태양의 지름은 몇 km인가?
태양
태양의 수명은 약 123억 6500만년이고 핵우주 연대학에 따르면 45억 6720만년 전에 형성되었다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로 "노란색 별"로 불리는데, 그 이유는 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문이다. 실제로는 가시광 복사가 스펙트럼상 초록 부분에서 가장 강렬하다.[2]. 다만 실제로 우주에서 보면 태양은 g형 주계열성이므로 흰색으로 보인다. 이 분광형 표시에 있어서 G2는 태양 표면의 유효 온도가 약 5,778K켈빈임을, V는 우주의 다른 대다수 별과 마찬가지로 태양이 원자 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 주계열성임을 뜻한다. 태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만~6억 톤의 수소를 태운다. 태양은 천문학자들에게 있어 한때는 작고 상대적으로 눈에 띄지 않는 별이었으나 이제는 우리 은하 별들 중에서 밝은 축에 드는 존재로 인정되고 있다. 우리 은하 별 대부분(90퍼센트)은 작고 어두운 적색 왜성이다[3][4]. 이들은 아무리 밝아도 태양 밝기 10%에 불과한다. 태양의 지름은 약 139만 2천 킬로미터로 지구보다 109배 크며, 질량은 2×1030 킬로그램으로 지구보다 약 33만 배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다[5]. 태양 질량 약 4분의 3은 수소, 나머지 4분의 1은 대부분 헬륨이다. 총질량 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소들로 이루어져 있다[6]. 태양의 뜨거운 코로나는 우주 공간으로 연속적으로 뻗어 있으며, 여기에서 대략 100천문 단위 거리 태양 권계면까지 뻗어 있는, 대전(帶電)된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다. 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속 거품 구조인 태양권은 태양계 내에서 가장 거대한 구조이다[7][8]. 태양은 백색광을 내지만 지구 표면에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란 때문에 노란색으로 보일 수 있다[9]. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 킬로미터(1천문단위) 떨어져 있으나, 정확히는 매년 1월 근일점에서 가장 가까워지고 7월 원일점에서 가장 멀어진다[10]. 빛이 태양을 출발하여 이 거리를 지나 지구까지 오는 데에는 약 8분 19초가 걸린다. 태양의 절대 등급은 +4.83이나 지구에서 가깝기 때문에 겉보기 등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다[11][12].
모래알을 세는 사람
아리스타르코스가 지구와 별들 사이의 거리를 따로 밝히지 않았기 때문에 아르키메데스는 이를 추정할 수 밖에 없었다. 아르키메데스는 다음과 같이 대략적인 우주의 크기를 추정하였다.
이상과 같이 하여 아르키메데스는 우주의 반지름이 약 10 스타디아 정도라고 추정하였다. 이는 약 2 광년 정도의 거리이다.
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.
태양계
해왕성(태양에서의 거리 30AU)은 천왕성보다 지름은 약간 작으나, 좀 더 무거운(지구의 17배) 가스 행성이다. 따라서 해왕성의 밀도는 천왕성보다 조금 더 크다. 해왕성은 천왕성보다 많은 내부열을 발산하나, 그 양은 목성이나 토성에 비하면 작다[62]. 해왕성 역시 13개의 위성이 주위를 돌고 있다. 그중 가장 거대한 트리톤은 액체 질소의 간헐천이 표면 곳곳에 있는 등 지질학적으로 살아있다[63]. 트리톤은 태양계 위성 중 유일하게 역방향으로 어머니 행성을 공전하는 거대 위성이다. 다수의 소행성이 해왕성과 같은 궤도를 돌고 있는데, 이들을 해왕성 트로이족이라고 부른다. 이들은 해왕성과 1:1로 궤도 공명을 한다.
만리장성
지도상의 연장은 약 2,700km이지만, 기복이 있거나 중첩된 부분을 고려한다면 총 길이 5,000~6,000km에 달한다.[1] 그 거대함 때문에 “달에서도 보이는 유일한 인공 건축물”이라고 거론되었으나 2004년 12월 8일 중국과학원은 사람의 눈으로는 우주 공간에서 만리장성을 관측할 수 없다고 밝혔다. 중국 스포츠 국가대표팀의 별칭으로도 사용되고 있다.
HD 141569
원반의 지름은 약 1,200억 킬로미터로 해왕성 궤도의 13배에 이른다. 원반 안쪽 경계는 태양으로부터 약 336억 킬로미터 거리이다. 원반 내 틈은 안쪽과 바깥쪽 경계 중간 정도에 있다. HD 141569는 성장이 거의 완료된 항성이지만 상대적으로 젊어 전체 수명의 1 퍼센트 정도만을 지냈다. 이 별의 질량은 태양의 세 배 정도에 밝기는 22배에 이른다.
목성
목성의 자전은 10시간 이내로 한바퀴를 완주할 만큼 태양계의 모든 행성 중에서 가장 빠르다. 이러한 자전으로 인해서 목성은 지상의 아마추어 망원경을 통해서 쉽게 확인할 수 있을 정도의 적도 팽대부가 만들어진다. 행성의 모양은 극지름보다 적도지름이 더 큰 편구 모양이다. 목성의 적도지름은 극지름보다 9,275km(5,763mi) 더 길다.[34]
태양계
화성(태양에서의 거리 1.5AU)은 수성보다는 크나 지구와 금성보다는 질량이 작은 행성이다(지구 질량의 0.107배). 화성은 대부분 이산화 탄소로 이루어진 얇은 대기가 있다. 화성 표면은 올림포스 산 등 거대한 화산, 매리너 계곡과 같은 단층 계곡 등, 가장 최근까지 지질학적 활동이 지속된 것으로 보이는 여러 흔적이 있다[45]. 화성의 붉은 색은 토양 내 산화 철 때문이다[46]. 또한 이 때문에 화성의 하늘은 분홍색을 띤다[47]. 화성은 조그만 자연 위성 둘을 거느리고 있다(데이모스, 포보스). 이들은 원래 소행성이었는데, 화성의 중력에 포획된 것으로 보인다[48]. 포보스는 약 3천만~5천만 년 안에 화성의 조석력으로 산산조각 나 버릴 것이다[49]. 화성은 지구와 비슷하여 생명의 존재에 대한 탐사가 계속되고 있으며, 바이킹, 마스 글로벌 서베이어, 마스 오디세이, 마스 패스파인더, 스피릿, 오퍼튜니티 등 많은 탐사선이 여러 가지 탐사를 진행하였다.
카노푸스
적외선 간섭기로 측정한 각지름은 6.93 ± 0.15 밀리초각이었다. 히파르코스 위성이 측정한 거리에 이 값을 대입하면 카노푸스의 지름은 태양의 71.4 ± 0.4배가 나온다. 만약 이 별을 태양 대신 태양계 중앙에 갖다 놓는다면, 카노푸스의 표면은 수성 궤도의 90%까지 이를 것이다.
태양계
혜성은 수 킬로미터 정도 크기의 휘발성 얼음 혼합물로 이루어진 태양계 천체이다. 혜성의 궤도는 매우 이심률이 큰데, 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어왔다가 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 물러나는 경우가 많다. 혜성 중에는 궤도경사각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다[19]. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지면서 일사량이 증가하기 때문에 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 이온화, ‘코마’라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 코마는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 이는 고대부터 인류가 혜성을 묘사할 때 사용된 강렬한 특징이었다.
