천문단위

3. 천문단위의 의의

천문단위(AU)는 태양계 내 행성이나 혜성 등 천체 간 거리를 나타낼 때 편리한 단위이다. 태양에서 지구까지의 평균 거리를 기준으로 하며, 화성이 지구에 가장 가까이 접근할 때 거리는 약 0.37AU, 토성까지는 약 9.5AU, 해왕성까지는 약 30AU이다. 30AU에서 100AU 사이에는 명왕성 등 태양계 외곽 천체가 분포한다.^[68]

오르트 구름은 태양계 경계이자 혜성의 고향으로 여겨지며, 수만 천문단위에 퍼져 있다고 추정된다. 이는 천문단위가 사용되는 한계이다. 항성 간 거리는 너무 멀기 때문에 파섹(pc)이나 광년(ly)을 사용한다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 켄타우리까지 거리는 4.2광년, 즉 약 270,000AU이다.^[68]

다음은 천문단위로 나타낸 여러 천체 및 길이의 예시이다.

2012년 이전에는 천문단위가 태양 중심 중력 상수(중력 상수 ''G''와 태양 질량의 곱)에 의존했다. ''G''와 태양 질량은 개별적으로 정밀하게 측정하기 어렵지만, 행성 위치 관측을 통해 그 곱은 매우 정확하게 알 수 있었다. 행성 위치 계산에는 곱만 필요하므로, 천문단위로 계산하는 것이 실용적이었다.

일반 상대성 이론에 따르면, 지구 표면 시간(지구시)은 행성 운동과 비교했을 때 일정하지 않다. 지구가 태양에 가까울수록(근일점) 태양 중력장이 강해져 궤도를 더 빠르게 움직이기 때문이다. 국제도량형국은 측정에 기준 좌표계를 지정하지 않고 태양계 내 거리를 나타내는 것은 문제가 있다고 명시한다.^[25] 1976년 정의는 불완전했지만 실용적이었고, 2012년 IAU는 현재 정의인 1AU = 미터를 채택했다.^[27]

천문단위는 항성계 규모 거리에 사용되지만, 파섹과 광년이 사용되는 항성 간 거리에는 너무 작다. 파섹은 천문단위로 정의되며, 시차를 가진 물체 거리이다. 광년은 대중 저술에 자주 사용되지만, 전문 천문학자들은 거의 사용하지 않는다.^[28] 천문단위는 태양계의 수치 모델 시뮬레이션에서 산술 오버플로, 산술 언더플로, 절삭 오류를 최소화하는 적절한 척도를 제공한다.

3. 1. 태양계의 잣대

3. 2. 우주 거리 사다리

4. 천문단위 값의 변화와 증대 논란

2012년 이전 천문단위(AU)는 태양 질량(*Ms*)에 의존했기 때문에, 태양 질량 변화에 따라 값이 변동했다. 태양은 핵융합으로 질량을 에너지로 바꾸고, 전자기파와 태양풍으로 방출하여 연간 약 10조 분의 1 비율로 질량이 감소한다.^[80] 이는 태양 중력 감소를 의미하며, 행성 궤도 반지름과 공전 주기를 증가시킨다. 가우스년에 의해 일정한 공전 주기를 갖는 시험 입자는 중력 감소 시 더 안쪽 궤도를 돌아야 하므로, 천문단위 크기는 감소한다. 천문단위 크기 *A*는 태양 질량 *Ms*의 세제곱근에 비례하여, 질량 감소율의 1/3 비율로 감소하며, 이는 100년에 약 0.4m에 해당한다.^[80]

그러나 2004년 러시아의 클라신스키^[81]와 브룬베르크^[82]는 천문단위 측정값이 100년에 15 ± 4m 비율로 증가한다고 보고했다.^[83] 이후 미국의 스탠디시^[84]와 러시아의 피체바^[85]도 유사한 증가를 확인했다.^[86][87]

