로브슨 · The Fixed Stars and Constellations in Astrology (1923년) · 천문학에서의 항성

천문학에서의 항성

천문학 초기에는 천체 또는 별을 두 집단으로 나누었다. 하나는 항성였고, 다른 하나는 오늘날 우리가 행성이라 부르는 “불규칙한 별” 또는 유랑성이었다. 항성은 움직이지 않는다고 여겨졌다. 세차 때문에 분점에 대한 그 위치가 달라진다는 사실은 알려져 있었지만, 이른바 “고정된” 별들이 저마다 고유운동을 하며 거대하고 알려지지 않은 궤도로 우주 공간을 이동한다는 사실이 밝혀진 것은 비교적 최근이다. 그러므로 처음부터 말하자면 별을 “고정되어 있다”고 표현하는 것은 사실 잘못이다. 다만 일부 점성술사들이 행성을 그럴듯하게 시적으로 표현하려고 “별”이라는 말을 쓰는 유감스러운 경향이 있으므로, 여기서는 편의상 항성라는 용어를 유지하겠다. 용어: 유랑성 용어: 세차 용어: 고유운동 용어: 별 용어: 우주의 형상

밤하늘에서 보이는 각각의 항성은 구조와 일반적인 구성 면에서 우리의 태양과 매우 비슷한 하나의 태양이며, 크기와 온도만 다르다. 자체의 빛을 내고, 아마도 그 둘레에는 고유한 행성계가 있을 것이다. 그러나 거리가 워낙 멀기 때문에 현재 방식으로 제작한 어떤 망원경으로도 그 행성들 가운데 가장 큰 것조차 발견할 희망은 없다.

실제로 우리 태양을 가장 가까운 항성만큼 먼 곳에 옮겨 놓는다면 우리에게 6등급 별로 보일 것이며, 목성은 그토록 크면서도 우리 망원경의 능력으로는 전혀 볼 수 없을 것이다. 따라서 보이는 별 가운데 대단히 많은 수와 모든 밝은 별은 비교적 작은 우주 구성원인 우리 태양보다 측정하기 어려울 만큼 더 크다.

거리

별까지의 거리를 마일로 나타내면 정신으로 파악하기 어려울 만큼 엄청난 수가 된다. 그래서 수치를 다룰 만한 크기로 줄이기 위해 이런 거리는 보통 광년으로 나타낸다. 그 단위는 초속 약 186,330마일로 움직이는 빛이 1년 동안 이동하는 거리, 곧 약 6조 마일(6,000,000,000,000마일)이다. 가까운 별 가운데서도 거리가 알려진 것은 몇 개뿐이다. 우리에게 가장 가까운 별은 4.3광년 떨어진 붕굴라(Bungula, α Centauri)이고, 가장 먼 것으로 꼽힌 것 가운데 하나는 44광년 떨어진 폴라리스(Polaris)이다. 용어: 폴라리스 용어: 광년

별의 거리를 결정하는 기본 원리는 단순하며 쉽게 설명할 수 있다. 한 해의 어느 날 밤에 별의 고도, 즉 그 별과 지평선 사이의 각도를 측정하고, 지구가 궤도의 반대편에 오는 6개월 뒤의 어느 날 밤에 다시 측정한다고 하자. 우리는 지구 궤도의 지름을 알고 있고, 그 지름의 양쪽 끝에서 별의 고도를 측정했으므로 삼각형의 한 변과 그에 인접한 두 각을 알게 되며, 이로부터 다른 변들의 길이를 쉽게 계산할 수 있다.

