[태양계] 천왕성과 그 정보

[─━ ☆★ 은하계성운 ★☆ ━─]

천왕성 - Uranus



천왕성 - 누워서 자전하는 청록색의 행성



설명1

1781년 F.W.허셜에 의해서 발견되었다. 궤도의 긴반지름은 19.19천문단위(AU)이고, 궤도의 이심률은 0.046이다. 태양으로부터의 거리는 근일점에서 17억 3000만 km, 원일점에서 29억 9000만 km이다. 태양주위 공전주기는 84.02년이다. 적도반지름은 2만 3550 km이고, 극반지름은 이보다 약 18분의 1이 작다. 평균광도는 5.9로 육안으로 겨우 보인다. 망원경으로 보면 시지름이 3.6초(평균 최근거리)인 녹색의 원반 모양을 하고 있다.

분광학적인 방법으로 구한 자전주기는 10시간 49분이다. 천왕성의 적도면은 궤도면과 98 ° 경사를 이루고 있다. 즉 자전축이 황도면과 거의 일치하여 공전에 수직인 방향으로 자전한다. 위성에 작용하는 인력으로부터 구한 천왕성의 질량은 지구의 14.56배이다. 비중은 1.3으로 지구보다는 아주 작고 태양과 비슷하다. 적도 부근에서의 표면중력은 지구의 0.92배이다. 스펙트럼은 목성이나 토성과 비슷하고 대기 중에는 메탄과 수소분자가 존재한다.

암모니아도 존재할 것이나 동결되어 있을 것이므로 스펙트럼에는 나타나지 않는다. 미란다 ·아리엘 ·움브리엘 ·티타니아 ·오베론 등 5개의 위성이 있다. 이 위성들은 천왕성의 적도면 내를 자전방향과 같은 방향으로 1~13일의 주기로 공전하고 있다. 위성 중 가장 큰 것은 티타니아로 반지름이 500 km이고 광도는 14등이다. 이 위성들은 천왕성 반지름의 5~24배에 골고루 분포되어 공전한다. 1977년 천왕성의 주위에도 토성에서와 마찬가지로 다섯 겹으로 된 고리가 적도면 내에 있음이 발견되었다.



설명2

하늘을 가득하게 메운 수많은 별 중에서 자리를 옮기는 떠돌이 별 다섯 개를 가려내는 것은 쉬운 일이다. 이 다섯 개의 떠돌이별은 수성, 금성, 화성, 목성, 그리고 토성이다. 이 다섯 행성의 운동은 오래 전부터 조심스럽게 관측되어 상당히 자세하게 그 운동을 알고 있었다. 과학의 발달과정에서 중요한 역할을 했던 케플러의 행성 운동법칙은 이 다섯 행성의 운동이 기초가 되어 발견할 수 있었다.

그러나 정확한 관측이 진행되자 행성들의 움직임이 케플러의 행성 운동법칙과 조금씩 어긋난다는 것을 알게 되었다. 태양을 중심으로 공전하고 있는 행성밖에 다른 행성이 있을 경우에는 안쪽의 행성과 바깥쪽 행성의 상호작용으로 궤도 운동에 교란을 가져오게 되기 때문이다.

토성의 궤도 움직임을 관측한 천문학자들은 토성의 궤도운동에 영향을 주는 다른 행성이 토성보다 바깥쪽에 있어야 한다는 결론을 내리기에 이르렀고 뉴턴역학을 이용해서 새로운 행성이 있어야 할 위치와 질량까지도 예측하게 되었다.

이런 예측을 토대로 1781년 3월 13일에 허셜이 예측된 장소와 아주 가까운 위치에서 천왕성을 발견하고 천왕성의 위성도 2개 발견하였다. 천왕성은 뉴턴역학에 의해 발견된 최초의 행성이었다. 천왕성의 공전 궤도 반지름은 지구 궤도 반지름에 20배에 가까운 28억 7,000만 km로 보데의 법칙이 예언한 것과 비슷한 거리였다.

그때까지 보데의 법칙은 알려진 숫자를 가지고 적당히 만든 수열이라고 하는 사람들도 많아 신용도가 그리 좋지 못했었는데 천왕성의 발견은 보데의 법칙의 신뢰도를 크게 높여 주었다. 따라서 사람들은 보데의 법칙에 의해서 n이 3이 되는 곳인 화성과 목성 사이에 미지의 행성이 있어야 된다고 믿게 되었고, 이 미지의 행성을 찾으려는 사람들이 집단을 이루기도 했다. 그런 노력이 결국 소행성대를 발견하게 했음으로 천왕성의 발견은 소행성들을 발견하는 길잡이 역할을 했다고 할 수 있다.

