빛의 속도(광속)측정 방법과 지구-태양-달의 크기,거리 측정방법

소개글

빛의 속도(광속)측정 방법과 지구-태양-달의 크기,거리 측정방법에 대한 보고서 자료입니다.

목차

⊙빛의 속도 측정
1)빛의 속도
(빛의 속도를 측정한 여러 가지 실험과 그 역사)
-갈릴레이의 방법
-뢰머의 방법
-피조의 방법
-푸코의 방법
-마이켈슨_몰리의 방법
-항성의 광행차를 이용한 방법
-전기상수를 이용한 방법

⊙지구의 크기측정

⊙달의 크기측정

⊙태양의 크기측정

⊙태양-지구 사이 거리측정

⊙지구-달 사이 거리측정
-아리스타르코스: 반달을 이용한 거리계산
-히파르코스: 삼각법
-19C: 삼각측량법
-현재: 레이저 반사경, 레이다를 이용한 거리계산

⊙행성간의 거리 측정
-지오바니 도메니코 카시니(고대)
-케플러의 법칙 이용하는 방법
-시차를 이용하는 방법
-연주시차법
-세페이드 변광성 이용법
-도플러 효과 이용법

⊙소행성의 발견

본문내용

하면 지구에서도 시차를 측정할 수 있을 것이라고 생각하고, 유럽에서 가능한 한 멀리 떨어져 있고, 같은 시간에 화성을 관찰할 수 있는 장소로 남아메리카 기아나의 카이엔 섬에 관측대를 파견하였다. 그리고 카이엔 섬과 파리사이의 화성의 시차를 측정하여, 이 값을 바탕으로 태양까지의 거리가 1억 4000만 km임을 알아내었다. 현재의 값이 1억 4천9백60만 km이니까, 그 당시로서는 얼마나 정밀한 측정이었는지 알 수 있다.
현재는 금성이나 지구에 접근하는 소행성을 사용하여 레이더로 거리를 재고 있지만, 1672년의 카시니의 방법에서 원리는 하나도 변하지 않았습니다.
행성간의 거리 차 측정
지오바니 도메니코 카시니 (1625~1712)
1543년에 니콜라스 코페르니쿠스가 태양 중심의 우주 개념을 도입하자, 행성에서 태양까지의 거리 비를 계산하기가 쉬워졌다. 1600년대 초반에 요하네스 케플러가 조화의 법칙, 즉 행성이 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간의 제곱은 그 행성에서 태양까지 거리의 세제곱에 비례한다는 것을 밝힌 뒤에는 그 거리를 구하기가 더 쉬워졌다. 그러나 지오바니 도메니코 카시니의 시대에 이르기까지 태양계의 절대 크기는 기원전 280년에 사모스의 아리스타르쿠스가 내놓은 부정확한 값이 전부였다. 그는 태양이 달보다 20배는 더 멀다고 말했다. 카시니는 루이 16세의 명을 받아 파리 천문대장으로 임명되었다. 1671년에는 태양, 지구, 달이 한 줄로 늘어섰고, 화성이 지구에 가장 가까이 다가왔다. 카시니는 이 기회를 놓치지 않고 장 리셰를 남아프리카 북동쪽 해안의 카이엔으로 보냈다. 카시니는 파리에서, 리셰는 카이엔에서 동시에 먼 항성들을 기준으로 화성의 각도를 측정했다. 두 관측 지점 사이의 거리가 1만 킬로미터라는 것을 알기 때문에, 카시니는 삼각법을 이용하여 지구와 화성 간의 거리를 계산했다. 케플러의 조화 법칙을 이용하여, 그는 지구에서 태양까지의 거리가 1억 3800만 킬로미터라는 값을 얻었는데, 이 값은 정확한 값보다 겨우 7퍼센트 작을 뿐이다.
천문학자들은 삼각법을 이용하여, 지구에서 본 행성 또는 태양 원반 양쪽 끝의 각도를 가지고 행성들과 태양의 크기를 계산했다. 이렇게 해서 태양은 지구보다 110배나 더 크다는 것이 알려졌다.
아이작 뉴턴의 중력 이론이 담긴 『프린키피아(자연철학의 수학적 원리)』가 출판되자, 태양은 지구보다 33만 배나 무겁다는 것이 알려졌다. 태양의 크기와 질량에 대한 지식은 천체물리학의 주춧돌이 되었다.
여러 가지 방법들
①케플러의 법칙을 이용하는 방법. - 달, 태양, 태양계 행성들
