바구니/메모

원두막 2010. 2. 6. 19:30

 출처  : http://astronote.org
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Date 2006.12.24  Ver 1.00
잘못 알기 쉬운 천문학
■ 춘, 추분날 낮의 길이는 정확히 12시간이다.
천문학적인 춘, 추분날은 엄밀히 말해 태양의 황도상의 위치가 적도와 일치하는 점을 나타내는 것이지 낮과 밤의 길이가 정확히 일치한다는 것을 나타내는 것이 아니다. 실제로 서울 지방(37.5°N)의 경우 이 날의 낮의 길이는 대략 12시간 8분 정도이다. 이것은 지구에 대기가 있어 태양빛이 굴절률이 더 큰 매질 쪽으로 굴절하기 때문에 일어나는 현상이다. 이러한 이유로 인해 낮의 길이가 조금 더 길어지며, 그 차이는 고위도로 갈수록 커진다. 진공의 굴절률은 0이므로 공기가 조금이라도 있다면 빛은 안쪽으로 조금이라도 더 기울게 되어 있다. 또한 해가 수평선 위로 조금이라도 나와 있으면 낮으로 간주되므로 해의 크기만큼 낮이 길게 계산된다.
■ 1년 중 해가 가장 빨리 지는 날은 동지이다.
무슨 뚱딴지 같은 소리냐고? 뚱딴지가 아니라 사실이 그런 것을 어쩌랴. 물론 동지는 1년 중 해가 가장 짧은 날, 태양의 고도가 가장 짧은 날인 것은 틀림없다. 그러나 이 날 해가 가장 빨리 지는 것을 의미하지는 않는다. 균시차 때문이다. 이것은 시태양일의 길이가 연중 일정치 않아 시태양시와 평균 태양시 사이에 차이가 생기는 현상이다. 하지, 동지 무렵에는 시태양일의 길이가 평균보다 길므로 1년 중 해가 가장 빨리 지는 날은 동지보다 약간 빨라진다. 반면 가장 해가 늦게 뜨는 날은 동지보다 조금 늦어진다. 반면 춘분, 추분 무렵에는 시태양일의 길이가 평균보다 짧다. 북위 37.5° 인 서울 지방의 경우 가장 빠른 일출은 6월 15일경, 가장 늦은 일출은 1월 8일경이며 가장 빠른 일몰은 12월 7일경, 가장 늦은 일몰은 6월 29일경이다. 이 일자는 고위도로 갈수록 하지, 동짓날에 가까워진다. 균시차에 관한 이야기는 추후에 다시 언급하기로 한다.
■ 해가 뜨는 곳은 정확한 동쪽이다.
만약 해가 뜨거나 지는 위치만 보고 정확한 방위를 찾으려고 했다가는 틀림없이 낭패를 볼 것이다. 왜냐하면 해가 뜨는 위치는 계절에 따라 바뀌기 때문이다. 하지 때에는 가장 북쪽으로 치우친 위치에서 뜨고 지며, 동지 때에는 가장 남쪽으로 치우친 위치에서 뜨고 진다. 이 차이는 고위도로 갈수록 커진다. 예를 들어 동짓날 북위 60°정도에서는 거의 남쪽에서 해가 뜨고 지며, 북위 70°정도가 되면 해뜨는 모습을 볼 수가 없다. 정확한 동쪽에서 해가 뜨고 지는 때는 춘분 및 추분 정도이다.
■ 한낮에는 해가 어느 곳이든지 남쪽에 있다.
한낮에 해가 남쪽에 있는 것은 북반구의 얘기다. 열대 지방에서는 거의 머리 위에 있어 태양의 황도상의 위치에 따라 남쪽에도 있을 수 있고 북쪽에도 있을 수 있다. 반면 남반구의 중위도 지방에서는 한낮에는 해가 북쪽에 위치한다. 남쪽으로 내려갈수록 해의 위치는 북쪽으로 치우치기 때문이다. 한국을 비롯한 북반구의 중위도 지방에서는 대부분 집을 남향으로 짓는다. 겨울철 일조권을 충분히 확보하기 위해서다. 그러나 저위도 지방에서는 보통 집을 짓는 데 있어서 방위를 가리지 않는다. 또한 남반구의 중위도 지방, 예를 들어 아르헨티나 혹은 뉴질랜드 등지에서는 필히 북향집을 지어야한다.
■ 열대 지방은 낮이 길다.
말도 안 되는 소리다. 아마도 한국의 경우를 생각해서 여름에 낮이 기니까 일년 내내 여름 날씨인 열대 지방은 낮 시간이 길겠거니 하고 생각하고 있는 것 같다. 그러나 사실 열대 지방의 낮의 길이는 일년 내내 큰 차이가 없다. 대략 12시간 전후에서 왔다 갔다 한다고 생각하면 된다. 오히려 진짜 여름일 때는 북쪽으로 갈수록 낮이 길어진다. 그러나 낮이 24시간 계속되는 극 지방의 여름 기온은 기껏해야 한국의 초겨울 기온밖에는 되지 않으며, 그보다 훨씬 추운 곳도 많다. 왜냐하면 이 지방에서는 태양의 겉보기 경로가 지평선과 거의 수평을 이루고 있어 하루 종일 저녁때 같은 낮이 계속되기 때문이다. 물론 이 지방에서 하루 종일 받는 태양 복사 에너지량은 열대 지방에서 12시간 동안 받는 에너지량보다 훨씬 적다.
■ 태양의 고도가 하루 중 가장 높은 시각은 정확히 12시이다.
흔히 낮 12시에 태양은 머리 위로 온다고 한다. 그런데 과연 이것이 정확한 표현일까? 그렇지 않다. 앞에서도 언급했듯이 균시차가 있어 그 시간이 정확히 일치하지 않으며, 또한 경도가 다른 여러 지역에서 같은 표준시를 쓰는 경우가 많기 때문에 태양의 남중 시각은 곳에 따라 상당한 차이가 난다. 빠른 곳은 오전 11시에서 늦은 곳은 3시까지 되는 곳도 있다. 몇 가지 예를 들어 보기로 하자. 서울은 동경 127°에 위치해 있다. 그러나 서울의 시간은 GMT보다 9시간 빠른 동경 135°의 시간을 쓴다. 이 경선은 일본 효고현의 아카시(고베와 아주 가깝다)를 지나는 경선으로 그보다 8°서쪽에 있는 서울은 남중 시각이 32분(경도 1°는 4분의 차이가 난다)늦어진 12시 32분이 된다. 이것도 균시차에 의해 차이가 있으므로 균시차가 (+)값으로 가장 큰(+값의 균시차는 아침 해가 저녁 해보다 길다는 것을 뜻한다) 11월 4일경에는 이 시각보다 16분 30초 정도 빠른 12시 15분경이 되며, (-)값으로 가장 큰 2월 11일경에는 14분 30초 정도 늦은 12시 46분경이 된다. 한편 서경 74°에 위치한 미국의 뉴욕시는 서경 75°의 표준시(미국 동부 표준시임)를 사용하고 있으므로 평균 남중 시각이 11시 56분이 되며, 동경 139.5°에 위치한 일본의 도쿄는 11시 42분이 된다. 여기서 한 마디 여담을 하도록 하겠다. 한국에서는 87, 88년에 섬머타임(일광 절약 시간제, DST)을 시행한 바 있다. 그런데 서울 올림픽이 끝난 후 이 제도를 더 이상 시행하지 않게 된 이유가 무엇이었을까? 바로 한국 실정에 맞지 않는 제도였기 때문이다. 당초이 제도의 시행 명분은 길어진 낮 시간을 최대한 활용하자는 데 그 뜻이 있었다. 그러나 실제로는 서울올림픽 때 중계료를 가장 많이 내는 미국과의 중계료협상 과정에서 계획되었었다는 것이 정설이다. 미국에서 섬머타임을 실시할 때(4월 첫 일요일 - 10월 마지막 일요일) 미국에서 인구가 가장 많은 동부시간대(1억이 조금 넘는다)와의 시차는 한국이 13시간 빠르다. 그러나 체감 시차는 12시간 차이가 가장 크므로 한국보다 11시간 빠른 꼴이 된다. 따라서 이 시차를 1시간 축소하여야 그만큼 중계료 협상에서 유리할 수 있다는 판단이 선 것이다. 그러나 이 제도는 결국 생활리듬 파괴, 근무시간 연장 등의 부작용만 초래, 올림픽 후 폐지되어 버렸다. 또한 앞에서도 언급한 바와 같이 서울의 경우 이미 저녁 해가 32 분이나 길어져 있는데 굳이 더 늘릴 필요는 없지 않겠는가 하는 것이 본인의 생각이다. 굳이 실시하자면 한국의 표준시를 30분 늦추고 하는 것이 좋지 않을까? 물론 이보다 더한 곳에서도 섬머타임 하려면 한다. 그러나 그런 나라의 대부분은 우리와는 사회적 환경이 크게 다르다. 이러한 이유로 그들과 우리를 단순비교 하기는 곤란하다. 현재 섬머타임은 일본을 제외한 대부분의 선진국권(중위도 지방)에서 실시되고 있다. 천문학적인 조건에서 보았을 때 일본은 우리보다 섬머타임을 실시하기에 더 좋은 조건을 갖추고 있다. 일본의 도쿄는 서울보다 아침 해가 50분이나 더 길다. 그런 상황에서도 섬머타임을 실시하지 않고 있다. 과연 그들은 이것을 실시할 줄 몰라서 안 하고 있는 것일까? 그럴 리는 없을 것이다. 아마도 그들은 이 제도가 자기네 실정에 맞지 않는다는 것을 이미 알고 있을 것이라는 것이 본인의 생각이다. 하물며 여건이 더욱 나쁜 한국에서 이 제도를 굳이 시행할 필요가 있을까? 그 판단은 독자들에게 맡기기로 한다.
■ 하루의 길이는 항상 일정하다.
이미 언급한 바와 같이 그렇지 않음을 알 수 있을 것이다. 그렇다면 현재 우리가 쓰고 있는 시계는 왜 시간이 일정할까? 그것은 사람들의 생활에 편하도록 인위적으로 만든 것이다. 표준시가 제정된 이유도 여기에 있다. 실제로 좁은 지역 안에 여러 종류의 시간을 쓰고 있다면 엄청난 혼란을 야기할 것이다. 옛날 영국에서는 지방마다 다른 시간을 쓰고 있어서 재판에서의 판결이 번복되는 일이 있었으며 그것이 그리니치 표준시를 제정한 계기가 되었다고 한다. 참고로 밝혀 두자면 현재 신문에 나오는 일출, 일몰, 월출, 월몰 시각은 서울 지방(정확히 말하자면 서울 타워 부근의 한국경위도원점)을 기준으로 작성된 것이므로 지역에 따라 조금씩 차이가 난다. 이 점에 유의하여 일출, 일몰, 월출, 월몰 시각을 확인하도록 한다.
■ 해가 정확히 머리 위에 오는 경우는 없다.
한국에서는 옳은 얘기다. 그렇다면 어디에서 이런 현상을 볼 수 있을까? 바로 회귀선 안쪽이다. 회귀선(Tropic)이란 태양의 황도상의 위치가 적도에서 가장 이격되었을 때 적위에 해당하는 선으로 남, 북위 각각 23.5°이다. 태양이 정확히 머리 위에 오려면 태양의 적위와 그 지방의 위도가 같아야 한다. 태양의 적위는 항상 ±23.5°이내이므로 이러한 현상은 회귀선 내의 지역에서만 가능하다.
■ 극지방에서는 6개월마다 밤낮이 바뀐다.
실제로 이 말이 정확히 맞는 곳은 양 극점뿐이다. 그렇다면 다른 지점은? 그렇다. 위도에 따라 낮 또는 밤이 계속되는 일수가 다르다. 이론상으로 낮 또는 밤이 24시간 지속되는 날이 생기는 점은 바로 북극권, 남극권이다. 북회귀선, 남회귀선은 적도로부터 23.5°이격된 지점에 있지만, 북극권, 남극권은 반대로 극점으로부터 23.5°이격된 지점에 있다. 즉, 북, 남위 66.5°지점을 말한다. 실제로는 굴절현상으로 인해 낮 또는 밤이 24시간 지속되는 날이 생기기 시작하는 지점은 조금 차이가 있을 것이다. 낮 또는 밤만이 지속되는 일수는 극점으로 갈수록 증가하며 극점에서는 반년마다 낮과 밤이 바뀌게 된다.
■ 나침반이 가리키는 곳은 정확한 북쪽이다.
사실 나침반이 가리키는 북쪽은 자북극(North magnetic Pole)이다. 지구의 내부 활동으로 인해 S극의 성질을 띤 자장이 이 곳에 형성되어 있다고 하는 것이 정설이다. 이 위치는 대략 북극점에서 11° 정도 떨어진 캐나다의 북부 지방으로 나침반의 바늘은 북극점이 아닌 이 곳을 가리키고 있는 것이다. 서울 지방의 경우 약 8° 정도 편차가 생긴다고 한다. 따라서 보통 나침반은 극 지방에서는 거의 쓸모가 없다. 일반적으로 극 지방에서는 자이로 컴퍼스 등의 특수한 나침반을 쓴다. 자남극 역시 남극점과 일치하지 않으며 극점에서 오스트레일리아 방향으로 1000km 이상 떨어진 지점에 있다.
■ 여름에는 태양이 더 가깝다.
사실은 그것과는 정 반대다. 근일점(perihelion, 태양이 지구에 가장 가까운 점)의 위치는 대략 1월 1일로 겨울철이다. 원일점(aphelion)은 대략 7월 1일로 여름철이 된다. 그러나 이 근일점과 원일점의 차는 지구와 태양 사이의 거리의 3% 정도에 불과하므로 지구의 온도에 미치는 영향은 무시할 수 있을 정도로 작다. 4계절이 생기는 원인은 황도와 적도가 23.5°기울어져 있어 연중 태양의 고도가 달라지기 때문이지 태양과의 거리차 때문이 아니다. 한편 남반구에서는 여름에 근일점이 되지만 연교차는 북반구가 훨씬 크다. 남반구에는 바다가 많아 이 바다가 기온차를 감소시키는 역할을 하기 때문이다.
■ 24절기는 음력을 기준으로 만들어졌다.
달력을 유심히 본 사람이면 24절기가 양력이 기준이라는 것을 금방 알 수 있을 것이다. 이 24절기는 중국력인 태음 태양력의 결점을 보완하기 위해 만든 것으로 황도를 15°씩 분할하여 각 지점마다 명칭을 부여한 것이다. 태음 태양력은 삭망월과 태양력의 양쪽을 다 같이 고려하여 만들어지므로 1년이 13개월이나 되는 해도 있으며, 날짜가 한 달 가까이 계절과 맞지 않는 경우도 있다. 따라서 24절기의 각각의 명칭은 영어로 해석하기 어렵다. 지금으로부터 2000년 이상 전인 시저 때부터 양력만 써온 서양 사람들에게 그런 것이 있을 턱이 있겠는가? 굳이 영어로 해석할 수 있는 것이 있다면 춘분(Vernal equinox), 하지(Summer solstice), 추분(Autumnal equinox), 동지(Winter solstice) 정도이다. 이러한 지점은 천문학적으로 특별한 의미를 가지므로 서양에서도 명칭을 부여한 것으로 풀이된다. 한편 태양력은 각각의 달이 삭망월과는 아무런 관계가 없다. 이러한 이유로 서양에서는 중국력과는 반대로 양력 달력에 신월(New moon), 상현(First quarter), 만월(Full moon),하현(Last quarter) 등의 문구를 해당되는 날짜에 적어 넣고 있다.
■ 위도 계산은 지구 중심에서 잰다.
고등학교 교과서에는 이러한 내용이 실려 있다. "지구의 각각의 위도 사이의 길이는 일정하지 않고 고위도로 갈수록 길어진다. 이것은 지구가 완전한 원이 아니고 적도 쪽이 부푼 타원체임을 말해준다." 그러나 실제로 가로로 부푼 타원을 그려 놓고 중심에서부터 각도를 재 본 사람들은 그 반대의 결과가 나온 것을 보고 이상해 할 것이다. 하지만 이것은 교과서가 잘못된 것이 아니다. 위도를 재는 방법이 잘못된 것이다. 위도를 재는 정확한 방법은 어느 특정한 한 지점에 지축의 연장선과 만나는 접선을 그은 뒤, 그 접선과 지축의 연장선이 이루는 각도를 재는 것이다. 즉, 특정한 지표면상에서의 북극성(정확히는 하늘의 북극)의 고도, 다시 말해 실제로 사람에게 보이는 북극성의 고도가 그 지방의 위도인 것이다. 전자의 방법으로 잰 위도를 지심 위도, 후자의 방법으로 잰 위도를 지리 위도라 한다. 우리가 실제로 사용하는 위도는 바로 이 지리 위도이다. 적도 쪽이 부푼 지구 타원체에서는 지심 위도간의 거리는 저위도일수록 길지만, 지리 위도간의 거리는 고위도일수록 길다.
■ 일식은 월식보다 발생 빈도가 크게 적다.
일식보다 월식이 많이 일어나는 것은 어느 특정한 지구상의 지점을 기준으로 했을 때의 얘기이며, 지구 전체를 기준으로 그렇다는 것이 아니다. 실제로 지구 전체적으로는 일식이 월식보다 발생 빈도가 조금 많다. 그러나 월식은 월식이 일어날 때가 밤이면 어디서든지 볼 수 있으나(물론 날씨가 좋아야 한다), 일식은 달의 그림자 (본그림자, 반그림자)가 닿는 곳에서만 볼 수 있으므로 마치 월식이 더 많은 것처럼 느껴지는 것이다. 특히 개기 일식 및 금환 일식은 특정한 장소에서는 몇 백 년에 한 번 볼 수 있을까 말까할 정도로 드물다. 태양 및 달의 겉보기 크기는 약 0.5°정도이므로 일식이 일어나기 위해서는 태양 및 달의 적위 및 적경차가 0.5°이내여야 하는데 지구에서 본 달의 적경 및 적위는 위치에 따라 최고 2°까지 차이가 있으므로 적경 및 적위차가 다 같이 1.25°이내에서는 지구상 어느 곳에선가 일식이 일어나게 된다. 한편 지구의 본그림자의 크기는 약 1.5°정도이며 월식이 일어나기 위해서는 달이 지구 본그림자(태양의 적경, 적위와 180°차이가 난다)와 1°이내의 적경 및 적위차를 가져야 한다(달은 신월 때 태양과 최고 5°정도의 적위차를 갖는다). 이 정도만 설명하면 여기에 대한 의문은 거의 다 풀렸을 것이라 본다.
■ 달은 항상 밤에 떠 있다.
밤에 항상 떠 있는 달은 보름달뿐이다. 그렇다면 나머지는? 그 모양에 따라 달라진다. 달은 통상적으로 매일 50분 정도 늦게 뜨고 늦게 진다. 먼저 음력 30-1일 경에는 달이 태양과 거의 같은 방향에 있으므로 달의 모습을 볼 수 없다. 또한 달은 태양과 거의 같은 시간에 뜨고 진다. 여기서 며칠 지난 후에는 오른쪽이 약간 찬 초승달을 볼 수 있는데 오전 중에 떠서 저녁때까지 떠 있다. 따라서 초저녁에 서쪽 하늘에서 볼 수 있다. 음력 7-8일경의 상현달은 오른쪽 반이 차 있으며 한낮에 떠서 저녁때 남중하여 한밤중에 진다. 음력 15-16일경의 달은 태양과 거의 정 반대편에 위치하므로 거의 둥근 달을 볼 수 있다. 또한 해질 무렵에 떠서 해뜰 무렵에 진다. 음력 22-23일 경의 달은 왼쪽 반이 찬 달로 한밤중에 떠서 아침에 남중하여 한낮에 진다. 여기서 며칠 지나면 왼쪽이 약간 찬 그믐달을 볼 수 있는데 새벽에 뜨므로 일출 조금 전에 동쪽 하늘에서 잠시 볼 수 있다. 아마 대부분의 독자들은 오른쪽이 찬 달을 볼 기회가 훨씬 많았을 것이고 앞으로도 그럴 것이다. 왼쪽만이 찬 달을 볼 수 있는 시간은 대부분의 사람들이 잠든 시간이기 때문이다.
■ 음력 15일은 정확한 보름달이다.
몇몇 독자들은 추석이나 정월대보름 때 그 다음날 더 정확한 보름달을 볼 것이라는 신문 기사를 본 적이 있을 것이다. 사실 달의 근지점과 원지점의 차가 10% 정도나 되기 때문에 달의 공전 속도에 따라 정확한 보름달의 위치는 약간 달라질 수 있으며, 날짜 차이도 조금은(하루 이내) 있을 수 있다. 또한 지구상의 각 지점마다 시차가 있어 그 기준점에 따라 날짜가 달라질 가능성도 있다. 한 예를 들자면 1996년 추석의 경우 정확한 보름달(태양의 적경과 달의 적경이 정확히 180° 차이 나는 지점)이 된 시각은 추석날이 아닌 추석 다음날 오전 11시 30분경(한국시간)이었다고 한다. 따라서 한국 사람들은 약간 덜 찬 추석 보름달을 본 셈이 됐다. 반면 미국, 캐나다 등지에 사는 교포들은 현지 시간으로 추석당일 저녁에 정확한 위치에 해당되는 보름달을 볼 수 있었다고 한다. 물론 육안으로는 거의 식별이 불가능하다. 하지만 우리는 그런 것까지 굳이 따져가며 날짜를 계산할 필요는 없을 것이다.
■ 추석 보름달은 다른 때보다 더 크다.
이것은 사람들이 더 클 것이라는 믿음을 갖고 보기 때문이지 사실이 그런 것은 아니다. 추석 때라도 달은 근지점에 올 수도 있고 원지점에 올 수도 있다. 따라서 추석이나 정월 대보름 등의 달이 더 크다는 것은 어디까지나 전통적인 믿음에서 내려온 전설이지 과학적인 근거가 있는 것이 아니라는 것을 밝히는 바이다.
■ 낮에는 별이 떠 있지 않다.
물론 별은 24시간 떠 있다. 다만 태양빛이 너무 강하고, 그 빛이 산란되기 때문에 볼 수 없는 것뿐이다. 어느 특정한 빛이 워낙 강할 경우 그 주변의 빛은 잘 보이지 않는 것과 같은 이치이다. 하지만 낮이라도 별이 보이는 경우가 있기는 있다. 개기 일식 때처럼 산란될 빛이 가려진 경우나 공기가 없는 달, 대기권 밖에서는 낮이라도 별을 볼 수 있다.
■ 북극성은 정확히 하늘의 북극에 있다.
엄밀히 말하면 하늘의 북극에서 1°정도 이격되어 있다. 따라서 북극성도 작은 원을 그리며 맴돈다. 다만 육안으로 그것을 감지할 수 없을 뿐이다. 사람들 눈엔 항상 그 자리에 있는 것처럼 보이지만 미세한 오차가 있다는 것을 염두에 두기 바란다. 그렇다면 북극성이 있다면 하늘의 남극에는 남극성이란 것이 있을까? 하늘의 남극과 아주 가까운 곳에 있기는 있다고 한다. 그러나 그 빛이 너무 약하기 때문에 이것을 눈으로 본다는 것은 거의불가능하다. 따라서 남극성은 없는 것이나 다름없다고 생각하는 편이 좋다. 다만 하늘의 남극은 대강 찾을 수 있다. 남십자성에서 장축을 찾아 안쪽으로 5배 정도 늘린 곳이 하늘의 남극이라 한다. 물론 이 별자리는 적위가 -60°정도이므로 한국에서는 볼 수 없으며 필리핀 정도에나 가서야 특정한 계절에 찾아볼 수 있으며, 호주 정도에 가서야 항상 찾아볼 수 있는 별자리다.
■ 북극성의 위치는 변하지 않는다.
지구에는 세차 운동이란 것이 있다. 이것은 마치 팽이의 축이 이동하는 것과 같이 지축이 이동하는 현상이다. 다만 그 속도가 매우 느려 짧은 시간 내에 알기가 어렵다는 것이다. 실제로 1항성년과 1태양년의 길이는 각각 365.2564일과 365.2422일로 차이가 있다. 따라서 하늘의 북극은 황도의 북극을 중심으로 서서히 이동한다. 이주기는 수만 년 정도인 것으로 알려져 있다. 이로 인해 약 1-2만년 뒤에는 직녀성이 북극성의 위치에 오게 된다.

 

숫자
■ 1차 우주선
→ 우주선 참조.
■ 1Mpc (megaparsec)
1백만 파섹. 1파섹은 3.26광년.
■ 19년 7윤법 (十九年七閏法)
태음태양력에서 윤달을 두는 방법. 19태양년 동안 7개월의 윤달을 두는 방법이다. 19태양년 길이와 235삭망월(朔望月) 길이는 다음과  같이 거의 같다.
  19 태양년 = 365.242196일 × 19 = 6,939.6017일
 235 삭망월 =  29.530588일 ×235 = 6,939.6882일
이 6940일을 중국에서는 장(章)이라 하여 BC 6세기, 즉 춘추시대부터 알고 있었고, 그리스에서는 메톤주기라 하여 BC 433년경에 발견하였다. 고대 그리스에서는 19역년을 235 역월로 하고, 그 평균총일수를 6940일로 정하였다. 이에 따르면 1역년은 365.26315일이 되고, 1 역월은 29.53191일이 되어 모두 실제보다 길다. 그러므로 그리스의 칼리푸스는 더 정확한 76년법을 고안하였다. 여기서 역년과 역월은 모두 19년법의 4배이지만, 그 총일수는 메톤주기의 6,940일의 4배보다 1일이 적은 27,759일로 정하여 1역년을 365.2500일, 1 역월을 29.530851일로 만들었다. BC 125년경에는 다시 히파르코스에 의하여 304년법이 고안되었다. 이것은 역년과 역월이 76년법의 4배이고, 역일은 76년법의 4배보다 1일이 적은 111,035일로 함으로써 1역년과 1 역월이 각각 355.24671 일과 29.530585일로 되어 실제에 매우 가깝게 접근한다. 그러나 이 방법은 실제로는 사용되지 못하였다. 이러한 76년법과 304년법은 중국식 역법에도 내포되어 있다. 즉, 사분력(四分曆:AD 85년 실시)에서의 19역년과 235삭망월의 역일수가 모두 27759/4일로 되어 있는 것으로 보아, 분자 27759일은 76년의 일수이고, 원가력(元嘉曆:AD 445년 실시)의 19역년과 235역월의 일수가 111035/16일로 되어 있는데, 이 분자는 304년법의 일수와 같다. 그러므로 동양에서도 칼리푸스나 히파르코스와 같은 생각을 하였다고 볼 수 있다. 19년법은 장법(章法)이라고도 한다. 19년법은 19년이라는 짧은 주기 동안 계절과 달의 위상이 거의 일정하게 반복된다는 점에서 매우 훌륭한 것이지만, 자세히 살펴보면 235태음월이 19태양년보다 2시간 05분만큼 길다. 그러므로 조비의 현시력(玄始曆:AD 412년 실시)에서는 장법을 취하지 않고 600년간에 221개월의 윤월을 넣었다. 이것을 파장법(破章法)이라 한다. 파장법은 그 후 조충지(祖沖之)의 대명력(大明曆)에 전하여졌고, 이후의 역법은 모두 파장법을 답습하였다. 여기에서 조충지는 391년에 144윤월을 취하였다. 물론 파장법도 장법의 경우와 마찬가지로 32개월 또는 33개월에 윤달이 하나씩 들게 되어 있다.
■ 21cm 전파 (21cm line)
중성수소가 내는 파장 21cm의 전파. 중성 수소의 양성자와 전자 스핀이 평행에서 역전되면서 만들어 내는 21.11cm의 방출선으로 이것에 의해 우리 은하의 나선 구조가 밝혀졌다.
■ 24절기 (二十四節氣)
태양의 황도상의 위치에 따라 특징 지은 계절적 구분. 중국력법은 달의 위상변화를 기준으로 하여 역일(曆日)을 정해 나가는데, 이것에 태양의 위치에 따른 계절변화를 참작하여 윤달을 둔 태음태양력이었다. 그러나 이 역법으로는 계절의 구분이 뚜렷하지 않아 특별한 약속 하에 입춘․우수․경칩․춘분 등 24기의 입기일(入氣日)을 정한다. 그 정하는 방법에 두 가지가 있는데 하나는 평기법(平氣法)이고, 다른 하나는 정기법(定氣法)이다. 예전에는 장구한 세월에 걸쳐서 평기법을 써왔다. 이것은 1년의 시간적 길이를 24등분하여 황도상의 해당점에 각 기를 매기는 방법인데, 동지(冬至)를 기점으로 하여 순차로 중기 ․절기 ․중기 ․절기 등으로 매겨나가는 방법이다. 따라서 동지의 입기시각을 알면 이것에 15.218425일씩 더해가기만 하면 24기와 입기 시각이 구해진다. 정기법은 훨씬 뒤늦게 실시되었다. 6세기반경에 북제(北齊)의 장자신(張子信)에 의해 태양운행의 지속(遲速)이 발견된 후, 수(隋)의 유탁(劉倬)이 정기법을 쓸 것을 제창하나 그 후 1,000 년 이상이나 방치되었고, 청나라 때 서양천문학에 의한 시헌력(時憲曆)에서 처음으로 채택되었다. 정기법에서는 황도 상에서 동지를 기점으로 동으로 15° 간격으로 점을 매기고 태양이 이 점을 순차로 한 점씩 지남에 따라서 절기 ․중기 ․절기 ․중기 등으로 매겨나간다. 이 경우 각 구역을 지나는 태양의 시간간격은 다르게 된다. 일년은 12개월이다. 각 월마다 1절, 1기가 있다, 이를 절기<節氣>라 한다. 그러므로 1년은 12절, 12기가 있는 것이다. 즉 24절기로 구성이 된다. 이 24절기는 지구가 태양의 주위를 공전하는 기간을 말한다. 일년 12개월은 子 ․丑 ․寅 ․卯 ․辰 ․巳 ․午 ․未 ․申 ․酉 ․戌 ․亥 라고 표시한다.
 -. 子月 : 대설에서 소한까지 기간.
 -. 丑月 : 소한에서 입춘까지 기간.
 -. 寅月 : 입춘에서 경칩까지 기간.
 -. 卯月 : 경칩에서 청명까지 기간.
 -. 辰月 : 청명에서 입하까지 기간.
 -. 巳月 : 입하에서 망종까지 기간.
 -. 午月 : 망종에서 소서까지 기간.
 -. 未月 : 소서에서 입추까지 기간.
 -. 申月 : 입추에서 대서까지 기간.
 -. 酉月 : 대서에서 한로까지 기간.
 -. 戌月 : 한로에서 입동까지 기간.
 -. 亥月 : 입동에서 대설까지 기간.
여기에서 절(節)과 기(氣)를 구분하면...
 -. 대설. 소한. 입춘. 경칩. 청명. 입하. 망종. 소서. 입추. 대서. 한로. 입동은 절이고
 -. 동지. 대한. 우수. 춘분. 곡우. 소만. 하지. 대서. 처서. 추분. 상강. 소설은 기이다.
음력은 큰 달과 작은 달로 되어있다. 큰 달은 30일, 작은 달은 29일이다. 이 12개월을 합하면 364일이다. 그래서 3년 마다 윤달을 두게 된다. 이런 식으로 19년이 지나면 7개의 윤달이 생기고 양력과 비교하면2시간 9분 35초의 차이가 난다. 그래서 옛 사람들은 1년을 24절기로 나누고 매달에 대입하였던 것이다. 운명학에서는 24절기를 사용하며달 력보다 더 중요하게 본다.
① 입춘 (立春)
24절기(節氣)의 첫째. 양력 2월 4일경, 태양이 시황경 315°에 왔을 때를 입춘 입기일로 하여 이후 약 15일간이 입춘기간에 해당한다. 음력으로는 정월의 절기로 동양에서는 이 날부터 봄이라고는 하지만, 추위는 아직도 강하다. 그러나 입춘 전날이 절분(節分)인데 이것은 철의 마지막이라는 뜻이다. 이날 밤을 해넘이라고 부르고, 콩을 방이나 문에 뿌려서 귀신을 쫓고 새해를 맞는다고 한다. 그러므로 입춘을 마치 연초(年初)처럼 본다. 옛날 중국에서는 입춘 15일간을 5일씩 3후(候)로 갈라서,  
 ▪ 동풍이 불어서 언 땅을 녹이고,
 ▪ 동면하던 벌레가 움직이기 시작하고,
 ▪ 물고기가 얼음 밑을 돌아다닌다고 하였다.
잡절(雜節)은 입춘날을 기준으로 하여 결정된다. 밭에 씨앗뿌리기가 시작되는 88야(夜), 태풍시기인 210일, 220 일 등은 각각 입춘날로부터 88일, 210일, 220일째 날이다.
② 우수 (雨水)
24절기(節氣)의 하나. 입춘 후 15일 후인 양력 2월 19일경이 된다. 날씨가 거의 풀리고 봄바람이 불기 시작하는 시기로서 새싹이 난다. 예부터 우수․경칩에 대동강 물이 풀린다고 하였다. 태양이 황경 330°에 올 때, 우수 입기일(雨水入氣日)이 되는데, 음력 정월의 중기이다. 옛사람은 우수입기일 이후 15일간의 기간을 3후(三候)로 5일씩 세분하여
 ▪ 수달이 물고기를 잡아다 늘어놓고,
 ▪ 기러기가 북쪽으로 날아가며,
 ▪ 초목에는 싹이 튼다고 하였다.
③ 경칩 (驚蟄)
24절기의 하나. 계칩(啓蟄)이라고도 한다. 우수(雨水) 다음의 절기로, 양력으로는 3월 6일경부터 춘분(春分: 3월 21일경) 전까지이다. 음력으로는 이월절(二月節)이다. 태양의 황경은 345°이다. 날씨가 따뜻해서 초목의 싹이 돋고, 동면하던 동물이 땅속에서 깨어 꿈틀거리기 시작한다는 뜻에서 이러한 이름이 붙었다. 여러 세시기(歲時記)를 보면, 이 시기에 농촌에서는 개구리의 알이 몸을 보한다고 하여, 논이나 물이 괸 곳을 찾아가 건져 먹는다고 하였다. 또 흙일을 하면 일년 내내 탈이 없다고 하여 담을 쌓거나, 벽을 바르면 빈대가 없어진다고 해서 일부러 벽을 바른다고 하였다. 보리싹의 성장상태를 보고 1년의 풍흉(豊凶)을 점치기도 하였으며, 단풍나무를 베어 나무에서 나오는 물을 마시면 위병과 성병에 효과가 있다고도 하였다. 이 무렵 대륙에서 남하하는 한랭전선이 통과하면서 흔히 천둥이 울리기 때문에, 땅속에 있던 개구리 ․뱀 등이 놀라서 튀어나온다는 말도 있다.
④ 춘분 (春分, vernal equinox)
24절기의 하나. 경칩(警蟄)과 청명(淸明) 사이에 드는 24절기의 하나로, 양력 3월 21일경부터 청명 전까지의 15 일간을 말한다. 음력으로는 2월 중이다. 천문학에서는 태양이 남에서 북으로 천구(天球)의 적도와 황도(黃道)가 만나는 점(춘분점)을 지나가는 3월 21일경을 말한다. 이 날은 밤낮의 길이가 같지만, 실제로는 태양이 진 후에도 얼마간은 빛이 남아 있기 때문에 낮이 좀더 길게 느껴진다. 춥지도 덥지도 않아서 1년 중 농사일을 하기에 가장 좋은 때이며, 또 기온이 급격히 올라간다. 겨우내 얼었던 땅이 풀리면서 농부들의 손길도 분주해진다. 논밭에 뿌릴 씨앗의 종자를 골라 파종 준비를 서두르고, 천수답(天水畓)에서는 귀한 물을 받기 위해 물꼬를 손질한다. '천하 사람들이 모두 농사를 시작하는 달'이라는 옛사람들의 말은 이 음력 2월을 이르는 말로, 바로 춘분을 전후한 시기를 가리킨다. 즉 이 때에 비로소 한 해의 농사가 시작되는 것이다. 그러나 호사다마(好事多魔)라고, 좋은 일이 많으면 나쁜 일도 있기 마련이어서 이 때를 전후해 많은 바람이 분다. '2월 바람에 김칫독 깨진다.'는 속담이 여기서 나왔고, '꽃샘추위', '꽃샘바람'이라는 말 역시 꽃이 필 무렵인 이 때의 추위가 겨울 추위처럼 매섭고 차다는 뜻에서 비롯되었다. 따라서 어촌에서는 고기잡이를 나가지 않고, 나가더라도 멀리까지는 가지 않는다. 불교에서는 춘분 전후 7일간을 봄의 피안(彼岸)이라 하여 극락왕생의 시기로 보았고, 옛날 중국에서는 춘분 기간을 5일을 1후(一候)로 하여 3후로 나누어 구분하기도 하였다. 즉
 ▪ 제비가 남쪽에서 날아오고,
 ▪ 우뢰소리가 들리며,
 ▪ 그 해에 처음으로 번개가 친다고 하였다.
⑤ 청명 (淸明)
24절기 가운데 다섯째에 해당하며, 춘분(春分)과 곡우(穀雨) 사이에 든다. 음력으로는 3월이지만, 양력으로는 4월 5 ․6일 무렵이므로 태양의 황경(黃經)이 15°에 있을 때이다. 보통 한식(寒食)의 하루 전날이거나 한식과 같은 날이 많고, 오늘날의 식목일(植木日)과도 겹치는 경우가 흔하다. 청명일(淸明日)의 준말로, 이때부터 날이 풀리기 시작해 화창해지기 때문에 청명이라고 한다. 예로부터 청명에서 곡우 이전까지의 15일 동안을 다시 3후(三候)로 나누어 1후에는 오동나무의 꽃이 피기 시작하고, 2후에는 들쥐 대신 종다리가 나타나며, 3후에 비로소 무지개가 보인다고 하였다. 농가에서는 이 무렵부터 바쁜 농사철에 들어가 논밭의 가래질, 논밭둑 다지기, 보리밭 매기, 채소 파종 등을 시작하느라 일손 구하기가 힘들다. 또 《동국세시기(東國歲時記)》 청명조에 따르면, '이 날 버드나무와 느릅나무로 불을 일으켜 임금에게 바친 뒤 다시 각지의 관청에 나누어 준다'고 하였다. 이 불을 다음날인 한식에 백성들에게 나누어 주었는데, 묵은 불을 끄고 새 불을 기다리는 동안 밥을 지을 수 없어 찬밥을 먹는다고 해서 붙은 명칭이 바로 한식이다. 이 무렵을 전후해 찹쌀로 빚은 술을 청명주(淸明酒)라 하여 담근 지 7일 뒤 위에 뜬 것을 걷어내고 맑은 것을 마신다. 또 이때 장을 담그면 맛이 좋다고 하여 한 해 동안 먹을 장을 담그기도 하고, 서해에서는 곡우 무렵까지 작지만 연하고 맛이 있는 조기잡이로 성시(盛市)를 이루기도 하였다. 청명과 관련된 속담에 '청명에 죽으나 한식에 죽으나'가 있는데, 청명과 한식이 겹치거나 하루 차이밖에 나지 않아 별 차이가 없음을 나타낼 때 흔히 쓴다.
⑥ 곡우 (穀雨)
24절기의 여섯째 절기. 청명(淸明)과 입하(立夏)의 중간인 4월 20일경에 든다. 봄의 마지막 절기로, 음력으로는 3월중(三月中)이며, 태양의 황경(黃經)이 30°에 있을 때이다. 봄비가 내려 백곡(百穀)이 윤택해진다는 뜻이며, 이때가 되면 농가에서는 못자리를 하기 위해 볍씨를 담그는데, 부정한 일을 했거나 본 사람이 볍씨를 보지 못하도록 솔가지로 볍씨 담근 가마니를 덮어둔다. 서해에서는 흑산도 근처에서 겨울을 보낸 조기 떼가 북상해 충청남도 격렬비열도(格列飛列島) 근처까지 올라와 조기잡이로 북적거리기 시작한다. 이때 잡히는 조기를 특별히 '곡우살이'라 하여, 살은 적지만 연하고 맛이 좋아 상품으로 친다. 이 무렵은 또 나무에 물이 가장 많이 오르는 시기여서 전라남도 ․경상남도 ․경상북도 ․강원도 등에서는 깊은 산속으로 곡우 물을 먹으러 가는 풍속이 있다. 자작나무 ․박달나무 ․산다래나무 등에 상처를 내고 통을 달아 며칠씩 수액을 받아두었다가 마시는데, 몸에 좋다고 하여 약수로 마시기도 한다. 지리산에서는 통일신라시대부터 곡우에 약수제를 지내고, 조정에서 파견된 제관이 지리산 신령에게 다래차를 올리며 태평성대와 그해의 풍년을 기원했다고 한다. 곡우와 관련된 말로 '곡우에 가뭄이 들면 땅이 석 자나 마른다.'는 속담이 있는데, 봄비가 잘 내리는 시기에 내리지 않으니 그해 농사를 망친다는 뜻이다.
⑦ 입하 (立夏)
24절기(節氣)의 일곱째. 양력 5월 5 ․6일경으로, 태양의 황경(黃經)이 45°에 있을 때이다. 음력으로는 4월에 해당하며, 곡우(穀雨)와 소만(小滿) 사이에 든다. 여름에 들어섰다고 하여 입하라 한다. 예로부터 입하 15일 동안을 5일씩 3후(候)로 세분해 청개구리가 울고, 지렁이가 땅에서 나오며, 왕과(王瓜:쥐참외)가 나온다고 하였다. 음력에서는 보통 4∼6월 석 달을 여름이라고 부르지만, 엄격히 구분하면 입하 이후 입추(立秋) 전날까지를 여름으로 보는 것이 타당하다. 입하 무렵이 되면 농작물이 자라기 시작하면서 몹시 바빠지는데, 해충도 왕성한 활동을 시작하기 때문에 병충해 방제는 물론, 각종 잡초를 제거하는 데도 힘을 쏟아야 한다. 특히 이 시기부터 들판의 풀잎이나 나뭇잎이 신록으로 물들기 시작하면서 찻잎을 채취하는 손길도 분주해진다. 보통 곡우 때 채취해 만든 차를 우전차(雨前茶)라 하여 최상품으로 여기지만 입하 무렵에 만든 차도 이에 못지않다. 입하까지 채취한 찻잎으로 만든 차를 삼춘차(三春茶) ․삼첨(三尖), 입하 후에 만든 차를 사춘(四春) ․난청(爛靑) ․장대(長大)라 하여 통칭 입하차로 부른다. 또 세시풍속의 하나로 이 즈음에 쌀가루와 쑥을 한데 버무려 시루에 쪄 먹는 떡, 이른바 쑥버무리를 절식(節食)으로 먹기도 하고, 집안에 따라서는 색다른 음식을 마련해 농사꾼들의 입맛을 돋우기도 하였다.
⑧ 소만 (小滿)
24절기 가운데 하나로, 입하(立夏)와 망종(芒種) 사이에 드는데, 양력으로는 5월 21일경부터 약 15일간이며, 음력으로는 4월중이다. 태양의 황경이 대략 60°에 있을 때로, 만물이 점차 생장(生長)하여 가득 찬다는 의미를 가지고 있다. 이때부터 본격적으로 여름에 접어들어, 농사력에서는 모내기가 시작되고 보리 베기로 한참 바쁜 시기이다. 옛 중국에서는 소만을 5일씩 3후(三候)로 나누어 초후(初候)에는 씀바귀가 고개를 내밀고, 중후(中候)에는 냉이가 누렇게 마르며, 말후(末候)에는 보리가 익는다고 하였다. 한국에서는 특히 이 시기에 가뭄이 들기도 해 예로부터 이때를 대비해 물을 가두어 두고 모내기 준비를 하였고, 지난 해 가을에 심은 보리를 베고, 또 웃자란 잡초를 제거하느라 밭매기에 바빴다. 소만이 되면, 산야가 온통 푸른  빛을 띠는데 유독 대나무만은 새로 솟아나는 죽순(竹筍)에 모든 영양분을 집중 공급하느라 누렇게 변하게 된다. 이때 나온 죽순을 채취해 고추장이나 된장에 찍어 먹으면 그 맛이 담백하면서도 구수해 계절식 가운데 별미로 치기도 한다. 그밖에 냉잇국도 이 즈음의 별식으로서, 소만이 지나 꽃이 피면 먹을 수 없게 된다.
⑨ 망종 (芒種)
24절기의 하나. 소만(小滿)과 하지(夏至) 사이에 드는 절기로, 24절기 가운데 아홉째에 해당한다. 양력으로는 태양의 황경(黃經)이 75°에 이르는 6월 6일경에서 하지 전까지의 약 15일간을 말하며, 음력으로는 4월 혹은 5월에 든다. 곡식의 종자를 뿌리기에 적당한 시기라는 뜻이다. 옛 중국에서는 망종을 5일씩 끊어서 3후(三候)로 나누었는데, 초후(初候)에는 사마귀가 생기고, 중후(中候)에는 왜가리가 울기 시작하며, 말후(末候)에는 개똥지빠귀가 울음을 멈춘다 하였다. 농사력에서는 모내기와 보리 베기를 하는 시기로, '보리는 망종 전에 베라'는 속담은 이 때 보리를 베어야 논에 모도 심고 밭갈이도 할 수 있다는 뜻이다. 또 이 시기가 지나면 무르익은 보리가 바람에 쓰러지는 일이 많아 최소한 이 때까지는 보리 베기를 마쳐야 한다. 지역마다 망종 풍속도 달라서 보리를 많이 심었던 남쪽에서는 '발등에 오줌 싼다.'고 할 정도로 1년 중에서 이 시기가 가장 바빴다. 전라도에서는 '보리 그스름'이라 하여 이듬해 보리농사가 잘 되기를 바라는 뜻에서 풋보리를 베어다 그슬려 먹는 풍습이 있었고, 이 날 벤 보리를 밤이슬에 적셨다가 다음날 먹으면 허리가 건강해지며, 또 한 해 동안 병치레 없이 지낼 수 있다고 믿었다. 경기도를 제외한 중부 이남에서는 망종날 천둥 번개가 치면 그 해 농사가 잘 되지 않는다고 믿었고, 경상도의 섬 지역에서는 망종이 빠르거나 늦게 들지 않고 중간에 들어야 길하다고 믿었다. 그러나 보통은 '망종보기'라 하여 망종이 일찍 들거나 늦게 드는 것을 가지고 그해의 풍흉을 점칠 경우, 4월에  망종이 들어야 보리농사가 잘 되고 동시에 빨리 거둘 수 있다는 믿음을 가지고 있었다.  그 밖에 망종날 풋보리 이삭을 뜯어 손으로 비벼 껍질을 벗긴 후 솥에 볶아서 맷돌에 간 다음, 체로 쳐서 죽을 끓여 먹으면 여름에 보리밥을 먹고 배탈이 나지 않는다는 속설도 있는데, 모두 지나간 시대의 망종 풍속도로서, 지금은 명맥만 남아 있다. 그러나 현재까지도 농촌에서는 이 무렵이 1년 중 가장 바쁜 시기이다.
⑩ 하지 (夏至)
24절기(節氣)의 하나. 망종(芒種)과 소서(小暑) 사이에 있으며, 양력 6월 21일경이 시작되는 날이다. 음력으로는 5월 중이다. 하지 때는 일년 중 태양이 가장 높이 뜨고 낮의 길이가 길므로, 북반구의 지표면은 태양으로부터 가장 많은 열을 받는다. 그리고 이 열이 쌓여서 하지 이후에는 기온이 상승하여 몹시 더워진다. 중국에서는 하지 15일간을 5일씩 끊어서 3후(候)로 나눠서,
 ▪ 사슴의 뿔이 떨어지고,
 ▪ 매미가 울기 시작하며,
 ▪ 반하(半夏)의 알이 생긴다고 했다.
한국의 농사력에서는 모내기가 끝나는 시기이며 장마가 시작되는 때이기도 하다. 천문학적으로는 1년 중 태양의 적위가 가장 커지는, 6월 21일경을 말한다. 태양은 황도 상에서 가장 북쪽에 위치하게 되는데, 그 위치를 하지점(夏至點)이라 한다. 북반구에서는 낮의 길이가 가장 길고, 태양의 남중(南中)고도가 가장 높아진다. 특히, 하지점이 적도면에서 북쪽으로 23° 27' 떨어져 있기 때문에, 북위 23° 27'인 지점에서는 이 날 태양이 천정(天頂)에서 남중한다. 그러나 남반구에서는 북반구와 반대로 하지에 낮의 길이가 가장 짧고 태양의 남중고도가 최소가 된다. 또한 동지에는 태양의 남중고도가 최대가 되고, 낮이 가장 긴데, 북반구에서는 그 반대가 된다. 서울(북위 37° 30')에서 태양의 남중고도는 하지 때에는 75° 57'이고, 동지 때에는 29° 03'이다.
⑪ 소서 (小暑)
24절기에서 하지(夏至) 후, 대서(大暑) 전의 절기. 하지와 대서 사이에 드는 절기로, 24절기 가운데 열한 번째에 해당한다. 양력으로는 7월 7일경부터 약 15일 동안, 음력으로는 6월이며, 이 때 태양은 대략 황경(黃經) 105°에 위치한다. 예부터 중국에서는 이 시기의 15일을 3후(三侯)로 나누어
 ▪ 더운 바람이 불어오고,
 ▪ 귀뚜라미가 벽에 기어다니며,
 ▪ 매가 사나워진다고 하였다.
한국에서는 이 시기가 장마철로, 장마전선이라는 불연속전선이 한반도 중부지방을 가로질러 장기간 머무르기 때문에 습도가 높고 많은 비가 내린다. 이 때는 또 하지 무렵에 모내기를 끝낸 모가 뿌리를 내리기 시작하는 시기로, 김을 매거나 피사리를 해 주며, 논둑과 밭두렁의 풀을 베어 퇴비를 장만하기도 하고, 가을 보리를 베어낸 자리에는 콩이나 조 ․팥을 심어 이모작을 하기도 한다. 더위가 본격적으로 시작되는 때여서 호박이나 각종 채소가 나오는 등 계절음식이 제철을 만나 입맛을 돋우는데, 특히 국수나 수제비 등 밀가루 음식이 구미를 당긴다. 또 바다에서는 민어가 한창이어서 이 때 잡은 민어로 요리한 조림 ․구이 ․찜 ․회를 비롯해 민어고추장국 ․민어포 등의 먹거리가 있다.
⑫ 대서 (大暑)
24절기(節氣)의 하나. 소서(小署) 15일 후부터 입추(立秋) 전까지의 절기로, 양력으로는 7월 23일경 대서가 시작된다. 음력으로는 6월 중이다. 태양의 황경이 대략 120°에 달한다. 옛 중국에서는 대서 기간을 5일씩 끊어서 3후(候)로 하였는데, 제1 후에는 썩은 풀이 화하여 반딧불이 되고, 제2 후에는 흙이 습하고 무더워지며, 제3 후에는 때때로 큰 비가 내린다고 하였다. 한국에서는 이 시기가 중복(中伏)으로, 대개 장마가 끝나고 더위가 가장 심해지는 때이다. 그러나 때때로 장마전선이 늦게까지 한반도에 동서로 걸쳐 있으면 큰 비가 내리기도 한다.
⑬ 입추 (立秋)
24절기 가운데 대서(大暑)와 처서(處署) 사이에 드는 절기로, 순서로는 열셋째에 해당한다. 양력으로는 8월 8∼9일경, 음력으로는 7월 초순이며, 태양의 황경이 135°에 달하는 날이 바로 입기일(入氣日)이다. 동양의 역(曆)에서는 이날부터 입동(立冬) 전까지를 가을로 친다. 여름이 끝나고 가을로 접어들었다는 뜻으로, 아직 늦더위가 기승을 부리기는 하지만, 밤이 되면 비교적 선선한 바람이 일기 시작한다. 여름의 흙일도 끝나고 이제 서서히 가을채비를 준비해야 할 시기이다. 옛날 중국에서도 입추의 15일간을 5일씩 3후(三候)로 나누어
 ▪ 서늘한 바람이 불어오고,
 ▪ 이슬이 진하게 내리며,
 ▪ 쓰르라미가 운다고 하였다.
농촌에서는 참깨․옥수수를 수확하고, 일찍 거두어들인 밭에는 김장용 배추와 무를 심기 시작한다. 태풍과 장마가 자주 발생해 논에서는 병충해 방제가 한창이고, 태풍으로 쓰러진 벼를 일으켜 세우느라 분주하다. 이 무렵부터 논의 물을 빼기 시작하는데, 1년 벼농사의 마지막 성패가 이 때의 날씨에 달려 있다고 할 만큼 중요한 시기이다. 아직 남아 있는 늦여름의 따가운 햇살을 받아 벼가 누렇게 익어야 하는 시기이다. 이 때부터 처서 무렵까지는 비가 내리지 않아야 풍작을 기대할 수 있다. 또 바다에서는 달과 태양이 일직선상에 놓여 밀물과 썰물의 차가 가장 크게 벌어지는 사리 현상이 발생해 서남해안 지역의 저지대가 침수, 농작물이 해를 입기도 한다. 입추 무렵의 풍속으로는 '기청제(祈晴祭)'가 있다. 예부터 입추 무렵은 벼가 한창 여무는 시기이기 때문에 비가 내리는 것을 가장 큰 재앙으로 여겼다. 해서 각 고을에서는 비가 내리지 않고 맑은 날이 계속되기를 바라는 뜻에서 하늘에 기청제를 지냈는데, 성문제(城門祭) ․천상제(川上祭)라고도 한다. 즉 비가 닷새 또는 보름 동안 계속해서 내리면 조정이나 고을에서 비가 멈추게 해 달라고 제를 올렸던 것이다. 봄․여름에 가뭄이 계속되면서 오랫동안 비가 오지 않을 때 비를 내려 달라고 지내는 기우제(祈雨祭)와는 반대 성격의 제사이다.
⑭ 처서 (處暑)
24 절기(節氣)의 하나. 입추(立秋)와 백로(白露) 사이에 드는 절기로, 양력으로는 8월 23일경, 음력으로는 7월 중순에 해당한다. 태양의 황경(黃經)이 150˚에 달할 때부터 15° 사이에 있을 때이며, 이 무렵이 되면 입추 무렵까지 기승을 부리던 더위도 한풀 꺾이면서 아침저녁으로 제법 신선한 가을바람이 불어오기 시작한다. '처서'라는 말은 바로 여기서 비롯되었다. 이 때가 되면 논둑이나 산소의 풀을 깎아 벌초를 하는데, 처서가 지나면 풀도 더 자라지 않기 때문이다. 또 '처서가 지나면 모기도 입이 비뚤어진다.'는 속담처럼 모기의 극성도 사라지고, 농부들은 여름내 매만지던 쟁기와 호미를 깨끗이 씻어 갈무리한다. 또 ‘처서에 비가 오면 독의 곡식도 준다.'는 속담은, 이 때 비가 내리면 흉년이 든다는 뜻에서 생긴 것이다. 즉 여름내 정성들여 가꾼 오곡이 마지막 결실의 때를 맞아 맑은 바람과 따뜻한 햇볕의 기운을 받아 누렇게 익어야 하는데, 그렇지 않고 비가 내리게 되면 곡식이 제대로 여물지 않아 1년 농사의 마무리가 제대로 되지 않는다는 말이다. 그 밖에 '어정칠월 건들팔월'이라는 말이 있는데, 이는 칠월과 팔월이 어정어정 또는 건들건들하는 사이에 지나가 버린다는 뜻으로, 호미씻이도 끝나고 이제 추수할 일만 남았으므로 이 무렵이 되면 농촌이 한가해진다는 것을 빗대어 이른 말이다. 마땅히 할 일은 안 하고 몹시 엉뚱하고 덤벙대기만 함을 비유한 속담 '어정뜨기는 칠팔월 개구리' 역시 이 때의 한가함에서 비롯된 말이다. 옛날 중국에서는 처서 15일간을 5일씩 3후(三候)로 세분하여
 ▪ 매가 새를 잡아 늘어놓고,
 ▪ 천지가 쓸쓸해지기 시작하며,
 ▪ 논에서는 벼가 익는다고 하였다.
⑮ 백로 (白露)
24절기의 하나. 처서(處暑)와 추분(秋分) 사이에 드는 절기로, 24절기 가운데 열다섯째에 해당한다. 양력으로는 태양의 황경(黃經)이 165°에 이르는 9월 8일경부터 추분(9월 23일경) 전까지이며, 음력으로는 8월절이다. 이 시기에는 밤 동안 기온이 크게 떨어지며, 대기 중의 수증기가 엉겨서 풀잎에 이슬이 맺힌다. 완연한 가을로 접어들어 선선하고 차가운 기운이 돌며, 특히 추석 무렵으로 만곡이 무르익는 시기이다. 장마도 걷히고 맑고 깨끗한 날씨가 계속되는 것이 보통이지만, 이따금 태풍으로 인해 벼 포기가 쓰러지거나 해안 지방에서는 해일로 인해 농작물이 해를 입기도 한다. 옛 중국에서도 이 시기를 5일씩 3후(候)로 나누어
 ▪ 기러기가 날아오고,
 ▪ 제비가 돌아가며,
 ▪ ant새들이 먹이를 저장한다고 하였다.
간혹 음력 7월 중에 들기도 하며, 제주도에서는 백로에 날씨가 고르지 않으면 오이가 썩는다는 이야기도 있다. 또 경상남도 인근의 섬 지역에서는 '백로에 비가 오면 십리천석(十里千石)을 늘린다.'고 하여 이 날 비가 오는 것을 풍년의 징조로 여겼다. 그러나 일반적으로 이 무렵을 전후해서는 기온도 적당하고 맑은 날이 이어지기 때문에 일조량이 많아 곡식이 여무는 데 더없이 좋다. 따라서 이 때 비가 내리면 적당한 햇살을 받지 못하기 때문에 벼농사에 결정적인 영향을 미칠 수도 있어 비가 오는 것은 좋지 않다. '백로에 비가 오면 오곡이 겉여물고 백과에 단물이 빠진다.'는 말은 이에서 연유한 말이다. 예부터 내려오는 이 시기의 대표적인 제철식품으로는 포도가 있다. 이른바 '포도순절(葡萄旬節)'이라 하여 백로에서 추석까지의 기간을 일컫는데, 편지 첫머리에 '포도순절에 기체만강하시고' 하는 따위의 구절은 바로 이 무렵에 포도가 성한 것을 비유해 멋스럽게 표현한 것이다.
⑯ 추분 (秋分, autumnal equinox)
24절기의 하나. 백로(白露) 15일 후인 양력 9월 23일경부터 한로(寒露) 전까지의 15일간을 말한다. 음력으로는 8 월 중이다. 이 시기부터 낮의 길이가 점점 짧아지며, 밤의 길이가 길어진다. 농사력에서는 이 시기가 추수기이므로, 백곡이 풍성한 때이다. 옛날 중국에서는 추분기간을 5일을 1후(一候)로 하여 3후로 구분하였는데,
 ▪ 우뢰소리가 비로소 그치게 되고,
 ▪ 동면할 벌레가 흙으로 창을 막으며,
 ▪ 땅 위의 물이 마르기 시작한다고 하였다.
천문학에서는 태양이 북에서 남으로 천구의 적도와 황도가 만나는 곳(秋分點)을 지나는 9월 23일경을 말한다. 낮과 밤의 길이가 같은 날이지만, 실제로는 태양이 진 후에도 어느 정도의 시간까지는 빛이 남아 있기 때문에 낮의 길이가 상대적으로 길게 느껴진다.
⑰ 한로 (寒露)
24절기(節氣)의 하나. 추분(秋分)과 상강(霜降) 사이의 절기로, 양력 10월 8일경이 시작되는 날이다. 이때 태양은 황경 195°의 위치에 온다. 음력으로는 9월절이다. 옛 중국에서는 한로 15일간을 5일씩 끊어서 3후(三候)로 나눠서,
 ▪ 기러기가 초대를 받은 듯 모여들고,
 ▪ 참새가 줄고 조개가 나돌며,
 ▪ 국화가 노랗게 핀다고 하였다.
이 시기는 오곡백과를 수확하는 시기로, 이슬이 찬 공기를 만나서 서리로 변하기 직전이다. 또한 단풍이 짙어지고, 제비 등 여름새와 기러기 등 겨울새가 교체되는 시기이다. 한국에서는 이 시기에 국화전(菊花煎)을 지지고 국화술을 담그는 풍습이 있다.
⑱ 상강 (霜降)
24절기의 하나. 한로(寒露)와 입동(入冬) 사이에 드는 절기로, 24절기 가운데 열여덟째에 해당한다. 양력으로는 10월 23일경부터 약 15일 동안, 음력으로는 9월이며, 태양의 황경(黃經)은 약 210°가 된다. 된서리가 내리기 시작하는 시기로, 아침이면 온 땅이 서리로 뒤덮여 아침 햇살을 받아 온통 하얗게 반짝거린다. 이 시기에는 쾌청한 날씨가 계속되며, 밤에는 기온이 매우 낮아 수증기가 지표에서 엉겨 서리가 내리는 것이다. 옛 중국에서는 상강을 5일씩 3후(三候)로 나누어
 ▪ 승냥이가 산짐승을 잡고,
 ▪ 초목이 누렇게 변하며,
 ▪ 동면(冬眠)하는 벌레가 모두 땅에 숨는다고 하였다.
이 무렵이 되면 농촌의 들에서는 가을걷이로 분주해진다. 벼를 베고 타작을 하며, 벼를 베어낸 논에는 다시 이모작용 가을보리를 파종한다. 누렇게 익은 종자용 호박을 따고, 밤․감과 같은 과실을 거두어들이며, 조․수수 등을 수확한다. 서리가 내리기 전에 마지막 고추와 깻잎을 따고, 다시 고구마와 땅콩을 캔다. 봄에 씨를 뿌리고, 여름에 정성들여 가꾼 것을 이 때에 비로소 거두어들이는 것이다. 그야말로 수확의 계절이요, 한 해의 농사를 마무리하는 때가 바로 상강 무렵이다. 이 무렵의 제철음식으로는 국화전을 꼽을 수 있는데, 기름을 두른 번철에 여러 색의 국화꽃을 얹은 쌀이나 밀가루 등 각종 반죽을 놓고 지져 먹는다. 그 밖에 국화주를 빚어 마시기도 하고, 화채를 비롯한 각종 음식을 만들어 먹기도 한다.
⑲ 입동 (立冬)
24절기(節氣) 중 열아홉째 절기. 양력 11월 7∼8일경으로, 상강(霜降) 후 약 15일, 소설(小雪) 전 약 15일에 해당한다. 태양의 시황경이 225°일 때 입동이 들고, 음력으로 10월 절기이다. 이날부터 겨울이라는 뜻에서 입동이라 부르고, 동양에서는 입동 후 3개월(음력 10∼12월)을 겨울이라고 한다. 늦가을을 지나 낙엽이 쌓이고 찬바람이 분다. 김장 시기는 입동 전후 1주일간이 적당하다고 전해 내려오지만 근래에는 김장철이 늦어져 가고 있다. 옛날 중국에서는 입동 기간을 5일씩 3후(三候)를 정하여,
 ▪ 물이 비로소 얼고,
 ▪ 땅이 처음으로 얼어 붙으며,
 ▪ 꿩은 드물어지고 조개가 잡힌다고 하였다.
⑳ 소설 (小雪)
24절기의 하나. 입동(立冬)과 대설(大雪) 사이에 드는 절기로, 24절기 가운데 스무 번째에 해당한다. 양력으로는 11 월 22일경부터 15일 간, 음력으로는 10월 중순이며, 태양의 황경(黃經)이 240°에 놓이는 때이다. 입동이 지나면 첫눈이 내린다고 하여 소설이라는 이름이 붙었다. 즉 첫겨울의 징후가 보이는 시기로, 옛사람들은 이 기간을 5일씩 3후(三侯)로 구분하여,
 ▪ 무지개가 걷혀서 나타나지 않고
 ▪ 천기(天氣)가 올라가고 지기(地氣)가 내리며
 ▪ 하늘과 땅이 막혀서 겨울이 된다고 하였다.
말 그대로 첫얼음이 얼고, 첫눈이 내리기 시작하는 때이다. 이 무렵이 되면 모든 농사일도 끝난다. 타작한 벼를 말려 곳간에 쌓아 두는가 하면, 멍석에 무말랭이를 널거나 호박을 가늘고 길게 썰어 오가리를 만들기도 하고, 중부 이남 지역에서는 줄줄이 곶감을 매달아 말리느라 처마 밑이 온통 곶감으로 출렁이기도 한다. 소설 무렵에는 김장을 담그는 철이다. 소설에 해당하는 음력 시월 스무날 무렵에는 해마다 강하고 매서운 바람이 일면서 날씨가 추워지는데, 이때 부는 강한 바람을 '손돌바람', 이 때의 강한 추위를 '손돌이 추위'라고 한다. 이는 고려시대에 '손돌'이라는 사공이 배를 몰던 중 갑자기 풍랑이 일어 배가  흔들리자, 배에 타고 있던 왕이 고의로 배를 흔든 것이라 하여 사공의 목을 베었다는 강화(江華) 지역의 전설에서 유래한 것이다.
 대설 (大雪)
24절기의 하나. 소설(小雪) 15일 후, 동지(冬至) 전까지의 절기(節氣)로, 양력으로는 12월 7일경이 대설이 시작되는 날이다. 음력으로는 10월 중이다. 태양이 대략 황경(黃經) 255°에 도달한다. 눈이 많이 내린다는 뜻에서 이런 이름이 붙었는데, 이는 중국 화북지방의 기상(氣象)을 기준으로 삼았기 때문이다. 그러므로 한국에서도 이 시기에 반드시 적설량이 많다고 볼 수는 없다. 옛 중국에서는 대설 기간을 5일씩 3후(三候)로 나눴는데,
 ▪ 제1후는 산박쥐가 울지 않고,
 ▪ 범이 교미하여 새끼를 치며,
 ▪ 여지가 돋아난다고 하였다.
한국을 비롯한 동양에서는 입동 이후, 소설 ․대설 ․동지 ․소한 ․대한까지를 겨울이라 보지만, 서양에서는 추분 이후 대설까지를 가을이라고 본다.
 동지 (冬至)
24절기의 하나. 대설(大雪) 15일 후, 소한(小寒) 전까지의 절기로, 양력 12월 22일경이 절기의 시작일이다. 음력으로는 11월 중기(中氣)이다. 천문학적으로는 태양이 적도 이남 23.5°의 동지선(冬至線:南回歸線)과 황경(黃經) 270°에 도달하는 12월 22일 또는 23일을 가리킨다. 동양의 태음태양력(太陰太陽曆)에서 역(曆)의 기산점으로 중요한 의미를 지닌 동지는 북반구에서는 태양이 가장 남쪽에 이르는 남지일(南至日)이며, 태양의 남중고도가 1년 중 제일 낮아 밤이 가장 긴 날이다. 반대로 남반구에서는 낮이 가장 길고 밤이 제일 짧은 하지가 된다. 이때를 기하여 태양이 하루하루 북으로 올라와 낮이 길어지기 때문에 옛날에는 동지를 중요한 축제일로 삼았으며, 특히 태양신을 숭배하던 페르시아의 미드라교에서는 12월 25일을 '태양탄생일'로 정하여 축하하였다. 이 미드라교의 동지제가 로마로 넘어가 크게 유행하였고, 4세기경부터 현재 기독교의 크리스마스로 대체된 것으로 보인다. 한국에서도 동지를 '다음 해가 되는 날(亞歲)', 또는 '작은 설'이라 해서 크게 축하하는 풍속이 있었다. 궁중에서는 이 날을 원단(元旦)과 함께 으뜸 되는 축일로 여겨 군신과 왕세자가 모여 '회례연(會禮宴)'을 베풀었으며, 해마다 중국에 예물을 갖추어 동지사(冬至使)를 파견하였다. 또 지방에 있는 관원들은 국왕에게 전문(箋文)을 올려 진하(陳賀)하였다. 민가에서는 붉은 팥으로 죽을 쑤는데 죽 속에 찹쌀로 새알심을 만들어 넣는다. 이 새알심은 맛을 좋게 하기 위해 꿀에 재기도 하고, 시절 음식으로 삼아 제사에 쓰기도 한다. 팥죽 국물은 역귀(疫鬼)를 쫓는다 하여 벽이나 문짝에 뿌리기도 한다. 한편, 궁중에서는 관상감에서 만들어 올린 달력을 '동문지보(同文之寶)'란 어새(御璽)를 찍어서 모든 관원들에게 나누어 주는데, 이 달력은 황장력(黃粧曆) ․청장력 ․백력 등의 구분이 있었고, 관원들은 이를 다시 친지들에게 나누어 주었다. 이러한 풍속은 여름에 부채를 주고받는 풍속과 아울러 '하선동력(夏扇冬曆)'이라 하였다. 또한, 내의원(內醫院)에서는 전약(煎藥)이라 하여 쇠가죽을 진하게 고아 관계(官桂)․생강․정향(丁香)․후추․꿀 등을 섞어 기름에 엉기게 하여 굳힌 후 임금에게 진상하여 별미로 들게 하였다. 그 밖에 고려 ․조선 초기의 동짓날에는 어려운 백성들이 모든 빚을 청산하고 새로운 기분으로 하루를 즐기는 풍습이 있었다.
 소한 (小寒)
24절기의 하나. 동지 후, 대한(大寒) 전의 절기이다. 양력으로는 1월 5일경에서 20일경이며, 음력으로는 12월절(十二月節)이다. 태양은 1월 5일경 황경 약 285°에 위치한다. 절후의 이름으로 보아 대한 때가 가장 추운 것 같으나 실은 소한 때가 한국에서는 1년 중 가장 춥다. 옛사람들은 소한 15일간을 5일씩 3후(三候)로 세분하여,
 ▪ 기러기가 북(北)으로 돌아가고,
 ▪ 까치가 집을 짓기 시작하고,
 ▪ 꿩이 운다고 하였다.
 대한 (大寒)
24절기의 하나. 소한(小寒) 15일 후부터 입춘(立春) 전까지의 절기로, 양력으로는 1월 20일경부터 시작된다. 음력으로는 12월 중기(中氣)이다. 태양의 황경은 약 300°가 된다. 대한은 그 말뜻으로 보면, 가장 추운 때를 의미하지만, 한국에서는 1년 중 가장 추운 시기가 1월 15일경이므로 사정이 다소 다르다. 따라서 '대한이 소한 집에 놀러갔다 얼어 죽었다.'거나 ‘소한 얼음, 대한에 녹는다.’는 이야기가 생겼다. 한국을 비롯한 동양에서는 겨울을 매듭짓는 절후로 보아, 대한의 마지막 날을 절분(節分)이라 하여 계절적으로 연말일(年末日)로 여겼다. 풍속에서는 이 날 밤을 해넘이라 하여, 콩을 방이나 마루에 뿌려 악귀를 쫓고 새해를 맞는 풍습이 있다. 절분 다음날은 정월절(正月節)인 입춘의 시작일로, 이 날은 절월력(節月曆)의 연초가 된다.
■ 28수 (二十八宿)
중국에서 쓰여진 적도대(赤道帶)의 구분법. 성수(星宿)라고도 한다. 달이 매일 유숙하는 곳이라는 뜻에서 유래한 말이다. 달의 항성에 대한 공전주기가 27.32일이라는 데서 적도대를 28의 구역으로 나눈 것 같다. 이 각 구역이 각각 수(宿)이다. 그러나 각 수의 폭은 모두 다르다. 수에는 거성(距星)이라고 하여 가장 밝은 별이 그 수의 가장 서쪽에 있고, 그 동쪽으로 몇 도 몇 분의 위치에 어떤 별이 있다고 표현한다. 이와 같이 수는 현재 쓰이고 있는 적경의 구실을 한다. 28수의 기원에 관하여는 BC 2,400∼BC 1,100년 즉 요(堯)∼주(周)대 초기인 듯하다. 어떤 사람은 인도로부터 들어왔다고 하는 설도 있고, 바빌로니아로부터 전해왔다는 설을 말하기도 한다. 각수(角宿)의 거성 스피카는 처녀자리의 주성으로 광도 1.2등급의 백광을 내는 밝은 별이다. 적경 13h 6m, 적위 -10.9°되는 위치에 있는데, 황도에서 1∼2 ° 떨어져 있고, 지구로부터 250광년의 거리에 있다. 이 별의 북쪽 30°의 위치에 목자자리의 주성 아르크투루스가 스피카보다 밝게 빛나고 있다. 여름 초저녁에는 남천 지평 위에 전갈자리가 나타난다. 전갈의 심장에 해당하는 안타레스는 대화(大火)라고 하는 별이다. 심수(心宿)의 거성은 이 안타레스에 거의 접근되어 있는 작은 별이다. 미수(尾宿)는 전갈의 꼬리 부근에 있다. 안타레스의 동쪽 35° 부근에는 남두육성이 있고, 두수(斗宿)는 이 여섯별에 속한다. 염소자리의 서쪽 끝은 뿔이 나온 곳, 여기가 우수(牛宿)이며 염소도 소에 통하는 듯하다. 봄 초저녁의 중천에는 페가수스의 큰 사각형이 눈에 뜨인다. 이 사각형의 남쪽 변의 서쪽 끝 페가수스 α별은 실(室)이고, 동쪽 끝 γ별은 벽수(壁宿)이다. 정사각형의 구역에 벽을 바르고, 침실을 만든 모양이라 할 수 있다. 황소자리의 좀생이는 묘수(昴宿)라고 하여 예전부터 잘 알려졌고, 주성 알데바란 부근의 별들은 필수(畢宿)라고 하여 쳇다리 그물 모양으로 꼰다. 오리온자리의 머리의 위치는 자수(觜宿)가 차지하고, 삼태성에는 삼수(參宿)가 인도하고 있다. 서쪽 쌍둥이의 왼쪽 발목에 정수(井宿)의 거성이 있다. 게자리의 등에는 귀수(鬼宿)의 거성이 자리잡고 있다. 유(柳) ․성(星) ․장(張)의 각수는 바다뱀의 상반신을 차지하고 있으며, 익수(翼宿)와 진수(軫宿)는 각각 작은 별자리인 컵과 까마귀 속에 들어 있다. 이 두 수는 처녀자리의 스피카의 서쪽에 가까이 있고, 추분점의 남쪽 18° 부근에 있다.
① 28수의 유래
28수는 대체로 2500년 전인 주(周)나라에서부터 써왔다. 달은 27.3일을 주기로 하여 백도를 1주한다. 달이 하루에 한 수씩 동쪽으로 옮겨가는 것이라고 보고 28수를 정해 놓은 것 같기도 하고 토성의 태양에 대한 공전주기에 관련시킨 것이라고 보는 면도 있다. 토성은 진성(塡星)이라고 불렀는데, 『사기(史記)』 천관서(天官書)에 보면
'世塡一宿 二十八歲周天'
이라고 적혀 있는 것으로 보아 28과 관계가 있는 듯하다. 그러나 토성의 실제의 공전주기는 29.5년이므로 1.5년의 차가 있다. 28개의 성수는 황도 부근을 같은 각도로 등분한 것은 아니고, 황도 부근의 특별한 별들을 목표로 하여 정한 별자리이다. 과거에는 달과 성수(星宿)를 보고 계절을 판별한 듯하다. 『서경요전(書經堯典)』에는
'月中星鳥, 以殷仲春. 日永星火, 以正仲夏. 宵中星虛 以殷仲秋. 日短星昴, 以正中冬. 朞三百有六旬六日, 以閏月, 定四時成歲'
(춘분날 초저녁에는 조(鳥: 朱雀, 鶉(메추라기순))라는 수(宿: 바다뱀α)가 남천에 높이 보일 때를 봄의 중월(仲月)로 하고, 하지날 황혼에는 화수(火宿:전갈σ)가 남중할 때를 여름의 중월(仲月)로 하고 추분과 동지에는 각각 허(虛: 물병β), 묘(昴: 황소η)인 별이 남중할 때를 각각 중추(仲秋), 중동(仲冬)으로 한다. 1년은 366이므로 윤달을 두어서 계절에 맞추었다. (여기서 기(朞: 돌 기)는 만 하루나 만 한달 또는 1주년을 말한다.) ]라고 사중성(四中星)의 기사와 치윤(置閏)의 필요성을 기록하였다. 이로써 초저녁에 남중하는 별을 관측하고 계절에 맞도록 윤월(閏月)을 배치한 것으로 보여진다.

동방칠수

표준별

서방칠수

표준별

남방칠수

표준별

북방칠수

표준별

각(角)

처녀 α

규(圭)

안드로메다 ζ

정(井)

쌍둥이 μ

두(斗)

궁수 φ

항(亢)

처녀 κ

루(婁)

양 β

귀(鬼)

게 θ

우(牛)

염소 β

저(氐)

천칭 α

위(胃)

양 35

류(柳)

바다뱀 δ

녀(女)

물병 ε

방(房)

전갈 π

묘(昴)

황소 η

성(星)

바다뱀 α

허(虛)

물병 β

심(心)

전갈 σ

필(畢)

황소 ε

장(張)

바다뱀 ν‘

위(危)

물병 α

미(尾)

전갈 μ

자(觜)

오리온 λ

익(翼)

컵 α

실(室)

페가수스 α

기(箕)

궁수 γ

삼(參)

오리온 δ

진(軫)

까마귀 γ

벽(壁)

페가수스 γ

 

 ▪ 東方蒼龍 七宿(동방창룡 7수) : 41개 별자리(156개 별)
각 ·항 ·저 ·방 ·심 ·미 ·기의 7수 30개 별은 75도를 차지한다. 동쪽 宮(궁)에는 靑帝(청제)가 관할하며, 그 정수는 蒼龍(창룡) 또는 靑龍(청룡)으로 표상 된다. 그 모양이 角(각)은 뿔, 亢(항)은 목, (저)는 가슴, 房(방)은 배(腹), 心(심)은 엉덩이, 尾(미)와 箕(기)는 꼬리(항문)에 해당한다. 절로는 봄을 상징하며, 오행 상으로는 木의 기운이며, 동쪽 산을 나타내고 방위로는 동쪽을 나타내고, 비늘 달린 벌레 360 종류를 맡았다.

동방칠수

별의

개수

주천

도수

12황도궁

12자리(次)

해당지역

칠수

상징

의미

중국

우리나라

각(角)

용의 뿔

생성과 소멸 위엄과신용

2

12도

天秤宮(辰)

軫12∼氐4도

壽星之次

鄭(태주)

전라도

항(亢)

조공을 받고, 송사 심리 등

3

9도

저(저)

가슴

천자가 침소 가는 길

4

15도

天蝎宮(卯)

氐4∼尾9도

大火之次

宋(豫州)

충청도

방(房)

정치를 베푸는 명당, 四輔, 四表, 천마

4

5도

심(心)

엉덩이

명당(상과 벌을 주관)

3

5도

미(尾)

꼬리

황후를 비롯한 후궁

9

18도

人馬宮(寅)

析木之次

燕(幽州)

함경도

기(箕)

꼬리(항문)

후궁, 八風, 변방부족

4

11도

蒼龍

생성하고 베푸는 일

30

75도

3궁

3차

3국, 3주

3도

▪ 西方白虎 七宿(서방백호 7수) : 59개 별자리(379개 별)
규 ·루 ·위 ·묘 ·필 ·자 ·삼의 7수 47개 별은 80도를 차지한다. 서쪽 宮에는 白帝(백제)가 관할하며, 그 정수는 白虎로 표상된다. 또 일설에는 奎(규)를 그 자체로 白虎로 보고, 婁(루)·胃(위)·昴(묘)는 세 마리의 호랑이 새끼로, 畢(필) 역시 호랑이의 상(주둥이)이며, 자(觜)와 參(삼)은 합하여 기린의 상이 되는데 觜가 머리이고 參이 몸통이 된다. 계절로는 가을을 상징하며, 오행 상으로는 金木의 기운이며, 서쪽 산을 나타내고 방위로는 서쪽을 나타내고 털이 달린 벌레 360종을 맡았다.

서방칠수

별의

개수

주천

도수

12황도궁

12자리

(차)

해당지역

칠수

상징

의미

중국

우리나라

규(奎)

백호, 백호의 꼬리

하늘의 무기고 폭란을 방비 관개수로

16

16도

白羊宮(戌)

圭4∼胃6도

降累之次

노(서주)

충청도

루(婁)

새끼호랑이 백호의 몸체

하늘의 옥 병사 및 희생을 길러 공급하는 일

3

12도

위(胃)

새끼호랑이 백호의 몸체

주방 창고 오곡과 창고

3

14도

金牛宮(酉)

胃6∼畢11도

大梁之次

조(익주)

평안도

묘(昴)

새끼호랑이 백호의 몸체

하늘의 눈과 귀(정보), 서쪽을 주관 상사

7

11도

필(畢)

호랑이 , 백호의 몸체

변방병사의 훈련 구름과 비(우사)

8

16도

자(訾)

기린의 머리 백호의 머리와 수염

요새의 관문 군대의 척후 군량창고

3

2도

陰陽宮(辛)

畢11∼井10도

實沈之次

진, 위

(익주)

경기도

강원도

삼(參)

기린의 몸체 백호의 앞발

효도와 충성 형벌을 다스림 변방의 수비

10

9도

백호

무력의 방비 경계와 대비

50

80도

3궁

3차

4국 3주

4도

▪ 南方朱雀 七宿(남방주작 7수) : 49개 별자리(250개 별)
정 ·귀 ·류 ·성 ·장 ·익 ·진의 7수 59개 별은 112도를 차지한다. 남쪽 宮에는 赤帝(적제)가 관할하며, 그 정수는 朱雀으로 표상된다. 즉 井(정)은 머리, 鬼(귀)는 눈, 柳(류)는 부리(-회), 星(성)은 목(頸-경), 張(장)은 모이주머니(-소), 翼(익)은 날개, 軫(진)은 꼬리에 해당한다. 계절로는 여름을 상징하며, 오행 상으로는 火의 기운이며, 남쪽 산을 나타내고 방위로는 남쪽을 나타내며 날개달린 벌레 360종을 맡았다.

남방칠수

별의

개수

주천

도수

12황도궁

12자리(차)

해당지역

칠수

상징

의미

중국

우리나라

정(井)

주작의 머리 또는 벼슬(정수리 털)

샘물,제후와 황제의 친칙 삼공을 주관 법령의 공평

8

33도

巨蟹宮(未)

井15∼柳8도

鶉首之次

秦(雍州)

평안도

귀(鬼)

주작의 눈

사망과 질병 제사지내는 일 간사한 음모를 관찰, 곡식 등 재물을 모음

5

4도

황해도

류(柳)

주작의 부리 또는 벼슬

하늘의 주방, 잔치, 우레와 비

8

15도

獅子宮(牛)

柳8∼張16도

鶉火之次

周(三河)

경기도

성(星)

주작의 목 또는 심장

황후와 왕비, 어진 선비, 의상과 문양에 수를 놓는 일, 병란 또는 도적을 방비

7

7도

장(張)

주작의 모이주머니 위장

종묘와 명당, 그에 소용되는 보물이나 음식

6

18도

충청도

익(翼)

주작의 깃촉 (날개)

도를 이루게 하고 문서 및 전적, 광대와 가수, 변방국가의 사신

22

18도

雙女宮(巳)

張6∼軫12도

純味之次

楚(雍州)

전라도

제주도

진(軫)

주작의 꼬리

장군, 악부(노래화고 즐기는 일), 총재

4

17도

전라도

주작

예절 및 의식 풍성하게 베풂

60

112도

진궁

3차

3국 3주

5도

▪ 北方玄武 七宿(북방현무 7수) : 39개 별자리(184개 별)
두 ·우 ·여 ·허 ·위 ·실 ·벽의 7수 25개 별은 도를 차지한다. 북쪽 宮에는 黑帝(흑제)가 관할하며, 그 정수는 玄武로 표상된다. 斗(두)는 거북이와 뱀이 서로 엉켜있는 상이고, 牛(우)는 뱀의 상이며, 女(여)는 거북이의 상이며, 虛(허) ·危(위)· 室(실) ·璧(벽)은 모두 거북이와 뱀이 엉켜있는 상으로 본다. 계절로는 겨울을 상징하며, 오행 상으로는 水의 기운이며, 북쪽 산을 나타내고 방위로는 북 쪽을 나타내고, 딱딱한 껍질의 벌레 360 종류를 맡았다.  

북방칠수

별의

개수

주천

도수

12황도궁

12자리(次)

해당지역

칠수

상징

의미

중국

우리나라

두(斗)

거북과 뱀의 엉킴

하늘의 사당, 승상 또는 태재로 兵事와 수명을 주관

6

26도 1/4

磨竭宮(丑)

斗11∼女7도

星紀之次

吳(揚州)

경상도

우(牛)

희생(牛)과 관량(關梁)

6

8도

여(女)

거북

작은 창고 혼인 시중 드는 여자

4

12도

寶甁宮(子)

女7∼危16도

玄枵之次

齊(靑州)

경상도

허(虛)

거북

塚宰(묘당과 제사 등 죽음에 관한 일)

2

10도

위(危)

총재, 하늘의 곳간

3

17도

실(室)

반룡

太廟, 천자의 궁실, 군량곳간, 토목공사

2

16도

雙魚宮(亥)

危16∼奎4도

娶訾之次

衛(幷州)

강원도

벽(壁)

규룡

文章, 도서관, 토목공사

2

9도

현무

죽음, 저장 및 수축공사

25

98도 1/4

3궁

3차

3국 3주

3도

② 12차, 12궁 및 28수

12次

12宮

宿

分至點

수성(壽성)

天秤辰宮(천칭)

軫, 角, 亢

동지↑서

대화(大火)

天蝎卯宮(전갈)

氐, 房, 心, 尾

석목(析木)

人馬寅宮(궁수)

尾, 箕, 斗

성기(星紀)

磨羯丑宮(염소)

斗, 牛, 女

춘분

현효(玄枵)

寶甁子宮(물병)

女, 虛, 胃

취자(娶訾)

雙漁亥宮(물고기)

胃, 室, 壁, 圭

강루(降累)

白羊戌宮(양)

圭, 婁, 胃

하지

대량(大梁)

金牛酉宮(황소)

胃, 昴, 畢

실침(實沈)

陰陽申宮(쌍둥이)

畢, 訾, 參, 井

순수(鶉首)

巨蟹未宮(게)

井, 鬼, 柳

추분↓동

순화(鶉火)

獅子午宮(사자)

星, 張

순미(純味)

쌍녀사궁(처녀)

張, 翼, 軫

■ 2차 우주선
→ 우주선 참조.
■ 3중 α 반응( three-degree cosmic blackbody microwave radiation )
세 개의 α입자가 핵융합을 일으켜 탄소로 변화하는 반응.  
■ 3K 우주 배경복사 (three-degree cosmic blackbody microwave radiation)
대폭발의 잔해로서 3K정도의 흑체 복사 스펙트럼을 나타내는 복사. 1965년 미국의 펜지어스와 윌슨에 의해 발견되었다.  
■ 60진법계 (sexagesimal system)
60을 기준으로 사용하는 계수 방법, 예를 들면 60초는 1분, 60분은 1도.  
■ 72후 (七十二候)
음력에서 자연현상에 따라 1년 4계절을 72개로 구분한 것. 예로부터 중국에서는 동지(冬至)를 기점으로 하여 1년을 24등분하여 24절기라고 불렀다. 또한 각 절기(節氣)를 3개의 후(候)로 세분하여 도합 72후로 하여, 이것에 각각 특색을 나타내는 이름을 붙였다. 이는 한국에도 들어와 사용되었는데, 기후가 중국의 화북지방과 거의 같으므로 중국의 72후의 이름을 그대로 이용하였다. 예를 들면 《칠정산내편(七政算內篇)》에 실려 있는 것은 원(元)의 수시력(授時曆)의 것을 그대로 옮겨놓은 것으로 다음과 같다. 우수 정월중은 ① 초후:수달이 물고기를 잡아 늘어놓는다(獺祭魚) ② 중후:기러기가 북쪽으로 날아간다(候雁北) ③ 말후:초목이 싹튼다(草木萌動)로 나뉜다. 그리고 입춘 정월절은 ① 초후:동풍이 불어서 언 땅을 녹인다(東風解凍) ② 중후:동면하던 벌레가 움직이기 시작한다(蟄蟲始振) ③ 말후:물고기가 얼음 밑을 돌아다닌다(魚涉負氷)로 나뉜다. 이와 같이 2월절, 2월중, 3월절, 3월중…, 12월절, 12월중의 각 기마다 초후․말후의 특색을 표시하여 72후로 한다. 72후가 역에서 채택된 것은 6세기 초 위(魏) 시대의 정광력(正光曆)부터이다.



