지구과학실험

2차 수정본 [고등학교] 고등학교 지구과학 실험 지구과학 실험 김지수 | 구경록 | 김옥주 | 이승우 경상북도교육청 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" ‘지구과학 실험’은 과학 계열 고등학교 학생이나 일반계 고등학교에서 과학 과목 중점 교육과정을 이수하는 학생을 위한 과목이다. 학생들이 주변 현상과 시공간적으로 밀접하게 관련된 지구와 우주 에 대한 기본 개념을 바탕으로 관심 있는 주제에 대하여 과학적 탐구를 직간접적으로 체험할 수 있도 록 한다. 이를 통해 학문적 전공 선택을 용이하게 하고, 각자 앞으로의 연구 분야에서 지구과학의 심 화된 개념과 탐구 능력을 충분히 활용할 수 있도록 하며, 자기 주도적인 탐구 활동을 통하여 창의적 문제 해결력과 과학적 태도를 함양하는 것을 목적으로 한다. 본 교과서는 2015 개정 교육과정의 지구과학 실험 내용 체계에 따라 지구와 우주에 관한 현상을 전 체적인 관점에서 볼 수 있도록 고체 지구, 대기와 해양, 우주에 대한 내용으로 구성하였다. ‘고체 지구의 탐구’ 영역에서는 지구의 모양·내부 구조·역장, 광물의 성질, 암석의 특징과 분류, 야외 지질 조사, 대륙과 해저의 이동, 지구의 역사 등, ‘대기와 해양의 탐구’ 영역에서는 기상 요소와 대기 상태, 일기의 분석, 대기의 순환, 해파와 조석, 해수의 성질 등, ‘우주의 탐구’ 영역에서는 지구 와 태양의 운동, 천체의 관측, 달과 행성의 운동, 별의 특성과 물리량, 별의 거리, 은하의 회전, 우주 론 등을 주제로 하여, 교육 과정에서 요구하는 내용 요소를 담아 다양한 형태의 실험을 구성하였다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 이전 실험 교과서의 내용을 현장 활용도가 높게 수정·보완하거나 새로운 주제와 자료를 활용하 여 구성하였고, 최신의 연구 및 시사 내용을 포함시켰으며, 지구과학 분야의 전공과목 이수에 필요한 지식 및 탐구 방법을 습득하는 데 기초가 되는 수준으로 구성하였다. 지구과학에서 다루는 대상이나 현상은 시공간적 규모가 크고, 인위적으로 변인을 조작하기가 어 렵거나 직접 관찰이 불가능한 경우도 있으며, 여러 요인들이 상호 작용하여 복합적으로 발생하는 경 우가 많아 실험실에서 그대로 재현하기가 쉽지 않다. 본 교과서에서는 모형 실험을 통해 기본 개념을 체계화하고 지구와 우주에서 일어나는 현상의 원리를 이해할 수 있도록 하였고, 최신의 자료를 분석 하는 과정을 통해 과학이 이루어지는 과정과 과학적 태도·방법 등을 익힐 수 있도록 하였다. 또한 지 구과학의 탐구 과정인 관찰, 실험, 조사, 토론 및 토의, 답사 등 다양한 활동을 통하여 탐구 능력 및 창의적 문제 해결력을 기를 수 있도록 하였다. 학생들은 다양한 탐구 중심의 학습을 통해 자기 주도적으로 탐구하고 창의적으로 문제를 해결해 나감으로써 기본 개념의 통합적인 이해 능력 및 과학의 탐구 능력을 배양하고 지구과학적 소양을 갖 추게 될 것이며, 과학적 사고력, 과학적 의사소통 능력, 과학적 참여와 평생 학습 능력 등의 과학과 핵심 역량을 함양할 수 있을 것으로 기대된다. 지은이 씀. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 차례 대단원별 실험 제목을 제시 I 고체 지구의 탐구 12 1. 지구 타원체 76 19. 주향과 경사의 측정 83 21. 야외 지질 조사 15 2. 지오이드의 모양 19 3. 진앙과 진원의 위치 결정 23 4. 모형실험 장치를 이용한 암영대 관찰 26 5. 지구 중력 측정 방법 29 6. 중력 보정 32 7. 지구 자기장의 생성 원리 35 8. 광물의 관찰 39 9. 규산염 광물의 구조 43 10. 화성암, 변성암, 퇴적암의 관찰 및 해석 47 11. 박편 제작 51 12. 편광 현미경의 사용법과 박편 관찰 55 13. 고지자기 극의 이동 58 14. 고지자기와 인도 대륙의 이동 62 15. 해저 확장과 판 구조론 66 16. 화석의 관찰과 해석 69 17. 층서 대비와 상대 연령 측정 73 18. 암석의 절대 연령 측정 하고, 대단원 영역과 관련 79 20. 지질도 작성과 해석 II 대기와 해양의 탐구 88 1. 전향력 시뮬레이션 실험 있는 사진을 배치하여 교과 서 전체에서 다루는 내용을 개괄적으로 파악할 수 있도 91 2. 대기의 안정도 94 3. 단열선도 98 4. 일기도의 작성 및 분석 록 하였다. 102 5. 기상 위성 사진 해석 106 6. 대기 대순환 109 7. 대기의 난류 112 8. 천해파 속도 115 9. 조석 자료 분석 118 10. 수온 약층 121 11. 수온과 염분의 자료 분석 125 12. 해수면 경사와 해류 129 13. 열 염분 순환 대단원 소개 I 단원 전체를 아우르는 사진 을 제시하여 앞으로 배울 내 용에 흥미를 갖고 자연스럽 게 다가갈 수 있게 하였고, 「단원 열기」를 통해 학습 내 고체 지구의 탐구 용을 소개하여 미리 생각해 볼 수 있도록 하였다. 단원 열기 지구 표면에서 일어나는 여러 가지 지질학적 현상들과 지구 내부에 대해 탐구함 으로써 우리가 살고 있는 지구에 대해 깊이 이해할 수 있다. 지구의 구조, 중력 장, 자기장, 지구 내부의 에너지, 지각을 이루는 물질과 변화를 통해 역동적인 지구의 모습과 지구의 역사를 알 수 있다. 자연이 빚어 놓은 아름다운 풍경을 지 질학적으로 이해하고, 지구 내부의 변화와 관련지어 탐구해 보기로 하자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 05 본문 구성 ❸ (1) 단진자의 주기를 이용한 중력 가속도 측정 지구 중력 측정 방법 1 [ 그림 2 ]와 같이 추를 실에 묶고 스탠드에 매달아 단진자를 만든다. 2 단진자의 길이(스탠드에 고정된 지점부터 추 중심까지의 거리)를 측정한다. 3 단진자가 10회 왕복하는 데 걸리는 시간을 5회 측정하여 주기를 구한다. 4 단진자의 주기 T = 2r ❶ 개관 탐구를 위한 이론적 배경 및 기초 l ( : 진자의 주기 , l : 진자의 길이 , g : 중력 가속 g T 지식을 제시하였다. 도)을 이용하여 중력 가속도를 구한다. [ 그림 2 ] 단진자 1 개관 (2) 자유 낙하하는 추의 낙하 시간을 이용한 중력 가속도 측정 질량이 있는 모든 물체들 사이에는 잡아당기는 힘, 즉 만유인력이 작 용한다. 26 12 1 [ 그림 3 ]과 북극 원심력 만유인력은 두 물체의 질량 m 1 , m 2 의 곱에 비례하고 두 물체 사이의 m1 m2 R2 만유인력 거리 R 의 제곱에 반비례한다. 이를 수식으로 표현하면 F = G (G | 만유인력상수, 6.67×10-11N•m2/kg2)이다. 지구와 지구에 있는 모든 물체 사이에도 만유s인력이 작용한다. 지구 Mm ( M : 지구의 질량, m : 지표 R2 면에 있는 물체의 질량, R : 지구의 평균 반지름)이다. 이 때 물체의 가 2 1 3 중력 4 0 적도 가 완전한 구형이고 그 내부의 물질이 균질하다고 가정하면 지표면에 있 는 물체가 받는 만유인력은 F = G 같이 2 m 이상 되는 높이에서 추를 자유 낙하시키고 낙하 거리와 낙하하 는 데에 걸린 시간을 측정한다. 만유인력 원심력 중력 의 과정을 5회 반복한다. 추의 낙하 거리와 낙하 시간의 평균값을 구한다. 5 유의점 남극 [ 그림 1 ] 중력의 방향과 크기 F GM 이다. 지구는 자전하기 때문에 지표면에 있는 물체에는 원심력이 작용하므로 지구의 중력 속도는 a = m = R2 은 [ 그림 1 ] 과 같이 만유인력과 원심력의 합력으로 나타난다. 중력 가속도는 갈릴레이가 물체를 낙하시켜 봄으로써 최초로 측정하였다. 중력 가속도의 단위는 cgs 단위계에 서 cm/s 2 이며, 갈릴레이에게 경의를 표하기 위하여 gal 이라는 단위도 쓰는데 1 gal 은 1 cm/s 2 과 같다. 지구 표 면에서의 중력 가속도는 극지방에서는 983.2177 gal , 적도 지방에서 978.0318 gal 이다. 중력탐사에서는 매우 1 정밀한 중력 측정이 요구되기 때문에 gal 의 1000 인 mgal 의 단위를 주로 사용한다. 중력의 크기는 단진자나 자 I 1 h = gt 2 ( h : 추의 낙하 거리, g : 중력 가속도, t : 추의 낙하 시간) 을 이용하 2 여 중력 가속도를 구한다. ❹ 1 늘어나지 않는 실을 사용하여 실험한다. 2 단진자를 만들 때에 구 모양의 추를 사용하고 가급적 실의 길이를 길게 한다. 3 단진자의 진폭을 작게 하여 실험한다. 4 자유 낙하시킬 추는 비교적 질량이 큰 것을 사용하도록 한다. 5 추가 실험실 바닥에 떨어질 때 발을 다치는 일이 없도록 조심한다. 6 결과 및 토의 고체 지구의 탐구 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I ❶ [ 그림 3 ] 자유낙하운동 27 ❺ (1) 단진자의 주기를 이용한 중력 가속도 측정 ❷ 목표 교육과정 성취기준에 부합하는 탐 구 목표를 제시하였다. ❸ 과정 탐구 과정을 그림, 사진 등과 함께 제 시하고, 관찰, 측정, 자료 분석, 실험 설계 등 다양한 탐구 방법을 활용할 수 있도록 ① 단진자의 길이는 얼마인가? 유 낙하체를 이용하여 측정하거나 중력계를 사용하여 측정할 수 있다. 오늘날에는 배와 비행기 및 인공위성을 이용 하여 중력을 측정하기도 한다. 중력 측정에는 지표상의 각 점에서의 중력의 절대값을 측정하는 절대중력 측정과 각 측점 간의 절대중력값의 차이를 측정하는 상대중력 측정이 있다. ② 단진자가 10회 왕복하는 데에 걸린 시간을 기록하고 평균을 구해 보자. 측정 횟수 (회) 2 목표 다양한 방법으로 실험을 설계하여 지구의 중력을 측정할 수 있다. ❷ 1 2 3 4 5 평균 하였다. 10회 왕복 시간 ]sg ❹ 유의점 탐구 과정상 유의할 점, 안전을 ③ 단진자의 주기는 얼마인가? 3 준비물 추, 스탠드, 실, 초시계, 계산기, 자(30 cm ), 줄자 위해 주의할 점 등을 제시하였다. ❺ 결과 및 토의 표, 그림, 설명 등의 방식 으로 실험 결과를 정리하고, 분석, 토의, 토론을 통해 결과를 해석할 수 있도록 하 였다. 부록 01 각종 상수, 광물의 물리적 특성 및 사진 자료, 지질 도, 일기도, 천체의 물리량 광물 화학 성분 결정형 벽개/깨짐 색 / 광택 조흔색 정장석 KAlSi3O8 주상, 입상 2방향, 완전 직각 백색-회색, 분홍 / 진주광택 백색 6 불규칙 입상, 관상의 결정 2방향, 완전 직각 백색-회색, 녹색, 노랑 백색 6 사장석 등 참고 자료와 참고 사이 아노르사이트 CaAl2Si2O8 알바이트 NaAlSi3O8 보를 찾아보고 활용할 수 석영 SiO2 육면체 결정, 입상 없음, 패각상 깨짐 무색, 백색, 회색 / 유리광택 백색 7 흑운모 K(Mg, Fe)3 AlSi3O10(OH)2 불규칙 조각 1방향 완전 흑색, 갈색, 녹색 / 유리광택 백색, 회색 2.5~3 백운모 (KAl3Si3)O10(OH)2 얇은 조각 1방향 완전 무색, 연한 회색 백색 2~2.5 녹니석 (Mg,Fe)5(Al, Fe)2 Si3O10(OH)8 작은 비늘 모양의 조각 1방향 완전 노랑, 갈색, 녹색 백색 또는 무색 2~2.5 (Ca,Na)2-3 (Mg, Fe, Al)5 Si6(Si, Al)2O22(OH)2 길다란 육각기둥, 섬유상, 불규칙 입상 각섬석 01 주요 광물의 물리적 특성 02 주요 조암광물의 편광 현미경 관찰 03 해양 지각의 나이 굳기 휘석 Ca(Mg,Fe,Al)(Al,Si)O6 4~6면체의 결정, 입상 담녹색 내지 암녹색, 흑색 담녹색 또는 백색 5~6 담녹색 내지 암녹색 / 유리광택 담녹색 5~6 엷은 / 패각상 깨짐 회녹색 또는 갈색 / 유리광택 백색 6.5~7 6.5~7.5 감람석 (Mg,Fe)2SiO4 석류석 (Ca3,Mg3,Fe3,Al2)n (SiO4)3 12~24면체 엷은 / 패각상 깨짐 진한 적색 / 유리광택 백색 방해석 CaCO3 세립-조립의 결정 3방향 완전, 능면체 백색 내지 회색 / 진주광택 백색 3 돌로마이트 CaMg(CO3)2 세립-조립의 결정 3방향 완전, 능면체 무색, 백색, 분홍 / 진주광택 백색, 담회색 3.5~4 09 평균해면기온 분포 및 대륙기온 분포 고령석 Al2Si2O5(OH)4 극세립 3방향 완전, 토상의 깨짐 백색 1.5~2.5 10 H-R도상에서 주요 별의 위치 규선석 Al2SiO5 긴 침상 결정, 섬유상 불규칙한 깨짐 백색-회색 / 유리광택 백색 6~7 흑연 C 비늘 모양 1방향 철회색-흑색 / 유리-진주광택 회색 또는 흑색 1~2 활석 Mg3Si4O10(OH)2 작은 비늘 모양 1방향 완전 백색-담녹색, 진주광택 백색 1 인회석 Ca5(PO4)3(OH,F,Cl) 입상 녹색, 갈색, 회색 / 금강석광택 백색 5 04 우리나라 지질도 05 기상 관측망 06 지상 일기도의 기입 형식 07 분석일기도 세립상 2방향 2방향 완전 (거의 직각) 부 록 트를 제시하여 더 많은 정 있도록 하였다. 주요 광물의 물리적 특성 부록 215 08 단열선도 11 태양계 천체의 물리량 12 일반 천문상수 13 기초 물리상수 이미지 자료 출처 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 백색-담황색 ࿼ፎ" I 고체 지구의 탐구 12 1. 지구 타원체 15 2. 지오이드의 모양 19 3. 진앙과 진원의 위치 결정 23 4. 모형실험 장치를 이용한 암영대 관찰 26 5. 지구 중력 측정 방법 29 6. 중력 보정 32 7. 지구 자기장의 생성 원리 35 8. 광물의 관찰 39 9. 규산염 광물의 구조 43 10. 화성암, 변성암, 퇴적암의 관찰 및 해석 47 11. 박편 제작 51 12. 편광 현미경의 사용법과 박편 관찰 55 13. 고지자기극의 이동 58 14. 고지자기와 인도 대륙의 이동 62 15. 해저 확장과 판 구조론 66 16. 화석의 관찰과 해석 69 17. 층서 대비와 상대 연령 측정 73 18. 암석의 절대 연령 측정 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 76 19. 주향과 경사의 측정 79 20. 지질도 작성과 해석 83 21. 야외 지질 조사 II 대기와 해양의 탐구 88 1. 전향력 시뮬레이션 실험 91 2. 대기의 안정도 94 3. 단열선도 98 4. 일기도의 작성 및 분석 102 5. 기상 위성 사진 해석 106 6. 대기 대순환 109 7. 대기의 난류 112 8. 천해파 속도 115 9. 조석 자료 분석 118 10. 수온 약층 121 11. 수온과 염분의 자료 분석 125 12. 해수면 경사와 해류 129 13. 열 염분 순환 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" III 우주의 탐구 134 1. 지평 좌표계와 적도 좌표계 137 2. 해시계의 원리 탐구 140 3. 푸코 진자 143 4. 인공위성과 원격 탐사 147 5. 천체 망원경 조작법 151 6. 천체 사진 촬영법 155 7. 달의 관측 158 8. 달의 크레이터 높이 구하기 162 9. 행성의 관측 165 10. 행성의 궤도와 케플러 제3법칙 169 11. 태양의 위치 변화 172 12. 태양의 시직경 변화 176 13. 흑점군 분류 및 상대 흑점 수 계산 179 14. 태양의 광도 측정 183 15. 별의 스펙트럼 관측 186 16. 별의 고유 운동 측정 189 17. 변광성 측광법 192 18. H-R도 작성 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 195 19. 쌍성의 질량 계산 200 20. 주계열 맞추기 203 21. 세페이드 변광성을 이용한 거리 측정 206 22. M31의 회전 곡선을 이용한 질량 구하기 209 23. 허블 법칙과 우주 팽창 214 부록 228 이미지 자료 출처 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" I 고체 지구의 탐구 단원 열기 지구 표면에서 일어나는 여러 가지 지질학적 현상들과 지구 내부에 대해 탐구함 으로써 우리가 살고 있는 지구에 대해 깊이 이해할 수 있다. 지구의 구조, 중력 장, 자기장, 지구 내부의 에너지, 지각을 이루는 물질과 변화를 통해 역동적인 지구의 모습과 지구의 역사를 알 수 있다. 자연이 빚어 놓은 아름다운 풍경을 지 질학적으로 이해하고, 이를 지구 내부의 변화와 관련지어 탐구해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 01 지구 타원체 1 개관 지구의 곡률을 무시할 수 있을 정도로 짧은 거리를 측량할 때는 지구의 모양을 평면이라고 가정하지만, 먼 거리 를 측량하거나 좌표, 방위 등을 정확하게 측정하기 위해서는 지구의 모양을 정확히 아는 것이 필수적이다. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 1671년 프랑스 천문학자인 리셰(J. Richer)는 파리에서 정확하게 맞던 진자시계가 북위 5°에 위치한 카옌 (Cayenne)에서는 하루에 약 2.5분씩 늦어진다는 사실을 발견하고 지구의 모양이 완전한 구형이라는 데에 의심을 품었다. 또한 뉴턴(I. Newton)과 하위헌스(C. Huygence)는 중력에 관한 연구에서 자전에 의한 원심력으로 인 해 지구는 적도 방향으로 퍼진 타원체라고 주장하였다. 지구가 완전한 구형이라면, [ 그림 1 ]과 같이 위도 1c 사이의 지표상 거리가 같아야 한다. 이를 확인하기 위해 프 랑스 학술원에서는 1736년부터 9년간 라플란드(66c N )와 페루(2c N )에 측량대를 파견하여 위도 1c 사이의 지 표상 거리를 실제로 측정하였다. 그 결과 극지방에서는 57,438 트와즈(1toise= 1.949 m ), 적도 지방에서는 56,734 트와즈라는 값을 얻어, 지구는 적도가 볼록한 타원체임을 밝혀냈다. 실제 지구는 [ 그림 2 ]와 같이 극의 곡 률 반지름( R 1 )이 적도의 곡률 반지름( R 2 )보다 더 큰 타원체이므로 [ 표 1 ]과 같이 동일한 경선을 따라 위도가 증가 12 12 할수록 위도 1° 사이의 지표상 거리가 점차 증가한다. 극 S1 S 1 [ 표 1 ] 위도 1°에 해당하는 지표상의 거리 i1 R1 i1 R2 i 2 S2 중심 i2 S2 극의 곡률로 그린 원의 중심 관측 위도 위도 1°의 지표상 거리 ]kmg 89°~90° 111.70 45°~46° 111.14 30°~31° 110.87 0°~1° 110.57 적도 적도의 곡률로 그린 원의 중심 [ 그림 1 ] 구에서는 단면이 원이므로 중심각 [ 그림 2 ] 지구의 단면이 타원이므로 i 1 = i 2 이면, 호의 길이 S 1 = S 2 이다. i 1 = i 2 라도, 곡률 반지름이 R 1 > R 2 이므로 S 1 > S 2 이다. 모양과 크기가 실제 지구와 가장 가깝고 굴곡이 없는 기하학적인 회전 타원체를 지구 타원체라고 한다. 지구 타 원체의 납작한 정도는 편평도로 나타내며 다음과 같이 계산한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 편평도 = 긴 반지름 - 짧은 반지름 a-b = a 긴 반지름 2 목표 지구 타원체의 개념을 이해하고 지구의 편평도를 구할 수 있다. 3 준비물 A3 용지, 연필, 눈금자, 가위, 풀, 셀로판테이프, 계산기, 컴퍼스 4 과정 A3 용지를 잘라서 폭 3 cm , 길이 40 cm 의 종이 띠 두 개를 만든다. 2 종이 띠를 둥글게 말아 원이 되도록 풀로 붙인다. 3 같은 방식으로 원을 하나 더 만든 후, 두 개의 원을 수직으로 교차시켜 공 고체 지구의 탐구 I 1 모양을 만든다. 4 종이 공의 적도 반지름과 극 반지름을 측정한다. 5 공 밑의 교차 부분에 구멍을 하나 뚫는다. 6 구멍 안으로 연필을 약 5 cm 밀어 넣은 후 연필을 양손으로 비벼서 종이 [ 그림 3 ] 회전체의 모양 변화 실험 공을 회전시킨다. 7 종이 공의 모양 변화를 관찰하고, 회전하는 종이 공의 적도 반지름과 극 반지름을 측정하여 비율을 계산한다. 이 때 회전하는 종이 공의 적도 반지름과 극 반지름을 측정하는 방법은 모둠별로 토의하여 결정한다. 13 8 [ 표 2 ]에 제시된 여러 가지 지구 타원체의 적도 반지름과 극 반지름 값으로부터 각 지구 타원체의 편평도를 계산한다. [ 표 2 ] 여러 가지 지구 타원체 9 지구 타원체 적도 반지름 ]mg 극 반지름 ]mg 베셀(1841년) 6,377,397.155 6,356,078.963 한국, 일본, 중국, 독일, 칠레 클라크(1880년) 6,378,249.145 6,356,583.800 프랑스, 아프리카 대부분 헤이포드(1909년) 6,378,388.000 6,356,911.946 북아프리카, 유럽 GRS 80(1979년) 6,378,137.000 6,356,752.314 최근의 국제 공인 타원체 WGS 84 6,378,137.000 6,356,752.314 GPS 좌표 체계 편평도 사용 국가 우리나라에서 사용하는 베셀 타원체의 적도 반지름과 극 반지름을 이용하여, 적도 반지름을 15 cm 로 축소한 지 구 타원체 모형을 그린다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 10 [ 그림 4 ]는 탐사선에서 촬영한 지구의 모습을, [ 그림 5 ]는 탐사선에서 촬영한 토성의 모습을 나타낸 것이다. 그 림에 나타난 지구의 모양과 토성의 모양을 비교해 보자. [ 그림 4 ] 지구 [ 그림 5 ] 토성 5 결과 및 토의 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (1) 과정 4 에서 측정한 종이 공의 극 반지름과 적도 반지름은 각각 얼마인가? (2) 과정 7 에서 회전하는 종이 공의 모양은 어떻게 변하는가? 이때의 극 반지름과 적도 반지름은 어떻게 측정할 수 있는가? 그리고 각각의 값과 그 비율은 얼마인가? (3) 과정 4 와 과정 7 의 결과를 비교해 보고, 과정 7 에서 종이 공의 모양이 변하는 이유를 설명해 보자. 14 12 (4) 과정 8 에서 계산한 각 지구 타원체의 편평도는 얼마이며, 평균값은 얼마인가? (5) 과정 9 에서 그린 지구 타원체 모형의 적도 반지름과 극 반지름은 각각 얼마인가? (6) [ 그림 4 ]에 나타난 지구의 모양과 [ 그림 5 ]에 나타난 토성의 모양을 비교해 보면 어떠한 차이가 있는가? 이러한 차이가 나타나는 이유는 무엇인지 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 02 지오이드의 모양 1 개관 지구 타원체는 부피와 모양이 실제 지구와 가장 가까운 회전 타원체이지만, 울퉁불퉁한 실제 지표면의 요철을 전 혀 나타낼 수 없다. 그래서 평균 해수면을 이용하여 실제 지표면보다는 단순하면서도 회전 타원체보다는 지구의 실 제 모양에 가깝게 나타낸 것이 지오이드이다. 상한 곡면이다. 해수면의 높이는 밀물, 썰물, 파도 등으로 일정하지 않으므로 이들의 평균값을 계산한 평균 해수면 을 지오이드로 사용한다. 지오이드 면은 해발 0 m 로서 수준 측량의 기준면이며, 위치 에너지(- X%/5: )가 일정한 등포텐셜면이다. 해 수면과 중력의 방향은 수직이므로 평균 해수면인 지오이드는 항상 중력 방향에 직각을 이룬다. 육지에서는 지오이드가 타원체면보다 높고, 바다에서는 타원체면이 지오이드보다 높다. 지오이드는 지구 타원 I 고체 지구의 탐구 지오이드는 지표 면적의 약 70%를 차지하고 있는 해수면을 육지 내부까지 연장하여 지구 전체를 둘러쌌다고 가 체와 지역에 따라 수십 m 차이가 나는 곳도 있다. 지하에 밀도가 큰 물질이 매장되어 있는 부분에서는 지오이드 면이 위로 볼록한 모양을 하게 되며, 그 반대는 아래로 볼록하게 된다. 지구 주위를 도는 인공위성의 궤도 추적 자료에 의한 지오이드는 서양 배(pear) 모양으로 15 남·북반구가 비대칭 모양을 하고 있는 것으로 밝혀졌다. 즉, 북극에서는 지오이드가 지구 타원체보다 약 13.5 m 위에, 남극에서는 약 24.1 m 아래에 있다. 그러므로 중위도의 반지름은 남반구가 북반구보다 약 15 m 더 길다. 지구 타원체에 수직 (수직선) 지오이드에 수직 (연직선) 지오이드 60°N 북극 60°N 30°N 지구 표면 30°N 해수면 지오이드 지구 타원체 지오이드고 30°S 30°S 연직선 편차 60°S 60°S 지구 타원체 [ 그림 1 ] 지구 표면, 지오이드, 지구 타원체의 관계 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 2 ] 지오이드와 지구 타원체 ࿼ፎ" 2 목표 인공위성 실측 자료를 통해 지오이드의 모양을 그릴 수 있다. 3 준비물 인공위성 궤도로부터 구한 지오이드 높이 측정 자료(지구 타원체로부터의 지오이드 높이), 자, 계산기, 방사형 그 래프용지 60°W 120°W 180° 0 10 0° 20 0 -10 60°N -10 -30 60 50 50 0 -10 -30 -40 -50 30°N 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 -50 I 30 0 20 -20 10 -10 -40 -60 -80 -100 0 50 40 60°S 20 -20 10 -10 0 -10 -20 0 40 10 20 70 60 40 -20 10 -10 30°S -50 30 40 20 -50 0 30 -30 -10 -20 40 -40 0° (위도) (경도) 180° 120°E 60°E 0 -20 10 50 20 -10 20 -40 10 -40 -50 [ 그림 3 ] 인공위성에서 측정한 지구 타원체로부터의 지오이드 높이( m ) 16 12 4 과정 1 [ 그림 3 ]의 인공위성 실측 자료에서 지오이드 높이를 각 경도별로 위도 10° 간격으로 읽어 표에 적는다. 2 경도 0° 지점의 지오이드 높이를 위도별로 방사형 그래프에 표시한다. 3 2 4 경도 120°W 지점의 지오이드 높이를 위도별로 새로운 방사형 그래프에 표시한다. 5 4 6 의 그래프에 경도 60°E 지점의 지오이드 높이를 위도별로 표시한다. 경도 120°E 지점의 지오이드 높이를 위도별로 새로운 방사형 그래프에 표시한다. 7 6 8 의 그래프에 경도 180° 지점의 지오이드 높이를 위도별로 표시한다. 의 그래프에 경도 60°W 지점의 지오이드 높이를 위도별로 표시한다. 각 그래프에 표시한 점들을 부드러운 곡선으로 연결한다. 5 유의점 지오이드 높이의 기준면을 정한 후 측정값을 고려하여 눈금 간격을 설정한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) [ 그림 3 ]에서 읽은 지오이드의 높이를 다음 표에 적어 보자. 경도 위도 0c 180 c 120 c W 60 c E 120 c E 60 c W 90 c N 80 c N 70 c N 60 c N 50 c N 40 c N 20 c N 10 c N 고체 지구의 탐구 30 c N I 0c 10 c S 17 20 c S 30 c S 40 c S 50 c S 60 c S 70 c S 80 c S 90 c S ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" (2) 아래 그림과 같은 방사형 그래프용지에 위의 표에 나타낸 지오이드의 높이를 표시하고, 부드러운 곡선으로 이어 지오이드의 모양을 그린 후, 경도별로 지오이드의 모양을 비교해 보자. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 18 12 (3) 경도 0 c 와 경도 180 c 에서 그린 그래프, 경도 120 c W 와 경도 60 c E 에서 그린 그래프, 경도 120 c E 와 경도 60 c W 에 서 그린 그래프를 서로 짝으로 맞추어 하나의 지오이드 모양을 완성하는 이유는 무엇인가? (4) 완성한 지오이드의 모양을 지구 타원체와 비교하여 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 03 진앙과 진원의 위치 결정 1 개관 지진이 발생한 지구 내부의 지점을 진원이라 하고, 진원을 통과하는 수선이 지표면과 직각으로 만나는 점을 진앙 이라고 한다. 지진이 발생하면 지진 에너지는 지진파의 형태로 사방으로 전파해 나간다. 지진파는 P 파(Primary wave), S 파(Secondary wave), L 파(Long wave)로 구분되며, 관측소의 지진계에 지진파가 기록된 것을 지 PS 시를 이용해 관측 지점에서 진원까지의 거리를 구할 수 있다. (1) 진원 거리 PS 시를 알면 관측 지점에서 진원까지의 거리를 구할 수 있다. P 파의 속도를 V p ( km/s ), S 파의 속도를 Vs ( km/s ), P 파와 S 파의 도달 시간 차이인 PS 시를 t ( s )라고 하면, 진원까지의 거리 d ( km )는 다음과 같이 구할 I 고체 지구의 탐구 진 기상이라고 한다. 지진 기상에서 P 파와 S 파가 도달한 시간 간격을 초기미동계속시간( PS 시)이라고 하며, 수 있다. 25 t= V p - Vs V p Vs d d =d `d= :t Vs Vp V p Vs V p - Vs 8 km/s 와 4 km/s 정도이므로, 보통은 이 값을 위 식에 대입 하여 구한 식 d ( km )= 8 t 를 사용한다. 20 시간 지표 부근에서 P 파와 S 파의 속도는 평균적으로 각각 15 P파 } (분) 10 (2) 주시 곡선과 진앙 거리 진앙 거리와 지진파가 도착하는 데 걸린 시간 사이의 관계를 19 S파 PS시 5 나타내는 그래프를 주시 곡선이라고 한다. 이 주시 곡선에 지 진 기상에서 측정한 PS 시를 대입하면 간단히 진앙까지의 거 리를 구할 수 있다. 0 0 1 2 3 4 5 6 7 8 진앙 거리( x1000km) 9 10 [ 그림 1 ] 주시 곡선 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (3) 진앙의 위치 구하기 ① 진앙 거리 이용 세 관측 지점에서 구한 각각의 진앙 거리를 반지름으로 하여 지도상에 원을 그리면 세 원의 교점이 진앙의 위치 가 된다. ② 진원 거리 이용 세 관측소에서 각각 PS 시로부터 진원 거리를 구한 후 지도상에 각 관측소를 중심으로 진원 거리를 반지름으로 하여 [그림 2]와 같이 세 원을 그린다. 이 세 원의 공통현의 교점이 진앙(E)이 된다. 이때 세 관측소 중 임의의 한 곳에서 진앙에 직선을 긋고 진앙에서 이 직선에 직교하는 현( HH’ )을 그었을 때, 이 현 길이의 절반이 진원(O)까 지의 깊이가 된다. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I H A C H E H´ E H´ B C O 20 12 [ 그림 2 ] 진앙의 위치 결정 [ 그림 3 ] 진원의 위치 및 깊이 결정 2 목표 우리나라에서 관측된 실제 지진 자료로부터 진앙과 진원의 위치를 결정할 수 있다. 3 준비물 지진기록자료(출처: 기상청 홈페이지-지식과 배움-간행물-2001 지진 연보), 컴퍼스, 우리나라 지도, 계산기, 색 사인펜 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 1 [ 그림 4 ]는 2001년 7월 23일 우리나라에서 발생한 규모 3.5의 지진에 의한 지진파가 여러 관측소에 기록된 자 료들 중 세 지역의 기록을 나타내고 있다. 각 지점의 PS 시를 구한다. 2001.07.23 08:29:20.34 0.0 sec 5.0 sec 10.0 sec 15.0 sec 20.0 sec 25.0 sec 30.0 sec 35.0 sec 40.0 sec 원주시 2001.07.23 08:29:26.150 0.0 sec 25.0 sec 50.0 sec I 고체 지구의 탐구 광주광역시 2001.07.23 08:29:23.794 0.0 sec 25.0 sec 50.0 sec 울산광역시 21 [ 그림 4 ] 세 관측소에서의 지진 기상 2 각 지점에서 구한 PS 시와 아래에 제시된 P 파, S 파의 평균 속력을 이용하여 진원 거리를 구한다. Vp = 6.2 km/s , Vs = 3.6km/s (우리나라 지각에서 지진파의 평균 속력) 3 우리나라 지도 위에 각 관측소의 위치를 표시하고, 지도 축척에 맞추어 [ 그림 2 ]와 같이 세 관측소 각각을 중심으 로 하여 진원 거리를 반지름으로 하는 세 개의 원을 그린다. 4 세 원의 공통현의 교점을 찾아 진앙의 위치를 표시한다. 5 1 세 관측소 중 한 곳을 정하여 진앙까지 선을 긋고, 진앙에서 이 선에 직교하는 현을 그은 후 이 현 길이의 을 계 2 산하여 진원까지의 깊이를 구한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 결과 및 토의 (1) [ 그림 4 ]의 지진 기상을 이용하여 다음 표를 완성해 보자. 이때 지도의 축척을 정확히 사용해야 하고, PS 시를 정확하게 구 해야 한다. 구분 관측소 PS 시 (초) 진원까지의 거리 ]kmg 지도상에서의 거리 ]cmg 원주시 광주광역시 울산광역시 (2) 실험에 사용한 지도의 축척은 얼마인가? 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (3) 세 지점에서의 진원 거리는 각각 얼마인가? (4) 세 원으로부터 결정된 진앙의 위치는 어디인가? (5) 이 지진의 진원의 깊이는 몇 km인가? 22 12 (6) 지진 관측 자료를 이용하여 진앙의 위치와 진원의 깊이를 알아내는 다른 방법에 대해 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 04 모형실험 장치를 이용한 암영대 관찰 1 개관 지구 내부의 물리적 특성과 층상 구조를 밝히는 가장 과학적인 방법은 지진파가 지구 내부를 통과할 때의 속도 나 경로 변화를 분석하는 것이다. 지진파는 전달되는 매질의 밀도나 상태에 따라 전파 속도와 경로가 변하기 때문이 다. P 파의 속도 Vp 와 S 파의 속도 Vs 는 각각 아래 식과 같다. t 4 n 3 Vs = n t I (k: 체적 탄성률, n : 전단 계수, t : 밀도) 지구 내부 구성 물질에 따라 체적 탄성률, 전단 계수, 밀도가 달라지므로 지진파의 속도가 달라지고, 지진파가 다른 매질을 만나게 되면 굴절 또는 반사하여 전파 경로가 변한다. 고체 지구의 탐구 Vp = k+ 원거리 주시 곡선에서 진앙으로부터 지심각 103°~142°인 곳에는 P파가 도달하지 않는데, 이 구역을 P파의 암영 대(shadow zone)라고 한다. S파의 암영대는 103°~180°에 존재한다. 암영대가 생기는 원인은 지하 2,900 km 깊이에 맨틀과 성질이 다른 액체 상태의 물질이 존재하는 것으로 해석 할 수 있다. 이 경계면을 구텐베르크 불연속면(Gutenberg discontinuity)이라고 한다. 한편, 진앙으로부터 지 23 심각 110° 되는 곳에 미약한 P파가 도달하는데, 이것은 지하 5,100km에서 매질이 달라져 P파가 반사 또는 굴절 되어 되돌아오기 때문으로 해석된다. 따라서 맨틀 아래 부분인 핵 은 2,900~5,100 km 의 외핵과 5,100 km ~지구 중심까지의 내핵 50 으로 구분된다. 외핵과 내핵의 경계면을 레만 불연속면(Lehmann 45 R L 40 discontinuity)이라고 한다. S파 P파 지 표 의 도 달 시 간 35 30 S 암 영 대 25 (분) 20 ScS PcP 15 103° 103° 핵 가운데 에서 크게 굴절된 파 P 10 P파 P파의 암영대 P파 142° 5 142° 0 S파의 암영대 [ 그림 1 ] P파와 S파의 암영대 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL PKP PKIKP 20 40 60 80 100 120 140 160 180 각거리( ° ) [ 그림 2 ] 핵의 존재를 나타내는 주시 곡선 ࿼ፎ" 2 목표 모형실험 장치를 이용하여 암영대를 관찰함으로써 지구 내부에서 지진파의 암영대가 생기는 원리를 설명할 수 있다. 3 준비물 암영대 모형실험 장치(테두리가 있고 속이 빈 투명 아크릴 원판(지름 35 cm , 바닥 면에 지심각 눈금이 있음), 투명 아크릴 원판 3개(각각의 지름: 14 cm , 11 cm , 8 cm , 두께: 1 cm ), 검은 색상지, 레이저 포인터, 자, 컴퍼스, 각도기 4 과정 1 빈 아크릴 원판에 지심각이 0c 인 곳에서 레이저 포인터로 빛을 비 추고 빛의 경로를 그린다. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 2 레이저 포인터에서 나오는 빛의 입사각을 연속적으로 바꾸어 가면 서 테두리의 어느 곳에 빛이 도달하는지를 표시한다. 3 빈 아크릴 원판 중앙에 지름 14 cm 의 아크릴 원판을 얹어 놓고 지 심각이 0c 인 곳에서 레이저 포인터로 빛을 비추어 [ 그림 4 ]의 A 와 같은 위치에 빛이 도달하도록 입사각을 조절하고, 이때의 지심 [ 그림 3 ] 빈 아크릴 원판 실험 모형 각 i 를 측정한다. 4 입사각을 연속적으로 바꾸면서 불연속면에서 굴절되는 빛의 경로 를 그리고, 테두리의 어느 곳에 빛이 도달하는지를 표시하여 빛이 도달하지 않는 암영대를 구한다. 24 12 5 빈 아크릴 원판 중앙에 다른 크기의 아크릴판을 얹어 놓고 위 3 i ~ 4 의 과정을 반복하여 각각의 암영대를 구한다. 6 측정한 암영대의 지심각 i 를 X 축, 중앙 아크릴 원판의 지름을 A Y 축으로 하는 그래프를 그리고 둘 사이의 관계를 설명한다. 7 지름 35 cm 아크릴 원판의 테두리와 중앙의 아크릴 원판 사이의 빈 공간에 물을 넣고, 위 3 [ 그림 4 ] 중앙에 아크릴 원판을 얹은 실험 모형 ~ 5 의 과정을 반복하여 각각의 암영대를 구한다. 5 유의점 실험실을 어둡게 하여 레이저 포인터에서 나오는 빛의 경로가 잘 보이도록 한다. 6 결과 및 토의 (1) 과정 1 , 2 의 암영대 모형실험 장치에서의 빛의 경로와 실제 지구에서 지진파의 전파 경로 결과를 그림으로 나타내고 두 그림에 나타난 차이를 비교하여 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 레이저 포인터 암영대 모형실험 장치에서의 빛의 경로 진앙 실제 지구에서 지진파의 전파 경로 (2) 과정 3 ~ 5 에서 관찰한 빛의 경로를 그리고, 빛이 도달하지 않는 영역을 빗금으로 표시해 보자. 레이저 포인터 중앙부 아크릴판 지름 14 cm 레이저 포인터 중앙부 아크릴판 지름 11 cm 레이저 포인터 중앙부 아크릴판 지름 8 cm ② 불연속면을 경계로 레이저 빛의 전파 속도는 어떻게 달라지는가? 그렇게 생각하는 이유는 무엇인가? (3) 과정 6 에서 그린 그래프로부터 중앙에 얹은 아크릴 원판의 지름과 암영대의 지심각 θ의 관계를 설명해 보자. 고체 지구의 탐구 ① 이 모형 실험 장치에서 아크릴판과 레이저 빛은 각각 실제 지구의 무엇을 나타내는가? I 25 (4) 과정 5 와 7 에서 매질에 따른 암영대의 크기를 비교하고, 그와 같이 나타나는 이유를 설명해 보자. (5) 지구 내부에 암영대가 나타나는 이유를 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 05 지구 중력 측정 방법 1 개관 질량이 있는 모든 물체들 사이에는 잡아당기는 힘, 즉 만유인력 북극 이 작용한다. 만유인력은 두 물체의 질량 m1, m2의 곱에 비례하고 두 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 물체 사이의 거리 R 의 제곱에 반비례한다. 이를 수식으로 표현하면 m1 m2 (G : 만유인력상수, 6.67×10-11N•m2/kg2)이다. F=G R2 지구와 지구에 있는 모든 물체 사이에도 만유인력이 작용한다. 지구 가 완전한 구형이고 그 내부의 물질이 균질하다고 가정하면 지표면에 있 는 물체가 받는 만유인력은 F = G Mm ( M : 지구의 질량, m: 지표 R2 면에 있는 물체의 질량, R : 지구의 반지름)이다. 이때 물체의 가속도는 원심력 만유인력 중력 0 적도 만유인력 원심력 중력 남극 [ 그림 1 ] 중력의 방향과 크기 F GM 이다. 지구는 자전하기 때문에 지표면에 있는 물체에는 a= m = 2 R 원심력이 작용하므로 지구의 중력은 [ 그림 1 ] 과 같이 만유인력과 원심력의 합력으로 나타난다. 중력 가속도는 갈릴레이가 물체를 낙하시켜 봄으로써 최초로 측정하였다. 중력 가속도의 단위는 cgs 단위계에 26 12 서 cm/s 2 이며, 갈릴레이에게 경의를 표하기 위하여 gal 이라는 단위도 쓰는데 1 gal 은 1 cm/s 2 과 같다. 지구 표 면에서의 중력 가속도는 극지방에서는 983.2177 gal , 적도 지방에서 978.0318 gal 이다. 중력 탐사에서는 매우 1 정밀한 중력 측정이 요구되기 때문에 gal 의 1000 인 mgal 의 단위를 주로 사용한다. 중력의 크기는 단진자나 자 유 낙하체를 이용하여 측정하거나 중력계를 사용하여 측정할 수 있다. 오늘날에는 배와 비행기 및 인공위성을 이용 하여 중력을 측정하기도 한다. 중력 측정에는 지표상의 각 점에서의 중력의 절댓값을 측정하는 절대 중력 측정과 각 측점 간의 절대 중력값의 차이를 측정하는 상대 중력 측정이 있다. 2 목표 다양한 방법으로 실험을 설계하여 지구의 중력을 측정할 수 있다. 3 준비물 추, 스탠드, 실, 초시계, 계산기, 줄자 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 (1) 단진자의 주기를 이용한 중력 가속도 측정 1 [ 그림 2 ]와 같이 추를 실에 묶고 스탠드에 매달아 단진자를 만든다. 2 단진자의 길이(스탠드에 고정된 지점부터 추 중심까지의 거리)를 측정한다. 3 단진자가 10회 왕복하는 데 걸리는 시간을 5회 측정하여 주기를 구한다. 4 단진자의 주기 T T = 2r l (T : 진자의 주기, l : 진자의 길이, g: 중력 가속도)을 g 이용하여 중력 가속도를 구한다. [ 그림 2 ] 단진자 (2) 자유 낙하 하는 추의 낙하 시간을 이용한 중력 가속도 측정 1 [ 그림 3 ]과 같이 2 m 이상 되는 높이에서 추를 자유 낙하시키고 낙하 거리와 낙하하 는 데에 걸린 시간을 측정한다. 2 1 3 4 의 과정을 5회 반복한다. 추의 낙하 거리와 낙하 시간의 평균값을 구한다. 1 hh = gt 2 (h: 추의 낙하 거리, g: 중력 가속도, t : 추의 낙하 시간)을 이용하여 2 중력 가속도를 구한다. 5 유의점 1 늘어나지 않는 실을 사용하여 실험한다. 2 단진자를 만들 때에 구 모양의 추를 사용하고 되도록이면 실의 길이를 길게 한다. 3 단진자의 진폭을 작게 하여 실험한다. 4 자유 낙하 시킬 추는 비교적 질량이 큰 것을 사용하도록 한다. 5 추가 실험실 바닥에 떨어질 때 발을 다치는 일이 없도록 조심한다. [ 그림 3 ] 자유 낙하 운동 고체 지구의 탐구 I 27 6 결과 및 토의 (1) 단진자의 주기를 이용한 중력 가속도 측정 ① 단진자의 길이는 얼마인가? ② 단진자가 10회 왕복하는 데에 걸린 시간을 기록하고 평균을 구해 보자. 측정 횟수 (회) 1 2 3 4 5 평균 10회 왕복 시간 ]sg ③ 단진자의 주기는 얼마인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" ④ 단진자의 길이와 주기를 이용하여 구한 중력 가속도는 얼마인가? (2) 자유 낙하하는 추의 낙하 시간을 이용한 중력 가속도 측정 ① 추의 낙하 거리는 얼마인가? ② 추의 낙하 시간을 측정하고, 5회 반복 실험한 평균을 구해 보자. 측정 횟수 (회) 1 2 3 4 5 평균 낙하 시간 ]sg 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 28 12 ③ 추의 낙하 거리와 낙하 시간을 이용하여 구한 중력 가속도는 얼마인가? ④ 지구의 표준 중력값은 9.8 m/s 2 이다. 단진자의 주기와 자유 낙하 운동에서 구한 중력값을 표준 중력값과 비교해 보고 차이 가 난다면 차이가 생긴 원인에 대해서도 토의해 보자. (3) 중력 가속도를 측정할 수 있는 그 밖의 방법 ① 중력 가속도를 측정할 수 있는 그 밖의 다양한 방법에 대하여 모둠원들과 토의해 보자. ② 토의 결과 가장 실험해 보고 싶은 한 가지 방법을 채택하여 실험을 설계해 보자. ③ 예상되는 실험 결과 및 그렇게 예상한 근거를 구체적으로 서술해 보자. ④ 다른 모둠에서 제안한 방법과도 서로 비교해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 06 중력 보정 1 개관 지구 표면에서 측정한 중력값은 지구 내부를 연구하는 데 중요한 자료가 된다. 지구를 밀도가 균질한 타원체라고 가정했을 때의 이론적 중력값을 표준 중력 ]g theog 이라 하며, 아래와 같이 구할 수 있다. 1 + 0.00193185138639 sin 2 z 1 - 0.00669437999013 sin 2 z I o ( z : 위도, WGS84 타원체 기준) 위치에 따른 중력의 작은 변화를 측정하고 해석하여 지하의 지질 구조나 지하자원 분포를 조사하는 작업을 중력 탐사라 한다. 중력 탐사 시에는 탐사 대상체와 주변암과의 밀도차에 의한 중력 변화량만이 필요하므로 다른 요인들 에 의해 나타나는 중력 변화량은 제거해야 하는데 이를 중력 보정(gravity correction)이라고 한다. 보정된 관측 중력에서 표준 중력을 뺀 값을 중력 이상이라 하며, 중력 이상은 지하 광체와 구조에만 기인되는 중력 효과이므로 고체 지구의 탐구 g theo = 978.03267714 e 중력 이상을 해석함으로써 역으로 이를 탐사해 낼 수 있다. 중력 보정에는 프리에어 보정, 부게 보정, 지형 보정, 조석 보정, 계기 보정 등이 있다. (1) 프리에어(Free air) 보정: 지구 중심에서 각 측점까지의 거리가 고도 차이만큼 서로 다르기 때문에 나타나는 29 중력의 차이를 보정하는 것이다. 조사 지역 내의 모든 측점에서 측정한 중력값을 임의로 설정한 고도 기준면에 서의 중력값으로 환산한다. Dg FA = 0.3086 h ]mgalg ( h: 고도, 단위는 m ) 측점의 고도가 기준면보다 높을 때에는 측정값에 프리에어 보정값( Dg FA )을 더하고, 낮을 때에는 측정값에서 프리에어 보정값을 뺀다. (2) 부게(Bouguer) 보정: 측점과 기준면 사이에 존재하는 물질의 인력에 의하여 나타나는 중력의 차이를 보정하 는 것이다. 측점과 기준면과의 높이차를 두께로 하고 밀도가 균일한 무한 수평판을 가정하여 이에 의한 중력 효 과를 계산하고 보정에 사용한다. DgB = 0.04193th (mgal) ( t : 밀도, 단위는 g/cm3, h: 고도, 단위는 m ) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 부게 보정값을 계산하기 위해서는 조사 지역 내 암석의 밀도를 알아야 한다. 측점의 고도가 기준면보다 높을 때 에는 측정값으로부터 부게 보정값( Dg B )을 빼고, 측점의 고도가 기준면보다 낮을 때에는 측정값에 부게 보정값을 더한다. (3) 지형 보정: 측점 주위의 산이나 계곡 등과 같은 불규칙한 지형의 영향을 보정하는 것이다. 일반적으로 부게 보 정만을 한 경우는 단순 부게 이상이라 하고, 지형 보정까지 한 경우는 완전 부게 이상이라 한다. 2 목표 관측 지점의 고도와 질량 분포를 고려하여 중력을 보정하는 방법을 설명할 수 있다. 3 준비물 중력 측정 자료, 계산기, 스프레드시트 프로그램(엑셀, 한셀 등) 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 4 과정 부산의 금정산 일대의 중력 탐사 자료를 나타낸 [ 표 1 ]의 중력 측정값에 대하여 프리에어 보정과 부게 보정을 한다. [ 표 1 ] 부산 금정산 일대에서 측정한 중력 자료(중력, 중력 보정값, 중력 이상의 단위: mgal ) 관측 중력값* 측점 고도 표준 중력 프리에어 보정 프리에어 이상 초기 지형 최종 지형 부게 보정 완전 부게 보정 보정값 이상 ]Dg Bg ]DgT g ** ]DgTg D(g B) 측점 번호 측점 위도 A0 35.2301 129.0833 52.57 979759.93 1.44 A1 35.2308 129.0803 103.10 979749.69 1.56 A2 35.2328 129.0747 158.04 979738.62 2.02 A3 35.2353 129.0731 211.13 979727.92 2.05 A4 35.2368 129.0707 245.84 979720.99 2.25 A5 35.2394 129.0699 311.86 979707.48 2.28 A6 35.2403 129.0667 380.59 979694.24 2.65 A7 35.2388 129.0638 398.46 979690.57 2.62 A8 35.2429 129.0586 326.15 979706.41 1.77 A9 35.2481 129.0507 255.86 979720.40 1.99 A 10 35.2463 129.0429 200.16 979732.11 2.07 A 11 35.2456 129.0379 159.94 979738.19 2.13 A 12 35.2428 129.0349 121.42 979745.72 2.21 A 13 35.2409 129.0313 82.35 979752.70 2.24 A 14 35.2383 129.0236 27.79 979764.46 1.77 30 12 측점 경도 ]mg ]gobsg ]gtheog ]Dg FAg ]g FAg 0 * 계기 보정과 조석 보정을 한 값, ** 평균 밀도를 2.0 g/cm3 로 하여 계산한 값 (자료 출처: 지구과학실험서, 한국지구과학회 편저, 교학연구사, 2003) 1 각 측점에서의 표준 중력을 구한다. 2 각 측점에서의 프리에어 보정값과 프리에어 이상을 구한다. 측점의 경도를 가로축, 고도와 프리에어 이상을 세 로축으로 하는 그래프를 각각 그린다. g FA = g obs + Dg FA - g theo ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 3 각 측점에서의 지형 보정값과 부게 보정값을 구한다. 부게 보정과 지형 보정을 위해서는 중력 측정 지역 암석의 평균 밀도가 필요하다. 좁은 범위의 지역에서 지표 부근의 암석의 밀도는 거의 일정하므로, 부게 이상은 거의 상 수라고 가정할 수 있다. 따라서 아래 식에서 0.04193h를 가로축, g FA + Dg T 을 세로축으로 하여 중력 자료를 0 이용한 그래프를 그리면, 거의 직선으로 나타나고 이 직선의 기울기가 평균 밀도이다. g B = g FA - 0.04193th + Dg T & g FA + Dg T = 0.04193th + g B 0 4 3 0 에서 구한 계산 평균 밀도를 반영하여 지형 보정값을 재계산한다. 이를 반영하여, 다시 그래프를 그려서 평 균 밀도를 구하는 과정을 반복한다. 