양주위를 공전하고 있기 때문에 태양과 달의 상대적인 위치가 되풀이되는 데에는 항성월 보다 조금 더 긴 29.53일이 걸리며 이 기간을 삭망월이라고 지칭한다. 2009년 7월 22일 일식
이처럼 지속 시간이 길었던 이유는 달이 근지구점(近地球点) 근처에 있었기 때문에 지구에서 본 달의 시지름이 태양보다 8퍼센트 더 컸으며(식분 1.080), 지구 역시 원일점 근처에 있어 태양의 시지름이 작게 보였기 때문이다. 태양계
에리스(태양에서의 평균 거리 68AU)는 산란 분포대 천체 중 가장 질량이 큰 존재이며, 지름은 2,400 킬로미터로 명왕성보다 최소 5퍼센트 더 덩치가 커서, 행성의 개념에 대해 논란을 불러 온 장본인이기도 하다. 지금까지 발견된 왜행성 중 가장 지름이 큰 천체이다[74]. 디스노미아를 위성으로 거느리고 있다. 명왕성처럼 에리스의 궤도도 이심률이 크기 때문에 태양에 가까워질 때는 38.2 천문단위(대략 명왕성이 태양으로부터 떨어진 평균 거리와 비슷함), 멀어질 때는 97.6 천문단위까지 물러난다. 에리스의 궤도는 황도면에 대해 크게 기울어져 있다. 항성
지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 태양을 제외한 별은 지구에서 볼 때 지구 대기 때문에 깜빡거리면서 빛나는 점으로 보인다. 태양은 항성이지만 지구에서 매우 가깝기 때문에 원반 형태로 보이는 것이다. 태양을 빼면 그 다음으로 시지름이 큰 별은 황새치자리 R로 시지름은 고작 0.057초각에 불과하다.[66] 달
달의 내부는 크게 표면, 맨틀, 핵, 이렇게 세 부분으로 나뉘어 있다. 표면의 두께는 평균 70km이고,(고지대 약 100km,저지대나 바다 약 60km) 핵의 반지름은 300~425km 사이, 나머지 부분은 맨틀을 이루고 있다. (달의 평균 반지름 1740km) 달의 핵은 달 전체 질량의 2% 미만을 차지하고 있다고 추측하고 있다. (357439) 2004 BL86
한국 시각으로 2015년 1월 27일 오후 1시, 지구와 1,199,600 km(지구와 달 거리의 3.1배) 떨어진 위치를 통과했다. 이는 2027년 이 지구와 달 거리 정도로 접근하기 전까지는 비슷한 크기의 천체 중 가장 지구와 가깝게 통과한 천체이다. 미터
1790년, 프랑스 정부에서 전 세계적인 단위의 표준을 정할 필요성을 느끼고 미터법을 제정할 당시, 거리의 기준을 지구로 삼았다. 이에 따라 지구 적도에서 북극점까지의 거리를 정확하게 10,000km, 이 거리의 4배인 지구 전체 자오선 길이인 40,000km를 기준으로 하는 미터법이 제정되었다.
참고로 전체 자오선 길이가 아닌, 적도에서 북극점까지 거리인 10,000km를 십진법상의 표준으로 된 이유는 당시의 기술 수준으로 남반구 지역에 관측소를 설치하는 것에 많은 어려움이 있었다. 달
달은 지구와 비교해 볼 때 상대적으로 작다. 지구 지름의 1/4 이고 지구 질량의 1/81 이다.[3] 비록 왜행성인 명왕성의 위성 카론에 비해서는 작지만, 태양계에서 행성(지구)과 위성(달)의 크기 비가 가장 큰 위성이다.[4] 태양
햇빛은 지구의 주요 에너지원이다. 태양과 지구와의 거리는 평균 약 1억 4960만 킬로미터로 1AU이다. 직사광선을 통해 단위 면적에 축적되는 에너지의 양을 태양 상수라 하는데, 1 AU 의 거리에서 m2당 1368 와트의 값이 된다. 케플러-10
케플러-10은 지구로부터 약 564 광년(173 ± 27 파섹) 떨어져 있다. 겉보기 등급은 10.96으로 맨눈으로는 볼 수 없으며 아마추어 망원경으로 관측이 가능하다.