■ 가까운 별 (nearby star)

태양 다음으로 가까운 항성은 센타우르스자리의 프록시마성 및 알파성이다. 빛이 1년 동안에 가는 거리는 약 10조km로, 이것을 1광년이라 하는데 지구에서 태양까지는 불과 8.3광분에 지나지 않지만, 가장 가까운 센타우루스의 프록시마까지는 그보다 250,000배나 먼 4.28광년이나 된다. 센타우루스 프록시마(실시등급: 11.0/절대등급: 15.4)는 삼중성계의 하나인데, 그 동반성들은 센타우루스 알파 A와 B로서 남쪽하늘에서 가장 밝은 별이다. 센타우루스 알파 A는 태양처럼 노란색 별이고, B는 A보다 더 희게 빛나지만, 센타우루스 프록시마는 희미한 적색왜성이다. 3개의 별들로 구성된 3중성으로 이중에서 가장 큰 A성은 켄타우루스자리의 알파성으로 6월 초순경에 남쪽 하늘에서 관측할 수 있다. A성은 태양과 같은 G급의 노란색 별로 표면온도는 5,800K이다. 태양과 매우 흡사한 만큼 주변 행성에 생명체가 존재할 수 있다고 몇몇 과학자들은 예상하고 있다. 다만 태양보다 반지름은 1.2배정도 크므로 광도는 태양의1.5배정도 된다. B성은 K급의 주황색 별로 표면온도는 5,300K, 반지름은 태양의 0.8배, 광도는 태양의0.4배 정도이다. 그리고 C성은 '프록시마' 라고도 불러지는 M급의 적색별로 표면온도 2700K, 반지름은 태양의 5분의 1(목성의 2배정도), 광도는 태양의 1000분의 1도 안되는 어두운 별이다. 센타우루스 알파 다음으로 가까운 별은 5.9광년 거리에 있는 버나드별로 뱀주인자리에 위치하고 있다. 이 별은 적색왜성으로 1919년 바너드(Edward Barnard)는 이 별이 다른 별들보다 더 빠른 고유운동을 보이는데 주목하기도 했다. 우리 이웃별 중 가장 주목할 만한 별은 8.8광년 떨어진 거리에 있는 시리우스인데 이 별은 백색왜성을 동반한 쌍성인데, 사방 20광년 이내에서 가장 밝은 별이고, 지구에서 볼 때도 겉보기에 가장 밝은 별이기도 하다.
■ 가까운 은하 (nearby galaxy)
우리 은하에서 가장 가까운 은하는라는 질문에 안드로메다은하라고들 많이 생각하는데 안드로메다는 약 225만 광년 떨어져있다. 안드로메다은하는 우리 눈으로 확인할 수 있는 가장 가까운 은하이다. 그러나 우리 은하에서 가장 가까운 은하는 아니다. 많이들 오해하고 있는 부분이다. 우리 은하에서 가장 가까운 은하는 동반은하인 소마젤란과 대마젤란은하이다. 소마젤란은 170,000광년 대마젤란은 180,000광년 떨어져 있다. 각각 황새치자리, 큰부리새자리에 있다. 근데 재미있는 사실은 지금 우리가 살고 있는 하늘에서는 확인할 수 없다. 즉 한국에서는 볼 수 없는 은하이다. 남반구에서만 볼 수 있다. 즉 남아메리카 대륙 ·오스트레일리아 대륙 ·남극 대륙 ·아프리카 대륙 등에서 보이고 북반구에 위치한 우리나라에서는 확인이 불가능하다. 그래서 그런지 더더욱 오해를 하거나 잘못 알고 있는 것이다.
■ 가니메데 (木星-, Ganymede)
목성의 제3위성. 목성Ⅲ이라고도 한다. 1610년 G.갈릴레이가 손수 만든 망원경을 사용해 발견한 목성의 4개 위성 중 하나. 지름 5,120km, 질량은 달의 2배로, 태양계의 위성 중에서 가장 크다. 밝기는 5등으로 목성의 위성 중 가장 밝다. 궤도의 긴 반지름은 모행성(母行星)의 적도반지름의 14.99배, 공전주기는 7.1545일이다. 목성의 영어명이 주피터(그리스신화의 제우스)이므로, 그와 관계 있는 미소년 가니메데스의 이름을 따서 명명하였다.
■ 가대
천체 망원경의 경통을 받쳐서 목표하는 천체로 향하게 하는 장치로서 추적 모터를 이용하여 별을 자등으로 추적하도록 할 수 있다.
■ 가모의 우주 진화론 (Gamow's cosmogony)
우주진화에 관하여 G.가모가 1950년 전후에 제창한 이론. 초고압․초고밀도 상태의 원시화구(原始火球:우주 탄생 이전의 상태)가 지금부터 100~200억 년 전에 빅뱅(big bang:대폭발)을 일으켜 빠른 속도로 팽창하여 현재의 우주에 이르렀다는 설이다. 이 이론에 의하면, 현재 우주에 존재하는 원자핵(原子核)이나 천체는 빅뱅 후 팽창과정에서 어느 시기에 만들어진 것이며, 결코 영원한 과거로부터 존재하던 것이 아니다. 이러한 우주의 비정상성(非定常性)을 강조하는 우주진화론은 원소기원(元素起源)에 관한 αβγ 이론을 발전시킨 것으로 은하(銀河)가 팽창하는 우주 속에서 어떻게 형성되었는가를 체계적으로 설명한다. αβγ 이론을 계승하여 우주의 온도변화에 주목하였으므로 '뜨거운 우주모델', '불덩어리 우주모델'이라고도 한다. 1965년 3°K라는 우주 배경복사의 발견은 가모가 예견한 우주 온도의 존재를 증명하였고, 또 헬륨 존재를 잘 설명하기 때문에 이 우주진화론은 매우 유력한 이론으로 주목받고 있다.
■ 가모프 (Gamov)
러시아 태생의 미국 물리학자. 최초로 양자역학에 의거하여 α 붕괴를 설명하였으며 원자핵 반응에 의해 항성의 진화를 논하였고 분자생물학에 흥미를 가져 유전을 연구하였다.  
■ 가스 구름
다른 지역보다 가스의 밀도가 약 100배 정도 높은 지역을 말한다. 주로 수소로 구성되어 있으며, 헬륨과 미량의 중원소를 포함한 경우도 있다. 거대 가스 구름은 별이 탄생 되는 지역이다.
■ 가스성운 (gaseous nebula)
발광성(發光性) 가스체로 이루어진 성운의 총칭. 대개 중심부에 분광형 O형의 별과 같은 고온의 별이 있는데, 그 별의 강력한 복사에 의해서 주변의 성간물질이 기화(氣化) ․전리(電離)되고, 복사에 함유된 자외선에 자극되어 빛을 내면서 가스성운 특유의 휘선(輝線)스펙트럼을 보이는데, 이는 분광기로 관측해도 다른 성운과 쉽게 구별된다. 크게 부정형성운 또는 방출성운(放出星雲: 오리온 대성운)과 행성상 성운(行星狀星雲: 거문고자리의 고리성운)으로 나누는데, 전자는 지름이 수 광년에서 수십 광년, 후자는 0.1∼1광년이다. 기체는 희박하여 1㎤당 원자수는 l00∼1만 개, 전자온도(電子溫度)는 10,000∼수만 K이다.
■ 가우스 (Gauss, G)  
자기장의 세기를 나타내는 물리적 단위. SI 단위로는 테슬라(Tesla)이지만 천문학자들은 가우스를 더 많이 쓴다. (104가우스=1테슬라)
■ 가이드
추적 망원경을 이용하여 천체를 정확하게 추적하는 일.
■ 가을(autumn)
→ 사계절 참조.
■ 가을철 별자리
→ 계절별 별자리 참조.
■ 가이드 망원경
천체 사진 촬영시 카메라로 천체를 추적할 때 사용하는 망원경. 접안경의 시야에 십자선이 그어져 있다.
■ 각거리 (角距離, angular distance)
각도로 나타낸 천구에서의 겉보기 거리. 공간에 있는 2점 사이의 거리를 원점에서 본 각도로 나타낸 것. 겉보기거리라고도 한다. 공간에 있는 2점 A, B 사이의 거리는 관측자(원점 O)와 두 점을 각각 연결한 직선(시선방향이라 한다)이 이루는 각(α)으로 나타낼 수 있다. 천문학에서 주로 쓰이는데, 멀리 떨어진 천체 사이에서는 실제거리를 잴 수 없으므로 일반적인 길이 대신 각거리로 거리를 나타낸다. 천체의 각거리를 측정하는 데는 육분의(六分儀)가 사용된다. 예를 들면, 달과 태양의 지름은 각거리로 0.5°, 북두칠성의 사각형 끝에 있는 두 별 사이의 각거리는 5°이다.
■ 각시차 (角視差, angular parallax)
진북(眞北)과 좌표상 북 사이의 각. 그 좌표가 격자좌표(군사좌표)일 때 도편각(圖偏角)이라 한다. 격자좌표란 지도상의 어느 지점을 쉽게 찾기 위하여 군에서 사용되고 있는 좌표이다. 지도를 동서선과 남북선이 서로 교차하는 정사각형의 그물형 조직으로 분할하고 그 좌표선을 기준으로 찾고자 하는 지점까지의 동서 거리와 남북 거리를 측정한다. 일반적으로 사용되는 1:25,000 또는 1:50,000 축적 지도에서는 그 격자간의 거리가 1,000m이다. 일반 물리용어로는 물체가 있는 실제방향과 눈에 보이는 방향과의 사이에 생기는 각을 말한다.
■ 각지름 (角-, angular diameter)
행성(行星) ․항성(恒星) 등 천체의 겉보기지름을 각도로 나타낸 것. 각직경(角直徑)이라고도 한다. 단위는 각도의 도(°), 분('), 초 (″)를 사용한다. 태양과 달의 각지름은 0.5°이다. 화성 ․목성 등은 충(衝)인 때에 수십 초에 달하는 일이 있으며, 마이크로미터에 의한 육안관측(肉眼觀測) 또는 사진관측에 의하여 측정할 수 있다. 태양을 제외한 항성의 각지름은 아무리 커도 0.05'를 넘는 일은 드물며 직접 관측할 수 없다. 그러나 항성의 각지름을 알면 거리를 알지 못해도 그 유효온도(有效溫度)를 구할 수 있다. 항성물리학에서 중요한 기초 자료이므로 항성의 각지름을 측정하기 위한 여러 가지 간섭계가 고안되었다. 윌슨산 천문대의 들보형 항성 간섭계를 사용하여 I930년경 몇 개의 저온초거성(低溫超巨星)의 각지름(0.05"~0.02")이 측정되었으며, 1966년 이래 오스트레일리아의 나라브라이 관측소의 강도간섭계(强度干涉計)로 베가 ․시리우스 등 주계열별을 포함하는 0.01" 이하의 각지름도 측정되고 있다.
■ 간시 (間時)
→ 조선시대의 시간 참조. 12 지(支)의 이름을 따서 12시간으로 이루어진 하루를 24시간으로 만들기 위하여 매시를 둘로 나누어 그 중간 시간에 계(癸)․간(艮)․갑(甲)․을(乙)․손(巽)․병(丙)․정(丁)․곤(坤)․경(庚)․신(辛)․건(乾)․임(壬)의 이름을 붙인 것을 말한다. 원래 하루를 12시간으로 나눌 때는 12지(十二支)만으로 따져 처음 자시(子時)가 오후 11시부터 다음날 1시까지이나, 24시로 나눌 때는 자시가 오후 11시 30분부터 0시 30분까지이고 그 다음이 계시가 된다. 따라서 자시와 축시(丑時)의 중간인 계시(癸時)는 오전 0시 30분∼1시 30분, 축시는 오전 1시 30분∼2시 30분, 다음 간시(艮時)는 오전 2시 30분∼3시 30분 등이 되는 식이다.
■ 간의 (簡儀)
조선시대에 만든 천문관측의기(天文觀測儀器). 오늘날의 각도기와 비슷한 구조를 가졌으며 혼천의를 간소화한 것이다. 해시계 ․물시계 ․혼천의(渾天儀: 천문시계)와 함께 조선의 천문대에 설치한 가장 중요한 관측기기로, 오늘날의 각도기(角度器)와 비슷한 구조를 가졌으며, 혼천의를 간소화한 것이다. 1437년(세종 19)에 완성된 간의제도는 《원사(元史)》에 나타난 '곽수경법(郭守敬法)'에 의하여 대간의와 소간의를 만들었는데, 소간의는 대간의를 휴대용으로 축소해서 정동(精銅)으로 다리(趺)를 만들고, 그 둘레에 수거(水渠: 일종의 도랑)를 파서 자오(子午)에 준하여 수평을 정할 수 있도록 하였다. 적도환(赤道環)은 주천(周天: 공전)을 365도 1/4로 나누어 동서로 운전하면서 칠정(七政: 일․월과 수 ․화 ․금 ․목 ․토의 5행성) 중 외관입수(外官入宿)의 도분(度分)을 재며, 12시(時) 100각(刻)으로 나눈 백각환(百刻環)은 적도환 안에 있는데, 그것으로 일구(日晷: 시각)를 알고, 밤에는 중성(中星: 해가 질 때와 돋을 때 하늘 정남쪽에 보이는 별)을 정하였다. 이보다 앞서 1432년(세종 14) 장영실(蔣英實) 등은 목제간의를 만들었으며 1438년에는 구리로 대 ․소 간의를 만들어, 대간의는 경회루 북쪽에 있는 간의대에 설치하고, 소간의는 휴대용으로 사용하였다. 간의는 조선의 천문학에서 적도(赤道)에 관한 위치가 필요하였기 때문에 만든 것으로, 혼천의의 육합의(六合儀) ․삼진의(三辰儀) ․사유의(四游儀) 중에서 적도환 ․백각환 ․사유환만을 따로 떼어서 간소화한 것이다.
■ 간의대 (簡儀臺)
조선시대의 천문 관측대. 조선은 고려의 제도를 본받아 천문기상대로 서운관(書雲觀:후의 觀象監)을 두었고, 간의와 부속시설을 수용하기 위하여 간의대를 설치하였다. 경복궁 경회루 북쪽에 높이 31척(9.4m), 길이 47척(14.24m), 너비 32척(9.7m)의 석조노대(石造露臺)를 축조하고, 돌난간을 둘러 대간의를 설치한 뒤 시험을 거쳐 1434년(세종 16) 준공하였다. 대간의대에는 혼천의(渾天儀)․혼상(渾象)․규표(圭表)와 정방안(正方案) 등이 부설되었고, 대(臺)의 서쪽에는 동표(銅表)를 높이 40척(12m)의 규표로 건립되었다. 청석으로 제작된 규면(圭面)에는 장(丈) ․촌(寸) ․분(分)의 눈금을 새겨 일중(日中)에 동표의 그림자 길이를 측정하여 24절기를 확정하였다. 원(元)의 곽수경(郭守敬)이 세운 관성대(觀星臺) 이후 가장 큰 규모인데, 1438년(세종 20)부터는 매일 밤 5명의 서운관 관리가 숙직하며 관측임무를 수행하였다. 한편, 거의 같은 시기에 소간의대가 현재의 서울 종로구 계동의 광화방(廣化坊) 관상감에 축조되었다. 높이 3.46m, 넓이 2.4m×2.5m로 돌난간이 둘려 있는 화강암의 대(臺)는 일영대(日影臺), 곧 해시계대로도 이용되었다. 경복궁 내의 대간의대는 세종 때 창설된 후에 여러 번 개수되면서 조선시대의 왕립중앙천문대로서 최고의 수준과 시설을 구비하였다. 그 뒤 대간의대는 임진왜란으로 부서진 채 복구되지 못하였다. 명종 때 중수(重修)한 후 1688년(숙종 14)에 창경궁(昌慶宮) 금호문 밖에 관천대(觀天臺)가 축조되었는데, 광화방 서운관의 것과 같은 형식으로서 높이 2.2m, 넓이 2.4m×2.3m의 크기이며 현재 창경궁에 남아 있다. 조선시대의 천문대들은 거의 도심지에 축조되었기 때문에 시야가 좁아 일식 ․월식 ․성변(星變)이 있을 때에는 삼각산 최고봉에 임시로 관측대를 설치하였고, 그 밖에 백운대나 관악산 ․남산 ․마니산 등지에도 그 유적지가 남아 있다.
■ 갈레 (Galle)
독일의 천문학자. 1846년 베를린 천문대에서 르베리에(Leverrier)의 계산 지시에 따라 해왕성을 발견하였다. 소행성의 시차가 태양계의 거리 결정에 쓰임을 지적하였는데 그가 죽은 뒤 20년 만에 이것이 실현된다.
■ 갈릴레오 위성 (Galilean moons)
갈릴레오가 1609년 자작한 망원경을 이용하여 발견한 목성의 4대 위성. 목성에서 가까운 순으로 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토라고 불리운다.  
■ 갈릴레이 (Galilei, Galileo, 1564.2.15~1642.1.8)
이탈리아의 천문학자, 물리학자. 주요저서《프톨레마이오스와 코페르니쿠스의 2대 세계체계에 관한 대화》《두 개의 신과학(新科學)에 관한 수학적 논증과 증명》등. 처음 의학을 배웠으나, 수학으로 전향. 물체의 낙하법칙을 발견하고 굴절망원경을 만들어 목성의 위성 및 태양흑점을 발견하였으며, 코페르니쿠스의 지동설을 실증하여 이를 창도하였다. 이로 인해 말년에 교권의 박해를 받아 유폐생활을 하였다. 피사에서 태어났다. 피렌체의 시민계급 출신이다. 성과 이름이 비슷한 이유는 장남에게는 성을 겹쳐 쓰는 토스카나 지방의 풍습 때문이다. 1579년 피렌체 교외의 바론브로사 수도원 부속학교에서 초등교육을 마치고, 1581년 피사대학 의학부에 입학하였는데, 이 무렵 우연히 성당에 걸려 있는 램프가 흔들리는 것을 보고 진자(振子)의 등시성(等時性)을 발견하였다고 한다. 1584년 피사대학을 중퇴하고 피렌체에 있던 가족과 합류하였다. 이곳에서 아버지의 친구이자 토스카나 궁정수학자인 오스틸리오 리치에게 수학과 과학을 배우면서 대단한 흥미를 느꼈다. 이때 습작(習作)으로 쓴 논문이 인정을 받아 1592년 피사대학의 수학강사가 되었고, 같은 해 베네치아의 파도바대학으로 옮겼다. 파도바대학에서는 유클리드기하학과, 천동설(天動說)을 주장한 프톨레마이오스의 천문학을 가르치는 한편, 가정교사 노릇을 하면서 리치에게 배운 응용수학을 연구하고 가르치기도 하였다. 《간단한 군사기술 입문》 《천구론(天球論) 또는 우주지(宇宙誌)》 《축성론(築城論)》 《기계학》은 이 시기의 저서이다. 베네치아의 여성과 결혼하여 1남 2녀를 두었으며, 파오로 사르피 같은 당대의 뛰어난 학자 ․귀족 등과 친교를 맺었다. 1604년의 《가속도운동에 관해서》에서 발표한 근대적인 관성법칙(慣性法則)의 개념도 이미 그 전에 사르피에게 보낸 서한에 나타나 있다. 1609년 네덜란드에서 망원경이 발명되었다는 소식을 듣고, 손수 망원경을 만들어 여러 천체에 대하여 획기적인 관측을 하였다. 예를 들면, 당시에는 완전한 구(球)라고 믿었던 달에 산과 계곡이 있다는 것, 모든 천체는 지구를 중심으로 회전한다고 생각하였는데, 목성(木星)도 그것을 중심으로 회전하는 위성을 가지고 있다는 것 등이었다. 1610년에 이러한 관측결과를 《별세계의 보고》로 발표하여 커다한 성공을 거두었다. 그 해에 교직생활을 그만두고 고향 피렌체로 돌아가서 토스카나대공(大公)인 메디치가(家)의 전속학자가 되었다. 그 후로도 천문관측을 계속하여 1612∼1613년에 태양흑점 발견자의 명예와 그 실체의 구명(究明)을 둘러싸고, 예수회 수도사인 크리스토퍼 샤이너와 논쟁을 벌여, 그 내용을 《태양흑점에 관한 서한》에 발표하였다. 이 무렵부터 갈릴레이는 자신의 천문관측 결과에 의거하여, 코페르니쿠스의 지동설(地動說)에 대한 믿음을 굳히는데, 이것이 로마교황청의 반발을 사기 시작하였다. 성서와 지동설과의 모순성에 관하여 제자들에게, 그리고 자신이 섬기는 대공(大公)의 어머니에게 편지형식으로 자기의 생각을 써 보냈는데, 이로 말미암아 로마의 이단 심문소로부터 직접 소환되지는 않았지만 재판이 열려, 앞으로 지동설은 일체 말하지 말라는 경고를 받았다(제1차 재판). 1618년에 3개의 혜성이 나타나자 그 본성(本性)을 둘러싸고 벌어진 심한 논쟁에 휘말리는데, 그 경과를 1623년에 《황금계량자(黃金計量者)》라는 책으로 발표하였다. 여기서 직접적으로 지동설과 천동설의 문제를 언급하지는 않았지만 천동설을 주장하는 측의 방법적인 오류를 예리하게 지적하였으며, 우주는 수학문자(數學文字)로 쓰인 책이라는 유명한 말을 함으로써 자신의 수량적(數量的)인 자연과학관을 대담하게 내세웠다. 그 후 숙원이었던 《프톨레마이오스와 코페르니쿠스의 2대 세계체계에 관한 대화: Dia1ogo sopra i due massimi sistemi del mondo, tolemaico e copernicaon 》의 집필에 힘써, 제1차 재판의 경고에 저촉되지 않는 형식으로 지동설을 확립하려고 하였다. 이 책은 1632년 2월에 발간되었지만, 7월에 교황청에 의해 금서목록(禁書目錄)에 올랐으며, 1633년 1월에 로마의 이단 심문소의 명령으로 로마로 소환되었다. 4월부터 심문관으로부터 몇 차례의 신문을 받고, 몇 가지 위법행위가 있었음을 자인하였다. 그러나 갈릴레이가 자신의 죄를 인정하는 과정에서 심문소 당국이 증거로 제시한 서류 중 몇 가지는 그 진실성이 의심스러운 것이었다. 6월에 판결이 내려졌고, 그는 그것을 받아들여 앞으로는 절대로 이단행위를 않겠다고 서약하였다(제2차 재판). 그 뒤 갈릴레이는 피렌체 교외의 알체토리에 있는 옛집으로 돌아와서 시력마저 잃었지만 사랑하는 장녀와 함께 마지막 대작인 《두 개의 신과학(新科學)에 관한 수학적 논증과 증명: Discorsi e dimonstrazioni mathematiche intorno a due nuove scienze attenenti alla meccanica》의 저술에 힘썼으며, 일단 정리하자 신교국(新敎國)인 네덜란드에서 출판하였다. 이어 속편 집필에 착수하였지만, 완성하지 못하고 세상을 떠났다. 죽은 후에는 공적(公的)으로 장례를 치를 수 없었으므로 묘소를 마련하는 일조차 허용되지 않았다. 만년에는, 스승의 전기를 쓴 V. 비비아니와, 기압계(氣壓計)에 그 이름을 남긴 물리학자 토리첼리의 두 제자가 그의 신변에 있었다. 갈릴레이의 생애는 르네상스기와 근대와의 과도기에 해당되며, 구시대적인 것과 새로운 것이 그의 생활이나 과학 속에도 공존하고 있었다. 천문학에서는 지동설을 취하면서도 케플러의 업적은 전혀 이해하지 않았고, 물리학에서도 관성법칙을 발견했지만 이것의 정식화(定式化)는 데카르트에게 넘겨주었다. 또한, 일상생활에서도 자유가 주어지는 파도바대학을 떠나 봉건제후(封建諸侯)의 전속학자가 되었다. 그러나 그의 인간다운 면은 많은 사람들의 흥미를 끌어, 뛰어난 문학작품의 소재가 되기도 하였다.
■ 갈릴레이식 망원경 (Galilean telescope)
대물렌즈에 볼록렌즈, 접안렌즈에 오목 렌즈를 이용하여 G. 갈릴레이가 고안한 천체망원경. 정립상이며, 케플러식에 비해 시야가 좁다. 1609년에 갈릴레이가 만들었고, 길이 90cm, 직경 4cm 정도의 금속통에 렌즈를 장착한 것이다. 대물(對物)렌즈로 볼록렌즈를, 접안렌즈(接眼)로 오목렌즈를 사용하여 확대 정립허상(正立虛像)을 볼 수 있게 만든 것이다. 1609년 네덜란드에서 망원경이 발명되었다는 소식을 들은 갈릴레이는 이듬해에 그 개량형을 만들어 천체를 관찰, 목성의 위성, 토성의 고리 등을 처음으로 발견하였으며, 또한 은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 것을 확인하는 등, 천문학상 지대한 공헌을 하였다. 갈릴레이식 망원경은 간단히 정립상(正立像)을 볼 수 있다는 점에서, 소형 쌍안경 ․오페라글라스 등에 응용되고 있다.
■ 갈색왜성 (褐色矮星, brown dwarf)
질량이 태양의 0.08배 이하이지만 행성의 질량 (예:목성의 질량=0.001M)보다는 훨씬 큰 천체로 행성과 별 사이의 범주에 속하는 저온의 천체. 온도가 낮고 광도가 작으며 매우 가벼운 천체(태양 질량의 0.01~0.08배)이며, 이들은 결코 핵융합 반응을 일으킬 정도로 높은 온도에 이르지 못한다. 별의 경우처럼 성간구름이 중력수축으로 형성되었다고 추측된다. 그러나 형성 당시 질량이 지나치게 작아서 내부에서 수소핵융합반응이 일어나기에 충분한 중력에너지를 방출할 수 없게 된 천체이다. 그러므로 갈색왜성은 약간의 열과 빛을 내면서 급속히 냉각하는데, 외형적으로는 질량이 큰 행성과 흡사하다. 갈색왜성은 온도가 대단히 낮고 크기가 작기 때문에 직접 관측되지는 않지만, 간접적인 방법으로 그 존재가 인식되고 있다. 질량이 작은 천체의 진화과정을 인식하는 데 중요한 역할을 하기 때문에 관심이 집중되고 있는 천체 중의 하나이다.
■ γ선 (gamma ray)
X선보다 파장이 짧고 높은 에너지를 가진 전자기파. 지구 대기에 의해 흡수되기 때문에 지상에서는 관측할 수 없다.
■ γ선 천문학 (γ-ray astronomy)
대기권 밖으로 위성을 쏘아 올려 천체의 γ선을 관측하여 연구하는 천문학의 새로운 분야. 태양 플레어나 게성운 중심부, 퀘이사 등의 강력한 γ선원이 있다. 우주선(宇宙線)의 한 성분인 선은 전자기파의 일종이다. 하전입자(荷電粒子)와 달라서 우주자기장에 의해 휘어지지 않으며, 투과성이 좋으므로 발생원의 방향을 쉽게 알 수 있다. 1961년 인공위성 익스플로러 11호에 탑재한 선검출기로 우주로부터 오는 수십 MeV의 선이 관측되었다. 그 후 OSOⅢ와 SAS-C 등의 인공위성이나 기구(氣球)로 관측한 바에 의하면 은하중심 방향에 선원(線源)이 있다는 것이 알려졌다. 그 강도는 100MeV(108eV) 이상, 바탕(10-4 광자/㎠․s․sr)에 대하여 약 3배의 세기였다. 그 밖에 분해능(分解能)을 올려 특정한 천체로부터 오는 선도 탐색된다. 예를 들면, 게성운은 1MeV 정도의 선을 펄서로 발사한다. 우주의 선은 원래 약하며, 양성자 등의 우주선이나 2차적으로 생기는 선 바탕이 세기 때문에 이것들을 제거하기 위한 여러 가지 검출기가 고안되고 있다. 10MeV 이하의 선검출기는 선의 형광작용을 이용한 섬광계수기를 기본적으로 사용하는 일이 많다. 10MeV 이상의 검출기는 선 그 자체를 포착하는 외에 다른 하전입자나 2차적으로 발생하는 선을 제거하기 위해서 섬광계수기 ․체렌코프계수기 ․스파크함(函) 등을 조합한 장치가 사용된다. 1012eV 이상의 선은 공기샤워를 일으키기 때문에 이를 포착함으로써 검출할 수 있다.
■ 강교점 (降交點, descending node)
다른 천체의 주위를 공전하는 한 천체의 궤도가 그 기준면과 만나는 두 교차점 중 북쪽에서 남쪽으로 통과할 때의 점. 지구의 적도면과 황도가 교차하는 점을 교점이라 하고 북쪽에서 남쪽으로 교차하는 점을 강교점이라 한다. 강교점에 태양이 온 날이 추분이 된다. 이에 대해 남쪽에서 북쪽으로 통과할 때의 교차점을 승교점(昇交點)이라 한다. 천구 상에서 태양의 궤도인 황도가 천구의 적도와 교차하는 강교점은 추분점(秋分點)이 되고, 승교점은 춘분점(春分點)이 된다. 태양 주위를 지나는 혜성의 경우에는 혜성의 궤도가 황도면을 북쪽에서 남쪽으로 지날 때의 점이 강교점, 남쪽에서 북쪽으로 지날 때의 점이 승교점이 된다.
■ 강착원반 (accretion disk)
주변물질들이 떨어지면서 만든 원반. 각운동량 보존이 이러한 모양을 만들어낸다. 별을 만드는 가스구름이 수축할 때 중심에 밀도가 높은 부분이 생기며, 둘레의 가스가 낙하하여 커진다. 둘레의 가스는 맨 처음 천천히 회전하지만 낙하함에 따라서 회전 속도가 빨라지며, 회전 방향의 낙하가 멈추면서 원반 형태의 가스분포를 보인다. 이를 강착원반이라 부르며, 중심에 막 탄생된 활발한 별과의 상호 작용 양상이 전파나 적외선으로 관측되게 되었다.  
■ 강한 핵력 (strong nuclear force)
자연계에 존재하는 네 가지 힘 중의 하나. 두 원자핵이 매우 짧은 거리를 두고 함께 존재할 때 작용한다.  
■ 개구 합성 전파 망원경
전파간섭계의 일종으로 소구경의 전파 망원경을 연결하여 초대구경의 분해능을 갖도록 설계한 전파 망원경 군이며, 구경 합성 망원경이라고도 한다.  
■ 개기일식 (皆旣月蝕, total lunar eclipse)
월식에서 달이 완전히 지구의 본그림자에 가려지는 현상. 태양과 지구사이에 달이 끼어 태양이 완전히 보이지 않는 현상으로 약 7분 정도 지속된다. 달이 태양의 중앙만을 가려서 태양광선이 달의 주위에 고리모양으로 보이는 일식을 금환일식이라 한다. 월식은 월면 전부 또는 일부가 지구의 그림자에 가려져서 지구에서 본 달의 밝은 부분이 일부 또는 전부가 어둡게 보이는 현상이다. 지구가 달과 태양 사이에 위치할 때에 일어나는 현상으로 만월일 때에만 일어난다. 그러나 달의 궤도면(백도면)이 지구의 궤도면(황도면)과 약 5˚ 기울어져 있으므로 태양․지구․달이 일직선에 놓일 기회가 적기 때문에 만월 때도 월식이 일어나지 않는 경우도 있다. 지구의 본그림자에 달의 일부가 들어갈 때 부분식이 일어나며, 달의 전부가 들어갈 때 개기월식이 일어난다. 이 때 달은 지구에서 반사된 빛을 받아서 희미한 붉은색으로 보이기도 한다. 태양의 서쪽에 어두운 달이 접근한다. 그 때를 제1접촉이라고 한다. 제1접촉 후에는 태양이 점점 더 가려져서 반달의 형태로 보이게 된다. 제2 접촉은 제1 접촉이 일어난 1∼2시간 후에 일어난다. 이때는 태양이 달에 완전히 가려지는 때이다. 제2 접촉의 약 10분 전에는 하늘에 완연하게 어둠이 깔리고, 꽃들은 오무라들고, 새들은 둥지를 찾아 날아든다. 약 1∼2분 전이 되면 정적이 깔리고 하늘에는 밝은 별이 나타나며 태양 주위에는 코로나(corona)가 보인다. 그 후 얼마 안 있어 달의 가장자리에 있는 계곡 사이를 빠져나온 빛이 원형으로 구슬을 꿰어놓은 것 같은 베일리(Bailey)의 목걸이가 보인다. 그 후 태양이 완전히 가려지는 제2 접촉이 일어난다. 이것은 제1 접촉으로부터 약 1시간 후에 일어난다. 이 때에 하늘은 완전히 어두워지고 태양 반지름의 약 1/100에 해당하는 붉은색의 희미한 층이 태양 가장자리에 보인다. 이것을 채층(彩層)이라 하고, 그때에 그로부터 홍염(紅炎)이 태양 반지름의 1/5 높이까지 솟아오르는 것이 관측된다. 그 바깥쪽으로는 코로나가 태양 반지름의 수배의 거리까지 밝게 뻗친다. 그러나 이러한 현상은 몇 분밖에는 관측되지 않는다. 서쪽으로부터 태양이 다시 나타나기 시작하는 제3 접촉 이후는 하늘이 천천히 밝아지고 코로나가 보이지 않게 되며, 제4접촉을 끝으로 달은 태양으로부터 떨어진다.
■ 개기지대
지표에서 개기일식을 볼 수 있는 띠 형태의 지역. 폭은 100km정도이다.
■ 개성 첨성대 (開城瞻星臺)
고려시대에 천문관측을 위하여 개성 만월대 서쪽에 축조한 첨성대. 7세기에 축조된 경주 첨성대와는 구조가 전혀 다르다. 현재는 첨성대의 일부만 남아 있다. 현재 남아 있는 첨성대 구조는 5개의 화강석 기둥 위에 2.2×2.2m 크기의 정사각형 돌마루를 깐 형태로, 각 기둥의 크기는 0.4×0.2×2.7m이다. 땅바닥에서 돌마루까지의 높이는 2.3m로 디딤돌이나 사다리를 사용하여 오르내렸을 것으로 추정되나, 현재 남아 있지 않다. 첨성대의 돌마루와 기둥에는 관측기구들을 설치하는 데 사용했을 것으로 추정되는 직경 12cm, 깊이 9cm의 구멍 1개와 직경 4cm, 깊이 3.5cm의 구멍 2개가 있다. 919년 연경궁을 세울 때 축조되었을 것으로 추정된다.
■ 개수 밀도 (number density)
단위 부피당 입자수. 단위 부피 속에 들어 있는 질량의 크기를 나타내는 수. 1㎤에 질량이 들어 있는 것을 밀도 1이라고 한다. 물의 밀도는 1이고 철은 7.9, 납은 11.3이다.
■ 개천설 (蓋天說)
중국 주(周)나라 때의 우주관. 주비법(周法)이라고도 한다. 2단계로 발달하였다. 제1단계는 천지가 모두 평행인 평면인데, 땅은 정사각형이고 하늘은 원형이라 하여 천원지방(天圓地方)이라는 말로 표현하였다. 하늘이 원형이라 함은 하루 동안 태양의 운동이 북극점을 중심으로 원운동을 한다고 본 데서 비롯되었다. 이에 의하면, 태양의 원 궤도의 반지름은 하지(夏至)에 최소, 동지에 최대가 된다. 또, 낮과 밤이 생기는 것은 햇빛이 일정한 거리 이상에는 도달하지 않기 때문이라고 풀이한다. 당시의 관측기계는 해시계였으며, 이것으로 원 궤도의 반지름, 즉 하늘의 크기를 산출하였다. 제2단계는 천지는 모두 곡면이며 북극지방이 약간 불룩하게 솟은 삿갓 모양으로, 지상 80,000리(32,000km)를 덮고 있다는 것이다. 고대 천문서인 《주비산경(周算經)》에 개천설이 기록되어 있다. 개천설은 춘분과 추분에 밤과 낮의 길이가 같아지는 것을 설명할 수 없는 등 많은 결점이 있다. 전한(前漢) 중기에 등장한 혼천설에 의하여 이론적으로 밀리게 되었다.
■ 거대 분자 구름 (giant molecular cloud)
거대한 성간 구름으로 크기는 수십 pc이고 105M⊙ 정도의 질량을 가지고 있다. 은하 나선팔에 있으며, 무거운 별이 생기는 곳이다.  
■ 거대 인력체 (巨大引力體, great attractor)
남쪽하늘의 센타우루스자리와 바다뱀자리 사이의 센타우루스 초은하단 근처에 있는 것으로 추측되는 거대한 인력체. 1987년 미국의 천문학자 A. 드슬레러와 그의 동료들은 우리은하 주변의 은하들이 센타우루스 초은하단의 방향으로 약 1,000km/s의 속도로 끌려가고 있는 것을 발견하였지만 센타우루스 초은하단의 인력만으로는 그 현상을 설명할 수 없어, 그 방향에 다른 강력한 인력체가 있는 것으로 보고, 그것을 거대 인력체라고 명명하였다. 거대 인력체는 우리은하로부터 2~3억 광년 거리에 있으며, 질량은 5×1016 태양질량에 이르는 것으로 추측된다. 이에 대한 특성은 아직 연구단계에 있다.
■ 거대충돌모형 (giant impact model)
달의 기원에 관한 시나리오로 화성 크기의 천체가 갓 생겨난 지구와 부딪쳐 순간적인 흐름이 생기고 충돌한 천체와 지구에서 나온 물질이 지구 주위에 원반을 이루고 결국은 달로 성장한다는 모형.  
■ 거리지수 (距離指數, distance modulus)
천체의 밝기에서 실시등급과 절대등급과의 차. 어떤 천체의 실시등급을 m, 절대등급을 M, 연주 시차(年周視差)를 p, 그 천체까지의 거리를 r(단위 pc)이라 하면, 거리지수는 다음과 같이 나타낸다.
거리지수 = m-M = 5logp-5 = 5logr-5
거리지수를 알면 천체까지의 거리와 연주 시차를 알 수 있다.
■ 거리의 사다리 (距離-, distance ladder)
먼 거리에 있는 천체까지의 거리를 측정하는 방법의 한 가지. 먼 거리에 있는 천체까지의 거리를 측정하기 위해서는 먼저 가까이 있는 별까지의 거리를 측정한다. 그런 다음 그 결과를 기초로 해서 새로운 척도를 만든 뒤에 그보다 좀 더 먼 거리에 있는 별까지의 거리를 측정한다. 그리고 다시 그 결과를 기초로 해서 연장된 거리의 척도를 만든다. 이런 식으로 가까운 천체로부터 먼 천체로 향해 차례로 거리의 척도를 늘려나가는 방식이 거리의 사다리 방식이다. 예컨대 연주시차나 운동성단법(moving-cluster method)으로 히아데스성단까지의 거리를 구하고, 히아데스성단을 구성하는 별들의 색과 등급의 관계(분광시차)에서 보다 먼 성단이나 별까지의 거리를 측정하는 척도를 구한다. 운동성단법은 시선 속도와 그들의 고유 운동이 수렴하는 지점을 결정함으로써 성단까지의 거리를 구하는 방법이다. 다시 그보다 더 멀리 떨어진 성단이나 천체까지의 거리는 세페이드 변광성(cepheid variables) 의 주기-광도 관계, 은하 가운데 가장 밝은 별, 은하의 크기, 초신성의 밝기, 은하 스페트럼의 적방편이(赤方偏移) 등을 거리척도로 해서 측정하는 것이다.
■ 거리 측정법
거리측정의 가장 기본적인 방법은 삼각시차(→ 시차)로서, 연주시차를 측정하여 거리를 구하는데, 가까운 별에만 사용할 수 있다. 은하성단은 운동성단을 기준으로 하여 주계열 맞추기를 이용하며, O, B형 별과 초거성은 은하성단의 헤르츠스프룽-러셀(H-R)도와 통계시차를 기준으로 하여 분광시차를 이용한다. 통계시차와 H-R도를 기준으로 하는 것으로서 세페이드 변광성은 주기-광도 법칙을, 거문고자리 RR형 변광성은 광도곡선에서의 주기를 이용한다. 최대광도를 이용하는 것으로서 신성은 껍질의 팽창속도를, 초신성은 가까운 은하를 기준으로 한다. 또한 역학시차를 통해 질량-광도 법칙을 이용하여 주계열성의 거리를 결정한다.
① 연주시차법 (100pc 이내) → 삼각시차 참조.
  
위의 그림에서 지구는 태양을 중심으로 1년에 1번 공전을 하므로, 왼쪽의 지구에서 오른쪽의 지구로 이동하는데 걸리는 시간은 6개월이다. 먼별을 기준으로 처음에는 왼쪽으로1.2", 나중에는 오른쪽으로 0.8"만큼 떨어진 그림이 나왔다면, 그 별은 배경별을 기준으로 6개월 동안 모두 2"를 움직인 셈이 된다. 하지만 연주시차를 측정할 때 사용되는 그림에서 a의 거리는 지구와 태양사이의 거리(1AU=1억 4,960만km)이다. 하지만 6개월 동안 지구는 태양 반대편으로 위치를 이동했기 때문에 1AU가 아니라 2AU를 기준으로 측정한 것이 된다. 따라서 지구와 태양사이의 거리로 연주시차를 측정하기 위해서는 총 움직인 거리인 2"를 2로 나눠준 1"로 측정해야 한다. 연주시차가 1"가 나온 별까지의 거리를 1pc 이라고 한다. 1pc은 약 3.26광년이지만 태양에서 1pc 이내에는 다른 별이 없다. 태양에서 가장 가까운 별인 α 센타우리 프록시마의 경우 연주시차가 0.76"이고, 거리는 약 4.3광년이다. 하지만 연주시차가 0.01"에 이를 경우 현대의 기술로도 정밀한 측정이 이루어지기 어렵다. 따라서 연주시차법은 100pc(약 326광년) 이내의 근거리 항성에 대한 거리 측정에서만 사용된다. 몇 개의 별에 대한 연주시차와 거리를 예로 들면 다음과 같다.
 

별이름

연주시차

거리(pc)

센타우르스 알파

0.76"

1.31

아크투루스

0.09"

11

시리우스

0.37"

2.67

베가(직녀)

0.12"

8.1

알타이르(견우)

0.20"

5.1

카펠라

0.07"

14

레겔

0.004"

250

베텔쥬스

0.006"

150

스피카

0.012"

80

데네브

0.002"

430

 

② 변광성법
항성 중에는 그 광도를 주기적으로 변하는 별을 변광성이라고 한다. 변광성에는 여러 종류가 있지만, 천체의 거리측정에 이용되는 것은 Cepheid Variables(세페이드 변광성)이라는 별이다. 세페이드 변광성은 별의 크기가 커졌다 작아졌다 즉 맥동을 하기 때문에 그 광도가 일정한 주기로 변한다. 그런데 흥미로운 사실은 맥동의 주기와 그 평균 절대광도 사이에는 일정한 관계가 있다는 것이 알려져 있다. 이 말은 결국 이 변광성의 변광주기를 측정하면 그 별의 절대광도를 알 수 있다는 것이다. 겉보기의 광도는 일차적으로 거리의 제곱에 반비례하고, 그것은 정밀히 측정할 수 있는 것이기 때문에 특정 세페이드 변광성까지의 거리를 알 수 있다. 100pc 이상의 아주 먼 곳에 있는 보통의 항성까지의 거리를 측정하기는 것은 거의 불가능하다. 다만 세페이드 변광성이 속해 있는 별의 집단 가령 구상성단이나, 성운까지의 거리를 이 별로 알 수 있다.
3) 적색편이법
우주가 팽창하고 있다는 사실은 이제 일반적인 상식이다. 모든 은하들은 서로 멀어지고 있다는 것이고, 먼 곳에 있는 은하일수록 우리들로부터 빨리 즉 더 큰 속도로 멀어지고 있다는 것이다. 그러므로 어떤 은하가 얼마나 빠르게 멀어지고 있는가를 알면 그 은하까지의 거리를 추측할 수 있다는 것이다. 그런데 멀어져 가고 있는 별은 그 파장이 길어지고, 가까이 다가오는 별은 파장이 짧아진다는 것이 알려져 있다. 파장이 길어지면 특정 원소의 스펙트럼 상에서의 위치가 파장이 긴 쪽 즉 붉은 색 쪽으로 변하는데 이것을 적색편이라고 한다. 먼 곳에 있는 은하일수록 빠르게 도망가니까 적색편이가 크게 나타난다는 것이며, 이 사실을 수식화한 사람은 미국의 천문학자 허블(Hubble, E.P.)이다. 허블의 법칙에 따르면, 은하 의 적색편이의 정도를 측정하여 허블의 식에 대입하면 그 은하까지의 거리를 산출할 수 있다는 것이다.
■ 거문고자리 (Lyra)
여름밤부터 가을밤에 걸쳐 은하수 서쪽에서 볼 수 있는 별자리. 약자 Lyr. 대략적인 위치는 적경(赤經) 18h 45m, 적위(赤緯) 36°. 이 계절의 별 중 가장 밝은 베가(Vega)를 비롯하여 광도 3∼4등성의 몇 개의 별들이 삼각형과 마름모를 결부시킨 형태를 이루고 있어, 눈에 잘 띈다. 거문고자리 α인 베가는 청백색의 1등성으로, 동양에서는 직녀성(織女星)이라 부른다. 5월 초저녁에 나타나, 8월 중순에는 천정(天頂)에서 빛나며, 초겨울 저녁 무렵에 지평선 아래로 사라진다. 베가는 은하수를 사이에 두고 독수리자리의 알타이르(견우성)와 마주보고 있다. β는 12일 22시간 22분을 주기로 밝기가 3.4∼4.3등성 사이를 오가는 식 쌍성(蝕雙星: 식변광성)으로, 거문고자리 β형 변광성(變光星)의 대표적인 별이다. 거문고자리 ε은 쌍안경으로 보이는 쌍성이나, 좀 더 큰 망원경으로 보면 각각 2개의 별로 된 4중 쌍성을 이루고 있음을 알 수 있다. β와  중간에 있는 성운인 M57(NGC 6720)은 행성상 성운으로, 그 모양이 가락지 같아 고리성운이라고 한다. 서양에서는 거문고자리를 그리스신화의 신(神) 아폴론이 음악의 명인 오르페우스에게 선사한 거문고라고 한다.
■ 거문고자리 유성군 (Lyrids)
매년 4월 하순경에 나타나며, 거문고자리에 복사점(輻射點)을 가지는 유성군. 현재는 그다지 화려하지 않고, 1시간에 10∼20개 정도밖에 나타나지 않는다. BC 687년 이래 몇 번 화려한 유성우(流星雨)가 있었다는 기록이 있으며, 1803년에도 대유성우가 관측되었다. 혜성 861Ⅰ이 모혜성(母彗星)으로 알려져 있다.
■ 거문고자리 RR형 변광성 (RR Lyrae type variable)
하루보다 짧은 주기로 변광하는 거성의 집단.  주기가 1일 이하의 단주기 맥동변광성. 주로 구상성단에서 발견되는 종족Ⅱ형의 별들이다. 거문고자리 RR별이 그 대표적이다. 구상성단(球狀星團) 내에서 많이 발견되었기 때문에 성단형 변광성이라고도 한 적이 있다. 변광의 폭은 1등급(2.52배) 정도이며, 그 주기에 관계없이 태양의 50배 정도의 평균밝기를 가진다. 스펙트럼형은 A형 만기에서 F형에 한정되고, HR도상에서는 주계열 위쪽의 중앙부에 수평을 이루며 분포한다. 변광의 원인은 세페이드 변광성처럼 안정된 맥동이 아니라, 별의 표면 부근에 있는 대류층에 에너지가 축적되어 불안정이 생기면, 표면을 향해 충격파가 진행하여 광도가 밝아지기 때문이라고 생각된다. 장주기(長週期)변광성 다음으로 흔히 있는 변광성이며, 은하계 내에서 2,500개, 구상성단 내에서 1,200개가 발견되었다.
■ 거문고자리 β형 변광성 (β Lyr type variable)
식변광성(蝕變光星)의 한 종류. 근접쌍성으로, 변광곡선이 제1차와 제2차 극소를 보이나, 식(蝕)의 각 상을 분명히 나타내는 것은 아니고, 물결 모양으로 연속적인 변화를 보이는 것이 특징이다. 쌍성계의 경우 두 별의 둘레에 역학적으로 안정된 영역인 로슈한계가 있는데, 거문고자리 β형 변광성은 한쪽 별이 팽창하여 로슈한계에 달한 것으로, 반접촉형 근접쌍성이라고도 한다. 1947년 O. 스트루베가 맥도널드천문대에서 분광건판(分光乾板)을 해석한 결과, 스펙트럼 흡수선의 주기적 변화로부터 거문고자리 β형 변광성은 B8형 별과 그 둘레를 12.925일을 주기로 도는 어둡고 큰 F5형 별로 되어 있음을 알게 되었다. 이 밖에 식 현상이 있는 위상(位相)에서 휘선(輝線)의 변화를 볼 수 있다. 이것은 이러한 형의 변광성에서 공통으로 볼 수 있는 현상으로, 로슈한계의 불안정점을 지나 팽창한 F형 별에서 가스의 유출이 있음을 나타내는 것이다. 따라서 쌍성계 전체를 공통의 대기가 둘러싸고 있다. 거문고자리 β형 변광성의 각 별의 질량은 태양의 10배 정도이고, 공전주기는 수일인 것이 많다.
■ 거성 (巨星, giant star)
항성 중에서 광도가 태양의 10~1,000배, 반지름이 10~100배인 큰 별. 유효온도가 같은 별인 경우, 주계열성보다 절대광도가 높아 매우 밝다. 항성의 스펙트럼형, 즉 절대온도를 가로축(橫軸)에, 광도 즉 절대등급을 세로축(縱軸)에 잡고 별들의 종류를 나타낸 H-R 도에서 거성은 주계열성에 비하여 오른쪽 위에 위치한다. 또한, 주계열성은 하나의 곡선 위에 모여 있는 데 비해서 거성은 비교적 넓은 범위에 흩어져 있다. 두 집단의 중간에는 주계열성보다 밝고 거성보다 어두운 항성들이 약간 있는데, 이러한 별들을 준거성(準巨星)이라 한다. 그리고 거성보다 위쪽의 별들을 초거성(超巨星)이라 한다. 거성은 그 대기의 상태와 내부구조가 주계열성과는 현저히 다르다. 스펙트럼형은 거의가 G ․K ․M형을 나타내는데, 주계열성의 스펙트럼과 비교하면 흡수선의 폭이 좁아 쉽게 구별할 수 있다. 절대광도가 높으므로 같은 스펙트럼형이라도 주계열성에 비해 훨씬 잘 보인다. 황소자리의 알데바란(K5형), 마차부자리의 카펠라(G5형), 쌍둥이자리의 폴룩스(K0형), 목동자리의 아르크투루스(K2형) 등이 전형적인 거성이다. 항성(恒星)은 보통 생성된 후 대부분의 시간을 주계열성으로 지내다가, 내부의 핵융합반응 정도에 따라 준거성을 거쳐 거성으로 진화한다.

■ 검은 구멍 (black hole)
무거운 별로 밀도가 매우 높아 빛조차도 중력의 당김에서 벗어날 수 없다. → 블랙홀 참조
■ 겉보기 등급
안시등급. 실시등급. 지구에서 바라본 천체의 밝기정도. 밝은 별일수록 낮은 등급을 가진다.
■ 게성운 (Crab nebula)
황소자리 성운. 황소자리에 있는 초신성 잔해로 1054년에 관측된 초신성에서 생겼다. 이 성운 안에 있는 펄서는 폭발한 별의 잔해로 보인다. 성운기호 M1 또는 NGC1952. 적경 5h 31.5m, 적위 +21° 59'. 사진등급 9등, 거리 3,400 광년, 겉보기지름 6'×4', 실제지름 5~10광년. 가스체가 1200km/s의 속도로 중심에서 바깥으로 팽창하고 있음이 수년 간격으로 촬영한 사진 및 스펙트럼선의 도플러효과에서 검출되었다. 질량은 태양의 약 15배, 전자온도(電子溫度)로 5만 도에 이른다(보통 행성상 성운의 질량은 태양의 0.1배, 전자온도 10,000도). 1054년 6월 황소자리에서 초신성(超新星)이 나타났다는 기록이 중국의 역사에 있으며, 게성운은 이 초신성의 잔해로 보인다. 보통의 행성상 성운과 마찬가지로 중심별이 있어, 발광(發光)에너지가 중심별에서 나오는 것으로 생각된다. 중심별은 사진등급 16등급, 온도는 약 500,000도이다. 성운이 게딱지 모양으로 생겨 그런 이름이 붙었다. 강력한 전파원(電波源)으로 유명한 황소자리 A라는 전파별(電波星)이 사실은 이 성운임이 판명되었다. 빛 ․전파가 다 편광(偏光)이어서, 자기장(磁氣場)의 존재를 나타내는데, 복사(輻射)는 자기장 내에서의 싱크로트론복사에 의한 것으로 생각된다. X선 방출원이라는 것도 판명되었다.
■ 게자리 (Cancer)
쌍둥이자리 동쪽, 사자자리 서쪽에 위치한, 황도십이궁의 네 번째 별자리. 약자 Cnc. 봄부터 초여름 사이에 초저녁에 나타난다. 대략적인 위치는 적경 8h 30m, 적위 +20 °이다. 모두가 4등성 이하의 어두운 별들로 되어 있다. 게자리 δ 가까이에 있는 산개성단(散開星團) 프레세페(M44)는 맨눈으로도 희미하게 보이지만 망원경으로 보면 더욱 아름답다. AD 2세기경 알렉산드리아의 천문학자 프톨레마이오스가 집필한 천문학 서적 알마게스트(Almagest)에 기록된 48개의 별자리 중 하나이다. 별자리 이름은 그리스신화의 영웅 헤라클레스와 싸운 게로부터 따온 것이다.
■ 겨울(winter)
→ 사계절 참조.
■ 겨울철 별자리
→ 계절별 별자리 참조.
■ 격변 모형 (catastrophic models)
질량이 큰 천체 (일반적으로 다른 별과의 충돌)의 영향으로 기체의 집합체가 행성으로 된다는 태양계 기원의 한 모형.
■ 견행력 (見行曆)
고려시대 한위행(韓爲行)이 이룩한 역법(曆法). 고려는 중국의 선명력(宣明曆)을 사용하였으나 1052년(문종 6)에 이르러 역법의 오차를 극복하고자 십정력(十精曆) ․칠요력(七曜曆) ․둔갑력(遁甲曆) ․태일력(太一曆) 등과 함께 견행력을 편찬하였으나, 이들 역서(曆書)의 자세한 내용은 전해지지 않는다. 그러나 고려는 이러한 개력(改曆)을 위한 일련의 노력에도 불구하고 역법의 오차에서 오는 혼란을 벗어나지 못하였다.
■ 견우성 (牽牛星, Altair)
한국 ․중국 ․일본에서 독수리자리 α별을 부르는 이름. 천문학적인 명칭은 알타이르. 16광년 거리에 있으며, 실시등급 0.8등의 주계열성(主系列星)으로 스펙트럼형은 A7이다. 은하수를 사이에 두고 직녀성(거문고자리 α: Vega)과 마주보고 있는데, 매년 음력 7월 7일 은하수를 건너서 직녀와 견우가 상봉한다는 전설의 별이다. 견우성 ․직녀성 ․데네브(백조자리 α)가 이루는 삼각형을 여름의 대삼각형이라 부르며, 여름철 별자리를 찾는 데 기준으로 이용한다.

■ 경 (更)
밤 시각을 일컬을 때 쓰던 옛 용어. 태양이 진 다음부터 다음날 태양이 뜨기 전까지를 5등분하여, 초경(初更)은 오후 8∼10시,  이경(二更)은 오후 10∼12시(다음날 오전 0시), 삼경(三更)은 오전 0∼2시, 사경(四更)은  오전 2∼4시, 오경(五更)은 오전 4시부터 밝을 때까지를 가리킨다.
■ 경도 (經度, longitude)
위도와 함께 지구상의 위치를 나타내는 좌표. 지구상의 한 지점을 지나는 자오선과 런던의 그리니치천문대를 지나는 본초 자오선(本初子午線)의 각도를 그 지점의 경도라 한다. 본초 자오선을 중심으로 동서로 나누어, 각각 동경 180°, 서경 180°로 한다. 지구는 24시간에 대체로 360° 회전하므로, 그 회전각도와 경과시간은 비례한다. 그래서 경도는 각도 대신 시간으로 표시하는 일이 있다. 경도 15°는 1시간, 15'은 1분, 15"는 1초에 해당한다. 따라서 어떤 지점의 지방시(地方時)와 그리니치시(時)의 시차로 그 지점의 경도를 알 수 있다. 배 위에서는 크로노미터를 그리니치시에 맞추고, 천문관측으로 측정한 지방시와 비교해서 임의 지점의 경도를 구할 수 있다. 이 밖에 지표에서는 삼각측량으로 거리와 방향을 측정해서 경도를 구하는 측지학적 방법도 있다.
■ 경도대 표준시 (經度帶標準時, zone time)
표준시인 그리니치시(時)에서 정수(整數)의 시간차가 있는 시간. 경대시(經帶時)라고도 한다. 경도 15°마다 1시간씩 달라지는 시제(時制)로서, 경도상의 지방시라 할 수 있다. 이는 각 지방의 시간을 제각기 그 지점의 자오선을 기준으로 하여 채용할 경우 여러 가지 불편함이 생기기 때문에 만든 것인데, 예외적으로 경도대표준시가 아닌 표준시, 즉 그리니치시에 비해서 시간차가 정수배가 아닌 표준시를 쓰는 나라도 있다. 한국은 동경 135°를 표준경도로 하여, 그리니치시보다 9시간 앞선 시간을 표준시로 삼고 있다. 선박은 항행 중에 경도대표준시를 충실히 지켜, 경도 15°마다 시계바늘을 1시간씩 조정하고 있다.
■ 경루 (更漏)
조선시대 최초의 물시계(漏刻). 1398년(태조 7) 서울 중심지에 새로운 표준시계인 경루와 함께 종루(鐘樓)를 세우고 여기에 대종(大鐘)을 걸어서 도성의 표준시간을 알렸다. 야시법(夜時法)의 시간단위인 경점(更點)에 종을 치는데, 통행금지는 28번(인경(人定)), 해제는 33번(바라(罷漏))을 쳐서 알렸다. 이런 연유로 종루와 경루가 있는 거리를 종로로 부르게 되었다. 오늘날 전해지지 않아 자세히 알 수 없으나, 고려 말에 사용한 유입형(流入型) 누각인 부루(浮漏)와 같은 형식의 것으로 짐작되며 서운관(書雲觀)의 사진(司辰)이 관장하였다.
■ 경위의 (經緯儀, theodolite)
천문관측이나 측량에 사용되는 소형 망원경. 세오돌라이트라고도 한다. 천체망원경을 장치한 것은 알타지머스(altazimuth)라 한다. 방위각을 측정하기 위한 수평눈금의 고리가 있으며, 그 위에 회전할 수 있는 작은 자오의(子午儀)가 있다. 이 자오의로 항성이 자오선을 통과하는 시각을 측정한다. 또 수직눈금으로 천정거리(天頂距離:고도각)와 천체의 위치나 지점을 정확히 잴 수 있다. 경위의란 말은 경위도(經緯度)를 구할 수 있다는 뜻에서 붙여진 이름이다. 천문대에 설치하는 정밀한 것부터, 삼각(三脚)을 이용하여 휴대할 수 있는 소형의 것 등 다양하다. 흔히, 측량기사가 사용하는 트랜싯(transit)은 그 원리와 구조가 경위의와 같으나, 장치나 정밀도가 더 간단하다.

■ 경칩
→ 24절기 참조.
■ 계시
→ 조선시대의 시간 참조.
■ 계절별 별자리
한국은 북반구 중위도에 위치하고 있으므로 천구 북극 근처의 별들은 1년 내내, 또 밤 동안 어느 때나 볼 수 있다. 이런 별들을 주극성(周極星)이라 하며, 카시오페이아 ․기린 ․살쾡이 ․큰곰 ․작은곰 ․용 ․세페우스 자리 등의 별들이 이에 속한다. 주극성들은 그 일주운동을 살펴보면 북극성을 중심으로 일주운동을 하는 것을 알 수 있다. 그 밖의 북극에서 멀리 떨어진 별자리들, 즉 우리의 머리 위를 지나는 별자리나 남쪽하늘을 지나는 별자리들은 계절에 따라 지평선 위에 보이거나 그 밑으로 들어가 보이지 않거나 한다. 대개 초저녁 8시경에 보이는 별자리를 그 계절의 별자리라고 한다. 별자리를 쉽게 찾는 방법은 우선 밝은 별과, 그 형태가 뚜렷하여 기억하기 쉬운 별자리를 몇 개 익혀두는 것이다. 그 다음에는 이 별자리들의 별과 관련시켜 차례로 다른 별자리를 알아낼 수 있다. 이 때 별자리를 그림으로 표시한 성도(星圖)를 이용하면 편리하다. 남쪽하늘의 별자리는 계절에 따라 달라지므로, 우선 북쪽하늘의 북두칠성과 카시오페이아를 익혀 둔다. 한국에서는 이 두 별자리가 동시에 보일 때도 있지만, 둘 중 하나는 반드시 북쪽하늘에서 보인다.
① 봄철의 별자리
봄에 보이는 별자리는 사냥개 ․게 ․사자 ․바다뱀 ․까마귀 ․목자 ․머리털 ․처녀 ․천칭자리 등이다. 이 가운데 1등성은 사자자리의 레굴루스, 목자자리의 아르크투루스, 처녀자리의 스피카가 있다. 북두칠성의 국자 머리 끝의 두 별 α와 β를 이어서 α쪽으로 그 간격의 약 5배를 연장하면 북극성과 마주치는 것은 잘 알려져 있으며, 반대쪽으로 약 5배를 연장하면 사자자리가 나타난다. 또 북두칠성의 자루 끝을 길게 연장하면 목자자리의 1등성 아르크투루스와 마주치고, 이 선을 지평선 쪽으로 연장하면 처녀자리의 스피카에 이른다. 아르크투루스 ․스피카 ․사자자리 β(데네볼라)는 커다란 정삼각형을 이루는데, 이것이 '봄의 대삼각형'이다.
② 여름철 별자리
여름의 별자리는 헤르쿨레스 ․전갈 ․뱀주인 ․거문고 ․독수리 ․백조 ․방패 ․궁수자리 등이다. 이 계절에는 은하수가 남쪽으로부터 천정을 지나서 북동쪽에 걸리고, 그 속의 별들은 칠월칠석의 전설로 우리에게 매우 친숙한 것들이다. 1등성으로는 거문고자리의 직녀성(베가), 독수리자리의 견우성(알타이르), 백조자리의 데네브, 전갈자리의 안타레스 등이 있다. 직녀성은 여름철에 천정 근처에서 쉽게 찾을 수 있다. 직녀성에서 은하수를 사이에 두고 약간 남쪽으로 견우성이 있으며, 견우 ․직녀 ․데네브의 세 1등성이 삼각형을 만드는데, 이를 '여름의 대삼각형'이라고 한다. 7, 8월경에 남쪽하늘에 낮게 보이는 붉은 별 안타레스가 있는 전갈자리도 비교적 쉽게 찾을 수 있는 별자리이다. 은하수가 북쪽에서 남쪽으로 걸쳐 머리 위에서 다소 동쪽으로 기울어져 흐르고, 이것에 따라 여름의 별자리들이 보인다. 먼저 눈에 띄는 것은 목자자리의 아르크투루스와 거문고자리의 베가의 두 1등성이다. 아르크투루스는 천정(天頂)보다 서쪽에, 베가는 동쪽에 빛나고 있다. 이 별들을 찾으면 여름 별자리를 쉽게 찾을 수 있다. 베가의 북동쪽에 있는 밝은 1등성은 백조자리 데네브, 동남에 있는 1등성이 독수리자리 알타이르로 모두 은하수 속에 있다. 백조자리는 은하수에 잠긴 큰 십자형의 별자리로 북천의 십자가로 알려져 있다. 베가 ․데네브 ․알타이르의 세 별이 유명한 여름의 삼각형이다. 베가와 데네브를 긋는 선을 경계로 하여 알타이르와 꼭 반대되는 곳에 북극성이 있다. 베가와 알타이르는 음력 7월 7일 칠석날의 직녀성과 견우성이다. 이들 별자리의 서쪽에 헤르쿨레스자리 ․뱀주인자리의 두 큰 별자리가 있다. 뱀주인자리의 동서쪽에 뱀자리가 있다. 여름의 대표적 별자리는 남천의 은하수 속에 있는 전갈자리이다. 동양이름으로는 대화(大火)라고 하는 붉은 1등성 안타레스를 중심으로, 글자 그대로 더위의 계절을 상징하는 듯 7월에 들어서면 낮게 S형의 몸을 눕히고 있다. 그 동쪽에는 눈에 잘 띄는 궁수자리가 있다. 궁수자리는 동양에서는 남두육성(南斗六星)으로 유명하다. 이 밖에 백조자리 북쪽에 세페우스자리, 그 옆에 작은 도마뱀자리, 처녀자리와 전갈자리 사이에 천칭자리가 있다. 또 여름하늘의 은하수를 따라 내려가면 동북쪽 중천에 카시오페이아의 수려한 W자형도 여름하늘의 구경거리이다. 다시 눈길을 북서쪽으로 돌리면 큰곰자리의 북두칠성(北斗七星)의 큰 국자가 자루를 위로 세우고 서쪽으로 서서히 돌고 있는 것을 볼 수 있다. 그리고 북극성을 자루의 끝으로 하는 작은곰자리의 작은 국자가 자루를 밑으로 하고 큰 국자와 거꾸로 마주 서 있어 여름밤을 장식한다.
③ 가을철 별자리
가을의 밤하늘은 여름과 달리 밝은 별들이 많지 않아 쓸쓸한 계절의 감회를 더욱 깊게 한다. 대표적인 별자리는 늦가을 초저녘에 천정(天頂) 근처에서 동서남북으로 큰 사각형을 그리는 페가수스자리인데, 이 사각형을 가을의 사각형이라고 부른다. 이 사각형의 북동쪽 모서리에서는 동쪽으로 뻗은 두 줄기의 별들이 왕녀 안드로메다가 누운 모습으로 나타난다. 북서쪽 하늘에는 북두칠성이 지평선 가까이에 길게 뻗고, 북동쪽에서는 W자의 카시오페아자리가 솟아오른다. 은하수는 북동쪽 지평선에서 남서쪽 지평선으로 하늘의 반 바퀴를 감아 돌고, 가장 높은 곳에 십자 모양의 백조자리가 놓인다. 직녀 ․견우 ․데네브의 세 1등성이 만드는 여름의 대삼각형은 가을이 깊어가면서 서서히 서쪽으로 기운다. 가을에는 염소 ․물병 ․남쪽물고기 ․페가수스 ․물고기 ․안드로메다 ․삼각형 ․양 ․고래자리 등의 별자리가 보인다. 이 가운데 페가수스의 사각형은 그 형태가 뚜렷하여 부근의 별자리를 찾는 좋은 길잡이가 된다. 1등성은 남쪽물고기자리의 포말하우트뿐이다. 밝은 별이 많지 않은 가을철에는 W자 모양의 카시오페이아를 이용하여 다른 별자리를 찾을 수 있다. 북극성과 카시오페이아 β, 즉 W자의 오른쪽끝 별을 이어 북극성의 반대방향으로 연장하면 안드로메다자리 α가 나타난다. 이 별은 페가수스자리의 3별과 더불어 '페가수스 사각형'을 이룬다.
④ 겨울철 별자리
겨울에 보이는 별자리는 페르세우스 ․마차부 ․황소 ․오리온 ․쌍둥이 ․작은개 ․큰개 ․고물 ․용골자리 등이다. 이 중 마차부 ․오리온 ․쌍둥이 ․큰개 ․황소자리 등은 그 형태가 뚜렷하고 밝은 별들을 가지고 있어 비교적 찾기 쉬운 것들이다. 은하수를 따라 밝은 별들이 많이 있다. 1등성은 마차부자리의 카펠라, 황소자리의 알데바란, 오리온자리의 베텔기우스와 리겔, 쌍둥이자리의 폴룩스와 작은개자리의 프로키온, 큰개자리의 시리우스, 용골자리의 카노푸스 등으로 4계절 중 가장 많은 1등성을 볼 수 있다. 겨울철 별자리 중심은 단연 오리온자리이다. 1, 2월경 천구의 적도에 걸린 오리온자리에서 가운데 3별은 비슷한 밝기의 2등성이 거의 같은 간격으로 일직선으로 늘어서 있다. 이 3별을 중심으로 아래위로 대조되는 위치에 두 1등성이 있는데, 왼쪽 위의 붉은 별이 베텔기우스, 오른쪽 아래의 푸른 별이 리겔이다. 베텔기우스로부터 북쪽으로 올라가면 천정 가까이에 마차부자리가 있으며, 오리온자리의 남동쪽에는 전 하늘에서 가장 밝게 빛나는 큰개자리의 시리우스가 있다. 또한 베텔기우스와 리겔을 연결하고 베텔기우스 쪽으로 그 거리의 1.5배쯤 올라가면 쌍둥이자리의 폴룩스와 카스토르가 나타난다. 폴룩스와 시리우스의 중간쯤에는 작은개자리의 프로키온이 있는데, 시리우스와 프로키온, 베텔기우스를 연결한 삼각형을 '겨울의 대삼각형'이라고 부른다. 겨울의 밤하늘은 다른 계절보다 밝고 큰 별을 가진 별자리가 많아서, 별을 관측하는 데 가장 좋은 계절이다. 겨울밤에 첫선을 보이는 것은 황소자리인데, 황소자리에는 플레이아데스와 히아데스라는 2개의 산개성단이 있다. 플레이아데스는 초겨울 밤에 동쪽하늘에서 5~6개의 별이 한 덩어리로 된 것을 볼 수 있다. 또한 히아데스는 알데바란(황소자리 α)과 함께 V자를 이루고 있다. 두 성단의 북동쪽에는 마차부자리의 큰 오각형이 은하수에 걸려 있다. 동쪽 지평선에는 수직으로 세 개의 2등성이 보이는데, 이것이 오리온자리의 세 별이다. 오리온자리가 정남(正南)에 놓일 때 이 세 별을 잇는 직선을 남동쪽으로 연장한 곳에, 전체 밤하늘에서 가장 밝은 시리우스(큰개자리 α)가 청백색으로 빛난다. 쌍둥이자리는 은하수를 사이에 두고 동쪽에서 오리온자리를 마주본다. 쌍둥이자리 아래쪽의 베텔기우스(오리온자리 α)와 시리우스, 그리고 프로키온(작은개자리 α)이 커다란 정삼각형을 만드는데, 이 삼각형을 겨울의 대삼각형이라 하며, 별을 찾는 기준으로 삼는다. 이밖에 마차부자리․카시오페이아자리․에리다누스자리․페르세우스자리․용골자리․고물자리 등이 보인다.
⑤ 기타의 별자리
천구 남극 부근에 있어서 한국에서는 볼 수 없는 별자리가 10여 개 있는데, 그 중 1등성은 남십자자리 α, 에리다누스강자리의 아케르나르, 센타우루스자리 α와 β 등이다. 천구 남극은 팔분의(八分儀)자리에 위치하나, 이 별자리에서 제일 밝은 별은 고작 4등성이므로, 특별히 남극성으로 부를 만한 밝은 별은 없다.
■ 고대 그리스의 천문학
고대오리엔트의 천문지식은 주로 천체현상의 주기성에 중점을 두었으나, 그리스에서는 대체로 3단계를 거쳐 발전하였다. 첫째는 천문학과 기상학이 혼재했던 단계로, 철학적인 우주론에서 파생한 것이다. 즉 4원소(불 ․공기 ․물 ․흙) 중 어느 하나 또는 몇 개를 중심으로 해서 우주의 생성, 천체의 성질이나 운행 ․식(蝕) 등을 설명하려 하였는데, 이오니아 자연철학자들이 이 입장을 취했다. 둘째는 물리학적 ․기하학적인 가정(假定)이 다소나마 밝혀진 단계로, 천체운동의 메커니즘을 구명하려고 하였다. 이 단계의 대표자는 피타고라스 학파의 필롤라오스이며, "우주는 유한하며 완성된 전체이다. 우주의 중심에는 지구가 있다. 우주는 천상(天上)과 지상의 두 영역으로 이루어져 있다. 천체의 운동은 규칙적으로 운동하고 있다"는 가설이 제시되었다. 셋째는 천체의 운동을 수학적으로 설명하려고 한 단계로, 여기에서도 몇 가지 가설이 제시되었다. 특히, 에우독소스의 '동심구설(同心球說)'이나 헤라클레이데스의 부분적 태양 중심설, 아리스타르코스의 태양 중심설이 있으며, 끝으로 히파르코스와 프톨레마이오스에 의한 주전원(周轉圓)과 편심원(扁心圓)을 이용한 천동설은 중세기 말까지 큰 권위를 유지하였다.
■ 고도 (高度, altitude)
지평선을 기준으로 측정한 천체까지의 높이를 각으로 나타낸 것. 각거리. 지평선보다 위쪽을 양(+), 아래쪽을 음(-)으로 나타낸다. 지평선상에 있는 천체의 고도는 0°이고, 천정(天頂)과 천저(天底)의 고도는 각각 90°와 -90°이다. 고도에 대해서, 천정으로부터 천체까지의 각거리를 천정거리라 하는데, 천정거리와 고도를 합하면 항상 90°가 된다. 고도를 h라고 하면, 천정거리(ξ)=90°―h 이다.
■ 고래자리 (Cetus)
가을철에 남쪽하늘에서 볼 수 있는 별자리. 약자 Cet. 대략적인 위치는 적경 1h 45m, 적위 -12°. 북극성과 카시오페이아자리 δ를 연결하고, 그 길이의 2∼3배 정도 남쪽으로 연장하면 이 별자리의 중심에 이른다. 가장 밝은 별은 2등성인 β인데, 고래의 꼬리 부분에 있다. 나머지는 5개의 3등성과 그보다 어두운 별들로 이루어져 있다. δ와 θ의 중간쯤에 위치한 ο(오미크론), 일명 미라(Mira)는 1596년 독일의 D. 파브리치우스가 발견한 최초의 변광성이다. 이 별은 평균 332일을 주기로 밝기가 변하는 맥동변광성(脈動變光星)으로 장주기변광성 또는 미라형 변광성의 대표적인 것이다. 남쪽에 있는 3등성인 τ(타우)는 지구에서 11.9광년 떨어진 최근성(最近星)의 하나이며, 에리다누스자리의 ε별과 함께 오즈마 계획의 대상이다. 그리스신화에서는 에티오피아의 왕녀 안드로메다를 습격하는 고래 모양의 바다괴물로 되어 있다.
■ 고리 성운 (ring nebula)
거문고자리 β별 근처의 행성상(行星狀) 성운. 고리 형태로 보이는 은하계 내 성운으로, 중심에 별이 있다. 행성상 성운의 일종으로, 거문고자리에 있는 NGC 6720이 대표적이고, 작은 망원경으로도 관측할 수 있다. 성운번호 M57 또는 NGC 6720이며, 사진등급 9.3등이다. 가락지성운 또는 환상(環狀)성운이라고도 한다. 2,000광년 거리에 있으며, 반지름 약 0.3광년이다. 가스체가 고온의 청색 별을 중심에 두고 아름답게 빛나는 모습이 가락지 같다고 해서 그런 이름이 붙었다. 가스체의 온도는 스펙트럼 분석에 의해 약 10,000℃로 밝혀졌다. 가스체는 중심에서 바깥쪽으로 19km/s 로 팽창하고 있는데, 이는 약 5,500년 전에 중심에 있는 별의 외각부분이 중심부의 수축으로 별에서 분리되어 바깥으로 퍼져나가고 있는 것으로 보인다.
■ 고물자리 (Puppis)
겨울철 남쪽 하늘에 나타나는 별자리. 약자는 Pup. 대략적인 위치는 적경(赤經) 7h 40m, 적위(赤緯) -32°. 큰개자리 남쪽의 별자리인데, 원래는 그리스신화에 나오는 원정선(遠征船) 아르고호(號)의 이름을 따서 지은 아르고자리라는 큰 별자리를 1752년 N.L. de 라카유가 고물 ․돛 ․나침판 ․용골의 네 별자리로 나눈 것 중 하나이다. 아르고호의 고물 부분에 해당한다. 전설에 의하면 아르고호는 큰 바위에 부딪쳐 이물을 잃었는데, 별자리에도 이물 부분은 없다. 2등성인 θ가 가장 밝고, 그 밖에 4개의 3등성이 있으나, α와 β는 없다. M47(NGC 2422)과 NGC 2451이라는 비교적 밝은 성단을 가지고 있다. 한국에서는 그 일부가 지평선 아래로 들어가기 때문에 전체를 볼 수는 없다.
■ 고속도 별 (high-velocity stars)
보통 별에 비해서 큰 공간속도를 지니는 별. 태양에 대해서 60km/s이상의 큰 속도를 가진 별. 궤도는 이심률이 크고, 종종 은하평면에 대해 크게 기울어져 있다. 고속도성(高速度星)이라고도 한다. 일반적으로 별들은 약 60km/s의 속도로 은하중심의 둘레를 원 궤도를 그리며 회전하는데, 고속도별은 공간속도가 250km/s 이상이며, 은하계 내를 타원 궤도로 돌고 있다. 은하계 내의 다른 영역에서 탄생한 것으로, 우연히 태양계에 가까이 들어온 미아로 보인다. 스펙트럼형은 대부분 G형과 K형으로, 금속성이 약하고 G밴드가 강하며, 시안밴드가 약한 특징이 있다. 일찍이 준왜성(準矮星)이라고 부르던 약금속선(弱金屬線)별도 고속도별이며, HR도에서는 오래 된 산개성단(散開星團)인 M67과 비슷하여 노령(老齡)의 별로 여겨지고 있다.
■ 고속도성 (high-velocity stars)
→ 고속도 별 참조.
■ 고속도 성운 (high-velocity clouds)
수백 km/s로 움직이는, 은하와 관련된 기체 구름.  
■ 고요의 바다 (Mare Tranquillitatis)
→ 달의 바다 참조.
■ 고스트 (ghost)
망원경으로 목성 등 밝은 천체를 관측할 때 시야 내에 보이는 덩어리 모양의 희미한 빛. 밝은 천체의 빛이 접안(接眼)렌즈 면에서 반사하기 때문에 생기는 것으로, 망원경을 움직이거나 눈을 움직이면 시야의 중심에 대해 천체의 상과 대칭으로 움직이므로 금방 알 수 있지만, 초심자는 간혹 혜성을 발견한 것이 아닌가 하고 착각하는 수가 있다.
■ 고에너지 천문학 (高-天文學, high energy astronomy)
큰 에너지 현상과 관련이 있는 천문학. 우주선과 그 기원 문제, 준성(準星)이나 전파성(電波星) 문제, 선천문학 ․X선천문학 ․중성미자 천문학(中性微子天文學), 중성자별 ․맥동 변광성 등 특수 천체의 문제, 3°K 우주 배경복사 문제, 중력파 문제, 관측결과와 결부된 우주론 등을 다룬다. 전파 천문학이 탄생할 때까지의 오랜 기간 동안 천문학은 가시광선(빛)에만 의존하였다. 별빛과 대부분 성운의 빛은 열복사(熱輻射)에 의한 것이다. 그러다가 전파 천문학에 의해서 싱크로트론 복사가 관측되었으며, 게성운에서 나오는 연속 스펙트럼이 싱크로트론 복사에 의한 것임을 알게 중성자별으로써 '뜨거운 별(熱星)'이나 가스열복사 이외의 비열적(非熱的)' 전자기파가 천문학의 대상이 되었다. 여기서 싱크로트론 복사는 자기장(磁氣場) 속을 지나는 고에너지 전자기파에 의해서 만들어진다. 은하계 밖에서 활동하는 외부은하의 중심핵, 특히 퀘이사 등에서 활발한 비열적 프로세스가 작용함을 보게 되었다. 1962년 탄생한 X선천문학은 그 후 급속도로 발전하여 은하계 내외에서 활동하는 거의 모든 천체에서 X선을 발견하게 되어, X선복사는 모든 천체가 나름대로 활동을 한다는 표현이 아닌가 생각된다. 또 우주선은 그것을 발견한 이래 4분의 3세기를 지나는 사이 소립자 물리학 ․지구 물리학 ․태양계 물리학에 중요한 역할을 수행하였는데, 한편으로는 그 기원, 가속문제, 또한 우주공간의 플로브(plobe)로서 우주 물리학에 깊은 연관이 있다. 이와 같이 전통적인 천문학의 대상이었던 '뜨거운 별'이나 가스와는 별도로 하전입자(荷電粒子)의 가속, 고에너지 입자에 의한 가열, 비열적인 전자기파의 복사 등이 연관되는 전파, X선, 선, 적외선, 우주선 등의 분야, 또는 그 일부를 엄밀한 의미에서 직접 고에너지 현상이 함유되지 않아도 고에너지 천문학이라 부르고 있다.
■ 고에너지 천체관측 위성 (高-天體觀測衛星, high energy astronomical observatory)
미국이 쏘아올린 위성. 1호는 1977년 6월 말에 쏘아올렸으며, 무게 3.15t, 전체길이 5.8m의 대형 과학위성으로, 우주 저쪽에서 오는 고에너지의 X선을 관측하여 그 방사원(放射源)의 천체를 조사하는 우주 천문대(宇宙天文臺)이다. 블랙홀 ․파르사․퀘이사 등 수수께끼의 천체에 메스를 가해 그 정체를 밝히려는 것이 목적이다.
■ 고온도 특이성 (高溫度特異星, early type peculiar star)
휘선(輝線)이나 강한 흡수선에 의해 다른 별과 구별되는 스펙트럼형 O, B, A형 별. 대기구조나 화학조성이 특이하기 때문에 휘선이나 강한 흡수선이 나타나는 별을 말한다. 예를 들면, O형의 볼프레예별이나 백조자리의 P형 별과 같이 휘선과 단파장 쪽으로 벗어난 흡수선을 지니는 것, B형 휘선성과 같이 빠른 회전 때문에 대기가 확산되어 있는 것, A형 특이성과 같이 화학조성이 특이하거나 자기장이 강한 것 등이다.
■ 고유시차 (secular parallax)
태양의 직선운동에 대한 별의 고유운동을 관측하여 어떤 별 집단까지 평균거리를 측정하는 방법.  
■ 고유운동 (固有運動, proper motion)
멀리 있는 천체와 은하에 대한 별의 상대적 운동. 지구에서 본 항성의 천구상의 위치가 오랜 세월이 지나는 동안에 조금씩 변하는 현상. 항성은 천구 상에 고정되어 별자리 모양이 변하지 않는 것처럼 보이나, 사실은 극히 미미하나 그 위치가 조금씩 변하고 있다. 이러한 사실을 처음 발견한 것은 영국의 E. 핼리인데, 그는 1718년 당시에 관측된 별과 옛날 그리스의 히파르코스가 관측한 별을 비교하여 약 2,000년 동안에 그 위치에 상당한 차이가 생긴 것을 알았다. 즉, 시리우스는 0.5°, 아르크투루스는 1°나 움직인 것이다. 그러므로 별들은 오랜 세월에 걸쳐 그 위치가 조금씩 달라지며, 별자리의 모양도 변한다고 보았다. 19세기 이후 천체에 대한 사진촬영이 가능해지자 별의 위치이동은 다른 시기에 찍은 사진들을 비교함으로써 정밀하게 측정할 수 있게 되었다. 별의 고유운동은 매우 미약하게 나타나므로, 보통 10년 이상의 간격을 두고 사진을 찍어야 한다. 이와 같은 별의 고유운동은 우리의 시선 방향과 직각인 방향으로 일어나며, 1년 동안에 움직인 각도를 초(″)로 나타낸다. 현재 고유운동이 가장 큰 별은 뱀주인자리의 10등성인 바너드별로, 그 위치가 1년에 10.3″나 변한다. 그 밖의 별은 모두 이보다 작게 움직인다. 고유운동이 비교적 큰 것으로는 백조자리 61A 별(5.23"), 시리우스(1.32"), 프로키온(1.25") 등이 있다. 성표(星表)에는 대개 고유운동의 적경(赤經)성분과 적위(赤緯)성분으로 나뉘어 기재되어 있다. 하늘의 별 가운데는 한 방향으로만 고유운동을 하는 무리가 있는데, 이것을 운동성단이라고 한다. 황소자리의 히아데스성단과 큰곰자리의 운동성단이 그 예이다. 운동성단은 극히 근거리에 있는 산개성단(散開星團)으로 여겨진다. 접선속도는 고유운동으로부터 측정된다. 접선속도(tangential velocity) Vtang은 각속도(angular speed. 고유운동(proper motion))와 거리에 따라 다르게 나타난다. Vtang을 구하려면 별까지의 거리를 알고 있어야 한다. 아래 그림에서 Vtang은 같지만 각속도는 서로 다르다.

다음 두 별은 같은 시선속도(radial velocity)를 가지고 있지만 접선속도는 서로 다르기 때문에 전체 속도(total velocity)는 아주 다르게 나타난다. 시선속도는 도플러 효과로 측정할 수 있다. 접선속도는 각속도와 별까지의 거리로부터 도출된다.

고유운동으로 인해 북두칠성은 세월이 흐르면서 다음과 같이 변화한다.
  50,000년 전의 북두칠성
  현재의 북두칠성
  50,000년 후의 북두칠성
■ 고지의 고원 (upland plateaus)
금성 표면의 커다란 고지대.  
■ 고차 색지움 렌즈 (高次色-, apochromat)
3종 이상의 특수한 광학렌즈 등을 조합하여 색지움을 특별히 좋게 한 렌즈. 애퍼크로매틱렌즈라고도 한다. 엄밀하게는 3색 이상에 대하여 색지움이 되어 있고, 그 중 2색 이상에 대해서는 애플러냇이 되어 있는 렌즈를 가리키며, 보통은 단지 고도의 색지움을 뜻한다. 망원경 대물렌즈, 현미경 대물렌즈, 사진렌즈에 사용된다. 천체망원경의 고차색지움 대물렌즈를 예로 들면, 1장 째는 경(輕)바륨플린트 볼록렌즈, 2장 째는 쿠르츠플린트 오목렌즈, 3장 째는 크라운 볼록렌즈를 조합하고 구경비(口徑比)는 F15, 축상 색수차(軸上色收差)는 초점거리의 약 1/10,000, 잔존구면수차는 초점거리의 약 1/1,000로 할 수 있다. 그러나 유리재료 크기에 제한이 있으므로 그다지 큰 것은 없다. 현미경의 고차색지움 대물렌즈에서는 형석(螢石)을 함유하는 렌즈를 10장  정도 조합시킨다. 이것은 고배율 현미경 사진촬영 등에 사용된다.
■ 곡우
→ 24절기 참조.
■ 곤방 (坤方)
8방위(方位) 중 정(正) 남서쪽 방향. 정남과 정서의 사이 한가운데를 중심으로 한 45도 각도 안의 방향을 말한다. 음양오행설에 따르면 금(金)에 해당한다. 8방위는 팔괘라고도 하며 360°를 45°씩 8등분한, 동(卯) ․서(酉) ․남(午) ․북(子)의 4방위와 그 사이의 북동(艮) ․남동(巽) ․남서(坤) ․북서(乾) 4방위로 이루어진다.
■ 곤시
→ 조선시대의 시간 참조.
■ 곤트 인자 (Gaunt factor)
별 내부의 빛의 흡수에 관한 크라머 스법칙의 분자에 있는 보정인자 g. H.A. 크라메르스(1894~1952)의 전기양자론 근사식에 곤트인자를 곱하면 양자역학에 기초를 둔 올바른 식이 된다. 속박-자유전이에 대한 곤트인자 g는 생각하고 있는 전자의 주양자수(主量子數)와 진동수에 의하여 완만하게 변화하는 1에 가까운 수이다. 자유-자유전이에 대한 곤트인자 gff는 진동수 ․온도 ․밀도에 의해서 변화한다. 전자 1개에 대한 흡수계수에 각각 곤트인자가 붙기 때문에 별의 물질 1㎤의 흡수계수, 즉 불투명도 의식에 있는 곤트인자 g는 그것을 전부 평균한 값에 해당한다.
■ 골드 (Gold, Thomas, 1920.5.20~)
영국의 천문학자.
오스트리아 빈 출생으로 미국에서 살고 있다. 영국의 케임브리지대학 트리니티컬리지에서 학위를 받은 뒤, 1947년 동(同)대학 교수가 되었고, 캐번디시연구소(1949) ․그리니치천문대(1952)를 거쳐, 미국으로 건너가 하버드대학 교수(1957) ․코넬대학 교수(1959) ․전파물리우주연구소 소장(1959~1981)을 역임하였다. 1940년대 후반 F.호일, H.본디와 함께 정상우주론(定常宇宙論)을 발표하였고, 하버드대학에서는 메이저증폭기(microwave amplification by stimulated emission of radiation, MASER) 를 연구하였다. 그 밖에 달의 구조에 관한 이론, 태양의 플레어와 폭풍이 지구대기에 미치는 영향과 태양계의 기원을 밝히는 데 공헌하였다.
■ 공간 (space)
물체들이 운동하고 어떤 사건들이 일어나는 3차원적인 지역.  
■ 공간속도 (space velocity)
시선 방향의 속도와 접선 속도를 합친 물체의 총 속도.
■ 공간연구 (空間硏究, space research)
천문학에서 우주공간의 연구. 종래의 천문학에서 빛이나 전파를 지구상에서 측정하여 연구한 것에 대하여, 공간연구는 로켓 ․기구(氣球) ․인공위성을 이용하여 관측하는 경향이 있다. 그러나 내용면에서 종래의 천문학과 지구물리학적 연구로부터 뚜렷이 구별되는 것은 아니다. 공간연구의 주요대상은 로켓 ․인공위성 등이 직접 도달하는 범위까지이므로, 천문학에 비하면 비교적 지구에 가까운 곳에서 일어나는 여러 현상을 다룬다. 기구로는 지상 40∼50km까지의 현상을, 로켓으로는 그 위의 지상 200km부터 수백 km까지의 현상을, 또한 인공위성으로는 지상 수천 km까지 여러 현상을 관측할 수 있다. 지구 상층대기의 성분, 전리(電離)의 정도, 기압 및 온도 등에 관한 획기적인 데이터를 얻을 수 있다. 태양풍의 상태, 지구 외기권(外氣圈)의 전자기장의 모습을 밝히는 등, 공간연구는 급속히 발달하고 있다. 특히, 로켓은 멀리 태양 근처까지 보낼 수 있으며, 실제로 금성이나 화성에 탐측기(探測器)를 보내어, 얼마 전까지만 해도 지구상의 망원경으로는 관측할 수 없던 새로운 세계의 베일을 하나하나 벗겨내고 있다. 지상에서의 관측은 공기층을 통해야 하기 때문에 대기에서 흡수되는 자외선이나 X선의 관측이 불가능했으나, 로켓이나 인공위성은 공기층 밖에서 관측데이터를 얻을 수 있기 때문에, 과거에는 인간이 볼 수 없던 태양이나 별의 자외선영역과 X선 영역을 살필 수 있게 되었다. 특히 X선 별의 발견과 그 관측은 공간연구가 가져온 최대업적 중 하나이다. 오늘날 로켓이나 인공위성은 더욱 대형화하여 큰 망원경이나 정밀측정기를 적재할 수 있게 되었고, 인공위성을 타고 태양계 공간이나 천체를 관측하는 시대가 오고 있다.
■ 공간적화 (空間赤化, space reddening)
멀리 있는 별에서 오는 빛이 그 스펙트럼형이 나타내는 것보다도 붉은색 쪽으로 치우쳐 보이는 현상. 성간 적화(星間赤化:interstellar reddening)라고도 한다. 예를 들면, 페르세우스자리 ζ나 백조자리 55와 같은 별은 스펙트럼형이 B형임에도 불구하고 그 빛은 G형처럼 붉게 보인다. 이는 별빛이 지구에 도달하는 동안 도중에 우주진(宇宙塵)에 의해 산란되기 때문이다. 즉, 적색보다 파장이 짧은 청색 쪽이 우주진에 의해 산란되므로 별빛은 적색 쪽으로 치우쳐 보이는 것이다. 일몰(日沒)이나 월몰 직전에 태양이나 달이 붉게 보이는 것과 흡사하다. 우주진의 성분은 얼음이나 흑연으로 생각되는데, 공간적화의 정도를 측정함으로써 우주진의 크기나 양을 알 수 있다.
■ 공간흡수 (空間吸收, space absorption)
별빛이 우주공간을 지날 때 성간가스나 우주진(宇宙塵) 때문에 약해지는 현상. 가장 강하게 나타나는 것은 은하면 부근이다. 예를 들면, 은하계의 구상성단(球狀星團) 수는 은위(銀緯)가 낮아질수록 많아지지만, 은위 ±2° 사이의 은하면에서는 거의 볼 수 없다. 이는 은하면 가까이에 별빛을 흡수하는 층이 존재하기 때문이다. 실제로 은하면을 따라 700∼1,000광년 거리에는 상당한 밀도의 성간물질이 모여 있는데, 이것을 은하 흡수층이라 한다. 태양계는 이 은하 흡수층 속에 있으므로, 이 층을 통과하여 오는 별빛은 어두워지거나 보이지 않게 된다. 이 때문에 별의 광도에 의해 거리를 측정하거나, 은하계 내의 항성 분포를 조사할 때에는 반드시 공간흡수의 영향을 고려해야 한다. 공간흡수의 정도를 간략하게 구하는 방법으로는 별의 색초과를 이용하는 방법이 있다.
■ 공기펌프자리 (空氣-, Antlia)
봄철에 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Ant. 바다뱀자리 남쪽에 이어진다. 가장 밝은 α가 4등성이고, 그 밖에는 밝은 별이 없다. 1751년 프랑스의 천문학자 N.L.라카유가 남쪽하늘에 신설한 14개의 별자리 중의 하나로, 대략적인 위치는 적경 10h 0m, 적위 -35°이다.
■ 공동 (void)
우주의 거대 구조로서 우주 안에서 은하가 거의 없는 거대한 영역이며, 초은하단과 대조를 이룬다. 이 영역은 우주 진화에 있어서의 요동이나 미싱 매스 등과 깊은 관련이 있는 듯 하다.
■ 공작자리 (孔雀-, Pavo)
여름철에 남쪽 하늘에서 보이는 별자리. 약자 Pav. 망원경자리와 팔분의자리 사이에 있다. 2등성인 α와 3등성인 β, 그 밖에 어두운 몇 개의 별이 모여 있다. κ는 9일 1시간 36분을 주기로 3.9등급에서 4.8등급까지 밝기가 변하는 제Ⅱ 세페이드형 변광성(처녀자리 W형 변광성)이다. 구상성단인 NGC 6752가 있다. 대략적인 위치는 적경 19h 10m, 적위 -65°이며, 한국에서는 보이지 않는다.
■ 공전 (公轉, revolution)
한 천체가 다른 천체를 중심으로 하거나, 두 천체가 공통 질량 중심을 중심으로 도는 것. 행성이나 혜성이 모항성(母恒星)인 태양 둘레를 돌거나, 위성이 모행성(母行星) 둘레를 도는 것, 쌍성계(雙星系)에서 동반성(同伴星)이 주성(主星) 둘레를 회전하는 운동을 말한다. 그러나 엄밀하게 보면, 공전은 어떤 천체가 다른 천체의 둘레를 일방적으로 회전하는 것이 아니라, 서로 공통의 계(系:system)를 이룬 상태에서 그 공통 무게중심의 둘레를 일정한 주기에 따라 도는 것이다. 이에 대해, 천체가 자기 자신의 축의 둘레를 회전하는 것을 자전이라고 한다. 일반적으로 천체의 공전운동에너지 또는 각운동량은 자전의 각운동량에 비해서 훨씬 크다. 공전궤도의 크기 및 형태를 표시하는 것으로 궤도반경(軌道半徑)과 이심률(離心率)이 있다. 이는 위성이 공전운동을 하는 경우나 혹성(惑星)의 공전운동을 하는 경우, 또한 연성(連星)의 반성(伴星)이 주성의 둘레를 공전하는 경우에도 다 같이 사용된다.
■ 공전궤도 (公轉軌道, orbit of revolution)
어떤 천체가 다른 천체를 기준으로 그 주위를 주기적으로 도는 운동에서 그 천체의 진로. 행성 ․혜성 등이 태양 둘레를 도는 길, 달이 지구 둘레를 도는 길 등을 말한다. 공전하는 천체들은 대부분 그 기준 천체를 하나의 초점으로 하는 타원 궤도를 그리는데, 이때의 궤도는 궤도요소로 나타낼 수 있으며, 궤도요소를 알면 궤도상의 천체의 위치를 구할 수 있다. 그러나 태양계 행성들의 궤도는 태양과 각 행성 사이에서만 인력이 작용하는 것이 아니라, 행성들끼리도 인력이 작용하기 때문에 엄밀하게는 타원 궤도가 되지 못하고, 시간에 따라서 그 궤도요소가 조금씩 변한다. 이러한 궤도요소 변화의 원인을 섭동(攝動)이라 하며, 시시각각의 궤도요소를 접촉궤도요소라고 한다.
■ 공전속도 (公轉速度, orbital velocity)
모천체(母天體)를 중심으로 그 둘레를 도는 행성 ․위성 ․항성 또는 인공위성 등이 궤도상에서 움직이는 속도. 행성의 경우, 근일점(近日點)에서 최대가 되고, 원일점(遠日點)에서 최소가 되며, 위성과 인공위성의 경우에는 근지점에서 최대, 원지점에서 최소가 된다. 인류가 살고 있는 지구의 평균 공전속도는 29.76km/s 이다. 또한 태양이 은하계의 중심에 대하여 가지는 공전속도는 약 250km/s이다.
■ 공전주기 (公轉週期, sidereal period)
태양 주위를 도는 행성(行星)과 혜성, 행성 주위를 도는 위성, 주성(主星) 주위를 도는 동반성(同伴星) 등이 공전궤도를 일주하는 데 걸리는 시간. 보통은 행성 등이 궤도를 한 바퀴 도는 시간을 말한다. 천체의 물리적인 공전주기는 케플러의 제3 법칙에 의해서 궤도의 평균 반지름의 3/2제곱에 비례한다. 그러나 구면 천문학에서의 천체의 공전주기는 그 기준점을 무엇으로 하느냐에 따라 조금씩 달라질 수 있다. 예를 들면, 달의 공전주기는 달이 항성을 기준으로 하여 항성과 합(合)이 된 후 다음 합이 될 때까지의 항성월(恒星月:27.32일), 태양을 기준으로 하는 삭망월(朔望月:29.53일), 근지점(近地點)을 통과한 뒤 다시 근지점으로 되돌아오는 근점월(近點月:27.56일), 승교점(昇交點)을 통과한 뒤 다시 승교점으로 돌아오는 교점월(交點月:27.21일) 등이 있다. 지구(천구 상에서는 태양)의 경우도 춘분점을 기준으로 하는 회귀년(回歸年:365.2422일), 항성을 기준으로 하는 항성년(恒星年:365.2564일), 근지점을 기준으로 하는 근점년(近點年:365.2596일) 등이 있다.
① 항성주기(sidereal period)
다른 항성을 기준으로 태양을 한바퀴 도는 시간을 말한다. 공전 주기라고 하면 보통은 항성 주기를 말한다.
② 회합주기(synodic period)
지구에서 볼 때 태양에 대해 상대적으로 같은 위치에 도달하는데 걸리는 시간을 말한다. 합에서 다음 합까지의 시간으로 계산한다. 지구도 공전을 하므로 항성 주기와 다르게 된다. 달의 경우는 삭망 주기라고도 한다.
③ 교점주기(draconitic period)
승교점을 지난 후 다시 승교점을 지날 때까지의 시간을 말한다. 궤도의 교점이 느리게 앞, 또는 뒤로 움직이므로 항성 주기와 다른 값을 가진다.
④ 근점주기(anomalistic period)
근일점을 지나 다시 근일점을 지날 때까지의 시간을 말한다. 궤도의 장축이 움직이므로 항성 주기와 다르게 된다.
⑤ 회기주기(tropical period)
적경 0 도인 점을 다시 통과하는 데까지의 시간을 말한다. 춘분점이 움직이므로 항성 주기와 다르게 된다.
■ 공존 천체 (共存天體)
스펙트럼을 촬영하면 저온도별 특유의 흡수선(TiO, CaⅠ, CaⅡ 등) 외에도, 고온의 대기에 의한 휘선스펙트럼(HeⅢ, OⅢ 등)이 마치 2개의 전혀 다른 천체가 겹친 것처럼 보이는 별. 대부분 변광성(變光星)이며, 수년 주기로 2∼3등급의 불규칙한 광도변화를 보인다. 변광과 더불어 스펙트럼이 점차 변하기도 한다. 이러한 별의 실체에 대해서 근접쌍성(近接雙星)이라는 설과, 1개의 별 주위에 두꺼운 기체의 고리가 있어 별과 고리가 각각 다른 스펙트럼을 내는 것이라는 설이 있다.
■ 공통 무게중심 (共通-中心, common center of gravity)
2개 이상의 천체가 공통의 계(系:system)를 이루고 있을 때 계의 무게중심. 외력이 가해지지 않는 한 관성계(慣性系)에 대하여 정지 또는 등속도 운동을 한다. 태양계에서 태양과 행성은 공통무게중심을 기준으로 운동하며, 다시 태양계의 공통무게중심은 은하계의 중심둘레를 공전한다. 지구와 달의 계(系)에서도 태양 주위를 타원 궤도 위에서 공전하는 것은 공통무게중심이다.
■ 공화력 (共和曆, French republican calendar)
프랑스혁명 때인 1793년에 국민공회가 그레고리력을 폐지하고 개정한 달력. 혁명력(革命曆)이라고도 한다. 공화제선언일인 1792년 9월 22일을 원년(元年) 1월 1일로 잡고, 1년을 12개월, 각 월(月)은 30일로 하며, 나머지 5일은 혁명 축제일로 충당, 4년마다 윤일(閏日)은 혁명일로 정하였다. 1806년 원래의 그레고리력으로 환원되었다.
■ 과학적 모형 (scientific model)
물리학, 수학, 미학에 의해 추론되는 자연 세계에 대한 이미지.
■ 곽수경 (郭守敬, 1231~1316)
중국 원나라의 천문학자. 순덕(順德: 지금의 邢臺) 사람. 할아버지인 곽영(郭榮)이 태보(太保) 유병충(劉秉忠)과 친했던 관계로 그 문하에 들어갔다. 젊어서부터 수리에 뛰어났으며, 1263년 세조에게 진언한 수리육사(水利六事)가 인정 받아, 제거제로하거(提擧諸路河渠)가 되어 많은 수리 공사를 하였다. 1276년 비서감(秘書監) 관할로 개력사업(改曆事業)이 시작되자, 그 위촉을 받아 하지 ․동지 등 일시에 관한 기초관측을 하였다. 이것이 신설된 태사원(太史院)으로 옮겨지자, 태사령(太史令) 왕순(王恂)과 동지태사사(同知太史事) 곽수경은 유병충 문하의 사람들을 모아 수시력(授時曆)을 만들었다. 수시력은 위구르력(Uigur 曆: 당나라 符天曆의 末流)의 영향을 받았으나, 아라비아 천문학의 영향은 없다. 그러나 관측분야를 담당한 곽수경이 설계한 천문의기(天文儀器)에는 아라비아의 영향이 많이 나타나 있다. 수시력은 역표(曆表)의 계산만 남긴 채 1280년에 일단 완성되었으나, 1282년 왕순이 사망하자 곽수경이 태사령이 되어 나머지를 정리하여, 《수시력서(授時曆書)》 21권을 황제에게 바쳤다.
■ 관규 (管窺)
1906년(광무 10) 한말의 학자 이기연(李基淵)이 편찬한 일월(日月)의 운행에 관한 역서(曆書).
본문은 천여일월행도해(天與日月行度解) ․일월상회위회해(日月相會爲晦解) ․기영삭허위윤해(氣盈朔虛爲閏解) ․십유이회위원해(十有二會爲元解) 등으로 나누어 일월의 변천과 절기를 설명과 그림으로 풀이하였고, 다음에 총해(總解)를 붙여 달 ․1년 ․1월 ․1일 ․24절기 등을 간단히 설명하였다. 이 밖에 책머리에는 북극을 중심으로 한 수직선과 춘분 ․추분을 잇는 수평선의 교차점을 중심으로 원을 그려 24절기를 나타낸 간헌수도(簡軒手圖)를 실었으며, 저자의 손자 이정하(李鼎夏)가 같은 해에 쓴 서문과 송병선(宋秉璿)이 쓴 묘지명(墓誌銘)이 들어 있다.
■ 관련 계수법 (關聯係數法, correlation coefficient method)
혜성이나 소행성과 같은 천체의 위치를 사진판 위에서 측정하는 방법. 항성목록에서 위치가 정확히 밝혀진 3개의 항성을 그 위치를 측정하고자 하는 천체를 삼각형으로 둘러싸도록 선정한다. 이 항성들과 천체의 사진판에서의 위치를 XY 비교현미경(comparator)으로 측정한다. 사진판 중심의 개략적인 적경 ․적위를 각각 A ․D, 항성들의 적경 ․적위를 각각 αi ․δj, 비교현미경으로 측정한 항성의 직각좌표를 xi, yj, 천체의 적경 ․적위를 각각 x0, y0 라고 하면, 다음 식이 성립한다.
  D1 x1+D2 x2+D3 x3=x0
  D1 y1+D2 y2+D3 y3=y0
  D1+D2+D3=1
여기서 D를 관련계수(關聯係數)라고 한다. 따라서 천체의 적경 α0, 적위 δ0는 다음 식으로 구할 수 있다.
   0-A=D1(α1-A)+D2(α2-A)+D3(α3-A)
  δ0-D=D1(δ1-D)+D2(δ2-D)+D3(δ3-D)
다만, 이 방법은 천체가 사진의 중심부에 있고, 비교 항성이 그 주위에 있을 때만 가능하며, 그렇지 않은 경우에는 보정(補正)이 필요하다. 또 적위 60° 이상인 경우에는 오차가 커지므로 일반적으로 사용하지 않는다.
■ 관상수시 (觀象授時)
역법이 완성되지 않은 시대에 천상(天象)을 보고 계절을 정하던 방법. 중국의 고전인 《서경(書經)》 '요전(堯典)'에 "일월성신을 역상(曆象)하여 삼가 백성에게 때를 알린다."는 글귀가 있는데, 이로 미루어 당시는 역법의 미완성 시대임을 알 수 있다. 상(象)은 천상의 뜻이고, 관상이란 일월성신의 출현상태를 보는 일이며, 시(時)는 사시(四時)를 의미하고, 수시란 관상에 의해서 농경생활에 필요한 절기를 올바로 알린다는 뜻이다. 이러한 일들은 농경사회에서 지배자가 해야 할 중요한 일이었다. 관상수시는 고대 중국에서만 행해진 것이 아니라, 고대 문명국에서는 흔히 볼 수 있는 일이었다. 예를 들면, 이집트의 지배자들은 큰개자리 시리우스가 새벽 하늘에 나타나는 것을 보고 나일강이 범람할 것을 예고한 것으로 유명하다.
■ 관상홍염
아치 모양 혹은 관 모양으로 원호를 이루는 홍염.  
■ 관성 (inertia)
물체가 질량을 가지고 있기 때문에 물체에 작용하는 힘에 대하여 일으키는 저항.  
■ 관성계 (慣性系, inertial system)
뉴턴의 운동방식 ma=F (m은 질량, a는 가속도, F는 힘)가 성립되는 좌표계.  
■ 관성질량 (inertia mass)
알려진 힘 (중력이 아닌 힘)이 물체에 작용하도록 하고. 그 결과에 의한 가속도를 측정함으로써 결정되는 질량.  
■ 관성틀 (inertia frame)
특수 상대성 이론에서 가속되지 않는, 기준이 되는 어떤 계.  
■ 관천망기 (觀天望氣)
천체의 위치나 구름 ․하늘의 상태 등 자연현상을 살펴서 날씨를 판단하는 방법. 동 ․서양을 막론하고 기구를 이용한 기상관측이 시작되기 전에 흔히 쓰던 방법이다. 대부분의 방법이 과학적인 근거는 없지만, 구름이나 하늘의 상태를 보고 경험적으로 판단하는 방법 중에는 기상학적으로 뜻을 지닌 것도 있다. 이 방법은 현재도 농부나 어부들이 쓰고 있으며, 여러 법칙이 전해지고 있다. 예를 들면, '햇무리나 달무리가 나타나면 비가 온다.', '연기가 땅에 깔리면 비가 온다.', '종소리가 멀리 들리는 것은 비가 올 징조이다.' 등이다. 이러한 법칙을 일기이언(日氣俚諺)이라 한다. 이러한 것은 어느 정도의 적중률이 있으나, 몇 시간 정도의 국지기상현상(局地氣象現象) 외에는 적용할 수 없다.
■ 관측로켓 (觀測-, sounding rocket)
관측 장치와 송신기 등을 탑재하고 초고층(超高層)이나 대기권 밖의 상황을 관측하기 위해 발사되는 로켓. 관측항목은 대기밀도 ․압력 ․전리층 전자밀도 ․온도 ․우주선(宇宙線) ․태양전파 ․X선별 등 많다. 관측로켓은 발사가 간단해야 하므로, 대부분은 고체연료를 사용한다.
■ 관측우주 (observable universe)
빛으로 관측되는 우주의 일부분.  
■ 광구 (光球, photosphere)
태양 빛이 밖으로 방출되어 밝게 보이는 태양의 표면.  태양에서 눈에 직접 보이는 표면. 태양으로부터 가시광이 방출되는 부분. 눈으로 볼 수 있는 태양의 표면을 광구라고 한다. 광구의 온도는 6,000도 정도이다. 광구에는 흑점, 백반, 플레어와 같은 현상이 일어난다. 햇빛의 대부분이 복사되는 층이며, 태양반지름 6.96×1033cm는 그 중심에서 광구까지의 길이를 말하는 것이다. 또한 광구의 온도 약 6,000K를 태양의 표면온도라 한다. 중앙부가 가장 밝고, 가장자리로 갈수록 복사방향에 대한 시선방향의 각이 커지므로 어두워진다. 채층(彩層)이나 코로나에서 나오는 빛은 상대적으로 매우 약하여 햇빛의 일부를 차지하는 데 불과하며, 그보다 깊은 층에서 나오는 빛은 그 상층부에서 흡수되므로 밖으로 나오지 못한다. 흑점과 백반(白斑)이 광구에서 나타난다. 태양 이외의 항성에서는 연속스펙트럼을 내는 부분을 광구라 한다.
■ 광년 (光年, LY, Light Year)
빛이 진공 속을 1년 동안 가는 거리. 빛이 진공 속을 1초에 약 300,000km를 진행한 거리를 1광년이라 하며, 그 거리는 9.46053X1012km 또는 63,240AU이다. 빛이 태양에서 지구까지 8분 17초 가량 걸린다. 천문단위(AU) ․파섹(pc)과 더불어 멀리 떨어진 천체들 사이의 거리를 재는 데 쓰인다. 1광년=6.324×104AU =0.307pc이다.
■ 광도 (光度, luminosity)
모든 파장에 대한 천체의 총 복사 에너지. 항성의 밝기. 별이 에너지를 방사하는 비율. 별의 고유밝기. 태양의 광도는 약 4×1026W. 밝기를 재는 기준에 따라서 겉보기밝기와 실제밝기로 구별한다. 겉보기 밝기는 지구표면에 수직인 단위면적에 단위시간당 입사(入射)되는 항성의 복사에너지를 상대적으로 표시한 것이다. 주로 등급이라는 단위를 써서 나타내며, 그 값은 항성까지의 거리에 따라서 달라진다. 특히, 모든 별이 10pc이라는 일정한 거리에 있다고 보았을 때 겉보기 밝기를 절대밝기, 그 등급을 절대등급이라고 한다. 실제밝기란 항성의 거리와 관계없이 항성의 전 표면으로부터 모든 방향으로 매초 방출되는 빛에너지의 총량(L)을 말한다. R를 항성의 반지름, T를 표면온도라 할 때, L=4πR2σT4이 성립한다. 여기서 σ는 슈테판볼츠만 상수이다. 단위는 erg/s이다.
■ 광도곡선 (光度曲線, light curve)
시간에 따라 별빛의 세기가 변하는 모습을 나타낸 그래프. 변광성의 밝기 변화를 그림으로 나타낸 것. 변광곡선이라고도 한다. 보통 1주기의 변화의 형태를 그림으로 나타내는데, 가로축은 시간, 세로축은 광도를 나타낸다. 이 때 광도는 변광성의 밝기를 등급으로 나타내기도 하나, 보통은 비교성(比較星)에 대한 광도차로 표시한다. 변광성의 광도곡선은 변광성 근처에서 밝기가 일정한 항성(비교성)을 선정하고, 이것과의 광도차를 계속 관측하며 만든다. 현재 실시되고 있는 관측법에는
 ① 안시관측(眼視觀測) : 육안으로 보면서 측정하는 것,
 ② 사진측광(寫眞測光) : 망원경으로 사진을 찍어 측정하는 것,
 ③ 광전측광(光電測光) : 광전관(光電管) 또는 광전자증배관을 망원경에 설치하여 별빛을 전류로 바꿔서 그 광도를 측정하는 것의 3종류가 있다. 광도곡선의 정밀도는 안시관측이 0.1등급, 사진측광이 0.04등급, 광전측광이 0.003등급 정도이다. 다음은 실제로 볼 수 있는 광도곡선의 예이다. 식변광성(食變光星)의 광도곡선에는 그림 A, B, C의 3종이 있으며, 깊은 제1 극소와 얕은 제2 극소가 서로 교차하여 나타난다. 크게 알골형 ․거문고자리 β형 ․큰곰자리 W형으로 구별된다. 이 때 동반성이 밝은 주성(主星)에 비하여 거의 빛을 발하지 않을 경우에는 제2 극소는 보이지 않고 제1 극소만 반복된다(그림 A의 두 번째). 맥동변광성(脈動變光星)의 광도곡선은 갑자기 밝아졌다가 서서히 어두워지는 과정을 규칙적으로 반복한다(그림 D). 광도곡선의 주기는 여러 가지이며 짧은 것은 0.3일 정도부터 긴 것은 700일까지 있다. 광도곡선 가운데는 주기가 불규칙한 것도 있다(그림 E). 또 특별한 경우로, 항성의 전면을 때때로 성운 등이 통과하므로 별빛이 차단되어 변광성이 되는 별에서는 아주 불규칙적인 성운형 광도곡선이 된다(그림 F).