이렇게 얻은 각의 차이를 별의 시차라고 한다. 실제로 측정 가능한 시차가 있는 것은 가까운 몇몇 별뿐이다. 지구 궤도의 서로 반대되는 지점에서 보아도 대개 별의 위치에는 식별할 만한 차이가 없기 때문이다. 용어: 시차

운동

이미 말했듯 별은 결코 고정되어 있지 않으며, 실제로 세 가지 서로 다른 운동을 한다. 즉 (a) 세차, (b) 고유운동, (c) 시선속도 운동, 곧 지구를 향하거나 지구에서 멀어지는 운동이다. 용어: 방사운동

(a) 세차

분점의 세차는 춘분점, 즉 양자리의 첫 점이 별자리들을 거슬러 이동하기 때문에 모든 별이 하나의 집단으로서 매년 약 50초씩 황경상 전진하는 것처럼 보이게 하는 현상이다. 이 현상의 원인은 절대적으로 확실하지 않다. 대개 지구 자전축의 기울기가 해마다 조금씩 변하기 때문이라고 설명하지만, 그 효과가 태양 자체의 우주 궤도 운동에서 비롯된다는 견해도 제시되었다. 물론 그 경우 지구가 달을 태양 둘레로 운반하듯이, 모든 행성은 각자의 경로와 별개로 태양과 함께 운반될 것이다. 이러한 세차 변화는 별들 사이의 상대적 위치에 영향을 주지 않는다. 용어: 별자리

(b) 고유운동

1718년에 핼리(Halley)는 아르크투루스(Arcturus)와 시리우스(Sirius)가 프톨레마이오스 시대 이후 남쪽으로 이동했다는 사실을 발견했다. 이제는 모든 별에 서로에 대한 위치를 점차 바꾸는 자체의 고유운동이 있음이 인정된다. 용어: 아르크투루스 용어: 시리우스 용어: 핼리

별들이 매우 멀리 있기 때문에 모든 경우에 이 고유운동은 아주 작아 보이지만, 실제 속도는 의심할 여지 없이 대단히 높다. 지구에서 볼 때 1등급 별의 평균 고유운동은 연간 약 0.25초이고, 6등급 별은 약 0.04초이다. 그러나 실제 비율은 별마다 다르며, 알려진 최대 고유운동은 육안으로 보이지 않는 8등급 별(G. C. Z., V, No. 243)의 연간 8.7초이다.

다른 별들과 마찬가지로 우리 태양도 우주 공간을 이동한다. 때때로 듣는 것처럼 이것이 세차의 진정한 원인이라면, 태양의 궤도는 한 바퀴를 도는 데 약 26,000년이 필요한 궤도일 가능성이 있다. 태양과 당연히 태양계 전체가 현재 이동하는 방향은 알려져 있다. 태양향점(Apex of the Sun's Way)이라 부르는 접근점은 헤르쿨레스자리(Hercules)의 경계에 있으며, 적경 277° 5′, 적위 35° N이다. 이는 황경 ♐ 11°, 황위 58° N에 해당한다. 용어: 헤르쿨레스자리 용어: 태양 길의 정점

별들의 이러한 보편적 운동 때문에 온 우주가 그 둘레를 도는 중앙태양이 존재할지도 모른다는 견해가 나왔다. 플레이아데스(Pleiades)의 알키오네(Alcyone)가 아마 그 천체일 것이라는 견해도 제시되었지만, 오늘날 천문학자들은 이 견해를 받아들이지 않는다. 용어: 알키오네 용어: 플레이아데스 용어: 중심 태양

(c) 시선속도 운동

이것은 사실 최근 연구된 고유운동의 또 다른 형태에 지나지 않는다. 접근하거나 후퇴하는 천체의 경우 분광기 속 선들이 이동하는 것으로 밝혀졌고, 이것을 속도 측정 수단으로 이용했다.

지금까지 발견된 가장 큰 속도는 카시오페이아자리의 ι별(ι Cassiopeiae)로, 초속 61마일의 속도로 지구에 접근한다. 그 밖의 높은 속도로는 헤르쿨레스자리의 ζ별(ζ Herculis)이 초속 44마일로 접근하고, 알데바란(Aldebaran)이 초속 36.1마일로 후퇴하며, 사자자리의 γ별(γ Leonis)이 초속 24.1마일로 접근하는 것이 있다. 용어: 알데바란