외계 행성의 이름을 붙이는 원칙에 따라 케플러-10을 도는 외계 행성의 이름은 케플러-10b로 명명되었다. 2011년 발견 사실이 공표되었으며 그 존재가 확정된 암석형 외계행성 중에서는 최초라는 의의가 있다. 이 행성의 질량은 지구의 3.33±0.49 배이며 반지름은 지구의 1.47+0.03
−0.02 배이다. 어머니 별로부터 0.01684 AU 떨어져 0.8375 일에 1회 공전한다. 태양에서 가장 가까운 수성은 태양으로부터 0.3871 AU 떨어져 87.97 일에 1회 공전함을 고려하면 b는 항성에 아주 가까이 있는 셈이다. 극도로 가까운 거리 때문에 궤도이심률은 사실상 0이다. 이는 공전궤도가 완벽에 가까운 원을 그린다는 뜻이다. HD 114729 b
HD 114729 b는 센타우루스자리 방향으로 지구로부터 약 114광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 이 행성의 최소 질량은 목성보다 근소하게 작다. 공전 궤도는 찌그러져 있는데, 페가수스자리 51 b처럼 항성에 매우 가까이 붙어 돌고 있지는 않다. 항성으로부터 떨어져 있는 평균 거리는 2.11 AU로 지구~태양 간격의 2배가 약간 넘는다. 다만 이심률 때문에 가까울 때는 1.43, 멀어질 때는 2.72 천문단위까지 물러난다(후자의 경우 태양계의 소행성대 거리에 해당된다). 이처럼 항성에 가까워졌다 멀어졌다를 반복하기 때문에, 행성 전체는 공전 주기 전 기간에 걸쳐 극심한 기후 변화를 겪을 것으로 보인다. WASP-18b
우리 태양계 내에 WASP-18b와 흡사한 사례로 화성의 위성 포보스를 들 수 있다. 포보스는 화성에서 불과 1만 킬로미터밖에 떨어져 있지 않으며(이는 달과 지구 사이 거리의 40분의 1에 불과하다), 1,100만 년 이내로 화성에 충돌할 것으로 예측된다. 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. 우리은하
안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, 최근의 관측 결과 과거에 헤일로로 추정되던 부분이 실제로는 은하 원반임이 판명됨에 따라 이전의 추정지름 12만 ~ 14만의 크기를 훨씬 뛰어넘어 지름이 약 22만 광년(최대 약 25만 광년)에 이르는 거대 나선은하인 것으로 보이며, 포함하는 총 별의 갯수도 1조 개 이상으로 우리은하의 2배에 달한다. 따라서, 우리은하에 비해 밝기도 2배에 달할 것으로 추정되고, 중심부 벌지(Bulge)도 우리은하의 것보다 더 크고 더 밝다. 그러나, 무게 면에서는 우리은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되며, 실제로 안드로메다 은하는 우리은하보다 질량이 작은 것처럼 거동하는 특성을 나타낸다. 이는 우리은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고 보다 더 조밀하게 밀집되어 있는 것 때문으로 추정되나, 한편으로는 여전히 풀리지 않는 의문점이 많다. 안드로메다 은하 중심부의 초거대 블랙홀은 태양 질량의 약 3000만배 이상으로 우리은하보다 훨씬 무겁다고 추정되며, 통상적으로 은하의 무게는 중심부 블랙홀의 무게와 비례한다는 관측결과와 상충되는 모순점이 있는 것 등으로 있다. 이는 은하가 얼마나 혼돈한 활동을 겪었는지 연구 중이지만, 우리 은하는 비교적 적당한 크기의 가스 구름과 은하들을 꾸준히 삼켜서 성장한 반면, 안드로메다 은하는 좀 더 덩치 큰 은하와 구름들과 충돌하여 혼돈을 좀 더 심하게 겪어 은하 중심부에 블랙홀이 많이 커졌다는 연구가 있다.[21] 달