■ 광도등급 (luminosity class)
표면온도는 같으나 크기가 달리 나타나 별들의 광도 차이를 의미하는 계급. 별의 밝기를 절대등급으로 나타낸 계급. 별의 스펙트럼에서 나타나는 흡수선의 폭을 바탕으로 한다. 거성은 왜성보다 선폭이 좁다. 밝기에 따라 초거성을 Ⅰ, 밝은 거성을 Ⅱ, 거성을 Ⅲ, 준거성을 Ⅳ, 주계열성(왜성)을 Ⅴ, 준왜성을 Ⅵ, 백색왜성을 Ⅶ로 분류한다. 초거성은 그 밝기에 따라 다시 Ⅰa와 Ⅰb로 나뉜다. 분광형으로 판정할 때는 온도에 따라 다른 기준이 적용된다. 예를 들면, A형에서는 수소선의 폭이, F형에서는 전리(電離)스트론튬 407.7nm선의 세기 등이 기준이다. 광도계급은 밝은 것일수록 반지름이 크고 표면에서의 압력이 작다는 데 근거를 두고 있다. 스펙트럼을 온도와 압력으로 분류하는 방법은 여키스천문대의 W.W. 모건과 P.C. 키낸, E. 켈먼이 창안하였다.
■ 광도비 (光度比, light ratio)
별의 등급이 1등급 달라질 때마다 변하는 빛의 세기의 비. 맨눈으로 볼 수 있는 별을 1등급에서 6등급까지 나눈 것은 고대 그리스의 히파르코스부터이며, 등급의 숫자가 커질수록 별빛의 세기는 기하급수적으로 감소한다. 이러한 별의 등급과 밝기에 대한 정량적인 연구는 영국의 F.W. 허셜에 의하여 시도되어, 1등성의 평균광도가 6등성의 평균광도의 100배임이 밝혀졌다. 따라서 광도비는, 광도비= 5√100 =2.511887… 이 된다. 즉, 1등급 차마다 밝기는 약 2.5배의 차이가 있는 것이다. 1856년 N.R.포그슨은 이를 정리하여 포그슨의 방정식으로 발표하였다.
■ 광도함수 (光度函數, luminosity function)
우주의 일정 공간 속에서 절대등급에 따른 항성의 분포를 나타내는 함수. 일반적으로 부피 1pc3에서 절대등급 차가 M-1/2부터 M+1/2 이내인 항성의 수를 ψ(M)으로 나타낸다. ψ(M)의 값은 성단과 은하마다 다른데, 이는 각각의 기원과 진화의 정도에 따른 것으로 보인다. 태양 근방에서 M으로 절대사진등급을 취할 때 ψ(M)=log10 ψ(M)+10의 값은 대략 표와 같다. 은하계에서는 밝은 별들의 경우 위치와 관계없이 ψ(M)의 값이 비교적 일정한데, 어두운 별의 경우는 ψ(M)의 값이 은하면으로 갈수록 증가한다. 이는 은하면을 따라서 많은 별들이 존재함을 알려준다. 즉, 은하계의 구조를 알려주는 중요한 정보이다. 한편, 산개성단 ․구상성단 ․고속도성 등에 대해서도 광도함수는 이들 천체의 구조와 특성을 알려주는 열쇠가 된다.
■ 광선 (light rays)
빛의 파동이 진행하는 방향으로서의 가상적인 선.  
■ 광 여기 (photo-excitation)
들뜸. 원자를 둘러싸고 있는 전자가 광자를 흡수함으로써 높은 에너지 준위로 천이하는 현상.  
■ 광자 (photon)
빛 에너지의 연속적인 양, 광자의 에너지 E와 주파수 f사이에는 E=hf의 관계가 있다. (h는 플랑크 상수)  
■ 광전측광 (光電測光, photoelectric photometry)
광전효과의 원리에 의해 광전관과 광전류증폭관(光電流增幅管)을 사용하여 천체의 광도를 측정하는 방법. 사진측광보다 더 정밀한 방법으로서, 1등급의 1/1,000까지 정밀측정을 할 수 있다.
■ 광전측광기 (photometer)
망원경의 초점에 위치한 빛에 민감한 검출기. 적은 빛의 복사속을 정밀하게 측정할 때 사용한다.
■ 광차 (光差, light time)
천체에서 사건이 일어난 시각과 그 사건이 지구에서 관측된 시각과의 차. 빛이 천체로부터 지구에 도달하는 데 소요되는 시간을 말한다. 좁은 뜻으로는 1AU(천문단위), 즉 태양과 지구 사이의 평균거리를 빛이 지나는 데 걸리는 시간(8분 18.580초)을 말한다. 그러므로 지구에서는 항상 8분 전의 태양의 모습을 보고 있는 셈이다.
■ 광축
망원경등에 사용되는 렌즈나 거울의 곡면은 구면이 아니라 포물면이나 쌍곡면인 경우가 많다. 이 경우 존재하는 회전 중심축을 광축이라고 한다. 여러 장의 렌즈나 거울을 사용하는 경우에 광축을 맞추지 않으면 각종 수차가 확대된다.  
■ 광학 (optics)
빛의 반사나 굴절을 연구하는 학문  
■ 광학광도 (visual luminosity)
천체가 복사하는 전자기 스펙트럼 중에서 광학 영역에 해당하는 복사속.  
■ 광학적 깊이  (optical depth)
광학적 두께. 빛은 물질을 통과하면 감광된다. 빛이 1/e (e=2.712828)로 감광될 때의 광학적 깊이를 1로 하고, 감광비율을 자연 로그로 나타낸 것을 광학적 깊이라고 한다. 광학적 깊이를 알면 그 층을 지나는 빛의 투과량을 결정할 수 있다. 스펙트럼 흡수선의 경우, 파장마다 광학적 깊이가 다르다.
■ 광해리 (photo-dissociation)
분자가 분자 결합을 깨뜨릴 정도의 에너지를 빛으로 흡수하여 부서지는 현상.  
■ 광행차 (光行差, aberration)
관측자의 운동에 의해서 천체의 겉보기위치(位置)가 영향을 받는 현상. 빛의 속도가 유한하기 때문에, 초속 30km/s로 공전하는 지구에서 별이나 행성을 보면, 보이는 방향이 약간 어긋난다. 지구 공전의 증거가 된다. 1727년 영국의 천문학자 J. 브래들리가 용자리의 시차를 측정하던 중에 우연히 발견하였다. 진공 속에서 빛의 속도는 30만 km/s이므로, 공전속도가 30km/s이고, 적도에서의 자전속도가 0.46km/s인 지구상에서 천체를 관측하면, 천체의 겉보기위치는 실제위치와 근소하지만 차이가 생긴다. 이것을 광행차, 정확히는 항성 광행차라고 한다. 지구의 공전 때문에 지구상에서의 항성의 겉보기위치는 1년을 주기로 20.47"의 차이가 생긴다. 이를 연주 광행차라 한다. 또한, 자전 때문에 생기는 광행차를 일주 광행차라 하는데, 하루를 주기로, 진폭은 적도 상에서 최대 0.32"가 된다. 보통 태양계 밖의 천체는 지구에서 관측하는 순간, 그 실제위치는 이미 크게 변한 상태이지만, 태양계 내의 천체는 거리가 비교적 가까워 겉보기위치를 측정한 시각에 그것의 실제위치를 알 수 있다. 이를 행성 광행차라 한다. 광행차라 하면, 일반적으로 이러한 항성 광행차와 행성 광행차를 말한다.

■ 교점 (交點, node)
천구 상에서 어떤 천체의 궤도가 그 기준면과 만나는 점. 달의 경우는 달의 궤도가 천구의 적도면과 만나는 점, 또는 황도(黃道)면과 만나는 점을 말하며, 인공위성의 경우는 적도면과 만나는 점을 말한다. 교점은 2개가 생기는데, 달․행성 등이 기준면을 남쪽에서 북쪽으로 통과하는 점을 승교점(昇交點), 반대로 북쪽에서 남쪽으로 통과하는 점을 강교점(降交點)이라 한다. 교점은 항상 일정한 것은 아니다. 예를 들면, 백도(白道)와 황도의 교점은 약 19년을 주기로 황도 상을 역행하며 일주한다.
■ 교점월 (交點月, nodical month)
지구 중심에서 본 달의 위치가 공전궤도의 승교점(昇交點)을 출발하여 다시 그 점을 통과할 때까지의 평균시간. 약 27.212220일로, 근점월이나 항성월보다 짧다. 일식이나 월식은 교점월과, 태양의 승교점을 기준으로 한 주기의 공배수를 주기로 일어난다.
■ 교점주기
→ 공전주기 참조. 교점주기(draconitic period)는 승교점을 지난 후 다시 승교점을 지날 때까지의 시간을 말한다. 궤도의 교점이 느리게 앞, 또는 뒤로 움직이므로 항성 주기와 다른 값을 가진다.
■ 구 (矩, quadrature)
지구에서 보아, 외행성이 태양의 직각방향에 오는 시각 또는 그 위치. 외행성이 태양에서 90。떨어진 곳에 위치할 때. 동구일 때는 일몰 무렵 남중하고 서구일 때 일출 무렵 남중한다. 지구의 궤도보다 바깥쪽에 있는 외행성은 공전의 각속도가 지구보다 작으므로, 지구에서 보면 천체의 황도 부근을 태양보다 느린 속도로 움직인다. 외행성은 태양의 황경과 같아지는 합(合)의 위치를 지나면 태양의 서쪽으로 처져 차차 태양과의 각거리가 커지며, 황경의 차가 180°인 충(衝)을 거친 다음, 태양이 외행성의 서쪽에서 따라잡아 다시 합이 된다. 그 과정에서 외행성과 태양의 황경의 차가 90° 및 270°가 되는 때를 구라 하는데, 이 때 외행성은 지구에서 보아 태양과 직각방향에 온다. 또 합에서 충에 이르는 동안의 구, 즉 황경의 차가 90°인 구를 상구 또는 동방구라 하고, 충에서 합에 이르는 동안의 구, 즉 황경의 차가 270°인 구를 하구 또는 서방구라고 한다.
■ 구경 합성 (aperture synthesis)
최대한 넓은 범위에서 높은 분해능을 얻기 위해 전파 안테나 배열에 사용하는 간섭계 기술.  
■ 구덩이 (crater)
보통 고체의 충돌이나 표면 분출로 둥글게 생긴 움푹한 땅.  
■ 구덩이 지형 (crater terrain)
구덩이가 많이 있는 광경으로 오래 되고 거의 진화하지 않은 지형.  
■ 구름의 바다 (Mare Nubium)
→ 달의 바다 참조.
■ 구면 기하학 (spherical (closed) geometry)
유클리드 기하학의 대안으로 리만(Rimann, G.F.B.)이 제시한 기하학. 직선상의 한 점을 지나는 평행선은 존재하지 않는다는 가정을 기초로 한다. 구면에 그려진 삼각형의 세 내각의 합은 180°보다 항상 크다.
■ 구면좌표 (球面座標, spherical coordinates)
지상의 관측자가 지구 또는 하늘을 공 모양으로 보고 그 표면에 물체의 위치를 나타내는 좌표. 지구상에서 물체의 운동을 나타내거나, 천구에서 인공위성이나 천체의 운동을 나타내는 데 매우 편리하다. 물체의 위치를 나타내는 데는 좌표의 중심으로부터의 거리, 기준점으로부터의 각거리, 기준면으로부터의 각거리를 이용한다. 지구의 경도(經度)와 위도(緯度)가 대표적인 예이다. 천문학에서는 좌표의 기준점을 관측자 ․지구중심 ․태양 ․은하중심 등으로 놓는 것에 따라 각각 지평좌표 ․적도좌표 ․황도좌표 ․은하좌표 등이 사용된다.
■ 구면 천문학 (球面天文學, spherical astronomy)
천체의 모습을 천구 위에 투영하여 그 위치나 겉보기운동 등을 연구하는 학문. 천문학에서 가장 오래된 분야인데 행성(行星)의 겉보기지름과 실제거리, 공간에서의 운동을 연구하는 부문이라든지 일식․월식에 대한 정밀한 시각의 추산(推算)이나 측정, 천문경위도(天文經緯度)의 결정에 관한 연구 등이 포함된다.
■ 구상성단 (球狀星團, globular cluster)
수만~수백만 개의 별이 공 모양으로 밀집한 성단. 별들이 중력으로 묶인 공 모양의 별 집단으로 비교적 늙고 붉은 빛을 띤 별들로 이루어져 있다. 구대칭적으로 생겼으며, 우리 은하 헤일로를 구성한다. 모양과 규모뿐 아니라 구조, 소속된 별의 종류, 은하계에서의 분포 등이 외부은하와는 크게 다르다. 은하계의 중심으로부터 지름 약 5만 광년의 공 모양의 은하무리 안에 약 100개의 구상성단이 분포한다. 사냥개자리 M3, 헤르쿨레스자리 M13이 대표적이다. 지구를 중심으로 하는 천구 상에서는 은경 327°, 은위 0° 방향의 궁수자리(은하계의 중심방향) 부근에 대부분의 구상성단이 분포하는 것으로 보인다.
■ 구속-구속천이 (bound-free transition)
원자나 이온의 두 구속 에너지 준위 사이에서 전자가 일으키는 전자의 천이.  
■ 구심 가속도 (centripetal acceleration)
물체가 원 궤도의 중심으로 향하는 가속도.  
■ 구심력 (centripetal force)
물체의 직선 운동을 곡선 운동으로 바꾸는 데 필요한 힘으로 곡선의 중심 방향으로 작용한다.  
■ 구요성 (九曜星)
고대 인도에서 특수한 연관이 있다고 생각하던 9개의 별. 고대 천문학에서는 태양과 달을 각각 일요성(日曜星)과 월요성(月曜星)이라 하여 화요성․ 수요성 ․목요성 ․금요성 ․토요성의 5행성과 동격으로 생각하고, 이들을 '칠요' 또는 '칠요성'이라 하였다. 그러나 고대 인도에서는 칠요성에 나후성(羅睺星)과 계도성(計都星)이라는 실재하지 않는 두 별을 포함시켜 이를 구요 또는 구요성이라 하였다. 일식과 월식이 황도(黃道)와 백도(白道)의 교차점에서 일어나는 것은 눈에 보이지 않는 별이 황․백도의 두 교차점에 1개씩 있어 이들이 태양 또는 달을 가리기 때문이라고 생각하였다. 점성술에서는 매일의 길흉에 대하여 점을 치는 데 이용한다. 밀교의 만다라(曼陀羅)에 구요의 신(神)과 그 권속을 묘사한 것이 있다. 한편, 고대 중국의 낙서(洛書)의 수(數)에 따른 9개의 별(九星)을 구요성이라고도 부른다.
■ 구천 (九天)
하늘을 9개의 방위(方位)로 나누어 이르는 말. 중앙은 균천(均天), 동쪽은 창천(蒼天), 북동쪽은 변천(變天), 북쪽은 현천(玄天), 북서쪽은 유천(幽天), 서쪽은 호천(昊天), 남서쪽은 주천(朱天), 남쪽은 염천(炎天), 남동쪽은 양천(陽天)이다.
■ 국부 은하군 (局部銀河群, local group of galaxies)
우리은하와 주위의 외부은하들로 이루어진 은하 집단. 반지름은 300∼400만 광년이다. 7개의 나선은하(우리은하 ․안드로메다은하 ․삼각형자리은하 등), 3개의 불규칙은하(대마젤란은하 ․소마젤란은하 등), 4개의 타원은하(안드로메다은하의 동반은하 등)와 기타 왜소 타원은하 등 약 20개의 은하로 이루어져 있다. 왜소 타원은하는 절대광도가 극히 낮지만 근거리에 있기 때문에 간신히 관측 가능한 것들이 많다. 1968년 P. 마페이가 발견한 2개의 은하(마페이I ․마페이II)를 국부은하군에 포함시키기도 한다. 대마젤란은하와 소마젤란은하는 우리은하의 동반은하로 생각된다.
■ 국부은하단 (Local cluster)
우리 은하계가 속한 소규모의 은하 집단. 우리 은하와 안드로메다은하를 포함하여 약 30개 정 도의 은하가 지름 500만 광년에 펼쳐져 있다. 우리 은하와 안드로메다은하 이외는 질량이 작은 왜소은하이며, 아직 발견되지 않은 것이 있다고 여겨지고 있다.
■ 국부 정지기준 (局部靜止基準, local standard rule of rest)
은하나 성단(星團)을 항성(恒星)이라는 입자의 집합체로 간주하고 항성운동을 분자 운동론(分子運動論)의 입장에서 통계적으로 기술하는 경우에 사용되는 속도기준. 어떤 한 점 주위의 미소체적(微小體積) 중에 포함되는 별들의 평균속도로 운동하는 가상의 속도 무게중심을 그 점에서 국부적으로 정의한 국부 정지기준이라 한다. Ví를 어떤 고정된 기준계에 의하여 표시된 미소체적 중에서 각 별의 속도,V0를 기준계에 대한 국부 정지기준의 속도라고 하면, V0는 생각하고 있는 체적 중의 별들의 고유운동이나 시선속도(視線速度) 관측으로부터 다음 조건에서 정해진다.

따라서 태양 근처에서 태양운동에 상대적인 국부정지기준의 속도 -u⊙는 태양운동에 상대적인 별들의 속도 Uí의 관측으로부터 다음 조건에서 결정된다.

구상성단계(球狀星團系)에 기준하여 태양 근처에 있는 별들로부터 결정되는 국부정지기준은 약 250km/s로 은하경도(銀河經度) 90° 방향(백조자리 방향)으로 운동하고 있다. 국부정지기준에 대한 각 항성의 잉여속도(剩餘速度)는 속도공간에서 세 축이 같지 않은 타원체 모양으로 분포한다.
■ 국부 초은하단 (Local Supercluster)
국부 집단이 위치하는 곳의 은하들의 초은하단 .107pc에 걸쳐 퍼져있고, 처녀자리 은하단과 머리털자리 은하단을 포함한다.  
■ 국부 항성계 (局部恒星系, local stellar system)
많은 항성의 대집단인 은하계의 구성단위를 이루는 몇 개의 항성계 중 태양이 속해있는 항성의 집단. 옛날에는 태양 주변의 항성의 분포에서 은하계의 구조를 생각하였으나, 1910년대에 현재의 은하계의 스케일이 판명되었다. 그 성질은 통계적으로 연구되고 있는데, 명확한 구조를 하고 있는 것이 아니어서 하나의 산개성단(散開星團)으로 간주할 수도 있다. 국부항성계는 은하계의 중심에서 약 30,000광년 떨어져 있고, 회전속도는 약 250km/s이다.
■ 국제 시보국 (國際時報局, Bureau International de l'heure)
시간단위의 확립 및 시각의 국제적 통일을 수행하는 국제기구. 국제천문연맹(IAU) 산하 기구로, 1919년 브뤼셀에서 열린 국제학술회의에서 각국이 독립적으로 정하여 쓰던 표준시를 통일하자는 제안에 의해 파리천문대에 설치되었다. 각국이 독립적으로 사용하는 원자시(原子時)를 통합하여 더욱 정밀도 높은 국제원자시를 확정․공표하여 초 단위부터 국제적으로 통일을 유지시키는 일을 하였다. 또 각국 천문대의 시각관측에서 세계시(世界時)를 최종 확정하였다. 국제원자시에 의한 각국의 표준시인 협정세계시를 결정하며, 표준시간과 실제시간과의 오차를 조정하기 위하여 그리니치 표준시로 7월 1일과 1월 1일의 0시에 초를 조정하는 윤초(閏秒)를 실시하였다. 즉 1958년 1월 1일에 TAI(국제원자시)와 UTC(협정세계시)를 일치시켰으나 그 후 지구의 자전 속도가 느려지면서 1년 동안 원자시계에 의한 1초의 개수가 UTI 보다 1초가 많아지게 되자 이를 해결하기 위해 두 시계가 0.9초 내에서 일치하도록 6월 30일이나 12월 31일의 23시 59분 59초 뒤에 1초를 더하거나 빼는 것이다. 윤초가 처음 도입된 1972년 1월 1일부터 1999년 1월 1일까지 모두 23회에 걸쳐 32초의 윤초를 실시하였다. 국제 시보국에서 총괄해온 업무 중 국제원자시와 협정세계시의 결정 등의 업무는 1988년 1월 1일부터 BIPM( 국제도량형국)이, 지구자전요소의 계산 등의 업무는 IERS(국제지구자전연구부)에서 담당하고  있다.
■ 국제 자기권 관측계획 (國際磁氣圈觀測計畵, International Magnetospheric Study)
지구의 자기권 변화과정을 구명하기 위한 국제연구계획. 국제학술연합회 산하 우주공간연구위원회와 태양지구간물리연합위원회가 실시하였으며, 본격적인 활동단계인 1976∼1979년에 많은 관측 자료들이 얻어졌다. 또한 자기권과 관계되는 여러 현상도 함께 관측되어 천체로서의 지구 및 태양계 연구에 커다란 의미를 부여하고 있다.
■ 국제 표준등급 (國際標準等級)
천체의 겉보기등급의 기준을 정의하기 위하여 국제적으로 정한 일련의 표준 등급성(標準等級星). 예전에는 북극 근방의 별을 국제표준으로 사용했는데, 근래에는 넓은 범위에 분포된 표준성, 예를 들면 존슨-해리스의 108개 별을 측광의 표준으로 하는 경우가 많다. 이들 별에 대하여 정밀한 3색 측광(三色測光)의 값(V, B-V, U-B)이 정해져 있다. 정밀도는 B-V에서 ±0.01등급, V와 U-B는 대략 ±0.015등급이다.
■ 국제 활동태양 관측년 (國際活動太陽觀測年, International Active Sun Year)
지구 외부의 구조와, 태양 ․지구 간의 관련성을 연구하기 위해 1969∼71년의 태양활동 최성기에 행한 국제공동 관측사업.
국제학술연합(ICSU) 산하의 태양 ․지구물리학 합동위원회(IUCSTP)의 제창으로 ① 태양과 지구 주변의 현상에 대한 감시, ② 프로톤플레어(proton flare) 현상, ③ 행성(行星)간 공간에서의 자기장 분포의 교란, ④ 지구자기권의 여러 성질의 해명, ⑤ 공액점(共軶點)에서의 실험관측, ⑥ 지구자기권 내의 전기장 측정, ⑦ 자기폭풍과 극지역(極地域) 교란, ⑧ 저위도극광, ⑨ 초고층대기의 기본구조 연구, ⑩ 대기동력학, ⑪ D층 ․E층에서의 화학반응, ⑫ 전리층 돌연교란 현상 등에 대해 각국이 연구관측을 실시하였다.
■ 굴드대 (Gould's band)
천구 상에서 밝은 별들을 연결할 때 하나의 띠 모양으로 나타나는 대원. 굴드벨트라고도 한다. 1879년 B.A. 굴드가 지적하여 그런 이름이 붙었다. 황소 ․오리온 ․큰개 ․남십자 ․켄타우루스 ․전갈 ․백조 ․카시오페이아 ․페르세우스자리 등 여러 별자리를 지나며, 카시오페이아자리 및 남십자자리에서 은하면에 대하여 약 16 ° 기울어져 교차한다. 굴드는 태양 부근에서 약 500개의 항성이 성단(星團)을 이루고 있기 때문이라고 생각하였는데, 그런 생각이 발전해서 은하계의 구조가 밝혀지게 되었다.
■ 굴절 (refraction)
공기와 유리와 같이 서로 다른 매질을 통과하여 빛이 꺾이는 현상.  
■ 굴절 망원경 (refraction telescope)
렌즈와 프리즘의 굴절현상을 이용하여 만든 망원경. 빛이 렌즈를 통과하므로 일정한 유리재로 만들어야 하기 때문에 대구경으로 만들기 어렵다. 대물렌즈로 굴절된 빛이 지나가는 경로에 있는 공기가 안정되어 있으므로 상이 흔들리지 않아서 행성과 같이 밝고 큰 천체 관측에 적합하다.  
■ 궁수자리 (弓手-, Sagittarius)
황도 12궁의 하나로, 여름철 초저녁에 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Sgr. 대략적인 위치는 적경 19h 0m, 적위 -25°. ε과 σ의 두 2등성과 5개의 3등성, 그 밖에 맨눈으로 볼 수 있는 많은 별들로 이루어져 있으며, 은하수 가운데 자리잡고 있다. μ 부근은 은하계의 중심부가 있는 방향으로, 별의 수도 많고, 저온의 가스덩어리인 암흑성운이 복잡하게 퍼져 있다. 중앙의 6개의 밝은 별은 국자 모양을 이루어, 한국과 중국에서는 큰곰자리의 북두칠성에 대하여 남두육성(南斗六星)이라 부른다. M17 ․M20 등의 산광성운(散光星雲)과, M18 ․M21 등 산개성단(散開星團)이 많이 있다. 그리스신화에서 활을 당기는 반인반마(半人半馬)의 케이론에서 이름이 유래되었다.
■ 궁수자리 팔 (Sagittarius arm)
궁수자리 방향으로 은하 중심에서 약 2,000pc떨어진 곳에 위치한 나선팔 구조.  
■ 궁수자리 A (Sagittarius A, Sgr A)
은하의 중심에 있는 전파원. 서 궁수자리 A (Sgr A West)는 열적 전파원이고,동 궁수자리 A (Sgr A East)는 비열적 전파원으로 알려져 있으며, 궁수자리 A* (Sgr A*)는 은하의 중심이 있다고 생각되며 점원으로 관측된다.  
■ 권운 (infrared cirrus)
적외선 새털구름. 적외선 천문 위성에 의하여 얻어진 화상에서 권운처럼 보이는, 성간 티끌의 누더기 구름.
■ 궤도 (軌道, orbit)
중력장 또는 전자기장 등에서 물체가 운동하는 일정한 길. 경로라고도 한다. 기준 좌표계에 따라서 다르게 서술되기도 하는데, 좁은 의미로는 일정한 시간 간격을 두고 반복적으로 운동을 하는 물체가 그리는 운동궤적인 폐곡선을 궤도라 하기도 한다.
■ 궤도 각운동량 (orbital angular momentum)
공전하는 물체의 각운동량. 물체의 질량, 궤도 속도, 계의 질량 중심에서 떨어진 거리와의 곱으로 표현된다.  
■ 궤도경사 (orbital inclination)
물체의 궤도면과 어떤 기준면 사이의 각. 태양계 행성의 경우, 기준면은 지구 궤도면이다. 위성의 경우, 기준면은 보통 행성의 적도면이다. 쌍성의 경우, 기준면은 시선에 수직한 면이다.  
■ 궤도개량 (軌道改良)
천체의 궤도요소에 대하여 그 계산값이 관측값과 일치하도록 수정하는 것. 어떤 천체가 다른 천체와 더불어 공통의 계(系:system)를 이룬다는 가정 아래, 즉 이체문제(二體問題)로 보고 구한 궤도요소는 시간이 경과하면 그 값이 다소 달라진다. 멀리 떨어진 제3의 천체의 인력(引力)으로 섭동(攝動)을 받아서 그 값이 변하기 때문이다. 따라서 이전의 궤도요소를 사용하여 계산한 천체의 위치는 관측으로 얻은 값과 일치하지 않는다. 그 차를 가급적 긴 기간에 대하여 최소로 만들기 위한 작업이 궤도개량이다. 이를 위해서는 기존의 궤도요소를 사용하여 계산한 천체의 위치를 관측결과와 비교한다. 만일 관측 자체에 오차가 없다면, 계산값과 관측값 사이의 차는 기존의 궤도요소에 변화가 있었기 때문이라고 생각해도 된다. 6개의 궤도요소에 대하여 각각 Δa, Δe, Δi, … 등의 변화가 있을 때, 관측에서 구한  적경(赤經) ․적위(赤緯)와 얼마나 차이가 나타나는가를 식으로 만들어 두면, 여러 번의 관측을 통하여 최소제곱법을 이용하여 계산값과 관측값의 차를 제일 작게 하는 궤도요소의 수정값 Δa, Δe, Δi, … 등을 구할 수 있다. 이것을 기존의 궤도요소에 추가하면 전체의 관측값을 가장 잘 나타내는 새로운 궤도요소를 구할 수 있다.
■ 궤도결정 (軌道決定, determination of orbit)
새로 발견된 천체에 대하여 그 궤도요소를 구하고 운동상태를 결정하는 일. 1801년 G.피아치가 최초의 소행성(小行星) 케레스를 발견하자, K.F. 가우스가 그 궤도를 결정하고 추후의 관측을 가능하게 한 데서 비롯되었다. 소행성이나 혜성의 경우는 태양과 동일평면 내에서 태양을 초점으로 하는 2차 곡선 상에 있고, 면적속도일정의 법칙이 성립한다는 성질을 이용하면, 일반적으로 3회의 관측에서 얻은 적경(赤經) ․적위(赤緯)로부터 6개의 궤도요소를 구할 수 있다. 한편, 행성이나 혜성까지의 지심거리(地心距離) 및 운동방정식을 변형하여 그 시간미분(時間微分)을 관측된 적경과 적위의 함수로 구하고, 이것에서 궤도요소를 유도하는 라플라스궤도결정법도 있다. 종래의 천체관측에서는 천체의 방향만 알 수 있을 뿐, 거리에 대한 정보를 얻을 수 없으므로, 이것을 어떻게 조작하여 각도측정 자료로부터 유도하는가가 궤도결정의 주요 문제였다. 그러나 최근 지구 주위를 도는 인공천체(人工天體)에 대해서는 레이더를 이용하여 그 거리를 직접 구할 수 있게 되어 궤도결정이 매우 간단해졌다. 새로운 소행성 또는 혜성이 발견된 초기단계에는 아직 조금밖에 수집되지 않은 관측결과를 이용하여 대강의 궤도요소를 산출하여 그것이 종래 알려진 천체의 재발견이 아닌가를 확인하고, 아울러 얼마 동안은 관측을 쉽게 하는 것을 초기궤도결정 또는 예비궤도결정이라 한다. 그러나 이렇게 구한 것은 다른 천체에 의한 섭동과 관측 자체의 오차 때문에 진짜 궤도요소와 다소 틀리는 것이 보통이며, 천체에 대한 일반적인 예보위치(豫報位置)는 세월이 지남에 따라 그 오차가 커지기 마련이다. 그러므로 오랜 세월에 걸친 관측값과 섭동을 고려하고, 계산된 예보위치를 비교하여, 그 차가 가장 작도록 궤도요소를 다시 결정할 필요가 있는데 이러한 작업을 궤도개량이라 한다. 이러한 궤도개량을 되풀이하여 최종적으로 결정된 궤도요소를 최종궤도 또는 결정궤도라 한다.
■ 궤도경사 (軌道傾斜, inclination of orbit)
이체문제의 해(解)로서 얻은 2차 곡선을 그리며 운행하는 천체의 운동을 규정하는 궤도요소의 하나. 궤도면이 기준면과 이루는 경사각으로 정의된다. 여기서 기준면은 태양계의 행성 ․소행성 ․혜성 등에 대해서는 황도면이, 지구 둘레를 도는 인공위성에 대해서는 적도면이 사용된다. 승교점(昇交點)에서 기준면으로부터 궤도면을 향하여 0~180°까지 측정하고, 보통 i 로 나타낸다. i 의 값이 ~90°인 경우 천체의 운동을 순행(順行)이라 하며, 90° 이상인 경우를 역행(逆行)이라 한다.
■ 궤도론 (軌道論, theory of orbit)
천체의 궤도결정을 연구하는 천체역학의 한 부문. 주로 태양의 인력권 안에서 태양 둘레를 도는 행성 ․소행성 ․혜성 등을 지구상에서 관측하여 그 궤도결정의 방법을 논하는 것을 말한다. 위성의 궤도에 대해서는 태양 대신에 그 위성이 돌고 있는 행성을 놓는다. 요컨대, 지구상에서 태양계 천체들의 위치를 지심구면좌표(地心球面座標), 즉 적경(赤經) ․적위(赤緯) 등을 이용하여 나타냄으로써 궤도를 결정하는 것이다. 필요한 경우에는 태양 또는 중심 행성 이외의 천체의 인력, 즉 섭동(攝動)을 고려해야 한다. 특히, 소행성과 일부 혜성에 대해서는 목성 등 대행성(大行星)에 의한 섭동이 크게 영향을 미친다. 섭동의 계산은 보통 수치적 계산법, 다시 말해서 특별 섭동법을 이용한다. 또한 궤도론에서는 광속도가 유한하기 때문에, 정확한 계산을 위해서는 관측시각과 실제로 그 천체가 있던 시각과의 차, 즉 광시차(光時差)를 고려하여야 한다. 1846년 해왕성의 발견은 궤도론의 눈에 띄는 성과였다. 그러나 근래에는 지구 대기로 떨어지는 유성의 궤도, 태양계 밖에 위치한 쌍성(雙星)의 궤도 등은 궤도론에서 취급하지 않는 것이 보통이다.
■ 궤도면 (軌道面, orbital plane)
천체의 궤도를 포함하는 평면. 행성의 경우에는 태양으로부터의 동경(動徑)과 속도벡터를, 인공위성의 경우에는 지구 무게중심으로부터의 동경과 속도벡터를 포함하는 평면을 가리킨다. 단, 이체(二體)문제가 아닌 경우에는 일반적으로 궤도를 한 평면으로 볼 수 없지만, 순간적인 궤도면에 대해서는 위의 정의에 따라서 결정할 수 있다.
■ 궤도요소 (軌道要素, orbital element)
천체의 궤도에 대하여 그 위치 ․모양 ․크기를 나타내는 데 사용되는 6가지 요소.

뉴턴 역학에서는 두 천체가 만유인력에 의하여 서로 영향을 미치며 운동하고 있을 때, 두 천체의 궤도는 공통무게중심을 초점으로 하는 2차 곡선(타원 ․포물선 ․쌍곡선)이 된다. 일반적으로 행성과 위성의 궤도는 타원으로 나타난다. 이러한 타원 궤도의 경우, 긴반지름의 길이, 이심률, 근일점 방향, 근일점 통과시각, 궤도경사, 승교점(昇交點)경도 등의 6가지 요소로 나타내는 것이 가능하다. 즉, 궤도의 크기는 긴반지름의 길이로, 모양은 이심률로, 긴반지름의 방향은 근일점 방향으로 각각 나타낼 수 있으며, 궤도면의 위치는 기준면에 대한 경사각과 그 교선(交線)의 방향, 즉 춘분점에 대한 승교점경도로 나타낸다. 또한 천체의 위치는 근일점 통과시각을 기준으로 나타낸다. 어떤 천체에 대하여 이러한 6가지 궤도요소를 알면, 천구 상에서 그 천체의 시간에 따른 위치를 계산할 수 있다. 천체의 평균 각속도는 케플러의 제3법칙에 의하여 궤도의 긴반지름으로부터 구할 수 있다. 일반적으로 행성의 운동은 태양의 인력 외에도 다른 행성의 인력의 영향을 받고 있기 때문에 엄밀하게는 타원 궤도로 나타낼 수 없지만, 이 경우에도 궤도요소가 매순간 변하는 타원 위를 움직이고 있다고 볼 수 있다. 지구 주위를 돌고 있는 인공위성의 경우에는 행성의 경우와 거의 마찬가지이나 황도면 대신 적도면이 기준면으로 사용되고, 근일점 통과시간 대신 근지점 통과시간을 이용한다.
■ 규개일 (奎開日)
책력에 규(奎)와 개(開)가 한데 겹친 날.
이날 아이를 잉태하면 현인이나 학자를 낳는다고 한다. 규는 28수(宿)의 열다섯 째 별인 규성(奎星)으로, 문운(文運)을 맡아보는 별이며, 이 별이 밝으면 천하가 태평하다 하였다. 개는 개문방(開門方)에서 나온 것으로, 개문방이 8문(門)의 하나인 길(吉)한 방위(方位)라는 데서, 규개일을 수태에 좋은 날이라 하였다.
■ 규산염 (silicate)
지구 표면에서 가장 흔하게 관측되는 규소와 산소, 그리고 다른 원소들의 혼합물.  
■ 균시차 (均時差, equation of time)
시태양시(視太陽時)와 평균 태양시의 차. 지구의 공전궤도는 타원이므로, 근일점 부근을 지날 때는 각속도가 크고, 원일점 부근에서는 각속도가 작다(케플러의 제2법칙). 따라서 지구에서 본 태양의 시운동은 황도상의 근지점 부근(1월 초)에서는 빠르고, 원지점 부근(7월 초)에서는 느리다. 또 황도는 적도에 대하여 약 23.5° 기울어 있으므로 가령 시태양이 황도 상을 등속도로 움직인다 해도 그 시각(時角)은 고르게 증가하지 않는다. 이들 2가지 원인에 의해서 시태양시의 하루길이는 언제나 일정하게 되지 않는다. 평균 태양시는 이렇게 일정하지 않은 시태양시의 길이를 1년을 집계해서 균일하게 만든 것인데, 그 차이인 균시차는 시태양시가 고르지 않음을 보여준다. 어떤 지점에서 시태양이 남중(南中)했을 때 그 지방의 평균 태양시는 12시에서 균시차를 뺀 것이 된다. 균시차의 크기는 [그림]과 같이 연 2회에 걸쳐 극대 ․극소가 된다. 극대값은 5월 15일경의 3분 7초 및 11월 3일경의 16분 24초이고, 극소값은 2월 11일경의 -14분 19초 및 7월 27일경의 -6분 4초이다.

■ 그레고리력 (Gregorian calendar)
로마 교황 그레고리우스 13세가 제정한 태양력. 오늘날 거의 모든 나라에서 사용하는 세계 공통력이라고 할 수 있다. 그 기원은 로마력이지만, 여러 번의 개정을 거쳐 오늘날에 이르렀는데, 아직도 불합리한 점이 남아 있다. 그래서 새로운 세계력을 사용하자는 의견이 심심치 않게 제창되었으나, 주로 종교를 배경으로 하는 뿌리 깊은 전통과, 현재 거의 모든 나라에 보급된 점으로 보아, 이 역법을 근본적으로 고치기는 어려운 상황이다. 교황 그레고리우스 13세의 초기시대에는 율리우스력(曆)을 쓰고 있었는데, 율리우스력에서는 오랫동안 누적된 역법상의 오차로 원래는 3월 21일이어야 할 춘분이 달력에서는 3월 11일로 옮겨져 있었다. 그런데 춘분은 기독교에서 부활절을 정할 때 기준이 되는 날이었으므로, 이 10일간의 오차는 매우 골치 아픈 문제가 아닐 수 없었다. 결국, 교황은 각 교회와 의논한 끝에 1582년 10월 5일부터 14일까지를 건너뛰고, 즉 10월 4일 다음날을 10월 15일로 한다는 새 역법을 공포하였다. 이것이 현재까지 사용하는 그레고리력이다. 그레고리력에서는 윤년은 원칙적으로 4년에 한 번을 두되, 연수가 100의 배수인 때에는 평년으로, 다시 400으로 나누어 떨어지는 해는 윤년으로 하고 있다. 이 개력(改曆)에 의해서 1년은 약 365.2425일이 되고, 태양년(회귀년)과의 차는 불과 3,000년에 하루 정도가 된다. 그러나 이 역법은, ① 1개월의 길이에 불합리한 차이가 있으며, ② 주(週)와 역일(曆日)을 맺는 법칙이 없고, ③ 연초의 위치가 무의미하며, ④ 윤년을 두는 방법이 번잡하다는 등의 결점이 지적되고 있다.
■ 그리니치 상용시 (Greenwich Civil Time)
구(舊)그리니치 천문대를 지나는 경도 0 °의 본초 자오선을 기준으로 한 세계 표준시. 그리니치시라고도 한다. 오늘날에는 그리니치 상용시보다는 세계시라는 용어가 널리 사용되고 있다. 모든 지방의 시간은 그 지방을 기준으로 한 지구의 자전에 따라, 즉 태양(정확히는 평균태양)이 그 지방의 자오선을 통과(남중)하는 시각을 기준으로 하여 정해진다. 따라서 세계의 모든 나라가 각기 임의의 장소를 기준으로 시간을 정하여 쓴다면 생활에 큰 혼란이 생기므로, 지구상의 특정한 지점을 기준점으로 하는 세계표준시를 정할 필요가 생긴다. 17세기 이래 유럽대륙에서는 파리가, 영국과 그 속령에서는 그리니치가 그러한 기준점이었는데, 1884년 워싱턴의 자오선 회의에서 그리니치를 기준으로 통일하자는 데 합의가 이루어졌다. 이에 따라 그리니치 이외의 지방에서는 그리니치의 시각과 정수(整數) 또는 반정수(半整數)의 차이가 나는 시각을 사용한다. 한국의 표준시는 그리니치상용시보다 9시간 앞서 있다. 한편, 영국에서는 오래 전부터 여름철에 섬머타임제를 실시해 왔으므로, 그리니치 상용시라 하면, 영국이 일상적으로 사용하는 시간체계를 의미하기도 한다. 이 경우 상용시라는 용어를 사용하지 않는다.
■ 그리니치 자오선 (Greenwich meridian)
런던의 구(舊)그리니치천문대의 자오환(子午環)을 지나는 자오선. 1884년 워싱턴회의에서 국제협정으로 지구경도의 원점으로 채택하였다. 제2차 세계대전 후 그리니치천문대는 몇 차례의 이전을 거쳐 현재는 케임브리지에 본부가 있으나, 경도의 원점은 그대로 남아 있다.
■ 그리니치 천문대 (Greenwich observatory)
영국의 케임브리지에 있는 천문대. 1675년 찰스 2세가 천문항해술을 연구하기 위해 런던 교외 그리니치에 설립하여 초대대장은 J. 플램스티드(J. Flamsteed)였다. 태양․달․행성․항성의 위치관측에 주력하여 많은 공적을 남겼고, 1884년 워싱턴국제회의에서 이 천문대 자오환(子午環)을 지나는 자오선을 본초 자오선으로 지정하여, 경도의 원점으로 삼았다. 1930년대에 런던 시가지가 스모그와 먼지․고층건물․네온사인 등 공해가 심해 관측이 곤란해지자 1945년 그리니치 남쪽 서섹스주 허스트몬슈로 이전하였다. 1956년에는 국립해양박물관과 통합했다. 1970년에 다시 카나리아제도의 라팔마스로 옮겨 관측업무를 수행하였고, 1990년에 천문대 본부를 케임브리지로 옮겼다. 그러나 그리니치천문대라는 명칭은 계속 사용한다. 주요 관측기기로는 아이작 뉴턴 망원경이라고 하는 지름 249cm 반사망원경, 90cm 반사망원경, 신형 자오환, 사진천정통(寫眞天頂筒), 태양사진의(太陽寫眞儀), 분광태양사진 2.5m 반사경 등이 있다. 그리고 예로부터 시행하던 천체 관측과 시각 측정 외에도 천체물리학 ․태양 관측 ․지자기 관측 ․크로노미터 검정 등 다양한 분야의 천문학 연구를 한다. 항해에 필요한 《천체력 The Nautical Almanac》은 지금도 계속 편찬한다.
■ 그리니치평균시 (Greenwich Mean Time)
영국 그리니치의 본초 자오선 상에서의 평균 태양시. 그리니치 평균 태양시라고도 한다. 세계 각 지방시와 표준시의 기준이 된다. 원래는 평균태양의 시간각(時間角)을 그대로 사용하여 정오에 날짜가 바뀌게 되어 있었다. 이에 대해 일상생활에서는 이러한 그리니치 평균시에 12시를 더하여 자정을 0시로 하는 그리니치 상용시(GCT)가 주로 사용되었다. 그러나 국제 천문연맹은 1925년 1월 1일부터 그리니치 평균시를 12시간 앞당겨 그리니치 상용시와 일치시키고, 1928년 그 명칭을 세계시(UT)라 하기로 결의하였다. 이에 대하여 천문학에서 사용하고 있는 구 개념의 그리니치 평균시는 그리니치 평균 천문시(Greenwich Mean Astronomical Time, GMAT) 라 한다. 따라서 현재는 그리니치 평균시라 하면 주로 세계시와 동일한 의미로 쓰인다.
■ 그리니치 항성시 (Greenwich sidereal time)
영국 런던 근교에 있는 그리니치를 통과하는 본초 자오선상의 지방항성시. 그리니치시(視)항성시와 그리니치 평균 항성시가 있는데, 그 차는 적도 상에서 춘분점의 장동(章動)과 같다. 그리니치 평균 항성시는 세계시로 매일 0시에 평균태양의 적경(赤經)에 12시를 더한 것이 되며, 태양 운행표에서 구할 수 있다. 이것은 역으로 세계시를 정할 때도 이용된다. 예를 들어, 어떤 지점의 지방 항성시를 천체관측에서 구하고, 여기에 그 지점의 경도를 가감(서경은 더하고, 동경은 뺀다)하면 그리니치항성시가 된다. 다시 그것과 태양의 적경에서 12시를 감한 값의 차를 구하여, 평균시 간격으로 빼면 관측한 순간의 세계시를 구할 수 있다.
■ 그리니치 천문대
1675년, 당시 영국이 바다를 지배하는 데 필요한 항해 천문학의 연구와 천체의 정밀한 관측으로 지구상의 위도를 결정할 목적으로 세운 천문대로 경도의 기준점에 위치하고 있다. 그리니치 천문대의 제2대 대장은 1705년 핼리 혜성의 발견으로 유명한 천문학자 핼리 (Edmund Halley, 1656~1742)였다.
■ 그리스력 (Greek calendar)
태음태양력(太陰太陽曆)의 하나. 고대 그리스의 도시국가에서는 각기 별도의 달력을 사용하였는데, 이들의 달력은 BC 640년경 일종의 태음태양력으로 통일되었으나, 연초의 결정과 윤년 ․윤달을 두는 방법은 여전히 제각각이었다. 이러한 그리스력법에서 특기할 만한 것은, BC 430년경 천문학자 메톤이 고안한, 19년을 1주기로 하여 7회의 윤달을 두는 방법(29일의 달 110개월, 30일의 달 125개월, 합계 235개월, 6940일로 한 것)인 메톤주기의 발명이다. 그러나 메톤주기는 실제로 활용되지 않았고, 윤년 ․윤달을 두는 일은 여전히 각 도시국가의 지배자의 손에 달려 있었다. BC 334년에는 메톤주기보다 정밀한 칼리푸스 주기가 발견되었으나, 마찬가지로 이론에 그치고 말았다. 후에 이집트의 태양력이 도입되어 각 도시국가의 공통력으로 보급되었으며, BC 26년 아우구스투스의 개력(改曆) 이후에는 율리우스력이 쓰이게 되었다.
■ 그림자 띠 (shadow band)
개기일식 전후에 지상에서 생기는 파도와 같은 줄무늬. 개기일식 직전 또는 직후의 몇 분 동안은 뚜렷이 보이나, 그 이전 이후에는 흐려져 보이지 않는다. 무늬는 너비가 수 cm∼1m이고, 길이는 수십cm∼1m로, 단속적인 호상(弧狀)을 이루며 한쪽으로 흐른다. 흐르는 방향은 풍향과 관계가 있는 것으로 보이며, 흐르는 속도는 대략 10m/s이다. 줄무늬는 명암으로 이루어지며, 밝은 부분의 너비는 어두운 부분의 몇 배가 된다. 개기일식 직전이나 직후에 조금 남은 호상의 태양광을 지구대기의 기류가 흩어지게 하기 때문에 일어난다고 생각되나 분명하지 않다.
■ 그물자리 (Reticulum)
천구의 남극 가까이에 있는 작은 별자리. 약자 Ret. 대략적인 위치는 적경 3h 50m , 적위 -63°. 시계자리 ․황새치자리 등에 둘러싸여 있으며, 밝은 별로는 3등성이 2개, 4등성이 4개 있다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 그믐 (crescent)
달이나 행성의 위상으로 보이는 면이 절반을 넘지 않을 경우를 말한다.  
■ 극 (極, pole)
천문학에서 천체 또는 좌표계의 회전축을 무한히 연장할 때 천구와 만나는 두 점. 지축이 천구와 만나는 점을 각각 천구의 북극과 남극이라 한다. 지구의 적도를 무한히 확대하여 천구와 만나는 대원을 천구의 적도라 하며, 천구의 극과 적도를 기준으로 천구의 위도와 경도가 표시된 좌표계를 만들고 그 위에 천체의 위치나 운동을 나타낸다. 태양이 천구 상을 이동하는 경로인 황도를 기준으로 하는 황도좌표계에서는 황위 ±90 °의 점을, 은하면을 기준으로 하는 은하좌표계에서는 은위 ±90°의 점을 말한다.
■ 극관 (極冠, polar cap)
화성의 양극에서 얼음으로 덮여 하얗게 빛나는 부분. 이른 봄 화성에는 극을 중심으로 커다란 극관이 위도 50° 근방까지 퍼져서 빛난다. 봄에서 여름에 걸쳐 극관은 급격히 축소되며 많은 구름이 발생한다. 늦여름이 되면 극관은 완전히 사라진다. 이윽고 겨울이 되면 극지(極地)는 일종의 안개로 덮이는데, 그 밑에서 커다란 새로운 극관이 형성되었다가 봄이 되어 안개가 걷히면 그 모습을 드러낸다. E.C. 피커링은 극관이 지구와 달리 남북 양극에서 동시에 볼 수 없는 사실에 주목하여, 화성에서는 수증기가 극에서 극으로 이동하면서 교대로 극관을 형성한다고 주장하였다. 또한 화성대기의 주성분이 이산화탄소이고, 수증기량이 대단히 적다는 사실에서 극관이 이산화탄소가 언 드라이아이스라는 설도 제창하였다. 화성탐사선 매리너 우주선의 적외선을 이용한 측정 자료와 이론적인 계산으로부터 화성의 극지 기온은 -126.6℃(이산화탄소가 드라이아이스로 되는 승화온도)까지 내려간다는 사실이 밝혀졌다. 그러나 매리너 우주선이 촬영한 화성의 북극사진에는 한겨울인데도 불구하고 극관이 전혀 나타나지 않았다. 이는 극관을 드라이아이스설로 설명할 수 없음을 의미한다. 근래에는 극관이 눈(雪)에 의해 형성된다는 설이 제시되었는데, 이는 극관이 수증기가 극에 도달하는 춘분경에 형성된다고 볼 때, 매리너 9호의 관측결과와 비교적 잘 일치한다.
■ 극광 (aurora)
대기 중에 있는 원자나 분자가 자기권에서 온 강한 대전 입자와 충돌하여 가시광선 영역에서 내는 방출 현상.
■ 극락조자리 (極樂鳥-, Apus)
천구(天球)의 남극 부근의 별자리. 약자 Aps. 대략적인 위치는 적경 16h00m, 적위 -76°. 4개의 4등성이 있으며 그 밖에는 밝은 별이 별로 없다. 1603년 J. 바이어가 신설한 남쪽하늘의 12별자리 중 하나로, 당시 희귀한 남반구의 새 이름을 따서 명명하였다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 극망원경 (極望遠鏡, polar telescope)
천구에 대한 지구자전축의 운동, 즉 세차(歲差) 및 장동(章動)을 관측할 목적으로 천구의 극을 향하여 고정시킨 망원경. 극 부근의 별들을 촬영하기 위한 장치를 갖추고 있으며, 촬영방법에는 여러 가지가 있다. 극망원경을 이용한 연구는 미국의 예일대학 천문대, 러시아의 풀코보 천문대, 일본의 도다이라(堂平) 관측소 등에서 주로 이루어지고 있다.
■ 극방향 자기장 (poloidal magnetic field)
두 극과 자오선을 따라서 자기력선을 갖는 자기장.  
■ 극정대각 (極頂對角)
천구 상의 천체 ․천정(天頂) ․천구의 북극이 만드는 구면삼각형에서 천체를 꼭지점으로 하는 각. 일반적으로 g로 나타낸다. 천체가 자오선(子午線)보다 서쪽에 있으면 양(+), 동쪽에 있으면 음(-)이다.
■ 극지역 전파소실 현상 (極地域電波消失現象, polar blackout)
극지역의 상공에 형성된 강한 전파흡수대에 의해서 단파통신이 두절되는 현상. 태양활동이 왕성한 기간에 태양면에서 방출된 다량의 대전미립자(帶電微粒子) 중 질량이 작은 고(高)에너지의 것은 수십 분~수 시간 후 지구상공에 돌입하여, 지구 자기장의 영향을 받아 지구의 극광대(極光帶) 및 극관대(極冠帶:극광대보다 고위도의 내부영역)에 집중적으로 강하한다. 이것이 극지방의 전리층 E ․D층의 전리도(電離度)를 높여 강한 전파 흡수층을 만들어 극지방을 통과하는 단파통신을 두절시킨다. 평상상태로 되돌아오려면 1~2일이 걸린다.
■ 극축 (極軸, polar axis)
지구가 자전을 할 때 그 회전축의 방향. 망원경을 올려놓는 적도의(赤道儀) 대좌(臺座)에 장치된 천구 남북극 방향의 회전축. 적도의식 망원경에도 극축이 있으며, 이 축을 지구의 자전축과 평행하게 두면 지구 자전과 동일한 속도로 회전하며 천체를 항상 망원경의 시야 속에 둘 수 있다. 일반적으로 시계조작에 의하여 하루에 1회전하게 되어 있으며, 망원경이 별의 움직임을 따라 움직이도록 되어 있어 별이 고정된 것처럼 볼 수 있다.
■ 근성점 (近星點, periastron)
쌍성계(雙星系)에서 동반성(同伴星)과 주성(主星) 간의 거리가 가장 가까워지는 점. 행성궤도의 근일점과 달 궤도의 근지점에 해당한다. 쌍성계의 경우는 태양 ․행성계와는 달라서 두 별이 비슷한 질량을 가지므로, 공통의 무게중심 둘레를 각각 닮은꼴의 타원을 그리며 운동한다. 그러므로 두 별이 근성점을 통과하는 시각은 같지만, 방향은 무게중심에 대해서 정반대가 된다. 그러나 보통은 이러한 공간운동을 고려하지 않고, 질량이 큰 주성에서 본 상대적인 운동으로 근성점을 정한다.
■ 근점주기
→ 공전주기 참조. 근점주기(anomalistic period)는 근일점을 지나 다시 근일점을 지날 때까지의 시간을 말한다. 궤도의 장축이 움직이므로 항성 주기와 다르게 된다.
■ 극형 코로나 (極型-, polar corona)
태양의 활동이 극대기(極大期)일 때의 코로나. 코로나의 형태는 태양의 활동에 따라서 변하며, 태양활동이 극대기일 때는 둥글고 크며, 극소기일 때는 적도 방향으로 뻗어나온 형태를 이룬다. 극대기의 코로나를 극형코로나, 극소기의 코로나를 적도형(赤道型) 코로나라고 한다.
■ 근일점 (近日點, perihelion)
태양계의 행성 ․혜성 등 태양의 둘레를 도는 천체가 궤도상에서 태양에 가장 가까워지는 점. 가장 멀어지는 점은 원일점(遠日點)이라 한다. 궤도상의 각 속도와 속도는 근일점에서 최대, 원일점에서 최소가 된다. 일반적으로 행성의 근일점은 그 방향이 다른 행성의 인력에 의해서 변한다. 또한 A. 아인슈타인의 일반상대성이론에 따르면 태양의 존재에 의해서도 행성궤도의 근일점 방향이 이동한다. 상대성이론에 따른 근일점 이동은 수성궤도의 관측으로 확인되었다. 지구의 근일점은 다른 행성의 섭동(攝動)에 의해 공전방향으로 1년에 11.63″씩 이동한다.
■ 근일점 거리 (近日點距離, perihelion distance)
태양으로부터 행성 ․혜성 궤도의 근일점까지의 거리. 원 ․타원 ․포물선 ․쌍곡선 같은 이차곡선을 궤도로 하여 태양 둘레를 도는 천체에 대하여 쓰인다. 타원 궤도의 경우 긴 반지름을 a, 이심률을 e라 하면, 근일점거리는 a(1-e)로 나타낼 수 있다.
■ 근일점 경도 (近日點經度, perihelion longitude)
행성(行星) 또는 혜성의 궤도에서 근일점의 위치를 나타내는 양. 승교점(昇交點)의 황경(黃經:Ω)과, 승교점에서 근일점까지의 각거리(ω)의 합으로 나타낸다. 즉, 춘분점으로부터 승교점까지의 각과 여기서부터 다른 평면에 있는 근일점까지의 각이 된다. 태양계 행성인 경우에는 궤도경사가 작기 때문에 행성 상호간 근일점의 위치를 비교할 때는 근일점경도를 사용하는 것이 편리하다.
■ 근일점 통과
태양과 지구 상이의 거리가 최소가 되는 지점을 통과하는 것.  
■ 근일점 통과시각 (近日點通過時刻, perihelion transit time)
태양을 초점으로 하여 이차곡선의 궤도상을 운행하는 행성 또는 혜성의 운동을 규정하는 궤도요소. 천체가 궤도를 따라 근일점을 통과하는 시각을 말하며, 보통 T로 나타낸다. 다른 궤도요소가 공간에서 궤도의 위치 및 형태, 크기를 결정하는 데 대하여, 근일점통과시각은 궤도상에서 천체의 위치를 가리킨다. 궤도상에서 천체의 위치는 근일점통과시각과 면적속도(面積速度)일정의 법칙을 이용하여 계산할 수 있다. 근일점통과시각 대신 어떤 시각에서 그 천체의 근점이각(近點離角)을 사용하는 경우도 있다.
■ 근점 (近點, pericenter)
궤도 운동을 하는 두 천체가 가장 가까이 가는 상대 궤도상의 점. 천체의 궤도상에서 근일점(近日點)이나 근지점(近地點). 원점(遠點)에 대응된다. 일반적으로 이차곡선(원뿔곡선)의 궤도를 가진 천체의 운동에서 중심천체와의 거리가 가장 가까울 때의 위치를 근점, 반대로 가장 멀 때의 위치를 원점이라고 한다.
■ 근점년 (近點年, anomalistic year)
지구가 근일점(近日點)을 통과하여 다시 근일점으로 돌아오기까지의 시간. 근일점의 위치가 일정하다면, 근점년의 길이는 항성년(恒星年)과 같아진다. 그러나 지구의 근일점은 매년 11.63"씩 황도를 따라 진행하므로, 근점년은 항성년보다 약 0.00328일이 길어, 365.25964일이 된다.
■ 근점운동 (近點運動, near point movement)
이체문제(二體問題)의 해(解)인 케플러운동에서는 근점이 이동하지 않지만, 여기에 섭동(攝動)이 가해지면 근점은 일반적으로 정지하지 못한다는 운동. 일반적으로 전진 또는 후퇴하는 영년운동(永年運動)과, 주기적으로 전진 ․후퇴를 반복하는 주기운동(週期運動)이 겹쳐서 나타나는데, 각각을 근점의 영년섭동과 주기섭동이라 한다. 아주 완만해도 오랜 시간이 지나면 영년섭동에 의하여 그 효과가 누적되므로 장기간의 관측에서 볼 수 있으며, 운동이론의 검증에 유용하다. 이상하게 빠르거나 늦은 경우에는 천체역학적으로 주목을 받는다. 토성의 제7위성 히페리온의 근토점(近土點) 후퇴운동은 그 예이다. 지구의 근일점(近日點)은 여러 행성(주로 목성)의 섭동 때문에 1년에 약 11.63"씩 전진하며 이 때문에 근점년(近點年)은 항성년보다 약 5분이 길다. 수성의 근일점은 100년에 575"를 전진하는데, 이 중에서 다른 행성의 섭동에 의한 것은 이론적으로 532"로, 43"가 남는다. 그 이유는 A.아인슈타인의 일반상대성이론으로 설명되었다. 인공위성의 근지점(近地點)은 지구의 모양으로 인한 섭동 때문에 매분 10" 정도의 속력으로 전진 또는 후퇴한다. 한편, 1886년 G.W. 힐은 달의 근지점운동을 구하기 위하여 수리물리학적으로 무한차원 행렬식(行列式)을 도입하였다.
■ 근점월 (近點月, anomalistic month)
달이 근지점(近地點)을 통과하여 다시 근지점으로 돌아오기까지의 시간. 근지점이 공간에 고정되어 있다면, 근일점(近日點)의 길이는 달의 공전(公轉)주기인 항성월(恒星月)과 같아진다. 그러나 달의 근지점은 3232.589일(약 8.55년)의 주기로 백도(白道:천구 상에서 달의 궤도) 위를 공전방향으로 일주하므로, 근점월은 항성월보다 약 0.23289일이 길어 27.55455일이 된다.
■ 근점이각 (近點離角, anomaly)
행성과 같이 타원 궤도 위를 움직이는 천체가 근일점으로부터 떨어져 있는 각도. 근점각이라고도 한다. 근일점 A와 천체 P의 각거리 ∠ASP를 진근점이각(眞近點離角)이라 하고, P에서 타원의 단축과 평행하게 선을 그어 타원의 보조원과 교차하는 점을 Q라고 할 때 ∠ASQ를 이심근점이각(離心近點離角)이라고 한다. 또, 2π를 공전주기로 나눈 것을 평균 각속도라 하고, 이러한 움직임을 평균운동이라 하며, 평균운동을 한다고 가정한 천체의 진근점이각을 평균근점이각이라고 한다. 3가지 근점이각은 근일점과 원일점에서 각각 0(=0°)과 π(=180°)로 어느 것이나 같다.

■ 근접쌍성 (近接雙星, close binary)
만유인력에 의해 공통무게중심의 둘레를 공전하고 있는 두 별로 이루어진 쌍성계에서 두 별 사이의 거리가 특히 가까운 쌍성. 역학적으로 두 별은 8자형의 로슈한계라는 곡면으로 둘러싸여 있다. 로슈한계는 외부의 물체가 그 안쪽으로 들어가면 운동이 불안정해지는 지역으로, 두 별의 반지름과 로슈한계와의 관계에 따라 근접쌍성은 다음 3종으로 분류된다. ① 분리형:두 별의 반지름이 모두 로슈한계보다 작은 것[그림 1]. 마차부자리 β가 이에 속한다. ② 반분리형:한 별의 반지름은 로슈한계보다 작으나, 다른 별은 로슈한계까지 팽창해 있는 것[그림 2]. 알골이 이에 속한다. ③ 접촉형:두 별의 반지름이 모두 로슈한계에 이른 것[그림 3]. 큰곰자리 W가 이에 속한다. 근접쌍성은 대부분 식변광성으로 관측되며, 공전주기는 수일 이하이다. 너무 근접해 있기 때문에 두 별 사이에는 조석력(潮汐力)에 의한 변형이나 반사효과가 나타나고, 변광곡선은 둥글게 된다. 반분리형 ․접촉형에서는 불안정점(로슈점)을 통해 질량이동이 생기고, 스펙트럼에서도 복잡한 변화를 보이므로 항성진화 연구에 귀중한 자료이다.

■ 근지점 (近地點, perigee)
지구의 위성(달, 인공위성)이 그 궤도를 공전하면서, 지구에 가장 가까워지는 위치. 반대로 가장 멀어지는 점을 원지점(遠地點)이라고 한다. 지표에서부터의 높이로 나타낸다. 지구에서 달까지의 평균거리는 약 38만 4400km, 근지점과 원지점의 차는 10% 정도이므로 원지점․근지점보다는 긴 반지름과 짧은 반지름을 사용하는 것이 타당하다. 그러나 인공위성의 경우 원지점과 근지점의 차가 크고, 또 대기저항으로 오래되지 않아 낙하하는 예도 많으므로 궤도요소를 원지점․근지점으로 나타내는 것이 편리하다. 지구는 정확한 구가 아닌 회전타원체이므로 인공위성의 궤도에서 원지점과 근지점은 하루에도 몇 차례씩 이동한다.
■ 글로뷸 (globule)
우주진(宇宙塵) 등으로 이루어진 지름 7천∼8만 AU(천문단위)의 작은 암흑성운(暗黑星雲). 밝은 산광성운을 배경으로 검은색의 작은 원 또는 타원에 가까운 모양으로 보인다. 질량은 태양의 0.2~60배이고, 온도는 극히 낮아 10~30K밖에 안 된다. 성간물질(星間物質)이 원시별로  진화하는 초기단계로 추정된다. 성간물질 내부에서 다른 부분보다 밀도가 높은 영역이 중력에 의해 수축되어 글로뷸이 되고, 이것이 원시별이 되었다가 다시 중력수축으로 내부온도가 일정온도 이상으로 올라가면 열핵반응이 일어나기 시작하는데, 이것이 항성의 탄생이다.
■ 글루온 (gluon)
강한 핵력을 전달하는 보존(boson).
■ 금성
① 금성의 크기와 질량
금성의 적도 반지름은 6,056km로 그 크기는 지구와 비슷하며, 모습은 거의 완전한 구에 가깝다. 지구에서 본 시지름은 내합일 때 약 60″, 외합일 때 약 l0″이고, 가장 밝을 때는 약 35", 최대이각일 때는 약 24″가 된다. 질량은 지구의 0.815배, 비중은 물의 5.24배, 표면중력은 지구의 0.90배로, 지구와 매우 흡사한 조건을 갖추고 있다.
② 금성의 공전과 밝기
금성은 지구 공전궤도 안쪽 궤도를 돌며, 궤도긴반지름은 0.7233AU(천문단위)로 태양으로부터 거리는 원일점에서 1억 900만 km, 근일점에서 1억 750만 km이다. 공전궤도 이심률은 0.0068로 거의 원에 가깝고, 궤도경사는 3.4°로 다소 크다. 공전주기는 0.6152년, 즉 224.7일이고, 평균공전속도는 35.0km/s, 지구와의 회합주기는 583.9일이다. 지구궤도 안쪽을 회전하는 내행성이기 때문에 지구에서 본 금성과 태양과의 최대 각거리(角距離), 즉 최대이각은 48°이다. 달과 같이 위상변화가 일어나는데, 동방 최대이각(東方最大離角)에서 내합(內合)을 거쳐 서방 최대이각에 이르는 동안 제일 잘 보인다. 지구와의 거리는 내합 부근에서 약 4100만 km로 최소이고, 외합 부근에서는 약 2억 5800km로 최대가 된다. 자전주기는 243.01일, 궤도경사는 약 177.3°로, 다른 행성과 달리 동에서 서로 자전한다.
■ 금속선 (金屬線, metallic line)
금속원자 또는 이온의 스펙트럼선(線). 천체 항성(恒星)의 스펙트럼에서 금속선은 중요한 의미가 있다. B형 별보다 고온인 항성에서는 대부분의 금속은 2회 이상 이온화된 이온이 되어 강한 스펙트럼선이 단파장 쪽으로 이동하여 가시광선 영역에서는 금속선을 거의 볼 수 없다. B형 별의 후반부터 A형에 걸쳐 1회 이온화된 금속이온 흡수선이 나타나기 시작하여 F형에 이르면 강해진다. 금속원자 흡수선은 A형의 끝부분에서 나타나기 시작하여 G형 정도에서 이온선에 버금갈 만큼 되고, K, M형까지 저온이 되는 데 따라 더욱 강해진다. G, K형 별은 다수 금속선이 있는 것이 스펙트럼의 특징이므로 예전에는 이 별들을 금속선별이라고 하는 경우도 있었다. 그러나 이러한 별에서도 가장 풍부한 원소는 수소이므로 위에서 말한 금속선의 성쇄는 거의 일정한 화학조성 아래에서 항성대기의 온도․밀도의 차이에 기인하는 것으로 볼 수 있다. 스펙트럼을 정량분석(定量分析)하여 보면 제Ⅱ종족에 속하는 별은 제Ⅰ종족에 속하는 별에 비하여 금속이 적다. 특히 '금속이 풍부한 별'이라고 하는 별에는 전반적으로 금속이 많지만, A형 특이성(特異星)과 같은 특이성에는 어떤 종류의 금속만이 특히 많고 그 금속선이 두드러진다.
■ 금속선별 (金屬線-, metallic-line star)
온도 7,000∼9,000K, 스펙트럼형 A2에서 F0형의 항성 중 금속선보다 칼슘선의 강도가 현저히 약한 별. 이 종류의 별은 회전이 느리고, 모두 쌍성(雙星)이다. 쌍성으로, 같은 스펙트럼형에 속하는 별의 약 1/4이 금속선 별이다. 성인에 관해서는 쌍성의 한쪽이 진화 도중에 질량을 상실한 것이라는 설이 있다.
■ 금속성 (金屬星)
항성의 스펙트럼형 분류에서 F형 ․G형 별의 병칭. F형에서는 칼슘의 전리선(電離線)이 강하게 나오나, 이 밖에 칼슘 ․철 ․마그네슘 ․나트륨 등의 중성원자에 의한 흡수선이 나타나기 시작하고, G형에서는 그들 흡수선의 강도와 수가 증가한다.
■ 금속수소 (metallic hydrogen)
압력이 높아져서 전기를 통할 수 있을 정도의 수소 상태.
■ 금영 측우기 (錦營測雨器)
조선 후기에 만들어진 청동제 측우기. 1971년 12월 21일 보물 제561호로 지정되었다. 전체 높이 31.5cm, 대석(臺石) 높이 1.74m, 삽입 구멍턱의 지름 30.2cm, 깊이 0.5cm, 무게 6.2kg이다. 원래는 공주감영(公州監營) 앞뜰에 있던 것을 일본인이 가지고 갔는데, 1971년 3월 반환되었다. 측우기의 대석은 공주박물관의 진열관인 서낭당 앞 우측 기단 앞에 있던 직사각형 석재로, 앞면과 좌우 양면은 곱게 다듬어져 있으나 뒷면은 거칠다. 각각의 모서리 부분은 둔각을 이루며, 윗면에는 측우기를 끼울 수 있도록 홈이 패어 있다. 이 구멍의 하단(下端)은 낮은 턱을 이루었고, 바닥면의 곡선은 완만하다. 서울특별시 동작구 신대방동 기상청에 보관되어 있다.
■ 금지선 (forbidden line)
확률이 매우 낮은 천이를 통해 일어나는 방출선.  
■ 금환일식 (金環日蝕, annular eclipse)
일식 때 태양의 가장자리 부분이 금가락지 모양으로 보이는 일식. 금환식이라고도 한다. 지구에서 달까지의 거리가 상대적으로 멀어지고, 태양까지의 거리가 다소 가까워지면 달의 시지름이 태양의 시지름보다 상대적으로 작아지는데, 이때 달이 태양의 광구(光球)를 완전히 가리지 못하므로 본영(本影)이 지표에까지 닿지 못하여 일식 현상이 생긴다. 재미있는 자연현상이지만 태양의 물리적 연구에는 거의 도움을 주지 못한다.
■ 급경사 (scarp)
편평한 면을 가로지르는 긴 연직 방향의 벽.  
■ 급속반응 (r-process)
β 붕괴를 거친 핵에 빠른 속도로 중성자가 달라붙어 중원소가 합성되는 반응.  
■ 급속 중력수축 (runaway accretion)
주위의 다른 미행성체보다 더 큰 탈출속도를 가진 미행성체가 더 빨리 성장하는 현상.
■ 기단력 (氣團曆, air mass calendar)
특정기단의 월별 출현빈도표로서 기단과 기후의 관계를 나타내는 표. 특정지점의 월별 기단출현빈도를 계산하여 기후와 연중변화도를 표시한다. 한반도에 영향을 주는 기단에는 시베리아기단 ․양쯔강 기단 ․오호츠크해 기단 ․북태평양기단의 4종류와 각 기단의 변질단(變質團)을 합해 모두 8종류가 있으므로 기단명을 세로축에, 월(月)을 가로축에 두고 발생빈도의 백분율로 나타낸다. 기단명은 일기도상에서 특정한 시점에서의 탁월기단(卓越氣團)을 찾아 그 변질여부를 판별하여 부여한다.
■ 기린자리 (麒麟-, Camelopardalis)
천구 북극 근처에서 보이는 겨울철의 별자리. 약자 Cam. 대략적인 위치는 적경 5h40m, 적위 +70°. 비교적 넓은 범위를 차지하나, 가장 밝은 별이 4등성이어서 그다지 눈에 띄지 않는다. 산개성단 NGC 1502, 나선은하 NGC 2403 등이 있다. 천구의 북극에 가까우므로 북반구에서는 거의 1년 내내 볼 수 있다.
■ 기린자리 z형 변광성 (麒麟-型變光星, Camelopardalis Z-type variable)
신성유사형(新星類似型)인 쌍둥이자리 U형 변광을 반복하다가 때때로 상당히 오랫동안 일정 밝기를 유지하는 변광성. 이 종류의 대표적인 별인 기린자리 Z의 이름을 따서 명명한 것이다. 현재 20여 개가 알려져 있다. 변광할 때는 13∼22일을 주기로 약 3등급의 변화를 보이며 소폭발을 반복하는데 쌍둥이자리 U형 변광성에 비하면 극소일 때의 기간이 비교적 짧다. 일정광도를 유지할 때의 밝기는 극대광도 때보다 변광폭이 약 1/3 정도 떨어져 보인다. 페르세우스자리 TZ, 오리온자리 CN, 안드로메다자리 RX 등이 잘 알려져 있다.
■ 기본관측 (基本觀測, fundamental observation)
항성의 위치를 이전의 관측결과에 구애받지 않고 독립적으로 자오환(子午環)을 이용하여 측정하는 것. 상대관측에 대비된다. 주극성(週極星)이 극점 위쪽, 즉 천정 쪽으로 지날 때(上方通過)의 최고고도와 그 시각을, 아래쪽으로 지날 때(下方通過)의 최저고도와 그 시각을 각각 자오환을 이용해 측정한다. 각 별의 진행방향이 반대이므로 두 관측결과로부터 관측지점의 자오선을 결정할 수 있다. 또 그 때의 고도(高度)로부터 천구의 극점(지구 자전축의 방향)의 고도를 구할 수 있다. 위치가 결정된 극점으로부터 천구 상에서 90° 떨어진 점을 연결한 대원(大圓)이 곧 천구의 적도가 된다. 천구의 극점과 적도가 정해지면, 별들이 남중(자오선 통과)하는 순간의 고도로부터 그 적위(赤緯)를 구할 수 있다. 적경(赤經)은 적도 상에서 춘분점과 별과의 각 거리이므로, 태양이 남중하는 순간의 고도에서 적위를 구하면, 춘분점 ․황도(黃道) ․태양․적도가 만드는 구면삼각형이 나타내는 관계식에서 태양의 적경을 결정할 수 있다. 별의 적경은 그 별의 남중시각과 태양의 남중시각의 차로써 구한다.
■ 기본성표 (基本星表, fundamental catalogue)
천체위치의 기본 좌표계를 정의(定義)하는 기본성(基本星)의 표. 모든 천체의 위치․운동 및 시각, 측지(測地) 등의 연구․응용에 있어서 가장 기초가 되는 필요불가결한 것이다. 19세기 중엽에 최초의 기본성표가 S.뉴컴에 의해서 편집된 이래 관측이나 이론의 진보와 더불어 점차 개선되어 현재까지 약 10종이 간행되었다.
■ 기삼백주토 (朞三百註吐)
조선 전기 선조(宣祖) 때의 학자 간재(艮齋) 이덕홍(李德弘)의 천문역법(天文曆法)에 관한 저술. 1829년(순조 29) 그의 후손들이 간재의 문집속편(文集續篇)으로 간행하였다. 책의 앞부분에는, 퇴계(退溪) 이황(李滉)의 문인으로 《주역(周易)》에 밝았던 이덕홍의 음양오행설(陰陽五行說)과 하락이수론(河洛理數論)이 실려 있고, 뒷부분에는 선기옥형(璿璣玉衡:渾天儀) 및 윤년의 이론과 달(月)의 대소 관계 등이 서술되어 있다. 《간재속집(艮齋續集)》 권2에 수록되어 전한다.
■ 기조력 (tidal force)
두 질량체 사이에 중력이 작용할 때 한 쪽에서 받게 되는 위치에 따른 차등중력. 그 질량체는 차등중력만큼 변형을 받게 된다.
■ 기준좌표계 (reference frame)
위치나 운동이 기술되어 있는 좌표계. 또는 현상을 물리법칙으로 공식화할 수 있는 사고의 기본 틀.  
■ 기체꼬리 (gas tail)
혜성 꼬리의 일부로 이온과 분자로 이루어짐. 태양풍의 작용으로 생긴다. 태양의 복사압으로 밀려나가 생기는 티끌과 꼬리로 구별된다.  
■ 기체이탈 (outgassing)
기체로 이루어지지 않은 물질에서 기체가 이탈하는 현상. 행성이 형성된 후 행성체에서 기체가 탈출하는 현상.  
■ 긴 반지름 (semi-major axis)
→ 장반경 참조.
■ 길 (Gill, David, 1843.6.12~1914.1.24)
영국의 천문학자. 스코틀랜드 출생. 에버딘대학에서 수학한 후, 1872년 린제이 사설 천문대 대장을 거쳐, 1879년 케이프 천문대 대장이 되었다. 1874 년 모리셔스 섬에서 금성의 태양면 통과를 관측하였다. 1877년 어센션 섬에서 화성의 위치를 측정하였는데, 이때의 측정 결과와 1888~1889년 소행성을 집중 관측한 결과를 바탕으로 연구하여 태양시차를 계산하였다. 남반구의 항성관측에 크게 공헌하였으며, 일찍부터 천체관측에 사진술을 이용한 것으로 잘 알려져 있다. 캅테인과 함께 《케이프사진소천성표: Cape Photographic Durchmusterung》를 제작하였는데, 이것은 《본소천성표: Bonn Durchmusterung》와 함께 성신통계학(星辰統計學)에 크게 기여하였다. 그 밖에 남아프리카 지역의 삼각측량을 실시하기도 하였다.
■ 김담 (金淡, 1416~1464)
조선 전기의 천문학자. 본관 예안(禮安). 자 거원(巨源). 호 무송헌(撫松軒). 시호 문절(文節). 1435년(세종 17) 식년문과에 급제, 집현전정자(正字)로 뽑혔다. 왕명으로 이순지(李純之)와 함께 《회회력(回回曆)》을 참고하여 《칠정산외편(七政算外篇)》을 저술하였는데, 이것은 조선을 기준으로 한 최초 역법(曆法)이다. 1447년 이조정랑(正郞)으로 문과중시에 을과로 급제하고, 충주목사 ․안동부사 ․경주부윤 등을 역임, 이조판서에 이르렀다. 이순지와 함께 당대에 가장 뛰어난 천문학자로서, 세종대의 천문 ․역법사업에 크게 공헌하였다. 문집에 《김문절공일고(金文節公逸稿)》이 있다.
■ 김돈 (金墩, 1385~1440)
조선 전기의 문신 ․천문학자. 본관 안동(安東). 1417년(태종 17) 식년문과에 급제하여 1428년(세종 10) 왕명으로 《서한이하 역대보계도(西漢以下歷代譜系圖)》를 찬진(撰進)하였다. 1434년 집현전직제학(直提學)으로 재임할 때 동활자(銅活字)인 갑인자(甲寅字)의 주조에 참여하였으며, 세종의 명을 받아 김조(金銚)와 함께 간의대(簡儀臺) ․보루각(報漏閣)을 만들었다. 승지로 7년간 재임하였고, 이조판서에 이르렀다.
■ 김영 (金泳, ?~?)
조선 후기의 역관(曆官). 천문관측기기의 제작기술에 뛰어나고 역산(曆算)에 밝아 관상감(觀象監)의 감관으로 활동하였다. 1789 년(정조 13) 당시 사용한 각 절기의 중성(中星) 위치가 어긋난 것을 보정하기 위하여, 역관 이덕성(李德星)과 함께 적도경위의(赤道經緯儀)와 지평일구(地平日晷)를 제작하였다. 또 정조의 특명을 받아 《신법중성기(新法中星紀)》 《신법누주통의(新法漏籌通義)》 등을 편찬하였으며, 성주덕(成周悳)과 함께 《국조역상고(國朝曆象考)》 4권을 편찬하였다.
■ 까마귀자리 (Corvus)
봄철에 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Crv. 대략적인 위치는 적경 12h 20m, 적위 -14°. 처녀자리 ․바다뱀자리 ․컵자리 등으로 둘러싸여 있다. α는 까마귀의 머리에 해당하는데, 4등성으로 비교적 어둡고, β, ,, δ, ε는 모두 3등성으로 α보다 밝으며, 사다리꼴을 이루고 있어 쉽사리 눈에 뜨인다. 이 별자리의 남쪽에는 남십자성자리가 있으나, 지평선 밑이므로 한국에서는 보이지 않는다. 그리스신화에서는 태양신인 아폴론이 애인인 코로니스의 행동을 감시하기 위하여 보낸 까마귀가 그 공로로 얻은 별자리라고 한다. 한국과 중국에서는 28수(宿)의 마지막 수인 진(軫)으로 부른다.
■ 껍질원 모델 (shell source model)
별의 모델 중 그 에너지원이 중심핵 바깥의 구면껍질에 있는 모델. 각원(殼源)모델이라고도 한다.

주계열성은 핵에서 수소가 헬륨으로 바뀌며 에너지가 만들어지는데, 오랜 시간이 지나면 별 전체가 균일한 화학조성을 가지지 못하고, 핵 부분으로 헬륨이 집적된다. 따라서 내부의 수소를 모두 연소해 버린 별은 헬륨으로 된 핵과 수소로 된 껍질로 구성된다. 이러한 별에서는 수소껍질의 아래쪽의 온도가 가장 높은 부분에서 수소가 헬륨으로 변하며 핵반응이 일어난다. 이것을 껍질원 모델이라 한다. 별은 진화함에 따라 더욱 복잡한 층상구조(層狀構造)를 가지는데, 그렇게 되면 서로 다른 화학조성으로 된 몇 개의 구면껍질에서 동시에 핵반응이 일어난다. 대개의 경우 항성진화 단계의 적색거성 또는 초거성이다.


■ 나노미터 (namometer, nm)
10-9m. 빛의 파장을 측정하는 단위.  
■ 나비형 도표
흑점 출현대를 그림으로 나타낸 것. 흑점이 출현하는 위도를 세로축으로 하고, 연을 가로축으로 하면, 11년 주기로 나비 모양의 분포가 나오므로, 나비형 도표라고 한다.  
■ 나사 (NASA)
미국 정부기관으로 우주의 과학적인 연구를 담당한다. 1958년 설립되었다.  
■ 나선성운 (spiral nebula)
망원경으로 처음 나선은하를 관측했을 때 붙여진 이름.  
■ 나선은하 (螺旋銀河, spiral galaxy)
은하의 중심인 핵에서 나선방향으로 별들이 밖으로 팔이 나선처럼 분포되어 있는 은하. 정상 나선은하와 막대 나선은하로 대별되며, 우리은하와 안드로메다은하가 여기에 속한다. 중심부에 공 모양의 은하핵(銀河核)이 있고, 거기에서 2개 또는 그 이상의 팔이 뻗어나와 소용돌이를 이루고 있다. 외부은하의 대부분이 나선은하이다. 그 지름은 수만 광년으로, 수백억 개 이상의 항성과 수백 개의 구상성단으로 구성되어 있으며, 타원은하 및 불규칙은하와 함께 몇 개 내지 수백 개가 모여 거대규모의 은하단을 이룬다. 은하의 분류상으로는 정상나선은하(기호 S)와 막대나선은하(기호 SB)로 나눈다. SB형은 핵의 양쪽에 막대가 달린 모양이며, 그 양끝에 나선팔이 감겨 있다. S형 ․SB형 모두 팔과 핵의 상대적 크기, 팔이 감긴 상태 및 팔의 분해도에 따라 S0, Sa, Sb, Sc형과 SBa, SBb, SBc형으로 나눈다. S0형은 타원은하와 나선은하의 중간형이며, Sa형 쪽으로 갈수록 큰 핵과 단단하게 감긴 팔을 가지고 있고, Sc형 쪽으로 갈수록 핵의 크기가 작고 팔이 느슨하게 감겨 있다. SB형도 같은 기준으로 분류된다. 안드로메다은하(Sb형), NGC 3031(Sb형), NGC 1300(SBb형) 등이 대표적인 나선은하이다. 우리은하인 은하계는 안드로메다은하와 비슷한 나선은하이다.
■ 나선팔 (spiral arm)
여러 가지 성간 물질과 별들로 구성된 은하의 나선 모양 구조. 은하 중심부에서 휘감겨 나오는 것으로 보인다.  
■ 나선팔 추적천체 (spiral tracer)
나선팔에서 흔히 관측할 수 있는 천체들. 예를 들면 종족 Ⅰ세페이트, HⅡ 지역, OB별 등을 들 수 있다.  
■ 나침반자리 (羅針盤-, Pyxis)
겨울철에서 봄철에 걸쳐 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 은하수의 동쪽 가장자리에 위치한다. 약자 Pyx. 대략적인 위치는 적경(赤經) 8h 50m, 적위(赤緯) -28 °이다. 가장 밝은 α, β, γ의 세 별도 4등성에 지나지 않는다. 원래 그리스신화의 원정선(遠征船) 아르고호를 나타낸 거대한 별자리(아르고자리)를 프랑스의 천문학자 N.L. 라카유가 네 개로 쪼개어(1752), 동북쪽 작은 부분을 나침반자리라고 명명하였다. 그 후 J. 라란드가 돛대자리라고 하였으나, 1872년 아르헨티나에서 남쪽하늘을 관측하던 B.A. 굴드가 나침반자리로 부를 것을 제안하여 1922년 국제천문연합에서 공인되었다. 한국에서는 일부만 보인다.
■ 낙하유성 (meteorite falls)
하늘에서도 보이며 땅에서도 발견된 운석.  
■ 난류 (turbulence)
불규칙적이고 격렬한 대류 운동.
■ 난류 와동설 (亂流渦動說, turblent hypothesis)
1944 년 C. 바이츠제커가 제창한 태양계 기원설. 태양 부근에 있는 기체의 난류를 수학적으로 해석하고, 그 소용돌이에 의해서 우주진(宇宙鹿)이 응집해서 행성(行星)이 된다고 하는 설이다. J.E. 보데의 법칙을 어느 정도 설명할 수 있으며, 확률적으로도 드문 항성의 만남을 고려하지 않아도 된다는 점에서 유력한 설이라 하여 당시 조우가설(遭遇假說)로 기울어져 있던 천문학계를 일거에 칸트, 라플라스 이래의 자력 생성론(自力生成論)으로 되돌려 놓았다. 그런 의미에서 이것을 신성운설(新星雲說)이라고도 한다. 그 뒤 휘플, 카이퍼 등이 바이츠제커설의 갖가지 난점을 보정(補正)하였다.
■ 난류점성 (turbulent viscosity)
어떤 기체 혹은 유체 내에서 어느 한 부분의 난류가 다른 부분의 흐름에 영향을 미치게 되는 특성. 태양계 성운에서 각운동량이 전파되는 기작을 설명하는데 중요한 역할을 한다.  
■ 날짜 변경선 (international date line)
지구상에서 날짜를 변경하기 위해 편의상 경도 180° 부근에 설정된 가상의 선. 이곳을 서에서 동으로 넘을 때는 날짜를 1일 늦추고, 동에서 서로 넘을 때는 날짜를 1일 앞당긴다. 날짜선 또는 일부변경선(日附變更線)이라고도 한다. 태평양의 거의 중앙부, 대략 경도(經度) 180°선을 따라 남북으로 설정되어 있으며, 이 선을 경계로 동쪽과 서쪽에서 날짜가 하루 달라진다. 지구의 자전에 의한 평균 태양시는 지구상의 각 지점마다 차이가 생기는데, 그 차이는 경도 15°에 대하여 1시간의 비율로 동쪽으로 갈수록 앞서 간다. 따라서 날짜를 정할 때 이 차이를 고려하지 않으면 큰 모순이 생긴다. 예를 들면, 한국의 표준시(동경 135°의 평균 태양시)로 1월 1일 0시일 때 동경 150°에서는 1일 1시, 동경 165°에서는 1일 2시가 되며, 계속 동쪽으로 돌아 그리니치(경도 0°)에서는 1일 15시, 다시 동쪽으로 나아가 동경 120°에서는 1일 23시가 되고, 결국 한국은 2일 0시가 되고 만다. 이러한 모순을 해소하기 위해서 경도 180° 부근에 사람이 살고 있는 육지를 피해서 날짜변경선을 설정하였는데, 이 선을 서쪽에서 동쪽으로 지날 때는 같은 날짜를 반복하고, 동쪽에서 서쪽으로 지날 때는 하루를 더해야 한다.
■ 날치자리 (Volans)
남쪽하늘에서 용골자리 남쪽으로 보이는 별자리. 약자는 Vol. 대략적인 위치는 적경(赤經) 7h 40m, 적위(赤緯) -70°이다. 6개의 4등성이 주가 되어 이루어진 별자리로, 1603년 바이엘이 남양의 동물들의 이름을 붙여서 만든 12개의 별자리 중 하나이다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 남 (南, south)
방향의 하나. 해가 뜨는 방향(東)을 보고 섰을 때 오른쪽 방향을 말한다. 북(北)과 반대 방향이다. 방위(方位)로서 십이지(十二支)를 배치할 때는 오(午)가 되며, 북을 가리키는 자(子)와 연결한 선을 자오선(子午線)이라 한다. 사시(四時)로서는 여름, 오행설(五行說)에서는 불(火)이 된다.
■ 남극권 (南極圈, Antarctic Circle)
남위(南緯) 66.5°에서 극(極)까지의 지역. 남반구(南半球)에서는 하늘의 극 방향은 남쪽이므로, 하늘의 극을 뒤로 해서 하늘을 바라보면 태양은 동쪽에서 떠올라 서쪽으로 진다. 또, 남극권의 경계가 되는 남위 66.5°의 지점에서는 동지(冬至)에 태양은 정남(正南)의 지평선에 접촉할 뿐이고, 하루 종일 지평(地平) 밑으로 지지 않는다. 반대로 하지(夏至)에는 태양이 떠오르지 않는다. 남극권 내에 들어가면, 태양이 지지 않는 날이 동지를 중심으로 그 전후에 나타나고, 또 하지를 중심으로 태양이 떠오르지 않는 날이 역시 그 전후에 나타난다. 이러한 현상은 극점(極點)에 가까울수록 현저해지고, 남극점에서는 추분(秋分)에서 춘분(春分)까지는 낮만 계속되며, 춘분에서 추분까지는 밤만 계속된다. 66.5°선은 수리적 기후 구분에 의하면 한대와 온대의 경계이다. 또한, 남극대륙의 동경 50°에 있는 프린스올라프 해안 부근에서 동경 140°의 아델리 해안까지의 사이는 반원상(半圓狀)의 남극대륙의 해안선과 일치하고 있다.
■ 남극운석 (南極隕石, antarctic meteorite)
남극의 빙원(氷原)에서 무더기로 발견되는 운석. 남극의 만년빙(萬年氷)에는 오랜 기간 동안 떨어진 운석들이 얼음에 묻혀 있다가 얼음의 운동에 따라 서서히 이동하여 얼음이 녹는 지역에 축적된다. 그 때문에 이 운석들은 한 지역에서 한꺼번에 발견된다. 수천 개의 운석이 1970년대에 발견되었는데, 대부분 1kg 이하의 작은 돌들이다. 이는 현재까지 알려진 운석 수의 반에 해당하고, 얼음에 묻혀 있었기 때문에 거의 지상의 이물질이 들어 있지 않아 학술적으로 운석의 기원을 연구하는 데 크게 기여했다.
■ 남두육성 (南斗六星)
궁수자리에 속하는 6개의 별. 여름밤의 남쪽 하늘에서 볼 수 있는 궁수자리의 ζ, τ, σ, φ, λ, μ 의 6개 별이 북두칠성(北斗七星)을 닮아 한국과 중국에서는 예로부터 남두육성이라 하였으며, 두수(斗宿)라고도 하여 장수(長壽)를 다스리는 별로 여겼다. 또한 궁수자리 γ, δ, ε, η 가 만드는 사각형을 기수(箕宿)라고 하였다.
■ 남십자자리 (南十字-, Crux)
봄철에 남쪽 하늘의 센타우루스자리 남쪽에 보이는 별자리. 약자는 Cru. 대략적인 위치는 적경 12 h 20 m, 적위 -60°이다. α, β, γ, δ가 十자형을 이루고 있기 때문에 이 네 별만을 별도로 남십자성이라 부른다. γ(1.6등급), δ(2.8등급), β(1.2등급), α(0.8등급)는 각각 북 ․북서 ․남동 ․남쪽을 가리키는데, 북쪽의 γ에서 남쪽의 α로 직선을 그으면, 그 방향이 천구의 남극을 가리키므로, 남십자성은 근세 항해시대 이후 남쪽 바다를 항해하는 사람들의 중요한 표적이었다. 남십자성은 은하수 사이에 있지만 밝은 별들이기 때문에 쉽게 찾을 수 있다. 그 밖에는 밝은 별들이 별로 없지만, 이른바 '보석상자'라는 이름의 아름다운 산개성단 NGC 4755와 '석탄자루'라 부르는 암흑성운을 가지고 있다. 원래 프톨레마이오스 시대에는 센타우르스자리의 일부였으나, 1592년 E. 몰리노의 천구의(天球儀)에 처음으로 남십자성이 그려졌고, 1627년 A. 로이어의 성도(星圖)에서 정식으로 별자리로 독립된 것이다. 북위 30° 이남에서만 볼 수 있으므로, 한국에서는 보이지 않는다.
■ 남자극점 (south magnetic pole)
별이나 행성에서 자기의 북극에서 뻗어나온 자기력선이 모여 들어가는 지점.  
■ 남점
자오선이 남쪽에서 지평선을 통과하는 것.  
■ 남중 (南中, culmination)
지구의 자전에 의해 천체가 일주운동(日周運動)을 하여 천구의 북극 위쪽으로 자오선을 통과하는 것. 정중(正中) 또는 자오선통과라고도 한다. 대부분의 천체는 남중할 때 고도가 최고가 된다. 어떤 천체의 남중고도와 남중시(南中時)를 측정하면 그 천체의 적경(赤經), 관측지의 경도(經度) ․위도(緯度), 항성시(恒星時) 등을 구할 수 있다. 태양시는 태양의 남중시를 기준으로 한 것이다. 한편, 천체가 천구의 북극 아래쪽으로 자오선을 통과하는 것을 북중이라고 한다.
■ 남중고도 (南中高度, meridian altitude)
천체가 자오선을 통과할 때(남중한 순간)의 고도. 관측점에서의 위도의 여각(餘角)과 그 천체의 적위(赤緯)를 합한 값과 같다. 천체의 남중고도를 h, 천체의 적위를 δ, 관측지의 위도를 φ라고 하면, φ>δ인 경우 h=90°-(φ-δ)가 되고, φ<δ인 경우 h=90°-(δ-φ) 가 성립한다. 대부분의 천체는 남중시 고도가 가장 높아진다.
■ 남쪽물고기자리 (南-, Piscis Austrinus)
가을철 남쪽하늘에서 낮게 보이는 작은 별자리. 약자 PsA. 물병자리의 남쪽에 위치한다. 대략의 위치는 적경 22h 0m, 적위 -32°이다. 1.2등성의 α(포말하우트)는 가을철의 대표적인 별로 약간 붉은색을 띠는 것처럼 보이나, 이는 지평선에 가까운 대기를 통해서 보기 때문이며, 실제로는 분광형 A3의 고온 백색별이다. 그리스신화에서는 성스러운 물병에서 흘러나온 물이 남쪽물고기의 입에 해당하는 포말하우트(Fomalhaut)로 들어간다고 한다. 예로부터 한국과 중국에서는 북락사문(北落師門)이라 일컬었다.
■ 남쪽삼각형자리 (南-三角形-, Triangulum Australe)
남쪽하늘의 은하수를 따라 자리하는 작은 별자리. 약자 TrA. 대략적인 위치는 적경 15h 40m, 적위 -65°. 2등성인 α와 3등성인 β 및 의 세 별이 거의 정삼각형으로 늘어서 있어 비교적 눈에 잘 띄는 별자리이다. α는 분광형 K의 적색별이다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 남쪽왕관자리 (南-王冠-, Corona Austrina)
궁수자리 남쪽에 있는 작은 별자리. 여름부터 가을에 걸쳐 남쪽하늘에서 낮게 뜬다. 약자는 CrA. 대략적인 위치는 적경(赤經) 18h 30m, 적위(赤緯) -41°. 밝은 별은 별로 없고, 몇 개의 4등성과 5등성이 왕관에 단 보석처럼 반원형(半圓形)으로 늘어서 있는데, 북쪽왕관자리에 대응하여 그러한 이름이 붙었다. NGC 6541이라는 구상성단을 가지고 있다. 한국에서는 일부만 볼 수 있다.
■ 남회귀선 (南回歸線, tropic of capricorn)
태양이 천구에서 가장 남쪽에 머무는 적위 또는 태양이 그 곳에 머무는 시간. 남위 23° 27'의 위선. 적도에서 남쪽으로 23。27‘ 떨어진 위선. 추분에 적도에 있던 해가 점점 남으로 향하여 이 선의 바로 위를 지나는 날이 동지가 된다. 일명 동지선이라고도 한다. 북반구에서는 동지선(冬至線)이라고도 한다. 동짓날 태양의 남중고도가 90°로 되어 천정(天頂)을 통과하는 위선이며, 남반구에서는 열대와 온대를 구분하는 경계선이다. 북반구의 북회귀선에 대응된다. 오세아니아의 거의 중앙부를 횡단하여, 칠레의 안토파가스타에서 남아메리카를 가로질러 브라질의 상파울루를 지나, 남서아프리카 보츠와나의 칼라하리사막을 횡단하여 모잠비크의 남부를 통과한다.
■ 낮(daytime)
태양이 지평선 위로 나와서 지평선 아래로 질 때까지의 시간. 아침부터 저녁까지의 해가 떠 있는 동안을 말하며, 주간(晝間)이라고도 한다. 좁은 의미로는 아침․저녁에 대응하여 대낮, 즉 정오 전후의 시간을 가리키기도 한다. 지구의 자전축이 공전면에 대하여 직각이 아니고, 66° 33' 정도 기울어 있기 때문에 낮의 길이는 위도와 계절에 따라서 다르다. 일반적으로 어떤 지역에서 낮의 길이를 t(시간), 위도를 φ, 태양의 적위(赤緯)를 δ라 하면, cos(15°×0.5t) =-tan φ․tan δ라는 관계식이 성립한다.
■ 내부 코로나 (內部-, inner corona)
태양표면에서 30만∼40만 km까지의 코로나. 태양반지름의 반 정도의 두께로 태양을 둘러싸고 있으며, 외부코로나 같은 깃털 모양의 구조는 나타내지 않고, 황백색의 강한 빛을 내고 있다. E코로나라고 하는 선스펙트럼도 방사(放射)하고 있는데, 이것은 흡수선이 없는 연속스펙트럼이다. 온도는 100∼200만 K에 달하며, 밀도는 1㎤당 원자수로 평균 108개이다. 이처럼 고온인데다, 고속의 열전자(熱電子)에 의한 열전도율이 높기 때문에 전체적으로 고른 온도분포를 나타낸다. 밝기는 전체적으로 만월(滿月) 정도이나, 밖으로 향할수록 급격히 감소한다. 이는 전자의 수가 줄기 때문이다. 내부코로나의 바깥쪽에는 미립자에 의한 태양광의 반사나 회절(回折) 때문에 생긴 외부코로나가 이어져 있다.
■ 내인설 (內因說)
월면(月面)의 크레이터가 달 내부의 지질활동으로 만들어졌다는 설. 이 설에서는 달의 크레이터가 대부분 화산(火山)의 화구로 생각되기 때문에, 화산설(火山說)과 거의 같은 것으로 간주된다. 달에 대한 망원경 관측이 실시된 17세기부터 강력히 대두되었는데, 19세기에 와서 달의 크레이터를 운석(隕石)충돌의 자국일 것이라는 운석충돌설(또는 그 외의 외부작용도 포함)이 나와서 격렬한 논쟁이 있었다. 많은 월면 크레이터의 구조로 볼 때, 운석충돌설이 좀더 우세하나, 내인설도 상당한 근거를 가지고 있어 현재는 두 설 모두 인정받고 있다.
■ 내합 (inferior conjunction)
내행성이 지구와 태양과 일직선상에 놓이는 상태. 한 행성이 다른 행성의 안쪽에서 궤도운동을 할 때 안쪽의 행성이 바깥쪽의 행성과 태양에 대하여 같은 방향으로 일직선상에 놓이는 상태. 태양과 거의 같은 방향에 있어서 관측은 어려우나, 내행성은 지구에 가장 가까워진다. → 합 참조.
■ 내합과 외합
태양과 내행성(수성, 금성)이 일직선 위에 놓이게 되는 시각이며, 태양, 내행성, 지구 순으로 있는 경우를 내합이라 하며, 내행성, 태양, 지구 순으로 있는 경우를 외합이라 한다.  
■ 내행성 (內行星, inferior planet)
태양계에서 지구 궤도의 안쪽에서 돌고 있는 행성(수성, 금성). 지구보다 태양에 가까운 궤도를 도는 행성. 수성과 금성이 이에 속한다. 금성은 지구와 같은 정도의 크기이며, 화성과 마찬가지로 이산화탄소를 주성분으로 하는 대기를 가지고 있으나, 밀도는 훨씬 높다. 수성은 태양계의 행성 중 두 번째로 작은 행성으로, 대기를 가지고 있지 않다. 내행성은 천구 상에서 그 운동이 지구 바깥쪽에 있는 외행성(外行星)과는 현격히 다르기 때문에, 천동설(天動說)에서 특별한 취급을 받아왔으며, 지구에서 볼 때 지구와 태양 및 내행성의 위치에 따라서 달과 마찬가지로 위상변화를 일으킨다. 지구, 내행성, 태양의 순으로 일직선으로 놓이는 것을 내합(內合)이라 하며, 지구, 태양, 내행성의 순으로 놓이는 것을 외합이라 한다. 또한 태양과 지구, 내행성이 이루는 각이 최대가 되는 경우를 최대이각이라 한다. 수성보다 안쪽으로는 아직 새로운 행성이 발견되지 않고 있다.