지형 보정값 = 계산 평균 밀도# 초기 지형 보정값 ]Dg T g 2.0 0 재계산한 밀도와 직전의 밀도가 거의 같아지면 이 값을 이 지역의 평균 밀도로 하여 최종 지형 보정값( Dg T )을 계산하고, 부게 보정값( Dg B )을 구한다. 5 각 측점에서의 완전 부게 이상을 구한다. 측점의 경도를 가로축, 완전 부게 이상을 세로축으로 하는 그래프를 그 고체 지구의 탐구 I 린다. g B = g FA - Dg B + Dg T 5 결과 및 토의 (1) 과정 2 에서 그린 그래프를 보고 지형 변화와 프리에어 이상의 변화를 비교해 보자. 31 (2) 과정 4 에서 지형 보정값을 재계산하는 과정을 반복하여 구한 이 지역 암석의 평균 밀도는 얼마인가? 부산 금정산을 구성하 고 있는 암석의 종류와 밀도를 조사하여 중력 자료를 이용하여 계산한 값과 비교해 보자. (3) 과정 5 에서 그린 그래프를 보고 지형 변화와 부게 이상의 변화를 비교해 보고, 이 결과가 나타내는 의미를 설명해 보자. (4) 좀 더 정확한 중력 탐사를 위해서 추가해야 할 중력 보정 방법이 있는지 토의해 보자. (5) 중력 이상값으로부터 지하 물질의 밀도는 어떤 방법으로 결정할 수 있는지 조사해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 07 지구 자기장의 생성 원리 1 개관 지구 자기장은 거대한 막대 자석 주변에 형성된 자기장과 유사하여 자기 적도 부근에서는 수평면과 평행하지만, 극으로 갈수록 기울어져 자북극에서는 자기장이 완전히 수직으로 놓이게 된다. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 지각을 구성하고 있는 흔한 암석 중에서 현무암과 반려암은 자화가 잘 되는 암석이다. 이러한 암석이 지각 내에 균일하게 분포되어 있다고 가정해도 이들의 자화 강도값과 지각의 평균 두께를 고려하였을 때 생성 가능한 자기장 은 현재 관측되는 지구 자기장의 수 % 밖에 되지 않는다. 한편, 맨틀이나 핵에서의 온도는 철이나 니켈 등의 퀴리 온도보다도 훨씬 높으므로 이들은 자성을 띨 수 없다. 결국 지구 자기장은 지구 구성 물질의 영구자화에 의한 것으 로는 설명할 수 없다. 또, 지구 자기의 영년 변화나 지구 자기 역전 현상과 같이 지구 자기장이 고정되어 있지 않고 서서히 변화한다는 사실은 지구 자기가 고정된 고체 자석에 의한 것이 아니라 유동성이 있는 물질에서 생성되었음을 강하게 시사한다. 이에 따라 지자기의 생성이나 영년 변화의 원인을 핵에서 일어나는 어떤 작용을 통해 설명할 필요를 느끼게 되었다. 외핵은 액체로서 운동이 쉽고, 양도체로 구성되어 있으므로 이러한 액체의 운동에 의하여 전류가 발생할 수 있다는 32 12 다이너모(dynamo) 이론으로 지자기의 생성과 유지 현상을 설명할 수 있어 보인다. 다이너모란 역학적인 에너지를 전기적인 에너지로 바꾸어 주는 기구를 말한다. [ 그림 2 ]는 패러데이 원판 다이너 모의 모식도이다. 전기 양도체인 원판을 자기장 내에서 회전축을 중심으로 회전시키면 패러데이의 법칙에 따라 전 류가 생성된다. 이 전류는 원판과 접촉된 원형의 전선을 통하여 흐르면서 앙페르(Ampere)의 법칙에 따라 자기장 을 생성시킨다. 이와 같은 과정이 되풀이되면 자기장은 계속 생성되고 유지될 수 있을 것으로 생각된다. 북 북극 자북극 S S ~ (각속도) H0 (초기 자기장) N N 11.5˚ 남 [ 그림 1 ] 지구 자기장 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 2 ] 패러데이 원판 다이너모 ࿼ፎ"! 2 목표 지구 자기장 생성 이론과 관련된 자료를 수집하고, 토의를 통해 지구 자기장의 생성 원리를 발표할 수 있다. 3 준비물 관련 도서, 인터넷 검색 도구(컴퓨터, 스마트폰 등) 4 과정 1 3~4인으로 모둠을 구성한다. 2 지구 자기장 생성 이론과 관련하여 조사해야 할 내용에 대하여 브레인스토밍을 한다. 3 4 2 에서 제안된 것들 중 적절하다고 판단되는 3~4개의 내용을 논의를 거쳐 선정한다. 모둠별로 각 모둠원마다 선정된 내용을 하나씩 나누어 맡는다. 5 [ 그림 3 ]과 같이 같은 조사 내용을 맡은 학생들끼리 함께 모이도록 자리를 바꾸어서 모둠을 재구성한다. 새로 구 성된 모둠원들끼리 서로 협동하여 자료를 수집하고 충분한 토의를 거쳐서 자료 수집 결과를 잘 정리하도록 한다. 자료 정리가 충분히 되었으면 [ 그림 4 ]와 같이 원래의 모둠으로 되돌아가서 서로 조사한 내용을 공유하고 토의한다. 1 3 2 4 [ 그림 3 ] 모둠 재구성 예시 (한 모둠의 모둠원 4명이 서로 다른 내용 조사) 7 6 1 3 2 4 I 고체 지구의 탐구 6 [ 그림 4 ] 원래 모둠으로 돌아와 자료 공유하기 (서로 다른 내용을 조사한 4명이 원래대로 모임) 에서 토의한 결과를 바탕으로 모둠원 전체가 협동하여 지구 자기장의 생성 원리를 설명하는 글을 쓰고, 쓴 글 에 대하여 다음과 같은 사항을 점검한다. 33 •지구 자기장이 어떻게 형성되었는지를 잘 설명해 주는가? •지구 자기장이 어떻게 유지되고 있는지를 잘 설명해 주는가? •자기극 역전 현상과 같은 영년 변화도 잘 설명해 주는가? 5 결과 및 토의 (1) 지구 자기장 생성 이론과 관련하여 조사할 내용에 대해 브레인스토밍한 결과를 적어 보자. 이 중 선정된 내용 3~4개에 대해 아래 표를 완성해 보자. 조사할 내용 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 선정 이유 ࿼ፎ"! (2) 지구 자기장 생성 이론에 대하여 자신이 조사한 내용을 요약하여 정리해 보자. (3) 원래 모둠으로 돌아가서 지구 자기장 생성 이론에 대하여 각 모둠원들이 조사한 내용을 발표한 후 토의하고, 새롭게 알게 된 사실을 적어 보자. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (4) 자신의 모둠에서 토의한 결과를 바탕으로 지구 자기장의 생성 원리를 설명하는 글을 적어 보자. 34 12 (5) (4)에 적은 글에서 설명하지 못하는 지구 자기장의 특성이 있는지 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 08 광물의 관찰 1 개관 (1) 광물(鑛物)의 정의 광물은 일정한 화학 조성과 규칙적인 원자 배열을 갖고 있는 결정질 고상(固相)으로서 자연에서 무기적(無機的) 과정에 의해 생성된 것으로 정의한다. 광물은 그것을 이루는 원소의 종류와 원자의 배열에 따라 종류가 달라지며, 인조 금강석, 유리, 설탕 등은 인공적인 것이므로 광물로 취급하지 않으며, 수은은 액체이고 시모넬라이트 (C15H20)와 웨델라이트(CaC2O4·2H2O) 등은 유기 화합물이지만 광물로 취급한다. 석영, 정장석, 사장석, 감람 석, 휘석, 각섬석, 운모, 방해석 등 수십 종의 광물이 지각을 주로 구성하고 있는데, 모든 광물이 고르게 분포되어 있는 것은 아니다. I 고체 지구의 탐구 현재까지 알려진 광물은 약 4,800여 종에 이른다. (2) 광물의 종류 광물은 그것을 구성하는 기본 단위인 원소의 종류에 따라 다음 표와 같이 분류할 수 있다. 35 금 ]Aug , 황 ]Sg , 금강석 ]Cg 등 원소 광물 규산염 광물 사장석, 정장석, 감람석, 휘석, 각섬석, 흑운모, 석영 ]SiO 2g 등 탄산염 광물 방해석 ]CaCO 3g , 능철석 ]FeCO 3g , 마그네사이트 ]MgCO 3g 등 황산염 광물 석고 ]CaSO 4 : 2H 2 Og , 중정석 ]BaSO 4g 등 화합물 광물 황화 광물 방연석 ]PbSg , 황동석 ]CuFeS 2g , 황철석 ]FeS 2g , 진사 ]HgSg 등 산화 광물 적철석 ]Fe 2 O 3g , 강옥 ]Al 2 O 3g 등 할로겐화 광물 암염 ]NaClg , 형석 ]CaF2g 등 (3) 광물의 성질 광물을 정확하게 분류하기 위해서는 광물의 성질을 알아야 한다. 광물의 성질은 크게 물리적 성질, 화학적 성질, 광학적 성질로 구분할 수 있다. 물리적 성질은 색, 조흔색, 광택, 쪼개짐과 깨짐, 비중, 굳기, 자성 등이다. 화학적 성질은 광물의 화학 조성과 관련된 성질이며, 광학적 성질은 빛이 광물을 통과하며 나타나는 성질이다. 광물을 감정하고 분류하는 데 이용되는 물리적 성질과 간단한 화학적 성질은 다음과 같다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ① 결정형: 광물이 성장할 때 성장에 방해를 받지 않은 경우 광물마다 독특한 외형을 나타내게 되는데, 이를 결정 형이라고 한다. <석영-육각기둥 모양> <정장석-두꺼운 판 모양> <흑운모-얇은 판 모양> <방해석-능면체 모양> ② 색: 광물이 화학 조성과 결정 구조, 불순물, 물리적 효과 등에 의해 가시광선 중 어느 파장의 빛을 흡수하느냐 또 는 반사하느냐에 따라 광물의 색이 달라진다. 순수한 광물의 색을 자색, 광물속에 포함된 불순물이나 결합 구조 에 의한 색을 타색이라고 한다. 예를 들어 석영의 자색은 투명하지만, 미량의 철( Fe )에 의해 보라색, 망가니즈 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I ( Mn )에 의해 연분홍 등 타색이 나타난다. <석영> <황수정> <자수정> <장미수정> <흑수정> ③ 조흔색: 조흔색은 광물을 초벌구이 백색 자기판인 조흔판에 긁었을 때 나타난 광물 분말의 색이다. 조흔판의 굳 36 12 기는 약 7이므로 조흔판보다 굳기가 더 큰 광물의 조흔색은 알아내기 어렵다. 조흔색은 비금속 광물보다는 색이 같거나 비슷한 금속 광물들을 구별하는 데 효과적이다. 광물 색 조흔색 광물 색 조흔색 금 황색 연한 황색 자철석 흑색 흑색 황철석 연한 황색 흑색 적철석 암흑색 적갈색 황동석 진한 황색 녹흑색 갈철석 암갈색 황갈색 ④ 광택: 광택은 광물의 표면에서 반사된 빛이 우리 눈에 주는 느낌을 말한다. 금속 광택과 비금속 광택이 있으며, 이 두 가지 광택의 중간에 해당하는 것을 아금속 광택이라고 한다. 금속 광택은 불투명 광물이 보여 주는 반짝이 는 광택을 말한다. 비금속 광택은 비금속 광물에서 관찰할 수 있는 것으로, 금강 광택, 견사 광택, 유리 광택, 진 주 광택, 지방 광택, 토상 광택 등이 있다. ⑤ 투명도: 투명도는 광물에 빛이 통과되는 정도를 말하며 투명, 반투명, 불투명으로 구분된다. 투명은 광물을 통 하여 그 뒤에 있는 물체의 윤곽이 완전히 보이는 것이고, 반투명은 빛은 통과하나 그 뒤쪽에 있는 물체가 보이지 않는 경우이다. 불투명은 광물이 아무리 얇아도 빛이 통과하지 않는 경우이다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ⑥ 형광과 인광: 광물이 자외선, X 선 또는 음극선에 노출되어 빛을 발하는 현상을 형광이라고 하고, 자극 에너지 를 제거한 후에도 수초 내지 수일간 발광이 계속되면 이를 인광이라고 한다. ⑦ 쪼개짐(벽개)과 깨짐: 광물이 물리적 충격을 받을 때 일정한 방향으로 갈라지는 성질을 쪼개짐, 일정한 방향 없이 불규 칙하게 깨어지는 성질을 깨짐이라고 한다. 쪼개짐은 광물을 구성하고 있는 원자들의 배열 상태, 즉 결정 구조에 따라 다르게 나타나며, 깨짐은 깨진 면의 모양에 따라 패각상, 평탄, 불평탄, 침상, 섬유상, 토상 등으로 구분된다. ⑧ 굳기(경도): 광물의 단단한 정도를 굳기라고 한다. 모스(Mohs)는 굳기가 가장 약한 것을 1, 가장 강한 것을 10 으로 하여 구분하였다. 이때 굳기는 상대적인 값이며, 모스 굳기계는 다음 표와 같다. 굳기 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 표준 광물 활석 석고 방해석 형석 인회석 정장석 석영 황옥 강옥 금강석 비교 물질 종이에 긁힘 손톱(2.5) 동전(3) 쇠못(4.5) 유리(5.5) 줄칼(6.5) ⑨ 비중: 같은 부피의 4c C 물의 질량에 대한 광물의 질량비를 비중이라고 한다. 금속 광물의 경우 비중이 4 이상 I 인 경우가 많다. 고체 지구의 탐구 ⑩ 자성: 자석에 붙거나 철을 끌어당기는 성질이며, 자철석이 대표적으로 자성을 띠는 광물이다. ⑪ 염산 반응: 광물에 묽은 염산을 떨어뜨렸을 때 거품이 발생하는 성질로서 탄산염 광물의 특징이다. 2 목표 광물의 물리적 성질과 화학적 성질을 이용하여 여러 가지 종류의 광물을 분류할 수 있다. 3 준비물 모스 굳기계 광물 표본, 조흔판, 칼, 유리, 망치, 자석, 돋보기(루페), 묽은 염산, 전자저울, 눈금실린더, 물, 각종 37 광물 표본(석영, 정장석, 사장석, 흑운모, 자철석, 적철석, 황철석, 황동석, 방해석 등), 보안경 4 과정 1 광물의 색을 관찰한다. 2 광물의 신선한 면을 밝은 곳에 놓고, 빛이 반사될 때 광택을 관찰한다. 3 광물을 조흔판에 그어서 조흔색을 조사한다. 4 광물을 통해 물체가 보이는지 투명도를 알아본다. 5 모스 굳기계의 광물과 손톱, 동전, 칼, 유리 등을 이용하여 광물의 굳기를 정한다. 6 광물에 충격을 주어 쪼개짐과 깨짐을 판단한다. 7 광물에 자석을 가까이 대어 광물이 끌리는지 알아본다. 8 비중을 측정해 본다. 9 묽은 염산을 떨어뜨려 반응의 유무를 판단한다. 10 위의 과정을 관찰한 후 광물명을 결정한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ"! <조흔색> <굳기 비교> <쪼개짐> <자성> <염산 반응> [ 그림 1 ] 광물의 물리적, 화학적 성질 5 유의점 1 염산을 취급할 때에는 손이나 피부에 묻지 않도록 주의한다. 2 망치나 면도날, 유리 등을 사용할 때는 다치지 않도록 주의한다. 3 망치로 광물에 충격을 줄 때 광물의 파편이 눈에 들어가지 않도록 보안경을 착용한다. 6 결과 및 토의 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (1) 관찰한 결과를 다음과 같이 표로 정리해 보자. 표본 번호 색 광택 조흔색 투명도 굳기 쪼개짐 깨짐 자성 비중 염산 반응 기타 특성 광물명 (2) 염산과 반응을 일으키는 광물은 어느 것인가? 반응을 화학식을 써서 설명해 보자. 38 12 (3) 광물을 분류할 때 이 실험에서 제시한 물리적 또는 화학적 성질을 관찰하는 방법 이외에 다른 방법이 있다면 그것들을 제시 하고 설명해 보자. (4) 보석 광물을 감정하는 데 이용되는 광물의 물리적 성질을 조사해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 09 규산염 광물의 구조 1 개관 조암 광물의 90 % 이상이 규산염 광물이고, 나머지는 산화 산소 이온(O2-) -2 광물, 황화 광물, 탄산염 및 황산염 광물 등이다. -2 규산염 광물의 기본이 되는 물질은 [ 그림 1 ]과 같이 한 개의 작은 규소 이온(반경 0.04 nm )이 중심에 있고, 그 둘레에 큰 산소 이온(반경 0.14 nm )이 가능한 한 작은 공간에 배열된 사 면체형의 다원자 이온이다. 이를 SiO 4 사면체라고 한다. SiO 4 사면체 전체의 전하는 –4가이므로 SiO 44 -2 규소 이온(Si4+) -2 로 표시된다. 모든 규산염 광물은 SiO 4 사면체를 기본 단위로 하여 사면체의 산소 들이 주위의 양이온과 결합하거나 산소를 공유한다. (가) 자연 상태의 모습 I 고체 지구의 탐구 +4 (나) 확대한 모습 [ 그림 1 ] SiO 4 사면체의 구조 규산염 광물은 SiO 4 사면체가 만드는 골격에 따라 아래 표와 같이 구분되며, 이 구분에 따라 결정형뿐만 아니라 화학 성분과 39 물리적 성질이 달라진다. [ 표 1 ] 규산염 광물의 구조 독립 사면체 구조 사면체가 독립으로 존재하며, 인접한 사면체끼리 양이온을 통해 결합되는 형 단쇄상 구조 각 사면체마다 두 개의 산소를 인접한 사면체와 공유하며 무한히 연속되는 사슬 모양의 구조를 이루는 형 복쇄상 구조 사면체에 따라 두 개와 세 개의 산소를 인접한 사면체와 공유하며 이중 사슬 모양의 구조를 이루는 형 환상 구조 각 사면체마다 두 개의 산소를 인접한 사면체와 공유하여 환상 구조를 이루는 형 층상 구조 각 사면체에서 세 개의 산소를 인접한 사면체와 공유하여 판상 구조를 이루는 형 망상 구조 각 사면체에서 네 개의 산소를 모두 인접한 사면체와 공유하여 입체적 구조를 이루는 형 위와 같은 구조를 기본 골격으로 하여 K + , Na + , Al 3+ , Fe 2+ , Ca 2+ , Mg 2+ 등의 양이온이 공유되지 않은 산소와 결합하여 여러 형태의 규산염 광물을 만든다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! [ 표 2 ] SiO4 사면체 결합 구조도 구조형 구조식 Si : O 공유 산소 독립 사면체형 ]SiO 4g4- 1:4 0 SiO 4 사면체의 배열 광물 감람석 ]Mg, Feg2 SiO 4 멜릴라이트 ]Si2 O 7g 6- 복사면체형 2:7 1 ]Ca, Nag ]Al, Mgg]Si, Alg2 O7 이극석 Zn 4 Si 2 O 7 ]OHg2 : H 2 O 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 3각 환형 ]Si 3 O 9g6- 1:3 2 4각 환형 ]Si 4 O 14g8- 1:3 2 BaTiSi 3 O 9 파파고아이트 CaCuAlSi 2 O 6 ]OHg3 환상 구조 녹주석 Be 3 Al 2 Si 6 O 18 전기석 6각 환형 ]Si 6 O 18g12- 1:3 2 ]Na, Cag]Mg, Fe, Al, Lig3 Al 6 ]BO 3g3 Si 6 O 18 ]OHg4 근청석 ]Mg, Feg2 Al4 Si5 O 18 단쇄상 구조 40 12 베니토아이트 ]SiO 3g 2- 1:3 2 투휘석 CaMgSi 2 O 6 규회석 CaSiO 3 2~3 Ca 2 Mg 5 Si 8 O 22 ]OHg2 엔토필라이트 쇄상형 투각섬석 복쇄상 구조 ]Si4 O 11g6- 4:11 ]Mg, Feg7 Si8 O22 ]OHg2 활석 Mg 3 Si 4 O 10 ]OHg2 카올리나이트 층상 구조 ]Si4 O 10g4- 2:5 3 Al 2 Si 2 O 5 ]OHg4 백운모 KAl2 ]AlSi3g O10 ]OHg2 흑운모 K ]Mg, Feg3 ]AlSi 3g O 10 ]OHg2 입체 망상형 SiO 2 1:2 4 석영 SiO 2 네펠린 ]Na, Kg AlSiO 4 아날사이트 NaAlSi 2 O 6 : H 2 O ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 2 목표 규산염 광물의 특징을 구조와 연계하여 이해하고 결정 구조 모형을 직접 만들 수 있다. 3 준비물 스티로폼 구(직경 3 cm , 1 cm ), 이쑤시개, 스티로폼 부착용 접착제, 규산염 광물의 결합 구조도 4 과정 1 큰 스티로폼 구 4개와 작은 스티로폼 구 1개를 사용하여 규산염 광물의 기본 구조인 SiO 4 사면체를 만들어 보자. 2 [ 그림 2 ]의 규산염 광물의 결합 구조도를 참조하여 규소 원자가 산소 원자를 공유하는 비율이 높아지도록 SiO 4 사면체를 결합시켜 보자. <독립 사면체형> <단쇄상 구조> 고체 지구의 탐구 I <복쇄상 구조> <층상 구조> 41 <입체 망상형> [ 그림 2 ] 규산염 광물 결합 구조 모형 5 유의점 1 이쑤시개나 접착용 부착제를 사용하여 스티로폼 구가 떨어지지 않도록 하며, 이쑤시개를 끼울 때 손을 다치지 않도록 주의한다. 2 지름이 1 cm 인 스티로폼 구는 색깔이 있는 것이 좋다. 3 SiO 4 사면체의 모형을 서로 연결할 때 여러 가지 규칙적인 형태가 나타나도록 연결한다. 6 결과 및 토의 (1) 감람석, 휘석, 각섬석, 운모, 석영의 규소와 산소의 비는 각각 얼마인가? 구분 감람석 휘석 각섬석 운모 석영 Si | O ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! (2) 광물을 구성하고 있는 원소들의 결합 구조와 관계있는 광물의 물리적 성질은 무엇인가? (3) 운모가 판상으로 잘 쪼개지는 성질이 나타나는 원인을 광물의 내부 원자 배열과 관련지어 설명해 보자. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (4) 흑운모, 각섬석, 휘석, 감람석 등의 유색 광물이 석영, 장석 등의 무색 광물보다 비중이 큰 이유를 설명해 보자. (5) 지각에 가장 풍부한 원소는 무엇이겠는가? 그렇게 생각한 이유를 설명해 보자. 42 12 (6) 보엔의 반응 계열을 조사해 보고, 마그마에서 광물이 정출되는 순서와 SiO 4 사면체의 결합 구조 사이에는 어떤 관계가 있는 지 말해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 10 화성암, 변성암, 퇴적암의 관찰 및 해석 1 개관 암석은 생성 환경에 따라 조직과 특징이 다르게 나타나기 때문에 암석의 특징을 관찰하여 생성 환경을 추정할 수 있다. 화성암은 지하에서 생성된 고온의 규산염 용융체인 마그마가 냉각되어 형성된 암석이다. 심성암은 조립질 조직 광물을 판정하기 어렵다. 화성암을 육안으로 분류할 때는 조직, 광물 입자의 크기, 색 등에 의해 분류한다. 변성암은 기존의 암석이 열이나 압력을 받아 새로 광물이 생성되었거나 기존의 광물이 재배열된 암석이다. 변성 암을 육안으로 분류할 때는 조직이나 구성 광물 등에 의해 분류한다. 퇴적암은 암석들이 풍화, 침식된 후 운반되어 쌓인 퇴적물이 고화된 암석이다. 층리, 사층리, 점이 층리, 연흔, 건열 등의 퇴적 구조가 나타날 수 있으며 이는 퇴적 당시의 환경에 대한 정보를 제공한다. 퇴적암을 육안으로 분류 I 고체 지구의 탐구 으로 광물 입자가 커서 광물을 쉽게 판정할 수 있지만, 화산암의 경우에는 광물 입자가 너무 작거나 유리질이어서 할 때는 퇴적물의 종류와 모양, 입자의 크기나 화학 성분 등에 의해 분류한다. [ 표 1 ] 화성암의 관찰에 따른 분류 조직 조립질 조직 색 특징(구성 광물 및 반정의 유무 등) 43 암석명 밝은색 석영과 정장석 풍부 화강암 중간색 사장석과 각섬석 풍부, 석영과 정장석 소량이거나 거의 없음 섬록암 어두운색 사장석과 휘석 반려암 어두운 녹색 감람석, 휘석 풍부, 사장석이 거의 없음 감람암 밝은색 반정이 드물거나 없음, 유상 구조 유문암 중간색(담회색, 회색) 사장석, 각섬석, 휘석 반정 미량 포함 안산암 어두운색(회색, 암회색) 사장석, 휘석 반정 소량 포함 현무암 밝은색 다량의 반정 포함(석영, 정장석, 흑운모 등) 화강 반암 중간색 사장석, 각섬석, 휘석 반정 풍부 섬록 반암 어두운색(암녹색, 회녹색) 휘석 결정에 사장석이 부분적으로 들어 있는 형태로 배열된 조직 이 특징 휘록암 주로 검은색 깨진 면이 유리 광택 흑요석 밝은색(백색, 담회색) 기공이 많고 물에 뜸 부석 어두운색(암회색) 기공이 많음 (결정이 크고 육안 관찰 가능) 세립질 조직 (결정이 눈에 안 보이고, 반정이 거의 없음) 반정질 조직 (반정이 풍부) 유리질 조직 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 분석(스코리아) ࿼ፎ"! [ 표 2 ] 변성암의 관찰에 따른 분류 엽리의 유무 구분 입자가 너무 작아 육안으로 구분되지 않음 조직 특징 암석의 쪼개짐이 매우 발달, 엽리면이 무딤 굴곡 있는 표면을 따라 깨짐, 엽리면이 매끄럽고 윤기가 남 암석명 점판암 (슬레이트) 천매암 엽리 발달 엽리면이 거의 운모로 덮여 있음 편암 입자가 육안으로 구분됨 단단함 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 엽리가 없거나 미약함 유리판보다 무름 편마암 조직이 치밀하고 날카롭게 깨진 면이 있으며, 입자가 작고, 흑 색이나 얼룩덜룩한 색을 띰 혼펠스 석영 입자로 구성되어 밝은 색을 띠고 있으며, 괴상이고 매우 단단함 규암 중립이나 조립의 각섬석과 사장석 결정으로 구성, 암녹색을 띠 는 경우가 많음 각섬암 방해석 결정으로 이루어져 있으며, 광물의 쪼개짐 면이 보이 고, 염산 반응이 활발함 대리암 암녹색, 녹황색을 띠고 지방 광택이 나타나며, 강도가 약함 사문암 [ 표 3 ] 퇴적암의 관찰에 따른 분류 기원 입자의 크기 또는 화학 성분 자갈(지름 2 mm 이상) 44 12 입자가 크고, 유색 광물과 무색 광물이 띠 모양으로 엽리 형성 쇄설성 퇴적암 암석명 각진 암편으로 구성, 괴상으로 산출됨 각력암 원형, 타원형의 암편이 사질 바탕에 존재함 역암 모래(지름 1/16~2 mm ) 석영, 장석, 암편 등의 모래 입자로 구성됨 사암 실트(지름 1/256~1/16 mm ) 입자가 눈에 안 보이나 표면을 만질 때 까칠한 느낌이 있음 실트암 입자가 눈에 안 보이고 표면이 매우 부드러우며 괴상으로 산출됨 이암 입자가 눈에 안 보이고 표면이 부드러우며 얇은 엽층리가 발달함 셰일 CaCO 3 치밀한 괴상으로 회색이나 흑색을 주로 띠고, 염산 반응이 활발함 석회암 CaMg ]CO 3g2 치밀한 괴상으로 회색이나 흑색을 주로 띠고, 염산 반응이 미약함 백운암 (돌로마이트) SiO 2 매우 치밀하고 단단함 처트 CaSO 4 무색이나 백색이며 매우 부드러움 석고 NaCl 백색이며 짠맛이 남 암염 점토(지름 1/256 mm 이하) 화학적 및 유기적 퇴적암 특징 2 목표 화성암, 변성암, 퇴적암을 관찰하고 분류하여, 암석의 성인과 생성 환경을 설명할 수 있다. 3 준비물 화성암, 변성암, 퇴적암의 종류별 표본, 돋보기(루페), 10 % 묽은 염산, 스케일 바, 유리판 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 4 과정 1 암석의 전체적인 특징을 관찰하여 크게 화성암, 변성암, 퇴적암으로 구분한다. 2 화성암으로 분류한 암석을 조립질, 세립질, 반정질, 유리질 암석으로 구분한 후 색, 구성 광물 및 반정의 유무 등을 관찰하여 암석명을 정한다. 3 변성암으로 분류한 암석을 엽리가 있는 암석과 없는 암석으로 구분한 후 입자 크기, 조직, 엽리면, 염산 반응 등 의 특징을 관찰하여 암석명을 정한다. 4 퇴적암으로 분류한 암석을 쇄설성 퇴적암과 화학적 및 유기적 퇴적암으로 구분한다. 스케일 바와 묽은 염산을 이 용하여 입자 크기, 염산 반응 등 암석의 특징을 관찰하여 암석명을 정한다. 5 관찰한 각 암석들의 생성 과정과 생성 환경에 대해 토의한다. 5 결과 및 토의 (1) 과정 1 에서 암석을 화성암, 변성암, 퇴적암으로 분류한 근거를 설명해 보자. 고체 지구의 탐구 I (2) 과정 2 ~ 4 에서 관찰한 암석의 암석명과 특징 및 판단 근거를 적어 보자. 표본 번호 암석의 분류 암석명 특징 판단의 근거 45 (3) 화성암으로 분류한 각 암석의 생성 과정과 생성 환경에 대해 토의해 보자. (4) 변성암에서 각 암석의 조직이 다른 이유를 설명해 보고, 각 암석의 생성 과정과 생성 환경에 대해 토의해 보자. (5) 퇴적암으로 분류한 각 암석의 생성 과정을 토의하고, 퇴적암에서만 관찰할 수 있는 특징이나 퇴적 구조 및 암석의 생성 환경 에 대해 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 6 참고 사항 (1) 화성암 화강암 섬록암 반려암 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 유문암 안산암 현무암 (2) 변성암 46 12 편암 편마암 대리암 규암 (3) 퇴적암 셰일 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 사암 역암 석회암 ࿼ፎ"! 11 박편 제작 1 개관 암석의 조직이나 구성 광물을 알기 위해서 육안으로 감별하는 것도 많은 도움을 주지만 광물을 정확히 구분하기 위한 효과적인 방법은 편광 현미경을 이용하여 광물의 광학적 성질을 파악하는 것이다. 편광 현미경을 이용하여 광 물을 관찰하려면 암석을 빛이 통과할 수 있을 만큼 얇은 판으로 만들어야 한다. 이렇게 만든 암석의 판을 암석 박편 (thin section)이라고 한다. 박편을 만들기 위해 필요한 장치와 사용법은 다음과 같다. 이용하여 두께 1 mm 정도로 얇게 자른다. 물이 공급되어 암석 절단 시 발생하는 열을 식힌다. 다이아몬드 분말이 코팅된 회전 톱이 암석을 절단한다. I 고체 지구의 탐구 (1) 암석 절단기: [ 그림 1 ]의 암석 절단기로 암석을 일정한 크기의 조각으로 자르고, [ 그림 2 ]의 진공 암석 절단기를 물을 완전히 뺀 상태에서 1000mL 정도의 물을 붓는다. ON-OFF 스위치 (다이아몬드 톱날 회전/정지) 47 암석 절단기 사용 후 세척 시 밸브를 열어 물을 뺀다. 암석 절단기에 여러 번 깨끗한 물을 붓고, 빼는 과정을 반복하여 깨끗이 세척한다. [ 그림 1 ] 암석 절단기 사용법 1차 절단한 박편을 틀에 넣고 진공 진공 암석 절단기 진공 암석 연마기 절단한 박편을 틀에 넣고 진공 흡착한 후, 1 mm 정도의 두께로 흡착한 후, 마이크로미터를 조 절단한다. 정하면서 레버를 왕복시켜 가며 0.1 mm 정도의 두께까지 연마 한다. 진공/냉각수/그라인더 ON-OFF 진공 밸브 마이크로미터 냉각수 밸브 (연마기 후면) [ 그림 2 ] 진공 암석 절단 연마기 사용법 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ"! (2) 연마기: 판 위로 물이 계속 공급되게 한 상태에서 판의 회전 속도를 조절한 후 회전하는 판 위에 암석 조각을 눌 러서 암석을 연마한다. (3) 연마 수작업대: 강화 유리판을 위에 얹고 연마제(400mesh, 800mesh, 1600mesh 등)를 놓고 물을 뿌려서 암석을 연마한다. (4) 열판과 본딩 지그: 암석을 슬라이드 글라스에 붙일 때 열과 압력을 이용하여 접착한다. [ 그림 3 ] 연마기, 연마 수작업대, 열판과 본딩 지그 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 2 목표 화성암, 변성암, 퇴적암의 박편을 제작할 수 있다. 3 준비물 암석, 암석 절단기, 진공 암석 절단 연마기, 연마기(grinder), 연마 수작업대, 편광 현미경, 초음파 세척기, 열판 (hot plate), 본딩 지그(bonding jig), 다이아몬드 디스크(180mesh, 400mesh, 600mesh), 강화 유리판, 연 48 12 마제(800mesh, 1600mesh), 세척병, 슬라이드 글라스(28#48 mm ), 에폭시 접착제, 일회용 비닐장갑, 캐나 다 발삼, 커버 글라스, 유성 펜 4 과정 (1) 암석 조각 자르기 1 암석 절단기를 이용하여 암석을 슬라이드 글라스보다 조금 작은 크기(20#30#5 mm )로 자른다. 2 연마할 면의 반대 면에 유성 펜으로 학번과 이름을 적는다. [ 그림 4 ] 암석 절단하기 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 5 ] 절단한 암석 표본 ࿼ፎ"! (2) 암석 조각 연마하기 1 자른 암석을 깨끗이 씻은 후 다이아몬드 디스크(180mesh, 400mesh, 600mesh)가 설치된 암석 연마기들을 사용하여 입자가 거친 것부터 차례로 3~5분씩 암석 조각의 한쪽 면을 연마한다.(mesh는 1inch#1inch에 포 함된 입자수를 의미하므로 작을수록 거칠다.) 2 암석 조각을 연마기로 연마한 후 연마 수작업대에 강화 유리판을 얹고 연마제 800mesh, 1600mesh를 이용하 여 차례로 연마한다. 세척병을 이용하여 연마제에 물을 떨어뜨린 후 연마하되, 연마 시간은 5분 정도가 적당하다. [ 그림 6 ] 수작업대에서 암석 연마하기 • 연마 단계를 변경할 때마다 암석 조각을 물로 세척하여 앞 단계에서의 연마제가 묻어 옮겨지지 않도록 해야 한다. • 연마할 때, 면이 평탄하게 되도록 골고루 힘을 준다. (3) 슬라이드 글라스에 암석 조각 접착하기 1 고체 지구의 탐구 I <유의 사항> 암석 조각을 만졌을 때 표면이 유리면처럼 매끈한 감촉이 느껴지면 초음파 세척기로 세척하고 열판(hot plate) 에서 60~80c C 의 온도로 20분 이상 완전히 건조한다. 2 실험대 위에 종이를 깔고 비닐장갑을 낀 후, 슬라이드 글라스 위에 에폭시 수지와 경화제를 1:1로 짜서 플라스 49 틱 막대로 충분히 혼합한다. 3 4 2 에서 충분히 혼합한 에폭시 접착제를 암석의 연마면 전체에 펴 바른다. 슬라이드 글라스를 암석 조각에 약간 기울여서 올려놓고 기포가 생기지 않도록 서서히 덮는다. 이때 접착제가 반대편 유리에 묻지 않도록 주의한다. 5 본딩 지그에 작은 종이를 깔고 암석 조각을 접착한 슬라이드 글라스를 올려 압착하여 암석편을 만든다. 압착 시 간은 1시간 정도가 적당하다. 암석 조각 슬라이드 글라스 [ 그림 7 ] 에폭시 접착제 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 8 ] 암석 조각 접착하기 [ 그림 9 ] 본딩 지그로 압착 ࿼ፎ"! (4) 암석편을 자르고 진공 암석 연마기로 연마하기 1 슬라이드 글라스를 [ 그림 2 ]의 진공 암석 절단기의 진공 홀더에 고정한 후 암석 편을 1 mm 두께로 절단한다. 2 절단한 암석편을 세척하여 [ 그림 2 ]의 진공 암석 연마기의 진공 홀더에 고정한 후, 마이크로미터를 조정해 가면서 오른쪽 레버를 왕복시켜 0.1 mm 정도의 두께로 연마한다. [ 그림 10 ] 진공 연마기로 연마하기 (5) 암석편을 최종 연마하여 박편으로 완성하기 1 과정 (2)에서와 마찬가지로 연마기에서 차례로 연마한다. 이 때 박편이 얇으므로 [ 그림 11 ]과 같이 틀에 고정하여 연마한 다. 2 연마기에서 연마한 후 수작업대에서 차례로 연마한다. 3 암석편의 두께가 0.03 mm 의 박편에 가까워지면 투명해진다. 이때는 편 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I [ 그림 11 ] 최종 연마하기 광현미경을 이용하여 간섭색을 자주 확인하며 연마한다. 직교 니콜에서 석영이 회색으로 보이지 않고 엷은 노란색으로 보이면 조금 두꺼운 것이 고, 순백색이면 얇은 것이다. 4 박편을 깨끗이 씻어 물기를 제거한 후 캐나다 발삼을 바르고 커버 글라스 를 덮는다. 이때 기포가 생기지 않도록 주의한다. 5 [ 그림 12 ] 완성된 박편 슬라이드 글라스 가장자리 부분에 유성 펜으로 박편 번호, 암석명을 기입하 고 박편 보관용 박스에 보관한다. <유의 사항> • 최종 연마 단계에서는 암석이 모두 갈려 없어지지 않도록 수시로 확인한다. 50 12 5 유의점 1 암석 절단기에 손이 다치지 않도록 각별히 주의한다. 2 열판(hot plate)에 손이 데지 않도록 한다. 6 결과 및 토의 (1) 광물의 광학적 특징을 쉽게 관찰할 수 있는 암석을 골라 박편을 제작하고 그 과정을 기록해 보자. (2) 자신이 만든 암석 박편의 문제점을 찾고 개선하기 위한 방법을 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 12 편광 현미경의 사용법과 박편 관찰 1 개관 편광(偏光, polarization)은 전자기파가 진행할 때 파를 구성하는 전기장이나 자기장이 특정한 방향으로 진동 하는 현상이다. 태양 빛과 보통 빛은 진행 방향에 수직한 평면 내에서 여러 방향으로 진동하지만, 특정한 광물질이 나 광학 필터를 사용해 특정 방향으로만 진동하는 편광(polarized light)을 얻을 수 있다. 편광판은 최초로 제작한 니콜(W. Nicol, 1768~1851)을 기념하여 니콜이라고 부르기도 한다. 해 사용하는 현미경이다. 편광 현미경 관찰을 통해 다음과 같은 광물의 광학적 성질을 알 수 있다. (1) 다색성: 하부 편광판만 끼우고 상부 편광판을 뺀 개방 니콜 상태에서 관 간섭된 빛 찰할 수 있다. 광물의 박편을 재물대 위에 놓고 회전시킬 때 각도에 따 고체 지구의 탐구 편광 현미경은 암석이나 광물 파편을 투과시켜 광학적 성질을 조사하고 암석이나 광물의 종류와 조직을 알기 위 I 라 광물의 색과 밝기가 변하는 성질을 말한다. 이것은 빛이 광물을 통과 할 때 파장별로 흡수되는 정도가 방향에 따라 다르기 때문에 나타나는 현상이다. 51 상부 니콜 (2) 간섭색과 소광: 하부 편광판과 상부 편광판을 모두 끼워 서로 직각이 되 게 한 직교 니콜 상태에서 관찰할 수 있다. 복굴절 ① 간섭색: 직교 니콜에서는 재물대 위에 박편을 놓지 않고 보면 캄캄할 뿐 아무 것도 보이지 않는다. 그러나 흑운모 박편을 놓고 보면 찬란한 색이 나타나는데, 이것을 간섭색이라고 한다. 이것은 빛이 광물을 지날 때 방 향에 따라 광속이 달라 위상차가 생긴 두 편광이 상부 편광판을 통과할 이방체 편광된 빛 하부 니콜 때 간섭 현상이 일어나 아름답게 보이는 것이다. 간섭색의 변화는 광물 의 방향, 광물의 두께 등에 의해서 결정된다. ② 소광: 이방체 광물을 통과한 두 편광의 진동 방향이 상하부 니콜의 진동 방 향과 겹쳤을 때, 간섭색이 없어지고 어두워지는 현상을 소광이라고 한다. 빛 [ 그림 1 ] 간섭색의 원리 소광 현상에는 평행 소광, 경사 소광, 대칭 소광, 파동 소광 등이 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 2 목표 편광 현미경 사용법을 익히고 간섭색, 굴절률, 소광 현상 등을 살펴보며, 관찰 결과를 스케치나 사진과 함께 기재하고 이를 해석할 수 있다. 3 준비물 편광 현미경, 광물 박편(감람석, 휘석, 각섬석, 사장석, 석영, 흑운모 등), 암석 박편(화강암, 현무암, 사암, 석회암, 편암, 편마암, 대리암 등), 연필, 디지털 카메라 4 과정 가. 편광 현미경의 구조와 기능 이해하기 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 1 하부 니콜: 상부 니콜과 직교되는 방향으로 놓여 있다. 진동 방향이 전후 방향이 되도록 놓은 것이 바른 위치이다. 2 조리개: 빛의 양을 조절할 수 있으며 굴절률을 측정할 때 많이 사용한다. 3 재물대: 박편을 올려놓을 수 있는 원판의 회전대로, 회전 각도를 읽을 수 있는 눈금이 원판의 가장자리에 새겨져 있다. 4 대물렌즈: 배율이 다른 대물렌즈가 여러 개 있다. 보통 2.5배(#2.5)와 10배(#10), 40배(#40)가 장착되어 있 접안렌즈 으며 부분적으로 상세히 관찰할 때 고배율로 관찰한다. 5 보조 검판 삽입구: 대물렌즈의 위쪽 빛의 통로 상에 석영 검판, 석고 검판 등을 끼울 수 있도록 홈이 있다. 6 판과 진동 방향이 직교가 되며, 박편을 재물대에 올려놓지 7 버틀란드 렌즈 보조 검판 삽입구 상부 니콜: 상부 편광판을 끼워서 빛의 통로를 가로막기도 하고, 빼 놓을 수도 있다. 상부 편광판을 끼우면 하부 편광 52 12 상부 니콜 대물렌즈 조동 나사 재물대 않은 상태에서는 빛이 완전히 차단되어 소광 상태가 된다. 조리개 접안렌즈: 접안렌즈는 보통 5배(#5)와 10배(#10)로 되 하부 니콜 광원 미동 나사 어 있다. 8 조동 및 미동 나사: 현미경의 초점을 맞추기 위한 두 단계 의 회전 나사이다. 조동 나사는 초점을 대략 맞추기 위한 것이고, 미동 나사는 조동 나사를 사용한 이후에 초점을 정 [ 그림 2 ] 편광 현미경의 구조 확히 맞추는 데 사용한다. 나. 편광 현미경 조정하기 편광 현미경은 반드시 점검을 마친 후에 사용하여야 정확히 관찰할 수 있다. (1) 대물렌즈 중심 조정 1 박편상의 한 점을 십자선의 교점에 놓고 재물대를 회전하였을 때 모든 광물이 십자선의 교점을 중심으로 동심원 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 을 그리도록 교정하는 것을 대물렌즈 중심 조정이라고 한다. 2 개방 니콜에서 작은 광물이나 광물의 모서리를 십자선의 교점에 놓고, 2 재물대를 회전시키면서 그 점이 교점에서 이탈하는지 관찰한다. 3 3 만약 이탈하면 [ 그림 3 ]과 같이 1의 위치에서 180c 회전시켜 2의 위치에 1 오게 한 후, 대물렌즈가 부착된 회전판에 있는 조정 나사를 이용하여 광물 1 이 십자선의 교점과 광물의 끝 부분의 지점(3의 위치)에 오도록 움직 2 여 조절한다. 4 정해진 광물이 교점에서 이탈되지 않을 때까지 반복한다. [ 그림 3 ] 대물렌즈 중심 조정 (2) 상하부 니콜의 직각 조정 1 하부 니콜의 진동 방향( NS )과 상부 니콜의 진동 방향( EW )이 직각이 되도록 조정하여야 하며 그 결과 직교 니 콜 하에서 소광 상태가 되어야 한다. 2 최대로 시야를 밝게 하기 위하여 조명 장치를 점검하고 각종 조리개를 완전히 개방한다. 3 상부 니콜을 닫고 하부 니콜을 회전시켜 시야가 가장 어두워지도록 한다. 고체 지구의 탐구 I 다. 편광 현미경으로 박편 관찰하기 1 전원을 켜고 상부 편광판을 뺀 후 광물 박편을 재물대에 올리고 초점을 맞춘다. 2 개방 니콜 상태에서 다음과 같은 광물의 광학적 특성을 관찰하고 기술한 후, 스케치하고 사진을 찍는다. 불투명도(투명 광물과 불투명 광물 구분), 굴절률, 색, 다색성, 쪼개짐, 조직 등 3 53 직교 니콜 상태에서 다음과 같은 광물의 광학적 특성을 관찰하고 기술한 후, 스케치하고 사진을 찍는다. 등방성과 이방성(광학적 등방체인 광물은 항상 검게 보임), 간섭색, 소광, 소광각, 쌍정 등 4 관찰한 광물 박편의 광물 이름을 결정한다. 5 암석 박편을 1 ~ 3 과 같이 관찰하여, 암석을 구성하고 있는 광물이 무엇인지 구분한다. 5 유의점 1 현미경을 운반할 때에는 두 손으로 현미경의 몸체와 바닥을 잡고 운반한다. 2 초점을 맞출 때에는 눈을 재물대 옆에 두고 대물렌즈의 끝이 박편에 거의 닿도록 조절한 후, 접안렌즈를 들여다 보면서 렌즈와 박편의 거리가 멀어지도록 조절하여야 한다. 이는 대물렌즈나 박편의 파손을 막기 위해서이다. 3 처음에는 저배율로 관찰하고, 점차 고배율로 바꾸면서 관찰한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 6 결과 및 토의 (1) 광물 박편을 개방 니콜과 직교 니콜에서 관찰하여 그 결과를 기록한 후, 스케치하고 사진을 찍어 보자. 광물의 광학적 특징들 을 근거로 관찰한 광물의 이름을 결정해 보자. 개방 니콜 박편 번호 색 다색성 직교 니콜 쪼개짐 방향 간섭색 소광 종류 소광각 기타 특징 광물 이름 박편 번호: 광물 이름: 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 색: 다색성: 쪼개짐: 개방 니콜 (배율: ) 54 12 간섭색: 소광 종류: 소광각: 기타 특징: 직교 니콜 (배율: ) (2) 화성암, 변성암, 퇴적암의 대표적인 암석들을 관찰하여 어떤 광물들로 이루어져 있는지 알아보고, 조직의 특징에 대해 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 13 고지자기극의 이동 1 개관 과거의 지자기를 연구하기 위해서 암석의 자기적 성 질을 이용한다. 예를 들면, 마그마가 냉각되어 화성암 이 될 때 암석 속에 포함된 자철석처럼 자성을 띠는 광 20 0 Ma I 80 고체 지구의 탐구 물은 그 당시의 지구 자기장 방향으로 자화되는데 이를 60 40 측정하면 화성암이 생성될 당시 지자기의 방향을 알 수 있다. 지구상의 임의의 한 지점에서 고지자기의 편각과 복 판A 각을 측정하여 당시 지자기극의 위치를 결정한 것을 겉 보기 지자기극(apparent geomagnetic pole)이라 80 60 40 20 0 Ma 판B 고 한다. 겉보기 지자기극의 각 지질 시대별 위치를 조 사해 보면 현재 지자기극과 어긋나 있는데, 각 지질 시 대별 겉보기 지자기극을 연결한 선을 겉보기 지자기극 이동 곡선(apparent geomagnetic polar wander 55 오일러 극 [ 그림 1 ] 겉보기 지자기극 이동 곡선( )의 형성 과정 path)이라고 한다. [ 그림 1 ]은 대륙이 이동할 때 겉보기 지자기극 이동 곡선이 만들어지는 원리를 설명한다. 판 B 에 대해서 판 A 가 오일러 극(구면상의 회전 중심점)을 중심으로 반시계 방향으로 회전하고 있다고 하자. 0 Ma (백만 년) 위치에서 해산이 만들어졌다면 해산의 화성암에 기록된 지자기극의 위치는 현재의 지자기극이 된다. 20 Ma 의 시간이 흐른 뒤 0 Ma 위치에서 새롭게 만들어진 해산에 기록된 지자기극의 위치도 현재의 지자기 극이 되고, 20 Ma 이전에 만들어진 지자기극의 위치는 해산이 이동한 만큼 이동하게 될 것이다. 따라서 판이 오일러 극을 중심으로 회전함에 따라 각 지질 시대의 겉보기 지자기극 이동 곡선은 [ 그림 1 ]처럼 나타날 것이다. 북아메리카 대륙과 유럽 대륙의 고지자기의 겉보기 지자기극의 위치를 지도상에 표시하면 지자기극이 이동한 것 처럼 보인다. 만약 두 대륙의 지자기극이 일치한다면 두 대륙은 상대적으로 이동하지 않은 것이다. 그러나 겉보기 지자기극 이동 곡선이 서로 다르면 같은 시대에 지자기극은 두 개가 될 수 없으므로 두 대륙은 상대적으로 이동했다 고 볼 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 2 목표 겉보기 지자기극 이동 곡선을 통해 대륙의 이동을 추론할 수 있다. 3 준비물 투명 종이 2장, 연필 4 과정 지질 시대 t 0 일 때, 현재 두 개의 대륙인 A 와 B 는 하나의 대륙 A + B 로 붙어 있다. 하나의 대륙인 A + B 는 지질 시대 t 0 부터 t1까지 오일러 극 #1을 중심으로 회전한다. 지질 시대 t1에 대륙 A 와 대륙 B 는 분리되기 시작 하여 t2까지 대륙 A 는 오일러 극 A 를 중심으로 회전하고, 대륙 B 는 오일러 극 B 를 중심으로 회전한다. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 시간 t0 시간 t1 지자기 극 지자기 극 B A A+B 적도 적도 오일러 극 #1 오일러 극 A 오일러 극 #1 시간 t2 지자기 극 56 12 오일러 극 B 오일러 극 B B A 적도 오일러 극 A 오일러 극 #1 [ 그림 2 ] 지질 시대 (t0 ~ t2) 동안의 대륙 이동 1 [ 그림 2 ]의 2 t 0 의 지구 위에 투명 종이를 올리고, 기준점(오일러 극 #1, 지자기극, 대륙 A + B )을 표시한다. t1의 지구 위에 1 의 투명 종이를 올리고 t1의 대륙의 위치를 표시한 후, 대륙이 오일러 극 #1을 중심으로 이동한 경로를 표시한다. 투명 종이를 오일러 극 #1을 중심으로 회전시키면서 t 0 부터 t1까지 겉보기 지자기극의 위치를 기록한다. 3 t 0 부터 t1까지 겉보기 지자기극의 위치를 기록한 투명 종이를 t2의 지구 위에 올리고 오일러 극 A 와 t2의 대륙 A 의 위치를 표시한 후, 투명 종이를 대륙이 이동한 경로를 따라 오일러 극 A 를 중심으로 회전시키면서 t1부터 t2까지 겉보기 지자기극의 위치를 기록한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 4 다른 투명 종이를 이용하여 대륙 B 에 대해서 1 ~ 3 과정을 반복한다. 5 유의점 1 투명 종이에 기준점을 정확하게 표시해야 한다. 2 [ 그림 2 ]를 확대하여 사용하면 겉보기 지자기극의 이동 곡선을 더 정확히 그릴 수 있다. 6 결과 및 토의 (1) 대륙 A 와 대륙 B 의 겉보기 지자기극 이동 곡선을 나타낸 두 장의 투명 종이를 t2의 지구 위에 겹쳐 놓고 다음 문제를 토의 해 보자. ① 두 개의 겉보기 지자기극 이동 곡선에서 비슷한 부분이 있는가? 만약 있다면 어느 구간인가? 고체 지구의 탐구 I ② 두 개의 겉보기 지자기극 이동 곡선의 형태와 대륙이 이동하는 관계를 설명해 보자. ③ 대륙 A 와 대륙 B 가 t 0 로부터 t2까지 이동한 경로를 설명해 보자. (2) [ 그림 3 ]은 북아메리카 대륙과 유럽 대륙에서 그려진 겉보기 지자기극 이동 곡선이다. 이 곡선을 보고 두 대륙의 운동에 대하 57 여 토의해 보자. ① 두 개의 겉보기 지자기극 이동 곡선에서 비슷한 부분이 있는가? 만약 있다 면 어느 구간인가? 100 220 180 240 180 270 230 100 400 300 250 300 ② 북아메리카 대륙과 유럽 대륙의 이동에 대하여 설명해 보자. 단위: 백만 년 400 550 550 [ 그림 3 ] 북아메리카 대륙과 유럽 대륙의 겉보기 지자기극 이동 곡선 (붉은색: 북아메리카, 검은색: 유럽) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ"! 14 고지자기와 인도 대륙의 이동 1 개관 (1) 잔류 자기 암석이 형성될 때 자철석과 같은 광물은 나침반 바늘이 움직이는 것처럼 외부 자기장의 방향으로 정렬된다. 고화 된 후에는 자기장 방향이 암석 속에 고정되므로, 이와 같은 자기장은 외부 자기장이 변한 후에도 남아 있는데 이를 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 잔류 자기라고 한다. 광물이 잔류 자기를 갖게 되는 경우는 세 가지가 있다. ① 열 잔류 자기 (Thermo-Remanent Magnetization) 강자성체 물질이지만 고온 상태에서 상자성체적인 성질을 보이는 자철석과 같은 물질은 암석이 퀴리 온도 이하 로 냉각되면 다시 강자성체로 변한다. 이때 자기 요소들이 주변의 지구 자기장과 같은 방향으로 정렬됨으로써 현저 한 잔류 자기를 가지게 되는데, 이를 열 잔류 자기라고 한다. ② 퇴적 잔류 자기 (Detrital Remanent Magnetization) 물속에서 퇴적물이 퇴적될 때는 자철석, 적철석과 같은 강자성 물질의 입자들이 당시의 지구 자기장의 방향을 따 라 정렬되는 경향이 있다. 이와 같이 형성된 퇴적암들은 잔류 자기를 띠게 되며 이를 퇴적 잔류 자기라고 한다. ③ 화학 잔류 자기 (Chemical Remanent Magnetization) 58 12 금속 이온이 강자성 광물을 형성하며 침전될 때 광물 결정 안에 있는 자기 요소들이 지구 자기장을 따라 정렬된 다. 이와 같이 생성된 잔류 자기를 화학 잔류 자기라고 한다. 일반적으로 금속 물질이 많은 대륙 지역의 퇴적암 내 에 형성된 고지자기는 화학 잔류 자기를 띤다. a) 열 잔류 자기 지표면 강자성 지표면 높은 유도자화 퀴리깊이 상자성 c) 화학 잔류 자기 b) 퇴적 잔류 자기 - + + + + + + + + + + + + + 지표면 자철석 덩어리 용액 + + + - + + + + + + + + + + + + - + + + 침전하는 이온 낮은 유도자화 [ 그림 1 ] 잔류 자기의 유형 (2) 고지구의 위도 퇴적암 또는 화산암에서의 잔류 자기는 암석이 형성될 때 자기 복각에 대한 기록을 가지고 있다. 복각( i )은 다음 의 수식으로도 알 수 있듯이 암석이 형성될 당시의 고지구의 위도( z )와 관련이 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! tan i = 2 tan z 여기에서 자기장은 쌍극자 자기장이고 영년 변화는 평균되어 사라졌다고 가정한다. 자기 적도 부근에서 형성된 잔류 자기는 수평이나, 형성된 장소가 자기극에 가까울수록 그 경사는 증가한다. 따라서 지층에서 측정된 자기 복 각은 그 지층이 형성된 지역의 자기 위도를 나타낸다. 