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품목정보
| 발행일 | 2017년 12월 29일 |
|---|---|
| 쪽수, 무게, 크기 | 476쪽 | 676g | 150*220*30mm |
| ISBN13 | 9788962622133 |
| ISBN10 | 8962622130 |
우주의 측량
: 천문학자 안상현이 그려낸 138억 년 우주의 역사
안상현 저
|
동아시아
|
2017년 12월 29일
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- 천문학 100위 | 자연과학 top100 2주
- eBook
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천문학은 행성과 별과 성운과 은하와 우주와 시공간을 과학적으로 연구하는 학문이다. 천체가 무엇이며 어떻게 생겨났는지를 수학과 물리학과 화학을 동원하여 연구한다. 넓은 우주에서 벌어지는 다양한 천
체 현상을 연구하는 일은 그리 쉽지 않다. 또 그런 이야기를 모두 담아내기는 책 한 권으로는 어림도 없다. 그래서 이 책에서는 천문학의 기본인 우주의 크기 측량에 집중해볼까 한다. 인류는 자신이 사는 우주를 측량하면서 수학과 과학을 발전시켜왔다. 우리는 이 책에서 지구의 크기를 재고, 태양계 행성들은 얼마나 멀리 떨어져 있는지 직접 계산해볼 것이다. 또 태양계를 넘어 이웃한 별들까지의 거리와 우리 은하수의 크기를 측정해보고, 이웃 은하들은 얼마나 멀리 떨어져 있으며 또 어떻게 분포해 있는지 알아보고, 그리고 마지막으로 우리 우주 전체의 크기를 가늠해볼 것이다.
/ 프롤로그(20-21쪽)
가까운 별까지의 거리는 파섹이라는 단위로 나타낸다. 파섹은 연주시차로 정의된 거리 단위이다. 손을 앞으로 쭉 뻗고 엄지손가락을 세운 다음, 그 엄지손가락을 오른쪽 눈을 감고 왼쪽 눈으로만 봤다가, 또 왼쪽 눈을 감고 오른쪽 눈으로만 봤다가 해보자. 손가락이 벽이나 먼 풍경과 같은 배경에 대해 왔다 갔다 하는 걸로 보일 것이다. 우리는 이것을 시차라고 한다. 앞에서 금성의 태양면 통과와 관련하여 이미 시차라는 개념을 설명했다. 손가락이 눈에 가깝게 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 심하고 손가락이 눈에서 멀리 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 작다. 손가락의 거리가 멀수록 시차가 작아진다. 이러한 성질을 이용하여 거리를 측량할 수 있다. 우리가 사는 지구는 1년 동안 해를 1바퀴 공전한다. 그러면 앞의 손가락 보기와 마찬가지로, 지금 어떤 별의 위치와 6개월 뒤의 별의 위치가 그 별보다 훨씬 더 멀리 배경에 있는 별들에 대해서 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이것을 ‘연주시차’라고 한다. 한 해[年] 동안 돌면서[周] 나타나는 시각의 차이[視差]라는 뜻이다. 천문학에서 연주시차는 1년 동안 나타나는 시차의 절반으로 정의된다.
/ 3장 별(129쪽)
천체 중에는 그 고유의 밝기가 모두 같은 것이 있다. 세페이드 변광성이나 Ia형 초신성이 그런 천체이다. 고유 밝기가 같더라도 관측자에게서 떨어진 거리가 다르면 관측되는 겉보기밝기는 달라진다. 천체에
서 나온 빛이 그 천체와 관측자 사이의 거리를 반지름으로 하는 구의 표면에 골고루 퍼지기 때문에, 천체의 겉보기밝기는 천체까지의 거리의 제곱에 반비례한다. 어떤 별이 관측자로부터 10파섹에 놓여 있을 때의 밝기를 ‘절대밝기’ 또는 ‘절대광도’라고 한다. 그 별이 10파섹의 2배인 20파섹에 있다면, 그 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하므로 4배 어두워지고, 30파섹에 있다면 9배 어두워진다. 따라서 고유의 밝기를 알고 있는 천체라면 그 겉보기밝기를 측정함으로써 그 천체까지의 거리를 구할 수 있다.