천왕성이 발견되고 40년정도 지난 1820년경에 부바라는 학자가 40년간의 관측치를 이용하여 천왕성의 운행표를 만들었다. 그런데 이 운행표가 실제 운동과 맞지 않는다는 것이 그가 운행표를 발표한지 25년만에 밝혀졌다. 그의 운행표가 예측한 값과 관측치와의 차이가 매년 2' 에 이르러 관측오차의 한계를 훨씬 넘는 것이었다. 천왕성의 운동은 어떤 지점에서는 예상치보다 빠르고 어떤 지점에서는 예상치보다 느렸다. 독일의 천문학자 베셀은 이러한 현상이 천왕성 바깥의 다른 행성에 의한 것이라는 견해를 제시했다. 그후 파리 천문대 대장이 된 르베리에도 이 차이를 미지의 행성의 작용이라고 생각하고 이 미지의 행성의 위치를 예측하려고 노력하였다.

르베리에는 천왕성의 발견으로 신용이 높아진 보데의 법칙을 이용하여 미지의 행성의 궤도 반지름을 천왕성의 2배로 가정하고 천왕성의 운동에 기초하여 복잡한 계산을 거쳐 미지의 행성의 위치를 예측하고 이 위치를 베를린 천문대의 갈레에게 통보하였다. 갈레는 바로 그날 밤 예측된 곳에서 불과 52' 떨어진 곳에서 해왕성을 발견하였다. 그것이 1846년 9월 23일이었다.

보데의 법칙의 도움으로 발견된 해왕성의 궤도 반지름을 조사해 본 결과 해왕성의 평균 궤도 반지름은 보데의 법칙에서 예상했던 것과는 많은 차이가 있다는 것이 확인되었다. 보데의 법칙에 의하면 해왕성의 궤도 반지름은 지구 궤도 반지름의 약 39배 정도이어야 하는데 실제는 30배정도 되었던 것이다. 이렇게 잘 맞지 않는 법칙을 토대로 예측한 장소와 가까운 곳에서 해왕성을 발견할 수 있었던 것은 매우 운이 좋았던 것으로 들어났다. 만약에 30년쯤 지난 후에 이런 계산에 의해 해왕성을 발견하려고 했다면 성공했을 지는 미지수이다. 어쨌든 보데의 법칙이 해왕성을 발견하는데 중요한 역할을 한 것은 틀림없지만 해왕성의 발견으로 보데의 법칙의 신뢰성은 현저히 저하되었다. 현재는 보데의 법칙의 정확성을 믿는 사람은 드물다. 다만 보데의 법칙은 태양에서 멀어 질수록 행성간의 거리가 멀어진다는 것을 의미하는 정도로 받아들이고 있을 뿐이다.

이렇게 어렵게 발견되었으나 천왕성은 태양계의 행성들 중에서 매우 큰 편에 속한다. 천왕성의 직경은 약 51,800 km로 지구의 8배나 크며 질량도 지구의 질량에 14배나 되어 태양계의 행성 중에서 세 번째로 큰 행성이다. 천왕성은 공전 면과 82.1도나 기울어진 자전축을 중심으로 약 하루의 주기로 공전의 방향과 반대 방향으로 자전하고 있다. 자전축이 거의 공전 면에 누워 있는 것과 자전의 방향이 반대인 것은 아직 풀리지 않은 태양계의 수수께끼이다.

그런데 자전축이 공전면과 거의 나란할 정도로 누워서 항상 같은 방향을 향하고 (각운동량 보존 법칙에 따라 자전축의 방향은 항상 같은 방향을 향할 수 밖에 없다.) 공전면을 따라 공전하고 있으므로 때로는 자전축의 북극이 태양을 향하게 되고 때로는 남극이 태양을 향하게 된다. 자전축의 북극이 태양을 향하고 있을 동안은 북반구에서는 낮이 계속되고, 자전축이 태양에서 보아 수평으로 놓여 있을때는 밤과 낮이 매일 바뀌게 되며, 자전축의 남극이 태양을 향하게 되면 남반구는 낮이 계속되고 북반구는 밤이 계속되게 된다. 천왕성의 공전 주기는 84년이므로 이러한 현상은 84년을 주기로 나타나게 될 것이다.

천왕성을 관찰하기 시작한 천문학자들은 천왕성에 의해 다른 별이 가려지는 현상을 관찰하고 이상한 현상을 발견하였다. 그것은 천왕성에 완전히 가려지기 전에 별빛이 약해졌다 밝아졌다 하고 천왕성에서 벗어난 후에도 같은 현상을 나타내는 것이었다. 처음에는 천왕성을 돌고 있는 다섯 개의 위성이 별빛을 가리기 때문이 아닌가 했으나 곧 천왕성도 테를 가지고 있어서 이 테가 별빛을 가리기 때문이라는 것을 알게 되었다. 현재까지의 관측에 의하면 이 테는 아홉 개의 서로 다른 테로 되어 있으며 토성의 테보다 훨씬 작고 얇은 것으로 밝혀졌다. 이 테가 어떤 물질로 이루어 졌는지에 대하여는 아직 정설이 없다. 한 설명에 의하면 천왕성의 테도 토성의 테와 마찬가지로 암석 조각으로 이루어져 있는데 토성의 테를 이루는 알갱이들은 겉에 얼음으로 둘러싸여 이 얼음 표면이 빛을 반사해서 밝게 빛나는 것과는 달리 얼음으로 싸여 있지 않아 잘 보이지 않는다고 설명하고 있다. 또 다른 이론에 의하면 이 테는 기체로 이루어져 있을 것이라고 주장하기도 한다.