만약 생성된 지층이 이동되었다면 잔류 자기의 복각이 현재의 복각과 다르게 나타날 것이다. I 단면도 이동된 대륙 이동되지 않은 대륙 i = 30° i = 30° 고체 지구의 탐구 i = 30° i = 60° 59 [ 그림 2 ] 고지자기 복각과 암석이 생성된 위도의 관계 2 목표 고지자기 자료를 이용하여 인도 대륙의 이동 속도 변화와 이동 경로를 구할 수 있다. 3 준비물 각도기, 30 cm 자, 계산기 4 과정 [ 그림 3 ]은 인도 중앙부의 한 지역에서 채취한 6개의 암석 시료별 고지자기를 나타낸 것으로서 B 와 D 는 화산암, 나머지는 자철석을 함유한 퇴적암 시료이다. 각 시료별로 수평선에 대한 잔류 자기의 방향이 나타나 있고, 방사성 연대 측정법을 이용하여 측정한 절대 연령이 주어져 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 수평선 시료 A: 2억 2천5백만 년 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 시료 B: 2억 년 수평선 시료 C: 8천만 년 시료 D: 6천만 년 60 12 수평선 시료 E: 2천만 년 시료 F: 현재 [ 그림 3 ] 인도 대륙에서 채취한 암석 시료에 나타나는 고지자기 방향 1 암석 시료 A ~ F 의 복각을 각각 구한다. 2 [ 그림 3 ]에서 고지자기의 복각에 해당하는 고지구의 위도를 구한다. 3 과학자들의 연구에 따르면, 인도 대륙은 과거 지질 시대를 지나면서 동서 방향으로는 거의 이동하지 않고, 남북 방향으로만 이동하였다고 한다. 이 사실을 참고하여 [ 그림 4 ]의 인도 대륙과 그 주변 지도에 지질 시대에 따른 인도 대륙의 위치를 그려 넣는다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 5 유의점 퇴적암 내 자철석 연령 측정은 퇴적암 절대 연령의 상한값을 나타내며 퇴적암의 정확한 절대 연령은 아니라는 점에 유의한다. 6 결과 및 토의 (1) 암석 시료 A ~ F 의 복각과 고지구의 위도를 각각 구하여 다음 표에 기록해 보자. 암석 시료 연령 (백만 년) 복각 고지구의 위도 암석 시료 A D B E C F 연령 (백만 년) 고지구의 위도 복각 고체 지구의 탐구 I (2) 과거 약 2억 년 동안 인도 대륙이 이동한 거리를 구해 보자.(단, 위도 1 c 는 111 km 로 계산하고, 소수 둘째 자리에서 반올림한다.) (3) 인도 대륙이 각 시대별로 이동한 속도를 구하여 이동 속도 변화에 대해 60° 80° 말해 보자. 30° 20° 61 10° (4) 인도 대륙이 과거 약 2억 년 전부터 현재까지 이동한 평균 속도를 아프리카 0° cm/ 년의 단위로 구해 보자. 10° 20° 마다가스카르 30° (5) 인도 대륙이 아시아 대륙에 충돌한 결과 어떠한 현상이 일어났는지 토 의해 보자. 40° 50° (6) 인도 대륙이 이동한 이유는 무엇이라고 생각하는가? [ 그림 4 ] 인도 대륙과 그 주변 지도 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 15 해저 확장과 판 구조론 1 개관 해저의 자력 탐사로부터 지구 자기장이 과거에 역전을 거듭하였다는 사실이 밝혀졌다. 모든 해양에서 해령을 중 심으로 대칭적인 띠 모양의 자기 이상이 발견되었는데, 이러한 자기 이상의 줄무늬는 정자화된 부분과 지구 자기장 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 이 역전된 부분이 교대로 해저 지각을 구성하고 있기 때문인 것으로 해석되었고, 미국인 헤스(H. H. Hess)와 디 츠(R. S. Dietz)가 제안한 해저 확장설(sea floor spreading theory)의 직접적인 증거로 인식되었다. 해양에서 자력 탐사를 수행하면 [ 그림 1 ]과 같이 해양 지각의 잔류 자기에 현재의 지구 자기장이 더해져서 측정된 다. 따라서 해양 지각의 각 부분에서 잔류 자기의 방향이 현재의 지구 자기장의 방향과 같은 경우에는 자기 이상이 높게 나타나고, 반대인 경우는 자기 이상이 낮게 나타난다. A 62 12 B 현재 지구 자기장 현재 지구 자기장 합력 (자력계에 의한 측정치) 정자화 합력 (자력계에 의한 측정치) 지구 자기장의 역전 [ 그림 1 ] 자력 탐사를 통한 자기 이상 측정 해령을 중심으로 정(+ ), 부(- )의 자기 이상이 교대로 나타나므로 과거 지구의 자기장이 주기적으로 역전하였 고, 해양저가 해령으로부터 확장하였다고 생각할 수 있다. 뜨거운 용암이 맨틀로부터 해령으로 올라와서 퀴리 온도 이하로 식으면, 이때 형성된 해양 지각에는 그 당시의 지구 자기장의 방향으로 열 잔류 자기가 남게 된다. 그 후 해양저가 확장하며 생성된 해양 지각이 해령 축의 양쪽으 로 멀어지므로, 시간이 흐르면 [ 그림 2 ]와 같이 자기 이상이 대칭적으로 나타나게 된다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 4 3 2 1 현재 1 2 3 4 연령(백만 년) 정상 자기장 계산된 자기장 역전 자기장 관측된 자기장 해령 암석권 해양 지각 마그마 상승, 분출 [ 그림 2 ] 자기 이상의 대칭적 분포 여러 해양에서 해양저의 자기 이상과 지자기의 극성 변화가 일어난 시기를 비교하면 해저 확장 속도가 1~12 cm/ 년이 었음을 알 수 있다. 지자기 이상대의 분포를 통해 각 판들의 이동 속도와 방향을 추정할 수 있고, 이는 판 구조론의 이해에 중요한 단 I 고체 지구의 탐구 1 의 길이를 측정하고, 방사성 동위 원소에 의한 2 해당 부분의 절대 연령을 알면 해령 양쪽으로의 해양 지각 이동 속도를 구할 수 있다. 이와 같은 방법에 의해 세계의 지자기 이상 단면도의 해령 중앙부에서 정으로 자화된 부분의 서가 된다. 63 2 목표 판 경계에 작용하는 힘의 특성을 파악하여 각 경계에서 일어나는 현상을 설명하고, 해저 확장에 따른 지자기 분포 이상과 연계하여 판 구조론을 설명할 수 있다. 3 준비물 세계 판 구조도, 자, 연필, 그래프용지 4 과정 1 [ 그림 3 ]은 주요 해양에서 확장축이나 해령으로부터 수직 방향으로 거리가 멀어져 감에 따라 기록된 지자기 이상 을 나타낸 것이다. 세 지역의 지자기 이상 곡선을 연결한 수직 방향의 직선은 같은 시기의 지자기 이상을 나타낸 다. 지자기 이상들의 간격은 지역에 따라 서로 다르다. [ 그림 3 ]을 보고, 각 해양에 대해 같은 지자기 이상을 나타내는 시기와 중심축으로부터의 확장 거리와의 관계를 그래프로 나타낸다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 연대 80 70 60 50 40 30 20 10 0 (백만 년) 대서양 250 0 거리(km) 1500 태평양 1000 0 500 0 거리(km) 3500 남극 해 500 2500 2000 1500 1000 500 0 300 0 거리(km) 1800 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 1500 1000 500 0 [ 그림 3 ] 해저 확장축으로부터 직각 방향으로 거리에 따른 지자기 이상(단위: nT) 2 [ 그림 4 ]는 판의 분포와 이동 방향 및 이동 속도( cm/년)를 나타낸 판 구조도이다. [ 그림 4 ]를 보고, 각 판들의 경계를 찾아 이동 방향과 이동 속도를 구해 보고, 판의 경계에서 어떠한 현상이 일어 날 수 있는지 생각해 본다. 64 12 유라시아판 북아메리카판 아라비아판 카리브판 태평양판 필리핀판 코코스판 아프리카판 나스카판 인도 오스트레일리아판 남아메리카판 [ 그림 4 ] 판 구조도 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 5 결과 및 토의 (1) 지자기 이상 자료를 보고 그린 그래프로부터 각 해양에 대하여 해저 확장 속도를 계산해 보고, 해저 확장 속도가 가장 빠른 곳과 가장 느린 곳을 찾아 보자. 지역 비고 해저 확장 속도( cm/ 년) 대서양 지역 태평양 지역 남극해 지역 (2) 판의 경계에서 작용하는 힘(인장 응력, 압축 응력, 전단 응력)에 대해 설명해 보자. ① 발산형 경계: ③ 보존형 경계: (3) 판의 경계에서 특징적인 지형을 찾아 그곳에 작용하는 힘과 지각 변동을 설명해 보자. 판의 경계 특징적인 지형 작용하는 힘 지각 변동 고체 지구의 탐구 I ② 수렴형 경계: 태평양판과 유라시아판 태평양판과 북아메리카판 65 남아메리카판과 아프리카판 나스카판과 남아메리카판 인도-오스트레일리아판과 유라시아판 아라비아판과 아프리카판 (4) 지자기 이상과 관련지어 판 구조론을 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 16 화석의 관찰과 해석 1 개관 화석(fossil)은 땅속에서 캐낸 물체라는 뜻의 라틴어 fossilis에서 유래하였으며, 지질 시대에 살았던 생물의 유 해나 그들의 활동 흔적이 지층 속에 보존된 것을 뜻한다. 화석은 뼈나 이빨 또는 조개껍질 등과 같은 체화석(body 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I fossil)과 새의 발자국이나 벌레가 기어간 자국 또는 공룡의 알이나 배설물과 같은 생흔 화석(trace fossil)으로 구 분된다. 화석은 고지리, 고환경 및 고기후를 해석하고 복원하는 데 도움이 되며, 지질 시대의 구분과 생물의 진화 연구에 매우 중요한 자료이다. (1) 표준 화석 화석 중에서 짧은 기간 동안 넓은 지역에 걸쳐 살았으며, 개체 수가 많고 생물종을 쉽게 구별할 수 있는 것들은 지질 시대의 구분과 지층의 대비에 이용된다. 이러한 화석을 표준 화석이라고 한다. 대표적인 예로 고생대의 삼엽 충, 필석, 중생대의 암모나이트, 신생대의 유공충이 있다. 66 12 삼엽충 필석 암모나이트 유공충 [ 그림 1 ] 표준 화석 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! (2) 시상 화석 화석 중에서 생물이 살았던 당시의 환경을 잘 나타내 주는 것을 시상 화석이라고 하는데, 염분 변화나 온도 변화 등의 외부 환경에 민감한 생물의 화석이 이에 속한다. 산호와 고사리 화석 등이 그 예이다. 산호 고사리 [ 그림 2 ] 시상 화석 (3) 화석화 작용 생물체가 죽어 퇴적물 내에 묻힌 후 생물체를 이루는 물질이 광물로 바뀌고, 뼈와 같은 다공질 부분이 이산화 규 관련된 작용을 화석화 작용이라 한다. 한편 지층 속에 보존되어 있던 생물의 골격이나 껍질이 지하수에 의해 용해 되어 원래의 물질은 없어지고, 암석 내에 생물의 외부 또는 내부 형태가 찍혀 남게 되는 경우가 있는데 이를 몰드 (mold)라 한다. 이후에 다른 퇴적물 등이 공간을 메워 원래의 화석과 같은 모습으로 나타날 수 있는데 이를 캐스트 (cast)라 한다. I 고체 지구의 탐구 소( SiO 2 )나 탄산 칼슘( CaCO 3 )으로 채워지면 단단한 암석으로 변해 화석으로 남게 된다. 이와 같은 화석 생성과 2 목표 67 지질 시대별 화석을 관찰하고, 화석의 특징과 생존 당시의 서식 환경을 추론하여 설명할 수 있다. 3 준비물 화석 표본(10종), 돋보기 또는 루페, 화석에 관한 참고 도서 4 과정 1 화석 표본을 자세히 관찰한 후 특징을 기록하고 이름, 지질 시대, 서식 환경을 추정한다. 2 화석 표본과 화석에 관한 도서를 참고하여 화석을 동정한 후 지질 시대별로 분류하고 생존 당시의 서식 환경을 확인한다. 5 유의점 1 화석 표본이 파손되지 않도록 주의해서 관찰한다. 2 자세한 구조를 관찰할 때는 돋보기 또는 루페를 사용한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ"! 6 결과 및 토의 화석 표본의 주요 특징을 기록하고 스케치한 후 이름을 추정하고 관련 지질 시대 및 서식 환경을 기록하자. 기록이 끝나면 화석에 관한 도서를 활용하여 정답을 확인해 보자. 표본 번호 주요 특징 및 스케치 화석 이름 지질 시대 서식 환경 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 68 12 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 17 층서 대비와 상대 연령 측정 1 개관 지사 연구의 기본 원리인 동일 과정의 법칙, 지층 누중의 법칙, 관입의 법칙, 동물군 천이의 법칙, 부정합의 법칙을 이용하여 지층이나 암석이 만들어진 순서를 알아내어 지층의 시간적 선후 관계를 밝힘으로써 상대 연령 (relative age)을 결정할 수 있다. 어 두 지역에 분포하는 같은 종류의 지층을 대응시킬 수 있는데, 이 경우를 암석 층서 대비라고 한다. 또한 종류와 상관없이 같은 상대 연령의 암석을 대응시키기도 하는데, 이를 시간 층서 대비라고 한다. 암석 층서 대비는 암상의 유사성을 이용하며, 시간 층서 대비는 암석에 포함되어 있는 화석군을 이용한다. 암석 층서 대비는 암석 단위의 지 리적 연속성을 나타낼 뿐이며 같은 지질 시대에 형성되었다는 것을 설명해 주지는 못한다. 고체 지구의 탐구 서로 떨어져 있는 지역들에서 발생한 지질학적 현상들을 대응시키는 것을 대비(correlation)라고 한다. 예를 들 I 서로 접촉하고 있는 암석층의 상대적인 생성 순서는 쉽게 알 수 있지만, 서로 멀리 떨어진 경우에는 시간 층서 대 비를 이용하여 상대 연령을 결정할 수 있다. 69 (1) 상대 연령 결정에 사용되는 지사학의 기본 원리 ① 동일 과정의 법칙 허튼(J. Hutton)과 라이엘(C. Lyell)에 의해 주장된 동일 과정의 법칙은 ‘현재는 과거를 아는 열쇠’라는 말로 요약된다. 이는 과거에 발생한 지질학적 사건들은 현재 일어나고 있는 유사한 사건들과 비슷한 규모와 속도로 일 어났을 것이라는 원리이다. ② 지층 누중의 법칙 지층이 역전되지 않았다면 가장 아래의 지층이 가장 오래된 것이라는 원리로 스테노(N. Steno)가 제안하였다. ③ 관입의 법칙 다른 암석을 관입한 암석은 관입 당한 암석보다 나중에 생성되었다는 원리이다. ④ 동물군 천이의 법칙 화석군의 내용이 지질 시대별로 차이가 나므로, 이를 이용하여 지층이 퇴적된 시기를 판단할 수 있다는 원리이다. ⑤ 부정합의 법칙 상하 지층이 시간적 차이가 크게 나지 않으면서 연속적으로 쌓였을 때 두 지층의 관계를 정합이라고 한다. 그러 나 아래층이 쌓인 후에 지각 변동의 영향을 받아 융기하였다가 침식을 받은 후 다시 침강하여 그 위에 새로운 지 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 층이 쌓이면 인접한 상하 지층 사이에는 큰 시간적 간격이 나타나는데, 이때 두 지층의 관계를 부정합이라고 한 다. 부정합면을 중심으로 상하 지층이 쌓인 시기에 큰 차이가 있고, 각 층에서 발견되는 화석도 크게 달라진다. 부정합면의 바로 위쪽에는 역암층이 나타나기도 하는데, 이를 기저 역암이라고 한다. 기저 역암은 부정합 판단 의 중요한 근거가 된다. (2) 층서 대비 방법 ① 암상의 유사성 서로 다른 암석 단위는 색, 성분, 퇴적 구조, 조직 등의 암상에 의해 구별된다. 여러 지역의 층서를 대비할 때 지 층에서 가장 신뢰할 수 있는 암석학적 특징을 이용해야 한다. 암석 단위 내에서 가장 중요한 건층(열쇠층)이 정 해지면 넓은 지역에 분포하는 층군의 대비도 가능해진다. 비교적 짧은 시기에 퇴적되었으면서도 넓은 영역에 걸 쳐 분포하는 퇴적층은 좋은 건층이 될 수 있다. ② 고생물학적 기준 암석 단위에 포함되어 있는 특정한 화석군을 이용한 대비는 넓은 지역을 대비할 때 가장 신뢰할 수 있는 방법이 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 다. 광범위한 분포 지역과 짧은 생존 기간을 가진 표준 화석은 좁은 지역의 대비에 유용할 뿐만 아니라 넓은 지역 의 대비에도 필수적이다. 암상에 의한 대비 화석에 의한 대비 70 12 유공충 석회암 석탄층 셰일 사질 셰일 역암 사암 실트스톤 [ 그림 1 ] 지층의 층서 대비 2 목표 암상 및 지질 구조와 화석을 이용하여 층서를 대비하고 이를 통하여 상대 연령을 결정할 수 있다. 3 준비물 지질 주상도, 지질 단면도, 연필, 색연필(12색 1조), 자 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 4 과정 1 지질 단면도를 보고 지층의 상대 연령을 결정한다. 2 여러 지역의 지질 주상도를 보고 각 지역의 암상만으로 지층을 대비한다. 3 각 지역의 암상과 화석을 함께 이용하여 지층을 대비한다. 5 결과 및 토의 (1) [ 그림 2 ]는 지질 단면도를 나타낸 것이다. 지사학의 원리를 적용하여 지질학적 사건들을 오래된 것부터 순서대로 설명해 보자. D U B F U’ A F’ F-F’: 단층 A,B: 화성암 고체 지구의 탐구 C I [ 그림 2 ] 지질 단면도 (2) [ 그림 3 ]의 여러 지역의 지질 주상도에서 지층을 대비하여 지층의 상대 연령을 결정해 보자. ① 각 지역의 지층을 대비하고자 할 때 건층으로 적당한 암상은 무엇인가? 71 ② 암상만으로 지층의 선후 관계를 밝히고자 할 때 잘 대비되지 않는 것이 있는지 살펴보자. ③ 화석과 암상을 함께 이용하여 지층의 상대 연령을 결정해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ④ A - D 지역의 모든 지층을 나타내는 새로운 지질 주상도를 그리고, 화석의 생존 기간을 토대로 지층이 생성된 지질 시대의 범위를 나타내 보자. ⑤ 모든 지역의 지질 주상도가 같은 종류의 지층으로 구성되지 않는 이유를 토의해 보자. ㉳㉲ 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 ㉲ I 72 12 ㉰㉱㉱㉰㉰㉰㉯ U U ㉯㉮ A A B C C D 백색 석회암 적색 셰일 흑색 셰일 회색 석회암 회색 셰일 사암 ㉮ 삼엽충 화석 ㉱ 식물 화석 ㉮㉯ 산호 화석 ㉲ 식물 화석 석탄층 U 부정합 ㉰ 방추충 화석 ㉳ 식물 화석 [ 그림 3 ] A + D 지역의 지질 주상도와 각 지층에서 발견된 화석 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 18 암석의 절대 연령 측정 1 개관 지층이나 암석의 생성 시기를 현재를 기준으로 하여 연 단위로 나타낸 것을 절대 연령이라고 한다. 절대 연령은 암석 중에 포함되어 있는 방사성 동위 원소를 이용하여 측정한다. 광물이나 암석에 들어 있는 방사성 원소는 시간이 지나면서 붕괴하여 안정한 원소로 변한다. 이때 원래의 방사성 원소를 모원소(parent isotope), 붕괴하여 생긴 안 으로 줄어드는 데 걸리는 시간을 반감기(half life)라고 한다. 절대 연령 t 가 경과한 후에 최초 D 0 만큼의 자원소를 지니고 있던 암석 속에 들어 있는 자원소와 모원소의 관계 를 식으로 나타내면 다음과 같다. t D = D0 + N _2 T - 1i I 고체 지구의 탐구 정한 원소를 자원소 또는 딸원소(daughter isotope)라 한다. 방사성 원소가 붕괴를 시작하여 모원소의 양이 절반 ( D : t 년 후 자원소의 양, D 0 : 처음 자원소의 양, N : t 년 후 모원소의 양, T : 반감기, t : 절대 연령) 방사성 동위 원소는 절대량을 정밀하게 측정하기 어려우므로, 방사성 붕괴를 하지 않는 안정한 원소에 대한 비를 73 측정하여 다음과 같이 나타낸다. D0 D N _ Tt = + 2 - 1i K K K ( K : 방사성 붕괴를 하지 않는 안정한 원소의 양) 절대 연령 측정에 이용되는 방사성 동위 원소와 반감기는 아래 [ 표 1 ]과 같다. [ 표 1 ] 절대 연령 측정에 이용되는 주요 방사성 원소와 반감기 모원소 238 반감기 방사성 원소를 포함한 광물 U 206 Pb 약 45억 년 저어콘, 우라니나이트 U 207 Pb 약 7억 년 저어콘, 우라니나이트 Th 208 Pb 약 140억 년 저어콘, 우라니나이트 Rb 87 Sr 약 494억 년 흑운모, 백운모, 정장석, 각섬석 Ar 약 119억 년 흑운모, 백운모, 정장석 약 5,700년 탄소를 포함한 생명체의 유해 235 232 87 자원소 40 K 14 C ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 40 14 N ࿼ፎ"! 2 목표 방사성 동위 원소의 반감기를 이용한 절대 연령 측정의 원리를 이해하고, 자료를 해석하여 연령을 계산할 수 있다. 3 준비물 화성암에서 측정한 87 Sr / 86 Sr 과 87 Rb / 86 Sr 값 자료, 그래프용지, 계산기 4 과정 [ 표 2 ]는 생성 시기가 다른 두 종류의 화성암 [ 표 2 ] 화성암에서 측정한 87 Sr / 86 Sr 과 87 A 와 B 에서 측정한 87 Sr / 86 Sr 과 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 87 시료 번호 74 12 1 Sr / 86 Sr 화성암 B 87 Rb / 86 Sr ① 1.1970 ② 0.7468 ③ 0.8341 ④ 0.9979 50.70 ⑤ 0.7111 1.26 ⑥ 0.7132 ⑦ 0.7239 그래프용지에 87 Rb / 86 Sr 값이다. Rb / 86 Sr 화성암 A I 87 86.70 7.720 22.80 Rb / 86 Sr 을 가로축으로, 1.78 3.90 87 시료 번호 87 Sr / 86 Sr 87 Rb / 86 Sr ㉠ 0.8749 7.47 ㉡ 0.7328 1.11 ㉢ 0.9379 9.11 ㉣ 0.8783 7.13 ㉤ 0.8191 4.35 ㉥ 0.8809 7.65 ㉦ 0.7545 2.06 ㉧ 0.7563 4.95 ㉨ 0.8147 4.77 ㉩ 0.8160 4.45 ㉪ 0.8162 4.62 ㉫ 0.8408 5.63 ㉬ 0.8505 6.40 Sr / 86 Sr 을 세로축으로 하여 [ 표 2]의 값을 점으로 표시한다. 이 때 화성암 A 와 B 의 값들을 구분할 수 있도록 서로 다른 용지를 사용한다. 2 자료 분포의 경향을 가장 잘 나타낼 수 있는 직선을 각각 긋는다. 5 유의점 1 그래프용지를 최대한 활용하여 축의 눈금 간격을 정한다. 2 점들로부터 떨어진 거리가 최소가 되도록 직선을 그어야 자료 분포의 경향을 가장 잘 나타낼 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 6 결과 및 토의 (2) 절대 연령을 구하는 일반적인 식의 형태는 다음과 같다. I 고체 지구의 탐구 (1) 과정 2 에서 그린 직선들을 1차 함수의 형태로 표현해 보자. D0 D N _ Tt - 1i = + 2 K K K 이를 참조하여 (1)에서 구한 1차 함수의 기울기는 암석의 절대 연령과 어떤 관계가 있는지 토의해 보자. 75 (3) (1)에서 구한 1차 함수들에서 y절편을 각각 구한 후, 그 값이 무엇을 의미하는지 토의해 보자. (4) (1)에서 구한 1차 함수에서 기울기를 각각 구한 후, 절대 연령을 계산해 보자. (5) 이와 같은 방법을 사용하여 퇴적암이나 변성암의 절대 연령을 추정할 때 어떤 문제점이 발생할 수 있는지 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 19 주향과 경사의 측정 1 개관 (1) 지층의 주향과 경사 지층면과 수평면이 이루는 교선의 방향을 주향선이라 하 과 수평면이 이루는 경사각과 지층면이 기울어진 경사 방향 을 경사라고 한다. 주향은 북쪽을 기준으로 나타낸다. 따라서 E ˚E N 35 W S 주향선이 북쪽으로부터 35c 동쪽으로 틀어져 있으면 주향은 4 10123 32 4 5 0 1 2 2 1 3 6 5 3 S 89876 자침 5 67 경사 눈금 4 5 9 8 7 7 8 6 89876 W 9 8 7 7 8 6 5 6 5 주향 눈금 4 5 E 4 4 (2) 클리노미터에 의한 지층의 주향과 경사 측정 N 10123 고, 주향선의 중앙에서 경사 방향으로 짧은 선을 그린 후 경 0 1 2 2 1 3 32 인 경우 25c SE 라 한다. 주향과 경사의 기호는 주향선을 긋 사각을 기록한다. 76 12 3 67 4 5 N 35c E 이다. 한편, 경사 방향이 남동쪽이며 경사각이 25c 4 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I N 고, 주향선의 방향을 그 지층의 주향이라고 한다. 또한, 지층 경사 추 수준기 지층의 주향과 경사는 클리노미터(clinometer)를 사용하 기포 여 측정한다. 주향을 잴 때에는 클리노미터를 지층면에 수평 이 되게 대고 자침이 가리키는 바깥쪽 눈금을 북을 기준으로 읽는다. 경사각은 주향선에 직각으로 클리노미터의 긴 변을 세워서 지층면에 대고 안쪽 하트 모양의 뾰족한 경사 추가 가 [ 그림 1 ] 클리노미터 리키는 눈금을 읽으면 된다. 경사 방향은 지층의 기울어진 방 향을 보고 결정한다. (3) 주향의 보정 야외에서 측정한 주향은 진북(지도상 북쪽)을 기준으로 표시해야 한다. 그러나 클리노미터의 자침은 자북을 가리 키므로 측정한 주향값을 보정해 주어야 한다. 진북과 자북의 차이를 편각이라고 하는데, 자북이 진북에 대하여 6c 서쪽으로 기울어져 있으면 6c W 또는 - 6c 로 표시하고, 6c 동쪽으로 기울어져 있으면, 6c E 또는 + 6c 로 표시 한다. 따라서 지형도에 표시되어 있는 편각을 확인한 후 주향을 보정하도록 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 2 목표 클리노미터를 이용하여 지층의 주향과 경사를 측정할 수 있다. 3 준비물 클리노미터, 두꺼운 나무판(40 cm #50 cm #1 cm ), 받침대, 철 고정대 4 과정 (1) 주향의 측정 1 클리노미터 각 부분의 명칭과 기능을 이해한다. 2 받침대를 이용하여 나무판을 기울인다. 3 클리노미터의 긴 변을 나무판에 대고 수평을 맞춘다. 고정대 나무판 수평이 유지되면 클리노미터 수준기의 기포가 중앙에 경사각 받침대 I 위치한다. 자침이 정지하기를 기다려 N 을 기준으로 동서로 움직인 각과 방향을 읽어 주향을 기록한다( [ 그림 2 ] 주향, 경사 측정을 위한 나무판 고체 지구의 탐구 4 N 35c E ). (2) 경사의 측정 1 주향선을 긋고, 주향선에 직각인 방향으로 클리노미터의 긴 변이 지층면에 밀착되도록 세워 놓는다. 2 클리노미터의 고정쇠를 이용하여 경사 추를 고정한다. 3 클리노미터를 바르게 하여 경사 추가 가리키는 방향의 안쪽 눈금을 읽는다. 4 클리노미터를 다시 수평으로 놓고, 북쪽 방향을 확인한 뒤 경사 방향을 결정한 후 경사를 기록한다( 25c SE ). 77 북 주향선 주향선 경사각 경사각 수평면 수평선 지층의 층리면 지층의 층리면 경사 방향 [ 그림 3 ] 주향과 경사의 측정 (3) 편각의 보정 1 지금까지 측정한 주향과 경사의 방향은 자북을 기준으로 측정된 값이다. 따라서 그 지방의 편각을 알아낸 다음 진북을 기준으로 한 값으로 보정해야 한다. 2 우리나라의 편각은 7°~9°W이며, 1:50,000 지형도에서 그 지역의 편각을 찾아볼 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ"! (4) 주향과 경사의 표시 방법 측정한 주향과 경사를 표시하는 방법은 [ 표 1 ]과 같다. [ 표 1 ] 주향과 경사를 표시하는 방법 기호 주향과 경사 경사층(주향 N 60c W , 경사 30c NE ) 30 수평층 또는 수직층(주향 경사층(주향 EW , 경사 20c S ) 20 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I ) 5 결과 및 토의 (1) 나무판의 기울기와 방향을 다르게 하여 주향과 경사를 측정하고 그 결과를 다음 표에 기록해 보자. 주향 편각 보정한 주향 경사 기호 78 12 (2) 클리노미터는 나침반과 달리 E 와 W 가 서로 바뀌어 있다. 그 이유를 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 20 지질도 작성과 해석 1 개관 (1) 지질도의 종류 ① 노선 지질도: 노두(露頭)에 나타난 암석의 종류, 지층의 주향과 경사, 지질 구조 등을 지형도에 기호로 간단히 표시한 것이다. ② 지질 평면도: 노선 지질도를 종합하여 등고선이 표시된 지형도에 지층 경계선을 그려 넣은 완성도이다. 지질 평 ③ 지질 단면도: 지질 평면도 상의 두 지점을 직선으로 잘라서 그 단면을 나타낸 것이다. ④ 지질 주상도: 지질 단면도를 참고로 하여 지층의 두께와 선후 관계를 기둥 모양으로 나타낸 것이다. 400m 500m 35 35 규암 800m 500m 600m 35 사암 600m 700m 500m 800m 400m 노선 지질도 역암 700m 35 0 500m I 고체 지구의 탐구 면도를 보면 그 지역에 분포하는 암석의 종류와 분포 지역, 지층과 지층 사이의 관계, 지질 구조 등을 알 수 있다. 지질 평면도 석회암 셰일 79 지질 주상도 지질 단면도 [ 그림1 ] 지질도의 종류 (2) 지질도 작성에 필요한 요소 500m 지층 경계선 D 나의 지층 경계선이 같은 높이의 등고선과 만나는 두 점을 연결한 700m 직선의 방향과 같다. 600m ② 경사: 지층면이 기울어진 경사 방향 및 경사각이다. 지질도에 그려 b d c 경사 방향 a 지층면 d 진 하나의 지층 경계선으로부터 고도가 다른 두 주향선을 구한 다 음, 고도가 높은 주향선에서 고도가 낮은 주향선 쪽으로 그은 수직 선의 방향 및 경사각을 의미한다. ③ 경사각: 고도가 다른 두 주향선 사이의 수평 거리를 D, 두 주향선 의 고도차를 H 라고 하면, 경사각 i 는 다음과 같다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 주향선 ① 주향: 지층면과 수평면이 이루는 교선의 방향이다. 지질도에서 하 400m 300m H 500m의 면 c b 400m의 면 θ D a [ 그림 2 ] 지층의 경사각 구하기 ࿼ፎ"! tan i = H D 2 목표 지층 등고선, 지층 경계선, 지형 등고선의 개념을 이해하여 지질도를 작성하고 해석할 수 있다. 3 준비물 자, 계산기, 연필, 색연필, 그래프용지 4 과정 (1) [ 그림 3 ]과 같이 지층 등고선(stratum contour, 주향선)과 지층 경계선 그리기 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 a′ I A a′ A 45 N A 45 N 45 N 10m 70m 10m 70m 60m 50m a 0 10m 10m 70m 60m 50m 0 60m 10m a 0 50m 10m a [ 그림 3 ] 지층 등고선(주향선)과 지층 경계선 그리기 1 [ 그림 3 ]과 80 12 a′ 같이 주향과 경사를 측정한 지점(A)에서 주향 방향을 연장 한 직선 aal 을 그린다. 2 A 지층의 주향은 N 30c E , 경사는 45c SE 이다. A 지점을 통과하는 A 70 m 지형 등고선과 만나는 지층 등고선을 그리기 위하여, 두 지층 등 E a 100m a X Y 300m 고선의 수평 거리를 구한다. 이때 지형 등고선의 간격 h = 10 m , 지 10 층의 경사각 i = 45c 이므로 tan 45c = 으로부터 두 주향선의 수 l 평 거리 10 m 를 구한다. 4 C 사암 주향선 aal와 동일 고도(60 m )의 지형 등고선과의 교점에 점을 찍는다. 3 셰일 a=100m F D 200m B 100m aal 에 수직으로 10 m 떨어져 있으며 aal 에 평행한 직선(지층 등고선) 을 긋고, 70 m 지형 등고선과 교차하는 점들을 찾는다. 5 같은 방법으로 50 m 등고선과 교차하는 점들을 찾는다. 6 찾은 교점들을 부드럽게 연결하여 지층 경계선을 그린다. 400m Y 300m 200m (2) 지질 단면도 그리기 1 [ 그림 4 ]와 X 사암 셰일 100m 같이 자신이 그리고자 하는 방향의 단면선을 그린 다( XY ). ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 4 ] 지질 단면도 그리기 ࿼ፎ"! 2 단면선과 지형 등고선이 만나는 점을 단면도에 표시하여 지형 단면을 그린다. 3 단면선과 지층 경계선이 만나는 점을 단면도에 표시한다. 4 지층의 경사를 이용하여 단면도에 지층을 표시한다. (3) 지질도에서 지층의 두께 구하기 지층이 경사진 경우 지층의 경사각을 i , 지층의 양쪽 경계선이 같은 등고선과 만나는 주향선 사이의 거리를 l 이 라고 하면, 지층의 두께 d 는 다음과 같다. d = l : sin i 300m 400m BB C 500m A l Y X Y 500m l X i 400m i A d 고체 지구의 탐구 I 300m C B [ 그림 5 ] 지층의 두께 구하기 81 (4) 지질도에서 지질 구조 찾기 지질도에 그려진 지형 등고선과 지층 경계선과의 관계를 이용하면 주향과 경사, 지층의 두께 등의 대략적인 지질 구조를 파악할 수 있다. 100 200 100 200 300 400 100 200 300 400 300 400 400 400 400 300 300 300 200 100 200 100 200 습곡 습곡 100 단층 단층 부정합 부정합 [ 그림 6 ] 지질도에서 지질 구조 찾기 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! Y 5 결과 및 토의 경사 50˚ (1) [ 그림 7 ]의 노선 지질도에서 셰일층과 사암층 경계선의 주향은 EW , 경사는 0 10 20 30m 50 c S 이다. 이를 보고 지질 평면도를 작성해 보자. 셰일 420 ① 주향선 간격은 얼마인가? 사암 410 400 390 380 ② 셰일층과 사암층의 지층 경계선을 그리고 색칠하여 지질 평면도를 완성해 보자. 370 X [ 그림 7 ] 노선 지질도 (2) (1)에서 완성한 지질 평면도의 X - Y 단면선에 그래프용지를 대고 지질 단면도를 작성해 보자. 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I (3) [ 그림 8 ]의 지질 평면도의 X - Y 단면선에 그래프용지를 대고 지질 단면도를 작성하여 지질 구조를 설명해 보자. 200 300 0 축척 500 m 400 600 700 A층 500 600 B층 C층 Y X 82 12 300 400 500 600 600 [ 그림 8 ] 지질 평면도 ① A 층의 두께는 몇 m 인가? ② A , B , C 층의 생성 순서를 먼저 생성된 것부터 적어 보자.(단, 이 지역에 지층의 역전은 없다.) ③ 이 지역에서 볼 수 있는 지질 구조는 무엇인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 21 야외 지질 조사 1 개관 학교 주변의 지질을 조사하는 과정에서 노두를 직접 관찰하고 수업을 통해 습득한 지식을 적용하여 다양한 지질 현상을 이해할 수 있다. 구체적인 내용과 절차는 다음과 같다. 고체 지구의 탐구 I (1) 야외 지질 조사 계획 세우기 ① 기존 연구 등을 확인하여 학교 주변의 야외 지질 조사 지역을 선정한다. ② 조사 지역의 지형, 노두 관찰 가능 지역, 교통편 등을 확인한다. ③ 조사 코스와 시간 계획을 세운다. ④ 복장은 야산이나 계곡을 걸어가는 데 편한 복장을 한다. (2) 노두 관찰 및 조사 83 ① 조사 장소에 도착한 후 현재 위치를 지형도에 표시하고, 기호를 사용하여 지층(암석)의 종류를 표시한다. ② 각 노두를 관찰할 때에는 다음 사항을 조사하여 야장(野帳)에 기록한다. 지층(암석)의 종류, 지층(암석)의 색, 지층의 두께, 지층의 주향과 경사, 부정합, 단층, 습곡, 화석의 유무, 풍화의 진행 정도, 노두면의 요철 ③ 경로를 따라 차례대로 조사하고, 특히 같은 지층이 어떻게 연속되는지에 주의한다. ④ 노선 지질도(route map, 경로를 따라 조사한 것을 지형도 위에 기입한 지도)를 작성하여 지층의 폭을 알아 본다. (3) 조사 결과 정리 조사 지역의 지질도를 작성하고, 지층(암석)의 종류와 지질 구조들로부터 그 지역 지질의 역사와 과거 환경을 유 추한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 2 목표 (1) 이론적으로 습득한 지질학적 기초 개념과 기본 원리를 야외 지질 조사를 통하여 적용할 수 있다. (2) 학교 주변의 야외 지질 조사를 통하여 그 지역의 지질 및 지사(地史)를 설명할 수 있다. 3 준비물 (1) 야외 지질 조사를 위한 준비물 지형도, 해머, 보안경, 야장, 줄자, 루페, 샘플 주머니, 유성 매직, 클리노미터 또는 브런턴 컴퍼스, 묽은 염산, 카메라, 구급약품 등 지 구 내고 부체 의지 물구 질의 과탐 구구 조 I 해머 보안경 루페 클리노미터 84 12 [ 그림 1 ] 야외 지질 조사 준비물 (2) 지질도 작성 및 정리를 위한 준비물 연필, 색연필, 자, 각도기, 계산기, 그래프용지 4 과정 1 학교 주변에서 지질 조사를 실시할 지역을 선정한다. 2 지질 조사를 실시할 지역의 지형도를 살펴 해당 지역의 지형을 이해한다. 3 야외 지질 조사 과정에서 관찰한 노두의 지질학적 특징(암석의 종류, 특징, 주향, 경사, 지질 구조, 화석의 유무 등)을 지형도에 나타내고, 지층 경계선을 그려서 노선 지질도를 작성한다. 4 지질 평면도와 지질 단면도를 그려서 지질 구조와 지질학적 사건을 해석한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! 5 유의점 1 야외 조사 지역으로 나가기 전 조사 계획을 세워 사전 준비를 철저하게 한다. 2 낙석, 붕괴 위험 지역 등 위험한 장소에서는 안전에 주의하고, 사고에 대비하여 약품을 준비한다. 3 자연을 파괴하거나 기물을 파손하는 행위를 해서는 안 된다. 4 퇴적암에는 화석이 포함되어 있으므로 화석이 손상되지 않도록 주의하여 관찰한다. 6 결과 및 토의 (1) 야외 지질 조사의 결과를 다음 표에 정리해 보자. 노두 번호 암석 종류 주향 및 경사 기호 1 2 3 (2) 위 결과를 이용하여 노선 지질도를 작성해 보자. (3) 노선 지질도에 표시된 지형 등고선, 지층 등고선(주향선), 경사를 이용하여 지질 평면도를 작성해 보자. I 고체 지구의 탐구 . . . 85 (4) 지질 평면도를 이용하여 지질 단면도를 작성해 보자. (5) 지질 평면도와 지질 단면도에 나타난 지질 구조는 무엇인가? (6) 해당 지역의 지사 및 과거 환경 변화를 추론해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" II 대기와 해양의 탐구 단원 열기 지구 시스템의 에너지와 물질이 빠르게 순환하며 균형을 찾아 가는 과정에서 바람 과 해류 등이 발생한다. 특히 대기와 해양의 상호작용 과정에서 발생하는 기상 현상들은 우리 생활에 다양한 영향을 준다. 따라서 유체의 운동을 예측하여 이에 대비하는 것은 매우 중요하다. 이를 위해 관측 정보를 수집하고 분석하여 근접한 미래를 예측하는 과정과 원리를 탐구해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 01 전향력 시뮬레이션 실험 1 개관 프랑스 파리 판테온 성당에 매달린 푸코 진자는 진동면이 회전한다. 이 현상은 추는 관성 운동을 하고 있지만 관 찰자가 위치한 장소가 지구의 자전에 의해 회전하기 때문에 발생한다. 진자의 진동면은 우주 공간에 대해서는 변하 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 지 않고 일정한 방향을 유지하지만, 반시계 방향으로 자전하는 지면에서 보면 푸코 진자의 진동면은 시계 방향으로 회전하는 것처럼 보인다. 원반 위에 있는 사람이 보는 공의 경로 굴린 방향 88 12 (가) 회전하지 않을 때 (나) 회전할 때 [ 그림 1 ] 회전 운동 여부에 따른 원반 위 물체의 운동 이러한 현상은 회전하는 원반 위에 앉아서 공을 굴리는 놀이 상황을 가정하면 더 쉽게 이해할 수 있다. ] [ 그림 1 의 (가)에서 원반은 회전하지 않는다. 따라서 원반 중앙의 한 사람이 굴린 공은 맞은편 사람에게 직선으로 굴러간 다. 그러나 원반이 반시계 방향으로 회전하는 [ 그림 1 ]의 (나)에서 한쪽 사람이 굴린 공은 원반 밖에서 보는 사람에 게는 [ 그림 1 ]의 (가)의 경우와 같이 직선으로 굴러가지만, 공이 굴러가고 있는 동안 원반이 반시계 방향으로 회전하 기 때문에 처음 공을 굴린 사람에게는 운동 경로가 오른쪽으로 휘어져서 관측된다. 자전하는 지구에서 운동하는 물체를 관측할 때 관측자는 자신의 위치가 변한다는 사실을 알 수가 없으므로 물체 의 운동 경로가 실제와 다르게 관측된다. 이러한 현상을 코리올리 효과(Coriolis Effect)라고 하며, 이 효과에 의 해 운동 방향을 휘게 하는 힘을 전향력 또는 코리올리 힘이라고 한다. 따라서 전향력은 실제로 작용하는 힘이 아니 라 지구상의 관측자에게만 나타나는 겉보기 힘이다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 회전계가 반시계 방향으로 회전할 때 물체의 운 동 경로는 오른쪽으로 휘고, 시계 방향으로 회전할 ω 때 물체의 운동 경로는 왼쪽으로 휜다. ~ 의 각속 90-φ ω 도로 회전하는 회전계 안에서 v 의 속력으로 운동하 ω sin φ ω 북극 지평선 는 질량 m 의 물체에 작용하는 전향력 C 의 크기는 -φ 90 ω sin φ C = 2mv~ 이다. 그런데 위도 z 인 곳에서 지평면 이 그 지점에 세운 연직축 주위를 회전하는 각속도 는 [ 그림 2 ]와 같이 ~ sin { 이다. 따라서 물체의 질 0 적도 량을 m , 운동 속력을 v , 지구 자전 각속도를 ~ , 위도를 z 라 할 때 전향력 C 는 2mv~ sin z 이다. 2r 단, ~ = h = 7.29 # 10 -5 rad/s 이다. 24 φ φ 0 지구 중심 [ 그림 2 ] 위도 { 에서의 전향력 지구 자전 각속도는 상수이므로 전향력은 같은 위도에서는 물체의 운동 속력이 빠를수록 커지고, 운동 속력이 같 아도 고위도에서 운동하는 물체에 더 큰 전향력이 작용한다. 지구 자전에 의한 전향력의 효과는 시간과 공간 규모가 하지만 난류나 해륙풍과 같은 미규모나 중간 규모의 운동에서는 전향력을 무시할 수 있다. 2 목표 전향력 효과를 알아보기 위한 실험 장치를 설계하고, 전향력의 영향을 받는 물체의 운동 경로를 설명할 수 있다. II 대기와 해양의 탐구 비교적 큰 대규모 운동에서 뚜렷하게 나타난다. 편서풍 파동과 복잡한 해류의 운동은 전향력이 작용한 결과이다. 3 준비물 회전 원반, 굴림대, 쇠구슬, 원형 종이, 먹지, 핀셋, 투명 테이프, 양면테이프, 면장갑, 카메라(동영상 촬영 기능 89 이 있어야 함), 초시계, 계산기, 자, 각도기 4 과정 [ 그림 3 ] 전향력 실험 장치 1 [ 그림 3 ]과 같이 원형 종이를 원반 위에 투명 테이프로 고정한다. 2 원반의 가장자리에 굴림대를 양면테이프로 고정한다. 이때 굴림대의 방향이 원형 종이의 지름과 일직선이 되게 설치한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 전향력에 의한 쇠구슬의 운동 경로를 가장 잘 확인할 수 있도록 회전 속력을 다양하게 조절한다. 4 다음 요소의 차이에 의해 운동하는 물체의 운동 경로가 관측자에게 어떻게 달리 보이는지를 알아보기 위해 실험을 설계한다. 북반구와 남반구, 고위도와 저위도, 운동하는 물체의 속력이 빠를 때와 느릴 때 5 쇠구슬의 운동 경로를 알아보기 위해 먹지를 원형 종이 2장의 사이에 깔고 고정한 후 쇠구슬을 굴린다. 5 유의점 1 회전 원반이 수평이 되도록 하고, 회전 속력을 일정하게 유지한다. 2 동영상을 촬영할 때 카메라를 회전 원반의 중심에서 수직 위에 놓고, 화면에 보이는 원반의 크기가 적당하면서 선명하게 보이도록 거리를 조정한다. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 90 12 6 결과 및 토의 (1) 전향력에 의해 쇠구슬의 운동 경로를 잘 설명할 수 있도록 원반의 회전 각속도를 조정하고 운동 경로를 설명해 보자. (2) 회전 원반의 회전 각속도와 쇠구슬의 속도를 고려한 이론적인 쇠구슬의 운동 경로를 원형 종이에 그려 보자. (3) 위 (1)과 (2)에서 얻은 실제 쇠구슬의 운동 경로와 이론적인 운동 경로를 하나의 원형 종이 위에 나타내어 그 차이가 나는 원인을 생각해 보자. (4) 과정 4 에서 설계한 실험 과정을 설명해 보자. (5) 실험에 제시된 전향력 실험 장치의 문제점을 보완할 수 있는 새로운 실험을 설계하여 발표해 보자. (6) 대기나 해양 혹은 일상생활에서 경험한 현상 중 전향력의 영향을 받는 현상에는 무엇이 있는지 알아보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 02 대기의 안정도 1 개관 따라 공기덩어리의 움직임이 달라진다. 기층이 안정한 경우 기압 공기덩어리가 상승하거나 하강하는 경우 기층의 상태에 cw (hPa) 에 공기덩어리는 항상 제자리로 돌아오므로 변화가 없는 상 태를 유지하지만, 불안정한 경우에는 공기덩어리가 위나 아 800 cd 절대 안정 조건부 불안정 II 절대 불안정 의 상태를 대기의 안정도(stability)라고 한다. 대기의 안정 도는 대기 오염 물질의 확산, 난류의 발생, 뇌우의 생성 등과 대기와 해양의 탐구 래로 움직인다. 이러한 공기덩어리의 운동을 결정하는 기층 원래 위치 900 직접적인 연관성을 갖고 있다. 상승하거나 하강하는 공기덩어리는 단열 변화 하며 온 도가 변한다. 불포화 공기가 상승할 때 수증기로 포화될 때 1000 온도 증가 까지는 건조 단열 변화를 하므로 건조 단열 감률선을 따라 [ 그림 1 ] 대기의 안정도 온도가 낮아지고, 포화된 이후에는 수증기가 응결하며 습 윤 단열 변화를 하므로 습윤 단열 감률선을 따라 온도가 낮아진다. 이때 포화된 공기덩어리가 상승하면 부피 팽창으 로 기온이 낮아지지만, 내부에서 수증기가 응결할 때 응결열을 방출하여 공기덩어리를 덥히므로 습윤 단열 감률이 91 건조 단열 감률보다 항상 작다. 정역학적 평형을 이루고 있는 대기의 고도에 대한 기온 감률이 c 일 경우, 공기덩어리가 단열적으로 수직 방향으 로 미소(微小) 거리 변위를 이동한다고 하자. 수직 방향의 변위는 밀도차에 의해 발생하며 같은 높이에 있는 공기덩 어리는 온도에 의해 밀도가 결정되므로 주위 공기와 온도를 비교하여 대기의 안정도를 결정한다. 즉, 건조 공기의 단열 감률을 c d 라고 할 때 대기의 안정도를 다음과 같이 판별할 수 있다. c > c d → 불안정 c = c d → 중립 c < c d → 안정 포화 공기에 대해서도 같은 원리를 적용하여 안정도를 판별할 수 있다. 포화 공기의 단열 감률을 c w 라고 하 면 [ 그림 1 ]에서와 같이 c d > c w 이므로 c > c d 일 경우는 절대 불안정, c < c w 일 경우는 절대 안정이라 하고, c d > c > c w 일 경우에는 수증기로 포화되지 않은 공기는 안정하고, 포화된 공기는 불안정하므로, 이를 조건부 불 안정(conditional instability)이라고 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 대류권 내에서는 일반적으로 높이가 높을수록 기온이 낮아진다. 그러나 높이에 따라 기온이 높아지는 층이 관측 되는 일이 있는데, 이 층을 역전층(inversion layer)이라 한다. 역전층은 밤 동안 복사 냉각으로 지표면에 접한 공 기층이 심하게 냉각될 때에 흔히 형성된다. 2 목표 물의 높이에 따른 온도 분포 실험을 통해 대기의 안정도를 설명할 수 있다. 3 준비물 1 L 비커, 수조(또는 2 L 비커), 50 mL 비커, 온도계, 얼음, 스포이트, 스탠드, 스테인리스 막대, 그래프용지, 잉크, 스펀지, 투명 테이프, 유리 막대, 카메라, 자 4 과정 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 2 정도 넣는다. 3 2 물을 담은 1 L 비커를 얼음을 넣은 수조에 수평이 유지되도록 넣은 후, 수면 아래 각각 1, 3, 5, 7 cm 에 온도 1 수조에 얼음을 적당히 넣고, 1 L 비커에는 물을 계의 구부가 위치하도록 스탠드에 고정한다. 3 각 온도계의 눈금을 읽고, 10분 후 다시 읽는다. 그리고 비커에 스펀지를 띄운 후 스포이트로 잉크를 떨어뜨려 잉크가 확산되는 모습을 관찰하고 카메라로 동영상을 촬영한다. 4 다른 수조에 50 mL 비커를 뒤집어 넣어 받침대를 만든 후 따뜻한 물을 50 mL 비커 높이까지 넣는다. 5 물을 2 정도 넣은 1 L 비커를 수조 안에 있는 받침대 위에 올려 놓고, 과정 2 와 같은 방법으로 온도계를 설치 3 한다. 92 12 6 과정 3 의 방법으로 잉크가 확산되는 모습을 동영상으로 촬영한다. [ 그림2 ] 온도계 설치 [ 그림3 ] 실험 장치 예시 5 유의점 1 수면에 물결이 생기지 않도록 스펀지를 수면에 띄운 후 그 위에 잉크를 조심스럽게 떨어뜨린다. 2 실험 과정을 동영상으로 촬영한 후 동영상을 보면서 차이를 비교하면 좋다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) 비커 속의 물의 깊이를 측정한 후 깊이에 따른 물의 온도를 측정하고 그 차이를 비교해 보자. 깊이 ]cmg 구분 1 3 5 7 처음 온도 얼음 위에 둔 비커의 물 나중 온도 처음 온도 따뜻한 물 위에 둔 비커의 물 나중 온도 (2) 두 비커에서 깊이에 따른 물의 온도 변화를 그래프로 그려 보자. (4) 깊이에 따른 물의 온도 변화 그래프를 활용하여 물의 밀도 변화를 설명하고 밀도의 변화와 잉크가 퍼지는 모양과의 관계를 바 탕으로 물의 안정도를 추정해 보자. 대기와 해양의 탐구 II (3) 얼음 위에 둔 비커와 따뜻한 물 위에 둔 비커의 물에서 잉크가 퍼지는 형태를 관찰하여 그림으로 그리고 특징을 설명해 보자. 93 (5) 잉크가 퍼지는 모양을 관찰하여 잉크의 밀도와 가장 근접한 밀도를 보이는 층의 깊이를 추정해 보자. (6) 다음 표는 어느 지역에서 높이에 따른 기온의 변화 자료이다. 높이(m) 0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 기온(℃) 15.0 23.0 11.0 9.0 12.0 14.0 16.0 15.0 14.0 13.0 12.0 ① 높이에 따른 기온 변화와 건조 단열 변화를 그래프로 나타내 보자.(단, 건조 단열 감률은 10 c C/km 로 가정한다.) ② 높이에 따라 안정한 층과 불안정한 층으로 나누어 보자. ③ 높이 100 m 에서 배출된 연기가 어떻게 퍼져 나갈지 그려 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 03 단열선도 1 개관 고층 기상 관측 자료를 신속하게 정리, 분석하여 한 관측 지점의 연직 방향의 열역학적 특성을 파악하기 위해 단 열선도를 이용한다. 