지구 (Earth)

지구의 첫인상은 춤추듯 지나가는 하얀구름, 푸른빛의 행성이다.

태양계 내에서 현재 생명체가 살고 있는 유일한 행성이기도 하다.
우리들은 지구는 둥글다고 다 알고 있지만, 옛날 사람들은 땅은 평평한 것으로, 아주 먼 곳의 땅의 끝에 낭떠러지가 있어서, 계속 걸어가면 나락(지옥)으로 떨어지게 된다고 믿었다.

지구가 둥글다는 간접적인 증거는 많이 있지만, 실지로 지구를 한바퀴 돌아서 그것을 증명하려고 시도한 사람은 포르투갈인 '마제란, Magellan'이었다.

그는 1519년에 세계일주 원정대를 거느리고 대서양을 서쪽으로 항행하여 남아메리카의 남단에 있는 마젤란 해협(후에 이름 붙여진 것)을 통과하여 태평양을 서행하여 필리핀에 상륙, 휴식을 취하든 중 토착민의 습격을 받고 숨졌다. 그의 부하들은 1592년 귀국하여 지구가 둥글다는 것을 직접 증명했다.

<천동설, Heliocentric theory>
옛날 사람들은 우주의 중심에 지구가 있고, 모든 천체가 지구를 중심으로 회전하고 있다고 믿었다. 즉 별이 빽빽이 박혀있는 거대한 '천구'가 지구를 돌고 있다고 생각했다.

태양과 달을 비롯하여 모든 별들은 동쪽에서 떠서 서쪽으로 지는 것을 눈으로 보아온 옛날 사람들이 그렇게 믿었다는 것은, 지식의 발달이 미흡했던 그들에게는 당연했을 것이다. 이와 같은 생각은 '천동설'이라 한다. 천동설을 주장했던 사람은 그리스의 학자 '토레미, Ptolemy'이었으며, 유럽세계에서는 그것이 기독교의 교리와 합치되기 때문에 오랜동안 요지부동한 진실로 간주되어 왔었다.

<지동설, Geocentric theory>
사람들의 지능이 발달하고 천문에 관한 지식이 점점 축척 됨에 따라, 천체들의 운동을 '천동설'로는 설명할 수 없기에 이르렀다. 16세기초에 '코페르니쿠스(Copernicus)'라는 폴랜드인이 '지동설'이라는 것-즉 천체가 지구를 회전하는 것이 아니고, 반대로 지구가 스스로 회전하기 때문에 천체가 지구를 회전한 것처럼 보일 뿐이다라고 주장해서 유럽 세계에 큰 파문을 일으켰다.

그 당시는 유럽에서는 기독교 특히 로마 카톨릭 교황의 권위는 절대적이어서, '코페르니쿠스'의 지동설은 빛을 보지 못했다. 그후 '케플러(Kepler)', '갈릴레오(Galileo)'와 같은 유명한 학자들이 나타나서, 지동설이 옳다는 것을 주장하기에 이르렀으며, '가리레오'는 종교재판에서 자기의 설이 틀렸다고 증언해야한 수모를 받기도 했으며, 법정을 나서면서 '그래도 지구는 돈다'라고 혼자말로 중얼거렸다는 일화는 유명하다.

◈ 지구의 대기
하늘이 푸르게 보이는 것은 지구 대기 속에 있는 질소와 산소 분자들이 햇빛으로부터 파장이 짧은 푸른색을 잘 분리해 내기 때문이다.
다른 행성과 달리 지구의 대기는 질소77%, 산소21%, 그리고 나머지 2%로 이루어져 있다.
지구 대기의 온도 분포는 대류권, 성층권, 중간권, 열권으로 나누어져 있다. 그리고 성층권, 열권에서는              고도가 올라갈수록 온도가 올라간다.