/ 4장 은하(173쪽)
먼 은하일수록 더 빨리 달아난다는 말은 ‘은하의 후퇴속도가 은하까지의 거리에 비례한다’라고 고쳐 말할 수 있다. 거리에 따라 후퇴속도가 커질 때, 거리의 제곱에 비례할 수도 있고, 세제곱이나 네제곱에 비례할 수도 있다. 그런데 허블은 은하들의 후퇴속도가 거리에 비례한다는 사실을 발견하였다. 거리의 제곱이 아닌 단지 거리에 비례한다(수학적으로는 선형 비례한다)는 것은 정말로 중요한 사실이다! 그것은 우리 우주 공간이 팽창하고 있음을 의미하기 때문이다.
/ 5장 우주의 팽창(228쪽)
우리가 측정하는 물리량은 거리가 아니고 적색이동 z이다. 은하의 스펙트럼을 관측하여 방출선이나 흡수선의 파장이 실험실에서 측정된 파장과 얼마만큼 차이가 나는지로부터 적색이동을 측정한다. 적색이동을 측정했다고 해서 바로 거리를 알 수 있는 것은 아니지만, 어떤 우주 모형을 따라 우주 시공간이 팽창하는지를 알면 적색이동으로부터 여러 가지 거리를 구할 수 있다. 즉, 적색이동이 가장 기본적인 관측값임을 명심해야 한다. 앞에서 허블의 법칙을 공부하면서 알게 되었듯이, 허블의 법칙에 나오는 적색이동은 우주가 팽창하기 때문에 생기는 것이지 은하 자체의 운동 때문에 생기는 것이 아니다. (…) 즉, 적색이동이 클수록 우주가 지금보다 작았을 때라는 뜻이다.
/ 6장 우주론적 거리(247-248쪽)
1930년대에 츠비키는 머리털자리 은하단을 이루는 은하들의 운동을 연구하여 암흑물질의 존재를 예측하였다. 머리털자리 은하단을 이루고 있는 은하들은 그 은하단의 중력장에 묶여서 운동을 하고 있다. 이 은하들의 평균 속력은 무려 초속 1,000킬로미터 정도나 된다. 이렇게 빠르게 움직이는 은하를 도망가지 못하게 붙들어두고 있으려면 은하단의 중력이 매우 강해야 할 것이다. 그런데 머리털자리 은하단에 들어 있는 은하의 질량을 모두 더해봐도 은하들을 붙들어두기에는 턱없이 모자랐다. 그래서 츠비키는 머리털자리 은하단에는 우리에겐 보이지 않지만 중력원이 되는 물질이 보이는 물질보다 훨씬 많이 있어야 한다고 주장했다. 이러한 보이지 않는 물질을 암흑물질이라고 불렀다.
/ 7장 거시적 우주(322쪽)
체 현상을 연구하는 일은 그리 쉽지 않다. 또 그런 이야기를 모두 담아내기는 책 한 권으로는 어림도 없다. 그래서 이 책에서는 천문학의 기본인 우주의 크기 측량에 집중해볼까 한다. 인류는 자신이 사는 우주를 측량하면서 수학과 과학을 발전시켜왔다. 우리는 이 책에서 지구의 크기를 재고, 태양계 행성들은 얼마나 멀리 떨어져 있는지 직접 계산해볼 것이다. 또 태양계를 넘어 이웃한 별들까지의 거리와 우리 은하수의 크기를 측정해보고, 이웃 은하들은 얼마나 멀리 떨어져 있으며 또 어떻게 분포해 있는지 알아보고, 그리고 마지막으로 우리 우주 전체의 크기를 가늠해볼 것이다.
/ 프롤로그(20-21쪽)
가까운 별까지의 거리는 파섹이라는 단위로 나타낸다. 파섹은 연주시차로 정의된 거리 단위이다. 손을 앞으로 쭉 뻗고 엄지손가락을 세운 다음, 그 엄지손가락을 오른쪽 눈을 감고 왼쪽 눈으로만 봤다가, 또 왼쪽 눈을 감고 오른쪽 눈으로만 봤다가 해보자. 손가락이 벽이나 먼 풍경과 같은 배경에 대해 왔다 갔다 하는 걸로 보일 것이다. 우리는 이것을 시차라고 한다. 앞에서 금성의 태양면 통과와 관련하여 이미 시차라는 개념을 설명했다. 손가락이 눈에 가깝게 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 심하고 손가락이 눈에서 멀리 있으면 왔다 갔다 하는 정도가 작다. 손가락의 거리가 멀수록 시차가 작아진다. 이러한 성질을 이용하여 거리를 측량할 수 있다. 우리가 사는 지구는 1년 동안 해를 1바퀴 공전한다. 그러면 앞의 손가락 보기와 마찬가지로, 지금 어떤 별의 위치와 6개월 뒤의 별의 위치가 그 별보다 훨씬 더 멀리 배경에 있는 별들에 대해서 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이것을 ‘연주시차’라고 한다. 한 해[年] 동안 돌면서[周] 나타나는 시각의 차이[視差]라는 뜻이다. 천문학에서 연주시차는 1년 동안 나타나는 시차의 절반으로 정의된다.
