지구는 달과 얼마나 떨어져있는가?
달
달(moon)은 지구의 유일한 영구적 자연위성으로, 태양계내의 위성 중 5번째로 크다. 행성의 크기와 연관하여 자연위성 중 가장 크다. 지구 중심으로부터 달 중심까지의 거리는 평균 38만 4400킬로미터로, 지구 지름의 30배이며,[1] 지구에서 태양까지 거리의 400분의 1이다. 달의 지름은 지구의 약 4분의 1, 태양의 약 400분의 1인 3500 km이다. 달의 부피는 지구의 약 1/50 정도이며, 표면에서의 중력은 지구의 약 17%이다. 달은 지구를 약 27.3일에 일주하며(공전 주기), 지구-달-태양의 위치 변화는 29.5일을 주기로 달라지는 달의 상을 만든다(삭망 주기).
센타우루스자리 알파
센타우루스자리 프록시마와 센타우루스자리 알파 A/B와의 거리는 약 13,000AU(약 0.2광년, 1조 9400억 킬로미터)이며, 천구(天球) 상에서는 약 2도 정도 떨어져 있다. 이 거리는 태양과 센타우루스자리 알파 사이 거리의 약 5퍼센트에 해당한다. 이 별은 태양에서 4.22광년 떨어져 있어, 태양계에서 가장 가까운데, 프록시마라는 뜻은 「가장 가깝다」는 뜻이다.
로스 128
로스 128(Ross 128)은 처녀자리에 있는 적색 왜성으로 지구에서 10.92광년 떨어져 있다. 이 별은 지구에서 열 한 번째로 가까운 항성이다. 로스 128에서 가장 가까운 이웃 별은 볼프 359로 3.79광년 떨어져 있다. 로스 128은 황도 근처에 있으며 처녀자리에 있는 별들 중 가장 지구에서 가깝기도 합니다.
에리다누스자리 엡실론
엡실론별과 태양의 거리는 약 10.5 광년으로 2015년 기준으로 태양에서 13번째로 가까운 항성 또는 항성계이다. 지구에서 가깝기 때문에 이 별의 분광형은 다른 항성에 비해 연구가 자세히 이루어졌다. 밤하늘 에리다누스자리의 북쪽 부분에 자리잡고 있으며 약간 더 밝은 별 에리다누스자리 델타로부터 약 3도 동쪽에 있다. 적위는 −9.46도로 지구 거의 전 지역에서 볼 수 있다. 다만 북위 80도 위에서는 지평선 아래로 가려 볼 수 없다. 겉보기 등급은 3.73으로 도심지 근교에서는 광공해 때문에 빛이 가려 맨눈으로 보기 힘들다.
달
달의 반지름은 지구 반지름의 약 4분의 1이며, 질량은 지구 질량의 1/81.3이고, 달과 지구의 공통 중심은 지구 내부에 있다. 달 궤도의 반지름은 38만 4,400km이며, 이것이 달과의 평균 거리가 된다.
시직경
예로 우리 태양계의 태양과 지구를 공전하는 달의 시지름은 약 0.5°, 안드로메다은하는 약 3°10′ x 1°이다. 천체의 모양이 편평타원체인 경우, 극(極)시지름과 적도시지름이 구별된다. 천문학에서는 시지름의 반인 시반지름을 사용하는 일이 많다.
길이
지구가 태양을 공전할 때 6개월마다 변화하는 별의 위치의 절반을 연주시차라고 한다. 연주시차는 일반적으로 매우 작기 때문에 천체를 중심으로 천체와 지구까지의 거리 d를 반지름으로 하는 원을 지구가 이동했다고 할 수 있다. 이렇게 될때 지구와 태양 사이의 거리 1AU는 호가 된다.
태양계
명왕성(태양에서의 평균 거리 39AU)은 왜행성이며, 카이퍼 대 안에서 가장 거대한 천체로 알려져 있다. 1930년 발견되었을 때는 9번째 행성으로 간주되었으나, 2006년 새로운 행성의 정의가 발표된 뒤 자격 요건을 만족하지 못해 행성에서 탈락했다. 명왕성의 궤도는 다른 행성에 비해 이심률이 크며, 황도면에 대해 17도 기울어져 있다. 태양으로부터의 평균 거리는 39 천문단위이나, 가까울 때는 29.7, 멀어질 때는 49.5 천문단위로 그 격차가 크다. 명왕성의 가장 거대한 위성 카론이 앞으로도 그 자체만으로 왜행성으로 분류될 수 있을지는 확실하지 않다. 명왕성과 카론의 질량 중심은 어느 한쪽의 내부에 있는 것이 아닌, 두 천체 중간의 우주 공간에 형성되어 있어 종과 주인의 관계라기보다는 차라리 쌍성계와 비슷하다. 이들보다 훨씬 더 작은 닉스와 히드라는 명왕성-카론을 돌고 있다. 명왕성은 공명 해왕성 바깥 천체 궤도에 놓여 있으며, 해왕성과 3:2의 궤도 공명을 보인다. 이는 해왕성이 태양을 3번 돌 때 명왕성은 2번 돈다는 뜻이다. 이 궤도 공명비를 보이는 카이퍼 대 천체를 플루토이드로 부른다[70].
보름달
보름달(,)은 달이 태양과 지구의 서로 반대쪽에 위치하여 지구에서 달의 전체가 밝게 보이는 것을 말한다. 만월(滿月) 또는 망월(望月)이라고도 한다. 보름달의 밝기는 금성이 제일 밝을 때의 1500배에 달한다. 보름달 밝기는 태양 다음으로 밝은 -12등급이라고 한다.
월면 반사통신
지구에서 달까지는 평균 38만km 거리인 동시에 반사파를 사용하기 때문에 전파의 감쇄가 크고 지구로 되돌아오는 전파는 아주 약하게 된다. 이 때문에 월면 반사통신은 아마추어 무선 수준에서는 최대의 송신기 출력, 고이득 안테나, 고감도 수신기가 필요하다.
평평한 지구
하지만 지구가 평평하다는 개념을 지지하는 사람들도 남아 있었다. 6세기 경 쯤에는 코스모스 인디코플라우스테스가 기독교 지형학을 출간함으로써 지구구체설은 이교도 주장으로 치부되었다. 근대에 들어와서는 영국의 발명가 사뮤엘 로버텀(Samuel Rowbotham)(1816-1884)이 평평하다는 것을 지지하는 가설을 제기하기 시작했다. 그는 성경 몇 구절들을 해석했으며, 지구는 구가 아니다라는 16쪽짜리 팜플릿을 발행했다. 지구가 평평하다고 가정하는 천문학인 로버텀의 체계에 의하면, 지구의 중심은 북극이고 남쪽의 테두리는 남극의 얼음벽으로 이루어져있다. 해와 달은 지구로 부터 3000마일(4800km)이 떨어져있고 우주에서 3100마일(5000km) 떨어져 있는 평평한 원판이다. 로버텀의 가설은 과학자들과 대중의 논쟁들을 끌어들임으로써 주의를 끌게됐다. 저명한 동물학자 알프레드 러셀 월리스(Alfred Russel Wallace)가 참여, 베드포드 레벨 실험(Bedford Level experiment)에 관여했다. 
지오테일
발사 후 초기 2년간은 자기 꼬리의 먼 지역을 관측하기로 예정되어 있었기 때문에 두 번의 달 스윙바이을 거쳐 원지점의 거리가 지구 반지름의 80~200배 가량인 궤도로 진입했고, (지구의 자기 꼬리는 태양과 반대편으로 뻗기 때문에) 원지점을 항상 밤 쪽에 두기 위하여 달 스윙바이을 사용하였다. 이러한 운용 방법은 1995년부터 약 2년간 14회 사용했다. 1994년 11월 중반 원지점이 지구 반지름의 약 50배 정도로 조정되고, 1995년 2월에는 지구 근처로 다가오는 준-폭풍을 관측하기 위해 반지름의 30배 정도로 떨어트렸다. 근지점은 반지름의 10배 가량, 궤도 경사각은 -7°정도로 하여 동지점에 가까워지도록 하였다.
글리제 876
글리제 876은 태양계에서 매우 가까운 곳에 있다. 히파르코스 위성의 측정 천문학적 관측 기구 조사에 따르면 이 별의 시차는 212.59밀리초각으로 여기서 추산된 거리는 4.70파섹(15.3광년)이다. 가까이 있음에도 이 별 자체는 어둡기 때문에 인간의 눈으로 볼 수는 없으며 망원경을 이용해야 관측할 수 있다.
레이저 간섭계 우주 안테나
달의 궤도보다 10배 더 큰, 전체 배치는 태양과 지구와의 거리와 같은 태양계 궤도상에 위치하게 될 것이다. 그러나, 지구에 20도의 각도로 , 황도 궤도 평면에 상대적으로 60도만큼 기울어지게 끌려 간다. 우주선의 배열(constellation)과 지구 사이 선형 평균 거리는 5천만 킬로미터가 될 것이다.