이 현상은 2010년까지 원인이 밝혀지지 않았고, 그 의미도 파악하기 어렵다. 클라신스키 등의 보고는 레이다를 이용한 화성, 금성, 수성 거리 측정으로 얻어진 미터와 천문단위 관계 데이터에서 밝혀졌다. 레이다 거리 측정은 전파 왕복 시간을 정밀 측정하여 이루어지므로, 문제는 천체력 예측 왕복 시간의 매우 느린 증가로 파악된다. 즉, 레이다 관측에 의한 미터 단위에서는 행성 궤도가 확대되는 것처럼 보이지만, 행성 움직임 자체는 천문단위계 천체력과 일치하며, 천문단위로 보면 행성 궤도와 운동은 확대를 보이지 않는다. 따라서 천문단위가 미터에 대해 매우 느리게 확대되고 있다는 이상한 현상이 나타난다.^[88]

태양 질량, 만유인력 상수 변화, 우주 팽창 영향 등이 검토되었지만, 효과가 있더라도 충분히 작다고 생각되어 만족스러운 설명은 없었다. 원인에 대한 논의가 계속되며, 히로사키 대학 미우라 등은 행성 거리 증가가 태양과의 조석 마찰 때문일 수 있다고 제안한다.^[89] 이는 지구 조석에 의한 달 궤도 확대와 유사한 메커니즘이다.

5. 천체의 거리 탐구 역사

사모스의 아리스타르코스는 자신의 저서 『태양과 달의 크기 및 거리에 관하여』에서 태양까지의 거리가 달까지의 거리의 18배에서 20배라고 주장했지만, 실제 비율은 약 389.174배이다. 아리스타르코스는 상현달과 태양 사이의 각도를 87°로 추정했는데, 실제 값은 89.853°에 가깝다. 아리스타르코스가 달까지의 거리로 가정한 값에 따라 계산된 태양까지의 거리는 지구 반지름의 380~1,520배에 해당한다.^[29]

히파르코스는 지구에서 태양까지의 거리를 지구 반지름의 490배로 추정했다.^[30] 이는 그가 가정한 7분의 "가장 감지 가능한" 태양 시차에서 유래한 것으로 추정된다.^[30]

기원전 1세기경 중국 수학 논문인 『주비산경』은 세 곳에서 1,000리 떨어진 곳에서 관측된 정오 그림자의 길이 차이와 지구가 평평하다는 가정을 이용하여 기하학적으로 태양까지의 거리를 계산하는 방법을 제시한다.^[31]

에라토스테네스는 태양까지의 거리를 4,080,000 스타디온 또는 804,000,000 스타디온으로 계산했다. 185~190미터인 그리스 스타디온을 사용하면,^[32][33] 전자는 754,800~775,200km로 너무 낮고, 후자는 1억 4,870만~1억 5,280만 미터(정확도 2% 이내)가 된다.^[34]

2세기경, 프톨레마이오스는 태양의 평균 거리를 지구 반지름의 1,210배로 추정했다.^[36][37] 그는 달의 시차를 측정하여 1° 26′의 수평 달 시차를 얻었는데, 이는 너무 큰 값이었다. 달의 최대 거리는 지구 반지름의 64/16배로 계산했는데, 시차 수치, 달 궤도 이론 등의 오류가 상쇄되어 대략 정확한 값이 나왔다.^[38][39] 태양과 달의 겉보기 크기를 측정하고, 월식 기록을 통해 지구 그림자 원뿔의 겉보기 지름을 추정하여 지구에서 태양까지의 거리를 지구 반지름의 1,210배로 계산했다. 이는 태양과 달의 거리 비율이 약 19배라는 아리스타르코스의 수치와 일치한다. 프톨레마이오스의 방법은 이론적으로 가능하지만, 데이터의 작은 변화에 매우 민감하여 측정값을 조금만 변경해도 태양까지의 거리가 무한대가 될 수 있다.^[38]