달의 지름 대 지구 지름의 비율은 366% 이다. 지구가 일년동안 자전하는 횟수는 366회 이다. 달의 크기는 태양의 400분의 1이다. 달은 태양보다 400배 더 지구에 가깝다. 달은 1일에 400Km 씩 자전한다. 달은 거의 19년 주기로 지구와 가까워지는데 그것을 슈퍼문이라고 한다. 달이 366회 공전하는데 걸리는 시간은 10000일이다. 지구가 달보다 400배 빠르게 자전하고 있다. 27.322 - 달이 1회 공전하는데 소요되는 항성일이다. 27.322% - 지구 지름 대 달 지름의 백분율이다. 지구에서 관측할 때, 태양과 달의 겉보기 지름은 정확하게 일치한다. 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. 티가든의 별
티가든의 시차는 0.43±0.13초각으로 여기서 측정한 지구에서 티가든까지의 거리는 7.5광년이다. 이 자료에 따르면 티가든의 별은 센타우루스자리 프록시마, 센타우루스자리 알파, 바나드별에 이어 네 번째로 지구에서 가까운 항성이다. 그러나 매우 어두운 밝기와 분명하지 않은 시차 자료 때문에 이 거리가 확정된 것은 아니다. 최근의 관측 결과에 따르면 실제 거리는 12.5~12.6광년이라고도 한다. 태양계
화성(태양에서의 거리 1.5AU)은 수성보다는 크나 지구와 금성보다는 질량이 작은 행성이다(지구 질량의 0.107배). 화성은 대부분 이산화 탄소로 이루어진 얇은 대기가 있다. 화성 표면은 올림포스 산 등 거대한 화산, 매리너 계곡과 같은 단층 계곡 등, 가장 최근까지 지질학적 활동이 지속된 것으로 보이는 여러 흔적이 있다[45]. 화성의 붉은 색은 토양 내 산화 철 때문이다[46]. 또한 이 때문에 화성의 하늘은 분홍색을 띤다[47]. 화성은 조그만 자연 위성 둘을 거느리고 있다(데이모스, 포보스). 이들은 원래 소행성이었는데, 화성의 중력에 포획된 것으로 보인다[48]. 포보스는 약 3천만~5천만 년 안에 화성의 조석력으로 산산조각 나 버릴 것이다[49]. 화성은 지구와 비슷하여 생명의 존재에 대한 탐사가 계속되고 있으며, 바이킹, 마스 글로벌 서베이어, 마스 오디세이, 마스 패스파인더, 스피릿, 오퍼튜니티 등 많은 탐사선이 여러 가지 탐사를 진행하였다. 태음태양력
달과 지구 사이의 만유인력 때문에 발생하는 조석력은 지구의 자전 속도를 늦추는 힘으로 작용하며 달은 매년 3 cm 정도씩 지구에서 멀어지고 있다. 이는 매우 미미한 양이긴 하지만 달의 자전주기가 점차 길어진다는 것을 뜻한다. 따라서 삭망월 주기도 길어지게 되고 태양태음력 역시 수정되게 될 것이다. 이러한 현상이 수 만년 이상 계속 되어 삭망월 주기가 30일이 되면 큰 달과 작은 달의 구분 없이 태음태양력의 평년은 360일이 되고 윤달은 6년에 한 번 꼴로 돌아오게 된다. 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.) 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. 알마게스트