조석
달이-혹시 당신이 알고 있는 것처럼-지구의 주위를 돌고 있는 것이 아니다. 지구-달 체계가 그 공통 질량중심의 주위를 한 달(27.3일)에 한 번씩 돌고 있다. 지구의 질량은 달의 81배가 되기 때문에 공통 질량중심이 공중에 있지는 않고 지구 안쪽 약 1,650km 되는 곳에 있다.
루이텐 726-8
루이텐 726-8 항성계는 지구에서 8.57광년(2.63파섹) 떨어져 있고 지구에서 여섯 번째로 가까운 항성계이다. 루이텐 726-8에서 가장 가까운 별은 고래자리 타우로, 2.87광년 떨어져 있다.
해왕성
해왕성의 궤도경사각은 지구에 대해 1.77도 기울어져 있다. 해왕성의 궤도 이심률은 0.011로, 태양에서 가장 가까울 때와 멀어질 때의 거리 차이는 1억 1백만 킬로미터로 거의 원에 가깝다.
메시에 26
M26는 지구에서 5,000광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 8등급이며, 시직경은 15분으로 대략 22광년정도의 크기다. 가장 밝은 별은 11.9등급으로 성단의 나이는 약 8900만년으로 추정된다. 흥미로운 점은, 지구와 M26 사이에 있는 성간 물질 구름으로 인해 중심부 별들의 밀도가 낮아보인다는 사실이다.
태양계의 형성과 진화
앞에서 서술한 이론의 대표적인 예가 지구와 달이다. 오늘날 달은 지구에 대해 조석적으로 고정되어 있다. 달이 지구를 한 바퀴 도는 시간과 달이 스스로 한 바퀴 자전하는 시간은 같으며, 이 때문에 지구에서는 달의 한쪽 면밖에 볼 수 없다. 그러나 달은 지구에서 서서히 멀어져 가고 있으며, 앞으로 500억 년 뒤 달과 지구는 서로 완전히 한쪽만을 다른 쪽에게 보이게 될 것이다. 오늘날 지구에서 달의 한쪽만을 볼 수 있는 것처럼, 이때가 되면 달에서도 지구의 한쪽 면만을 볼 수 있을 것이다. 조석 고정의 다른 예로는 목성 주위를 도는 갈릴레이 위성과(목성 주위를 도는 더 작은 많은 위성도 해당한다.) 토성의 거대 위성 대부분이 있다.
위와는 반대로, 위성이 모행성의 자전 속도보다 빠르게 행성 주위를 공전하거나, 혹은 행성의 자전 방향과 반대로 공전할 때는 다른 시나리오가 펼쳐진다. 두 경우 모두 각운동량의 전달 방향은 앞의 경우와는 반대되어, 모행성의 자전 속도는 빨라지는 대신 위성은 행성 쪽으로 끌려가게 된다. 후자는 자전과 공전의 각운동량은 반대 방향으로 작용하여, 서로 각운동량을 감소시키게 되며, 양자가 맞물려 각운동량은 일정하게 유지된다. 두 경우 모두 조석 가속으로, 위성은 행성에 접근하여 결국 조석력에 의해 산산조각이 나며, 행성 주위에 테를 형성하거나, 또는 행성 표면이나 대기에 충돌한다. 화성의 위성 포보스(약 3천만~5천만 년 내), 해왕성의 위성 트리톤(36억 년 내), 목성의 위성 메티스와 아드라스테아 를 비롯한 천왕성과 해왕성의 작은 위성 16개가 이와 같은 운명을 맞을 것으로 예상하고 있다. 천왕성의 위성 데스데모나는 이웃한 위성과 충돌할 것으로 예상하고 있다.
자기권
지구의 적도에 걸쳐서, 자기장선은 거의 수평이되고, 그다음 고위도로 다시 연결되기위해 돌아간다. 그러나 고위도에서, 자기장은 태양풍과 태양풍의 태양자기장에 의해 크게 왜곡된다. 지구의 햇빛이 비추는면(dayside)에서 자기장은 태양풍에 의해서 약 65,000km(40,000마일)의 거리까지 상당히 압축된다. 지구의 bow shock는 약 17km(11마일)의 두께를 가지고 지구로부터 약 90,000km(56,000마일)에 위치한다. 자기권계면은 지구의 표면에 떨어서 수백km 떨어진거리에 존재한다. 지구의 자기권계면은 태양풍으로부터의 입자가 지구로 들어올 수 있게 하는 '체'로 비교되었다. 자기권에서 다른속도로 거대한 플라즈마의 소용돌이가 자기권의 가장자리를 따라서 이동할 때 Kelvin-Helmholtz 불안정성들이 일어난다. 이것은 자기장선이 끊어지고 재연결되는 것 같은 자기 재접속(magnetic reconnection)을 야기시키고, 태양풍입자들은 자기권으로 들어갈수있게 한다. 지구의 빛이 비추지 않는면(nightside)에서, 자기장은 6,300,000km(3,900,000마일)이상의 길이에 지자기꼬리로 연장한다. 지구의 지자기꼬리는 극지방 오로라의 주된 요소이다. 또한, NASA의 과학자들은 지구의 지자기꼬리는 dayside와 nightside의 전위차를 만듦으로써 달에 "먼지 폭풍"을 일으킬 수 있다고 제안 또는 "추측"했다.
충돌사건
지구는 작은 천체들과 자주 충돌한다. 천체의 크기와 그 크기의 천체가 지구를 때리는 빈도는 역전관계에 있기 때문이다. 달의 충돌구들을 살펴보면, 어느 크기의 충돌구의 수는 그 충돌구의 지름의 세제곱수에 대략 반비례해서 줄어드는데, 충돌구의 지름은 평균적으로 충돌체의 지름에 비례한다.
지름 1 km의 소행성이 지구와 충돌할 확률은 500,000년에 한 번 꼴이며, 지름 5 km짜리의 제법 큰 충돌은 대략 천만 년에 한 번 꼴로 일어난다. 지름 10 km 이상의 초거대 충돌 중 가장 최근에 일어난 것은 백악기-제3기 대멸종을 일으킨 칙술루브 충돌구 충돌인데, 이것은 6천 5백만 년 전에 일어난 것이다.
목성에서 본 지구 일면통과
지구와 달이 함께 태양면을 지나가는 것처럼 보일 것이라는 사실 때문에, 이 천문 현상은 흥미롭다. 다만 2060년 12월 21일의 경우 달은 태양면을 지나가지만 지구는 아슬아슬하게 태양면 바깥을 지나갈 것이다. 또 다른 경우 2055년 6월 24일의 경우 목성에서 바라본 지구와 달은 매우 가까이 붙어 있어서 분리된 형상처럼 관측하기가 어려울 것이다.
달
달의 지름 대 지구 지름의 비율은 366% 이다. 지구가 일년동안 자전하는 횟수는 366회 이다. 달의 크기는 태양의 400분의 1이다. 달은 태양보다 400배 더 지구에 가깝다. 달은 1일에 400Km 씩 자전한다. 달은 거의 19년 주기로 지구와 가까워지는데 그것을 슈퍼문이라고 한다. 달이 366회 공전하는데 걸리는 시간은 10000일이다. 지구가 달보다 400배 빠르게 자전하고 있다. 27.322 - 달이 1회 공전하는데 소요되는 항성일이다. 27.322% - 지구 지름 대 달 지름의 백분율이다. 지구에서 관측할 때, 태양과 달의 겉보기 지름은 정확하게 일치한다.
알타이르
지구로부터 약 16.8광년(5.14파섹) 떨어져 있으며 맨눈으로 보이는 별들 중에서도 지구와 매우 가까운 곳에 있다.[9] 겉보기 등급은 0.7등성으로 전체 별 중에서 열 두 번째로 밝은 별이다. 분광형은 A이며 주계열성으로 분류할 수 있고(준거성으로 분석한 자료들도 있다) 질량은 태양의 1.7배, 밝기는 11배 정도이다.[10][11]
천문단위
천문단위는 태양계뿐만 아니라 더 먼 별까지의 거리를 결정하는 기준 중 하나가 되었다. 거리를 측정하기 위한 가장 단순 명쾌한 방법은 서로 다른 두 지점에서 대상을 관찰하고 그 방향의 차이(시차)와 두 점 사이의 거리에서 삼각형의 기하학을 사용하여 대상까지의 거리를 결정하는 삼각측량의 방법이다. 천문학에서 비교적 가까운 거리에 있는 별까지의 거리를 측정하는 방법으로 이 방법을 사용한다. 같은 항성을 지구에서 1년간 계속 관측하면 지구의 위치가 달라지기 때문에 더 멀리 있는 배경 천체에 대해 항성의 위치가 움직이는 것처럼 보인다.(연주시차). 이 별의 겉보기 운동의 최대 각도는 지구 궤도의 크기와 별까지의 거리로 결정되며, 지구궤도의 크기에 거의 대응하는 천문단위를 이용하여 별까지의 거리를 측정 할 수 있다. 이 관계를 이용하여 별까지의 거리의 단위로 사용되는 파섹(pc)이 정의되어있다.