디오네 (위성)
직경은 1,123km로 태양계에서 15번째로 큰 위성이다. 비슷한 크기의 위성들에 비해 질량이 큰 편으로, 질량의 30~50%는 물얼음이고, 핵은 규산암일 것으로 추측하고 있다
천문단위
천문단위의 정의가 태양질량 Ms에 의존하기 때문에 태양질량의 변화와 함께 천문단위의 값은 변화할 수 있다. 태양은 핵융합에 의해 질량의 일부를 에너지로 바꾸고, 에너지를 빛으로 방출하기 때문에 1년에 대략 10조분의 1의 비율로 질량을 잃고 있다고 보고되고 있다. 이러한 감소는 태양에서 중력의 감소를 의미하고 모든 행성의 궤도 반지름과 공전 주기를 증가시킨다. 이 천문단위 크기의 감소는 이론상 100년당 0.4m 정도에 해당한다고 한다.
그러나 2004년 러시아의 크라신스키와 부룬베루쿠는 측정된 천문단위의 값이 실제로는 100 년당 15±4 m의 비율로 증가하는 것으로 보인다고 보고했다. 이와 비슷한 사례는 미국의 스탠디시(E.M.Standish)와 러시아 삐체봐(Е. В. Питьев)에 의해 확인되었다.
이 천문단위의 증가라는 새로운 수수께끼는 2010년 기준으로 원인불명이며, 그 의미도 파악하기 어렵다. 크라신스키의 보고는 레이다 등을 이용한 화성, 금성, 수성 등의 거리측정에 의해 얻어진 미터와 천문단위의 관계 데이터에서 밝혀온 것이다. 레이다 거리측정은 전파의 왕복 시간을 정밀하게 측정하는 것으로, 이 왕복시간이 매우 천천히 증가하는 것으로 포착되어 행성의 궤도가 확대되고 있는 것으로 보인다. 그러나 행성의 움직임 자체는 천문단위 시스템에 표시된 것과 잘 일치하고 있으며, 천문단위로 보면 행성의 궤도도 운동도 확대를 보여주고 있지 않다. 따라서 이상하게도 천문단위가 미터단위로 매우 천천히 확대 하고 있다. 지금까지 태양질량 과 중력상수의 변화, 우주 팽창의 영향 등이 검토 되어 왔지만, 모두 그 효과는 있었다고 해도 충분히 작다고 생각할 수 있어 만족한 설명에 이르지는 못하고 있다. 원인에 대해 다양한 논의가 계속 있다.
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].
태양
태양 반지름 0.25 ~ 0.7배에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지고, 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열복사가 일어나기에 충분한 환경이 된다.[39] 이 층에서는 열적 대류는 전혀 일어나지 않는 반면 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각된다(700만 켈빈에서 200만 켈빈까지 떨어진다). 이 온도 그래디언트는 단열감률(斷熱減率) 값보다는 작기 때문에 대류 원인이 되지는 않는다.[28] 열은 복사를 통해 이동한다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하는데 이는 매우 짧은 거리를 여행한 뒤 다른 이온에 재흡수된다.[39] 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 밀도는 백분의 일(20 g/cm3에서 0.2 g/cm3)로 떨어진다.[39]
태양계
여러 가지 태양계의 기원설이 제기되어 왔으며, 그중 앞의 현대 성운설에 따르면, 우리 태양계는 46억 년 전 거대한 분자운이 중력적으로 붕괴하면서 태어났다고 한다. 이 분자운의 폭은 수 광년 정도였으며, 아마 태양 외에도 같이 태어난 형제 별이 여럿 있었을 것이다.[99]
태양계
수성(태양에서의 거리 0.4AU)은 태양에 가장 가까운 행성이며, 가장 작은 행성이다(질량이 지구의 0.055배). 수성은 위성이 없으며, 수많은 충돌 크레이터와 쭈글쭈글한 거대한 절벽 등의 지질학적 특징으로만 알려져 있다. 이 절벽은 태양계 역사의 초기에 수성이 수축해서 생긴 것으로 보인다[35]. 수성의 대기는 거의 무시해도 좋을 정도로 그 두께가 얇다[36]. 수성의 커다란 핵과 그에 비해 상대적으로 얇은 맨틀은 그 성분이 아직 확실히 밝혀지지 않았다[37][38]. 수성에 대한 탐사는 아주 미미하여, 1950년 이래로 현재까지 수성 탐사선은 매리너 10호와 메신저뿐이다.
베텔게우스
1993년부터 지금까지 베텔게우스의 반지름은 5.5에서 4.6 천문단위까지 15% 줄어들었다. 위 공식 과정은 베텔게우스의 광구가 완벽한 구체라고 가정하고 있다. 15% 반지름이 줄었을 경우 부피는 41퍼센트 감소한다.
광구의 크기 자체도 크지만, 베텔게우스는 복잡한 층 구조에 둘러싸여 있는데 빛이 이 구조를 탈출하는 데에만 3년이 걸린다. 광구의 외곽에 이르면 가스의 밀도는 극도로 낮다. 그럼에도 항성의 질량은 태양의 20배는 되는 것으로 추측되는데, 베텔게우스는 지금까지 태어났을 때의 질량 중 태양 1~2개분을 외부로 방출, 잃어버린 것으로 보인다. 베텔게우스의 평균 밀도는 태양의 11억 1,900만 분의 1에 지나지 않는다. 이런 별의 내용물은 빈약해서 베텔게우스는 종종 ‘붉고 뜨거운 진공’으로 불려 왔다.
미행성
미행성의 범위가 정확히 어디부터 어디까지인가는 학자들에 따라 약간의 차이가 있다. 소행성이나 혜성처럼 태양계가 생겨난 이래로 계속 존재하는 천체들을 가리킨다고 보는 학자들도 있으며, 직경 10킬로미터 정도 크기 천체들로 한정하여 사용하는 경우도 있다.
태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다.[87] 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다.[88] 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다.[89] 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다.[90]
태양핵
태양핵(太陽核,core of the sun, solar core)은 태양의 중심부에서 태양반경의 20퍼센트 정도 되는 범위에 해당하는 곳이다. 이 부분은 태양계 내에서 최고로 뜨거운 부분이다. 밀도는 최대 1제곱미터당 15만 킬로그램(지구상의 물의 밀도의 150배 철 밀도의 20배)이며 온도는 1천 5백만 켈빈(태양의 표면은 6,000켈빈 정도)에 이른다.
은하
은하수의 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다.[15] 1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다.[16] 실제로는 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 섀플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.
수성
수성은 지구형 행성 중 하나로, 표면은 암석으로 이루어져 있다. 수성은 태양계 행성들 중 가장 반지름이 작은 행성으로, 구체적인 크기는 2439.7 km이다. 특히, 태양계 내 위성 중, 가니메데나 타이탄은 수성보다 반지름이 크다(그러나 수성은 이들보다는 더 무겁다). 수성은 질량의 70 %는 금속, 나머지 30 %는 규산염 물질로 이루어져 있다.
수성의 밀도는 지구의 5.515 g/cm³다음으로 큰 5.427 g/cm³이다. 그러나 지구는 자체 중력의 영향으로 내부 물질이 더 조밀하게 뭉쳐 있기 때문에, 압축되지 않은 조건에서 비교할 경우 수성의 밀도는 5.3 g/cm³으로 지구의 4.4 g/cm³보다 크다. 이를 통해 실질적으로 수성이 태양계 행성들 중 가장 밀도가 큰 천체임을 알 수 있다.
수성의 밀도를 알아내서 내부 구조를 추측할 수 있다. 지구의 밀도는 수치상으로는 크지만 사실 자체 중력으로 인해 내부가 압축된 상태임에 반해, 수성은부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부 또한 그리 압축되어 있지 않다. 이 같은 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고, 핵에 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미한다. 지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42 %(지구는 17 %)일 것이라고 추측하며, 특히, 최근 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌다.