제4권과 제5권은 달과 달의 시차, 달의 장축단 이동, 지구에 대한 태양과 달의 크기와 거리를 다룬다. 달
달은 지구에서 가까운 곳에 있기 때문에 직접 삼각 측량에 의해 거리를 측정할 수가 있다. 지구상의 떨어진 두 지점에서 동시에 달의 위치를 관측하면 시차를 측정할 수 있기 때문에 거리도 구할 수 있다. ILN
2013년 9월 7일 LADEE(Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) 달 탐사선이 미국에서 미노타우르 5호에 실려 발사되었다. 위성의 무게는 383 kg, 수명은 100일이며, 달의 20 km 고도를 비행하며 달의 대기와 먼지 등 환경을 분석한다. 메시에 53
M53는 지구에서 58,000광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 7.6등급이다. 시직경은 13분으로 크기는 약 220광년이다. 메시에 9
M9는 우리 은하 중심부에서 5500 광년 떨어진 곳에 위치한 구상 성단으로 지구에서 25,800 광년 떨어져 있다. 절대 등급은 -8.04 등급으로 성단의 전체 밝기는 태양보다 120,000 배나 밝다. M9에 있는 가장 밝은 별의 겉보기 밝기는 13.5 등급으로 중간 정도 크기 망원경으로 볼 수 있다. 이 성단 내에서 변광성 13개가 발견되었다. 지구
지구의 궤도 속도는 평균 초속 30km 정도인데, 이 속도는 지구의 지름은 7분만에, 달까지의 거리는 4시간 만에 통과할 수 있는 속도이다. 달
달은 지구와 45도 각도로 충돌함으로써 지구의 중력에 끌려 지구를 도는 위성이 되었다. 이런 인연으로 인해 달은 엄청난 영향을 지구에게 주고 있으며 실제로 태양 다음으로 지구에 없어서는 안되는 소중한 위성이다. 달이 없다면 지금 지구의 생명체가 존재할 수 없으며 달로 인해 생명의 움직임이 활발하게 되었다. 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. 달 착시
달이 지평선 가까이에 있을 때 지구의 대기에 의한 확대로 인해 커 보인다고 기원전 4세기 아리스토텔레스 시대부터 널리 믿어져 왔다. 하지만 이는 맞는 설명이 아니다. 대기가 달의 색을 바꾸기는 해도 달을 더 크게 보이도록 하지는 않는다. 사실 달은 지평선 가까이에 있을 때 지구 반지름만큼 멀리 있으므로 1.5% 작게 보인다. 또한 대기에 의한 굴절은 달의 크기를 세로 방향으로 더 작게 보이도록 한다. 달 (시간)
달은 시간의 단위로서, 근사적으로 달이 지구를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간이다. 정확하게는 각 월마다 28,30,31일이 모여서 한 달이 된다. 역사적으로는 달이 도는 데 따른 모양의 변화에 따라 달을 매겼다. 조석
지구에 대한 달과 태양의 궤도는 완전한 원이 아니라 타원 궤도이다. 따라서 지구와의 거리는 가까워졌다 멀어졌다 하게 된다. 달이 지구에서 가장 먼 지점에 있을 때와 가장 가까운 지점에 있을 때와의 차이는 30,600km이다. 기조력은 두 물체 사이의 거리의 3승에 반비례하기 때문에 근지점일 때의 조석이 더 크다. 지구가 태양에 가장 가까이 갈 때와 가장 멀리 있을 때와의 차이는 370만km이다. 달과 태양이 거의 같은 위도에 있고 또 지구가 태양에 가장 가까이 있을 때에는 아주 큰 대조가 일어나게 된다.