천왕성 대기에는 많은 수소와 헬륨이 포함되어 있을 것으로 보이며 천왕성이 연한 초록색으로 빛나는 것으로 보아 메탄도 많이 함유하고 있을 것으로 추정된다. 그러나 그 온도는 매우 낮아서 대기의 최상층에서의 온도는 -215 oC 쯤일 것으로 생각된다. 대기의 최상층을 이루는 차겁고 얇은 수소 기체층을 지나 밑으로 내려가면 온도는 더욱 내려가다가 메탄의 구름층을 통과해서 더 내려가면서 온도는 올라가기 시작할 것이다. 메탄의 구름 층 밑에는 짙은 암모니아의 결정 입자들로 이루어진 층이 있고 암모니아층 아래에는 수증기로 이루어진 구름층이 있을 것으로 추측된다. 수증기의 구름층 밑에서 온도는 더욱 올라가고 압력도 높아져 대기의 최상층에서 8,000 km 깊이가 되는 지점에 도달하면 수소의 바다를 만나게 될 것이다.

천왕성의 내부는 토성과 마찬가지로 대부분 수소로 되어 있을 것이다. 천왕성의 밀도가 1.3 g/cm3 밖에 안되는 사실로서 쉽게 짐작 할 수 있다. 수소액체로 둘러싸인 핵은 암석으로 이루어져 있을 것으로 보이며, 이 핵의 크기는 지구 크기 정도이고 핵의 온도는 태양 표면의 온도보다 높은 7,000 oC 정도이다. 목성, 토성, 해왕성 등의 목성형 행성들이 많은 양의 자체 열을 밖으로 발산하고 있는 것과는 달리 천왕성은 자신의 열을 거의 발산하고 있지 않은 것으로 생각되고 있다.



이름의 유래

1871년 3월 13일 허셜이 우연히 발견, 당시 영국의 왕의 이름을 따서 "조지의 별"이라 명명하였다. 이 후 지상의 왕 이름을 붙인 어용을 하늘의 신 우라누스를 따서 새로이 명명되었다.



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허셜

독일 하노버 출생. 음악가의 아들로 태어나 7년전쟁에 종군하였다가 탈주하여 영국으로 건너갔다. 1766년 런던 교외의 작은 교회에서 오르간 연주자로 있으면서, 천문서적을 탐독하여 천문학에 관한 실력을 쌓았다. 그 후 자신이 직접 만든 망원경으로 관측에 열중하여, 마침내 항성천문학의 시조(始祖)가 되었다. 그의 주요업적을 요약하면 다음과 같다.

① 대형 망원경의 제작 : 1774년 초점거리 168cm의 반사망원경을 제작하였고, 이듬해에는 초점거리 213cm(지름 16.5cm), 1789년에는 초점거리 1,219cm(지름 122cm)의 거대한 망원경을 완성하였다. 구조는 개량 뉴턴식의 것으로, 이른바 허셜식 망원경이었다.

② 천왕성의 발견 : 1781년 초점거리 213cm 망원경으로 황도(黃道)를 관찰하던 중에 혜성과 비슷한 밝은 천체를 발견하였다. 궤도계산 결과 그것은 새로운 행성으로 판명되었고, 천왕성이라고 명명됨으로써 당시 알고 있던 태양계의 범위를 두 배로 넓혔다.

③ 쌍성의 발견과 《쌍성목록》의 편집 : 연주시차(年周視差)를 검출할 목적으로 갈릴레이가 언급한 쌍성을 조직적으로 관측하여, 1782년과 1784년에 800여 개의 《쌍성목록》을 작성하였고, 1802년 쌍성 중에서 케플러운동을 하는 것들을 확인하였다.

④ 항성계수(恒星計數)와 은하계의 발견 : 1783년 천구상에서 항성의 분포상태를 조사하기 시작하였다. 통계적으로 밝은 별은 가까운 별이고 어두운 별은 먼 별임을 생각하고, 별들이 원반 모양을 이루고 있음을 발견하여 은하계의 구조에 대한 기초를 수립하였다.

⑤ 《성운 ·성단목록》의 작성 : 전체 하늘을 조직적으로 관측하여 1786년, 1789년, 1802년의 3회에 걸쳐 총 2,500개의 성운 ·성단의 목록을 작성하였다.

⑥ 태양계의 운동 입증 : 1783년 밝은 별 7개의 고유운동에 대한 통계를 내어 발산점(發散點)을 찾아내고 그것을 우주공간에서 태양계 운동의 향점(向點)이라고 해석하고, 지동설(태양중심설)의 우주관에 대하여 수정을 가하였다.

이러한 공적으로 1782년 왕실천문관(天文官) 겸 왕립학회 회원으로 천거되고, 1816년 작위(爵位)를 받았으며, 1822년 왕립천문학회 회장이 되었다.