단열선도는 복잡한 수식으로 계산해야 하는 기상 현상이나 기상 요소를 간단히 구할 수 있도록 혼합비선 등이 그려져 있다. (1) 단열선도의 구성 ① 등압선(isobar): 세로를 축으로 하여 수평 80 ℃ 으로 그려진 실선이며, 로그 척도로 그려진 - - 200hPa 습윤 위로 기울어지게 그려진 실선으로 c C 로 단열 선 -4 0℃ 10 400hPa 오른쪽 아래로 기울어져 있으며, 아래쪽으 단열 선 로 기울어져 있으며, 위로 볼록한 실선이다. 40 600hPa 등압선 ④ 습윤 단열선(saturation adiabat or 800hPa 40 ℃ moist adiabat): 왼쪽 위에서 오른쪽 아래 20 20 ℃ 로 약간 볼록한 실선이다. 건조 0℃ ③ 건조 단열선(dry adiabat): 왼쪽 위에서 -2 혼 0℃ 합 비 선 표시한다. 포 화 94 12 60 ② 등온선(isotherm): 가로를 축으로 하여 등압선에 45c 각도로 왼쪽 아래에서 오른쪽 등 온 선 다. ℃ 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 고안된 도표이다. 단열선도에는 여러 종류가 있으나 공통적으로 등압선, 등온선, 건조 단열선, 습윤 단열선, 포화 1000hPa 0.1 ⑤ 포화 혼합비선(saturation mixing ratio 1 4 10 20 40 [ 그림 1 ] 단열선도의 구성 line): 오른쪽 위에서 왼쪽 아래로 기울어 지게 그려진 점선으로, 등온선보다 경사가 급하다. 2 목표 단열선도를 구성하는 요소들의 특성을 파악하여 여러 기상 요소들을 결정하고 해석할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 3 준비물 단열선도, 자, 색펜 4 과정 (1) 단열선도를 구성하는 선의 의미를 이해한다. 건조 (2) 단열선도에서 여러 가지 온도와 수증기량의 의미와 구 1 기온(temperature, 단 열 선 포화 하는 방법을 이해한다. 단열 선 혼합 비선 습 윤 T ): 해당 기압 고도의 기온 값을 읽는다. Td ): 해당 기압 고도의 이슬점을 2 이슬점(dew-point, 지나는 포화 혼합비선의 온도를 읽는다 3 습구 온도(wet-bulb 700hPa T , Tw ): 습구 온도계에서 읽은 온 Td Tw T [ 그림 2 ] 여러 가지 온도 도이며 공기덩어리가 단열적으로 포화되도록 냉각된 후 포화 단열 변화에 의해 내려왔을 때의 온도이다. 이를 구 (상승 응결 고도)을 지나는 포화 단열선을 따라 해당 기압 고도까지 내려왔을 때의 온도를 읽는다. 4 대류 온도(convective T , Tc ): 태양의 가열로 지표 부근의 공기가 상승하여 대류운을 형성하기 시작하는 지 상 온도이다. 이를 구하려면 대류 응결 고도( CCL )로부터 건조 단열선을 따라 지상 기압 고도와 만난 점의 온도 를 읽는다. 5 온위(potential T , i ): 공기가 건조 단열적으로 1,000 hPa 고도까지 옮겨졌을 때 나타나는 온도이다. 구하고 II 대기와 해양의 탐구 하려면 주어진 기압 고도의 이슬점을 지나는 포화 혼합비선과 그 기압 고도의 온도를 지나는 건조 단열선의 교점 자 하는 고도의 온도를 지나는 건조 단열선이 1,000 hPa 등압선과 만나는 점의 온도를 읽는다. 6 혼합비(mixing ratio, w ): 건조 공기 1 kg 과 공존할 수 있는 수증기의 질량비( g/kg )이다. 구하고자 하는 기층 95 의 이슬점을 지나는 포화 혼합비선의 값을 읽는다. 7 포화 혼합비(saturation mixing ratio, ws ): 포화 상태에서의 혼합비이다. 구하고자 하는 기층의 온도를 지나 는 포화 혼합비선의 값을 읽는다. 8 수증기압(vapor pressure, e ): 수증기의 분압이다. 구하려고 하는 기압 고도에서 이슬점 값을 지나는 등온선 을 따라 622 hPa 등압선과 만나는 점의 포화 혼합비 값에 hPa 를 붙인 값을 읽는다. 9 포화 수증기압(saturation vapor pressure, e s ): 구하고자 하는 기압 고도의 기온 값에서 등온선을 따라가 622 hPa 등압선과 만나는 점의 포화 혼합비선 값에 hPa 를 붙인 값을 읽는다. 10 상대 습도(relative humidity, RH ): 구하는 방법은 다음과 같다. w RH = w # 100% (혼합비와 포화 혼합비를 아는 경우) s e RH = e # 100% (수증기압과 포화 수증기압을 아는 경우) s (3) 응결 고도와 자유 대류 고도의 의미를 알고 구하는 방법을 이해한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 선 습윤 단열 건 조 ℃ 등압선 hPa 20 800 등 온 선 LFC 혼합 비선 10 T 포화 700 단 열 선 CCL 900 LCL Td 30 Tc 1000 + [ 그림 3 ] CCL , LCL , LFC 1 대류 응결 고도(convective condensation level, 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II CCL ): 지표 부근의 공기덩어리가 지표면의 가열로 인하여 상승하여 포화에 이르는 고도, 즉 가열로 생기는 적운의 운저 고도이다. 이를 구하려면 지상의 이슬점을 지나는 포 화 혼합비선이 대기의 상태 곡선과 만나는 고도를 읽는다. 2 상승 응결 고도(lifting condensation level, LCL ): 지표 부근의 공기덩어리가 건조 단열적으로 상승하여 포 화에 달하는 고도이다. LCL 은 보통 CCL 보다 높을 수 없다. 이를 구하려면 지상의 이슬점을 지나는 포화 혼합비 선과 온도를 지나는 건조 단열선이 만나는 점의 고도를 읽는다. 3 자유 대류 고도(level of free convection, LFC ): 공기가 건조 단열적으로 상승하여 포화에 달하는 고도가 LCL 이고, 이 LCL 에서 포화 단열적으로 상승하여 처음으로 대기 온도 곡선과 만나는 점의 고도가 LFC 이다. 이 고도 이상에서는 상승한 공기가 주위 공기보다 따뜻해 자유롭게 계속 상승할 수 있다. 이를 구하려면 LCL 을 구하고 이 점을 지나는 습윤 단열선을 따라 올라가 공기의 온도 곡선과 처음으로 만나는 점의 고도를 읽는다. 공기 96 12 의 온도 곡선이 건조 단열선과 나란하면 LFC , LCL , CCL 이 모두 같다. 5 결과 및 토의 (1) 다음 측정값을 단열선도(Skew T - log P Diagram)에 표시하고 아래 표를 완성해 보자. 기압 ]hPag 기온 ]c Cg 이슬점 ]c Cg 1000 30 27.6 900 23 17.2 800 28.5 10.5 700 17 1 600 11 -3.5 500 -6 -12.4 400 -15 -23 300 -15 -30.5 250 -14.7 -34.5 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 혼합비(g/kg) 포화 혼합비(g/kg) 상대 습도 ]%g ࿼ፎ" (2) 구간을 나누어 대기의 안정도를 단열선도에 표시해 보자.(부록 8 참고) Pressure (hPa) Height of standard Atmosphere (1km) Skew T - log P Diagram 대기와 해양의 탐구 II (3) 역전층이 나타나는 구간을 구해 보자. (4) 상승 응결 고도 ]LCLg 와 대류 응결 고도 ]CCLg 를 구하는 과정이 잘 드러나도록 단열선도 위에 표시하고 그 값을 적어 보자. 97 (5) 대류 온도 ]Tcg 를 구해 보자. (6) 자유 대류 고도 ]LFCg 를 구해 보자. (7) 800 hPa 에서의 온위를 구해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 04 일기도의 작성 및 분석 1 개관 일기도는 어느 지역의 일기를 한눈에 알 수 있도록 기압, 습도, 기온, 이슬점, 운량, 풍향, 풍속 등의 요소를 나 타낸 것으로 일기도를 이용하면 각 지역의 일기를 알 수 있으며, 연속된 일기도를 통해 앞으로의 일기를 예상할 수 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 있다. 시정 최고 기온 최저 기온 상층 운형 지면 상태 적설 깊이 기온 중층 운형 기압 현재 일기 전운량 기압 변화량 이슬점 온도 98 12 해수 표면 온도 기압 변화 경향 하층 운형 과거 일기 운고, 운량 파랑의 주기,파고 강수량 너울 [ 그림 1 ] 일기도에 관측된 자료가 기입되는 형식 (1) 등압선 그리는 방법 지상 관측소에서 측정한 기압을 해면 기압으로 바꾼 후 값이 동일한 지점을 연결한 선이 등압선이다. 등압선을 그리면 고기압과 저기압, 전선의 위치 등을 알아낼 수 있다. 등압선을 그리는 방법은 다음과 같다. ① 주어진 일기도에 기입된 각종 자료 중 구름의 양, 풍향, 풍속, 기압 등의 의미를 파악한다. 기압은 자연 상태에 서 보통 1,060 hPa 을 넘지 않으므로, 첫자리 수가 0에서 5 사이면 10을, 6에서 9 사이면 9를 각각 앞에 붙여 읽는다.( 예 132→1,013.2 hPa , 961→996.1 hPa 을 의미함.). ② 일반적으로 등압선은 1,000 hPa 을 기준으로 4 hPa 간격으로 그린다. 그러나 등압선 사이의 폭이 너무 넓어 기압 배치를 파악하기 어려울 때는 2 hPa 간격으로 파선을 그린다. ③ 등압선은 중간에 끊어지거나 없어지지 않도록 그린다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" ④ 관측값이 없을 경우 [ 그림 2 ]와 같이 이웃하는 두 지점의 간격을 비례로 나누어서 부드럽고 매끈한 곡선으로 그린다. 1016 4 101 1018 1016 24 10 1020 10 12 16 10 10 08 10 04 10 00 101 4 08 10 6 101 20 10 1010 1012 10 04 1010 [ 그림 2 ] 등압선 그리기 ⑤ 전선이 있는 경우 아래 [ 그림 3 ]과 같이 등압선이 꺾이도록 그린다. 1008 1004 L 온 난 선 전 W E [ 그림 3 ] 등압선과 전선 그리기 ⑥ 한 선으로 연결되는 등압선은 양쪽 끝에 값을 기입하고, 폐곡선의 경우는 위쪽(북쪽) 중앙에 등압선을 끊고 기입 대기와 해양의 탐구 랭 한 II 전 선 한다. 저기압의 중심은 적색으로 L (low pressure), 고기압의 중심은 청색으로 H (high pressure)라고 표시 한다. 99 (2) 상층 일기도 지상 일기도는 해수면 압력으로 변환한 값으로 그린 등압선을 분석하고 상층 일기도에서는 등압면의 고도로 등 고선을 그려 분석한다. 등압면의 고도가 높다는 것은 고도가 같은 주변 지점에 비해 기압이 높다는 의미이다. 반 대로 등압면의 고도가 낮으면 주변에 비해 기압이 낮다. 특히 500 hPa 상층 일기도는 대류권 중층인 5～6 km 높이에 해당하며, 대기 운동의 평균적인 상태를 나타내므로 상층 일기도 중에서 대표적인 일기도로 사용한다. 500 hPa 상층 일기도에는 편서풍 파동이 잘 나타나며, 지상의 고기압, 저기압, 전선, 태풍 등과 밀접한 관계를 가 지고 있어서 그 응용 범위가 매우 넓다. 2 목표 최근 기상 관측 자료로부터 일기도를 작성하고 지상 일기도와 상층 일기도를 비교할 수 있다. 3 준비물 연필, 자, 지우개, 투명 종이, 색연필 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 1 다음 일기도에 등압선을 그리고, 고기압과 저기압의 중심 및 전선의 위치를 표시해 보자. 275 232 190 251 236 308 264 243 242 221 237 269 338 181 367 273 242 288 209 132 160 200 275 223 302 152 136 332 082 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 218 270 140 145 139 037 II 182 080 284 239 168 073 138 202 212 240 162 157 169 148 145 151 178 203 [ 그림 4 ] 지상 일기도 그리기 100 12 2 [ 그림 5 ]에서 지상 일기도의 저기압이나 고기압의 위치와 상층 일기도의 기압골의 위치를 비교해 보자. 3 가장 최근의 기상 이변(태풍, 호우, 폭설, 한파 등에 의한 기상 현상)이 발생한 기간의 지상 일기도를 기상청 홈 페이지(http://www.kma.go.kr)에서 내려 받고, 방송이나 신문에 보도된 관련 내용을 조사해 보자. 5 결과 및 토의 (1) 과정 1 에서 작성한 일기도에 전선을 해당 위치에 그린 이유를 설명해 보자. (2) 과정 1 의 일기도에서 전선 주변의 강수 구역을 빗금으로 표시하고 온난 전선과 한랭 전선 주변의 강수 형태를 비교하여 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 대기와 해양의 탐구 II 101 [ 그림 5 ] 2017년 7월 15일 09시 지상 일기도(위)와 상층 일기도(아래) (3) [ 그림 5 ]에서 지상 일기도의 저기압이나 고기압과 상층 일기도의 기압골과의 관련성을 설명해 보자. (4) 과정 3 의 며칠 동안의 지상 일기도에서 기상 이변과 관련된 저기압의 위치, 이동 속도 등을 분석하고, 언론에 보도된 피해나 대비 방법에는 어떠한 것이 있는지 발표해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 05 기상 위성 사진 해석 1 개관 기상 위성은 지구가 태양 에너지를 반사하거나 재방출할 때 나오는 복사 에너지를 이용하여 구름의 상태와 대기 의 연직 구조를 관측하는 데 이용된다. 일반적으로 약 36,000 km 의 정지 궤도와 850km 고도의 극궤도에서 위성 관측이 이루어지며, 지표면 및 대기 하부층(~20 km )에 대한 영상 자료와 정량적인 정보를 생산한다. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 대부분의 기상 위성은 주로 가시 영상과 적외 영상을 촬영한다. 가시 영상은 지구에서 반사된 햇빛이, 적외 영상 은 지구가 방출하는 적외선이 위성에 감지된 것이다. 가시 영상에서는 반사도가 클수록 흰색으로 나타난다. 일반적 으로 바다는 어둡게, 육지는 바다보다 약간 밝게, 구름은 밝게 보인다. 햇빛의 반사 정도는 구름의 두께에 따라 달 라지므로 가시 영상으로 구름의 두께를 추정할 수 있다. 얇은 구름에서는 입사광의 일부는 구름을 투과하고 일부만 반사되는 반면 두꺼운 구름에서는 햇빛의 대부분이 반사되기 때문에, 두꺼운 구름일수록 밝게 나타나고 얇은 구름 은 회색을 띠게 된다. 또한 일반적으로 햇빛은 상층운을 통과하므로 상층운이 있어도 그 아래에 있는 지표면을 볼 수 있다. 아침이나 저녁 시간, 그리고 고위도 지방에서는 햇빛이 비스듬하게 들어와 입사광이 적어 반사광도 적으 므로 가시 영상이 보다 어둡게 나타날 수 있기 때문에 영상 분석 시 주의해야 한다. 또한 야간에는 지구가 햇빛을 받 지 못하므로 가시 영상을 이용할 수 없다. 102 12 인공위성 대기 태양 두꺼운 구름은 70~90% 가량의 빛을 반사하므로 밝게 나타난다. 얇은 구름은 40~50%정도 반사하여 밝은 육지에 따라 다르나 10~40% 정도 반사하므로 회색을 나타낸다. 어두운 회색을 띤다. 센서 방출 반사 바다의 반사율은 10% 미만으로 거의 검은색이다. 물체 눈의 반사율은 90%정도로 구름보다 반사율이 크다. [ 그림 1 ] 인공위성을 이용한 원격 탐사 [ 그림 2 ] 대기와 지표면에 의한 태양 복사의 반사 적외 영상에서는 지표나 구름의 온도가 낮을수록 흰색으로 나타난다. 지구는 적외선 영역의 복사 에너지를 방출 하며 슈테판-볼츠만의 법칙에 의하면 방출되는 복사 에너지의 총량은 온도의 네제곱에 비례한다. 즉 적외 영상에 서는 온도가 높아 많은 양의 복사 에너지를 방출하면 어둡게 처리되며, 온도가 낮아 방출하는 복사 에너지의 양이 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 적은 경우 밝게 처리된다. 구름의 온도는 지면보다 낮으며 상층운의 온도는 하층운보다 낮으므로, 구름이 지면보다 밝게 나타나며 상층운이 하층운보다 밝게 나타난다. 단, 엷은 상층운이 있을 때에는 구름 아래로부터 방출되는 에 너지가 위성에서 관측되므로 적외 영상에서는 실제 구름의 온도보다 높게 관측되어 실제보다 고도가 낮은 구름으로 관측될 수 있다. 일반적으로 대류권에서는 고도가 높을수록 온도가 감소하므로 적외 영상으로 관측한 구름 표면의 온도를 이용하여 구름 상층부의 고도를 알 수 있다. 그러나 같은 고도에 있는 권운과 적운은 같은 온도를 나타내므 로 적외 영상만으로 구별할 수 없다. 적외 영상은 가시 영상과는 달리 24시간 연속적인 관측이 가능하며 특히 집중 호우 및 태풍 등의 악천후 감시에 유용하다. 상층운은 적은 양의 적외 복사를 방출하므로 매우 밝게 나타난다. 많은 양의 적외 복사를 방출하는 바다는 어둡게 나타난다. 하층운은 약간의 적외 복사를 많은 양의 적외 복사를 방출하므로 어두운 회색으로 나타난다. 방출하는 육지는 어둡게 나타난다. [ 그림 3 ] 지표와 구름의 종류에 따른 적외 복사 방출량 기상청에서는 적외 영상과 가시 영상을 인위적으로 합성한 영상도 제공하고 있다. 적외 영상은 푸른색, 가시 영 상은 붉은색으로 처리한 합성 영상에서는 진한 분홍색이 하층운, 약간 투명하게 푸른색이 상층운(권운), 탁하면서 대기와 해양의 탐구 II 흰색 또는 밝은 분홍색은 연직 발달한 구름이다. 야간 합성 영상은 가시 영상이 없기 때문에 푸른색으로 나타난다. 103 [ 표 1 ] 가시 영상과 적외 영상에서의 특징과 구름의 관계 가시 영상 흰색 회색 검은색 흰색 적란운, 짙은 상층운 상층운, 짙은 권운 엷은 상층운(지면이 투시된다.) 회색 두꺼운 중층운 중층운, 엷은 권운 육지(겨울), 찬 해면 검은색 하층운, 안개, 눈 엷은 하층운, 안개 고온의 사막, 따뜻한 해면 적외 영상 2 목표 위성에서 관측한 가시 영상과 적외 영상을 해석하여 날씨를 예측할 수 있다. 3 과정 및 결과 1 [ 그림 4 ]는 대표적인 구름의 고도와 형태를 나타낸 것이다. 각각의 구름이 가시 영상과 적외 영상에서 어떻게 나 타날지 빈칸에 간단히 적어 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 권층운 권운 가시: 권적운 적외: 6km 적란운 가시: 고층운 적외: 고적운 가시: 적외: 2km 층운 가시: 난층운 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 적외: II 적운 가시: 층적운 적외: [ 그림 4 ] 구름의 운형 2 [ 그림 5 ]는 2014년 8월 25일 14시에 MTSAT 위성이 찍은 우리나라 주변의 가시 영상, 적외 영상, 합성 영상이 다. 각 영상의 A~D 지역에서 나타나는 특징을 비교하여 아래 표를 작성하고 구름의 종류를 추정해 보자. 104 12 A B D D D A A B B C (가) 가시 영상 C C (나) 적외 영상 (다) 합성 영상 [ 그림 5 ] 우리나라 주변의 인공위성 영상 가시 영상 적외 영상 합성 영상 구름의 종류 A B C D ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 4 토의 (1) 위성 영상에서 나타나는 특징인 밝기나 색깔을 비롯하여 상층운, 중층운, 하층운, 적란운, 안개 등의 특징을 정리해 보자. (2) 과정 2 의 위성 영상을 통해 A+D 지역의 날씨를 추정해 보자. 지역 날씨 추정 근거 A B 대기와 해양의 탐구 II C 105 D (3) 위성 영상을 해석할 때 유의할 점에 대해 조사해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 06 대기 대순환 1 개관 지구는 둥글기 때문에 지구가 받는 태양 복사 에너지는 고위도로 갈수록 감소한다. 지표에 입사하는 태양의 평균 고도가 수직에 가까울수록 단위 면적당 입사 에너지가 크기 때문이다. 반면 지구가 방출하는 복사 에너지는 위도에 따른 차이가 태양 복사 에너지에 비해 적게 변한다. 그 결과 저위도에서는 에너지 과잉이 일어나고 고위도에서는 에 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 너지 부족 현상이 일어나게 된다. 그러나 에너지 과잉 상태인 저위도의 기온이 계속 상승하지 않고, 에너지가 부족한 상태인 고위도의 기온도 계속 하강하지 않는다. 저위도 지방의 과잉 에너지가 고위도 지방으로 이동하여 위도에 따른 지구의 열수지 불균형을 해 소하기 때문이다. 지구를 둘러싸고 있는 대기는 지구가 불균등하게 받아들인 태양 복사 에너지를 재분배하기 위하여 끊임없이 순 환하고 있다. 자전하는 지구상에서 과연 대기는 어떠한 순환 운동을 하고 있을까? 라디오존데 관측이 전 세계적으로 보급됨에 따라 저위도 지방의 편동풍이나 중위도 지방의 편서풍이 지구 규모 의 거대한 풍계를 이루고 있다는 사실을 알게 되었다. [ 그림 2 ]는 장기적으로 관측된 바람의 동서 성분을 위도에 따 라 평균한 대상류(帶狀流, zonal flow)를 나타낸다. 저위도 지방에서는 동풍이 약하지만 상층까지 두껍게 나타나 106 12 고 있으며, 극지방의 하층에서는 동풍, 상층에서는 서풍이 불고 있다. [ 그림 3 ]은 장기적으로 관측한 남북 방향의 바람을 위도에 따라 평균한 평균 자오면 순환을 나타낸다. 대상류와 평균 자오면 순환을 고려한 지구 대기의 운동은 위도선을 따라 공기가 빠른 속도로 이동하면서 남북 및 상하로 매우 천천히 움직이는 모습이 될 것이다. 복사 25 에너지량 (x104cal/cm²·년) 태양 복사의 입사량 20 과잉 지구 복사의 방출량 15 부족 10 이동하는 에너지량 (x104cal/s) 10 5 5 열에너지 이동량 0 90° 70° N 50° 30° 10° 0 0° 위도 [ 그림 1 ] 지구의 열 수지와 위도별 에너지의 이동량 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" W: 서풍 E: 동풍 90°N 90°N 60°N 60°N 5m/s 10m/s 15m/s 20m/s W 30°N E 극동풍 90°N 한대 전선대 30°N 60°N 편서풍 중위도 고압대 북동 무역풍 0 E 적도 저압대 0° 18 12 30°N 6 0 0° 12 6 0 높이(km) [ 그림 2 ] 대상류 [ 그림 3 ] 평균 자오면 순환 2 목표 II 대기와 해양의 탐구 회전 원통 실험을 통해 대기 대순환을 이해하고 대기 대순환에 영향을 미치는 요소를 설명할 수 있다. 3 준비물 회전 원통 실험 장치, 디지털 카메라, 온도계, 비커, 약수저, 물, 얼음, 송홧가루, 전기 포트 4 과정 1 회전 원통의 세 부분 중 중간에 있는 원통에는 상온의 물을 넣 107 고, 가장 안쪽의 원통에는 얼음을, 가장 바깥쪽 원통에는 전기 포트로 가열한 50~60c C 정도의 더운물을 넣는다. 2 물의 움직임을 잘 관찰할 수 있도록 [그림 4]와 같이 중간 원통에 있는 상온의 물 표면에 송홧가루를 골고루 떨어뜨려 준다. 3 회전 원통의 회전 속도를 느리게 한 채로 일정한 속도를 유지하 면서 회전시킨다. 이때, [그림 4]와 같이 회전 원통의 회전 중심 축 위에 설치된 디지털 카메라를 이용하여 상온의 물에 뿌려진 송홧가루의 움직임을 동영상으로 촬영한다. 4 [ 그림 4 ] 카메라 거치대가 부착된 회전 원통 실험 장치 회전 원통의 회전 속도를 좀 더 빠르게 조정하고 속도를 일정하 게 유지한 상태로 회전시키면서 상온의 물에 뿌려진 송홧가루의 움직임을 동영상으로 촬영한 후 분석한다. 5 유의점 1 전원과 물이 접촉되지 않도록 유의한다. 2 뜨거운 물을 다룰 때 화상을 입지 않도록 조심해서 다룬다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) 회전 원통의 회전 속도가 느릴 때와 빠를 때, 상온의 물의 표면에서 나타나는 송홧가루의 움직임을 각각 그림으로 나타내고 상온의 물의 운동 모양을 비교하여 설명해 보자. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II <회전 원통의 회전 속도가 느릴 때> <회전 원통의 회전 속도가 빠를 때> (2) 관찰한 상온의 물의 움직임을 실제 지구의 대기 대순환과 관련지어 설명해 보자. (3) 온도 차이가 나는 두 원통 사이에 상온의 물을 담고 실험을 하는 이유를 실제 대기 대순환의 특징을 지배하는 요소를 고려하 여 설명해 보자. 108 12 (4) 회전 속도를 증가시키는 것은 실제 지구상에서의 어떤 변화에 대응되는가? (5) 회전 원통의 중심과 바깥쪽 통의 온도차를 더 크게 하면 중간 원통에 있는 물의 운동은 어떻게 달라질지 추정하고 그 이유를 설명해 보자. (6) 실제 지구 대기의 운동은 평균적인 대기 대순환([ 그림 3 ] 참고)보다는 훨씬 다양하고 복잡하게 전개된다. 그 이유는 무엇 때 문인지 서술해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 07 대기의 난류 1 개관 지표면에서 상공으로 올라가면, 지표면과의 마찰에 의한 영향은 점점 감소한다. 지표면 마찰의 영향이 미치는 대류권의 맨 아래층을 마찰층 또는 경계층(boundary layer)이라 한다. 마찰층에서는 크고 작은 소용돌이가 섞인 난류가 생기고, 그 이상에서는 비교적 고른 층류가 흐른다. 1~1.5 km 정도로 두꺼워지기도 하고, 밤에는 0.1~0.2 km 까지 얇아지기도 하며, 바다에서는 수온의 일변화(日變化)나 풍속에 따라 마찰층의 높이를 비롯한 여러 성질이 달라진다. II 높이 대기와 해양의 탐구 마찰층은 평균적으로 높이 1 km 이하의 대기를 말하지만, 육지에서는 밤낮에 따라 낮에는 그 두께가 109 지표면 가열 풍속 (가) 지형의 효과 (나) 고도에 따른 풍속 변화 (다) 지표의 온도차 [ 그림 1 ] 난류의 형성 원인 소용돌이는 [ 그림 1 ]과 같이 마찰층에서 풍속과 풍향이 변화하여 만들어진다. 상승 기류와 하강 기류가 생기는 곳이나 풍속이 감소하거나 증가하는 경계를 따라 크고 작은 많은 소용돌이가 생긴다. 따라서 난류는 대기가 불안정 할수록, 풍속이 빠를수록 잘 만들어진다. 숲이나 고층 건물이 있는 경우에도 주위에서 속도가 빠르거나 느려지기 때문에 소용돌이(와동, eddy)가 생긴다. 유체 내에 여러 소용돌이가 섞여 있으면 서로 작용하여 작은 소용돌이가 계속 만들어지는데, 1cm 정도의 작은 와동은 공기의 점성에 의해 곧 소멸되고 만다. 마찰층에 있는 여러 규모의 소용돌이는 열, 운동 에너지, 수증기, 대 기 오염 물질 등을 수송하는 매우 중요한 역할을 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2 목표 난류의 생성 원리를 파악하고 지면의 기복에 따른 대기 난류의 변화를 설명할 수 있다. 3 준비물 수조(원형 또는 사각형), 둥근 나무젓가락, 물, 먹물, 디지털 카메라, 양면테이프, 스펀지 4 과정 1 수조나 그릇에 물을 붓고 수면이 정지할 때까지 가만히 놓아둔다. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II [ 그림 2 ] 난류 실험 장치 2 110 12 지름이 3 mm 정도인 둥근 나무젓가락의 끝으로 먹물을 찍어 수면에 접촉시키고 먹물이 수면 전체로 퍼질 때까 지 기다린다. 3 나무젓가락을 수면에 대하여 수직으로 세우고 적당한 속도를 유지하면서 천천히 한 방향으로 움직여 가면서 수 면과 측면에서 각각 먹물 무늬를 관찰해 보자. 4 위 3 의 과정을 동영상으로 촬영한 후 큰 화면에 띄워 놓고 스케치한 후 분석한다. 5 수면이 정지하기를 기다렸다가 나무젓가락의 이동 방향을 반대로 하여 3 ~ 4와 같은 실험을 하고, 나무젓가 락의 이동 방향과 소용돌이의 회전 방향은 어떤 관계가 있는지 관찰한다. 6 이번에는 과정 3 과 같이 나무젓가락을 한 방향으로 움직여 가되 천천히 나무젓가락을 더 담갔다 덜 담갔다 하며 나무젓가락이 잠긴 깊이를 변화시키면서 실험한다. 7 위 6 의 과정도 동영상으로 촬영한 후 큰 화면에 띄워 놓고 스케치한 후 분석한다. 8 지면의 기복에 의해 발생하는 난류의 운동을 관찰하기 위한 실험을 설계해 보고 운동을 관찰하여 분석한다. 5 유의점 1 실험에서 물은 대기에 해당하고 나무젓가락은 대기의 속력 변화를 일으키는 원인임을 이해한다. 2 실험이 진행되는 동안 수조가 흔들리지 않도록 주의한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) 과정 3 , 5 , 6 에서 실험 결과 수면과 측면에서 관찰한 먹물 무늬를 스케치하고 어떤 흐름이 관찰되는지 설명해 보자. 수면 측면 과정 3 과정 5 과정 6 (2) 나무젓가락의 이동 방향과 소용돌이의 회전 방향은 어떤 관계가 있는가? 대기와 해양의 탐구 II 111 (3) 나무젓가락이 물속에 잠긴 깊이의 변화와 소용돌이는 어떤 관계가 있는가? (4) 과정 8 에서 설계한 지면 기복에 의한 난류의 운동을 관찰하여 소용돌이가 형성되는 과정을 설명해 보자. (5) 실험 결과를 바탕으로 실제 지구에서 난류의 생성과 변화를 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 08 천해파 속도 1 개관 해파는 물 입자의 주기적 움직임을 통해 에너지를 전파시킨다. 물 입자는 이동하지 않고 상하 전후로 둥글게 움 직이며 한 입자에서 다른 입자로 에너지를 전파한다. 물 입자의 원 궤도 운동은 수면 아래로 내려가면서 급격히 감 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 소하여 수면에서 일정 깊이 이상 내려가면 거의 무시할 정도로 작아진다. 정수면에서 해파의 반파장 깊이 아래는 물 입자의 운동이 거의 없어지며 이 깊이를 파의 파랑 한계라 한다. 파 진행 방향 마루 진폭 해수면 파고 파장 112 12 골 [ 그림 1 ] 해파의 요소 1 보다 깊은 곳에서의 해파를 심해파(표면파)라 하며, 심해파는 해저의 영향을 받지 않으므로 외 2 1 해에서 바람에 의해 발생된 모든 파랑이 심해파에 포함된다. 수심이 파장의 20 보다 얕은 곳에서의 해파는 천해파 (장파)라 한다. 천해파에서 물 입자의 운동은 바닥에 닿게 되므로 거의 수평 왕복 운동에 가까운 납작한 타원 궤도 1 1 를 그리며, 바닥에서는 수평 왕복 운동만 남는다. 수심이 파장의 ~ 인 곳의 해파는 전이파라 한다. 해파의 진 2 20 파장 으로 계산되며, 중력 가속도와 여러 변인의 영향을 고려하면 다음과 같이 근사할 수 있다. 행 속도는 주기 수심이 파장의 심해파 V(m/s) = gL , 1.56L = 1.25 L 2r 천해파 V(m/s) = gh , 3.1 h ( g: 중력 가속도, L : 파장, h : 수심) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 즉, 심해파는 파장이 길수록 파속이 빠르며, 천해파는 수심이 깊을수 심해파 파장 록 빠르다. 전이파의 파속은 파장과 수심 모두에 의해 결정된다. 해안으로 전파되어 오는 풍파, 지진 해일(쓰나미), 조석파 등은 천해 파의 대표적인 예이다. 지진 해일이나 조석파는 파장이 매우 길며, 심지 어 바다에서 가장 깊은 곳의 수심보다도 훨씬 더 길다. 수심≥1/2파장 전이파 대양을 지나온 해파는 대륙 주변부의 쇄파대에서 에너지를 모두 잃는 다. 외해에서 발생한 심해파는 수심이 얕아지는 대륙 주변부로 접근하면 서 차례로 전이파, 천해파로 되었다가 깨지게 된다. 수심이 얕아지면 물 입자의 운동이 방해를 받으므로 파속이 느려진다. 뒤따른 파의 파속은 1/20파장 ＜ 수심 ＜ 1/2파장 아직 그대로인데, 앞서가는 파의 파속이 늦어지므로 파장은 감소하고 파 천해파 고는 증가하게 된다. 결국 파랑 경사도 증가하므로 파가 깨어지는 쇄파 가 일어난다. 수심≤1/20파장 2 목표 지진성 해일 실험 장치를 이용하여 해일의 원리를 알고 쓰나미에 의한 해안 환경의 변화, 피해 등과 관련지어 천해 파의 성질을 설명할 수 있다. 3 준비물 대기와 해양의 탐구 II [ 그림 2 ] 심해파와 천해파의 운동 사각 수조(20 cm #200 cm #20 cm ), 아크릴판(20 cm #100 cm ), 직육면체 스티로폼(20 cm #15 cm # 15 cm ), 눈금자, 초시계, 계산기, 투명 모눈 시트지, 디지털 카메라(동영상 촬영 가능 카메라), 노트북 컴퓨터 113 4 과정 1 수조 앞면에 눈금이 표시된 투명 시트지를 붙인다. 2 수조 한쪽 끝에 아크릴판을 기울여 놓아 바닥으로부터 수면에 이르는 경사면을 만든다. 3 수조에 5 cm 높이로 물을 채운다. 4 경사면을 설치하지 않은 수조의 다른 한쪽 끝 수면 위에 직육면체 스 티로폼을 띄운 후 물 밑으로 눌러 파를 발생시킨다. [ 그림 3 ] 천해파 발생 실험 5 발생한 파의 진행에 따른 파의 형태와 파고의 변화를 관찰한다. 6 수조를 채운 물의 높이를 변화시키면서 파의 진행에 따른 파고의 변화를 관찰하고, 파고의 변화가 가장 잘 관측 되는 수위를 찾는다. 7 파고의 변화가 가장 잘 관측되는 수위가 정해지면, 파를 발생시킨 후 파의 진행을 동영상으로 촬영한다. 8 촬영한 동영상을 분석하여 처음 발생한 정상파의 파장, 파고, 파속과 경사면에서 쇄파 직전의 파장, 파고, 파속 을 측정하여 비교한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 유의점 1 수조의 길이는 2 m 이상인 것이 좋다. 2 아크릴판으로 만든 경사면이 물살에 흔들리지 않도록 테이프 등을 이용하여 고정한 후 실험을 한다. 3 스티로폼의 크기는 가급적 수조의 폭에 딱 맞게 하는 것이 좋다. 4 발생한 파의 초기 파장과 파고를 측정할 때, 파가 어느 정도 진행하여 정상파의 모양이 될 때 측정한다. 5 경사면을 가파르게 하면 물 밑에 있는 경사면의 수평 길이가 짧아지므로 경사면을 완만하게 하는 것이 파고 변화 관찰에 유리하다. 6 결과 및 토의 (1) 수조를 채운 물의 높이가 몇 cm 일 때 초기 정상파와 쇄파 직전파의 파고 변화가 가장 잘 관측되는가? 이때 초기 정상파와 쇄파 직전 파의 파장, 파고, 파속은 각각 얼마인가? 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 114 12 초기 정상파 쇄파 직전 파장 ]cmg 파고 ]cmg 파속 ]cm/sg (2) 파가 경사면에 진입함에 따라 파의 형태와 파고는 어떻게 변화하는가? (3) 이 실험에서의 파와 지진 해일의 발생 원리와 특징을 비교하여 설명해 보자. (4) 2004년 인도네시아에서 발생한 지진 해일과 2011년 일본에서 발생한 지진 해일을 조사하여 특징을 비교하여 토의해 보자. (해저 지진의 규모, 지진 발생 위치, 수심, 파고, 피해 상황 등) (5) 지진 해일이 해안 환경에 미치는 영향에 대해 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 09 조석 자료 분석 1 개관 해안 지방에서는 주기적으로 바닷물이 밀려들어 오거나 나가는 것을 볼 수 있는데, 이 현상은 해수면이 주기적으 로 오르내리기 때문이며 이를 조석이라고 한다. 조석은 주변 천체의 인력에 의해 발생하며, 지구의 경우 달과 태양 의 인력이 주요 원인이다. 이 교란은 해양을 횡단하여 연속적으로 이동하는 파동을 일으킨다. 조석에 의한 파동은 파장이 매우 긴 규칙적인 천해파이며 파장은 수천 km , 파고는 15 m 를 넘기도 한다. 이 파동들은 대략 12시간 25 분 또는 24시간 50분의 주기를 갖는다. 우리나라 황해에서는 조석 현상이 뚜렷하게 나타난다. 에서 나타나는 조석 유형과 조석 현상의 특징을 알 수 있다. 조석 자료 분석에 사용되는 용어는 다음과 같다. ① 고조와 저조: 조석 중 해면이 가장 높은 상태를 고조라 하고, 가장 낮은 상태를 저조라고 한다. ② 조차: 연속한 고조와 저조의 해수면 높이 차 ③ 대조: 삭 또는 망 무렵의 조차가 큰 조석 대기와 해양의 탐구 조위 관측소에서 측정한 해수면의 높이 변화 자료를 이용하면 조석 곡선을 작성할 수 있으며, 이를 통해 그 해역 II ④ 소조: 상현 또는 하현 무렵의 조차가 작은 조석 ⑤ 일조부등: 연이은 고조와 고조 또는 저조와 저조 사이의 시간과 그때의 해수면의 높이 차가 같지 않은 현상 ⑥ 조석 유형: 조석 주기가 24시간 50분인 경우는 일주조, 12시간 25분인 경우는 반일주조, 일주조와 반일주조가 혼합된 형태로 나타나는 조석 유형을 혼합조라 한다. 반일주조 해수면 4 높이 (m) 3 2 일주조 115 혼합조 고고조 고조 저고조 고조 1 0 -1 저저조 저조 0 6 12 18 24 30 36 42 48 시간(시) 고저조 저조 0 6 12 18 24 30 36 42 48 시간(시) 0 6 12 18 24 30 36 42 48 시간(시) [ 그림 1 ] 조석 유형 2 목표 우리나라 조석 자료의 분석을 통하여 조석 유형을 결정하고, 조석 현상을 달의 위상과 연계하여 설명할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 준비물 조석 관측 자료, 컴퓨터, 스프레드시트 프로그램, 눈금자 4 과정 1 국립해양조사원 홈페이지(http://www.khoa.go.kr/)에서 인천, 보령, 여수, 속초 조위 관측소에서 측정한 한 달 동안의 조석 자료를 내려받는다.( [ 표 1 ] 인천 조위 관측소에서 관측한 2016년 7월 한 달 동안의 조석 자료) 2 한 달 동안의 조석 자료를 이용하여 스프레드시트 프로그램으로 인천, 보령, 여수, 속초 지역의 조석 곡선(가로 축은 날짜, 세로축은 해수면의 높이)을 작성한다. 5 결과 및 토의 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II (1) 각 지역의 조석 주기를 구하고 조석 유형을 결정해 보자. (2) 고조 또는 저조가 나타나는 시각이 매일 조금씩 늦어지는 이유는 무엇인가? (3) 조차가 가장 큰 때와 작은 때는 각각 음력 며칠이며, 이때 달의 위상은 무엇인가? 116 12 (4) 대조와 소조가 나타나는 이유를 지구, 달, 태양의 공간 배치를 그려 설명해 보자. (5) 조석의 차이가 최대가 되는 시기가 달의 위상이 삭이나 망일 때보다 늦게 나타나는 이유가 무엇인지 발표해 보자. (6) 인천, 보령, 여수, 속초 중 조차가 가장 큰 지역은 어디인가? 그리고 그 지역의 조차는 얼마인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (7) 황해, 동해, 남해에서의 조석 현상의 차이를 비교하고 그러한 차이가 나타나는 이유를 설명해 보자. (8) 인천 지역의 한 달 동안의 조석 곡선을 보면 두 번의 대조 또는 두 번의 소조 때의 조차는 조금씩 다르다. 대조나 소조 때마다 조차가 조금씩 달라지는 이유는 무엇인가? (9) 음력 7월 15일 무렵은 백중 사리라 하여 평소의 사리 때보다 조차가 더욱 커진다. 백중 사리가 나타나는 이유는 무엇인지 토의해 보자. [ 표 1 ] 2016년 7월 인천 지역 조석 예보 표 월령 ● ◐ ○ ◑ 날짜 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 ▼: 저조 시 : 분 (조위) 01:32 (774)▲ 02:40 (825) ▲ 03:39 (874) ▲ 04:31 (911) ▲ 05:19 (932) ▲ 06:03 (937) ▲ 00:31 ( 30 ) ▼ 01:10 ( 50 ) ▼ 01:47 ( 84 ) ▼ 02:22 (130) ▼ 02:57 (186) ▼ 03:36 (248) ▼ 04:25 (308) ▼ 05:36 (352) ▼ 00:49 (669) ▲ 01:59 (704) ▲ 02:53 (752) ▲ 03:38 (802) ▲ 04:20 (846) ▲ 05:00 (882) ▲ 05:39 (908) ▲ 00:10 ( 39 ) ▼ 00:51 ( 33 ) ▼ 01:31 ( 44 ) ▼ 02:11 ( 73 ) ▼ 02:54 (120) ▼ 03:42 (180) ▼ 04:41 (242) ▼ 06:01 (287) ▼ 01:10 (755) ▲ 02:27 (797) ▲ (단위: cm) 시 : 분 (조위) 07:52 (238)▼ 09:04 (201) ▼ 10:04 (160) ▼ 10:57 (128) ▼ 11:45 (109) ▼ 12:28 (102) ▼ 06:44 (929) ▲ 07:21 (910) ▲ 07:55 (880) ▲ 08:29 (840) ▲ 09:03 (793) ▲ 09:43 (740) ▲ 10:33 (688) ▲ 11:43 (651) ▲ 07:07 (358) ▼ 08:23 (327) ▼ 09:19 (281) ▼ 10:06 (234) ▼ 10:48 (191) ▼ 11:28 (156) ▼ 12:08 (128) ▼ 06:17 (923) ▲ 06:56 (926) ▲ 07:34 (916) ▲ 08:13 (890) ▲ 08:54 (850) ▲ 09:43 (797) ▲ 10:43 (742) ▲ 12:03 (702) ▲ 07:34 (286) ▼ 08:53 (246) ▼ 시 : 분 (조위) 13:51 (743) ▲ 14:57 (770) ▲ 15:54 (798) ▲ 16:45 (820) ▲ 17:32 (833) ▲ 18:15 (837) ▲ 13:08 (107) ▼ 13:45 (121) ▼ 14:19 (144) ▼ 14:53 (174) ▼ 15:28 (209) ▼ 16:09 (245) ▼ 17:04 (274) ▼ 18:16 (283) ▼ 13:03 (644) ▲ 14:11 (667) ▲ 15:05 (704) ▲ 15:51 (743) ▲ 16:33 (779) ▲ 17:14 (809) ▲ 17:54 (831) ▲ 12:46 (109) ▼ 13:24 ( 99 ) ▼ 14:02 ( 99 ) ▼ 14:40 (112) ▼ 15:23 (136) ▼ 16:13 (168) ▼ 17:17 (197) ▼ 18:37 (204) ▼ 13:30 (701) ▲ 14:45 (733) ▲ 시 : 분 (조위) 20:18 (138) ▼ 21:19 ( 93 ) ▼ 22:13 ( 57 ) ▼ 23:03 ( 33 ) ▼ 23:49 ( 24 ) ▼ 18:56 (832) ▲ 19:33 (817) ▲ 20:10 (794) ▲ 20:48 (761) ▲ 21:30 (723) ▲ 22:21 (686) ▲ 23:29 (663) ▲ 19:28 (263) ▼ 20:27 (222) ▼ 21:17 (174) ▼ 22:02 (129) ▼ 22:46 ( 89 ) ▼ 23:28 ( 58 ) ▼ 18:34 (844) ▲ 19:14 (847) ▲ 19:54 (840) ▲ 20:38 (820) ▲ 21:27 (791) ▲ 22:28 (759) ▲ 23:45 (741) ▲ 19:57 (178) ▼ 21:04 (133) ▼ 음력 05/27 05/28 05/29 06/01 06/02 06/03 06/04 06/05 06/06 06/07 06/08 06/09 06/10 06/11 06/12 06/13 06/14 06/15 06/16 06/17 06/18 06/19 06/20 06/21 06/22 06/23 06/24 06/25 06/26 06/27 06/28 II 대기와 해양의 탐구 ▲: 고조 117 출처: 국립해양조사원 http://www.khoa.go.kr/ ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 10 수온 약층 1 개관 해양은 수온의 연직 분포에 따라 세 개의 층으로 나뉜다. 표층의 혼합층은 바람에 의한 혼합으로 수온이 거의 일 정한 층이며, 그 아래에 깊이에 따라 수온이 급격히 감소하는 수온 약층(thermocline)이 존재한다. 수온 약층 아 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 래에는 계절이나 깊이에 따른 수온 변화가 거의 없는 심해층이 있다. 수온 약층은 연직적으로 매우 안정한 층으로 수온 약층이 시작되는 깊이는 바람에 의한 혼합 정도, 태양 복사 에 너지의 양, 해류 등에 의해 결정된다. 수온 약층에는 계절에 관계없이 항상 존재하는 영구 수온 약층과 계절에 따라 발생하는 계절 수온 약층이 있다. 영구 수온 약층과 계절 수온 약층은 형성 원인이 다르다. 계절 수온 약층은 태양 의 가열과 바람의 혼합 작용이 원인이지만 영구 수온 약층은 근원이 다른 두 수괴(水塊)가 아래위에 위치할 때 형성 된다. 우리나라는 온대 지방에 위치하므로 주변 해양에 수온 약층이 잘 발달되어 있다. 동해, 남해, 황해는 수심과 주변 환경이 다르므로 수온 약층의 특징이 다르게 나타난다. 2 목표 118 12 우리나라 동해, 남해, 황해의 연직 수온 관측 자료를 이용하여 수온 약층의 구조와 특징을 설명할 수 있다. 3 준비물 정선 해양 관측 자료(2015년 2월, 4월, 6월, 8월, 10월, 12월), 컴퓨터, 스프레드시트 프로그램 4 과정 [ 표 1 ]은 2015년 우리나라 동해, 남해, 황해의 특정 지점에서 격월로 관측한 연직 수온 관측 자료이다. 스프레드시 트 프로그램을 이용하여 해역별로 세로축은 수심, 가로축은 수온으로 하는 동해, 남해, 황해에서의 월별 수온의 연 직 분포 그래프를 작성한다. 5 그래프 작성 시 유의 사항 1 월별의 자료를 한 그래프에 표시한다. 2 동해, 남해, 황해의 수심 간격은 동일하게 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 1 ] 정선 해양 관측 자료(2015년) 동해(104정선 06정점) 깊이(m) 0 10 20 30 50 75 100 125 150 200 250 300 400 (단위 : ℃) 2월 11.00 11.15 11.15 11.15 11.15 11.12 10.29 9.38 7.28 2.76 1.69 1.17 0.84 4월 11.69 11.67 11.62 11.35 10.85 10.26 9.51 8.19 6.85 2.84 1.66 1.17 0.91 6월 20.19 19.25 16.22 15.53 15.41 13.25 10.07 7.18 4.28 1.39 1.38 1.30 0.96 8월 26.26 20.15 18.66 17.53 15.08 12.55 9.53 6.52 4.49 1.41 1.37 1.09 0.75 10월 20.68 21.72 21.74 21.22 17.85 15.70 11.52 3.22 2.27 1.58 1.20 1.00 0.77 남해(205정선 04정점) (단위 : ℃) 2월 15.26 15.26 15.27 15.27 15.24 15.03 13.65 4월 13.48 13.43 13.21 13.20 13.48 15.32 15.32 6월 20.94 21.01 21.02 15.16 14.72 14.53 14.61 8월 27.00 27.00 24.03 21.59 18.62 16.24 15.19 10월 20.88 21.43 21.52 21.58 16.69 15.41 15.84 황해(307정선 10정점) 깊이(m) 0 10 20 30 50 75 12월 16.62 16.68 16.62 15.87 16.04 16.29 16.76 II (단위 : ℃) 2월 7.12 7.11 7.12 7.12 7.11 7.11 4월 7.32 7.23 7.14 7.00 6.78 6.78 6월 18.71 17.90 11.27 7.51 7.45 7.45 8월 26.68 26.36 15.57 8.70 8.53 8.34 10월 20.91 20.91 20.85 13.78 8.52 8.47 12월 12.20 12.19 12.21 12.21 7.58 7.56 대기와 해양의 탐구 깊이(m) 0 10 20 30 50 75 100 12월 16.26 16.26 16.29 16.29 16.26 16.18 11.41 7.03 4.28 2.05 1.43 1.16 0.85 119 출처: 한국해양자료센터 http://kodc.nifs.go.kr/, 정선해양관측자료 검색 6 결과 및 토의 (1) 동해, 남해, 황해에 형성되는 수온 약층의 특징을 비교해 보자. ① 각 해양의 수온 약층이 가장 잘 발달하는 시기는 언제인가? ② 각 해양의 수온 약층 발달 정도는 겨울과 여름에 어떻게 다른가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" ③ 각 해양에 공통적으로 수온 약층이 존재하는 계절은 언제인가? ④ 위와 같이 각 해양에서 수온 약층의 특징이 다르게 나타나는 원인을 설명해 보자. (2) 동해에서 계절에 따른 수온의 변화가 거의 없는 수심은 약 몇 m 이하인가? (3) 동해, 남해, 황해에서 혼합층이 가장 잘 발달하는 계절은 언제인가? 이때 혼합층이 잘 발달하는 이유는 무엇인가? 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II (4) 동해, 남해, 황해 중 표층 수온의 연교차가 가장 큰 곳은 어디인가? 연교차가 큰 이유는 무엇이라고 생각하는가? 7 참고 120 12 우리나라는 1961년 이후 동해, 남해, 황해 25개, 정선 207개 정점에서 연 6회(2, 4, 6, 8, 10, 12월)에 걸쳐 14개 표준 수층에 대한 수온, 염분, 용존 산소, 영양 염류, 동식물 플랑크톤 등 17개 항목의 해양 조사를 실시하여 해양 조사 연보 등에 해양 관측 자료를 수록하고 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 11 수온과 염분의 자료 분석 1 개관 -2℃ 30℃ [ 그림 1 ] 전세계 해양의 표층 수온 30.0 psu 37.0 psu [ 그림 2 ] 전세계 해양의 표층 염분 전 세계 해양의 표층 수온 [ 그림 1 ]은 적도 부근에서 높고 고위도로 갈수록 낮아진다. 또한 서태평양 보르네오섬 의 북쪽과 동쪽에서 표층 수온이 높게 나타나는데, 이는 태평양 적도상에서 서쪽으로 움직이는 해류에 의해 오랜 기 대기와 해양의 탐구 II 간 동안 가열된 해수가 도달하기 때문이다. 표층 염분 [ 그림 2 ]는 북대서양과 남대서양의 중위도 해역에서 특히 높 은데, 이는 이 해역이 강수량보다 증발량이 많고 아열대 순환 해류에 의해 해수가 고립되어 있기 때문이다. 121 [ 표 1 ] 해역별 표층 해수의 성질 특징 열대 해역 온대 해역 한대 해역 수온의 연변화 5c C 이하 약 10c C 5c C 이하 평균 염분 35~37 psu 약 35 psu 28~32 psu 기온의 연변화 5c C 이하 약 10c C 최대 40c C 2 목표 우리나라 주변 표층수의 수온과 염분 자료를 통해 해수의 계절적 변화와 그 특징을 알고, 최근 수십 년 동안의 자료 로부터 지구 환경이 어떻게 변하였는지 발표할 수 있다. 3 준비물 우리나라 근해의 평균 표층 수온과 염분 자료, 우리나라 근해의 평균 표층 수온과 염분의 변화 자료 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 및 결과 (1) 우리나라 근해의 표층 수온의 계절적 변화 그림은 1968~2015년 동안 우리나라 근해의 2월(겨울)과 8월(여름)의 평균 표층 수온을 나타낸 것이다. 