The Story of the Heavens Robert S. Ball 2411 downloads.pdf

프로젝트 구텐베르크 전자책: 하늘의 이야기
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제목: 하늘의 이야기
저자: 로버트 S. 볼
발행일: 2008년 12월 1일 [전자책 번호 #27378]
언어: 영어
추가 정보 및 형식: www.gutenberg.org/ebooks/27378
제작진: K. 노드퀴스트, 브렌다 루이스, 스티븐 호프, 그렉 버그퀴스트, 그리고 http://www.pgdp.net에 있는 온라인 분산 교정 팀 (이 파일은 인터넷 아카이브/미국 도서관에서 제공해 준 이미지들을 바탕으로 만들어졌습니다.)

*** 프로젝트 구텐베르크 전자책 ‘하늘의 이야기’ 시작 ***
전사자의 메모

하늘의 이야기

제1판.
1872년의 토성.

하늘의 이야기

로버트 스타웰 볼 경, 법학박사, 과학박사
“스타-랜드”의 저자

런던 왕립학회 회원, 에든버러 왕립학회 명예회원, 왕립천문학회 회원. 아일랜드 조명 관련 위원회의 과학 자문위원이며, 케임브리지 대학교의 천문학 및 기하학 교수. 과거에는 아일랜드의 왕립천문학자였음.

24점의 컬러 삽화와 다수의 그림이 수록되어 있음.

새롭게 개정된 판본

캐슬랜드 컴퍼니 유한회사
런던, 파리, 뉴욕, 멜버른
1900년

모든 권리 보유.

초판 서문

이 책을 준비하는 데 있어 저에게 주어진 친절한 도움들을 밝혀두고자 합니다.

나스미스 씨는 그가 카펜터 씨와 공동으로 출간한 유명한 저서에 실린 아름다운 달의 그림들 중 일부를 사용하도록 허락해 주었습니다. 제7, 8, 9, 10번 판화와 28, 29, 30번 그림들은 바로 이 자료 덕분에 만들어질 수 있었습니다.

피커링 교수님은 트루벨로트 씨가 하버드 대학 천문대에서 그린 그림들 중 일부를 복사할 수 있도록 허락해 주셨으며, 저는 그분의 친절 덕분에 제1, 4, 12, 15번 판화를 만들 수 있었습니다.

제2번 판화는 랭글리 교수님께, 제3번과 14번 판화는 드 라 루 씨께, 제17번 판화는 T.E. 키 씨께, 제18번 판화는 스키아파렐리 교수님께 감사를 드립니다. 100번 그림은 고인이 된 C. 피아치 스미스 교수님께, 7번 그림은 그의 저서 『기술적 천문학 핸드북』에서 가져온 것으로 체임버스 씨께 감사를 드립니다. 78번 그림은 스토니 박사님께, 72번 그림은 코플랜드 박사님과 드레이어 박사님께 감사를 드립니다. 뉴콤 교수님의 『대중천문학』과 영 교수님의 『태양』에서 얻은 귀중한 도움도 기억해야 합니다. 이 책을 수정하는 과정에서에는 맥스웰 클로스 목사님의 친절한 도움을 받았습니다.

전체 교정본을 꼼꼼히 읽어주신 코플랜드 박사와 스틸 씨의 친절에도 감사를 드립니다. 또한 가끔은 캐스카트 씨의 도움을 받기도 했습니다.

로버트 S. 볼

더블린주 던싱크 천문대
1886년 5월 12일

이 판에 대한 비고입니다.
이번 판에서는 최근 천문학의 발전에 맞춰 내용을 수정하는 기회를 가졌습니다. 그들이 발표한 사진들 중 일부를 사용할 수 있도록 허락해 주신 왕립천문학회에 감사드리며, 제11판에 사용된 목성의 아름다운 그림들을 제공해 주신 헨리 F. 그리피스 씨에게도 감사드립니다.

로버트 S. 볼
케임브리지, 1900년 5월 1일

목차
페이지

서문 1
장

천문학
I. 9
관측소
II. 태양 29
III. 달 70
IV. 태양계 107
V. 중력의 법칙 122
VI. 로맨스의 행성 150
VII. 수성 155
VIII. 금성 167
IX. 지구 192
X. 화성 208
XI. 소행성들 229
XII. 목성 245
XIII. 토성 268
XIV. 천왕성 298
XV. 해왕성 315
XVI. 혜성들 336
XVII. 별똥별 372
XVIII. 별이 가득한 하늘 409
XIX. 먼 곳에 있는 태양들 425
XX. 쌍성들 434
XXI. 별들의 거리 441
XXII. 성단과 성운 461
XXIII. 별들의 물리적 특성 477

지구 자전축의 세차와
XXIV. 지구 자전축의 흔들림 492
빛의 편위
XXV. 503
천문학적 의의
XXVI. 513
열의 중요성
XXVII. 조수 531
부록 558

목차
I. 토성의 모습 – 표지화
II. 전형적인 태양 흑점 9쪽
A. 태양 44쪽
태양의 흑점과 광조
III. 태양 37쪽
태양의 융기부 또는 불꽃들
IV. 태양 57쪽
V. 태양 코로나 62쪽
달의 표면도 81쪽
B. 달의 일부 88쪽
달의 충돌구들
VII. 트라이스네커 충돌구 93쪽
VIII. 일반적인 달의 충돌구 97쪽
IX. 플라토 충돌구 102쪽
X. 티코 충돌구 106쪽
XI. 목성 254쪽
XII. 코자 혜성 340쪽
혜성 A, 1892년, 1쪽
C. 스위프트 혜성 358쪽
태양과 세 개의 별의 스펙트럼
D. 메시에 II 은하의 스펙트럼 462쪽
오리온자리에 있는 거대한 성운 466쪽

XV. 안드로메다 대성운 “” 468
플레이아데스 성단에 있는 성운들 “” 472
F. 오메가 센타우리 “” 474
XVI. 로스 경의 망원경을 이용해 관측된 성운들 “” 476
XVII. 1882년의 혜성 “” 357
시아파렐리가 그린 화성 지도 “” 221

삽화 목록
그림 번호 | 페이지 번호
1. 굴절 망원경의 원리 11
던싱크 천문대의 남반구형 돔
2. 12
더블린주에 위치한 천문대
던싱크 천문대 돔의 단면도
3. 13
천문대
시카고에 위치한 예르크스 천문대의 망원경
4. 15
허셜이 만든 반사 망원경의 원리 16
시카고에 위치한 예르크스 천문대의 남쪽 외관
5. 17
로스 경의 망원경 18
6. 자오선 원 20
7. 큰곰자리 27
지구와 태양의 크기 비교 30
1870년 9월 22일에 촬영된 태양 사진 33
8. 태양 표면의 사진 35
9. 일반적인 태양 흑점 36
10. 샤이너의 태양 흑점 관측 결과 38
태양 표면에 나타나는 흑점들이 있는 영역 39
11. 태양의 질감과 작은 흑점 43
12. 프리즘 45
13. 프리즘에 의한 빛의 분산 46
14. 총일식 때 관측되는 태양의 융기부 53
15. 총일식 때의 코로나 모습 62

1898년 1월 일식 때의 코로나 모습
21. 63
22. 1898년

1874년의 황도광
69

지구와 달의 크기 비교
23. 73

달의 태양 주위 공전 궤도
24. 76

달의 위상
25. 76

지구의 그림자와 반그림자
26. 78

달의 곡선도 해설 (그림 VI)
81

활동 중인 달의 화산: 내스미스의 이론
28. 97

달의 화산: 그 후의 약한 활동
29. 97

달의 화산: 용암에 의한 평평한 바닥의 형성
30. 98

네 개의 내행성의 궤도
31. 115

지구의 움직임
32. 116

네 개의 거대 행성의 궤도
33. 117

다양한 행성에서 본 태양의 겉보기 크기
34. 118

행성들의 크기 비교
35. 119

달의 움직임을 보여주는 그림
36. 130

타원을 그리는 방법
37. 137

타원 운동의 속도 변화
38. 140

동일한 시간 동안 동일한 면적
39. 141

수성의 일면통과
40. 153

수성의 위상 및 겉보기 크기의 변화
41. 160

초승달 모양의 수성
42. 161

1889년 5월 29일의 금성
43. 170

망원경으로 본 금성의 다양한 모습
44. 171

1874년의 금성 일면통과 때 금성이 태양 위에 있는 모습
45. 177

1874년과 1882년의 금성 일면통과 때 금성이 태양을 가로지르는 궤도
46. 179

두 곳에서 본 금성의 통과
47. 183
지역들
48. 지구와 화성의 궤도 210
49. 1877년에 있었던 화성의 겉보기 운동 212
50. 화성과 지구의 상대적 크기 216
51. 화성의 그림들 217
52. 화성의 고도와 저지대들 217
53. 화성의 자오선상의 지형들 217
54. 화성의 남극지방 217
화성과 목성 사이의 소행성대 55. 234
목성과 지구의 상대적 크기 56. 246
57– 목성의 가려짐 현상 255
60.
61. 목성과 그 네 개의 위성들 258
62. 목성의 위성들이 사라지는 현상 259
63. 빛의 속도를 측정하는 방법 264
64. 토성 270
65. 토성과 지구의 상대적 크기 273
토성의 고리가 회전하는 속도를 측정하는 방법 66. 288
토성의 고리가 회전하는 속도를 측정하는 또 다른 방법 67. 289
68. 타이탄과 그 그림자의 통과 295
69. 혜성의 포물선형 궤도 339
70. 엥케 혜성의 궤도 346
71. 태양을 향하는 혜성의 꼬리 363
72. 혜성 꼬리에 관한 브레디친의 이론 366
73. 1858년의 혜성 꼬리들 367
74. 1744년의 혜성 368
1869년 11월 6일의 불덩어리의 궤도 75. 375
76. 유성우의 궤도 378

77. 별똥별들의 발산점 381
78. 레오니드 유성우의 역사 385
79. 차코 운석의 구조 398
80. 큰곰자리와 북극성 410
81. 큰곰자리와 카시오페이아자리 411
82. 페가수스자리의 대정사각형 413
83. 페르세우스자리와 그 주변 별들 415
84. 플레이아데스 성단 416
85. 오리온자리, 시리우스 및 그 주변 별들 417
86. 카스토르와 폴룩스 418
87. 큰곰자리와 사자자리 419
88. 보에테스자리와 왕관 모양의 성단 420
89. 처녀자리와 그 주변 성단들 421
90. 리라자리 422
91. 베가, 백조자리, 독수리자리 423
92. 시리우스의 궤도 426
93. 시차로 인한 타원궤도 444
94. 61 Cygni와 비교용 별들 447
95. 61 Cygni의 적위에서의 시차 450
96. 헤라클레스자리의 구상성단 463
97. 오리온자리에 있는 거대 성운의 위치 466
98. 다중성 θ Orionis 467
99. 성운 N.G.C. 1499 471
회전 운동을 보여주는 별지도 100. 493
회전 운동의 예시 495

하늘의 이야기.

“놀라운 하늘의 이야기”가 바로 우리 책의 제목입니다. 우리에게는 들려줄 이야기가 실제로 있으며, 만약 그 이야기를 제대로 전할 수 있다면 엄청난 흥미와 뛰어난 아름다움을 지니게 될 것입니다. 이 이야기는 자연의 위대한 현상들과 인류의 뛰어난 업적들에 대한 성찰로 이끕니다.

우리 하늘을 장식하는 그 멋진 천체들에 대해 알고자 하는 사람이 당연히 물어볼 몇 가지 질문들을 살펴보겠습니다. 태양이란 무엇인가? 얼마나 뜨거운가, 얼마나 큰가, 그리고 얼마나 멀리 떨어져 있는가? 그 열은 어디서 오는가? 달이란 무엇인가? 그 표면은 어떤 모습인가? 우리의 위성은 어떻게 움직이는가? 지구와는 어떤 관계가 있는가? 행성들도 우리가 사는 이 지구와 같은 구형일까? 그 크기는 얼마나 되며, 얼마나 멀리 떨어져 있는가? 목성의 위성들과 토성의 고리에 대해서는 무엇을 알고 있는가? 천왕성은 어떻게 발견되었는가? 해왕성이 발견되게 된 지적인 성과는 무엇이었는가? 그렇다면 우리 태양계의 다른 천체들에 대해서는 어떻게 말할 수 있을까? 신비로운 천체인 혜성들에 대해서는 어떻게 생각하는가? 그들의 변덕스러워 보이는 움직임의 법칙을 알아낼 수 있을까? 그들의 본질과 종종 그들 주위를 둘러싼 놀라운 꼬리들에 대해서는 무엇을 알고 있는가? 자주 우리 대기권으로 날아들어 화려한 빛의 궤적을 남기며 사라지는 유성들에 대해서는 무엇을 말할 수 있을까? 옛날부터 알려져 온 밝은 별들로 이루어진 성단들과, 망원경을 통해 관측되는 수많은 작은 별들의 본질은 무엇인가? 이 수없이 많은 별들이 실제로는 웅장한 태양들이며, 측정할 수 없는 우주의 심연 속 깊은 곳에 가라앉아 있다는 것이 사실일까? 다양한 종류의 별들—색깔이 있는 별, 변광성, 쌍성, 다중성, 움직이는 것처럼 보이는 별, 그리고 정지해 있는 것처럼 보이는 별들—에 대해서는 무엇을 말할 수 있을까? 그리고 웅장한 별무리들에 대해서는 어떻게 생각하는가? 은하수는 어떤가? 마지막으로, 망원경을 통해 관측되는, 측정할 수 없는 거리에 위치한 놀라운 성운들에 대해서는 무엇을 알 수 있을까? 이러한 것들이 바로 우리가 하늘의 신비를 고민할 때 떠오르는 몇 가지 질문들입니다.

천문학의 역사도 어떤 면에서는 다른 많은 역사들과 크게 다르지 않습니다. 그 역사의 가장 초기 부분은 완전히, 그리고 돌이킬 수 없이 사라져 버렸습니다. 별들은 이미 연구되었으며, 몇 가지 중요한 천문학적 발견들도 이루어졌습니다.

우리가 가진 가장 오래된 역사 기록이 시작되기 훨씬 이전의 시대들입니다. 예를 들어, 태양의 움직임을 관찰하고 행성과 고정된 별들을 구분하는 것도 모두 선사시대의 발견들에 속합니다. 또한 이러한 성과들이 당연해 보이는 사항들과 관련된 것이라고 할 수도 없습니다. 어린 시절부터 자연의 위대한 진리들을 알고 자란 현대인들에게는 고대 천문학이 매우 단순해 보일지 모르지만, 과학이 아직 초기 단계에 있던 시절에 우리가 언급한 그러한 발견들을 한 사람들은 분명히 현명한 철학자들이었을 것입니다.

천문학의 모든 현상 중에서 가장 먼저 나타나고 가장 명백한 것은 바로 태양의 떠오름과 지는 것입니다. 인류 지성의 시작 시점에서 이러한 일상적인 현상들은 일상적인 삶의 고민들을 넘어서는 사고를 하는 사람들의 관심을 끈 최초의 문제들 중 하나였을 것입니다. 태양은 서쪽으로 지고 사라집니다. 다음 날 아침에는 동쪽에서 떠올라 하늘을 가로질러 다시 서쪽으로 사라집니다. 이러한 현상은 매일 반복됩니다. 우리에게는 매일 나타나는 태양이 같은 태양이라는 것이 당연해 보이지만, 지구가 끝없이 펼쳐진 평평한 대지이며, 사람이 사는 지역 주변으로는 사막이나 바다가 끝없이 펼쳐져 있다고 생각했던 사람들에게는 이것이 합리적으로 보이지 않았습니다. 서쪽의 먼 곳으로 사라진 그 태양이 어떻게 다음 날 아침에 똑같이 먼 동쪽에서 다시 나타날 수 있단 말인가? 고대 신화에 따르면, 해질 무렵 태양이 서쪽 바다로 가라앉은 후(이베리아인들과 다른 고대 민족들은 태양이 바다에 잠길 때 물소리가 들린다고 상상했습니다), 그 태양은 벨컨에 의해 잡혀 황금 잔에 담겼다고 합니다. 이 신비로운 용기는 놀라운 내용물을 싣고 북쪽으로 항해하여 다음 날 아침 해가 뜰 때쯤 다시 동쪽에 도착했다고 합니다. 고대의 초기 물리학자들은 태양이 밤에 어떤 방식으로든 북쪽 지역을 거쳐 옮겨간다고 믿었으며, 어둠은 항해하는 동안 태양빛을 가리는 높은 산들 때문이라고 생각했습니다.

시간이 지나면서, 밤 동안에도 태양이 실제로 단단한 지구 아래를 움직인다고 가정하는 것이 더 합리적이라고 여겨지게 되었다. 초기 천문학자들은 또한 고정된 별들을 알아보는 법을 배웠다. 태양과 마찬가지로 이러한 별들 중 많은 것들도 하루 주기의 움직임에 따라 떠오르고 지는 것으로 나타났으며, 달 역시 비슷한 법칙을 따른다는 것이 밝혀졌다. 그래서 철학자들은 여러 천체들이 실제로 단단한 지구 아래를 지나간다고 주장했다.

하늘의 모든 천체들이 이러한 움직임을 한다는 사실을 인정함으로써, 우주의 구조를 이해하는 데 있어 중요한 발걸음이 내딛어졌다. 지구가 무한히 넓게 펼쳐진 평면일 수는 없다는 것이 명백해졌으며, 우리 발 아래의 지구에도 분명히 유한한 깊이가 있다는 것도 분명해졌다. 더욱이, 지구의 형태가 어떻든 간에 그것은 어쨌든 다른 모든 천체들과는 분리된 존재로서, 보이는 지지대 없이 우주 공간에 떠 있음이 확실해졌다. 이 발견이 처음 알려졌을 때, 그것은 매우 놀라운 진실로 여겨졌을 것이다. 우리가 서 있는 단단한 지구가 아무것도 받치고 있지 않다는 사실을 받아들이기는 매우 어려웠다. 그것이 떨어지지 않도록 하는 것은 무엇일까? 마호메트의 전설 속 관처럼 육안으로 보이는 지지대 없이 어떻게 그것을 유지할 수 있을까? 이러한 개념을 받아들이기는 어려웠지만, 시간이 지나면서 그 필연적인 진실성이 인정되면서 천문학이라는 학문이 생겨나기 시작했다. 계절의 변화와 파종 및 수확의 주기는 예로부터 태양의 위치 변화와 연관되어 있었다. 여름 정오에는 태양이 하늘 높이 떠오르고, 겨울에는 항상 낮은 곳에 있다. 따라서 태양은 하늘에서 위아래로 움직이는 연간 주기의 움직임뿐만 아니라, 떠오르고 지는 일주일 주기의 움직임도 한다. 하지만 태양의 위치에는 그다지 명확하지는 않지만, 세심한 관찰과 철학적 사고를 결합하면 여전히 알아낼 수 있는 세 번째 종류의 변화도 있다. 가장 초기의 별 관측자들도 밤에 보이는 별자리들이 계절에 따라 달라진다는 것을 분명히 알아차렸을 것이다. 예를 들어, 겨울밤에는 잘 보이는 오리온자리도 다른 계절에는 보이지 않는다.

여름 하늘에서는 그 자리를 전혀 다른 별들이 차지하게 됩니다. 다른 별자리들도 마찬가지입니다. 이처럼 일 년의 각 계절은 밤에 잘 보이는 별들을 통해 그 특징을 알 수 있습니다. 실제로 고대에는 농사일의 시작 시기를 저녁 때의 별자리 위치를 통해 나타내기도 했습니다.

이러한 사실들을 고민함으로써 초기 천문학자들은 태양의 겉보기상의 연간 움직임을 설명할 수 있었습니다. 계절에 따라 별자리들이 변하는 현상을 합리적으로 설명할 방법은, 태양이 일 년에 한 바퀴 완전히 하늘을 돈다고 가정하는 것 외에는 없었습니다. 이러한 태양의 움직임은 해가 진 후 서쪽을 바라보며 별들을 관찰함으로써도 확인할 수 있습니다. 계절이 지나감에 따라 매일 저녁 별자리들이 점점 더 서쪽으로 내려가는 것을 볼 수 있으며, 결국 하늘의 밝기 때문에 보이지 않게 됩니다. 이러한 현상은 태양이 계속해서 서쪽에서부터 별들을 향해 올라간다고 가정함으로써 설명됩니다. 물론 이 움직임은 모든 천체가 겪는 평범한 주간의 뜨고 지는 움직임과 혼동되어서는 안 됩니다. 우리의 태양은 이러한 일반적인 움직임 외에도 반대 방향으로 천천히 독립적으로 움직인다는 점을 이해해야 합니다. 그래서 오늘 태양과 별이 같은 시간에 지더라도, 내일이 되면 태양이 조금 더 동쪽으로 움직이므로 그 별은 태양보다 몇 분 먼저 지게 됩니다.[1]

초기 천문학자들의 성실한 관측 덕분에 태양이 하늘을 가로지르는 궤적을 파악할 수 있었으며, 태양은 별들과 별자리들 사이를 돌면서 항상 같은 경로를 따른다는 것이 밝혀졌습니다. 이 경로를 황도라고 하며, 태양이 지나가는 별자리들은 하늘을 둘러싼 ‘황도대’를 형성합니다. 고대에는 이 황도대를 12개의 동일한 부분, 즉 ‘궁도’로 나누어 태양의 긴 여정의 단계들을 편리하게 표시했습니다. 1년의 기간, 즉 태양이 하늘을 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간은…

그것은 이름이 알려지지 않은 천문학자들에 의해 처음으로 밝혀졌습니다.
고대 동양의 측지학자들의 뛰어난 기술은, 황도가 천구의 적도에 대해 어떤 위치에 있는지를 정확하게 파악했다는 사실과, 하늘에 있는 이 두 중요한 원 사이의 각도를 성공적으로 측정했다는 사실을 통해 더욱 드러납니다.

달의 움직임의 주요 특징들도 역사보다 훨씬 오래된 시대에 이미 뛰어난 관찰력을 통해 파악되었습니다. 주의 깊은 관찰자라면 달이 하늘에서 고정된 위치에 있지 않다는 중요한 사실을 알아차릴 수 있습니다. 단 하룻밤 동안에도 달이 서쪽에서 동쪽으로 움직인다는 사실은 주변 별들과의 상대적 위치를 통해 알 수 있습니다. 실제로 달의 움직임은 태양의 연간 운동보다 먼저 발견된 것으로 보입니다. 왜냐하면 이는 단순한 관찰을 통해 바로 알 수 있는 것이며, 별다른 지적 노력이 필요하지 않기 때문입니다. 선사시대에도 달의 공전 주기가 파악되었으며, 달의 위상들도 태양빛을 받는 면이 지구를 향하는 각도에 따라 정확하게 설명될 수 있었습니다.

하지만 우리는 아직도 알려지지 않은 고대로부터 전해진 위대한 발견들의 목록을 다 파악하지 못했습니다. 밝은 달의 표면이 일시적으로 어둠에 잠기는 월식이라는 놀라운 현상이나, 태양 자체가 부분적으로 혹은 완전히 가려지는 일식이라는 더욱 인상적인 현상에 대해서도 정확한 설명이 제시되었습니다. 또한 고대 천문학자들은 5개의 행성들의 움직임도 정확하게 관찰했습니다. 그들은 수성, 금성, 화성, 목성, 토성의 움직임을 추적했으며, 이 행성들의 다양한 배열을 경이로워하며 관찰했습니다. 태양과, 그보다는 덜하지만 달도 일상생활과 밀접한 관련이 있었듯이, 이 고대 학자들의 상상 속에서는 행성들의 움직임이 인류의 행복이나 불행과 관련이 있다고 여겨졌습니다. 마침내 행성들의 겉보기에는 예측 불가능한 움직임을 지배하는 어떤 규칙이 있다는 것이 알려졌습니다.

그들은 특정한 법칙들을 준수했습니다. 기하학의 발전은 천문학 연구와 함께 이루어졌으며, 암흑의 선사시대에서 역사시대로 넘어오면서 하늘의 현상에 대한 이론들이 이미 어느 정도 일관성을 갖추고 있었음을 알 수 있습니다.

프톨레마이오스는 피타고라스, 플라톤, 아리스토텔레스의 견해를 따라 지구가 구형이라는 사실을 인정했으며, 오늘날 우리가 사용하는 것과 같은 논거들을 통해 그 사실을 증명했습니다. 그는 또한 이 거대한 구체가 우주 공간 속에서 어떻게 고립되어 있는지도 파악했습니다. 그는 하늘의 일주 운동은 지구가 자전축 주위를 돌면서 설명될 수 있다고 인정했지만, 안타깝게도 이 견해를 의도적으로 거부하는 이유들을 제시했습니다. 그에 따르면 지구는 고정된 천체였으며, 자전축 주위를 돌거나 우주 공간을 이동하지 않고, 그가 우주의 중심이라고 생각하는 곳에서 계속해서 정지해 있었습니다. 프톨레마이오스의 이론에 따르면 태양과 달은 중심에 있는 지구 주위를 원형 궤도로 움직였습니다. 행성들의 움직임을 설명하는 것은 더 복잡했는데, 행성들이 때로는 앞으로 나아가고 때로는 뒤로 물러가는 현상을 설명해야 했기 때문입니다. 고대의 기하학자들은 원형 궤도를 따른 회전 외에는 어떠한 움직임도 천체에 가능하다고 믿지 않았습니다. 그래서 각 행성이 원형 궤도를 따라 돌고, 그 궤도의 중심점이 다시 지구 주위를 원형 궤도로 돈다는 가상의 모델이 만들어졌습니다.

비록 프톨레마이오스의 이론이 하늘의 구조에서 지구의 중요성을 지나치게 과대평가한 것으로 알려져 있지만, 천체들의 관측된 움직임들을 상당히 정확하게 설명할 수 있다는 점은 인정해야 합니다. 이 이론은 서기 2세기에 쓰인 ‘알마게스트’라는 위대한 저작에 기술되어 있으며, 14세기 동안 모든 천문학적 문제에 대한 최종적인 권위로 여겨졌습니다.

이것이 바로 중세 시대에 유행했던 천문학 체계였으며, 콜럼버스가 신대륙을 발견한 시기와 거의 동시에 그 신뢰성을 잃게 되었습니다. 천체들의 진정한 배열은…

태양계에 대한 이러한 개념들은 코페르니쿠스가 평생을 바쳐 완성한 위대한 저작을 통해 더욱 자세히 설명되었다. 그의 연구를 통해 도출된 첫 번째 원리는 하늘의 일주 운동이 지구가 자전하기 때문에 일어난다는 것을 보여주었다. 코페르니쿠스는 실제 운동과 겉보기 운동의 근본적인 차이를 지적했으며, 태양과 별들이 매일 떠오르고 지는 현상도 프톨레마이오스의 복잡한 가설만큼이나 지구의 자전이라는 가설로도 충분히 설명될 수 있음을 증명했다. 또한 그는 프톨레마이오스의 가설이 별들에게 거의 무한한 속도를 부여해야 한다는 결론을 내리게 되므로, 온 우주가 지구 주위를 돈다는 가설은 명백히 터무니없는 가설임을 보여주었다. 코페르니쿠스에게 불멸의 명예를 안겨준 두 번째 원리는 지구가 우주에서 차지하는 진정한 위치를 명확히 한 것이었다. 코페르니쿠스는 모든 행성들이 공전하는 중심점을 지구에서 태양으로 옮겼으며, 우리 지구는 단지 금성과 화성 사이의 궤도를 따라 움직이는 행성에 불과하며, 다른 모든 행성들과 마찬가지로 태양의 지배를 받는다는 사실을 밝혀냈다.

이러한 위대한 혁명은, 우리가 우연히 그 특정 행성에 살고 있다는 사실에서 비롯된, 지구의 중요성에 대한 왜곡된 관점들을 천문학에서 없애버렸다. 코페르니쿠스의 업적에 이어 곧 망원경이 발명되었으며, 이 놀라운 기구 덕분에 현대 천문학이 탄생할 수 있었다. 우리는 이 중요한 주제에 대해 책의 첫 번째 장을 할애할 것이다.

제2판.
전형적인 태양 흑점.
(랭글리의 그림을 바탕으로 함.)

제1장. 천문대
초기의 천문 관측들—티코 브라헤의 천문대—망원경의 원리—약한 물체를 보는 방법—망원경과 대물렌즈—대형 망원경의 장점들—적도식 망원경—천문대의 역할—망원경의 성능—반사식 망원경—파슨스타운에 있는 로스 경의 거대한 반사망원경—강력한 망원경의 활용 방법—정밀한 측정 장비들—자오선 원—망원경을 정확하게 조준하는 기술—관측 시 필요한 주의사항들—이상적인 측정 장비와 실용적인 측정 장비—오차 제거—그리니치 천문대—천문 관측에 사용되는 일반적인 망원경—큰곰자리—별의 개수 세기—천문학자가 되는 방법

천문대의 가장 초기 형태는 천문학 자체의 최초 발견들만큼이나 잘 알려져 있지 않다. 아마도 천체를 관측하기 위해 처음으로 사용된 도구는 정오에 태양이 만드는 그림자의 길이를 측정하는 간단한 방법이었을 것이다. 이 그림자의 길이 변화를 통해 고대 천문학자들은 태양의 겉보기 운동을 연구할 수 있었다. 하지만 이미 매우 초기 단계에서부터도 충분한 정확도를 갖춘 특수한 천문학적 측정 장비들이 사용되었으며, 이는 설계자들의 뛰어난 창의성을 보여준다.

뉴콤 교수[2]는 이렇게 썼다. “그 선구자는 1546년에 태어난 티코 브라헤였다. 그는 코페르니쿠스가 사망한 지 3년 후에 태어났다. 1560년 8월 21일 유럽의 일부 지역에서 일식이 발생했는데, 이 사건을 계기로 그는 처음으로 천문학 연구에 관심을 갖게 되었다. 그러한 현상을 예측할 수 있다는 사실에 놀란 그는 그 예측을 가능하게 한 관측 및 계산 방법들을 연구하는 데 전념했다. 1576년에는 덴마크 왕이 유라니보르그라는 유명한 천문대를 세웠고, 티코는 그곳에서 20년간 열심히 연구에 몰두했다.”

당시로서는 최고의 장비를 이용해 천체의 위치를 관측했습니다. 이는 망원경이 발명되기 직전의 일이었기 때문에, 천문학자들은 그 강력한 도구를 사용할 수 없었습니다. 그 결과 그들의 관측 결과는 이후 몇 세기에 걸쳐 이루어진 더 정확한 관측 결과들에 의해 대체되었으며, 그들의 업적과 중요성은 주로 케플러가 유명한 행성 운동 법칙을 발견하는 데 필요한 자료를 제공했다는 점에 있습니다.

갈릴레오가 하늘을 향해 망원경을 겨눈 것은 천체 연구에 큰 동력을 부여했습니다. 이 뛰어난 인물은 이 위대한 발명품과의 관련성뿐만 아니라 천문학의 보다 추상적인 분야에서의 업적으로도 천문학 역사에서 중요한 위치를 차지합니다. 그는 1564년 피사에서 태어났으며, 1609년에는 천문 관측에 사용될 최초의 망원경이 만들어졌습니다. 갈릴레오는 뉴턴이 태어난 해인 1642년에 사망했습니다. 천문학이 그 가장 훌륭한 예시가 되는 역학이라는 학문의 기초를 탄탄히 다진 사람도 바로 갈릴레오였으며, 코페르니쿠스의 이론을 전파함으로써 종교재판소의 분노를 산 사람도 그였습니다.

인간의 눈 구조 중에서도 동공의 뛰어난 적응 능력은 망원경의 원리를 잘 보여주는 예입니다. 물체를 보기 위해서는 그 물체에서 나오는 빛이 눈 안으로 들어와야 합니다. 빛이 들어오는 통로가 바로 동공입니다. 낮에는 빛이 밝기 때문에 홍채가 동공의 크기를 줄여 과도한 빛이 들어오는 것을 막습니다. 반면 밤이나 빛이 부족한 경우에는 눈이 가능한 한 많은 빛을 받아들여야 합니다. 그래서 동공이 확장되고, 동공이 커질수록 더 많은 빛이 들어옵니다. 이렇게 해서 망막에 비치는 이미지의 밝기는 시각적 요구에 따라 효과적으로 조절됩니다.

별은 자신의 약한 빛을 우리에게 전달하고, 그 빛들로부터 이미지가 형성됩니다. 하지만 동공이 아무리 크게 열려 있더라도, 그 이미지가 시각적 감각을 일으킬 만큼 충분히 밝지 않을 수도 있습니다. 이때 망원경이 도움이 됩니다. 망원경은 모든 빛을 한 광선으로 모아줍니다.

원래의 크기는 동공을 통과할 수 있을 만큼 작지 않았습니다. 렌즈의 작용으로 인해 빛줄기들이 충분히 가늘어져서 그 작은 구멍을 통과할 수 있게 됩니다. 이로써 망막에 비치는 이미지의 밝기가 증가합니다. 이때 받는 빛의 양은 마치 망원경의 큰 렌즈를 통해 같은 물체에서 오는 빛의 양과 거의 같습니다.

천문대에서는 전혀 다른 두 종류의 망원경을 사용합니다. 더 잘 알려진 형태는 굴절식 망원경으로, 여기서는 광선을 응축시키는 작용이 굴절을 통해 이루어집니다. 굴절식 망원경의 구조는 그림 1에 나와 있습니다. 별에서 오는 빛선들은 망원경 끝에 있는 대물렌즈에 닿고, 그곳을 통과하면서 회절되어 수렴하는 빛줄기가 되어 모두 초점에서 만납니다. 그곳에서 다시 퍼져나간 빛선들은 접안렌즈와 만나서 다시 평행한 상태가 됩니다. 대물렌즈에 들어온 큰 원통형 빛줄기는 이렇게 응축되어 동공을 통과할 수 있는 작은 빛줄기가 됩니다. 하지만 빛의 복합적인 성질 때문에 여기에 나와 있는 단순한 렌즈보다 더 복잡한 구조의 대물렌즈가 필요합니다. 굴절식 망원경에서는 화강암 유리로 만든 렌즈와 수정 유리로 만든 렌즈를 조합하여 사용해야 하며, 이 두 렌즈는 서로 잘 맞도록 매우 세심하게 조정되어야 합니다.

그림 1. —굴절 망원경의 원리.

그림 2 — 더블린에 위치한 던싱크 천문대의 남위도권 돔.

그림 3 — 던싱크 천문대의 돔 단면도
적당한 크기의 관측 장비를 수용하도록 설계된 천문대의 모습은 옆에 있는 그림들에 나와 있습니다. 첫 번째 그림(그림 2)은 던싱크 천문대에 설치된 적도식 망원경을 위한 돔을 보여줍니다. 이 망원경의 렌즈는 고인 제임스 사우스 경이 더블린의 트리니티 칼리지 이사회에 기증한 것입니다. 건물의 주요 부분은 원통형 벽으로 구성되어 있으며, 그 위에는 반구형 지붕이 얹혀 있습니다. 이 지붕에는 셔터가 있어서 열면 내부에 있는 망원경이 하늘을 볼 수 있습니다. 돔은 회전할 수 있어서, 관측 대상이 있는 하늘 방향으로 개구부를 돌릴 수 있습니다. 다음 그림(그림 3)은 돔의 단면도로, 돔을 회전시키는 장치와 망원경 자체가 보입니다. 관측자는 접안렌즈 앞에 서 있으며, 원하는 천체를 정확하게 관측하기 위해 망원경을 천천히 움직일 수 있는 손잡이를 돌리고 있는 모습입니다. 함께 사용되는 두 개의 렌즈는…

이 장비의 대물렌즈 직경은 12인치이며, 망원경의 성능은 이 렌즈들이 얼마나 정밀하게 제작되었는지에 달려 있습니다. 접안렌즈는 비교적 단순한 구조를 가지고 있으며, 단 하나 또는 두 개의 작은 렌즈로 구성됩니다. 원하는 확대율에 따라 다양한 접안렌즈를 사용할 수 있습니다. 다만 천문학적 관측에서는 과도한 확대율이 반드시 필요한 것은 아닙니다. 확대율에도 한계가 있어, 그 한계를 넘으면 유리하게 확대할 수 없습니다. 대물렌즈는 별에서 오는 일정량의 빛만을 모을 수 있으며, 확대율이 너무 높으면 이 제한된 양의 빛이 너무 넓은 면적에 퍼져버려 결과가 만족스럽지 않게 됩니다. 또한 대기의 불안정성도 이미지를 유리하게 확대할 수 있는 범위를 제한하는데, 확대율이 높아질수록 대기의 교란도 같은 비율로 증가하기 때문입니다.

여기에 설명된 방식으로 설치된 망원경을 적도망원경이라고 합니다. 이러한 특별한 형태의 지지 방식의 장점은, 망원경을 쉽게 움직여 하늘을 가로지르는 별을 따라갈 수 있다는 점입니다. 망원경의 움직임은 무게에 의해 작동하는 시계 장치에 의해 조절되므로, 일단 망원경이 올바른 방향으로 조준되면 별은 관측자의 시야에 계속 남아 있게 되고, 별의 주간 운동으로 인한 영향도 상쇄됩니다. 이 분야의 최신 발전으로는 전기 장치를 활용하여 천문대의 표준 시계로부터 망원경의 움직임을 제어하는 방식이 있습니다.

그림 4 — 시카고의 예르크스 천문대에 있는 망원경.
(천체물리학 저널, 제6권, 1호에서 발췌.)
굴절식 망원경의 성능은 — 이 용어에 어느 정도 명확한 의미가 있다면 — 그 대물렌즈의 직경으로 측정된다. 실제로 여러 문명국들 사이에서는 누가 가장 큰 굴절식 망원경을 소유할 것인지를 놓고 치열한 경쟁이 있었다. 성공적으로 제작된 주요 망원경들 중에는 1881년 더블린 출신의 하워드 그럽 경이 비엔나의 웅장한 천문대에 설치한 망원경도 있다. 이 망원경의 대물렌즈 직경은 2피트 3인치이므로 그 크기를 짐작할 수 있다. 이처럼 거대한 크기의 망원경을 사용할 때 생기는 불편함을 줄이기 위해 다양한 발명품들이 사용된다. 그중에서도 망원경에 부착된 눈금이 표시된 원형들을 관측자가 볼 수 있도록 하는 방법이 있다. 이 원형들은 필연적으로 관측자가 위치한 접안렌즈에서 멀리 떨어진 곳에 위치한다. 하지만 섬세한 표시들은 작은 보조 망원경을 통해 멀리서도 쉽게 읽을 수 있으며, 이 보조 망원경은 적절한 반사경을 통해 그 원형들에서 나오는 빛을 관측자의 눈으로 전달해 준다.

매사추세츠주 보스턴의 케임브리지포트에 위치한 알반 클라크 사에서는 매우 정교하게 제작된 굴절식 망원경들이 많이 만들어졌다. 그들이 만든 가장 유명한 망원경 중 하나는 현재 캘리포니아의 해밀턴산에 설치되어 사용되고 있는 리크 굴절식 망원경이다. 이 망원경의 대물렌즈 직경은 36인치이며, 초점거리는 56피트 2인치이다. 최근에는 같은 회사에서 시카고 대학교의 예르크스 천문대를 위해 직경 40인치의 굴절식 망원경을 제작하기 위해 더욱 큰 노력을 기울였다. 길이가 75피트에 달하는 이 망원경은 직경 90피트의 회전형 돔 아래에 설치되어 있으며, 관측자가 큰 사다리를 사용하지 않고도 접안렌즈를 볼 수 있도록 방의 바닥은 전동 모터를 통해 22피트 범위 내에서 위아래로 조절될 수 있다. 이는 그림 4에 나타나 있으며, 예르크스 천문대의 남쪽 면은 그림 6에 나와 있다.

그림 5 — 허셜의 굴절 망원경의 원리.

그림 6 — 시카고에 위치한 예르크스 천문대의 남쪽 전면.
(천체물리학 저널, 제6권, 1호에서 발췌.)

그림 7 — 로스 경의 망원경.
지난 몇 년 동안 그리니치 왕립천문대의 장비에는 H. 그럽 경이 제작한 두 대의 우수한 망원경이 추가되었습니다. 그중 하나는 28인치 직경의 대물렌즈를 갖추고 있으며, 이 망원경은 G. 에어리 경이 더 작은 망원경을 위해 만든 장착 장치 위에 설치되었습니다. 다른 하나는 헨리 톰슨 경이 기증한 것으로, 직경은 26인치이며 사진 촬영용으로 사용됩니다.

굴절망원경의 크기에는 대물렌즈의 재료에 따른 한계가 있습니다. 유리 제조업체들은 망원경에 적합할 정도로 순도가 높고 균일한 큰 직경의 광학유리를 만드는 데 상당한 어려움을 겪고 있습니다. 이러한 어려움은 유리 원판의 크기가 커질수록 더욱 심해지며, 그 결과 비용도 훨씬 빠른 속도로 상승하는 경향이 있습니다. 참고로, 리크 망원경의 대물렌즈에 들어간 유리의 가격은 1만 파운드를 넘었습니다.

하지만, 앞서 언급한 문제가 발생하지 않는 다른 형태의 망원경 제작 방법도 있다. 가장 단순한 형태의 반사망원경의 원리는 그림 5에 나와 있는데, 이는 소위 허셜식 장비라고 불린다. 관측 대상인 별에서 나온 빛선들은 섬세하게 형태가 만들어지고 극도로 연마된 거울에 부딪힌다. 반사된 빛선들은 초점으로 모이고, 그곳에서 다시 퍼져나와 접안렌즈에 도달한다. 접안렌즈를 통해 빛선들은 다시 평행한 상태가 되어 눈으로 받아들일 수 있게 된다. 아이작 뉴턴 경도 바로 이 원리를 기반으로, 망원경의 윗부분에 추가적인 평면 거울을 설치하여 빛선들을 접안렌즈가 위치한 쪽으로 직각으로 반사시키는 방식으로 작은 반사망원경을 만들었으며, 이 망원경은 현재 왕립학회에서 소중히 보관되고 있다. 반세기 전, 고(故) 로스 백작도 파슨스타운에서 뉴턴식 망원경을 제작했는데, 이는 그림 7에 나와 있다. 이 망원경의 엄청난 구경은 지금까지도 능가된 적이 없으며, 사실상 도전받은 적도 없다. 이 거울은 두 부분의 구리와 한 부분의 주석이 혼합된 것으로 만들어진 두꺼운 금속 디스크이다. 이 합금은 너무 단단하고 부서지기 쉬워서 필요한 기계적 처리를 수행하기가 어렵다. 하지만 이 재료는 훌륭하게 연마될 수 있으며, 정확한 형태를 유지할 수 있다. 직경 6피트, 무게 3톤에 달하는 로스 거울은 길이가 55피트인 망원경의 아랫부분에 위치해 있다. 이 망원경의 관은 비어 성의 잔디밭 위에 우뚝 솟아 있는 두 개의 거대한 성벽 사이에 매달려 있다. 이 망원경은 우리가 최근에 살펴본 적도식 망원경처럼 하늘의 모든 방향을 향해 돌릴 수는 없다. 이 거대한 관은 자오선을 따라 고도를 조절할 수 있을 뿐, 자오선의 동서 방향으로는 약간만 움직일 수 있다. 하지만 파슨스타운의 위도에서 보이는 모든 별이나 성운들(극지방에 가까운 것들을 제외하고)은 적절한 시간에 관측한다면 이 거대한 망원경을 통해 관찰할 수 있다.
물체가 자오선에 도달하기 전에, 망원경의 고도를 적절히 조절해야 한다. 필요한 동력은 성벽의 북쪽 끝에 있는 윈치에서 체인을 통해 망원경의 윗부분 근처로 전달된다.

이 장치 덕분에 망원경을 위아래로 조절할 수 있으며, 정교한 균형 장치 덕분에 어떤 고도에서도 쉽게 움직일 수 있다. 그런 다음 관측자는 접안렌즈를 통해 볼 수 있는 곳에 자리를 잡고, 적절한 순간이 되면 별이 그림 8의 시야에 들어온다. 강력한 메커니즘이 이 거대한 장비를 구동하여 일주운동의 영향을 상쇄시켜 주므로, 관측자는 측정을 마치거나 그림을 그리기 전까지 대상을 계속해서 관찰할 수 있다.

최근에는 반사망원경들이 대체로 은의 얇은 층으로 코팅된 유리 거울을 사용하여 만들어지고 있는데, 이러한 코팅은 금속 거울 표면보다 훨씬 더 많은 빛을 반사할 수 있다. 이런 종류의 대형 반사망원경 중에는 각각 직경이 3피트, 5피트인 것들이 있으며, 커먼 박사는 이러한 망원경들을 이용해 귀중한 연구 성과를 내었다.

하지만 천문대에서의 일반적인 관측 작업에 있어서 반드시 거대한 장비가 가장 적합하다고 단정할 수는 없다. 엄청난 크기의 반사망원경도…

혹은 반사망원경은 특별히 어두운 천체를 관측할 때 주로 사용된다. 보기에 그리 어렵지 않은 천체의 정확한 측정이 필요한 경우에는 크기가 더 작은 망원경이 더 적합하다. 천체에 관한 기본적인 사실들은 주로 적당한 광학적 성능을 가진 장비를 이용한 관측을 통해 알아낸 것으로, 이러한 장비들은 정확한 위치 측정을 가능하게 하도록 특별히 설계되었다. 실제로 천문학의 초기 단계에서는 망원경 없이도 천체의 방향을 알려주는 장치들을 이용하여 중요한 위치 측정이 이루어졌다.

아마도 현대 천문대에서 얻어지는 가장 가치 있는 측정 결과들은 ‘자오선 원’이라는 정밀한 장비를 통해 얻어지는 것일 것이다. 천문 연구에 있어서 이처럼 필수적인 장비에 대해 언급하지 않고는 천체에 관한 이야기를 제대로 설명할 수 없으므로, 여기서는 그중에서도 더 간단한 형태의 장비에 대해 간략히 설명하겠다. 이를 위해 그림 8에 나와 있는 파리 천문대의 대형 장비를 예로 들겠다.

이 망원경은 중앙부가 길이와 수직인 축에 연결되어 있다. 이 축의 양쪽 끝에 있는 회전점들은 고정된 베어링 위에서 회전하기 때문에, 망원경의 움직임은 오직 자오선 평면 내에서만 일어난다. 망원경의 접안렌즈 안에는 매우 가는 수직 섬유들이 설치되어 있다. 관측자는 달이나 별, 혹은 행성이 시야에 들어오는 순간을 관찰하고, 그 천체가 각 선을 지나가는 정확한 시간을 초의 일부까지 기록한다. 축에 부착된 원 위에는 도와 그 하위 단위들이 표시되어 있으며, 이 원이 망원경과 함께 움직일 때마다 장비가 가리키는 고도가 표시된다. 은색으로 섬세하게 새겨진 표시들을 읽기 위해서는 현미경이 필요하다. 이 현미경들은 그림에 나와 있으며, 각각 장비의 한쪽 끝을 받치는 벽의 구멍에 고정되어 있다. 반대쪽에는 램프가 있으며, 그 빛은 회전점의 구멍을 통과한 후 거울에 의해 우회되어 초점에 있는 선들에 필요한 조명을 제공한다.

망원경의 시야 범위에 걸쳐 뻗어 있는 것으로 보이는 그 섬유들에 대해서는 간단한 설명이 필요합니다. 이를 위해서는 매우 가늘면서도 충분히 튼튼하고, 약간의 탄력성을 가지며, 무게가 거의 없는 재료가 필요합니다. 이러한 조건들은 어떤 금속선으로도 완전히 충족시킬 수 없지만, 거미가 만드는 아름다운 실에서는 이러한 조건들이 완벽하게 충족됩니다. 이 섬세한 섬유들은 망원경의 시야 범위에 정교하게 뻗어 있으며, 적절한 위치에 고정됩니다. 이처럼 훌륭하게 제작된 장비를 통해 우리는 현대 천문 관측에서 달성된 정밀도를 이해할 수 있습니다. 망원경을 별 쪽으로 겨누면, 그 별의 이미지는 아주 작은 빛점으로 나타납니다. 그 빛점이 망원경의 중심선들이 만나는 지점과 일치할 때, 망원경은 올바르게 조준된 것입니다. ‘조준’이라는 단어를 사용하는 이유는, 소총으로 표적을 조준하는 것과 망원경으로 별을 조준하는 것을 비교하고자 하기 때문입니다. 평범한 큰 표적 대신, 만약 표적이 단지 시계 다이얼뿐이라고 가정해 봅시다. 물론 일반적인 사거리에서는 소총수가 그것을 볼 수 없습니다. 하지만 자오선 원형 망원경을 사용하면 1마일 떨어진 곳에서도 그 시계 다이얼을 볼 수 있습니다. 자오선 원형 망원경은 실제로 매우 정밀한 조준 장비로서, 관찰자로부터 1마일 떨어진 곳에 있는 시계 다이얼 위의 60분 간격으로 배열된 점들이 이루는 각도보다 더 크지 않은 각도를 이루는 두 별을 각각 따로 조준할 수도 있습니다.

이처럼 정확하게 장비를 조준할 수 있는 능력도, 망원경이 올바르게 조준된 후에 그 별의 위치를 파악하고 기록할 수 있는 방법과 결합되지 않는다면 별로 쓸모가 없습니다. 위치를 결정하는 데 있어 한 요소는 천문 시계를 통해 얻어지는데, 이 시계는 천체가 중앙의 수직선을 지나는 순간을 알려줍니다. 또 다른 요소는 경사각을 측정하는 원형 게이지를 통해 얻어지는데, 이 게이지는 별이 천정점 또는 정확히 머리 위에 있는 지점으로부터 얼마나 떨어져 있는지를 나타냅니다.

우리의 위대한 천문대에는 훌륭한 자오선 측정 장비들이 설치되어 있으며, 이 장비들은 밤마다 천문학의 중요한 진리들이 바탕을 두고 있는 측정 작업에 사용된다. 이러한 장비들은 정교한 기술로 제작되지만, 성실한 천문학자는 모든 가능한 방식으로 그 장비의 정확도를 의심해야 할 의무가 있다. 아무리 기계공학자들이 만들어낸 가장 견고한 구조를 가진 장비라 할지라도, 원형 위의 눈금들이 아무리 완벽한 분할 기계로 새겨졌다 할지라도, 성실한 천문학자는 단순한 기계적 정밀도에 만족하지 않는다. 일반인들에게는 거의 무한한 정확도를 지닌 놀라운 작품처럼 보이는 그 자오선 원형도, 실제로 그것을 사용하는 천문학자의 눈에는 전혀 다르게 보인다. 그 자오선 원형을 만든 장인의 기술과, 장비에 완벽함을 더해주는 아름다운 조명 및 판독 장치들을 그보다 더 잘 이해할 수 있는 사람은 없다. 하지만 천문학자는 자신이 사용하는 실제 장비의 아름다움을 인정하면서도, 항상 마음속에는 절대적으로 완벽한 이상적인 장비를 상상하고 있으며, 실제 자오선 원형은 그 이상적인 장비에 대한 근사치에 불과하다.

이상적인 장비와 비교했을 때, 가장 우수한 자오선 원형조차도 결점투성이에 불과하다. 이상적인 장비는 완전히 단단하지만, 실제 장비는 유연하다. 이상적인 원형의 눈금들은 완전히 균일하지만, 실제 눈금들은 그렇지 않다. 이상적인 장비는 완벽한 원, 완벽한 직선, 완벽한 직각의 기하학적 구현체이지만, 실제 장비는 단지 근사적인 원, 근사적인 직선, 근사적인 직각만을 보여줄 뿐이다. 아마도 거미가 만드는 부분이 전체적으로 가장 우수할 것이다. 거미가 만든 그물은 완벽한 직선에 가장 가까운 형태를 제공하지만, 우리는 그 아름다운 실들을 완전히 균일하게 배치할 수 없어서 거미의 작품을 훼손시킨다. 또한 시야 내에서 두 실을 직각으로 맞추려는 시도도 정확히 90도의 각도를 만들어내지 못한다.

자오선 측정을 하는 사람이 겪는 어려움들은 오직 장비 때문만은 아니다. 그는 자신의 결점들과도 싸워야 한다.

예상치 못한 개인적 특성들을 고려하기 위해서이다. 대기가 야기하는 문제들은 잘 알려져 있으며, 그의 장비의 오차도 그가 단단한 지구 자체조차 믿을 수 없음을 보여준다. 우리는 때때로 단단한 땅이 흔들리게 되는 지진들이 사실은 매일 밤 계속되는 미세한 지각 변동의 더 두드러진 예에 불과하며, 이러한 변동들이 장비의 섬세한 조절을 방해한다는 것을 알게 된다.

이러한 오차들의 존재가 인식된 후, 첫 번째 중요한 단계가 시작된다. 천문학자와 수학자의 협력을 통해 실제의 자오선 원과 이상적으로 완벽한 장비 간의 차이를 측정할 수 있다. 이것이 가능해지면, 그러한 불규칙성들이 관측 결과에 미치는 영향을 추정할 수 있으며, 결국 관측 결과에서 발생하는 심각한 오차들을 제거할 수 있다. 이렇게 해서 얻어지는 결과는 수학적으로 정확하지는 않지만, 절대적으로 단단한 지구 위에 서서 대기의 영향 없이 이상적인 기하학적 정밀도를 가진 장비를 사용하는 완벽한 관측자가 얻을 수 있는 결과에 상당히 근접한 값이다.

앞서 언급된 장비들 외에도, 천문학자들은 천체의 움직임을 추적하기 위한 다른 방법들을 가지고 있다. 지난 15년 동안 사진술은 실용 천문학에서 중요한 역할을 하기 시작했다. 이 아름다운 기술을 활용하면, 아무리 숙련된 드로잉 작가라도 그릴 수 없는 것보다 훨씬 더 정확한 이미지로 하늘의 여러 천체들을 표현할 수 있다. 또한 사진술은 조사하고자 하는 하늘의 특정 영역에 대한 지도를 만드는 데에도 활용될 수 있다. 같은 영역의 사진을 시간을 두고 반복해서 촬영하면, 그 사진들을 비교함으로써 그 기간 동안 어떤 별이 움직였는지 확인할 수 있다. 이러한 움직임의 크기와 방향은 사진판을 놓고 측정하는 정밀한 측정 장비를 통해 알아낼 수 있다.

천체 사진을 촬영하기 위해 굴절식 망원경을 사용하려면, 대물렌즈는 이 목적에 맞게 특별히 설계되어야 합니다. 준비된 필름에 이미지를 형성하는 빛의 성분들은 인간의 망막에 이미지가 생성될 때 관여하는 빛의 성분들과 정확히 같지는 않습니다. 반면에 반사경은 화학적으로 활성인 빛과 단순히 시각적인 빛 모두를 동일한 초점으로 모읍니다. 따라서 같은 반사식 장비를 이용해 하늘을 관측하거나, 관측자의 눈 대신 사용되는 사진 필름에 사진을 찍을 수 있습니다.

장난감 같은 구조의 포트레이트 카메라는 긴 망원경으로는 담을 수 없는 넓은 하늘 영역의 사진을 촬영하는 데 유용하게 사용됩니다. 하지만 정밀한 측정을 위해서는 긴 망원경을 사용하여 촬영한 사진이 훨씬 더 우수합니다.

물론, 어떤 종류의 사진 장비든 지구의 자전으로 인해 별들이 보이는 위치가 매일 변하는 것을 상쇄하기 위해 섬세하게 조절된 기계장치에 의해 작동되어야 합니다. 그렇지 않으면 사진이 엉망이 되는데, 마치 촬영 중에 모델이 가만히 있지 않으면 인물 사진이 망가지는 것과 같습니다.

영국의 천문대들 중에서는 그리니치 왕립천문대가 단연 가장 유명합니다. 전 세계의 여러 천문대들 중에서도 여러 세대에 걸쳐 연구가 지속되고 있다는 점에서 특히 두드러집니다. 그리니치 천문대는 천문학과 항해술 발전을 위해 1675년에 설립되었으며, 처음부터 주요 고정별, 태양, 달, 행성들의 위치를 최대한 정확하게 파악하는 것을 목표로 관측이 이루어져 왔습니다. 하지만 최근 들어 이 천문대의 연구는 크게 발전했으며, 현재는 과학의 가장 현대적인 분야들도 열심히 연구되고 있습니다.

그리니치에 있는 가장 큰 적도용 망원경은 하워드 그럽 경이 제작한 것으로, 직경이 28인치이며 길이는 28피트에 달합니다. 같은 유명한 제작소에서 만들어진 또 하나의 훌륭한 망원경도 최근 우리 국립 천문대에 추가되었습니다. 이 망원경은 사진 촬영을 위해 특별히 제작된 것으로, 직경이 26인치이며(헨리 톰슨 경이 기증), 또 다른 망원경은 직경이 30인치로, 이는 코먼 박사의 뛰어난 기술의 산물입니다. 매년 발행되는 방대한 양의 자료들은 왕실 천문학자와 그의 수많은 조수들이 자신들이 가진 훌륭한 장비들을 얼마나 성실히 활용하는지를 보여줍니다.

이 나라에서는 볼 수 없는 하늘의 남쪽 지역들은 남반구의 여러 천문대에서 관측됩니다. 그중에서도 가장 유명한 곳은 희망곶에 위치한 왕립천문대로, 여기에는 일류의 망원경들이 갖추어져 있습니다. 또한 M’클린 씨가 기증한 훌륭한 사진용 망원경도 있습니다. 희망곶 천문대의 소장인 길 박사가 수행한 수많은 연구들 덕분에 천문학은 크게 발전했습니다.

그림 9 — 큰곰자리.

그러나 망원경이 제공하는 도움을 어느 정도 파악하기 위해 그렇게 고성능의 장비를 사용할 필요는 없습니다. 천문학 연구를 시작하기에 가장 적합한 장비는 우리 주변에서 쉽게 구할 수 있습니다. 바로 선장들이 배 위에서 사용하는 유명한 쌍안경입니다. 만약 그것을 구할 수 없다면, 일반적인 관측용 안경도 거의 같은 효과를 낼 수 있습니다. 물론 이 안경들은 망원경만큼 강력하지는 않지만, 그에 못지않은 장점들이 있습니다. 관측용 안경을 사용하면 한 번에 하늘의 넓은 영역을 살펴볼 수 있지만, 망원경의 경우 일반적으로 시야가 훨씬 좁습니다.

관측자가 관측용 안경을 가지고 천문학 연구를 시작하려 한다고 가정해 봅시다. 첫 번째 단계는 그림 9에 나와 있는 일곱 개의 별들로 이루어진 무리를 알아보는 것입니다. 이 별들의 무리는 흔히 ‘플라우’ 또는 ‘찰스의 수레’라고 불리지만, 천문학자들은 이를 큰곰자리의 일부로 간주합니다. 이 별자리에는 흥미로운 특징들이 많으며, 초보자는 가능한 한 빨리 이 별들을 식별하는 방법을 익혀야 합니다. 이 중에서 곰의 머리 부분에 위치한 α와 β라는 표시가 있는 두 별은 보통 ‘지시별’이라고 불립니다. 이 별들은 전체 하늘에서 가장 중요한 별인 ‘북극성’을 찾는 데 큰 도움이 됩니다.

큰곰자리에서 직사각형 모양을 이루는 부분에 주의를 기울여 보세요. α, β, γ, δ라는 별들이 그 직사각형의 꼭짓점입니다. 다음으로 날씨가 좋은 밤에 그 직사각형 안에 몇 개의 별이 보이는지 세어보세요. 달이 없는 매우 맑은 밤이라면, 시력이 좋다면 열두 개 정도, 혹은 그보다 더 많은 별들을 볼 수 있을 것입니다. 하지만 관측용 안경을 같은 부분에 대면 놀라운 광경을 목격할 수 있습니다. 이제는 백 개가 넘는 별들을 쉽게 볼 수 있습니다.

하지만 관측용 안경으로는 이 지역의 모든 별들을 볼 수는 없습니다. 성능이 좋은 망원경이라면, 그보다 훨씬 약한 장비로는 볼 수 없는 수백 개의 별들도 볼 수 있습니다. 망원경의 성능이 좋을수록 별들의 수도 더 많아집니다.

거대한 망원경을 통해 보면 그 수는 수천 개에 달할 것입니다.

우리는 다른 어떤 별자리보다도 더 잘 알려져 있기 때문에 큰곰자리를 선택했습니다. 하지만 큰곰자리에도 특별히 많은 별들이 있는 것은 아닙니다. 별의 수를 정확히 파악하는 것은 아직 아무도 해내지 못한 과제이지만, 여러 가지 추정치가 있습니다. 우리의 거대한 망원경으로는 적어도 50,000,000개의 별을 관측할 수 있을 것입니다.

직경이 3인치 이상인 우수한 굴절망원경을 사용하는 학생이라면 멋진 저녁 시간들을 유용하게 보낼 수 있을 것입니다. 웹의 “일반 망원경을 위한 천체 대상”이라는 훌륭한 안내서가 있다면 그의 관측 활동에 더욱 큰 흥미가 생길 것입니다.

제2장. 태양
태양의 엄청난 크기 – 녹는 백금보다 더 뜨거운 온도 – 지구의 열원은 태양인가? – 태양은 92,900,000마일 떨어져 있다 – 이 거리의 규모를 어떻게 파악할 것인가 – 낮과 밤 – 발광체와 비발광체 – 태양과 별들의 차이점 – 태양도 별이다 – 태양의 과립 모양 – 태양의 흑점들 – 흑점의 형태 변화 – 광조 – 태양의 자전 – 전형적인 태양 흑점의 모습 – 태양 흑점의 주기성 – 태양 흑점과 지구의 자기장과의 관계 – 스펙트럼 분석의 원리 – 태양에 존재하는 물질들 – 흑점의 스펙트럼 – 태양 주위의 돌출부들 – 태양의 총일식 – 돌출부들의 크기와 움직임 – 그것들과 흑점들과의 관계 – 태양 위에서의 움직임을 스펙트로스코프로 측정하기 – 태양 주위의 코로나 – 태양의 구조

우리 주변의 천체들을 살펴보는 데 있어서, 우리는 당연히 비할 데 없는 태양부터 시작합니다. 그 뛰어난 밝기 덕분에 태양은 다른 모든 천체들보다 우월한 위치에 있습니다.

우리의 이 ‘빛의 원천’의 크기는 그 중요성에 걸맞습니다. 천문학자들은 그 정확한 수치를 알아내는 어려운 작업을 성공적으로 수행했지만, 그 수치가 너무나 거대해서 실감하기가 어렵습니다. 태양의 직경, 즉 한쪽 끝에서 다른 쪽 끝까지의 축의 길이는 866,000마일입니다. 하지만 이러한 수치만으로는 태양의 엄청난 크기를 제대로 전달할 수 없습니다. 만약 태양 주위에 철도를 놓고 시속 60마일로 달리는 열차를 탄다면, 밤낮을 가리지 않고 5년이나 계속 여행해야만 목적지에 도착할 수 있을 것입니다.

태양을 지구와 비교해보면, 우리의 이 ‘빛의 원천’의 거대함은 더욱 두드러집니다. 만약 태양을 100만 개의 조각으로 나눈다면, 각 조각의 크기는 지구의 크기를 훨씬 초과할 것입니다. 그림 10은 ‘S’와 ‘E’로 표시된 큰 원과 매우 작은 원을 보여줍니다.

각각입니다. 이 원들은 두 천체의 크기를 비교하여 보여줍니다.
그러나 태양의 질량이 지구의 질량을 같은 비율로 초과하는 것은 아닙니다. 만약 태양을 거대한 저울의 한쪽에 올리고, 지구와 같은 무게를 가진 30만 개의 천체들을 다른 쪽에 올린다면, 태양이 저울의 균형을 뒤집게 될 것입니다.

태양의 온도는 우리가 화학 실험실이나 금속 가공 공장에서 인위적으로 만들어내는 어떤 온도보다도 훨씬 높습니다. 우리는 백금 선을 통해 전류를 흘려보낼 수 있습니다. 선은 처음에는 붉게 달아오르고, 그 다음엔 하얗게 달아오릅니다. 그 후에는 거의 눈부실 정도로 밝게 빛나다가 결국 녹아버립니다. 녹는 백금 선의 온도는 아무리 정교한 용광로라도 거의 도달할 수 없지만, 그래도 태양의 온도에는 미치지 못합니다.

하지만 일상적인 경험과, 방금 설명한 것처럼 태양이 극도로 높은 온도를 가지고 있다는 주장 사이에는 명백한 모순이 있다는 점을 인정해야 합니다. “만약 태양이 뜨거운 천체라면,”이라고 말하는 사람들도 있습니다. “그렇다면 태양에 가까워질수록 더욱 뜨겁게 느껴져야 할 텐데, 실제로는 그렇지 않은 것 같습니다.”

높은 산꼭대기에 오르면 태양에 더 가까워지지만, 그곳이 아래 계곡보다 훨씬 추운 곳이라는 것은 누구나 알고 있다. 만약 산이 몽블랑만큼 높다면, 우리는 해수면에 있을 때보다 분명히 2~3마일 더 태양에 가까워질 것이다. 하지만 오히려 더 따뜻해지는 대신 영원한 눈만이 존재한다. 이러한 현상을 이해하는 데에는 간단한 예시가 도움이 될 수 있다. 화창한 날의 온실 안은 밖보다 훨씬 더 덥다. 유리는 뜨거운 햇빛이 들어오도록 허용하지만, 그 빛이 다시 밖으로 나가는 것은 막아버린다. 그 결과 온도가 상승하는 것이다. 이 관점에서 볼 때 지구도 온실과 비슷할 수 있는데, 다만 유리창 대신 지구는 거대한 공기층에 싸여 있다. 지구 표면에서 우리는 마치 온실 안에 있는 것처럼 대기층 덕분에 따뜻함을 누릴 수 있다. 하지만 매우 높은 산에 오르면 점차 그 보호막을 벗어나게 되고, 그러면 추위를 겪게 된다. 만약 지구에 공기층이 없다면, 산꼭대기뿐만 아니라 대륙 전체에도 영원한 서리가 내릴 것이 분명하다.

태양과 지구 사이의 실제 거리는 약 92,900,000마일이다. 하지만 단순히 숫자를 나열하는 것만으로는 그 엄청난 규모를 제대로 파악할 수 없다. 100만을 셀 때까지 3일 3밤 동안 계속 셔야 하며, 지구와 태양 사이의 모든 거리를 세려면 이 과정을 거의 93번 반복해야 한다.

맑은 밤마다 우리는 하늘에 흩어져 있는 수많은 별들을 볼 수 있다. 어떤 별들은 밝고, 어떤 별들은 어둡으며, 또 어떤 별들은 특별한 형태를 이루고 있다. 이 수많은 별들에 대해 우리는 중요한 질문을 해볼 필요가 있다. 그것들은 태양처럼 자체적인 빛으로 빛나는 천체인가, 아니면 달처럼 다른 곳에서 받은 빛으로만 빛나는 천체인가? 답은 간단하다. 그 별들 대부분은 자체적인 빛으로 빛나며, 이를 ‘별’이라고 부른다.

만약 태양과 그 외의 수많은 별들이 모두 자체적으로 빛을 내는 천체라면, 그 사이에는 어떤 큰 차이가 있을까?

태양과 별들 사이에는 어떤 차이가 있을까? 물론, 태양의 비할 데 없는 영광스러움과 별들의 희미한 빛 사이에는 엄청난 차이가 존재한다. 하지만 이러한 차이가 반드시 태양이 별들보다 본질적으로 더 뛰어난 영광을 지닌다는 것을 의미하는 것은 아니다. 사실 우리는 태양의 따뜻함과 빛을 받기 위해 비교적 가까운 곳에 위치해 있지만, 가장 가까운 별들과도 엄청난 거리를 두고 있다. 만약 태양이 점차 지구에서 멀어진다면 그 빛도 점점 약해질 것이며, 우리와 별들 사이의 거리만큼 우주 깊은 곳으로 들어가게 되면 그 영광은 완전히 사라질 것이다. 그때는 더 이상 우리가 잘 아는 그 웅장한 구체로 보이지 않을 것이며, 따뜻한 열의 원천이나 밤의 어둠을 몰아내는 빛의 원천도 아니게 될 것이다. 우리의 위대한 태양은 그저 평범한 별로 축소되어, 매일 밤 우리가 보는 많은 별들보다도 덜 밝아질 것이다.

우리가 이제 도달한 결론은 실로 중요하다. 매일 밤 하늘을 수놓는 수많은 별들은 매우 중요한 존재가 되었다. 그 별들 각각도 엄청난 태양들이며, 실제로 우리 태양의 영광과 견줄 만하거나, 경우에 따라서는 그보다 더 뛰어나기도 하다. 이를 통해 우리는 우주의 광활한 크기와, 그 우주를 채우고 있는 수많은 별들의 위엄과 영광에 대한 웅장한 관점을 얻게 된다.

또 다른 중요한 점도 있다. 이제부터 우리는 태양도 단지 별에 불과하며, 특별히 중요한 별도 아니라는 것을 기억해야 한다. 만약 태양과 지구, 그리고 그 안에 있는 모든 것이 사라진다 해도, 우주에 미치는 영향은 단지 작은 별 하나가 더 이상 빛나지 않는 것에 불과할 것이다. 단순히 별로서 본다면 태양은 우주의 거대한 구조 속에서 아무런 중요성도 없는 존재가 될 것이다. 하지만 우리는 태양을 그저 별로서 대할 필요는 없다. 우리에게 있어 태양은 상대적으로 가까운 위치에 있기 때문에, 다른 모든 별들보다 훨씬 더 중요한 존재이다. 우리는 우주 속에서 태양의 진정한 위치를 파악하기 위해 그로부터 멀리 떨어져 있다고 생각했지만, 이제는 가까이 다가가서 그에 걸맞은 주의를 기울여야 한다.

육안으로 보면 태양은 평평한 원형처럼 보인다. 하지만 망원경을 사용하여 관찰할 때, 눈을 손상으로부터 보호하기 위해 반드시 검은색 유리판을 끼우거나 비슷한 조치를 취한다면, 그제야 태양이 평평한 표면이 아니라 진정한 의미의 빛나는 구체라는 것을 알 수 있다.

우리가 먼저 답해야 할 질문은, 이 구체를 이루고 있는 발광 물질이 고체인지, 만약 고체가 아니라면 액체인지 기체인지 하는 것이다. 언뜻 보기에는 태양이 유체일 리가 없어 보이며, 붉게 달아오른 백색 물질로 이루어진 고체 구체라고 생각할 수도 있다. 하지만 이것은 옳지 않다. 적어도 태양의 표면 부분만 놓고 본다면 태양이 결코 고체가 아니라는 것을 증명할 수 있다.

적당한 크기의 망원경으로 촬영한 태양의 전체 모습은 그림 11에서 볼 수 있으며, 이 사진은 실제 촬영된 이미지를 바탕으로 한 것이다.

1870년 9월 22일, 러더퍼드 씨가 뉴욕에서 촬영한 것입니다. 이 사진을 보면, 태양 표면의 질감이나 밝기가 전혀 균일하지 않다는 것을 바로 알 수 있습니다. 오히려 입자상이거나 얼룩덜룩한 형태라고 할 수 있습니다. 이러한 모습은 다소 빛이 약한 가스층에 떠 있는 발광성 구름들 때문입니다. 당연히 이러한 태양의 구름들은 우리가 지구 대기권에서 흔히 보는 구름들과는 매우 다릅니다. 지구의 구름들은 물방울들로 이루어져 있지만, 태양 표면의 구름들은 극도로 높은 온도에서 생성된 하나 이상의 화학 원소들의 방울들로 구성되어 있습니다.

태양 표면의 입자상 모습은, 메우동 출신의 얀센 씨가 지난 20년 동안 촬영한 훌륭한 대형 사진들을 통해 아름답게 보여집니다. 우리는 그중 하나를 그림 12에 나타내었습니다. 발광하는 점들 사이의 공간들은 회색빛을 띠고 있으며, 영 교수가 지적했듯이 전체적인 모습은 조금 떨어진 곳에서 본 거친 종이와 매우 유사합니다. 이러한 사진들의 표면에서는 선명도가 부족해 보이는 부분들이 종종 있습니다. 하지만 이것들은 처음에 생각할 수 있는 결함들이 아닙니다. 이러한 현상들은 사진 필름의 우연한 결함이나 현상 과정에서 발생한 문제 때문이 아니라, 분명히 태양 자체의 원인 때문입니다. 그 원인이 무엇인지 설명하는 것도 그리 어렵지 않습니다. 앞으로 더 자세히 설명하겠지만, 태양의 발광 가스들이 움직이는 속도는 엄청나게 빠를 것입니다. 0.01초라는 짧은 시간 동안에도 태양의 구름들의 움직임은 충분히 커서, 사진에서 보이는 흐릿한 모습을 만들어냅니다.

그림 12 — 태양 표면의 사진.
(얀센 제공.)

태양 표면에는 불규칙하게 흩어져 있는 작은 검은색 물체들이 있는데, 이를 태양흑점이라고 합니다. 이 흑점들의 크기와 수는 매우 다양합니다. 태양흑점은 망원경이 발명된 직후인 17세기 초에 처음으로 관측되었습니다. 그 모습은 그림 13에 나타나 있으며, 여기서는 어두운 중심부와 그 주변의 밝은 부분이 뚜렷한 대비를 이루고 있습니다. 그림 16은 곡립들 사이의 틈새에서 생겨나는 작은 흑점을 보여줍니다.

이러한 흑점들을 처음 관측했던 사람들은 그것들이 태양 위를 같은 방향으로 움직이는 것처럼 보인다고 지적했습니다. 그림 14에는 셰이너 신부가 1627년 3월에 관측한 두 개의 흑점의 움직임을 보여주는 그림이 있습니다. 이 그림은 3월 2일부터 16일까지 며칠 동안 흑점들이 차례로 차지했던 위치를 나타냅니다. 그림 13에는 3월 11일과 13일에 관측된 흑점들의 위치가 나와 있는데, 당시는 날씨가 흐려서 아무런 관측도 할 수 없었습니다. 이 흑점들은 항상 같은 방향, 즉 태양의 동쪽에서 서쪽으로 움직입니다. 이들은 태양 표면을 가로지르는 데 12~13일이 걸리며, 그 후에는 다시 동쪽 끝에서 나타날 때까지 비슷한 기간 동안 보이지 않습니다. 이러한 초기 관측자들은 자신들의 발견이 가진 의미를 빠르게 파악했습니다. 그들은 이러한 간단한 관측 결과를 통해, 지구와 마찬가지로 태양도 자전한다는 놀라운 사실을 알아냈습니다. 하지만 두 자전에는 중요한 차이가 있는데, 지구가 한 바퀴 도는 데 24시간밖에 걸리지 않는 반면, 태양은 훨씬 더 천천히, 약 26일이 걸려 한 바퀴를 돕니다.

제III판: 태양의 반점과 광구
(1861년 9월 20일, 워렌 드 라 루 씨가 촬영한 사진에서 발췌)
좋은 대기 조건 하에서 그리고 충분히 큰 구경의 망원경을 사용하여 태양의 반점들을 관찰하면, 태양의 구조에 대한 유용한 정보가 가득한 수많은 흥미로운 세부 사항들을 볼 수 있다. 반점의 반음영 부분은 보통 반점의 중심을 향해 뻗어 있는 실 모양의 구조로 이루어져 있으며, 핵과 접하는 내부 끝부분이 더 밝다. 규칙적인 형태를 가진 반점의 경우, 반음영 부분의 윤곽도 핵의 윤곽과 비슷하지만, 천문학자들은 형태가 매우 불규칙한 거대한 반점들을 보고 큰 흥미를 느낀다. 이러한 경우, 태양의 밝은 표면층(광구라고 불림)은 종종 핵까지 침범하여 어두운 내부로 뻗어 나가는 반도를 형성하거나 심지어 그 위를 가로지르기도 한다. 이는 1873년 12월 23일~24일에 랭글리 교수가 관측한 매우 불규칙한 형태의 반점을 그린 훌륭한 그림(제II판)에서 잘 나타나 있다.

태양 흑점의 세부 사항은 끊임없이 변하며, 하루에도 여러 번 변화가 관찰될 수 있고, 때로는 몇 시간마다 변하기도 합니다. 특히 흑점 주변에서 자주 보이는 밝은 줄무늬나 반점들에 대해서도 마찬가지로 말할 수 있습니다. 이러한 밝은 표시들은 ‘파쿨라에’(작은 횃불이라는 뜻)라고 불립니다. 이들은 태양의 가장자리 근처에서 가장 뚜렷하게 보이는데, 그곳은 태양 중심부에 비해 표면의 빛이 그다지 밝지 않기 때문입니다. 가장자리 부분의 빛이 약해지는 것은 태양 주위의 흡수성 대기층이 더 두꺼워서, 가장자리 근처에서 방출된 빛이 우리 쪽으로 오는 동안 그 대기층을 통과해야 하기 때문입니다.

태양 표면에 있는 어떤 표시도 태양의 영구적인 특징은 아닙니다. 이러한 현상들 중 일부는 분명히 몇 주 동안 지속될 수 있습니다. 실제로 같은 흑점이 몇 달 동안 태양 표면에 남아 있는 경우도 있었습니다. 하지만 어느 정도 시간이 지나면 태양의 한 부분에 있던 흑점들은 사라질 수 있으며, 동시에 다른 곳에서는 새로운 흑점들이 나타나기도 합니다. 이러한 여러 사실들로부터 도출되는 결론은 부정할 수 없습니다. 이 사실들은 태양의 가시적인 표면이 고체도, 액체도 아니며, 우리가 볼 수 있는 한 그 표면은 기체 상태의 물질로 구성되어 있다는 것을 말해줍니다.

큰 흑점이 두 개 이상의 작은 부분으로 나뉘는 경우가 자주 있으며, 경우에 따라서는 시속 천 마일이 넘는 속도로 서로 멀어지는 모습도 관찰되었습니다. “매우 드물긴 하지만” (여기서는 제가 자주 참고하는 영국의 영 교수의 말을 인용합니다), “이러한 현상들과 관련하여 매우 놀랍고 충격적인 현상이 나타나기도 합니다. 갑자기 밝은 반점들이 나타나 몇 분 동안 보이다가, 그동안 초당 100마일이라는 엄청난 속도로 움직입니다.”

이러한 현상들 중 하나는 이미 유명한 사례가 되었습니다. 이 현상은 1859년 9월 1일 오전(그리니치 시간)에 발생했으며, 카링턴 씨와 호지슨 씨라는 유명하고 신뢰할 수 있는 관측자들이 독립적으로 목격했습니다. 이들의 기록은 『Monthly』지에서 찾아볼 수 있습니다.

1859년 11월호, 왕립천문학회 회보.
당시 캐링턴 씨는 화면에 비친 태양의 모습을 통해 태양 흑점의 위치, 형태, 크기를 매일 관측하고 있었습니다. 그때의 모습이 바로 그림 14입니다. — 샤이너의 태양 흑점에 관한 관측 결과.

그는 현재 우리가 알고 있는 태양 과학의 기초가 되는 8년에 걸친 연속적인 관측 작업을 수행하고 있었습니다. 몇 마일 떨어진 곳에서 호지슨 씨도 태양용 돋보기와 그늘 유리를 이용해 태양 흑점의 구조를 상세히 기록하고 있었습니다. 두 사람은 동시에 두 개의 발광체를 보았는데, 그 모양은 마치 두 개의 초승달과 비슷했으며, 각각의 길이는 약 8천 마일, 너비는 2천 마일 정도였습니다. 그림 15 — 태양 표면의 구역들.

그곳에서 흑점들이 나타난다. 서로 약 1만 2천 마일 정도 떨어져 있다. 이 흑점들은 갑자기 거대한 태양 흑점의 가장자리에서 모습을 드러내는데, 그 밝기는 광구의 주변 부분보다 적어도 5~6배나 더 밝았다. 그리고 평행한 선을 따라 흑점 위를 동쪽으로 이동하면서 점점 작아지고 희미해졌으며, 약 5분 후에는 거의 3만 6천 마일에 달하는 거리를 이동한 뒤 사라졌다.

태양 흑점들은 태양 표면의 모든 곳에 무작위로 나타나는 것이 아니다. 주로 태양 적도 양쪽, 즉 위도 10°에서 30° 사이의 두 지역에서 발견된다(그림 15). 적도상에서는 다른 곳에 흑점이 거의 없을 때를 제외하고는 흑점이 드물다. 고위도 지역에서는 전혀 보이지 않는다. 흑점들의 이러한 분포 양상과 밀접하게 관련된 놀라운 사실은, 서로 다른 위도에 있는 흑점들이 태양의 자전 주기를 같은 값으로 나타내지 않는다는 점이다. 캐링턴은 태양 적도 근처의 흑점을 관찰하여 그 흑점이 25일 2시간 만에 한 바퀴를 돈다는 것을 알아냈다. 위도 20°에서는 약 25일 18시간이 소요되며, 30°에서는 26일 12시간 이상이 걸린다. 반면 위도 45°에서는 상대적으로 흑점이 적어서 한 바퀴를 도는 데 27일 반의 시간이 필요하다.

적어도 태양의 외부 영역만을 고려한다면, 태양은 고체가 아니라 기체의 덩어리이므로, 흑점들이 마치 바다 위의 배처럼 스스로 움직인다고 가정해도 전혀 이상하지 않다. 하지만 우리가 알고 있는 사실들로 보면, 지구의 열대 지역과 온대 지역에 해당하는 태양의 여러 지역들은 적도에서 극지방으로 갈수록 점차 줄어드는 속도로 계속해서 회전하는 것 같다. 태양의 내부 부분들도 마치 하나의 단단히 연결된 덩어리처럼 회전하는 것은 아닌 것으로 보인다. 태양의 질량, 혹은 적어도 그 대부분은 단단한 물체와는 전혀 다르며, 따라서 각 부분들은 어느 정도 독립적으로 움직일 수 있다. 비록 우리는 태양의 내부 부분들이 어떻게 회전하는지 실제로 볼 수는 없지만, 역학의 법칙들 덕분에 그 원리를 이해할 수 있다.

태양의 내부 층은 외부 층보다 더 빠르게 회전한다고 추정할 수 있으며, 이를 통해 태양 흑점의 움직임과 관련된 일부 현상들을 설명할 수 있다. 하지만 현재로서는 태양 흑점의 분포와 회전 법칙을 설명하는 데에는 상당한 어려움이 있다.

1826년, 독일의 천문학자 슈바베는 태양 위에 보이는 흑점의 수를 정기적으로 기록하기 시작했다. 17년간 관측한 결과, 흑점의 수가 해마다 변동하는 것으로 나타났으며, 그 변화 주기는 약 10년 정도라는 사실을 밝혀냈다. 이후의 관측들도 이 발견을 뒷받침해 주었으며, 고대의 책들과 필사본들도 철저히 조사되어 초기의 자료들이 수집되었다. 이를 통해 17세기 초부터 현재까지의 태양 흑점 상태에 대한 비교적 완전한 기록이 만들어졌다. 이러한 기록 덕분에 천문학자들은 흑점이 최대치에 도달하는 주기를 더욱 정확하게 파악할 수 있게 되었다.

태양 흑점 주기의 흐름은 다음과 같이 설명될 수 있다. 처음 2~3년 동안은 평균보다 흑점의 크기가 더 커지고 수도 더 많아진다. 그 후 흑점들은 점차 줄어들기 시작하여, 최대치에 도달한 지 약 6~7년 후에는 최소치에 이른다. 그 다음에는 흑점의 수가 다시 증가하기 시작하여, 약 4년 반 후에 다시 최대치에 도달한다. 주기의 길이는 평균적으로 약 11년 5주이지만, 주기의 길이와 최대치의 강도는 약간씩 달라진다. 예를 들어, 1870년 여름에는 매우 큰 최대치가 나타났고, 그 후 1879년에는 매우 낮은 최소치가 나타났으며, 1883년 말에는 다시 약한 최대치가 나타났다. 그 다음으로는 1889년 8월경에 평균적인 최소치가 나타났고, 마지막으로 1894년 1월에 관측된 최대치가 있었다. 11년 주기의 규칙성에 영향을 미치는 약 60~80년짜리 또 다른 주기가 존재할 가능성도 있다. 1826년 이전의 흑점 관측 자료는 너무 부족하여 문제를 해결하기에는 역부족이므로, 앞으로 오랜 시간에 걸쳐 체계적인 관측이 이루어져야 한다.

태양 표면에 나타나는 흑점들의 주기성과 그 분포 사이에는 흥미로운 연관성이 있는 것 같습니다. 최소값 시기가 지나가려 할 때, 흑점들은 보통 태양 적도에서 북쪽 또는 남쪽으로 약 30° 지점에서 처음으로 나타나기 시작합니다. 그 후 점차 적도에 더 가까운 곳에서도 나타나게 되며, 최대 발생률을 보일 때는 대부분의 흑점들이 적도에서 16° 이내의 위도에 나타납니다. 이러한 적도로부터의 거리는 최소값 시기가 될 때까지 계속 줄어듭니다. 실제로 흑점들은 몇 년 동안 계속 적도 근처에 머물다가, 새로운 주기가 시작됨을 알리는 신호가 더 높은 위도에서 나타날 때까지 그곳에 남아 있습니다.

또한, 태양 흑점 현상과 지구상의 자기 현상 사이에 밀접한 연관성이 있음을 보여주는 또 하나의 특이한 현상이 있습니다. 물론 나침반 바늘이 정확히 북쪽을 가리키는 것이 아니라, 장소에 따라 다른 각도만큼 자오선에서 벗어나며, 같은 장소에서도 일정하지 않다는 것은 잘 알려져 있습니다. 예를 들어, 그리니치에서는 현재 나침반 바늘이 북쪽에서 서쪽으로 17° 방향을 가리키고 있지만, 이 값은 매우 천천히 점진적으로 변화할 뿐만 아니라 매일 아주 작은 진동도 일어납니다. 약 50년 전, 바이에른 출신이지만 스코틀랜드 원주민인 천문학자 라몬트는 이러한 일일 진동의 폭이 10-1/3년이라는 주기로 규칙적으로 증감한다는 것을 발견했습니다. 하지만 이후 그 주기는 11-1/10년으로 밝혀졌으며, 이는 바로 태양 흑점의 주기와 같았습니다. 자기 관측 기록을 면밀히 연구한 결과, 태양 흑점이 최대치에 이르는 시기는 항상 나침반 바늘의 일일 진동이 최대치에 이르는 시기와 거의 정확하게 일치하는 것으로 나타났습니다. 태양 흑점의 주기성과 자기 바늘의 일일 움직임 사이의 이러한 밀접한 관계는 태양 현상과 지구의 자기 현상 사이에 어떤 형태로든 연관성이 있다는 것을 증명하는 유일한 증거는 아닙니다. 태양 흑점이 최대치에 이르는 시기는 자기 활동이 매우 활발한 시기이며, 심지어 태양에서 특별한 현상이 나타날 때 지구상에서도 뚜렷한 자기 현상이 동시에 나타나는 경우도 있었습니다.

이러한 현상의 흥미로운 사례는 영 교수에 의해 기록되었습니다. 그는 1872년 8월 3일 셔먼에서 관측을 하던 중 태양 표면에서 매우 심각한 변동이 일어나는 것을 목격했습니다. 같은 날, 자기장 관측을 수행하고 있던 그의 동료가 영 교수가 무엇을 보았는지 전혀 모른 채, 자기장 측정 작업을 중단해야 했다고 말해주었습니다. 이후 그리니치와 스토니허스트의 사진 자료를 통해 미국에서 관측된 자기장 “폭풍”이 동시에 영국에서도 나타났다는 것이 밝혀졌습니다. 태양 흑점과 오로라 북극광 사이에도 유사한 연관성이 있는데, 이는 오로라와 자기장 변동 사이의 잘 알려진 관계의 당연한 결과입니다. 반면, 상응하는 태양의 변동 없이도 많은 심각한 자기장 폭풍이 발생했다는 점도 인정해야 합니다.[5] 하지만 특정 경우에 있어서 이 두 가지 현상 사이의 연관성에 회의적인 사람들조차도, 태양 흑점의 수의 증감과 나침반 바늘의 일일 움직임 범위 사이의 놀라운 평행성을 의심하기는 어렵습니다.

그림 16 — 태양과 작은 흑점의 질감
이제 우리는 망원경을 통해 알게 된 주요한 태양 현상들에 대해 설명했습니다. 하지만 태양의 본질과 관련된 많은 문제들이 있으며, 아무리 강력한 망원경이라도 이러한 문제들을 해결할 수는 없습니다. 그러나 분광기 덕분에 우리는 이러한 문제들을 연구할 수 있게 되었습니다.

우리가 태양으로부터 받는 것은 온기와 빛입니다. 극도로 뜨거운 태양의 물질은 모든 방향으로 엄청난 양의 빛을 방출합니다. 우리는 그 빛이 따뜻하다고 느끼며, 밝은 흰색이라고 인식하지만, 단순한 느낌이나 시각만으로는 충분하지 않습니다. 각각의 태양광선에는 그 기원에 대한 흔적이 있습니다. 이러한 흔적들은 특별한 처리를 거칠 때까지는 보이지 않지만, 그렇게 하면 태양광선이 자신의 이야기를 들려주게 되며, 우리는 이 거대한 별의 구성에 대해 많은 것을 알 수 있습니다.

우리는 태양빛을 무색이라고 생각하는데, 이는 마치 물이 맛이 없다고 말하는 것과 같습니다. 하지만 이러한 표현들은 사실 우리 자신의 느낌과 관련된 것일 뿐입니다.

물이나 햇빛의 고유한 특성과는 거리가 멀다. 우리는 햇빛을 무색이라고 여기는데, 그 이유는 햇빛이 마치 모든 다른 색들이 나타나는 배경 역할을 하기 때문이다. 하지만 사실 흰색은 전혀 무색이 아니며, 알려진 모든 색깔들이 특정 비율로 섞여 있을 뿐이다. 태양광은 실제로 매우 복합적인 구조를 가지고 있다. 조금만 주의를 기울이면 자연 자체가 이 사실을 알려준다. 우리가 잘 아는 그 아름다운 색채들은 어디서 오는 것일까? 정원의 아름다운 색조를 보라. 장미의 붉은색은 장미 자체에 있는 것이 아니다. 장미는 단지 자신에게 닿는 햇살을 받아들여 그 안에 포함된 붉은색을 추출하여 우리 눈으로 보내는 것뿐이다. 만약 햇살 속의 다른 광선들과 함께 붉은색 광선이 없었다면, 햇빛 아래에서 붉은 장미를 볼 수는 없었을 것이다.

여기서 언급된 원리는 다른 여러 곳에도 적용될 수 있다. 여성들은 종종 낮에는 아주 예쁘게 보이는 드레스가 저녁에는 그렇지 않다고 말한다. 그 이유는 그 드레스가 햇빛 속에 존재하는 특정 색깔들을 드러내도록 만들어졌기 때문이다. 하지만 가스등 빛에는 그러한 색깔들이 같은 정도로 포함되어 있지 않아, 드레스의 색감이 달라지는 것이다. 문제는 드레스에 있는 것이 아니라 가스에 있으며, 전등을 사용하면 태양광에 더 가까운 광선이 나와 드레스의 색깔들이 원래의 아름다움을 그대로 드러낸다.

햇빛의 성질을 가장 잘 보여주는 자연적 현상은 무지개이다. 여기서 햇살은 구름 속의 작은 물방울들에 의해 굴절되고 반사된다. 이 물방울들이 햇빛을 우리에게 전달해주면서 흰색 광선을 빨간색, 주황색, 노란색, 녹색, 파란색, 남색, 보라색이라는 일곱 가지 기본 색깔로 분해시킨다.

그림 A.
태양.
그리니치 왕립천문대, 1892년 7월 8일.

구름 속에 나타난 무지개는 바로 우리가 이제 그 원리를 설명하려는 현대 과학의 중요한 분야를 대표하는 것입니다. 물방울들이 태양광을 분해시키고, 우리는 무지개가 가리키는 방향을 따라 태양광을 그 구성 성분들로 분석합니다. 분광기라는 자연의 비밀을 풀어주는 놀라운 도구를 사용하면 과학적으로 정확하게 이러한 작업을 수행할 수 있습니다. 흰색 태양광의 광선들

수많은 빛줄기들이 서로 밀접하게 얽혀 있습니다. 빨강, 노랑, 파란색, 녹색의 모든 색조가 햇빛 속에서 찾아볼 수 있습니다. 우리가 햇빛을 가르고 엉킨 빛줄기들을 완벽한 질서로 정렬하는 데 사용하는 도구는 바로 유리 프리즘입니다. 이 도구의 가장 단순한 형태는 옆의 그림(그림 17)에 나와 있습니다. 이것은 웨지 모양의 순수하고 균질한 유리 조각입니다. 태양이나 다른 광원에서 나온 빛이 프리즘에 부딪히면, 그 빛은 투명한 유리를 통과하여 반대쪽으로 나옵니다. 하지만 유리의 영향으로 인해 빛의 경로에는 놀라운 변화가 생깁니다. 빛은 원래의 경로에서 벗어나 다른 경로를 따르게 됩니다. 만약 프리즘이 모든 빛을 똑같이 굴절시킨다면, 빛을 분석하는 데 아무런 도움이 되지 않을 것입니다. 다행히도 프리즘은 서로 다른 색상의 빛에 대해 서로 다른 정도로 작용합니다. 빨간색 빛은 노란색 빛보다 덜 굴절되고, 노란색 빛은 파란색 빛보다 덜 굴절됩니다. 그 결과, 모든 색상의 빛이 섞인 햇빛이 프리즘을 통과할 때, 그 빛들은 첨부된 그림(그림 18)에 나와 있는 방식대로 분리됩니다. 이것이 바로 프리즘이 빛을 분석할 수 있는 원리입니다. 프리즘은 서로 다른 색상의 빛을 불균등하게 굴절시키기 때문에, 햇빛이 프리즘을 통과한 후에는 더 이상 순백색 빛이 아니라, 무지개와 같은 색상의 빛줄기가 됩니다. 이 빛줄기는 한쪽 끝은 짙은 빨간색에서 시작하여 중간색들을 거쳐 다른 쪽 끝은 보라색으로 이어집니다.

그림 18. — 프리즘에 의한 빛의 분산.
프리즘은 태양광이나 다른 광원에서 나오는 빛을 그 구성 성분들로 분해하는 데 사용됩니다. 분석된 빛의 특성을 조사함으로써, 그 빛이 발생한 물질의 구조에 대해 알 수 있습니다. 실제로, 간단한 경우에는 빛의 색상만으로도 그 빛이 어디서 온 것인지 알 수 있습니다. 예를 들어, 화려한 빨간색 빛은 스트론튬 금속 때문에 발생하는데, 눈으로는 불꽃의 색상만으로도 해당 원소를 식별할 수 있습니다. 또한, 식초와 함께 타는 일반 소금의 불꽃에서는 특유의 노란색 빛이 나는데, 소금의 주요 성분인 나트륨 때문입니다. 이처럼 우리는 물질이 타면서 내는 색상만으로도 그 물질을 알아볼 수 있습니다. 세 번째 물질로는 마그네슘이 있는데, 이는 매우 밝은 흰색 빛을 내며, 이는 마그네슘 금속의 특징적인 현상입니다.

제13판
태양과 별의 스펙트럼
I. 태양
II. 시리우스
III. 알데바란
IV. 베텔게우스

스트론튬, 나트륨, 마그네슘과 같은 세 가지 금속은 발광할 때 나타나는 색깔을 통해 식별될 수 있다. 이러한 간단한 관찰에서부터 스펙트럼 분석이라는 현대적 연구 방법의 기초가 생겨났다. 이제 우리는 프리즘을 이용하여 태양과 별들의 색깔을 관찰할 수 있으며, 이를 통해 그들을 구성하는 물질에 대해 알아볼 수 있다. 단 하나의 프리즘만 사용할 필요는 없으며, 서로 다른 색깔들이 더욱 잘 분산되도록 분석하고자 하는 빛이 여러 개의 프리즘을 차례로 통과하도록 할 수도 있다. 스펙트로스코프로 들어가기 위해서는 먼저 빛이 좁은 슬릿을 통과하고, 그 후 렌즈를 통과하면서 평행한 광선이 된다. 이 평행한 광선들은 그 다음 하나 이상의 프리즘을 통과한 뒤, 작은 망원경을 통해 관찰되거나 사진 필름에 담겨 이미지로 남길 수도 있다. 만약 슬릿을 통과하는 빛이 발광하는 고체에서 나온 것이라면…

액체나 고압 상태의 기체에서 나오는 빛의 경우, 그 색상대는 그림 XIII에 표시된 모든 색깔들을 포함하고 있으며, 색깔들 사이에는 아무런 간격도 없습니다. 이를 연속 스펙트럼이라고 합니다. 하지만 저압 상태의 기체에서 나오는 빛을 살펴보면, 유리관에 소량의 기체를 넣고 전류를 가해 빛나게 함으로써 관찰할 수 있는데, 이 경우 모든 색깔의 빛이 방출되는 것이 아니라, 각기 다른 기체마다 고유한 특정 색깔의 빛만이 방출됩니다. 따라서 기체의 스펙트럼은 여러 개의 분리된 발광선들로 구성됩니다.

프리즘을 통해 햇빛을 관찰해 보면, 스펙트럼이 한쪽 끝에서 다른 쪽 끝까지 완전히 연속적으로 이어지는 것이 아니라, 수많은 어두운 선들로 덮여 있다는 것을 알 수 있습니다. 그림 XIII에는 그중 몇 개만이 나와 있습니다. 이러한 선들은 태양 스펙트럼의 고유한 특징입니다. 이 선들은 프리즘에 의해 생기는 색깔들만큼이나 햇빛의 특징을 나타내며, 태양에 대한 많은 정보를 제공합니다. 이 선들은 태양의 역사와 성질을 나타내는 중요한 지표입니다. 충분히 강력한 장비를 통해 관찰하면, 태양 스펙트럼에는 수백, 수천 개의 어두운 선들이 존재합니다. 이 선들의 세기와 밝기는 다양하며, 그 분포에는 명확한 규칙이 없는 것 같습니다. 스펙트럼의 일부 영역에는 선들이 거의 없지만, 다른 영역에서는 선들이 너무 가까이 붙어 있어서 구분하기가 어렵습니다. 어떤 곳에서는 선들이 매우 섬세하고 미세하지만, 우수한 장비를 통해 이 멋진 광경을 본 사람이라면 누구나 감탄하지 않을 수 없습니다.

어두운 “프라운호퍼 선”들의 중요성을 처음으로 명확하게 보여준 원래의 발견 과정을 따라가는 것만큼, 스펙트럼 분석이라는 다소 어려운 주제를 설명하는 데 좋은 방법은 없습니다. 여기서는 태양 스펙트럼에서 ‘d’로 표시된 선에 특별한 주의를 기울여 보겠습니다. 분광기를 통해 이 선을 관찰하면, 아주 작은 간격으로 서로 분리된 두 개의 선으로 구성되어 있으며, 그중 하나가 다른 하나보다 약간 더 굵은 것을 알 수 있습니다. 만약 이 선들에 주의를 기울이는 동안 일반적인 알코올 불꽃이…

일반 소금으로 염색된 램프를 장비 앞에 두어, 직사광선이 분광기로 들어가기 전에 불꽃을 통과하도록 합니다. 그러면 관찰자는 d라고 불리는 두 줄이 훨씬 더 짙고 선명하게 나타나는 것을 즉시 볼 수 있으며, 스펙트럼의 다른 부분에서는 아무런 변화도 관찰되지 않습니다. 몇 번의 실험을 통해 이 d선들의 강도 증가는 햇빛이 통과한 램프 내에서 소금이 타면서 발생하는 나트륨 증기 때문임이 밝혀졌습니다.

나트륨과 스펙트럼의 d선들 사이의 이 놀라운 연관성이 단순한 우연일 가능성은 전혀 없습니다. 설령 단 하나의 선만 관련되어 있다 해도, 우연히 그런 일이 일어날 가능성은 극히 낮습니다. 하지만 나트륨이 d를 구성하는 두 개의 가까운 선 모두에 영향을 미친다는 사실을 알게 되면, 이 두 선과 나트륨 사이에 어떤 깊은 연관성이 반드시 존재한다는 확신이 절대적인 것이 됩니다. 만약 햇빛을 차단하고, 불꽃에서 나오는 나트륨 증기의 빛 외에는 다른 모든 빛을 제거한다면, 분광기를 통해 보았을 때 더 이상 무지개의 모든 색깔이 나타나지 않습니다. 나트륨에서 나오는 빛은 두 개의 밝은 노란색 선으로 집중되며, 이 선들은 정확히 태양 스펙트럼에서 어두운 d선들이 있던 위치를 차지합니다. 나트륨 불꽃은 바로 이 어두운 선들의 짙기를 더욱 증가시키는 것처럼 보입니다.

여기서 우리는 처음에는 모순처럼 보일 수 있는 문제를 해결하려고 노력해야 합니다. 다른 빛이 없는 상태에서 나트륨 불꽃은 두 개의 밝은 선을 만들어내는데, 어떻게 해서 태양 스펙트럼의 두 어두운 선의 짙기를 더욱 증가시키는 것처럼 보일 수 있을까요? 이에 대한 설명은 곧바로 스펙트럼 분석의 핵심 원리로 이끕니다. 태양 스펙트럼의 소위 ‘어두운 선들’은 스펙트럼의 다른 부분들의 밝은 빛과 비교될 때만 어둡게 보일 뿐입니다. 실제로 태양광의 상당 부분이 그 어두운 선들에 포함되어 있지만, 주변의 밝은 빛에 눈이 부셔서는 그것을 볼 수 없습니다. 나트륨이 들어간 램프의 불꽃이 개입하면, 일정량의 빛이 방출되는데, 이 빛은 오직 이 두 선에만 집중됩니다. 이 경우 나트륨 불꽃의 영향은 그 어두운 선들의 짙기를 줄이는 방향으로 나타나야 할 것 같습니다.

선들을 덜 눈에 띄게 만든다. 사실, 나트륨 불꽃이 없을 때보다 나트륨 불꽃이 있을 때 그 선들은 훨씬 더 눈에 띈다. 이는 나트륨 불꽃이 특정 선들로 향하던 햇빛을 차단하는 놀라운 성질을 가지고 있기 때문이다. 따라서 나트륨이 그 선들에 약간의 빛을 공급하기는 하지만, 그 선들을 비추었을 다른 빛들의 훨씬 더 많은 양을 차단하기 때문에, 나트륨 불꽃이 있을 때 그 선들은 더 어두워지는 것이다.

이로써 우리는 태양 스펙트럼의 어두운 선들을 해석하는 데 도움이 되는 중요한 원리를 알게 된다. 나트륨 증기가 가열되면 매우 특수한 형태의 빛을 방출하는데, 이 빛은 프리즘을 통해 보면 두 개의 선으로 집중된다. 하지만 나트륨 증기는 또한 태양에서 오는 빛이, 해당 두 선과 같은 특성을 가진 광선들을 제외하고는 거의 흡수되지 않고 그대로 통과할 수 있다는 성질도 가지고 있다. 다시 말해, 어떤 물질의 가열된 증기가 다양한 종류의 빛에 해당하는 밝은 선들의 스펙트럼을 만들어낸다면, 이 증기는 바로 그 특정 종류의 빛에 대해서는 불투명한 장벽 역할을 하면서도 다른 모든 종류의 빛에 대해서는 투명하게 작용한다는 것이다.

이 원리는 스펙트럼 분석 이론에서 매우 중요하기 때문에 또 다른 예를 추가하고자 한다. 문제의 법칙을 매우 명확하게 보여주는 원소인 철을 살펴보자. 태양 스펙트럼에는 수백 개의 어두운 선들이 철의 스펙트럼과 일치하는 것으로 알려져 있다. 적절한 장치를 사용하여 철의 극에서 나오는 전기 스파크의 빛을 분광기를 통해 태양 스펙트럼과 나란히 관찰하면 이러한 일치가 생생하게 드러난다. 태양 속의 철 선들은 발광하는 철 증기의 스펙트럼에 있는 선들과 위치가 정확히 일치한다. 하지만 여기서 설명한 철의 스펙트럼은 밝은 선들로 구성되어 있는 반면, 태양에서 비교되는 선들은 밝은 배경 위에 어둡게 나타난다. 강하게 가열된 철에서 발생하는 증기가 태양의 발광층을 둘러싼 대기 중에 존재한다고 가정하면 이들을 완전히 이해할 수 있다. 이 증기는 밝게 빛날 때 방출하는 바로 그 광선들을 흡수하거나 차단할 것이며, 이를 통해 우리는 …을 알 수 있다.

나트륨만큼이나 철도 어떤 형태로든 태양의 구성 성분이 되어야 한다는 중요한 사실입니다.

간략히 말해, 이것이 바로 태양 스펙트럼의 어두운 선들에 대한 설명을 제공한 현대의 위대한 발견입니다. 수많은 지구상의 물질들의 스펙트럼이 태양 스펙트럼과 비교되었으며, 그 결과 지구에서 알려진 많은 원소들이 태양에도 존재한다는 것이 밝혀졌습니다. 칼슘, 철, 수소, 나트륨, 탄소, 니켈, 마그네슘, 코발트, 알루미늄, 크롬, 스트론튬, 망가니즈, 구리, 아연, 카드뮴, 은, 주석, 납, 칼륨 등이 그 예입니다. 지구에서 가장 중요한 원소들 중 일부는 태양에는 존재하지 않는 것으로 보입니다. 황, 인, 수은, 금, 질소도 지금까지 태양의 구성 성분임을 나타내는 어떠한 증거도 없는 원소들입니다.

또한 태양 대기 속의 물질들이 만들어내는 선들이 너무 밝아서, 그 위에 겹쳐 있는 연속 스펙트럼의 빛이 그 선들을 어두운 선으로 바꾸지 못할 수도 있습니다. 예를 들어, 나트륨 증기의 밝은 선들은 매우 밝아져서, 그 뒤에 놓인 백열등의 스펙트럼도 그 선들을 어두운 선으로 바꿀 수 없습니다. 만약 나트륨 선들의 밝기를 줄인다면, 그 선들의 밝기는 백열등 스펙트럼의 해당 부분의 밝기와 같아질 것이며, 그 경우에는 그 선들을 구분할 수 없게 됩니다. 따라서 태양에 실제로 어떤 원소들이 부족한지에 대한 문제는, 우리의 이 위대한 별과 관련된 다른 많은 문제들과 마찬가지로 현재로서는 미해결 상태입니다. 곧 알게 될 것이지만, 태양 스펙트럼에서 그 원소를 나타내는 선을 통해 이전에는 알려지지 않았던 원소가 실제로 발견되었습니다.

이제 다시 태양 흑점으로 돌아가서, 분광기가 그 흑점들의 성질에 대해 무엇을 알려줄 수 있는지 살펴보겠습니다. 가능한 한 많은 빛을 슬릿에 집중시키기 위해, 우리는 망원경의 눈부분에 강력한 분광기를 장착합니다. 따라서 슬릿은 반드시 대상물의 초점에 정확하게 위치해야 합니다.

유리로 만들어진 이 장비를 특정 지점을 향해 겨누면 그 이미지가 슬릿 위에 비칩니다. 그러면 ‘움브라’라고 불리는 어두운 중앙 부분이 나타나는데, 이는 일반적인 태양 스펙트럼 전체를 가로지르는 어두운 줄무늬 형태로 드러납니다. 이 어두운 부분의 양쪽은 ‘페눔브라’의 스펙트럼으로 둘러싸여 있는데, 페눔브라의 스펙트럼은 움브라보다는 훨씬 밝지만 태양의 다른 부분들보다는 약합니다.

스펙트럼이 어두워진다는 사실로부터 움브라 내부에서 상당한 양의 빛이 흡수되고 있음을 알 수 있습니다. 하지만 이러한 흡수는 연기나 구름과 같은 미세한 고체나 액체 입자들 때문에 발생하는 것이 아닙니다. 1883년 영이 처음으로 발견한 사실에 따르면, 만약 흡수가 떠다니는 입자들 때문에 일어난다면 스펙트럼이 균일하게 어두워져야 하지만 실제로는 그렇지 않습니다. 많은 크고 안정적인 흑점들을 조사하는 과정에서 그는 스펙트럼의 중앙 녹색 부분에 수많은 가는 어두운 선들이 존재한다는 것을 발견했습니다. 이 선들은 대체로 서로 닿아 있지만, 때로는 밝은 부분들 사이에 떨어져 있기도 합니다. 각 선은 중앙 부분(흑점의 중심에 해당하는 부분)에서는 더 굵지만, 양 끝으로 갈수록 가는 실 모양으로 가늘어집니다. 실제로 이러한 선들 대부분은 페눔브라의 스펙트럼을 거쳐 태양 표면까지 이어집니다. 따라서 이러한 흡수는 흑점 외부에 있는 기체들보다 훨씬 낮은 온도를 가진 기체들 때문에 일어나는 것으로 보입니다.

사우스 켄싱턴 천문대의 노먼 로키어 경이 오랫동안 연구해온 흑점 스펙트럼의 적색 및 황색 부분에서는 이 결론을 뒷받침하는 흥미로운 정보들이 발견됩니다. 많은 어두운 선들은 흑점 내에서도 일반적인 태양 스펙트럼에서와 마찬가지로 굵거나 어둡지 않지만, 철, 칼슘, 나트륨과 같은 원소들의 선들은 흑점 스펙트럼에서 훨씬 더 굵어집니다. 나트륨 선들은 때로는 넓어지면서 동시에 두 번 반전되기도 하는데, 즉 굵은 어두운 선 위에 밝은 선이 겹쳐지는 형태입니다. 스펙트럼의 보라색 부분에 있는 칼슘의 h선과 k선에서도 이와 같은 현상이 자주 관찰됩니다. 이러한 사실들은 흑점의 중심부에 엄청난 양의 나트륨과 칼슘 증기가 존재함을 나타냅니다.

사우스 켄싱턴 연구팀은 스팟 스펙트럼의 또 다른 흥미로운 특징도 밝혀냈습니다. 스팟의 주파수가 가장 낮을 때는 철과 같은 지구상의 원소들에 속하는 선들이 가장 넓게 벌어져 있습니다. 반면 주파수가 가장 높을 때는 이러한 선들이 거의 사라지고, 넓어진 현상은 출처가 알려지지 않은 선들 사이에서만 나타납니다.

분광기 덕분에 우리는 태양의 다른 흥미로운 특징들을 연구할 수 있게 되었습니다. 이러한 특징들은 너무 희미하여 태양빛이 가장 강할 때는 단순한 망원경으로는 쉽게 관찰할 수 없습니다. 하지만 전일식이라는 드문 현상이 일어날 때 태양의 빛이 가려지면 이러한 특징들을 쉽게 볼 수 있습니다. 일식이 발생하기 위한 조건들에 대해서는 다음 장에서 더 자세히 다루겠습니다. 당분간은 달의 움직임으로 인해 달이 태양을 완전히 가릴 수 있으며, 그 결과 지구의 특정 지역에서 전일식이 일어난다는 점만 알아두면 충분합니다. 전일식이 지속되는 짧은 몇 분 동안은 천문학자들에게 매우 중요한 시간입니다. 주변이 어둠에 휩싸이고, 그 어둠 속에서는 드물고 아름다운 광경들이 나타납니다.

그림 19에는 총일식의 모습이 나와 있으며, 달의 어두운 표면 뒤에서 솟아오르는 ‘프로미넌스’라고 불리는 특이한 천체들(a, b, c, d, e)도 보입니다. 이들은 달에 속하는 것이 아니라 태양의 일종의 부속물임을 쉽게 알 수 있습니다. 이들은 그림 19에서 보듯이 총일식이 시작될 때 동쪽 가장자리에 처음으로 나타납니다. 처음에 나타난 프로미넌스들은 점차 달에 의해 가려지지만, 다른 프로미넌스들은 달의 서쪽 가장자리 뒤에서 모습을 드러내다가, 총일식이 끝나고 다시 햇빛이 비추면 모두 순식간에 사라집니다.

천문학자들이 분광기를 사용할 수 있게 된 이후로 처음으로 발생한 총일식은 1868년이었습니다. 그 해 8월 18일, 인도에서 총일식이 관측되었습니다. 분광기를 갖춘 여러 명의 천문학자들은 프로미넌스를 찾아보았으며, 그들의 스펙트럼이 밝은 선들로 구성되어 있다는 것을 확인함으로써 이 천체들이 빛나는 가스 덩어리라는 사실을 입증할 수 있었습니다. 다음 날, 이 일식을 관측했던 유명한 천문학자인 얀센은 이제 어디를 살펴봐야 하는지 정확히 알고 있었기 때문에, 밝은 햇빛 속에서도 그 선들을 관측하는 데 성공했습니다. 일식이 일어나기 몇 달 전부터 노먼 록야어 경은 프로미넌스를 찾기 위한 준비를 하고 있었는데, 그는 그것들이 쉽게 관측할 수 있는 선 스펙트럼을 보여줄 것이라고 예상했습니다.

오직 태양의 일반적인 빛만이 충분히 걸러져 나갈 수 있었다. 그는 이를 위해 분산능이 매우 높은 분광기를 사용하자고 제안했다. 이 분광기는 연속 스펙트럼을 상당히 넓게 퍼뜨려 그 밝기를 약하게 만들 것이었다. 그가 보고 싶어 했던 개별적인 밝은 선들에 대해서는, 강한 분산 작용이 그 선들의 밝기에는 영향을 주지 않고 오직 그 선들 사이의 간격만을 넓힐 뿐이라고 그는 예상했다. 이 목적을 위해 그가 제작을 지시한 새로운 분광기는 일식이 끝난 지 몇 주 후에야 완성되었는데, 그때는 얀센의 업적에 관한 소식이 인도를 거쳐 유럽에 전해지기 전이었다. 그 소식이 도착했을 때, N. 록아이어 경은 이미 태양 가장자리에서 보이지 않는 현상들의 스펙트럼을 발견해 놓은 상태였다. 따라서 일식 없이도 태양의 현상들을 관측할 수 있는 방법을 실제로 적용한 공로는 이 두 천문학자가 함께 가져가야 한다.

분광기의 슬릿을 태양의 가장자리를 향하도록 하면, 태양 스펙트럼에 있는 해당하는 어두운 선들의 연장선상에 위치한 특정한 짧은 밝은 선들이 보이게 된다. 상황을 면밀히 고려해보면, 현상들을 구성하는 기체들이 이 거대한 별 주위에 비교적 얕은 대기층으로도 존재한다는 것을 알 수 있다. 이 층의 깊이는 약 5천에서 6천 마일 정도이며, 우리가 광구라고 부르는 태양의 가시적 표면을 형성하는 밝은 구름들의 밀집된 층 바로 위에 위치해 있다. 현상들이 생겨나는 이 기체층은 그 스펙트럼에서 나타나는 다양한 색깔의 선들 때문에 색층이라고 불린다. 이러한 선들은 매우 많지만, 수소라는 단일 원소에 관련된 선들이 압도적으로 많아 색층은 주로 이 원소로 구성되어 있다고 할 수 있다. 하지만 칼슘과 또 다른 한 원소도 항상 존재하며, 철, 망가니즈, 마그네슘도 자주 관찰된다. 아직 이름이 언급되지 않은 이 특별한 원소는 놀라운 역사를 가지고 있다.

1868년의 일식 동안 현상 스펙트럼의 선들 사이에서 아름다운 노란색 선이 발견되었는데, 처음에는 그다지 이상한 일이 아니었다.

처음에는 그것이 분명히 노란색 나트륨선일 것이라고 생각했습니다. 하지만 이후 햇빛이 가득한 곳에서 서두르지 않고 세심하게 관측을 진행하여 정확한 측정값을 얻자, 이 선이 이중 나트륨선의 어느 구성 선과도 일치하지 않는다는 사실이 바로 알려졌습니다. 새로 발견된 선은 의심할 여지 없이 나트륨선들과 매우 가까웠지만, 스펙트럼의 녹색 부분 쪽에 약간 위치해 있었습니다. 또한 일반적인 태양 스펙트럼의 어두운 선들 사이에서는 대체로 해당하는 선이 보이지 않았으며, 드물게는 특히 태양 흑점 근처에서만 옅은 어두운 선이 간혹 검출되기는 했습니다. 노먼 로키어 경과 에드워드 프랭클랜드 경은 이 선이 지구상의 어떤 알려진 원소에 의해 생성된 것이 아니라고 밝혔습니다. 따라서 이 선은 지금까지 알려지지 않은 어떤 물질에 의해 생긴 것으로 추정되었으며, 그 물질에는 ‘헬륨’ 또는 ‘태양 원소’라는 이름이 붙여졌습니다. 점차적으로 프로미넌스와 색층의 스펙트럼에서도 12개 정도의 덜 뚜렷한 선들이 확인되었으며, 이들 역시 같은 신비로운 헬륨에 의해 생성된 것으로 보였습니다. 최근에는 다양한 별들의 스펙트럼에서도 이러한 특이한 선들이 발견되고 있습니다.

오랫동안 우주에서만 알려져 있던 이 기체가 마침내 지구에서도 발견되었습니다. 1895년 4월, 레일리 경과 함께 새로운 원소인 아르곤을 발견한 램지 교수는 노르웨이에서 발견된 클레바이트라는 희귀 광물을 가열하여 얻은 기체의 스펙트럼에서 유명한 헬륨선이 존재함을 발견했습니다. 이로써 처음에는 9,300만 마일 떨어진 태양에서 그 존재가 확인된 이 원소가 결국 지구상의 원소이기도 하다는 것이 증명되었습니다.

룽게가 지구상의 헬륨 스펙트럼의 주요 선 옆에 붉은색 쪽에 매우 옅고 가까이 위치한 동반 선이 있다고 발표하자, 처음에는 램지가 발견한 새로운 지구상 기체와 색층의 헬륨이 동일한 것인지에 대해 의문이 제기되기도 했습니다. 색층의 헬륨선이 이중선인 것은 한 번도 관측된 적이 없었기 때문입니다. 하지만 이후 매우 강력한 장비를 갖춘 여러 명의 관측자들이 색층의 유명한 선 옆에 실제로 매우 옅은 동반 선이 존재함을 발견했습니다. 이로써 천체의 헬륨과 지구상에서 발견된 기체가 동일한 것임이 확실해졌습니다.

놀라운 방식으로 말이다. 특정한 상황들을 통해 이 새로운 가스가 서로 다른 밀도를 가진 두 가지 가스의 혼합물일 가능성이 있다고 보였지만, 현재까지는 그것이 사실인지는 입증되지 않았다.

일식을 기다리지 않고도 프로미넌스의 스펙트럼을 관측할 수 있게 되자, 1869년 2월 13일에 W. 허긴스 경은 완전한 햇빛 속에서도 단순히 스펙트럼이 아닌 프로미넌스 자체를 직접 관측할 수 있는 방법을 성공적으로 적용했다. 이를 위해서는 분광기를 조절하여 가장 밝은 선 중 하나, 예를 들어 적색 수소선이 관측용 망원경의 중앙에 오도록 한 다음, 분광기의 슬릿을 넓게 열면 된다. 그러면 단순한 선 대신 프로미넌스의 적색 이미지가 나타난다. 실제로 슬릿을 넓게 열면 프리즘들이 관측 대상이 방출하는 각 종류의 빛에 해당하는 여러 개의 이미지를 생성한다.

우리는 분광기가 유리 프리즘의 작용에 의존한다고 말했다. 여기에 덧붙여 말하자면, 최고급 분광기에서는 프리즘 대신 빛이 반사되는 줄무늬가 있는 격자가 사용된다. 이 줄무늬들의 역할은 소위 회절 현상을 통해 빛의 광선을 그 구성 요소들로 분해시키는 것이다.

그림 IV.

태양의 돌기들.
(1872년, 미국 케임브리지의 하버드 칼리지에서 트루벨로가 그림.)

빛나는 태양 표면에서 솟아오르는 이 거대한 돌기들의 크기는 실로 장엄하다. 하지만 그 엄청난 크기에 비해 충분한 시간을 주면, 마치 지구상의 불꽃들처럼 깜빡거린다. 몇 시간마다, 혹은 그보다 더 짧은 간격으로 같은 돌기를 그려보면 종종 큰 변화가 나타난다. 관측된 이동 거리는 때로 수천 마일에 달하며, 이러한 덩어리들이 움직이는 실제 속도는 종종 초당 100마일을 넘는다. 채층면에서 마치 거대한 용광로에서처럼 엄청난 양의 발광 가스 덩어리들이 위로 분출될 때의 현상은 더욱 격렬하다. 제4판에는 미국 케임브리지의 하버드 칼리지 천문대에서 트루벨로가 관측한 여러 돌기들의 모습이 나와 있다. 트루벨로는 여러 그림을 통해 이 천체들이 보여주는 놀라운 다양성을 잘 보여주었다. 돌기들의 크기는 그림에 함께 표시된 축척을 통해 알 수 있다. 여기에 나와 있는 것들 중 가장 큰 돌기의 높이는 무려 80,000마일에 달하며, 신뢰할 수 있는 관측자들은 그보다 훨씬 더 높은 돌기들도 기록했다. 이 천체들이 때때로 겪는 급격한 변화는 아래쪽 선의 왼쪽에 있는 두 그림을 통해 잘 드러난다. 이 그림들은 1872년 4월 27일에 그려진 것으로, 같은 돌기를 20분 이내의 간격으로 그린 것이다. 이 거대한 불꽃의 길이는 지구 직경의 10배에 달하지만, 이 짧은 시간 안에 그 모습이 완전히 바뀌었다. 불꽃의 윗부분은 사실상 떨어져 나갔으며, 현재는 그림 위쪽 선에 있는 두 점 사이에 나타나 있다. 같은 그림에는 태양의 다른 부분과 다른 시간에 촬영된 뾰족한 모양의 천체들도 나와 있다. 이 뾰족한 천체들의 높이는 대체로 20,000마일을 넘지 않지만, 때로는 엄청난 높이까지 솟아오르기도 한다.

이러한 천체들 중 특별한 사례로, 영 교수가 그 역사를 상세히 기록한 것이 있다. 1880년 10월 7일,

오전 10시 30분경, 태양의 남동쪽 가장자리에서 그러한 현상이 관측되었습니다. 당시 그 현상은 약 4만 마일 높이에 있었으며, 특별한 주목을 받지는 않았습니다. 30분 후, 놀라운 변화가 일어났습니다. 그 짧은 시간 동안 그 현상은 매우 밝아졌으며 길이도 두 배로 늘어났습니다. 다시 한 시간이 지나자 그 거대한 불꽃은 계속 위로 솟아올라, 결국 태양 직경의 3분의 1이 넘는 35만 마일이라는 전례 없는 높이에 도달했습니다. 이 정점에 이르렀을 때 그 거대한 에너지는 마침내 고갈된 것으로 보입니다. 불꽃은 여러 조각으로 갈라졌고, 처음 관측된 지 불과 2시간 만인 오후 12시 30분에 그 현상은 완전히 사라졌습니다.

의심할 여지 없이 이번 폭발은 그 강도와 그로 인해 일어난 엄청난 변화 면에서 특별한 사례였습니다. 그 현상이 일어나는 속도는 적어도 시속 20만 마일이었으며, 다른 방식으로 표현하자면 초당 50마일이 넘는 속도였습니다. 이 거대한 불꽃은 소총에서 발사되는 가장 빠른 총알의 속도보다 100배 이상 빠른 속도로 태양에서 뛰쳐나왔습니다.

프로미넌스는 대체로 두 가지 유형으로 나눌 수 있습니다. 첫째는 비교적 잔잔한 상태를 유지하는 것으로, 모양이 지구 대기권에 떠 있는 구름과 비슷합니다. 둘째 유형은 폭발적인 성격을 가진 것으로, 사실상 크로모스피어에서 뜨거운 물질들이 거대한 분출물 형태로 솟아오르는 것입니다. 이 두 유형의 프로미넌스는 모양뿐만 아니라 구성된 기체의 종류에서도 차이가 있습니다. 구름 모양의 프로미넌스는 주로 수소로 구성되어 있으며, 헬륨과 칼슘이 함유되어 있습니다. 반면 폭발적인 성격을 가진 프로미넌스에는 다양한 금속들이 포함되어 있습니다. 후자의 경우는 태양의 극지방 근처에서는 결코 관측되지 않으며, 보통 태양 흑점 근처에서 나타납니다. 이는 흑점들이 태양 표면의 격렬한 현상과 관련이 있다는 결론을 뒷받침해 줍니다. 흑점이 태양의 가장자리에 도달하면 종종 프로미넌스에 둘러싸여 있는 것을 볼 수 있습니다. 심지어 몇몇 경우에는 흑점 근처에서 강력한 기체 폭발이 일어나는 것도 관측될 수 있었으며, 분광기를 통해 그 현상을 확인할 수 있었습니다.

프로미넌스가 하늘의 배경을 바탕으로 측면에서 관측되는 것과 마찬가지로, 태양 표면의 배경도 그와 같습니다.

프로미넌스를 사진으로 찍기 위해서는 당연히 관측자의 눈 대신 사진 필름을 사용해야 합니다. 하지만 프로미넌스에서 나오는 약한 빛이 외부 빛에 의해 가려지는 것을 막는 것이 어렵기 때문에, 시카고의 헤일 교수가 분광태양촬영기를 고안하기 전까지는 이러한 천체들의 사진 촬영은 그다지 성공적이지 못했습니다. 이 장비에는 빛이 프리즘이나 격자에 도달하는 데 사용되는 일반적인 슬릿 외에도, 사진 필름 바로 앞에 위치한 두 번째 슬릿이 있어서, 특정 파장의 빛만이 통과하도록 하고 나머지 빛들은 차단됩니다. 프로미넌스의 이미지를 만들기 위해 선택된 빛은 칼슘에서 방출되는 ‘K선’입니다. 이 선은 보라색 스펙트럼의 가장 끝에 위치합니다. 비록 인간의 눈에는 보이지 않지만, 이 스펙트럼 영역의 빛은 적색, 황색, 녹색 스펙트럼 영역의 빛보다 사진 촬영에 훨씬 유리합니다. 앞쪽 슬릿은 K선이 두 번째 슬릿에 정확히 도달하도록 조절되며, 앞쪽 슬릿이 시계 장치를 통해 프로미넌스 전체를 천천히 스캔할 때, 두 번째 슬릿도 기계적 장치를 통해 그 속도에 맞춰 움직입니다.

만약 적절한 크기의 스크린으로 태양 원반의 이미지를 가린다면, 슬릿들을 이용해 태양 전체를 스캔할 수 있으며, 그 결과 한 번의 촬영으로 태양 측면 주변의 색층권과 그 안의 프로미넌스들의 모습을 얻을 수 있습니다. 그 다음 스크린을 치우고 슬릿들을 빠르게 태양 원반 자체를 스캔하면, 태양 표면의 여러 곳에 존재하는 발광하는 칼슘 증기들을 볼 수 있습니다. 이렇게 해서 우리는 이 특정한 빛으로 포착된 태양의 인상적인 이미지를 얻게 됩니다. 이러한 방식으로 헤일 교수는 영 교수가 오래 전에 관측한 사실, 즉 프로미넌스의 스펙트럼에는 항상 두 개의 칼슘 밴드가 나타난다는 사실을 확인할 수 있었습니다.

물론, 프로미넌스가 태양 측면에서 위로 솟아오르는 속도는 일반적인 관측을 통해 직접 측정할 수 있습니다.

마이크로미터를 이용해 측정할 수 있습니다. 하지만 분광기를 사용하면 태양 표면의 파동들이 지구 쪽으로나 지구에서 멀어지는 방향으로 얼마나 빠르게 전파되는지를 추정할 수 있습니다. 빠르게 움직이는 물질들을 나타내는 스펙트럼선들의 특이한 현상을 관찰함으로써 이 속도를 측정할 수 있습니다. 이는 천문학의 여러 분야에서 중요한 응용이 가능한 흥미로운 연구 방향을 열어줍니다.

물론, 오늘날에는 빛의 감각이 ‘에테르’라고 불리는 매질을 통과한 후 눈의 망막에 도달하는 파동이나 진동에 의해 발생한다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 서로 다른 색깔들은 각기 다른 파장, 즉 연속된 두 파동 사이의 거리에 해당합니다. 흰색 빛은 특정 범위 내에서 거의 모든 가능한 값을 가진 수많은 서로 다른 파동들이 합쳐져 만들어집니다. 적색광의 파장은 1인치당 33,000개의 파동이 있는 반면, 자색광의 파장은 적색광의 절반 정도에 불과합니다. 스펙트럼상의 선의 위치는 그 선을 만드는 빛의 파장에 따라 결정됩니다. 만약 광원이 관찰자 쪽으로 직접 다가온다면, 광원이 정지해 있을 때보다 파동들이 더 가까이 따라오게 되며, 따라서 1초 동안 눈이 받는 파동의 수도 비례적으로 증가합니다. 그 결과 연속된 에테르 파동들 사이의 거리는 아주 약간 줄어듭니다. 이와 유사한 현상으로는 기차가 지나갈 때 나는 휘파람 소리의 음높이가 변하는 것이 있습니다. 특히 반대 방향으로 빠르게 움직이는 기차 안에 있는 관찰자에게는 이 현상이 더욱 뚜렷하게 나타납니다. 물론 소리의 경우에는 진동이나 파동이 에테르가 아닌 공기 속에서 일어납니다. 하지만 관찰자 쪽으로나 멀어지는 방향으로의 움직임이 미치는 영향은 두 경우 모두에서 거의 동일합니다. 다만 빛의 속도가 초당 186,000마일이므로, 스펙트럼선의 위치에 아주 작은 변화라도 일으키려면 광원도 매우 높은 속도로 움직여야 합니다.

이미 알고 있듯이, 태양의 이러한 거대한 파동들 중에는 극도로 높은 속도가 전혀 드문 일이 아닙니다. 따라서…

태양 흑점의 스펙트럼을 살펴보면, 일부 선들이 스펙트럼의 한쪽 끝으로 약간 이동한 것을 자주 볼 수 있으며, 때로는 반대쪽으로 이동하기도 합니다. 또 다른 경우에는 선들이 매우 기이한 방식으로 왜곡되거나 비틀리는 모습을 보이는데, 이는 매우 격렬한 국지적 혼란을 나타냅니다. 만약 흑점이 태양 원반의 중심 근처에 있다면, 이러한 선들의 변화를 일으키기 위해 가스들이 위나 아래로 솟구쳐 올라가야 합니다. 이러한 관측 결과에서 나타나는 속도는 때로는 초당 200마일에서 300마일에 달하기도 합니다. 이렇게 엄청난 양의 가스들을 광구에서 그토록 빠른 속도로 위로 밀어올리는 데 필요한 엄청난 내부 압력이나, 위에서 그토록 거대한 양의 증기가 아래로 쏟아져 내리는 원인을 상상하는 것은 매우 어렵습니다. 태양 가장자리에 있는 프로미넌스의 스펙트럼에서도 우리는 종종 밝은 선들이 구부러지거나 한쪽으로 이동하는 것을 볼 수 있습니다. 이러한 경우에 우리가 목격하는 현상은 분명히 색층의 표면을 따라 물질들이 우리 쪽으로 또는 우리로부터 멀어지는 움직임에 의해 발생하는 것입니다.

움직이는 물체의 속도를 측정하는 이 훌륭한 방법은 태양의 자전 주기를 분광학적으로 파악하려는 다양한 시도에서도 활용되었습니다. 태양이 자전할 때, 동쪽 가장자리의 한 점은 관찰자 쪽으로 움직이고 서쪽 가장자리의 한 점은 그와 반대 방향으로 움직입니다. 어느 경우든 속도는 초당 1마일을 약간 넘습니다. 동쪽 가장자리에서는 태양 스펙트럼의 선들이 스펙트럼의 보라색 쪽으로 아주 약간 이동하는 반면, 서쪽 가장자리의 스펙트럼에서는 선들이 붉은색 쪽으로 같은 정도로 이동합니다. 기발한 광학 장치를 이용하면 두 가장자리의 스펙트럼을 나란히 배치할 수 있어, 겉보기상의 위치 변화가 두 배가 되고 그로 인해 측정이 훨씬 더 용이해집니다. 하지만 이러한 장치를 사용하더라도 측정해야 할 수치는 여전히 극히 미세합니다. 장비의 모든 부분을 매우 정확하게 조절해야 하며, 관측도 그에 상응하여 매우 섬세해야 합니다. 이러한 연구는 여러 천문학자들에 의해 시도되어 왔습니다. 이 분야에서 가장 성공적인 연구 중에는 스웨덴의 천문학자의 연구가 있습니다.

두네르는 자신의 장비를 행성 표면의 여러 지점에 비추어, 태양 흑점의 움직임으로부터 도출된 특수한 회전 법칙과 매우 잘 일치하는 값을 발견했습니다. 이 결과는 특히 흥미로운데, 스펙트럼상의 어두운 선들을 만들어내는 흡수가 일어나는 대기층들도 같은 위도에서 광구의 움직임에 동참한다는 것을 보여주기 때문입니다.

그림 20 — 총일식 때의 코로나(및 혜성)의 모습.

제5판.
1878년 7월 29일, 완전일식.

사진 속의 코로나
(하크니스)

총일식을 관측하는 사람들에게 가장 큰 매력 중 하나인 또 다른 놀라운 현상이 있습니다. 이 현상은 지금까지는 대낮에는 전혀 볼 수 없었습니다. 바로 코로나, 즉 빛으로 이루어진 고리인데, 달이 태양의 마지막 초승달 모양 부분까지 완전히 가렸을 때 갑자기 태양 주위에 나타납니다. 코로나의 모습은 그림 20에 간략히 나와 있으며, 1878년 7월 29일의 총일식 당시 미국 여러 지역에서 촬영된 수많은 사진들을 비교하여 하크니스 교수가 그린 코로나의 그림은 그림 V에 제시되어 있습니다. 그림 21에서는 모운더 부부의 친절한 허락 덕분에, 1898년 1월 22일의 일식 당시 인도에서 그들이 촬영한 뛰어난 코로나 사진을 다시 보여드릴 수 있습니다.

그림 21 — 1898년 1월 22일 일식 당시의 코로나 모습
(모운더 부부 및 “Knowledge” 잡지의 발행인들의 친절한 허락으로 재게재됨.)

코로나 중 태양에 가장 가까운 부분은 매우 밝지만, 영 교수가 말했듯이 그 안에 있는 융기부들만큼은 밝지는 않습니다. 이 내부 부분은 대체로 규칙적인 형태를 띠고 있으며, 태양 직경의 약 10분의 1 정도 너비의 흰색 고리를 형성합니다.

코로나의 바깥 부분은 보통 매우 불규칙하고 광범위한 형태를 띤다. 이곳은 태양의 가장자리에서 시작하여 코로나 전체에 걸쳐 뻗어 있는 좁은 “균열”이나 어두운 줄무늬들에 의해 자주 중단된다. 반면에, 태양의 가장자리와 다양한 각도를 이루며 생기는 좁고 밝은 빛줄기들도 있으며, 이 빛줄기들은 종종 구부러져 있는 모습을 보인다. 1867년, 1878년, 1889년의 일식 때는 모두 태양 흑점이 최소치였던 시기였는데, 그때 코로나에서는 태양의 적도 방향으로 뻗은 길고 희미한 빛줄기들과 극지방 근처에 있는 짧지만 뚜렷한 빛줄기들이 관찰되었다. 1870년, 1882년, 1893년의 일식 때는 태양 흑점이 최대치였던 시기로, 코로나는 더욱 규칙적인 원형을 띠었으며 주로 흑점 지대 위에서 발달했다. 이는 흑점의 주기성과 다른 모든 태양 현상들의 발생 사이에 밀접한 연관성이 있다는 또 하나의 증거가 된다.

코로나의 스펙트럼에는 녹색 영역에 신비로운 선이 존재하는데, 그 기원에 대해서는 현재까지 확실히 알려진 바가 없다. 이 선은 태양 흑점이 최대치에 가까운 시기에 일어나는 일식 때 가장 잘 관찰된다. 일반적인 태양 스펙트럼에서는 매우 얇고 어두운 선으로 나타나며, 혼란스러운 원소들의 강력한 흐름으로 인해 수소나 다른 물질들의 선들이 비틀리거나 왜곡되어도 이 선은 대체로 변하지 않는다. 이 선은 항상 색층 스펙트럼의 밝은 선들 사이에 존재한다. 또한 코로나에는 의심할 여지 없이 같은 미지의 원소(“코로니움”)에 속하는 몇 가지 다른 밝은 선들도 존재하며, 희미한 연속 스펙트럼도 나타난다. 이 연속 스펙트럼에서는 태양 스펙트럼의 뚜렷한 어두운 선들 중 일부도 가끔 관찰될 수 있다. 이는 밝은 선들로 표시되는 발광 가스 외에도 코로나에는 먼지나 안개와 같은 물질들이 상당량 존재함을 보여준다. 이러한 미세한 입자들은 햇빛을 반사하여 약한 연속 스펙트럼을 만들어낼 수 있다. 이러한 물질들은 긴 코로나 광선과 빛줄기들의 주요 구성 요소로 보이는데, 슬릿이 없는 분광기를 사용하여 일식 때 코로나를 관찰하거나 촬영할 때 밝은 선들 대신 나타나는 코로나의 이미지들에서는 이러한 광선들이 보이지 않기 때문이다. 만약 이 긴 광선들이 코로나의 내부를 구성하는 가스들로 이루어져 있다면, 그 광선들은 분명히…

이러한 분리된 이미지들에 그 모습이 나타나야 합니다. 이처럼 엄청나게 긴 꼬리들을 끊임없이 방출하는 힘의 성질에 대해서는 현재로서는 거의 알려진 바가 없습니다. 하지만 내부 코로나로 나타나는 태양 주위의 광범위한 대기층은 매우 옅어져 있을 것이라는 점은 확실합니다. 혜성들도 여러 차례 이 코로나 대기를 통과했음에도 불구하고, 그에 따른 저항으로 인해 속도가 조금도 줄어드는 현상은 관찰되지 않았습니다.

우리는 관측을 통해 태양에 관한 수많은 사실들을 축적해왔지만, 이러한 사실들을 바탕으로 그 거대한 천체의 물리적 구조에 대한 결론을 도출하려 할 때, 그 어려움이 매우 크다는 것은 부인할 수 없습니다. 가장 권위 있는 학자들조차도 태양의 성질에 대해 상당히 다른 의견을 가지고 있습니다. 여기서는 논란이 거의 없거나 전혀 없는 주요 결론들을 제시하겠습니다.

다음 장에서 살펴보겠지만, 천문학자들은 태양계 내의 천체들의 비교적 밀도를 측정할 수 있었습니다. 다시 말해, 같은 부피의 각 천체에 포함된 물질의 양 사이의 관계를 알아낸 것입니다. 그 결과 태양의 평균 밀도는 지구의 약 4분의 1에 불과하다는 것이 밝혀졌습니다. 만약 태양의 무게와 같은 부피의 물의 무게를 비교해보면, 태양의 무게는 물의 무게의 1.5배 정도에 불과합니다. 물론 실제 태양의 질량은 매우 엄청납니다. 지구의 질량의 330,000배에 달합니다. 하지만 태양을 구성하는 물질 자체는 비교적 가벼우므로, 만약 태양의 무게는 그대로인데 밀도가 지구와 같다면 태양의 크기는 지금보다 4배 더 커져야 합니다. 태양의 이러한 가벼움과 더불어 그곳에서 매우 높은 온도가 유지된다는 사실을 고려할 때, 태양이 기체 상태에 있을 가능성 외에는 다른 결론을 내릴 수 없습니다. 태양 내에서 이러한 기체들이 존재하는 조건은 의심할 여지 없이 지구에서 우리가 알고 있는 조건들과는 완전히 다를 것입니다. 태양의 표면에서는 중력의 세기가 20배 이상입니다.

지구상의 압력보다 7배나 더 크다. 지구에서는 27개의 같은 무게의 금속 조각을 들어 올릴 수 있는 사람도 태양으로 가면 한 번에 하나의 조각만 들어 올릴 수 있을 것이다. 따라서 표면 아래의 기체 압력은 매우 커야 하며, 그로 인해 기체가 액화될 것으로 생각될 수 있다. 하지만 앤드루스는 기체를 “임계온도”(기체마다 다름)라고 불리는 특정 온도 이상으로 유지한다면, 아무리 큰 압력이 가해져도 기체는 액체로 변하지 않는다는 것을 발견했다. 태양의 온도는 그곳에 존재하는 기체들의 임계온도보다 낮을 수 없으므로, 엄청난 압력조차도 이 거대한 별의 기체를 액체 상태로 만들기는 어려울 것으로 보인다.

물론 태양 내부에 대해서는 거의 알 수 없거나 전혀 알 수 없다. 우리가 관측할 수 있는 것은 표면층, 즉 소위 광구뿐이다. 광구에서는 우주의 저온으로 인해 기체들이 응축되어 우리가 그림이나 사진에서 “쌀알”이나 “버드나무 잎”처럼 보이는 빛나는 구름을 형성한다. 존스톤 스토니 박사(그리고 그 후 볼티모어의 헤이스팅스 교수)는 이러한 빛나는 구름들이 주로 탄소로 구성되어 있으며, 실리콘과 붕소와 같은 관련 원소들도 포함되어 있다고 제안했다. 이 원소들의 끓는점은 광구 구름을 형성할 가능성이 있는 다른 원소들의 끓는점보다 훨씬 높다. 탄소의 낮은 원자량은 이 원소의 분자들에 매우 높은 속도를 부여하여, 온도가 매우 낮아져 증기가 구름으로 변하는 상부 지역까지 올라갈 수 있게 한다. 이러한 구름들이 빠르게 냉각되면서 대규모로 열이 방출되는 결과, 우리가 ‘연기’라고 부를 수 있는 것이 형성된다. 이 연기는 점차 구름 사이의 공간으로 가라앉아 그 공간들을 더 어둡게 보이게 하지만, 구름 아래의 온도가 다시 올라가면 다시 기화된다. 바로 이 연기가 태양의 가장자리가 원반의 중앙보다 훨씬 어두운 것으로 알려진 현상의 원인일 가능성이 높다. 이는 아마도…

흑점 근처에서 나온 빛이 지구에 도달하기 전에 이 연기층을 통과해야 하는 거리가 길어지면서 흡수가 더 심해진다. 이러한 흡수는 기체 상태의 대기로 인한 것으로 볼 수 없는데, 그렇다면 스펙트럼에 더 많은 어두운 흡수선들이 생길 것이기 때문이다. 따라서 태양 원반 중앙 부분에서 나오는 스펙트럼과 흑점 근처에서 나오는 스펙트럼 사이에는 현저한 차이가 있어야 하지만, 실제로는 그렇지 않다.

태양 흑점의 성질에 관해서는, 세키와 록아이어가 처음 제안한 ‘흑점이 광구 내부나 그 표면으로 떨어지는 더 차가운 증기들 때문에 생긴다’는 가설이 전반적으로 관측된 현상과 가장 잘 부합하는 것으로 보인다. 앞서 언급했듯이, 흑점 주변에는 보통 광조와 분출형 프로미넌스들이 함께 나타나지만, 이러한 분출들이 광구 내부의 물질들이 위로 솟아오르게 하는 증기의 낙하로 인해 발생하는 것인지, 아니면 먼저 분출이 일어나서 아래쪽의 상승 압력이 줄어들어 더 차가운 증기들이 그 안으로 내려오는 ‘심연’이 형성되는 것인지에 대해서는 여전히 의견이 분분하다.

태양의 특이한 구조물 중 하나로, 코로나보다 훨씬 더 멀리 뻗어 있는 이 구조물이 황도광이라는 현상을 만들어낸다. 봄철에는 해가 진 후 태양이 사라진 위치 근처의 하늘 일부에 진주색 빛이 퍼지는 모습을 볼 수 있다. 가을철 해가 뜨기 전에도 같은 현상이 관찰될 수 있으며, 황도광을 만들어내는 물질은 무엇이든 간에 태양을 중심으로 하는 렌즈 모양을 하고 있는 것으로 보인다. 이 물질의 성질은 아직 명확하지 않지만, 그것이 내는 희미한 스펙트럼이 연속적인 형태를 띠고 있기 때문에 아마도 일종의 먼지로 구성되어 있을 것이다. 황도광의 모습은 그림 22에 나와 있다.

태양은 모든 방향으로 엄청난 양의 빛과 열을 방출한다. 지구는 그 중 극히 일부만을 받을 수 있을 뿐, 전체의 2,000,000,000분의 1도 되지 않는 양에 불과하다. 우리의 다른 행성들도 마찬가지다.

달도 조금씩 물을 받아들이지만, 그들이 활용할 수 있는 거대한 홍수의 양은 얼마나 적은가! 제비가 강에서 마시는 물 한 모금도 강의 물을 다 소진시키지 못하는 것과 같으며, 행성들도 태양에서 나오는 모든 열을 사용할 수 없는 것과 같다.

태양의 은혜로운 광선들은 곡물이 자라고 성숙할 수 있게 하는 마법과도 같은 힘을 제공한다. 바로 태양의 열 덕분에 바닷물이 증기 형태로 위로 올라가서 다시 비가 되어 대지를 촉촉하게 하고, 우리의 배가 바다로 나갈 수 있도록 강을 채워준다. 또한 태양의 열이 거대한 대륙들을 따뜻하게 하여, 우리의 배가 바다를 가로지를 수 있도록 바람을 만들어낸다. 겨울 저녁에 우리가 불가에 앉아 그 따뜻한 빛을 느낄 때, 그것은 사실 수많은 세월 전에 지구에 내려온 태양광일 뿐이다. 그 오래된 태양광의 열은 석탄 시대의 웅장한 식생을 만들어냈으며, 그 열은 석탄의 형태로 수백만 년 동안 잠들어 있었다가 이제 우리가 다시 그 에너지를 활용하고 있는 것이다. 석탄에 저장된 태양의 힘이 우리의 증기기관을 움직이게 하는 것이며, 석탄에 저장된 태양의 빛이 우리 도시의 모든 가스등에서 비추어지는 것이다.

삶을 영위하고 움직일 수 있는 힘, 우리 주변을 둘러싼 풍요로움, 자연이 지닌 아름다움 — 이 모든 것은 우주의 수많은 천체들 중에서도 오직 태양이라는 하나의 천체 덕분에 가능한 것이다.

그림 22.—1874년의 황도광.

제3장. 달
달과 조수 – 항해에 있어서 달의 활용 – 달의 변화
달과 시인들 – 달빛은 어디서 오는가? – 지구와 달의 크기 – 달의 무게 – 겉보기 크기의 변화 – 달과 지구 사이 거리의 변동 – 지구가 달에 미치는 영향 – 달의 궤도 – 달의 위상 설명 – 월식 – 일식의 발생 원리 – 전일식 때 달의 가시성 – 일식을 예측하는 방법 – 경도를 측정하는 데 있어서 달의 활용 – 달과 기후의 관계 없음 – 달의 지형 – 나스미스의 트라이스네커 그림 – 달의 화산들 – 정상적인 달의 충돌구 – 플라톤 – 달의 산들이 만드는 그림자 – 마이크로미터 – 달의 고도 – 과거 달의 활동 – 나스미스의 충돌구 형성에 대한 견해 – 달의 중력 – 달의 충돌구들의 다양한 크기 – 달의 다른 특징들 – 달에 생명체가 있을까? – 물과 공기의 부재 – 스토니 박사의 이론 – 달의 거친 지형에 대한 설명 – 우주의 먼 천체에 생명체가 존재할 가능성

만약 달이 갑자기 사라진다면, 왕국의 모든 항구에서 들려오는 비명 소리를 통해 우리는 즉시 그 사실을 알게 될 것이다. 런던과 리버풀에서도 마찬가지 상황이 벌어질 것이며, 조수의 기복도 거의 멈추게 될 것이다. 선착장에 정박해 있던 배들은 나갈 수 없고, 바다 위에 있던 배들도 들어올 수 없게 되어 세계의 해상 무역은 엄청난 혼란에 빠지게 될 것이다.

달은 매일 일어나는 조수의 원인이 되는 주요 요소이며, 이것이 바로 달이 해야 하는 가장 중요한 역할이다. 연안을 따라 있는 어선들은 조수를 기준으로 하루의 활동을 조절하며, 항구로 들어가고 나오는 데 있어서도 달 덕분에 가능하다. 경험이 풍부한 선원들은 조수가 항해에 매우 유용하다고 말한다. 달이 어떻게 조수를 만들어내는지에 대한 질문은 다음 장으로 미루어질 것이며, 그 장에서는 지구의 초기 역사에서 조수가 어떤 역할을 했는지에 대해서도 살펴볼 것이다.

매달 달이 거치는 아름다운 변화 과정을 감탄하며 보지 않은 사람이 있을까? 우리는 먼저 해가 진 후 서쪽 하늘에서 옅은 빛으로 빛나는 아름다운 초승달 모양의 달을 본다. 밤공기가 맑다면, 그 초승달 안쪽에 있는 달의 나머지 부분도 우리 지구에서 반사된 빛에 의해 희미하게 비춰진다. 밤이 지날수록 달은 점점 동쪽으로 이동하여 결국 보름달이 되고, 해가 질 때쯤에 떠오른다. 보름달이 된 이후로는 그 빛의 크기가 점차 줄어들어 상현달이 될 때까지 계속된다. 그때가 되면 아침에 달이 하늘 높이 떠 있는 모습을 볼 수 있다. 시간이 지나면 다시 초승달 모양이 된다. 달이 태양에 점점 가까워질수록 초승달의 모양은 점점 더 얇아진다. 마침내 달은 태양의 강렬한 빛 속에 가려지지만, 다시 새달이 되어 또다시 같은 변화의 주기를 거친다.

달의 밝기는 오직 태양빛에 의해서만 생긴다. 태양빛이 스스로 빛을 내지 못하는 달의 표면에 비추기 때문이다. 태양이 우주 공간으로 엄청난 양의 빛을 쏟아내는데, 달이라는 어두운 천체는 그 중 일부만을 받아들이고, 그중에서도 극히 일부만을 반사하여 지구를 비춘다. 달은 너무나 밝아서, 밤에도 달이 태양빛 외에는 자체적인 빛이 없다는 사실을 기억하기 어려울 정도이다. 하지만 실제로 가장 밝은 보름달의 표면도 맑고 화창한 날의 런던 거리보다 그다지 밝지는 않을 것이다. 달의 빛이 단지 태양빛일 뿐이라는 것을 보여주려면 아주 간단한 관찰만으로도 충분하다. 어느 아침, 낮에 달을 보고 구름과 비교해 보라. 달과 구름의 밝기는 거의 비슷하기 때문에, 구름을 비추는 태양이 달도 비춘다는 것을 쉽게 이해할 수 있다. 태양과 보름달의 밝기를 비교해 보려는 시도도 있었다. 만약 60만 개의 보름달이 동시에 빛난다면, 그들의 총 밝기는 태양의 밝기와 같을 것이다.

아름다운 초승달은 많은 시인들에게 영감을 주는 주제가 되어왔다. 사실, 감히 말하자면, 어떤 시인들은 달이 매일 밤 보이는 것이 아니라는 사실을 잊어버린 것 같다. 시적인 묘사

저녁 시간대는 거의 항상 어떤 형태로든 달이 뜨는 것과 관련이 있습니다. 역사적 사건을 묘사한 한 시인이 훌륭한 운문 속에 사실이 아닌 내용을 담아낸 유명한 예를 들 수 있습니다. 우리 언어를 사용하는 모든 아이들은 존 무어 경의 장례식이 “희미한 달빛 속에서” 치러졌다고 배웁니다. 이 말에는 진실처럼 보이는 세부 사항들이 포함되어 있습니다. 그날 밤이 안개가 자욱했는지, 달빛이 겨우 보일 정도였는지에 대해서는 의심할 필요가 없습니다. 문제는 훨씬 더 근본적인 것입니다. 그 기억에 남는 사건 당시에 과연 달이 떠 있었는지 아닌지를 처음으로 제기한 사람이 누구인지는 알 수 없지만, 일단 그 질문이 제기되자 ‘해양 연감’은 즉시 답을 제공합니다. 그 연감에 따르면 코루나 전투가 벌어진 날 아침 1시에는 달이 초승달이었다고 합니다. 이 민요는 분명히 장례식이 전투 다음 날 밤에 치러졌다는 것을 암시합니다. 따라서 영웅이 무덤에 안장될 때 달은 하루밖에 지나지 않은 상태였을 것입니다. 하지만 그런 경우 달은 거의 보이지 않으며, 안개가 있든 없든 달빛도 전혀 없습니다. 실제로 시인이 주장하는 대로 장례식이 “한밤중”에 치러졌다면, 그때 달은 지평선 아래 매우 낮은 곳에 있었을 것입니다.[6]

이러한 사례들을 언급하며 나스마이스 씨는 실제로 달이 그 자리에 있었는지조차 모른 채 달을 작품 속에 등장시키고 싶은 작가나 예술가들에게 조언을 해줍니다. 그는 그들에게 『여름밤의 꿈』에 나오는 보텀의 예를 따르라고 권하며, “달력을 보라! 연감을 확인해보고 달빛이 있는지 알아보라!”고 말합니다.

수많은 천체들—태양, 달, 행성들, 별들—속에서 우리의 달은 우리에게 특별한 의미를 가집니다.

주의해야 할 점은, 달이 우리에게 가장 가까이 있는 영구적인 ‘이웃’이라는 것입니다. 혹시 소행성이 때때로 달보다 더 가까이 지구에 접근할 수도 있지만, 이 경우를 제외하고는 다른 천체들은 모두 달보다 수백 배, 수천 배, 심지어 수백만 배나 더 멀리 떨어져 있습니다.

또한 달은 하늘에 존재하는 가장 작은 물체 중 하나라는 점도 주목할 필요가 있습니다. 육안으로 볼 수 있는 수천 개의 별들은 모두 달보다 훨씬 큽니다. 달이 밝게 보이고 거대해 보이는 이유는, 달이 지구에서 단 240,000마일 떨어져 있기 때문입니다. 이 거리는 지구와 별들 사이의 거리와 비교하면 극히 짧은 거리에 불과합니다.

그림 23은 지구와 달의 상대적 크기를 보여줍니다. 작은 구체는 달을, 큰 구체는 지구를 나타냅니다. 두 구체의 실제 직경을 측정해보면, 지구의 직경은 7,918마일이고 달의 직경은 2,160마일이므로, 지구의 직경은 달의 직경보다 거의 4배나 큽니다. 만약 지구를 50개의 동일한 크기의 조각으로 나눈다면, 그중 하나를 구형으로 만들면 그 크기가 달과 같아질 것입니다. 달의 표면 면적은 지구 표면 면적의 약 13분의 1에 해당합니다.

우리의 이웃인 반구는 지구 표면적의 약 27분의 1에 해당하는 면적을 가지고 있습니다. 대략적으로 말하자면, 이는 유럽 대륙의 실제 면적의 두 배에 해당합니다. 하지만 지구의 평균 밀도는 달에 포함된 물질들보다 훨씬 큽니다. 지구의 무게를 맞추려면 달과 같은 무게를 가진 구체가 80개 이상 필요할 것입니다.

달이 우리에게 보여주는 변화들 속에서도 한 가지 명백한 사실이 있습니다. 달이 초승달이든 보름달이든, 하늘 높이 있든 지평선 근처에 있든, 태양에 의해 가려지고 있든, 아니면 태양이 달에 의해 가려지고 있든, 달의 겉보기 크기는 거의 일정합니다. 이를 수치로 표현해보면, 직경이 1피트인 구체가 관찰자로부터 111피트 떨어져 있을 때는 보통 달의 원반을 완전히 가릴 수 있습니다. 하지만 달을 완전히 가리려면 때로는 그 거리를 103피트까지 줄여야 하거나, 반대로 118피트까지 늘려야 할 수도 있습니다. 달이 극단적인 위치에 도달하는 경우는 드물기 때문에, 달을 완전히 가리기 위해 구체가 있어야 하는 거리는 보통 105피트보다 크고 117피트보다 작습니다. 달의 겉보기 크기의 이러한 변동은 매우 작은 범위 내에 있어서, 처음에는 눈치채지 못할 수도 있습니다. 달의 겉보기 크기는 분명히 지구로부터의 실제 거리와 관련이 있습니다. 예를 들어, 달이 우주로 멀어진다면 그 크기는 점점 작아질 것이며, 다른 천체들 중 가장 가까운 곳에 도달하기도 전에 이미 아주 작아질 것입니다. 반대로 달이 지구에 더 가까워진다면 그 겉보기 크기는 점차 커져서, 마치 하늘을 가로지르는 거대한 대륙처럼 보일 것입니다. 달의 겉보기 크기가 거의 일정하다는 사실から, 그 달과 지구 사이의 평균 거리도 거의 일정하다고 추론할 수 있습니다. 그 평균 거리는 239,000마일입니다.

그 거리는 221,000마일보다 조금 더 가까워질 수도 있고, 253,000마일보다 조금 더 멀어질 수도 있지만, 평상시의 변동은 평균값에서 양쪽으로 약 13,000마일을 넘지 않는다.

달이 끊임없이 변화하는 모습을 통해 우리는 달이 항상 움직이고 있다는 것을 알 수 있다. 그리고 이러한 움직임이 무엇이든 간에, 지구와 달은 현재 거의 같은 거리를 유지하고 있음을 알 수 있다. 또한 달이 하늘을 도는 궤도가 거의 평면 상에 있다는 점을 고려하면, 달은 중심인 지구 주위를 거의 원형의 궤도로 공전하고 있다고 결론 내릴 수밖에 없다. 실제로, 두 천체 사이의 일정한 거리는 달이 지구 주위를 공전해야 한다는 필수적인 조건이라고 할 수 있다. 달과 지구 사이의 인력은 두 천체를 서로 가까이 오게 만드는 경향이 있다. 이러한 재앙을 영구적으로 피할 수 있는 유일한 방법은 달이 실제로 그러하듯이 움직이도록 하는 것이다. 지구와 달 사이의 인력은 여전히 존재하지만, 그 효과는 더 이상 달을 지구 쪽으로 끌어당기는 데 나타나지 않는다. 이제 그 인력은 달이 원형 궤도를 유지하도록 하는 데 모든 힘을 발휘해야 한다. 만약 그 인력이 사라진다면, 달은 직선으로 날아가서 다시는 돌아오지 않을 것이다.

그림 24 — 달의 태양 주위 궤도
달이 지구 주위를 공전한다는 사실은 별들을 관측함으로써 쉽게 확인할 수 있다. 달의 뜨고 지는 현상은 물론 지구의 자전 때문이며, 이러한 일주운동은 달뿐만 아니라 태양과 별들도 공통적으로 보이는 현상이다.

하지만 달은 별들 사이에서 계속해서 자리를 바꾼다는 점에 주의해야 합니다. 단 하룻밤 동안에도 망원경 없이도 세심하게 관찰하는 사람이라면 그 변화를 뚜렷하게 알아볼 수 있습니다. 달은 지구 주위를 한 바퀴 도는 데 27.3일이 걸립니다.

그림 25 — 달의 위상들.

그림 24에서는 지구, 태양, 달의 상대적 위치를 볼 수 있지만, 설명을 용이하게 하기 위해 달의 궤도를 태양과의 거리에 비해 훨씬 큰 비율로 표현했다는 점에 유의해야 합니다. 태양을 향한 달의 반쪽은 밝게 비춰지며, 그 밝은 부분을 얼마나 많이 보느냐에 따라 달이 얼마나 가득 찼는지를 판단합니다. 그림 25의 숫자들이 나타내는 순서대로 여러 “위상”들이 나타납니다. 초보자들은 때때로 밤에 보이는 보름달의 빛이 어떻게 태양에서 오는지 이해하는 데 상당한 어려움을 겪습니다. “지구가 가로막고 있지 않나? 그렇다면 지구 반대편에 있는 모든 천체로부터 오는 햇빛이 가로막히지 않겠는가?”라고 생각할 수 있습니다. 그림 24를 살펴보면 이러한 의문이 해소됩니다. 달이 공전하는 평면은 지구가 태양 주위를 공전하는 평면과 일치하지 않습니다. 지구의 공전 평면과 달의 공전 평면이 만나는 선은 달의 궤도를 두 개의 반원으로 나눕니다. 달의 궤도가 약간 기울어져 있어서 위쪽 반원은 종이 평면보다 조금 위에 있고, 다른 반원은 아래에 있습니다. 따라서 그림에 표시된 상황에서 달이 보름달 위치에 있을 때, 달은 지구와 태양을 잇는 선 바로 위에 있게 됩니다. 그러면 햇빛이 지구를 지나 달까지 도달하게 되며, 달도 밝게 빛나게 됩니다.

보름달 때는 달이 지구와 태양을 잇는 선 아래에 있습니다.
지구와 태양의 상대적 위치가 변함에 따라, 한 번의 공전 주기 동안 두 번씩 태양이 이 두 평면의 교차선 위에 오게 됩니다. 만약 이런 현상이 보름달 때 일어나면, 지구가 달과 태양 사이에 정확히 위치하게 되어 달은 지구의 그림자 속으로 들어가고 태양빛이 가려집니다. 이때를 월식이라고 합니다. 때로는 달이 지구의 그림자 속으로 부분적으로만 들어가기도 하는데, 이 경우를 부분월식이라고 합니다. 반면, 초승달 때 태양이 교차선 위에 있으면 달이 지구와 태양 사이에 정확히 위치하게 되어 달의 어두운 면이 지구로 가는 태양빛을 막아 태양일식이 발생합니다. 보통은 태양의 일부만 가려져서 잘 알려진 부분일식이 생깁니다. 하지만 달이 태양의 정중앙을 지나갈 경우, 매우 특별한 형태의 일식이 발생합니다. 때로는 달이 태양을 완전히 가려버려서 총일식이라는 멋진 광경이 연출되는데, 이를 통해 우리는 태양의 성질에 대해 많은 것을 알 수 있습니다. 지난 장에서도 이미 언급했듯이 말입니다. 설령 달이 태양의 정중앙을 지나간다 해도, 가끔은 달의 가장자리 주위로 얇은 태양빛이 보이기도 합니다. 이 경우를 환일식이라고 합니다.
놀랍게도 달은 때로는 태양을 완전히 가릴 수 있지만, 다른 때에는 그러지 못하기도 합니다. 평균적으로 달의 겉보기 크기는 태양의 겉보기 크기와 거의 비슷하지만, 두 천체와 지구 사이의 거리 변화로 인해 실제 겉보기 크기는 변동합니다. 어떤 경우에는 달의 겉보기 크기가 태양보다 클 수도 있습니다. 이 경우 달이 태양의 정중앙을 지나가면 총일식이 발생합니다. 하지만 태양의 겉보기 크기가 달보다 클 경우에는 달이 태양의 정중앙을 지나가더라도 환일식만 발생할 뿐입니다.

그림 26 — 지구의 그림자의 형태로, 반음영 영역, 즉 부분적으로 그늘지는 지역이 나타나 있다. 반음영 영역 안에서는 달을 볼 수 있지만, 그림자 속에서는 거의 보이지 않는다.