달과 같이 지구가 자전하는 동안 많은 거리를 움직이는 천체의 경우 케플러의 법칙 중 제3법칙인 조화의 법칙을 이용하면 쉽게 구수 있다.
②시차를 이용하는 방법. - 태양, 태양계 행성들
천체가 멈춰 있다고 가정하고, 지구가 하루에 한 바퀴 자전하는 것을 이용하여 서로 다른 시간대에 관측하여 시차를 측정하고, 시차를 삼각함수에 대입하여 거리를 이용하는 방법.
③연주시차법 - 가까운 별들
지구가 태양을 1년을 주기로 공전하는 것을 이용하여, 6개월 간격으로 별의 위치를 측정하여 얻어진 연주시차를 삼각함수에 대입하여 구하는 방법. 이 방법에 의해 생겨난 단위가 PC(파섹)이며 연주시차가 1초(arcsec)인 별까지의 거리가 1PC이다.
④세페이드 변광성 이용법 - 우리 은하내의 성단이나 가까운 외부은하.
세페이드변광성의 변광주기-절대등급의 밝기관계를 이용하여, 거리를 측정하려는 성단이나 가까운 외부은하에 속한 세페이드변광성의 변광주기를 측정하여 절대등급을 알아내고, 관측한 안시등급과의 차이를 이용하여 거리를 구하는 방법.
⑤도플러효과 이용법 - 먼 외부은하
상호간의 거리가 변하는 두 지점간에, 어느 한 지점에서 다른 한 지점으로 향하는 파동의 파장이 두 지점의 움직이는 상대속도에 따라 달라지는 도플러효과를 빛에 적용하여, 빛의 파장을 측정하여 특정 물질에서 나오는 파장이 얼마나 달라졌는가를 측정하는 방법.
소행성의 발견
소행성은 보데의 법칙에 의해 발견되었다. 태양에서부터 행성에 이르는 거리가 일정한 수열을 이루고 있다고 믿고 있던 보데의 법칙은 이 법칙이 예언한 거리에서 허셀이 천왕성을 발견한 후 많은 천문학자들에 의하여 믿을 수 있는 법칙으로 받아 들여졌다. 보데의 법칙에 의하면 태양으로부터 행성까지의 거리의 비는
d=0.4 ＋(0.3×2n)
식의 n 에 행성 번호를 대입하면 구할 수 있다. 이 법칙을 이용하여 수성의 궤도 반경을 구하기 위해서는 n 에 마이너스 무한대를 대입하고, 금성의 궤도는 n 에 0 을 대입하면 된다고 하였다. 지구에서부터는 n 에 1 에서부터 차례로 대입하면 되는데 화성에는 2를 대입하면 되지만 다음 행성인 목성에는 4를 대입하여야 되었다.
따라서 천문학자들은 n 값이 3 이 되는 화성과 목성사이의 지구궤도 반지름의 2.8배 되는 곳에 또 하나의 행성이 존재할 것이라고 생각했다. 1700년대 말부터 많은 천문학자들이 이 사라진 행성을 찾기 위해 행성 파수대라는 집단을 조직해서 개인과 국가의 명예를 걸고 조직적으로 새로운 행성 수색작업을 벌이기 시작하였다. 그러나 정작 새로운 행성을 발견한 것은 이 집단과는 아무런 관계없이 독자적으로 활동한 시칠리섬의 천문학자 삐아치 (G.P.Piazzi)였다.
1801년 이탈리아의 천문학자 삐아치(Giuseppe Piazzi; 1746∼1826)는 우연히 그러한 궤도를 도는 소행성 '쎄레스'(Ceres)를 발견했고, 곧 2.3∼3.3 천문단위(지구-태양 평균거리; 약 1억 5천만km)의 거리에 소행성대(asteroid belt)가 존재한다는 사실이 알려졌습니다. 그 1년 후, 독일의 천문학자 올버스에 의해 세레스와 비슷한 거리에서 다른 희미한 천체를 발견하여 팔라스 (Pallas)란 이름을 붙였다. 그러나 이 행성은 더 작아 그 직경이 560km 밖에 되지 않았다. 그 후, 주노 (Juno), 베스타 (Vesta) 등의 새로운 소행성이 발견되었는데, 현재까지 공식적으로 궤도가 확정된 소행성의 수는 2만 개 이상이다. 궤도를 확인중인 것만도 20만개 이상이나 된다.

키워드

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