쌍성과 다중성

육안으로 볼 때 하나로 보이는 많은 별은 망원경으로 관측하면 서로 매우 가까이 있는 둘 이상의 별로 이루어져 있음이 드러난다. 가장 단순한 사례는 이른바 이중성이다. 여기서는 두 별이 어떤 방식으로도 서로 관련되지 않았지만, 우리가 바라보는 각도 때문에 가까워 보인다. 한 별이 다른 별보다 지구에서 수없이 많은 수백만 마일 더 멀리 있는 경우가 흔하지만, 두 별이 우연히 거의 한 줄에 놓이므로 우리에게는 서로 가까워 보인다. 같은 방식으로 세 별과 네 별이 우연히 모인 삼중성 및 사중성이 있을 수 있다. 그러나 쌍성의 경우 두 천체는 실제로 관련되어 서로의 둘레를 돈다. 같은 방식으로 모두 연결된 세 별이 삼중계를 이루는, 한층 복잡한 관계도 발견된다.

성단

아주 많은 별이 함께 보이면 이를 성단이라 하며, 플레이아데스가 잘 알려진 예이다. 은하수도 하늘을 가로질러 뻗은 거대한 성단을 이룬다. 오늘날에는 우주가 원반 모양이고, 은하수가 그 가장자리를 나타낸다고 생각한다. 용어: 성단

그렇다면 우리와 우리의 모든 별은 아마 그 안에 놓여 있을 것이다. 그 두께는 적어도 10,000-20,000광년에 달하고, 어쩌면 그보다 훨씬 더 두껍기 때문이다. 은하수를 바라볼 때 우리는 원반 내부에서 그 원반을 따라 보는 셈이므로 무한한 수의 별이 함께 빽빽이 모여 있는 것처럼 보인다. 반면 그와 직각인 방향에서 별이 비교적 드문 까닭은 원반 내부에서 바깥쪽을 바라보기 때문이다. 위아래로 보이는 별들 너머에는 무한한 빈 공간이 놓여 있다. 다만 충분히 있을 법한 일이지만, 다른 원반 우주들이 너무나 헤아릴 수 없이 먼 거리에 있어 그 빛을 모두 합해도 우리에게 이르지 못하는 것일 수도 있다.

성운

고대인들에게도 많은 성단이 알려져 있었지만, 당시 이용할 수 있던 불충분한 수단으로는 그 구성 성분을 분리해 볼 수 없었으므로 대개 흐릿한 별 또는 성운이라 불렀다. 그러나 오늘날에는 수많은 실제 성운이 알려져 있다. 성운은 수백만 마일의 공간에 걸쳐 펼쳐진 백열 상태의 기체 물질로 이루어지며, 점차 응축되어 별이나 태양계를 형성한다. 성운은 여러 발달 단계에 있고, 색과 분광학적 구성으로 그 상대적 나이를 알아낼 수 있는 경우가 흔하다. 점성술의 목적에서는 성운과 성단을 언제나 한데 묶어 왔다. 현재로서는 그 영향의 성질에 관해 어떤 구별을 해야 하는지, 해야 한다면 무엇을 기준으로 해야 하는지 알지 못하기 때문이다.

크기와 등급

항성은 육안으로 볼 때 대부분 크기가 비슷해 보이지만, 실제로는 색이 매우 다양하다.

뒤에서 보게 되겠지만 색은 주어진 별의 영향을 확정하는 초기 수단 가운데 하나였으나, 더 큰 별들에만 적용할 수 있었다. 비교를 위해 별이 겉으로 보이는 크기는 등급을 나타내는 숫자로 표시한다. 1등급 별에는 시리우스, 아르크투루스, 알데바란처럼 하늘에서 가장 밝은 별들이 포함되며, 나머지는 겉보기 크기와 밝기에 따라 14등급과 15등급까지 분류된다. 6등급보다 낮은 것은 육안으로 거의 또는 전혀 보이지 않으며 망원경별이라고 한다. 적위 35° S 이북의 하늘에서 육안으로 볼 수 있는 별은 1등급 14개, 2등급 48개, 3등급 152개, 4등급 313개, 5등급 854개, 6등급 2,010개로 추정된다.