일식에 대한 다양한 설명들보다 더 흥미로운 천체 현상은 거의 없다. 달력을 통해 일식이 발생하는 시기를 항상 미리 알 수 있으며, 가장 두드러진 현상들은 망원경 없이도 관찰할 수 있다. 달일식(그림 26)의 경우, 검은 그림자가 처음으로 나타나는 순간을 관찰하고, 그 그림자가 달의 밝은 표면을 점차 덮어가는 모습을 지켜보는 것이 흥미롭다. 만약 완전일식인 경우라면, 달에 남은 얇은 초승달 모양의 빛마저 사라질 때까지 계속 관찰할 수 있다. 하지만 이때 종종 매우 흥미롭고 아름다운 광경이 나타난다. 달이 지구 뒤에 너무 가려져서 햇빛 한 줄기도 달의 표면에 도달할 수 없음에도 불구하고, 달이 여전히 보이며 심지어 구리색으로 빛나서 달 표면의 여러 특징들을 식별할 수 있을 정도다.

완전일식 중에도 달이 이렇게 빛나는 것은 태양광이 지구의 가장자리를 스쳐 지나가기 때문이다. 이때 태양광은 대기의 굴절 작용으로 인해 방향이 바뀌어 내부, 즉 그림자 속으로 들어간다. 이러한 광선들은 지구 대기의 매우 두꺼운 층을 통과하며, 수백 마일에 달하는 공기층을 지나오는 동안 붉거나 구리색을 띠게 된다. 이러한 대기의 특성은 생소한 것이 아니다. 해가 뜰 때나 질 때의 태양광도 정오에 비해 훨씬 더 붉은 색을 띤다. 하지만 해질녘이나 새벽에는 정오보다 훨씬 더 많은 대기층을 통과해야 하므로, 대기가 이 광선들에 붉은 색을 더해주는 것이다.

그 특유의 붉은색은 정말 아름답습니다. 지평선 근처에 있는 태양의 스펙트럼을 살펴보면, 주로 파란색과 보라색 쪽에 수많은 어두운 선들과 띠들이 나타나는 것을 볼 수 있습니다. 이는 대기 중에서 빛이 더 많이 흡수되기 때문에 생기는 현상이며, 이러한 조건에서는 태양에서 붉은 빛이 더 많이 방출됩니다. 월식의 경우, 태양광이 대기를 통과하는 거리가 해돋이나 해질녘보다 두 배 이상 길어지기 때문에 월식 때 붉은 빛이 나타나는 것입니다.

연감에는 해당 연도에 일어나는 모든 일식에 대한 자세한 정보가 기록되어 있습니다. 이러한 예측들은 신뢰할 수 있는데, 그 이유는 천문학자들이 오랫동안 달을 주의 깊게 관찰해왔으며, 그 관측을 통해 달이 현재 어떻게 움직이는지뿐만 아니라 앞으로도 어떻게 움직일지까지 알아냈기 때문입니다. 실제 계산 과정은 너무 복잡하여 여기서는 다루지 않겠습니다. 하지만 일식에 관한 한 가지 간단한 원칙이 있습니다. 올해 일어나는 일식들은 작년에 일어난 일식들이나 내년에 일어날 일식들과는 그다지 명확한 관련성이 없습니다. 하지만 이러한 현상들의 순서를 좀 더 장기적으로 살펴보면 매우 명확한 원칙이 드러납니다. 18년이나 19년 동안 일어나는 모든 일식들을 관찰한다면, 적어도 대략적으로라도 앞으로 수년간 일어날 모든 일식들을 예측할 수 있습니다. 단지 한 번의 일식이 있은 후 6,585-1/3일이 지나면 거의 비슷한 형태의 일식이 다시 일어난다는 점을 기억하면 됩니다. 예를 들어, 1881년 12월 5일에 아름다운 월식이 있었습니다. 그 날짜로부터 6,585일을 거슬러 올라가면, 즉 18년 11일 후인 1863년 11월 24일에도 비슷한 형태의 월식이 있었습니다. 또한 1881년에는 네 번의 일식이 있었습니다. 각 일식의 날짜에 6,585-1/3일을 더하면 1899년에 일어날 네 번의 일식의 날짜를 알 수 있습니다. 바로 이 원칙 덕분에 고대 천문학자들은 달의 움직임이 지금처럼 잘 알려지지 않았던 시절에도 일식의 반복을 예측할 수 있었습니다.

장거리 항해 중, 특히 위급한 상황에서 달은 선원들에게 매우 귀중한 정보를 제공해 줍니다. 리버풀에서 중국까지 배를 조종하려면 선장은 자신의 배가 어디에 있는지 정확한 위치를 자주 파악해야 합니다. 이를 할 수 없다면 그는 끝없는 바다 위에서 길을 찾을 수 없을 것입니다. 태양을 관측함으로써 선장은 자신의 위도와 현지 시간을 알 수 있지만, 해도 위의 특정 지점을 가리키며 “내 배는 여기에 있다”고 말하려면 그린위치 시간도 알아야 합니다. 그린위치 시간을 확인하기 위해 선박에는 출발 전에 정밀하게 검증된 시계가 장착되어 있으며, 오류의 가능성에 대비하여 보통 두세 개의 시계가 함께 제공됩니다. 시계에 1분의 오차라도 생기면 선박이 정해진 항로에서 15마일이나 벗어날 수도 있습니다.

제6판.
달 표면 지도.

그림 27 — 달의 움직임을 나타내는 도표의 설명 (판 VI).

항해하는 동안 시계의 정확도를 확인할 수 있는 방법이 있어야 합니다. 모든 선장들이 필요할 때마다 신뢰할 수 있는 그리니치 시간 기준을 참고할 수 있다면 매우 편리할 것입니다. 사실 우리에게는 전 세계 어디서나 볼 수 있는 그리니치 시계가 필요합니다. 그러한 시계는 존재하며, 다른 시계들과 마찬가지로 특정 표시가 새겨진 다이얼과 그 위를 돌아가는 바늘이 있습니다. 웨스트민스터에 있는 거대한 시계와 비교하면, 선장들이 자신의 시계를 조정하는 데 사용하는 그 거대한 시계는 아무것도 아닙니다. 이 엄청난 크기의 시계의 다이얼은 바로 하늘의 모습입니다. 시계 다이얼에 새겨진 숫자들은 반짝이는 별들로 대체되며, 다이얼 위를 움직이는 바늘은 바로 아름다운 달 자체입니다. 선장이 자신의 시계를 검증하고 싶을 때는 그 값을 측정합니다.

달과 인접한 별 사이의 거리입니다. 예를 들어, 달이 레굴루스 별로부터 3도 떨어져 있다는 것을 알 수 있습니다. 항해 연감을 통해 달이 레굴루스 별로부터 3도 떨어져 있었던 그리니치 시간을 확인할 수 있습니다. 이 값을 시계의 수치와 비교함으로써 필요한 보정값을 구할 수 있습니다.

달에 관한 널리 알려진 신화 중에는 근거가 전혀 없는 것들이 있습니다. 우리의 달과 날씨 사이에 어떤 관계가 있다는 생각은 분명히 일부 전문가들에 의해 받아들여졌으며, 많은 숙련된 선원들의 믿음 속에도 존재하는 것 같습니다. 하지만 날씨 상황과 달의 위상을 주의 깊게 비교해보면, 그러한 관계가 실제로 존재한다는 주장은 전혀 근거가 없음이 드러납니다.

아프리카와 호주의 지도에서는 내륙 지역에 대한 우리의 무지를 나타내는 큰 빈 공간들이 자주 보입니다. 하지만 달의 지도에는 그런 빈 공간이 전혀 없습니다. 천문학자들은 지리학자들이 아프리카 내륙을 알고 있는 것보다 달의 표면을 더 잘 알고 있습니다. 영국의 한 교구만한 크기의 달의 모든 지점들이 지도에 표시되어 있으며, 더 중요한 지형들에는 이름도 붙여져 있습니다.

달의 전체적인 모습은 그림 VI에 나와 있습니다. 이 지도는 소형 망원경을 사용하여 그린 것으로, 우리 쪽으로 향한 달의 면 전체를 보여줍니다. 달은 천문망원경을 통해 본 모습 그대로 표시되는데, 망원경은 모든 것을 뒤집어서 남쪽이 위에, 북쪽이 아래에 위치하게 됩니다(물체를 정상적으로 보기 위해서는 망원경의 접안렌즈에 추가적인 렌즈가 필요하지만, 이는 눈에 도달하는 빛의 양을 줄이므로 천문망원경에서는 이 렌즈들을 사용하지 않습니다). 지도를 통해 달의 특징적인 지형들을 볼 수 있습니다. 평소 보이는 보름달에서 잘 보이는 어두운 지역들도 지도에서 쉽게 알아볼 수 있습니다. 망원경이 발명되기 전에는 천문학자들은 이러한 지역들을 바다라고 생각했으며, 실제로 “마레”라는 이름도 여전히 사용되고 있습니다. 하지만 현재는 그곳에 물이 전혀 없다는 것이 분명합니다.

이 지도에는 특정한 산맥이나 높은 지형들도 나타나 있으며, 이러한 지형들을 측정해 보면 그것들이 엄청난 크기의 산맥임을 알 수 있습니다. 하지만 달에서 가장 눈에 띄는 특징은 표면 곳곳에 널리 퍼져 있는 고리 모양의 구조물들입니다. 이것들을 달의 충돌구라고 합니다.

주요 명소들을 쉽게 찾을 수 있도록, 우리는 색인 지도(그림 27)를 만들었습니다. 이 지도를 통해 지도에 표시된 여러 지형들의 이름을 알 수 있습니다. 소위 ‘바다’로 불리는 지역들은 대문자로 표시되어 있습니다. 예를 들어, A는 마레 크리시움이고, H는 오세아누스 프로켈라룸입니다. 산맥들은 소문자로 표시되는데, 색인 지도상의 a는 소위 캅카스 산맥이 위치한 곳이며, 아펜니노 산맥은 c로 표시됩니다. 수많은 충돌구들은 숫자로 구분됩니다. 예를 들어, 색인 지도상의 20에 해당하는 지점은 프톨레마이오스라는 이름의 충돌구입니다.

A. 마레 크리시움
B. 마레 페쿤디타티스
C. 마레 트란퀼리타티스
D. 마레 세레니타티스
E. 마레 임브리움
F. 시누스 이리둠
G. 마레 베포룸
H. 오세아누스 프로켈라룸
I. 마레 후무룸
J. 마레 누비움
K. 마레 넥타리스

a. 캅카스 산맥
b. 알프스 산맥
c. 아펜니노 산맥
d. 카르파티아 산맥
f. 코르디예라스 산맥 및 다렘베르 산맥
g. 루크 산맥

h. 도르펠 산맥.
i. 라이브니츠 산맥.

1. 포시도니우스.
2. 린네.
3. 아리스토텔레스.
4. 알프스의 거대한 계곡.
5. 아리스틸루스.
6. 아우톨리쿠스.
7. 아르키메데스.
8. 플라톤.
9. 에라토스테네스.
10. 코페르니쿠스.
11. 케플러.
12. 아리스타르코스.
13. 그리말디.
14. 가센디.
15. 시카르트.
16. 바르게틴.
17. 클라비우스.
18. 제우크.
19. 알폰수스.
20. 프톨레마이오스.
21. 카타리나.
22. 키릴로스.
23. 테오피루스.
24. 페타비우스.
25. 히기누스.
26. 트리스네커.

모든 지리학적 앨범에는 지구의 동쪽과 서쪽, 즉 두 반구를 보여주는 지도가 있습니다. 달의 경우에는 달 자체의 구조상 단 하나의 반구만을 나타낼 수 있습니다.

달은 항상 같은 면을 우리 쪽으로 향하고 있기 때문에, 다른 면은 결코 볼 수 없습니다. 이는 달이 자신의 축을 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간과 지구를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간이 정확히 같다는 흥미로운 사실 때문입니다. 하지만 달의 자전은 일정한 속도로 이루어지는 반면, 달이 궤도를 따라 움직일 때의 속도는 완전히 일정하지 않습니다(제4장 참조). 그 결과, 때로는 동쪽 가장자리를 통해 약간의 모습을 볼 수 있고, 또 때로는 서쪽 가장자리를 통해 비슷한 모습을 볼 수 있는데, 마치 달이 우리에게 아주 부드럽게 고개를 흔드는 것 같습니다. 하지만 이러한 리브레이션 덕분에 우리가 볼 수 있는 달의 뒷면은 극히 일부에 불과합니다.

달의 표면은 햇빛이 강한 대비를 이루는 방식으로 비추어질 때 관측하기에 매우 적합합니다. 보름달일 때는 뚜렷한 그림자가 생기지 않아 만족스럽게 관측할 수 없습니다. 특정 달의 지형을 가장 잘 볼 수 있는 순간은 그 지형이 빛과 그림자의 경계선 상에 위치할 때인데, 그때가 되면 지형의 윤곽이 매우 선명하게 드러납니다.

그림 VII[7]은 달의 풍경을 보여주는데, 여기에 나타난 지형은 천문학자들에게 ‘트리스네커’라는 이름으로 알려져 있습니다. 이 그림에 나타난 지역은 달 전체 표면의 극히 일부에 불과하지만, 실제 면적은 상당히 크어 수백 제곱마일에 달합니다. 그림에서는 다양한 형태의 달의 산들을 볼 수 있으며, 중앙에 있는 것은 달의 풍경에서 자주 볼 수 있는 특별한 분화구 중 하나입니다. 이 분화구의 직경은 약 20마일이며, 중앙에는 높은 산이 있고, 그 산꼭대기는 그림에 나타난 달의 위상에서 떠오르는 태양빛에 의해 겨우 비춰집니다.

그림 VIII에는 달의 분화구의 전형적인 모습이 나와 있습니다. 이는 분명히 어느 정도 상상력에 의한 스케치입니다. 화가가 사진을 찍었다고 추정되는 시점은 지구상의 천문학자들이 도달할 수 없는 곳이지만, 이것이 달의 모습을 상당히 잘 묘사한 것임에는 의심의 여지가 없습니다.

달 위의 물체들입니다. 하지만 이 그림이 어느 규모로 그려졌는지를 기억해야 합니다. 그 거대한 충돌구의 지름은 수 마일에 달할 것이며, 그 중심에 있는 산의 높이도 수천 피트에 이를 것입니다. 아무리 성능이 좋은 망원경이라 해도, 달이 240,000마일이 아닌 250마일 떨어져 있다고 가정했을 때 우리가 육안으로 볼 수 있는 것 이상의 세부 사항은 보여주지 못합니다. 따라서, 250마일 거리에서도 보일 정도로 충분히 크지 않은 한, 아무리 정밀한 망원경을 사용해도 달의 세부 사항을 볼 수 있으리라 기대해서는 안 됩니다. 이러한 관점에서 보면 영국도 전체 지형과 대조되는 색깔의 점으로만 보일 뿐입니다.

하지만 이제 다소 환상적인 스케치에서 벗어나, 망원경이 실제로 무엇을 보여주는지에 대해 좀 더 현실적으로 살펴보겠습니다. 그림 IX는 망원경을 사용하는 사람이라면 누구나 잘 아는 거대한 충돌구인 플라토를 나타냅니다. 이 충돌구의 바닥은 거의 평평하며, 다른 충돌구들에서 자주 보이는 중앙의 산은 전혀 없습니다. 이에 대해서는 달의 물체들에 관한 일반적인 설명에서 더 자세히 다루겠습니다.

달 위의 산꼭대기들은 길고 뚜렷한 그림자를 만들어내는데, 이 그림자의 선명도는 지구상의 물체들이 만드는 그림자에서는 찾아볼 수 없는 특징입니다. 이러한 차이는 달에 공기가 없기 때문입니다. 지구의 대기는 일정량의 빛을 퍼뜨려서 지구상의 그림자의 검은색을 완화시키고 그 윤곽을 부드럽게 만듭니다. 하지만 달에는 그러한 영향이 없기 때문에, 달의 산들의 높이를 측정할 때는 그림자의 선명도를 활용할 수 있습니다.

교회의 첨탑이나 높은 굴뚝과 같은 물체의 높이는 그 그림자의 길이를 통해 쉽게 계산할 수 있습니다. 가장 간단하고 정확한 방법은 정오에 해당 물체의 밑부분에서 그림자 끝까지의 거리를 측정하는 것입니다. 해당 날짜의 정오 시각에 태양이 어느 고도에 있는지는 달력을 통해 알 수 있으며, 그러면 간단한 계산을 통해 물체의 높이를 구할 수 있습니다. 실제로, 4월 6일이나 9월 6일에 런던의 위도 근처에서 관측을 할 수 있다면 계산할 필요조차 없습니다.

지정된 날짜들에 있어 정오 때의 그림자 길이는 해당 물체의 고도와 같습니다. 여름에는 정오时的 그림자 길이가 고도보다 짧고, 겨울에는 그림자 길이가 고도를 초과합니다. 일출이나 일몰 때의 그림자는 당연히 정오 때보다 훨씬 길며, 우리가 달에서 관찰하는 그림자도 바로 이런 종류의 그림자입니다. 필요한 측정은 적도 망원경에 반드시 필요한 부속기구인 마이크로미터를 이용해 이루어집니다.

이 단어는 짧은 거리를 측정하는 기구를 의미합니다. 어떤 면에서 보면 이 명칭은 그다지 적절하지 않습니다. 천문학자들이 마이크로미터를 사용하는 대상들은 보통 전혀 작지 않습니다. 그것들은 대체로 달이나 태양, 혹은 우리의 전체 은하계보다 훨씬 큰 규모를 가집니다. 하지만 그렇다고 해서 이 이름이 완전히 부적절한 것은 아닙니다. 왜냐하면 아무리 그 대상들이 거대하더라도, 엄청난 거리 때문에 망원경을 통해 보았을 때는 보통 매우 작아 보이기 때문입니다.

이러한 측정을 위해서는 최고의 정밀도를 갖춘 기구가 필요합니다. 여기서도 역시 ‘스파이더’라는 장치의 도움을 받습니다. 앞서 다른 분야에서도 그 도움에 대해 언급한 바 있습니다. 필라르 마이크로미터에서는 두 개의 평행선이 있고, 세 번째 선이 그 두 선과 직각으로 교차합니다. 나사를 통해 이 평행선들 중 하나 또는 둘 다 움직일 수 있으며, 나사의 나사산은 매우 정교하게 제작됩니다. 나사가 움직인 거리는 나사가 몇 바퀴 돌았는지, 혹은 몇 부분만 돌았는지를 확인함으로써 정확하게 알 수 있습니다. 먼저 두 선을 일치시킨 다음, 달 위의 산의 그림자 길이가 두 선 사이의 거리와 같아질 때까지 그 선들을 벌립니다. 그러면 그림자의 길이에 해당하는 마이크로미터 나사의 회전 횟수를 알 수 있습니다. 나사가 한 바퀴 돌 때 달 위에서의 거리는 이전의 관측을 통해 이미 알려져 있으므로, 그림자의 길이를 계산할 수 있습니다. 측정이 이루어지는 순간, 달의 그 위치에 있는 관찰자가 본 태양의 고도도 알 수 있으므로, 산의 실제 고도도 계산할 수 있습니다.

이와 같은 방법을 통해, 원형 벽으로 둘러싸인 평지 주변의 성벽 높이와 같은 다른 달의 지형들의 고도도 측정할 수 있다.

망원경을 이용해 관측할 수 있는 천체로서 달이 가진 아름다움과 흥미로움 때문에, 우리는 학생들에게 달이 가진 두드러진 특징들에 대해 좀 더 상세히 설명해 주고자 한다. 우리가 설명할 대부분의 지형들은 그다지 강력하지 않은 망원경으로도 충분히 관측할 수 있다. 하지만 모든 지형들을 한 번에 잘 볼 수는 없다는 점을 기억해야 한다. 가장 명확하게 보이는 부분은 밝은 곳과 어두운 곳의 경계이다. 따라서 학생들은 관측할 때 그 경계 근처에 위치한 지형들을 선택하여 관측하게 될 것이다.

1. 포시도니우스 — 이 큰 충돌구의 직경은 거의 60마일에 달한다. 주변의 성벽은 비교적 가늘지만, 매우 뚜렷하게 드러나 있어서 이 지형을 매우 쉽게 알아볼 수 있다. 달의 화산에서 흔히 나타나는 현상처럼, 이 충돌구의 바닥은 주변 평지보다 낮은 곳에 있으며, 이 경우 약 2,500피트나 낮다.

2. 리네 — 이 작은 충돌구는 마레 세레니타티스 지역에 위치해 있다. 약 60년 전에는 직경이 6.5마일 정도라고 기록되었으며, 상당히 눈에 띄는 지형이었던 것으로 보인다. 1866년에 아테네 출신의 슈미트는 이 충돌구가 사라졌다고 발표했다. 그 이후로는 매우 작고 얕은 움푹 들어간 자국만 보일 뿐, 전체적으로는 거의 보이지 않는다. 이것은 달의 지형이 변화한 가장 명확한 사례로 보인다. 분명히 충돌구의 성벽들이 내부로 무너져 내려 그 자리를 부분적으로 채웠지만, 18세기 말의 하노버 출신 천문학자 슈뢰터는 그곳에서 눈에 띄는 충돌구를 전혀 보지 못했다고 하므로, 실제로 변화가 일어났는지에 대해서는 많은 천문학자들이 의문을 제기한다. 그의 관측 결과는 다소 불완전했음을 인정해야 하지만 말이다. 슈미트가 달의 고도 측정을 위해 6년 동안 미크로미터를 거의 57,000회나 사용했다는 사실을 통해 그의 뛰어난 연구 열정을 알 수 있다. 그가 만든 달의 산들에 관한 세밀한 지도는 무려 2,731번의 측정 결과를 바탕으로 만들어졌다.

그림이나 스케치의 경우, 만약 두 번 세어진다면 지도를 두 부분으로 나누는 데 사용되었을 수 있습니다.

3. 아리스토텔레스 — 이 위대한 철학자의 이름은 직경 50마일에 달하는 거대한 분화구와 관련이 있습니다. 이 분화구의 내부는 매우 울퉁불퉁하지만, 뚜렷한 중심축 모양은 보이지 않습니다. 하지만 높이가 10,500피트가 넘는 분화구의 벽 때문에 바닥이 계속 가려져 있어 그 특징들을 제대로 볼 수 없습니다.

4. 알프스의 위대한 계곡 — 폭이 3.5마일에서 6마일에 이르는 이 아주 곧은 계곡은 달의 알프스 지대를 가로지릅니다. 메들러에 따르면 이 계곡의 깊이는 적어도 11,500피트이며 길이는 80마일이 넘습니다. 계곡의 양쪽과 평행하게 뻗어 있는 몇 개의 낮은 산등성이는 산사태의 결과일 가능성이 있습니다.

5. 아리스틸루스 — 유리한 조건 하에서 로스 경의 거대한 망원경을 통해 이 웅장한 분화구의 외부가 중심에서 방사형으로 뻗어 나가는 깊은 협곡들로 나뉘어 있는 것이 관측되었습니다. 아리스틸루스의 폭은 약 34마일이며 깊이는 10,000피트입니다.

6. 아우톨리쿠스는 앞서 언급된 분화구들보다 다소 작으며, 메들러가 생각한 달의 분화구들 사이의 명확한 관계에 따라 그와 함께 존재합니다. 즉, 분화구들은 대개 쌍을 이루며, 더 작은 쪽이 보통 남쪽에 위치합니다. 가장자리 쪽에서는 이러한 배열이 실제보다는 단순히 축소된 형태로 나타납니다.

7. 아르키메데스 — 직경이 약 50마일에 달하는 이 넓은 평야의 매끄러운 내부는 동서 방향으로 뻗어 있는 밝기가 다른 줄무늬들로 인해 일곱 개의 구역으로 나뉩니다. 중앙에 산이나 다른 활동의 흔적은 보이지 않지만, 불규칙한 형태의 벽들이 갑작스럽게 솟아 있으며, 외부에는 뚜렷한 계단식 지형이 있습니다.

플레이트 B.
달의 일부.
(알프스, 아르키메데스, 아펜니노산맥.)
로위 앤 퓌수 씨들.

8. 플라토 — 우리는 이미 가장 작은 망원경으로도 잘 보이는 이 광활한 원형 평원에 대해 언급한 바 있습니다. 동쪽 면의 평균 높이는 약 3,800피트이며, 서쪽 면은

약간 낮지만, 높이가 거의 7,300피트에 달하는 한 개의 봉우리가 솟아 있습니다. 이 거대한 절벽으로 둘러싸인 평원은 상당히 넓은 규모를 자랑합니다. 직경이 약 60마일이며, 면적은 2,700제곱마일에 달하는 다소 불규칙한 원형 모양입니다. 평원 바닥에는 서쪽 벽의 그림자가 제9도에 나타나 있으며, 작은 분화구 세 곳도 보입니다. 지속적으로 관측한 사람들에 의해 수많은 분화구들이 발견되었습니다. 분화구에서 왼쪽으로 이어지는 좁고 날카로운 선은 달 전체에 여러 방향으로 뻗어 있는 그 특이한 “균열” 중 하나입니다. 더 왼쪽에서도 또 다른 균열을 볼 수 있습니다. 플라토 위에는 여러 개의 독립된 산들이 있는데, 그중 가장 높은 산은 피코로 높이가 약 8,000피트입니다. 길고 뾰족한 그림자를 보면 처음에는 이 산이 매우 가파르다고 생각할 수 있지만, 달의 경사면을 특별히 연구한 슈미트는 이 산이 자주 등반되는 스위스의 많은 산들만큼 가파를 리 없다고 주장합니다. 플라토의 바닥에서는 최대 30분 크기의 분화구들이 세심하게 관측되었으며, W.H. 피커링 씨는 그 변화들을 확인할 수 있다고 생각했습니다.

9. 에라토스테네스 — 직경이 37마일이 넘는 이 거대한 분화구는 아펜니노 산맥의 끝부분에 위치해 있습니다. 에라토스테네스가 한때 이 거대한 산맥의 분화구가 거의 없는 봉우리들을 형성시킨 화산 분출구였을 가능성도 있습니다.

10. 코페르니쿠스 — 달의 모든 분화구 중에서도 가장 웅장하고 잘 알려진 분화구 중 하나입니다. 서쪽 지역에는 수많은 작은 분화구들이点在해 있습니다. 중앙에는 높이가 약 2,400피트인 여러 봉우리가 있는 산이 있습니다. 내부에 나타나는 계단식 구조는 거대한 용암 바다가 반복적으로 솟아오르고 부분적으로 얼어붙은 뒤 다시 후퇴하는 과정에서 생긴 것으로 보입니다. 보름달 때에는 코페르니쿠스 분화구 주위에 방사형의 선들이 보입니다.

11. 케플러 — 이 분화구의 내부 깊이는 거의 10,000피트에 달하지만, 주변 벽은 매우 낮습니다. 특이한 점은 이 벽이 마지막으로 언급된 분화구 주위를 둘러싼 밝은 선들과 유사한 반짝이는 물질로 덮여 있다는 것입니다.

12. 아리스타르쿠스는 달의 충돌구들 중에서 가장 눈부신 곳으로, 큰 망원경을 사용해 저배율로 관측할 때 특히 선명하게 보입니다. 그 밝기가 너무나 대단해서 초승달 직후 어두운 면에서도 자주 관측될 정도였으며, 이로 인해 활동적인 달의 화산에 관한 놀라운 이야기들이 생겨났습니다. 남동쪽에는 또 다른 작은 충돌구인 헤로도토스가 있고, 그 북쪽에는 폭이 2.5마일을 넘지 않는 좁고 깊은 계곡이 있어 눈에 띄는 지그재그 모양을 이룹니다. 이 계곡은 달의 “균열”들 중에서 가장 큰 것 중 하나입니다.

13. 그리말디는 같은 크기의 달의 천체들 중에서 가장 어두운 천체로 주목받습니다. 매우 특별한 상황에서만 육안으로도 관측될 수 있었으며, 그 면적이 약 14,000제곱마일로 추정되므로, 맨눈으로는 달에서 얼마나 적은 것만 볼 수 있는지를 알 수 있습니다. 다만 그리말디는 항상 상당히 축소된 모습으로 보인다는 점을 추가해야 합니다.

14. 가센디라는 거대한 충돌구는 그 복잡한 “균열” 구조 때문에 자주 지도에 그려집니다. 이 충돌구의 북쪽 끝에는 더 작지만 훨씬 더 깊은 충돌구가 있으며, 가센디의 바닥 전체가 밝아진 후에도 그 충돌구는 검은 그림자로 가득 차 있습니다.

15. 시카르드는 달에서 가장 큰 벽으로 둘러싸인 평원 중 하나로, 폭이 약 134마일입니다. 마들러는 그 넓은 지역 내에 23개의 작은 충돌구들을 발견했습니다. 샤코르낙은 달 표면의 곡률 때문에, 그 평원의 중앙에 있는 사람은 “자신이 끝없는 사막에 있는 것처럼” 느낄 것이라고 지적했습니다. 왜냐하면 주변의 벽들은 어떤 곳에서는 거의 10,000피트나 되지만, 그 사람의 지평선 아래에 완전히 위치하기 때문입니다.

16. 위에 언급된 곳과 가까운 곳에는 바르젠틴이 있습니다. 이곳이 실제로 거대한 충돌구이며, 거의 굳은 용암으로 가득 차 있다는 데에는 의심의 여지가 없습니다. 내부로 들어가는 경사면이 거의 없기 때문입니다.

17. 클라비우스 — 달의 남위 60도선 근처에 위치한 이 거대한 구역의 면적은 16,500제곱마일 이상입니다. 내부와 벽 위에는 수많은 봉우리와 소규모 충돌구들이 있습니다. 클라비우스 표면에서 일출을 망원경으로 관측하는 모습은 정말 장관입니다.

메들러는 말로 표현할 수 없을 정도로 웅장하다. 그 중 한 봉우리는 해당 분화구 바닥에서 24,000피트나 높이 솟아 있다. 메들러는 이처럼 거친 지형에는 햇빛이 결코 닿지 못하는 깊은 분화구들이 있으며, 반면 그에 상응하여 밤보다 낮의 시간이 거의 두 배나 긴 봉우리들도 있다고 말하기도 했다.

18. 보름달을 망원경이나 작은 손용 망원경으로 관찰하면, 그곳에서 방사되는 밝은 광선들 때문에 다른 분화구들보다 훨씬 눈에 띄는 분화구가 있다. 이것이 바로 웅장한 티코 분화구로, 깊이는 17,000피트이며 직경은 50마일에 달한다(그림 X). 분화구 바닥 중앙에는 6,000피트 높이의 봉우리가 솟아 있고, 내부 경사면에는 여러 층의 계단식 지형이 있다. 하지만 우리를 가장 놀라게 하는 것은 바로 그 신비로운 밝은 광선들이다. 태양이 떠오르면 이 광선들은 완전히 보이지 않으며, 사실 그때는 전체 분화구가 너무 어두워서 숙련된 눈이 아니면 주변 산들 사이에서 티코 분화구를 알아보기 어렵다. 하지만 태양이 지평선 위로 약 30° 올라가자마자 이 광선들은 어둠 속에서 나타나 점차 밝아지다가 달이 보름이 되면 달 표면에서 가장 눈에 띄는 존재가 된다. 이 광선들의 길이는 수백 마일에서 2,000마일, 심지어는 거의 3,000마일에 이르기도 한다. 이 광선들은 광활한 평야를 가로질러, 가장 깊은 분화구 속으로, 혹은 가장 높은 산꼭대기 위로까지 뻗어 있다. 지구상에서 이와 비교할 만한 것은 아무것도 없다. 이 광선들은 보름달 때만 볼 수 있으므로, 그 가시성은 시선 방향에 빛이 얼마나 가까이 비추느냐에 달려 있으며, 광선이 나타나는 표면의 경사도와는 상관이 없다. 따라서 이 광선들의 각 작은 부분은 어느 위치에서 보든 관찰자에게 대칭적인 형태를 가져야 한다. 오직 구체만이 이 조건을 충족하는 것으로 보이므로, 코플랜드 교수는 이 광선들의 표면을 구성하는 물질이 다수의 어느 정도 완전한 구형의 입자들로 이루어져 있을 것이라고 제안한다. 이 광선들은 달 표면의 특정 부분들을 나타내는 것이다.

구형의 미세한 공동들이 있거나, 수많은 작은 투명한 구체들로 뒤덮여 있습니다.[8]

달의 중심 부근에는 모든 조명 조건에서 우리의 시선에 완전히 드러나는 섬세한 고원 지대들이 있습니다. 그중에서도 두 곳을 꼽을 수 있는데, 하나는 알폰수스(19)로, 그 바닥에는 밝은 반점 두 개와 여러 개의 어두운 반점들이 있는데, 이는 표면의 불규칙성으로는 설명할 수 없습니다. 다른 하나는 프톨레마이오스(20)입니다. 여기에는 몇 개의 작은 분화구들이 있으며, 해가 뜨거나 질 때 보면 그 바닥을 수많은 낮은 산등성이들이 가로지르고 있습니다.

21, 22, 23번 분화구들은 달이 생후 5~6일 정도 되었을 때 관측하기에 매우 적합합니다. 이 세 분화구의 이름은 카타리나, 키릴루스, 테오피루스입니다. 이 그룹 중 가장 남쪽에 위치한 카타리나는 깊이가 16,000피트가 넘으며, 넓은 계곡을 통해 키릴루스와 연결되어 있습니다. 하지만 키릴루스와 테오피루스 사이에는 그러한 연결고리가 없습니다. 사실 키릴루스 주변의 거대한 절벽들은 몽블랑만큼 높은데, 마치 화산 활동이 시작되기 전에 이미 완전히 형성된 것처럼 보입니다. 반면 테오피루스의 절벽들은 키릴루스의 절벽들과 상당히 겹쳐져 있습니다. 테오피루스는 직경이 약 64마일에 달하는 명확한 원형의 분화구로, 내부 깊이는 14,000~18,000피트에 이릅니다. 바닥에는 그 높이의 3분의 1 정도 되는 아름다운 산들이 있습니다. 비록 테오피루스가 달에서 볼 수 있는 가장 깊은 분화구이지만, 2차적인 분화로 인한 변형은 거의 없습니다. 반면 카타리나의 바닥과 벽에는 서로 충돌하여 부분적으로 파괴된 다양한 크기의 작은 분화구들이 존재합니다. 일년 중 봄철, 달이 초승달보다 약간 앞에 있을 때면, 이 유익한 화산군들을 저녁 시간대에 편리한 시간에 잘 관측할 수 있습니다.

제VII판.
트리스네커.
(나스미스 작)

24. 페타비우스는 그 거대한 크기뿐만 아니라 이중 성벽이라는 드문 특징 때문에도 주목할 만합니다. 초승달 직후나 보름달 직후에는 매우 아름다운 모습을 보이지만, 태양이 지평선 위 45°를 넘어가면 완전히 사라집니다. 이 충돌구의 바닥은 매우 볼록한 형태를 띠고 있으며, 중앙에는 깊은 금이 가로지르는 여러 언덕들이 있습니다.

25. 히기누스는 달의 중심부 근처에 위치한 작은 충돌구입니다. 달의 가장 큰 협곡 중 하나가 바로 이 충돌구를 통과하면서 갑작스럽게 방향을 바꿉니다.

26. 트리스네커 — 이 아름다운 충돌구에 대해서는 이미 설명된 바 있지만, 제7판에 잘 나타난 복잡한 협곡 체계에 주목시키기 위해 다시 언급됩니다. 이 협곡들이 함몰된 지형임은 그 안의 그림자들을 통해 명백히 알 수 있습니다. 종종 이 협곡들의 가장자리는 상당히 솟아 있습니다. 이는 마치 달 표면의 균열인 것 같습니다.

달의 실제 가장자리에서 가끔 보이는 여러 산들 중에서, 라이프니츠의 이름을 딴 산들이 가장 높은 것으로 보입니다. 슈미트는 가장 높은 봉우리가 주변 계곡보다 41,900피트 이상 높다고 측정했습니다. 지구上的 산들의 고도와 비교할 때, 지구의 산들의 경우 육지의 높이에 해수면의 깊이까지 더해야 합니다. 이런 방식으로 계산해보면, 우리 지구의 가장 높은 산들조차도 달에 있는 산들보다는 낮습니다.

이제 달 표면에 존재하는 이러한 놀라운 지형들의 기원에 대한 중요한 문제를 논의해야 합니다. 우선, 이 문제에 대한 우리의 증거는 간접적인 것에 불과하다는 점을 인정해야 합니다. 달의 이러한 충돌구들이 화산 활동에 의해 생성되었다는 것을 확실한 증거로 입증하려면, 달에서 화산 폭발이 실제로 일어났다는 것을 목격해야 하며, 그러한 폭발들이 중앙에 솟아 있는 산이 있든 없든 유명한 고리 형태를 만들어냈다는 것도 확인해야 합니다. 그러한 일이 전혀 일어나지 않았다고 말하는 것은 다소 과장된 주장일 것입니다. 특정한 경우에 주의 깊은 관측자들은 미세한 지역적 변화들이 발생했다고 보고하기도 했습니다.

달입니다. 앞서 언급했듯이, ‘린네’라는 이름의 충돌구는 달에 사는 생물에게는 상당히 큰 크기로 보일 수 있지만, 망원경으로 관측할 때는 아주 작은 크기로 보입니다. 이 충돌구가 어떤 변화를 겪었을 것이라고 생각되었습니다. 또 다른 경우에는 ‘히기누스’라는 잘 알려진 천체 근처에 작은 충돌구가 생겼다고 여겨졌습니다. 이러한 사례들을 나열해보면, 현재 달의 표면을 교란시킬 만한 요인은 거의 없다는 주장이 더욱 설득력을 갖습니다. 설령 이러한 사소한 변화들이 실제로 존재한다 하더라도—이는 많은 천문학자들이 받아들이기 어려운 가정일 수 있습니다—그것들은 달의 표면 대부분을 덮고 있는 거대한 충돌구들을 만들어낸 엄청난 현상들에 비하면 아무것도 아닙니다.

따라서 우리는 달이 과거에는 지금보다 훨씬 더 활발한 활동을 했을 것이라는 결론에 이르게 됩니다. 또한 최근에 그러한 활동이 멈춘 이유에 대해서도 합리적이거나 적어도 타당한 설명을 제시할 수 있습니다. 우리 태양계의 다른 두 천체인 지구와 태양을 살펴보고 달과 비교해보겠습니다. 세 천체 중에서 태양은 엄청나게 크고, 달은 지구보다 훨씬 작습니다. 또한 태양의 온도가 매우 높을 것이라는 점은 분명하지만, 태양이 점차 그 열을 잃어가고 있다는 점도 의심의 여지가 없습니다. 지구의 표면은 단단한 암석과 점토로 구성되어 있거나, 대부분 바다로 덮여 있기 때문에 높은 온도의 흔적은 거의 보이지 않습니다. 그럼에도 불구하고, 일반적인 화산 활동을 통해 지구 내부에는 여전히 높은 온도가 존재할 가능성이 매우 높습니다.

큰 물체가 가열될 때는 같은 온도가 되기까지 작은 물체보다 더 오랜 시간이 걸립니다. 큰 철 주물은 며칠이 걸려야 식지만, 작은 주물은 몇 시간 안에 식습니다. 우리 태양계의 초기 열원이 무엇이었는지는 지금 논의할 문제가 아니지만, 모든 천체들이 처음에는 가열된 상태였으며, 그 이후로 오랜 시간에 걸쳐 점차 식어가고 있다는 것은 분명해 보입니다. 태양은 너무나 거대하기 때문에 아직 식을 시간이 없었으며, 크기가 중간 정도인 지구는…

바깥쪽은 차가워졌지만 내부에는 여전히 엄청난 양의 열이 남아 있습니다. 반면, 모든 천체 중 가장 작은 크기를 가진 달은 그 열을 너무 많이 잃어버려서 더 이상 내부의 열로 인해 표면에 중요한 변화가 일어날 수 없습니다.

따라서 우리는 달의 충돌구들이 달의 역사 속 어떤 고대 시기에 형성되었을 것이라고 추정할 수밖에 없습니다. 그 시기가 얼마나 오래 전인지 정확히 알 수는 없지만, 달의 화산들도 극도로 오래된 것으로 추정됩니다. 달이 그러한 거대한 충돌구들을 만들어낼 만큼 충분한 열을 가지고 있었던 시기에는, 지구도 현재보다 훨씬 더 뜨거웠을 것입니다. 달의 화산들이 활동할 만큼 충분한 열을 가지고 있었을 때, 지구는 아마도 표면에서 생명체가 살 수 없을 정도로 뜨거웠을 것입니다. 이러한 가정은 달의 충돌구들이 인류의 역사와 관련된 수 세기나 수천 년으로는 도저히 측정할 수 없을 정도로 매우 오래된 것임을 시사합니다. 플라톤이나 코페르니쿠스가 목격한 그 거대한 충돌구들이 현재의 모습으로 굳어지기까지 수백만 년이 지났을 가능성도 있습니다.

이제 우리는 달의 충돌구들이 어떻게 형성되었는지 설명해보려 합니다. 이 주제에 대한 가장 유력한 견해는 나스미스 씨가 제시한 것 같지만, 그의 이론에도 분명히 어려운 점들이 있다는 점을 인정해야 합니다. 그의 이론에 따르면, 달의 충돌구 주변에 있는 성벽이 어떻게 형성되었는지, 그리고 평원의 중앙에 자주 나타나는 거대한 산들이 어떻게 생겨났는지를 설명할 수 있습니다. 그림 28에는 충돌구들이 활동하던 시기의 달 위 화산 분출구를 상상하여 그린 것입니다. 여기서는 내부의 힘이 재나 돌들을 분출시켜 그 분출물들이 분출구에서 상당한 거리까지 날아가는 모습이 보여집니다. 이렇게 쌓인 물질들이 바로 충돌구 주변의 성벽을 구성하는 것입니다.

두 번째 그림(그림 29)은 달의 충돌구가 더 후기 단계에 이른 모습을 보여줍니다. 그때쯤이면 엄청난 폭발력은 이미 소진된 상태였으며,

아마도 한동안 활동이 중단되었을 것입니다. 다시 화산이 활동을 시작하지만, 이번에는 원래의 에너지의 일부만을 가지고 있습니다. 비교적 약한 분출이 같은 분화구에서 일어나며, 분화구 주변에 물질들이 쌓이고 중앙에는 산이 형성됩니다. 마침내 활동이 잦아들어 화산이 조용해지면, 고대 분화구를 둘러싼 성벽과 그 안쪽에 있는 산을 통해 초기의 에너지가 있었다는 증거를 찾을 수 있습니다. 일부 분화구에서 발견되는 평평한 바닥은 용암이 흘러나와 굳어진 것으로 보입니다. 이후에도 여러 차례 분출이 있었습니다.

분화구의 구조를 설명하는 이 방법에서 가장 큰 어려움 중 하나는, 이러한 분화구들이 매우 거대한 크기를 가지고 있다는 점입니다. 달에는 직경이 40~50마일에 달하는 고대 화산들이 있습니다. 실제로 중앙에 산이 솟아 있는 잘 형성된 고리 모양의 분화구도 있으며, 그 직경은 78마일이나 됩니다(Petavius). 중앙에 있는 분화구에서 나온 물질들이 Petavius의 중심부와 성벽 사이의 39마일이나 되는 거리까지 어떻게 전달될 수 있었는지 상상하기는 어렵습니다. 하지만 달의 중력이 지구보다 훨씬 약하다는 점을 고려하면 이를 설명하기가 수월해집니다.

제8판.
정상적인 달의 충돌구.

그림 28.—활동 중인 화산.

그림 29 — 그 이후의 미약한 활동들
우리의 위성이 지구에 비해 훨씬 작다는 것을 이미 알고 있지 않은가? 달 80개를 하나로 모아도 그 무게가 지구의 무게에 미치지 못할 것이다. 지구에서는 1온스는 1온스의 무게이고 1파운드도 마찬가지이지만, 여기서 6온스의 무게는 달에서는 1온스밖에 되지 않으며, 6파운드의 무게도 달에서는 1파운드밖에 되지 않는다. 지구에서 한 자루의 옥수수 자루를 들 수 있는 사람이라면, 같은 힘으로 달에서는 6자루의 옥수수 자루를 들 수 있을 것이다. 지구에서 공을 100야드나 멀리 던질 수 있는 크리켓 선수라면, 똑같은 힘으로 달에서는 같은 공을 600야드나 멀리 던질 수 있을 것이다. 히아와사는 첫 번째 화살이 땅에 떨어지기 전에 이미 열 개의 화살을 연달아 하늘로 쏠 수 있었겠지만, 달에서는 화살통 전체의 화살을 다 쏟아부어야 할 것이다. 달에서는 화산이 발사체를 39마일이나 멀리 날려보낼 수 있었는데, 이는 지구에서는 발사체를 6~7마일 정도만 날려보내는 데 필요한 폭발력만 있으면 충분했던 것이다. 적절히 설치된 현대식 대포라면 이러한 성과를 쉽게 달성할 수 있을 것이다.

그림 30. — 용암에 의한 평탄한 지면의 형성.

또한 달에는 같은 유형이지만 크기가 매우 다양한 수많은 충돌구들이 존재한다는 점도 기억해야 한다. 직경이 2~3마일에 불과한 아주 작은 충돌구부터 시작하여, 점차 크기가 커져서 방금 언급한 거대한 페타비우스 충돌구에 이르기까지 그 과정을 확인할 수 있다. 더 작은 충돌구들의 경우, 화산 활동에 의해 생성되었다고 보는 데에는 거의 문제가 없으며, 가장 작은 충돌구부터 가장 큰 충돌구까지의 연속성이 끊기지 않으므로 가장 큰 충돌구도 마찬가지 방식으로 생겨났다고 가정하는 것이 합리적으로 보인다.

그러나 일부 달의 지형들은 내부에서가 아닌 외부의 작용에 의해 설명될 수도 있다는 점에 유의해야 한다. G.K. 길버트 씨는 달의 지형들이 달에 떨어지는 천체들의 충돌로 인해 생겨났다는 주장을 뒷받침하는 증거들을 제시했다. 이 견해에 따르면 ‘임브리움 바다’는 충돌이 일어난 장소이며, 주변의 달의 지형들도 그 충돌의 결과라고 한다. 길버트 씨는 그곳의 골짜기들이 운석과 같은 엄청난 속도로 움직이는 물체들에 의해 파여진 것이라고 설명한다.

달의 풍경은 극도로 기이하고 험준하다. 그곳은 언제나 황량한 사막을 연상시키며, 지구에서 익숙한 풀밭이나 푸른 숲과 같은 것들이 전혀 없다는 점을 알 수 있다. 어떤 면에서 달도 지구와 크게 다르지 않다. 달도 지구와 마찬가지로 낮과 밤이 번갈아 오지만, 달의 하루는 지구의 29일만큼 길고, 밤도 마찬가지로 29일만큼 길다. 우리는 태양광에 의해 따뜻해지듯이 달도 마찬가지이다. 하지만 어떤 경우든…

달의 긴 낮 동안의 온도는 지구상에서 가장 추운 지역의 온도를 훨씬 능가할 것으로 보입니다. 달이 우리에게 방출하는 열의 양은 로스 경과 최근에는 랭글리 교수에 의해 연구되었습니다. 달 표면의 모든 곳이 2주 동안 중단 없이 햇빛을 받지만, 실제로 토양의 온도가 높아질 수는 없습니다. 달에는 지구처럼 받은 열을 가두고 축적해 주는 대기라는 ‘따뜻한 담요’가 없기 때문입니다.

우리의 가장 큰 망원경조차도 달에 생명체가 존재할 수 있는지에 대해 직접적인 정보를 제공해 주지 못합니다. 캘리포니아의 거대한 나무들이 달의 산악 지대에 자라고 있거나, 코끼리들이 평원을 돌아다닐 수도 있지만, 우리의 망원경으로는 그것들을 볼 수 없습니다. 달에서 우리가 볼 수 있는 가장 작은 물체도 상당히 큰 성당 크기 정도여야 하므로, 우리가 아는 형태의 유기체가 존재한다 해도 망원경으로는 그 모습을 볼 수 없을 것입니다.

따라서 우리는 달에 생명체가 존재할 가능성을 알아보기 위해 간접적인 증거에 의존할 수밖에 없습니다. 천문학자들은 우리가 아는 형태의 생명체는 달에 존재할 수 없다고 믿고 있습니다. 생명체가 살아가는 데 필요한 조건들 중에서 물은 가장 중요한 요소 중 하나입니다. 바위 위에 자라는 지의류부터 숲속의 거대한 나무에 이르기까지 모든 식물의 구성 성분에는 물이 포함되어 있으며, 물이 없으면 생존할 수 없습니다. 동물의 생존에도 물은 마찬가지로 필수적입니다. 이 원소가 없다면 모든 유기체, 즉 인간의 생명조차도 존재할 수 없습니다.

따라서 달에 물이 존재하지 않는다면, 우리가 아는 형태의 생명체는 존재할 수 없다고 결론 내릴 수밖에 없습니다. 만약 달에 사는 누군가가 망원경을 통해 지구를 바라본다면, 여기에 물이 있는지 볼 수 있을까요? 분명히 볼 수 있을 것입니다. 그는 구름들을 볼 수 있을 것이며, 그 구름들이 끊임없이 변화하는 모습도 관찰할 수 있을 것입니다. 구름 자체만으로도 물이 존재한다는 거의 확실한 증거가 될 것입니다.

달에서는 우리의 바다도 육지와는 현저하게 대조되는 색깔을 띤 표면으로 보일 것이며, 아마도 바다의 매끄러운 부분에 반사된 밝은 별과 같은 태양의 모습도 자주 보일 것입니다. 사실, 지구의 절반 이상이 바다로 덮여 있고 나머지 대부분도 구름에 가려질 수 있다는 점을 고려하면, 달의 천문학자가 지구를 바라볼 때는 온갖 형태의 물 외에는 거의 아무것도 보지 못할 것입니다. 그는 아마도 지구가 양서류 동물들이 살기에 적합한 곳일 뿐이라는 결론에 이를 것입니다.

하지만 우리가 망원경으로 달을 관찰해도 물의 직접적인 증거는 보이지 않습니다. 자세히 살펴보면 소위 ‘달의 바다’라고 불리는 곳들은 사막이며, 작은 충돌구와 바위들이 흔히 나타납니다. 망원경으로는 바다나 대양, 호수나 강도 보이지 않습니다. 또한 달 표면의 아름다움도 구름에 의해 훼손되지 않습니다. 달이 지평선 위에 있고 지구의 구름이 없을 때면, 우리는 달 표면의 지형들을 선명하게 볼 수 있습니다. 달에는 구름이 없으며, 물이 있는 곳이라면 어디든 반드시 생기는 안개나 수증기조차 없습니다. 그래서 천문학자들은 지구를 둘러싼 표면이 불모지이자 물이 없는 사막이라는 결론에 이르게 되었습니다.

유기체의 생명에 필요한 또 다른 중요한 요소도 달에는 없습니다. 우리의 지구는 표면에 공기층이 두껍게 존재하여, 우리 머리 위 약 200~300마일 높이까지 이어집니다. 공기가 생명에 얼마나 필수적인지는 굳이 말할 필요도 없으므로, 달에도 대기가 존재할 수 있는지에 대한 문제를 흥미롭게 살펴보아야 합니다. 우리가 고려하려는 문제를 명확히 이해해 봅시다. 어떤 여행자가 지구에서 달로 가는 여정을 시작한다고 가정해 봅시다. 그가 나아갈수록 공기는 점점 더 희박해질 것이며, 결국 지구 표면에서 수백 마일 떨어진 곳에 이르러서는 지구의 대기층의 마지막 흔적조차 남지 않을 것입니다. 그가 대기층을 완전히 통과할 때쯤이면 전체 여정의 극히 일부만을 진행한 셈이 될 것입니다.

240,000마일을 가더라도 달에 도착하기 전에 아직 헤쳐나가야 할 광활한 빈 공간이 남아 있을 것이다. 만약 달도 지구와 마찬가지로 대기층으로 둘러싸여 있다면, 여행자가 여정의 끝에 다가가 달 표면에서 수백 마일 떨어진 곳에 이르렀을 때 다시 대기의 흔적을 발견하게 될 것이며, 그 밀도는 달 표면에 도착할 때까지 점차 증가할 것이다. 따라서 여행자는 여정의 시작 부분에서는 한 층의 공기를 통과하고, 끝 부분에서는 또 다른 층의 공기를 통과하게 되며, 여정의 대부분은 공기 펌프의 배출구보다도 더 텅 빈 우주 공간을 통과하게 될 것이다.

만약 달이 지구를 둘러싸고 있는 것과 같은 대기층으로 덮여 있다면 상황은 그러할 것이다. 하지만 실제는 어떨까? 달에 가까워질수록 여행자는 우리가 숨 쉬는 것과 비슷한 공기를 찾으려 해도 헛수고일 것이다. 달 표면 근처에 약간의 기체 성분이 존재할 가능성은 있지만, 그 양은 지구가 현재 가지고 있는 풍부한 대기의 극히 일부에 불과할 것이다. 우리가 알고 있는 의미에서의 호흡을 위해서라면 달에는 공기가 없다고 말할 수 있으며, 지구의 주민이 달로 옮겨간다면 우주 한가운데에 있는 것과 마찬가지로 분명히 질식할 것이다.

그렇다면 우리는 어떻게 이 사실을 알 수 있을까? 공기는 투명한 것이 아닌가? 그렇다면 우리의 망원경으로 달에 정말 그러한 대기층이 있는지 확인할 수 있을까? 우리는 간접적이지만 매우 신뢰할 수 있는 관측 방법을 통해 달에 공기가 없다는 사실을 알아낸다. 여러 가지 근거가 있을 수 있지만, 가장 결정적인 근거는 소위 ‘일식’ 현상을 통해 얻어지는 것이다. 때때로 달이 지구와 별 사이에 정확히 위치하게 되어 별이 일시적으로 보이지 않는 현상이 발생하는데, 이것이 바로 ‘일식’이다. 우리는 이 현상이 일어나는 순간을 관찰할 수 있으며, 별이 갑자기 사라지는 모습을 확인할 수 있다. 만약 달이 풍부한 대기층으로 둘러싸여 있다면, 달의 움직임에 따라 이 기체층이 가로막혀 별이 서서히 사라지게 되겠지만, 그 과정에는 일식 때 나타나는 것과 같은 급격함은 전혀 없을 것이다.[9]

달에 대기가 존재하지 않는 이유를 어떻게 설명할 수 있을지 생각해 보겠습니다. 우리가 가스라고 부르는 것은 현대 연구를 통해 엄청나게 많은 수의 분자들이 모여 있는 것으로 밝혀졌으며, 각 분자는 극도로 빠른 속도로 움직입니다. 이러한 움직임은 분자가 다른 분자와 충돌하기 전까지 한 방향으로 짧은 거리만 이어지며, 그 과정에서 개별 분자들의 방향과 속도는 계속해서 변합니다. 특정 온도에서 각 가스의 분자들에게는 그 가스에 고유한 평균 속도가 있습니다. 우리 대기권에 있는 산소와 질소와 같이 여러 가스가 섞일 경우, 각 가스의 분자들은 여전히 자신들만의 특유한 속도로 움직입니다. 지구 대기권의 경계에서의 온도를 추정해 볼 때, 그곳에 있는 산소 분자들의 평균 속도는 초당 약 4분의 1마일 정도라고 할 수 있습니다. 질소의 속도도 비슷한 수준이며, 수소 분자의 평균 속도는 초당 약 1마일로, 사실상 모든 가스 중에서 가장 빠른 분자 속도입니다.

제9판.
플라톤.
(나스미스의 작품을 바탕으로 함.)

공중에 던져진 돌은 곧 다시 땅으로 떨어진다. 수직 상방으로 발사된 소총탄도 점점 더 높이 올라가다가 결국 움직임이 멈추고 다시 아래로 떨어진다. 잠시 동안 우리에게 무한한 힘을 가진 소총과 무한한 에너지를 가진 화약이 있다고 가정해 보자. 장전된 화약의 양을 늘릴수록 탄환은 더욱 높이 올라가며, 땅으로 돌아오는 데 걸리는 시간도 점점 길어진다. 탄환의 하강은 지구의 중력 때문이다. 중력은 탄환의 비행 전 과정 동안 반드시 작용하여 그 속도를 점차 줄이고, 위로 올라가는 힘을 극복시켜 결국 탄환을 땅으로 떨어뜨린다.

탄환은 다시 돌아온다. 높이가 증가할수록 중력에 의한 끌어당기는 힘이 약해진다는 점을 기억해야 한다. 따라서 물체가 매우 큰 초기 속도를 가지고 엄청난 높이까지 올라간 경우, 그 물체가 돌아오는 과정은 두 가지 이유로 지연된다. 첫째, 물체가 돌아와야 하는 거리가 크게 증가하고, 둘째 중력이 물체를 끌어당기는 힘이 약해진다. 속도가 클수록 중력이 물체를 끌어당기는 힘은 더욱 약해질 수밖에 없다. 우리는 속도가 너무 커져서 물체가 위로 올라감에 따라 계속 약해지는 중력으로는 결코 그 속도를 상쇄할 수 없는 지점까지 도달할 수 있다고 생각할 수 있다. 그렇게 되면 발사된 물체는 결코 돌아오지 못하는 현상이 나타난다.

이러한 논리를 수치적으로 표현하여, 초당 6~7마일의 속도로 위로 발사된다면 물체가 지구의 중력권에서 완전히 벗어날 수 있음을 보여줄 수 있다. 이 속도는 우리의 포병이 낼 수 있는 최대 속도를 훨씬 초과한다. 실제로 이 속도는 대포알의 속도보다 적어도 12배는 빠른 것이며, 설령 그런 속도를 낼 수 있다 해도 공기의 저항이 극복할 수 없는 장애물이 될 것이다. 하지만 이러한 고려사항들은 각 행성마다 그 행성의 크기와 질량에 따라 적절한 특정 속도가 존재하며, 그 속도로만 발사체를 쏘아야 그 행성의 중력으로 인해 발사체가 다시 끌려오는 것을 막을 수 있다는 결론에는 영향을 주지 않는다.

어떤 천체에 대해서든 이 “임계 속도”를 계산하는 것은 간단한 문제이다. 일반적으로 물체가 클수록 발사체가 그 물체가 떨어진 곳을 영원히 떠나기 위해 필요한 초기 속도도 더 커져야 한다. 앞서 언급했듯이, 지구에서의 이 속도는 약 초당 7마일이다. 수성에서는 초당 3마일, 화성에서는 초당 3.5마일, 토성에서는 초당 22마일, 목성에서는 초당 37마일이다. 반면 태양에서 돌아올 가능성 없이 떠나려면 발사체는 초당 391마일 이상의 속도로 태양의 표면을 떠나야 한다.

만약 우리 대기 중에 자유 상태의 수소가 존재한다면, 그 분자들은 초당 약 1마일이라는 평균 속도로 움직일 것입니다. 때때로 여러 요인이 합쳐져서 분자의 속도가 초당 7마일을 넘기도 합니다. 만약 이런 일이 대기의 가장자리에서 일어나 다른 분자들과의 충돌을 피할 수 있다면, 그 분자는 우주로 날아가 지구로 다시 돌아오지 못할 것입니다. 이러한 과정이 끊임없이 반복되면서 수많은 세월이 지나면 모든 수소 기체 분자들이 지구를 떠나게 됩니다. 이런 방식으로 우리는 지구 대기 중에 자유 상태의 수소가 존재하지 않는 사실을 설명할 수 있습니다.[10]

수소가 아닌 다른 기체 분자들이 도달할 수 있는 속도는 지구의 중력에서 벗어나기에는 턱없이 낮습니다. 그래서 산소, 질소, 수증기, 이산화탄소와 같은 기체들은 계속해서 지구 대기의 구성 성분으로 남아 있습니다. 반면, 태양의 엄청난 질량 때문에 태양 표면의 ‘임계 속도’는 매우 높아서(초당 391마일), 수소 분자조차도 그 속도에 도달할 수 없습니다. 따라서 수소는 태양 대기의 매우 중요한 구성 성분입니다.

이러한 논리를 달에 적용해 보면, 계산 결과 임계 속도는 초당 1.5마일에 불과합니다. 이는 산소, 질소 및 기타 기체 분자들이 도달할 수 있는 최대 속도보다 훨씬 낮은 값입니다. 그러므로 달과 같이 작은 천체의 표면에서는 이러한 기체들이 대기를 형성할 수 없습니다. 이것이 바로 달에는 어떠한 기체도 존재하지 않는 이유로 보입니다.

달에 공기와 물이 없다는 사실은 달의 풍경이 극도로 거칠고 험준한 이유를 설명해 줍니다. 지구에서는 바람과 비, 서리와 눈과 같은 요소들이 계속해서 산들을 마모시키고 그 거친 면들을 부드럽게 만듭니다. 하지만 달에는 그러한 요소들이 존재하지 않습니다. 화산들이 달의 표면을 현재의 모습으로 만들었으며, 비록 오랫동안 활동을 멈추었지만 그 화산들의 흔적들은 여전히 남아 있습니다.

오늘날 그 건물들은 마치 거대한 불길이 꺼졌을 때와 거의 같은 새로움을 유지하고 있는 것 같다.

“구름에 덮인 탑들, 화려한 궁전들, 장엄한 사원들”은 지구 위에서는 짧은 시간 동안만 존재할 뿐이다. 이러한 건축물들이 “환상 속의 허상처럼” 사라지는 것은 주로 물과 공기의 끊임없는 작용 때문이다. 달에서는 이러한 붕괴와 쇠퇴의 원인들이 전혀 존재하지 않는다. 다만 달의 낮과 밤 사이의 온도 변화로 인해 약간의 팽창과 수축이 일어날 수 있으며, 이것이 더 강력한 분해 요인들이 없는 상황을 어느 정도 보완해 줄 수는 있을 것이다.

달에 세워진 건물들은 건축가들이 만든 그대로 수세기 동안 그 모습을 유지할 가능성이 높다. 창문에는 유리가 필요 없으며, 바람이나 비도 들어올 수 없기 때문이다. 방 안에는 벽난로도 필요 없는데, 공기가 없으면 연료도 타지 못하기 때문이다. 달의 도시에 사는 사람들은 먼지가 날리지 않고, 냄새도 나지 않으며, 소리도 들리지 않는다는 것을 알게 될 것이다.

인간은 매우 제한된 환경에서 살도록 진화한 존재이다. 온도의 약간의 차이, 공기 성분의 미세한 변화, 음식의 적절한 조건 등이 건강과 질병, 생명과 죽음을 가르는 결정적인 요소가 된다. 달 너머, 우주의 광활한 공간을 바라보면, 온도와 환경이 천차만별인 수많은 행성들이 있다. 이렇게 많은 행성들 중에 생명체가 살고 있는 곳이 있을까? 이 중요한 질문에 대해 과학은 답할 수 없다. 하지만 추측하지 않을 수도 없다. 우리의 지구는 모든 곳에 생명체로 가득 차 있으며, 상상할 수 있는 가장 다양한 환경 속에서도 생명체가 존재한다. 열대의 뜨거운 기후 속에서도, 극지방의 영원한 한파 속에서도 생명체가 존재한다. 빛 한 줄기도 들어오지 않는 동굴 속에서도 생명체가 존재하며, 제곱인치당 수 톤의 압력이 가해지는 심해 속에서도 생명체가 존재한다.

외부 환경이 어떻든 간에, 자연은 일반적으로 그러한 환경에 적합한 형태의 생명체를 제공한다.

우주의 수많은 행성들 중에서 우리 지구와 똑같은 곳, 즉 공기와 물이 있고 크기와 구성도 같은 곳이 있다는 것은 전혀 가능성이 없다. 지구가 아닌 다른 행성에서는 인간이 한 시간이라도 살 수 있을 가능성도, 참나무가 한 계절이라도 자랄 수 있을 가능성도 없어 보인다. 인간과 참나무는 지구의 특수한 환경에 특별히 적응된 구조를 가지고 있기 때문에 지구 위에서 살 수 있으며 잘 자랄 수 있는 것이다.

만약 우리가 몇몇 천체들을 더 가까이서 관찰할 수 있다면, 그곳에도 역시 생명체가 넘쳐난다는 것을 알게 될 것이다. 하지만 그 생명체들은 그 환경에 특별히 적응한 형태의 생명체들일 것이며, 우리에게는 매우 낯선 형태의 생명체들일 것이다. 그것은 콜럼버스가 신대륙에 처음 도착했을 때 발견한 생명체들보다도 훨씬 더 낯설 것이다. 아마도 단테가 묘사했거나 도레가 그린 것보다도 더 낯선 생명체들일지도 모른다. 지능도 지구뿐만 아니라 그러한 행성들 사이에도 존재할 수 있다. 더 큰 행성도 있고 더 작은 행성도 있으며, 더 두꺼운 대기층을 가진 행성도 있고 더 얇은 대기층을 가진 행성도 있다. 이 주제에 대한 가장 진실한 철학은 테니슨의 말에 담겨 있다:

“네 마음속에 이 진리를 되새겨보라.
무한한 우주 속에는 무한히 더 좋은 것도 있고, 무한히 더 나쁜 것도 있다는 것을.”

“과연 희망과 두려움이라는 이 형태의 것들이, 저 백만 개의 행성들 속에서도 자신들과 비슷한 것을 찾을 수 있을 것이라고 생각하는가?”

판 X.
티코와 그 주변 지역.
(나스미스 작)

제4장. 태양계
태양과 달의 특별한 중요성—추구해야 할 방향—거리의 순서—인접한 천체들—이들을 어떻게 구분할 것인가?—금성과 목성은 그 밝기로 주목을 끈다—시리우스는 인접한 천체가 아니다—토성과 수성—망원경으로 관측되는 행성들—어떤 천체를 인접한 천체로 분류할지 판단하는 기준—‘행성’이라는 단어의 의미—천왕성과 해왕성—혜성들—행성들은 태양에 의해 비춰진다—별들은 그렇지 않다—지구도 실제로는 행성이다—네 개의 내행성, 즉 수성, 금성, 지구, 화성—지구의 속도—외행성들, 즉 목성, 토성, 천왕성, 해왕성—행성들이 태양으로부터 받는 빛과 열—행성들의 크기 비교—소행성들—모든 행성들은 같은 방향으로 공전한다—태양계—우주 속의 섬들의 집합체.

이 책의 앞 두 장에서 우리는 인류에게 있어 각 천체들의 상대적 중요성에 따라 그들을 설명하고자 노력했습니다. 우주에 존재하는 수많은 천체들 중에서 무엇부터 우리의 관심을 끌어야 하는지 의문을 가질 필요가 있을까요? 여기서 우리는 우주에 흩어져 있는 다른 천체들과 비교했을 때 태양이 가지는 본질적인 중요성에 대해 언급하지는 않습니다. 아마도 많은 천체들이 태양과 비슷하거나 그보다 더 뛰어난 광채와 크기, 질량을 가지고 있을지도 모릅니다. 사실, 이 책의 후반부에서 우리는 그러한 경우가 실제로 존재한다는 것을 보여줄 것입니다. 그렇게 되면 우리는 수많은 천체들 속에서 태양의 진정한 위치를 알 수 있게 될 것입니다. 하지만 태양이 우주에 존재하는 수많은 천체들 중 하나로서 얼마나 중요한지와는 별개로, 태양이 지구에 미치는 영향이 우주의 다른 모든 천체들이 지구에 미치는 영향을 훨씬 능가한다는 점은 의심의 여지가 없습니다. 따라서 우리가 우선적으로 살펴봐야 할 천체는 바로 우리 삶의 근원이 되는 그 위대한 천체인 태양이었습니다.

두 번째로 취해야 할 조치에 대해서도 크게 망설일 필요는 없습니다. 다른 천체들과 비교했을 때 달이 가지는 본질적인 중요성도 마찬가지입니다.

천체들은 작을 수도 있습니다. 실제로, 앞으로 살펴보겠지만, 그 크기는 거의 무한히 작습니다. 하지만 지구의 운영에 있어서 달은 과거에도 그랬고 지금도 여전히 태양 자체에 버금가는 중요한 역할을 하고 있습니다. 달은 우리와 너무 가까이 있기 때문에, 그 밝은 빛조차도 보이지 않을 정도입니다. 달보다 훨씬 더 큰 크기와 더 뛰어난 광채를 가진 수많은 천체들이 존재합니다. 또한 달은 천문학의 역사에서도 특별한 위치를 차지합니다. 과학이 지금까지 이룩한 가장 위대한 발견인 중력의 법칙도 주로 달을 관측함으로써 밝혀졌습니다. 따라서 ‘하늘에 대한 이야기’의 첫 부분을 태양과 비슷한 중요성을 가진 천체에 할애하는 것은 당연한 일입니다.

하지만 태양과 달에 대해서는 이미 어느 정도 설명했으므로(앞으로 다시 언급해야 할 것입니다), 다음에 무엇을 다룰지 선택하는 데에는 약간의 망설임이 있을 수밖에 없습니다. 이 두 개의 거대한 별들을 제외하면, 어떤 천체가 가장 중요하고 의미 있는지 명확히 알 수 있는 다른 천체는 없습니다. 우리는 하늘에 대한 이야기를 가능한 한 자연스러운 방식으로 풀어나가고 싶습니다. 만약 천체들을 그 실제 크기 순서대로 설명하려 한다면, 우리의 무지 때문에 그 작업은 불가능할 것입니다. 어떤 천체가 목록의 첫 번째에 오를지조차 추측할 수 없습니다. 설령 그 가장 거대한 천체가 우리의 망원경으로 관측할 수 있는 거리에 있다고 해도(이것 자체가 매우 낮은 확률의 가정입니다), 그 천체가 하늘의 어느 곳에 있는지 전혀 모릅니다. 설령 그게 가능하다고 해도—만약 우리가 모든 가시적인 천체들을 그 크기와 광채의 순서대로 배열할 수 있다고 해도—그 방법은 실용적이지 않을 것입니다. 왜냐하면 그 천체들 대부분에 대해서는 거의 아무것도 모르기 때문입니다.

따라서 우리는 다른 방법을 사용해야 합니다. 가장 간단하고 자연스러운 방법은 서로 다른 천체들의 거리 순서를 최대한 따르는 것입니다. 우리는 이미 달이 지구와 가장 가까운 천체라고 말했습니다. 이제는 우리와 비교적 가까운 다른 천체들에 대해 살펴보겠습니다. 그리고 이야기가 진행됨에 따라 더 많은 천체들에 대해 논의할 것입니다.

더 멀리 떨어진 곳들, 책의 마지막 부분에 이를 때까지 우리는 망원경을 통해 우리에게 드러난 우주의 가장 먼 천체들을 살펴보게 될 것입니다.

이 원칙을 정했음에도 불구하고 우리의 접근 방식은 여전히 모호함에서 자유롭지 못합니다. 하늘에 있는 많은 천체들은 움직이고 있기 때문에 지구로부터의 상대적 거리가 계속 변화합니다. 하지만 이는 우리가 신경 쓸 필요가 없는 문제입니다. 우리는 모든 세부 사항까지 이 원칙을 엄격히 따르려 하지 않을 것입니다. 비교적 우리 근처에 있으면서도 여전히 다양한 거리에 있는 그러한 거대한 천체들을 먼저 설명하는 것으로 충분할 것입니다. 그 다음에는 상상조차 할 수 없을 만큼 엄청난 거리에 있어 우리와 분리된 수많은 천체들에 대해 살펴볼 것입니다.

그러니 이제 하늘을 살펴보며 우리 근처에 있는 천체들을 찾아보도록 합시다. 해는 진 지 오래되었고 달은 아직 뜨지 않았습니다. 구름 한 점 없는 하늘에는 수많은 빛의 보석들이 반짝이고 있습니다. 그중 일부는 뚜렷한 별자리를 이루고 있으며, 다른 일부는 가장 밝은 것부터 눈으로 겨우 볼 수 있을 정도로 희미한 것까지, 온갖 밝기로 흩어져 있습니다. 이렇게 많은 천체들 속에서 어떻게 지구에 가장 가까운 천체들을 알아볼 수 있을까요? 서쪽을 바라보세요. 사라져가는 햇빛이 아직 남아 있는 곳 위에서 우리는 종종 아름다운 저녁별이 빛나는 것을 볼 수 있습니다. 이것이 바로 금성입니다. 지구의 쌍둥이 자매와도 같은 아름다운 천체죠. 금성의 밝기와 위치 및 밝기의 빠른 변화는 이 천체가 다른 별들보다 지구에 훨씬 가깝다는 것을 즉시 알려줍니다. 이러한 추측은 정밀한 측정을 통해 충분히 확인되었으므로, 금성도 우리 근처에 있는 천체들의 목록에 포함됩니다.

또 다른 눈에 띄는 행성이 있습니다. 밝기 면에서는 금성과 거의 비슷하며, 크기와 주변 환경의 웅장함 면에서는 금성을 훨씬 능가합니다. 이 행성은 고대부터 ‘목성’이라는 위엄 있는 이름으로 불려왔습니다. 의심할 여지 없이 목성은 금성보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다. 실제로 목성은 항상 금성보다 최소 두 배는 더 멀리 떨어져 있습니다.

때로는 10배나 될 때도 있습니다. 하지만 우리는 여전히 목성을 우리의 이웃 행성으로 간주해야 합니다. 하늘에 반짝이는 수많은 별들과 비교했을 때, 목성은 상당히 가까운 곳에 있는 행성으로 여겨져야 합니다. 물론 이 거대한 행성까지의 거리를 표현하려면 수억 마일이라는 숫자가 필요하지만, 그 엄청난 거리도 지구와 가장 가까운 별 사이의 광활한 공간을 가로지르기에는 수만 배, 혹은 수십만 배로 늘려야만 합니다.

금성과 목성은 그 뛰어난 밝기로 우리의 주의를 끌었습니다. 하지만 가장 밝은 천체가 반드시 지구에 가장 가까운 천체라고 단정하는 것은 오류입니다. 천문학에 대해 잘 모르는 사람이라면, 그 뛰어난 밝기 때문에 우리의 이웃 행성이라고 생각하여 ‘개자리의 별’, 즉 천문학자들이 부르는 시리우스를 지목할 수도 있습니다. 하지만 이는 잘못된 생각입니다. 나중에 우리는 남쪽 하늘의 이 보석 같은 별에 대해 더 자세히 알아볼 기회가 있을 것이며, 그때 시리우스가 우리 태양보다 크기와 밝기 면에서 훨씬 뛰어난 거대한 행성임에도 불구하고, 너무나 멀리 떨어져 있어서 지구에 도달하는 그 약해진 빛들이 마치 거대한 태양이 아닌 그저 밝은 별처럼 보인다는 사실을 알게 될 것입니다.

지구의 이웃 행성들을 구분하는 기준에 대해서는 곧 설명하겠습니다. 일단은, 그 밝기가 시리우스나 다른 몇몇 별들보다 훨씬 약하지만 ‘토성’이라는 독특한 행성이 우리의 목록에 추가될 것이라는 점만 알아두면 충분합니다. 그 다음으로는 화성이 추가되는데, 화성은 때때로 지구에 매우 가까이 접근하여 불타는 듯한 빛을 발하기 때문에, 이 행성이 사실은 천체들 중에서 가장 작은 행성 중 하나라는 사실을 쉽게 짐작하기 어렵게 만듭니다. 우리가 언급한 행성들 외에도, 고대 천문학자들은 다섯 번째 행성인 ‘수성’도 발견했습니다. 수성은 보통 태양 주위의 빛 속에서는 보이지 않지만, 때때로 태양으로부터 충분히 멀리 떨어져 있어 해가 뜨기 전이나 진 후에 볼 수 있습니다. 이 다섯 개의 행성—수성, 금성,

화성, 목성, 토성은 고대부터 알려져 있던 행성들이었습니다.

그러나 오늘날에는 현대의 망원경을 통해 우리의 이웃으로 밝혀진 천체들을 추가함으로써 이 목록을 좀 더 확장할 수 있습니다. 여기서는 어떤 천체가 지구 근처에 있는지 판단할 수 있는 기준을 소개하지 않을 수 없습니다. 더 밝은 행성들은 별들이 끊임없이 반짝이는 것과는 달리 일정한 빛을 내므로 쉽게 식별할 수 있습니다. 하지만 우리가 언급한 천체들 중 하나라도 조금만 주의 깊게 관찰해보면, 행성과 별 사이의 더 명확한 차이를 알 수 있습니다.

예를 들어, 하늘이 잘 보이는 맑은 밤에 목성을 관찰해보세요. 그리고 주변의 별자리들과 비교하여 목성의 위치를 확인해 보세요. 어떤 별의 오른쪽에 있거나, 다른 별의 왼쪽에 있는지, 아니면 두 별 사이에 있는지 등을 말입니다. 그런 다음 천체 지도에 목성의 위치를 표시하거나, 그 행성의 위치를 나타내는 주변 별들의 스케치를 그려보세요. 한두 달 후에 다시 관측을 반복하면, 목성의 위치가 처음에 정했던 별들과 비교하여 변해 있음을 알 수 있습니다. 별들은 그 상대적인 위치를 그대로 유지하는 반면, 목성의 위치는 변했습니다. 따라서 이 천체는 끊임없이 하늘의 이곳저곳을 이동하기 때문에 ‘행성’ 또는 ‘유랑자’라고 불리는 것입니다. 이와 같은 방법으로 금성과 수성, 토성과 화성과 같이 우리가 언급한 다른 천체들도 역시 유랑자이며, 행성이라고 불리는 천체들에 속한다는 것을 알 수 있습니다. 이처럼 지구의 이웃들을 별들과 쉽게 구분할 수 있는 간단한 기준이 있습니다. 지구 근처에 있는 모든 천체는 행성, 즉 유랑자이며, 어떤 천체가 유랑자인지라는 사실만으로도 그것이 우리가 연구하는 행성의 일종임을 증명하기에 충분합니다.

이러한 기준이 있으면, 우리는 즉시 우리의 ‘이웃 천체’ 목록에 새로운 천체들을 추가할 수 있습니다. 망원경을 통해 드러나는 수많은 천체들 중에서…

가끔은 방랑자와 같은 행성도 발견된다. 그러므로 이미 언급된 다섯 개의 행성에 천왕성과 해왕성이라는 또 다른 두 개의 거대한 행성을 더해야 하며, 이로써 총 일곱 개의 위대한 행성들로 구성된 집단이 만들어진다. 우리가 망원경으로만 보이는 작은 천체들뿐만 아니라, 지구의 거대한 크기에 비하면 실제로는 작은 구체인 천체들까지 고려한다면 그 수는 훨씬 더 많아질 것이다. 이러한 소행성들은 400개가 넘으며, 역시 지구의 이웃 천체들에 속한다.

행성들과는 크게 다른 또 다른 종류의 천체들도 우리의 천체계에 포함되어야 한다는 점을 지적해야 한다. 바로 혜성들이다. 실제로 이러한 불규칙한 궤도를 따르는 천체들 중에는 행성들이 가장 가까이 다가온 것보다도 지구에 더 가까이 접근하는 경우도 있을 수 있다. 이러한 신비로운 방문객들은 훗날 우리의 많은 관심을 끌게 될 것이다. 당분간은 크든 작든 항상 ‘행성’이라고 불리는 그러한 실체적인 구체들에만 주목하도록 하자.

잠시 상상해보자. 만약 태양 주위에 불투명한 물질이 둘러져서 태양의 모든 빛이 사라진다면 어떻게 될까? 당연히 지구는 한밤중의 어둠 속으로 빠지게 될 것이다. 잠시 생각해보면, 태양의 빛을 반사하여 빛나는 달도 완전히 보이지 않게 될 것이다. 하지만 이러한 태양빛의 소멸이 다른 영향을 미칠까? 한밤중 하늘을 수놓는 수많은 밝은 점들에 영향을 줄까? 태양이 가려진다면 밤하늘에 분명히 놀라운 변화가 일어날 것이며, 조금만 주의를 기울이면 그 사실을 알 수 있을 것이다. 별들은 의심할 여지 없이 그 밝기에 아무런 변화도 보이지 않을 것이다. 각 별은 자체의 빛으로 빛나며 태양에 의존하지 않기 때문이다. 그러므로 별자리들은 여전히 예전처럼 반짝일 것이지만, 행성들에는 놀라운 변화가 일어날 것이다. 만약 태양이 가려진다면 행성들도 보이지 않게 될 것이다. 그렇게 되면 한밤중의 하늘에서는 행성들이 하나씩 사라지게 되고, 별들은 그대로 남아 있을 것이다. 금성의 밝기나 목성의 광채가 오직 멀리 떨어진 태양으로부터 이 천체들에 도달하는 빛에서 비롯된다는 사실을 이해하기는 어려울 수 있다. 하지만 이 문제에 대한 증거는 명확하며, 그 내용은 나중에 설명될 것이다.

여러 행성들에 대해 좀 더 자세히 논의할 때 독자들이 보다 명확하게 이해할 수 있을 것입니다.

겨울밤 하늘 높은 곳에 있는 목성을 바라보고 있다고 가정해 봅시다. 지구가 목성과 태양 사이에 위치하기 때문에 태양광이 그 행성에 닿을 수 없다고 주장할 수도 있습니다. 하지만 관련된 여러 천체들의 크기와 그들 사이의 거리를 알게 되기 전까지는 지구에 사는 사람이 이런 견해를 갖는 것도 무리는 아닙니다. 하지만 목성에 사는 생명체에게는 문제가 전혀 다른 형태로 제시될 것입니다. 만약 그런 존재에게 지구가 자신과 태양 사이에 들어오면서 많은 불편을 겪는지 묻는다면, 그의 대답은 대략 이럴 것입니다. “물론 지구가 내와 태양 사이를 지나가는 일은 가능하며, 오랜 시간 간격을 두고 드물게 일어나기도 합니다. 하지만 그런 현상이 어떤 불편을 초래한다는 것은 전혀 사실이 아닙니다. 여러분이 그토록 중요하게 여기는 지구는 사실 너무나 작아서, 태양 앞에 오더라도 단지 작은 점으로만 보일 뿐이며, 그곳에서 차단되는 태양광의 양도 극히 미미합니다.”

행성들이 태양광 덕분에 빛을 발한다는 사실은 그들이 우리 지구와 유사하다는 것을 바로 보여줍니다. 따라서 우리는 태양을 중심이 되는 밝은 구체로 여기고, 그 주위에는 훨씬 작은 여러 천체들이 존재한다고 생각하게 됩니다. 이 천체들은 스스로는 어둡기 때문에 빛과 열을 모두 태양으로부터 얻습니다.

이것은 실로 천문학의 위대한 진전이었으며, 태양계의 본질을 밝혀준 것입니다. 우리 지구가 우주 속에 고립된 구체라는 사실을 발견한 것 자체가 인류 지성의 위대한 성과였습니다. 하지만 그 구체가 비슷한 형태의 여러 천체들 중 하나에 불과하며, 그중에는 분명히 더 작은 것들도 있지만 훨씬 더 큰 것들도 있다는 사실이 알려지고, 또한 이 천체들이 모두 태양의 지배를 받는다는 사실이 확인되면서, 인류의 지식에 근본적인 변화를 가져온 일련의 발견들이 이루어졌습니다.

이처럼 태양은 수많은 행성들로 이루어진 ‘가족’을 이끌고 있습니다. 그 가족의 구성원들은 태양에 의존하며, 그들의 크기는 자신들의 위치에 따라 적절하게 조절됩니다. 그 가족 중에서 가장 큰 행성인 목성조차도 태양을 구성하는 물질의 천분의 일에도 미치지 못합니다. 하지만 목성 단독의 질량만으로도 다른 모든 행성들을 합친 것보다 더 클 것입니다.

그림 31의 중심에 있는 별 주위에는 점선으로 된 네 개의 원이 그려져 있으며, 이는 각 행성들이 움직이는 궤도를 잘 보여줍니다. 이 네 개의 궤도 중 가장 안쪽에 있는 것은 수성의 궤도입니다. 수성은 이 궤도를 따라 태양 주위를 공전하며, 88일 만에 처음 출발했던 위치로 돌아옵니다.

태양에서 조금 더 바깥쪽에 있는 궤도는 금성의 궤도입니다. 금성은 이미 ‘저녁별’이라고 불리는 행성입니다. 금성은 225일 만에 한 바퀴를 공전합니다. 태양에서 또 조금 더 멀리 떨어진 곳에는 또 다른 행성의 궤도가 있습니다. 이 행성의 크기는 금성과 거의 같으므로 수성보다 훨씬 큽니다. 이 행성은 365일 만에 한 바퀴를 공전합니다. 이 시간은 우리에게 익숙한 값입니다. 바로 1년의 길이죠. 그리고 이 행성이 바로 우리가 사는 지구입니다. 지구가 매년 여행해야 하는 거리의 길이를 알 수 있는 흥미로운 방법이 있습니다. 원의 둘레는 그 원의 지름의 약 3과 1/7배입니다. 따라서 지구와 태양 중심 사이의 거리를 92,900,000마일로 가정한다면, 지구가 태양 주위를 도는 원의 지름은 185,800,000마일이 됩니다. 그러므로 지구가 태양 주위를 도는 원의 둘레는 583,000,000마일이 됩니다. 지구는 매년 이 거리를 이동해야 합니다. 12개월이라는 시간 안에 이 긴 여정을 완주하기 위해 매초 얼마나 멀리 이동해야 하는지를 계산하려면 단순한 나눗셈만 필요합니다. 그 결과 지구는 매초 18마일을 이동해야 한다는 것이 나옵니다. 그렇지 않으면 정해진 시간 안에 여정을 마칠 수 없습니다.

그림 31. — 네 개의 내행성들의 궤도.
1초에 18마일이라는 속도가 과연 어떤 의미인지 잠시 생각해 보세요. 그렇게 엄청난 속도를 실현할 수 있을까요? 우리가 일상적으로 경험하는 빠른 움직임과 비교해 보겠습니다. 고속열차가 다리 아래로 쏜살같이 지나가다가 잠시 후에는 보이지 않게 되는 모습을 보세요. 그보다 더 빠른 속도가 있을까요? 숫자로 계산해 보겠습니다. 열차의 속도는 분당 1마일입니다. 이 속도에 18을 곱하면 분당 18마일이 되지만, 1초에 18마일이 되려면 여기에 60을 곱해야 합니다. 고속열차의 속도는 지구의 속도의 천분의 1에도 미치지 못합니다. 다른 예를 들어보겠습니다. 우리가 사격장에 서서 1,000피트 떨어진 표적을 향해 총이 발사되는 모습을 본다고 가정해 봅시다.

총알이 그 거리를 날아가는 데에는 1~2초면 충분하다. 지구의 움직임 속도는 총알의 속도보다 거의 100배나 빠르다.

그림 32 — 지구의 움직임.
다른 관점에서 보면, 지구의 엄청난 속도도 그렇게 과한 것으로 보이지 않는다. 지구는 매우 거대한 구체이기 때문에, 이런 속도로 움직여도 자신의 직경만큼 이동하는 데 거의 8분이 걸린다. 만약 증기선이 자신의 길이만큼의 거리를 이동하는 데 8분이 걸린다면, 그 속도는 시속 1마일도 되지 않을 것이다. 이러한 관점을 설명하기 위해 여기서는 지구가 어떻게 움직이는지를 보여주는 그림(그림 32)을 제시한다. 이 원들의 중심 사이의 거리는 지구의 직경의 약 6배이며, 따라서 이 원들이 지구를 나타낸다고 가정할 때 한 위치에서 다른 위치로 이동하는 데 걸리는 시간은 약 48분이다.

지구의 궤도 밖에는 네 번째 행성인 화성의 궤도가 있는데, 화성은 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 687일, 즉 거의 2년이 걸린다. 화성에 도착함으로써 우리는 태양계 내부의 경계에 도달하게 된다.

앞서 언급한 네 행성들은 태양에 비교적 가까이 위치한다는 점에서 하나의 그룹을 형성한다. 이 행성들은 모두 적당한 크기를 가진 천체들이다. 금성과 지구는 비슷한 크기의 구체이며, 수성과 화성은 지구와 달 사이의 크기를 가진 더 작은 천체들이다. 태양에 가장 가까운 네 행성들도 우리 태양계의 거대한 천체들, 즉 목성과 토성, 천왕성과 해왕성이라는 거대한 천체들에 비하면 크기와 무게 면에서 훨씬 미미하다.

그림 33 — 네 개의 거대 행성들의 궤도.

이러한 거대 행성들도 더 작은 행성들과 마찬가지로 태양의 인도를 받는다. 이 페이지의 도표(그림 33)에는 바깥쪽에 있는 거대 행성들의 궤도 일부가 나타나 있다. 여전히 태양은 중심에 위치해 있지만, 내부 행성들은 이 축척상 태양에 너무 가까워서 화성의 궤도만을 표시할 수 있을 뿐이다. 화성의 궤도 다음에는 상당한 간격이 있으며, 이 구간에도 행성들의 활동이 없는 것은 아니다. 그 다음으로는 목성과 토성의 궤도가 이어지고, 더 멀리 가면 육안으로도 볼 수 있는 거대한 행성인 천왕성이 있다. 마지막으로, 이 전체 체계는 해왕성의 궤도로 둘러싸여 있는데, 해왕성에 대해서는 놀라운 이야기를 들려드릴 예정이다.

그림 34의 여러 원들은 각 행성에서 본 태양의 겉보기 크기를 나타낸다. 지구에 해당하는 원을 기준으로 하면…

지구가 태양으로부터 받는 열과 빛의 양을 나타냅니다. 그리고 다른 원들은 해당 행성들이 받는 열과 빛의 양을 보여줍니다. 지구 다음으로 바깥에 있는 행성은 화성인데, 화성이 받는 태양 에너지의 양도 지구에 비해 그다지 적지는 않습니다. 하지만 목성이나 토성과 같이 훨씬 먼 곳에 있는 행성들이, 위치가 더 유리한 행성들과 비슷한 기후를 가질 수 있다는 것은 이해하기 어렵습니다.

그림 34 — 여러 행성에서 본 태양의 겉보기 크기 비교.
그림 35는 태양 주위를 도는 모든 행성들의 모습을 보여줍니다. 각 행성들의 크기를 비교할 수 있도록 동일한 축척으로 표시되어 있습니다.

부피로 비교하면 목성은 지구보다 1,200배 이상 크기 때문에, 목성과 같은 크기의 구체를 만들려면 적어도 1,200개의 지구를 겹쳐야 합니다. 무게로 비교하면 지구와 목성의 차이도 여전히 엄청나지만 그만큼 크지는 않습니다. 하지만 이에 대해서는 나중의 장에서 더 자세히 다루도록 하겠습니다.

그림 35. — 행성들의 크기 비교.

태양계에 대한 이러한 예비적인 조사에서도, 그 크기 때문이 아니라 그 수가 많다는 점에서 우리의 관심을 끄는 행성들에 대해서는 반드시 언급해야 합니다. 화성의 궤도 안쪽과 목성의 궤도 바깥쪽으로 둘러싸인 넓은 영역에는 한때 행성이 존재하지 않는다고 여겨졌습니다. 하지만 최근의 연구에 따르면 이 지역에는 단 하나의 행성이 아닌 수백 개의 행성들이 존재합니다. 이러한 행성들의 발견은 오늘날 성실한 천문학자들이 수행해온 과제이며, 그들의 움직임에 대한 연구는 다른 과학자들의 업무가 됩니다. 우리는 이 작은 행성들을 연구함으로써 많은 것을 배울 수 있을 것입니다.

행성들, 특히 앞서 언급된 한계보다 지구에 더 가까이 위치한 에로스라는 또 다른 작은 행성에서 온 행성들 말입니다. 이러한 천체들에 대해서는 별도의 장이 할애될 것입니다.

하지만 우리는 현재로서는 행성계의 단순한 통계적 수치들에 대해 깊이 들어가지는 않을 생각입니다. 만약 그럴 의도였다면, 책의 마지막에 있는 표들만으로도 충분한 자료가 있다는 것을 알 수 있을 것입니다. 천문학자들은 각 행성에 대한 정보를 수집해 왔습니다. 그들은 행성들의 거리, 궤도의 형태와 위치, 공전 주기, 그리고 큰 행성들의 경우 그 크기와 질량까지 측정해 냈습니다. 이러한 결과들은 여러 목적으로 유용합니다. 하지만 현재 우리의 관심은 이 학문의 보다 일반적인 특징들에 있습니다.

마지막으로, 우리의 행성계와 관련하여 중요한 사실들을 한두 가지 언급해 보겠습니다. 우리는 모든 행성들이 태양 주위를 거의 원형의 궤도로 공전한다는 것을 알고 있습니다. 이제 또 하나의 매우 중요한 사실을 덧붙일 필요가 있습니다. 각 행성들은 모두 같은 방향으로 궤도를 따라 움직입니다. 그래서 어떤 행성이 다른 행성을 추월할 수는 있지만, 마치 평행한 철도 노선 위를 달리는 기차들처럼 두 행성이 서로 지나가는 일은 결코 일어날 수 없습니다. 앞으로 우리는 우리 행성계의 전반적인 안녕, 나아가 그 지속적인 존재가 바로 이러한 놀라운 균일성과 행성계의 다른 특징들과 함께 작용함으로써 가능하다는 것을 알게 될 것입니다.

이것이 바로 우리의 태양계입니다. 태양의 통제 아래에서 공전하는 행성들로 구성된 거대하고 조직화된 집단이며, 모든 외부의 간섭으로부터 완전히 고립되어 있습니다. 어떤 별이나 성단도 우리의 태양계에 실질적인 영향을 미치지 못합니다. 우리는 가장 먼 별들로부터 엄청난 거리에 떨어져 있는 작은 섬들과 같습니다. 다른 별들도 태양과 마찬가지로 그 주위를 공전하는 행성들을 가지고 있을 수도 있지만, 이에 대해서는 아무것도 알 수 없습니다. 별들에 대해서는 그저 빛의 점으로 보일 뿐이며, 그 별들이 가진 행성들도 목성보다 훨씬 크다 할지라도 우리에게는 영원히 보이지 않을 것입니다.

우리의 가능한 지식에 있어서의 이러한 한계를 원망할 필요는 없습니다. 마치 태양계에서 우리의 일상적인 신체적 욕구를 충족시키는 모든 것을 찾을 수 있는 것처럼, 우리가 가진 능력들을 활용하여 우리가 도달할 수 있는 범위 내에 있는 천체의 신비들을 이해하려 노력함으로써 충분한 활동거리를 찾을 수 있을 것입니다.

제5장. 중력의 법칙
중력 — 돌이 땅으로 떨어지는 현상 — 모든 물체는 같은 속도로 떨어진다, 초당 16피트 — 고도가 높은 곳에서도 이것이 성립하는가? — 25만 마일 높이에서 물체가 떨어지는 현상 — 뉴턴이 달을 통해 답을 얻은 방법 — 그의 위대한 발견 — 중력의 법칙에 대한 설명 — 이 법칙의 예시들 — 왜 우주의 모든 물체들이 서로 충돌하지 않는가? — 운동의 효과 — 인력에 의해 원형 궤도가 만들어지는 원리 — 달의 운동에 대한 일반적인 설명 — 중력은 매우 강한 힘인가? — 무게가 50파운드인 두 물체 — 직경이 53야드이며 서로 1마일 떨어져 있는 두 개의 철구는 1파운드의 힘으로 서로를 끌어당긴다 — 중력의 특성들 — 행성들의 궤도는 정확히 원형이 아니다 — 케플러의 발견들 — 타원의 구성 — 케플러의 제1법칙 — 행성은 일정한 속도로 움직이는가? — 속도 변화의 법칙 — 케플러의 제2법칙 — 거리와 주기 사이의 관계 — 케플러의 제3법칙 — 케플러의 법칙들과 중력의 법칙 — 직선 운동 — 외부 힘의 영향을 받지 않는 물체는 일정한 속도로 직선으로 움직인다 — 지구와 행성들에 대한 적용 — 케플러의 법칙들로부터 도출된 중력의 법칙 — 우주적 중력

천체에 대한 설명은 잠시 중단되어야 합니다. 그 대신, 천문학 전반의 기초가 되는 중력의 법칙이라는 중요한 원리를 상세히 설명하고자 합니다. 이 법칙을 통해 우리는 달이 지구 주위를 도는 움직임과 행성들이 태양 주위를 도는 움직임을 설명할 수 있습니다. 따라서 각 행성들에 대한 보다 구체적인 설명에 들어가기 전에 이 주제에 대해 먼저 논의하는 것이 필요합니다. 또한 중력의 법칙은 우주의 가장 먼 곳에 위치한 별들의 성질을 이해하는 데에도 큰 도움을 줍니다. 이 법칙 덕분에 우리는 과거를 엿볼 수 있으며, 우리 태양계의 초기 역사에 대해 확실하지는 않더라도 합리적으로 추론할 수 있습니다. 태양과 달, 행성들과 혜성들, 별들과 성운들 모두가 바로 이 우주적 법칙의 영향을 받습니다. 이제 우리는 이 법칙에 주목해야 합니다.

돌을 떨어뜨리면 땅으로 떨어진다는 사실보다 더 익숙한 것이 있을까? 처음에는 이 사실을 언급할 가치가 있다고 생각하는 사람도 없다. 사람들은 철 조각이 자석에 끌리는 모습을 보고 종종 놀라곤 한다. 하지만 돌이 땅으로 떨어지는 것도 자기력만큼이나 흥미로운 힘의 작용 결과이다. 자석이 철을 끌어당기는 것처럼, 지구도 돌을 끌어당긴다. 두 경우 모두 인력의 작용이지만, 자기력은 특정 물질들 사이에서만 작용하며 그 중요성도 비교적 제한적이다. 반면 중력의 인력은 우주 전체에 걸쳐 중요한 역할을 한다.

이제 중력에 관한 몇 가지 매우 간단한 실험부터 해보자. 손에 작은 납 조각을 들고 그것을 쿠션 위로 떨어뜨려 보자. 납 조각이 손가락에서 쿠션까지 이동하는 데는 일정한 시간이 걸리지만, 높이가 같다면 그 시간은 항상 같다. 이제 더 큰 납 조각을 가져와서 양손에 하나씩 같은 높이에 들고 있자. 둘 다 같은 순간에 놓아준다면 동시에 쿠션에 도착할 것이다. 무거운 물체가 가벼운 물체보다 더 빨리 떨어질 것이라고 생각할 수도 있지만, 실제로 실험해보면 그렇지 않다. 다른 여러 물질들로도 같은 실험을 반복해 보자. 일반적인 구슬도 납 조각과 같은 시간에 떨어진다. 코르크 조각으로도 실험을 해보면 역시 같은 결과가 나온다. 처음에는 깃털과 납 조각을 비교했을 때 실험이 실패한 것처럼 보이지만, 그건 공기의 영향 때문이다. 공기는 납 조각보다 깃털에 더 큰 저항을 가하기 때문이다. 하지만 깃털을 동전 위에 올려놓고 동전을 수평으로 떨어뜨린다면, 동전이 떨어지면서 깃털 앞의 공기를 밀어내므로 깃털도 동전이나 구슬, 혹은 납 조각만큼 빠르게 떨어질 것이다.

만약 실험을 하는 사람이 갤러리에 있고 쿠션이 그의 손 아래 16피트 떨어져 있다면, 구슬이 16피트를 떨어지는 데 걸리는 시간은 1초가 될 것이다. 코르크나 납 조각도 마찬가지로 같은 시간이 걸린다. 심지어 깃털조차도 공기의 방해를 받지 않는다면 1초 만에 16피트를 떨어질 것이다.

공기의 방해를 받지 않도록 하기 위해서입니다. 런던이든, 다른 어떤 도시든, 섬이든 대륙이든, 바다 위의 배 위에서든, 북극이나 남극, 혹은 적도에서든 이 실험을 해보면, 아무리 크기나 재질이 다른 물체라도 항상 1초에 약 16피트 정도 떨어진다는 것을 알 수 있습니다.

잘못된 인상을 주지 않기 위해 말하자면, 지구의 여러 곳에서 1초 동안 이동하는 거리는 약간씩 다르긴 하지만, 그 원인들은 지금 당장 신경 쓸 필요가 없습니다. 우리는 당분간 1초 동안 방해받지 않고 떨어지는 물체가 지구 표면의 어느 곳에서든 16피트를 이동한다고 가정할 것입니다. 하지만 이제 지구 표면 위를 넘어서서, 1초에 16피트라는 이 법칙이 다른 곳에서도 성립하는지 살펴보겠습니다. 예를 들어, 산꼭대기로 올라가서 그곳에서 실험을 해보는 것입니다. 산꼭대기에서는 같은 대리석 조각이 산기슭에서 떨어질 때보다 16피트를 떨어지는 데 조금 더 오랜 시간이 걸립니다. 그 차이는 매우 작지만 측정할 수는 있으며, 이는 지구가 대리석 조각을 땅으로 끌어당기는 힘이 지구 표면 위 높은 곳에서는 다소 약해진다는 것을 보여줍니다. 우리가 얼마나 높은 곳까지 올라가든, 높은 산꼭대기든, 혹은 열기구를 타고 더 높은 곳까지 올라가든, 물체가 땅으로 떨어지려는 성향은 결코 사라지지 않습니다. 물론 높이가 높아질수록 그 성향은 더욱 약해집니다. 지구가 물체를 자신 쪽으로 끌어당기는 힘이 실제로 얼마나 멀리까지 작용하는지 알아보는 것은 매우 흥미로운 일일 것입니다. 우리는 열기구를 이용해 지구 표면에서 약 5~6마일 이상 올라갈 수밖에 없지만, 만약 500마일이나 5,000마일, 혹은 그보다 더 높은 우주 공간까지 올라간다면 어떤 일이 일어날지 궁금합니다.

만약 어떤 여행자가 수천 마일, 수만 마일 상공까지 계속 올라갈 수 있는 방법을 가지고 있다고 가정해 봅시다. 결국 그는 지면에서 거의 25만 마일이나 높은 곳에 도달하게 됩니다. 그렇게 엄청난 깊이 아래에 있는 지구 표면을 내려다보면, 그는 마치 새의 시선으로 지구를 볼 수 있을 것입니다.

그는 의심할 여지 없이 마을과 촌락의 세부 사항들을 볼 수 없을 것이다. 그러한 풍경 속에서 보이는 것들은 구름 사이로 지구 표면이 드러날 때만 볼 수 있는 거대한 대륙들과 바다들일 뿐이다.

이토록 엄청난 고도에서 그는 철학자가 할 수 있는 가장 흥미로운 실험 중 하나를 시도해볼 수 있었다. 그는 이렇게 높은 곳에서도 지구의 인력이 작용하는지 확인할 수 있었으며, 그 인력의 크기도 측정할 수 있었다. 실험을 위해 코르크나 구슬, 혹은 크거나 작은 다른 물체를 가져와 손가락 사이에 잡고 놓아주면 된다. 지상에서는 어떤 일이 일어날지 누구나 알고 있지만, 이렇게 높은 곳에서는 아이작 뉴턴이 그 결과를 설명해주어야 했다. 뉴턴은 지구의 인력이 이토록 높은 곳까지도 작용하여 구슬이 떨어질 것이라고 주장했다. 이것이 바로 우리가 지금 검증해볼 수 있는 이론이다. 우리는 실험을 준비했다. 구슬을 놓아주자, 우리의 첫 반응은 놀라움이었다. 구슬은 즉시 떨어지는 대신 마치 공중에 떠 있는 것처럼 보였다. 우리는 지구의 인력 범위를 벗어났으며 뉴턴이 틀렸다고 외칠 뻔했지만, 곧 구슬이 움직이기 시작했다. 처음에는 너무 느려서 주의 깊게 관찰해야 했지만, 점차 속도가 빨라지면서 지구의 인력이 분명하게 드러났다. 결국 구슬은 점점 더 빠른 속도로 지구까지 25만 마일에 달하는 긴 여정을 시작했다.

하지만 분명히, 그런 실험은 전혀 불가능할 것이라고 말할 수 있을 것이다. 설명된 방식대로는 실험을 진행할 수 없을 것이다. 뉴턴은 이 질문에 답하기 위해 지구에서 거의 25만 마일 떨어져 있는 달을 활용하자는 대담한 생각을 했다. 우리의 위성이 이처럼 고귀한 용도로 사용된 적은 한 번도 없었다. 사실 달은 매 순간 지구 쪽으로 떨어지고 있다. 우리는 매초 달이 지구 쪽으로 얼마나 편향되는지 계산함으로써 지구의 인력의 크기를 알아낼 수 있다. 이러한 연구를 통해 뉴턴은 지구 표면에서 24만 마일 떨어진 곳에서 놓아진 물체도 여전히 지구의 인력에 의해 끌린다는 것을 알아낼 수 있었다.

그 인력의 작용으로 인해 물체는 지구 쪽으로 움직이기 시작할 것이다. 물론 지표면에서 물체가 떨어질 때의 속도만큼은 아니지만, 훨씬 느린 속도로 움직일 것이다. 달에서 떨어뜨려진 물체는 매우 천천히 이 긴 여정을 시작하기 때문에, 16피트의 거리를 가기까지 1초가 아닌 1분이 걸릴 것이다.[11]

뉴턴은 달에서 얻은 이러한 정보들을 곰곰이 생각함으로써 그의 불멸의 발견을 이루어냈다. 지구의 중력은 우주 전역에 걸쳐 작용하는 힘이다. 물체와의 거리가 멀어질수록 중력은 점점 약해진다. 여기서 뉴턴은 중력의 세기가 어떻게 줄어드는지에 관한 중요한 문제를 해결할 방법을 찾아냈다. 달에서 얻은 정보, 즉 240,000마일 떨어진 곳에 있는 물체가 지구 표면에서 1초 만에 낙하할 수 있는 거리만큼 낙하하는 데 1분이 걸린다는 사실은 매우 중요했다. 우선, 이는 지구가 모든 물체를 자신 쪽으로 끌어당기는 인력이 거리가 멀어질수록 약해진다는 것을 보여준다. 이는 사실 예상할 수 있는 일이었다. 우주의 깊은 곳으로 갈수록 인력이 약해진다고 가정하는 것은, 빛에서 멀어질수록 빛의 밝기가 약해진다고 가정하는 것만큼이나 합리적이다. 놀라운 점은, 거리가 멀어짐에 따라 중력의 세기가 줄어드는 법칙이 바로 빛의 밝기가 거리가 멀어짐에 따라 줄어드는 법칙과 정확히 같다는 것이다.

자연법칙을 가장 간단한 형태로 표현하자면, 중력의 세기는 거리의 제곱에 반비례한다. 이 다소 추상적인 개념을 하나둘의 간단한 예시를 통해 설명해보겠다. 만약 어떤 물체가 지구 표면 위로 거의 4,000마일 높이까지 올라간다고 가정해보자. 그렇게 되면 그 물체는 지구의 반지름만큼 높은 곳에 위치하게 된다. 다시 말해, 그런 위치에 있는 물체는 지표면에 있는 물체보다 지구 중심으로부터 두 배나 더 멀리 떨어져 있다. 중력의 법칙에 따르면, 그 경우 인력의 세기는 4분의 1로 줄어들게 된다. 따라서 4,000마일 높이에 있는 물체에 작용하는 지구의 인력은…

땅 위에 놓여 있는 한, 그 물체에 작용하는 지구의 중력은 4분의 1에 불과합니다. 이러한 중력의 효과는 여러 가지 방식으로 나타날 수 있습니다. 물체를 떨어뜨려 보면, 1초 동안 약 4피트만큼만 떨어집니다. 이는 지구 표면 근처에서 중력이 만들어내는 거리의 고작 4분의 1에 불과합니다.

또 다른 방법으로 생각해보면, 지구의 인력은 스프링 저울과 같은 작은 저울로 측정될 수 있습니다. 지구 표면에서 4파운드짜리 물건을 이 저울에 매달면, 당연히 4파운드라는 수치가 나옵니다. 하지만 이 저울에 그 물건을 그대로 매단 채 계속 위로 올라간다고 가정해 봅시다. 그러면 저울에 표시되는 수치는 점점 줄어들 것입니다. 지구 중심으로부터 처음보다 두 배 멀어진 4,000마일 높이에 도달하면, 표시된 수치는 4분의 1로 줄어들어 1파운드만 표시됩니다. 만약 이 장치를 더욱 우주 깊은 곳으로 가져간다면, 저울의 수치는 계속해서 감소할 것입니다. 지구 중심으로부터 처음보다 세 배 멀어진 8,000마일 높이에 도달하면, 중력의 법칙에 따라 인력은 9분의 1로 줄어듭니다. 따라서 저울에 표시되는 수치는 4파운드의 9분의 1, 즉 반 파운드도 안 되는 수준이 됩니다. 하지만 다시 여행을 계속하여, 저울과 4파운드짜리 물건이 달이 지구 주위를 공전하는 궤도까지 도달할 때까지 멈추지 않는다고 가정해 봅시다. 그때의 거리는 지구 반지름의 약 60배에 해당하므로, 중력은 60의 제곱에 비례하여 줄어듭니다. 그러면 스프링은 4파운드의 1/3,600에 불과한 아주 미미한 힘만 받게 됩니다. 따라서 지구에서 1.5톤의 무게를 가졌던 물체라도 240,000마일 높이로 올라가면 1파운드보다 가벼워집니다. 하지만 이렇게 엄청난 거리에 있어도 우리는 멈추지 않아야 합니다. 계속해서 더 멀리 나아간다고 가정해 봅시다. 저울에 표시되는 수치는 계속 줄어들겠지만, 아무리 멀리 가더라도 여전히 존재할 것입니다. 천문학은 우리에게 이러한 사실을 가르쳐 주는 것 같습니다.

중력의 인력은 적절히 약해진 세기로도 우주의 가장 깊은 공간까지 미칠 수 있다.

중력의 원리는 우리가 지금까지 설명한 것보다 훨씬 더 광범위하다. 우리는 단지 지구의 인력에 대해서만 언급했으며, 이 힘이 우주 전체에 걸쳐 작용한다고 말했을 뿐이다. 하지만 중력의 법칙은 그렇게 제한적이지 않다. 지구는 다른 모든 천체를 끌어당기고, 다른 모든 천체도 지구를 끌어당기는 것뿐만 아니라, 각 천체들끼리도 서로를 끌어당긴다. 따라서 중력의 법칙의 보다 완전한 형태에서는 “우주의 모든 천체는 거리의 제곱에 반비례하는 힘으로 서로를 끌어당긴다”고 명시된다.

이 법칙의 중요성을 과소평가하는 것은 불가능하다. 이 법칙은 행성들의 복잡한 움직임을 해석할 수 있는 단서를 제공해 준다. 또한 중력의 법칙 덕분에 우리는 많은 놀라운 발견들을 할 수 있었으며, 망원경이 등장하기도 전에, 심지어 그 천체들이 보이기도 전에 그 존재를 예측할 수 있었다.

이 시점에서 제기될 수 있는 한 가지 반론부터 먼저 다루어야 한다. 이 반론은 사실 상당히 타당해 보인다. 만약 지구가 달을 끌어당긴다면, 왜 달은 지구로 떨어지지 않는가? 지구가 태양에 의해 끌어당겨진다면, 왜 지구는 태양 속으로 떨어지지 않는가? 태양이 다른 별들에 의해 끌어당겨진다면, 왜 그 별들은 엄청난 충돌을 일으키며 서로 부딪히지 않는가? 하늘에 있는 모든 천체들이 서로를 끌어당긴다면, 그 인력 때문에 그 천체들이 모두 서로 부딪혀서 온 우주가 하나의 거대한 덩어리가 되어야 하는 것이 아닌가 하는 의문이 제기될 수 있다. 하지만 사실 이러한 충돌들은 자주 일어나지 않으며, 일어날 가능성도 극히 낮다. 우리의 지구가 무수한 세월 동안 태양에 의해 끌어당겨져 왔다고 하지만, 지구는 여전히 예전과 같은 거리에 있다. 이것은 우주중력의 원리와 모순되는 것이 아닌가? 천문학이 초기에 있을 때는 이러한 반론들이 거의 극복할 수 없는 것으로 여겨졌으며, 실제로 그랬다. 오늘날에도 가끔 이러한 반론들이 제기되므로, 우리는 이 문제를 어떻게 설명해야 하는지 더욱더 엄중하게 고민해야 한다.

태양계가 위협받고 있던 그 재앙으로부터 벗어날 수 있었던 것은 우연의 일치입니다.

만약 달과 지구가 처음부터 정지 상태에 있었다면, 두 천체는 서로의 인력에 의해 서로 끌려들었을 것입니다. 마찬가지로, 태양 주위를 도는 행성들도 처음부터 정지 상태에 있었다면 태양 속으로 떨어져 들어가서 그 시스템은 파괴되었을 것입니다. 행성들과 달이 움직이고 있다는 사실 덕분에 이러한 천체들은 적어도 완전한 파멸로 이어지지 않을 정도로 그 인력에 저항할 수 있었습니다.

학생들이 중심점에서 발생하는 인력과 거의 원형의 궤도를 따르는 움직임이 어떻게 공존할 수 있는지 명확히 이해하는 것이 매우 중요하기 때문에, 우리는 달이 지구의 인력에 의해 어떻게 매달 같은 궤도를 따라 움직이는지 보여주는 예시를 제시합니다.

그림 36의 가상적인 그림은 그 위에 높은 산이 있는 지구의 단면을 나타냅니다.[12] 만약 C 지점에 있는 산꼭대기에 대포가 설치되어 있고, 적당한 양의 화약을 사용하여 포탄을 CE 방향으로 발사한다면, 포탄은 첫 번째 곡선 경로를 따라 아래로 떨어질 것입니다. 더 많은 양의 화약을 사용하여 두 번째로 발사한다면, 포탄은 두 번째 곡선 경로를 따라 다시 땅에 떨어질 것입니다. 하지만 이번에는 화약의 양을 더욱 늘리고, 심지어 지금까지 만들어진 어떤 대포보다도 훨씬 강력한 대포를 사용해 보겠습니다. 이제 포탄의 속도는 초당 몇 마일 정도가 될 것이며, 포탄이 처음 움직였던 수평선에서 시작하여 계속 곡선을 그리면서도 지구 위의 같은 높이를 유지하며 CD 경로를 따라 움직일 수 있도록 속도가 조절될 것입니다. D 지점에 도착했을 때도 포탄은 여전히 지구 표면 위의 같은 높이에 있을 것이며, 그 속도도 줄어들지 않을 것입니다. 따라서 포탄은 계속해서 그 궤도를 따라 움직이며 원의 또 다른 한 부분을 돌게 되고, 지구 표면에 더 가까워지지는 않을 것입니다. 이런 방식으로 포탄은 지구 전체를 한 바퀴 돌아 다시 C 지점으로 돌아오게 됩니다.

같은 길에서 다시 시작하는 것이다.
만약 우리가 산과 그 꼭대기에 있는 대포를 없앨 수 있다면, 중력의 작용으로 인해 지구 주위를 영원히 공전하는 물체가 생길 것이다.
그림 36 — 달의 움직임을 보여주는 그림.

이제 상상력을 마음껏 발휘해 보자. 직경이 2,000마일 이상인 포탄도 받아낼 수 있는 엄청난 대포를 상상해 보라. 이 거대한 포탄을 초당 3,000피트의 속도로 발사한다고 가정해 보자. 이 속도는 현대 포병에서 실제로 달성할 수 있는 속도의 두세 배에 해당한다. 이 포탄을 지구 표면에서 약 25만 마일 높이에 위치한 곳에서 수평 방향으로 발사한다면, 이 무시무시한 미사일은 거의 원형 궤도를 따라 지구 주위를 돌다가 약 4주 후에 다시 출발점으로 돌아올 것이다.

그러면 또 다른 회전이 시작되고, 4주가 지나면 다시 출발점으로 돌아오게 됩니다. 이러한 과정은 영원히 계속될 것입니다.

우리가 완전히 상상에 빠져 있다고 생각하지 마십시오. 우리는 그 대포를 보여줄 수는 없지만, 거대한 발사체를 가리켜 줄 수는 있습니다. 우리는 매달 그것을 볼 수 있는데, 바로 아름다운 달 자체입니다. 누구도 달이 그런 대포로 쏘아졌다고 주장하지는 않습니다. 하지만 달이 마치 그렇게 쏘아진 것처럼 움직인다는 사실은 인정해야 합니다. 다음 장에서는 달의 역사를 살펴보고, 어떻게 그렇게 놀라운 방식으로 공전하게 되었는지 알아볼 것입니다.

달이 지구 주위를 도는 것과 마찬가지로, 지구도 태양 주위를 돕니다. 그림에서 알 수 있듯이, 원형 또는 거의 원형에 가까운 움직임은 만유인력의 법칙과 잘 부합합니다.

우리는 중력을 엄청난 크기의 힘으로 여기는 데 익숙합니다. 중력이 달이 지구 주위를 도는 것을 조절하지 않는가요? 강력한 지구조차도 태양의 엄청난 인력에 의해 태양 주위를 계속 공전할 수 있는 것이 아닌가요? 의심할 여지 없이, 지구를 그 궤도에 유지시키는 힘과 달을 우리 주변에 머물게 하는 힘은 매우 강력합니다. 하지만 그것은 중력이 엄청난 질량을 가진 천체들과 관련되어 있기 때문입니다. 우리가 관찰할 수 있는 모든 천체들이 중력의 법칙에 따라 서로를 끌어당긴다는 사실은 부인할 수 없습니다. 하지만 끌어당기는 천체 중 하나나 둘 다 엄청난 크기가 아니라면, 그 힘의 세기는 거의 측정할 수 없을 정도로 작다는 점을 인정해야 합니다.

크기가 그리 크지 않은 물체들 사이의 중력이 얼마나 약한지 설명해 보겠습니다. 예를 들어, 각각 약 50파운드 무게의 철덩이 두 개를 생각해 봅시다. 이 두 철덩이의 중심 사이의 거리는 1피트입니다. 이 두 철덩이 사이에는 일정한 중력적 인력이 존재합니다. 두 철덩이는 서로 끌어당기지만, 실제로는 움직이지 않습니다. 이들 사이의 인력은 분명히 존재하지만, 그 세기는 극히 미미하여 자기력과는 전혀 비교할 수 없습니다. 누구나 자석이 철 조각을 상당한 힘으로 끌어당긴다는 것을 알고 있습니다.

같은 질량을 가진 물체들 사이의 중력 세기는 매우 약합니다. 50파운드짜리 두 물체 사이의 인력은 1파운드가 가하는 힘의 천만분의 1보다도 작습니다. 이러한 힘은 물체와 그 위에 놓인 표면 사이의 마찰력에 비하면 극히 미미하기 때문에, 아주 미세한 움직임조차 일어나지 않습니다. 하지만 만약 이 물체들이 마찰이 전혀 없는 바퀴 위에 있으며, 완벽하게 평평한 레일 위를 움직인다고 가정한다면, 분명히 두 물체는 서서히 서로를 끌어당기기 시작하여 결국 실제로 접촉하게 될 것입니다.

중력을 측정 가능한 세기를 가진 힘으로 생각하고 싶다면, 50파운드짜리 물체들보다 훨씬 더 무거운 질량을 사용해야 합니다. 각각 417,000톤의 주철로 구성된 두 개의 구체를 상상해 보세요. 이 구체들이 고체라면 직경은 약 53야드 정도 될 것입니다. 이 두 구체를 1마일 떨어진 곳에 놓는다고 가정해 봅시다. 각 구체는 중력에 의해 다른 구체를 끌어당깁니다. 건물이나 여러 가지 장애물이 있다 해도 상관없습니다. 중력은 빛이 유리를 통과하는 것처럼 쉽게 그러한 장애물들을 통과할 것입니다. 이 힘을 막을 수 있을 만큼 밀도가 높은 장벽은 존재하지 않습니다. 따라서 이 두 철구는 어떤 상황에서도 서로를 끌어당길 것입니다. 하지만 그 크기가 아무리 크더라도 그 인력의 세기는 여전히 매우 작지만, 무시할 수 없을 정도는 됩니다. 이 두 구체 사이의 인력은 1파운드짜리 물체가 가하는 압력보다 크지 않습니다. 어린아이라도 이 거대한 구체들이 서로를 끌어당기는 힘을 막을 수 있을 것입니다. 만약 모든 것이 순조롭고 마찰이 완전히 제거되어 두 구체가 서로의 인력에 따라 움직일 수 있다면, 두 구체는 서로 가까워지기 시작할 것입니다. 하지만 질량이 너무 크고 인력이 너무 약하기 때문에 속도는 매우 천천히 증가할 것입니다. 움직임이 실제로 시작된 시점을 확인하려면 현미경이 필요할 것입니다. 거리가 1피트 줄어들려면 1시간 반 정도가 걸릴 것이며, 그 후에도 속도는 점차 빨라지겠지만 두 구체가 서로 만나려면 3~4일이 더 필요할 것입니다.

중력의 가장 두드러진 특징은 여기서 특별히 언급되어야 한다. 중력의 세기는 물체 내부의 물질의 양에만 의존하는 것으로 보이며, 그 물체들을 구성하는 물질의 성질과는 전혀 관련이 없다. 우리는 앞서 두 구체가 주철로 만들어졌다고 설명했지만, 만약 그 중 하나나 둘 다 납이나 구리, 나무나 돌, 공기나 물로 구성되어 있더라도 질량이 변하지 않는 한 중력은 여전히 동일할 것이다. 이 점에서 우리는 중력과 자기력의 인력 사이에 근본적인 차이가 있음을 알 수 있다. 자기력의 경우 대부분의 물질에서는 인력이 전혀 느껴지지 않으며, 철의 경우에만 상당한 인력이 나타난다.

태양계에 대한 우리의 설명에서는 달이 거의 원형의 궤도를 따라 지구 주위를 공전한다고 했으며, 행성들도 마찬가지로 거의 원형에 가까운 궤도를 따라 태양 주위를 공전한다고 했다. 이제 우리는 이러한 특이한 궤도들에 대해 더 자세히 설명해야 할 의무가 있으며, 단순히 그것들을 거의 원형이라고 치부하는 대신, 그것들이 원형과 어떤 점에서 다른지 정확히 파악해야 한다.

만약 행성이 태양을 항상 중심점으로 하는 진정한 원형 궤도를 따라 태양 주위를 공전한다면, 태양에서 행성까지의 거리는 항상 원의 반지름과 같아서 일정한 값을 유지해야 한다. 물론 각 행성과 태양 사이의 거리는 대체로 일정하다고 할 수 있지만, 정밀한 관측을 해보면 그 거리가 절대적으로 일정하지는 않다는 것이 분명해진다. 거리의 변동폭은 수백만 마일에 달할 수 있지만, 극단적인 경우라 할지라도 그 변동폭은 전체 거리의 아주 작은 비율에 불과하다. 각 행성의 경우 상황은 서로 다르다. 지구 자체의 궤도의 경우, 지구와 태양 사이의 거리는 평균값에서 크게 벗어나지 않는다. 금성은 거의 완벽한 원형 궤도에 가깝지만, 반면 화성의 궤도, 그리고 훨씬 더 그렇게 말할 수 있는 수성의 궤도의 경우에는 행성과 태양 사이의 거리에 상당한 변동이 나타난다.

과학의 위대한 발견들 중 많은 것들이, 대체로 성립하는 법칙에서 나타나는 미세한 편차들을 면밀히 관찰하고 설명함으로써 이루어진다는 사실이 자주 지적되어 왔습니다. 천문학 분야에는 이 원리를 잘 보여주는 훌륭한 예가 있습니다. 행성들의 궤도는 거의 원형이지만, 정확히 원형은 아닙니다. 그렇다면 왜 그럴까요? 분명 어떤 자연적인 이유가 있을 것입니다. 그 이유가 밝혀지면서, 인류가 자연의 영역에서 이룩해낸 가장 위대한 발견들이 탄생했습니다.

우선, 행성과 태양 사이의 거리가 일정하지 않다는 사실로부터 도출될 수 있는 결론들을 살펴보겠습니다. 원운동은 너무나 아름답고 단순하기 때문에, 반드시 포기해야 할 필요성이 명확하게 드러나지 않는 한 그것을 버리고 싶지 않습니다. 혹시 원운동을 유지하면서도 행성과 태양 사이의 거리 변화와 조화를 이룰 수 있는 방법을 찾을 수 없을까요? 원의 중심이 태양일 경우에는 이는 분명 불가능합니다. 하지만 태양이 원의 중심에 있지 않고, 행성이 여전히 태양 주위를 공전한다고 가정해 봅시다. 그렇다면 두 천체 사이의 거리는 필연적으로 변동할 것입니다. 태양의 위치가 더 이심률이 클수록, 행성이 궤도의 다른 지점에 있을 때 거리의 변화도 더 커질 것입니다. 또한 태양 주위에 여러 개의 원을 배치함으로써 각 행성의 궤도를 설명할 수 있다고 생각할 수도 있습니다. 금성의 궤도 원의 중심은 태양의 중심과 거의 일치해야 하며, 다른 모든 행성들의 궤도 원의 중심도 두 천체 사이의 거리가 점차 증가하거나 감소하는 현상을 만족스럽게 설명할 수 있는 적절한 거리에 위치해야 합니다.

달과 행성들의 움직임도 이러한 원형 궤도 체계를 통해 상당 부분 설명될 수 있다는 데에는 의심의 여지가 없습니다. 하지만 천문학적 연구의 정신은 대략적인 결과에 만족하지 않습니다. 행성들은 계속해서 관측되고, 그 관측 결과들은 여기서 제시된 체계에 따라 움직인다면 행성들이 차지할 위치들과 비교됩니다.

원들의 중심점들은 이리저리 움직이고, 그 반지름도 매우 세심하게 조정된다. 하지만 이 모든 노력도 소용이 없다. 행성들의 궤도에 오차가 있는지 확인하기 위해 극도로 정밀하게 관측을 실시하지만, 그러한 오차는 궤도 간의 차이를 설명할 만큼 충분하지 않다. 따라서 천문학자들은 비할 데 없는 대칭성과 아름다움을 지닌다고 여겨졌던 원운동 개념을 포기할 수밖에 없으며, 행성들의 궤도가 원형이 아니라는 사실을 인정할 수밖에 없게 된다.

그렇다면 이 궤도들이 원이 아니라면 도대체 무엇일까? 이것이 바로 케플러가 풀고자 했던 위대한 문제였으며, 그는 자신의 불멸의 업적으로 이 문제를 해결하고 증명하는 데 성공했다. 행성 궤도의 진정한 형태에 대한 이 위대한 발견은 천문학 역사상 가장 주목할 만한 사건 중 하나로 꼽힌다. 사실, 과학 전반에서 이보다 더 큰 영향을 미친 발견이 있었는지 의문시될 수도 있다.

여기서 우리는 기하학이라는 과학 분야로 잠시 들어가, 케플러의 발견으로 인해 매우 중요해진 그 곡선의 성질을 살펴보아야 한다. 물론 이 주제는 매우 어렵으며, 세부적으로 다루려면 복잡한 계산들이 필요한데, 이는 이 책의 범위를 벗어난다. 하지만 이 주제에 대한 개략적인 설명은 필수적이므로, 우리는 가능한 한 간략하게나마 그 내용을 설명하고자 한다.

행성이 태양 주위를 공전할 때의 움직임을 완벽하게 나타내는 곡선은 수학자들이 ‘원뿔곡선’이라고 부르는 그 유명한 곡선군에 속한다. 행성의 궤도를 나타내는 특정한 형태의 원뿔곡선은 타원이라고 불린다. 때로는 타원을 단순히 난원이라고도 하는데, 이는 다소 부정확한 표현이다. 타원은 쉽게 그릴 수 있는 곡선이다. 그리기 전문가들이 사용하는 방법보다 더 간단한 방법은 없으며, 여기서 그 방법을 간략히 설명하고자 한다.

다음 페이지(그림 37)에는 종이를 뚫고 지나가는 두 개의 핀이 나와 있습니다. 여기에 표시된 방식대로 실의 고리가 두 핀 위를 지나가며, 연필 끝으로 그 고리가 잡아당겨집니다. 약간의 주의를 기울이면 연필을 조절하여 실이 계속 팽팽하게 유지될 수 있으며, 그러면 연필 끝은 핀들 주위를 따라 곡선을 그리며 처음 시작했던 지점으로 돌아옵니다. 이렇게 해서 우리는 타원이라고 불리는 그 유명한 기하학적 도형을 만들어낼 수 있습니다.

여러 가지 상황에서 타원을 그려보는 것은 매우 유익합니다. 예를 들어, 핀들의 위치는 그대로 두고 고리의 길이만 늘려서 연필이 핀들에서 더 멀어지게 하면, 타원의 길쭉한 형태가 줄어들고 원에 더 가까워지는 것을 볼 수 있습니다. 반대로, 고리의 길이를 줄이고 핀들의 위치는 그대로 두면 타원은 더 오벌해지며, 수학자들의 표현을 빌리자면 이심률이 증가합니다. 또한 고리의 길이는 그대로 두고 핀들 중 하나의 위치만 바꿔보는 것도 유용합니다. 두 핀을 더 가까이 가져오면 이심률이 줄어들어 타원이 원에 더 가까운 형태가 됩니다. 반대로 핀들을 더 멀리 벌리면 타원의 이심률은 증가합니다. 두 핀이 서로 매우 가까워져서 완전히 겹치게 된다고 가정하면, 원이 타원의 극단적인 형태라는 것을 알 수 있습니다. 그럴 경우 연필이 그 도형 주위를 움직일 때 점은 단순히 원을 그리게 됩니다.

핀들로 표시된 점들은 분명히 그 곡선과 매우 특별한 관계를 가지고 있습니다. 각 점을 초점이라고 하며, 타원에는 한 쌍의 초점만 존재할 수 있습니다. 다시 말해, 특정 크기, 모양, 위치의 타원을 만들고자 할 때 두 핀의 위치는 단 하나뿐입니다.

타원이 원과 가장 크게 다른 점은 형태가 다양하다는 것입니다. 원처럼 크고 작은 타원도 존재할 수 있으며, 더 크거나…

타원은 원이 가지는 완벽한 단순성을 갖추고 있지는 않지만, 적어도 원에는 없는 다양성이라는 매력을 지닌다. 그림 37 — 타원 그리기.
타원 곡선 역시 완벽한 우아함의 윤곽과 고상한 개념들과의 연관성에서 비롯된 아름다움을 가지고 있다.

고대의 기하학자들도 타원을 연구했다. 그들은 타원의 초점들을 알아냈으며, 그것의 기하학적 특성들도 잘 알고 있었다. 그래서 케플러가 행성들의 운동에 관한 유명한 연구를 시작했을 때 그는 이미 타원에 대해 잘 알고 있었다. 우리가 이미 언급했듯이, 그는 행성들의 운동이 원형 궤도로는 설명될 수 없다는 것을 발견했다. 그렇다면 어떤 형태의 궤도를 시도해야 할까? 타원은 이미 알려져 있었고, 그 특성들도 파악되어 있었으므로 비교가 가능했다. 이 비교의 결과는 실로 기억할 만한 것이었다. 케플러는 각 행성이 공전하는 궤도가 타원이라고 가정함으로써 행성들의 운동을 설명할 수 있다는 것을 발견했다. 이것 자체가 매우 중요한 발견이었다. 한편으로 이 발견 덕분에 태양 주위를 공전하는 행성들의 운동도 체계적으로 설명될 수 있게 되었다.

한편으로는, 고대인들의 기하학적 재능을 자극했던 그 아름다운 곡선들을 이용하여 우주의 궤도를 정의하는 중요한 역할을 부여했습니다.
그러나 우리는 아직 케플러의 첫 번째 발견에 대해 부분적으로만 설명했을 뿐입니다. 우리는 행성들이 태양 주위를 타원형 궤도로 공전한다는 것, 그리고 따라서 태양은 타원의 내부 어딘가에 위치한다는 것을 알았습니다. 하지만 정확히 어느 지점일까요? 이 질문에 대한 답은 실로 흥미롭습니다. 우리는 초점들이 다른 어떤 점들보다도 기하학적으로 특별한 의미를 가진다는 점을 지적했습니다. 케플러는 각 행성이 공전하는 타원의 초점 중 하나에 태양이 위치해야 한다는 것을 보여주었습니다. 이에 따라 우리는 행성 운동의 제1법칙을 다음과 같이 설명할 수 있습니다: “각 행성은 태양을 한쪽 초점으로 하는 타원형 궤도를 따라 태양 주위를 공전한다.”
이제 우리는 아무리 많은 행성들이 있더라도, 그들이 태양 주위를 공전할 때의 궤도를 명확하게 파악할 수 있습니다. 우선, 타원은 평면 곡선이라는 점을 알 수 있습니다. 즉, 각 행성은 오랜 여정 동안 자신의 움직임을 하나의 평면 안에서만 유지해야 합니다. 따라서 각 행성에는 고유한 평면이 존재합니다. 물론, 큰 행성들의 경우 이 평면들은 거의 일치하지만, 그래도 분명히 구별됩니다. 이 평면들이 모두 공통적으로 가지는 특징은 바로 그 평면들이 모두 태양을 통과한다는 점입니다. 모든 행성의 타원형 궤도는 하나의 공통된 초점을 가지며, 그 초점은 바로 태양의 중심에 있습니다.
이 놀라운 법칙을 설명하기 위해서는 두세 개의 서로 다른 행성의 경우를 살펴보는 것이 좋습니다. 먼저 지구의 경우를 살펴보면, 지구의 궤도는 사실 타원형이지만 거의 원형에 가깝습니다. 실제로 종이 위에 정확한 비율로 그려보면, 타원형 궤도와 원형의 차이는 세심한 측정 없이는 거의 알아차릴 수 없습니다. 금성의 경우에는 타원형 궤도가 더욱 원형에 가깝으며, 타원의 두 초점은 원의 중심과 거의 일치합니다. 반면 수성의 경우에는…

원에서 매우 크게 벗어난 타원형 궤도를 그리는데, 일부 소행성들의 궤도에서는 이 이심률이 더욱 커집니다. 태양으로부터 아무리 멀리 떨어져 있든 모든 행성이 어떤 형태로든 타원형 궤도를 따라 움직인다는 사실은 매우 놀라운 일입니다. 우리는 곧 각 행성이 타원형 궤도를 따라 움직여야만 하는 필연성과, 다른 형태의 궤도는 불가능하다는 점을 보여줄 것입니다.

타원형 궤도를 따라 움직이기 시작한 행성은 일정 시간이 지나면 처음 출발했던 위치로 다시 돌아옵니다. 그 후 다시 같은 타원형 궤도를 따라 움직이며, 이렇게 반복적으로 태양 주위를 돕니다. 이제 행성의 움직임을 추적하여 한 바퀴를 도는 데 걸리는 시간 동안의 움직임 과정을 살펴보겠습니다. 행성의 궤도 크기가 너무나 방대하기 때문에, 정해진 시간 안에 여정을 마치려면 매우 빠르게 움직여야 합니다. 앞서 살펴본 바와 같이, 지구는 365일 1/4일이라는 시간 안에 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 초당 18마일의 속도로 움직여야 합니다. 그렇다면 행성의 움직임 속도가 일정한지 아닌지가 문제가 됩니다. 예를 들어, 지구는 항상 초당 18마일의 속도로 움직이는 것일까요, 아니면 때로는 더 빠르게, 때로는 더 느리게 움직여서 평균적으로는 초당 18마일의 속도를 유지하는 것일까요? 이는 매우 중요한 질문이며, 우리는 이에 대해 가장 명확하고 확실한 방식으로 답할 수 있습니다. 행성의 움직임 속도는 일정하지 않으며, 그 변화는 옆의 그림(그림 38)을 통해 설명될 수 있습니다.

그림 38 — 타원 운동의 속도 변화.

먼저 행성이 그 궤도상에서 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 지점, 즉 그림의 오른쪽에 위치해 있다고 상상해 보겠습니다. 이 위치에서는 행성의 속도가 가장 낮습니다. 행성이 태양에 점점 가까워지면서 속도는 서서히 증가하여 평균값에 도달합니다. 이 지점을 지나고 나서 행성이 태양을 향해 빠르게 움직이기 시작하면, 그 속도는 점점 더 커지다가 결국 태양 주위를 돌 때 최대값에 이릅니다. 태양을 지나면 행성과 태양 사이의 거리가 멀어지고, 운동 속도는 점차 줄어듭니다. 서서히 감소하여 다시 평균값에 도달한 후에는 더욱 낮아져서 행성이 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 지점에 이르게 됩니다. 그때쯤이면 속도는 처음 가정했던 값으로 다시 줄어듭니다. 이로써 행성이 태양에 가까울수록 더 빠르게 움직인다는 것을 알 수 있습니다. 하지만 행성의 속도가 어떻게 변하는지에 대한 원리를 수치적으로 명확히 설명할 수도 있습니다. 옆의 그림(그림 39)은 물론 태양이 초점 S에 있는 행성의 궤도를 보여줍니다. 우리는 두 개의…

타원을 둘러싼 A, B, C, D와 같은 구간들의 양 끝점들이 초점과 연결되어 있습니다. 케플러의 제2법칙은 다음과 같이 표현될 수 있습니다: “모든 행성은 태양 주위를 공전할 때, 그 점에서 태양까지 그은 직선이 동일한 시간에 동일한 넓이의 영역을 지나가도록 하는 속도로 움직인다.”

그림 39 — 동일한 시간에 동일한 넓이의 영역.
예를 들어, 음영 처리된 ABS와 DCS라는 두 구간의 넓이가 같다면, 행성이 타원의 A, B, C, D 구간을 지나는 데 걸리는 시간도 같습니다. 만약 한 구간의 넓이가 다른 구간보다 크다면, 필요한 시간도 그 넓이에 비례합니다.

이 법칙을 받아들인다면, 행성이 태양에 가까워질 때 속도가 증가하는 이유도 쉽게 이해됩니다. 태양 근처에서 일정한 넓이의 영역을 통과하려면, 궤도의 다른 부분들보다 더 긴 호가 필요합니다. 반대로 궤도의 반대쪽 끝에서는 작은 호만으로도 큰 넓이의 영역을 통과할 수 있으므로, 속도도 그에 따라 느려집니다.

이 두 법칙은 행성이 태양 주위를 공전하는 운동을 완전히 설명해 줍니다. 첫 번째 법칙은 행성이 따르는 궤도를 정의하고, 두 번째 법칙은 궤도상의 서로 다른 지점에서 행성의 속도가 어떻게 변화하는지를 설명합니다.

경로입니다. 하지만 케플러는 이에 더해 세 번째 법칙을 추가했는데, 이를 통해 같은 태양 주위를 공전하는 두 행성의 움직임을 비교할 수 있습니다. 이 법칙을 설명하기 전에, 먼저 행성의 평균 거리가 정확히 무엇을 의미하는지 설명할 필요가 있습니다. 타원형 궤도에서 태양으로부터 행성까지의 거리는 계속 변하지만, 모든 거리의 평균값인 그 거리에는 명확한 의미를 부여할 수 있습니다. 이 평균값을 평균 거리라고 합니다. 평균 거리를 구하는 가장 간단한 방법은 이러한 값들 중 가장 큰 값과 가장 작은 값을 더한 다음 그 합의 절반을 구하는 것입니다. 우리는 이미 행성의 주기적 시간을 정의했는데, 이는 행성이 자신의 궤도를 한 바퀴 도는 데 걸리는 날수입니다. 케플러의 세 번째 법칙은 여러 행성의 평균 거리와 주기적 시간 사이의 관계를 제시합니다. 그 관계는 다음과 같이 표현됩니다: “주기적 시간의 제곱은 평균 거리의 세제곱에 비례한다.”

케플러는 서로 다른 행성들이 각기 다른 주기적 시간을 가진다는 것을 알고 있었습니다. 또한 행성의 평균 거리가 클수록 주기적 시간도 커진다는 것도 알고 있었으며, 이 둘 사이의 관계를 밝혀내고자 했습니다. 주기적 시간이 단순히 평균 거리에 비례한다고 말하는 것은 옳지 않다는 것이 쉽게 드러났습니다. 만약 그렇다면, 한 행성의 거리가 다른 행성의 두 배라면 그 행성의 주기적 시간도 두 배가 되어야 합니다. 하지만 실제 관측 결과에 따르면, 더 멀리 떨어진 행성의 주기적 시간은 다른 행성의 두 배를 넘어서, 사실상 거의 세 배에 달했습니다. 자신의 지혜나 관측 결과의 정확성에 확신이 없는 사람이라면 인내심을 잃고 포기할 만한 반복적인 실험들을 거쳐, 케플러는 마침내 진정한 법칙을 발견하고 우리가 알고 있는 형태로 그것을 표현해냈습니다.

이 법칙의 성격을 설명하기 위해, 지구와 금성을 비교해 보겠습니다. 지구가 태양으로부터 떨어진 평균 거리를 1이라고 한다면, 금성이 태양으로부터 떨어진 평균 거리는 0.7233입니다. 소수점 첫 자리 이후의 숫자는 생략하면, 주기적

지구의 공전 주기는 365.3일이며, 금성의 공전 주기는 224.7일입니다. 케플러가 주장한 법칙에 따르면, 365.3의 제곱과 224.7의 제곱의 비는 1과 0.7233의 세제곱의 비와 같습니다. 독자들은 실제로 곱셈을 해보면 이 등식이 참임을 쉽게 확인할 수 있습니다. 다만, 공전 주기를 나타내는 수치에서는 소수점 네 자리만 표시되었으므로 계산 시에도 소수점 네 자리만 유효한 숫자로 간주해야 합니다.

이를 검증하는 가장 효과적인 방법은 금성의 공전 주기를 미지수로 간주하고, 지구의 공전 주기와 금성의 평균 거리라는已知값을 이용해 그 값을 유추해내는 것입니다. 이런 방식으로 케플러의 법칙을 가정함으로써 간단한 비율을 통해 공전 주기의 세제곱 값을 구할 수 있으며, 그 결과 224.7일이라는 값이 얻어집니다. 사실 천문학적 계산에서는 행성들의 거리가 보통 케플러의 법칙을 통해 결정됩니다. 행성의 공전 주기는 매우 정확하게 측정될 수 있는 값이며, 일단 이 값이 알려지면 평균 거리의 제곱, 나아가 평균 거리 자체도 결정됩니다.

이것이 바로 행성 운동에 관한 세 가지 유명한 법칙들로, 이 법칙들은 항상 그 발견자의 이름과 함께 언급됩니다. 수많은 관측 결과로부터 이 법칙들이 도출된 뛰어난 능력, 법칙들 자체의 아름다움, 광범위한 일반성, 그리고 태양계의 여러 천체들 사이에 형성된 연결고리 덕분에 이 법칙들은 천문학에서 매우 특별한 위치를 차지하고 있습니다.

케플러가 확립한 이 행성 법칙들은 단지 관측 결과에 불과했습니다. 실제로 행성들은 타원 궤도를 따라 움직였지만, 케플러는 왜 행성들이 다른 궤도가 아닌 타원 궤도를 따라 움직이는지에 대한 설명을 제시하지 못했습니다. 또한 행성들이 같은 시간에 같은 면적을 지나가거나 세 번째 법칙이 항상 성립하는 이유에 대해서도 설명할 수 없었습니다. 케플러가 제시한 법칙들은 세 가지 독립적인 진리로서 인정받았지만, 의심할 여지 없이 완전히 입증된 것은 아니었습니다.

왜 다른 움직임들이 아닌 바로 이러한 움직임들이 행성들의 공전에 적합한지에 대해서는 어떠한 근거도 제시되어 있지 않다.

케플러의 법칙들에서 이러한 경험적 성격을 제거한 것은 우주중력의 위대한 법칙이 거둔 가장 위대한 승리였다. 뉴턴의 위대한 발견 덕분에 케플러가 제시한 세 개의 별개의 법칙들이 하나의 아름다운 이론으로 통합되었다. 그는 그 법칙들이 참임을 보여줄 뿐만 아니라, 왜 그 법칙들이 반드시 참이어야 하는지, 그리고 왜 다른 법칙들은 참일 수 없는지도 설명해 주었다. 그는 자신의 불멸의 저작인 『프린키피아』를 통해, 유명한 행성 법칙들의 설명은 중력의 인력에서 찾아야 한다는 것을 명확히 증명했다. 뉴턴은 태양에 인력이 존재한다고 주장했으며, 그 인력의 필연적인 결과로서 모든 행성은 태양을 한 초점으로 하는 타원궤도를 따라 공전해야 한다고 했다. 또한 행성의 궤도 반지름은 같은 시간 동안 같은 면적을 지나가야 하며, 두 행성의 움직임을 비교할 때는 주기의 제곱이 평균 거리의 세제곱에 비례해야 한다고 했다.

이것은 수학적 논문이 아니므로, 뉴턴이 제시한 증명들에 대해 논의하는 것은 불가능하다. 그 증명들은 그것을 이해하려 노력한 모든 사람들로부터 즉각적이고 보편적인 인정을 받았다. 여기서는 기술적인 세부사항들을 소개하지 않고, 사용된 추론 방식의 특징만을 매우 간략하게 살펴보는 데 그쳐야 한다.

우선, 우주 공간에 자유롭게 떠 있으면서 우주의 다른 모든 천체의 영향으로부터 완전히 고립된 구체를 상상해 보자. 이 구체가 어떤 충동에 의해 우주 공간을 빠르게 항해하도록 움직이기 시작한다고 가정해 보자. 그 충동이 사라지면 구체는 계속해서 움직이게 된다. 하지만 그 구체가 따르는 궤적은 무엇일까? 우리는 공중에 던져진 돌이 곡선 궤적을 따라 움직이는 것을 너무나 자주 보아왔기 때문에, 자유 공간에 던져진 물체도 역시 곡선 궤적을 따라 움직일 것이라고 생각할 수도 있다. 하지만 조금만 생각해 보면 두 경우는 매우 다르다는 것을 알 수 있다.

자유 공간에서는 위나 아래라는 개념이 존재하지 않습니다. 모든 경로는 같으며, 물체가 오른쪽이나 왼쪽으로 방향을 바꿀 이유도 없습니다. 따라서 우리는 이러한 상황에서 물체가 일단 움직이기 시작하고 모든 방해 요소로부터 자유로워지면 직선으로 움직일 것이라고 추측할 수 있습니다. 물론 이 주장은 결코 직접적인 실험을 통해 검증될 수 없는 것입니다. 우리는 지구 표면에 살고 있기 때문에 물체를 외부력으로부터 분리시킬 방법이 없습니다. 공기의 저항, 여러 형태의 마찰, 그리고 지구 자체의 중력까지도 우리의 실험을 방해합니다. 얼음 위에 던진 돌은 거의 저항을 받지 않으며, 이 경우 돌은 얼어붙은 표면을 따라 직선으로 움직입니다. 마찬가지로 빈 공간에 던진 돌도 완전히 직선적인 궤적을 따라 움직일 것입니다. 우리는 반드시 실패로 끝날 실험을 시도하는 대신 간접적인 추론을 통해 이를 입증합니다. 이 원리의 진실성은 그에 대해 제시된 논거들을 충분히 고려한 사람이라면 결코 의심할 수 없습니다.

그렇다면 물체가 직선으로 움직인다는 것을 인정한다면, 다음으로 제기되는 문제는 그 움직임의 속도에 관한 것입니다. 얼어붙은 호수의 매끄러운 얼음 위를 미끄러지는 돌은 모두가 알다시피 멈추기 전까지 꽤 긴 거리를 이동합니다. 얼음과 돌 사이의 마찰은 거의 없지만, 그래도 얼음 위에서도 마찰이 완전히 없는 것은 아닙니다. 그리고 그 마찰은 항상 움직임을 멈추게 하므로 결국 돌은 멈추게 됩니다. 반면 우주의 공허한 공간을 항해할 때는 물체가 마찰을 겪지 않으며, 속도가 줄어들 가능성도 없습니다. 따라서 우리는 물체가 영원히 변함없는 속도로 계속 움직일 수 있을 것이라고 생각합니다. 물론 이러한 주장은 우리의 일상적인 경험과는 모순되는 것처럼 보입니다. 바람이 멈추면 배는 더 이상 나아가지 못합니다. 증기가 끊기면 기차는 점차 속도를 잃습니다. 회전하는 장난감도 서서히 회전을 멈추고 정지합니다. 이러한 사례들을 통해 힘이 작용하지 않게 되면 그 힘이 만들어낸 움직임도 멈출 것이라고 주장할 수 있습니다.

점차 약해지다가 결국 사라진다. 하지만 이 모든 경우에 있어서, 잘 생각해보면 운동의 감소는 저항력의 작용 때문이라는 것을 알 수 있다. 범선은 물과의 마찰로 인해 속도가 줄어들고, 기차는 바퀴의 마찰과 공기를 뚫고 나아가야 한다는 사실로 인해 속도가 줄어든다. 그리고 회전하는 물체가 멈추는 주된 원인은 대기 저항이다. 진공 상태에서 실험을 해보면 공기가 없으므로 그 물체는 훨씬 더 오랫동안 계속 회전한다. 이로부터 우리는, 한 번 우주 공간으로 자유롭게 날아가서 외부의 저항을 받지 않는 물체는 영원히 직선으로 계속 움직이며, 처음 가졌던 속도를 시간이 지나도 변함없이 유지할 것이라는 결론을 내릴 수 있다. 이 원리를 운동의 제1법칙이라고 한다.

이제 이 원리를 행성들의 움직임이라는 중요한 문제에 적용해 보자. 예를 들어 지구의 경우를 생각해보고, 운동의 제1법칙이 가져오는 결과들에 대해 논의해 보자. 우리는 지구가 매 순간 초당 약 18마일의 속도로 움직이고 있다는 것을 알고 있다. 운동의 제1법칙에 따르면, 만약 지구가 어떠한 외부 힘도 받지 않는다면, 영원히 우주를 직선으로 가로지르며, 현재 가지고 있는 정확한 속도를 유지할 것이다. 하지만 과연 지구가 그런 식으로 움직이고 있을까? 당연히 아니다. 우리는 이미 지구가 태양 주위를 공전하고 있다는 것을 알고 있으며, 케플러의 법칙들은 그 움직임에 있어서 매우 명확하고 정확한 설명을 제공해 준다. 그러므로 지구는 외부 힘으로부터 자유로울 수 없다. 지구에는 끊임없이 작용하는 어떤 강력한 힘이 반드시 존재해야 한다. 그 힘이 무엇이든 간에, 그것은 지구가 직선 경로를 따라 움직이려는 것을 계속해서 방해하여, 지구가 직선 대신 타원형 궤도를 따라 움직이도록 만든다.

이제 해결해야 할 중요한 문제는 명확해진다. 지구에 끊임없이 영향을 미치는 어떤 외부 요인이 반드시 존재해야 한다. 그 요인은 무엇이며, 어디서 오는 것이며, 어떤 법칙에 따라 움직이는 것일까? 이 문제는 지구에만 국한되지 않는다. 수성과 금성, 화성, 목성, 토성도 마찬가지로 직선 경로를 따라 움직이지 않는다는 사실을 분명히 보여준다.

어떤 힘에 의해 영향을 받아야만 한다. 행성들이 그 궤도를 따라 움직이도록 하는 이 힘은 무엇일까? 뉴턴 이전에는 이 질문이 헛된 것으로 여겨졌을지도 모른다. 바로 뉴턴의 뛰어난 천재성이 그 답을 제시함으로써 현대 과학 전체에 혁명을 일으켰다.

이 질문에 답하기 위한 데이터는 관측을 통해 얻어져야 한다. 여기서는 단순한 수학적 사고만으로는 해결할 수 없는 문제가 있다. 수학은 분명히 연구에 있어 유용하며, 심지어 필수적인 도구이지만, 수학에 그것이 가지지 않은 능력을 부여해서는 안 된다. 이러한 경우 수학이 할 수 있는 일은 오직 관측을 통해 얻은 결과들을 해석하는 것뿐이다. 뉴턴이 출발점으로 삼은 데이터는 지구와 다른 행성들의 움직임에서 관측된 현상들이었다. 이러한 사실들은 케플러의 법칙들을 통해 간결하게 표현될 수 있었다. 따라서 뉴턴은 자신의 연구의 기초로 케플러의 법칙들을 채택했으며, 케플러의 법칙들을 해석하기 위해 그가 창안한 저 유명한 수학적 추론 방법을 활용했다.

그렇다면 이 문제는 이런 방식으로 접근해야 한다. 행성이 어떤 외부의 영향을 받고 있다면, 각 행성의 궤도가 타원이며 각 행성이 같은 시간에 같은 면적을 지나면서 태양 주위를 공전한다는 사실을 바탕으로 그 영향이 무엇인지 알아내야 한다. 각 행성에 작용하는 영향력은 수학자들이 ‘힘’이라고 부르는 것이며, 힘에는 반드시 방향이 있어야 한다. 힘에 대한 가장 단순한 개념은 밧줄을 통해 전달되는 잡아당기는 힘이며, 이 경우 밧줄의 방향이 바로 힘의 방향이 된다. 각 행성에 작용하는 힘이 보이지 않는 밧줄에 의해 전달된다고 상상해 보자. 케플러의 법칙들은 이 밧줄의 방향과 그 밧줄을 통해 전달되는 힘의 세기에 대해 알려주어 줄 것이다.

케플러의 법칙들에 대한 수학적 분석은 이 책의 범위를 벗어난다. 따라서 우리는 그 법칙들이 도출해내는 결과들에만 집중하고, 그 추론 과정의 세부 사항은 생략해야 한다. 뉴턴은 먼저 행성이 같은 시간에 같은 면적을 지나면서 움직인다는 법칙을 채택했다.

그는 흠잡을 데 없는 논리를 통해 이것이 곧 행성에 작용하는 힘의 방향을 나타낸다는 것을 보여주었다. 그는 행성을 조종하는 가상의 줄이 반드시 태양 쪽을 향해 있어야 한다는 점도 밝혔다. 다시 말해, 각 행성에 작용하는 힘은 언제나 행성에서 태양 쪽을 향하고 있었다.

아직 설명해야 할 것은 힘의 세기였으며, 행성이 궤도상의 서로 다른 지점에 있을 때 그 힘의 세기가 어떻게 변하는지를 보여주는 것이었다. 케플러의 제1법칙 덕분에 이 질문에 답할 수 있다. 만약 행성의 궤도가 타원형이고, 그 타원의 한 초점을 향해 항상 힘이 작용한다면, 수학적 분석에 따라 행성과 태양 사이의 거리의 제곱에 반비례하여 힘의 세기가 변해야 한다.

따라서, 행성들이 케플러의 법칙에 따라 움직인다는 것은, 행성을 태양 쪽으로 끌어당기는 인력이 존재하며 그 인력의 세기가 거리의 제곱에 반비례한다고 가정한다면, 아주 세밀한 부분까지도 설명될 수 있다. 과연 그러한 인력이 실제로 존재한다고 말하는 데 주저할 필요가 있을까? 우리는 지구가 떨어지는 물체를 어떻게 끌어당기는지, 그리고 지구의 인력이 달에까지 미쳐 달이 지구 주위를 공전하는 현상을 어떻게 설명하는지를 이미 알고 있다. 이제 우리는 행성들이 태양 주위를 도는 움직임도 이 인력의 법칙에 의해 설명될 수 있다는 것을 알게 되었다. 하지만 만유인력의 법칙을 뒷받침하는 증거는 사실 우리가 지금까지 제시한 것보다 훨씬 더 강력하다. 우리는 이 문제에 대해 더 자세히 다룰 기회가 있을 것이다. 우리는 태양이 행성들을 어떻게 끌어당기는지뿐만 아니라, 행성들이 서로를 어떻게 끌어당기는지도 보여줄 것이며, 행성들 간의 이러한 상호 인력이 어떻게 놀라운 발견들을 이끌어내어 중력의 법칙을 의심의 여지가 없는 것으로 만들었는지도 알게 될 것이다.

이 법칙의 존재를 인정한다면, 행성들은 태양을 공통된 초점으로 하는 타원궤도를 따라 공전해야 한다는 것을 보여줄 수 있다. 또한 행성들이 같은 시간 동안 같은 면적을 지나간다는 것도 보여줄 수 있다. 주기의 제곱이 비례한다는 것도 증명할 수 있다.

평균 거리의 세제곱입니다. 더 나아가, 혜성들의 신비로운 움직임도 어떻게 설명될 수 있는지 보여줄 수 있습니다. 바로 이 위대한 법칙을 통해 우리는 위성들의 공전도 설명할 수 있습니다. 조수 현상이나 태양계 전반에 나타나는 다른 현상들도 설명할 수 있습니다. 마지막으로, 태양계의 경계를 넘어 우주 곳곳에 흩어져 있는 아름다운 별들의 집합체를 살펴보면, 그곳에서도 우주 중력의 위대한 법칙의 증거를 찾을 수 있다는 것을 보여줄 것입니다.

제6장. 로맨스의 행성
주제 개요 — 수성이 태양에 가장 가까운 행성인가? — 내부 행성의 태양 통과 현상 — 금성의 태양 통과 현상이 관측된 적이 있는가? — 일식 중의 행성 관측 가능성 — 1878년 왓슨 교수의 연구들.

태양계에 대한 전반적인 개요와 지난 장에서 다룬 만유인력의 법칙에 대한 개요를 바탕으로, 이제 우리는 행성들과 그 위성들에 대해 보다 상세히 살펴보도록 하겠습니다. 먼저 태양에 가장 가까운 행성들부터 시작하여, 점차 외쪽으로 나아가면서 계속해서 다른 행성들을 살펴볼 것입니다. 우리는 주목할 만한 많은 사항들을 발견하게 될 것입니다. 각 행성 자체도 하나의 구형 천체이며, 우리는 그에 대해 알려진 정보들을 기술해야 합니다. 많은 행성들이 동반하는 위성들도 많은 흥미로운 점들을 가지고 있습니다. 그 위성들의 발견 과정, 크기, 움직임, 그리고 거리 등은 반드시 고려되어야 합니다. 또한 행성들의 움직임도 깊이 생각해볼 만한 주제입니다. 우리는 행성들이 서로 어떻게 영향을 미치는지, 그리고 이러한 영향들로 인해 어떤 놀라운 결과들이 생겨나는지를 보여줄 것입니다. 또한 천체 측정 및 천체 무게 측정이라는 중요한 문제들에 대해서도 간혹 언급해야 합니다. 우리는 우리 태양계의 여러 구성 요소들의 크기, 무게, 거리를 어떻게 알아낼 수 있는지를 보여줘야 합니다. 다행히도 우리의 연구 대부분은 확실한 데이터가 있는 분야에서 진행될 것이며, 그 결과들은 반복적인 관측을 통해 확인된 것들일 것입니다. 하지만 연구를 시작하는 초기 단계에서는 아직 확실하지 않은 관측 결과들을 다루어야 하는 경우도 있습니다. 지금까지 알려진 행성들보다 훨씬 태양에 가까운 행성의 존재가 유능한 전문가들에 의해 주장된 바 있습니다. 이 문제는 아직 해결되지 않았지만, 그 행성이 존재할 가능성은 없습니다.

현재로서는 그러한 행성이 발견되지 않고 있습니다. 그래서 우리는 이 장의 주제를 ‘로맨스의 행성’이라고 명명한 것입니다.

오랫동안 태양에 가장 가까운 행성으로 여겨졌던 수성이 실제로는 그런 지위를 가질 자격이 있는 행성이 아닐 수도 있다고 생각된 적이 많았습니다. 수성은 평균적으로 약 36,000,000마일 거리에서 태양 주위를 공전합니다. 수성과 태양 사이에는 다른 행성들이 하나 또는 여러 개 있을 수도 있었습니다. 1,000만 마일 거리에서 공전하는 행성도 있을 수 있고, 1,500만 마일 거리에서 공전하는 행성도 있을 수 있었죠. 하지만 과연 그런 행성들이 실제로 존재했을까요? 수성의 궤도 안쪽에서 공전하는 행성이 단 하나라도 있었을까요? 그런 행성의 존재를 믿을 만한 몇 가지 이유가 있었습니다. 수성의 움직임에서는 내부에 행성이 존재할 가능성을 시사하는 징후들이 관찰되었습니다.[13] 하지만 그러한 행성을 보는 것은 매우 어려웠습니다. 그 행성은 항상 태양에 가까이 있어야 했으며, 아무리 좋은 망원경을 사용해도 그 위치에 있는 별처럼 보이는 점을 보는 것은 거의 불가능했습니다. 또한 해가 진 후에도 그러한 행성을 볼 수는 없었습니다. 가장 유리한 조건에서도 그 행성은 태양이 지고 나서 거의 즉시 지게 되므로, 동일한 이유로 새벽에도 보이지 않았습니다.

따라서 우리가 행성을 관측하는 일반적인 방법들은 전혀 효과가 없었습니다. 수성 내부에 행성이 존재하는지에 대한 이 중요한 문제를 해결하려면 특별한 방법을 사용해야만 했습니다. 우리의 목적을 달성할 수 있는 관측 방법은 적어도 두 가지가 있을 것입니다.

첫 번째 방법을 사용할 기회는, 그 미지의 행성이 지구와 태양 사이에 정확히 위치할 때 생깁니다. 그림(그림 40)에서는 태양을 중심에 두었으며, 안쪽의 점선 원은 그 미지의 행성의 궤도를 나타냅니다. 이 행성은 아직 그 존재가 확실히 입증되지도 않았음에도 불구하고 ‘불칸’이라는 이름이 붙여졌습니다. 바깥쪽 원은 지구의 궤도를 나타냅니다. 불칸이 지구보다 더 빠르게 공전하기 때문에, 이 행성이 지구를 추월하는 경우가 자주 발생할 것입니다. 그렇게 되면 세 천체는 그림에 표시된 위치에 있게 됩니다.

다이어그램을 보면, 불칸이 반드시 지구와 태양 사이에 정확히 위치한다고 단정할 수는 없습니다. 행성의 궤도가 기울어져 있을 수 있기 때문에, 지구에서 볼 때 불칸은 상황에 따라 태양 위나 아래에 있을 수도 있습니다.

하지만 만약 불칸이 실제로 존재한다면, 때때로 세 천체가 일직선상에 놓일 것으로 예상됩니다. 그렇게 되면 망원경을 이용해 이 행성을 발견할 수 있는 좋은 기회가 생길 것입니다. 그런 경우에는 태양 표면을 천천히 가로지르는 어두운 점으로서 그 행성을 관측할 수 있을 것입니다. 지구 내부에 위치한 다른 두 행성인 수성과 금성도 가끔씩 일식 현상이 관측되곤 합니다. 불칸이 존재한다면, 수성보다는 훨씬 더 자주, 금성보다는 훨씬 더 많이 태양을 가로지를 것이 분명합니다. 하지만 불칸은 작은 행성일 가능성이 높으며, 일식이 일어날 때는 수성보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있을 것이므로, 그 행성의 일식 현상이 우리가 알고 있는 다른 두 행성의 일식 현상과 비슷할 것이라고 기대하기는 어렵습니다.