타이탄 (위성)
타이탄은 외계 미생물이 살 수 있거나 적어도 생명체 이전의 유기 화합물이 풍부한 곳으로 여겨진다. 몇몇 연구자들은 있을지도 모르는 지하의 바다가 생명체의 존재에 적합한 환경을 제공할 수 있다고 주장한다.
반지름은 2575km로 수성과 비슷한 크기이며, 태양계의 위성으로서는 목성의 가니메데에 이어 두 번째로 크다. 위성으로서는 특이하게도 높은 압력의 오렌지색 질소 대기를 가지고 있으며, 그 아래 메테인 또는 에테인 바다가 존재할 가능성도 있다. 이 사실은 1980년, 보이저 1호의 탐사에 의해 밝혀져 한 때 생명이 존재할 가능성이 논의 되기도 했다.
태양
편평도는 약 900만 분의 1이고[18] 이는 태양의 양극간 지름과 적도 지름이 불과 10킬로미터밖에 차이나지 않음을 뜻한다. 태양은 플라스마가 뭉친 상태로 존재하며 딱딱한 고체가 아니다. 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 이를 차등 회전으로 부르며 태양 내부 대류 및 질량 이동의 원인이 된다(태양 중심부에서 외곽부로 나가면서 급격한 온도 그래디언트를 보여주기 때문이기도 하다). 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 시계 반대방향 각운동량 일부를 옮겨 각운동량을 재배분한다. 이 ‘실제 자전’ 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 그러나 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 ‘겉보기 자전’ 주기는 약 28일이다.[19] 이처럼 느린 자전에서 나오는 원심력 효과는 태양 적도상 표면 중력 18분의 1에 지나지 않는다. 행성의 조석 효과는 더 약하여 태양 겉모양에 별다른 영향을 미치지 못한다.[20]
태양계
토성(태양에서의 거리 9.5AU)은 질량, 조성 물질, 내부 구조, 자기권 등 모든 면에서 목성보다 조금씩 작은 가스 행성이다. 토성의 가장 큰 특징은 거대한 고리를 들 수 있다. 토성의 부피는 목성의 60퍼센트이지만, 질량은 3분의 1이 채 되지 않는다(지구질량의 95배). 따라서 토성의 밀도는 태양계 행성 중 가장 작다는 결론을 얻을 수 있다. 토성 역시 목성 다음으로 많은 위성을 거느리고 있다. 그중 타이탄과 엔켈라두스, 둘은 지질학적 활동을 하고 있는 것으로 보인다. 다만 지구와는 달리 이들 천체의 화산에서는 얼음 물질이 뿜어져 나온다[59]. 타이탄은 부피만 따질 경우 수성보다 크며, 태양계 위성 중 유일하게 짙은 대기에 둘러싸여 있다.
행성의 정의
근대에 이르러서 태양과 달이 행성의 범주에서 제외된 것을 빼면, 행성의 정의는 여전히 명확하게 정리되지는 못했다. 그러나, 1930년에 미국의 클라이드 톰보가 발견한 명왕성이 태양계의 9번째 행성으로 발표되자, 천문학계는 곧 커다란 논란에 휩싸였고 행성의 정의를 깊이있게 생각하는 중요한 계기가 되었다. 명왕성의 지름은 지구의 위성인 달보다도 작은 것으로 확인되었기 때문이다. 이 논란은 1990년에 인류 역사상 처음으로 발견된 외계 행성인 PSR B1257+12의 발견으로 더욱 격화되었고, 이후 지름의 크기가 1200km 내외인 콰오아나, 세드나, 그리고 명왕성보다도 지름이 긴 에리스의 발견으로 논란이 극에 달했다. 결국 2006년에 국제 천문 연맹은 명왕성을 행성에서 제외시켜 에리스 등을 새로이 왜행성으로 정의하고, 행성의 정의를 구체화하였다. 다만 카론은 여전히 명왕성의 위성으로 남아 있다. 이때 확정된 정의는 일단 태양계에만 적용되는 것으로, 조건은 다음과 같다.
항성
별의 실제 반지름은 종류와 진화 단계에 따라 다양하다. 중성자별의 경우 고작 20~40킬로미터에 불과하며 오리온자리에 있는 베텔게우스와 같은 초거성의 경우 태양 반지름의 650배(9억 킬로미터)에 이른다. 그러나 베텔게우스의 밀도는 태양에 비해 매우 희박하다.[69]
베텔게우스
베텔게우스는 한때는 태양을 빼고 밤하늘 천체 중 가장 시지름이 컸으나 1997년 천문학자들이 황새치자리 R의 시지름이 57.0 ± 0.5밀리초각임을 밝혀내면서 1위 자리를 내주었다. 현재 베텔게우스의 시지름 크기는 태양을 빼고 2위이다. 다만 황새치자리 R은 베텔게우스와 지구 거리의 3분의 1밖에 떨어져 있지 않으며 지름도 베텔게우스의 3분의 1밖에 되지 않는다.
황새치자리 R
황새치자리 R은 태양 다음으로 지구에서 볼 때 시지름이 큰 항성이다. 구체적인 값은 0.057 ± 0.005분이다. 여기에서 계산한 황새치자리 R의 실제 반지름은 태양의 320~420배로, 이는 화성의 궤도를 삼킬 수 있는 크기이다.
태양계
우리 태양계 대부분의 영역은 아직 미지의 세계이다. 태양의 중력장은 약 2광년(12만 5천 천문단위) 범위에 걸쳐 근처의 별들의 중력장을 압도한다. 반대로 오르트 구름의 반지름을 낮게 잡는 학설에 따르면, 태양계의 범위는 5만 천문단위를 넘지 않는다[85]. 세드나 같은 천체의 발견에도 불구하고 카이퍼 대와 오르트 구름 사이에 펼쳐진 수천 ~ 수만 천문단위의 광활한 영역은 아직도 전혀 알려져 있지 않다. 외부 영역 외에도, 그동안 자세히 알려지지 않았던 태양과 수성 사이 공간에 대한 연구가 현재 진행 중이다[86]. 이렇게 알려지지 않은 지대에서 새로운 천체가 발견될 가능성이 있다.
베텔게우스
뜨거운 M형 초거성인 베텔게우스는 우리가 관측한 수많은 항성들 중 그 크기가 매우 크며, 매우 밝은 별들 중 하나이기도 하다. 지름은 5.5천문단위로 이는 태양 1,180개를 일렬로 늘어놓은 길이와 맞먹으며, 지구 2,150조 개, 태양 160만 개를 쏟아넣어야 베텔게우스를 가득 채울 수 있다. 다른 비유를 들자면 베텔게우스의 크기를 웸블리 경기장과 비슷한 규모의 축구경기장이라 한다면 지구는 1밀리미터 크기의 작은 진주알 크기이며 태양은 망고 크기 정도 된다.
타이탄 (위성)
타이탄의 지름은 5,150 킬로미터로, 행성인 수성의 4,879 킬로미터보다도 더 크다. 1980년 보이저 1호가 타이탄을 방문하기 전까지는 타이탄의 지름이 가니메데보다 더 큰 것으로 여겨졌었다. 이렇게 생각한 이유는 타이탄의 짙고 불투명한 대기가 지표 위로 두껍게 형성되어 있어서 우주에서 보았을 때의 시직경을 증가시켰기 때문이다. 타이탄의 반지름과 질량, 밀도는 목성의 위성 가니메데, 칼리스토와 비슷하다. 1.88g/cm³의 밀도로 보아, 타이탄의 조성물은 반은 물의 얼음이고 나머지 반은 암석 물질로 이루어졌을 것으로 보인다. 조성물의 비율은 토성의 위성인 디오네 및 엔셀라두스와 비슷하지만, 타이탄은 자체 질량이 크기 때문에 중력에 의해 뭉쳐 있어서 이들보다 밀도가 크다.