그러나 어떤 별들은 밝기가 변하며 일정한 등급 사이에서 주기적으로 달라지는 듯하다. 예컨대 알골(Algol)은 총 2일 20시간 48분 54.4초의 주기 동안 2.3등급과 3.5등급 사이에서 변한다. 고전적인 사례인 미라(Mira, ο Ceti)는 약 11개월에 걸쳐 9등급과 2등급 사이에서 변한다. 알골의 변광은 두 천체가 서로의 둘레를 돌 때 주기적인 식을 일으키는 어두운 동반성 때문에 생긴다. 그러나 일반적으로 별이 변광하는 이유는 거의 이해되지 않고 있다. 용어: 알골 용어: 미라

이런 주기변광성 외에도 등급이 점진적으로 변하는 별들이 있으며, 일시적으로 밝게 타올랐다가 빛이 빠르게 약해지거나 완전히 사라지는 별들도 있다.

전자에 해당하는 사례로 주베네스카말리(Zubeneschamali, β Librae)가 있다. 이 별은 에라토스테네스(Eratosthenes) 시대에는 안타레스(Antares, α Scorpii)보다 밝았으나 지금은 한 등급 더 어둡다. 후자의 집단에는 때때로 갑자기 나타나는 일시적인 별, 즉 신성(Nova)이 포함된다. 가장 최근의 사례 가운데 하나는 1920년 8월 20일 오후 9시 30분(G.M.T.)에 브리스틀의 W. F. 데닝(W. F. Denning)이 발견한 백조자리의 신성(Nova Cygni)이었다. 그 위치는 적경 299°, 적위 53° N이고, 황경 ♑ 1° 22′, 황위 70° N 50′에 해당한다. 이 신성은 벨파스트에서 벌어진 심각한 폭동 및 방화와 관련된 것으로 여겨졌다. 이런 천체의 밝기가 갑자기 증가하는 원인은 거의 알려져 있지 않지만, 일부 경우에는 두 별의 충돌 때문일 가능성이 있어 보인다. 용어: 신성 용어: 에라토스테네스 용어: W. F. 데닝 용어: 백조자리 신성

분류

시대에 따라 별을 분류하고 식별하는 여러 방법이 쓰였지만, 거의 모두 별자리라는 기본 집단 구분을 바탕으로 한다. 프톨레마이오스 시대에는 별자리 48개만 인정되었고 나머지는 1600년 이후에 추가되었지만, 이 고대 별 집단들의 기원은 전혀 알려져 있지 않다. 그 가운데 45개는 기원전 270년에 아라토스(Aratos)가 언급했지만 그의 시대보다 수백 년 전에 이미 존재했고, 칼데아인 또는 더 오래된 민족이 만들었을 수도 있다. 그러나 어느 집단의 별 배치도 그 전통적 형상과 닮지 않았다는 점에서 별자리 도형이 점성술적 이유로 선택되었다는 것은 확실해 보인다. 처음에는 별자리 도형 위에 놓인 별들만 그 집단에 속하는 것으로 인정했고, 그 바깥에 있는 별들은 “형상 없는 별” 또는 “흩어진 별”이라 불렀다. 그러나 나중에는 경계가 확장되었고, 이제 하늘의 모든 별이 어떤 별자리의 구성원이 되었다. 불행히도 경계선은 결코 명확하게 정해져 있지 않으며, 점성술의 관점에서 절대적으로 올바르지 않을 수도 있다. 이 경계는 비교적 최근에야 결정되었는데, 북쪽 별자리에는 아르겔란더(Argelander)의 경계를, 남쪽 별자리에는 굴드(Gould)의 경계를 받아들였다. 원래의 구분은 아마 더 규칙적이었을 것이며, 오늘날 범위가 매우 불균등한 황도 별자리의 경우에는 특히 그러했을 것이다. 용어: 아라토스 용어: 아르겔란더 용어: 굴드