그렇다면 망원경을 이용한 연구를 통해 불칸의 일식 현상으로 볼 수 있는 어떤 것이 발견된 적이 있는지 의문이 생깁니다. 이 점에 대해서는 확실히 말할 수 없습니다. 여러 차례에 걸쳐 목격자들이 태양을 가로지르는 점이 있다고 주장했으며, 그 모양과 전체적인 외형으로 미루어 그것이 수성 내부에 있는 행성이라고 추정했습니다. 하지만 그러한 관측이 이루어진 상황을 자세히 살펴보면, 그러한 추정에 대한 신뢰도는 높아지지 않습니다. 그러한 발견들은 대개 망원경 관측에 대해 잘 모르는 사람들에 의해 이루어졌습니다. 지난 세기 동안 이 분야를 전문으로 연구하는 천문학자들이 태양을 세심하게 관찰했음에도 불구하고, 경험이 풍부한 천문학자들 중에서는 불칸이 태양을 가로지르는 모습을 발견했다고 발표한 사람은 아무도 없다는 사실은 분명 중요한 점입니다. 마지막으로 행성이 태양을 가로지른다는 보고는 1876년에 독일의 아마추어 천문학자에 의해 이루어졌지만, 그가…

행성으로 여겨졌던 그 천체는 곧바로 작은 태양 흑점임이 밝혀졌습니다. 이 흑점은 정기적인 관측 작업 중 그리니치에서 촬영된 것이며, 마드리드에서도 관측된 바 있습니다. 전체 상황을 검토해본 결과, 현재로서는 수성 내부에 있는 행성이 중심 별의 표면을 지나가는 모습을 보여주는 신뢰할 수 있는 망원경 관측 자료는 없는 것으로 보입니다.

그림 40 — 로망스 행성의 일면통과.
하지만 태양 근처에 새로운 행성들을 발견할 수 있는 또 다른 방법이 있습니다. 다만 이 방법은 거의 사용될 기회가 없습니다. 오직 태양이 완전히 가려질 때만 가능합니다.

달이 지구와 태양 사이에 정확히 위치하면, 낮의 밝음이 잠시 동안 밤의 어둠으로 바뀝니다. 만약…

하늘이 구름 없이 맑으면 별들이 나타나고, 가려진 태양 주위에서도 볼 수 있다. 설령 어떤 행성이 항성에 아주 가까이 있더라도, 그 행성의 밝기가 수성과 비슷하다면 이런 때에 보일 수 있다. 이러한 실험을 시도할 때는 철저한 준비가 필요하다. 특히 주의해야 할 위험은, 그 행성이 아마도 닮아 있을 일반적인 별들과 혼동되는 것이다. 위대한 미국 천문학자였던 왓슨 교수는 1878년의 유명한 총일식 때 이 연구에 전념하기 위해 특별히 준비를 했다. 일식이 일어났을 때 태양의 빛이 사라지고 별들이 나타났다. 그중에서 왓슨 교수는 오랫동안 찾아왔던 수성 내부의 행성으로 보이는 천체를 발견했다. 또한 이 열정적인 관측자는 처음에는 게자리에 있는 제타라는 별로 착각한 또 다른 천체도 보았다. 하지만 그 천체의 위치가 예상했던 것처럼 그 별의 알려진 위치와 잘 일치하지 않자, 그는 그것이 제타가 아니라 다른 알려지지 않은 행성일 것이라고 결론지었다. 그러나 관측의 어려움을 고려할 때, 그가 행성으로 생각했던 두 천체의 상대적 위치는 게자리의 세타와 제타의 상대적 위치와 충분히 일치한다. 따라서 왓슨이 단지 이 두 별을 본 것이라는 점은 이제 거의 의심의 여지가 없다. 하지만 그는 세타와 두 행성 모두를 관측했다고 주장했으며, 세타의 위치는 기록하지 않았다고 했다. 다만 같은 위치 근처에 20 게자리라는 세 번째 별이 있으며, 왓슨은 아마도 이 별을 세타로 착각한 것 같다. 1878년 이후에 일어난 일식들 동안 벌컨 행성은 특별히 찾아보았음에도 불구하고 관측된 바가 없으며, 따라서 천문학자들 사이에서는 아직 수성 궤도 내에서 행성이 발견되지 않았다는 것이 일반적인 견해이다.

제7장. 수성
고대의 천문학적 발견들 – 수성이 처음으로 발견된 과정 – 쉽게 관측되지 않는 행성 –
수성은 아주 오래전부터 알려져 있었다 – 발견을 위해 필요한 기술 – 별과 수성의 구분 – 동쪽과 서쪽의 수성 – 예측 방법 – 수성을 관측하는 방법 – 망원경으로 본 수성의 모습 – 그 모습을 관측하는 데 있어서의 어려움 – 수성의 궤도 – 행성의 속도 – 이 행성에 생명체가 존재할 수 있을까? – 온도의 변화 – 수성의 일식 현상 – 가세нди의 관측 결과 – 수성의 자전 – 수성의 질량.

천문학적 발견들의 역사는 매우 길고 위대하다. 현대의 발견들은 너무나 빠른 속도로 이어지고 있어서, 그 찬란함에 우리의 상상력을 사로잡곤 한다. 그래서 때때로 우리는 천문학적 발견이 순전히 현대의 산물이라고 생각하기 쉽다. 하지만 이보다 더 잘못된 생각은 없다. 현대의 성과를 최대한 높이 평가하면서도, 고대 천문학자들의 노력도 제대로 인정해 주어야 한다.

고대 천문학자들에 대해 말할 때, 그 의미를 명확히 이해해야 한다. 오늘날 천문학은 매우 빠르게 발전하고 있어서, 매 세기마다 놀라운 진전이 이루어진다. 세대마다, 10년마다, 1년마다, 세심하게 하늘을 관측하는 천문학자들에게는 그에 상응하는 보상이 주어진다. 하지만 수성이라는 행성이 발견된 과정을 알아보려면, 우리는 먼 과거로 시선을 돌려야 한다. 이와 비교하면 뉴턴의 발견들은 매우 현대적인 성과로 간주될 수 있다. 심지어 코페르니쿠스의 천체론도, 지금 우리가 논의하고 있는 이 행성의 발견에 비하면 비교적 최근의 사건에 불과하다.

그렇다면 이 위대한 발견은 누가 한 것일까? 천문학적 기록들을 살펴보면 이 질문에 답할 수 있을지 알아보자. 코페르니쿠스는 자신의 생애가 끝날 무렵, 자신이…라고 진심으로 후회한다고 말한 것으로 전해진다.

그는 수성을 직접 볼 기회를 한 번도 가진 적이 없었다. 그는 특히 이 행성을 보고 싶어 했는데, 그 행성의 움직임은 그가 확립한 천체 운동 이론을 매우 명확하게 보여주는 근거가 되기 때문이었다. 하지만 그는 결코 성공하지 못했다. 수성은 다른 행성들처럼 쉽게 볼 수 있는 것이 아니며, 비스와 강 입구에 있는 거대한 호수에서 나오는 수증기가 코페르니쿠스가 살던 프라우엔부르크의 지평선을 가렸을 가능성도 있어서, 그가 수성을 볼 기회는 다른 곳보다 훨씬 더 드물었을 것이다.

코페르니쿠스 시대에는 수성의 존재가 이미 잘 알려진 사실이었으므로, 그 발견은 그보다 훨씬 이전의 시기에 이루어졌을 것이다. 중세 시대의 부족한 천문학 문헌들 속에서도 이 행성의 존재에 대한 언급을 가끔 찾아볼 수 있다. 수성에 대한 관측 기록은 오랜 세월을 거쳐 우리 시대까지 이어져 온다. 그보다 더 오래된 기록들도 존재하는데, 그중에는 기원전 265년에 이루어진 관측 기록도 있다. 하지만 이 기록이 수성의 발견을 기록한 것은 아니다. 그보다 더 이전에는 니네베의 천문학자들이 아시리아의 왕 아슈르바니팔에게 보낸 보고서에서 수성에 대해 언급한 바가 있다. 그 당시에도 수성이 최근에 발견된 것으로 보이지는 않는다. 아마도 이 행성은 두 곳 이상에서 독립적으로 발견되었을 가능성이 있지만, 그러한 발견에 대한 기록은 전혀 남아 있지 않다. 따라서 발견자들의 이름이나 그들이 속했던 민족, 그리고 그들이 살았던 시대에 대해서도 우리는 아무것도 알 수 없다.

비록 이 발견이 매우 오래된 것이며, 우주의 진정한 구조에 대한 올바른 개념이 형성되기 전에 이루어졌으며, 망원경이 발명되기 훨씬 전의 일이긴 하지만, 수성을 발견하는 것이 결코 간단하거나 쉬운 일이었다고 생각해서는 안 된다. 이 발견이 어떻게 이루어졌을지 상상해보면 그 점이 분명해질 것이다.

오래전부터 하늘을 잘 알고 있던 고대 천문학자들은 다양한 별과 성좌들을 알아보는 법을 익혔습니다. 경험을 통해 그들은 이러한 천체들이 영원히 존재한다는 것을 깨달았습니다. 그들은 시리우스가 매년 같은 계절에 반드시 나타난다는 것을 보았으며, 오리온과 다른 인근 성좌들과의 상대적 위치도 관찰했습니다. 마찬가지로 다른 밝은 별들도 그들에게는 항상 하늘의 특정 지역에서 볼 수 있는 익숙한 천체들이었습니다. 그들은 별들이 떠오르고 지는 방식을 관찰하며, 각 별은 움직이는 것처럼 보이지만 별들의 상대적 위치는 변하지 않는다는 것을 알았습니다. 분명히 이 고대 천문학자들은 금성에 대해서도 알고 있었습니다. 그들은 저녁별과 아침별을 알고 있었으며, 금성이 태양의 한쪽에서 다른 쪽으로 움직이는 천체라고 추론했을 가능성이 있습니다.

동쪽 사막의 맑은 하늘에서 수성이 어떻게 발견되었는지 쉽게 상상할 수 있습니다. 해가 진 후, 짧은 황혼 시간도 거의 끝나갈 무렵, 해가 지면서 남은 빛이 여전히 하늘을 비추는 지평선 근처에서 밝은 별이 보입니다. 고대 천문학자들은 그곳에는 밝은 별이 없다는 것을 알고 있었습니다. 만약 그 대상이 별이 아니라면, 도대체 무엇일까요? 이 문제를 확인하고 싶어서 그들은 다음 밤에도 하늘을 관찰했고, 역시 지평선 위쪽에서 더욱 밝게 빛나는 그 대상이 다시 보였습니다. 매일 밤이 지날수록 그 천체는 점점 더 밝아져서 결국 눈에 띄는 별이 되었습니다. 어쩌면 그 천체는 점점 더 높이 떠오를지도 모르고, 혹은 금성만큼 밝아질지도 모릅니다. 이러한 추측들은 처음으로 그 천체를 관찰한 사람들이 내린 합리적인 추론이었지만, 실제로는 그렇게 되지 않았습니다. 몇 밤 동안 특별히 밝게 빛난 후, 그 신비로운 천체의 밝기는 점차 줄어들었습니다. 그 행성은 다시 해질 무렵 지평선 가까이로 다가왔고, 결국 해와 함께 너무 빨리 지어서 더 이상 보이지 않게 되었습니다. 과연 그 천체는 영원히 사라진 것일까요? 해질 무렵에 그 천체를 다시 관찰할 기회가 생기기까지는 수년이 걸릴 수도 있습니다. 하지만 그때가 되면 다시 한 번 같은 변화 과정을 거치는 것을 볼 수 있을 것입니다.

아마도 매우 다른 상황에서였을 것입니다. 지평선 위의 최대 고도와 최대 밝기도 상당히 달라졌습니다.

원시 천문학자가 이러한 다양한 현상들이 모두 하나의 천체에 의해 발생한다고 확신할 수 있으려면 오랜 시간에 걸친 세심한 관측이 필요했을 것입니다. 동방의 사막 지대에서는 일출 현상도 일몰 현상만큼이나 잘 알려져 있었을 것이며, 맑은 하늘에서 지평선 위로 해가 떠오르기 시작하는 지점에서 때때로 밝은 별처럼 보이는 점이 관측되기도 했습니다. 매일 그 천체는 일출 전에 점점 더 높이 지평선 위로 올라갔으며, 거리가 멀어질수록 그 밝기도 증가했습니다. 그러다 다시 태양 쪽으로 다가가서 수개월 동안 보이지 않았습니다. 이것이 바로 원시 천문학자가 알게 된 정보였습니다. 일몰 후에는 한 천체가 보였고, 일출 전에는 또 다른 천체가 보였습니다. 우리에게는 관측된 사실들로부터 두 천체가 동일하다는 결론이 자명해 보일 수 있습니다. 이 결론은 옳지만, 결코 자명한 것은 아닙니다. 오랜 시간에 걸친 인내심 있는 관측을 통해, 이 두 천체 중 하나가 다른 하나가 사라질 때까지는 결코 보이지 않는다는 놀라운 법칙이 밝혀졌습니다. 따라서 일출과 일몰 때 나타나는 현상들은 모두 태양 주위를 왔다 갔다 하는 같은 천체에 의한 것이라고 추론되었습니다.

이 두 천체가 동일하다는 주장이 받아들여지기 위해서는 반드시 신중하게 검증되어야 했다는 것을 쉽게 상상할 수 있습니다. 이런 경우에는 어떻게 검증을 진행해야 할까요? 과학적 진리를 가장 완벽하고 설득력 있게 증명하는 방법은 예측이 실제로 성취될 때라는 데 의심의 여지가 없습니다. 수성을 수년간 관측한 결과, 그 모습이 나타나는 주기성이 발견되었습니다. 일단 그 주기성이 명확해지자 예측이 가능해졌습니다. 일몰 후에 수성이 언제 보일지, 일출 전에 언제 보일지를 정확하게 예측할 수 있었습니다! 이러한 예측들이 정확하게 들어맞는다는 것, 즉 예측에 따라 수성을 찾으면 항상 그 모습을 볼 수 있다는 것이 확인되자, 그 가설을 받아들이지 않을 방법은 없었습니다.

이러한 예측들은 어떤 가정에 근거한 것이었습니다. 그 가정의 핵심은 모든 다양한 현상들이 단 하나의 천체의 진동에서 비롯된다는 것이었으며, 따라서 수성의 발견도 목성이나 금성의 발견만큼 확실한 근거 위에 이루어진 것입니다.

영국 제도의 위도에서는 일 년 중 어느 시기에든 보통 수성을 볼 수 있습니다. 언제 관측해야 하는지에 대한 일반적인 규칙을 합리적인 범위 내에서 정하는 것은 불가능합니다. 하지만 반드시 그 행성을 보고 싶어 하는 사람이라면 약간의 인내심만 있다면 보통 성공할 수 있습니다. 우선 그 천체의 위치를 알려주는 달력을 참조하여, 수성이 저녁별이거나 아침별로 나타나는 시기를 선택해야 합니다. 봄철에는 특히 적합한데, 이 시기에는 다른 계절보다 수성이 지평선 위로 더 높이 떠 있기 때문입니다. 일몰 후 약 45분 정도 지난 저녁 무렵이라면, 수줍음이 많지만 아름다운 이 천체를 볼 수 있어 관측자에게 큰 기쁨을 줄 것입니다.

좌표식 망원경을 갖춘 천문학자들에게는 이러한 지침이 필요 없습니다. 망원경으로 수성을 관측하려면 먼저 해양 달력을 참조하여 그 행성이 있는 위치를 확인해야 합니다. 만약 수성이 지평선 위에 있다면 바로 망원경을 그 방향으로 돌리면 되며, 대낮에도 종종 그 행성을 볼 수 있습니다. 하지만 망원경으로 본 수성의 모습은 다소 실망스럽습니다. 달보다 훨씬 크긴 하지만 너무 멀리 있어서 별로 중요해 보이지 않습니다. 그러나 이 행성을 볼 때 바로 주목을 끄는 특징이 하나 있습니다. 수성은 보통 원형이 아니라, 마치 작은 달과 같은 초승달 모양을 하고 있습니다. 행성의 위상도 달의 위상과 정확히 같은 원리로 설명됩니다. 수성도 우리 지구와 마찬가지로 스스로 빛을 내지 못하는 물질들로 구성된 구체입니다. 행성의 한 반구는 반드시 태양을 향해 있어야 하며, 그쪽은 태양광에 의해 밝게 비춰집니다. 우리가 수성을 볼 때는 빛을 받지 않는 반쪽은 전혀 보이지 않으며, 초승달 모양은 우리가 받는 왜곡된 시야 때문입니다.

밝게 빛나는 부분입니다. 행성은 너무 작은 천체라서 육안으로 볼 때 그 발광체의 형태를 알아볼 수 없습니다. 실제로, 훨씬 더 큰 금성의 초승달 모양조차도 그 특유의 형태를 관측하려면 망원경의 도움이 필요합니다. 하지만 수성이 초승달 모양이며, 지구와 태양과의 상대적 위치 변화에 따라 위상이 달라진다는 사실 외에는 이 행성에 대해 그다지 많이 알 수 없습니다. 수성은 너무 작고 너무 밝아서 그 표면의 세부 사항을 쉽게 파악할 수 없습니다. 물론 행성 표면에 있는 매우 희미하고 불분명한 특징들에 대한 시도와 관측 기록들이 있었겠지만, 그러한 주장들은 매우 신중하게 받아들여져야 합니다.

그림 41 — 위상과 겉보기 크기의 변화를 보여주는 수성의 움직임.

수성에 관해 확실히 밝혀진 사실들은 주로 태양 주위를 도는 궤도에 관한 수치적 정보들입니다. 수성이 한 바퀴 공전하는 데 걸리는 시간은 거의 88일입니다. 태양으로부터의 평균 거리는 약 36,000,000마일이며, 행성이 움직이는 평균 속도는 초당 29마일이 넘습니다. 우리는 이미 수성 궤도의 가장 특징적이고 주목할 만한 점에 대해 언급했습니다. 그 궤도는 다른 모든 큰 행성들의 궤도와는 달리 훨씬 더…

원형 형태에서의 벗어남.
대부분의 경우, 행성들의 궤도는 매우 약간만 타원형을 띠기 때문에, 정확한 비율로 그린 궤도도 주의 깊게 측정하지 않는 한 원과 다르다고는 인식되지 않습니다. 하지만 수성의 경우는 다릅니다. 가장 평범한 관찰자라도 그 궤도의 타원형 모양을 분명히 알아볼 수 있습니다. 태양으로부터 수성까지의 거리는 상당히 큰 범위 내에서 변동합니다. 가장 짧은 거리는 약 30,000,000마일이며, 가장 긴 거리는 약 43,000,000마일입니다. 케플러의 제2법칙에 따라, 행성의 속도도 이에 맞게 변화해야 합니다. 즉, 태양 근처의 궤도 부분에서는 빠르게 움직이고, 멀리 떨어진 궤도 부분에서는 느리게 움직여야 합니다. 최대 속도는 초당 약 35마일이며, 최소 속도는 초당 23마일입니다.

수성의 움직임을 제대로 이해하려면, 속도와 그 움직임을 일으키는 천체의 실제 크기를 분리해서 생각해서는 안 됩니다. 일상생활에서 접하는 속도와 비교했을 때 초당 29마일이라는 속도는 엄청나게 빠른 속도입니다. 행성의 속도는 소총탄의 속도보다 최소 100배는 빠릅니다. 하지만 천체들의 크기를 비교해보면…

그들의 속도를 비교해보면, 수성의 속도는 총알의 속도에 비해 상당히 느린 것으로 보입니다. 소총탄은 1초 동안 자신의 직경만큼의 거리를 수천 번이나 이동합니다. 하지만 수성은 훨씬 빠르게 움직이긴 하지만, 행성의 크기가 너무 커서 직경만큼의 거리를 이동하는 데 2분이라는 시간이 필요합니다. 행성 전체를 하나의 구로 본다면, 그 움직임의 속도는 그 크기에 걸맞은 점잖고 위엄 있는 속도에 불과합니다.

수성의 실제 표면에 대해서는 거의 알 수 없기 때문에, 그 행성의 표면에 생명체가 존재할 수 있는지 여부를 말하는 것은 완전히 불가능합니다. 다만, 지구에서 알려진 생명체와 유사한 형태의 생명체는 수성에 존재할 수 없다고 추론할 수는 있습니다. 태양의 열과 빛은 우리가 경험하는 것보다 훨씬 강한 강도로 수성을 비춥니다. 수성이 태양으로부터 가장 멀리 떨어져 있을 때조차도 태양복사의 강도는 지구에 도달하는 최대 열량의 4배가 넘습니다. 하지만 수성이 궤도상에서 가장 가까운 곳으로 다가갈 때는 엄청난 고온에 노출됩니다. 그때의 태양열의 강도는 우리가 받는 최대 복사량의 9배는 되어야 합니다.

이러한 극심한 기후 변화는 우리 지구의 계절 변화보다 훨씬 빠른 속도로 일어납니다. 수성에서는 한여름과 한겨울 사이의 기간이 단 44일에 불과하며, 1년의 길이도 88일에 불과합니다. 이처럼 급격한 태양열의 변화는 수성의 거주 가능성에 심각한 영향을 미칠 것입니다. 리저 씨는 그의 흥미로운 저서[14]에서, 만약 수성에 생명체가 있다면 ‘근일점’과 ‘원일점’이라는 개념은 복잡하거나 난해한 개념으로 여겨지지만, 그 행성의 표면에서는 모든 사람이 잘 알고 있는 개념이어야 한다고 지적했습니다. 이 단어들은 ‘태양에 가까운 곳’과 ‘태양에서 멀리 떨어진 곳’을 의미하지만, 지구가 태양으로부터 떨어진 거리의 변화가 미미하기 때문에 우리는 이러한 표현들과 어떤 명확한 현상을 연관시키지 않습니다. 하지만 수성에서는…

6주가 지나면 태양의 겉보기 크기는 두 배 이상으로 커지고, 발하는 빛과 열의 양도 두 배 이상이 됩니다. 근일점과 원일점이 나타내는 이러한 변화들은 행성의 전반적인 운행 체계와 명백하게 밀접하게 연관된 개념들입니다.

그렇지만 단지 태양과의 거리만을 근거로 기후에 대해 어떠한 결론을 내리는 것은 성급한 일입니다. 기후는 태양과의 거리 외에도 다른 요소들에 의해 결정됩니다. 지구를 둘러싼 대기는 온도에 큰 영향을 미치며, 만약 수성에도 대기가 있다면—자주 그렇다고 여겨져 왔듯이—그 기후는 필요에 따라 얼마든지 변할 수 있습니다. 하지만 어떤 대기라도 태양 복사의 급격한 변동으로부터 그 행성의 주민들을 충분히 보호할 수 있을 것이라고 생각하기는 거의 불가능해 보입니다. 우리가 말할 수 있는 것은, 수성에서의 생명 문제는 아직 풀리지 않은, 어쩌면 영원히 풀리지 않을 수수께끼에 속한다는 것뿐입니다.

1629년, 케플러는 곧 일어날 천문학적 사건들에 관한 중요한 예측을 발표했습니다. 그는 행성들의 움직임을 깊이 연구해왔으며, 과거의 자료를 바탕으로 미래를 예측해보았습니다. 케플러는 1631년에 금성과 수성이 모두 태양 앞을 지나갈 것이라고 예측했으며, 수성의 경우 11월 7일, 금성의 경우 12월 6일이라고 명시했습니다. 당시 이는 매우 놀라운 예측이었습니다. 우리는 오늘날 달력을 참조하여 그 해 동안 일어날 모든 천문 현상들을 알아보는 데 익숙해져 있어, 옛날에는 이런 것이 불가능했다는 사실을 잊어버리기 쉽습니다. 천문학이 점차 발전함에 따라 비로소 더 섬세한 현상들의 발생을 정확하게 예측할 수 있게 되었습니다. 케플러가 그러한 현상들이 일어나기 몇 년 전에 미리 예측한 것은 당시에 매우 뛰어난 업적으로 여겨졌습니다.

위대한 가센디는 케플러의 예측들을 실제 관측을 통해 검증하려 했습니다. 오늘날 우리는 그러한 현상들이 일어나는 시간을 몇 분 이내의 오차로 정확하게 알 수 있지만, 당시에는 그런 시도조차 어려웠습니다.

정밀한 관측은 실현 불가능했다. 가센디는 케플러가 제시한 시간보다 이틀 전부터 수성의 통과를 관측하기 시작하는 것이 필요하다고 생각했으며, 관측을 위한 효과적인 방법을 고안해냈다. 어두운 방 안으로는 셔터의 구멍을 통해 태양광이 들어왔고, 렌즈를 통해 흰색 스크린에 태양의 이미지가 형성되었다. 이는 실로 훌륭하고 매우 효과적인 태양 표면 연구 방법이었으며, 오늘날 우리가 가진 최고의 망원경을 사용할 때조차도 태양을 관측하는 방법 중 하나는 여전히 이 원리에 기반을 두고 있다.

가센디는 11월 5일에 관측을 시작하여 가능한 모든 기회에 태양의 이미지를 세심하게 관찰했다. 하지만 케플러가 예상한 시간으로부터 5시간이 지난 후에야 비로소 수성의 통과가 실제로 시작되었다. 가센디는 자신이 가진 모든 자원을 동원하여 준비를 했지만, 이러한 장비들은 현대 천문대의 장비와 비교하면 상당히 부족해 보였다. 그는 행성이 나타나는 시간을 정확히 기록하고자 했으며, 이를 위해 아래층 방에 조수를 배치하여 가센디가 알려주는 순간에 태양의 고도를 관측하도록 했다. 조수에게 신호를 전달하는 데에는 매우 원시적인 장치가 사용되었다. 중요한 순간이 되면 가센디가 바닥을 밟아 신호를 보내는 것이었다. 긴 시간이 걸려 조수의 인내심이 바닥나기는 했지만, 그럼에도 귀중한 관측 결과들이 얻어졌으며, 이로써 행성이 태양을 가로지르는 첫 번째 현상이 관측되었다.

수성의 통과는 드문 현상이 아니다(19세기 동안 13번이나 발생했다). 이러한 현상들이 중요한 이유는 그 관측 결과가 행성의 운동에 대한 우리의 계산에 정확성을 부여하기 때문이다. 수성의 물리적 특성에 대한 정보를 얻기 위해 이러한 통과 현상을 활용하고자 하는 희망도 있었지만, 이러한 희망들은 실현되지 않았다.

수성에 대한 분광학적 관측 자료는 매우 부족합니다. 이러한 자료들은 우리 지구의 대기와 마찬가지로 수성의 대기에도 수증기가 존재할 가능성이 높음을 시사하는 것 같습니다.

몇 년 전, 저명한 이탈리아 천문학자인 스키아파렐리 교수는 수성의 자전에 관한 놀라운 발견을 발표했습니다. 그는 수성이 태양 주위를 공전하는 주기와 동일한 주기로 자전한다는 사실을 알아냈습니다. 이 두 주기가 일치한다는 것은 수성이 항상 같은 면을 태양 쪽으로 향하고 있다는 의미입니다. 만약 지구도 비슷한 방식으로 자전한다면, 태양을 향한 반구는 영원한 낮을 맞이하게 되고, 반대쪽 반구는 영원한 밤 속에 머물게 될 것입니다. 이 발견에 따르면, 수성은 달이 지구를 공전하는 방식과 같은 방식으로 태양 주위를 공전합니다. 수성의 궤도가 매우 타원형이기 때문에 태양 주위를 공전하는 속도는 매우 변동적이지만, 자전 속도는 일정하기 때문에, 수성의 1년 동안은 반구 이상(표면의 약 8분의 5)이 어느 정도 태양빛을 받게 됩니다.

스키아파렐리의 이 중요한 발견은 최근 미국 애리조나주에 있는 천문학자 로웰 씨에 의해 확인되었습니다. 그는 24인치 직경의 망원경을 사용하여 매우 유리한 조건 하에서 수성을 관측했습니다. 그는 수성 표면에서 좁고 어두운 선들을 발견했으며, 이 선들의 매우 느린 움직임은 수성의 자전 주기가 태양 주위를 공전하는 주기와 정확히 일치함을 보여줍니다. 또한 그는 수성의 자전축이 궤도 평면에 수직이라는 사실도 밝혀냈습니다. 로웰 씨는 구름이나 흐림의 흔적, 혹은 대기층의 존재 여부를 전혀 발견하지 못했습니다. 수성의 표면은 무색이며, “흑백으로 이루어진 지형”과 같습니다.

스키아파렐리의 발견이 실제로 사실일 가능성이 매우 높다고 할 수 있습니다. 달이 없는 행성 중 하나인 수성은 조석 현상 측면에서 오직 태양의 영향만을 받습니다.

수성은 태양과 가까이 있기 때문에, 그 행성에 미치는 태양의 조력은 특히 강렬합니다. 조력의 작용으로 인해 수성은 항상 태양을 향한 면을 보게 되는데, 따라서 조력이 우리가 알고 있는 바와 같은 결과를 낳았다는 사실을 받아들이는 데 별다른 망설임이 필요하지 않습니다.

여기서 우리는 흥미롭고 아름다운 천체이면서도 우리의 지적 호기심을 자극하면서 동시에 그 본질을 제대로 파악하는 것을 어렵게 만드는 수성에 대한 이야기를 마칩니다. 하지만 결론으로 언급해야 할 한 가지 알 수 있는 사실이 있습니다. 천체 저울을 이용해 수성의 무게를 측정하고, 우리 태양계의 다른 행성들과 비교하여 그 질량을 파악하는 것은 어려운 일이지만, 결코 불가능한 일은 아닙니다. 이는 섬세한 작업이지만, 천문학적 발견의 가장 흥미로운 길로 우리를 이끌어 줍니다. 폰 아스텐이 최근에 측정한 바에 따르면, 수성의 무게는 지구 무게의 약 24분의 1 정도이지만, 이 수치는 다른 큰 행성들의 질량을 측정한 결과들보다 더 불확실합니다.

제8장. 금성
이 행성에 대한 관심사 – 그 모습의 예측 불가능성 – 저녁별 – 낮에도 보이는 현상 – 태양빛만으로 빛나는 행성 – 금성의 위상 – 왜 초승달 모양은 맨눈으로는 보이지 않는가 – 행성의 겉보기 크기의 변화 – 금성의 자전 – 금성과 지구의 유사점 – 금성 일면통과 – 왜 이것이 그토록 특별한 주목을 받는가 – 태양계의 규모 – 지구와 금성의 궤도가 같은 평면에 있지 않음 – 짝을 이룬 일면통과의 반복 – 일면통과 시 금성의 모습 – 1874년과 1882년의 일면통과 – 1631년과 1639년의 초기 일면통과 – 호록스와 크랩트리의 관측 – 핼리의 예측 – 다른 장소에서 금성의 궤적이 어떻게 다른가 – 시차의 설명 – 오타헤이테로의 항해 – 엔케의 연구 결과 – 태양까지의 거리에 대한 추정값 – 마지막 금성 일면통과 때 던싱크에서의 관측 – 금성에 대기가 있는지 여부에 대한 문제 – 태양까지의 거리를 측정하는 다른 방법들 – 금성에 관한 통계자료.

어떤 이유에서든, 행성계에 대한 우리의 설명을 금성에 대한 기술로 시작하는 것도 부적절하지 않았을 것이다. 금성은 크기 면에서 특별히 두드러지지 않는데, 훨씬 더 큰 행성들도 존재하기 때문이다. 금성의 궤도는 의심할 여지 없이 수성의 궤도보다는 크지만, 외부 행성들의 궤도에 비하면 훨씬 작다. 금성에는 우리 태양계의 거대한 행성들에 그런 위엄과 흥미를 부여하는 수많은 위성들조차 없다. 그럼에도 불구하고 금성은 여전히 행성들 중에서 독보적인 존재이다. 우리가 지금 말하는 것은 망원경으로만 볼 수 있는 천체들이 아니라, 망원경이 발명되기 훨씬 전부터 이미 관측될 수 있었던 금성을 말하는 것이다.

이 아름다운 천체를 본 사람이 누가 없었겠는가? 금성은 항상 보이는 것은 아니다. 몇 달 동안이나 저녁별은 인간의 눈에 보이지 않는다. 금성의 모습이 예측 불가능하고 변덕스러워서 오히려 그 아름다움이 더해진다. 달력을 꼼꼼히 확인하는 사람들이라면 알겠지만, 금성의 움직임에는 그러한 변덕스러움이 전혀 없다. 이 아름다운 행성의 움직임은 분명히 규칙적이다.

사랑의 여신에게 일반적으로 부여되는 성격과는 거의 어울리지 않는 평범한 묘사가 사용되었습니다. 하지만 별에 큰 관심을 기울이지 않는 사람들에게는 그 모습의 예상치 못함 자체가 가장 큰 매력 중 하나입니다. 금성은 수개월 동안 아무도 주목하지 않았으며, 기억조차 되지 않았습니다. 오늘은 매우 맑은 저녁이며, 해는 막 지고 있습니다. 자연을 사랑하는 사람이라면 누구나 그렇듯, 그는 일몰을 감상하려 합니다. 서쪽 하늘의 황금빛 속에서 반짝이는 아름다운 보석이 보입니다. 그것이 바로 저녁별, 즉 금성입니다. 몇 주 후 또 다른 아름다운 일몰이 나타나고, 이제 그 행성은 서쪽 하늘의 낮은 곳에 있는 점이 아니라 지평선 위로 높이 떠올라 밤이 찾아온 후에도 계속해서 눈부신 빛을 발합니다. 조금 더 시간이 지나면 금성은 최대의 밝기와 영광을 띠게 됩니다. 천상의 모든 별들, 심지어 시리우스나 목성조차도 이 비할 데 없는 하늘의 여왕인 금성의 눈부신 빛 앞에서는 빛을 잃게 됩니다.

수주간의 눈부신 모습을 보인 후, 일몰 때 금성의 높이는 점점 낮아지고 그 빛도 서서히 줄어듭니다. 결국 금성은 보이지 않게 되고 대부분의 사람들에게 잊혀집니다. 하지만 변덕스러운 이 여신은 단지 하늘의 한쪽에서 다른 쪽으로 이동했을 뿐입니다. 해가 뜨기 전에 동쪽에서 아침별이 보일 것입니다. 그 빛은 점차 커져서 결국 저녁별의 아름다움과 견줄 만해집니다. 그 후 다시 금성은 태양에 가까워지고, 1년 7개월이 지난 후에야 다시 같은 주기가 반복될 때까지 오랫동안 보이지 않습니다.

금성이 가장 밝을 때는 대낮에도 육안으로 쉽게 볼 수 있습니다. 이 놀라운 광경은 금성이 다른 행성들이나 고정된 별들에 비해 얼마나 우월한지를 분명하게 보여줍니다. 실제로 이때 금성의 밝기는 북쪽 하늘의 어떤 별보다도 40배에서 60배나 더 밝습니다.

아름다운 저녁별은 너무나 눈에 띄는 존재라서 처음에는 그것이 스스로 빛을 내는 것이 아니라는 사실을 깨닫기 어려울 수 있습니다. 하지만 그 행성이 사실은 단순한 검은 구체에 불과하며, 그 점에서는 우리의 지구와 유사하다는 것을 의심할 여지가 없습니다. 금성의 밝기는 그다지…

맑은 날의 지구보다 훨씬 더 밝다. 금성의 화려함은 달의 경우와 마찬가지로 태양으로부터 반사된 빛 때문에 생기는 것이다.

육안으로는 이 행성의 특징적인 초승달 모양을 구분할 수 없다. 육안으로 보이는 것은 형태를 알아볼 수 없을 정도로 작고 밝은 점에 불과하다. 이는 생리학적인 이유 때문이다. 눈의 광학적 구조는 행성의 이미지를 망막에 만들어내는데, 그 크기는 필연적으로 매우 작다. 금성이 지구에 가장 가까이 있을 때조차도 그 직경이 이루는 각도는 1분각보다 조금 더 큰 정도에 불과하다. 따라서 망막 위에 그려지는 금성의 이미지는 직경이 약 1/6000인치에 불과하다. 아무리 망막이 섬세하다 해도 이렇게 작은 이미지의 형태를 인지하기에는 부족하다. 시각의 원천으로 여겨지는 신경 구조도 이렇게 작은 이미지의 세부 사항을 받아들이기에는 너무 거친 ‘캔버스’에 불과하다. 그래서 육안으로는 밝은 금성이 단지 밝은 점으로만 보이는 것이다. 일반적인 시력으로는 그 모양을 알 수 없으며, 초승달 모양의 진정한 아름다움을 알아차리는 것은 더욱 불가능하다.

만약 금성의 직경이 실제보다 몇 배나 컸다면, 예를 들어 목성이나 다른 큰 행성들만큼 컸다면, 육안으로 그 초승달 모양을 쉽게 볼 수 있었을 것이다. 금성이 목성만큼만 컸다면 천문학의 역사가 어떻게 달라졌을지 상상해보는 것은 흥미롭다. 만약 모든 사람이 망원경 없이도 그 초승달 모양을 볼 수 있었다면, 금성이 태양 주위를 도는 어두운 천체라는 것은 매우 기본적이고 자명한 사실이 되었을 것이다. 금성과 우리 지구의 유사점도 즉시 인식되었을 것이며, 비교적 최근에 코페르니쿠스가 발견한 이론들도 동양의 고대 문명들이 남긴 다른 발견들과 함께 우리에게 전해졌을 가능성이 있다.

그림 43. 금성, 1889년 5월 29일.
지금까지 만들어진 금성의 그림 중 가장 완벽한 것은 아마도 1889년 5월 29일에 E.E. 바너드 교수가 리크 천문대에서 12인치 짜리 적도식 망원경을 사용하여 그린 것일 것입니다. 이 목적을 위해 바너드 교수는 36인치짜리 망원경보다는 12인치짜리 망원경이 더 우수하다고 판단했습니다. 그림에 나타난 특징들은 의심할 여지 없이 실제로 금성에 존재하는 것들입니다. 1897년에 바너드 교수는 “이 그림이 그려진 상황은 제 기억에 남아 있습니다. 그 이후로는 다시는 그처럼 완벽한 조건에서 금성을 관측할 수 없었기 때문입니다.”라고 썼습니다.

그림 44에서는 금성의 서로 다른 모습을 세 가지로 보여줍니다. 초승달 모양으로 보일 때 금성은 지구에 훨씬 더 가까이 있기 때문에, 금성이 거의 가득 찬 모습일 때보다 훨씬 더 큰 원의 일부처럼 보입니다. 이 그림은 금성의 다양한 모습들을 그 진정한 비율대로 보여줍니다. 어떤 것이든 명확하게 인지하기는 매우 어렵습니다.

밝게 빛나는 금성의 표면에는 여러 가지 흔적들이 있습니다. 때로는 관측자들이 반점이나 다른 형태의 특징들을 보기도 했으며, 드물게는 뿔의 끝부분이 불규칙한 모양을 보이기도 했습니다. 이는 금성의 표면이 매끄럽지 않다는 것을 나타내는 것 같습니다. 일부 관측자들은 금성의 극지방에서 흰색 반점들을 발견했다고 보고했는데, 이는 화성에서 볼 수 있는 유사한 형태의 특징들과 어느 정도 유사했습니다.

금성의 표면에 있는 흔적들을 관찰하는 것이 매우 어렵기 때문에, 우리는 아직 이 행성이 자전하는 주기에 대한 명확한 답을 내놓을 수 없습니다. 지난 200년 동안 여러 관측자들은 부족한 데이터를 바탕으로 금성의 자전 주기가 약 23시간이라고 결론지었습니다. 1877년 밀라노 출신의 스키아파렐리는 이 행성에 주목하여 초승달 모양의 남쪽 끝 근처에 위치한 어두운 색조와 두 개의 밝은 반점들을 발견했습니다. 그는 이 흔적들을 3개월 동안 계속 관찰했지만, 그 위치에 변화가 전혀 없다는 것을 알아냈습니다. 특히 연속적으로 몇 시간씩 관찰해도 마찬가지였습니다. 이 사실은 금성이 23시간이나 그보다 짧은 주기로는 자전할 수 없다는 것을 명확하게 보여주는 것 같았습니다. 주마다 그 반점들은 변하지 않았으며, 결국 스키아파렐리는 자신의 관측 결과를 설명할 수 있는 유일한 방법은…

6개월에서 9개월 사이의 회전 주기였습니다. 그는 자연스럽게 이 주기가 225일이라고 결론지었습니다. 즉, 금성이 태양 주위를 한 바퀴 공전하는 데 걸리는 시간입니다. 다시 말해, 금성은 항상 같은 면을 태양 쪽으로 향하고 있는 것입니다.

이 놀라운 결과는 니스에서 이루어진 관측을 통해 확인되었습니다. 하지만 몇몇 천문학자들은 자신들의 관측 결과가 지구의 자전 주기와 비슷한 값과만 일치할 수 있다고 주장하며 이를 강력히 반박했습니다. 그러나 스키아파렐리의 결과는 로웰 씨의 서신들에 의해 잘 뒷받침됩니다. 그는 자신이 사용하는 24인치 반사망원경으로 촬영한 금성의 사진들을 여러 장 발표했으며, 금성의 회전 주기가 행성의 궤도 공전 주기와 동일하다는 것을 알아냈습니다. 또한 회전축은 궤도 평면에 수직이었습니다. 로웰 씨가 관측한 선들은 길고 가는 형태였으며, 그의 대기 상태가 양호할 때마다 항상 보였습니다.

우리는 달이 항상 같은 면을 지구 쪽으로 향하도록 회전한다는 것을 알고 있습니다. 이제 우리는 금성과 수성도 각각 항상 같은 면을 태양 쪽으로 향하도록 회전하는 것처럼 보인다는 것을 알았습니다. 이러한 현상들은 천문학 연구의 고차원적인 분야에서 매우 중요한 의미를 가집니다. 이들은 단순한 우연이 아닙니다. 이는 조수 현상의 작용으로 인해 발생하는 것이며, 이에 대해서는 후속 장에서 설명할 것입니다.

우리의 지구와 금성은 크기가 거의 같습니다. 차이는 거의 느껴지지 않지만, 지구의 직경은 금성보다 몇 마일 정도 더 큽니다. 금성 주위에 대기가 존재한다는 증거가 있으며, 분광기를 통한 관측 결과에 따르면 그곳에는 수증기가 존재합니다.

만약 금성의 대기에 산소가 있다면, 그 행성 위에도 지구의 생명체와 본질적으로 다르지 않은 생명체가 존재할 가능성이 있습니다. 의심할 여지 없이, 금성의 태양열은 우리가 알고 있는 태양열보다 훨씬 강력합니다.

하지만 이는 극복할 수 없는 어려움이 아닙니다. 현재 지구상에서는 매우 뜨거운 지역과 매우 추운 지역 모두에서 생명체가 존재하는 것을 볼 수 있습니다. 실제로 적도에 가까울수록 생명체가 점점 더 번성하는 것을 알 수 있습니다. 따라서 금성의 표면에 물이 존재하고 그 대기의 구성 성분으로 산소가 있다면, 그 행성에서도 지구의 생명체와 어느 정도 유사한 열대 생명체가 풍부하게 존재할 것으로 기대할 수 있습니다.

수성에 관한 설명이나 가상의 행성인 불칸에 대한 간략한 설명에서도, 행성이 태양 앞을 지나가는 현상에 대해 언급할 필요가 있었습니다. 이러한 현상은 항상 천문학자들에게 흥미로운 주제이며, 특히 금성의 경우 더욱 그렇습니다. 우리는 최근 몇 년 동안 이러한 드문 현상을 두 번이나 목격할 기회를 가졌습니다. 1874년과 1882년의 금성 일면통과는 그 어떤 천문학적 현상보다도 큰 관심을 받았다고 할 수 있습니다.

금성 일면통과는 그다지 눈부시거나 아름다운 광경이라고 할 수는 없습니다. 거대한 혜성이나 유성우만큼 멋진 광경도 아닙니다. 그렇다면 왜 이 현상이 과학적으로 그토록 중요하게 여겨지는 걸까요? 그것은 이 현상이 인류가 오랫동안 해결하려고 노력해온 가장 큰 문제들 중 하나를 해결하는 데 도움을 주기 때문입니다. 금성 일면통과를 통해 우리는 태양계가 어떤 규모로 구성되어 있는지 알아낼 수 있습니다. 이는 진정으로 중요한 문제입니다. 잠시 이 문제에 대해 생각해보겠습니다. 우리 태양계의 중심에는 태양이 있으며, 이는 지구보다 백만 배 이상 큰 웅장한 구체입니다. 태양 주위를 도는 것은 행성들이며, 우리 지구도 그중 하나에 불과합니다. 수백 개의 작은 행성들도 있으며, 지구와 비슷한 크기의 행성도 있고, 지구보다 훨씬 큰 행성들도 있습니다. 행성들 외에도 태양계에는 다른 천체들이 있습니다. 많은 행성들은 공전하는 위성들을 동반하고 있습니다. 혜성도 수백 개, 아니 수천 개나 됩니다. 이 엄청난 수의 천체들은 모두 태양 주위를 정해진 궤도를 따라 움직이며, 함께 태양계를 형성합니다.

이 체계의 비율을 파악하거나, 행성들과 태양 사이의 상대적 거리를 측정하거나, 심지어 행성들 자체의 크기를 알아내는 것은 비교적 쉽습니다. 하지만 이 체계의 실제 크기와 형태를 파악하려 할 때는 특별한 어려움이 생깁니다. 바로 이 문제를 해결할 방법을 금성 일면통과가 제공해 줍니다.

예를 들어, 일반적인 유럽 지도를 보면 여러 나라들이 정확하게 표시되어 있고, 강의 흐름도 알 수 있으며, 프랑스가 영국보다 크고 러시아가 프랑스보다 크다는 것도 알 수 있습니다. 하지만 아무리 지도가 완벽하게 만들어졌다 해도, 그 나라의 실제 크기를 정확히 파악하려면 또 다른 정보가 필요합니다. 바로 지도가 어떤 축척으로 그려졌는지를 알아야 합니다. 지도에는 특정 표시가 있는 기준선이 있으며, 이 선이 바로 지도의 축척을 나타냅니다. 이 선은 지도상의 1인치가 실제 지표면에서 몇 마일에 해당하는지를 알려줍니다. 축척 정보가 없다면 지도는 많은 용도로 전혀 쓸모가 없을 것입니다. 만약 런던에서 비엔나까지 가는 경로를 선택하기 위해 이 지도를 참고한다면, 가야 할 방향과 지나가야 할 여러 도시와 나라들을 즉시 알 수 있습니다. 하지만 모서리에 있는 작은 축척표를 참조하지 않으면, 여행 거리가 몇 마일인지는 알 수 없습니다.

태양계 지도도 쉽게 만들 수 있습니다. 지도에 행성들과 그 위성들의 궤도를 그릴 수 있으며, 혜성들도 포함시킬 수 있습니다. 행성들과 그 궤도들에 적절한 비율을 부여할 수도 있습니다. 하지만 지도를 보다 효과적으로 만들려면 또 다른 것이 필요합니다. 바로 지도상의 1인치가 천체에서 몇 백만 마일에 해당하는지를 알려주는 축척 정보입니다. 바로 이 지점에서 어려움이 생깁니다. 하지만 이 문제를 해결할 방법은 몇 가지 있지만, 모두 어렵고 힘든 방법들입니다. 가장 잘 알려진 방법(비록 최선의 방법은 아님)은 금성 일면통과 때 사용된 방법입니다. 따라서 이 희귀한 현상이 중요한 이유가 여기에 있습니다. 이는 우리의 태양계가 어떤 축척으로 구성되어 있는지를 알아내는 가장 유명한 방법 중 하나입니다. 이 문제의 중요성을 잘 이해해야 합니다. 일단 축척이 알려지면…

모든 것이 밝혀지면 모든 것을 알 수 있습니다. 우리는 태양의 크기를 알고 있으며, 그와의 거리도 알고 있습니다. 목성의 크기와 그 위성들이 공전하는 거리도 알고 있습니다. 혜성들의 크기와 그들이 움직이면서 멀어지는 거리도 알고 있습니다. 유성의 속도도 알고 있습니다. 그리고 우리 지구는 태양계의 여러 행성들 중에서 그다지 중요하지 않은 존재에 불과하다는 중요한 교훈을 얻게 됩니다.

금성의 궤도는 지구의 궤도 안쪽에 있으며, 금성은 지구보다 더 빠르게 움직입니다. 따라서 지구는 자주 금성에 의해 추월당합니다. 그리고 결정적인 순간에는 지구, 금성, 태양이 한 직선상에 위치하기도 합니다. 그때 우리는 태양 표면 위에서 금성을 볼 수 있는데, 이것이 바로 금성 일면통과라고 불리는 현상입니다. 사실, 세 천체가 정확히 한 직선상에 있다면, 지구 위의 관측자는 태양이라는 밝은 배경 위에 선명하게 드러나는 금성을 볼 수 있을 것입니다.

지구가 19개월마다 한 번씩 금성에 추월당한다는 점을 고려하면, 금성 일면통과도 비슷한 주기로 일어날 것처럼 보입니다. 하지만 그렇지 않습니다. 금성 일면통과는 매우 드문 현상이며, 100년 이상 아무런 일도 일어나지 않는 경우도 많습니다. 이러한 현상이 드물게 나타나는 이유는 금성의 궤도가 지구의 궤도 평면과 일정한 각도를 이루고 있기 때문입니다. 그래서 금성이 궤도의 절반 동안은 지구 궤도 평면 위에 있고, 나머지 절반 동안은 그 아래에 있습니다. 따라서 금성이 지구를 추월할 때, 지구에서 금성으로 가는 선은 보통 태양 위나 아래를 지나갑니다. 하지만 만약 금성의 궤도 평면이 지구의 궤도 평면과 만나는 지점이나 그 근처에서 금성이 지구를 추월한다면, 세 천체가 한 직선상에 위치하게 되어 금성 일면통과가 일어납니다. 이제 금성 일면통과가 왜 드물게 일어나는지 굳이 의문으로 남을 필요는 없습니다. 지구는 매년 12월에 그 결정적인 지점 중 하나를 통과하고, 6월에는 다른 지점을 통과합니다. 만약 금성과 지구가 6월 6일이나 12월 7일 즈음에 만난다면, 그때 금성 일면통과가 일어나지만, 그 외의 경우에는 일어나지 않습니다.

이 현상의 반복과 관련하여 가장 주목할 만한 법칙은 바로 잘 알려진 8년 주기입니다. 금성일면통과는 모두 쌍으로 묶일 수 있으며, 각 쌍의 두 통과 사이에는 8년의 간격이 있습니다. 예를 들어, 1761년에 금성일면통과가 일어났고, 1769년에 다시 한 번 일어났습니다. 그 후 1874년과 1882년에 다시 통과가 관측되기 전까지는 더 이상 통과가 일어나지 않았습니다. 그 다음에는 또다시 긴 간격이 이어지는데, 다음 통과는 2004년에야 일어날 것이며, 그 뒤에는 2012년에 또 다른 통과가 있을 것입니다.

이러한 쌍으로 이루어진 통과의 배열은 매우 간단하게 설명될 수 있습니다. 금성의 공전 주기가 지구의 공전 주기와 놀라울 정도로 유사하기 때문입니다. 금성이 태양 주위를 13바퀴 도는 데 걸리는 시간은 지구가 8바퀴 도는 데 걸리는 시간과 거의 같습니다. 따라서 1874년에 금성과 지구가 태양과 일직선 상에 있었다면, 8년 후에는 지구가 다시 같은 위치에 있게 되며, 금성도 마찬가지로 13바퀴를 돌았으므로 같은 위치에 있게 됩니다. 첫 번째 통과가 일어났으니, 두 번째에도 반드시 통과가 일어나야 합니다.

하지만 매 8년마다 행성들이 정확히 같은 위치에 돌아와서 규칙적인 8년 주기의 통과가 일어난다고 생각해서는 안 됩니다. 금성이 13바퀴를 도는 시간이 지구가 8바퀴를 도는 시간과 일치한다는 것은 대략적인 사실일 뿐입니다. 매번 행성들이 다시 만날 때마다 그 위치는 약간씩 달라지기 때문에, 1890년에 두 행성이 다시 만났을 때는 만남의 지점이 결정적인 지점에서 상당히 멀리 떨어져 있어서 지구에서 금성으로 가는 선이 태양과 교차하지 않았습니다. 그래서 금성이 태양 근처를 지나갔음에도 불구하고 통과는 일어나지 않았습니다.

그림 45는 1874년의 금성일면통과를 나타냅니다. 이 그림은 당시 그 현상을 관측하던 얀센 씨가 찍은 사진에서 가져온 것입니다. 그는 현상이 일어나는 동안 망원경을 태양 쪽으로 향하게 해서 망원경 안에 있는 사진 필름에 태양의 이미지를 담았습니다. 밝은 원은 태양의 원반을 나타냅니다.

이 원반 모양의 이미지에서는 금성의 둥글고 선명한 모습을 볼 수 있으며, 이는 금성이 일식 동안 보이는 특징적인 모습을 나타냅니다. 주목할 만한 다른 특징들로는 그림 45에 나와 있는 1874년의 일식 때의 금성 모습인데, 비교적 희미하게 나타난 몇 개의 태양 흑점들과, 측정을 용이하게 하기 위해 망원경의 시야 범위에 그려진 선들의 네트워크가 있습니다.

옆에 있는 스케치(그림 46)는 1874년과 1882년에 금성이 태양을 가로지르면서 그렸던 궤적을 보여줍니다. 우리 세대는 이 그림에 표시된 두 번의 일식을 직접 목격할 수 있는 행운을 가졌습니다. 흰색 원은 태양의 원반을 나타내며, 금성은 이 흰색 표면으로 점차 들어오는데, 처음에는 마치 태양 가장자리가 물어뜯긴 것처럼 보입니다. 점차적으로 검은색 반점이 태양 앞으로 나타나고, 거의 30분이 지나면 검은색 원반이 완전히 보이게 됩니다. 천천히…

행성은 그 경로를 따라 이동하고, 그 모습을 볼 수 있는 전 세계 곳곳에서 수백 대의 망원경들이 그 행성을 관측한다. 그렇게 몇 시간이 지나면 마침내 행성은 반대편에 나타난다.

역사적 기록이 남아 있는 금성 일면통과 현상들을 간략히 살펴보는 것도 유용할 것이다. 그러한 현상들은 그리 많지 않다. 인류가 처음 지구에 등장한 이래로 수백 차례의 일면통과 현상이 있었지만, 1631년이 되어서야 비로소 사람들의 관심을 끌기 시작했다. 하지만 그 해에 실제로 일어났던 일면통과 현상은 아무도 알아차리지 못했다. 지난 장에서 언급했듯이 가센디가 수성의 일면통과 현상을 관측하는 데 성공하자, 그는 케플러도 예언했던 금성의 일면통과 현상도 마찬가지로 관측할 수 있을 것이라고 기대했다. 가센디는 12월 4일, 5일, 6일에 태양을 관측했다. 7일에도 다시 관측했지만 행성의 흔적은 보이지 않았다. 그 이유는 이제 알려져 있다. 금성의 일면통과 현상은 6일과 7일 사이의 밤에 일어났기 때문에 유럽의 관측자들에게는 보이지 않았던 것이다.

케플러는 1639년에 또 다른 일면통과 현상이 일어날 것이라는 사실을 알지 못했다. 이 발견은 다른 천문학자에 의해 이루어졌으며, 이것이 바로 이 주제의 역사가 시작된 계기가 되었다. 이것이 바로 인류가 처음으로 실제로 그 현상을 목격한 순간이었으며, 당시에도 많은 사람들이 그 현상을 보지는 못했다. 알려진 바에 따르면, 단 두 사람만이 그 현상을 목격했다.

호록스라는 이름의 젊고 열정적인 영국 천문학자는 금성의 움직임에 관한 계산을 수행했다. 그는 1639년에 다시 금성의 일면통과 현상이 일어날 것이라는 사실을 발견하고, 그 사실을 확인하기 위해 준비했다. 그날 아침, 마침 일요일이었던 그날, 태양은 밝게 떠올랐다. 호록스가 속해 있던 성직자 직업은 그의 천문학자로서의 열망과 충돌했다. 그는 9시에 매우 중요한 일로 부름을 받았다고 말했는데, 이는 분명히 그의 공식적인 의무를 가리키는 것이었다. 하지만 그 일은 금방 끝났고, 10시가 조금 지나자 그는 다시 관측을 시작했지만, 태양의 표면에는 아무런 특이한 점도 보이지 않았다.

점이 있기는 했지만, 행성으로 착각될 만한 것은 아니었습니다. 다시 정오가 되자 방해가 생겼습니다. 그는 교회에 갔지만 1시쯤에 돌아왔습니다. 이것들이 그의 관측을 방해하는 유일한 요소들은 아니었습니다. 낮 동안에도 태양은 대체로 구름에 가려져 있었습니다. 하지만 오후 3시 15분경, 그의 업무가 끝나자 구름이 걷히고 그는 다시 관측을 시작할 수 있었습니다. 그의 기대에 부응하듯, 태양 위에 둥근 검은 점이 보였으며, 그것이 바로 금성이라는 것을 즉시 알아볼 수 있었습니다. 하지만 관측을 오래 할 수는 없었습니다. 겨울이 깊어져 태양이 빠르게 지고 있었기 때문입니다. 단 30분밖에 시간이 없었지만, 그는 사전에 매우 철저한 준비를 해두었기 때문에 귀중한 데이터를 얻을 수 있었습니다.

호록스는 이전에 친구인 윌리엄 크랩트리에게 이러한 현상이 곧 일어날 것이라고 알려두었습니다. 그래서 크랩트리도 주의를 기울이고 있었으며, 결국 금성의 통과 현상을 목격하는 데 성공했습니다. 크랩트리의 유명한 관측 장면은 시청에 있는 아름다운 프레스코화 중 하나에 그려져 있습니다.

맨체스터. 하지만 호록스는 다른 누구에게도 이 정보를 전달하지 않았다. 그가 말하길, “예상되는 현상에 대해 다른 친구들에게 알리지 않은 점을 용서해 주시기 바랍니다. 그들 대부분은 이런 사소한 것에는 관심이 없으며, 차라리 매나 사냥개를 선호합니다. 게다가 영국에도 천문학을 좋아하는 사람들이 있긴 하지만, 제가 아는 사람들 중에는 그런 사람들도 있었지만, 저 자신도 이 소식을 잘 알지 못했기 때문에 그들에게 전할 수 없었습니다.”

금성의 통과가 가진 진정한 중요성이 인식된 것은 그로부터 오랜 시간이 지난 후였다. 거의 한 세기가 지난 뒤에야 위대한 천문학자 할리(1656–1742)가 이 문제에 주목했다. 다음 금성 통과는 1761년에 일어날 예정이었으며, 그 사건보다 45년 전에 할리는 금성 통과를 이용해 태양까지의 거리를 측정하는 자신의 유명한 방법을 설명했다.[15] 당시 그는 60세였으며, 그 사건을 직접 목격할 수 있을 것이라고 기대할 수는 없었다. 하지만 그는 고상한 언어로 학자들의 관심을 이 문제로 돌리며 런던 왕립학회에 이렇게 말했다. “바로 이것을 저는 이 영광스러운 학회에 제시하고자 합니다. 이 학회는 앞으로도 오랫동안 존속할 것이니, 언젠가 이러한 현상들을 관측할 기회를 갖게 될 젊은 천문학자들에게 태양까지의 엄청난 거리를 정확하게 측정할 수 있는 방법을 미리 알려주고 싶습니다…. 따라서 제가 죽은 후에도 이러한 현상들을 관측할 기회를 갖게 될 호기심 많은 천문학자들에게 계속해서 이 점을 상기시키고자 합니다. 그들이 최선을 다해 관측에 임하기를 바라며, 그들이 모든 면에서 성공하기를 진심으로 기원합니다. 우선, 흐린 날씨로 인해 이 귀중한 광경을 볼 수 없는 일이 없기를 바라며, 또한 행성들의 궤도 크기를 더욱 정확하게 파악함으로써 그들이 불멸의 명성과 영광을 얻기를 바랍니다.” 할리는 매우 장수했지만, 금성 통과가 일어나기 19년 전에 세상을 떠났다.

금성의 통과가 어떻게 태양까지의 거리를 알려주는지 알고 싶은 천문학 학생들은 상당히 복잡한 기하학적 문제를 마주할 준비를 해야 한다. 우리는 이 주제에 대한 자세한 내용을 제공할 수는 없습니다.

완전한 설명을 위해서는 그러한 요소들이 필요하다. 우리가 할 수 있는 것은 이 방법에 대한 일반적인 설명을 제공하는 것뿐이며, 이를 통해 독자들이 금성의 통과 현상이 실제로 문제를 해결하는 데 필요한 모든 요소들을 포함하고 있음을 알 수 있도록 하는 것이다.

먼저 천문학자들이 ‘시차’라고 부르는 개념을 명확히 설명해야 한다. 태양의 거리나 다른 천체의 거리를 측정할 때도 바로 이 시차를 이용하기 때문이다. 간단한 예를 들어보자. 창가에 서서 건물이나 나무, 구름, 혹은 멀리 있는 물체들을 볼 수 있도록 하자. 유리창 중앙에 얇은 종이 조각을 세로로 놓아보자. 오른쪽 눈을 감고 왼쪽 눈으로 배경에 있는 물체들에 비해 그 종이 조각의 위치를 관찰하자. 그 다음 같은 자세를 유지한 채 왼쪽 눈을 감고 다시 오른쪽 눈으로 그 종이 조각의 위치를 관찰해보자. 그러면 종이 조각의 위치가 변했다는 것을 알 수 있을 것이다. 내가 서재에 앉아 창밖을 바라볼 때, 오른쪽 눈으로는 몇 백 야드 떨어진 나무의 가지 앞에 종이 조각이 있는 것처럼 보이지만, 왼쪽 눈으로는 더 이상 그 가지 앞에 있지 않고 나무의 윤곽선 근처로 옮겨간 것처럼 보인다. 멀리 있는 배경에 비해 종이 조각의 이러한 겉보기상의 위치 변화가 바로 시차라고 불리는 것이다.

창가에 더 가까이 다가가서 다시 관찰해보면, 종이 조각의 겉보기상의 위치 변화가 더 커진다. 반대로 창가에서 멀어지면 그 변화는 줄어든다. 방의 반대편으로 가면 변화는 훨씬 작아지지만, 아마도 여전히 관찰될 것이다. 이처럼 오른쪽 눈이나 왼쪽 눈으로 볼 때 종이 조각의 겉보기상의 위치 변화는 거리에 따라 달라지며, 거리가 커질수록 그 변화량도 커진다. 하지만 그 변화 방향은 거리와 반대되는데, 거리가 커지면 변화량은 작아진다. 따라서 각각의 거리에 해당하는 특정한 위치 변화량을 연관시킬 수 있다. 이를 통해, 만약 위치 변화량을 측정할 수 있다면, 관찰자와 창문 사이의 거리도 계산할 수 있다는 것을 쉽게 추론할 수 있다.

바로 이 원리가 거대한 규모로 적용됨으로써 우리는 천체들의 거리를 측정할 수 있게 됩니다. 예를 들어 금성을 보세요. 이 금성을 종이 위의 한 선으로 가정하고, 금성이 일식을 일으키는 모습이 보이는 태양은 배경으로 간주합니다. 관찰자의 두 눈 대신, 이제 지구의 먼 곳에 두 개의 천문대를 설치합니다. 한 천문대에서 금성을 관찰하고, 다른 천문대에서도 금성을 관찰한 뒤 그 이동 거리를 측정하여 금성의 거리를 계산합니다. 결국 모든 것은 두 다른 위치에서 본 금성의 이동 거리를 측정하는 방법에 달려 있습니다. 이를 실현하는 방법은 여러 가지가 있지만, 가장 간단한 방법은 할리가 처음 제안한 방법입니다.

옆 그림(그림 47)에 나타난 두 궤적 중 위쪽 궤적을 따라 금성이 움직이는 것처럼 보입니다. b에 있는 천문대에서는 아래쪽 궤적을 따라 움직이며, 우리는 이 두 궤적 사이의 거리를 측정해야 합니다. 이는 여러 가지 방법으로 가능합니다. a에 있는 관찰자가 금성이 태양면을 통과하는 데 걸린 시간을 기록하고, b에서도 비슷한 관측을 수행한다고 가정해 봅시다. b에서 보이는 궤적이 더 크기 때문에, b에서 측정된 시간도 a에서 측정된 시간보다 길 것입니다. 서로 다른 반구에서의 관측 결과를 비교하면, 그 시간들을 통해 궤적의 길이를 계산할 수 있습니다. 궤적의 길이가 알려지면, 태양의 원형 면 위에서의 위치도 결정될 수 있으며, 이를 통해 금성의 일식 시 이동 거리도 파악됩니다. 이와 같은 방식으로 금성의 거리가 측정되고, 태양계의 규모도 알려지게 됩니다.

할리의 중요한 연구가 참고한 두 번의 일식은 1761년과 1769년에 발생했습니다. 관측을 수행한 사람들의 힘든 노력에도 불구하고 첫 번째 일식의 결과는 그다지 성공적이지 못했습니다. 1769년의 일식은 태양의 거리를 측정하는 데 있어 매우 중요할 뿐만 아니라, 쿡 선장의 유명한 항해 중 첫 번째 항해가 시작된 계기가 되었습니다. 쿡 선장은 금성 일식을 보기 위해 오타헤이트로 항해하도록 임무를 받았으며, 그곳에서 6월 3일, 그 멋진 기후 속에서 이 현상을 목격했습니다.

이 거리는 여러 명의 관측자들에 의해 세심하게 관찰되고 측정되었습니다. 이러한 관측과 동시에 유럽 및 다른 지역에서도 관측 결과들이 얻어졌으며, 모든 관측 결과를 종합함으로써 태양까지의 거리에 대한 대략적인 정보를 얻을 수 있었습니다. 그림 47은 지구상의 두 지점, 즉 a와 b에서 금성의 일면통과 현상을 관측한 사례를 보여줍니다. 하지만 이러한 관측 결과들에 대한 체계적인 논의는 한동안 이루어지지 않았습니다. 1824년이 되어서야 저명한 엔케가 태양까지의 거리를 계산하여 95,000,000마일이라는 정확한 값을 제시했습니다. 오랫동안 이 수치는 변함없이 받아들여졌으며, 현재 세대의 많은 사람들은 학창 시절에 태양이 95,000,000마일 떨어져 있다고 배웠던 것을 기억할 것입니다. 마침내 이 수치의 정확성에 대한 의문들이 제기되기 시작했습니다. 이러한 의문들은 여러 곳에서 제기되었으며, 그 중요도도 제각각이었지만, 모두 같은 방향을 가리키고 있었습니다. 즉, 태양까지의 거리가 엔케가 구한 값만큼 그렇게 멀지는 않다는 것이었습니다. 태양까지의 거리를 구하는 방법은 여러 가지가 있다는 점을 기억해야 합니다.

나중에 다른 방법들에 대해서도 언급하는 것이 우리의 의무가 될 것입니다. 1761년과 1769년에 엥케가 현대의 장비보다 열등한 도구를 사용해 관측한 결과는 너무 과장된 것으로 판명되었으며, 현재 태양까지의 거리는 약 92,000,000마일로 추정됩니다.

1882년 12월 6일 오후, 우리는 운 좋게도 던싱크 천문대에서 금성의 통과 현상을 직접 목격할 수 있었습니다. 그 경험을 기록해 두고자 합니다.

그 중요한 날의 아침은 천문학적 관측에 있어서 상상할 수 있는 한 최악의 조건이었습니다. 땅은 몇 인치 두께의 눈으로 덮여 있었으며, 오전 내내 계속해서 눈이 내렸습니다. 그 천문대에서 그 현상을 관측하는 것은 거의 불가능해 보였습니다. 하지만 이런 상황에서는 유명한 일식 관측 원정대의 관측자들에게 주어진 지시를 기억하는 것이 중요합니다. 그들은 날씨가 어떻든 간에 마치 태양이 밝게 빛나는 것처럼 모든 준비를 해야 한다는 지시를 받았습니다. 이 조언 덕분에 많은 관측자들이 성공을 거둘 수 있었으며, 우리도 이 조언을 따라 상당한 성공을 거두었습니다.

당시 그 천문대에는 두 대의 적도식 망원경이 있었습니다. 하나는 구형이지만 상태가 꽤 괜찮은 망원경으로, 직경이 약 6인치였습니다. 다른 하나는 앞서 언급했던 직경 12인치의 대형 적도식 망원경이었습니다. 11시가 되자 상황은 더욱 악화되었지만, 우리는 즉시 모든 준비를 시작했습니다. 저는 람보우 씨를 작은 적도식 망원경 앞에 배치하고, 제가 직접 큰 망원경을 담당했습니다. 돔을 열었을 때도 눈은 여전히 내리고 있었지만, 사전에 정한 계획에 따라 망원경들은 실제로는 태양을 향하는 것이 아니라, 태양이 있을 것으로 예상되는 위치를 향하도록 설정되었습니다. 그리고 망원경들을 계속해서 보이지 않는 태양을 향하도록 회전시키는 장치가 작동하기 시작했습니다. 금성의 통과가 예상된 시간은 아직 오지 않았습니다.

남반구용 망원경에 사용되는 접안렌즈에 대해서도 간단히 언급할 필요가 있습니다. 물론, 눈이 태양빛을 직접 볼 수 있으려면 그 강한 빛을 반드시 크게 줄여야 한다는 것은 자명합니다. 태양빛은 특정 각도로 기울어진 투명한 유리판 위에 비치는데, 태양의 열과 일부 빛은 그 유리판을 통과하여 사라집니다. 하지만 빛의 일부는 유리판에서 반사되어 접안렌즈로 들어갑니다. 이 빛의 세기는 이미 상당히 약해져 있지만, 잘 설계된 장치를 통해 더욱 줄일 수 있습니다. 빛을 반사하는 유리판은 소위 ‘편광 각도’에서 작용하며, 접안렌즈와 눈 사이에는 토르말린 판이 있습니다. 관측자는 이 토르말린 판의 위치를 조절할 수 있습니다. 한 위치에서는 편광된 빛에 거의 방해가 되지 않지만, 직각인 위치에서는 거의 모든 빛이 차단됩니다. 토르말린 판의 위치를 조절함으로써 관측자는 원하는 밝기로 이미지를 만들 수 있으며, 이를 통해 적절한 조명 조건 하에서 태양을 관측할 수 있습니다.

하지만 이번 경우에는 그러한 장치들이 아무런 소용이 없는 것처럼 보였습니다. 토르말린 판은 준비되어 있었지만, 1시가 될 때까지 태양의 모습은 전혀 보이지 않았습니다. 하지만 1시가 조금 지난 후, 날이 점점 밝아지는 것을 알 수 있었습니다. 바람과 눈이 불어오는 북쪽을 바라보니, 우리는 놀랍게도 구름이 걷히고 있다는 것을 확인할 수 있었습니다. 마침내 남쪽 하늘도 점차 맑아졌고, 결정적인 순간이 다가오자 태양이 보이기 시작하는 곳을 확인할 수 있었습니다. 하지만 예상된 순간이 지나도록 태양은 여전히 구름 뒤에 가려져 있었으며, 태양이 곧 나타날 것이라는 확신은 점점 더 커져만 갔습니다. 결국 외부적인 접촉은 이루어지지 않았습니다. 우리는 이것이 그다지 중요한 단계가 아니라고 생각하며 위안을 삼았고, 내부적인 접촉이 더 성공적일 것이라고 기대했습니다.

마침내 빛줄기들이 장애물을 뚫고 나왔고, 저는 파인더 속에서 둥글고 선명한 태양의 모습을 볼 수 있었습니다. 저는 열심히 그 지점을 주시했습니다.

주의가 집중된 그 순간이었습니다. 예상된 최초 접촉 시각으로부터 몇 분이 지났으며, 기쁘게도 태양 가장자리에 생긴 작은 틈을 보고 금성이 태양 속으로 들어가기 시작했으며, 당시 금성이 태양의 3분의 1 지점에 있음을 알 수 있었습니다. 하지만 아직 결정적인 순간은 오지 않았습니다. “최초의 내부 접촉”이라는 표현은 금성이 완전히 태양 속으로 들어간 순간을 의미합니다. 이 최초의 접촉은 앞서 언급된 외부 접촉보다 21분 늦게 일어날 예정이었습니다. 하지만 구름들이 다시 한 번 내부 접촉을 볼 수 있다는 우리의 희망을 저버렸습니다. 금성이 점차 태양 속으로 들어가는 아름다운 광경을 계속 지켜보던 중, 나와 태양 사이에 금성 외에도 다른 물체들이 있다는 것을 깨달았습니다. 그것들은 바로 눈송이들이었으며, 또다시 빠르게 내리기 시작했습니다. 이 현상은 정말로 아름다웠습니다. 태양을 배경으로 한 눈보라의 효과는 제가 전에는 한 번도 본 적이 없는 것이었습니다. 이 모습은 불꽃놀이 때 하늘을 날아가는 로켓에서 내리는 황금색 비를 연상시켰습니다. 하지만 이 광경은 반드시 태양과 금성이 다시 보이지 않게 되는 결과를 가져왔기 때문에, 저는 이 광경을 보지 않았더라면 좋았을 것이라고 생각했습니다. 구름들이 더욱 짙어지고 눈보라도 여전히 심하게 내렸으며, 우리는 더 이상 무언가를 볼 수 있을 거라고 기대하기 어려웠습니다. 1시간 57분이 지나고 최초의 내부 접촉이 끝났으며, 금성은 완전히 태양 속으로 들어갔습니다. 우리는 잠깐 동안만 그 광경을 볼 수 있었을 뿐, 유용한 측정이나 관측을 할 수는 없었습니다. 그럼에도 불구하고 금성의 통과 과정의 일부라도 본 것 자체가 평생 기억할 만한 일이었으며, 이러한 작은 성공에도 우리는 말로 표현할 수 없을 정도로 기뻤습니다.

하지만 더 좋은 일이 기다리고 있었습니다. 제 조수가 와서 그 역시 저와 같은 상태의 금성을 볼 수 있었다고 보고해 주었습니다. 우리 둘 다 다시 자리에 앉았고, 2시 30분경 구름들이 서서히 흩어지기 시작하여 태양을 볼 수 있는 가능성이 생겼습니다. 이제는 접촉을 관측하는 문제가 아니었습니다. 이때쯤 금성은 이미 태양 속 깊숙이 들어가 있었기 때문에, 우리는 접안렌즈에 부착된 마이크로미터를 사용하여 관측을 준비했습니다. 마침내 구름들이 완전히 사라졌고…

이번에는 금성이 태양 속으로 완전히 들어갔기 때문에, 금성의 가장자리에서 태양의 가장자리까지의 거리는 금성 직경의 약 두 배에 달했습니다. 우리는 금성의 내부 가장자리와 태양의 가장 가까운 부분 사이의 거리를 측정했습니다. 이러한 관측은 가능한 한 자주 반복되었지만, 매우 어려운 조건 하에서만 이루어질 수 있었다는 점을 명심해야 합니다. 당시 태양은 매우 낮은 곳에 있었으며, 태양과 금성의 가장자리들은 미세한 측정에 적합할 만큼 안정적이지 않았습니다. 태양의 가장자리는 계속해서 흔들렸으며, 금성도 때로는 원형을 유지하기도 했지만 대부분의 경우 형태가 심하게 왜곡되어 정확한 측정이 불가능했습니다.

우리는 총 16번의 측정에 성공했지만, 태양은 점점 더 낮아졌고 구름들이 다시 방해가 되기 시작했습니다. 그래서 이러한 관측은 이를 간절히 기다리고 있던 다른 지역의 천문학자들에게 맡겨야 했습니다. 하지만 현상이 완전히 사라지기 전에, 우리는 잠시 시간을 내어 광학 장비를 사용해 더 생생한 모습으로 이 현상을 관찰했습니다. 태양은 이미 일몰의 붉은빛을 띠기 시작했으며, 태양 표면 깊은 곳에는 날카롭고 둥근 검은색 원반 모양의 금성이 보였습니다. 1639년에 호록스가 처음으로 이 광경을 목격했을 때의 엄청난 기쁨을 이제야 이해할 수 있었습니다. 이 현상의 본질적인 흥미로움, 그 희귀성, 예측이 실현된 사실, 그리고 금성 일면통과가 우리가 해결하는 데 도움이 되는 중요한 문제들은, 2004년 6월에 다시는 반복되지 않을 이 아름다운 광경을 바라볼 때마다 우리의 마음속에 떠오릅니다.

금성 일면통과는 또한 금성의 물리적 특성을 연구할 수 있는 기회를 제공합니다. 여기서는 그동안 얻어진 결과들을 간략히 설명하겠습니다. 우선, 금성 일면통과는 금성 주위에 위성이 있는지 여부를 알아내는 데 도움이 됩니다. 만약 금성 주위에 작은 천체가 가까이 돌고 있다면, 평소에는 금성의 밝은 빛이 그 작은 천체에서 나오는 약한 빛을 가려버릴 것입니다.

그렇기 때문에 그 위성은 발견되지 않은 채로 남아 있었을 것입니다. 따라서 행성이 일식을 겪는 동안 그 주변을 면밀히 관찰하는 것은 매우 중요한 일이었습니다. 만약 위성이 존재한다면—실제로 그러한 천체들의 존재가 종종 의심되어 왔습니다—태양의 밝은 배경 속에서도 그 위성을 감지할 수 있을 것입니다. 최근의 일식들 동안 이 점에 특별한 주의가 기울여졌지만, 금성의 위성은 발견되지 않았습니다. 따라서 금성에 상당한 크기의 위성이 존재할 가능성은 매우 낮아 보입니다.

금성 주위의 대기를 조사하기 위한 관측들은 더 성공적이었습니다. 만약 금성에 대기가 없다면, 태양에 들어가기 직전에는 완전히 보이지 않을 것이며, 태양에서 벗어나자마자 다시 완전히 보이지 않게 될 것입니다. 하지만 일식 동안 이루어진 관측 결과는 그러한 가정과 일치하지 않았습니다. 최근의 일식들 동안 이 점에 특별한 주의가 기울여졌으며, 그 결과는 매우 놀라웠으며 금성 주위에 대기가 존재한다는 사실을 가장 명확하게 증명해 주었습니다. 행성이 점차 태양에서 멀어짐에 따라, 어둠 속으로 뻗어 나가는 행성의 원형 가장자리가 빛으로 이루어진 원호로 둘러싸인 것이 관측되었습니다. 매우 유리한 조건에서 이 일식을 관측했던 코플랜드 박사는 행성이 완전히 태양에서 사라질 때까지 계속해서 그 행성을 관찰할 수 있었으며, 그때 행성 자체는 보이지 않았지만 그 주위를 둘러싼 빛의 고리로 인해 명확하게 식별될 수 있었습니다. 이러한 빛의 원형은 금성도 지구와 마찬가지로 대기층에 둘러싸여 있다는 가정 외에는 설명할 방법이 없습니다.

실용적인 문제와는 거의 관련이 없는 금성 일식과 같은 천문 현상에 그토록 많은 시간과 노력을 투자하는 것의 장점이 무엇인가라는 질문이 생길 수 있습니다. 태양이 95,000,000마일 떨어져 있든, 93,000,000마일 떨어져 있든, 아니면 다른 어떤 거리에 있든 무슨 상관이 있을까요? 우리는 이러한 연구가 실용적인 문제들과는 거의 관련이 없다는 점을 바로 인정해야 합니다. 물론, 우리의 항해 연감을 완벽한 정확도로 계산하기 위해서는 그러한 연구가 필요하다고 주장하는 사람들도 있을 것입니다.

태양의 거리에 대한 정확한 정보가 필요합니다. 우리의 광범위한 무역 활동은 숙련된 항해 기술에 달려 있으며, 성공을 위해 반드시 필요한 요소 중 하나가 바로 “항해 연감”의 신뢰성입니다. 따라서 항해 연감의 정확도가 향상되는 것은 항해 기술의 발전과 어떤 관련이 있을 것입니다. 폭풍우 치는 밤에 항구로 들어가거나 다른 긴급한 상황에서는 단 1야드라는 짧은 거리조차도 매우 중요할 수 있다고 합니다. 그러므로 금성의 일면통과가 “항해 연감”에 미치는 미미한 영향 덕분에 선박의 안전이 보장될 수도 있습니다.

하지만 금성의 일면통과를 관측하는 데 드는 시간, 노력, 비용은 전혀 다른 이유로 정당화될 수 있습니다. 이는 귀중한 정보의 원천입니다. 이를 통해 우리는 태양의 거리를 알 수 있으며, 이는 우주에 대한 모든 중요한 측정의 기초가 됩니다. 또한 지구가 비록 부속적인 역할을 하지만 위엄 있는 위치를 차지하고 있는 웅장한 태양계의 실제 크기를 알게 되면서 인간의 지적 호기심도 충족됩니다. 이를 통해 우주가 얼마나 거대한 규모로 구성되어 있는지에 대한 이해도 얻을 수 있습니다.

이 책의 분량상 한계를 고려할 때, 금성의 일면통과에 대한 논의를 더 이상 계속할 수는 없습니다. 관측의 세부 사항을 살펴보면 즉시 수많은 기술적이고 복잡한 문제들이 나타납니다. 안타깝게도 필요한 정확도로 관측을 하는 데에는 매우 큰 어려움이 있습니다. 금성이 태양면에 들어가고 나오는 순간들을 정확하게 관측하기는 어렵습니다. 그 이유 중 하나는 “검은 방울”이라는 광학적 착시 현상 때문으로, 이로 인해 금성이 몇 초 동안 마치 태양의 가장자리에 붙어 있는 것처럼 보입니다. 또 다른 이유는 금성의 대기의 영향으로, 이로 인해 실제 접촉 시간을 파악하기가 어렵습니다. 이러한 상황들로 인해 현대 과학이 요구하는 정확도로 금성의 일면통과를 통해 태양의 거리를 측정하는 것은 어렵습니다. 따라서 태양의 거리를 최종적으로 결정하는 방법은 아마도 전혀 다른 방식일 것입니다. 이에 대해서는 나중에 설명하겠습니다.

제11장에서 다루었듯이, 그렇기 때문에 금성의 통과 현상을 천체 측량의 방법으로 고려하는 데 있어서 우리는 그다지 주저하지 않습니다.

이제 이 아름다운 행성에 대한 설명을 마쳐야 하겠습니다. 하지만 그 전에, 행성의 크기와 궤도의 특성에 관한 몇 가지 통계적 사실들을 덧붙이거나, 경우에 따라서는 반복해서 언급해 보겠습니다.

금성의 직경은 약 7,660마일이며, 이 행성은 구형에 가까운 형태를 보입니다. 다만 극지방의 직경이 적도의 직경보다 약간 짧다는 점은 의심의 여지가 없습니다. 이 직경은 지구의 직경보다 약 258마일 정도만 짧을 뿐입니다. 금성의 질량은 지구 질량의 약 4분의 3에 해당합니다. 혹은 더 일반적인 비교 방식으로, 금성의 질량을 태양의 질량과 비교한다면 그 값은 1을 425,000으로 나눈 값이 됩니다. 금성의 질량은 그 부피에 비해 예상했던 것만큼 크지는 않다는 점에 유의해야 합니다. 금성의 밀도는 지구의 밀도의 약 0.850배입니다. 같은 크기의 물덩어리보다 금성의 무게는 4.81배 더 클 것입니다. 금성 표면의 중력은 지구 표면의 중력보다 약간 낮을 것입니다. 여기서 물체가 떨어질 때의 속도는 초당 16피트이며, 금성 표면에서 떨어지는 물체의 경우 그 속도는 약 3피트 정도 더 낮을 것입니다. 금성의 자전 주기가 태양 주위를 도는 주기와 같을 가능성도 있어 보입니다.

금성의 궤도는 거의 원형에 가깝다는 점에서 특별합니다. 금성이 태양으로부터 가장 멀어지는 거리도 가장 가까워지는 거리보다 1%를 넘지 않습니다. 금성이 태양으로부터 평균적으로 떨어져 있는 거리는 약 67,000,000마일이며, 궤도를 도는 평균 속도는 초당 약 22마일입니다. 전체 공전 주기는 224.70일입니다.

제9장. 지구.

지구는 거대한 구체이다—지구의 크기를 측정하는 방법—기준선—극의 고도로 구하는 위도—자오선의 1도—지구는 구가 아니다—진자 실험—지구의 움직임은 느린가, 빠른가?—회전축과 형태의 축이 일치하는 현상—지구 내부에 존재하는 열—지구가 한때 부드러운 상태였던 것—원심력의 영향—태양과 목성과의 비교—종관의 돌출부—지구의 무게 측정—지구의 무게와 같은 질량을 가진 물의 구와의 비교—지구와 납으로 만든 구와의 비교—진자—중력의 세기를 측정하는 데 있어 진자의 활용—동시성의 원리—진자를 이용한 지구의 모양 측정.

지구가 둥근 체형이어야 한다는 것은 단순한 천문학적 고려만으로도 즉시 알 수 있는 사실이다. 태양은 둥글고, 달도 둥글며, 망원경을 통해 행성들도 둥글다는 것을 알 수 있다. 물론 혜성은 둥글지 않지만, 혜성은 어떤 의미에서도 고체 물체가 아닌 것 같다. 우리는 이러한 연약한 물체를 그대로 통과하여 볼 수 있으며, 그 무게도 우리의 측정 방법으로는 파악할 수 없을 정도로 작다. 그렇다면 우리가 볼 수 있는 모든 고체 물체들이 둥근 구체라면, 지구도 분명히 구체일 가능성이 높지 않은가? 하지만 우리에게는 단순한 추측보다 훨씬 더 직접적인 정보가 있다.

바다의 표면이 곡면이라는 것을 실제로 확인할 수 있는 가장 좋은 방법은 바다 위에 있는 멀리 떨어진 배를 관찰하는 것이다. 배가 아주 멀리 떨어져 있고 계속 멀어져 갈 때, 그 배의 선체는 점차 사라지지만 돛대는 여전히 보인다. 맑은 여름날에는 종종 증기선의 깔때기 부분만이 바다 위로 보이고, 선체는 아래에 있는 것을 볼 수 있다. 이를 가장 잘 보려면 눈을 가능한 한 바다 표면 가까이 가져가야 한다. 만약 바다가 완전히 평평하다면, 선체를 가리는 것이 아무것도 없어서 깔때기가 보이는 한 선체도 계속 보일 것이다. 하지만 바다가 실제로 곡면이라면, 돌출된 부분이 선체의 시야를 가리고, 깔때기는 여전히 보인다.

이처럼 우리는 바다가 어느 곳에서나 곡면이라는 것을 알 수 있으며, 따라서 지구도 구체라고 생각하는 것이 자연스럽다. 더 정밀한 측정을 해보면, 지구가 완전히 둥근 것은 아니라는 것을 알 수 있다. 지구는 양극 부분에서 어느 정도 납작해져 있다. 이는 진자를 이용해 쉽게 설명할 수 있다.

양쪽 끝을 압축하면 중앙이 볼록해지는 인디아 고무공과 같습니다. 지구도 마찬가지로 극지방은 평평하고 적도 부분은 볼록합니다. 하지만 지구가 진정한 구형에서 벗어나는 정도는 그리 크지 않아, 매우 정밀한 측정을 하지 않으면 알아차릴 수 없습니다.

지구의 크기를 측정하는 것은 매우 섬세한 작업을 요합니다. 이 작업에는 엄청난 기술과 노력이 투입되었으며, 지구의 치수는 매우 높은 정확도로 알려져 있지만, 우리가 궁극적으로 기대할 수 있는 완벽한 정밀도에는 이르지 못했을 수도 있습니다. 지구를 정확하게 측정하는 것의 과학적 중요성은 아무리 강조해도 지나치지 않습니다. 지구의 반지름 자체가 다른 많은 천문학적 값들을 표현하는 단위가 됩니다. 예를 들어, 달의 거리를 측정하기 위한 관측 결과를 분석하면 달의 거리가 지구 적도 반지름의 59배라는 것을 알 수 있습니다. 달의 거리를 마일로 표시하려면 지구 반지름이 몇 마일인지 알아야 합니다.

지구 표면에서 평탄한 부분을 선택한 다음, 몇 마일 길이의 선을 측정합니다. 이 선을 ‘기준선’이라고 하며, 이후의 모든 측정은 결국 이 기준선에 의존하기 때문에 이 측정값은 반드시 매우 정확하게 이루어져야 합니다. 몇 인치 이상의 오차가 생기지 않도록 4~5마일 길이의 선을 그렇게 정밀하게 측정하려면 매우 세심한 주의가 필요합니다. 여기서는 그러한 측정 과정에 대해 자세히 설명하지는 않겠습니다. 이는 매우 힘든 작업이며, 그 결과에 대한 논의를 다룬 방대한 양의 서적들이 존재합니다. 하지만 지구 표면의 여러 장소에서 몇 개의 기준선을 확보하고 나면, 측량용 막대는 한쪽에 치워두고, 한 지점에서 다른 지점까지의 각도를 측정하고 그에 따른 삼각법 계산을 통해 지구를 측량하는 작업이 이어집니다. 몇 마일 길이의 기준선에서 출발하여 점차 더 긴 거리들을 계산해 나가다가, 결국 100마일에 이르는 거리까지 측정하게 됩니다.

더 긴 거리, 혹은 그보다 더 긴 거리도 측정할 수 있다. 따라서 북쪽과 남쪽을 가로지르는 긴 선의 길이를 알아낼 수도 있다.

지금까지의 작업은 단지 지상 측량사의 역할에 불과했다. 이렇게 측정된 거리는 천문학자에게 전달되어, 그를 통해 지구의 크기를 추정할 수 있다. 천문학자는 그 긴 선의 북쪽 끝에 관측소를 설치한 다음, 관측을 통해 자신의 위도를 결정한다. 이를 수행하는 방법은 여러 가지가 있으며, 이에 대해서는 실용 천문학 관련 서적들에서 자세히 설명되어 있다. 여기서는 그러한 관측이 이루어지는 원리를 매우 간략하게만 설명하고자 한다.

누구나 북극성에 대해 잘 알고 있어야 한다. 비록 가장 밝은 별은 아니지만, 아마도 온 하늘에서 가장 중요한 별일 것이다. 우리가 있는 이 위도에서는 북극성이 상당히 높은 곳에 위치하는 것을 볼 수 있으며, 항상 북쪽 하늘의 같은 위치에서 찾아볼 수 있다. 하지만 남반구로 여행을 떠난다면, 적도에 가까워질수록 밤마다 북극성이 지평선에 점점 더 가까이 다가오는 것을 볼 수 있다. 적도에서는 북극성이 지평선 위에 있지만, 적도를 넘어 남반구에 들어서면 이 유용한 천체가 보이지 않게 된다. 이 사실만으로도 지구가 경험에 의해 생각되는 평평한 표면일 수 없다는 것을 알 수 있다.

반면, 영국에서 노르웨이로 가는 여행자는 매일 밤 북극성이 평소보다 더 높은 곳에 있는 것을 관찰한다. 만약 그가 더 북쪽으로 여행을 계속한다면, 같은 별은 점점 더 높이 올라가게 되고, 마침내 지구의 극에 가까워지면 북극성은 그의 머리 위 높은 곳에 있게 된다. 이를 통해 우리는 위도가 높을수록 일반적으로 북극성의 고도도 높아진다는 것을 알 수 있다. 하지만 반짝이는 점 대신 하늘의 극 자체를 사용하기 전까지는 정확한 표현을 사용할 수 없다. 하늘의 극은 북극성 근처에 있으며, 북극성도 다른 모든 별들과 마찬가지로 하루에 한 번씩 하늘의 극 주위를 공전한다. 북극성이 그리는 원

하지만 그 값은 너무 작아서 특별한 주의를 기울이지 않으면 그 움직임을 알아차릴 수 없습니다. 진정한 극점은 보이는 점이 아니지만, 정확하게 정의될 수 있으며, 이를 통해 극점과 위도 간의 관계를 최대한 정밀하게 파악할 수 있습니다. 즉, 지평선 위의 극점의 고도는 해당 지역의 위도와 같다는 것입니다.

긴 선의 한쪽 끝에 위치한 천문학자는 지평선 위의 극점의 고도를 측정합니다. 이는 상당히 섬세한 작업입니다. 우선 극점은 보이지 않기 때문에, 그 위치를 간접적으로 파악해야 합니다. 그는 북극성의 고도가 가장 높을 때 그 값을 측정하고, 12시간 후 북극성의 고도가 가장 낮을 때 다시 측정합니다. 이 두 값의 평균을 여러 가지 방법으로 보정한 후에야 비로소 진정한 극점의 고도를 얻을 수 있습니다. 이러한 과정을 통해 선의 한쪽 끝의 위도가 결정됩니다. 그런 다음 천문학자는 모든 장비를 가지고 선의 다른 쪽 끝으로 이동하여 같은 과정을 반복합니다. 그러면 극점의 고도가 달라지는데, 이는 위도가 다르기 때문입니다. 두 고도의 차이를 통해 두 지점의 위도 간의 도수와 그 소수 부분을 정확하게 측정할 수 있습니다. 이 값을 삼각측량을 통해 확인된 두 지점 간의 실제 거리와 비교할 수 있습니다. 간단한 계산을 통해 1도의 위도에 해당하는 마일 수와 그 소수 부분을 알 수 있습니다.

이러한 작업은 지구의 여러 지역에서 반복되어야 합니다—북반구와 남반구, 고위도 지역과 저위도 지역에서 말입니다. 만약 지구 전체의 해수면이 완벽한 구형이라면 중요한 결과가 나옵니다. 즉, 모든 곳에서 1도의 경선 길이는 같을 것입니다. 페루에서도 스웨덴에서도, 인도에서도 영국에서도 마찬가지일 것입니다. 하지만 실제로는 1도의 길이가 모두 같지 않으므로, 지구가 실제로는 구형이 아니라는 것을 알 수 있습니다. 측정된 1도의 길이를 통해 지구의 형태가 어느 정도인지 알 수 있습니다.

지구는 완벽한 구형이 아닙니다. 극지방 근처에서는 1도의 길이가 적도 근처보다 길습니다. 이는 지구가 극지방에서는 평평하고 적도 부분에서는 볼록하다는 것을 보여주며, 극축과 적도축의 실제 길이를 계산할 수 있는 방법을 제공합니다. 이러한 방식으로 적도의 지름은 7,927마일로 나타났으며, 극지방의 지름은 그보다 27마일 짧습니다.

지구의 극축은 지구가 회전하는 축으로 정의될 수 있습니다. 이 축은 북극과 남극에서 지구 표면과 만납니다. 지구가 이 축 주위를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간을 항성일이라고 합니다. 항성일은 일반적인 하루보다 약간 짧아서 23시간 56분 4초입니다. 이 회전은 마치 지구 중심을 통과하는 단단한 축이 있는 것처럼 일어나며, 또 다른 비유를 들자면 마치 스웨터 공이 중심에 꽂힌 뜨개바늘 주위를 도는 것과 같습니다.

주목할 만한 점은, 지구가 회전하는 축이 실제 측량을 통해 알아낸 지구의 가장 짧은 지름이 있는 위치와 일치한다는 것입니다. 만약 지구의 형태가 지구의 회전이라는 사실과 어떤 식으로든 물리적으로 연관되어 있지 않다면 이러한 우연은 전혀 상상할 수 없을 것입니다. 그렇다면 어떤 연관성이 있을까요? 이 문제를 자세히 살펴보면, 지구의 형태는 그 회전의 결과라는 것을 알 수 있습니다.

현재 지구는 여러 곳에서 때때로 화산 폭발이 일어나고 있습니다. 이러한 화산 폭발 현상, 그와 함께 발생하는 지진, 지구 내부로 깊이 들어갈수록 온도가 상승한다는 사실, 온천의 존재, 아이슬란드 등지에서 발견되는 간헐천 등은 모두 지구 내부에 열이 존재한다는 사실을 증명합니다. 그 열이 일부 사람들이 생각하는 것처럼 지구 전체에 고르게 존재하는지, 아니면 그 현상이 나타나는 특정 장소에만 존재하는지는 지금 당장은 고려할 필요가 없는 문제입니다.

우리의 현재 목적에 있어 필요한 것은 단지 열이 어느 정도 존재한다는 사실을 인정하는 것뿐입니다. 이러한 내부의 열은 그 양이 많든 적든, 분명히 지표면에서 알려진 열과는 다른 기원을 가집니다. 우리가 느끼는 열은 태양에서 비롯됩니다. 반면 내부의 열은 태양에서 올 수 없습니다. 그 강도가 너무 커서 그런데, 설령 태양에서 왔다고 가정해도 극복할 수 없는 여러 문제들이 있습니다. 그렇다면 이 열은 도대체 어디서 온 것일까요? 이것은 현재로서는 답하기 어려운 질문입니다. 게다가 이 질문에 답하는 것이 우리의 논증과도 크게 관련이 없습니다. 열이 존재한다는 사실만 인정된다면, 우리가 해야 할 일은 잘 알려진 열학 법칙들을 이용해 그 사실들을 해석하는 것뿐입니다. 우선 열이 원래의 위치에서 퍼져나가는 일반적인 원리를 고려해야 합니다. 지구 내부에 있는 열은 위에 있는 암석들을 통해 전달되며 천천히 지표면에 도달합니다. 물론 지구를 덮고 있는 암석들과 물질들은 열을 잘 전도시키지 못합니다. 대부분의 경우 열 전도 효율이 매우 낮습니다. 하지만 좋든 나쁘든 어쨌든 그것들은 어느 정도는 열을 전도시키므로, 열은 그런 암석들을 통해 지표면으로 스며나갈 수밖에 없습니다.

이러한 결론에 반대하여 “우리는 이 열을 느끼지 못한다”고 주장할 수는 없습니다. 몇 피트 두께의 벽돌로 만들어진 구조물도 거대한 용광로의 열을 어느 정도 차단할 수 있어서, 벽돌 사이로는 거의 열이 새어나가지 않습니다. 하지만 그래도 약간의 열은 새어나갑니다. 또한 모든 열을 완전히 차단할 수 있는 벽돌은 지금까지 만들어진 적도 없고, 앞으로도 만들어질 수 없습니다. 만약 몇 피트 두께의 벽돌조차도 용광로의 열을 거의 차단할 수 있다면, 설령 그 열이 지금까지 존재했던 가장 강력한 용광로의 열보다 7배나 더 뜨거운 경우라 할지라도, 수십 마일에 달하는 암석층이 지구 깊은 곳의 열을 거의 차단할 수 있지 않을까요? 열은 천천히, 아마도 거의 느껴지지 않을 정도로 서서히 새어나갈 것입니다. 하지만 우리의 자연에 대한 모든 지식이 오류가 아니라면, 아무리 두꺼운 암석층이라도 시간이 지나면서 열이 지표면으로 새어나가는 것을 막을 수는 없습니다. 이 열이 지구 표면에 도달하면, 또 다른 열학 법칙에 따라 점차 방출되어 지구 속으로 사라지게 됩니다.

여기서 제시한 내용에 대해 제기될 수 있는 반론들을 모두 논의하는 것은 지나치게 복잡한 일이 될 것입니다. 지구 내부의 열은 화학적 반응이나 기계적 과정에 의해 생성된다고 하며, 따라서 그 열은 밖으로 빠져나가는 속도만큼, 혹은 그보다 더 빠른 속도로 계속해서 재생될 수 있다고 합니다. 하지만 이는 본질적인 차이라기보다는 형태상의 차이에 불과합니다. 만약 열이 그렇게 생성된다면(지구 내부의 일부 열이 그러한 원인으로 생길 수 있다는 점에는 의심의 여지가 없습니다), 반드시 화학적 에너지나 기계적 에너지가 소모되어 결국 그 에너지도 고갈될 것입니다. 밖으로 빠져나가는 1단위의 열에 해당하여 지구에서도 1단위의 열이 손실되거나, 다시 말해 화학적/기계적 에너지로부터 1단위의 열을 생성하는 능력이 손실됩니다. 궁극적인 결과는 같습니다. 즉, 지구의 실제적인 열이든 잠재적인 열이든 반드시 감소할 수밖에 없습니다. 물론, 지구가 겪는 열 손실의 상당 부분은 전도와 같은 느린 과정에 의한 것이 아니라 명백한 형태로 일어납니다. 화산이 폭발할 때마다 엄청난 양의 열이 방출되어 매우 빠르게 지구에서 사라지며, 여러 곳에 있는 온천에서도 마찬가지로 지속적으로 열이 방출되어 수년에 걸쳐 엄청난 양이 됩니다.

따라서 지구는 열을 잃어가고 있으며, 그 손실을 보충할 새로운 열은 전혀 공급되지 않습니다. 그 결과는 자명합니다. 지구 내부는 점점 더 추워질 수밖에 없습니다. 물론 이는 극히 느린 과정이지만, 개인의 생명이나 한 나라의 생명, 심지어 인류 전체의 생명도 지구의 열량에 큰 변화가 일어나는 것을 목격할 만큼 오래 지속되지는 않았습니다. 하지만 이 법칙은 피할 수 없으며, 열의 감소는 느릴지라도 지속적으로 일어나므로, 오랜 세월이 지나면 반드시 크고 중요한 결과를 초래할 것입니다.

우리의 목적은 이러한 과정으로 인해 반드시 일어날 변화들에 대한 예측을 제시하는 것이 아닙니다. 우리는 오히려 과거를 돌아보며, 합리적으로 어떤 결과들을 도출할 수 있는지 살펴보고자 합니다. 우리가 일상생활에서 익숙한 그러한 시간의 간격들, 혹은 심지어…

일반적인 역사적 기록들은 우리의 현재 목적에 있어서는 거의 아무런 의미가 없다. 지구는 매일 내부의 열을 잃어가고 있기 때문에, 어제는 오늘보다 더 많은 열을 가지고 있었으며, 작년에는 올해보다 더 많은 열을 가지고 있었고, 20년 전에는 10년 전보다 더 많은 열을 가지고 있었을 것이다. 이러한 효과는 역사적 시간 척도에서는 미미하게만 나타나지만, 수백 년에서 수천 년으로, 수천 년에서 수십만 년으로, 그리고 수십만 년에서 수백만 년으로 시간의 규모가 커질수록 그 효과는 미미할 뿐만 아니라 극히 엄청난 수준에 이른다.

분명히 지구가 현재보다 훨씬 더 많은 열을 가지고 있던 시기가 있었을 것이다. 그때는 지구의 표면이 이 열로 인해 상당히 뜨거웠을 것이다. 이러한 시기가 수천 년 전이었는지 수백만 년 전이었는지는 알 수 없지만, 그보다 더 오래된 시기에는 지구가 훨씬 더 뜨거웠음은 확실하다. 결국 온도가 붉은색 열정도까지 상승했으며, 그보다 더 오래된 시기에는 지구가 백열 상태였고, 그보다 더 오래된 시기에는 지구의 표면이 실제로 용융된 상태였음을 알 수 있다. 현재로서는 더 이상 과거를 거슬러 올라갈 필요는 없으며, 그 열의 기원을 추정하려 할 필요도 없다. 이는 우리의 논증에서 요구되는 것이 아니다. 우리는 지금도 열이 존재한다는 것을 알고 있으며, 열이 매일 줄어들고 있다는 것도 알고 있다. 이러한 사실들로부터 우리가 이미 도출한 결론은 피할 수 없는 것이며, 따라서 우리는 과거의 먼 시대로 돌아가게 되는데, 그때의 지구는 온통 용융된 부드러운 상태였다.

꽃잎 위의 이슬방울은 거의 구형에 가깝지만, 중력의 작용으로 인해 꽃에 밀착되면서 모양이 약간 비틀어지기 때문에 완전한 구형은 아니다. 떨어지는 빗방울은 구형이며, 섞이지 않는 액체 속에 떠 있는 기름방울도 구형을 이룬다. 작은 것들에서 큰 것들로 넘어가서, 용융된 물질로 이루어진 거대한 구형을 상상해 보자. 그 구형의 크기를 지구만큼 크게 하고, 그 구성 물질들이 서로 간의 인력에 순응할 만큼 충분히 부드럽다고 가정해 보자. 이러한 인력의 효과에 대해서는 의심의 여지가 없으며, 이 인력들은 구형의 모든 부분들이 다른 부분들에 미치는 인력에 의해 불규칙한 부분들을 평탄하게 만들려 할 것이다.

바람과 같은 외부 요인의 영향을 받지 않을 때 바다 표면이 매끄러운 것과 마찬가지로, 모든 외부 간섭으로부터 분리된 우리의 녹은 지구도 구형을 띨 것으로 예상할 수 있습니다.

그러나 지금까지 정지해 있다고 가정해왔던 이 거대한 구체가 그 중심을 지나는 축을 중심으로 회전하기 시작한다고 가정해 봅시다. 이 축이 물질적인 객체라고 가정할 필요는 없으며, 회전 속도가 어떻게 생겨났는지에 대해서도 고려할 필요가 없습니다. 하지만 회전이 가져올 결과는 쉽게 알 수 있습니다. 구체는 변형되고, 원심력으로 인해 녹은 물질은 적도 부분이 볼록해지고 극지방은 평평해집니다. 회전 속도가 클수록 볼록해지는 정도도 커집니다. 각각의 회전 속도에는 그에 상응하는 정도의 볼록함이 존재합니다. 이처럼 녹은 지구는 하루에 한 번씩 회전한다는 사실에 따라 일정한 정도로 볼록해졌습니다. 이제 지구가 여전히 회전하고 있는 동안 액체 상태에서 고체 상태로 전환하기 시작한다고 가정해 봅시다. 고체화될 때 지구의 표면 형태는 의심할 여지 없이 매우 불규칙할 것입니다. 이렇게 거대한 질량이 변화하는 과정에서 발생하는 격동과 변동 때문에 불규칙해질 것입니다. 하지만 아무리 불규칙하더라도 전체적으로는 지구 표면의 형태가 회전 운동으로 인해 형성된 모양과 일치할 것이라고 확신할 수 있습니다. 따라서 우리는 지구 적도 부분의 볼록한 형태를 설명할 수 있으며, 이 형태를 근거로 지구가 한때 부드럽거나 녹은 상태였다는 주장을 뒷받침할 수 있습니다.

이 주장은 우리 지구의 형태를 다른 천체들의 형태와 비교함으로써 더욱 뒷받침될 수 있습니다. 예를 들어, 태양은 거의 완벽한 구형으로 보입니다. 우리가 측정해본 결과, 태양의 극지방 직경이 적도 직경보다 짧다는 증거는 없습니다. 하지만 이는 우리가 예상했던 바입니다. 의심할 여지 없이 태양도 자신의 축을 중심으로 회전하고 있으며, 볼록해지는 현상도 회전 때문에 생기는 것이므로, 왜 태양도 지구처럼 변형되지 않았겠습니까?

태양의 두 직경 사이에 실제로 차이가 존재할 가능성은 있지만, 그 차이는 우리가 측정하기에는 너무 작다. 이를 태양의 회전 속도가 느린 것과 연관지어 생각하지 않을 수 없다. 태양은 한 바퀴 회전하는 데 25일이 걸리며, 그처럼 낮은 속도에서는 별다른 현상이 나타나지 않는다.

반면, 회전 속도가 빠른 행성들을 살펴보면 전혀 다른 결과가 나온다. 특히 목성과 같은 행성을 예로 들 수 있다. 망원경으로 관측하면 목성이 구형이 아니라는 것을 즉시 알 수 있다. 극방향의 직경이 적도 방향의 직경보다 짧다는 것을 보여주기 위해 정확한 측정까지는 필요하지 않을 정도로 그 차이는 뚜렷하다. 목성이 완전한 구형에서 벗어나는 정도는 지구보다 훨씬 크다. 이 역시 목성의 훨씬 빠른 회전 속도와 연관지어 생각하지 않을 수 없다. 앞으로 우리는 이 놀라운 행성에 대해 별도의 장을 할애하여 자세히 살펴볼 것이다. 하지만 지금 당장이라도 예상해볼 수 있는 것은, 목성의 회전 주기는 10시간도 채 되지 않는다는 점이다. 목성의 크기가 지구보다 1,000배 이상 크다는 사실에도 불구하고 말이다. 엄청나게 빠른 회전 속도 때문에 목성은 적도 부분이 상당히 부풀어 오른 형태를 띠고 있다.

지구를 조사하고 그 크기를 측정한 후, 천문학자가 해야 할 다음 과제는 지구의 무게를 측정하는 것이다. 이것은 과학의 모든 역량을 동원해도 풀기 어려운 문제다. 지구 내부에 대해서는 거의 아무것도 알지 못한다고 해도 과언이 아니다. 물론 지구 깊은 곳까지 광산을 파내기는 하지만, 그 깊이는 반 마일이나 1마일에 불과하다. 이는 결국 지구 내부를 탐사하기 위한 극히 미미한 시도에 불과하다. 지구 중심까지의 거리에 비하면 1마일이라는 거리는 아주 미미한 수준이다. 전체 거리의 약 4,000분의 1에 불과한 것이다. 우리가 알고 있는 지구에 대한 정보는 지표면 아래 극히 미미한 깊이까지만 해당될 뿐이며, 우리가 서 있는 곳에서 불과 몇 마일 아래에 있는 지구의 성질이 무엇인지에 대해서는 전혀 알 수 없다. 따라서…

지구의 내부 구성에 대해 우리가 거의 아무것도 모르는 상황에서, 온 지구의 무게를 측정하려는 것은 희망이 없는 일처럼 보이지 않나요? 하지만 그 문제는 이미 해결되었으며, 그 결과도 알려져 있습니다. 물론 다른 천문학적 연구에서 얻어지는 정밀도에는 미치지 못하지만, 그래도 꽤 근사한 값입니다.

일상적인 단위로 지구의 무게를 표현할 필요는 없습니다. 수십억 톤이라는 숫자만으로는 별다른 인상을 주지 못합니다. 지구의 질량을 같은 부피의 물의 질량과 비교하는 것이 훨씬 더 자연스러운 방법입니다. 우리는 지구가 같은 부피의 물보다 더 무거울 것이라고 예상할 수 있습니다. 지구 표면을 구성하는 암석들은 그 위에 있는 바다의 물보다 단위 부피당 무게가 더 큽니다. 지구 내부에 풍부한 금속들, 깊은 곳에서 발생하는 엄청난 압력으로 인해 점차 증가하는 지구의 밀도 등, 이러한 요소들을 고려하면 지구가 같은 크기의 물구체보다 훨씬 무겁다는 것을 알 수 있습니다.

뉴턴은 지구의 무게가 같은 부피의 물의 무게의 5~6배 정도라고 추정했습니다. 이러한 추정이 타당하다는 것도 쉽게 알 수 있습니다. 지구 표면의 암석과 물질들은 보통 물보다 2~3배 정도 무거우며, 내부의 밀도는 훨씬 더 높을 것입니다. 지구의 깊은 곳에는 철이 상당히 많이 존재할 가능성이 높습니다. 철로 이루어진 지구라면 같은 부피의 물구체보다 약 7배 정도 무거울 것입니다. 따라서 지구의 무게는 같은 부피의 물구체의 3배보다는 클 것이고 7배보다는 작을 것입니다. 그래서 뉴턴은 5~6이라는 범위를 제시했는데, 이는 당시로서는 타당한 추정이었으며 나중에도 옳은 것으로 판명되었습니다. 이 중요한 문제를 정확하게 해결할 수 있는 여러 가지 방법들이 제안되었습니다. 이러한 방법들 중 여기서는 단 하나만 설명하겠습니다. 왜냐하면 이 방법은 만유인력의 법칙을 매우 훌륭하게 보여주기 때문입니다.

중력에 관한 장에서는, 비교적 작은 크기의 두 물체 사이의 이 힘의 세기가 극히 미미하다고 설명했습니다.

지구의 무게를 측정하는 데 있어서의 어려움은 바로 이러한 원인에서 비롯됩니다. 이 과정을 실제로 적용할 때에는 수많은 세부 사항들이 있어서, 당장은 그것들을 고려할 필요가 없습니다. 이 과정의 원리는 충분히 간단합니다. 설명을 명확하게 하기 위해, 직경이 약 2피트 정도 되는 큰 구체를 상상해 봅시다. 이 구체가 가능한 한 무거워야 하므로, 납으로 만들어졌다고 가정해 봅시다. 작은 구체가 큰 구체 근처에 오면 중력의 힘에 의해 끌립니다. 이 인력의 크기는 매우 작지만, 아주 미세한 힘도 측정할 수 있는 정교한 방법을 사용하면 측정이 가능합니다. 인력의 세기는 구체들의 질량과 그들 사이의 거리, 그리고 중력의 세기에 따라 결정됩니다. 지구가 작은 구체에 미치는 인력도 쉽게 측정할 수 있습니다. 이것은 사실상 일반적으로 말하는 ‘무게’와 다름없습니다. 따라서 우리는 납으로 만들어진 구체가 지구가 미치는 인력과 얼마나 비슷한지 비교할 수 있습니다.

만약 지구의 중심과 납으로 만들어진 구체의 중심이 끌리는 물체로부터 같은 거리에 있다면, 그들의 인력 세기를 통해 질량의 비율을 간단히 알아낼 수 있을 것입니다. 하지만 실제로는 그렇게 간단하지 않습니다. 납으로 만들어진 구체는 끌리는 구체로부터 몇 인치밖에 떨어져 있지 않지만, 지구의 중심에서는 거의 4,000마일이나 떨어져 있습니다. 이러한 차이를 고려해야 하며, 납으로 만들어진 구체가 4,000마일 떨어진 곳에 있을 때의 인력으로 환산해야 합니다. 다행히도, 중력의 세기는 거리의 제곱에 반비례한다는 일반 법칙을 이용하면 간단한 계산을 통해 이를 해결할 수 있습니다. 따라서 우리는 계산과 실험을 병행하여 납으로 만들어진 구체가 지구가 미치는 인력과 얼마나 비슷한지 비교할 수 있습니다. 인력은 질량에 비례한다는 것은 잘 알려져 있으므로, 지구와 납으로 만들어진 구체의 질량을 비교할 수 있습니다. 그 결과, 지구의 무게는 같은 크기의 납 구체의 무게의 약 절반에 불과하다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 우리는 다음과 같이 말할 수 있습니다.

마지막으로, 지구의 질량은 그 부피가 같은 물구슬의 질량보다 약 5.5배나 크다.

중력에 관한 장에서 우리는 지구 표면 근처에서 떨어지는 물체가 첫 번째 초 동안 16피트만큼 낙하한다는 사실을 언급했다. 이 거리는 지구의 여러 곳에서 약간씩 다르다. 만약 지구가 완벽한 구형이라면 모든 곳에서 중력의 세기가 같아서 물체는 어디서나 같은 거리만큼 낙하할 것이다. 하지만 지구는 둥글지 않기 때문에, 물체가 1초 동안 낙하하는 거리는 장소에 따라 약간씩 다르다. 극지방에서는 지구의 반지름이 적도보다 짧으므로, 극지방에서의 지구의 중력도 적도보다 더 크다. 만약 극지방과 적도에서 각각 물체가 1초 동안 낙하하는 거리를 정확하게 측정할 수 있다면, 지구의 형태를 파악할 수 있을 것이다.

그러나 물체가 1초 동안 낙하하는 거리를 정확하게 측정하는 것은 어렵다. 그래서 우리는 적도와 지구 표면의 다른 곳들에서의 지구의 중력을 측정하기 위해 다른 방법들을 사용해야 했다. 사용된 방법들은 진자에 기반을 두고 있는데, 진자는 아마도 가장 단순한 도구이며 분명히 가장 유용한 철학적 도구 중 하나이다. 이상적인 진자란 가늘고 유연한 줄로 고정된 점에 매달린 작고 무거운 물체를 말한다. 진자를 수직 위치에서 벗어나게 한 다음 놓아주면, 그 물체는 앞뒤로 흔들린다.

진자가 앞뒤로 흔들리는 데에는 짧은 시간이 필요하다. 놀랍게도 이 시간은 진자가 흔들리는 원호의 길이에 거의 영향을 받지 않는다. 이 법칙을 확인하기 위해 같은 길이의 또 다른 진자를 첫 번째 진자 옆에 매달아 보았다. 두 진자를 모두 옆으로 밀어낸 다음 놓아주면, 둘은 함께 흔들리고 함께 원위치로 돌아온다. 이는 예상할 수 있는 결과이다. 하지만 한 진자를 한쪽으로 많이 밀어내고 다른 진자는 조금만 밀어내면, 두 진자는 여전히 서로 동조하여 흔들린다. 이는 아마 예상하지 못했던 결과일 것이다. 원호의 차이를 더욱 크게 해서 다시 시도해 보라.

진동이 일어나지만, 우리는 여전히 두 무게가 같은 시간 동안 진동하는 것을 볼 수 있습니다.

실험을 다른 방식으로 해볼 수도 있습니다. 진자에 달린 무게들의 크기를 서로 다르게 만들어보죠. 둘 다 철로 만들어졌지만 크기가 다르다면 진동 주기에 차이가 있을까요? 다시 실험해보니 주기는 이전과 같았습니다. 크거나 작은 호를 그리며 진자를 움직여도 주기는 여전히 같았습니다. 하지만 이는 두 무게가 같은 재질로 만들어졌기 때문이라고 할 수 있습니다. 철로 만든 무게 대신 납으로 만든 무게를 사용해 다시 실험해보았지만 결과는 마찬가지였습니다. 나무 공을 사용해도 철 공과 진동 주기는 같았으며, 진동이 일어나는 호의 크기와는 상관없이 항상 그랬습니다.

하지만 무게를 지탱하는 줄의 길이를 바꾸면 주기는 변하게 됩니다. 이는 아주 쉽게 설명할 수 있습니다. 긴 진자의 줄 길이의 4분의 1 길이만 되는 짧은 진자를 가져와서 둘을 가까이 매달고 진동 주기를 비교해보면, 짧은 진자의 주기는 긴 진자의 절반에 불과합니다. 일반적으로 말하자면, 진자의 진동 시간은 그 길이의 제곱근에 비례합니다. 줄의 길이를 4배로 늘리면 진동 시간도 2배가 되고, 진자의 길이를 9배로 늘리면 진동 주기도 3배가 됩니다.

진자가 흔들리는 것은 지구의 중력 때문입니다. 중력이 클수록 진자는 더 빠르게 진동합니다. 이는 쉽게 설명됩니다. 지구가 무게를 아주 강하게 끌어당기면 진동 시간은 짧아지고, 지구의 중력이 약해지면 무게를 그렇게 빠르게 끌어당길 수 없어서 진동 주기는 길어집니다.

진자의 진동 시간은 매우 정확하게 측정될 수 있다. 진자를 10,000회 진동시킨 다음, 그 진동에 걸린 시간을 측정해보자. 진자가 움직이는 궤적은 항상 일정하지 않을 수 있지만, 이는 진동 시간에 큰 영향을 미치지 않는다. 만약 10,000회 진동에 걸리는 시간을 측정할 때 1초의 오차가 생긴다면, 이는 단 한 번의 진동 시간에 있어서 1초의 만분의 일에 해당하는 오차만을 초래할 뿐이며, 따라서 실험이 이루어진 장소의 중력 세기도 상당히 정확하게 측정될 수 있다.

진자를 적도로 가져가서 10,000회 진동시킨 다음, 그 진동에 필요한 시간을 세심하게 측정해보자. 같은 진자를 지구의 다른 곳으로 가져가서 다시 실험을 반복해보자. 이렇게 하면 두 장소의 중력을 비교할 수 있다. 물론 주의해야 할 여러 가지 사항들이 있지만, 여기서는 그에 대해 자세히 다룰 필요는 없다. 진자의 움직임을 어떻게 유지할 것인지, 혹은 온도 변화가 진자의 길이에 어떤 영향을 미치는지에 대해서도 자세히 설명할 필요는 없다. 우리에게 중요한 것은 진자의 진동 시간을 어떻게 정확하게 측정할 수 있는지, 그리고 그 측정값을 통해 중력의 세기를 어떻게 계산할 수 있는지를 아는 것이다.

이와 같이 진자를 이용하면 지구 표면의 중력을 매우 높은 정확도로 측정할 수 있다. 하지만 중력만이 진자의 진동에 영향을 미친다고 단정할 수는 없다. 우리는 지구가 자전한다는 사실을 알고 있으며, 적도 부분에서 지구가 볼록해지는 현상도 이 자전의 영향 때문이라고 생각해왔다. 하지만 자전으로 인해 발생하는 원심력은 물체의 겉보기 무게를 줄이는 효과가 있으며, 이 변화는 적도에서 가장 크고 극지방으로 갈수록 점차 줄어든다. 이러한 이유로 적도에서는 다른 곳보다 진자의 인력이 약해지므로, 진자의 진동 시간도 다른 곳보다 길어진다. 따라서 중력의 변화 중 일부는 원심력 때문이지만, 그 외에도 실제적인 변화도 존재한다.

천문학에 관한 연구에서는 우리 행성에 대해 더 자세히 다루는 것은 우리의 범위에 속하지 않습니다. 지구의 표면, 그 윤곽과 바다, 산맥과 강들은 물리지리학자들이 연구할 대상이며, 반면 지구의 암석과 그 내부 구조, 화산과 지진들은 지질학자들과 물리학자들이 연구해야 합니다.

제10장. 화성
우주에서 가장 가까이 있는 이웃 행성들 – 망원경을 통해 화성의 표면을 관찰할 수 있다 – 화성의 특이한 궤도 – 화성과 별의 유사점 – 정반대 위치에 있을 때의 의미 – 화성 궤도의 이심률 – 화성의 다양한 정반대 위치 상태 – 행성의 겉보기 운동 – 지구의 움직임이 미치는 영향 – 화성까지의 거리 측정 – 태양까지의 거리에 대한 이론적 연구 – 행성의 그림들 – 화성에 눈이 있을까? – 행성의 자전 – 화성의 중력 – 화성에 위성이 있을까? – 아사프 홀 교수의 위대한 발견 – 위성들의 공전 – 데이모스와 포보스 – “거리여행기”

우리가 속한 행성계 내에서 특정 행성과 맺고 있는 특별한 관계 때문에, 그 행성을 다른 행성들과는 다르게 다루어야 합니다. 우리는 수성과 금성에 대해서는 주로 망원경을 통한 관측과 그에 기반한 계산을 통해 알아낸 먼 천체라고 설명했습니다. 반면 지구에 대한 우리의 지식은 성격이 다르며, 다른 방식으로 얻어집니다. 하지만 태양계 내에서 지구의 진정한 위치를 명확히 하기 위해, 대칭성을 위해 금성 다음에 지구에 대해 논의하는 것이 필요했습니다. 이제 태양으로부터 멀어지는 과정에서 지구를 지나쳤으니, 이제는 화성에 대해 논의할 차례입니다. 여기서도 금성과 수성에 적용되었던 방법들을 약간 수정된 형태로 다시 사용하게 됩니다.

어떤 관점에서 보면, 금성과 화성은 우리의 관심을 끌 만한 특별한 점들이 있습니다. 둘 다 우리에게 가장 가까이 있는 행성들이기 때문입니다. 당연히 더 멀리 떨어져 있는 다른 행성들보다 이 두 행성에 대해 더 많은 것을 알 수 있을 것으로 기대할 수 있습니다. 하지만 금성의 경우, 앞서 언급했듯이 그 짙은 대기 때문에 만족스러운 망원경 관측이 불가능하기 때문에 이러한 기대는 실현되기 어렵습니다. 반면 다른 행성인 화성의 경우에는 상당히 많은 정보를 얻을 수 있습니다.

그 모습을 보면 알 수 있듯이, 실제로 달을 제외하고는 다른 어떤 천체보다도 화성 표면의 세부 사항에 대해 더 잘 알고 있습니다.

이 아름다운 행성은 그 물리적 구조 외에도 고려해볼 만한 많은 특징들을 가지고 있습니다. 화성의 궤도는 매우 특이한 비율을 가지고 있으며, 바로 이 궤도에 대한 관측을 통해 케플러의 유명한 법칙들이 발견되었습니다. 화성이 때때로 지구에 가까워질 때면 그 거리를 정확하게 측정할 수 있었고, 이를 통해 태양까지의 거리를 구하는 또 다른 방법이 생겨났습니다. 이 방법은 적어도 금성 일면통과를 통해 얻는 데이터와 비교해도 그 정확도가 준수합니다. 또한 이 세기에 망원경을 이용한 연구에서 이루어진 가장 큰 성과는 화성의 위성들을 발견한 것이라고 할 수 있습니다.

육안으로 보면 이 행성은 대체로 1등급 별처럼 보입니다. 보통 붉은색으로 구분됩니다만, 천문학 초보자는 화성을 식별하기 위해 오직 그 색깔만 의존해서는 안 됩니다. 이 행성과 거의 비슷한 색을 가진 별들이 여러 개 있습니다. 황소자리에서 가장 밝은 별인 알데바란도 종종 행성으로 오인되곤 합니다. 또한 오리온자리에 있는 밝은 점인 베텔게우즈와도 닮아 있습니다. 만약 학습자가 먼저 주요 별자리들과 더 밝은 별들을 공부한다면 이러한 오류는 발생하지 않을 것입니다. 그렇게 되면 행성들의 위치를 추적하고 그들의 끊임없는 움직임을 관찰하는 데 큰 흥미를 느끼게 될 것입니다.

각 행성의 위치는 항상 달력을 통해 확인할 수 있습니다. 때로는 행성이 태양에 너무 가까워서 보이지 않을 수도 있습니다. 그럴 경우 행성은 태양과 함께 떠오르고 함께 지기 때문에 밤에는 지평선 위에 나타나지 않습니다. 화성과 같은 행성을 관측하기에 가장 좋은 시기는 소위 ‘반대위’ 상태일 때입니다. 이 상태는 지구가 행성과 태양 사이에 정확히 위치할 때 발생합니다. 이 경우 화성과 지구 사이의 거리는 다른 어느 때보다도 짧습니다. 반대위 상태에서 화성을 관측하는 데에는 또 다른 장점도 있습니다.

행성은 지구의 한쪽에 있고 태양은 반대편에 있기 때문에, 화성이 하늘 높이 떠 있을 때는 태양이 정확히 지구 바로 아래에 있습니다. 다시 말해, 그때가 바로 행성이 지평선 위로 가장 높이 떠오르는 시간입니다. 그러나 화성의 일부 대역위 현상들은 다른 것들보다 훨씬 유리한 경우도 있습니다. 이 점은 화성과 지구의 궤도를 정확한 비율로 그린 그림 48에서 명확하게 나타납니다. 지구의 궤도는 거의 원형에 가까운 반면, 화성의 궤도는 상당한 이심률을 가지고 있습니다. 실제로 수성의 궤도를 제외하면, 화성의 궤도는 우리 태양계의 큰 행성들 중에서 가장 큰 이심률을 보입니다.

망원경을 이용한 관측을 위한 화성의 대역일 시기는 상황에 따라 크게 달라집니다. 가장 적합한 대역일은 8월 26일 근처에 발생하는 경우입니다. 반대로 가장 부적절한 대역일은 2월 22일 근처에 발생하는 경우로, 이때 행성과 지구 사이의 거리는 전자의 거리의 거의 두 배에 달합니다. 최고 수준의 관측에 적합했던 마지막 대역일은 1877년에 있었습니다. 당시 화성은 매우 눈부신 천체였으며, 그에 걸맞은 많은 주목을 받았습니다. 적합한 대역일들은 다소 불규칙한 간격으로 찾아오는데, 마지막으로는 1892년에 있었으며 다음 대역일은 1909년에 올 것입니다.

화성의 겉보기 운동은 결코 단순하지 않습니다. 이러한 운동의 원리를 알아내려고 처음으로 시도했던 초기 천문학자들이 얼마나 곤란해했을지 상상할 수 있습니다. 화성은 매우 밝고 눈에 잘 띄는 천체로, 천문학자들의 관심을 끌었습니다. 그들은 주의 깊게 관찰하여 화성이 자신들이 잘 아는 별자리들 사이에서 어떻게 위치해 있는지 살펴보았습니다. 며칠 후 다시 같은 천체를 관찰해 보았지만, 과연 정확히 같은 위치에 있을까요? 그들은 그렇지 않다고 생각했습니다. 그래서 이전보다 더욱 세심하게 화성의 위치를 기록했습니다. 그리고 며칠 뒤 다시 관측을 반복했습니다. 이제 더 이상 의심의 여지가 없었습니다. 화성은 분명히 자신의 위치를 바꾼 것입니다. 진정한 유랑자였죠.

밤마다 초기 천문학자들은 자신의 자리에서 화성의 변화를 기록했습니다. 화성이 처음보다 훨씬 빠르게 움직이고 있다는 것을 알게 되었습니다. 과연 화성은 하늘을 한 바퀴 돌고 말 것인가? 천문학자들은 이 추측이 맞는지 확인하기 위해 계속해서 화성을 관찰하기로 했습니다. 밤마다 관측을 반복하던 중, 결국 화성의 움직임이 처음보다 그다지 빠르지 않다는 것을 깨닫기 시작했습니다. 몇 밤이 더 지나자 그들은 화성의 움직임이 점점 느려진다는 사실을 확신하게 되었습니다. 또 몇 밤이 지나자 그들은 화성의 움직임이 완전히 멈출지도 모른다고 추측하기 시작했습니다. 얼마 지나지 않아 실제로 화성의 움직임은 멈추었고, 마치 정지해 있는 것처럼 보였습니다. 하지만 과연 화성은 영원히 그 자리에 머물러 있을까요? 그 긴 여정은 이미 끝난 것일까요?

많은 밤 동안 이런 현상이 계속되었지만, 결국 천문학자들은 그 행성이 역방향으로 움직이기 시작했을 것이라고 추측하게 되었습니다. 몇 밤이 더 지나자 이 사실은 의심의 여지 없이 확인되었으며, 화성의 직진 운동과 역행 운동에 관한 놀라운 발견이 이루어진 것입니다.

화성은 하늘을 도는 대부분의 경로에서 서쪽에서 동쪽으로 꾸준히 움직이는 것처럼 보입니다. 하지만 실제로는 달이 움직일 때나 태양이 움직일 때와 마찬가지로 역방향으로도 움직입니다. 원시적인 관측자들에게 수수께끼와 같은 그 복잡한 움직임들은 화성의 궤도 중 비교적 짧은 구간에서만 나타납니다. 옆의 그림(그림 49)에서는 1877년에 화성이 보여준 실제 궤적을 보여주고 있습니다. 이 그림은 이상한 현상이 나타나는 궤도의 일부만을 보여줄 뿐, 궤도의 나머지 부분은 일정한 속도로는 아니지만 방향은 변하지 않은 채 계속됩니다.

화성의 겉보기 운동이 가지는 이러한 복잡성은 언뜻 보기에는 행성의 운동에 대한 단순하고 기본적인 설명을 받아들이는 데 장애가 되는 것처럼 보인다. 만약 화성의 운동이 순수한 타원형이라면, 어떻게 그토록 특이한 움직임을 보일 수 있겠는가? 그 해답은 우리가 서 있는 지구 자체도 움직이고 있다는 사실에 있다. 설령 화성이 정지해 있다 하더라도, 지구가 움직이기 때문에 화성도 움직이는 것처럼 보이는 것이다. 따라서 화성의 겉보기 운동은 실제 운동과 결합되어 있다. 이러한 상황은 기하학자들에게는 문제가 되지 않는다. 그들은 행성의 실제 운동을 겉보기 운동과 구분하여 화성이 보여주는 복잡한 움직임들을 완전히 설명할 수 있다. 만약 우리가 끊임없이 움직이는 지구라는 관점에서 벗어나 고정된 관점으로 바라본다면, 화성의 궤도 형태가 타원형이며 케플러가 이 행성을 관측함으로써 발견한 법칙들에 따라 태양 주위를 돈다는 것을 알 수 있을 것이다.

화성이 태양 주위를 한 바퀴 도는 데는 687일이 걸리며, 태양으로부터의 평균 거리는 141,500,000마일이다. 가장 유리한 조건에서는, 화성이 지구와 마주보는 시기에 지구까지의 거리가 약 35,500,000마일 이내로 가까워질 수 있다. 지구의 측정 기준으로 보면 이는 엄청난 거리처럼 보이지만, 실제로는 금성이 가장 가까울 때의 거리보다 조금 더 큰 정도이며, 지구와 태양 사이의 거리에 비하면 훨씬 작다.

우리는 케플러의 법칙들을 통해 태양계의 형태가 어떻게 알려지는지, 그리고 어떤 부분의 직접적인 측정이 이루어지면 태양계 전체와 그 각 부분의 절대적인 크기를 어떻게 알 수 있는지 설명했다. 화성이 지구에 가까이 다가오는 것은 그 거리를 측정할 수 있는 좋은 기회를 제공하며, 이를 통해 금성의 일면통과를 통해 연구된 것과 같은 문제를 다른 방식으로 해결할 수 있다. 이처럼 우리는 두 번째로 태양의 거리와 행성들의 거리, 그리고 태양계에 관한 여러 수치적 사실들을 알게 된다.

1877년 화성이 반대 방향에 있던 때, 이 정교한 방법을 천체 측정 문제를 해결하는 데 적용하려는 시도가 성공적으로 이루어졌습니다. 이 방법이 처음 제안되거나 실제로 시도된 것은 아니었습니다. 하지만 1877년의 관측들은 매우 뛰어난 기술과 세심한 주의를 기울여 수행되었기 때문에 천문학에 중요한 기여를 했습니다. 현재 케이프타운에서 여왕 폐하의 천문학자로 재직 중인 데이비드 길 박사는 1877년 화성의 시차를 관측하기 위해 어센션섬으로 여행을 떠났습니다. 당시 화성은 지구에 매우 가까이 다가와 이 방법을 적용하기에 훌륭한 기회를 제공했습니다. 길 박사는 귀중한 측정 데이터들을 얻는 데 성공했으며, 그 데이터를 바탕으로 금성 일면통과법보다도 더 높은 정확도로 태양까지의 거리를 계산해냈습니다.

태양까지의 거리를 알아내는 또 다른 방법도 있습니다. 이 방법은 다소 복잡하지만, 수학적 천문학의 가장 고차원적인 연구와 관련이 있어 흥미롭습니다. 이 방법은 뉴턴의 역학 이론에서 예고되었으며, 르 베리에에 의해 완성되었습니다. 이 방법은 중력의 위대한 법칙에 기반을 두고 있으며, 현대 천문학의 놀라운 발견들과도 밀접한 관련이 있습니다.

언뜻 보기에는 전혀 상관없어 보이는 두 양 사이에는 특정한 관계가 있습니다. 이 두 양이란 바로 지구의 질량과 태양까지의 거리입니다. 태양까지의 거리는 특정한 비율을 가지는데, 이 비율은 지구 표면의 중력 강도, 지구의 크기, 1년의 길이를 알면 계산할 수 있습니다. 이 비율은 태양 질량의 세제곱근과 지구 질량의 세제곱근의 비율과 같습니다. 이 결과에는 오차가 없으며, 그 결과도 명백합니다. 만약 지구의 질량을 태양과 비교하여 측정할 수 있다면, 태양까지의 거리를 즉시 알아낼 수 있습니다. 그렇다면 우리는 이 거대한 지구를 어떻게 저울에 올릴 수 있을까요? 이것이 바로 문제입니다.

르 베리에는 그 해법을 우리에게 보여주었는데, 그는 화성의 힘을 이용하는 방식으로 그것을 해냈습니다.

만약 화성이 태양 주위를 공전할 때 오직 태양의 인력에만 의해 움직인다면, 잘 알려진 행성 운동의 법칙에 따라 영원히 같은 타원 궤도를 따를 것입니다. 100년이 지나거나 심지어 수백 년이 지나더라도 그 타원의 모양, 크기, 위치는 변하지 않을 것입니다. 다행히도 우리의 목적상, 지구가 화성의 궤도에 영향을 미칩니다. 지구의 질량은 태양의 질량에 비해 훨씬 작지만, 그래도 화성에 상당한 인력을 가할 만큼 충분히 큽니다. 따라서 화성이 그리는 타원도 일정하지 않습니다. 그 타원의 모양과 위치는 점차 변하므로, 화성의 위치는 어느 정도 지구의 질량에 따라 달라집니다. 화성이 있는 위치는 관측을 통해 알 수 있으며, 지구가 없었다면 화성이 있었을 위치는 계산을 통해 알 수 있습니다. 두 위치의 차이는 지구의 인력 때문이며, 이 값을 측정하면 지구의 질량을 알아낼 수 있습니다. 이러한 위치 변화의 정도는 세기마다 커지지만, 그 증가율이 작기 때문에 정확한 측정을 위해서는 고대의 관측 자료도 필요합니다.

2세기 전에 일어난 놀라운 사건 덕분에, 당시 화성의 위치를 매우 정확하게 파악할 수 있었습니다. 1672년 10월 1일, 세 명의 독립적인 관측자들이 물병자리에 있는 한 별이 화성에 가려지는 현상을 목격했습니다. 그 별의 위치는 정확하게 알려져 있으므로, 우리는 해당 날짜에 화성이 하늘에서 차지했던 정확한 위치를 알 수 있습니다. 이 결과와 현대의 자오선 관측 자료를 결합하면, 2세기 동안 지구의 인력으로 인한 화성의 위치 변화가 약 5분각(294초)에 달한다는 것을 알 수 있습니다. 이 값은 1초 이상의 오차가 있을 수 없다고 여겨지므로, 지구의 질량은 그 값의 약 300분의 1로 추정됩니다. 만약…

다른 오류들도 존재했기 때문에, 이 방법을 사용하면 태양까지의 거리가 약 900분의 1 정도로 계산될 뿐입니다.

그림 50 — 화성과 지구의 상대적 크기.

이 방법이 가진 본질적인 아름다움과 매우 유망한 출발점에도 불구하고, 우리 생각에는 현재로서는 다른 몇 가지 방법들에 비해 신뢰할 만하지 않습니다. 지구의 영향으로 인해 화성의 위치 변화는 계속해서 증가할 것이며, 결국에는 지구의 질량을 매우 정확하게 측정할 수 있을 만큼 충분한 크기에 도달할 것입니다. 그때가 되면 이 방법을 통해 태양까지의 거리를 매우 정밀하게 측정할 수 있을 것입니다. 하지만 이 방법이 아무리 흥미롭고 아름답다 할지라도, 우리는 여전히 이를 태양까지의 거리를 정확하게 측정하는 수단으로 보기보다는 중력 법칙을 뒷받침하는 근거로 간주해야 합니다.

그림 51.—화성의 모습 (1894년 7월 30일).

그림 54.—화성의 남극 지역 (1894년 7월 1일).

화성이 지구에 가까이 접근할 때면, 우리는 망원경을 이용해 그 표면을 자세히 관찰할 수 있는 기회를 얻습니다. 하지만 화성의 세부 사항들을 지구의 경우와 같은 높은 정밀도로 관찰할 수 있을 것으로 기대해서는 안 됩니다.

달에 있는 것들 말이다.
아무리 유리한 조건에서라도 화성은 달보다 100배 이상 더 멀리 떨어져 있기 때문에, 달의 지형들처럼 선명하게 보이려면 화성의 지형들도 적어도 100배는 더 커야 한다.
화성은 지구보다 훨씬 작다. 화성의 직경은 4,200마일이지만, 이는 지구 직경의 절반도 채 되지 않는다. 그림 50은 두 행성의 크기를 비교한 것이다. 여기서는 A.T. 플래그스태프에 위치한 로웰 천문대의 윌리엄 H. 피커링 교수가 그린 화성에 관한 뛰어난 그림 두 점을 소개한다. 그림 51은 1894년 7월 30일에, 그림 52는 1894년 8월 16일에 그려진 것이다.

1894년 7월 1일, 로웰 천문대의 윌리엄 H. 피커링 교수가 관측한 화성의 남극 지역은 그림 54에 나와 있다.[17] 극지방에 있는 그 검은 점이 눈에 띈다. 그림 53에는 1894년 8월 24일에 같은 전문가가 가능한 한 정확하게 비율에 맞춰 그린 화성의 ‘분계선’ 위에 있는 여러 현저한 융기와 함몰 지형들이 나와 있다.

화성을 관측해보면, 달과 달리 항상 같은 면을 관측자 쪽으로 드러내지는 않는다는 것을 알 수 있다. 화성

화성도 지구와 똑같은 방식으로 자전축을 중심으로 회전합니다. 화성이 한 바퀴 완전히 회전하는 데 걸리는 시간이 지구의 그것보다 단지 30분 정도 더 길다는 사실은 상당히 놀라운 일입니다. 정확한 회전 주기는 24시간 37분 22-3/4초입니다. 따라서 화성의 모습은 시간마다 변화합니다. 서쪽 부분은 점차 보이지 않게 되고, 동쪽 부분은 점차 두드러지게 나타납니다. 12시간이 지나면 화성의 모습은 완전히 바뀝니다. 이러한 변화들과 함께 발생하는 축소 효과로 인해 화성 위의 지형들을 지도상의 지형들과 대조하기가 종종 어렵습니다. 솔직히 말해서, 지도들은 달의 지도에 비해 정확도와 신뢰성에서 부족합니다. 하지만 화성의 주요 지형들은 이미 명확하게 파악되어 있으며, 일부 천문학자들은 그곳에 있는 주요 지형들에 이름까지 붙였습니다.

화성 표면의 특징들은 두 가지 유형으로 나뉩니다. 일부는 녹색에 가까운 철회색을 띠는 반면, 다른 일부는 대체로 짙은 노란색이나 주황색을 띠며, 때로는 흰색에 가까운 색을 보이기도 합니다. 전자는 보통 바다를 나타내는 것으로 여겨지고, 후자는 대륙을 나타내는 것으로 여겨집니다.

붉은 행성인 화성의 지형들에 대한 그림들이 많이 있습니다. 화성에 관한 그림들은 수많이 존재하는데, 가장 오래된 것은 17세기 중반에 그려진 것입니다. 이러한 초기의 스케치들은 매우 조악하여 지형을 파악하는 데 큰 도움이 되지는 않지만, 현대의 그림들과 비교함으로써 화성의 자전 주기를 알아내는 데는 매우 유용하게 사용되었습니다.

초기의 관측자들은 이미 화성의 양극에 각각 흰색 반점이 있다는 것을 알아차렸습니다. 하지만 이러한 특이한 극지방의 모습에 대해 체계적으로 연구한 사람은 윌리엄 허셜이었습니다. 이 위대한 천문학자는 매우 흥미로운 발견을 했습니다. 그는 화성의 극지방의 크기와 선명도가 그곳이 위치한 반구의 계절에 따라 달라진다는 것을 발견했습니다. 화성의 동지 후 3개월에서 6개월 사이에는 극지방의 크기가 최대가 되고, 그 후 하지 후 3개월에서 6개월 사이에는 다시 가장 작아집니다. 이는 우리 지구의 극지방을 둘러싼 눈과 얼음의 변화와 매우 유사합니다. 최근까지도 화성의 흰색 극지방들도 비슷한 구조를 가지고 있다는 데에는 거의 의심의 여지가 없었습니다.

화성이 태양 주위를 공전하는 주기는 365일이 아닌 687일이므로, 당연히 화성의 계절도 지구의 계절보다 훨씬 길습니다. 화성의 북반구에서는 여름이 최소 381일간 지속되며, 겨울은 306일간 지속됩니다. 양쪽 반구 모두에서 긴 겨울 동안 흰색 극지방의 크기는 45°에서 50°까지 커지지만, 긴 여름 동안에는 직경이 4°나 5° 정도로 줄어듭니다. 흥미로운 점은 남극에 있는 흰색 지역이 극점과 동심원 형태가 아니라 한쪽으로 치우쳐 있어서, 화성의 남극은 일년에 한 번은 얼음이나 눈이 전혀 없는 것처럼 보인다는 것입니다.

19세기 동안 화성에 대한 많은 귀중한 관측들이 이루어졌지만, 실제로 체계적인 연구는 매우 유리한 상황이 될 때에야 비로소 시작되었습니다.

1877년, 화성 표면에 대한 연구는 엄청난 진전을 이루었으며, 이는 현대 천문학의 가장 두드러진 특징 중 하나입니다. 1877년에 화성의 귀중한 그림들을 그려낸 관측자들 중에는 왕립천문학회에 자신의 훌륭한 그림들을 발표한 그린 씨와, 이 행성에 대한 우리의 지식을 거의 혁신적으로 바꿔놓은 밀라노 출신의 스키아파렐리 교수가 있습니다. 스키아파렐리는 직경이 8인치에 불과한 망원경만을 사용했지만, 이탈리아의 맑은 하늘 덕분에 화성 표면의 밝은 부분에서 수많은 길고 좁은 선들을 발견할 수 있었습니다. 그는 이 선들을 ‘운하’라고 명명했는데, 이는 그 선들이 소위 ‘바다’에서 시작하여 추정되는 대륙들을 가로질러 상당한 거리까지 이어져 있었기 때문입니다. 때로는 그 거리가 수천 마일에 달하기도 했습니다.

이 운하들은 서로 다른 ‘바다’들을 연결하는 일종의 네트워크를 형성하는 것처럼 보였습니다. 스키아파렐리 이전에도 도우스 등이 그린 그림들 중에는 이러한 운하들이 실제로 나타나 있었습니다. 하지만 이 좁은 선들이 엄청난 양으로 존재하여 화성의 뚜렷한 특징을 이룬다는 사실을 알아차린 것은 바로 이 위대한 이탈리아 천문학자였습니다. 이러한 놀라운 특징들 중 일부는 1894년 로웰 천문대의 윌리엄 H. 피커링 교수가 그린 그림들을 복사한 그림 51과 52에 나와 있습니다.

스키아파렐리가 처음으로 이 수많은 운하들을 발견했다고 발표했을 때 천문학자들은 크게 놀랐지만, 1882년에 그가 대부분의 운하들이 두 개로 나뉘어 있다고 발표했을 때의 놀라움은 그보다 더 컸을 것입니다. 1881년 12월부터 1882년 2월까지 약 30개의 운하들이 두 개로 나뉜 것으로 보입니다. 그중 19개는 기존에 있던 운하 근처에 평행한 선들이 생긴 경우였습니다. 나머지 운하들은 그 존재가 그다지 확실하지 않았거나, 두 선이 완전히 평행하지 않은 경우였습니다. 1881년부터 1882년까지의 관측 결과를 바탕으로 스키아파렐리가 만든 화성 지도의 사본은 그림 XVIII에 나와 있습니다. 이 지도를 통해 그 특징들이 명확하게 드러납니다.

이러한 이상한 형태의 이중 운하들은, 우리가 알고 있는 다른 행성들의 지형과는 전혀 다릅니다.

제18판: 1881–82년에 스키아파렐리가 그린 화성 지도.

스키아파렐리와 다른 몇몇 천문학자들의 후속 관측 결과에 따르면, 이러한 운하가 중복되는 현상은 주기적으로 일어나는 것으로 보입니다. 이 현상은 화성이 춘분점이나 추분점을 지날 때 발생합니다. 두 평행선 중 하나는 종종 기존 운하의 경로 위에 가능한 한 정확하게 겹쳐집니다. 하지만 때로는 두 선이 기존 운하의 반대쪽에 위치하며, 완전히 새로운 지역에 있기도 합니다. 두 선 사이의 거리는 최대 약 360마일에서부터, 우리의 대형 망원경으로도 구분할 수 있는 최소 거리인 30마일 미만까지 다양합니다. 이러한 놀라운 운하들의 너비는 가시 범위의 한계까지, 예를 들어 60마일 이상에 이를 수도 있습니다.

운하가 중복되는 현상은 아마도 화성이 우리에게 제시하는 가장 해결하기 어려운 문제일 것입니다. 설령 운하들이 극지방의 녹은 눈이 적도 지역으로 흘러가는 통로라고 가정한다 해도, 왜 중복된 운하들이 생겨나는지는 쉽게 설명될 수 없습니다. 특히 원래의 운하가…인 경우에는 더욱 그렇습니다.

그 수로는 사라진 것처럼 보이며, 그 자리를 각각 영국 해협의 너비와 비슷한 두 개의 새로운 수로가 대신하고 있습니다. 이러한 현상은 단순한 시각적 착시에 불과하다는 설명이 여러 번 제시된 바 있지만, 결정적인 증거는 없습니다. 아마도 우리는 당분간 이 문제의 해답을 그대로 두고, 현재 이 행성에 집중되고 있는 엄청난 관심이 언젠가는 이 수수께끼를 풀어줄 것이라고 기대하는 수밖에 없을 것입니다.

일반적으로 이 행성 표면의 특징들은 영구적인 성격을 가지고 있기 때문에, 100년 전에 그려진 그림과 최근에 그려진 그림을 비교해보면 동일한 특징들을 확인할 수 있습니다. 하지만 이러한 영구성은 달의 경우만큼 절대적인 것은 아닙니다. 이미 살펴본 수로들 외에도 화성 표면의 다른 많은 부분들도 시간이 지남에 따라 모양이 변합니다. 특히 ‘바다’라고 부르는 어두운 반점들의 경우, 그 윤곽선이 명확하게 변화하는 경우가 많습니다. 또한 행성의 일부 지역에서는 색상의 변화도 자주 관찰됩니다. 이러한 변화 중 일부는 우리 지구의 대기가 행성의 모습에 미치는 영향 때문일 수도 있지만, 모든 것을 그렇게 설명할 수는 없습니다. 분명히 일부 현상들은 화성 표면에서 실제로 일어난 변화 때문일 것입니다.

이러한 변화의 예로, 스키아파렐리가 ‘시르티스 마요르’라고 명명한 그 유명한 지형의 북서쪽 부분을 들 수 있습니다. 이 지역은 회색, 녹색, 파란색, 갈색, 심지어 보라색으로도 기록된 바 있습니다. 북반구의 가을추분 무렵에 이 지역이 행성의 중앙에 위치할 때는 동쪽 부분이 서쪽 부분보다 훨씬 더 녹색을 띱니다. 계절이 진행됨에 따라 이 특유의 색깔은 점점 옅어지고, 결국 시르티스의 가장자리에서만 녹색빛이 보이게 됩니다. 화성의 대기는 보통 매우 투명하기 때문에, 우리는 장애물 없이 행성 표면을 자세히 관찰할 수 있습니다.

구름들이다. 하지만 이러한 구름들이 항상 존재하지는 않는다. 지표면을 바라보는 우리의 시야가 가끔 가려지는데, 이는 화성 대기 중의 구름이나 안개가 그 원인임이 분명하다.

화성 표면의 물리적 구조에 대한 정보를 얻고자 한다면, 우선적으로 고려해야 할 것이 바로 이 행성의 대기 성질이다. 이 경우 분광학적 관측은 그다지 도움이 되지 않는다. 물론, 이 행성에는 자체적인 빛이 없으며, 오직 태양광을 반사하여 빛을 발한다는 것은 알고 있다. 태양을 향한 반구는 밝고, 태양에서 멀어진 반구는 어둡다. 따라서 달의 스펙트럼과 마찬가지로, 화성의 스펙트럼도 태양 스펙트럼의 정확한 복제본이어야 한다. 다만, 태양광이 화성 대기를 두 번 통과하는 과정에서 흡수되어 추가적인 어두운 선들이 생길 수도 있다. 초기의 일부 관측자들은 수증기로 인해 그러한 선들이 나타난다고 생각했다. 하지만 리크 천문대의 캠벨 씨와 앨러게니 천문대의 킬러 교수는 그러한 선들의 존재를 부정했다. 그들은 뛰어난 장비와 기후 조건을 활용하여 화성과 달의 스펙트럼 사이에 아무런 차이도 발견할 수 없었다. 만약 화성에 상당히 큰 규모의 대기가 있다면, 특히 행성의 가장자리 부분에서 그 흡수 효과가 두드러져야 하지만, 캠벨 씨의 관측 결과에는 그러한 증가된 흡수 현상이 나타나지 않았다. 따라서 화성에는 광범위한 대기가 존재할 수 없으며, 이 결론은 여러 다른 방법들을 통해서도 확인된다.

우리가 이 행성의 표면을 명확하게 볼 수 있다는 사실은, 화성의 대기가 우리 지구의 대기에 비해 매우 얇다는 것을 보여준다. 좋은 망원경을 가진 화성의 관측자는 지구 표면의 특징들을 거의 구분할 수 없을 것이다. 이는 태양광이 우리 지구의 대기를 두 번 통과하는 과정에서 강하게 흡수되기 때문일 뿐만 아니라, 같은 대기로 인해 빛이 심하게 퍼져나가기 때문이기도 하다.

또한 말할 필요도 없이, 지구 위에 떠 있는 엄청난 양의 구름들은 화성 관측자의 시선으로부터 우리 행성의 여러 부분을 완전히 가려버릴 것입니다. 하지만 앞서 언급했듯이 화성의 일부가 때때로 흐릿하게 보이기는 하지만, 화성의 구름은 매우 옅다는 점을 인정해야 합니다. 만약 극지방의 빙관들이 눈으로 이루어져 있다면, 그것들이 녹으면서 구름을 만들어내어 극지방을 우리의 시선에서 어느 정도 가릴 것으로 예상됩니다. 하지만 그런 현상은 한 번도 관측된 적이 없습니다.

화성에 물이 존재하는지에 대해서는 매우 심각한 의문이 제기되고 있습니다. 물론 우리는 종종 어두운 부분들을 “바다”라고, 밝은 부분들을 “대륙”이라고 불러왔습니다. 이러한 표현이 적절하다는 것은 오랫동안 천문학자들의 견해였습니다. 하지만 몇 년 전 리크 천문대의 셰이벌레 씨는 정반대의 결론에 도달했습니다. 그는 어두운 부분들이 대륙이며, 밝은 부분들이 물이나 다른 액체로 이루어진 바다라고 주장했습니다. 그는 어두운 부분들의 불규칙한 그림자를 지적했는데, 이는 물의 구형 표면에서 반사된 빛이라는 개념과는 맞지 않으며, 특히 원반의 중앙 부분에서는 명암 대비가 가장 선명합니다.

또한 어두운 지역들을 가로지르는 훨씬 더 어두운 줄무늬들이 자주 나타나는데, 이러한 줄무늬들은 거의 직선 형태로 수백 마일에 걸쳐 이어집니다. 반면 밝은 지역에 있는 소위 ‘운하’들은 종종 이러한 줄무늬들의 연장선으로 보입니다. 따라서 셰이벌레 씨는 이러한 운하들이 바다와 육지 위에 뻗어 있는 산맥의 연속선일 수 있다고 제안했습니다. 고인이 된 필립스 교수와 H.D. 테일러 씨는 화성의 열대 지역에 호수나 바다가 있다면, 태양빛이 그곳에서 직접 반사되어 밝은 별 모양의 점이 생기게 되어 분명히 관측될 것이라고 지적했습니다. 설령 물이 약간만 흔들려도 이런 식으로 그 존재가 드러날 텐데, 그런 현상은 한 번도 기록된 적이 없습니다.

화성에 생명체가 존재할 가능성에 대해서도 몇 마디 덧붙일 수 있습니다. 만약 화성에 물이 존재한다는 것을 확신할 수 있다면, 그때는…

기본적인 조건들은 충족될 것이며, 비록 화성의 대기가 성분이나 밀도 면에서 지구의 대기와 거의 유사점이 없다 하더라도 생명체가 존재할 가능성은 여전히 있습니다. 설령 인간이 자신의 몸에 적합한 영양분과 호흡에 적합한 공기를 찾을 수 있다고 가정하더라도, 그가 실제로 살아갈 수 있을지는 매우 의문스럽습니다. 화성의 크기와 질량이 지구에 비해 작기 때문에, 이 행성의 중력 강도는 지구 표면의 중력과는 다를 것입니다. 우리는 이미 달의 약한 중력에 대해 언급했으며, 화성의 경우에도 마찬가지로 약한 중력이 작용할 것입니다. 지구에서 2파운드의 무게를 가진 물체는 화성 표면에서는 1파운드보다도 적은 무게가 될 것입니다. 지구에서 56파운드의 무게를 들어올리는 데 필요한 힘과 거의 같은 힘이 화성에서는 2개의 비슷한 무게를 들어올리는 데 필요할 것입니다.

지구에는 달이 하나 있습니다. 목성에는 네 개의 뚜렷한 위성들이 있습니다. 화성은 지구와 목성의 궤도 사이를 공전하는 행성입니다. 화성도 지구와 목성과 같은 종류의 행성입니다. 세 행성 모두 같은 태양의 주관을 받으며, 같은 체계의 일부를 이룹니다. 하지만 지구에는 달이 하나 있고 목성에는 네 개의 달이 있는데, 왜 화성에는 달이 없어야 할까요? 물론 화성은 지구보다도 작고, 목성에 비하면 훨씬 더 작은 행성입니다. 화성에 큰 달들이 있을 것으로 기대할 수는 없지만, 왜 이웃 행성들과 달리 달이 전혀 없어야 할까요? 천문학자들도 이렇게 추론했지만, 현대에 이르기까지 화성의 위성은 발견되지 않았습니다. 수세기 동안 이 행성은 이 목적을 위해 꾸준히 연구되었으며, 실패가 반복되면서 결국 이러한 추론의 연쇄가 끊어졌다는 결론이 나오는 듯했습니다. 달이 없는 화성은 금성 외의 모든 큰 행성들에는 반드시 위성들이 따른다는 규칙의 예외로 여겨졌습니다. 이미 여러 번 시도되었지만 항상 실망만을 안겨준 연구를 다시 시작하는 것은 거의 희망이 없어 보였습니다. 하지만 다행히도 현세대는 완벽한 장비를 갖추고 또 한 번의 연구가 이루어지는 것을 목격했습니다.

완벽한 기술력 덕분에 이번 시도는 마땅히 얻어야 할 성공을 거두었으며, 그 결과로 화성의 두 개의 위성이 발견되는 기억에 남는 성과가 있었습니다.
이 발견은 워싱턴 천문대의 저명한 천문학자인 아사프 홀 교수에 의해 이루어졌습니다. 홀 교수는 ‘위대한 워싱턴 반사망원경’이라 불리는, 엄청난 크기와 뛰어난 제작 기술을 자랑하는 망원경을 사용했습니다. 이 망원경은 알반 클라크 앤 선즈라는 유명한 회사에서 만들어진 것으로, 그곳에서 수많은 대형 망원경들이 제작되었습니다. 그 웅장한 크기만으로도 같은 연구를 위해 만들어진 다른 어떤 망원경보다도 우수했습니다. 망원경의 렌즈 직경은 26인치에 달했으며, 그 크기만큼이나 뛰어난 해상도도 주목할 만했습니다. 하지만 홀 교수의 뛰어난 기술력과 그의 망원경의 강력한 관측 능력조차도 평소에는 화성의 위성들을 발견할 수 없었을 것입니다. 그래서 1877년에 일어난 화성의 특별한 위치 변화를 활용했던 것입니다. 이미 설명했듯이, 그 해에 화성은 지구에 비정상적으로 가까이 다가왔습니다.
만약 화성에 우리 달 크기의 100분의 1 정도 되는 위성이 있었다면, 오래 전에 이미 발견되었을 것입니다. 따라서 홀 교수는 만약 위성이 있다면 그것들은 극히 작은 천체일 것이라고 생각하고, 치열하고 세심한 탐색을 준비했습니다. 모든 상황이 유리했습니다. 화성은 지구에 가능한 한 가까이 있었을 뿐만 아니라, 워싱턴에 있는 그 거대한 망원경도 당시 가장 강력한 반사망원경이었습니다. 게다가 워싱턴의 지형 덕분에 천문대에서 화성을 높은 곳에서 볼 수 있었습니다. 1877년, 영국 학회가 플리머스에서 회의를 열고 있을 때, 대서양을 가로질러 전보가 날아왔습니다. 홀 교수의 노력은 뛰어난 성공으로 보답받았습니다. 그는 하나의 위성만 발견하기를 바랐습니다. 하나라도 발견된다면 전 세계 과학계가 주목할 일이었겠지만, 운명은 홀 교수에게 유리하게 작용했습니다. 그는 먼저 하나의 위성을 발견했고, 그 다음에는 두 번째 위성도 발견했습니다. 그리고 이 위성들과 관련하여 태양계에서 유일무이한 사실도 발견했습니다.

위성들 중 바깥쪽에 있는 데이모스는 30시간 17분 54초의 주기로 행성 주위를 공전합니다. 반면, 안쪽에 있는 포보스는 전 세계의 천문학자들이 가장 큰 관심을 기울이는 위성입니다. 화성은 자전 주기가 약 24시간으로, 우리 지구의 하루와 거의 같습니다. 화성의 안쪽 위성은 7시간 39분 14초 만에 한 바퀴 공전합니다. 사실, 화성이 한 바퀴 자전하는 동안 포보스는 세 번이나 화성 주위를 공전합니다. 이러한 현상은 태양계에서는 유례가 없으며, 우리가 아는 한 우주 전체에서도 유일무이합니다. 지구의 경우, 달이 한 바퀴 공전할 때 지구는 27번 회전합니다. 목성과 토성의 경우에도 어느 정도 마찬가지입니다. 태양과 행성들로 이루어진 거대한 체계에서는, 가장 빠르게 움직이는 행성이 한 바퀴 공전할 때마다 태양도 여러 번 자전합니다. 위성이 모항성의 자전 속도보다 더 빠르게 공전하는 경우는 다른 곳에서는 알려져 있지 않습니다. 하지만 화성 위성의 이러한 비정상적인 움직임에 대해서는 설명이 있습니다. 이 주제는 현대 천문학의 중요한 부분과 관련이 있으므로, 나중에 다시 다루겠습니다.

위성들의 크기가 너무 작아서 직접 그 직경을 측정할 수는 없지만, 그 밝기를 관측함으로써 그 직경이 20~30마일을 넘지 않으며, 오히려 그보다 더 작을 가능성이 있다는 것을 알 수 있습니다. 빠른 공전 속도 때문에, 이 두 위성은 화성 위의 관측자에게 특별한 현상을 보여줄 것입니다. 포보스는 서쪽에서 떠오르어 하늘을 가로질러 동쪽에서 지는데, 이 과정에 약 5시간 반 정도가 걸립니다. 반면 데이모스는 동쪽에서 떠오른 후 이틀 이상 지평선 위에 머뭅니다.

위성들은 모항성의 적도 바로 위를 따라 공전하기 때문에, 하나는 지표면에서 4,000마일 미만, 다른 하나는 약 14,500마일 미만의 높이에 있습니다. 따라서 화성의 극지방에서는 결코 이 위성들을 볼 수 없습니다. 실제로 포보스를 보려면 관측자의 위도가 68-3⁄4°를 넘어서는 안 됩니다. 그렇지 않으면 위성이 모항성에 가려져 보이지 않을 것입니다.

영국 제도에 사는 우리가 적도 상공 수백 마일 떨어진 곳에서 지구를 도는 물체를 볼 수 없는 것과 마찬가지로, 화성도 마찬가지입니다.

위성이라는 흥미로운 주제로 넘어가기 전에, 문학적인 측면에서 두 가지 점을 언급해 보겠습니다. 홀 씨는 이 두 위성에 붙일 이름에 대해 고대 문학 전문가들의 의견을 구했습니다. 호메로스의 작품을 참고하여 『일리아드』의 한 구절에서 디모스와 포보스라는 이름이 제시되었습니다. 이 두 인물은 화성의 시종들이었으며, 제 친구인 타이렐 교수는 그들이 등장하는 구절을 다음과 같이 해석했습니다:

“화성이 말하길, ‘공포와 혼란을 불러서 내 말들을 조련하라’고 했으며, 그는 자신의 마구를 반짝이게 했다.”

화성의 위성들과 관련된 흥미로운 사실은 『거리여행기』를 읽어본 사람들이라면 잘 알고 있을 것입니다. 거리의 말에 따르면, 라푸타라는 비행섬에 있던 천문학자들은 예리한 시력과 우수한 망원경을 가지고 있었습니다. 그들은 화성의 두 개의 위성을 발견했는데, 그중 하나는 10시간 주기로, 다른 하나는 21.5시간 주기로 화성 주위를 공전했다고 합니다. 작가는 위성의 개수에 대해 정확하게 추측할 뿐만 아니라, 공전 주기까지도 상당히 정확하게 기술했습니다! 이러한 추측이 어떻게 이루어졌는지는 알 수 없습니다. 몇 년 전이라면 라푸타로의 여행기를 읽는 어떤 천문학자라도 이는 터무니없다고 말했을 것입니다. 화성에 두 개의 위성이 있을 수는 있겠지만, 그중 하나가 10시간 주기로 공전한다는 것은 아무도 믿을 수 없는 주장이었습니다. 하지만 실제 현실은 소설보다도 더 이상했습니다.

