별과 달까지의 거리를 재는 법 — 시차와 삼각측량

손가락으로 확인하는 시차

팔을 뻗어 엄지손가락을 세우고, 한쪽 눈씩 번갈아 감아 보세요. 손가락이 먼 배경에 대해 좌우로 껑충 뛰는 것처럼 보입니다. 이렇게 보는 위치가 달라지면 가까운 물체의 방향이 어긋나 보이는 현상을 「시차(視差, parallax)」라고 합니다. 손가락이 가까울수록 더 많이 뛰고, 멀수록 조금만 움직입니다.

천문학자들은 바로 이 시차를 이용해, 자를 댈 수 없는 천체까지의 거리를 잽니다. 두 지점 사이의 거리(기선)와 방향이 어긋난 각도만 알면, 삼각형의 성질로 거리를 계산할 수 있기 때문입니다.

달까지의 거리

달은 비교적 가까워, 지구 위 멀리 떨어진 두 도시에서 같은 순간에 달을 보면 별들 사이 위치가 미세하게 어긋나 보입니다. 이 두 지점 사이의 거리와 어긋난 각도 θ를 알면, 삼각측량으로 달까지의 거리를 구할 수 있습니다. 고대 그리스의 히파르코스는 이미 이 방법으로 달까지의 거리가 지구 지름의 약 30배라는 놀랍도록 정확한 값을 얻었습니다.

오늘날에는 아폴로 우주인들이 달 표면에 놓고 온 반사경에 레이저를 쏘아, 빛이 되돌아오는 시간으로 거리를 잽니다. 그 결과 달까지의 평균 거리는 약 38만 4천 km이며, 매년 약 3.8cm씩 지구에서 멀어지고 있다는 것까지 밝혀졌습니다.

별까지의 거리 — 연주시차

별은 훨씬 더 멀어, 지구 위 두 지점만으로는 어긋남을 느낄 수 없습니다. 그래서 천문학자들은 가능한 가장 긴 기선 — 지구가 태양을 도는 「궤도의 지름」 — 을 씁니다. 반년 간격으로 같은 별을 찍으면, 지구가 궤도 반대편으로 옮겨 간 만큼 가까운 별이 먼 배경별에 대해 아주 조금 움직여 보입니다. 이 어긋남의 절반 각도를 「연주시차 p」라고 합니다.

이 각도는 믿기 어려울 만큼 작습니다. 가장 가까운 별조차 연주시차가 1초(1도의 3600분의 1)도 안 됩니다. 그래서 1838년 베셀이 백조자리 61번 별의 연주시차를 처음 측정하기 전까지, 아무도 별까지의 거리를 재지 못했습니다.

거리의 단위 — 파섹

연주시차와 거리는 아주 단순한 관계로 이어집니다. 연주시차 p가 「각초(″)」 단위일 때, 거리는 그 역수로 「파섹(pc)」 단위가 됩니다.

한 걸음 더 — 우주의 사다리

연주시차로 거리를 잴 수 있는 별은 비교적 가까운 별뿐입니다. 더 먼 천체는 밝기가 알려진 「표준 촛불」(세페이드 변광성, Ia형 초신성)을 이용해, 보이는 밝기가 얼마나 어두워졌는지로 거리를 가늠합니다. 이렇게 가까운 것에서 먼 것으로 차근차근 방법을 이어 붙여 우주의 크기를 재는 과정을, 천문학자들은 「우주 거리 사다리」라고 부릅니다.