중세 이슬람 세계의 천문학자들은 프톨레마이오스의 우주론적 모형에 약간의 변화를 주었지만, 지구-태양 거리에 대한 추정치는 크게 바꾸지 않았다. 알-파르가니는 태양의 평균 거리를 지구 반지름의 1,170배, 알-바타니는 1,108배로 제시했다. 알-비루니와 같은 후대 천문학자들도 유사한 값을 사용했다.^[40] 코페르니쿠스와 티코 브라헤도 비슷한 수치(지구 반지름의 1,142배와 1,150배)를 사용했고, 프톨레마이오스의 지구-태양 거리 추정치는 16세기까지 유지되었다.^[41]

요하네스 케플러는 『루돌프 표』(1627)에서 프톨레마이오스의 추정치가 최소 3배 이상 낮다는 것을 처음으로 인식했다. 케플러의 행성 운동 법칙은 행성들의 상대적 거리를 계산할 수 있게 해주었고, 지구에 대한 절대값을 측정하는 것에 대한 관심을 불러일으켰다. 망원경의 발명은 더 정확한 각도 측정을 가능하게 했다. 고드프루이 웬델린은 1635년에 아리스타르코스의 측정을 반복하여 프톨레마이오스의 값이 최소 11배 낮다는 것을 발견했다.

금성의 태양면 통과를 관측하면 시차를 통해 지구-태양 거리를 비교적 정확하게 추정할 수 있다.^[42] 제러마이어 호록스는 1639년 태양면 통과 관측을 기반으로 15″의 태양 시차를 얻었는데, 이는 지구 반지름의 13,750배에 해당한다.

크리스티안 호이겐스는 금성과 화성의 겉보기 크기를 비교하여 지구 반지름의 약 24,000배(8.6″의 태양 시차)를 추정했지만,^[35] 많은 가정이 필요했기 때문에 정확도는 우연에 가깝다.

장 리셰와 조반니 도메니코 카시니는 1672년 화성의 시차를 측정하여 9.5″의 태양 시차(지구 반지름의 약 22,000배)를 얻었다. 그들은 장 피카르가 측정한 정확한 지구 반지름 값을 사용한 최초의 천문학자들이었다. 같은 해에 존 플램스티드도 화성의 일주 시차를 측정하여 천문단위를 추정했다.^[44]

제임스 그레고리가 고안하고 에드먼드 핼리가 주장한 금성 태양면 통과 관측 방법은^[45] 1761년과 1769년, 1874년과 1882년에 적용되었다. 1761년과 1769년의 태양면 통과 관측은 제임스 쿡과 찰스 그린의 타히티 관측을 포함한 국제 과학 작전이었다. 7년 전쟁에도 불구하고 천문학자들이 파견되었고, 그중 몇몇은 사망했다.^[46] 제롬 라랑드는 다양한 결과를 종합하여 8.6″의 태양 시차 값을 제공했다. 카를 루돌프 포왈키는 1864년에 8.83″을 추정했다.^[47]

사이먼 뉴컴은 광행차 상수를 결정하는 방법을 사용하여 8.80″의 태양 시차 값을 도출하고, 금성 태양면 통과 데이터도 사용했다. 뉴컴은 A. A. 마이켈슨과 협력하여 빛의 속도를 측정했고, 광행차 상수와 결합하여 지구-태양 거리를 미터 단위로 측정했다. 뉴컴의 값은 1896년에 최초의 국제 천문 상수 시스템에 통합되었고,^[48] 1964년까지 역서 계산에 사용되었다.^[49] "천문 단위"라는 이름은 1903년에 처음 사용된 것으로 보인다.^[50]

근지구 소행성 433 에로스의 발견과 지구 근접 통과는 시차 측정을 개선했다.^[51] 1930~1931년에 433 에로스의 시차 측정을 위한 국제 프로젝트가 수행되었다.^[43][52]

1960년대 초, 금성과 화성까지의 거리에 대한 직접적인 레이다 측정이 가능해졌다. 개선된 빛의 속도 측정과 함께 이러한 측정은 뉴컴의 태양 시차와 광행차 상수 값이 서로 모순됨을 보여주었다.^[53]

5. 1. 고대 그리스와 아라비아

5. 2. 17세기 이후 관측 발전

6. 관련 단위

• 광년(1광년 ≈ 63241AU)
• 파섹(1파섹 ≈ 206265AU)

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