아리엘 (위성)
아리엘은 천왕성 중심에서 19만 1,020km 떨어진 거리에서 공전하고 있으며, 그 주기는 약 2.5일이다. 아리엘의 지름은 약 1158km, 질량은 천왕성 질량의 약 1.8×10－5배이며 광도는 13.7등급이다. 아리엘은 다른 4위성과 같이 천왕성의 적도면과 같은 궤도면상을 공전하고 있다. 아리엘은 태양계에서 14번째로 큰 위성이다.
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.
베텔게우스
1920년 12월 13일 베텔게우스는 태양계 외부 항성 중 최초로 그 광구의 각지름을 잰 천체가 되었다. 당시 간섭계 측정 기술이 초기 단계였음에도 실험은 성공으로 판명되었다. 표준 원반 모형을 사용한 천문학자들은 항성 원반의 베텔게우스의 시지름을 0.047초각으로 쟀다. 단 주연감광 때문에 항성 원반 크기는 0.055초각으로 17퍼센트 더 크게 나왔다. 이후 여러 측정 결과 시지름은 0.042부터 0.069초각까지 다양하게 나왔다.
베텔게우스의 정확한 반지름을 재기 어려운 이유는 다음과 같다.
수성
수성의 궤도 이심율은 0.21로 모든 행성들 중에서 가장 크다. 그 궤도는 태양에서 4,600만 km 에서 7,000만 km 까지 펼쳐져 있다. 이 궤도를 수성이 공전하는데 걸리는 시간은 88일이다. 오른쪽 그림은 같은 긴반지름일 때 수성의 현 궤도와 원 궤도 일 때를 그린 그림이다. 5 일 간격으로 표시되어 있으며 공전속도는 근일점 근처에서 훨씬 빠르다. 또한, 천구의 크기는 태양을 중심으로 변화한다. 수성은 3:2의 비율로 궤도 공명이 이루어지는데, 이 때문에 표면 온도의 복잡한 변화가 생긴다. 이 공명 현상으로 수성에서의 하루는 2 수성년(176 지구일)이다.
안드로메다 은하
모든 거리 측정값을 종합하면, 안드로메다 은하까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 10 ± 7.0 × 10 AU)이다. 그리고 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 활용으로 얻을 수 있는 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다.
해왕성
해왕성과 지구 사이의 엄청난 거리 때문에 해왕성의 각지름은 2.2 ~ 2.4각분밖에 되지 않는데, 태양계의 행성들 중 가장 작은 값이다. 육안으로 보이는 크기가 너무 작아서 해왕성을 육안으로 연구하는 것은 매우 어렵다. 허블 우주 망원경과 적응 제어 광학 기술을 사용한 거대 지상 망원경들이 출현하기 전에는 망원경 관측도 힘들었다.
지상기반 망원경을 사용한 과학적으로 유용했던 해왕성의 첫번째 관측은 1997년 하와이에서 시작되었다. 기술발전의 발전과 함께, 지상기반 광학망원경은 해왕성의 이미지를 더욱 상세하게 기록하고 있다. 1990년대 중반부터 허블망원경 뿐만 아니라 지구의 광학망원경은 발견되는 위성의 수가 증급하는 등 태양계에 대한 새로운 발견을 계속 해오고 있다. 2004년과 2005년, 해왕성의 새로운 5개의 작은 위성은 지름이 38km에서 61km 사이에서 발견되었다.
고주파대에서의 해왕성의 발견은 해왕성의 원천이 지속적인 분출과 불규칙적인 파열라는 것을 보여준다. 두 원천은 해왕성의 회전 자계로 비롯된다고 생각 된다.
태양
햇빛은 지구의 주요 에너지원이다. 태양과 지구와의 거리는 평균 약 1억 4960만 킬로미터로 1AU이다. 직사광선을 통해 단위 면적에 축적되는 에너지의 양을 태양 상수라 하는데, 1 AU 의 거리에서 m2당 1368 와트의 값이 된다.
화가자리 베타
화가자리 베타의 질량은 항성진화 모형을 관측된 측정수치에 맞춰 도출한 것이다. 여기서 베타의 질량은 태양의 1.7 ~ 1.8 배로 나온다.[1] 이 별의 각지름을 초대형 망원경(VLT)의 간섭계로 측정하여 0.84 밀리초각 값을 얻었다.[25] 별까지의 63.4 광년 거리와 이 각지름 값으로부터 베타의 반지름은 태양의 1.8 배임을 알 수 있다.[주석 5]
태양
태양은 우리 은하 중심을 약 24,000~26,000광년 거리에 두고, 은하계 북극 방향에서 볼 때 시계 방향으로 약 2억 2천 5백만~2억 5천만 년에 1회 돌고 있다. 우리 은하가 우주 배경 복사(CMB)에 대하여 물뱀자리 방향으로 초당 550킬로미터 속도로 움직이고 있기 때문에, 태양의 우주 배경 복사에 대한 종국적 속도는 컵자리 또는 사자자리 방향으로 초당 370킬로미터가 된다[13]. 태양은 현재 우리 은하 오리온 팔의 안쪽 경계 내 국부 거품 영역의 국부 항성간 구름 속을 여행하고 있다. 태양에서 17광년 이내 가까운 별 50개 중 4.2 광년 떨어진 센타우루스자리 프록시마가 제일 가까운 이웃 항성이다) 태양은 네 번째로 무거운 별이다[14].
토성
토성의 질량은 지구의 약 95.1배이며 지름은 9배인 12만 km가량으로서 크기와 질량에서 목성 다음으로 태양계에서 큰 행성이다. 하지만 토성의 부피는 지구의 750배나 돼서 토성의 밀도는 태양계 내의 모든 천체뿐만 아니라 물보다도 작다. 토성의 대기는 목성과 마찬가지로 수소와 헬륨이 주류를 이루고 약간의 메탄과 암모니아가 첨가되어 있다. 토성의 표면온도는 섭씨 영하 180℃를 기록하고 있다. 토성의 온도가 낮은 이유는 태양과 너무 멀리 떨어져 있기 때문으로 지구가 태양으로부터 받는 열량의 100분의 1밖에 받지 못한다. 이 추위 때문에 토성에서는 암모니아는 물론 메탄 등이 결빙해 고체 형태로 존재한다. 이 때문에 토성 상공 1,000km아래는 수증기와 암모니아 구름이 공존하고 있으며 대기의 유동 속도가 커서 적도에서는 시속 1,800km의 강풍이 사납게 휘몰아치고 있다. 토성은 태양에서 14억 2,672만 km 떨어져 있어 공전하는데 29.4571년이 걸리지만 자전속도는 매우 빨라서 10시간 33분 38초마다 한 번씩 자전한다. 토성은 태양계 행성 가운데 매우 멀리 있는데도 밝은 빛으로 빛나며 수성보다도 밝은 빛을 낸다. 토성에는 모두 60개의 위성이 있는 것이 2006년 11월까지 확인되었지만, 앞으로 더 발견될 수도 있을 것이다.
토성
토성의 위성 중 하나인 타이탄은 크기 5150km, 질량 1.35*1023으로,태양계 위성 중 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아 대기를 가지고 있고, 1944년 천문학자 카이퍼는 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다.
천문단위
천문단위의 정의는 '태양과 지구의 거리'이다. 하지만 지구(정확하게는 지구와 달의 중심)의 궤도는 완전한 원형이 아닌 타원형을 하고 있다. 따라서 ‘지구 궤도의 길이 반경 (타원의 장축의 절반)’으로 평균 거리로 간주해도 무방하다.