그러나 연주시차에서 거리를 구할 수 있는 것은 근거리 천체에 한정되기 때문에 더 먼 거리의 천체를 측정할 때에는 다양한 다른 방법을 사용하게 된다. 그 때, 각각의 방법에는 사용할 수 있는 거리 역시 제한되어 있기 때문에, 연주시차로 측정 할 수없는 거리에 A라는 방법으로, A로 측정 할 수없는 거리는 B의 방법으로, B에서 측정 할 수없는 거리는 C의 방법을 사용하는 것처럼, 별도의 방법을 사용한다. 이러한 방법은 측정 기술을 향상시키고 사다리의 단처럼 각각의 방법을 이어 먼 거리를 측정해 나갈 수 있게 되었다.
일식
일식은 식이 최대로 진행되었을 때의 상태에 따라 다음과 같이 구분한다.
달의 궤도는 태양 주위를 도는 지구궤도보다 약 5° 기울어져 있어서 일식과 월식은 자주 일어나지는 않는다. 일식이나 월식은 지구와 태양과 달이 거의 일직선을 이루었을 때만 나타나기 때문이다. 달이 지구에 가까울 때 일식 현상이 일어나면 달이 태양을 완전히 숨기게 되어 이른바 개기일식(皆旣日蝕)이 된다. 그러나 달이 지구보다 멀리 떨어져 있을 때 일식 현상이 일어나면 달은 태양을 다 가리지 못하여 주변이 반지처럼 남는 금환식(金環蝕)이 된다.
지구의 역사
지구의 자연위성인 달은 태양계 다른 위성과 비교해볼 때 상대적으로 크다. 아폴로 계획 동안에 얻은 달의 암석을 연대 측정해보면 약 45.3억년으로 적어도 태양계가 형성된 지 3000만 년이 지난 후에 만들어진 것으로 보인다.
보름달
그리고 '태양 - 지구 - 달'의 위치로 배열될 때 보름달이 뜨게 되는데, 이는 월식이 일어나는 경우와 비슷하다. 하지만, 보름달이 뜰 때마다 월식이 일어나지 않는데, 그 이유는 지구의 공전 궤도와 달의 공전 궤도가 약 5도 정도 기울어져 있기 때문이다. '태양 - 지구 - 달'이 정확히 일직선이 됐을 때에 월식이 일어난다. 이는 신월과 일식의 경우에도 마찬가지이다.
에리다누스자리 엡실론
에리다누스자리 엡실론(ε Eri) 또는 란(Ran)은 남반구 하늘 에리다누스자리 방향에 있는 항성이다. 밤하늘에서의 위치는 천구 적도에서 남쪽으로 9.46도 떨어져 있어서 지구상 거의 모든 장소에서 관측할 수 있다. 지구로부터의 거리는 약 10.5 광년에 겉보기 등급은 3.73이다. 맨눈으로 볼 수 있는 단독별 혹은 항성계 중 지구에서 세 번째로 가까운 별이기도 하다. 엡실론별은 외계 행성을 거느리고 있는데 이는 존재를 검증중인 센타우루스자리 알파 Bb가 발견되기 전까지는 지구에서 가장 가까운 외계 행성계 주인별이었다. 나이는 10억 년 미만일 것으로 추측된다. 이처럼 젊기 때문에 에리다누스자리 엡실론은 태양보다 항성 자기장 활동이 활발하며 항성풍의 세기가 태양의 30배나 된다. 1회 자전에 걸리는 시간은 별의 적도에서 11.2일이다. 엡실론은 태양보다 질량이 작고 좀 더 어두우며 헬륨보다 무거운 물질의 함량이 상대적으로 적다. 분광형 K2에 항성의 전성기인 주계열 단계에 있는데 이 상태의 별은 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 바꾼다. 이렇게 물질을 변환하면서 열에너지를 발생시키는데 그 값은 표면에서 약 5,000 켈빈 수준이고 이 온도에서 엡실론은 오렌지색으로 빛난다.
니콜라우스 코페르니쿠스
현재 기록이 남아 있는 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)의 유일한 저서는 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』이다. 그는 별이 당시 사람들이 생각하던 것보다 훨씬 더 멀리 있다고 주장했으며, 한 별이 다른 별 주위를 도는 것과 같은 특정한 움직임을 보이지 않는다고 하였다. 이는 별이 너무 멀리 있어서 육안으로는 관찰하기가 힘들고 망원경을 통해서만 증명이 가능했다. 따라서 대중 사이에 쉽게 받아들여지지 않았다.
아리스타르코스는 삼각법을 이용하여 지구와 태양 사이의 거리가 지구와 달 사이의 거리의 18~20배라고 하였다. (실제로는 약 400배이다.) 또 그는 에라토스테네스가 사용한 방법을 사용하여 지구의 둘레를 측정하고 달과 태양에 대해서도 탐구하여 태양의 겉넓이와 부피를 알아내기도 하였다.
우리은하
안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, 최근의 관측 결과 과거에 헤일로로 추정되던 부분이 실제로는 은하 원반임이 판명됨에 따라 이전의 추정지름 12만 ~ 14만의 크기를 훨씬 뛰어넘어 지름이 약 22만 광년(최대 약 25만 광년)에 이르는 거대 나선은하인 것으로 보이며, 포함하는 총 별의 갯수도 1조 개 이상으로 우리은하의 2배에 달한다. 따라서, 우리은하에 비해 밝기도 2배에 달할 것으로 추정되고, 중심부 벌지(Bulge)도 우리은하의 것보다 더 크고 더 밝다. 그러나, 무게 면에서는 우리은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되며, 실제로 안드로메다 은하는 우리은하보다 질량이 작은 것처럼 거동하는 특성을 나타낸다. 이는 우리은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고 보다 더 조밀하게 밀집되어 있는 것 때문으로 추정되나, 한편으로는 여전히 풀리지 않는 의문점이 많다. 안드로메다 은하 중심부의 초거대 블랙홀은 태양 질량의 약 3000만배 이상으로 우리은하보다 훨씬 무겁다고 추정되며, 통상적으로 은하의 무게는 중심부 블랙홀의 무게와 비례한다는 관측결과와 상충되는 모순점이 있는 것 등으로 있다. 이는 은하가 얼마나 혼돈한 활동을 겪었는지 연구 중이지만, 우리 은하는 비교적 적당한 크기의 가스 구름과 은하들을 꾸준히 삼켜서 성장한 반면, 안드로메다 은하는 좀 더 덩치 큰 은하와 구름들과 충돌하여 혼돈을 좀 더 심하게 겪어 은하 중심부에 블랙홀이 많이 커졌다는 연구가 있다.[21]
달
그러나 지구와 달은 여전히 이중행성계보다는 지구-위성 관계로 여겨진다. 왜냐하면 지구와 달의 무게중심이 지구표면 아래 1700km(지구반지름의 1/4)에 위치하기 때문이다.[5]
화성 탐사
화성 탐사에서 중요한 것은 발사 시간대이다. 지구와 화성의 공전 주기와 공전 궤도의 차이로 인해 지구에서 화성까지의 거리는 지속적으로 변화한다. 지구-화성까지의 거리가 가장 짧아지는 근접기가 발사 시간대이다. 다음은 최근의 지구-화성 간 근접기이다.
발사 시간대 외에 화성으로 로켓을 발사할 경우 화성까지 도달하는 시간은 780일(지구시)이다. 발사 시간대가 아닌 경우 지구에서 발사된 로켓은 먼저 금성에 다가가 가속한 후 화성에 진입하며 발사 시간대 기간중에는 태양을 사이에 두고 직접 화성까지 도달하게 된다.
레인저 5호
레인저 5호()는 레인저 계획에 속한 탐사선으로써 달에 충돌하기 10분 전이나 그 전에 지구로 달 표면의 사진을 전송하고, 지진계 캡슐을 달에 충돌시키고, 달로 가는 동안 감마선 자료를 수집하고, 달 표면의 레이다 반사율을 연구하고, 달이나 기타 행성 탐사선의 개발을 위한 실험을 계속하기 위해 만들어졌다. 알 수 없는 고장이 일어나 탐사선의 전기가 다 떨어졌고, 모든 장치가 꺼졌다. 그 후, 달에서 725 km 떨어진 곳을 지나갔다.