(a) 이름에 의한 방법

별을 식별한 가장 오래된 방법은 이름을 이용하는 것이었다. 모든 큰 별과 많은 작은 별에 고유한 이름이 있었고, 그 대부분이 오늘날까지 전해진다. 서양 천문학에서 쓰이는 이름은 거의 모두 아랍인들이 붙였지만, 매우 포괄적인 항성 명명 체계를 갖추었던 듯한 중국인들은 별 이름 목록에서 아랍인들을 능가했을 것이다. 오늘날 이름에 따른 식별은 다른 더 나은 방법으로 거의 완전히 대체되었다. 아무리 좋게 보아도 번거로운 체계이고, 별을 찾을 수 있는 대략적인 위치를 제대로 알려주지 못한다. 더구나 망원경이 드러낸 무수한 작은 별을 다루기에는 턱없이 부족하다. 그러나 비교적 적은 수의 별만 고려하면 되는 점성술의 목적에는 다른 어떤 방법보다 훨씬 편리하다.

따라서 나는 옛 이름들을 그대로 유지했으며, 필요할 때는 새로운 이름도 몇 개 덧붙였다. 예를 들어 “태양 합 카풀루스”라고 말하는 편이 “태양 합 33 ♉ ν Persei”라고 말하는 것보다 훨씬 쉽기 때문이다.

(b) 별자리 내 위치에 의한 방법

프톨레마이오스는 아르크투루스를 “보오테스의 오른쪽 무릎”이라 부르는 것처럼 별자리 도형에서 별이 놓인 위치에 따라 이름 붙이는 체계를 도입하여 항성 식별법을 어느 정도 진전시켰다. 그러나 이 체계는 매우 번거롭고 부정확하며, 별자리 도형의 경계 밖에 있는 별에는 당연히 전혀 쓸 수 없다. 그럼에도 17세기 점성술사들 사이에서 자주 사용되었고, 유감스럽게도 항성에 주의를 기울이는 오늘날 사람들 사이에도 남아 있다.

(c) 별자리와 문자에 의한 방법

1603년에 바이어(Bayer)는 각 별을 그 별이 속한 별자리의 이름으로 부르고, 그리스 알파벳 문자로 다시 구별하는 방법을 도입했다. 문자를 배정할 때는 보통 가장 밝은 별에서 시작하여 그 별을 α라 하고, 밝기 순서에 따라 알파벳을 이어 갔다. 따라서 레굴루스(Regulus)는 사자자리(Leo)에서 가장 밝은 별이므로 α Leonis로 알려지게 되었다. 별자리에는 속격을 사용했으며, 이 체계는 약간 수정되어 오늘날에도 쓰인다. 그리스 알파벳을 모두 쓰고 나면 문자뿐 아니라 숫자도 도입해야 했는데, 플램스티드(Flamsteed)가 이를 시행했다. 용어: 사자자리 용어: 레굴루스 용어: 바이어 용어: 플램스티드

(d) 목록 번호에 의한 방법

오늘날에는 잘 알려진 별에 대해서는 앞의 방법을 유지하되, 이후 발견된 망원경별은 신뢰할 만한 어떤 목록의 번호로 식별하는 것이 일반적이다. 예를 들면 그룸브리지 1646(Groombridge 1646), 랄랑드 21285(Lalande 21285) 등이 있다. 이런 여러 목록은 거의 100만 개 별의 위치를 담고 있으며, 세차·장동·광행차·고유운동과 무관한 평균 위치를 제시한다. 따라서 이제 거의 모든 별은 적경과 적위를 알기만 하면 식별할 수 있다. 황경과 황위를 사용하는 방법은 오래전에 폐기되었다. 용어: 그룸브리지 1646 용어: 랄랑드 21285

뒤의 여러 쪽에서 다루지 않은 어떤 별의 영향을 조사하려는 사람들의 편의를 위해, 그 별의 적경과 적위를 황경과 황위로 변환하는 방법을 부록에서 자세히 설명한다.

본문 전체에서 그리스 문자를 널리 사용하므로, 그리스 알파벳의 문자와 이름을 다음에 덧붙인다.