◈ 지구의 자기장
지구 자기장이 존재하는 영역을 자기권이라 한다. 그런데 태양에서 불어오는 태양풍은 지구 자기장을 태양의 반대방향으로 밀어 내어 지구 자기장은 마치 혜성의 꼬리처럼 길게 흩날리게 된다. 태양풍 입자들이 자기장과 부딪치게 되면, 그 속도가 갑자기 떨어진다. 입자의 속도가 음속 이하로 떨어지는 경계면에서는 충격파가 생긴다. 그 안쪽에는 지구 자기장의 압력과 태양풍의 기체압이 평형을 이루는 경계면이 존재하는데, 이것을 자기권계면이라 부른다. 대부분의 태양풍 입자들은 자기권계면에서 구부러져 전이 지역을 통과해 지구를 비껴 간다.

 ◈ 지구의 내부구조
바깥의 얇은 껍질을 지각이라고 하며, 두께가 약 10 - 35km 되고. 보통 바다에서는 얇고, 높은 산이 있는 곳에서는 훨씬 두껍다.
지각의 아래에는 맨틀이라는 부분이 있다. 이 맨틀이 지구에서 가장 많은 부피를 차지한다.
맨틀의 아래 쪽 부분은 핵이라고 하는데 여기에는 철이나 니켈이 녹아 있는 액체 상태의 외핵과 딱딱한 고체로 된 내핵이 있다. 외핵은 액체이며, 내핵은 고체이다. 외핵의 온도는 약 4000도정도 이고, 내핵은 지구의 중심 부분에 있기 때문에 외핵에 비해서 압력이 무척 높다. 그래서 철이 녹지 못하고 굳어 버린 것이다.

 ◈ 지구자전의 간접적 증명
천장에 무거운 추를 매달고 한쪽으로 당겼다 놓으면 추는 상당히 오랫동안 왔다 갔다하는 진자(振子)가 된다. 추가 움직이는 방향은 시간과 더불어 변할까? 벽에 추가 움직이는 방향을 표시해 놓고 관찰하면 알 수 있을 것이다. 추에 대한 외력은 전혀 없는 것이므로 그것이 움직이는 방향은 변하지 않을 것도 같다. 그러나 실지로는 바른 쪽으로 방향이 변경된다. 그렇다면 집 전체가 반시계(反時計)방향으로 회전하고 있다고 결론할 수 밖에 없을 것이다. 집은 지구에 고착되어 있으므로 지구 자체가 반시계방향으로 회전한 것으로 보아야 할 것이다. 이것이 '푸카의 진자, Foucault's pendulum'으로 지구의 자전을 간접적으로 증명한 실험인 것이다. 이 실험은 남반구에서는 반향이 모두 반대로 나타난다. 적도 상에서는 추의 운동방향은 변하지 않을 것이다.

◈ 소용돌이는 왜?
물이나 공기의 소용돌이는 북반구에서는 반시계방향으로, 남반구에서는 시계방향으로 도는 것인데 왜 그럴까? 태풍이 접근할 때의 구름사진을 보면 그것을 우리 눈으로 확인할 수가 있다. 이것은 지구가 서에서 동으로 자전하고 있다는 것과 관계가 있다. 북반구에서 총을 쏘면 총알은 항상 오른쪽으로 치우친다. 이것은 남쪽은 북쪽보다 지구 자전에 의한 속도가 빠르기 때문에 나타난 현상이다. 적도 상에서는 40000 Km/24 = 1666.7 Km(시속)라는 큰 속도로 돌고 있으나 북극에서는 속도가 0 이다. 각 위도에서의 자전속도는 간단히 계산할 수 있다. 남쪽에서 북쪽을 향해서 총을 쏘면 총알은 북쪽의 표적보다 오른쪽으로 이동하는 속도가 빠르기 때문에 오른쪽으로 치우친다. 북쪽에서 남쪽을 향해서 충을 쏠 때에도 왼쪽으로 이동하는 속도가 남쪽의 표적보다 늦은 총알은 표적에 도착할 때에 표적은 이미 왼쪽으로 이동한 후이므로 총알은 오른 쪽으로 치우치게 되는 것이다. 남반구에서는 소용돌이의 회전방향이 북반구에서와는 반대로 나타난다. 지구상에서의 이와 같은 소용돌이가 나타나는 원인은 지구의 자전 때문인 것이며, 만일 지구의 자전 방향이 반대이라면 소용돌이의 방향도 반대로 나타날 것이다.