태양계
지구(태양에서의 거리 1AU)는 내행성 중 가장 질량이 크며, 나머지 내 행성 3개를 합친것보다도 크다. 현재도 지질학적 활동이 일어나고 있다고 알려진 유일한 천체이며, 우주에서 생명체가 살고 있음이 증명된 유일한 천체이다[43]. 태양계 내 암석 행성 중 유일하게 바다가 있으며, 지각판 이동이 일어나는 유일한 천체이다. 지구의 대기 또한 식물의 존재로 자유 산소의 함량이 21퍼센트나 된다는 점에서 다른 암석 행성과 판이하게 다르다[44]. 지구는 자연 위성으로 달을 거느리고 있는데, 달은 태양계의 암석 행성 중 유일한 거대 위성이다. 또한 달은 모행성의 크기에 비해 가장 큰 행성이다.
NGTS-1b
이 행성의 특이한 점은 NGT-1b로 명명된 이 행성이 태양의 절반 정도의 질량을 돌고 있다는 것이다. NGT-1b는 986도의 뜨거운 가스로 주로 이뤄져 있다. 또 중심 별인 NGTS-1으로부터 약 4561만km 떨어져 있다. 이는 태양과 지구 간의 거리가 1억 4900억km에 비하면 매우 가까운 것이다.
메톤 주기
한편, 달이 지구 둘레로 자신의 궤도를 한 바퀴 도는데 걸리는 시간을 달의 항성주기(sidereal period)라고 하는데, 이 기간은 27일 7시간 43.1분(27.321582일)이다. 달의 회합주기와 달의 항성주기가 다른 이유는 달이 지구 둘레로 도는 동안 지구도 태양의 둘레를 돌기 때문이다. 달과 지구가 같은 방향으로 돌기 때문에, 예를 들어 보름달이 보인 후 다시 다음 보름달이 보이기 위해서는 달은 자신의 회합주기(29.530588일)와 항성주기(27.321582일)의 차이인 약 2일간을 더 돌아야 한다.
국제 혜성 탐사선
그 해 9월 1일, 추진기를 이용해 탐사선을 L 헤일로 궤도에서 천천히 벗어나게 하여, 10월 26일 달 주변을 통과한 후 지구 주변을 길게 비행한 끝에, 지구-태양 L 라그랑주 점의 리사주 궤도로 진입했다. 달과 가장 가까웠을 때는 1983년 12월 22일이었는데, 달의 표면에서 119.4 km 떨어진 곳을 지났다. 1984년 초반, 탐사선은 태양 주회 궤도에 있었다.
달
달은 매년 지구로부터 3.8cm씩 멀어져가고 있다.[2]
프사마테 (위성)
프사마테는 네소와 함께 현재까지 알려진 위성 중 가장 긴 궤도를 돌고 있다. 공전주기가 약 25년이며 이 거리는 지구와 달은 125배나 된다.
해왕성 바깥 행성
2014년, 새로이 발견된 극단적인 해왕성 바깥 천체들의 궤도상의 유사성에 바탕하여 일부 천문학자들은 태양으로부터 거리 200 AU 너머에 지구의 2-15배 질량의 슈퍼지구 행성이 존재할 가능성을 제기하였다. 2016년 이후의 연구에서는 이 정체불명의 행성이 실존한다면 궤도경사가 큰 기묘한 궤도를 가지고 있고, 그 거리는 태양으로부터 200 AU에서 1600 AU 사이일 것이라는 결론이 나왔다. 이 행성의 궤도로 인해 극단적 해왕성 바깥 천체들의 정렬이 방해를 받을 것이다.
명왕성이 더이상 행성으로 취급되지 않기 때문에 이 가설상의 행성은 제9행성이라고 불리고 있다.
메시에 56
M56는 지구에서 32,900광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 8.3등급이다. 시직경은 8.8분으로 반경이 약 42광년이다. M56에서 가장 밝은 별은 13등급이다.
달의 궤도
또한 물체가 달의 표면으로부터 100km 이내로 접근할 수 있는 지점을 LLO(Low Lunar orbit)라고 하며, 달 개척 분야에서 관심을 받고 있으나, 중력섭동으로 인해 불안정한 상태에 놓이게 되거나 궤도 경사를 이탈해 무한정 표류 상태에 놓이게 되는 부작용이 지적되기도 한다.
조석 가속
달과 지구의 조석 부풀음 현상 사이에 작용하는 중력 토크는 지구의 자전 속도가 지속적으로 느려지게 하고, 달의 궤도를 지속적으로 더 높은 궤도로 올라가게 한다. 고립계 속에서는 일련의 물리적 과정을 통해서, 에너지와 각운동량은 보존된다. 에너지와 각운동량은 지구의 회전에서 달의 궤도 운동으로 효과적으로 전해진다(그러나 많은 에너지(-3.321 TW)는 지구의 지각과 바다의 상호작용 과정에서 마찰에 의해 열로 변하고, 오직 30분의 1(+0.121 TW)만 달로 보내진다). 달은 지구로부터 점점 멀이지고 있고(+38.247±0.004 밀리미터/년), 따라서 달의 (지구의 중력 우물을 기준으로 한) 위치 에너지는 증가한다. 달은 궤도에 남아 있고, 케플러의 제3법칙에 의해 각속도가 감소하기 때문에 달의 조수 작용은 각속도 감속의 원인이 된다. 즉 달이 지구를 공전하는 데 걸리는 시간은 음의 값으로 가속(-25.858±0.003 "/세기)되고 있다. 따라서 달의 속도는 감속된다. 그러나 운동 에너지가 감소하며, 위치 에너지가 증가하게 된다.
달
지구에서 가장 가까운 천체인만큼, 달은 현재까지 인류가 직접 탐험한 유일한 외계이다. 1969년 인류(미국)가 만든 최초의 무인 우주선이 달로 보내어진 것을 시작으로 1972년까지 6차례 직접 달을 탐사하게 되었다. 이후 달 탐사는 중단되었으나, 2000년대에 들어 달 탐사가 재개되었고, 2020년까지 우주인을 보내는 탐사가 계획되어 있다.
글리제 1
글리제 1(Gliese 1)은 천구 남반구의 조각가자리 방향에 있는 적색 왜성이다. 이 별과 지구 사이 거리는 약 14.2 광년으로 태양계에서 가까이 있는 별에 속한다. 지구로부터 가깝기 때문에 이 별의 물리적 특성과 조성물에 대하여 많은 연구가 이루어졌다. 겉보기 등급은 약 8.5로 너무 어두워 맨눈으로는 볼 수 없다.
맥홀츠 혜성
2005년 1월 5,6일 무렵 지구와 가장 가까워 졌을 때, 혜성과 지구와의 거리는 5100만km 였다. 고도가 매우 높아 1월 8일경에는 육안으로도 볼 수 있을 정도였으며, NASA에서는 안드로메다 은하 밝기와 비슷한 4등급으로 밝혔으나 별처럼 밝게 빚나지는 않고 흐릿한 빚이 넓게 관찰됐다. 1월 초, 남쪽 하늘에서 황소자리를 통과하고 1월 8일 플레이아데스 성단을 지나 1월 28일에는 페르세우스 이중성단을 지나갔다. 맥홀츠 혜성은 비주기성으로 다시는 지구 근처에 나타나지 않는다.
14827 히프노스
1958년 히프노스는 지구와 화성을 각각 0.3 AU 정도의 거리를 두고 비켜갔다. 지금의 궤도를 바탕으로 계산하면 2214년 또 다시 이 처럼 지구에 가깝게 근접할 것이다.
슈퍼문
달이 근지점에 있지만, 그때의 달과 지구 사이의 거리가 357,000km 정도가 아니어도, 360,000km 가 넘어도, 달이 지평선 (또는 수평선) 가까이에 있을 때는, 커 보인다. 하지만, 이때의 달은 슈퍼문이 아니다.
레인저 5호
임무는 아틀라스/아제나 로켓으로 달을 향해 발사한 다음, 중간에 궤도를 살짝 수정하여 달에 충돌하도록 계획되었다. 적절한 고도에서 캡슐은 분리되고, 역추진 로켓은 속도를 줄이기 위해 점화된다. 지구의 대기 궤도에서 달을 향하는 궤도로 탐사선을 진입시킨 후, 알 수 없는 고장이 일어나 탐사선은 추가적인 전력을 받지 못했다. 8시간 44분 후, 배터리는 더 이상 작동하지 않았다. 레인저 5호는 달을 725 km 떨어진 곳에서 놓쳤다. 지금은 태양 주회 궤도를 돌고 있다. 감마선 자료는 전기가 떨어지기 4시간 전부터 수집했다. 임무 관제소는 130만 킬로미터 정도의 거리를 추적했다.