■ 년(年, year)
지구가 태양의 둘레를 한 번 공전하는 시간의 단위. 보통 춘분점(春分點)에서 춘분점까지의 태양년(太陽年:365일 5시 48분 46초)을 가리키나, 그 밖에도 천구에 대한 1공전의 항성년(恒星年:365일 6시 9분 10초), 근일점(近日點)을 바탕으로 한 근점년(近點年:365일 6시 13분 53초) 등의 단위도 있다. 1 태양년의 길이는 세차(歲差)의 변화 때문에 100년마다 약 0.5초 줄어든다. 역법(曆法)상 태양력에서는 1년을 365일로 하고, 400년 간에 97일의 윤일(閏日)을 두어 단수(端數)를 조절하고, 태음태양력(太陰太陽曆)에서는 삭망월(朔望月)의 12개월을 1년으로 하여, 2년 내지 3년에 한 번 윤월(閏月)을 두어 4계절과의 차이를 조절한다.
■ 네레이드 (Nereid)
해왕성(海王星)의 8개 위성 중 가장 바깥쪽에 있는 위성. 1949년 G. 카이퍼가 발견하였다. 광도 19등급, 행성지름 약 300km이다. 궤도 긴반지름 약 550만 km로, 이심률이 매우 큰 타원 궤도를 360일을 주기로 공전한다. 소행성이 해왕성 근처를 지나가다 해왕성의 인력에 끌려 위성이 된 것으로 추측된다.
■ 네불륨 (nebulium)
행성상 성운을 구성하는 것으로 생각되던 가상의 원소. 행성상 성운의 스펙트럼이 나타내는 금지선에서 추측한 것이나, 후에 고도로 전리(電離)된 기체의 스펙트럼임이 밝혀져 이 원소의 존재는 부정되었다.
■ 노턴성도 (Norton's Star Atlas)
영국의 노턴이 1910년에 저술한 표준적인 육안성성도(肉眼星星圖). 광도 6.35등급보다 밝은 모든 항성(恒星)과 극대광도 7등 이상으로 밝아지는 변광성 등 8,400개의 별이 수록되어 있고, 작은 망원경으로 보이는 약 600개의 성단(星團) ․성운(星雲)도 실려 있다. 천체의 위치는 1950년 춘분점(春分點)을 기준으로 표시하였고, 천구 상의 1°를 약 3mm로 하여 전체 하늘을 8장의 그림으로 나누었다. 최근의 판(版)에는 새로운 별자리의 경계선이 구분되어 있으며, 약 50면에 달하는 천문용어의 해설과 각종 표가 붙어 있다.
■ 농사력 (農事曆)
농사를 지을 시기를 기록한 책력(冊曆)이나 도표. 파종(播種)에서 수확까지 농사의 전(全)과정에 걸쳐서 해야 할 주요한 농사작업의 일정을 표시하여 농사작업의 시기를 놓치지 않고, 농사작업의 진행이 되도록 편리하게 만들어져야 한다. 각종 연구기관에서 비교적 상세하게 만들어 놓은 것이 있어 그 표를 표본으로 삼아야 하나, 장소 또는 해에 따라서 농사계절이 바뀌므로 각 농가가 스스로 작성하여 사용하는 것이 바람직하다.
■ 농수각 (籠水閣)
조선시대 실학자 홍대용(洪大容)이 현재의 충청남도 천안시 수신면에 위치한 자기 집 연못 가운데에 만들어 놓았던 사설천문대. 이 천문대의 건물과 기구들은 실제 천문 관측에 이용하기 위한 것이라기보다는 전시하기 위한 것이었다고 생각된다. 이들 시설은 나주(羅州)의 기술자 나경적(羅景績)과 그 제자 안처인(安處仁)이 의뢰를 받아 1759년부터 3년 동안 만들어 1762년 완성했는데 혼천의(渾天儀)와 서양식 자명종(候鐘)이 중심이었다. 그 밖에도 통천의(統天儀), 혼상의(渾象儀), 측관의(測管儀), 구고의(句股儀) 등이 있었다. 홍대용은 이 정자를 완성하고 두보(杜甫)의 시에서 한 구절을 따서 이름을 농수각이라 지어 우주를 나타내려 했다. 홍대용의 문집 《담헌서(湛軒書)》에 '농수각기' 등이 기록되어 그 사정을 알려주고 있다.
■ 누각 (漏刻)
물시계의 일종. 물을 넣은 항아리(壺)의 한쪽에 구멍을 뚫어 물이 흘러나오게 하고, 그것을 받는 그릇에 시각을 새겨 넣은 잣대(箭)를 띄워 그 잣대가 떠오르는 것으로써 시각을 알게 되어 있다. 맑은 날과 낮에만 쓸 수 있고 흐린 날과 밤에는 쓸모없는 해시계보다 유용하여, 한국에서는 그 시기가 분명하지 않으나, 삼국시대 이후 국가의 공인 시계로서 중요시되었다. 《삼국사기》에는 신라 성덕왕(聖德王) 17년(718)에 처음으로 누각을 만들고, 이를 관리하는 기관으로 누각전(漏刻典)을 설치하여, 박사 6인 ․사(史) 1인의 관원을 두었다는 기록이 있다. 기록상으로는 이것이 한국 최초의 누각이지만, 이보다 앞서 554년 일본으로 건너간 백제 천문학자(曆博士)들의 지도를 받은 일본에서 누각이 제작되고(671), 누각박사 ․역박사 등이 제도화된 점으로 미루어, 백제에서는 이미 6세기에 누각이 제작되고, 누각박사의 관직이 있었던 것으로 짐작된다. 이 시대의 누각은 시(時)와 오경(五更)을 알아내는 정도의 원시적인 것이었으나, 고려 ․조선을 거쳐 개량 ․발전되면서 시계로서의 기능을 유감없이 발휘하게 되었다. 고려시대의 누각은 사료(史料)가 없어 상세하지는 않으나, 계호정(挈壺正)이나 장루(掌漏) 같은 누각담당 관리가 있었고, 서운관(書雲觀) ․태복감(太卜監) ․사천대(司天臺) 등의 기관에서 천문(天文) ․역수(曆數) ․측후(測候) ․각루(刻漏) 등의 일을 관장한 사실로 미루어 누각이 공인 시계중성자별을 알 수 있다. 조선이 건국되고 도읍을 한양으로 옮긴 후 새로운 표준시계가 요청되어, 1398년(태조 7) 5월 종로에 종루(鐘樓)가 세워지고 경루(更漏)가 설치되었다. 조선시대에 최초로 제작된 누각인 경루는 고려 말에 사용된 부루(浮漏) 또는 부전(浮箭)과 같은 유입형(流入型) 물시계였을 것이며, 1316년 원(元)나라에서 제작된 것으로 알려진 두자성(杜子盛)이나 세운행(洗運行)과 같은 유형이었으리라 짐작된다. 이 물시계에 의하여 사진(司辰)이라는 서운관 관리가 종루에 걸어 놓은 대종(大鐘)을 쳐서 경점(更點)을 알렸다. 당종법(撞鐘法)은 초경(初更)에는 28수(宿)의 수에 따라 28회를 울렸고, 오경(五更)에는 33천(天)에 따라 33회를 울렸는데, 전자를 인경(人定)이라 하여 이 시각에 성문을 닫았으며, 후자를 바라(罷漏)라 하여 성문을 여는 시각으로 삼았다. 1424년(세종 6) 5월에는 경복궁에 청동제 누각(更點의 器)을 중국의 체제를 참고하여 주조하였다. 세종 때에는 이 밖에도 몇 가지 물시계가 제작되었는데, 1434년(세종 16)에 처음으로 자동시보장치를 가진 물시계를 제작하였다. 이것은 세종의 강력한 염원이기도 하였고, 옛 시계 제작자들의 꿈이기도 하였다. 세종은 이를 위하여 동래현(東萊縣) 관노인 장영실(蔣英實)을 특별히 등용하여 상의원별좌(尙衣院別坐) 직책을 주고 중국에 파견하여 물시계를 연구하게 하였고, 장영실은 천문학자 김빈(金)과 함께 2년여의 노력 끝에 1434년6월에 자동시보 물시계를 완성하였다. 자격루(自擊漏)라고 하는 이 자동시보 물시계는 경복궁 남쪽 보루각(報漏閣)에 설치되어, 그해 7월 1일을 기하여 경루를 대체(代替)하고 새로운 표준시계로 사용되기 시작하였다. 자격루는 부정시제(不定時制)인 당시의 야루법(夜漏法)에 맞게 경점(更點)을 자동으로 시보하도록 정밀하게 설계되었고, 그 기능은 귀신과 같아서 보는 사람으로 하여금 감탄을 금할 수 없게 하였다 한다. 수수호(受水壺)의 길이가 11자 2치, 지름이 1자 8치나 되는 거대한 것이었다. 이것은 오직 장영실이 있었기 때문에 그렇게 복잡하고 정밀한 자동시보장치를 설계 ․제작할 수 있었다는 《세종실록》만 보더라도, 자격루의 제작은 조선이 물시계를 기계시계로 발전시키는 기술향상에 크게 이바지하였고, 정확한 시간측정에도 큰 공헌을 하였다. 그러나 자격루는 창설된 지 21년 만인 1455년(단종 3) 2월 사용이 중지되고 보루각도 폐지되었는데, 이는 장영실이 죽고 공동설계자인 김빈도 그해 10월에 운명할 정도로 고령이어서 고장난 부분을 고칠 수 없었던 것이 원인인 것 같다. 자격루는 그 후 14년 만인 1469년(예종 1) 복원되었다가 1505년(연산군 11) 창경궁으로 이전되었다. 그 후, 새로운 자격루가 1536년(중종 31) 제조되었는데 그 구조는 장영실의 자격루와 같은 것이었고, 점수(點宿)를 스스로 칠 뿐 아니라 인경과 바라도 울릴 수 있는 것이었다. 한편, 세종의 총애로 대호군(大護軍)까지 오른 장영실은 세종을 위하여 천상시계(天象時計)며, 자동물시계인 옥루(玉漏)를 만들어 바쳤다. 그것은 1438년(세종 20) 1월에 완성되어 경복궁 천추전(千秋殿) 서쪽에 흠경각(欽敬閣)을 지어 설치하였다. 옥루는 수격식(水激式) 동력장치를 가진 일종의 자동 천상물시계라 할 수 있는데, 명종 초 경복궁 화재로 없어진 것을 1554년(명종 9)에 다시 만들었다. 그 밖에 조선시대의 누각에는 의기라는 일종의 물시계가 있는데, 이 시계에는 농가사시(農家四時)의 광경이 새겨 있어 계절에 따른 농사진행 상황을 한눈으로 볼 수 있었다 한다. 또한, 1437년(세종 19) 6월에는 휴대용 물시계인 행루(行漏)가 여러 개 완성되어 함길도와 평안도의 도절제사영(都節制使營)과 변경(邊境)의 각 군(郡)으로 보내졌다. 현재 덕수궁에 보존되어 있는 누각은 중종 때 만든 자격루로, 1653년(효종 4) 시헌력(時憲曆)의 시행에 따라 1일 96각(刻)으로 바뀌자 자격장치를 그대로 쓸 수 없어, 그것을 제거하고 누기(漏器)만으로 조선 말까지 누국(漏局)에서 사용하였다.
■ 누주통의 (漏籌通義)
조선시대의 천문서(天文書). 활자본. 1책. 원저자와 연대는 미상이나 1789년(정조 13) 관상감원 김영이 편한 것이 전한다. 고대의 누각통의(漏刻通義)를 설명함과 아울러 1년 4계절 5경(更)의 경마다 주요 성수(星宿)를 들었다. 이 책에서 설명하는 누주는 11전(箭)으로 되어 있는데, 1년을 11등분하여 각 전을 여기에 분배해서 1주야(晝夜)가 같은 2계절을 주관하도록 하였다. 가령, 동지(冬至) 초일부터 대한(大寒) 후 2일까지와, 소설(小雪) 전 4일에서 동지 전 1일까지의 2계절은 제1전(箭)을 이용하여 시각을 계산하고, 대한 후 3일에서 입춘(立春) 후 2일 사이와, 입동(立冬) 전 4일에서 소설(小雪) 전 5일 사이에는 제2전으로 시각을 계산하였다. 《세종실록》에 보면 1437년(세종 19) 휴대용 물시계인 행루(行漏)와 더불어 《누주통의》를 함길도 ․평안도 등의 각 변경에 보내어 군진(軍陣)에서 시간측정에 정확을 기하도록 하였다는 기록이 있다.
■ 누호 (漏壺)
옛날 물시계 또는 물시계에 쓰이는 물 항아리. 옛날 물시계는 물을 담은 통을 높으 곳에 두고 여기서 파이프를 따라 물이 흘러내려가 아래의 통에 띄운 잣대가 떠올라 시각 눈금을 보여주게 되어있는데, 위쪽에 물을 담은 통을 누호라고 하고 잣대가 떠오르는 물통을 전호(箭壺)라고 불렀다. 누호라는 말은 중국에서 각루(刻漏)라는 말과 함께 물시계 자체를 가리키는 말로도 쓰였다.
■ 뉴턴 (newton)
힘의 SI 단위. N.  
■ 뉴턴식 반사 망원경 (Newtonian reflector)
주경에서 모아진 빛을 경통 앞에 45도 기울여 놓여진 평면경으로 90도 꺾어서, 경통 밖으로 이끌어내어 그곳에서 관측하도록 한 반사 방원경.  
■ 뉴트리노 (neutrino)
광속으로 움직이며 약간의 질량을 가지고 있고 전기적으로 중성인 입자. 다른 물질과 반응을 거의 하지 않아 관측하기 힘들다. 암흑불질의 후보로 거론되고 있다. 핵 반응시 에너지를 갖고 달아난다. 중성미자라고도 한다.  
■ 뉴트리노 천문학 (neutrino astronomy)
중성미자(中性微子)를 이용해서 천체 현상을 연구하는 학문. 우주의 중성미자 기원에 대해서는, ① 항성에서 핵반응으로 발생하는 것, ② 우주선(宇宙線)과 물질의 충돌에 의해 생기는 것, ③ 우주 초기의 고온 ․고밀도 상태로부터 생긴 것의 3가지가 있다. ①에 대해서는, 이미 태양으로부터 중성미자가 실제로 관측되고 있다. 진화가 진행된 적색거성(赤色巨星)에서는 중성미자의 세기가 빛의 세기를 훨씬 넘고, 초신성(超新星)의 폭발시에는 대량의 중성미자가 1초 이내에 방출되는 것으로 보인다. ②에서는 충돌로 생기는 대전(帶電)된 π입자의 붕괴에 의해서 중성미자가 발생한다. 우주선은 펄서(pulsar)나 퀘이사(quasar:準星) 등의 활동천체에는 대량으로 존재할 가능성이 있는데, 이들 활동천체는 강한 중성미자원(源)으로 예상된다. ③은 빅뱅(big bang) 우주론이 예언하는 것으로, 현재의 우주에는 1㎤에 약 102개의 매우 약한 에너지의 중성미자가 가득 차 있다. 만약 중성미자에 정지질량(靜止質量)이 있다면 우주의 물질 대부분은 중성미자가 차지하게 되어, 우주론에 커다란 영향을 줄 것이다. 이상에서 보는 바와 같이, 현 상태에서 뉴트리노천문학은 거의 이론적이다. 중성미자의 관측계획으로는 DUMAND라고 명명된, 바닷물을 검출기로 하여 고에너지 뉴트리노를 검출하려는 계획이 국제적인 협력 하에 하와이의 먼 바다에서 진행되고 있다.
■ 느린 과정 (slow process s-process)
β 붕괴에 의해 만들어진 핵에 중성자가 천천히 달라 붙어 중원소가 형성되는 과정.
■ 니콜슨 (Nicholson, Seth Barnes, 1891.11.12~1963.7.2)
미국의 천문학자. 일리노이주에서 태어났다. 드레이크대학에서 천문학을 수학하였고, 캘리포니아대학에서 학위를 취득하였다. 1914년 리크천문대에서 목성의 제9위성을 사진관측으로 발견하고, 이것이 역행(逆行) 위성임을 확인하였다. 이듬해 윌슨산 천문대에서 E. 페팃과 공동으로 지름 2.5m 망원경에 열전기쌍(熱電氣雙: 열기전력을 이용하는 온도계)을 병용하여, 1922년에 장주기변광성(長周期變光星)의 광도를, 1929년에는 월식 때 달의 표면온도를 정밀 측정하였다. 1938년에는 다시 목성의 제10, 11 위성을, 1951년에는 제12위성을 발견하였다. C. 톰보가 발견한 명왕성의 궤도를 확인하고, 해왕성에 미치는 섭동(攝動)의 크기에서 명왕성의 질량을 추정하였다. 저서로 《태양흑점의 자기관측(磁氣觀測)》(G.E. 헤일과 공저)이 있다.
■ 니트 혜성 (Neat comet)
2001년 8월 미국항공우주국(NASA)에서 발견한 비주기 혜성. 미국항공우주국(NASA)이 지구에 접근하는 소행성 궤도를 연구하는 과정에서 2001년 8월에 발견하였다. 부호 C/2001 Q4이며 연구 프로그램의 이름을 따서 니트 혜성이라고 이름 붙였다. 발견 당시 밝기는 20등급이었다. 니트 혜성은 남반구에서 북반구로 이동하므로, 북반구에서는 5월 5일 이후 관측할 수 있다. 미국항공우주국은 니트 혜성이 5월 7일경에 가장 밝아져 0.9등급에 이를 것으로 예측하였으나 실제로는 이보다 어두운 3등급 정도의 밝기에 그쳤다. 니트 혜성은 5월 15일 태양에 가장 가까이 접근하는데 이때를 놓치면 관측하기 힘들다. 한국에서 니트 혜성을 볼 수 있는 가장 좋은 시기는 저녁 서쪽하늘에서 고도가 20도 이상으로 높아지는 5월 10 일부터 20일까지이다.


■ 다이너모 모형 (dynamo model)
행성 (또는 별)의 자기장 생성 모형으로, 이 모형에 따르면 핵 내부에 있는 전도성 유체의 조직적 운동으로 자기장이 생기게 된다.  
■ 다윈 (Darwin, George Howard, 1845.7.9~1912.12.7)
영국의 천문학자. 생물학자 C. 다윈의 차남으로, 켄트 다운에서 태어났다. 케임브리지대학 졸업 후, 케임브리지대학의 특별연구원으로 발탁되어 1883년부터 종신토록 천문학 교수를 지냈다. 주요 연구로는 조석현상(潮汐現象)의 조화해석(調和解析), 조석마찰의 영향 추정, 삼체문제(三體問題)의 주기궤도 계산, 회전유체(回轉流體)의 평형형상 탐사 등이 있다. 이러한 수리이론(數理理論)을 지구-달 계(系)에 응용하여 그 기원과 진화를 전개하였다. 1899년 왕립천문학회장, 1905년 영국과학진흥협회장, 1911년에 왕립학회 회원으로 천거되었다. 저서로 《조석 The Tides》 《과학논문집 Scientific Papers》(4권) 등이 있다.
■ 다이내믹 미터 (dynamic meter)
지구 표면 위에서 중력퍼텐셜을 나타내는 단위. 105㎠/s2을 1다이내믹 미터로 한다. 지상 수십 km 범위에서는 중력가속도의 변화는 작고 중력퍼텐셜의 값은 고도(기하학적)의 차에 비례한다고 볼 수 있다. 따라서 중력퍼텐셜의 단위로 고도를 나타낼 수 있다. 즉, 중력가속도 g의 값이 1,000인 곳에서는 1다이내믹 미터가 정확히 1m에 대응한다. 실제로는 g≒980이므로, 1다이내믹미터는 102/980≒102cm이다.
■ 다이아몬드링 (diamond ring)
개기일식이 끝나고 광구(光球)의 일부분이 달 주변으로부터 벗어나는 순간에, 밝은 광구가 채층(彩層)과 내부 코로나의 둥근 테 가장자리에서 번쩍이며 다이아몬드처럼 보이는 현상. 이는 개기일식 직전에도 나타나지만, 그때는 사람의 눈이 밝은 빛에 익숙해 있어 채층이나 내부 코로나를 보지 못하기 때문에 다이아몬드링도 인식하지 못한다. 그러나 개기일식이 끝날 무렵에는 눈이 어둠에 익숙해 있어 쉽게 채층과 내부 코로나를 볼 수 있으므로 다이아몬드링을 관측할 수 있다. 이 현상이 계속되는 시간은 5∼10초이며, 최초로 나타나는 광구는 특히 밝게 느껴진다.
■ 다중 쌍성 (多重雙星, multiple binary star)
우주공간에서 역학적 계(系)를 이루는 2개 이상의 항성. 다중성(多重星) 또는 다중연성(多重連星)이라고도 한다. 2개의 항성이 서로의 인력으로 공통무게중심 주위를 공전하는 것을 쌍성(雙星)이라 하는데, 이 쌍성으로부터 조금 떨어진 곳에 제3의 항성이 있어, 이것과 쌍성이 다시 하나의 계를 이루어 그 공통무게중심 주위를 회전하는 경우가 있다. 이것을 3중 쌍성이라고 한다. 대표적인 3중 쌍성은 페르세우스자리의 알골이다. 이 밖에 4중 쌍성 ․5중 쌍성 ․6중 쌍성 등이 있는데, 쌍둥이자리 α별인 카스토르는 6중 쌍성으로 유명하다.
■ 단색 태양사진기 (單色太陽寫眞機)
특정 파장의 단색광으로 태양사진을 촬영하는 장치. 좁은 파장역(波長域)의 빛만을 통과시키는 필터(투과파장폭 약 0.1nm)와 망원경을 조합시켜 만든다. 관측용 단색광으로는 보통 태양 스펙트럼에서 강한 흡수선(예를 들면, 수소원자의 Hα선이나 칼슘이온의 H선 ․K선 등)의 빛이 이용된다. 태양의 채층(彩層)구조를 조사하여 태양활동을 감시하는 데 유용하다. 특정 파장의 빛을 선정하는 데는 복굴절결정(複屈折結晶)을 이용하는 리오필터(편광간섭필터)나 패브리페로 간섭계를 이용한 협대역(狹帶域) 단색필터가 사용되고 있다.
■ 단열섭동 (adiabatic perturbation)
우주 진화 초기에 복사/물질 혼합체 속에서 일어나는 복사와 물질의 작은 변화.  
■ 단절시대 (decoupling era)
물질과 광자가 상호작용을 단절할 정도로 밀도가 낮아진 우주 역사의 어떤 시점.  
■ 단주기 변광성 (短週期變光星, shortperiod variable star)
항성 내부의 변화에 의해서 광도가 변하는 변광성 중 그 주기가 수십일 이내인 것. 주기가 1일 이하인 것을 거문고자리 RR형 변광성, 주기가 1일 이상인 것을 세페이드 변광성이라 한다. 대부분의 단주기변광성은 세페이드형이며, 주기가 1일 이내의 것은 매우 드물다. 이 두 가지는 절대등급에 의하여 구별된다. 거문고자리 RR형은 주기의 장단에 상관없이 절대등급이 모두 0등이고, 세페이드형은 주기가 증가할수록 광도가 커진다. 거문고자리 RR형은 모두 항성의 종족 Ⅱ에 속하지만, 세페이드형에는 종족 Ⅰ과 종족 Ⅱ의 두 종류가 있다. 단주기변광성을 총칭하여 세페이드 변광성이라고도 한다.
■ 단주기 혜성 (短週期彗星, short period comet)
긴 주기를 가진 혜성들 중에서 커다란 행성에 의해 붙잡혀 200년보다 짧은 주기를 갖게 된 혜성들. 공전주기는 2∼200년이다. 현재까지 알려진 것 중 가장 짧은 주기를 가진 엥케혜성은 3.3년, 가장 긴 주기를 가진 리골렛 혜성은 151년이다. 궤도경사가 비교적 작고, 공전방향이 모두 순행이라는 점 등이 주기혜성과 다르다. 오르트의 구름에서 발생하여 태양 근처를 지나던 혜성이 행성(특히 목성)의 인력에 끌려 현재의 타원 궤도를 가지게 된 것으로 보인다. 단주기혜성을 대표하는 것은 핼리혜성으로 BC 239년에 최초로 발견된 뒤 76년마다 찾아오는데, 최근에는 1985∼86년 겨울에 나타났고, 2062년에 다시 모습을 드러낼 것으로 알려졌다.
■ 달 (month)
달의 공전주기를 기초로 하여 정한 시간단위. 월이라고도 한다. 달의 공전주기는 그 기준점을 잡는 방법에 따라 몇 가지로 나뉜다. 보통은 태양과 황경(黃經)이 같아졌을 때부터 다시 같아질 때까지의 회합주기를 삭망월이라고 하며, 그 주기인 평균 29.530589일(1900년 기준)을 한 달로 하여 태음력 ․태음태양력에서의 기본주기로 삼아 왔다. 이 밖에 고정 춘분점에 의하여 측정한 황경이 일주하는 항성월(恒星月:27.321661일), 평균 춘분점에 의하여 측정한 황경이 일주하는 분점월(分點月:27.321582일), 황도와 백도(白道:달의 궤도)의 교점에서 교점으로 되돌아오는 교점월(交點月:27.212220일), 근지점(近地點)에서 출발하여 근지점으로 되돌아오는 근점월(近點月:27.554551일) 등이 있다. 실생활에서 사용하는 태음력과 태음태양력에서는 편의상 29일과 30일로 된 달을 번갈아 사용한다. 또한 태양력에서는 회귀년과의 주기를 맞추기 위하여 한 달의 길이를 30일과 31일로 만들어 사용한다.
■ 달 (moon)
지구 주위를 돌고 있는 자연위성이며, 지구에서 가장 가까운 천체.
① 달의 거리
지구지름을 양끝으로 하는 두 지점에서 달을 관측하면, 달의 배경이 되는 항성(恒星)의 위치가 약간 다르다는 것을 알 수 있다. 이러한 관측에 의해 달에서 볼 때의 지구의 시지름을 구할 수 있으며, 이에 의해서 지구에서 달까지의 거리를 계산할 수 있다. 이와 같은 방법으로 구한 달까지의 거리는 평균 38만 4400km로, 이는 지구반지름의 약 60배에 해당한다. 만일 이 거리를 광속(光速)으로 비행한다면 약 1.3초가 걸린다. 또한, 달의 부피는 지구의 49분의 1이 된다. 지구에서 달까지의 거리를 알면, 여기에 호도(孤度)로 고친 달의 평균 시반지름을 곱하면 달의 반지름 약 1738km를 얻을 수 있다. 달의 모습은 거의 구(球)에 가까우나, 엄밀히는 자전(自轉)으로 인해서 적도 부분이 극(極)에 비해서 약간 부풀어 있다. 또한 적도 부분의 단면도 원이 아니라 타원형을 이루고 있다. 즉, 달의 모습은 전체적으로 세 축의 길이가 다른 타원체이며, 그 중 가장 긴 축의 방향이 항상 지구를 향하고 있다.
② 달의 질량
달의 질량은 달의 인력(引力)이 다른 천체에 미치는 영향을 관측하여 구한다. 가장 간단한 방법은 태양의 주위를 돌고 있는 지구의 운동에 달이 어떤 영향을 미치는가를 조사하는 것이다. 지구는 태양 주위를 타원 궤도를 그리면서 돌고 있지만, 정확히는 타원 궤도 위에 있는 것은 지구중심이 아니라 지구와 달의 공통 무게중심이다. 따라서 지구와 달은 이 공통 무게중심을 사이에 두고 각각 질량의 비에 반비례하는 거리에 위치하므로 공통 무게중심으로부터 각각의 거리를 관측하면 그 질량비를 얻을 수 있다. 이렇게 해서 구한 달의 질량은 지구의 81.3분의 1이다. 이 값과 앞서 구한 부피의 비로부터 계산하면 달의 평균밀도는 3.34g/㎤로, 지구의 평균밀도인 5.52g/㎤의 약 0.6배가 되는데, 이는 지구의 지각(地殼)을 형성하는 암석의 평균밀도와 거의 같다.
③ 달의 중력가속도
최근에는 달 주변을 비행하는 인공천체에 미치는 달의 인력으로부터 달의 평균밀도를 보다 정확히 구할 수 있게 되었다. 또, 달의 반지름과 질량으로부터 월면에서의 중력의 크기를 구할 수 있다. 계산에 의하면 그 값은 1.62m/s2으로, 지구의 중력가속도 9.80m/s2의 약 6분의 1이 된다.
④ 달의 운동
달의 배경이 되는 천구 상의 항성(恒星)을 기준으로 하여 달의 위치를 관찰하면 달은 천구 상을 동쪽으로 매일 약 13°씩 이동함을 알 수 있다. 따라서 달이 동쪽 지평선에서 올라오는 시간은 매일 약 52분씩 늦어진다. 이와 같이 달이 동쪽 방향으로 운동하기 때문에 지구에서 볼 때의 태양과 달이 이루는 각은 0°에서 360°까지 연속적으로 변한다. 이처럼 달과 태양이 이루는 각을 달의 이각(離角)이라고 한다. 이각이 0°일 때 달은 태양과 같은 방향에 있으며, 달이 지구에 면한 쪽에서는 햇빛이 비추지 않으므로 지구에서는 볼 수 없다. 즉, 삭(朔)이 된다. 이각이 90°, 180°, 270°가 될 때를 각각 상현(上弦) ․망(望) ․하현(下弦)이라 한다. 신월(新月)에 가까운 달은 가느다란 모양을 하고 있는데, 이때 달의 어두운 면이 희미하게 보이는 일이 있다. 이것은 지구에서 태양빛이 반사되어 월면을 비추기 때문이며, 이것을 지구반영(反映)이라고 한다. 달이 천구 상을 동쪽 방향으로 매일 13°씩 이동해 가기 때문에 약 27.32일 후에는 천구를 일주하여 다시 원래의 위치로 돌아온다. 이 주기를 항성월(恒星月)이라 하고, 달이 천구 상에 그리는 궤도를 백도(白道)라고 한다. 항성월은 천구 상에 위치하는 임의의 항성을 기준으로 하여 달의 주기를 측정한 것인데, 만일 태양을 기준으로 하여 측정한다면 태양 자신도 천구 상을 동쪽 방향으로 이동하고 있으므로 항성월과는 다른 주기가 얻어진다. 즉, 달이 어떤 항성의 위치에서 출발하여 천구를 일주하고 돌아오는 동안에 태양도 동쪽 방향으로 약 27° 위치를 바꾸므로 달은 2일이 더 지나야만 태양을 따라잡을 수 있게 된다. 태양을 기준으로 하면 달이 지구둘레를 일주하는 데 약 29.53일 걸리는데, 이 주기를 삭망월(朔望月)이라고 한다. 달의 삭망주기는 태양․달․지구의 상대적 위치가 같은 상태로 돌아오는 주기, 즉 태양을 기준으로 한 달의 주기와 같기 때문이다. 백도는 태양이 천구 상에 그리는 궤도인 황도(黃道)와 5° 9' 가량 기울어져 있다. 이 두 궤도가 교차하는 점을 교점(交點)이라고 하는데, 이 장소에 태양과 달이 동시에 도달하면 일식(日蝕)이 일어난다. 만일 공간에 지구와 달만 존재한다면 달의 궤도면인 백도의 위치는 영원히 변하지 않을 것이지만, 태양과 그 밖의 천체도 인력을 미치므로 백도면은 약 19년의 주기로 변화한다. 이 때문에 황도와 백도의 교점의 위치도 19년 걸려서 황도 상을 서쪽 방향으로 1회전한다. 한편, 황도면은 적도면과 23.5° 경사져 있으므로 달의 궤도면은 적도면과 최대 28.6°, 최소 18.6° 사이의 각도로 교차하게 된다. 달은 지구 주위를 공전할 뿐만 아니라 자기 자신의 축을 중심으로 하여 자전하고 있다. 그러나 자전주기는 지구의 자전주기처럼 빠르지 않으며 매우 완만하다. 지구에서 보는 달 표면의 무늬가 항상 똑같다는 사실을 관측했던 고대인에게는 달이 자전한다는 사실을 이해하기란 어려운 일이었다. 그러나 엄밀히 생각해보면, 만일 달이 공간에 대해서 전혀 자전하지 않는다면 달은 지구의 주위를 1항성월 걸려서 일주하므로 그 동안에 달의 전체면을 지구에서 볼 수 있게 되어야 한다. 그러나 달이 지구에 대해서 항상 같은 면만 보인다는 것은 같은 주기로 자기 자신도 회전하고 있기 때문이다. 만일 지구에서가 아니라 우주 공간의 한 점에서 달을 관측하는 사람이 있다면, 달은 지구 주위를 돌면서 자기 자신도 자전하므로 관측자는 달의 전체면을 볼 수 있게 될 것이다. 즉, 달은 공전주기와 같은 27.32일의 주기로 자전하고 있는 것이다. 따라서 우리가 지구에 있는 한 달의 뒷면은 볼 수 없다. 그러나 엄밀히 말하면, 달의 궤도면이 적도면에 대해서 경사져 있으며, 타원형인 궤도상을 운행하는 달의 속도가 일정하지 않고, 또 자신이 무게중심(重心)의 둘레에서 미소한 진동을 하는 등으로 해서 상하좌우로부터 다소간 달의 뒷면을 엿볼 수 있다. 이와 같이 지구에서 본 달의 중심이 상하좌우로 흔들리는 현상을 달의 칭동(秤動)이라고 한다. 또한, 사람은 지구상에서 위치를 바꾸어 달을 관측할 수 있으므로 이러한 영향들을 전부 고려하면 인간이 관측할 수 있는 달 표면은 전체의 59%에 이른다. 나머지 41%는 달 탐사선이 성공하기까지 미지의 상태로 남아 있었다.
⑤ 달의 토양 (lunar soil)
운석 충돌로 인하여 달 표면에 형성된 미세한 입자들이 커다란 암편들과 함께 달의 토양을 구성하고 있다.
⑥ 달의 월진과 화산활동
아폴로 탐사선이 그 착륙지에 남기고 온 월진계(月震計)는 지금도 작동하고 있다. 기록에 의하면 달에는 끊임없이 월진이 있으나 인체는 느끼지 못하는 미약한 것이며, 진원(震源)은 지하 깊숙한 곳에 있다. 월진은 달이 지구에 접근하여 지구의 조석력(潮汐力)을 받아서 모양이 크게 변형될 때 빈발한다. 한편, 달세계에서도 화산활동을 볼 수 있는데, 이것은 아주 미약하다. 달 표면 중앙에 있는 크레이터 ‘알폰수스’의 중앙부에서는 때때로 가스가 분출한다. 또 ‘폭풍우의 대양’ 한가운데에 있는 ‘아리스타르쿠스’에서는 그 외륜산과 기슭에서 때때로 용암이 유출하는 것으로 생각된다. 달의 화산활동은 오래된 기록에도 많이 남아 있다. 그러나 그 중에는 의심스러운 기록도 있다. 예를 들면, ‘맑음의 바다’에 있는 ‘리네’라는 작은 크레이터가 없어졌다고 해서 문제가 된 적이 있다. 이것은 망원경의 성능이 아직 충분히 발달되지 않았던 시대에 산 그림자가 변하는 것을 잘못 본 것이 아닌가 생각된다. 달의 내부에도 방사성원소가 계속 열을 방출하고 있어 내부온도가 높기 때문에 화산활동이 있다고 해서 별로 기이한 일은 아니다. 그러나 30억 년 가량이나 지형의 큰 변동이 없었음은 월석(月石)의 연령측정에 의해서도 뒷받침되고 있다.
⑦ 달의 위상 (phase of the moon)
지구에서 볼 때, 달의 모양이 한 달을 주기로 변하는 모양. 삭일 때 달은 태양 반대방향으로 놓여 있어 보이지 않는다. 망일 때 달은 태양 반대방향에 놓여 있어서 달의 표면을 모두 볼 수 있다. 달은 스스로 빛을 발하지 못하고 태양으로부터 빛을 받아 반사하기 때문에 달의 겉보기 밝기와 그 모습은 태양․달․지구의 상대적인 위치에 따라 변한다. 지구에서 보아 달이 태양과 지구 사이에 있을 때 달은 그 뒷면만 햇빛을 받아 빛나고 지구에서 보이는 부분은 어둠에 잠긴다. 이때를 삭(또는 신월)이라고 한다. 달이 태양으로부터 각거리 90°떨어졌을 때에는 월면의 서쪽 반만 보이는데, 이때를 상현(上弦)이라고 하며, 180°떨어졌을 때, 즉 달과 태양이 지구를 사이에 두고 반대쪽에 위치할 때에는 달의 전면이 햇빛을 받아 빛나는데, 이를 망(또는 만월)이라고 한다. 또한, 상현과 반대로 달의 방향이 태양으로부터 서쪽으로 90°떨어지면 월면의 동쪽 반만 보이는데, 이때를 하현(下弦)이라고 한다. 달의 삭망의 정도는 삭의 순간부터 경과한 시간을 일단위(日單位)로 나타낸 월령(月齡)으로 나타낸다. 삭에서 삭까지의 시간을 삭망월(朔望月)이라고 하며, 그 주기는 평균 약 29.53일이다. 따라서 만월 때의 월령은 거의 15°에 가깝다. 월면에서 빛나고 있는 부분과 어두운 부분과의 경계를 명암계선(明暗界線)이라고 한다. 이것은 달을 둘러싸는 하나의 대원(大圓)으로, 이것을 지구에서 볼 때는 대개 타원이 된다. 한편, 달에서 바라본 지구는 지구에서 본 달보다 4배나 크게 보이며, 습기를 머금은 대기에 둘려 있어서 청색으로 아름답게 빛난다. 달에서는 태양과 별들이 동쪽에서 떠서 서쪽으로 서서히 움직인다. 그러나 지구만은 달의 하늘 한 모서리에 걸려 움직이지 않으며, 태양과의 위치에 따라서 그 모습이 초승달처럼 되었다가 보름달처럼 되기를 반복한다. 뿐만 아니라 지구가 서서히 자전을 하면 구름과 육지, 바다의 모습이 신비롭게 변해간다.
⑧ 달의 지구에 대한 영향
달의 질량은 지구의 약 81.3분의 1밖에 안 되지만 지구와 가장 가까운 천체이기 때문에 여러 가지로 역학적 영향이 나타난다. 그 중에서 가장 중요한 것은 조석작용(潮汐作用)인데, 이로 인해 지구의 바다에서는 간만(干滿)의 차가 생긴다. 이러한 조석현상을 일으키는 힘을 기조력(起潮力)이라고 한다. 달과 지구 사이에는 만유인력이 작용하지만, 서로 접근하지 않는 이유는 두 천체가 공통무게중심 주위를 서로 반대 방향에서 같은 각속도로 공전하므로 원심력이 생기기 때문이다. 이러한 원심력과 인력의 영향은 단단한 육지에서는 미미하지만 지구의 표면에 느슨하게 붙들려 있는 바다에서는 분명하게 나타난다. 바닷물은 지표상에서 달의 방향과 그 반대방향으로 몰려 해면이 높아지는 만조(滿潮:밀물)가 되고, 이에 직각인 방향에서는 간조(干潮:썰물)가 된다. 기조력은 지구의 중력에 비하면 극히 작으므로, 해수면이 불어오르는 정도는 약 80cm밖에 되지 않는다. 간조와 만조는 일반적으로 지구의 자전에 의해서 6시간만큼 번갈아 일어나지만, 대륙 ․반도 ․섬 등의 분포와 해안선의 모양에 따라서 그 시각과 간만의 차에 많은 차이가 있다. 한국의 인천에서는 만조시간이 월남중(月南中)보다 4∼5시간 늦게 나타나고, 간만의 차는 최대 10m에 달한다. 한편, 태양도 지구에 기조력을 미치며, 그 크기는 태양까지의 거리가 워낙 멀기 때문에 달에 의한 기조력의 약 9분의 4밖에 되지 않는다. 그러나 달과 지구와 태양이 일직선이 되는 합삭(合朔)이나 망의 경우에는 태양과 달의 두 기조력이 합쳐서 간만의 차가 가장 커지는 대조(大潮), 즉 사리를 이루게 되고, 그 반대인 상현 또는 하현의 경우에는 간만의 차가 가장 작아지는 소조(小潮), 즉 조금을 이룬다.
⑨ 달 표면에 있는 지형들
▪ 바다(Mare)
달을 보았을 때 토끼모양처럼 얼룩무늬로 보이는 지역을 [바다]라고 한다. 이 지역이 어두운 색조를 띠는 이유는 현무암질의 용암대지로 되어 있기 때문이다. 17세기 초에 관측자들은 이들 어두운 지역이 물로 가득 차 있을 것으로 믿고 '바다'라는 잘못된 이름을 지었던 것이다. 바다 지역은 대체로 매끈한 평원처럼 보이는 데 그 안에는 1km 내외의 작은 분화구들이 분포 되어 있다. 그 형태는 대체로 커다란 원형으로 되어 있고 그 가장자리에는 산맥들이 둥그렇게 감싸듯이 발달해 있다. 이런 이유로 바다는 과거에 커다란 분화구였으나 지각의 갈라진 틈사이로 용암이 흘러나와 바닥을 매끈하게 채운 것이라고 믿고 있다. 따라서 이들 지역의 나이는 약 35억 년으로 대륙보다 젊은 것으로 알려져 있다. 달의 앞면에서는 바다가 31.2%의 면적을 차지하고 있는 반면에 우리에게 보이지 않는 뒷면에서는 그 면적이 2.6%로 밖에 되지 않는다.
▪ 대륙(고지대)
달 표면에서 바다를 제외한 지역으로 바다보다 밝은 색조를 띠고 있는 고지대를 '대륙'이라고 한다. 이 곳에는 각양각색의 분화구들이 빽빽하게 밀집되어있다. 대륙에 분포된 암석들은 칼슘(Ca)과 알루미늄(Al)이 많이 들어있기 때문에 상대적으로 밝게 보인다고 한다. 대륙의 나이는 바다보다 훨씬 많아서 대략 46억 년쯤으로 추정되는데 이는 태양계의 나이와 비슷한 것이다.
▪ 분화구
달에서 매우 흔한 지형은 분화구일 것이다. 분화구는 그 대부분이 유성의 충돌로 생성되었는데 이외에도 화산이 폭발하거나 표면이 움푹 꺼져내려서 생성되기도 한다. 달은 아주 오래전에 유성들의 집중포화를 맞았는데 유성이 달 속으로 파고들면서 표면을 파헤치고 구덩이를 만들어내었다. 이때 튕겨져 나온 물질들이 사방으로 퍼져서 빛줄기(광조)를 만들기도 했다. 실제로 반반한 모래에 돌멩이를 세게 던지면 이와 비슷한 구덩이가 만들어지는 원리와 같다. 이렇게 생성된 분화구들은 평평한 바닥과 뾰족하고 둥근 테두리를 갖고 있으며 중앙에 봉우리를 가지고 있는 것도 있다. 달 표면에는 서울시가 수십 개나 들어갈 수 있는 크기(60-300km)의 분화구들이 234개나 있다고 한다.
▪ 산맥
험산준령이 치닫는 달의 산맥들은 지구의 산맥들보다 웅장함을 보이고 있다. 특히 ‘비의바다’ 가장자리에 있는 산맥들은 비의바다를 형성시킨 분화구 테두리중의 일부라고 생각된다. 유성의 충돌 후 용암이 흘러들 때 이 부분은 잠기지 않고 산맥으로 남은 것이다. 이외에도 달의 내부 압력으로 표면이 융기되거나 겹쳐져서 산맥을 만들어 내기도 한다. 산맥에는 지구에 있는 산맥들의 이름을 그대로 본따서 지은 것들이 많은데 그중에서 아펜니노 산맥, 코카서스 산맥, 알프스 산맥, 유라 산맥 등은 그 대표적인 예이다.
▪ 계곡
지구에서와 같이 달에도 계곡이 있다. 작은 것에서부터 너비가 30km에, 길이가 500km나 되는 거대한 것까지 다양한 계곡들이 달 표면에 분포한다. 유성이 달에 비스듬히 충돌하여 표면을 깍아냄으로써 만들어지기도 하고 충돌에서 튕겨져나온 바윗덩어리들이 표면을 긁고 지나감으로써 만들어지기도 한다. 알프스 계곡과 레이타 계곡이 그 대표적인 예이다.
▪ 절벽
'구름의 바다'에 있는 ‘직선 벽’이 절벽의 좋은 예일 것이다. 절벽은 매끈한 바다지역에 끊어지듯 기다랗게 형성되는데 이는 불안정한 시기에 얼음이 꺼지듯이 한쪽 지면이 내려앉음으로써 생성된 단층지형인 것으로 믿어진다. 덧붙여 말하면 이들 절벽은 대부분이 그 이름처럼 깍아지른 듯한 지형이 아니고 매우 완만한 경사를 이루고 있다.
■ 달 과학회의 (Apollo 11 Lunar Science Conference)
1970년 1월과 1971년 1월 두 차례에 걸쳐 미국 휴스턴에서 열린 국제회의. 아폴로 11호의 암스트롱 선장 등이 달에서 가지고 와서 세계 9개국의 천문학자들에게 배포한 월석(月石)이나 모래의 연구결과에 대한 발표가 있었다. 달의 모래는 지구의 암석보다 오래되어 46억 9,000만년 전에 생성된 것이라는 사실 등이 밝혀졌다. 제2회 달과학회의에서는 아폴로 12호가 가지고 온 달의 모래에 대한 연구발표가 있었다.
■ 달 궤도 (lunar orbit)
우주선이나 달 탐사선이 달 주위를 공전(公轉)할 때의 궤도. 손자 위성(衛星)궤도라고도 한다. 궤도에서의 속도는 1.7km/s이다. 궤도에서 탈출하기 위하여 달의 인력에서 벗어나는 속도는 2.4km/s이다.
■ 달력 (calendar)
1년 중의 시령(時令)을 날짜를 따라 적어 놓은 것. 하루에 1장씩 떼는 일력(日曆), 주 단위로 된 것, 월 단위로 된 월력 등이 있으며, 월력에는 1장으로 된 것(12개월을 1장에 인쇄한 것), 두 장으로 된 것(반년을 1장에 인쇄한 것), 그리고 3장 ․4장 ․6장 ․12장으로 된 것 등 여러 가지가 있다. 전등이 없던 고대에는 달밤은 생활을 영위하는 데 중요한 뜻을 지니고 있었다. 특히, 바닷가에 사는 사람들에게 조수의 간만은 그들의 생업인 어업과 직결되는 중요한 문제였다. 그래서 달의 삭망을 주기로 하여 날을 헤아리는 일이 시작되었다. 이것이 태음력(太陰曆)이다. 오늘날에도 회교국가에서는 종교상의 의식을 결정하기 위해 태음력을 사용하고 있다. 계절의 변화가 뚜렷하고 농업에 의존하는 온대지방의 민족에게는 태음력은 흡족하지 못하였다. 달이 삭망하는 1개월, 즉 1삭망월을 12번 거듭해도 정확히 1년이 되지 않았기 때문이다. 그래서 여러 가지 방법으로 1삭망월을 더 넣어 연초(年初)가 가능한 한 같은 계절에 시작되도록 한 달력이 고안되었다. 이것이 태음태양력이다. 그러다가 나중에는 달의 삭망을 무시하고, 1개월의 길이를 적당히 정해서 연초가 항상 같은 절기에 시작되도록 한 달력이 사용되기에 이르렀다. 이것이 오늘날 대부분의 나라에서 사용하는 태양력이다.
■ 달 레이저 거리 측정장치
레이저광을 이용하여 달과 지구 사이의 거리를 정밀하게 측정하는 장치. 지상에서 발사된 레이저광이 유인(有人) 아폴로 우주선에 의해 달 표면에 장치된 레이저광 반사기에 반사되어 되돌아오는 시간을 측정함으로써 달과 지구 사이의 거리를 정확히 알 수 있다. 미국의 맥도널드 천문대가 지름 270cm의 반사망원경을 써서 거리를 측정하고 있으며, 측정오차는 30∼40cm에 불과하다. 달까지의 거리를 정밀하게 조사함으로써 달의 공전과 자전을 확실히 알 수 있으며, 달까지의 레이저광 왕복시간의 변화를 조사함으로써 지구자전운동의 변화와 자전축의 변동도 알 수 있다.
■ 달무리 (Moon halo)
달 주위에 동그랗게 나타나는 빛의 띠. 흔히 동그란 띠처럼 나타나지만 호(弧)․기둥․점 등의 모양을 나타내기도 한다. 무리란 일반적으로 발광체 주위에 동그랗게 나타나는 빛의 띠를 말하며, 태양 주위에 나타나는 것은 햇무리라고 한다. 달무리가 나타나는 이유는 대기 중에 떠 있는 빙정(氷晶)에 의해서 빛이 굴절 ․반사되기 때문이다. 따라서 빙정으로 이루어진 엷은 권층운이 끼어 있을 때 나타난다. 이와 반대로 고층운에서는 달무리를 볼 수 없다. 지름을 지상에서 쳐다보면 시각(視角)이 약 22 °이며, 내부에서 외부로 갈수록 더 밝다. 넓을 때는 색이 희게 보이지만 짙을 때는 안쪽은 붉은색, 바깥쪽은 노란색을 띤다. 특이하게 시각이 46°가 되는 달무리도 나타나는데, 이것은 빛이 통과하는 빙정의 면이 직각이기 때문이다. 또한, 달이 지평선에서 40 ° 이상 떠 올라와 있을 때에는 동그랗지만, 그 이하의 고도에 떠 있을 때에는 약간 타원 모양이 된다. 흔히 달무리가 있으면 곧 비가 내리기 때문에, 비가 내리는 징조로 민간에 알려져 있다.
■ 달 분리설
지구는 옛날에는 지금보다 빨리 자전하였다. 지구가 수축함에 따라 자전은 점점 빨라지고 적도 부분이 부풀어 마침내 '혹'이 생겨서 떨어져 나갔다. 분리설은 이것이 달이라고 생각하는 설이다. 분리설에 따르면 태평양은 달이 떨어져 나간 후에 그 흔적으로 생긴 바다라고 한다. 이 설에서는 달의 평균비중이 3.35로, 지구의 5.52보다 작은 것을 잘 설명할 수 있다. 지구는 중심부에 무거운 철과 니켈로 이루어진 핵(核)이 있고, 바깥쪽에는 암석인 이른바 맨틀층이 있다. 만일, 이 맨틀 부분이 떨어져 나가 달이 되었다면 달은 암석과 같은 낮은 비중을 갖게 되었을 것이다. 그러나 아폴로 탐사선이 가지고 온 월석을 분석한 결과에 의하면, 월석의 화학조성(化學組成)은 맨틀물질이나 맨틀 위에 있는 지각의 암석과 같다고 할 수 없다. 월석은 해양저(海洋底)에 있는 현무암과 비슷하나, 알루미늄이나 칼슘류가 많고, 그 밖의 휘발성분은 거의 없다.
■ 달의 교점이동
천구에서 부동이라 여겨지는 항성에 대하여, 달의 교점 (백도와 황도와의 교점)이 동에서 서로 이동하여 천구를 일주하는 18.59988년을 말한다. 교점의 이동은 주로 태양의 섭동에 기인한다.  
■ 달의 근지점 이동주기
천구에서 부동이라 여겨지는 항성에 대하여, 달의 근지점의 위치가 서에서 동으로 이동하여 천구를 일주하는 8.85053년을 말한다. 근지점의 이동은 주로 태양의 섭동에 의한다.  
■ 달의 바다 (mare)
고원 지대보다 어둡고 부드럽게 보이는 달의 낮은 지대. 3억~3.5억년 전에 용암에 의해 형성된 후 식은 것으로 생각된다.
① 고요의 바다 (Mare Tranquillitatis)
월면의 적도보다는 약간 북쪽의 동경 18∼43°에 펼쳐진 평탄한 지역. 북서부에는 '맑음의 바다', 북동부에는 '풍요의 바다', 북부에는 '감로주의 바다'가 있다. 1964년 2월 미국의 달 탐사선 레인저 6호, 이어 1965년 2월에는 8호가 이곳에 근접하여 7,137매의 근접사진을 촬영하는 데 성공했으며, 1967년 9월 서베이어 5호가 무인 착륙하여 암석을 채취, 화학적 성분분석을 하였다. 1969년 7월 20일 아폴로 11호의 우주비행사 N.A. 암스트롱과 E.E. 올드린이 인류 최초로 월면에 발을 내디딘 곳이 이 곳이었다.
② 구름의 바다 (Mare Nubium)
달의 남서부에 있는 '폭풍우의 대양'에 연결되는 바다. 1964년 미국의 달 탐사선 레인저 7호는 달 표면에 충돌하기 직전에 이 바다의 북쪽 지역을 근접 촬영하는 데 성공하여 많은 사진을 전송해왔다. 구름의 바다 서쪽에는 '습기의 바다'가 있다.
③ 맑음의 바다 (Mare Serenitatis)
달의 북위 25°, 동경 15°를 중심으로 한 둥근 바다. 넓이는 약 32만 km2이다. 미국의 무인탐사기 루너오비터 5호(1967년 8월)의 궤도데이터를 분석한 결과, 다른 바다와 마찬가지로 바다에 강한 인력을 지닌 중량물(매스콘)이 있는 것 같다는 것이 인정되었다.
④ 비의 바다 (Imbrium Maria)
달 표면에 있는 바다. 달의 북동부에 있는 어두운 용암 지역으로, 북위 20°에서 40°, 경도 0°에서 서경 40°에 걸쳐, 동서 약 1,200km, 남북 약 1,100km에 이르는 넓고 평탄한 지역이다. 군데군데 피코․피톤 등 높이 200m 정도의 고립된 산들이 있다. 동쪽에는 '폭풍우의 대양', 북쪽에는 너비 약 200km의 '무지개 만'이 있고, 알프스, 카프카스, 아펜니노, 애팔래치아 등의 산맥으로 둘러싸여 있다.
⑤ 폭풍우의 바다 (暴風雨-, Oceanus procellarum)
달 표면의 광대한 평지. 달 표면의 넓이 약 320만㎢의 광대한 평지를 말한다. 북위 40°에서 남위 10°까지, 서경 30°에서 70°까지의 넓은 영역을 차지하고 있다. 이는 한국 동해의 3배 이상의 넓이로, 달 표면의 다른 바다를 모두 합친 것보다도 넓다. 아리스타르코스 ․코페르니쿠스 ․케플러 등 여러 개의 거대한 크레이터가 포함되어 있는데, 바다 전체가 밝은 광조를 띠는 것으로 보아, 젊은 지형임을 알 수 있다. 지상에서 보아도 용암이 흐른 자국을 볼 수 있어서, 이 대양이 어떻게 형성되었는가를 연구하는 자료가 된다. 1969년 11월 19일 아폴로 12호의 달착륙선이 폭풍우의 바다 안의 남위 3°, 서경 23° 지점에 착륙하였다.
⑥ 풍요의 바다 (豊饒-, Mare Foecunditatis)
달의 한 부분을 가리키는 말. 달의 동경(東經) 50°, 적도를 중심으로 남북 1,000km에 걸쳐서 25,000㎢의 면적을 차지하는 평지이다. 모양은 불규칙하여 경계를 이루는 산맥은 없으며, 북서부에서 고요의 바다와 이어진다. 소련의 무인 탐사기 루나 16호가 1970년 9월 20일에 이 풍요의 바다에 연착륙하였다.
■ 달의 바다 현무암 (mare basalt)
달의 바다 표면에서 발견되는 암석. 달 표면에서  (가장 최근에 형성된) 가장 젊은 암석으로 나이는 약 3.2*109 이다.  
■ 달의 엄폐 (lunar occultation)
달이 별이나 행성의 전면을 지나는 현상.  
■ 달의 착시 (moon illusion)
수평선 또는 지평선 가까이에 있는 달이나 태양을 보면, 그것이 중천에 있을 때보다 크게 보이는 현상. 물리적 현상은 아니고, 그 배경과 방향에 따라서 물체의 크기가 달라 보이는 착시현상의 일종이다.
■ 달 전파 (lunar radio wave)
달에서 복사되는 전파.
1946년 미국의 티케와 벨린저가 처음으로 관측하였으며, 1952년 해군연구소의 헤겐과 피딘튼이 파장 1.25cm(주파수 2만 4,000MHz)의 달 전파를 포착하였다. 처음에는 태양으로부터 나온 전파가 반사된 것이라는 설이 유력하였으나, 근래에는 달에서 직접 나온 전파라는 견해가 우세하다. 수신된 달 전파를 분석하여 달 표면온도로 환산하면 300K가 되며, 이는 적외선관측으로 얻은 온도와 비슷하다는 것이 밝혀져 있다.
■ 달의 포획설
달은 원시태양이 생겨난 성운의 어딘가에서 만들어진 운석(隕石)과 같은 천체이며, 나중에 지구가 이것을 포획한 것이라고 보는 설이다. 이 설에 의하면, 달과 지구는 화학조성이 달라도 문제가 되지 않는다. 그러나 월석은 운석과도 화학조성이 다르기 때문에 달이 운석과 같은 것이라는 말은 더 이상 할 수 없게 되었다. 또, 달과 지구가 가까운 곳에서 동시에 태어난 것이라면, 질량이 작은 달에서는 기체분자가 도망치기 쉬우며, 그 결과 달의 비중이 지구의 비중보다 커야 하지만, 사실은 그 반대이다. 포획설에서는 이러한 점이 쉽게 설명된다.
■ 달 표면
망원경으로 달 표면을 관측하면, 크레이터라는 수많은 분화구 모양의 지형과 울퉁불퉁한 산악지형을 볼 수 있다. 이러한 지형은 크기가 훨씬 큰 지구의 지형보다 훨씬 험준한데, 이는 월면에서는 지구에서처럼 침식작용이 일어나지 않기 때문이며, 다시 말해 대기가 존재하지 않는다는 것을 뜻한다. 달에 대기가 없다는 것은 월면에 드리워진 산 그림자가 새까맣고, 대기에 의한 산란광(散亂光)이 전혀 나타나지 않으며, 일식 때 달이 가리는 태양의 가장자리가 뚜렷이 보이는 것 등으로 알 수 있다. 또한, 항성이 달 뒤로 가려지는 엄폐(掩蔽)현상이 일어날 때 항성이 순간적으로 빛을 잃는 것도 이를 증명한다. 일반적으로 대기를 가진 천체라면, 항성이 그 뒤로 가려지는 동안 별빛이 차차 어두워지는 양상을 보일 것이기 때문이다. 태양이 비치고 있는 달 표면의 온도는 130℃ 이상이 되며, 이 정도의 고온에서는 기체분자의 운동속도가 간단히 달 표면에서의 탈출속도 2.36km/s를 상회하는 것으로 생각된다. 따라서 달 표면을 과거에 대기가 둘러싸고 있었다 해도 오랜 세월이 흐르는 동안 공기분자가 월면으로부터 전부 날아가버렸을 것이다. 대기가 존재하지 않기 때문에 월면에서 햇빛이 쬐는 곳에서는 130℃ 이상이 되지만, 반대로 해가 진 후의 암흑세계에서는 -170℃ 이하가 된다. 이와 같은 월면에서의 온도변화는 지구상에서는 볼 수 없는 독특한 종류의 지형변화를 월면에 가져왔을 것으로 생각된다. 달 표면은 밝은 암석으로 된 육지와 어두운 암석으로 된 바다로 이루어져 있다. 밝다고는 하지만 이것은 상대적으로 하는 말이며, 육지의 암석이나 바다의 암석이 모두 현무암이기 때문에 지구의 기준에서 보면 모두 검은색이다. 같은 현무암이라도 바다의 암석은 철과 마그네슘을 많이 함유하고 있어 감람암이나 휘석의 결정을 볼 수
있다. 이에 대하여 육지의 암석은 알루미늄과 칼슘 등이 많고, 장석의 결정으로 되어 있다. 지구의 경우 바다는 현무암, 육지는 화강암으로 되어 있다. 달의 육지와 바다는 원물질(原物質)이 녹아서 화학성분으로 분리될 때의 아주 초기단계에 그치고, 지구에서처럼 진화되어 있지 않은 것으로 보인다. 또, 바다와 육지는 밝기가 다를 뿐만 아니라 지형에도 큰 차이가 있다. 바다는 평탄하고 낮으며, 육지는 크고 작은 크레이터로 온통 뒤덮여 있으며 기복이 심하다. 그러나 지구의 대륙에 비하면 훨씬 완만하고, 습곡산맥이나 해구(海溝)와 같은 지형은 볼 수 없다. 바다에는 원형(圓形)인 것과 형태가 불규칙한 것이 있는데, 이들은 달의 표면에 집중해 있고, 달의 뒷면은 전부가 대륙이다. 지구도 옛날에는 대륙이 한데 붙어 있었는데, 맨틀대류로 인하여 분열하고 표류하여 오늘날과 같은 모습이 된 것이다. 크레이터는 크기․형태가 여러 가지이다. 예를 들면 표면의 중앙부에 있는 그라벤형 크레이터(알폰수스)는 그 지름이 110km이고, 외륜산(外輪山)은 원형이라기보다 다각형이며, 그 각 변은 부근 일대의 지각구조선(地殼構造線)의 일부를 이루고 있다. ‘구름의 바다’ 북쪽 기슭에 있는 ‘코페르니쿠스산’은 지름이 90km로, 외륜산은 원형에 가깝고, 그 내벽(內壁)에는 단구(段丘)가 잘 발달해 있다. 그리고 이 칼데라형 크레이터로부터는 광조(光條)라는 밝은 무늬가 사방으로 뻗어 있다. 최대의 크레이터는 달의 서쪽 가장자리에 보이는 ‘동양의 바다’로, 외륜산은 4중 구조로 되어 있고, 그 지름은 자그마치 1,000km나 된다. 외륜산의 주변부를 합하면 그 지름은 2배나 더 된다. 이것은 크레이터라기보다는 오히려 바다에 가깝고, 실제로 ‘비의 바다’보다도 훨씬 크다. 달의 뒷면에서도 거대한 크레이터를 많이 볼 수 있다. 작은 크레이터도 무수히 많은데, 아폴로 탐사선이 촬영한 사진에서 볼 수 있는 바와 같이 크기 1m 이하의 작고 낮은 요지(凹地)가 온통 깔려 있다. 육지에 비하여 바다에는 크레이터의 수가 적다. 그리고 바다의 크레이터에서는 육지의 크레이터와는 다른 특징을 볼 수 있다. 남반구의 ‘구름의 바다’ 안에 있으며, 아폴로 12호가 착륙한 ‘프라마울로’ 크레이터는 그 외륜산의 일부가 어두운 바다의 용암에 녹아서 소실되어 있다. 바닷속의 이러한 크레이터를 환영(幻影) 크레이터라고 한다. 또 달의 바다에는 긴 벼랑과 폭이 넓은 지구(地溝)가 여기저기 보인다. 이러한 지형은 현무암의 한 특징으로, 지구상에서는 아이슬란드나 하와이에 이와 비슷한 지형이 있다. 크레이터의 내벽도 벼랑으로 되어 있는 것이 많다. 크레이터가 화산활동에 의한 함몰지형이라면 이해할 수 있는 일이다. 이 밖에 바다에는 낮고 경사가 완만한 돔이라고 하는 지형이 있다. 돔의 꼭대기에는 작은 구멍이 뚫려 있는 것도 있고, 이 구멍이 커서 전체적으로 작은 크레이터와 분간하기가 어려운 것도 있다. ‘코페르니쿠스산’에서 ‘케플러산’에 걸쳐 이러한 돔이 무리를 이루고 있다. 이 부근에는 또 바다의 주름이라고 하는 낮고 완만하며 긴 구릉(丘陵)을 볼 수 있다. 달세계에는 지구에서와 같은 산맥은 없다. ‘비의 바다’ 동쪽 기슭에 알프스 ․아페닌의 두 산맥이 뻗어 있으나, 모두 바다 쪽은 벼랑이고, 반대쪽은 기슭이 완만하게 뻗어 있다. 둘 다 해안산맥이라고 할 수 있으며, 습곡에 의해서 생긴 것은 아니다.
■ 대 (Zone)
목성형 행성의 대기 압력이 상승하는 지역. 암모니아 구름이 생성되고 밝게 보인다.  
■ 대규모 디자인 나선은하 (grand design spirals)
나선팔 구조가 잘 발달한 나선 은하.  
■ 대기 (atmosphere)
행성 혹은 별의 보이는 층을 둘러싸는 기체 껍질. 또한 기압의 단위 (atm). 해발 기준으로 지구 표면 대기압이다.  
■ 대기권외 물리학
지구 표면의 고도 800km 이상부터 태양을 포함한 범위의 공간 내에서 일어나는 각종 현상을 연구한다. 이 공간 내의 주요 원소는 수소 ․헬륨 ․중성자이며, 이들보다 무거운 원소는 거의 없다. 또한 태양의 주변을 제외하고 물질의 양은 아주 희박하여 1㎤의 공간 내에 양성자 ․중성자 ․전자 등 입자의 총수는 102개 정도로, 이들 입자는 30km/s의 속도로 운동하며, 온도가 높고 전기전도도는 거의 무한대에 가깝다. 이와 같이 거의 완전한 이온화상태의 가스체를 플라스마라 하는데, 여기서 말하는 우주플라스마는 농도가 작다. 우주플라스마의 영역에서는 지구자기장 또는 우주자기장은 플라스마운동에 영향을 줄 만큼 세지 않다. 그러나 이 플라스마류(流)는 태양 표면의 열핵반응 때문에 튀어나오는데, 그 때에 태양 표면의 자기장을 가두고 그 일부를 잡아당겨 떨어져 나오게 한다. 플라스마공간에서의 운동을 지배하는 물리법칙과 기본방정식은 맥스웰의 전자기방정식과 나비에-스토크스의 점성유체(粘性流體)의 운동방정식을 결합시킨 전자기유체방정식(電磁氣流體方程式)과 맥스웰의 역장(力場) 및 플레밍의 유도법칙이 있다. 한편 이 공간을 지배하는 다른 주역인 우주진(宇宙塵) ․우주선(宇宙線)과 운석 등은 지구물리학에서는 별로 연구되지 않는다.
■ 대기소광 (atmosphere extinction)
대기를 통과하면서 빛의 양이 줄어드는 현상.  
■ 대기 적색화 (atmospheric reddening)
대기 입자가 푸른색을 붉은색 보다 더 잘 산란시키기 때문에 천체가 실제보다 더 붉어 보이는 현상.  
■ 대기탈출 (atmospheric escape)
외기권에 있는 입자가 탈출속도를 능가하여 행성을 떠나는 과정.  
■ 대덕 전파 천문대 (大德電波天文臺, Taeduk Radio Astronomy Observatory)
한국천문연구원 부설천문대 소속의 우주 전파 관측소. 1984년, 대전 대덕연구단지에 설립된 한국 최초의 우주 전파 관측소이다. 우주와 천체에서 들어오는 각종 전파를 포착․분석하여 물리적 성질을 밝히고 한국 상공을 지나는 인공위성을 추적하기 위하여 1984년에 설립되었다. 우주전파가 발견된 것이 50여 년 전의 일이고 전파천문학이 중요한 첨단기술 분야로 자리를 굳힌 것이 불과 30여 년 전의 일로, 한국은 우주전파관측소를 설치함으로써 천문학 발전에 일대 전환점을 이루는 동시에 미래의 우주과학에 대비한 극초단파기술을 축적하게 되었다. 이 관측소가 보유한 지름 14m의 접시형 안테나의 전파망원경은 1mm(300 GHz)의 짧은 파장의 전파까지 포착할 수 있는 고도의 정밀성과 지향성을 지니고 있으며, 초정밀 레이더로서 미래의 우주개발과 군사용으로 사용하고 있다. 소재지는 대전광역시 유성구 화암동 산 36-1번지이다.
■ 대류 (convection)
유체의 흐름에 의한 에너지 전달 방식.  
■ 대류권 (troposphere)
지구에서 대부분의 기상현상이 일어나는 지표에서 고도 10km까지의 대기권.  
■ 대류권계면 (tropopause)
지구의 대기권에서 대류권과 성층권의 경계부.  
■ 대마젤란성운 (Large Magellanic Cloud, LMC)
은하수에서 약 50kpc 떨어진 불규칙한 형태의 작은 은하로서 두 개로 이루어진 마젤란은하 중에서 시지름이 더 큰 은하. 마젤란이 처음 발견하였을 때는 성운이라고 생각했다. 마젤란은하는 마젤란운(雲)이라고도 하는데, 시지름이 더 작은 쪽은 소마젤란운이라고 한다. 마젤란은하는 우리은하계에서 가장 가까운 불규칙은하로, 우리은하계의 동반은하로 알려져 있다. 대마젤란운은 황새치자리에 있으므로, 한국에서는 볼 수 없다. 적경(赤經) 5h 26m, 적위(赤緯) -69°에 위치하며, 시지름은 500'×430', 사진등급은 0.5등급이다. 거리는 170,000광년으로, 180,000광년인 소마젤란운보다 지구에 더 가깝다. 은하에 포함된 세페이드 변광성을 이용하여 거리를 구한다. 1987년 2월 23일에는 대마젤란운에서 초신성이 폭발하는 것을 육안으로 볼 수 있었다. 이 초신성을 초신성 1987A(SN1987A)라고 하는데, 1604년에 발견된 초신성 이래 폭발 당시에 육안으로 볼 수 있었던 두 번째 초신성으로 기록되었다. 비교적 가까운 거리에 있으며, 폭발 초기부터 정밀하게 관측할 수 있었기 때문에 다른 초신성들보다 지속적으로 연구하고 있다. 현재는 대마젤란운 내에 있는 별들이 금속 함량이 낮아서 생긴 것으로 보고 있다. 초신성1987A의 잔해가 어떻게 진화해 갈 것인가에 대해서는 장기적인 연구가 이루어질 것이다. 또 대마젤란운에는 수천만 개의 청백색 항성은 물론, 변광성․산개성단․구상성단 등이 들어 있다. 또 전리수소(電離水素)로 이루어진 대규모 영역을 가지고 있다. 거리가 가깝기 때문에 외부은하의 내부 구조와 은하에 포함된 별․가스․성간물질의 상태에 관해서 많은 정보를 알 수 있다. 그러나 내부의 물리적 상태, 그 형성․진화 등에 대해서는 아직 완전히 밝혀지지 않았기 때문에 앞으로도 지속적인 연구가 이루어질 것이다.
■ 대물렌즈 (objective)
망원경에서 빛을 모으는 주렌즈 또는 거울.
■ 대붕괴 (大崩壞, big crunch)
우주탄생 이론인 대폭발(big bang)에 반대되는 개념으로, 우주의 종말을 나타내는 천문학(天文學) 용어. 아인슈타인 중력이론을 균일등방인 우주모형에 적용하면, 우주의 팽창률은 그 속에 포함된 물질의 밀도와 공간의 곡률에 따라 결정된다. 곡률항의 부호에 따라 세 가지 경우가 나타난다. 부호가 음이면 팽창이 진행함에 따라 물질의 밀도는 희박해지지만 팽창은 곡률에 의해 일정한 속도를 유지하게 된다(열린 우주). 곡률항이 양이면 어떤 시점에 이르러 곡률항과 물질항은 값이 같고 부호는 달라 차츰 팽창을 감속하게 되며, 그 후에는 수축하여 결국에는 모든 물질이 다시 한 점으로 모이게 되며, 이를 대붕괴라고 부른다(닫힌 우주). 중간 경우로, 곡률이 0이면 물질항만이 팽창을 유지시키므로 시간이 진행함에 따라 밀도가 감소하게 되어 차츰 팽창을 멈추게 된다(평탄 우주). 위의 모든 경우에 팽창의 시작은 대폭발이라고 부르는 밀도와 시공의 곡률이 무한인 점에서 시작하게 되며 초기에는 공간곡률보다는 밀도항이 우세하여 세 가지 경우가 모두 비슷하게 진행된다. 물질밀도와 팽창률의 관측으로부터 공간곡률을 측정할 수 있다. 현재까지의 관측결과로는 열린 우주 쪽을 지지하지만 아직 결론내리기는 어렵다.
■ 대서
→ 24절기 참조.
■ 대실험항 (大實驗項, great empirical term)
E.W. 브라운이 달의 경도(經度)계산에 첨가한 실험항. 달의 예보계산에서 사용되는 브라운의 이론식과 실제 관측값을 비교하면 상당한 차이가 나타난다. 그래서 브라운은 T를 1900년부터 100년을 단위로 하는 시간으로 놓고, 경도에 10.71″sin(140°T+241°)이라는 항을 첨가하였는데, 이것이 대실험항이다. 이 항은 지구의 자전속도가 불규칙하기 때문에 생긴 것으로, 현재는 컴퓨터를 사용해서 각종 오차까지 고려하여 달의 위치를 계산하므로 더 이상 사용되지 않는다.
■ 대연력 (大衍曆)
중국 당(唐)나라 역법(曆法)의 하나. 승려인 일행(一行)이 현종(玄宗)의 명을 받아 728년에 만들고, 이듬해인 729년부터 이 역법을 시행해서 33년 동안 사용하였다. 천체관측에 충실한 우수한 역법으로 전하며, 《주역(周易)》의 '대연수(大衍數)'에 근거를 두고 만들었다 하여 '대연력'이라 하였다. 764년 일본에서 이 역법을 도입해서 100년 동안이나 사용한 점으로 미루어 신라에서도 이를 사용하였을 것으로 짐작되나 사료가 없어 단정하기 어렵다.
■ 대원 (great circle)
구에 있는 두 점을 가장 가깝게 이은 선을 연장하여 그은 구면상의 원.  
■ 대일조 (對日照, counterglow)
밤하늘에 태양과 반대 방향에서 황도 상에 나타나는 타원형의 희미한 빛. 그 위치가 황도 상에서 태양과 180° 떨어진 곳, 즉 태양과 정반대가 되는 곳에 있으므로 대일조라 한다. 경계는 분명하지 않으나, 지름은 매우 크고, 동서로 퍼진 타원체로 보인다. 아주 희미한 빛이므로 은하수와 겹치면 식별하기 어렵다. 목성탐사선 파이어니어 10호의 관측에 의하여 지구 바깥쪽을 지나는 행성간 물질과 소행성대가 반사하는 태양빛으로 밝혀졌다.
■ 대적반
→ 대적점 참조.
■ 대적점 (大赤點, great red spot)
목성에 있는 크고 지속적이며 높은 압력을 띤 폭풍 소용돌이로 목성의 남위 20°부근에서 붉은색으로 보이는 타원형의 긴 반점.
크기는 오랜 시간에 걸쳐 서서히 변하는데, 1878∼1881년의 최성기에는 길이 50,000km, 너비 10,000km나 되었다. 그 무렵에는 진한 벽돌색이었는데, 그 후 점차 퇴색하여 붉은 기가 없어지고, 모양도 둥글게 되고 크기도 작아졌다. 1878년 처음으로 관측되어 주의를 끌었는데, 그 이전의 오래 된 스케치에도 그와 비슷한 것이 있다. 자전속도는 주위의 다른 부분에 비하면 조금 늦고 다소의 변화가 있다. 특히, 대적점의 경도(經度)가 변한다는 사실에서 대적점이 대기 중에 떠 있음을 알 수 있다. 하이드는 목성의 대적점이 목성의 고체로 된 표면의 지형적인 요철에 의하여 대기 중에 생긴 '테일러의 기둥'의 윗부분이라는 설을 주장하였다. 그러나 목성탐사선 파이어니어 10호의 관측결과 태풍과 비슷한 거대한 폭풍우로 밝혀졌다. 또한 보이저 1 ․2호의 관측에 의해 그 크기가 지구의 5배나 되는 거대한 저기압의 소용돌이 구름임이 확인되었다.
■ 대통력 (大統曆)
명(明)나라 때의 역법(曆法). 명나라 건국 초기에 태사원사(太史院使) 유기(劉基)가 무신대통력(戊申大統曆)을 태조(太祖)에게 올리고, 1370년(홍무 3) 대통민력(大統民曆)이 만들어졌지만 이는 모두 원(元)나라 때 곽수경(郭守敬)이 만든 수시력(授時曆)에 따른 것이다. 84년(홍무 17) 누각박사(漏刻博士) 원통(元統)이 수시력을 약간 수정하고, 그 해를 역(曆)의 기원으로 하여 《대통력법통궤(大統曆法通軌)》를 만들었다. 1년을 365.2425일로 하는 역법은 수시력과 다름없고, 100년마다 1만분의 1씩을 줄이는 소장법(消長法)을 수시력에서 뺀 것이 수시력과 다른 점이었다. 명나라 말기까지 260여 년 동안 사용되었으며, 한국에는 고려 후기에 전해져서, 1653년(효종 4)부터 시헌력(時憲曆)을 사용할 때까지 널리 사용되었다.
■ 대통일장 이론 (Grand Unification Theories ,GUTs)
자연계에 있는 4개의 기본적인 힘을 한 가지 힘으로 통합하려는 이론. 우주 진화에서 우주의 기원을 "대폭발"이라고 하는 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 갑작스럽게 팽창해서 차갑고 밀도가 낮은 상태로 되었다고 서술하는 모형.
■ 대폭발설 (大爆發說, big bang theory)
우주가 태초의 대폭발로 시작되었다는 이론. 빅뱅론이라고도 한다. 주 생성의 초기 약 백 수십억 년 전에 일어난 대 폭발. 또 이러한 관점에 입각한 우주론. 1948년 미국의 이론 물리학자 가모프 (Gamov)에 의해 제창되었으며 우주는 이때부터 팽창을 계속하여 현재에 이르렀다고 한다. 팽창우주, 우주흑체 복사, 원소의 존재비 등을 이 설의 증거로 삼고 있다. 1920년대 A. 프리드만과 A.G. 르메트르가 제안하였으며, 1940년대 G. 가모에 의하여 현재의 대폭발론으로 체계화하였다. 이 우주론은 멀리 떨어진 은하일수록 우리 은하계로부터 빠른 속도로 멀어지고 있다는 사실과 3K라는 우주배경복사에 근거한다. 1929년 미국의 H. 허블은 외부은하의 스펙트럼에 나타난 적색편이로부터 외부은하들이 우리 은하계로부터 빠른 속도로 후퇴하고, 후퇴속도는 외부은하까지의 거리에 비례한다는 사실을 밝혔다. 그리고 거리가 100만 pc 증가할 때마다 은하의 후퇴속도가 50~100km/s씩 증가하는 것을 알아냈다. 이는 우주가 팽창하고 있음을 의미하고, 역으로 계산하면 약 200억 년 전에는 우주가 하나의 점과 같은 상태였으며, 이 점에서 일어난 대폭발로부터 현재의 우주가 만들어진 것으로 볼 수 있다. 대폭발 전의 크기가 0이고, 밀도와 온도가 무한대인 상태를 특이점(特異點)이라고 한다. 대폭발설은 현재 '표준 우주론'으로 널리 받아들여지고 있다. 특이점의 대폭발로 생긴 원시우주는 폭발 후 짧은 시간 동안 지수 함수적으로 급격히 팽창하면서 온도와 밀도가 빠르게 떨어졌다. 그 후 백만 년 동안 우주에서는 각종 소립자들이 만들어졌고, 우주의 온도가 3,000K에 이르자, 마침내 양성자와 전자가 결합하여 수소원자가 만들어졌다. G.가모는 이때 생긴 마이크로파가 우주에 널리 퍼져 있을 것이라고 예견했는데, 1965년 A. 펜지아스와 R. 윌슨이 우주배경복사(2.7K)를 발견함으로써 가모의 예견을 증명하였다. 이 설은 그 이전의 우주상태를 제대로 설명하지 못하는 문제가 있지만, 1981년 A. 구스가 제안한 인플레이션우주론은 이 점을 다소나마 해결하고 있다. 구스에 따르면 대폭발 이전의 우주는 에너지만으로 가득 차 있었고, 거품 같은 형태의 에너지가 대폭발을 일으켰다는 것이다. 구스의 이론은 현재의 불균일한 우주의 모습을 잘 설명하는 이론으로 받아들여진다.
■ 대한
→ 24절기 참조.
■ 대행성 (大行星, major planet)
수성에서 명왕성까지의 9개의 행성을 소행성(小行星)과 구별하여 부르는 이름. 대행성의 크기 ․질량 ․밀도 등을 비교하여 수성 ․금성 ․지구 ․화성이 속하는 지구형 행성과 목성 ․토성 ․천왕성 ․해왕성이 속하는 목성형 행성으로 나눈다. 또한, 지구를 중심으로 그 안쪽 궤도를 공전하는 내행성과 바깥쪽 궤도를 공전하는 외행성으로 나누기도 한다. 지구형 행성과 비교하여 크기가 훨씬 큰 목성형 행성을 일컫기도 한다.
■ 더러운 눈덩이 혜성 모형 (dirty-snowball comet model)
혜성에 관한 모형으로 물질이 암석편과 함께 섞여 얼어 있는 고체로 된 핵을 묘사한다. 혜성이 태양에 가까워지면 더러운 얼음 덩어리가 증발하여 머리와 꼬리를 만들면서 기체를 낸다.  
■ 덮개효과 (blanketing effect)
차단효과와 되덮힘 효과로 광구(光球)의 표면온도가 상승하는 현상. 별의 광구에서 나온 빛이 별의 대기를 지날 때 그 구성물질에 의해 선택적으로 흡수되는데, 이를 빛의 차단효과(遮斷效果)라고 한다. 그리고 흡수된 복사에너지는 다시 장파장 쪽의 복사에너지로 방출되어 광구를 덥히게 되는데, 이를 되덮힘 효과라고 한다. 이 효과로 광구의 표면온도는 상승한다. 덮개효과는 전자를 많이 가진 무거운 원소가 많을수록 커진다. 차단효과는 연속 복사 에너지 중에서 단파장광선에 관련되므로 별의 색깔을 크게 변화시키고, 되덮힘 효과는 연속 복사 에너지 전체를 증가시키므로 밝기를 변화시킨다. 그래서 무거운 원소가 많은 별일수록 차단효과로 더 붉어지고, 되덮힘 효과로 더 밝아진다. 준왜성은 태양과 같은 종족 I의 별보다 무거운 원소의 함량이 훨씬 적기 때문에 헤르츠스프룽-러셀도(HR도)에서 더 푸르고 어두운 쪽에 위치하게 된다.
■ 데네볼라 (Denebola)
봄철의 대표적 별자리인 사자자리 β성의 고유명. 사자자리의 꼬리에 위치하는 2.1등성으로, 대략적인 위치는 적경(赤經) 11h 47m, 적위(赤緯) +14° 51'이다. 분광형 A3의 주계열별로 청백색으로 빛난다. 표면온도는 8,500℃이고, 거리는 40광년이다. 5월 중순경 오후 8시에 남중한다. 데네볼라는 '사자의 꼬리'라는 뜻이다.
■ 데네브 (Deneb)
여름철의 대표적 별자리인 백조자리 α성의 고유명. 대략적인 위치는 적경 20h 40m, 적위 +45° 6'이다. 흰색의 매우 밝은 별이며, 안시등급(眼視等級)은 1.3등이다. 백조자리는 은하수 가운데에 커다란 날개를 편 것처럼 보이는 十자형의 별자리인데, 데네브는 그 꼬리에 자리잡고 있다. 분광형 A2의 초거성(超巨星)으로, 표면온도는 약 9,100℃이고, 거리는 약 1,500광년 떨어져 있다. 8월 하순에 오후 9시쯤 남중한다. 데네브는 '새의 꼬리'라는 뜻이다.
■ 데이모스 (Deimos)
화성의 제2 위성. 화성에 잇는 두 개의 달 중 작은 것으로 어둡고 구덩이가 패인 표면이 있다. 1877년 A.홀이 발견한 지름 약 8km의 작은 천체로, 평균광도는 12등이다. 화성 상공 20,000km 위를 거의 원 궤도를 그리며 약 30시간 만에 일주한다. 궤도의 긴반지름은 화성의 적도반지름의 6.92배이고, 이심률은 0.0031, 궤도경사는 화성의 적도에 대해 1.7°이다. 화성에서 볼 때 그 밝기는 지구의 만월(滿月)의 약 40분의 1 정도이다. 화성탐사선 바이킹 2호의 조사에 의하면, 표면에는 수많은 크레이터가 있다. 소행성이 화성의 인력에 붙들려 위성이 된 것으로 추측된다.
■ 데이비드던랩 천문대 (David Dunlap Observatory)
캐나다 토론토 북부에 있는 천문대. 1935년 5월 변호사이자 아마추어 천문학자였던 데이비드 던랩이 희사한 기금으로 설립되었다. 그러나 이 천문대를 설립한 진정한 공로자는 캐나다 천문학의 아버지라 일컬어지는 클라렌스 챈트(Clarence Chant)이다. 천문학 연구에 열정을 가지고 있던 그는 1905년 토론토대학교에 천문학과를 개설하도록 하여 교수로 재직하였다. 그와 토론토대학교에 교수로 부임하여 함께 연구하던 그의 제자 레이놀드 영(Reynold Young)은 대학교 내에 천문대의 필요성을 절실히 느끼고 기금 기증자를 물색하고 있었다. 이에 광산업으로 거부가 된 데이비드 던랩이 갑자기 사망한 것을 알고 그의 부인 제시 던랩에게 제의하여 그의 이름을 기념하는 데이비드던랩 천문대를 세우게 되었다. 온타리오주 토론토 북쪽의 리치먼드힐에 있으며, 토론토대학교 천문학과 연구센터에 소속되어 있다. 캐나다에서 가장 큰 지름 190cm 반사망원경을 비롯하여 지름 60cm, 48cm, 40cm 반사망원경이 설치되어 있다. 천체의 위치관측․시각(時刻) 측정․태양 관측․지자기 관측 외에 성단 ․성운 ․외부 은하의 분광 관측과 측광, 구상(球狀) 성단과 은하계 내의 변광성과 특이성 등을 주로 연구한다. 2000년 현재 어니 시퀴스트(Ernie Seaquist)가 천문대장으로 있다.
■ 델린저 현상
태양면의 폭발현상으로 지구 대기 상층의 전리층에 이상이 생겨 단파통신이 갑자기 불능상태에 빠졌다가 수분~1시간 후에 본래대로 회복되는 현상. 태양 플레어가 복사하는 전자기파가 전리층인 E층, D층의 이상 전리를 일으켜서 발생한다.  
■ 도마뱀자리 (Lacerta)
가을철 북쪽 하늘에 보이는 별자리. 약자 Lac. 은하수 속에서 백조자리 ․케페우스자리 ․페가수스자리 ․안드로메다자리로 둘러싸여 있다. 대략적인 위치는 적경 22h 25m, 적위 +43°이다. 가장 밝은 별인α가 4등성이며, 그 밖에는 밝은 별이 없어 눈에 잘 띄지 않는다. 1690년 J. 헤벨리우스에 의해 명명되었다. 쌍안경으로 볼 수 있는 산개성단 NGC 7243을 가지고 있다.
■ 도미니언 천체물리 천문대 (Dominion Astrophysical 0bservatory)
캐나다의 태평양연안 빅토리아에 있는 천문대.
1918년 브리티시 컬럼비아주 빅토리아의 웨스트 사니치로드 5071번지에 설립된 국립 천문대이다. 1905년 오타와 도미니언 천문대의 천문학자 존 플라스켓(John Plaskett)이 15인치 굴절망원경으로 별들의 광선 속도를 측정하였으나 몇 년이 못 가 이 망원경에 틈이 생겨 제대로 측정할 수 없었다. 이에 1910년 존 플라스켓이 캐나다 정부에 제의하여 8년여의 준비 끝에 설립되었으며, 그가 초대 천문대장에 임명되었다. 자외선과 적외선 파장 관측을 기초로 한 천문학 연구센터로서 천문학에 관심 있는 일반인과 다른 연구기관에서 방문한 과학자들에게 다양한 프로그램을 제공한다. 분자분광학(分子分光學)을 창시, 1971년 노벨화학상을 수상한 헤르츠베르크를 기념하여 세운 헤르츠베르크 천체물리학연구소가 같은 지역 안에 있다. 일반 관람객용으로 41cm의 반사망원경이 있고 연구용으로 지름 185 cm, 122cm의 반사망원경이 설치되어 있으며, 1개의 프리즘과 6개의 카세그레인 분광기, 용해수정제(熔解水晶製) 자외선분광기 등을 갖추고 항성 스펙트럼 연구에 진력하고 있다. 또한 항성의 시선속도(視線速度) ․항성대기 ․세페이드 변광성 ․광전측광(光電測光) 등도 주요 연구분야이다. 캐나다에서 최초로 설립된 오타와의 도미니언 천문대와 혼동되는 일이 있으나, 그곳에서는 주로 위치관측과 태양관측을 한다.
■ 도플러 이동 (Doppler shift)
시선 방향으로 관측자나 전파원이 움직일 때 나타나는 파장의 변화. 운동아 관측자에게 접근하면 파장이 줄어들고 (청색이동), 멀어지면 파장이 늘어난다(적색이동).  
■ 도플러 효과 (Doppler effect)
파원 (波源)에 대하여 상대속도를 가진 관측자에게 파동의 주파수가 파원에서 나온 수치와는 다르게 관측되는 현상. 별의 경우 광원과 관측자의 상대속도에 따라 파장이나 진동수가 다르게 측정되는 현상으로 관측자에게서 멀어지는 광원이 내는 빛의 파장은 늘어나 적색 쪽으로 편향되는 적색편이 (red shift)가 일어나고, 접근하면서 빛을 내는 경우에는 푸른색 쪽으로 편향되는 청색편이 (blue shift)가 일어난다. 그런데 은하가 내는 빛의 적색편이 정도는 그 은하까지의 거리에 비례한다는 것이 발견되어 (허블 법칙) 적색편이를 측정하면 그 별까지의 거리를 알 수 있다. 기차가 서로 다가올 때 상대 기차의 기적소리는 크게 들리고, 서로 멀어질 때의 기차의 기적소리는 낮게 들린다. 이런 소리의 차이로 우리는 직접 보지 않아도 물체의 움직임을 알 수 있다. 이것은 파동을 발사하는 원천이 관측자에 대해서 이동할 때에는 본래의 진동수와는 다른 겉보기의 진동수가 관측되기 때문인데, 이와 같은 현상을 도플러 효과라고 한다. 음파의 경우 발음체와 관측자가 상대적으로 멀어질 때는 발음체의 진동수보다 관측자가 듣는 진동수가 더 적어 저음으로 들리고, 가까워질 때는 더 많아져 고음으로 들리게 된다. 이런 도플러 효과는 광파에서도 일어나는데, 광파에서는 진동수에 따라 색깔이 변하게 된다.

즉 가까워지게 되면 광파의 진동수가 증가해서 스펙트럼선이 파장이 짧은 푸른 색쪽으로 치우치고(청색 편이), 멀어지게 되면 광파의 진동수가 감소하여 스펙트럼선이 붉은 색쪽으로 치우치게 된다(적색 편이)
다가올 때 
정지 상태 
멀어질 때 
맨 위의 그림은 물체가 관찰자쪽으로 가까워질 때의 그림이고(dopler-blue), 가운데 그림은 현재 상태이며, 아래 그림은 멀어질 때의 그림이다(dopler-red) 화면에 제시할 때는 가운데 그림만 제시하며, 아래의 "가까워질 때" 버튼을 누르면 현재 상태 그림위에 가까워질 때의 그림이 겹쳐져 그 변화를 눈으로 확인할 수 있도록 한다. "멀어질 때" 버튼 역시 마찬가지다. 별이 회전하고 있을 경우에도 도플러효과가 적용된다. 흡수선의 폭이 넓을수록 별은 더 빨리 회전하고 있다.

■ 독수리자리 (Aquila)
여름철에 하늘을 남북으로 가로질러 흐르는 은하수 가운데 있는 별자리. 약자는 Aql. 위치는 적경 19h 30m, 적위 2°이다. 1등성인 알타이르(독수리자리 α) 외에도 네 개의 3등성 r,δ,ζ,θ 등 밝은 별이 많아 쉽게 찾을 수 있다. 특히, 알타이르는 한국에서 견우성(牽牛星)으로 잘 알려져 있다. η는 약 7일을 주기로 4∼5등급 사이로 광도가 변하는 세페이드 변광성이다. 독수리자리 부근에서는 신성이 많이 출현하는데, 1918년 -1등급의 신성이 나타난 적이 있으며, 1970년에는 6등의 신성이 발견되었다. 그리스신화에 따르면 올림푸스의 신 제우스가 큰 독수리로 변하여 날아가는 것이라고 한다.
■ 돌고래자리 (Delphinus)
여름철에 독수리자리와 페가수스자리 사이에 보이는 작은 별자리. 약자 Del. 대략적 위치는 적경 20h 35m, 적위 +12°이다. 가장 밝은 α와 β는 각각 3.9등급의 스펙트럼형 B8의 별과 3.7등급의 스펙트럼형 F3의 별이다. 그리스신화에 의하면, 돌고래는 바다의 신 포세이돈의 종인데, 포세이돈의 도망가버린 애첩 암피트리테를 찾아낸 공적으로 별자리를 얻었다고 한다.
■ 동 (東, east)
방향의 하나. 해가 뜨는 쪽이며, 서에 대하여 반대쪽을 가리킨다. 북쪽을 보고 섰을 때 오른쪽이 된다. 방위에 십이지(十二支)를 배치할 때는 묘(卯)의 방향에 해당한다. 천정(天頂)을 지나 남북을 연결하는 선을 자오선(子午線)이라 하는 데 대하여 동서를 연결하는 선을 묘유선(卯酉線)이라고 한다.
■ 동구
외행성이 태양의 동쪽 90。에 위치하는 때를 말하며, 이때 행성은 저녁 하늘에 보인다.  
■ 동반성 (同伴星, companion star)
물리적으로 연결된 이중성이나 쌍성계에서 상대적으로 광도가 낮은 별. 망원경으로 볼 수 있는 광학쌍성에서는 보통 무겁고 밝은 별을 주성(主星)이라 하며 A로 나타내고, 가볍고 어두운 별을 동반성이라 하며 B로 나타낸다. 분광쌍성(分光雙星)의 경우에는 주성의 스펙트럼에 나타나는 도플러효과로부터 구한 주성의 시선속도(視線速度)가 주기적으로 변하기 때문에 동반성의 스펙트럼이 보이지 않아도 그 존재를 알 수 있다. 또 어떤 항성의 경우에는 고유운동이 사행적(蛇行的)으로 변하는 것으로 눈에는 보이지 않는 동반성이 있음을 알아낼 수 있다. 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스가 맨눈으로 보이지 않는 동반성을 가지고 있음을 알게 된 것은 1834년 F.W. 베셀이 시리우스로부터 고유운동의 변화를 조사한 데서 비롯되었다. 3중 쌍성에서는 제일 어두운 별을 제2 동반성이라고 한다.
■ 동반은하 (同伴銀河, companion galaxy)
커다란 나선은하 주위에 모여 있는 소형의 타원은하 및 불규칙은하. 위성은하(衛星銀河)라고도 한다. 은하계는 대마젤란은하와 소마젤란은하라는 2개의 동반은하를 가지고 있고, 안드로메다은하는 타원은하인 NGC 205와 NGC 221을 동반은하로 양 옆에 하나씩 가지고 있다.
■ 동방 최대이각
내행성이 태양 동쪽에서 태양으로부터 가장 멀리 떨어져 보일 때로, 저녁 하늘에 보인다. 수성은 18~28。, 금성은 46。 정도 태양으로부터 떨어지고, 행성의 위상은 반달 모양이다.  
■ 동심구설 (同心球說, theory of concentric sphere)
고대 그리스의 태양계설. 그리스 천문학에서 플라톤은 행성의 운동을 지구를 중심으로 하는 원(圓)의 조합으로 보았으나, 제자인 에우독소스는 정밀관측 결과 그 운동이 결코 한결같지 않다는 것을 알고, 가장 바깥쪽에 항성천구(恒星天球), 그 안쪽에 달과 태양에 각각 3개의 천구, 5대 행성에 각각 4개의 천구를 놓아, 도합 27개의 동심구각(同心球殼)을 가정하고, 그것들의 복잡한 회전에 의해서 행성운동을 설명하였다. 또한 아리스토텔레스는 56개의 구각을 가정하였는데, 이 치밀한 천동설(天動說)의 권위 앞에, 필라리오스나 아리스타르코스 등의 지동설(地動說)은 빛을 보지 못하였다.
■ 동위원소 (isotope)
같은 수의 양성자를 가지고 있지만 중성자수가 다른 원자.  
■ 동지
→ 24절기 참조. 24절기의 하나로써 밤의 길이가 가장 긴 날이다. 태양의 황경이 270。에 달했을 때이며, 태양이 가장 남쪽에 위치한다. 12월 22일경에 해당.  
■ 동지점 (冬至點, winter solistice point)
황도 상에서 황경이 270도인 점 혹은 춘분점의 서쪽으로 90°가 되는 지점. 태양이 이곳에 왔을 때가 동지이다. 천구 상에서는 적위 약 -23.5°, 황경 270°의 지점을 말한다. 하늘의 적도와 황도는 하늘의 대원(大員)이므로, 춘분점과 추분점을 이은 선은 황도를 반으로 가른다. 이 두 분점 사이에서 90° 떨어진 두 점 중 태양이 천구의 북극에 가장 가까워지는 점을 하지점이라 하고, 태양이 천구의 남극에 가장 가까워지는 점을 동지점이라 한다. 동지에는 태양이 이 점에 이른다.
■ 돛자리 (Vela)
봄철 남쪽하늘에 보이는 별자리. 약자는 Vel. 나침반자리 ․용골자리 ․고물자리에 이어져 있는데, 옛날에는 이 네 별자리를 합쳐서 그리스신화의 모험선(冒險船)인 아르고자리(Argo)라고 불렀다. 은하수 가운데 있으며, 대략적인 위치는 적경(赤經) 9h 30m, 적위(赤緯) -45°이다. 맨눈으로 많은 별을 볼 수 있는데 δ, λ의 세 별이 2등성이고, 그 밖에 산개성단을 여러 개 가지고 있다. 용골자리의 2등성 ν, ε과, 돛자리의 2등성 δ와 3등성 κ가 남십자자리와 비슷한 모습을 하고 있기 때문에 '가짜 남십자'라는 별명이 붙어 있다. 한국에서는 그 일부가 지평선 밑에 있어 전체를 볼 수 없다.
■ 두루미자리 (Grus)
가을철의 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자는 Gru. 남쪽물고기자리 바로 밑에 위치하며, 대략적인 위치는 적경(赤經) 22h 20m, 적위(赤緯) -47°. 남쪽하늘의 지평선에 거의 수평으로 나란히 있는 α와 β가 2등성으로 가장 밝다. 1603년 J.바이어가 새로이 남쪽하늘에 설정한 12별자리 중 하나이다.
■ 두 번째 준설(끌어올림) (second dredge-up)
질량이 큰 별이 적색거성으로 되면서 헬륨원소의 산물이 대류에 의해 별표면으로 올라오는 현상.  
■ 두베 (Dubhe)
큰곰자리 α의 고유명. 대략적인 위치는 적경(赤經) 11h 03m, 적위(赤緯) 62° 01'. 오렌지색의 밝은 별로, 광도는 2.0등이며, 스펙트럼형은 K0, 거리는 약 105광년이다.
■ 드보쿨뢰르의 밝은 은하목록 (Reference catalogue of Bright Galaxies)
드보쿨뢰르 부부(Gerad & Antoinette de Vaucouleurs)가 1964 년 텍사스대학교에서 출판한 밝은 외부은하들의 목록. 사진등급으로 14등보다 밝은 2,599개의 외부은하에 대하여 위치(赤經 ․赤緯 ․銀經 ․銀緯 등) ․종류 ․시지름 ․밝기 ․색지수 ․시선속도 ․전파강도 등이 기재되어 있다. 1932년 하버드 천문대에서 간행한 샤플리와 에임스의 《밝은 은하목록》에는 13등급보다 밝은 1,249개의 외부은하가 수록되어 있었는데, 드보쿨뢰르 부부는 파리 천문대 ․릭 천문대 ․헤일 천문대 ․스트롬 천문대 ․하버드 천문대 ․보이든 관측소 등 세계 각지의 관측결과를 총망라하여, 적어도 13등급까지는 완전하게 조사된 이 목록을 제작하였다. 외부은하의 종류에 대해 드보쿨뢰르가 창시한 소용돌이 모양에 대한 2차원적 형태분류를 채택한 것이 특징이다. 1976년 H.G. 콘과 공저로 개정판이 간행되었다. 개정판에서는 4,364개의 밝은 은하가 기재되어 있고, 1964∼1974년의 문헌색인이 들어 있다.
■ 들뜸 (excitation)
광여기. 원자의 에너지 상태가 더 높은 준위로 올라가는 과정.  
■ 등가원리 (principle of equivalence)
아인슈타인의 일반 상대론의 근본 생각. 중력에 의한 가속과 다른 종류의 가속을 구분할 수 없다. 즉, 적당히 가속되는 좌표계에서는 중력을 없앨 수 있다는 원리.
■ 등광도 도표 (等光度圖表, isocandela diagram)
광원(光源)을 중심으로 하는 가상구면(假想球面) 위에, 광도가 같은 방향에 해당하는 점을 이어 곡선군을 그려서 평면상에 등적사상(等積寫像)한 것. 이에는 원(圓) 등광도 도표, 직사각형 등광도 도표, 사인(sine) 등광도 도표 등이 있는데, 사인등광도도표가 가장 일반적이다. 둘러싸인 면적으로부터 광속(光束)을 산출한다.
■ 등광도 측광계 (等光度測光計, iso photometer)
성운상(星雲狀)으로 퍼진 광원의 등광도선도(等光度線圖)를 사진건판 또는 필름에 잡힌 상(像)의 농도로부터 구하는 장치. 여러 가지가 고안되어 있다. 측정광의 데이터에 대하여 기입장치의 기록지가 따라서 움직이게 되어 있으며, 측정순서에 따라 등농도선추종형(等濃度線追從型)과 전면주사형(全面走査型)이 있다. 기록법도 펜에 의한 것, 전자장치에 의한 것, 수치기록에 의한 것 등이 있다. 전기계(電氣系)에는 동일광원으로부터의 비교광과의 자동평형형과 광전류(光電流)를 직접 증폭하는 형이 있다.
■ 등광선 (iso-photo)
디지털 상 (image)에서의 등세기선.  
■ 등급 (等級, magnitude)
→ 별 참조. → 분광형 참조. 별의 밝기를 나타내는 계급. 등급이 클수록 빛이 흐리다. 일반적으로 광원(光源)의 밝기는 촉광을 단위로 하여 나타내지만, 천체의 밝기, 즉 별의 광도는 등급이라는 독특한 단위를 사용하여 나타낸다. BC 150년경 그리스의 히파르코스는 맨눈으로 보아 가장 밝은 약 20개의 항성을 1등성, 가장 어두운 별을 6등성으로 하고, 그 사이를 5단계로 나누었다. 19세기 중엽 영국의 J. 허셜은 이러한 별들의 광도비(光度比)를 연구한 결과, 1등성의 밝기는 6등성의 100배임을 발견하고, 1등급 차이의 밝기비는 5√100 =2.512배가 되는 것을 밝혔다. 한편, 한국에서도 1770년(영조 46)에 편찬한 일종의 백과사전인 《동국문헌비고》 <상위고(象緯考)> 편에 항성의 등급에 따른 별의 밝기를 크기로 표현해 놓았는데, "1등성은 2등성의 2.43배, 2등성은 3등성의 2.55배, …, 5등성은 6등성의 1.33배"라고 되어 있어, 허셜의 연구와 비슷함을 알 수 있다. 이는 허셜의 연구보다 50년 이상 앞선 것으로, 조선 천문학의 우수성을 입증하는 것이다. 오늘날에는 천구의 북극 부근에 있는 몇 개의 별을 기준으로 삼아서 다른 별들의 밝기를 비교하고, 포그슨의 방정식을 이용하여 등급을 정량적으로 계산한다. 천체의 등급은 일반적으로 천체까지의 기준거리를 어디에 두느냐에 따라서 실시등급(實視等級)과 절대등급으로 나누며, 빛의 파장역에 따라 안시등급(眼視等級) ․사진등급 ․광전등급 등으로 나눈다.
■ 등대모형 (light house model)
펄서를 설명하기 위한 강한 자기장과 고속으로 회전하는 중성자별 모형. 회전은 펄서에 주기를 작게 하고 자기장은 전자기 복사를 하게 한다.  
■ 등방위 곡선 (等方位曲線, isotropic curve)
지표상에서 어떤 천체 또는 지점의 방위가 일정한 점의 궤적(軌跡). [그림]에서 점 P를 북극, QQ'를 적도, 점 S를 목표지점 또는 천체의 지상에서의 위치라고 하면, 등방위 곡선은 S의 위도 및 주어진 방위에 의하여 1a, 1b, 1c, 2p, 2s, 3과 같이 6종의 곡선이 되며, 이것을 카시니의 곡선이라고 한다. 두 지점 간에서는 등방위 곡선은 항상 대권(大圈)보다 적도 쪽을 통과한다.