이제 우리는 이 아름답고 흥미로운 행성에 대한 설명을 마쳐야 합니다. 더 자세히 살펴보고 싶은 점들이 많지만, 태양계에는 화성보다 크기나 중요성 면에서 더 뛰어난 천체들이 너무 많기 때문에 더 이상 언급할 수 없습니다. 하지만 다음 단계에서는…

일단 우리를 거대 행성들로 안내해 주세요. 화성 밖에는 수많은 천체들이 있습니다. 그것들은 크기는 작지만 매우 흥미로운 존재들입니다. 이러한 천체들 덕분에 다음 장에서는 충분히 다룰 거리가 생길 것입니다.

제11장. 소행성들
우리 태양계의 작은 천체들 – 보데의 법칙 – 행성계의 빈 공간 – 연구 과정 – 피아치의 발견 – 그 작은 천체는 정말 행성이었을까? – 행성이 보이지 않게 되다 – 가우스가 수학적 방법으로 탐색을 시작하다 – 행성이 다시 발견되다 – 추가적인 발견들 – 현재 알려진 소행성의 수 – 탐색해야 할 영역 – 소행성을 찾기 위한 도표의 제작 – 소행성이 어떻게 발견되는가 – 소행성들의 물리적 특성 – 소행성들에 작용하는 중력 – 베를린에서의 계산들 – 소행성들이 어떻게 태양까지의 거리를 알려주는가 – 관측의 정확도 – 소행성들의 수를 어떻게 파악할 수 있는가 – 빅토리아와 사포 – 가장 완벽한 방법.

태양과 달, 지구와 금성, 수성과 화성에 관한 장들에서 우리는 엄청난 크기를 가진 천체들의 특징과 움직임에 대해 논의해왔습니다. 이러한 천체들 중에서 가장 작은 것은 달이지만, 그 역시 한쪽 끝에서 다른 쪽 끝까지 2,000마일이나 됩니다. 소행성에 대해 논의할 때는, 우리 태양계의 거대한 천체들에 비해 훨씬 작은 크기를 가진 천체들이 존재한다는 점을 염두에 두어야 합니다. 의심할 여지 없이 이러한 소행성들의 직경은 몇 마일에 불과한 것도 있고, 매우 큰 것도 있습니다. 만약 이들이 지구 근처에 있다면 분명히 눈에 띄는, 심지어 아름다운 천체들이 될 것입니다. 하지만 너무 멀리 떨어져 있기 때문에, 아무리 강력한 망원경을 사용해도 그다지 뚜렷하게 보이지 않으며, 육안으로는 거의 보이지 않습니다.

234페이지에 있는 여러 행성들의 궤도를 나타낸 도표를 보면, 화성의 궤도와 목성의 궤도 사이에 넓은 공간이 존재합니다. 이 넓은 공간에는 분명히 다른 행성이 존재할 것이라고 추측되었습니다. 우리 태양계의 주요 행성들 간의 상대적 거리를 상당히 정확하게 나타내는 법칙이 발견되면서 이러한 추측은 더욱 강해졌습니다. 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96이라는 숫자들을 보면, 두 번째 숫자를 제외한 모든 숫자는 이전 숫자의 두 배입니다.

그 앞에 오는 숫자입니다. 이제 각 숫자에 4를 더하면 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100이라는 수열이 됩니다. 이 숫자들 중 다섯 번째인 28을 제외하고는 모두 행성들이 태양으로부터 떨어진 거리와 합리적으로 비례합니다. 실제로 각 행성의 거리는 다음과 같습니다: 수성은 3.9, 금성은 7.2, 지구는 10, 화성은 15.2, 목성은 52.9, 토성은 95.4입니다. 보데의 법칙이라고 알려진 이 법칙이 왜 성립해야 하는지에 대한 물리적인 근거는 없지만, 알려진 모든 행성들의 경우에 이 법칙이 매우 정확하게 적용된다는 사실 때문에, 28이 나타내는 거리에서 태양 주위를 공전하는 행성이 있을 가능성도 있다고 생각하게 됩니다.

18세기 말에 이러한 인식이 매우 강했기 때문에, 일부 열정적인 천문학자들은 이 미지의 행성을 찾기 위해 공동으로 노력하기로 결심했습니다. 그 행성이 큰 행성일 가능성은 거의 없어 보였습니다. 만약 그랬다면 오래 전에 발견되었을 테니까요. 만약 그 행성이 실제로 존재한다면, 그 행성과 그 경로상에 흩어져 있는 수많은 별들을 구분할 방법이 필요했습니다.

이 작은 행성을 찾는 노력은 곧 성공으로 이어졌으며, 이로 인해 19세기의 첫날 저녁은 천문학사상 기억에 남는 날이 되었습니다. 최초의 소행성이 발견된 곳은 팔레르모의 맑은 하늘 아래에 위치한 천문대였습니다. 피아치는 이곳에서 그 발견을 이루어냈습니다. 그는 별들 속에서 행성을 구분할 수 있는 효과적인 관측 방법을 개발했습니다. 그는 상황에 따라 50개 정도의 별들을 선택한 뒤, 자신의 측정 장비를 사용하여 그 별들의 위치를 파악했습니다. 다음 날 밤, 혹은 가능한 한 빨리, 그는 같은 장비와 같은 방법으로 그 50개의 별들을 다시 관측했습니다. 이 과정은 2박 이상 반복되었습니다. 관측 결과를 비교해보면, 각 별의 위치가 여러 날에 걸쳐 기록되었으며, 이렇게 해서 전체 데이터가 완성되었습니다. 그는 이러한 관측을 계속할 만큼 충분한 인내심을 가지고 있었습니다.

수많은 그룹들이 있었으며, 마침내 그는 자신의 모든 노력에 상응하는 성공을 거두어 보상을 받았다.

1801년 1월 1일, 피아치는 159번째로 새로운 별들을 관측하기 시작했다. 그날 밤 그는 망원경으로 50개의 별을 관측하고 그 위치들을 정확하게 기록했다. 이 별들 중 처음 12개는 분명히 항성이었으며, 13번째 별도 마찬가지로 황소자리에 있는 8등급의 항성으로 보였다. 이 별의 망원경 관측 결과는 그 이전이나 이후에 관측된 다른 별들과 전혀 다르지 않았다. 다음 날 밤, 피아치는 평소와 같이 그 50개의 별들을 다시 관측했으며, 1월 3일과 4일에도 마찬가지로 관측을 반복했다. 그런 다음 그는 각 별의 위치들을 모아보았다. 그러자 목록의 13번째 별이 나머지 별들이나 그가 이전에 관측했던 다른 모든 별들과는 전혀 다른 천체라는 것이 바로 드러났다. 이 신비로운 별의 네 위치는 모두 달랐으며, 다시 말해 이 별은 움직이고 있었기 때문에 행성이었다.

몇 일간의 관측만으로도, 훗날 ‘세레스’라고 불리게 될 이 작은 천체가 어떻게 태양 주위를 공전하는지, 그리고 화성과 목성의 궤도 사이의 공간을 어떻게 돌아다니는지 알 수 있었다. 이 발견은 엄청난 관심을 불러일으켰으며, 천문학의 발전에 큰 영향을 미쳤다. 우리 태양계의 위대한 행성들도 이제는 훨씬 더 보잘것없는 천체도 태양으로부터 오는 혜택을 받을 수 있다는 사실을 인정해야 했다.

피아치가 추가적인 관측을 몇 차례 더 진행한 후, 그 하늘 부분을 관측할 수 있는 시기가 지나가면서 새로운 행성은 더 이상 보이지 않게 되었다. 몇 달 후면 분명히 다시 어두워진 후에도 같은 하늘 부분이 지평선 위에 나타날 것이고, 별들도 예전처럼 보일 것이다. 하지만 그 행성은 계속 움직일 것이며, 다음 관측 시기가 되면 이미 먼 곳으로 사라져 버릴 것이다.

그 행성과 매우 유사해 보이는 별들이었다. 그렇다면, 행성이 보이지 않는 시기 동안에는 어떻게 그 행성을 추적하여 다시 관측 가능한 거리로 들어왔을 때 식별할 수 있을까?

이러한 어려움은 천문학자들의 관심을 끌었으며, 그들은 피아치의 발견이 잊혀지는 것을 막기 위해 행성의 위치를 파악할 수 있는 방법을 찾으려 했다. 가우스라는 이름의 젊은 독일 수학자는 이 문제를 해결함으로써 자신의 뛰어난 경력을 시작했다. 앞서 설명했듯이, 행성은 태양 주위를 타원궤도로 공전하며, 태양은 그 타원의 한 초점에 위치한다. 행성의 세 번의 위치가 알려져 있다면, 그 행성이 움직이는 타원궤도가 완전히 결정된다는 것을 증명할 수 있다. 피아치는 매번 행성이 있던 위치를 측정해 두었다. 이 정보는 가우스에게도 제공되었으며, 그가 풀어야 할 문제는 다음과 같이 요약될 수 있다. 세 밤 동안의 행성의 위치를 알고 있다면, 추가적인 관측 없이도 몇 달 후 특정 날짜에 행성이 어디에 있을지 알아내는 것이다. 케플러의 법칙에 기반한 수학적 계산을 통해 이 문제를 해결할 수 있었으며, 가우스는 성공적으로 해결했다. 가우스는 천문학자의 망원경이 행성이 보이지 않는 시기에는 그 행성을 감지할 수 없더라도, 수학자의 계산을 통해서는 그 행성을 정확하게 추적할 수 있다는 것을 증명했다. 따라서 계절이 변하여 다시 관측이 가능해지자, 탐색이 재개되었다. 가우스의 계산 결과가 가리키는 지점을 망원경으로 바라보았더니, 그곳에는 작은 세레스가 있었다. 재발견된 이후로 그 행성은 수학적 계산의 영역에 완전히 포함되었으며, 1년 내내 매일 밤 그 행성의 위치를 달이나 우리 태양계의 큰 행성들을 관측할 때 얻을 수 있는 정확도에 가깝게 파악할 수 있게 되었다.

하나의 소행성이 발견된 직후 비슷한 성공들이 이어졌고, 7년 안에 팔라스, 주노, 베스타도 태양계에 추가되었다. 이 모든 천체들의 궤도는 화성과 목성의 궤도 사이에 위치해 있으며, 오랫동안 그랬던 것처럼…

우리의 행성계가 이제 완성되었다고 생각했습니다. 하지만 40년 후 다시 체계적인 연구가 시작되었습니다. 행성들이 점차 목록에 추가되었으며, 발견된 행성의 수도 점점 늘어났습니다. 1897년에는 총 430개 정도의 행성이 발견되었습니다. 이 행성들이 태양계 내에서 어떻게 분포해 있는지는 그림 55에 나와 있습니다. 천문용 망원경의 발전과, 일부 천문학자들이 이 흥미로운 연구에 쏟은 노력 덕분에, 이러한 작은 천체들을 찾기 위한 특별한 관측 방법이 만들어졌습니다.

모든 큰 행성들이 하늘을 가로지르는 궤도는, 태양이 별들 사이를 이동하는 궤도와 거의 일치합니다. 이 궤도를 황도라고 합니다. 당연히 작은 행성들도 마찬가지로 이 황도를 따라 움직인다고 생각할 수 있습니다. 물론 일부 작은 행성들은 태양의 궤도에서 상당히 벗어나기도 하지만, 대부분은 그 궤도 근처에 있습니다. 이러한 사실 덕분에 새로운 행성을 찾는 과정이 훨씬 간단해집니다. 하늘 주변의 특정 영역만 조사하면 되며, 하늘의 다른 부분까지 조사할 필요는 거의 없습니다.

다음 단계는 이 영역에 있는 모든 별들을 포함한 지도를 만드는 것입니다. 이는 매우 힘든 작업입니다. 대형 망원경으로 볼 수 있는 별들의 수가 너무 많아서, 아주 좁은 영역 안에도 수만 개, 혹은 수십만 개의 별들이 존재합니다. 실제로 현재 알려진 많은 소행성들은 극도로 작은 천체들이기 때문에, 매우 강력한 망원경을 사용해야만 볼 수 있습니다. 그리고 이러한 천체들을 발견하기 위해서는 가장 희미한 별들까지도 표시된 지도를 사용해야 합니다. 많은 천문학자들이 이러한 지도를 만드는 데 힘을 보탰습니다. 그중에는 비엔나의 팔리사가 있으며, 그는 자신이 만든 지도를 통해 83개의 소행성을 발견했습니다. 또한 뉴욕 클린턴 출신의 고(故) 피터스 교수도 비슷한 방법으로 49개의 소행성을 발견했습니다.

그림 55 — 화성과 목성 사이의 소행성대.

새로운 행성을 찾으려는 천문학자는 자정에 태양이 지나가는 경로 중 자오선상에 있는 부분을 망원경으로 주시합니다. 성공할 가능성이 있는 곳은 바로 그곳인데, 그곳이야말로 그러한 천체가 그 궤도상의 다른 어느 곳보다도 지구에 더 가까이 있는 곳이기 때문입니다. 그는 자신이 만든 천체도표와 하늘의 별들을 꾸준히 비교하는데, 보통은 하늘의 별들과 천체도표의 별들이 일치하는 것을 확인할 수 있습니다. 하지만 때로는 하늘의 어떤 점이 천체도표에 나타나지 않는 경우도 있습니다. 그는 즉시 주의를 기울여 그 천체를 유심히 관찰하며, 만약 그 천체가 움직인다면…

그것은 행성이다. 하지만 그는 자신이 실제로 새로운 행성을 발견했다고 확신할 수는 없다. 의심할 여지 없이 행성을 발견했지만, 그 행성이 이미 알려진 수많은 행성들 중 하나일 가능성도 있다. 이 점을 확인하기 위해서는 더 깊이 있는, 때로는 매우 힘든 조사가 필요하다. 그는 베를린 연감이나 다른 행성 관련 자료들을 조사하여, 해당 밤에 그 행성이 그 위치에 있었을 가능성이 있는지 확인해야 한다. 만약 이전에 발견된 어떤 천체도 그 자리에 있을 수 없었다는 것을 확인할 수 있다면, 그는 다른 천문학자들에게 태양계의 새로운 구성원을 발견했다고 발표할 수 있다. 중요한 소행성들은 이미 오래 전에 발견된 것으로 보인다. 최근에 새롭게 발견된 것들은 대체로 매우 작은 천체들로, 소형 망원경으로는 관측할 수 없는 것들이다.

1891년 이후로 우리가 방금 설명한 소행성 탐색 방법은 훨씬 더 효과적인 방법에 밀려 거의 사용되지 않게 되었다. 하늘의 지도를 만드는 데 사진술을 활용하는 것이 가능하다는 것이 밝혀졌다. 사진판을 망원경 안에서 특정 하늘 영역에 충분히 오랫동안 노출시켜, 매우 희미한 별들의 모습까지도 기록할 수 있다. 카메라를 움직이는 시계가 지구의 자전 속도와 정확하게 일치하도록 주의해야 하며, 그래야 고정된 별들이 사진판 위에 선명한 점들로 나타난다. 사진판을 현상할 때 어떤 별이 길게 남은 자국을 남겼다면, 그 별은 노출되는 동안(보통 몇 시간 동안) 스스로 움직였다는 뜻이며, 다시 말해 그 별은 행성일 가능성이 높다. 더 확실히 하기 위해 짧은 시간 후에 같은 영역을 다시 촬영한다. 첫 번째 사진판에 남은 자국이 사라지고, 두 번째 사진판에는 처음의 자국과 평행한 새로운 자국이 나타난다면, 그것이 진짜 행성의 증거라는 데 의심의 여지가 없으며, 사진판의 오류나 너무 가까이 위치한 작은 별들 때문에 잘못된 판단을 내린 것이 아니라는 것을 알 수 있다. 하이델베르크의 볼프와 그의 뒤를 이은 니스의 샤를루아는 이러한 방법으로 수많은 새로운 소행성들을 발견했으며, 관측이 부족하여 사라졌던 많은 소행성들도 다시 찾아냈다.

1898년 8월 13일, 베를린에 있는 우라니아 천문대의 G. 비트 씨는 사진 촬영 방법을 통해 새로운 소행성을 발견했습니다. 처음에는 이 천체가 이전에 발견된 432개의 소행성들에 또 하나 추가된 것에 불과하다고 여겨졌습니다. 평소와 마찬가지로 간단한 알파벳 순서에 따라 임시 명칭이 부여되었으며, 비트가 발견한 이 소행성의 임시 명칭은 “D Q”였습니다. 하지만 이제는 공식적인 이름이 이 임시 명칭을 대체했습니다. 비트 씨는 자신이 발견한 소행성에 “에로스”라는 이름을 붙였으며, 천문학자들도 이 이름을 받아들였습니다. 그래서 이 소행성은 앞으로 영원히 “에로스”라는 이름으로 불리게 됩니다.

에로스의 발견이 최근 천문학에서 가장 주목할 만한 사건 중 하나로 꼽히는 이유는, 이 소행성이 지구에 가장 가까이 다가올 때면 화성보다도 더 가까이 있기 때문입니다. 금성보다도 가깝고, 다른 어떤 알려진 소행성들보다도 더 가깝습니다. 따라서 에로스는 우주 전체에서 지구에 가장 가까운 행성으로 간주됩니다. 특정 상황에서는 지구와의 거리가 태양과 지구의 평균 거리의 7분의 1을 넘지 않을 수도 있습니다.

소행성들의 물리적 구성이나 표면의 성질에 대해서는 우리는 전혀 알지 못합니다. 어쩌면 이 소행성들도 지구와 같은 형태의 구체이며, 대륙과 바다로 구성되어 있을지도 모릅니다. 직경이 몇 마일에 불과한 이러한 천체에 생명체가 있다면, 그 생명체는 우리가 아는 어떤 생명체와도 전혀 다를 것입니다. 물이 없을 가능성이나 호흡에 적합한 밀도와 성분을 가진 대기가 존재할 가능성이 매우 낮다는 점을 제외하더라도, 중력 자체만으로도 지구에 적응한 유기체가 소행성 위에 살 수 없도록 막습니다.

이 점을 설명하기 위해, 직경이 8마일인 소행성을 예로 들어보겠습니다. 이는 지구 직경의 1천분의 1에 해당합니다. 만약 이 소행성의 구성 성분이 지구의 성분과 동일하다고 가정한다면…

그 행성의 표면에서의 중력이 지구의 중력의 천분의 일에 불과하다는 것은 쉽게 증명할 수 있다. 따라서 어떤 물체가 지구에서 그 행성으로 옮겨진다면 그 물체의 무게도 천분의 일로 줄어들 것이다. 물건을 한쪽 접시에, 측정하고자 하는 물체를 다른 쪽 접시에 올려놓는 일반적인 저울로는 이러한 변화를 알아낼 수 없다. 이런 방식으로 측정한다면 물체의 무게는 어디에서나 정확히 같을 것이다. 왜냐하면 물체의 중력이 변하면 반대쪽의 추의 중력도 같은 비율로 변하기 때문이다. 하지만 스프링 저울을 사용하면 이러한 변화가 바로 드러나며, 물체를 들어올리는 데 필요한 힘도 천분의 일로 줄어든다. 지구에서 1파운드의 무게를 들어올리는 데 필요한 힘으로 그 행성의 표면에서 1,000파운드의 무게를 들어올릴 수 있으며, 이로 인해 생기는 효과는 매우 놀랍다.

달에 대한 설명에서 (103쪽) 우리는 발사된 탄환이 다시는 그 발사된 곳으로 돌아오지 않도록 해야 하는 속도를 계산할 수 있다고 언급했다. 우리는 이러한 원리를 적용하여 달이 과거에 가졌던 대기를 완전히 잃어버린 이유를 설명했다.

설명을 위해 모든 행성의 밀도가 동일하다고 가정한다면, 각 행성에 해당하는 임계 속도를 나타내는 법칙은 쉽게 도출될 수 있다. 사실 이 속도는 해당 행성의 직경에 정비례한다. 예를 들어, 지구 직경의 천분의 일, 즉 약 8마일 크기의 소행성의 경우 임계 속도는 초당 6마일의 천분의 일, 즉 초당 약 30피트가 될 것이다. 이는 일반적인 기준에 비하면 매우 낮은 속도이다. 아이들은 쉽게 공을 15~16피트 높이까지 던질 수 있지만, 그 높이까지 공을 올리려면 초당 30피트의 속도로 던져야 한다. 직경이 8마일인 행성 위에 서 있는 아이가 공을 수직으로 위로 던진다면, 공은 놀라울 정도로 높은 곳까지 올라갈 것이다. 만약 초기 속도가 초당 30피트보다 낮다면, 공은 결국 움직임을 멈추고 회전하기 시작한 뒤 떨어질 것이다.

점차 속도가 빨라지다가 마침내는 처음 발사될 때와 같은 속도로 다시 지표면으로 돌아왔습니다. 만약 초기 속도가 초당 30피트 이상이었다면, 공은 계속 위로 올라가서 결코 돌아오지 않았을 것입니다. 향후 챕터에서는 이 주제에 대해 다시 다루어야 할 것입니다.

일부 소행성들은 강력한 망원경을 통해 상당한 크기를 가진 원반 모양으로 보이며, 마이크로미터를 사용하여 그 크기를 측정하기도 했습니다. 이러한 방법을 통해 리크 천문대의 바너드 교수는 최초로 발견된 네 개의 소행성의 직경을 다음과 같이 측정했습니다:

485
세레스: 마일
304
팔라스: 마일
118
주노: 마일
243
베스타: 마일

하지만 주노의 값은 매우 불확실하며, 대부분의 소행성들은 여기에 제시된 수치보다 훨씬 작습니다. 관측을 통해 소행성들이 화성의 운동에 미치는 전체적인 영향을 알 수 있으므로, 특정 계산을 통해 모든 소행성들의 총질량을 추정할 수 있습니다. 이러한 방식으로 르 베리에는 소행성들의 총질량이 지구 질량의 약 4분의 1에 해당한다고 결론지었습니다. 하르처는 더 정밀한 방법으로 다시 계산을 수행하여 지구 질량의 6분의 1이라는 값을 도출했습니다. 현재까지 알려진 모든 소행성들의 총질량이 이러한 계산 결과가 나타내는 값의 극히 일부에 불과하다는 점에는 의심의 여지가 없습니다. 따라서 우리는 엄청나게 많은 수의 소행성들이 존재해야 한다고 결론 내릴 수 있습니다.

아직 천문대에서 발견되지 않은 행성들입니다. 이러한 미지의 행성들은 매우 작을 것입니다.

이 집단의 행성들의 궤도는 큰 행성들의 궤도와는 현저하게 다른 특징을 보입니다. 그중 일부는 지구의 궤도 평면에 대해 30°의 각도로 기울어져 있는 반면, 큰 행성들의 궤도 기울기는 몇 도를 넘지 않습니다. 소행성들의 궤도 중에는 매우 길쭉한 타원형인 경우도 있지만, 당연히 큰 행성들의 궤도는 거의 원형에 가깝습니다. 이러한 작은 천체들이 태양 주위를 공전하는 주기는 3년에서 거의 9년에 이릅니다.

소행성의 수가 크게 증가함에 따라, 이 분야에 헌신해 온 천문학자들의 노력에 보상이 주어졌습니다. 그들의 성공은 “베를린 연감”의 컴퓨터들에 엄청난 작업량을 요구했습니다. 이 유용한 작업은 우리나라의 “항해 알마나크”나 다른 나라의 유사한 출판물들이 차지하지 못한 위치를 차지하고 있습니다. 숙련된 컴퓨터 전문가들은 “베를린 연감”에 소행성들의 움직임에 관한 상세한 정보를 제공하는 것을 자신들의 임무로 여깁니다. 몇 번의 완전한 관측 데이터가 확보되면, 그 작은 천체는 수학자들의 정확한 분석 대상이 되며, 그들은 앞으로 수년간의 움직임을 예측할 수 있습니다. 모든已知된 소행성들에 관한 정보는 해당 연감의 연간 판본에서 확인할 수 있습니다.

발견의 속도가 너무 빨라져서, 이러한 예측을 위해 필요한 작업량도 엄청납니다. 솔직히 말해서, 많은 소행성들은 매우 희미하여 별다른 특징이 없기 때문에, 천문학자들은 때때로 이러한 천체들의 궤도를 계산하는 데 드는 노력을 다른 용도에 활용하는 것이 더 효과적일 것이라는 의견에 동의하곤 합니다. 그러기 위해서는 그다지 중요하지 않은 소행성들은 그냥 내버려두고, 아무도 관찰하지 않는 채로 그들이 스스로 궤도를 따라가도록 하는 것이 필요합니다.

망원경을 통해서든, 혹은 더욱 정밀한 수학적 계산 장치를 통해서든 가능하다.

우리 태양계의 거대한 천체들을 조절하는 태양은, 소행성들을 구성하는 작은 천체들도 마찬가지로 세심하게 인도해준다. 특정 시기에는 그 중 일부가 지구에 매우 가까이 접근하여, 태양계의 크기를 측정하는 데 관심이 있는 천문학자들의 주목을 받는다. 이러한 관측은 상당히 정확하게 수행될 수 있으며, 원하는 만큼 반복해서도 가능하다. 따라서 이러한 작은 천체들 중 일부는 금성이나 화성보다 더 정확하게 지구에서 태양까지의 실제 거리를 나타낼 수 있을 것으로 보여, 천문학적으로 큰 잠재력을 가지고 있다. 하지만 가장 작은 소행성들은 이 목적에 적합하지 않다. 이들은 강력한 망원경을 통해서만 볼 수 있을 뿐, 필요한 정도의 정확도로 측정할 수 없다. 또한 관측 대상이 될 소행성들은 가능한 한 지구에 가까이 오는 것이 중요하다. 유리한 조건 하에서는 일부 소행성들이 태양까지의 거리의 4분의 3 정도까지 지구에 접근하기도 한다. 이러한 여러 조건들로 인해 이 목적에 적합한 천체의 수는 대략 십여 개로 제한되며, 매년 그중 한두 개가 적절한 위치에 있게 된다.

태양까지의 거리를 측정하는 데 있어 소행성을 이용하는 방법은 의심할 여지 없는 장점을 가진다. 망원경 속에서 소행성 자체는 아주 작은 별 모양의 점에 불과하며, 측정은 그 점에서 주변에 보이는 별들까지의 거리를 기준으로 이루어진다. 여기서 언급된 관측의 성격에 대해 간단히 설명할 필요가 있을 것 같다. 우리가 소행성에서 별까지의 거리를 말할 때, 그것은 아마도 가장 일반적으로 이해되는 의미가 아니다. 우리가 말하는 것은 소행성과 별 사이의 직선거리를 실제로 측정하는 것이 아니다. 설령 그것이 가능하다 하더라도, 그 결과는 나중에 별들의 거리에 대해 설명할 때 다루게 될 장기간에 걸친 관측의 결과일 뿐이다. 지금 언급된 측정 방식은 훨씬 더 단순한 형태로, 단지…를 확인하기 위한 것이다.

천체의 겉보기 거리는 각도로 표시됩니다. 이 각도 측정값은 선형 측정값과는 전혀 다른 성격을 가지며, 두 방법을 사용하면 처음에는 모순적으로 보일 수 있는 결과가 나올 수도 있습니다.

예를 들어, 플레이아데스를 구성하는 별들과 큰곰자리를 구성하는 별들을 생각해볼 수 있습니다. 큰곰자리는 큰 별군이고, 플레이아데스는 작은 별군입니다. 하지만 왜 여기서 ‘큰’과 ‘작은’이라는 표현이 적절하다고 할 수 있을까요? 큰곰자리의 별들은 각각 눈에서 상당히 큰 각도를 이룹니다. 반면 플레이아데스의 별들은 작은 각도를 이루며, 바로 이 각도들이 천문학적 측정의 직접적인 대상입니다. 우리가 두 별 사이의 거리라고 말할 때, 그것은 눈에서 두 별까지의 선들이 만드는 각도를 의미합니다. 이것이 바로 우리의 측정 장비가 측정할 수 있는 것이며, 여기서는 선형적인 크기에 대한 언급은 전혀 없습니다. 실제로, 만약 실제 크기를 언급해야 한다면, 플레이아데스가 큰곰자리보다 훨씬 더 큰 별군일 가능성도 충분히 있으며, 큰곰자리가 더 크게 보이는 것은 단지 우리에게 더 가까이 있기 때문일 뿐입니다. 이러한 각도 측정값 중 가장 정확한 값은 두 별 또는 두 개의 별과 같은 점들이 망원경의 시야 안에 모두 들어올 정도로 서로 가까이 있을 때 얻어집니다. 이런 경우에는 특수한 장비를 사용함으로써 천문학자는 덜 명확하게 보이거나 더 멀리 떨어져 있는 천체를 측정할 때는 얻을 수 없는 정밀도를 얻을 수 있습니다. 따라서 작은 별과 같은 행성과 별 사이의 거리를 측정하는 것은 매우 높은 정확도를 요구합니다.

하지만 이러한 방법을 통해 태양계의 규모를 측정하는 데에는 또 다른, 아마도 더 중요한 근거가 있습니다. 소행성을 이용한 측정 방법의 진정한 강점은 개별 측정값의 정확도에 있는 것이 아니라, 이 방법의 특성상 많은 횟수의 측정을 결과에 집중시킬 수 있다는 점에 있습니다. 물론, 측정의 정확도에 대해 말할 때, 그 측정값이 결코 오차가 전혀 없을 것이라고 가정해서는 안 됩니다. 오차는 항상 존재하며, 비록 그 오차가 작을 수는 있지만…

측정해야 할 양이 매우 작기 때문에, 아주 미미한 오차라도 전체 값의 상당한 비율을 차지할 수 있습니다. 이러한 오차의 영향을 줄일 수 있는 방법은 많은 횟수의 관측 결과의 평균값을 구하는 것입니다. 이것이 바로 소행성 측정법이 가치를 지니는 진짜 이유입니다. 우리는 금성의 일면통과와 같은 드문 현상이 일어나기를 기다릴 필요가 없습니다. 매년 지구에 충분히 가까이 다가오는 소행성들이 있어서 이 방법을 적용할 수 있습니다. 각 행성의 다양한 특성과 그에 대해 이루어질 수 있는 다양한 관측들도 오차를 줄이는 데 도움이 됩니다.

행성이 하늘을 따라 움직일 때, 그 주변에는 수많은 작은 별들이 존재합니다. 행성 자체도 별과 비슷하기 때문에, 항상 그 주변에 몇몇 별들이 있게 마련입니다. 행성의 움직임은 잘 알려져 있으므로, 관측할 밤마다 행성이 어디에 있을지 예측할 수 있습니다. 따라서 지구의 여러 곳에 있는 관측자들과 함께 특정 밤에 어떤 별들을 관측할지 미리 조율할 수 있습니다.

길 박사의 제안에 따라, 이 방법을 그 중요성에 걸맞은 규모로 적용하려는 시도가 있었습니다. 1888년과 1889년에 이리스, 빅토리아, 사포라는 행성들이 지구에 매우 가까이 다가왔기 때문에, 북반구와 남반구에서 동시에 측정을 진행할 수 있도록 준비가 이루어졌습니다. 관측이 시작되기 몇 달 전에 모든 계획이 완전히 세워졌습니다. 이 작업에 참여한 모든 관측자들은 매일 밤 어떤 별들을 관측해야 하는지 미리 알 수 있었습니다. 케이프타운이나 영국 등 지구의 어느 곳에서 보더라도 별들의 위치는 전혀 변하지 않습니다. 별들과의 거리가 너무 멀기 때문에, 지구 위에서의 위치 변화로 인해 별들의 위치가 크게 변하는 일은 없습니다. 하지만 소행성의 경우는 다릅니다. 소행성과 별들과의 거리는 100만 분의 1에 불과하기 때문에, 케이프타운에서나 유럽에서 관측할 때 행성의 위치 변화는 측정 가능한 수준입니다.

우리가 구하고자 하는 값은 북반구에서 측정된 수치와 남반구에서 측정된 수치를 비교함으로써 얻어집니다. 두 지역에서의 관측은, 그 사이에 지구가 움직인 만큼을 고려하여 가능한 한 동시에 이루어져야 합니다. 각 관측의 오차를 없애기 위해 모든 주의를 기울이지만, 결국 우리는 북반구의 관측자들이 측정한 수치와 수천 마일 떨어진 곳에 있는 다른 관측자들이 서로 다른 장비를 사용하여 측정한 수치를 비교하게 됩니다. 하지만 이 점에서도 금성 일면통과를 관측할 때보다 불리한 점은 없습니다.

그러나 이러한 반론조차도 극복할 수 있으며, 그렇게 함으로써 소행성법이 경쟁 방법들보다 명백한 우위를 가질 수 있습니다. 만약 천문학자가 북반구에서 좋은 밤에 일련의 관측을 마친 직후, 장비까지 모두 가지고 즉시 남반구의 관측소로 이동하여 그곳에서 다시 관측을 반복할 수 있다면 이 문제는 해결될 것입니다. 이러한 전환은 어떤 기적적인 수단 없이도 가능하며, 이것이 바로 우리가 알고 있는 가장 완벽한 태양 거리 측정 방법입니다. 이 방법은 이미 길 박사가 주노를 연구할 때 성공적으로 적용된 바 있으며, 다른 소행성들의 경우에도 더욱 유리한 조건이 마련되어 있습니다.

예를 들어, 때때로 지구로부터 70,000,000마일 이내까지 접근하는 소행성을 생각해 봅시다. 소행성이 지구와 가장 가까워지는 시기가 되면, 숙련된 관측자를 적도 근처의 적절한 장소에 배치해야 합니다. 그가 사용해야 할 장비는 헬리오미터라고 불리는 놀라운 기계적·광학적 장치입니다. 이 장비는 미크로미터로는 측정할 수 없을 정도로 멀리 떨어진 물체들 사이의 각거리를 측정하는 데 사용될 수 있습니다. 측정은 저녁에, 소행성이 충분히 높이 떠서 명확하게 보일 수 있을 때 이루어져야 합니다. 그런 다음 관측자와 관측소는 지구의 반대편으로 이동해야 합니다. 이를 어떻게 실현할 수 있을까요? 아니, 오히려 이를 어떻게 막을 수 있을까요? 지구는 자전하고 있으므로, 몇 시간 안에…

적도에 위치한 관측소는 수천 마일에 달하는 거리를 함께 이동해야 하는가?
아침이 다가오면 다시 관측을 반복해야 한다. 행성은 별들에 대한 자신의 위치가 상당히 변했음을 보인다. 이는 부분적으로는 행성 자체의 움직임 때문이지만, 더 큰 원인은 지구의 자전으로 인해 생기는 측지학적 변위 때문이며, 그 값은 최대 20초에 달할 수 있다. 헬리오미터를 사용하여 하룻밤 동안 측정할 경우 평균 오차는 1/5초를 넘어서서는 안 되며, 충일 기간 동안 약 25일 정도면 충분한 관측 데이터를 얻을 수 있을 것이다. 이와 같은 방법을 네 번 반복하면 전체 거리의 천분의 일 이상의 오차 없이 태양까지의 거리를 알아낼 수 있을 것이다. 이 과정에서 가장 큰 어려움은 저녁과 아침 관측 사이의 시간 동안 행성이 움직이는 것이다. 이러한 문제는 행성이 지나가는 별들을 기준으로 행성의 위치를 세심하고 반복적으로 측정함으로써 극복할 수 있다.

1897년에 기일 박사의 지도 아래 케이프 천문대에서 발표된 이 중요한 연구 결과를 통해, 아이리스, 빅토리아, 사포라는 행성들에 대한 관측 결과가 도출되었다. 이를 통해 지구의 적도 반지름이 태양 중심에서 이루는 각도는 평균 거리에서 8´´·802라는 값을 가진다는 것을 알 수 있다. 지구의 적도 반지름에 대한 가장 정확한 값을 사용하면, 태양 중심에서 지구 중심까지의 평균 거리는 92,870,000마일이 된다. 이는 지금까지 알려진 것 중 가장 정확한 태양계 규모 측정값일 것이다.

제12장. 목성
목성의 거대한 크기 – 지구의 직경과의 비교 – 행성의 크기와 궤도 – 자전 – 목성의 무게와 부피와 지구의 비교 – 목성의 상대적 가벼움과 그 원인 – 목성은 아마도 여전히 고온 상태에 있을 것임 – 목성의 띠들 – 표면의 반점들 – 각 반점들의 자전 주기는 서로 다름 – 목성의 폭풍들 – 목성은 발광하지 않음 – 위성들 – 그 발견 과정 – 망원경으로 본 모습 – 위성들의 궤도 – 일식과 식 – 통과하는 위성 – 빛의 속도의 발견 – 이 속도를 실험적으로 어떻게 측정할 것인가? – 목성의 위성들의 일식을 통한 태양까지의 거리 측정 – 목성의 위성들이 코페르니쿠스 체계를 입증함.

태양계를 구성하는 아름다운 천체들을 탐구하면서, 우리는 태양에서 점차 바깥쪽으로 나아갔습니다. 이러한 방법을 따라 우리는 이제 웅장한 행성인 목성에 도달했습니다. 목성은 방금 살펴본 소행성들의 궤도 바로 바깥쪽에서 위엄 있는 궤도를 따라 움직입니다. 이 작은 천체들과 목성이라는 거대한 천체 사이의 대조는 정말 엄청납니다. 만약 우리가 조금 다른 방식을 사용했다면—예를 들어, 행성들의 크기 순서대로 그들을 살펴보았다면—소행성들은 마지막에 다루어졌을 것이고, 가장 큰 행성은 목성이 되었을 것입니다. 목성은 경쟁자 없이 당당히 그 자리를 차지합니다. 그 다음으로 큰 행성인 아름답고 흥미로운 토성도 훨씬 뒤에 위치합니다. 천왕성과 해왕성에 도달하기 위해서는 또 한 번 크기 순서상으로 내려가야 하며, 지구를 포함한 더 작은 행성들에 도달하기 위해서는 또 한 번 더 내려가야 합니다. 목성은 다른 행성들보다 너무나도 월등하여, 설령 토성에 태양계의 다른 모든 천체들을 합쳐도 그 질량도 목성의 질량에는 미치지 못할 것입니다.

옆에 있는 그림(그림 56)은 목성과 지구의 상대적 크기를 보여주며, 단순히 그림 56만으로는 알 수 없는 목성의 엄청난 크기를 더 생생하게 전달해 줍니다. 목성과 지구의 상대적 크기를 정확하게 파악하기 위해서는 수치적인 자료가 필요합니다. 하지만 독자들에게 이러한 수치적 사실들을 미리 제시해 주는 것이 필요하므로, 이 장의 시작 부분에서 그 내용을 설명하겠습니다.

목성은 태양을 중심으로 타원형 궤도를 따라 공전하며, 평균적으로 483,000,000마일 거리에 있습니다. 따라서 목성이 이동하는 궤도의 직경은 지구가 이동하는 궤도의 직경보다 약 5.2배나 큽니다. 목성의 궤도 형태는 원형에서 상당히 벗어나 있으며, 태양으로부터 가장 멀어질 때의 거리는 5.45이고, 가장 가까울 때의 거리는 약 4.95입니다. 여기서 지구와 태양 사이의 거리는 1로 간주됩니다. 목성이 지구와 마주보는 위치에 있을 때조차도, 목성은 여전히 지구와 태양 사이의 거리보다 약 4배나 더 멀리 떨어져 있습니다. 이러한 사실은 행성이 태양으로부터 멀어질수록 궤도 운동 속도가 느려진다는 법칙을 잘 보여줍니다. 지구는 초당 18마일씩 이동하는 반면, 목성은 초당 8마일밖에 이동하지 못합니다. 이러한 두 가지 이유로 인해 외곽 행성이 한 바퀴 공전하는 데 걸리는 시간은 지구의 공전 주기보다 길어집니다.

목성은 지구보다 더 긴 궤도를 돌지만 속도는 더 낮습니다. 그래서 목성이 하늘을 한 바퀴 도는 데에는 4,332.6일이 걸리는데, 이는 12년보다 약 50일 정도 적은 시간입니다.

이 거대한 행성의 평균 직경은 약 87,000마일입니다. 평균 직경이라고 하는 이유는 목성의 적도 직경과 극 직경 사이에 상당한 차이가 있기 때문입니다. 이미 지구의 경우에도 극 직경이 적도 직경보다 짧다는 것을 알고 있습니다. 하지만 목성의 경우 이 두 직경의 차이가 지구보다 훨씬 큽니다. 목성의 적도 직경은 89,600마일인 반면, 극 직경은 84,400마일에 불과합니다. 이 수치들로부터 알 수 있는 목성의 타원률은 정밀한 측정 없이도 충분히 명확하게 드러납니다. 목성은 가장 짧은 직경을 중심으로 회전하는데, 행성의 크기를 고려할 때 그 속도는 엄청나게 빠릅니다. 한 번의 회전에는 약 9시간 55분이 걸립니다.

당연히 우리는 목성의 자전 주기와 24시간마다 한 바퀴 도는 지구의 훨씬 느린 자전 주기를 비교해볼 수 있습니다. 지구의 적도와 목성의 적도 위를 실제로 움직이는 물체들의 상대적 속도를 고려하면 그 차이는 더욱 두드러집니다. 목성의 직경이 지구의 약 11배이므로, 목성의 적도 위를 따라 움직이는 물체의 속도는 지구의 경우보다 약 27배나 빠를 것입니다. 목성의 이처럼 높은 자전 속도 덕분에 목성이 매우 큰 타원형을 띠게 되는 것입니다. 빠른 자전으로 인해 엄청난 원심력이 발생하여, 목성을 구성하는 유연한 물질들이 밖으로 부풀어 오르는 것입니다.

우리가 알기로는 목성은 고체 천체가 아닙니다. 이는 매우 중요한 사실입니다. 그래서 이 거대한 행성과 우리가 이전에 관심을 가졌던 다른 행성들 사이에 큰 차이가 있다는 점을 고려하여 이 문제에 대해 좀 더 자세히 논의할 필요가 있습니다. 이미 제시된 측정값들을 바탕으로 목성의 부피나 체적을 계산하는 것은 쉽습니다. 그 결과, 목성의 부피는 지구의 약 1,300배에 달하는 것으로 나타납니다.

지구만큼 크다. 다시 말해, 지구만한 크기의 구체 1,300개를 모두 합쳐야만 목성만큼 큰 하나의 구체를 만들 수 있다.

만약 목성을 구성하는 물질이 지구의 물질과 유사한 성질을 가졌다면, 그 행성의 무게는 부피 비율에 따라 지구의 무게를 초과할 것으로 예상된다. 이것이 바로 지금 검증되어야 할 문제이다. 여기서 곧바로 떠오르는 의문은 목성의 무게를 어떻게 알아낼 것인가 하는 것이다. 우리가 서 있는 지구의 무게를 재는 것조차 쉬운 일이 아닌데, 그렇다면 지구보다 훨씬 크고 수억 마일이나 떨어져 있는 거대한 행성의 무게를 어떻게 잴 수 있을까? 정말 대담한 문제다. 하지만 인류의 지적 능력은 이러한 천체공학적 업적을 달성하기에 충분했다. 물론 그들은 그 거대한 행성의 무게를 재는 데 필요한 정밀한 저울을 직접 만들 수는 없지만, 필요한 정보를 제공해주는 특정 자연 현상들을 활용할 수는 있다.

이러한 연구는 만유인력의 원리에 기반을 둔다. 목성의 질량은 태양계 내의 다른 물체들을 끌어당긴다. 이 인력의 효과는 특히 행성 근처에 있는 천체들에서 더욱 뚜렷하게 나타난다. 이 인력 때문에 그 천체들은 특정한 움직임을 보인다. 우리는 망원경을 통해 그 움직임의 특성을 관찰할 수 있으며, 그 크기를 파악할 수 있다. 그리고 이러한 측정값을 통해 그 움직임을 일으킨 천체의 질량을 계산할 수 있다. 이것이 바로 행성들의 질량을 조사하는 유일한 방법이다. 비록 이 방법을 적용하는 데는 어려움이 있을 수 있다 — 필요한 관측뿐만 아니라 그 관측 결과를 바탕으로 해야 하는 복잡하고 심오한 계산 때문이기도 하다 — 하지만 적어도 목성의 경우에는 결과에 대한 불확실성이 전혀 없다.

우리 태양계에서 가장 큰 행성인 목성의 경우, 그 주위를 도는 아름다운 위성들 덕분에 이 과제는 특별히 단순해진다. 이 작은 위성들은 목성의 인력에 의해 공전하며, 그들의 움직임은

현재의 목적으로 그것들을 사용하는 것을 방해받지 않아야 합니다. 목성의 위성들을 관측함으로써 우리는 목성의 중력을 측정할 수 있으며, 이를 통해 이 거대한 행성의 질량을 계산할 수 있습니다.

역학의 원리에 그다지 익숙하지 않은 사람들에게는 이러한 방법이 얼마나 정확한 결과를 낼 수 있는지 이해하기 어려울 수 있습니다. 하지만 목성의 위성들이 목성의 질량에 대한 정보를 제공해주며, 전체 질량의 100분의 1에 달하는 오차도 생기지 않는다는 점은 의심의 여지가 없습니다. 추가적인 확인이 필요하다면, 그에 대한 증거도 충분히 있습니다. 소행성들이 때때로 목성의 궤도 근처로 다가와 목성의 중력에 영향을 받습니다. 그러면 소행성은 자신의 궤도에서 벗어나게 되고, 그 편차의 크기를 측정할 수 있습니다. 이 측정값을 통해 목성의 질량을 계산할 수 있는데, 그 계산 과정은 여기서 설명할 수 없습니다. 이 방법으로 구한 목성의 질량은 위성들을 이용해 얻은 질량과 일치합니다.

또한 우리는 이 문제와 관련된 천문학적 지식을 아직 모두 활용하지 못했습니다. 행성계를 제외하고, 행성들의 궤도를 가로지르며 때때로 큰 혹은 엄청난 영향을 받는 혜성들의 도움을 받을 수도 있습니다. 당장은, 모험심 많은 혜성들이 목성에 너무 가까이 다가가 목성의 중력에 심각한 영향을 받았으며, 그로 인해 변화된 궤도를 통해 그들에게 작용한 질량의 크기를 알려주었다는 사실만으로도 충분합니다. 목성의 위성들, 소행성들, 그리고 혜성들 모두가 이 거대한 행성의 질량에 대한 정보를 제공해줍니다. 그리고 이들 모두가 비슷한 결과를 보여주므로(적어도 매우 좁은 범위 내에서는), 우리는 우리 태양계에서 가장 큰 행성의 질량이 정확하게 측정되었다고 확신할 수 있습니다.

이제 이러한 측정 결과들을 밝혀야 합니다. 물론 이 결과들은 목성이 태양에 비해 턱없이 작다는 것을 보여줍니다. 실제로, 태양과 같은 무게를 가진 행성을 만들려면 약 1,047개의 목성을 하나로 합쳐야 합니다.

태양입니다. 또한 이 자료들은 목성의 무게를 상쇄하려면 지구와 같은 무게를 가진 구체가 316개 필요하다는 것을 보여줍니다.

이것만으로도 목성이 엄청난 크기를 가진 천체라는 사실은 분명합니다. 하지만 놀라운 점은 목성의 무게가 지구의 316배나 된다는 것이 아니라, 그 차이가 그렇게 크지 않다는 것입니다. 우리는 목성의 크기가 지구의 1,300배라고 말하지 않았던가요? 그렇다면 어떻게 해서 목성의 무게는 지구의 316배에 불과할까요? 이는 목성과 지구의 구성 요소에 어떤 근본적인 차이가 있음을 시사합니다. 이러한 차이를 어떻게 설명할 수 있을까요? 두 가지 설명이 가능합니다. 첫째, 목성이 지구에서는 부분적으로나 전체적으로 알려지지 않은 물질로 구성되어 있을 수 있다는 것입니다. 하지만 더 철학적이며 증거와도 더 부합하는 또 다른 가설이 있습니다. 물론 목성에 존재하는 기본적인 물질들이 무엇인지에 대해서는 거의 알지 못하지만, 현대 천문학의 위대한 발견들 덕분에 우주의 다른 천체들에 존재하는 기본적인 물질들에 대해 어느 정도 알 수 있게 되었으며, 그것들이 지구의 기본적인 물질들과 대체로 동일하다는 것이 밝혀졌습니다. 만약 목성이 지구의 물질들과 유사한 물질들로 구성되어 있다면, 그 크기와 질량 사이의 차이를 설명할 수 있는 방법은 단 하나뿐입니다. 아마도 이 문제를 설명하는 가장 좋은 방법은 지구 자체의 오랜 역사를 살펴보는 것일 것입니다. 왜냐하면 수많은 세월 전 지구의 상태가 목성의 현재 상태를 예고했을 가능성도 있기 때문입니다.

이전 장에서 우리는 지구가 과거에 훨씬 더 뜨거웠던 상태에서 어떻게 식어갔는지에 대해 언급한 바 있습니다. 과거로 더 멀리 거슬러 올라갈수록 지구는 더욱 뜨거웠던 것으로 보입니다. 충분히 오래된 시기로 시선을 돌리면, 그때는 표면에서 생명체가 살 수 없을 정도로 뜨거웠을 것입니다. 그보다 더 오래된 시기에는 물이 지구 표면에 머물 수 없을 정도로 뜨거웠으며, 따라서 엄청나게 오래된 시기에는 현재 바닷속에 있는 모든 바다와, 아마도 현재 단단한 지각의 상당 부분도 액체 상태였을 가능성이 높습니다.

증기로 변한다면, 지구의 질량은 변하지 않을 것입니다. 왜냐하면 물질의 무게는 온도와 상관없이 동일하기 때문입니다. 하지만 지구의 크기는 상당히 커질 것입니다. 만약 이 바다들이 증기로 변한다면, 거대한 구름으로 가득 찬 대기의 부피는 현재보다 수백 배나 커질 것입니다. 먼 행성에서 보면, 구름으로 가득한 대기가 지구의 가시적인 크기를 나타내게 되며, 그에 따라 지구의 평균 밀도도 현재보다 훨씬 낮아 보일 것입니다.

이러한 점들을 고려해보면, 목성의 크기와 무게가 지구와 비교했을 때 나타나는 차이는, 만약 목성이 오래 전 지구와 같은 상태인 고온 상태에 있다고 가정한다면 완전히 사라질 것입니다. 모든 정황들이 이 주장을 뒷받침합니다. 우리는 달의 화산들이 잠잠해질 정도로 충분히 식었다는 이유로 달의 작은 크기를 들었습니다. 마찬가지로, 지구가 목성에 비해 작기 때문에 목성은 여전히 원래의 열의 상당 부분을 유지할 수 있는 반면, 더 작은 지구는 그 열의 대부분을 잃어버렸습니다. 다른 행성들과 비교해보면 이 주장은 더욱 명확해집니다. 일반적으로 지구나 화성과 같은 작은 행성들은 밀도가 높아 온도가 낮음을 나타내는 반면, 목성이나 토성과 같은 거대 행성들은 밀도가 낮아 여전히 원래의 열의 상당 부분을 유지하고 있음을 시사합니다. ‘원래의 열’이라는 표현은 더 정확한 표현이 없어서 사용된 것이지만, 이는 우리가 태양열을 의미하는 것이 아님을 나타냅니다. 실제로 외곽의 큰 행성들은 태양에 가까운 행성들에 비해 훨씬 적은 양의 태양열을 받습니다. 원래의 열이 어디서 비롯되었는지는 여전히 추측의 영역에 머물러 있습니다.

목성에 관한 이러한 견해들을 완전히 입증하기 위해서는 망원경을 이용해 그 표면을 자세히 관찰해야 합니다. 다행히도 목성의 크기가 매우 크기 때문에, 설령 멀리서라도…

1년의 날짜 수보다 훨씬 더 많은 수백만 마일에 달하는 거리에 있음에도 불구하고, 우리는 여전히 그 표면에서 몇 가지 중요한 특징들을 관찰할 수 있다.

제11판에는 목성의 네 가지 다른 모습이 나와 있다. 이들은 1897년에 그리피스 씨가 그린 목성의 훌륭한 그림들을 바탕으로 만들어진 것이다. 첫 번째 그림은 1897년 2월 17일 그리니치 시간으로 10시 20분에 강력한 굴절망원경을 통해 본 목성의 모습이다. 이 그림에서 우리는 목성의 윤곽이 분명히 타원형이라는 것을 즉시 알 수 있다. 목성의 표면에는 보통 여기에 표시된 것과 같은 뚜렷한 띠들이 나타나는데, 이 띠들은 서로 그리고 목성의 적도와 거의 평행하게 배열되어 있다.

목성을 몇 시간 동안 관찰하면 이 띠들의 모습에 변화가 생긴다. 이러한 변화는 부분적으로는 목성이 자전하기 때문인데, 5시간도 채 지나지 않아 처음에 보았던 반구는 완전히 사라지고 원래 반대편에 있던 반구가 그 자리를 대신하게 된다. 하지만 이러한 변화 외에도 목성의 띠들과 다른 특징들도 매우 변동적이다. 때로는 새로운 줄무늬나 자국이 나타나고 기존의 것들은 사라지기도 한다. 사실, 목성을 자세히 관찰해보면 영구적인 특징이 전혀 없다는 놀라운 사실을 알 수 있다. 여기서 우리는 목성과 화성의 대조에 즉시 주목하게 된다. 화성의 경우 주요 지형적 윤곽들은 거의 변하지 않으므로 상당히 정확한 세부 정보를 가진 지도를 만드는 것이 가능하다. 반면 목성의 경우는 지도를 만드는 것이 불가능하다. 오늘 밤 우리가 그린 목성의 그림도 몇 주 후에 그려진 같은 반구의 그림과는 다를 것이다.

그러나 가끔은 띠들보다 더 오랫동안 존재하는 것처럼 보이는 물체들이 목성 표면에 나타나기도 한다. 특히 1878년부터 목성 남반구에서 매우 두드러진 특징으로 존재해온 ‘거대한 길쭉한 붉은 반점’이라는 물체를 언급할 수 있다. 많은 관측자들의 관심을 끌었던 이 물체의 길이는 약 30,000마일이며 너비는 약 7,000마일이다.

바너드 교수는 목성의 반점들이 오래될수록 더욱 붉은색을 띠게 된다고 말합니다.

이로부터 우리는 목성의 표면을 바라볼 때 그것이 고체 물체가 아니라는 결론에 이르게 됩니다. 만약 우리가 보는 것이 단지 밀도가 매우 높은 구름으로 가득한 대기层에 불과하다면, 그 행성의 지형들이 일정하지 않은 것도 이해할 수 있습니다. 특히 줄무늬들은 이러한 견해를 뒷받침해줍니다. 이 줄무늬들은 마치 지구의 적도 지역을 연상시키며, 지구에서 충분히 멀리 떨어져 있어서 지구의 모습을 제대로 관찰할 수 있는 사람이라면 목성의 줄무늬와 유사한 구름 줄무늬들을 그 표면에서 발견할 가능성이 충분히 있습니다. 지구의 모습은 마치 목성과 화성의 모습 사이의 중간 형태일 것입니다. 화성의 경우, 행성의 영구적인 지형들은 표면 위를 떠다니는 구름들에 의해 아주 약간만 가려질 뿐입니다. 반면 지구는 항상 부분적으로, 때로는 상당 부분이 구름에 덮여 있으며, 목성은 언제나 완전히 구름에 싸여 있는 것처럼 보입니다.

또 다른 관측 결과들을 통해 우리는 적어도 겉보기에는 목성이 고체 물체가 아니라는 중요한 사실을 알 수 있습니다. 행성이 자전하는 주기는 특정한 표시들을 관측함으로써 알아낼 수 있는데, 이 표시들은 충분히 명확하고 안정적이어서 이용하기에 적합합니다. 만약 이러한 표시들 중 하나가 행성 원반의 중심에 있다고 가정해 봅시다. 그 위치를 정확하게 측정한 다음 시간을 기록합니다. 시간이 지나면서 그 표시는 원반의 가장자리로 이동하고, 그 다음 행성의 반대편을 돌아 다시 보이는 부분으로 돌아옵니다. 원래 위치로 돌아왔을 때 다시 시간을 측정하며, 지난 시간 간격이 바로 그 표시의 자전 주기가 됩니다.

만약 목성이 고체라면, 그리고 그 표시들이 표면에 새겨져 있다면, 어떤 표시에서 측정된 자전 주기는 반드시 다른 표시에서 측정된 주기와 정확히 일치해야 합니다. 하지만 실제로는 그렇지 않습니다. 사실, 각 표시마다 고유한 자전 주기가 있다고 하는 것이 더 정확할 것입니다.

매우 짧은 시간입니다. 위도가 남쪽으로 약 25°인 그 붉은 반점이 한 바퀴 회전하는 데 걸리는 시간은 적도 근처에 있는 특정한 흰색 반점들이 회전하는 데 필요한 시간보다 5분 더 길다는 것이 밝혀졌습니다. 이 붉은 반점은 현재까지 약 20년 동안 관측되어 왔으며, 그 기간 동안 대체로 점점 더 천천히 회전하는 경향을 보였습니다. 회전 주기의 수치를 보면 다음과 같습니다:

1879년: 9시 55분 33.9초
1886년: 9시 55분 40.6초
1891년: 9시 55분 41.7초

1891년 이후로는 이러한 경향이 멈춘 것으로 보이며, 그 반점은 점차 사라져 가고 있습니다. 일반적으로 적도 지역은 약 9시 50분 20초 만에 한 바퀴 회전하고, 온대 지역은 약 9시 55분 40초 만에 회전합니다. 하지만 예외적인 경우도 간혹 있습니다. 1880년과 1891년에 나타난 북위 22° 지역의 작은 검은 반점들은 9시 48분에서 9시 49분 30초 사이의 시간에 한 바퀴 회전했습니다. 따라서 우리가 볼 수 있는 한, 목성은 고체 물체가 아니라고 할 수 있습니다. 적어도 외부적으로는 구름과 증기로 구성되어 있으며, 행성 표면의 끊임없는 변화를 보면 극심한 폭풍에 의해 그 구름들이 계속 움직이고 있는 것으로 보입니다.

제11판.
2월 2일, 2월 4일.
2월 12일, 2월 28일.
행성 목성.
1897년.

그림 57.—목성의 가려짐 (1).

그림 58.—목성의 가려짐 (2).

그림 59.—목성의 가려짐 (3).

그림 60 — 목성의 가려짐 현상 (4).
목성의 다양한 사진들이 촬영되었는데, 특히 리크 천문대에서 촬영된 사진들은 매우 흥미롭고 유용하다. 특별한 상황에서 카메라로 촬영된 목성의 사진들은 그림 57–60에 나와 있으며, 이 사진들은 1892년 8월 12일 페루의 아레키파에서 Wm. H. 피커링 교수가 촬영한 것이다.
[21] 띠 모양의 작은 천체는 목성이며, 크게 보이는 원반 모양의 천체(일부만 보이는)는 달이다. 여기서 설명하는 현상을 ‘행성의 가려짐 현상’이라고 한다. 그림 59에서는 목성이 달 뒤쪽에 반쯤 위치해 있고, 그림 60에서는 목성의 절반이 여전히 달의 어두운 부분에 가려져 있다.

지구 주위의 대기를 격동시키는 폭풍들은 결국 태양의 열 때문에 발생한다는 것은 잘 알려져 있다. 바로 그 거대한 별에서 나오는 광선들이 거대한 대륙들에 부딪혀서…

그와 접촉하는 공기를 따뜻하게 만든다. 이렇게 가열된 공기는 더 가벼워져 위로 올라가고, 그 자리를 대신할 공기는 표면을 따라 유입되어야 한다. 이렇게 생긴 기류가 산들바람이나 바람을 형성하는 것이며, 특별한 상황에서는 사이클론과 허리케인과 같은 현상이 발생하는데, 이 모든 것은 태양의 열에서 비롯된다. 폭풍과 함께 자주 나타나는 비도 마찬가지로, 태양광이 광활한 바다에서 수분을 증발시켜 지구에 습기를 공급함으로써 생겨난 것이 아닌가?

목성의 폭풍은 지구의 폭풍보다 훨씬 더 큰 것 같다. 하지만 목성에서 받는 태양열의 강도는 지구가 받는 양의 극히 일부에 불과하며, 실제로는 25분의 1보다도 적다. 이처럼 거대한 행성에서 발생하는 끔찍한 폭풍의 원동력이 태양열의 약한 영향 때문에 전적으로, 혹은 대부분 설명될 수 있다는 것은 믿기 어렵다. 따라서 우리는 이러한 혼란의 다른 원인을 찾아야 한다. 목성이 여전히 상당한 양의 원시적 내부 열을 보유하고 있다는 사실을 인정한다면 그 원인이 무엇인지는 명백해질 것이다. 마치 태양 자체가 그 강렬한 내부 열로 인해 격렬한 폭풍을 동반하는 것처럼, 목성에서도 비슷한 현상이 더 약한 정도로 관찰된다. 또한 태양의 흑점들은 보통 적도와 평행한 비교적 규칙적인 구역에 위치하는데, 이 배열 방식은 목성의 띠들과 크게 다르지 않다.

이 거대한 행성이 여전히 일부 내부 열을 보유하고 있다는 것은 인정되지만, 그 양이 얼마나 되는지는 여전히 의문이다. 물론 행성의 열은 태양의 열에 비하면 미미한 수준이다. 한밤중 하늘에서 그토록 아름답게 빛나는 목성의 빛도, 지구나 달, 혹은 다른 행성들을 비추는 바로 그 거대한 에너지원에서 비롯된 것이다. 사실 목성은 자체적인 빛이 있어서 빛나는 것이 아니라 반사된 태양광 덕분에 빛나는 것이다. 이 사실을 증명하는 아름다운 예시는 망원경을 사용하는 사람이라면 누구나 잘 알고 있다. 목성의 작은 위성들이 때때로 목성과 태양 사이에 들어와 목성에 그림자를 드리우는데, 그 그림자는 검은색이거나, 적어도 목성의 밝은 표면에 비하면 검은색으로 보인다.

따라서 목성이 그 밝기를 태양 덕분에 얻는다는 것은 자명합니다. 위성들도 이 사실을 뒷받침하는 흥미로운 증거가 됩니다. 이 위성들 중 하나가 때때로 목성의 그림자 속으로 들어가면, 그 작은 천체는 사라집니다. 그것은 목성이 이전까지 위성을 보이게 했던 햇빛 공급을 차단했기 때문입니다. 하지만 목성 자체는 자신이 가로챈 햇빛을 대신하여 위성에게 어떠한 빛도 제공할 수 없습니다.[22]

그러나 목성이 지구의 생물들과 유사한 생명체가 살 수 있는 곳인지에 대한 문제에 대해 판단할 수 있을 만큼 충분한 증거가 이미 제시되었습니다. 분명히 그럴 수는 없습니다. 내부 열과 극심한 폭풍우들이 이 거대한 행성에서 유기적인 생명체가 살 수 없도록 막고 있는 것 같습니다. 비록 다른 근거들도 같은 결론을 시사하지만 말입니다. 하지만 아마도 어느 정도 타당하게, 먼 미래에 목성이 유기적인 생명체가 살 수 있는 곳이 될 가능성이 있다고 주장할 수도 있습니다. 내부 열이 점차 줄어들고 구름들이 서서히 바다로 응축되는 때가 반드시 올 것입니다. 그때가 되면 표면에 육지가 나타나 목성도 거주 가능한 곳이 될 것입니다.

이제 행성 자체에 대한 간략한 설명을 마치고, 목성을 둘러싸고 있는 다섯 개의 위성들로 이루어진 흥미롭고 아름다운 체계로 넘어가보겠습니다. 실제로 우리는 이미 여러 번 이 작은 천체들에 대해 언급할 필요가 있었지만, 이제 본격적으로 다루어질 내용을 방해할 정도로는 아니었습니다.

네 개의 주요 위성들이 발견된 것은 천문학 역사상 중요한 전환점으로 여겨집니다. 이 위성들은 육안으로 볼 수 있는 천체들과 망원경이 필요한 천체들을 구분하는 경계선上에 위치해 있습니다. 이 천체들이 육안으로도 볼 수 있다는 주장이 자주 제기되었지만, 이 문제에 대해 논쟁에 들어가지 않고도, 수많은 세기 동안 목성이 잘 알려진 천체였음에도 불구하고 가장 밝은 하늘 아래에서도 가장 예리한 시력을 가진 사람들조차도 그것들을 볼 수 없었다는 잘 알려진 사실만으로도 충분합니다.

갈릴레오가 새로 발명된 망원경을 그 위에 겨누기 전까지는 이 위성들이 발견되지 않았습니다. 이 망원경은 분명히 매우 열악한 장비였지만, 시야의 한계에 가까운 물체들을 보여주는 데에는 그다지 강력한 성능이 필요하지 않았습니다.

그림 61 — 저배율 망원경으로 본 목성과 그 네 개의 위성들.

중간 배율의 망원경을 통해 본 목성과 그 복잡한 위성 체계의 모습이 그림 61에 나타나 있습니다. 여기서 우리는 거대한 목성의 모습을 볼 수 있으며, 그 중심을 가로지르는 직선상에 네 개의 작은 천체들이 위치해 있습니다. 세 개는 한쪽에, 하나는 다른 쪽에 있죠. 이 작은 천체들은 별처럼 보이지만, 목성 주위를 끊임없이 공전한다는 점에서 별과 구별됩니다. 학생들에게 있어 이 아름다운 체계의 움직임을 망원경으로 관찰하는 것만큼 즐거운 광경은 없습니다.

그림 62 — 목성의 위성들이 사라지는 현상
그림 62에는 위성들이 보여주는 다양한 현상들 중 일부가 나타나 있습니다. 긴 검은 그림자는 태양광선의 경로에 목성이 가로막혀 생기는 것입니다. 태양이 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 이 그림자는 매우 길쭉한 원뿔 모양으로 외부 위성의 궤도를 훨씬 넘어서는 곳까지 뻗어 나갑니다. 두 번째 위성은 이 그림자 속에 잠기게 되어 식게 됩니다. 위성의 식은 목성이 위성과 지구 사이에 끼어들어서 생기는 것이 아닙니다. 이러한 현상을 ‘음식’이라고 하며, 세 번째 위성도 바로 이런 상태를 보여줍니다. 따라서 두 번째와 세 번째 위성은 모두 보이지 않지만, 그 원인은 서로 전혀 다릅니다. 식은 두 현상 중에서 훨씬 더 뚜렷한 현상인데, 그 이유는 위성이 어둠 속으로 빠져드는 순간에도 여전히 행성 가장자리로부터 어느 정도의 거리에 있을 수 있기 때문에, 식이 일어나는 순간까지도 볼 수 있기 때문입니다. 반면 음식의 경우, 위성이 행성 뒤로 지나갈 때 사라지는 순간에는 행성의 밝은 가장자리에 매우 가까이 있기 때문에, 작은 천체에서 나오는 빛이 사라지는 모습을 식이 일어날 때만큼 뚜렷하게 관찰할 수 없습니다.

위성은 행성 표면을 지나가는 동안 또 다른 특이한 현상을 보이기도 합니다. 이런 상황에서는 위성 자체를 항상 쉽게 볼 수 있는 것은 아니지만, 위성이 만들어내는 아름다운 그림자는 밝은 행성 표면 위에 선명한 검은 점을 형성합니다. 실제로 위성은 지구에서 볼 때 행성 앞에 있지 않더라도, 행성과 태양 사이를 지날 때 종종 보이는 그림자를 만들어냅니다.

목성의 네 개의 주요 위성들이 각각의 모항성 주위를 공전하는 주기는 첫 번째 위성이 1일 18시간 27분 34초, 두 번째 위성이 3일 13시간 13분 42초, 세 번째 위성이 7일 3시간 42분 33초, 네 번째 위성이 16일 16시간 32분 11초입니다. 따라서 목성의 위성들의 공전 주기는 분명히 훨씬 짧다는 것을 알 수 있습니다.

우리 달의 경우도 마찬가지입니다. 이 거대한 행성으로부터 가장 멀리 떨어져 있는 위성조차도 한 바퀴 공전하는 데 평범한 달의 한 달 기간의 3분의 2보다 짧은 시간밖에 걸리지 않습니다. 이들 중 가장 안쪽에 있는 위성은 이틀도 채 되지 않는 시간 안에 한 바퀴를 도는데, 그로 인해 끊임없이 빠르게 변화하는 모습을 보이며, 매번 공전할 때마다 일식이 발생합니다. 목성의 중심에서 이 네 개의 위성 중 가장 안쪽에 있는 위성의 궤도까지의 거리는 25만 마일이며, 가장 바깥쪽에 있는 위성의 반지름은 100만 마일이 약간 넘습니다. 행성에서 바깥쪽으로 두 번째로 있는 위성은 우리 달과 거의 같은 크기이며, 나머지 세 개의 위성은 더 큽니다. 그중 세 번째 위성이 가장 크며, 지름은 약 3,560마일입니다. 지구에서 보면 위성들이 너무 작아서 그 표면의 어떤 특징도 알아보기가 극도로 어렵지만, 몇 차례의 관측 결과를 통해 위성들도 (우리 달처럼) 항상 같은 면을 모항성 쪽으로 향하고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 버나드 교수는 강력한 리크 망원경을 이용하여 첫 번째 위성에 흰색의 적도대가 있다는 것을 관측했으며, 그 위성의 극지방은 매우 어두웠습니다. 더글라스 씨도 로웰 씨의 강력한 망원경을 이용하여 세 번째 위성에 줄무늬 모양의 특징들이 있다고 보고했습니다.

1892년에 E.E. 버나드 교수가 한 매우 흥미로운 천문학적 발견도 있습니다. 그는 36인치짜리 리크 망원경을 이용하여 목성에서 112,400마일 떨어진 곳에 위치한 극도로 작은 다섯 번째 위성을 발견했으며, 이 위성의 공전 주기는 11시간 57분 22.6초였습니다. 이 위성은 가장 강력한 망원경을 사용해야만 볼 수 있습니다.

목성의 위성들이 일식을 일으키는 현상은 오랫동안 관측되어 왔으며, 그 발생 시간도 기록되어 왔습니다. 결국 이러한 일식들 사이에도 다른 모든 천문학적 현상들과 마찬가지로 일정한 규칙성이 있다는 것이 밝혀졌습니다. 일식이 반복되는 규칙들이 파악되자, 앞으로 언제 일식이 일어날지 예측하는 것이 가능해졌습니다. 실제로 그 예측들은 대체로 정확하게 들어맞았습니다. 그 후 계산 방법이 더욱 개선되면서 더욱 정확한 시간을 예측하려는 노력이 이어졌습니다. 하지만 실제로 일식이 일어나는 정확한 순간을 명명하는 것은 여전히 어려운 문제였습니다.

실제로는 예상과 다른 경우도 있었습니다. 때로는 일식이 예상보다 5분에서 10분 빨리 일어나기도 했고, 때로는 5분에서 10분 늦게 일어나기도 했습니다. 이러한 차이점들은 반드시 주의를 기울여야 합니다. 사실, 바로 이러한 차이점들을 올바르게 활용함으로써 많은 발견들이 이루어지는 것이며, 지금 우리 앞에 있는 것도 그런 흥미로운 예 중 하나입니다.

일식이 불규칙하게 일어난다는 사실은 결국 특정한 규칙을 따른다는 것이 밝혀졌습니다. 지구가 목성에 가까이 있을 때는 일식이 보통 예상된 시간보다 빨리 일어났으며, 반대로 지구가 목성에서 멀리 떨어진 궤도 상에 있을 때는 예상된 시간보다 늦게 일어났습니다. 이 사실이 확인되자, 1675년 덴마크의 천문학자 로머는 빠르게 중요한 발견을 이루어냈습니다. 위성이 그림자 속으로 들어가면 그 빛은 점차 약해져서 결국 사라집니다. 일식의 시간을 알려주는 것은 바로 그 위성에서 나오는 마지막 빛줄기인데, 이 빛줄기가 위성에서 지구까지 도달하여 우리의 망원경으로 들어와야만 일식이 일어났다는 것을 알 수 있습니다. 과거에는 빛이 순간적으로 전달된다고 여겨져서, 일식이 일어난 순간이 바로 망원경으로 그 일식을 볼 수 있는 순간이라고 생각했습니다. 하지만 이는 잘못된 생각이었습니다. 빛에도 전파에 시간이 걸린다는 것이 밝혀졌습니다. 지구가 목성에 비교적 가까이 있을 때는 빛이 짧은 거리만을 이동하기 때문에 일식에 대한 정보가 빠르게 전달되어, 계산된 시간보다 빨리 일식을 볼 수 있었습니다. 반면 지구가 목성에서 멀리 떨어져 있을 때는 빛이 더 긴 거리를 이동해야 하므로 평균적인 시간보다 더 오래 걸려서 일식이 예상보다 늦게 일어났습니다. 이러한 간단한 설명 덕분에 위성의 일식을 예측하는 데 있던 어려움들이 해결되었습니다. 하지만 이 발견의 의미는 훨씬 더 중대했습니다. 우리는 이를 통해 빛에도 속도가 있다는 것을 알게 되었으며, 최근 연구에 따르면 그 속도는 초당 186,300마일에 달합니다.

태양의 거리를 측정하려는 가장 유명한 시도들 중 하나는 빛의 속도에 관한 실험과 천문학적 측정을 결합한 방법입니다. 이는 매우 정교하고 흥미로운 방법이며, 비록 모든 필요한 조건을 완전히 충족시키는 것은 아니지만…

완벽하게 만족스러운 결과를 얻으려면 해야 하지만, 여기서는 어느 정도 그에 대한 언급을 피할 수 없습니다. 빛의 속도가 매우 엄청나긴 하지만, 실제로 실험을 통해 그 속도를 측정하는 것이 가능하다는 사실이 밝혀졌습니다. 이는 지금까지 이루어진 가장 섬세한 실험적 연구 중 하나입니다. 소총탄의 속도를 측정하는 것조차 어려운데, 그보다 거의 백만 배나 빠른 빛의 속도는 과연 어떻게 측정할 수 있을까요? 1초 동안 지구의 적도를 최소 일곱 번이나 도는 빛의 속도를 측정하기 위해서는 충분히 정밀한 장치가 필요합니다. 일반적인 측정 장치로는 부족하므로, 전혀 다른 성격의 장치를 고안해내야 합니다.

움직이는 물체의 속도를 알아내려 할 때는 먼저 일정한 거리를 정한 다음, 그 물체가 그 거리를 이동하는 데 걸리는 시간을 측정합니다. 기차의 속도는 기차가 한 마일표지판에서 다음 마일표지판까지 이동하는 데 걸리는 시간으로 구합니다. 소총탄의 속도도 마찬가지 원리에 따라 고안된 장치를 이용해 측정합니다. 속도가 클수록 실험 중에 이동하는 거리도 가능한 한 크게 하는 것이 바람직합니다. 따라서 빛의 속도를 측정할 때는 편리한 한도 내에서 가장 긴 거리를 선택합니다. 하지만 두 지점이 서로 보이도록 하는 것이 필수적입니다. 1~2마일 떨어진 언덕은 원거리 관측소로 적합하며, 언덕 위의 해당 지점과 관측자와의 거리도 반드시 정확하게 측정해야 합니다.

이제 문제를 간단히 설명하자면, 관측자로부터 원거리 관측소까지 빛을 보내고, 그 빛이 이동하는 데 걸리는 시간을 측정하는 것입니다. 관측자가 적절한 장치를 이용해 빛이 나오는 등불을 준비해 놓았다고 가정해 봅시다. 이 빛이 원거리 관측소까지 가서 반사거울의 표면에 닿는다고 가정합시다. 즉시 빛은 거울의 기울기에 따라 새로운 방향으로 반사됩니다. 적절히 조절하면 빛이 거울에 수직으로 닿도록 할 수 있으며, 그 경우 빛은 당연히 원래 방향으로 다시 돌아옵니다.

빛이 온 방향입니다. 실험 전 과정 동안 거울은 이 위치에 고정되어 있어야 합니다. 따라서 등불에서 나온 빛줄기는 먼 반사체까지 가서 다시 돌아오게 됩니다. 이제 등불 앞에 작은 셔터가 있다고 상상해 봅시다. 셔터를 열면 빛줄기가 멀리 있는 반사체로 나가서 다시 그 구멍을 통해 돌아옵니다. 하지만 이제 빛줄기가 다시 돌아오기 전에 셔터를 닫으려고 한다면, 과연 어떤 손가락이 그렇게 민첩하게 움직일 수 있을까요? 설령 먼 반사체가 10마일 떨어져 있어서 빛이 거울까지 가는 데 10마일, 돌아오는 데도 10마일이 걸린다 해도, 전체 과정은 약 1초의 9천분의 1 정도의 시간에 완료됩니다. 이는 너무나 짧은 시간이어서, 설령 그 시간이 천 배로 길어진다 해도 사람의 손놀림으로는 셔터를 닫기 어려울 것입니다. 하지만 이 목적에 적합할 만큼 섬세한 셔터를 만들 수는 있습니다.

이 훌륭한 방법의 원리는 뉴콤의 『대중천문학』에서 발췌한 이 페이지의 도표(그림 63)를 통해 충분히 이해할 수 있습니다. 이 도표에는 등불과 관찰자, 그리고 톱니가 달린 큰 바퀴가 나와 있습니다. 바퀴의 각 톱니가 회전할 때마다 등불에서 나오는 빛줄기와, 물론 먼 반사체를 향해 있는 눈도 가려집니다. 여기에 표시된 바퀴의 위치에서는 등불에서 나온 빛줄기가 거울로 가서 다시 돌아와 눈에 보이지만, 바퀴가 계속 회전한다면 등불을 떠난 빛줄기가 다음 톱니가 눈 앞에 오기 전에 돌아올 시간이 없을 수도 있습니다. 바퀴의 회전 속도를 더 높이면 다음 톱니가 눈을 지나가면서 빛줄기가 다시 보이게 됩니다. 바퀴의 회전 속도는 측정할 수 있으며, 이를 통해 한 톱니가 눈 앞을 지나가는 데 걸리는 시간을 알 수 있습니다. 이로써 빛줄기가 왕복하는 데 걸리는 시간을 알 수 있으며, 결국 빛의 속도도 측정할 수 있습니다.

따라서 목성의 위성들을 관측하거나 실험적인 방법을 통해 빛의 속도를 알아낼 수 있는 것으로 보입니다. 후자의 방법을 사용한다면, 우리는 주목할 만한 천문학적 결과들을 도출해낼 수 있습니다. 사실, 이 방법은 자주 언급되는 그 중요한 문제, 즉 지구에서 태양까지의 거리를 구하는 데에도 활용될 수 있지만, 다른 일부 방법들에 비해 정확도 면에서는 뒤떨어집니다.

태양계의 규모가 너무나 커서, 태양광이 지구와 태양을 가르는 거대한 거리를 가로지르는 데에는 상당한 시간이 필요합니다. 대략 8분 정도가 소요되므로, 우리가 어느 순간에 태양을 본다 해도 그것은 실제로는 8분 전에 그 근처에 있는 관측자가 본 모습일 뿐입니다. 실제로 태양이 갑자기 가려진다 해도, 실제로 사라진 후에도 여전히 8분 동안은 밝게 빛나는 것처럼 보일 것입니다. 우리는 목성의 위성들의 일식을 통해 이 시간을 측정할 수 있습니다.

위성이 빛을 발하는 한, 그것은 목성과 지구 사이의 광활한 공간을 가로질러 빛의 줄기를 방출한다. 일식이 시작되면 그 작은 위성은 더 이상 빛을 내지 않지만, 그럼에도 불구하고 그곳으로 향하는 긴 빛의 줄기가 존재한다. 이 빛들이 모두 우리의 망원경에 도달할 때까지 우리는 여전히 그 위성이 이전처럼 빛나는 것처럼 보인다. 만약 우리가 일식이 실제로 일어난 순간을 계산할 수 있고, 일식이 관측되는 순간도 관찰할 수 있다면, 두 순간의 차이가 바로 빛이 그 여정을 거치는 데 걸리는 시간을 나타낸다. 이 값을 상당히 정확하게 알아낼 수 있으며, 이미 빛의 속도를 알고 있으므로 목성과 지구 사이의 거리를 파악할 수 있고, 그를 통해 태양계의 규모를 추론할 수 있다. 하지만 이 과정의 양쪽 끝에서 모두 불확실성의 요소들이 존재한다는 점을 지적해야 한다. 일식의 발생은 순간적인 현상이 아니다. 위성은 그림자를 형성하는 경계를 통과하는 데 상당한 시간이 필요할 정도로 크기 때문에, 일식을 관측하는 것만으로는 정확한 측정의 기초가 될 만큼 충분히 정밀하지 않다.[23] 게다가 위성 근처에 있는 관측자가 볼 수 있는 일식의 실제 발생 순간을 정의하려는 시도에는 훨씬 더 큰 어려움이 따른다. 이를 위해서는 현재 가능한 것보다 훨씬 더 완벽한 목성의 위성들의 움직임에 관한 이론이 필요하다. 이러한 방법으로는 태양까지의 거리를 그 값의 천분의 일 정도의 정확도로 알아낼 수 없으므로, 다른 방법들이 훨씬 더 높은 정확도를 제공하는 것으로 보이므로 이 방법은 버릴 수 있다.

수학자들에게는 목성의 네 개의 주요 위성들이 특별한 관심의 대상이다. 그들은 중력 법칙의 보편성을 보여주는 매우 인상적인 예시가 되기 때문이다. 물론 이 위성들의 움직임은 주로 거대한 행성의 인력에 의해 조절되지만, 서로도 서로를 끌어당기므로 그 결과로 흥미로운 현상들이 나타난다.

각 위성이 하루 동안 목성의 중심 주위를 도는 평균 운동 각도는 첫 번째 위성이 203°·4890이며, 두 번째 위성은 101°·3748, 세 번째 위성은 50°·3177이다. 이러한 값들은 서로 특정한 관계를 가지고 있어서 다음과 같은 법칙이 성립하는 것을 알 수 있다.

첫 번째 위성의 평균 운동 속도에 세 번째 위성의 평균 운동 속도의 두 배를 더하면, 그 값은 정확히 두 번째 위성의 평균 운동 속도의 세 배가 됩니다.

이와 유사한 성질을 가진 또 다른 법칙도 있습니다. 즉, 평균 경도란 고정된 선과 위성의 평균 위치까지의 반지름 사이의 각도입니다. 첫 번째 위성의 평균 경도에 세 번째 위성의 평균 경도의 두 배를 더하고, 두 번째 위성의 평균 경도의 세 배를 빼면 그 차이는 항상 180°가 됩니다.

이러한 원리들은 관측을 통해 처음으로 발견되었습니다. 하지만 라플라스는 만약 위성들이 거의 이런 방식으로 공전한다면, 중력의 법칙에 따라 서로 간의 상호 작용으로 인해 그들은 영원히 이러한 상대적 위치를 유지할 것이라고 보여주었습니다.

마지막으로 말하자면, 목성의 위성들이 발견된 것은 코페르니쿠스의 이론을 크게 뒷받침해 주었습니다. 코페르니쿠스는 태양이 거대한 구체이며, 지구와 다른 모든 행성들은 그 거대한 천체 주위를 도는 작은 천체들이라고 주장했습니다. 이러한 주장은 기존의 이론들과 우리의 감각이 제공하는 직접적인 증거들과는 상반되는 것이었기 때문에, 정교한 추론을 통해서만 입증될 수 있었습니다. 목성의 위성들이 발견된 것은 매우 적절한 시기였습니다. 이를 통해 우리는 코페르니쿠스가 제안한 것과 정확히 같은 구조의 천체계를, 물론 훨씬 더 작은 규모로나마 직접 목격할 수 있었습니다. 목성의 위성들이 모항성 주위를 도는 모습을 관찰하고, 그들의 일식 및 그와 관련된 여러 흥미로운 현상들을 관찰한 천문학자들은, 거대한 행성이 이 작은 천체들을 지배하여 그들이 자신 주위를 공전하도록 만든다는 사실을 명확하게 확인할 수 있었습니다. 이는 마치 거대한 태양계의 축소판을 보는 것과 같았습니다.

“태양의 흑점의 경우와 마찬가지로, 갈릴레오가 이 발견을 발표했을 때, 당시의 철학자들은 자연의 모든 것이 아리스토텔레스의 저작들에 의해 설명된다고 믿고 있었기 때문에 그의 발표를 믿지 않았습니다. 유명한 천문학자인 클라비우스는 위성들을 보려면 그것들을 보여줄 수 있는 망원경이 필요하다고 말했지만, 나중에 그의 생각을 바꾸었습니다.”

그는 그것들을 직접 보자마자 바로 깨달았다. 더 신중한 또 다른 철학자는 그것들을 보고 확신하게 될까 두려워 망원경으로 살펴보는 것을 거부했다. 그는 얼마 지나지 않아 사망했다. 비꼬는 성격의 갈릴레오는 “그가 천국으로 가는 길에 그것들을 보았기를 바란다”고 말했다.[24]

제13장. 토성
토성의 천체계 내 위치 – 하늘에서 가장 흥미로운 세 천체 중 하나인 토성 – 목성과의 비교 – 맨눈으로 본 토성 – 이 행성에 관한 통계 자료 – 토성의 밀도 – 물보다 가벼움 – 갈릴레오의 연구들 – 그가 토성에서 발견한 것들 – 신비로운 천체 – 반세기 후 휘헨스가 이룬 발견들 – 고리의 존재가 어떻게 입증되었는가 – 15년마다 고리가 보이지 않는 현상 – 행성의 자전 – 유명한 암호 – 그 해석 – 토성의 그림 – 어두운 선 – W. 허셜의 연구들 – 고리의 분할이 정말로 분리된 것인가? – 이 문제를 판단할 가능성 – 고리가 위험한 위치에 있음 – 고리에 다른 분할점들이 있는가? – 희미한 고리 – 토성 고리의 물리적 성질 – 고리가 고체일 수 있을까? – 아니면 가는 고리일 수 있을까? – 유체일까? – 고리의 진정한 성질 – 수많은 작은 위성들 – 토성 고리와 소행성군의 유사성 – 토성이 제기하는 문제들 – 토성 주위의 위성군 – 추가적인 위성들의 발견 – 토성의 궤도는 우리 천체계의 경계가 아니다.

평균적으로 886,000,000마일이나 되는 극심한 거리에 위치한 토성은 29.5년이라는 시간을 들여 태양 주위를 공전한다. 고대인들이 알던 한, 이 거대한 궤도가 바로 행성계의 경계였다.

토성은 목성만큼 큰 천체는 아니지만, 부피와 질량 면에서는 지구보다 훨씬 크며, 사실상 목성을 제외한 다른 모든 행성들보다도 훨씬 크다. 하지만 단순한 크기만을 기준으로 본다면 목성에 밀리겠지만, 목성이 그 주위를 도는 모든 위성들을 합쳐도 토성의 놀라운 아름다움과는 비교할 수 없다는 점은 대체로 인정된다. 필자에게 있어서 토성은 북반구에서 관측자들이 볼 수 있는 가장 흥미로운 세 천체 중 하나로 여겨진다. 나머지 두 천체는 앞으로의 장들에서 다루어질 것이다. 그것들은 오리온자리의 거대한 성운과 헤라클레스자리의 별무리이다.

토성의 구체 자체를 보면, 이 행성에 특별한 매력을 부여하는 어떠한 특징도 발견되지 않습니다. 토성의 크기는 목성보다 작으며, 목성은 우리에게 훨씬 가까이 있기 때문에 토성의 겉보기 크기는 목성에 비해 두 배나 작습니다. 또한 토성이 태양으로부터 더 멀리 떨어져 있기 때문에 그 본래의 밝기도 목성보다 낮습니다. 토성에는 분명히 여러 가지 무늬와 줄무늬들이 존재하지만, 그것들은 목성의 변화무쌍한 띠들만큼 눈에 띄거나 특징적이지는 않습니다. 망원경으로 본 토성의 모습도 화성에 비하면 훨씬 덜 흥미롭습니다. 조건이 좋을 때 화성에서 볼 수 있는 섬세한 디테일들은 희미하고 멀리 떨어져 있는 토성에서는 전혀 찾아볼 수 없습니다. 단순히 구체로서만 본다 해도 토성에는 금성만큼의 매력이 전혀 없습니다. 금성의 엄청난 아름다움은 토성과는 비교조차 되지 않으며, 저녁 하늘의 반달 모양인 금성의 모습은 망원경으로 본 토성의 모습보다 훨씬 더 아름답습니다. 하지만 이 모든 것을 인정한다 해도, 토성이 천체 중에서 가장 아름답고 흥미로운 천체 중 하나라는 주장은 여전히 유효합니다. 이러한 매력은 토성의 구체 자체에서 비롯된 것이 아니라, 토성을 둘러싸고 있는 그 놀라운 고리 시스템 때문입니다. 이 고리 시스템은 모든 면에서 놀랍으며, 우리가 알기로는 우주 전체에서도 유례를 찾아볼 수 없습니다.

그림 64. 토성. (1894년 7월 2일, 36인치 적도식 망원경을 이용하여 촬영됨.) (E.E. 바너드 교수)
육안으로 볼 때 토성은 보통 1등급의 별처럼 보입니다. 그 빛만으로는 수많은 밝은 고정별들과 구분하기 어렵습니다. 하지만 고대인들도 토성을 알고 있었으며, 그것이 행성이라는 것을 알고 있었습니다. 토성은 수성, 금성, 화성, 목성과 함께 별들처럼 하늘의 고정된 위치에 묶여 있지 않은 ‘유람하는 행성들’ 그룹에 속했습니다. 토성이 너무 멀리 떨어져 있기 때문에, 그 움직임은 고대인들이 알던 다른 행성들보다 훨씬 느립니다. 이 먼 행성이 하늘을 한 바퀴 도는 데에는 29년 반의 시간이 걸립니다. 비록 이 움직임이 금성의 끊임없는 변화에 비하면 느리지만, 주의 깊게 관찰하는 사람이라면 충분히 알아차릴 수 있을 정도로 빠릅니다. 1년 동안 토성은 약 12도 정도를 이동하는데, 이는 우연히 관찰해도 충분히 눈에 띄는 거리입니다. 심지어 1개월이나 때로는 1주일 만에도 토성은 하늘 위에서 일정한 각도만큼 이동하므로, 주변 별들을 기준으로 토성의 위치를 기록해 두는 사람이라면 누구나 그 움직임을 알아차릴 수 있습니다. 정밀한 천문학적 장비를 사용할 수 있는 사람들은 몇 시간 안에도 토성의 움직임을 쉽게 파악할 수 있습니다.

태양에서 토성까지의 평균 거리는 약 8억 8,600만 마일입니다. 다른 모든 행성들과 마찬가지로 토성의 궤도도 사실은 태양이 한 초점에 있는 타원형입니다. 하지만 토성의 경우 이 타원의 형태가 완전한 원형 궤도와는 상당히 다릅니다. 토성은 이 궤도를 시속 5.96마일의 평균 속도로 공전합니다.

토성의 평균 지름은 약 71,000마일입니다. 적도 지름은 약 75,000마일이며, 극지방의 지름은 67,000마일입니다. 이 수치들의 비율은 대략 10대 9입니다. 따라서 토성이 진정한 구형에서 상당히 벗어나 있다는 것은 명백합니다. 적도 부분의 볼록함은 분명히 행성이 매우 빠르게 자전하기 때문에 생긴 것입니다. 토성의 자전 속도는 지구보다 두 배 이상 빠르지만, 목성만큼은 빠르지 않습니다. 토성은 약 10시간 14분 만에 한 바퀴를 공전합니다. 하지만 스탠리 윌리엄스는 매우 세심하게 여러 반점들을 관찰한 결과, 북위 27도 지점에 있는 일부 반점들의 경우 10시간 14분에서 15분 정도의 주기로 자전하는 반면, 적도 지점의 반점들은 10시간 12분에서 13분밖에 걸리지 않는다는 것을 발견했습니다. 또한 같은 위도라도 행성의 서로 다른 위치에 있는 반점들의 자전 속도는 1분 이상씩 차이가 나며, 여러 그룹의 반점들이 보여주는 자전 주기도 해마다 달라지는 경향이 있습니다.

이러한 사실들은 토성과 그 반점들이 단단히 결합된 체계가 아니라는 것을 증명합니다. 토성의 가벼움은 그 행성의 표면이 지구의 지각과 비슷한 고체 물질로 구성되어 있다는 가설과는 전혀 양립할 수 없습니다. 토성을 둘러싸고 있는 위성들은, 유명한 고리들만큼이나 흥미로운 체계를 이루며, 우리가 태양을 기준으로 토성의 질량을 파악하고, 그것을 지구와 비교할 수 있게 해줍니다. 그 결과는 상당히 놀랍습니다. 지구의 밀도는 토성의 밀도보다 8배나 높은 것으로 나타납니다. 사실 토성의 밀도는 물의 밀도보다도 낮아서, 토성과 크기가 같은 거대한 물덩어리의 무게가 오히려 더 클 것입니다. 만약 우리가 토성과 크기가 같은 거대한 바다를 상상할 수 있다면…

토성과 같은 크기와 무게를 가진 물체가 만들어진다면, 그 거대한 구체는 지구나 다른 행성들처럼 가라앉지 않고, 부력에 의해 수면 위에 떠 있게 될 것이며, 그 부피의 4분의 1만이 물 밖으로 나와 있을 것이다.

이로써 우리는 망원경으로 관측되는 토성의 표면이 단단한 표면이 아니라, 내부가 가열된 상태인데 그 주위를 둘러싼 거대한 구름층에 불과하다는 사실을 알 수 있다. 질량이 매우 크기 때문에 목성과 마찬가지로 토성도 여전히 열을 유지하고 있다고 생각하는 것은 당연하다. 하지만 여기서 제시된 견해와 다소 모순되는 점도 있다. 우리는 목성과 토성 모두가 지구보다 밀도가 훨씬 낮다는 것을 알아냈다. 두 행성을 비교해보면 토성의 밀도가 목성보다 훨씬 낮은 것으로 보인다. 실제로 목성의 1입방마일당 무게는 토성의 1입방마일당 무게의 거의 두 배에 달한다. 이는 토성이 두 행성 중에서 더 가열된 상태라는 결론을 시사하는 듯하다. 하지만 목성이 더 크기 때문에 오히려 목성이 다른 행성보다 더 뜨거울 것으로 예상될 수도 있다. 우리는 이러한 모순을 조화시키려 하지 않는다. 사실, 이 행성들의 구성 성분에 대해 우리가 잘 모르기 때문에 이 문제에 대해 논의하는 것은 무의미할 것이다.

비록 토성이 지구와 비교했을 때 부피 대비 가벼운 편이라고 해도, 그 부피가 너무나 거대하기 때문에 토성의 무게는 지구의 95배가 넘는다. 함께 제시된 그림은 토성과 지구의 상대적 크기를 보여준다(그림 65).

육안으로는 토성 주위에 있는 그러한 놀라운 현상들을 전혀 볼 수 없기 때문에, 사람들이 이 행성에 관심을 갖기 시작한 것은 망원경을 사용하여 관측하기 시작한 때부터라고 할 수 있다. 이 복잡한 천체의 진짜 성격이 점차적으로 밝혀진 과정을 간략히 살펴볼 필요가 있다. 갈릴레오가 30배밖에 확대하지 못하는 소형 굴절망원경을 만들었을 때, 그것은 육안의 능력을 획기적으로 향상시킨 것이었다. 그는 그 망원경을 이용해 하늘을 관측했으며, 태양의 반점들과 달의 산들을 보았으며, 금성의 초승달 모양도 관찰했다.

그리고 목성의 위성들도 있었다.
이러한 놀라운 발견들에 고무되고 격려받은 그는 당연히 다른 행성들도 조사해보고자 했으며, 그래서 망원경을 토성 쪽으로 돌렸다. 여기서도 갈릴레오는 즉시 새로운 발견을 했다. 그는 토성도 다른 행성들과 마찬가지로 육안으로 볼 수 있는 형태를 가지고 있음을 알았지만, 토성은 다른 망원경으로 관측되는 천체들과는 달랐다. 왜냐하면 토성은 서로 항상 접촉해 있으면서도 항상 같은 상대적 위치를 유지하는 세 개의 천체로 구성된 것처럼 보였기 때문이다. 이 세 개의 천체는 일직선상에 있었으며, 가운데 있는 천체가 가장 컸고, 나머지 두 천체는 그 주위의 동쪽과 서쪽에 위치해 있었다. 그는 지금까지 하늘에서 본 어떤 것보다도 더 놀라운 광경을 목격했으며, 그것은 전혀 설명할 수 없는 것처럼 보였다.

이 신비로운 천체를 이해하려는 노력 속에서 갈릴레오는 1610년 내내 계속해서 관측을 진행했다. 그리고 놀랍게도 그는 그 두 작은 천체들이 점점 더 작아지는 것을 보았으며, 2년이 지나자 그 천체들은 완전히 사라져버렸고, 토성은 마치 목성처럼 둥근 원반 모양으로만 보였다. 이 역시 갈릴레오에게 새로운 걱정거리가 되었다. 당시 그는 고대 천문학 이론을 옹호하는 사람들과 맞서야 했는데, 그들은 그의 발견들을 조롱하며 그의 이론들을 받아들이려 하지 않았다. 그는 이미 토성이 여러 천체로 구성되어 있다는 사실을 발표했는데, 이제는 그 천체들이 점차 사라져가는 모습도 관찰해야 했다.

이 두 개의 보조 천체가 완전히 사라지는 것을 보고 그는 당연히 자신의 관측 결과 전체가 환상에 불과하다고 주장할 기회를 상대방들이 잡을까 두려워했다.[25] “이토록 이상한 변화에 대해 도대체 무슨 말을 해야 할까? 그 두 작은 별들도 태양의 흑점들처럼 사라진 것일까? 아니면 갑자기 사라져버린 것일까? 혹시 토성이 자신의 ‘자녀들’을 삼켜버린 것일까? 아니면 그 모든 현상들이 실제로는 환상이나 속임수였던 것일까? 내가 그것들을 보여준 다른 많은 사람들도 마찬가지로 속았던 것일까? 이제는, 더 깊은 성찰을 통해 새로운 관측 결과의 오류를 발견하고 그 존재가 전혀 불가능함을 증명해낸 사람들의 거의 절망에 빠진 희망을 다시 살릴 때가 온 것 같다. 이토록 놀랍고 예상치 못하며 새로운 상황에서 무슨 말을 해야 할지 모르겠다. 시간의 짧음, 예상치 못한 사건의 성격, 나의 열악한 이해력, 그리고 오류를 범할까 두려운 마음이 나를 크게 혼란스럽게 만들었다.”

하지만 갈릴레오는 틀리지 않았다. 그가 처음으로 관측을 시작했을 때 그 천체들은 실제로 존재했으며, 실제로 점차 약해지다가 결국 사라졌다. 하지만 그 사라짐은 잠시뿐이었으며, 곧 다시 보이기 시작했다. 그 후 그 천체들은 계속해서 관찰되었고, 점차 그 본질이 밝혀졌다. 망원경의 성능이 향상됨에 따라, 갈릴레오가 토성 양쪽에 있는 구형 천체라고 설명했던 그 두 천체가 실제로는 구형이 아니라는 것이 밝혀졌다. 그것들은 오히려 각각의 오목한 면이 중심의 토성을 향하고 있는 두 개의 발광하는 초승달 모양이었다. 또한 이 천체들이 주기적인 변화를 겪는다는 사실도 알려졌다. 그러한 변화가 시작될 때 행성은 진정한 원형의 원반 모양이었다. 그 후 그 ‘팔’들은 행성 양쪽으로 직접 뻗어나가는 형태로 나타났으며, 점차 토성의 손잡이와 비슷한 모양의 두 개의 초승달 모양으로 변했다. 약 7~8년이 지나면 그 팔들의 너비는 최대치에 이르렀고, 그 후 다시 수축하기 시작하여 약 같은 시간이 지난 후 다시 사라졌다.

이 천체들의 진정한 본질은 마침내 1655년, 갈릴레오가 그것들의 존재를 처음 발견한 지 거의 반세기가 지난 후에 위그엔스에 의해 밝혀졌다.

그는 고리가 지구 위에 드리우는 그림자를 관찰했으며, 이 현상에 대한 그의 설명은 매우 철학적인 방식으로 이루어졌다. 그는 지구와 태양, 달이 각각 자신의 축을 중심으로 회전한다는 사실을 알아차렸고, 따라서 우주계의 모든 천체들도 각자의 축을 중심으로 회전한다는 것을 일반적인 법칙으로 여겼다. 물론 토성도 회전한다는 것을 실제로 보여주는 관측 결과는 아직 없었지만, 어떤 행성이라도 그러한 회전 운동이 전혀 없다는 것은 극히, 아니 오히려 무한히 불가능한 일이었다. 우주계의 모든 유사점들은 회전 속도가 상당할 것이라는 결론을 시사했다. 이미 토성의 한 위성이 16일 주기로 공전하는 것이 알려져 있었는데, 이는 지구의 한 달보다 조금 긴 시간에 불과했다. 휘헨스는 토성이 아마도 매우 빠르게 자신의 축을 중심으로 회전할 것이라고 가정했는데, 이는 매우 합리적인 가정이었다. 또한, 만약 이러한 특이한 구조물들이 실제로 행성에 연결되어 있다면 그것들도 토성과 함께 회전해야 한다는 점도 주목할 만했다. 하지만 만약 그 구조물들이 실제로는 행성에 연결되어 있지 않다 할지라도, 우주계 내의 다른 천체들과의 유사성을 어느 정도 유지하려면 그 구조물들도 반드시 회전해야 했다. 우리는 목성 주위를 공전하는 위성들을 볼 수 있으며, 더 가까이에서는 달이 지구 주위를 공전하는 모습도 볼 수 있다. 또한 모든 행성들이 태양 주위를 공전하는 모습도 볼 수 있다. 휘헨스가 이러한 사실들을 고려했을 때, 그 특이한 구조물들이 실제로 행성에 연결되어 있든 아니든 간에 그것들은 반드시 회전하고 있을 것이라는 결론에 도달했다.

이러한 추론들을 바탕으로 토성계의 진정한 성격을 예측하는 것은 곧 쉬워졌다. 우리는 그 구조물들이 15년마다 보이지 않을 정도로 사라졌다가, 점차적으로 행성에서 바깥쪽으로 뻗어 나가는 직선형의 팔 모양으로 다시 나타나는 모습을 보았다. 이러한 변화는 매우 천천히 일어나며, 몇 주, 몇 달 동안 밤마다 거의 변화 없이 같은 모습을 보였다. 하지만 그동안 토성과 그 주위의 신비로운 물체들은 계속해서 회전하고 있었다. 그것들이 무엇이든 간에, 끊임없이 회전하고 있음에도 불구하고 눈에는 같은 모습으로 보였다.

여기서 제시된 조건들을 만족시키는 물체의 형태는 어떠해야 할까? 당연히 그 물체의 투영상을 행성에서 뻗어 나가는 두 개의 스포크로 간주하는 것만으로는 충분하지 않다. 그렇게 되면 매번 회전할 때마다 그 투영상이 보이다가 사라지기를 반복할 것이며, 그 결과 완전한 한 주기가 15년이 걸리는 서서히 점진적인 변화 대신 끊임없이 모습이 바뀌게 될 것이다. 실제로 이러한 성격의 물체가 존재할 가능성을 배제하는 다른 요소들도 있는데, 그것은 바로 그 물체의 길이가 항상 행성의 직경과 같다는 점이다. 약간의 고민을 통해, 이 사건의 모든 사실들을 설명할 수 있는 가설은 단 하나뿐임을 알 수 있다. 만약 토성의 적도 주위를 자신의 평면 내에서 회전하는 얇고 대칭적인 고리가 있다면, 밤마다 그 물체가 계속해서 보이는 현상을 설명할 수 있을 것이다. 이로써 어려움의 대부분이 해결된다. 나머지는 그 고리가 너무 얇아서 지구 쪽으로 회전하면 보이지 않게 되고, 그 평면의 밝은 면이 점점 더 지구 쪽으로 돌아오면서 행성에 붙어 있는 부분들이 점차 커진다고 가정하기만 하면 된다. 그 물체가 주기적으로 나타내는 손잡이 모양의 형태는 그 고리가 행성에 붙어 있을 수 없음을 보여준다.

마침내 호이헌스는 지난 50년 동안 천문학자들을 혼란스럽게 했던 이 큰 수수께끼의 단서를 찾아냈다. 그는 그 고리가 매우 흥미로운 물체라는 것을 깨달았으며, 당시에는 유일무이한 존재였으며, 사실 지금도 여전히 유일무이하다. 하지만 그는 이 문제를 충분히 확실하게 증명하지 못했다고 생각했으며, 더 많은 연구를 통해 그 증명을 완성할 수 있을 것이라고 믿었다. 그러나 다른 천문학자들이 먼저 발표할까 봐 자신의 발견을 과도하게 미루어서 잃어버리는 위험을 감수하고 싶지는 않았다. 그렇다면 만약 그의 발견이 옳다는 것이 입증된다면, 어떻게 해야 자신의 우선권을 확보하면서도 여유롭게 그 발견을 완성할 수 있을까? 그는 당시 일반적으로 사용되던 방법을 따르기로 했으니, 바로 암호를 사용하여 처음으로 발표하는 것이었다. 그래서 1656년 3월 5일, 그는 다음과 같은 내용을 담은 논문을 발표했다.

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
ooooo pp q rr s ttttt uuuuu

아마도 오늘날 이러한 암호 해독에 많은 노력을 기울이는 사람들 중 일부는 이 유명한 암호에 대해 고민해보았으며, 심지어 그것을 해독하려고 시도했을 것입니다. 하지만 그러한 시도가 있었다고 해도 성공했다는 기록은 없습니다. 그래서 호이헨스는 몇 년 더 연구할 수 있었습니다. 그는 자신이 생각해낼 수 있는 모든 방법으로 자신의 이론을 검증했으며, 모든 면에서 그 이론이 옳다는 것을 확인했습니다. 그래서 그는 더 이상 자신의 위대한 발견을 세상에 숨길 필요가 없다고 생각했고, 결국 1659년, 즉 그의 암호가 만들어진 지 약 3년 후에 그 해석을 발표했습니다. 글자들을 원래의 배열대로 되돌리면 그 발견은 다음과 같은 문장으로 표현됩니다: “Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato.” 이를 번역하면 “행성은 얇고 평평한 고리에 둘러싸여 있으며, 그 고리는 행성 표면과는 전혀 다른 형태를 하고 있고 태양궤도에 비스듬히 기울어져 있다”는 뜻입니다.

호이헨스는 단순히 자신의 가설이 관측된 모든 현상을 얼마나 잘 설명하는지 보여주는 데 만족하지 않았습니다. 그는 어떤 천문학적 이론에도 적용될 수 있는 더 엄격한 검증을 시도했습니다. 그는 이 가설을 이용해 예측을 내놓으려 했으며, 그 예측이 실현된다면 자신의 이론이 확실한 것으로 인정받을 수 있을 것이라고 생각했습니다. 그의 계산에 따르면, 1671년 7월이나 8월경에 그 행성 주위에 고리가 나타날 것이라고 했습니다. 실제로 그 해 5월에 그 고리가 사라지는 것이 관측되면서 그의 예측은 정확하게 증명되었습니다. 물론, 오늘날 우리는 장기간에 걸친 정확한 관측을 바탕으로 토성의 고리가 언제 나타나거나 사라질지 훨씬 더 정확하게 예측할 수 있습니다. 하지만 호이헨스가 그 예측을 내놓았던 당시의 상황을 고려한다면, 그의 예측이 실현된 것만으로도 충분히 토성과 그 고리에 관한 이론을 입증하는 것으로 볼 수 있습니다.

이와 같이 토성의 고리가 천체 구조학상의 사실로 확립된 이후, 매 세대의 천문학자들은 그 놀라운 특징들을 더욱 자세히 알아내기 위해 노력해왔다. 표지판(그림 I)에는 1872년 7월 28일부터 10월 20일까지 미국 하버드 대학교 천문대에서 관측된 토성의 모습이 나와 있다. 이 그림은 뛰어난 천문학자이자 화가인 L. 트루벨로트 씨가 그린 것으로, 이 독특한 천체를 매우 정확하고 아름답게 묘사하고 있다.

그림 64는 1894년 7월 2일 리크 천문대에서 E.E. 바너드 교수가 촬영한 같은 천체의 그림이다.

휘헨스의 발견 이후 토성계에서 이루어진 또 다른 중요한 발견은, 토성을 둘러싼 고리에 어두운 동심원 형태의 선이 있으며, 이 선이 고리를 두 부분으로 나눈다는 것이었다. 바깥쪽 부분은 안쪽 부분보다 좁았다. 이 선은 1675년 토성이 태양광 속에서 모습을 드러냈을 때 J.D. 카시니에 의해 처음으로 관측되었다. 이 검은 선이 단순히 고리 위의 어두운 점에 불과한 것이 아니라 실제로 고리를 나누는 경계선이라는 사실은 1715년 마랄디의 연구를 통해 매우 유력해졌으며, 그 후 몇 년 뒤 윌리엄 허셜 경의 연구를 통해 더욱 확실해졌다. 허셜 경은 자신만의 세심함을 발휘하여 토성을 매우 정밀하게 관측했다. 그는 밤마다 정교한 장비를 사용해 수시간 동안 토성을 관측함으로써 우리가 토성과 그 주변 천체들에 대해 알고 있는 지식을 크게 넓혔다.

허셜은 고리를 나누는 그 선을 관찰하는 데 특별한 주의를 기울였다. 그는 그 선의 색깔이 토성과 고리 사이의 공간의 색깔과 구별되지 않는다는 것을 알아냈다. 그는 10년 동안 고리의 북쪽 면을 관찰했으며, 그동안 그 선의 너비와 색깔, 그리고 윤곽선의 선명도는 변하지 않았다. 그 후 그는 운 좋게도 고리의 남쪽 면도 관찰할 수 있었다. 그곳에서도 북쪽 면에서 본 검은 선과 외형과 위치가 일치하는 검은 선이 보였다. 따라서 토성이 두 개의 고리로 둘러싸여 있다는 사실에 대해서는 더 이상 의심의 여지가 없었다.

두께가 같은 동심원들로, 하나의 바깥쪽 가장자리가 다른 하나의 안쪽 가장자리와 매우 가깝게 위치해 있다.

동시에, 이러한 고리들이 분리되어 있다는 것을 증명할 수 있는 확실한 증거는 아직 망원경을 통해 얻어지지 않았다는 점도 언급해야 한다. 허셜이 관찰한 현상들은 그 검은 선이 단지 고리의 일부에 불과하며, 고리의 나머지 부분보다 훨씬 빛을 반사하는 능력이 낮은 물질로 구성되어 있다는 견해와 일치한다. 실제로 그 검은 선을 통해 무엇을 볼 수 있는지는 여전히 의문이다. 이를 실현할 수 있는 만족스러운 방법은 단 하나뿐인 것으로 보인다. 하지만 이는 극히 드문 상황에서만 가능할 것이며, 아직 그런 기회가 생긴 적은 없는 것 같다. 만약 토성이 천체를 돌아가는 과정에서 우연히 지구와 고정된 별 사이를 지나간다고 가정해보자. 별의 모습은 토성의 구체나 고리들에 비해 훨씬 작은 빛점에 불과하다. 만약 고리가 별 앞을 지나가고 고리 위의 검은 선이 별 위로 드리워진다면, 그 검은 선이 실제로 틈새라면 우리는 그 좁은 틈을 통해 별이 빛나는 모습을 볼 수 있을 것이다.

지금까지는 고리의 이중적 성격에 대한 문제를 이러한 중요한 검증에 제출할 기회가 없었다고 생각된다. 현재 이 문제를 다룰 수 있는 충분한 성능의 망원경들이 많이 있으니, 곧이어 이 문제를 해결할 수 있는 관측 결과가 나오기를 기대해본다. 아주 작은 별이 적합할 것이라고 기대하기는 어렵다. 물론 별이 보인다면 관측이 더 섬세하고 정확해질 것이지만, 별은 토성의 밝은 고리들과 대비되므로, 별의 밝기가 상당하지 않다면 제대로 관측될 가능성은 낮다. 하지만 최근에는 그 검은 선을 통해 토성의 구체를 어느 정도 볼 수 있다는 사실이 관측되었다. 이는 그 선이 어느 정도는 투명하다는 사실을 실제로 증명하는 것이다.

외부 고리도 앞서 설명한 것보다 훨씬 희미한 선에 의해 두 부분으로 나뉩니다. 이 선을 명확하게 관측하려면 우수한 망원경과 어두운 밤, 그리고 행성이 유리한 위치에 있어야 합니다. 이 선은 행성에서 가장 멀리 떨어진 고리의 끝부분에서 가장 쉽게 관측됩니다. 던싱크 천문대의 12인치 반사망원경을 사용하여 이 행성을 관측한 필자의 경우, 이 외부 선은 잘 알려진 선만큼 넓어 보였지만 분명히 더 희미했으며 더 어두운 색을 띠고 있었습니다. 이 선은 고리에 실제로 구멍이 있는 것처럼 보이지는 않았으며, 오랫동안 보이지 않는 경우도 많았습니다. 마치 그 부분의 고리가 실제로는 물질이 없는 것이 아니라 단지 더 얇고 덜 두꺼운 것처럼 보였습니다.

이러한 점들에 대해서는, 앞으로 고리의 평면이 지구와 태양 사이를 지나가는 위치에 오게 될 때 훨씬 더 많은 정보가 얻어질 것으로 기대됩니다. 하지만 그러한 상황은 드물며, 설령 그런 상황이 발생하더라도 행성이 관측에 유리한 위치에 있지 않을 수도 있습니다. 다음으로 적절한 관측 기회는 1907년이 될 것입니다. 그때는 태양빛이 고리의 한쪽을 비추는 반면, 다른 쪽은 지구를 향하게 됩니다. 이러한 상황에서 행성을 관측하려면 강력한 망원경이 필요하지만, 고리의 구조나 그 밖의 여러 문제들에 대한 답이 그때 더 명확해질 것으로 기대할 수 있습니다.

때때로 내부와 외부 고리에 다른 분할선들이 관측된 바 있습니다. 어쨌든 이러한 분할선들은 영구적인 특징으로 간주될 수 없습니다. 하지만 숙련된 관측자들이 이러한 분할선들의 존재를 자주 언급해왔기 때문에, 실제로 그러한 현상이 관측된 적이 있다는 사실을 의심할 수 없습니다.

휘헨스가 처음으로 토성의 진정한 구조를 설명한 지 약 200년 후, 또 하나의 매우 중요한 발견이 이루어졌습니다. 1850년까지는 잘 알려진 검은 선으로 나뉜 두 개의 고리가 토성을 둘러싼 전체 고리 시스템을 구성한다고 여겨져 왔습니다.

행성입니다. 방금 언급한 해에, 매사추세츠주 케임브리지 출신의 저명한 천문학자인 본드 교수는 토성 주위에 세 번째 고리가 있다는 사실을 발견했다고 발표하여 천문학계에 큰 충격을 주었습니다. 이런 경우에 자주 일어나듯이, 같은 천체가 다른 사람에 의해 독립적으로 발견되기도 했는데, 그 사람은 영국의 천문학자인 도스였습니다. 이 세 번째 고리는 잘 알려진 두 개의 고리 바로 안쪽에 위치하며, 행성 몸체 쪽으로 약 절반 정도의 거리까지 뻗어 있습니다. 이 고리는 다른 두 고리와는 전혀 다른 성질을 가진 것으로 보이는데, 그 이유는 다른 두 고리가 비교적 단단한 구조를 가지고 있는 반면, 이 고리는 그렇지 않기 때문입니다. 실제로 우리는 곧 이 고리들이 고체도 아니고 액체도 아니라는 것을 보여줄 것입니다. 하지만 세 번째 고리와 비교하면 다른 두 고리는 상당히 단단한 구조를 가지고 있었습니다. 이 두 고리는 토성의 짙은 그림자를 받아들일 수 있으며, 토성 자체에도 짙고 검은 그림자를 드리울 수 있습니다. 반면 세 번째 고리는 훨씬 덜 단단한 구조를 가지고 있습니다. 이 고리는 다른 고리들만큼 밝지 않으며, 오히려 희미하고 반투명한 모습을 보입니다. 따라서 이 고리를 ‘크레이프 고리’라고 부르는 것은 전혀 부적절하지 않습니다. 바로 이 희미한 특성 때문에 초기의 토성 관측자들은 이 고리를 자주 간과했던 것입니다.

좋은 망원경을 사용하여 천문학적 발견이 이루어지면, 그 후에는 훨씬 성능이 낮은 장비를 사용해도 같은 천체를 관측할 수 있게 된다는 점이 자주 지적되어 왔습니다. 분명히, 관측자가 무엇을 찾아봐야 하는지 알고 있다면, 그렇지 않았다면 주목하지 못했을 것들도 볼 수 있게 됩니다. 토성의 크레이프 고리가 좋은 망원경을 사용하는 사람들에게는 익숙한 대상이 되었다는 사실도 이 원리의 한 예로 볼 수 있습니다. 하지만 현재 크레이프 고리가 그토록 쉽고 명확하게 관측될 수 있는 것이 과연 이러한 가정만으로 설명될 수 있는지는 의문입니다. 실제로, 어떤 이유에서든 크레이프 고리가 점차 더 잘 보이게 되었을 가능성도 있습니다. 크레이프 고리의 밝기가 증가했다는 주장은 토성의 고리들이 현재 점차 변화하고 있을 가능성이 높다는 것을 증명하기 위해 제시되는 근거 중 하나입니다. 하지만 허들리의 관측 결과에 따르면…

그는 1720년에 그 고리를 목격했으며, 이전에도 카마니와 피카르가 그 행성을 가로지르는 희미한 띠로서 그 고리를 관측한 바 있습니다. 1889년 11월 1일에 일어난 야페투스의 일식을 관측하면서 바너드 교수는 그 고리의 부분적인 투명성을 아름답게 묘사했습니다. 그 위성은 그 고리의 그림자 속에서는 희미하게 보였지만, 더 잘 알려진 다른 고리들의 그림자 속에서는 전혀 보이지 않았습니다.

앞서 언급된 트루벨로의 그림에서는 고리의 여러 특징들이 잘 나타나 있습니다. 여기서 우리는 내부 고리와 외부 고리, 그리고 둘 사이의 경계선을 볼 수 있습니다. 외부 고리에서는 그 고리를 나누는 선의 희미한 흔적들을 볼 수 있으며, 내부 고리 안쪽에는 특이하고 반투명한 형태의 그 고리가 보입니다. 행성의 검은 그림자가 고리 위에 드리워져 있으며, 이는 고리 역시 행성 자체와 마찬가지로 오직 그 위에 비치는 햇빛 덕분에만 빛날 수 있다는 것을 증명합니다. 이 그림자에는 몇 가지 이상한 특징들이 있지만, 그 기묘한 불규칙성은 어느 정도는 시각적 착시일 수도 있습니다.

토성의 고리를 묘사하려는 모든 시도는 결국 그 놀라운 천체계의 주요 특징들만을 나타낼 뿐이라는 점에 의심의 여지가 없습니다. 우리는 너무 멀리 떨어져 있어서 거대한 크기가 아닌 모든 물체들은 보이지 않습니다. 우리가 가진 것은 단지 윤곽선뿐이며, 따라서 세부 사항들을 채워넣고 싶은 욕구가 생깁니다. 예를 들어, 우리는 고리의 실제 질감을 보고 그것들이 어떤 물질로 만들어졌는지 알고 싶습니다. 또한 우주에서 알려진 다른 어떤 물체와도 다른 그 특이하고 얇은 형태의 고리를 이해하고 싶습니다. 우리가 처한 불리한 조건 속에서도 여전히 많은 것을 배울 수 있다는 점에는 의심의 여지가 없습니다. 훌륭한 장비를 갖춘 여러 세대의 천문학자들이 연구를 계속할 수 있는 여지가 여전히 남아 있습니다. 우리는 토성이 나타날 수 있는 모든 가능한 상황에서의 정확한 그림들을 원합니다. 또한 최고의 정밀도를 요하는 지속적인 측정도 필요합니다. 이러한 측정들을 통해 우리는 고리의 크기와 모양을 알 수 있으며, 어두운 선들과 고리의 경계 위치도 정확하게 파악할 수 있습니다. 이러한 측정들은 세대를 거듭하며 수세기 동안 계속되어야 합니다.

지상의 천문학자들은 이 복잡한 체계가 과연 영구적인 성질을 가지고 있는지, 아니면 변화를 겪고 있을 가능성이 있는지 알아낼 수 있을까?

우리는 만유인력의 법칙이 우리 태양계의 모든 곳에 적용된다는 사실에 익숙해 있으며, 설명할 수 없는 많은 현상들을 설명하기 위해 중력을 활용해 왔습니다. 이 놀라운 토성 체계에서도 만유인력의 법칙이 가장 중요하다는 것을 알 수 있는 충분한 근거가 있습니다. 토성 주위를 도는 위성들과 고리가 있으며, 이 위성들도 다른 위성들과 마찬가지로 케플러의 법칙에 따라 움직입니다. 따라서 토성의 고리의 성질에 대한 어떤 이론이든, 그 고리가 내부에 위치한 거대한 행성의 인력에 의해 영향을 받는다는 조건 하에서만 성립될 수 있습니다.

언뜻 보기에는 고리의 현상을 행성의 인력과 조화시키는 것이 그리 어렵지 않아 보일 수 있습니다. 고리가 행성 주위를 대칭적으로 정지 상태에 있다고 가정할 수도 있습니다. 행성은 중심에서 고리의 모든 면을 동등하게 끌어당기므로, 고리가 특정 방향으로 움직일 유인이 없어 정지 상태를 유지할 것입니다. 하지만 이는 옳지 않습니다. 거의 무한히 단단한 물질로 구성된 고리라 할지라도 그런 상황에서 잠시 동안은 정지 상태를 유지할 수 있을지 모르지만, 마치 바늘이 끝부분에 수직으로 놓여 있는 경우처럼 영원히 정지 상태를 유지할 수는 없습니다. 어떤 경우든 균형 상태는 불안정합니다. 아주 작은 외란이 생기기만 해도 균형이 깨지고 고리는 필연적으로 행성 쪽으로 떨어질 것입니다. 이러한 외란 요인들은 끊임없이 존재하기 때문에, 불안정한 균형 상태는 이러한 현상들을 설명하는 적절한 방법이 될 수 없습니다.

설령 이러한 어려움을 해결할 수 있다고 해도, 또 다른 문제가 남습니다. 만약 고리가 우리가 알고 있는 어떤 물질로 구성되어 있다면 이 문제는 결코 해결될 수 없습니다. 잠시 이 문제에 대해 생각해보면, 이는 현재 가장 널리 받아들여지고 있는 토성의 고리에 대한 설명으로 자연스럽게 이어집니다.

토성의 적도 근처에 서 있다고 상상해 보세요. 머리 위로는 고리가 뻗어 있으며, 그 고리는 동쪽과 서쪽 지평선까지 이어집니다. 지평선 위에 있는 고리의 절반 부분은 마치 거대한 아치 모양을 하고 있으며, 그 길이는 약 10만 마일에 달합니다. 이 아치를 구성하는 모든 입자들은 중력에 의해 토성 쪽으로 끌려갑니다. 만약 이 아치가 계속 존재한다면, 그것은 우리가 잘 아는 철도 아치들을 지배하는 일반적인 역학 법칙에 따라 존재할 수밖에 없습니다.

이러한 아치들이 계속 존재할 수 있는지는, 그 아치를 구성하는 돌들이 받는 압력에 대한 저항력에 달려 있습니다. 아치를 구성하는 각 돌은 엄청난 압력을 받지만, 돌은 그러한 압력에 저항할 수 있는 재료이기 때문에 아치는 그대로 유지됩니다. 아치의 길이가 길어질수록 각 돌이 받는 압력도 커집니다. 결국 돌들이 안전하게 견딜 수 있는 압력의 한계에 도달하게 되며, 이것이 바로 단일 석조 아치가 만들어질 수 있는 최대 길이입니다. 이 원리를 토성의 고리가 형성하는 거대한 아치에 적용해 보면, 그러한 엄청난 규모의 아치를 유지하기 위해서는 엄청난 압력이 필요하며, 우리가 알고 있는 어떤 재료도 그 압력을 견딜 수 없을 것입니다. 설령 그 고리가 지금까지 만들어진 가장 튼튼한 강철로 만들어졌다 해도, 그 압력은 너무 커서 금속이 액체처럼 변형되어 그 거대한 구조물이 붕괴되고 행성 표면으로 떨어질 것입니다. 그렇게 엄청난 스트레스를 견딜 수 있는 재료가 존재할 가능성은 없습니다. 따라서 중력의 법칙은 우리에게 이러한 스트레스의 강도를 줄일 방법을 찾아야 한다고 말합니다.

한 가지 방법이 있으며, 그것은 우리 우주 전역에서 나타나는 유사한 현상들을 통해 명확하게 제시됩니다. 우리는 그 고리가 정지해 있다고 생각해 왔지만, 이제는 그 고리가 토성을 중심으로 회전하고 있다고 가정해 봅시다. 그러면 즉시 토성의 중력과 반대되는 힘이 발생합니다. 이 힘이 바로 소위 원심력입니다. 고리가 회전한다고 가정하면, 모든 지점에서 원심력은 인력과 반대 방향으로 작용하게 됩니다.

고리에 가해지는 엄청난 응력을 줄일 수 있으며, 한 가지 어려움도 극복할 수 있다.

따라서 각 고리에 회전 운동을 부여함으로써, 그렇지 않았다면 아치가 견뎌내야 했던 응력을 일부 완화시킬 수 있다. 하지만 이 어려움이 완전히 해결되었다고는 볼 수 없다. 만약 바깥쪽 고리가 그 외곽의 중력을 상쇄하기에 적절한 속도로 회전한다면, 고리 내부의 원심력은 줄어들 것이지만 중력은 더 커질 것이다. 그 결과 바깥쪽 고리의 내부 부분에 엄청난 응력이 발생할 것이다. 반대로 고리가 그 내부의 중력을 상쇄하기에 적절한 속도로 회전한다면, 바깥쪽 부분의 원심력은 중력을 크게 초과하게 되어 고리가 바깥쪽으로 붕괴될 가능성이 생긴다.

이러한 경향을 막기 위해 각 고리의 바깥쪽 부분이 안쪽 부분보다 느리게 회전한다고 가정할 수 있다. 이를 위해서는 고리의 각 부분들이 서로 상대적으로 움직일 수 있어야 하며, 이로 인해 고리들이 실제로는 유체 상태의 물질로 구성되어 있을 가능성이 제기된다. 첫눈에 보기에 이 가설은 타당해 보인다. 그렇다면 각 고리의 각 부분들은 적절한 속도로 움직일 것이며, 고리들은 서로 다른 속도를 가진 여러 개의 동심원형 전류를 보일 것이다. 수학자는 이 문제를 좀 더 깊이 연구할 수 있으며, 이러한 상황에서 유체가 어떻게 작용할지를 조사할 수 있다. 수학자의 수학적 기법을 통해 일반적인 언어로는 설명할 수 없는 복잡한 현상들까지도 탐구할 수 있다. 수학자는 그러한 유체에서 파동이 발생할 것이며, 이 파동들이 고리들의 붕괴를 초래할 것이므로 유체 이론은 포기해야 한다는 결론에 이른다.

하지만 우리는 여전히 한두 가지 더 가정을 할 수 있다. 만약 고리가 엄청나게 많은 수의 동심원형 고리들로 구성되어 있으며, 각 고리가 중력을 상쇄하기에 충분한 원심력을 생성할 수 있는 정확한 속도로 회전한다면 어떨까? 의심할 여지 없이 이 가설은 많은 어려움들을 해결해 준다. 또한 고리 위에 여러 개의 어두운 선들이 존재한다는 관측 결과도 이 가설을 뒷받침한다.

고리입니다. 여기서도 역학적 고려사항을 적용해야만 답을 얻을 수 있습니다.
이러한 고체 고리 구조는 역학의 법칙과 호환되지 않습니다.

따라서 우리는 마지막으로 한 번 더 시도해보아야 하며, 고리를 더욱 세분화해야 합니다. 고리가 어떤 의미에서든 연속적인 물체라는 가정을 완전히 포기하는 것은 다소 충격적으로 보일 수 있지만, 다른 선택지는 없습니다. 어떻게 바라보든 결국 고리는 극도로 작은 수많은 물체들의 집합체라는 결론에 이르게 됩니다. 이 작은 물체들 각각은 행성 주위를 자신만의 궤도를 따라 돌며, 사실상 위성에 불과합니다. 이 물체들은 너무나 많고 서로 너무 가까이 있어서 우리에게는 연속적인 물체처럼 보이며, 크기도 매우 작을 수 있습니다. 아마도 지구 표면의 평범한 구름 속에 있는 물방울보다도 작을 것입니다. 그런 물방울들도 가까이서 보면 연속적인 물체처럼 보입니다.

몇 년 전까지만 해도 토성의 고리가 어떻게 구성되어 있는지에 대한 이 이론은 수학적으로는 반박할 수 없었지만, 실제 관측을 통해 확인된 적은 없었습니다. 고리가 실제로 회전한다고 주장한 유일한 천문학자는 W. 허셜이었습니다. 그는 1789년에 고리 위의 몇 개의 발광점들의 움직임을 관찰했는데, 당시 고리의 평면이 우연히 지구를 통과하고 있었습니다. 이러한 관측을 통해 허셜은 고리가 10시간 32분 만에 한 바퀴 회전한다고 결론지었습니다. 하지만 그 이후의 관측자들은 허셜이 사용했던 것보다 훨씬 뛰어난 장비를 사용했음에도 불구하고, 토성의 고리가 회전한다는 사실을 확인하는 데 실패했습니다. 만약 고리가 수많은 작은 물체들로 구성되어 있다면, 케플러의 제3법칙을 이용하여 이 작은 위성들이 행성 주위를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간을 계산할 수 있을 것입니다. 고리의 가장 바깥쪽에 위치한 위성들은 13시간 46분이 걸릴 것으로 보이며, 중간 부분에 있는 위성들은 10시간 28분 이하가 걸릴 것입니다. 반면 고리의 가장 안쪽에 있는 위성들은 7시간 28분 만에 한 바퀴 회전할 것입니다. 아무리 최고의 망원경을 사용하고 가장 숙련된 천문학자들이 관측을 해도, 이처럼 미세한 현상을 포착하는 것은 불가능합니다. 정말로 그랬다면…

화성의 내부 위성이 보이는 이상한 현상이 대규모로 반복되는 것인데, 이 위성은 화성 자체가 자전하는 데 걸리는 시간보다 훨씬 짧은 시간 안에 화성 주위를 공전합니다.

그림 66 — 킬러 교수의 토성 고리 회전 속도 측정 방법.
하지만 망원경으로는 볼 수 없었던 것을 분광기가 최근 매우 효과적이고 흥미로운 방식으로 보여주었습니다. 우리는 태양에 관한 장에서 빛의 근원이 관찰자를 향해 오거나 멀어지면서 시선 방향을 따라 움직일 때 어떻게 약간의 위치 변화가 생기는지 설명했습니다.

스펙트럼 선들의 위치를 통해 빛의 근원이 어떤 방향으로, 얼마나 빠르게 움직이는지를 알아낼 수 있습니다. 우리는 이 방법이 실제로 태양 표면의 회전 속도를 측정하는 데 어떻게 사용되었는지를 예시로 보여주었습니다. 1895년, 앨러게니 천문대의 소장이었던 킬러 교수[26]는 이와 같은 방법을 이용해 토성 고리의 회전을 측정하는 데 성공했습니다. 그는 분광기의 슬릿을, 그림 66에 나타난 평행선들이 보여주듯이 고리가 보이는 타원형의 장축 방향에 맞춰 배치했습니다. 그러면 사진 필름에는 세 개의 스펙트럼이 서로 가깝게 나타나는데, 중앙에는 토성의 스펙트럼이 있고, 그 위아래에는 고리의 두 ‘손잡이’ 부분에 해당하는 좁은 스펙트럼들이 어두운 간격을 두고 위치합니다. 그림 67에서는 토성과 고리가 회전하는지, 아닌지에 따른 스펙트럼 선들의 변화를 보여줍니다. 위쪽(1)에서는 회전이 없을 경우 각 선들이 어떻게 보일지를 볼 수 있습니다. 고리, 행성, 그리고 고리에서 나오는 세 선들은 일직선상에 있습니다. 물론 이 스펙트럼은 사실상 태양 스펙트럼의 매우 희미한 복사본에 불과하므로, 주요한 어두운 프라운호퍼 선들만 나타나며, 독자는 그림에 나타난 선들과 평행한 형태로 이 선들을 상상해야 합니다. 하지만 토성과 고리는 정지해 있지 않고 회전하고 있습니다. 동쪽 부분(e)은 우리 쪽으로 움직이고, 서쪽 부분(w)은 우리로부터 멀어집니다[27]. 따라서 e 지점에서는 선들이 스펙트럼의 보라색 쪽으로, w 지점에서는 빨간색 쪽으로 이동합니다. 실제 선의 속도가 빠를수록, 토성의 중심에서 멀어질수록 선들은 그림 67(2)와 같이 회전하게 되지만, 세 선들은 여전히 일직선상에 남아 있습니다. 만약 고리가 카시니 분할선에 의해 나뉜 두 개의 독립적인 고리로 구성되어 있으며, 각각 다른 속도로 회전한다면, 선들은 그림 67(3)과 같은 위치에 있게 됩니다. 내부 고리의 속도가 더 빠르기 때문에 내부 고리에서 나오는 선들이 외부 고리에서 나오는 선들보다 더 많이 휘어집니다.

그림 67 — 킬러 교수의 토성 고리 회전 측정 방법.

마지막으로, 케플러의 제3법칙에 따라 행성 주위를 공전하는 수많은 입자들로 구성된 고리의 경우를 살펴보겠습니다. 이러한 입자들의 실제 속도는 초당 다음과 같습니다:

고리 가장자리에서: 10.69 고리마일/초
고리 중앙에서: 11.68 고리마일/초
고리 가장 안쪽에서: 13.01 고리마일/초
행성 표면에서의 회전 속도: 6.38 마일/초

스펙트럼의 선들의 위치 변화는 이러한 속도에 부합해야 하며, 네 번째 그림과 같은 형태로 선들이 배열되어 있어야 한다는 것은 쉽게 알 수 있다. 킬러 교수가 촬영된 스펙트럼들을 조사했을 때, 세 개의 스펙트럼의 선들이 바로 이와 같은 방식으로 기울어져 있는 것을 발견했다. 이는 곧, 만약 빛의 원천들(혹은 태양광을 반사하는 천체들)이 케플러의 제3법칙에 따라 자유롭게 움직일 수 있는 독립적인 입자들이라면, 고리의 바깥쪽 가장자리는 안쪽 가장자리보다 더 낮은 선속도로 행성 주위를 공전해야 한다는 것을 의미한다. 반면, 고리가 단단한 구조라면 바깥쪽 가장자리가 가장 긴 거리를 이동해야 하므로 가장 큰 선속도를 가져야 할 것이다. 여기서 드디어 토성 고리가 운석으로 구성되어 있다는 증거가 나타난 것이다. 킬러 교수의 훌륭한 발견은 이후 앨레게니, 리크, 파리, 풀코바 천문대에서의 반복적인 관측을 통해 확인되었다. 관측을 통해 얻어진 선들의 위치 변화로부터 계산된 실제 속도들은 관측 오차의 범위 내에서 계산된 속도들과 잘 일치하는 것으로 나타났으며, 이로써 클러크 맥스웰의 수학적 추론들이 의심의 여지 없이 입증된 것이다.

토성의 스펙트럼은 너무 희미하여 태양 스펙트럼의 가장 강한 선들만이 보일 뿐이다. 하지만 토성의 대기는 스펙트럼의 파란색과 보라색 영역에서 상당한 흡수 작용을 하는 것으로 보이며, 특히 적도 지대 근처에서 그 효과가 두드러진다. 반면 빨간색 영역에 나타나는 강한 줄무늬는 대기의 밀도가 높음을 보여준다. 이러한 줄무늬는 고리의 스펙트럼에서는 보이지 않으므로, 고리 주변에는 대기가 존재할 수 없다.

토성의 고리 자체가 독특하기 때문에, 이처럼 놀라운 구조를 설명할 수 있는 다른 예를 찾기는 어렵다. 하지만 태양계에도 비슷한 현상들이 존재한다. 예를 들어, 태양 주위를 도는 매우 거대한 규모의 고리가 있다. 우리는 태양계의 특정 영역 내에 위치한 수많은 소행성들을 생각해볼 수 있다. 이러한 행성들의 수를 훨씬 더 많게 가정하고, 다른 행성들의 궤도와 크게 기울어진 궤도들을 평평하게 만든다고 상상해보자.

그렇지 않다면 조정이 이루어질 것이며, 태양 주위에 고리가 생기게 될 것입니다. 그렇게 되면 현재 토성에 있다고 알려진 구조와 크게 다르지 않은 모습이 될 것입니다.

이 아름다운 체계를 좀 더 오래 관찰하며, 토성의 주민들이 그 고리를 어떻게 보게 될지 상상해보는 것도 흥미로운 일입니다. 또한 이 고리가 우리 태양계의 영구적인 구조물로 간주될 수 있는지, 마치 달이나 목성의 위성들처럼 말입니다. 어떤 관점에서 보든 이 문제는 매우 흥미롭으며, 모든 종류의 천문학자들에게 충분한 연구 주제를 제공합니다. 만약 그가 훌륭한 망원경을 가지고 있다면, 관측, 스케치, 측정 등 다양한 업무를 수행해야 합니다. 반면, 실제 망원경을 사용하는 대신 다른 사람들의 관측 결과를 바탕으로 계산을 하는 천문학자라면, 토성의 아름다운 체계는 그에게 풍부한 연구 자료가 됩니다. 그는 고리의 다양한 단계들을 예측해야 하며, 각 특징을 가장 잘 볼 수 있는 시기와 각 요소를 가장 정확하게 측정할 수 있는 시간을 천문학자들에게 알려줘야 합니다. 또한 토성의 위성들의 움직임과 목성의 체계보다 더 복잡한 이 체계의 다른 현상들도 예측해야 합니다.

마지막으로, 만약 그 천문학자가 인류의 지적 능력을 최대한 활용하여 천문학의 동역학적 문제들을 해결하려는 최고 수준의 연구를 하는 사람이라면, 그 역시 토성에서 극한까지 시험되는 문제들을 발견하게 됩니다. 그는 토성의 고리에서 다른 어떤 것과도 전혀 다른 존재를 발견하게 되며, 그러한 존재를 분석하기 위해서는 새로운 수학적 도구가 필요합니다. 그는 이 체계에서 너무나 많은 특이한 특징들과 섬세한 조화를 발견하게 되어, 만약 직접 토성의 고리를 보지 못했다면 그러한 체계가 가능하다고는 생각하지 못했을 것이라고 인정할 수밖에 없습니다. 현재 이 놀라운 체계에 대한 수학자들의 연구는 아직 초기 단계에 불과합니다. 이처럼 복잡한 연구는 이 분야의 최고의 천재들만이 할 수 있을 뿐만 아니라, 아직까지 연구를 위한 자료도 충분히 축적되어 있지 않습니다.

계산에 앞서 반드시 관측이 선행되어야 한다. 지금까지 얻어진 제한된 관측 자료들은 그 체계의 아름다움을 보여줄 수는 있겠지만, 결국 쓰여야 할 훌륭한 토성에 관한 수학 이론의 기초를 마련하기에는 여전히 턱없이 부족하다.

그러나 토성은 천문학에 특별히 몰두하는 사람들보다 훨씬 더 많은 사람들에게 흥미의 대상이 된다. 자연에 조금이라도 애정을 가진 모든 교양 있는 사람에게 토성은 흥미로운 대상일 수밖에 없다. 경치를 사랑하는 사람이라면 망원경으로 토성을 바라볼 때 가장 강렬한 감동을 느끼지 않을 수 없으며, 만약 그가 사전에 독서와 성찰을 통해 자신이 바라보고 있는 천체의 엄청난 크기를 알고 있다면, 자연 전체에서 이보다 더 놀라운 광경은 없다는 것을 인정할 수밖에 없을 것이다.

우리는 토성의 고리가 주는 매력에 오랫동안 골몰해왔기 때문에, 이 행성을 둘러싼 위성들에 대해서는 매우 간략하게만 설명할 수밖에 없다. 우리는 이미 여러 차례 이 위성들에 대해 언급한 바 있으며, 이제 남은 것은 몇 가지 추가적인 세부 사항을 나열하는 것뿐이다.

1655년 3월 25일, 휘헨스가 토성의 첫 번째 위성을 발견했으며, 고리의 진짜 형태를 밝혀낸 것도 바로 그의 통찰력 덕분이었다. 그날 저녁, 휘헨스는 자신이 직접 만든 망원경으로 토성을 관측하던 중 행성 근처에 작은 별 모양의 물체가 있는 것을 발견했다. 다음 날 밤에도 그는 관측을 반복했으며, 그 별이 행성과 함께 하늘을 돌아간다는 사실을 알아냈다. 이로써 그 작은 물체가 실제로 토성의 위성임이 확인되었으며, 추가적인 관측을 통해 그 위성이 15일 22시간 41분의 주기로 토성 주위를 공전한다는 사실도 밝혀졌다. 이것이 토성을 도는 수많은 위성들이 발견되기 시작한 계기였다. 위성들은 하나씩 발견되어 현재까지 적어도 9개의 위성이 이 거대한 행성을 따라다니고 있는 것으로 알려져 있다. 하지만 그 이후의 발견들은 휘헨스가 한 것이 아니었는데, 그는 현대인의 귀에는 이상하게 들릴 만한 이유들로 더 이상의 위성 탐색을 포기했기 때문이다.

이는 당시의 사상과 매우 부합하는 것이었습니다. 대칭성의 원리에 따라, 휘헨스는 위성이나 2차 행성들의 수가 주행성들의 수와 같아야 한다고 생각한 것으로 보입니다. 지구를 포함한 주행성들은 총 여섯 개였으며, 휘헨스의 발견으로 인해 위성들의 총수도 여섯 개가 되었습니다. 지구에는 하나, 목성에는 네 개, 토성에는 하나의 위성이 있어서 이 체계는 완성되었습니다.

그러나 자연에게는 휘헨스가 자연에 부여했던 그러한 산술적 원칙 따위는 존재하지 않습니다. 만약 그가 그러한 편견의 영향을 덜 받았다면, 아마도 토성의 다른 위성들을 발견함으로써 행성과 위성 간의 수적 동등성이라는 개념의 터무니없음을 입증한 카시니의 연구를 미리 예측할 수 있었을 것입니다. 추가적인 발견들이 이루어지면서 처음에는 위성의 수가 행성의 수를 초과하기도 했지만, 최근에 소행성들이 대량으로 발견되면서 행성의 수는 급속히 증가하여 그에 따르는 위성들의 수를 넘어섰습니다.

토성의 첫 번째 위성이 발견된 지 약 16년 후인 1671년에 카시니는 두 번째 위성을 발견했습니다. 이 위성은 가장 바깥쪽에 위치한 위성으로, 토성 주위를 한 바퀴 도는 데 79일이 걸립니다. 그 다음 해에 그는 또 다른 위성을 발견했으며, 12년 후인 1684년에는 또 두 개의 위성을 발견하여 이 행성의 총 위성 수는 다섯 개가 되었습니다.

이제 토성계의 복잡성은 우주에서 비교할 대상이 없었습니다. 토성에는 다섯 개의 위성이 있었고 목성에는 네 개뿐이었으며, 토성의 위성 중 ‘타이탄’이라는 이름의 위성은 목성의 어떤 위성보다도 크기가 컸습니다.[28] 카시니의 일부 발견들은 매우 거대한 크기의 망원경을 사용하여 이루어졌습니다. 이 망원경의 길이, 혹은 더 정확히 말하자면 대물렌즈가 위치한 거리는 관측자의 눈에서 100피트 이상 떨어져 있었습니다. 이처럼 거대한 망원경을 사용해서는 더 이상의 천문학적 연구를 진행하기가 거의 불가능해 보였습니다. 하지만 결국 천문학적 장비의 구조에 있어서 큰 변화가 시작되었습니다. 허셜의 손에 의해 그러한 장비를 제작하는 것이 가능해졌습니다.

관리가 용이한 크기를 가진 망원경들은 카시니의 장초점 렌즈들보다 훨씬 더 강력하면서도 더 정확했다. 1892년 4월 12일, 루뱅에서 F. 테르비가 그린 그림 68은 타이탄과 그 그림자의 통과 모습을 보여준다. 허셜이 막 제작을 마친 길이 40피트에 달하는 이러한 거대한 망원경은 1789년 8월 28일에 토성을 향해 조준되었다. 이처럼 놀라운 행성이 이렇게 세밀하게 관찰된 적은 전례가 없었다. 허셜은 선배 과학자들의 연구 성과들을 잘 알고 있었다. 그는 이전에도 여러 차례 보통 크기의 망원경을 통해 토성과 그 다섯 개의 위성들을 관찰했었다. 이번에도 그는 고리 평면 근처에서 다섯 개의 위성과 별처럼 보이는 물체를 발견했으며, 이것이 여섯 번째 위성일 가능성이 있다고 추측했다. 이 추측을 검증할 빠른 방법이 있었다. 당시 토성은 하늘을 빠르게 이동하고 있었기 때문이다. 만약 이 새로운 물체가 실제로 위성이라면, 토성에 의해 함께 움직여야 했다. 허셜은 이것이 사실인지 확인하기 위해 초조하게 지켜보았다. 짧은 시간만으로도 답을 얻을 수 있었다. 2시간 반 만에 토성은 상당히 멀리 이동했으며, 기존에 알려져 있던 다섯 개의 위성뿐만 아니라 이 여섯 번째 물체까지도 함께 데려갔다. 만약 이것이 별이었다면 뒤에 남아 있어야 했겠지만, 그렇지 않았기 때문에 이 역시 위성이었다. 이렇게 오랜 세월이 지난 후, 토성의 위성들에 대한 망원경을 통한 발견이 다시 시작된 것이다. 허셜은 평소와 같이 끊임없는 열정으로 이 물체를 관찰했으며, 그것이 이전에 알려진 어떤 위성들보다도 토성에 훨씬 가까이 있다는 것을 발견했다. 일반적인 법칙에 따르면, 더 가까울수록…

허셜은 위성의 공전 주기가 짧을수록 그 위성이 더 빨리 공전한다는 사실을 알아냈습니다. 그는 이 작은 위성이 약 1일 8시간 53분 만에 한 바퀴를 공전한다는 것을 발견했습니다. 같은 거대한 망원경과 뛰어난 기술을 활용하여 허셜은 곧 더욱 흥미로운 발견을 하게 됩니다. 40피트짜리 반사망원경으로도 아주 작은 점처럼 보일 정도로 작은 천체까지도 허셜이 포착했으며, 그는 이 천체가 행성과 매우 가까이 있어서 단 22시간 37분 만에 한 바퀴를 공전하는 위성임을 증명해냈습니다. 이 천체는 극도로 미세한 천체로, 고리에 완전히 가려지지 않는 짧은 시간 동안에만 최고의 망원경을 통해 관측할 수 있습니다.

다시 오랜 시간이 지났고, 거의 50년 동안 토성계는 고리와 7개의 위성으로 구성된 것으로 여겨졌습니다. 그러나 다음 발견은 역사적으로 매우 중요한 의미를 가집니다. 1848년 9월 19일, 매사추세츠주 케임브리지의 본드 교수와 리버풀의 라셀 씨라는 두 명의 천문학자가 각각 전날 밤에 보았던 작은 점이 실제로 위성이라는 것을 동시에 확인했습니다. 하지만 이 위성은 행성으로부터 상당히 멀리 떨어져 있어서 한 바퀴를 공전하는 데 21일 7시간 28분이 걸립니다. 이 위성은 행성으로부터 일곱 번째로 떨어진 위성입니다.

그 후 1898년 8월 16일, 17일, 18일에 W.H. 피커링 교수가 사진 촬영을 통해 또 하나의 극도로 희미한 외부 위성을 발견했습니다. 이 위성은 더 크고 오래된 위성들보다 행성으로부터 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다. 이 위성의 공전 주기는 아직 정확하게 밝혀지지 않았지만, 한 바퀴를 공전하는 데 적어도 490일은 걸릴 것으로 추정됩니다.

위성들에 대한 관측을 통해, 토성의 무게와 같은 무게를 가진 3,500개의 구체가 있다면 그 무게는 태양과 비슷할 것이라는 사실이 밝혀졌습니다.

커크우드 교수는 토성의 네 개의 내부 위성들의 움직임을 연결하는 법칙을 발견했습니다. 이 법칙은 위성들 간의 상호 인력에 의해 생겨난 것으로 추정됩니다. 우리는 이미 비슷한 법칙에 대해 설명한 바 있습니다.

목성의 위성 세 개를 기준으로 할 때 말입니다. 토성과 관련된 문제는 적어도 네 개의 위성이 관련되어 있기 때문에 그 복잡성이 상당합니다. 이 문제는 수학자들이 우리 태양계의 일반적인 현상들을 연구할 때 사용하는 방법보다 훨씬 더 큰 정도로 ‘왜곡 이론’이 적용됩니다. 이 법칙을 표현하려면 위성들의 일일 움직임을 고려해야 하는데, 각 위성의 일일 움직임은 다음과 같습니다—

위성. 일일 움직임.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

이 법칙에 따르면, 첫 번째 위성의 움직임의 5배에 세 번째 위성의 움직임을 더하고, 네 번째 위성의 움직임의 4배를 더하면 그 합이 두 번째 위성의 움직임의 10배가 됩니다. 계산식은 다음과 같습니다:

5배의 I = 1911°·0
III = 190°·7
II = 262°·74
4배의 IV = 10 × 525°·6 = 5256°
———
2627°·4
2627°·3 ≈ 2627°·4

이 법칙을 검증하는 것보다 더 간단한 것은 없지만, 왜 이 법칙이 성립해야 하는지에 대한 물리적 근거를 밝히는 작업은 아직 이루어지지 않았습니다.

토성은 고대인들이 알던 가장 멀리 떨어진 행성이었습니다. 토성은 다른 고대 행성들보다 훨씬 더 멀리 있는 궤도를 돌고 있었으며, 1781년에 천왕성이 발견될 때까지는 토성의 궤도가 가장 멀리 떨어진 행성의 궤도로 여겨졌습니다.

태양계의 경계. 고리를 가진 이 행성은 그토록 뛰어난 위치를 차지할 만한 존재였습니다. 하지만 이제 우리는 토성의 궤도가 태양계의 경계까지 뻗어 있지 않다는 것을 알고 있습니다. 훌륭한 발견들이 이어져 더욱 놀라운 결과가 나왔으며, 토성의 궤도 밖 멀리 떨어진 곳에서 공전하는 두 개의 거대한 행성들이 발견되면서 태양계의 경계가 크게 확장되었습니다. 이 행성들은 토성만큼 아름답지는 않으며, 사실 망원경으로 본 모습도 그다지 훌륭하지는 않습니다. 그럼에도 불구하고 이 외부 행성들은 매우 특별한 관심을 불러일으킵니다. 각각의 발견은 천문학 역사상 중요한 사건이었으며, 두 행성 중 더 멀리 떨어져 있는 해왕성의 발견이 뉴턴 이후 천문학에서 이루어진 가장 위대한 성과라는 의견도 있습니다.

제14장
천왕성

천왕성과 다른 거대 행성들의 비교 — 윌리엄 허셜 — 그의 출생과 가문 — 허셜의 영국 도착 — 그의 학문에 대한 열정 — 천문학 연구의 시작 — 망원경의 제작 — 거울의 제작 — 음악 교수가 천문학자가 되다 — 체계적인 연구 — 1781년 3월 13일 — 천왕성의 발견 — 관측의 섬세함 — 그 천체는 혜성이었을까? — 이 발견의 의의 — 허셜의 명성 — 조지 3세와 바스의 음악가 — 윈저의 왕실 천문학자 — 천왕성 — 관련 수치 자료 — 천왕성의 네 개의 위성 — 그들의 원형 궤도 — 천왕성에 대한 초기 관측들 — 플램스티드의 관측들 — 레모니에가 천왕성을 목격하다 — 그들의 측정 결과의 유용성 — 타원형 궤도 — 이로 인해 제기된 중대한 문제들.

저자에게 있어 천왕성의 역사와 그 발견 과정은 과학사 전체에서 가장 매력적이고 흥미로운 에피소드 중 하나로 여겨져 왔습니다. 우리는 여기서 태양계 연구에서 전혀 새로운 입장에 서 있습니다. 다른 모든 거대 행성들은 고대부터 이미 잘 알려져 있었으며, 그에 대한 인식이 아무리 잘못되었을지라도 마찬가지였습니다. 그 행성들은 눈에 잘 띄는 천체였기 때문에, 별을 관측하는 사람들의 주목을 끌지 않을 수 없었습니다. 하지만 이제 우리는 고대인들에게는 그 존재조차 전혀 알려지지 않았던 거대한 행성에 대해 이야기하고 있습니다. 따라서 이 주제를 다루기 위해서는 먼저 이 천체가 실제로 어떻게 발견되었는지를 설명한 다음, 그 물리적 특성에 대해 무엇을 알 수 있는지 살펴보아야 합니다.

앞선 페이지들에서 우리는 다양한 천문학 분야와 관련하여 윌리엄 허셜이라는 위대한 인물의 이름을 언급한 바 있습니다. 하지만 우리는 이 특별한 인물에 대한 보다 구체적인 언급을 이 글의 현재 단계에 이를 때까지 일부러 미루어 왔습니다. 어쨌든 천왕성의 초기 역사는 바로 그 발견의 초기 과정에 관한 이야기입니다.

윌리엄 허셜의 생애. 이 둘을 분리하려는 시도는 불가능할 뿐만 아니라 바람직하지도 않다.

위대한 천문학자인 윌리엄 허셜은 1738년 하노버에서 태어났다. 그의 아버지는 음악 교수라는 직업을 다소 겸손한 방식으로 추구했던 유능한 인물이었다. 아버지에게는 10명의 자녀가 있었으며, 윌리엄은 넷째였다. 기록으로 남아 있는 가족 구성원들은 모두 아버지로부터 음악적 재능을 물려받아 뛰어난 연주자가 되었다. 이 흥미로운 가족에 대한 생생한 이야기들, 윌리엄의 특별한 재능, 음악과 철학에 관한 긴 대화들, 그리고 훗날 위대한 경력을 쌓게 될 여동생 캐롤라인에 대한 이야기들도 전해진다. 윌리엄은 곧 스승이 가르쳐줄 수 있는 모든 지식을 습득했으며, 14살 때 이미 오보에와 비올라를 능숙하게 연주할 수 있었다. 그는 하노버의 궁정 오케스트라에서 활동했으며, 하노버 근위대의 악단 멤버이기도 했다. 곧 혼란스러운 시기가 허셜의 가족을 갈라놓았다. 프랑스군이 하노버를 침공했고, 하노버 근위대는 하스텐벡 전투에서 패배했으며, 어린 윌리엄 허셜도 실제 전쟁을 경험하며 고통스러운 시간을 보냈다. 그의 건강 상태도 그리 좋지 않았기 때문에 그는 직업을 바꾸기로 결심했다. 그가 선택한 방법은 그의 전기 작가들조차 옹호하기 어려운 것이었다. 솔직히 말해 그는 도망쳤으며, 성공적으로 영국으로 탈출할 수 있었다. 20년이 지난 후 허셜이 조지 3세를 처음 만났을 때, 왕 자신이 정식으로 용서를 내려주었다는 것은 의심의 여지가 없는 사실이다.

19살이 되었을 때, 이 젊은 음악가는 영국에서 성공을 거두기 위해 노력하기 시작했다. 처음에는 매우 힘든 시간을 보냈지만, 노력과 기술 덕분에 모든 어려움을 극복할 수 있었다. 26살이 되었을 때 그는 영국에 안정적으로 정착하여 자신의 직업에서 성공을 거두고 있었다. 1766년에 이르러 허셜은 음악계에서 상당한 지위를 차지하게 되었으며, 옥타곤 예배당의 오르가니스트가 되었다.

그는 수업을 하고 콘서트나 오라토리오를 준비하는 데 모든 시간을 바쳤습니다. 바쁜 직업 생활에도 불구하고 허셜은 어린 시절부터 가졌던 탐구심을 여전히 유지했습니다. 음악 관련 업무에서 조금이라도 시간을 낼 수 있을 때마다 그는 그 시간을 공부에 쏟아부었습니다. 음악 이론의 더 복잡한 부분들을 더 잘 이해하기 위해 그는 수학을 배워야 했으며, 수학에서 광학으로 넘어가는 것은 자연스러운 일이었습니다. 광학을 공부하기 시작하자 그는 당연히 망원경에 대해서도 알게 되었고, 결국 천문학 자체에까지 이르게 되었습니다.

그의 첫걸음은 매우 소박한 수준에서 시작되었습니다. 위대한 천문학자가 처음으로 하늘의 아름다움을 목격한 것도 작고 불완전한 망원경을 통해서였습니다. 분명 그는 이전에도 맑은 밤에 하늘을 올려다보며 그곳에 가득한 수천 개의 별들을 감상했겠지만, 이제는 시력을 조금이라도 향상시킬 수 있게 되면서 그가 본 별들은 훨씬 더 선명하게 보였습니다. 게다가 이전에는 보이지 않았던 수많은 별들도 이제는 그의 눈에 드러났습니다. 자연의 아름다움에 열정을 가진 사람이라면 누구나 이 광경을 경이로워할 것입니다. 허셜에게 있어 이 광경은 그의 인생의 방향을 완전히 바꿔놓았습니다. 음악 교수로서의 성공, 그의 오라토리오들, 그리고 제자들은 금방 잊혀졌으며, 그의 남은 인생은 가장 고귀한 학문 중 하나를 추구하는 데 바쳐졌습니다.

허셜은 처음에 그의 관심을 끌었던 그 작고 불완전한 장비에 만족할 수 없었습니다. 그는 평생 동안 자신의 최대한의 능력을 발휘하여 모든 것을 직접 보고 싶어 했습니다. 그는 즉시 더 나은 장비를 구입하기로 결심하고, 구매를 위해 런던에 있는 유명한 광학 전문가에게 편지를 보냈습니다. 하지만 그 광학 전문가가 요구한 가격은 허셜이 지불할 수 있거나 지불해야 한다고 생각하는 금액을 훨씬 초과했습니다. 즉시 그의 결심은…

그는 반드시 망원경을 갖고 싶어 했습니다. 그러나 망원경을 구입할 수 없자 스스로 만들기로 결심했습니다. 허셜과 과학 모두에게 다행스러운 점은, 상황이 그를 이러한 결심을 하도록 만들었다는 것입니다. 하지만 처음 보기에는 이 일이 얼마나 불가능해 보였겠습니까! 밤낮으로 바쁘게 일하는 음악 교사가 아무런 훈련도 받지 않은 채, 최고의 기계적·광학적 기술이 요구되는 일에서 성공할 수 있으리라 기대하는 것은 사실 불가능해 보였습니다. 하지만 열정과 천재성은 극복할 수 없는 어려움 따위는 알지 못합니다. 바스가 가장 유명했던 시절에 화려한 콘서트를 연주한 후, 허셜은 서둘러 집으로 돌아와 신발의 레이스 장식조차 벗지 않은 채 바로 망원경의 렌즈를 가공하고 연마하는 작업에 몰두했습니다. 과거의 어떤 연금술사도 허셜이 망원경을 만들겠다는 결심만큼 납을 금으로 바꾸는 프로젝트에 그토록 몰두한 적은 없었습니다. 그는 자신의 집을 실험실로 바꾸었으며, 거실은 목수 작업장으로 만들었습니다. 그의 가장 좋은 침실에는 선반들이 가구처럼 놓여 있었습니다. 그는 반드시 망원경을 갖고 싶어 했으며, 점차 단순히 좋은 망원경을 갖는 것을 넘어서 아주 훌륭한 망원경을 갖고자 했습니다. 그의 노력이 성공으로 이어지면서 결국 그는 당시 세상에서 가장 위대한 망원경을 만드는 데 성공했습니다. 우리는 허셜을 천문학자로서 다루고 있지만, 그가 망원경 제작자로서도 큰 명성과 상당한 상업적 성공을 거두었다는 점도 주목해야 합니다. 그의 뛰어난 발견들이 세상에 알려지기 시작하고, 그가 자신의 손으로 만든 망원경 외에는 다른 망원경을 사용하지 않는다는 사실이 알려지자, 그가 만든 망원경에 대한 수요가 생겨났습니다. 그는 80대가 넘는 대형 망원경과 그보다 작은 크기의 망원경들도 많이 만들었다고 합니다. 이 중 몇몇 망원경들은 해외의 왕자들과 권력자들에 의해 구매되었습니다.[29] 이러한 유명인사들 중 누군가가 유명한 천문학자가 되었다는 소식은 들어본 적이 없지만, 어쨌든 그들은 허셜의 기술에 상당한 대가를 지불한 것 같습니다. 그 덕분에 그는 대형 망원경을 판매함으로써 과학자로서는 상당한 부를 축적할 수 있었습니다.

허셜이 중년이 될 때까지 그는 단지 성실한 음악가로만 알려져 있었으며, 바스뿐만 아니라 잉글랜드 서부 전역에서도 그의 음악적 업적으로 상당한 명성을 얻고 있었습니다. 그의 망원경 제작은 단지 여가 시간에 하는 취미에 불과했으며, 그의 음악적 재능을 알고 존경하는 사람들 대부분은 이 사실을 전혀 몰랐습니다. 1774년, 허셜은 처음으로 자신이 직접 만든 장비를 통해 하늘을 관측할 수 있었습니다. 그 장비는 나중에 그가 만든 것들에 비하면 아주 작은 것이었지만, 그는 곧 자신이 직접 장비를 만든다는 점의 장점을 깨달았습니다. 밤마다 그는 경험을 통해 얻은 아이디어들을 적용하여 장비를 개선해 나갔습니다. 때로는 거울을 확대하기도 하고, 때로는 장비의 구조를 수정하거나 접안렌즈의 결함을 보완하려고 노력했습니다. 그는 지치지 않는 끈기로 최고의 성과를 추구했으며, 매번 발전할 때마다 더 멀리 있는 하늘을 관측할 수 있게 되었습니다. 그의 열정은 그와 마찬가지로 과학에 깊은 관심을 가진 몇몇 친구들을 끌어들였습니다.