2012 년 8월 제28회 IAU(국제천문연맹) 총회 결의에 따라 다음과 같이 권장하고 있다.
리겔
분광학적으로 측정한 리겔까지의 거리는 700 ~ 900 광년 사이이다. 히파르코스 위성이 2007년 확보한 시차자료에 따른 거릿값은 860 광년이었으며 오차범위는 약 9%(80 광년)이다. Moravveji 연구진은 이 거리에 기초하여 리겔의 밝기를 태양의 12만 배로 계산했다. 표면 유효온도는 12100 켈빈 정도이다. 주연감광 효과를 고려하여 간섭계로 측정한 각지름은 2.75 ± 0.01 밀리초각이다. 잠정적 거리를 대입하면 리겔의 반지름은 태양의 약 79배가 나온다. 2006년 Przybilla 팀은 대기모형을 사용하여 리겔까지의 거리를 1170 ± 130 광년으로 계산했는데 이로부터 나온 리겔의 밝기는 태양의 21만 8천 배, 질량은 21 ± 3 배, 반지름은 109 ±12 배였다.
태양
광구는 우리 눈이 보지 못하는 태양 표면으로, 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 아래 부분에 해당된다.[42] 광구보다 고도가 높은 곳에서 가시광선은 우주로 자유롭게 뻗어 나가며 가시광 에너지는 태양을 완전히 탈출한다. 불투명도가 변하는 이유는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H− 이온의 양이 줄어들기 때문이다.[42] 반대로 우리 눈에 보이는 가시광은 전자가 수소 원자와 반응하여 H− 이온을 만들어 낸 결과이다.[43][44] 광구의 깊이는 수십 ~ 수백 킬로미터로 지구상 공기보다 약간 더 불투명하다. 광구 상층부는 하단보다 온도가 낮기 때문에 태양 그림에서 원반 중심부보다 가장자리(테두리)가 더 어두워 보이는데 이를 주연 감광이라고 부른다.[42] 태양광은 온도 6000켈빈인 흑체와 거의 비슷한 스펙트럼을 보여주는데, 스펙트럼상에는 광구 위 얇은 대기층에서 분산되어 나온 원자 흡수선들이 나타난다. 광구의 입자밀도는 ~1023m−3으로, 이는 지구 대기 해수면상 입자밀도의 1퍼센트 정도다)[39]
태양계
태양의 표면 온도는 약 5,800 켈빈으로[19] 분광형상 G2 V에 속하는데, 이는 ‘질량이 큰 편에 속하는 황색 왜성’이다. 그러나 태양은 앞의 이름처럼 작은 별(왜성)은 아니다. 우리 은하에 속해 있는 모든 별 중에서 태양은 제법 무겁고 밝은 별이다[22]. 색등급도는 항성의 밝기와 표면 온도를 각 축으로 삼아 항성을 평면 위에 표시하고 있다. 이 표에 따르면, 뜨거운 별은 대체로 밝다. 이 법칙을 따르는 별은 주계열로 불리는 띠 위에 몰려 있으며, 태양은 이 주계열 띠의 한가운데에 자리 잡고 있다. 그러나 태양보다 밝고 뜨거운 별은 드물며, 그 반대의 경우(적색왜성, K형 주계열성)는 흔하다. 적색왜성의 경우 우리 은하 항성의 85퍼센트를 차지한다고 알려져 있다[22][23].
달
달은 지구에서 약 38만 5천km 떨어진 곳에 있으며, 지구의 주위를 돌고 있다. 달이 지구 주위를 돌고 있는 것은 달과 지구 사이의 만유인력 때문이다. 태양이나 다른 행성에서 오는 인력도 작용하지만 그다지 크지 않기 때문에 무시해도 된다. 따라서 근사적으로는 달의 운동은 2체 문제이며, 달의 궤도는 타원이 된다.
메시에 14
M14는 지구에서 30,300광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 8.32등급이다. 시직경은 11분으로 약 100광년정도의 크기이다. 10,000개의 별로 구성되어 있으며, 총 밝기는 태양의 400,000배이다.
궁수자리 A*
또 궁수자리 A*에 대한 VLBI의 관측은 영상의 중앙에 고정될 수 있는데, 그래서 S2가 궁수자리 A*을 공전하는 것처럼 관측될 수 있었다. S2의 케플러 궤도 조사로부터, 이들은 반경이 17 광시(120 AU)보다 크지 않은 공간에 국한된, 궁수자리 A*의 질량을 260±20만 태양질량으로 측정할 수 있었다. 후에 별 S14에 관한 관측은 반경이 약 6.25 광시(45AU) 또는 67억 킬로미터보다 크지 않은 공간 내의 천체의 질량이 약 410만 태양질량임을 보여주었다. 또 이들은 지구에서 은하 중심(우리 은하의 회전 중심)까지의 거리를 8.0±0.6×10 파섹으로 측정했는데, 이는 천체의 거리 규모를 재는데 중요하다.
축생도
1유순은 왕이 하루에 행군하는 길의 길이로, 9.6km 혹은 12km이다. 각각에 따라 계산하면 가루다의 길이와 키는 76,800km 혹은 96,000km이다. 참고로, 지구의 적도 지름은 12,756km이고 극 지름은 12,713km이다. 키와 길이는 대략 지구의 6배 또는 7.5배로, 크기를 평면적으로 보아 비교하면 길이의 제곱비이므로 지구의 36배 혹은 56배이고, 입체적으로 보아 비교하면 길이의 세제곱비이므로 216배 혹은 422배이다.
슈바르츠실트 반지름
이 값이 어떤 의미를 갖는지에 대해 오랜 시간 동안 논쟁거리가 되었다. 자크 아다마르는 1922년에 파리에서의 회의기간 동안 물리계에서 블랙홀이 일어날 수 있다고 주장하였다. 알베르트 아인슈타인은 우주에 대한 이 끔찍한 결과들을 지적하며 블랙홀은 일어날 수 없다고 주장하였으며, 농담으로 이를 “아다마르 재앙”이라 불렀다. 적어도 1960년경까지는 대부분의 사람들은 블랙홀이 존재하지 않을 것이라고 보았다. 태양의 슈바르츠실트 반지름은 대략 3km, 지구는 땅콩 크기 정도인 9 mm에 불과하다. 이는, 태양의(혹은 지구의) 질량의 총합이 3km(지구의 경우는 9mm)안에 들어간다는 뜻이다. 그렇게 되면 태양의(혹은 지구의) 부피는 중력에 의해 계속해서 수축하는 기현상이 발생한다.
태양계
태양계의 안쪽인 내행성계는 지구형 행성과 수많은 소행성으로 구성되어 있다[34]. 이들은 대부분 규산염과 금속으로 구성되어 있으며, 태양에 매우 근접해 있다. 안쪽 태양계 전체의 반지름은 목성과 토성 사이의 거리보다도 짧다.
은하수
전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이고, 2천억에서 4천억개의 별들이 포함되어있는 것으로 추정된다. 또 그것들이 모두 합쳐진 완전한 실시등급은 -20.9등급으로 생각된다.
은하의 중심에서 바깥쪽으로 돌출된 은하의 원반은 70,000에서 100,000광년 사이의 지름을 갖는다. 예전에는 태양이 중심부에서 35,000광년만큼 떨어져있을 수 있다고 생각했으나, 현재에는 태양에서 은하 중심까지의 거리를 26,000 ± 1,400광년으로 본다.