단위 : ℃ 단위 : ℃ 38° 38° 36° 36° 34° 34° 32° 32° N 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 124° N 126° 128° 130°E 124° 126° (가) 2월 128° 130°E (나) 8월 각 해양에서 2월과 8월의 평균 수온의 최고 온도와 최저 온도를 아래 표에 기록해 보자. 동해 기간 최고 온도 ]c Cg 남해 최저 온도 ]c Cg 최고 온도 ]c Cg 황해 최저 온도 ]c Cg 최고 온도 ]c Cg 최저 온도 ]c Cg 2월 8월 122 12 (2) 우리나라 근해의 표층 염분의 계절적 변화 그림은 1968~2015년 동안 우리나라 근해의 2월(겨울)과 8월(여름)의 평균 표층 염분을 나타낸 것이다. 단위 : psu 단위 : 38° 38° 36° 36° 34° 34° 32° 32° N 124° N 126° 128° (가) 2월 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL psu 130°E 124° 126° 128° 130°E (나) 8월 ࿼ፎ" 각 해양에서 2월과 8월의 평균 염분의 최고 염분과 최저 염분을 아래 표에 기록해 보자. 동해 기간 최고 염분 ]psug 남해 최저 염분 ]psug 최고 염분 ]psug 최저 염분 ]psug 황해 최고 염분 ]psug 최저 염분 ]psug 2월 8월 (3) 우리나라 근해의 표층 수온 변화 및 표층 염분 변화 [ 그림 3 ]은 1968~2015년 동안 우리나라 동해, 남해, 황해의 평균 표층 수온의 변화를, [ 그림 4 ]는 1968~2015년 동안 평균 표층 염분의 변화를 나타낸 것이다. 각 해역에서 시간에 따른 수온과 염분의 변화 경 향은 어떠한가? ]c Cg 동해 17 남해 황해 15 대기와 해양의 탐구 II 19 13 1968 1973 1978 1983 1988 1993 1998 2003 2008 2013년 123 [ 그림 3 ] 우리나라 해역의 평균 표층 수온 변화 (psu) 34.5 34.0 33.5 동해 남해 33.0 황해 32.5 32.0 31.5 1968 1973 1978 1983 1988 1993 1998 2003 2008 2013년 [ 그림 4 ] 우리나라 해역의 평균 표층 염분 변화 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 토의 (1) 동해와 황해에서 나타나는 2월과 8월의 표층 수온 분포의 특징을 정리해 보자. (2) 수온의 연교차가 가장 큰 바다는 어디인가? 이러한 특징이 나타나는 이유를 설명해 보자. (3) 겨울과 여름 중 남북 간의 수온차가 더 큰 계절은 언제인가? 이러한 특징이 나타나는 이유를 설명해 보자. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II (4) 육지에 가까워질수록 염분은 대체로 어떻게 변하는가? 이러한 특징이 나타나는 이유를 토의해 보자. (5) 동해와 황해 중 염분이 더 낮은 바다는 어디인가? 이러한 특징이 나타나는 이유를 설명해 보자. (6) 겨울과 여름 중 염분이 더 낮은 계절은 언제인가? 이러한 특징이 나타나는 이유를 설명해 보자. 124 12 (7) 동해, 남해, 황해에서의 표층 수온 변화(1968~2015년)와 표층 염분 변화(1968~2015년) 경향을 토대로 우리나라 주변 해양의 환경 변화를 설명해 보자. 또한 우리나라 주변 해양의 환경 변화를 전 지구적인 환경 변화와 관련지어 토의해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 12 해수면 경사와 해류 1 개관 해류란 해수가 일정한 방향으로 대규모로 이동하는 것을 말하며, 표층 해류는 주로 바람에 의해 발생한다. 북반구의 경우 바람에 의해 표층 해수가 움직일 때, 해수면의 해수는 바람에 의한 마찰 응력과 전향력에 의해 바 람 방향의 약 45° 오른쪽으로 흐른다. 깊이 들어갈수록 마찰력과 전향력의 영향으로 흐름의 방향은 차츰 오른쪽으 로 꺾여 수심 약 100 m 에서는 표층 해류의 방향과 반대로 흐르며 속도는 약 4%로 감소한다. 이러한 나선 구조 전 남반구에서는 왼쪽 90°가 된다. 해양에서 에크만 수송이나 수온, 밀도차 등에 의해 해수면에 경사가 생기면, 해수면이 높은 쪽에서 낮은 쪽으로 수압 경도력이 작용한다. [ 그림 1 ]처럼 북반구에서는 에크만 수송에 의해 중위도의 편서풍이 표층수를 남쪽으로, 적도 지방의 무역풍이 표층수를 북쪽으로 이동시킨다. 남북에서 이동되어 온 해수가 퇴적되어 아열대 해수면은 높 아지고 중위도와 적도의 해수면은 낮아져 수압 경도력이 발생한다. 수압 경도력에 의해 해수가 움직이기 시작하면 II 대기와 해양의 탐구 체에서의 해수의 평균적인 이동을 에크만 수송이라 하며, 에크만 수송의 방향은 북반구에서는 풍향의 오른쪽 90°, 전향력이 작용하면서 결국 수압 경도력과 전향력이 평형을 이루는 방향으로 해류가 흐르게 되며, 이를 지형류라고 한다. 세계의 주요 해류는 대부분 지형류 평형 상태에 있으며, 지형류는 북반구에서는 수압 경도력의 오른쪽 90°, 남반구에서는 왼쪽 90°방향으로 흐른다. 해양은 수온이 높아 밀도가 작은 표층 해수(혼합층)와 수온이 낮아 밀도가 큰 심층 해수(심해층)가 수온 약층을 125 사이에 두고 분포한다. 바람 또는 수온 분포에 의해 해수면 경사가 발생하면 지형류가 흐르게 되고, 이때 해수면의 경사 방향과 혼합층-수온 약층 경계면의 경사 방향은 반대가 된다. 30°N 60°N 무역풍 0° 편서풍 에크만 수송에 의한 표층수의 이동 지형류 C P P C 지형류 C : 전향력 [ 그림 1 ] 에크만 수송과 지형류 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2 목표 해양의 밀도 구조와 해류에 의한 해수면 경사의 모양을 그릴 수 있다. 3 준비물 회전 원반 1개, 비커(500mL) 1개, 유리 막대 1개, 물 300mL, 식용유 200mL 4 과정 1 [ 그림 2 ]와 같이 물과 기름을 넣은 비커를 회전 원 반 위에 올려놓고 회전 원반을 일정한 속도로 반 시계 방향으로 회전시킨 후, 물과 기름이 모두 회 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 전 원반과 같은 속도로 회전할 때까지 놓아둔다. II 이때 기름의 표면, 물과 기름의 경계면의 경사 방 향을 관찰한다. 2 기름 속에 유리 막대를 넣고 반시계 방향으로 회 전시켜 기름이 회전 원반의 속도보다 빠르게 회전 하도록 한 후 기름의 표면, 물과 기름의 경계면의 경사 방향을 관찰한다. 3 기름 속에 유리 막대를 넣고 시계 방향으로 회전 시켜 기름이 회전 원반의 속도보다 느리게 회전하 도록 한 후, 기름의 표면, 물과 기름의 경계면의 126 12 경사 방향을 관찰한다. [ 그림 2 ] 해수면 경사 실험 5 유의점 1 회전 원반의 회전 속도를 조절할 때 비커 안의 물질이 밖으로 넘치지 않게 유의한다. 2 비커의 중심이 회전 원반의 중심과 정확하게 일치하도록 회전 원반 위에 비커를 올려놓는다. 3 유리 막대로 기름을 저을 때 물에는 영향이 미치지 않도록 주의한다. 6 결과 및 토의 (1) 실험에서 물과 기름의 밀도 차이는 해양의 어떤 부분의 밀도 차이를 대신한 것이라 할 수 있는가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (2) 관찰 결과를 다음의 표에 정리해 보자. 기름의 표면 경사 정도 및 변화 물과 기름의 경계면 경사 정도 및 변화 과정 1 과정 2 과정 3 (3) 자전하는 지구에서 북태평양은 반시계 방향으로 회전하고 있다. 그러나 북적도 해류, 쿠로시오 해류, 북태평양 해류 및 캘 리포니아 해류에 의해 형성되는 북태평양 표층의 아열대 순환은 시계 방향으로 순환하고 있다. 북태평양 아열대 순환에서 해 II 대기와 해양의 탐구 수면의 경사 방향 및 혼합층과 수온 약층 경계면의 경사 방향을 위 실험을 이용하여 설명해 보자. 7 참고 수온이 높아 밀도가 낮은 해수는 수온이 낮아 밀도가 높은 해수보다 물기둥의 높이가 높다. 따라서 해수면에 경사가 생기므로 해수면이 낮은 저온 해수 쪽으로 수압 경도력이 작용하여 지형류가 흐르며 해수면의 경사가 클 수록 지형류의 속도는 빨라진다. 따라서 지형 류의 방향을 알면 수온의 분포를 알 수 있으며, 지형류의 속도로 해수면의 경사 정도를 추정할 수 있다. [ 그림 3 ]은 (단위 : ℃) 0 20 200 18 400 16 600 멕시코 만류가 흐르는 해역의 연 안에서 외해까지의 연직 수온 분포 단면을 나타 낸 것이다. 연안으로부터 300 km 해역에서 연 안과 외해와의 수온 차이가 크게 발생하고 있으 127 12 800 1000 8 1200 6 5 깊이 1400 (m) 1600 4 1800 며, 4,000 m 수심에서 수평 수압 경도력이 작 2000 용하지 않는다면 해수면은 수온이 높은 외해 쪽 2500 이 더 높다. 즉 해수면의 경사 방향은 혼합층- 3000 3.5 3 3500 수온 약층의 경계면의 경사 방향과 반대가 된 4000 다. 따라서 수압 경도력은 해수면 높이가 낮은 200 연안 쪽으로 작용하며 지형류(멕시코 만류)는 종이를 뚫고 들어가는 방향으로 흐르게 된다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 300 400 500 600 700 800 900 1000 연안으로부터 거리 (km) [그림 3] 멕시코 만류의 연직 수온 분포 단면 ࿼ፎ" 이때 멕시코 만류의 속도는 다음의 식으로 구할 수 있다. Vg = g 1 DP DZ : : = 2t w ~ sin z DX 2~ sin z DX Vg: 지형류의 속도, t w: 해수의 밀도, ~: 지구 자전 각속도, z: 위도, g: 중력 가속도, DP : 수압 차, DZ : 해수면의 높이 차, DX : 거리 차 [ 그림 4 ]는 어느 해역의 해수가 밀도가 다른 두 층의 구조를 하고 있으며, 해수면과 혼합층-수온 약층 경계면이 서 로 반대 방향으로 경사져 있는 모습을 나타낸 것이다. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 128 12 a b [ 그림 4 ] 두 층으로 된 해양 구조 a 와 b 두 지점 사이에 수압 경도력이 0일 때, Dh 1 는 다음과 같이 구할 수 있다. Dh 2 Dh 1 t2 - t1 = t1 Dh 2 t 1 = 1.024 g/cm 3 , t 2 = 1.026 g/cm 3 라고 하면 Dh 1 ] 0.002 로 혼합층과 수온 약층 경계면의 경사는 해수 Dh 2 면 경사의 약 500배임을 보여 준다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 13 열 염분 순환 1 개관 바람에 의해 형성되는 표층 해류와는 달리 해수의 연직 순환은 밀도 차에 의해 발생하며, 이렇게 발생하는 해류 를 밀도류라고 한다. 해수의 밀도는 온도와 염분의 영향을 받으므로, 연직 순환을 열 염분 순환이라고 한다. 해수의 온도가 낮고 염분이 높으면 밀도가 커 심층으로 가라앉으면서 해수의 연직 순환이 시작된다. 해수는 연직적으로 밀 밀도에 따라 서로의 위나 아래를 흐르게 된다. 오랜 시간 동안 잘 섞이지 않고 그 성질이 유지되므로 수온과 염분을 추적하면 해수의 이동 경로를 알 수 있다. 남극 순환수 34.7 psu 0℃ 0 남극 중층수 34.2 psu 4℃ 남극 중층수 34.2 psu 1 2 2 북대서양 심층수 34.9 psu 4℃ 3 4 5 3 70°S 60° 50° 40° 30° 20° 10° 0° 10° 20° 30° 40° 50° 60°N 남극 저층수 34.65 psu -0.5℃ (km) 2 3 0 1 남극 순환수 34.7 psu 0℃ 2 공통수 34.6 psu 2℃ 3 (km) 4 4 4 5 5 5 70°S 60° 50° 40° 30° 20° 10° 0° 10° 20° 30° 40° 50° 60°N 위도 깊이 0 1 깊이 0 1 4℃ II 대기와 해양의 탐구 도에 따라 표층수, 중층수, 심층수, 저층수로 구분된다. 수괴는 특정한 온도와 염분을 가지고 있어 서로 구별되며 129 위도 (나) 태평양 (가) 대서양 [ 그림 1 ] 대서양과 태평양 수괴의 연직 단면도 대서양에서 밀도가 가장 큰 저층수는 겨울에 남극의 웨델해(Weddell Sea)에서 만들어진다. 겨울철 남극 부근 바다에서는 결빙으로 인해 해수의 염분과 밀도가 높아져 해수의 침강이 일어난다. 침강한 해수는 해저를 따라 천천 히 북서 대서양까지 이동한다. 남극 저층수는 염분 34.65 psu , 수온 -0.5c C , 밀도 1.0279 g/cm 3 의 특징을 가지며 표면 해류보다 매우 느리게 흐른다. 남극 저층수는 북쪽으로 이동하면서 서서히 밀도가 감소하면서 위로 상승하여 북대서양 심층수와 섞인다. 대서양 심층수는 북대서양의 상대적으로 따뜻한 해수가 북쪽으로부터의 찬바람에 의해 2c C 정도로 냉각되고 증발되면서 밀도가 커져 침강하면서 만들어진다. 대서양 심층수는 남극 순환수에 의해서도 만들어지며, 지중해에 서도 만들어진다. 지중해는 증발량이 담수의 유입량보다 많아서 표층 염분이 높기 때문에 겨울에 지중해의 물(염분 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 이 약 38 psu )이 심층수가 되어 대서양으로 퍼져 나간다. 지중해 심층수는 염분은 높지만 상당히 따뜻하므로 밀도 는 그리 크지 않다. 심층수는 저층수보다 밀도가 작아서 그 위를 흐른다. 태평양 북부에서도 해수는 차가워져 밀도가 커지지만 표층 염분이 낮아 침강할 만큼 충분히 무거운 해수가 형성 되지 않는다. 인도양과 태평양의 심해저에서 발견되는 해수는 대서양과 남극 순환수에서 발견되는 여러 수괴의 혼 합물로 밝혀졌다. 심층수가 형성되는 해역의 표면적은 전 세계 해양 표면적의 약 0.01~0.001 % 에 불과하지만, 이러한 해역에서 생성된 심층수는 전 세계 해수 부피의 약 75 % 를 차지하고 있다. 또한 심층수의 순환은 거의 전 수심, 전 위도에 걸쳐 일어나므로 저위도의 남는 열을 고위도로 운반하고, 용존 산소를 많이 포함하고 있어 심해 생태계에 매우 유용 한 산소를 공급해 준다. 2 목표 열 염분 순환을 확인할 수 있는 실험을 설계하고 이를 통하여 열 염분 순환의 원리를 설명할 수 있다. 지구내 대부 기의 와물 해질 양과 의구 탐조 구 II 3 준비물 사각 수조(30 cm #20 cm #20 cm ), 온도계, 종이컵, 셀로판테이프, 스티로폼 조각, 얼음 조각, 소금, 잉크, 스 포이트, 송곳 4 과정 1 주어진 준비물을 이용하여 수온에 따라 해수의 연직 순환이 다르게 나타남을 볼 수 있도록 실험을 설계하고 수행 해 보자. 130 12 2 주어진 준비물을 이용하여 염분에 따라 해수의 연직 순환이 다르게 나타남을 볼 수 있도록 실험을 설계하고 수행 해 보자. 5 유의점 1 실험을 설계할 때 조작 변인과 통제 변인 설정에 유의한다. 2 물의 이동을 볼 수 있도록 물에 스티로폼 조각을 띄우거나 잉크를 풀어 준다. 6 결과 및 토의 (1) 과정 1 과 2 에서 설계한 실험의 조작 변인, 종속 변인, 통제 변인을 기술해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 조작 변인 종속 변인 통제 변인 과정 1 과정 2 (2) 과정 1 과 2 에서 설계한 실험의 결과에 대해 설명해 보자. 실험 결과 과정 1 대기와 해양의 탐구 과정 2 II (3) 위 실험을 이용하여 해수의 연직 순환이 일어나는 원리를 설명해 보자. 131 (4) 실험과 같은 해수의 순환이 자연 상태에서 발생하는 경우를 예를 들어 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" III 우주의 탐구 단원 열기 우주 정거장이 우리 도시 상공을 지나갈 때면 거의 금성만큼 밝은 인공 ‘별’이 된 다. 하늘을 올려다보며 별을 탐구하는 일은 인류가 가장 오랫동안 해 온 일이다. 맑은 날 밤 야외에 나가 별을 보면서 인류의 우주 탐구에 동참해 보자. 운이 좋다면 우주 정거장을 보게 될지도 모른다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 01 지평 좌표계와 적도 좌표계 1 개관 지구상에서 한 점의 위치를 나타내기 위해 위도와 경도를 사용하듯이, 천구상에서도 어떤 천체의 위치를 나타내 기 위해 좌표계를 사용한다. 이때 좌표의 기준으로 무엇을 사용하느냐에 따라 지평 좌표계와 적도 좌표계 등으로 구 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 분한다. 지평 좌표계에서는 관측자를 중심으로 하는 천구의 지평면을 기준면으로 하여 방위각( A )과 고도( h )를 정한다. 방위각은 대개 북점을 기준으로 시계 방향으로 잰 각도로서 0~360c 로 나타내며 고도는 지평면에서 천체의 수직권 을 따라 천체까지 잰 각도로서 0~90c 로 나타낸다. 지평 좌표계는 천체의 좌표를 직관적으로 알기 쉽다는 장점이 있으나, 관측자의 위치와 시간에 따라 천체의 좌표가 달라진다는 단점이 있다. 적도 좌표계에서는 천구의 적도면을 기준면으로 하여 적경( a )과 적위( d )를 정의한다. 적경은 춘분점에서 천구 의 적도를 따라 서에서 동으로 천체의 시간권까지 잰 각도로서 0 + 24 h 로 나타내며 적위는 적도면으로부터 천체 의 시간권을 따라 양극 방향으로 잰 각도로서 0 + !90c 로 나타낸다. 천체의 적도 좌표는 관측자의 위치나 시간 에 따라 달라지지 않으므로 성도의 좌표로 사용된다. 134 12 천구의 북극 천체 시간권 천정(Z) 천정 거리 (z) 천구 의적 도 수직권 c 고도 (h) 천체 O 적위(d) 적경(a) 춘분점 남점 (S) 북점 (N) 방위각 (A) 천구의 남극 [ 그림 1 ] 지평 좌표계 [ 그림 2 ] 적도 좌표계 2 목표 투시 천구의의 사용법을 익혀 지평 좌표계와 적도 좌표계로 천체의 위치를 표시할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 준비물 투시 천구의 [ 그림 3 ] 투시 천구의 III 4 과정 투시 천구의를 관측 지점( 2 투시 천구의에서 천구의 북극, 천구의 적도, 지평면, 천정, 천저, 북점, 남점, 동점, 서점, 황도, 춘분점, 우주의 탐구 북위 37.5c 인 서울)에서 보이는 하늘의 모습이 되도록 조작한다. 1 하지점, 추분점, 동지점, 자오선 등이 어디인지 확인한다. 3 천구와 태양을 회전시켜 춘분, 하지, 추분, 동짓날에 태양이 남중하도록 조작하고 이때 태양의 위치를 지평 좌표와 적도 좌표로 나타내 보자. 지평 좌표 구분 방위각 4 적도 좌표 날짜 춘분 3월 21일 하지 6월 22일 추분 9월 23일 동지 12월 22일 고도 적경 적위 135 춘분, 하지, 추분, 동짓날에 태양이 동쪽 지평선에 있을 때, 남중한 별들 중 천구의 적도와 황도상에 있는 별의 좌표를 적도 좌표로 나타내 보자. 천구의 적도상에 위치한 별 천구의 황도상에 위치한 별 구분 적경 적위 적경 적위 춘분 하지 추분 동지 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 천구를 회전시켜 춘분, 하지, 추분, 동짓날에 태양이 뜨는 곳과 지는 곳의 위치를 동점, 서점을 기준으로 설명해 보자. 구분 춘분 하지 추분 동지 태양이 뜨는 곳 태양이 지는 곳 6 천구와 태양을 회전시켜 오늘 날짜의 정오와 자정의 하늘을 만들고 태양의 위치를 지평 좌표와 적도 좌표로 나타 내 보자. 또한 이때 천정에 위치하는 별의 좌표를 적도 좌표로 나타내 보자. 태양의 위치 날짜 시각 지평 좌표 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 방위각 III 천정에 위치한 별 적도 좌표 고도 적경 적도 좌표 적위 적경 적위 정오 자정 7 6 에서 천구를 회전시켜 태양이 뜰 때, 남중할 때, 질 때의 태양의 위치를 지평 좌표로 나타내 보자. 구분 뜰때 남중할 때 질때 방위각 고도 136 12 5 토의 (1) 투시 천구의에서 방위각을 측정하기 위한 방법에 대하여 토의하여 적어 보자. (2) 천구상에서 황도면에 수직인 지점을 황도의 북극, 황도의 남극이라고 한다. 천구의에서 황도의 북극을 찾는 방법에 대해 토의하고 황도의 북극을 적도 좌표로 나타내 보자. (3) 황도 좌표계와 은하 좌표계에 대해 조사하여 적어 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 02 해시계의 원리 탐구 1 개관 사람들은 옛날부터 시간을 측정하기 위해 물시계, 모래시계 등을 제작하여 사용하였으나, 이들은 모두 시간의 흐름이 일정하지 않다는 단점이 있다. 옛날 사람들이 보기에 가장 일정한 운동은 천체의 운동뿐이었고, 특히 일정 라는 막대를 수직으로 세우고 태양의 움직임에 따라 막대의 그림자가 움직이는 것을 보고 시간을 측정할 수 있었다. 해시계에는 천체 운동의 원리가 담겨 있어, 해시계를 이용하면 관측 지역의 위도와 경도, 편각 등을 구할 수 있다. 편각은 진북(N)에 대해 자북이 어긋나 있는 정도를 나타낸다. 나침반이 가리키는 방향은 자북이고, 지구의 지리 우주의 탐구 한 움직임을 보이는 태양은 시간을 측정하기 위한 가장 중요한 관측 대상이 되었다. 사람들은 그노몬(gnomon)이 III 적인 북극 방향은 진북이다. 편각은 지역마다 다른데, 서울의 편각은 7~9c W 정도이다. 이는 서울에서 자북이 진 북에 대해 서쪽으로 7~9c 만큼 어긋나 있음을 뜻한다. 구면 삼각법을 이용하면 평면 해시계의 시각선을 결정할 수 있다. [ 그림 1 ]에서 그림자 보기 막대 ONm 를 천 구의 북극 Nl 를 향하도록 장치했다고 가정하자. 태양이 P 의 위치에 올 때 막대의 그림자는 OQl 라고 하자. 시 간이 지나 태양의 시간권이 t 만큼 움직여 남중하게 되면 지평면에서 그림자는 A 만큼 움직여 정북을 향하게 된 137 다. 태양의 일주운동 속도는 일정한 반면, 지평면에서 그림자의 이동 속도는 일정하지 않다. 평면 해시계의 시 각선을 결정하려면 구면 삼각형 NNlQ 에서 tan A = sin z : tan t 의 관계를 이용하여야 한 천정 다. 서울의 위도( z )는 37.5c 이므로, 정오(12시) 북극 N′ t 에서 1시간 차이인 11시와 12시, 12시와 13시 Ｐ 시각선은 9.3c 차이가 나는 반면, 10시와 11시, t Ｎ″ 13시와 14시 시각선은 10.1c 차이가 나도록 그 Ｅ 려야 해시계로 정확한 시각을 잴 수 있다. 이와 같 은 방법을 사용하여 평면 해시계의 시각선을 그리 면 [ 그림 2 ]와 같다. Φ ＮＡＯＳＱ′ ＱＷ [ 그림 1 ] 구면 삼각법을 이용한 시각선 결정 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2 목표 북 10 구면 삼각법과 같은 수학적 요소와 통합하여 해시계의 원리를 이 11 12 1 9 해하고, 해시계를 이용하여 편각, 위도 및 경도를 구할 수 있다. 2 3 8 4 서 7 3 준비물 동심원이 그려진 종이(동심원 간격 1 cm ), 나무판, 끝이 뾰족한 5 동 6 6 막대기, 나침반, 자, 계산기, 각도기, 컴퍼스, 시계 [ 그림 2 ] 평면 해시계의 시각선 4 과정 1 나무판 위에 동심원을 그린 종이를 붙이고 끝이 뾰족한 막대기를 동심원의 중심에 세워 붙여 평면 해시계를 제작 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 한다. III 138 12 [ 그림 3 ] 해시계 실험 2 1 에서 제작한 해시계를 바닥이 평평하고 주위에 장애물이 없는 곳에 설치한다. 이때 평면 해시계가 바람에 흔 들리지 않도록 고정하고 수평을 맞춰준다. 3 맑은 날 정오부터 1시간 동안 5분 간격으로 막대기의 그림자 끝이 가리키는 지점을 점으로 표시한다. 이때 각 점에 시각을 표시한다. 4 5 6 3 에서 표시한 점을 부드러운 곡선으로 이어 준다. 그림자의 이동 경로를 보고 남북 방향을 찾아 동심원의 중심을 지나는 직선을 그어 준다. 5 에서 그은 직선에 나침반을 놓고 자침이 이 선과 이루는 각도를 측정한다. 5 유의점 1 관측이 진행되는 동안 평면 해시계가 움직이지 않도록 주의한다. 2 막대의 그림자 길이가 가장 짧아지는 점을 정확히 찾기 위해 각도기와 컴퍼스를 이용할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) 측정값을 기록해 보자. 관측 항목 측정값 막대기의 길이 막대기 그림자가 가장 짧을 때의 시각 막대기 그림자가 가장 짧을 때의 그림자 길이 과정 6 에서 측정한 각도 (2) 관측 지역의 편각, 위도, 경도를 결정해 보자. ① 위의 관측값을 이용하여 구한 관측 지역의 편각은 얼마인가? ② 관측일에 태양의 남중 고도는 몇 °인가? ③ 관측 지역의 위도는 몇 c 인가? (위도는 다음 식으로부터 구할 수 있으며, 관측일 III 의 태양의 적위는 한국천문연구원 홈페이지(https://www.kasi.re.kr/kor/ publication/post/publication)에서 역서를 내려받아 얻을 수 있다.) 남중 고도(ｈ) [ 그림 4 ] 남중 고도의 측정 ④ 관측 지역의 경도는 몇 c 인가?(우리나라에서 경도는 다음 식으로부터 구할 수 있다.) 우주의 탐구 가장 짧은 그림자 끝 태양의 남중 고도= 90c - 관측자의 위도+태양의 적위 366.2422 - GMSTE # 15c 365.2422 (T : 태양의 남중 시각, a : 관측일의 태양의 적경, GMST : 그리니치 평균 항성시, 경도 = ;a - ]T - 9g # a 와 GMST 는 역서에서 얻을 수 있다.) 139 (3) 해시계의 제작 및 설치 과정에서 주의해야 할 점은 무엇인가? (4) 위 실험으로 구한 편각을 미국해양대기국( NOAA ) 환경정보센터( NCEI )의 자기장 계산기 (http://www.ngdc.noa a.gov/geomag-web/) 계산 결과와 비교해 보고, 차이가 있다면 그 차이가 나타나는 까닭에 대해 토의하여 적어 보자. (5) 위 실험으로 구한 위도와 경도를 스마트폰의 위치 확인 시스템( GPS )으로 찾은 위도, 경도와 비교하고, 차이가 있다면 정확 한 값을 얻기 위해 고려해야 할 사항들에 대해 토의하여 적어 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 03 푸코 진자 1 개관 오늘날 지구의 자전 및 공전 현상은 당연한 것으로 받아들여지고 있다. 그러나 16세기까지만 해도 지구는 우주 의 중심에 정지해 있으며, 행성을 비롯한 천체들이 지구를 중심으로 회전하고 있다는 천동설이 당연한 것으로 받아 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 들여졌다. 이는 지구상의 관측자에게 주위의 천체들이 회전하는 것처럼 관측되기 때문이다. 지구의 자전은 1543년 코페르니쿠스(N. Copernicus, 1473-1543)가 지동설을 발표한 후 일반인들에게 널리 알려지게 되었지만 지구의 자전이 실험으로 증명된 것은 1851년 프랑스의 물리학자 푸코(J. Foucault, 1819-1869)에 의해서이다. 푸코는 파리의 판테온(Pantheon) 천장에 길이 67 m 의 줄에 28 kg 의 진자를 매달고 이 진자의 진동면이 약 32시간 동안 시계 방향으로 한 바퀴 회전하는 것을 통해 지구의 자전을 증명하였다. 단진자에 작용하는 힘은 공기의 저항을 무시하면 중력과 실의 장력뿐이므로 진동면은 일정한 방향을 유지한다. 그러나 진자가 장시간 진동하게 되면, 진자의 진동면이 지면의 회전 방향과 반대인 시계 방향으로 24시간에 한 바 퀴 회전하는 것처럼 관측될 것이다. 적도 지방에서는 진자의 회전 주기가 무한대가 되며, 위도 z 인 지방에서 푸코 140 12 진자의 회전 주기는 24 시간 이 된다. 파리 판테온의 위도는 48c50l N 이므로 푸코 진자의 진동면의 회전 주기는 sin z 약 32시간이 되었던 것이다. [ 그림 1 ] 파리의 판테온 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! [ 그림 2 ] 파리 판테온의 푸코 진자 ࿼ፎ" 2 목표 간이 푸코 진자를 이용하여 지면에 대한 진동면의 상대적인 회전 운동을 이해하고 위도별 회전 주기 변화를 계산 할 수 있다. 3 준비물 간이 푸코 진자, 자, 원형 종이, 셀로판 테이프, 계산기 4 과정 1 실험대 위에 [ 그림 3 ]과 같이 간이 푸코 진자를 설치하고 진자를 진동 시키며 진동면의 방향을 살펴보자. 2 진자의 진동면 간이 푸코 진자의 회전판에 원형 종이를 덮고, 종이 위에 회전판의 중심을 지나는 직선을 긋는다. 이때 실험대에도 회전판의 직선을 연 장하여 직선을 긋는다. 진자를 직선 방향으로 진동시키며 회전판을 지표면 회전 반시계 방향으로 서서히 돌려 보자. 떻게 변하는가? [ 그림 3 ] 간이 푸코 진자 • 간이 푸코 진자의 진동면은 실험대에 그어 놓은 직선에 대하여 어떻게 변하는가? 우주의 탐구 • 간이 푸코 진자의 진동면은 회전판에 그어 놓은 직선에 대하여 어 III 5 유의점 1 회전판을 너무 빨리 돌리지 않도록 유의한다. 2 회전판이 수평이 되도록 한다. 141 6 결과 및 토의 (1) 푸코 진자의 진동면의 방향이 지표면에 대하여 변하는 이유는 무엇인가? [ 그림 4 ] 위도에 따른 진동면의 회전 (2) 북극과 남극에 푸코 진자를 설치하고 진동시키면, 진동면은 지표면에 대하여 어떻게 변하겠는가? (3) 적도 지방에 푸코 진자를 설치하고 진동시키면, 진동면은 지표면에 대하여 어떻게 변하겠는가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (4) 가로축을 위도, 세로축을 진자 진동면의 회전 주기로 하여 위도에 따른 진자 진동면의 회전 주기를 그래프로 그려 보자. (일) 진 동 면 의 회 전 주 기 (P) 9 8 7 6 5 4 3 2 ' 1 0 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 142 12 10 20 30 40 50 60 70 80 90 (˚) 위도(Ø) ① 위도에 따라 진자 진동면의 회전 주기는 어떻게 달라지는가? ② 서울 지역(위도 37.5 c N )에서의 진자 진동면의 회전 주기는 얼마인가? (5) 푸코 진자 외에 지구의 자전을 증명할 수 있는 방법들을 조사하여 적어 보자. (6) 북위 30 c 지역에서 푸코 진자를 이용한 시계를 만들고자 한다. 아래 그림에 진자의 진동면이 시각을 나타내도록 3시간 간격 으로 24시까지 표시해 보자. 진자의 진동이 처음 시작된 곳을 자정(0시)으로 표시한다. 0 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 04 인공위성과 원격 탐사 1 개관 인공위성은 지구의 바다와 육지를 관측하거나 통신, 항법, 기상 관측, 과학 연구 등을 목적으로 만들어진다. 과 학 연구를 위한 자료 수집 등을 목적으로 하는 위성을 과학 위성이라 하는데, 이 중에는 태양계의 다른 행성이나 달, 태양의 주위를 도는 것도 있다. 최초의 과학 위성은 1957년 소련의 스푸트니크(Sputnik) 1호이며, 이후 지구 관측 위성, 행성 탐사 위성, 우 주 정거장, 우주 망원경 등의 과학 위성을 통해 과학 연구를 하고 있다. 지구 관측 위성은 지구 주위를 돌면서, 행성 탐사 위성은 태양계의 다른 행성의 궤도를 돌거나 지나가면서 관측을 수행한다. 우주 정거장은 우주 비행사들이 직 받지 않는 우주 공간의 궤도를 돌며 우주를 관측한다. [ 표1 ] 과학 위성의 종류 종류 우주의 탐구 접 거주하며 우주를 관측하고 우주 환경에서의 다양한 과학 실험을 수행하며, 우주 망원경은 지구 대기층의 영향을 III 예 지구 관측 위성 기상 관측(천리안, GOES), 지구 관측(아리랑, 랜드샛), 해양 관측(Jason 1) 등 행성 탐사 위성 메신저(수성), 비너스 익스프레스(금성), 마스 리컨너전스 오비터, 메이븐(화성), 갈릴레오, 주노(목성), 카시니하위헌스(토성) 등 우주 정거장 미르(소련), 스카이랩(미국), 국제 우주 정거장(ISS), 천궁(중국) 등 우주 망원경 스피처 우주 망원경, 허블 우주 망원경(HST), 제임스웹 우주 망원경(JWST), 갈렉스, 찬드라 X선 우주 망원경, 페르미 감마선 우주 망원경 등 143 인공위성의 궤도는 고도별로 저지구 궤도, 중지구 궤도, 고지구 궤도로 나뉘며, 궤도 유형별로 극궤도, 정지 궤 도, 경사 궤도 등으로 분류된다. 과학 위성들은 대개 저궤도를 돌고 있으며, 국제 우주 정거장( ISS )은 400 km 상 공을 돌고 있다. 행성 탐사 위성을 다른 행성으로 보내기 위해서는 많은 연료가 소모된다. 연료 소모를 최소화하려 면 탐사 위성을 지구의 공전 궤도와 탐사하려는 행성의 공전 궤도를 연결하는 타원 궤도로 진입시키는 방법이 있다. 이 궤도는 독일의 호만(W. Hohmann, 1880-1945)이 1925년 「천체 도달의 가능성」이라는 논문에서 제안한 것 으로 호만 전이 궤도(Hohmann Transfer Orbit)라고 한다. 이 궤도는 행성의 공전 에너지를 이용하므로 연료 소모량을 최소화할 수 있어 최소 에너지 궤도라고도 불린다. 하지만 이 궤도를 이용하기 위해서는 지구와 탐사하 려는 행성이 서로 180c 가 되는 지점을 연결하는 타원 궤도를 만들어 비행해야 하므로 지구와 행성이 일정한 위치 에 정렬되기를 기다려야 하는 시간적인 제약이 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 저궤도 (고도 약 1,000km) 중궤도 (고도 약 10,000km) 이심률이 큰 타원 궤도 (고도 약 40,000km) 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III [ 그림 1 ] 인공위성 궤도의 종류 인공위성이 행성의 표면을 관측하는 기술을 원격 탐사(remote sensing)라고 한다. 원격 탐사는 관측 대상과 물리적인 접촉을 하지 않고 정보를 수집하는 것으로 지질학, 대기 과학, 수문학, 생태학, 해양학, 빙하학 등 다양 한 분야에서 사용된다. 원격 탐사는 행성의 표면에서 반사되거나 방출되는 가시광선, 적외선 등을 관측하는 수동적 (passive) 탐사와 인공위성에서 레이저나 전파 등을 행성의 표면으로 쏘아 보낸 후 반사되어 돌아오는 전자기파를 관측하는 능동적(active) 탐사로 분류한다. 인공위성을 이용한 천체 관측은 우주 망원경을 통해서도 이루어진다. 우주 망원경은 지구 대기권 밖의 우주 공 144 12 간에서 지구 또는 다른 천체의 궤도를 돌면서 천문 관측을 수행한다. 지상 망원경으로 천체를 관측하는 경우 대기 의 흔들림 때문에 분해능이 나쁘다. 또한 천체에서 오는 빛 중 가시광선과 전파 영역을 제외한 다른 파장의 빛은 대 기에 의해 차단 또는 흡수되므로 지상 망원경으로 우주를 관측하는 데는 한계가 있다. 천체로부터 오는 X 선, 감마 선, 자외선, 적외선 등을 관측하기 위해서는 지구 대기권 밖에서 관측을 수행할 필요가 있으며, 이에 이용되는 것이 우주 망원경이다. 현재 다양한 우주 망원경이 우주를 관측하여 많은 성과를 내고 있다. 감마선 X선 자외선 가시광선 적외선 전파 500 km 100 km 10 km 해수면 [그림2] 전자기파의 파장에 따른 대기 투과 정도 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2 목표 인공위성을 이용한 원격 탐사의 원리를 이해하고, 실제 사례를 통하여 원격 탐사의 성과와 가치를 발표할 수 있다. 3 준비물 컴퓨터 4 과정 (1) 행성 원격 탐사 [ 그림 3 ]은 각기 다른 행성 탐사 위성들이 각기 다른 파장으로 촬영한 금성의 영상이다. III 우주의 탐구 (가) 가시광선 영상 (나) 자외선 영상 (다) 전파 영상 [ 그림 3 ] 행성 탐사 위성들이 촬영한 금성 1 [ 그림 3 ]의 145 (가)는 1973년 미국의 행성 탐사 위성 마리너 10호가 촬영한 금성의 가시광선 영상이다. 금성의 표 면은 두꺼운 황산 구름으로 덮여 있어 표면을 탐사하는 것은 매우 어렵다. 금성의 표면을 탐사하기 위해서 금성 탐사 위성에 어떤 장비가 필요하겠는지 말해 보자. 2 [ 그림 3 ]의 (나)는 1979년 미국의 행성 탐사 위성 파이오니어 비너스가 촬영한 금성의 자외선 영상이다. 이 영상 을 통해 금성에 대해 어떤 사실을 알 수 있는지 말해 보자. 3 [ 그림 3 ]의 (다)는 미국의 행성 탐사 위성 마젤란이 1990년~1994년 동안 촬영한 금성의 전파 영상을 모아서 만 든 금성의 표면 영상이다. 이러한 영상을 얻을 수 있는 것은 전파의 어떤 특성 때문인지 말해 보자. 4 [ 그림 3 ]의 (다) 영상을 얻기 위한 방법은 (가), (나) 영상을 얻기 위한 방법과 어떤 점이 다른지 토의하여 말해 보자. (2) 인공위성을 이용한 천체 관측 사례 [ 표 2 ]는 지구 관측과 행성 탐사, 천체 관측에 큰 성과를 보이고 있는 과학 위성들이다. 인터넷을 통해 각 과학 위성들의 관측 원리와 관측 성과에 대해 조사한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 2 ] 유명한 과학 위성들 천리안 랜드샛 아리랑 마스 리컨너전스 오비터 보이저 2호 카시니-하위헌스 허블 우주 망원경 찬드라 X선 우주 망원경 갈렉스 지구 관측 위성 행성 탐사 위성 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 우주 망원경 5 결과 및 토의 146 12 (1) 금성 외에 태양계 내 다른 천체( 달, 화성, 목성 등)를 각기 다른 파장의 전자기파를 사용하여 관측한 사례를 조사하여 발 표해 보자. (2) ‘과정 (2)’에서 조사한 과학 위성들의 관측 원리와 관측 성과를 정리하여 발표해 보자. (3) 정지 위성은 행성의 적도 상공에서 행성의 자전 각속도와 같은 속도로 행성 주위를 돌기 때문에 행성 표면에서 볼 때 정 지해 있는 것처럼 보인다. 지구에서 정지 위성의 고도는 몇 km 인가?(단, 지구의 반지름은 6,400 km , 지구의 질량은 5.97 # 10 24 kg , 만유인력 상수는 6.67 # 10 -11 N : m 2 /kg 2 이다.) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 05 천체 망원경 조작법 1 개관 1609년 갈릴레이(G. Galilei, 1564-1642)가 천체 관측에 망원경을 사용한 이후 천체 망원경은 천체를 관측 하기 위한 기본 도구로서 사용되고 있다. 천체 망원경은 빛을 모으는 방식에 따라 굴절 망원경과 반사 망원경, 반사 굴절 망원경 등의 형태로 구분된다. 볼록 렌즈 접안 렌즈 III 오목 거울 초점 우주의 탐구 접안 렌즈 초점 평면 거울 (가) 굴절 망원경 (나) 반사 망원경 [ 그림 1 ] 굴절 망원경(케플러식)과 반사 망원경(뉴턴식)의 구조 굴절 망원경은 경통 끝에 있는 볼록 렌즈로 빛을 굴절시켜 초점에 모이게 하여 상을 얻는다. 이 렌즈를 대물렌즈 147 라고 한다. 대물렌즈의 반대쪽에는 접안렌즈가 있으며 접안렌즈는 관측자가 보는 상을 확대한다. 굴절 망원경은 색 수차가 생기는 단점이 있는데, 이를 제거하기 위해 색지움 렌즈를 사용한다. 굴절 망원경은 경통이 막혀 있기 때문 에 상의 흔들림이 없는 장점이 있는 반면, 렌즈를 크게 만들기가 어려워 대형 망원경으로는 적합하지 않다. 현재 세 계에서 가장 큰 굴절 망원경은 1897년에 제작된 미국 여키스 천문대의 구경 102 cm 망원경이다. 반사 망원경은 렌즈 대신 오목거울로 빛을 반사시켜 초점에 모이게 하여 상을 얻는다. 반사 망원경은 색수차가 생기지 않고 구경에 비해 경통의 길이가 짧으므로 최근 건설되는 대형 망원경들은 모두 반사 망원경이다. 반사 망원 경은 뉴턴식, 카세그레인식으로 구분된다. 현재 세계에서 가장 큰 단일 거울 반사 망원경의 구경은 약 8.2m이며, 작은 거울 여러 장을 이어 붙이거나 [ 그림 2 ], 여러 대의 반사 망원경으로부터의 관측 자료를 모으는 방법으로 망원 경의 구경을 크게 하는 효과를 내고 있다. 현재 과학자들은 구경 30 m 에 이르는 망원경을 계획 또는 건설 중이며, 우리나라도 2025년 완공을 목표로 칠 레에 건설 중인 거대 마젤란 망원경( GMT , Giant Magellan Telescope) 프로젝트에 참가하고 있다 [ 그림 3 ]. GMT 는 8.4 m 구경의 오목거울 7개를 모아서 구경 22 m 의 단일 거울과 맞먹는 집광력을 가질 것으로 기대되고 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 그림 2 ] 켁 망원경 [ 그림 3 ] 거대 마젤란 망원경 완성 예상도 반사굴절 망원경은 빛을 모으기 위하여 오목거울을 사용하며 수차를 제거하기 위해 경통 앞에 보정 렌즈를 설치 한다. 구경에 비해 경통의 길이가 상당히 짧아 사용하기에 편리하다. 보정 렌즈의 종류에 따라 슈미트식과 막스토 프식이 있다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 148 12 2 목표 천체 망원경을 조작하여 천체를 관측할 수 있다. 3 준비물 적도의식 굴절 망원경 4 과정 (1) 망원경의 설치 경통 가대 망원경은 크게 삼각대, 가대, 경통의 세 부분으로 구성된다. 1 삼각대를 평평한 지면에 안정하게 설치한다. 관측자의 키나 관측 대상에 따라 삼각대의 높낮이를 조절한다. 2 삼각대 위에 가대를 고정한 후 수평을 맞춘다. 3 균형추 막대를 가대의 적위축에 끼우고 균형추를 단다. 4 가대 위에 경통을 고정하고, 접안렌즈와 파인더를 설치한다. 삼각대 [ 그림 4 ] 적도의식 굴절 망원경 (2) 망원경 균형 맞추기 망원경의 균형을 잘 맞추면 클램프를 풀어도 경통이나 균형추가 움직이지 않으며, 균형이 잘 맞으면 다루기도 쉽 고 고장이 잘 나지 않는다. 1 적경축의 클램프만 푼 후 균형추를 움직여 경통과 균형추 사이의 균형을 맞춘다. 2 적경축의 클램프를 잠그고 적위축의 클램프만 푼 후, 경통 밴드를 약간 풀어 경통을 앞뒤로 움직이면서 경통 앞 뒤의 균형을 맞춘다. 이때, 접안렌즈, 천정 프리즘, 파인더 등이 모두 부착된 상태이어야 하며, 카메라나 기타 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 다른 장비를 추가로 부착하면 균형을 다시 맞춰 주어야 한다. (3) 파인더 정렬 파인더는 주망원경보다 시야가 넓어 관측 대상을 쉽게 찾아 주는 역할을 한다. 파인더의 광축과 주망원경의 광축 을 맞춰 주는 작업을 파인더 정렬이라 한다. 파인더 정렬은 가능한 한 낮에, 멀리 있고 끝이 뾰족한 물체를 이용 하는 것이 좋다. 1 망원경의 미동 조절 나사를 이용하여 목표물이 주망원경의 시야 중심에 놓이도록 한다. 2 파인더를 보면서 주망원경의 시야 중심에 놓인 목표물이 파인더의 십자선 중심에 위치하도록 파인더의 미동 조 절 나사를 적절히 조정한다. (4) 극축 정렬 천정 방향 의 향 늘 하 극방 북 북두 칠성 α β γ III 파인더 극축 의 향 늘 하 극방 북 하늘의 북극 ε 지구 자전축 위도 북극성 ε ξ η δ 지구 γ α 우주의 탐구 수평선 위도 δ β 적도 카시오페이아 [ 그림 5 ] 극축 정렬 [ 그림 6 ] 북극성의 위치 적도의식 망원경으로 천체를 관측할 경우, 극축(적경축)이 북극을 향하도록 극축 정렬 작업을 해 주어야 한다. 149 망원경의 극축이 북극을 정확히 향하면 천체의 일주운동을 자동으로 추적할 수 있고, 천체 사진 촬영도 용이하 다. 극축 정렬은 다음의 두 가지 방법이 있다. 1 편각과 위도를 이용하는 방법: 나침반으로 자북을 확인한 후 편각을 보정하여 망원경의 극축이 진북 방향을 향 하도록 한 후 망원경의 극축의 고도를 관측 지점의 위도에 맞춘다. 2 극축 망원경을 활용하는 방법: 보다 정확히 극축 정렬을 하려면 극축 망원경을 이용할 수 있다. 밤 시간에 극축 망원경을 통해 보면서 가대의 방위각과 고도를 조절하여 시야에서 북극성이 표시된 곳에 북극성을 위치시킨다. 극축 망원경 시야에서 북극성의 위치는 망원경 회사에 따라 다르다. (5) 천체의 관측 1 적경축 클램프와 적위축 클램프를 풀어서 관측하고자 하는 천체의 방향으로 경통을 향하게 한다. 2 미동 조절 나사를 이용하여 관측하고자 하는 천체가 파인더의 십자선 중심에 오도록 한다. 3 관측 대상이 주망원경의 중심에 오도록 미동 조절 나사를 돌려준다. 4 초점조절나사를 이용하여 관측 대상이 또렷하게 보이도록 초점을 맞춘다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 유의점 1 관측 장소는 최대한 어둡고 습기가 적은 곳이 좋다. 2 관측 전에 눈이 암적응이 되도록 기다린 후 관측한다. 3 천체 망원경의 삼각대가 흔들리지 않도록 설치한다. 4 균형추는 무거우므로 떨어뜨리지 않도록 주의하고 균형추 안전 나사를 잘 잠그도록 한다. 5 클램프를 잠근 채 망원경을 수동으로 조작하지 않도록 유의한다. 6 관측 일지에 관측 일시, 망원경의 종류와 구경, 대물렌즈와 접안렌즈의 초점 거리 등을 기록한다. 6 결과 및 토의 (1) 사용하고 있는 망원경의 종류와 가대의 형식은 무엇인가? 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 150 12 (2) 사용하고 있는 망원경의 대물렌즈(또는 주경)의 구경과 초점 거리는 각각 얼마인가? (3) 망원경의 배율은 어떻게 결정되며, 파인더를 정렬할 때 사용한 망원경의 배율은 얼마인가? (4) 천체의 일주운동을 추적하고자 할 때, 망원경의 설치 및 조작 시 주의해야 할 점은 무엇인가? (5) 망원경으로 천체를 관측하면서, 관측한 대상의 모습과 특징을 스케치하고 기록하여 관측 일지를 작성해 보자. 관측 일시 관측 대상 망원경의 종류 망원경의 구경 대물렌즈 초점 거리 접안렌즈 초점 거리 배율 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 06 천체 사진 촬영법 1 개관 천체의 촬영은 일반적인 인물이나 풍경 사진의 촬영과 원리는 크게 다르지 않으나 매우 어두운 대상을 촬영하는 것이므로 노출 시간을 결정하는 일이 중요하며, 촬영 시에 천체의 일주운동을 고려하여 필요에 따라 촬영 방법을 달 리하여야 한다. 최근 디지털카메라를 사용하여 천체를 촬영하는 것이 일반화되고 있으며 디지털카메라와 삼각대, 릴리즈 등을 면 카메라를 고정할 수 있는 튼튼한 삼각대가 반드시 필요하다. 릴리즈는 카메라에 연결하여 셔터를 눌러 주는 기구 로 셔터를 누를 때 카메라가 흔들리는 것을 방지해 준다. 우주의 탐구 이용하면 좋은 천체 사진을 찍을 수 있다. 어두운 대상을 찍게 되므로 렌즈는 밝을수록 좋으며, 노출 시간이 길어지 III 151 [ 그림 1 ] 디지털카메라와 CCD (1) 디지털카메라 디지털카메라는 화상을 저장하는 매체로 CCD(Charge-Coupled Devices: 전하결합소자) 또는 시모스 (CMOS) 소자를 이용한다. 빛이 CCD나 CMOS에 충돌하면 전자를 생성하고 이것이 디지털 신호로 변환되어 그 림 파일로 저장된다. CCD는 적은 시간 노출로도 천체 사진을 얻을 수 있고, 촬영 후 바로 화면을 통해 화상을 확인 할 수 있다. 파일로 저장되므로 컴퓨터에서 이미지 처리 작업도 쉽게 할 수 있다. 그러나 상온에서 장시간 노출하여 촬영할 경우 이미지에 노이즈가 발생하여 화질을 감소시킨다. 일반적인 보급형 디지털카메라(렌즈 일체형)는 망원경에 어포컬 방식으로 부착시켜 태양, 달, 행성 등을 쉽게 촬 영할 수 있으나, 렌즈가 카메라 몸체에 고정되어 있고 장시간 노출에 필요한 B(bulb) 셔터가 없어 다양한 종류의 사진을 촬영하기 어렵다. 반면 DSLR(Digital Single Lens Reflector) 카메라는 렌즈를 교환하여 사용할 수 있 고 렌즈를 통해 들어온 이미지를 뷰파인더로 확인할 수도 있다. 또한 B 셔터를 사용하여 장시간 촬영할 수 있으므 로 성운, 성단, 은하 등의 딥 스카이(Deep Sky) 촬영에 적합하다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (2) 디지털카메라의 옵션 설정 1 ISO 또는 ASA : 카메라가 빛에 반응하는 정도로, 수치가 클수록 감도는 좋지만 화질은 나빠진다. 2 셔터 속도: 셔터가 열려 있는 시간을 뜻하며, 수치가 클수록 밝게 찍을 수 있다. 3 조리개: 렌즈가 빛을 받아들이는 정도를 설정할 수 있으며, 수치가 작을수록 밝게 찍을 수 있다. (3) 디지털카메라와 망원경의 연결 1 어포컬(Afocal) 방식: 망원경의 접안렌즈 위에 카메라를 대고 직접 찍는 방식이다. 접안렌즈를 끼울 수 있는 확 대 촬영 어댑터와 T링을 이용하여 망원경과 카메라를 연결하면 고배율 촬영을 할 수 있으므로, 보급형 디지털카 메라를 이용하여 행성이나 태양, 달의 표면 등을 찍을 때 많이 이용된다. 2 아이피스 투영 방식: 망원경의 접안렌즈 위에 렌즈를 제거한 카메라를 연결하는 방식으로 작은 관측 대상을 확 대하여 찍을 수 있다. 작은 대상을 크게 확대하여 찍으므로 장시간 추적이나 어두운 대상보다는 달과 행성의 확 대 촬영에 이용된다. 3 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 직초점 방식: 카메라 렌즈와 망원경의 접안렌즈를 제거하고 직초점 어댑터와 T링을 이용하여 망원경의 접안부 에 카메라를 부착한다. 망원경에서 얻어진 상이 카메라의 CCD 에 직접 맺히도록 하는 방식으로, 망원경의 초 점 거리가 길면 고배율의 상을 얻을 수 있지만 배율을 바꾸기는 어렵다. 4 피기백(Piggy back) 방식: 망원경의 자동 추적 장치를 이용하기 위해 적도의식 가대나 적도의식 망원경의 경 통에 카메라를 올려서 촬영하는 방법이다. 카메라의 렌즈는 망원경의 대물렌즈보다 시야가 넓으므로 크기가 있 는 천체나 별자리 등 넓은 범위의 대상을 장시간 노출하여 찍을 때 사용한다. [표 1] 카메라와 망원경의 연결 방식 관측 항목 빛의 경로 촬영 대상 카메라 렌즈 대물렌즈에 의해 맺히는 상 152 12 어포컬 방식 H 필름에 맺힌 이미지 상 광축 fe fob 달 행성 태양 아이릴리프 접안렌즈 카메라 대물렌즈에 의해 맺히는 상 아이피스 투영 방식 H 필름에 맺힌 이미지 상 광축 달 행성 fe fob 접안렌즈 대물렌즈 H 필름에 맺힌 이미지 상 광축 직초점 방식 ｆ 대물렌즈 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 카메라 성운 성단 달 행성 카메라 ࿼ፎ" (4) CCD 촬영 디지털카메라 대신 천체 관측용 CCD 카메라를 사용하면 더 우수한 이미지를 얻을 수 있다. 