센타우루스자리 알파 Bb
센타우루스자리 알파 A와 B는 가장 가까이 접근할 때 8.5AU까지 다가서는데 이 거리는 대략 태양~토성 거리보다 약간 가까운 정도이다. 최근접 거리를 고려할 때 이 행성의 궤도는 짝별 A의 중력으로부터 자유롭다. 두 별이 가장 가까워졌을 때 센타우루스자리 Bb의 하늘에 보이는 A는 -22.5의 밝기로 빛날 것이며 이는 우리가 지구에서 바라보는 태양 밝기의 약 1% 수준이다. 반대로 짝별이 가장 멀어졌을 때는 A는 -20.1 등급까지 어두워진다. Bb의 밤하늘에서 바라본 우리 태양은 겉보기 등급 +0.47로 빛날 것이며 지구에서 바라본 프로키온보다 약간 어둡게 보일 것이다. 만약 우리가 이 행성의 낮의 지역에 서서 하늘을 바라보면 어머니 별 B는 하늘의 한 곳에 정지되어 움직이지 않고 태양 시지름의 22배로 보일 것이며 지구에서 본 태양보다 312.5배 밝게 빛날 것이다(겉보기 등급 -33.1).
희귀한 지구 가설
태양계에 있는 암석 행성들은 수성이나 금성처럼 위성이 없거나, 혹은 있어도 화성처럼 작은 천체(소행성이 화성의 중력에 붙잡힌 것으로 보인다)만을 거느리고 있다. 그러나 지구의 달은 특이하다. 지구의 질량에 대한 달의 질량의 비율은 위성이 갖는 값으로서는 매우 높으므로, 달과 지구를 이중 행성계로 보는 과학자들도 있다.
외뿔소자리 V838
무나리 연구진이 동반성의 광도를 측정하여 시차를 계산한 결과, 이 항성계와 지구의 거리는 이전에 나온 값보다 훨씬 더 먼 36,000광년이었다.[10]
HD 121504 b
HD 121504 b와 항성 사이 간격은 지구와 태양 거리의 1/3 수준이다. 궤도는 약간 찌그러져 있다.
달 (점성술)
달은 황도대의 각각의 별자리에서 2.33일씩을 지나며 28일 동안 지구에 대한 궤도를 돈다. 최근, 달의 궤도 주기에 대한 더 정확한 측정법이 관찰 지점에 따른 두 가지의 다른 값을 알렸다. 삭망 주기는 태양에 대해 측정되며, 우리에게 음력의 시작인 삭월부터 삭월까지 29.5일의 주기를 알려준다. 지구로부터 관찰될 때, 공간의 고정된 한 점에 관한 항성 주기는 보다 짧은 27.3일이다. 점성술에서 계산이 용이한 정수의 값을 부여하기 위해서, 달의 궤도는 거의 27일이 될 수 있고, 그러면 각각의 별자리의 통과에 54시간 또는 2.25일씩의 기간이 돌아간다.
글리제 710
지구에서는 약 63광년 떨어져 있다. 히파르코스 관측에 따른 글리제 710의 고유 운동, 거리 그리고 시선 속도 등을 고려했을 때, 이 별은 약 140만 년 내에 지구에 1.1광년까지 접근할 것으로 보인다. 이 정도 거리에서 글리제 710의 밝기는 안타레스와 비슷한 수준인 1등성 정도로 밝게 보인다.
자전축의 세차운동
워드에 따르면, 약 10억5천만년이 되면, 조수 효과의 지속적인 증가를 야기하는 달과의 거리는 현재의 60.3 지구 반경에서 거의 66.5 지구 반경으로 멀어지게 될 것이며, 행성의 작용으로부터 비롯된 공진은 세차를 처음보다 49,000년을 밀려있게끔 할 것이고, 약 20억년경에 달과의 거리가 68 지구반경이 될 때는 69,000년이 밀려있을 것이다. 그러함은 황도 경사각의 심한 변동과도 연관 된다. 그러나, 워드는 조수의 변동에 대해서는 현대의 아주 큰 값을 적용했다. 6억2천년 평균 값의 사용은 현대 값의 약 절반의 조수의 윤회층에 의해 규정된 것인데, 대략 각각 30억년과 40억년까지 그러한 공진에 도달하지는 않을 것이다. 그러나, 태양광의 점진적인 증가로 인해, 그 때(현재로부터 약 21억년경)가 되기 훨씬 전에 지구의 바닷물은 증발하게 될 것이다.
센타우루스자리
센타우루스자리 알파별은 지구에서 4.37광년 떨어져 있다. 이 별의 동반성(同伴星) 프록시마는 4.22광년 거리로, 태양을 제외하고는 지구에서 가장 가까운 적색왜성이다. 이들은 중력에 의해 묶인 삼연성계(triple solar system)를 이룬다.
레굴루스
레굴루스와 황도와의 거리는 0.47 도로 밝은 별들 중 황도에서 가장 가까운 곳에 있다. 주기적으로 달이 레굴루스 앞을 지나가며, 드물지만 수성•금성 또는 소행성이 레굴루스를 가릴 때도 있다.
달
달의 내부는 크게 표면, 맨틀, 핵, 이렇게 세 부분으로 나뉘어 있다. 표면의 두께는 평균 70km이고,(고지대 약 100km,저지대나 바다 약 60km) 핵의 반지름은 300~425km 사이, 나머지 부분은 맨틀을 이루고 있다. (달의 평균 반지름 1740km) 달의 핵은 달 전체 질량의 2% 미만을 차지하고 있다고 추측하고 있다.
지구 반경
지구 반경(地球半徑, Earth radius)은 지구의 반지름을 일컫는 천문학의 단위중 하나이다. 지구의 반지름은 대략 6,400km이다. 지구는 자전의 영향으로 적도 부근이 약간 부풀어 오른 타원체이므로 적도 반지름은 6,378km이며 극 반지름은 6,357km이다. 적도 반지름이 극 반지름보다 약 21km가 길다.
조석
지구와 달의 거리 역시 간만의 차에 영향을 준다. 달이 근지점에 있을 때는 조차가 더 커진다.
지구
지구는 약 46억년 전에 형성되었으며, 태양계가 형성되던 시점과 때를 같이한다. 원시 태양계 원반의 태양 가까운 부분에서는 갓 방출되기 시작한 태양의 복사에너지에 의해 휘발성 성분이 제거되면서 규소를 주성분으로 하는 암석 종류와 철, 니켈 등의 금속성분이 남게 된다. 이들은 원시 태양 주위를 공전하면서 합쳐서 그 크기를 불리게 되는데, 어느 정도 몸집과 중력을 가진 것들을 미행성이라고 부른다. 미행성들은 보다 작은 소행성이나 성간 물질을 유인하여 성장하였다. 미행성의 크기가 커지면 성장속도는 가속된다. 크기가 작은 소행성들이 충돌하게 되면 충돌의 충격으로 조각들이 흩어지게 되나, 크기가 큰 것들이 충돌하게 되면 중력이 강하기 때문에 탈출하는 조각들을 회수할 수 있기 때문이다. 이때 생긴 미행성들 중에서 현재까지 남아 있는 것은 5개이다.
태양중심설
태양중심 체계를 처음으로 주장한 사람은 사모스의 아리스타르코스(Aristarchos, 310?~230B.C.)이다. 그는 현재 남아 있는 유일한 저서 『태양 및 달의 크기와 거리에 대해서』에서 삼각법을 이용하여 지구와 달 사이의 거리와, 지구와 태양사이의 거리의 비를 구하였다.(지구와 태양 사이의 거리가 지구와 달 사이의 거리의 18~20배라고 하였는데, 실제로는 약 400배이다.) 또한 에라토스테네스처럼 지구의 둘레를 측정하고 달과 태양의 시지름과 부피의 비도 구하여, 태양은 지구에 비해 6~7배 더 넓고 따라서 태양의 크기는 지구의 300배에 달한다고 결론지었다.
그는 태양이 지구보다 크기 때문에 태양의 연주운동은 지구의 공전으로 말미암은 것이고 또한 항성은 태양과 동등한 천체이기 때문에 그 일주운동은 지구의 자전에 의한 것이라고 주장했다. (지구와 태양의 상대적인 크기를 계산하는 것을 통해, 아리스타르코스가 거대한 태양이 지구의 주위를 도는 것보다 지구가 태양의 주위를 도는 것이 이치에 맞다는 생각을 했을 것이라고 추정하기도 한다.) 당시에는 플라톤과 아리스토텔레스 등의 지구중심설(천동설)이 주류를 이루었기 때문에 이러한 구상은 히파르코스 등에 의해 부정되었지만, 후에 코페르니쿠스의 선구가 되었다.
[참고] 아리스타르코스의 태양중심설이 받아들여지지 않은 이유 중에는 별의 시차(stellar parallax)에 의한 효과가 관측되지 않았다는 점이다. 별의 시차 값은 매우 작아서 근대에 들어와서야 관측에 성공했을 정도로 측정하기 매우 어렵다. (켄타우루스 별자리의 알파성은 지구에서 가장 가까운 별이지만, 시차각이 호의 1초(1”)밖에 되지 않을 정도로 미세하다.)
