지동설의 발전 과정

지동설은 태양이 태양계와 우주의 중심이라고 주장하는 이론입니다. 이에 따르면 행성과 그 위성, 소행성, 혜성 등은 모두 그 주위를 돌고 있습니다. 이론의 첫 번째 증거는 고대 그리스 철학자 과학자들의 저술에서 발견됩니다. 기원전 6세기에 그들은 월식 동안 달에 비치는 지구의 그림자가 달이 하늘에 있을 때마다 거의 같은 반지름의 원이기 때문에 지구가 둥글다고 추론했습니다. 둥근 몸체 만이 항상 그러한 그림자를 드리울 수 있기 때문입니다. 

이 발견에도 불구하고 당시 지배적인 이론은 지구 중심 이론(천동설)으로, 모든 천체가 지구 주위를 공전한다는 믿음이었습니다. 이는 평범한 관찰자가 보기에 모든 천체가 우주의 중심에서 움직이지 않는 지구 주위를 움직이는 것처럼 보이기 때문에 지동설보다 더 그럴듯하다고 간주되었습니다.

200년이 지난 후 사모스의 아리스타쿠스(기원전 310-230)는 달의 간격을 측정하여 지구-달 거리 단위로 지구로부터 태양의 거리를 측정하려고 시도했습니다. 초승달을 1 분기까지, 1 분기부터 보름달까지 관찰한 다음 기하학 계산과 몇 가지 가정을 사용하여 지구와 태양의 거리를 계산했습니다. 간격 간의 차이가 작을수록 태양은 더 멀어집니다. 이 값에서 그는 태양의 거리와 지구, 달 (지구의 약 1/4) 및 태양의 상대적 크기를 가늠했습니다. 아리스타쿠스는 태양이 지구보다 몇 배 더 크다는 결론을 내렸고, 더 작은 지구가 더 큰 태양을 중심으로 회전하는 것이 합리적이라고 생각했습니다.

별들은 모두 태양을 중심으로 하는 거대한 천구 (하늘 전체)에 있기 때문에 태양을 중심으로 한 지구의 움직임이 별에 반영됩니다. 이 연도별 운동의 효과를 가장 잘 보여주는 것은 쌍둥이자리, 특히 가장 밝은 별인 카스토르와 폴룩스입니다. 두 별은 약 4.56 ° 떨어져 있고 별들 사이에서 태양의 연간 경로인 황도에 가깝습니다. 지동설에서 황도는 지구 궤도를 하늘로 투영하는 것입니다. 카스토르와 폴룩스가 천구에 고정되어 있으면 둘 사이의 거리 CP는 고정된 길이입니다. 고정된 물체이기 때문에 이 경우 거리 CP는 가장 가까울 때 가장 크고 가장 먼 경우 가장 작게 나타납니다. 이 효과는 고대 그리스 시대에는 최고의 천문학 기기에서도 발견되지 않았습니다.

코페르니쿠스의 지동설 부흥

니콜라스 코페르니쿠스(1472-1543)는 16 세기에 지동설을 부활 시켰습니다. 그의 저서 <천구의 혁명에 관하여>에서 그는 태양을 우주의 중심에 위치시켰으며, 행성은 주전 순환을 한다고 주장했습니다. 그는 태양에서 가까운 순서대로 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성이 태양 주위를 돌고 있다고 밝혔습니다. 별이 있는 천구는 토성의 궤도를 훨씬 뛰어넘습니다. 천구, 태양, 달 및 행성이 매일 서쪽으로 회전하는 것은 지구의 축을 중심으로 매일 동쪽으로 회전한 결과입니다.

 

요하네스 케플러(1571-1630)의 작업을 통해 태양 중심의 태양계 모델은 수세기 동안 황도대의 행성 위치를 일치시키고 예측하는데 쓰였습니다. 코페르니쿠스의 모델에서 이전의 행성 위치 관측과 일치시키기 위해 많은 기하학적 시도를 한 후, 케플러는 태양이 타원형 행성 복각의 한 초점에 배치되면 이 모델이 관측된 행성 위치와 일치한다는 것을 발견했습니다. 이것은 행성 위치의 정확한 일치와 예측을 허용하는 행성 운동의 세 가지 법칙 중 케플러의 첫 번째 법칙입니다. 이와 비슷한 시기에 갈릴레오 갈릴레이(1564-1642)는 작은 굴절 망원경을 만들고 1609년에 천문 관측을 시작했습니다. 그의 관측 중 일부는 케플러의 지동설을 뒷받침했습니다.

지동설의 발전과 별의 시차

그 다음으로 나타난 중요한 발견은 태양과 행성이 모두 태양계의 질량 중심을 중심으로 회전한다는 것을 보여준 아이작 뉴튼(1642-1727)에 의한 1687년 케플러 법칙의 일반화였습니다. 태양계 천체의 망원경 관측은 그 크기를 나타내었고, 일반화된 케플러의 법칙에서 사용될 때 곧 태양이 목성 (가장 크고 가장 거대한 행성) 보다 훨씬 더 크고 무거움을 증명했습니다. 따라서 지구가 회전하는 태양계의 중심은 항상 태양 안이나 근처에 있습니다.

지구 궤도 운동의 또 다른 데모는 별빛의 시차입니다. 천문 관측 및 천체 역학에 따르면 지구는 태양의 중력으로 인해 방향을 지속적으로 변경하는 태양계 중심 주변의 16-19 mi / sec (25-30 km / sec) 궤도 속도를 따라야합니다.

제임스 브래들리(1693-1762)는 굴뚝에 단단히 고정된 망원경을 사용하여 1725년부터 별의 시차를 측정하려 시도했습니다. 그는 곧 별의 겉보기 위치가 타원형 경로를 따라 이동한다는 것을 발견했습니다. 이 타원은 태양 주위의 지구 운동에 의해 생성될 것으로 예상되는 먼 배경에 있는 가까운 별에 대한 시차 타원과는 위상이 맞지 않았습니다. 타원의 반장 축은 항상 20.5 인치였으며 별의 다른 거리와의 차이는 없었습니다. 이 같은 크기의 타원은 지구에서 끊임없이 변화하는 궤도 속도를 별에서 도착하는 빛의 진공 속도에 추가하여 발생하는 별의 겉보기 위치 시차의 연간 경로로 이해되었습니다. 이 타원은 지구가 실제로 태양계의 질량 중심 주위에 예상되는 궤도 속도를 가지고 있음을 보여주는 것이었습니다.