이 경우 Maxim DL, CCD soft 등의 CCD 카메라 제어 소프트웨어가 필요하 며, 촬영 시 천체 사진 외에 암흑 화면(dark frame), 바 닥 고르기 화면(flat field frame), 바이어스 화면(bias frame) 등을 함께 촬영하여 사진을 보정해 주어야 한다. (5) 천체 사진 촬영 방법 1 [ 그림 2 ] 천체 관측용 CCD 카메라 고정 촬영: 카메라를 삼각대에 고정하여 천체를 점상으로 찍거나 장시간 노출하여 별의 일주운동 궤적이 나타나게 찍는다. 값비싼 장비가 없어도 쉽게 별의 일주운동, 행 성, 달, 태양 등의 사진을 찍을 수 있다. 태양이나 달은 밝고 큰 천체이므로 노출 시간을 짧게 해도 표면 사진을 찍을 수 있다. 2 가이드 촬영: 성운, 성단, 은하 등의 어두운 천체를 찍을 때에는 노출 시간을 길게 주어야 한다. 가이드 촬영은 적도의식 가대와 자동 추적 장치를 사용하여 천체의 일주운동을 추적하면서 노출 시간을 길게 하여 찍는 방식으 III 우주의 탐구 로 어두운 천체를 좀 더 밝게 점상으로 찍을 수 있다. 2 목표 천체 사진 촬영을 위한 기초 이론부터 실제 촬영 사진을 얻기까지 과정을 이해하고, 고정 촬영, 가이드 촬영, CCD 촬영을 통해 천체 사진을 찍을 수 있다. 153 3 준비물 적도의식 천체 망원경, 디지털카메라( DSLR ), 삼각대, 릴리즈, 플래시, 성도, 필기도구, 확대 촬영 어댑터, 직초 점 어댑터, T 링, CCD 카메라, 노트북 컴퓨터, CCD 제어 소프트웨어 4 과정 1 달 사진 촬영 달은 다양한 위상을 보여 주며 망원경으로 관찰하면 월령에 따라 크레이터의 입체적인 모습을 볼 수 있다. 고정 촬영법과 직초점 방식을 이용하여 달 표면의 입체적인 모습을 촬영해 보자. 2 행성 사진 촬영 고정 촬영법과 어포컬 방식을 이용하여 목성의 줄무늬, 토성의 고리, 금성의 위상 등 행성 사진을 촬영해 보자. 3 별의 일주운동 촬영 별의 일주운동 궤적을 촬영하려면 카메라를 삼각대에 고정하고 노출 시간을 길게 하여 찍는다. 디지털카메 라의 경우 노출 시간이 길어지면 노이즈가 심해지므로 연사 모드로 여러 장의 사진을 촬영한 후 스타트레일 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (Startrails), Photoshop 등의 이미지 편집 프로그램을 이용하여 한 장의 사진으로 합쳐 주는 것이 좋다. 4 가이드 촬영 성운, 성단, 은하 등 어두운 천체를 촬영하려면 가이드 촬영을 통해 별빛이 계속 축적되도록 하여 찍는다. 망원 경의 극축을 맞추고 추적 장치를 단 후, 초점 거리가 긴 망원경이나 배율을 높인 파인더를 가이드 망원경으로 활 용한다. 망원경의 접안부에 카메라를 연결하고 추적 장치를 켠 후 촬영을 시작한다. 촬영 대상 부근의 밝은 별을 가이드 별로 정하여 촬영이 진행되는 동안 가이드 망원경의 십자선 중앙에 계속 위치하도록 주의한다. 5 CCD 촬영 CCD 는 매우 약한 빛을 잘 감지하므로 어두운 천체 관측에 특히 유용하고, 디지털화된 자료이므로 컴퓨터로 빠르고 정확하게 처리할 수 있다. 망원경에 CCD 카메라와 컴퓨터를 연결한 후 컴퓨터를 켜서 CCD 카메라 제어 프로그램을 실행한다. 관측 전 바닥 고르기 화면을 얻는다. 필터별로 관측 대상의 영상을 찍고, 암흑 화 면, 바이어스 화면을 찍는다. CCD 제어 프로그램으로 전처리를 실시한다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 5 유의점 1 관측 장소는 최대한 어두운 곳을 선정하여 광해(光害)에 의해 사진의 배경이 밝아지지 않도록 한다. 2 사진 촬영 도중 다른 빛이 들어가지 않도록 유의한다. 6 결과 및 토의 (1) 다음과 같은 형태로 관측 일지를 만들어 촬영 조건과 상황을 기입해 보자. 촬영 일시 촬영지 카메라 촬영 방법 No 154 12 촬영 대상 시작 시각 종료 시각 ISO 노출 시간 조리개 수치 비고 1 2 : (2)달의 크레이터를 관찰하기 위해 좋은 월령은 언제인가? (3) 태양을 촬영하기 위해서는 어떤 조건과 장비가 필요하겠는가? (4) 오리온자리, 백조자리 등의 대표적인 별자리를 촬영하고 밝은 별과 어두운 별, 별의 크기, 별의 색깔 등을 육안 관측 시와 비 교해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 07 달의 관측 1 개관 일정한 기간을 두고 매일 같은 시각에 달을 관측하면 별들 사이로 달이 천천히 동쪽으로 움직이는 것을 볼 수 있 다. 이것은 달이 지구 주위를 공전하기 때문인데, 달은 천구 상에서 동쪽으로 매일 13c 씩 이동하여 27.3일 후에는 처음 위치로 돌아온다. 이 주기를 항성월이라고 한다. 이렇게 달이 공전하는 동안 지구에서 볼 때 태양과 달이 이루 는 각도가 변하게 된다. 태양과 달이 이루는 각이 0c 일 때 달의 위상을 삭, 90c 일 때 상현, 180c 일 때 망, 270c 일 때 하현이라고 한다. 달의 위상이 계속 변하여 처음 위상으로 돌아오는 주기를 삭망월이라 하는데, 이 주기는 대 안 지구도 태양 주위를 공전하므로 달이 직전과 같은 위상에 오기 위해서는 자신의 공전 주기보다 조금 더 공전해야 하기 때문이다. 우주의 탐구 략 29.5일로서 항성월보다 2.2일 더 길다. 삭망월이 항성월보다 2.2일 긴 이유는 달이 지구 주위를 공전하는 동 III 7~8 3~4 11~12 태양 광선 1 15 155 지구 18~19 26~27 22~23 [ 그림 1 ] 달의 위상 변화(숫자는 음력 날짜) 2 목표 달 관측을 통하여 달의 운동을 설명할 수 있다. 3 준비물 천체 망원경, 카메라, 방위각 고도 측정기, 나침반, 시계, 성도, 손전등, 계산기, 자, 삼각대 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 (1) 달의 운동 1 달력이나 역서를 참고하여 음력 2일~15일경의 기간을 정하여 해진 후 매일 같은 시각, 같은 장소에서 달의 방 위각과 고도를 측정하여 기록한다. 2 달을 관측한 장소의 남쪽 하늘과 지평선 근처의 지형적 특성을 그리고, 달 근처에 있는 눈에 잘 띄는 밝은 별의 위치를 개략적으로 표시한다. (2) 달의 공전 주기 1 [ 그림 2 ]는 같은 날 시간 간격을 두고 초승달과 금성을 동시에 촬영한 것이다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 2 반투명지를 첫 번째 사진 위에 놓고 달의 모양을 그리고, 금성의 위치와 촬영 시각을 표시한다. 3 반투명지를 다음 사진의 달의 모양에 일치시킨 후, 다시 금성의 위치와 촬영 시각을 표시한다. 4 위와 같은 과정을 반복한 후 점으로 표시한 금성의 위치를 직선으로 연결한다. 5 사진상의 초승달 모양으로부터 달의 직경을 측정하여 사진에서 1 mm 의 길이가 각거리 몇 ′에 해당하는지 척도 를 결정한다.(달의 시직경은 각도로 31′이다.) 6 시간에 따른 금성의 위치 변화를 각거리로 환산한다. 7 각 구간에서 금성의 시간당 이동 각거리를 구한 후, 평균을 구하여 달의 공전 주기를 구한다. 156 12 19시 30분 20시 21시 22시 [ 그림 2 ] 초승달과 금성 5 유의점 1 달의 운동을 관찰하기 전 방위각 고도 측정기의 사용법을 충분히 익힌다. 2 달과 금성이 함께 있는 사진을 직접 촬영하고자 할 때는 달의 위상이 초기 단계의 초승달보다 어느 정도 차오른 초승달을 촬영하는 것이 달의 지름을 측정하기 편리하다. 3 달과 금성이 함께 있는 사진을 시간 간격을 두고 촬영하고자 할 때는 처음 사진에서 달과 금성이 사진의 왼쪽에 위치하도록 촬영하는 것이 좋다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) 달의 운동 ① 다음과 같은 형태로 관측 일지를 만들어 촬영 조건과 상황을 기입해 보자. 관측 일시 월령 달 방위각 / 고도 / / / / / / / / 별 방위각 / 고도 / / / / / / / / ② 달의 크레이터를 관찰하기 위해 좋은 월령은 언제인가? (2) 달의 공전 주기 III ① 달의 위상이 초승달일 때 초승달과 거의 같은 방향에서 함께 관측되는 금성의 위치에 대해 적어 보자. 우주의 탐구 ② 금성의 위치 변화를 통해 달의 공전 주기를 구할 때 필요한 가정은 무엇인가? ③ 금성의 상대적 위치 변화의 거리를 측정하고, 이를 각거리로 환산하여 시간당 이동한 각거리를 계산하여 보자. 157 금성의 상대적 위치 변화 ]mmg 금성의 상대적 위치 변화 각거리(′) 시간당 이동한 각거리(′/h ) 07:30 pm ~ 08:00 pm 08:00 pm ~ 09:00 pm 09:00 pm ~ 10:00 pm ④ 위의 자료를 이용하여 구한 달의 공전 주기는 얼마인가? ⑤ 이렇게 구한 달의 공전 주기는 실제 달의 공전 주기인 27.3일과 비교할 때 오차의 크기는 얼마인가? 오차의 원 인은 무엇인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 08 달의 크레이터 높이 구하기 1 개관 달(moon)은 지구의 자연 위성으로 인류가 직접 탐험한 유일한 지구 밖 천체이다. 맨눈이나 망원경으로 볼 때 밝게 보이는 달의 표면을 고지(highlands)라 한다. 이 지역은 회장암(anorthosite)이라는 밝은 규산염 암석으로 이루어 져 있다. 고지는 달 생성 초기인 약 45억 년 전쯤 생성된 것으로 추정되며, 운석 구덩이들이 많이 분포한다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 달 표면에서 상대적으로 어둡고 검게 보이는 부분을 바다(mare)라 한다. 약 33억~38억 년 전 대규모 화산 활 동으로 분출한 현무암질 용암이 저지로 흘러 형성된 용암 대지이다. 바다 지역에는 크레이터가 드물다. [ 그림 1 ] 달의 티코(Tycho) 크레이터 158 12 달 표면을 망원경으로 보면 태양계 생성 시 존재했던 수많은 미행성체들의 충돌 흔적인 크레이터(crater)가 인 상적이다. 크레이터의 주위는 높은 벽들이 원형으로 둘러싸서 테두리를 이루고 있으며, 안 바닥의 높이는 주위의 평지보다 낮다. 크레이터 테두리의 주위는 충돌로 생긴 분출물들로 덮여 있는데 종종 방사상으로 산맥이나 계곡과 같은 형태를 띠기도 한다. 입자가 작은 분출물들은 종종 크레이터로부터 수백~수천 km를 날아가 월면에 쌓이는데 이를 광조(ray)라고 한다. 크고 젊은 크레이터일수록 훨씬 더 밝은 광조를 보이는 경향이 있다. [ 그림 2 ] 크레이터 생성 과정 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2 목표 달 표면의 크레이터를 관측하기 좋은 조건을 파악하고, 크레이터의 높이를 측정할 수 있다. 3 준비물 월면 지도, 월면 사진(상현 또는 하현), 자, 계산기 4 과정 1 상현이나 하현 위상의 달 사진을 준비하여 달 위상의 명암 경계선(터미네이터, terminator)을 자로 그어 표시 한다. 명암 경계선이 달의 중심을 지나도록 그어야 한다. 2 달 사진의 지름을 측정하고 달의 실제 지름에 대한 비율을 구한다. 달의 지름은 3,476 km 이다. 3 명암 경계선을 기준으로 임의의 크레이터 M 에 대하여 TM 은 명암 경계선으로부터 크레이터 밑바닥 중심까지 의 거리이다. TM 과 AP 가 평행이고, + TMO 와 + MPA 가 같으므로 D OMT 와 D APM 의 닮음을 이용 하여 크레이터 M 의 높이인 PM (h)의 길이를 구할 수 있다. 어두운 부분 M 우주의 탐구 T 명암 경계선 III 햇빛 M O 159 지형 [ 그림 3 ] 명암 경계선과 크레이터 [ 그림 4 ] 명암 경계선과 크레이터 위치 그림자 길이 A T P M h(크레이터 높이) R (달의 반지름) O [ 그림 5 ] 크레이터 그림자의 닮음 관계 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 [ 그림 6 ]의 각 크레이터에 대해 명암 경계선과 크레이터 중심과의 거리인 TM 과 크레이터의 그림자 길이인 AP 를 자로 측정한다. 측정값들은 0.1 mm 단위로 측정한다. 5 삼각형의 닮음 관계와 비례식을 이용하여 크레이터의 높이 h 를 구한다. 6 위에서 구한 크레이터 높이와 실제 높이를 비교한다. 5 유의점 1 명암 경계선은 달의 중심을 지나도록 그려야 하므로 먼저 달의 중심을 찾아야 한다. 2 TM 측정 시 크레이터 밑바닥 중심은 크레이터의 중심이 아니라 그림자를 만든 크레이터 림(rim)의 바닥 중심 이므로 그림자가 시작되는 지점으로 한다. 6 결과 및 토의 (1) 달의 위상이 상현 또는 하현인 사진을 이용하여 이 탐구를 하는 까닭은 무엇인가? 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III (2) 다음의 값들을 구하고, 크레이터의 높이를 구해 보자. 크레이터 명암 경계선과 크레이터 간 거리 TM ]mmg 그림자 길이 AP ]mmg 크레이터 높이 h ]mmg 실제 크레이터 높이 ]mg 아리스토텔레스 (ARISTOTELES) 에우독소스 (EUDOXUS) 160 12 아불페다 (ABULFEDA) 굿에이커 (GOODACRE) 퀴비에 (CUVIER) (3) 실험을 통해 구한 크레이터의 높이와 문헌에서 구한 높이를 비교하여 오차를 구해 보자. 오차는 어떤 크레이터에서 가장 크게 나타났으며 그 까닭은 무엇인가? 오차의 원인을 생각하여 말해 보자. (4) 위에서 결정된 크레이터의 높이는 구덩이 바닥으로부터의 높이이다. 달 표면으로부터의 높이는 어떻게 구할 수 있을지 말해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 아리스토텔레스 에우독소스 III 우주의 탐구 아불페다 161 굿에이커 퀴비에 [ 그림 6 ] 달의 표면과 크레이터 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 09 행성의 관측 1 개관 합 태양계 행성들은 항성들과 달리 고정된 별자리에 대해 상대적 위치가 화성의 공전궤도 매일 조금씩 달라지며 운동 방향도 순행과 역행을 반복한다. 16세기 폴란 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 드의 천문학자 코페르니쿠스(N. Copernicus, 1473-1543)가 태양 중 금성 심 모형을 주장할 때도 행성의 공전 속도의 상대적 차이만 설명하면 이러 동방 최대 이각 수성과 금성의 겉보기 운동과 외행성인 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 내합 의 겉보기 운동은 크게 다르다. 행성의 겉보기 운동은 별자리에 대한 행성 의 위치 변화를 관측하면 알 수 있다. 금성의 공전궤도 태양 한 행성들의 겉보기 운동을 간편하게 설명할 수 있다고 하였다. 내행성인 동구 서방 최대 이각 지구 충 2 목표 162 12 외합 서구 화성 [ 그림 1 ] 금성과 화성의 공전 궤도 행성의 관측을 통하여 행성의 운동을 설명할 수 있다. 3 준비물 역서, 성도, 천체 망원경, 관측 기록 용지, 시계, 손전등, 컴퓨터, 천체 관측 소프트웨어, 그래프용지 4 과정 (1) 망원경을 이용한 행성의 관측 [ 그림 2 ]는 소형 천체 망원경으로 보이는 행성들의 모습을 촬영한 것이다. 관측 가능한 행성을 찾아 관측해 보자. (가) 금성 (나) 화성 (다) 목성 (라) 토성 [ 그림 2 ] 소형 천체 망원경으로 본 행성의 모습 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 1 역서나 천체 관측 소프트웨어(스타리나이트(Starrynight), 스텔라리움 등)를 이용하여 관측 가능한 행성의 위치 와 시각을 확인한다. 한국천문연구원에서 발행하는 역서에서도 행성의 출몰 시각을 확인할 수 있다. 2 관측 대상과 시각을 정한 후 성도를 이용하여 행성이 위치하는 별자리를 확인하여 하늘에서 행성을 찾는다. 3 망원경의 배율을 바꾸어 행성을 관측하면서 행성의 밝기, 색깔, 무늬, 고리, 행성 주위의 위성 등을 자세히 스케치 한다. 4 각 행성들을 여러 날 관측하면서 별자리 사이에서의 위치 변화를 기록한다. 금성의 경우 위상과 시직경 변화도 함 께 기록한다. (2) 행성의 겉보기 운동 [ 표 1 ]은 2015년과 2016년 역서에서 발췌한 금성과 화성의 적도 좌표와 뜨는 시각을 나타낸 것이다. 날짜에 따른 행성들의 적도 좌표 변화를 그래프에 그려 보자. [표 1] 금성과 화성의 적도 좌표와 서울 지역 출몰 시각 금성 날짜 연-월-일 적경 적위 시 분 도 분 화성 서울 출 몰 시 분 시 분 적경 적위 시 분 도 분 서울 출 몰 시 분 시 분 8 27 21 34 08 35 23 01 5 16 23 37 05 14 19 58 2015-06-30 9 32 15 22 08 43 22 24 6 15 24 08 04 52 19 41 2015-07-20 10 05 9 05 08 14 21 16 7 13 23 16 04 35 19 16 2015-08-09 9 47 6 09 06 42 19 29 8 09 21 11 04 20 18 45 2015-08-29 9 04 8 28 04 34 17 36 9 02 18 05 04 06 18 08 2015-09-18 9 10 10 48 03 18 16 33 9 52 14 14 03 50 17 26 2015-10-08 10 02 9 42 02 57 16 02 10 40 9 51 03 34 16 40 2015-10-28 11 14 5 05 03 06 15 41 11 26 5 10 03 15 15 53 2015-11-17 12 35 -1 59 03 30 15 21 12 10 0 25 02 56 15 04 2015-12-07 14 01 -9 57 04 03 15 05 12 54 -4 12 02 35 14 14 2015-12-27 15 35 -17 05 04 42 14 56 13 37 -8 29 02 12 13 25 2016-01-01 16 00 -18 31 04 52 14 56 13 48 -9 29 02 06 13 13 2016-01-21 17 43 -22 08 05 29 15 08 14 29 -13 08 01 40 12 24 2016-02-10 19 29 -21 35 05 53 15 38 15 08 -16 07 01 11 11 34 2016-03-01 21 12 -16 51 06 00 16 20 15 44 -18 24 00 35 10 43 2016-03-21 22 49 -8 57 05 50 17 03 16 12 -20 00 23 49 09 47 2016-04-10 0 20 0 33 05 33 17 45 16 28 -21 04 22 49 08 36 2016-04-30 1 52 10 06 05 16 18 28 16 25 -21 40 21 29 07 11 2016-05-20 3 28 18 07 05 07 19 12 16 02 -21 42 19 47 05 29 2016-06-09 5 11 23 01 05 15 19 54 15 33 -21 12 17 58 03 44 2016-06-29 6 58 23 35 05 42 20 24 15 20 -21 02 16 26 02 13 2016-07-19 8 42 19 35 06 23 20 34 15 29 -21 50 15 21 01 02 2016-08-08 10 20 11 59 07 08 20 26 15 57 -23 21 14 36 00 06 2016-08-28 11 51 2 17 07 51 20 07 16 38 -24 54 14 05 23 23 2016-09-17 13 20 -7 56 08 33 19 46 17 30 -25 50 13 41 22 53 2016-10-07 14 53 -17 04 09 15 19 30 18 27 -25 37 13 19 22 33 2016-10-27 16 33 -23 26 09 59 19 29 19 28 -23 56 12 55 22 22 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 우주의 탐구 2015-06-10 III 163 ࿼ፎ" 적위 ]cg 적경 ]hg 5 유의점 행성의 적도 좌표 변화 그래프는 스프레드시트 프로그램을 사용하여 작업하면 편리하다. 6 결과 및 토의 (1) 망원경을 이용한 행성의 관측 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 행성 관측 일지를 작성하고, 관측한 행성의 모습과 특징을 스케치하고 기록해 보자. 관측 일시 관측 대상 망원경의 종류 망원경의 구경 대물렌즈 초점 거리 접안렌즈 초점 거리 배율 (2) 행성의 겉보기 운동 ① [ 표 1 ]에서 금성과 화성 관측 가능 시간을 비교하고, 차이점을 설명해 보자. 164 12 ② [ 표 1 ]에서 금성과 화성이 순행하는 시기와 역행하는 시기는 각각 언제인지 말해 보자. ③ [ 표 1 ]에서 금성이 내합에 위치하는 시기와 화성이 충에 위치하는 시기는 대략 언제인지, 또 이 시기에 각 행성들 의 겉보기 운동은 어떠한지 말해 보자. ④ 2016년 3월 21일 태양을 중심으로 금성, 지구, 화성의 상대적 위치를 그려 보고, 금성과 화성의 겉보기 운동을 설 명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 10 행성의 궤도와 케플러 제3법칙 1 개관 케플러(J. Kepler, 1571-1630)는 브라헤(T. Brahe, 1546-1601)의 행성 관측 결과로부터 행성의 궤도 운동 에 다음과 같은 법칙들이 있음을 발견하였다. •제1법칙: 행성은 태양을 하나의 초점으로 하는 타원 궤도를 그리며 공전한다. •제2법칙: 행성과 태양을 연결하는 직선(동경 벡터)은 같은 시간 동안 같은 면적을 휩쓸며 지난다. •제3법칙: 행성의 공전 주기의 제곱은 공전 궤도의 장반경의 세제곱에 비례한다. 제1법칙과 제2법칙은 1609년에 발표하였고, 제3법칙은 1619년에 발표하였다. 케플러의 시대는 기존의 천동설에 를 기하학적으로 작도해 본 결과 그 궤도가 태양을 초점으로 하는 타원이라는 것을 발견하게 되었다. 케플러 이전에는 지동설을 지지하는 과학자들(코페르니쿠스, 갈릴레이 등)도 행성의 공전 궤도는 원이라고 믿고 있었다. 케플러의 법칙 우주의 탐구 대해 지동설이 도전하던 시기로, 케플러는 지동설의 입장에서 지구의 공전 궤도를 원이라 가정하고 화성의 공전 궤도 III 은 후에 뉴턴이 만유인력을 발견하는 데 핵심적인 수학적 기초를 제공해 주었다. 뉴턴은 케플러의 법칙을 궤도 운동하는 두 물체에 적용하여 일반화하였으며, 뉴턴의 만유인력 법칙을 이용하면 제 3법칙을 다음과 같이 나타낼 수 있다. ]m + M gP 22 = 165 4r 2 3 a G 여기서 m 과 M 은 두 물체의 질량, P 는 공전 주기이고 G 는 만유인력 상수, a 는 그들의 상대적인 궤도의 장 반경이다. 태양계에 이를 적용할 때 행성의 질량( m )은 태양의 질량( M )과 비교할 때 무시할 수 있으므로, 위의 식 은 다음과 같이 나타낼 수 있다. M= 4r 2 a3 : 2 G P P 이 식의 우변에서 P 에 1년에 해당하는 3.16 # 10 7 초, a 에 1 AU 에 해당하는 1.5 # 10 11 m , G 에 만유인력 상수 6.67 # 10 -11 N : m 2 / kg 2 을 대입하면 다음과 같다. 4 # ]3.14g2 # ]1.5 # 10 11 ]mgg3 4r 2 a3 : 22 = ] 2.00 # 10 30 ]kgg G P 6.67 # 10 -11 ]N : m 2 /kg 2g # ]3.16 # 10 7 ]sgg2 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 이 값은 태양의 질량과 거의 같다. 따라서 케플러의 제3법칙에서 P 를 년(year), a 를 천문단위( AU )로 표현 하면, ‘태양 질량의 몇 배’의 형태로 나타낼 수 있다. 같은 방법을 행성의 주위를 공전하는 위성들에 적용하면 행성 의 질량을 구할 수도 있다. 2 목표 행성을 관측한 자료로부터 케플러 제3 법칙을 유도하고, 목성과 그 위성을 관측한 자료를 이용하여 목성의 질량 을 계산할 수 있다. 3 준비물 계산기, 눈금자, 컴퍼스, 태양계 물리량 자료, 그래프용지, 목성과 위성 관측 자료 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 4 과정 (1) 케플러 제3 법칙의 유도 1 [ 표 1 ]에 값을 계산한다. 2 log a 를 가로축, log P 를 세로축으로 하는 그래프를 그리고, log a 와 log P 의 관계식을 다음과 같이 구한다. log P = k 1 # log a + k 2 3 166 12 있는 각 행성의 공전 주기( P )와 궤도 장반경( a )의 관계를 알아보기 위해 log P , P 2 , log a , a 3 의 a 3 을 가로축, P 2 을 세로축으로 하는 그래프를 그리고, a 3 과 P 2 의 관계식을 구한다. [ 표 1 ] 태양계 구성원에 관한 자료 질량 천체 ] 지구= 1g 적도 반경 ]kmg 궤도 반지름 ]ag 공전 주기 (P) 년 log P P 2 AU 태양 333,000 695, 700 수성 0.055 2, 440 0.241 0.4 금성 0.815 6, 052 0.615 0.7 지구 1.000 6, 378 1.000 1.0 화성 0.107 3, 396 1.88 1.5 케레스 1.57 # 10 -4 473 4.60 2.8 목성 318 71, 492 11.86 5.2 토성 95.2 60, 268 29.46 9.6 천왕성 14.5 25, 559 84.01 19.2 해왕성 17.2 24, 764 164.8 30.0 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL log a a3 ࿼ፎ" (2) 목성의 질량 구하기 1 [ 표 2 ]는 2001년 10월 1일부터 10월 6일까지 목성을 기준으로 갈릴레이 위성의 시간에 따른 위치와 거리를 나타낸 관측 자료이다. 2 그래프용지의 가로축은 시간, 세로축은 목성으로부터 각 위성까지의 거리로 하는 그래프를 그리고 부드러운 곡 선으로 연결한다. 3 2 에서 그린 그래프로부터 각 위성의 공전 궤도 반지름을 구한다. [ 표 2 ] 갈릴레이 위성의 위치 자료 목성 중심으로부터의 거리와 위치 날짜 시각 ]UTg 이오 ]rIg 6JD@ 유로파 가니메데 칼리스토 ]rEg 6JD@ ]rGg 6JD@ ]rCg 6JD@ 01:00 2.65 W 2.90 E 3.11 W 12.37 E 10월 1일 05:00 2.90 W 3.86 E 4.07 W 12.68 E 10월 2일 01:00 2.96 E 3.05 E 7.23 W 13.33 E 10월 2일 05:00 2.54 E 1.90 E 7.43 W 13.27 E 10월 3일 01:00 2.74 W 4.07 W 6.13 W 12.40 E 10월 3일 05:00 1.66 W 4.57 W 5.43 W 12.07 E 10월 4일 01:00 2.13 E 1.49 W 0.63 W 9.85 E 10월 4일 05:00 0.60 E - 0.46 E 9.25 E 10월 5일 01:00 1.08 W 4.70 E 5.35 E 5.88 E 10월 5일 05:00 0.63 E 4.65 E 6.05 E 5.13 E 10월 6일 05:00 1.70 W 1.68 W 7.30 E 0.29 E III 우주의 탐구 10월 1일 167 ※ 목성으로부터의 거리를 나타내는 숫자는 목성으로부터 목 성 지름( JD )의 몇 배만큼 떨어져 있는지를 나타낸 것이며, R1 P1 숫자 뒤의 E와 W는 목성에 대해 지구 방위로 각각 동쪽(왼 쪽)과 서쪽(오른쪽)에 위치하는 방향을 의미한다. P 4 R0 위성이 P1 과 P2 에 위치할 때 두 관측 시각의 차이와 이에 θ1 목성 θ2 대응하는 각도 변위의 합( i 1 + i 2 ), 목성 중심으로부터의 거리를 이용하여 위성의 공전 주기를 구하여 [ 표 3 ]에 기록 한다. 5 케플러 제3 법칙을 이용하여 목성의 질량을 구한다. 단, 목 R2 P2 성의 지름( JD )은 142,984 km , 1 AU 는 149,597,871 km , 1년은 365.2564일로 계산한다. [ 그림 1 ] 목성 위성의 위치 변화 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 3 ] 목성 위성의 공전 궤도 반경, 공전 주기와 목성 질량 물리량 위성 공전 궤도 반경 ] Rg ]JDg ]AUg R1 ]JDg R2 ]JDg i1 i2 i1 + i2 T2 - T1 (일) 공전 주기 ]P g (일) 목성 질량 (년) ] M 9g 이오 유로파 가니메데 칼리스토 5 결과 및 토의 (1) 케플러 제3 법칙의 유도 ① 실험 결과 얻어진 k 1 과 k 2 의 값은 얼마인가? 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III ② log P = k 1 # log a + k 2 의 식은 log 를 제거하면 다음과 같이 변형시킬 수 있다. P = 10 k # a k 2 1 위의 식은 궤도 장반경과 공전 주기 사이의 관계를 보여 주고 있다. 이 식을 다음의 케플러의 제3법칙과 비교해 보자. G ]m + M g a3 = 2 4r 2 P 168 12 (2) 목성의 질량 구하기 ① 목성의 질량을 구하는 실험에서 설정한 가정은 무엇인가? ② 관측 자료로부터 구한 갈릴레이 위성들의 장반경과 주기는 각각 얼마인가? 이를 조사하여 실험 결과와 비교해 보자. ③ 갈릴레이 위성의 공전 주기와 공전 궤도 장반경으로부터 구한 목성의 질량은 얼마인가? 실제 목성의 질량과 비교해 오차를 구해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 11 태양의 위치 변화 1 개관 과학자들은 시간의 기본 단위인 초를 0K 바닥 상태의 133 Cs 원자의 초미세 에너지 준위 사이에서 방출되는 빛이 9,192,631,770번 진동하는 데 걸리는 시간으로 정의하고 있다. 보다 이해하기 쉬운 또 다른 1초의 정의는 1평균 태 양일의 86,400분의 1이다. 대략 23시간 56분 정도 된다. 하늘의 춘분점 위치를 측정하는 것은 불편하므로 일상생활에 보다 큰 영향을 미치는 천 체인 태양을 이용하여 ‘하루’를 태양이 남중한 후 다시 남중할 때까지 걸린 시간으로 정의할 수 있다. 이를 태양일이라 고 하며 평균적으로 24시간 정도 된다. 태양일이 항성일보다 긴 이유는 지구가 자전하는 동안 태양 둘레를 공전하므로 우주의 탐구 ‘하루’란 천구상의 춘분점이 남중한 후 다시 남중할 때까지 걸린 시간으로 정의할 수 있다. 이를 항성일이라고 하며 III 태양이 전날과 같은 위치에 오려면 지구가 4분 정도(약 1c ) 더 자전해야 하기 때문이다. 지구의 자전 속도는 매우 일정한 반면, 태양의 겉보기 운동 속도는 일정하지 않아 태양일의 길이는 일정하지 않다. 그 이유는 첫째, 지구의 공전 궤도가 타원 궤도이므로 지구의 공전 속도가 일정하지 않고, 둘째, 태양은 황도를 따라 169 운동하는 반면 태양시는 적경으로 측정하므로 시간 간격이 일정하지 않기 때문이다. 1 태양일을 24 등분한 것이 1 태양시인데, 매일 태양일의 길이가 일정하지 않다면 태양시의 시간 간격이 일정하지 않게 되어 일상생활이 불편해지므로 천구의 적도를 따라 일정한 속도로 움직이는 가상의 태양(평균 태양)의 운동을 가 정하여 태양시를 결정한다. 이것을 평균 태양시(mean solar time)라고 하며, 해시계로 직접 측정한 시각을 시태양 시(apparent solar time)라고 하여 둘을 구분한다. 시태양시와 평균 태양시의 차이를 균시차(equation of time)라 고 한다. 균시차는 최대 16분에 이를 때도 있으나 1년 동안 균시차의 총합은 0이다. 균시차와 태양의 적위 변화 때문에 매일 같은 장소에서 같은 시각 태양의 위치를 촬영하여 기록하면 1년에 걸쳐 태 양이 8자 모양을 그리는 것을 볼 수 있는데, 이를 아날렘마(analemma)라고 한다. 해시계를 이용하여 측정한 시각을 일상생활에서 사용하는 시각과 비교하려면 균시차를 고려해 주어야 한다. 또한 표준시도 고려해야 하는데, 우리나라는 동경 135c 에 평균 태양이 남중할 때를 12시로 하는 표준시를 사용하고 있으 므로, 관측자의 경도(서울의 경우 동경 127c )와의 시간 차이를 고려해 주어야 한다. 2 목표 태양의 위치 변화 자료를 이용하여 시태양시, 평균 태양시, 균시차의 개념을 설명할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 준비물 역서(한국천문연구원 홈페이지(https://www.kasi.re.kr/kor/publication/post/publication)에서 내려 받을 수 있다.), 그래프용지 4 과정 1 [ 그림 1 ]은 1년 동안 균시차의 크기 변화를 나타낸 그래프로, 지구 공전 궤도의 이심률에 의한 균시차와 지구 자 전축 기울기(황도면 경사)에 의한 균시차를 합하여 얻었다. 18 15 12 9 6 균시차 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 3 0 (분) -3 -6 -9 지축 경사의 영향 이심률의 영향 균시차 -12 -15 -18 0 30 60 90 120 150 180 210 240 270 330 300 360 390 (일) [ 그림 1 ] 균시차 170 12 2 [ 표 1 ]은 2016년 역서에 있는 태양의 적경 및 적위 자료이다. [ 그림 1 ]의 그래프의 균시찻값을 [ 표 1 ]에 기록한 후 그래프용지에 가로축은 균시차, 세로축은 적위로 하는 그래프를 그려 보자. [ 표 1 ] 2016년 태양의 적경, 적위 자료 날짜 (월 일) 날수 적경 적위 균시차 날짜 (시 분) (도 분) (분) (월 일) 날수 적경 적위 균시차 날짜 (시 분) (도 분) (분) (월 일) 날수 적경 적위 균시차 (시 분) (도 분) (분) 1 15 1 30 2 14 2 29 3 15 3 30 4 15 4 29 15 30 45 60 75 90 105 120 19 20 21 22 23 3 1 2 135 150 165 180 195 210 225 240 3 4 5 6 7 8 9 10 225 270 285 300 315 330 345 360 11 12 13 14 15 16 17 18 45 48 48 45 41 36 34 27 -21 -17 -13 -07 -02 03 09 14 16 52 17 53 03 51 51 32 5 5 6 6 7 7 8 8 14 29 13 28 13 28 12 27 25 25 27 30 31 31 29 24 18 21 23 23 21 18 14 09 41 39 13 16 47 56 54 59 9 9 10 10 11 11 12 12 11 26 11 26 10 25 10 25 18 12 07 03 02 04 09 16 04 -01 -07 -12 -17 -20 -22 -23 28 19 06 31 12 47 55 23 5 유의점 1 태양의 아날렘마 사진을 직접 촬영하고자 할 때는 2~3일 간격으로 일정한 장소에서 동일한 시각에 주변 경관이나 지형지물이 나오도록 태양을 촬영해야 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 2 태양 사진 촬영을 할 때는 태양이 뜨거나 질 무렵에 하는 것이 좋고, 태양의 정확한 위치를 확인하기 위해 필터를 장 착한 후 촬영하는 것이 좋다. 6 결과 및 토의 (1) 지구의 공전 궤도 이심률만 고려할 때 균시차가 가장 큰 날과 가장 작은 날은 각각 언제인지 쓰고, 그 이유를 설명해 보자. (2) 황도면 경사만 고려할 때 균시차가 가장 큰 날과 가장 작은 날은 각각 언제인지 쓰고, 그 이유를 설명해 보자. III (3) 균시차가 가장 큰 날과 가장 작은 날은 각각 언제인가? (5) 균시차가 가장 큰 날과 가장 작은 날의 평균 태양의 적경은 각각 얼마인가? 우주의 탐구 (4) 시태양으로 정한 시각(시태양시)과 평균 태양으로 정한 시각(평균 태양시)이 동일한 날은 언제인가? 171 (6) 같은 장소에서 같은 시각에 촬영한 태양의 천구상의 위치가 날짜에 따라 달라지는 이유는 무엇인가? (7) 지구의 공전 궤도가 원 궤도라면 과정 2 에서 그린 그래프의 형태는 어떻게 나타나겠는가? (8) 지구 자전축이 황도면에 대해 수직이라면 과정 2 에서 그린 그래프의 형태는 어떻게 나타나겠는가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 12 태양의 시직경 변화 1 개관 1609년 케플러(J.Kepler)는 티코 브라헤(Tycho Brahe)의 관측 자료를 이용하여 행성의 공전 궤도가 태양을 초 점으로 하는 타원을 그린다는 ‘타원 궤도의 법칙’을 발표하였다. 타원은 수학적으로 두 초점으로부터 거리의 합이 일정 한 점들의 자취이므로 다음과 같은 관계가 성립한다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III y r′ r + rl = 2a = 일정 r b Θ o a ae x 이때 a 는 타원의 장반경이다. 타원의 형태는 이심률 e 로 정해지는 데, 이심률은 장반경의 길이에 대한 중심으로부터 초점까지의 거리에 대 [ 그림 1 ] 타원 궤도의 요소 한 비율이다. 장반경을 수직 이등분하는 단축의 절반을 단반경( b )이라고 하며, 장반경( a )과 단반경( b ), 이심률( e ) 사이에는 다 음과 같은 관계식이 성립한다. b 2 = a 2 - a 2 e 2 = a 2 ]1 - e 2g 172 12 태양계 행성의 공전 궤도에서 태양은 타원의 두 초점 중 하나의 초점에 위치하며, 행성이 타원 궤도의 장축에서 태 양으로부터 가장 먼 곳에 위치할 때를 원일점, 태양으로부터 가장 가까운 곳에 위치할 때를 근일점이라고 한다. 따라서 원일점 거리( r 원)와 근일점 거리( r 근 )는 다음과 같이 나타낼 수 있다. r 원= a + ae = a ]1 + eg , r 근= a - ae = a ]1 - eg 2 목표 태양의 시직경 크기 변화를 통해 타원 방정식을 유도할 수 있다. 3 준비물 눈금자, 컴퍼스, 각도기, 계산기, 역서 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 1 [ 자료 1 ] 은 소호(SOHO, Solar and Heliospheric Observatory) 위성이 2015년 촬영한 태양 사진 중 매 월 1일 0UTC 촬영 사진만을 모은 것이다. 이 사진들에서 태양의 시직경을 측정하여 지구와 태양 사이의 거리를 AU 단위로 구한 후 [ 표 1 ]을 채운다. [ 표 1 ] 2015년 날짜에 따른 태양의 시직경과 태양까지의 거리 날짜 1월 1일 2월 1일 ⋯ 11월 1일 12월 1일 태양의 시직경(mm) 태양까지의 거리(AU) 2 [ 표 2 ]는 2015년 매월 1일의 태양의 황경값을 나타낸 것이다. 지구를 중심으로 하고, 1 AU 를 10 cm 로 하여 태양의 황경과 태양까지의 거리를 이용하여 각 날짜에 해당하는 태양 위치를 표시한다. III [ 표 2 ] 태양의 황경 황경 날짜 황경 날짜 황경 날짜 황경 1월 1일 280c 14′ 4월 1일 010c 57′ 7월 1일 098c 53′ 10월 1일 187c 30′ 2월 1일 311c 48′ 5월 1일 040c 19′ 8월 1일 128c 28′ 11월 1일 218c 15′ 3월 1일 340c 05′ 6월 1일 070c 13′ 9월 1일 158c 16′ 12월 1일 248c 28′ 우주의 탐구 날짜 3 태양의 위치를 부드러운 곡선으로 연결하여 지구 공전 궤도를 완성한다. 4 태양이 타원에서 임의의 한 초점에 위치한다고 할 때, 근일점이나 원일점이라고 생각되는 지점을 정하여 지구 공전 궤도의 이심률을 구한다. 173 5 결과 및 토의 (1) 태양의 시직경 변화를 통해 알 수 있는 사실은 무엇인가? (2) 위에서 구한 원일점을 기준으로 지구 공전 궤도의 이심률을 구해 보자. (3) 2015년 역서에서 지구의 원일점 날짜와 근일점 날짜, 각 위치에서 태양까지의 거리를 찾고, 찾은 자료를 이용하여 지구 공전 궤도의 이심률을 구한 후, 실험 결과와 비교해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 자료 1 ] 2015년 매월 1일 촬영한 태양 사진 2015년 2월 1일 2015년 3월 1일 2015년 4월 1일 2015년 5월 1일 2015년 6월 1일 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 2015년 1월 1일 III 174 12 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 2015년 7월 1일 2015년 8월 1일 III 우주의 탐구 2015년 9월 1일 2015년 10월 1일 2015년 11월 1일 2015년 12월 1일 175 출처: 소호 위성 웹사이트(http://sohodata.nascom.nasa.gov/cgi-bin/data_query) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 13 흑점군 분류 및 상대 흑점 수 계산 1 개관 흑점은 흔히 2~20개 이상의 흑점들이 무리를 이룬 흑점군으로 발생하는데, 대개는 적도를 중심으로 쌍을 이루어 발생한다. 아주 큰 흑점군은 그 구조가 대단히 복잡하여 100개 이상의 흑점들로 이루어지기도 한다. 흑점군은 구성하 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 는 흑점의 종류, 보이는 방식, 흩어지는 방식 등에 따라 국제적으로 A에서 J 까지( I 는 없음)의 9가지 유형으로 구분 한다. 태양의 활동성을 나타내는 지표인 흑점의 개수는 흑점군의 개수를 세어서 표현하는 상대 흑점 수(相對黑點數)로 나 타내는데, 이는 1849년 스위스 취리히 천문대의 볼프(R. Wolf, 1816-1893)가 정의했다. 어느 날 태양면에 보이는 흑점군의 수가 g , 흑점 수가 f 일 때, g 의 10배에 f 를 더하고, 그 값에 관측소마다 정해진 계수 k 를 곱한 값을 그 날의 상대 흑점 수라고 한다. 상대 흑점 수 R = k ]10g + f g 176 12 상대 흑점 수 매일의 값은 1818년부터, 연 평균값은 1700년부터 알려져 있다. 흑점 수 극대·극소의 연도는 갈 릴레이가 관측을 시작한 1610년까지 거슬러 올라간다. 현재 취리히 천문대에서 발표되는 값이 국제적으로 상용되 고 있는데, 상대 흑점 수는 태양의 활동 정도를 나타내는 중요한 지표가 된다. [ 표 1 ] 흑점군의 분류와 특징( Dl : 동서 방향의 크기) 흑점군형 특징 A형 단일 흑점, 혹은 몇 개의 미소 흑점군으로 반암부가 없고 쌍극성을 나타내지 않는다. Dl < 5c B형 반암부가 없는 미소 흑점군으로 쌍극성을 나타낸다. Dl > 5c C형 쌍극성의 흑점군으로 그중에 최소한 한 개의 주 흑점은 반암부를 가지고 있다. Dl < 10c D형 쌍극성의 흑점군으로 두 개의 주흑점 모두 반암부가 있고 한쪽의 흑점은 단순한 형태다. Dl < 10c E형 발달한 쌍극성의 흑점군으로 반암부를 갖는 두 개의 흑점은 매우 복잡한 구조를 이루며 이들 사이에 많은 미소 흑점이 산재해 있다. Dl ] 10c F형 매우 발달한 쌍극성의 복잡한 흑점군이다. Dl > 15c G형 발달한 쌍극성의 흑점군이나 두 개의 주흑점 사이에 미소 흑점이 거의 없다. Dl > 10c H형 반암부를 가진 단극성 흑점으로 주위에 미소 흑점이 산재하는 경우가 있다. Dl $ 2.5c J형 반암부를 가진 단극성의 단일 흑점이다. Dl # 2.5c ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 0° 5° 10° A 15° B D 20° C 반암부 1개 반암부의 중심에 암부 2개 3개 암부 1개 1개 반암부의 중심에 암부 1개 2개 암부 2개 2개 2개의 암부와 반암부 1개 3개 3개의 암부와 반암부 2개 5개 E 30개 F H [ 그림 1 ] 흑점군의 유형 [ 그림 2 ] 흑점의 종류와 개수 2 목표 태양 흑점 발생 자료를 통하여 극대기와 극소기를 파악함으로써 흑점 주기를 알고, 태양 표면의 흑점 관측을 통 III 하여 흑점군 분류 및 상대 흑점 수를 계산할 수 있다. 우주의 탐구 3 준비물 적도의식 굴절 망원경, 태양 투영판, 검은색 두꺼운 종이, 그래프용지, 계산기, 필기구 4 과정 (1) 태양 흑점 관측을 통한 상대 흑점 수 계산 177 1 천체 망원경을 설치한 후 극축을 맞춘다. 2 태양을 눈으로 직접 보지 않도록 파인더에 덮개를 씌운다. 3 망원경의 경통이 태양을 향하도록 하여 경통 그림자의 면적이 최소가 되는 방향을 찾아 망원경의 뒤쪽에 밝은 원 [ 그림 3 ] 투영판에 비친 태양 이 나타나면 망원경의 적경축, 적위축 클램프를 고정한다. 4 지름 15 cm인 원(원의 중심을 십자선으로 표시함)을 그린 백지를 투영판에 붙이고, 태양상이 백지의 원에 맞도 록 투영판의 위치를 조정한다. 5 추적 장치를 끈 채 망원경을 1~2분간 가만히 두면 태양의 일주운동에 따라 투영판의 태양상이 움직인다. 흑점 하나를 정해 흑점이 지나가는 위치를 수 초 간격으로 연필로 표시하여 태양의 일주운동 방향을 기록한다. 6 흑점이 지나간 위치를 직선으로 잇고, 이 직선과 평행하고 원의 중심을 지나는 직선을 그려 태양의 동서 방향을 정한다.(태양이 흘러가는 방향이 서쪽이다.) 7 태양의 동서 방향을 정한 직선과 수직인 직선을 그어 태양의 남북 방향을 정한다.(투영판을 북쪽으로 향하게 했 을 때, 아래가 N (북), 위가 S (남), 왼쪽이 E (동), 오른쪽이 W (서)이다.) 8 망원경의 추적 장치를 작동하고, 투영판 위의 태양상에 나타난 태양 흑점의 암부, 반암부, 크기 등이 가능한 정 확하게 나타나도록 정교하게 스케치하고 흑점 수를 센다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (2) 흑점 주기 계산 [ 표 2 ]는 1951년부터 2015년까지 태양의 상대 흑점 수 자료를 나타낸 것이다. 가로축을 연도, 세로축을 흑점 수 로 하는 그래프를 그리고, 흑점 수 극대기 연도와 극소기 연도를 찾아본다. [ 표 2 ] 1951년~2015년 흑점 수 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 178 12 연도 흑점 수 연도 흑점 수 연도 흑점 수 연도 흑점 수 연도 흑점 수 1951 98.3 1964 15 1977 39.3 1990 191.8 2003 99.3 1952 45 1965 22 1978 131 1991 203.3 2004 65.3 1953 20.1 1966 66.8 1979 220.1 1992 133 2005 45.8 1954 6.6 1967 132.9 1980 218.9 1993 76.1 2006 24.7 1955 54.2 1968 150 1981 198.9 1994 44.9 2007 12.6 1956 200.7 1969 149.4 1982 162.4 1995 25.1 2008 4.2 1957 269.3 1970 148 1983 91 1996 11.6 2009 4.8 1958 261.7 1971 94.4 1984 60.5 1997 28.9 2010 24.9 1959 225.1 1972 97.6 1985 20.6 1998 88.3 2011 80.8 1960 159 1973 54.1 1986 14.8 1999 136.3 2012 84.5 1961 76.4 1974 49.2 1987 2000 173.9 2013 94 1962 53.4 1975 22.5 1988 123 33.9 2001 170.4 2014 113.3 1963 39.9 1976 18.4 1989 211.1 2002 163.6 2015 69.8 출처: 벨기에 왕립 천문대 태양 영향 정보 분석 센터 http://www.sidc.be/silso/datafiles 5 유의점 1 태양 빛은 매우 강하므로 태양 필터 없이 망원경의 접안렌즈를 들여다보지 않도록 주의한다. 2 망원경을 오랫동안 태양을 향하게 하면 망원경의 렌즈가 과열로 파손될 수 있으므로 관측하지 않을 때는 경통 렌즈의 덮개를 덮거나 경통이 태양을 향하지 않도록 한다. 6 결과 및 토의 (1) 투영판의 태양상에 나타난 흑점의 크기를 km 단위로 구하고, 지구의 반지름과 비교해 보자. (단, 태양의 실제 반지름은 약 7 # 10 5 km 이다.) (2) 흑점을 유형별로 분류해 보자. 어떤 유형의 흑점이 몇 개씩 관찰되는가? (3) 상대 흑점 수를 계산해 보자.(단, 보정 상수 k 는 1로 계산한다.) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 14 태양의 광도 측정 1 개관 빛의 밝기를 관측하는 데에는 절대 측광법과 상대 측광법이 있다. 절대 측광법은 W (와트), lm (루멘) 등의 단위로 표시되는 에너지의 절대량을 측정하는 것을 의미하며, 상대 측광법은 별의 등급과 같이 두 광원의 밝기를 상대적인 비 로 표시하는 것을 의미한다. 상대적 밝기를 비로 표시하는 이유는 청각이나 시각과 같은 감각의 정도는 그 강도에 지수 함수적으로 반응하기 때문이다. 10 7 배의 차이가 난다. 관계된 값들이 차수가 굉장히 크고 인간의 청각이 압력에 직접적으로 비례하지 않으므로 다른 척도가 요구된다. 심리학자 베버(E. H. Weber, 1795-1878)는 주관적인 반응( R )의 변화는 자극( S )의 부분적인 변화에 비례한다고 것을 제안하고 이것을 다음과 같이 나타냈다. dR\ 우주의 탐구 소리의 단위인 데시벨( dB )의 경우, 인간의 귀에 영향을 미치는 음압의 크기는 2 # 10 -5 Pa 에서 200 Pa 까지 III dS S 179 이것을 적분하면 실제 반응은 자극의 대숫값에 비례한다는 것을 알 수 있다. 이와 같이 생물체의 감각 정도는 그 감각을 만드는 물리량(소리, 빛 등)과 지수 함수 관계가 있는데, 이를 ‘베버페히너(Weber-Fechner)의 법칙’이라고 한다. 예를 들어,사람이 들을 수 있는 소리의 크기는 음의 세기( I ) 즉, 음의 준위와 다음과 같은 관계가 있다. 소리의 크기 b ]dBg = 10 log I2 I1 여기서 I 2 = I 1 이면 b = 0 이므로 0( dB )에 해당된다. 