지구
지구의 궤도 속도는 평균 초속 30km 정도인데, 이 속도는 지구의 지름은 7분만에, 달까지의 거리는 4시간 만에 통과할 수 있는 속도이다.
오리온자리 팔
오리온자리 팔()은 가로 약 3,500 광년(1,100 파섹), 세로 10,000 광년(3,100 파섹) 규모의 우리 은하의 작은 나선팔이다. 지구 및 태양계는 이 오리온자리 팔 안에 위치한다. 또한 이 나선팔은 오리온자리-백조자리 팔("Orion-Cygnus Arm")이나 국부 팔("Local Arm"), 오리온자리 다리("Orion Bridge"), 국부 돌출부("Local Spur") 또는 오리온자리 돌출부("Orion Spur") 이라고 표현되기도 한다.
데네브
데네브가 지구에서 정확히 어느 정도 떨어져 있는지는 확실하지 않다. 다만 분광형, 대기모형, 항성진화모형, 고니자리 OB7 성협 구성원 여부, 각지름값 등을 고려했을 때 현재 가장 유력한 거리값은 약 2,600광년이다. 시차값이 정확하지 않기 때문에 2100광년에서 7400광년까지 실제 거리는 바뀔 수 있다. 데네브는 일등성 별들 중 지구에서 가장 멀리 있기도 하다.
길이
파섹의 어원은 영어의 "parallax of one arc second"이다.
지구는 태양을 중심으로 1년에 한바퀴 씩 공전을 하고 있다. 이런 이유로 어느 한 시점에서 별을 관측했을 때 별에 의한 빛이 지구와 이루는 각도와 6개월 뒤 별을 관측했을 때 이루는 각도가 차이게 생기게 되고, 차이를 연주시차라고 한다. 아주 먼 거리에 있는 별들은 연주시차가 나타나기 어려운데, 이러한 별들을 기준으로 연주시차를 측정한다. 이 원리를 이용하여 별까지의 거리를 측정할 수 있는데 파섹(pc)은 이 원리가 적용된 길이의 단위이다. 1pc은 연주시차가 1"(초)일때 지구와 별까지의 거리로 정의된다.
파섹은 주로 태양계 밖의 다른 천체들과의 거리를 측정하는데 사용된다. 광도의 절대등급에도 파섹이 사용되는데, 절대등급은 모든 천체가 10 pc의 거리에 있다고 가정했을 때의 밝기이다.
1pc 은 미터법으로 대략 3.08567758×10m, 천문단위로는 2.06×10AU, 광년 단위로는 3.26LY를 나타낸다.
1000pc=1Kpc, 1000000=1Mpc으로 쓰인다.
1광년은 빛이 진공 속에서 1년 동안 진행한 거리를 뜻한다. 빛은 진공속에서 1초에 299,792,458m를 움직이므로 1년 동안에는 대략 9.46×10km를 움직이게 된다. 파섹(pc)과 같이 주로 태양계 밖의 천체의 거리를 측정하는데 사용된다.
1광년(1LY)는 미터법으로는 9.46×10m,천문단위로는 6.324×10AU, 파섹 단위로는 0.307pc을 나타낸다.
태양
태양(太陽)은 태양계 중심에 있으며 지구에서 가장 가까운 항성이다. 본래 한국어로 해</b>라고 하며, 태양이란 한자어는 음양(陰陽: "물과 불", "그늘과 볕", "차가움과 뜨거움" 등)가운데 가장 큰(太) 양(陽)이라는 뜻이다. 지구를 비롯한 태양계 여러 행성과 소행성, 유성, 혜성 등의 천체가 태양을 중심으로 돌고 있다. 지구는 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있으며, 그렇기 때문에 지구에서 바라보는 태양은 연중 일정한 궤도를 운행하는 것처럼 보인다. 이 궤도를 황도라 한다. 지구는 태양을 공전하는 것 외에도 스스로 24시간에 1회 서에서 동으로 자전하기 때문에, 지구 표면에서 관측자 눈에는 태양이 동쪽 지평선에서 떠올라 일정 시간 동안 하늘을 서쪽으로 횡단한 뒤 서쪽 지평선 아래로 지는 것처럼 보인다[1].
달
달은 석탄과 비슷한 반사율을 보이며 상대적으로 작은 알베도를 갖고있다. 그럼에도 불구하고 달은 태양 다음으로 하늘에서 두 번째로 밝은 물체이다.[3] 이것은 부분적으로 반대효과(opposition effect)의 밝기향상 때문이다. 달이 1/4일때, 보름달 일때의 1/10 정도의 밝기이며 반달의 1/2정도의 밝기이다.[6] 부가적으로 시각계에서 색의 항상성은 물체와 그 물체 주위의 색깔 관계를 재조정한다. 따라서 둘러싸고 있는 하늘이 비교적으로 어둡기때문에 햇빛 비치는 달을 밝은 물체로 인식한다. 주연 감광없이 보름달의 끝부분은 달의 중심만큼 밝아 보인다. 이는 어느 방향보다도 태양쪽으로 더 많은 빛을 반사하는 달의 토양의 반사적인 특징 때문이다. 달은 지평선에 가까워질 때 더 커보인다. 그러나 그것은 BC 7세기에 처음으로 묘사된 달의 착시라고 알려진 단순한 정신적 작용이다.
플레이오네 (항성)
플레이아데스성단과 지구 사이 거리에 대해 논란이 있는데, 그 구성원인 플레이오네도 이 논쟁을 피할 수 없었다. 논란의 원인은 거리를 재는 방법 때문인데 시차를 이용한 측정법이 가장 보편적이지만 측광학적·분광학적 관측법도 중요한 위치를 차지하고 있다. 히파르코스 위성을 쏘아올리기 전 플레이아데스와 지구 사이 예상거리는 약 440 광년(135 파섹)이었다. 그러나 히파르코스 자료로 1997년 출판된 목록에 따르면 그 값은 훨씬 줄어들어 약 388 ± 3.2 광년(119 ± 1.0 파섹)이었고 이 차이는 천문학자들 사이에 격렬한 논쟁이 일어나게 만들었다. 일부 천문학자들 주장처럼 만약 히파르코스의 측정값이 정확하다면 플레이아데스 성단 내 별들은 태양과 같은 보편적인 주계열 모형보다 어두워지며 이는 항성 구조 이론의 기초적 개념을 흔들게 된다. 2004년 허블 우주 망원경이 파인 가이던스 센서로 찍은 간섭계 측정값을 칼테크와 나사 제트추진연구소가 합동연구한 결과에 따르면 거리는 원래 알고 있던 440 광년이 맞다고 한다. 그런데 2009년 연구결과에 따르면 시차는 8.32 ± 0.13 밀리초각으로(이 오차범위는 매우 작은 값이다.) 거리로 환산하면 392.0 ± 6.0 광년(120.2 ± 6.0 파섹)으로 앞의 두 값과는 또 다르나 히파르코스에 보다 근접한 자료이다. 이 거리 논란은 2012년 말 발사한 가이아 계획의 관측 결과로 정리될 것으로 보인다.
달
달 표면에서 바다를 제외한 밝은 색조를 띠는 곳을 고지라고 부른다. 대륙에는 분화구들이 빽빽하게 모여 있다. 대륙을 이루는 광물은 주로 칼슘과 알루미늄이 많이 함유된 사장석과 비슷하기 때문에 상대적으로 밝게 보인다. 약 45억 년 전쯤에 생성된 것으로 추정하고 있다.
I 츠비키 18
당초 예상 거리는 4,000~5,000만 광년이었으나, 허블 망원경의 관측 자료는 I Zwicky 18이 지구로부터 5,900만 광년 떨어져 있음을 보여준다. 이 은하의, 기대했던 것보다 더 먼 거리는 아마도 왜 천문학자들이 이 은하에 포함되어 있는 매우 어두운, 나이 많은 별들을 탐지하기 어려웠는지를 설명할 것이다. 이 어둡고 나이 많은 별들은 허블 우주 망원경의 해상도 및 감도 한계에 근접해 있다.
테이블산자리 알파
테이블산자리 알파는 지구에서 33광년 떨어져 있으며, 상대적으로 큰 고유 운동값을 보여준다. 아직 이 별 주위를 도는 행성은 발견되지 않았으나 3.05 초각 떨어진 곳에 동반성으로 보이는 적색 왜성이 하나 있다. 둘의 거리는 30 AU 정도로 추측되는데 이는 태양으로부터 해왕성까지의 간격 정도이다.
달
달은 지구와 비교해 볼 때 상대적으로 작다. 지구 지름의 1/4 이고 지구 질량의 1/81 이다.[3] 비록 왜행성인 명왕성의 위성 카론에 비해서는 작지만, 태양계에서 행성(지구)과 위성(달)의 크기 비가 가장 큰 위성이다.[4]
메시에 29
M29는 지구에서 4,000광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 7.1등급, 시직경은 7분이다.
