1. 설명
年 周 視 差 / stellar parallax별까지 거리 측정을 할 때 가장 먼저 이해해야 되는 것이 시차(視差, parallax)이다. 한자를 보면 알겠지만 이때의 시차는 지구에서의 경도와 위도에 따른 시간과 관련된 것이 아니고 사람의 시각 차이, 즉 하나의 물체를 서로 다른 두 지점에서 보았을 때 뒤에 비치는 배경의 차이를 말한다. 사람의 두 눈 사이의 시차는 불과 10 ㎝밖에 되지 않아 별같이 멀리 떨어진 물체는 측정할 수가 없다. 그래서 두 눈을 강제로 멀리 떨어뜨려야 한다. 이렇게 생각해 낸 방법이 연주시차법이다.
지구가 태양을 공전하고 있는지라 1월에 별을 측정하고 반년 후인 7월에 같은 별을 측정한다. 이때 지구의 위치가 태양을 가운데 두고 정반대로 바뀌게 된다. 우리는 지구와 태양 간의 거리를 이미 알고 있기 때문에 삼각측량을 이용해 기하학적으로 그 거리를 가늠이 가능하다. 여기서 시차는 관측하는 사람이 서로 다른 위치에서 한 물체(별)를 바라보았을 때 먼 별에서 벌어진 각도 차이를 말한다. 시차를 각도로 환산하여 측정하는 연주시차법을 처음으로 제시한 사람은 독일의 천문학자 프리드리히 베셀(Bessel friedrich Wilhelm, 1784~1846)[1]이다.
베셀은 백조자리 61번 별의 시차가 0.294″[2]임을 발표하였으며, 어떤 별의 시차를 알기 위해서는 6개월간의 시간을 두고 반복 관측을 해야 하는 번거로움이 있지만, 이 방법이 당시로서는 최선이었고 지금도 비교적 가까운 별까지의 거리를 재는 데는 유용하게 쓰인다.
이 연주시차가 1"[3]가 될 때, 그 거리를 1 파섹으로 정의하고 있다.
다만 이 방법도 한계가 있어 100파섹 정도 이상의 거리는 여전히 측정이 불가능할 수준이다. 가이아 우주 망원경의 경우 10000파섹까지 측정이 가능하다.
2. 지동설의 근거
지동설이 사실임을 증명하기 위해 사용된 개념이기도 하다.코페르니쿠스도 지동설에 근거하여 별에 대한 시차를 측정하려고 시도하였으나, 당시의 관측 기술로는 측정할 수 없었다.
티코 브라헤 역시 이 연주시차의 개념을 밝혀내려고 시도했으나 그가 살던 당시에는 연주시차를 측정할 수 있을 만큼 천문학 관측 도구가 발달하지 않은 상태였다. 참고로, 이 당시에는 망원경이 없었다.[4] 그의 시력이 아무리 뛰어났다고 해도 맨눈으로 연주시차의 존재는 감지할 수 없었다. 그래서 연주시차를 증명할 방법이 없었고 티코 브라헤는 지동설과 천동설을 절충한 과도기적 천문관을 내놓기도 했다.
갈릴레오 갈릴레이 역시 자신이 개선한 망원경을 이용해서 연주시차를 관측하려 시도하였으나, 관측에 실패하였다.
그 후 윌리엄 허셜도 1781년 발표한 논문에서 시차에 관한 내용을 밝힌 바 있다.
1838년 프리드리히 베셀에 의해서 연주시차가 최초로 관측되었다. 그리고, 천동설은 지구의 위치가 변하지 않는다는 걸 전제하기 때문에 연주시차의 개념과 모순되는 이론이었고, 연주시차가 사실로 드러남에 따라 즉시 폐지가 확정되었다.
참고로, 연주시차가 얼마나 작은 값이냐면, 태양을 제외한 항성들 중 가장 가까운 별인 프록시마, 2번째로 가까우면서 맨눈으로 볼 수 있을만큼 밝은 별인 센타우루스자리 알파의 연주시차가 각각 약 0.768"과 0.747" 인데, 이는 대략 10000분의 2도[5]이다. 그리고, 태양을 제외하고 가장 밝은 별인 시리우스의 연주시차는 약 0.38"로 대략 10000분의 1도이다.