태양계
목성(태양에서의 거리 5.2AU)은 태양계의 8행성 중 가장 거대하고 무거운 천체로, 그 질량은 지구의 318배로 목성을 뺀 다른 행성을 다 합친 것보다 2.5배나 더 무겁다. 목성은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. 목성은 내부열이 강력하게 발생하고 있어, 표면에 자전 방향과 평행한 줄무늬 모양의 띠와 대적반과 같은, 반영구적인 대기 구조를 만든다. 목성은 많은 위성을 거느리고 있으며, 알려진 숫자만 63개이다. 그중 가장 질량이 큰 가니메데, 칼리스토, 이오, 유로파, 네 개는 내부열이나 화산 활동이 일어나는 등 암석 행성과 비슷한 면모를 보여준다[58]. 이 중 가니메데는 태양계 위성 중 부피와 질량이 가장 크며, 심지어 수성보다도 부피가 크다(다만 질량은 작다).
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.
게 성운
지구와의 정확한 거리는 측정한 방법에 따라서 일치하지 않았기 때문에 불분명했다. 2008년, 지구에서 약 6,500 광년 (약 2k 파섹) 떨어져 있는 것으로 총의가 모아졌다. 게 성운은 현재 초속 1,500 km의 속력으로 내부에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다. 1973년과 2001년에 찍은 사진을 비교하여 거리가 추정되었다. 1973년에 여러가지 방법을 이용하여 산출된 결과는 6,300 광년이었다. 장축을 따라 측정된 지름은 약 13 광년이다.
프로테우스 (위성)
프로테우스의 지름은 418킬로미터 정도로, 트리톤을 제외한 해왕성의 위성들 중 가장 크다(태양계 전체에서는 19번째로 큰 위성이다). 그러나 해왕성이 반사하는 빛 때문에 상대적으로 어두운 프로테우스를 망원경으로 찾아내기는 곤란했다.
행성
최근 천체 90377 세드나가 태양으로부터 90AU 거리(태양과 명왕성 거리의 약 3배)에서 태양을 공전하고 있음이 확인되었다. 이누이트 신화에 나오는 바다의 여신 이름을 딴 세드나는 직경 1180~2360킬로미터인 천체다. 몇몇 언론은 이미 세드나를 열째 행성으로 보도했지만, 천문학자들이 일반적으로 인정하는 사실은 아니다. 명왕성과 비슷한 질량과 궤도를 가진 90482 오르쿠스도 행성으로 인정될 가능성이 있고, 다른 후보로는 50000 콰오아나 20000 바루나 등이 언급되곤 한다. 그 후 에리스가 발견되어 명왕성보다 더큰것으로 확인되어 행성으로 인정될뻔하다가 2006년 IAU총회에서 정해진 행성의 정의에 따라 왜행성이 되었다. 하지만 IAU가 세드나는 왜행성으로 아직 공식적으로 인정하지 않는등 문제가 있으며 2009년 총회에서 다시 기준이 바뀔수도 있다.
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.
에드먼드 핼리
섬네일|오른쪽|금성의 태양면 통과 핼리는 태양까지의 거리를 측정하는데 있어 주목할 만한 발견을 하였다. 행성계의 크기나 별들까지의 거리가 정확한 값으로 결정되기 위해서는 지구에서부터 태양까지의 거리를 정확하게 아는 것이 필요했다. 핼리는 1663년 제임스 그레고리에 의해서 처음 고안된 생각으로 태양을 가로지르는 수성의 통과를 관측하였다. 수성이 태양을 가로지르기 위해 들어가는 순간과 나오는 순간의 시간을 기록하고 다른 위도에 있는 관측소에서의 결과를 비교한 후 수성이 간 거리가 구해졌다. 그 뒤 요하네스 케플러의 제 3법칙 조화의 법칙을 이용하여 지구로부터 태양까지의 거리가 구해질 수 있었다. 핼리는 곧 금성의 태양면 통과를 관측하면 더욱 정확한 결과를 얻을 수 있음을 알아냈다. 금성은 수성보다 지구에서 2배로 가까운 곳에 위치해 있었기 때문에 태양면을 통과하는데 걸리는 시간 측정에서 비롯된 오차를 줄일 수 있을 것이라 생각했다.
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
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.
태양계
세레스(태양에서의 거리 2.77AU)는 소행성대에서 가장 거대한 천체로, 왜행성으로 취급된다. 직경은 거의 1000km에 달해, 자체 중력만으로 형태를 구형으로 충분히 유지할 수 있다. 세레스는 19세기에 발견될 당시 ‘행성’으로 여겨지기도 했지만, 1850년대 들어 다른 소행성이 발견되면서 ‘소행성’으로 재분류되었다[55]. 그 뒤 2006년에는 ‘왜행성’으로 재분류되었다.
화성
화성의 내부를 설명하는 이론에 따르면, 화성 핵의 반지름은 약 1,480km로 주로 철과 15~17%의 황으로 이루어져 있다. 황화철의 핵은 부분적으로 용융되어 있으며, 지구의 핵에 비하면 가벼운 원소의 함량이 약 2배정도 된다. 핵은 규산염질 맨틀에 둘러싸여 있다. 맨틀은 화성에서 볼 수 있는 많은 판구조 활동과 화산 활동을 일으켜 왔으나 현재는 더 이상 활동하지 않는다. 화성 지각의 두께는 약 50km이고, 최댓값은 125km정도이다.
태양계
카이퍼 대는 소행성대와 비슷한, 파편 조각으로 이루어진 거대한 고리로, 주요 구성 물질이 얼음이라는 점이 소행성대와 다르다. 카이퍼 대는 태양으로부터 30 ~ 50 천문단위 지역에 형성되어 있다. 카이퍼 대의 천체는 대부분 태양계 소천체이나, 50000 콰오아, 20000 바루나, 90482 오르쿠스 등 덩치가 큰 천체는 왜행성으로 재분류될 가능성이 있다. 지름 50킬로미터 이상의 카이퍼 대 천체는 대략 10만 개 이상일 것으로 여겨지나, 이들의 질량은 모두 합쳐 보았자 지구 질량의 1,000분의 1 ~ 100분의 1에 불과하다[4]. 적지 않은 카이퍼 대 천체는 자신만의 위성을 여럿 거느리고 있다. 카이퍼 대 천체 대부분은 행성의 공전궤도면과 어긋난 궤도를 그리면서 태양을 돌고 있다.
태양계
태양계의 바깥쪽을 도는 네 개의 거대한 행성은 보통 목성형 행성, 가스 행성, 외행성이라는 이름으로 불린다. 이들의 질량은 태양을 도는 8개 행성의 99퍼센트를 차지하며, 암석 행성에 비해 무거워 지구질량의 14 ~ 318배 정도이다. 그러나 밀도는 상대적으로 낮아 암석 행성의 20퍼센트 수준이다[19]. 목성과 토성은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다 [57]. 이들 네 행성은 모두 고리를 갖고 있으나, 토성을 제외한 나머지는 지구에서 고리를 관측하기가 쉽지 않다.
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.
천왕성
천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돈다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것이다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 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.
천문학
태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 가장 연구가 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌, 46억 살의 주계열성이다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진, 주기적인 밝기의 변화를 보여준다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련되어 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역이다.
수성
2008년 10월 6일, 메신저가 두 번째로 스윙 바이를 하는 동안 "구멍난" 자기장을 발견했다. 또 자성(磁性) "토네이도" 도 발견했는데 이 "토네이도" 는 폭이 80 km로 행성 반지름 1/3을 차지한다. 이 "토네이도" 형태는 자기장이 태양풍을 매개로 수성 자기장과 접촉했을 때 형성된다. 태양풍이 불어 수성 표면에 걸쳐 작용하면, 난입해 온 자기장은 태양풍과 함께 소용돌이 형태로 빨아올려진다. 이를 빛다발 현상이라 부른다. 이는 수성 표면을 직접적으로 강타하는 태양풍을 통해 자기 차폐 현상을 일으켜 "열린 창(window)"의 형태를 만든다.