마찬가지로 빛의 경우에도 사람의 눈으로 느낄 수 있는 겉보기 등급 m 1 , m 2 는 빛의 광도 l 1 , l 2 와 다음과 같은 관계가 있다. m 1 - m 2 = -2.5 log ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL l1 l2 ࿼ፎ" 2 목표 간이 측광기를 제작하여 태양의 광도를 측정하고 기술, 수학, 환경과 연계하여 실생활에서 태양 에너지를 효과적으로 활용할 수 있는 방법에 대하여 토론할 수 있다. 3 준비물 광학대, 광학 실험 장치 부속품(캐리어, 거울 등), 가위, 전구(100 W , 200 W , 500 W 전구 각 1개씩), 눈금자, 파라핀(화학용, 녹는점: 60~62c C ), 알루미늄박, 검은색 종이, 셀로판테이프, 칼, 열판(hot plate) 4 과정 (1) 간이 측광기(분젠 조도계) 만들기 1 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 2 파라핀을 가로, 세로, 높이가 5 cm , 5 cm , 2.5 cm 인 직육면체 형태로 2개 준비한다. 1 에서 준비한 두 파라핀 사이에 빛이 통과하지 않는 알루미늄박을 끼운 후, 두 파라핀을 붙여서 가로, 세로, 높 이가 각각 5 cm 인 정육면체 형태로 만든다. 3 가로 5 cm , 세로 21 cm 인 검은색 종이로 2 4 알루미늄박이 끼워져 있는 두 파라핀의 경계를 중심으로 가로 2cm(경계면을 기준으로 좌우 각각 1 cm 너비), 에서 만든 파라핀의 4면을 감싼다. 세로 2 cm 인 네모진 창을 만든다. 네모진 창은 검은 종이로 감싸지 않은 파라핀 양쪽 끝으로 들어온 빛의 밝기 를 비교하기 위한 것이다. 알루미늄박 2.5cm 5cm 180 12 2cm 파라핀 5cm 창 검은 종이 5cm [ 그림 1 ] 간이 측광기 규격 [ 그림 2 ] 완성된 간이 측광기 (2) 간이 측광기를 이용한 촛불의 광도 측정 1 광학대 위에 100 W 전구와 촛불을 적당한 위치에 고정하고 전구와 촛불을 켠다. 2 간이 측광기를 100 W 전구와 촛불 중간 정도의 위치에 두고 간이 측광기의 파라핀 양쪽의 밝기를 비교한다. 이 때 간이 측광기 파라핀 양쪽의 밝기는 두 광원의 밝기에 비례한다. 3 간이 측광기를 좌우로 움직여 가면서 간이 측광기의 파라핀 양쪽의 밝기가 같아지는 지점의 위치를 정하고, 전 구에서부터 간이 측광기까지의 거리 x 와 촛불에서 간이 측광기까지의 거리 y 를 측정한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" [ 그림 3 ] 촛불의 광도 측정 촛불의 밝기 100W S ( S :간이측광기의 파라핀 단면적) 2 S = 4rx 4ry 2 촛불의 밝기 100 W = 2 x y2 촛불의 밝기 = 100 4 y2 W x2 200 W 전구와 500 W 전구를 이용하여 위 실험 과정을 반복하고, 촛불의 밝기를 W 단위로 구해 보자. III (3) 간이 측광기를 이용한 태양의 광도 측정 광학대 한쪽 끝에 500 W 전구를 놓고 중간에 간이 측광기를 놓아둔다. 간이 측광기의 전구 반대쪽 파라핀에 태 양 빛이 직접 닿지 않는 경우, 거울을 사용하여 잘 맞추어 놓는다. 2 간이 측광기의 파라핀 양쪽의 밝기가 동일하게 되는 위치에 간이 측광기를 놓고, 간이 측광기와 전구 사이의 거 리를 측정한다. 우주의 탐구 1 181 [ 그림 4 ] 태양의 광도 측정 L9 500W S= S 2 4rd 4r $ ]1AUg2 L9 500 W = 2 d ]1 AUg2 ` L9 = ]1 AUg2 d2 # 500 W 5 유의점 1 파라핀이 균질해야 하며 파라핀 양쪽 면의 면적이 동일하도록 자른다. 자른 면은 열판에 녹여서 매끈하게 만든다. 2 두 개의 파라핀 사이에 알루미늄박을 끼웠을 때, 빛이 파라핀 사이를 통과하는 틈이 생기지 않도록 주의한다. 3 촛불의 광도 측정 실험 시 다른 빛이 파라핀 한쪽 면으로 새어 들어가지 않도록 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 6 결과 및 토의 (1) ‘과정 (2)’에서 간이 측광기 양쪽의 밝기가 동일하게 되는 거리는 각각 얼마이며, 이를 통해 알 수 있는 촛불의 광도는 몇 W 인가? 물리량 전구 x ]cmg y ]cmg 촛불의 광도 ]Wg 100 W 200 W 500 W (2) 빛의 밝기와 광원으로부터의 거리 사이에는 어떤 관계가 있는가? 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III (3) 100 W , 200 W , 500 W 전구로 측정한 촛불의 광도를 비교해 보자. 어느 전구를 이용하는 것이 촛불 광도의 오차가 가 장 작을까? 그렇게 생각한 이유는 무엇인가? (4) ‘과정 (3)’에서 간이 측광기가 500 W 전구로부터 얼마나 떨어졌을 때 간이 측광기 양쪽의 밝기가 같아지는가? (5) 태양과 지구 사이의 거리를 1.5 # 10 8 km 라고 할 때, 실험을 통해 구한 태양의 광도는 몇 W 인가? 182 12 (6) 실험에서 구한 태양의 광도와 실제 태양의 광도 L 9 = 3.9 # 10 26 W 를 비교하여 말해 보자. (7) 지구에 도달하는 태양에너지양을 계산하고, 이를 인류가 소비하는 에너지 총량(2013년 1.23×1013 W )과 비교하여 태양 에너지 활용의 필요성에 대해 말해 보자. (8) 태양 에너지를 실생활에서 효과적으로 활용하여 환경 문제 해결에 도움이 될 수 있는 사례에 대해 조사하고, 이들 사례에 적 용된 수학적 원리와 기술에 대해 조사하여 토론해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 15 별의 스펙트럼 관측 1 개관 프랑스의 실증주의 철학자 콩트(A. Comte, 1798-1857)는 1835년 “우리는 어떤 방법으로도 별의 화학적 조성 과 광물 구조를 연구할 수 없을 것이다.”라고 말했다. 별은 너무나 멀어서 별이 어떤 원소로 되어 있는지 알기 위해 별 에 가서 연구하는 것은 지금도 여전히 불가능하다. 과학자들은 별이 무엇으로 되어 있는지 어떻게 알 수 있을까? 1814년 독일의 물리학자 프라운호퍼(J. Fraunhofer, 1787-1826)는 분광기를 발명했고, 태양의 스펙트럼에 574개의 검은 줄무늬가 나타나는 것을 확인하고 각각의 위치와 파장을 정리했다. 그중 ‘D선’이라고 명명한 두 개의 검 을 알게 되었다. 과학자들은 별이 무엇으로 되어 있는지 알아내는 방법을 발견했고, 이때부터 사실상 ‘천체 물리학’이 시작되었다고 할 수 있다. 독일의 물리학자 키르히호프(G. R. Kirchhoff, 1824-1887)는 빛의 스펙트럼을 연속 스펙트럼, 방출 스펙트럼, 우주의 탐구 은 선의 파장이 나트륨 기체의 스펙트럼과 일치하며, 이는 태양의 대기에 나트륨 기체가 포함되어 있기 때문이라는 것 III 흡수 스펙트럼의 3가지로 분류하였고, 동일한 물리적 조건에서 원소의 방출 스펙트럼과 흡수 스펙트럼은 각 원소마다 고유한 파장을 갖는다는 것을 밝혀내었다. 또한 아래와 같이 분광학에 대한 키르히호프의 세 가지 법칙을 발표하였다. 183 • 고체나 액체 또는 밀도가 높은 기체를 가열하면 모든 파장의 빛을 방출하여 연속 스펙트럼을 만든다. • 밀도가 낮은 기체를 가열하면 특정 파장의 빛을 방출하여 방출 스펙트럼을 만든다. • 연속 스펙트럼으로 이루어진 빛이 차갑고 밀도가 낮은 기체를 통과하면 흡수 스펙트럼이 나타난다. 망원경으로 별빛을 모아 분광기에 통과시키면 별의 스펙트럼은 일반적으로 연속 스펙트럼에 흡수선이 함께 나타난 다. 흡수선은 별의 대기에 존재하는 기체에 의해 나타나며, 별의 대기의 구성 물질은 별 자체의 구성 물질과 같다. 따라 서 별의 스펙트럼을 조사하면 구성 물질뿐만 아니라 표면 온도, 대기 온도, 밀도 등 여러 가지 정보를 얻을 수 있다. 2 목표 키르히호프의 법칙을 이용한 별의 스펙트럼 분석과 간이 분광기를 통한 다양한 빛의 스펙트럼을 비교할 수 있다. 3 준비물 간이 분광기, 백열등, 형광등, 선 스펙트럼 광원 장치(헬륨, 수은, 네온의 3종 램프) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 1 간이 분광기로 햇빛, 백열등, 형광등의 스펙트럼을 관찰한다. [ 그림 2 ] 백열등의 스펙트럼 관찰 [ 그림 1 ] 간이 분광기 2 헬륨, 수은, 네온의 3종 램프를 갖춘 선 스펙트럼 광원 장치와 분광기를 이용하여 헬륨, 수은, 네온의 스펙트럼 을 관찰한다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III [ 그림 3 ] 선 스펙트럼 광원 장치 5 유의점 햇빛의 스펙트럼을 관찰할 때에는 분광기를 태양에 직접 향하게 하지 말고 분산된 햇빛을 관찰한다. 6 결과 및 토의 184 12 (1) 햇빛, 백열등, 형광등, 헬륨, 수은, 네온의 스펙트럼은 각각 어떤 특징을 나타내는가? 그와 같은 특징을 나타내는 이유를 키 르히호프의 법칙을 적용하여 설명해 보자. (2) 그림은 수소의 방출 스펙트럼과 흡수 스펙트럼을 나타낸 것이다. 수소의 방출선과 흡수선이 나타나는 파장을 비교해 보고, 이와 같은 특징이 나타나는 이유를 설명해 보자. 400 450 500 550 600 650 700 750 nm 400 450 500 550 600 650 700 750 nm 수소의 방출 스펙트럼 수소의 흡수 스펙트럼 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (3) 다음은 어느 별이 방출한 복사 에너지의 파장에 따른 강도를 나타낸 것이다. 가시광선 스펙트럼 - BD + 75 325 별 강도 400 450 500 550 600 650 700 파장(nm) ① 이 별의 플랑크 곡선에는 많은 홈들이 보이는데, 이 홈들이 나타나는 이유는 무엇인가? ③ 이 별의 대기에는 수소 외에 다른 기체가 있다고 말할 수 있는가? 그렇게 생각하는 이유는 무엇인가? 우주의 탐구 ② 이 별의 대기에는 수소가 있다고 말할 수 있는가? 그렇게 생각하는 이유는 무엇인가? III 185 (4) 그림은 햇빛의 스펙트럼이다. 이를 통해 알 수 있는 태양의 정보에 대해 설명해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 16 별의 고유 운동 측정 1 개관 별들은 천구상에 고정되어 있어 별자리 모양이 변하지 않는 것처럼 보이나, 실 은 극히 미미하게나마 별들의 상대적 위치는 조금씩 변하고 있다. 이 사실을 처음 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 발견한 것은 영국의 핼리(E. Halley, 1656-1742)이다. 그는 1718년 당시 관 측한 별과 옛날 그리스의 히파르코스(Hipparchus, B.C. 190-120경)가 관측 10만 년 전 한 별을 비교하여 약 2,000년 동안 시리우스는 약 0.5c, 아르크투루스는 약 1c 의 위치 변화가 생긴 것을 알게 되었다. 별들은 오랜 세월에 걸쳐 천구상에서 그 위치가 조금씩 변하며, 별자리의 모양도 현재 변한다. 19세기 이후 천체의 사진 촬영이 가능해지자 다른 시기에 찍은 사진들과 비 교함으로써 별의 위치 이동을 정밀하게 측정할 수 있게 되었다. 별의 고유 운동은 매 우 미약하게 나타나므로, 보통 10년 이상의 간격을 두고 사진을 찍어야 한다. 별의 고유 운동은 별의 공간 운동 중 시선 방향에 수직인 방향의 성분만을 나타 186 12 내는 것으로 1년 동안 움직인 각도를 초(m ) 단위로 나타내며, 그리스 문자 n 로 표 10만 년 후 [ 그림 1 ] 북두칠성의 고유 운동 시한다. 예를 들면, 아르크투르스의 고유 운동 n 는 2.31m / 년이다. 현재 고유 운동이 가장 큰 별은 실시 등급이 9.5등급인 뱀주인자리의 바너드(Barnard) 별로, 그 위치가 1년 에 10.3m 나 변한다. 태양에서 비교적 가까운 별인 백조자리 61A 는 5.221m / 년, 시리우스는 1.321m / 년의 고유 운동을 하고 있다. 성표에는 대부분 고유 운동이 적경 성분과 적위 성분으로 나뉘어 기재되어 있다. 고유 운동은 각속도이므로 시선 방향을 가로지르는 실제 속도, 즉 접선 속 시선 속도 Vr 도를 알기 위해서는 별까지의 거리를 알아야 한다. 고유 운동이 같은 별이라 고 하더라도 거리에 따라 접선 속도가 크게 달라질 수 있다. 별의 접선 속도 A 별의 거리 r 실제 속도 V 접선 속도 VΤ B 는 다음 식으로 계산할 수 있다. 고유 운동(μ) 태양 [ 그림 2 ] 별의 공간 운동 별까지의 거리 r 의 단위 pc 을 km 단위로, 고유 운동 n 의 단위1m / 년을 라디안 /s 단위로 환산하면 접선 속도 VT 의 단위를 km/s 로 얻을 수 있으며, 접선 속도 VT 는 다음과 같이 나타낼 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" VT = 4.74nr (VT = 접선 속도( km/s ), n = 고유 운동(m / 년), r : 별의 거리( pc )) 공간에서 움직이는 별의 실제 속도인 공간 속도(space velocity) V 를 벡터로 표시하면 다음과 같다. V = Vr + VT ( V = 공간 속도, Vr =시선 속도, VT = 접선 속도) 시선 속도 Vr 은 별빛 스펙트럼의 도플러 이동으로 구하며, 별이 지구와 가까워지는 방향으로 운동하면 음수(- ) 값이고, 지구에서 멀어지는 방향으로 운동하면 양수(+ ) 값이 된다. 별의 공간 속도 V 의 크기는 피타고라스 정리 에 의해 다음과 같이 계산할 수 있다. V = V 2r + V 2T III 2 목표 우주의 탐구 별의 고유 운동을 측정하여 별의 공간 운동을 설명할 수 있다. 3 준비물 눈금자, 계산기, 그래프용지 4 과정 [ 그림 3 ]은 187 연주 시차가 0.545m 인 바너드 별 주변 하늘을 1950년, 1991년, 2010년에 찍은 사진을 나타낸 것이 고, [ 표 1 ]은 이 기간 동안 바너드 별의 적도 좌표 변화를 나타낸 것이다. 2010년 1991년 1950년 [ 그림 3 ] 바너드 별의 고유 운동 화살표로 표시한 것이 바너드 별이고, 원으로 표시한 부분의 별들은 바너드 별의 상대적 위치를 비교하기 위한 기준 별이다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 1 ] 바너드 별의 적도 좌푯값의 변화 연도 1950 17 57 51.188 4° 33′ 05.55″ 1991 17h 57m 49.028s 4° 40′ 07.21″ h m 적위 ]DECg s 2007 s 17 57 48.346 4° 42′ 52.14″ 2009 17h 57m 48.005s 4° 43′ 14.21″ 2010 1 적경 ]RAg h h m m s 17 57 47.831 4° 43′ 23.33″ 1950년에서 2010년까지 바너드 별의 적경과 적위 변화를 그래프로 그린다. 가로축을 연도로 하고, 세로축을 각각 적경과 적위로 하는 그래프를 그린다. 2 1950년에서 2010년까지 바너드 별의 적경과 적위의 변화량을 구한다.(단, 지구로부터 바너드 별까지의 거리 는 일정하다고 가정한다.) 3 1950년에서 2010년까지 바너드 별이 이동한 각거리를 계산한다.(두 지점의 각거리는 피타고라스 정리로 계산 할 수 있다.) 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 188 12 5 결과 및 토의 (1) 1950년에서 2010년까지 바너드 별의 적경과 적위의 변화량은 각각 얼마인가? (2) 1950년에서 2010년까지 바너드 별이 이동한 각거리는 얼마인가? (3) 바너드 별의 고유 운동(1m / 년)은 얼마인가? (4) 바너드 별의 접선 속도는 몇 km/s 인가? (5) 주변 별들에 비해 바너드 별의 고유 운동이 큰 이유는 무엇인가? (6) 바너드 별의 시선 속도가 -108 km/s 라고 할 때, 바너드 별의 공간 속도는 몇 km/s 인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 17 변광성 측광법 1 개관 변광성의 밝기 변화는 밝기 변화가 없는 비교성을 함께 관측하여 그 밝기 차이로부터 알아낸다. 비교성은 색깔과 밝기가 변광성과 비슷한 별로 선정한다. 이때 비교성이 변광성에서 멀리 떨어져 있으면 대기 소광 효과와 대기 요동의 영향을 다르게 받아 측광의 정밀도가 낮아진다. 또한 대기 소광의 효과는 파장에 따라 다르므로 변 광성과 비교성의 색깔 차이가 크면 정밀도가 떨어진다. 변광성의 밝기를 관측할 때 비교성과 번갈아 측광하는데, 만약 두 별의 밝기 차이가 크면 측광기의 감도 혹은 증폭도에 영향을 줄 수 있으므로 변광성과 비슷한 밝기의 비교성을 선택 운 것이 좋다. 비교성의 밝기 등급은 목록이나 직접적인 관측을 통해서 알 수 있다. 어떤 변광성이 아마추어 관측자가 관측하기 적합한 것일까? 우선 관측자의 망원경으로 쉽게 식별할 수 있을 정도로 우주의 탐구 하는 것이 좋다. 비교성은 3개 정도를 찾는 것이 좋으며 그중 하나는 변광성보다 밝고, 다른 하나는 변광성보다 어두 III 밝아야 하며, 관측자가 측정할 수 있을 정도의 밝기 변화를 보여 주어야 한다. 또한 그 별을 볼 수 있는 기간 동안 변광 주기가 3~4회 반복되어야 한다. 변광성의 밝기 변화는 안시 관측, 사진 관측, 광전 측광법 등을 이용하여 알 수 있다. 안시 관측은 밝기 변화가 큰 변광성에 사용 가능하다. 이 방법은 관측자에 따른 차이가 있을 수 있으므로 여러 사람 이 관측한 값으로 보정할 필요가 있다. 그리고 변광성과 비교성이 함께 보일 수 있도록 시야가 넓은 망원경을 사용하는 189 것이 좋다. 사진 관측은 안시 관측의 한계 등급보다 더 어두운 별에도 사용할 수 있다는 이점이 있다. 광전 측광은 별빛을 전기 신호로 바꾸어 밝기를 측정하는 방법으로 별의 밝기를 높은 정밀도로 측정할 수 있다. 광 전 측광을 위해서는 광전 측광 시스템이 잘 구축되어 있어야 하며, 일반적으로 구경이 큰 반사 망원경을 이용한다. 별 을 1개씩만 시야의 중앙에 위치시켜 관측하기 때문에 망원경의 집광력이 중요하며 초점비는 10~15 정도면 적당하다. 2 목표 안시 관측, 사진 관측 및 광전 측광에 의한 변광성의 밝기를 측정할 수 있다. 3 준비물 천체 망원경, 자동 추적 장치, 디지털카메라, 광전 측광기, 성도(파인딩 맵: 관측할 천체를 망원경 접안부에서 쉽게 확인하기 위하여 상하 및 좌우를 뒤집어서 그린 그림) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 (1) 안시 관측 1 N 망원경의 극축 정렬을 확인하고, 시야가 준비한 성도(파인딩 맵)와 비슷해지도록 배율을 조정한다. 2 망원경의 시야에 보이는 비교성들과 비교하여 변광성의 밝기 등급 106 을 추정한다. 이때 관측 순서는 비교성→변광성→비교성→변광성 70 →비교성→ ⋯으로 한다. 3 56 73 W S 106 88 85 97 변광성의 이름, 관측일, 관측 날짜와 시간(UT), 변광성의 추정 등 59 급, 비교성의 등급 등을 기록한다. 또한 관측에 영향을 주었을 주변 S 상황을 기록한다. 4 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 190 12 E 75 관측이 끝나면 같은 변광성에 대한 다른 측정 자료들과 비교해 본다. [ 그림 1 ] 장주기 변광성 S UMa의 파인딩 맵 (숫자 106은 10.6 등급을 뜻함.) <유의 사항> •별들을 시야의 중심에 놓은 후, 충분한 시간 동안 시선을 집중하여 변광성과 비교성들을 바라본다. 한 번 오랫동 안 바라보는 것보다는 조금씩 여러 번 바라보는 것이 좋다. •별의 밝기가 망원경의 한계 등급에 가까우면 신뢰할 만한 자료를 얻을 수 없다. (2) 사진 관측 1 망원경 시야의 중앙에 변광성을 위치시킨 후 카메라를 부착하고 초점을 잡는다. 2 노이즈가 발생하지 않는 범위 내에서 높은 감도와 긴 노출을 사용하여 변광성과 비교성들의 사진을 찍고 출력한다. 3 [ 그림 2 ]의 눈금자를 이용하여 변광성과 비 교성 이미지의 직경을 결정한다. 이때 사진 의 크기를 조정하여 별 이미지의 직경이 눈 금자의 범위 내에 놓이도록 한다. 4 [ 그림 3 ]과 같이 비교성의 밝기 등급과 눈금 자의 번호를 각 축으로 하는 그래프를 그린 후 선형 관계를 구하여 변광성의 밝기 등급 을 결정한다. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 1718192021 [ 그림 2 ] 눈금자로 별 이미지의 직경 측정하기 <유의 사항> •적어도 4개의 비교성을 사진에 포함한다. 이때 상이 일그러지는 바깥 영역과 광학 수차로 인해 찌그러진 별 이 미지들은 제외한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" (3) 광전 측광 5 관측 2~3시간 전에 천체 돔의 슬릿을 열고 망원경과 주변 기기들의 전원 6 을 넣어서 워밍업을 실시한다. 망원경의 극축 정렬, 추적 장치의 작동, 파 인더 정렬, 광전 측광기의 제어 등을 점검한다. 등급 S UMa 7 8 9 <유의 사항> 10 •관측 전에 드라이아이스나 액체 질소 또는 전기 냉각 방식 등을 이용하 9 10 11 •필터는 B, V 필터를 사용한다. 관측 순서는 비교성(V)-비교성 (B)-하늘(B)-하늘(V)-변광성(V)-변광성(B)-하늘(B)-하늘(V) 12 13 14 15 16 이미지 직경 여 측광기의 온도를 낮춘다. [ 그림 3 ] 변광성 S UMa와 비교성의 밝기 등급과 이미지 직경 사이의 선형 관계 그래프 -비교성(V)-비교성(B) ⋯이 되도록 한다. •직류 증폭기의 영점을 조준해 영점 조준표를 만든다. •관측 기록지에 변광성의 이름, 관측일, 관측 날짜와 시간(UT), 필터의 종류, 증폭량, 그리고 날씨, 온도, 광량 등 관측에 영향을 주었을 주변 III 상황을 기록한다. 우주의 탐구 다이아프램 5 결과 및 토의 (1) 안시 관측, 사진 관측, 광전 측광을 실시하여 얻은 변광성의 관측 자료를 접안렌즈 플립미러 필터 파브리 렌즈 처리하는 과정에 대하여 간단하게 정리해 보자. 광전자 증배관 증폭기 고전원 (2) 사진 관측법에서 비교성의 등급으로 변광성의 등급을 추정할 수 있는 근거는 무엇인가? 기록계 [ 그림 4 ] 광전 측광기의 구조 191 (3) 변광성 측광법인 안시 관측, 사진 관측, 광전 측광법의 장단점을 설명해 보자. (4) 안시 관측에서 얻은 안시 등급과 사진 관측에서 얻은 사진 등급은 어떻게 다른가? (5) 사진 관측을 통해 (B-V) 색지수를 얻으려면 어떤 장비를 준비하여 어떻게 관측하여야 하는가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 18 H-R도 작성 1 개관 덴마크의 헤르츠스프룽(E. Hertzsprung)과 미국의 러셀(H. N. Russell)은 각각 독자적으로 별의 표면 온도와 광도의 관계를 연구하였다. 이들은 별의 표면 온도(분광형, 색지수)를 가로축, 광도(절대 등급)를 세로축으로 하는 도 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 표를 사용하여, 별들을 몇 개의 그룹으로 분류할 수 있음을 밝혀 내었다. 이들이 사용한 도표를 각자 이름의 머리글자 를 따서 H-R도라고 한다. 슈테판-볼츠만(Stefan-Boltzmann) 법칙에 따르면 표면 온도가 T 인 흑체 표면에서 단위 면적당 단위 시간에 방출되는 에너지량 E 는 다음과 같이 표현된다. E = v T 4 ( v : 슈테판 - 볼츠만 상수) 따라서 반경 R 인 별의 표면에서 단위 시간당 방출되는 총에너지인 광도 L 은 아래 식과 같다. L= 4rR2 • v T 4 192 12 이 식은 별들의 표면 온도(분광형, 색지수)가 같아도 반지름이 다르면 광도가 달라짐을 알려준다. 이러한 예로 같은 분광형의 주계열성과 다른 광도를 보이는 거성, 초거성, 그리고 백색 왜성을 들 수 있다. 거성은 주계열성에 비해 반지름이 수십~수백 배이고, 초거성은 수천 배에 달해 같은 분광형의 주계열성보다 훨씬 1 정도이다. 광도가 크다. 이에 반해 백색 왜성은 같은 분광형의 주계열성보다 약 10등급 어둡고, 반지름은 약 100 태양 근처의 별들을 조사해 보면 약 90 % 이상이 주계열성이고, 백색 왜성이 9 % , 초거성과 거성은 1 % 정도 이다. 주계열성 중에서는 광도가 큰 별, 즉 표면 온도가 높은 별이 질량과 반지름이 크다는 사실이 밝혀졌다. 2 목표 별의 분광형과 절대 등급 사이의 관계를 나타내는 H-R도를 작성할 수 있다. 3 준비물 별의 분광형과 절대 등급 자료, 그래프용지, 필기구 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 4 과정 1 그래프용지의 가로축에는 O, B, A, F, G, K, M의 분광형을, 세로축에는 위쪽으로 갈수록 밝은 별이 표시되 도록 절대 등급을 나타낸다. 2 [표 1]에 주어진 별들을 [ 표 2 ] 그래프에 점으로 표시한다. 3 그래프를 완성한 후 별들을 물리적 특징에 따라 몇 개의 집단으로 구분한다. [ 표 1 ] 별의 분광형과 절대 등급 번호 별 이름 분광형 절대 등급 번호 분광형 1 Naos O5 -5 2 Alnitak O9 3 Mintaka 4 절대 등급 번호 별 이름 분광형 절대 등급 25 Sirius A A0 1.3 49 Almach K3 -1.3 -5 26 Hyades No.16 A0 11.2 50 Fom K3 -4 O9 -5 27 Deneb A2 -4.8 51 Aldebaran K5 -0.5 Cih B0 -1.5 28 Fomalhaut A3 2.1 52 m Velorum K5 -1.9 5 Alnilam B0 -6 29 Altair A5 2.4 53 Groombridge 1618 K5 8.5 6 b Crucis B0 -4.5 30 Ross627 A5 13.6 54 Kapteyn's Star M0 11.2 7 Acrux B1 -2.1 31 Sirius B A5 11.4 55 Antares M1 -2.4 8 e Centauri B1 -2.4 32 Altair A7 2.2 56 Lacaille 8760 M1 8.6 9 Murzim B1 -3.6 33 Canopus F0 -4.6 57 Lacaille 9352 M2 9.4 10 b Centauri B1 3.1 34 Luyten 745-6 F0 14.3 58 Betelgeuse M2 -5.6 11 a Crucis B1 -2.7 35 Scutulum F0 -4 59 Scheat M2 -0.9 12 Spica B2 -2.2 36 Caph F2 1.7 60 Lalande 25372 M2 10.2 13 Bellatrix B2 -2.9 37 Procyon F5 2.8 61 CD-37c 15492 M3 10.3 14 Adhara B2 -3.7 38 Sadir F8 -3.5 62 CD-46c 11540 M4 11.3 15 Achernar B5 -2.6 39 a Centauri G0 4.7 63 Kruger M4 11.9 16 Rigel B8 -6.2 40 Capellar G0 -0.5 64 BD+5c 1668 M4 12.2 17 Regulus B8 -0.7 41 Sun G1 4.8 65 Ross 614 M5 12.9 18 Alpheratz B8 -0.9 42 Diphda K1 0.8 66 BD-12c 4525 M5 11.9 19 x Corvi B8 -0.5 43 Schedar K0 -1 67 Barnard's star M5 13.2 20 Vega A0 0.5 44 Arcturus K0 0 68 CD-44c 11909 M5 -1.5 21 40 Eridani B A0 11.1 45 40 Eridani K0 6 69 Pegasi M5 -1.5 22 Wolf 1346 A0 9.8 46 Pollux K0 1 70 Wolf 424 M6 14.3 23 Hertzsprung A0 11 47 v Carinae K0 -3.4 71 Herculis M8 -2.4 24 d Velorum A0 0.1 48 Eridani K2 6.2 III 우주의 탐구 별 이름 193 5 유의점 1 같은 분광형에서 표면 온도에 따라 0~9까지 구분한다. 이때 표면 온도가 높을수록 숫자가 작다. 2 세로축은 위로 갈수록 밝은 별이 표시되어야 하므로 위로 갈수록 절대 등급을 작게 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 2 ] H-R도 절 대 등 급 0 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 194 12 O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0 분광형 6 결과 및 토의 (1) 그래프에서 별들을 물리적 특성에 따라 대략 몇 개의 집단으로 구분할 수 있는가? (2) 각 집단 별들의 표면 온도, 광도, 반지름 등을 비교해 보자. (3) 태양은 어느 집단에 속하는 별인가? (4) 그래프 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 대각선상에 분포하는 별들의 집단에서 별의 밝기와 표면 온도 사이에는 어떤 관계가 있는가? (5) (1)에서 구분한 각 집단의 진화 관계를 조사해 보자. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 19 쌍성의 질량 계산 1 개관 망원경으로 볼 수 있는 대부분의 별들은 쌍성 또는 다중성계를 이루고 있다. 쌍성의 관측 결과에 간단한 물리 법칙 을 적용하면, 별의 질량과 반지름 등을 구할 수 있다. 쌍성은 물리적 및 관측적인 이유로 안시 쌍성, 측성 쌍성, 분광 쌍성, 식 쌍성으로 구분한다. 이 중 식 쌍성은 두 별의 공통 질량 중심에 대한 공전 궤도면이 관측자의 시선 방향에 위치함으로써 한 별이 다른 별을 가리는 식 현상이 일어나 광 도가 주기적으로 변하는 별이다. [ 그림 1 ]에서 나타나듯이 더 차가운 별이 뜨거운 별을 가릴 때는 광도가 많이 떨어지지 만, 뜨거운 별이 차가운 별을 가릴 때는 광도가 조금만 떨어진다. 전자를 주극소라 하고 후자를 부극소라 한다. 고 F를 제4접촉이라 한다. 1 2 3 밝기 주극소 우주의 탐구 식 쌍성에서 식이 일어나는 과정이 [ 그림 2 ]에 나타나 있다. 이때 B를 제1접촉, C를 제2접촉, E를 제3접촉, 그리 III 4 부극소 195 시간 [ 그림 1 ] 식 쌍성의 광도 변화 A B C D E F G 1.0 밝기 제1접촉 제4접촉 제2접촉 제3접촉 시간 [ 그림 2 ] 식 쌍성의 식이 일어나는 과정 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 식 쌍성이 분광 쌍성이기도 한 경우가 흔하다. 이때에는 [ 그림 3 ]과 같이 스펙트럼에 나타나는 주기적인 도플러 이 동 효과를 이용하여 쌍성의 궤도 운동을 살펴볼 수 있다. 도플러 현상을 이용하여 측정한 시선 속도에는 쌍성의 질량 중심의 시선 속도인 c - 속도가 포함되어 있다. c - 속 도는 쌍성의 시선 속도 그래프의 교차점을 확인함으로써 측정할 수 있는데, [ 그림 3 ]에서는 25 km/s 이다. B 질량 중심 평면도 + A B + A + A + B A B 스펙트럼 km/s +100 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III +50 A B 시간 0 A B -50 [ 그림 3 ] 식 쌍성의 도플러 현상과 시선 속도 196 12 2 목표 광도 주기 곡선과 케플러의 제3법칙을 이용하여 쌍성의 질량을 구할 수 있다. 3 준비물 계산기, 눈금자, 연필 4 과정 및 결과 [ 그림 4 ]는 목동자리에 있는 한 쌍성계의(SS Boo) 주극소 부근의 광도 변화 곡선이다. 가로축은 율리우스적일(Julian day)로 2,444,000일을 생략하였다. 세로축은 쌍성계의 상대적인 밝기로 식이 일어나지 않을 때의 밝기를 1로 하여 이에 대한 비율로 밝기를 나타내었다. 이 쌍성계의 스펙트럼을 분석하여 더 뜨거운 별은 G형 주계열성이고, 더 차가운 별은 K형 준거성임을 알아낼 수 있었다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 1.0 0.9 0.8 밝기 0.7 III 0.6 우주의 탐구 0.5 331.8 332.0 332.2 332.4 율리우스적일 2444000+ [ 그림 4 ] 식쌍성 SS Boo 계의 주극소 부근의 광도 변화 1 [ 그림 4 ]에서 197 쌍성계가 가장 어두울 때의 광도를 확인하여 차가운 별의 상대적 밝기( L c )를 측정한다. 뜨거운 별 의 상대적 밝기( L h )는 다음의 식을 이용하여 구한다. Lh = 1 - Lc Lc = 2 , Lh = 제1접촉, 제2접촉, 제3접촉이 일어났던 때(율리우스적일)를 기록한다. 제1접촉 시기 ]t 1g = _______________ , 제2접촉 시기 ]t 2g = _______________ 제3접촉 시기 ]t 3g = _______________ ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 다음의 식을 이용하여 두 별의 상대적 반지름을 구한다. rc = r ]t 3 - t 1g r ]t 2 - t 1g , rh = P P rc = _______________ , rh = _______________ ( rc : 차가운 별의 반지름, rh : 뜨거운 별의 반지름, P : 공전 주기로 7.60614일, r : 3.1416) km/s +50 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 0 -50 -100 198 12 -150 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 위상 [ 그림 5 ] 식쌍성 SS Boo 계의 시선 속도 곡선 (●: 차가운 별, ◦: 뜨거운 별) 4 [ 그림 5 ]는 쌍성계의 시선 속도 분포 그래프이다. 가로축은 궤도 위상(orbital phase)으로 별이 주극소의 가운 데 지점에 위치했을 때를 0으로 하고, 공전 궤도를 절반 돌았을 때를 0.5, 한 바퀴 돌았을 때를 1.0으로 표시하 였다. 세로축은 쌍성계의 시선 속도( km/s )이다. [ 그림 5 ]에서 두 별의 시선 속도 곡선이 교차하는 지점들을 연결하는 직선을 그린다. 이 직선이 세로축과 만나는 곳의 시선 속도를 확인하여 쌍성계의 c - 속도를 측정한다. c - 속도 = _______________ km/s ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 [ 그림 5 ]에서 가로축 값이 0.25, 0.75인 지점을 찾는다. 각 지점의 위쪽 곡선 값과 c - 속도의 차이를 각각 a c , a h 라 할 때 그 값을 측정하여 km/s 단위로 표시한다. 동일한 지점들에서 아래 곡선값과 c - 속도의 차 이를 각각 b h , b c 라 할 때 그 값을 측정하여 km/s 단위로 표시한다. a c = _______________ km/s , b c = _______________ km/s a h = _______________ km/s , b h = _______________ km/s 6 다음 식을 이용하여 두 별의 질량비를 구한다. 질량비= 7 ac + bc Mh = _______________ = Mc ah + bh 다음 식을 이용하여 두 별의 최대 상대 속도(V )를 구한다. III V = a h + b c = _______________ 다음 식을 이용하여 두 별 사이의 거리( a )를 천문단위( AU )로 표시한다. 이때 0.211은 km/s 를 AU /year 로 전환하기 위해 들어간다. a= 9 ]0.211V g]P/365.25g 2r 10 = _______________ AU 케플러 제3 법칙을 이용하여 두 별의 질량 합을 구한다. 이때 단위는 태양 질량이다. Mh + Mc = 과정 6 , 9 우주의 탐구 8 199 a3 = _______________ ]P/365.25g2 를 이용하여 각각의 질량을 구한다. M c = _______________ , M h = _______________ 11 다음 식을 이용하여 두 별의 반지름 R c , R h 을 각각 구한다. 이때 단위는 태양 반지름으로, 단위 전환을 위해 214.95를 삽입한다. R c = rc a ]214.95g , R h = rh a ]214.95g R c = _______________ , R h = _______________ ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 20 주계열 맞추기 1 개관 수십~수백만 개의 별들로 이루어진 별들의 집단을 성 단이라고 한다. 성단은 별들이 모여 있는 형태와 별의 종 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 족에 따라 산개 성단과 구상 성단으로 구분된다. 성단은 은하계 내에서의 분포, 중금속 함량비, 성단을 구성하는 별들의 H-R도상의 분포 형태 등에 큰 차이를 보이므로 별과 은하의 진화를 연구하는 데 필요한 귀중한 천체이 다. 우리은하 내에 있는 산개 성단은 지금까지 1,000개 이상이 알려져 있으나 10,000개 이상이 있을 것이라 추정된다. 페르세우스자리의 이중 성단, 외뿔소자리의 NGC 2264처럼 수백만 년 정도 된 젊은 성단부터 안드 200 12 [ 그림 1 ] 플레이아데스 산개 성단 로메다자리의 NGC 752, 게자리의 M67 등과 같이 수십억 년이나 된 늙은 성단까지 있다. 산개 성단은 젊은 성단일 수록 은하면에 집중되어 있다. 산개 성단에는 다양한 절대 등급과 분광형의 주계열성이 있으며, 적은 수의 거성과 약 간의 백색 왜성이 존재한다. 성단의 구성원은 하나의 성운에서 태어났기 때문에 지구로부터 거의 같은 거리에 있다고 할 수 있다. 따라서 어떤 성단 내 별들의 색-겉보기 등급도를 그리면 H-R도와 유사한 그래프를 얻을 수 있다. 이를 같은 척도의 표준 주계열 H-R도와 겹쳐 보면 성단 주계열의 위치와 표준 주계열의 위치가 성단의 거리에 따라 다르게 나타난다. 성단의 거리는 별의 경우와 같이 거리 지수를 구하여 알 수 있다. 예를 들어 어느 성단의 겉보기 등급을 m v , 절대 등급을 M v 라고 할 때, 성단의 거리 r 은 거리 지수 관계로부터 다음과 같이 계산할 수 있다. m v - M v = -5 + 5 log r 따라서 성단의 색-겉보기 등급도를 같은 척도의 표준 주계열 H-R도와 비교하여 두 주계열의 등급 차이를 확 인하고 성단의 거리 지수( m v - M v )를 구하면 성단까지의 거리를 알아낼 수 있다. 이러한 방법을 주계열 맞추기 (main sequence fitting)라 한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 주계열 맞추기를 할 때 주의해야 할 점은 성단과 같은 시선 방향에 있는 별들을 성단에 속한 것으로 착각할 수 있다 는 점이다. 이 경우 성단보다 가까운 주계열성은 같은 색의 성단 주계열성보다 광도가 크게 나타나고, 성단보다 먼 주 계열성은 광도가 낮게 나타난다. 2 목표 주계열 맞추기를 통하여 성단까지의 거리를 계산할 수 있다. 3 준비물 자, 그래프용지, 투명지 4 과정 1 [표 1]은 표준 주계열의 색지수-절대 등급 자료이다. 가로축을 색지수(B-V), 세로축을 절대 등급( M v )으로 하 는 표준 주계열의 H-R도를 그래프용지에 작성한다. 우주의 탐구 [ 표 1 ] 표준 주계열성의 색지수-절대 등급 자료 연번 색지수(B-V) 절대 등급 ]M vg 연번 색지수(B-V) 절대 등급 ]M vg 1 -0.25 -2.10 11 0.40 3.56 2 -0.20 -1.10 12 0.50 4.23 3 -0.15 -0.30 13 0.60 4.79 4 -0.10 0.50 14 0.70 5.38 5 -0.05 1.10 15 0.80 5.88 6 0.00 1.50 16 0.90 6.32 7 0.05 1.74 17 1.00 6.78 8 0.10 2.00 18 1.10 7.20 9 0.20 2.45 19 1.20 7.66 10 0.30 2.95 20 1.30 8.11 III 201 2 [ 표 2 ]는 플레이아데스 성단의 관측 자료이다. 표준 주계열의 H-R도와 동일한 척도로 가로축은 색지수(B-V), 세로축은 겉보기 등급( m v )으로 하는 색지수-겉보기 등급도를 투명지에 작성한다. 3 표준 주계열의 H-R도 위에서 플레이아데스의 색지수-겉보기 등급도를 세로축 방향으로 움직여 두 등급도의 주계열이 같은 색지수(B-V)에서 겹치도록 조작한다. 4 두 H-R도의 영점(zero point) 차이를 구한다. 이때 조작상의 오차를 줄이기 위해 같은 작업을 여러 번 반복하 여 평균을 취한다. 이렇게 구한 값이 이 성단까지의 거리 지수( m v - M v )이다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 2 ] 플레이아데스 성단의 색지수-겉보기 등급 자료 번호 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 색지수 (B-V) 겉보기 등급 ]m vg 번호 색지수 (B-V) 겉보기 등급 ]m vg 번호 색지수 (B-V) 겉보기 등급 ]m vg 3 0.085 8.24 19 0.211 8.58 35 0.620 10.2 5 0.043 8.06 20 0.487 10.11 36 0.343 9.27 6 0.332 9.6 21 0.006 7.15 39 0.527 10.51 7 0.118 8.14 22 0.425 9.7 40 -0.148 6.81 8 0.414 9.83 23 0.369 9.42 41 0.149 8.37 9 -0.224 5.44 24 -0.249 3.86 42 0.339 9.44 10 -0.297 3.7 26 0.038 7.85 43 -0.140 6.98 11 0.512 10.37 27 -0.215 5.74 44 0.046 7.64 13 0.197 8.56 28 -0.197 6.41 45 -0.133 7.25 15 -0.255 5.64 31 -0.242 4.17 46 0.001 7.75 16 -0.289 4.29 32 0.526 10.42 47 -0.098 6.8 17 0.307 8.97 33 -0.073 7.34 56 -0.031 6.93 18 0.067 8.03 34 0.209 8.09 5 유의점 1 비교하는 두 성단의 H-R도는 축척이 같아야 한다. 2 두 H-R도를 겹치게 할 때 세로축의 방향은 완전히 일치하도록 한다. 6 결과 및 토의 202 12 (1) 거리 지수 식을 이용하여 플레이아데스 성단까지의 거리를 구해 보자. (2) 위의 방법으로 성단까지의 거리를 구하는 데 있어서 어떠한 가정이 필요한가? (3) 표준 주계열 대신 거리를 알고 있는 성단의 색지수-등급도를 이용하여 거리를 구해 보고, 표준 주계열을 이용하여 구한 거리 와의 차이를 비교해 보자. (4) 성단의 주계열 상단부는 성단에 따라 차이가 있지만 약간씩 오른쪽으로 구부러져 있다. 그 이유는 무엇인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 21 세페이드 변광성을 이용한 거리 측정 1 개관 맥동 변광성은 별의 내부 구조가 불안정하여 수축과 팽 절대 등급 창을 반복하는 과정에서 광도가 변하는 별이다. 이 변광성 별은 초기 질량에 따라 진화 경로가 다르고 맥동 단계도 다르다. 태양 정도의 질량이나 이보다 작은 질량을 가지는 별은 주계열에서 거성 단계를 거쳐 변광 주기가 짧은 거문 -2 거문고자리 RR형 변광성 고자리 RR형 변광성이 되고, 질량이 큰 별은 거성 또는 초 거성을 거친 다음 변광 주기가 긴 세페이드형 변광성으로 우주의 탐구 -4 종 족 Ⅱ 세 페 이 드 종족 Ⅱ세페이드, 거문고자리 RR형 별, 장주기 변광성 등 으로 구분된다. III -6 종 족 Ⅰ 세 페 이 드 은 H-R도상에서 우측 상단에 위치하며 종족Ⅰ세페이드, 0 0.5 5 50 진화한다. 100 주기(일) 맥동 변광성의 변광 주기와 평균 광도 사이에는 [ 그림 1 ] 203 [ 그림 1 ] 변광성의 주기 - 광도 관계 과 같은 비례 관계가 성립하는데 이를 주기-광도 관계라 한 다. 따라서 맥동 변광성의 변광 주기를 관측하여 주기-광도 관계로부터 절대 등급을 결정한 후 다음의 식을 이용하여 맥 동 변광성까지의 거리를 구할 수 있다. m v - M v = -5 + 5 log r 이 방법은 구상 성단이나 가까운 은하의 거리를 결정하는 데 이용되기도 한다. 거문고자리 RR형 변광성은 변광 주기와 관계없이 절대 등급이 약 + 0.5등급으로 거의 일정하므로 겉보기 등급 만 측정하면 쉽게 그 변광성까지의 거리를 구할 수 있다. 2 목표 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 이용하여 천체까지의 거리를 계산할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 3 준비물 그래프용지, 계산기, 연필 4 과정 1 [ 표 1 ]은 소마젤란은하 내에 있는 16개의 맥동 변광성의 변광 주기( p )와 겉보기 등급( m v )을 나타낸 것이다. 가로축을 log p , 세로축을 겉보기 등급( m v )으로 하여 그래프를 그리고, 맥동 변광성의 변광 주기와 겉보기 등 급과의 관계를 알아본다. [ 표 1 ] 소마젤란은하 내 맥동 변광성의 변광 주기와 겉보기 등급 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 변광성 log p mv 변광성 log p mv 변광성 log p mv HV 2019 0.21 16.8 HV 1825 0.63 15.6 HV 847 1.42 13.8 HV 2035 0.30 16.7 HV 1903 0.71 15.6 HV 840 1.52 13.4 HV 844 0.35 16.3 HV 1945 0.81 15.2 HV 1182 1.60 13.6 HV 2046 0.41 16.0 HV 2060 1.01 14.3 HV 1837 1.63 13.1 HV 1809 0.45 16.1 HV 1873 1.11 14.7 HV 1987 0.50 16.0 HV 1954 1.22 13.8 2 [ 그림 2 ]는 204 12 소마젤란은하에서 발견된 4개의 세페이드 12.5 변광성의 광도 곡선을 나타낸 것이다. 각 변광성이 가 13.0 장 밝았을 때와 가장 어두웠을 때의 겉보기 등급과 각 13.5 변광성의 평균 겉보기 등급을 구한다. 또한 각 변광성 의 광도 곡선에서 변광 주기를 구하여 1 세페이드 변광성의 변광 주기( p )와 절대 등급 ( M v ) 자료이다. 4 13.0 13.5 13.0 HV 1967 겉보기 등급 3 [ 표 2 ]는 HV 837 13.0 에서 그린 그 래프에 다른 기호로 표시한다. 12.5 13.5 13.5 14.5 14.5 14.0 14.0 HV 843 에서 그린 그래프에 동일한 척도로 14.5 14.5 [ 표 2 ]의 세페이드 변광성의 변광 주기-절대 등급 관계 15.0 15.0 그래프를 그린다. 15.5 거리 지수 m v - M v 를 구하여 소마젤란은하까지의 거 14.0 리를 구한다. 1 15.5 HV 2063 14.0 14.5 14.5 15.0 15.0 0 5 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 시간 (일) [ 그림 2 ] 소마젤란은하내의 세페이드 변광성의 광도 곡선 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" [ 표 2 ] 세페이드 변광성의 변광 주기( p )와 절대 등급( M ) v 별 p log p Mv 별 p log p Mv 카시오페이아자리 SU 1.95 0.29 -2.54 카시오페이아자리 DL 8.00 0.90 -3.84 방패자리 EV 3.09 0.49 -2.62 수준기자리 S 9.75 0.99 -4.03 카시오페이아자리 CF 4.87 0.69 -3.08 페르세우스자리 VX 10.89 1.04 -4.34 페르세우스자리 UY 5.36 0.73 -3.54 카시오페이아자리 SZ 13.62 1.13 -4.71 페르세우스자리 VY 5.53 0.74 -3.91 고물자리 RS 41.38 1.62 -5.95 궁수자리 U 6.74 0.83 -3.93 5 유의점 가로축의 변광 주기는 대수( log )로 환산하여 나타내고, 세로축은 위로 갈수록 등급이 작도록 나타낸다. 6 결과 및 토의 III (1) 과정 1 에서 알아본 세페이드 변광성의 변광 주기와 겉보기 등급의 관계를 정리해 보자. 우주의 탐구 (2) [그림 2]로부터 다음 표를 작성한 후, 변광성의 평균 겉보기 등급과 변광 주기 사이의 관계를 정리해 보자. 구분 HV 837 HV 1967 HV 843 HV 2063 최대 겉보기 등급 최소 겉보기 등급 205 평균 겉보기 등급 변광 주기 (3) 세페이드 변광성의 주기-절대 등급(광도) 사이에는 어떤 관계가 있는가? (4) 소마젤란은하까지의 거리는 몇 pc 인가? (5) 어느 세페이드 변광성을 관측하여 얻어진 변광 주기가 20일이고, 평균 겉보기 등급( m )이 20이었다면 이 천체까지의 거리 는 얼마인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 22 M31의 회전 곡선을 이용한 질량 구하기 1 개관 우리은하가 편평한 모습을 하고 있는 것은 우리은하 가 은하면에 수직인 축을 중심으로 회전하고 있다는 사 스의 운동을 관측하여 이를 확인할 수 있었다. 은하를 이 루는 성운이나 별들의 회전 속도를 나타내는 곡선을 회 전 곡선(rotation curve)이라고 한다. 우리은하의 회 300 회전속도 (km/s) 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 실을 암시한다. 우리은하를 구성하고 있는 별과 성간 가 200 100 전 곡선은 여러 은경(銀經)에서 얻은 광학적 자료와 중성 수소의 21 cm 전파, CO 분자운에서 나오는 방출선 등의 전파 관측 자료를 합하여 추산하였다[ 그림 1 ]. 우리은하의 중심부는 은하 중심으로부터 거리가 증가함에 따라 회전 속 태양 6 12 18 은하 중심으로부터의 거리(kpc) [ 그림 1 ] 우리은하의 회전 곡선 도가 빨라지는 강체 회전 운동을 하고 있다. 이 영역의 밖에서는 은하 중심에서 멀어짐에 따라 속도가 느려지는 케플 206 12 러 운동의 특성을 보인다. 하지만 약 3 kpc 거리에서 극솟값을 보여 준 후에는 증가, 감소, 증가의 과정을 거쳐 약 18 kpc 지점에서 대략 300 km/s 에 도달한다. 위에서 살펴본 바와 같이 은하의 외곽이 케플러 운동을 한다고 가정할 때의 속도보다 더 빠르게 회전하고 있다는 점은 아직 관측되지 않는 많은 양의 물질이 존재한다는 것을 알려 준다. 우리은하 전체 질량이 은하 중심에 집중되어 있다고 가정하면 은하 중심으로부터 18 kpc 에서의 회전 속도를 이 RV 2 용하여 우리은하의 질량을 추정할 수 있다. 케플러 제3 법칙에 의해 M = 이므로, 우리은하의 질량은 약 G 3.4 # 10 11 M 9이 된다. 메시에 목록의 M31은 안드로메다은하(Andromeda Galaxy, NGC 224)로 우리은하에서 매우 가까운 거리(약 780kpc)에 있다. 지름은 약 67 kpc 의 나선 은하로 우리은하와 함께 국부 은하군을 이루는 대표적인 은하이다. 