후에 그의 가장 친한 친구가 되는 윌리엄 왓슨 경을 처음 만난 방식도 두 사람의 성격을 잘 보여줍니다. 허셜은 달 위의 산들을 관측하고 있었는데, 시간이 지나면서 계속해서 관측을 하기 위해 집 앞 거리로 망원경을 가져가야 했습니다. 우연히 그곳을 지나가던 윌리엄 왓슨 경은 한밤중에 크고 독특해 보이는 장비를 사용하는 천문학자의 모습에 놀랐습니다. 천문학에 관심이 있던 윌리엄 왓슨 경은 멈춰 서서, 허셜이 망원경에서 눈을 떼자 달을 한 번 볼 수 있게 해달라고 부탁했습니다. 그의 요청은 기꺼이 받아들여졌습니다. 아마도 허셜은 활기찬 도시에서 이런 것에 관심을 가질 사람이 거의 없다고 생각했을 것입니다. 그는 곧 윌리엄 왓슨 경에게 끌렸고, 왓슨 경도 마찬가지로 그에게 호감을 가졌습니다. 이렇게 시작된 우정은 허셜의 훗날의 경력에 중요한 역할을 했습니다.

마침내 1781년이 다가왔고, 그 해에 그의 위대한 업적이 이루어졌습니다. 허셜은 7년간의 천문학 실무 경험을 잘 활용하여 훌륭한 망원경을 완성해냈습니다.

그가 훗날 만들어낸 망원경들에 비하면 크기가 훨씬 작았지만, 광학적으로는 완벽했다. 이 반사망원경을 이용해 허셜은 체계적인 관측을 시작했다. 그는 일정한 밝기 이상의 모든 별들을 체계적으로 조사할 계획을 세웠다. 허셜이 이 작업을 시작할 때 구체적으로 무엇을 목표로 했는지는 명확하지 않지만, 어쨌든 그는 이 작업이 이토록 놀라운 성공을 거둘 것이라고는 예상할 수 없었을 것이다. 이러한 관측 과정에서 망원경은 한 별을 향하고, 그 별을 관찰한 다음 또 다른 별을 시야에 넣어 그 역시 관찰했다. 이런 상황에서 모든 별은 단지 빛점으로만 보였으며, 그 빛점의 밝기는 별의 밝기에 따라 달라졌다. 물론 그 빛점은 별의 색깔도 나타내었지만, 식별 가능한 크기나 형태는 보여주지 못했다. 사실, 망원경의 완성도가 높을수록 별의 이미지는 더욱 작아졌다.

허셜이 이러한 관측 과정에서 몇 개의 별을 조사했는지는 알려져 있지 않지만, 어쨌든 1781년 3월 13일이라는 기억에 남을 만한 밤에 그는 쌍둥이자리에 있는 수많은 별들을 조사하고 있었다. 분명히 하나씩 별들이 시야에 들어왔다가 다시 사라졌을 것이다. 하지만 마침내 다른 모든 별들과는 다른 천체가 시야에 나타났다. 그것은 단순한 빛점이 아니라, 아주 작지만 여전히 명확하게 식별 가능한 원반 형태였다. 우리는 그 원반이 명확하게 식별 가능했다고 말하지만, 이는 오직 허셜의 훌륭한 망원경을 통해서만 가능했다는 점을 명심해야 한다. 다른 천문학자들도 이 천체를 이전에 보았었다. 바스 출신의 그 음악가가 자가제작한 망원경으로 이 천체를 관찰하기 전까지, 이 천체의 위치는 이미 19번이나 측정된 바 있었다. 하지만 이전의 관측자들은 낮은 배율을 가진 소형 망원경을 사용하여 이 천체를 관찰했을 뿐이다. 발견이 이루어진 후에도, 숙련된 관측자들이 훌륭한 장비를 사용하여 허셜의 지도 아래 다시 관측했을 때, 그들은 이 위대한 천문학자의 뛰어난 관찰력을 증언했다. 그의 뛰어난 관찰력 덕분에 그는 처음 보는 순간에도 이 천체를 별과 구분해낼 수 있었던 것이다.

만약 그것이 별이 아니라면, 도대체 무엇일까? 이 질문에 답하기 위한 첫 번째 단계는 그 천체를 한동안 관찰하는 것이었다. 허셜은 바로 그렇게 했다. 그는 밤마다 그 천체를 관찰했으며, 곧 그 천체와 일반적인 별들 사이의 또 다른 근본적인 차이점을 발견했다. 물론 별들은 고정된 위치에 있다는 점에서 특징지어지지만, 이 천체는 고정되어 있지 않았다. 밤마다 그 천체가 차지하는 위치는 별들에 따라 변했다. 이제 더 이상 이 천체가 태양계의 일부라는 점, 그리고 흥미로운 발견이 이루어졌다는 점에 대해 의심할 여지가 없었다. 하지만 허셜이 자신의 성과의 진정한 가치를 깨닫기까지는 수개월이 걸렸다. 그는 토성 바깥쪽을 공전하는 또 다른 거대한 행성을 발견했다는 사실을 깨닫지 못했으며, 그것이 단지 혜성일 뿐이라고 생각했다. 물론 이 천체는 꼬리를 가진 거대한 혜성과는 매우 달라 보였다. 하지만 그것이 혜성일 가능성을 배제할 정도로 매우 다른 형태의 혜성과도 다르지는 않았다. 그래서 처음에는 그 천체가 혜성이 아니라, 모든 행성들처럼 태양 주위를 거의 원형의 궤도로 공전하는 천체라고 발표되었다. 그 궤도는 오랫동안 태양계의 경계로 여겨져 온 토성의 궤도보다 수백만 마일 더 바깥쪽에 있었다.

이 훌륭한 발견의 중요성을 과소평가할 수는 없다. 오래전부터 이미 다섯 개의 행성은 알려져 있었으며, 적절한 계절에는 육안으로도 잘 보였다. 하지만 이제 그 행성들의 가장 바깥쪽 훨씬 더 멀리서 수성이나 화성보다 크고, 금성이나 지구보다 훨씬 더 큰 또 다른 훌륭한 행성이 공전하고 있다는 것이 밝혀졌다. 그 크기는 목성에만 뒤처질 뿐이었다.

토성. 이 뛰어난 새로운 행성은 너무나 깊은 우주 공간에 위치해 있었기 때문에, 그 웅장한 크기에도 불구하고 마치 작은 별처럼 보였으며, 육안으로 관측할 수 있는 경우는 극히 드물었습니다. 이 거대한 행성이 자신의 궤도를 한 바퀴 도는 데에는 84년이라는 시간이 필요했으며, 그 궤도의 직경은 3,600,000,000마일에 달했습니다.

천문학의 역사는 코페르니쿠스와 케플러의 뛰어난 발견들, 갈릴레오의 망원경을 이용한 성과들, 뉴턴의 훌륭한 이론들, 빛의 굴절 현상에 대한 정밀한 발견들 등 인류 지성의 수많은 위대한 업적들을 기록한 것입니다. 하지만 옥타곤 예배당의 이 음악가가 이룩한 성과는 그 어떤 것과도 비교할 수 없는 독특한 위치를 차지합니다. 지구가 속한 특정 천체계 내의 행성이 발견된 사례는 이전에는 전혀 기록되어 있지 않았습니다. 이전의 행성들도 분명 누군가에 의해 발견되었겠지만, 태양이나 달의 발견에 대해 알 수 있는 것보다 더 많은 정보를 알 수는 없습니다. 모두 선사시대의 일에 불과합니다. 여기서 처음으로 지구와 마찬가지로 태양 주위를 공전하는 행성이 발견된 기록이 남았으며, 이 행성도 지구와 마찬가지로 생명체가 살 수 있는 곳일 가능성이 있었습니다. 이처럼 독특한 성과는 즉시 전 세계 과학계의 주목을 끌었습니다. 그동안 천문학자로서는 알려지지 않았던 바스의 이 음악가는 순식간에 최고의 천문학자 반열에 올랐습니다. 사방에서 이 미지의 천문학자에 대한 큰 관심이 쏟아졌습니다. 당시 영국인들에게는 아직 생소했던 허셜이라는 이름은 모든 신문에 실렸으며, 그 이름을 철자할 때 저지른 오류들의 목록도 남아 있습니다. 여러 과학 단체들도 이 기억할 만한 순간에 축하의 메시지를 보내왔습니다.

하노버 출신의 이 음악가가 이룬 발견 소식은 조지 3세의 귀에도 들어갔고, 그는 허셜을 궁정으로 불러서 발견자의 입을 통해 그의 업적이 무엇인지 직접 듣고자 했습니다. 허셜은 자신의 망원경 중 하나를 가져왔으며, 발견의 중요성을 정확히 설명하기 위해 태양계의 지도도 함께 가져왔습니다. 왕은 매우 감명받았습니다.

허셜의 이야기에 관심이 있었을 뿐만 아니라, 허셜 자신에게도 큰 관심을 가졌습니다. 망원경은 윈저에 설치되었으며, 천문학자의 안내 하에 왕은 토성과 그 밖의 유명한 천체들을 볼 수 있었습니다. 또한 다음 날 궁중의 여인들이 허셜에게 왕을 기쁘게 한 그 놀라운 것들을 보여달라고 부탁했다는 이야기도 있습니다. 망원경은 곧 여왕의 방 창가에 설치되었지만, 저녁이 되자 하늘이 구름으로 가려져 별을 볼 수 없었습니다. 이는 허셜뿐만 아니라 모든 천문학자들이 너무나 잘 알고 있는 고통스러운 경험이었습니다. 하지만 허셜처럼 우아하게 상황을 극복할 준비가 되어 있는 천문학자는 드물었습니다. 그는 자신의 제자들에게 망원경의 구조를 설명해 주었으며, 거울의 작동 원리와 그것을 어떻게 만들고 연마했는지도 설명해 주었습니다. 그러다 구름이 계속해서 가려 있자, 진짜 토성을 보여줄 수 없다면 인공적인 토성을 대신 보여주는 것이 최선이라고 제안했습니다. 허가가 나자 그는 망원경을 하늘에서 돌려 멀리 있는 정원의 벽 쪽으로 겨누었습니다. 망원경을 들여다보니 토성과 그 고리들이 너무나 생생하게 나타나서, 허셜에 따르면 심지어 숙련된 천문학자조차 속을 수 있었다고 합니다. 사실 허셜은 그날 중으로 저녁에 하늘이 구름으로 가려질 것임을 미리 알고 있었기 때문에, 비상 상황에 대비하여 토성 모양의 판지에 구멍을 뚫어 그것을 멀리 있는 정원의 벽에 붙이고 뒤쪽에서 불빛을 비추어 주었습니다.

이 윈저 방문은 허셜에게도, 과학에도 매우 중요한 결과를 가져왔습니다. 그는 너무나 좋은 인상을 남겨서 왕은 그에게 윈저의 왕실 천문학자라는 특별한 직책을 주겠다고 제안했습니다. 왕은 대형 망원경을 설치할 비용을 제공해 주었으며, 허셜에게는 연간 200파운드의 급여를 지급했습니다. 물론 이 금액은 천문학자의 생활에 필요한 비용을 다소 보수적으로 추정한 수치였습니다. 허셜은 이러한 사실들을 자신의 충실하고 관대한 친구인 W. 왓슨 경 외에는 아무에게도 말하지 않았습니다. 왓슨 경은 “이렇게 싼 값에 왕의 영예를 살 수 있다니!”라고 감탄했습니다.

다른 사람들이 물어보자, 허셜은 단지 왕께서 자신을 위해 준비해 주셨다고만 말했다. 이 직책을 받아들임으로써 이 위대한 천문학자는 분명히 중대한 결단을 내린 것이었다. 그는 당시 수익성이 좋았던 음악가로서의 경력을 전부 포기했지만, 그의 결심은 매우 빠르게 확고해졌다. 그는 이미 천문학에 대한 헌신을 보여준 것이 기억에 남을 만한 일련의 노력의 시작에 불과하다는 것을 알고 있었다. 사실 그는 오랫동안 자신의 천재성이 가리키는 길을 따라가는 것이 자신의 의무라고 느끼고 있었다. 그는 더 이상 젊은이가 아니었다. 그는 중년에 이르렀으며, 아직 해야 할 일이 많다는 것을 아는 사람에게는 시간이 더욱 소중해졌다. 그는 즉시 모든 방해 요소들로부터 자신을 해방시켰다. 제자들과 연주회, 바스에서의 모든 인맥들을 모두 포기하고, 왕의 제안을 기꺼이 받아들였으며, 한두 번의 이동 끝에 윈저 근처의 슬라우에 영구적으로 정착했다.

사실, 천왕성 발견과 관련된 가장 중요한 사건은 허셜의 비할 데 없는 관측 능력이 발견된 것이라고 할 수 있다. 천왕성은 언젠가는 반드시 발견되었을 것이다. 허셜이 살아 있지 않았다 해도, 우리는 분명히 훨씬 더 일찍 천왕성을 알게 되었을 것이다. 과학적으로 진정으로 중요한 점은, 평범한 직업의 세부적인 업무들로부터 그를 해방시켜 허셜의 천재성이 충분히 발휘될 수 있도록 하는 것이었다. 천왕성의 발견은 이 모든 것을 가능하게 했으며, 그 결과 천문학은 허셜의 앞으로의 모든 노력을 얻게 되었다.[30]

천왕성은 너무 멀리 떨어져 있어서, 우리의 최신 망원경조차도 그 모습을 선명하게 보여주지 못한다. 허셜이 그랬듯이, 우리도 그 행성에 원반 모양의 형태가 있다는 것을 알 수 있으며, 그 원반의 크기를 측정함으로써 그 행성의 직경이 약 31,700마일이라는 것을 알 수 있다. 이는 지구의 직경의 약 4배에 해당하며, 따라서 천왕성의 부피는 지구의 약 64배에 달한다. 또한 다른 거대 행성들과 마찬가지로 천왕성도 전반적으로 지구에 있는 물질들보다 훨씬 가벼운 물질들로 구성된 것으로 보인다. 그래서 지구보다 64배나 크지만, 천왕성의 밀도는 지구의 15배에 불과하다.

무겁다. 우리 태양계의 다른 곳에서 관찰되는 현상들을 비추어 볼 때, 천왕성도 분명히 자전축을 중심으로 회전한다고 의심할 여지가 거의 없다. 하지만 표면이 매우 작고 희미하게 보이는 천체에서는 이러한 자전을 증명할 수 있는 일반적인 방법들을 사용하기 어렵다. 따라서 자전 주기도 알 수 없다. 분광기를 통해 천왕성 주위에는 우리 지구에는 없는 기체들을 포함한 특이한 대기층이 두껍게 존재한다는 것을 알 수 있다.

그러나 천왕성에는 특별한 특징이 하나 있는데, 그것은 매우 크고 정밀한 망원경을 가진 천문학자들에게 큰 관심거리가 된다. 천왕성에는 여러 위성들이 돌고 있는데, 그중 일부는 너무 희미해서 발견하기 위해 아주 세심한 관찰이 필요하다. 이러한 위성들의 발견은 허셜의 후속 연구 성과 중 하나였다. 하지만 그의 뛰어난 관찰력과 세심함에도 불구하고 이처럼 미세한 천체들에 대해서는 오류가 있었다. 그가 위성이라고 생각했던 것들 중 일부는 사실은 시야 내에 있던, 훨씬 더 멀리 떨어져 있는 별들이었던 것으로 보인다. 현재까지 알려진 천왕성의 위성은 총 4개이며, 그들의 움직임은 오랫동안 흥미로운 망원경 관측의 대상이 되어 왔다. 이 4개의 위성의 이름은 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론이다. 중심 천체로부터의 거리 순서대로 보면, 가장 가까운 아리엘은 2일 12시간 만에 한 바퀴를 돌고, 가장 먼 오베론은 13일 11시간이 걸린다.

케플러의 법칙에 따르면, 위성이 중심 천체 주위를 도는 궤도와 중심 천체가 태양 주위를 도는 궤도 모두 타원형이어야 한다. 하지만 이 곡선의 이심률에 있어서는 상당한 유연성이 있다. 타원은 거의 원에 가까울 수도 있고, 완전한 원일 수도 있으며, 원과는 전혀 다른 형태일 수도 있다. 행성들의 궤도는 대체로 거의 원형에 가깝지만, 행성 궤도 중에 정확한 원형을 이루는 경우는 없다. 현재까지 알려진 바로는, 완전한 원형 궤도에 가장 가까운 것은 천왕성의 위성들이 중심 천체 주위를 도는 궤도이다. 우리는 이것들이…라고 단정적으로 말할 수는 없다.

그 궤도들은 완전히 원형이다. 우리의 망원경으로는 그 궤도에서 어떠한 변화도 측정할 수 없다는 것만 말할 수 있다. 또한 흥미로운 점은 천왕성의 위성들의 궤도가 모두 같은 평면에 위치한다는 것이다. 이는 태양 주위를 도는 행성들의 궤도나, 다른 중심 천체 주위를 도는 위성들의 궤도에서는 나타나지 않는 현상이다. 하지만 천왕성계에서 가장 특이한 점은 바로 이 평면이 차지하는 위치에 있다. 이는 사실상 우리 태양계에서 토성의 고리만큼이나 큰 이상 현상이라 할 수 있다. 우리는 이미 지구가 태양 주위를 도는 평면이 다른 주요 행성들이 도는 평면들과 거의 일치한다는 사실을 알고 있다. 소행성들의 궤도도 대체로 마찬가지이지만, 여기서도 지구의 궤도 평면과 상당한 각도로 기울어진 경우들이 있음은 분명하다. 달이 공전하는 평면도 이 행성들의 궤도 평면에 가깝다. 토성과 목성의 위성들의 궤도도 마찬가지이며, 최근에 발견된 화성의 위성들도 예외가 아니다. 적어도 주요 행성들에 관해서만 보자면, 모든 궤도를 하나의 평면으로 만든다 해도 비교적 적은 수정만 필요할 것이다. 하지만 이 규칙에는 몇 가지 주목할 만한 예외가 있다. 천왕성의 위성들은 다른 모든 궤도들이 가까워지는 평면과는 전혀 일치하지 않는 평면에서 공전한다. 실제로 천왕성의 위성들의 궤도는 천왕성 자체의 궤도와 거의 직각을 이루는 평면에 위치해 있다. 우리는 이러한 현상에 대해 만족스러운 설명을 제시할 수 없다. 하지만 천왕성계가 형성될 때 매우 특이하고 국지적인 요인의 영향이 있었음은 분명하다.

1781년 천왕성이 발견된 직후, 그 궤도를 결정할 수 있을 만큼 충분한 관측 자료가 축적되었다. 궤도가 알려지자, 과거 어느 시점에 행성이 어디에 있었는지, 미래 어느 시점에 어디에 있을지를 파악하는 것은 단순한 수학적 계산 문제가 되었다. 흥미로운 점은…

그래서 허셜이 이 행성을 발견하기 전에 이미 누군가가 이 행성에 대한 관측 기록을 남겼을 가능성이 있는지에 대한 조사가 시작되었습니다. 천왕성은 6등급의 별처럼 보입니다. 허셜이 사용했던 것과 같은 정밀한 망원경을 가진 천문학자는 그리 많지 않았으며, 허셜만이 가졌던 뛰어난 관찰 능력도 매우 드문 재능이었습니다. 따라서 만약 그러한 과거의 관측 기록이 존재한다 해도, 그저 보통 수준의 망원경으로도 볼 수 있고 꽤 밝은 별로만 기록될 것이며, 수천 개의 비슷한 별들 사이에서 특별히 주목받지는 못했을 것입니다. 초기의 많은 천문학자들은 별들의 목록을 작성하는 이 유용하면서도 힘든 작업에 헌신했습니다. 별 목록을 만들 때는 망원경을 하늘로 향해 겨누고 별들을 관측한 다음, 그 위치를 정확하게 측정하고 별의 밝기도 추정하여, 나중에 언제든지 해당 별을 식별할 수 있도록 각 별의 정보가 세심하게 기록된 목록이 점차 만들어졌습니다. 이렇게 해서 정확한 천문학이 시작된 이후부터 현재까지 수백 개, 수천 개의 별들이 여러 시기에 걸쳐 기록되었습니다. 그래서 천왕성이 별과 너무나 닮아 있고, 그 밝기도 충분히 높아서 보통 수준의 망원경을 가진 천문학자들의 주목을 끌 수 있었으므로, 이미 누군가에 의해 관측되어 오래된 목록 중 어딘가에 별로 기록되어 있을 가능성이 있다는 생각이 들었습니다. 이는 분명히 주의를 기울일 만한 아이디어였으며, 다음 장에서 다룰 그 중요한 발견과 관련하여 매우 의미 있는 결과를 가져올 수 있었습니다. 하지만 과연 어떻게 그러한 목록들을 조사해야 할까요? 천왕성은 계속해서 움직이고 있으니, 이러한 조사에는 불확실성이 가득할 것 같지 않습니까? 한 가지 주목할 만한 예를 살펴보겠습니다.

그리니치에 있는 위대한 국립 천문대는 1675년에 설립되었으며, 초대 왕실 천문학자는 유명한 플램스티드였습니다. 그는 1676년에 천체들에 대한 관측을 시작했으며, 그 관측은 오늘날까지 계속되어 과학에 엄청난 혜택을 가져다주었습니다.

처음에는 관측 장비가 상당히 원시적인 형태였지만, 몇 년에 걸쳐 플램스티드는 별들의 목록을 작성하는 데 적합한 장비를 확보하는 데 성공했습니다. 그는 이 일에 엄청난 열정을 쏟았습니다. 바로 이 기억할 만한 저작인 플램스티드의 『Historia Cœlestis』에 천왕성에 대한 최초의 관측 기록이 남아 있습니다. 우선, 다른 모든 큰 행성들과 마찬가지로 천왕성의 궤도도 황도면에 대해 매우 작은 각도로 기울어져 있다는 것이 알려졌습니다. 따라서 천왕성은 언제나 황도면을 따라서만 발견될 수 있으며, 매년 어디에 있었는지 계산할 수 있었습니다. 그 결과 1690년에는 천왕성이 플램스티드가 같은 날에 관측을 수행했던 황도面上的 위치에 있었습니다. 당연히 플램스티드의 관측 기록들을 살펴보아, 소위 ‘별’들 중에 천왕성일 가능성이 있는 것이 있는지 확인해보는 것이 필요했습니다. 『Historia Cœlestis』에서는 같은 날에 천왕성이 있었을 만한 위치에 있는 천체가 발견되었습니다. 과연 이것이 천왕성일까? 결정적인 검증 방법이 곧바로 있었습니다. 망원경을 플램스티드가 6등급의 별이라고 생각했던 하늘의 그 위치로 돌려보았습니다. 만약 그곳에 정말로 별이 있다면, 여전히 보일 것입니다. 시험해보니 그러한 별은 발견되지 않았으며, 따라서 그곳이 바로 천왕성이라는 추측은 조금도 의심받을 여지가 없었습니다. 곧 다른 확인 사항들도 들어왔습니다. 브래들리와 토비아스 마이어도 천왕성을 관측했다는 사실이 밝혀졌으며, 플램스티드가 단 한 번뿐만 아니라 1712년과 1715년에 네 차례나 천왕성의 위치를 측정했다는 사실도 알려졌습니다. 하지만 플램스티드는 자신의 손아귀에 거의 들어온 이 발견을 전혀 인지하지 못했습니다. 그는 당연히 이 모든 관측들이 서로 다른 별들과 관련된 것이라고 생각했습니다. 더욱 주목할 만한 사례는 레모니에의 경우로, 그는 실제로 천왕성을 12번이나 관측했으며 1769년 1월에는 연속된 네 날 동안에도 관측 기록을 남겼습니다. 만약 레모니에가 자신의 관측 기록들을 제대로 살펴보았다면, 어제 관측했던 별이 오늘은 사라지고 오늘 보이는 별도 내일이 되면 사라진다는 사실을 알아차렸을 것입니다. 그렇다면 천왕성이 발견되었을 것이 분명하며, 윌리엄 허셜보다 먼저 천왕성을 발견했을 것입니다. 과연 레모니에가 그 기회를 제대로 활용했을까?

허셜만큼의 명성을 얻었을까? 이는 결코 답할 수 없는 질문처럼 보이지만, 허셜을 높이 평가하는 사람들은 레모니에가 그의 관측 결과를 비교하지 않은 것이 과학에 있어 매우 다행스러운 일이었다고 생각할 것이다.[31]

이러한 초기의 우라늄 관측 결과들은 단순히 역사적으로 흥미로운 사례로만 여겨져서는 안 된다. 이것들이 과학 자체에 있어 매우 중요하다는 점은 몇 마디로도 충분히 설명할 수 있다. 우라늄이 태양 주위를 한 바퀴 도는 데에는 최소 84년이 걸린다는 점을 기억해야 한다. 이 행성은 발견된 이후 이미 한 바퀴를 완전히 돌았으며, 현재(1900년 기준)로서는 또 다른 한 바퀴의 3분의 1 이상을 돌았다. 궤도의 성질을 면밀히 연구하기 위해서는 가능한 한 많은 측정값과 가장 넓은 시간 범위에 걸친 데이터가 필요했다. 이러한 요구는 초기 우라늄 관측 결과들을 확인함으로써 상당 부분 충족될 수 있었다. 궤도에 대한 대략적인 정보만으로도 카탈로그에서 해당 행성을 찾을 때 충분히 정확한 위치를 알아낼 수 있었다. 하지만 이러한 정보들을 통해 실제 관측 결과가 발견되자, 우라늄의 정확한 위치가 밝혀졌으며, 그 결과 우리가 알고 있던 우라늄에 대한 정보는 단 한 바퀴 분량에 불과했던 것에서 벗어나 현재는 두 바퀴 이상에 걸친 정보를 가지게 되었다.

행성의 관측 결과를 통해 그 행성이 움직이는 타원궤도를 파악할 수 있다. 우리는 발견된 이후의 관측 결과들을 바탕으로 이 타원궤도를 계산할 수 있다. 또한 발견되기 전의 초기 관측 결과들을 통해서도 타원궤도를 계산할 수 있다. 만약 케플러의 법칙들이 엄밀하게 검증된다면, 현재의 궤도에서 그려지는 타원궤도는 이전의 궤도나 다른 어떤 궤도와도 전혀 다르지 않을 것이다. 우리는 고대의 관측 결과로부터 도출된 타원궤도와 현대의 관측 결과로부터 도출된 타원궤도를 비교함으로써 이 점을 흥미롭게 검증할 수 있다. 이 두 타원궤도는 서로 매우 유사하며 거의 같지만, 모든 요소를 고려했음에도 불구하고 완전히 같지는 않다는 점을 주목하는 것이 가장 중요하다.

다음 장에서 설명될 원리들에 따르면, 이러한 교란의 원인은 분명히 알려져 있습니다. 따라서 케플러의 법칙은 천왕성의 경우에는 절대적으로 성립하지 않는 것으로 보입니다. 이는 실로 우리가 가장 진지하고 세심하게 주의를 기울여야 할 문제입니다. 우리는 행성들의 운동을 관측할 때 케플러의 법칙이 보편적으로 성립한다고 반복해서 주장해 왔습니다. 그렇다면 어떻게 해서 이 법칙과 천왕성의 운동에서 의심의 여지 없이 존재하는 불규칙성들을 조화시킬 수 있을까요?

이 문제를 좀 더 자세히 살펴보겠습니다. 케플러의 법칙들은 중력의 법칙들에서 비롯된다는 것을 우리는 알고 있습니다. 행성은 태양의 인력에 의해 태양 주위를 타원형 궤도로 움직인다는 것도 알고 있으며, 만약 태양과 행성 사이에 다른 힘이 작용하지 않는다면 그 타원궤도는 아주 미세한 변화도 없이 그대로 유지된다는 것도 알고 있습니다. 또한 우리는 각각의 행성들이 궤도의 형태와 위치에 미치는 영향도 계산할 수 있습니다. 하지만 이러한 모든 교란 요인들을 고려해도 관측된 궤도와 계산된 궤도가 일치하지 않는다는 것이 밝혀집니다. 결론은 명백합니다. 천왕성은 오직 태양과 천왕성보다 내부에 있는 행성들의 인력에 의해서만 움직이는 것이 아닙니다. 따라서 이미 알려진 요인들 외에도 천왕성에 영향을 미치는 다른 요인이 반드시 존재해야 합니다. 이 주제에 대한 더 자세한 설명은 다음 장에서 다루어질 것입니다.

제15장. 해왕성
해왕성의 발견 – 수학적 성과 – 태양의 인력 – 모든 물체는 서로를 끌어당긴다 – 목성과 토성 – 행성들의 궤도 변동 – 세 개의 물체 – 자연이 문제를 단순화시켰다 – 근사적 해법 – 성공의 요인들 – 지구에 관한 문제의 제시 – 라그랑주의 발견들 – 이심률 – 모든 행성이 같은 방향으로 공전해야 하는 이유 – 라그랑주의 발견들은 최근의 성과들만큼 주목할 만하지는 않다 – 천왕성의 불규칙성 – 알려지지 않은 행성은 반드시 천왕성의 궤도 밖에서 공전해야 한다 – 문제를 해결하기 위한 데이터들 – 르 베리에와 아담스가 모두 이 문제를 연구했다 – 아담스는 그 행성의 위치를 추정했다 – 어떻게 탐색을 진행할 것인가 – 르 베리에도 역시 이 문제를 해결했다 – 망원경을 통한 행성의 발견 – 경쟁적 주장들 – 해왕성에 대한 초기 관측 – 해왕성을 망원경으로 연구하는 데 있어서의 어려움 – 궤도의 수치적 세부 사항들 – 외부 행성이 존재할까? – 수성과 해왕성의 비교

이 장에서는 과학사 전체를 뒤져봐도 유사한 사례를 찾을 수 없을 정도로 특별한 발견에 대해 설명하고자 합니다. 여기서는 실용적인 천문학의 기술적 세부 사항들에 대해서는 다루지 않습니다. 해왕성은 정밀한 망원경 관측을 통해서가 아니라 깊은 수학적 연구를 통해 처음으로 발견되었습니다. 과학사상 이처럼 중요한 사건을 그 중요성에 걸맞은 상세함으로 설명해야 하므로, 우리는 이야기를 시작하기에 앞서 아직 충분히 다루어지지 않은, 어렵지만 흥미로운 천문학 분야에 대해 간략히 살펴보아야 합니다.

태양계에서 가장 강력한 힘은 바로 태양의 인력입니다. 태양계의 각 행성은 이 인력을 받으며, 그로 인해 타원형 궤도를 따라 태양 주위를 공전하게 됩니다. 어떤 물체가 인력을 발휘하는 능력은 그 물체의 질량에 비례합니다. 태양의 질량은 목성의 질량보다 천 배 이상 크며, 목성의 질량은 다른 모든 행성들의 질량을 합친 것보다도 큽니다. 따라서 태양의 인력이야말로 행성들의 궤도를 결정하는 가장 중요한 요소가 됩니다.

우리 우주계에서의 움직임의 힘에 대해서 말하자면, 중력의 법칙은 단순히 태양이 각 행성을 끌어당긴다고만 말하는 것이 아닙니다. 중력은 훨씬 더 일반적인 원리로서, 우주에 있는 모든 물체가 다른 모든 물체를 끌어당긴다고 주장합니다. 이 법칙에 따라 각 행성은 태양뿐만 아니라 수많은 다른 물체들에 의해도 끌어당겨져야 하며, 행성의 움직임은 이러한 모든 인력의 합동된 결과여야 합니다. 우리 태양계에 미치는 별들의 영향은 거의 무시할 수 있을 정도로 미미합니다. 별들은 의심할 여지 없이 거대한 물체들이며, 경우에 따라서는 태양보다도 크기가 클 수 있지만, 중력의 법칙에 따르면 인력의 세기는 거리의 제곱에 반비례하여 줄어듭니다. 대부분의 별들은 태양으로부터 백만 배나 더 멀리 떨어져 있기 때문에, 그들의 인력은 너무나 미미하여 이 문제를 논의할 때 전혀 고려할 필요가 없습니다. 우리가 고려해야 할 인력은 오직 우주계 내의 한 물체가 다른 물체에 미치는 작용으로 인해 생기는 것들뿐입니다. 예를 들어, 우리 우주계에서 가장 큰 두 행성인 목성과 토성을 살펴보겠습니다. 이 두 행성은 주로 태양의 인력으로 인해 공전하지만, 각 행성도 다른 행성들을 끌어당기기 때문에, 그 결과 각 행성은 원래 있었을 위치에서 약간 벗어나게 됩니다. 천문학적 용어로 말하자면, 목성의 궤도는 토성의 인력에 의해 교란되고, 반대로 토성의 궤도도 목성의 인력에 의해 교란된다고 할 수 있습니다.

오랫동안 행성들의 움직임에서 나타나는 이러한 불규칙성들은 천문학자들이 해결할 수 없는 문제들이었습니다. 하지만 점차적으로 하나씩 문제들이 해결되어 왔으며, 아직 완전히 설명되지 않은 약간의 불규칙성들이 남아 있긴 하지만, 이와 같은 현상들 중 더 크고 중요한 것들은 모두 잘 이해되고 있습니다. 이 주제는 천문학자가 자신의 학문 분야에서 마주치는 가장 어려운 문제들 중 하나입니다. 천문학자는 여기서 한 행성이 다른 행성에 어떤 영향을 미칠 수 있는지 계산해내야 합니다. 이러한 계산들은 엄청난 어려움을 동반하며, 오직 수학의 가장 고도로 발달된 분야에서의 뛰어난 기술을 통해서만 극복될 수 있습니다. 이제 문제가 실제로 무엇인지 설명해보겠습니다.

두 물체가 서로의 인력에 의해 움직일 때, 둘 다 정확하게 측정될 수 있는 곡선을 따라 회전한다. 사실상 각각의 궤도는 타원이며, 두 물체를 하나의 시스템으로 간주했을 때 그 중심인 중력의 중심에 공통된 초점이 존재해야 한다. 태양과 행성의 경우, 태양의 질량이 행성의 질량에 비해 훨씬 크기 때문에 둘의 중력의 중심은 태양의 중심 근처에 위치한다. 이 경우 큰 물체의 궤도는 행성의 궤도에 비해 매우 작다. 이러한 모든 현상들은 상당히 단순한 방법으로도 매우 정확하게 계산될 수 있다. 하지만 이제 다른 물체 하나를 이 시스템에 추가해 보자. 이 새로운 물체는 다른 물체들을 끌어당기면서 동시에 그들의 인력을 받는다. 이러한 인력의 결과로 세 번째 물체는 위치가 변하게 되고, 그에 따라 다른 물체들에 미치는 영향도 달라진다. 다른 물체들도 이 세 번째 물체에 작용하게 되며, 이러한 작용과 반작용들이 시스템에 끝없는 복잡성을 가져온다. 이것이 바로 유명한 “삼체 문제”로, 뉴턴 시대 이후 거의 모든 위대한 수학자들의 관심을 끌어왔다. 수학적 측면에서 볼 때, 어떠한 완화 요소도 없이 이 문제는 해결이 불가능한 문제이다. 수학자들은 아직 우주 공간에서 자유롭게 움직이는 세 물체 간의 상호 인력을 다룰 수 없다. 실제 태양계와 같이 물체의 수가 세 개보다 많을 경우, 문제는 더욱 해결 불가능해진다.

그러나 자연은 이 문제에 있어서 우리에게 친절하게 대해주었다. 물론 정확하게 해결할 수 없는 문제를 제시했지만, 태양계에서와 같이 특정한 특성들을 도입함으로써 문제의 난이도를 상당히 줄여주었다. 우리는 아직 수학자들이 말하는 엄밀한 해법을 찾아내지 못했으며, 산술적인 방식으로 완전하게 해결할 수도 없다. 하지만 거의 그에 준하는 유용한 방법은 사용할 수 있다. 우리는 이 문제를 근사적으로 해결할 수 있으며, 한 행성이 다른 행성에 미치는 영향을 거의 정확하게 알아낼 수 있다. 추가적인 노력을 기울이면 불확실성의 범위를 원하는 만큼 낮출 수도 있다. 이렇게 해서 우리는 과학적 목적에 충분한 실용적인 해법을 얻을 수 있다. 이는 우리에게 큰 도움이 된다.

행성의 위치를 절대적인 수학적 정확도로 알아내는 것은 거의 불가능하다. 만약 우리가 진짜 위치와 매우 가까운 오차 범위 내에서 원하는 것을 파악할 수 있다면, 그 차이를 어떤 망원경으로도 알아낼 수 없을 정도일 테니, 모든 실용적인 목적은 달성된 셈이다. 이 경우 우리가 극복할 수 없는 어려움들을 돌파할 수 있는 이유는 태양계에서 나타나는 세 천체 문제의 특수한 성격에 있다. 우선, 태양의 질량은 너무나 엄청나서, 만약 다른 행성들과 질량 면에서 비슷했다면 중요해질 수 있었던 여러 요소들을 간과할 수 있다. 또 다른 성공 요인은 행성들의 궤도가 서로 거의 평행하다는 점이며, 궤도가 거의 원형에 가깝다는 사실도 작업을 크게 용이하게 한다. 우주의 다른 곳에 있는 수학자들은 이와 같은 유리한 조건을 갖추고 있지 않다. 항성계들 중에는 우리 태양계가 가진 그러한 완화 요인들이 전혀 없이 세 천체나 그 이상의 천체들로 인한 문제를 해결해야 하는 경우가 적지 않다. 오리온자리의 놀라운 별 Θ와 같은 집단에서는 크기가 비슷한 세 개나 네 개의 천체가 존재하여 극도로 복잡한 움직임을 만들어낸다. 설령 지구상의 수학자들이 감히 그러한 문제들을 해결하려 한다 해도, 앞으로 오랫동안 그렇게 할 가능성은 없다. 그러한 연구는 정확한 관측을 기반으로 해야 하며, 현재로서는 이러한 먼 항성계들에 대한 관측은 그 목적을 위해 전혀 부족하다.

케플러의 법칙에 따라 행성이 태양 주위를 방해받지 않고 공전한다면, 그 행성은 영구적인 기후 조건을 유지할 수 있을 것이다. 예를 들어, 지구가 오직 케플러의 법칙에 따라 움직인다면, 매년 같은 날마다 바로 작년의 같은 날에 있었던 위치로 돌아갈 것이다. 태양이 변하지 않는다면, 세대를 거듭해도 지구가 받는 열의 양은 일정할 것이며, 현재의 기후도 영원히 유지될 수 있을 것이다. 하지만 행성들 간의 상호작용이 존재한다는 사실이 밝혀지면서, 그러한 상호작용들이 미칠 수 있는 영향들에 관해 매우 중요한 문제들이 제기된다. 이제 우리는 지구의 궤도가 절대적으로 고정되어 있지 않다는 것을 알고 있다.

그 궤도는 금성과 화성에 의해 왜곡되며, 우리 태양계의 모든 행성들에 의해서도 왜곡될 수밖에 없다. 물론 1년이 지나거나 심지어 100년이 지나더라도 그 변화의 정도는 그리 크지 않다. 올해 지구의 궤도를 나타내는 타원도 100년 전 지구의 움직임을 나타낸 타원과 크게 다르지 않다. 하지만 문제는, 존재하는 그 약간의 차이가 점점 커져서 결국 우리의 기후를 변화시키거나 심지어 생명체가 살 수 없는 상황을 만들어낼 가능성이 있는지 여부이다. 사실, 세심한 계산 없이 이 문제를 살펴본다면, 우리 태양계가 그런 운명을 맞이할 가능성이 가장 높아 보인다. 지구는 거대한 목성의 궤도 안에서 회전하고 있으므로, 항상 목성의 인력에 의해 끌려간다. 지구가 그 거대한 행성을 지나 목성과 태양 사이에 들어오면, 두 천체는 비교적 가까운 거리에 있게 되고, 그때 지구는 목성에 의해 바깥쪽으로 끌려나간다. 이러한 혼란의 결과로 지구가 점차 태양으로부터 멀어지면서 궤도가 점점 더 넓어질 것이라고 생각할 수도 있다. 하지만 이런 단순한 추론만으로는 역학적 문제를 해결할 수 없다. 이 문제는 수학적 분석을 통해 해결되어야 하며, 그 과정에서 모든 요소들이 제대로 고려되어야 한다. 이러한 연구는 결코 간단한 것이 아니다. 이 문제는 라그랑주와 라플라스와 같은 위대한 수학자들의 뛰어난 재능을 필요로 했으며, 그들이 발견한 행성 간 상호작용에 관한 이론들은 천문학에서 가장 주목할 만한 성과들 중 하나이다.

여기서는 이 위대한 수학자들이 사용한 추론 방법을 설명하려 하지 않는다. 그것은 오직 수학자들의 공식을 통해서만 표현될 수 있으며, 수년간의 수학 공부가 없다면 이해하기 어렵다. 다행히도 라그랑주와 라플라스가 도출한 결과들은 다른 수학자들의 연구를 통해 충분히 검증되었으며, 간단한 언어로 설명될 수 있다.

태양과 그 주위를 공전하는 두 행성의 경우를 생각해 봅시다. 이 두 행성은 서로에게 영향을 미치지만, 그 영향의 크기는 태양이 각 행성에 미치는 영향에 비하면 매우 작습니다. 라그랑주는 각 행성이 움직이는 타원이 다른 행성의 인력으로 인해 어느 정도 변화하기는 하지만, 궤적의 한 가지 특성은 그러한 외란으로 인해 영구적으로 변할 수 없다는 것을 보여주었습니다. 바로 타원의 장축 길이, 그리고 그에 따라 행성과 태양 사이의 평균 거리도 마찬가지입니다. 이 평균 거리는 타원 장축 길이의 절반에 해당하므로 변하지 않아야 합니다. 이는 예상치 못한 중요한 발견이었습니다. 이 발견 덕분에 궤도상의 외란들이 체계의 안정성에 미칠 수 있는 영향에 대한 모든 우려가 사라졌습니다. 즉, 화성과 금성, 목성과 토성의 인력에도 불구하고 지구는 앞으로도 계속해서 태양으로부터 같은 평균 거리를 유지하며 공전할 것이며, 그 결과 계절의 변화와 1년의 길이도 적어도 이 요소와 관련해서는 영원히 변하지 않을 것입니다.

그러나 라그랑주는 더 깊이 연구를 진행했습니다. 그는 평균 거리는 변하지 않는다는 것을 알았지만, 지구가 그리는 타원의 이심률이 외란의 영향을 받을 수 있는지는 아직 확인되지 않았습니다. 이 문제도 앞서 언급된 문제만큼이나 중요합니다. 설령 지구가 태양으로부터 같은 평균 거리를 유지한다 하더라도, 최대 거리와 최소 거리는 상당히 차이날 수 있습니다. 지구는 궤도의 한 부분에서는 태양에 매우 가까이 지나갔다가 반대쪽에서는 매우 멀리 떨어질 수도 있습니다. 지구와 그 위에 사는 생명체들의 안녕과 관련해서는 이 문제도 평균 거리 문제만큼이나 중요합니다. 1년의 절반 동안 열이 너무 많으면 나머지 절반 동안의 부족한 열을 충분히 보완해 줄 수 없기 때문입니다. 라그랑주는 이 문제도 분석에 올렸으며, 다시 한 번 수학적 난제들을 극복하고 우리의 체계가 영원히 안정적일 것이라는 확신을 줄 수 있었습니다. 물론 이번에는 각 행성의 궤도 이심률이 일정하게 유지될 것이라고 말할 수는 없었습니다. 그가 확실히 주장하고 충분히 증명한 것은…

각 궤도의 이심률은 항상 작은 상태를 유지할 것이다. 지구의 궤도 모양은 점차 팽창하다가 다시 수축한다는 사실을 알 수 있다. 타원의 가장 긴 반지름은 일정하지만, 때로는 원에 더 가까워지기도 하고 때로는 더 타원형이 되기도 한다. 이러한 변화들은 좁은 범위 내에서 일어나므로, 비록 그 변화들이 측정 가능한 기후 변화와 관련이 있을 수는 있지만, 이심률이 무한히 증가할 경우와 달리 태양계의 안정성은 위협받지 않는다. 라그랑주는 다시 한 번 자신의 미적분학적 지식을 활용하여 행성들의 운동 궤도 경사도에 미치는 교란 요인들의 영향을 연구했다. 이 경우에도 이심률과 관련하여 얻어진 결과와 유사했다. 만약 행성들 간의 상대적 경사도가 작다고 가정한다면, 수학적으로 그 값들이 항상 작은 상태를 유지해야 한다는 것을 알 수 있다. 따라서 행성들의 교란 요인들은 태양계의 안정성에 영향을 줄 수 없다는 결론에 도달하게 된다.

만약 상황이 얼마나 쉽게 달라질 수 있는지 생각해본다면, 이러한 중요한 연구들의 의미를 더욱 잘 이해할 수 있을 것이다. 우리의 태양계와 모든 면에서 유사하지만 한 가지 차이가 있는 시스템을 상상해보자. 그 시스템에도 우리 태양계와 마찬가지로 태양이 있고, 행성들과 위성들도 우리 태양계와 같다고 가정하자. 이 가상의 시스템에 있는 모든 천체들의 질량도 우리 태양계의 것과 동일하며, 거리와 주기도 두 경우 모두 같다고 가정하자. 또한 모든 궤도 평면도 비슷한 위치에 있다고 가정하자. 그럼에도 불구하고 이 가상의 시스템에는 우리 태양계에는 없는 붕괴의 요인들이 존재할 수 있다. 아직 명시하지 않은 한 가지 점이 있다. 우리 태양계에서는 모든 행성들이 태양 주위를 같은 방향으로 공전한다. 이제 이 규칙이 가상의 시스템에서는 하나의 행성이 자신의 궤도를 거꾸로 돌면서 위반된다고 가정해보자. 이러한 사소한 변화만으로도 그 시스템은 행성들의 교란 요인들로 인해 파괴될 위험에 처하게 될 것이다. 여기서 우리는 행성들이 태양 주위를 공전할 때 그 방향들이 매우 균일해야 하는 필요성을 알 수 있다. 만약 이 방향들이 균일하지 않았다면, 우리의 태양계는 분명히…

확률상으로는 그들은 오래 전에 사라졌을 것이며, 우리가 여기서 교란 현상이나 다른 주제들에 대해 논의할 필요는 없다.

이러한 놀라운 발견들을 이룩한 위대한 프랑스 수학자의 성과가 아무리 훌륭했지만, 중력 법칙에 적용된 수학적 분석의 최고의 승리를 목격한 것은 바로 이 세기였다. 라그랑주의 연구는 르 베리에와 애덤스가 이룩한 발견만큼의 흥미로움은 부족하다. 르 베리에와 애덤스는 천왕성 바깥쪽을 공전하는 해왕성을 발견함으로써 태양계의 범위를 훨씬 넓혔다.

우리는 이미 천왕성의 초기 관측 결과와 그 발견 이후의 관측 결과를 조화시키려 할 때 겪었던 어려움들에 대해 언급한 바 있다. 우리는 이 행성의 공전 궤도가 변화했으며, 따라서 천왕성은 태양의 인력 외에 다른 힘의 영향을 받고 있음을 보여주었다.

문제는 이러한 교란력의 성질이 무엇인가 하는 것이다. 두 행성 사이의 상호 교란 작용에 대해 우리가 이미 알고 있는 것들을 고려할 때, 천왕성의 불규칙성이 다른 행성들의 인력에 의해 설명될 수 있는지 궁금해지는 것은 당연하다. 천왕성은 토성 바로 바깥쪽을 공전한다. 토성의 질량은 천왕성의 질량보다 훨씬 크다. 혹시 토성이 천왕성을 한쪽으로 끌어당겨서 그러한 변화를 일으키는 것은 아닐까? 이는 수학자가 판단해야 할 문제이다. 그는 토성이 어느 정도의 힘을 가질 수 있는지 계산할 수 있으며, 의심할 여지 없이 토성이 천왕성을 일정 정도 움직일 수 있다는 것을 알아낼 수 있다. 마찬가지로, 엄청난 질량을 가진 목성도 천왕성에 영향을 미쳐 교란을 일으키며, 수학자는 이를 계산할 수 있다. 모든 알려진 행성들에 대한 계산이 완료된 후 이를 천왕성에 적용해 보았을 때, 그 궤도의 불규칙성들을 충분히 설명해 줄 수 있을 것으로 기대되었다. 하지만 실제로는 그렇지 않았다. 모든 알려진 교란 요인들을 신중하게 고려했음에도 불구하고, 천왕성은 여전히 또 다른 미지의 힘의 영향을 받고 있었다. 그래서 결론적으로 천왕성은 어떤 알려지지 않은 힘의 영향을 받고 있을 것이라는 결론이 내려졌다.

이 미지의 천체는 도대체 무엇일까? 그리고 어디에 존재할까?
이 문제를 고민하는 사람들에게는 유추가 길잡이가 되었다. 다른 행성의 인력 외에는 행성의 궤도가 교란되는 원인은 알려져 있지 않다. 혹시 천왕성이 당시까지 전혀 알려지지 않았던 다른 행성의 인력에 의해 끌렸을 가능성은 없을까? 많은 천문학자들이 이러한 가설을 제시했으며, 그 미지의 천체가 충족해야 할 몇 가지 조건들도 파악할 수 있었다. 우선 그 천체의 궤도는 반드시 천왕성의 궤도 바깥에 있어야 한다. 관측된 불규칙성을 만들어내려면 그 천체는 크고 질량이 큰 것이어야 하기 때문이다. 만약 그 천체가 천왕성보다 가까이 있다면 분명히 눈에 띄는 천체가 될 테니 오래 전에 발견되었을 것이다. 또한, 천왕성의 궤도 교란이 행성의 인력에 의한 것이라면 그 천체는 허셜이 발견한 지구의 궤도 바깥에서 공전해야 한다는 주장도 있었다.
행성계의 일반적인 원리를 활용하면, 미지의 행성의 궤도가 비록 타원형이긴 하지만 원에 크게 벗어나지 않으며, 그 행성이 움직이는 평면도 지구의 궤도 평면과 거의 일치한다는 가설을 뒷받침할 수 있다.
천왕성의 궤도 상 다양한 지점에서 측정된 궤도 이탈량이 바로 새로운 행성을 발견하는 데 사용된 유일한 데이터였다. 우리는 여러 가지 교란 현상을 설명할 수 있도록 그 미지의 천체의 궤도와 그 행성의 질량을 적절히 설정해야 했다. 예를 들어, 가상의 천체와의 거리를 일정하게 가정하고, 그 거리에서 궤도와 질량을 설정하여 교란 현상을 설명할 수 있는지 시도해 보았다. 처음의 가정은 아마도 너무 컸던 것 같다. 그래서 더 작은 거리를 가정해 다시 시도해 보았다. 이제는 관측 결과를 더 정확하게 표현할 수 있었다. 세 번째 시도를 통해 더욱 정확한 결과를 얻을 수 있었으며, 결국 미지의 행성과의 거리가 결정되었다. 마찬가지 방식으로 그 천체의 질량도 결정할 수 있었다. 특정 값을 가정하고 교란 현상을 계산해 보았다. 만약 계산된 값이 관측 결과보다 크다면, 가정한 질량이 너무 큰 것이다. 그러면 가정을 수정하고 더 작은 값으로 다시 계산하는 식으로 반복하다가 마침내 정확한 값이 나온다.

우리는 실제 측정 결과와 일치하는 행성의 질량을 결정합니다. 미지의 궤도의 다른 요소들, 즉 이심률과 자전축의 위치도 마찬가지 방식으로 밝혀져야 합니다. 결국, 만약 그 미지의 행성이 특정한 질량을 가지고 있으며 특정한 위치를 가진 궤도를 따라 움직인다면 천왕성의 궤도 변화를 완전히 설명할 수 있다는 것이 드러났습니다. 반면, 매우 다른 궤도나 크게 달라진 질량으로는 관측된 사실들을 설명할 수 없다는 점도 명백해졌습니다.

이러한 놀라운 계산들은 영국과 프랑스에 있는 두 명의 천문학자에 의해 독립적으로 수행되었습니다. 두 사람 모두 이 어려운 문제를 해결하는 데 성공했습니다. 영국과 프랑스의 과학자들은 각자의 나라를 대표하는 사람들이 이 위대한 발견의 공로를 주장하는 문제에 대해 의견이 갈렸지만, 이 기억할 만한 연구들이 이루어진 지 40년이 지난 지금은 이 문제가 점차 해결되고 있습니다. 영국과 프랑스 밖의 과학계는 이 위대한 과학적 성과의 공로를 케임브리지대학교의 고(故) J.C. 아담스 교수와 파리 천문대장이었던 고(故) U.J.J. 르베리에에게 동등하게 돌려야 한다고 판단했습니다.

1843년, 아담스 씨가 케임브리지대학교에서 학위를 받고 ‘시니어 랭글러’라는 영예를 얻은 직후, 그는 천왕성의 궤도 변화에 주목하기 시작했습니다. 그는 오직 이러한 궤도 변화만을 근거로 미지의 행성을 찾기 시작했습니다. 이 연구는 매우 길고 힘든 과정이었으며, 엄청난 양의 수치 계산과 뛰어난 수학적 능력이 필요했습니다. 하지만 점차적으로 아담스 씨는 이러한 어려움들을 극복해 나갔습니다. 연구가 진행될수록 그는 천왕성의 궤도 변화가 외부 행성의 존재로 인해 완전히 설명될 수 있다는 것을 깨달았으며, 결국 그는 그 외부 행성의 궤도뿐만 아니라 그 행성이 어디에 있을 가능성이 있는지까지 알아낼 수 있었습니다. 연구가 이 정도로 진전되자, 아담스 씨는 1845년 10월 그리니치에 있는 왕립천문학자 조지 에어리 경을 찾아가 그에게 자신이 계산한 결과들을 전달했습니다.

아직 관측되지 않은 행성의 위치를 놀라울 정도로 정확하게 파악해냈습니다. 이로써 다른 누구보다 7개월 앞서 아담스 씨가 이 문제를 해결했으며, 실제로 그 행성이 현재 알려진 위치에서 불과 1도 조금 넘는 거리에 있음을 찾아냈다는 것이 드러납니다. 이 발견을 완성시키고, 아담스 교수와 영국 과학계가 이 업적의 온전한 영광을 얻기 위해 필요했던 것은, 지목된 천구 부분을 철저히 망원경으로 수색하는 것뿐이었습니다.

왜 즉시 그러한 수색이 이루어지지 않았을까요? 40년 전에 이미 천문대들에 현재와 같은 정밀한 별자리 도표들이 갖춰져 있었다면 분명히 그렇게 했을 것입니다. 하지만 도표가 없었기 때문에(미지의 행성이 있던 천구 부분에 대한 도표는 아직 발표되지 않았습니다), 그 행성을 찾는 일은 매우 힘든 작업이었습니다. 새로운 행성은 그 모습을 통해 발견될 수 있다는 제안도 있었지만, 우리에게 훨씬 가까운 천왕성조차도 그 크기가 너무 작아서 허셜의 예리한 시선을 피하지 못했음에도 불구하고 거의 20번이나 관측되었음에도 별다른 주목을 받지 못했다는 점을 기억해야 합니다. 따라서 해왕성을 찾을 수 있는 방법은 단 하나뿐이었습니다. 바로 지목된 천구 부분의 도표를 만든 다음, 밤마다 그 도표와 천상의 별들을 비교하는 것이었습니다. 이처럼 힘든 작업을 시작하기 전에, 왕립천문학자는 아담스 씨의 연구 결과를 먼저 중요한 예비 검증에 부치는 것이 옳다고 생각했습니다. 아담스 씨는 자신의 이론이 천왕성의 경도 방향에서 나타나는 변동을 정확하게 설명할 수 있음을 보여주었습니다. 왕립천문학자는 아담스 씨에게 천왕성과 지구 사이의 거리 변화도 마찬가지로 명확하게 설명할 수 있는지 물었습니다. 그의 이론이 이러한 변화들도 충분히 설명해줄 수 있었음은 의심의 여지가 없습니다. 하지만 안타깝게도 아담스 씨는 이 문제를 그다지 중요하게 여기지 않아 왕립천문학자에게 신속한 답변을 주지 않았던 것 같습니다. 그래서 아담스 씨가 처음으로 자신의 연구 결과를 왕립천문학자에게 전달한 시점부터 실제로 수색이 시작될 때까지 무려 9개월이나 지나가고 말았습니다.

그 행성을 찾기 위한 망원경을 이용한 탐색이 체계적으로 시작되었다. 그때까지 아담스의 연구 결과는 어디에도 발표된 적이 없었다. 그의 노력은 왕립천문학자와 케임브리지대학교의 챌리스 교수 외에는 거의 아무도 알지 못했으며, 나중에 탐색 업무는 챌리스 교수에게 맡겨졌다.

한편, 위대한 프랑스의 수학자이자 천문학자인 르 베리에의 관심은 아라고의 지시로 천왕성의 궤도 변화 문제에 집중되었다. 르 베리에는 철저한 분석을 통해 알려진 모든 가능한 교란 요인들을 조사했다. 다른 행성들이 미치는 영향도 다시 한 번 매우 정밀하게 계산되었지만, 그 결과는 그러한 행성들로는 궤도 변화를 설명할 수 없다는 기존의 결론을 뒷받침하는 것에 불과했다. 그래서 르 베리에는 아담스의 노력에 대해서는 전혀 모른 채 수학적 방법을 이용해 그 미지의 행성을 찾기 시작했다. 1845년 11월과 1846년 6월 1일에 그 프랑스 천문학자의 연구 결과 일부가 발표되었다. 그때 왕립천문학자는 자신의 계산 결과가 아담스의 계산 결과와 거의 일치한다는 것을 깨달았다. 두 천문학자가 추정한 미지 행성의 위치는 단 1도밖에 차이나지 않았던 것이다! 이는 실로 놀라운 결과였다. 인간의 눈으로는 볼 수 없는 행성이었지만, 수학적 분석을 통해 그 존재가 매우 확실하게 확인된 것이다. 서로의 연구 결과를 전혀 모르는 두 천문학자가 거의 같은 위치에서 그 행성을 찾아냈다는 사실은 새로운 행성의 존재가 거의 확실해졌음을 의미했다. 따라서 실제 천문학자들은 즉시 그 행성을 찾기 시작해야 했다. 1846년 6월, 왕립천문학자는 그리니치 천문대를 방문한 사람들에게 르 베리에와 아담스의 계산 결과가 매우 유사하다고 설명하며, 지정된 지역을 즉시 면밀히 조사해야 한다고 강조했다. 케임브리지대학교에 있는 거대한 노섬벌랜드 적도망원경을 운용하던 챌리스 교수도 이 작업을 맡게 되었으며, 1846년 7월 29일에 그의 연구가 시작되었다.

챌리스 교수가 채택한 탐색 방법은 매우 복잡하고 어려운 것이었습니다. 그는 먼저 아담스 씨가 제시한 행성의 이론적 위치를 참고했으며, 이처럼 복잡한 계산에서 발생할 수 있는 불확실성을 고려하여 황도 근처의 특정 천구 영역을 정했습니다. 그곳이야말로 알려지지 않은 행성이 존재할 가능성이 높은 곳이라고 판단한 것입니다. 그런 다음 그는 그 영역에 있는 모든 별들을 관측하고 그들의 상대적 위치를 측정하기로 했습니다. 이 작업이 한 번 완료되면 다시 한 번 반복해야 했습니다. 그의 계획에는 선택된 영역 내의 별들에 대해 세 번째로 관측을 수행하는 것도 포함되어 있었습니다. 만약 그 행성이 챌리스 교수가 설정한 별의 밝기 기준에 부합할 만큼 충분히 밝다면, 이러한 과정을 통해 분명히 그 행성을 발견할 수 있을 것이었습니다. 세 번의 측정 결과를 비교할 때, 그 행성은 별들에 대한 상대적 움직임을 통해 발견될 수 있었습니다. 이 계획은 매우 체계적으로 구성되어 있어서 분명히 예상된 발견으로 이어질 것이었습니다. 실제로 챌리스 교수는 그 행성을 여러 번 관측했으며, 그 후 그 행성의 위치를 비교함으로써 새로운 행성을 발견할 수 있었습니다.

르 베리에 역시 같은 방향으로 매우 정교한 연구를 지속적으로 진행하고 있었습니다. 그는 그 행성의 존재를 확신하고 있었으며, 그 행성의 위치뿐만 아니라 그 행성의 실제 모습까지 예측했습니다. 그는 그 행성이 충분히 크기 때문에(물론 여전히 망원경으로만 볼 수 있는 크기이긴 하지만) 원반 형태를 가지고 있어 별들과 구별될 수 있을 것이라고 생각했습니다. 이러한 명확한 예측들은 우리가 태양계에서 또 하나의 위대한 발견을 앞두고 있다는 믿음을 더욱 강화시켰습니다. 1846년 9월 10일, 존 허셜 경이 영국 천문학회에서 연설할 때 그는 다음과 같이 말했습니다. “지난 1년 동안 우리는 새로운 행성인 아스트레아를 발견했습니다. 그뿐만 아니라 또 다른 행성이 존재할 가능성도 확인했습니다. 우리는 마치 콜럼버스가 스페인 해안에서 아메리카를 바라본 것처럼 그 행성을 볼 수 있습니다. 그 행성의 움직임은 우리의 분석 결과를 통해 명확하게 파악될 수 있으며, 이는 직접적인 관측에 버금가는 정확도를 가집니다.”

발견의 시간이 점점 다가오고 있었다. 1846년 9월 18일, 르 베리에는 베를린 천문대의 갈레 박사에게 편지를 보내 자신의 계산으로 예측된 행성의 위치를 설명하고, 망원경을 이용해 그 행성을 발견해 달라고 요청했다. 이러한 요청은 애덤스를 대신하여 챌리스 교수에게 제출된 요청과 유사했다. 베를린과 케임브리지 모두에서 망원경을 이용한 관측은 같은 하늘 영역에서 이루어질 예정이었다. 하지만 베를린의 천문학자들은 당시 챌리스 교수가 가지고 있지 않았던 귀중한 연구 도구를 활용할 수 있다는 점에서 운이 좋았다. 우리는 세심하게 작성된 별자리 지도를 사용하면 망원경을 이용한 행성 탐색이 얼마나 용이해지는지 이미 언급한 바 있다. 사실, 지도와 하늘을 비교하는 것만으로도 충분했다. 우연히도 몇 년 전에 베를린 과학 아카데미에서 일련의 별자리 지도를 제작한 바 있었다. 이 지도들에는 10등급까지의 모든 별의 위치가 정확하게 새겨져 있었다. 이 작업은 매우 유용했지만, 그 작업을 한 사람들은 자신들의 오랜 노력 끝에 이루어질 놀라운 발견을 예상할 수는 없었다. 이처럼 방대한 규모의 조사 결과를 단계적으로 발표하는 것이 편리했기 때문에, 지도가 완성될 때마다 조금씩 인쇄되어 나왔다. 르 베리에의 연구 소식이 베를린에 전해지기 직전에 바로 그 하늘 영역에 대한 지도가 이미 새겨져 인쇄된 상태였다.

르 베리에의 편지가 베를린에 있는 갈레 박사에게 도착한 것은 9월 23일이었다. 그날 밤 하늘은 맑았으며, 갈레 박사가 얼마나 초조하게 망원경을 하늘 쪽으로 겨누었을지 상상할 수 있다. 망원경은 르 베리에의 지시에 따라 조정되었다. 시야에는 하늘의 모든 곳과 마찬가지로 수많은 별들이 보였다. 그 중 하나가 바로 그 행성이었다. 새로 만들어진 지도가 펼쳐졌고, 별 하나하나를 대조해 가며 하늘을 확인했다. 별들을 식별해 나가면서, 지도에 새겨진 대로 하늘에도 그와 같은 천체들이 존재한다는 것이 확인되었지만, 당연히 그 천체들은 거부되었다. 마침내 8등급의 밝은 별이 검토 대상이 되었다. 지도를 확인해 보았지만 그곳에는 별이 없었다. 그 천체는 분명히 그곳에 있을 수 없었다.

그 천체도표가 만들어졌을 당시의 위치였다. 따라서 그 천체는 유랑자, 즉 행성이었다. 하지만 이런 문제에서는 신중해야 했다. 여러 가지 가능성을 염두에 두고 대비해야 했기 때문이다. 예를 들어, 그 천체가 사실은 별이었으나 우연히 그 도표를 만든 천문학자의 세심한 관찰을 피했을 가능성도 있었다. 또한 그 별이 밝기가 변하는 변광성 중 하나일 수도 있으며, 도표가 만들어질 당시에는 너무 어두워서 보이지 않았을 가능성도 있었다. 혹은 화성과 목성 사이를 움직이는 소행성 중 하나일 수도 있었다. 이러한 설명들 중 어느 것도 맞지 않는다 해도, 여전히 그 천체가 르 베리에의 이론에서 예측된 바와 같은 특정한 속도와 방향으로 움직이고 있음을 증명할 필요가 있었다. 단 하루의 시간만 지나도 모든 의심은 사라졌다. 다음 날 밤, 그 천체는 다시 관측되었으며, 분명히 움직이고 있었다. 그 움직임을 측정해 보니 르 베리에가 예측한 것과 정확히 일치했다. 실제로, 확인 과정에서 빠질 수 있는 요소가 전혀 없는 것처럼, 베를린의 마이크로미터를 이용해 측정한 그 행성의 직경도 르 베리에가 예상한 값과 거의 일치했다.

이 놀라운 성과의 소식은 금방 전 세계에 퍼져나갔다. 순식간에 르 베리에의 이름은 어느 시대, 어느 나라의 천문학자들보다도 높은 지위에 오르게 되었다. 이 발견의 과정은 매우 극적이었다. 우리는 그 위대한 천문학자가 수개월 동안 깊은 명상에 잠겨 있던 모습을 상상할 수 있다. 그의 시선은 별들이 아닌 자신의 계산식에 고정되어 있었다. 그의 손에는 망원경이 없었으며, 그가 사용하는 도구는 오직 인간의 지성뿐이었다. 그는 인내심을 가지고, 완벽한 수학적 기법을 바탕으로 수많은 계산을 반복했다. 그는 계속해서 새로운 해결책을 시도했으며, 각각의 시도를 통해 피해야 할 점들을 배우고, 앞으로의 연구를 위한 단서들을 얻어갔다. 마침내 그는 이전에는 혼란스러웠던 결과들 속에서 조화를 찾아내기 시작했다. 점차로 모든 의문이 사라지고, 그는 마치 실제로 보는 것처럼 우주의 먼 곳에서 반짝이는 그 행성을 명확하게 볼 수 있게 되었다. 그는 책상에서 일어나 실제 천문학자들의 도움을 구했고, 그러자 과연 그 행성이 거기에 있었다.

지정된 위치였습니다. 『과학 연보』에는 이와 같은 광경이 기록되어 있지 않습니다. 이것은 만유인력의 법칙을 증명하는 가장 뛰어난 사례였습니다. 뉴턴의 이론은 이미 오래 전부터 확고한 지위를 차지하고 있었지만, 그 진실성을 더욱 명확하게 보여주기 위해 해왕성이 발견된 것입니다.

잠시 동안은 프랑스인들이 이 위대한 성과의 영광을 독점할 것처럼 보였습니다. 라그랑주와 라플라스를 배출했으며, 그들의 불멸의 노력을 통해 위대한 뉴턴 이론을 발전시킨 나라가 이러한 공로를 얻는 것도 당연한 일이었습니다. 베를린의 갈레 박사가 망원경으로 이 행성을 발견하기 전까지, 챌리스가 행성을 찾기 위해 기울인 노력이나, 그 관측 결과의 근거가 된 아담스의 이론적 연구에 대해서는 아무런 공식적인 발표도 이루어지지 않았습니다. 하지만 열광적인 프랑스 국민들이 르 베리에의 발견을 축하하는 가운데, 1846년 10월 3일자 『아테네움』지에 존 허셜 경의 편지가 실렸습니다. 그 편지에서 그는 아담스가 수행한 연구들을 소개하며 그도 이 발견의 공로를 나누어 가져야 한다고 주장했습니다. 후속 조사를 통해 그의 주장이 타당함이 입증되었으며, 현재는 모든 독립적인 기관들이 이를 인정하고 있습니다.

하지만 자국인의 명성을 질투했던 프랑스의 학자들이 처음에는 그러한 주장을 받아들이지 않았을 것이라는 점은 쉽게 상상할 수 있습니다. 그들은 자신들의 유명한 동료와, 이름조차 잘 알려지지 않았으며, 아직까지 단 한 줄의 연구 결과도 발표하지 않았고, 르 베리에가 연구를 완료하기 전까지는 어떠한 주장도 하지 않았던 젊은 외국인 사이에서 이 유례없는 영광을 나누어 가져야 했습니다. 그래서 프랑스에서는 아담스를 위한 요구가 전혀 받아들여지지 않았고, 그 결과 격렬한 논쟁이 벌어졌습니다. 영국의 천문학자들은 점차적으로 자국인의 공로를 입증해 나갔습니다. 아담스가 자신의 연구 결과를 세상에 발표하지는 않았지만, 그는 영국의 과학계를 이끄는 관리인 왕립천문학자에게 그 연구 결과를 전달했습니다. 또한 그 연구 결과는 챌리스 교수에게도 잘 알려져 있었습니다.

케임브리지 대학교의 천문학 교수였다. 그때 아담스의 연구 결과도 발표되었는데, 그 연구 역시 르 베리에의 연구만큼이나 철저하고 성공적이라는 것이 밝혀졌다. 또한 챌리스 교수가 사용한 탐색 방법도 결국 성공할 수밖에 없었으며, 사실상 이미 성공적이었다는 것도 알려졌다. 행성을 망원경으로 발견한 후, 챌리스는 자신도 그 새로운 행성을 관측했는지 확인하려 했다. 10월 1일에 그는 갈레 박사의 성공 소식을 들었으며, 그때까지 그는 이 연구와 관련하여 3,150개에 달하는 별들을 관측해 놓은 상태였다. 그중에서 그는 8월 12일에 관측된 천체가 7월 30일에는 같은 위치에 있지 않다는 것을 금방 알아차렸다. 그것이 바로 행성이었으며, 만약 챌리스가 자신의 측정값들을 비교할 시간이 있었다면 그 행성의 발견은 확실히 이루어졌을 것이다. 사실, 그가 즉시 자신의 관측 결과를 발표했다면, 이 발견의 영광은 아담스에게 돌아갔을 가능성이 매우 높았다. 그렇게 되었다면 그는 행성의 존재를 이론적으로 계산하는 데서뿐만 아니라 광학적으로 확인하는 데 있어서도 최초의 인물이 되었을 것이다. 또한 챌리스는 다른 방법을 통해 해왕성을 발견할 뻔했다는 점도 주목할 만하다. 르 베리에는 자신의 논문에서 그 행성의 원반 모양을 통해 그 행성을 발견할 수 있다고 지적했다. 챌리스도 그 방법을 시도했으며, 베를린에서 실제 발견 소식이 전해지기 전에 르 베리에가 지적한 지역을 조사했다. 그곳을 통과하는 별이 약 300개 있었는데, 그중에서 그는 원반 모양 때문에 하나의 별을 선택했으며, 나중에 그 별이 바로 행성이라는 것이 밝혀졌다.

만약 르 베리에와 아담스의 연구가 결코 이루어지지 않았다면, 멀리 떨어져 있는 해왕성은 언젠가는 반드시 발견되었을 것이다. 하지만 그 발견은 오늘날의 진정한 과학 애호가들이 비난할 만한 방식으로 이루어졌을지도 모른다. 우리는 끊임없이 새로운 소행성들이 발견된다는 소식을 듣지만, 아무도 그러한 성과들에 해왕성 발견만큼의 중요성을 부여하지 않는다. 위험한 점은 해왕성이 마치 천왕성이 발견된 것처럼, 혹은 오늘날 수많은 소행성들이 발견된 것처럼 단순한 조사 작업을 통해 우연히 발견될 수도 있다는 것이었다.

발견되었다. 이 경우, 뉴턴이 창시한 위대한 과학인 이론천문학은 그 가장 뛰어난 사례를 잃게 되었을 것이다.

사실 해왕성은 적어도 한 번은 매우 간단한 방법으로 발견될 뻔했다. 행성의 궤도를 계산할 수 있을 만큼 충분한 관측 자료가 모였을 때 이 사실이 드러났다. 그때야 비로소 행성이 별들 사이에서 어떻게 움직이는지 추적할 수 있었고, 이전 천문학자들의 목록을 조사하여 해왕성이 실수로 별로 기록된 적이 있는지 확인할 수 있었다. 이와 같은 사례들이 여러 차례 발견되었지만, 나는 특히 흥미로운 한 가지 사례만 언급하고자 한다. 1795년 5월 10일 당시 해왕성의 위치가 라랭드의 『천체사』에 그날 기록된 소위 ‘별’의 위치와 일치해야 한다는 사실이 밝혀졌다. 실제 하늘을 관측해 보니 라랭드가 지목한 위치에는 별이 없었으므로, 그곳이 실제로 해왕성의 관측 위치라는 사실은 의심의 여지가 전혀 없었다. 라랭드의 원본 자료를 살펴보니 더욱 흥미로운 사실이 드러났다. 그는 5월 8일과 5월 10일 양일 모두 같은 별(그가 그렇게 생각했던 별)을 관측했으며, 매일 그 별의 위치를 측정하여 기록해 두었다. 하지만 목록을 작성할 때 두 관측 결과의 위치가 다르다는 것을 알고는 이전의 결과는 버리고 후자만 인쇄했던 것이다.

만약 라랭드가 자신의 관측 결과에 확신을 가졌다면, 불멸의 발견이 그의 손아귀에 있었을 것이다. 만약 그가 당당하게 “5월 10일에도, 5월 8일에도 제가 옳았습니다. 두 번 모두 오류가 없었으며, 8일에 본 그 천체는 그때와 10일 사이에 움직였을 것입니다”라고 말했다면, 그는 반드시 해왕성을 발견했을 것이다. 하지만 그렇게 했다면 과학계에는 얼마나 큰 손실이 있었을까! 해왕성의 발견은 인류 지성의 가장 위대한 업적 중 하나가 되는 대신, 단지 부지런한 연구자에게 주어진 우연한 성과에 불과했을 것이다.

해왕성의 발견에 대한 이 간략한 설명 외에는, 이 먼 행성에 대해 말할 것이 거의 없습니다. 천왕성에서도 화성이나 금성, 목성이나 토성처럼 망원경으로 관측하기에 매력적인 특징들을 찾아볼 수 없는데, 천왕성보다 두 배나 더 멀리 떨어져 있는 해왕성에서 과연 무엇을 발견할 수 있을까요? 우수한 망원경과 적절한 확대 기능을 사용하면 해왕성이 원반 모양임은 알 수 있지만, 그 원반 위의 어떤 특징도 식별할 수는 없습니다. 따라서 해왕성이 자전하는 주기를 파악할 수는 없지만, 행성계의 일반적인 원리로 보아 해왕성이 분명히 자전하고 있다는 것은 확실합니다. 해왕성의 직경을 측정하려는 시도는 더 성공적이었으며, 그 값은 약 35,000마일로, 지구 직경의 4배가 넘습니다. 목성이나 토성과 마찬가지로 해왕성도 엄청난 양의 구름으로 이루어진 대기층에 둘러싸여 있을 것으로 보입니다. 왜냐하면 해왕성의 평균 밀도는 지구의 5분의 1에 불과하기 때문입니다. 이 거대한 행성은 태양으로부터 평균 28억 마일 이상 떨어진 곳을 공전하는데, 이는 지구와 태양 사이의 평균 거리의 약 30배에 해당합니다. 초당 3마일 이상의 속도로 움직이긴 하지만, 그 거리가 너무 멀어서 해왕성이 한 바퀴 공전하는 데 거의 165년이 걸립니다. 약 50년 전에 발견된 이후, 해왕성은 자신의 궤도의 약 3분의 1 정도만 이동했으며, 1795년 라란드가 처음으로 우연히 이 행성을 관측한 이후로도 아직 궤도의 5분의 3만 이동했을 뿐입니다.

해왕성도 지구와 마찬가지로 하나의 위성을 가지고 있습니다. 이 작은 위성은 해왕성 자체가 발견된 직후, 라셀 씨가 2피트짜리 반사망원경을 사용하여 발견했습니다. 해왕성의 위성의 움직임은 거의 원형에 가깝습니다. 그 궤도는 황도면에 대해 약 35°의 각도로 기울어져 있으며, 천왕성의 위성들과 마찬가지로 위성의 움직임 방향이 행성의 전반적인 움직임 방향과는 반대라는 점이 특히 주목할 만합니다. 이 위성은 해왕성 주위를 약 6일 조금 안 되는 시간에 한 바퀴 공전합니다. 이 위성의 움직임을 관측함으로써 우리는 해왕성의 질량을 파악할 수 있으며, 그 결과 해왕성의 무게는 태양의 무게의 약 19,000분의 1에 해당하는 것으로 나타납니다.

해왕성 너머의 행성은 아직 발견된 바가 없으며, 현재로서는 그러한 천체들이 실제로 존재한다고 믿을 만한 충분한 근거도 없습니다. 소행성에 관한 장에서는 이러한 천체들이 어떻게 발견되는지에 대해 논의했습니다. 이러한 천체들은 정교하게 제작된 별자리 도표와 하늘을 세밀하고 꾸준히 비교함으로써 발견됩니다. 이와 같은 방법은 해왕성 너머의 행성을 찾는 데에도 마찬가지로 효과적일 것입니다. 사실, 만약 그러한 행성이 존재한다면, 현재 많은 천문대에서 사용되고 있는 방법보다 더 나은 탐색 방법은 있을 수 없습니다. 소행성을 찾는 사람들의 노력은 수백 개에 달하는 발견들로 큰 보상을 받았습니다. 하지만 주목할 점은 이 모든 행성들이 태양계의 한 영역에만 존재한다는 것입니다. 때때로 시간이 지나면서 해왕성의 궤도에 변동이 생길 수 있으며, 그러한 변동들이 더욱 멀리 떨어져 있어서 망원경으로도 관측할 수 없는 행성의 발견으로 이어질 수 있다고 추측되기도 합니다. 하지만 현재로서는 그러한 탐색은 실용적인 천문학의 범위에 들어오기 어렵습니다. 해왕성의 움직임은 분명히 세밀하게 연구되어 왔지만, 그 궤도의 변동을 통해 알려지지 않은 더욱 멀리 떨어진 행성의 존재를 결론지으려면 그 행성이 궤도의 상당 부분을 돌아야 합니다.

이처럼 행성계는 한쪽으로는 수성으로, 다른 쪽으로는 해왕성으로 경계가 정해져 있습니다. 수성의 발견은 선사시대의 업적이었습니다. 정확한 이론적 지식도, 현대적인 장비도 없는 상황에서 그 업적을 이룬 초기 천문학자들의 뛰어난 통찰력과 직관력은 우리의 진심 어린 존경을 받아 마땅합니다. 반면, 행성계의 외부 경계가 발견된 것은 오직 깊은 이론적 지식에 기반하여 이루어졌다는 점에서 특별한 주목을 받을 만합니다.

여기서 행성과 그 위성들에 대한 설명을 마치지만, 태양계에 관한 내용을 완전히 다루기 위해서는 아직 두 가지 장을 더 추가해야 합니다. 행성도 위성도 아닌, 태양에 속해 있으면서 태양 주위를 공전하는 또 다른 중요한 천체들이 있습니다.

만유인력의 법칙에 따라 그렇게 움직이는 것입니다. 이러한 천체들이 바로 혜성들이며, 그보다는 규모가 작은 동반자들이 있으니, 그것이 바로 유성들입니다. 이러한 천체들을 연구하면서 우리는 많은 흥미로운 사실들을 발견할 수 있으며, 이에 대해서는 앞으로의 장들에서 자세히 다루도록 하겠습니다.

제16장. 혜성들.

혜성은 그 성질과 운동 방식 면에서 행성들과는 다르다 — 코지아 혜성
— 주기적인 귀환 — 중력의 법칙 — 포물선형 및 타원형 궤도 — 관측 이전의 이론 — 대부분의 혜성 궤도는 포물선형에 가깝다 — 핼리의 노력 — 1682년의 혜성 — 핼리의 기억할 만한 예측 — 외부 요인에 의한 궤도 변화 — 핼리 혜성의 반복적인 귀환 — 엥케 혜성 — 외부 요인의 영향 — 엥케 혜성의 궤도 — 수성과 목성의 인력 — 혜성의 정체를 확인하는 방법 — 수성의 질량을 측정하는 방법 — 엥케 혜성을 통해 구한 지구와 태양 사이의 거리 — 혜성을 방해하는 요인들 — 주목할 만한 혜성들 — 혜성의 스펙트럼 — 혜성이 지구와 별들 사이를 지나갈 때 — 혜성의 질량을 측정할 수 있을까? — 외부 요인 이론을 통해 도출된 혜성의 작은 질량에 대한 증거 — 혜성의 꼬리 — 그 변화 — 꼬리의 성질에 대한 견해 — 혜성에 함유된 탄소 — 주기적으로 나타나는 혜성들의 기원.

이전 장들에서는 태양과 달, 행성들과 그 위성들에 대해 다루었는데, 그 모든 경우에 있어서 우리가 다룬 천체들은 거의 구형에 가까운 형태를 하고 있었으며, 그중 많은 것들이 분명히 고체 물질로 구성되어 있었습니다. 이러한 천체들은 밀도를 가지고 있는데, 비록 일부 경우에는 지구의 밀도보다 훨씬 낮을 수 있지만, 그래도 단순한 기체 물질의 밀도보다는 수백 배나 높습니다. 하지만 이제 우리는 전혀 다른 성질을 가진 천체들에 대해 살펴보게 됩니다. 이제는 상당한 질량을 가진 구형 천체들을 다루지 않습니다. 혜성들은 전혀 불규칙한 모양을 하고 있으며, 어쨌든 대부분은 매우 가벼운 물질로 구성되어 있습니다. 그 질량도 너무 작아서 우리가 가진 어떤 방법으로도 그 질량을 측정할 수 없습니다. 혜성들은 행성들이나 우리 태양계의 다른 고체 천체들과는 구성 면에서도 다를 뿐만 아니라, 그들의 움직임도 행성들이 정해진 시기에 규칙적으로 귀환하는 것과는 전혀 다릅니다. 혜성들은 때때로 예상치 못하게 나타나며, 크기가 급격히 커져서 미신적인 시대에는 극심한 공포를 불러일으켰습니다. 그러다가 곧 사라지고, 많은 경우 다시는 돌아오지 않습니다. 현대 과학은 의심할 여지 없이 혜성에 관한 많은 신비를 풀어냈습니다. 혜성들의 움직임은 이제 상당 부분 설명될 수 있게 되었으며, 그 성질에 대한 우리의 지식도 조금 더 확장되었습니다.

우리가 알고 있는 것은 여전히 미지의 것에 비해 극히 일부에 불과하다는 사실을 인정해야 합니다.

먼저, 강력한 굴절 망원경을 이용해 그 구조를 관측할 수 있는 한도 내에서 혜성의 성질에 대해 대략적으로 설명하겠습니다. 그림 XII에는 하버드 칼리지 천문대에서 1874년에 발견된 거대 혜성을 그린 두 가지 흥미로운 스케치가 나와 있으며, 이 혜성은 발견자인 코지아의 이름으로 알려져 있습니다.

여기서 우리는 혜성의 머리 부분을 볼 수 있는데, 그 가장 밝은 부분이 바로 ‘핵’이라고 불리는 곳입니다. 혜성의 물질은 이 부분에서 다른 곳보다 훨씬 더 조밀한 것으로 보입니다. 핵 주위에는 발광하는 물질로 이루어진 특정 층들이 존재하는데, 이를 ‘혜성꼬리’ 또는 ‘머리 부분’이라고 합니다. 이 부분의 직경은 2만 마일에서 100만 마일에 달하며, 혜성꼬리는 바로 이 부분에서 뻗어 나오는 것처럼 보입니다. 이 모습은 이 종류의 혜성의 전형적인 모습으로 볼 수 있지만, 서로 다른 혜성들이 보여주는 구조의 다양성은 거의 셀 수 없을 정도입니다. 어떤 경우에는 핵이 전혀 없기도 하고, 또 다른 경우에는 혜성꼬리가 없기도 합니다. 혜성꼬리는 분명히 전 세계의 관심을 받는 거대 혜성들의 두드러진 특징이지만, 매년 소수만 관측되는 작은 혜성들의 경우에는 이 특징이 보통 없습니다. 혜성들은 외형상으로도 매우 다양한 모습을 보이며, 심지어 같은 혜성이라 할지라도 그 모습도 크게 변할 수 있습니다. 혜성은 때로는 크기가 엄청나게 커지기도 하고, 때로는 줄어들기도 합니다. 때로는 긴 혜성꼬리를 가지기도 하고, 때로는 아예 꼬리가 없기도 합니다.

혜성의 크기를 측정하는 것은 거의 무의미합니다. 밤 동안 혜성을 관측하는 몇 시간 동안에도 그 수치는 변할 수 있습니다. 사실, 혜성의 외형적 특징만으로는 그 정체를 파악하는 것이 불가능합니다. 그럼에도 불구하고 혜성의 정체를 확인하는 문제는 종종 매우 중요한 의미를 가집니다. 우리는 혜성의 외형과는 무관하게 그 정체를 확인할 수 있는 방법을 찾아야 합니다.

이제 이러한 천체들 중 일부가 주기적으로 다시 나타난다는 사실은 잘 알려져 있습니다. 몇 년 동안 보이지 않다가 다시 모습을 드러낸 후, 다시 우주로 사라져 또 다른 주기를 시작하는 것입니다.

그렇다면 혜성이 다시 돌아왔을 때 그것을 어떻게 알아볼 것인가 하는 질문이 생깁니다. 크기나 밝기와 같은 개별적 특징들, 꼬리의 유무나 그 크기 등은 이러한 목적에 있어서는 아무런 가치가 없는 일시적인 특성들일 뿐입니다. 하지만 다행히도 케플러가 제시한 타원운동의 법칙 덕분에 혜성의 정체를 절대적으로 정확하게 판별할 수 있는 방법이 제시되었습니다.

뉴턴이 중력의 법칙을 발견하고, 행성들이 태양 주위를 타원궤도로 공전하는 것이 바로 그 법칙의 필연적인 결과라는 것을 입증한 후, 그는 자연스럽게 같은 논리를 적용하여 혜성의 움직임을 설명해보고자 했습니다. 역시 그는 놀라운 성공을 거두었으며, 1680년 12월부터 1681년 3월까지 관측된 그 혜성의 움직임을 완전히 설명함으로써 자신의 이론을 입증했습니다.

그림 69 — 혜성의 포물선 궤도.

기하학자들에게는 포물선이라는 이름으로 알려진 아름다운 곡선이 있다. 그 모양은 옆의 그림에 나와 있으며, 이는 초점이라고 불리는 특정 지점을 향해 구부러지는 곡선이다. 여기서는 이 곡선의 기하학적 성질에 대해 언급할 필요가 없으며, 그 내용은 수학 관련 서적에서 찾아볼 수 있다. 여기서는 단지 포물선과 타원 사이에 존재하는 관계만을 지적하면 충분하다. 이전 장에서 우리는 타원의 생성 방법을 설명했으며, 타원이 두 개의 초점을 가진다는 점도 보여주었다. 일련의 타원들을 그려나간다고 가정해 보자. 각 타원의 초점들 사이의 거리는 이전 타원보다 점점 더 커진다. 이 과정이 계속되어 결국 초점들 사이의 거리가 각 초점에서 곡선까지의 거리에 비해 엄청나게 커지면, 이 긴 타원의 양 끝은 사실상 포물선과 같은 형태를 띠게 된다. 따라서 그림 69에 나타난 포물선은 다른 한 끝이 무한히 멀리 떨어져 있는 타원의 한 끝으로 볼 수 있다. 1681년, 작센 출신의 성직자인 도어펠은 당시 관측된 거대한 혜성이 태양이 위치한 초점을 중심으로 포물선 궤도를 따라 움직인다는 것을 증명했다. 뉴턴은 중력의 법칙이 더 일반적인 비율의 궤도뿐만 아니라 이처럼 극단적인 형태의 타원 궤도에서도 물체가 움직일 수 있게 한다는 것을 보여주었다. 초점이 태양인 곳을 중심으로 포물선 궤도를 따라 공전하는 물체는 점차 태양 쪽으로 다가가서 태양 주위를 돈 후 다시 멀어지기 시작한다. 포물선 운동과 타원 운동 사이에는 명확한 차이가 있다. 타원 운동의 경우, 물체는 일정한 거리까지 멀어진 후 다시 돌아와 태양 쪽으로 다가간다. 실제로 행성들이 그러하듯, 물체도 주기적으로 궤도를 따라 움직인다. 하지만 진정한 포물선의 경우에는 물체가 결코 돌아올 수 없다. 그렇게 하려면 무한히 멀리 떨어진 초점까지 가야 하는데, 그곳은 무한히 멀리 떨어져 있으므로 무한한 시간이 지나야만 도달할 수 있다.

따라서 포물선 궤도에서의 운동의 특징은 다음과 같이 설명될 수 있다. 물체는 어느 지점에서부터 점차 초점 쪽으로 다가간다.

한쪽으로는 끝없이 멀리 떨어져 있고, 초점 주위를 돌아간 후에는 다른 쪽에서도 끝없이 멀어져서 다시는 돌아오지 않는다. 뉴턴은 이러한 종류의 포물선 운동이 중력의 법칙에서 비롯될 수 있다는 것을 깨달았을 때, (자신이 알지 못했던 도어펠의 발견과는 별개로) 이를 통해 혜성의 움직임을 설명할 수 있을 것이라고 생각했다. 그는 혜성들이 태양의 인력에 의해 끌린다는 것을 알고 있었으며, 혜성들이 갑자기 나타나 태양 주위를 돌고는 다시는 돌아오지 않는다는 점도 알고 있었다. 과연 이것이 진정한 포물선 운동일까? 다행히도, 이 중요한 가설을 검증할 수 있는 자료들이 그의 손에 이미 준비되어 있었다. 그는 1680년에 관측된 혜성의 움직임과, 천문학자들이 성실히 수집해 온 다른 여러 혜성들에 대한 관측 자료들을 활용할 수 있었다. 평소의 통찰력을 발휘하여 뉴턴은 알려진 사실들을 바탕으로 혜성이 따르는 궤적을 결정할 수 있는 방법을 고안해냈다. 그는 그 궤적이 포물선이며, 혜성의 속도는 태양에서 혜성까지의 직선이 같은 시간 동안 같은 넓이의 면적을 지난다는 법칙에 의해 결정된다는 것을 알아냈다. 이것은 우주중력의 법칙에 대한 또 하나의 증거였다. 사실 이 경우, 이 이론은 계산 결과보다 먼저 존재했다고 할 수 있다. 케플러는 관측을 통해 행성들의 궤적이 타원이라는 것을 밝혀냈고, 뉴턴은 이 사실이 중력의 법칙의 결과라는 것을 보여주었다. 하지만 혜성의 경우, 그들의 매우 불규칙한 궤적은 뉴턴의 이론이 그 궤적이 포물선이라는 것을 보여주기 전까지는 기하학적 형태로 표현될 수 없었으며, 그 후에야 그는 자신의 이론을 검증하기 위해 관측 자료를 활용했다.

제12판.

코지아의 혜성
(1874년 6월 10일과 7월 9일에 관측됨)

대부분의 혜성들은 포물선과 구별할 수 없는 궤도를 따라 움직이며, 이러한 궤도를 가진 천체는 단 한 번만 관측될 수 있다. 중력 이론은 혜성의 궤도가 포물선일 수 있다고 인정하지만, 반드시 그런 형태여야 한다고는 주장하지 않는다. 우리는 이 포물선이 사실은 매우 극단적인 형태의 타원일 뿐이라고 지적했다. 태양이 초점에 있고 혜성이 같은 시간 동안 같은 면적을 이동한다는 원칙을 따른다면, 혜성이 어떤 형태의 타원 궤도를 따르더라도 중력 법칙과 완전히 일치한다. 만약 어떤 천체가 타원 궤도를 따라 움직인다면, 그 천체는 다시 태양으로 돌아올 것이며, 그 결과 같은 천체가 주기적으로 나타나게 될 것이다.

이로 인해 천문학자들에게 흥미로운 연구 분야가 열렸다. 그리 오랜 시간이 지나지 않아, 앞서 설명한 예측의 타당성을 뚜렷하게 보여주는 주기적으로 나타나는 혜성이 발견되었다. 유명한 천문학자 핼리의 이름은 아마도 그가 계산을 통해 주기를 밝혀낸 위대한 혜성과 관련되어 가장 잘 알려져 있을 것이다. 핼리는 뉴턴의 이론을 통해 혜성이 타원 궤도를 따를 수 있다는 가능성을 알게 되자, 매우 세심한 조사를 시작했다. 그는 여러 기록에서 얻을 수 있는 모든 신뢰할 수 있는 정보를 수집함으로써, 약 24개의 큰 혜성들이 따르는 궤도의 성질을 상당히 정확하게 파악할 수 있었다. 그중 하나가 바로 1682년에 나타난 거대한 혜성으로, 핼리 자신이 직접 관측하고 뉴턴의 원리에 따라 그 궤도를 계산했다. 그 후 핼리는 1682년의 이 혜성이 과거 어느 시기에도 우리 태양계를 방문했을 가능성이 있는지 조사했다. 이 질문에 답하기 위해 그는 자신이 세심하게 작성해 둔 혜성 목록을 살펴보았으며, 그 결과 그 혜성이 외형과 궤도 면에서 1607년에 관측된 혜성 및 1531년에 관측된 또 다른 혜성과 매우 유사하다는 것을 알아냈다. 과연 이 세 천체가 동일한 것일까? 단지 혜성이…

그는 혜성이 포물선 궤도를 따라 공전하는 것이 아니라, 사실은 매우 길쭉한 타원궤도를 따라 공전하며, 한 바퀴 공전하는 데 약 75년에서 76년이 걸린다고 주장했습니다. 그는 자신이 생각해낼 수 있는 모든 검증 방법을 동원하여 이 가설을 시험해 보았으며, 세 번의 관측 결과로 얻어진 궤도들이 너무나 유사했기 때문에 이러한 일치가 우연에 불과할 가능성은 전혀 없다고 판단했습니다. 그래서 그는 자신의 이론을 천문학에서 알려진 가장 엄격한 검증에 부치기로 결심했습니다. 그는 후세가 확인할 기회를 갖게 될 예측을 감히 내놓았습니다. 만약 혜성의 공전 주기가 이전 관측 결과에서 나타난 것처럼 75년이나 76년이라면, 핼리는 아무런 방해를 받지 않는다면 1757년이나 1758년에 다시 나타날 것이라고 추정했습니다. 하지만 그는 혜성의 귀환 시기에 상당한 영향을 줄 수 있는 몇 가지 요인들을 지적했습니다. 혜성은 여행 중에 목성의 궤도 근처를 지나가면서 그 강력한 행성으로부터 큰 궤도 변화를 겪습니다. 핼리는 그로 인해 혜성의 귀환 시기가 1758년 말이나 1759년 초까지 늦어질 수도 있다고 결론지었습니다.

이 예측은 천문학 역사상 기억할 만한 사건이었습니다. 왜냐하면 이는 고정된 법칙에 따라 움직이는 것처럼 보이지 않고, 보통 끔찍한 징조로 여겨졌던 그러한 신비로운 천체의 출현을 예측하려는 최초의 시도였기 때문입니다. 핼리는 자신의 발표가 가지는 중요성을 잘 알고 있었습니다. 그는 혜성이 한 바퀴 공전을 마치기 훨씬 전에 자신은 이미 세상을 떠날 것이라는 것을 알고 있었습니다. 그는 거의 감동적인 어조로 이렇게 썼습니다. “만약 혜성이 우리의 예측대로 1758년경에 다시 나타난다면, 공정한 후세 사람들도 이것이 처음으로 영국인에 의해 발견된 것임을 인정하지 않을 수 없을 것입니다.”

이 위대한 사건이 예상되는 시기가 다가오자, 천문학자들 사이에 엄청난 관심이 일었습니다. 저명한 수학자 클레로는 개선된 방법을 사용하여 행성들의 인력이 혜성에 미치는 영향을 다시 계산해 보았습니다. 그의 분석 결과에 따르면, 혜성은 토성으로 인해 100일, 목성으로 인해 518일 정도 늦춰질 것으로 나타났습니다.

이로써 핼리 혜성의 궤도 예측에 좀 더 정확성이 더해졌으며, 결국 이 혜성은 1759년 4월 중순경에 태양에 가장 가까운 지점인 근일점에 도달할 것이라는 결론에 이르렀습니다. 우라늄과 해왕성이 발견되기 훨씬 전에 살았던 이 현명한 천문학자는 또한, 이 혜성이 그토록 멀리 떨어져 있으면 우리가 알지 못하는 어떤 영향을 받거나, 심지어 감지조차 불가능할 정도로 멀리 떨어진 행성의 방해를 받을 수도 있다고 덧붙였습니다. 그래서 그는 이러한 알 수 없는 요소들 때문에 자신의 계산 결과가 한 달 정도 오차가 생길 수도 있다고 말했습니다. 클레로는 1758년 11월 14일에 과학 아카데미에 이 내용을 발표했습니다. 천문학자들은 76년 전에 마지막으로 나타났던 이 혜성이 다시 돌아올지 확인하기 위해 즉시 주의를 기울였습니다. 밤마다 하늘이 샅샅이 관측되었습니다. 1758년 크리스마스 날에 처음으로 이 혜성이 발견되었으며, 3월 12일 자정 무렵에 태양에 가장 가까이 접근했습니다. 이 시기는 클레로가 예측한 시기보다 한 달 빠른 것이었지만, 그가 제시한 오차 범위 안에 있었습니다.

이 예측이 맞았다는 사실은 중력 이론을 더욱 확증해 주었습니다. 그 이후 핼리 혜성은 1835년에 다시 한 번 나타났으며, 그때의 상황도 앞서 설명한 것과 비슷했습니다. 추가적인 역사적 연구를 통해 핼리 혜성이 과거에 여러 차례 나타났던 혜성들과 동일한 것임이 밝혀졌습니다. 기원전 11년에 나타났던 화려한 혜성도 사실은 핼리 혜성이 과거에 나타났던 것이었습니다. 이 혜성이 가장 유명하게 나타난 시기 중 하나는 1066년으로, 당시의 모습은 바이외 태피스트리에 생생하게 남아 있습니다. 핼리 혜성의 다음 출현은 1910년경으로 예상됩니다.

현재는 타원궤도를 따라 움직이는 혜성들이 여러 개 알려져 있으며, 이들은 주기적 혜성이라고 불립니다. 이러한 혜성들은 대부분 망원경을 통해서만 관측될 수 있으므로, 화려했던 핼리 혜성과는 큰 대조를 이룹니다. 다른 주기적 혜성들의 공전 주기는 대체로 핼리 혜성의 주기보다 훨씬 짧습니다.

할레이. 이러한 천체들 중에서 단연 가장 유명한 것은 엔케 혜성이라 불리는 천체로, 우리의 세심한 주의가 필요합니다.

우리가 말하는 이 천체는 매우 흥미로운 궤도를 따라 움직이며, 중력의 법칙을 설명하는 데 있어 많은 예시가 되어주었습니다. 여기서는 단순한 행성의 궤도와 같은 평범한 현상에 대해 다루는 것이 아닙니다. 행성은 주로 태양의 중력에 의해 움직이지만, 다른 행성들로부터 받는 인력의 영향도 약간씩 받습니다. 수학자들은 오랫동안 실제 계산을 통해 이러한 천체들의 움직임을 예측해왔습니다. 그들은 태양의 인력에 의해 행성의 위치가 어떻게 결정되는지 알고 있으며, 다른 행성들이 일으키는 교란으로 인해 그 위치가 어떻게 변화하는지도 파악할 수 있습니다. 만약 교란을 받는 천체가 혜성과 같은 이심률이 큰 궤도를 따라 움직인다면, 그 천체가 일으키는 교란의 정도는 훨씬 커집니다. 종종 이러한 천체의 궤도가 행성의 궤도와 매우 가까워져서, 두 천체가 실제로 충돌하지 않더라도 혜성이 행성을 스쳐 지나갈 수 있습니다. 이런 경우 교란 효과는 엄청나게 증가하므로, 행성 교란 이론을 설명하기 위해 우리는 혜성을 예로 듭니다.

혜성을 선택하기로 했다면, 다음 질문은 ‘어떤 혜성인가?’입니다. 여기서는 망설일 여지가 거의 없습니다. 변덕스럽게 나타나는 그런 화려한 혜성들은 바로 제외될 수 있습니다. 그것들은 마치 처음으로 방문한 것처럼 보이며, 인류가 다시 그것들을 볼 수 있을 것이라는 확신도 없이 사라져버립니다. 이런 혜성들은 포물선 모양의 궤도를 따라 움직이며, 태양 주위를 한 바퀴 돈 뒤 원래 있던 공간으로 돌아갑니다. 혜성이 반복적으로 태양 주위를 돌면서 그동안의 교란 효과를 연구할 수 있습니다. 따라서 우리의 선택은 비교적 소수에 불과한 주기혜성들로 제한됩니다. 그리고 전체 주기혜성들을 살펴본 뒤, 우리의 목적에 가장 적합한 혜성을 선택합니다. 그것이 바로 일반적으로 엔케 혜성이라 불리는 천체입니다. 엔케가 그 혜성을 발견한 사람은 아니었지만, 그의 계산 덕분에 우리는 그 혜성에 대해 알 수 있게 되었습니다.

이 혜성이 그러한 명성을 얻게 된 것도 바로 이 때문입니다. 최근에 이루어진 연구들 덕분에 이 천체는 우리의 목적에 더욱 적합해졌습니다.

1818년, 마르세유에서 성실한 천문학자 폰스가 한 혜성을 발견했습니다. 이 혜성이 화려한 광경을 연출했다고 생각해서는 안 됩니다. 이것은 작은 망원경으로만 관측 가능한 천체였으며, 하늘에 수천 개나 흩어져 있는 희미한 성운들과 다를 바 없었습니다. 하지만 혜성은 별들에 대한 상대적인 움직임을 통해 성운과 쉽게 구별될 수 있습니다. 반면 성운은 수 세기 동안 그 자리에 그대로 머물러 있습니다. 이 혜성의 위치는 발견자뿐만 아니라 다른 천문학자들에 의해서도 확인되었습니다. 엥케는 관측을 통해 이 혜성이 3년 남짓한 주기로 태양 주위를 공전한다는 사실을 알아냈습니다. 이는 매우 놀라운 발견이었습니다. 당시에는 다른 짧은 주기를 가진 혜성들이 발견된 적이 없었기 때문에, 태양계에 새로 추가된 이 혜성은 엄청난 관심을 불러일으켰습니다. 이렇게 자주 공전하는 혜성이 이전에도 관측된 적이 있을지에 대한 의문이 즉시 제기되었습니다. 혜성의 출현에 관한 역사적 기록은 수백 건에 달하며, 이 중에서 폰스가 발견한 혜성과 동일한 천체를 어떻게 찾아낼 수 있을까요?

그림 70 — 엥케 혜성의 궤도.

이 천체의 그림만으로는 그 정체를 알아낼 수 있다는 희망은 곧 포기해야 하지만, 다행히도 혜성에는 어떠한 구조적 변화로도 바뀌거나 가려질 수 없는 특징이 하나 있습니다. 즉, 혜성이 우주를 이동하는 궤도는 그 혜성의 구조적 변화와는 무관합니다. 그 궤도의 모양과 위치는 오직 엥케 혜성의 이론과 관련된 태양계 내의 다른 천체들에 의해서만 결정됩니다. 그림 70에서는 세 개의 행성의 궤도를 보여주고 있습니다. 이들은 가장 안쪽에 있는 것이 수성의 궤도가 되도록, 그 다음이 지구의 궤도가 되도록, 가장 바깥쪽이 목성의 궤도가 되도록 적절한 비율로 선택되었습니다. 이 세 행성 외에도 그림에서는 훨씬 더 타원형인 궤도가 보이는데, 이는 지구의 운동 평면 위에 투영된 엥케 혜성의 궤도를 나타냅니다.

태양은 타원의 초점에 위치해 있습니다. 혜성은 태양의 인력에 의해 이 곡선 위를 공전할 수밖에 없으며, 한 바퀴를 완전히 도는 데 3년보다 약간 더 걸립니다. 혜성은 근일점에서 태양에 가까이 접근하는데, 이는 수성의 궤도 안쪽 지점입니다. 반면 최대 거리에서는 목성의 궤도에 가까워집니다. 이 타원형 궤도는 주로 태양의 인력에 의해 결정됩니다. 혜성의 질량이 1온스든, 1톤이든, 1천 톤이든, 1백만 톤이든, 직경이 몇 마일이든 수천 마일이든 상관없이 궤도는 여전히 같을 것입니다. 우리는 이 타원의 모양, 실제 크기, 그리고 혜성이 위치한 곳을 통해 혜성을 식별합니다. 혜성은 1786년, 1795년, 1805년에도 관측되었지만, 그때는 혜성의 궤도가 포물선에서 벗어난다는 사실이 알려지지 않았습니다.

엥케 혜성은 보통 너무 어두워서 세계에서 가장 강력한 망원경으로도 그 흔적을 볼 수 없습니다. 주기적으로 방문할 때마다 혜성은 궤도의 가장 바깥쪽으로 물러나다가 다시 돌아와 태양에 접근합니다. 마치 태양광에 의해 활력을 얻어 그 영향으로 점차 팽창하는 것 같습니다. 궤도의 이 구간을 지날 때 혜성은 지구와의 거리를 줄입니다. 혜성의 밝기는 날이 갈수록 증가하여, 결국 내재적인 밝기 증가와 지구와의 거리 감소 덕분에 우리 망원경의 시야에 들어오게 됩니다. 우리는 대체로 이것이 언제 일어날지 예측할 수 있으며, 혜성이 다음에 근일점에 도달할 때 망원경을 어느 하늘 방향으로 향하게 해야 하는지도 알 수 있습니다. 혜성은 수학자의 추적을 피할 수 없습니다. 그는 혜성이 언제, 어디에 있을지 알 수 있지만, 그 모습이 어떨지는 아무도 말할 수 없습니다.

만약 태양계의 다른 천체들이 모두 사라진다면, 엥케 혜성의 궤도는 영원히 같은 타원 형태로, 절대적인 규칙성을 가지고 움직일 것입니다. 우리가 현재 관심을 갖는 것은 궤도의 규칙성이 아니라, 태양계의 다른 천체들의 존재로 인해 그 궤도에 생기는 불규칙성입니다. 예를 들어, 혜성이 근일점을 통과하는 과정을 따라가 보겠습니다.

그 궤도는 수성의 궤도와 가까이 있습니다. 보통 혜성이 지나갈 때 수성은 그 궤도의 먼 곳에 위치해 있기 때문에, 수성의 영향은 상대적으로 작습니다. 하지만 때로는 수성과 혜성이 매우 가까워지는 경우도 있습니다. 수성과 혜성이 이처럼 가까워진 가장 흥미로운 사례 중 하나는 1848년 11월 22일에 일어났습니다. 그날 혜성과 수성 사이의 거리는 지구와 태양 사이 거리의 약 30분의 1, 즉 약 3,000,000마일에 불과했습니다. 다른 여러 차례에도 엥케 혜성과 수성 사이의 거리는 10,000,000마일보다 짧았는데, 이는 우리 태양계의 규모에 비하면 아주 작은 거리입니다. 이렇게 가까이 접근할 경우 혜성의 움직임에 심각한 영향을 미칩니다. 수성은 크기는 작지만 충분히 큰 질량을 가지고 있습니다. 수성은 항상 혜성을 끌어당기지만, 혜성이 수성 근처를 지날 때 그 인력의 효과는 엄청나게 증가합니다. 이 인력의 영향으로 혜성은 자신의 궤도에서 벗어나게 되고, 속도에도 변화가 생깁니다. 혜성이 멀어지면서 수성의 방해 요인도 급속히 줄어들어 결국 무시될 정도가 됩니다. 하지만 시간이 지나도 수성이 혜성의 궤도에 미친 영향은 사라지지 않습니다. 방해를 받은 궤도는 태양의 영향만으로 형성되었을 때의 궤도와는 다릅니다. 우리는 태양의 영향으로 인한 혜성의 움직임을 계산할 수 있습니다. 또한 수성의 질량을 알고 있다면 수성이 초래하는 방해 효과도 계산할 수 있습니다.

수성은 행성들 중에서 가장 작은 행성 중 하나이지만, 천문학자들에게는 아마도 가장 골치 아픈 행성일 것입니다. 수성은 태양에 너무 가까이 있어서 다른 큰 행성들에 비해 거의 관측되지 않습니다. 수성의 궤도는 매우 이심률이 높으며, 다른 천체들의 인력으로 인해 방해를 받는데, 그 원리는 아직 완전히 밝혀지지 않았습니다. 수성의 질량을 측정하려 할 때도 특별한 어려움이 있습니다. 우리는 지구 전체의 질량이나 태양, 달, 심지어 목성과 다른 행성들의 질량도 측정할 수 있지만, 수성의 경우는 특별한 어려움이 있습니다. 르 베리에는…

하지만 그는 이 행성의 질량을 측정하는 방법을 고안해냈습니다. 그는 우리 지구가 이 행성에 의해 끌린다는 것을 보여주었으며, 태양을 관측함으로써 그 인력의 크기를 알아낼 수 있다는 것도 입증했습니다. 그리하여 그는 관측 결과를 분석하여 수성의 질량을 대략적으로 산출해냈습니다. 르 베리에의 계산 결과에 따르면, 수성의 질량은 지구 질량의 약 14분의 1 정도였습니다. 다시 말해, 만약 지구를 저울에 올리고 그 반대편에 수성과 같은 질량을 가진 14개의 구체를 올린다면 저울은 균형을 이룰 것입니다. 하지만 이 결과는 매우 신중하게 받아들여져야 했습니다. 왜냐하면 이는 다소 불확실한 측정값들을 섬세하게 해석한 것에 기반하기 때문입니다. 따라서 이는 잠정적인 값으로만 간주되어, 더 정확한 값이 얻어지면 버려져야 했습니다.

엥케 혜성이 수성에 접근하는 현상과, 폰 아스텐 및 백룬드가 이 천체를 관측하여 수행한 상세한 연구들은 이 문제에 대해 많은 정보를 제공해 주었습니다. 하지만 곧 언급할 이 혜성의 운동 특성 때문에 이 연구에는 엄청난 어려움이 있습니다. 백룬드의 최신 연구 결과에 따르면, 태양의 질량은 수성의 9,700,000배에 달하며, 그는 이 수치가 매우 신뢰할 만하다고 생각합니다. 이 수치(지구의 질량이 수성의 약 30배라는 것을 의미함)와 르 베리에의 수치 사이에는 상당한 차이가 있습니다. 한편, 하르트는 비네케의 주기형 혜성의 운동을 통해 르 베리에의 수치와 크게 다르지 않은 수성의 질량 값을 구해냈습니다. 하지만 수성은 질량에 있어서 심각한 불확실성이 있는 유일한 행성입니다. 그렇다고 해서 우리가 이 정교한 측정 장비의 정확성을 의심해서는 안 됩니다. 엥케 혜성이 태양에서 멀어질 때 목성에 매우 가까이 접근하는 궤도를 보세요. 때로는 목성과 혜성이 매우 가까이 있게 되는데, 그러면 거대한 목성이 혜성의 궤도를 심각하게 방해합니다. 혜성의 궤도에는 목성과 수성의 영향이 분명하게 나타나 있습니다. 두 행성의 영향을 구분하는 것은 둘 다 강력한 영향을 미치고 있기 때문에 불가능해 보일 수도 있습니다.

태양에 대한 절대적인 통제는 불가능하지만, 수학적 분석 방법들을 이용하면 이 문제를 해결할 수 있다. 이러한 방법들을 통해 수성의 영향이 얼마나 되는지, 목성의 영향이 얼마나 되는지를 알 수 있으며, 엔케 혜성의 궤도 변화를 통해 수성과 목성의 질량을 파악할 수 있다. 여기서 우리는 자신들의 저울의 정확도를 검증할 수 있는 방법을 가지고 있다. 앞선 장에서 언급했듯이, 목성의 위성들을 통해 목성의 질량을 측정할 수 있다. 위성들이 행성 주위를 계속 공전함으로써 그들의 움직임 속도를 통해 목성의 질량을 측정할 수 있다. 만약 태양을 천체 저울의 한쪽 저울판에 올린다면, 다른 쪽 저울판에는 목성과 같은 질량을 가진 1,047개의 물체가 필요할 것이다. 이 값에는 거의 불확실성이 없으므로, 엔케 혜성의 이론이 일관된 결과를 내놓는지 확인하는 것은 매우 중요하다. 이 비교는 폰 아스텐에 의해 이루어졌다. 엔케 혜성에 따르면 태양의 질량은 목성의 1,050배라고 한다. 따라서 두 결과는 사실상 동일하며, 혜성의 측정값의 정확성이 확인된다. 하지만 엔케 혜성의 궤도 변화를 계산하는 것은 매우 복잡하기 때문에 아스텐의 결과는 그다지 신뢰할 만하지 않다. 비네케의 주기형 혜성의 움직임을 통해 하어트르는 태양의 질량이 목성의 1,047.17배라는 것을 알아냈으며, 이는 목성의 위성들과 다른 행성들의 인력으로부터 얻어진 최상의 결과와 완전히 일치한다.

지금까지 우리는 엔케 혜성의 움직임이 우리가 이미 알고 있는 정보들을 보완해주는 경우들에 대해 논의해왔다. 이제는 엔케 혜성만이 유일한 근거가 되는 유명한 문제를 다루어보겠다. 이 혜성은 1,210일마다 한 바퀴를 돌고 다시 태양 근처로 돌아온다. 하지만 혜성의 움직임은 다소 불규칙하다. 우리는 이미 수성과 목성으로 인해 궤도 변화가 어떻게 생기는지 설명했다. 또한 지구와 다른 행성들의 인력으로 인해서도 궤도 변화가 발생하지만, 이러한 요소들도 모두 고려할 수 있다. 만약 중력의 법칙이 보편적으로 성립한다면, 혜성은 수학적 계산에 따라 움직여야 한다. 하지만 엔케 혜성은 이를 입증하지 못했다.

예상대로, 매 회전마다 주기는 점점 더 짧아지고 있습니다! 혜성이 근일점으로 돌아오는 데 걸리는 시간은 이전보다 2시간 30분씩 줄어듭니다. 2시간 30분이라는 시간은 전체 회전 주기에 비하면 분명 짧은 시간이지만, 우리가 볼 수 있는 혜성의 궤도 영역에서는 혜성이 너무 빠르게 움직이기 때문에 2시간 30분 동안의 이동 거리도 상당합니다. 약 20회의 회전을 통해 이러한 불규칙성이 확인되었으므로 이를 간과할 수 없습니다. 때때로 이러한 차이는 고려되지 않았거나 완전히 설명되지 않은 행성들의 영향 때문이라고 생각하기도 했습니다. 하지만 폰 아스텐과 백룬드의 정밀한 분석을 통해 이러한 설명은 반박되었습니다. 그들은 1891년까지의 관측 자료들을 세심하게 연구했지만, 그 목적은 엔케 혜성의 주기가 줄어드는 현상이 실제로 일어난다는 것을 확인하는 데 있었습니다.

이러한 불규칙성에 대한 설명은 오래 전에 엔케에 의해 제시되었습니다. 이 기억할 만한 가설을 간단히 설명해 보겠습니다. 중력의 작용으로 인해 천체가 태양 주위를 타원궤도로 움직인다고 할 때, 항상 그 천체가 우주 공간을 자유롭게 이동할 수 있다고 가정합니다. 마찰이나 공기, 혹은 다른 방해 요소가 존재하지 않는다고 가정하는 것입니다. 하지만 만약 이 가정이 틀렸다면 어떻게 될까요? 만약 우주 공간에 혜성의 움직임을 방해하는 어떤 매질이 존재한다면, 그 매질은 어떤 영향을 미칠까요? 이것이 바로 엔케가 제시한 아이디어입니다. 비록 우주 공간의 대부분이 완전히 텅 비어 있어서 혜성의 궤도가 어떠한 저항도 느끼지 않는다고 해도, 태양 근처에는 그처럼 가벼운 천체에도 영향을 줄 수 있는 매우 희박한 매질이 존재할 수 있다고 가정된 것입니다. 우리가 가정한 그러한 저항 매질은 혜성의 궤도 크기를 줄이고 주기를 단축시킬 것입니다. 하지만 이 가설은 이제 버려졌습니다. 다른 혜성들에서는 그러한 저항 매질로 인한 지연 현상이 전혀 나타나지 않는다는 사실이 항상 이상하게 여겨졌습니다. 하지만 백룬드의 연구를 통해 혜성의 운동 가속화가 실제로 일어난다는 것이 의심의 여지 없이 입증되었습니다.

엔케 혜성은 일정한 성질을 가진 혜성이 아니며, 태양 주위에 존재하는 저항 매질이 있다고 가정해도 그 원인을 설명할 수 없습니다. 태양으로부터의 거리에 따라 그 매질의 밀도가 어떻게 달라지든 상관없이 말입니다. 백룬드는 1819년부터 1858년까지는 가속도가 비교적 일정했다고 발견했습니다. 1858년에서 1862년 사이에는 가속도가 감소하기 시작했으며, 1868년에서 1871년 사이까지 계속 줄어들다가 그 이후로는 다시 비교적 일정한 상태를 유지하고 있습니다. 그는 이러한 가속도는 혜성이 주기적으로 유성 무리와 충돌하기 때문에 생긴다고 생각합니다. 만약 우리가 혜성이 궤도의 대부분을 이동하는 동안 그 모습을 관찰할 수 있다면, 이러한 충돌이 어디서 일어나는지 알아낼 수 있을 것입니다.

우리는 주기형 혜성의 예로 핼리 혜성과 엔케 혜성을 선택했습니다. 실제로 이 두 혜성은 주기형 혜성 중에서도 가장 뛰어난 대표적인 예입니다. 또 하나 매우 주목할 만한 주기형 혜성은 비엘라 혜성인데, 이에 대해서는 다음 장에서 더 자세히 다루겠습니다. 훨씬 더 많은 수의 비주기형 혜성들도 존재하는데, 그 예들을 많이 들 수 있습니다. 여기서는 이번 세기에 나타난 몇 가지 혜성을 언급하겠습니다. 우선 1843년에 나타난 혜성이 있는데, 그 해 2월에 갑자기 나타났으며 그 밝기가 너무나 커서 대낮에도 볼 수 있었습니다. 이 혜성의 궤도는 포물선과 구별하기 어려웠지만, 매우 길쭉한 타원일 가능성도 있었습니다. 혜성의 위치를 파악할 수 있는 짧은 시간 동안에는 이런 문제를 판단하기가 거의 불가능합니다. 우리는 혜성의 궤도 중 아주 짧은 구간만을 볼 수 있을 뿐이며, 설령 그렇다 해도 별이나 행성을 관측할 때 얻을 수 있는 정밀도로 측정할 수 있을 만큼 명확한 점도 아닙니다. 하지만 1843년의 이 혜성은 그 이동 속도가 매우 빨랐으며 태양에 매우 가까이 접근했다는 점에서 특히 주목할 만합니다. 태양 주위를 돌면서 받은 열은 우리가 가진 가장 강력한 용광로에서 생기는 열보다 훨씬 컸을 것입니다. 만약 그 혜성의 구성 성분이 마노나 코르넬리안, 혹은 가장 녹지 않는 물질들이었다면…

지구상에서라면 태양광의 강렬한 에너지로 인해 그들은 이미 융합되어 증기로 변해버렸을 것이다.

1858년에 나타난 거대한 혜성은 현대에 있어 가장 놀라운 천체 현상 중 하나였다. 이 혜성은 그 해 6월 2일 도나티에 의해 처음으로 관측되었으며, 혜성의 이름도 그의 이름을 따서 지어졌다. 당시에는 그저 희미한 성운 같은 점에 불과했으며, 약 3개월 동안 하늘을 가로질러 이동하면서 곧 나타날 엄청난 아름다움의 징후를 전혀 보여주지 않았다. 8월 말이 되어서야 비로소 육안으로 볼 수 있게 되었으며, 꼬리도 매우 짧았다. 하지만 9월이 되어 태양에 점점 더 가까워지면서 곧 눈부신 아름다움을 뽐내기 시작했다. 웅장한 크기의 꼬리가 빠르게 생겨났고, 10월 중순에 최대 밝기에 도달했을 때는 그 길이가 40도에 달했다. 밤이 충분히 어두운 계절에 하늘에 위치했기 때문에 이 혜성의 아름다움과 매력은 더욱 돋보였다.

1881년 5월 22일, 뉴사우스웨일스주 윈저에 사는 테뷔트 씨가 한 혜성을 발견했는데, 이 혜성은 곧 이 세대가 본 가장 흥미로운 천체 중 하나가 되었다. 6월 22일경이 되자 이 위도 지역에서는 자정 무렵 북쪽 하늘에서 이 혜성을 볼 수 있었다. 혜성은 점차 더 높이 올라가 결국 지구의 자오선을 지나갔다. 혜성의 핵은 1등급 별만큼 밝았으며, 꼬리의 길이는 약 20도였다. 9월 2일이 되자 육안으로는 더 이상 보이지 않았지만, 다음 해 2월까지는 망원경을 통해 여전히 관측할 수 있었다. 이 혜성은 최초로 성공적으로 사진으로 촬영된 혜성이었으며, 혜성들은 광학적 에너지가 매우 약하다는 점을 알 수 있다. 사진 촬영을 위해서는 달빛의 강도가 혜성의 그것보다 30만 배나 더 강하다고 추정된다.

이와 같은 종류의 천체 중에서도 특별한 주목을 받은 또 다른 혜성은 1882년 9월 초 남반구에서 발견된 혜성이었다. 이 혜성의 밝기는 점점 더 커져서, 같은 달 17일에는 커먼 씨가 낮 시간대에도 이 혜성을 볼 수 있었다.

케이프오브굿호프에 있던 천문학자들은 운 좋게도 그 혜성이 실제로 태양 가장자리로 다가가는 모습을 관측할 수 있었으며, 그곳에서 더 이상 보이지 않았습니다. 그 혜성이 지구와 태양 사이를 지나갔다는 것은 알고 있지만, 케이프의 관측자들에 따르면 그 혜성이 실제로 태양면 위에 나타났을 때는 완전히 보이지 않았다는 점이 매우 흥미롭습니다. 다음 날에는 대낮에도 태양에서 그리 멀지 않은 곳에서 다시 육안으로 볼 수 있었으며, 듀네흐트와 팔레르모에서는 귀중한 분광학적 관측 자료가 얻어졌습니다. 당시 그 혜성은 궤도상에서 태양에 가장 가까운 부분을 질주하고 있었으며, 약 일주일 후에는 일출 전 아침 시간에 동쪽 지평선 근처에서 긴 꼬리를 드러내며 다시 보이기 시작했습니다(그림 XVII 참조). 혜성의 핵은 점차 길어져 결국 네 개의 조각으로 나뉘어 직선 상에 놓이게 되었으며, 혜성의 머리 부분은 태양을 향해 뻗어 있는 희미한 구름 모양의 관에 싸이게 되었습니다. 또한 몇 개의 작은 구름 모양의 덩어리들도 보였는데, 이들은 혜성과 함께 움직였지만 같은 속도는 아니었습니다. 그 혜성은 2월에는 육안으로 더 이상 보이지 않았으며, 마지막으로 망원경을 통해 관측된 것은 1883년 6월 1일 남아메리카에서였습니다.

이 혜성의 궤도는 1668년의 혜성, 1843년의 거대 혜성, 그리고 1880년 남반구에서 관측된 거대 혜성들이 태양 주위를 돌았던 궤도와 놀랍도록 유사합니다. 사실 이 네 혜성들은 거의 같은 궤도를 따라 움직이며, 광구 표면으로부터 수십만 마일 이내의 거리에서 태양 주위를 돌았습니다. 아리스토텔레스에 따르면 기원전 372년에 나타났다고 하는 혜성도 같은 궤도를 따랐을 가능성이 있습니다. 하지만 이 모든 것들이 같은 혜성의 출현이라고 생각할 수는 없습니다. 왜냐하면 1882년의 혜성에 대한 관측 결과에 따르면 그 혜성의 공전 주기는 약 772년이기 때문입니다. 1843년과 1880년의 혜성들이 같은 혜성일 가능성도 있지만, 두 해 모두 관측 기간이 너무 짧아서 그 궤도가 포물선인지 타원인지 판단하기는 어렵습니다. 하지만 1882년의 혜성은 분명히 별개의 천체였으므로, 여기서는 같은 우주 공간에서 태양으로 다가오는 여러 혜성들이 있다고 보는 것이 더 타당해 보입니다.

같은 궤도입니다. 우리는 서로 다른 혜성들의 궤도 사이에 이와 같은 유사점이 나타나는 다른 몇 가지 사례도 알고 있습니다.

지난 몇 년간 관측된 다른 흥미로운 혜성들 중에서는 1892년 11월 6일 런던에서 홈즈 씨가 발견한 혜성을 들 수 있습니다. 당시 그 혜성은 안드로메다자리에 있는 밝은 성운에서 그리 멀지 않은 곳에 있었으며, 성운과 마찬가지로 맨눈으로도 간신히 볼 수 있었습니다. 그 혜성은 점차 어두워지고 퍼져나갔지만, 그 다음 해 1월 16일에는 8등급 별과 같은 중심부 응축체를 가지고 작은 혜성꼬리를 동반한 채 갑자기 다시 나타났습니다. 점차 다시 확장되면서 점점 더 어두워졌으며, 마지막으로 관측된 것은 4월 6일이었습니다.[32] 그 혜성의 궤도는 알려진 다른 어떤 혜성의 궤도보다도 거의 원형에 가까운 타원형이었으며, 주기는 거의 7년이었습니다. 1892년에 발견된 또 다른 혜성은 리크 천문대의 바너드 교수가 독수리자리의 사진을 통해 발견한 것으로 주목할 만합니다. 그는 혜성의 움직임을 통해 즉시 그것이 성운이 아님을 구별할 수 있었습니다.

1864년 이후로 나타난 모든 혜성의 빛은 분광기를 이용해 분석되어 왔습니다. 이러한 천체들의 표면 밝기가 낮기 때문에 분광기의 슬릿을 넓게 열어야 하며, 사용되는 분산 정도도 크지 않아 정확한 측정이 어렵습니다. 혜성의 스펙트럼은 주로 보라색 쪽으로 갈수록 점차 옅어지는 세 개의 밝은 줄무늬로 특징지어지며, 빨간색 쪽에서는 명확하게 구분됩니다. 이러한 현상은 보라색 쪽으로 갈수록 강도와 간격이 줄어드는 수많은 가는 선들 때문에 생기는 것입니다. 이 세 개의 줄무늬는 혜성에 탄화수소가 존재함을 보여줍니다.

이처럼 혜성의 구성 요소로서 탄소가 중요한 역할을 한다는 사실은, 지구상에서의 탄소의 중요성을 생각해보면 더욱 두드러집니다. 우리는 탄소를 모든 식물의 주요 구성 성분으로 알고 있으며, 동물에게도 항상 존재하는 것으로 알고 있습니다. 지구에서 이토록 중요한 역할을 하는 이 원소가 이제는 이러한 유랑하는 천체들에도 존재한다는 사실이 입증된 것은 흥미로운 사실입니다. 탄화수소

하지만 혜성 스펙트럼에서 항상 띠 모양의 선들만이 유일하게 보이는 것은 아닙니다. 1882년 봄에 관측된 한 혜성에서 코플랜드 교수는 나트륨의 D선과 위치가 일치하는 새로운 밝은 노란색 선이 갑자기 나타난 것을 발견했습니다. 그 후 그와 다른 관측자들은 이 선이 두 개로 나뉘어 있는 모습을 목격했습니다. 사실 이 혜성에서는 나트륨 선이 매우 강하게 나타났기 때문에, 분광기의 슬릿을 넓게 열기만 하면 혜성의 머리 부분과 꼬리 부분 모두를 나트륨 빛으로도 선명하게 볼 수 있었습니다. 마치 태양의 프로미넌스가 수소 빛으로 관측될 수 있는 것과 같습니다. 혜성이 태양에 가장 가까웠을 때 나트륨 선의 밝기는 최고조에 달했으며, 반면 탄화수소 선들은 보이지 않거나 매우 희미했습니다. 1882년 9월에 나타난 거대한 혜성에서도 나트륨 선의 세기와 태양으로부터의 거리 사이의 이러한 상관관계가 관찰되었습니다.

1882년 9월 18일, 낮 시간대에 코플랜드와 로세는 이 거대한 혜성의 스펙트럼을 관측했습니다. 그들은 나트륨 선 외에도 철 증기로 인해 생긴 것으로 보이는 여러 개의 밝은 선들을 관측했으며, 분젠 버너의 온도에서만 관측 가능했던 망가니즈 선도 확인할 수 있었습니다. 이 매우 놀라운 관측 결과는 혜성이 태양에 가장 가까웠을 때의 내부 활동이 얼마나 활발한지를 잘 보여줍니다.

그림 XVII.

1882년의 혜성,
11월 4일 새벽 4시 스트리트햄에서 본 모습.
T.E. 키의 그림을 바탕으로 함.

혜성은 밝은 선들 외에도 희미한 연속 스펙트럼을 보이는데, 이 스펙트럼에서는 때때로 어두운 프라운호퍼선들을 구분할 수 있다. 물론 이는 연속 스펙트럼이 대부분 태양광의 반사에 의한 것임을 나타내지만, 그 일부는 혜성 자체에서 발생하는 빛에 의한 것이라는 점에는 의심의 여지가 없다. 1884년의 첫 번째 혜성의 경우도 마찬가지였는데, 이 혜성에서 갑작스러운 빛의 폭발이 일어나면서 연속 스펙트럼의 밝기가 상당히 증가했다. 세 개의 탄화수소 줄무늬의 상대적 밝기 변화는 온도가 상당히 상승했음을 나타내며, 그동안 혜성은 흰색 빛을 방출했다.

혜성은 별들보다 지구에 훨씬 가까이 있기 때문에, 때때로 혜성이 지구와 별 사이에 정확히 위치하게 되는 경우가 있다. 달의 움직임에서도 비슷한 현상이 나타난다. 별들은 이런 식으로 자주 가려지며, 천문학자들은 이러한 현상들을 잘 알고 있다. 하지만 혜성이 별 앞을 지날 때는 상황이 매우 다르다. 혜성이 전혀 없는 경우와 마찬가지로 별도 거의 그대로 보인다. 이 점은 여러 차례 관찰되었다. 이러한 현상 중 가장 유명한 사례는 고(故) 존 허셜 경이 주기형 혜성인 비엘라 혜성을 관찰했을 때의 것으로, 다음 장에서 다루게 될 것이다. 이 위대한 천문학자는 한 번은 이 혜성이 별단을 지나가는 모습을 목격했다. 그 별단은 극도로 작은 별들로 구성되어 있어, 존 허셜 경이 사용했던 것과 같은 강력한 망원경이 없으면 볼 수 없었다. 아주 희미한 안개나 구름의 흔적만으로도 모든 별들을 가릴 수 있었을 것이다. 그래서 천문학자는 비엘라 혜성의 움직임을 매우 흥미롭게 지켜보았다. 점차 혜성이 그 별단으로 접근해 갔으며, 만약 혜성에 어느 정도의 밀도가 있었다면 그 수많은 반짝이는 점들은 완전히 가려졌을 것이다. 하지만 실제로는 어떠했을까? 그 별단의 가장 작은 별들까지도…

거대한 망원경으로 볼 수 있었던 빛의 점들을 통해, 비엘라 혜성의 덩어리 속에서도 그 집단에 속한 모든 천체들이 선명하게 반짝이는 모습을 볼 수 있었습니다. 이는 매우 중요한 관측 결과였습니다. 우리는 그 성단과 망원경 사이를 가로막고 있는 것이 얇은 커튼이 아니라, 수천 마일이나 되는 두께를 가진 혜성 물질이라는 점을 기억해야 합니다. 그렇다면, 우리가 익숙한 구름들과 비교해보면 혜성의 엄청난 얇음이 얼마나 놀라운지 알 수 있습니다. 몇 백 피트 두께의 구름만으로도 별들뿐만 아니라 태양조차도 가려버립니다. 여름 하늘에 떠다니는 가장 옅은 안개조차도, 여기에 존재하는 혜성 물질 10만 마일 분량보다 더 효과적으로 별들을 가려버릴 것입니다.

도나티의 거대한 혜성은 그 꼬리를 통해 선명하게 보이는 여러 별들 위를 지나갔습니다. 그 별들 중에는 매우 밝은 별도 있었는데, 바로 잘 알려진 아크투루스였습니다. 다행히도 혜성이 아크투루스 위를 지나갔으며, 비록 지구와 그 별 사이에 혜성의 가장 두꺼운 부분이 위치해 있었지만, 아크투루스는 그 엄청난 두께의 장벽을 뚫고도 여전히 밝게 빛났습니다. 하지만 최근의 관측 결과에 따르면, 혜성의 더 두꺼운 부분이 별들 위를 지날 때 별들의 밝기가 변할 수 있다고 합니다. 실제로, 아주 큰 혜성의 핵이 별 위를 지나간다면 그 별이 여전히 보일 것이라고 상상하기는 어렵습니다. 하지만 이 가설을 검증할 기회는 아직 없는 것 같습니다.

혜성에는 투명한 기체 물질이 포함되어 있으므로, 혜성이 별에 접근할 때 별의 위치가 변할 것으로 예상될 수 있습니다. 공기의 굴절력은 매우 큽니다. 일몰을 볼 때, 태양이 지평선 아래로 지나가는 것처럼 보이지만, 실제로는 태양의 원반이 아래로 내려가기 시작하기 전에 이미 지평선 아래로 가라앉은 것입니다. 공기의 굴절력 덕분에 빛이 구부러져서, 장애물에 의해 직접 가려져 있음에도 불구하고 태양이 보이는 것입니다. 혜성의 물질도 마찬가지로 굴절력을 가지고 있습니다.

철저한 검증이 이루어졌습니다. 한 혜성이 두 개의 별에 접근하는 모습이 관측되었는데, 그중 하나는 혜성을 통해 보였고 다른 하나는 직접 관측할 수 있었습니다. 만약 그 천체의 구성 성분에 상당량의 가스가 포함되어 있다면 두 별의 상대적 위치가 변할 것입니다. 이 문제는 실제 측정을 통해 여러 차례 검증되었습니다. 때로는 위치에 유의미한 변화가 감지되지 않아, 그런 경우 혜성에는 눈에 띄는 밀도가 없다는 결론이 나오기도 했습니다. 하지만 1881년에 관측된 거대한 혜성에 대한 정밀한 측정 결과, 핵 주변에는 약간의 굴절력이 존재하는 것으로 나타났습니다. 다만 이 굴절력은 지구 대기의 굴절력에 비하면 매우 미미한 수준이었습니다.

플레이트 C.
혜성 A 1892, 1. 스위프트.
1892년 4월 7일, E.E. 바너드가 촬영함.

이러한 점들을 고려하면, 혜성의 질량은 그 크기에 비해 매우 작은 수치일 것이라는 점을 즉시 인정할 수 있을 것입니다. 실제로 혜성의 무게를 측정하려고 했지만, 우리의 시도는 실패로 돌아갔습니다. 우리는 거대한 행성인 목성과 토성의 무게를 측정할 수 있었으며, 심지어 거대한 태양의 무게까지도 측정할 수 있었습니다. 중력의 법칙 덕분에 우리는 훌륭한 측정 장비를 갖출 수 있었으며, 이 장비는 이러한 모든 경우에 성공적으로 활용되었습니다. 하지만 혜성에 이러한 방법들을 적용해 보면 곧 그 효과가 없다는 것이 드러납니다. 천문학자들이 알고 있는 어떤 측정 장비도 혜성의 무게를 정확히 측정할 만큼 정밀하지 않습니다. 우리가 할 수 있는 것은 오직 한 천체의 무게를 다른 천체와 비교하는 것뿐입니다. 지구나 다른 큰 행성들의 질량 기준으로 볼 때 혜성의 무게는 거의 무시할 수 있을 정도로 작아 보입니다. 물론, 혜성의 무게가 미미하다고 말할 때는 우리 태양계의 다른 천체들과 비교했을 때라는 점을 이해해야 합니다. 아마도 이제는 거대한 혜성의 무게가 분명히 톤 단위일 것이라는 점을 의심하는 사람은 없을 것입니다. 하지만 그 톤 수가 십여 톤인지, 수백 톤인지, 수천 톤인지, 아니면 수백만 톤인지는 몰라도, 지구와 같은 천체의 무게에 비하면 그 총량은 전혀 미미해 보입니다.

혜성의 작은 질량은 행성들의 궤도 변화라는 중요한 주제에 대해 지난 장에서 설명된 내용을 떠올릴 때 더욱 뚜렷하게 드러납니다. 그 장에서 우리는 우리 태양계의 안정성에 대해 논의했으며, 이 안정성이 행성들이 반드시 준수해야 하는 특정 법칙들에 달려 있다는 것을 보여주었습니다. 행성들은 거의 원형 궤도를 따라 움직이며, 그 궤도들은 모두 거의 같은 평면에 있고, 모두 같은 방향으로 움직입니다. 이러한 조건들 중 하나라도 충족되지 않으면 태양계의 안정성은 위태로워질 것입니다. 그 논의에서 우리는 혜성에 대해서는 언급하지 않았습니다. 하지만 혜성들도 우리 태양계의 일부이며, 그 수는 행성들보다 훨씬 많습니다. 혜성들은 행성들이 엄격하게 준수하는 이러한 규칙들을 따르지 않습니다. 혜성들의 궤도는 결코 원형이 아니며, 대개는 포물선 형태를 띠므로 원형 궤도와는 완전히 다릅니다. 또한 혜성들의 궤도 평면도 특정한 방향성을 가지지 않으며, 온갖 방향으로 기울어져 있습니다.

각도와 그들이 움직이는 방향은 마치 제멋대로인 것처럼 보인다. 혜성들은 행성들의 운동 규칙들을 모두 위반하지만, 그럼에도 불구하고 우리의 행성계는 계속 존재해 왔으며, 수많은 세월 동안 그러해왔고 앞으로도 계속 존재할 것으로 보인다. 혜성들은 행성들에 의해 끌리지만, 반대로 혜성들도 행성들을 끌어당기며 그들의 궤도를 어느 정도 교란시켜야 한다. 하지만 어느 정도까지일까? 만약 혜성들이 행성들의 운동을 규정하는 동일한 법칙에 따라 궤도를 돈다면, 우리의 논리는 무너질 것이다. 행성들은 혜성들의 인력으로 인해 상당한 교란을 겪을 수 있지만, 시간이 지나면서 그러한 교란들은 서로 상쇄되어 행성계의 안정성은 영향을 받지 않을 것이다. 하지만 실제 혜성들의 궤도를 고려할 때는 상황이 매우 다르다. 만약 혜성들이 행성들에 상당한 교란을 일으킬 수 있다면, 그러한 교란들은 서로 상쇄되지 않으며, 시간이 지남에 따라 불규칙성들이 계속 쌓여 행성계는 파괴될 것이다. 그러나 사실은 혜성들이 존재함에도 불구하고 행성계가 계속 존재해 왔으며 지금도 존재한다는 것을 보여준다. 따라서 우리는 혜성들의 질량이 거대한 행성들의 질량에 비해 미미할 수밖에 없다는 결론에 이르게 된다.

이러한 고찰들은 만유인력의 법칙과 그것이 우리 행성계의 안정성과 어떻게 관련되는지를 매우 명확하게 보여준다. 혜성들까지 포함한다면, 태양계에는 크기, 모양, 위치가 각기 다른 수천 개의 천체들이 존재한다고 할 수 있다. 이 천체들의 유일한 공통점은 모두 태양이 그들의 공통된 초점에 위치한다는 점이다. 이 천체들 대부분은 행성들에 비해 질량이 미미하며, 그들의 궤도도 아무렇게나 배열되어 있어서, 다른 천체들의 교란을 많이 받을 수는 있지만 결코 상당한 교란을 일으킬 수는 없다. 하지만 엄청난 교란을 일으킬 수 있는 몇몇 거대한 행성들도 존재한다. 만약 그들의 궤도가 적절하게 조절되지 않는다면, 결국 혼돈이 초래될 것이다. 그들의 궤도가 거의 원형이 되도록, 거의 같은 평면에 위치하도록, 그리고 방향이 일정하도록 서로 조화를 이룸으로써, 거대한 행성들 사이에는 영구적인 평화가 유지되고 있다. 이제 그들은 더 이상 서로를 영구적으로 혼란스럽게 만들 수 없다.

혜성의 미미한 질량 때문에 그들은 그러한 움직임을 할 수 없다. 이로써 거대한 행성들의 안정성은 보장되지만, 혜성의 경우에는 안정성이 보장된다고 할 수 없다. 혜성들의 타원형이고 불규칙한 궤도는 엄청난 변동을 겪을 수 있으며, 실제로 천문학의 역사에는 혜성의 궤적이 겪는 여러 가지 변화들에 대한 많은 사례들이 있다.

거대한 혜성들은 다양한 상황에서 하늘에 나타난다. 이 신비로운 천체들이 드나들지 않는 하늘의 어떤 곳도, 어떤 별자리나 지역도 없다. 일년 중 어떤 계절이든, 낮이든 밤이든, 지평선 위에서 혜성을 볼 수 없는 때는 없다. 마찬가지로 혜성의 크기와 모습도 매우 다양하여, 강력한 망원경으로만 겨우 볼 수 있는 희미한 점부터, 지평선에서 천정까지 이어지는 긴 꼬리를 가진 거대하고 밝은 천체에 이르기까지 다양하다. 혜성 꼬리의 방향도 처음에는 모든 가능한 방향을 가질 수 있는 것처럼 보인다. 혜성이 곧 지평선 아래로 떨어질 것처럼 꼬리가 하늘을 향해 곧게 서 있을 수도 있고, 혜성의 머리 부분에서 아래쪽에서 발사된 것처럼 꼬리가 아래로 뻗어 있을 수도 있으며, 오른쪽이나 왼쪽으로 기울어져 있을 수도 있다. 이처럼 다양하고 변덕스러워 보이는 현상들 속에서 우리는 이러한 현상들에 공통된 특징을 찾을 수 있을까? 사실 혜성 꼬리들은 매우 놀라운 법칙을 따른다. 이 법칙은 너무나 정확하고 만족스러워서, 혜성이 하늘에서 어디에 있는지 알려주면 즉시 꼬리가 어느 방향을 향할지 알 수 있다.

여름철 북쪽 하늘에 아름다운 혜성이 나타난다. 자정 무렵, 우리는 희미하게 빛나는 꼬리를 바라보고 있다. 그 꼬리는 곧게 세워져 천정을 향해 있다. 약간 구부러져 있을 수도 있고, 상당히 많이 구부러져 있을 수도 있지만, 전반적으로는 지평선에서 천정을 향하는 방향을 유지한다. 여기서 우리는 특정한 혜성을 가리키는 것이 아니다. 북쪽 하늘에 나타나는 모든 혜성, 크든 작든, 자정 무렵에는 반드시 꼬리가 거의 수직인 방향을 향해 있다. 여러 번 확인된 이 사실은 혜성 꼬리의 방향에 관한 법칙을 잘 보여주는 예이다. 잠시 이 사실들을 생각해보자.

지금은 여름입니다. 북쪽의 황혼 빛으로 태양의 위치를 알 수 있으며, 혜성의 꼬리는 그 황혼 빛과 태양에서 멀어지는 방향을 가리킵니다. 다른 경우를 생각해 봅시다. 저녁이 되어 태양이 지고 별들이 빛나기 시작했으며, 긴 꼬리를 가진 혜성이 보입니다. 그 혜성이 높은 곳에 있든 낮은 곳에 있든, 북쪽에 있든 남쪽에 있든, 동쪽에 있든 서쪽에 있든, 그 꼬리는 언제나 사라지지 않은 햇빛이 남아 있는 서쪽 방향을 향합니다. 또한 새벽에 혜성을 관찰할 때, 새벽빛이 처음 비치는 곳에서 혜성의 머리 부분으로 시선을 옮기면, 태양에서 멀어지는 그 방향으로 혜성의 꼬리가 있다는 것을 알 수 있습니다. 이 법칙은 훨씬 더 일반적으로 적용됩니다. 어떤 계절이든, 밤의 어떤 시간대든 혜성의 꼬리는 항상 태양에서 멀어지는 방향을 향합니다.

300년 전부터 혜성의 움직임에 관한 이 사실은 천체의 움직임을 연구하는 사람들의 관심을 끌었습니다. 이는 일반적인 관찰만으로도 확인할 수 있는 사실이며, 수많은 혜성 현상들에 일정한 일관성을 부여해 주며, 혜성 꼬리의 구조를 연구하는 데 있어 기초가 됩니다.

옆의 그림, 즉 그림 71에서는 혜성의 포물선형 궤도의 일부를 보여주고 있으며, 혜성이 그 궤도를 따라 이동하는 다양한 지점에서의 꼬리 위치도 나타내고 있습니다. 혜성이 그 긴 여정 전체 동안 항상 꼬리가 태양에서 멀어지는 방향을 향한다고 단정하는 것은 아마도 지나친 주장일 것입니다. 우선, 혜성은 태양에 가까워지거나 멀어지는 그 짧은 구간 동안에만 우리가 볼 수 있다는 점을 기억해야 합니다. 또한 혜성이 실제로 태양 주위를 돌 때는 태양의 빛이 너무 강렬하여 혜성이 보이지 않는 경우가 많습니다. 마치 낮에는 별들이 보이지 않는 것과 같습니다. 실제로 어떤 경우에는 혜성의 물질들이 태양 쪽으로 방출되기도 합니다.

그림 71 — 태양을 향하는 혜성의 꼬리.
이 문제를 성급하게 생각해보면, 혜성이 엄청난 속도로 날아가기 때문에 꼬리도 마치 로켓에서 나오는 불꽃들이 그 이동 경로를 따라 흩어지는 것처럼 그 뒤로 그냥 늘어져 있을 뿐이라고 생각할 수도 있다. 하지만 이는 완전히 잘못된 비유이다. 혜성은 대기 속을 지나가는 것이 아니라 텅 빈 우주 공간을 날아가므로, 꼬리를 이동 방향으로 모아줄 만한 매질이 존재하지 않는다. 또 다른 주목할 만한 특징은 혜성이 태양에 가까워질수록 꼬리가 점차 길어진다는 것이다. 혜성이 아직 멀리 떨어져 있을 때는 보통 꼬리가 전혀 보이지 않지만, 태양에 가까워질수록 꼬리가 점차 형성되고, 경우에 따라서는 엄청난 크기에 이르기도 한다. 이러한 증가는 단순히 거리가 줄어드는 데 따른 광학적 현상이라고 볼 수 없다. 꼬리가 성장하는 속도는 이러한 방식으로는 설명할 수 없을 정도로 훨씬 빠르다. 따라서 우리는 꼬리의 형성을 혜성의 태양 접근과 연관시켜 생각해야 하며, 이는 우리 태양계의 다른 천체들과는 전혀 유사점이 없는 수수께끼와 같은 현상이다.

혜성 전체가 태양의 인력에 의해 끌려간다는 사실에는 의심의 여지가 없다. 혜성이 타원궤도나 포물선궤도를 따라 움직인다는 사실은 두 천체가 서로 상호작용한다는 것을 증명한다.

만유인력의 법칙. 하지만 이는 혜성 전체에 대해서는 사실이지만, 혜성의 꼬리가 태양에 의해 밀려난다는 것도 마찬가지로 확실하다. 이것이 어떻게 일어나는지에 대해서는 확실히 말할 수 없지만, 관측 결과들은 다음과 같은 설명을 시사하는 것 같다.

분광기를 통해 혜성에 탄화수소와 기타 가스들이 존재한다는 사실이 명확히 입증되었다. 하지만 이것만으로 혜성이 단순히 우주를 날아다니는 가스 덩어리에 불과하다고 결론 내릴 수는 없다. 앞서 살펴본 바와 같이 혜성의 총질량은 극히 작지만, 상당한 밀도를 가진 수많은 입자들로 구성되어 있을 가능성도 충분하다. 실제로 다음 장에서 혜성과 유성 사이의 놀라운 관계를 설명할 때, 이것이 사실일 가능성이 있다고 보는 근거를 제시할 것이다. 따라서 혜성을 각각 가스에 둘러싸인 수많은 작은 고체 입자들의 집합체로 볼 수 있다.

거대한 혜성이 태양에 접근하는 모습을 관찰할 때, 먼저 혜성의 핵이 더 밝아지고 더 선명하게 보이기 시작한다. 그 후에는 빛나는 물질들이 핵에서 태양 쪽으로 방출되는데, 이는 종종 부채꼴이나 제트 형태를 띠며, 때로는 진자처럼 앞뒤로 움직이기도 한다. 예를 들어, 1835년 10월 베셀은 핼리혜성의 꼬리가 8시간 동안 36°만큼 움직였다고 관측했다. 또 다른 경우에는 핵 주위에 동심원형의 빛의 곡선들이 차례로 형성되는데, 핵에서 멀어질수록 그 밝기는 점점 줄어든다. 분명히 이 부채꼴 모양의 물질이나 곡선들은 혜성의 핵에 의해 밀려나지만, 동시에 태양에 의해서도 밀려난다. 이러한 반발력 때문에 빛나는 물질들은 중력의 인력을 이겨내고 핵 주위를 태양에서 멀어지는 방향으로 돌아가게 되는 것이다. 이런 식으로 꼬리가 형성된다. (그림 XII 참조.) 혜성 꼬리의 형성에 관한 수학적 이론은 꼬리를 구성하는 물질이 핵과 태양 모두에 의해 밀려난다는 가정에 기반을 두고 발전해왔다. 이 연구는 1835년 핼리혜성의 출현에 관한 논문을 통해 위대한 천문학자 베셀에 의해 처음 시작되었으며, 이후 로슈와 러시아의 천문학자 브레디친에 의해 더욱 발전되었다.

비록 우리가 이 이론을 절대적으로 참된 것으로 받아들일 수 있는 입장에 있지는 않지만, 혜성 꼬리가 형성되는 과정에서 관찰되는 주요 현상들을 잘 설명해준다고 말할 수 있다.

브레디친 교수는 과학 분야의 여러 위대한 발견들로 이어진 철학적인 방식으로 연구를 진행해왔습니다. 그는 다양한 혜성의 꼬리에 대한 측정값과 그림들을 세심하게 정리했습니다. 그의 초기 연구 결과 중 하나는, 향후 연구 결과가 보완이 필요하다고 판명되더라도 그 가치가 훼손되지 않는 것입니다. 다양한 혜성 꼬리들을 조사한 결과, 그는 꼬리의 윤곽선이 세 가지 특별한 형태 중 하나로 나뉜다는 것을 발견했습니다. 첫 번째 유형은 태양에서 거의 직선으로 뻗어나가는 꼬리입니다. 두 번째 유형은 태양에서 멀어지기 시작한 후 혜성이 움직이는 방향으로 다시 구부러지는 꼬리입니다. 세 번째 유형은 혜성의 이동 경로 쪽으로 더욱 심하게 구부러진 꼬리입니다. 혜성의 꼬리는 거의 항상 이 세 가지 유형 중 하나로 분류될 수 있으며, 때때로 두 개의 꼬리가 나타나는 경우에도 그 꼬리들은 이 세 유형 중 두 가지에 속하는 것으로 나타납니다.

옆의 도표(그림 72)는 세 가지 다른 유형의 꼬리를 가진 가상의 혜성을 보여줍니다. 혜성이 움직이는 방향은 핵을 지나는 선 위의 화살표로 표시되어 있습니다. 브레디친은 세 유형 중 가장 직선형인 I형 꼬리는 수소 원소 때문에 생긴 것으로 보이며, 두 번째 유형의 꼬리는 혜성 몸체 내에 존재하는 탄화수소들 때문에 생기는 것으로 보입니다. 세 번째 유형의 작은 꼬리들은 철이나 원자량이 높은 다른 원소들 때문에 생길 수 있습니다. 물론 이 도표는 실제 혜성을 나타내는 것이 아닙니다.

그림 72.—브레디힌의 혜성 꼬리 이론.

그림 73.—1858년 혜성의 꼬리.

이 이론을 잘 보여주는 예로는 앞서 언급된 1858년의 유명한 혜성이 있으며, 그 모습은 그림 73에 나와 있습니다. 여기서는 혜성의 특징적인 형태인 긴 꼬리 외에도 두 개의 희미한 빛줄기가 보입니다. 이들은 1형 꼬리를 형성하는 속이 빈 원뿔의 가장자리입니다. 중앙 부분을 살펴보면 빛의 강도가 너무 약해 보이지 않는다는 것을 쉽게 알 수 있습니다. 하지만 가장자리 부분에서는 혜성 물질의 두께가 충분하기 때문에 그림에 나타난 모습이 드러나는 것입니다. 도나티의 혜성은 수소로 인해 하나의 꼬리가 생기고, 탄소 화합물들로 인해 또 다른 꼬리가 생긴 것으로 보입니다. 관련된 탄소 화합물들은 상당히 다양한 종류가 있는 것 같으며, 그 결과 2형 꼬리들은 수소 꼬리들보다 더 모호한 형태를 띠는 경향이 있습니다. 같은 혜성에서 여러 개의 꼬리가 동시에 관측된 사례도 있습니다. 그중 가장 유명한 것은 1744년에 나타난 혜성입니다. 브레디친 교수는 이 놀라운 천체에 대한 이론에 특별한 관심을 기울였으며, 다양한 형태의 꼬리들이 어떻게 생겨날 수 있는지 매우 높은 확률로 설명해냈습니다. 옆의 그림(그림 74)은 3월 7일 아침 베를린 천문대에서 키르히 양이 그린 이 천체의 스케치입니다. 이 그림에는 11개의 빛줄기가 나와 있는데, 왼쪽부터 세어보면 처음 10개는 5개의 꼬리의 밝은 가장자리를 나타내며, 여섯 번째이자 가장 짧은 꼬리는 가장 오른쪽에 위치해 있습니다. 이 희귀한 현상에 대한 스케치는 로잔의 셰조와 상트페테르부르크의 드 리슬도 그렸습니다. 근일점을 지나기 전까지는 이 혜성에는 꼬리가 하나뿐이었지만, 그 꼬리는 매우 아름다웠습니다.

그림 74 — 1744년의 혜성.

여기에 관련된 몇 가지 문제들을 계산을 통해 검증해볼 수 있으며, 1형 혜성의 직선형 꼬리를 만들어내는 데 필요한 반발력은 중력의 인력보다 약 12배 정도 크면 충분하다는 것을 알 수 있다. 2형 혜성의 꼬리는 중력과 거의 같은 크기의 반발력에 의해 생길 수 있고, 3형 혜성의 꼬리는 중력의 약 4분의 1 정도의 반발력만 있으면 된다.[33] 자연계에서 알려진 주요한 반발력은 전기에서 비롯되며, 혜성 꼬리의 현상도 태양과 혜성의 전기적 상태 때문이라고 추측하는 것은 당연하다. 혜성 꼬리의 전기적 성질이 확실히 입증되었다고 단정하기에는 이르며, 단지 관측된 사실들을 설명해준다는 점에서 단순한 가설적인 반발력을 도입하는 것은 바람직하지 않다고 할 수 있다. 태양이 전기적 현상의 발생지라는 사실은 전혀 다른 근거들을 통해 이미 알려져 있다는 점을 기억해야 한다.

혜성이 점차 태양으로부터 멀어짐에 따라 반발력은 약해지고, 그에 따라 혜성의 꼬리도…

감소한다. 만약 그 혜성이 주기적인 혜성이라면, 다음에 근일점에 도달할 때도 같은 변화들이 일어날 수 있다. 새로운 꼬리가 생기지만, 혜성이 우주의 깊은 곳으로 다시 떠나면서 그 꼬리도 점차 사라진다. 지구상의 증기를 비유로 삼아 추론해본다면, 혜성이 멀어질수록 그 꼬리는 수많은 작은 입자들로 응축될 것이다. 이러한 작은 입자들 위에서는 중력의 법칙이 더 이상 반발력의 영향을 받지 않고 완전히 작용하게 될 것이다. 하지만 혜성의 질량은 너무나 작아서 단순한 인력만으로는 이러한 입자들을 다시 끌어당길 수 없다. 따라서 혜성이 매번 근일점을 지날 때마다 꼬리를 만들기 위해서는 상응하는 양의 물질이 소모된다고 할 수 있다. 처음에 혜성이 꼬리를 만드는 데 필요한 특정 물질들을 일정량 가지고 있었다고 가정해보자. 매번 근일점을 지날 때마다 꼬리가 생기고, 그에 상응하는 양의 물질이 소모된다. 이러한 과정은 무한히 계속될 수 없다. 대부분의 혜성들의 경우 근일점을 방문하는 횟수가 너무 드물어서 그로 인한 결과가 그다지 뚜렷하게 나타나지 않는다. 하지만 주기가 짧아 자주 근일점을 방문하는 혜성들의 경우, 예상대로 꼬리를 만드는 데 필요한 물질들이 점차 소모되어 결국 꼬리가 전혀 없는 혜성이 되는 것이다. 심지어 혜성이 이런 식으로 완전히 사라질 수도 있다고 생각할 수 있으며, 다음 장에서는 비엘라의 주기적 혜성이 바로 이런 운명을 맞이한 것으로 보인다는 점을 살펴보게 될 것이다.

하지만 혜성이 태양계를 지나가는 동안 우연히 큰 행성 중 하나와 아주 가까이 지나갈 수도 있으며, 그때 행성의 인력으로 인해 혜성의 움직임이 심각하게 방해받을 수 있다. 만약 이러한 방해로 인해 혜성의 속도가 증가한다면, 궤도는 포물선에서 쌍곡선이라는 다른 곡선으로 변하게 되고, 혜성은 태양 주위를 한 바퀴 돌고는 다시는 돌아오지 않게 된다. 반면, 행성이 혜성의 속도를 줄이는 위치에 있다면, 포물선 형태의 궤도는 타원형으로 변하게 되고, 혜성은 주기적인 혜성이 되는 것이다. 우리는…

주기가 짧은 혜성들(3년에서 8년 사이)은 그 궤도의 어느 지점에서든 목성의 궤도에 매우 가까이 다가간다는 점을 고려하면, 이러한 방식으로 “포획”되어 우리 태양계의 영구적인 구성원이 된 혜성들이 있었음에 의심의 여지가 거의 없습니다. 따라서 이 혜성들은 과거 어느 시점에는 반드시 그 거대 행성 근처에 있었을 것입니다. 마찬가지로 주기가 긴 다른 혜성들도 토성, 천왕성, 해왕성의 궤도 근처로 다가가는데, 해왕성이 아마도 핼리혜성의 주기성을 결정하는 원인일 것입니다. 실제로 우리는 혜성의 궤도가 격렬하게 변하는 모습을 여러 차례 목격했습니다. 가장 흥미로운 사례는 렉셀혜성입니다. 1770년, 혜성 발견에 큰 성과를 거둔 프랑스 천문학자 메시에는 한 혜성을 발견했고, 렉셀은 그 혜성의 궤도를 계산하여 주기가 5년 남짓인 타원궤도임을 알아냈습니다. 하지만 그 혜성은 이전에는 한 번도 관측된 적이 없었으며, 다시 돌아오지도 않았습니다. 오랜 시간이 지난 후, 부르크하르트와 르베리에의 치밀한 연구를 통해 그 혜성이 1767년 이전에는 전혀 다른 궤도를 따라 움직였다는 사실이 밝혀졌습니다. 하지만 1767년 초에 그 혜성은 우연히 목성에 너무 가까이 다가갔고, 목성의 강력한 중력 때문에 주기가 5년 반인 새로운 궤도로 들어가게 되었습니다. 그 혜성은 1770년 8월 13일과 1776년에 다시 근일점을 통과했지만, 1776년에는 지구에서 관측하기에 적절한 위치에 있지 않았습니다. 1779년 여름에는 그 혜성이 다시 목성 근처에 나타났으나 타원궤도에서 벗어나 버렸기 때문에, 그 이후로는 더 이상 그 혜성을 볼 수 없었습니다. 아니, 정확히 말하자면 그 이후로 관측된 어떤 혜성과도 렉셀혜성을 일치시킬 수 없다고 하는 것이 더 적절할 것입니다. 또한 다른 여러 주기혜성들의 경우에도 비슷한 방식으로 그들이 현재의 타원궤도를 따라 움직이기 시작한 시기를 파악할 수 있습니다.

이것이 바로 이러한 흥미롭지만 난해한 천체들에 대해 알려진 주요 사실들의 간략한 개요입니다. 우리는 우리가 알고 있는 것들만을 설명하는 데 만족해야 하며, 우리가 알 수 없는 것들에 대해 추측을 내놓아서는 안 됩니다. 이 천체들도 중력의 위대한 법칙에 따라 움직인다는 것을 알 수 있습니다.

그 진실을 잘 보여주는 예시입니다. 과거에는 혜성의 출현을 불길한 징조로 여겼던 미신이 어떻게 현대 과학에 의해 사라졌는지를 우리는 이미 알고 있습니다. 이제 우리는 그러한 천체를 재앙이 닥칠 징조로 보지 않습니다. 오히려 그것을 우리를 기쁘게 하고 가르쳐 주려는 흥미롭고 아름다운 손님으로 여길 수 있습니다. 결코 위협하거나 파괴할 존재가 아닙니다.

제17장. 유성들
우리 태양계의 작은 천체들 – 그 수량 – 그것들을 관측하는 방법 – 유성 – 열에 관한 이론 – 거대한 유성 – 11월의 유성우 – 그 역사 – 유성우가 지나가는 경로 – 유성우의 구조도 – 유성우가 어떻게 그 경로를 따라 퍼져나가는지 – 지구에 의한 유성의 흡수 – 유성과 혜성의 관계 발견 – 11월 유성우에 관한 주요 연구들 – 연속된 해에 나타나는 두 번의 유성우 – 거대한 유성우에서는 아직까지 어떤 입자도 확인되지 않음 – 유성암 – 클라드니의 연구들 – 초기의 운석 낙하 사례들 – 엔시스하임의 운석 – 운석 수집 – 로튼 철운석 – 철운석과 암석운석의 비율 – 운석의 파편적 성격 – 체르마크의 가설 – 화산에서 분출된 물체에 대한 중력의 영향 – 그것들은 달에서 온 것일까? – 소행성들이 운석의 기원이라고 주장하는 점 – 지구 내부에서 유래했을 가능성 – 오비팍 철운석.

이전 장들에서는 우리가 소위 태양계라고 부르는 곳을 구성하는 거대한 천체들에 대해 다루었습니다. 우리는 직경이 수천 마일에 달하는 거대한 행성들을 연구했으며, 크기가 종종 수백만 마일에 이르는 혜성들의 움직임도 살펴보았습니다. 실제로 이전 장에서는 더 작은 규모의 천체들에 대해서도 다루었으며, 소행성이라고 불리는 그러한 작은 천체들을 조사했습니다. 하지만 이제는 더욱 낮은 규모로 내려가서 연구해야 합니다. 소행성들조차도, 우리에게 흥미롭거나 때로는 놀라운 방식으로 그 존재가 드러나는 그 작은 천체들과 비교하면 여전히 거대한 천체들입니다.