■ 등세기선 지도 (contour map)
몇 가지 종류의 복사 세기가 하늘 전체에 걸쳐 얼마나 변했는지를 보여주는 그림. 그림에 나오는 선은 같은 세기인 점을 이은 것이다. 가깝게 놓은 선들은 작은 거리에서 세기 변화가 급격하게 이루어짐을 뜻하고, 넓게 떨어져 있는 선들은 그보다는 천천히 변화함을 뜻한다.  
■ 등연측지법 (等緣測地法)
성식(星蝕) 현상을 이용하여 지구상의 각 지점의 위치를 측정하는 방법. 지구에 대한 달의 공전운동 때문에 달에 의한 별의 엄폐현상, 즉 성식이 생긴다. 따라서 달의 궤도를 알면 지구의 각 지점에서 같은 항성의 엄폐현상이 일어나는 시각을 관측하여 그 시각차에서 관측지점 상호간의 위치를 구할 수 있다. 그러나 달의 가장자리는 달의 지형 때문에 매우 울퉁불퉁하므로 관측의 정밀도를 향상시키기 위해서는 각 관측지점에서 달의 동일한 가장자리에 엄폐가 일어나도록 지점을 선정하는 일이 바람직하다. 그러나 각 지점에서의 관측시각이 다르면 달의 칭동(秤動)으로 인하여 완전한 등연이 안 되는 문제가 생긴다.
■ 등온섭동 (isothermal pertutbation)
복사장의 파동과는 관련 없는 초기 우주의 물질 성분만의 파동.  
■ 등온핵 (等溫核, isothermal nucleus)
중심부의 수소를 다 소모해버린 별은 헬륨으로 된 중심핵과 수소가 많은 외층으로 구성되는데, 이 중심핵에서 장소에 관계없이 그 온도가 일정한 것. 주계열성은 중심부에서 수소를 헬륨으로 바꾸며 핵에너지를 방출하는데, 중심부의 헬륨 핵의 질량이 찬드라세카르의 한계질량(1.44M⊙) 이하이고, 별 전체 질량의 12% 이하(셴베르그-찬드라세카르의 한계라고 한다. 정확한 값은 외층의 화학조성에 따른다)일 경우 중심핵은 등온일 수 있다. 즉, 밀도기울기에 의하여 생기는 압력기울기만으로 중심핵을 중력에 대항하여 지탱할 수 있다. 따라서 등온핵은 태양질량의 몇 배 이하인 비교적 가벼운 별 내부에만 존재할 수 있다. 구상성단의 HR도에서 주계열이 오른쪽으로 휘는 점이 등온핵을 가진 별에 해당한다. 등온핵 내부에는 에너지원이 존재하지 않고 열에너지의 흐름도 없다. 그림에서 보는 바와 같이 수소껍질의 연소가 일어나면 외층의 아랫부분에서 수소가 헬륨으로 변하며, 헬륨의 중심핵 질량이 증가한다. 이렇게 하여 셴베르그-찬드라세카르의 한계를 넘으면 중심핵은 중력수축을 시작하고, 이에 따라 중력에너지가 방출되고 에너지 흐름이 시작되어 등온핵은 더 이상 유지되지 않는다. 이렇게 되면, 별은 주계열성으로부터 준거성으로 진화된다. 구상성단의 거성 내부의 헬륨중심핵에서는 전자가 축퇴(縮退)되어 그 압력만으로 중심핵을 중력에 대항하여 지탱하고 있다. 이러한 경우에도 중심핵은 등온에 가깝다. 이것을 축퇴등온핵이라고 한다.

■ 디오네 (Dione)
4번째로 발견된 토성의 위성. 1684년 J.D.카시니가 발견하였다. 광도 약 10.7등, 위성지름 1,000km, 질량 1.05 ×1024g, 밀도 1.44g/㎤이며, 2일 18시간을 주기로 토성 주위를 공전한다.
■ 띠 (belt)
목성형 행성에서 대기가 아래로 가라앉는 지역으로 낮은 압력을 보이며, 구름이 없어지고 어둡게 보인다.  


■ 라그랑제점 (Lagrangian point)
두 천체가 케플러운동을 하고 있을 때, 그 주위에서 중력이 0이 되어, 역학적으로 안정된 점. 두 천체의 인력이 상쇄되는 꼭지점으로 태양과 행성이 만드는 두 꼭지점은 역학적으로 안정되어 있다는 것을 프랑스의 물리학자 라그랑제 (Lagrange, Joseph Louis, 1736-1813)가 증명했다. 태양과 목성이 만드는 라그랑제점에는 실제로 많은 소행성들이 몰려 있는데 이들 소행성을 트로이군 소행성이라고 한다. 라그랑제는 케플러운동을 하고 있는 두 천체를 연결하는 직선상의 3점과, 또 두 천체와 정삼각형을 이루는 2점에서 중력이 0이 된다는 것을 발견하였다. 이 5개 점을 라그랑주의 특수해라고 한다. 또한, 삼체문제(三體問題)는 일반적으로 그 해를 구할 수 없지만, 라그랑주는 특수한 예로서, 제3의 천체의 질량을 무시할 수 있을 경우, 제3 천체는 라그랑제의 특수해 중 삼각형을 이루는 2점에 있을 때 매우 안정하다는 것을 증명하였다. 이 두 점을 특별히 라그랑주점이라고 한다. 실제로 목성의 궤도 위를 목성과 함께 도는 트로이소행성군은 그 위치가 태양과 목성이 정삼각형을 이루는 곳임이 확인되었다. 이에 비해 직선상의 3점은 로슈한계 위의 점으로서 역학적으로 다소 불안정한 점이라는 것이 밝혀졌다.
■ 라디안 (radian)
각측정의 단위, 1라디안은 57,3도, 2π라디안은 360도.
■ 라스알게티 (Ras Algethi)
헤르쿨레스자리 α의 고유명. 개략적인 위치는 적경(赤經) 17h 14m, 적위(赤緯) 14° 23'이다. 스펙트럼형 M5의 맥동변광성으로, 광도가 3.0∼4.0등급에서 변하며, 변광주기는 2∼4개월로 불규칙적이다. 이 별의 변광은 1795년 W. 허셜이 발견하였다. 각거리 4.8″ 떨어진 곳의 청백색 동반성(同伴星)과 쌍성계를 이루고 있는데, 동반성 역시 5∼7등의 광도변화를 보이는 변광성이다. 그 이름은 '무릎 꿇은 사람의 머리'라는 뜻의 아랍어에서 유래하며, 그리스신화의 영웅 헤라클레스의 머리에 해당한다.
■ 라이만 계열 (Lyman series)
수소 원자에서 가장 낮은 에너지준위 (기저상태)에서 시작되거나 끝나는 모든 천이. 스펙트럼에서 자외선 영역에 해당하는 에너지 변화를 수반한다. 또한, 이 천이와 관련되는 흡수 또한 방출선이 나타난다.
■ 라카유 (Lacaille, Nicolas Louis de, 1713.5.15~1762.3.21)
프랑스의 천문학자 ․수학자. 뤼미니에서 태어났다. 처음에는 신학을 공부하였으나, 천문학과 수학으로 전환하였다. J.카시니에게 인정받아 파리천문대에서 근무하다가, 1739년 마자랭대학 수학 교수, 1741년 과학아카데미 회원이 되었다. 당시 프랑스 학계는 카시니의 지도 아래 지구의 측정사업에 몰두하였는데, 그 일원으로 참여하여 프랑스 서부에서 자오선 간격을 재는 일에 공헌하였다. 1750∼1754년 남아프리카공화국 케이프타운에서 소자오의(小子午儀)를 사용하여 약 10,000개 항성의 위치를 측정하고 《남천성도(南天星圖): Coelum Australe Stelliferum》(1763)를 간행하였다. 한편, 태양 ․달 ․금성 ․화성 등의 지심시차(地心視差)를 파리와 동시에 관측하는 데 성공하였다.
■ 라플라스 (Laplace, Pierre Simon de, 1749.3.23~1827.3.5)
프랑스의 천문학자 ․수학자. 칼바도스의 보몽타노주에서 태어났다. 1765년 육군학교 위탁학생으로 있을 때부터 수학의 재능을 나타냈다. 1767년 파리에서 달랑베르의 인정을 받고 고등사범학교와 에콜폴리테크니크 교수로 취임하여 행렬론 ․확률론 ․해석학 등을 연구하였다. 1773년 수리론(數理論)을 태양계의 천체운동에 적용하여 태양계의 안정성을 발표하였다.또한 오일러와 라그랑주 이래 미해결문제로 남아 있던 목성과 토성의 상호섭동(相互攝動)에 의한 궤도의 이심률과 경사각은 오랫동안 변화하지 않고 장주기변동을 한다는 사실을 증명하였다. 그 후 이 변동 한계에 관해 라그랑주와 서로 반론이 거듭되었으나, 1784∼1786년 라플라스가 《파리과학아카데미 기요(紀要)》라는 잡지에 3편의 논문을 발표함으로써 해결되었다. 1787년 달의 공전가속도는 지구 궤도의 이심률 변동에 기인하는 것으로 결론지었다. 이와 같은 획기적 성과를 체계화하여 1799~1825년 《천체역학》(전 5권)을 출판하였다. 이것은 뉴턴의 《프린키피아》와 맞먹는 명저로 간주된다. 1796년 간행된 일반인을 위한 저서 《세계계도설(世界系圖說)》은 태양계의 기원에 관한 성운설의 구상을 내용으로 담고 있으며, 이것은 칸트의 설(說)을 보충 ․개정하는 구실을 하기도 하였다.
■ 랄랑드 (1732.7.11~1807.4.4)
프랑스의 천문학자. 부르강브레스에서 태어났다. 처음에는 파리대학에서 법학을 배우다 방향을 바꿔 천문학을 공부하였다. 1753년 케이프타운에 머물던 라카유와 합동으로 달의 지심시차(地心視差) 관측에 성공하여 베를린아카데미 회원 및 파리아카데미 전속 천문학자가 되었다. 클레로와 함께 행성운동의 이론을 연구하여 핼리혜성과 행성의 위치 추산표를 작성하였다. 1762년 콜레주드프랑스의 교수로 취임, 평생 재직하며 많은 학자를 길러냈다. 장기간에 걸쳐 프랑스 천체력(天體曆) 편집에 헌신하였다.
■ 러셀-포크트의 정리 (Russel-Vogt theorem)
1926년 H.러셀과 H.포크트가 밝힌 별의 총질량과 화학조성, 별의 구조에 관한 정리. 일반적으로 별의 특성을 알려주는 요소들로는 온도 ․압력 ․밀도 ․광도 ․반지름 ․질량 등이 있다. 그러나 이러한 요소들은 서로 종속관계(從屬關係)에 있기 때문에 별의 질량이라는 하나의 기본적인 요소로 표현할 수 있다. 따라서 어떤 별의 화학조성과 총질량을 알면, 그 별의 구조를 결정할 수 있게 된다. 러셀-포크트의 정리는 헤르츠스프룽-러셀도(圖)의 해석에서 매우 중요하다. 예를 들어, 주계열별의 경우는 화학조성이 같더라도 질량이 커질수록 광도와 표면온도가 높아지며 하나의 매끄러운 곡선을 그리며 분포한다. 그러나 적색거성의 경우는 주계열별과 전혀 다른 화학조성을 가지기 때문에 온도와 반지름이 크게 다른 별도의 무리를 이룬다.
■ 러시아력 (Russian calendar)
1918년까지 러시아에서 사용된 역법(曆法). 러시아의 역법에 관하여 명백히 알 수 있는 것은 17세기 후반인 표트르 1세 때부터이며, 그 이전의 역법에 관해서는 불분명한 점이 많다. 그러나 비잔틴기원(天地創造紀元:AD보다 5509년이 많음)이 사용되었던 점과, 15세기 말까지는 한 해의 첫날을 3월 1일로, 그 이후는 9월 1일로 했던 사실이 알려져 있다. 표트르 1세는 전래의 역법을 개정하기 위하여 1699년 12월 15일 고시(告示)를 통하여, 비잔틴기원 7208년 12월 31일을 기해 다음날을 AD 1700년 1월 1일로 하도록 하고, 공식적으로 율리우스력(曆)의 사용을 결정하였다. 당시에 역법으로 더욱 우수한 그레고리력이 이미 가톨릭교국에서 널리 이용되고 있었으나, 그리스정교국 및 프로테스탄트들은 이를 로마교황 그레고리우스 13세가 제정했다는 이유로 사용에 반대하고 있었다. 러시아제국을 비롯한 그리스 및 발칸 지방의 그리스정교국들은 20세기가 되어서도 율리우스력을 버리지 않았다. 따라서 러시아에서는 당시의 역사적 사건들이 모두 율리우스력으로 기록되었는데, '10월혁명'은 율리우스력(曆)으로 1917년 10월 25일에 해당하지만 그레고리력(曆)으로는 11월 7일이 된다. 러시아는 혁명 후인 1918년 1월 26일 그레고리력으로 개력(改曆)을 결정하고, 그 해 2월 1일을 2월 14일로 바꾸면서 이후 그레고리력을 공식적으로 사용하고 있다.
■ 레굴루스 (Regulus)
사자자리 α성의 고유명. 봄철의 대표적인 별로, 광도는 1.4등. 대략적인 위치는 적경(赤經) 10h 08m, 적위(赤緯)+12°20'이고, 스펙트럼형 B7의 주계열성이며, 거리는 70광년이다. 위치가 백도(白道)상에 있기 때문에 달에 의해 가려질 때가 있다. 한편, 황도 상을 운행하는 행성(行星)이 이 별 가까이 통과하므로 예로부터 점성술(占星術)에 이용되었다. 레굴루스란 라틴어로 '작은 왕'이라는 뜻이다.
■ 레기오몬타누스 (1436~1476)
독일의 천문학자 ․수학자. 쾨니히스베르크 출생. 본명은 Johann Müller. 1452년 빈에서 포이어바흐로부터 프톨레마이오스의 천문학을 공부하였다. 1461년 스승의 사망 후 로마로 유학, 그리스어 원전 《알마게스트 Almagest》 등 여러 과학서적을 번역하였다. 1468년 이들 원전을 가지고 귀국한 후, 뉘른베르크의 부호 B.발터의 도움을 얻어 1471년 독일 최초의 천문대를 건설하고, 새로운 천문기기(天文器機)의 제작과 천체관측에 힘썼다. 그리고 관측자료를 토대로 1454년부터 1460년까지 《천체위치 추산표(天體位置推算表)》를 편집하였다. 또한, 항성과 달 사이의 각거리를 측정하여 원격(遠隔) 2지점의 시간을 비교하는 방법(태음거리법)을 창안하였다. 이를 이용함으로써 원양항해에서의 경도결정이 가능하게 되었고, 대항해(大航海)시대의 막이 올랐다. 1472년 핼리혜성을 관측하고, 이것을 처음으로 천체로 인정하였다. 1475년 로마교황청의 초청으로 개력(改曆)위원회에 참여하기 위해 로마로 갔으나 급환으로 사망하였다.
■ 레이더 지도 그리기 (radar mapping)
행성 표면에서 반사된 레이더파로부터 행성의 지형적인 특징을 밝혀 그려내는 방법.  
■ 레이더 천문학 (radar astronomy)
레이더로 천체를 관측하는 천문학의 한 분야. 제2차 세계대전부터 레이더가 실용화되었는데, 유성이 레이더를 방해하는 것이 알려지면서 천문학자가 레이더연구에 협력하게 되었다. 따라서 천문학에서 레이더의 이용은 전후에 먼저 유성연구로 시작되었다. 1948년 월면(月面)에 레이더를 반사시켜 그 반사파를 잡는 데 성공한 후, 1960년대에는 그 관측대상이 금성과 수성으로 확대되었다. 천문단위의 길이는 레이더를 이용하여 이들 행성까지의 거리를 측정함으로써 정확히 결정되었다. 또한, 금성과 수성의 표면에서 반사된 전파의 도달시각과 도플러이동이 전파를 발사한 지점에 따라 조금씩 다른 것에서부터 이들 데이터를 조합시켜 금성과 수성의 자전주기와 자전축의 방향 등을 결정할 수 있었다. 표면의 각 지점에서 반사된 전파의 강도로부터 그 표면의 지형적 특성을 알아내는 연구는 처음에는 달을 이용하여 시작되었고, 이어서 두꺼운 구름에 덮인 금성표면의 지도가 작성되었다. 화성에 대해서도 같은 연구가 진행되었다. 달이나 금성 ․화성 등으로 향하는 행성탐사우주선, 지구나 달 주위를 도는 인공위성도 레이더를 이용하여 추적된다.
■ 레인의 법칙 (Lane's theorem)
균일하게 수축하는 별 내부의 물리량에 관한 법칙. 별이 균일하게 수축 또는 팽창하는 경우에는 각 점의 밀도․압력․온도는 각각 반지름의 제곱 ․세제곱 ․네제곱에 반비례한다는 법칙이다.
■ 렌즈 (lens)
광선을 초점에 모으도록 고안한 곡면의 유리 조각.  
■ 렌즈형 은하 (lenticular galaxies)
외부은하의 하나로, 타원은하와 나선은하의 중간형. 나선 은하와 같은 원반을 가지지만, 나선팔은 없고 기체나 먼지도 없는, 허블의 분류에서 S0 은하이다. 편평한 타원 모양의 중심핵 주위에 얇은 원반형의 주변부를 이루는 것으로, 측면에서 볼 때에는 그 모습이 볼록렌즈와 비슷하여 그런 이름이 붙었다. 나선은하와 다른 점은 원반부에 나선구조가 보이지 않는다는 것이다. 렌즈상 은하는 밝은 외부은하 약 1,500개 중에서 21%를 차지한다.
■ 렙톤 (lepton)
약한 핵력에 참여하는 기본 입자 (예를 들어, 전자).  
■ 로마력 (Roman calendar)
고대 로마의 역(曆). 고대 로마력은 초기에는 1년을 10개월의 304일로 하고, 한겨울에는 역일(曆日)이 없는 기간을 두는 것이었으나, BC 700년경 누마왕에 의해 1년을 12개월의 365일로 하는 태음력(太陰曆)이 확립되었다. BC 300년경부터는 격년마다 2월의 23일과 24일 사이에 22~23일간의 윤달을 엇갈려 삽입하게 되었다. 즉 1년을 355일, 377일, 355일, 378일로 되풀이하는 식이다. 이 역은 BC 45년의 율리우스력으로의 개력(改曆) 때까지 계속되었다.
■ 로슈한계 (Roche limit)
위성이 모행성(母行星)의 기조력(起潮力)에 의해 부서지지 않고 접근할 수 있는 한계거리. 1850년 프랑스의 천문학자 E.로슈가 처음 계산하였다. 이것은 로슈한계 내에서 위성에 미치는 모행성의 기조력이 위성 자체의 중력보다 크다는 것을 의미한다. 로슈한계 d는 d=2.46(ρM/ρm)1/3/R로 나타내는데,ρM과 ρm은 각각 모행성과 위성의 평균밀도, R는 모행성의 반지름이다. 태양계 내의 모든 위성들은 모행성의 로슈한계 휠씬 밖에서 돌고 있으나, 토성의 고리는 토성의 로슈한계 안에 위치하고 있다. 따라서 토성의 고리는 원래 토성의 위성이었던 것이 로슈한계 내로 들어와 부서져 생긴 것이거나, 처음부터 로슈한계 내에 있던 물질이 토성의 조력에 의해 위성이 되지 못하여 생긴 것으로 추측된다. 인공위성들이 지구의 로슈한계 내에 들어 있지만 깨지지 않는 이유는 인공위성을 이루는 물질의 인장응력(引張應力)이 매우 크기 때문이다.
■ 로시로브 (Roche lobe)
쌍성계에 있어 두 별의 중력장에 의해 한 별에서 다른 별로의 길이 연결되어 있는 영역을 둘러싼 지역.  
■ 로웰 천문대 (Lowell Observatory)
미국 애리조나주(州) 플래그스태프에 있는 천문대. 매사추세츠주 출신의 수학자이자 아마추어 천문학자인 퍼시벌 로웰(Percival Lowell)이 1894년 설립한 애리조나주 최초의 천문대이다. 로웰은 행성이나 항성을 관측하는 데 적합한 구름이 적은 지역을 탐색하다가 짙은 밤하늘과 고도가 높은 플래그스태프가 아주 이상적인 지역임을 발견했다. 로웰은 곧 화성이 지구에 근접한다는 것을 알고 화성을 가까이서 관측할 수 있는 적기라고 판단하여 서둘렀다. 그는 사람들을 모으고 2대의 망원경을 대여하여 관측을 개시했다. 2년 뒤 그는 특별히 설계된 24인치 앨번 클라크 굴절망원경을 주문하여 설치했다. 이 클라크망원경은 여러 해 동안 이 천문대의 주된 관측 도구였다. 로웰 자신이 직접 그것을 사용하였으며, 클라크망원경을 통해 여러 시간 화성을 관측하여 그려 놓은 화성의 구체는 오늘날 역사적 작품으로 간주되고 있다. 로웰은 지구와 정반대 위치에 있는 화성을 제대로 관측하기 위해 클라크망원경을 멕시코까지 이동시키기도 했다. 1897년 로웰천문대가 자리잡은 마스힐로 돌아와 그뒤로는 이동되지 않았다. 클라크망원경은 오늘날 천문대에서 일반 대중을 위해 운영하는 교육 프로그램의 일환으로 아직도 사용되고 있다. 그 망원경은 1800년대 말과 1900년대 초에 나온 같은 종류의 망원경 가운데 최초의 것이므로 역사적 기념물 지정을 검토하고 있다. 오늘날 로웰천문대의 연구원들은 밤하늘이 보다 어두운 앤더슨메사(Anderson Mesa:플래그스태프 남쪽 15마일 지점)의 현대식 시설에서 관측 활동을 하고 있다. 로웰이 천문대를 설립한 것은 화성에 지성을 가진 생명체가 존재할 가능성을 탐구하려는 것이 주목적이었지만, 천문대의 관측활동은 곧 다른 영역으로까지 확대되어 V.M. 슬리퍼(V.M. Slipher)에 의해 우주가 팽창하고 있다는 최초의 증거가 발견되었다(1912∼1917). 이에 덧붙여 1930년에는 캔사스주 출신의 아마추어 천문학자인 클라이드 탐보(Clyde Tombaugh)가 로웰이 시작했던 태양계 아홉째 행성의 탐색을 완결했다. 나중에 영국 소녀에 의해 명왕성으로 명명된 이 행성의 발견은 1930년 2월 18일에 이루어졌다. 이것은 미국이나 북아메리카에서 발견된 유일한 행성이다. 그 밖에 로웰천문대에 의해 이루어진 중요한 성과로는 천왕성의 고리 발견과 소행성, 혜성, 쿠이퍼 벨트 물체, 태양계 외부 행성의 꾸준한 탐색과 발견 등을 들 수 있다.
■ 루시 (Lucy)
지구에서 50광년 떨어진 센타우루스자리에 있는 지름 1,500km의 백색왜성. 미국 하버드-스미스소니언 천체물리학 연구소(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) 관측팀이 2004년 2월에 처음 발견하였다. 지구에서 약 50광년 떨어진 센타우루스자리에 있으며, 지름은 1,500km이다. 별 전체가 다이아몬드와 같은 탄소 결정체로 이루어져 있어, 일명 다이아몬드별로 불린다. '루시'라는 이름은 떠나간 소녀에 대한 그리움을 노래한 비틀스의 《다이아몬드를 지닌 하늘의 루시 Lucy in the sky with diamond》에서 따온 것이다. 파동 분석을 통해 확인된 이 별의 다이아몬드 크기를 단위로 환산하면 수천 억조 캐럿에 달한다. 지구상에 현존하는 가장 큰 다이아몬드가 330캐럿인 것에 비하면 상상할 수조차 없는 크기이다. 원래는 태양처럼 밝았으나, 별이 핵의 물질을 다 소모하고 중심부가 식으면서 탄소 등 무거운 원소들로 이루어진 고밀도 상태의 다이아몬드인 백색왜성으로 변한 것이다. 천문학자들은 태양 역시 50억 년 후 수명이 다하고, 그 뒤 20억 년 정도 더 지나면 이 별과 같은 다이아몬드별이 될 것으로 보고 있다.
■ 르메뜨르 (Lemeitre)
벨기에의 수학자, 천문학자. 우주의 전질량에 해당하는 단일 원자가 서서히 분열하면서 확산되어 지금처럼 되었다는 팽창우주를 고안하였다.  
■ 리겔 (Rigel)
오리온자리 β의 고유명. 오리온자리 사변형의 우하(右下) 꼭지점에 있다. 대략적 위치는 적경 5h 12.1m , 적위 -8° 15'. 안시등급 0.08등급, 거리 약 600광년, 분광형 B8Ia의 푸른색 초거성이다. 유효온도 약 10,000℃, 반지름 및 질량은 태양의 수십 배, 절대광도는 수만 배에 달하지만, 평균밀도는 물의 수천분의 1에 지나지 않는다. 방대한 대기를 가지고 있는 것으로 생각된다. 리겔의 시선속도는 약 21km/s이나 약간의 변화가 있다. 스펙트럼의 흡수선(특히 수소)이 변화하며, 때로는 휘선(輝線)을 동반하는 일이 발견되는데, 이것은 별의 외부에 있는 가스구름의 심한 팽창에 따르는 것으로 생각된다. 리겔이라는 이름은 '거인의 왼쪽다리'라는 뜻이다.
■ 리니어 혜성 (Linear Comet)
여러 개의 혜성으로 이루어진 비주기 혜성. 미국 매사추세츠공과대학의 링컨연구실에서 지구에 근접하는 소행성을 찾는 연구 과정에서 1999년 9월 27일 발견된 혜성들을 통칭하여 리니어혜성이라고 한다. 다시 돌아오지 않는 비주기 혜성이다. 부호는 1999S4. 7월 26일 전후로 가장 밝게 보이는데 이때 지구에 가장 가깝게 접근한다. 밝기는 3등급 정도로 새벽 동북동쪽 하늘에서 소형 쌍안경으로도 혜성의 꼬리를 희미하게 확인할 수 있을 정도이다. 1995년 발견된 헤일밥 혜성 이후 가장 밝은 혜성으로 알려져 있다. 리니어혜성의 핵은 다른 혜성에 비해 부서지기 쉬운 물질로 이루어져 있으며, 핵 부분에 마치 불꽃놀이를 하는 것처럼 10여 개의 작은 혜성들이 꼬리를 드리우고 있는 것이 관측되었다. 미국의 천문․우주잡지 《스카이&텔레스코프》지(紙) 2000년 7월호에 의하면 리니어혜성은 6월 26일 태양에서 1억 1,000만 km 가량 떨어진 근일점(近日點)을 통과한 이후 29일부터 부서지기 시작해 30일경에는 거의 자취를 감추었다고 한다. 즉 리니어혜성이 태양에 접근하면서 태양에서 방출되는  태양풍(太陽風)과 충돌할 때 태양의 강력한 열을 이겨내지 못해 부서지는 현상이 나타났다는 것이다.
■ 리드베리 상수 (Ridberg constant)
수소 원자의 에너지 준위의 분포와 관련된 상수.
■ 릭 천문대 (Lick Observatory)
미국 캘리포니아주 해밀턴산(해발고도 1,280m)에 있는 천문대. 미국 중서부의 산악지대는 연중 맑은 날이 많고 공기가 깨끗해 천체 관측에 좋은 조건을 갖춘 곳이다. 이러한 이유 때문에 이 지역에는 윌슨산 ․팔로마 ․릭 ․맥도널드 ․키트피크 등 세계적으로 이름난 천문대가 많이 몰려 있는데, 이 가운데 가장 먼저 건립된 것이 바로 해밀턴산의 릭 천문대다. 시카고의 부호 J.릭이 기부한 지름 91cm 굴절망원경을 기반으로 하여 1882년에 설립되었고, 창립 당시에는 이 굴절망원경이 세계에서 가장 성능이 좋은 것이었으나, 현재는 여키스천문대에 있는 지름 1m의 굴절망원경에 이어 제2위이다. 이 망원경은 주로 쌍성(雙星)과 항성의 시선속도를 측정하는 데 이용되었다. 그 후 E. 크로슬리와 A. 카네기의 도움으로 지름 92cm 반사망원경과 50cm 천체 사진의(寫眞儀)가 설치되었다. 1959년에는 팔로마 천문대에 지름 5m의 반사망원경을 만들 때 시험용으로 만들어진 지름 305cm의 반사망원경을 비치하여 굴절망원경과 함께 천체관측에 이용되고 있다. 특히 릭 천문대는 성운이나 항성에 대한 연구로 유명하며, 근래에는 외부은하의 스펙트럼관측에 주목할 만한 성과를 거두고 있다. 현재 캘리포니아대학 부속천문대로서 본부는 산타크루즈에 있으며, 캘리포니아주에 있는 대학 연구자들이 공동으로 사용하고 있다.



■ 마그네토 그래프 (magnetograph)
태양면 자기장 측정을 위한 광전측광장치(光電測光裝置). 윌슨산 천문대의 배브콕이 1950년대 초 개발하였다. 자기장(磁氣場) 속에서 생기는 스펙트럼선은 제만효과 때문에 편광이 되므로 그 정도를 측정하면 자기장의 세기를 구할 수 있다. 즉, 원편광(圓偏光) 성분의 검출에서는 시선방향의 자기장 성분을 구할 수 있으며, 직선편광 성분의 검출에서는 시선에 직각방향인 자기장 성분을 구할 수 있다. 일반적으로 제만효과에 의한 직각편광 성분은 원편광 성분에 비하여 2자리 가까이 작으므로 측정하기 어렵고, 현재까지 측정된 것은 대부분 원편광 성분이다. 고분산분광기(高分散分光器)와 짝으로 사용된다. 측정할 수 있는 자기장의 시선방향 성분의 세기는 1G 정도이며, 그 때까지 사진측광(寫眞測光)으로 얻을 수 있는 해석한계인 50G를 훨씬 웃돌고 있다. 이 장치의 개발에 의하여 태양면은 전부 자기장에 싸여 있다는 것과, 1G 정도의 일반 자기장이 있어서 11년마다 극성이 역전한다는 것, 태양면 현상과 자기장과의 관계 등 새로운 사실이 차례로 발견되고 있다. 이 연구를 주로 하는 곳은 윌슨산 천문대와 키트피크천문대이다.
■ 마르카브 (Markab)
페가수스자리 α의 고유명. 페가수스사변형의 서남단에 있다. 대략적 위치는 적경 23h 2.3m, 적위 +14° 56'. 광도는 2.6등급이고 스펙트럼형은 A0이며, 거리는 109광년이다. 마르카브는 '말안장'이라는 뜻이다.
■ 마르코비치 카메라 (Markovich camera)
달의 위치를 정밀하게 측정하기 위해 워싱턴 해군천문대의 W. 마르코비치가 고안한 카메라. 달은 천구 상에서 별들 사이를 약 2시간에 1° 정도 움직인다. 이 때문에 동일한 건판에 달과 항성을 정지된 상태로 촬영할 수 없다. 건판의 달 부분 앞에 유리로 된 평행 평면판을 놓고, 그 각도를 전동기로 일정한 비율로 바꾸어서 달에서 오는 빛을 움직여준다. 이렇게 하여 달의 상(像)의 움직임을 노출 중에는 별의 움직임과 같게 하고, 적도의(赤道儀)로 별의 움직임을 추적하면, 카메라의 건판에는 달이 별에 대해서 정지된 것처럼 찍혀서 항성에 대한 위치측정을 할 수 있다. 1957년부터 시작된 국제지구관측년 동안 세계 약 20개 천문대가 이 카메라를 사용하였다.
■ 마리네리스 협곡 (Valles Marineris)
화성의 적도 부근에 있는 매우 깊은 협곡.  
■ 마야력 (Mayan calendar)
고대 마야에서 사용하던 역법(曆法). 마야의 고대력은 태음력(太陰曆)이었던 것으로 추정되는데, 후에 태양력으로 바뀌었다. 다른 문명으로부터 동떨어져 있었기 때문에 매우 독자적이다. 20일을 한 달로 하고, 1년을 18개월과 별도의 첨가일 5일을 덧붙여 365일로 했으며, 윤일(閏日)은 전혀 고려하지 않았다. 달에는 제각기 명칭이 있으며, 1일에서 20일까지의 각 날에도 별도의 명칭이 있다. 날의 명칭은 현재의 주일(週日)처럼 일관하여 첨가일에도 사용되었다. 따라서 같은 해의 경우 매월 날의 명칭은 똑같으나 연말이면 첨가일 5일이 더 붙어서, 이듬해에는 날의 명칭에 다섯 개의 차이가 생긴다. 이것은 4년마다 제자리로 돌아온다. 이와는 별도로 1에서 13까지의 서수(序數)를 사용했는데, 이것도 현대의 주(週)와 같이 일관하여 계속된다. 이 서수는 이듬해의 같은 달 같은 날에는 하나가 많은 수를 취하게 된다. 따라서 같은 날의 명칭과 같은 서수의 결합은 260일마다 일순(一巡)하고, 같은 달, 같은 날, 같은 서수의 결합은 52년마다 제자리로 온다. 한편, 마야력에는 해(年)라는 개념이 없기 때문에 어떤 날을 기록하는 데는 달의 이름, 날의 이름, 서수의 결합을 활용한다. 52년보다 긴 기간에 대해서는 날의 수를 적산(積算)하여 사용한다. 또 1년을 365일로 고정했기 때문에 생기는 계절에 대한 역일(曆日)의 이동을 윤년 ․윤달을 두어 조정하지 않고, 84년마다 축제나 행사 등의 날짜를 1개월 늦춘다는 독특한 방법을 취하였다.
■ 마운더 극소기
태양 흑점의 증감에 있어, 1650~1700년경 흑점이 현저히 적었던 기간. 흑점은 17세기 초부터 관측되기 시작했는데, 이 극소기의 실재를 마운더가 발견하였다.  
■ 마이크로파 배경복사 (microwave background radiation)
온도가 약 2.7K에 해당하는 흑체 복사 스펙트럼을 가지는, 에너지가 낮은 광자들의 우주 복사.  
■ 마젤란성운 (Magellanic cloud)
남반구에서 육안으로 볼 수 있는, 이웃한 두 은하들, 대마젤란 성운 (LMS), 소마젤란 성운 (SMC) .우리 은하의 동반은하.
■ 마젤란은하 (Magellan galaxies)
우리은하계에서 가장 가까운 2개의 불규칙은하. 마젤란운(雲)이라고도 한다. 각각 대마젤란은하와 소마젤란은하라고 부른다. 명칭은 포르투갈의 항해가 F. 마젤란이 최초로 지구를 일주하면서 발견한 것을 기념하기 위한 것이다. 대마젤란은하와 소마젤란은하는 각각 황새치자리와 큰부리새자리에 있는데, 한국에서는 보이지 않는다. 대마젤란은하의 위치는 적경(赤經) 5h 26m, 적위(赤緯) -69°, 소마젤란은하는 적경 0h 50m, 적위 -73°이다. 사진등급은 각각 0.5등급과 l.5등급이며, 시지름은 500'×430', 250'×130'으로 맨눈으로 볼 수 있다. 거리는 두 은하에 포함된 세페이드 변광성을 이용하여 구하는데, 각각 170,000광년과 180,000광년으로 밝혀졌다. 두 은하는 우리은하계의 동반은하로 보인다. 대표적인 불규칙은하일 뿐 아니라, 그 거리가 가깝기 때문에 외부은하의 내부구조와 포함된 별 ․가스 ․성간물질의 상태에 관해서 많은 지식을 제공해준다. 두 은하는 수천만 개의 청백색 항성 외에, 변광성․산개성단․구상성단을 포함하고 있으며, 대규모 전리수소(電離水素) 영역을 가지고 있다. 내부의 물리적 상태, 그 형성․진화 등에 대해 해결해야 할 많은 문제를 가지고 있다.
■ 마젤란흐름 (Magellanic stream)
남반구 하늘에서 보이는 대마젤란은하와 소마젤란은하 사이에서부터 은하 남극점까지 약 180°에 걸쳐서 나타나는 긴 띠 모양의 중성 수소가스운(雲). 1972년 벨 연구소의 전파망원경에 의해 발견되었고, 우리은하와 두 마젤란은하 사이의 상호 역학작용에 의해 초기 마젤란은하에서 나온 중성 가스운으로 만들어졌을 것으로 추정되며, 우리은하와 두 마젤란은하 사이의 동역학적 진화를 이해하는 데에 중요한 단서를 제공한다. 1990년대 초에는 두 마젤란은하 사이에서 오비성협(OB星協:수십~수백 개의 갓 태어난 무거운 별이 성글게 모여 있는 항성계)이 발견중성자별으로써 이 지역에서 최근에 별들이 생성되고 있음이 알려졌다.
■ 마차부자리 (馬車夫 -, Auriga)
겨울철의 초저녁에 천정 부근에서 보이는 별자리. 약자 Aur. 페르세우스자리와 쌍둥이자리 가운데로 흐르는 은하수 속에 자리잡고 있는데, 대략적인 위치는 적경 6h 0m, 적위 +42°이다. 1등성인 α(카펠라:Capella) 외에 2, 3등성이 일그러진 오각형을 이루고 있다(오각형 중의 하나는 황소자리 β이다). ε과 ζ는 각각 주기 27년과 2년 8개월의 식변광성(蝕變光星)이다. 특히 ζ의 주성(主星)은 그 지름이 태양의 180배나 되는 1등성이다. 그 밖에 마차부자리 오각형 안에는 M36, M37, M38 등의 산개성단이 있는데, 모두 작은 망원경으로도 보인다. 그리스신화에서 여신 아테네의 아들이며, 후에 아테네시의 제4대 왕이 된 에릭토니우스의 모습으로 그려져 있다.
■ 마페이은하 (maffei galaxies)
1968년 P.마페이에 의해 발견된 두 개의 외부은하. 은하수면에 가까운 카시오페이아자리에서 관측된다. 우리은하 평면에 존재하는 성간먼지들의 흡수효과를 아주 강하게 받기 때문에 굉장히 희미하게 관측되며, 적외선을 방출하는 특성을 가진 은하이다. 마페이 I 은하는 두 개의 은하 중에서 더 밝은 것으로, 총 질량이 약 2×1011M⊙로서 우리은하의 질량과 거의 비슷하며, 은하의 형태는 거대 타원형 은하 또는 렌즈형 은하로 알려져 있다. 우리은하로부터의 거리는 약 400만 광년으로, 국부은하군 내에서는 가장 멀리 떨어져 있는 셈이다. 마페이 II 은하는 보통의 나선은하인데, 이 은하까지의 거리는 아직 정확하게 알려지지 않았지만 약 천만 광년 정도로 마페이 I 은하처럼 국부은하군에 포함되기에는 너무 멀리 떨어져 있는 은하로 여겨진다.
■ 마하 수 (Mach number)
어떤 물질에서 물체의 속도와 음속의 비.  
■ 막대나선은하 (barred spiral galaxy)
나선 은하의 부집단으로 중심핵을 가로질러 양쪽으로 막대 구조가 나와 있고 그 끝에 나선팔이 달려있는 나선은하. 봉상나선은하(棒狀螺旋銀河)라고도 한다. 막대나선은하에 대하여 일반적인 나선은하는 정상나선은하라고 한다. 막대와 나선팔이 발달된 정도에 따라서 SBa, SBb, SBc로 분류한다. SBa는 정상나선은하와 구별하기 힘든 중간형으로, 중심핵이 큰 반면 막대와 나선팔은 뚜렷하지 않다. 막대와 나선팔은 SBc 쪽으로 갈수록 발달되어 있고, 대신에 중심핵은 작아진다. 에리다누스자리의 NGC 1300이 대표적인 막대나선은하이다.
■ 만기형 별 (晩期型-, late type star)
스펙트럼형에서 G, K, M형으로 분류되는 비교적 표면온도가 낮은 별. 황색 ․적색의 색깔을 띤다. 태양이나 이보다 질량이 작은 주계열성은 모두 만기형별이다. 겨울철 오리온자리에서 가장 붉게 보이는 베텔기우스는 만기형 거성이다. 만기형 별은 조기형(O, B, A, F의 분광형) 별에 비해 스펙트럼상에서 수소선이 나타나지 않거나 매우 약하게 나타나며, 반면에 중금속선과 분자의 띠가 강하게 나타난다.
■ 만월 (滿月, full moon)
달이 태양 반대편에 있을 때 나타나는 위상으로 지구 쪽을 향한 달의 반면(半面)이 햇빛을 받아 원형으로 보이는 상태. 지구에서 볼 때 꽉 차게 빛난다. 망월(望月) 또는 보름달이라고도 한다. 그리고 그 때를 망(望)이라 한다. 태양과 달의 황경(黃經) 차가 180°가 된다. 이때 달의 밝기는 약 -12.2등으로, 금성이 가장 밝을 때의 1,500배이다. 한국에서는 예로부터 음력 l월 15일의 만월을 ‘정월 대보름달’, 음력 8월 15일의 만월을 ‘중추명월’이라 하여, 이 날을 큰 명절로 치고, 달구경을 하는 등 여러 가지 축제를 벌이고 있다.
■ 만유인력 (gravitation)
뉴턴의 정의에서 질량 덩어리 사이에 미치는 힘은 서로 접근하는 방향의 가속도로 특징지을 수 있다. 그 힘의 크기는 질량의 곱과 그들 사이 중심 거리의 역제곱에 비례한다. 아인슈타인의 정의에서는 시공간의 곡률이다.  
■ 말머리성운 (Horsehead nebula)
오리온자리 ζ(지타) 바로 아래에 있는 거대한 암흑성운(暗黑星雲). NGC 2024. 대략적인 위치는 적경 5h 41.0m, 적위 -2° 24'이다. 이 암흑성운의 일부가 배후의 밝은 가스성운인 IC 434의 전면에 말머리처럼 우뚝 솟아올라 있으므로 이런 이름이 붙었다. 거리 약 1,100광년이며, 겉보기 크기는 약 60'×10'이다. IC 434는 주위에 있는 오리온자리 σ의 복사선(輻射線)을 받아 빛을 내고 있다.
■ 맑음의 바다 (Mare Serenitatis)
→ 달의 바다 참조.
■ 망 (望, full moon)
지구를 기준으로 달과 태양이 정반대에 놓이는 때. 보름이라고도 한다. 태양과 달의 황경(黃經) 차가 180°가 된다. 지구 쪽을 향한 달의 반면(半面)이 햇빛을 반사해 동그랗게 보이는데, 이때의 달의 위상을 망월(望月), 만월 또는 보름달이라고 한다. 월식(月食)은 망에서만 일어난다. 망에 대하여 태양과 달이 같은 방향에 놓이는 때를 삭(朔)이라 한다. 달의 위상이 망에서 망까지 또는 삭에서 삭까지 되는 시간, 즉 달이 태양을 기준으로 지구 주위를 1공전하는 주기를 삭망월이라 하며, 그 주기는 29.53059일이 된다. 따라서 달력상의 음력 보름은 달의 위상에서의 망과 반드시 일치하지는 않으며, 그 앞뒤로 1일 정도의 차이가 생길 수 있다.
■ 망종
→ 24절기 참조.
■ 매리너 계획
1962년부터 미 항공우주국에서 실시하고 있는 일련의 태양계 탐사 계획. 1962년에 발사한 매리너 2호와 1967년에 발사한 매리너 5호는 금성 로켓으로, 금성에 접근하여 관측자료를 보내왔고, 1964년의 4호, 1969년의 6, 7호, 1971년의 9호는 화성로켓으로 화성탐색의 중요한 자료를 제공. 1973년에는 수성 탐사기 매리너 10호를 발사했다.  
■ 망원경자리 (望遠鏡-, Telescopium)
여름철에 궁수자리 남쪽으로 보이는 작은 별자리. 약자 Tel. 대략적 위치는 적경 19h 0m, 적위 -52°. 1751년 라카유가 신설하였다. α가 4등성으로 가장 밝고, 그 밖에는 밝은 별이 별로 없는 눈에 잘 띄지 않는 별자리이다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 매스콘 (mascons)
달 내부의 중력이 유별나게 큰 장소. 달의 바다 아래에 질량이 비정상적으로 집중된 장소로서 달 궤도 및 인공 위성의 궤도에 영향을 미치는 효과로 발견되었다. 1967년 8월 발사된 미국의 무인탐사선 루너오비터 5호의 달 궤도가 불규칙하게 변하는 데서 발견되었다. 10여 곳이 알려졌는데, 지하에는 밀도가 매우 높은 물질이 존재하는 것으로 생각된다. 달 궤도의 인공위성(人工衛星)이 그 위를 지나면 매스콘의 영향으로 고도가 떨어지며 속도가 약간 증가한다. 아폴로 8호와 10호는 달 궤도를 한바퀴 돌 때마다 궤도가 4km 정도 벗어났다. 중력이 가장 큰 장소가 달 뒷면에 있는 바다이기 때문에 크레이터와 바다의 성인(成因)이 운석에 의한다는 운석설을 뒷받침하는 것으로 보았으나, 그 후 매스콘과 바다는 관계가 없다는 것이 밝혀졌다. 또한, 매리너 9호의 화성궤도 분석에서는 화성에도 매스콘이 있다는 사실이 알려졌다.
■ 맥동 (脈動, pulsation)
별의 크기가 전체적으로 팽창과 수축을 반복하면서 진동하는 현상. 별의 밝기와 시선 속도의 변화 등으로 관측할 수 있다.
■ 맥동 변광성 (脈動變光星, pulsating star)
일정한 시간을 주기로 크기와 밝기가 변하는 별. 변광성의 하나로, 별의 크기가 팽창과 수축을 되풀이하며 밝기가 변한다. 1일 이하의 주기로 변광하는 거문고자리 RR형 변광성 또는 성단형(星團型) 변광성, 수일에서 100일 이내의 주기를 갖는 세페이드 변광성, 100일 이상의 주기를 보이는 장주기(長週期) 변광성 외에, 주기가 불규칙하게 바뀌는 변광성이 있다. 모두 거성 또는 초거성으로, 밀도는 낮지만 변광주기가 평균밀도의 제곱근에 반비례하는 주기-밀도 관계를 보인다. 맥동하는 원인은 분명하지는 않으나, 표면에 가까운 대류층(對流層)에 그 원인이 있는 것으로 보인다.
■ 맥동설 (脈動說, pulsation theory)
별의 표면층 부근에서 발생하는 역학적 불안정으로 별자체가 수축 ․팽창하며 밝기가 주기적으로 변화하는 현상에 관한 이론. 별들은 태어나서 진화하는 동안 한번 또는 그 이상의 맥동현상을 일으키는 맥동변광성 시기를 지난다. 태양질량의 3~18배인 종족 I의 별은 변광주기가 하루 이하인 방패자리 델타형 변광성 단계를 지나 중심부에서 헬륨핵융합반응이 일어날 때 다시 변광주기가 2~100일인 제I형 세퍼이드 변광성 단계를 거친다. 태양질량의 1~3배인 종족 II의 별은 방패자리 델타형 변광성 단계를 지나 중심부에서 헬륨 핵융합 반응이 일어날 때 거문고자리 RR형 변광성 단계를 지나고 이어 헬륨 핵융합 반응이 끝나면 다시 제II형 세페이드 변광성 단계를 거치게 된다. 세퍼이드 변광성이나 거문고자리 RR형 변광성에서 변광을 일으키는 주요 요인은 수소나 헬륨 원자의 이온화와 재결합과정을 통한 복사에너지의 흡수와 방출, 그리고 이에 따른 압력의 증가와 감소에 의한 맥동으로 보고 있다.
■ 맨틀 (mantle)
소성 (塑性)의 감람석으로 구성된, 지각 아래 지구 내부의 주요 부분.  
■ 머리-꼬리은하 (head-tail radio galaxy)
전파 옆으로 관측되며, 움직여 지나갈 때 주변 물질과의 상호작용으로 꼬리가 형성되는 활동 은하.  
■ 머리털자리 (Coma Berenices)
봄철 초저녁에 천정(天頂) 가까이에서 보이는 별자리. 약자 Com. 사자자리와 목자자리 사이에 있으며, 대략적인 위치는 적경 12h 40m, 적위 +23°이다. 가장 밝은 α는 4등성이며, 이 밖에 5등급 ․6등급의 희미한 별들이 많이 모여 있다. 은하의 북극에 위치하므로 천체관측을 방해하는 성간물질이 비교적 적어 우주의 먼 곳까지 투시할 수 있다. 따라서 머리털자리와 처녀자리 사이에서 100개 이상의 나선은하로 구성된 대규모 은하군을 볼 수 있다. 서양에서는 이 별자리를 '베레니케의 머리털'이라고 부른다. 고대 이집트의 왕비인 베레니케가 남편의 전승(戰勝)을 비는 뜻에서 머리털을 잘라 신에게 바친 것을 기념하기 위하여 별자리의 이름을 만들었다고 한다.
■ 메가톤 (megaton)
TNT 100만 톤에 상당하는 폭발력 (약 4x1015J)
■ 메시에 대상
메시에 목록에 기록된 천체  
■ 메시에 목록 (Messier Catalogue)
C. 메시에가 1784년 혜성관측을 수월하게 하기 위해 작성한, 혜성과 혼동되기 쉬운 100 여개의 성단(星團) ․성운(星雲)의 목록. 18세기 후반 1770 연대에 메시에가 혜성 발견의 편의를 위해 정리한 별 이외의 천체를 기록한 목록으로 110개의 성단과 성운을 기재하였다. 103개였으나 그 후에 110번까지 늘어났다. M 뒤에 숫자를 붙인다. NGC 목록과 함께 중요시되고 있다. 현재도 많은 성단 ․성운은 이 표의 번호에 의하여 M1(게성운), M13(헤르쿨레스자리 구상성단), M31(안드로메다은하) 등으로 부르고 있다. 성운 ․성단의 목록으로는 NGC 목록과 함께 가장 많이 쓰인다. 원래는 메시에가 1784년까지 103개의 천체를 수록한 것을 1786년 P. 메생이 6개를 첨가하여 모두 109개로 만들었다. 목록 가운데 M40 ․47 ․48 ․91 ․102는 현재 그 존재가 확인되지 않고 있다.
■ 메톤 주기 (Metonic cycle)
그리스의 천문학자 메톤이 태음력(太陰曆)을 태양력에 일치시키기 위하여 만든 역법(曆法). 고대 그리스에서는 도시국가들이 각기 다른 태음력을 사용하였으나, BC 600년경부터는 8년에 걸쳐 3회의 윤달을 삽입하는 역법으로 거의 통일되었다. BC 433년 메톤은 19 태양년 주기를 발견하여 발표하였고, 이에 따라 그리스의 각 도시는 모두 이 역법을 사용하게 되었다. 현재의 수치로 계산하면 19 태양년은 6,939.6018일이고, 235 삭망월은 6,939.6882일이 되어 태양(계절)과 달(삭망)의 관계가 거의 완전하게 순환한다. 메톤은 19태양년을 6,940일로 계산하여, 이것을 큰달(30일) 125개월, 작은달(29일) 110개월, 계 235개월 6,940일로 배분하였다. 다른 견지에서 보면, 이 방법은 평년(12개월) 12년과 윤년(13개월) 7년의 총 235개월로 짜는 것이므로, 19년 7윤법이라고도 한다. 중국에서는 이보다 훨씬 앞서 BC 2000년경에 이 19년 순환주기를 발견하여, 장법(章法)이라 부르고 역법에 채용하였다.
■ 면사포성운 (Veil Nebula)
백조자리 ε성 근처에 있는 엷은 레이스의 그물처럼 보이는 성운. NGC 6960. 위치는 적경 20h 46m, 적위 +30° 30'이다. 밝은 성운들로 형성된 거대한 백조자리루프의 일부로, 게성운과 마찬가지로 수만 년 전에 폭발한 초신성의 잔해로 추측된다. 지구로부터의 거리 약 2300광년이다. 휘선(輝線)을 내고 있으나 그 중심별은 아직 발견되지 않았으며, 발광에너지원도 확실하지 않다. 이러한 망상(網狀)구조는 게성운의 바깥에서도 보이는데, 그 성인(成因)에 대해서는 명확히 알려져 있지 않다.
■ 명암 경계선
달 표면에서 명암의 경계를 이루는 분계선. 작은 망원경으로 달 표면을 관측할 때, 명암 경계선 부근이 가장 아름답다.
■ 모래시계 (hourglass)
가운데가 잘록한 호리병 모양의 유리그릇 상반부에 마른 모래를 넣고, 중력에 의하여 서서히 아래로 떨어진 모래의 부피로 시간을 재는 장치. 고대부터 사용되었으나, 현재 알려진 것은 8세기의 프랑스 성직자 리우트프랑이 고안한 것이라고 한다. 모래알의 종류 ․크기 ․모양이 고르고 습기가 없어야 한다는 것이 관건이다. 4시간 ․2시간 ․1시간 ․반시간짜리가 있으며, 배의 속력을 측정하기 위한 28초 ․14초짜리 등이 19세기까지 널리 사용되었다. 오늘날에도 계란을 삶는 시간을 재는 데 쓰는 3분짜리 모래시계가 사용된다.
■ 모어하우스 혜성 (Morehouse's comet)
1908 년 발견된 혜성. 근일점(近日點) 통과는 1908년 12월이고, 포물선 궤도를 가졌으며, 다시 돌아오지 않는 혜성이다. 꼬리가 매우 길었고, 그 모양의 변화가 컸던 것으로 알려져 있다.
■ 모혜성 (母彗星, parent comet)
유성군(流星群)의 원인으로 추측되는 혜성. 일반적으로 각각의 유성군을 만드는 물질들은 태양계 내에서 일정한 궤도를 따라 운동하는데, 그 궤도는 특정한 혜성의 궤도와 일치하는 경우가 많다. 따라서 유성군의 원인물질은 혜성이 그 궤도를 지나며 뿌려놓은 것이라고 추측되며, 그 혜성을 유성군의 모혜성이라 한다. 혜성과 유성군의 관계를 최초로 발견한 것은 이탈리아의 G.V.스키아파렐리로, 그는 1862년 페르세우스자리 유성군과 제3 혜성의 궤도가 일치한다는 것을 확인하였다. 그 뒤 몇 개의 유성군에 대하여 모혜성이 발견되었다. 예를 들면, 5월의 물병자리 η유성군과 10월의 오리온자리 유성군은 핼리혜성이 그 모혜성으로, 11월의 황소자리 유성군은 엥케혜성이 모혜성으로 밝혀졌다. 그러나 모든 유성군의 모혜성이 알려진 것은 아니며, 그 중에는 이미 모혜성이 사라졌다고 생각되는 것과 행성의 인력으로 모혜성의 궤도가 바뀌어 유성군만 남은 것으로 생각되는 것도 있다.
■ 목동자리 (牧童-, Bootes)
봄철에 중천(中天)에 보이는 별자리. 약자 Boo. 대략적인 위치는 적경 14h 35m 적위 +30°이다. 북두칠성의 국자 자루를 길게 연장한 방향으로, 그 자루 길이의 약 1.5배 되는 곳에 있는 1등성인 아르크투루스(목자자리 α)가 다른 3 ․4등급의 다섯 별과 커다란 마름모꼴을 이루고 있다. 아르크투르스는 전 하늘에서 시리우스와 카노푸스, 센타우루스 α 다음으로 밝은 별이다. 그 밖에 δ ․ε ․μ 등의 쌍성을 가지고 있다.
■ 목륜 (目輪)
조선시대의 천문관측의(天文觀測儀). 중종(中宗) 때의 문학가로 성균관 사성(司成)을 지낸 이순(李純)이 1525년(중종 20) 중국에서 얻은 혁상신서(革象新書)라는 책에서 목륜(目輪)이라는 천체관측기(天體觀測器)를 보고 그대로 만들었다. 매우 정교한 천문관측기기로, 관상감(觀象監)에 비치하고 관측용으로 썼다.
■ 목성의 전파와 자기장
목성의 전파복사는 여러 가지 원인에 의해서 일어난다. 센티미터파의 약한 열복사는 목성의 온도에만 의존하고 있다. 데시미터파의 비열적(非熱的) 복사는 지구의 복사대와 유사한 목성 주위에 대칭적으로 배치되어 있는 복사대에 기인한다. 목성의 강한 자기장에 붙잡혀서 가속되어 고속으로 움직이는 전자가 이 전파를 내고 있다. 이것은 거대한 입자가속기(粒子加速器)인 싱크로트론에 의하여 실험적으로 확인된 것으로 싱크로트론복사라고 한다. 미터파 복사는 파장 15m로 관측되어 강한 단주기변동과 폭발을 나타낸다. 이 복사의 원천은 대적점이나 흰점 같은 데서 발견된다. 아마도 플라스마진동(振動)에 원인이 있다고 여겨진다. 위성인 이오가 지구에서 볼 때, 목성의 동쪽 또는 서쪽에 있을 때 폭발이 일어나므로, 위성과 복사대 간의 상호작용이 중요시되고 있다.
■ 목성형 행성 (木星型行星, Jovian Planets)
물리적 특성이 목성과 비슷한 거대 행성들.  태양계의 행성 중 목성 ․토성 ․천왕성 ․해왕성의 총칭. 큰 질량과 큰 반지름, 낮은 밀도를 가지고 있고, 내부의 대부분이 액체이다. 많은 수의 위성과 고리를 가지고 있다. 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 이에 속한다. 이에 대하여 지구, 수성, 금성, 화성을 지구형 행성이라고 한다. 대행성(大行星)이라고도 한다. 모두 반지름이 지구의 반지름보다 훨씬 커서 수만 km에 이르고, 비중은 1에 가깝다. 두꺼운 대기층을 가지고 있으며, 그 상층부는 주로 메탄 ․암모니아 구름으로 덮여 있다. 자전속도가 빠른 탓에 편평도가 큰 것도 목성형 행성의 특징이다. R.빌트에 의하면, 압축된 암석과 철로 된 조그만 내핵(內核)을 수권(水圈)이 둘러싸고 있고, 그 바깥을 두꺼운 수소의 기권(氣圈)이, 다시 그 외부를 메탄과 암모니아의 구름이 둘러싸고 있다고 한다.
■ 목자위성 (shepherd satellite)
행성 고리의 좁은 틈 사이에 갇혀있는 위성들로서 하나는 고리의 바깥쪽 경계에 있고 다른 하나는 안쪽 경계에 있다.  
■ 묘유선 (卯酉線)
천구 상에서 천정(天頂)과 동점(東點) 및 서점(西點)을 잇는 대원(大圓). 묘유권(卯酉圈)이라고도 한다. 동쪽(묘의 방각)과 서쪽(유의 방각)을 잇는다는 뜻에서 생긴 말이다. 자오선과는 천정에서 직각으로 교차한다. 자오의(子午儀)를 묘유선 내에 설치한 경우에는 묘유의(卯酉儀)라고 부른다.
■ 무리(halo)
발광체 주위에 동그랗게 나타나는 빛의 띠. 광륜(光輪) ․헤일로라고도 한다. 태양 주위에 나타나는 것을 햇무리, 달 주위에 나타나는 것을 달무리라고 하는데, 이 무리는 빛이 구름의 얼음 조각을 통과할 때 회절하여 나타나는 현상이므로 엷은 권층운이 끼어 있을 때 나타난다. 무리의 지름은 보통 지상에서 쳐다보았을 때 시각(視角)이 약 22°이며, 내부는 외부보다 약간 어둡게 보인다. 무리의 빛깔은 넓을 때는 희게 보이지만 짙을 때는 안쪽은 붉은색, 바깥쪽은 노란색을 띤다. 매우 드물게는 시각이 46°가 되는 무리도 나타나는데, 이것은 빛이 통과하는 얼음조각의 면이 직각으로 되어 있을 때 나타난다. 또한, 태양이나 달이 지평선에서 40° 이상 떠올라와 있을 때에는 동그란 무리가 나타나지만, 그 이하의 고도에 떠 있을 때에는 약간 타원형이 된다. 이 현상 후에는 대개 비가 내리므로, 비의 전조(前兆)로 민간에 알려져 있다.
■ 무거운 입자시대 (heavy-particle era)
뜨거운 대폭발 모형에서 0.001초까지의 시간. 이 때 γ선이 충돌하여 양성자와 같은 질량이 큰 입자를 만들었다.  
■ 무인력 (戊寅曆)
중국에서 당(唐)나라 초기인 619년(무덕 2)부터 45년간 쓰이던 역. 당의 건국년인 무덕(武德) 원년(戊寅)에 부인균(傅仁均)이 발간한 역법으로, 가장 큰 특색은 처음으로 정삭법(定朔法)이 채택되었다는 점이다. 평삭법(平朔法)에 의하면 1평균 삭망월 29.53059일을 기계적으로 더해 나감에 따라서 달의 대소가 자동적으로 정해지기는 하지만, 일식(日蝕)이 음력 초이틀 또는 그믐날에 오기도 하여 불합리하다. 정삭법에서는 현행의 방법과 같이 합삭이 되는 시각을 확정하고, 합삭이 들어 있는 날을 무조건 음력달의 초하루로 한다. 이 방법은 원래 송나라의 하승천(何承天)이 420년경 제안하였지만, 실제로는 채용되지 못하였고, 무인력에서 정삭법으로 채택되었다. 정삭법에서는 큰달이 4개월, 또는 작은달이 3개월 연속되는 수가 있는데, 평삭법에서는 나타나지 않던 이 현상을 좋게 여기지 않아 한때 정삭법이 중단되기도 하였다. 그러나 무인력 다음에 쓰인 인덕력(鱗德曆)에서 약간의 수정을 가해 연 4개월이 되지 않게 하고 다시 정삭법이 쓰였다. 무인력은 《구당서(舊唐書)》와 《당서》에 실려 있다.
■ 무중력 (weightlessness)
겉보기 무게가 0이 되는 상태. 중력장에서는 자유 낙하하는 경우에 무중력 상태에 놓일 수 있다. 일반 상대론에 다르면 무중력 상태의 운동은 시공간상에서 직선으로 나타난다.  
■ 물고기자리 (Pisces)
가을철 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Psc. 대략적인 위치는 적경 0h 20m, 적위 +10°. 페가수스자리와 안드로메다자리의 남쪽에 위치한다. 페가수스자리 남쪽의 서쪽물고기와, 안드로메다자리 근처의 북쪽물고기의 두 물고기를 줄로 이은 듯한 모습을 하고 있는데, 그 줄의 중심에 α가 있다. 4등성인 α와 β 외에는 5등성보다 어두운 별들로 이루어져 있다. 춘분점이 물고기자리 ω 근처에 있으며, 여기가 적도좌표의 원점으로 적경 0m, 적위 0°가 된다. 그리스신화에서는 미의 여신 아프로디테와 그 아들 에로스의 변신으로 되어 있다.
■ 물리 법칙의 일관성 (university of physical laws)
어떤 지역에서 만족되는 물리 법칙은 우주 전체에서도 역시 만족된다는 원리.
■ 물리적인 우주 (physical universe)
직접 보이는 우주와 물리 법칙으로부터 추론되는 우주를 합친 우주의 개념.
■ 물뱀자리 (Hydrus)
천구의 남극 근처에 있는 작은 별자리. 약자 Hyi. 대략적인 위치는 적경 2h 40m, 적위 -72°. 1603년 J.바이어가 신설하였다. 가장 밝은 별은 α, β, 의 3등성인데, 이 별들은 α를 정점으로 이등변삼각형을 이루고 있다. 12월 초저녁에 남중(南中)한다. 한국에서는 보이지 않는다.
■ 물병자리 (Aquarius)
가을철에 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Aqr. 대략적인 위치는 적경 22h 20m, 적위 -13°이다. 독수리자리의 동쪽, 페가수스자리의 남서쪽에 자리하고 있다. 동양에서는 28수(宿)의 여(女) ․허(虛) ․위(危)의 3수가 이 근처에 있다. 천구 상에서 매우 넓은 면적을 차지한 반면에 밝은 별은 별로 없고, α, β의 두 3등성과, Y자 모양의 , η, ζ, π의 네 별이 눈에 띄는 정도이다. β의 북쪽 약 5° 거리에는 구상성단 M2가 있는데, 거리 약 4만 광년으로, 작은 망원경으로 볼 수 있다. η와 δ 근처에는 유성군이 있다. 고대 이집트 ․바빌로니아에서는 성스러운 물병을 넘쳐 흐르는 물의 상징으로 여겨온 만큼 고대 농업국가에서는 매우 중요한 별자리였다. 그리스신화에서는 제우스신의 시동(侍童) 가니메데가 메고 있는 보배로운 병의 모습으로 나타나 있는데, 흘러넘치는 물이 별들의 점렬(點列)을 따라서 남쪽물고기자리의 크게 벌린 입으로 흘러들어간다.
■ 물병자리 유성군 (Aquarids)
물병자리에 복사점(輻射點)을 가진 유성군. 여러 개가 있으나 중요한 것은 다음 2개이다. 하나는 4월 24일부터 5월 20일에 나타나는 물병자리 η유성군으로, 새벽이 되기 직전 짧은 동안만 볼 수 있으며, 북반구에서는 복사점이 낮고, l시간의 현수는 많아야 10개 내외이다. 유성이 가장 많이 나타나는 때는 5월 4~5일경이다. 궤도의 연구 결과 핼리 혜성을 모혜성(母彗星)으로 하는 것으로 추측되나, 근년의 전파관측에 따르면 이에 대하여 의문을 갖는 사람도 있다. 또 하나는 7월 15일부터 8월 20일에 나타나는 물병자리 δ유성군인데, 많을 때는 1시간에 10개 이상도 볼 수 있다. 최성기는 7월 29일과 8월 7일이다. 모혜성은 분명하지 않다.
■ 물시계 (water clock)
적당한 용기에 물을 채우고, 아래쪽에 있는 작은 구멍으로 물을 유출시켜, 수면이 내려가는 것을 보고 시각을 측정하는 장치. 기원은 BC 1400년경 이집트의 물시계라고 하며, 고대 그리스에서는 클렙시드라(clepsydra)라는 일종의 물시계를 만들어 사용하였다 한다. 한국에서는 삼국시대부터 각루(刻漏) 또는 누각(漏刻)이라고 하는 물시계를 만들어 사용하였다.
■ 물질시대 (matter era)
대폭발 모형에서 대폭발 이후 100만 년부터 지금까지, 우주에서 물질이 우세했던 시대.  
■ 뮤온 (muon)
렙톤 중의 하나.  
■ 미광성
어두운 별.  
■ 미국 항공우주국 (美國航空宇宙局, NASA, National Aeronautics and Space Administration)
미국의 비군사적 우주개발 활동의 주체가 되는 정부기관. 설립연도 1958년, 소재지 미국 워싱턴. 설립목적 우주개발 관할, 종합적인 우주계획 추진. 주요업무 항공우주 활동의 기획․지도․실시. 규모 미국 내에 본부와 17개의 시설, 세계 각국에 40개의 추적소.
■ 미라 (Mira)
고래자리의 ο별(ο-Ceti).
대표적인 장주기변광성(長週期變光星)으로, 맥동변광성의 하나이다. 1596년 독일의 파브리치우스가 발견한 최초의 변광성이다. 당시 사람들은 천체는 완전한 것이라고 믿었기 때문에 항성의 밝기가 변하는 것은 매우 불가사의한 일이었고, 따라서 최초의 변광성은 라틴어로 '놀람 ․기적'이라는 뜻의 미라로 명명되었다. 대략적인 위치는 적경 2h 16.8m, 적위 -3° 12'이며, 태양계에서 약 250광년 거리에 있다. 변광주기는 331.48일, 가장 밝은 때는 2.0등급, 가장 어두운 때는 10.1등급이 된다. 스펙트럼형은 M6이며, 휘선이 관측된다.
■ 미라형 변광성 (Mira type variable)
미라(고래자리 ο)를 대표로 하는 장주기변광성. 변광주기 300일 이상, 변광폭 5등급 이상으로, 광도곡선은 매끈한 파형을 이루나, 주기가 매회 조금씩 달라지고 극대(極大)광도도 일정하지 않다. 스펙트럼형은 M형 또는 S형으로, 적색의 초거성이다. 변광의 주원인은 단열적(斷熱的)인 맥동운동(脈動運動)이지만, 진폭 5등급이라는 심한 광도변화는 단순한 맥동뿐 아니라, 표면온도가 2,000∼3,000℃의 저온으로 스펙트럼 상에서 적색 영역과 적외선 영역의 빛이 많고, 맥동에 수반되는 온도변화(최하 약 300℃까지 내려간다)에 의해 대부분 에너지가 가시광성 영역에서 벗어나는 데도 원인이 있는 것으로 생각된다. 또, 맥동에 의해 광구(光球) 내부에서 발생한 충격파가 크게 확장된 대류층을 몇 개월에 걸쳐 진행하는 동안 산화티탄이나 탄소분자의 불투명한 층이 형성되는 등의 2차적인 물리적 변화도 그 원인의 하나로 생각된다. 2,500개 정도 발견되었는데, 대부분은 은하면의 팔을 따라 분포되어 있다.
■ 미립자류 (微粒子流, corpuscular current)
태양의 활동기에 태양으로부터 방출되는 고속의 기체입자. 태양활동이 왕성할 때, 특히 플레어가 발생할 때에는 복사(輻射) 외에 고속의 기체입자가 방출된다. 양성자나 전자를 주성분으로 하는 하전(荷電) 미립자류가 지구 대기에 들어오면 지구자기요란이나 오로라 등의 이상현상이 일어난다. 속도는 1,000km/s 정도이거나 그 이상이다.
■ 미세운석 (micrometeorite)
지면에 도달하기 전에 냉각되어 고화된 매우 작은 운석 (지름이 약 1/10μm)
■ 미싱 매스 (missing mass)
은하나 은하단 등에서 역학적 질량과 관측된 질량 사이에서 발생하는 질량 차이. 역학적 질량이 관측 질량보다 훨씬 크다. 현재의 관측 수단으로는 포착되지 않는 질량의 소유자가 암흑 물질 (dark matter)이라고 생각되어 진다.
■ 미자르 (Mizar)
북두칠성의 자루 끝에서 두 번째 별인 큰곰자리 ζ의 고유명. 대략적인 위치는 적경 13h 22.9m, 적위 55° 3', 안시등급 2.0등급, 거리 80광년이다. 미자르에서 각거리(角距離) 12 ' 떨어져 4등성인 알코르(Alcor)가 있는데, 이들은 옛날부터 맨눈으로 볼 수 있는 쌍성으로 알려져 있다. 또한, 미자르와 알코르는 각기 광학쌍성을 이루고 있는데, 미자르가 광학쌍성임을 밝힌 것은 1650년 이탈리아의 G.B. 리치올리였다. 미자르는 1857년 G.P. 본드가 처음으로 쌍성의 사진촬영에 성공한 별로도 알려져 있다. 두 별은 2.4등급과 4.0등급의 A형 별로, 각거리 l4″의 안시쌍성이지만, 주기는 매우 길어 수천 년에 이르는 것으로 추측된다. 한편, 하버드 천문대의 E.C. 피커링은 미자르의 주성이 주기 20.538일의 분광쌍성임을 밝혔다. 피커링은 1887년과 1889년에 찍은 미자르 주성(主星)의 스펙트럼에서 이온화칼슘선이 하나는 두 가닥으로 갈라져 있고, 다른 하나는 한 가닥으로 되어 있음을 발견하고, 그 때까지 찍어두었던 62매의 스펙트럼 건판을 조사하여, 스펙트럼선이 주기적으로 이동한다는 사실을 확인하였다. 또한 미자르의 동반성도 분광쌍성임이 밝혀졌다. 미자르는 '허리띠'라는 뜻의 아랍어로서, 본래는 β의 이름이었는데 16세기에 스칼리게르가 이 별로 착각하여 부른 것이 그대로 쓰이게 되었다고 한다.
■ 미행성설 (微行星說, planetesimal hypothesis)
1901년 T.C. 체임벌린과 1905년 F.R. 몰턴이 제안한 태양계의 기원설. 태양 주위로 우연히 다른 항성이 지나갔고, 이 때 태양과 항성의 기조력에 의해서 양쪽으로부터 일부 가스가 유출되어 공간으로 흩어졌고, 그것이 응집되어 소규모의 미행성이 만들어지고, 다시 미행성들이 모여서 행성이 되었다는 설이다. 후에 J.H.진스의 조석설(潮汐說)의 모체가 되었다. 그러나 태양과 항성에서 유출된 가스는 그런 조건에서는 응집할 수 없다는 것이 계산으로 증명되어 이 학설은 빛을 잃고 말았다.
■ 미행성체 (planetesimal)
태양계가 만들어질 때 여러 개가 모여 원시행성을 만드는 유성 크기의 천체.  
■ 밀도 (Density)
밀도는 물질의 질량을 부피로 나눈 값으로 물질마다 고유한 값을 지닌다. 단위는 g/㎖, g/㎤ 등을 주로 사용한다. 밀도가 크다는 것은 같은 부피에 대해 질량이 더 크다는 것을 의미하므로 여러 물질이 섞여있을 때, 밀도가 큰 물질일수록 아래쪽에 위치하게 된다. 일반적으로 고체 상태의 물질은 분자들이 매우 빽빽하게 모여있는 상태이므로 밀도가 크다. 액체상태의 물질은 고체 상태에 비해 분자간의 거리가 멀기 때문에 좀 더 큰 부피를 차지하고, 고체보다 작은 밀도를 갖는다. 기체 상태의 물질은 분자간의 거리가 매우 멀어 같은 수의 분자에 대해 차지하는 부피가 고체나 액체에 비해 훨씬 크다. 그래서 밀도가 매우 작은 편이다. 따라서 일반적으로 밀도는 고체 > 액체 > 기체의 순이다. 물의 경우는 예외적으로 고체의 부피가 액체의 부피보다 커 액체>고체>기체 순으로 밀도가 크다. 고체나 액체의 경우 밀도는 온도나 압력의 변화에 의해 거의 변화하지 않는다. 그러나 기체의 경우에는 온도가 올라갈수록 부피가 커져 밀도가 작아지고, 압력이 높아질수록 부피가 작아져 밀도가 커진다.
■ 밀도파 모형 (density-wave model)
은하 나선구조에 관한 모형으로 성간 구름을 쓸고 지나면서 별 생성을 촉진시키는 밀도파(음파와 비슷한)로 묘사한다.
■ 밀른 (Milne, Edward Arthur, 1896.2.14~1950.9.21)
영국의 천문학자․수학자. 1896년 헐에서 태어났다. 케임브리지대학교를 졸업하고, 1920년 케임브리지대학교 태양물리 천문대 부대장, 1922년 천체물리학 강사, 1925년 맨체스터대학교 응용수학 교수, 1928년부터 사망 시까지 옥스퍼드대학교 수학 교수 등을 역임하였다. 초기에는 항성대기의 열전리(熱電離) 이론을 연구하고, 1929년 이후 항성의 내부 구조론을 연구하여, 완전기체에 의한 에딩턴의 항성모형을 비판하고, 축퇴(縮退)가스에 의한 백색왜성 이론을 전개하였다. 한편, 우주론에서는 우주팽창에 대한 독자적인 이론을 전개하였다. 아인슈타인의 상대성이론에 기초를 둔 우주공간에 대하여 균일성 ․등방성을 전제로 하는 뉴턴 운동학에 의한 우주모형을 구상하여 《운동학적 상대론》(1948)으로 발표하였다.
■ 밀리바 (Millibar)
기압의 단위. 대기압을 내는 단위 중의 하나. 1bar의 1,000분의 1을 나타낸다. 1기압은 1013mb이다. 1bar는 0.987기압이며 이는 또한 100.000N/㎡ Pascal과 같다.
■ 밀리초 펄서 (millisecond pulsar)
펄스의 주기가 수 밀리 초인 펄서에 붙인 일반적인 이름.  
■ 밀집 전파은하 (compact radio galaxies)
중심 부분에 작고 강한 전파원을 갖고 있는 활동 은하.  


■ 바너드 (Barnard, Edward Emerson, 1857.12.16~1923.2.6)
미국의 천문학자.
테네시주(州) 내슈빌에서 태어났다. 소년 시절부터 사진(寫眞)과 천문학에 흥미를 느껴 혼자서 천체관측을 하였으며, 1881년 혜성(彗星)을 발견하였다. 1887년 밴더빌트 대학을 졸업하고, 리크천문대의 조수로 일하다가, 1895년 이후 시카고대학의 실지천문학 교수 겸 여키스천문대 연구원으로 있었다. 1892년 목성의 위성 아말테아를 발견하였으며, 그 후로는 은하수를 조직적으로 촬영하였다. 또한, 구상성단(球狀星團)과 신성에 대한 사진관측을 하였다. 1916년에 뱀주인자리에서 고유운동이 가장 큰 별을 발견하여, 바너드별이라 명명하였다. 1919년 그 동안 촬영한 은하수 사진을 정리하여, 182개의 암흑성운(暗黑星雲) 목록을 출판하였다. 일생 동안 16개의 혜성을 발견했으며, 천체사진술의 선구자로 알려져 있다.
■ 바너드 루프 (Barnard loop)
오리온의 삼태성을 둘러싸듯 자리잡고 있는 반원형의 미광성운으로 고온의 수소 가스로 이루어져 있다.  
■ 바너드 별 (Barnard's star)
뱀주인자리에 있는 실시등급 9.54등급의 어두운 별. 별이 천구 상에서 1년 동안 움직인 거리, 즉 고유운동 값이 10.3″로 전 하늘에서 가장 크다. 1916년 E.E.바너드가 발견하였다. 위치는 적경(赤經) 17h 55m. 적위(赤緯) 4° 33'이고, 거리는 5.88광년이다. 센타우루스자리 α의 4.3광년에 이어 두 번째로 가까운 별이다. 스펙트럼형 M5의 왜성으로, 시선속도가 매우 커서 108km/s의 속도로 지구쪽으로 근접하고 있다. 고유운동에 비틀거림이 나타나므로 눈에 보이지 않는 동반성(同伴星)을 가진 것으로 보인다. 그런데 2개로 여겨지는 동반성은 질량이 각각 목성의 0.7과 1.15배, 공전주기가 12년과 26년, 공전궤도의 평균반지름이 3AU와 5AU로 추정되어, 항성이 아닌 행성일 가능성이 매우 크다.
■ 바다뱀자리 (Hydra)
봄철에 남쪽하늘에 보이는 별자리. 약자 Hya. 대략적 위치는 적경(赤經) 10h 30m, 적위(赤緯) -20°. 가장 긴 별자리로, 게자리 ․사자자리 ․까마귀자리 ․처녀자리의 남쪽을 꾸불꾸불 지나서 동서에 걸쳐 120°에 이르고 있다. 그리스신화의 영웅인 헤라클레스가 무찌른 머리가 9개 달린 뱀으로부터 그 이름을 따온 것이다. 게자리 아래쪽에 3 ․4등급의 다섯 별이 모여 있는데, 이 부분이 머리에 해당하며, 꼬리는 천칭자리까지 뻗어 있다. 가장 밝은 α는 2등급의 오렌지색 별로, α르드 또는 코르히드라라고 한다. 코르히드라는 바다뱀의 심장이라는 뜻이다. 한국과 중국의 옛 별자리에서는 바다뱀자리 δ ․α ․υ1이 각각 28수(宿)의 유(柳) ․성(星) ․장(張)에 해당한다. 꼬리 부근에 있는 나선은하 M83은 작은 망원경으로 볼 수 있다.
■ 바닥상태 (ground state)
원자의 가장 낮은 에너지 준위.  
■ 바데 (Baade, Walter, 1893.3.24~1960.6.25)
독일의 천문학자. 베스트팔렌에서 태어났다. 뮌스터대학과 괴팅겐대학을 졸업하고, 1919년 함부르크천문대 연구원으로 있다가, 1931년 미국으로 건너가 윌슨산(山) 천문대를 거쳐, 1948년 팔로마산(山)천문대 직원이 되었다. 주로 은하계와 외부은하 관측에 집중하였다. 1942년 제2차 세계대전 중의 등화관제 하에서, 특수건판과 필터로 안드로메다은하의 중심부에서 적색 초거성의 상(像)을 분해 ․촬영하는 데 성공하였다. 또한 1944년에는 외부은하의 주변부와 중심부의 항성에 대한 러셀도가 다름을 확인하고, 전자를 제1종족, 후자를 제2종족으로 분류하였다. 1952년에는 세페이드 변광성의 주기-광도 곡선의 영점(零點)을 수정하여, 외부은하의 거리를 종전의 2.5배로 확대하였다. 1959년에 귀국하여 괴팅겐대학 교수가 되었다.
■ 바륨별 (barium star)
항성의 스펙트럼에서 바륨의 흡수선이 유달리 강하게 나타나는 별. 주로 G2형에서 K4형의 거성들이다. CH의 띠스펙트럼이나 스트론튬 선도 강하게 나타나는데, 아직 어떤 진화경로를 거쳐서 이러한 별이 형성되었는지는 명확히 밝혀지지 않았다. 대표적인 것으로는 염소자리 φ가 있다.
■ 바리온 (baryon)
3개의 쿼크 (quark)로 이루어진 반 (伴) 정수 스핀 입자.
■ 바빌로니아력 (Babylonian calendar)
바빌로니아에서 사용되었던 달력. 태음태양력을 채택하였으며, 이집트 ․중국과 더불어 인류문화의 개조(開祖)라 불리는 바빌로니아에서 기원전 3000년 후반부터 사용되었다. 연(年)은 춘분경의 신월(新月)을 기점으로 하는 1월(니산누:Nisannu)에 시작되며, 평년(平年)을 12개월, 윤년(閏年)을 13개월로 하였다. 윤년의 경우에는 보통 12월(아다루:Addaru)을 두 번 겹치게 하는데, 뒤의 12월을 제2의 아다루라고 불렀다. 그러나 때로는 6월(울룰루:Ululu)을 두 번 겹치게 하거나 다른 달을 겹치게 하는 등, 그 치윤법(置閏法)이 일정하지 않았다. 기원전 529년부터 8년 3윤법이 채택되었다가, 기원전 504년 이후에는 27년 10윤법이 되었고, 기원전 383년부터 19년 7윤법이 되었다. 이 마지막 역법은 헤브루(유대)력에 전승되어 현재까지 남아 있다. 이 밖에도 바빌로니아인이 고안한 황도 12궁과 여러 별자리가 오늘날의 천문학에 그대로 계승되었으며, 일월행성(日月行星) 숭배에서 발단된 7일주(七日週)나 시간의 12진법 ․60진법 등이 현대에도 우리 생활을 지배하고 있다.
■ 바이 (Bailly, Jean Sylvain, 1736.9.15~1793.11.12)
프랑스의 정치가, 천문학자. 파리 출생. 처음에는 문학에 뜻을 두었으나, 방향을 바꾸어 천문학을 연구, 목성위성운동론(木星衛星運動論) 등의 업적을 남겼다. 1783년 아카데미 회원으로 선출되었고, 1789년 삼부회(三部會) 선거 때는 파리 선거집회 서기장이 되어 의원으로 선출되었으며, 국민의회 의장으로서 프랑스혁명을 맞았다. 혁명 후 7월 15일 파리 시장에 취임, 루이 16세를 시청에 맞이하여 삼색장(三色章)을 봉정(捧呈)하였다. 1791년 국왕이 바렌으로 도피한 후 일어난 왕정폐지운동에는 강경한 태도로 대처, 특히 7월 17일 샹 드 마르스의 집회에는 계엄령을 발포, 무력으로써 대중운동을 탄압하면서 입헌왕정주의를 견지하였으며, 이로 인하여 4개월 후에는 사직하였다. 1793년 7월 체포되어 마리 앙투아네트의 재판에 증인으로 출정, 그녀를 변호한 것과 샹 드 마르스 학살 때 대중을 탄압한 일로 혁명재판소에 고발되어 단두대에서 처형되었다.
■ 바이킹호
미국의 화성 무인 탐사 우주선, 1975년 8월 20일에 1호, 9월 9일에 2호가 발사되어 선명한 화성 표면의 사진을 전송해 옴  
■ 박명
일출 전과 일몰 후에 하늘에 빛이 있는 것. 상용박명 (태양의 중심고도 -7。21.7′ 이상)과 천문박명 (태양의 중심고도 - 18。 이상)이 있다.  
■ 반감기 (half-life)
표본인 방사성 원소가 반으로 줄어드는데 걸리는 시간.  
■ 반구 (半球, hemisphere)
지구를 두 쪽으로 나눌 때 그 반쪽. 어떤 지점에서 하늘을 보면 수평선 위의 하늘이 반구로 보인다. 북극에서 보이는 반구를 북반구, 남극에서 보이는 반구를 남반구라 한다. 지구 중심을 지나는 평면에 의하여 지구를 둘로 가를 때 한 쪽을 말하는데, 구의 반을 뜻하는 그리스어인 헤미스파이리온(hemisphairion)에서 영어 명칭이 유래하였다. 지구는 6개의 반구로 나눌 수 있는데, 동반구 ․서반구 ․북반구 ․남반구 ․수반구 ․육반구 등이 그것이다. 동반구 또는 구대륙에는 아시아 ․아프리카 ․유럽 ․오스트레일리아 등이 있고, 서반구 또는 신대륙에는 북아메리카와 남아메리카가 있다. 도를 기준으로 북쪽을 북반구, 남쪽을 남반구로 나누기도 한다. 또 육지의 면적이 바다보다 더 넓으면 육반구, 그 반대로 바다의 면적이 육지보다 더 넓으면 수반구로 나눌 수도 있다. 육반구의 중심은 영국의 런던 주변이고, 수반구의 중심은 뉴질랜드 주변이다.
■ 반사 (reflection)
두 매질 사이의 경계에서 빛이 되돌아오는 현상.  
■ 반사도 (albedo)
물체의 반사 정도를 말한다. 고체 표면에 들어오는 빛과 반사하는 빛의 비율로써 완전히 반사될 때에는 그 값이 1이다. 지구상에는 눈이 반사도가 가장 높다.  
■ 반사 망원경 (反射望遠鏡, reflecting telescope)
포물면 반사경을 사용하여 물체에서 오는 빛을 모아 접안경(接眼鏡)으로 확대하여 보는 망원경으로 대물렌즈 대신에 요면(凹面) 반사경을 써서 물체에서 오는 빛을 이곳에서 반사시켜 접안렌즈로 확대하게 한 망원경. 매끄럽게 깎은 거울에 반사한 빛을 모은다. 광학계가 거울로 구성된 망원경이다. 주경은 오목거울이며, 부경의 위치에 따라 뉴턴식, 카세그레인식, 그레고리식, 쿠데식 등이 있다. 카세그레인식의 변형으로서 코마 수차를 없애고 광시야가 잡히도록 한 리치-크레티앙 식이 있다. 반사경은 열팽창에 대한 변형이 적은 파이렉스유리가 주로 사용되는데, 표면에는 알루미늄이 진공 증착되어 있다. 표면은 구면수차(球面收差)를 제거하기 위해 회전포물면으로 연마된다. 그러나 코마수차․비점수차(非點收差)는 제거되지 않으므로, 위치 측정과 같은 용도에는 적합하지 않다. 일반적으로 렌즈를 사용한 굴절망원경보다 시야가 넓고 밝으므로, 어두운 천체 관측에 알맞다. 러시아 과학아카데미 소속 특수천체물리천문대의 지름 600cm 망원경, 미국 팔로마산 천문대의 508cm 망원경, 키트피크천문대의 400cm 망원경 등 대형천체망원경은 모두 이 형식을 사용하고 있다. 반사경을 구면(球面)으로 하고, 앞쪽(鏡筒의 입구)에 복잡한 곡면렌즈를 두어 코마수차를 완전히 제거하여 천체사진 촬영용으로 제작한 슈미트카메라도 반사망원경의 일종이다.