태양
태양은 암석 행성들과는 달리 명확한 바깥 경계가 없고 태양의 가스층 밀도는 중심부에서 멀어질수록 기하급수적으로 낮아진다.[23] 그럼에도 불구하고 태양 내부는 그 성질이 명백히 구별되는 층으로 나뉘어 있다. 태양 반지름은 중심부에서 광구 바깥면까지 측정한다. 광구 최외곽층은 단순히 말하자면 가스 온도가 낮아 막대한 양의 빛을 복사할 수 없는 곳이다. 따라서 태양 표면은 맨눈으로 보이는 곳까지 말한다.[24]
태양계
이 이론은 처음에 좋은 평가를 받았으나, 곧 문제가 발견되었다. 해럴드 제프리(1929년)는 순환의 개념에 대한 수학적인 논의에 근거해서, 태양과 비슷한 실질 밀도를 가진 목성의 경우 비슷한 회전 주기를 가져야 한다고 주장했다. 또한 헨리 노리스 러셀(1935년)은 태양으로부터 빠져나온 물질이 태양 반지름의 4배 거리(=수성 궤도 안) 이상 가지 못한다는 것을 증명해 냈다. 이것은 각운동량에 관한 또 다른 문제였다. 그 뒤 라이먼 스피처(1939년)는 태양에서 나온 물질이 목성의 질량을 가지게 된다면, 이는 106K의 온도를 가지게 되며, 이 경우 행성으로 수축하기보다는 폭발한다는 것을 계산해 냈다. 이후 태양의 핵반응으로 즉각 소모되었을 리튬과 베릴륨, 붕소가 지구의 지각에서 발견된다는 것과 관련한 반대 주장이 등장하였다. 항성과 항성 사이 공간은 매우 넓기 때문에 원시 태양과 다른 별이 만날 확률이 극히 희박하다는 것도 문제점 중 하나이다.[97]
고대 그리스 천문학
아리스타르코스는 그의 유일하게 전해져 내려오는 연구인 "태양과 달의 크기와 그 거리"(the Sizes and Distances of the Sun and Moon)를 썼다. 이 저술에서 그는 지구 반경의 지구부터 태양과 달까지의 거리뿐만 아니라 태양과 달의 크기까지 계산하였다. 얼마 지나지 않아, 에라토스테네스는 아리스타르코스의 계산에서 도출할 수 있는 지구 반지름 값을 제공하여 지구의 크기를 계산하였다. 히파르코스는 태양과 달의 거리와 크기에 대한 또 다른 동명의 책을 썼지만 전해지지 않고 있다. 아리스타르코스와 히파르코스는 모두 지구에서 태양까지의 거리를 과소 측정하였다.
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]
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.
태양
태양의 표면은 대부분 수소(전체 질량의 약 74%, 전체 부피의 92%)와 헬륨(약 24~25%의 질량, 7%의 부피)[16], 그밖에 철을 비롯한 니켈, 산소, 규소, 황, 마그네슘, 탄소, 네온, 칼슘,베릴륨, 크로뮴 등[17] 으로 구성되어 있다.
이오 (위성)
이오(Io, )는 목성의 위성 중 하나로 갈릴레이 위성에 속하는 위성이다. 지름은 3,642km으로 태양계에서 네 번째로 큰 위성이며 목성의 위성 중 세 번째로 크다. 이 위성의 이름은 그리스 신화에서 제우스의 연인 중 한명이자 헤라의 여사제인 이오를 따서 지어졌다.
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]
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.
태양계
태양계의 중요 구성 요소인 G형 주계열성 태양은 현재까지 알려진 태양계 전체 질량의 99.86 퍼센트를 차지하며, 중력으로 태양계의 천체를 지배한다[2]. 태양 주위 궤도를 선회하는 네 개의 거대 가스 행성은 태양을 제외한 태양계 질량의 99퍼센트를 차지하며, 그 중 90퍼센트를 목성과 토성이 차지한다.[주 1]
포세이도니오스
천문학 분야에서는 쿠레오메데스 의 저서에 포세이도니오스의 저작이 인용되어 전해지고 있다. 포세이도니오스는 태양이 생명의 근원이라는 이론을 전개했다. 태양의 거리와 크기를 정하고 태양까지의 거리는 지구 반경의 9893 배로 추정했다. 실제 거리의 절반 이하였지만 아리스타루코스들이 내세운 거리보다 크게 더 가까운 것이었다. 또한 달까지의 거리의 측정도 실시했다.
지리학 분야에서는 에라토스테네스 의 지구 크기의 견적에서 약 100 년 후, 같은 방법을 이용하여 알렉산드리아 - 로도스 섬 사이 위도 차이를 측정하고 7.5 도 라는 결과를 얻었다 (실제로는 5도 14 분 정도). 로도스 섬은 알렉산드리아보다 약간 서쪽에 있는데, 같은 자오선 상에 있다고 간주하여, 배의 속도로 항해 기간에서 가상 자오선 호의 길이를 5,000 스타디아로 가정하여 지구 전체 둘레로 240,000 스타디아를 얻었다.
태양계
태양은 빛과 함께 대전된 입자, 즉 플라스마의 지속적인 흐름인 태양풍을 발산한다. 이 입자의 흐름은 시속 150만 킬로미터의 속도로 퍼져나가[27], 희박한 태양권을 만드는 데 최소한 100AU까지 퍼져나간다(태양권 계면 문단을 참조)[28]. 이것이 행성간 매질이다. 태양 표면에서 일어나는 태양 플레어나 코로나 질량 방출과 같은 지자기 폭풍은 태양권을 어지럽히고 우주 기후를 만들어 낸다[29]. 태양권 내에서 가장 거대한 구조물은 태양의 회전 자기장으로 인해 행성간 매질에 생성되는 나선형의 태양권 전류편이다[30][31].
케플러-10
케플러 10은 태양과 비슷한 G형 항성이다. 질량은 태양의 89.5%(± 6%)이며 반지름은 태양보다 5.6%(± 2.1%) 크다. 다만 대기에 있는 금속함량 [Fe/H] (항성 대기 중 철의 함유량)는 -0.15 (± 0.04)로 이는 태양 금속함량의 약 70% 수준이라는 뜻이다. 금속함량은 행성의 탄생과 만약 태어날 경우 이 행성들의 주요 조성물에 큰 영향을 끼친다. 덧붙여 케플러 10의 나이는 약 119억 년에 표면온도는 5627 (± 44) K으로 태양의 나이가 약 46억 년에 표면 온도가 5778 K임을 고려할 때 훨씬 더 늙었으며 온도는 약간 차갑다.
천문단위
천문단위(天文單位, astronomical unit)는 천문학에서 사용되는 길이의 단위로 지구와 태양과의 평균 거리이다. 2013년 기준으로 149,597,870,700 m로 정의되어 있다. 주로 태양계의 천체(행성) 간 거리에 사용되며, 특히 천문 단위계는 태양 질량과 대등한 길이의 단위로서 중요하다. 국제단위계(SI)에 속하는 단위는 아니지만, 병용이 인정되는 단위이다.
까마귀자리 베타
관측기구로 잰 베타의 각지름은 3.30 ± 0.17 밀리초각이다. 지구로부터 이 별까지의 거리가 약 146 광년(45 파섹)이므로 이로부터 베타의 실제 반지름은 태양의 약 16배임을 알 수 있다. 질량과 반지름으로부터 별의 밝기는 태양의 약 164배가 나온다. 수소 및 헬륨보다 무거운 원소의 대기 내 포함비율(천문학에서는 보통 중원소라고 부른다.)은 태양과 비슷하다.