조석은 태양과 지구 그리고 달 사이의 인력에 의해서 일어나기 때문에 보통 천문조석(astronomical tides)이라고 한다. 조석 가속
달의 질량은 지구에 비해 상당히 큰 편에 속하기 때문에(1:81), 두 천체는 이중 행성계로 간주되기도 한다. 하지만 달이 지구 주위를 도는 궤도는 지구가 태양 주위를 도는 궤도(황도)에 가깝기 때문에 달의 궤도는 지구의 적도에 가깝고, 이는 일반적인 위성과 비슷하다. 달의 질량이 상당히 크고 지구로부터 상당히 가깝기 때문에, 조석 효과를 일으키기에 충분히 가까우며, 특히 바다의 물은 달 쪽으로 멀리 끌려간다. 평균적인 조석 효과는 달의 공전과 일치하게 되며, 지구는 자전하며 조석 효과를 받게 된다. 하지만 이 때 지구가 자전하기 때문에 달의 위치보다 조금 앞에 있는 부분이 끌어당겨지는 효과가 발생한다. 결과적으로 지구의 중심과 달의 중심을 지나는 가상의 선 주변에서 달 쪽으로 끌려가는 물질은 상당한 질량을 지니게 되며, 이 작용에 의해 지구와 달 사이의 중력 중심은 가상의 선과 직교하게 된다. 즉, 지구와 달 사이에는 돌림힘이 발생하며, 이 힘이 달의 공전 속도를 빠르게 만들고, 지구의 자전 속도를 늦춘다. 조석
먼저 달이 해면에 미치는 힘에 대해서 생각해보자. 지구와 달은 인력으로 서로 끌어당기지만, 관성-움직이는 물체가 직선운동을 계속 유지하려는 경향-은 서로 멀어지게 한다(이러한 관점에서 자주 원심력이라고 불린다. 버켓에 물을 넣고 아래위로 돌릴 적에 버켓이 머리 위에 있을 때도 물이 쏟아지지 않게 하는 힘이 바로 원심력이다). 지구와 달은 서로 안정된 궤도에 있기 때문에 서로 부딪치거나 또는 서로 떨어져 멀리 날아가 버리지 않는다. 즉 둘 사이의 인력과 관성이 정확히 평형을 이루고 있다. 조석 가속
달과 지구의 조석 부풀음 현상 사이에 작용하는 중력 토크는 지구의 자전 속도가 지속적으로 느려지게 하고, 달의 궤도를 지속적으로 더 높은 궤도로 올라가게 한다. 고립계 속에서는 일련의 물리적 과정을 통해서, 에너지와 각운동량은 보존된다. 에너지와 각운동량은 지구의 회전에서 달의 궤도 운동으로 효과적으로 전해진다(그러나 많은 에너지(-3.321 TW)는 지구의 지각과 바다의 상호작용 과정에서 마찰에 의해 열로 변하고, 오직 30분의 1(+0.121 TW)만 달로 보내진다). 달은 지구로부터 점점 멀이지고 있고(+38.247±0.004 밀리미터/년), 따라서 달의 (지구의 중력 우물을 기준으로 한) 위치 에너지는 증가한다. 달은 궤도에 남아 있고, 케플러의 제3법칙에 의해 각속도가 감소하기 때문에 달의 조수 작용은 각속도 감속의 원인이 된다. 즉 달이 지구를 공전하는 데 걸리는 시간은 음의 값으로 가속(-25.858±0.003 "/세기)되고 있다. 따라서 달의 속도는 감속된다. 그러나 운동 에너지가 감소하며, 위치 에너지가 증가하게 된다. 메시에 15
M15는 지구로부터 약 33,600 광년 가량 떨어져 있으며, 지름은 약 175 광년이다. 성단의 절대등급은 -9.2로, 태양의 광도보다 36만 배 더 밝다. M15는 우리은하의 구상성단 중 밀도가 높은 편에 속한다. M15의 중심부는 중심붕괴중으로, 중심부 밀도가 높아지면 중앙에 블랙홀이 생겨날 가능성이 있다. 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. HD 16175 b
HD 16175 b는 페르세우스자리 방향으로 지구로부터 약 195광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 질량은 목성의 4.5배이다. 그러나 이 질량은 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 최솟값에 불과하다. 항성으로부터의 거리는 3억 1천만 킬로미터로, 1회 공전에 2.34년이 걸린다. 궤도는 다소 찌그러져 있으며 이심률 값은 0.48이다. 근일점에서 항성과의 거리는 1억 6100만 킬로미터로 지구~태양 거리보다 약간 먼 정도까지 접근하며, 원일점에서의 거리는 4억 5900만 킬로미터로 소행성대 수준까지 물러난다. 해왕성 바깥 행성
2014년, 새로이 발견된 극단적인 해왕성 바깥 천체들의 궤도상의 유사성에 바탕하여 일부 천문학자들은 태양으로부터 거리 200 AU 너머에 지구의 2-15배 질량의 슈퍼지구 행성이 존재할 가능성을 제기하였다. 2016년 이후의 연구에서는 이 정체불명의 행성이 실존한다면 궤도경사가 큰 기묘한 궤도를 가지고 있고, 그 거리는 태양으로부터 200 AU에서 1600 AU 사이일 것이라는 결론이 나왔다. 이 행성의 궤도로 인해 극단적 해왕성 바깥 천체들의 정렬이 방해를 받을 것이다.