◈ 지구의 자전축은?
모든 회전체는 회전축이 있는 것인데, 지구의 자전축은 어느 방향으로 향하고 있을까? 이미 북극과 남극의 정의에서, 지구의 자전축이 지표와 만난 점을 북극 또는 남극이라 하였다. 그러므로 북극과 남극을 연결하는 직선이 자전추이 되고 그 방향이 자전축의 방향이다. 북극의 직상에는 '북극성'이 있고 남극의 직상에도 항성이 있다.

◈ 지구의 자전축의 방향은 변하지 않는다
이 사실은 중요하지만 인간의 일생 정도의 시간에서는 불변이라는 뜻이고 긴 시간 동안에는 변할 수 있는 것이다. 팽이를 돌리면 팽이가 고개를 돌리는 현상을 볼 수 있는데 이것은 지구의 중력의 영향 때문인 것이며, 무중력상태에서는 그런 현상은 일어나지 않는다. 팽이와 마찬가지로 회전하는 지구도 그 회전축을 일정한 주기로 회전한다. 즉 현재 북극의 직상에 북극성이 있지만 시간과 더불어 회전축의 방향을 이동하여 다른 별자리로 이동해간다. 그 주기는 26,000년이나 됨으로 지구의 회전축은 불변이라 보아도 좋다는 것이다. 이와 같은 현상을 세차운동(歲差運動, precession)이라 부른다. 지구에 있어 이와 같은 세차운동이 일어나는 원인은 태양의 인력 때문인 것으로 보고 있다.

◈ 지구의 공전
지구를 포함한 모든 행성은 모두 태양을 중심으로, 일정한 거리를 유지하면서, 일정한 주기(週期)로 공전(公轉, revolution)을 계속하고 있다. 공전의 방향은 모든 행성이 같으며 지구의 자전 방향과 같이 '반시계방향'이다. 그리고 공전궤도의 모양은 원이 아니라 타원(楕圓, ellipse)인 것이다.

'타원'의 정의는: 두 점(가령 c1, c2)까지의 거리의 합이 항상 같은 점의 궤적(軌跡)이다. 이때 c1 및 c2 를 각각 타원의 초점(焦點, focus)이라 한다. 모든 행성은 타원의 공전궤도 상을 운행하는데 태양은 두 초점 중의 하나에 위치한다. 이것이 Kepler의 제 1 법칙이다. c1, c2를 통과한 타원의 지름의 1/2를 장축(長軸)이라 하고, c1, c2의 중점을 통과한 장축에 직각인 지름의 1/2를 단축(短軸)이라 한다.

이심율(離心率, eccentricity): 타원의 모양은 다양하며, 타원이 어느 정도로 길쭉한가를 나타내는 것이 이심율이며, c1과 c2 사이의 거리를 장축으로 나눈 값이다. 원은 이 값이 0이고 포물선은 1이다. 지구의 공전궤도의 이심율은 0.017이며 행성 중 명왕성의 이심율이 가장 크며 0.253으로 되어 있다. 지구가 태양에 가장 가까운 지점을 근일점(近日點, perihelion), 가장 먼 지점을 원일점(遠日點, aphelion)이라 한다. 지구에 있어 양자의 차이는 약 500만 Km이며 이것은 지구-태양 거리의 3 %에 해당한다.

◈ 황도(黃道, ecliptic)
지구의 공전궤도를 특히 '황도'라 부른다. 우리들이 지구 위에 살고 있기 때문에 황도를 볼 수는 없고, 다만 지구를 둘러싸고 있는 천구 상의 성좌 위에 지구의 그림자를 투영했을 때의 흔적으로 나타낼 수 있다. 방안에 촛불이 있고 촛불 주위를 공이 돌고 있다면 공의 운동은 벽에 나타난 공의 그림자로 표시할 수 있다. 태양은 촛불이고 벽이 천구의 성좌라 생각하면, 성좌 위에 지구의 궤적을 그릴 수 있을 것이다. 즉 태양과 지구의 중심을 연결하는 직선이 성좌와 만나는 곳(E)을 확정 지울 수 있다. 지구는 하루에 약 1도(360도/365) 태양을 주위를 타원궤도로 돌기 때문에 지구와 태양 사이의 거리는 지구의 위치에 따라 일정하지 않다. 그러나 그 평균적인 거리는 산출할 수 있으며 지구-태양간의 평균 거리를 1 천문단위라 하여 천문학에서 거리를 재는데 많이 사용한다. 1 AU는 149,597,870 Km이다. 태양-지구 거리측정법: 달-지구간의 거리는 정확히 알고 있으므로 달-태양-지구가 만든 삼각형의 각도를 정밀 측정하여 삼각법으로 거리를 산출한다.