이러한 작은 천체들은 그 미세한 크기를 어느 정도 보상하기 위해 엄청난 수로 존재합니다. 사실, 우주 공간에 얼마나 많은 수의 이러한 천체들이 있는지를 숫자로 표현하는 것은 불가능합니다. 그들의 크기도 매우 다양할 것이며, 그중 일부는 수 파운드에 달하기도 합니다.

아마도 그 무게는 수톤에 달할 것이지만, 다른 것들은 조약돌보다도 작거나 모래알보다도 작은 것처럼 보입니다. 하지만 이러한 천체들이 아무리 사소해 보일지라도 태양은 그것들을 통제하는 데 주저하지 않습니다. 햇빛 속의 먼지 입자만큼 작든, 목성만큼 거대하든, 모든 입자는 케플러의 법칙에 따라 반드시 태양 주위를 공전해야 합니다.

우리가 ‘별똥별’이라고 부르는, 혹은 더 화려한 형태로는 ‘유성’이나 ‘화염구’라고 불리는 그 아름다운 현상을 모르는 사람이 있을까요? 바로 이러한 천체들에 우리의 관심을 집중해보겠습니다.

작은 천체가 태양 주위를 돌고 있습니다. 거대한 행성들이 타원 궤도를 따라 공전하는 것과 마찬가지로, 작은 천체도 태양을 초점으로 하는 타원 궤도를 따라 계속해서 공전합니다. 현재 이와 같은 방식으로 움직이는 유성들이 상상할 수 없을 정도로 많이 존재합니다. 그들은 너무 작고 너무 멀리 있어서 우리의 망원경으로는 볼 수 없으며, 특별한 상황이 아니면 결코 볼 수 없습니다.

유성이 나타날 때는 엄청난 속도로 움직이기 때문에, 종종 1초에 20마일 이상을 이동합니다. 이러한 속도는 지구 표면 근처에서는 거의 불가능합니다. 공기의 저항 때문입니다. 하지만 우주의 텅 빈 공간에서는 공기가 없어서 그 움직임을 방해하지 않습니다. 그 유성은 수천 년, 어쩌면 수백만 년 동안 아무런 방해도 받지 않고 태양 주위를 계속 돌아왔을지도 모릅니다. 하지만 결정적인 순간이 오면, 그 유성은 화려한 빛의 궤적을 남기며 사라집니다.

그 유성이 방랑하는 동안 지구에 가까워지면, 지구 표면으로부터 수백 마일 떨어진 곳에서 지구를 둘러싼 대기층과 마주치기 시작합니다. 유성의 엄청난 속도로 움직이는 천체에게 있어서 대기층으로 떨어지는 것은 보통 치명적입니다. 비록 대기의 상층부는 매우 옅지만, 그래도 갑자기 속도를 줄여버립니다. 마치 총알이 물속으로 날아갈 때 속도가 줄어드는 것과 같습니다. 유성이 대기층을 빠르게 통과할 때 마찰력이…

공기가 그 표면을 따뜻하게 하고, 점차적으로 그 표면은 뜨거워지다가 백열 상태가 되며, 마침내 밝은 빛과 함께 증기로 변해버립니다. 반면 지구 위, 그보다 100~200마일 아래에 있는 우리들은 “오, 보세요! 유성이에요!”라고 외칩니다.

여기서는 열의 기계론적 이론을 설명하는 실험이 있습니다. 단순한 마찰만으로도 이처럼 밝은 빛을 내는 데 충분한 열이 발생할 수 있다는 사실은 믿기 어려울 수 있지만, 두 가지 사실을 기억해야 합니다. 첫째, 유성의 속도는 총알의 속도보다 아마도 100배나 빠를 것입니다. 둘째, 마찰에 의한 열 발생 효율은 속도의 제곱에 비례합니다. 따라서 유성이 공기를 통과할 때 발생하는 열은 총알이 발생시키는 열의 약 1만 배에 달할 수 있습니다. 총알이 마찰로 인해 10도 정도만 가열된다고 해도 과장된 추정은 아닙니다. 하지만 이를 받아들인다면, 유성이 날아갈 때 발생하는 열의 양이 너무나 엄청나서 그 일부만으로도 그 물체를 증기로 변화시킬 수 있다는 점을 인정해야 합니다.

먼저, 이러한 외부 물체들이 우리에게 어떻게 보이는지 살펴보겠습니다. 설명을 위해 1869년 11월 6일에 발생한 놀라운 화염구를 예로 들어볼 수 있습니다. 이 화염구는 영국의 여러 곳에서 목격되었으며, 이러한 관측 결과들을 종합하고 비교함으로써 그 물체의 고도와 이동 속도에 대한 정확한 정보를 얻을 수 있었습니다.

이 유성은 서머싯주 프로임 상공 90마일 지점에서 처음으로 보였으며, 콘월주 세인트아이브스 근처 바다 위 27마일 지점에서 사라졌습니다. 그 물체의 이동 경로와 관측된 주요 지역들은 지도(그림 75)에 나와 있습니다. 유성이 보였던 전체 거리는 약 170마일이었으며, 이는 5초 만에 이루어진 것으로, 평균 속도는 초당 34마일이었습니다. 이 화염구가 보여준 또 다른 특징은 약 50마일 길이에 4마일 너비의 길고 오랫동안 남아 있던 발광 구름이었습니다.

정확히 50분입니다. 이 예시는 매우 거대한 규모에서 나타나는 유성 현상의 주요 특징들을 보여줍니다. 하지만 지속적으로 빛나는 궤적이 모든 유성의 공통된 특징도, 그다지 흔한 특징도 아니라는 점에 유의해야 합니다.

망원경의 시야를 가끔씩 스쳐 지나가는 작은 천체들은, 육안으로는 볼 수 없을 정도로 너무 작고 희미한 수많은 망원경 관측용 유성들이 존재함을 보여줍니다. 이러한 천체들은 모두 앞서 설명한 방식대로 사라져버립니다. 사실, 그러한 현상은 오직 그 순간, 그 과정 동안에만 일어날 뿐입니다.

그들이 분해될 때에야 비로소 우리는 그들의 존재를 알게 됩니다. 이 미사일들은 아마도 매우 작을 것이지만, 그 속도는 엄청나서 만약 방해받지 않고 지구 표면에 떨어진다면 지구는 거주할 수 없는 곳이 될 것입니다. 따라서 우리는 대기권이 가진 여러 좋은 특성들 중에서도, 그것이 마치 보호막처럼 작용하여 아무런 대포도 따라올 수 없는 그 미사일들의 공격으로부터 우리를 보호해준다는 사실을 잊어서는 안 됩니다. 사실, 바로 이 미사일들의 엄청난 속도가 그들이 완전히 파괴되는 원인입니다. 그들이 우리를 공격하려는 의지가 너무 강해서 마찰로 인해 그들은 해로운 증기로 변해버립니다.

방금 설명한 것과 같은 거대한 유성 외에도, 별똥별과 관련된 가장 눈에 띄는 현상은 ‘유성우’라고 불리는 것입니다. 이러한 현상들은 지난 세기 동안 많은 주목을 받았으며, 현대 천문학에서 가장 흥미로운 발견들을 가져다주면서 그 연구에 투입된 노력에 상당한 보상을 주었습니다.

유성우는 그다지 자주 발생하지 않습니다. 분명히, 유성을 특별히 주의 깊게 관찰하는 사람들은 다른 사람들이 몇 개의 별똥별만 보는 경우에도 유성우를 알아차릴 수 있을 것입니다. 하지만 일반적으로 말하자면, 현재 세대가 목격한 유성우는 두세 번 정도에 불과할 것입니다. 저 자신도 두 번의 큰 유성우를 목격했는데, 그중 하나는 1866년 11월에 일어났으며, 그 화려한 광경은 제 기억에 깊이 남아 있습니다.

11월의 유성들에 대한 역사를 살펴보려면 거의 천 년 전으로 거슬러 올라가야 합니다. 902년 10월 12일, 한 무어인 왕이 사망했는데, 이 사건과 관련하여 한 고대 연대기 작가는 “그날 밤에는 마치 창처럼 보이는 수많은 별들이 좌우로 흩어져 내렸으며, 그 해는 ‘별의 해’라고 불렸다”고 기록했습니다.

이제는 누구도 하늘이 그 왕의 죽음을 기념하기 위해 그러한 현상을 일으켰다고 믿지 않습니다. 하지만 이 기록은 상당히 중요한 의미를 가집니다.

그 중요성은 902년이 엄청난 수의 유성우가 나타난 해라는 사실을 보여주기 때문입니다. 천문학자들은 이것이 그러한 주기적인 유성우가 처음으로 기록된 사례라는 점에 큰 관심을 가졌습니다. 이 유성우가 다시 나타난 마지막 시기는 1799년, 1833년, 1866년이었습니다. 더욱 세심한 문헌 조사를 통해, 11월에 나타나는 유성우와 일치하는 놀라운 천체 현상에 대한 기록들이 여기저기서 발견되었습니다. 902년의 첫 번째 기록부터 오늘날까지 총 29번의 유성우가 나타났으며, 이 모든 현상들이 지구의 어딘가에서 관측되었을 가능성이 있습니다. 때로는 이러한 현상들을 원주민들도 목격했을 것입니다. 그들은 공포의 원인이 되는 이 현상을 기록할 의지나 능력이 없었습니다. 하지만 때로는 문명화된 사회들도 이러한 유성우를 관측했습니다. 그들은 그 본질을 이해하지는 못했지만 기록을 남겼으며, 어떤 경우에는 그 기록들이 시간의 흐름 속에서도 보존되어 오늘날 이 흥미로운 주제를 설명하는 데 활용되고 있습니다. 우리는 이러한 유성우 중 12번에 대한 역사적 기록을 가지고 있으며, 이는 주로 H.A. 뉴턴 교수의 노력 덕분에 수집된 것입니다. 그의 노력은 유성에 대한 우리의 지식 발전에 크게 기여했습니다.

우주를 날아다니는 수많은 작은 물체들을 상상해 보세요. 바다에 있는 청어 떼를 생각해 보세요. 그 떼는 수백 제곱마일에 걸쳐 퍼져 있으며, 수없이 많은 개체들로 구성되어 있습니다. 혹은 오듀본이 우리에게 전해준 미국의 거대한 비둘기 떼를 생각해 보세요. 유성우의 규모는 아마도 청어나 비둘기 떼보다 훨씬 클 것입니다. 하지만 유성들은 서로 매우 가까이 있지는 않습니다. 평균적으로는 몇 마일 정도 떨어져 있을 것입니다. 따라서 유성우의 규모는 엄청나며, 그 크기는 수십만 마일로 측정될 수 있습니다.

유성들은 청어 떼처럼 스스로의 경로를 선택할 수 없습니다. 그들은 태양이 정해준 길을 따라야 합니다. 각 유성은 이웃들과는 전혀 독립적으로 자신만의 타원궤도를 따라 여행하며, 수천만 마일에 달하는 거리를 이동합니다.

길이는, 33년마다입니다. 우리는 유성들이 비행하는 대부분의 과정 동안 그것들을 관측할 수 없습니다. 바로 이 순간에도 수없이 많은 유성들이 존재합니다. 그림 76 — 유성 무리의 궤도. 이 유성들은 자신들의 궤도를 따라 움직이고 있습니다. 지구가 그 유성들을 포착하기 전까지는 결코 그것들을 볼 수 없습니다. 33년마다 지구는 마치 어부가 청어를 잡듯이 이 유성들을 성공적으로 포획합니다. 어부가 그물을 펼쳐서 물고기들이 그 안에서 죽음을 맞이하는 것과 마찬가지로, 지구에도 유성들이 파괴되는 대기층이 있습니다. 청어의 경우, 어부들이 잡는 양은 바다에 넘쳐나는 양에 비하면 아무것도 아니므로 청어가 고갈될 걱정은 없다고 합니다. 유성들도 마찬가지입니다. 유성들의 수는 너무나 많아서, 33년마다 지구가 수백만 개의 유성을 삼켜버린다 해도 앞으로 또 다른 유성우가 나타날 만큼 충분한 양이 남아 있습니다. 그림(76)을 통해 지구가 어떻게 유성들을 포획하는지 알 수 있습니다. 그 그림에서는 지구가 태양 주위를 도는 궤도와 유성들의 타원형 궤도를 볼 수 있습니다. 다만, 이를 설명하기에는 그 그림만으로는 부족하다는 점을 명심해야 합니다.

우주석들의 궤적이 여기에 표시된 것보다 훨씬 더 크도록 정확한 비율로 그림을 그려야 합니다. 지구는 매년 한 바퀴 공전을 마치고, 11월 13일에서 16일 사이에 우주석들이 이동하는 궤도를 지나갑니다. 보통은 지구가 그 지점을 지날 때 우주석들이 그곳에 있지는 않습니다. 하지만 궤도를 따라 몇몇 우주석들이 남아 있으며, 지구는 보통 이 시기에 그중 몇 개를 포착합니다. 이 우주석들은 유성으로서 우리 대기권으로 빠져들어, 우리가 흔히 ‘11월 유성우’라고 부르는 현상을 만들어냅니다.

가끔은 지구가 그 궤도를 지나가는 동안 우주석들의 대부분과 마주치기도 합니다. 그러면 지구는 주변의 공기층에 싸인 채 그 우주석들 속으로 빠져듭니다. 수많은 우주석들이 이 ‘그물’ 속으로 빠져들어 다시는 밖으로 나오지 못합니다. 몇 시간 후, 초당 18마일의 속도로 움직이는 지구는 그 궤도를 지나 반대편으로 나오며, 그 과정에서 포착된 우주석들을 함께 가져갑니다. 간신히 포착을 피한 몇몇 우주석들은 약간 다른 궤도를 따라 움직이면서 그 전투의 흔적을 남기지만, 나머지 우주석들은 계속해서 자신의 궤도를 따라 움직입니다. 아마도 수백만 개의 우주석들이 사라졌겠지만, 수억 개는 여전히 남아 있을 것입니다.

1866년 11월 13일과 14일 사이의 밤, 세계를 놀라게 한 것도 바로 이런 현상이었습니다. 그날 밤 우리는 우주석들이 가장 많이 모여 있는 곳으로 빠져들었습니다. 날씨는 좋았고 달도 없었습니다. 우주석들은 그 엄청난 수뿐만 아니라 그 아름다움으로도 두드러졌습니다. 저는 그 밤을 결코 잊지 못할 것입니다. 그 기억에 남는 저녁, 저는 로스 경의 거대한 반사망원경을 사용해 성운을 관측하는 일을 하고 있었습니다. 물론 유성우가 올 것이라는 예보는 들었지만, 곧 펼쳐질 이 멋진 광경을 예상할 수는 없었습니다. 밤 10시쯤, 제 옆에 있던 사람의 외침 소리에 저는 망원경에서 고개를 들었고, 바로 그때 하늘을 가로지르는 아름다운 유성을 볼 수 있었습니다. 그 뒤를 이어 또 다른 유성이 나타났고, 그 후로는 두세 개씩 계속해서 유성들이 나타났습니다. 이는 큰 유성우가 올 것이라는 예보가 맞을 가능성이 높다는 것을 보여주었습니다.

확인되었습니다. 그때 로스 백작(당시 옥스맨타운 경)이 저와 함께 망원경 앞에 있었으며, 잠시 후 우리는 성운 관측을 중단하고 대형 망원경의 꼭대기로 올라가기로 결정했습니다(18쪽, 그림 7). 그곳에서는 하늘의 반구 전체를 명확하게 볼 수 있었습니다. 그곳에서 우리는 이후 2~3시간 동안 제 기억에서 결코 지워지지 않을 광경을 목격했습니다. 유성의 수는 점차 늘어나서 때로는 한 번에 여러 개가 동시에 보였습니다. 유성들은 때로는 우리 머리 위를 지나가기도 하고, 때로는 오른쪽으로, 때로는 왼쪽으로 가기도 했지만, 모두 동쪽에서 방사형으로 퍼져 나갔습니다. 밤이 깊어지면서 사자자리가 지평선 위로 올라왔고, 그제야 이 유성우의 특별한 특징이 드러났습니다. 모든 유성의 궤적은 사자자리에서부터 퍼져 나갔습니다(368쪽, 그림 74 참조). 때로는 유성이 거의 우리 쪽으로 직접 날아오는 것처럼 보이기도 했는데, 그 경우 그 궤적은 너무 짧아서 거의 길이가 없어 보였으며, 마치 평범한 고정된 별이 밝아졌다가 다시 급속히 사라지는 것처럼 보였습니다. 가끔은 유성이 지나간 후에도 밝은 궤적이 몇 분 동안 남아 있기도 했지만, 이 유성우의 대부분의 궤적들은 순식간에 사라졌습니다. 몇 천 개의 유성이 관측되었는지 말하기는 불가능하지만, 그중 하나하나가 평범한 밤이라도 감탄을 자아낼 만큼 밝았습니다.

옆의 그림(그림 77)은 이 유성우의 유성들이 한 점에서 어떻게 방사형으로 퍼져 나가는지를 보여줍니다. 이 모든 유성들이 동시에 보였다고 생각해서는 안 됩니다. 유성우를 관측하는 사람은 유성들이 나타나는 하늘의 해당 부분에 대한 지도를 가지고 있습니다. 그런 다음 특정 유성에 주의를 기울여 그 주변의 고정된 별들을 기준으로 그 유성의 궤적을 세심하게 관찰합니다. 그리고 그 유성이 움직인 방향에 지도 위에 선을 그립니다. 이와 같은 관측을 유성우에 속하는 다른 여러 유성들에 대해서도 반복하면, 그들의 궤적들이 거의 모두 그림의 특정 점이나 영역에서 비롯된다는 것을 알 수 있습니다. 물론 예외적인 경우도 있지만, 대부분의 유성들은 이 법칙을 따릅니다. 처음 보면 마치 모든 유성들이…

실제로는 이 지점에서 방출되는 것처럼 보이지만, 잠시 생각해보면 실제 움직임과 겉으로 보이는 움직임이 다른 경우라는 것을 알 수 있습니다. 만약 이 유성들이 분산되는 특정 지점이 실제로 존재한다면, 지구의 서로 다른 곳에서 그 지점은 고정된 별들을 기준으로 서로 다른 위치에 있어야 합니다. 하지만 실제로는 그렇지 않습니다. 이 지점을 ‘방사점’이라고 하는데, 유성우가 보이는 어떤 위치에서든 하늘의 같은 부분에서 그 방사점을 볼 수 있습니다.

그림 77 — 유성의 방사점
따라서 우리는 원근법이 제공하는 간단한 설명을 받아들일 수밖에 없습니다. 이 학문의 원리를 아는 사람들은, 물체에 있는 여러 평행선들을 그림으로 표현할 때 그 선들이 모두 같은 지점을 통과하도록 해야 한다는 것을 알고 있습니다.

그림의 평면상의 한 점입니다. 우리가 유성을 바라볼 때, 그것들의 궤적이 하늘의 표면에 투영된 모습을 보게 됩니다. 그 궤적들이 같은 점을 지난다는 사실로부터, 같은 유성우에 속하는 유성들은 평행한 선을 따라 움직인다고 추론할 수 있습니다.

이제 우리는 유성들이 실제로 어떤 방향으로 움직이는지 알아낼 수 있습니다. 왜냐하면 관찰자의 눈에서 광원점까지 그어진 선이 바로 그 방향과 평행해야 하기 때문입니다. 물론 이는 모든 공간에서 같은 유성우의 유성들이 평행한 선을 따라 움직인다는 의미는 아닙니다. 우리가 그들을 볼 수 있는 짧은 시간 동안에는 각 유성의 움직임이 거의 직선 형태를 띠며, 이 모든 직선들이 서로 평행하다는 것뿐입니다.

1883년, 레오니드 유성우는 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 위치에 도달한 후 다시 돌아오기 시작했습니다. 매년 지구는 이 유성들의 궤도를 지나갔지만, 유성우는 나타나지 않았으며 특별한 유성 현상도 관측되지 않았습니다. 해마다 유성들은 그 결정적인 지점에 점점 더 가까워졌고, 1899년에는 그 유성군이 지구의 궤도 위로 들어왔습니다. 그 해에는 엄청난 유성우가 나타날 것으로 예상되었지만, 실제 결과는 기대에 훨씬 못 미쳤습니다. 이 유성군의 길이는 너무나 길어서, 그 거대한 유성들이 지구의 궤도와 겹치는 부분을 지나는 데 1년 이상이 걸립니다. 따라서 유성들은 지구를 벗어날 수 없습니다. 아마도 유성군이 이 지역에 도달하기 시작할 때쯤이면 지구는 이미 그 궤도의 해당 부분을 지나간 후일 것이며, 지구가 다시 그 자리로 돌아오려면 1년이 더 걸릴 것입니다. 유성군의 앞쪽에 위치한 유성들은 그러므로 지구의 영향을 피할 수 있겠지만, 뒤쪽에 있는 유성들은 그렇게 운이 좋지 않아 지구에 의해 삼켜질 것입니다. 때로는 연속된 두 해에 걸쳐 유성들이 관측되기도 합니다. 만약 한 해에 지구가 유성군의 앞부분을 지나간다면, 유성군의 길이가 너무 길어서 지구는 6억 마일에 달하는 궤도를 한 바퀴 돌고 나서야 다시 그 결정적인 지점을 통과하게 됩니다.

지나갔습니다. 역사에는 연속된 두 해의 11월에 레오니드 유성우가 엄청난 규모로 나타났던 기록들이 있습니다.

지구가 33년마다 수많은 레오니드 유성들을 삼켜버리기 때문에, 그 총수는 점점 줄어들 수밖에 없습니다. 앞으로도 이러한 상황으로 인해 유성우의 밝기는 분명히 영향을 받게 될 것입니다. 유성우가 항상 지금처럼 밝을 수는 없습니다. 또한 유성우의 형태가 점차 변화하고 있다는 점도 주목할 만합니다. 유성우를 구성하는 각 유성은 태양 주위를 자신만의 타원 궤도로 움직이며, 다른 유성들과는 전혀 독립적입니다. 따라서 각 유성은 자신이 공전하는 타원의 길이에 따라 고유한 공전 주기를 가집니다. 만약 두 유성의 타원 길이가 정확히 같다면 같은 시간 안에 태양 주위를 한 바퀴 돌 수 있지만, 그렇지 않으면 그렇지 못합니다. 이러한 타원들의 길이는 수억 마일에 달하기 때문에 모두가 완전히 같을 수는 없습니다. 여기서 유성우의 성격이 점차 변화하는 원인을 찾아볼 수 있습니다. 예를 들어, 유성 A와 B가 있다고 가정해 봅시다. A는 33년 만에 한 바퀴를 도는 반면, B는 34년이 걸립니다. 둘이 함께 출발한다면, A가 첫 바퀴를 도는 동안 B는 1년 뒤처져 있을 것이고, 다음에는 2년 뒤처지게 되며, 이런 식으로 계속됩니다. 이는 마치 장거리 경주를 시작하는 여러 소년들의 경우와 매우 유사합니다. 처음에는 모두 한 무리로 출발하지만, 처음 한두 바퀴 정도는 비교적 가까운 거리를 유지할 수도 있습니다. 하지만 점차 빠른 선수들은 앞으로 나가고 느린 선수들은 뒤처지면서 무리의 형태가 길어집니다. 경주가 계속되면서 무리는 전체 코스에 흩어지게 되고, 어쩌면 가장 앞에 있던 선수가 가장 뒤에 있던 선수를 추월할 수도 있습니다. 이것이 앞으로의 11월 유성우의 운명인 것 같습니다. 시간이 지나면서 유성우는 이 거대한 궤도 전체에 흩어지게 될 것이며, 더 이상 33년마다 놀라운 유성우가 관측되지는 않을 것입니다.

1866년 11월의 유성우와 관련하여 아담스 교수는 수학 천문학 분야에서 매우 흥미롭고 아름다운 발견을 했습니다. 우리는 레오니드 유성들이 반드시 특정 궤도를 따라 움직여야 한다는 것을 알았습니다.

타원형 궤도를 따라 이동하며 33년마다 다시 돌아오지만, 망원경으로는 그들의 움직임을 추적할 수 없습니다. 우리가 관측을 통해 알 수 있는 것은 그들이 나타나는 날짜, 그들이 방출되는 천체상의 위치, 그리고 33년마다 반복되는 큰 주기뿐입니다. 이러한 여러 사실들을 종합하면 유성들이 움직이는 타원궤도를 결정할 수 있습니다. 물론 정확하게는 아닙니다. 사실들만으로는 그렇게까지 파악할 수 없으며, 단지 그 타원궤도가 가능한 다섯 가지 궤도 중 하나일 뿐이라는 것만 알 수 있습니다. 이 다섯 가지 가능한 궤도는 첫째, 현재 우리가 알고 있는 유성들이 공전하는 거대한 타원궤도로, 한 바퀴를 도는 데 33년이 걸립니다. 둘째, 지구의 궤도보다 약간 더 큰 거의 원형에 가까운 궤도로, 유성들은 1년보다 약간 더 긴 시간 동안 이 궤도를 따라 이동합니다. 세 번째는 1년보다 약간 짧은 시간이 걸리는 비슷한 궤도입니다. 네 번째와 다섯 번째는 지구의 궤도 안에 위치한 작은 타원궤도들입니다. 미국 뉴헤이븐의 뉴턴 교수는 관측된 사실들이 이러한 궤도들 중 어느 하나를 따라 움직일 때만 설명될 수 있으며, 다른 가설로는 설명될 수 없음을 명확히 보여주었습니다. 문제는 이 궤도들 중 어느 것이 진짜인지를 알아내는 것이었습니다. 뉴턴 교수 자신이 이 문제를 해결할 수 있는 방법을 제안했습니다. 그가 제안한 검증 방법은 다소 복잡했는데, 왜냐하면 그것은 궤도 변화 이론에서의 복잡한 계산들을 포함했기 때문입니다. 다행히도 아담스 교수가 이 연구를 맡아 성공적으로 수행함으로써 레오니드 유성우의 궤도가 완전히 밝혀졌습니다.

고대 기록을 조사해보니, 대규모 레오니드 유성우가 나타나는 날짜는 점차적이고 지속적으로 변화하는 것으로 나타났습니다. 뉴턴 교수는 이 변화의 주기를 70년에 한 번으로 결정했습니다. 그러므로 유성들의 궤도가 지구의 궤도와 교차하는 지점도 고정되어 있지 않으며, 매번 돌아올 때마다 지구가 이동하는 방향으로 약 반도 정도 더 앞쪽에서 교차한다는 것입니다. 따라서 유성들이 공전하는 궤도도 변화하고 있으며, 한 바퀴를 돌 때의 궤도는 다음 바퀴 때와 약간씩 다릅니다. 하지만 이러한 변화들은 같은 방향으로 진행되기 때문에 점차적으로 특정한 형태에 도달할 수 있습니다.

상당한 크기의 차이가 존재하며, 수 세기에 걸쳐 유성들의 궤도에서 일어나는 변화의 양은 그림 78에 나타난 두 개의 타원을 통해 추정할 수 있다.
그림 78 — 레오니드 유성우의 역사.
실선은 서기 126년时的 궤도를 나타내고, 점선은 현재의 궤도를 나타낸다.
이러한 명백한 궤도 변화는 천문학자들이 앞서 언급한 ‘외란’ 때문이라고 본다. 이 천체들의 타원형 운동은 분명히 태양의 영향 때문이며, 만약 오직 태양의 힘만 작용한다면 궤도는 전혀 변하지 않을 것이다. 따라서 이러한 타원 궤도의 점진적인 변화 속에서는 행성들의 인력의 영향이 나타나는 것이다. 유성들이 큰 궤도를 따라 움직인다면, 이러한 궤도 변화는 목성, 토성, 천왕성, 지구와 같은 행성들의 인력 때문일 것이다. 반면 유성들이 더 작은 궤도를 따른다면, 충분히 가까이 있으면서도 충분한 질량을 가진 행성들의 영향일 것이다.

이들에 대해 합리적으로 행동한다면 그 대상은 지구, 금성, 목성일 것입니다. 여기서 우리는 계산을 통해 이 문제를 어떻게 해결할 수 있는지 알 수 있습니다. 궤도에 대한 다섯 가지 서로 다른 가정 하에서 각 행성의 인력이 어떤 효과를 낼 수 있는지 계산하는 것은 어렵지만 불가능한 일은 아닙니다. 이것이 바로 아담스가 한 일입니다. 그는 유성들이 큰 궤도를 따라 움직인다면 목성의 인력이 관측된 변화량의 3분의 2를 설명해주며, 나머지 3분의 1은 토성의 영향에 의한 것이고 여기에 천왕성의 약간의 영향이 더해진다는 것을 발견했습니다. 이러한 계산을 통해 큰 궤도가 가능한 궤도임이 드러났습니다. 아담스 교수는 또한 유성들이 네 개의 작은 타원 궤도 중 어느 것을 따라 회전할 경우 그 궤도상에서 생길 수 있는 위치 변화량도 계산했습니다. 이 연구는 매우 힘든 작업이었지만 그 결과는 그 노력에 충분히 보답해 주었습니다. 작은 타원 궤도의 경우에는 관측된 값의 절반에도 미치지 못하는 위치 변화량을 얻는 것조차 불가능하다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 이 네 가지 궤도는 배제되어야 합니다. 이로써 유성들이 큰 궤도를 따라 회전한다는 것이 완전히 증명되었습니다.

각 회전 과정에서의 움직임은 케플러의 법칙에 의해 결정됩니다. 유성이 태양으로부터 가장 멀리 떨어진 지점에 있을 때 그 속도는 가장 낮아서 초당 1마일보다 조금 많은 정도에 불과합니다. 태양에 가까워질수록 속도는 점차 증가하여, 유성이 지구의 궤도를 지날 때에는 초당 26마일 이상의 속도를 가집니다. 지구는 거의 반대 방향으로 초당 18마일의 속도로 움직이므로, 만약 유성이 우연히 지구의 대기권에 부딪힌다면 그 속도는 거의 초당 44마일에 달하는 엄청난 속도가 됩니다. 충돌을 피한다면 유성은 점차 속도가 줄어가며 다시 전진을 계속하게 되며, 한 바퀴를 도는 데에는 33년 4분의 1이라는 시간이 걸립니다.

레오니드 유성군을 구성하는 수많은 유성들은 길이에 비해 너비가 매우 작은 거대한 흐름 형태로 배열되어 있습니다. 궤도를 길이가 7피트인 타원으로 나타낸다면, 유성 흐름은 가장 가는 재봉실 실크 실로 표현될 수 있습니다.

길이는 약 1피트 반에서 2피트 정도로, 궤도를 따라 기어가듯 이동한다.[34] 이 유성류의 크기는 그 너비조차 10만 마일 이하일 수 없다는 점을 고려하면 추정할 수 있다. 길이는 그 속도가 초당 약 26마일임에도 불구하고, 이 유성류가 지구의 궤도와 교차하는 지점을 통과하는 데 약 2년이 걸린다는 사실을 통해 추정할 수 있다. 1866년 11월 13일과 14일 사이의 그 기억에 남는 밤에, 지구는 이 유성류의 시작 부분 근처로 빠져들었으며, 5시간 후에야 반대편으로 나왔다. 그 시간 동안 지구의 앞쪽 반구에는 유럽, 아시아, 아프리카 대륙들이 있었기 때문에, 엄청난 유성우는 구세계에서 관측되었다. 12개월 후 지구가 같은 위치로 돌아왔을 때도, 그 유성류는 아직 완전히 지나가지 않았고, 지구는 다시 한 번 그 안으로 빠져들었다. 이번에는 아메리카 대륙이 앞쪽에 있었기 때문에, 1867년의 유성우는 그곳에서 관측되었다. 다음 해에도 그 유성류는 아직 완전히 지나가지 않았으며, 그 이후로도 매년 지구가 이 유성들의 궤도를 지날 때마다 그 경로를 따라 몇 개의 유성들이 관측되곤 했다.

이 도표는 또한, 이 유성들이 어떻게 태양계에 들어오게 되었는지를 설명하기 위해 르 베리에의 권위를 바탕으로 제시된 흥미로운 가설을 보여주기 위해 만들어졌다. 이 유성들이 공전하는 궤도는 목성, 토성, 화성의 궤도와는 교차하지 않지만, 천왕성의 궤도와는 교차한다. 때때로 천왕성이 그 궤도상의 그 지점을 지나가는 순간에 유성들이 그곳에 도착하는 경우가 있을 것이다. 르 베리에는 서기 126년에 그러한 일이 있었음을 증명했지만, 그 이후로는 그런 일이 일어나지 않았다. 이로써 우리는 유성들이 그 해에 우리 태양계에 들어왔다는 매우 놀라운 사실에 대한 단서를 얻은 셈이다. 1899년에 또다시 그러한 엄청난 유성우가 나타날 것이라는 기대는 널리 퍼져 있었지만, 실제로는 그렇게 되지 않았으며, 평범한 유성들만 몇 개 관측되었을 뿐이다.

8월에 나타나는 유성들의 궤도가 포물선이라고 가정하고, 스키아파렐리는 이 궤도의 크기와 공간상의 위치를 계산해냈다.

그가 이를 계산해 보니, 그 궤도가 1862년 여름에 나타났던 한 혜성의 궤도와 모든 면에서 일치한다는 것을 알아차렸습니다. 이는 단순한 우연일 리가 없었습니다. 혜성이 움직이는 평면은 유성들이 움직이는 평면과 정확히 일치했으며, 궤도의 축 방향도 마찬가지였습니다. 움직임의 방향도 같았고, 태양으로부터 궤도까지의 최소 거리도 두 경우 모두 동일했습니다. 이는 혜성과 유성 무리 사이에 어떤 심오한 물리적 연관성이 있음을 증명하는 것이었습니다. 이를 뒷받침하는 또 다른 증거는 곧 이어 제공되었는데, 르 베리에가 11월에 나타난 유성들의 궤도를 계산한 결과, 그 궤도가 1866년 1월에 근일점을 지나간 혜성의 궤도와 정확히 일치한다는 것이 밝혀졌기 때문입니다. 그 혜성의 공전 주기는 33년 2개월로 나타났습니다.

레오니다 유성우 중에는 금성보다도 밝은 불덩이들이 가끔 나타나는데, 그 크기는 달의 절반에 달하기도 합니다. 이러한 불덩이들은 번개처럼 섬광을 내며 나타나고, 1분에서 1시간 이상 지속되는 궤적을 남깁니다. 하지만 대부분의 유성들은 2등급, 3등급, 4등급 별 정도의 밝기에 불과합니다. 유성이 내는 빛의 양은 그 질량과 속도에 따라 결정되므로, 이러한 유성들의 실제 무게에 대해 어느 정도 추측할 수 있습니다. 대부분의 유성들은 1/4온스에도 미치지 못하는 무게를 가진 것으로 보이며, 실제로는 많은 유성들이 1그레인의 무게도 갖지 않을 가능성이 높습니다. 하지만 우리는 혜성이 아마도 매우 희박한 기체로 둘러싸인 작은 입자들의 무리에 불과하다는 것을 알고 있습니다. 또한 혜성의 물질들은 시간이 지남에 따라 우주 공간에 점차 흩어진다는 것도 알고 있습니다. 이제 우리는 혜성이 어떻게 분해되는지, 그리고 그 입자들이 어떻게 되었는지에 대한 놀라운 이야기를 들려드릴 차례입니다.

1872년 11월 27일 밤에는 엄청난 유성우가 발생했습니다. 이번 유성우는 안드로메다자리의 한 발광점에서 퍼져나갔습니다. 관람 측면에서 보면 이 유성우는 1866년의 환상적인 유성우에 비해 못 미쳤지만, 과학적으로 어느 쪽 유성우가 더 중요한지 판단하기는 어렵습니다.

지구가 비엘라 혜성의 궤도를 가로지르는 바로 그 순간에 안드로메다 유성우(이 유성우의 이름입니다)와 마주치게 된 것은 분명히 놀라운 우연입니다. 우리는 안드로메다 유성들이 대기권으로 떨어질 때 오는 방향을 관측해왔으며, 비엘라 혜성이 지구의 궤도를 지날 때의 이동 방향도 알아낼 수 있습니다. 그 결과 혜성이 움직이는 방향과 유성들이 움직이는 방향이 동일하다는 것을 발견했습니다. 이것 자체만으로도 혜성과 유성들이 서로 연관되어 있다는 강력하고 거의 반박할 수 없는 증거가 됩니다. 하지만 여기서 끝이 아닙니다. 18세기부터 이 유성우에 대한 관측 기록이 있으며, 그 출현 시기가 12월 6일이나 7일에서 11월 말로 변화해온 것을 확인할 수 있습니다. 이는 지구의 궤도와 비엘라 혜성의 궤도가 만나는 지점의 역행 운동과 정확히 일치합니다. 이 혜성은 1772년에도, 1805년과 1806년에도 관측되었으며, 7년 주기로 다시 돌아온다는 사실은 그 후에야 밝혀졌습니다. 1826년에 비엘라에 의해 발견되었고, 1832년에도 다시 관측되었습니다. 1846년에는 한 개의 혜성 대신 두 개의 혜성이 있다는 사실이 알려져 천문학계에 충격을 주었으며, 1852년에 다시 두 개의 혜성 조각이 관측되었습니다. 1859년에는 지구와의 위치 관계상 비엘라 혜성을 볼 수 없었습니다. 1865년과 1866년에도 혜성이 돌아올 시기였지만 그 흔적은 전혀 보이지 않았으며, 그 이후로도 다시는 관측된 적이 없습니다. 따라서 1872년 가을이 비엘라 혜성이 다시 돌아올 때가 되었던 것으로 보이며, 그래서 안드로메다 유성우가 발생한 시기도 비엘라 혜성이 실제로 돌아올 예정이던 시기와 일치합니다. 유성들이 혜성 자체의 일부는 아니더라도 어쨌든 혜성과 매우 밀접하게 연관되어 있다는 결론을 내릴 수밖에 없습니다. 이 유성우는 클링커푸스 교수가 마드라스에 있는 포그슨 씨에게 보낸 전보로도 기억됩니다. 그 전보의 내용은 다음과 같았습니다: “비엘라 혜성이 27일에 지구에 접근했습니다. 센타우루스자리 세타 근처를 찾아보세요.” 포그슨은 실제로 혜성을 찾아냈지만, 안타깝게도 악천후로 인해 단 두 밤 동안만 관측할 수 있었습니다. 행성이나 혜성의 궤도를 파악하려면 세 번의 관측이 필요하기 때문에, 포그슨이 관측한 혜성의 궤도를 계산하는 것은 불가능합니다. 하지만 그 혜성이 비엘라 혜성의 두 구성 요소 중 어느 것과도 동일할 가능성은 거의 없어 보입니다.

혜성이었을 가능성도 있습니다. 하지만 실제로는 비엘라 혜성과 그 유성들과 같은 궤도를 따라 움직이던 혜성이었을 가능성이 높습니다.

비엘라 유성우가 다시 나타난 것은 1885년이었으며, 이때까지 1872년부터 유성군이 두 번 완전히 공전할 시간이 있었습니다. 1885년 11월 27일에 일어난 유성우는 매우 장관이었습니다. 뉴턴 교수는 유성우가 가장 심했을 때 시간당 75,000개의 속도로 나타났다고 추정했습니다. 1892년에도 혜성은 다시 근일점으로 돌아왔어야 했지만, 그 해 11월 27일에는 유성우가 보이지 않았으며, 같은 발산점에서 11월 23일에는 많은 유성들이 관측되었습니다. 유성들의 궤도와 지구의 궤도가 만나는 지점의 변화는, 이 4일의 차이로 인해 발생하는 것으로, 브레디친은 이것이 목성이 유성군의 움직임에 미치는 영향 때문이라고 판단했습니다.

주목할 만한 점은, 이러한 거대한 유성우들이 지구 표면에 도달하는 운석을 한 번도 내보낸 적이 없다는 것입니다. 수많은 레오니드 유성우, 페르세이드 유성우, 안드로메다 유성우 중에서 단 하나의 운석도 포획되어 식별된 적이 없습니다.[35] 우리가 운석이라고 부르는, 하늘에서 지구로 떨어지는 물체들은 우리가 아는 한 이러한 거대한 유성우들에서 비롯된 것 같지 않습니다. 사실, 그것들은 주기적으로 나타나는 유성들과는 전혀 다른 기원을 가질 수도 있습니다.

흥미로운 점은, 운석이 천체에서 유래했다는 믿음이 현대에 들어서야 생겨났다는 것입니다. 고대에도 분명히 하늘에서 지구로 떨어진 놀라운 돌들에 대한 소문들이 있었지만, 이러한 보고들은 별로 신뢰받지 못했습니다. 100년 전에는 이러한 이야기들이 완전한 허구로 여겨졌지만, 이에 대한 증거들은 많이 있었습니다. 목격자들은 그 돌들이 떨어지는 것을 직접 봤다고 주장했습니다. 그 물체들 자체도 주변의 다른 물체들과는 달랐으며, 심지어 그러한 천체들로 인해 사람들이 죽은 사례들도 있었습니다.

분명히 이러한 관측들은 대체로 무지하고 문맹인 사람들에 의해 이루어졌습니다. 기록의 진실된 부분들은 상상된 내용들과 섞여 있었습니다.

게다가, 신중한 사람들은 그러한 물체들이 정말로 하늘에서 떨어졌다는 주장을 받아들이려 하지 않았습니다. 오늘날에도 이런 문제들에 대한 정확한 증언을 얻는 것은 매우 어렵습니다. 예를 들어, 한 힌두교도가 정글에서 운석이 떨어지는 것을 목격했습니다. 그 돌은 분명히 운석이었으며, 목격자도 사건의 세부 사항에 대해 심문을 받았지만, 엄청난 소음과 자신이 간신히 살아남았다는 위험 때문에 거의 아무것도 말할 수 없었습니다. 하지만 그는 운석이 땅에 떨어지기 전까지 두 시간 동안 정글을 가로질러 자신을 쫓아왔다고 확신했습니다!

1794년, 클라드니는 여행가 팔라스가 시베리아에서 발견한 엄청난 양의 철에 대한 보고서를 발표했습니다. 그때서야 처음으로 이 물체와 비슷한 다른 물체들도 반드시 우주에서 온 것임이 인정되었습니다. 하지만 클라드니의 명성과 그가 제시한 근거들조차도 모든 사람들의 동의를 얻지는 못했습니다. 얼마 후 런던에서 56파운드나 되는 돌이 전시되었는데, 몇몇 목격자들은 1795년 요크셔의 월드 코티지에서 그 돌이 떨어지는 것을 본다고 주장했습니다. 이 돌은 이후 우리나라의 국립 컬렉션에 보관되었으며, 현재는 사우스 켄싱턴에 있는 자연사 박물관에서 볼 수 있습니다. 그 후로도 다른 곳에서도 증거들이 계속해서 나타났습니다. 이탈리아와 베나레스에서 발견된 돌들도 요크셔의 돌과 성분이 같다는 것이 밝혀졌습니다. 이러한 물체들이 우주에서 온 것이라고 의심했던 사람들의 회의론은 점차 사라지기 시작했습니다. 1802년에는 하워드가 “철학적 회보”에 베나레스 운석에 관한 상세한 보고서를 발표했으며, 마치 그 증거를 더욱 확실히 하려는 듯이 다음 해 노르망디의 라이글에서 대규모 운석우가 발생했습니다. 프랑스 학술원은 물리학자 비오를 그 지역으로 보내 이 기억에 남는 운석우에 대한 상세한 조사를 하도록 했습니다. 그의 조사를 통해 모든 의심의 여지가 없어졌고, 그 결과 운석들은 지질학의 영역에서 천문학의 영역으로 넘어갔습니다. 운석들이 우주에서 온 것임이 인정된 것은 바로 최초의 소행성들이 발견된 시기와 동시였다는 점에 주목할 필요가 있습니다. 이러한 경우들 모두에서 태양계에 대한 우리의 지식은 새로운 정보들 덕분에 확장되어 왔습니다.

아주 작은 크기를 가졌음에도 불구하고 그 안에는 수많은 정보가 담겨 있는 수많은 미세한 물체들이 있다.

암석이 낙하할 가능성이 인정된다면, 우리는 고대 기록들을 살펴보고, 오랜 세월 동안 제대로 평가받지 못했던 그 가치를 인정해 줄 수 있다. 역사적 정확성이라는 측면에서 가장 신빙성이 높은 암석 낙하 사례는 아마도 리비우스가 기록한 것으로, 기원전 654년경 로마 근처의 알반 산에서 일어난 사건일 것이다. 현대의 사례 중에서는 매우 명확하게 입증된 사례도 있는데, 그것은 1492년 알자스 지방의 엔지스하임에서 일어난 사건이다. 막시밀리안 황제는 이 사건에 대한 상세한 기록을 작성하여 그 암석과 함께 교회에 보관하도록 명령했다. 그 암석은 3세기 동안 교회에 걸려 있었으나, 프랑스 혁명 때 콜마르로 옮겨졌고, 그곳에서 여러 조각으로 부서졌다. 그중 하나는 현재 우리나라의 국립 소장품으로 보관되어 있다. 다행히도 이 흥미로운 유물은 다시 엔지스하임의 교회 원래 자리로 돌아왔으며, 오늘날에도 관광객들이 구경하기 위해 찾는 명소가 되고 있다. 그 사건에 대한 기록은 다음과 같다. “주님의 해 1492년, 11월 7일 성 마르틴의 날 전날 수요일, 11시경부터 정오까지 큰 천둥소리와 혼란스러운 소음이 들렸으며, 그 소리는 멀리서도 들릴 정도였다. 그리고 엔지스하임 지역 상공에서 무게가 260파운드나 되는 암석이 떨어졌다. 다른 곳에서는 이곳보다 훨씬 더 큰 소음이 들렸다. 그 후 한 소년이 그 암석이 라인강과 일강 근처의 밭에 떨어지는 것을 보았는데, 그 밭에는 밀이 심어져 있었다. 암석은 그곳에 구멍만 남긴 채 아무런 피해를 주지 않았다. 그 후 사람들은 그 암석을 그 자리에서 옮겼고, 그 암석은 여러 조각으로 부서졌다. 그러나 지방 통치자는 그 조각들을 가져가는 것을 금지했다. 그래서 사람들은 그 암석을 기적의 증거로 교회에 보관하기로 했다. 그곳에는 많은 사람들이 그 암석을 보러 왔으며, 그 암석에 대한 많은 이야기들이 오갔다. 학자들은 그 암석이 무엇인지 모른다고 말했는데, 그렇게 큰 암석이 하늘에서 떨어지는 것은 자연의 법칙을 벗어난 일이기 때문이라고 했다.”

그것은 하나님의 기적이었습니다. 그 이전에는 그와 같은 것을 듣거나 보거나 기록한 적이 전혀 없었기 때문입니다. 사람들이 그 돌을 발견했을 때, 그 돌은 땅속으로 인간 키의 절반 정도까지 파고들어 있었습니다. 모두들 그것이 발견되는 것이 하나님의 뜻이라고 해석했습니다. 그 돌에서 나는 소리는 루체른, 필링겐을 비롯한 여러 곳에서 들렸으며, 그 소리가 너무 커서 사람들은 집들이 무너진 줄 알았습니다. 같은 해 성 카타리나 축일 다음 주 월요일에 막시밀리안 왕이 그곳에 있었기 때문에, 그분은 땅에 떨어진 그 돌을 성으로 가져오라고 명령했습니다. 귀족들과 오랫동안 그 돌에 대해 이야기한 후, 그분은 엔지스하임의 사람들이 그 돌을 가져다가 교회에 걸어두고, 누구도 그 돌에서 무언가를 가져가지 못하도록 하라고 말했습니다. 하지만 그분은 그 돌의 조각 두 개를 가져가서 하나는 자신이 간직하고 다른 하나는 오스트리아의 지기스문트 공작에게 보냈습니다. 그 돌은 성가대석에 걸려 있으며, 지금도 그곳에 있습니다. 많은 사람들이 그 돌을 보러 왔습니다.

우주에서 온 운석이라는 사실을 인정한다면, 우리는 분명히 그것에 큰 관심을 기울여야 합니다. 운석은 우리 행성 밖의 천체들이 어떤 재질로 구성되어 있는지 알아낼 수 있는 유일한 직접적인 방법을 제공해 줍니다. 우리는 운석을 손에 들고 분석하여 그것이 어떤 원소들로 구성되어 있는지 알아낼 수 있습니다. 운석의 구조에 대해 너무 상세하게 설명하려 하지는 않겠습니다. 그것은 천문학자들보다는 화학자들과 광물학자들이 고민해야 할 문제입니다. 우리는 그 운석들의 가장 두드러진 특징들만을 살펴보면 됩니다. 그것들은 이러한 천체들의 가능한 기원에 대해 논의하는 데 있어서 예비적인 정보가 될 것입니다.

사우스 켄싱턴에 있는 자연사 박물관에서는 훌륭한 운석 컬렉션을 볼 수 있습니다. 그 운석들은 전 세계 각지에서 모아진 것으로, 바늘머리보다 조금 큰 것부터 수백 파운드나 되는 거대한 덩어리에 이르기까지 크기가 다양합니다. 또한 원본들이 다른 박물관들에 흩어져 있는 유명한 운석들의 모형들도 있습니다.

많은 운석들은 겉모습상 특별할 것이 전혀 없다. 만약 해변에서 그런 운석을 발견한다 해도, 다른 돌들과 마찬가지로 별다른 주의를 기울이지 않고 그냥 지나칠 뿐이다. 하지만 운석을 손에 넣을 수만 있다면, 그것이 우리에게 얼마나 많은 이야기를 해줄 수 있을까! 그 운석은 어디서 떨어졌으며, 하늘에서 떨어지는 모습도 목격되었지만, 그 이전에는 어떤 궤적을 따라 움직였을까? 100년 전, 1,000년 전에는 어디에 있었을까? 어떤 우주 공간을 거쳐 왔을까? 왜 이전에는 결코 떨어지지 않았으며, 왜 이제야 떨어진 것일까? 이처럼 우리는 이 매우 흥미로운 천체들에 대해 생각할 때마다 여러 가지 질문들이 떠오른다. 이 중 일부 운석들은 매우 특징적인 재료로 구성되어 있다. 예를 들어, 최근에 발견된 ‘로튼 시더라이트’가 있다. 이 운석은 일반적인 암석 운석들과는 매우 다르다. 우연히 지나가는 사람조차도 이를 그냥 지나치지 못할 정도다. 그 엄청난 무게도 주목을 끌며, 파일로 긁거나 문지르면 거의 순수한 철로 보인다. 이 철 조각이 지구로 떨어진 상황은 알려져 있다. 1876년 4월 20일 오후 3시 40분경, 레킨 북쪽 8~10마일 떨어진 슈롭셔 지역의 마을들 사이에서 이상한 윙윙거리는 소리가 들리더니 갑작스러운 폭발이 일어났다. 이 사건이 발생한 약 한 시간 후, 한 농부는 자신의 목초지 중 한 곳의 땅이 파헤쳐진 것을 발견했다. 그는 운석이 만든 구멍을 파보니, 표면 아래 약 18인치 깊이에서 아직 따뜻한 상태의 운석을 발견했다. 그리 멀지 않은 곳에서 일하던 사람들도 운석이 떨어지는 소리를 들었다. 이 놀라운 운석의 무게는 7-3/4파운드이다. 이것은 불규칙한 모양의 철 덩어리이지만, 공기 중을 날아오는 동안 모든 가장자리가 둥글어진 것으로 보인다. 지면에 처음 부딪힌 부분을 제외하고는 철의 자성 산화물로 이루어진 두꺼운 검은색 층으로 덮여 있다. 이 운석이 떨어진 곳의 주인인 클리블랜드 공작은 이를 앞서 언급한 우리나라의 연구기관에 기증했으며, 그곳에서 ‘로튼 시더라이트’라는 이름으로 이 놀라운 천체에 관심 있는 모든 사람들의 주목을 받고 있다.

이 시더라이트는 뚜렷한 금속적 특성 때문에 특히 흥미롭습니다. 이러한 유형의 천체가 떨어지는 경우는 암석 운석에 비해 그다지 자주 일어나지 않습니다. 실제로, 운석으로서의 철이 실제로 떨어지는 모습이 목격된 사례는 극히 드물며, 반면 암석 운석이 떨어지는 모습은 수십 개, 수백 개에 달합니다. 이로부터 철 운석은 암석 운석에 비해 훨씬 드물다고 할 수 있습니다. 하지만 박물관을 방문하는 사람들은 그런 인상을 받지 않을 가능성이 높습니다. 그곳의 방대한 컬렉션에서는 운석으로서의 철이 단연 가장 눈에 띄는 물건들입니다. 그 이유는 설명하기 어렵지 않습니다. 그 거대한 철 덩어리들은 의심할 여지 없이 운석입니다. 하지만 그 중 대부분은 결코 떨어지는 모습이 목격된 적이 없으며, 오직 운석임을 분명히 나타내는 상황에서 발견되었을 뿐입니다. 예를 들어, 시베리아나 중앙아메리카의 평원에서 여행자가 땅 위에 놓인 금속성 철 덩어리를 발견한다면, 이러한 현상을 어떻게 설명할 수 있을까요? 아무도 그곳에 철을 가져다놓은 적이 없으며, 수백 마일 주변에도 철이 없습니다. 인간이 그 물체를 만든 것도 아니며, 그 철은 알려진 운석들에서 항상 관찰되는 방식으로 니켈과 합금된 상태로 발견됩니다. 이는 운석 출신임을 나타내는 확실한 증거로 간주됩니다. 또한, 철은 지구 대기 중에서 부식되기 때문에 그 거대한 철 덩어리가 오랫동안 그 자리에 있었을 리가 없습니다. 분명 언젠가는 하늘에서 떨어져 내렸을 것입니다. 같은 평원에는 수백 개, 수천 개의 암석 운석들도 떨어졌지만, 그것들은 시간이 지나면서 부서져 버리며, 어쨌든 철 운석처럼 여행자의 주목을 끌지는 못합니다. 따라서 암석 운석이 훨씬 더 자주 떨어지는 것처럼 보이지만, 실제로 떨어지는 순간을 목격하지 않는 한 운석으로서의 철보다 더 쉽게 간과될 수 있습니다. 바로 이 때문에 영국 컬렉션에서 가장 눈에 띄는 물건들은 운석으로서의 철들인 것입니다.

로우턴 시더라이트가 지면에 떨어질 때 소음이 동반되었다고 했으며, 엔시스하임에 운석이 떨어졌을 때 큰 폭발이 일어났다는 기록도 있습니다. 이것이 바로 이 현상의 특징적인 점입니다. 관측된 거의 모든 운석의 낙하 과정에서 폭발이 선행된 것으로 보입니다. 하지만 이것이 반드시 일관된 특징은 아니며, 운석이 폭발해도 수집된 고체 파편이 전혀 없는 경우도 많습니다. 부쓰라 운석은 이러한 현상의 극단적인 예를 보여줍니다. 이 운석은 1861년 인도에 떨어졌으며, 큰 폭발음이 들렸고, 3~4마일 떨어진 곳에서도 여러 개의 돌 조각들이 발견되었습니다. 이 조각들을 모아보니 서로 맞아떨어져 운석의 원래 모양을 재구성할 수 있었습니다. 몇몇 조각은 사라졌지만(아마도 발견되지 않은 채 어딘가로 떨어져 버린 것으로 보임), 폭발로 인해 조각나기 전의 운석의 불규칙한 모양을 충분히 파악할 수 있을 만큼 많은 조각들이 수집되었습니다. 이것은 일반적인 암석형 운석 중 하나로, 방금 살펴본 로우턴 시더라이트와는 대조적입니다. 운석에는 다른 종류도 있습니다. ‘브라이텐바흐 철운석’이라고 불리는 이 운석은 운석형 철과 암석형 운석 사이에 위치하는 운석들의 대표적인 예입니다. 이 운석은 거친 구조를 가진 철로 이루어져 있으며, 그 공간들은 광물질로 채워져 있습니다. 박물관에는 이러한 구조를 보여주는 중간 형태의 표본들이 전시되어 있습니다.

먼저 이 운석들의 가장 두드러진 특징을 살펴보겠습니다. 여기서는 화학적 성분이 아닌 외형적 특징에 대해 말하고자 합니다. 이 운석들의 모양에서 가장 주목할 만한 점은 무엇일까요? 바로 그것들이 조각들이라는 점입니다. 분명히 이들은 더 큰 물체에서 부서져 나온 조각들입니다. 이는 단지 그 모양만 봐도 알 수 있으며, 그 기계적 구조를 살펴보면 더욱 명확해집니다. 운석들 자체도 여러 조각으로 구성되어 있는 경우가 많습니다.

더 작은 파편들입니다. 이러한 구조는 시에라 데 차코에서 발견된, 무게가 약 30파운드나 되는 운석의 단면을 통해 설명될 수 있습니다(그림 79).
여기에 제시된 단면은 돌질 운석에 속하는 이 물체의 복합적인 구조를 보여줍니다. 그 모양으로 보아 이것은 분명히 모서리와 각진 부분이 있는 파편이었습니다. 분명히 이 운석이 대기권에 처음 들어왔을 때는 훨씬 더 큰 크기였을 것입니다. 현재 외부에서 보이는 각진 모서리들은 그때 일어난 폭발 때문일 수 있지만, 이는 내부 구조를 설명해주지는 못합니다. 내부에서는 다양한 형태와 재질을 가진 불규칙한 조각들이 하나의 덩어리로 뭉쳐 있는 것을 볼 수 있습니다. 지구상에서 유사한 물체를 찾고자 한다면, 화산암들을 살펴보아야 합니다. 화산암들도 마찬가지로 불규칙한 모양의 파편들이 기질에 의해 서로 결합되어 있습니다. 이 운석이 제공하는 증거들은 이러한 물체들의 기원에 관한 한 명확한 답을 줍니다. 이들은 분명히 상당히 큰 크기의 천체에서 파편으로 떨어져 온 것입니다. 이 운석에는 광물 성분과 섞인 수많은 작은 철 입자들이 있습니다. 실제로 많은 운석들의 철은 다이너마이트로 철을 폭파시켰을 때 생기는 특성과 유사합니다. 예를 들어, 브라질에서 발견된 큰 운석도 지구에 떨어지기 전에 이미 여러 번 파편으로 부서진 것으로 밝혀졌습니다. 이 파편들은 다시 광물 성분들에 의해 서로 결합되었습니다.
매우 다른 종류의 운석으로는 1864년 5월 14일 프랑스에 떨어진 오르게유 탄소질 운석을 들 수 있습니다. 이 운석이 떨어질 때는 보름달만큼이나 커다란 빛의 구체가 나타났습니다. 이 불덩어리의 직경은 수백 야드에 달했을 것입니다. 약 15마일에 걸친 지역에 걸쳐 거의 100개의 파편들이 흩어져 있는 것이 발견되었습니다. 이 운석은 금속성 철이 전혀 없는 희귀한 운석군에 속하기 때문에 특별한 관심을 끕니다. 이 운석에는 다른 운석들에서도 발견되는 많은 광물들이 포함되어 있지만, 이 파편들에서는 그 광물들이 탄소 및 흰색이나 노란색을 띠는 결정성 물질들과 함께 존재합니다.

에테르에 용해되며 일부 탄화수소와 유사한 성질을 가진 물질입니다. 만약 이러한 물질이 지구로 떨어지는 모습이 관측되지 않았다면, 아마도 동물이나 식물의 생명 활동으로 인해 생성된 산물로 여겨졌을 것입니다!

그림 79 — 차코 운석의 단면도. 매우 빠른 속도로 움직이는 물체가 공기와 충돌할 때 어떻게 붉게 달아오르거나 하얗게 뜨거워지거나, 심지어 증기로 변할 수 있는지를 설명했습니다. 그렇다면 운석들은 어떻게 이러한 엄청난 열에도 견뎌내고, 의심할 여지 없이 매우 빠른 속도로 지구로 떨어질 수 있을까요? 물론 그 속도는 증기로 변하기에 충분한 속도보다는 훨씬 낮습니다. 예를 들어, 로튼 철운석이 초당 20마일의 속도로 우리 대기권에 부딪혔다면, 열에 의해 증발했을 것이 분명합니다. 물론 그 입자들은 결국 다시 모여서 미세한 철 입자 형태로 천천히 지구로 떨어졌을 것입니다. 그렇다면 운석은 어떻게 이런 운명을 피할 수 있었을까요? 우리 지구도 초당 약 18마일의 속도로 움직이고 있다는 점을 기억해야 합니다. 운석이 공기 중으로 떨어질 때의 상대적 속도가 마찰의 정도를 결정합니다. 만약 운석이 지구와 직접 충돌한다면 충돌 속도는 극도로 높을 것입니다. 하지만 두 물체의 실제 속도가 모두 엄청나더라도 상대적 속도는 비교적 낮을 수도 있습니다. 이것이 운석이 지구 표면에 도달할 수 있는 한 가지 가능한 설명입니다.

이 장의 앞부분에서 우리는 잘 알려진 유성우들이 혜성과 밀접한 관련이 있다는 것을 보여주었습니다. 사실, 각각의 유성우는 혜성이 남긴 궤도를 따라 움직이며, 유성 입자들도 아마도 혜성에서 비롯된 것일 것입니다. 따라서 유성우는 혜성과 밀접한 관계가 있지만, 운석이 혜성과 관련이 있는지는 의문입니다. 이미 언급했듯이, 운석이 대규모 유성우 속에서 떨어지는 경우는 한 번도 관측된 적이 없습니다. 레오니드나 페르세이드와 같은 수많은 유성우에서도 운석이 떨어진 적이 없으며, 우리가 아는 한 리리드나 콰드란티드, 제미니드, 그리고 다른 여러 유성우들에서도 운석이 떨어진 적이 없습니다. 따라서 운석과 이러한 유성우들을 연관시킬 이유가 없으며, 운석과 혜성을 연관시켜야 하는지도 의문입니다.

운석의 기원에 관해서는 확신을 가지고 말하기가 어렵습니다. 운석에 대한 모든 이론에는 문제점이 있기 때문에, 우리가 할 수 있는 유일한 방법은 그 중에서 가장 그럴듯해 보이는 기원 설을 선택하는 것입니다. 제 생각에는 오스트리아의 광물학자 체르마크가 제시한 이론이 이 조건을 충족하는 것 같습니다. 그는 비엔나에 있는 풍부한 운석 컬렉션을 연구한 결과, “운석들은 어떤 천체의 화산에서 비롯된 것”이라는 결론에 도달했습니다. 이러한 추론을 계속해보고 문제를 논의해보겠습니다. 즉, 적어도 일부 운석들이 화산에서 분출되었다고 가정할 때, 이러한 화산들은 우주의 어느 천체나 천체들 위에 위치해야 할까요? 이는 사실 천문학자들과 수학자들이 답해야 할 질문입니다. 광물학자들이 이러한 천체들이 화산임을 확인해준다면, 문제는 계산과 확률의 문제가 됩니다.

조사의 첫 단계는 이 문제의 역동적인 조건들을 명확하게 파악하는 것입니다. 행성 위에 화산이 있다고 상상해봅시다. 그 화산은 분화 상태에 있으며, 강력한 힘으로 무언가를 공중으로 내놓습니다. 그 물체는 위로 올라갔다가 멈추고 다시 아래로 떨어집니다. 지구上的 화산들의 분화 현상도 바로 이와 같습니다.

화산들. 코토팍시 화산은 엄청난 높이까지 돌덩이들을 날려보내는 것으로 알려져 있지만, 이 돌덩이들은 반드시 다시 지구로 떨어진다. 지구의 중력은 폭발로 인해 생긴 속도를 점차적으로 상쇄시켜서 그 돌덩이들을 아래로 끌어당긴다. 하지만 만약 분화가 더욱 격렬하여 돌덩이들이 행성 표면보다 훨씬 더 높은 곳까지 날아간다고 가정해 보자. 예를 들어, 돌덩이가 행성의 반지름만큼 높이까지 날아간다면, 중력의 힘은 표면에서의 4분의 1로 줄어들게 되며, 따라서 행성은 그 돌덩이를 다시 끌어당기는 데 더 큰 어려움을 겪게 된다. 높이가 증가함에 따라 돌덩이가 다시 끌려와야 하는 거리도 늘어날 뿐만 아니라, 중력의 효과도 약해지므로 돌덩이를 다시 끌어오는 데 드는 어려움은 두 가지 방식으로 모두 증가한다. 우리는 이미 여러 차례 이 주제에 대해 언급한 바 있으며, 각 행성마다 그 질량과 반지름에 따라 적절한 임계 속도가 있다는 것을 보여주었다. 만약 미사일이 이 임계 속도 이상의 속도로 위로 발사된다면, 그 미사일은 결코 다시 돌아오지 못할 것이다. 우리 모두는 쥘 베른의 달 여행 이야기를 기억할 것이다. 그 작품에서 그는 초당 6~7마일의 속도로 탄환을 발사할 수 있는 가상의 대포인 ‘콜럼비아드’에 대해 묘사했다. 이것이 바로 지구의 임계 속도이다. 만약 공기가 없다고 가정한다면, 초당 7마일의 속도를 가진 대포는 결코 떨어지지 않는 물체를 위로 발사할 수 있을 것이다.

우주석의 화산 기원에 대한 체르마크의 견해의 가장 큰 문제점은 엄청난 초기 속도가 필요하다는 점이다. ‘콜럼비아드’는 신화에 불과하며, 현재 지구상에는 그러한 엄청난 속도를 만들어낼 수 있는 자연적이거나 인공적인 요소는 존재하지 않는다. 크라카타우아의 폭발음은 수천 마일 떨어진 곳에서도 들릴 정도였지만, 그 폭발이 가장 격렬했을 때에도 초당 6마일의 속도로 미사일을 발사하지는 못했다. 따라서 우리는 다른 천체들 중에 우주석의 원천이 될 수 있는 것이 있는지 궁금해진다. 달을 제외한 다른 어떤 천체에서도 화산을 볼 수 없으며, 다른 천체들은 너무 멀어서 세밀한 관찰이 불가능하다. 달의 화산들이 지구로 떨어지는 미사일을 발사할 가능성이 있을까?

이러한 믿음은 한때 저명한 학자들에 의해 지지되었습니다. 달의 질량은 지구 질량의 약 1/80에 불과합니다. 발사 속도가 행성의 질량에 정비례한다고 주장하는 것은 옳지 않습니다. 올바른 법칙은 발사 속도가 질량의 제곱근에 정비례하고, 반지름의 제곱근에는 반비례한다는 것입니다. 따라서 달에서 미사일을 발사하는 데 필요한 속도는 지구에서 미사일을 발사하는 데 필요한 속도의 약 1/6에 불과합니다. 만약 달의 표면에 1마일 규모의 화산들이 있다면, 그것들이 운석의 원천이 될 가능성도 충분히 있습니다. 우리는 달의 전체 표면에 극심한 화산 활동의 흔적들이 있다는 것을 알고 있습니다. 이렇게 달에서 발사된 미사일은 의심할 여지 없이 지구에 떨어질 수 있으며, 실제로 일부 운석들이 바로 그곳에서 유래했을 가능성도 있습니다. 하지만 달의 화산들에는 큰 문제가 있습니다. 만약 어떤 물체가 그렇게 발사된다면, 케플러의 법칙에 따라 지구의 중력에 의해 지구를 중심으로 공전하게 됩니다. 다른 모든 천체들이 주는 영향과 달 자체가 주는 영향을 제외한다면, 운석이 일단 지구를 빗나간다면 결코 지구에 떨어질 수 없습니다. 따라서 달에서 온 운석이 지구에 떨어지려면, 첫 번째 공전 때 바로 그렇게 되어야 합니다. 운석이 달에서 지구까지 가는 데 걸리는 시간은 며칠에 불과하기 때문에, 운석들이 계속해서 떨어지고 있다는 사실로부터 달에서 계속해서 운석들이 방출되고 있음을 알 수 있습니다. 하지만 달의 화산들은 현재 활동하지 않고 있습니다. 관측자들은 오랫동안 달의 표면을 연구해왔으며, 현재로서는 화산 활동의 신뢰할 만한 흔적을 찾아내지 못했습니다. 달이 과거에 어떤 역할을 했든 간에, 현재는 더 이상 운석을 지구로 보낼 수 없습니다. 아주 오래 전, 달의 화산들이 활동하던 시절에 달에서 방출된 운석이, 태양계 내 다른 천체들의 영향으로 궤도가 변하여 결국 지구 대기권에 들어와 지구에 떨어질 가능성은 있습니다. 하지만 어떤 경우에도 달이 우리에게 운석을 보낼 수는 없습니다.

현재로서는 문제의 조건을 충족하는 화산을 찾기 위해 다른 곳을 살펴보는 것이 합리적입니다. 이제 우리의 관심을 행성들로 돌려, 그곳에 있는 화산들이 어떤 상황에서 운석을 분출하여 결국 지구에 떨어지게 할 수 있는지 살펴보도록 하겠습니다. 행성들에 화산이 있는지, 혹은 과거에 있었는지를 알아보기에는 그 모습을 충분히 잘 볼 수 없습니다. 하지만 거대한 천체들에는 거의 언제나 열이 존재하기 때문에, 행성들에도 어떤 형태로든 화산 활동이 있을 가능성이 매우 높다고 할 수 있습니다. 목성이나 토성과 같은 거대 행성들은 화산 지형과는 전혀 다른 모습을 하고 있으며, 그 엄청난 질량 때문에 운석이 행성의 중력에서 벗어나려면 엄청난 속도로 분출되어야 한다고 생각해야 합니다. 앞서 제시된 규칙에 따르면, 목성의 화산은 지구의 화산보다 5~6배는 더 강력해야 합니다. 이러한 문제를 피하기 위해 우리는 당연히 태양계의 작은 행성들을 살펴보아야 합니다. 예를 들어, 수많은 소행성들 중 하나를 골라서, 그 행성이 지구에 떨어질 수 있는 운석을 얼마나 멀리까지 분출할 수 있는지 살펴보도록 하겠습니다. 이러한 소행성들 중 일부는 직경이 몇 마일에 불과합니다. 태양계에는 너무 작은 천체들도 있어서, 그다지 크지 않은 속도만으로도 운석을 그 천체에서 멀리 날려보낼 수 있습니다. 사실 우리는 이미 소행성들에 대해 논의할 때 이 점을 설명한 바 있습니다. 소행성 중 하나에 위치한 화산이 운석들을 우주 공간을 가로질러 오랫동안 날려보내서, 결국 지구와 충돌하게 만들 수 있을 정도로 강력할 수도 있다는 의견도 있습니다. 그러한 화산이 존재할 수 있으며, 행성 표면에서 물체들을 밀어낼 만큼 강력할 수 있다는 점은 큰 문제가 되지 않습니다. 하지만 운석들이 반드시 지구에 떨어져야 한다는 점을 기억해야 하며, 이와 관련된 역학적 요소들도 우리의 세심한 주의가 필요합니다. 생각을 좀 더 명확히 하기 위해, 소행성들 중 하나인 세레스를 예로 들어보겠습니다. 운석이 지구에 떨어지려면, 지구의 궤도를 나타내는 약 8,000마일 너비의 좁은 고리를 통과해야 합니다. 운석이 그 고리를 통과하기에는 그 정도로는 충분하지 않습니다.

황도상의 고리 안쪽이나 바깥쪽을 통과한다 해도, 실제로는 이 좁은 띠를 통과해야만 하며, 만약 지구가 그 순간에 우연히 그 자리에 있으면 유성이 떨어지게 됩니다. 따라서 가장 먼저 충족되어야 할 조건은 유성의 궤도가 이 좁은 고리를 통과해야 한다는 것입니다. 이는 세레스 궤도상의 어떤 점에서 축척을 통해 실현될 수 있습니다. 하지만 순수하게 역학적인 관점에서 보면, 세레스에서 유성을 발사할 만큼의 화산 에너지는 그다지 크지 않을 수 있지만, 그 유성이 지구의 궤도를 가로지르려면 세레스에 최소한 3마일 규모의 화산이 있어야 합니다. 따라서 소행성이라는 가설로는 별다른 성과를 얻을 수 없습니다. 왜냐하면 적당한 수준의 화산 활동만으로는 충분하지 않기 때문입니다. 게다가 세레스의 경우에는 황도상의 고리가 문제의 다른 치수들에 비해 매우 좁기 때문에 또 다른 어려움이 있습니다. 세레스는 아주 멀리 떨어져 있으므로, 유성이 정확히 그 고리를 통과하여 안쪽이나 바깥쪽, 위나 아래로 떨어지지 않도록 하려면 세레스의 화산 활동이 매우 정밀해야 합니다. 성공적인 발사마다 수많은 실패가 있을 것입니다. 우리는 확률론을 이용해 계산을 시도해 보았으며, 이러한 상황이 일어날 가능성은 약 5만 대 1이라는 것을 알아냈습니다. 즉, 세레스 궤도상의 어떤 점에서 발사된 5만 개의 유성 중 단 하나만이 지구에 떨어질 수 있는 최소한의 조건을 충족할 것으로 예상됩니다. 따라서 세레스(그리고 다른 소행성들도 마찬가지)가 유성의 원천이 될 가능성에는 두 가지 문제점이 있습니다. 첫째, 행성의 질량이 작음에도 불구하고 여전히 매우 강력한 화산이 필요하다는 점입니다. 둘째, 지구에 도달한 유성 하나당 적어도 5만 개의 유성이 발사되었을 것이라고 가정해야 한다는 점입니다. 따라서 유성들이 실제로 태양계의 어떤 행성에서 날아왔다면, 그 행성의 화산은 어떤 이유에서든 매우 강력했을 것입니다. 그렇다면 어떤 행성이 다른 요인들을 고려했을 때 가장 유력한 후보인지 알아볼 필요가 있습니다.

물론 현재 지구上的 화산들은 필요한 에너지가 전혀 없다는 점은 인정합니다. 하지만 과연 지구의 화산들이 이처럼 약한 상태였던 것일까요? 지질학적 시간의 매우 초기에는 지구의 화산 활동 에너지가 현재보다 훨씬 컸다고 믿을 만한 근거들이 있습니다. 운석들이 실제로 지구에서 온 것이라는 주장의 어려움도 충분히 인정합니다. 하지만 운석들에게는 분명 어떤 기원이 있어야 하며, 그 중에서도 가장 가능성이 높은 출처를 제시하는 것은 합리적입니다. 화산 활동이 활발했던 원시 시대에 엄청난 힘이 작용하여 충분한 속도로 물체들을 내뿜었다고 가정해 봅시다. 이러한 물체들은 위로 올라가 지구의 중력에서 벗어나고, 태양의 중력에 의해 잡히게 되어 영원히 태양 주위를 공전하게 될 것입니다. 공기의 저항은 분명 큰 장애물이 될 것입니다. 하지만 분화구가 해수면보다 매우 높은 곳에 있다면 이 저항은 상당히 줄어들 것이며, 단단한 물질과 함께 대량의 가스나 증기가 방출된다면 공기의 저항은 더욱 줄어들 것입니다. 이러한 물체들 중 일부는 포물선 궤도를 따라 공전하며 다시는 돌아오지 않을 수도 있고, 다른 물체들은 타원 궤도를 따라 움직일 것입니다. 이 물체들은 오랫동안 태양 주위를 공전할 것이지만, 매번 공전할 때마다 — 여기가 중요한 점입니다 — 처음 발사된 지점을 지나게 됩니다. 다시 말해, 지구에서 발사된 모든 물체는 매번 공전할 때마다 지구의 궤도를 가로지르게 됩니다. 이 사실은 세레스와 비교했을 때 지구가 운석들의 기원지일 가능성이 훨씬 높다는 것을 보여줍니다. 50,000개의 세레스에서 발사된 운석 중 단 하나만이 지구의 궤도를 가로지를 가능성이 있지만, 지구에서 발사된 모든 운석은 반드시 그렇게 할 것입니다.

만약 이 주장이 사실이라면, 태양 주위를 타원 궤도로 공전하는 수많은 운석들이 우주를 날아다니고 있을 것입니다. 이 궤도들에는 한 가지 공통점이 있습니다. 바로 모두가 지구의 궤도와 교차한다는 것입니다. 때로는 운석이 지구의 궤도를 가로지르는 순간 지구가 바로 그 지점에 있을 수도 있습니다.

이런 경우, 그 작은 물체의 긴 여정은 끝나고, 오래 전에 떠났던 지구로 다시 떨어지게 됩니다.

우리가 비현실적이라고 생각하는 달 기원설과, 상대적으로 현실적으로 보이는 지구 기원설 사이의 대조점을 강조할 필요가 있습니다. 달 기원설에 따르면, 앞서 살펴본 바와 같이 달의 일부 화산들이 여전히 활동하고 있어야 합니다. 반면 지구 기원설에서는 지구의 화산들이 과거에 충분한 폭발력을 가졌다고 가정하기만 하면 됩니다. 현재 지구의 화산들이 앞으로 운석이 될 파편들을 내뿜고 있다고 생각하는 사람은 아무도 없지만, 평화로운 시기에 지구가 과거에 내뿜었던 파편들을 서서히 다시 모으고 있을 가능성은 있습니다. 따라서 체르마크와 마찬가지로, 많은 운석들이 어떤 거대한 천체의 화산에서 유래했다고 가정한다면, 그 천체가 바로 지구일 가능성이 가장 높다고 보는 사람들의 의견에 동의하게 됩니다.

많은 운석들이 고대 지구에서 유래했다는 견해를 뒷받침하는 몇 가지 사실들이 있습니다. 이러한 운석들의 가장 특징적인 성분은 철과 니켈의 합금으로, 이는 거의 모든 운석에서 발견됩니다. 때로는 로튼 사이더라이트와 같이 운석 전체가 이 합금으로 구성되어 있기도 하고, 때로는 이 합금이 운석 내부에 입자 형태로 분포해 있기도 합니다. 노르덴스쾨尔德가 그린란드에서 니켈을 함유한 순철 덩어리를 발견했을 때, 이는 즉시 외계에서 온 물체로 간주되었습니다. 이 운석은 ‘오비팍 운석’이라 불렸으며, 그 중 큰 조각들은 우리 박물관으로 옮겨졌습니다. 예를 들어, 국립박물관에는 오비팍 운석의 매우 흥미로운 표본이 있습니다. 자세히 살펴보면, 이 소위 운석은 지구 내부에서 분출된 현무암층 위에 놓여 있는 것으로 나타납니다. 오비팍 운석이 운석으로부터 유래했다고 믿는 사람들은 현무암이 분출된 직후, 아직 부드러웠을 때 이 엄청난 크기와 무게를 가진 철 운석이 우연히 그 부드러운 층 위로 떨어졌다고 인정할 수밖에 없습니다. 하지만 이 거대한 철 덩어리는 결코 외계에서 온 것이 아니라, 단순히 지구 내부에서 나온 것이라는 주장도 점점 더 받아들여지고 있습니다.

현무암 자체와 함께 지구 내부에 존재하는 것이다. 영국 박물관에 전시된 아름다운 표본들은 철이 어떻게 현무암으로 변화하는지를 보여주며, 이로 인해 철의 근원이 외부가 아닌 바로 지구 내부에 있다는 가능성이 매우 높아진다. 만약 앞으로의 연구를 통해 이것이 사실임이 입증된다면, 운석의 지구 기원을 증명하는 데 있어 매우 중요한 진전이 이루어질 것이다. 만약 오비팍 철이 실제로 현무암과 관련이 있다면, 그것은 철-니켈 합금이 과연 지구 내부에서 발견되는 물질이며 화산 활동과 관련이 있다는 증거가 될 것이다. 그렇다면 의심의 여지가 없는 운석 속의 철도 설명하기 어렵지 않을 것이다. 거대한 화산들이 활동할 때 이러한 철 합금들이 대량으로 분출되었으며, 수천 년 동안 태양 주위를 돌다가 마침내 다시 지구로 돌아온 것이다. 이러한 견해를 뒷받침하듯, 앤드루스 교수는 자이언트스 코즈웨이의 현무암에서 순수한 철 입자들을 발견했으며, 후기의 프로보스트 로이드의 연구를 통해 현무암층과 함께 대량의 철이 존재할 가능성도 입증되었다.

더 단단한 형태의 운석들 외에도, 평범한 유성들의 잔해들도 분명히 하늘에서 떨어져 지구 위에 흩날릴 것이다. 북극 지역의 눈에서는 종종 철 입자를 포함한 먼지의 흔적이 발견된다. 비슷한 입자들은 대성당의 탑들이나 공기 중에서만 낙하할 수 있는 다른 장소들에서도 발견된다. 햇빛 속의 미세한 입자들과, 청소를 잘하는 사람들이 먼지라고 여기는 많은 입자들도 분명히 우주에서 온 것이라는 데 의심의 여지가 거의 없다. 유명한 챌린저호의 탐사에서는 대서양 깊은 곳에서 “금 조각이나 큰 닻, 진주 더미” 같은 것은 발견되지 않았지만, 그들이 건져 올린 진흙 속에서는 하늘에서 떨어져 바다 깊은 곳으로 가라앉은 것으로 보이는 수많은 자성 입자들이 발견되었다. 아프리카 사막의 모래를 현미경으로 관찰하면 고온을 겪은 흔적이 있는 미세한 철 입자들이 발견된다.

지구는 계속해서 이러한 우주 먼지를 끌어당기고 있지만, 이제는 자신의 질량 중 단 한 알갱이도 잃지 않는다. 그 결과는 불가피하며, 지구의 질량은 점점 증가할 수밖에 없다. 비록 그 변화가 아주 작을지라도, 다윈의 ‘지렁이’에 관한 논문을 연구한 사람들이나 현대 진화론에 대해 알고 있는 사람들이라면, 한 방향으로 작용하는 사소한 요인들로도 엄청난 결과가 만들어질 수 있다는 것을 분명히 알 수 있을 것이다. 우리 지구의 고체 물질 중 상당 부분이 지속적으로 지구 표면에 떨어지는 운석 물질에서 유래했을 가능성이 매우 높다.

제18장. 별이 가득한 하늘.

별자리들 – 큰곰자리와 북두칠성 – 북극성 – 카시오페이아자리 – 안드로메다자리, 페가수스자리, 페르세우스자리 – 플레이아데스성단: 아우리가자리, 카펠라자리, 알데바란 – 황소자리, 오리온자리, 시리우스; 카스토르와 폴룩스 – 사자자리 – 보에테스자리, 코로나자리, 헤라클레스자리 – 처녀자리와 스피카 – 베가와 리라 – 백조자리.

천문학을 공부하는 사람은 하늘에 있는 주요 별자리들에 대해 잘 알아두어야 합니다. 이는 매우 유익한 지식이며, 모든 아이들의 교육 과정의 일부가 되어야 합니다. 우리는 북반구에서 볼 수 있는 주요 별자리들에 대한 간략한 설명으로 천체계에 대한 논의를 시작할 것이며, 초보자들이 하늘의 주요 특징들을 파악할 수 있도록 별들의 개요도를 함께 제공할 것입니다.

이전 장에서 우리는 천문학자들이 ‘큰곰자리’라고 부르는 뛰어난 별자리에 대해 소개했습니다. 이 별자리는 북쪽 하늘에서 가장 눈에 띄는 별군이며, 북위 지역에서는 결코 지지 않습니다. 4월 오후 11시경에는 (영국에 있는 관측자의 경우) 큰곰자리가 정확히 머리 위에 있습니다. 9월 같은 시간에는 북쪽 낮은 곳에 있고, 7월에는 서쪽에 있으며, 크리스마스 때는 동쪽에 있습니다. 아주 오래전부터 이 별군은 사람들의 관심을 끌어왔습니다. 2천 년 전에 만들어진 방대한 별 목록에도 큰곰자리의 별들이 포함되어 있으며, 이 목록은 우리에게 전해져 내려왔습니다. 이 목록에 기록된 별들의 위치를 통해 당시의 큰곰자리 모습을 재구성할 수 있습니다. 실제로 그렇게 해본 결과, 7개의 주요 별들은 그동안 크게 변하지 않았으므로 큰곰자리의 구조는 당시와 거의 같은 상태를 유지하고 있습니다. 초보자는 먼저 이 7개의 별로 이루어진 별군에 대해 잘 알아야 하며, 그러면 천문학을 더욱 쉽게 공부할 수 있을 것입니다. 큰곰자리는 실로 멋진 별자리이며, 이와 비슷한 별자리로는 오리온자리가 있습니다. 오리온자리에는 더 밝은 별들이 많지만, 하늘에서 차지하는 면적은 그다지 크지 않습니다.

그림 80.—큰곰자리와 북극성.

그림 81 — 큰곰자리와 카시오페이아자리.

우선, 큰곰자리가 북쪽 하늘에서 가장 중요한 천체인 북극성을 쉽게 찾을 수 있도록 어떻게 도와주는지 살펴보겠습니다. 북극성은 큰곰자리의 β별과 α별이 가리키는 방향을 통해 매우 편리하게 식별됩니다. 이 두 별은 일반적으로 “안내별”이라고 불립니다. 그림 80의 도표에서도 이러한 큰곰자리의 역할이 나타나 있는데, βα 선을 조금 더 길게 그리고 약간 구부려서 그어보면 북극성까지 이어집니다. 주변에 있는 다른 별들과 달리 북극성은 유일하게 밝은 별이기 때문에 실수할 가능성이 전혀 없습니다. 한 번만 보면 앞으로도 쉽게 식별할 수 있으며, 관측자는 북극성이 하늘에서 항상 같은 위치를 유지한다는 사실을 알 수 있습니다. 다른 별들은 떠오르거나 지거나, 혹은 큰곰자리처럼 실제로는 지지 않으면서도 북쪽으로 낮게 내려가지만, 북극성은 큰 변화를 보이지 않습니다. 여름이든 겨울이든, 밤이든 낮이든, 적어도 일반적인 관측의 관점에서는 북극성은 항상 같은 곳에 있습니다. 물론, 천문대의 정밀한 장비를 사용하면 북극성의 고정성이라는 개념은 사라집니다. 그렇게 되면 북극성이 서서히 움직이며, 24시간마다 하늘의 진정한 극점 주위를 작은 원을 그리며 돈다는 것을 알 수 있습니다.

이 별은 북극성과는 일치하지 않지만, 그와 매우 가까운 곳에 있습니다. 현재 두 별 사이의 거리는 1도가 조금 넘는 수준이며, 점차 줄어들어 서기 2095년에는 0.5도 미만이 될 것입니다.

북극성 자체도 ‘작은 곰자리’라고 불리는 또 다른 작은 별군에 속해 있습니다. 이 별군에서 북극성 다음으로 밝은 두 별은 때때로 “경비병별”이라고 불립니다. 큰 곰자리와 작은 곰자리, 그리고 북극성은 북쪽 하늘에 하나의 별군을 형성하는데, 남쪽 하늘에는 이와 비슷한 위치에 있는 별군이 없습니다. 남극점에는 그 위치를 나타내는 눈에 띄는 별이 없어, 남반구의 천문학자들과 항해사들에게 불리한 조건이 됩니다.

이제 이미 알려진 두 개의 별군에 세 번째 별군을 추가하는 것은 쉬울 것입니다. 북극성과 큰 곰자리의 반대편, 비슷한 거리에는 W자 모양을 이루는 5개의 밝은 별들이 있습니다. 이들이 바로 카시오페이아자리의 주요 별들이며, 이 자리에는 육안으로 볼 수 있는 별이 약 60개 있습니다. 큰 곰자리가 북쪽 낮은 곳에 있을 때는 카시오페이아자리가 머리 위 높은 곳에 있고, 반대로 큰 곰자리가 머리 위 높은 곳에 있을 때는 카시오페이아자리를 북쪽 낮은 곳에서 찾아야 합니다. 이 별들의 배열은 매우 뚜렷하여 한 번 인식하고 나면 앞으로 식별하기가 매우 쉬울 것입니다. 특히 북극성이 카시오페이아자리와 큰 곰자리 사이에 위치한다는 점을 고려하면 더욱 그렇습니다(그림 81). 이러한 중요한 별군들은 다른 별군들을 식별하는 데 도움이 될 것입니다. 따라서 우리는 학습자들이 영국 제도나 비슷한 북위도 지역에서 볼 수 있는 다른 여러 별군들을 어떻게 구분할 수 있는지 보여줄 것입니다.

다음으로 알아야 할 별군은 페가수스자리의 큰 정사각형을 포함하는 웅장한 별군입니다. 이 별군은 큰 곰자리나 카시오페이아자리처럼 “순극권 별군”이라고 불리지는 않습니다. 페가수스자리의 큰 정사각형은 매일 지고 뜹니다. 봄과 여름에는 쉽게 볼 수 없지만, 가을과 겨울에는 그 모서리를 나타내는 네 개의 별을 볼 수 있습니다.

페가수스 대정사각형은 북극성에서 카시오페이아의 끝을 지나는 선을 따라 가면 찾을 수 있습니다. 이 선을 조금 더 길게 뻗으면 그 선이 눈을 그림 82의 중심으로 인도합니다. — 페가수스 대정사각형(그림 82).

페가수스자리의 β와 α를 잇는 선을 남쪽으로 45°만큼 더 길게 뻗으면 ‘남쪽 물고기자리’의 입 부분에 있는 중요한 별인 포말하우트를 찾을 수 있습니다. 이 선의 오른쪽, 거의 중간 지점에는 아쿠아리우스자리가 있는데, 이 자리는 그다지 명확하지 않습니다. 여기서는 중앙에 별이 있는 작은 정삼각형 모양을 볼 수 있습니다.

페가수스 대정사각형은 별자리의 경계를 정하는 방식을 보여주는 적절한 예시가 되지 못합니다. 이 사각형을 구성하는 네 개의 별들보다 더 자연스럽게 연관된 별들의 집합은 없으며, 이 별들은 분명히 같은 별자리에 속해야 합니다. α, β, γ로 표시된 세 개의 별은 페가수스자리에 속하지만, 네 번째 모서리에 위치한 별도 α로 표시되어 있지만 이 별은 안드로메다자리에 속해 있습니다.

실제로 그것이 가장 밝은 별입니다. 안드로메다자리에 있는 다른 밝은 별들은 β와 γ로 표시되며, 페가수스자리의 사각형 한 변을 곡선 형태로 연결함으로써 쉽게 식별할 수 있습니다. 이렇게 해서 우리는 일곱 개의 별로 이루어진 뛰어난 배열을 갖게 되는데, 이 별들은 서로 다른 세 개의 별자리에 속해 있음에도 불구하고 쉽게 식별하고 기억할 수 있습니다. 각각 페가수스자리의 α, β, γ, 안드로메다자리의 α, β, γ, 그리고 페르세우스자리의 α입니다. 이 세 별은 마치 사각형 한 변에서 뻗어 나오는 손잡이 모양을 이루며, 외형상 매우 인상적일 뿐만 아니라 천체를 식별하는 데에도 유용합니다. 안드로메다자리 β는 두 개의 더 작은 별과 함께 불행한 여주인공의 허리띠를 형성합니다.

페르세우스자리 α는 같은 자리에 있는 다른 두 별(γ와 δ) 사이에 위치해 있습니다. 이 세 별을 지나는 곡선을 그리고 그 선을 계속 길게 뻗으면, 북쪽 하늘의 보석 중 하나인 아우리가자리의 아름다운 별인 카펠라에 도달하게 됩니다(그림 83). 카펠라 근처에는 등변삼각형을 이루는 세 개의 작은 별들이 있는데, 이것들이 바로 ‘헤디’ 또는 ‘아이들’입니다. 카펠라와 베가는 아크투루스를 제외하고 북쪽 하늘에서 가장 밝은 두 별입니다. 베가가 두 별 중에서 더 밝을 가능성이 높지만, 반대 의견도 존재합니다. 밝기가 비슷한 별들의 상대적 밝기를 판단할 때는 사람마다 다른 평가가 나올 수 있습니다. 베가와 카펠라가 하늘에서 너무 멀리 떨어져 있으며 색깔도 약간 다르기 때문에(베가가 카펠라보다 훨씬 하얗습니다), 두 별의 밝기를 만족스럽게 비교하는 것은 매우 어렵습니다. 별들의 색깔 차이는 그들의 상대적 밝기를 비교할 때 종종 불확실성의 원인이 됩니다. 따라서 실제로 측정을 할 때는 중간 색조를 가진 물체를 이용해 두 별을 번갈아 가며 비교해야 합니다.

그림 83 — 페르세우스자리와 그 주변의 별들.

카펠라자리와 반대쪽 극에 있지만, 그다지 멀지는 않은 곳에 사각형 모양으로 배열된 네 개의 작은 별들이 있습니다. 이 별들은 용의 머리 부분을 이루며, 용의 나머지 몸통 부분은 극 주위를 감싸고 있습니다.

페르세우스자리에 있는 γ, α, δ 세 별이 만드는 곡선을 따라 계속 가다가, 그림 83에 나타난 것처럼 이 곡선을 우아하게 반대 방향으로 구부리면, ε와 ζ로 표시된 페르세우스자리의 또 다른 두 개의 주요 별들이 나타납니다. 페르세우스자리는 천구상에서 가장 별이 많은 지역 중 하나입니다. 여기에는 은하수의 매우 아름다운 부분이 있으며, 망원경으로 볼 수 있는 영역에는 수많은 별들이 가득합니다.

이처럼 별들로 가득한 성단을 향해 작은 망원경이나 돋보기를 들이대기만 해도, 관찰자는 반드시 즐거움을 느끼게 되며, 우주의 광활함에 대한 깊은 인상을 받게 됩니다. 다음 단락에서는 페르세우스자리에 있는 주목할 만한 망원경 관측 대상들을 간략히 소개하겠습니다. 같은 그림에서 ε와 ζ라는 선을 따라가면, ‘플레이아데스’라고 알려진 멋진 작은 성단에 도달하게 됩니다.

그림 84 — 플레이아데스.

플레이아데스는 널리 알려져 있으며 쉽게 식별할 수 있는 성단이기 때문에, 그것을 찾는 데 별도의 지침이 필요하지 않아 보입니다. 하지만 이 위도 지역에서는 여름철에 자정 이전에는 플레이아데스를 볼 수 없다는 점에 유의해야 합니다. 밤 11시경에 관측한다고 가정해 봅시다. 1월 1일에는 플레이아데스가 남서쪽 하늘 높은 곳에 있을 것이고, 3월 1일 같은 시간에는 서쪽으로 지고 있는 모습을 볼 수 있습니다. 5월 1일에는 보이지 않으며, 7월 1일에도 마찬가지입니다. 9월 1일에는 동쪽 낮은 곳에 있을 것이고, 11월 1일에는 남동쪽 하늘 높은 곳에 있을 것입니다. 그리고 다음 해 1월 1일에도 플레이아데스는 전년도 같은 날과 같은 위치에 있을 것입니다. 이런 패턴은 해마다 반복됩니다. 아마도…

이러한 변화들이 별자리의 움직임 때문이 아니라는 것은 여기서 굳이 설명할 필요도 없습니다. 물론 이는 태양이 별들 사이를 매년 움직이면서 나타나는 현상입니다.

그림 85 — 오리온, 시리우스, 그리고 주변 별들.

그림(그림 84)에는 플레이아데스 성단이 나와 있는데, 여기서는 10개의 별들로 구성된 성단이 표시되어 있습니다. 이는 시력이 매우 좋은 사람들이 육안으로 볼 수 있는 별의 수와 거의 일치합니다. 가장 낮은 배율의 망원경으로도…

별의 수는 30개에서 40개까지 증가할 것이다(갈릴레오는 최초의 망원경을 사용해 40개가 넘는 별을 관측했다). 더 강력한 망원경을 사용하면 그 수는 훨씬 더 많아진다. 실제로 강력한 망원경을 이용해 625개나 되는 별이 관측된 바 있다. 하지만 이 별들은 너무 멀리 흩어져 있어서, 넓은 시야각과 낮은 배율의 망원경을 사용하지 않으면 효과적으로 관측하기 어렵다. 돋보기를 통해 보면 매우 아름다운 광경을 연출한다.

그림 86 — 카스토르와 폴락스.
북극성에서 카펠라까지 선을 그어 그 선을 충분히 길게 뻗으면, 그림 85에 나타난 것처럼 겨울 하늘의 위대한 별자리인 오리온자리가 나타난다. 오리온자리의 별들의 밝기, 눈에 잘 띄는 벨트 모양, 그리고 그 안에 있는 다양한 천체들 때문에 이 별자리는 매우 특별하며, 아마도 모든 별자리 중에서 가장 뛰어난 별자리일 것이다. 오리온자리의 가장 밝은 별은 α 오리온이거나 베텔게우즈라고도 불리며, 여기서는 베텔게우즈라는 이름으로 표시된다. 이 별은 벨트를 형성하는 δ, ε, ζ 세 별 위에 위치해 있다. 베텔게우즈는 1등급 별이며, 벨트의 반대쪽에 있는 리겔도 마찬가지로 1등급 별이다. 따라서 오리온자리는 자신의 구성 별들 중에 2개의 1등급 별을 포함하고 있다는 점에서 특별하며, 그림 85에 나타난 나머지 5개의 별들은 2등급 별들이다.

오리온자리 주변에도 중요한 별들이 있다. 벨트를 따라 오른쪽으로 선을 그어 나가면 또 다른 1등급 별인 알데바란이 나타난다. 알데바란은 색깔이 베텔게우즈와 매우 유사하다. 알데바란은 해당 별자리에서 가장 밝은 별이다.

황소자리. 여기에는 앞서 언급된 플레이아데스 성단과, 알데바란 근처에서 발견할 수 있는 히아데스 성단이라는 또 다른 성단이 있습니다.

그림 87 — 큰곰자리와 사자자리.
오리온자리의 벨트 선을 따라 아래로 왼쪽으로 내려가면, 하늘의 가장 밝은 별인 화려한 시리우스가 보입니다. 실제로 시리우스만을 위해 별도의 등급 체계를 만들어야 했으며, 베가나 카펠라, 베텔게우즈, 알데바란과 같은 다른 1등급 별들은 그보다 훨씬 어둡습니다. 시리우스와 그보다 훨씬 덜 밝은 몇몇 별들이 함께 큰개자리를 이룹니다.

학습자는 불규칙한 마름모 모양을 한 이 거대한 구조를 기억해 두는 것이 도움이 됩니다. 이 마름모의 네 모서리는 모두 1등급 별들입니다.

알데바란, 베텔게우스, 시리우스, 리겔(그림 85). 오리온의 띠는 이 별들의 중앙에 대칭적으로 위치해 있으며, 전체 모습이 매우 인상적이어서 한 번 보면 쉽게 잊혀지지 않습니다.

페가수스자리의 중앙에서 알데바란까지의 거리의 절반쯤 되는 곳에는 양자리의 주요 별이 있습니다. 이 별은 2등급의 밝은 별로, 다른 두 별과 함께 곡선을 이룹니다. 그 곡선의 다른 끝에는 같은 자리에 속하는 γ별이 있는데, 이 별은 최초로 발견된 쌍성입니다.

쌍둥이자리의 별들을 찾으려면 다시 큰곰자리를 이용할 수 있습니다(그림 86). 곰자리의 몸통 부분에 있는 δ별과 β별을 연결하는 대각선을 꼬리와 반대 방향으로 뻗으면, 2등급의 매우 밝은 별인 카스토르와 폴락스에 도달하게 됩니다. 이 선을 조금 더 길게 뻗으면 1등급의 별인 프로키온 근처를 지나게 되는데, 프로키온은 작은개자리에서 유일하게 눈에 띄는 별입니다.

그림 88 — 보에테스자리와 왕관자리.

그림 89 — 처녀자리와 그 주변의 별자리들.
큰곰자리에 표시된 α, β를 가리키는 점들은 사자자리를 찾는 데에도 사용될 수 있다. 만약 극을 찾을 때 사용된 방향과 반대 방향으로 이 두 점을 잇는 선을 그린다면, 그 선은 사자자리의 중심부로 이어진다. 이 별자리는 1등급의 별인 레굴루스를 통해 쉽게 알아볼 수 있다. 레굴루스를 포함한 여러 별들은 낫 모양을 하고 있는데, 이 별들 중 세 개는 2등급에 해당한다. 이 ‘낫 모양’의 별들은 특별한 의미가 있는데, 바로 레오니드 유성우가 발생하는 원점이 이곳에 있기 때문이다. 레굴루스는 태양이 매년 8월 21일에 지나가는 위치에 있으며, 이는 별들 사이를 지나가는 태양의 경로상에 해당한다.

쌍둥이자리와 사자자리 사이에는 눈에 잘 띄지 않는 게자리가 있습니다. 이 별자리에서 가장 두드러진 천체는 ‘프레세페’ 또는 ‘벌집’이라 불리는 희미한 영역인데, 작은 망원경으로도 그 구성 성들을 볼 수 있습니다.

그림 90 — 리라자리.
큰곰자리의 꼬리를 그 곡선을 따라 계속 이어나가면, 1등급의 밝은 별인 아르크투루스에 도달합니다. 아르크투루스는 목동자리의 주요 별입니다(그림 88). 같은 자리에 β, γ, δ, ε로 표시된 다른 별들도 그림에 나와 있습니다. 이 위도에서 보이는 별들 중에서는 아르크투루스가 시리우스와 비슷한 밝기를 가집니다. 남반구에 있는 α 센타우리와 카노푸스라는 별들은 베가와 카펠라만큼 밝지는 않지만, 그에 준하는 밝기를 가집니다.

오리온자리 바로 근처에는 ‘왕관’ 또는 ‘코로나 보레알리스’라고 불리는 두드러진 반원형 별군이 있습니다. 그 위치는 그림에 표시되어 있으므로 쉽게 찾을 수 있으며, 혹은 큰곰자리에 표시된 β, δ, ε, ζ라는 점들을 따라가면 이 별군을 찾을 수도 있습니다.

그림 91 — 베가, 백조자리, 독수리자리.
처녀자리의 가장 두드러진 특징은 1등급 별인 스피카, 즉 α 처녀자리입니다. 이 별은 큰곰자리를 통해 찾을 수 있는데, 큰곰자리 내의 α와 γ라는 두 별을 잇는 선을 약간 구부려서 연장하면 스피카를 찾을 수 있습니다. 여기서 또 하나 주목할 만한 것은 별 연구에 매우 유용한 거대한 구조물들입니다. 아르크투루스와 스피카가 그 두 꼭짓점을 이루고, 세 번째 꼭짓점은 사자자리 꼬리 부근에 있는 밝은 별인 데네볼라입니다(그림 89).

여름 저녁, ‘왕관’이 정상 위에 있을 때, 북극성에서 시작하여 그 별군의 더 어두운 가장자리를 지나 남쪽 지평선까지 이어지는 선은 밝은 붉은색 별인 코르 스코르피오니스, 즉 ‘전갈의 심장’(안타레스)과 만납니다. 안타레스는 낮에 망원경으로 관측된 최초의 별이었습니다.

리라자리에 있는 1등급 별인 베가는, 북극성과 아크투루스가 밑변을 이루는 큰 삼각형의 꼭짓점에서 쉽게 찾을 수 있습니다(그림 90). 베가의 눈부신 흰빛은 사람들의 시선을 끌 것이며, 리라자리를 형성하는 주변의 작은 별들 덕분에 이 별자리는 매우 명확하게 구분됩니다.

베가 근처에는 ‘백조자리’라고 알려진 또 다른 중요한 별자리가 있습니다. 가장 밝은 별은 직각삼각형의 꼭짓점으로 식별될 수 있으며, 여기서 베가에서 북극성까지의 선이 밑변이 됩니다(그림 91). 백조자리에는 5개의 주요 별들이 있으며, 이 별들은 상당히 독특한 형태의 별자리를 만들어냅니다.

마지막으로 설명할 별자리는 ‘독수리자리’입니다. 이 별자리에는 1등급 별인 알타이르가 있습니다. 이 별자리는 베가에서 β 백조자리를 거쳐 가는 선을 따라 쉽게 찾을 수 있으며, 이 선은 독수리자리의 특징적인 형태를 이루는 세 개의 별들 근처를 지나갑니다.

이러한 별자리들의 개요를 설명하는 과정에서, 다음 장들에서 자세히 다루어야 할 몇 가지 주목할 만한 망원경 관측 대상들의 위치도 함께 표시해 두었습니다.

제19장. 먼 곳에 있는 별들
시리우스와 태양의 비교 — 별의 무게는 측정할 수 있지만 정확한 크기는 측정할 수 없다 — 시리우스의 동반성 — 시리우스와 그 동반성의 무게 측정 — 어두운 별들 — 변광성과 일시적인 별들 — 엄청난 수의 별들

시리우스의 뛰어난 빛나는 모습 때문에, 천문학의 역사가 시작된 이래로 사람들은 이 별을 매우 세심하게 관찰해왔습니다. 세대를 거듭하는 천문학자들은 하늘에서 가장 밝은 별들의 정확한 위치를 파악하기 위해 많은 시간과 노력을 기울였습니다. 그 결과, 시리우스도 다른 많은 별들과 마찬가지로 천문학자들이 ‘좌표운동’이라고 부르는 움직임을 한다는 것이 밝혀졌습니다. 현재의 시리우스의 위치와 100년 전의 위치를 비교해보면, 그 위치에 2분(127초)의 차이가 있습니다. 이는 아주 작은 수치로, 육안으로는 전혀 알아볼 수 없을 정도입니다. 만약 우리가 100년 전의 하늘을 볼 수 있다면, 여전히 오리온자리 왼쪽에 있는 그 별을 볼 수 있을 것입니다. 육안으로는 시리우스가 2세기, 혹은 3세기, 4세기에 걸쳐 움직인다는 것을 거의 알아차릴 수 없을 것입니다. 하지만 자오선 원의 정확성 덕분에 이러한 미세한 수치들도 명확하게 드러나며, 그 진정한 의미도 알 수 있게 됩니다. 천문학자의 눈에는 시리우스가 세기가 지나도 거의 움직이지 않는 것처럼 보이지 않고, 그 크기에 걸맞은 속도로 웅장하게 움직이는 것처럼 보입니다.

시리우스의 속도는 분당 약 1,000마일이지만, 때로는 평균값보다 조금 빠르기도 하고, 때로는 조금 느리기도 합니다. 천문학자에게 이 사실은 중요한 정보를 담고 있습니다. 만약 시리우스가 혼자서 존재하며, 그 주위에는 별로 중요하지 않은 행성들만 있다면, 그 움직임에 불규칙성이 있을 수 없습니다. 만약 시리우스가 어떤 속도로 움직이기 시작했다면…

분당 1,000마일이라는 속도를 유지해야 하므로, 그 속도는 변하지 않아야 한다. 수 세기가 지나거나 여행 거리가 아무리 길어져도 그 속도는 변할 수 없다. 시리우스의 궤도는 방향이 확고하며, 일정한 속도로만 이동할 것이다.

시리우스가 균일하게 움직이지 않는다는 사실은 매우 흥미로워서, 1844년에 베셀이 이러한 불규칙성들을 발견했을 때 그의 주목을 끌었다. 그림 92 — 시리우스의 궤도(버넘 교수). 베셀처럼 이러한 현상들에는 반드시 적절한 원인이 있을 것이라고 믿었기 때문에, 그 원인이 무엇인지 의심할 여지가 거의 없었다. 움직임에 장애가 생긴다면 반드시 어떤 힘이 작용하고 있을 것이며, 이런 경우에 우리가 알고 있는 유일한 힘은 중력이다. 하지만 중력은 오직 한 천체에서 다른 천체로만 작용할 수 있으므로, 시리우스의 움직임에 중력이 영향을 미쳤다면 시리우스 근처에 엄청나게 크고 질량이 큰 천체가 있어야 한다고 생각할 수밖에 없다. 이 문제는 피터스에 의해 다시 다루어졌다.

시리우스의 불규칙성들을 통해 그 주위를 도는 천체의 궤도 성질을 알아낸 아우워스들은, 그 천체가 약 50년의 주기로 시리우스 주위를 공전해야 한다는 것을 밝혀냈습니다. 비록 그 천체와 시리우스 사이의 거리는 알 수 없었지만, 그 천체가 위치할 가능성이 있는 방향은 파악할 수 있었습니다. 그림 92는 예르크스 천문대의 버넘 씨가 제시한 시리우스의 궤도를 보여줍니다.

시리우스의 동반 천체를 발견하고 그에 대한 측정을 통해 우리는 이 유명한 별의 질량을 결정할 수 있습니다. 이 문제를 설명해 보겠습니다. 물론, 우리가 사용하는 수치적 추정치는 어느 정도 신중하게 받아들여져야 합니다. 시리우스의 동반 천체는 관측하기 매우 어려운 천체이며, 1896년 이전까지는 단지 90°만큼의 궤도만이 관측된 바 있습니다. 따라서 그 동반 천체가 한 바퀴 공전하는 데 걸리는 정확한 주기를 말하기는 아직 어렵습니다. 하지만 그 주기를 52년으로 잡을 수 있습니다. 또한 시리우스와 그 동반 천체 사이의 거리도 알고 있으며, 이 거리는 지구와 태양 사이의 거리의 약 21배라고 할 수 있습니다. 우선, 시리우스 주위를 공전하는 동반 천체의 공전 주기와 태양 주위를 공전하는 천왕성의 공전 주기를 비교해보는 것이 유용합니다. 지구와 태양 사이의 거리를 1로 가정하면, 천왕성의 궤도 반지름은 약 19이며, 천왕성이 한 바퀴 공전하는 데는 84년이 걸립니다. 태양계에는 21배의 거리에 있는 행성은 없지만, 케플러의 제3법칙에 따르면 그러한 행성이 있다면 그 공전 주기는 약 99년이 될 것입니다. 이제 우리는 시리우스의 질량과 태양의 질량을 비교하기 위한 필요한 자료를 갖추었습니다. 특정 거리에서 시리우스 주위를 공전하는 천체는 52년 만에 한 바퀴를 공전합니다. 같은 거리에서 태양 주위를 공전한다면 그 천체는 99년이 걸려야 합니다. 천체의 움직임이 빠를수록 원심력은 커지고, 중심 천체의 인력도 커져야 합니다. 역학의 원리에 따르면 인력은 공전 주기의 제곱에 반비례한다는 것을 알 수 있습니다. 따라서 인력은…

시리우스의 중력은 태양의 중력과 비례해야 하며, 그 비율은 99의 제곱과 52의 제곱의 비율과 같아야 합니다. 두 별 사이의 거리가 동일하다고 가정할 때, 중력은 질량에 비례하므로, 시리우스와 그 동반성의 질량의 합과 태양과 그 행성들의 질량의 합은 3.5대 1의 비율을 이룬다고 결론지을 수 있습니다. 우리는 이미 시리우스가 태양보다 훨씬 밝다는 것을 알고 있었는데, 이제는 그 질량도 훨씬 크다는 것을 알게 되었습니다.

시리우스에 대한 논의를 마치기 전에, 반드시 고려해야 할 매우 흥미로운 점이 하나 있습니다. 시리우스와 그 동반성의 밝기에는 현저한 차이가 있습니다. 시리우스는 1등급 별들 중에서도 압도적으로 밝은 별인 반면, 그 동반성은 극도로 어둡습니다. 설령 시리우스로부터 멀리 떨어진다 해도, 그 동반성은 8등급이나 9등급 정도의 작은 별에 불과하여 육안으로는 전혀 보이지 않을 것입니다. 숫자로 표현하자면, 시리우스는 그 동반성보다 5,000배나 밝지만, 질량은 겨우 두 배 정도에 불과합니다. 이는 매우 큰 차이입니다. 시리우스의 동반성과 우리 태양을 비교해보면 이 점이 더욱 명확해집니다. 시리우스의 동반성은 우리 태양보다 약간 더 무거우나, 그 질량이 조금 적음에도 불구하고 태양이 훨씬 더 강력한 빛을 내뿜습니다. 시리우스의 동반성 100개를 모아도 우리 태양만큼의 빛을 내지 못합니다! 이는 매우 중요한 결과입니다. 이는 우주에는 밝기로 주목을 끄는 거대한 천체들 외에도, 질량은 엄청나지만 밝기는 거의 없는 천체들도 있다는 것을 보여줍니다. 아마도 그 중 일부는 전혀 빛을 내지 않을 수도 있습니다. 이는 우주의 웅장한 규모에 대한 더욱 확장된 인식을 가능하게 합니다. 또한 우리가 볼 수 있는 우주는, 어둠 속에 숨어 있는 훨씬 더 큰 부분에 비하면 아주 작은 비율을 차지할 뿐이라는 생각을 하게 만듭니다. 광활한 물질 우주 속에는 여기저기서 빛을 내기에 충분히 뜨거워진 별이나 가스 덩어리들이 있어서, 그 빛으로 인해 우리가 그것들을 볼 수 있습니다.

지구이지만, 이러한 발광점들을 관측한다고 해도 우주에 남아 있는 다른 구성 요소들에 대해서는 거의 알 수 없습니다.

모든 변광성 중에서 가장 유명한 것은 알골이라는 별로, 그 위치는 페르세우스자리에 있으며 그림 83에 나와 있습니다. 이 별은 우리가 사는 위도에서 매일 밤 볼 수 있을 정도로 관측하기에 매우 적합하며, 망원경 없이도 그 흥미로운 변화를 관찰할 수 있습니다. 천문학의 중요한 진리들을 알고 싶은 사람이라면 누구나 이 별을 알아볼 수 있어야 하며, 그 변화 과정 중 한 번쯤은 반드시 그 변화를 지켜봐야 합니다. 알골은 보통 2등급의 별이지만, 2일에서 3일 사이, 더 정확하게는 2일 20시간 48분 55초의 주기로 그 밝기가 매우 두드러진 변화를 겪습니다. 이 변화는 별의 밝기가 점차 줄어드는 것으로 시작하여, 4시간 반 만에 2등급에서 4등급까지 내려갑니다. 이 가장 어두운 상태에서 알골은 약 20분 동안 그대로 머물다가 다시 밝아지기 시작하여, 3시간 반 만에 다시 2등급으로 돌아옵니다. 그 후에는 약 2일 12시간 동안 그 상태를 유지하다가 다시 같은 변화 과정이 반복됩니다. 알골이 이러한 변화를 겪는 데 필요한 주기 자체도 서서히 하지만 확실히 변동하는 것으로 보입니다. 다음 장에서는 알골의 변동성이 별의 빛을 가리는 어두운 동반성의 영향 때문이라는 것이 어떻게 증명되었는지 살펴보겠습니다. 이렇게 하면 모든 현상을 설명할 수 있으며, 알골과 그 어두운 동반성의 질량과 크기까지도 파악할 수 있습니다.

그러나 빛의 변동이 어두운 천체에 의한 일시적인 가림 때문이라고 보기 어려운 다른 종류의 변광성들도 있습니다. 특히 대체로 어두운 별들인데, 가끔 짧은 시간 동안 밝아졌다가 다시 원래 상태로 돌아가는 경우가 이에 해당합니다. 이러한 변화의 주기는 보통 6개월에서 2년 사이입니다. 이 종류의 별 중 가장 잘 알려진 예는 300년 전에 발견된 것으로, 적도 바로 남쪽에 위치한 고래자리에 있습니다.

그 천체는 소위 ‘일시적 별’들을 제외하고는 알려진 최초의 변광성 사례였습니다. 세투스자리에 있는 이 변광성은 ‘미라’라는 이름으로 불렸는데, ‘놀라운 별’이라는 뜻입니다. 미라 세티의 밝기 변동 주기는 약 11개월이며, 그 기간 대부분 동안 이 별의 등급은 9등급에 해당하여 육안으로는 보이지 않습니다. 적절한 시기가 되면 그 밝기가 갑작스럽게 증가하기 시작하며, 곧 2등급이나 3등급 정도로 밝아져 눈에 잘 띄는 천체가 됩니다. 이 상태는 8일에서 10일 정도 지속된 후, 다시 서서히 어두워져 처음 밝아졌을 때의 약한 밝기로 돌아갑니다. 이 과정은 밝아지기 시작한 지 약 300일 후에 완료됩니다.

일반적인 변광성들보다 더 놀라운 것은 드물게 하늘에 갑작스럽게 나타나는 ‘일시적 별’들입니다. 이러한 별들 중 가장 유명한 것은 1572년 11월 초에 나타난 별로, 처음 발견되었을 때는 금성이 가장 밝을 때와 비슷한 밝기를 자랑했습니다. 실제로 시력이 좋은 사람들은 대낮에도 이 별을 볼 수 있었습니다. 역사적으로 볼 때, 이 별만큼 밝은 일시적 별은 다시 없었습니다. 이 별은 특히 티코 브라헤와 관련이 깊은데, 그가 발견자는 아니었지만 이 천체에 대해 가장 정확한 관측을 수행했으며, 이 별이 일반 항성들과 비슷한 거리에 있다는 것을 증명했습니다. 티코는 1574년 3월 말경 이 별이 완전히 사라질 때까지 그 밝기가 점차 줄어드는 과정을 상세히 기록했습니다. 당시에는 아직 망원경이 발명되지 않았기 때문에, 이 별의 움직임을 더 자세히 관측할 수는 없었습니다. 밝기가 줄어드는 동안 이 별의 색깔도 점차 변했습니다. 처음에는 흰색이었으나 점차 노란색으로 변했고, 1573년 봄에는 알데바란처럼 붉은색이 되었습니다. 1573년 5월경에는 이 별이 “납처럼, 혹은 토성처럼 보였다”고 기록되어 있으며, 보이는 동안 계속 그런 상태를 유지했습니다. 만약 오늘날과 같은 시대에 이처럼 놀라운 별이 나타난다면, 우리의 현대적인 분광기와 다른 장비들이 얼마나 많은 정보를 제공해 줄까요!

하지만 우리 시대에는 티코 브라헤와 그의 동료들이 목격했던 그처럼 멋진 일시적 별을 직접 볼 수는 없었습니다.

동시대인들로서 우리는 이러한 현상이 몇 차례 나타나는 것을 직접 목격할 수 있었던 특권을 가졌습니다. 만약 과거에 더 철저하게 관측했다면, 과거의 일시적인 별들에 대한 기록도 더 많이 남아 있었을 것입니다. 지금처럼 매일 밤 수많은 망원경들이 하늘을 향해 조준되어 있음에도 불구하고, 현대에 나타난 이러한 별들 중 몇몇은 거의 발견되지 않았다는 사실을 보면 그렇게 생각됩니다.

1866년, 2등급의 별이 북쪽 하늘의 ‘왕관자리’에 갑자기 나타났습니다. 이 별은 5월 12일에 처음으로 관측되었으며, 며칠 후부터 점차 어두워지기 시작했습니다. 몇 년 전에 아르겔란더가 북쪽 하늘의 지도를 발표했는데, 새로 나타난 별의 위치를 정확하게 파악한 결과, 그 별이 그 지도에 9.5등급으로 표시된 별과 동일한 것으로 밝혀졌습니다. 이 별은 오늘날까지도 같은 위치에 존재하며, 1866년에 일시적으로 밝아졌을 때와 같은 등급을 유지하고 있습니다. 이 별은 분광학적으로 분석된 최초의 신별이었습니다. 23장에서는 그 별의 스펙트럼의 특징에 대해 간단히 설명하겠습니다.

다음으로 언급할 일시적으로 밝아지는 별인 ‘백조자리 신별’은 1876년 11월 24일, 아테네에서 율리우스 슈미트에 의해 처음으로 발견되었습니다. 당시 이 별의 등급은 3등급에서 4등급 사이였습니다. 그는 같은 별자리를 관측했던 4일 전에는 이 별이 그렇게 눈에 띄지 않았을 것이라고 주장합니다. 실수로 이 발견 소식이 제대로 알려지지 않아, 약 10일 동안 다른 곳에서는 이 별이 관측되지 않았으며, 그동안 이미 상당히 어두워져 있었습니다. 별의 밝기는 매우 천천히 줄어들었으며, 1877년 10월에는 10등급에 불과했습니다. 그 후에도 계속 어두워져 결국 15등급에 이르렀습니다. 다시 말해, 이 별은 매우 작은 망원경으로만 볼 수 있는 별이 되었으며, 지금도 여전히 같은 위치에 있습니다. 이 별은 1등급이나 2등급에 이르지 못했기 때문에, 만약 슈미트가 그날 저녁 우연히 그 별자리를 관측하지 않았다면 아마도 전혀 발견되지 않았을 것입니다.

천문학자들이 사진기를 활용하게 되면서 이제는 새로운 별을 놓칠 가능성은 거의 없습니다. 이 사실은 1892년, 오리가자리에 마지막으로 눈에 띄는 일시적인 별이 나타났을 때 명백해졌습니다. 1월 24일, 에든버러의 천문학자 앤더슨 박사는 오리가자리에서 5등급에 해당하는 노란색 별을 발견했습니다. 일주일 후, 그는 별지도와 실제 하늘을 비교하여 그 천체가 진짜로 새로운 별임을 확인한 뒤 자신의 발견을 공개했습니다. 이 별의 경우, 처음으로 빛을 발하기 시작한 시점을 상당히 정확하게 파악할 수 있었습니다. 매사추세츠주 케임브리지에 위치한 하버드 대학교 천문대에서 정기적으로 진행된 하늘 촬영 작업을 통해, 1891년 10월 21일부터 12월 1일까지 13일 동안, 그리고 1892년 12월 10일부터 1월 20일까지 12일 동안 그 별이 나타난 하늘 부분이 촬영되었습니다. 첫 번째 촬영 결과에는 그 새로운 별의 흔적이 전혀 보이지 않았지만, 두 번째 촬영 결과의 첫 번째 사진에서는 5등급의 별로 나타났습니다. 다행히도, 매우 뛰어난 천체 사진작가인 하이델베르크의 막스 볼프 교수가 12월 8일에 같은 지역을 촬영해 두었는데, 그 사진에는 그 별이 보이지 않았습니다. 따라서 그날 밤 그 별의 밝기가 9등급에 달했을 가능성은 없습니다. 그러므로 오리가자리의 새로운 별은 12월 8일과 10일 사이에 갑자기 빛을 발하기 시작했던 것입니다. 하버드 대학교의 촬영 결과에 따르면, 별의 밝기가 가장 높아진 시기는 12월 20일경으로, 그때의 등급은 4.5등급이었습니다. 밝기의 감소는 매우 불규칙했으며, 2월 1일 이후 5주 동안은 별의 등급이 4등급에서 6등급 사이를 오갔습니다. 하지만 1892년 3월이 되자 밝기는 급격히 줄어들었고, 4월 말에는 리크 망원경을 통해 보았을 때 매우 희미한 별(16등급)로 보였습니다. 다음 해 8월에 이 강력한 망원경을 다시 그 별을 향해 조준했을 때, 그 별의 밝기는 거의 10등급까지 올라갔었지만, 그 후 다시 점차 희미해져서 지금까지 그 상태를 유지하고 있습니다.

일시적인 별과 변광성들은 하늘에 존재하는 수많은 별들 중 극히 일부에 불과합니다.

태양도 결국은 별에 불과하며, 별들도 태양보다 못한 것이 아니라는 것은 천문학의 기본 원리입니다. 이 진리의 위대함은 수많은 별들을 세어보려 할 때에야 비로소 깨달아집니다. 이는 우리의 계산으로는 도저히 해결할 수 없는 문제입니다. 그러므로 우리는 시인의 도움을 받아 그 무수히 많은 것들을 표현해 보고, 앨링엄 씨의 다음 구절로 이 장을 마무리하겠습니다.

“모래알 하나하나를 세어보라.
바닷물이 육지에 닿는 곳마다 말이다.
바다의 물방울 하나하나도 세어보라.
모든 나무의 잎사귀도 세어보라.
땅 위의 모든 생명체들도 세어보라—달리는 것, 날아다니는 것, 헤엄치는 것, 기어다니는 것까지 말이다.
모래, 물방울, 잎사귀, 그리고 생명체들의 수를 모두 합치면 엄청난 숫자가 될 것이다.
그리고 그 모든 것 중 각각 하나씩에 대해, 불타는 태양이 끝없는 하늘 속에서 회전하게 하라. 그 태양과 함께 행성들도 함께 회전하여 모든 시선과 사고를 넘어서게 하라. 왜냐하면 우리가 보는 모든 것은 무한함에 둘러싸인 섬에 불과하기 때문이다.”

제20장. 이중성들
흥미로운 항성 천체들 – 광학적으로 이중으로 보이는 항성들 – 허셜이 발견한 이중성들에 관한 위대한 발견 – 이중성들은 타원형 궤도를 따라 움직인다 – 왜 이것이 그토록 중요한가? – 중력의 법칙 – 특수한 이중성들 – 카스토르와 미자르 – 유색 이중성들 – β 시그니.

망원경을 사용할 때 볼 수 있는 흥미로운 천체들 중에서는 이중성들만큼 흥미로운 것들이 거의 없다. 이중성들의 수는 수천 개에 달하며, 실제로 이 분야를 다루는 천문학 목록에는 수만 개의 이중성들이 기록되어 있다. 이들 중 많은 것들은 크기가 작고 그다지 흥미롭지 않지만, 시리우스와 같이 하늘에서 가장 눈에 띄는 항성들도 있다. 우리는 이 짧은 설명에서 특히 주목할 만한 몇 가지 이중성들을 선정하여 자세히 살펴보겠다. 특히 소형 망원경으로도 쉽게 관측할 수 있는 이중성들에 초점을 맞출 것이며, 이전 장에서 제시한 별자리 도표를 통해 이러한 천체들의 위치를 어떻게 파악할 수 있는지도 설명하겠다.

1678년, 카시니는 육안으로는 단일한 빛점으로 보이는 일부 항성들이 사실은 두 개 이상의 항성으로 구성되어 있으며, 그들이 너무 가까이 있어서 망원경을 사용해야만 분리할 수 있다는 것을 밝혀냈다. [36] 새로운 발견들에 따라 이러한 천체들의 수는 점차 증가했으며, 1781년(허셜이 천왕성을 발견한 바로 그 해에) 천문학자 보데는 80개의 이중성들이 포함된 목록을 발표했다. 이러한 흥미로운 천체들은 허셜이 수행한 연구에서 중요한 주제가 되었다. 알려진 이중성들의 목록은 빠르게 늘어났으며, 허셜은 수백 개에 달하는 이중성들을 발견했을 뿐만 아니라 그들과의 거리를 체계적으로 측정하기도 했다.

별들이 어떻게 분리되어 있는지, 그리고 그 별들을 잇는 선이 어느 방향을 가리키는지에 대한 것이었습니다. 바로 이러한 측정들이 결국 허셜의 가장 중요하고 의미 있는 발견들 중 하나로 이어졌습니다. 수년에 걸쳐 그의 관측이 반복됨에 따라, 허셜은 일부 경우에 별들의 상대적 위치가 변했다는 것을 알아냈습니다. 이를 통해 그는 많은 쌍성들에서 두 별이 서로를 중심으로 공전한다는 사실을 발견하게 되었습니다. 이 결과의 중요성을 기억해야 합니다. 우리는 별들도 태양과 같은 천체라는 점을 기억해야 합니다. 따라서 여기서는 서로를 중심으로 공전하는 ‘태양 쌍’이라는 놀라운 현상을 목격하게 됩니다. 움직임이 관측된다는 사실 자체는 그다지 놀라운 일이 아닙니다. 왜냐하면 우주의 모든 천체는 아마도 움직이고 있을 것이기 때문입니다. 특히 흥미롭고 교훈적인 것은 그 움직임의 특성입니다.

쌍성을 구성하는 두 별이 가까이 있다는 것은 단지 우연에 불과하다고 생각되었습니다. 하늘에 수많은 별들이 존재하는 가운데, 한 별이 다른 별 바로 뒤에 위치하여(지구에서 보았을 때), 망원경으로 두 별을 관찰할 때 쌍성처럼 보이는 경우가 종종 있다고 여겨졌습니다. 의심할 여지 없이 소위 쌍성들 중 많은 것들이 이런 방식으로 생성된 것입니다. 하지만 허셜의 발견은 이러한 설명이 항상 적용되는 것은 아니며, 많은 경우 실제로 두 별이 서로 가까이 있으면서 공통된 중력 중심을 중심으로 공전하고 있다는 것을 보여줍니다.

수년에 걸쳐 쌍성들의 거리와 위치에 대한 측정 데이터가 축적되자, 수학자들이 이를 자신들의 방법으로 분석하기 시작했습니다. 쌍성 관측에는 특별한 문제점이 있습니다. 즉, 궤도를 계산하는 데 필요한 정확도를 확보할 수 없다는 것입니다. 쌍성을 구성하는 두 별 사이의 거리가 4초각이라면, 우리가 분석해야 할 궤도의 크기는 1마일 떨어진 곳에서 보았을 때 동전의 겉보기 크기와 비슷할 뿐입니다. 좋은 망원경을 사용하더라도 1마일 떨어진 곳에서 동전의 형태를 알아내려면 매우 세심한 측정이 필요합니다. 만약 동전이 약간 기울어져 있다면, 원형이 아닌 타원형으로 보일 것입니다.

이 타원형의 크기를 측정함으로써 동전이 얼마나 기울어져 있는지 알아낼 수 있습니다. 이 모든 과정에는 뛰어난 기술이 필요합니다. 본질적으로 보면 오차는 그리 크지 않을 수 있지만, 고려되는 전체 크기를 기준으로 볼 때는 상당히 큰 오차가 발생합니다. 따라서 수학자들이 관측자의 작업을 분석할 때보다 이러한 종류의 관측에서는 오차가 훨씬 더 두드러진다고 할 수 있습니다.

허셜의 발견에 대한 해석은 그 자신에 의해 이루어지지 않았습니다. 그의 쌍성에 대한 관측 결과에 수학적 방법이 적용된 것은 사바리와 그 후 다른 수학자들 덕분이었습니다. 그들의 철저한 조사를 통해 측정 오차들이 밝혀졌으며, 관측 결과의 부정확성도 상당 부분 제거되었습니다. 그러자 수학자들은 수정된 데이터에 자신들이 잘 아는 연구 방법들을 적용할 수 있게 되었습니다. 그들은 쌍성들의 궤도의 실제 형태와 그 궤도가 위치하는 평면의 위치를 상당히 정확하게 추론해낼 수 있었습니다. 그 결과는 매우 주목할 만합니다. 각 별의 움직임은 두 별의 중심력이 초점에 위치하는 타원궤도 위에서 일어난다는 것이 증명되었습니다. 이는 많은 쌍성들에서 실제로 사실로 확인되었으며, 모든 쌍성에 해당한다고 여겨집니다. 하지만 왜 이것이 그렇게 중요한 걸까요? 타원궤도로 움직이는 것이 그렇게 특별한 일인가요? 지구도 태양 주위를 타원궤도로 공전하지 않나요? 행성들도 마찬가지로 타원궤도로 공전하지 않나요?

바로 태양계의 행성들에서 타원궤도 운동이 그토록 흔하다는 사실이 쌍성에서의 이러한 발견을 그토록 중요하게 만드는 것입니다. 태양계의 타원궤도 운동은 도대체 어디서 비롯된 것일까요? 그것은 뉴턴이 발견한 인력의 법칙 때문이 아닐까요? 그 법칙에 따르면 모든 질량은 서로를 향해 거리의 제곱에 반비례하는 힘으로 끌어당긴다고 합니다. 그 인력의 법칙은 태양계 전체에 존재하는 것으로 밝혀졌으며, 태양계 내 천체들의 움직임을 놀라울 정도로 정확하게 설명해주었습니다. 하지만 태양과 행성들, 그리고 위성들, 혜성들, 그리고 수많은 작은 천체들로 구성된 태양계는 우주 속에서 단지 작은 섬 모음에 불과했습니다.

아주 작은 우주의 섬에서는 중력의 법칙이 절대적인 지배력을 발휘한다. 허셜이 이를 발견하기 전까지는 그 법칙이 단지 우리 태양계의 특수한 상황에 맞춰 만들어진 국지적인 법칙에 불과한 것은 아닌지 알 수 없었다. 이 발견 덕분에 우리는 다른 어떤 방법으로도 얻을 수 없었던 지식을 얻게 되었다. 쌍성들로부터 우주의 광활한 공간을 가로질러 속삭임이 전해졌다. 그 속삭임은 중력의 법칙이 태양계에만 국한된 것이 아니라는 사실을 알려주었다. 또한 그 법칙이 우리가 있는 이 ‘섬’이 위치한 우주의 먼 곳까지도 적용된다는 것을 알려주었다. 이로 인해 우리는 중력의 법칙이 보이는 우주 전체의 길이, 너비, 깊이에 걸쳐 일관되게 적용된다고 믿을 수 있게 되었다.

가장 유명한 쌍성 중 하나는 쌍둥이자리에 있는 두 주요 별 중 밝은 쪽인 카스토르이다. 카스토르가 하늘에서 차지하는 위치는 418쪽의 그림 86에 나와 있다. 맨눈으로 보면 카스토르는 하나의 별처럼 보이지만, 적당히 성능이 좋은 망원경을 사용하면 실제로는 두 개의 별이라는 것을 알 수 있다. 그중 하나는 3등급의 별이고, 다른 하나는 그보다 약간 어두운 등급이다. 이 두 별 사이의 각거리는 반 마일 떨어진 곳에서 1인치 길이의 선이 만드는 각도보다도 작다. 카스토르는 구성 요소들이 회전 운동을 하는 것이 관측된 쌍성 중 하나이다. 하지만 그 움직임은 매우 느려서, 한 바퀴 완전히 도는 데에는 수세기가 걸린다.

큰곰자리에서도 아름다운 쌍성을 쉽게 찾아볼 수 있다(410쪽의 그림 80 참조). 이 쌍성은 미자르라고 불리며, 꼬리를 이루는 세 개의 별 중 가운데 있는 별이다. 미자르 근처에는 작은 별인 알코르가 있는데, 이 별도 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다. 하지만 미자르를 쌍성이라고 할 때, 알코르가 그 쌍성의 구성 요소 중 하나라는 의미는 아니다. 망원경을 통해 보면 알코르는 미자르로부터 상당히 멀리 떨어져 있는 것처럼 보이며, 미자르 자체도 서로 가까이 붙어 있는 두 개의 별로 나뉘어 보인다. 이 두 별의 등급은 각각 2등급과 4등급이며, 겉보기상의 거리가 카스토르보다 거의 세 배나 크기 때문에…

작은 망원경으로도 쉽게 관측할 수 있다. 이 별은 실로 초보자가 관측을 시작하기에 가장 적합한 쌍성이다. 하지만 아직 회전 운동의 존재가 확인되지 않았으므로, 미자르가 쌍성이라고 단정할 수는 없다. 알코르 역시 같은 그룹에 속하는지, 아니면 단순히 시선선상에 우연히 위치한 별에 불과한지도 알 수 없다. 최근의 분광학적 관측 결과에 따르면, 미자르의 큰 별 자체도 쌍성으로, 서로 매우 가까이 붙어 있어 세계에서 가장 강력한 망원경으로도 결코 따로 볼 수 없는 두 개의 별로 구성되어 있다.

특히 인상적인 쌍성의 유형 중 하나는 일반 별들의 색과는 현저하게 다른 색을 보이는 경우이다. 일반 별들의 대부분은 특별히 두드러진 색을 가지고 있지 않으며, 일부는 약간 붉은빛을 띠고, 일부는 확실히 붉은색이며, 또 일부는 매우 진한 붉은색이다. 청색이나 녹색을 띠는 별들은 훨씬 드물며,[37] 이러한 특성을 가진 별이 나타나더라도 거의 항상 쌍성의 한 부분으로 존재한다. 쌍성의 다른 별은 때로는 같은 색을 띠기도 하지만, 대개는 노란색이나 붉은색을 띤다.

비교적 보통 수준의 망원경으로도 관측할 수 있는 가장 아름다운 쌍성 중 하나는 백조자리에 위치한 β Cygni이다(그림 91). 이 멋진 천체는 두 개의 별로 구성되어 있다. 밝기가 3등급 정도인 큰 별은 황금색이나 토파즈색을 띠며, 밝기가 6등급인 작은 별은 연한 파란색을 띤다. 이 두 색은 거의 상보적이지만, 단순한 대비 효과에 그치지 않는다는 점은 의심의 여지가 없다. 이 두 별 모두 우리가 언급한 색조를 띠고 있다는 것은, 각각의 별을 시야 내에 놓인 장치 뒤에 순차적으로 가려보면 알 수 있다. 분광학적 연구를 통해서도 이 사실이 매우 명확하게 확인되었는데, 파란색 별은 적색 광선이 특별히 흡수된 반면, 다른 별의 더 붉은빛은 흡수 과정을 통해 생성된 것으로 나타났다.

푸른 빛 때문입니다. 이러한 천체의 색상 대비는 접안렌즈를 초점에서 벗어나게 함으로써 훨씬 더 명확하게 볼 수 있습니다. 이렇게 만들어지는 원반들은 망원경이 단순히 두 개의 항성점만을 보여줄 때보다 훨씬 더 잘 색상 대비를 드러냅니다.

이것들이 바로 이러한 쌍성 및 다중성들 중 일부입니다. 그 수는 해마다 증가하고 있으며, 실제로 리크 천문대에서 근무했던 후 현재 예르크스 천문대에서 연구원으로 일하는 버넘 씨는 자신의 연구를 통해 기존에 알려진 쌍성들 목록에 1,000개가 넘는 새로운 쌍성들을 추가했습니다.

우리 망원경으로 보았을 때는 작아 보이는 이러한 천체들이 사실은 엄청난 크기와 밝기를 가진 태양들이라는 점을 생각해보면, 이러한 천체들에 대한 관심은 더욱 커질 수밖에 없습니다. 많은 경우 이러한 태양들은 우리 태양과 비슷하거나, 어쩌면 그보다도 더 밝을 수 있습니다. 이러한 태양들 주위에 행성들이 있는지는 알 수 없습니다. 행성에서 반사된 빛은 우리와 별들을 가르는 광활한 공간을 통과하기에는 전혀 부족할 것입니다. 만약 이러한 천체들 주위에 행성들이 있다면, 하나의 태양 대신 두 개, 혹은 그 이상의 태양에 의해 비춰질 것입니다. 그렇다면 얼마나 놀라운 빛과 그림자의 효과가 나타날까요! 때로는 두 태양이 함께 지평선 위에 있기도 하고, 때로는 하나만 있기도 하며, 때로는 둘 다 보이지 않기도 합니다. 특히, 태양들이 다양한 색을 띠는 행성의 경우는 더욱 특별할 것입니다. 오늘은 붉은 태양이 하늘을 비추고, 내일은 파란 태양이 될 수 있으며, 모레는 붉은 태양과 파란 태양이 함께 하늘에 있을 수도 있습니다. 이러한 상상만으로도 얼마나 다양한 풍경이 연상되는지요! 하지만 이러한 행성이 존재할 수 있는 조건들이 우리가 아는 생명체와 유사한 형태의 생명체가 살 수 있는 환경과 양립할 수 있을지에 대해서는 심각한 동역학적 문제들이 있습니다. 두 개의 태양의 영향을 받으며 행성이 움직이는 문제는 수학자들에게 제시된 가장 어려운 문제들 중 하나이며, 현재의 분석 수준으로는 그에 따른 모든 문제들을 정확하게 해결하는 것은 불가능합니다. 행성의 궤도에 혼란이 생길 가능성도 전혀 낮지 않아 보입니다.

지구와 같이 단일한 태양의 지배를 받으며 공전하는 행성이 겪는 것을 훨씬 뛰어넘는 광선과 온도의 변화에 노출된다면 정말 멋질 것입니다.

제21장. 별들의 거리
우주를 측정하는 방법—베셀의 노력들—연간 시차의 의미—시차에 의해 생기는 타원형 궤도의 특징—61 Cygni의 경우—사용된 비교용 별들—별의 고유 운동—스트루베의 연구들—이들을 조화시킬 수 있을까?—던싱크에서의 연구들—얻어진 결론—이러한 관측들이 가지는 정확도—61 Cygni의 고유 운동—고정된 성천의 구조—거문고자리에 있는 새로운 별—그 역사—눈에 띄는 시차가 없음—엄청난 광도의 폭발—태양계의 우주 내 이동—허셜의 발견—라이라자리를 향한 여정—확률들.

우리는 오랫동안 태양계의 크기를 어느 정도 정확하게 알고 있었습니다. 우리가 아는 것에는 행성들과 혜성들이 태양으로부터 얼마나 떨어져 있는지, 그리고 그들의 움직임도 포함됩니다. 또한 태양계에 속하는 여러 천체들의 직경과 질량에 대해서도 상당한 지식을 가지고 있습니다. 사실, 태양의 보호 아래 함께 모여 있는 이 천체들에 대한 많은 세부 사항들도 오랫동안 알려져 왔습니다. 이 장에서 다루어질 문제는 우리 태양계를 측정하는 데 필요한 것보다 훨씬 더 광범위한 조사를 요구합니다. 우리는 태양 주위에 밀접하게 모여 있는 천체들과 우주 공간에 흩어져 있는 다른 별들을 가르는 거대한 공간을 가로질러 측정선을 뻗어보고자 합니다. 수 세기 동안 별들의 거리라는 중대한 문제는 천문학자들의 관심의 대상이 되어왔습니다. 이 주제에 대해 이루어진 다양한 연구들을 여기서 간단히 설명하는 것조차 불가능할 것입니다. 우리가 할 수 있는 제한된 조사에서는 먼저 이 문제를 해결하기 위해 기울여진 뛰어난 노력들을 살펴보고, 그 다음에는 이 문제를 정확한 천문학의 영역으로 끌어온 연구들을 살펴보도록 하겠습니다.

허셜의 연구가 끝난 지 오랜 세월이 지날 때까지도 별들의 절대적 거리를 측정하려는 시도는 성공하지 못했습니다. 새로운 장비를 갖춘 새로운 세대의 천문학자들이 수년에 걸쳐 끊임없이 이 문제를 연구했지만, 한동안은 희망이 보이지 않았습니다. 별들의 거리가 너무 멀어서, 기계적 기술과 정교한 수학적 계산 방법들이 발전하기 전까지는 그 거리를 알아낼 수 없었습니다. 마침내 이 문제가 해결되기 시작했습니다. 몇몇 별들의 거리가 밝혀졌으며, “별들은 얼마나 멀리 떨어져 있을까?”라는 질문에 대해 어느 정도 답을 줄 수 있게 되었습니다. 하지만 현재까지의 우리의 답변은 여전히 불확실하고 불완전하다는 점을 인정해야 합니다. 그럼에도 불구하고 얻어진 소량의 정보조차도 매우 중요합니다. 비슷한 경우처럼, 별의 거리를 발견한 것은 거의 동시에 두세 명의 천문학자들에 의해 이루어졌습니다. 이 역사적인 사건에서 베셀의 이름이 특히 두드러집니다. 베셀은 1840년에 61 Cygni라는 별의 거리가 측정 가능한 값이라는 것을 증명했습니다. 그의 증명은 너무나도 논리적이어서 반박할 수 없었습니다. 베셀의 연구와 거의 동시에 스트루베는 베가의 거리를 측정했으며, 헨더슨은 남쪽에 위치한 α Centauri의 거리를 측정했습니다. 이러한 발견들은 천문학계에 큰 관심을 불러일으켰으며, 왕립천문학회는 베셀에게 금메달을 수여했습니다. 메달 수여식에서 연설을 맡은 사람은 존 허셜 경이었으며, 그의 연설은 세 명의 천문학자들의 노력에 대한 가장 훌륭한 찬사였습니다. 존 허셜 경이 한 말들을 인용하지 않을 수 없습니다:
“왕립천문학회의 여러분, 저와 여러분 모두가 이제까지 우리가 우주를 탐험하는 데 있어서 큰 장애물이었던 그 장벽을 극복할 수 있게 되어 기쁩니다. 우리는 오랫동안 그 장벽을 넘으려 애썼지만 실패했습니다. 하지만 이제는 거의 동시에 세 곳에서 그 장벽을 넘었습니다. 이는 실용 천문학이 지금까지 목격한 가장 위대하고 영광스러운 승리입니다. 아마도 저는 너무 과장해서 말하는 것일지도 모릅니다. 하지만 이 모든 것이 단지 가능성에 불과할 수도 있다는 점을 고려해야 할 것입니다.”

환상에 불과하며, 과거에도 그랬듯이 앞으로의 연구들도 이 훌륭한 결과를 입증하지 못할 수 있습니다. 하지만 저는 이러한 긴박한 상황에서 그런 신중함을 발휘할 자신이 없습니다. 차라리 이 시대의 긍정적인 징조들을 받아들이고, 장벽이 이미 무너지기 시작했으니 곧 완전히 제거될 것이라고 믿읍시다.

더 나아가기 전에, 별까지의 거리를 어떻게 측정하는지 간단히 설명하는 것이 좋겠습니다. 이 문제는 우리가 이미 이 책에서 다룬 태양까지의 거리를 측정하는 문제와는 전혀 다른 성격을 가집니다. 항성의 시차를 측정하기 위한 관측은 지구가 태양 주위를 공전한다는 잘 알려진 사실에 기반을 두고 있습니다. 여기서는 지구가 원형 궤도를 따라 공전한다고 가정해 보겠습니다. 그 궤도의 중심은 태양의 중심이며, 궤도의 반지름은 92,900,000마일입니다. 지구 위에 있는 우리는 끊임없이 변화하는 관점에서 별들을 관측합니다. 여름에는 지구가 겨울 때보다 185,800,000마일 더 멀리 떨어져 있습니다. 따라서 하늘의 배경 위에 투영된 별들의 위치도 그에 맞게 변화해야 합니다. 여기서 말하는 것은 별들의 실제 위치가 실제로 변했다는 것이 아닙니다. 이러한 변화는 단지 겉보기상의 것일 뿐이며, 우리는 그 변화의 원인이 되는 우리 자신의 움직임을 인지하지 못한 채 그 변화를 별들 탓으로 돌립니다.

그림 93의 도표에는 1월, 4월, 7월, 10월과 같은 특정 달들이 그 원주에 표시되어 있는 타원이 있습니다. 이 타원은 지구가 태양 주위를 공전하는 궤도의 축소판으로 볼 수 있습니다. 1월에는 지구가 표시된 위치에 있고, 4월에는 전체 궤도의 4분의 1 지점까지 이동합니다. 이런 식으로 1년이 지나면 다시 원래 위치로 돌아옵니다. 1월의 지구 위치에서 바라보면, 별 A가 하늘의 1번으로 표시된 지점에 투영된 모습으로 보입니다. 3개월 후에는 관측자가 망원경을 들고 4월의 위치로 이동하게 되는데, 이때는 별이 2번으로 표시된 위치에 투영된 모습으로 보입니다. 이처럼 지구가 1년에 한 번씩 전체 궤도를 따라 공전함에 따라, 별도 하늘의 배경 위에서 타원 형태로 움직이는 것처럼 보입니다. 천문학자들의 전문용어로는 이를 ‘시차 타원’이라고 부르며, 이 타원의 장축을 측정함으로써…

항성이 태양으로부터 얼마나 떨어져 있는지를 알아내는 데 사용되는 것이 바로 타원입니다. 이 타원의 장반경의 절반, 혹은 다른 말로 하면 항성에서 볼 때 지구의 궤도 반지름이 이루는 각도를 ‘항성의 연간 시차’라고 합니다.

그림에는 앞서 살펴본 항성보다 지구와 태양계로부터 훨씬 더 멀리 떨어져 있는 또 다른 항성 b가 나와 있습니다. 이 항성 역시 타원형 궤도를 따라 움직입니다. 그러나 b에 해당하는 타원의 크기가 a의 타원보다 훨씬 작다는 점을 주목할 수 있습니다. 타원의 크기 차이는 항성들이 지구로부터 떨어진 거리의 차이 때문에 생깁니다. 항성이 지구에 가까울수록 타원의 크기는 커지며, 하늘에서 가장 가까운 항성은 가장 큰 타원을 그리고, 가장 먼 항성은 가장 작은 타원을 그립니다. 따라서 항성까지의 거리는 타원의 크기와 반비례한다고 할 수 있습니다. 타원의 장반경의 각도 값을 측정하면, 매우 간단한 수학적 계산을 통해 항성까지의 거리를 지구 궤도 반지름의 배수로 표현할 수 있습니다. 이 반지름을 92,900,000마일이라고 가정하면, 항성까지의 거리는 간단한 산술 계산을 통해 구할 수 있습니다. 다만 이 과정에서의 어려움은 이러한 타원들이 너무 작아서 마이크로미터로도 그 모습을 감지하기 어렵다는 점입니다.

가장 가까운 별들의 경우에도 나타나는 측지적 타원의 극도로 작은 크기를 어떻게 적절히 설명할 수 있을까? 천문학자들의 전문 용어로 말하자면, 이 타원의 가장 긴 지름이 만들어내는 각도는 1.5초를 넘지 않는다. 좀 더 대중적인 표현으로 말하자면, 가장 큰 측지적 타원의 장축 길이의 1천배라 해도 보름달의 직경만큼은 되지 않는다. 더욱 간단한 예를 들자면, 2마일 떨어진 곳에 놓인 동전을 생각해보자. 가로로 본다면 선형 모양이 되고, 약간 기울여서 본다면 타원형이 될 것이다. 하지만 그 거리에서조차도 그 타원의 크기는 하늘에 있는 어떤 별의 가장 큰 측지적 타원보다도 클 것이다. 관측자 주위를 반지름 2마일짜리 구로 그린다고 가정해보자. 만약 각 별 앞에 동전이 놓인다면, 모든 측지적 타원은 완전히 가려질 것이다.

백조자리에 있는 61 Cygni라는 별도 그 크기나 밝기 면에서 특별한 점은 없다. 맨눈으로는 거의 보이지 않으며, 그보다 더 크고 밝은 별들도 수천 개나 있다. 하지만 이 별은 ‘쌍성’이라고 불리는 특별한 별들 중에서 매우 흥미로운 예시이다. 쌍성은 서로 매우 가까이 붙어 있으면서 거의 같은 크기를 가진 두 개의 별로 구성되어 있으며, 명백히 상호 인력에 의해 연결되어 있다. 천문학자들은 또한 이 별의 큰 자체 운동 때문에 특별히 주목한다. 이러한 자체 운동 덕분에 두 별은 매년 5초씩 함께 하늘을 가로지른다. 이 정도의 자체 운동은 극히 드물지만, 그렇다고 해서 유일무이한 것은 아니다. 더 빠른 자체 운동을 보이는 별들도 있기 때문이다. 하지만 61 Cygni의 뛰어난 쌍성 특성과 큰 자체 운동이 결합되어, 적어도 북반구에서는 독특한 별로 여겨진다.

베셀이 자신의 이름이 영원히 기억될 만한 위대한 연구를 시작하기로 결심했을 때, 그는 한 별의 측지적 타원을 정확하게 측정하기 위해 1년, 혹은 2년, 혹은 3년을 그 별에 대한 지속적인 관측에 투자하기로 했다. 그렇다면 그는 어떻게 연구 대상을 선택해야 했을까?

그토록 많은 노력이 투입되어야 했던 이유는 무엇일까? 그의 노력에 보답할 만큼 충분히 가까이 있으면서 측정 가능한 시차를 보여줄 별을 선택하는 것이 매우 중요했다. 하지만 그는 단지 추측과 유추에 의존할 수밖에 없었다. 그는 백조자리 61번별의 특별한 특성들이 필요한 단서가 될 수 있다고 생각하여, 이 별을 관측 대상으로 삼기로 결심했다. 그는 3년의 시간을 이 작업에 투자하여 마침내 지구로부터의 거리를 알아내는 데 성공했다.

존 허셜 경이 연설을 한 이후로, 백조자리 61번별은 천문학자들의 지속적이고 끊임없는 관심을 받아왔다. 사실, 후대의 천문학자들은 베셀의 초기 발견을 확인하거나 비판하기 위해 이 별의 거리에 대해 새로운 연구를 계속해왔다고 할 수 있다. 여기에 제시된 도표(그림 94)는 백조자리 61번별의 최근 역사를 보여주기 위한 것이다.

베셀이 연구를 시작했을 때, 쌍성을 구성하는 두 별은 도표상 1838년이라는 날짜로 표시된 위치에 있었다. 그로부터 15년 후 오토 스트루베가 연구를 시작했을 때, 두 별은 1853년이라는 날짜로 표시된 위치로 이동해 있었다. 마지막으로, 던싱크 천문대에서 이 별을 다시 관측했을 때에는 두 별이 1878년이라는 날짜로 표시된 위치까지 더욱 이동해 있었다. 이처럼 40년 동안 이 쌍성은 하늘에서 3분 이상에 달하는 거리만큼 이동했다. 실제로는 단순한 직선 운동보다 훨씬 복잡한 경로를 따라 움직인다. 쌍성을 구성하는 두 별은 서로의 인력으로 인해 일정한 상대 속도를 가지고 있다. 하지만 1년이 지나면서 생기는 이러한 위치 변화는 시차 곡선에 아무런 영향을 미치지 않을 정도로 미미하기 때문에 굳이 고려할 필요는 없다.

그러나 백조자리 61번별의 경우는 예외적이다. 이 별은 우리가 하늘에서 가장 가까이에 있는 별 중 하나이다. 우리는 이 별까지의 정확한 거리를 10억에서 20억 마일 정도로 파악할 수는 없지만, 그래도 어느 정도의 거리라는 것은 알고 있다.

불확실성으로 인해 200억이라는 수치는 전체의 매우 큰 비율을 차지합니다. 우리는 스트루베가 옳았다고 믿는다는 것을 곧 보여줄 것입니다. 하지만 그렇다고 해서 베셀이 틀렸다는 의미는 아닙니다. 그림 94 – 61 Cygni와 비교용 별들.
이러한 겉보기上的 모순은 쉽게 설명될 수 있습니다. 만약 스트루베도 베셀과 같은 비교용 별을 사용했다면 설명하기 어려웠을 것입니다. 하지만 스트루베가 사용한 비교용 별은 베셀이 사용한 별들과는 달랐으며, 이것이 바로 차이가 생긴 원인일 가능성이 높습니다. 이 과정의 핵심은 멀리 있는 별이 만드는 작은 타원형과 가까이 있는 별이 만드는 더 큰 타원형을 비교하는 것입니다. 만약 두 별이 같은 거리에 있다면 이 방법은 전혀 적용될 수 없습니다. 그런 경우에는 별들이 지구에 얼마나 가까이 있든 간에 시차를 관측할 수 없습니다. 이 방법이 완전히 성공적으로 작동하려면 비교용 별은 주별보다 적어도 8배는 더 멀리 있어야 합니다. 이 점을 염두에 두면 베셀의 측정값과 스트루베의 측정값을 조화시키는 것은 충분히 가능합니다. 우리는 단지 베셀이 사용한 비교용 별들이 61 Cygni보다 약 3배 더 멀리 있고, 스트루베가 사용한 비교용 별은 적어도 8배에서 10배 더 멀리 있다고 가정하면 됩니다. 또한 베셀이 사용한 비교용 별들이 스트루베의 것보다 더 밝기 때문에, 세 별 중에서는 스트루베가 사용한 별이 가장 멀리 있다고 추정할 수 있습니다.

여기에는 이 시차 측정 방법의 특징적인 점이 있습니다. 설령 모든 관측 결과와 시차 계산이 수학적으로 정확하다 하더라도, 최종 결과를 단일 별의 시차로 엄밀하게 기술할 수는 없습니다. 그것은 오직 해당 별의 시차와 비교용 별의 시차 사이의 차이에 불과합니다. 따라서 우리가 구한 시차는 측정된 값보다 작을 수 없다고만 말할 수 있습니다. 이런 관점에서 보면 스트루베와 베셀 사이의 의견 차이는 사라집니다. 베셀은 61 Cygni까지의 거리가 600억 마일을 넘을 수 없다고 주장했습니다. 스트루베는 이에 반대하지 않았으며, 오히려 그 거리가 400억 마일을 넘을 수 없다는 것을 보임으로써 그 주장을 확인해 주었습니다.

스트루베가 관측을 시작한 지 거의 반세기가 지났습니다. 그 관측 결과들은 분명히 의문시되어 왔지만, 전반적으로 다른 연구들에 의해 확인되고 있습니다. 이 주제에 대한 비판적 검토에서 아우워스는 스트루베의 측정 결과가 상당히 신뢰할 만하다고 지적했습니다. 그러나 이러한 권위 있는 결론에도 불구하고 61 Cygni에 대한 연구는 계속해서 반복되어 왔습니다. 아일랜드의 왕립천문학자였던 브뤼노 박사는 61 Cygni의 시차를 측정하기 위한 일련의 관측을 시작했으며, 그의 후임자인 필자가 그 연구를 이어받아 완료했습니다. 브뤼노는 이전의 관측자들이 사용했던 별들과는 다른 네 번째 비교용 별을 선택했습니다. 브뤼노가 사용한 관측 방법은 스트루베의 방법과는 상당히 달랐지만, 두 경우 모두 섬유형 마이크로미터가 사용되었습니다. 브뤼노는 61 Cygni와 비교용 별 사이의 적위 차이를 측정함으로써 시차 원호를 구하려 했습니다.[38] 1년에 걸쳐 적위 차이가 주기적으로 변화하는 것을 관찰할 수 있으며, 그 변화를 통해 시차 원호를 계산할 수 있습니다. 첫 번째 관측 시리즈에서는 61 Cygni의 앞에 위치한 별과 비교용 별 사이의 적위 차이를 측정했으며, 두 번째 관측 시리즈에서는 61 Cygni의 다른 별과 같은 비교용 별을 사용했습니다. 이렇게 해서 2년간의 연구를 통해 두 가지 완전히 독립적인 시차 측정 결과를 얻을 수 있었습니다. 이 중 첫 번째 결과는…

거리는 400억 마일이며, 두 번째 값도 거의 똑같습니다. 이 연구가 베셀의 결과를 수정하려는 스트루베의 노력을 뒷받침한다는 점에는 의심의 여지가 없습니다. 따라서 이 문제에 대한 우리의 현재 지식을 요약하자면, 61 Cygni까지의 거리는 베셀이 측정한 600억 마일보다는 스트루베가 측정한 400억 마일에 훨씬 가깝다고 할 수 있습니다.[39]

독자들이 이러한 연구에서 제공되는 증거의 질에 대해 스스로 판단할 수 있도록 하는 것이 바람직합니다. 여기에 제시된 그림 95의 도표는 바로 이 목적으로 만들어졌습니다. 이 도표는 제가 던싱크에서 수행한 적위 차이에 관한 두 번째 시리즈의 관측 결과를 보여주기 위한 것입니다. 각 점은 하룻밤 동안의 관측 결과를 나타냅니다. 점의 높이는 61(Cygni)(B)와 비교용 별 사이의 측위 차이를 나타냅니다. 수평선상의 거리, 즉 수학자들이 말하는 ‘절편’은 날짜를 나타냅니다. 이러한 관측 결과들은 특정 곡선 주변에 어느 정도 규칙적으로 모여 있습니다. 그 곡선은 관측이 완벽했다면 있어야 할 위치를 나타냅니다. 점들과 곡선 사이의 거리는 관측 과정에서 발생한 오차로 간주될 수 있습니다.

많은 경우 이러한 오차들이 매우 심각한 수준에 이른 것처럼 보일 수도 있습니다. 하지만 이 도표가 바로 이러한 오차들을 보여주기 위해 만들어진 것임을 분명히 해두고 싶습니다. 우리는 그 연구의 강점뿐만 아니라 약점도 함께 보여줄 필요가 있습니다. 다만 관측 오차가 처음 보기에 생각하는 것만큼 크지는 않습니다. 이를 알아보려면 이 도표의 축척을 익숙한 기준과 비교해 보기만 하면 됩니다. 곡선의 맨 윗부분에서 수평선까지의 거리는 단 0.4초에 불과합니다. 이는 10마일 떨어진 곳에서 본 1펜니 동전의 겉보기 직경과 비슷한 수치입니다. 이제 우리는 발생한 오차의 실제 크기를 파악할 수 있습니다. 모든 점들이 곡선에서 곡선 높이의 절반 이상 떨어져 있지 않다는 것을 알 수 있습니다. 따라서…

전체 관측 결과에서 가장 큰 오차는 고작 0.2~0.3초에 불과합니다. 이는 마치 망원경을 동전의 윗쪽 가장자리를 향해 조준한 것과 같은데, 실제로는 아랫쪽 가장자리를 향해 조준한 셈입니다. 이 정도는 그다지 큰 실수라고 할 수 없습니다. 조준 오차가 이보다 100배나 더 컸던 소총팀이라도 여전히 비슬리 대회에서 모든 상을 쉽게 딸 수 있었을 것입니다.

우리는 61 Cygni에 대한 역사를 상당히 자세히 다루었습니다. 왜냐하면 이 별은 그 거리가 가장 많이 연구된 별이기 때문입니다. 61 Cygni가 모든 별 중에서 가장 가까운 별이라고는 말하지 않습니다. 사실, 하늘에 수많이 존재하는 별들 중에서 어떤 특정 별이 가장 가깝다고 단언하는 것은 매우 성급한 일일 것입니다. 우리는 61 Cygni보다 더 가까워 보이는 별이 하나 있다는 것을 알고 있습니다. 그 별은 남쪽의 별자리 중 하나에 위치해 있으며, 그 이름은 α Centauri입니다. 이 별은 이 주제의 역사에서 매우 중요한 의미를 가집니다. 이 별의 시차는 처음으로 희망곶에서 헨더슨에 의해 측정되었으며, 이후의 연구들을 통해 그의 관측 결과가 확인되었습니다. 길 박사의 철저한 연구를 통해 이 별의 시차는 약 0.75초라는 것이 밝혀졌으며, 이는 61 Cygni와의 거리의 3분의 2에 불과합니다.

61 Cygni가 우리의 주목을 끈 것은, 먼저 매년 5초라는 상당한 고유운동량을 가지고 있다는 사실 때문이었습니다. 또한 매년의 시차도 약 0.5초라는 것을 확인할 수 있었습니다. 이 두 가지 사실을 종합해보면 매우 흥미로운 결과가 도출됩니다. 즉, 61 Cygni는 매년 지구 궤도 반지름의 10배 이상의 거리를 이동해야 한다는 것입니다. 이를 일반적인 수치로 환산하면, 이 별은 매년 9억 2천만 마일을 이동해야 한다는 뜻입니다. 하루에는 200만에서 300만 마일 정도를 이동해야 하는데, 이는 초당 30마일이라는 엄청난 속도를 유지함으로써만 가능합니다. 이 결론을 피할 방법은 없어 보입니다. 우리가 설명한 이러한 사실들은 이미 충분히 입증된 바 있으며, 61 Cygni의 속도가 초당 30마일보다 낮다는 가정과는 모순됩니다. 속도는 더 클 수는 있지만, 그보다 작을 수는 없습니다.

지난 150년 동안 61 Cygni가 같은 방향으로, 같은 속도로 움직여왔다는 것을 알고 있습니다. 망원경이 등장하기 전에는 어떠한 관측 자료도 없었기 때문에, 이 별의 과거에 대해서는 확실히 알 수 없습니다. 하지만 고대부터 현재와 비슷한 속도로 움직여왔다고 가정하는 것이 합리적입니다. 만약 방해 요소가 전혀 없다면 이 점에 대해 의심의 여지는 없을 것입니다. 하지만 분명히 어떤 방해 요소가 존재해야 합니다. 문제는 그 방해 요소가 우리가 세운 가정을 심각하게 바꿀 만큼 강력한지 여부입니다. 강력한 방해 요소는 별의 속도를 크게 변화시킬 수 있으며, 별의 직선 운동 경로를 벗어나게 할 수도 있고, 심지어 별이 닫힌 궤도를 따라 움직이도록 만들 수도 있습니다. 하지만 우리는 그렇게 큰 규모의 방해 요소가 필요하다고 생각하지 않습니다. 61 Cygni가 현재 거의 직선적인 경로를 따라, 거의 일정한 속도로 움직이고 있다는 점에는 의심의 여지가 없습니다.