명왕성이 더이상 행성으로 취급되지 않기 때문에 이 가설상의 행성은 제9행성이라고 불리고 있다. 케플러-9
케플러-9는 거문고자리 방향으로 지구로부터 약 2119 광년 떨어져 있다. 질량은 태양보다 7%, 반지름은 2% 큰데 이로부터 태양과 거의 비슷한 덩치를 지닌 유사태양으로 볼 수 있다. 표면의 유효온도는 5777 (± 61) K으로 태양의 5778 K과 사실상 일치한다고 볼 수 있다. 다만 대기 중 금속함량은 태양보다 32% 크다. 별의 나이는 태양보다 어려서 약 10억 년 정도일 것으로 추정된다. 평평한 지구
하지만 지구가 평평하다는 개념을 지지하는 사람들도 남아 있었다. 6세기 경 쯤에는 코스모스 인디코플라우스테스가 기독교 지형학을 출간함으로써 지구구체설은 이교도 주장으로 치부되었다. 근대에 들어와서는 영국의 발명가 사뮤엘 로버텀(Samuel Rowbotham)(1816-1884)이 평평하다는 것을 지지하는 가설을 제기하기 시작했다. 그는 성경 몇 구절들을 해석했으며, 지구는 구가 아니다라는 16쪽짜리 팜플릿을 발행했다. 지구가 평평하다고 가정하는 천문학인 로버텀의 체계에 의하면, 지구의 중심은 북극이고 남쪽의 테두리는 남극의 얼음벽으로 이루어져있다. 해와 달은 지구로 부터 3000마일(4800km)이 떨어져있고 우주에서 3100마일(5000km) 떨어져 있는 평평한 원판이다. 로버텀의 가설은 과학자들과 대중의 논쟁들을 끌어들임으로써 주의를 끌게됐다. 저명한 동물학자 알프레드 러셀 월리스(Alfred Russel Wallace)가 참여, 베드포드 레벨 실험(Bedford Level experiment)에 관여했다.  보름달
보름달(,)은 달이 태양과 지구의 서로 반대쪽에 위치하여 지구에서 달의 전체가 밝게 보이는 것을 말한다. 만월(滿月) 또는 망월(望月)이라고도 한다. 보름달의 밝기는 금성이 제일 밝을 때의 1500배에 달한다. 보름달 밝기는 태양 다음으로 밝은 -12등급이라고 한다. 달의 내부구조
달의 평균 밀도는 3,346.4 kg/m³이며, 태양계에서 이오 다음으로 두 번째로 가장 밀도가 높은 위성이다. 그럼에도, 몇몇 증거에서는 달의 핵은 작으며, 반경 350 km 이하임을 시사한다. 핵의 크기는 달 크기의 20%이고, 반면에 다른 대부분의 표면의 것들은 50%를 차지한다. 핵의 구성 물질은 잘 규명되지 않았지만, 대개 소량의 황과 니켈이 섞인 금속질 철로 구성되어있을 것으로 추정된다. 달의 자전을 분석하면 핵이 부분적으로 녹아있다는 것을 알 수 있다. 일식
일식은 식이 최대로 진행되었을 때의 상태에 따라 다음과 같이 구분한다.