◈ 지구 공전주기
지구가 황도 상을 공전하여 완전히 지구를 일주하여 출발점으로 되돌아올 때까지의 시간이 1년이며, 정확히는 365.24219 일이다. 1 일 미만의 시간이 4년 동안 축적되면 1 일이 되므로 4년마다 1년을 366일인 '윤년'으로 한다. 그래도 오차가 나므로 서기 년이 400으로 나누어지는 해를 윤년으로 추가한다. 이렇게 해도 3,300년에1일의 오차가 생긴다 한다.

◈ 지구의 공전속도
황도 상에서의 지구의 공전속도는, 황도가 타원이기 때문에, 일정하지 않고, 근일점에서는 빠르고, 원일점에서는 느리다. 가령 태양을 S라하고, 지구가 황도 상의 어떤 점 A에 있다가 얼마쯤의 시간 후의 지구가 B에 있게 되었다면, ASB로 만들어진 삼각형의 면적은 항상 같게 유지된다.

이것은 바로 근일점에서는 지구의 공전속도가 빠르고 원일점에서는 속도가 느리다는 것, 다시 말해서 근일점에서의 AB의 길이는 원일점에서의 AB의 길이보다 길다는 것이다. 이것이 "Kepler의 제 2법칙"이다. 태양과 지구와의 평균거리인 AU는 알고 있고, 1회 공전하는 데 365일이 걸리므로 간단히 그 공전속도를 계산할 수 있다. 평균공전속도 = (1 AU(Km) * 2 * 3.14) / (365 * 24 * 60 * 60)(초)= 29.8 Km/sec

◈ 하루의 길이-평균태양일
지구는 자전을 하면서 약 1억 5천만 Km 떨어져 있는 태양의 주위를 1 년에 1회 공전을 하고 있다. 하루의 길이를 측정하려면, 태양이 남중한(정확히 남쪽에 오는) 시간으로부터 다음날 다시 남중할 때까지의 시간을 정확히 측정한다.

이렇게 측정한 하루의 길이는 연중 꼭 같지 않고, 계절에 따라 다르다. 그 이유는 지구의 공전궤도가 원이 아니고 타원이기 때문인 것으로, 태양에 가까울 때는 멀 때에 비해 지구의 공전속도가 더 빠르며, 이 때문에 태양의 남중하는 시간이 달라지는 것이다. 1 년을 통해 하루의 길이를 평균한 것을 <평균태양일, mean solar day>이라 하여, 정확히 는 24시간 3분 36.6초이다.

◈ 항성일, sidereal day
하루의 길이를 태양을 기준으로 하여 측정하지 않고 태양계 밖의 아 주 먼 곳에 있는 어떤 항성을 기준으로 할 때는 하루의 길이가 태양일 과는 다르며 이것을 '항성일'이라 하고, 평균태양일 보다 약 4분 짧다. 정확히는 23시간 56분 4.1초이다. 그 이유를 생각해보자. 태양의 남중을 측정하는 순간 태양의 저 쪽 연장선상에 항성 A가 있다고 가정하자.

지구(E1)는 반시계방향으로 자전하면서 같은 방향으로 공전을 하기 때문에 다음 날 A가 남중하는 시간에는 (태양광선 때문에 실지 관측은 하지 못한다) 지구(E2)는 이미 약 1도 서에서 동으로 회전해 있기 때문에 약 4분 후가 아니면 태양의 남중이 일어나지 않는다. 4분은 1440분(1일)/360에서 유래한다. 만일 지구의 자전의 방향이 공전방향과 반대라면(동에서 서로) 평균태양일은 항성일보다 4분 짧아질 것이다.