/ 3장 별(129쪽)
천체 중에는 그 고유의 밝기가 모두 같은 것이 있다. 세페이드 변광성이나 Ia형 초신성이 그런 천체이다. 고유 밝기가 같더라도 관측자에게서 떨어진 거리가 다르면 관측되는 겉보기밝기는 달라진다. 천체에
서 나온 빛이 그 천체와 관측자 사이의 거리를 반지름으로 하는 구의 표면에 골고루 퍼지기 때문에, 천체의 겉보기밝기는 천체까지의 거리의 제곱에 반비례한다. 어떤 별이 관측자로부터 10파섹에 놓여 있을 때의 밝기를 ‘절대밝기’ 또는 ‘절대광도’라고 한다. 그 별이 10파섹의 2배인 20파섹에 있다면, 그 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하므로 4배 어두워지고, 30파섹에 있다면 9배 어두워진다. 따라서 고유의 밝기를 알고 있는 천체라면 그 겉보기밝기를 측정함으로써 그 천체까지의 거리를 구할 수 있다.
/ 4장 은하(173쪽)
먼 은하일수록 더 빨리 달아난다는 말은 ‘은하의 후퇴속도가 은하까지의 거리에 비례한다’라고 고쳐 말할 수 있다. 거리에 따라 후퇴속도가 커질 때, 거리의 제곱에 비례할 수도 있고, 세제곱이나 네제곱에 비례할 수도 있다. 그런데 허블은 은하들의 후퇴속도가 거리에 비례한다는 사실을 발견하였다. 거리의 제곱이 아닌 단지 거리에 비례한다(수학적으로는 선형 비례한다)는 것은 정말로 중요한 사실이다! 그것은 우리 우주 공간이 팽창하고 있음을 의미하기 때문이다.
/ 5장 우주의 팽창(228쪽)
우리가 측정하는 물리량은 거리가 아니고 적색이동 z이다. 은하의 스펙트럼을 관측하여 방출선이나 흡수선의 파장이 실험실에서 측정된 파장과 얼마만큼 차이가 나는지로부터 적색이동을 측정한다. 적색이동을 측정했다고 해서 바로 거리를 알 수 있는 것은 아니지만, 어떤 우주 모형을 따라 우주 시공간이 팽창하는지를 알면 적색이동으로부터 여러 가지 거리를 구할 수 있다. 즉, 적색이동이 가장 기본적인 관측값임을 명심해야 한다. 앞에서 허블의 법칙을 공부하면서 알게 되었듯이, 허블의 법칙에 나오는 적색이동은 우주가 팽창하기 때문에 생기는 것이지 은하 자체의 운동 때문에 생기는 것이 아니다. (…) 즉, 적색이동이 클수록 우주가 지금보다 작았을 때라는 뜻이다.
/ 6장 우주론적 거리(247-248쪽)
1930년대에 츠비키는 머리털자리 은하단을 이루는 은하들의 운동을 연구하여 암흑물질의 존재를 예측하였다. 머리털자리 은하단을 이루고 있는 은하들은 그 은하단의 중력장에 묶여서 운동을 하고 있다. 이 은하들의 평균 속력은 무려 초속 1,000킬로미터 정도나 된다. 이렇게 빠르게 움직이는 은하를 도망가지 못하게 붙들어두고 있으려면 은하단의 중력이 매우 강해야 할 것이다. 그런데 머리털자리 은하단에 들어 있는 은하의 질량을 모두 더해봐도 은하들을 붙들어두기에는 턱없이 모자랐다. 그래서 츠비키는 머리털자리 은하단에는 우리에겐 보이지 않지만 중력원이 되는 물질이 보이는 물질보다 훨씬 많이 있어야 한다고 주장했다. 이러한 보이지 않는 물질을 암흑물질이라고 불렀다.
/ 7장 거시적 우주(322쪽)
--- 본문 중에서
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