달의 궤도는 태양 주위를 도는 지구궤도보다 약 5° 기울어져 있어서 일식과 월식은 자주 일어나지는 않는다. 일식이나 월식은 지구와 태양과 달이 거의 일직선을 이루었을 때만 나타나기 때문이다. 달이 지구에 가까울 때 일식 현상이 일어나면 달이 태양을 완전히 숨기게 되어 이른바 개기일식(皆旣日蝕)이 된다. 그러나 달이 지구보다 멀리 떨어져 있을 때 일식 현상이 일어나면 달은 태양을 다 가리지 못하여 주변이 반지처럼 남는 금환식(金環蝕)이 된다. 조석
달이-혹시 당신이 알고 있는 것처럼-지구의 주위를 돌고 있는 것이 아니다. 지구-달 체계가 그 공통 질량중심의 주위를 한 달(27.3일)에 한 번씩 돌고 있다. 지구의 질량은 달의 81배가 되기 때문에 공통 질량중심이 공중에 있지는 않고 지구 안쪽 약 1,650km 되는 곳에 있다. 오리온자리 팔
오리온자리 팔 내의 지구를 포함한 태양계는 은하중심으로부터 약 8,000 파섹(26,000 광년) 떨어져 있으며, 오리온자리 팔의 세로를 따라 거의 중간에 있는 국부 거품의 안쪽 가장자리 근처에 위치해 있다. 시리우스
지구로부터의 거리는 8.6 광년 또는 약 2.6 파섹으로 태양계에서 다섯 번째로 가까운 항성계로(다섯 개의 계를 구성하는 8개 별 중 2개가 시리우스 계에 있다.) 시리우스가 밝게 보이는 가장 큰 이유는 이처럼 가까이 있기 때문이다.(같은 이유로, 또 다른 가까운 별 센타우루스자리 알파는 카노푸스, 리겔, 베텔게우스처럼 원래 밝은 별이 아니라, 지구에서 4.3광년밖에 떨어져 있지 않기 때문에 밝게 보인다.) 그러나 시리우스는 그 자체로도 태양보다 훨씬 더 밝은 A형 주계열성으로, 밝기는 태양의 약 25배이다. 시리우스에서 가장 가까운 이웃은 프로키온으로 5.24 광년 또는 1.61 파섹 떨어져 있다. 1977년에 발사된 보이저 2호는 29만 6천 년 뒤 시리우스에서 4.3광년 떨어진 곳을 지나갈 것으로 보인다. 달 착시
이 현상이 착시임은 쉽게 보일 수 있다. 한 눈을 감고 6 mm 정도의 작은 물체를 팔의 길이(약 60cm) 정도 거리에 두고 달을 가리면 달을 살짝 가리게 된다. 달이 더 높이 떠올랐을 때 같은 거리에서 물체를 보면 달의 크기에 변화가 없음을 알 수 있다. 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. 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. 시직경
예로 우리 태양계의 태양과 지구를 공전하는 달의 시지름은 약 0.5°, 안드로메다은하는 약 3°10′ x 1°이다. 천체의 모양이 편평타원체인 경우, 극(極)시지름과 적도시지름이 구별된다. 천문학에서는 시지름의 반인 시반지름을 사용하는 일이 많다. 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.[94] 태양처럼 홀로 있으면서 비슷한 G형 주계열성 중 가장 가까운 별은 고래자리 타우로 11.9광년 떨어져 있다. 이 별의 질량은 태양의 80퍼센트이며, 밝기는 60퍼센트 정도이다.[95] 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.[96] 궁수자리 VX
궁수자리 VX(VX Sagittarii)는 궁수자리μ별과 삼렬성운(Trifid Nebula) 사이에 위치한 별로 태양계로부터 약 5,150광년(1,570파섹)만큼 떨어져 있다. 태양 반지름의 약 832~1,520배로 현 시점에서 발견된 항성들 중 물리적 부피만 따질 경우 9번째로 큰 별에 해당한다. 루이텐의 별
루이텐의 별(GJ 273 RECONS)은 작은개자리에 있는 항성으로 지구에서 12.36광년 떨어져 있다. 이 별의 질량은 태양의 약 25퍼센트 정도이며, 지름은 10분의 1, 밝기는 1만 분의 4에 불과하다. 이 별의 이름은 고유 운동을 알아낸 네덜란드 천문학자 윌리엠 야콥 루이텐의 이름을 따왔다.