■ 반사성운 (反射星雲, reflection nebula)
스스로 빛을 발하지 않고, 근처 항성의 빛을 반사하여 빛나는 성운으로 자체에서는 빛을 내지 않으나 주위의 고온 항성으로부터 받은 빛을 반사하여 마치 스스로 빛을 내는 것처럼 보이는 가스와 먼지로 이루어진 성운. 먼지 입자에 의한 산란 효과로 인해 밝게 빛나는 것처럼 보이는 기체와 먼지입자로 이루어진 구름이다. 주위에 밝은 별들이 있는 경우에는 별빛을 반사하여 밝게 보이는데 성운을 구성하고 있는 기체나 미세한 먼지는 붉은 빛보다 푸른 빛을 효과적으로 반사하기 때문에 반사성운은 대개가 푸른색으로 보인다. 스펙트럼 안에 흡수선이 보이지 않는다. 플레이아데스 성운이 그 대표적인 예이다. 대표적인 것이 플레이아데스성단을 둘러싼 성운이며, 이 밖에 암흑성운의 주변부에서 볼 수 있다. 주위의 고온 별과 같은 연속스펙트럼을 보이나, 빛을 반사할 때 푸른색 쪽이 더 크게 산란되므로 실제의 별빛보다는 다소 푸른색 쪽으로 치우쳐 나타난다. 이에 대하여 자체에서 빛을 내는 성운을 방출성운(放出星雲)이라고 한다.
■ 반성 (secondary)
쌍성계의 두 별 중 더 흐릿하게 관측되는 별.
■ 반암부 (半暗部, penumbra)
태양흑점의 중앙부인 짙은 검은색 암부를 둘러싸고 있는 비교적 덜 어두운 부분. 암부와 반암부의 경계는 비교적 뚜렷이 판별된다. 방사상의 침상구조(針狀構造)가 보인다. 온도는 주변 광구(光球)의 정상적인 부분보다 300 ℃ 정도 낮다.
■ 반영 (半影, penumbra)
크기를 가진 광원에서 나온 빛에 의해 물체의 본영(本影) 둘레에 생기는 희미한 그림자. 일식 때 부분일식이 보이는 것은 달의 반영이 그 지역의 지표면 위로 드리워지기 때문이다. 이에 대해 달의 본영이 드리워지는 지역에서는 개기일식이 생긴다.
■ 반우주 (反宇宙, antiuniverse)
모든 것이 반물질로 구성되어 있는 우주. 소립자에 대하여 일반적으로 반양성자, 반중성자, 반전자 등의 반입자(反粒子)가 존재하는데, 이를 반물질이라 하며, 이를 확장하면 원자핵에 대하여 반원자핵의 존재가 가능하고, 우주에 대하여 반우주를 추측할 수 있다. 그러나 반물질은 물질과 만나면 큰 에너지를 방출하며 쌍소멸하기 때문에 가까운 거리에서는 수분의 1초 이상 공존할 수 없다. 지금까지의 관측결과 은하계 내부에서는 우주선(宇宙線)에 의해 반원자가 만들어질 가능성은 있으나, 반물질로 이루어진 천체가 존재한다는 증거는 발견되지 않았다. 그러나 범위를 수백만 광년 떨어진 곳으로 확장하면 반우주가 존재할 가능성을 전혀 배제할 수 없다. 예를 들면 백조자리 A를 비롯한 몇 개의 전파별에서 보이는 비정상적으로 강한 전파가 반은하(反銀河)와 은하의 충돌로 방출된 것일지 모른다는 추측이 가능하다.이를 발전시키면 최초에는 우주와 반우주가 동시에 탄생되었으나, 양쪽은 탄생 후 얼마 안 되어 서로 관측할 수 없을 정도로 멀리 떨어지게 되었고, 간혹 반우주 내의 반은하가 우주에 유입 ․접촉되어 전파별과 같은 이상한 에너지발생원이 되었다고 추측할 수 있다. 그러나 반우주는 이론상의 추측을 벗어나지 못하며, 이를 증명할 수 있는 방법도 알려져 있지 않다.
■ 반입자 (antiparticles)
"정상입자"와 충돌해서 쌍소멸하는 아 (亞)원자 입자. 한 예로, 양전자가 있으며 이는 전자와 반대인 전하를 가진 입자이다.  
■ 발견유성 (meteorite finds)
떨어지는 것은 보이지 않았으나 발견된 운석.  
■ 발광성운 (diffuse nebula)
방출성운. 스스로 빛을 내서 밝게 빛나는 성운. 주위에 에너지가 큰 강한 자외선을 내는 별이 있는 경우에 별이 내는 자외선이 성운을 구성하고 수소의 원자를 전자와 야성자로 분리해 놓게 된다. 분리된 양성자와 전자가 재결합할 때 붉은색을 낸다. 따라서 대개의 발광성운은 붉은색으로 보인다. 실제로는 근방에 고온의 별이 있으며, 그 자외선을 받아 원자가 여기되어 가시영역에서 발광하고 있다. 스펙트럼은 방출선이며. HⅡ 영역이나 행성상 성운, 초신성 잔해가 여기에 해당한다. 이온화한 기체구름으로 대부분 수소로 이루어졌으며, 방출선 스펙트럼을 띤다. 오리온자리의 대성운과 같이 내부 또는 근처에 고온의 별이 있어 그 복사를 받아 빛을 내며 주로 붉은 색이다.
■ 발머 계열 (Balmer series)
수소 원자에서 둘째 번 에너지 준위나 그보다 높은 에너지 준위 사이의 전자 천이를 말한다. 이 천이 때문에 발생한 휘선이나 흡수선은 가시 광선 영역에 있으며, 그 첫 번째 것이 Hα선이다.  
■ 발머 도약 (Balmer jump. Balmer edge)
수소의 두 번째 준위에서 일어나 구속-자유 천이 때문에 365nm에서 생기는 불투명도의 큰 변화로 야기되는 연속 스펙트럼의 큰 변화.  
■ 방사능 연대 측정 (radiometric dating)
대상체에 포함된 동위 원소의 분석을 통해 대상체의 나이를 판별하는 것.  
■ 방사성띠 (ray)
달과 같은 위성에서 관측되는 충돌 구덩이로부터 퍼져 나온 물질들이 만들어낸 밝은 띠  
■ 방사성 붕괴 (radioactive decay)
어떤 원자가 핵분열을 일으키며 가벼운 원소로 바뀌는 것.  
■ 방사점
→ 복사점 참조.
■ 방사형띠
달과 같은 위성에서 관측되는 크레이터로부터 퍼져 나온 물질들이 만들어 낸 밝은 띠.  
■ 방위 (方位)
자오선(子午線)을 기준으로 한 각도에 따른 위치. 방향과 같은 의미로 쓰이는데, 자오선의 양 끝을 북과 남으로 하고, 묘유선의 끝을 동과 서로 하여 각도에 따라 나타낸 위치이다. 8방위, 32방위가 있으며,12지와 4괘를 이용하여 16방위를 정한다. 한국에서는 방위에 특별한 뜻이 있다고 믿어서 길흉을 점치곤 해왔다. 보통은 방향과 같은 의미로 쓰인다. 고대 중국에서는 방위를 12지(支)로 표시하여 자(子)와 오(午)로 이어지는 선을 자오선이라 하고, 자오선의 양끝인 자(子)와 오(午)를 각각 북과 남으로 했다. 또한 자오선과 직각으로 교차하는 선의 양끝인 묘(卯)와 유(酉)를 각각 동과 서라 했다. 그리고 이 두 선이 교차하여 생기는 각(90 °)을 2등분하여 각각 북동 ․남서 ․북서 ․남동의 방위를 정하고, 이를 8방위라 했으며, 이를 다시 세분하여 북과 북동 사이에 북미동(北微東) ․북북동 ․북동미북(北東微北) 등의 방위를 정하여 32방위를 만들었다. 12지는 북의 자로부터 시작해서 동을 향하여 축(丑:북북동) ․인(寅:동북동) ․묘(卯:동) ․진(辰:동남동) ․사(巳:남남동) ․오(午:남) ․미(末:남남서) ․신(申:서남서) ․유(酉:서) ․술(戌:서북서) ․해(亥:북북서)로 배치되며, 그 사이사이 북동에 간(艮), 남동에 손(巽), 남서에 곤(坤), 북서에 건(乾)을 배치하여 12지 4괘(卦)로써 16방위를 정한다. 한국에서는 이들 방위에 특별한 뜻이 있다는 믿음이 오랫동안 민간에 전해져 왔다. 즉 인간의 길흉은 사람이 살고 있는 집의 방위나 앞으로 가야 할 방위에 따라서 결정된다는 속신(俗信)이 그것이다. 따라서 집을 새로 짓고, 이사하거나 여행길에 나설 때 방위에 대한 길흉을 확인하기도 한다. 방위의 길흉은 북동방의 귀문(鬼門)과 같이 고정적인 것과 한 해 가운데 유덕(有德)한 곳에 있다는 세덕(歲德)의 방위와 같이 매년 변하는 것이 있다.
■ 방위각 (方位角, azimuth)
북쪽에서 지평선을 따라 동쪽으로 천체 아래에 수직한 지점까지 측정한 각거리 혹은 관측지점에서 볼 때 물체와 천정을 지나는 대원의 면이 자오선면과 이루는 각. 자오선상의 북점을 기준으로 수평선상을 동쪽으로 돌아가며 잰다. 지평좌표에서 물체의 위치를 나타내는 데 고도와 함께 사용된다. 경위의(經緯儀)에서는 수평환의 눈금이 나타내는 각이 방위각이 된다.
■ 방추은하 (紡錘銀河, Spindle Galaxy)
육분의자리의 나선은하 NGC 3115. 나선은하의 일종이지만 직조기의 방추와 비슷한 옆모습 때문에 그런 이름이 붙었다. 나선은하 중에는 방추성운처럼 그 옆모습만 보이는 은하들이 있는데 이러한 은하를 방추상 은하(spindle shaped nebula) 라고 한다. 머리털자리의 NGC 4565가 대표적이다.
■ 방출성운 (放出星雲, emission nebula)
중심부 또는 주위에 있는 고온 별의 강력한 복사에 의해 빛을 내는 가스성운. 발광성운이라고도 한다. 행성상 성운이 주계열에서 벗어난 백색왜성 같은 고온 별의 자외선에 의해 이온화 또는 들뜬 상태의 가스 때문에 빛나고 있는 데 반해, 발광성운은 O ․B0 ․B1형의 조기형(早期型) 주계열 별들이 내는 복사에 의해 성운의 수소가스가 이온화하여 빛을 낸다. 온도가 낮은 만기형(晩期型) 중심별의 빛을 단순히 반사하는 반사성운과는 빛을 내는 구조가 다르다. 성간물질은 중심별의 복사를 받으면 그 빛을 반사하여 별과 비슷한 연속스펙트럼을 보이는데, 발광성운은 별에서 나온 강력한 자외선으로 수소 등의 가스가 전리 ․기화하여 고온(104 K 정도)이 되고, 연속스펙트럼을 배경으로 그 기체의 휘선스펙트럼(예를 들면 O, Fe, S, N의 금지선과 H의 발머계열)을 보인다. 오리온대성운, 궁수자리의 삼렬(三裂)성운 ․석호성운 등이 대표적이다.
■ 방패자리 (防牌-, Scutum)
여름철에 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자는 Sct. 독수리자리, 뱀자리, 궁수자리 중간쯤에 위치하는 작은 별자리로, 대략적인 위치는 적경(赤經) 18h 40m, 적위(赤緯) -10°이다. 밝은 별이 거의 없어 가장 밝은 α도 4등성에 불과하다. 은하수 가운데 있기 때문에 가스성운이나 암흑성운과 뒤섞여 있으며, 쌍안경으로 보아도 매우 아름다운 산개성단 M11을 볼 수 있다. l690년 헤벨리우스가 폴란드왕 얀 3세 소비에스키의 용맹을 기려 '소비에스키의 방패'라는 별자리를 설정한 것이 기원이 되었다.
■ 배경복사 (Background Radiation)
가모프가 주장했던 대폭발 시의 복사선, 즉 대폭발(Big bang)에 의해 우주에 흩어져 우주에 골고루 퍼져 있을 거라고 주장한 복사선이 1965년 펜지아스와 월슨에 의해 발견 되었다. 펜지아스와 월슨은 우주의 모든 방향으로부터 약 3도(K)의 온도에 해당되는 복사선이 검출된다는 것을 확인 하였다.3도(K) 복사선이라는 것은 절대온도 3도의 물체가 내는 빛, 즉 파장이 7.35cm인 빛을 말한다. 펜지니아스와 월슨은 우주공간의 모든 방향으로부터 이런 빛이 지구를 향해 오고 있다는 것이 발견되었다. 이는 우주 대폭발설의 확실한 증거가 되었다.
■ 백도 (白道, moon's path)
달이 천구 위를 운행하는 궤도. 황도에 대해 5。정도 기울어져 다. 황도와의 교점은 18.60년을 주기로 하여 천구 위를 일주한다. 지구 주위를 도는 달의 공전궤도를 천구 상에 투영한 대원으로, 황도(黃道)와 약 5.9°의 경사를 이루며, 지구의 적도와는 18.15~28.35°의 경사를 이룬다. 따라서 백도는 황도와 천구 상의 두 점에서 교차하는데, 황도를 남에서 북으로 가로지르는 점을 승교점(昇交點), 북에서 남으로 가로지르는 점을 강교점(降交點)이라 한다. 달은 백도 위를 서에서 동으로 1일 평균 13.2°씩 이동하며 약 27.32일에 걸쳐 일주한다. 백도와 황도와의 교점은 약 18.6년을 주기로 360° 이동한다.
■ 백로
→ 24절기 참조.
■ 백반 (白斑, facula)
태양의 광구에서 주위보다 밝은 반점 모양의 부분. 지름 약 1,000km인 흰 반점들이 모여서 이루어진다. 흑점이 나타나기 전에 출현하며 흑점이 소멸된 뒤에도 쉽게 관측된다. 수명은 1시간 내지 2개월 정도이다. 지구자기장 세기의 약 100배에 해당하는 수십 G(가우스)의 자기장(磁氣場)을 갖고 있다. 주로 태양면의 가장자리에서 보이고 중앙부에서는 잘 보이지 않는데, 이는 광구(光球) 표면의 온도가 주위보다 200∼300℃ 높기 때문이다. 이에 대하여 채층(彩層)에서 생기는 백반을 플라주라 한다.
■ 백색왜성 (白色矮星, white dwarf)
밝기가 태양의 1/1,000~10배이며, 표면온도가 40,000~100,000K인 청백색의 별로서 1.4M⊙보다 가벼운 별이 진화의 마지막 단계에서 핵반응을 끝내고 남은 열로 빛나고 있는 상태. 질량이 태양관 비슷한 작고 뜨거운 백색 별. 내부는 전자의 축퇴로 유지되고 있다. 항성진화에서 마지막 단계에 이른 축퇴된 물질로 이루어졌다. 질량은 태양의 1.4배 이하(대체로 0.7배)이고, 크기는 평균적으로 지구 정도로 작다. 평균밀도는 0.6t/㎤로 매우 높다. 태양질량의 수배인 별에서 태양보다 약간 작은 질량을 가진 별들이 일생을 지나는 마지막 단계에서 백색왜성이 된다. 이 별은 핵융합반응을 일으키지 않고, 내부의 열에너지를 방출하면서 천천히 식어가다가 마침내 빛을 내지 못하는 암체로 그 일생이 끝나게 된다. 백색왜성은 수소나 헬륨으로 이루어진 얇은 대기를 가졌고, 내부는 헬륨 ․탄소 등 무거운 원소들로 이루어진 고밀도의 축퇴상태를 지닌다. 태양질량의 1.4배 이상인 별이 백색왜성으로 진화할 때는 표면층의 물질을 밖으로 방출하여 총질량이 태양의 1.4배 이하가 되도록 한다. 이 때 방출된 물질은 별 주위에 고리 모양의 행성상 성운을 형성한다. 표면온도가 11,000~12,000K 범위에 있는 백색왜성 중에서 수소대기를 가진 백색왜성은 100~1,200초의 주기로 광도가 변화한다. 이들을 고래자리 ZZ형 변광성이라 하며, 광도변화는 0.005~0.30등급이다. 이러한 변광은 가장 바깥쪽의 얇은 수소대기층의 불안정에 기인된 것으로 본다. 백색왜성은 높은 밀도를 가졌기 때문에 매우 큰 표면중력에 의한 중력적색효과가 나타난다. 관측에 의하면 대체로 40~50km/s에 이르는 후퇴속도가 나타난다. 이 속도는 백색왜성 자체가 우리로부터 멀어지고 있는 것이 아니라, 백색왜성에서 나오는 빛이 적색쪽으로 치우치기 때문에 생기는 것이다. 현재까지 광전측광과 분광관측이 이루어진 백색왜성은 약 1,500개이며, 대표적인 예는 겉보기등급이 8.5등급인 시리우스의 동반성이다. 백색왜성이 질량이 큰 거성과 쌍성을 이룬 경우에 거성으로부터 물질이 백색왜성으로 이동하여 표면에 쌓이게 되면 표면층의 온도가 증가하여 급격한 폭발현상이 일어나게 된다. 이때 제1형 초신성이 나타난다.
■ 백조자리 (白鳥-, Cygnus)
여름철에 천정 근처에서 보이는 별자리. 은하수 한가운데 있는 크고 아름다운 별자리로, 대략적인 위치는 적경(赤經) 20h 30m, 적위(赤緯) +43°이다. 꼬리 부근에 있는 α인 데네브는 견우성 ․직녀성과 더불어 커다란 삼각형을 그리고 있는데, 이를 여름철의 삼각형이라 부르며, 여름철 별자리의 기준이 된다. 를 중심으로 α, β, δ, ε이 십자를 이루고 있어, 북십자성이라고도 부르는데, 그 모습이 마치 백조가 날개를 활짝 펴고 날아가는 모습을 연상시킨다. 특히, 백조의 부리에 위치한 알비레오라는 β는 청색과 오렌지색의 두 별로 이루어진, 북쪽하늘에서 가장 아름다운 쌍성으로 알려져 있다. 그 밖에 전파원(電波源)과 X선천체로 알려진 백조자리 A, 행성을 가지고 있는 것으로 추측되는 백조자리 61 같은 흥미로운 천체를 많이 가지고 있다. 백조자리 부근의 은하수에서는 M29, M39 등의 산개성단과 북아메리카성운(NGC 7000), 면사포성운(NGC 6960) 등의 아름다운 천체를 많이 볼 수 있다.
■ 백조자리 61 (白鳥-, 61 Cygni)
태양계로부터 약 11광년의 거리에 있는 가장 가까운 별 중의 하나. 최초로 시차가 측정된 항성이다. 5.6등급과 6.3등급의 안시쌍성으로 공전주기는 약 700년이다. 1943년 주성(主星)의 궤도가 규칙적인 운동을 보이고 있는 데서 주성이 목성의 16배 정도 질량을 가진 행성을 가지고 있음이 추측되어, 태양계 밖에서 발견된 행성계를 가진 최초의 항성(恒星)으로 알려지게 되었다.
■ 백조자리 루프 (白鳥-, Cygnus Loop)
백조자리에 있는 NGC 6960(면사포성운), NGC 6979, NGC 6992, NGC 6995 등으로 이루어진 밝은 성운의 무리. 희박하고 투명한 가스의 성운들이 시반지름 3° 정도의 고리(loop)모양을 이루고 있어 그런 이름이 붙었다. 백조자리 망상성운 또는 망상성운이라고 부르기도 한다. NGC 6960과 NGC 6992가 가장 뚜렷한데, 둘 다 지구로부터의 거리는 약 2300광년이고, 겉보기 크기는 각각 85'×75'과 78'×8'인데, 서로 마주보고 있는 모습이 거대한 고리의 일부처럼 보인다. 이들 성운은 1년에 약 0.05"씩 바깥쪽으로 확장되고 있는 사실로 미루어, 과거에 초신성이 폭발하면서 남겨진 가스덩어리라고 여겨진다. 팽창속도는 가스덩어리들이 주위 성간물질과 충돌로 점차 늦어지고 있으며, 이 때의 자극으로 발광(發光)하고 있는 것으로 추측된다. 성운들은 강한 전파와 X선을 내고 있는 것으로 밝혀졌다.
■ 백조자리 A (白鳥-, Cygnus A)
백조자리에 있는 강력한 전파를 내는 은하. 1946년 최초로 발견된 점전파원(點電波源)이다. 한때 2개의 은하가 충돌하는 것으로 생각되었으나, 그러기에는 여기서 방출되는 에너지가 너무 큰 것으로 밝혀졌다. 대략적인 위치는 적경(赤經) 19h 57m, 적위(赤緯) 41°이며, 지구로부터 거리는 약 5억 광년이다. 300,000광년 떨어진 2개의 전파원으로 이루어져 있으며, 전파원에서 나오는 에너지는 약 1053J로, 정상적인 은하인 안드로메다은하의 1,000만 배에 해당한다. 스펙트럼 상에서는 강력한 방출선이 나타나는데, 이는 백조자리 A의 중심부가 활동은하핵임을 보여준다. 근래에는 중심부에 거대한 블랙홀이 있어서, 주위의 물질들이 블랙홀로 빨려 들어가며 강력한 에너지가 나오는 것으로 추측되고 있다. 외부은하 중에서는 가장 강력한 전파원이며, 미터파를 내는 천체로는 두 번째로 강한 전파원이다.
■ 백조자리 X-1 (Cygnus X-1)
백조자리에 있는 X선원. 푸른 초거성 주위를 도는 블랙홀이 있다.  
■ 밴알렌대 (Van Allen radiation belts)
밴앨런 복사대. 태양으로부터 날라온 대전 입자들이 지구의 낮은 자기권에 붙잡혀 형성된 지역으로 지구자기(地球磁氣) 극축(極軸)에 대칭인 고리 모양으로 지구를 둘러싸고 있는 고에너지의 입자군(粒子群)을 의미한다. 방사능대(放射能帶)라고도 하며, 이것을 발견한 미국의 물리학자 J.A. 밴앨런의 이름을 따서 붙인 것이다. 1958년 1월 31일 발사하여 3월 15일에 낙하한 미국의 인공위성 익스플로러 1호와 1958년 3월 26일 발사하여 5월 1일 낙하한 익스플로러 3호에 실은 가이거계수관에 의한 입자계측으로는 대기 밖의 공간에 있는 어떤 지대에서는 이상하게 입자수가 적다는 결과가 나왔다. 밴앨런 등은 이 결과가 가이거계수관이 포화되었기 때문에 일어난 겉보기 현상으로 해석하여 이 지대에는 입자가 아주 많을 것이라고 주장하였으며, 그 후 계속적으로 발사된 인공위성에 의하여 이 판단이 사실임이 확인되었다. 1958년 10월 11일과 12월 6일에 쏘아올린 달 탐사용 파이어니어 1호와 3호는 달 착륙에 실패하였으나, 거기에 실은 계수기에 의하여 입자대가 내․외의 두 층이 있음이 판명되었다. 그 후 밴앨런 복사대에 대한 인공위성과 로켓에 의한 실험적 연구와 이론적 연구가 급속도로 진전되었다. 밴앨런복사대의 내층은 지상에서의 높이가 지구 반지름의 약 1/2이며 대부분 고에너지의 양성자로 되어 있으며 속도가 빠른 전자도 포함되어 있다. 외층은 지상에서 지구 반지름의 약 2.5배로서 내층과 마찬가지로 빠른 전자와 양성자층으로 되어 있다.  이들 이온화된 입자의 하나하나는 지구자기의 자력선에 따라 나사선을 그리면서 지구자기 적도면에서 한쪽  극으로 향하며 어떤 점(반사점)에 도달하면 반전하여 다른 극의 반사점으로 향하면서 수 초 정도의 주기로  격렬한 왕복운동을 행한다. 동시에 경도(經度) 방향으로도 이동해 간다. 이렇게 하여 이온화 입자군에  의한 고리 모양의 띠가 형성되고 있다.  반사점은 비교적 농도가 짙은 대기 안에 있으므로 입자가 왕복운동을 할 때, 반사점 부근에서 대기입자와  충돌할 기회가 많아서 에너지를 잃고 밴앨런 복사대에서 탈락하여 버린다. 그러나 한편에서는 항상  이온화입자의 보급이 이루어진다. 즉 은하우주선(銀河宇宙線)이 지구의 대기입자와 충돌하면 핵반응에 의하여 중성자가 튀어나가는데, 그 중 어떤 것은 지구로부터 바깥쪽으로 향하여 비약하면 붕괴되어 양성자․전자 및 ν중간자로 갈라진다. 이들 양성자․전자가 지구자기 자기력선에 포착되어 밴앨런복사대의 성분이 된다. 또 이 밖에 태양코로나에서 발생하는 태양풍도 밴앨런 복사대 성분을 보급하고 있다.
■ 뱀자리 (Serpens)
여름철 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자는 Ser. 대략적인 위치는 머리 부분이 적경(赤經) 15h 35m,적위(赤緯) +8°이고, 꼬리 부분이 적경 18h 0m, 적위 -5°이다. 뱀주인자리의 거인이 잡고 있는 큰 뱀의 모양으로, 머리는 북쪽왕관자리 가까이에 있고 몸통은 거인의 두 다리 사이로 빠져나가 꼬리가 독수리자리 쪽으로 뻗어 있다. 머리는 3개의 4등성이 정삼각형을 이루고 있다. 가장 밝은 α는 뱀머리의 삼각형 밑에 있으며, 광도 2.7 등급의 오렌지색 거성이다. 처녀자리와의 경계에 크고 아름다운 구상성단 M5가 있다.
■ 뱀주인자리 (Ophiuchus)
여름철 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 헤르쿨레스자리 남쪽, 전갈자리 북쪽에 위치한 커다란 별자리인데, 대략적인 위치는 적경(赤經) 17h 10m, 적위(赤緯) -4°이다. 밝은 별들이 라스알하게(Ras Alhague)라는 2.1등급의 α를 정점으로 오각형을 이루고 있다. α는 청색 거성으로, 거리는 60광년이다. β 근처에 있는 바너드별은 북반구에서 보이는 별 중 가장 가까운 별로, 거리는 6.0광년이며, 그 고유운동이 항성 중에서는 가장 큰 값을 가져 1년에 10.3″나 된다. 바너드별은 행성을 가지고 있는 것으로 여겨진다. 뱀주인자리의 남쪽은 은하계의 중심부에 가까워 많은 가스성운과 암흑성운이 있고, M10, M12, M14, M62 등 여러 개의 구상성단을 가지고 있다. 그리스신화에서는 아폴로신의 아들인 의술(醫術)의 신 아스클레피오스의 모습으로, 뱀을 잡고 있는 거인의 형상으로 나타난다.
■ 버스트 (burst)
태양전파가 초점과 플레어 발생에 의해 갑자기 강해지는 현상이나 별 등에서 X선 등이 갑자기 증가하는 현상.  
■ 벌지 (bulge)
나선 은하에서 은하 중심부의 불룩한 부분. S0에서 Sa, Sb, Sc로 갈수록 벌지도 작아진다.
■ 베가 (Vega)
거문고자리 α의 고유명. 대략적 위치는 적경 18h 36.9m, 적위 38° 47'. 분광형 A0의 주계열성이며, 광도는 0등급으로 밤하늘에서 4번째로 밝은 별이다. 태양계로부터 비교적 가까운 26광년 거리에 있어, 각지름이 측정된 항성 중 하나이며, 지름은 태양의 약 3배이다. 청백색으로 매우 밝게 빛나 '하늘의 아크등'이라는 별명을 가지고 있다. 동양에서는 직녀성이라고 부른다. 지구의 세차운동 때문에 1만 2,000년 전에는 천구의 북극에 위치한 북극성이었다. 베가라는 이름은 아랍어로 '하강하는 독수리'라는 뜻이다.
■ 베넷 혜성 (Bennett comet)
1969년 12월 존 베넷(John Bennett)이 남쪽 하늘에서 발견한 장주기혜성. 궤도 주기 1,678년의 장주기혜성으로 발견 당시 밝기는 8.5등급이었다. 코마(coma)는 작은 편이지만 크기에 비해 매우 밝은 것이 특징이다. 꼬리는 핼리혜성과 비슷한 형태이며 다른 혜성에 비해 폭이 좁고 아름답게 휘어져 있다. 혜성의 중심에 있는 가상핵 뒤쪽으로는 길고 어두운 선이 관측되었다.
■ 베셀년 (Besselian year)
광행차의 영향을 무시하고, 평균태양의 황경(黃經)이 280°가 되는 순간을 연초(年初)로 하는 태양년. 이것은 경도(經度)와 관계없이 모든 지방에서 동일하기 때문에 천체의 위치를 기술하는 기년법(記年法)으로서 편리하게 쓰인다. 베셀년의 연초는 오늘날 달력의 정초(正初)와 대략 일치한다. 시각의 표시는 1996.0 또는 1996.35와 같이 소수를 사용하여 년 단위(年單位)로 나타낸다. 베셀년의 길이는 태양년과 거의 같으나, 다만 춘분점의 장년가속(長年加速)을 황도 상에서 측정한 값과 적도 상에서 측정한 값만큼의 차이가 있다. 그 차이는 100년에 0.15초만큼 베셀년이 짧다.
■ β리지오 (Beta Regio)
적어도 두 개의 순상 화산을 포함하는 금성의 고원 지역.  
■ β 별 (β star)
별자리 안에서 α별 다음으로 밝은 별이며 일반적으로 별자리에서 두 번째로 밝은 별. 단 옛날에 별자리를 정했을 때에 비해 현재는 α별보다 밝아져 있는 β별도 적지 않다. 대부분의 경우 별자리 내의 별들은 그 밝기에 따라 α, β, γ, …의 순으로 표시하지만, 모든 별자리에 대하여 그런 것은 아니다. 예를 들면, 독수리자리 β(3.9등급)와 γ(2.6등급), 쌍둥이자리 α(1,6등급)와 γ(1.2등급) 등이 이에 해당된다. 또 같은 별이 두 가지 이름을 가지는 경우도 있다. 황소자리 β와 마차부자리 γ 등이 그러한 예이다.
■ 베텔기우스 (Betelgeuse)
오리온자리 α의 고유명. 대략적인 위치는 적경(赤經) 5h 55.2m, 적위 7° 24.5′으로, 오리온자리 사변형의 좌상(左上) 꼭지점에 있다. 분광형 M2의 적색 초거성이며, 약 2,000일을 주기로 반규칙적인 변광을 한다. 거리 약 310광년이고, 밝기는 극대광도일 때 0.4등급, 극소광도일 때 0.9등급이다. 별들은 그 거리가 너무 멀어서 점으로밖에 보이지 않지만, 베텔기우스만은 워낙 커서 마이컬슨 간섭계로 실제 지름을 측정할 수 있는 많지 않은 별 가운데 하나이다. 그 반지름은 태양의 800배 정도이고, 질량은 태양의 20배 정도이다.
■ 벡클린-노이게바우어 천체 (Becklin-Neugebauer Object)
오리온대성운 방향에 위치한 강력한 적외선 점광원(点光源). 미국 캘리포니아공과대학의 레이튼과 노이게바우어가 1965년부터 전 하늘에 대하여 추진한 적외선(2.2μm)탐사에서 처음 발견되었다. 오리온대성운 뒤편에 거대한 성간분자운이 자리잡고 있는데, 이 적외선원(源)은 분자운 내부에 있는 무거운 원시성인 것으로 보인다. 원시성 주위에는 항성을 만드는 데 쓰이고 남은 기체와 티끌들이 구형의 두꺼운 층을 이루고 있다. 이 층의 티끌이 중심 별에서 방출되는 가시광과 자외선 복사를 철저히 흡수 ․산란시키기 때문에, 원시성의 빛은 관측자에게 직접 도달할 수 없다. 그러나 원시성의 빛을 흡수하여 가열된 티끌은 적외선 복사를 내놓으므로, 적외선원을 관측하면 원시성의 존재를 간접적으로 알 수 있다.
■ 벨라트릭스 (Bellatrix)
오리온자리 γ별의 고유명. 오리온자리를 바라볼 때 오른쪽의 어깨 부분에 있는 청백색의 밝은 별이다. 대략적인 위치는 적경 5h 22.4m, 적위 +6° 18'이다. 매초 18km의 속도로 태양계에서 멀어지고 있다. 안시등급 1.6등급, 분광형 B2인 거성으로, 표면온도 약 16,000℃이고, 거리 약 300광년이다. 일반적으로 '오리온형별'이라고 부르는 대표적인 B형 별의 하나이다. 벨라트릭스는 라틴어로 여전사(女戰士)를 뜻한다.
■ 변광성 (變光星, variable star)
별의 밝기가 시간에 따라 주기적 (맥동변광성)으로, 혹은 불규칙적으로 (식변광성, 신성, 초신성) 광도가 변하는 별. 자체의 원인으로 인한 것을 본질적 변광성이라 하고, 쌍성계를 이루는 두 별이 식(蝕)을 일으켜 밝기가 변하는 것을 식 쌍성(蝕雙星) 또는 식변광성이라 한다. 일반적으로 변광성이라 하면 주로 전자를 의미한다. 본질적 변광성은 별이 팽창과 수축을 되풀이하는 맥동(脈動)변광성과, 짧은 시간에 폭발적으로 밝기가 변하는 폭발변광성(신성 ․초신성 등)으로 나눌 수 있다. 맥동변광성에 속하는 것으로는 변광주기나 상태에 따라 세페이드 변광성(예:세페우스자리 δ), 성단형(星團型) 변광성(예:거문고자리 RR), 장주기 변광성(예:고래자리 미라) 등이 있다. 맥동변광성은 일반적으로 거성 또는 초거성이며, 수축하였을 때는 표면온도가 높아져 밝게 빛나며, 팽창하였을 때는 반대로 표면온도가 낮아져 어두워진다. 세페이드 변광성은 그 주기가 1일인 것에서 50일 정도인 것까지 있고, 밝기 변화는 매우 규칙적이다. 보통 주기가 길수록 밝아서, 예컨대, 주기 10일인 세페이드 변광성은 주기 1일인 것보다 1등급 이상 밝다. 이런 주기와 광도(光度) 관계를 이용하면, 즉 어떤 세페이드 변광성의 주기를 측정하여 그 광도를 알게 되면, 그 별이나 그것이 속한 성단과 외부은하의 거리를 결정할 수 있다. 안드로메다은하는 이 방법에 의해 거리가 약 200만 광년으로 밝혀졌으며, 이것은 먼 거리에 있는 외부은하의 연구에 중요한 자료가 된다. 세페이드 변광성의 주기-광도 관계는 별의 종족에 따라 다른데, 종족 Ⅰ(젊은별)은 같은 주기의 종족 Ⅱ보다 약 1.5등급이 더 밝다. 한편, 성단형 변광성은 그 주기가 1일 이하로, 0.5일 정도인 것이 많다. 거문고자리 RR 변광성이 대표적인데, 이들의 광도는 태양의 약 100배임이 알려져 있고, 이들이 속한 구상성단의 거리 결정에 이용된다.

■ 변광성운 (變光星雲, variable nebula)
밝기나 모습이 단기간에 변화하는 성운. 외뿔소자리의 NGC2261이 대표적이다. 그 모습은 혜성과 비슷하나, 세부 형태와 농담(濃淡)구조가 수일 만에 변하는 경우가 있다. 희미한 휘선(輝線)을 수반한 연속스펙트럼을 나타낸다. 변광의 원인은 성운이 그 주위에 있는 불규칙변광성인 외뿔소자리 R에 의하여 빛나기 때문이다. 유동하는 암흑물질의 차광에 의하여 광도가 바뀌는 것으로 추측되고 있다.
■ 변광주기 (變光週期, period of variable star)
밝기가 반복적으로 변하는 별에서 광도가 극소에서 다음 극소까지 또는 극대에서 다음 극대까지 되는 시간. 식변광성(食變光星)인 경우에는 변광주기가 쌍성계의 공전주기를 나타내며, J.케플러의 제3법칙에 따라서 궤도반지름이 클수록 변광주기는 길어진다. 주기 1일 전후의 근접쌍성계(큰곰자리 W형)에서는 질량의 교환 또는 방출이 일어나며, 주기가 점차 짧아지는 현상이 나타난다. 긴 주기를 가진 것으로는 확대대기(擴大大氣)에 둘러싸인 적색 초거성을 동반성(同伴星)으로 가진 세페우스자리 VV(주기
7450일), 마차부자리 ε(주기 9883일), 백조자리 31(주기 3780일) 등이 있다. 물리적 변광성인 경우에는 변광을 일으키는 기구에 따라 변광주기가 다르다. 규칙적인 변광주기를 나타내는 것에서는, 거문고자리 RR형(단주기 또는 성단형)은 주기가 1일 이내, 고전적 세페이드 및 처녀자리 W형은 주기 1일 이상 10일 전후의 것이 많으며, 맥동(脈動)에 의한 변광을 나타낸다. 세페우스자리 β형(또는 큰개자리 β형)은 분광형이 B인 대표적인 별로, 별의 진화에서 주계열에 들어가기 직전의 불안정한 상태를 나타내는 별들로 그 주기는 수시간(가장 짧은 것은 페가수스자리 γ로 3시간 38분)이다. 반규칙 변광성은 황색의 거성, 적색의 초거성으로 주기 100일 전후이고, 미라형이라 부르는 장주기변광성은 주기가 300일 전후이다. 이것들은 확대대기의 대류작용에 의한 물리상태의 변화로 5∼10등급의 광도변화를 나타낸다. 주기나 광도의 진폭이 매회 달라지는 것이 많다. 이 밖에도 돌연한 증광(增光)을 나타내는 신성유사성(新星類似星), 섬광성(閃光星)도 변광성의 일종으로, 물리적 성질(스펙트럼선의 변화)을 볼 때 근접쌍성과 관계가 깊다고 추측되지만 아직 규칙적인 주기성은 발견되지 않고 있다.
■ 별 (star)
하늘에서 빛나는 항성, 행성, 위성, 혜성 등의 총칭. 보통 별이라 하면 내부에서 발생된 에너지를 복사(輻射)하여 스스로 빛을 내는 가스 덩어리로 된 천체를 일컫는다.
① 항성
밤하늘에 빛나는 별은 화성과 목성 등의 행성 등을 빼면 모두 태양과 마찬가지로 스스로 빛을 내고 있다. 이것을 항성이라고 한다. 대부분의 항성은 태양과 비슷하다. 태양의 경우 64%가 수소, 33%가 헬륨, 나머지 3%가 탄소, 산소, 철 등의 물질로 되어있다. 태양은 그 내부에서 수소와 헬륨 사이에 핵반응을 일으켜 생겨난 에너지로 열과 빛을 내는데, 그 중심 온도는 1,500만 ℃ 이상이나 된다. 항성이 대부분 기체로 되어 있지만 항성이 매우 무거워서 그 인력으로 기체가 중심으로 당겨지기 때문에 날아가지 않는다.
② 행성 & 위성 & 소행성
스스로 빛을 내지 않고 태양의 주위를 도는 별이 행성이다. 태양 주위는 9개의 행성이 자전하며 공전하고 있다. 행성은 지구와 같이 단단한 지면을 가진 수성, 금성, 지구, 화성, 명왕성 등의 지구형 행성과 목성과 같이 거의 대부분이 가스로 이루어진 토성, 천왕성, 해왕성 등의 목성형 행성으로 나눈다. 항성과 행성은 눈으로 구별하긴 힘들지만, 대체로 항성은 깜박거리고 행성은 밝고 깜박이지 않는다. 우리 은하에는 약 2,000억 개의 항성이 있는데, 행성을 갖고 있는 것은 100억 개 정도이다. 이러한 행성 중에서 지구와 같은 환경을 가진 것은 10억 개 정도라고 한다. 행성들 중에는 위성을 갖고 있는 것이 많다. 태양계에는 달을 비롯하여 40개 정도의 위성이 있다. 그러나 이 위성들을 모두 합해도 지구 질량의 0.1배밖에 안 된다. 또, 화성과 목성의 궤도 사이에는 무수한 작은 행성들이 널려 있다. 이것들을 소행성이라고 하며, 태양의 둘레를 돌고 있다. 이 소행성 중에서 지름이 200km를 넘는 것은 7개밖에 없다. 소행성의 공전 주기는 보통 4년에서 5년 정도이다.
③ 혜성
혜성의 머리는 먼지를 많이 포함한 눈덩이로 생각되며, 꼬리는 먼지나 가스로 되어있다. 머리 중심의 크기도 겨우 10km 정도 이다. 서양에서는 중세까지 혜성이 지구 대기권 안에서 일어나는 자연 형상이라 믿었다. 혜성은 태양계 변두리의 명왕성보다 바깥에 여러 가지 물질이 뭉쳐서 떠다니는 게 아닌가 하고 추측하고 있다. 그것이 태양의 인력에 끌려와, 태양의 주위를 돌아서 다시 태양계를 벗어나는 것이다. 혜성이 태양 가까이 왔을 때 머리에서 증발한 먼지나 가스가 태양 빛과 에너지 입자의 바람에 날려 꼬리처럼 보인다. 혜성의 꼬리는 태양의 반대쪽에 생기는데, 태양에 가까워질수록 길어진다. 혜성은 태양과 충돌하는 일은 좀처럼 일어나지 않고 대개는 태양 옆을 스쳐서 다시 태양계를 벗어난다. 그러나 도중에서 목성처럼 큰 행성의 인력에 끌려 태양 주위를 도는 것도 있다. 이것이 바로 핼리 혜성 이다. 핼리 혜성은 옛날부터 사람들한테 잘 알려진 대혜성으로, 약 76년마다 되돌아온다. 1910년에 핼리 혜성이 나타났을 때에도 지구가 혜성의 꼬리와 부딪힐 거라고 하여 큰 소동을 벌인 일이 있었다. 1986년에 핼리 혜성이 지나갔으니 2062년에 다시 나타날 것이다. 또 혜성은 저녁의 서쪽하늘, 또는 새벽의 동쪽 하늘에서 자주 발견된다.
④ 유성
유성은 지구 둘레에서 일어나는 현상으로, 하늘의 별이 떨어지는 것은 결코 아니다. 유성의 원인이 되는 것은 우주에 떠다니는 작은 먼지 따위들이다. 이것이 지구 옆을 지나면 지구의 인력에 끌려, 초속 30~60km의 굉장한 속도로 대기 속으로 날아든다. 유성은 먼지만한 것부터 작은 소행성만한 것까지 다양하다. 대부분의 유성은 대기권에 돌입할 때 공기와의 마찰로 순식간에 타 버린다. 유성은 낮에 떨어지는 것도 포함하여 하루에 지구 전체로 떨어지는 유성은 수천만 개가 넘는다. 화구라고 하는 것은 유성 중에서도 특히 크고 밝은 것이다. 화구 중의 어떤 것들은 대기 중에서 다 타지 않고 지상에 떨어진다. 이것을 운성이라고 하는데 운석 중에서 철분이 많이 섞여 있는 것을 운철이라 한다. 운석 중에는 엄청나게 큰 것도 있는데, 미국의 애리조나 주에는 지름이 무려 1280m나 되고 깊이가 180m인 운석 구덩이가 있다.
천문학에서는 태양처럼 스스로 빛을 내는 항성을 별이라 하며, 항성의 빛을 반사하여 빛나는 행성, 위성, 혜성 등과 구별한다. 우주에는 수많은 별들이 있으며 육안으로 약 6,000개 정도가 보인다. 태양계에서 가장 가까운 별은 태양에서 약 4.3광년 떨어져 있는 센타우르스자리 프록시마별이며, 가장 먼 별은 수십 억 광년 거리에 있는 외부은하계 안에 있다. 별은 태양처럼 홀로 존재하기도 하지만, 주로 쌍이나 여러 개의 별로 구성된 다중성계 또는 많은 별로 구성된 성단(星團) 등의 형태로 존재한다. 뿐만 아니라 별은 밝기·색깔·온도·질량·크기·화학조성·나이 등이 매우 다양하다. 태양은 보통별로서, 질량은 지구의 약 330,000 배인 2×1033g, 반지름은 7×1010cm, 광도는 4×1033erg/s이며, 이러한 태양의 수치는 다른 별의 양을 나타낼 때 단위로 사용된다. 항성은 그 거리가 너무 멀기 때문에 하늘에서 위치가 변하지 않는 것처럼 보이며 우리는 편의상 별자리를 만들어 그 위치를 나타내지만 사실은 각기 다른 방향으로 운동하고 있다. 따라서 오랜 세월이 지나면 그 위치에 변화가 나타나고, 별자리의 형태도 달라진다. 우리 은하계는 약 1,000억 개의 항성으로 구성되어 있다.
① 별의 등급
→ 등급 참조. → 분광형 참조. 별의 밝기. 천체의 밝기를 나타내는 숫자. 밤하늘의 셀수 없이 많은 별 중에는 밝은 별들도 있고, 어두운 별들도 있고, 또 육안으로 볼 수 없는 별들도 많다. 겉보기 밝기(실시 등급):고대 그리스의 천문학자들은 별을 밝기에 따라 여러 가지로 나누었다. 그리고 별들의 밝기를 등급으로 표시해 놓았다. 즉, 밤하늘에서 가장 밝게 보이는 것을 1등급이라 하고, 이런 별들을 1등성이라고 하였다. 그리고 맨눈으로 겨우 보이는 별의 밝기를 6등급이라고 하고, 이런 별을 6등성이라고 하였다. 1등성과 6등성 사이에는 2,3,4,5 등성이 있으며, 1등급 마다 밝기 차이는 약 2.5배이다. 따라서 1등성은 6등성보다 약 100배가 더 밝다. 예를 들어, 6등성의 밝기를 전구 1개의 밝기라고 한다면 5등성의 전구 2.5개의 밝기이고, 4등성은 6.25개, 3등성은 16개, 2등성은 40개, 1등성은 전구 100개의 밝기와 같다. 즉, 6등성의 2.5분의 1의 밝기는 7등성이며, 1등성보다 2.5배 밝은 별은 0등성이다. 이와 같은 방법으로 별의 등급을 매겨 보면, 금성이 가장 밝을 때가 약 -4.3등급, 보름달은 약 -12.5등급, 태양은 약 -26.8등급이나 된다. 이렇게 정한 별의 등급은 맨눈으로 보이는 별의 밝기를 구분한 것으로, 실시 등급 또는 겉보기등급 이라고 한다. 별의 실제 밝기(절대 등급):별의 실시 등급은 겉으로 보이는 밝기에 불과하며, 그 별의 진짜 밝기는 아니다. 천문학에서는 모든 별이 지구에서 10파섹(pc)의 거리에 있다고 가정하고 별의 실제 밝기를 비교한다. 이렇게 해서 나타낸 별의 밝기를 절대 등급이라고 한다. 태양의 실시 등급은 -26.8등급으로 매우 밝게 보이지만, 10파섹 거리에서 보면 4.8등성에 불과하다. 그리고 제일 밝게 보이는 시리우스의 경우 절대 등급으로는 1.3급에 불과하며, 1500광년이나 떨어진 곳에 위치하고 있는 데네브는 -7.0등성으로 실제로는 매우 밝은 별이다. 별 중에서 가장 밝은 시리우스는 -1.4등급이며 맨눈으로 보이는 가장 희미한 별은 6등급이다. 한 등급에 2.512배의 밝기 차이가 난다. 따라서 1등급은 6등급보다 100배 더 밝다. 별의 밝기는 등급(等級:magnitude)으로 나타낸다. 고대 그리스의 히파르코스는 별을 맨눈으로 보고 밝은 순으로 1등성 ․2등성 ․3등성 등으로 등급을 매겨 가장 어두운 별을 6등성으로 하였다. 후에 1등성의 밝기는 6등성의 약 100배임이 알려졌으며, 이에 따라 1등급 차이에 해당하는 밝기의 비는 5√100배인 2.512배가 된다. 별빛의 세기를 l, 그 등급을 m이라 하면, 등급과 밝기(세기) 사이에는 m=C-2.5 logl이 성립한다. 여기서 상수 C는 독일 본 천문대에서 만든 본 성표(星表)에 실린 6등성들의 평균을 기준으로 정해진다. 밝기가 l1과 l2인 두 별의 등급이 각각 m1과 m2이면, m2-m1=-2.5logl2/l1이 된다. 따라서 밝기 l1인 별의 등급을 알면, 밝기 l2인 별의 등급 m2를 이 식으로 구할 수 있다. 예를 들어, 1등성보다 2.512배 밝은 별은 0등성이 되고, 이보다 2.512배 밝은 별은 -1등성이 된다. 보통 맨눈으로 볼 수 있는 한계등급은 6등성이지만, 망원경을 쓰면 더 어두운 7 등급 ․8등급 ․9등급의 별을 볼 수 있다. 밤하늘에서 가장 밝은 항성인 시리우스는 -1.5등급, 태양은 -26.7등급, 보름달은 약 -12.5등급이다. 전 하늘에서 맨눈으로 볼 수 있는 6등성까지는 대략 6,000개에 이른다. 그중 반은 지평선 아래에 있고, 지평선 근방의 것들은 지구대기의 영향으로 잘 보이지 않기 때문에 맨눈으로 한번에 볼 수 있는 별의 수는 약 2,000개이다.

② 별의 반짝임
지상에서 보는 별은 반짝거린다. 지구대기의 밀도가 고르지 못하고 이에 따라 굴절률이 달라지므로, 여기를 지나는 별빛이 상하좌우로 약간씩 굴절하여 우리 눈에 반짝거리는 것으로 보이기 때문이다. 다만 가까운 거리에 있는 행성들은 별로 반짝이지 않는데, 이는 쌍안경으로 보아도 쉽게 알 수 있지만, 행성들은 지상에서 볼 때 어느 정도의 시지름을 가지기 때문이다. 즉, 도중에 빛의 굴절이 다소 일어나더라도 이 시지름의 범위를 벗어나지 않기 때문에 전체로 볼 때 거의 반짝거리지 않는 것으로 보인다. 이보다 더 큰 달은 물론 전혀 반짝이지 않는다. 만일 공기가 없는 우주공간으로 나가서 본다면 모든 별은 전혀 반짝이지 않고 마치 종이에 바늘구멍을 낸 것같이 밝은 하나의 점으로만 보일 것이다.
③ 별빛의 굴절
지구대기는 그 속을 지나는 별빛에 대해서 마치 렌즈와 같은 작용을 하기 때문에 별빛을 본래 방향으로부터 굴절시킨다. 지구대기는 지면에 가까울수록 그 위에 있는 상층대기의 무게가 커지므로 더욱 압축되어 공기의 밀도가 높아지고, 그만큼 공기의 굴절률은 커진다. 따라서 별빛은 지구대기의 아래로 내려올수록 그 경로가 구부러져, 지면 가까이에서는 거의 곡선이 된다. 그래서 지상의 관측자는 시선방향이 이 곡선에 그은 접선방향과 같아져 처음 별빛이 대기층에 들어올 때의 방향보다 더 높은 곳에 있는 별을 보게 된다. 이러한 굴절효과는 별의 위치가 지평선에 가까울수록 커져서, 천정 근처에서 들어오는 별빛에 대해서는 대기의 굴절이 전혀 나타나지 않으나, 수평방향으로 들어오는 별빛의 경우에는 굴절각이 약 35'(0.6°)에 달한다. 달리 말하면, 우리가 지평선에 걸려 있는 별을 볼 때, 별의 실제의 방향은 지평선 아래 35'인 곳에 있게 된다. 그러므로 별의 위치를 정밀하게 잴 때에는 관측된 높이에서 굴절각을 빼주어야 한다. 우리가 해돋이나 해넘이를 보고 있을 때도 마찬가지다. 해돋이나 해넘이에 실제 태양의 위치는 지평선 아래 35'인 곳에 있게 된다. 우리가 낮의 길이를 잴 때는 태양의 위 끝이 지평선 위로 솟아오를 때(해돋이)부터 위 끝이 지평선 아래로 질 때(해넘이)까지를 재는데, 이는 태양의 중심이 실제로 지평선에 걸리는 때를 기준으로 하여 계산한 낮의 길이보다 다소 길다. 이러한 차이는 춘분과 추분 때 낮의 길이에 문제가 된다. 흔히 춘분과 추분 때는 밤낮의 길이가 같다고 알고 있지만 실제로 해돋이․해넘이 사이의 시간을 재보면 낮의 길이가 12시간보다 길다는 것을 알게 된다. 이것은 태양의 중심의 실제 위치에 기준을 둘 때 춘․추분의 밤낮의 길이가 같다는 것을 잊기 때문에 생기는 것이다.
④ 별의 생성
성운이 중력수축하여 별이 된다. 이때 성간티끌은 적외선을 방출하여 성운 내부의 열을 밖으로 빼내므로 중력수축을 돕는다. 고밀도의 성운 내부에 별들이 태어나고 있어도, 그 주위에 있는 두꺼운 티끌층 때문에 가시광선으로 신생 항성을 직접 볼 수는 없다. 그러나 적외선이나 전파로는 원시성의 존재를 추정할 수 있다. 벡클린-노이게바우어 천체나 클라인만-로 성운이 원시성의 구체적 예다.
⑤ 별의 진화
우리 태양계가 속하는 은하는 지름 약 100,000광년의 렌즈 형태를 띤 나선 은하이고, 태양계는 은학O의 적도 원반상의 중심에서 약 2.8광년 떨어진 곳에 있다. 단 광년은 빛이 진공 속을 1(태양)년 동안에 가는 거리로, 약 9.46×1012km에 해당한다. 밤하늘에 걸리는 은하수는 무수한 항성이 밀집해 있는 그 은하 적도면의 모습이다. 그 밖에 같은 지름 약 10만 광년의 구형의 범위 안에 약 100개의 구상 성단이 모여 있다. 구상 성단은 수만∼수백만 개의 항성으로 이루어져 있다. 태양과 같은 은하 적도 원반상의 항성을 제 I 종족의 항성, 구상성단 안의 항성을 제 II 종족이라고 부른다. 우리 은하계는 약 2,000억 개의 항성으로 이루어진다. 우주에는 이와 같은 은하가 수천억 개나 있다.
     성간 기체구름 수축
  → 원시성(protostar)+회전원반 형성
  → 주계열성 전단계 (pre-main sequence)
  → 주계열성 (main sequence star)
  → 거성 단계 (giant)
  → 백색왜성 (white dwarf), 중성자별 (neutron star), 블랙홀(black hole)
▪ 온도와 광도를 기준으로 항성을 HR도에 그린다.
어떤 한 항성의 표면 온도를 나타내는 스펙트럼형을 가로축으로 그 항성의 절대 광도를 세로축으로 잡고, 그 항성을 그림 위의 1점으로서 새긴다. 이러한 작업을 되풀이하여 그린 그림을 HR도라고 부른다. 이것은 이런 그림을 처음 만든 덴마크의 헤르츠스프룽(E. Herzsprung : 1877∼1967)과 미국의 러셀(H. N. mussel : 1877∼1957)의 이름을 따서 명명한 것이다. HR도에는 태양과 같은 제 I 종족에 속하는 항성이 많이 표시되어 있다. 그것은 왼쪽 위(밝고 고온, 청색)에서 오른쪽 아래(어둡고 저온, 적색)로 뻗은 띠 모양의 직선으로 대표된다. 이 직선 위에 늘어선 항성들을 주계열성(主系列星)이라고 한다. 또 그것과는 별도로 M3 등의 구상 성단 안에 있는 항성을 나타낸 HR도도 있다. M3 이외의 구상 성단의 HR도도 비슷하다. 이들 별은 제 ll 종족의 별이고, M3는 우리로부터 약 40,000광년의 거리에 있으며 지름 약 60광년의 구안에 약4만개의 별을 가지는 구상 성단이다. 제 ll종족에 속하는 별의 HR도의 아주 일부는 주계열성을 나타내는 직선, 즉 제 I 종족에 속하는 별의 HR도와 겹친다. 그러나 대부분은 주계열성을 나타내는 직선의 오른쪽 위 또는 왼쪽 아래에 온다. 오른쪽 윗 부분은 저온의 큰 별인 적색 거성을 나타내고, 왼쪽 아래 영역의 훨씬 아래에는 고온의 작은 별인 백색 왜성을 나타내는 점이 오지만, 표면 온도나 절대 광도가 크게 다르기 때문에 그 점은 하나의 HR도에는 나타낼 수 없는 경우도 있다. 앞의 설명에 나오는 용어를 설명하기로 한다. 가로축에 잡은 표면 온도에 대한 '스펙트럼형'은 별의 색깔이라고 해도 좋다. 참고로 말하면 태양의 표면 온도는 절대 온도(섭씨 온도+273°) 약 6,000k이다. 고온의 가스로 이루어진 별 일수록 청색, 저온의 별일수록 적색으로 보이는 것이다. 세로축에 잡은 '절대 광도'는 별의 밝기를 의미한다. 단 어두운 별에서는 그것이 가까이에 있으면 밝고, 밝은 별이라도 그것이 멀리 있으면 어둡게 보인다. 여기서 생기는 혼란을 피하기 위해 그 항성을 어느 일정한 거리(32.6광년)에 두었을 때의 광도를 계산하고, 그것을 그 별의 절대 광도라 부른다. 절대 광도는 별의 '진짜 밝기'인 셈이다. 별의 절대 광도는 별의 전체 표면이 복사하는 에너지에 비례하고, 별의 단위 표면적에서 방출하는 에너지에 표면적을 곱한 것에 비례한다. 표면적은 별의 반지름의 제곱에 비례하고, 단위 표면적에서 방출하는 에너지는 표면 온도의 4제곱에 비례하므로 별의 절대 광도=(반지름)2×(표면 온도)4이다.
▪ 수소의 핵융합 반응이 별의 에너지원이다.
현재 태양이 방출하는 열량은 1초당 9.05×1025cal이다. 1cal의 열은 4.19×107erg(에르그)의 에너지에 해당하므로, 태양이 방출하는 에너지는 초당 3.8×1033erg, 1년에 1.2×1041erg가된다. 석탄 1g이 연소하면 약7,000cal, 즉 약 3×1011erg의 열이 발생한다. 만일 태양이 전부 석탄으로 이루어져 있다고 한다면, 1초 동안에 1.3×1022g의 태양석탄이 타고 있는 것이 된다. 태양 전체 질량은 1.98×1033g이므로 태양 석탄 전부가 다 탈 때까지 걸리는 시간은 약 5,000년이다. 즉 이집트 문명이 시작되었을 무렵에 태양 석탄에 불이 붙었다면, 태양은 이미 다 타버린 것이 된다. 이러한 점에서 석탄은 도저히 태양의 에너지원이 될 수 없다. 1910년대 후반에 태양을 포함하는 항성을 올바로 이해하는 계기를 마련해 준 사람은, 영국의 천문학자 에딩턴(A. Eddington : 1882∼1944)이다. 그는 태양 내부의 어떤 깊이 에서는 중력에 의한 압력이 아래쪽으로, 빛의 복사 압력(그 깊이에서의 온도 T4에 비례한다.)이 위쪽으로 작용하여, 이 둘 사이가 균형을 이루어 그 깊이에서의 온도가 T로 유지되는 것으로 생각하였다. 태양을 비롯한 항성은 거의 수소로 형성되고, 또 태양표면의 온도는 약 6,000K(절대 온도), 밀도와 압력은 0이다. 여기서부터 계산을 진행한 에딩턴은 깊이 약 700,000km의 태양 중심의 밀도와 온도가 각각 약 100g/㎤과 2,000만 K라는 결과를 얻었다. 이것은 현재도 통용되는 거의 정확한 수치이다. 태양이 아닌 일반 항성에 대하여 연구를 진행한 에딩턴은, 항성의 표면 온도와 절대 광도 사이에 주계열성의 그것과 비슷한 관계가 성립한다는 것을 증명하였다. 즉 절대 광도가 큰 별일수록 그 표면 온도는 높아진다는 이론적 결과를 얻은 것이다. 팽창과 수축을 되풀이하기 때문에 절대 광도가 주기적으로 변하는 별이 있는데, 맥동 변광성이라 불린다. 그는 이 맥동 변광성을 연구하여, 그 변광 주기와 절대 광도 사이에 관측 결과와 아주 비슷한 관계가 성립한다는 것도 이론적으로 증명하였다. 질량이 에너지의 일종이라는 것을 최초로 밝혀 새로운 천문학의 길을 여는 데 공헌한 사람은 독일 태생의 미국 물리학자 아인슈타인(A. Einstein; 1879∼1955)이다. 1905년에 발표한 특수 상대성 이론에서 그는 질량 m은 mc2의 에너지에 해당한다는 것을 밝혔다. 단 c는 빛의 속도, 즉 3×1010cm/s를 나타낸다. 따라서 예를 들어 1g의 질량이 사라지면 9×1020erg의 에너지가 발생하는 것이 된다. 수소의 원자량은 1.0078g이다. 따라서 이것이 네 개 모여 형성된 헬륨(He)의 원자량은 4.0312g일 것이다. 그런데 실제 질량은 4.003g밖에 되지 않으며, 0.0282g, 즉 원료가 된 수소 1g당 약 0.007g의 질량 결손이 생기고 있다. 앞에서 설명한 아인슈타인의 식을 써서 이 때 발생하는 에너지를 계산하면 0.007×9×1020 =6.3×1018erg가 된다. 이것은 앞에서 설명한 석탄 1g이 연소할 때 발생하는 열에너지=3×1011erg의 2×107배, 즉 2,000만 배에 해당한다. 따라서 태양석탄 대신에 태양 수소를 사용하면 앞에서 계산한 5,000년의 2,000만 배에 해당하는 1,000억 년 동안 태양 에너지를 공급할 수 있게 된다. 이로써 태양 수소가 아주 충분한 태양 에너지원임을 알게 되었다. 그런데 수소가 헬륨으로 변하는 핵융합 반응이 일어나기 위해서는 1,000만 K 이상의 고온이 필요하다. 그러나 에딩턴이 이미 증명한 것처럼, 항성 중심부의 온도는 1,000만 K 이상이다. 이렇게 해서 수소의 핵융합 반응이 별의 에너지원이 될 수 있음을 알았다. 1939년에 이 이론을 하나의 형태로 정리한 사람은 독일 태생의 미국 물리학자 베테(H. Bethe; 1906∼)와 러시아 태생의 미국 물리학자 가모프(G. Gamow; 1904∼1968)이다. 우주에 흩어져 있는 성간 물질이 집적하여 별이 생기면, 그 중심부의 온도가 1,000만 K를 넘고 4개의 수소 원자가 1개의 헬륨 원자로 바뀌는 핵융합 반응이 일어나고 에너지가 방출된다. 이렇게 하여 생긴 고온 가스의 복사압이 중력과 균형을 이루어 안정된 별인 주계열성이 탄생한다. 중심부에서는 마침내 수소가 없어지고 타고 남은 찌꺼기인 헬륨만이 모여 반응이 정지하는 것으로 생각된다. 그러나 이러한 경우도 상부에 있는 수소가 대류에 의하여 중심부로 이동해 오기 때문에 반응이 계속해서 일어난다. 결국 베테와 가모프는 시간이 지남에 따라 항성 안의 더욱 넓은 범위에서 마력이 약간 떨어진 핵융합 반응이 일어날 수 있게 된다고 생각하였다. 그들은 이러한 모델을 바탕으로 주계열상의 1점에서 출발한 별은 모두 주계열의 선을 따라 왼쪽 위로 진행하여 더욱 밝고 고온이 된다는 것을 나타냈다. 주계열성은 우리가 관측하는 별의 약90%를 차지한다. 그 설명에 성공한 이 이론은, 이후 약 10년 동안 별의 진화론에서 지배적 지위를 차지하였다.
▪ 핵융합 반응이 진행되고 진화는 최종 단계에 들어간다.
그러나 천문학의 상식에 따르면, 베테나 가모프가 생각한 대류는 항성 내부에서는 일어날 수 없다. 이것을 고려하여 1950년경에 다음으로 큰 걸음을 내딛게 한 사람은 독일 태생의 미국 천문학자 슈바르츠실트(M. Schwarzschild; 1912∼)이다. 질량이 태양의 10배 이상인 항성에 대하여 그가 밝힌 그 후의 경과를 따라가 보기로 하자. 어느 정도 핵융합 반응이 진행된 항성의 중심부에서는 반응결과로 타고 남은 찌꺼기인 헬륨이 모여 중심핵이 생긴다. 슈바르츠실트 모델에서는 중심핵 안의 헬륨은 중력에 의한 수축으로 온도가 상승하고, 그 때문에 그 바깥쪽의 얇은 층(껍데기) 안에서 수소가 헬륨으로 바뀌는 핵융합 반응인 수소 반응이 일어나기 시작한다. 수소 반응에 의한 에너지 방출이 많아져 그 바깥쪽에 있는 층이 팽창한다. 수축한 중심핵 안의 온도가 1억 K를 넘으면, 중심핵 안치 헬륨이 탄소나 산소로 바뀌는 핵융합 반응이 일어나고 중심핵도 역시 팽창한다. 이렇게 하여 별은 HR도의 오른쪽 위에 있는 적색 거성이 된다. 헬륨이 다 타고 나면 중심핵은 다시 수축하곡, 중심부의 온도가 6억 K를 넘게 되면 탄소가 산소, 네온, 마그네슘으로 바뀌는 핵융합 반응이 시작된다. 다음의 수축에 의하여 중심부의 온도가 25억 K를 넘으면 네온이나 산소가 마그네슘, 규소 황으로 변하는 핵융합 반응이 시작되곤 더욱 다음의 수축에 의하여 중심부의 온도가 40억 K를 넘으면 철이나 니켈이 만들어지는 핵융합 반응이 시작된다. 팽창과 수축을 반복하는 이 단계의 별의 광도도 또한 밝아지거나 어두워지기를 되풀이한다. HR도의 오른쪽 위에서 왼쪽 아래에 걸쳐서 존재하는 변광성이 바로 이 단계에 있는 별이다. 철이나 니켈은 가장 안정된 원소이며, 핵융합 반응은 그보다는 진행되지 않는다. 그래서 철의 중심핵이 짜부라지고 온도가 50억 K로까지 올라가면, 별은 초신성이 되어 폭발하게 되고 그 뒤에 중성자별이나 블랙홀이 남게 된다. 이 초신성폭발 때 철보다도 무거운 원소가 전부 만들어지고, 또 흩어진 가스는 성간 물질이 된다. 질량이 태양의 6∼10배인 별은 앞에서 설명한 도중 단계의 어딘가에서 초신성 폭발을 일으키고, 질량이 태양의 6배 이하의 별에서는 도중 단계의 어느 정에서 중심부의 온도가 내려가 바깥층을 조용히 방출하고 백색 왜성이 된다. 요컨대 태양은 탄소와 산소를 주성분으로 하는 백색 왜성이 된다고 보고 있다. 이처럼 베테와 가모프의 이론이 주계열성밖에 설명할 수 없었던 것에 비하여, 슈바르츠실트의 이론에서는 적색거성과 백색 왜성은 물론 초신성 폭발도 언급한다. 즉 HR도의 모든 것을 설명하는 것이다. 그의 이론은 또 우주에 있는 모든 원소의 기원까지도 설명한다.
▪ 초신성 폭발 다음, 다시 별이 태어난다.
앞에 나온 초신성은, 폭발 때 은하 전체와 같은 정도로 밝게 빛난다. 1987년 2월에 은하계 이웃의 대마젤란 운에 나타난 초신성이 유명하다. 중성자별이나 블랙홀은 초신성 폭발때 중심핵이 짜부라짐으로써 생긴다. 중성자별은 중성자만으로 이루어지며 반지름은 약 10km이고. 질량은 태양 정도이다. 전파나 빛의 규칙적인 펄스를 내므로 펄서라고도 한다. 폭축(暴縮) 때에 원자핵 안의 양성자가 핵 밖의 전자를 포착하여 중성자가 되는 것이다. 블랙흘의 질량은 태양의 3배 이상이고 지름은 수km이다. 블랙홀은 밀도가 크고 그 인력이 크기 때문에 거기에서는 빛조차 탈출할 수 없다. 그래서 블랙홀이라고 불린다. 중성자별이나 블랙홀로 보이는 천체는 지금도 계속 발견되고 있다. 은하 원반 위의 제 I 종족과 구상 성단 안의 제 II 종족의 별의 HR도는 아주 다른 양상을 띤다. 어떻게 이러한 차이가 생기는 것일까? 그것에 대해서는 다음과 같이 생각할 수 있다. 원래 모든 별은 구상 성단 안의 별로서 탄생하였다. 슈바르츠실트의 이론에서도 분명한 것처럼 질량이 큰 별일수록 진화 속도가 빠르며, 초신성 폭발을 일으키고 그 생애를 일찍 마친다. 초신성 폭발 때에 사방으로 흩어져 나간 가스는 성간 물질이 되어 은하 원반상에 다시 집적하구 그로부터 제 I 종족의 별이 탄생한다. 결국 은하 원반위의 제 I 종족의 별은 2대째 이후의 별인 것이다. 이에 비해 구상 성단 안의 제 II 종족의 별은, 그 질량이 작기 때문에 아직도 1대를 마치지 않은 별이다. 이 생각을 뒷받침하는 하나의 사실이 있다. 별의 스펙트럼 분석을 통하여 그 별의 원소 조성을 결정할 수 있다. 그 결과 태양과 같은 제 I 종족의 별이 철보다도 무거운 원소를 많이 포함한다는 것을 알게 되었다. 이러한 무거운 원소는 초신성 폭발 때 생긴다. 따라서 그것은 제 I 종족의 별이 2대 째 이후의 별이라는 것을 암시하고 있다.
⑥ 별의 분포
 -. 약 90%가 주계열성이고,
 -. 약 9%가 백색왜성이며,
 -. 약 1%가 거성(적색거성 + 초거성)이다.
주계열성이 많이 관측된다는 것은 별들이 주계열성이라는 형태로 머무는 시간이 길다는 것을 뜻한다.
⑦ 별까지의 거리
별까지의 거리를 알아야 그 별의 실제 광도를 알 수 있다.
 L = 4 * p * d2 * l
      L  : 실제 광도
      l   : 겉보기 광도
      d  : 별까지의 거리
⑧ 별의 질량
별의 크기는 매우 다양하지만 별의 질량은 이상하리만큼 비슷비슷하다. 즉, 무거운 별은 태양의 50배 정도이고, 가벼운 별은 태양의 1/10정도이다. 이것은 가장 무거운 별과 가장 가벼운 별의 차이가 별로 크지 않다는 것을 뜻한다. 별의 크기 차이에 비하면, 별의 질량의 차이는 매우 작다고 할 수 있다. 질량이 아주 작은 것은 별이 되지 못하고, 질량이 아주 큰 것은 금방 사라져 버리기 때문에 현재 빛나고 있는 별들의 질량이 서로 비슷비슷한 것들이다. 즉, 별이 되기 위해서는 일정량 이상의 물질의 질량이 있어야 하며, 만약 물질이 그 정도가 되지 않으면 핵융합 반응이 일어나지 못하여 빛을 낼 수가 없다. 반면에, 별에 물질이 많으면 많을수록 진화가 빨리 이루어져서, 질량이 큰 별은 그 때문에 일생을 빨리 마쳐 버린다. 별의 질량 범위는 약 0.08~100M◉이다.
▪ 쌍성계를 이용한 별의 질량 측정
두개의 별이 서로의 주변을 회전하고 있는 항성계를 쌍성이라 하는데, 이를 이용하여 별의 질량 측정한다.
  
▪ 케플러의 제3 법칙 이용한 별의 질량 측정
 D3 = (M1 + M2) P2
P는 속력 곡선에서 D는 얼마나 빨리 궤도 일주를 하는지 보면 구할 수 있다 (D= (V*P) / (2p)). 만약 r1과 r2를 결정할 수 있는 정보가 있으면 쌍성계를 이루고 있는 각각의 별에 대한 질량을 잴 수 있다.
⑨ 별의 크기
별은 태양이나 달과는 달리, 매우 멀리 있기 때문에 망원경으로 보아도 점으로만 보여서 그 크기를 직접 잴 수 없다. 그래서 별의 표면 온도가 밝기 등을 조사하여 간접적인 방법으로 그 크기를 추측하고 있다. 같은 밝기를 가진 물체가 있을 때, 면적이 큰 쪽이 면적이 작은 쪽보다 밝게 보인다. 따라서, 밝게 보이지만 표면 온도가 낮은 별은 크기가 큰 편에 속하게 되는 것이다. 별의 절대 등급과 표면 온도를 알면 그 별의 크기를 짐작할 수 있다. 별의 크기는 매우 다양한데, 어떤 별의 크기를 말할 때 우리가 알고 있는 태양의 크기와 비교하여 말하면 이해하기 쉽기 때문에, 별의 지름이 태양의 몇 배라는 식으로 별의 크기를 비교한다.
▪ 거성
태양보다 큰 별을 거성이라고 하는데 거성은 태양보다 10배 가량 크고 초거성은 태양의 100배 이상 크다. 초거성으로 알려진 전갈자리의 안타레스는 태양보다 약 240백나 더 크다.
▪ 왜성
태양보다 훨씬 작은 별을 왜성이라고 하는데, 갈색 왜성과 백색왜성, 중성자별이 있다. 갈색 왜성은 지름이 태양의 10분의 1이하이고, 표면 온도도 낮기 때문에 불그스레한 약한 빛을 내는 것으로 생각되고 있다. 백색 왜성은 태양 정도의 질량을 가진 별의 마지막 단계에 생기는 천체이다. 크기는 대략 우리가 살고 있는 지구와 비슷하다. 중성자별은 백색 왜성보다 훨씬 더 작은데, 반지름이 10km 정도 밖에 되지 않는다.
태양이나 달처럼 지구 가까이에 위치한 천체는 직접 지름을 측정하여 간편하게 그 크기를 안다. 별의 경우에 있어서는, 대다수의 별이 지구에서 너무 멀리 떨어져 있으므로 지름을 직접 측정한다는 것은 불가능하다. 그래서 별의 밝기나 표면 온도, 별의 운동 등을 조사하는 간적적인 방법을 통하여 별의 크기를 알아낸다.
▪ 절대등급 이용방법
표면 온도가 같은 물체라고 하더라도, 면적이 큰 물체는 면적이 작은 물체보다 밝게 보인다. 그러므로 별의 절대 등급과 표면온도를 알면, 그 별의 크기를 어느 정도 짐작할 수 있다. 비교적 절대 등급은 낮으나 표면온도가 높은 별은 크기가 작다. 그런데 절대 등급은 높으나 표면 온도가 낮은 별은 큰 편에 속한다. 태양의 절대등급과 표면 온도, 크기는 이미 알고 있는 상태이다. 어떤 별의 크기를 알고 싶을 때, 하면 편리하다.
▪ 식현상 이용방법
태양이 달에 가려 보이지 않는 일식 현상과 같은 것이 별에도 나타나는 수가 있다. 곧 가까이 붙어 있는 두별 줄의 하나가 다른 한 별의 둘레를 돌면, 별의 밝기가 일식 현상에서처럼 주기적으로 변한다. 이러한 별을 식변광석이라고 하는데, 식이 계속되는 시간을 측정하여 궤도의 크기에 대한 별 크기의 비를 구할 수 있다. 이때, 궤도 위를 움직이는 별의 속도를 알아내면 궤도의 크기와 함께 별의 크기도 알 수 있다.
⑩ 별의 종류 → 분광형 참조.
▪ 원시별
성간 물질의 입자들끼리도 만유인력이 작용하여 작은 덩어리로 뭉치게 되는데, 이를 글로뷸 이라고 한다. 글로뷸은 주변의 성간 물질은 끌어 모아 점차 부피가 늘어나다가, 시간이 지나면 덩어리 자체에서 중력이 생겨나 부피가 점점 줄어든다. 글로뷸 중심 부분의 밀도가 커지면서 성간 물질의 입자들끼리 충돌이 생기면, 내부 온도가 상승하여 빛을 내기 시작한다. 이것을 원시별이라고 부른다.
▪ 주계열성
원시별의 내부 온도가 1,000만 ℃에 이르면 중심부에서 핵융합 반응이 일어나면서 별은 둥근 모양을 갖춘다. 이 단계에서부터 확실하게 별의모습이 나타나고 일정한 빛과 열을 내게 되는데, 이것을 주계열성이라고 한다. 수소의 핵융합 반응은 오랫동안 지속되므로, 주계열성은 별다른 변화 없이 오랫동안 안정되게 이 상태를 유지한다.
▪ 거성
주계열성에서 수소의 핵융합 반응이 거의 끝날 때쯤이면, 중심에는 헬륨이 가득 차는데, 헬륨 핵의 부피가 점점 커지면 별은 거성의 단계로 접어든다. 온도가 더욱 높아지면 헬륨이 탄소로 되는 핵융합 반응이 일어나게 된다. 이 때, 중심부에서 내는 에너지는 엄청나다. 이 에너지로 인해 별의 바깥쪽 대류층 부분이 팽창하게 되는데, 이 때문에 별은 부피가 수만~수백 만 배로 커진다. 이것을 거성 또는 초거성이라고 한다. 그리고 적색거성이란 대류층이 점점 팽창함에 따라 표면 온도가 급격하게 떨어져, 붉은 빛을 띠는 별을 말한다.
▪ 쌍성
두 개 이상의 별이 가까운 거리에 있어서, 서로 만유인력이 작용하여 끌어당김으로써 궤도를 그리며 공전하는 별을 쌍성이라고 한다. 쌍성 중에는 두별 사이의 각 거리가 매우 짧아서 서로 붙어 있는 것처럼 보이지만, 실제로는 아주 멀리 떨어져 있어 서로 아무런 관계가 없는 경우도 있다. 북두칠성 중의 하나인 미라 옆에는 알골이 바짝 붙어 있지만, 두 별의 실제 거리는 지구와 태양 사이 거리의 10,000배 이상이다. 밝고 어두운 두 개의 별로 이루어진 쌍성 중에서 밝고 무거운 별을 주성이라고 하며, 어둡고 가벼운 별을 반성이라고 한다. 쌍성의 운동은 주성과 반성의 공동 질량 중심을 축으로 하여 공전 운동을 한다.
▪ 변광성
변광성은 별의 밝기가 변하는 별을 말하며, 식변광성과 맥동 변광성이 있다.
-. 식변광성
쌍성 가운데는 공전하는 쌍성의 궤도면이 관측자의 시선 방향과 거의 일치하는 경우가 있다. 이럴 경우, 두 별은 서로 다른 한쪽을 가려서 식 현상을 일으킨다. 그 결과, 주성과 반성이 서로 가려서 공전하는 동안 두 번 어두워진다. 이것을 식변광성이라고 한다. 쌍성이 멀리 있으면 두 개 이상의 별로 나뉘어 보이지 않는 것이 있다. 알골은 겉보기에는 하나의 별 같지만 사실은 쌍성으로, 어둡고 큰 별이 밝고 작은 별의 앞에 올 때에는 어두워졌다가 식 현상이 지나면 다시 밝아져서 밝기가 변한다.
-. 맥동 변광성
케페우스자리의 δ별도 변광성인데, 이 별은 5.37일을 주기로 규칙적으로 밝기가 변하고 있다. 맥동 변광성은 마치 맥박이 뛰듯이 별의 부피가 부풀거나 줄어들면서 밝기가 변하는 별을 말한다. 맥동 변광성에는 별의 내부가 불안정하여 크기가 자주 변하는 거성이나 초거성이 많다.
▪ 신성과 초신성
별들 중에는 어두워서 눈에 잘 보이지도 않던 것이 갑자기 수백 배에서 수십 만 배나 밝아졌다가 천천히 어두워져서 다시 원래의 밝기로 돌아가는 별이 있다. 이러한 별을 신성이라고 한다. 이 용어를 맨 처음 사용한 사람은 티코 브라헤이다. 그는 천체 관측 도중에 이제까지 아무것도 없던 자리에 새롭게 나타난 별을 발견하고 이를 신성이라고 부른 것이다. 그러나 실제로 없던 별이 새로 나타난 것은 아니다. 즉 신성은 어두워서 거의 보이지도 않던 별이 갑자기 바깥층에서 폭발이 일어나, 짧은 시간동안 막대한 에너지를 방출하기 때문에 새로 나타난 것처럼 보였을 뿐이다. 또, 때로는 별의 표면층뿐만 아니라 별의 전체가 폭발하여, 별의 중심핵 부분만 남고 나머지는 모두 날아가 버리는 경우가 있다. 이 때에는 신성보다 수천 배 이상 더 밝아지는데, 이것을 초신성이라고 한다. 황소자리에 있는 게성운은 초신성의 폭발할 때 쏟아 져 나온 물질이 성운을 이룬 것이다.
▪ 백색 왜성
질량이 태양의 4/100배 이상에서 1.4배 이하인 별은, 바깥층의 물질을 다 소비해 버리고 나면 백색 왜성이 된다. 백색 왜성은 크기가 지구의 약 2배 정도에 불과 하지만 그 질량은 태양과 비슷하며, 표면 온도가 높아 흰색 또는 회색에 가까운 옅은 황색으로 보인다. 백색 왜성은 주 계열성에 비하여 밝기가 약 10등급 정도 낮은데도 불구하고 크기가 작아 어두운 별로 느껴진다.
▪ 중성자별
초거성이 폭발하기 직전에 별의 중심 부분은 엄청난 압력을 받는다. 그래서 중심부의 물질들은 압축되어, 양성자와 전자가 결합하여 중성자로 변하여 별 전체가 중성자의 집단처럼 된다. 이것이 중성자별이다. 중성자별은 반지름이 10km 가량인 작은 별이지만, 질량은 매우 크다. 실제로 게성운에서 중성자별이 발견되기도 하였다.
▪ 펄서
중성자별 중에는 강한 자기장을 가지며, 또 0.03~2초 가량의 짧은 시간을 주기로 강한 전파를 내는 별이 있다. 이러한 중성자별을 펄서라고 한다. 대개의 펄서는 초신성 폭발로 태어났다고 생각된다. 펄서는 전파 망원경에 잡힌 신호를 관찰하다가 발견되었는데, 일정한 주기를 가지고 정확하게 반복되는 신호가 관측된다.
▪ 퀘이사(준성 전파원)
지구에서 관측할 수 있는 가장 먼 천체가 퀘이사이다. 우주의 반지름이 약 150억 광년이라고 하는데, 현재 130억 광년의 거리에 있는 퀘이사가 발견되었다. 지금까지 발견된 퀘이사 수는 약 4,000개나 된다. 퀘이사의 정체는 오랜 동안 수수께끼에 싸여 있었다. 별과 같은 작은 천체로 보이지만, 그 밝기는 보통 은하의 수백 배에서 수천 배 밝고, 매우 강한 전파를 방출하고 있다.
▪ 블랙홀
질량이 태양의 수십 배 이상 되는 별이 초신성 폭발을 일으키면, 바깥 부분의 물질은 다 날아가고 그 중심부는 짓눌리고 찌부러져서 중성자별보다 훨씬 작아진다. 그러나 남아 있는 중심부의 질량이 태양의 4~5배가 될 때는 급격하게 수축하여 블랙홀이 되는 경우가 많다고 밝혀졌다. 블랙홀은 크기에 비해 질량이 매우 커서, 자신의 거대한 중력으로 물질뿐만 아니라 빛까지도 가두어 버리므로 우리가 그 모습을 직접 볼 수는 없다. 그러나 블랙홀과 보통의 별이 쌍성을 이루게 되면, 블랙홀의 거대한 중력에 이끌려 보통 별의 바깥층 가스가 블랙 홀 쪽으로 소용돌이치면서 흘러들어가게 된다. 이 때, 흘러들어가는 물질은 서로 마찰을 일으켜 열이 발생하면서 에너지가 높은 X선을 방출하게 된다. 우리는 이 X선을 관측함으로써 블랙홀의 존재를 예측할 수 있다. 현재로서는 태양의 1,000배나 되는 높은 에너지를 가진 x-1을 블랙홀이라고 추측하고 있다. 백조자리 X-1은 HDE226868별의 옆에 있는데, HDE226868별의 가스를 빨아들이고 있는 현상이 관측되었다.
⑪ 별의 일생
▪ 탄생기
별과 별 사이의 우주 공간에 있는 성간 가스의 밀도는 대단히 희박하지만, 특별히 가스가 많이 모여 있는 곳에서는 자체 중력이 생겨 수축이 일어난다. 그래서 중심부의 가스의 온도와 압력이 상승하여 중심부의 온도가 1000만℃ 이상이 되면, 스스로 빛을 내는 별이 된다. 일단 빛을 내기 시작한 별은 서서히 진화해 나간다.
▪ 성장기
별이 진화한다는 것은 수소의 공급이 줄어들어 수소 핵융합 반응이 사라지고, 대신 헬륨 원자핵이 많아져 중심부가 수축하는 과정이다. 태양을 비롯하여 밤하늘에 빛나고 있는 대부분의 별은 주계열성으로, 이 때가 바로 별에 있어서 장년기에 해당하는 시기이다. 별은 그 일생의 80~90% 정도를 주계열성으로 보낸다. 이 시기에는 수소가 별의 중심에서 감소되고, 대신 헬륨이 쌓이게 된다. 이에 따라 별의 바깥 부분은 서서히 밝아지고 조금씩 부풀어간다. 중심부의 수소가 모두 타버리면 별은 노년기로 들어가는데, 주계열 시대에 비하여 수백~수천 배나 밝고, 수십~수백 배나 부풀어 거성이나 초거성이 된다. 태양도 수십 억 년이 지난 뒤에는 수소의 핵융합 반응을 마치고 거성이 될 것이다.
▪ 쇠퇴기
별의 쇠퇴는 별의 질량에 따라 달라지는데, 거성의 중심부에서는 수소 대신 헬륨이 반응하여 열을 방출하지만, 곧 다 타버려서 별은 납작하게 작아지며 어두운 왜성으로 일생을 끝낸다. 질량이 태양의 6~8배 이상인 별에서는 중심부에서 다시 여러 가지 원자핵 반응이 격렬하게 일어나고, 중심부가 폭발적으로 찌그러져 그 반동으로 별 전체가 날아가 버린다. 이것이 초신성의 폭발이며, 이 때에는 태양보다 수억 배나 밝게 빛난다. 초신성이 되어 폭발하면 중심부는 중성자별이 되고, 강한 전파를 방출하는 펄서로서 관측된다. 어떤 경우에는 중성자별로도 그 형태를 유지하지 못해 우주에서 모습을 감추고 마는데, 이것이 블랙홀이다.