◈ 황도면과 적도면
지구가 태양의 주위를 공전하는 궤도를 '황도(황도)'라하며, 황도를 포함한 평면을 <황도면>이라 하고, 지구의 '적도(적도)'를 포함한 평면을 <적도면>이라 한다.

그런데 이들 두 평면은 서로 일치하지 않고 일정한 각도를 항상 유지하고 있으며, 이 각도를 <경사각>이라 하여 약 23.5도이다. 이 경사각은 우리들에게 아주 중요한 것으로 이 각도 때문에 지구상에 계절의 변화가 나타나는 것이다. 이 경사각은 행성마다 다른 것이며 목성이 가장 작아서 7도 정도이고, 금성과 해왕성은 각각88도와 98도로 90도 가깝다. 여타의 행성들은 지구의 경사각에 가깝다.

◈ 지구상의 계절변화
만일 황도면과 적도면이 일치한다면, 지구상의 한 곳에서의 태양의 높이는 연중 꼭 같을 것이기 때문에, 즉 지구로 들어오는 태양광선의 강도 즉 태양의 복사 '에너지'의 강도가 일정할 것이므로, 기후의 변동은 거의 나타나지 않을 것이다.

그러나 23.5도라는 경사각을 가지는 지구는 태양을 한 바퀴 공전하는 동안 한 지점에 있어서 수평면과 태양광선이 이룬 각도 즉 태양의 높이가 달라지는 것이다.(지구의 자전축이 달라지는 것은 결코 아니다.) 수평면과 태양의 방향이 이루는 각도가 최대가 되는 시기(하지, summer solstice)와 이 각도가 최소가 되는 시기(동지, winter solstice)가 나타나게된다. 북반구에서 이 각도가 클 때가 여름이고 각도가 작을 때가 겨울인 것이고 남반구에서는 반대이다. 이 중간에 봄과 가을이 온다.

◈ 춘분점과 추분점
동지점을 지나 3개월 후가 되면 지구는 태양 주위를 90도 회전하여 <춘분(春分, vernal equinox)>이 되는데, 이 춘분이란 지구의 적도의 지름의 방향이 태양의 방향과 일치하는 때이며, 이렇게되는 시각은 일순간에 불과하며, 대충 3월 21일경이 된다. 이로부터 6개월 후에 또다시 적도의 지름 방향이 태양 방향과 일치하는 시기가 오는데, 이것이 <추분(秋分,autumnal equinox)>이다. 이 두 시점에서 천구 상에서의 황도와 적위(inclination) 0도의 선이 교차한다.

◈ 일주운동, 연주운동
지구가 서에서 동으로 자전하기 때문에 태양이나 별(항성)은 동쪽에서 떠서 서쪽으로 지는 것처럼 보인다. 이와 같이 지구 자전에 의해 나타나는 천체의 겉보기의 운동을 <일주운동(日周運動)>이라 한다.

이에 대해 지구의 공전 때문에 나타나는 천체의 겉보기 운동을 <연주운동(年周運動)>이라 한다. 이리하여 지구상에서 볼 수 있는 별자리는 계절에 다라 달라지는데, 태양 쪽에 있는 별들은 태양광선이 너무 강하기 때문에 볼 수 없고, 해가 져서 어두워진 후부터 아침에 해가 올라오기 전 까지 사이에 별들을 관찰할 수 있다.

지구가 공전을 계속하기 때문에 지금까지 보이지 않았던 별들이 보이게 되는 반면 보였든 별들은 점점 볼 수 없게 되는 것이며, 1년을 거치는 동안에는 별자리를 모두 관찰할 수 있다. 단 지구가 둥글기 때문에 북반구에서는 남반구의 별을 다 볼 수 없고 남반구에서는 북반구의 별을 다 볼 수 없다. 적도 상에 있는 사람은 1년 동안에 전체 성좌를 모두 볼 수 있다.