토성
토성(土星，라틴어: Saturnus)은 태양으로부터 여섯 번째에 있는 태양계의 행성으로, 진성(鎭星)으로도 불렀다. 토성은 태양계 내의 행성 중 목성에 이어 두 번째로 크며, 지름은 약 12만 킬로미터로, 지구의 9.1배이며 부피는 760배에 달한다. 이에 비해 질량은 지구의 95배 밖에 안되기 때문에 토성의 평균 밀도는 0.7g/cm3에 지나지 않는다. 그리고 토성의 표면 중력은 지구와 비슷하다. 토성은 목성, 천왕성, 해왕성과 함께 목성형 행성으로 분류된다.
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.)
세페우스자리 델타
시직경을 통해 계산한 델타의 실제 크기는 천문학자들마다 조금씩 다르지만, 대체로 비슷한 수준의 결과를 보여준다. 구체적으로 레이니 연구진(1995년)은 태양 반경의 41.5배, 기렌 연구진(1999년)은 43.8배, Caccin(1981년)은 42.4배로 잡았다. 이 중 레이니의 결과를 이용하여 이 별과 지구 간 거리를 구하면 828 ± 98광년이 나온다.
태양계
센타우루스족은 궤도 장반경이 목성(5.5 AU)보다 크고 해왕성(30 AU)보다 작은, 혜성 비슷한, 얼음으로 이루어진 천체이다. 지금까지 알려진 가장 거대한 센타우루스족 10199 카리클로의 지름은 약 250킬로미터이다[68]. 최초로 발견된 센타우루스족 2060 키론은 혜성으로도 분류되어 왔는데(“95P/키론”이라는 명칭이 추가되었다), 이는 2060 키론이 여타 혜성과 마찬가지로 태양에 접근하면서 코마가 커지기 때문이다[69].
케플러-10
케플러-10은 지구로부터 약 564 광년(173 ± 27 파섹) 떨어져 있다. 겉보기 등급은 10.96으로 맨눈으로는 볼 수 없으며 아마추어 망원경으로 관측이 가능하다.
외계 행성의 이름을 붙이는 원칙에 따라 케플러-10을 도는 외계 행성의 이름은 케플러-10b로 명명되었다. 2011년 발견 사실이 공표되었으며 그 존재가 확정된 암석형 외계행성 중에서는 최초라는 의의가 있다. 이 행성의 질량은 지구의 3.33±0.49 배이며 반지름은 지구의 1.47+0.03
−0.02 배이다. 어머니 별로부터 0.01684 AU 떨어져 0.8375 일에 1회 공전한다. 태양에서 가장 가까운 수성은 태양으로부터 0.3871 AU 떨어져 87.97 일에 1회 공전함을 고려하면 b는 항성에 아주 가까이 있는 셈이다. 극도로 가까운 거리 때문에 궤도이심률은 사실상 0이다. 이는 공전궤도가 완벽에 가까운 원을 그린다는 뜻이다.
길이
1천문단위(1AU)는 지구와 태양 사이의 평균거리를 뜻한다. 지구는 태양을 초점으로 타원 궤도를 그리며 돌고 있다. 여기서 평균거리란 태양과 가장 가까워지는 근일점일때의 태양과 지구 사이의 거리와 태양과 가장 멀어지는 원일점일때의 태양과 지구사이의 거리의 평균을 뜻한다. 이를 미터법으로 환산하면 대략 1AU = 1.496×10m 를 나타내게 된다. 천문단위(AU)는 주로 태양계내의 천체들의 거리를 측정할 때 사용한다.
태양과 태양계 내의 행성간의 거리는 천문단위로 다음과 같이 측정된다.
홈스 혜성
궤도의 계산과 광도에 의하면, 2007년의 밝기 증가 전의 혜성은 3.4km로 추정되었다. 2007년 10월 하순에는 혜성의 핵은 관측된 지름이 3.3분에서 13분으로 증가되었는데, 이는 달 지름의 절반 정도에 해당된다. 실제 크기는 1백만 km 보다 컸으며, 이는 태양 지름의 0.7배에 해당된다. 2007년 11월 9일에는 태양의 크기를 초과하여, 순간적으로 태양계 내의 가장 큰 대기를 갖게 되었다.
크로이츠 혜성군
태양에 매우 가깝게 접근한 것이 밝혀진 첫 혜성은 1680년 대혜성이었다. 이 혜성은 태양 표면으로부터 200,000km(0.0013AU)를 지났다. 이는 지구와 달의 거리의 절반, 태양 직경의 0.3배에 불과하다. 이 위치에서 태양은 80°의 크기가 되며, 지구에서 보이는 크기의 27,000배에 해당된다.
외뿔소자리 V838
이후 더 정확한 측정 결과, 실제 거리는 훨씬 멀어서 약 20,000광년이었다. 따라서 이 별은 태양보다 훨씬 무겁고 (질량:5~10배), 밝은(태양의 550~5,000배) 존재였다. 여기서 나온 반지름은 태양의 약 5배이며, 표면 온도는 4,700~30,000K였다. 단 이 값들은 매우 불확실하다.[9] 2005년 천문학자 무나리가 이끄는 연구진은 838의 질량이 태양의 65배이며 따라서 극대거성이라고 주장했다. 무나리는 이 항성의 나이를 약 4백만 년 정도로 추산했다.
갈릴레이 위성
가니메데는 갈릴레이 위성 중 세 번째로 목성에 가깝다. 이름은 신화인 가니메데스에서 붙여졌는데, 신화에서 가니메데스는 그리스 신화의 신들에게 술을 따르는 사람이고, 제우스가 사랑하던 사람이다. 가니메데는 지름이 5262.4 km으로 태양계에서 제일 큰 위성이고 수성보다 크나, 질량은 가니메데가 수성의 반 정도이다. 가니메데는 얼음이기 때문에 질량이 적을 수밖에 없다. 가니메데는 자기권을 가지고 있다고 알려진 유일한 위성이다. 액체 핵의 대류를 통해 만들어진 것으로 생각된다.
OTS 44
OTS 44의 질량은 목성의 15배 정도로, 태양 질량의 약 1.4% 수준이며 반지름의 정확한 수치는 잘 알려져 있지 않으나, 태양의 23~57% 정도로 추정 된다.
태양계
지금으로부터 약 54억 년 뒤 태양의 핵에 있던 수소는 완전히 헬륨으로 바뀌며, 주계열성으로서의 태양의 일생은 끝난다. 이 시점에서 태양의 반지름은 지금의 260배까지 부풀어 올라 적색 거성 단계에 돌입한다. 표면적이 막대하게 늘어나기 때문에 표면 온도는 크게 낮아져 2,600 켈빈 수준까지 내려가 붉게 보이게 된다.[108]
알골
알골은 지구에서 92.8광년 떨어져 있으나, 730만 년 전에는 지구에서 불과 9.8광년 거리밖에 떨어져 있지 않았다. 이때 알골은 밤하늘에서 -2.5등급(이는 목성이 가장 밝을 때와 비슷한 값이다)으로 보였을 것이며, 지금 우리가 보는 시리우스보다 훨씬 더 밝았다. 알골 항성계의 총 질량은 태양의 5.8배이기 때문에, 9.8광년은 꽤 먼 거리임에도 불구하고, 이 정도 질량은 태양계의 오르트 구름을 미묘하게 뒤흔들어 혜성들이 궤도를 태양계 쪽으로 바꾸게 만들었을 것으로 보인다. 그러나 이들이 행성들을 폭격할 확률에는 큰 변화가 없었던 것으로 생각된다.
광분
예를 들면 지구에서 태양까지의 거리(1 천문단위)는 8.317광분이다.