⑫ 별 관련 상식
-. 별은 스스로 빛을 내는 것으로 항성이라고 한다.
-. 별은 온도에 따라 파랑, 빨강, 노랑, 기타 불의 색깔을 모두 갖는다.
-. 빨강색일수록 온도가 낮고 파랑일수록 더 뜨겁다.
-. 태양은 그중 붉게 보이는 색으로 대략 6,000도이다.
-. 별빛은 대기권을 통화하면서 흔들리기 때문에 반짝이는 것처럼 보인다.
-. 별빛은 지구와 별과의 거리만큼 과거의 빛이다. 우린 그 별의 몇 십 년 또는 몇 백만 년 전의 모습을 보고 있는 것이다.
-. 지구에서 가장 가까운 별은 α 센타우리라고 지구와 4.3광년 떨어져 있다.
-. 광년은 빛의 속도로 1년간 가는 것이며 1광년=9조km 정도 된다.
-. 그리고 우리가 밤하늘에서 흔히 볼 수 있는 것들 중 대부분이 별이겠지만 별이 아닌 것도 있다. 행성, 유성, 혜성, 유성우(별똥), 은하수(우리은하의 가장자리 띠), 달, 기타 등등..
-. 육안으로 관측되는 별의 개수는 4,000개정도이나 실제로 별의 숫자는 우리 은하에서만 약 2,000억 개이며 예측하는 은하의 수만 대략 2,000억 개 그러므로 별의 숫자는 2,000억 X 2000억 개 가량 되는 걸로 전문가들은 추측하고 있다. 하지만 실제로는 더 많을 것으로 생각된다.
-. 별의 밝기는 저마다 다른데 실제 밝기와 거리에 의한 차이 때문에 그렇게 보입니다. 별의 밝기를 등급으로 나눴는데 기준에 따르면 각 등급은 그 바로 아래의 등급보다 2.512배씩 밝게 된다.
-. 전 하늘에서 맨눈으로 볼 수 있는 별의 수는 대략 8,600개 입니다. 하지만 지평선 너머와 6등성은 다 볼 수 없기 때문에 약 4,000개가 된다.(하늘이 아주 맑고 빛이 없을 경우)
-. 1등성은 전체 21개인데 -1등성이 2개, 0등성이 7개, 1등성이 12개이고 그 중에서 한국에서 볼 수 있는 별의 수는 17개 이다.
-. 가장 밝은 행성은 금성으로 -4등급이고 , 목성과 화성은 -3등급, 수성은 -2등급, 토성은 0등급이다. 그리고 태양은 -24등급이고, 보름달은 -12등급이며, 가장 밝은 별인 시리우스는 -1.4등급이다.
-. 밝은 별들은 쉽게 눈에 띄어 고유이름을 갖고 있다. 맨눈으로 보이는 별들 중 약 1,000개의 별이 고유이름이 있으며, 1등성 이상인 별 21개 중에는 18개가 고유이름이 있다.
-. 항성은 별 내부의 물질(수소 등)을 연소하여 별빛을 방출한다. 그런데 수소를 다 연소한 별은 중심부의 헬륨을 태우면서 열이 생기는데, 이 열이 바깥부분을 팽창시켜 별이 커지게 된다. 별이 팽창을 하면 바깥층의 온도는 내려가 붉은 색으로 변한다.
-. 별은 온도에 따라 색깔이 다른데 붉은색-오렌지색-황색-황백색-백색-청백색-청색 순으로 온도가 높아진다. 태양은 황색이다.
-. 태양계와 가장 가까운 별은 센타우르스자리의 프록시마 별이다.(4.27광년-약 41조km) 이 별은 센타우르스 α 및 β와 삼중성을 이루고 있다. 여기서 삼중성은 3개의 별이 모여  있고 서로 공전을 한다는 뜻이다.
-. 광년은 빛이 1년 동안 가는 거리로 약 9조 4,605억km이다. 빛의 속도는 가장 빠른 진공상태에서 초속 299,792km이다.
-. 초신성은 태양의 10배 정도 질량을 가진 별이 마지막 단계에서 폭발하는 현상이다. 이 초신성 폭발이 일어나면 이전까지 어둡던 별이 수일 내에 그 밝기가 15등급(약 100만 배)이상 증가한다. 이 불빛은 일주일 이상 한 은하와 맞먹는 밝기로 빛난다.
-. 초신성 폭발로 생기는 중성자별은 지름이 10km 정도로 아주 작은 별이지만 1cm3의 무게가 1,000만 톤이 넘는 엄청난 고밀도 천체이다.
■ 별의 분류
→ 분광형 참조. → HR도 참조.
■ 별자리 (constellation)
하늘의 별들을 찾아내기 쉽게 몇 개씩 이어서 그 형태에 동물, 물건, 신화 속의 인물 등의 이름을 붙여 놓은 것. 성좌(星座)라고도 한다. 오늘날에는 일반적으로 국제천문연맹(IAU)이 공인한 88개의 별자리가 쓰이고 있다. 별자리는 본래 약 5,000년 전 바빌로니아 지역에 해당하는 티그리스강과 유프라테스강 유역에서 살던 사람들이 양떼를 지키면서 밤하늘의 별들의 형태에 특별한 관심을 가진 데서 유래하였다고 한다. BC 3,000년경에 만든 이 지역의 표석에는 양 ․황소 ․쌍둥이 ․게 ․사자 ․처녀 ․천칭 ․전갈 ․궁수 ․염소 ․물병 ․물고기자리 등 태양과 행성이 지나는 길목인 황도(黃道)를 따라 배치된 12개의 별자리, 즉 황도 12궁을 포함한 20여 개의 별자리가 기록되어 있다. 또 고대 이집트에서도 BC 3,000년경에 이미 43개의 별자리가 있었다고 한다. 그 후 바빌로니아 ․이집트의 천문학은 그리스로 전해져서 별자리 이름에 그리스신화 속의 신과 영웅, 동물들의 이름이 더해졌다. 케페우스 ․카시오페이아 ․안드로메다 ․페르세우스 ․큰곰 ․작은곰 등의 별자리가 그러한 것들이다. AD 2세기경 프톨레마이오스가 그리스천문학을 집대성하여 쓴 저서 《알마게스트》에는 북반구의 별자리를 중심으로 48개의 별자리가 실려 있고, 이 별자리들은 그 후 15세기까지 유럽에서 널리 알려졌다. 15세기 이후에는 원양항해(遠洋航海)의 발달에 따라 남반구의 별들도 다수가 관찰되어 여기에 새로운 별자리들이 첨가되기에 이르렀다. 공작새 ․날치자리 등 남위 50° 이남의 대부분 별자리가 이 때에 만들어졌다. 또 망원경이 발명된 후 근대 천문학의 발달과 더불어 종래의 밝은 별자리 사이에 있는 작은 별자리들이 몇몇 천문학자에 의하여 만들어지기도 하였다. 한편, 중국과 인도 등 동양의 고대 별자리는 서양의 것과는 전혀 계통을 달리한다. 중국에서는 BC 5세기경 적도를 12등분하여 12차(次)라 하였고, 적도부근에 28개의 별자리를 만들어 28수(二十八宿)라 하였다. 대체로 중국의 별자리들은 그 크기가 서양 것보다 작다. AD 3세기경 진탁(陳卓)이 만든 성도(星圖)에는 283궁(궁이란 별자리를 뜻한다) 1,464개의 별이 실려 있었다고 한다. 한국의 옛 별자리는 중국에서 전래된 것이다. 19세기에서 20세기 초에는 별자리 이름이 곳에 따라 따르게 사용되고, 그 경계도 학자마다 달라서 자주 혼동이 생기고 불편한 일이 많았다. 그래서 1922년 국제천문연맹(IAU) 총회는 하늘 전체를 88개의 별자리로 나누고, 황도를 따라서 12개, 북반구 하늘에 28개, 남반구 하늘에 48개의 별자리를 각각 확정하고, 종래 알려진 별자리의 주요 별이 바뀌지 않는 범위에서 천구 상의 적경(赤經) ․적위(赤緯)에 평행인 선으로 경계를 정하였다. 이것이 현재 쓰이고 있는 별자리이다.
▪ 거문고자리
그리스 신화의 최고 시인이자 음악가인 오르페우스가 그의 아버지 아폴론에게서 선물로 받은 하프이다. 오르페우스가 사랑하던 아내 에우리디케를 잃고 그 슬픔으로 방황하다 숨졌을 때, 그의 음악에 감동한 제우스신이 이 하프를 하늘에 올려 별자리로 만들었다. 거문고자리(Lyra)는 여름하늘의 작은 부분을 차지하는 조그마한 별자리이지만 아름다운 직녀별 베가(Vega)를 간직하고 있어 옛부터 많은 사람들에게 사랑을 받아왔던 별자리이다.
▪ 게자리
그리스 신화 속에서 헤라클레스가 괴물 뱀 히드라와 싸울 때 히드라를 도우려고 헤라 여신이 보내 괴물 게이다. 이 게는 헤라클레스의 발에 밝혀 죽는데, 헤라 여신은 자신을 위해 죽은 게를 불쌍히 여겨 하늘의 별자리로 만들어 주었다. 사자자리의 1등성 레굴루스와 쌍둥이자리의 1등성 폴룩스를 이은 선의 가운데쯤에서 찾을 수 있다.
▪ 고래자리
그리스 신화 속에서 이티오피아의 왕비 카시오페이아를 벌하기 위해 바다의 신 포세이돈이 보낸 괴물 고래이다. 공주 안드로메다를 해치기 직전 페르세우스가 돌로 변하게 한다. 천구의 적도에 있는 커다란 별자리로 가을철 '페가수스 사각형'이 머리 위에 보일 무렵 그 남동쪽 하늘에서 볼 수 있다.
▪ 고물자리
아르고호의 선원들이 황금양피를 찾기 위해 테살리아에서 코르키스까지 항해하는 데 이용했던 배이다. 18세기 중엽 프랑스 천문학자 라카유가 용골자리, 고물자리, 나침반자리 그리고 돛자리의 네 별자리로 나누었다.  하늘의 남반구에 보이는 별자리로 고대 아르고호자리의 네 부분 중 가장 넓은 면적을 차지하고 있는 별자리이다. 우리나라에서는 그 일부만 보이며 그 둘레로 겨울 은하수를 볼 수 있다.
▪ 공기펌프자리
이 별자리에는 특별히 눈에 띄는 별이 없다. 우리나라에서도 관측할 수 있으나 남쪽 지평선이 트인 곳이라야 한다. 공기펌프자리는 찾기 어려울 뿐 아니라 찾았다고 해도 공기펌프를 연상시키기는 어렵다.
▪ 공작자리
온몸에 100개의 눈을 가진 아르고스가 헤라 여신에 의해 새로 변한 모습이다. 또는 아르고스가 헤르메스에게 살해당한 뒤 헤라 여신이 아르고스의 눈으로 사진이 아끼던 공작의 날개를 장식했다고도 한다. 이 별자리는 이러한 신화에 근거해서 독일의 천문학자 바이어 가 17세기 초에 추가했다.
▪ 궁수자리
반인반마인 센타우르가 활 시위를 당기고 있는 모습의 별자리이다. 그리스 신화에 의하면 이 별자리의 주인공인 센타우르는 케이론이며, 그는 아르고호를 타고 황금 양피를 찾아 나선 제자들을 안내하기 위해 자신의 모습을 별자리로 만들었다고 한다. 궁수자리는 전갈자리의 동쪽, 독수리자리의 남쪽에 있으며 주전자 모양을 하고 있다.
▪ 그물자리
하늘의 남반구에 있는 작은 별자리로 천문학자들이 별의 위치를 재는데 쓴 그물 모양의 도구를 나타내고 있다. 고도가 낮아서 우리 나라에서는 보이지 않는 별자리이다.
▪ 극락조자리
남극점 가까이 있는 별자리로 쌍안경을 이용하면 화살모양의 극락조를 찾을 수 있다. 우리나라에서는 볼 수 없다. 하늘의 남극 가까이 있는 작은 별자리로 뚜렷한 특징이 없으며 희미한 별로 이루어져 있다.
▪ 기린자리
이 별자리는 α, β, 7번 세개의 별만이 4등성일 뿐 나머지 별은 모두 5등성 이하여서 도시의 하늘에서는 거의 찾을 수 없는 별자리이다. 이 별자리는 독일의 유태계 천문학자인 야콥 바르트쉬가 1614년에 '낙타자리'란 이름으로 고안한 별자리이다. 그러나 낙타를 뜻하는 라틴어 별자리 이름과 기린을 뜻하는 그리스 말이 매우 비슷하였기 때문에 19세기 후반경부터 기린자리로 바꾸어 부르게 되었다.
▪ 까마귀자리
리스 신화에 의하면 까마귀는 은색의 날개를 가진 아름다운 새였다고 한다. 또한 이 까마귀는 사람의 말을 이해하고, 할 줄 알았던 영특한 새이기도 했다. 까마귀는 특히 아폴론 신의 애완조로 많은 사랑을 받았으나, 그의 연인이었던 코로니스의 부정을 거짓으로 보고하여 그녀를 죽게 한 죄로 아폴론 신이 날개를 새까맣게 태워서 하늘로 집어 던져 버렸다고 한다. (ㄴ)
▪ 나침반자리
고대의 아르고호자리가 분할된 네 개의 별자리 중에서 가장 작고 희미한 별자리이다. 무척 작고 어두운 별자리로 쉽게 찾기는 힘들다. 이 별자리를 찾는 길잡이 별은 바다뱀자리의 머리로 바다뱀자리를 정확히 찾을 수 있는 사람은 도전해 볼 만하다.
▪ 날치자리
천구의 남극 근처에 있는 별자리로 원래 이름은 '날아다니는 물고기'였다. 17세기초 독일의 천문학자 바이어가 만들었으며, 한때는 참새자리로 불렀다. 적위가 너무 낮아서 우리 나라에서는 볼 수 없다.
▪ 남십자자리
하늘에서 가장 작은 별자리이지만 가장 잘 알려진 별자리이기도 하다. 천구의 남쪽에 있으며 두개의 1등성을 포함한 네 개의 밝은 별은 보통 남십자성으로 불려진다. 그러나 십자가의 중심에 별이 없어서 다이아몬드 모양으로 상상하는 것이 좋다. 안타까운 것은 고도가 낮아서 우리나라에서는 볼 수 없다는 것이다.
▪ 남쪽물고기자리
아프로디테여신이 괴물 티폰의 습격을 피하기 위하여 변신한 모습이라고 전해진다. 가을철 남쪽 하늘에 보이는 별자리로 으뜸별 포말하우트를 빼고는 특별히 눈에 띄는 별은 없다. 포말하우트는 가을철 남쪽 하늘에서 가장 밝은 별로 페가수스자리가 높이 떠 있을 때 그 남쪽 지평선 위에서 쉽게 찾을 수 있다.
▪ 남쪽삼각형자리
남반구 은하수 속에 보이는 작은 별자리이다. 2등성과 3등성의 별이 북쪽 하늘의 삼각형자리보다 훨씬 뚜렷한 삼각형의 모습을 보여 주고 있다. 16세기 초에 네덜란드의 뱃사람 피터 테오도르가 처음 만들었으며, 1603년 바이어 서도를 통해 널리 소개되었다. 고도가 낮아서 우리나라에서는 볼 수 없는 별자리이다.
▪ 남쪽왕관자리
여름부터 가을에 걸쳐 남쪽하늘에서 낮게 뜬다. 밝은 별은 별로 없고, 몇 개의 4등성과 5등성이 왕관의 보석처럼 반원형으로 늘어서 있다. 한국에서는 일부만 볼 수 있다
▪ 도마뱀자리
폴란드 천문학자 헤벨리우스가 고니자리와 안드로메다사이의 빈 공간을 메우기 위해 만들었다고 한다. 케페우스자리의 남쪽으로 고니자리와 안드로메다자리의 경계선 사이에 있는 별자리로 특별히 눈에 띄는 별은 없다. 다만 4등성 정도의 별이 남북으로 지그재그로 놓여 있어 있는 곳만 정확히 안다면 쉽게 찾을 수 있다.
▪ 독수리자리
미소년 가니메데를 트로이 언덕에서 납치하여 하늘로 데리고 간 공로로 별자리가 된 독수리이다. 이 독수리는 제우스신이 변신한 모습이라고도 하고 혹은 제우스신의 심부름꾼이었던 독수리라고도 한다. 독수리자리의 α성인 알타이르를 찾으면 이 별자리는 매우 쉽게 찾아진다.
▪ 돌고래자리
돌고래는 바다의 신 포세이돈의 심부름꾼으로 바다의 여왕 암피트리테를 설득하여 포세이돈과 결혼하게 한 공로로 하늘의 별자리가 되었다. 독수리자리의 동쪽에 있는 별자리로 견우를 길잡이로 삼아 그 북동쪽에서 찾을 수 있다. 돌고래라는 이름에 비해 무척 작으나 모양은 아주 선명하여 물 위로 뛰어 오른 예쁜 돌고래를 상상할 수 있다.
▪ 돛자리
고대의 아르고호자리를 나눈 네 개의 별자리 중 하나로 아르고호의 돛을 나타내고 있다. 특이한 것은 원래 별자리에서 떨어져 나왔기 때문에 α별과 β별이 없다는 것이다. 아르고호자리의 다른 부분은 용골자리, 고물자리, 그리고 나침반자리이다. 고도가 낮아서 우리나라에서는 북쪽의 일부만 볼 수 있다.
▪ 두루미자리
하늘의 남반구에 있는 별자리로 목을 길게 빼고 하늘을 나는 두루미의 모습을 나타내고 있다. 고대 이집트에서는 두루미를 별을 관측하는 사람들의 상징으로 여겼다. 남쪽물고기자리의 남쪽에 있으며 가을철 포말하우트가 높이 떴을 때 그 아래에서 찾을 수 있다. 그러나 우리나라에서는 고도가 낮아서 이 별자리를 전부 관찰하기는 힘들다.
▪ 땅꾼자리
이 별자리의 주인공은 그리스 신화 속에 나오는 의술의 신 아스클레피오스이다. 그는 인류 역사상 최고의 의사였으나 죽은 사람을 살리는 의술을 베풀었기 때문에 결국 인간 세계의 한계를 지키려 했던 제우스신에게 번개를 맞아 죽게 된다. 그러나 제우스신은 의사로서의 그의 업적을 높이 사서 그의 시체를 하늘에 올려 별자리로 만들어 주었다.
▪ 마차부자리
천구의 북반구에 있는 큰 별자리로 으뜸별 카펠라는 온 하늘에서 북극성에 가장 가까이 있는 1등성으로 쉽게 알아볼 수 있다. 북두칠성의 국자 그릇 방향으로 카펠라를 찾고 그 주위에서 오각형으로 놓인 별을 찾으면 된다. 아테나여신의 아들로 아테나의 네 번째 왕이었던 에릭토니우스의 모습이 그려져 있는 별자리이다.
▪ 망원경자리
프랑스의 천문학자 라카유가 18세기 중엽에 새로이 만든 별자리이다. 특별한 모양이 없고 희미한 별들로 이루어져 있어 찾기가 무척 힘든 별자리이다. 더욱이 남쪽왕관자리 아래에 있어서 우리 나라에서는 고도가 낮아 윗부분만 조금 볼 수 있을 정도 이다.
▪ 머리털자리
고대 이집트의 왕비 베레니케가 남편인 프톨레미 3세가 전쟁에서 무사히 돌아온 데 대한 고마움의 표시로 아프로디테 신전에 바친 머리카락이다. 이 별자리는 목동자리의 α별 아크투루스, 사자자리의 β별 데네볼라, 그리고 사냥개자리의 α별 코르칼로니를 연결한 삼각형 안에 있다. 그러나 특별히 밝은 별이 없어서 있는 곳을 알아도 그곳에서 머리털자리의 모양을 그리기는 무척 힘들다
▪ 물고기자리
유프라테스 강변을 거닐던 미의 여신 아프로디테와 그의 아들 에로스가 티폰의 공격을 받고 물속으로 도망치면서 변신한 모습으로 아테나 여신이 이들의 탈출을 기념하기 위해 그 모습을 별자리로 만들었다고 전해진다. 가을철의 대표적인 길잡이 별인 페가수스자리의 남쪽과 동쪽으로 두 마리의 물고기가 끈으로 묶여 있는 모습을 하고 있다.
▪ 물뱀자리
독일의 천문학자 바이어가 1603년에 만든 별자리로 에리다누스와 천구의 남극 사이에 있다. 물뱀자리는 북쪽 하늘에 있는 바다뱀자리와 명칭이 비슷해서 자주 혼동을 일으키게 한다. 우리나라에서는 전혀 볼 수 없다.
▪ 물병자리
페가수스 오각형의 서쪽에 위치한 상당히 큰 별자리이지만 α별이 3등성으로 잘 눈에 띄지 않고 뚜렷한 특징이 없는 별자리이기도 하다. 이 별자리를 찾는 가장 빠른 방법은 페가수스의 머리 아래에서 Y자 형태로 된 4등성의 물병을 찾는 것이다. 물병 서쪽으로 보이는 두 개의 3등성은 가니메데의 어깨에 해당한다. 아름다운 미소년 가니메데가 물병에서 물을 따르고 있는 모습의 별자리이다.
▪ 바다뱀자리
그리스의 레르나 지방에 살던 머리가 아홉 개 달린 물뱀 히드라의 모습을 나타내고 있다. 이 물뱀은 영웅 헤라클레스와 의 싸움에서 죽음을 당하게 되고 헤르쿨레스의 12모험 중 두 번째 기념물로서 하늘의 별자리가 되었다. 하늘에서 가장 큰 별자리로 머리는 게자리아래에 있고 몸체는 사자자리, 육분의자리, 컵자리, 까마귀자리, 그리고 처녀자리를 거쳐서 천칭자리까지 뻗어 있다.
▪ 바다염소자리
목신 판이 거인족 티폰의 공격을 받고 물 속으로 도망치면서 변신한 모습이다. 그러나 급한 나머지 주문을 잘못 외워서 상반신은 산양이고 하반신은 물고기인 이상한 모습을 하고 있다. 그는 그 모습으로 위기에 처한 제우스신을 구해주는데 나중에 목신의 도움으로 위기를 모면한 제우스신이 그의 모습을 별자리로 만들어 주었다.
▪ 방패자리
천구의 적도 바로 아래에 있는 작고 희미한 별자리이다. 그러나 이곳은 은하수가 진하게 모여 있는 곳이어서 쌍안경 관측에는 매우 좋은 장소이다. 독수리자리와 뱀자리사이에 있으며 우산 모양을 한 독수리자리의 손잡이 별을 기준으로 그 서쪽에서 찾을 수 있다.
▪ 백조자리
제우스신이 고니로 변신해서 스파르타의 왕비 레다를 만나던 추억을 오래도록 간직하고 싶어 만든 별자리이다. 제우스신은 아내인 헤라 여신의 눈을 피하려고 고니의 몸을 빌려서 올림포스 산을 빠져나오곤 했다. 흔히 백조의 우리 말인 고니로 부르는 것이 바람직하다. 한여름 밤 직녀성의 동쪽으로 밝은 별들이 커다란 십자가 모양으로 놓여 있는 것이 보인다. 이곳은 천정 근처의 하늘에서 은하수가 가장 많이 보이는 부분이다.
▪ 뱀자리
땅꾼자리의 주인공인 아스클레피오스가 인류 최대의 명의가 되는데 결정적인 영감을 주었던 뱀으로 아스클레피오스와 함께 하늘의 별자리가 되었다. 서쪽에 있는 뱀머리 부분이 더 크고 뚜렷한 모양을 하고 있다. '뱀머리' 부분의 북쪽에 있는 뱀의 머리는 삼각형 모양으로 북쪽왕관자리 아래에서 찾을 수 있다.
▪ 봉황자리
이집트 전설에 나오는 피닉스의 별자리로 1604년 독일의 천문학자 바이어가 새롭게 첨가한 별자리이다. 조각가자리의 남쪽에 있으며 에리다누스자리의 1등성 아케르나르가 바로 그 동쪽에 있다. 그러나 우리나라에서는 남쪽 지평선 위로 윗부분만을 조금 볼 수 있을 뿐 전체를 확인하기는 어렵다.
▪ 북쪽왕관자리
북쪽왕관자리는 비교적 좁은 범위에 7, 8개의 별들이 반 원 모양으로 배열되어 있어서 별자리를 이루는 별들이 그리 밝지 않는데도 눈에 잘 띄는 별자리이다. 북쪽왕관자리의 α별인 겜마는 2.2등성의 별로 태양계로부터 76광년 떨어져 있는 하얀색별이다.
▪ 비둘기자리
비둘기자리는 1769년에 Royer에 의해 소개된 별자리로 이보다 76년 앞서서 Bayer가 그의 책에 기록한 흔적이 남아있다. 별다른 특징이 없는 작은 별자리로 우리나라에서는 오리온자리의 아래에서 겨울에 볼 수 있다.
▪ 사냥개자리
북두칠성이 높이 떴을 때 국자의 손잡이 남쪽으로 3등급과 4등급의 두 별을 찾을 수 있다. 양치기가 몰고 다니는 두 마리의 사냥개로 17세기 말 폴란드의 천문학자 헤벨리우스가 만들었다. 눈에 띄는 별이 2개뿐인 희미한 별자리지만 구상성단이나 외부 은하 등 망원경으로 관측할 수 있는 좋은 대상들이 많이 모여 있다.
▪ 사자자리
별똥별이 변하여 된 황금사자로 성격이 포악하여 네메아 계곡에 살며 주민들을 괴롭혔다. 그러나 헤라클레스에게 죽게 되고 헤라클레스의 12모험 중 첫 번째 기념물로서 하늘의 별자리가 되었다. 황도위에 α별 레굴루스가 있으며, 게자리와 처녀자리사이에 있다. 사자의 앞다리와 머리 가 서양의 낫과 비슷한 모양을 하고 있다.
▪ 살쾡이자리
17세기 후반 폴란드의 천문학자 헤벨리우스가 만든 별자리로 살쾡이와 같은 눈을 가진 사람만 찾을 수 있는 별자리를 만들겠다고 공언하고 만든 별자리이다. 쌍둥이자리의 북쪽에 있는 희미한 별자리로 쌍둥이자리가 높이 떴을 때 카스토르와 폴룩스의 북동쪽에서 찾을 수 있다.
▪ 삼각형자리
그리스 문자의 네 번째에 해당하는 델타의 모양을 하고 있어서 그리스 시대에는 델타자리로 불렸던 별자리이다. 안드로메다자리의 다리 남쪽 부분에 있다. 세 개의 별 중 이등변 삼각형의 정점에 있는 별이 바로 α별이다.
▪ 센타우루스자리
센타우루스는 가장 큰 별자리들 중 하나로 약 60° 가량의 하늘을 덮고 있는 거대한 별자리이다. 센타우루스자리의 바로 아래에는 남십자자리가 있다. 88개 별자리중 가장 작은 남십자자리와 거대한 센타우루스자리가 대조되는 모습이다. 이 주위에는 하늘의 보석이라 불리는 멋진 성운성단이 많은 곳이다.
▪ 시계자리
1752년 프랑스의 천문학자 라카유가 만든 별자리이다 그는 그 시대에 새로이 발명된 과학기구의 이름을 남쪽하늘의 별들에 붙였는데 시계자리도 그 중의 하나이다. 그가 그린 성도에는 커다란 괘종시계가 그려져 있었지만 별의 수가 적고 밝기도 희미해서 실제로 시계를 상상하는 것은 거의 어렵다.
▪ 쌍둥이자리
쌍둥이 형제인 카스트로 폴룩스의 진한 우애에 감동한 제우스신이 이들을 기념해서 만든 별자리이다. 이들 형제는 고니로 변신한 제우스신과 스파르타의 왕비 레다의 자식으로 죽음을 초월한 우애를 가졌던 것으로 알려져 있다. 오리온자리의 북동쪽에 붙어있는 별자리로 그 모양이 독특하고 별들이 밝아서 쉽게 찾을 수 있다.
▪ 안드로메다자리
안드로메다자리는 페가수스자리의 큰 사각형의 북동쪽에서 찾을 수 있다. 뚜렷한 모양을 한 번에 찾긴 힘들다. 안드로메다는 세페우스와 카시오페이아 딸이었다. 안드로메다는 카시오페이아의 허영심 때문에 바다뱀의 제물이 되어야 했다. 괴물이 안드로메다에 접근하려 했을 때, 마침 메두사를 퇴치하고 돌아가던 페르세우스가 그 광경을 보고, 케페우스의 왕궁으로 가서, 안드로메다를 아내로 삼게 해 준다면 괴물을 퇴치하겠다고 했다. 케페우스의 승낙을 받은 페르세우스는 그 괴물을 죽이고 안드로메다를 구했다.
▪ 양자리
안드로메다의 남쪽에 삼각형자리와 함께 작은 삼각형으로 보이는 별자리이다. 2등성인 α별이 주변의 별보다 밝아서 쉽게 찾을 수 있다. α별이 페가수스 사각형의 동쪽 두 별과 이등변삼각형을 이룬다는 것도 이 별자리를 찾는데 도움이 될 것이다.
▪ 양치기자리
봄철의 밤하늘에서 가장 밝은 별이 바로 이 별자리의 α별, 아르크투루스이다. 북두칠성의 손잡이 곡선을 남쪽으로 이으면 바로 오렌지색의 α별과 만난다. 이 별의 북쪽으로는 오각형의 별들이 목동의 몸을 만들고 있다. 그러나 이 별들로 사람의 모습을 상상하기는 무척 어렵다. 이 별자리의 이름은 그보다 훨씬 전에 아라비아의 양치기들에 의해서 만들어졌다. 우리나라에서는 흔히 목동자리나 목자자리로 번역하여 왔다.
▪ 에리다누스자리
태양신 아폴론의 아들 파에톤이 마차와 함께 떨어져 죽은 강으로 저승과 지상 사이를 흐른다고 한다. 파에톤은 자신이 태양신 아폴론의 아들임을 증명하기 위해 아폴론의 마차를 빌려 타지만 말을 다룰 줄 몰랐기 때문에 세상을 온통 불바다로 만들고 말았다. 이에 깜짝 놀란 제우스신은 마차를 향해 번개를 내렸고 결국 파에톤은 에리다누스 강으로 떨어져 죽었다. 오리온자리의 서쪽에 있는 커다란 별자리로 별들이 길게 이어진 강의 모습을 하고 있다.
▪ 오리온자리
달의 여신 아르테미스를 사랑한 대가로 그녀의 화살에 맞아 죽음을 당한 사냥꾼 오리온의 별자리이다. 그러나 아르테미스가 그에게 화살을 쏜 것은 둘의 결혼을 반대한 오빠 아폴론의 계략 탓이었다. 천구의 적도에 있는 나비 모양의 별자리로 북두칠성, 카시오페이아와 함께 우리들에게 가장 잘 알려진 별자리이다.
▪  외뿔소자리
1627년 독일의 야콥 바리트쉬가 만든 별자리로 전설에 나오는 유니콘이 그 주인공이다. 전설에 의하면 유니콘은 인도에 사는 동물로 몸의 크기가 말과 같고 꼬리는 영양과 비슷하며 이마에 뿔이 하나 있다고 한다. 베텔기우스, 시리우스, 프로키온을 이은 '겨울철의 대삼각형‘이 바로 외뿔소자리가 있는 곳이다.
▪ 용자리
헤스페리데스의 낙원에서 여자들과 함께 황금 사과를 지키던 라돈이란 용의 별자리이다. 그러나 헤라클레스가 헤스페리데스를 속여 황금 사과를 빼앗은 후 그의 12모험 중 11번째 기념물로서 하늘의 별자리가 되었다. 작은곰자리 둘레로 별들을 이어 가면 찾을 수 있다. 직녀가 보일 때는 그 북쪽에서 마름모꼴로 된 용의 머리를 찾는 것이 더 빠르다. 주의할 것은 용의 꼬리가 북두칠성의 국자 바로 앞까지 이어져 있다는 점이다.
▪ 용골자리
용골자리는 적위가 매우 낮아서 북반구에서는 잘 볼 수 없다. 북위 39도 이상에서는 완전히 지평선에 가려지게 된다. 용골자리에는 Eta Carina라고 불리는 유명한 별이 있다. 이 별은 근처의 성운을 흡수하면서 질량이 거대해졌다. 때문에 주기적으로 흡수한 물질들을 큰 폭발을 일으키면서 방출하게 되는데 이 현상이 우리가 신성이라고 부르는 현상이다.
▪ 육분의자리
별의 위치를 재는 기구로 1690년 폴란드의 천문학자 헤벨리우스가 만든 별자리이다. 헤벨리우스는 화재로 20년간 사용해 왔던 육분의를 태워 버린 후 자신의 부주의를 반성하는 뜻에서 이 별자리를 만들었다고 한다. 사자자리아래에 있는 작고 희미한 별자리로 특별한 모양은 없다. 사자자리의 으뜸별 레굴루스와 바다뱀자리의 으뜸별 아파르드를 연결하고 그 동쪽에서 4등성과 5등성으로 된 작은 삼각형을 찾으면 된다.
▪ 이리자리
아르카디아의 왕이었던 리카온이 제우스신에 의해 이리로 변한 모습이다. 리카온은 제우스의 신성을 시험하기 위해 그에게 노예의 고기를 대접했고 이에 화가 난 제우스는 리카온의 모든 아들들에게 벼락을 내리고 리카온은 이리로 만들어 버렸다. 서쪽에 있는 켄타우루스자리와 관련해서 그에게 잡힌 이리라고도 한다.
▪ 인디언자리
17세기 초 독일의 천문학자 바이어가 처음 만든 별자리로 그는 양 손에 화살을 들고 있는 전형적인 아메리칸 인디언을 표현하고자 했다. 그러나 인쇄된 성도 그림에는 실제보다 훨씬 문명화된 인디언이 그려져 있다. 우리나라에서는 인도인자리라고 불리고 있으나 이것은 잘못 번역된 것이다. 고도가 낮아서 우리나라에서는 볼 수 없는 별자리이다.
▪ 작은개자리
쌍둥이자리 남쪽에 있는 작은 별자리로 눈에 띄는 별은 두개뿐이나 1등성이 있어서 쉽게 찾을 수 있다. 특히 이 별자리의 α별은 프로키온으로 오리온자리의 베텔기우스, 큰개자리의 시리우스와 커다란 정삼각형을 이루고 있어서 매우 잘 알려져 있다. 이것을 '겨울철의 대삼각형'이라 부르는데 오리온자리의 동쪽에서 찾을 수 있으며 다른 별을 찾는 길잡이가 된다.
▪ 작은곰자리
제우스신과 칼리스토의 아들 아르카스가 곰으로 변한 모습이다. 제우스신은 아르카스가 흰 곰으로 변한 칼리스토를 몰라보고 활시위를 당기는 찰나 그를 곰으로 만들어 칼리스토를 몰라보고 활시위를 당기는 찰나 그를 곰으로 만들어 칼리스토와 함께 하늘의 별자리가 되게 하였다.
▪ 작은사자자리
폴란드의 천문학자 헤벨리우스가 큰곰자리와 사자자리사이에다 새로이 만든 별자리로 1690년에 발표되었다. 그는 이웃한 큰곰자리와 작은곰자리를 본따서 사자를 큰 사자로 보고 이 별자리를 작은사자자리라고 불렀다.
▪ 작은여우자리
17세기 후반 폴란드의 천문학자 헤벨리우스가 만든 별자리로 원래 이름은 '거위와 작은 여우였다. 하지만 결국 19세기에 와서 거위자리는 사라지고 작은 여우자리만 남게 되었다. 독수리자리의 으뜸별 견우와 고니자리의 알비레오 사이에서 작은 화살 모양의 화살자리를 찾으면 그 바로 윗부분이 작은 여우자리이다.
▪ 전갈자리
헤라여신이 사냥꾼 오리온을 죽이기 위해 풀어 놓은 전갈이다. 오리온은 무척 오만하여 세상의 모든 동물을 죽일 수 있다고 떠들고 다녔다. 이 말은 올림포스의 신들을 화나게 했고, 결국 헤라 여신은 전갈을 풀어 건방진 오리온을 죽이게 했다. 그 후 전갈은 오리온을 죽인 공로로 하늘의 별자리가 되었다. 오리온은 하늘에서도 전갈이 두려웠는지 전갈이 서쪽 하늘에 질 무렵에야 동쪽 하늘에 보이기 시작한다. 제단_ 전갈자리의 남쪽에서 찾을수 있다. 3,4 등성들로 이루어진 별자리로 마치 게자리와 비슷하다는 느낌을 받을 수 있다. 이 별자리에는 3등급 이상의 밝은 별은 하나도 없으며 고도가 낮아서 우리 나라에서는 윗부분만 조금 볼 수 있다. 천구의 남쪽에 있는 작은 별자리로 올림포스 산의 신들이 티탄 족과의 싸움에서 승리한 것을 기념하기 위해 만든 제단이다.
▪ 조각가자리
1752년 프랑스의 천문학자 라카유가 만든 별자리로 처음에는 조각실자리로 불렸으나 19세기 이후 그냥 조각가자리로 불린다. 그러나 우리나라에서는 일본어를 번역하여 조각실자리로 잘못 부르는 사람들이 많다. 우리나라에서는 남쪽 지평선 바로 위에서 볼 수 있으나 가장 밝은 별이 4등성이어서 실제로는 무척 찾기 힘들다.
▪ 조각칼자리
비둘기자리의 α, β, ε의 세 별이 만드는 작은 삼각형과 에리다누스자리의 ε 1에서 ε 4까지의 4개 별이 만드는 얇은 사다리꼴을 먼저 찾아야 한다. 이들을 찾을 수 있으면 그 중간 아래에서 α, β, γ로 이루어진 'ㄱ'자 모양을 찾으면 된다.
▪ 조랑말자리
전령의 신 헤르메스가 쌍둥이자리의 카스토르에게 준 켈레리스라는 명마이거나 헤라 여신이 폴룩스에게 준 키라루스라는 명마이다. 일설에는 바다의 신 포세이돈이 아테나 여신과 우위를 다투기 위해 싸웠을 때 삼지창으로 바위를 때려 튀어나오게 한 말이라고도 한다. 조랑말자리는 남십자자리다음으로 온 하늘에서 두 번째로 작은 별자리이며 우리 나라에서 볼 수 있는 별자리 중에서는 가장 작은 별자리이다.
▪ 직각자자리
18세기 중엽에 프랑스 천문학자 라카유가 만든 별자리로 처음 이름은 '직각자와 수준기'였다. 그러나 그 후 α와 β별 등 수준기 쪽에 있던 별들이 남쪽삼각형자리로 바뀌는 바람에 오늘날에는 직각자만 남아 직각자자리로 불리게 되었다. 고도가 낮아서 우리 나라에서는 거의 볼 수 없다.
▪ 처녀자리
땅의 여신인 데메테르의 딸 페르세포네가 왼손에 보리 이삭을 들고 있는 모습이다. 페르세포네는 저승의 지배자인 하데스에게 납치되어 저승의 여왕이 되었으나 데메테르의 간청으로 일 년의 반은 저승에서 나머지 반은 지상에서 살 수 있게 되었다. 이 별자리의 α별은 봄철의 남쪽 하늘에서 가장 밝게 빛나는 별로 쉽게 찾을 수 있다. 
▪ 천칭자리
정의의 여신 아스트라에아의 상징인 정의의 천칭이다. 이 천칭은 인간의 선과 악을 재어 그 사람의 운명을 결정하는데 쓰였던 것으로 정의와 공평을 위해 봉사한 아스트라에아의 공적을 기리기 위해 하늘에 올려졌다고 한다. 처녀자리와 전갈자리사이에 있는 작은 별자리로 북두칠성의 맨 끝 별을 아크투루스에 이어 1.5배 늘인 곳에서 찾을 수 있다.
▪ 카멜레온자리
북반구 15도 이상 지역에서 완전히 관측이 불가능하고 남반구에서는 대부분 볼 수 있는 눈에 그다지 띄지 않는 별자리이다. 용골자리와 팔분의 자리 사이에 있는 작은 별자리로 17세기초 독일의 천문학자 바이어가 만들었다. 가장 밝은 별이 4등성으로 거의 관심을 끌지 못하는 별자리이다.
▪ 카시오페이아자리
카시오페이아 여왕은 북반구에서 항상 볼 수 있는 별자리로 우리에게도 매우 친숙한 별자리이다. 카시오페이아는 W 모양으로 더욱 잘 알려져 있다. 카시오페이아를 이루는 별들은 대부분 밝아서 도시에서도 쉽게 찾을 수 있다. 북극성 근처에서 W나 M자를 의식하고 찾으면 쉽게 찾아질 것이다.
▪ 컴퍼스자리
18세기 중엽에 프랑스의 천문학자 라카유가 새로 만든 별자리로 이리자리 아래쪽에 있다. 온 하늘에서 네 번째로 작은 별자리이며 밝고 화려한 켄타우루스자리에 가려 거의 관심을 끌지 못하는 별자리이다. 켄타우르스자리 남쪽에서 찾을 수 있지만 α별이 2.5등급이고 별자리가 매우 작아서 쉽게 찾을 수 있지는 않다.
▪ 컵자리
아폴론이 까마귀에게 물심부름을 보낼 때 주었던 물 컵이다. 까마귀가 명령을 어기고 뒤늦게 무을 떠오자 화가 난 아폴론이 까마귀와 함께 하늘로 던져 버려 별자리가 되었다고 한다. 처녀자리 남쪽으로 바다뱀자리의 한가운데에 올려져 있다. 북두칠성의 손잡이 곡선을 따라 남쪽으로 내려오면 처녀자리의 으뜸별 스피카와 만나고 그 서쪽에서 까마귀자리와 함께 찾을 수 있다. 비록 희미하지만 모양이 뚜렷해서 찾는 데 큰 어려움은 없을 것이다.
▪ 케페우스자리
세페우스라고도 하며, 북반구에서 일년 내내 볼 수 있다. 카시오페이아의 α별과 β별을 이어서 3배정도 연장하면 세페우스의 오각형을 찾을 수 있을 것이다. 카시오페이아의 남편이자 안드로메다의 아버지였던 에티오피아의 왕 케페우스의 모습이다. 딸 안드로메다와 사위 페르세우스가 죽은 후 부인과 함께 북쪽 하늘의 별자리가 되었다
▪ 큰개자리
큰개자리는 가장 밝은 일등성인 시리우스를 포함하고 있어서 찾기가 쉽고, 비교적 모양이 뚜렷한 별자리이다. 오리온자리의 남쪽에서 찾을 수 있다. 아르테미스 여신의 명령으로 주인인 악타이온을 물어 죽였던 사냥개이다. 여신은 목욕하는 장면을 훔쳐 본 악타이온을 벌하기 위해 그를 사슴으로 변하게 하고 그의 사냥개에게 물어 죽이게 했다.
▪ 큰곰자리
제우스신의 사랑을 받았던 아르카디아의 공주 칼리스토가 헤라 여신의 저주를 받아 흰 곰으로 변한 모습이다. 제우스는 숲 속에서 단잠을 자던 칼리스토의 모습에 반해 그녀와 사랑을 나누었고, 그 결과 아르카스란 아들이 태어났다. 그 후 칼리스토는 헤라의 저주로 곰으로 변하게 되고 혼자 남게 된 아르카스는 농부에게 발견되어 훌륭한 사냥꾼으로 자란다. 그리고 어느 날 아르카스가 사냥터에서 흰 곰 칼리스토에게 활을 쏘려는 찰나 이를 지켜보던 제우스가 둘을 집어 올려 하늘의 별자리로 만들었다.
▪ 큰부리새자리
17세기 초 독일의 천문학자 바이어가 만든 이색적인 별자리 중 하나로 열대 아메리카산 큰 부리새를 표현하고 있다. 에리다누스자리의 아케르나르의 남서쪽에 있으며 소마젤란성운이 속한 별자리로 유명하다. 고도가 낮아서 우리나라에서는 전혀 볼 수 없다.
▪ 테이블자리
원래 이름은 '테이블산'으로 남아프리카 케이프타운 남쪽에 있는 산이다. 18세기에 이 별자리를 만든 프랑스의 천문학자 라카유는 그곳에서 남쪽 하늘에 대한 많은 연구를 하였고 그 기념으로 이 별자리를 만들었다.
▪ 토끼자리
사냥꾼 오리온이 특별히 토끼 사냥을 좋아했던 것을 기념해서 만들어진 별자리이다. 특별히 밝은 별은 없지만 겨울철의 가장 대표적 길잡이인 오리온자리의 바로 아래에 있어서 찾기는 어렵지 않다. 오리온자리가 높이 떴을 때 그 남쪽에서 네 개의 3등성으로 이루어진 사각형 모양을 찾아보기 바란다. 
▪ 파리자리
1752년 프랑스 천문학자 라카유가 만든 별자리로 원래 이름은 '남쪽 파리' 또는 '인디언 파리'였다. 그 후 본래의 파리자리였던 북쪽 파리자리는 양자리에 포함되었고 남쪽파리자리만 파리자리로 불리게 되었다. 라카유가 파리자리를 만들기 전에는 이곳에 독일 천문학자 바이어가 만든 꿀벌자리가 있었다. 이 별자리는 남십자성 아래에 보이는 작은 별자리로 석탄자루성운의 일부가 속해 있다.
▪ 팔분의자리
1730년 팔분의를 발명한 존 하드리에 대한 감사의 뜻으로 라카유가 1752년에 만들었다. 팔분의는 육분의를 개량한 것으로 항해할 때 천체의 고도를 측정하여 방향을 확인하던 장비였다. 이 별자리는 가장 밝은 별이 4등급인 어두운 별자리이지만 천구의 남극을 포함하고 있어서 잘 알려져 있다.
▪ 페가수스자리
신화에 등장하는 천마 페가수스의 모습을 하고 있다. 페가수스는 메두사를 사랑했던 바다의 신 포세이돈이 그녀가 괴물로 변하여 페르세우스에게 죽음을 당한 것을 슬퍼하여 그녀의 머리에서 떨어진 피와 바다의 물거품으로 만들었다고 한다. 페가수스는 벨레로폰을 도와 괴물 키마이라를 물리치는 데 결정적인 역할을 했으나, 훗날 벨레로폰이 교만에 빠져 제우스신에 의해 죽게 된 후 하늘에 올라 별자리가 되었다. 이 별자리의 중심 부분에 해당하는 페가수스 사각형은 가을철의 대표적 길잡이 별이다.
▪ 페르세우스자리
헤라클레스와 함께 그리스 신화 최대의 영웅으로 알려진 페르세우스가 메두사를 죽이고 그 목을 들고 있는 모습이다. 카시오페이아의 동쪽에 붙어 있는 별자리로 카시오페이아자리가 떠오르면 바로 동쪽 하늘에 보이기 시작한다. 이 별자리의 북쪽은 α별을 중심으로 북극성을 향해 길게 호를 이루고 있는데 이것을 '페르세우스의 호'라고 한다.
▪ 헤르쿨레스자리
그리스 신화에서 가장 강하고 용감한 투사인 헤라클레스의 별자리로 헤라클레스가 물뱀 히드라를 물리치는 모습을 하고 있다. 헤라클레스는 제우스신의 아들로 태어났으나 헤라여신의 미움을 받아 온갖 고통을 겪는다. 12가지 과업을 마친 그는 데이아네이라라는 여인과 결혼을 하지만 그를 믿지 못한 아내의 실수로 최후를 맞게 된다. 헤라클레스가 죽은 후 제우스신은 그의 몸을 하늘에 올려 별자리로 만들고 영혼은 올림포스 산에서 신들과 살게 했다.
▪ 현미경자리
18세기에 프랑스 천문학자 라카유가 남쪽 하늘에 추가한 별자리로 중세에 만들어진 과학기기 이름으로 된 여러 별자리 중 하나이다. 가장 밝은 별이 5등급인 무척 희미한 별자리로 현미경 속을 들여다보는 것과 같은 주의를 기울여 찾아야 한다. 바다염소자리의 한가운데에 바로 남쪽에 있으며 쌍안경을 이용하는 것이 좋다. 그러나 고도가 낮고 별들의 밝기도 어두워서 우리나라에서는 관측이 매우 어려운 별자리 중의 하나이다.
▪ 화가자리
18세기 중엽에 프랑스 천문학자 라카유가 만든 별자리로 처음 이름은 화가의 이젤이었으나 지금은 줄여서 화가자리라고만 부른다. 작은 별자리로 특별한 관측 대상이 없는 텅 빈 이젤 같은 별자리이다. 우리나라에서는 이젤자리라고도 부르는데 고도가 낮아서 우리가 볼 수 있는 별자리는 아니다.
▪ 화로자리
우리나라에서는 한때 화학로자리라고 불렀다가 지금은 화로자리로 고쳐 부르고 있다. 이 별자리는 고도가 낮고 워낙 어두운 별로 이루어져 있어 우리나라에서는 쉽게 볼 수 없다. 그러나 에리다누스자리와 고래자리의 경계선을 정확히 안다면 그 바로 밑에서 4등성인 α별과 β별을 찾을 수 있다. 그러나 별자리 모양으로 그림을 상상하기는 거의 어렵다.
▪ 화살자리
이 화살의 주인으로 가장 널리 알려져 있는 신은 사랑의 신 에로스이다. 화살자리는 온 하늘에서 3번째로 작은 별자리이지만 모양이 뚜렷해서 찾기는 별로 어렵지 않다. 있는 곳은 독수리자리의 으뜸별 견우와 고니자리의 β별 알비레오의 중간으로 이곳에서 화살모양을 한 네 개의 4등성을 찾으면 된다.
▪ 활잡이자리
주전자의 주둥이 바로 앞은 우리 은하의 중심 방향으로 많은 성운과 성단이 모여 있다. 고니자리의 으뜸별 데네브에서 독수리자리의 견우를 이어 같은 거리만큼 늘이면 활잡이자리의 주전자 모양을 발견할 수 있다. 그러나 밝은 별로 이루어져 있어서 실제로는 여름의 남쪽 하늘에서 다른 길잡이별 없이도 쉽게 찾을 수 있다.
▪ 황새치자리
17세기 초 독일의 천문학자 바이어가 만든 별자리로 원래는 금붕어를 뜻하는 말이었다. 그러나 이 별자리는 1627년에 케플러가 만든 '루돌핀 목록'에 나와 있는 황새치라는 이름이 같이 사용되었다. 오늘날에 도라 도라는 이름으로 확정되었으나 번역은 금붕어보다는 주로 황새치로 하고 있다. 우리나라에서는 볼 수 없는 남쪽의 별자리로 대마젤란성운이 있는 곳으로 유명하다.
▪ 황소자리
제우스신이 페니키아의 공주 에우로페를 유혹하기 위해 변신했던 하얀 소의 모습으로 전해진다. 겨울철의 가장 대표적인 길잡이 별인 오리온자리의 삼성을 서북쪽으로 이어가면 황소자리의 붉은 색 1등성 알데바란을 포함한 V자형의 별들을 발견할 수 있다. 이 V자형의 별들이 바로 황소의 얼굴에 해당하는 부분이다.
■ 별자리 운동
지구 위의 한 장소에서 밤하늘을 보면, 시간이 지남에 따라 보이는 별자리의 위치도 달라짐을 알 수 있다. 이것은 지구의 자전 때문인데, 약 24시간 후에는 같은 별자리를 지난번의 위치에서 볼 수 있다. 정확하게는 24시간이 아니라 하루에 3분 56초씩 빨라진다. 이것은 지구가 태양 둘레를 공전하기 때문이며, 이에 따라 계절이 바뀌면서 매일 같은 시각에 보이는 별자리도 조금씩 달라진다. 그리고 1년이 지나면, 작년에 보았던 별자리가 같은 시각에 같은 자리에서 보이게 된다. 즉, 지구상의 모든 장소에서 보이는 별자리는 지구의 자전으로 하늘이 하루에 한 바퀴 도는 운동과, 지구가 태양 둘레를 1년에 한 바퀴 도는 공전운동의 효과가 겹쳐서 나타난다. 황도는 지구의 공전궤도를 천구에 나타낸 것으로, 태양과 다른 행성들은 황도 위에 위치한 별자리 사이를 지난다. 황도 위의 별자리를 태양이 지나는 달에 따라 구분한 것이 황도 12궁이다. 태양이 춘분에 위치하게 되는 춘분점(春分點)은 황도 12궁 중 물고기자리에 있고, 추분점(秋分點)은 처녀자리에 있다.
■ 별자리 조견반 (planisphere)
들고 다니면서 아무때나 별자리를 한눈에 알아볼 수 있게 만든 간이 성도(星圖). 별자리판이라고도 한다. 지구상의 특정한 지점에서 보이는 천구도(天球圖)를 한 장의 원반 위에 그리고, 그 위에 타원형 구멍이 뚫린 다른 원반을 겹쳐서 만든다. 원반 주변의 숫자에 맞추어서 밑의 원반을 회전시키면 타원형 구멍을 통하여 임의의 계절 또는 임의의 시각의 천구 상의 별자리를 알 수 있다.
■ 별 형성 영역 (star forming region)
새로운 별이 탄생하는 우주공간. 성간 가스ㆍ먼지구름이 특히 빽빽하게 모인 곳에서는 저온 고밀도의 분자구름이 발생한다. 분자구름은 빛으로 보면 암흑성운이다. 별이 탄생하는 현장은 이 암흑의 분자구름 속인 것으로 추측되고 있다. 태양 질량의 10만 배 정도 되는 높은 밀도의 가스ㆍ먼지구름이 자기 중력에 의해 수축을 계속하다가 어떤 메커니즘에 의하여 태양 질량 정도의 덩어리들로 분열하여 원시별로 성장한다. 가스ㆍ먼지구름은 처음에는 구상(球狀)을 이룬 채 수축(B355의 관측예)해 가다가 그 덩어리로부터 갖가지 크기의 가스 흐름이 바깥쪽으로 생겨난다. 몇 광년 규모의 황소자리의 L1551에서는 중심부의 고속 제트류가 전파나 X선으로도 관측되고 있다. 가스ㆍ먼지구름은 갖고 있던 각운동량(회전 운동을 유지하는 능력) 때문에 수축함에 따라 회전 원반 모양이 된다. 이 시대는 원반부의 온도가 높아지므로 적외선이 잘 방사된다. 허블 우주망원경이 발견한 HH30 은 원반 형태를 나타내고 있으며, 오리온자리에서 발견된 원반 모양의 가스ㆍ먼지구름 실루엣은 50~100 천문단위의 크기가 있어서 바로 이런 것으로 해석되고 있다.  원반에서는 수직으로 제트가 발생하여 각 운동량을 더욱 능률적으로 성간 공간으로 뱉어내고 수축해 간다. 나아가 이들이 원시 행성계 원반이 되고, 그 가운데에서 원시별이 탄생하는 것으로 생각된다. 별의 형성이 진행되면 거기에 생긴 질량이 큰 별은 푸르스름한 빛을 낸다. 이 별은 강한 자외선을 방출하므로, 주위의 가스가 전리(이온화)되어 1만K 이상의 고온의 전리 가스 영역이 만들어진다. 은하계 전체로 보면 나선팔을 따라 이러한 별의 형성 영역이 밀고 당기며 늘어서 있으므로, 나선팔이 특히 밝게 빛나 보이는 것이다.
■ 보데 (Bode, Johann Elert, 1747.1.19~1826.11.23)
독일의 천문학자. 함부르크에서 태어났다. 어릴 때부터 천문학에 심취하여, 17세 때 일식 관측 기록을 남겼다. 21세에 펴낸 《밤하늘의 별에 대한 입문서》가 호평을 얻어 학계의 인정을 받고, 1772년 베를린 천문대 대원으로 채용된 후 1786년 천문대장이 되었다. 비텐베르크의 젊은 천문학자 J.D. 티티우스가 발견한 '행성의 거리에 대한 수열'을 1772년에 소개하였는데, 이것이 '보데의 법칙'이다. F.W. 허셸이 천왕성을 발견한 후, 독일에서는 화성과 목성 사이에 미지의 행성이 있을 것으로 보고, 조국의 명예를 걸고 이를 탐사하는 모임이 조직되었는데, 보데가 그 회장으로 천거되었다. 1774년부터 유명한 《베를린천체력: Berliner Astronomisches Jahrbuch》을 발행하여, 직접 51권까지 편집하였다. 그 밖에 몇 권의 전문서적과 계몽서적을 써서 독일 천문학 발전에 공헌하였다.
■ 보데의 법칙 (Bode's law)
태양계에서 행성의 궤도반지름을 나타내는 데 사용하는 법칙. 티티우스-보데의 법칙이라고도 한다. 원래는 독일의 천문학자 J.D. 티티우스가 1766년에 발견한 법칙인데, 1772년 베를린 천문대의 J.E.보데가 세상에 소개하였다. 행성의 궤도반지름을 d라 하면, d=0.4+(0.3×2n)이라는 식에 n=-∽, 0, 1, 2, 3, 4, 5, …를 차례로 넣어서 생긴 수열 0.4, 0.7, 1, 1.6, 2.8, 5.2, 10, …이 수성, 금성, 지구, 화성, 소행성, 목성, 토성, …의 궤도반지름을 차례대로 나타낸다는 법칙이다. 티티우스가 이 법칙을 발견할 때는 소행성 케레스와 나머지 행성인 천왕성 ․해왕성 ․명왕성이 발견되지 않았기 때문에 n=3에 해당되는 장소는 빈자리로 남아 있었고, n=6 이상은 고려되지 않았다. 그러나 n=3인 곳을 제외하면 수성에서 토성까지의 궤도반지름은 이 법칙과 거의 일치하고 있고, 1781년 발견된 천왕성의 궤도반지름도 이 법칙이 제시하는 값과 거의 일치하기 때문에 n=3에 해당되는 장소에도 틀림없이 행성이 존재할 것으로 예견되었다. 그러한 예견은 1801년 1월 1일 이탈리아의 G. 피아치가 n=3에 해당하는 곳에서 소행성 케레스를 발견함으로써 증명되었다. 그러나 1846년 발견된 해왕성과 1930년 발견된 명왕성은 보데의 법칙과 크게 어긋나고 있기 때문에 이 법칙은 행성의 정확한 궤도반지름을 나타내기보다는 행성이 태양에서 멀수록 그 궤도 간격이 상대적으로 커짐을 나타내는 것에 불과하다고 보는 사람도 있다.
■ 보루각 자격루 (報漏閣自擊漏)
조선 중종 때 만든 자동시보장치의 물시계. 1985년 3월 3일 국보 제229호로 지정되었다. 1536년(중종 31) 제작되었으며, 대파수호(大播水壺) 1개 ․소파수호 2개 ․수수호(受水壺) 2개 등으로 구성되어 있다. 이 중 청동제 대파수호는 지름 93.5cm, 높이 70cm이고, 도자기로 만든 소파수호 2개는 최대 지름 46cm 높이 40.5cm며, 청동제 수수호(통) 2개는 바깥지름 37cm, 높이 196cm이다. 이것은 자격장치(自擊裝置)가 제거된 현존하는 자격루의 누기(漏器)로, 이들 누기의 배치는 물이 흘러내릴 수 있도록 경사지게 계단식으로 배치하여 대파수호가 가장 높은 곳에 있고, 소파수호 2개가 나란히 중간 높이에 있으며, 맨 아래에 물을 받는 수수호 2개가 나란히 배치되어 있는데, 약 2.5cm 지름을 가진 파이프가 이들 물통들에 연결되어, 위에서 아래로 물이 흘러내리게 되어 있다. 조선시대의 표준시계는 경루(更漏:1398년) ․누각(漏刻:1424)으로 이어지고, 1434년(세종 16) 장영실(蔣英實) 등에 의하여 만들어진 자격루를 사용하여 오다가, 성종 때에 이르러 이 물시계의 자격장치에 의한 시보(時報)와 시간이 서로 맞지 않아, 1534년(중종 29) 새 자격루의 제작에 착수, 1536년에 완성하여 이를 창덕궁에 세운 보루각에 설치하고 그해 8월부터 표준시계로 사용하였다. 이 두 번째 자격루의 구조는 장영실의 그것과 거의 같으나, 점수(點數)를 자격할 뿐만 아니라 인정(人定)과 파루(罷漏)도 자격할 수 있게 개량한 것이다. 이 물시계는 그 후 100여 년을 표준시계로 사용하다가 1653년(효종 4), 이제까지의 1일 100각(刻)으로 된 수시력(授時曆)이 폐지되고 1일 96각의 시헌력(時憲曆)이 시행중성자별에 따라, 자격장치(자동시보장치) 96각에 맞추어 사용할 수 없게 중성자별으로써 이 장치를 제거하고 누기(漏器:漏刻)만을 한말까지 그대로 표준시계로 사용하여 왔다. 이 자격장치가 제거된 누기의 메커니즘은 현재의 보존상태로는 자세히 알 수 없으나, 《증보문헌비고(增補文獻備考)》 등에는 그 구조를 다음과 같이 설명하였다. 누호(漏壺)의 법은 크기가 다른 3개의 파수호로 되어 있고 2개의 수수호(통)가 있는데, 이는 낮과 밤에 교대로 사용한다. 또 전(箭:잣대) 24개가 있는데, 이는 기(氣)에 준하였고, 그 길이는 각각 6자 2치인데, 수시력에서는 주야를 100각으로 하였으나, 시헌력이 시행중성자별에 따라 전을 96각으로 나누고, 각을 15분으로 나누니, 모두 12시에 매시 8각을 얻는다. 수수호에는 그 안지름과 똑같은 크기의 얇은 동판(銅板)으로 만든 부귀(浮龜)가 있는데, 부귀의 등이 네모가 나 있어서 거기에 잣대를 끼워 통에 넣으면 통에 물이 흘러 들어와서 부귀가 뜨고 그러면 잣대가 위로 올라간다. 궁중유물전시관에서 관리하고 있다.
■ 보르다 (Borda, Jean Charles de, 1733.5.4~1799.2.20)
프랑스의 물리학자․천문학자. 다크스 출생. 초기에는 유체역학(流體力學)을 연구, 선박공학에 기여했다. '보르다의 노즐'은 흐름목계수(係數)가 최저값을 취하는 것으로서 그 실험적․이론적 연구는 그가 이룩한 것이다. 프랑스혁명 후 미터법 제정에 종사하여 그 기준이 되는 자오선(子午線) 길이를 R. 메샨, J. 들랑브르 등과 함께 측정했다. 또 '보르다진자'를 발명하여(1790), 초(秒)진자의 길이를 정밀 측정하였다.
■ 보이드 (void)
우주공간 속에서 은하가 존재하지 않는 것으로 보이는 거대한 지역. 지금까지 관측된 은하들의 적경, 적위 및 적색이동을 이용하여 은하분포도, 즉 우주도를 만들어 보면 우주공간은 은하들이 많이 몰려 있는 지역과 은하들이 없는 지역으로 이루어졌다는 것을 알 수 있다. 이처럼 은하들이 많이 몰려 있어 서로 연결된 지역을 필라멘트라 하고, 은하들이 없는 빈 지역을 보이드라 부른다. 기본원소인 은하와 보이드들이 자유롭게 분포한 우주를 우주의 '거대구조'라 부른다. 보이드의 전형적인 크기는 약 50 Mpc 즉 약 1억 5,000만 광년이다. 3차원적으로 보면, 거대구조는 보이드와 필라멘트가 위상 수학적으로 연결된 공간으로 해면과 같은 구조를 하고 있다. 필라멘트가 서로 만나는 부분에서는 수백 개에서 수천 개의 은하를 포함하는 은하단과 수십 개의 은하단을 포함하는 초은하단을 볼 수 있고, 초은하단은 다시 연합하여 초초은하단과 같은 거대구조를 이룬다. 이로써 우주는 큰 구조 안에 작은 구조가 순차적으로 포함된 계층적 구조를 이루고 있음을 알 수 있다.
■ 보이저
미국이 발사한 항해자라는 이름의 목성과 토성의 탐측기. 1호는 1977년 9월에 발사되어 1979년 3월에 목성에 접근하여 목성과 그 위성의 사진을 촬영하고 1980년 11월 토성을 탐측하였다. 2호는 1977년 8월에 발사되어 1979년 목성에 접근 촬영하고 1981년 8월 토성을 탐측하였다.  
■ 복각 (伏角, magnetic dip)
지구자기(地球磁氣)의 3요소 중의 하나. 지구자기장이 수평면과 이루는 각, 즉 자석의 바늘을 무게중심에서 받쳤을 때, 자침과 수평면이 이루는 각을 말한다. 북반구에서는 반드시 N바늘이 내려가고, 남반구에서는 S바늘이 내려간다. 자석의 북극에서는 자침이 수직이 되고, 자석의 남극에서는 직립한다. 보통 사용하는 자석의 바늘은 S바늘을 무겁게 하여 복각이 나타나지 않도록 하고 있다. 한편 내려본 각, 즉 시선이 수평선과 이루는 하향각에 대해서도 복각(dip:inclination)이라 한다.
■ 복날 (伏-)
초복(初伏)․중복(中伏)․말복(末伏)이 되는 날. 하지 다음 제3 경일(庚日:양력 7월 12일경~7월 22일경)을 초복, 제4 경일을 중복, 입추(立秋) 후 제1 경일을 말복이라고 한다. 중복과 말복 사이에 때때로 20일 간격이 생기는데, 이 경우를 월복(越伏)이라 한다. 초복에서 말복까지의 기간은 일년 중 가장 더운 때로 이 시기를 삼복(三伏)이라 하며, 이때의 더위를 삼복더위라 부른다. 복날 더위를 피하기 위하여 술과 음식을 마련하여, 계곡이나 산정(山亭)을 찾아가 노는 풍습이 있다. 옛날 궁중에서는 높은 벼슬아치들에게 빙과(氷菓)를 주고, 궁 안에 있는 장빙고에서 얼음을 나눠주었다 한다. 민간에서는 복날 더위를 막고 보신을 하기 위해 계삼탕(鷄蔘湯)과 구탕(狗湯:보신탕)을 먹는다. 또한 금이 화에 굴하는 것을 흉하다 하여 복날을 흉일이라고 믿고, 씨앗뿌리기, 여행, 혼인, 병의 치료 등을 삼갔다.
■ 복사
어떤 물체로부터의 전자파나 입자선의 방출. 별 내부나 대기, 성간 기체 등에서 에너지의 커다란 부분이 복사로 전달된다.  
■ 복사광도
천체가 모든 파장에서 1초당 내놓는 전체에너지.  
■ 복사점 (輻射點, radiation spot)
방사점. 지상에서 볼 때 하늘에서 방사상(放射狀)으로 뻗어나오는 유성우 또는 유성군이 시작되는 천구 상의 한 점. 방사점(放射點)이라고도 한다. 유성군은 지구의 공전궤도 근처를 지나는 혜성이 여러 가지 물질을 흘리고 가기 때문에 생기는데, 복사점을 알면, 그 유성군의 원인이 되는 모혜성을 찾을 수 있다. 우주상의 한 점에서 시작된 유성들이 사방으로 퍼져 보이는 것은, 철도 선로의 중앙에 서면 두 레일이 먼 곳의 한 점에서 만나는 것처럼 보이는 것과 같은 원리이다. 사자자리유성군은 사자자리 γ 부근에, 페르세우스자리유성군은 페르세우스자리 γ 부근에 각각 복사점을 가지고 있다.
■ 본영 (本影, umbra)
일정한 크기를 가진 광원으로부터 나온 빛이 물체에 가로막혀 생기는 그림자에서 빛이 전혀 도달하지 않아 완전히 암흑이 되는 부분. 본그늘 ․본그림자라고도 한다. 이에 대하여 빛이 약간이라도 도달하여 희미한 그림자를 만드는 부분을 반영(半影:반그림자)이라고 한다. 거꾸로 말하면, 그림자 안에서 볼 때 광원이 물체에 가려 전혀 보이지 않는 곳을 본영이라 하며, 광원의 일부가 보이는 곳을 반영이라 한다. 전등에 의하여 물체의 그림자가 뿌옇게 비치는 것도 광원이 점광원이 아니라, 일정한 크기를 가지기 때문이다. 일반적으로 물체가 광원보다 작으면 본영이 생기는 영역은 매우 작고, 그림자가 닿는 면이 물체에서 멀어질수록 작아진다. 예를 들면, 일식은 햇빛이 달에 가려져 달의 그림자가 지표에 닿는 현상인데, 그 반영이 닿는 지역에서는 부분식이, 본영의 영역에 들어간 지점에서는 개기식이 관측된다. 이 경우에 본영의 영역은 지상에서 볼 때 반지름이 각거리로 15 ' 40" 전후, 그림자의 정점에서 달까지의 거리 380,000km라는 침상의 가늘고 긴 형태가 된다. 지상에서 개기식이 관측되는 곳은 이 정점이 지표 위를 이동하는 아주 좁은 지역(지름 약 34km)에 한정되어 있다.
■ 본초 자오선 (本初子午線, prime meridian)
경도의 기준이 되는, 즉 경도 0°의 자오선. 런던의 구(舊) 그리니치천문대(현재 케임브리지로 이전)의 자오선을 말한다. 구 그리니치천문대의 자오선은 1884년 국제협정에 의해 지구의 경도의 원점으로 채용되었으며, 또 1935년부터 이 자오선을 기준으로 하는 그리니치시(時)가 세계시로서 국제적 시간계산에 쓰이게 되었다.
■ 본 천문대 (Bonn Observatory)
독일의 본 대학에 속한 천문대. 19세기 중엽부터 본성표(星表)와 본성도(星圖)를 내고 있는 유서 깊은 천문대이다. 본에서 남쪽 100km 지점에 있는 호헤르리스트 관측소는 지름 34cm 슈미트카메라와 30cm 천체 사진의를 보유하고 있고, 사진관측을 이용한 천체의 위치결정, 31 Cyg ․32 Cyg ․WUMa의 광전측광, 특이성의 스펙트럼 등을 연구하고 있다. 본에서 서쪽으로 40 km 떨어진 에펠스베르크에 있는 또 다른 관측소는 막스플랑크전파천문학연구소의 전파관측소와 공동시설로 되어 있다. 이곳에는 지름 100m의 포물면 경위대가 있다.
■ 본 항성 목록 (Bonner Durchmusterung)
독일의 본 천문대에서 만든 항성목록. 본성표(星表) ․본 소천성표라고도 하며, 약칭 BD성표 또는 BD라 한다. F.W. 아르겔란더의 주도로 1859∼1862년에 걸쳐 적위 -2°에서 북극에 이르는 9.5등까지의 항성 32만 4198개를 싣고 있다. 자세한 적경 ․적위 ․안시등급 등이 기록되어 있기 때문에 항성을 흔히 이 목록에 의하여 BD 몇 번이라고 부른다. 1866년 E. 쇤펠트가 범위를 적위 -22°까지 연장하여 133,659개의 별을 추가하였다. 후자는 보통, 남천 항성목록(SD)라고 한다. 본성도(星圖)는 본성표를 그림으로 나타낸 것이다. 망원경 발명 이후 항성목록 중에서 초창기의 가장 중요한 것이다.
■ 볼프-레예 별 (Wolf-Rayet star)
폭넓은 휘선대(輝線帶)를 가진 고온 별. 분광형 O형, 표면온도 20,000∼50,000K로, 반지름은 태양의 약 7배이나, 질량은 태양의 4∼8배로, 같은 온도의 OB형 별의 1/3밖에 안 된다. 탄소의 휘선이 강한 WC형과 질소의 휘선이 강한 WN형으로 나뉜다. 휘선의 폭은 수 nm로, 청색 쪽으로 치우친 도플러효과를 나타내는데, 이는 대량의 대기가 그 표면에서부터 매초 수천 km의 속도로 확장하기 때문으로 추측된다. 대표적인 것으로는 고물자리 ζ, 돛자리 γ, 백조자리 HD 113904 등이 있다. 질량과 표면온도에서 차이가 있지만 일부 행성상 성운의 중심별이 볼프-레예별과 비슷한 스펙트럼을 보인다. 이들 별의 현상에 대해서는 아직 명백히 밝혀져 있지 않다. 프랑스의 천문학자 C.볼프와 G.레예가 1867년에 발견하였다.
■ 봄(spring)
→ 사계절 참조.
■ 봄철 별자리
→ 계절별 별자리 참조.
■ 봉황새자리 (鳳凰-, Phoenix)
가을철 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Phe. 대략적인 위치는 적경 1h 00m, 적위 -48°이다. 조각실자리 남쪽으로 나지막이 걸린다. 1603년 J. 바이어가 신설하였는데, 2등성인 α는 오렌지색 거성이며, 그 밖에 β의 3등성이 있다. 11월의 초저녁에 남중한다. 로마자 이름 피닉스는 불사조라는 뜻이다. 한국에서는 일부만 볼 수 있다.
■ 부분식 (部分蝕, partial eclipse)
일식 또는 월식에서 태양 또는 달의 일부분만 가려지는 현상. 분식(分蝕)이라고도 하며 개기식(皆旣蝕)에 대응되는 말이다. 월식은 달이 지구의 그늘을 지날 때 나타나는 현상이다. 달의 일부가 지구의 본영에 걸렸을 때를 부분월식이라 하고, 본영 속에 전부 들어갔을 때를 개기월식이라고 한다. 부분월식 때는 그림자 부분이 밝은 부분과의 대조 때문에 거의 새까맣게 보인다. 일식은 달의 그늘 속에 있는 관측자가 태양을 바라볼 때 나타나는 현상이다. 만약 지표상에 있는 관측자가 지구와 함께 움직여서 지구의 반영에 접하면, 이때부터 부분일식이 시작된다. 다음에 관측자가 본영에 접하는 순간부터는 개기일식이 시작된다. 부분일식이 시작되어 개기일식으로 들어가기 전에 태양은 가는 초승달처럼 보인다. 개기일식이 일어날 때는 부분일식이 시작된 때부터 1시간, 개기일식에서 부분일식이 끝날 때까지 1시간, 모두 2시간 동안 일식을 관측할 수 있다. 부분일식 동안에 태양을 맨눈으로 바라보면 눈이 상한다.
■ 부유 천정의 (浮游天頂儀, floating zenith telescope)
천정 부근에서 남중하는 항성을 정밀관측하는 천정의를 장치할 때, 수준기로 수평을 유지하는 불편을 피하기 위하여 지지부를 수은조(水銀槽)에 띄우고, 사진을 사용하여 높은 정밀도의 관측을 할 수 있도록 한 천정의. 1900년 영국의 쿡슨이 발명하였다. 1911년부터 40년 동안 그리니치천문대에서 이 장치를 위도관측에 활용하였다. 마이크로미터에 의한 실측 대신에 별이 자오선을 통과할 때 사진을 찍어 건판을 측정기로 잰다.
■ 북 (北)
방위점의 하나. 해가 뜨는 방향에 대하여 왼쪽 방향을 말한다. 지구 자전축의 한 끝을 십이지(十二支)의 자(子)라 하고, 그 반대방향의 한 끝을 오(午)라 하는데, 자가 가리키는 쪽을 북이라 하며, 오가 가리키는 남과는 반대방향이다. 북과 남을 잇는 선은 자오선이라 한다. 전설에서 북방의 신 전욱은 감(坎)을 타고 권(權)을 잡아 겨울을 맡았다 해서 정북을 중심으로 45° 안의 방향을 감방(坎方) 또는 삭방(朔方)이라고 한다. 전욱은 오방신(五方神)의 하나로, 무신(巫神)으로 섬기며 현무(玄武)라고도 한다. 그 상징 색이 흑색이어서 북방을 지키는 장군도 흑제(黑帝)라 한다. 이에 연유하여 북방의 칠성(七星)을 통틀어 현무라 하기도 하는데, 조선시대에는 의장기나 대오방기(大五方旗) 중 북쪽(후문)에 세우는 기는 모두 검은 바탕의 현무기(玄武旗)였다. 한국 사람들은 북방에 귀신이 드나드는 귀문(鬼門)이 있다고 믿고, 또한 석가가 입멸(入滅)할 때 그 와법(臥法)이 북침(北枕)이었고 죽은 사람의 머리를 북쪽으로 뉘는 풍습 때문에 북쪽을 꺼리는 경향이 있다. 그러나 북쪽에서 들어오는 빛은 대체로 변화가 적어 옛날부터 사찰 등에서는 유창(牖窓)이라 해서 북쪽에 창을 만들어그 밑에 문궤(文机)를 놓았다. 오늘날에도 화가들의 아틀리에는 북쪽에서 빛이 들어오도록 꾸미는 예가 많다. 사시(四時)로서의 북은 겨울, 오행(五行)으로서의 북은 물(水)이 된다.
■ 북극 거리 (北極距離, North Pole distance)
천구북극에서 어떤 천체까지의 각거리. 이것을 P라 하면, 그 천체의 적위는 90°-P가 된다. 즉, 그 천체의 적위의 여각과 같다. 예를 들면, 북극성의 북극거리는 현재 약 1°이다. 각거리라는 것에 주의해야 한다.
■ 북극성 (北極星, Polaris)
천구의 북극에 위치해 있는 별. 현재는 작은곰자리 α를 북극성이라 한다. 한국과 중국에서는 북신(北辰)이라고도 한다. 대략적인 위치는 적경 1h 48.4m, 적위 +89° 2'으로, 천구북극에서 불과 1° 떨어져 있으며, 천구북극을 중심으로 작은 반지름으로 일주운동을 하고 있다. 안시등급 2.5등의 비교적 밝은 별인데, 옛날부터 방위의 기준으로, 항해자나 나그네의 친근한 벗이 되었다. 거리 약 800광년, 분광형 F8의 초거성이다. 또한, 주기 3.97일의 세페이드 변광성으로, 2.5등급에서 2.64등급 사이를 오르내린다. 그러나 지구의 세차운동 때문에 자전축의 방향, 즉 천구북극이 서서히 이동하므로, 작은곰자리 α는 천구북극에서 점차 멀어지고, 1만 2,000년 후에는 거문고자리 α인 직녀성(Vega)이 북극성이 될 것이다. 지금부터 5,000년 전에는 용자리 α가 북극성이었다.
■ 북극성 위도법 (北極星緯度法, latitude by pole star)
북극성의 고도를 측정하여 위도를 구하는 방법. 어떤 지역에서 천구북극의 고도는 그 지역의 위도와 같은데, 북극성은 천구북극에 매우 가깝기 때문에 북극성의 고도를 측정하여 다소 보정을 하면 그 지역의 위도를 쉽게 구할 수 있다. 보정값을 구하는 식은  인데, p는 북극성의 북극거리로 56' 정도의 작은 양이고, α는 북극성의 고도, h는 북극성의 시각(時角)이다. 이 식을 이용하면, 보정값을 간단한 표로 만들 수 있다. 북극성의 고도를 육분의(六分儀) 같은 간단한 장비를 이용하여 측정하더라도 비교적 정밀도가 높은 결과(오차 1″ 이하)를 얻을 수 있으므로 대략적인 위도의 값이 필요할 경우에 널리 사용된다.
■ 북두칠성 (北斗七星, Big Dipper)
큰곰자리의 꼬리에 해당하는 α(두베)에서 η(알카이드)까지의 일곱 별. 7개의 별이 국자 모양을 하고 있으므로 두(斗)자를 썼다. 모두 2등급 내외의 밝은 별이고, 그 길이가 20°에 이르므로, 쉽게 식별할 수 있어 예로부터 항해가의 길잡이로서 친근한 별이다. β(메라크)로부터 α로 직선을 그으면 두 별의 각거리의 5배쯤 되는 곳에 북극성이 있어서, 두 별을 지극성(指極星)이라고 한다. 북두칠성은 적경(赤經) 12 h를 중심으로 분포하기 때문에 3월경에는 정오에 남중하고, 5, 6월경에는 오후 8시쯤에 남중한다. ζ(미자르)는 맨눈으로 볼 수 있는 쌍성으로 잘 알려져 있으며, ε(알리오트)는 변광성이다. 또, α와 η는 제외한 5개의 별은 모두 큰곰자리 운동성단에 속해 있다. 한국과 중국에서는 국자의 머리부터 차례로 천추(天樞) ․천선(天璇) ․천기(天璣) ․천권(天權) ․옥형(玉衡) ․개양(開陽) ․요광(搖光)으로 불렀으며, 인간의 수명을 관장하는 별자리로 여겼다.
■ 북십자성 (北十字星, Northern Cross)
백조자리의 α, γ, β를 세로로, ε, γ, δ를 가로로 하여 십자 모양을 이루는 별들. 남십자성에 대응하는 것으로, 오히려 남십자성보다 균형이 잘 잡힌 느낌을 준다. 백조자리는 9월 하순경에 남중하지만, l월 초저녁에는 서쪽 하늘 낮게 지평선 가까이에 있으므로, 마치 지상에 십자가를 세운 듯한 모양이 된다.
■ 북쪽왕관자리 (北-王冠-, Corona Borealis)
봄철에 천정 근처를 지나는 북쪽하늘의 별자리. 목자자리와 헤르쿨레스자리 사이의 작은 별자리인데, 대략적인 위치는 적경(赤經) 15h 40m, 적위(赤緯) +30°이다. 밝기가 비슷한 7개 별이 반원형으로 늘어서 왕관 모양을 이루고 있는데, 남쪽하늘의 남쪽왕관자리에 대응하여 그런 이름이 붙었다. 7개 별 중 가장 밝은 α는 3등성으로, 서양에서는 게마(gemma)라고 부른다. 게마는 라틴어로 보석이라는 뜻이다. ε 가까이 있는 T별은 평소에는 10등급 정도이지만 때때로 폭발하여 2등성까지 밝아지는 회귀신성(回歸新星)이다. 1866년과 1946년 맨눈으로 보일 만큼 밝아진 적이 있다. 이 별자리는 그리스신화에서 낙소스섬에 홀로 버려진 크레테의 공주 아리아드네를 위로하기 위하여 주신(酒神) 디오니소스가 보낸 화관(花冠)이라 한다.
■ 북회귀선 (北回歸線, tropic of cancer)
태양이 천구 위에서 최북단에 머무는 적위. 북위 23°27'의 위도선. 하지선(夏至線)이라고도 한다. 하지날에 태양이 남중하였을 때의 고도가 90°가 되고, 태양이 천정을 통과하는 위선임과 동시에 북반구에서의 열대와 온대를 구분하는 경계선이기도 하다. 태양은 춘분에 하늘의 적도를 남에서 북으로 가로질러 하지에 북회귀선 상에 이르며 결코 이 선보다 고위도지방으로 가지 않는다. 이 선은 사하라사막을 횡단하여 인도의 캘커타, 중국의 광저우(廣州) 북쪽을 통과하고, 타이완 중앙부, 이오섬(硫黃島) 남쪽을 거쳐 멕시코를 지나 쿠바 북쪽을 통과하는 선이다. 지구 자전축은 공전 면에 대해서 23.5도 기울어 있어서, 1년 중 시기에 따라 태양이 똑바로 위에서 비추는 지구상의 위도가 달라진다. 태양이 가장 북쪽의 위도에서 똑바로 위에 오는 날을 하지라고 하고, 그 위도선을 북회귀선이라고 한다. 북회귀선보다 북쪽에서는 남중 시각에 태양이 항상 천장보다 남쪽에 존재한다.
■ 분 (minute of arc)
→ 아크분 참조.
■ 분광계열
별의 스펙트럼선의 세기에 따라 뜨거운 별에서 차가운 별의 순으로 나열한 것(O-B-A-F-G-K-M). → 분광형 별 참조.
■ 분광쌍성 (分光雙星, spectroscopic binary star)
망원경으로는 쌍성임을 알 수 없지만, 분광분석을 통해 쌍성임을 알 수 있는 별. 1889년 W. 피커링이 작은곰자리 ζ(미자르)의 분광사진에서 흡수선이 이중으로 나타나는 것을 보고, 그 원인이 쌍성을 이루는 두 별의 시선속도(視線速度)의 차이에 의한 것임을 밝혔다. 분광쌍성인 동시에 안시쌍성인 경우는 그 궤도를 완전히 구할 수 있고, 이에 따라 두 별의 질량을 구할 수 있다. 그러나 그런 경우는 매우 드물며, 대부분의 분광쌍성은 근접쌍성으로 알려져 있다. 현재 20개 이상의 분광쌍성에 대하여 그 궤도요소가 계산되고 있다.
■ 분광시차 (分光視差, spectroscopic parallax)
별의 스펙트럼으로부터 결정되는 광도와 별의 겉보기 밝기를 비교해서 거리를 결정 하는 방법. 항성의 스펙트럼에는 많은 흡수선을 볼 수 있는데, 그 세기와 폭은 분광형이 같아도(즉, 항성대기의 온도가 같아도) 별에 따라 다른 경우가 있다. 이것은 주로 항성대기의 압력차에 의한 것이며, 압력차는 항성표면의 중력차와, 다시 이것은 항성의 절대등급과 관련된다. 즉, 절대등급의 크기가 스펙트럼선의 특성에 나타나는데, 이것을 스펙트럼선의 절대등급효과라고 한다. 반대로 스펙트럼선의 특성(예컨대, 효과를 받기 쉬운 스펙트럼선과 다른 선과의 강도비 측정 등)을 분광관측으로 관찰하면, 그 별의 절대등급을 알 수 있다. 따라서 이것과 실시등급의 차이에서 그 항성의 거리(시차로 생각해도 된다)를 구할 수 있다. 이와 같은 방법으로 구한 거리(시차)를 분광시차라고 한다. 항성의 거리를 구하는 가장 기본적인 방법은 삼각시차인데, 이것은 가까운 거리의 항성에 대해서만 사용할 수 있다. 그러나 분광시차는 삼각시차를 사용할 수 없는 아주 먼 항성까지 적용할 수 있다.
■ 분광형 (分光型, spectral type)
별을 그 별빛의 스펙트럼에 따라 7단계로 분류한 것(O-B-A-F-G-K-M). 스펙트럼형이라고도 한다. M쪽으로 갈수록 온도가 낮다. 망원경으로 모아진 별빛을 분광기 또는 분광사진기로 분산시키면 별의 스펙트럼을 얻을 수 있다. 여러 별들의 스펙트럼은 서로 관련이 없는 것처럼 보이지만 1863년 A.세키에 의해 처음으로 별들은 각각의 스펙트럼 형태에 따라 몇 가지의 분광형으로 나눌 수 있음을 알게 되었다. 그 이후 1920년대에 하버드천문대의 E.C. 피커링과 A. 캐논에 의해 항성스펙트럼의 헨리드레이퍼 항성목록(HD 분류)가 완성되었다. 별의 분광형에 대한 HD분류법은 처음에는 수소 발머흡수선의 세기에 기준을 두어 가장 강한 발머선을 보이는 별을 A형, 가장 약한 발머선을 보이는 별을 P형으로 하여 알파벳 순으로 나누었으나, 그 이후 별의 온도 순서에 따라 재분류하여 O-B-A-F-G-K-M 의 순으로 정리하였다. 그리고 각 분광형은 다시 10등분 하여 0~9부분으로 나누어진다. 예를 들어 A5별은 A0와 F0형 별의 중간에 해당되며 양측의 특성을 반씩 가지고 있는 경우이다. 1차원적인 온도의 계열에 의거한 분광형의 분류는 모든 별들이 동일한 질량과 반경 그리고 화학조성을 하고 있을 때만 적용될 수 있는데, 별들은 절대등급이 서로 다르므로 온도와 밝기에 따르는 2차원적 스펙트럼분류 방식이 필요하다. 37년 이후 여키스천문대의 W.W. 모건과 P.C. 키낸은 별들의 절대밝기에 따라 Ⅰ,Ⅱ,…,Ⅵ와 같이 6개의 광도계급을 분류하였는데, 이를 MK 광도계급이라 한다. Ⅰ은 세분하여 Ⅰa, Ⅰb로 나뉜다. 여기서 Ⅰ은 초거성, Ⅱ는 밝은 거성, Ⅲ은 거성, Ⅳ는 준거성, Ⅴ는 주계열성 또는 왜성, Ⅵ은 준왜성으로 분류된다. 오늘날에는 어떤 별의 분광형을 나눌 때에 HD 분류법에 의한 기준과 MK 광도계급을 동시에 적용하는 2차원적 분류법을 사용한다. 예를 들어 태양은 분광형 G2Ⅴ의 별로 분류되는데, 즉 노란색의 주계열별을 의미하는 것이다.
① 별의 구성 성분 분석
네온이나 수소, 헬륨 등의 가스를 고온으로 가열하여 관찰하면 한 종류의 색이 나타난다. 이 빛을 분광기를 통해 보더라도 그 스펙트럼은 전 파장대에 걸쳐 나타나는 것이 아니라 일부 파장에 제한되어 나타난다. 물체에서 나오는 빛은 빛을 내는 물체의 종류에 따라 서로 다른 파장의 빛을 내기 때문이다. 선스펙트럼의 위치 역시 원소별로 다르다. 결국 한 가지 원소는 특정한 형태의 선스펙트럼을 이루게 된다. 뿐만 아니라 같은 산소 분자라고 해도 그것이 자유 원자로 있을 때와 분자를 형성하고 있을 때, 그리고 이온 상태로 있을 때 내는 스펙트럼이 다르다. 그러므로 별의 스펙트럼을 조사하면 별의 대기를 구성하는 성분은 물론 그러한 원소가 어떤 상태에 있는지도 알 수가 있다. 아래 그림을 보자. 태양 빛을 분광기를 통해 보면 검은 흡수선들이 나타난다. 이 때 이 흡수선들의 위치는 수소와 헬륨에서 나타나는 흡수선들의 위치와 일치함으로 이를 통해 태양은 수소와 헬륨으로 구성되어 있음을 알 수 있게 되는 것이다.
 
수소
 
태양

자, 그럼 실제로 스펙트럼을 분석해 보자. 아래 그림에는 몇 가지 기체들의 흡수 스펙트럼이 제시되어 있다. 이를 이용해서 별1과 별2가 어떤 기체를 가지고 있는지 알아볼 수 있다.
 수소 
 헬륨 
 리듐 
 별 1 
 별 2 
② 분광형
별의 전체적인 스펙트럼의 세기는 별의 온도가 좌우하는데 온도가 높은 별일수록 스펙트럼의 세기는 짧은 파장대에서 강하게 나타난다. 별의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 모양과 세기에 따라 별의 스펙트럼을 분류한 것을 분광형이라고 한다. 초기에는 수소의 흡수 스펙트럼선 세기에 따라 A, B, C …… P의 16종류로 분류하였으나 후에 온도가 높은 것에서 낮아지는 순서대로 재분류하여 다음과 같은 7가지로 분류하였다.
(고온) O - B - A - F - G - K - M (저온)
각 분광형은 뒤에 0∼9까지 숫자를 붙여서 다시 10가지로 나눈다. 태양의 경우 분광형은 G2이다.
분광형은 별의 표면 온도를 그대로 제시하고 있다. 그런데 온도는 색깔과 밀접한 연관이 있다. 별의 표면 온도가 높을수록 푸른색을 띠고, 온도가 낮을수록 붉은 색을 띠게 된다. 따라서 O형 별 쪽으로 갈수록 별의 온도는 높아지고 색깔은 점점 푸르게 되고, 반대로 M형 별 쪽으로 갈수록 온도는 낮아지고 색깔은 점점 붉어진다.

▪ O형 별 (O-type star)
별의 분광형 분류의 하나로 온도가 약 3만 K에서 5만 K가 되는 별. 이온화(電離) 헬륨과 중성 헬륨의 스펙트럼선을 비교하면 온도를 알 수 있다. 에너지를 소모하는 비율이 크므로 수백만 년이면 핵반응에 의한 에너지를 다 써버린다. 따라서 현재 보이는 O형 별은 최근에 가스에서 막 생겨난 것이다. 성형으로서는 O형 및 B형 별만의 집단을 이루고 있다.
▪ A형 별 (A-type star)
분광형을 바탕으로 하여 분류한 것의 하나로, 온도가 약 10,000K이며 수소의 발머계열의 선이 강한 항성. 수소의 선은 슈타르크효과로 퍼져 있으므로 대기 중의 압력이 낮은 초거성 및 거성에서는 가늘고, 압력이 높은 주계열성에서는 굵게 된다. 금속의 스펙트럼선은 온도가 높은 A0형에서는 그다지 보이지 않지만, 온도가 낮은 A3형과 A5형에서는 비교적 약한 스펙트럼을 볼 수 있다. A0 형의 주계열성의 대표적인 물리량은 유효온도가 11,000K, 질량은 태양의 3배, 반지름은 태양의 2.3배, 자전속도는 150km/s이다. 예를 들면, 베가(거문고자리 α별)는 A0형의 주계열성, 데네브(백조자리 α별)는 A2형의 초거성이다. A형 별과 같은 온도의 별에는 강한 자기장과 특이한 화학조성을 나타내는 A형 특이성(特異星), 또는 칼슘의 선이 비정상으로 약한 금속선별(金屬線星)이라고 하는 무리의 별이 있다.
▪ F형 별 (F-type star)
별의 분광형 분류의 하나로 온도가 약 7,000 K인 별. 스펙트럼 속에 수소의 발머선과 Ca+의 K선과 H선이 현저하고 또 금속선(金屬線)도 많이 볼 수 있다. F형별보다 저온도의 별에는 CH의 분자에 의한 G띠가 나타나기 때문에 분광형의 판정에 쓰인다. F형별 중 저온도 별은 표면에 대류층(對流層)을 가지고 있으나, F2보다 고온도 별에서는 표면의 수소가 이온화(電離)되어 있기 때문에 대류층을 가지지 않는다. 또 대류층과 관계되어 자전속도도 F2를 경계로 하여 저온도 별에서는 초속 20km 이하가 되나, 고온도의 별에서는 초속 100km 이상에 달한다. 이것은 대류층 속에서 일어나는 충격파(衝擊波)에 의하여 주위에 코로나가 생기고, 코로나에서 불어오는 성풍(星風)에 의하여 자전속도가 늦어진다고 생각된다. F0형의 주계열성(主系列星)의 대표적 물리량은 유효온도 9,000K, 반지름은 태양의 1.5배, 질량은 태양의 1.6배가 된다. 남극노인성(南極老人星)으로 알려진 용골자리 α별(카노푸스)은 F0의 초거성이고, 처녀자리 별은 F0의 주계열성이다.
▪ N형 별 (N-type star)
별의 분광형 분류의 하나로서 온도가 3,000K 이하의 붉은 별. 탄소별의 하나로 R형별과 더불어 하나의 계열을 만든다. 같은 온도의 별에 TiO의 띠스펙트럼이 강한 M 형별과 ZrO의 띠스펙트럼이 강한 S형별이 있다. 또한 근년에는 온도와 탄소분자의 강도의 두 가지를 파라미터로 하는 C분류가 R, N분류 대신 쓰인다.
▪ K형 별 (K-type star)
분광형에 따른 별의 분류에서 온도가 약 5,000℃인 별. 다소 붉은 색을 띤다. 중성금속의 스펙트럼선이 강하게 나타나며, 수소선은 거의 보이지 않는다. CH 분자의 G밴드(파장 434nm의 띠)가 가장 강하다. 대표적인 별로는 아르크투루스(Arcturus)와 알데바란(Aldebaran) 등이 있다.
▪ M형 별 (M-type star)
별의 분광형 분류의 하나로 온도가 약 3,000℃인 별. 스펙트럼은 TiO의 띠스펙트럼이 특징이다. 이 별과 같은 온도의 별에 C2 및 CN의 분자띠(分子帶) 스펙트럼이 강한 탄소별(R,N형별)과 ZrO의 띠스펙트럼이 강한 S형 별이 있다. 또 이 별에는 장주기 변광성(變光星)이 많고, 변광 도중에 휘선(輝線)을 내는 것이 많다. 변광성으로 최초에 발견된 미라별(고래자리 ο별), 베텔기우스(오리온자리 α별), 안타레스(전갈자리 α별) 등은 M형 별의 초거성(超巨星)이다. 어두워서 잘 알려진 별은 적으나, 태양에 가까운 차례로 조사해 보면 주계열의 반 정도는 M형 별이다. M형 초거성의 반지름은 태양의 1,000배에 이르고 질량은 태양의 15배 정도 된다. M형 왜성(矮星)의 반지름은 태양의 약 1/4, 질량은 태양의 1/5 정도이다.
▪ R형 별 (R-type star)
분광형 분류의 하나로 온도가 약 3,000K의 적색거성. 거의 같은 온도의 M형 별은 이산화티탄 Ti02의 스펙트럼이 강한 것이 특징이나, R, N형별에서는 C2 및 CN의 스펙트럼이 강하다. R, N 대신에 온도와 C2분자 스펙트럼의 세기의 두 가지를 표시한 C분류법이 사용되고 있다. R형별보다 온도가 조금 낮은 N형 별과 함께 탄소별이라 불린다.
▪ S형 별 (S-type star)
별의 분광형 분류의 하나로 온도가 약 3,000K인 별. 스펙트럼 속에 ZrO의 띠스펙트럼이 강한 것이 특징이다. 같은 온도의 M형 별에는 강한 TiO의 띠스펙트럼이 보이지만 P형 별에서는 ZrO에 비하여 약하다. 또, 바륨과 스트론튬의 강한 선도 관측되고, M형 별에 비하여 중원소(重元素)가 많은 것으로 생각된다. 대표적인 별은 두루미자리의 π'별, 안드로메다자리의 R별, 백조자리의 R별 등이다.
지금까지 알아본 분광형의 특징을 정리하면 아래와 같다.
 
분광형

온도(K)
특징

O
청색
28,000
상당히 작은 흡수선. 2차 이온화된 질소선.
3가 규소 이온 및 다른 이온화된 원자들의 방출선.
10 Lacertae
B
청백색
10,000~28,000
중성 헬륨. 1차 및 2차 이온화된 규소. 이온화된 산소 및 마그네슘선. 수소선들이 O형 별보다 강하게 나타남.
리겔, 스피카
A
백색
7,500~10,000
강한 수소선. 1차 이온화된 Mg, Si, Fe, 티타늄, Ca 및 다른 원자들의 방출선. 몇몇 중성 금속선들도 약하게 나타남.
시리우스, 베가
F
황백색
6,000~7,500
수소선이 A형별보다 약하지만 뚜렷하게 나타남.
1차 이온화된 칼슘, 철, 크롬선 이외에 다른 금속선들과 같이 중성철과 중성 크롬선이 보임.
프로키온
G
황색
5,000~6,000
이온화된 칼슘선이 가장 뚜렷한 분광학적 특징을 보임. 이온화된 금속선들과 중성 금속선들이 나타남.
수소선은 F형 별보다는 약함. CH 분자선 띠가 강하게 보임.
태양, 카펠라
K
주황색
3,500~5,000
중성 금속성이 우세함. CH 분자선 띠가 아직 존재함.
아크투루스, 알데바란
M
적색
3,500
강한 금속선과 산화 티타늄의 분자띠가 우세함.
안타레스

③ HR도

분광형은 별의 온도만을 고려한 반면, 별의 광도까지 고려하여 별을 분류할 수도 있다. 별의 분광형과 광도와의 관계를 그래프로 나타낼 수 있는데, 이를 HR도라고 한다. 1911년 덴마크의 천문학자 헤르쯔풍(Hertzsprung)은 같은 성단에 속해있는 별들의 밝기와 분광형을 그래프로 그렸다. 1913년 미국의 천문학자 러셀(Russell)은 연주시차가 측정되어 있는 태양 근처 별들의 절대 등급과 스펙트럼형의 분포를 조사하였다. 이 두 사람의 연구는 따로 이루어진 것이었으나 그 결과는 같았기 때문에, 이 두 사람의 이름 머리글자를 따서 HR도라고 했다. HR도의 가로축은 별의 표면 온도축으로 스펙트럼형이나 색지수로 대체할 수 있다. 이 때 일반적인 그래프는 오른쪽으로 갈수록 그 값이 증가하지만, HR도의 경우는 반대로 왼쪽이 가장 온도가 높고 오른쪽으로 갈수록 온도가 낮다. HR도의 세로축은 광도축으로 절대등급으로 대체할 수 있다. 위쪽에 위치한 별은 밝고, 아래쪽에 위치할수록 어두운 별이 된다.
 
▪ 광도 계급에 따른 별의 분류-MK 분류(야커스 분류)
HR도상에서 거성은 주계열성보다 밝은 것으로 나타난다. 따라서 표면온도가 같은 두별이 거성은 밝고 주계열성은 어둡게 나타나는 것은 결국 두 별 사이의 반경(질량차)차이 때문이다. 또한 백색왜성에 대해서도 이러한 관계는 나타나는데 이처럼 HR도상의 별들은 온도와 함께 광도에 따른 광도계급(Luminosity class)에 따라 2차원적 분류로 나타난다. 이러한 분류체계를 MK분류법, 또는 야커스(Yekes) 분류법이라 한다. 이 분류법에 따라 별은 다음의 6개의 광도계급으로 분류한다.
Ia:가장 밝은 초거성, Ib:밝은 초거성, II:밝은거성, III:거성, IV:준거성, V:주계열성, WD:백색왜성
▪ HR도상에서 질량- 광도 관계
 
영국의 에딩턴이 밝힌 주계열성에서의 질량-광도 관계 그래프는 질량이 큰 별일수록 수소의 소모율이 급격히 증가하기 때문에, 질량이 클수록 광도가 크므로 더 밝다는 것을 나타낸다.
▪ 전환점, 헤르츠스프룽 간격
 
다음 그림은 플레이아데스, 히아데스, M67 등의 산개성단을 겹쳐 그린 그림으로 주계열의 위쪽일수록 질량이 커서 진화속도가 빠르기 때문에 나이가 많은 성단일수록 주계열의 길이가 짧아진다. 그림에서 p점은 성단의 진화단계에서 주계열을 떠난 위치인 데 이를 '전환점'이라 한다. 산개성단의 HR도에서 전환점이 낮일수록 나이가 많은 성단이다. 또 그림의 실선부분으로 표시된 중앙부에는 별이 전혀 나타나지 않는데, 이것은 질량이 큰 별이 빨리 진화하여 거성으로 변하기 때문인데 이러한 간격을 '헤르츠스프룽 간격'이라 한다.
▪ 구상성단의 HR도
 
구상성단의 HR도는 광도가 작은 주게열이 나타나고, 주계열과 연결되는 적색거성열에 따라 별이 분포하며, 산개성단에서 나타나지 않는 점근 거성열과 수평열이 나타난다. 이와 같은 차이는 성단의 나이와 중금속 원소의 차이 때문이다. 산개성단의 별들은 제2 세대의 별들로 이루어져 중금속 원소의 함량이 구상성단에 비해 많이 포함되어 있다.
▪ 산개성단의 HR도
 
플레이아데스와 히아데스와 같은 산개성단은 밝은 주계열이 짧을수록 오른쪽에 거성이 나타나며, 특히 <그림>에서 보는 M67은 가장 오래된 산개성단으로 Mv=3보다 밝은 주계열이 없으며 오른쪽으로 거성열이 잘 발달되어 있다. 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빠르며 주계열을 일찍 떠나므로 밝은 주계열이 짧을수록 나이가 많은 성단임을 알 수 있다. 주계열에서 가장 푸른(표면온도가 가장 높은 점) 위치를 '주계열 전환점'이라 하는데 성단이 오래될수록 전환점의 등급이 어두워진다. 전환점이 가장 밝은 플레이아데스성단의 나이는 7천만 년 정도이고, 히아데스성단과 M67의 나이는 각각 7억년과 40억년 정도이다
④ HR도 상에서의 별의 분류
HR도에 나타나는 별의 분포에 따라 다음과 같이 별을 분류할 수 있다.
 
▪ 주계열성
HR도상에서 왼쪽 위에서 오른쪽 아래의 대각선을 따라 집중적으로 분포하고 있는 많은 별들을 주계열성이라고 한다. 주계열성은 중심에서 수소 핵융합 반응으로 에너지를 발생시키고 있는 별로서, 별의 일생 중 대부분을 차지한다. 또 주계열성은 광도가 클수록 질량이 크고, 질량이 클수록 반지름이 크다.
 -. 주계열성은 수소핵 융합 반응으로 에너지를 발생시킨다.
 -. 주계열성에서는 광도가 크므로 질량이 크다(질량-광도 관계가 성립).
 -. 주계열성에서는 질량이 크므로 반지름이 크다.
 -. 광도가 클수록 별의 크기가 크고, 표면온도가 높지만, 밀도가 작다.
 -. 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빠르기 때문에 수명이 짧다.
▪ 적색거성
HR도의 오른쪽위에 있는 별로서 표면 온도는 낮으나 반지름이 태양의 수십 배로 매우 크기 때문에 광도가 큰 붉은 색 별을 적색 거성이라 한다. 적색 거성은 태양 정도의 질량을 갖는 별들이 태양 반지름의 수십 배로 커졌기 때문에 밀도가 작다.
 -. 표면온도가 낮다.
 -. 태양 반지름의 수십 배 크기이다.
 -. 광도가 큰 붉은 색이다.
 -. 밀도가 작다.
▪ 초거성
반지름이 태양의 수백 배로 아주 크고, 밝은 별이다. 이 별은 표면 온도가 낮고 밀도는 적색 거성보다도 작아서 희박한 기체 덩어리이다.
 -. 표면온도가 낮다.
 -. 반지름이 태양의 수백 배로 크다.
 -. 초거성의 밀도는 적색거성보다 훨씬 작다.
▪ 백색왜성
HR도상의 왼쪽 아래에 분포하는 별로, 표면 온도는 높으나 태양의 수십 배로 작기 때문에 어둡게 보이는 별을 백색 왜성이라고 한다. 백색 왜성은 주로 중력 수축으로 에너지를 방출하며 밀도는 주계열성에 비해 훨씬 크다.
 -. 표면의 온도는 높다.
 -. 태양의 수십 배로 작기 때문에 어둡게 보인다.
 -. 백색왜성은 주로 중력 수축으로 에너지를 방출한다.
 -. 밀도는 주계열성에 비해 훨씬 크다.
▪ 중성자별
아주 어둡기 때문에 HR도에서는 나타나지 않는다. 중성자별은 원자핵의 양성자와 전자가 합쳐져서 중성자들로만 구성되었다. 태양정도의 질량을 갖는 천체가 반지름 약 10km 정도로 압축되어 밀도(수억 톤/㎤)는 백색왜성보다 훨씬 크다. 중성자별에서는 빨리 회전하면서 0.002초-4초의 주기로 전파의 강도가 변하는 펄서(Pulsar)가 있는데, 지금까지 약 500여개가 발견되었다.
▪ 블랙홀(Black hole)
밀도가 약 100억ton/㎤ 이상으로 중성자별보다 밀도가 훨씬 크기 때문에 주변에 있는 모든 물질 뿐 아니라, 빛마저도 빠져 나오지 못하는 천체이다. 블랙홀은 관측하기가 어렵기 때문에 초거성과 쌍성을 이룰 때, 초거성으로부터 물질이 빨려 들어갈 때, 소용돌이의 원반을 형성하여 X-선을 방출하는 것으로부터 간접적으로 확인할 수 있다.
■ 분리형 쌍성
쌍성의 양쪽이 모두 로슈한계보다 작은 지름을 갖고 있는 것.  
■ 분산
동시에 출발한 복사 펄스가 성간 물질 통과 후 각 진동수 마다 다른 시간에 도착하는 효과.  
■ 분자운
나선 은하의 평면에 있는 크기와 밀도가 크고, 질량이 큰 성간운. 극히 적은 양의 티끌과 많은 양의 분자로 이루어진 기체 구름이다.
■ 분점 (分點, equinoxes)
천구 상에서 천구의 적도와 황도가 만나는 두 교점(交點). 두 개의 분점 중 태양이 천구의 적도를 남에서 북으로 가로지르는 점을 춘분점이라 하고, 반대로 북에서 남으로 가로지르는 점을 추분점이라 한다. 춘분점은 적도좌표와 황도좌표의 기산점(起算點)이다.
■ 분점월 (分點月, tropical month)
달이 춘분점을 통과한 뒤 다시 춘분점을 통과하기까지의 평균시간. 고정춘분점을 기준으로 하는 경우는 27.32166이 되며, 평균춘분점을 기준으로 하는 경우, 즉 달의 평균황경(平均黃經)이 0°에서 360°가 되기까지의 시간으로는 27.32158일이 된다. 춘분점과 달의 공전궤도가 천구 상을 이동하기 때문에, 항성을 기준으로 하는 항성월에 비하여 약 7초가 짧다.
■ 분해능
서로 가까이 붙어 있는 두 천체를 분해하거나 천체의 모습을 자세히 볼 수 있는 정도를 가리키는 망원경의 능력.  
■ 불규칙은하 (不規則銀河, irregular galaxy)
외부은하의 일종으로 나선은하나 타원은하와는 달리 대칭성이 없는, 모양이 불규칙적이며, 일정한 모양을 갖추지 않은 은하이며, 대부분 종족 Ⅰ의 별들과 기체와 먼지를 많이 포함하는 은하. 항성과 성간물질이 불규칙적으로 분포하며, 다음 두 가지 형으로 나뉜다. 제1형은 젊은 O․B형 별과 이온화 수소 영역이 많고, 나선은하의 연장과 같은 양상을 나타낸다. 마젤란은하가 그 예이다. 제2형은 항성이 보이지 않고 가스성운의 집합체로 보이며, M82가 그 예이다. 은하의 진화단계에서 위치가 아직 불명확하지만 은하끼리의 충돌이나 폭발로 생긴 것이 아닌가 여겨지고 있다. 외부은하의 약 1/4을 차지한다.
■ 불안정대
HR도에서 세페이트 변광성이 발견되는 지역. 이 지역의 별들은 핵에서 헬륨 연소가 일어나고 있다.  
■ 불투명도
빛이 그 물질을 투과하는 것을 방해하는 (흡수나 산란을 통해) 정도. 투명도의 반대.  
■ 브래드필드 혜성 (Bradfield comet)
오스트레일리아의 천문가 윌리엄 브래드필드(William A. Bradfield)가 발견한 혜성. 2004년 3월 23일 오스트레일리아의 천문 관측가 윌리엄 브래드필드가 태양 곁을 지나는 혜성을 탐색하다가 저녁 하늘의 지평선 근처 고래자리(Cetus)에서 발견하였다. 1972년 처음 혜성을 발견한 이후 18번째로 발견한 혜성이다. 브래드필드 혜성은 3월 17일 태양에 가장 가까이 접근했고 24일부터 새벽 동트기 직전 동쪽 지평선에 보이기 시작하였다. 발견 당시 밝기는 8등급이었지만, 4월 9일 오스트레일리아 사이딩스프링 관측소의 로브 맥노트(Rob H. McNaught)가 관측했을 때는 5등급, 4월 11일과 12일에 테리 러브조이(Terry Lovejoy)가 관측했을 때는 3.3등급으로 밝기가 각각 다르게 측정되었다. 이 혜성의 정확한 위치를 최초로 알아낸 사람은 테리 러브조이이다. 하지만 이미 상당히 어두워진 상태이고 고도가 매우 낮기 때문에 일반인들은 관측하기가 쉽지 않다. 5월 초에는 약 6.5등성의 밝기로 새벽 동트기 전에 동쪽 하늘 안드로메다자리(Andromeda) 부근에서 관측되었다.
■ 블랙홀 (Black hole)
물질이 중력수축을 일으켜 그 크기가 임계반지름인 슈바르츠실트의 반지름 이하로 줄어든 천체로서 매우 큰 중력으로 인해 빛조차도 빠져 나갈 수 없는 천체. 검은 구멍이라고도 한다. 블랙홀은 A.아인슈타인의 일반상대성이론에 근거를 둔 것으로, 물질이 극단적인 수축을 일으키면 그 안의 중력은 무한대가 되어 그 속에서는 빛․에너지․물질․입자의 어느 것도 탈출하지 못한다. 고밀도에 의해 생기는 중력장의 구멍. 3M⊙ 이상의 천체가 폭발한 후에 생기며, 빛을 내지 않기 때문에 독립적으로는 관측할 수 없고, 근처 별의 운동이나 배경 등에 의해서 관측이 가능하다. 아인슈타인의 일반상대성 이론의 산물이다. 중심부의 수소가 핵융합 반응으로 소진된 별에서는 물질은 별의 중심을 향하여 급격히 수축하며 이 때문에 해방된 중력에너지는 급격하게 빛나는 초신성이 된다. 그러나 수축한 물질은 그 밀도가 물의 1천조배 정도가 되면 안정한 중성자별이 되고 다시 이 정도를 넘으면 강한 중력장에 의해 공간이 생기며, 물질과 빛을 빨아들이는 구멍이 된다. 황소자리 게성운인 펄서, 백조자리 x-선 천체는 이 블랙홀을 반성으로 가진 근접속성 (近接速星)으로 생각되고 있다. 빛에도 만유인력이 작용한다는 것은 아인슈타인의 상대성 이론으로 밝혀졌다. 따라서 중력이 큰 천체 곁에서는 빛의 진로가 휘어지게 된다. 그러나 천체의 밀도가 높아져 중력이 아주 커지면 결국에는 빛마저 탈출 할 수 없는 천체가 된다. 이것이 불랙홀이다. 큰 별이 응축을 거듭하여 별의 일생의 마지막단계에서 만들어지기도 한다. 그런데 현재까지의 관측으로는 은하 중심에도 거대한 질량을 포함하는 블랙홀이 있을 것으로 믿어지고 있다. 블랙홀의 생성에 대해서는 다음 2가지 설이 있다. 첫째는 태양보다 훨씬 무거운 별이 진화의 마지막 단계에서 강력한 수축으로 생긴다는 것이다. 둘째는 약 200억 년 전 우주가 대폭발(Big Bang) 로 창조될 때 물질이 크고 작은 덩어리로 뭉쳐서 블랙홀이 무수히 생겨났다는 것이다. 이렇게 우주 대폭발의 힘으로 태어난 블랙홀을 원시(原始) 블랙홀이라고 한다. 일반적으로 태양과 비슷한 질량을 가진 별은 진화의 마지막 단계에 이르면 백색왜성이라는 작고 밝은 흰색 천체가 되어 그 일생을 마친다. 그러나 태양 질량의 수배가 넘는 별들은 폭발을 일으키며 초신성이 된다. 이때 바깥층의 물질은 우주공간으로 날아가고, 중심부의 물질은 반대로 내부를 향해 짜부라져 중성자별(中性子星)이 된다. 이러한 중성자별은 그것에서 나오는 규칙적으로 맥동(脈動)하는 전파인 펄서가 발견되어 그 존재가 확인되었다. 하지만 태양보다 10배 이상인 무거운 별들은 폭발 때문에 중심부의 물질이 급격히 짜부라진 후에도 그 중력을 이기지 못하여 더욱 수축하게 된다. 이러한 수축은 천체의 크기가 슈바르츠실트의 반지름에 이르러서야 정지한다. 천체가 이 임계반지름에 이르면 물질의 모든 사상은 한 점에 모이는, 즉 부피는 0이 되고 밀도는 무한대인 특이현상이 일어나고, 모든 힘을 중력이 지배하게 된다. 이러한 천체는 1789년 프랑스의 P.S. 라플라스가 처음 생각한 것으로, 그 속을 빠져나오는 데 필요한 탈출속도는 빛의 속도보다 크기 때문에 결국 빛조차 빠져나오지 못한다. 이러한 천체는 직접 관측할 수 없는 암흑의 공간이라는 뜻에서 블랙홀이라 부르게 되었다. 일반상대성이론에 따르면 블랙홀은 아주 강력한 중력장을 가지고 있기 때문에 빛을 포함하여 근처에 있는 모든 물질을 흡수해 버린다. 그래서 블랙홀의 내부는 외부와 전혀 연결되지 않은 하나의 독립된 세계를 이룬다. 만일 지구만한 천체가 블랙홀이 된다면 그 반지름은 0.9cm에 이를 것이고, 태양은 그 반지름이 2.5km보다 작아진다. 실제로 블랙홀이 될 수 있는, 태양 질량의 10배 이상인 별은 그 반지름이 수십km밖에 안 되고, 반대로 중력은 지구의 100억 배 이상이 된다. 블랙홀은 직접 관측이 불가능하기 때문에 오랫동안 이론적으로만 존재해왔으나, 근래에 인공위성의 X선 망원경으로 백조자리 X-1이라는 강력한 X선원을 발견하여 그 존재가 확실해졌다. 백조자리 X-1은 청색 초거성과 미지의 천체가 쌍성(雙星)을 이루고 있는데, 초거성으로부터 물질이 흘러나와 미지의 천체 쪽으로 끌려들어가는 것이 확인되었으며, 아마도 미지의 천체는 블랙홀로 되어 있을 것으로 추측된다. 한편, 우주의 탄생과 함께 생겨난 원시블랙홀 중에는 태양 질량의 30억 배에 달하는 거대한 것과 빅뱅 후 플랑크시간이라는 아주 짧은 시간 동안 심한 충격파에 의해 생겨난 미소블랙홀이 있다. S. 호킹에 따르면 이 미소 블랙홀은 크기가 10-37cm 쯤이고, 질량이 10-11g 정도로 아주 작은 것들이며, 시간이 지남에 따라 질량을 잃고 증발한다. 블랙홀은 우리 은하계 안에도 약 1억 개가 있을 것으로 추산된다. 특히 구상성단의 중심에는 태양 질량의 1,000배에 해당하는 거대한 블랙홀이 있고, 은하계 중심에는 태양질량의 10억배, 은하단의 중심에는 태양 질량의 1014배나 되는 큰 블랙홀이 있을 것으로 생각된다.
■ 비극지 오로라 (非極地-, non-polar aurora)
오로라대가 아닌 저위도지방에서 나타나는 오로라(極光). 오로라는 보통 지자기 위도 65∼70°의 오로라대에서 1년에 100회 이상 빈번히 나타나지만, 태양의 활동이 활발할 때에 그보다 더 저위도지방에서도 나타난다. 비극지 오로라는 진한 적색을 나타내는 것이 많아 먼 곳에서 일어난 화재로 오인되는 수가 많으나, 한국에서 관측되는 경우는 거의 없다.
■ 비둘기자리 (Columba)
겨울철 남쪽하늘에 보이는 별자리. 오리온자리 아래의 토끼자리 바로 밑에 있는데, 대략적인 위치는 적경(赤經) 5h 40m, 적위(赤緯) -34°이다. 3등성인 α, β의 두 별 외에 몇 개의 희미한 별로 이루어진 작은 별자리이므로 별로 눈에 띄지 않는다. 노아의 방주에서 나온 비둘기가 감람나무 잎사귀를 물고 돌아오는 모습을 하고 있다. 북쪽하늘의 헤르쿨레스자리에 있는 태양 향점(向點)과 정반대의 태양 배점(背點)이 이 별자리에 있다. 한국에서는 일부만 볼 수 있다.
■ 비엘라 혜성 (Biela's comet)
목성(木星)족의 주기혜성. 1772년 발견되었고 공전주기는 6.69년이다. 1806년, 1826년, 1832년에 관측되었으며, 1846년 출현 때에는 머리부분이 둘로 갈라져 있었고, 1852년에는 200만 km의 간격을 가진 2개의 혜성으로 분리되었다. 그 후 사라졌다가 1872년 안드로메다자리에 떨어져 유성군이 되었다.
■ 비의 바다 (Imbrium Maria)
→ 달의 바다 참조.
■ 빅뱅
우주개벽의 급격한 변화를 일컫는 말. 팽창우주론에서는 우주 초기에 모든 것들이 극히 좁은 부분에 가두어져 있었고, 극히 짧은 시간에 급격한 반응을 일으킨 것으로 본다. 대폭발 이론.  
■ 빛 (Light)
인간의 눈으로 감지할 수 있는 전자기파를 빛이라고 한다. 참고로 우리가 색깔을 구별할 수 있는 것은 물체에서 반사되는 색을 감지하는 것인데 검게 보이는 물체가 있다면 그것은 빛을 받아서 오직 검은색만을 반사하는 것이다. 그래서 검은색으로 보이는 것이다.  
■ 빛의 속도 (Speed of Light)
진공 속에서의 빛의 속도는 광운이나 관측자의 운동에 관계없이 항상 일정한 값으로 관측된다. 진공 속에서의 빛의 속도는 299,792,458m/s이다.