61 Cygni가 태양으로부터 400억 마일 떨어져 있고, 그 속도가 초당 30마일이므로, 이 별이 얼마나 오랜 시간 동안 움직여왔는지 계산하는 것은 쉽습니다.

태양으로부터의 거리만큼의 여정을 완주하는 데 필요한 시간은 약 40,000년이 될 것입니다. 지난 400,000년 동안 61 Cygni는 운동 방향과 상관없이 현재 태양으로부터의 거리보다 10배 더 긴 거리를 이동해왔습니다. 따라서 400,000년 전에는 현재보다 지구로부터 약 10배 더 멀리 떨어져 있었을 것입니다. 비록 이 시기는 모든 역사적 기록보다 훨씬 먼 과거이지만, 인류의 역사와 비교하면 그리 크게 다르지 않을 수도 있습니다. 하지만 광활한 지질학적 시간과 비교하면 그러한 기간들은 사소하고 무의미해 보입니다. 지질학자들은 오래 전부터 수천 년이라는 개념을 부정해왔으며, 지질학적 현상들이 일어나는 데에는 수백만 년, 심지어 수천만 년이 걸린다고 주장합니다. 만약 지구가 지질학자들이 주장하는 수천만 년 동안 존재해왔다면, 천문학자들이 비슷한 시간 동안 하늘에서 일어났을 현상들에 대해 추측하는 것도 합리적입니다. 별들의 거리에 대한 우리의 지식과 초당 30마일이라는 속도를 가정함으로써, 우리는 먼 과거를 들여다보고 우리 우주가 겪은 변화가 얼마나 큰지 알아볼 수 있습니다.

100만 년 후에는 61 Cygni가 현재 태양으로부터의 거리보다 25배 더 긴 거리를 이동할 것입니다. 61 Cygni가 어느 방향으로 움직이든—지구 쪽으로든, 지구에서 멀어지는 쪽으로든, 오른쪽으로든 왼쪽으로든—100만 년 전에는 현재보다 약 25배 더 멀리 떨어져 있었을 것입니다. 하지만 현재의 거리에서도 61 Cygni는 작은 별에 불과합니다. 만약 그 거리가 10배 더 멀어진다면 좋은 망원경 없이는 볼 수 없을 것이며, 25배 더 멀어진다면 가장 강력한 망원경으로도 겨우 점처럼 보일 뿐일 것입니다.

61 Cygni에 관해 도출된 결론들은 다른 별들에도 다양한 정도로 적용될 수 있습니다. 이를 통해 우리는 하늘에 존재하는 많은 별들이 사실은 천천히 움직이고 있다는 결론에 이릅니다. 하지만 이러한 움직임은 겉보기에는 천천히 보일 뿐, 실제로는 매우 빠를 수도 있습니다. 해변에 서서 멀리 지평선 위에 있는 증기선을 바라볼 때, 그 증기선이 움직이고 있다는 것을 거의 알아차릴 수 없습니다. 물론 몇 분 후에 다시 바라보면 그 움직임을 확인할 수 있습니다.

그 위치는 변하지 않지만, 증기선의 움직임은 느리게 보입니다. 하지만 만약 우리가 증기선 근처에 있다면, 그것이 시속 수 마일이나 되는 속도로 빠르게 움직이고 있음을 알 수 있을 것입니다. 이러한 착각은 거리 때문에 생기는 것입니다. 별들도 마찬가지입니다. 별들은 너무 멀리 있기 때문에 천천히 움직이는 것처럼 보이지만, 만약 우리가 그 별들 가까이 있다면, 대부분의 경우 그 움직임이 바다를 항해하는 가장 빠른 증기선의 속도보다 천 배나 빠르다는 것을 알 수 있을 것입니다.

이처럼 별자리들의 영원함과 그 상대적 위치의 고정성도 결국은 일시적인 것에 불과합니다. 지질학적 연구를 통해 알 수 있는 그러한 엄청난 시간의 흐름을 고려해보면, 별자리들의 지속성은 사라져버립니다! 그러한 엄청난 세월이 지나면서 별들과 별자리들은 점차 사라지고, 그 자리를 더욱 일시적인 다른 별들이 대신하게 됩니다.

파랄랙스 측정이 실패로 끝나는 경우도 종종 있습니다. 모든 관측이 끝나고 데이터가 분석되었지만, 파랄랙스 값을 구할 수 없는 경우도 있습니다. 별까지의 거리가 너무 멀어서, 비록 2억 마일에 달하는 기준선이 있긴 하지만, 그 길이는 별까지의 거리와 비교했을 때 너무 짧아서 유의미한 값을 얻을 수 없습니다. 하지만 이러한 실패로부터도 종종 정보를 얻을 수 있습니다.

제가 던싱크에서 겪은 경험을 예로 들어 설명해 드리겠습니다. 앞서 언급했듯이, 1876년 11월 24일, 아테네 출신의 유명한 천문학자인 슈미트 박사는 백조자리에서 3등급의 새로운 밝은 별을 발견했습니다. 11월 20일에는 그 별은 보이지 않았습니다. 그 별이 처음으로 나타난 날이 11월 21일인지 22일인지 23일인지는 아무도 모릅니다. 하지만 11월 24일에 그 별이 발견되었습니다. 그때조차도 그 별의 밝기는 점점 줄어드는 것 같았습니다. 따라서 아마도 그 별이 가장 밝았던 시기는 11월 20일과 24일 사이의 어느 시점이었을 것입니다. 그러므로 그 별의 등장은 비교적 갑작스러운 것이었으며, 이러한 현상을 설명할 수 있는 가장 간단한 원인은 거대한 충돌일 것입니다. 그 별의 밝기가 줄어드는 속도는 커지는 속도보다 훨씬 느렸으며, 그 별이 다시 보이지 않게 되기까지 2주가 넘는 시간이 걸렸습니다. 반면에 밝아지는 데에는 2~3일(혹은 그보다 짧은 시간)밖에 걸리지 않았습니다.

가을이 되면 말이다. 하지만 그토록 거대한 화재를 진압하는 데에는 2~3주라는 시간조차도 너무 짧았다. 갑작스러운 발생 원인을 설명하는 것은 비교적 쉽지만, 몇 주 만에 어떻게 그 화재가 진정될 수 있었는지를 이해하는 것은 그리 쉽지 않다. 우리 공장에서 제작되는 크기가 상당한 철제 물체가 식는 데 걸리는 시간도, 노바 시그니의 별불길을 잠재우는 데 필요한 시간과 거의 같다!

이러한 점을 고려할 때, 노바 시그니가 사실 그렇게 광범위한 화재가 아니었을 가능성도 있다고 생각하는 것은 그리 비합리적이지 않아 보였다. 하지만 만약 그랬다면, 그 별은 지구와 상당히 가까이 있었을 것이다. 왜냐하면 그토록 밝은 모습을 보여주며 많은 관심을 끌었기 때문이다. 따라서 그 별은 시차 연구를 위한 적절한 대상으로 보였으며, 그래서 몇 년 전 던싱크에서 일련의 관측이 이루어졌다. 당시 나는 다른 업무에 너무 바빠서, 결국 헛된 결과만 나올 수도 있는 그 연구에 많은 시간을 할애할 수 없었다. 나는 단지 큰 시차가 존재하는지 확인하기 위해 충분한 수의 마이크로미터 측정을 수행했을 뿐이다. 지구의 연간 운동으로 인해 각 별이 미세한 시차 타원을 그리는 것으로 알려져 있으며, 이 타원을 측정함으로써 별의 시차, 즉 거리를 알아낼 수 있다. 일반적으로 별의 시차를 조사할 때는 최소한 1년에 걸쳐 여러 차례에 걸쳐 별이 그 타원 상에서 차지하는 위치를 측정해야 한다. 우리가 사용한 방법은 그보다 훨씬 덜 번거로웠다. 비록 작은 시차까지 파악하기에는 충분히 정확하지 않았을지 모르지만, 노바 시그니에 큰 시차가 있는지 확인하기에는 충분히 정확했다. 쉽게 계산할 수 있는 특정 날짜에는 별이 시차 타원의 한쪽 끝에 있고, 6개월 후에는 반대쪽 끝에 있다. 연중 적절한 시기를 선택하여 관측함으로써, 시차로 인해 가장 크게 변화하는 두 위치에서 별의 위치를 측정할 수 있었다. 나는 바로 이러한 방식의 관측을 통해 노바 시그니의 시차를 찾으려 했다. 만약 시차가 존재한다면, 그 거리들이 드러날 두 계절에 마이크로미터를 이용해 그 별과 인접한 별들 사이의 거리를 세심하게 측정했다.

가장 큰 차이가 있었지만, 이러한 거리들 사이에 확실한 차이는 발견되지 않았다. 따라서 이러한 관측들은 ‘평행편위 타원’의 존재를 밝혀내는 데 실패했다. 다시 말해, 신성 카이니까지의 거리가 너무 멀어서 이런 방식의 관측으로는 그 거리를 측정할 수 없었던 것이다.

만약 신성 카이니가 가장 가까운 별 중 하나였다면, 이러한 관측들이 실패로 끝났을 리가 없다. 그러므로 우리는 신성 카이니가 태양계로부터 적어도 20,000,000,000,000마일 이상 떨어져 있을 것이라고 생각할 수 있다. 또한, 그 엄청난 밝기가 그다지 크지 않았다는 주장도 버려야 할 것 같다. 신성 카이니가 가장 밝았을 때의 본질적인 밝기는 우리 태양의 밝기보다 훨씬 낮을 리가 없다. 만약 태양이 신성 카이니와 같은 거리까지 멀어진다면, 그 밝기는 변광성보다 더 밝지 않은 수준으로 줄어들 것이다. 그렇게 엄청난 밝기를 가진 천체의 밝기가 어떻게 그렇게 빠르게 줄어들 수 있는지는 설명하기 어려운 수수께끼로 남아 있다. 우리는 이 별의 밝기가 1876년 11월 20일에서 24일 사이에 나타났다고 말하지 않았는가? 오히려 그 밝기가 증가한다는 소식이 해당 시기에 우리 태양계에 전해졌다고 말하는 것이 더 정확할 것이다. 실제로 그 밝기 증가 현상은 그보다 적어도 3년 전에 이미 일어났을 것이다. 사실, 이 별이 천문학계에 그토록 큰 반향을 일으켰을 당시에는 이미 다시 그다지 밝지 않은 상태로 돌아간 상태였다.

이 장의 주제와 관련하여, 우리는 윌리엄 허셜 경이 제기한 중요한 문제를 고려해야 한다. 그는 별들이 자체적인 운동을 한다는 것을 알았으며, 태양도 별 중 하나라는 것을 알았다. 그래서 그는 태양도 다른 별들과 마찬가지로 움직이는지에 대한 엄청난 질문을 제기했다. 이 중요한 질문이 내포하는 의미를 생각해보자. 태양 주위에는 행성들과 그 위성들, 혜성들, 그리고 수많은 작은 천체들이 존재한다. 문제는 이 모든 것들이 중앙에 가만히 있는 태양을 중심으로 회전하는지, 아니면 태양을 포함한 전체 시스템이 공간을 통해 함께 움직이는지 하는 것이다.

허셜은 이 중요한 문제를 최초로 해결한 사람입니다. 그는 우리의 태양과 그 주위를 도는 행성들이 우주 공간 속에서 움직이고 있음을 발견했습니다. 그는 이 사실뿐만 아니라, 이 체계가 어느 방향으로 움직이는지, 그리고 그 움직임의 속도가 대략 얼마나 되는지도 알아냈습니다. 현재 태양과 그 체계는 천칭자리 근처의 한 지점을 향해 빠르게 움직이고 있습니다. 이 움직임의 속도는 해당 체계의 크기에 비례합니다. 지금까지 발사된 가장 빠른 총알보다도 빠른 속도로, 태양은 지구와 다른 모든 행성들을 데리고 계속 전진하고 있습니다. 우리도 지구 위에서 그 움직임에 동참하고 있습니다. 30분마다 우리는 태양계가 이러한 움직임을 하지 않았다면 도달했어야 할 거리보다 약 만 마일 더 천칭자리에 가까워집니다. 이렇게 엄청난 속도로 천칭자리를 향해 나아가고 있으니, 처음에는 곧 그곳에 도착할 것처럼 보일 수 있습니다. 하지만 그 근처의 별들과 다른 곳의 별들 사이의 거리는 크게 다르지 않은 것 같으며, 태양과 그 체계가 현재의 속도로 계속 움직인다면 현재 위치와 천칭자리 사이의 거리를 극복하는 데 수백만 년이 더 걸릴 것입니다. 물론, 우리 태양계가 실제로 얼마나 빠르게 움직이는지에 대한 우리의 추정치는 매우 불확실하다는 점을 인정해야 합니다. 하지만 이는 허셜이 처음으로 제시한 방향으로 우리가 계속 움직이고 있다는 사실에는 전혀 영향을 미치지 않습니다(제23장 참조).

이제 허셜이 이러한 위대한 발견을 할 수 있었던 추론 방법에 대해 설명해야 합니다. 태양의 움직임을 알아내는 데 있어 태양 자체를 관측하는 것이 아니라는 점은 다소 이상하게 들릴 수 있습니다. 세계의 모든 망원경을 동원해도 태양 자체를 관측한다고 해서 그 움직임을 알 수는 없습니다. 그 이유는 우리가 관측을 해야 하는 지구 자체도 그 움직임에 동참하고 있기 때문입니다. 배 안에 있는 승객은 보통 바다의 파동을 통해 배가 움직이고 있다는 것을 알 수 있습니다. 하지만 바다가 완전히 잔잔할 경우, 배 안의 테이블과 의자들도 배와 같은 속도로 움직이지만, 우리도 함께 배와 함께 움직이고 있기 때문에 그 움직임을 볼 수 없습니다.

객실 밖으로 나갈 수도 없었고, 창문을 통해 밖을 볼 수도 없었습니다. 그래서 배가 움직이고 있는지 아니면 정지해 있는지 전혀 알 수 없었습니다. 또한 배가 어느 방향으로 가고 있는지, 그리고 그 속도가 얼마인지도 알 수 없었습니다.

태양과 그 주위를 도는 행성들과 위성들은 마치 배와 같다고 할 수 있습니다. 행성들은 태양 주위를 공전하는 것처럼, 승객들도 객실 안을 돌아다닙니다. 하지만 승객들이 객실 안의 물체들을 보고서도 배가 어디로 가고 있는지 알 수 없듯이, 우리도 단지 태양이나 다른 행성들, 혹은 태양계의 구성 요소들만을 보고서는 우리의 태양계 전체가 움직이고 있는지 알 수 없습니다.

완전히 잔잔한 바다 위에서 일어나는 완전히 균일한 움직임은 우리가 아는 바다에서는 자주 나타나지 않습니다. 하지만 태양과 그 주위 천체들의 움직임은 어떠한 방해도 받지 않으므로, 매우 균일하게 진행됩니다. 우리는 그 움직임을 느낄 수 없으며, 모든 행성들이 우리와 함께 움직이기 때문에, 전체 시스템이 어떻게 움직이는지에 대한 정보를 얻을 수 없습니다.

그러나 승객들은 갑판에 올라가 주변의 바다를 바라보면 즉시 배의 움직임을 알 수 있습니다. 여행이 거의 끝나가고 멀리 있는 육지가 보이며, 저녁이 다가오면서 배가 들어갈 항구도 보이게 됩니다. 항구의 입구가 좁고, 양쪽에 등대가 있다고 가정해 봅시다. 항구가 아직 멀리 있을 때는 두 등대가 가까이 보이지만, 저녁이 되고 밤이 깊어지면 두 등대만이 보입니다. 배가 목적지에서 아직 몇 마일 떨어져 있을 때는 두 등대가 가까이 보이지만, 거리가 줄어들수록 두 등대는 서로 멀어지는 것처럼 보입니다. 점차 배가 가까워지면서 등대들도 계속 멀어지고, 마침내 배가 항구에 들어가면 처음과 달리 두 등대가 정면에 있는 것이 아니라, 한쪽 등대는 지나쳐 가게 됩니다.

오른쪽에 하나가 있고, 다른 하나는 마찬가지로 왼쪽에 있다. 그렇다면 태양계의 움직임을 알아내려면, 승객처럼 우리 태양계와는 무관한 천체들을 살펴보고, 그 천체들의 겉보기 움직임을 통해 우리 자신의 움직임을 파악해야 한다. 하지만 우리 태양계와 무관한 천체가 과연 존재할까? 만약 모든 별들이 지구와 같아서 단지 태양의 부속물에 불과하다면, 우리가 정지해 있는지 아니면 움직이고 있는지 결코 알 수 없을 것이다. 우리 태양계는 절대적인 정지 상태에 있을 수도 있고, 혹은 상상할 수 없을 정도로 엄청난 속도로 움직이고 있을 수도 있다. 하지만 별들은 우리 태양계에 속하지 않는다. 오히려 별들 자체가 태양이며, 지구가 그러하듯이 우리 태양의 영향을 받지 않는다. 따라서 별들은 우리 태양계가 우주를 여행하고 있는지 확인할 수 있는 외부의 기준점이 될 것이다.

별들을 우리의 등대로 삼는다면, 만약 우리 태양계가 실제로 움직이고 있다면 어떤 현상이 나타날까? 배가 항구에 접근할 때 불빛들이 점차 오른쪽과 왼쪽으로 퍼져나가는 것을 기억해보라. 천문학자도 우리 태양계라는 거대한 ‘배’의 움직임을 관측할 수 있는 불빛들을 가지고 있으며, 이 불빛들은 그 배가 어느 방향으로 가고 있는지를 보여준다. 만약 우리 태양계가 움직이고 있다면, 별들이 우리의 움직임이 향하는 하늘의 그 지점에서 점차 멀어지는 것을 관찰할 수 있을 것이다. 실제로 우리가 관찰하는 바로 그런 현상이 일어난다. 별자리들 속의 별들은 리라자리 근처의 중심점에서 점차 멀어지고 있으며, 이로부터 우리는 태양계의 움직임이 리라자리 방향으로 향하고 있다고 추론할 수 있다.

이 문제를 논의할 때 한 가지 큰 어려움이 있다. 별들 자체도 실제로 움직이고 있다는 사실을 우리는 이미 관찰한 바가 있다. 태양을 포함한 모든 별들은 각자 고유한 움직임을 가지고 있다는 것이 분명해 보인다. 우리가 보는 별들의 움직임은 일부는 실제 움직임이고, 일부는 겉보기 움직임이다. 그 움직임들은 일부는 각 별의 실제 움직임에서 비롯되고, 일부는 우리도 함께 움직이는 태양의 움직임에서 비롯되며, 이 태양의 움직임이 별의 겉보기 움직임을 만들어낸다. 이 둘을 어떻게 구분할 수 있을까? 우리의 망원경과 관측 방법으로는 결코 그것을 구분할 수 없다.

이러한 분해를 직접적으로 수행하기 위해, 허셜은 특정한 기하학적 방법들을 활용했다. 당시 그가 가진 자료는 매우 부족했지만, 그의 손에 들어가자면 충분했으며, 그는 태양계의 움직임에 대한 자신의 발견을 대담하게 선언했다.

이처럼 놀라운 발표는 가장 정교한 천문학적 도구들로도 검증될 필요가 있었다. 천문학자들은 자연을 해석하기 위해 특정한 강력하고 섬세한 방법들을 사용한다. 버틀러 주교는 확률이 삶의 지침이라고 말했다. 별의 진정한 움직임은 실제 움직임과 겉보기 움직임이라는 두 부분으로 나뉘어야 한다. 여러 별을 고려할 때, 각 별의 움직임을 이와 같이 분해할 수 있는 방법은 무수히 많다. 이러한 가능한 분해 방식들 각각에는 그에 유리한 확률적 요소가 존재한다. 수학자의 임무는 바로 그 확률의 크기를 결정하는 것이다. 따라서 상황은 다음과 같다. 모든 가능한 설명 중에는 반드시 하나가 사실일 것이다. 우리는 어느 것이 진실인지 확실히 알 수는 없지만, 그에 유리한 확률이 가장 높은 것을 선택함으로써 앞서 언급한 버틀러의 원칙을 따를 수 있다. 수학자들은 자신의 방법을 ‘최소제곱법’이라고 부른다. 100년 전 허셜의 발견 이후, 수많은 천문학자들이 수백 개의 별을 관측하며 같은 문제를 연구해왔다. 수학자들은 확률론이 제공할 수 있는 모든 정교한 방법들을 동원했지만, 결국 허셜의 천재성에서 비롯된 것으로 보이는 그 훌륭한 이론의 진실성만을 확인할 수 있었을 뿐이다.

제22장. 항성단과 성운
흥미로운 천체들 – 균일하게 퍼져 있지 않은 별들 – 항성단 – 그 종류들 – 페르세우스자리의 항성단 – 헤라클레스자리의 구형 항성단 – 은하수 – 작은 별들로 이루어진 항성단 – 마젤란 성운들 – 성운과는 다른 천체들 – 알려진 성운의 수 – 오리온자리 – 대성운의 위치 – 놀라운 별 θ 오리오니스 – 로스 경의 망원경으로 촬영한 대성운의 모습 – 이 놀라운 천체의 사진들 – 안드로메다자리의 대성운 – 리라자리의 고리형 성운 – 소용돌이 고리와의 유사성 – 행성상 성운 – 몇 가지 주목할 만한 성운의 그림들 – 성운의 성질 – 성운의 스펙트럼 – 그 분포; 은하수.

우리는 이미 토성을 하늘에서 가장 멋진 망원경 관측 대상 중 하나로 언급했습니다. 태양과 달의 두드러진 아름다움을 제외하면, 이 지역에서도 토성에 견줄 만한 아름다움과 흥미로움을 지닌 천체가 두 가지 정도 있습니다. 그 중 하나가 헤라클레스자리의 항성단이고, 다른 하나는 오리온자리의 대성운입니다. 우리는 이 두 천체를 이 장에서 다룰 ‘항성단과 성운’이라는 두 주요 범주의 대표적인 예로 삼습니다.

하늘에 수백만 개나 되는 별들이 흩어져 있지만, 그것들은 균일하게 퍼져 있지 않습니다. 어떤 곳은 비교적 별이 드문 반면, 다른 곳들은 엄청난 양의 별들로 가득합니다. 때로는 플레이아데스와 같이 작은 집단 형태를 보이기도 하고, 때로는 은하수처럼 하늘 전체가 별들로 가득 찬 형태를 보이기도 합니다. 이러한 천체들을 항성단이라고 합니다. 항성단 안에는 온갖 종류의 별들이 존재합니다. 때로는 별들의 밝기가 뛰어나거나, 때로는 그 수가 엄청나거나, 또 때로는 별들이 모여 있는 형태가 특별하기도 합니다. 때로는 항성단에 화려한 색깔의 별들이 있기도 하고, 때로는 빛나는 점들이 너무 가까이 붙어 있어서 각각의 빛줄기를 구분하기 어려울 정도입니다.

그것을 분리할 수는 없다. 때로는 별들이 너무 작거나 너무 멀리 떨어져 있어서, 그 성단을 성운과 구분하기가 거의 불가능하다.

개별 별들의 다양성과 밝기 면에서 특히 뛰어난 성단으로는 페르세우스자리의 검자루 부분에 있는 성단을 들 수 있다. 이 천체의 위치는 415페이지의 그림 83에 표시되어 있다. 맨눈으로 보면 흐릿한 점처럼 보이지만, 망원경을 사용하면 짧은 거리를 두고 떨어진 두 개의 성단으로 나타난다. 각 성단 안에는 수많은 별들이 있으며, 이 별들은 서로 가까이 모여 망원경의 시야 전체를 채우고 있다. 이 천체의 웅장함은, 이 별들 각각이 스스로도 매우 밝은 태양이며, 아마도 우리 태양과 비슷한 밝기를 가질 것이라는 점을 생각해보면 더욱 잘 이해될 것이다. 하지만 남십자성 근처의 천구 일부 지역들은 북반구에서는 보이지 않는 곳들인데, 그곳에서는 은하수의 모습이 페르세우스자리의 성단보다도 더욱 화려하게 나타난다.

가장 인상적인 형태의 성단은 헤라클레스자리에서 잘 나타난다. 이 경우, 대체로 구형을 이루는 듯한 작은 별들의 집합체가 있다. 그림 96은 로스 경의 거대한 망원경을 통해 관측된 이 천체의 모습을 보여주는데, 여기서는 세 개의 광선 모양의 구조가 보이며, 그 안의 별들의 수는 다른 곳에 비해 적어 보인다. 이 성단에는 약 1,000개에서 2,000개의 별들이 있으며, 이 별들은 모두 천구의 극히 작은 부분에 집중되어 있다. 매우 작은 망원경으로 관측하면 이 천체는 성운처럼 보인다. 헤라클레스자리에 있는 이 성단의 위치는 앞서 제시된 도표(420페이지의 그림 88)에 나와 있다. 우리는 이미 이 놀라운 별들의 집합체를 천구에서 특히 흥미로운 세 가지 천체 중 하나로 언급한 바 있다.

플레이트 D.
메시에 II 근처의 은하수.
1892년 6월 29일, E.E. 바너드가 촬영함.

은하수는 다소 규칙적인 형태로 하늘 전체를 둘러싸는 고리를 이루고 있으며, 망원경으로 관측하면 수많은 작은 별들로 구성되어 있음을 알 수 있다. 어떤 곳에서는 다른 곳보다 별의 개수가 훨씬 많다. 이 모든 별들은 그 주위를 도는 태양보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있으므로, 우리의 태양과 그 주변의 천체들이 사실상 은하수 내부에 있다는 것은 명백하다. 여기서 이 생각을 더 발전시켜 보는 것도 매력적으로 보인다.

제안된 바에 따르면, 은하수 전체가 결국은 우리가 보는 다른 별단들과 크기가 비슷한 단순한 별단에 불과할 수도 있으며, 우주의 먼 곳에서 바라보면 은하수도 우리 태양을 포함하는 수많은 별단들 중 하나에 불과해 보일 것이다.

남반구에는 육안으로도 명확하게 볼 수 있는 두 개의 거대한 덩어리가 있는데, 이들은 마치 은하수에서 떨어져 나온 부분처럼 보인다. 이들은 우리가 사는 위도에서는 관측할 수 없으며, 마젤란 성운이라고 불린다. 강력한 망원경을 사용하여 관측하면 그 구조가 매우 복잡함을 알 수 있다. 이 특별한 천체들을 집중적으로 연구한 존 허셜 경은 이들에 대해 다음과 같이 설명했다: “두 성운 모두, 18인치 직경의 반사망원경으로는 구분할 수 없는 희미한 성운부터, 은하수의 별들처럼 완전히 분리된 별들에 이르기까지, 모든 단계의 성운 구조로 이루어져 있다.”

그리고 충분히 고립되어 응축된 집단들은 불규칙한 형태를 띠며, 경우에 따라서는 상당히 밀도가 높은 집단으로 분류된다. 하지만 이러한 것들 외에도 수많은 성운들과 다양한 응축 상태에 있는 구상성단들도 존재한다. 대체로 둥글거나 타원형을 띠는 이 두 개의 성운들이 단순히 같은 시선선상에 서로 다른 수많은 천체들이 각기 다른 거리에 위치하여 우연히 생겨난 것이 아니라, 실제로는 구조가 매우 다른 두 개의 거대한 천체계가 서로 가까이 모여 있는 것임은 의심의 여지가 없다. 일반적으로 은하수 내에서는 이러한 천체들이 서로 가까이 공존하지 않는데, 그렇지 않았다면 맨눈으로 보았을 때 마젤란 성운들과 연관 지었을 것이다.

좋은 망원경을 하늘로 향하게 하면 때때로 성운이라 불리는 놀라운 천체들을 만나게 된다. 이들은 검은 하늘 배경 위에 나타나는 희미한 구름 모양의 점들이나 빛 얼룩들이다. 이들은 거의 전부 맨눈으로는 볼 수 없다. 이러한 천체들을 평범한 의미의 구름과 혼동해서는 안 된다. 평범한 구름들은 대기 중에 떠 있을 뿐인 반면, 성운들은 우주의 깊은 곳에 존재한다. 구름들은 태양의 빛을 반사하여 빛나는 반면, 성운들은 외부의 빛을 받지 않고도 스스로 빛을 발한다. 구름들은 시간이 지날수록 변하지만, 성운들은 심지어 해가 지나도 변하지 않는다. 구름들은 지구보다 훨씬 작은 반면, 우리가 알고 있는 가장 작은 성운조차도 태양보다 훨씬 크다. 구름들은 지구에서 몇 마일 이내에 있지만, 성운들은 거의 상상할 수 없을 정도로 멀리 떨어져 있다.

허셜과 그의 여동생이 슬라우에 정착한 직후, 그는 체계적인 방식으로 북쪽 하늘을 관측하기 시작했다. 이러한 관측을 위해서는 하늘이 구름 없이 맑아야 하는데, 달빛만으로도 더 희미하고 흥미로운 천체들을 가려버릴 정도였다. 별들이 밝게 빛나고 은하수의 희미한 빛줄기가 하늘을 가로지르는 긴 겨울밤에야 비로소 이러한 관측이 가능했다. 망원경을 하늘로 향하게 한 채로…

하늘에서는 태양과 별들이 매일 떠오르고 지는 평범한 움직임을 통해 별들이 장엄한 파노라마처럼 시야를 가로지릅니다. 별들은 천천히 시야 안으로 들어와서 천천히 움직인 뒤 다시 천천히 사라지고, 그 자리를 다른 별들이 대신합니다. 이렇게 해서 관찰자는 단지 망원경 앞에 가만히 앉아 있기만 해도 연이어 지나가는 여러 천체들을 볼 수 있으며, 그 내용을 살펴볼 수 있습니다. 따라서 망원경을 움직이지 않아도 하늘의 길고 좁은 부분을 조사할 수 있으며, 망원경을 약간 위아래로 움직이면 이 범위를 적절히 넓힐 수 있습니다. 다음 밤에는 망원경을 다른 위치로 옮겨 또 다른 하늘 부분을 조사하므로, 시간이 지남에 따라 전체 하늘을 세심하게 관찰할 수 있습니다.

허셜은 망원경 앞에 서서 아름다운 천체들의 움직임을 지켜보았습니다. 그의 여동생 캐롤라인은 근처 책상에 앉아 펜을 들고, 형이 말하는 내용을 그대로 기록했습니다. 그녀 앞에는 시간을 기록할 수 있는 시계와 망원경의 고도를 나타내는 장치가 있어서, 형이 설명하는 내용과 함께 천체의 정확한 위치를 기록할 수 있었습니다. 이것이 바로 이 형제가 평생을 바쳐 추진하려 했던 훌륭한 계획이었습니다. 허셜이 이루게 될 발견들은 수십 개나 수백 개가 아니라 수천 개에 달할 것이었습니다. 이러한 발견들에 대한 기록은 『왕립학회 회보』에 실려 있으며, 그 책들의 가장 소중한 보물 중 하나입니다. 윌리엄 경의 외아들인 존 허셜 경은 아버지의 업적을 이어받아 북쪽 하늘을 다시 조사하고 남반구까지 그 범위를 확장하는 일을 맡았습니다. 그는 이 목적을 위해 희망봉으로 여행을 떠나, 이 위대한 작업을 완수하는 데 필요한 시간 동안 그곳에 머물렀습니다.

그림 97 — 큰 성운의 위치가 나타난 오리온자리.

이와 같은 거대한 노력의 결과, 그리고 다른 천문학자들의 지속적인 연구 덕분에 현재 우리가 알고 있는 성운의 수는 약 8천 개에 이릅니다. 망원경의 기술이 발전함에 따라 계속해서 새로운 성운들이 발견되고 있습니다. 이 성운들은 마치 해변에서 무작위로 골라진 8천 개의 조약돌들처럼 모양, 크기, 색깔, 재질 등에서 서로 차이가 있지만, 그럼에도 불구하고 어느 정도는 유사한 특징을 가지고 있습니다. 이러한 성운들을 자세히 설명하는 것은 이 장의 범위를 훨씬 넘어서는 일이므로, 우리는 단지 가장 주목할 만한 성운들과, 성운들을 분류할 때 사용되는 여러 그룹을 대표하는 성운들만을 소개하도록 하겠습니다.

제14판.
오리온자리의 거대한 성운.

이미 언급했듯이, 오리온자리에 있는 거대한 성운은 하늘에서 가장 흥미로운 천체 중 하나입니다. 그 크기나 밝기, 그리고 이 성운을 연구하는 데 들인 노력이나 그 특성을 알아내려는 시도들이 모두 주목할 만합니다. 이 천체를 찾으려면, 이 자리에 있는 주요 별들의 위치를 보여주는 그림 97을 참조하면 됩니다. 여기서 문자 A는 오리온자리의 ‘검자루’를 형성하는 세 개의 별 중 가운데 있는 별을 나타냅니다. 검자루 위쪽에는 겨울 하늘에서 잘 보이는 유명한 ‘벨트’를 형성하는 세 개의 별이 있습니다. 맨눈으로 자세히 관찰하면 별 a는 다소 흐릿해 보입니다. 1618년에 시사트는 망원경을 이 별에 비추어보았고, 그 주위에 이상한 발광성 안개가 있는 것을 발견했는데, 이것이 바로 거대한 성운이었습니다. 그의 시대 이후로 이 천체는 계속해서…

많은 천문학자들이 이를 세심하게 연구해왔기 때문에, 이 거대한 성운에 대한 관측 결과가 매우 많이 쌓여 있으며, 이 주제만을 다룬 책들도 여러 권 출판되었습니다. 일반적인 망원경으로도 어느 정도는 그 모습을 볼 수 있지만, 망원경의 성능이 뛰어날수록 더 많은 흥미로운 세부 사항들이 드러납니다.

우선, 우리가 ‘오리온자리 θ’라고 부른 이 천체는 전체 하늘에서 가장 눈에 띄는 다중성별입니다. 실제로는 여섯 개의 별로 구성되어 있으며, 다음 그림(그림 98)에 나와 있습니다. 이 별들은 서로 너무 가까이 위치해 있어서 망원경 없이는 그 빛들을 구분할 수 없습니다. 그중 네 개의 별은 비교적 작은 망원경으로도 쉽게 볼 수 있지만, 나머지 두 개의 별은 상당히 강력한 성능의 망원경이 필요합니다. 그런데도 이 별들은 태양과 비슷한 크기를 가진 진정한 태양들입니다.

이처럼 독보적인 여섯 개의 태양들이 유명한 성운에 둘러싸여 있다는 사실은 상당히 놀라운 일입니다. 성운이든 다중성별이든 단독으로만 봐도 매우 흥미로운 대상이겠지만, 여기서는 둘이 함께 존재합니다. 따라서 이 다중성별이 단순히 성운 밖에 있는 것이 아니라 실제로 성운 안에 있다고 결론 내리는 것이 당연해 보입니다.

동일한 시선 방향에 있습니다. 이 두 특이한 천체가 같은 시야 내에 있다는 사실이 단순히 우연에 불과하다고 가정하는 것은 분명히 말이 되지 않습니다. 만약 그 다중성이 실제로 성운 속에 있다면, 이는 적어도 한 경우에는 성운의 거리가 항성의 거리와 비슷한 크기를 가진다는 증거가 됩니다. 안타깝게도 이것이 바로 지구에서 성운까지의 거리에 대해 우리가 알고 있는 전부입니다.

오리온 대성운은 그 다중성을 둘러싸고 있으며, 주변 공간으로 광범위하게 펼쳐져 있습니다. 그림 97에서 a로 표시된 별 주위에 그려진 점선 원은 적당히 좋은 망원경으로 볼 때의 성운의 크기를 대략적으로 나타냅니다. 성운은 연한 푸른색을 띠고 있어서 그림으로는 표현할 수 없습니다. 성운의 밝기는 곳에 따라 크게 차이나며, 일반적으로 중심 부분이 가장 밝고, 성운의 가장자리로 갈수록 점차 어두워집니다. 사실, 성운에 명확한 경계가 있다고 말하기는 어렵습니다. 왜냐하면 망원경의 해상도가 높아질수록 점점 더 희미한 새로운 구조들이 보이기 때문입니다. 다중성을 바로 둘러싼 성운 내부에는 빈 공간이 있는 것처럼 보이지만, 이는 별들의 밝은 빛과의 대비로 인해 생기는 착시에 불과합니다. 성운에 대한 분광학적 관측 결과, 성운 물질은 별들 사이에서 연속적으로 이어져 있다는 것이 확인되었습니다.

여기에 제시된 오리온 대성운의 그림(그림 XIV)은 파슨스타운에 있는 로스 백작의 거대한 반사망원경을 사용하여 제작된 이 천체에 대한 상세한 그림을 축소한 형태입니다. 망원경으로 본 성운의 표면에는 200개 이상의 별들이 흩어져 있습니다. 이 별들이 다중성처럼 성운 물질 속에 잠겨 있다고 가정할 필요는 없습니다. 이 별들은 성운 앞에 있을 수도 있고, 드물게는 성운 뒤에 있어서 하늘의 같은 위치에 비칠 수도 있습니다.

제15판.
안드로메다자리 성운 31M의 사진
노출 시간 4시간, 확대율 3배.
1882년 12월 29일, 아이작 로버츠 씨가 촬영함.

이 독특한 천체에 대한 그림들은 다른 천문학자들에 의해 상당수 제작되었습니다. 그중에서도 매사추세츠주 케임브리지에 있는 본드 교수가 그린 그림은 세부 묘사의 정확성이 뛰어나서, 이 천체를 연구하는 모든 학생들이 그 가치를 인정할 수밖에 없습니다. 최근에는 이 거대한 성운을 사진으로 담으려는 시도도 성공적으로 이루어졌습니다. 고인이 된 드레이퍼 교수는 훌륭한 사진들을 촬영하는 데 성공했습니다. 영국에서는 커먼 씨가 처음으로 이 성운의 매우 우수한 사진들을 촬영했으며, 로버츠 박사와 W.E. 윌슨 씨도 마찬가지로 훌륭한 사진들을 얻어냈습니다. 이 사진들을 통해 이전에는 알려지지 않았던 성운의 광범위한 분포를 확인할 수 있습니다.

육안으로도 희미하게 보이는 안드로메다자리의 거대 성운은 15번 그림에 나와 있습니다. 이 그림은 아이작 로버츠 박사가 촬영한 놀라운 사진 중 하나를 허가를 받아 복제한 것입니다. 성운 내부에 있는 두 개의 어두운 줄무늬는 분명히 눈에 띄며, 성운 표면에 흩어져 있는 희미한 별들의 수도 주목할 만합니다. 이 천체를 찾으려면 카시오페이아자리와 페가수스자리의 큰 정사각형을 찾으면 되며, 그러면 413페이지에 표시된 위치에서 쉽게 성운을 볼 수 있습니다. 1885년에는 성운의 가장 밝은 부분 근처에 7등급의 새로운 별이 갑자기 나타났지만, 몇 달 후에 다시 사라졌습니다.

라이라자리의 성운은 하늘에서 가장 눈에 띄는 고리 성운이지만, 이 종류의 성운이 이것만 있는 것은 아닙니다. 전체적으로 이러한 천체는 약 12개 정도 있습니다. 이러한 천체의 성질을 제대로 이해하기는 어려워 보입니다. 하지만 고리 성운을 볼 때면 어김없이 ‘소용돌이 고리’라고 불리는 아름다운 현상이 떠오릅니다. 기차의 깔때기에서 가끔 흘러나와 공중 높이로 올라간 증기의 우아한 고리를 본 적이 없는 사람이 있을까요? 그 증기가 사라진 후에도 그 고리는 잠시 동안 남아 있습니다. 이러한 소용돌이 고리는 한쪽 면이 캔버스로 덮여 있고 반대편에는 원형 구멍이 있는 정육면체 상자를 사용하여 인공적으로 만들 수도 있습니다.

캔버스 위에서 무언가를 떨어뜨리면 구멍에서 소용돌이 고리가 생기게 됩니다. 만약 그 상자 안에 연기가 가득하다면, 이 고리는 수 피트에 걸쳐 보일 것입니다. 고리형 성운이 소용돌이 고리와 실제로 유사하다고 주장하는 것은 분명 지나친 말일 것입니다. 하지만 어쨌든, 그것들과 비교할 수 있는 다른 천체는 우리가 알고 있는 바로는 없습니다.

하늘에는 ‘행성 성운’이라 불리는, 작지만 밝은 천체들이 많이 있습니다. 이들은 푸르스름하게 빛나는 가스로 이루어진 구형 천체로, 망원경으로 관측할 때는 별로 착각될 정도로 작기도 합니다. 이러한 천체들 중 가장 눈에 띄는 것은 드래곤자리에 위치해 있으며, 북극성과 γ 드래코니스별 사이의 중간 지점에서 찾을 수 있습니다. 최근에 발견된 행성 성운들 중에는 극히 작은 것들도 있으며, 이들은 분광기를 통해서만 작은 별들과 구분될 수 있습니다. 또한 푸른색 때문에 이러한 천체들은 굴절망원경에서는 별의 초점에서 약간 벗어난 곳에 위치합니다. 이 점은 반사망원경의 경우에는 해당되지 않는데, 반사망원경은 모든 광선을 하나의 공통된 초점으로 모으기 때문입니다.

성운에는 여러 다른 형태도 있습니다. 긴 성운 광선들이 있고, 로스 경의 거대한 반사망원경을 통해 발견된 놀라운 나선형 성운들도 있으며, 이중 성운도 있습니다. 하지만 이러한 다양한 천체들에 대해서는 간단히 언급하는 것으로 충분할 것입니다. 이러한 성운들을 그림으로 표현하는 것은 매우 어렵습니다. 대부분의 성운들은 매우 희미하여, 아무리 강력한 망원경을 사용해도 세심하게 관찰해야만 볼 수 있습니다. 따라서 이러한 천체들을 그릴 때는 이해하기 쉬운 그림을 만들기 위해 희미한 부분들을 강조할 수밖에 없습니다. 그럼에도 불구하고, 우리는 로스 경의 거대한 망원경을 통해 관측된 몇 가지 주목할 만한 성운들을 담은 제16판을 여기에 제시합니다.

그림 99.—성운 N.G.C., 1,499.
(E.E. 바너드, 리크 천문대, 1895년 9월 21일.)

성운의 실제 본질은 매우 흥미로운 문제를 제기하는데, 이는 당연히 성운을 처음으로 열심히 관측했던 윌리엄 허셜의 마음을 오랫동안 사로잡았습니다. 처음에 그는 모든 성운이 단지 별들의 밀집된 집합체에 불과하다고 생각했습니다. 망원경의 광학적 성능을 크게 향상시킨 사람으로서, 작은 망원경으로는 성운처럼 보였던 많은 천체들이 대구경 망원경으로 자세히 관측하면 별들로 ‘분해’되는 것을 보아온 그에게는 매우 자연스러운 결론이었습니다. 하지만 1864년, 윌리엄 허긴스 경이 처음으로 분광기가 장착된 망원경을 행성상 성운 중 하나에 겨누었을 때, 적어도 일부 성운들은 실제로는 불타는 안개 구름일 뿐 별무리가 아니라는 것이 명백해졌습니다.

다음 장에서는 고정별들의 스펙트럼에 대해 다루겠지만, 여기서 미리 말하자면 이러한 스펙트럼들은 연속적인 형태를 띠며, 태양의 스펙트럼과 마찬가지로 적색에서 보라색에 이르는 전체 스펙트럼 범위를 보여줍니다. 다만 어두운 선과 밝은 선의 존재 면에서는 많은 중요한 차이점이 있습니다. 물론 별무리의 경우에도 그 안에 있는 개별 별들의 스펙트럼이 중첩되어 비슷한 스펙트럼이 나타납니다. 안드로메다 대성운과 같이 많은 성운들이 이러한 종류의 스펙트럼을 보입니다. 하지만 이것만으로는 이러한 천체들이 단순히 일반적인 별들의 집합체라고 단정할 수 없습니다. 왜냐하면 연속적인 스펙트럼은 액체나 고체 상태의 물질이나 고압의 기체뿐만 아니라, 특정 조건 하에서는 저압이지만 고온인 기체에 의해서도 생성될 수 있기 때문입니다. 따라서 성운의 경우 연속적인 스펙트럼이 반드시 그 성운이 우리 태양과 크기와 구조가 비슷한 천체들의 집합체라는 것을 의미하지는 않습니다. 하지만 성운에서 밝은 선들로 이루어진 스펙트럼이 관측된다면, 그 천체 내에 저압의 기체가 존재한다고 확신할 수 있습니다. 그리고 이것이 바로 윌리엄 허긴스 경이 많은 성운들에서 발견한 사실이었습니다. 그가 처음으로 성운의 스펙트럼을 연구하기로 결심했을 때, 그는 행성상 성운이라고 불리는 천체들을 관측 대상으로 선택했습니다. 이들은 작고 둥글거나 약간 타원형의 원반 모양을 하고 있으며, 보통 중심부에 응축된 부분이 없고 모호한 형태의 행성처럼 보입니다. 이들의 빛의 색깔은 종종 파란색을 띠는데…

녹색은 단일 항성에서는 매우 드문 색상이기 때문에 특별한 것입니다. 그 스펙트럼은 다른 어떤 항성의 스펙트럼과도 전혀 다르게 나타났으며, 단지 세 개나 네 개의 밝은 선들로만 구성되어 있었습니다. 가장 밝은 선은 스펙트럼의 청록색 부분에 위치해 있었으며, 처음에는 질소 스펙트럼의 선과 동일한 것으로 여겨졌습니다. 하지만 더 정밀한 측정 결과, 이 선이든 두 번째 선이든 태양 스펙트럼의 어떤 어두운 선과도 일치하지 않았으며, 실험실에서도 재현될 수 없었습니다. 따라서 우리는 이 선들을 어떤 알려진 원소에 해당한다고 볼 수 없습니다. 세 번째와 네 번째 선들은 태양 스펙트럼에서 F와 g라고 불리는 두 개의 수소 선과 동일한 것으로 바로 확인되었습니다.

플레이아데스 성단에 있는 성운들
아이작 로버츠 박사가 촬영한 사진에서 발췌

여기서도 다른 많은 경우와 마찬가지로 스펙트럼 분석이 망원경으로는 결코 할 수 없었던 역할을 해냈습니다. 허긴스 이후로 보겔, 코플랜드, 캠벨, 킬러 등의 연구자들이 성운의 스펙트럼을 시각적으로나 사진을 통해 연구해왔으며, 매우 희미한 성운들도 많이 있습니다.

중간 크기의 분광기로 관측되는 4개의 선 외에도 다른 선들이 발견되었습니다. 보통은 매우 밝은 수소의 적색 C선이 성운의 스펙트럼에서는 전혀 보이지 않거나 극도로 희미한데, 이는 주목할 만한 점입니다. 하지만 프랭클랜드와 록아이어의 실험에 따르면 특정 온도와 압력 조건 하에서는 수소의 복잡한 스펙트럼이 단 하나의 녹색 선인 F선으로 줄어든다고 합니다. 따라서 가스 성운의 스펙트럼이 비교적 단순한 것도 놀라운 일이 아닙니다. 성운 내부의 가스 밀도가 낮고 이 천체들이 희미하기 때문에 스펙트럼도 소수의 선들로 구성되는 경향이 있기 때문입니다. 일부 가스 성운에서는 희미한 연속 스펙트럼도 관측되는데, 그 최대 밝기 지점은 태양 스펙트럼처럼 노란색 영역이 아니라 녹색 부근에 있습니다. 이러한 연속 스펙트럼들은 사실 매우 희미한 발광 선들의 집합일 가능성이 높습니다.

현재까지 알려진 가스 스펙트럼을 가진 성운들의 목록에는 약 80개의 성운이 포함되어 있습니다. 행성상 성운 외에도 많은 크고 넓게 퍼져 있는 성운들도 이 범주에 속하며, 리라자리의 고리 모양 성운과 오리온자리의 거대 성운도 마찬가지입니다. 이러한 거대한 성운들이 가스 성운에 속한다는 사실은 특별히 흥미로운 일입니다. 코플랜드는 “헬륨”이 단지 가설상의 존재에 불과했던 시절에 헬륨의 놀라운 D3선을 이 성운에서 발견했습니다. 하지만 지금 우리는 헬륨이 우주 전역에 널리 분포된 원소라는 것을 알고 있습니다. 이후 다른 여러 성운에서도 헬륨이 발견되었습니다. 특징적인 가스 스펙트럼을 쉽게 식별할 수 있다는 점에서, 새로운 행성상 성운들을 찾기 위해 분광기를 이용해 하늘을 관측하는 방법이 제안되었습니다. 실제로 피커링과 코플랜드는 이 방법을 통해 여러 천체를 발견했으며, 최근에는 피커링이 하늘의 여러 지역에 대한 스펙트럼 사진을 검토함으로써 더 많은 천체를 발견했습니다. 이러한 새로운 천체들은 망원경으로 관측할 때는 일반적인 별처럼 보이며, 분광기가 없었다면 그 진짜 성질을 알아낼 수 없었을 것입니다.

맑은 밤 하늘을 올려다보면, 별들은 처음에는 하늘 전체에 매우 불규칙하게 흩어져 있는 것처럼 보입니다. 이곳저곳에서는 오리온이나 큰곰자리와 같이 몇 개의 밝은 별들이 특징적인 집단을 이루지만, 반대로 광활한 지역들은 거의 밝은 별이 없고 몇 개의 희미한 별들만 존재할 뿐입니다. 쌍안경이나 다른 작은 망원경을 사용해 하늘을 살펴봐도 결과는 마찬가지입니다. 때로는 별이 가득한 곳을 만나기도 하고, 때로는 비교적 텅 빈 곳을 마주하기도 합니다. 하지만 은하수가 있는 지역에 접근하면 망원경의 시야에 들어오는 별의 수가 급격히 증가하는 것을 알 수 있습니다. 그리고 은하수 자체에 도달하면, 너무 가까이 붙어 있어서 육안으로는 넓지만 매우 불규칙한 형태의 희미한 빛줄기로 보이는 별들을 구분하기가 거의 불가능합니다. 심지어 강력한 망원경으로도 일부 지역에서는 별들을 명확히 구분하기 어렵습니다. 이러한 놀라운 별들의 배열을 어떻게 설명할 수 있을까요? 은하수에서 가장 멀리 떨어진 하늘 부분에서는 왜 별이 그렇게 적게 보이고, 반면 그 멋진 띠 안이나 근처에서는 별이 그렇게 많이 보일까요? 이러한 질문들에 대한 첫 번째 답변은 1750년에 출판된 책을 통해 런던의 기구 제작자인 토마스 라이트가 제시했습니다. 그는 우리 은하계의 별들이 길이와 너비에 비해 매우 얇은 층 형태로 퍼져 있다고 가정했습니다. 만약 유리로 만들어진 큰 연마석이 있고, 그 안에 엄청난 양의 모래알이나 비슷한 미세 입자들이 균일하게 박혀 있다고 한다면, 그 연마석의 중심 근처에서는 입자들이 거의 보이지 않지만, 둘레의 어느 지점을 바라보면 많은 입자들이 보일 것입니다. 이것이 바로 라이트가 생각한 은하수의 구조였으며, 그는 태양이 이 별들의 층의 중심에서 그리 멀지 않은 곳에 위치한다고 가정했습니다.

플레이트 F.

ω 센타우리.
하버드 대학 천문대의 간행물에 실린 그림에서 발췌함.

만약 은하수 자체가 존재하지 않고, 별들이 하늘을 가로지르는 특정한 원형 경로(거의 대원에 가까운)를 따라 급격히 늘어나는 것처럼 보인다는 사실만 있었다면, 원반 이론은 상당히 타당해 보였을 것이다. 하지만 은하수에 대한 망원경 관측, 그리고 바너드 교수가 촬영한 은하수의 복잡한 구조를 보여주는 놀라운 사진들은 이 오래된 이론에 치명적인 타격을 주었으며, 은하수가 단순히 겉보기상으로만 그런 것이 아니라 실제로 하늘을 둘러싼 거대한 별들의 흐름임을 결론내리는 것이 훨씬 합리적이 되었다. 우리는 곧 이 방향을 가리키는 몇 가지 사실들을 언급할 것이다. 한 번만 살펴봐도 은하수가 단일한 빛의 띠가 아님을 알 수 있다. 독수리자리 근처에서 은하수는 서로 꽤 넓은 간격을 두고 두 개의 가지로 나뉘며, 이 가지들은 남반구 깊숙이 들어간 후에야 다시 만난다. 원반 이론은 이 현상을 설명하기 위해 별들의 층이 중심부 근처에서 거의 두 동강 나 있다고 가정해야 했다. 하지만 그렇다고 해도, 은하수에 존재하는 수많은 어두운 구멍들을 어떻게 설명할 수 있을까? 그중 가장 크고 눈에 띄는 것이 바로 남반구에 있는 소위 “석탄주머니”라고 불리는 곳이다. 분명히 우리는 원반 모양의 층을 관통하는 여러 통로들이 존재한다고 가정해야 할 것이며, 이 통로들은 모두 우리 태양계가 위치한 곳을 향하고 있다고 볼 수 있다. 또한 은하수에서 뻗어 나오는 수많은 작은 가지들은 옆에서 본 평면이거나, 곡면의 융기 부분을 접선 방향에서 본 것일 수밖에 없다. 이러한 가정들은 모두 매우 비현실적이다. 하지만 비교적 밝은 별들이 극도로 어두운 별들이 밀집해 있는 같은 지역에 모여 있다는 증거들도 있다. 고인이 된 프록터 씨는 북반구에 있는 별들을 모두 담은 아르겔란더의 대형 천체도에 나와 있는 324,198개의 별들을 하나의 도표에 표시했다. 이 별들은 모두 10등급 이상의 밝기를 가지고 있어, 개별적으로는 거의 보이지 않는 수많은 별들보다 훨씬 밝다.

은하권이며, 균일한 분포라는 가정에 따르면 우리와 비교적 가까운 곳에 있어야 합니다. 이 별들의 집합을 통해 천도는 은하수의 전체 경로를 명확하게 보여줍니다. 이로써 은하수가 단지 하늘의 구면 위에 투영된 원반 모양의 층에 불과하다는 생각은 충분히 반박됩니다. 이제 바너드 교수의 사진들을 살펴보아도, 어떻게 밝은 영역과 매우 어두운 영역이 규칙성 없이 번갈아 나타나는지를 확인할 필요조차 없습니다. 이를 통해 은하수가 오히려 서로 모여 있는 별들의 흐름, 즉 엄청난 크기를 가진 흐름이나 고리이며 우리 태양계가 우연히 그 안에 위치해 있다는 것을 확신할 수 있습니다. 하지만 이 흐름의 실제 형태를 파악하거나 그 구성 요소들 간의 상대적 거리를 결정하려는 것은 아직 시기상조라는 점은 인정해야 합니다.

제16판.
성운들
로스 경의 거대한 망원경으로 관측된 것들.

제23장. 별의 물리적 성질
별 분광기 — 별 스펙트럼의 분류 — 흡수선이 거의 없는 제1형 — 태양과 유사한 제2형 — 뚜렷한 어두운 줄무늬가 있는 제3형 — 이러한 유형들이 하늘에 어떻게 분포하는가 — 시선 방향으로의 움직임 — 분광기를 이용해 발견된 궤도 운동: 새로운 형태의 쌍성 — 일시적인 별들의 스펙트럼 — 이러한 천체들의 성질

이전 장들에서 우리는 현대 과학의 역사에서 중요한 위치를 차지하는 분광기의 역할에 대해 자주 언급했습니다. 분광기 덕분에 우리는 태양의 물리적 구조를 이해하려는 노력에서 큰 진전을 이룰 수 있었습니다. 이번 장에서는 분광기가 고정된 별들의 물리적 구조에 대해 무엇을 알려주는지 설명하고자 합니다.

여기서는 천문학의 전혀 새로운 단계가 열립니다. 망원경의 기술이 발전함에 따라 점점 더 희미한 천체들이 관측될 수 있게 되었지만, 세상의 모든 망원경으로도 별들 속에 철이나 다른 원소들이 존재하는지 여부를 알아낼 수는 없었습니다. 일반적인 별은 베세머 변환기나 지멘스 용광로보다도 더 뜨거운 밝게 빛나는 구체입니다. 만약 별 속에 철이 있다면, 그 철은 백열 상태에 있을 뿐만 아니라 실제로 증기로 변해 있어야 합니다. 하지만 망원경으로는 철 증기를 볼 수 없습니다. 그렇다면 어떻게 그것을 알아볼 수 있을까요? 다른 금속이나 물질의 증기와 섞여 있는지도 어떻게 알 수 있을까요? 사실, 별의 빛나는 대기 속에서 철을 구분해내는 것은 매우 까다로운 작업입니다. 하지만 분광기는 이 작업을 수행하기에 충분하며, 매우 설득력 있는 증거들을 제공합니다.

달과 행성들의 스펙트럼이 사실상 태양의 스펙트럼의 희미한 복제판에 불과하다는 사실은 1816년경 위대한 독일의 광학자 프라운호퍼에 의해 발견되었습니다. 그는 프리즘을 사용하여…

측지 측정에 사용되는 소형 경위계의 대물렌즈 앞에서 그는 금성과 화성이 태양과 같은 스펙트럼을 보이는 반면, 시리우스는 매우 다른 스펙트럼을 나타낸다는 것을 확인할 수 있었습니다. 이 중요한 관측 결과 덕분에 그는 연구를 계속하기 위해 더 나은 장비를 구입하게 되었으며, 다양한 종류의 항성 스펙트럼의 주요 특징들을 구별해내는 데 성공했습니다. 프라운호퍼가 이 연구를 위해 사용한 장비 형태는 프리즘을 망원경의 대물렌즈 바깥에 배치하는 방식이었는데, 크기가 큰 프리즘을 구하는 데 있어서의 어려움 때문에 지난 몇 년까지는 거의 사용되지 않았습니다(대물렌즈의 전체 성능을 활용하려면 프리즘이 대물렌즈만큼 커야 하기 때문입니다). 하지만 이 방식은 고정된 별과 같이 각도가 매우 작은 천체의 스펙트럼을 관측하기에 가장 간단한 형태의 분광기입니다. 별에서 나오는 평행한 광선들이 프리즘에 의해 스펙트럼으로 분산되고, 이 스펙트럼은 망원경을 통해 관찰됩니다. 하지만 망원경 속의 별의 이미지는 단지 밝은 점에 불과하기 때문에, 그 스펙트럼도 단순한 선 형태일 뿐이며, 태양의 스펙트럼에서 볼 수 있는 것처럼 가로로 지나가는 선들을 구별할 수는 없습니다. 따라서 망원경의 접안렌즈 앞에 원통형 렌즈를 배치하는데, 이 렌즈는 점을 선으로, 선을 줄로 변환시켜주므로 별의 좁은 스펙트럼이 넓은 밝은 줄 모양으로 확장되어 그 안에 존재하는 모든 세부 사항들을 구별할 수 있게 됩니다. 다른 형태의 항성 분광기에서는 대물렌즈의 초점에 슬릿을 배치해야 하는데, 전반적인 구조는 태양에 관한 장에서 설명한 것과 유사하지만 원통형 렌즈가 필요하다는 점이 다릅니다.

1859년 키르히호프가 스펙트럼 분석의 원리를 확립하기 전까지는 고정된 별들의 스펙트럼 연구는 거의 진전이 없었습니다. 태양 스펙트럼의 어두운 선들이 제대로 해석되자, 인류가 탐험할 수 있는 새로운 영역의 문이 열렸다는 것이 바로 명백해졌으며, 그러한 영역의 존재 자체를 그때까지 거의 아무도 알지 못하고 있었습니다. 우리는 이미 얼마나 놀라운

태양에 대한 연구의 성과 덕분에 이 분야의 연구자들은 큰 진전을 이룰 수 있었으며, 새로운 방법이 혜성과 성운 관측에 적용될 때 얼마나 귀중한 결과를 가져오는지도 확인할 수 있었습니다. 이제 우리는 윌리엄 허긴스 경이 시작하여 그와 세키, 포겔, 피커링, 록아이어, 두네르, 샤이너 등이 계속 발전시킨 연구들을 통해 고정된 별들의 구조에 대해 알게 된 사항들을 설명하고자 합니다. 다른 현대 천문학 분야들과 마찬가지로, 사진술도 매우 중요한 역할을 했습니다. 그 이유는 별의 스펙트럼을 사진으로 찍으면 보라색 영역까지 훨씬 더 넓은 범위를 관찰할 수 있을 뿐만 아니라, 사진상에서 선들의 위치를 매우 정확하게 측정할 수 있기 때문입니다.

별의 스펙트럼에서 나타나는 혼란스러운 다양성을 체계적으로 정리한 최초의 연구자는 세키였습니다. 그는 이러한 스펙트럼들을 네 가지 유형으로 분류할 수 있다고 보여주었습니다. 하지만 지난 30년 동안 각 유형 내에서 많은 변화들이 발견되면서 세키의 분류법을 더 세분화할 필요가 생겼고, 현재 대부분의 연구자들은 포겔의 분류법을 사용하고 있습니다. 우리도 이 장에서 편의상 이 분류법을 사용하도록 하겠습니다.

**I형:** 이 유형의 별들의 스펙트럼에서는 태양의 보라색 스펙트럼에서 매우 많고 뚜렷하게 나타나는 금속선들이 매우 희미하거나 거의 보이지 않으며, 파란색과 흰색 부분은 매우 밝습니다. 포겔은 이 유형을 세 그룹으로 세분화했습니다. 첫 번째 그룹(I.a)에서는 수소선들이 나타나며, 이 선들은 매우 넓고 밝습니다. 시리우스, 베가, 레굴루스가 이 그룹의 예입니다. 선들이 매우 넓다는 것은 이 별들 주위에 매우 거대한 크기의 수소 대기가 존재한다는 것을 의미합니다. 일반적으로 이 그룹의 별들이 모든 별 중에서 가장 뜨거울 것이라고 여겨집니다. 이 주장을 뒷받침하는 근거로는, 몇 년 전 노먼 록아이어 경이 실험을 통해 밝혀낸 바와 같이, 이 별들의 스펙트럼에는 일반적인 마그네슘 스펙트럼에는 나타나지 않는 특정 마그네슘 선이 존재하는데, 이는 매우 높은 온도에서 해당 물질이 존재함을 나타내는 것입니다.

I.b 그룹의 경우, 수소선과 소수의 금속선들은 너비가 비슷하며, 앞서 언급한 마그네슘선이 모든 선들 중에서 가장 강합니다. 리겔을 비롯한 오리온자리의 여러 밝은 별들도 이 그룹에 속합니다. 흥미로운 점은 이 별들 중 적어도 일부에는 헬륨이 존재한다는 것인데, 그래서 킬러 교수의 말에 따르면 리겔의 스펙트럼은 거의 ‘역전된 성운 스펙트럼’으로 간주될 수 있습니다. 다만 두 개의 주요 성운선은 별에서는 역전되지 않습니다. 이 사실은 결국 성운에서 별이 점차 형성되는 과정을 이해하는 데 매우 중요한 의미를 가질 것입니다. 리겔과 같은 별들은 분명히 매우 높은 온도를 가지고 있습니다. 반면, I형의 세 번째 하위 그룹(I.c)에 속하는 별들의 경우는 그렇지 않을 가능성이 높습니다. 이 그룹의 스펙트럼은 밝은 수소선과 밝은 헬륨선 D3의 존재로 특징지어집니다. 이러한 특이한 스펙트럼을 가진 별들 중에는 천칭자리의 변광성(β)과 카시오페이아자리의 γ별이 있으며, 이 두 별은 철저히 관측되어 왔습니다. 이 별들의 스펙트럼에는 수많은 특이점들이 존재하여, 이 하위 그룹에 속하는 별들의 물리적 구조를 설명하는 것이 매우 어렵습니다.

II형으로 넘어가면, 금속선들이 강하게 나타나는 스펙트럼을 볼 수 있습니다. 스펙트럼의 굴절이 심한 부분은 이전 그룹보다 더 어둡고, 때로는 적색 영역에 흡수대가 나타나기도 합니다. II.a 하위 그룹에는 금속으로 인해 생기는 수많은 강하고 명확한 선들이 포함되어 있으며, 수소선도 잘 보이지만 특별히 두드러지지는 않습니다. 이 그룹에 속하는 수많은 별들 중에는 카펠라, 알데바란, 아크투루스, 폴록스 등이 있습니다. 포츠담 천체물리학 관측소의 샤이너 박사의 연구에 따르면, 이 별들의 스펙트럼은 사실상 우리 태양의 스펙트럼과 거의 동일합니다. 그는 카펠라의 스펙트럼 사진에서 수백 개의 선들을 측정했으며, 이 선들과 태양 스펙트럼의 해당 선들 사이에 매우 유사한 점들이 있다는 것을 발견했습니다. 따라서 이 별들의 물리적 구조가 우리 태양의 그것과 매우 유사하다는 것은 의심할 여지가 없습니다. 반면, II.b 하위 그룹에 속하는 별들의 경우는 그렇지 않습니다. 이 그룹의 스펙트럼은 매우 복잡하며, 각각 연속적인 스펙트럼으로 구성되어 있습니다.

수많은 어두운 선들이 교차해 있으며, 그 위에는 밝은 선들로 이루어진 두 번째 스펙트럼이 겹쳐 있습니다. 70개가 넘는 별들이 이러한 특이한 스펙트럼을 가지고 있는 것으로 알려져 있으며, 그중에서 유일하게 밝은 별은 남쪽의 아르구스 성좌에 위치한 3등급의 별입니다. 여기서도 수소와 헬륨은 밝은 선들로 표시되지만, 나머지 밝은 선들의 기원은 불분명합니다. 이 그룹의 별들의 물리적 구조에 대해서는 확실한 결론을 내리기가 매우 어렵지만, 이 별들이 어두운 선들을 만들어내는 저온의 대기층에 둘러싸여 있을 뿐만 아니라, 그 외부에도 수소와 다른 기체들로 이루어진 거대한 외피를 가지고 있을 가능성이 있습니다. 리크 천문대의 캠벨 교수는 이 그룹의 적어도 한 별에서 연속적인 스펙트럼 양쪽으로 상당한 길이까지 뻗어 있는 F선을 관찰했으며, 좁은 슬릿을 사용했을 때는 직경이 약 6초각 정도 되는 큰 원형 디스크처럼 보였습니다. 다른 두 개의 주요 수소선도 비슷한 모습을 보였습니다. 이러한 관측 결과로 볼 때, 별 주위에 광범위한 기체 외피가 존재하는 것으로 보입니다.

III형은 비교적 적은 수의 별들로 구성되어 있으며, 스펙트럼에는 어두운 선들 외에도 수많은 어두운 줄무늬들이 나타납니다. 반사율이 높은 부분들은 매우 희미하기 때문에, 이 별들은 대체로 붉은색을 띱니다. 이 형태에는 두 가지 명확한 하위 유형이 있습니다. 첫 번째 유형(III.a)에서는 주요 흡수선들이 태양 스펙트럼의 유사한 선들과 일치하지만, 강도 면에서는 큰 차이가 있습니다. 이 별들에서는 많은 선들이 태양보다 훨씬 더 강하게 나타나며, 새로운 선들도 많이 나타납니다. 하지만 이러한 차이점들보다는 스펙트럼의 적색, 황색, 녹색 영역에 나타나는 특이한 흡수대들이 더 중요합니다. 이 흡수대들은 금속선들 위에 위치하며, 보라색 쪽으로 갈수록 뚜렷해지고 적색 쪽으로 갈수록 점차 희미해집니다. 이러한 줄무늬들은 화학적 결합에 의해 생기는 것으로, 이는 이러한 먼 별들의 대기 중 어딘가에서 온도가 충분히 낮아 안정적인 화학적 결합이 형성될 수 있다는 것을 보여줍니다. 이 형태의 별들 중 가장 중요한 별은 베텔게우즈, 즉 오리온자리 α입니다.

오리온자리의 어깨 부분에 위치한 1등급의 적색별입니다. 하지만 특히 주목해야 할 점은, 장주기 변광성들 중 많은 수가 III.a형 스펙트럼을 가지고 있다는 것입니다. 1887년, 노먼 록야어 경은, 작은 별군이 더 큰 별군을 통과할 때 최대 밝기에 도달하면 수소로 인한 밝은 선들이 나타날 것이라고 예측했습니다. 곧이어 피커링 교수가 하버드 대학 천문대에서 촬영한 미라 세티라는 변광성의 최대 밝기 시점의 스펙트럼 사진에서 여러 개의 수소 선들을 발견했다는 소식이 전해져 이 예측이 확인되었습니다. 그 이후 피커링 교수는 이러한 유형의 변광성 41개의 스펙트럼에서도 밝은 선들이 발견되었으며, 스펙트럼의 이러한 특징으로 인해 20개가 넘는 다른 별들도 변광성으로 확인되었다고 보고했습니다. 즉, 밝은 선들이 관찰된다는 사실 자체가 그 별들이 변광성임을 시사했으며, 추가적인 광도 측정을 통해 이 사실이 뒷받침되었습니다.

두 번째 범주(III.b)에는 비교적 어두운 별들만 포함되어 있으며, 그중에서도 5등급을 초과하는 별은 없습니다. 이 범주는 소수의 적색별들로 구성됩니다. 이 별들의 스펙트럼에 나타나는 선들은 명확하게 정의되어 있으며 적색 부분에서는 어둡게 나타나지만, 보라색 쪽으로 갈수록 점차 희미해집니다. 이는 III.a형 스펙트럼에서 보이는 현상과는 정반대입니다. 이러한 선들은 이 별들의 대기권에 존재하는 탄화수소 증기에 의한 흡수로 인해 생기는 것으로 보입니다. 하지만 금속 증기의 존재를 나타내는 선들도 일부 보이는데, 그중에는 분명히 나트륨도 포함됩니다. 이 별들이 바로 태양의 생애 마지막 단계를 나타낸다는 데에는 거의 의심의 여지가 없습니다. 태양은 상당히 식어서 곧 완전히 꺼질 상태에 이르렀으며, 주변 대기권에서 남아 있는 빛이 점점 더 많이 흡수되고 있기 때문입니다.

별의 시선 방향으로의 움직임을 스펙트럼을 통해 측정하는 방법은, 태양에 관한 장에서 설명한 방법과 동일합니다. 별의 스펙트럼에 있는 특정 선의 위치를, 인공적으로 만들어진 스펙트럼에서 해당 원소의 밝은 선의 위치와 비교함으로써 이를 알아낼 수 있습니다.

항성 스펙트럼 선이 보라색 쪽으로 이동하는 경우(항성이 우리에게 다가오고 있음을 나타냄)나 빨간색 쪽으로 이동하는 경우(항성이 멀어지고 있음을 나타냄)를 감지할 수 있다. 이러한 시도는 1867년 윌리엄 허긴스 경에 의해 처음 이루어졌는데, 그는 시리우스의 스펙트럼에 있는 F선과 진공관에 포함된 수소의 같은 선을 비교했다. 이때 천문용 분광기의 시야에 그 스펙트럼들이 나란히 비치도록 했다. 이렇게 시작된 그의 연구는 이후 그리니치 천문대에서도 계속되었지만, 직접적인 관측을 통해 얻어진 결과들은 결코 만족스럽지 못했다. 서로 다른 관측자들이 얻은 값들 사이에, 심지어 같은 관측자가 다른 날에 얻은 값들 사이에도 상당한 차이가 있었기 때문이다. 빛의 속도가 천체가 움직일 수 있는 속도에 비해 엄청나게 빠르기 때문에, 천체의 움직임으로 인해 발생하는 파장의 변화는 극히 미미하여 감지하기도 어렵고 측정하기도 더욱 어렵다는 점을 고려하면 이는 당연한 일이다. 하지만 포츠담의 포겔 박사가 이러한 연구에 사진술을 처음으로 활용하면서 훨씬 일관되고 신뢰할 수 있는 결과들이 얻어졌으며, 그럼에도 불구하고 체계적인 오류를 피하기 위해서는 여전히 매우 세심한 주의가 필요하다. 얻어질 수 있는 결과를 예시로 들어보자면, 아래 표에는 1896년과 1897년에 케임브리지 천문대의 25인치 뉴얼 반사망원경에 장착된 브루스 분광기를 사용하여 H.F. 뉴얼 씨가 관측한 여러 항성들의 초당 속도 값들이 나와 있다. 여기에 포츠담에서 포겔과 샤이너가 얻은 값들도 함께 제시되어 있다. 결과는 킬로미터 단위로 표시되어 있으며(1km = 0.62 영국 마일), + 기호는 항성이 우리에게서 멀어지고 있음을, - 기호는 우리에게 다가오고 있음을 의미한다.

뉴얼. 포겔. 샤이너.
알데바란 + 49.2 + 47.6 + 49.4
베텔게우스 + 10.6 + 15.6 + 18.8
프로시온 - 4.2 - 7.2 - 10.5
폴록스 - 0.7 + 1.9 + 0.4
레오니스의 감마별 - 39.9 - 36.5 - 40.5
아크투루스 - 6.4 - 7.0 - 8.3

이러한 수치들은 지구가 태양 주위를 공전하는 움직임을 고려하여 보정된 것이지만, 태양 자체의 우주 내 이동은 고려되지 않았습니다. 왜냐하면 후자의 크기는 사실상 알려져 있지 않거나 적어도 매우 불확실하기 때문입니다. 따라서 위의 수치들은 실제로는 각 별이 태양에 대해 가지는 초당 속도를 나타냅니다. 또한 태양의 이동 방향과 속도는 수많은 별들에 대한 분광학적 관측을 통해 결국 밝혀질 수 있으며, 이 방법을 통하면 별들의 고유 운동과 각 별들의 평균 거리에 대한 추측을 결합하는 기존의 방법보다 훨씬 더 정확하게 태양의 속도를 알아낼 수 있을 것으로 보입니다. 켐프 박사도 이미 이러한 시도를 했는데, 포츠담에서의 분광학적 관측을 통해 태양의 속도가 초당 18.6킬로미터, 즉 11.5마일이라는 결과를 얻었습니다. 이 수치는 아마도 실제 값과 그리 멀지 않을 것입니다.

그러나 고정된 별들의 스펙트럼을 통해서도 이처럼 극도로 먼 체계들의 공전 운동에 대한 정보를 얻을 수 있습니다. 만약 한 별이 태양을 지나는 평면 위에서 다른 별 주위를 공전한다면, 궤도의 한쪽에서는 우리 쪽으로 직진하고 다른 쪽에서는 우리로부터 멀어질 것입니다. 중심 천체 앞이나 뒤를 지날 때는 우리와의 거리는 변하지 않습니다. 따라서 분광학적 관측을 통해 어떤 별이 일정한 주기로 지구 쪽으로 오갔다 갔다 하는 것을 발견한다면, 그 별이 분광선의 변화가 나타나는 주기만큼 어떤 보이지 않는 천체 주위를 공전하고 있다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 제19장에서는 페르세우스자리에 있는 변광성 알골에 대해 언급했는데, 이 별은 대부분의 시간 동안 특정한 형태를 유지하는 변광성들 중 하나입니다.

그 기간 동안에는 그 밝기가 변하지 않지만, 매우 짧은 시간 동안은 상당히 어두워집니다. 이 현상이 일종의 일식 때문에 발생한다는 것, 즉 다시 말해 어두운 천체가 주기적으로 별 앞을 지나가면서 별의 빛이 우리에게서 가려진다는 것이 가장 간단한 가설이었으며, 이미 수년 전부터 널리 받아들여져 왔습니다. 하지만 포츠담에서 이루어진 분광학적 관측을 통해 보겔 교수가 최소 밝기에 이르기 전에는 알골이 태양으로부터 멀어지고, 최소 밝기가 지난 후에는 다시 우리 쪽으로 다가온다는 사실을 발견하기 전까지는 이것이 알골과 같은 별들의 주기성을 설명하는 정확한 원인이라고 증명할 수는 없었습니다. 궤도가 원형이라고 가정하면, 알골의 속도는 초당 26마일로 나타났습니다. 이 값과 주기의 길이(2일 22시 48분 55초), 그리고 가려지는 시간을 바탕으로 궤도의 크기와 두 천체의 실제 크기를 쉽게 계산할 수 있었습니다. 더 나아가, 두 천체의 밀도가 같다고 가정하여 궤도 속도를 통해 그 질량도 계산할 수 있었는데, 이는 의심할 여지 없이 매우 불확실한 가정입니다. 다음은 보겔이 발견한 알골 체계의 대략적인 데이터입니다:

알골의 직경: 1,054,000마일
동반성의 직경: 825,000마일
두 천체 중심 사이의 거리: 3,220,000마일
알골의 궤도 속도: 초당 26마일
동반성의 궤도 속도: 초당 55마일
알골의 질량: 태양 질량의 4/9
동반성의 질량: 태양 질량의 2/9

지난 세기 동안 알골의 주기는 점차 줄어들고 있습니다(6~7초씩). 하지만 이것이 챈들러 씨가 제안한 것처럼, 두 별이 훨씬 더 멀리 떨어져 있는 세 번째 천체 주위를 공전함으로써 생기는 현상인지는 아직 밝혀지지 않았습니다.

이미 언급했듯이, 일식이 발생하여 빛의 변화가 나타나려면 시선이 공전 궤도 평면에 거의 수직으로 위치해야 합니다. 또한 두 별 사이에 상당한 밝기 차이가 있어야 합니다. 현재 알려진 알골형 변광성 15개는 이러한 조건들을 충족시켜야 합니다. 하지만 확률론적으로 볼 때, 이러한 조건들이 충족되지 않는 알골과 같은 이중성계도 많이 존재할 것이며, 그런 경우에는 별의 밝기에 변화가 나타나지 않습니다. 물론, 한 별이 다른 별 주위를 공전하는 경우도 많이 알려져 있지만, 우리의 망원경으로는 두 별을 분리할 수 없을 정도로 가까운 거리에서 큰 크기의 동반별이 다른 별 주위를 공전하는 경우도 있을 것입니다. 이 사실은 분광기를 통해 실제로 발견되었습니다. 만약 극도로 가까이 있는 이중성을 분광기로 관측한다면, 두 구성성분의 스펙트럼이 겹쳐 보이게 되어, 우리는 실제로 두 개의 서로 다른 스펙트럼을 보고 있다는 사실을 알아차리지 못할 것입니다. 하지만 두 별이 공통된 중심력의 중심 주위를 공전하는 동안, 주기적으로 한 별은 우리 쪽으로, 다른 별은 우리로부터 멀어지는 순간이 있게 됩니다. 그 결과, 전자의 스펙트럼 선들은 스펙트럼의 보라색 쪽으로 약간 이동하고, 후자의 선들은 빨간색 쪽으로 약간 이동하게 됩니다. 따라서 두 스펙트럼에 공통적으로 나타나는 선들은 주기적으로 두 개로 나타나게 됩니다. 이러한 발견은 1889년, 큰곰자리 꼬리 부분에 위치한 유명한 이중성인 미자르, 즉 ζ Ursa Majoris의 스펙트럼 사진을 통해 피커링 교수에 의해 처음 이루어졌습니다. 특정 선들은 52일 간격으로 두 개로 나타나는 것으로 확인되었습니다. 각 선의 두 구성성분 사이의 최대 간격은 한 별이 다른 별에 대해 초당 약 100마일의 상대 속도로 움직일 때에 해당합니다. 하지만 이후의 관측 결과들은…

이 경우는 매우 복잡할 수 있는데, 극도로 특이한 타원궤도 때문이거나 혹은 세 번째 천체의 존재 때문일 수 있다. 하버드 대학교의 사진들에서는 오리온자리 β별에서 선들이 주기적으로 두 개로 나타나는 현상도 관측되었으며, 그 주기는 놀랍도록 짧아서 단 3일 23시간 37분에 불과했다. 1891년에 포겔은 처녀자리의 1등성인 스피카의 스펙트럼 사진을 통해, 이 별이 4일 주기로 태양계에서 멀어지고 다시 가까워지는 것을 발견했다. 그 이후로도 여러 “분광쌍성”들이 발견되었는데, 특히 M. 벨로폴스키가 발견한 카스토르의 한 구성성분은 주기가 3일이며, 하버드의 분광사진을 통해 발견된 전갈자리의 한 별은 주기가 단 34시간에 불과했다.

최근 케임브리지의 H.F. 뉴얼 씨와 리크 천문대의 캠벨 씨는 오리온자리 α별, 즉 카펠라가 태양과 비슷한 별과 프로키온과 비슷한 별로 구성되어 있으며, 이 둘이 104일 주기로 공전한다는 것을 밝혀냈다.

언뜻 보면, 직경에 비해 매우 작은 거리만큼 떨어져 있는 두 개의 태양이 서로를 공전한다는 생각은 매우 놀라운 것처럼 보인다. 예를 들어 알골 시스템에서는 우리 태양과 비슷한 크기의 천체와 그보다 약간 더 큰 크기의 천체가 있으며, 이 둘은 3일도 채 되지 않는 시간 안에 공동 중심 주위를 공전하며, 두 천체의 표면 사이의 거리는 더 큰 천체의 직경의 두 배에 불과하다. 또한 스피카 시스템에서도 두 개의 거대한 태양이 단 4일 만에 서로를 공전하는데, 그 거리는 토성과 그 여섯 번째 위성 사이의 거리와 같다. 하지만 현재 우리 태양계에는 이와 유사한 현상은 없지만, 수학적으로 이러한 시스템이 영원히는 아니더라도 수천 년 동안은 안정성을 유지할 수 있다는 것이 증명될 수 있다. 마지막 장에서 우리는 지구와 달이 언젠가는 천체들의 직경에 비해 매우 작은 거리만큼 떨어져 빠르게 공전하는 특이한 두 천체 시스템을 형성했을 가능성이 높다는 것을 알게 될 것이다.

β 리라라는 별도 더 복잡한 시스템을 가지고 있을 가능성이 있다. 이 별은 주기가 12일인 매우 흥미로운 변광성이다.

이 별의 밝기는 4-1/2 등급에서 약 3-1/2 등급으로 상승한 뒤 거의 4등급까지 떨어졌다가 다시 3-1/2 등급으로 올라갔으며, 마지막으로 다시 4-1/2 등급으로 내려갔습니다. 1891년에 피커링 교수는 이 별의 스펙트럼에 나타나는 밝은 선들의 위치가 시간에 따라 변한다는 것을 발견했습니다. 이 선들은 때로는 어두운 선들의 한쪽에, 때로는 다른 쪽에 나타났습니다. 분명히 이 밝은 선들의 파장이 변하고 있으며, 빛을 내는 천체가 지구로부터 멀어지거나 가까워지고 있는 것입니다. 별의 빛이 변하는 주기의 절반 동안은 전자의 경우가, 나머지 절반 동안은 후자의 경우가 일어났습니다. 벨로폴스키와 다른 연구자들은 이 별의 스펙트럼을 더 자세히 조사한 결과, 이 선들이 사실은 두 개인 것처럼 보이지만 그 중 하나는 때때로 사라지거나 매우 좁아진다는 것을 발견했습니다. 이 선들이 실제로는 단일한 선이라고 가정할 경우(어두운 선과의 중첩으로 인해 겉보기상 두 개로 보이는 현상), 벨로폴스키는 수소선(F선)의 양쪽 끝에서 튜브 안의 기체가 발광하여 만들어진 인공 수소선까지의 거리를 측정함으로써 이 선들의 이동량을 측정했습니다. 이러한 접근과 멀어짐이 궤도 운동에 의해 일어난다고 가정하면, 밝은 선들을 내는 천체는 시속 41마일의 속도로 움직이고 있습니다. 그는 1897년에 마그네슘으로 인해 생기는 어두운 선의 이동을 관측하는 데 성공했으며, 그 선을 내는 천체도 역시 궤도를 따라 움직이고 있음을 알아냈습니다. 다만 별의 빛이 최소값을 보일 때 밝은 F선의 속도는 양수인 반면, 어두운 선의 속도는 음수입니다. 따라서 별의 빛이 최소값을 보일 때는 어두운 선을 내는 별이 가려지고, 2차 최소값을 보일 때는 밝은 선을 내는 다른 별이 가려집니다. 하지만 이 놀라운 변광성의 구조를 완전히 밝히기 위해서는 더 많은 관측이 필요합니다. η Aquilæ나 δ Cephei와 같은 다른 변광성들의 경우도 마찬가지로, 속도의 변화와 빛의 변동 사이에 일관성이 없는 것으로 나타났습니다.

β Lyræ의 복잡한 스펙트럼과 일시적인 별들의 스펙트럼 사이에는 두드러진 유사점들이 있다. 분광학적으로 관측될 수 있었던 최초의 “신성”은 1866년 코로나 보레알리스에서 나타난 것으로, W. 허긴스 경에 의해 연구되었다. 이 신성은 어두운 흡수선들이 있는 연속 스펙트럼과 함께 수소선들도 보였으며, 이는 사실상 II.b형 별들의 스펙트럼과 거의 동일했다. 1876년의 슈미트 신성도 마찬가지였는데, 수소선들 외에 헬륨선(D3)과 주요 성운선도 나타났다. 하지만 1877년 가을, 이 별의 밝기가 10등급까지 떨어졌을 때, 코플랜드 박사는 오직 주요 성운선 하나만이 보인다는 사실에 놀랐다. 별의 빛은 거의 모두 이 선에 집중되어 있었고, 연속 스펙트럼은 거의 보이지 않았다. 사실상 이 별은 행성상 성운으로 변한 것처럼 보였지만, 나중에는 그 특유의 단색적 특성을 잃어버린 듯했다. 성운선은 사라지고 희미한 연속 스펙트럼만이 보였는데, 이는 1866년의 별이 10등급까지 밝기가 떨어졌을 때와 마찬가지였다. 1885년 안드로메다 성운에서 나타난 신성의 경우에도 연속 스펙트럼만이 관측되었으며, 이는 성운 자체의 스펙트럼과 매우 유사했다.

1892년 2월, 오리게스 성단에서 새로운 신성이 발견되었을 때, 천문학자들은 이제 눈으로는 볼 수 없는 자외선 영역까지 사진 촬영을 통해 연구할 수 있게 되었기 때문에, 분광학적으로 이를 관측할 준비가 더 잘 되어 있었다. 가시광선 영역의 스펙트럼은 1876년의 노바 시그니의 스펙트럼과 매우 유사했지만, 리크 천문대와 포츠담에서 촬영된 모든 밝은 선들의 파장을 측정해보니, 태양의 채층에서 나타나는 밝은 선들의 스펙트럼과 매우 유사하다는 것이 명확해졌다. 수소선들은 매우 뚜렷하게 나타났으며, 철선들도 매우 많았고, 칼슘과 마그네슘 선들도 관측되었다. 하지만 사진을 통해 알아낸 가장 놀라운 사실은, 밝은 선들이 자주 보라색 쪽에 넓은 어두운 띠들과 함께 나타났으며, 밝은 선과 어두운 선들 모두 복합적인 성격을 가지고 있었다는 점이다. 많은 어두운

선들의 중앙에는 가는 밝은 선이 겹쳐 있었으며, 반면에 많은 밝은 선들에는 최대 빛의 강도를 보이는 지점이 두세 곳 있었다. 시선 방향상의 운동 측정 결과는 특히 중요했다. 그 결과, 어두운 선들 사이에 나타나는 가는 밝은 선들의 근원이 초당 400마일이라는 엄청난 속도로 태양 쪽으로 움직이고 있음을 보여주었다. 만약 밝은 선들이 실제로 어두운 선들의 “반전” 형태라면, 흡수 스펙트럼의 근원도 거의 같은 속도를 가지고 있어야 했다. 반면, 밝은 선들의 두세 개의 최대 빛 강도 지점이 실제로 두세 개의 별개 천체가 밝은 선을 내는 것을 나타낸다면, 측정 결과에 따르면 주된 천체는 태양에 대해 거의 정지해 있는 반면, 다른 천체들은 초당 300마일과 600마일이라는 엄청난 속도로 우리로부터 멀어지고 있었다. 이것만으로도 충분히 혼란스러운데, 1892년 8월에 다시 나타난 이 별은 10등급 별로서 전혀 다른 스펙트럼을 보였으며, 그 안에는 행성 성운에 속하는 여러 밝은 선들만 있을 뿐이었다! 이 중 주요한 선들은 처음부터 스펙트럼에 존재했을 가능성이 있지만, 시선 방향상의 운동 변화로 인해 그 파장이 달라졌기 때문에, 가을에 관측된 선들이 봄에 약간 다른 위치에서 관측된 선들과 동일한 것으로 보였던 것이다. 이후 이러한 성운 선들에 대한 관측 결과는 이 신성이 태양계 쪽으로(초당 약 150마일의 속도로) 움직이고 있으며, 그 속도가 점차 줄어들고 있음을 시사하는 것 같았다.

하지만 일시적인 별이 왜 갑자기 그렇게 밝게 빛나는지 확실히 말할 수 없다는 점은 인정해야 하지만, 이러한 기묘한 천체들이 점차적으로 항성들의 구조에 대해 많은 정보를 알려줄 것이라고 생각할 충분한 이유가 있다. 별이 가득한 우주에서 우리가 보는 다양한 스펙트럼들—밝은 선들이 있는 성운 스펙트럼, 비슷한 특성을 가진 항성 스펙트럼, 넓은 흡수대가 있는 스펙트럼, 우리 태양과 같이 수많은 어두운 선들이 있는 스펙트럼, 혹은 몇 개의 흡수선만 있는 스펙트럼 등—이 모든 것은 우주가 다양한 진화 단계에 있는 천체들로 가득 차 있음을 보여준다. 열의 천문학적 의미를 논의할 때 이 문제에 대해 좀 더 자세히 설명할 기회가 있을 것이다. 하지만 우리는 이제 인류가…

지성은 우리의 도구적 자원들의 발전 속도를 따라잡기 어렵으며, 우리가 얻은 지식을 체계화하려 할 때 상상력도 혼란스러워집니다. 최근 볼티모어의 롤랜드 교수의 경험에서도 알 수 있듯이, 관측된 현상들을 해석할 때는 매우 신중해야 합니다. 그 경험을 통해 우리는 빛을 내는 증기의 압력이 증가함에 따라 스펙트럼 선들이 넓어질 뿐만 아니라 그 위치까지 변할 수 있다는 것을 알게 되었습니다. 강한 자기장에 놓인 광원에서 나오는 선들이 넓어지거나, 두 배로 나타날 수 있다는 제만 박사의 발견도 이러한 복잡한 현상들을 해석하는 데 있어 우리의 어려움을 더욱 가중시킵니다.

제24장. 지구 자전축의 세차와 주기운동
극점은 고정된 점이 아니다 — 별들의 겉보기 위치에 미치는 영향 — ‘망치머리’ 모형을 통한 설명 — 지구에 작용하는 외력 — 태양이 구체에 미치는 인력 — 적도 부근의 돌출부 — 태양과 달이 이 돌출부에 미치는 인력이 세차를 일으킨다 — 세차를 일으키는 힘의 효율성은 거리의 세제곱에 반비례한다 — 태양과 달의 상대적 효율성 — 지구 자전축의 극점이 황도의 극점 주위를 어떻게 회전하는가 — 위도의 변화

하늘의 극점 위치는 그 근처에 위치한 밝은 별인 북극성을 통해 가장 쉽게 알 수 있다. 이 극점을 중심으로 하늘 전체가 하루에 한 번씩 회전하는 것처럼 보인다. 우리는 지금까지 항상 이 극점을 마치 하늘에서 고정된 점인 것처럼 여겨왔다. 우리가 비교적 짧은 시간만을 고려할 때는 이러한 표현이 충분히 정확하다. 현재로서도 극점은 북극성 근처에 있다는 것은 의심의 여지가 없다. 지난 세대가 살아있을 때도 그랬고, 다음 세대가 살아있을 때도 마찬가지일 것이다. 하지만 이 모든 시간 동안 극점은 계속해서 하늘 속에서 움직이고 있으므로, 결국 극점이 현재의 북극성으로부터 상당히 멀어지는 순간이 올 것이다. 이 움직임은 끊임없이 일어나며, 우리 천문대의 장비를 이용하면 쉽게 감지하고 측정할 수 있다. 천문학자들도 모든 계산에서 이 극점의 움직임을 반드시 고려해야 한다는 사실을 잘 알고 있다. 이 움직임으로 인해 별의 겉보기 위치에 변화가 생기는데, 이를 “세차”라고 한다.

그림 100.

극의 움직임은 첨부된 그림(그림 100)에 매우 명확하게 나타나 있으며, 이 그림을 제공해 주신 고인의 친절에 깊이 감사드립니다.

C. 피아치 스미스 교수. 이 원은 북극점이 별들 사이를 이동하는 경로를 나타냅니다.

드라코자리에 있는 이 원의 중심점이 바로 황도의 북극점입니다. 북극점이 한 바퀴를 도는 데에는 약 25,867년이라는 상당한 시간이 걸립니다. 이 그림은 기원전 4000년부터 서기 2000년까지의 여러 시점에서의 북극점 위치를 보여줍니다. 이 지도를 살펴보면 북극점과 북극성이 얼마나 우연히 가까이 위치해 있는지 명확하게 알 수 있습니다. 현재로서는 두 별 사이의 거리가 점차 줄어들고 있지만, 나중에는 그 거리가 다시 멀어져서, 한 바퀴를 도는 과정의 절반이 지날 때쯤에는 북극점이 북극성으로부터 원의 반지름만큼 떨어진 곳에 있게 됩니다. 그때가 되면 북극점은 밝은 별인 베가 또는 α 리라에 가까워질 것이며, 그렇게 되면 약 12,000년 후의 후손들은 현재 북극성이 사용되는 많은 용도들에 베가를 활용할 수 있게 될 것입니다! 과거를 돌아보면, 기원전 2,000년에서 3,000년경에는 α 드라코니스가 북극성으로 적합한 위치에 있었으며, 큰곰자리의 β와 δ는 방향을 가리키는 역할을 했습니다. 정확한 천문학이 등장한 이후로는 북극점의 이동 경로가 이 거대한 원의 아주 작은 부분만 관측된 것뿐이라는 점은 말할 필요도 없습니다. 하지만 북극점의 움직임이 계속해서 같은 경로를 따를 것이라는 점을 의심할 필요는 없습니다. 이 매우 흥미로운 현상에 대한 설명을 계속하다 보면 그 사실이 더욱 명확해질 것입니다.

하늘의 북극점이란, 지구가 자전하는 축의 북쪽 끝이 향하는 천구상의 점을 말합니다. 따라서 이 축의 위치는 끊임없이 변해야 합니다. 지구의 자전과 관련된 움직임의 특성은 모든 남자아이들이 잘 아는 아주 흔한 장난감을 통해 설명될 수 있습니다. 페그톱을 돌리면 당연히 그 축을 중심으로 매우 빠르게 회전하지만, 이 회전 외에도 보통 또 다른 움직임이 있어서 페그톱의 축은 일정한 방향을 유지하지 않고 수직선을 중심으로 원뿔형 궤적을 따라 움직입니다. 옆의 그림(그림 101)은 페그톱의 모습을 보여줍니다. 페그톱은 당연히 자신의 축을 중심으로 매우 빠르게 회전하고 있으며, 동시에 그 축 자체도 회전하고 있습니다.

매우 신중한 동작으로 수직선 주위를 회전시키는 것입니다. 만약 하루에 한 번 자기 축을 중심으로 회전하는 거대한 회전판을 상상해본다면, 그 축이 수직선에 대해 23.5도 각도로 기울어져 있고, 그 축의 느린 원뿔형 운동으로 인해 한 바퀴 회전하는 데 약 26,000년이 걸린다면, 그 움직임은 지구가 실제로 보이는 움직임과 유사할 것입니다. 이 회전판의 모습은 실제의 세차운동 현상과 매우 흡사합니다. 어떤 경우든 축을 중심으로 하는 회전 속도는 축 자체가 한 바퀴 회전하는 속도보다 훨씬 빠릅니다. 또한 이러한 느린 움직임은 외부의 간섭 때문에 발생합니다. 회전판의 그림(그림 101)을 보면 “왜 아래로 떨어지지 않는가?”라는 질문이 생깁니다. 중력의 영향을 고려하면, 회전판이 그림에 나타난 위치에 있을 수 없어 보입니다. 하지만 회전판이 계속 회전하는 한 이런 상태가 가능하다는 것은 누구나 알고 있습니다. 만약 회전판이 회전하지 않는다면 당연히 아래로 떨어질 것입니다. 따라서 회전판의 빠른 회전이 중력의 영향을 변화시켜, 중력이 당연히 가져올 결과 대신 축의 느린 원뿔형 운동을 일으키는 것입니다. 이는 분명히 다소 복잡한 역학적 문제이지만, 실험을 통해 이것이 사실임을 쉽게 확인할 수 있습니다. 만약 회전판이 회전하는 중심점이 무게 중심과 일치하도록 만들어진다면, 회전판에는 중력의 영향이 전혀 없으며 원뿔형 운동도 관찰되지 않습니다.

만약 지구가 외부의 간섭을 받지 않는다면, 지구가 회전하는 축의 방향은 영원히 일정하게 유지될 것입니다. 하지만 축의 방향이 일정하게 유지되지 않으므로, 관측되는 현상들을 설명할 수 있는 적절한 간섭력을 찾아야 합니다. 우리는 천문학적 현상들이 모두 만유인력의 법칙으로 설명될 수 있다는 것을 항상 확인해왔습니다. 따라서 중력이 세차운동 현상을 어느 정도 설명해줄 수 있는지 알아보는 것은 당연한 일입니다. 가장 간단한 형태로 말하자면, 멀리 떨어진 물체가 지구의 회전에 어떤 영향을 줄 수 있는지 살펴보도록 합시다.

이 질문에 답하려면 ‘지구’라는 것이 무엇을 의미하는지 정확히 정의할 필요가 있습니다. 천문학적인 목적으로는 대체로 지구를 구형의 공으로 간주하기 때문에, 우리는 이러한 가정부터 시작하겠습니다. 또한 지구의 내부는 전반적으로 외부보다 더 무거운 것으로 보입니다. 따라서 깊이 내려갈수록 밀도가 증가한다고 가정하는 것이 합리적입니다. 중심에서 같은 거리에 있는 다른 부분들보다 특정 부분이 훨씬 더 무겁다고 생각할 만한 충분한 근거도 없습니다. 그래서 이러한 계산에서는 일반적으로 지구가 서로 동심원을 이루는 구형의 껍질들로 구성되어 있으며, 각 껍질의 밀도는 일정하고, 각 껍질에서 바깥쪽 껍질로 갈수록 밀도가 줄어든다고 가정합니다.

이러한 구조를 가진 구체가 어떤 외부 물체의 인력에 의해 영향을 받는다고 가정할 때, 그 외부 물체가 어떤 효과를 낼 수 있는지 살펴보도록 하자. 예를 들어, 태양이 이러한 성질을 가진 구체를 끌어당긴다면 어떤 움직임이 일어날까? 가장 첫 번째이자 가장 명백한 결과는 우리가 이미 여러 차례 논의한 바 있으며, 케플러의 법칙으로 표현되는 것으로, 즉 인력은 지구로 하여금 태양을 초점으로 하는 타원 궤도를 따라 공전하도록 만든다는 것이다. 하지만 우리는 지금 이 움직임에 대해서는 관심을 갖지 않는다. 우리가 알아야 할 것은 태양의 인력이 지구의 자전을 어느 정도까지 변화시킬 수 있는가 하는 점이다. 태양의 인력은 이러한 구조를 가진 지구의 자전을 방해할 힘이 없다는 것을 증명할 수 있다. 이는 수학적 계산을 통해 공식적으로 입증될 수 있는 결과이다. 하지만 대칭적인 구체 위의 어떤 먼 점의 인력도 반드시 그 구체의 중심을 통과해야 한다는 것은 충분히 명백하다. 태양도 단지 수많은 인력을 발생시키는 점들의 집합에 불과하기 때문에, 그에 상응하는 수많은 인력만을 만들어낼 뿐이다. 이러한 각각의 인력은 모두 지구의 중심을 통과하므로, 모든 개별 인력의 합력 역시 지구의 중심을 통과하게 된다. 이러한 성질의 인력은 다른 어떤 강력한 영향력을 가졌다 하더라도 지구의 자전에 영향을 미칠 힘이 없다. 만약 지구가 축을 중심으로 자전한다면, 그 축의 방향은 변함없이 유지될 것이다. 따라서 지구가 태양 주위를 공전할 때에도 여전히 자신과 평행한 축을 중심으로 계속 자전할 것이다. 또한 다른 어떤 물체의 인력도 태양의 인력보다 더 효과적일 수는 없다. 만약 지구가 우리가 가정한 대로 대칭적인 구체라면, 태양과 달의 인력, 심지어 모든 행성들의 영향력조차도 지구의 자전축이 원래의 방향에서 단 1초라도 벗어나도록 만들 수는 없을 것이다.

이와 같이 우리는 “선행주기”의 원인을 찾는 범위를 매우 좁혔다. 만약 지구가 완벽한 구체라면 선행주기는 설명될 수 없을 것이다. 따라서 우리는 다른 설명을 찾아야만 한다.

지구가 완벽한 구형이 아니라는 사실에서 비롯된 세차운동입니다. 우리는 이미 이것이 사실임을 증명했습니다. 지구의 적도축이 극축보다 길기 때문에 적도를 둘러싼 볼록한 부분이 존재합니다. 외부 천체의 인력은 이 볼록한 부분을 잡아당겨 지구의 자전축이 방향을 바꾸도록 만듭니다.

우주에는 지구의 자전축의 세차운동에 실질적으로 영향을 미치는 천체가 두 개뿐인데, 그것은 바로 태양과 달입니다. 태양과 달이 이 운동에 기여하는 정도는 언뜻 보기에 예상되는 것과는 다릅니다. 이는 중력 이론에서 매우 중요한 점을 보여주므로 자세히 살펴볼 필요가 있습니다.

중력의 법칙에 따르면, 한 천체가 가할 수 있는 인력의 세기는 그 천체의 질량에 정비례하고, 인력이 작용하는 점으로부터의 거리의 제곱에 반비례합니다. 따라서 우리는 태양과 달이 지구에 가하는 인력을 비교할 수 있습니다. 태양의 질량은 달의 질량보다 약 26,000,000대 1의 비율로 큽니다. 반면 달은 평균적으로 태양으로부터의 거리의 약 1/386배 떨어져 있습니다. 따라서 태양의 인력이 지구에 미치는 효과가 달의 인력보다 약 175배 더 크다는 것을 쉽게 계산할 수 있습니다. 그렇기 때문에 지구는 당연히 태양의 매우 강력한 인력에 의해 움직이며, 달을 동반한 채 태양 주위를 타원궤도로 공전하는 것입니다.

그러나 세차운동을 일으킬 수 있는 특정한 인력 효과에 관해서는, 인력을 가하는 천체의 효율을 계산하는 법칙이 다른 형태를 띤다는 것을 알 수 있습니다. 이 경우 효율의 측정값은 해당 천체의 질량을 거리의 세제곱으로 나누어 구해집니다. 이 주장에 대한 완전한 증명은 수학적 공식에서 찾아야 하며, 여기에 소개할 수는 없습니다. 하지만 우리는…

독자가 그 원리를 어느 정도 이해할 수 있도록 하는 하나의 고려사항을 제시하겠습니다. 다만 이는 그 원리의 정확성을 증명하려는 것은 아닙니다. 교란체가 지구에 가까워질수록 적도 부분에서 생기는 효과로 인해 레버리지(이러한 표현을 사용해도 좋다면)가 커진다는 것은 자명합니다. 따라서 단지 이러한 이유만으로도 주어진 힘의 효율성은 거리의 역비례로 증가할 것입니다. 힘의 실제 세기 자체는 거리의 역제곱에 비례하여 증가하므로, 두 가지 이유로 인해 거리가 줄어들면 인력을 가하는 천체의 세차운동을 일으키는 능력도 증가할 것입니다. 예를 들어, 교란체를 원래 거리의 절반까지 가져온다면 레버리지는 두 배가 되고, 중력의 법칙에 따라 힘의 실제 세기는 네 배가 됩니다. 그러므로 후자의 경우에 나타나는 효과는 전자의 경우보다 8배 더 클 것입니다. 이는 결국 천체의 세차운동을 일으키는 능력이 거리의 세제곱에 반비례한다는 말과 같습니다.

바로 이러한 고려사항 때문에 달은 단순한 인력만으로는 갖지 못했을 세차운동을 일으키는 요소로서 중요한 역할을 하게 됩니다. 태양의 질량이 달의 질량보다 26,000,000배나 크지만, 이 수치를 두 천체 간의 거리의 세제곱값(386)으로 나누어 보면 달의 효율성이 태양의 그것보다 두 배 이상 크다는 것을 알 수 있습니다. 다시 말해, 세차운동의 3분의 1은 태양 때문이고 3분의 2는 달 때문이라고 할 수 있습니다.

태양과 달이 동시에 작용하여 나타나는 세차운동의 효과를 연구할 때는 두 천체가 각각 만들어내는 효과를 따로 고려하는 것이 유리할 것입니다. 그리고 두 경우 중에서 태양의 경우가 더 단순하므로 먼저 살펴보겠습니다. 지구가 태양 주위를 일년에 한 바퀴 공전할 때, 지구의 자축은 황도의 극에서 23-1⁄2° 떨어진 하늘의 한 점을 향하게 됩니다. 세차운동

태양의 영향으로 인해 지구의 극은 회전하게 되며, 항상 황도의 극과 같은 각거리를 유지한다. 그 결과 그림에 나타난 형태의 운동이 일어나는 것이다. 우리의 목적상 황도는 공간에서 고정된 위치에 있다고 볼 수 있으므로, 황도의 극도 천체 표면上的 고정점이 된다. 따라서 지구의 극의 궤적은 주변 별들에 대해 위치가 고정된 작은 원이 되어야 한다. 이는 막대기 위에 올려진 물체의 운동과 매우 유사하다. 지구의 중력이 그 물체에 작용하여 원뿔형 운동을 유발하는 것이다. 중력의 직접적인 영향은 물체의 빠른 회전에 의해 변형되어, 깊은 역학 원리에 따라 물체의 축은 아래로 떨어지는 대신 원뿔 형태로 회전하게 된다. 마찬가지로 태양의 인력이 적도 부분에 미치는 직접적인 영향은 지구 자오선의 극을 황도의 극 쪽으로 가져오려 하지만, 지구의 빠른 회전으로 인해 이것이 세차 운동이라는 원뿔형 운동으로 변형된다.

달의 경우는 훨씬 더 복잡하다. 달은 지구 주위를 특정 궤도로 돌며, 그 궤도는 특정 평면에 있으며, 그 평면에도 당연히 천구상의 특정 극이 존재한다. 따라서 달의 세차 효과는 지구 자오선의 극이 하늘 위에서 달의 궤도 극을 중심으로 원을 그리도록 만든다. 이 점은 황도의 극으로부터 약 5° 떨어져 있다. 그러므로 지구의 극은 두 가지 다른 운동의 영향을 받는다. 하나는 황도의 극을 중심으로 하는 회전이고, 다른 하나는 5° 떨어진 달의 궤도 극을 중심으로 하는 회전이다. 따라서 지구의 극은 이 두 가지 운동으로 인해 특정한 복합 운동을 할 것처럼 보인다. 실제로 그렇지만, 처음에는 거의 모순적으로 보이는 점에 매우 주의를 기울여야 한다. 우리는 달이 세차 운동을 일으키는 힘이 태양보다 크다는 것을 보였으므로, 지구의 극의 복합 운동도 그에 따를 것이라고 생각할 수 있다.

달의 궤도 평면의 축을 중심으로 하는 회전에 가깝지, 황도의 축을 중심으로 하는 회전에 가까운 것은 아닙니다. 하지만 실제로는 그렇지 않습니다. 그림에서 보듯이, 세차 운동은 황도의 축을 중심으로 하는 회전으로 표현됩니다. 여기에 바로 자연의 가장 미묘한 현상들을 설명함으로써 우리를 즐겁게 해주는 훌륭한 천문학적 발견들의 싹이 있습니다.

달이 공전하는 평면은 일정한 위치에 머물러 있지 않습니다. 여기서는 달의 궤도 평면이 변화하는 원인에 대해 구체적으로 다루지는 않지만, 그 운동의 성격은 명확히 밝혀져야 합니다. 이 평면이 황도에 대해 가지는 기울기는 약 5°이며, 이 기울기는 (매우 좁은 범위 내에서의 변동을 제외하고는) 변하지 않습니다. 하지만 두 평면이 만나는 점은 계속 변하며, 사실상 매우 빠르게 변하여 약 18-2/3년 만에 한 바퀴를 돕니다. 달의 궤도 평면의 이러한 움직임은 그 궤도의 축 위치에도 상응하는 변화를 가져옵니다. 따라서 달의 궤도 축은 실제로 황도의 축을 중심으로 회전하고 있으며, 항상 5°라는 같은 거리를 유지하면서 18-2/3년마다 한 바퀴를 돕니다. 그러므로 태양과 달이 지구에 미치는 세차 효과 사이에는 큰 차이가 있다는 것이 분명합니다. 태양은 지구의 극점이 고정된 중심을 중심으로 원을 그리도록 만들지만, 달은 지구의 극점이 스스로 계속 움직이는 중심을 중심으로 원을 그리도록 만듭니다. 다행히도 이 경우의 조건들 덕분에 문제의 복잡성이 상당히 줄어듭니다. 달의 궤도 평면의 움직임은 약 18-2/3년밖에 걸리지 않아, 전체 세차 운동(약 26,000년 소요)에 비하면 매우 빠른 움직임입니다. 따라서 지구의 자축이 그 웅장한 원뿔 모양의 궤도를 한 바퀴 도는 동안, 달의 궤도 평면의 축은 약 1,400번 정도 회전할 것입니다. 이 축이 실제로는 반지름이 5°인 비교적 작은 원뿔 모양의 궤도만을 그리므로, 처음에는 그 평균 위치를 사용할 수 있습니다. 하지만 이 평균값은…

물론, 그 위치란 해당 원이 그리는 원의 중심, 즉 황도의 극점입니다.
따라서 달의 평균 세차 효과는 태양의 세차 효과와 함께 작용하여 황도의 극점을 중심으로 한 회전을 만들어냅니다. 지구 자전축의 움직임에서 나타나는 더 큰 현상들은 극점이 원형 궤도를 따라 균일하게 회전함으로써 설명될 수 있습니다. 하지만 지구 자전축의 궤적을 자세히 살펴보면, 전체적으로는 원형을 따르지만 실제로는 때로는 원의 안쪽, 때로는 바깥쪽을 따라 구불구불한 선을 그린다는 것을 알 수 있습니다. 이러한 미세한 움직임은 달의 궤도상의 극점 위치가 지속적으로 변하기 때문에 생깁니다. 이러한 변동의 주기는 18-2/3년으로, 이는 달의 노드가 회전하는 주기와 정확히 일치합니다. 극점이 원에서 양쪽으로 벗어나는 거리는 약 9.2초에 불과하며, 이는 구의 반지름의 2만분의 1보다도 작은 값입니다. “주기적 변동”이라고 불리는 이 현상은 1747년 브래들리가 망원경을 이용해 발견한 것입니다. 이 주제의 이론적 중요성이나 관측 기술의 정밀도를 고려할 때, 베셀이 브래들리를 “비교할 수 없는 천재”라고 칭한 이 업적은 천문학적 천재성의 걸작 중 하나입니다.

세차와 주기적 변동 현상은 지구 자체의 움직임에 의해 발생하며, 지구 내부의 자전축의 움직임에 의한 것이 아닙니다. 따라서 지구상의 특정 지점이 북극이나 남극에서 얼마나 떨어져 있는지는 이러한 현상들에 의해 영향을 받지 않습니다. 한 장소의 위도란 그 장소가 지구의 적도에서 얼마나 떨어져 있는지를 나타내는데, 이 값은 26,000년에 걸친 긴 세차 주기 동안 변하지 않습니다. 하지만 최근 몇 년간 위도도 수십 분의 1초 정도의 작은 주기적 변동을 겪는다는 사실이 밝혀졌습니다. 이 사실은 1880년경 베를린의 쿠스트너 박사에 의해 처음 지적되었으며, 오랜 세월 동안 여러 천문대에서 수집된 모든 관측 자료를 정밀하게 분석한 보스턴의 챈들러 박사에 의해 더욱 명확해졌습니다.

지구상의 모든 지점의 위도는 이중 진동을 겪는데, 하나의 주기는 427일이고 다른 하나는 약 1년입니다. 각 진동의 평균 진폭은 0.14입니다. 다시 말해, 지구 자전축이 뻗어 나가는 방향에 위치한 북극 지역의 해당 지점도 절대적으로 고정되어 있지는 않습니다. 가상의 자전축 끝부분은 복잡한 방식으로 움직이지만, 항상 평균 위치에서 몇 야드 이내에 머물러 있습니다. 이 놀라운 발견은 정확한 위도 정보가 필요한 다양한 천문학적 연구에 새로운 진전을 가져다주는 데 있어서만 가치가 있는 것이 아니라, 이러한 변동의 주기들이 지구가 절대적으로 단단한 물체라는 가정과는 양립할 수 없다는 점도 이론적 연구를 통해 밝혀졌습니다. 비록 이 가정이 다른 면에서도 타당하지 않다는 것이 입증되었지만, 챈들러 박사의 발견에 의해 이 견해가 확인된 것은 매우 중요합니다.

제25장. 빛의 편위 현상
별들의 실제 운동과 겉보기 운동 — 이를 어떻게 구분할 수 있는가 —
편위 현상은 별들의 위치에 따라 다양한 효과를 낳는다 — 황도의 극점 — 편위 현상으로 인해 별들은 위치에 따라 원, 타원, 또는 직선을 따라 움직이는 것처럼 보인다 — 모든 타원의 장축 길이는 같다 — 이러한 운동은 어떻게 설명될 수 있는가? — 연간 시차와 어떻게 구별할 것인가 — 지구의 운동 경로의 꼭짓점 — 이를 빛의 속도로 어떻게 설명할 것인가 — 빛의 편위 현상을 통해 태양계의 규모를 어떻게 측정할 수 있는가?

이 장에서는 천문학의 몇 가지 기본적인 진리들을 생생하게 보여주는 매우 중요한 발견에 대해 설명하고자 한다. 이에 대한 논의는 자연스럽게 두 부분으로 나뉠 것이다. 첫 번째 부분에서는 이 현상의 성격을 설명해야 하며, 그 다음에는 빛의 특성을 통해 제시되는 매우 훌륭한 설명을 제시해야 한다. 편위 현상의 망원경을 통한 발견과 그에 대한 설명은 모두 위대한 과학자 브래들리의 업적이다.

천문학에서 자주 사용되는 ‘고정된 별’이라는 표현은 매우 제한된 의미로 받아들여져야 한다. 거친 관측 수준에서 볼 때 별들은 분명히 자신의 위치에 고정되어 있다. 별자리의 윤곽도 수세기 동안 변하지 않으며, 행성들의 끊임없는 움직임과 비교했을 때 별들을 ‘고정된 별’이라고 부르는 것은 적절하다. 하지만 이 책 전반에 걸쳐 우리는 미세한 양들을 고려할 때 ‘고정된 별’이라는 표현이 정확하지 않다는 점을 여러 차례 보여주었다. 현대의 정밀한 측정 장비를 이용하면 이러한 미세한 양들도 충분히 감지될 수 있으므로, 천문학적 연구에서는 항상 이를 고려해야 한다. 별들의 움직임은 크게 두 가지로 나눌 수 있다: 실제 운동과 겉보기 운동이다. 별들의 고유 운동과 쌍성들의 공전 운동이 바로 이 천체들의 실제 운동이다.

이러한 움직임들은 각 별에 고유한 것이므로, 하늘에서 가까이 있더라도 별들의 실제 움직임은 매우 다를 수 있다. 물론 특정 영역에 있는 별들이 공통된 움직임을 보이는 경우도 있지만, 이 현상은 특정 그룹에 속한 여러 별들이 공유하는 실제 움직임의 흔적을 보여줄 뿐이다. 하지만 이러한 예외를 제외하고는 별들의 실제 움직임은 어떠한 체계적인 법칙에 의해 지배되는 것 같지 않으며, 빠르게 움직이는 별들은 하늘 곳곳에 무작위로 흩어져 있다.

별들의 겉보기 움직임은 성격이 다른데, 이는 각 별의 움직임이 하늘에서 차지하는 위치에 의해 결정되기 때문이다. 이 방법을 통해 우리는 별의 실제 움직임과 겉보기 움직임을 구분하고, 둘의 특성을 파악할 수 있다.

이 장에서는 겉보기 움직임만을 다루는데, 이 중에는 세 가지가 있는데 각각 세차운동, 주기운동, 광행차에 의한 것이다. 이러한 겉보기 움직임들은 각자 고유한 법칙을 따르므로, 전체적인 겉보기 움직임을 분석하고 세차운동, 주기운동, 광행차가 각각 어느 정도 기여하는지 알아낼 수 있다. 이를 통해 마치 광행차가 유일한 원인인 것처럼 그 효과를 완전히 분리해낼 수 있으며, 수학적 계산과 천문학적 관측을 결합함으로써 마치 별들이 다른 움직임의 영향을 받지 않는 것처럼 광행차의 효과를 명확하게 연구할 수 있다.

광행차 현상에만 집중하여 하늘의 서로 다른 영역에 있는 별들에 미치는 그 특수한 효과를 설명함으로써, 광행차의 효과가 나타나는 법칙들을 밝혀낼 것이다. 이 단계를 거치면 빛의 속도에 따라 결정되는 그 법칙들에 대한 훌륭한 설명을 제시할 수 있을 것이다.

하늘의 특정 영역에서는 광행차의 효과가 다른 곳에서는 나타나지 않는 정도의 단순성을 보인다. 이 영역은

황도의 극에 위치한 도마뱀자리에 있습니다. 이 극점이나 그 주변에서는, 성단의 영향으로 인해 각 별들이 하늘에서 원을 그리며 움직입니다. 이 원의 크기는 매우 작아서, 달의 면적과 같은 면적을 만들기 위해서는 약 2,000개의 such 원들이 필요합니다. 일반적인 천문학적 용어로 표현하자면, 이 작은 원의 지름은 약 40.9초각 정도입니다. 이 수치는 육안으로는 아주 작아 보이지만, 현재의 망원경 연구 수준에서는 상당히 큰 값입니다. 이 값을 측정할 수 있으며, 그 정확도는 실제로 의심의 여지가 없을 정도입니다. 또한, 각 별들이 모두 정확히 같은 시간 간격으로 그 작은 원을 그린다는 것도 관찰되었습니다. 그 시간 간격은 바로 1년, 즉 지구가 태양 주위를 공전하는 시간입니다. 이 영역에 있는 모든 별들, 크거나 작은 별, 단일 별이든 쌍성이든, 흰색 별이든 다른 색의 별이든, 각각에 해당하는 원들의 크기는 모두 같으며, 모두 같은 시간에 그려집니다. 이 사실만으로도 이 현상의 원인이 별 자체에 있을 수 없다는 것을 알 수 있습니다. 모든 크기와 거리의 별들이 이처럼 일관된 현상을 보인다는 점은 더 간단한 설명이 필요함을 시사합니다.

다른 지역의 별들을 더 자세히 조사하면 이 문제에 대한 새로운 통찰을 얻을 수 있습니다. 황도의 극에서 멀어질수록, 여전히 각 별들이 앞서 설명한 별들과 같은 방식으로 연간 움직임을 보입니다. 하지만 한 가지 차이점이 있습니다. 별의 겉보기 궤적은 더 이상 원이 아니라 타원이 됩니다. 그러나 곧 타원의 모양과 위치는 별이 황도의 극에서 멀어질수록 타원의 이심률이 커진다는 간단한 법칙에 의해 결정된다는 것이 밝혀졌습니다. 극에서 같은 거리에 있는 별들의 겉보기 궤적은 이심률이 같으며, 타원의 축 중에서는 짧은 축이 항상 극을 향하고, 긴 축은 당연히 극에 수직입니다. 하지만 이심률이 아무리 커져도 장축의 길이는 항상 원래의 길이를 유지한다는 것이 밝혀졌습니다. 그 길이는 항상 약 40.9초각, 즉 극점에서의 성단 원의 지름과 같습니다. 우리가 점점 더 멀리 가면서…

황도의 극을 살펴보면, 각 별은 점점 더 이심률이 커지는 궤적을 그리는 것을 알 수 있습니다. 결국 황도상의 별을 관찰하면 그 타원이 너무나 가늘어져서 마치 직선처럼 보입니다. 황도 위에 위치한 각 별은 40.9초의 진폭으로 황도를 따라 앞뒤로 진동합니다. 반년이 지나면 한 방향으로의 여정이 완료되고, 나머지 반년 동안에는 그 별이 원래 위치로 돌아갑니다. 황도의 남쪽에 있는 별들을 살펴보면, 같은 변화 과정이 역순으로 일어나는 것을 볼 수 있습니다. 처음에는 직선에 가까웠던 타원이 점차 너비가 커지지만, 장반지름의 길이는 여전히 유지됩니다. 결국 황도의 남극 근처의 별들도 황도의 북극 근처의 별들이 그리는 궤적과 같은 원형 궤적을 그리게 됩니다.

이러한 모든 타원들의 장반지름이 같은 길이라는 사실은 더욱 단순화된 설명을 가능하게 합니다. 황도의 극에 있는 별이든 다른 곳에 있는 별이든, 모든 별이 완전한 원형 궤적을 그린다고 가정해 봅시다. 그리고 이 모든 원들은 크기뿐만 아니라 황도 평면과 평행하다는 점에서도 일치한다고 가정합니다. 이러한 간단한 가정이 관측된 사실들을 설명해 줄 수 있다는 것은 쉽게 알 수 있습니다. 황도의 극에 있는 별들은 당연히 우리를 향해 원형 궤적을 그리는 것이 보일 것이며, 우리는 그 별들이 원형 궤적을 따른다는 것을 확인할 수 있습니다. 하지만 황도의 극에서 멀리 떨어진 별들의 원형 궤적은 약간 비스듬하게만 보일 뿐이므로, 실제로 관측되는 궤적은 타원형이 됩니다. 우리는 이러한 가정이 요구하는 타원률을 계산할 수도 있으며, 그 값이 실제로 관측된 타원률과 일치한다는 것을 알 수 있습니다. 마지막으로, 황도 위에서 실제로 움직이는 별들을 관찰할 때, 그 별들이 그리는 원형 궤적도 비스듬하게만 보일 것이므로, 별들은 단지 직선 운동만을 하는 것처럼 보일 것입니다. 이와 같이 모든 관측된 현상들은 하늘에 있는 수백만 개의 별들이 매년 한 번씩 원형 궤적을 그린다는 가정과 완전히 일치합니다. 그리고 별이 멀든 가깝든, 그 원의 겉보기 직경은 항상 같으며, 항상 황도 평면과 평행한 평면에 위치한다는 가정도 성립합니다.

이제 우리는 관측 결과들을 체계적인 이러한 움직임의 원인을 조사할 수 있는 형태로 정리해냈습니다. 왜 각 별은 작은 원형 궤도를 그리는 것처럼 보일까요? 왜 그 궤도는 황도와 평행할까요? 왜 정확히 12개월 만에 한 바퀴를 도는 걸까요? 이러한 질문들은 곧바로 지구가 태양 주위를 도는 운동과 연결됩니다. 그 운동은 황도 위에서 일어나며, 1년 만에 한 바퀴를 돕니다. 이러한 일치점들은 너무나 명백하여, 우리는 별들의 이러한 겉보기상의 움직임을 지구의 연간적인 태양 주위 공전 운동과 어떤 식으로든 연결시키지 않을 수 없습니다. 만약 그러한 연관성이 없다면, 모든 원형 궤도의 평면들이 황도와 평행하거나, 각 별이 자신의 궤도를 도는 데 걸리는 시간이 지구가 태양 주위를 도는 데 걸리는 시간과 같다는 것은 극히 불가능할 것입니다. 이 두 조건이 모두 충족되므로, 그러한 연관성의 가능성은 거의 무한대에 가까워집니다.

그렇다면 중요한 질문이 생깁니다. 왜 지구의 태양 주위 공전 운동이 이러한 우주적인 별들의 움직임과 그토록 놀라운 방식으로 연관되는 것일까요? 여기서 주목해야 할 명백한 점이 하나 있습니다. 앞선 장에서 우리는 별들의 연간 시차라는 중요한 문제에 대해 논의했으며, 연간 시차로 인해 각 별이 타원 궤도를 그린다는 것을 보여주었습니다. 또한 이 타원들이 사실은 황도와 평행한 원형 궤도라는 것도 증명될 수 있습니다. 따라서 우리는 성급하게 연간 시차가 브래들리가 발견한 현상의 원인이라고 가정할 수도 있습니다. 하지만 단 한 가지 사실만으로도 이러한 가설은 반박됩니다. 연간 시차로 인해 별이 그리는 원형 궤도의 크기는 그 별과의 거리에 따라 달라지므로, 서로 다른 거리에 있는 별들이 그리는 궤도의 크기도 각기 다릅니다. 하지만 편위 현상은 각 별의 원형 궤도의 크기가 그 별과의 거리와는 전혀 상관없이 항상 동일하다는 것을 분명히 보여줍니다. 따라서 연간 시차로는 이 현상을 적절히 설명할 수 없습니다. 또한 연간 시차로 인해 별이 그리는 움직임은 편위로 인한 움직임에 비해 훨씬 작다는 점도 주목해야 합니다. 현재까지 알려진 별 중에는 원형 궤도를 그리는 별은 없습니다.

연간 시차로 인한 궤적의 직경은 편위로 인한 원의 직경의 20분의 1에 불과하다. 사실 대부분의 경우 별의 시차는 전혀 느낄 수 없을 정도로 미미한 값이다.

그러나 시차 궤적과 편위 궤적 사이에는 더욱 심각하고 극복할 수 없는 차이가 있다. 간단히 생각해보자면, 황도의 극 근처에 위치한 별을 상상해보자. 그러면 시차 현상이든 편위 현상이든 그 별은 매년 원을 그리며 공전하는 것처럼 보인다. 지구가 공전함에 따라 별도 함께 공전하는 것처럼 보이며, 따라서 지구의 궤도상의 각 위치에는 별의 원 위의 특정 위치가 대응된다. 만약 이 움직임이 연간 시차 때문이라면, 지구의 어떤 위치에서든 별의 위치를 쉽게 알 수 있다. 하지만 브래들리가 발견한 움직임에서는 별이 시차로 예측되는 위치에 있지 않으며, 실제로는 그 위치로부터 작은 원의 둘레의 4분의 1 거리에 있는 것으로 나타났다.

편위로 인한 별의 위치를 구하는 간단한 규칙이 있다. 타원의 중심에서 해당 순간 지구가 움직이는 방향과 평행한 반지름을 그리면, 이 반지름의 끝점이 바로 타원 위에서 별이 위치하는 점이 된다. 모든 계절과 모든 별에 대해 이 법칙을 검증해본 결과 항상 성립하는 것으로 나타났으며, 이를 통해 우리는 이 현상에 대한 진정한 설명을 얻을 수 있다.

편위의 효과를 다소 다른 방식으로 설명할 수도 있는데, 이를 통해 이 현상이 지구의 궤도 운동과 얼마나 밀접하게 연관되어 있는지 더욱 명확하게 알 수 있다. 지구가 태양 주위를 매년 공전하는 동안, 어느 순간이든 그 움직임은 황도상의 특정 지점을 향하는 것으로 볼 수 있다. 날마다, 심지어 시간마다 그 지점은 황도를 따라 점차 이동하여 1년 만에 한 바퀴를 완성한다. 하지만 언제나 하늘에는 지구의 움직임이 향하는 특정 지점이 존재한다. 이는 사실상, 만약 그 순간 태양의 인력이 사라진다면 지구가 계속해서 이동할 것인 천구상의 지점이다. 이 지점은 편위 현상과 밀접하게 연관되어 있다.

섭동 현상입니다. 사실 섭동이란 각 별을 그 평균 위치에서 지구의 궤도 꼭짓점 쪽으로 이동시키는 것과 동일한 현상입니다. 이 꼭짓점은 때때로 그렇게 불리기도 합니다. 관측을 통해 섭동의 정도가 꼭짓점으로부터의 거리에 따라 달라진다는 것도 알 수 있습니다. 황도 위에 위치한 별의 경우, 꼭짓점이 바로 그 별과 일치할 때는 섭동으로 인해 평균 위치에서 전혀 벗어나지 않습니다. 꼭짓점으로부터 10° 떨어진 모든 별들은 같은 양만큼, 그리고 모두 꼭짓점 쪽으로만 이동합니다. 꼭짓점으로부터 20° 떨어진 별은 더 큰 정도로 이동하지만, 여전히 같은 방향, 즉 꼭짓점 쪽으로 이동합니다. 같은 거리에 있는 모든 별들도 같은 양만큼 이동합니다. 이와 같이 꼭짓점에서 출발하여 90° 떨어진 별들까지 고려해보면, 이때 이동량은 최대가 됩니다. 각 별은 평균 위치에서 약 20초각만큼 벗어나게 됩니다. 하지만 어떤 경우에도 별이 평균 위치에서 벗어나는 방향은 항상 지구의 궤도 꼭짓점 쪽이라는 원칙은 반드시 지켜집니다. 이처럼 우리는 섭동 현상에 대해 두 가지 다른 설명을 제시했습니다. 첫 번째 설명에서는 별이 아주 작은 원형 궤도를 따라 움직인다고 보았으며, 다른 설명에서는 섭동이란 단지 특정 법칙에 따라 별이 평균 위치에서 벗어나는 것으로 보았습니다. 이 두 설명은 서로 모순되지 않습니다. 사실 두 설명은 기하학적으로 동등합니다. 하지만 특정 순간에 특정 별이 섭동으로 인해 어느 정도, 어느 방향으로 벗어나는지를 완전히 설명해주는 두 번째 설명이 더 완벽합니다.

이제 문제는 훨씬 더 명확한 형태로 좁혀졌습니다. 도대체 무엇이 각 별이 지구가 움직이는 방향으로 점점 가까워지는 것처럼 보이게 하는 걸까요? 그 답은 망원경을 통해 별을 관찰할 때의 상황을 자세히 살펴보면 알 수 있을 것입니다.

별에서 나오는 광선들은 망원경의 대물렌즈에 도달합니다. 이 광선들은 평행하며, 대물렌즈를 통과한 후에는 망원경의 눈부분 근처에 있는 초점으로 모입니다. 먼저 망원경이 정지해 있다고 가정해 봅시다. 그러면 망원경이 별을 향해 직접 조준될 경우, 광선들은 시야의 중심점에서 모이게 됩니다.

두 개의 교차하는 선이 위치하는 곳에서 그 교점이 망원경의 축을 결정합니다. 하지만 빛이 대물렌즈를 통과한 후에 망원경이 움직이면 상황은 달라집니다. 관 내부의 빛선들은 이전과 마찬가지로 직선 경로를 따라 이동하여 이전과 같은 정확한 지점에 초점을 맞출 것입니다. 그러나 망원경이 움직였으므로, 그와 함께 있던 두 개의 교차하는 선도 처음과 같은 위치에 있지 않게 되며, 그 결과 별의 이미지도 더 이상 그 교점과 일치하지 않습니다.

망원경의 움직임은 지구와의 연결 때문에 발생합니다. 지구가 초당 18마일이라는 속도로 빠르게 움직이기 때문에, 망원경도 필연적으로 이 속도만큼 이동하게 됩니다. 처음에는 빛이 대물렌즈에서 접안렌즈까지 도달하는 아주 짧은 시간 동안 망원경의 위치 변화는 너무 미미해서 알아차릴 수 없을 것이라고 생각할 수도 있습니다. 예를 들어, 별이 황도의 극 근처에 있다고 가정해 봅시다. 그러면 지구의 움직임으로 인해 망원경은 그 길이와 수직인 방향으로 이동하게 됩니다. 만약 망원경의 관 길이가 약 20피트라면, 빛이 관을 따라 이동하는 동안 지구의 움직임으로 인해 망원경은 약 1/40인치 정도 이동한다는 것을 쉽게 확인할 수 있습니다.[42] 이는 접안렌즈의 확대 기능을 이용하면 명확하게 측정할 수 있는 값이므로, 별의 위치 변화도 분명하게 관찰됩니다. 따라서 별이 망원경의 중심에 보이도록 하려면, 지구가 정지해 있을 때와 달리 망원경을 별을 향해 정확히 조준하는 것이 아니라, 별의 실제 위치보다 약간 앞쪽을 향해 조준해야 합니다. 그리고 망원경의 조준 방향을 통해 별의 겉보기 위치를 결정하기 때문에, 지구의 움직임으로 인해 별의 겉보기 위치도 변하게 됩니다.

별의 위치 변화와 관련된 모든 현상은 이러한 방식으로 완전히 설명될 수 있습니다. 예를 들어, 각 별이 그리는 작은 원형 궤적을 생각해 봅시다. 간단히 하기 위해 황도의 극에 위치한 별만을 고려해 봅시다. 망원경이 별을 정확히 향하고 있다고 가정해 봅시다.

따라서 별의 위치에 따라, 앞서 설명한 바와 같이 별의 이미지는 교차하는 선들로부터 1/40인치 거리에 있게 됩니다. 이 거리는 일정하게 유지되지만, 매일 밤 별이 교차하는 선들로부터 보이는 방향은 변하기 때문에, 1년이 지나면 다시 원래 위치로 돌아옵니다. 다른 별들에 관한 계산은 여기서는 생략하겠습니다. 지구의 움직임만으로도 이러한 현상들을 충분히 설명할 수 있다는 점만 언급하면 됩니다. 이로써 빛의 편위 현상에 대한 이론이 입증됩니다.

이제 가장 흥미롭고 중요한 한 가지 점을 언급해보겠습니다. 우리는 천문학적 관측을 통해 빛의 편위 정도를 측정할 수 있다는 것을 알았습니다. 이 편위의 크기는 빛의 속도와 지구가 움직이는 속도에 달려 있습니다. 빛의 속도는 제12장에서 이미 설명한 방법을 통해 독립적으로 측정할 수 있습니다. 따라서 측정된 빛의 속도와 결합될 때 측정된 편위 값이 나오는 지구의 속도를 계산할 수 있습니다. 지구의 속도가 확인되고 1년의 길이도 알려져 있으므로, 지구의 궤도 반지름, 즉 지구에서 태양까지의 거리를 쉽게 구할 수 있습니다.

이것은 실로 놀라운 결과이며, 과학의 여러 현상들이 얼마나 깊이 서로 연결되어 있는지를 보여줍니다. 우리는 실험실에서 실험을 수행하여 빛의 속도를 알아냅니다. 고정된 별들을 관측하여 편위를 측정합니다. 이러한 결과들을 종합하여 지구에서 태양까지의 거리를 도출해낼 수 있습니다! 비록 이 방법이 태양까지의 거리를 구하는 데 매우 효과적이고 일정한 정밀도를 제공하지만, 이를 완전히 오류가 없는 방법으로 간주할 수는 없습니다. 완벽한 방법이라면 단순한 측량 작업에 기반을 두어야 하며, 복잡한 물리적 고려사항은 포함되어서는 안 됩니다. 하지만 브래들리가 빛의 편위를 발견한 것은 분명 매우 훌륭하고 아름다운 업적입니다.

실제 천문학적 계산을 크게 향상시킬 뿐만 아니라, 가장 중요한 여러 물리 현상들을 서로 연결해 줍니다.

제26장. 열의 천문학적 의의
열과 천문학—열의 분포—지구 내의 열—다른 천체들의 열—온도의 다양성—냉각의 법칙—태양의 열—그 온도를 측정할 수 있을까?—태양의 질량과 관련된 복사—태양이 자신의 에너지를 고갈시키고 있을까?—현저한 변화는 없었다—태양의 열에 변화가 있었다는 지질학적 증거는 불확실하다—태양의 냉각—태양은 단순히 뜨거워진 고체가 식어가는 것만은 아니다—연소로는 이 현상을 설명할 수 없다—일부 열은 운석 물질에서 얻어지지만, 이는 태양의 열을 유지하기에는 충분하지 않다—가열된 기체 구체의 수축—겉보기에 모순되는 현상—에너지의 원리—성운 이론—이 이론을 뒷받침하는 증거들—성운 이론을 뒷받침하는 항성들에 관한 증거들—허셜의 항성들의 집합에 대한 견해—우리의 관측 범위 내에서는 성운들에 변화가 나타나지 않는다.

천문학에 관한 저작의 일부가 이 장의 제목과 같은 제목을 갖는 것은, 독자들 중 일부에게는 다소 이상하게 보일 수도 있으며, 심지어 부적절해 보일 수도 있다. 열이란 단지 실험물리학의 문제일 뿐이지 않은가? 그렇다면 어떻게 그것을 천체와 그 운동에 관한 논문에 포함시킬 수 있단 말인가? 과거에는 그러한 반대 의견들이 어느 정도 설득력이 있었을지 모르나, 이제는 더 이상 고려할 필요가 없다. 최근의 열에 관한 연구들은 열이 천문학에 중요한 영향을 미친다는 것뿐만 아니라, 우주가 현재의 형태로 만들어지는 데 있어서 핵심적인 요인 중 하나라는 것을 보여주었다. 현재로서는 열의 법칙들과 그로 인해 생기는 천문학적 결과들 사이의 밀접한 관계를 설명하지 않고서는 어떤 천문학 저작도 완전할 수 없다.

행성들의 운동이나 케플러의 법칙들을 논의할 때, 혹은 달의 움직임이나 별들의 자기운동, 쌍성들의 회전을 논의할 때, 우리는 우리가 다루는 천체들이 단단한 입자들이라는 가정 하에 논의를 진행한다.

이 입자들이 뜨거운지 차가운지는 특별한 의미가 없는 것 같습니다. 행성들이 뜨거우든 차가우든, 혹은 태양의 온도가 어떻든 간에, 케플러의 법칙에 따라 행성들이 공전하는 것과 같은 우리 우주의 일반적인 주기적 현상들은 수없이 오랜 세월 동안 계속 관측될 것입니다. 하지만 열의 법칙들이 이러한 법칙들의 설명에 약간의 변화를 가져온다는 점은 인정해야 합니다. 열의 영향은 즉시 느껴지지 않을 수 있지만, 실제로는 존재하며 끊임없이 작용하고 있습니다. 시간이 지나면서 그 영향은 우주 전체에 엄청난 변화를 일으키기에 충분합니다.

열에 힘이 생기게 하는 우리 우주의 조건들을 간단히 정리해 보겠습니다. 먼저 지구를 살펴보면, 현재 지구의 표면은 내부에 열이 전혀 없는 것처럼 보입니다. 하지만 자세히 살펴보면 이런 생각은 틀린 것입니다. 화산, 간헐천, 온천과 같은 현상들이 있으니까요. 이러한 현상들은 지구 내부에 표면보다 훨씬 더 강한 열이 존재함을 보여줍니다. 이러한 현상들은 지구의 여러 다른 지역에서도 나타납니다. 그 기원은 분명히 아직 명확하지 않지만, 그렇다고 해서 이러한 현상들이 거대한 열원이 존재함을 나타내지 않는 것은 아닙니다. 사실 지구의 깊은 내부 곳곳에 열이 존재하는 것으로 보입니다. 깊은 광산 속으로 온도계를 내려보면, 표면보다 높은 온도가 측정됩니다. 깊이 내려갈수록 온도는 더욱 높아집니다. 만약 우리가 들어갈 수 없는 그런 깊은 곳까지도 같은 속도로 내려간다면, 지표면 아래 20~30마일 지점의 온도는 뜨거운 철의 온도와 비슷할 것입니다.

다른 천체들에서도 현재나 과거에 열이 존재했다는 많은 증거들을 찾을 수 있습니다. 앞서 언급했듯이, 달도 한때 매우 높은 온도를 가졌던 천체의 대표적인 예입니다. 달 표면의 엄청난 크기의 화산들이 이 사실을 분명히 보여줍니다. 물론 그 화산들은 오랫동안 활동을 멈춘 상태이므로, 달의 내부 상태가 어떻든 간에 표면은 이미 식어버렸습니다. 더 멀리 바라보면, 큰 행성들에서도 마찬가지입니다.

목성과 토성은 여전히 지구가 유지하는 온도를 훨씬 초과하는 엄청난 온도를 가지고 있음을 보여줍니다. 반면 우리 태양을 볼 때에는 눈부시게 빛나며, 우리가 아무리 강력한 용광로를 사용해도 도달할 수 없는 열기로 빛나는 천체임을 알 수 있습니다. 다양한 고정된 별들도 우리 태양과 마찬가지로 열에 의해 빛나는 천체들입니다. 그리고 성운 속에는 그 존재 자체가 이해하기 어려운 천체들이 있는데, 이들이 열을 가지고 있다고 가정하지 않으면 그 존재를 설명할 수 없습니다.

우주의 여러 천체들에 대한 이러한 간략한 살펴보기를 통해 하나의 명백한 결론이 도출됩니다. 우주의 특정 천체의 실제 온도에 대해서는 큰 의문이 있을 수 있지만, 서로 다른 천체들 사이에는 광범위한 온도 차이가 존재한다는 점은 의심의 여지가 없습니다. 어떤 천체들은 다른 천체들보다 더 뜨겁습니다. 별들과 태양들은 아마도 모든 것 중에서 가장 뜨거울 것입니다. 하지만 우리에게는 보이지 않으며, 간접적이고 우연한 방식으로만 그 존재가 드러나는 차갑고 어두운 우주의 천체들이 그 수에 있어서 훨씬 많을 가능성도 있습니다.

냉각의 법칙에 따르면 모든 천체는 열을 방출하며, 천체의 온도가 주변 환경에 비해 상대적으로 높아질수록 방출되는 열의 양도 증가합니다. 이 법칙은 보편적인 것으로 보입니다. 지구에서도 이 법칙이 적용되며, 우주의 다른 모든 천체들도 마찬가지로 이 법칙을 따라야 합니다. 따라서 각 행성과 각 별들은 계속해서 모든 방향으로 끊임없이 열을 방출하고 있습니다. 이러한 열 방출은 매우 중대한 결과를 낳습니다. 예를 들어 태양의 경우를 통해 이를 살펴보도록 합시다.

우리의 위대한 태양은 모든 방향으로 끊임없이 열을 방출합니다. 그 열 중 극히 일부만이 지구에 도달하는데, 이 열이 바로 지구상의 모든 생명과 거의 모든 움직임의 원천입니다. 태양이 그처럼 열을 방출할 수 있는 것은 그 온도가 엄청나게 높기 때문입니다. 그리고 그 온도가 실제로 얼마나 되는지 추정할 수 있게 해주는 몇 가지 사실들이 있습니다.

태양의 실제 온도를 수치로 표현하는 것은 매우 어렵습니다. 그 온도의 강도는 인공적으로 만들어질 수 있는 가장 높은 열보다 훨씬 크기 때문에, 그러한 추정치를 숫자로 나타내려는 시도는 필연적으로 매우 불확실할 수밖에 없습니다. 하지만 인공적으로 만들어질 수 있는 가장 높은 온도가 약 4,000°F라고 가정한다면, 태양의 실제 온도를 약 14,000°F라고 말하는 것이 사실에 상당히 근접한 값이 될 것입니다. 이는 윌슨과 그레이 씨들이 최근에 수행한 연구 결과이며, 상당한 신뢰성을 가진 것으로 보입니다.

태양에서 방출되는 엄청난 양의 열은 태양의 엄청난 온도와 직접 관련이 있습니다. 우리는 열의 양을 여러 가지 방식으로 표현할 수 있지만, 그러한 측정값들에는 여전히 상당한 불확실성이 존재한다는 점을 기억해야 합니다. 얼음이 녹는 양을 통해 열을 측정하던 옛 방법을 예로 들 수 있습니다. 태양 전체를 둘러싼 두께 43.5피트의 얼음층이라면, 아래쪽에서 오는 태양열로 인해 1분 안에 모두 녹아버릴 것으로 계산됩니다. 존 허셜 경도 비슷한 예를 제시했는데, 직경 45마일짜리 원통형 빙하가 빛의 속도로 계속해서 태양 속으로 들어간다면, 그 빙하의 끝부분도 앞으로 나아가는 속도만큼 빠르게 녹아버릴 것이라고 했습니다. 태양 표면의 1제곱피트당 방출되는 열의 양은 하루에 16톤의 석탄이 연소할 때 발생하는 열과 맞먹습니다. 이 정도의 열량이라면 적절히 에너지로 변환된다면 수백 마력짜리 엔진을 1년 내내 작동시킬 수 있을 것입니다. 태양의 몇 에이커 면적에서 방출되는 열만으로도 전 세계의 모든 증기기관을 가동시키기에 충분합니다. 태양 표면의 1제곱피트당 방출되는 엄청난 양의 열을 생각해보고, 여기에 태양의 거대한 크기까지 고려해보면, 실제로 방출되는 열의 양이 얼마나 엄청날지 상상조차 할 수 없습니다.

태양이 방출하는 엄청난 양의 열을 생각할 때, 우리는 지구와 그 위에 사는 생명체들에게 매우 중요한 질문을 던지고 싶어집니다. 우리는 시시각각으로 태양의 풍부한 에너지 덕분에 살아가고 있습니다.

따라서 그분의 은혜가 계속되도록 우리가 어떤 안전장치를 가지고 있는지 아는 것이 중요합니다. 매시간 변화하는 태양의 열을 보면서, 우리는 이 위대한 빛의 원천이 자원을 고갈시키고 있지는 않은지 의문을 갖게 됩니다. 만약 그렇다면 미래의 전망은 어떻게 될까요? 이 질문에 대해서는 부분적으로 답할 수 있습니다. 이 주제는 실로 매우 흥미롭으며 현대 과학 사상의 정신과도 잘 어울립니다.

이 질문을 검토하기 위한 첫 번째 시도는 확인 가능한 사실들을 참고하는 것부터 시작해야 합니다. 우리는 태양에 쇠퇴의 징후가 있는지 알아보고 싶습니다. 지금의 날씨가 작년이나 10년 전, 100년 전과 같이 따뜻하고 밝은가요? 정확한 기록이 시작된 이래로 어떠한 변화의 증거도 발견되지 않았습니다. 만약 지난 2천 년 동안 태양의 열에 뚜렷한 변화가 있었다면, 식물과 동물의 분포에도 상응하는 변화가 있어야 했겠지만 그러한 변화는 관찰되지 않았습니다. 고대 그리스나 로마의 기후가 오늘날 우리가 아는 그리스와 로마의 기후와 크게 다르다고 생각할 이유도 없습니다. 포도나무와 올리브나무는 2천 년 전과 마찬가지로 지금도 그곳에서 자라고 있습니다.

하지만 이 주장에 너무 큰 비중을 두어서는 안 됩니다. 왜냐하면 태양의 열에 생기는 약간의 변화들은 재배된 식물들의 적응 능력에 의해 상쇄될 수 있기 때문입니다. 우리가 확실히 결론지을 수 있는 것은 역사적 시기 동안 태양의 열에 뚜렷한 변화가 일어나지 않았다는 것뿐입니다. 하지만 훨씬 더 오래된 시대를 돌아보면, 지구의 기후가 크게 변화했다는 많은 증거들을 찾을 수 있습니다. 지질학적 기록을 통해 이 문제를 오해할 여지는 거의 없습니다. 그러나 흥미로운 점은 이러한 변화들이 태양 복사의 점진적인 고갈로 인해 생겨났다고 보기는 어렵다는 것입니다. 의심할 여지 없이, 아주 오래된 시대에는 지구의 기후가 현재보다 훨씬 따뜻했음을 보여주는 증거들이 있습니다. 석탄기 시대에는 북극 지역의 기온이 거의 열대 수준이었습니다. 하지만 이것을 당시의 태양이 훨씬 더 강력했다는 증거로 삼기는 어렵습니다. 왜냐하면 곧바로 빙하기가 떠오르기 때문입니다.

온대 지역도 현재의 북그린란드와 마찬가지로 두꺼운 얼음층으로 덮여 있었다. 석탄을 만들어낸 식생이 존재할 수 있었던 것은 태양의 온도가 현재보다 더 높았기 때문이라고 가정한다면, 빙하기가 발생했던 것은 태양의 온도가 현재보다 더 낮았기 때문이라고 가정해야 한다. 이러한 현상들을 태양에서 나오는 복사량의 변동 탓으로 돌리는 것은 합리적이지 않다. 빙하기는 현재 태양이 점차 식어가고 있다는 주장을 뒷받침하는 데 지질학적 근거를 사용할 수 없음을 보여준다. 기후의 지질학적 변화는 지구 자체의 변화나 지구의 궤도 변화에 의해 일어났을 수 있지만, 그 원인이 무엇이든 간에 이는 우리 태양의 과거 역사에 대해 크게 알려주지는 못한다.

태양의 열은 수없이 많은 세월 동안 계속되어 왔지만, 우리는 태양이 스스로 열을 생성할 수 있는 힘이 있다고 생각할 수 없다. 우리는 지구에서의 실험을 통해 알아낸 법칙들을 태양이라는 거대한 질량에도 적용해야 한다. 이처럼 엄청난 양의 열이 어디서 오는 것일까? 여기서는 제시된 다양한 가설들을 간단히 살펴보자.

뜨겁게 달궈진 철구 두 개를 나란히 놓아보자. 큰 것과 작은 것이다. 둘 다 같은 불에서 꺼낸 것이므로 온도도 같았으며, 둘 다 식고 있지만 작은 구의 경우 더 빠르게 식는다. 작은 구는 금방 어두워지는 반면, 큰 구는 여전히 빛을 내며 몇 분 동안 그 상태를 유지한다. 구의 크기가 클수록 식는 데 더 오랜 시간이 걸리므로, 태양과 같이 엄청나게 큰 구라면 한번 달아오르면 서서히 식겠지만, 그 식는 시간이 너무 길어 수천 년, 수백만 년 동안 계속해서 행성들에게 빛과 열을 공급할 수 있을 것이라고 추측되었다. 하지만 이 가설은 수학적으로 검증될 수 없다. 만약 태양의 고온 외에 다른 열원이 없다면, 복사에 의해 태양의 온도는 매년 몇 도씩 낮아질 것이다. 그렇다면 2천 년이 지나면 태양의 열은 매우 크게 줄어들 것이다. 하지만 우리는 그러한 감소가 일어날 수 없다는 것을 확신한다. 태양의 복사 에너지의 원천은 단순히 뜨거운 물체가 식는 과정에서 찾을 수 없다.

태양의 불은 우리의 화로에서 일어나는 것과 유사한 연소 작용에 의해 지속될 수 있을까? 여기서는 엄청난 양의 열이 발생할 것처럼 보이지만, 산술적 계산을 통해 이 가설도 반박된다. 만약 태양이 고체 석탄으로 이루어져 있고 그 석탄이 순수한 산소 속에서 연소한다 해도, 그때 발생하는 열은 고작 6,000년 동안만 사용될 수 있을 뿐이다. 대피라미드를 건설했던 사람들이 살던 시절의 태양이 겉부터 중심까지 모두 고체 석탄이었다면, 현재와 같은 열 방출 속도를 유지하기 위해 그 석탄은 이미 상당 부분 타버렸을 것이다. 따라서 발광에 의한 열이든 연소에 의한 열이든 어느 쪽도 충분하지 않으므로, 우리는 태양의 열을 공급해 줄 다른 원천을 찾아야 한다.

아마도—사실, 확실히 말할 수 있듯이—태양의 열이 비롯되는 외부 원천이 존재할 것이다. 이 원천을 신중하게 살펴볼 필요가 있지만, 제 생각에는 그것은 그다지 중요하지 않은 보조적인 요소에 불과할 것이다. 이 관점에 따르면, 태양의 열은 때때로 우주에서 날아온 천체 물질들이 태양 표면에 충돌함으로써 추가로 공급된다. 그러한 물질들이 실제로 태양에 충돌한다는 데에는 거의 의심의 여지가 없으며, 만약 그렇다면 태양은 분명히 어느 정도의 열을 얻게 될 것이다. 지구에서도 우주 물질에 의해 열이 생성되는 현상을 관찰할 수 있다. 별똥별 속에는 철학적 의미가 담겨 있다. 이 수많은 천체 물질들 중 일부는 우리 대기권으로 들어와 사라지고, 나머지는 분명히 태양 속으로 들어가 같은 결과를 초래할 것이다. 또한 별똥별이 태양 대기권으로 떨어질 때 빛과 열이 발생한다는 점도 인정된다. 별똥별이 우리 대기를 통과하면서 발생하는 열은 지구에는 거의 영향을 주지 않는다. 하지만 같은 원인으로 인해 태양이 얻는 열은 상당할 수 있다고 여겨진다. 심지어 태양이 이 원천으로부터 다시 활력을 얻을 수도 있다고 생각되기도 한다.

여기서도 역시 무게와 측정의 원칙을 적용하여 이 가설의 타당성을 판단해야 한다. 우선 태양을 유지하기에 충분한 양의 우주 물질이 태양에 도달할 때의 실제 무게를 계산해 보아야 한다.

현재의 태양의 열량을 생각해보자. 필요한 물질의 양은 너무나 엄청나서, 임페리얼 단위로는 표현할 수조차 없다. 우리는 매우 거대한 질량을 다루어야 한다. 다행히도 달의 무게가 적절한 측정 단위가 된다. 직경이 2,000마일에 달하는 거대한 구체인 달이 수많은 조각들로 부서져 그 조각들이 태양으로 떨어진다고 상상해보라. 이러한 엄청난 유성우는 태양이 1년 동안 방출하는 에너지보다 훨씬 더 많은 열을 공급할 것이 분명하다. 지구 자체를 가루로 만들어 그 가루들이 태양으로 떨어진다고 해도, 각 조각들은 즉시 일정량의 열을 방출할 것이며, 전체적으로는 태양이 현재와 같은 속도로 에너지를 방출할 수 있도록 거의 100년 치에 해당하는 열을 공급할 것이다. 목성도 마찬가지로 처리된다면, 목성의 질량이 지구의 질량보다 큰 만큼 더 큰 규모의 유성우가 발생할 것이다. 만약 목성이 태양으로 떨어진다면, 그로 인해 발생하는 열은 온 태양계를 태워버릴 정도가 될 것이다. 반면 모든 행성들이 함께 작용한다면, 적절히 활용된다면 태양이 45,000년 동안 에너지를 방출할 수 있을 만큼의 열을 공급할 수 있을 것이다.

달은 1년 치의 열을 공급할 수 있고, 목성은 30,000년 치의 열을 공급할 수 있다는 점은 기억해야 한다. 하지만 실제로 중요한 문제는 태양계가 태양에 필요한 열을 공급할 수 있는지 여부이지, 공급할 수 있다는 사실 자체가 아니다. 매년 달과 같은 질량의 유성들이 태양으로 떨어질 가능성이 있을까? 이것이 진짜 문제이며, 나는 우리가 부정적으로 답해야 한다고 생각한다. 1년 동안 태양이 받을 수 있는 유성의 양은 전체 양의 극히 일부에 불과하다는 것을 보여줄 수 있다. 따라서 매년 달의 무게만큼의 유성들이 태양으로 떨어진다면, 태양계 안에는 엄청난 양의 유성 물질들이 존재해야 한다. 그렇게 많은 유성들이 존재한다면, 지구는 끊임없이 유성들에 의해 공격받아 거주할 수 없을 정도로 뜨거워질 것이다. 또한, 태양 주변에 엄청난 양의 유성 물질들이 존재한다는 가설을 반박하는 다른 이유들도 있다.

태양의 경우, 그러한 물질들은 수성의 움직임에 상당한 영향을 미칠 것이다. 의심할 여지 없이 수성의 움직임에는 아직 완전히 설명되지 않은 일부 불규칙성들이 존재하지만, 이러한 불규칙성들은 태양을 유지하기에 충분한 양의 운석 물질이 존재할 경우보다 훨씬 적다. 따라서 천문학자들은 운석들이 태양의 에너지 소비를 보조할 수는 있겠지만, 그 에너지 소비의 대부분은 다른 원천에서 충당되어야 한다고 생각한다.

현대 과학의 성과 중 하나는 바로 이 문제를 해결한 것이며, 엄청난 방사능에도 불구하고 태양이 어떻게 자신의 온도를 유지할 수 있는지를 밝혀낸 것이다. 이 문제를 설명하는 데에는 어려움이 있지만, 그 중요성이 너무나 크기 때문에 우리는 반드시 시도해볼 필요가 있다.

우주에 있는 거대한 가열된 기체 구체를 상상해보자. 이는 전혀 근거 없는 가정이 아니다. 실제로 이와 같은 성질을 가진 구체들이 존재하는데, 이들은 이미 ‘행성성운’이라고 불리기도 했다. 이 구체는 열을 방출할 것이며, 우리는 이 구체가 다른 천체들로부터 받는 방사열보다 더 많은 열을 방출한다고 가정해보자. 그러면 이 구체는 열을 잃게 되겠지만, 반드시 온도가 낮아진다고 가정하는 것은 잘못된 것이다. 사실은 그 반대인데, 이는 처음 보면 모순적으로 보일 수 있지만, 열과 기체의 법칙에 따르면 당연한 결과이다.

이제 구체 표면에 위치한 기체의 일부에 주목해보자. 물론 이 기체는 구체의 나머지 부분들에 의해 끌려서 구체의 중심 쪽으로 움직이려 한다. 평형 상태가 유지된다면, 이러한 움직임은 아래쪽의 기체 압력에 의해 상쇄되어야 한다. 따라서 중력이 클수록 압력도 커진다. 기체 구체가 방사를 통해 열을 잃으면, 온도가 낮아진다고 가정해보자. 그러면 온도가 낮아질 때 기체의 압력도 줄어들기 때문에, 표면층 아래의 압력도 감소할 것이다. 하지만 중력은 변하지 않는다. 그 결과는…

불가피하게 중력이 압력을 이기게 되어 가스 구체는 그에 따라 수축할 것입니다. 하지만 이 문제를 바라볼 수 있는 또 다른 방법도 있습니다. 우리는 열이 에너지와 동등하다는 것을 알고 있으므로, 가스 구체가 열을 방출할 때는 반드시 에너지를 소모해야 합니다. 구체의 에너지 중 일부는 온도에 기인하지만, 또 다른 부분, 그리고 어떤 면에서는 더 중요한 부분은 입자들 사이의 거리 때문에 발생합니다. 만약 입자들이 서로 더 가까워진다면, 입자들 사이의 거리로 인한 에너지는 줄어들고, 그렇게 해서 방출된 에너지는 열의 형태를 띨 수 있습니다. 하지만 입자들이 서로 끌어당겨지는 과정에서는 필연적으로 구체가 수축하게 됩니다.

이제 매우 흥미로운 결과에 대해 살펴보겠습니다. 이 결과는 천문학에서 매우 중요한 응용이 있을 것으로 보입니다. 구체가 수축함에 따라 입자들 사이의 거리로 인한 에너지의 일부가 열로 변환됩니다. 그 열은 일부는 방출되지만, 수축으로 인해 생성되는 열만큼 빠르게는 방출되지 않습니다. 그 결과, 구체는 실제로 열을 잃고 수축하고 있음에도 불구하고 온도는 오히려 상승합니다.[43] 처음에는 모순적으로 보일 수 있지만, 이 결과를 설명하기 위해서는 간단한 예시만으로도 충분합니다. 구체가 수축하여 직경이 절반으로 줄었다고 가정해 봅시다. 그리고 질량의 어느 지점에 있는 1입방인치 크기의 가스를 살펴보겠습니다. 수축이 일어난 후에는 정육면체의 각 변의 길이가 0.5인치가 되고, 따라서 부피는 원래 크기의 8분의 1이 됩니다. 기체의 법칙에 따르면 온도가 변하지 않는다면 압력은 부피와 반비례하므로, 이 경우 정육면체 내부의 압력은 8배 증가할 것입니다. 하지만 앞서 말했듯이, 모든 입자들 사이의 거리가 절반으로 줄어들기 때문에, 모든 입자들 사이의 중력은 4배 증가합니다. 또한 면적도 4분의 1로 줄어들기 때문에, 수축된 정육면체 내부의 압력은 16배 증가할 것입니다. 하지만 우리는 이미 온도가 일정할 경우 압력은 8배만 증가한다는 것을 알고 있습니다. 따라서 온도는 일정할 수 없으며, 수축과 함께 상승해야 합니다.

이로써 우리는 다소 놀라운 결과를 얻게 됩니다. 즉, 우주 공간에 있는 기체 구체가 열을 방출하면서 점점 작아지는 동안에도 온도는 계속 상승한다는 것입니다. 하지만 이런 상태는 영원히 계속될 수는 없다고 할 수 있습니다. 과연 그 기체 덩어리가 계속해서 수축하면서 온도도 점점 더 높아지고, 잃어버린 열도 점점 더 많이 방출될까요? 이러한 과정의 한계는 어디에 있을까요? 물체가 수축할수록 밀도는 증가해야 하며, 결국 액체나 고체가 되거나, 적어도 우리가 가정한 순수 기체의 법칙을 더 이상 따르지 않게 됩니다. 이러한 법칙들이 더 이상 적용되지 않으면 그 논리도 성립하지 않습니다. 그렇게 되면 열이 손실됨에 따라 온도도 실제로 낮아질 수 있으며, 시간이 지나면 그 물체의 온도는 우주 공간의 온도와 같아질 것입니다.

이러한 논리가 태양의 현재 상태에도 그대로 적용될 수 있다고 가정하는 것은 아닙니다. 현재 태양의 밀도는 너무 높아서 기체의 법칙들이 엄밀하게 적용될 수 없습니다. 하지만 태양도 한때는 현재보다 더 기체 상태였을 가능성이 있습니다. 어쩌면 어느 시점에는 이 논리가 그대로 적용될 만큼 충분히 기체 상태였을지도 모릅니다. 현재 태양은 기체 상태에서 고체 상태로 변화하는 중간 단계에 있는 것으로 보입니다. 따라서 태양의 온도가 수축 과정에 따라 상승하고 있다고 말할 수는 없습니다. 이것이 사실일 수도 있고 아닐 수도 있으며, 우리로서는 그 점을 판단할 방법이 없습니다. 하지만 태양이 여전히 충분히 기체 상태이기 때문에 수축과 함께 온도가 어느 정도 상승할 수 있다는 점은 확실합니다. 다만 그 온도 상승은 부분적으로나 전체적으로, 반쯤 고체 상태가 된 태양이 열을 방출함으로써 발생하는 온도 하강에 의해 가려질 수 있습니다. 하지만 한쪽 요인으로 인한 온도 하강이 다른 쪽 요인으로 인한 온도 상승에 의해 거의 상쇄된다면 태양의 냉각 과정은 매우 오래 지속될 수 있습니다. 태양에서 방출되는 열에 큰 변화가 있었다는 역사적 증거가 없는 이유도 바로 이 때문이라고 할 수 있습니다.