카시오페이아자리 로
이 별은 지구로부터 약 10,300광년 떨어져 있으며 북반구에 있는 관찰자는 맨눈으로도 볼 수 있다. 밝기는 태양의 550,000배이며 반지름은 450배이다. 이 별의 밝기는 일정하지 않으며, 평균적인 밝기에서 계산한 절대 등급은 -7.5로 지금까지 발견된 별들 중 아주 밝은 편에 속한다. 표면 온도는 태양과 비슷하지만 이 별 주위에서 지구와 비슷한 온도대를 찾으려면 450AU까지 물러나야 하며, 이는 태양에서 명왕성까지 거리의 10배가 넘는 거리이다. 로는 극대거성 중에서도 황색 단계에 있고 이는 우주에서 가장 드문 사례에 속한다. 우리 은하 내에서 황색극대거성은 로를 포함하여 단 7개만이 발견되었다.
태양계
많은 태양계 모형에서는 행성 간의 거리가 너무 멀기 때문에, 그 거리를 왜곡하여 행성간의 거리를 거의 같게 해 놓은 것을 볼 수 있다. 하지만 현실은 몇몇 예외를 빼면, 태양에서 더 먼 행성이나 대(帶)일수록 안쪽의 궤도와의 간격이 더 넓다. 예를 들어, 금성은 수성보다 대략 0.33천문단위(AU)[주 2] 더 바깥에 있지만, 토성은 목성보다 4.3AU 바깥에 있고, 해왕성은 천왕성보다 10.5AU 바깥에 있다. 궤도 간 거리의 상호 관계의 규칙을 명확히 하려는 시도가 있었지만(티티우스-보데의 법칙 참조)[8], 아직까지 인정된 이론은 없다.
국제 혜성 탐사선
협정 세계시 8월 10일 18시 16분, 탐사선은 달의 표면에서 15,600 km 떨어진 곳을 지났다. 탐사선은 태양 주회 궤도에서 계속해서 태양을 돌고, 17년 후 지구 근처로 접근하게 된다.
티가든의 별
티가든의 시차는 0.43±0.13초각으로 여기서 측정한 지구에서 티가든까지의 거리는 7.5광년이다. 이 자료에 따르면 티가든의 별은 센타우루스자리 프록시마, 센타우루스자리 알파, 바나드별에 이어 네 번째로 지구에서 가까운 항성이다. 그러나 매우 어두운 밝기와 분명하지 않은 시차 자료 때문에 이 거리가 확정된 것은 아니다. 최근의 관측 결과에 따르면 실제 거리는 12.5~12.6광년이라고도 한다.
지구
지구와 궤도 공명을 하는 소행성 크뤼트네(Cruithne)는 1986년 발견되었으며 지구와 달의 중력의 영향을 받아 찌그러진 말굽형 궤도로 지구를 돌고 있다. 최대 직경 5km 소행성 크뤼트네는 천구 상에서 원위치로 돌아오기까지 360년이 걸린다. 크뤼트네는 달에 비해 궤도 운동이 복잡한데 달이 단순히 지구의 주위를 도는 것에 비해, 크뤼트네는 그냥 지구의 주위를 도는 것이 아니라, 지구와 같은 주기로 지구의 궤도를 따라 지구와 함께 태양 주위를 돌기 때문이다. 물론 지구 고정 좌표계에서 보면, 이 천체가 분명 지구의 주위를 도는 듯이 보이지만, 엄밀히는 태양의 주위를 지구와 같이 도는 것이다. 이런 식으로 궤도 공명을 하는 천체들을 힐 권 내에서 공전하는 달(satellite)과 구분해서 준달 또는 준위성(quasi-satellite)라고 부른다. 이 준위성도 역시 케플러의 법칙을 따르기 때문에 타원궤도(elliptic orbit)를 돌며, 면적속도(area velocity)가 일정하다.
슈퍼문
정확한 주기 및 발생 빈도는 알 수 없다. 달은 지구 주위를 한 달에 한 번씩 공전한다. 따라서, 근지점과 원지점은 각각 1년에 12번씩 발생한다. 이 중에서, 달과 지구 사이의 거리가 357,000km 정도일 때, 그리고 그때의 달이 보름달일 때의 발생 빈도는 알 수 없다.
아폴로 13호
아폴로 13호는 자유 귀환 궤도에 올랐기 때문에, 달의 뒤편을 돌 때, 다른 달 비행보다 대략 100km 정도 높은 궤도를 지났다. 이 때문에, 이것이 현재까지 인간이 지구로부터 가장 멀리 떨어진 기록이 되고 있다. 하지만 지구와 달의 사이의 거리의 변화는 100km 이상에 이르기 때문에 아폴로 13호가 정말로 다른 달 비행보다 지구로부터 멀어졌다고는 할 수 없지만, 기네스북은 이것을 유인 우주비행의 최고 고도 도달 기록으로서 인정하고 있으므로, 러벨 등 세 명은 정식적 기록 유지자가 되었다.
로스 128 b
로스 128 b(Ross 128 b)는 처녀자리에 위치한 로스 128를 돌고 있는 외계 행성이다. 지구에서 11광년 떨어진 외계 행성으로, 가장 지구와 비슷한 행성으로 알려졌다. 반지름은 지구보다 10% 크며(지구의 1.35배(추정치)), 모항성과의 거리는 0.4AU로 공전주기는 9일에 불과하다. 지구보다 약 38%의 빛을 더 받으며 지구와 가장 질량이 비슷하다. 그럼에도 평균온도는 약 8도 정도라고 한다. 평균온도가 약 8도고, 최저기온은 약 영하 20도에서 60도 사이일 것으로 예상되고 있다. 현재 가장 지구와 비슷한 천체로 이 천체가 꼽히고 있으며, 글리제 581 g는 아직도 치열하게 생명체 존재 여부를 주제로 하여 토론하고 있고, 케플러-438b는 최근에 태양풍으로 행성의 대기가 파괴된다는 연구 결과로 인해 가장 지구와 비슷한 천체는 로스 128b다.
2009년 7월 22일 일식
이처럼 지속 시간이 길었던 이유는 달이 근지구점(近地球点) 근처에 있었기 때문에 지구에서 본 달의 시지름이 태양보다 8퍼센트 더 컸으며(식분 1.080), 지구 역시 원일점 근처에 있어 태양의 시지름이 작게 보였기 때문이다.
화가자리 베타
화가자리 베타를 포함하여 다른 수많은 별들과 지구 사이의 거리는 히파르코스 위성이 잰 것이다. 측정 원리는 지구가 태양을 공전하면서 양 극단에 위치할 때 바라본 별은 약간 위치를 바꾸는데 여기에 삼각 시차를 응용하여 별까지의 거리를 재는 것이다. 이렇게 측정한 베타의 시차는 51.87 밀리초각이었으나[14] 체계적 오류를 제거한 뒤 자료를 재분석한 후 수정된 시차는 51.44 밀리초각이다.[15] 여기서 나온 지구와 베타 사이 거리는 63.4 광년이며 오차범위는 0.1 광년이다.[16][주석 1]
명왕성
스틱스는 불규칙한 모양이며 명왕성에서 약 90,300km 떨어진 곳에서 다른 명왕성의 위성들처럼 질서정연한 동심원 궤도를 돌고있으며, 이는 지구와 달간의 거리인 38만Km의 8분의 1정도의 거리이다. 이에 대해 미국 SETI 연구소의 행성천문학자 마크 쇼월터는 “마치 러시아 인형처럼 차곡차곡 쌓인 궤도를 돌고 있다.”고 설명했다. 당시 이러한 위성들의 발견은 2015년 NASA의 탐사선 뉴 허라이즌스 호가 더욱 안전하게 길을 찾는 데 도움을 줄 것으로 기대되었다.[66]
지구의 자전
지구 표면의 바닷물은 달의 인력 때문에 달의 방향과 반대 방향으로 부풀려 올라간다. 지구는 자전하고 있기 때문에 바닷물과 그 밑의 지구 사이에 마찰이 생겨 지구의 자전 속도는 조금씩 늦어지는데, 그 양은 100년 만에 하루의 길이가 0.0016초 길어지는 정도의 작은 수치이다. 하지만, 100년이 지나면 29초나 늦어지게 되며, 1000년이면 48분 40초가 된다.
달의 바다
달의 바다()는 어두운 현무암질의 넓고 편평한 지대를 말한다. 갈릴레오 갈릴레이가 자기 자신이 만든 망원경으로 달을 보았을 때 마치 이것이 달의 고요한 바다와 같이 생각되어 바다라고 불렀다고 한다. 달의 북반구에는 지름이 약 1200km나 되는 '비의 바다'가 있으며 그 위에 '위난의 바다', '맑음의 바다' 등이 있다.