안드로메다은하는 우리은하보다 더 많은 별로 이루어져 있으며 광도도 우리은하의 약 2배 정도로 밝지만 질량은 우리은하의 80 % 로 추정되는 데, 이는 우리은하가 더 많은 암흑 물질을 가지고 있기 때문으로 추정하고 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL [ 그림 2 ] M31(안드로메다은하) ࿼ፎ" 2 목표 M31의 회전 곡선과 질량과의 관계를 이해하고 회전 곡선을 이용하여 은하의 질량을 구할 수 있다. 3 준비물 그래프용지, 눈금자, 계산기, 필기구 4 과정 [ 표 1 ]은 M31(안드로메다은하)에 분포하는 중성 수소가 방출하는 21 cm 전파를 이용하여 얻은 은하 중심으로 부터의 각거리에 따른 성운의 회전 속도를 나타낸 것이다. 이 은하 중심으로부터 각거리가 1l 인 지점까지의 실제 거리는 227 pc 이다. 은하 중심으로부터의 각거리를 이용하여 은하 중심으로부터의 거리를 구하고, 은하 중심으로부터의 거리( kpc ) III 와 회전 속도(km/s) 사이의 관계를 그래프로 그려 보자. 은하 중심으로부터의 각거리(´) 은하 중심으로부터의 거리(kpc) 회전 속도 (km/s) 은하 중심으로부터의 각거리(´) 은하 중심으로부터의 거리(kpc) 25.0 235.5 94.5 227.6 30.0 242.9 99.0 226.0 35.0 251.1 103.5 225.7 40.0 262.0 108.0 227.5 45.0 258.9 112.5 227.4 50.0 255.1 117.0 225.6 55.0 251.8 121.5 224.4 60.0 252.1 126.0 222.3 65.0 251.0 130.5 222.1 70.0 245.5 135.0 224.9 75.0 232.8 139.5 228.1 80.0 232.0 144.0 231.1 85.0 235.7 148.5 230.4 90.0 229.3 153.0 226.8 우주의 탐구 [ 표 1 ] M31 중심으로부터의 각거리에 따른 성운의 회전 속도 회전 속도 (km/s) 207 출처: The Astrophysical Journal, 641:L109-L112, 2006 April 20, Claude 5 결과 및 토의 (1) M31의 회전 곡선에서 회전 속도가 가장 빠른 곳은 은하 중심으로부터 몇 kpc 떨어진 곳인가? ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (2) M31의 회전 곡선에서 강체 회전을 하는 것으로 추정되는 곳은 은하 중심으로부터 몇 kpc 까지인가? (3) 회전 속도가 최대인 지점으로부터 은하 외곽으로 가면서 회전 속도는 어떻게 변화하는가? (4) 은하 중심에서 30~35 kpc 떨어진 곳의 평균적인 회전 속도를 이용하여 M31의 질량을 계산해 보자. 태양 질량의 몇 배나 되는가? (5) M31의 회전 곡선에서 은하 외곽부에 분포하는 별들의 회전 속도는 케플러 회전에 잘 부합하는가? 그렇지 않다면 그 이유를 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 토의해 보자. 6 참고 네덜란드의 천문학자인 오오트(J. H. Oort)는 별들이 은하 중심에 대해 원궤도로 회전한다고 가정하고, 태양으로부터의 거리 r , 은경 l 인 별의 V0 시선 속도( vr )와 접선 속도( vt )를 다음과 같이 표현하였다. 208 12 ι R0 α+90° S v r = V cos a - V0 sin l = R 0 ]~ - ~ 0g sin l R v t = V sin a - V0 cos l = R~ sin a - R 0 ~ 0 cos l v r . Ar sin 2l , v t = Ar cos 2l + Br α V C V 1 < V0 dV F , B = - 1 < 0 + c dV m F m -c 2 R0 2 R0 dR R = R dR R = R 0 P α = R 0 ]~ - ~ 0g cos l - ~r A= γ [ 그림 3 ] 우리은하 내 천체의 시선 속도와 접선 속도 0 (V0 : 태양의 공간 속도, R 0 : 태양-은하 중심 간 거리, V : 별의 공간 속도, R : 별-은하 중심 간 거리) 별자리 SGR +50 오오트 공식에 따르면 같은 거리에 있는 별들에서 관측되는 시선 속도와 접선 속도는 은경의 함수로 나타낼 수 있는데, 이는 관측에 의해서도 확인 되었다. 일련의 광범위한 관측 자료를 바탕으로 1997년 현재 널리 인정받 고 있는 오오트 상숫값은 다음과 같다. A = 15 kms -1 kpc -1 , B = -12kms - 1 kpc - 1 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL CYG AUR VEL SGR 180 270 360 +25 시선 속도 (kms-1) 0 -25 -50 0 90 은경(도) [ 그림 4 ] 관측된 은하의 회전 ࿼ፎ" 23 허블 법칙과 우주 팽창 1 개관 허블(E. P. Hubble)은 시카고 대학에서 법과 를 졸업하고 변호사로 일하였으나 천문학에 흥미 III 를 느껴 1914년부터 여키스 천문대에서 천체 관측 에 전념하였다. 더 큰 망원경의 필요성을 느끼고 있 우주의 탐구 던 허블은 1919년에 윌슨산 천문대로 옮겼다. 그는 1923년에 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 이 용하여 안드로메다은하까지의 거리가 약 90만 광년 임을 알아냈다. 이는 우리은하의 지름인 10만 광년 보다 훨씬 큰 값으로 안드로메다은하가 우리은하 내 에 있는 작은 성운이 아니라 우리은하 밖의 외부 은 하라는 것을 알려 주었으며, 우주의 크기에 대한 섀 209 플리와 커티스의 대논쟁에 종지부를 찍었다. 허블은 은하계 밖의 은하에 대한 총괄적인 연구 [ 그림 1 ] 팔로마산 천문대의 허블 를 시작하여 모양에 따른 분류를 시도하였으며 은하 들의 스펙트럼선에 나타나는 적색 편이에 관심을 가 후퇴 속도 (km/s) 졌다. 20,000 20세기 초에는 분광 기술의 발달로 별빛을 분석 하여 별의 성분을 알아낼 수 있게 되었다. 슬라이퍼 (V. Slipher)는 이 기술을 사용하여 여러 은하들의 15,000 10,000 스펙트럼을 분석하였다. 그의 연구 결과에 의하면 안드로메다은하를 비롯한 소수의 은하들만이 청색 5,000 편이를 보일 뿐 대부분의 은하들은 적색 편이를 지 니고 있었다. 도플러 효과에 의하면 광원이 다가올 때에는 청색 편이가 일어나고 광원이 멀어질 때에는 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 10 20 30 거리(Mpc) [ 그림 2 ] 은하까지의 거리와 후퇴 속도 ࿼ፎ" 적색 편이가 일어난다. 또한 청색 혹은 적색 편이의 정도는 다가오거나 멀어지는 속력에 비례한다. 따라서 대부분의 은하들이 적색 편이를 보인다는 슬라이퍼의 연구 결과는 은하들이 멀어지고 있음을 말해 준다. 이에 대한 여러 설명이 나왔으나 의견이 일치하지 않았다. 허블은 슬라이퍼의 연구로 인해 발생한 논쟁을 해결해야 한다는 사명감을 느꼈으며, 휴메이슨(M. Humason)과 함께 이 문제에 뛰어들었다. 그들은 몇 년간에 걸쳐 은하들의 적색 편이와 거리와의 관계를 연구하였다. 두 사람은 역 할을 나누어 휴메이슨이 은하들의 도플러 편이를 측정하였으며, 허블은 은하들까지의 거리를 구하였다. 그들은 1929 년에 연구 결과를 처음 발표하였으나 천문학자들의 전폭적인 신뢰를 얻어 내지는 못하였다. 이에 2년 동안의 고통스러 운 노력을 통해 연구를 더 보완하였고 1931년에 새 논문을 발표하였다. 그들은 이 논문에서 [ 그림 2 ]와 같은 자료에 근거해 외부 은하의 후퇴 속도는 그 은하까지의 거리에 비례하여 증가한다는 사실을 밝혀 내었는데 이를 ‘허블의 법칙’ 이라 한다. 허블의 법칙은 은하들이 속한 우주가 팽창하고 있다는 것을 알려 주어 팽창 우주론의 관측학적 근거가 되었으며, 허 블 상수를 통해 우주의 나이, 우주의 크기 등을 구할 수 있게 하였다. 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 2 목표 허블 법칙을 이용하여 우주의 크기와 나이를 계산하는 과정을 유도하고, 최신 연구 결과를 통하여 우주 팽창에 대하여 설명할 수 있다. 3 준비물 그래프용지, 눈금자, 계산기, 연필 210 12 4 과정 [ 그림 3 ]은 여러 외부 은하들의 스펙트럼을 비교 방출선 스펙트럼과 함께 나타낸 것이다. 은하의 스펙트럼에서 전리 된 칼슘의 H 와 K 흡수선의 파장은 각각 396.85 nm 와 393.37 nm 이다. 또한 그림의 맨 아래에 표시된 a, b, c, d, e, f, g 는 비교 스펙트럼이며, 그 파장은 각각 a = 388.87 nm , b = 396.47 nm , c = 402.62 nm , d =414.38 nm , e =447.15 nm , f = 471.31 nm , g = 501.57 nm 이다. 1 각 은하의 스펙트럼 사진에서 적색 이동이 일어난 양(Vm )을 구한다.(단, 사진에서 H선과 K선을 정확히 잴 수 없으므로 편의상 적색 이동된 화살표(" )의 길이를 재며, 이때의 원래 파장( m 0)은 H선과 K선의 중간값을 택한 다.) 2 사진 좌측 하단에 있는 150m 에 대응하는 거리를 측정하여 건판 척도(″/mm)를 결정한다. 3 각 은하의 각지름( D )을 장경과 단경의 평균으로 구하고, 이를 통해 은하까지의 거리를 Mpc 단위로 구한다. 이 때 각 은하들의 실제 지름은 모두 평균적으로 0.03 Mpc 으로 동일하다고 가정한다. 4 가로축은 은하까지의 거리, 세로축은 은하의 후퇴 속도로 하여 은하의 거리와 후퇴 속도와의 관계를 그래프로 그린다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 은하 스펙트럼 은하 사진 K, H선 처녀자리 III 큰곰자리 우주의 탐구 북쪽왕관자리 211 목자자리 바다뱀자리 a b c d e f g (스펙트럼 아래의 화살표는 칼슘의 K와 H 흡수선의 도플러 이동량임.) 150˝ [ 그림 3 ] 외부 은하의 스펙트럼 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 5 유의점 파장이나 은하의 직경을 측정할 때 평균값을 구하되, 0.1 mm 단위까지 정확히 측정하도록 한다. 6 결과 및 토의 (1) 각 은하의 적색 이동량( DI m )을 mm 단위로 측정하고, 비교 방출선의 파장을 이용하여 적색 이동량을 nm 단위로 환산해 보자. 또한 각 은하들의 적색 이동량( DI m )과 도플러 효과 관계식 v = 보자.(단, 광속 c = 3.0 # 10 5 km/s 으로 계산한다.) 측정값 Dm ]mmg 외부 은하 1회 2회 평균 DI m # c 를 이용하여 은하들의 후퇴 속도를 구해 I m0 환산값 Dm ]nmg 후퇴 속도 ]km/sg 처녀자리 큰곰자리 지구내부우 의주 물의 질탐 과구 구조 III 북쪽왕관자리 목자자리 바다뱀자리 (2) 각 은하의 거리를 구해 보자. 각지름 ]mmg 외부 은하 장경 단경 평균 각지름(m ) 각지름 ]radg 거리 ]Mpcg 처녀자리 큰곰자리 212 12 북쪽왕관자리 목자자리 바다뱀자리 후퇴 속도(km/s) (3) 위의 (1), (2)에서 얻은 결과를 토대로 후퇴 속도를 세로축, 거리를 가로축으로 하는 그래프를 그려 보자. 거리(Mpc) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" (4) (3)의 그래프에서 은하의 거리와 후퇴 속도와는 어떤 관계가 있으며, 기울기(허블 상수)는 얼마인가? (5) 허블의 법칙을 이용하여 팽창하는 우주에서 우주의 크기와 우주의 나이를 구해 보자. III 우주의 탐구 7 참고 허블의 법칙 v = Hr 에서 허블 상수( H )는 거리에 대한 팽창 속도의 정도를 나타내는 비례 상수이다. 만약 허블 상수가 정해진다면 어떤 은하라도 그 거리를 측정하여 속도를 구할 수 있으며, 반대로 그 속도를 측정하여 거리를 구 할 수도 있다. 또한 허블 상수로부터 우주의 나이를 알아낼 수 있다. 만약 허블 상수가 H 0 km/s/Mpc 라고 한다면 213 1 Mpc 거리에 있는 은하의 후퇴 속도는 H 0 km/s 이다. 이 은하가 동일한 속력으로 계속 움직였다고 가정한다면 1 Mpc 떨어진 곳에 도달하는 데 걸리는 시간은 다음과 같이 구할 수 있다. 시간= 1Mpc 거리 3.09 # 10 19 km 3.09 # 10 19 s . = = H0 속력 H 0 km/s H 0 km/s 허블이 위의 방식으로 구한 우주의 나이는 대략 18억 년이었다. 이는 방사성 원소를 이용하여 구한 지구의 나이보 다 적어 새로운 논란을 일으켰다. 하지만 발터 바데(Walter Baade)가 세페이드 변광성에 두 가지 종류가 있다는 것 을 알아내어 우주의 나이를 더 늘렸으며, 그 이후에도 앨런 샌디지(Allan Sandage)의 활약에 힘입어 우주의 나이 는 점점 늘어나 우주에 포함된 별들보다 우주의 나이가 더 젊다는 ‘시간 척도의 문제(timescale difficulty)’가 해결 되었다. 또한, 우주 내에 빛의 속도 이상을 갖는 물체는 존재하지 않으므로 우주의 나이에 광속을 곱하여 우주의 크 기를 추정할 수 있다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 부록 01 주요 광물의 물리적 특성 02 주요 조암 광물의 편광 현미경 관찰 03 해양 지각의 나이 04 우리나라 지질도 05 기상 관측망 06 지상 일기도의 기입 형식 07 분석 일기도 08 단열선도 09 평균 해면 기온 분포 및 대륙 기온 분포 10 H-R도상에서 주요 별의 위치 11 태양계 천체의 물리량 12 일반 천문 상수 13 기초 물리 상수 이미지 자료 출처 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 01 주요 광물의 물리적 특성 광물 화학 성분 결정형 벽개/깨짐 색 / 광택 조흔색 굳기 정장석 KAlSi3O8 주상, 입상 2방향, 완전 직각 백색-회색, 분홍 / 진주광택 백색 6 불규칙 입상, 관상의 결정 2방향, 완전 직각 백색-회색, 녹색, 노랑 백색 6 아노르사이트 CaAl2Si2O8 사장석 알바이트 NaAlSi3O8 SiO2 육면체 결정, 입상 없음, 패각상 깨짐 무색, 백색, 회색 / 유리 광택 백색 7 흑운모 K(Mg, Fe)3 AlSi3O10(OH)2 불규칙 조각 1방향 완전 흑색, 갈색, 녹색 / 유리 광택 백색, 회색 2.5~3 백운모 (KAl3Si3)O10(OH)2 얇은 조각 1방향 완전 무색, 연한 회색 백색 2~2.5 녹니석 (Mg,Fe)5(Al, Fe)2 Si3O10(OH)8 작은 비늘 모양의 조각 1방향 완전 노랑, 갈색, 녹색 백색 또는 무색 2~2.5 각섬석 (Ca,Na)2-3 (Mg, Fe, Al)5 Si6(Si, Al)2O22(OH)2 길다란 육각기둥, 섬유상, 불규칙 입상 2방향 담녹색 내지 암녹색, 흑색 담녹색 또는 백색 5~6 2방향 완전 (거의 직각) 담녹색 내지 암녹색 / 유리 광택 담녹색 5~6 Ca(Mg,Fe,Al)(Al,Si)O6 4~6면체의 결정, 입상 감람석 (Mg,Fe)2SiO4 세립상 엷은 / 패각상 깨짐 회녹색 또는 갈색 / 유리 광택 백색 6.5~7 석류석 (Ca3,Mg3,Fe3,Al2)n (SiO4)3 12~24면체 엷은 / 패각상 깨짐 진한 적색 / 유리 광택 백색 6.5~7.5 방해석 CaCO3 세립-조립의 결정 3방향 완전, 능면체 백색 내지 회색 / 진주광택 백색 3 돌로마이트 CaMg(CO3)2 세립-조립의 결정 3방향 완전, 능면체 무색, 백색, 분홍 / 진주광택 백색, 담회색 3.5~4 고령석 Al2Si2O5(OH)4 극세립 3방향 완전, 토상의 깨짐 백색-담황색 백색 1.5~2.5 규선석 Al2SiO5 긴 침상 결정, 섬유상 불규칙한 깨짐 백색-회색 / 유리 광택 백색 6~7 흑연 C 비늘 모양 1방향 철회색-흑색 / 유리-진주광택 회색 또는 흑색 1~2 활석 Mg3Si4O10(OH)2 작은 비늘 모양 1방향 완전 백색-담녹색, 진주광택 백색 1 인회석 Ca5(PO4)3(OH,F,Cl) 입상 불규칙한 깨짐 녹색, 갈색, 회색 / 금강석 광택 백색 5 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 록 휘석 부 석영 215 ࿼ፎ" 02 주요 조암 광물의 편광 현미경 관찰 석영 개방 니콜 정장석 직교 니콜 개방 니콜 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 사장석 개방 니콜 흑운모 직교 니콜 개방 니콜 각섬석 216 12 개방 니콜 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL 직교 니콜 휘석 직교 니콜 개방 니콜 감람석 개방 니콜 직교 니콜 직교 니콜 방해석 직교 니콜 개방 니콜 직교 니콜 ࿼ፎ" 03 해양 지각의 나이 태평양판 코코스판 나즈카 판 남극 판 북미 판 부 카리브판 록 남미 판 아프리카판 백만 년 217 유라시아판 아라비아판 남극 판 인도 판 필리핀판 호주 판 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 04 우리나라 지질도 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 218 12 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 05 기상 관측망 부 록 219 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ࿼ፎ" 06 지상 일기도의 기입 형식 (1) 일기 기호 전선 정체 전선 폐색 전선 한랭 전선 온난 전선 운량 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 구름 없음 1 2 10 10 3 4 5 6 7 10 10 10 10 10 ~ 8 9 10 10 완전히 덮임 불분명 풍속(m/s) 0.5~1.4 1.5~3.4 21.5~23.4 220 12 ~ 3.5~6.4 23.5~26.4 6.5~8.4 8.5~11.4 11.5~13.4 13.5~16.4 16.5~18.4 18.5~21.4 26.5~28.4 28.5~31.4 31.5~33.4 33.5~36.4 36.5~38.4 51.5~53.4 (2) 일기도의 관측 지점에 기입하는 형식의 예 중층운(고적운) 상층운(두꺼운 권운) 운량( 9 10 기압(1010.4 hPa) 이상) 풍향(동북동풍) 기온(12°C) 시정(12km) 현재 일기(관측 시간 전 1시간 이내에 비가 그침) 104 ω 12 05 62 5 이슬점(10°C) 하층운(층적운) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL ! 과거 3시간 동안의 기압 변화량(0.5 hPa, 상승) 10 3 하층운의 운저 고도 (500~1000m) 풍속(7m/s) 04 과거 3시간 동안의 기압 변화 경향(하강 후 상승) 과거 6시간 동안 가장 현저한 일기(비) 하층운의 운량( 3 8 ) 과거 12시간 동안의 강수량(4mm) ࿼ፎ" 07 분석 일기도 (1) 지상 분석 일기도 * 작성주기: 00 UTC 기준 12시간 간격 * 특성: 각 관측소의 지상 기상 관측값을 볼 수 있음 * 1000 hPa 기준 부 4 hPa 간격의 등압선 록 * 이용: 고저기압의 분포 에 따른 날씨 분포 221 (2) 500 hPa 일기도: 대류권의 중층인 지상 평균 5580 m 높이의 상층 일기도 * 작성 주기: 00 UTC 기준 12시간 간격 특성 각 관측 소의 500 hPa 면의 상층기 관측값 * 5580 m 기준 60 m 간격 등고선(청색 실선) * 0c C 기준 5c C 간격 등온선(적색 파선) * 이용: 고•저기압 분포, 기단(기온) 분포, 건습(습도) 분포 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 45 40 35 30 25 20 15 10 5 0 -5 -1 0 -1 5 -2 0 40 40 45 35 30 25 30 20 10 8 6 20 4 10 1. 5 0. 5 Temperature(˚C) 3 2 1. 0 0 0. 2 20 15 -2 5 0. 1 -1 0 -2 0 .5 37 ℃ 35 θ= .5 32 30 .5 27 25 .5 22 7 32 10 5 0 -5 -3 0 -3 0 3 42 0 38 1 37 13 8 35 0 34 8 33 .5 12 300 5 30 3 29 3 28 0 -1 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! 0 -2 0 800 5 -2 ℃ 30 θ= 1 700 5 -1 5 25 2 600 9 24 3 500 1 26 4 400 5 27 6 8 26 5 -4 0 -5 0 -6 0 -7 0 -8 0 -9 0 -1 00 100 1 31 7 8 31 8 200 20 11 ℃ 10 10 0 -3 5 16 80 12 0 9 Pressure (n (hPa) Pressure PE) 15 ℃ 70 θ= 60 14 50 40 30 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 222 12 Height of standard Atmosphere 1km) (1km) 08 단열선도 Skew T - log P Diagram 900 1000 Temperature(˚C) ࿼ፎ" 09 평균 해면 기온 분포 및 대륙 기온 분포 (1) 1월 부 록 (2) 7월 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! 223 ࿼ፎ" 10 H-R도상에서 주요 별의 위치 분광계열 -10 B O F A G K M 1,000,000 100 0태 양지 름 H-R도 밝은 별 100 태양 지름 절대 등급 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 스피카 북극성 베텔기우스 10 태양 지름 주계 열성 0 10,000 적색 초거성 100 적색 거성 직녀성 1 태 양지 름 시리우스 +5 1 1/10 태양 지름 광도(태양-1) -5 태양 0.01 +10 1/10 0 태 양지 름 224 12 +15 백색 왜성 1/10 00 태 양지 름 켄타우르스자리의 프록시마 어두운 별 +20 40,000 0.0001 0.0000001 20,000 12,000 10,000 7,000 5,000 3,000 2,500 표면 온도(k) ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 11 태양계 천체의 물리량 (1) 태양계 구성원의 물리적 성질 질량 반지름 (지구= 1 ) (지구= 1 ) 태양 333, 000 수성 표면 중력 구름 상층 온도 (c C ) 대기압 (bars) 0.38 167 - - 5.24 0.91 464 - 92 0.00335 5.52 1.00 15 - 1.01 0.00589 3.93 0.38 -63 - 0.006 2.09 0.03 -105 - - 0.06487 1.33 2.53 -108 -161 1000 < 9.4 0.09796 0.69 1.07 -139 -189 1000 < 14.5 4.0 0.02293 1.27 0.91 -197 -220 1000 < 17.1 3.9 0.01708 1.64 1.14 -201 -218 1000 < 0.002 0.19 0.0000 1.75 0.06 -223 - + 3.0 # 10 -6 0.0028 0.18 2.52 0.08 -231 109.2 9 # 10 -6 1.41 28 0.06 0.38 0.0000 5.43 금성 0.82 0.95 0.000 지구 1.00 1.00 화성 0.11 0.53 (케레스) 0.00015 0.14 목성 317.8 11.2 토성 95.2 천왕성 해왕성 (명왕성) (에리스) (지구= 1 ) 록 밀도 (지구= 5.5 ) 부 평균 표면 온도 (c C ) 편평도 구분 (2) 태양계 구성원의 궤도 성질 궤도 반지름 ( AU ) 궤도 이심률 궤도 경사각 (도( c )) 자전축 기울기 (도( c )) 자전 주기 (일) 공전 주기 (년) 회합 주기 (일) 위성 개수 태양 - - - 7.25 25.4 - - - 수성 0.4 0.206 7.0 0.0 58.8 0.24 115.88 0 금성 0.7 0.007 3.4 177.4 243.7 0.62 583.92 0 지구 1.0 0.017 0.0 23.4 1.00 1.0 - 1 화성 1.5 0.094 1.8 25.2 1.03 1.88 779.94 2 (케레스) 2.8 0.076 10.6 약3 0.38 4.6 목성 5.2 0.049 1.3 3.1 0.42 11.9 398.88 67 토성 9.6 0.057 2.5 26.7 0.44 29.5 378.09 62 천왕성 19.2 0.046 0.8 97.8 0.72 84.0 369.66 27 해왕성 30.0 0.011 1.8 28.3 0.67 164.8 367.49 14 (명왕성) 39.5 0.249 17.2 122.5 6.41 247.7 366.73 5 (에리스) 67.8 0.441 44.0 1.08 558.0 구분 225 0 1 출처: 태양과 에리스 자료는 위키피디아(http://en.wikipedia.org) 그 외 천체들 자료는 나사(NASA: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/ planetary/planetfact.html) • 케레스, 명왕성, 에리스는 왜소 행성이다. • 태양의 자전 주기는 위도 16c 기준 • 목성형 행성의 표면이란, 대기압이 1b(bar)인 지점으로 정의한다. ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 12 일반 천문 상수 우리은하 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 226 12 은하 북극( J 2000 .0) 적경 12 h 51 m 26.28 s 적위 +27c 07l 41.70m 은하 중심( J 2000 .0) 적경 17 h 45 m 37.20 s 적위 -28c 56l 10.22m 은하면 경사 62.87c 절대 등급 ]MVg - 20.6 mag ]MBg - 20.1 mag 은하계 지름 + 35 kpc ( 100, 000 광년) 총 밝기( L bol ) + 3.6 # 10 10 L 9 허블 상수( H 0 ) 67 + 77 km/s : Mpc 가스의 총 질량 + ]2 - 6g # 10 9 M 9 총 질량 + 13 # 10 11 M 9 은하계 중심으로부터 태양까지의 거리 8.0 ! 0.5 kpc ( 25, 000 광년) 은하계형 SBbc 은하계 중심 둘레의 태양 회전 속도 + 220 km/s 허블 상수( H 0 ) (단위: km/s : Mpc ) 73.00 ! 1.75 ( 2016 , 허블 우주 망원경)) 67. 6(+0.7/ - 0.6 ) ( 2016 , SDSS -Ⅲ) 67.80 ! 0.77 ( 2013 , 플랑크 미션) 그리스 문자의 한글 표기 A a 알파 alpha I k 요타 iota P t 로 rho B b 베타 beta K l 카파 kappa R v 시그마 sigma C c 감마 gamma K m 람다 lambda T x 타우 tau D d 델타 delta M n 뮤 mu Y y 입실론 upsilon E e 엡실론 epsilon N o 뉴 nu U z 피 phi Z g 제타 zeta N p 크시 xi X \ 키 chi H h 에타 eta O o W } 프시 psi H i 세타 theta P r ~ 오메가 omega 기호 크기 명칭 기호 크기 오미크론 omicron 파이 pi X 기호 크기 명칭 10의 제곱수의 접두어 명칭 요타 yotta Y 10 24 킬로 kilo k 10 3 마이크로 micro n 10 -6 제타 zetta Z 10 21 헥토 hecto h 10 2 나노 nano n 10 -9 엑사 exa E 10 18 데카 deca da 10 1 피코 pico p 10 -12 페타 peta P 10 15 - 10 0 펨토 femto f 10 -15 테라 tera T 10 12 데시 deci d 10 -1 아토 atto a 10 -18 기가 giga G 10 9 센티 centi c 10 -2 젭토 zepto z 10 -21 메가 mega M 10 6 밀리 milli m 10 -3 욕토 yocto y 10 -24 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 13 기초 물리 상수 명칭 기호 수치 ( ) 안의 값은 마지막 두 자리 값에 대응하는 불확도 단위( SI ) 광속도(진공중) c 2.997 924 58 #10 8 m/s 진공 투자율 n0 1.256 637 0614 #10 -6 N/A 2 진공 유전율 e0 = 8.854 187 817 #10 -12 F/m 1 n0 c 2 6.672 59 #10 -11 N : m 2 /kg 2 플랑크 상수 h 6.626 068 76 ]52g #10 -34 J : s 1.054 572 66 #10 -34 J : s e 1.602 176 462 ]63g #10 -19 C 전자 질량 me 9.109 381 88 ]72g #10 -31 kg 양성자 질량 mp 1.672 621 58 ]13g # 10 양성자-전자 질량비 mp me 1.836 152 701 a 7.297 353 08 원자의 각운동량 전자의 기본 전하량 미세 구조 상수 역미세 구조 상수 '= a h 2r -1 - 27 kg 1.370 359 895 2 ca 2h 1.097 373 156 854 9 ]83g #10 7 /m NA 6.022 141 99 ]47g #10 23 /mol F = NA e 9.648 534 15 ]39g #10 4 C/mol R 8.314 472 ]15g J/mol : K R k= NA 1.380 650 3 ]24g #10 -23 J/K 5.670 400 ]40g #10 -8 W/m 2 : K 4 b=I mmmax T 2.897 756 #10 -3 m : K Vm 2.241 410 #10 1 L/mol a0 5.291 772 083 ]19g #10 - 11 m 전자의 고전적 반경 re = a 2 a 0 2.817 940 92 #10 -15 m 전자볼트 e eV = c J 1.602 177 33 #10 -19 J 원자 질량 단위 amu 1.660 538 73 ]13g #10 -27 kg 표준 대기압 atm 1.013 25 #10 5 N/m 2 gn 9.806 65 m/s 2 뤼드베리 상수 아보가드로 상수 패러데이 상수 1몰의 기체 상수 볼츠만 상수 슈테판-볼츠만 상수 빈의 변위 법칙 상수 이상 기체 1mol의 부피 (0c C , 1기압) 보어 궤도 반경 표준 중력 가속도 ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! R3 = me v=c 록 G 부 중력 상수 r2 m k4 c2 60 h -3 c m 2r 227 ࿼ፎ" 14p 지구 https://images.nasa.gov/#/details-0202795.html 14p 토성 http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html 36p 석영-육각기둥 모양 저자 촬영 36p 정장석-두꺼운 판 모양 http://www.pitt.edu/~cejones/GeoImages/1Minerals/1IgneousMineralz/Feldspars/FeldsparCleavages.jpg 36p 흑운모-얇은 판 모양 저자 촬영 36p 방해석-능면체 모양 저자 촬영 36p 석영 https://www.flickr.com/photos/usageology/8434814657/in/photolist-dRmCwV-iKLpeB-VjH3D-9mo2Uh-pqa1WB-5piP3o-d3R5d7iKP47j-7uiTxY-8AwFMA-C4ZuF-94zZqs-kwdGxc-EoJzD-maT5m-77a4x5-6TAiiQ-6BoFq4-f4q2T5-o7tzge-au3Sk1-dMTFnP-bykPHK9VPJ6-87R41z-dzbPQj-UQjT2p-UA2q8E-9Qok2J-Ufjsq9-pDv7Hn-dTfY9P-DTUE3j-6ushYC-9MM5NB-dTYPLp-58aZSr-bMjwhXkWQ6jD-cxByu7-grjkmz-br6dBq-4zzvo8-aNvkEk-bFfwiF-54o7RT-L1qbm-fsgmU8-54o7SV-cohKt9 36p 황수정 http://www.patrickvoillot.com/en/citrine-66.html 36p 자수정 https://www.flickr.com/photos/stanleyace/4252433757/in/photolist-7tLQpp-eypJy-dTaH4a-aGC14r-9MM5NB-e3sfgj-42B4H3KQSgZ-aDoQUd-5NVynZ-dCpstV-7pY5s2-7CHF8Z-dFt3oi-8cG251-vTPEAi-jk9uiA-eWnD3d-6JxXEM-7exdh7-aJFwT8-7KecsQE34YKo-9zWB2n-98PGQv-4Veovc-49s6tq-dDBi1B-a5om2P-9oZb29-ciPDQ-aLQyan-qFANF-ahWEcU-eQm27-zBpqYt-iE58Z8-Jv974E- 지 구 내 부부 의 물 록질 과 구 조 oWN5Ta-4Qdrfb-HgqGx7-6C2Pmg-CyzsT-dtGiRY-4oW7bA-djdrGW-b6stBn-hVc8S1-3nzmv9-syVgKn 36p 장미수정 https://www.flickr.com/photos/125038811@N04/15008859241/in/photolist-oShjXc-Suw6cr-e1tkr-c1it43-Xj4mZ-o8f9oR-7bdpPb4t8SLw-kPA3iZ-f8SupB-dqrs3D-a3J9Xk-jUJ7nT-7tFuXv-aFTFfH-F5tAqf-5ZmG3t-4NuMQw-9ecVbY-gALeyq-4jZzYS-a7wBSN-btw8YDq5vCEv-9cs5C6-kvnpLc-23VEQR-fjiPrN-c8LQUo-gqmW8G-5pwLka-4xvb8s-dzJ2YU-7BgVbv-S8EcwT-bmwLx-843hMi-gRe59NdYz5fF-7YA8UV-dLmioE-p9aL54-SHzbDp-2grUdC-6c1wyA-nxk2nt-dKJqrf-687dPR-acmKo-d1RPC 36p 흑수정 https://www.flickr.com/photos/10433743@N06/26016989664/in/photolist-FD2SBj-ckbphL-wmYHZn-wmYKmk-TrNx8N-9Q1Y3Q7U7uz-6PrqH2-UViWw2-SsdAcb-noK2gw-7gvnWj-9SkWB8-awkiyP-rfVfmW-w9TUY-UzhmJv-6mCXvq-6B9k1F-cxsLDd-5ZqUFNw9TV2-8Dbie2-e8gXYh-RAvZak-kQb2M1-e9wvR6-4JYyg7-cxsUoG-o2j7tU-8K2hMx-UHHE2P-oKu4f-UBvf9i-b8hZJr-j2ziSw-8y4VEk9LEMrz-b6hKhK-6PvJrC-fj4qbB-7M5QvR-mD5JeJ-SFPLFv-cnS7Bh-9wRQc3-U7CfnA-ncVkey-aeoBfN-UP2kDV 46p 화강암 http://geology.com/rocks/granite.shtml 46p 섬록암 http://geology.com/rocks/diorite.shtml 46p 반려암 http://geology.com/rocks/gabbro.shtml 46p 유문암 http://geology.com/rocks/rhyolite.shtml 46p 안산암 http://geology.com/rocks/andesite.shtml 228 12 46p 현무암 http://geology.com/rocks/basalt.shtml 46p 편암 https://www.ucl.ac.uk/earth-sciences/impact/geology/london/glossary/rocks/metamorphic/schist 46p 변성암(편암 외) http://geology.com/rocks/metamorphicrocks.shtml 46p 셰일 http://www.alamy.com/stock-photo/metamorphosed.html 46p 사암 http://www.wisegeek.net/what-are-the-different-uses-for-sandstone-paving.htm# 46p 역암 http://bigle.kr/sub_img.php?q=%EC%97%AD%EC%95%94 46p 석회암 http://dbscthumb.phinf.naver.net/2644_000_5/20150326150531053_K5LBNFBGS.jpg/288fe529-a979-4a.jpg?type=m935_fst_nce 66p 삼엽충 http://www.fossilmuseum.net/Trilobite-Pictures/Utah/Coosella/Coosella7b.htm 66p 필석 http://www.fossilmuseum.net/fossils/hemichordata/Phyllograptus-fructicosus/AAF78B.jpg 66p 암모나이트 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ammonite-Fossil.jpg 66p 유공충 http://www.sandatlas.org/limestone 67p 산호 https://fossillady.files.wordpress.com/2013/05/hpim10771.jpg 67p 고사리 http://louisvillefossils.blogspot.kr/2010/04/st-clair-pennsylvania-fern-fossils.h 84p 해머 https://en.wikipedia.org/wiki/Jerusalem_stone#/media/File:Turonian_Jerusalem_Stone_031612.JPG 84p 고글 https://www.teachersource.com/product/childrens-safety-goggles/lab-equipment 84p 루페 http://aerialgeologist.blogspot.kr/2012/01/missouri-aapg-trip-bennett-spring.html 84p 클리노미터 http://cfile5.uf.tistory.com/image/1676DC194AED98EC979D1F 101p 상층 일기도와 지상 일기도 기상청 수치모델 개발과 104p 구름의 운형 https://classes.lt.unt.edu/Summer_10W_2015/CECS_5420_020/igb0004/assignment2/index.html 104p 우리나라 주변의 인공위성 영상 국가기상위성센터 117p 2016년 7월 인천지역 조석예보표 국립해양조사원 119p 정선 해양 관측 자료(2015년) 한국해양자료센터 132p 국제우주정거장 https://en.wikipedia.org/wiki/File:International_Space_Station_after_undocking_of_STS-132.jpg ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 140p 파리 판테온의 푸코 진자 https://en.wikipedia.org/wiki/Foucault_pendulum#/media/File:Pendule_de_Foucault.jpg 145p 가시광선 영상 http://www.whillyard.com/science-pages/our-solar-system/images/venus-00100.jpg 145p 자외선 영상 https://en.wikipedia.org/wiki/Venus#/media/File:Venuspioneeruv.jpg 145p 전파 영상 https://en.wikipedia.org/wiki/Venus#/media/File:Venus_globe.jpg 146p 천리안 http://image.kari.re.kr/sub/sub02_01_03.asp?g=2&b_idx=371&searchWord=&searchField=1 146p 랜드샛 http://landsat.gsfc.nasa.gov/wp-content/uploads/2012/12/landsat7_orbit2.jpg 146p 아리랑 http://image.kari.re.kr/sub/sub02_01_03.asp?g=2&b_idx=31&nowBlock=0&page=1&searchWord=&searchField=1 146p 마스 리컨너전스 오비터 https://en.wikipedia.org/wiki/Mars_Reconnaissance_Orbiter#/media/File:Mars_Reconnaissance_Orbiter.jpg 146p 갈렉스 http://www.jpl.nasa.gov/missions/web/galex.jpg 148p 켁 망원경 https://en.wikipedia.org/wiki/W._M._Keck_Observatory#/media/File:KeckObservatory20071013.jpg 148p 거대 마젤란 망원경 완성 예상도 https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/15/Giant_Magellan_Telescope_-_artist%27s_concept. jpg/1200px-Giant_Magellan_Telescope_-_artist%27s_concept.jpg 148p 적도의식 굴절 망원경 https://telescopeobserver.com/wp-content/uploads/2015/06/orion-9024-astroview-90mm.jpg 153p 천체 관측용 CCD 카메라 http://www.sbig.com/products/cameras/stt/ 161p 달의 표면과 크레이터 https://www.miguelclaro.com/wp/wp-content/uploads/2017/05/MoonXCratersMosaic_CumObservatorioDSA-net.jpg 162p 금성 http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/Venus-2005-11-18-130s-f20.jpg 162p 화성 http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/ToUcam-Mars-Ashton-Ellis-2005-11-17-130s-f20-2-sharpened.jpg 부 162p 목성 http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/Jupiter-RGB4b.jpg 162p 토성 http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/Saturn-12-4-06-unsharp-JMartinez.jpg 록 174p 2015년 1월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150101/20150101_0000_hmiigr_1024.jpg 174p 2015년 2월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150201/20150201_0000_hmiigr_1024.jpg 174p 2015년 3월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150301/20150301_0000_hmiigr_1024.jpg 174p 2015년 4월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150401/20150401_0000_hmiigr_1024.jpg 174p 2015년 5월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/ REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150501/20150501_0000_hmiigr_1024.jpg 174p 2015년 6월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/ REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150601/20150601_0000_hmiigr_1024.jpg 175p 2015년 7월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150701/20150701_0000_hmiigr_1024.jpg 175p 2015년 8월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150801/20150801_0000_hmiigr_1024.jpg 175p 2015년 9월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20150901/20150901_0000_hmiigr_1024.jpg 175p 2015년 10월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20151001/20151001_0000_hmiigr_1024.jpg 229 175p 2015년 11월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20151101/20151101_0000_hmiigr_1024.jpg 175p 2015년 12월 1일 http://sohowww.nascom.nasa.gov//data/REPROCESSING/Completed/2015/hmiigr/20151201/20151201_0000_hmiigr_1024.jpg 197p 식쌍성 SS Boo 계의 주극소 부근의 광도 변화 http://www.astro.gsu.edu/lab/Supplemental_labs/labbook/Lab12.pdf 198p 식쌍성 SS Boo 계의 시선 속도 곡선 http://www.astro.gsu.edu/lab/Supplemental_labs/labbook/Lab12.pdf 200p 플레이아데스 산개 성단 http://i1.wp.com/www.id916.com/wp-content/uploads/2016/01/pleiades_fs_big.jpg 206p 우리은하의 회전 곡선 http://abyss.uoregon.edu/~js/images/gal_rotation.gif 206p M31(안드로메다은하) https://i.kinja-img.com/gawker-media/image/upload/s--qUe4E_kd--/c_scale,fl_progressive,q_80,w_800/18lrdgoula8p ijpg.jpg 208p 우리은하 내 천체의 시선 속도와 접선 속도 H. Karttunen et al. 외. 1991. 기본 천문학. 서울: 형설출판사 208p 관측된 은하의 회전 M. Zeilik, S. A. Gregory and E. P.Smith 1997. 천문학 및 천체물리학 서론. 서울: 대한교과서주식회사 209p 팔로마 산 천문대의 허블 http://aprender-mat.info/history/photos/Hubble_3.jpeg 209p 은하까지의 거리와 후퇴 속도 Edwin Hubble and Milton L. Humason, 1931. The velocity-distance relation among extra-galactic nebulae. Astrophysical Journal, 74, 43-80. 211p 외부 은하의 스펙트럼 http://www.public.asu.edu/~atpcs/atpcs/Univ10e/Images/6592_fig24_16.jpg 214p 허블 심우주(부록 배경) http://apod.nasa.gov/apod/ap140605.html 216p 석영, 정장석, 사장석, 흑운모, 각섬석, 휘석, 감람석 http://minerva.union.edu/hollochk/c_petrology/ig_minerals.htm 216p 방해석 http://www.science.smith.edu/geosciences/petrology/Petrography/calcite/calcite/ 217p 해양지각의 나이 https://www.ngdc.noaa.gov/mgg/ocean_age/data/2008/ngdc-generated_images/whole_world/2008_age_of_oceans_plates_ fullscale.jpg 219p 기상관측망 https://www.kma.go.kr/aboutkma/biz/observation01_popup.jsp 221p 분석 일기도 http://www.kma.go.kr/weather/images/analysischart.jpg 223p 평균 해면 기온 분포 및 대륙 기온 분포 http://www.physicalgeography.net/fundamentals/7m.html ხૐ઴ዼཇጔGఎဴGGᆊႶQVLL! ࿼ፎ" 집필진 김지수(한성과학고등학교)* 구경록(동성고등학교) 김옥주(수락고등학교) 이승우(서울특별시중부교육지원청) * 표시는 집필 책임자임 인정도서심의회 조승태(경상북도교육청과학원)* 정병훈(포항장성고등학교) 김범석(경북과학고등학교) 엄흥진(경산과학고등학교) 이용석(포항포은중학교) 오수엽(안동고등학교) * 표시는 심의회 위원장임 심의 기관 경상북도교육청 감수 기관 한국교원대학교 편찬 기관 (재)한국교과서연구재단 편집 디자인 기관 (주)지엔피링크 고등학교 지구과학 실험 | 교육부의 위임을 받아 경상북도교육청에서 인정 승인 하였음. 지은이 김지수 외 3인 발행인 경상북도교육감 인쇄인 ᵝ ၙ௹ᨵ ᕽᬙ✚ᄥ᜽ᕽⅩǍᝁၹ⡍ಽ 2018. 3. 1. 초판 발행 2021. 3. 1. 4쇄 발행 정가 원 이 교과서의 본문 용지는 우수 재활용 제품 인증을 받은 재활용 종이를 사용했습니다. 교과서에 대한 문의사항이나 의견이 있는 분은 교육부와 한국교과서연구재단이 운영하는 교과서민원바로처리센터 (전화: 1566-8572, 웹사이트: http://www.textbook114.com 또는 http://www.교과서114.com)에 문의하여 주시기 바랍니다. 이 도서에 게재된 저작물에 대한 보상금은 문화체육관광부장관이 정하는 기준에 따라 사단법인 한국복제전송저작권협회 (02-2608-2800, www.korra.kr)에서 저작재산권자에게 지급합니다. •내용관련문의 경상북도교육청 주소 경상북도 안동시 풍천면 도청대로 511 / 전화 054)805-3000 •공 급 업 무 사단법인 한국검인정교과서협회 (10881)경기도 파주시 문발로 439-1(신촌동 734-1) •개별구입문의 홈페이지 주소 www.ktbook.com / 전화 031)956-8581~4 사단법인 한국검인정교과서협회 •ISBN 979-11-962418-8-9 53450 ხૐ઴ዼཇጔን૟GGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ხૐ઴ዼཇጔን૟GGᆊႶQVLL ࿼ፎ"! ხૐ઴ዼཇጔን૟GGᆊႶQVLL ࿼ፎ"!

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