이 질문은 매우 흥미로운 것으로, 다소 다른 관점에서 살펴볼 가치가 있습니다. 태양에는 일정한 양의 에너지가 저장되어 있으며, 그 중 일부는 지속적으로 복사열의 형태로 사라집니다. 태양에 남아 있는 에너지는 성질이 부분적으로 변화하며, 그중 일부는 열로 전환되어 이 열이 전부 또는 일부가 복사로 인한 손실을 보충합니다. 하지만 태양의 총 에너지는 반드시 감소해야 하므로, 언젠가는 태양의 에너지가 고갈되어 더 이상 빛과 열의 원천이 되지 못할 것으로 보입니다. 물론 태양이 수축하는 속도는 매우 느립니다. 우리는 태양의 크기가 줄어드는 정도를 정확하게 측정할 수 없습니다. 이 변화량은 너무 미미하여, 정밀한 천문학이 발달한 이후로의 수축량도 우리의 망원경으로는 감지할 수 없을 정도입니다. 하지만 그러한 수축으로 인해 손실되는 에너지가 매일 발생하는 복사열을 충당하기에 충분하다고 가정한다면, 태양의 크기가 얼마나 줄어들어야 하는지 계산할 수는 있습니다. 현재 태양의 크기를 고려해보면 그 변화량은 매우 작습니다. 현재 태양의 직경은 약 860,000마일입니다. 만약 매년 이 직경이 약 300피트씩 줄어든다면, 그 에너지만으로도 모든 복사열을 설명할 수 있습니다. 이러한 점진적인 감소는 계속해서 일어나고 있습니다.

이러한 고려사항들은 과거를 돌아보며 적용해볼 때 상당히 흥미롭습니다. 만약 지금 이 순간에도 태양이 수축하고 있다면, 과거에는 태양의 크기가 현재보다 훨씬 컸을 것입니다. 이미 제시된 수치를 바탕으로 보면, 100년 전의 태양 직경은 현재보다 거의 6마일 더 컸을 것이며, 1,000년 전에는 57마일 더 컸을 것입니다. 10,000년 전에는 오늘날보다 570마일 더 컸습니다. 인류가 처음으로 이 지구에 발을 디뎠을 때는 태양의 크기가 현재보다 수백 마일, 아니 수천 마일이나 더 컸을 것으로 보입니다.

하지만 우리는 이 주장의 중요성을 과대평가해서는 안 됩니다. 태양의 직경이 너무 커서 10,000마일이 줄어든다 해도 그것은 태양 직경의 0.1%에 불과합니다. 만약 갑자기…

1만 마일이라는 수준으로 줄어든다 해도, 일반적인 관찰로는 그 변화를 알아차리기 어려울 것입니다. 하지만 훨씬 미미한 변화라 할지라도 정밀한 천문학적 측정을 통해서는 포착될 수 있습니다. 따라서 고대 지구의 기후가 오늘날의 기후와 매우 달랐다고 단정할 수는 없습니다. 기후는 태양광 외에도 다른 요인들에 의해 결정되기 때문입니다.

그렇다고 해서 아무리 먼 시대라도 그곳에서 우리의 회상을 갑자기 멈출 필요는 없습니다. 지질학자들이 층상암이 형성된 시기로 추정하는 긴 세월을 거슬러 더욱 옛날로 가볼 수 있으며, 생명이 지구 위에 처음 나타난 가장 초기의 시대까지도 거슬러 올라갈 수 있습니다. 그럼에도 불구하고 태양의 열이 점점 줄어든다는 법칙이 계속 적용된다고 가정할 이유는 없습니다. 따라서 우리는 과거로 더 깊이 거슬러 갈수록 태양이 점점 더 커진다고 가정할 수밖에 없습니다. 그러나 그 성장 속도가 항상 일정하다고 가정할 수는 없습니다. 그런 가정은 필요하지 않습니다. 우리가 과거의 먼 시간 속을 들여다볼수록 태양이 점점 더 커진다는 사실만으로도 충분합니다. 만약 우주의 현재 상태가 충분히 오랫동안 유지되어 왔다면, 태양이 현재보다 두 배나 컸던 시기가 있었을 것이며, 심지어 10배나 컸던 시기도 있었을 것입니다. 그게 언제였는지는 아무도 말할 수 없습니다. 하지만 태양이 현재 크기의 10배였던 시기에서 멈출 수는 없습니다. 그러한 논리는 더 오래된 시대에도 여전히 적용됩니다. 우리는 태양이 점점 더 부풀어 오르면서 밀도는 점점 낮아지는 모습을 볼 수 있으며, 결국 우리가 아는 태양 대신 거대한 우주 공간을 가득 채운 거대한 성운이 존재하게 됩니다.

사실 이것이 바로 라플라스가 제시한 ‘성운론’이라는 유명한 가설에서 제시된 우리 태양계의 기원에 관한 이론입니다. 이는 단지 가설에 불과할 뿐입니다. 관측을 통해 입증될 수도 없고, 계산을 통해 증명될 수도 없습니다. 이는 다소 타당해 보이는 추측에 불과하지만, 우리가 알고 있는 현재의 열에 관한 법칙들이 여기서 요구되는 극단적인 상황을 허용한다면, 그리고 현재의 우주 질서가 계속 유지된다면 어느 정도는 반드시 참일 수도 있습니다.

현재 우리가 알지 못하는 어떠한 외부 영향도 없이 충분한 시간 동안 그 상태를 유지해왔다. 이 성운 이론은 우리 태양의 역사에만 국한된 것이 아니다. 똑같은 논리는 개별 행성들에도 적용될 수 있다. 과거로 더 멀리 거슬러 올라갈수록 전체 체계는 점점 더 뜨거워진다. 충분히 멀리 과거를 들여다본다면 지구가 생명체가 살 수 없을 정도로 뜨거울 것이며, 더욱 오래된 시기에는 지구와 모든 행성들이 불에 타는 듯이 뜨거울 것이다. 그보다도 훨씬 더 오래된 시기에는 행성들도 현재의 태양과 마찬가지로 뜨거워질 것이다. 더욱 초기 단계에서는 전체 태양계가 빛나는 가스로 이루어진 거대한 덩어리였으며, 그로부터 현재의 태양과 행성들 및 그 위성들이 점차 형성되었다고 여겨진다. 사건들의 전개 과정이 여기서 설명된 대로 진행되었다고 확신할 수는 없지만, 이 이론이 실제로 일어난 일을 대체로 잘 반영하고 있다고 보는 데에는 충분한 근거가 있다.

태양계의 많은 특징들은 성운 이론이 제시하는 태양계의 기원에 대한 가설과 일치한다. 앞선 장에서 이미 모든 행성들이 같은 방향으로 태양 주위를 공전한다는 사실에 대해 언급한 바 있다. 또한 행성들의 자전과 위성들의 중심 행성 주위 공전도 모두 같은 법칙을 따르며, 천왕성과 해왕성계의 경우에만 약간의 예외가 있다. 이처럼 놀라운 일치는 당연히 어떤 물리적 설명이 필요함을 시사한다. 성운 이론이 바로 그러한 설명을 제공한다. 수없이 오래된 옛날, 거대한 성운이 천천히 회전하면서 서서히 수축하고 있었다고 가정해보자. 수축 과정에서 성운의 응축된 물질들이 남게 되는데, 이 물질들은 계속해서 중심 덩어리 주위를 공전할 것이며, 각 물질들도 같은 방향으로 자전할 것이다. 수축이 계속되면서 역학적 원리에 따라 회전 속도는 점점 빨라질 것이며, 결국 이 물질들은 행성들로 응집되고, 중심 덩어리는 점차 수축하여 태양이 될 것이다. 더 작은 규모에서도 비슷한 과정을 통해 위성들의 체계가 형성되었다.

원시 성운에서 진화한 것입니다. 이 위성들도 같은 방향으로 공전할 것이며, 이를 통해 태양계의 특징들을 설명할 수 있습니다.

태양계의 성운 기원은 별들을 연구함으로써 상당한 뒷받침을 받습니다. 우리는 이미 태양과 별들 사이의 유사점에 대해 살펴보았습니다. 만약 우리의 태양이 성운 이론이 요구하는 그러한 변화를 거쳤다면, 다른 별들에서도 비슷한 현상이 나타날 것으로 예상할 수 있지 않을까요? 만약 그렇다면, 일부 별들의 진화가 태양만큼 진행되지 않았을 가능성이 있으므로, 우리는 그 별들이 발달의 초기 단계에 있는 모습을 실제로 목격할 수 있을지도 모릅니다. 망원경이 이러한 예상들을 얼마나 잘 반영하는지 살펴보도록 합시다.

대형 망원경의 시야에는 보통 검은 하늘 배경 위에 흩어져 있는 여러 별들이 보이지만, 배경의 검은색은 균일하지 않습니다. 숙련된 관측자의 눈은 하늘의 특정 부분에서 희미한 빛을 감지할 수 있습니다. 이 빛은 때로는 전체 시야에 걸쳐 보이기도 하고, 심지어 여러 시야에 걸쳐 나타나기도 합니다. 수년이 지나도 변화는 없습니다. 이는 환상이 아니며, 그 대상이 희미하게 빛나는 거대한 가스나 증기 덩어리라는 결론을 내릴 수밖에 없습니다. 이것이 바로 가장 단순한 형태의 성운으로, 극도로 희미한 특징을 가지며 매우 가벼운 물질로 구성된 것으로 보입니다. 반면에 때로는 밝은 별 주위에 빛나는 대기가 형성된 아름답고 놀라운 현상도 관찰됩니다. 한쪽으로는 희미하게 퍼져 있는 덩어리, 다른 쪽으로는 성운에 둘러싸인 밝은 별이라는 이 두 극단적인 형태 사이에는 다양한 형태의 성운들이 존재합니다. 이처럼 우리는 가장 희미하게 퍼져 있는 성운들에서부터 별들에 이르기까지 점진적인 과정을 통해 연결된 일련의 형태들을 볼 수 있습니다.

허셜에게 성운들은 발광하는 증기의 거대한 덩어리처럼 보였습니다. 이 증기는 점차 식으면서 결국 응축되어

별, 혹은 별들의 집합체입니다. 성운의 다양한 형태들이 분류될 때, 마치 그 과정의 각 단계를 실제로 목격할 수 있는 것처럼 보였습니다. 거대하고 희미한 성운들에서는 응축 과정이 막 시작된 참이었으며, 더 작고 밝은 성운들에서는 응축이 더 진행된 상태였습니다. 반면 다른 성운들에서는 응축을 통해 생긴 별들이 이미 보이기 시작했습니다.

그렇다면 허셜은 어떻게 이 사실을 알았을까요? 그의 증거는 무엇일까요? 이 질문에는 예시를 통해 답해보겠습니다. 숲속으로 들어가 수 세기 동안 폭풍우를 견뎌낸 오래된 참나무를 바라보세요. 그 참나무가 한때는 작은 묘목이었으며, 점차 성장하여 성숙에 이르렀다는 사실을 우리가 의심할 필요가 있을까요? 하지만 아무도 참나무가 거쳐온 여러 단계를 직접 지켜본 적이 없습니다. 인간의 짧은 수명으로는 그런 과정을 관찰하기에 충분하지 않기 때문입니다. 우리가 참나무가 그 모든 단계를 거쳤다고 믿는 이유는, 묘목부터 성숙한 나무에 이르기까지 모든 크기의 참나무들을 잘 알고 있기 때문입니다. 수많은 나무들에서 이러한 단계적 변화를 목격함으로써, 우리는 모든 개별 나무도 이러한 단계들을 거친다고 확신하게 됩니다.

허셜도 비슷한 추론을 통해 우리가 설명하려는 별들의 기원에 대한 견해를 받아들이게 되었습니다. 천문학자의 수명도, 인류의 수명도 성운이 응축되어 고체 물체가 되는 과정을 지켜보기에는 충분하지 않습니다. 하지만 하나씩 성운들을 관찰함으로써, 천문학자는 성운의 초기 형태와 최종 형태를 연결하는 여러 단계들을 파악할 수 있다고 생각합니다. 그래서 그는 모든 성운들이 시간이 지나면서 이러한 단계들을 거친다고 믿게 되었습니다. 이렇게 해서 허셜은 별들—일부든, 많은 수든, 혹은 전부든—모두 한때 빛나던 성운에서 비롯되었다는 견해를 받아들였습니다.

이러한 추측은 상상력을 자극할 수 있지만, 진정한 천문학적 진실과는 명확히 구분되어야 합니다. 먼 미래의 후손들이 우리가 알 수 없는 증거를 얻을 수도 있을 것입니다. 우리의 성운에 대한 지식은 아직 너무 최근의 것이기 때문입니다. 아직까지는…

현저한 변화를 감지할 만큼의 충분한 시간이 있었던 것은 아닙니다. 성운에 대한 연구는 1771년 메시에가 작성한 목록부터 시작된 것으로 볼 수밖에 없습니다.

허셜 이후로도 분명히 성운에 대한 많은 정밀한 그림들과 관측 결과들이 얻어졌지만, 그 기간은 여전히 너무 짧았으며, 이전의 관측 결과들도 너무 불완전했기 때문에 성운의 변화를 충분히 정확하게 조사하기는 어려웠습니다. 만약 인류가 수 세기 동안 존속한다면, 그리고 우리의 현재 관측 결과들이 그 기간 동안 보존된다면, 허셜의 이론은 아마도 만족스럽게 검증될 수 있을 것입니다.

라플라스가 태양계의 형성 방식에 대한 자신의 가설을 제시한 지 이미 100년이 지났습니다. 전반적으로 볼 때, 이 “성운 가설”은 발전하는 과학의 시험을 잘 견뎌냈다고 할 수 있지만, 최근의 발견들을 고려하여 약간의 수정이 필요해졌습니다. 라플라스(그리고 허셜도 마찬가지로)는 원시 성운이 매우 높은 온도를 가진 “뜨거운 안개”나 발광하는 가스로 구성되어 있다고 생각한 것 같습니다. 하지만 이는 반드시 그럴 필요는 없습니다. 우리가 알다시피, 거대한 질량의 점진적인 수축이 에너지를 공급하며 이 에너지는 열로 변환될 수 있습니다. 또한 분광학적 증거들도 가스 성운 내에 적당한 온도가 존재함을 시사하는데, 이는 우리의 태양과 행성들이 비롯된 가상의 원시 상태를 나타내는 것으로 볼 수 있습니다. 또 다시 재고된 점은 여러 행성들의 형성 과정입니다. 예전에는 원래의 질량이 회전하면서 점차적으로 중심부에서 다양한 크기의 고리들이 분리되었고, 이 고리들의 물질들이 시간이 지나면서 하나의 행성들로 모였다고 생각되었습니다. 토성의 고리도 바로 이 과정의 증거로 여겨졌는데, 여기서는 고리가 응축되어 하나 이상의 위성이 되는 과정이 어떤 이유로 멈춘 것으로 보입니다. 하지만 성운 질량이 수축하는 과정에서 고리 형태의 물질들이 남아 있을 가능성도 없지는 않지만(사실, 화성과 목성 사이의 소행성들도 이런 방식으로 생겨났을 가능성이 있습니다), 그보다는…

더 큰 행성들은 회전하는 성운의 적도상 한 지점에서 물질들이 모여서 형성되었습니다.

원시 성운이 태양계로 변모해 가는 과정의 구체적인 단계들은 아직 밝혀지지 않은 것으로 보입니다.

제27장. 조수[44]
수학적 천문학—라그랑주의 이론들: 그 이론들이 실제로 얼마나 정확한가—태양계는 단단한 물체들로 구성되어 있지 않다—케플러의 법칙들은 관측 결과와 일치하지만, 물체들이 단단하지 않을 때에는 절대적으로 정확하지 않다—관측상의 오차들—조수—조수는 어떻게 관측되었는가—조수와 달 사이의 연관성 발견—태양조와 월조—조수가 하는 작용—조수는 어디서 그러한 작용을 할 힘을 얻는가?—조수는 낮의 길이를 늘리고 있다—낮의 길이가 짧아질 수 있는 한계—지구-달 시스템의 초기 역사—불안정한 평형—1개월과 1일의 비율—이 시스템의 미래 전망—1개월과 1일의 동등성—미래의 결정적 시기—달의 항상 같은 면의 원인—달의 반대편—화성의 위성들—그들의 특이한 운동—조수는 태양계 전체의 형성에 영향을 미쳤는가?—운동량의 순간—조수는 목성의 궤도에 거의 아무런 영향을 미치지 않았다—결론.

행성계의 안정성에 관한 라그랑주의 위대한 발견들이 옳다는 것은 어떤 의미에서는 분명히 사실이다. 누구도 라그랑주의 수학적 방법을 비판하려 하지 않았다. 라그랑주가 가정한 형태의 행성계라면 그 시스템의 안정성은 영원히 보장된다. 하지만 라그랑주가 내린 가정 중에는 그의 전체 이론의 기초가 되는 가정도 있는데, 바로 행성들이 단단한 물체라는 가정이다.

의심할 여지 없이 우리의 지구는 단단한 물체처럼 보인다. 우리가 알 수 있는 한, 지구를 구성하는 암석과 금속의 질량보다 더 단단하고 변형되지 않는 것이 있을까? 광활한 우주 공간에서 지구는 그저 하나의 입자에 불과하다. 따라서 그 입자가 단단한 물체라고 가정하는 것은 자연스럽고 타당한 가정이었다. 만약 지구가 완전히 단단하다면—지구의 모든 입자들이 서로 일정한 거리를 유지한다면—어떠한 힘의 작용도, 어떤 상황에서도 지구의 형태가 조금도 변하지 않는다면—그렇다면…

태양과 다른 모든 행성들에 대해서도 마찬가지입니다. 그렇다면 라그랑주가 예측한 우리 태양계의 영원한 존속도 반드시 실현되어야 합니다.

하지만 실제 상황은 어떨까요? 지구가 정말로 단단한가요? 실험을 통해 알 수 있듯이, 수학적 의미에서의 단단한 물체는 존재하지 않습니다. 암석도 단단하지 않으며, 강철도 단단하지 않습니다. 심지어 다이아몬드조차도 완전히 단단하지는 않습니다. 지구 전체가 표면부터 이미 단단하지 않으며, 내부 일부는 아마도 어느 정도 유동적인 상태일 것입니다. 지구를 완전히 단단한 물체라고 할 수 없으며, 우리 태양계의 더 큰 천체들도 마찬가지로 단단하다고 할 수 없습니다. 목성과 토성조차도 고체라고 부를 수 없을지도 모릅니다. 라그랑주가 상상했던 태양계는 단단한 태양과 여러 개의 작고 단단한 행성들로 구성되어 있었습니다. 하지만 실제 태양계는 어떤 면에서도 단단하지 않은 태양과 부분적으로만 단단한 행성들로 구성되어 있습니다.

그렇다면 지난 세기의 위대한 수학자들이 발견한 법칙들이, 그들이 상상했던 이상적인 태양계뿐만 아니라 우리가 살고 있는 실제 태양계에도 적용될 수 있는지 의문이 생깁니다. 이러한 발견들이 대체로 사실이라는 데는 의심의 여지가 없습니다. 실제로 그것들은 절대적 진리에 매우 가까우며, 관측을 통해 그와 다른 결과가 나타난 적은 아직 없습니다.

하지만 현재의 과학 수준에서는 수학적 의미에서 단단하지 않은 물체들을 다룰 때 발생하는 중요한 문제들을 무시할 수 없습니다. 예를 들어, 우리가 언급한 법칙들 중 가장 간단한 케플러의 법칙을 살펴보겠습니다. 이 법칙은 행성이 태양을 한 초점으로 하는 타원 궤도를 따라 영원히 공전한다고 말합니다. 이는 실제 관측을 통해 확인됩니다. 사실, 그 움직임에 대한 이론적 설명이 제시되기 전에 이미 관측을 통해 입증된 것입니다. 하지만 좀 더 정확하게 말하자면, 뉴턴이 실제로 증명한 것은, 두 개의 단단한 입자가 서로 사이의 거리의 역제곱에 비례하는 힘에 의해 서로 끌어당길 때, 각 입자는 공통된 중심을 가진 타원 궤도를 그린다는 것입니다.

지구는 어느 정도까지는 단단한 물체이므로, 지구와 태양의 상대적인 움직임도 마찬가지로 케플러의 단순한 타원궤도 법칙을 따를 것이라고 생각하는 것은 당연한 일이었습니다. 실제로 그들의 움직임은 그 법칙을 매우 정확하게 따르며, 다른 요인들로 인한 오차를 고려해도 지구의 단단하지 않음으로 인해 생기는 움직임의 미세한 변화조차 감지할 수 없습니다.

그러나 수학적 연구에는 미묘한 점들이 있으며, 이 경우에는 우리의 관측 장비로 가능한 가장 정밀한 관측조차도 그러한 미묘함을 파악하기에는 부족합니다. 수학의 원리에 따르면, 케플러의 법칙은 완전히 단단한 물체에 대해서는 성립할 수 있지만, 태양이나 행성들이 전혀, 혹은 아주 미세한 부분에서라도 완전한 단단함을 갖지 못한다면 케플러의 법칙은 더 이상 성립할 수 없습니다. 여기서는 모순이 있는 것처럼 보이지 않나요? 관측 결과에 따르면 행성계에서는 케플러의 법칙이 성립하지만, 이론적으로는 그 행성계의 물체들이 완전히 단단하지 않기 때문에 이 법칙들은 성립할 수 없다고 합니다. 이러한 모순을 어떻게 해결해야 할까요? 아니면 정말로 모순이 존재하는 걸까요? 사실은 그렇지 않습니다. 케플러의 법칙이 관측을 통해 입증되었다고 말할 때, 우리는 얻을 수 있는 증거의 성격에 대해 곰곰이 생각해봐야 합니다. 우리는 천문대의 장비를 이용해 행성들의 위치를 관측하며, 이 위치들은 시계와 장비 위의 눈금을 통해 측정됩니다. 이러한 관측 결과들은 분명히 매우 정확하지만, 수학적 의미에서의 절대적인 정확도를 가질 수는 없습니다. 예를 들어, 행성의 위치를 아주 정확하게 측정할 수는 있지만, 1초 각도보다 큰 오차는 있을 수 없습니다. 1초 각도는 극히 작은 값입니다. 약 40마일 떨어진 곳에 놓인 자는 1초 각도만큼의 각도를 이루며, 행성의 위치를 그 정도의 오차 없이 측정하는 것은 분명히 훌륭한 성과입니다.

케플러의 법칙이 참이라는 가정 하에 이루어진 계산 결과와 관측 결과를 비교할 때, 그리고 관측 결과와 계산 결과가 일치한다고 판단할 때, 우리는 언제나 관측에 내재된 불가피한 오차들을 어느 정도 명시적으로든 고려하게 됩니다. 만약 계산 결과와 관측 결과가 너무나 잘 일치하여 둘 사이의 차이가 관측 자체에서 비롯된 오차로 설명될 수 있을 정도로 미미하다면, 우리는 그 일치성에 만족하게 됩니다. 실제로 더욱 완벽한 일치는 불가능하며, 상상조차 할 수 없기 때문입니다. 엄밀성의 부족이 케플러의 법칙의 성립에 미치는 영향은 계산을 통해 추정할 수 있으며, 예상대로 그 영향은 극히 작습니다. 사실 그 정도는 관측 결과에 영향을 줄 수 있는 미세한 오차 범위 안에 포함될 정도로 작습니다. 따라서 우리는 실제 측정을 통해 엄밀성의 부족으로 인한 영향들을 구분해낼 수 없습니다. 그 영향들은 관측의 미세한 오차들 속에 분명하게 숨겨져 있기 때문입니다.

우리의 연구가 근거를 두고 있는 논거는 사실 매우 잘 알려진 현상에 기반을 두고 있습니다. 바닷가를 방문해 본 사람이라면 누구나 ‘조수’라고 부르는 바닷물의 오르내림을 잘 알고 있습니다. 24시간에 두 번씩 바닷물이 해변으로 밀려와 만조가 되고, 하루에 두 번씩 다시 물러가서 간조가 됩니다. 이러한 조수 현상은 해안가에만 국한되지 않고, 강물 속으로도 수 마일이나 들어가며, 주기적으로 큰 하구 지역을 침수시킵니다. 해양 국가에서는 조수가 매우 중요한 실용적 의미를 가지며, 더욱 미묘한 의미도 가지고 있는데, 이것이 바로 우리가 지금 조사하고자 하는 것입니다.

바다의 이러한 일일적인 변동 현상은 이미 오래전부터 더 이상 수수께끼가 아닙니다. 아주 오래전부터 조수와 달 사이에 연관성이 있다는 것이 알려져 있었습니다. 플리니우스나 아리스토텔레스와 같은 고대 작가들도 만조와 달의 위상 사이의 관계에 대해 언급했습니다. 저는 우리가 때때로 고대 천문학자들의 뛰어난 통찰력에 걸맞은 충분한 평가를 하지 않는 것 같습니다. 우리 모두는 달과 조수가 서로 연관되어 있다는 것을 읽거나 배웠습니다. 하지만 과연 몇 명이나…

우리 중 과연 누가 직접적인 관찰을 통해 그러한 연관성을 실제로 알아차렸다고 말할 수 있을까? 이 문제를 충분히 주의 깊게 연구하여 스스로와 다른 사람들에게 그 실재성을 증명해낸 최초의 사람은 분명 위대한 철학자였을 것이다. 우리는 그의 이름도, 그가 속한 민족도, 그가 살았던 시대도 알지 못한다. 하지만 그가 중력 이론의 도움 없이도 그러한 발견을 이루어냈다는 사실을 생각하면 그에 대한 우리의 존경심은 더욱 커진다. 오늘날 바다를 본 적이 없는 철학자라 할지라도 우주 만유인력의 법칙에 따라 조수가 발생한다는 사실을 예측할 수 있지만, 우주의 모든 천체들이 서로 끌어당기는 보이지 않는 힘에 대해 알지 못했던 고대 천문학자는 달과 조수 사이의 관계를 밝혀내며 훌륭하고, 실로 전형적인 귀납적 발견을 이루어냈다.

이러한 발견은 아마도 경험이 풍부한 선원들의 관찰에서 비롯된 것으로 추측할 수 있다. 항구에 들어가거나 나갈 때 조수의 상태는 선원들에게 매우 중요하다. 심지어 외해에서도 선원들은 때때로 조수로 인해 생기는 해류에 따라 항로를 조정해야 하며, 수심 측정을 통해 항로를 결정할 때도 조수에 따라 수심이 변한다는 점을 항상 염두에 두어야 한다. 따라서 조수와 관련된 모든 사항들은 선원들의 일상적인 관찰 대상이 되었다. 그들의 일상적인 업무, 직업적 성공, 생명의 안전은 종종 조수에 달려 있었으므로, 그들은 앞으로 자신에게 유용할 만한 모든 것을 관찰을 통해 배우려고 노력했을 것이다. 연안을 항해하는 선원들에게 가장 중요한 문제는 만조 시간이다. 이 시간은 날마다 달라지며, 내일은 오늘보다 한 시간 이상 늦을 수도 있고, 명확하게 설명할 수 있는 간단한 규칙도 없다. 그래서 선원들은 이처럼 중요한 문제를 해결해줄 수 있는 어떤 규칙이라도 기꺼이 환영했을 것이다. 이러한 규칙이 처음으로 어떻게 발견되었는지에 대해서도 추측해볼 수 있다. 예를 들어, 칼레에 있는 선원이 항구로 향하고 있다고 가정해보자. 그날 밤은 달이 밝아 그의 길잡이가 되어주었고, 그는 안전하게 항구에 도착했다. 다음 날 아침에 그는 조수가 11시에서 12시 사이에 최고조에 달해 있음을 확인했다. 그는 같은 항해를 여러 번 반복했지만, 때때로 아침에 조수가 낮아 불편한 상황을 겪기도 했다. 마침내…

하지만 그는 달빛이 비치는 밤에는 11시에 만조가 온다는 것을 깨닫게 됩니다. 이런 현상은 한두 번 정도만 일어나는데, 그는 그저 우연의 일치라고 생각했습니다. 하지만 이런 현상은 계속 반복되었고, 결국 그는 이것이 항상 일어난다는 것을 알게 되었습니다. 그는 이 규칙을 다른 선원들에게 알려주었고, 그들도 시험해 보았습니다. 그 결과, 보름달이 뜰 때마다 항상 같은 시간, 같은 장소에서 만조가 찾아온다는 사실이 확인되었습니다. 이로써 달과 조수 사이의 관계가 명확해졌으며, 똑똑한 선원들은 달의 다른 위상들과 만조 시간을 비교해 보았습니다. 예를 들어, 초승달일 때도 항상 하루 중 같은 시간에 만조가 찾아온다는 것을 발견했습니다. 마침내 그들은 실용적인 규칙을 만들어냈으며, 이 규칙을 통해 자신이 있는 항구에서 언제 만조가 올지 즉시 알 수 있게 되었습니다. 세심한 관찰자라면 달과 조수 사이의 더욱 구체적인 관계까지 파악할 수 있습니다. 즉, 어떤 만조는 다른 만조보다 더 높이 오르고, 어떤 간조는 다른 간조보다 더 낮게 내려간다는 것을 알 수 있습니다. 이는 매우 실용적으로 중요한 문제입니다. 위험한 해협을 건너야 할 때, 선원들은 만조 때 그 해협을 건널 수 있다는 사실을 알면 훨씬 더 안심할 수 있습니다. 또한, 어떤 곳에서는 엄청난 힘을 가진 조류와 맞서야 하는 경우, 선원들은 평소보다 조류의 힘이 약한 간조 때 여행하는 것을 선호합니다. 선원들은 만조와 간조의 패턴에 익숙해지게 되며, 만조는 보름달이나 초승달 때 발생한다는 것, 혹은 적어도 보름달이나 초승달로부터 일정한 기간 내에 만조가 온다는 것을 알게 됩니다. 의심할 여지 없이, 원시 시대에도 이러한 추론을 통해 달과 조수 사이의 관계가 알려지게 되었던 것입니다.

하지만 뉴턴의 위대한 발견으로 만유인력의 법칙이 밝혀진 이후에야 비로소 조수 현상에 대한 물리적 설명이 가능해졌습니다. 그때서야 달이 지구 전체와 지구의 모든 입자들을 어떻게 끌어당기는지 알 수 있게 되었습니다. 또한, 지구上的 바다를 구성하는 유체 입자들이 고체 부분들은 할 수 없는 방식으로 그 인력에 따라 움직일 수 있다는 것도 알게 되었습니다. 달이 정확히 머리 위에 있을 때는 물을 아래쪽으로 끌어올려 만조를 일으키는 것입니다. 지구의 반대편에 있는 물도 마찬가지로 영향을 받습니다.

처음에는 예상하지 못했던 방식으로 일어날 수도 있다. 달은 지구의 고체 부분을, 그보다 더 멀리 떨어져 있는 반대쪽의 물보다 훨씬 강하게 끌어당긴다. 그래서 지구는 물 쪽에서 멀어지게 되며, 그 결과 달과 가까운 쪽뿐만 아니라 달과 멀리 떨어진 쪽에서도 만조가 발생하는 경향이 있다. 조수는 그 중간 위치에 해당한다.

태양 역시 지구의 조수를 유발하지만, 태양이 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 바다와 지구 내부에 미치는 인력의 차이는 그다지 크지 않다. 따라서 태양에 의한 조수는 달에 의한 조수보다 작다. 두 힘이 함께 작용할 때는 썰물과 밀물의 차이가 커지는데, 이를 간조라고 한다. 반대로 두 힘이 서로 반대 방향으로 작용할 때는 조수의 차이가 작아지는데, 이를 산조라고 한다.

그러나 특정 지역의 상황에 이러한 일반적인 원리를 적용할 때는 고려해야 할 요소들이 많다. 지역적 특성 때문에 해안의 여러 곳에서 조수의 변동폭은 매우 다르다. 지중해와 같은 좁은 지역에서는 조수의 변동폭이 비교적 작아, 장소에 따라 1피트에서 몇 피트 정도만 변동한다. 대양 한가운데에서도 조수의 변동폭은 그리 크지 않으며, 예를 들어 세인트헬레나에서는 3피트 정도이다. 거대한 대륙 근처에서는 해안선의 영향으로 조수가 크게 달라진다. 런던에서는 조수의 높이가 18~19피트에 이르지만, 영국 제도에서 가장 큰 조수는 브리스틀 해협에서 나타나는데, 체프스토우나 카디프에서는 썰물과 밀물의 높이가 각각 37~38피트, 28~29피트에 달한다. 이러한 조수의 크기는 세계의 다른 지역에서는 더욱 커진다. 가장 큰 조수는 펀디만에서 나타나는데, 그곳의 일부 지역에서는 썰물과 밀물의 높이가 50피트에 이른다.

조수의 상승과 하강은 필연적으로 해류의 형성을 동반한다. 이러한 해류는 잘 알려져 있으며, 우리나라의 주요 강들에서도 매우 중요한 역할을 한다. 이러한 해류는 다른 종류의 물줄기와 마찬가지로 유용한 일을 할 수 있다.

예를 들어, 저수지에 물을 가둘 수 있으며, 조수가 빠질 때는 그 물이 바다로 돌아가기 전에 수차를 돌리도록 할 수 있습니다. 실제로 이것은 에너지의 원천이 될 수 있지만, 이러한 목적으로 조수를 활용하는 것이 경제적인 경우는 매우 드뭅니다. 이 문제는 계산을 통해 해결할 수 있으며, 특정 마력의 수차를 작동시키기에 충분한 물을 저장할 수 있는 저수지의 면적도 구할 수 있습니다. 100마력의 동력을 얻기 위해 필요한 저수지의 면적은 40에이커라고 할 수 있습니다. 결국 이 문제는 단순히 비용 문제로 귀결됩니다. 즉, 이러한 저수지를 건설하고 유지하는 데 드는 비용이 동일한 출력을 내는 증기기관을 건설하고 유지하는 데 드는 비용보다 더 많을지, 아니면 적을지 하는 문제입니다. 대부분의 경우 후자가 훨씬 저렴할 것으로 보입니다. 어쨌든 현실에서는 조수를 이용한 발전기가 사용되고 있지 않으므로, 조수의 에너지는 그대로 낭비되고 있습니다. 하지만 앞으로 연료가 점점 고갈되는 상황이 온다면, 이 문제의 경제적 측면은 크게 달라질 수 있습니다.

그렇긴 하지만 조수도 어떤 형태로든 일을 합니다. 강어귀의 조수는 때때로 강둑을 침식시켜 그 토사를 다른 곳으로 운반합니다. 이 역시 마치 엔지니어들이 인력을 동원해 같은 작업을 하는 것과 마찬가지로 에너지가 소모되는 것입니다. 일을 하려면 어떤 형태로든 에너지가 필요하다는 것은 잘 알려져 있습니다. 그렇다면 조수의 힘을 제공하는 에너지는 어디서 오는 것일까요? 첫눈에 보기에는 답이 매우 명백해 보입니다. 조수는 달의 영향으로 생긴다고 했으니, 그 에너지도 달에서 비롯된 것이 아닐까요? 이는 충분히 그럴듯해 보이지만, 안타깝게도 사실이 아닙니다. 이는 역학에서 흔히 나타나는 경우 중 하나로, 겉으로 보이는 것과 실제 진실은 크게 다릅니다. 예를 들어보면 이해가 더 쉬울 것입니다. 총을 쏠 때는 총잡이의 손가락이 방아쇠를 당기지만, 그렇다고 해서 총알이 날아가는 데 필요한 에너지가 총잡이에게서 오는 것이라고 할 수 있을까요?

물론 아닙니다. 그 에너지는 당연히 화약에서 비롯되며, 소총병들이 한 일은라는 것은 화약에 저장된 에너지가 방출될 수 있도록 하는 수단을 제공한 것뿐입니다. 어느 정도 이를 조수 현상과 비교할 수 있습니다. 달이 일으키는 조수는 특정한 양의 에너지가 끌려나와 조수가 할 수 있는 작용들을 수행하는 원인이 됩니다. 이상하게도 이 에너지는 달에 있는 것이 아니라 지구 자체에 있습니다. 실제로 달이 지구에 존재하는 에너지 중 일부를 흡수함으로써 스스로 에너지를 얻는다는 사실은 매우 놀랍습니다. 이는 당연한 결과로 제시되는 것이 아니라, 정교한 역학 정리에 근거한 것입니다.

조수가 그 힘을 얻는 이 거대한 에너지원의 성격과, 달이 지속적으로 큰 힘을 얻을 수 있는 근거를 명확히 이해해야 합니다. 지구가 어떤 의미에서 에너지원을 가지고 있다고 하는지 살펴보겠습니다. 우리는 지구가 하루에 한 번 자전한다는 것을 알고 있습니다. 바로 이 자전이 에너지의 원천입니다. 지구의 자전을 증기기관에 있는 플라이휠의 회전과 비교해 보겠습니다. 플라이휠의 회전은 사실상 에너지 저장소이며, 피스톤이 움직일 때마다 기관이 그 안에 에너지를 공급합니다. 제분소의 여러 기계들은 단지 플라이휠에 축적된 에너지를 사용할 뿐입니다. 지구는 기관에서 분리된 거대한 플라이휠에 비유될 수 있지만, 여전히 제분소의 기계들과 연결되어 있습니다. 그 엄청난 크기와 빠른 속도 덕분에 이 거대한 플라이휠은 엄청난 양의 에너지를 가지고 있으며, 플라이휠이 멈추기 전까지는 그 에너지가 소모되어야 합니다. 그래서 조수는 달에 의해 발생하지만, 그에 필요한 에너지는 지구의 자전으로부터 얻어지는 엄청난 에너지 중 일부를 활용함으로써 얻어지는 것입니다.

그러나 지구와 기관의 플라이휠 사이에는 매우 근본적인 차이가 있습니다. 플라이휠에서 에너지가 빠져나가 제분소의 여러 기계들에 의해 소비될 때, 증기기관의 작동으로 인해 새로운 에너지가 지속적으로 공급되어 플라이휠의 속도가 유지됩니다. 하지만

지구는 엔진이 없는 플라이휠과 같다. 조수가 에너지를 끌어내어 일을 할 때, 그 에너지는 다시 채워지지 않는다. 그 결과는 피할 수 없으며, 지구의 회전에 필요한 에너지는 점점 줄어들 수밖에 없다. 이는 매우 중요한 결과를 가져온다. 만약 플라이휠과 엔진의 연결이 끊긴다면, 모두가 알다시피 거대한 플라이휠도 몇 번은 더 회전할 수 있지만 곧 멈추게 된다. 지구에 대해서도 비슷한 추론이 가능하지만, 지구가 받는 에너지 요구량에 비해 그 에너지 저장량이 너무나 방대하기 때문에 지구는 계속 회전할 수 있다. 조수가 가하는 힘으로 인해 지구의 회전 에너지가 완전히 소진되기까지는 아주 오랜 세월이 걸릴 것이다. 그럼에도 불구하고 에너지가 줄어들고 있다는 사실은 분명하며, 에너지가 줄어든다면 지구의 회전 속도도 분명히, 비록 천천히라도 줄어들 수밖에 없다. 이제 우리는 조수의 영향에 대해 가장 간단한 언어로 설명할 수 있는 결론에 도달했다. 회전 속도가 줄어든다면 하루의 길이는 반드시 길어질 것이며, 따라서 우리는 다음과 같은 매우 중요한 결론에 이르게 된다. 즉, 조수가 하루의 길이를 늘리고 있다는 것이다.

오늘은 어제보다 길다. 내일은 오늘보다 더 길어질 것이다. 이 차이는 너무 작아서 아무리 오랜 세월이 지나도 관측을 통해 명확하게 확인된다고 보기는 어렵다. 하루의 길이가 현재보다 1초라도 짧았던 때부터 몇 세기가 지났는지 말할 수는 없지만, 세기는 조수의 변화를 설명하는 데 사용되는 단위가 아니다. 백만 년 전이라면 하루의 길이가 현재와 크게 달랐을 가능성이 매우 높다. 과거 깊은 시간 속을 들여다보고 조수가 우리에게 무엇을 말해주는지 살펴보자. 현재의 상태가 계속 유지된다면, 과거로 갈수록 하루의 길이는 점점 짧아졌을 것이다. 지금 하루는 24시간이지만, 한때는 20시간이었고, 10시간이었으며, 6시간이기도 했다. 우리는 얼마나 더 과거로 거슬러 올라갈 수 있을까? 6시간이라는 시간이 지나면, 우리의 회상에는 반드시 한계가 있을 것이다. 하루의 길이가 짧을수록 지구의 적도 부분은 더욱 부풀어 오르며, 지구의 적도 부분이 더욱 부풀어 오를수록…

지구가 자전할 때 발생하는 원심력으로 인해 지구의 재료들에 가해지는 응력은 점점 더 커진다. 만약 지구의 자전 속도가 너무 빨라진다면, 지구는 더 이상 하나로 유지될 수 없으며 여러 조각으로 분리될 것이다. 마치 너무 빠르게 돌아가는 연마석이 격렬하게 부서지는 것과 같다. 따라서 우리는 아주 오래 전에 지구가 분열되는 것을 막는 어떤 한계가 있었음을 알 수 있다. 지구가 파괴되지 않고 견딜 수 있는 최대 속도가 존재하지만, 그 정확한 값은 답하기 쉽지 않은 문제이다. 그것은 지구의 재료의 성질, 온도, 압력의 영향, 그리고 우리가 정확히 알지 못하는 다른 요인들에 달려 있다. 하지만 비판적 속도에 대한 추정치는 이미 나와 있으며, 수학적으로 계산해보면 지구가 조각나지 않고 자전할 수 있는 최소 시간은 약 3~4시간이라는 것이 밝혀졌다. 이처럼 조수 현상에 관한 이론을 통해 우리는 상상조차 할 수 없을 정도로 오래 전에 지구가 약 3~4시간 주기로 자전하고 있었다는 결론에 도달할 수 있다.

이를 통해 우리는 낮의 길이가 초기 값에서 24시간까지 점차 길어진 것이 달 덕분이라는 사실을 알 수 있다. 자연의 가장 근본적인 법칙 중 하나에 따라, 지구는 달에 반작용을 일으켰으며, 그 반작용의 결과가 실제로 나타난 것이다. 그것은 바로 달을 점차적으로 지구로부터 멀어지게 하는 것이었다. 이러한 달의 멀어짐은 마치 지구가 보복하는 것과 같다고 할 수 있다. 달이 멀어지는 결과는 상당히 주목할 만하다. 현재 달이 공전하는 궤도의 반지름은 240,000마일이다. 조수 현상으로 인해 이 반지름은 계속해서 커져야 한다. 이 사실을 바탕으로 이제 달의 과거 역사를 살펴보자. 앞으로 나아갈 때 달과의 거리가 멀어지는 반면, 과거를 돌아볼 때는 그 거리가 줄어드는 것을 볼 수 있다. 어제의 달은 오늘보다 지구에 더 가까이 있었을 것이다. 년, 세기, 천 년 단위로 보면 그 차이는 미미할 수 있지만, 수백만 년 단위로 보면 달은 현재보다 훨씬 더 가까이 있었을 것이다.

마침내 우리는 그 거리가 240,000마일이 아니라 40,000마일, 20,000마일, 10,000마일로 줄어들었다는 것을 알게 됩니다. 달이 실제로 지구 표면 가까이에 있을 때까지는 멈출 필요도, 멈출 수도 없습니다. 만약 현재의 자연법칙들이 충분히 오랫동안 작용해왔으며 외부의 간섭도 없었다면, 달과 지구가 한때 매우 가까운 곳에 있었다는 사실을 의심할 여지가 없습니다. 우리는 실제로 달이 지구 주위를 돌았던 기간을 계산할 수도 있습니다. 달이 지구에 가까울수록 더 빠르게 회전해야 하며, 달이 지구 표면 가까이에 있었던 그 결정적인 시기에는 한 바퀴를 도는 데 약 3~4시간이 걸렸을 것입니다.

이러한 사실은 천문학에서 제기된 가장 대담한 추측 중 하나로 이어졌습니다. 우리는 이를 언급하지 않을 수 없지만, 이것은 단지 추측에 불과하므로 신중하게 받아들여야 한다는 점을 명심해야 합니다. 이 추측은 ‘도대체 무엇이 달을 지구 표면 가까이로 옮겨놓았는가?’라는 질문에 답하기 위한 것입니다. 우리는 단지, 지구가 아직 부드럽고 유연한 상태였던 매우 초기의 시기에 달이 지구에서 분리되었다고 믿을 만한 매우 타당한 이유가 있다고 말할 수 있을 뿐입니다.

역사의 시작 시점에서 우리는 지구와 달이 매우 가까이 있었음을 알 수 있습니다. 지구의 자전 주기는 24시간이 아니라 몇 시간에 불과했습니다. 달은 원시 지구가 자전하는 데 걸리는 시간과 정확히 같은 시간 동안 원시 지구 주위를 한 바퀴 돌았기 때문에, 두 천체는 항상 마주 보고 있었습니다. 이러한 상태는 수학자들이 ‘불안정한 동적 평형’이라고 부르는 경우였습니다. 이 상태는 계속될 수 없었습니다. 이를 바늘이 끝에 놓인 상태에 비유할 수 있는데, 바늘은 어느 한쪽으로 쓰러질 수밖에 없습니다. 마찬가지로 달도 이 위치를 계속 유지할 수는 없었습니다. 두 가지 선택지가 있었습니다. 달은 지구로 다시 떨어져 지구의 질량 속으로 흡수되거나, 아니면 밖으로 나아가는 여정을 시작해야 했습니다. 달은 과연 어떤 길을 선택했을까요? 아마도 달이 어떤 길을 선택하도록 결정했는지를 정확히 알 방법은 없을 것입니다.

다른 설명도 있을 수 있지만, 실제로 일어난 과정에 대해서는 의심의 여지가 없다. 달이 존재한다는 사실 자체가 달이 지구로 돌아오지 않고 바깥쪽으로 이동하기 시작했다는 것을 보여준다. 달이 지구에서 멀어질수록 케플러의 법칙에 따라 한 바퀴를 도는 데 더 많은 시간이 필요하게 된다. 그래서 처음에는 몇 시간에 불과했던 주기가 점차 길어져 현재는 656시간이 되었다. 물론 지구의 자전 속도도 달이 멀어지는 것에 따라 변화했다. 달이 멀어지기 시작하자, 지구는 더 이상 항상 같은 면을 달 쪽으로 향하게 해야 한다는 제약에서 벗어났다. 달이 일정한 거리까지 멀어지면, 지구는 달이 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간보다 짧은 시간 안에 자전을 완료할 수 있었다. 하지만 달은 계속해서 더 멀어지고, 그에 따라 자전 주기도 점점 길어졌으며, 결국 3일, 4일, 혹은 그 이상의 지구 자전 주기가 달의 한 주기와 같아지게 되었다. 비록 한 달의 날짜가 늘어나긴 했지만, 지구의 자전 속도가 빨라진다고 생각해서는 안 된다. 오히려 그 반대가 사실이다. 지구의 자전 속도는 점점 느려지고 있으며, 달의 공전 속도도 마찬가지이지만 달의 속도가 지구보다 더 느리다. 지구의 자전 주기가 초기 값에 비해 크게 늘어났음에도 불구하고, 달의 자전 주기는 그보다 훨씬 더 늘어나서 지구의 자전 주기보다 몇 배나 길어졌다. 세월이 흐르면서 달은 점점 더 멀어지고 궤도도 커지며, 자전 주기도 계속 길어졌다. 결국 매우 중요한 시점에 이르게 되는데, 이는 어떤 의미에서 달의 운행 과정에서의 정점이라 할 수 있다. 이 시점에서 달의 공전 주기는 지구의 자전 주기로 환산했을 때 가장 큰 값에 도달한다. 그때 한 달은 29일이었던 것으로 보인다. 물론 그 시점의 ‘한 달’과 ‘하루’가 오늘날 우리가 사용하는 시계로 측정하는 한 달과 하루와 같다는 뜻은 아니다. 당시의 그 기간들은 지금보다 더 짧았다. 우리가 말하고자 하는 것은, 그 시점에 지구가 자전축을 중심으로 29번 회전하는 동안 달은 한 바퀴를 돌았다는 것이다.

이 시대는 이제 지났습니다. 현재로서는 우리의 일반적인 측정 단위를 사용하여 그 시대의 날짜를 파악하려는 시도는 불가능합니다. 하지만 모든 역사적 기록과 비교했을 때 그 사건이 얼마나 오래된 것인지에 대해서는 의심의 여지가 없습니다. 다만 그 시간이 수십만 년인지, 수백만 년인지, 아니면 수천만 년인지는 여전히 추측에 맡겨져 있습니다.

이러한 특별한 시대가 지나자, 지구-달 체계의 사건들은 처음의 단계와 유사한 마지막 단계를 향해 나아가기 시작합니다. 달은 계속해서 궤도를 돌고 있으며, 그 궤도의 직경은 매우 천천히지만 꾸준히 커지고 있습니다. 따라서 한 달의 길이도 점점 길어지고, 지구의 자전 속도도 계속 느려지므로 하루의 길이도 계속 길어집니다. 하지만 이제 한 달의 길이와 하루의 길이의 비율에 변화가 생깁니다. 처음에는 1이었던 이 비율은 점차 증가하여 앞서 언급한 시대에는 약 29까지 올랐습니다. 이제 다시 비율이 감소하기 시작하여, 달이 한 바퀴 도는 동안 지구는 29번이 아닌 28번만 자전하게 됩니다. 이 비율의 감소는 계속되어 결국 한 달에 27일이 되는 지점에 이릅니다. 여기서도 우리는 특별한 설명 없이는 넘어갈 수 없는 또 다른 시대를 마주하게 됩니다. 지금까지 말한 모든 내용은 먼 과거의 사건들에 관한 것이었으며, 마침내 우리는 지구-달 체계의 현재 상태에 도달했습니다. 이 시대의 하루는 우리가 잘 아는 하루이며, 한 달도 우리가 잘 아는 달의 공전 주기입니다. 현재 한 달은 우리의 하루로 환산하면 약 27일 정도이며, 이 관계는 수천 년 동안 거의 변함없이 유지되어 왔습니다. 앞으로도 수천 년 동안은 계속 유지될 것이지만, 영원히 그럴 것은 아닙니다. 이것은 이 거대한 변화 과정에서의 한 단계에 불과합니다. 우리의 짧은 시간관에서는 영원해 보일 수 있지만, 천문학적으로 충분히 긴 시간의 흐름을 고려해보면 현재가 어떤 상태인지 알 수 있습니다.

지구-달 시스템의 상태는 역사상의 어떤 다른 단계보다도 더 오래 지속될 수 없다.

그러나 이제 우리의 서술은 다른 형태를 취해야 한다. 우리는 과거에 대해 이야기해왔으며, 현재에 이르렀다. 그렇다면 미래에 대해서는 무엇을 말할 수 있을까? 여기서도 역시 조수가 우리를 도와준다. 만약 우리가 역학의 진리를 올바르게 이해했다면(지금 그것을 의심할 사람이 누가 있겠는가?), 지구-달 시스템의 향후 변화를 예측할 수 있을 것이다. 현재 우리가 알지 못하는 외부 요인으로 인한 방해가 없다면, 적어도 대략적으로라도 달의 향후 운명을 예측할 수 있다. 달이 계속해서 바깥쪽으로 움직일 것임을 알 수 있다. 달의 공전 궤도는 극도로 느린 속도로 확장되겠지만, 언제나 계속 확장될 것이다. 적어도 우리 역사의 마지막 단계에 이를 때까지는 그 움직임이 역전되지 않을 것이다. 이제 중간 단계들에 대해 더 이상 시간을 낭비하지 않고, 오히려 우리의 시스템이 나아갈 최종적인 형태를 개략적으로 설명해보고자 한다. 먼 미래, 즉 수천만 년 후에 이 최종 단계에 도달하게 될 것이다. 앞서 언급했듯이 달과 하루의 비율은 계속해서 줄어들 것이다. 달의 공전 주기는 점점 길어지겠지만, 하루의 길이는 달의 공전 주기가 길어지는 속도보다 훨씬 빠르게 증가할 것이다. 27일짜리 한 달에서 26일짜리 한 달로, 그리고 계속해서 10일짜리 한 달에 이르고, 마침내는 1일짜리 한 달에 이를 것이다.

1일짜리 한 달이 무엇을 의미하는지 명확히 이해해보자. 그것은 달이 지구 주위를 공전하는 데 걸리는 시간이 지구가 자전축 주위를 회전하는 데 걸리는 시간과 같다는 것을 의미한다. 물론 이 ‘하루’의 길이는 우리가 현재 경험하는 하루보다 훨씬 길 것이다. 이러한 연구에서 유일한 불확실성 요소는 수치적 정확성을 부여하려 할 때 생긴다. 하루와 달의 길이가 같은 지구-달 시스템의 상태가 결국에는 도달해야 한다는 것은 역학의 법칙만큼이나 분명해 보인다. 하지만 그 ‘하루’의 길이를 명시하려 할 때 우리는 연구에 위험한 요소를 도입하게 된다. 어떤 수치를 제시할 때도…

그 길이에 대한 추정치는 매우 신중하게 제시된 것임을 이해해야 합니다. 어느 정도 오차가 있을 수 있지만, 그 정도가 상당할 것 같지는 않습니다. 이 ‘위대한 날’의 길이는 우리의 하루 57일 정도로 보입니다. 다시 말해, 아주 먼 미래의 어떤 결정적인 시점에 지구가 한 바퀴 회전하는 데 약 1,400시간이 걸릴 것이며, 달도 정확히 같은 시간 동안 자신의 궤도를 완주할 것입니다.

이를 통해 지구-달 시스템의 첫 단계와 마지막 단계가 어떤 면에서 서로 유사하다는 것을 알 수 있습니다. 두 경우 모두 하루의 길이가 한 달의 길이와 같습니다. 첫 번째 경우에는 하루와 한 달이 우리의 하루에 비해 아주 작은 비율에 불과했지만, 마지막 단계에서는 하루와 한 달이 모두 우리의 하루보다 훨씬 큰 값이 됩니다. 하지만 첫 번째 결정적 시기와 마지막 시기 사이에는 엄청난 차이가 있습니다. 앞서 언급했듯이 첫 번째 시기는 불안정한 상태였으며 오래 지속될 수 없었지만, 두 번째 상태는 동적으로 안정된 상태입니다. 일단 그러한 상태에 도달하면 영원히 지속될 것이며, 지구와 달이 모든 외부의 간섭으로부터 분리될 수 있다면 영원히 그 상태를 유지할 것입니다.

한 달의 길이가 하루와 같을 때 나타나는 운동에는 특별한 특징이 있습니다. 잠시 생각해보면, 이런 경우 지구는 반드시 항상 같은 면을 달 쪽으로 향하게 해야 합니다. 하루의 길이가 한 달과 같다면, 지구와 달은 마치 보이지 않는 끈으로 연결된 것처럼 함께 회전해야 합니다. 그리고 이러한 상태가 시작될 때 지구의 어느 반구가 달 쪽을 향하고 있든, 하루의 길이가 한 달과 같은 한 계속 그 자리를 유지할 것입니다.

이 시점에서 고대부터 관측되어 온 달의 움직임의 특징을 떠올리지 않을 수 없습니다. 물론 여기서 말하는 것은 현재 달이 항상 같은 면을 지구 쪽으로 향하고 있다는 사실입니다.

천문학자들은 이 놀라운 사실에 대한 물리적 설명을 제시해야 할 의무가 있습니다. 달은 우리 지구 주위를 일정한 주기로 한 바퀴 회전합니다.

초의 수입니다. 만약 달이 항상 같은 면을 지구 쪽으로 향한다면, 그와 같은 시간 동안 달도 자전축을 한 바퀴 회전한다는 것을 의미합니다. 이는 어떤 물리적 원인이 없다면 매우 드물게 일어날 우연에 불과할 것입니다. 그 원인을 찾는 데는 오랜 시간이 걸리지 않습니다. 바로 달의 조석 현상이 그 원인입니다. 달의 표면은 울퉁불퉁한데, 이는 과거에 강력한 화산 활동이 있었음을 보여줍니다. 그 화산들은 이제는 잠잠해졌으며, 달 내부의 열도 이미 사라진 것으로 보입니다. 하지만 한때 달은 뜨거운 상태였으며 반쯤 녹아 있는 상태였습니다. 그때 달의 물질들은 충분히 뜨거워서 부드럽고 유연했으며, 그러한 부드럽고 유연한 물질들 때문에 지구의 중력이 큰 조석 현상을 일으켰습니다. 우리에게는 이러한 조석 현상에 대한 역사적 기록이 없습니다(그것들은 망원경이 생기기 훨씬 전, 아마도 인류가 등장하기 훨씬 전에 일어났기 때문입니다). 하지만 그 조석 현상들이 실제로 존재했다는 것은 그로 인해 생긴 결과들을 통해 알 수 있습니다. 그리고 그 결과는 바로 오늘날 달이 항상 지구 쪽으로 향하는 모습에서 확인됩니다. 우리가 경험하는 조석 현상은 달이 한때 겪었던 조석 현상과는 매우 다릅니다. 달의 조석 현상은 지구의 조석 현상보다 훨씬 컸습니다. 지구의 중력이 달의 중력보다 크기 때문에, 지구는 달에 훨씬 더 강력한 조석 현상을 일으킬 수 있었던 것입니다.

달이 항상 같은 면을 지구 쪽으로 향할 수 있는 것은, 달이 지구 주위를 공전하는 데 필요한 시간과 정확히 같은 시간 동안 자전축을 회전해야 한다는 조건에 달려 있습니다. 조석 현상은 이 조건이 준수되도록 하는 데 있어 지속적으로 작용하는 규제력입니다. 만약 달이 예상보다 느리게 회전한다면, 거대한 용암성 조석 현상이 달을 점점 더 빠르게 회전시켜 원하는 속도에 도달하게 할 것입니다. 그때가 되어서야 비로소 조석 현상은 멈출 것입니다. 반대로 달이 자전 속도가 공전 속도보다 빠르다면, 역시 조석 현상이 격렬하게 작용할 것입니다.

그들은 달의 자전 속도를 줄여서, 달이 한 바퀴 공전할 때마다 한 번만 자전하게 될 때까지 계속 그 작업을 수행할 것이다.

과연 달은 조수의 지배에서 벗어날 수 있을까? 이 질문에 답하기는 쉽지 않지만, 언젠가는 달이 조수의 영향에서 벗어날 가능성도 없지는 않아 보인다. 실제로 현재조차도 조수는 과거만큼 달을 엄격하게 통제하지는 못하고 있다. 우리는 달 위에 바다가 없으며, 화산에서도 용암의 흔적을 찾아볼 수 없다. 달에 조수가 존재할 가능성은 거의 없지만, 그렇다고 해서 전혀 없는 것은 아니다. 달의 내부가 여전히 충분히 뜨거워서 액체 상태를 유지할 수 있다면, 조수의 힘은 여전히 달을 자신의 지배하에 둘 것이다. 하지만 이미 그런 상황이 오지 않았다면, 언젠가는 달의 중심부까지 우주의 온도만큼 차가워질 것이다. 만약 달의 구성 물질이 수학자들이 말하는 ‘완전히 경직된’ 상태라면, 조수는 더 이상 존재할 수 없으며 달은 조수의 지배에서 벗어날 것이다. 달이 실제로 완전히 경직된 물체와 같은 성질을 가질 수 있을 정도인지 예측하기는 어렵지만, 언젠가는 조수의 영향이 사실상 사라질 가능성도 있다. 그렇게 되면 자전 주기와 공전 주기 사이에 더 이상 일치할 필요도 없게 될 것이다. 이처럼 먼 미래의 천문학에 희망의 빛이 비춰진다. 우리는 달의 공전 주기가 점점 길어지고 있다는 것을 알고 있으며, 조수의 힘이 계속 작용하는 한 달의 자전 주기도 함께 길어질 수밖에 없다. 우리는 이제 조수의 힘이 더 이상 작용하지 않는 상황을 상상해볼 수 있다. 그렇게 되면 달의 자전 주기는 현재와 같은 상태를 유지할 수 있을 것이며, 공전 주기만 계속 길어질 것이다. 그렇게 되면 과거의 모든 천문학자들이 볼 수 없었던 달의 반대편을 볼 수 있는 기회가 먼 미래에 그들의 후계자들에게 주어질지도 모른다.

달이 지구에 일으키는 조수는 지구의 자전을 늦추는 역할을 한다. 현재 조수는 지구의 자전 주기가 달의 공전 주기와 일치하도록 계속해서 작용하고 있다. 달이 27일마다 한 바퀴 공전하기 때문에, 현재 지구는

너무 빠르게 회전하기 때문에, 현재는 조석력이 지구의 자전을 늦추려고 노력하고 있습니다. 달의 자전은 이미 오래 전에 조석력의 영향을 받아 멈추었는데, 그것은 달이 비교적 작았고 지구의 조석력이 엄청났기 때문입니다. 하지만 지금은 상황이 정반대입니다. 지구는 달보다 훨씬 크고 질량도 많으므로, 달이 일으키는 조석력은 매우 약합니다. 따라서 지구는 아직 완전히 조석력의 영향을 받지 않았습니다. 하지만 조석력은 계속해서 작용하여 지구의 자전을 늦추려 하며, 점차적으로 하루와 한 달의 길이가 같아지도록 만들고 있습니다. 다만 그 속도는 매우 느립니다.

조석력에 관한 이론을 통해 우리는 먼 미래의 상태를 예상해볼 수 있습니다. 그때가 되면 달은 하루와 같은 주기로 지구 주위를 공전할 것이며, 조석력이 여전히 달의 자전을 조절할 수 있다면 두 천체는 항상 서로 같은 면을 마주하게 될 것입니다. 지구와 달의 상호작용 측면에서 볼 때, 이러한 상태는 영원히 지속될 가능성이 있습니다. 하지만 더욱 먼 미래를 상상해본다면, 지구와 달의 이러한 조화가 영원히 지속되는 것을 막는 외부적 요인이 존재함을 알 수 있습니다. 달이 지구에 일으키는 조석력은 태양이 일으키는 조석력보다 훨씬 크기 때문에, 우리는 앞서의 논의에서 태양이 일으키는 조석력을 거의 고려하지 않았습니다. 이는 분명히 이 문제를 다루는 대략적인 방법일 뿐입니다. 태양의 조석력도 상당한 영향을 미치며, 지구와 달이 최종적인 위험 단계에 접어들수록 태양의 조석력의 중요성은 점차 커질 것입니다. 태양의 조석력은 지구의 자전을 계속해서 늦추는 역할을 할 것입니다. 따라서 하루와 한 달의 길이가 같아진 후에도 지구의 자전 속도는 더욱 느려질 것입니다. 이로써 우리는 먼 미래에는 달이 지구 주위를 공전하는 시간이 지구가 자전하는 시간보다 짧아질 것임을 알 수 있습니다.

이러한 견해를 뒷받침해주는 매우 유용한 증거가 바로 화성의 위성들의 발견입니다. 화성은 비교적 작은 행성 중 하나입니다.

우리 태양계의 행성들입니다. 이 행성들의 질량은 지구 질량의 8분의 1에 불과합니다. 화성과 같은 작은 행성은 지구와 같은 큰 행성에 비해 회전 에너지가 훨씬 적기 때문에 파괴되기가 어렵습니다. 따라서 작은 행성이 큰 행성보다 훨씬 빠르게 진화할 것으로 예상됩니다. 그러므로 화성과 그 위성들이 지구와 그 위성들보다 더 발달된 단계에 도달했을 가능성이 있습니다.

1877년 화성의 위성들이 발견되어 세계를 놀라게 했을 때, 내부 위성의 공전 주기만큼 사람들을 놀라게 한 요소는 없었습니다. 제10장에서 이미 언급했듯이, 포보스는 7시간 39분의 주기로 화성 주위를 공전합니다. 화성 자체의 회전 주기는 24시간 37분이므로, 태양계에서 유례를 찾아볼 수 없는 사실이 바로 위성이 행성의 회전 속도보다 세 배나 빠르게 공전한다는 점입니다. 화성에서의 조석력이 앞서 설명한 방식대로 화성의 회전 속도를 줄였다는 데에는 의심의 여지가 거의 없습니다.

제 생각에 이와 같은 내용은 천문학의 역사 전체에서 가장 흥미롭고 교훈적인 주제 중 하나입니다. 우선, 화성의 아주 작은 위성들을 망원경을 통해 발견했으며, 그중 하나의 비정상적인 움직임도 확인할 수 있었습니다. 그 다음으로 이 현상의 원인에 대한 만족스러운 물리적 설명을 찾아냈으며, 이를 조석 진화의 뚜렷한 사례로 보여주었습니다. 마지막으로, 화성과 그 위성들의 시스템이 사실은 오랜 세월이 지난 후 지구-달 시스템이 겪게 될 운명을 미리 보여주는 것임을 알게 되었습니다.

조석력이 행성들의 궤도 형성에 어느 정도 영향을 미쳤는지 알아보는 것은 당연한 일입니다. 하지만 여기서의 상황은 지구-달 시스템에서 경험한 것과는 매우 다릅니다. 먼저 문제를 명확하게 정의해 보겠습니다. 태양계는 중심에 있는 태양과 그 주위를 공전하는 행성들로 구성되어 있습니다. 이 행성들은 각자의 자전축을 중심으로 회전하며, 일부는 특정 궤도를 따라 공전합니다.

행성들에는 각각 위성들이 존재합니다. 단순화를 위해, 모든 행성과 그 위성들이 같은 평면 내에서 공전하며, 행성들은 그 평면에 수직인 축을 중심으로 회전한다고 가정할 수 있습니다. 조석 진화 이론을 연구할 때에는 “운동량 보존”이라는 중요한 역학 원리를 따라야 합니다. 이 위대한 원리의 증명은 여기서 다루지 않겠습니다. 단지 이 원리가 운동 법칙들로부터 엄밀하게 도출될 수 있다는 점, 그리고 따라서 일반 기하학이나 대수학의 기본 원리들 다음으로 확실성이 높다는 점만 말해두면 충분합니다. 예를 들어, 거대 행성인 목성을 생각해 봅시다. 목성은 1초 동안 태양 주위를 일정한 각도만큼 움직입니다. 목성의 질량에 그 각도를 곱하고, 그 결과에 목성과 태양 사이의 거리의 제곱을 곱하면 특정한 수치가 나옵니다. 수학자들은 이 수치를 목성의 “궤도 운동량”이라고 부릅니다.[46] 마찬가지로, 토성의 질량에 1초 동안 행성이 움직이는 각도를 곱하고, 그 결과에 행성과 태양 사이의 거리의 제곱을 곱하면 토성의 궤도 운동량이 됩니다. 이와 유사한 방식으로, 태양 주위를 공전하는 다른 행성들의 운동량도 구할 수 있습니다. 또한 행성들이 자신의 축을 중심으로 회전할 때의 운동량도 정의해야 합니다. 목성은 1초 동안 일정한 각도만큼 회전합니다. 이 각도에 목성의 질량과 목성의 내부 구조에 따라 결정되는 특정 길이의 제곱을 곱하면 “회전 운동량”이 됩니다. 이와 유사한 방식으로 다른 행성들의 회전 운동량도 구할 수 있습니다. 각 위성도 1초 동안 모항성 주위를 일정한 각도만큼 공전합니다. 위성의 질량에 1초 동안의 공전 각도를 곱하고, 그 결과에 위성과 모항성 사이의 거리의 제곱을 곱하면 각 위성의 운동량이 됩니다. 마지막으로, 태양이 회전함으로써 생기는 운동량도 계산할 수 있습니다. 이는 태양이 1초 동안 회전하는 각도에 태양의 전체 질량을 곱하고, 그 결과에 태양의 내부 구조에 따라 결정되는 매우 큰 길이의 제곱을 곱함으로써 얻을 수 있습니다.

만약 우리가 운동량의 개념을 설명하는 데 성공했다면, 그 위대한 법칙의 내용은 비교적 간단해집니다. 우선, 어떤 행성이든 그 운동량은 변할 수 있다는 점을 알아야 합니다. 행성과 태양 사이의 거리가 변하거나, 행성이 자전하는 속도가 변하면 운동량도 변합니다. 마찬가지로 태양의 운동량도 변할 수 있으며, 위성들의 운동량도 마찬가지입니다. 처음에는 일정한 총 운동량이 우리 태양계에 주어졌으며, 이 총량 중 단 한 조각도 태양계 전체가 낭비하거나 잃어버릴 수 없습니다. 태양계 내의 여러 천체들이 서로 어떤 상호작용을 하든, 어떤 교란을 겪든—조수 현상이 발생하거나 심지어 서로 충돌하더라도—운동량 보존의 위대한 법칙은 반드시 지켜져야 합니다. 만약 태양계 내의 일부 천체들이 운동량을 잃는다면, 다른 천체들은 그만큼 운동량을 얻어야 하므로 총량은 변하지 않습니다. 이 점은 조수 현상과 관련하여 매우 중요합니다. 조수 현상으로 인해 태양계 내의 운동량 분포는 계속해서 변하지만, 태양계 외부의 영향이 없는 한 총 운동량은 결코 변할 수 없습니다.

여기서 우리는 태양계가 가진 에너지와 운동량의 차이점을 지적해야 합니다. 태양계 내의 천체들이 서로 상호작용하여 열을 생성할 때, 그 에너지는 낭비되는 경향이 있으며, 그 중 상당 부분이 소멸됩니다. 하지만 이러한 상호작용은 운동량을 소멸시킬 수는 없습니다.

태양계의 총 운동량을 100으로 가정할 때, 현재 그 분포는 다음과 같습니다:—

목성의 궤도 운동량: 60
토성의 궤도 운동량: 24
천왕성의 궤도 운동량: 6
해왕성의 궤도 운동량: 8
태양의 회전 운동량: 2
—
100

다른 천체들이 미치는 영향은 극히 미미하다. 내부 행성들의 궤도 운동량은 전체 양의 천분의 일보다도 살짝 많을 뿐이다. 모든 행성과 그 위성들의 회전 운동량도 마찬가지로 전체의 6만분의 1보다 크지 않아서 매우 작다. 따라서 행성 궤도에 미치는 조석의 일반적인 영향을 연구할 때는 이러한 사소한 요소들은 무시해도 된다. 하지만 우리는 문제를 더욱 좁혀서 하나의 구체적인 사례에 집중하는 것이 바람직하다. 태양과 목성을 예로 들어보자. 우리 태양계의 다른 모든 천체가 없다고 가정하고, 태양이 목성에 미치는 조석의 영향과 목성이 태양에 미치는 조석의 영향에 대해 논의해보자.

달이 지구에서 생겨났듯이, 행성들도 태양에서 생겨나서 점차 조석의 작용으로 현재의 위치로 물러났다고 성급하게 생각할 수도 있다. 하지만 앞서 제시된 수치들을 통해 이 문제를 조사할 수 있으며, 목성이나 다른 행성들이 현재보다 훨씬 더 가까이 태양 주위를 돌았던 적은 결코 없었다는 것을 보여줄 수 있다. 목성과 태양의 경우, 궤도 운동량은 세 가지 요소로 구성된다. 이 중 가장 큰 요소는 목성의 궤도 공전에 의한 것이며, 그 다음이 태양에 의한 것이다.

세 번째 원인은 목성의 자전 때문입니다. 이 값을 대략적인 숫자로 표현하면 다음과 같습니다:

목성의 궤도 운동량: 600,000
목성의 자전 운동량: 20,000
태양의 자전 운동량: 12

태양은 목성에 조석을 일으키는데, 이 조석들은 목성의 자전을 늦춥니다. 그 결과 목성은 점점 더 천천히 회전하게 되고, 따라서 목성의 운동량도 감소합니다. 현재의 12라는 값도 점차 줄어들 수밖에 없습니다. 심지어 강력한 태양조차도 조석의 영향을 받을 수 있습니다. 목성도 태양에 조석을 일으키는데, 이 조석들은 태양의 움직임을 늦추어 태양의 운동량도 감소시킵니다. 이 두 가지 요인으로 인해 600,000이라는 값은 증가해야 합니다. 다시 말해, 목성의 궤도 운동은 증가해야 하거나, 아니면 목성이 태양으로부터 멀어져야 합니다. 이런 점에서 태양-목성 시스템은 지구-달 시스템과 유사합니다. 지구의 조석이 달을 멀어지게 하는 것처럼, 목성과 태양 사이의 조석도 두 천체를 서서히 멀어지게 합니다. 하지만 두 경우에는 큰 차이가 있습니다. 태양이 목성에 일으키는 조석의 효과가 목성이 태양에 일으키는 조석의 효과보다 더 크다는 것이 입증될 수 있습니다. 따라서 현재로서는 태양의 영향은 무시해도 됩니다. 실제로 목성의 궤도 운동량 증가는 목성의 자전에 의해 축적된 에너지에 의해 이루어집니다. 하지만 12라는 값은 600,000에 비하면 아무것도 아닙니다. 설령 목성과 그 위성들의 모든 자전 운동량이 합쳐진다 해도…

궤도 운동의 경우에는 그 차이가 거의 없을 것입니다. 고대에는 목성이 현재보다 더 뜨거웠기 때문에 크기도 더 컸으며, 회전 관성 모멘트도 훨씬 컸다고 가정할 수 있습니다. 하지만 목성의 회전 관성 모멘트가 현재의 100배에 달했다는 것은 도저히 믿기 어렵습니다. 설령 회전 관성 모멘트 1,200단위가 궤도 운동으로 전달된다 해도, 그것은 목성과 태양 사이의 거리에 아주 미미한 변화만을 가져올 뿐입니다. 따라서 조석력이 목성이나 다른 거대 행성들의 궤도 크기를 유의미하게 변화시키지는 않았다고 확신할 수 있습니다.

그러나 시간이 지나면서 조석력의 영향으로 목성의 자전 속도는 점차 줄어들 것입니다. 그때가 되면 태양의 자전에 의한 관성 모멘트가 행성들의 궤도를 점차 넓히는 데 사용될 것입니다. 하지만 이러한 에너지는 우리 태양계 전체 에너지의 약 2%에 불과하기 때문에 큰 영향을 미칠 수 없습니다.

다윈 교수의 연구를 통해 태양계 내 위성들의 과거 역사에 대해 많은 것을 알 수 있었듯이, 시 박사가 지적했듯이 조석 진화 이론은 이중성계의 극도로 이심률이 높은 궤도도 설명해줄 것입니다. 지구-달 시스템에서는 지구와 달의 질량이 약 80배나 차이나는데, 반면 대부분의 이중성계에서는 두 천체의 질량 차이가 그리 크지 않습니다. 처음에는 궤도의 이심률이 약간이었겠지만, 조석 마찰력은 궤도를 넓힐 뿐만 아니라 더욱 길게 만들 수도 있습니다. 두 천체가 가장 가까울 때인 근일점에서의 가속력은 두 천체가 가장 멀어질 때인 원일점에서의 가속력보다 훨씬 큽니다. 따라서 근일점에서는 원일점까지의 거리가 엄청나게 증가하지만, 원일점에서는 근일점까지의 거리가 아주 약간만 증가합니다. 이처럼 타원궤도가 점차 확장되면서 궤도의 이심률은 점점 더 커지게 되며, 결국 자전 속도가…

축 방향 운동량이 궤도 방향 운동량으로 전환됨에 따라 충분히 감소한다.

이제 이 장을 마무리해야 합니다. 비록 다룰 수 있는 주제들이 아직 많이 남아 있지만요. 조석 진화 이론은 실로 특별히 흥미로운 주제 중 하나입니다. 과거의 수학자들은 강체로 구성된 시스템의 동역학을 규명하는 데 노력을 기울였습니다. 반면 현대의 수학자들 덕분에 천체는 강체가 아니며, 즉 조석의 영향을 받는다는 보다 현실적인 가정에 입각한 천체역학이 발전할 수 있었습니다. 수학적 난이도는 엄청나게 증가했지만, 문제 자체는 자연에 더 가까워졌으며, 이미 현대에 이루어진 가장 놀라운 천문학적 발견들의 원동력이 되었습니다.

우리의 ‘하늘에 대한 이야기’는 이제 끝났습니다. 우리는 천문학에 필요한 기계적·광학적 도구들에 대해 설명하며 이 글을 시작했으며, 인류가 존재하기 훨씬 이전에 일어났던 여러 천체 현상들을 밝혀내는 연구 방법에 대한 간략한 설명으로 마무리했습니다. 우리는 비교적 가까이에 있는 천체들에 대해 이야기했으며, 점차적으로 가시 우주의 경계에 위치해 있는 먼 성운과 성단들로 넘어갔습니다. 하지만 무한한 우주의 광활함과 비교했을 때, 아무리 강력한 망원경을 사용해도 우리가 볼 수 있는 것은 극히 일부에 불과합니다! 우리의 관측 장비가 얼마나 깊은 곳까지 탐사할 수 있든, 그 너머에는 여전히 무한히 넓은 공간이 존재합니다. 우주 속에 존재하는 거대한 구체를 상상해 보세요. 그 구체의 크기는 태양과 그 주위의 행성들, 모든 별과 성운, 심지어 우리의 유한한 상상력으로도 그릴 수 있는 모든 천체들을 포함할 정도로 엄청납니다. 그렇다면 이 거대한 구체의 부피는 무한한 우주의 전체 크기에 비해 어떤 비율을 가질까요? 그 비율은 이슬방울 한 방울에 들어 있는 물의 양과 대서양 전체의 물의 양의 비율보다도 훨씬 작습니다.

부록. 천문학적 수치들.

태양.

태양과 지구의 평균 거리는 92,900,000마일이며, 직경은 866,000마일입니다. 물과 비교했을 때의 평균 밀도는 1.4입니다. 태양의 타원률은 거의 없으며, 자전 주기는 25일에서 26일 사이입니다.

달.

달과 지구의 평균 거리는 239,000마일입니다. 달의 직경은 2,160마일이며, 물과 비교했을 때의 평균 밀도는 3.5입니다. 지구 주위를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간은 27.322일입니다.

행성들.

태양으로부터의 거리, 밀도, 자전 주기, 직경
(백만 마일 단위), 물과 비교한 평균 밀도, 자전 주기(일 단위), 직경(마일 단위)

수성: 36.0, 28.6, 43.3, 87.969, 3,030, 6.85(?)

금성: 67.2, 66.6, 67.5, 224.70, 7,700, 4.85

지구: 92.9, 91.1, 94.6, 365.26, 7,918, 5.58, 4.09, 24.37

화성: 141, 128, 155, 686.98, 4,230, 4.01, 22.7

목성: 483, 459, 505, 4,332.6, 86,500, 9, 55, 1.38

토성: 886, 834, 936, 10,759, 71,000, 10, 14, 0.72

천왕성: 1,782, 1,700, 1,860, 30,687, 31,900, 알 수 없음, 1.22

해왕성: 2,792, 2,760, 2,810, 60,127, 34,800, 알 수 없음, 1.11

화성의 위성들.

화성 중심으로부터의 평균 거리. 공전 주기: 시간. 시 분 초.
포보스 5,800마일 7시 39분 14초
데이모스 14,500마일 30시 17분 54초

목성의 위성들.

목성 중심으로부터의 평균 거리. 공전 주기: 일. 시 분 초.
새로운 내부 위성 바너드 112,500마일 0시 11분 57초 22분
I. 261,000마일 1시 18분 27초 34분
II. 415,000마일 3시 13분 13초 42분
III. 664,000마일 7시 3분 42초 33분
IV. 1,167,000마일 16시 16분 32초 11분

토성의 위성들.

토성 중심으로부터의 평균 거리. 공전 주기: 일. 시 분 초.
미마스 115,000마일 0시 22분 37초 6분
엔셀라두스 148,000마일 1시 8분 53초 7분
테티스 183,000마일 1시 21분 18초 26분
디오네 235,000마일 2시 17분 41초 9분
레아 329,000마일 4시 12분 25초 12분
타이탄 760,000마일 15시 22분 41초 27분
하이페리온 921,000마일 21시 6분 38초 31분
이아페투스 2,215,000마일 79시 7분 56초 40분

천왕성의 위성들.

천왕성 중심으로부터의 평균 거리. 공전 주기.
일. 시. 분. 초.
아리엘 119,000마일 2 12 29 21
움브리엘 166,000마일 4 3 27 37
티타니아 272,000마일 8 16 56 30
오베론 364,000마일 13 11 7 6

해왕성의 위성들.

해왕성 중심으로부터의 평균 거리. 공전 주기.
일. 시. 분. 초.
사틀라이트 220,000마일 5 21 2 44

색인.

A
빛의 굴절, 503–512;
별들의 겉보기 운동, 504, 507;
브래들리의 발견들, 503;
원인들, 507–511;
별들의 원운동, 505–507;
빛의 속도에 따른 변화, 511;
드라코자리에 미치는 영향, 505;
망원경을 이용한 연구, 510

무색안경의 조합, 11

J.C. 아담스 교수와 해왕성의 발견, 324–327, 330–332;
레오니드 유성우의 타원궤도에 관한 연구, 386

에롤라이트, 차코, 398;
오르귀유, 399

조지 에어리 경, 325

알반 마운트 운석, 393

알코르, 438

알데바란, 209, 418, 419;
알데바란의 스펙트럼, 480;
알데바란의 속도, 484

알골, 485, 487

알마게스트, 7
알폰수스, 92
태양의 거대한 계곡인 알프스, 88
알타이르, 424
태양 속의 알루미늄, 50
고대인들의 천문학, 2–7
앤드루스 교수와 자이언트스 코즈웨이의 현무암 지형, 407
안드로메다, 414; 그 안의 성운, 469, 489
안드로메데스, 유성우와 비엘라 혜성, 390
안타레스, 423
태양의 아펜니네 산맥, 83
원일점, 163
물병자리, 215, 413
독수리자리, 424
아라고, 326

아르키메데스, 88

아크투루스, 358, 480;
속도의 값, 484

아르겔란더의 별 목록, 431, 476

아르구스, 481

아리엘, 309, 559

아리스타르코스, 90

아리스틸루스, 88

아리스토텔레스: 그의 이름을 딴 달의 충돌구, 88;
그의 저작에 대한 맹신, 267;
달과 조수 현상과의 관계, 535

소행성들, 229–244

아스트레아, 328

니네베의 천문학자들, 156

천문학적 양, 558

고대 천문학, 2–7;
갈릴레오의 업적, 10;
천문학의 최초 현상들, 2

아테나이움과 존 허셜 경의 편지

해왕성 발견에 있어서 아담스의 공헌, 330
지구 대기의 높이, 100
달과 지구 사이의 인력, 75;
행성들 사이의 인력, 148;
태양과 행성들 사이의 인력, 144, 148;
목성의 인력, 248, 249;
진동 현상을 유발하는 인력, 498

오리가, 414, 489
북극광, 42
아우톨리쿠스, 88
아우워스와 별들의 거리, 449;
시리우스의 불규칙한 움직임과의 관계, 427

자전축, 극축, 196, 497;
지구의 자전축 진동 및 기울기 변화, 492–502

B

백룬드와 엥케의 혜성, 349, 351
E.E. 바너드 교수와 토성, 271, 278, 282;

그리고 타이탄, 294;
그리고 1892년의 혜성, 355;
그리고 은하수, 475

비히브, 422

벨로폴스키, M.와 쌍성들, 487, 488

바라나시 운석, 392

베셀과 브래들리, 501;
그리고 61 세이지니의 거리, 446, 448, 449;
그리고 별들의 거리, 442;
그리고 시리우스의 불규칙한 움직임, 426;
왕립천문학회로부터 금메달을 수상함, 442

베텔게우즈, 209, 418, 419, 482;
그 별의 속도 값, 484

비엘라의 혜성과 존 허셜 경, 357;
그리고 안드로메다 은하, 390

분광학적 쌍성들, 487

쌍안경, 27

비오와 라이글 운석들, 392

보데의 법칙, 230;

쌍성 목록, 435

본드 교수와 토성의 위성들, 296;
오리온자리의 성운과의 관계, 469;
토성의 세 번째 고리와의 관계, 280

보에테스자리, 422

브래들리와 자전에 의한 변화, 501;
광선의 편향 현상과의 관계, 503;
천왕성에 대한 그의 관측 결과, 312

브레디친 교수와 혜성의 꼬리들, 365, 366, 367

브라이텐바흐 철, 397

브리스틀 해협의 조류, 538

브뤼노 박사와 61 Cygni의 시차에 대한 관측, 449

존 무어 경의 장례식, 72

버넘 씨와 시리우스의 궤도, 427;
알려진 쌍성의 수에 대한 그의 추가 연구, 439

버틀러 주교와 확률론, 460

부쓰라 운석, 397

C

태양의 카드뮴, 50

칼레의 조수, 536

태양의 칼슘, 50

캠벨 씨와 아르구스, 481;
그리고 화성, 223

화성의 운하들, 220

캔크리 20, 154

캔크리, ζ, 154

캔크리, θ, 154

카니스 마요르, 419

카노푸스, 422

케이프 천문대, 27

카펠라, 414, 480, 487

석탄기, 518

카디프의 조수, 538

카시니, J.D.와 쌍성, 434;
그리고 토성의 위성들, 294;

토성의 고리들, 278

카시오페이아, 412

캐스터, 420, 487;
쌍성, 437;
공전 주기, 437

별 목록, 310, 311;
메시에 목록, 529

카타리나, 92

센타우루스자리 α, 422;
길 박사의 관측 결과, 451;
헨더슨의 거리 측정 결과, 442, 451

세레스, 231, 232, 238;
우주석과의 관계, 404, 405

차코 우주석, 398

샤코르낙과 달의 충돌구인 시카르드, 90

첼렌저호의 항해와 대서양의 자기 입자들, 408

찰리스 교수, 326;
해왕성 탐색 노력, 327, 328, 331, 332

천들러 씨와 알골, 485

찰스의 수레, 28
체프스토우의 조수, 538
1744년 혜성을 발견한 셰조, 367
시카고의 예르크스 천문대에 있는 망원경, 16
클라드니와 시베리아의 운석, 392
태양 속의 크로뮴, 50
색층, 54
달을 이용해 테스트된 시계, 80
클레로와 행성들이 혜성에 미치는 영향, 342, 343
클라비우스, 91; 목성의 위성들, 267
천문학적 시계, 23
별들의 집단, 461–464
태양 속의 코발트, 50
코지아의 혜성, 1874년, 337
빛의 색깔과 그 근원, 46

색상, 7가지 기본 색상, 45
콜럼비아드, 401
콜럼버스, 7
혜성, 112, 149, 250, 336; 분광기와의 관계, 355; 행성들의 인력 작용, 342, 360; 비엘라 혜성, 357; 비엘라 혜성과 안드로메다 혜성, 390; 클레로의 연구, 342, 343; 코지아 혜성, 337; 커먼 혜성(1882년), 354; 유성우와의 관계, 388; 구조, 336; 나트륨과 철을 포함함, 356; 도나티 혜성(1858년), 353, 358, 366; 궤도 이심률, 360; 엥케 혜성, 344–352; 탄소의 존재, 356, 367; 중력과의 관계, 343, 348; 핼리의 연구, 341–344; 혜성의 머리 부분 또는 핵, 337; 렉셀 혜성, 370; 질량, 359; 움직임, 336; 뉴턴의 설명, 338; 주기적이지 않은 혜성, 353–356; 1531년의 혜성, 341; 1607년의 혜성, 341; 1681년의 혜성, 338, 339

1682년의 경우 341개;
1744년의 경우(셰조의 연구에 따름) 367개;
1818년의 경우 345개;
1843년의 경우 352개;
1866년의 경우 388개;
1874년의 경우 337개;
1892년의 경우 355개;
그 기원에 대해서는 369쪽을 참조할 것;
포물선형 궤도를 따라 움직이는 경우 338–340, 360쪽;
주기적으로 다시 돌아오는 경우 338–341쪽;
모양에 대해서는 336쪽;
크기에 대해서는 337쪽;
꼬리가 없는 경우 370쪽;
꼬리가 있는 경우 337, 361쪽;
브레디친의 연구 결과 365쪽;
셰조의 연구 결과 367쪽;
구성 성분에 대해서는 365, 369쪽;
응축 과정에 대해서는 369쪽;
전기와의 관계에 대해서는 368쪽;
점차적인 성장 과정에 대해서는 363쪽;
이동 방향에 관한 법칙에 대해서는 362쪽;
태양에 의해 밀려나는 현상에 대해서는 364쪽;
밀어내는 힘에 대해서는 364, 368쪽;
다양한 유형에 대해서는 365쪽;
테뷔트의 연구 결과(1881년) 353쪽;
얇은 구조에 대해서는 357쪽.

커먼 박사, 반사경 제작자, 21쪽;
1882년의 혜성과의 관계 354쪽;
오리온자리의 성운과의 관계 469쪽.

쿡 선장, 금성의 일면통과 현상과의 관계 184쪽.

코플랜드 박사와 슈미트의 항성, 489;
달의 충돌구인 티코, 92;
설벽의 스펙트럼, 473;
금성의 일면통과, 189

코페르니쿠스와 수성, 156;
목성의 위성들이 발견되면서 그의 이론이 확인됨, 267;
그의 천문학 이론, 7;
그의 이름을 딴 달의 충돌구, 89

태양 속의 구리, 50

코르 스코르피오니스, 423

북쪽 현관, 423, 488

일식 때의 태양 현관, 62–64, 151

코로니움, 64

코토팍시 화산과 운석, 401

게자리, 422

크랩트리와 금성의 일면통과, 180

토성의 줄무늬, 281

달의 충돌구들, 83–85, 87–98

임계 속도, 103, 104, 237

크라운, 423

휘헨스의 암호학, 277

거문고자리 β, 439

거문고자리 61의 연간 시차, 450;
베셀의 거리 측정값, 442, 446, 447;
브뤼노의 관측 결과, 449;
태양으로부터의 거리, 452;
영향을 미치는 요인들, 452;
쌍성, 446;
A. 홀 교수의 측정 결과, 449;
프리처드 교수의 사진을 이용한 연구 결과, 449;
자체 운동, 446;
스트루베의 관측 결과, 448, 449;
속도, 452

거문고자리, 424

키릴로스, 92

시사트와 오리온대, 467

D

태양 스펙트럼의 D선, 48

G.H. 다윈 교수와 조석 진화, 531

도스, 교수, 그리고 토성의 세 번째 고리, 281
하루의 길이와 달, 542; 그리고 조수, 541
데이모스, 226, 558
데네볼라, 423
회절, 56
디오네, 559
색상의 분산, 47
천문학적 거리, 558, 559
도어펠과 혜성들, 339
개자리 항성 (시리우스 참조)
작은 개자리, 420
도나티 혜성, 353, 358; 꼬리, 366
쌍성, 434–440
D Q, 236
드라코 성운, 470

드래곤, 415

드레이퍼 교수와 오리온자리의 성운, 469

던싱크 천문대, 12, 184, 447, 449

동역학적 안정성, 547; 뉴턴의 이론, 214

동역학과 지구-달 시스템, 546

동역학의 창시자인 갈릴레오, 10

E

이글, 424

지구, 지구에 대한 고대의 관념들, 3; 지구의 연간 운동과 별들의 겉보기 운동, 507, 512; 목성의 인력, 319; 엥케 혜성의 인력, 350; 레오니드 유성우의 인력, 386; 토성의 인력, 319; 달의 인력, 75, 497; 태양의 인력, 496; 지구의 자전, 558; 지구의 석탄기, 518; 지구의 기후 변화, 518; 지구의 구성, 496

유성과의 대기 접촉, 377–379;
밀도, 558;
직경, 558;
화성으로부터의 거리, 213;
달로부터의 거리, 73, 558;
태양으로부터의 거리, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558;
자전에 의한 에너지, 540;
과거에는 녹은 구체였음, 200, 201;
지질학적 기록과의 관계, 517;
빙하기와의 관계, 518;
중력과의 관계, 204, 206, 207, 497;
내부의 열, 94, 197, 198, 251, 514;
측정 방법, 193–196;
유성 물질의 충돌로 인한 질량 증가, 408;
과거에는 바다가 증기 상태였음, 251;
한때 달과 매우 가까이 있었음, 542;
궤도, 114;
타원형 궤도, 139;
금성과 화성에 의해 궤도가 변함, 319;
주기, 558;
궤도 평면, 309;
극축, 196, 492–502;
태양과 달에 대한 위치, 76, 77;
극축의 세차 운동과 자전, 492–502;
반지름, 193, 512;
자전, 75, 196, 200, 494, 496;

모양: 192, 195, 197, 201, 207
크기: 목성과 비교했을 때 119, 다른 행성들과 비교했을 때도 119
크기와 무게: 태양과 비교했을 때 30, 달과 비교했을 때 74, 75
속도: 115, 139, 146, 512; 주기적인 시간도 143
화산 활동: 197; 운석의 기원: 405
무게: 202, 248; 토성과 비교했을 때 271, 272

지진, 천문학적 장비에 미치는 영향: 24

행성 궤도의 이심률: 136, 211

목성의 위성들의 일식: 261, 262, 265–267

달의 궤도: 77–80; 태양의 궤도: 53

일식에 대한 고대의 설명: 6; 일식이 반복되는 주기에 대한 계산: 79, 80

황도: 5, 233; 황도의 극점: 493, 500, 505

전등: 44

타원궤도: 136

이심률, 137;
궤도의 초점, 137;
케플러의 관련 발견들, 136, 138, 142–144, 505;
행성의 궤도가 가지는 형태, 136;
파랄락스 효과, 444;
궤도 형태의 다양성, 139

엔셀라두스, 559

엥케와 지구로부터의 태양 거리, 147, 184;
그가 발견한 혜성, 344–352

엥케의 혜성, 344–352;
목성에 접근하는 모습, 349;
수성과의 관계, 349;
태양과의 관계, 346;
주기의 변화, 351;
수성으로부터의 거리, 347;
지구와 수성에 의한 영향, 350, 348;
궤도의 불규칙성, 347, 351;
궤도 자체, 346;
주기적인 귀환, 351;
폰 아스텐의 계산 결과, 349–350

조석을 일으키는 에너지, 539

엔시스하임 운석, 393

종반경, 196, 497;
망원경, 14

에라토스테네스, 89

에로스, 236

분화, 197

저녁별, 109, 169

눈의 구조, 10

F

태양의 흑점, 37

1869년의 불덩어리, 375

불덩어리들, 374

“고정된” 별들, 503

플램스티드, 초대 왕실 천문학자, 311;
그의 『Historia Cœlestis』, 311

행성 궤도의 초점, 137–139

포말하우트, 413

프라운호퍼, 478

프라운호퍼 선, 48

펀디만의 조수, 538

G

갈릴레오의 업적, 10;
목성의 위성들과 그의 관계, 267;
토성의 고리와 그의 관계, 273, 274;
플레이아데스 성단과 그의 관계, 418

갈레 박사와 해왕성, 328–330

가센디와 수성의 일면통과 현상, 164;
금성의 일면통과 현상과 그의 관계, 178;
그의 이름을 딴 달의 충돌구, 90

가우스와 소행성 세레스, 232

쌍둥이자리, 303, 420

쌍둥이자리 유성우, 400

지질학자들과 시간의 흐름, 453

동양의 기하학자들, 5

고대인들의 기하학 발전, 6

조지 3세와 W. 허셜 경, 299, 306

자이언트스 코즈웨이, 407

길, D. 박사, 27;
주노, 243;
소행성들, 242;
α 센타우리의 시차, 451;
화성의 시차, 214

빙하기, 518

중력의 법칙, 122–149;
쌍성과 중력, 437;
진동 현상과 중력, 497;
지구의 자축과 중력, 495, 497, 499;
혜성의 포물선 궤도와 중력, 340;
혜성의 주기적인 귀환과 중력, 343;
지구의 무게와 중력, 203, 204;
실험을 통한 중력의 증명, 123, 124, 127, 129–132;
달 관측을 통한 중력의 발견, 108, 125;
위성들에 미치는 중력의 영향, 149;
별들에 미치는 중력의 영향, 149;
조수 현상에 미치는 중력의 영향, 149;
르 베리에의 중력 증명, 330;
뉴턴의 발견들, 125, 126, 147;
달과 중력, 96;
천체들 사이의 보편성, 128, 373

큰곰자리, 27, 28, 241;
큰곰자리의 구조, 410;
큰곰자리 내의 쌍성, 438;
큰곰자리의 위치, 409, 411

그린 씨와 마스, 220
그리니치 천문대, 26, 311
그리피스 씨와 목성, 252
그리말디, 90
하워드 그럽 경, 14
“경비병들”, 412
거리버 여행기와 화성의 위성들, 228

H
해들리의 토성 관측, 282
아사프 홀 교수와 화성의 위성들, 225
핼리와 혜성의 주기성, 341–343; 금성의 일면통과, 180
열과 천문학의 관계, 513; 지구 내부의 열, 197–199, 514; 태양의 열, 515–526
헬리오미터, 243

헬륨, 55
헨더슨, 그리고 알파 센타우리까지의 거리, 442, 451
헤라클레스 성단, 269, 462
헤로도토스(달의 충돌구), 90
허셜, 캐롤라인, 299, 465
허셜, 존 경: 영국 학회에서의 연설, 328; 베셀에게 금메달을 수여할 때의 연설, 443; 비엘라 혜성과의 관계, 357; 성운과의 관계, 464; 넵튠 발견에 있어 아담스의 공헌에 대해 아테노움에 보낸 편지, 330
허셜, W. 경: 쌍성과의 관계, 435, 436; 토성과의 관계, 279; 토성의 위성들과의 관계, 295; 엠프레스 카테리나와의 관계, 301; 태양계가 리라자리 쪽으로 이동하는 현상과의 관계, 457; 천왕성의 위성 발견, 308, 309; 천왕성의 발견, 305, 308; 그의 초기 생애, 299; W. 왓슨 경과의 우정, 302; 자신만의 망원경을 제작함, 301

“왕의 천문학자”, 307;
그가 만든 망원경의 제작 방법, 302;
그의 음악적 재능, 299;
바스에 있는 옥타곤 채플의 오르가니스트, 300;
조지 3세로부터 받은 탈영에 대한 용서, 299;
천문학에 대한 그의 열정, 300, 301;
음악가로서의 직업을 포기함, 307;
그의 항성 집단 이론, 529;
그가 연구한 성운들, 464–465, 529

허셜 망원경, 19

Historia Cœlestis, 311

호에디, 414

홈즈 씨의 혜성 (1892년), 355

호록스와 금성 일면통과, 179

하워드 씨와 베나레스 운석, 392

휘긴스 경, 479, 483;
그와 성운들, 472

휘헨스와 토성의 고리들, 275–278;
토성의 첫 번째 위성을 발견함, 293

하이아데스, 419

시리우스와 베가에 있는 수소, 479;
태양 내의 수소, 50

히기누스, 93

하이페리온, 559

I

이아페토스, 559

이베리아인들, 3

종교재판과 갈릴레오, 10

이리스, 242

북극 지역의 철 먼지, 408;
태양 내의 철, 50;
우주석의 철, 396;
철의 스펙트럼, 50

J

얀센, M., 34, 53;
금성 일면통과와 그의 역할, 177

유노, 233, 238

목성에 대한 고대 연구, 6;
레오니드 유성우와 목성, 386;
목성의 중력, 248;
목성의 자전, 558;
목성의 고리, 252;

밝기, 257;
구성 성분, 250;
구름으로 뒤덮여 있음, 253, 254;
밀도, 558;
직경, 247, 558;
지구로부터의 거리, 110, 111;
태양으로부터의 거리, 246, 558;
거주 가능성, 257;
태양으로부터 받는 열량, 256;
내부 열, 252, 256, 515;
영구적인 지형이 없음, 253;
고체 상태가 아님, 248, 253, 254;
운동량, 554, 555;
가려짐 현상, 255;
궤도, 114, 115, 246;
토성의 인력에 의해 궤도가 변함, 316;
주기, 558;
행성, 혹은 “유랑자”, 111;
1878년에 관측된 붉은 반점, 253;
공전 주기, 246;
자전 주기, 201, 202;
위성들, 247, 249, 257–261, 265, 559;
위성들과 중력, 266;
위성들과 코페르니쿠스 이론, 267;
위성들이 만드는 그림자, 257;
모양, 201, 202, 247, 252;
지구와 비교한 크기, 19, 246, 248;
다른 행성들과 비교한 크기, 114;
태양과 비교한 크기, 114.

폭풍, 256;
조수, 555;
그 무게, 248, 250;
엔케 혜성과의 관계, 350

K

킬러 교수와 토성의 고리, 288

켐프 박사와 태양의 속도, 484

케플러와 혜성들, 360;
행성 운동의 법칙들, 10;
유성들, 386;
화성의 궤도, 209;
그의 법칙들에 대한 설명, 147, 148, 533;
행성 궤도의 형태를 발견함, 136, 138;
그의 첫 번째 행성 운동 법칙, 138;
그의 이름을 딴 달의 충돌구, 90;
금성과 수성의 일면통과를 예측함, 163, 178;
두 번째 법칙, 141;
세 번째 법칙, 142

아이들, 414

키르히호프와 스펙트럼 분석, 478

커크우드 교수와 토성의 위성들의 움직임, 296

클링커푸스, 교수, 390

L

라그랑주와 행성 교란 이론, 320–322;
그의 행성의 강성에 대한 가정, 531

라이글 운석, 392

라랭드와 해왕성, 332, 333

달의 지형, 98

레인, J. 호머 씨, 522

라플라스와 성운 이론, 526;
목성의 위성들, 266;
행성 교란 이론, 320

라셀 씨와 토성의 여덟 번째 위성, 296;
해왕성의 위성을 발견함, 334

중력의 법칙 (중력 참조)

행성 운동의 법칙 (행성 운동 참조)

태양 내의 납, 50

레저, 미스터, 그리고 수성, 163

라이프니츠의 이름을 딴 달의 산들, 93

레모니에와 천왕성, 312

사자자리와 유성, 380, 420

레오니드 유성우, 행성들의 영향, 386;
유성우의 범위, 387;
형태의 변화, 383;
감소 현상, 385;
엄청난 수의 유성, 382;
역사적 기록, 383;
유성우의 길이, 387;
르 베리에와 태양계로의 유입 원인, 388;
유성군, 382;
주기적인 재발, 382;
혜성과의 관련성 및 스키아파렐리 교수, 388

레오니스 γ의 속도 값, 484

적도 부분의 힘에 의한 작용, 498

르 베리에와 화성, 214;
해왕성의 발견과의 관련, 324–332;
레오니드 유성우가 태양계로 들어온 것과의 관련, 388;
수성의 질량과의 관련, 349

렉셀의 혜성, 370
진동, 84
리크 천문대, 16
빛의 굴절, 503–512;
빛의 속도, 261, 262, 265, 505, 512

린네, 87, 94
사자자리, 420, 421
작은 곰자리, 412
작은 개자리, 420
리비우스와 운석, 393
로이드, 프로보스트, 407
록아이어, 노먼 경과 베텔게우즈, 482;
태양광과의 관계, 52

런던의 조수, 538
루방의 F. 테르비와 타이탄, 295
로웰 씨와 수성, 165
달의 조수, 548, 549
라이라자리, 태양계의 이동 방향, 459

리라자리, 424;
그곳의 성운, 469

리리드 유성우, 400

M

마들러와 달의 충돌구들, 88, 90, 91

마젤란 성운, 463

마그네슘과 그로 인한 불꽃의 색깔, 46;
태양 내의 마그네슘, 50

자기력과 태양 흑점의 관계, 42

태양 내의 망가니즈, 50

마랄디와 토성의 고리들, 279

크리시움 분지, 83;
페쿤디타티스 분지, 83;
후모룸 분지, 83;
임브리움 분지, 83, 98;
넥타리스 분지, 83;
누비움 분지, 83;
세레니타티스 분지, 83;
트란퀼리타티스 분지, 83;
바포룸 분지, 83

화성에 대한 고대 연구, 6;

망원경을 통한 모습, 218;
대기 상태, 222;
자전 주기, 558;
위에 있는 운하들, 220;
밀도, 558;
지름, 558;
지구로부터의 거리, 213;
태양으로부터의 거리, 213, 558;
중력, 225;
르 베리에에 의한 발견, 214;
생명체 존재 가능성이 낮음, 224;
표면의 특징들, 218;
움직임, 211–213;
지구와의 반대 위치 시기, 209–211;
궤도, 116, 209, 210, 213;
궤도와 케플러의 법칙들, 209;
시차 현상(1877년) 및 D. 길 박사, 214;
주기적인 움직임의 주기, 558;
행성 또는 “유랑자”, 111;
“극지방”, 218, 219;
지구와의 근접 거리, 110;
출몰과 질문 시기, 209;
자전, 218;
위성들, 225–228, 558;
다른 행성들과 비교한 크기, 116, 216;
조수 현상, 551;
물과 얼음, 219, 224

막시밀리안 황제, 393
마이어, 토비아스와 천왕성, 312

지구의 측정, 193–196
지중해의 조류, 537
수은에 대한 고대 연구, 6;
수은이 발견된 시기, 155–157;
수은의 대기, 166;
수은이 혜성에 미치는 인력, 347;
수은의 기후, 163;
지구와의 비교적 가까운 거리, 111;
수은의 구성 성분, 160;
초승달 모양, 160;
수은의 밀도, 558;
수은의 직경, 558;
태양으로부터의 거리, 151, 558;
수은에서 생명체가 살 수 있는 가능성, 163;
수은의 움직임, 160, 161;
수은의 타원형 모양, 139, 161;
수은의 궤도, 114;
수은의 공전 주기, 161;
수은이 주기적으로 나타나는 현상, 158;
수은의 주기적인 시간 간격, 558;
수은에 작용하는 외력, 350;
수은이 행성인가 아니면 “유랑 천체”인가, 111;
수은의 공전, 165;
수은의 자전과 스키아파렐리 교수의 연구, 165;
다른 행성들과 비교한 수은의 크기, 116;
수은의 표면, 162;
수성일, 152;
수성일과 가센디의 관측 결과, 164;

케플러가 예측한 행성의 운행, 163;
행성의 속도, 162;
행성의 무게, 166, 349

자오선 원, 22, 24

메시에의 별 목록, 529

유성(별, 유성에 관한 내용 참조)

우주석, 391;
알반 마운트, 393;
고대 기록들, 392, 393;
베나레스, 392;
부쓰라, 397;
차코, 398;
우주석의 특징들, 397;
시베리아에서의 우주석 발견에 대한 클라드니의 기록, 392;
우주석의 구성 성분, 397–399;
엔시스하임(1492년), 393;
힌두교의 우주석에 대한 기록, 391;
라이글, 392;
혜성과는 관련이 없음, 400;
별똥별과도 관련이 없음, 400;
오르귀에, 399;
우주석의 기원, 400–408;
오비팍, 407;
로튼, 395–396;
울드 코티지, 392

마이크로미터, 86

은하수, 462–3, 474–6
미마스, 559
소행성들, 229–244
미라 세티, 430, 482
미자르, 438, 486
운동량의 모멘트, 552–554
하루로 구성된 한 달, 547
달: 공기가 없음, 85, 99;
열이 없음, 95;
조석을 일으키는 원인, 70, 535–537;
고대에 있었던 달에 관한 발견들, 5;
달의 겉보기 크기, 73;
지구에 미치는 달의 인력, 75;
태양과 비교한 달의 밝기, 71;
한 달 동안의 변화, 71, 74;
달의 표면 지도, 81;
달의 충돌구들, 83, 84, 87–98, 514;
달의 밀도, 558;
달의 직경, 558;
지구로부터의 거리, 73, 75, 568;
달의 일식, 6, 77–80;
중력의 법칙을 보여주는 그림, 96, 131, 133;
달의 지형, 98;
달에서의 생명 존재 불가능, 99

산의 높이 측정 등, 85, 86;
마이크로미터, 86; 그 움직임, 75;
그 위에 있는 산들, 83, 85, 88, 89, 91, 93;
위상, 71, 76;
궤도 평면, 310, 500, 501;
시인과 예술가들과의 관계, 72;
극점, 500;
우주석이 튀어나올 가능성, 402;
지구에서 분리될 가능성, 543;
선사시대의 조수 현상, 548, 549;
진동을 일으킴, 497–499;
지구와의 근접 거리, 73, 75;
지구로부터 멀어짐, 545;
지구와 태양에 대한 상대적 위치, 76, 77;
지구 주위를 도는 공전, 75, 76, 558;
그 위의 “바다”, 82, 83;
그림자, 85;
지구와 비교한 크기, 74;
시계의 정확도를 확인하는 방법, 80;
지구의 조수 현상의 영향, 549;
물이 없음, 100;
위상에 의해 기후가 영향을 받지 않음, 82;
중량, 74

행성의 운동 법칙, 138, 141, 142, 147, 148

달의 산들, 83, 85, 93

N

내스미스 씨와 달의 충돌구 형성, 95

자연사 박물관, 운석, 394

해양 연감, 189

조위, 538

성운: 안드로메다자리의 성운, 469;
리라자리의 고리형 성운, 469;
오리온자리의 성운, 269, 461, 466–469;
색상, 468;
등급, 468;
성격, 467;
드래곤자리의 행성형 성운, 470;
가장 단순한 형태의 성운, 528;
다양한 종류의 성운, 528

성운들, 464–472;
응축 과정, 528;
거리, 464;
이중 성운, 470;
허셜의 연구 성과, 464–465, 528, 529;
개수, 466;
행성형 성운, 470;
자체 발광 성운, 464;
태양보다 큰 가장 작은 성운, 464;
나선형 성운, 470

성운 이론, 526
해왕성, 112;
아담스의 연구, 324–326, 332;
첼리스의 관측 결과, 326–328;
밀도, 558;
지름, 333, 558;
원반 구조, 332;
발견 시기(1846년), 315;
태양으로부터의 거리, 334, 558;
라랭드의 관측 결과, 332, 333;
르베리에의 계산 결과, 324–332;
운동량, 554;
궤도, 117;
주기, 558;
공전 주기, 334;
자전 속도는 불확실함, 333;
라셀이 발견한 위성, 559;
다른 행성들과 비교한 크기, 119;
증기 상태의 대기, 333;
질량, 333

H.F. 뉴올 씨와 카펠라, 487;
별들의 속도 값과 관련하여, 483

뉴콤 교수, 9, 264, 267, 522

뉴턴 교수와 유성우, 377, 384

아이작 뉴턴 경, 중력의 발견; 케플러의 법칙을 검증함, 144

동역학 이론, 214;
그의 교육 방식에 대한 예시, 144–147;
중력의 법칙과의 관계, 125, 126, 537;
혜성의 포물선 형태 궤도와의 관계, 338–340;
반사 망원경, 19;
지구의 무게와의 관계, 203

태양 속의 니켈, 50

니네베의 천문학자들, 156

노르덴스쾨尔德와 오비팍 운석, 407

노바 시그니, 431;
그 밝기, 454;
그 밝기의 감소, 455;
거리, 456;
시차, 455

11월의 유성우, 376, 377, 379

오토네이션과 브래들리, 501

O

오베론, 309, 559

목표물을 관찰하는 렌즈, 11, 12, 14, 16, 19

천문대, 9–28

희망곶에 있는 천문대, 27;

던싱크, 12, 184;
그리니치, 26, 314;
릭, 16;
파리, 22;
우라니보르그, 10;
비엔나, 14;
워싱턴, 226;
예르크스, 16

일식, 102, 215

오케아누스 프로켈라룸, 83

오페라 글래스, 27, 28

화성의 반대 위치, 209

궤도 운동량 모멘트, 552

행성들의 궤도, 114, 115, 117;
크기, 139–143;
타원형 형태, 138–140;
소행성들, 232, 234, 239;
정확히 원형이 아님, 135;
천왕성의 위성들의 궤도, 310;
공통된 초점인 태양, 139

오르귀유 운석, 399

오리온자리, 4, 418

오리온벨트, 418, 467;
밝기, 418;

성운: 269, 461, 466–469
오리온자리의 α별: 418, 482
오리온자리의 θ별: 다중성별, 318, 467
오비팍 운석: 407

P
팔리사와 소행성들: 234
팔라스: 233, 238
혜성의 포물선 형태 궤도: 338–340
시차에 의한 타원형 궤도: 444
시차: 181, 182, 214, 443; 별의 시차: 507
파리스 망원경: 22, 23
페가수스자리의 큰 정사각형 구조: 413, 414
지구의 자전과 관련된 현상: 494
지구의 중력을 측정하는 진자: 205
태양 흑점의 반음영: 51

근일점, 163

행성의 주기적인 움직임, 139–143, 558

태양 흑점의 주기성, 41

페르세이드 유성우, 400

페르세우스자리, 415, 416, 429;
검자루 모양의 구조, 462

행성의 교란 현상, 317–324, 346

교란 현상에 관한 이론, 296

페타비우스, 93

피터스 교수와 소행성들에 관한 자료, 234;
시리우스의 궤도 변화에 관한 연구, 427

달의 위상, 71, 76

포보스, 226, 551, 558

사진술과 실용 천문학, 25;
61 세이지니의 거리 측정, 449;
로버츠 박사와 안드로메다 은하에 있는 성운, 469;
커먼 씨와 오리온자리에 있는 성운, 469;
W. 허긴스 경과 성운의 스펙트럼,

473
광구, 37, 54

별의 물리적 특성, 477

최초로 알려진 소행성을 발견한 피아치, 203

피커링 교수, 218, 220, 255, 265; 베텔게우스와의 관계, 482; 행성 성운과의 관계, 474; 토성의 위성들과의 관계, 296; 분광쌍성과의 관계, 486, 487

피코, 89

행성의 운동, 케플러의 법칙, 138, 141, 142, 147, 148

행성 성운, 470

행성 간의 상호작용, 317–324

행성에 대한 고대인들의 견해, 2, 6; 행성의 대략적인 수, 112; 행성들끼리의 상호 인력, 148, 317; 혜성에 의한 행성들의 움직임, 360; 보데의 법칙, 230; 행성들의 크기 비교, 118, 119; 지구로부터의 행성들의 거리, 109–111; 태양으로부터의 행성들의 거리, 558; 행성과 별의 차이점, 111

운동의 불규칙성, 317–324;
라그랑주의 강성 이론, 531;
태양에서 비롯된 빛, 113;
소행성들, 229–244;
네 개의 거대 행성들의 궤도, 117;
네 개의 내부 행성들의 궤도, 114;
궤도의 초점은 태양의 중심에 있음, 139;
궤도는 정확한 원형이 아님, 135;
궤도는 타원형을 띸, 136–138;
성운 이론에 따른 그 기원, 526;
주기적인 시간, 139–143, 558;
행성들 간의 상대적 거리, 229;
공전 시 방향의 일관성, 120, 322;
속도, 139–142, 144, 146, 237

플라톤(달의 충돌구), 89

플레이아데스, 241, 416;
여름철에는 보이지 않음, 416

플리니우스, 조수와 달에 관하여, 535

플라우, 28

포그슨 씨, 390

큰곰자리의 지시점들, 28, 411

극축, 196

화성의 극지방, 218, 219

극점, 북극성으로부터의 거리
감소, 494;
고도, 195;
움직임, 492;
드라코자리 α 근처, 494;
베가 또는 천칭자리 α 근처, 494

북극성, 194;
작은곰자리에 속함, 412;
하늘의 극점으로부터의 거리,
412, 492, 494;
위치, 411;
느린 움직임, 412

폴락스, 420, 480;
속도의 값, 484

폰스와 1818년의 혜성, 345

포시도니우스, 87

태양 내의 칼륨, 50

프레세페, 422

지구 자전축의 세차와 주기운동,
492–502

프록터와 아르겔란더의 별도감에 나오는 별들, 476

프리즘, 45;
그 분석 능력, 46

프리처드 교수, 항성 사진 관련 연구, 449

프로시온, 420;
그의 속도 값, 484

태양의 현상들, 53–59

프톨레마이오스, 그의 천문학 이론, 6;
그의 이름을 딴 달의 충돌구, 92

Q

쿼란티드 유성우, 400

R

지구의 반지름, 193, 512

무지개, 45

람, 420

반사경, 19, 21, 25

프리즘에 의한 굴절, 45

굴절경, 11, 14, 16

레굴루스, 421, 479

조수로 인해 형성된 저수지, 538

망막과 망원경, 10, 11

레아, 559

리겔, 418, 420, 480

행성들의 강성, 532, 533

아이작 로버츠 박사와 안드로메다 성운, 469; 오리온 성운과 관련하여, 469

로머와 빛의 속도, 261

로망스 행성, 151–154

로스 망원경, 19, 20, 468, 470

회전 운동량, 553

로울랜드 교수와 스펙트럼선, 491

로튼 시더라이트, 395

왕립천문학회와 베셀, 442

사포, 242

목성의 위성들, 249, 250, 257–261, 266, 559;
코페르니쿠스 이론의 확인, 267

화성의 위성들, 209, 225–228, 551, 558

해왕성의 위성들, 334, 559

토성의 위성들, 559;
본드의 발견들, 296;
카시니의 발견들, 294;
거리, 559;
허셜의 발견들, 295;
휘헨스의 발견, 293;
커크우드의 추론, 296;
라셀의 추론, 296;
운동, 296;
성운 이론에 따른 기원, 526

천왕성의 위성들, 308, 309, 310, 559

토성에 대한 고대 연구, 6;
천왕성에 미치는 인력, 322;
자전 방식, 558;
아름다움, 209;
지구와의 비교적 가까운 거리, 110;
밀도, 558;
직경, 271, 558

태양으로부터의 거리: 268, 271, 558;
궤도 형태: 타원형, 271;
중력의 영향: 매우 큼, 283;
내부 열: 272, 515;
레오니드 유성우와의 관계: 386;
밀도가 낮음: 272;
운동량: 554;
운동 상태: 271;
궤도: 117, 118;
목성의 인력에 의한 궤도 변화: 316;
주기적인 시간: 558;
공전 주기: 269;
아름다움: 291;
태양계 내 위치: 269;
고리: 269;
보운즈에 의한 고리 발견: 280;
카시니에 의한 고리 발견: 278;
고리의 일관성: 286;
도스에 의한 고리 발견: 281;
갈릴레오에 의한 고리 발견: 273, 274;
해들리의 관측 결과: 282;
허셜의 연구 결과: 279;
휘흐엔스에 의한 고리 발견: 275–278;
킬러에 의한 고리 회전 속도 측정: 288;
마랄디의 연구 결과: 279;
고리의 회전: 285, 288;
고리의 스펙트럼: 291;
트루벨로의 고리 그림: 278;
위성들: 293, 294, 295, 296, 559;
다른 행성들과 비교한 크기: 119, 269, 272.

스펙트럼, 291;
화성 및 금성과는 모양이 다름, 269;
속도, 271;
지구와 비교한 무게, 272

사바리와 쌍성, 436

샤에베를레 씨와 화성, 224

샤이너와 별들의 속도 값, 483;
태양 흑점에 대한 관측, 36

시아파렐리 교수와 화성, 220;
유성우와 혜성의 관계, 388;
수성의 자전, 165

시카르드, 90

슈미트와 사기니 신성, 454, 489;
린네 충돌구, 87;
라이프니츠 산맥, 93

슈뢰터와 포시도니우스 충돌구, 87

슈바베와 태양 흑점, 40

달의 바다, 82

세키와 항성 스펙트럼, 479

별똥별 무리, 377;
크기, 377

별똥별 (‘별, 별똥별’ 참조)

낫 모양의 천체, 421

W. 허셜 경의 성좌 집합 이론, 529

시더라이트, 로튼, 395

시누스 이리둠, 83

시리우스의 위치 변화, 425;
동반성, 427, 428;
비범한 광채, 110;
움직임의 불규칙성, 426;
태양보다 큼, 110;
가장 밝은 별, 419;
주기적인 출현, 157;
자체 운동, 425;
분광선, 479;
속도, 426;
질량, 427

C.P. 스미스 교수, 493

나트륨의 불꽃 색깔, 49;
태양 내의 나트륨, 50

태양 코로나, 프로미넌스 등 (‘태양’ 항목 참조)

태양계, 107–121;
코페르니쿠스의 태양계에 대한 설명, 7;
중력이 태양계에 미치는 영향, 149;
금성의 일면통과를 관측함으로써 얻은 태양계에 관한 정보, 174;
우주 속의 ‘섬’, 121;
소행성들, 229–244;
운동량의 모멘트, 554;
라이라자리 방향으로의 움직임, 457;
성운 이론에 따른 태양계의 기원, 526;
토성과 천왕성의 위치, 297, 305

제임스 경, 12

별의 스펙트럼, 479

분광태양측정기, 58

분광기, 43–56;
분광기를 이용한 태양 내 철의 검출, 50

분광쌍성, 487

스펙트럼 분석, 47;
암선, 49, 50;
가스 성운, 474;
D선, 48, 49

로스의 분광망원경, 20

스피카, 423, 487

마이크로미터를 조절하는 데 사용되는 스파이더 스레드, 86;
망원경을 조준하는 데 사용되는 것, 22

태양의 흑점, 36–43;
자기력과의 관계, 42;
주기, 41;
지속 시간, 41;
최대 발생 시기, 42;
움직임, 36;
공전 주기, 40;
샤이너의 관측 결과, 36;
흑점이 나타나는 영역, 39

별단위, 461–464;
헤라클레스자리에 있는 별단위, 462;
페르세우스자리에 있는 별단위, 462

별들의 겉보기 움직임 – 세차운동, 세극운동, 편심운동으로 인한 움직임, 504;
별의 대략적인 수, 28;
별들 간의 인력은 미미함, 316;
별 목록, 310, 311, 409, 431;
별의 위치를 나타내는 도표, 325, 328;
별들의 원운동, 505–507

별들까지의 거리, 441;
베셀의 연구, 442–449;
헨더슨의 연구, 442;
거리 측정 방법, 443–445;
스트루베의 연구, 442, 448, 449;
측지학적 타원형, 444–449

별들, 쌍성, 434;
보데의 목록, 435;
버넘의 추가 사항, 439;
카시니, 434;
허셜, 435, 436;
측정, 435, 436;
공전 주기, 436;
사바리, 436;
궤도의 형태, 436;
색상의 변화, 438

별들, 타원형 궤도 운동, 506;
중력과의 관계, 149;
행성과의 구분 방법, 111;
물리적 특성, 477;
행성계를 가질 가능성, 121;
실제 움직임과 겉보기 움직임, 504;
진정한 태양, 32, 121

별들, 유성우, 행성들의 인력 작용, 386;
혜성과의 연관성, 388–390;
수많은 개수, 372;
유성우의 크기, 377;
특징들, 373;
궤도 길이, 387;
궤도, 378;
궤도의 점진적 변화, 386;
공전 주기, 384;
주기적인 재출현, 378, 379;
1866년 11월의 유성우, 377, 379–380;

1866년 11월의 유성우와 아담스 교수, 384, 386쪽;
1866년 11월의 유성우, 사자자리에서 오는 별빛, 380쪽;
1872년 11월의 유성우, 389쪽;
유성우들, 376쪽;
유성우와 뉴턴 교수, 377쪽;
별빛의 궤적, 377쪽;
지구 대기와의 마찰로 인해 증기로 변하는 현상, 374, 376쪽;
속도, 373, 386쪽

별들의 스펙트럼, 479쪽;
고대인들의 별에 대한 견해, 3쪽;
별들의 온도, 515쪽;
일시적인 별들, 430, 488쪽;
별들의 속도 값, 484쪽;
변광성, 429쪽

G.J. 스토니 박사, 387쪽

스트론튬, 그로부터 나오는 불꽃, 46쪽;
태양 내의 스트론튬, 50쪽

스트루베, 오토, 그리고 베가까지의 거리, 442, 447쪽;
61 Cygni까지의 거리, 448, 449쪽

태양과 빛의 속도, 265쪽;
행성에서 바라본 태양의 겉보기 크기, 117, 118쪽;
별로서의 태양, 32쪽;
태양의 자전, 558쪽

지구와 비교했을 때의 크기는 29입니다.
계절과의 관계는 4입니다.
일식 시의 코로나 현상은 62–64쪽에 나와 있습니다.
밀도는 65, 558입니다.
직경은 558입니다.
화성으로부터의 거리는 213입니다.
토성으로부터의 거리는 271입니다.
지구로부터의 거리는 31, 114, 184, 240, 558입니다.
일식 현상은 6, 53쪽에 나와 있습니다.
타원률은 558입니다.
표면의 반점들은 37쪽에 나와 있습니다.
행성들의 궤도의 초점은 138입니다.
점차적으로 열을 잃어가는 과정은 95쪽에 나와 있습니다.
표면의 과립들은 34쪽에 나와 있습니다.
열과 그 원천에 대해서는 515–526쪽에 나와 있습니다.
목성으로 전달되는 열에 대해서는 256쪽에 나와 있습니다.
소행성들과의 관계는 240쪽에 나와 있습니다.
라이라 방향으로의 이동에 대해서는 457쪽에 나와 있습니다.
열에 관한 성운 이론은 526쪽에 나와 있습니다.
사진으로 촬영된 모습은 34쪽에 나와 있습니다.
지구 자전축의 세차 운동에 대해서는 497쪽에 나와 있습니다.
표면의 돌출부들은 53–59쪽에 나와 있습니다.
달과의 관계는 71쪽에 나와 있습니다.
뜨고 지는 시간에 대해서는 2쪽에 나와 있습니다.
자전 속도는 40, 201입니다.
크기는 29입니다.
스펙트럼은 48쪽에 나와 있습니다.
표면의 반점들은 36–43쪽에 나와 있습니다.
반점들과 자기장과의 관계는 42쪽에 나와 있습니다.
표면의 폭풍과 변동 현상은 42, 43쪽에 나와 있습니다.
표면은 기체 상태입니다. 34쪽에 나와 있습니다.
표면은 얼룩덜룩한 모양입니다. 34쪽에 나와 있습니다.

초기 천문학자들의 관련 연구 내용, 3–7;
온도, 30, 31, 516;
표면의 질감, 34;
조수 현상, 530;
속도, 484;
목성과 비교한 무게, 250, 350;
황도광과의 관계, 67;
표면의 구역들, 39

태양광에 관한 발견들, 44

스완 성단, 424, 439, 445

페르세우스의 검자루, 462

시르티스 마요르, 222

T

황소자리, 231, 419

테버트 혜성, 353

망원경: 최초의 망원경의 제작, 10;
좌표식 망원경(던싱크형), 12–14, 185;
그리니치 망원경, 26;
허셜형 망원경, 19;
릭 망원경, 16, 19;
파리 망원경, 22, 23;
반사식 망원경, 19, 21;

굴절, 11, 14;
로스, 19, 20, 468, 470;
그 관측, 23;
눈의 구조가 굴절 원리를 보여줌, 10;
비엔나, 14–16;
워싱턴, 226;
예르크스, 16

일시적 별들, 430, 488

테티스, 559

테오필루스, 92

조수, 지구에서 비롯되는 실제 에너지, 539;
중력의 법칙에 의해 영향을 받음, 149, 535;
달의 영향을 받음, 70, 535–537;
펀디만의 조수, 538;
카디프의 조수, 538;
체프스토의 조수, 538;
런던의 조수, 538;
세인트헬레나의 조수, 538;
태양에 의해 자극됨, 537;
해류의 형성, 538;
브리스톨 해협의 조수, 538;
지중해의 조수, 537;
바다 한가운데의 조수, 538;
목성과 조수, 552;
하루의 길이와 조수, 541;
달의 영향으로 인한 조수, 548, 549;

운동량의 순간값, 552;
위상변화, 537;
지구의 자전과 달의 공전, 549;
화성의 위성들, 551;
태양 관련 현상, 550;
스프링, 537;
그 변동성, 538;
수력 에너지의 낭비, 538;
생성되는 일, 539

태양 속의 주석, 50

타이탄, 294, 295, 559

티타니아, 309, 559

수성의 일면통과, 152, 163, 164

금성의 일면통과, 152;
쿡 선장, 184;
코플랜드의 관측, 189;
크랩트리의 관측, 180;
가센디의 관측, 178;
핼리의 방법, 180, 181;
호록스의 관측, 179, 180;
그 중요성, 173;
케플러의 예측, 163;
던싱크에서의 관측, 184–188

천왕성의 일면통과, 152–153

트라이스네커, 84, 93

트루블로, L. 씨와 토성의 고리, 278
체르마크와 운석의 기원, 400, 401
티코(달의 충돌구), 91
티코 브라헤와 우라니보르그 천문대, 9, 10, 430

U
태양 흑점의 그림자, 51
움브리엘, 309, 559
불안정한 동적 평형, 543
우라니보르그 천문대, 10
천왕성, 112;
토성의 인력, 322;
브래들리의 관측 결과, 312;
구성 성분, 308;
밀도, 558;
직경, 308, 558;
궤도의 직경, 305;
천왕성의 원반 구조, 308;
허셜에 의한 발견, 305, 308;
태양으로부터의 거리, 558;
타원형 궤도, 313

처음에는 혜성으로 여겨짐, 304;
플램스티드의 관측 결과, 311, 312;
과거에는 항성으로 간주됨, 311, 312;
궤도 밖에 있는 행성을 찾기 위한 연구, 323–324;
불규칙한 운동 패턴, 314, 323;
레모니에의 관측 결과, 312;
레오니다스 유성우와의 관계, 386;
마이어의 관측 결과, 312;
운동량의 크기, 554;
궤도, 117, 310;
주기적인 시간, 558;
공전 주기, 312;
자전, 308;
위성들, 559;
허셜에 의해 발견된 위성들, 308;
거의 원형에 가까운 궤도를 도는 위성들, 309;
주기적으로 움직이는 위성들, 309;
위성들의 궤도 평면, 309, 310;
지구와 비교한 크기, 308;
다른 행성들과 비교한 크기, 119;
태양 외에 다른 중력의 영향을 받음, 314

큰곰자리 (Great Bear 참조)

V

변광성, 429

베가, 414, 423, 424, 479;
스트루베의 측정 결과, 442

빛의 속도, 261, 262, 265;
빛의 속도와 관련된 법칙들, 511;
행성들의 속도, 140–143, 146, 237;
별들의 속도, 483–4

금성, 고대의 연구 내용, 6;
금성의 여러 특징들, 171;
금성의 대기, 189;
금성의 밝기, 168;
금성의 밀도, 558;
금성의 직경, 191, 558;
태양으로부터의 거리, 191, 558;
금성의 거주 가능성, 173;
금성의 움직임, 168;
지구의 이웃 행성, 109;
금성의 궤도, 114, 135;
금성의 궤도 형태, 139, 191;
금성의 주기적인 시간, 558;
금성이 행성인가 아니면 ‘유랑자’인가, 111;
금성의 자전, 191;
금성의 모양, 169;
다른 행성들과 비교한 금성의 크기, 116, 169;
금성의 표면, 171;
금성의 일면통과 현상, 152, 176–190;
일면통과 현상의 중요성, 173;
케플러가 예측한 금성의 일면통과 현상, 163;
금성의 속도와 주기적인 시간, 142, 143, 191;
고대인들의 금성에 대한 견해, 157

베스타, 233, 238

빅토리아, 242

비엔나 망원경, 14–16

처녀자리, 423

포겔과 알골, 485;
스피카와 함께, 486, 487;
별들의 스펙트럼과 함께, 479, 483

우주석의 화산적 기원, 400;
지구상에서의 분출, 197

폰 아스텐과 엥케의 혜성, 349, 350;
태양으로부터의 거리와 관련하여, 351;
수성의 질량과 관련하여, 166

소용돌이 고리, 469

불칸, 152, 153;
태양과의 관계, 3

W

와르게틴, 90

왓슨 교수와 수성, 154

윌리엄 왓슨 경과 허셜과의 우정, 302

파장, 60
달의 영향을 받지 않는 기상 현상, 82
W.E. 윌슨 씨와 오리온자리의 성운, 469
G. 비트 씨와 에로스, 236
울드 코티지 운석, 392
토마스 라이트와 은하수, 474

“별들의 해”, 377
시카고의 예르크스 천문대, 16
영 교수의 놀라운 태양 활동에 대한 기록, 42; 태양 흑점에 관한 연구, 38; 자기 폭풍에 대한 관측 결과, 39

제만 박사와 스펙트럼선, 491
태양 속의 아연, 50
황도, 5

황도광, 67
소행성대, 234

런던 E.C., 라 벨 소바주에 위치한 캐셀 앤 컴퍼니 리미티드에서 인쇄됨.

각주:
[1] 하지만 대기의 영향으로 인해 별은 지평선에 도달하기 전에 이미 보이지 않게 되므로, 별이 진다는 것은 결코 관찰될 수 없다고 할 수 있다.

[2] “대중천문학”, 66쪽.

[3] ‘림브’는 천문학자들이 천체의 겉모습을 나타내는 가장자리나 둘레를 지칭할 때 사용하는 단어이다.

[4] “태양”, 119쪽.

[5] 카링턴과 호지슨이 목격한 1859년의 폭발 이후 곧바로 유난히 강력한 자기 폭풍이 발생했다고 자주 언급되지만, 쿠와 그리니치의 기록에 따르면 그날의 자기 장의 변동은 매우 경미한 수준이었다.

[6] 어떤 비판가는 시인 자신도 이 문제에 대해 의심을 품고 있었던 것 같다고 지적했다. 왜냐하면 그는 불확실한 달빛에 “희미하게 타오르는 등불”이라는 표현을 덧붙였기 때문이다. 반면에 좀 더 낙관적인 의견으로는 “언젠가는 이 시의 증거가 모든 천문학적 계산보다 더 설득력을 가질 날이 올 것”이라는 말도 있었다.

[7] 이 스케치는 내스미스와 카펜터 씨들의 책에 실린 아름다운 그림을 허가를 받아 복사한 것으로, 해당 책의 11번 그림에 해당한다. 8번과 9번 그림에 실린 달의 풍경들도 마찬가지이다. 이 사진들은 내스미스 씨가 달의 지형을 보여주기 위해 자신이 그린 도면을 바탕으로 세심하게 제작된 모형을 이용해 촬영한 것이다. 지난 20년 동안 달의 풍경을 묘사하는 데 있어서는 육안으로 그리는 방식이 사진 촬영에 완전히 대체되었다. 파리 천문대와 리크 천문대에서는 달의 풍경을 담은 수많은 훌륭한 사진들이 발표되었다.

[8] 1892년 카디프에서 열린 영국천문학회 회의에서 코플랜드 교수는 달의 모형을 전시했는데, 그 모형의 보름달 근처에 나타나는 줄무늬들의 모습은 표면에 부착된 작은 투명 유리구들을 통해 완벽하게 재현되어 있었다.

[9] 식의 지속 시간, 즉 달이 별을 가리는 데 걸리는 시간은, 만약 달에 별에서 오는 빛을 효과적으로 굴절시킬 수 있는 대기가 있다면 계산된 시간보다 약간 짧아질 것이다. 하지만 현재까지의 관측 결과로는 이를 확실히 확인할 수 없다.

[10] 이 주제에 대한 제 지식은 F.R.S.인 G. 존스톤 스토니 박사 덕분입니다. 여기서 설명된 훌륭하고 유익한 이론의 창시자가 누구인지에 대해서는 약간의 논란이 있습니다.

[11] 낙하하는 물체가 이동하는 거리는 힘과 시간의 제곱의 곱에 비례합니다. 힘은 지구로부터의 거리의 제곱에 반비례하므로, 거리는 시간의 제곱에 비례하고 지구로부터의 거리의 제곱에 반비례하게 됩니다. 따라서 거리가 60배 증가한다면, 이동하는 거리가 그대로 유지되려면 시간도 60배 증가해야 합니다.

[12] 뉴콤의 “대중 천문학” 78쪽을 참조하십시오.

[13] 뉴콤이 최근 수행한 수성의 운동에 관한 연구 결과에 따르면, 수성과 태양 사이에 행성이나 아주 작은 행성들로 구성된 고리가 존재한다는 가설로는 수성의 운동에 있어서 이론과 관측 결과 간의 차이를 설명할 수 없습니다. 하르처도 같은 결론에 도달했으며, 그 원인이 태양 코로나의 물질일 가능성이 있다고 지적했습니다.

[14] “태양: 그 행성들과 위성들”. 런던: 1882년 (147쪽).

[15] 제임스 그레고리는 1667년에 쓴 광학에 관한 책에서 이미 이 목적을 위해 금성의 일면통과를 활용할 것을 제안했습니다.

[16] “천문학과 천체물리학” 128호를 참조하십시오.

[17] “천문학과 천체물리학” 128호를 참조하십시오.

[18] 이것은 18번 도판에 나타나는 곡선 형태의 표시로, 경도 290°, 적도의 북쪽(즉, 아래쪽)에 위치합니다. 모든 천문학적 도면에서와 마찬가지로 여기서도 북쪽은 아래에, 남쪽은 위에 있습니다. 위의 82쪽(제3장)을 참조하십시오.

[19] 현재 리크 천문대의 소장입니다.

[20] 헬리오미터는 대물렌즈가 직경 방향으로 반으로 잘려 있는 망원경입니다. 이 두 반쪽 중 하나 또는 둘 다 나사를 통해 가로 방향으로 움직일 수 있습니다. 각 반쪽은 대상의 완전한 이미지를 제공합니다. 측정은 대물렌즈의 한 반쪽이 만들어내는 별의 이미지가 다른 반쪽이 만들어내는 행성의 이미지와 일치하도록 나사를 몇 바퀴 돌려야 하는지를 관찰함으로써 이루어집니다.

[21] “천문학과 천체물리학” 109호를 참조하십시오.

[22] 특수한 상황에서는 목성의 위성들이 약간의 내재적 빛을 보인다고 일부 관측자들이 주장하는데, 이는 당연한 사실이다.

[23] 하지만 매사추세츠주 케임브리지 출신의 피커링 교수는 광도계를 이용해 일식 중인 위성의 빛 감소를 측정하는 방법을 개발함으로써 큰 진전을 이루었다. 이러한 관측 결과는 훨씬 더 높은 정밀도를 보일 것으로 기대된다.

[24] “뉴콤의 대중천문학”, 336쪽.

[25] 그랜트의 “물리천문학의 역사”, 255쪽 참조.

[26] 현재 리크 천문대의 소장이다.

[27] 여기서는 토성의 궤도 운동은 고려하지 않았다. 토성의 궤도 운동으로 인해 전체 천체계가 지구 쪽으로나 멀어지는 방향으로 움직이지만, 이 운동은 토성과 그 고리 모두에 공통적이므로 세 개의 스펙트럼의 상대적 위치에는 영향을 주지 않는다.

[28] 바너드 교수의 최근 측정에 따르면 타이탄의 직경은 2,700마일이다. 이 위성은 휘헨스가 발견한 것으로, 행성으로부터 여섯 번째에 해당한다.

[29] C. 피아치 스미스의 “러시아의 세 도시” 제2권 164쪽 발췌: “1796년, 영국의 조지 3세가 윌리엄 허셜 경이 제작한 10피트짜리 반사망원경을 러시아의 예카테리나 황후에게 선물로 보내주었다. 황후는 즉시 그 망원경의 성능을 시험해보고 싶어 했으며, 당시 궁정이 있던 차르스코예셀로로 루모프스키를 학회에서 파견했다. 망원경이 풀려나자, 황후는 8일 연속으로 달과 행성, 별들을 열심히 관측했으며, 자신의 영토 내 천문학의 발전 상황도 조사했다. 그때 루모프스키는 학회가 천문대를 다른 곳으로 옮기는 것에 대한 계획을 황후에게 제시하며 그 필요성과 장점을 상세히 설명했다. ‘북방의 세미라미스’, 즉 ‘북극성’이라 불리던 황후는 이 모든 내용을 친절히 듣고 그 계획을 열렬히 지지했지만, 몇 주 후에 사망하여 그 계획을 실행할 수 없게 되었다.”

[30] 홀든 교수의 “윌리엄 허셜, 그의 생애와 업적” 참조.

[31] 아라고는 “레모니에의 기록들은 혼돈 그 자체였다”고 말했다. 부바르는 아라고에게 우라늄에 대한 관측 결과 중 하나를 보여주었는데, 그 기록은 한때 헤어파우더가 들어 있던 종이봉투에 적혀 있었다.

[32] 1884년에 나타난 첫 번째 혜성도 갑자기 밝기가 증가했으며, 이전까지 핵 역할을 하던 뚜렷한 원반 모양의 부분은 작은 빛점으로 변했다.

[33] 12, 1, 1⁄4라는 세 숫자는 수소, 탄화수소 가스, 철 증기의 원자량과 거의 반비례 관계에 있으며, 바로 이러한 이유로 브레디친은 다양한 형태의 꼬리들이 가질 수 있는 구성을 위에서 언급한 대로 제안했습니다. 수소가 존재한다는 분광학적 증거는 아직 없습니다.

[34] 이 그림과 유성들의 궤적을 나타내는 그림은 1879년 왕립학회에서 열린 G.J. 스토니 박사의 “11월 유성들의 이야기”라는 흥미로운 강연 내용을 바탕으로 만들어졌습니다.

[35] 1885년 11월 27일, 안드로메다 유성우가 발생하는 동안 멕시코의 마사필 지역에 운석이 떨어졌지만, 그것이 유성우의 일부였는지는 알려져 있지 않습니다. 하지만 11월 말에도 여러 차례 운석이 떨어졌다는 기록이 있습니다.

[36] 1664년에 후크는 아리에테스자리 감마별이 이중성이라는 사실을 발견했습니다.

[37] 만약 대기의 영향 없이 별들을 볼 수 있다면, 파란색 별들이 더 흔할 것입니다. 대기는 특히 녹색과 파란색 계열의 색상을 흡수합니다. 랭글리 교수는 공기의 영향이 없다면 태양 자체도 파란색일 것이라고 주장합니다.

[38] 별의 적위란 그 별에서 적도까지 그은, 적도와 직각을 이루는 호를 말합니다.

[39] 하지만 61 시그니의 거리는 워싱턴의 아사프 홀 교수에 의해 다시 한 번 조사되었으며, 그 결과는 이전에 추정된 값보다 훨씬 작았습니다. 반면 프리처드 교수의 사진 촬영을 통한 연구 결과는 스트루베와 던싱크에서 얻어진 결과들을 뒷받침해 줍니다.

[40] 이 그림은 드 라 루 씨들의 친절한 도움 덕분에 만들어질 수 있었습니다.

[41] 시리우스와 그 위성의 질량에 관한 내용은 19장을 참조하십시오.

[42] 지구는 초당 18마일의 속도로 망원경을 움직이며, 빛의 속도도 거의 초당 180,000마일에 달하기 때문에, 망원경의 속도는 빛의 속도의 약 만분의 일에 불과합니다. 따라서 길이가 20피트인 망원경 내부를 빛이 이동하는 동안 망원경 자체는 20피트의 만분의 일, 즉 0.04인치만큼만 움직입니다.

[43] 뉴콤의 『대중천문학』 508쪽을 참조하십시오. 이 법칙의 발견은 워싱턴의 J. 호머 레인 씨의 공로로 여겨집니다. 수축 이론은 헬름홀츠의 것입니다.

[44] 이 장에서 설명된 조석 진화 이론은 주로 F.R.S.인 G.H. 다윈 교수의 연구 성과입니다.

[45] 시간은 지역에 따라 달라집니다. 칼레에서는 11.49시이며, 리버풀에서는 11.23시, 스완지 베이에서는 5.56시 등입니다.
[46] 이러한 양들을 측정하는 데 사용할 질량, 각도, 거리의 단위를 결정하면, 모든 질량이나 각도, 거리는 특정한 숫자로 표현됩니다. 예를 들어, 지구의 질량을 질량의 단위로, 1초 동안 지구가 움직이는 각도를 각도의 단위로, 지구와 태양 사이의 거리를 거리의 단위로 삼는다면, 목성의 해당 값들은 각각 316, 0.0843, 5.2라는 숫자로 표현됩니다. 따라서 목성의 궤도 운동량은 316 × 0.0843 × (5.2)²가 됩니다.

*** 프로젝트 구텐베르크 전자책 『천국의 이야기』 종료 ***

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풀 프로젝트 구텐베르크™ 라이선스
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전자 저작물의 자유로운 배포를 촉진한다는 프로젝트 구텐베르크™의 목표를 보호하기 위해, 이 저작물(또는 “프로젝트 구텐베르크”라는 용어와 관련된 그 어떤 저작물이든)을 사용하거나 배포함으로써 귀하는 이 파일에 포함된� 또는 www.gutenberg.org/license에서 온라인으로 제공되는 풀 프로젝트 구텐베르크 라이선스의 모든 조건을 준수하는 데 동의하는 것입니다.

제1조. 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물의 일반적인 사용 및 재배포 조건

1.A. 이 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물의 어떤 부분이든 읽거나 사용함으로써, 귀하는 이 라이선스 및 지적재산권(상표/저작권) 계약의 모든 조건을 읽고 이해했으며, 이를 준수하고 수락한다는 뜻입니다. 만약 이 계약의 모든 조건을 준수하는 데 동의하지 않는다면, 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물의 모든 사본을 사용을 중단하고 반납하거나 파기해야 합니다. 만약 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물의 사본을 얻거나 이에 접근하기 위해 비용을 지불했으며 이 계약의 조건을 준수하는 데 동의하지 않는다면, 1.E.8항에 명시된 바에 따라 비용을 지불한 사람이나 단체로부터 환불을 받을 수 있습니다.

1.B. “프로젝트 구텐베르크”는 등록 상표입니다. 이 상표는 이 계약의 조건을 준수하는 사람들만이 전자 저작물에 사용하거나 이와 관련하여 사용할 수 있습니다. 이 계약의 모든 조건을 준수하지 않아도 대부분의 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물을 어느 정도는 사용할 수 있습니다. 자세한 내용은 아래 1.C항을 참조하십시오. 이 계약의 조건을 준수하고 향후 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물에 대한 자유로운 접근을 유지하는 데 기여한다면, 훨씬 더 많은 것을 할 수 있습니다. 자세한 내용은 아래 1.E항을 참조하십시오.

1.C. 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단(“재단” 또는 PGLAF)은 프로젝트 구텐베르크 전자 저작물 컬렉션에 대한 편집 저작권을 소유하고 있습니다. 이 컬렉션에 포함된 거의 모든 개별 저작물들은 미국에서는 공공영역에 속합니다. 만약 어떤 개별 저작물이 미국의 저작권법에 의해 보호받지 않는다면, 귀하는…

저희는 미국에 위치해 있으므로, 프로젝트 구텐베르크에 대한 모든 언급을 제거하는 한, 귀하가 해당 작품을 복사하거나 배포하거나 공연하거나 표시하거나 파생작품을 만드는 것을 막을 권리는 주장하지 않습니다. 물론, 프로젝트 구텐베르크의 이름이 해당 작품과 계속 연관되도록 하기 위해 이 계약의 조건에 따라 프로젝트 구텐베르크의 작품들을 자유롭게 공유함으로써 전자책에 대한 자유로운 접근을 촉진하려는 프로젝트 구텐베르크의 목표를 지원해 주시기를 바랍니다. 무료로 다른 사람들과 공유할 때에도 이 작품과 함께 첨부된 완전한 프로젝트 구텐베르크 라이선스를 그대로 유지한다면 이 계약의 조건을 쉽게 준수할 수 있습니다.

1.D. 귀하가 거주하는 지역의 저작권법도 이 작품을 어떻게 사용할 수 있는지를 규정합니다. 대부분의 국가의 저작권법은 끊임없이 변화하고 있습니다. 미국 밖에 계신다면, 이 작품이나 다른 프로젝트 구텐베르크 작품들을 다운로드하거나 복사하거나 표시하거나 공연하거나 배포하거나 파생작품을 만들기 전에 이 계약의 조건 외에도 자국의 법률을 반드시 확인해 주십시오. 재단은 미국 이외의 다른 국가에서의 어떤 작품의 저작권 상태에 대해서도 아무런 보증을 하지 않습니다.

1.E. 프로젝트 구텐베르크에 대한 모든 언급을 제거하지 않은 경우:

1.E.1. 프로젝트 구텐베르크 작품의 어떤 사본(“프로젝트 구텐베르크”라는 문구가 포함된 작품이거나 “프로젝트 구텐베르크”라는 문구와 관련된 작품)에 접근하거나 표시하거나 공연하거나 조회하거나 복사하거나 배포할 때마다, 완전한 프로젝트 구텐베르크 라이선스로의 직접적인 링크가 포함된 다음 문장이 눈에 잘 띄는 곳에 표시되어야 합니다:

이 전자책은 미국 및 세계 대부분의 지역에서 누구나 무료로, 거의 아무런 제한 없이 사용할 수 있습니다. 이 전자책에 포함된 프로젝트 구텐베르크™ 라이선스의 조건에 따라 이를 복사하거나 나눠주거나 재사용할 수 있습니다. 또는 www.gutenberg.org에서 온라인으로 해당 라이선스를 확인할 수 있습니다. 미국에 거주하지 않는 경우, 이 전자책을 사용하기 전에 자신이 거주하는 국가의 법률을 반드시 확인해 주십시오.

1.E.2. 만약 특정 Project Gutenberg 전자책이 미국 저작권법의 보호를 받지 않는 텍스트에서 만들어진 것이라면(저작권자의 허가를 받아 게시되었다는 표시가 없는 경우), 그 책은 어떠한 수수료나 비용도 지불하지 않고 미국 내의 누구에게든 복사하여 배포할 수 있습니다. 하지만 해당 책에 “Project Gutenberg”라는 문구가 포함되어 있거나 그와 관련된 형태로 제공된다면, 1.E.1부터 1.E.7까지의 요건을 준수하거나, 1.E.8 또는 1.E.9에 명시된 대로 해당 책과 Project Gutenberg 상표의 사용 허가를 받아야 합니다.

1.E.3. 만약 특정 Project Gutenberg 전자책이 저작권자의 허가를 받아 게시된 것이라면, 그 책의 사용 및 배포는 1.E.1부터 1.E.7까지의 요건과 함께 저작권자가 정한 추가적인 조건들도 반드시 준수해야 합니다. 저작권자의 허가를 받아 게시된 모든 책의 경우, 추가적인 조건들은 이 책의 시작 부분에 있는 Project Gutenberg 라이선스 문서에 명시되어 있습니다.

1.E.4. 이 책이나, 이 책의 일부가 포함된 파일, 혹은 Project Gutenberg와 관련된 다른 책들에서 Project Gutenberg 라이선스의 전체 조건들을 분리하거나 제거해서는 안 됩니다.

1.E.5. 1.E.1항에 명시된 문구를 눈에 잘 띄게 표시하거나 Project Gutenberg 라이선스의 전체 조건에 즉시 접근할 수 있도록 하는 링크를 제공하지 않고는 이 전자책이나 그 일부를 복사, 표시, 공연, 배포하거나 재배포해서는 안 됩니다.

1.E.6. 이 책은 워드 프로세싱 형식이나 하이퍼텍스트 형식을 포함하여, 어떠한 이진 형식, 압축 형식, 마크업 형식, 비독점 형식 또는 독점 형식으로도 변환하여 배포할 수 있습니다. 하지만 Project Gutenberg 공식 웹사이트(www.gutenberg.org)에 게시된 공식 버전에서 사용되는 “Plain Vanilla ASCII” 형식이 아닌 다른 형식으로 Project Gutenberg 책의 사본을 제공하거나 배포하는 경우, 사용자에게 추가적인 비용이나 수수료를 청구하지 않고, 원래의 “Plain Vanilla ASCII” 형식이나 다른 형식으로 된 책의 사본이나 그 사본을 가져올 수 있는 방법을 제공해야 합니다. 모든 대체 형식에는 1.E.1항에 명시된 대로 Project Gutenberg 라이선스의 전체 조건이 포함되어야 합니다.

1.E.7. 1.E.8항 또는 1.E.9항의 규정을 준수하지 않는 한, 프로젝트 구텐베르크의 어떠한 작품에 대해서도 접근, 조회, 표시, 공연, 복사 또는 배포를 위해 비용을 청구해서는 안 됩니다.

1.E.8. 다음 조건을 충족하는 경우, 프로젝트 구텐베르크의 전자 작품의 복사본을 제공하거나 이에 접근할 수 있도록 하거나 배포하는 데 합리적인 수준의 비용을 청구할 수 있습니다:

• 프로젝트 구텐베르크 작품의 사용으로 인해 발생하는 총수익의 20%에 해당하는 로열티를 지불해야 합니다. 이 로열티는 해당 세금을 계산하는 데 이미 사용하고 있는 방법을 적용하여 산출됩니다. 이 비용은 프로젝트 구텐베르크 상표의 소유자에게 지급되어야 하지만, 그는 이 조항에 따라 해당 로열티를 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 기부하기로 동의했습니다. 로열티는 매번 세금 신고서를 작성하는 날짜 또는 법적으로 세금 신고서를 작성해야 하는 날짜로부터 60일 이내에 지불되어야 합니다. 로열티 지불 내역은 명확하게 표시되어야 하며, 4장 “프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 대한 기부 정보”에 명시된 주소로 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 보내져야 합니다.

• 사용자가 서면(또는 이메일)으로 프로젝트 구텐베르크™ 라이선스의 조건에 동의하지 않는다고 통보한 경우, 받은 날로부터 30일 이내에 지불된 모든 금액을 전액 환불해 주어야 합니다. 또한 해당 사용자에게는 물리적 매체에 저장된 모든 작품 복사본을 반납하거나 파기하도록 요구해야 하며, 프로젝트 구텐베르크™ 작품의 다른 복사본들에 대한 모든 사용 및 접근도 중단해야 합니다.

• 1.F.3항에 따라, 작품을 받은 후 90일 이내에 그 전자 작품에 결함이 발견되어 보고된 경우, 해당 작품이나 대체 복사본에 대해 지불된 모든 금액을 전액 환불해 주어야 합니다.

• 프로젝트 구텐베르크™ 작품을 무료로 배포하는 데 관한 이 계약의 다른 모든 조건을 준수해야 합니다.

1.E.9. 만약 이 계약에 명시된 조건과는 다른 방식으로 비용을 청구하거나 프로젝트 구텐베르크™ 전자 작품 또는 작품군을 배포하고자 하는 경우, 프로젝트의 관리자인 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단으로부터 서면 승인을 받아야 합니다.

구텐베르크™는 상표입니다. 아래 3항에 명시된 대로 재단에 문의하십시오.

1.F.

1.F.1. 구텐베르크 프로젝트의 자원봉사자들과 직원들은 미국 저작권법의 보호를 받지 않는 작품들을 찾아내고, 그에 대한 저작권 정보를 조사하며, 이를 전사하고 교정하는 데 상당한 노력을 기울입니다. 그러나 이러한 노력에도 불구하고 구텐베르크 프로젝트의 전자책 및 그 저장 매체에는 불완전하거나 부정확하거나 손상된 데이터, 전사 오류, 저작권이나 기타 지적재산권 침해, 결함이 있거나 손상된 디스크나 기타 매체, 컴퓨터 바이러스, 혹은 사용자의 장비에서 읽을 수 없거나 손상을 입히는 컴퓨터 코드와 같은 “결함”이 존재할 수 있습니다.

1.F.2. 제한된 보증 및 손해 면제 – 1.F.3항에 설명된 “교환 또는 환불 권리”를 제외하고, 구텐베르크 프로젝트 문학 아카이브 재단, 구텐베르크™ 상표의 소유자, 그리고 본 계약에 따라 구텐베르크™ 전자책을 배포하는 모든 당사자는 법적 비용을 포함한 모든 손해, 비용, 지출에 대해 어떠한 책임도 지지 않습니다. 귀하는 1.F.3항에 명시된 경우를 제외하고는 과실, 엄격한 책임, 보증 위반 또는 계약 위반에 대해 어떠한 구제책도 가질 수 없다는 데 동의합니다. 또한 귀하는 그러한 손해가 발생할 가능성에 대해 통보하더라도 재단, 상표 소유자, 그리고 본 계약에 따른 모든 배포자가 실제적이거나 직접적이거나 간접적이거나 결과적이거나 징벌적이거나 우연한 손해에 대해 책임을 지지 않는다는 데 동의합니다.

1.F.3. 제한된 교환 또는 환불 권리 – 이 전자책을 받은 후 90일 이내에 그 안에 결함이 있다는 것을 발견한 경우, 해당 책을 제공받은 사람에게 서면으로 설명을 보내어 지불한 금액(있는 경우)을 환불받을 수 있습니다. 만약 물리적 매체를 통해 책을 받은 경우에는 서면 설명과 함께 해당 매체를 반드시 반환해야 합니다. 결함이 있는 책을 제공한 사람이나 단체는 환불 대신 교체본을 제공하기로 선택할 수 있습니다. 전자적으로 책을 받은 경우에는 그 책을 제공한 사람이나 단체가…

환불 대신 이 작품을 전자적 형태로 다시 받을 수 있는 기회를 선택할 수 있습니다. 두 번째 복사본도 결함이 있는 경우, 문제를 수정할 추가적인 기회 없이 서면으로 환불을 요청할 수 있습니다.

1.F.4. 1.F.3항에 명시된 교체나 환불에 관한 제한된 권리를 제외하고, 이 작품은 어떠한 종류의 명시적 또는 묵시적 보증도 없이 “있는 그대로” 제공됩니다. 여기에는 상품성이나 특정 용도에 적합한 성능에 대한 보증도 포함되며, 이에 국한되지 않습니다.

1.F.5. 일부 주에서는 특정 묵시적 보증의 부인이나 특정 유형의 손해에 대한 제한을 허용하지 않습니다. 본 계약에 명시된 어떠한 부인이나 제한도 해당 계약이 적용되는 주의 법률을 위반하는 경우, 해당 주법에서 허용하는 최대한의 부인이나 제한으로 해석됩니다. 본 계약의 어떤 조항이 무효하거나 집행 불가능하더라도 나머지 조항들은 그 효력을 잃지 않습니다.

1.F.6. 배상 책임 – 귀하는 귀하가 행하거나 야기하는 다음 사항들로 인해 직접적 또는 간접적으로 발생하는 모든 책임, 비용 및 경비, 여기에는 법률 비용도 포함되나 이에 국한되지 않음으로부터 재단, 상표권자, 재단의 모든 대리인 또는 직원, 본 계약에 따라 Project Gutenberg™ 전자 작품의 복사본을 제공하는 모든 사람, 그리고 Project Gutenberg™ 전자 작품의 제작, 홍보 및 배포와 관련된 모든 자원봉사자들을 보호하기로 동의합니다: (a) 본 작품이나 다른 Project Gutenberg 작품의 배포, (b) Project Gutenberg 작품의 변경, 수정, 추가 또는 삭제, (c) 귀하가 야기한 모든 결함.

제2절. Project Gutenberg의 사명에 관한 정보

Project Gutenberg은 구형, 오래된, 중간 세대, 최신형 컴퓨터를 포함하여 가장 다양한 컴퓨터에서 읽을 수 있는 형식으로 전자 작품을 무료로 배포하는 것을 의미합니다. 이 프로젝트는 … 때문에 존재합니다.

수백 명의 자원봉사자들의 노력과 사회 각계각층 사람들의 기부 덕분입니다.

자원봉사자들에게 필요한 지원을 제공하는 자원봉사자들과 재정적 지원은 프로젝트 구텐베르크의 목표를 달성하고, 이 프로젝트의 자료들이 앞으로도 계속해서 누구나 자유롭게 이용할 수 있도록 하는 데 매우 중요합니다. 2001년에는 프로젝트 구텐베르크와 향후 세대들을 위해 안정적이고 영구적인 미래를 보장하기 위해 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단이 설립되었습니다. 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 대해 더 자세히 알아보고, 여러분의 노력과 기부가 어떻게 도움이 될 수 있는지 알고 싶다면 www.gutenberg.org의 3번 및 4번 섹션과 재단 관련 페이지를 참조하십시오.

**3번 섹션. 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 대한 정보**

프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단은 미시시피주 법에 따라 설립된 비영리 501(c)(3) 교육 단체로, 미국 국세청으로부터 세금 면제 혜택을 받고 있습니다. 이 재단의 EIN, 즉 연방 세금 식별 번호는 64-6221541입니다. 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 대한 기부는 미국 연방법 및 해당 주의 법률에서 허용하는 한도 내에서 세금 공제가 가능합니다.

재단의 사무실 주소는 미국 뉴저지주 몬트클레어, 워처링 플라자 41번지 516호, 우편번호 07042이며, 전화번호는 +1 (862) 621-9288입니다. 이메일 연락처와 최신 연락처 정보는 www.gutenberg.org/contact에 있는 재단의 공식 웹사이트에서 확인할 수 있습니다.

**4번 섹션. 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 대한 기부에 관한 정보**

프로젝트 구텐베르크™는 다양한 장비를 통해 자유롭게 읽을 수 있는 형태로 공개 도메인 및 라이선스가 부여된 작품들의 수를 늘리는 사명을 수행하기 위해 광범위한 대중의 지원과 기부에 의존하고 있으며, 이러한 지원 없이는 존속할 수 없습니다.

구형 장비도 포함됩니다. 1달러에서 5,000달러에 이르는 소액 기부금들은 특히 IRS로부터 세금 면제 혜택을 유지하는 데 매우 중요합니다.

이 재단은 미국 50개 주 모두의 자선 단체 및 자선 기부에 관한 법규를 준수할 것을 약속합니다. 하지만 준수해야 할 요건들은 주마다 다르며, 이러한 요건들을 충족시키고 계속해서 준수하기 위해서는 상당한 노력과 많은 서류 작업, 그리고 비용이 필요합니다. 저희는 준수 여부에 대한 서면 확인을 받지 못한 지역에서는 기부를 요청하지 않습니다. 기부를 하거나 특정 주의 준수 여부를 확인하려면 www.gutenberg.org/donate를 방문해 주십시오.

저희가 요건을 충족시키지 못한 주에서는 기부를 요청할 수도 없으며, 그러한 주의 기부자들로부터의 기부를 거절할 규정도 없습니다. 다만, 그러한 주의 기부자들이 직접 기부를 제안해 올 경우 그 기부를 받아들이는 것은 가능합니다.

국제적인 기부도 기꺼이 받아들이고 있지만, 미국 외 지역에서 오는 기부금에 대한 세금 처리 방식에 대해서는 어떠한 설명도 드릴 수 없습니다. 미국의 법규만으로도 저희의 소규모 직원들은 업무에 과부하를 겪고 있습니다.

현재의 기부 방법과 주소는 Project Gutenberg 웹페이지를 확인해 주십시오. 수표, 온라인 결제, 신용카드 결제 등 다양한 방법으로 기부를 받고 있습니다. 기부를 하려면 www.gutenberg.org/donate를 방문해 주십시오.

제5절. Project Gutenberg에 대한 일반 정보 – 전자책

마이클 S. 하트 교수는 누구나 자유롭게 공유할 수 있는 전자책 도서관이라는 Project Gutenberg의 개념을 처음 제안한 인물입니다. 40년 동안 그는 자원봉사자들의 도움만으로 Project Gutenberg 전자책들을 제작하고 배포해 왔습니다.

Project Gutenberg 전자책들은 종종 여러 인쇄본을 바탕으로 만들어지며, 미국 내에서 저작권 보호를 받지 않는 것으로 확인된 자료들만 사용됩니다.

저작권 관련 안내문이 포함되어 있습니다. 따라서 당사는 전자책을 반드시 특정 인쇄판에 부합하도록 유지하지는 않습니다.

대부분의 사람들은 주요 PG 검색 기능이 있는 당사 웹사이트를 통해 시작합니다: www.gutenberg.org.

이 웹사이트에는 프로젝트 구텐베르크에 대한 정보가 포함되어 있으며, 프로젝트 구텐베르크 문학 아카이브 재단에 어떻게 기부할 수 있는지, 새로운 전자책 제작을 어떻게 도울 수 있는지, 그리고 새로운 전자책 소식을 받아보기 위해 이메일 뉴스레터를 어떻게 구독할 수 있는지에 대한 정보도 있습니다.