바다(mare)보다 큰 곳은 "대양"(oceanus), 작은 곳에는 "호수"(lacus), "만"(sinus), "늪"(palus)과 같은 이름이 붙기도 한다.
은하수
태양계는 은하의 오리온 팔의 안쪽 테 가까이에 있다. 태양은 현재 은하 원반의 중심 면에서 5~30파섹 떨어져있다. 그 부분의 팔과 옆에 뻗어있는 팔인 페르세우스 팔 사이의 거리는 약 6,500광년이다. 태양, 그러니까 태양계는 은하 생명체 거주가능 지역에 있다.
태양에서 15파섹 이내에, 절대등급 8.5보다 더 밝은 약 208개의 별들이 있다. 이런 별들은 세제곱 파섹 당 0.0147 혹은 세제곱 광년 당 0.000424 밀도를 보인다. 반면에, 태양에서 5파섹 이내의 거리에는, 알려진 별들이 64개 있다. 이들은 세제곱 파섹 당 0.122 또는 세제곱 광년 당 0.00352의 밀도를 보인다. 이것은 대부분의 별들이 절대등급 8.5보다 덜 밝다는 사실을 분명히 보여준다.
태양 향점은 태양이 우리은하에서 운동하고 있는 방향이다. 태양의 보통 이동 방향은 은하 중심의 방향에서 거의 60°에 있는 헤라클레스자리 근처 직녀성을 향한다.
1577년 대혜성
그러나 튀코는 혜성이 지구 대기로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지를 정확히 구하는 데에는 실패했다. 그러나 그는 적어도 혜성이 달 궤도보다 먼 곳을 지나간다는 것을 성공적으로 증명했으며 그 거리는 대략 지구~달 간격의 세 배 정도임을 밝혀냈다. 이 거리는 튀코가 벤 섬의 자신의 관측소에서 관측한 자료와 다른 익명의 천문학자가 프라하에서 측정한 자료를 비교하여 얻은 것이다. 혜성이 밤하늘에서 거의 움직이지 않는 동안 달은 상대적으로 많은 거리를 이동했는데, 여기서 튀코는 달의 움직임에 대해 신중한 고찰을 하게 되었고 혜성이 달보다 훨씬 더 먼 곳에 있다는 결론을 내리게 되었다.
메시에 32
M32는 지구에서 258±8만광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 9등급, 시직경은 8.7× 6.5분으로 크기는 약 6,500광년으로 작은 편이다. 후퇴 속도는 -200±6km/s이다. 대부분의 타원 은하와 마찬가지로, 가스나 먼지가 없는, 늙은 붉고 노란 별들로 이루어져있다.
조석
태양의 인력 역시 지구상의 모든 질점들을 끌어당긴다. 거리가 만유인력의 크기를 결정하는 중요한 요소임을 항시 기억하자. 이미 앞에서 본 바와 같이 태양의 질량은 달의 2,700만 배이나 지구에서부터의 거리는 달에 비해 387배나 멀리 떨어져 있기 때문에 태양의 기조력은 달의 기조력에 비해 46% 정도에 지나지 않는다. 태양의 인력(과 관성)에 의해서도 달에 의한 것과 마찬가지로 약간의 태양 쪽(과 반대편)으로 향하는 해면의 부풀림이 일어난다. 이를 태양과 지구와 사이의 인력과 관성에 의한 조석이라 하여 태양조석(solar tide)이라고 한다.
메시에 9
M9는 우리 은하 중심부에서 5500 광년 떨어진 곳에 위치한 구상 성단으로 지구에서 25,800 광년 떨어져 있다. 절대 등급은 -8.04 등급으로 성단의 전체 밝기는 태양보다 120,000 배나 밝다. M9에 있는 가장 밝은 별의 겉보기 밝기는 13.5 등급으로 중간 정도 크기 망원경으로 볼 수 있다. 이 성단 내에서 변광성 13개가 발견되었다.
지구
1790년, 프랑스 정부에서 전 세계적인 단위의 표준을 정할 필요성을 느끼고 미터법을 제정할 당시, 거리의 기준을 지구로 삼았다. 그에 따라 지구 적도에서 북극점까지의 거리를 정확하게 10,000Km, 이 거리의 4배인 지구 전체 자오선 길이인 40,000km를 기준으로 하는 미터법이 제정되었다. 전체 자오선 길이가 아닌, 적도에서 북극점까지 거리인 10,000km를 십진법상의 표준으로 삼은 까닭은 당시의 기술 수준으로 남반구 지역에 관측소를 설치하는 것이 용이치 않았기 때문이다. 따라서 1m는 적도에서 극점까지 거리의 1000만분의 1이다. 단, 1983년 이후, 국제단위계에서 미터는 진공에서 빛이 1/299,792,458초 동안 진행한 거리로 정의되었다. 미터 항목 참조.
지구의 대참사
우주의 태양계에 한 소행성이 태양의 주위를 운행하다 갑자기 궤도를 바꿔 지구와의 충돌위기에 처한다. 이런 상황은 불가능한 것이아니라 실제 지구에도 1937년에 한 행성이 20만 마일까지 근접했었다. 유성과의 충돌위기에 처한 지구는 홍수, 화산폭발, 산사태, 해일 등의 재난을 방지하기 위해 미.소가 협력해야 하나 서로를 믿지 못한다. 충돌의 시간은 점점 다가오나 위기를 모면하기 위한 협력은 이루어지지 않고 지구인들은 공포에 쌓인다.
센타우루스자리 알파 Bb
센타우루스자리 알파 Bb는 어머니 별 중심으로부터 불과 0.04 천문단위(약 600만 킬로미터) 떨어져 있다. 이 거리는 지구와 달 사이 거리의 약 15.6배이다. 가까운만큼 Bb는 어머니 별을 3.236일(3일 5시간 39분 24.5초)에 한 바퀴 돈다. 이렇게 가까운 곳을 돌기 때문에 Bb는 조석 고정 상태가 되어 행성의 한 쪽은 영원한 낮이, 다른 쪽은 영원한 밤이 계속될 것이다. 이 행성 질량의 최솟값은 지구의 1.13배로, 궤도경사각 값을 모르기 때문에 실제 질량이 아닌 질량 하한선만을 알 수 있다. 지구에서 볼 때 Bb는 항성 표면과 우리 시선 사이를 지나가지 않기 때문에 이 별의 정확한 크기, 질량, 대기 상태를 알 수는 없다. 다만 질량을 고려하면 지구형 행성일 가능성이 높다.
케이드
케이드 또는 에리다누스자리 40(바이어 명명법에 의해 읽을 경우 에리다누스자리 오미크론2)는 에리다누스자리에 있는 항성으로 지구에서 16.5광년 떨어져 있다. 케이드는 아랍어로 계란 껍데기라는 의미이다. 케이드는 삼중성계로, 오렌지색 왜성 케이드 A와 백색 왜성 B, 그리고 적색 왜성 C로 이루어져 있다.
토성
토성과 태양 사이의 평균 거리는 1,400,000,000 킬로미터(9 천문단위)이다. 공전궤도 평균 속도는 9.69km/s로,[4] 지구 시간으로 태양을 1회 공전하는 데에는 10,759일(29.5년)이 걸린다.[4] 토성 궤도 경사각은 지구 공전면에 대해 2.48도 기울어져 있다.[4] 궤도 이심률이 0.056이기 때문에 토성과 태양 사이 거리는 태양에 가장 가까울 때와 멀어졌을 때 차이가 약 155,000,000 킬로미터이다.[4]
지구핵
지구핵은 지표면으로부터 약 2900km부터 약 5100km의 외핵과 약5100km부터 약 6400km의 내핵으로 나뉜다. 그 두 핵을 나누는 면은 레만면이라 부른다.
천문단위
천문단위는 단지 길이의 단위일 뿐만 아니라 천문학에서 중요한 상수이다.
태양계내의 행성이나 혜성 등의 천체 사이의 거리는 천문단위를 이용함으로써, 취급하기 쉬운 크기의 값으로 나타낼 수 있다. 예를 들어, 화성이 지구에 가장 가까이 접근할 ​​때, 화성과 지구사이의 거리는 0.37AU정도 이고, 태양에서 토성까지는 약 9.5AU, 가장 먼 행성 해왕성까지는 약 30AU가 된다. 30AU부터 100AU까지에는 명왕성을 비롯한 태양계 외부 천체가 분포하고 있다.
태양계의 경계이며 혜성의 고향이라고 여겨지는 ‘오르트 구름’은 수만 천문단위에 퍼지고 있다고 여겨지며, 천문단위가 사용되는 한계이다. 항성사이의 거리를 나타내는 단위로는 파섹(pc)과 광년(빛이 1년 동안 움직이는 거리)이 사용된다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리 알파성까지의 거리는 4.2 광년이며, 천문단위로 나타내면 약 270000AU가 된다.