■ 사계절
① 봄(spring)
겨울과 여름 사이의 계절로 1년을 4계절로 나눌 때 첫 번째 계절. 천문학적으로는 춘분부터 하지까지가 봄이지만 기상학적으로는 3, 4, 5월을 봄이라 한다. 한국에서는 아지랑이, 이동성 고기압, 황사현상, 심한 일교차와 같은 특징을 보인다. 겨울과 여름 사이의 계절로, 입춘(2월 4일경)에서부터 입하(5월 6일경) 전까지를 말한다. 천문학적으로는 춘분에서부터 하지까지가 봄이지만, 기상학적으로는 3, 4, 5월을 봄이라 한다. 봄은 초목의 싹이 트는 따뜻한 계절이지만, 기상이 비교적 안정된 겨울이나 여름에 비하면 날씨 변화가 심하고 점차 따뜻해지기는 하나 때때로 추위가 되돌아오는 등 기상이 상당히 복잡하다. 한국에서는 봄이라 해도 [표]와 같이 각 지방의 기온과 강수량에 상당한 차이가 있다. 날씨의 특징으로는 아지랑이, 이동성 고기압, 황사현상, 심한 일교차(日較差) 등을 들 수 있다.
② 여름 (summer)
1년을 4계절로 나누었을 때 두 번째 계절. 봄과 가을 사이의 계절로서 5월 6일경인 입하부터 8월 8일경인 입추 전날까지를 말하나, 기상학 상으로는 6, 7, 8월을 여름으로 친다. 한국의 경우 6월 말에서 7월 중순 전반까지는 장마철이기 때문에 별로 심한 더위는 없으며, 7월 하순부터 8월 사이가 여름의 최성기(한여름)이다. 그러나 해에 따라 상당히 변화가 심한 편이다. 한국의 여름은 북태평양 상에 있는 해양성 열대기단(海洋性熱帶氣團)의 세력권 안에 들게 되므로 남쪽의 계절풍의 영향이 커 고온 ․다습한 기류의 유입이 많기 때문에 지형적으로 집중호우가 내리기 쉽고 무더운 날씨가 계속되는 특징이 있다. 또한 8~9월 초에 걸쳐서는 태풍의 내습이 종종 있어 풍수해를 입기 쉽다.
③ 가을 (autumn)
1년을 4계절로 나누었을 때 세 번째 계절. 여름과 겨울 사이의 계절로, 천문학적으로는 9월 23일경의 추분부터 12월 21일경의 동지까지를 말하나, 24절기(節氣)로는 입추(8월 7일경)부터 입동(11월 7일경) 전까지를, 기상학에서는 이보다 조금 늦추어서 보통 9∼11월을 가을이라고 한다. 그러나 남반구에서의 가을은 반년이 어긋나서 3∼5월이 된다. 한국에서의 가을 기상현상의 특성을 간추려 보면 대략 다음과 같다. 9월에는 낮 동안 무더위가 남아서 여름을 방불케 하지만 아침과 저녁으로는 시원한 날씨가 된다. 태풍이 종종 남부지방을 지나가 큰 피해를 당하는 경우가 있다(1959년 9월 17일 태풍 사라호). 한편, 전국적으로 비가 자주 내려 이른바 가을장마철이 된다. 특히, 부산․울산 등 남동부지방에서는 강수량을 월별로 볼 때 9월이 일년 중 가장 많다. 10월로 접어들면 강수량이 줄고 공기 중의 습도가 낮아져 맑고 상쾌한 날씨가 계속된다. 이른바 천고마비(天高馬肥)의 계절이다. 맑은 가을하늘의 특징은 구름의 모양이다. 여름 동안에는 수직방향으로 대류(對流)가 발달하여 적운(積雲)과 적란운(積亂雲)이 많이 나타났으나, 가을이 되면 수평방향으로 흐르는 권운(卷雲)과 고적운(高積雲) 등이 자주 눈에 띈다. 가을하늘이 맑은 것은 대기의 대류가 여름보다 약해서 먼지가 고공(高空)으로 올라가지 못하고, 쉽게 비에 씻겨내리기 때문이다. 상공(8km 정도)에서는 여름 동안 한국 부근에서 북상하던 제트기류가 남하하므로, 종종 100m/s나 되는 강한 편서풍이 불게 되고, 이 제트기류에 동반된 갖가지 구름이나 난기류(亂氣流)가 나타난다. 대륙으로부터 이동성고기압이 통과하게 되면 야간의 복사냉각이 심해져 서리가 내리고, 이러한 날에는 감기환자가 많이 발생하며 특히 천식환자 등은 발작을 잘 일으킨다. 늦가을이 되어 기온이 상당히 낮아지면 새벽녘에 강가나 분지 등에 안개가 자주 끼어 교통장애를 일으키는 경우가 많다.
④ 겨울(winter)
1년을 4계절로 나눌 때 네 번째 계절. 가을과 봄 사이의 계절로, 24절기에서는 입동(立冬:11월 7일경)부터 입춘(立春:2월 4일경) 전까지를 말하나, 천문학적으로는 동지(冬至:12월 21일)부터 춘분(春分:3월 21일)까지를 가리킨다. 기상학에서는 12월~2월을 겨울이라 한다. 계절이 반대로 나타나는 남반구에서는 6~8월이 겨울이 된다.
■ 사냥개자리 (Canes Venatici)
봄철에 북쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자는 CVn. 대략적인 위치는 적경 13h 00m, 적위 +40°이다. 북두칠성의 국자 자루 남쪽에 위치하며, 초여름 저녁때 머리 위에서 볼 수 있다. 제일 밝은 α는 3등성이며, 그 밖에는 모두 4등성보다 어두운 별들이다. α는 코르카롤리라고 부르는데, 라틴어로 '찰스의 심장'이라는 뜻이다. 이 별자리는 작은 천체망원경으로 볼 수 있는 수많은 외부은하가 있어 흥미를 끈다. 북두칠성 자루 끝의 η 근처의 소용돌이은하(M51)를 비롯하여 M63, M94, M106 등이 대표적이다. 그 밖에 사냥개자리 α와 목자자리 아르크투루스의 중간쯤에 M3이라는 밝은 구상성단이 태양계로부터 35,000광년 거리에 있다.
■ 사다리꼴 성단/성운 (Trapezium cluster)
오리온성운에 위치한 젊고 무거운 별들로 이루어진 성단.  
■ 사도설 (柶圖說)
조선시대의 우주론. 우주의 형상을 숟가락 또는 국자(柶)에 비유하여 하늘과 땅을 위와 아래가 아닌 안과 밖으로 표현한 것으로 김문표(金文豹)가 주장하였다. 사도설에서는 국자 바깥의 둥근 부분은 하늘이고 그 안의 네모난 부분은 땅으로 하늘이 땅의 외곽을 둘러싸고 있다고 생각하였다. 또한 둥근 하늘의 중심에는 북극성이 있어 28수(宿)를 비롯한 많은 별들이 이 북극성 주위를 둘러싸고 있으며 태양의 운행이 음양오행(陰陽五行)의 순환과 관련하여 절기의 변화를 나타내고 있음을 설명하였다.
■ 사로스 주기 (saros cycle)
상황이 비슷한 일․월식이 되풀이되는 주기. 달은 황도와 백도의 한 교점에서 삭 (朔) 또는 망 (望)이 된 후 6585일 후에 같은 위치에서 다시 삭 또는 망이 된다. 1 사로스 주기 동안 월식은 29회, 일식은 41회가 일어나는데, 그 중에서 부분일식은 14회, 금환일식은 17회, 개기일식은 10회가 된다.
사로스 주기(saros cycle)는 BC 600 칼데아사람들이 발견하였다 하여 칼데아 식주기 (蝕週期)라고도 한다. 사로스란 3600이라는 뜻으로, E. 핼리가 이름을 붙였다고 한다. 사로스 주기는 18년과 10일 또는 11일이 된다. 이는 223 삭망월 또는 242 교점월 (交點月)로 약 6585일에 해당한다.
 29.530588 × 223 = 6585.32일……223 삭망월
 27.212220 × 242 = 6585.36일……242 교점월
즉, 달은 황도와 백도의 한 교점에서 삭 (朔) 또는 망 (望)이 된 후 6585일 후에 같은 위치에서 다시 삭 또는 망이 된다. 1 사로스 주기 동안 월식은 29회, 일식은 41회가 일어나는데, 그 중에서 부분일식은 14회, 금환일식은 17회, 개기일식은 10회가 된다. 이처럼 일정한 율로 일식이 나타나는 것은 1 사로스 주기 후에는 지구로부터 달의 거리가 원래대로 돌아감을 의미한다. 1 사로스 주기는 약 239 근점월에 해당하기 때문이다.
 27.55455 × 239 = 6585.54일……239 근점월
사로스 주기는 물론 태양이 한 교점에서 출발하여 다음 번의 동일 교점에 오는 주기인 식년 (蝕年)의 정수배가 되어야 한다. 여기서 식년이란, 일월식이 일어날 수 있는 주기로서 사로스 주기에 가깝다.
 346.62 × 19 = 6585.78일……19식년
만일 사로스 주기 (22.3 삭망월)가 정확히 6585일이라면 이 일수가 경과한 후에는 지표상의 동일 위치에서 전과 같은 시각에 똑같은 일식을 관측할 수 있을 것이다. 그러나 실제는 0.32일의 차이 때문에 일식이 약 8시간 늦게 일어난다. 지구는 그 동안 약 120° 자전하므로 일식이 관측되는 지역도 120° 동쪽으로 옮겨지고, 3사로스 주기가 지나면 관측지점이 원래 자리로 돌아온다. 그 밖에 사로스 주기 외에도 777 삭망월의 길이가 716 교점월과 같은 주기를 생각할 수 있다.
 29.530588 × 716 = 21143.901일……716 삭망월
 27.212220 × 777 = 21143.894일……777 교점월
이 때의 21144일을 이넥스 (Inex)주기라고 하는데, 이것은 57.890 태양년으로 약 61식년에 해당한다.
■ 사리 (spring tide)
달과 태양이 일직선상에 놓이게 되어 밀물과 썰물의 차가 최대가 되는 것 또는 그 시기. 한사리 ․대조(大潮)라고도 한다. 조석은 달과 태양의 인력(引力)에 의해 일어나는데, 지구에서 보아 달과 태양이 같은 방향에 있을 때(신월)와 정반대 방향에 있을 때(만월), 둘의 작용이 최대가 되어 사리가 된다. 바닷물의 운동은 달 ․태양의 인력 외에도 관성(慣性) ․지형 ․해저마찰 등의 영향을 받기 때문에 실제로 사리가 되는 것은 신월과 만월 전후 1∼2일의 차이가 생긴다.
■ 사분력 (四分曆)
85년부터 206년까지 중국 한(漢)나라에서 사용된 달력. 태음태양력의 하나로 사분법(四分法)이라고도 하며, 편흔(編訢)이 만들었다고 한다. 1년을 365.25일로 하고, 19년을 1장(章)으로 하여 4장(76년)마다 윤달 및 달의 크고 작음을 순환시켰다. 19년에 윤달을 7번 끼워넣는 방법은 그리스의 메톤법과 같고, 76년을 주기로 하는 것은 칼리푸스력과 동일하다. 해의 간지(干支)는 80장(1520년)을 주기로 순환하므로, 이 기간의 달력을 만들어 만년력(萬年曆)이라 했다.
■ 사분의 (四分儀, quadrant)
행성 운동의 변화를 설명하기 위해 프톨레미가 고안한 고대의 기하학적 측정기구로 망원경이 발명되기 전에 사용된 천체관측기. 상한의(象限儀)라고도 한다. 0°에서 90°까지 눈금이 있는 4분원의 금속환(金屬環)이 있고, 그 중심을 벽에 받치게 되어 있다. 눈금의 0점은 중심에서 밑으로 내린 실끝에 매달린 추로 맞추고, 중심을 축으로 하여 연직면(鉛直面) 안에서 움직이는 통으로 별을 보았다. 통의 위치를 가리키는 눈금이 별의 천정거리를 나타낸다. T.브라헤는 사분의를 사용하여 화성을 정밀하게 관측한 것으로 유명하다.
■ 사이클론 (cyclone)
행성의 자전 때문에 행성 대기에 나타나는 유체의 나선 흐름.
■ 사일 (社日)
춘분 및 추분 전후의 가장 가까운 무일(戊日). 사(社)는 땅 귀신을 의미한다. 춘추로 2회 있는데 봄의 것을 춘사일(春社日), 가을 것을 추사일(秋社日)이라 한다. 춘사일은 입춘 후 제5무일로, 3월 17∼26일에 있으며, 추사일은 입추 후 제5무일로, 9월 18∼27일에 들게 된다. 제비는 춘사에 날아와서 봄을 알리고, 추사에 떠나 가을을 알린다고 한다. 여자는 바느질을 멈추고, 남자는 일을 쉬며, 이웃과 함께 나무 밑에 제수를 차려놓고 지신(地神)과 농신(農神)에게 제사를 지낸다. 조선 성종 때 나온 《동국통람》에 의하면 고려 충렬왕 때 오윤부(伍允孚)가 왕에게 건의하여 춘추분에서 가장 가까운 무일을 사일로 정하였다 한다. 그 이전에는 춘추분에서 멀리 있는 무일이 사일이었다. 춘사에는 만물이 발생하고 곡식의 씨를 뿌리기 위하여 부지런히 일하자는 뜻에서 제사지내고, 추사에는 만곡이 익어 풍성하게 된 것을 기뻐하는 뜻에서 제사지낸다고 한다.
■ 사자자리 (獅子-, Leo)
봄철에 천정 근처에서 볼 수 있는 별자리. 약자 Leo. 대략적인 위치는 적경 10h 30m, 적위 +15°이다. 황도 12궁 중 5번째 별자리로, 게자리 서쪽에 위치한다. 사자의 머리에 해당하는 오른쪽 별들은 '?'표를 돌려놓은 것같이 보이는데, 그 모양 때문에 서양에서는 낫이라고 부른다. 앞다리의 1등성인 레굴루스는 하늘에서 제일 밝은 별 중 하나로, 분광형 B7의 흰색 주계열성이다. 황도와 백도에 가장 가까이 있어 달이 통과할 때에는 성식(星蝕)을 볼 수 있다. γ별 부근에 사자자리유성군의 복사점이 있는데 매년 11월 중순에 많은 유성을 볼 수 있다. 그리스신화에서는 네메아의 황야에 사는 사자로, 헤라클레스에게 퇴치되었다.
■ 사자자리 유성군 (獅子-流星群, Leonids)
11월 17일경을 극대기(極大期)로 하여 사자자리 머리 부분을 복사점으로 하여 출현하는 유성군. 약 33년 주기로 대유성우(大流星雨)가 나타나는 것으로 유명하다. 1799년, 1833년, 1866년 많은 유성들이 출현한 후에는 별로 나타나지 않다가 1966년 11월 17일 자정 무렵 대유성우가 관측되었는데 최고 매분 2,000개 이상의 유성이 보였다. 1867년 조반니 스키아파렐리(Giovanni Schiaparelli)가 주기 33년의 템펠(Tempel) 혜성이 모혜성임을 밝혔다. 모혜성이 근일점(近日點)을 지나기 전후 많은 유성우가 관측된다. 한편, 템펠 혜성은 1866년 이래 나타나지 않다가 99년만인 1965년 다시 발견되었다.
■ 사진등급 (寫眞等級, photographic magnitude)
사진으로 별의 밝기를 계급화한 것. mpg라는 기호를 붙여서 표시하며, 안시등급(眼視等級)에 대응된다. 초점을 약간 벗어나게 촬영하여 크기를 갖도록 만든 별의 상이 나타내는 밝기로 정한다. 사진과 사람의 눈은 각기 빛의 파장에 따른 감도가 다르기 때문에 청색 별에 대해서는 사진등급이 안시등급보다 밝고, 적색 별에 대해서는 어둡게 나타난다. 사진등급은 분광형 A0인 별(흰색 별)에 대하여 안시등급과 일치하도록 되어 있다. 색지수(色指數)에 의하여 안시등급으로 환산할 수 있다. 천체의 거리를 10pc(파섹)으로 환산한 사진등급을 절대사진등급(Mpg)이라고 한다.
■ 사진성도 (寫眞星圖, photographic star map)
천구 상의 천체의 위치와 밝기를 사진으로 촬영하여 나타낸 별자리 지도. 1887년 파리 천문회의에서 결정된 국제적인 사진성도 계획에 따라 전 하늘을 몇 개의 구역으로 나누어 세계 각지의 천문대가 같은 초점거리의 망원카메라를 사용하여 각자의 구역을 촬영하였다. 이 사진을 근거로 전 하늘에 대한 11등까지의 성표(星表)가 완성되었으며, 뒤이어 사진성도가 출판되었다. ① 하버드 사진성도 : 8절 크기의 유리판으로, 총 106장로 되어 있으며, 약 12등급까지의 천체가 나타나 있다. 지금은 잘 사용되지 않는다. ② 프랭클린-애덤스성도: 아마추어 천문학자인 F. 애덤스가 만든 것으로, 총 206장으로 되어 있으며, 1장이 천구의 가로 ․세로 15°를 나타내며, 14등까지 수록되어 있다. ③ 팔로마 사진성도 : 팔로마산 천문대의 지름 120cm 슈미트카메라를 활용하여 만든 성도로, 남위 30°까지 총 879조로 되어 있으며, 각 조는 천구의 가로 ․세로 6.6°를 나타낸다. 각 조는 적색과 청색 파장으로 촬영한 2장의 사진으로 되어 있고, 그 중 청색의 것은 21등까지, 적색의 것은 20등급까지 찍혀 있다. ④ 릭사진성도 : 릭 천문대의 C.D. 셰인과 C.A. 위타넨이 13cm 로스렌즈를 사용하여 만든 것으로, 총 190장으로 되어 있으며, 1장은 동서 약 19°, 남북 약 18°의 하늘이 들어 있다. 16등까지의 천체가 나타나 있다.
■ 사진 안시등급 (寫眞眼視等級, photographic visual magnitude)
사람의 눈이 느끼는 것과 비슷한 정도가 되도록 적절한 필터를 사용하여 별을 촬영한 후 그 밝기를 계급으로 나타낸 것. 넓은 범위의 천체들을 동시에 기록할 수 있고, 육안관측보다 정밀도가 뛰어나 수십 분의 1등급까지 측정할 수 있다. 청색파장을 기준으로 하는 사진등급과 비교하여 색을 정하고, 온도나 성간흡수(星間吸收)를 구하는 데 사용된다. 광전관측(光電觀測)을 활용하면 정밀도가 더욱 높아지지만, 성단 내부의 어두운 별을 한꺼번에 측정할 때에는 지금도 이 방법이 이용된다.
■ 사진 천정통 (寫眞天頂筒, photographic zenith tube)
시각과 위도를 정밀하게 관측하는 망원경. 대물렌즈는 지름 20∼25cm로, 그 상측절면(像側節面)은 렌즈 밖으로 나오게 설계되며 거기에 사진건판을 놓게 되어 있다. 렌즈를 수평으로 유지하고 초점거리의 1/2 위치에 수은 반사반(水銀反射盤)을 놓으면, 천정을 지나는 별빛은 렌즈와 반사반을 지나 역행하여 건판 위에 상을 맺는다. 별의 일주운동과 같은 속도로 회전하는 건판은 특정 위치에 왔을 때 전기접촉이 생기게 되어 있다. 이때의 시각과 성상(星像)의 배치 결과에 의하여 시각을 구할 수 있고, 또 성상의 배치로부터 위도를 결정할 수 있다. 미국․캐나다․영국․독일․스위스․오스트레일리아․일본․러시아 등이 보유하고 있다.
■ 삭 (朔, new moon)
달이 하늘에서 태양과 같은 방향에 위치하여 지구에서 볼 때 거의 완전히 보이지 않는 상태의 위상. 달과 태양의 황경(黃經)이 같아지는 때. 합삭(合朔)이라고도 하며, 달의 위상을 말할 때는 신월이라고 한다. 이때 달은 태양과 함께 뜨고 지며, 지구의 반대편만 햇빛을 받으므로 지구에서는 보이지 않는다. 달의 공전주기를 삭에서 다음 삭 또는 망에서 망까지로 잡을 때 그 평균값을 삭망월(朔望月)이라 한다. 일식(日蝕)은 삭에서 일어난다. 달의 운동에 다소 변동이 있고, 달력이 정확히 천체의 움직임을 따라 결정되는 것이 아니기 때문에 달의 위상에서의 삭과 달력상의 삭은 다소 차이가 생길 수 있다. 삭으로부터 경과한 시간을 일의 단위로 나타낸 것이 월령이며, 삭일 때는 월령이 '0'이다. 태음력에서는 일반적으로 삭을 포함 한 날이 각 달의 초하루가 된다.
■ 삭망월 (朔望月, synodic month)
달이 삭에서 삭 또는 망에서 다시 망까지 갈 동안에 걸리는 시간, 만월에서 다음 만월까지의 시간처럼 달과 태양의 위치가 다시 비슷해질 때까지 걸리는 시간. 평균 29일 12시간 44분 2초 8이다. 달은 지구의 주위를 공전하고, 지구는 달과 함께 태양 주위를 공전한다. 지구와 달의 운동에서 달과 태양이 같은 방향에 있을 때를 삭(朔)이라 하며, 달과 태양이 지구를 중심으로 반대 방향에 있을 때를 망(望)이라 하는데, 달이 삭으로부터 다음 삭에 도달하기까지 또는 망으로부터 다음 망에 도달하기까지의 평균길이 29.530588일을 삭망월이라고 한다. 이에 따라 태음력에서는 삭일을 매월 초하루로 정하고, 1태음월을 29일 또는 30일로 하고 있다.
■ 산개성단 (散開星團, open cluster)
은하계에 있는 별의 집단 중 수백 개에서 수천 개의 별들이 지름 수백 광년의 공간에 불규칙하게 모여 있는 것. 수백에서 수천 개 정도 되는 종족Ⅰ의 별이 중력적으로 허술하게 묶인 작은 집단으로 비교적 젊고 푸른 빛을 띤 별들이 모여 있다. 은하 평면 안이나 근처에서 발견된다.  같은 기원을 가지는 느슨한 성단으로 은하의 나선 팔에서 주로 발견된다. 은하성단이라고도 한다. 플레이아데스성단․히아데스성단․프레세페성단․페르세우스자리 이중성단 등이 잘 알려져 있다. 가장 가까운 것은 황소자리의 히아데스성단으로 그 거리는 약 130광년이고, 그 밖의 것들은 대부분 1,500∼6,500광년 거리에 있으며, 주로 은하면에 모여 있다. 고온의 밝고 젊은 별들이 많이 있으며, 분광형에 따라 A형이 많은 히아데스형과 B형이 많은 플레이아데스형으로 구분된다. 1,039개의 산개성단이 알려져 있다.
■ 산광성운 (散光星雲, diffuse nebula)
은하계 내에 존재하는 성운으로, 그 내부 또는 근방에 고온의 별로부터 방출되는 복사에너지를 받아 빛을 내는, 지름이 수광년~수십 광년에 이르는, 형태가 불규칙하고 밝게 빛나는 성운. 은하계 내에 존재하는 성운으로, 그 내부 또는 근방에 고온의 별로부터 방출되는 복사에너지를 받아 빛을 내는, 지름이 수 광년~수십 광년에 이르는 부정형의 가스성운이다. 연령이 오래지 않은 산개성단 주위에 있는 성간 물질이, 산개성단의 밝은 별이 복사하는 빛으로 발광 또는 반사하고 있다. 간석성운이라고도 한다. 성운 내부 또는 근처에 있는 항성의 스펙트럼형이 B2형보다 조기형인 고온별의 경우에는 별에서 방출하는 강렬한 자외선복사 때문에 성운 내의 가스가 들뜨게 되어 성운 고유의 방출선(emission line)과 연속스펙트럼을 내는 방출성운으로 관측되고(예:오리온대성운), 반면에 B2형보다 단기형인 경우에는 별에서 방출된 빛이 성운 내의 성간입자와 티끌에 의해 산란 또는 반사되므로 반사성운으로 관측된다(예:플레이아데스성단을 둘러싸고 있는 성운). 반사성운에서는 방출스펙트럼이 관측되지 않는다.
■ 산발유성 (散發流星, sporadic meteor)
유성우와 관계없이 불규칙적으로 떨어지는 유성으로 일정한 복사점을 가진 유성군(流星群)에 속하지 않은 유성. 1시간에 평균 5~20개가 관측되는데, 지구의 공전방향으로부터 오는 유성을 관측할 수 있는 새벽에 많이 나타나고 반대로 초저녁에는 그 수가 적다. 북반구에서는 가을철에 많이 나타난다. 1주 동안 지구에 부딪치는 이러한 유성의 총수는 약 100만 개에 이른다. 그 중에는 태양계 밖에서 온 것도 상당히 있다고 한다.
■ 살쾡이자리 (Lynx)
봄철에 북쪽하늘에서 보이는 별자리.
약자는 Lyn. 3월경 초저녁에 머리 위에 나타나며, 마차부 ․큰곰 ․게 ․쌍둥이자리 등에 둘러싸여  있다. 대략적인 위치는 적경 7h 50m, 적위 +45°이다. 넓은 면적을 차지하는 별자리인데도 밝은 별이 그다지 많지 않아, 가장 밝은 별인 α가 3등성이며, 그 밖의 것은 4등성보다 어두운 것들이다. 많은 쌍성을 가지고 있고, 구상성단 NGC 2419가 있다. 또한, NGC 2683을 비롯하여 여러 개의 외부은하를 가지고 있다.
■ 삼각시차 (三角視差, trigonometrical parallax)
→ 거리 측정법 참조. 삼각측량의 방법으로 항성의 오차(誤差)를 측정할 때의 그 오차. 길이를 알고 있는 기선의 양 끝에서 천체의 각 위치를 측정하여 그 천체까지의 거리를 측정하는 방법이다. 어떤 항성을 지구에서 본 방향과 태양에서 본 방향의 차이를 말하는 연주시차(年周視差)의 하나이다. 연주시차에는 여러 종류가 있는데, 삼각시차는 지구가 공전(公轉)하기 때문에 직경 약 3억 km의 궤도 위를 이동하는 것을 이용하여 계속 항성의 시위치(視位置)를 사진으로 측정하고, 그 시위치의 차이를 처리해서 구한 연주시차이다. 연주시차를 구하는 가장 기본적인 방법으로, 다른 연주시차 측정법은 삼각시차 측정법이나 삼각시차를 토대로 한다. F.W. 베셀, T. 헨더슨 등은 삼각시차 측정에 처음으로 성공을 거두었다. 별의 시차는 가장 큰 기선을 필요로 한다.

배경별에 대하여 6개월 간격으로 가장 가까운 별에 대한 사진을 구한 뒤 별의 편차 2p를 측정한다. 그러면 p는 1/(태양에서 별까지의 거리)가 된다. 아주 멀리 있는 모든 별에 대해선 지구에서 별까지의 거리는 태양에서 별까지의 거리와 같다. 만약 p가 1아크초이면 별까지의 거리는 1pc이 된다. 1pc은 3.26광년이고 가장 가까운 별은 4.28광년, 약 1.3pc이다.
 1pc =1AU/(1초각) =3.26ly
 1초각 =1°/3600
 D =1pc/p초각
가장 가까운 별인 프록시마 센타우르스의 p =0.8초각, 1.3pc =4.3ly이다.


■ 삼각형자리 (三角形-, Triangulum)
가을철 북쪽 하늘에서 보이는 별자리. 안드로메다․물고기․양 자리 등으로 둘러싸인 작은 별자리로, 늦가을과 초겨울에 걸쳐 천정 근처에서 볼 수 있다. 대략적인 위치는 적경 2h 00m, 적위 +32°이다. 3등급의 α ․β와 4등급의 γ가 직각삼각형을 이루고 있으며, 밝은 별은 많지 않으나 비교적 눈에 잘 띄는 별자리이다. 삼각형자리 α와 안드로메다자리 β 사이에 작은 망원경으로 볼 수 있는 나선은하 M33이 있다.
■ 삼각형자리 은하 (三角形-銀河, Triangulum galaxy)
외부은하의 하나. 은하목록 M33, NGC 598. 지름 약 50,000광년의 전형적인 Sc형 나선은하로, 은하계로부터의 거리는 약 270만 광년이다. 여러 개의 동반은하를 거느리고 있다. 안드로메다은하와 함께 국부은하군에 속한다.
■ 삼대환공부설 (三大丸空浮說)
조선 숙종 때의 학자 김석문(金錫文)이 주장한 우주관. 김석문은 태양․지구․달 등이 모두 공중에 떠 있으며, 그 모양은 공처럼 둥글다고 주장하였다. 또한, 지구는 달처럼 공전한다고 하였다. 천체(天體)는 달걀과 같고 지형은 바둑판 같으며, 태양이 고정된 지구 주위를 돌고 있다고 믿었던 당시의 일반적인 천문지식에 비하면, 매우 놀라운 생각이었다. 그러나 김석문의 학설이 직접 기록으로 남은 것은 없고 다만 박지원(朴趾源)의 《열하일기(熱河日記)》에 이런 학설을 논했다는 기록만 전한다.
■ 삼렬성운 (三裂星雲, Trifid nebula)
궁수자리에 있는 산광(散光)성운. 성운목록 M20, NGC 6514. 대략적인 위치는 적경 17h 9m, 적위 -23° 2'이다. 밝기 약 8등급으로, 시지름은 30'이고, 5,200광년 거리에서 매초 약 11km의 속도로 멀어지고 있다. 내부에 있는 Oe형 별의 복사를 받는 방출성운으로 이온화수소 H II가 넓은 영역을 차지하고 있다. 연속스펙트럼과 더불어 휘선스펙트럼을 나타낸다. 오리온성운과 함께 대표적인 전파원(電波源)이며, 앞에 있는 띠 모양의 암흑성운에 의하여 세 조각으로 분리되어 있는 것처럼 보인다.
■ 삼체 문제 (三體問題, problem of three bodies)
천체역학에서 3개의 질점이 만유인력으로 서로 끌어당기며 운동할 때 질점의 궤도를 구하는 문제. 질점이 2개인 경우는 이체문제라 하며, 그 궤도는 상대 질점을 초점으로 하는 원 ․타원 ․포물선 ․쌍곡선의 2차 곡선 중 하나가 된다. 그러나 뉴턴역학에서 삼체문제의 운동방정식은 18계의 미분방정식으로 나타낼 수 있는데, 수학적인 방법으로는 계수를 6으로밖에 줄이지 못하여 풀지 못한다는 것이 증명되어 있다. 다만, 특수한 경우로, 3개의 질점이 정삼각형의 꼭지점을 이룰 때, 공통무게중심 주위를 타원운동하고 있을 때, 특별한 위치관계로 일직선상에서 타원운동하고 있을 때에 특수해를 구할 수 있는데, 먼저 것을 정삼각평형해(正三角平衡解)라 하고, 나중 것을 직선평형해(直線平衡解)라 한다. 일반적으로 태양계의 천체들은 태양으로부터 인력이 작용할 뿐 아니라, 모든 행성과 위성들 사이에도 인력이 작용하므로 각각의 운동궤도를 구하는 데는 다체문제(多體問題)의 방정식으로 풀어야 한다. 그러나 행성인 경우에는 태양의 인력이, 위성인 경우에는 모행성의 인력이 압도적으로 크기 때문에 그 궤도를 근사적으로는 이체문제의 해인 타원으로 나타낼 수 있다. 또한, 태양․지구․달의 경우와, 태양 ․목성 ․소행성의 경우 등을 간단한 삼체문제로 볼 수 있다. 소행성 중에는 태양과 목성을 잇는 선분을 밑변으로 하는 정삼각형의 꼭지점에 있는 트로이소행성군이 있다. 소행성은 질량이 매우 작아 목성이나 태양의 운동에는 아무런 영향을 주지 않는다. 따라서 목성과 태양의 궤도는 이체문제로 생각하여 그 궤도를 원으로 가정하고, 또 세 개의 천체가 한 평면 위에서 운동하고 있다고 가정하면, 이는 가장 간단한 삼체문제가 된다. 이를 제한삼체문제라고 한다. 이 경우에는 삼체 중 하나의 질량을 0으로 놓고, 나머지 두 물체는 공통무게중심 주위를 원 궤도운동을 하고 있다고 보며, 세 물체가 같은 평면 위에 있다고 가정하여 그 궤도를 구한다. 물론, 이 경우도 엄밀하게는 문제를 풀 수 없으나, 라그랑주의 특수해에 대한 성질이 상세하게 알려져 있다. 태양과 지구의 인력을 받아 운동하는 달의 공전궤도를 구하는 문제도 제한삼체문제로 해결할 수 있다.
■ 상 (image)
실물과 상대적으로 일직선에 정렬된 렌즈나 거울의 초점에 모인 광선들이 만들어 낸 것.
■ 상강
→ 24절기 참조.
■ 상대궤도 (相對軌道, relative orbit)
쌍성계(雙星系)에서 동반성의 궤도. 쌍성계에서는 주성과 동반성이 공통무게중심 주위를 공전하지만 일반적으로 주성에 대한 동반성의 위치를 사용하고, 주성에 대한 동반성의 궤도를 상대궤도라고 한다. 행성과 위성의 경우도 보통 태양과 모행성(母行星)에 대한 상대궤도로 나타낸다.
■ 상대론 (relativity)
아인슈타인에 의해 제시된 두 이론으로 특수 상대론은 가속되지 않은 물체의 운동을 기술하는 것이고 일반 상대론은 중력 이론이다.  
■ 상대론적 도플러 이동 (relativistic Doppler shift)
특수 상대성이론에 의해서 계산된 시선 방향의 운동에 의한 도플러 이동. 아무리 큰 적색이동이라도 빛의 속도보다 큰 시선 운동 속도를 가리키진 않는다.  
■ 상대론적 우주론 (相對論的宇宙論, relativistic cosmology)
아인슈타인의 중력이론인 일반상대성이론을 적용한 우주론. 뉴턴의 중력이론을 적용한 경우와 다른 점은 유한한 빛의 전파속도 때문에 나타나는 볼 수 없는 영역의 존재와 압력이 물질의 질량에너지와 비교될 정도로 크거나 물질의 속도가 매우 큰 상대론적 상황을 다룰 수 있다는 점이다. 일반상대성이론은 중력을 물질의 존재에 따른 시공간의 굽음으로 표현하고 있으며 이들은 비선형적인 관계로 얽혀 있어 많은 경우 해를 구하는 데 어려움이 있다. 우주에 물질이 균일하고 모든 방향으로 똑같이 분포되어 있다는 가정 하에 이론을 전개하면 우주는 팽창 혹은 수축한다는 사실을 알 수 있다. 이 점은 일반상대성이론이 발표된 직후인 1917년 아인슈타인에 의해 발견되었으나 관측사실의 부재와 당시의 믿음에 의해 아인슈타인 스스로 부정하였고, 1922년 프리드만이 정식으로 예견하였다. 그 후 1929년 E.P. 허블은 우주가 팽창하고 있다는 것을 관측으로 증명하였다. 이러한 사실이 뉴턴 중력으로도 예견될 수 있었음은 그 후에 알려졌다. 균일 등방한 물질분포의 가정은 관측 사실의 단순화로 볼 수 있으나, 여러 관측 사실이나 이론적 검증에 크게 벗어남이 없어 많은 경우 대규모 우주를 잘 기술하는 것으로 받아들여지고 있다. 이 경우, 관측되는 은하나 그들로 이루어진 은하단은 균일등방인 우주모형에 불균일 비등방인 물질분포와 시공의 구부러짐을 넣어 이들의 진화를 통하여 설명하게 된다.
■ 상대론적 제트 (relativity jet)
빛의 속도에 가까운 속도로 움직이는 입자들의 흐름.  
■ 상대흑점수 (相對黑點數, relative number of sunspots)
태양흑점의 활동도를 나타내는 양. 흑점상대수, 볼프흑점수, 또는 취리히흑점수라고도 한다. 태양면에서 보이는 흑점군의 수를g, 망원경과 대기의 조건 등으로 정해지는 상수를 k, 흑점수를 f로 할 때, 상대흑점수 R는 R= k(10 g+ f)로 나타낸다. 1849년 취리히천문대의 R.볼프는 지름 8cm, 배율 64배의 굴절망원경을 사용하여 태양흑점을 관측하고, R =10 g + f 라는 수식을 만들어 태양흑점의 활동도를 나타내는 데 사용하였다. 현재는 관측조건에 따라 정해지는 상수 k를 붙여 볼프의 관측값과 잘 맞도록 하고 있다. k는 지름 10cm인 망원경에 대하여 약 1이 된다. 상대흑점수는 특별한 물리적인 뜻은 없으나, 100년 이상 걸친 관측결과가 통계적으로 태양의 활동도를 잘 나타내고 있기 때문에 현재도 이용되고 있다.
■ 상용력 (常用曆, civil calender)
일상생활에 쓰이는 역법. 나라에 따라 다른 역법을 쓰는 경우가 있으나, 대부분의 나라에서는 그레고리력을 사용하고 있다. 한국에서는 종래에 시헌력(時憲曆)을 사용하다가 1895년 조칙(詔勅)에 의하여 음력 1955년 11월 17일을 그레고리력 1956년 1월 1일로 하고 이로부터 태양력을 사용하게 되었다.
■ 상용박명
일출 전과 일몰 후 얼마 동안 하늘이 밝은 상태가 계속되는 현상. 태양의 고도가 지평선 아래 6°가 되면 1등성이 보이며, 18°가 되면 6등성이 보인다. 태양이 지평선과 지평선 아래 6° 사이에 있는 동안을 상용박명이라고 한다.  
■ 상태방정식 (equation of state)
기체의 압력, 온도, 밀도를 서술하는 식.  
■ 상합
외합의 옛 명칭.
■ 상현 (上弦, first quarter)
달의 삭에서 궤도를 1/4만큼 움직인 후 나타나는 위상. 월령(月齡) 7일인 달의 위상. 달의 오른쪽 절반이 빛난다. 지구에서 볼 때 절반이 보인다. 달이 정오경에 떠서 태양이 질 때 남중하며, 한밤중에 진다. 반달 또는 반월이라고 한다. 달과 태양의 황경은 90° 차이가 나며, 달의 크기가 점점 커진다. 태양이 남중할 무렵 동쪽에서 떠서 태양이 수평선 아래로 지는 초저녁 무렵 남중하고, 한밤에 서쪽으로 진다. 해가 지기 전까지 때때로 흰색의 낮달로 보이기도 한다.
■ 색 등급도 (色等級圖, color-magnitude diagram)
별의 분포를 등급과 색지수 평면 내에 나타낸 것. 등급과 색지수(또는 분광형)는 관측되는 물리량이므로 색등급도는 관측에서 직접 얻을 수 있다. 별의 거리를 알 경우에 겉보기 등급으로부터 광도(또는 절대복사등급)를 구하고, 색지수로부터 표면온도를 구하면 광도와 표면온도의 평면 내에서 별의 분포를 얻게 된다. 이를 HR도라 한다. 등급(광도)은 별에서 방출되는 복사에너지를 나타내고, 색지수는 별의 표면조건을 나타내는 물리량이다. 따라서 색등급도 상에서 별의 위치는 그 별의 진화상태를 보여주는 셈이다. 일반적으로 나이가 다른 여러 성단의 색등급도를 비교 ․조사함으로써 질량이 다른 여러 별들의 진화과정을 자세히 연구한다.
■ 색 수차
빛의 파장 (색)의 차이에 따라 렌즈의 굴절률이 다른 데서 발생하는 수차. 그 후 18세기 중엽 색지움 렌즈가 발명되어 굴절망원경에서도 색수차를 제거하는데 성공했다.  
■ 색 온도 (color temperature)
색깔에서 유추한 온도.  
■ 색 지수 (色指數, color index)
서로 다른 두 파장에서 관측된 등급의 차이. 푸른색 필터(B)와 노란색 필터(V)로 관찰된 천체의 등급 차(B-V). 푸를수록 B-V는 작다. 천체의 밝기를 각기 유효파장이 다른 빛에 대하여 측정하였을 때 생기는 등급의 차. 주로 안시등급(V:550nm) ․청색등급(B:430nm) ․자외등급(U:350nm) 간의 차이로 나타낸다. 색지수를 구하면 별의 색온도(色溫度)․표면온도 등을 알 수 있다. UBV 측광계에서의 색지수는 B-V와 U-B의 2종류가 있는데, 분광형 A0인 주계열성에 대하여 B-V와 U-B가 0이 되는 점을 기준으로 한다. 일반적으로 B-V가 사용되는데, 이것은 초기의 색지수를 사진등급과 안시등급의 차로 나타냈기 때문이다. UBV 측광계와 같은 3색 측광뿐 아니라, 4색 ․6색 ․다색 등 더 많은 파장역(波長域)에서 연속스펙트럼을 측정하면 별에 대하여 더욱 많은 물리적 성질을 알 수 있다. 다음 그림은 뜨거운 별의 색지수이다.

■ 색지움 렌즈
크라운 유리와 프린트 유리의 굴절률 차를 이용하여 렌즈를 조합하여 색수차를 제거한 복합 렌즈. 이 렌즈로 인해 대구경 굴절망원경이 만들어지게 되었다.  
■ 색 초과 (色超過, color excess)
어떤 별에 대하여 원래의 색지수와 실제로 측정된 색지수간의 차이. 보통 시선방향에 있는 성간물질의 효과로 별빛은 실제 색깔보다 붉어진다. 멀리 있는 별은 성간물질에 의해 짧은 파장 쪽의 빛이 잘 흡수되므로 적색편이가 나타나서 색지수가 증가한다. 따라서 색초과 값을 알면, 공간흡수의 정도를 추정할 수 있다. 다만, 성간물질의 상태에 따라 공간흡수의 정도가 달라지므로 이 방법으로 구한 공간흡수의 양은 그다지 정확하지 못하다.
■ 서구
하구. 지구에서 보면 외행성이 태양 방향에서 서쪽으로 90。떨어져 보일 때를 말한다. 행성이 서구일 때는 한밤중에 동쪽 하늘에 떠서 새벽에 남중한다.  
■ 서력 (西曆)
서양에서 사용되고 있는 기원(紀元)에 대한 호칭. 유럽에서는 그리스도 기원이라고 하며, 그리스도 탄생의 해라고 믿고 있는 해를 기준으로 하여 역사상의 경과연령을 헤아린다. 이 기원은 6세기경에 로마의 수도사(修道士) 디오니시우스엑시구스의 창시(創始)에 의한 것으로, 《부활제의 서(書)》 중에서 사용되었다. 그는 예수 그리스도의 탄생을 로마 건국 기원 754년이라 하였지만 현대 연대학자의 설에서는 그보다도 약 4년 빠르게 탄생하였다고 한다. 유럽에서 일반적으로 사용하게 된 것은 8세기 이후부터이다. 그리스도 탄생 이전을 기원전(紀元前), 즉 BC(Before Christ)로 표기하며, 탄생 이후를 기원 후, 즉 AD(Anno Domini:主의 해)로 표기한다.
■ 서방 최대이각
지구에서 내행성을 봤을 때, 태양에서 가장 서쪽으로 떨어진 위치에 있을 때를 말한다. 수성은 약 23。, 금성은 약 46。이다.  
■ 서브 밀리미터 파
파장이 1~0.1mm인 전파. 성간 분자, 은하계 중심핵, 퀘이사, 블랙홀 주변 등은 유력한 서브 밀리미터파 방사원이다. 서브는 이하라는 뜻이다.  
■ 석질운석 (stony meteorites)
주로 규화물로 이루어진 운석.  
■ 석철질 운석 (stony-iron meteorites)
니켈-철과 규화물이 혼합된 운석.  
■ 석탄부대성운
남십자 자리에 보이는 암흑성운. 지름 약 4°이고, 거리는 170pc이다. 성간 물질의 고체미립자나 가스가 먼 쪽의 별빛을 흡수하여, 중앙부에서 20등급 이상의 감광을 하여 먼 별은 보이지 않는다.  
■ 석호성운 (潟湖星雲, lagoon nebula)
궁수자리에 있는 석호 모양의 방출성운. 성운․성단목록 M8, NGC 6523. 대략적인 위치는 적경 18h 04m,적위 -24° 23'이며, 시지름 60'×35', 거리 약 5,000광년이다. 밝기는 8등급에 해당하고, 중앙에 산개성단 NGC 6530이 있으며, 가운데로 한 가닥의 검은 줄이 가로지르고 있다. 이온화수소․가스․먼지 등으로 된 성운으로, 1㎤에 수소원자 30개 정도의 밀도를 가지고 있으며, 그 질량은 태양의 3,000배에 이른다. 이온화 에너지는 NGC 6530 내의 고온별에서 얻는 것으로 추측된다.
■ 선명력 (宣明曆)
중국 당나라 때 서앙(徐昻)이 만든 역법. 823년부터 당나라에서 채택되어 71년간 계속되었는데 당나라의 여러 역법 중 가장 오래 쓰였다. 일월식(日月蝕)의 계산법에 현저한 진보가 있는 것이 특색이다. 일월식 때 태양시차(太陽視差)의 계산법을 개량하여 시차(時差) ․기차(氣差) ․각차(刻差)의 3차를 구함으로써 시차(視差)의 영향을 거의 완전히 계산해 냈다. 선명력이 한국에 언제 들어왔는지는 확실하지 않으나 《동국문헌비고》에 의하면 고려 초에 선명력을 이어받았다고 한 것을 보면 신라에서도 선명력이 쓰였을 가능성이 있다. 이는 당에서 선명력을 채택한 시기가 통일신라 후기이고, 두 나라 사이에 사신이 빈번히 왕래한 점으로 보아, 930년경 신라에서도 선명력을 썼을 것으로 짐작된다. 한국에서는 고려 충렬왕에 이르기까지 약 400년간 선명력이 쓰였다. 또한, 고려 때 수시력(授時曆)이 들어온 후 조선 전기에 이르기까지도 일식 ․월식의 계산만은 선명력의 방법을 썼다고 한다.
■ 선스펙트럼
전자가 서로 다른 에너지 준위로 천이를 할 때 해당하는 파장의 빛이 방출되어 보임.  
■ 선야설 (宣夜說)
고대 중국의 우주관. 중국 고대의 우주론(宇宙論)에는 개천(蓋天)․선야․혼천(渾天)의 3설이 있었다. 개천과 혼천에 대해서는 자세한 내용이 알려졌으나 선야설에 대해서는 분명하지 않다. 《진서(晉書)》의 〈천문지(天文志)〉에는 후한의 극맹(郄萌)이 전하였다는 선야설의 짧은 내용이 인용되어 있다. 이에 따르면 일월중성(日月衆星)은 허공에 떠 있으며, 기(氣)에 의하여 움직이기도 하고 정지하기도 하여, 그 운동은 극히 불확실하다고 한다. 다만, 일월성신이 천구(天球)에 붙어 있다는 개천설을 부정한 점에서 주목된다.
■ 선조 (線條, ray)
달 표면의 크레이터인 티코와 코페르니쿠스 등 비교적 젊은 크레이터들로부터 나와 방사상으로 퍼진 선. 특히 티코에서 나온 선조는 거의 달 전면에 뻗어 있다. 만월 무렵 밝아지고 특히 눈에 잘 띄는데, 반달 무렵에는 그다지 눈에 띄지 않는다. 그 성인(成因)은 분명하지 않으나, 크레이터가 만들어질 때 달 표면의 진동으로 생긴 것으로 보인다.
■ 선천수 (先天數)
천간(天干)과 지지(地支)에 각각 배정한 수. 후천수(後天數)에 대응된다. 천간의 갑(甲) ․기(己)는 9, 을(乙) ․경(庚)은 8, 병(丙) ․신(辛)은 7, 정(丁) ․임(壬)은 6, 무(戊) ․계(癸)는 5이고, 지지의 자(子) ․오(午)는 9, 축(丑) ․미(未)는 8, 인(寅) ․신(申)은 7, 묘(卯) ․유(酉)는 6, 진(辰) ․술(戌)은 5, 사(巳) ․해(亥)는 4이다.
■ 선폭 (line profile)
파장의 함수로 나타낸 스펙트럼선 세기의 변화 폭.  
■ 섬광성 (閃光星, flare star)
온도가 낮은 별들 가운데 때때로 몇 분에서 몇 시간에 걸쳐 증광(增光)하는 변광성(變光星). 태양의 플레어와 비슷한 현상에 의해 일어나므로, 플레어별이라고도 한다. 주로 붉은색의 M형 주계열별에서 생기나 K형도 더러 있다. 별 자체의 온도가 낮고 플레어 부분이 고온이므로 증광은 자외선 쪽에서 현저하고 적색 쪽에서는 약하다. 그 빈도는 하루에 수차례씩 일어나는 것에서 며칠에 한 번씩 일어나는 것까지 다양하다. 태양의 경우 플레어는 태양면 전체의 빛을 관측하여도 검출되지 않는다. 이것은 플레어와 표면온도의 차가 작아서인데, 다른 별의 경우도 플레어와 표면온도의 차가 작아지면, 같은 플레어라도 증광비율이 감소되므로 잘 검출되지 않는다. 사자자리 AD별과 도마뱀자리 EV 별이 대표적인 섬광성이다.
■ 섬광 스펙트럼 (閃光-, flash spectrum)
개기일식 때, 달의 주위에서 볼 수 있는 태양의 채층으로부터 나오는 약한 연속광(光)을 동반한 휘선스펙트럼으로 정상 흡수 스펙트럼이 채층의 방출 스펙트럼으로 바뀐다. 달이 태양의 광구를 덮어서 가린 순간부터 극히 짧은 시간(10초 정도) 동안 볼 수 있다. 섬광스펙트럼의 주요 휘선에는 수소의 발머선, 헬륨의 D3선, 이온화헬륨의 468.6nm선, 이온화칼슘의 H ․K선, 그 밖의 금속선 등이 있다. 광구의 스펙트럼을 반전한 것과 비슷하여, 광구의 강한 흡수선은 강한 휘선으로, 약한 흡수선은 약한 휘선이 되어 나타난다. 그러나 광구스펙트럼에서 볼 수 없는 헬륨이 밝게 나타나며, 전리이온의 스펙트럼선도 광구에 비하여 강하다.
■ 섬머타임 (summer time)
여름철에 긴 낮 시간을 유효하게 쓰기 위하여 그 지방의 표준시보다 1시간 시계를 앞당겨놓는 것. 일광절약시간(日光節約時間:daylight saving time)이라고도 한다. 섬머타임은 18세기 후반 미국의 B. 프랭클린이 주장하였으나 시행되지 못하였다. 영국의 윌리엄 월릿은 1907년 "일광의 낭비"에서 섬머타임제를 적극 주장하였다. 섬머타임을 실시하게 되면 그만큼 일을 일찍 시작하게 되고, 일찍 잠을 자게 되어 등화를 절약할 수 있는 경제적 이유와 신선한 공기와 일광을 장시간 쪼이게 되어 건강도 증진된다고 하여 일광절약 법안을 의회에 제출하였으나 부결되었다. 섬머타임은 제1차 세계대전 중 독일에서 처음으로 채택되었으며, 그 후 유럽의 여러 나라가 이를 사용하기 시작하였다. 그 후 일상생활이나 학술적인 면에서 불편하고 혼란을 초래한다 하여 채택을 중단한 국가들이 많다. 유럽 여러 나라의 섬머타임은 매년 3월 마지막 주 일요일에 시작되어 10월 마지막 주 일요일에 끝난다. 미국․캐나다 등의 섬머타임은 매년 4월 첫째 주 일요일에 시작되어 10월 마지막 주 일요일에 끝난다.
한국에서도 동경 135°를 기준으로 한 표준시를 채택하기 전인 1949년부터 1961년까지 실시되었다. 또 제24회 올림픽경기대회(서울올림픽)를 계기로 1987∼1988년 동안 실시되었다가 1989년 다시 폐지되었다.
■ 섬우주 (island universe)
은하계와 같은 거대 규모 은하를 부르는 용어. 이들이 바다에 뜬 섬처럼 우주공간에 분포해 있는 데서 붙여진 명칭이다. 은하계 밖 성운은 거의 독립적으로 있는 것은 없고, 대부분 수백~수천 개의 은하가 집단을 이루고 있다. 소우주라고도 한다. 무한히 넓은 우주에는 은하계나 안드로메다은하 같은 별들의 집단이 수없이 많이 존재하고 있는데, 이들 은하의 모습이 바다 위에 떠 있는 섬과 같아서 이를 비유하여 붙인 이름이다.
■ 섭동 (攝動, perturbation)
한 천체의 궤도가 다른 천체의 인력으로 교란되는 현상. 천체의 운동에서 해를 알고 있는 주요한 계에 다시 별도의 작은 힘이 작용하여 본래의 운동을 약간 변화 시키는 힘을 말한다. 행성의 운동은 케플러 운동에 의해 거의 나타내지는데, 실제로 다른 행성 등의 섭동을 받아 복잡한 운동을 한다. 행성의 궤도는 태양의 인력만 생각하면 타원이 되지만, 다른 행성으로부터도 힘을 받고 있으므로 엄밀하게 타원은 아니다. 이렇게 행성의 궤도가 다른 천체의 힘에 의해 정상적인 타원에서 어긋나는 것을 섭동이라 한다. 행성의 궤도를 이론적인 운동방정식으로 풀어서 구하는 경우에는 먼저 다른 행성의 힘을 무시하고 타원방정식을 구한 다음, 다른 행성의 힘(섭동력)에 의하여 궤도요소가 시간과 함께 어떻게 변하는가를 계산하는 것이 보통이다. 섭동에 의한 궤도요소의 변화에는 크게 두 가지가 있는데, 행성간 회합주기와 비슷한 주기로 변하는 주기섭동과, 시간과 더불어 한없이 커지는 장년(長年)섭동이 그것이다. 그 밖에 장주기섭동이라는 변화를 받는 일이 있다. 쌍곡선궤도의 혜성이 거대 행성인 목성의 인력에 의해 주기혜성으로 바뀌는 것도 섭동에 의한 것이다. 한편, 인공위성의 궤도도 지구적도 부분의 팽대(膨大)와 대기저항, 달․태양 등의 인력으로 섭동을 받는다.
■ 성간가스
성간가스는 주로 수소와 헬륨이다. 수소원자는 중성과 전리상태로 병존한다. 밀도가 높은 영역에는 수소가 분자상태로 존재한다. 원자와 분자상태로 존재하는 수소의 총질량은 거의 비슷하다. 성간분자로는 수소분자 이외에도 70여 종이 현재 알려져 있다. 성간물질은 그 존재양상에 따라, 차가운 중성의 성운(星雲) 물질, 따뜻한 중성의 성운간(星雲間) 물질, 매우 뜨거운 전리상태의 코로나 물질로 대별된다. 이 세 가지 물질은 서로 압력평형을 이루고 있다. 성운 내부의 온도는 10에서 100K, 성운간 물질은 6,000∼8,000K, 코로나 물질은 약 300,000K이다. 성운들은 은하계의 운동에 동참하며, 속도분산이 약 10km/s인 무작위 운동을 한다. 성운의 종류는 다양하다. 질량이 태양의 수십∼수백 배에 이르는 소형의 글로불에서 수십 만 배나 되는 거대한 성운복합체 등이 있다. 공간의 점유율로 볼 때, 성운이 약 10%, 성운간 물질과 코로나 물질이 그 나머지 공간을 대강 반씩 나누어 차지하고 있다. 그러나 질량면에서는, 성운과 성운간 물질이 서로 엇비슷한 정도로 전체의 90% 이상에 이르고, 코로나 물질은 겨우 수 %를 차지할 뿐이다. 성운과 성운간 물질은 은하면 중심에서 약 1,500광년 되는 높이에까지, 그리고 코로나 물질은 1만 광년 이상에까지 분포한다.
■ 성간기체 (interstellar gas)
성간 물질을 구성하고 있는 원자, 분자, 이온. → 성간가스 참조.
■ 성간 메이저 (星間-)
성간가스를 이루고 있는 특정한 분자로부터 강력한 마이크로파가 나오는 현상. 메이저는 물리학에서 유도방출에 의한 마이크로파증폭(microwave amplification by stimulated emission of radiation)의 준말이다. 수산기(水酸基) OH 분자의 파장 18cm선, H2O 분자의 파장 1.35cm선 및 일산화규소 SiO 분자의 파장 6.9mm선, 3.5mm 대(帶)의 일련의 스펙트럼선이 강력한 성간메이저 현상을 일으키는 것으로 알려져 있다. 주로 미라형 변광성 등 적색거성과 적색초거성, 또는 새로 태어난 대질량의 원시별에서 관측되며, 한결같이 별에서 대규모의 가스유출이 수반되고 있다. 유출하는 가스에서 대량의 분자가 만들어지고 별로부터의 강한 자외선과 적외선이 이들 분자를 들뜨게 하여, 에너지준위 분포에 이상을 일으켜 메이저효과를 낸다. 이러한 OH ․H2O ․SiO 분자에서의 메이저의 관측은 별의 탄생기와 말기에 일어나는 가스방출 현상을 연구하는 데 필수불가결한 수단이다. 그 밖에 메틸알코올 CH3OH 등의 성간분자에서 약한 메이저 현상이 관측되고 있다.
■ 성간물질 (星間物質, interstellar matter)
별과 별 사이의 공간에서 발견되는 모든 종류의 기체와 티끌, 즉 성간공간에 존재하는 물질의 총칭. 우주진(宇宙塵)이라고도 한다. 성간공간에 있는 물질로 성간가스․성간티끌․자기장․우주선 등으로 이루어져 있다. 그런데 주로 성간가스(interstellar gas)와 성간티끌(interstellar dust)로 되어 있다. 이들은 대부분 성간운의 형태로 분포하고 있다. 그리고 성간물질은 별을 만드는 재료를 제공하고, 별에서 나오는 에너지를 받아서 모습을 바꾸기도 한다. 즉 이 물질들이 서로 뭉쳐져서 별이 탄생하며, 수명이 다한 별은 흩어져 성간물질로 된다. 이렇게 별의 탄생과 사멸에 크게 관계한다. 그래서 성간물질은 은하의 진화를 알아내는 데 가장 중요한 물질이다. 성간물질은 은하계 총질량의 약 3분의 1을 차지한다. 그러나 별의 총질량의 약 20분의 1 정도 된다. 또한 성간물질의 평균밀도는 1㎤당 수소원자 1개 정도로 극히 진공에 가깝다. 별의 평균밀도 104kg/㎥나 지구상의 대기밀도 1.6kg/㎥와 비교하면 매우 희박한 상태다. 성간물질 중 성간티끌의 평균밀도는 이보다 더 희박하여, 100만 ㎥당 티끌이 1개 정도다. 20세기 중반 이후부터 생겨난 전파천문학을 비롯하여, 적외선 ․자외선 ․X선 등의 새로운 관측수단에 의하여 성간물질의 존재가 확인되었다. 그래서 성간물질의 다양한 모습과 특징이 서서히 밝혀지고 있다.
■ 성간물질의 대순환
은하에서 가벼운 항성은 진화의 거의 마지막 시기인 거성 단계에 도달한다. 그러면 자신의 표면층을 크게 부풀려서, 질량의 일부를 외부로 방출한다. 이렇게 방출된 물질에서 성간티끌의 핵이 될 각종의 규산염 ․흑연 ․탄화규소 등의 내화성 미세입자들이 응결된다. 그러면 이 응결핵들은 복사압을 받아 성간공간으로 밀려나간다. 비교적 큰 응결핵 표면에는 주로 탄소 ․질소 ․산소 ․수소 등으로 구성된 휘발성의 '더러운 얼음층'이 덮이게 된다. 이렇게 성장한 티끌이 바로 새알심형 티끌이다. 응결핵 중 너무 작은 것들은 열적으로 불안정하여 표면에 얼음층을 형성할 수 없다. 그래서 내화성 미세입자로 그대로 남는다. 이리하여 가벼운 항성은 성간티끌의 주요 공급원이 된다. 한편 무거운 항성은 진화의 마지막 단계에서 초신성으로 폭발하여 성간기체로 되돌아간다. 초신성 폭발시 방출되는 막대한 양의 에너지가 코로나 물질을 고온의 상태로 유지시키는 원동력이다. 또 항성 내부에서 융합된 중원소도 이때 함께 방출하므로, 성간물질의 중원소 함량비는 시간이 경과함에 따라 점차 증가하게 된다. 중원소를 이렇게 전보다 많이 함유하게 된 성간물질에서 다음 세대의 별들이 탄생하곤 한다. 따라서 별과 별 사이의 공간은 성간물질에서 항성으로, 항성에서 다시 성간물질로 전환하는 대순환의 현장이라 할 수 있다.
■ 성간 소광곡선 (interstellar extinction curve)
파장의 함수로 나타낸 성간 티끌에 의한 소광량.  
■ 성간분자 (星間分子, interstellar molecule)
성간물질 중에서 분자 상태로 존재하는 것. 별과 별 사이 공간에는 성간가스나 성간티끌 등의 성간물질이 존재하고 있다. 성간가스의 평균밀도는 1㎤에 수소 원자가 하나 있는 정도이며, 성간티끌의 평균밀도는 이보다 더 희박하다. 성간가스는 주로 수소와 헬륨이다. 밀도가 높은 영역에는 수소가 원자가 아닌 분자 상태로 존재한다. 성간분자로는 수소 분자 외에도 현재 70여 종이 알려져 있다. 대부분 성간분자에서 나오는 전파에 의해서 발견되었다. 파장의 범위는 약 20cm∼1㎜이다. 이처럼 성간분자에서 강한 마이크로파가 나오는 현상을 성간메이저라고 하는데, 별의 탄생기와 말기에 일어나는 가스 방출 현상을 연구하는 데에 중요한 역할을 한다. 성간분자를 구성하는 원자로는 수소 ․탄소 ․질소 ․산소 ․규소 ․황 ․나트륨이 있는데, 그 중에서도 수소 ․탄소 ․질소 ․산소로만 이루어져 있는 것이 대부분이어서 우주에서 각 원자의 양을 알 수 있다. 대표적인 성간분자로 일산화삼탄소를 들 수 있는데, 1984년 일본의 도쿄천문대 노베야마(野邊山) 우주전파관측소의 스즈키 히로코(鈴木博子) 연구팀이 처음으로 발견하였다. 일산화삼탄소에서 나온 주파수는 48.1085GHz였다.
■ 성간 자기장 (星間磁氣場, interstellar magnetic fields)
성간 공간에 존재하는 자기장. 은하계 전역에 걸친 평균세기는 약 3μG(마이크로가우스)이다. 잘 정돈된 자기장 성분의 방향은 은하면과 대략 평행인 듯하며 세기는 1.6 μ G로 추정된다. 불규칙한 성분의 세기는 약 5μG, 그리고 불규칙성의 척도는 150 광년 정도로 알려졌다. 은하자기장의 에너지밀도가 성운의 운동에너지밀도와 비슷하므로, 성간자기장은 성운들의 분포와 기체역학적 진화에 중요한 영향을 미친다. 성간자기장은 성간티끌을 정렬시키며, 별빛은 정렬된 티끌 사이를 통과하면서 약하게 편광된다. 성간자기장은 게성운 등에서 관측되는 싱크로트론복사의 요인이 된다. 강하게 선형편광된 싱크로트론복사는 성간자기장 때문에 패러데이회전을 겪는다.
■ 성간티끌 (interstellar dust)
성간 물질을 구성하고 있는 작은 고체 알갱이. 크기는 0.1μm 정도이다. 성간티끌은 크기에 따라 새알심형 입자와 내화성 미세입자, 그리고 극미세 입자로 대별된다. 새알심형 입자는 지름 0.3μm 크기로, 내화성 핵 주위를 '더러운 얼음' 물질이 둘러싸고 있다. 내화성 미세입자는 수십 nm 크기로, 규산염이나 흑연 성분의 물질이 밖에까지 그대로 노출되어 있다. 극미세 입자는 수 nm 규모로, 적외선천문위성의 최근 관측으로 그 정체가 PAH(polycyclic aromatic hydrocarbon)라고 밝혀졌다. 새알심형 입자는 가시광선 및 자외선 복사를 매우 효과적으로 흡수하고 산란한다. 내화성 미세입자와 PAH는 근자외선에서 원자외선에 이르는 복사를 주로 흡수․산란한다. 성간티끌에 의한 흡수․산란 때문에, 별빛의 세기는 거리의 제곱에 반비례하는 정도보다 더 심하게 어둡게 된다. 그뿐만 아니라, 별빛의 색이 실제보다 붉게 보이게 된다. 티끌은 자신이 흡수한 별의 가시광선과 자외선 복사를 적외선으로 재방출한다.
■ 성간흡수 (星間吸收, galactic absorption)
항성 등의 천체가 그 앞에 놓인 성간물질에 의해 그 빛이 흡수․산란되어 실제보다 어둡게, 때로는 전혀 보이지 않게 되는 현상. 성간물질의 성분․크기 및 상태에 의하여 일반흡수 ․선택흡수 ․단색흡수 등으로 나뉜다. 특히 미립자의 크기가 빛의 파장 정도이거나, 그보다 작은 경우에는 성간물질을 통과하여 관측되는 빛은 짧은 파장 쪽의 산란이 심해져 원래의 빛보다 붉게 보인다. 이를 공간적화(空間赤化)라고 한다. 성간물질의 존재는 별의 등급․개수․거리의 통계적 연구로부터 알 수 있으며, 공간흡수의 정도는 장소에 따라 불규칙성을 보이는데, 1광년당 1∼2등급의 광도 감소가 생기는 일도 있다. 외부은하의 천구 상의 분포를 보면 은하면 부근에서는 적고, 거의 볼 수 없는 영역이 있음을 알 수 있다. 이런 사실로부터 E. 허블은 은위(銀緯) b인 은하계 밖의 천체는 대략 0.35등급의 cosec b의 흡수를 받는다고 결론 내렸다. 흡수는 은하 간에도 존재하며 이를 은하간 흡수라고 한다.
■ 성단 (星團, star cluster)
은하보다 작은 규모로, 수백 개에서 수십만 개의 별로 이루어진 별들의 집단. 별들이 중력에 의해 모여 있는 상태를 말한다. 산개 성단과 구상 성단이 있다. 성단의 별들은 동일한 성운에서 생겨났다고 여겨진다. 별들이 모여 있는 형태와 별의 종족에 따라 산개성단(散開星團)과 구상성단(球狀星團)으로 구분된다. 개개의 성단에 속한 별들은 은하계 내에서의 분포 ․나이 ․중금속 함량비 ․HR도에서의 위치 등에 큰 차이를 보이므로, 별과 은하의 진화를 연구하는 데 필요한 귀중한 자료이다. 산개성단은 수십 개에서 수백 개의 별들이 산만하게 모여 있는 성단으로, 은하성단이라고도 한다. 지금까지 1039개의 산개성단이 알려져 있으며, 은하계 내에 약 2만 개가 있는 것으로 추정된다. 주로 은하면 가까이에 분포하며, 생긴 지 얼마 안 되는, 비교적 금속 함량비가 높은 전형적인 종족 Ⅰ에 속한 별들로 구성되어 있다. 페르세우스자리 h와 χ 의 이중성단, 외뿔소자리의 NGC 2264처럼 수백만 년 정도의 젊은 성단부터 안드로메다자리의 NGC 752, 게자리의 M67 등과 같이 수십억 년이나 된 늙은 성단까지 있다. 산개성단은 젊은 성단일수록 은하면에 집중되어 있다. HR도를 보면 산개성단은 성단의 나이에 따라서 분광형 O형의 절대등급 -7등(페르세우스자리의 이중성단)부터 분광형 M형의 +3등급(M67)까지의 주계열별을 가지고 있으며, 적은 수의 거성도 존재한다. 그 외에도 많은 쌍성과 약간의 백색왜성이 발견된다. 산개성단에서 발견되는 성간물질인 중성수소의 양은 성단의 나이와 비례관계가 있는데, 젊은 성단일수록 그 양이 많아지고, 늙은 성단에서는 발견되지 않는다. 흥미 있는 사실은 나이가 젊은 성단일수록 HR도에서 주계열별과 거성 계열 사이의 간격이 커진다는 점이다. 이 간격을 헤르츠스프룽 간격이라고 하는데, 이것은 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빨라서 주계열별로부터 거성으로 먼저 진화하기 때문인 것으로 알려져 있다. 산개성단 중 가장 잘 알려진 성단은 황소자리의 7자매별 또는 좀생이별이라고 하는 플레이아데스성단과 역시 황소자리에 있는 히아데스성단이다. 히아데스성단은 소속된 별들이 같은 공간에서 같은 방향으로 움직이므로, 즉 고유운동이 천구 상의 한 점으로 수렴되므로, 이 별들의 고유운동과 시선속도로부터 성단까지의 거리를 구할 수 있다. 이러한 성단을 운동성단이라 한다. 구상성단은 수십만에서 수백만 개의 별들이 강력하게 밀집되어 거의 공 모양을 이루고 있는 성단으로, 은하중심 근처에서 은하무리에 이르기까지 분포한다. 그 반지름은 20~50pc이며, 성단의 중심부에 별들이 밀집되어 있어 역학적으로 매우 안정되어 있다. 지금까지 알려진 수는 131개(이 중 몇 개는 분명하지 않다)이며, 은하계 내에는 모두 500개 정도가 있는 것으로 추정된다. 중심부의 별의 집중도가 강한 것부터 Ⅰ, Ⅱ, …, XII까지 12단계로 분류된다. 구상성단은 밝기 분포가 타원은하의 밝기 분포와 매우 유사하여 타원은하와 역학적 성질이 비슷한 것으로 생각된다. 질량은 태양의 수십만 배에서 수백만 배에 이르며, 평균 약 100만 배인 것으로 알려져 있다. 또한 광도 대 질량비(M/L)는 1 정도로, 태양과 유사하다. 성단 전체의 분광형은 F2에서 G5까지의 범위를 가지는데, 이것은 준왜성의 분광형과 비슷하다. 성단의 평균색지수(B-V) 0.57과 비교하면 구상성단을 이루는 별들은 산개성단과 비교하여 온도가 낮은 별들임을 알 수 있다. 구상성단은 나이가 대략 100억 년으로, 우주의 나이와 비슷하며, 늙고 중금속함량비가 낮은 전형적인 종족 Ⅱ의 별들로 구성되어 있어, 그 HR도는 산개성단의 HR도와 아주 다른 양상을 보인다. 산개성단보다 상대적으로 적은 주계열별들, 주계열로부터의 이탈을 의미하는 전향점, 적색거성으로 진화하고 있는 준거성 계열․적색거성 계열, 그리고 수평 계열 등이 구상성단의 HR도의 특징이다.
■ 성도 (星圖, astronomical map)
천구 상에 보이는 항성 ․성단 ․성운 ․외부은하 등의 겉보기위치를 투영하여 나타낸 그림. 이를테면 별자리 지도이다. 천체의 위치뿐 아니라 등급 그 밖의 특성까지 표시하는 것이 보통이다. 성도의 기원은 매우 오래 되었지만, 근대 천문학의 발전과 함께 본격적인 성도라 할 수 있는 것은 1729년 영국의 그리니치천문대에서 만든 플램스티드성도이다. 그 후 수많은 크고 작은 성도가 간행되었으나, 현재 사용되고 있는 대표적인 성도는 [표]와 같다. 19세기에 제작된 본 성도는 본 항성목록에 실려 있는 별을 지도화한 것인데, 지금도 널리 쓰이고 있으며, 코르도바성도는 본 성도를 남극까지 확장한 것이다. 최근의 성도로는 원색으로 인쇄된 베크바르 성도가 있는데, 성단 ․성운이 많이 올라 있어, 성단 ․성운 ․혜성을 관측하는 데 편리하다. 또 스미스소니언 천체물리 관측소(SAO)성도는 인공위성 추적을 주목적으로 작성된 것이다. 이상은 항성목록 또는 천구 상의 사진을 그림으로 나타낸 것인데, 20세기에 들어와서는 천구의 사진을 그대로 성도로 만드는 기술이 개발되었다. 대표적인 것이 프랭클린-애덤스성도이다. 근래에 팔로마산 천문대가 지름 1.2m 슈미트카메라를 이용하여 적청(赤靑)의 2색으로 촬영한 성도가 완성되어, 가장 유용한 사진성도가 되었다. 그 밖에 성도를 소형화하여 한 권의 책으로 만든 성도첩(星圖帖)이 아마추어 천문가용으로 많이 출판되고 있다.
■ 성류 (星流, star stream)
천구 상에서 항성의 운동이 일정한 방향을 향하고 있는 현상. 항성의 운동은 천구 상에서 고유운동과 시선속도(視線速度)를 측정하면 알 수 있는데, 이러한 운동은 태양계의 공간운동이 더해진 겉보기운동이다. 많은 항성의 운동을 측정한 결과 태양계는 헤르쿨레스자리 방향으로 초속 약 19km로 진행하고 있음이 알려졌다. 태양계 주변의 별들을 살펴보면 그 운동은 각각 다른 방향을 향하여 무질서한 것처럼 보인다. 그러나 코볼트와 J.C. 캡타인이 각각 1895년과 904 년 브래들리성표의 별을 조사한 바에 의하면 항성의 운동에는 은하면을 따라 두 방향의 흐름이 있음이 밝혀졌다. 이것이 이른바 이성류설(二星流說)이며, 오리온자리의 북단 근처와 반대쪽인 뱀자리 근처에 그 향점이 있다. 이러한 이성류설에 대하여 1907년 K. 슈바르츠실트는 항성의 운동은 2성류의 향점을 장축으로 하는 타원체로 분포되어 있다고 주장하였으나, 아직 확실한 결론은 내려지지 않았다.
■ 성식
달이나 행성이 항성․행성․위성을 가리는 현상으로, 엄폐라고도 한다. 일반적으로 달에 의한 항성의 식을 가리킨다. 이 관측에 의해 달과 항성과의 상대 위치를 결정하고, 달의 운동이론, 성편의 개량, 역표시의 결정 등이 행해진다.  
■ 성운 (星雲, nebula)
가스와 먼지 등으로 이루어진 대규모의 성간물질. 은하계 안의 가스와 우주진이 빛나 보이는 것을 은하계 성운이라고 하며, 은하계 밖에 존재하는 천체들을 은하계외 성운이라고 한다. 은하계 내에 가스나 우주먼지가 밀집되어 있는 지역으로 광학적으로 관측할 수 있는 곳을 말한다. 주로 은하면에 모여 있으며, 주변 별의 영향과 그 구성성분 및 모양에 의해 몇 가지로 나뉜다. 한때, 성운과 외부은하를 구별할 수 없던 시기에 외부은하를 성운이라고 부른 적이 있으나 오늘날에는 확실히 구분한다. 성운은 은하계 안에서뿐만 아니라 외부은하에서도 많이 관측되고 있다.
▪ 성운의 모양
① 행성상 성운
원판이나 반지 모양 등 비교적 뚜렷한 형상을 가진 것이 많고, 작은 망원경으로 보면 마치 행성처럼 보인다. 대개 중심부에 백색왜성 같은 고온의 별이 있는데, 이러한 별을 중심별이라고 한다. 가스체의 성운은 중심별에서 에너지를 받아 휘선스펙트럼을 낸다. 거문고자리의 고리성운이 대표적인 행성상 성운이다. 항성 진화의 마지막 단계에서 별의 바깥층이 분리되어 가스체가 되는 것으로 추측된다.
② 초신성의 잔해
초신성의 발생 뒤 그 잔해로 이루어진 가스성운을 말한다. 중심으로부터 바깥쪽으로 퍼지는 모습을 보인다. 게성운이 대표적이며, 면사포성운을 포함한 백조자리루프와 같이 매우 넓게 퍼져 있는 성운도 있다.
③ 산광성운(散光星雲)
행성상 성운과 달리 처음부터 성간가스와 먼지 등이 모여 이루어진 성운이다. 모양이 불규칙하며, 지름이 수십 광년에 이른다. 일반적으로 성운이라면 이러한 산광성운을 이르는 경우가 많다. 크게 휘선성운과 반사성운으로 나뉘는데, 오리온대성운(휘선성운)이나 플레이아데스성운(반사성운)이 그 대표적이다. 산광성운의 주변에는 암흑성운이 따르는 것을 흔히 볼 수 있다.
▪ 성운의 발광방법
① 방출성운(放出星雲)
주로 가스로 된 성간물질 가까이에 분광형 O형 또는 B0․B1형 별이 가까이  있는 경우, 고온의 별에서 복사되는 자외선에 의하여 수소가스가 들뜨게 되어 휘선스펙트럼과 함께 밝은 빛을 내게 된다. 휘선성운이라고도 한다. 주성분인 수소가 이온화되어 있으므로, 그 범위를 나타낼 때는 이온화수소영역(HⅡ 영역)이라고 한다.
② 반사성운(反射星雲)
성운 가까이에 있는 별의 분광형이 B2형보다 만기형일 때, 별에서 나오는 에너지는 성운 내의 가스를 들뜨게 할 정도가 못되므로, 성운의 물질은 단순히 별빛을 반사하여 빛나게 된다. 이때, 성운은 주변에 있는 별과 같은 연속스펙트럼을 보이게 된다. 또한, 방출성운에서도 휘선스펙트럼과 함께 연속스펙트럼이 겹쳐서 나타난다.
③ 암흑성운(暗黑星雲)
방출성운이나 반사성운과 같은 밝은 성운 또는 밝은 별 앞에 주로 먼지와 티끌로 된 고밀도의 성간물질이 있어, 그 배후에서 오는 빛을 차단하여 검은색의 실루엣처럼 보이는 성운을 말한다. 오리온자리의 말머리성운은 뒤쪽에 밝은 성운이 있는 대표적인 예이며, 뱀주인자리의 S자상 성운처럼 은하수를 그 배경으로 하는 경우도 있다.
■ 성운모형 (nebula model)
기체와 먼지로 된 성간운이 중력적으로 붕괴하여 평평한 원반을 만들고 부착에 의해서 행성들이 형성된다는 태양계의 기원에 관한 모형.  
■ 성운선 (星雲線, nebular line)
행성상 성운의 스펙트럼에서 볼 수 있는 특수한 휘선(輝線). 산소와 질소 원자에 의한 금지선을 말한다. 희박하게 펼쳐친 대기에서는 고온의 중심별로부터의 복사는 엷어지고, 전자의 충돌도 많지 않아 준안정준위(準安定準位)에 있는 원자가 비정상적으로 증대하고, 금지전이(禁止轉移)에 의한 휘선이 강하게 나타난다. 따라서 성운선은 가스성운의 물리적 상태, 특히 성운 내의 산소의 양을 알기 위한 귀중한 자료이다. 한편, 항성상 전파원(恒星狀電波源)에서도 파장 500.7nm의 휘선이 큰 적색편이(赤色偏移)를 받아서 관측되고 있다.
■ 성운설 (星雲說, nebular hypothesis)
원시성간물질의 구름에서 태양과 행성(行星) 등이 발생하였다는 태양계 기원설. 조우설(遭遇說)․쌍성설과 대응된다. 가장 고전적인 것으로는 '칸트라플라스의 성운설'이 있는데, 태양계의 각 운동량 분포를 설명할 수 없는 결함을 가지고 있다. 후에 C.F. 바이츠제커 등이 제안한 난류이론에 입각한 신성운설(新星雲說)로 대체되었다.
■ 성층권 (stratosphere)
고도가 커질수록 온도가 감소하고 구름이 없어지는 특성을 보이는 지구 대기의 층.  
■ 성풍 (星風, stellar wind)
별의 표면으로부터 외부를 향해 방출되는 입자의 흐름. 항성풍(恒星風)이라고도 한다. 별들은 모두 그 양이 많든 적든 나름대로 성풍을 내며 서서히 질량이 줄게 된다. 특히, 항성진화의 후기에 이른 적색거성은 속도가 매초 수백에서 수천 km에 이르는 상당한 양의 성풍을 내며, 그 질량의 상당 부분을 잃은 후, 백색왜성이나 중성자별이 되는 것으로 보인다. 적색거성에서 방출된 성풍은 거성 주위에 축적되어 구름 모양을 형성하기도 한다. 근접 쌍성계에서는 한 쪽 별에서 나온 성풍이 두 별 사이에 있는 역학적으로 불안정한 라그랑주점을 지나 다른 별로 유입되기도 한다.
■ 성협 (星協, stellar association)
공간 내에서 공통된 원점을 가진 공간운동을 하며 나이 어린 별들로 이루어진 분산된 별의 집단. 은하계의 태양 근처에 있는 것은 100~200광년이지만, 그외에 있는 성협은 보통 700광년이다. 다른 별의 평균밀도는 성협 밖에 있는 보통 별의 평균밀도보다 낮다. 은하계의 나선팔 속에서 태어난 지 수백만 년 정도의 별들로 이루어졌으며 총질량은 태양의 수백~수천 배이다. 성협을 구성하는 별들은 팽창하므로 역학적으로 불안정한 집단이다. 따라서 언젠가는 성협 내의 별들이 모두 흩어지게 될 것이다. 주로 O,B형의 질량이 큰 별들로 이루어진 OB성협과, 성운 속에서 T Tauri형의 젊은 적색왜성(불규칙 변광성으로 강한 수소선을 보인다)으로 이루어진 T 성협이 있다. 성협의 이름은 그것이 위치하는 별자리 이름을 붙이고, 같은 별자리에 하나 이상의 성협이 있을 때는 이름 뒤에 번호를 붙인다. 예를 들면, Orion OB2는 오리온자리에서 2번째로 알려진 OB 성협이다.
■ 세계력 (世界曆, world calandar)
현행의 태양력인 그레고리력의 결함을 줄이기 위하여 새로 구상되었던 역법. 그레고리력은 율리우스력을 계절에 맞도록 고친 것이지만, 그 자체에도 다음과 같은 결함이 있다. ① 한 달의 길이가 28일부터 31일까지 불규칙하게 되어 있고, 또 7 ․8월이 연달아 크며, ② 역일(曆日)과 요일이 매년 달라서 불편하고, ③ 연초(年初)가 천문학적으로 의미가 없으며, ④ 평년이 7년이나 계속되는 수가 있어 1력년(曆年)의 길이가 고르지 않고, ⑤ 윤일(閏日)을 연말에 두지 않고 2월 말에 두었으며, ⑥ 영어권의 9월(September) 이후의 월 이름이 실제와 부합되지 않고, ⑦ 1력년은 365.2425일이지만 1태양년은 365.242196일이므로 그 차인 0.000304일, 즉 26초가 너무 크다는 것 등이다. 그레고리력이 계절에 맞는 역이라고는 하지만, 앞에서 든 바와 같은 결함이 있어 다소나마 이것을 시정하기 위한 여러 방안이 제시되었다. 그 중에서 실용화되었던 것으로는 프랑스의 공화력(共和曆)이 있다. 공화력은 한 달 30일의 12개월과 연말에 부가되는 5∼6일을 더하여 1력년으로 하고, 10일마다 공휴일을 두자는 것이었으나 프랑스에서조차 국민의 지지를 받지 못하고 13년 만인 1806년에 폐지되었다. 그러나 개력(改曆) 문제는 전세계로 퍼져나가 1901년에는 세계 공통의 새로운 역법을 제정하려는 분위기가 고조되었다. 그 결과 출현한 것이, 1903년 독일의 지하르트가 제안하고, 1930년대에 미국의 E. 아켈리스가 보급에 전력을 기울인 세계력이다. 세계력은 1년을 3개월씩 4계(四季)로 묶어 총 12개월로 되어 있는데, 각 계는 19주(91일)로 되어 있다. 그리고 각 계의 첫 달은 31일로, 나머지 달은 모두 30일로 하고, 각 계의 첫날은 언제나 일요일로 시작하게 하였다. 나머지 1일은 12월 30일 다음날에 연말 세계휴일(年末世界休日)로 하여 12월에 속하게 하고, 윤년에는 6월 30일 다음에 하루를 더 두어 6월에 속하는 부토요일(副土曜日)로서 국제휴일로 하게 되어 있다. 이로써 세계력은 월의 대소를 조정하였고, 역일과 요일을 결합시켰으며, 매월의 근로일수를 균일하게 만들었다. 그러나 연초의 문제는 너무나 큰 문제이므로 고려의 대상조차 되지 못했고, 요일의 변경은 유대교 ․기독교 ․이슬람교의 지지를 받지 못하였다. 세계력은 1954년 7월 국제연합경제사회이사회의 결의로 60개 회원국에 대해 찬반 여부가 문의되었는데 반대국이 상당히 많았으므로, 1956년 4월 이사회에서 더 이상 거론하지 않기로 결정되었다. 반대측의 최대 이유는 주제도(週制度) 파괴에 대한 불만이었으며, 그 밖에 세계적인 개력(改曆) 운동에 대한 각국의 의욕부진도 원인이 되었다. 따라서 20세기 초부터 약 50년간 꾸준히 시도되던 세계력은 이제 흘러간 과학사(科學史)의 한 부분으로 남아 있을 뿐이다. 한국에서는 1945년 이래 수년 동안 당시 중앙관상대의 역서에서 세계력을 계몽․선전한 바 있다.
■ 세계선 (worldline)
시 공간에서의 연속적인 사건의 흐름.  
■ 세계시 (世界時, universal time)
영국의 그리니치 천문대를 통과하는 지오선의 태양시. 경도 0°의 그리니치 자오선의 평균시. 세계 각 지방시와 표준시는 이것을 기준으로 결정된다. 국제천문연맹은 1925년 1월 1일부터 구 개념의 그리니치평균시(그리니치 평균 천문시)의 시간체계를 12시간 앞당겨 자정부터 시작하는 것으로 개정하였으며, 1928년 용어의 혼란을 피하기 위하여 세계시라 부르기로 하였다. 정밀도가 높은 몇 가지의 세계시가 규정되어 있다. 이 중 가장 기본적인 것은 여러 천문대에서 별의 자오선 통과를 광학적으로 관측하여 정하는 UT0이다. 그리고 UT0에 대하여 지구의 극운동에 대한 관측지점의 좌표 상 오차를 보정한 것을 UT1이라 하는데, 일반적으로 세계시(UT)라 하면 UT1을 가리킨다. 한국의 표준시는 세계시보다 9시간 앞서 있다. 방송에서 시보를 알리기 위해 사용하는 협정세계시(UTC)는 원자시계를 기준으로 하는 것으로, UT1과의 오차를 0.9초 이내로 유지하기 위하여 때때로 윤초(閏秒)를 하게 된다.
■ 세레스 (Ceres)
처음으로 발견된 소행성. 1801년 피아치 (Piazzi) ,신부가 발견하였다.  
■ 세성
목성. 목성의 공전주기가 12년이라고 생각하고 있을 무렵, 적도를 12개의 부분으로 나누어 목성의 위치를 발표한데서 비롯되었다.  
■ 세이퍼트 은하 (Seyfert galaxy)
 밝고 응축된 핵과 다양한 이온화 상태들로부터 비롯된 넓고 높은 여기(high-excitation)방출선 스펙트럼을 보이는 은하. 활동 은하핵 은하로서 주은하는 대부분 나선 은하이다. Ⅱ형의 경우 핵 부근에서 스펙트럼에 매우 좁고 강한 방출선이 관측되며, Ⅰ형의 경우에는 좁거나 넓고 강한 방출선이 함께 관측된다. 1943년 C.K. 세이퍼트에 의해 처음 체계적으로 연구되었으며, 격렬한 활동은하핵을 가진 은하들의 한 종류이다. 세이퍼트 은하의 발견은 별들에서 나타나는 열적방출선과는 매우 다른 연속방출선에 의존한다. 이 은하들의 핵에서 나타나는 연속스펙트럼은 매우 높은(그리고 매우 낮은) 광자에너지 상태까지 분포하고 있다. 세이퍼트 은하는 수소, 헬륨 등에서 방출되는 허용 천이선들과 금지 천이선들 간의 상대적인 폭에 의해서, 세이퍼트 1과 세이퍼트 2의 기본적인 형태로 나눠진다. 세이퍼트 1 은하들은 허용선이 매우 넓게 나타나는 반면, 금지선은 매우 좁게 나타난다. 세이퍼트 2 은하들에서는 허용된 방출선과 금지된 방출선이 비슷한 폭으로 나타난다. 오늘날까지 600여 개의 세이퍼트 은하가 발견되었으며, 더 많은 세이퍼트 은하들이 발견되리라 생각된다.
■ 세차 (歲差, precession)
적도면과 황도면의 교점인 춘분점이 황도를 따라 2만 5800년을 주기로 천천히 서쪽으로 이동하는 현상. 고대 그리스의 히파르코스가 BC 125년경 태양년의 길이를 측정하기 위해 천구를 관찰하면서 발견하였다 한다. 세차에 의하여 춘분점이 변하는 속도는 1년에 약 50.3"이다. 이 때문에 천구북극의 위치도 바뀌어 지금부터 4,600년 전에는 용자리 α 가 북극성이었고, 앞으로 5,600년이 지난 후에는 케페우스자리 α 가, 그리고 12,000년 후에는 거문고자리 베가가 북극성이 된다. 세차는 지구가 완전한 구가 아니라 회전타원체이기 때문에 적도 지역의 부푼 부분에 달과 태양의 힘이 작용하여 주로 일어난다. 이때, 달의 힘은 태양의 거의 2배가 된다. 이것이 세차의 주된 원인이며, 이것을 일월세차(日月歲差)라고 한다. 이 밖에 황도면이 다른 행성의 힘으로 근소하게 이동하는데, 이것이 행성세차(行星歲差)이다. 또 일반상대성이론에 의하면 춘분점도 조금씩 이동하는데, 이것을 측지세차(測地歲差)라 한다. 이러한 힘들이 합쳐 춘분점과 적도의 위치가 이동하는데, 해마다 항성의 위치를 측정해 보면, 설사 항성이 움직이지 않는다 하더라도 그 좌표는 시간이 흐름에 따라 조금씩 변하게 된다.
■ 세차운동 (歲差運動, precessional motion)
회전체의 회전축이 일정한 부동축(不動軸)의 둘레를 도는 현상으로 별들에 대해 천구의 극과 적도의 상대적 위치를 변하게 만드는 지구 자전축의 느린 비틀림 운동이다. 예를 들면, 연직축에 대하여 약간 기울어진 팽이의 축이 비틀거리며 회전하는 운동을 말한다. 회전체의 온각운동량벡터에 대해 아주 약한 외력의 모멘트가 수직으로 작용하여 생긴다. 천문학적으로는 지구의 자전축이 황도면의 축에 대하여 2만 5800년을 주기로 회전하는 운동과, 인공위성의 공전궤도면의 축이 지구의 자전축에 대하여 회전하는 운동 등이 있다. 이 때문에 천구 상의 적도면과 인공위성의 공전궤도면의 교점은 적도를 따라 서쪽으로 이동한다. 이동하는 양은 지구적도 부분의 부푼 정도에 따라 결정된다.
■ 세페이드 변광성 (cepheid variables. cepheids)
크기와 온도의 규칙적인 변화로 밝기가 변하는 별. 맥동변광성의 하나. 델타 세페이드와 같은 종류의 모든 별들을 통틀어 부른다. 제1형과 제2형이 있는데 제1형은 주기 1- 135일, 변광범위 0.1 -2등, 스팩트럼형은 F5 -G1, 대표별은 세페우스 자리의 δ성으로 초거성이며, 제2형은 주기 0.8 - 35일, 변광범위 0.3 -1.2등, 스팩트럼형은 F7 -K1, 대표별은 W성으로 거성이다.
■ 센타우루스자리 (Centaurus)
늦봄에서 초여름에 걸쳐 남쪽하늘에서 보이는 별자리. 약자 Cen. 대략적인 위치는 적경 13h 10m, 적위 45°이다. α ․β가 모두 1등성인데, 그 중 α는 전 하늘에서 시리우스․카노푸스 다음으로 밝은 별이며, 거리 4.3광년의 가장 가까운 별로 알려져 있다. 이 별은 실제로는 삼중쌍성으로서, 동반성(同伴星)의 하나인 프록시마가 광도 11등급, 거리 4.27광년으로, 태양 이외의 모든 항성 중 가장 가까운 별이다. 오메가성단은 구상성단 중 겉보기지름이 가장 큰 것으로, 그 지름은 약 1°이며, 사진등급 4.3등급, 거리는 16,000광년이다. 별자리의 이름은 그리스신화에 나오는 반인반마(半人半馬)의 거인 켄타우로스로부터 따온 것이다.
■ 센타우르스 X-3 (Centarus X-3)
센타우르스자리에 있는 무거운 쌍 X선원. 청색 초거성 주위를 도는 가벼운 중성자별 (X선원)이 있다.  
■ 소광 (extinction)
빛이 지구 대기나 성간 물질 등 어떠한 물질을 통과할 때 그 세기가 줄어드는 현상.  
■ 소마젤란운 (Small Magellanic Cloud, SMC)
우리 은하의 두 개의 동반 은하 중에서 더 작은 쪽, 태양 질량의 2×109배를 가진 불규칙은하이다.
■ 소만
→ 24절기 참조.
■ 소서
→ 24절기 참조.
■ 소설
→ 24절기 참조.
■ 소한
→ 24절기 참조.
■ 소행성 (小行星, asteroid)
태양계의 한 구성원으로, 주로 화성의 공전궤도와 목성의 공전궤도 사이에서 태양 주위를 돌고 있는 작은 천체들. 태양을 도는 수천 개의 작은 태양계 구성원이다. 1801년 피아치 (Piazzi, G.)가 제1호로 세레스(Ceres)를 발견한 이래 발견된 순차로 확인된 번호를 붙여 지금은 500여종에 이른다. 대단히 작기 때문에 맨눈으로 볼 수 없어서 1800년 이후에나 알려지게 되었다. 보데의 법칙에 의거하여 1781년 천왕성이 발견되자, 당시 천문학자들 사이에는 화성과 목성 사이에, 즉 태양으로부터 2.8AU(천문단위) 되는 곳에 또 다른 행성이 존재할 것이라고 믿게 되었다. 그리고 1801년에 와서야 이탈리아의 천문학자 G.피아치가 케레스(Ceres)를 보데의 법칙이 예견한 범위에서 발견하였다. 그러나 케레스는 보데의 법칙을 만족하는 행성이라 하기에는 크기(지름 913km)가 너무 작았고, 궤도경사각(10.6°)이 너무 컸다. 그 후, 1890년까지 300개 이상의 작은 천체들이 대부분 궤도긴반지름 2.0∼3.3AU 범위에서 발견되어, 이들을 소행성이라 하고, 이들이 있는 지역을 소행성대(小行星帶)라고 부르게 되었다. 지금은 2,000개 이상의 궤도가 밝혀졌으며, 궤도가 알려진 소행성에는 그 순서대로 번호와 발견자의 이름을 붙였다. 예를 들면, 소행성 1 피아치와 같이 부르게 되었다. 현재 지름 250cm의 망원경으로는 약 45,000개의 소행성을 볼 수 있다. 소행성은 너무 크기가 작아 대기를 가질 수 없고, 그 지름은 가장 큰 케레스(913km), 팔라스(523km), 베스타(501km)로부터 훨씬 많은 수의 작은 것(약 1km)까지 분포한다. 아마도 소행성의 크기는 행성 간 티끌의 크기까지 연속적으로 분포되어 있을 것이다. 현재까지 알려진 소행성을 모두 합하면 전 질량은 지구의 1/500에 불과하다. 소행성의 공전궤도의 이심률(離心率)은 평균 0.15이며, 가장 큰 것은 이카루스의 0.83에 이르고, 궤도경사각은 평균 10°이며, 가장 큰 것은 베툴리아의 52°이다. 소행성대에는 소행성이 존재하지 않는 영역이 있는데, 이 틈새를 커크우드의 간극이라고 한다. 이 지역은 소행성의 공전주기가 목성 공전주기의 분수로 표시되는, 즉 1/2, 1/3, 1/4, 2/5, 3/7이 되는 영역이다. 이러한 틈새가 생기는 원인은 목성으로부터 주기적인 중력섭동(重力攝動)이 작용하여, 소행성이 이 지역으로부터 밀려났기 때문이라고 보인다. 이와 반대로 공전주기의 비가 2/3와 3/4, 1/1이 되는 영역은 소행성이 몰려드는 곳이다. 목성의 주기 11.9년을 기준으로 하여, 그것과 같은 군, 3/4이 되는 군, 2/3가 되는 군이 있는데, 각각을 트로이 소행성군, 툴레 소행성군, 힐다 소행성군이라고 한다. 그 중 태양 ․목성과 더불어 정삼각형의 꼭지점을 이루며, 목성의 궤도상에 위치한 트로이 소행성군은 라그랑제점이라는 곳에 묶여 있는데, 이 점은 중력이 평형을 이루는 곳으로 이곳의 소행성들은 외부의 섭동에 대하여 매우 안정된 상태를 유지한다. 그 밖에도 일본의 히라야마(平山淸次)와 예일대학교의 D. 브라워는 소행성류(小行星流)에 관해서 연구하였는데 이제까지 29개가 발견되었다. 그 구성원들(발견된 소행성의 총수의 약 1/3에 이른다)은 서로 물리적 관계가 있는 것으로 생각된다.

■ 소행성대 (asteroid belt)
화성과 목성 궤도 사이에 소행성이 많이 몰려있는 지역.  
■ 속도분산 (velocity dispersion)
은하나 성단과 같은 천체 집단의 구성원들이 가지는 운동 속도가 평균 속도 주위에 얼마나 퍼져있는가를 나타내는 양.
■ 손시 (巽時)
→ 조선시대 시간 참조.
■ 수성 궤도의 세차운동 (precession of Mercurys, orbit)
주위 별들에 대해 1세기에 43초씩 수성 궤도의 장축이 움직이는 운동.  
■ 수성 내행성
수성의 근일점은 1세기당 43″정도 움직인다. 천왕성 운동이 해왕성에 의해 혼란이 일어남을 알았던 루베리에는 수성 안쪽에 미지의 행성이 있어서 근일점이 이동할 것이라는 생각을 하여, 발칸이라는 이름까지 붙였다. 이 가상 행성은 태양에 가까우므로 일식을 이용하여 탐색이 계속되어졌으나, 발견하지는 못하였다. 현재 수성의 근일점 이동은 아인슈타인의 일반 상대론에 의해 설명될 수 있다.  
■ 수소코로나 (hydrogen corona)
물의 분해에 의해 만들어진 수소가 대기를 벗어나 지구 주위에 형성한 수소 기체 껍질.  
■ 수소-α선 (H-alpha line)
수소 원자의 둘째번 에너지 준위와 그보다 높은 에너지 준위 사이의 천이인 발머계열의 첫 번째. 스펙트럼 가시광 영역에서 붉은 쪽에 위치한다.  
■ 수소연소 (hydrogen burning)
수소(양성자)를 더 무거운 원소로 바꾸는 핵반응.
■ 수시력 (授時曆)
중국 원나라 때의 역법(曆法). 원의 초기에는 금(金)의 대명력(大明曆)이 쓰였는데, 세조는 중국 전토를 평정하자, 1276년 곽수경(郭守敬)․왕순(王恂)․허형(許衡) 등에게 새로운 역법을 편찬하도록 명하여, 1281년 수시력이라는 새로운 역이 만들어졌다. 이를 위하여 곽수경 등은 높이 40자(尺)에 이르는 규표(圭表)를 써서 동지(冬至) 일시를 정밀히 측정하였고, 1년의 길이가 365.2425일임을 알았는데, 이는 역대 중국 역법 중 가장 정밀한 것으로 인정된다. 뿐만 아니라 다른 여러 관측기구를 제작하였고, 또 초차법(招差法)․호시술(弧矢術) 등을 써서 계산술에 큰 발전을 이룩했다. 한국에는 고려 때인 1291년(충렬왕 17) 원의 사신 왕통(王通)을 통하여 도입되었으며, 그 후 충선왕 때 최성지(崔誠之)가 왕을 따라 원나라에 가서 수시력법을 얻어와 널리 쓰이게 되었다. 그러나 일월식(日月蝕)과 오성(五星)의 운행에 관하여 계산방법을 몰랐으므로 이것만은 선명력법(宣明曆法)에 따랐다. 현재 경상북도 안동군 하회리의 유성룡(柳成龍) 서재에 임진왜란 때의 대통력(大統曆)이 몇 권 보관되어 있다. 이 대통력은 명나라 때의 역법이라고 알려졌지만, 사실은 원나라 때 수시력법의 역원(曆元)을 변경하고, 1년의 길이에 변동이 없다고 한 것에 지나지 않을 뿐, 내용에는 하등의 차이가 없다. 그러므로 대통력도 수시력의 연장이라고 볼 수 있다. 조선 세종 때 《칠정산내편(七政算內篇)》이 편찬되었는데, 이것은 수시력법(따라서 대통력법)을 한국의 실정에 맞게 수정한 역법이다.
■ 수시력경 (授時曆經)
중국 원나라의 천문학자 곽수경(郭守敬)이 저술한 역법서(曆法書). 곽수경이 5년 동안 관측 ․연구하여 저술한 것으로 <역의(曆議)> 상 ․하 2권과 <수시력경> 상 ․하 2권 등 모두 4권으로 되어 있다.
■ 수시력 첩법입성 (授時曆捷法立成)
고려시대의 역서(曆書). 활자본. 1책. 1343년(충혜왕 복위 4) 간행. 1298년(충렬왕 24)에 세자 충선(忠宣)이 원(元)나라에 들어가 수시력(授時曆)을 보고 이를 고국에 전하고자 역법에 능통한 서운정(書雲正) ․강보(姜保)로 하여금 이를 베끼게 하여 서운관(書雲觀)에 두었다가 간행하였다.
■ 수준기 팔 (Norma arm)
태양에서 우리 은하의 중심인 수준기자리 쪽으로 약 4,000pc 떨어진 곳에 있는 우리 은하의 나선팔의 한 부분.  
■ 수증기 스펙트럼선 (水蒸氣-線, steam spectrum line)
수증기 분자가 흡수 또는 방출하는 특정 파장의 복사(輻射). 특히 적외역(赤外域)에서 강하며, 분자이기 때문에 스펙트럼선의 집합인 띠스펙트럼으로 나타난다. 지구의 대기 속에는 수증기가 함유되어 있으므로, 지상에서 대기를 통하여 천체의 적외선 관측을 할 경우, 그 흡수에 의해서 큰 방해를 받는다. 그 때문에 행성의 대기 내 수증기를 검출하려면, 지구와 행성의 상대시선속도(相對視線速度)가 가장 커질 때를 골라, 도플러효과로 양자의 스펙트럼선을 어긋나게 해서 관측하는 방법이 취해졌다. 최근에는 기구(氣球)나 로켓으로, 지구의 수증기층 밖으로 나가 관측을 하고 있다. 현재까지 행성에서는 금성과 화성, 항성에서는 온도가 낮은 별의 적외선 스펙트럼에 수증기의 스펙트럼선이 인정되고 있다. 최근 전파 천문학에서는 우주의 몇 개 전파원(電波源)으로부터 파장 13.5mm의 수증기 스펙트럼선이 나와 있는 것이 발견되었다.
■ 수차
한 점에서 나온 빛이 렌즈나 반사경에 의해 상을 만들 때, 한 점에 모이지 않고 일그러진 상을 만드는 현상. 몇 가지 중요한 수차로, 구면수차, 비점수차, 코마수차, 상의 왜곡 등이 있다.  
■ 수평 가지 (horizontal branch)
헤르츠스프룽-러셀도에서 적색 거성 단계를 지나 질량이 작은 종족 Ⅱ별이 도달하는 위치. 특히 구상성단에서 발견된다. 같은 광도 (태양의 약 100배)를 가지며 노란색에서 붉은색을 가지는 별들이 이에 해당된다.
■ 수평 자기력 (水平磁氣力, horizontal magnetic force)
지구자기장의 수평방향의 성분. 지구자기 수평분력이라고도 한다. 자침을 수평이 되도록 매달았을 때, 일반적으로 지구상의 중․저위도 지역에서는 자침의 N극은 북에 가까운 방향을 가리킨다. 이것은 지구의 자기장이 자침의 N극을 그 방향에 어떤 힘으로 잡아당기기 때문이며, 이 힘을 수평자기력이라고 한다. 적도지방에서는 약 0.3G(가우스)로 가장 크며, 고위도 지방일수록 작다. 자침이 연직방향을 가리키는 남북 두 자극은 수평자력이 0이 되는 곳이다.
■ 순상화산 (shield volcano)
마그마가 천천히 분출해서 생성된 경사가 원만한 화산.  
■ 순행 (順行, direct motion)
행성(行星) 등의 천체가 태양과 마찬가지로 서쪽에서 동쪽으로 향하여 운행하는 운동. 행성의 시운동 방향이 행성의 공전방향 (서→동)과 일치할 때이며 천체의 회전운동에 있어 반시계 방향의 운동을 말한다. 태양 주위의 행성, 행성 주위의 위성의 공전이나 자전에 대하여, 북쪽에서 보아 시침과 반대방향의 운동을 말하기도 한다. 순행과 반대방향인 운동은 역행(逆行)이라고 한다. 행성의 공전은 모두 순행이지만, 겉보기로는 역행하는 일도 있다. 외행성에서는 충(衝)일 때에만 역행한다.
■ 숭정 구년 명신법 지평일구 (崇禎九年銘新法地平日晷)
조선시대에 명나라에서 들어온 해시계.
1985년 8월 9일 보물 제839호로 지정되었다. 가로 119.5cm, 세로 58cm, 두께 14.6cm, 재료는 대리석이다. 원래는 1636년(중국 숭정 9)에 명나라의 이천경(李天經)이 독일인 천문학자 아담샬(중국 이름 湯若望)의 시헌역법(時憲曆法)에 의거하여 시반(時盤)이 수평을 이루도록 제작한 것인데, 그 후 한국으로 들어온 것이다. 구조는 앙부일구(仰釜日晷)를 전개하여 평면 위에 옮겨 놓은 것과 똑같은데, 잘 연마된 평면의 시반 위에 시각선(時刻線)과 절후선(節候線)이 매우 아름답고 조밀하게 새겨져 있다. "신법지평일귀 숭정구년세차병자일문 흠정수독배신탕약망라아곡(新法地平日晷 崇禎九年歲次丙子日躔 欽定修督陪臣湯若望羅雅谷)"이란 명문(銘文)이 있다. 한국에 들어온 후에는 한성부 광화방(廣化坊)에 있던 관상감(觀象監)에 설치되어 있었다.
■ 숭정역서 (崇禎曆書)
중국 명(明)나라의 역서. 135권. 1631(중국 숭정 4)∼1634년에 완성되었다. 일식 ․월식의 관측, 특히 1629년 여름 일식 때에 재래의 역법(曆法)과 서양역법의 추산정도(推算精度)가 비교되어 우수성이 판명되자, 서광계(徐光啓) ․이지조(李之藻) ․이천경(李天經), 그리고 예수회의 N. 롱고바르디(중국명 龍華民), J. 테렌츠(중국명 鄧玉函), 아담샬(중국명 湯若望), J. 로(중국명 羅雅谷) 등이 편집했다. 우주관은 천동설이었지만, 서양의 천문학 문헌과 서양 수학에 의해 여러 역표(曆表)가 만들어졌다. 그러나 당시 베이징(北京) 등의 경도(經度)를 역표에서 계산만으로 알아내기는 힘들었으므로, 각종 기계를 만들어 현지관측도 행하였다. 형식은 중국력(曆)의 틀을 유지하고 있으나, 절기에는 정기(定氣)가 비로소 채용되었다. 그러나 이 역서는 명나라에서 시행되지 못하고, 청(淸)나라 시대인 1645년부터 시헌력(時憲曆)이라는 이름으로 시행되었다.
■ 슈메이커-레비 혜성 (Shoemaker-Levy)
1993년 3월 24일 C.S. 슈메이커와 E.M. 슈메이커, 그리고 D.H. 레비에 의해 발견된 혜성. 발견 당시 1'에 걸쳐 목걸이처럼 늘어선 혜성핵과 함께 개개의 꼬리가 검출되었다. 팔로마슈미트 카메라로 촬영한 최초의 건판에서는 적어도 5개 이상의 밀집된 핵이 확인되었다. 이들은 목성으로부터 약 4° 떨어져 있었으며, 그 이듬해 7월, 목성에 차례로 충돌되리라는 사실이 예측되었다. 실제로 1994년 7월 16일부터 22일까지 21개의 핵이 목성의 남반구에 충돌했다. 7월 16일 20시 18분(UT), A핵의 충돌이 최초로 관측된 이래(스페인 칼라알토천문대), 7월 22일 마지막 W핵이 충돌할 때까지 이 역사적인 현상은 전 세계의 천문대와 허블우주망원경(HST), 그리고 갈릴레오 우주탐사선 등에 의해 지속적으로 관측되었다. 이 혜성은 약 2년 전 목성 근처를 지나다가 조석력 때문에 여러 조각으로 나누어져 목성의 인력권에 포획된 것으로 알려졌다. 이 핵들은 목성 대기 상층부에 커다란 화염과 함께 거대한 충돌 흔적을 남겼다. G핵이 가장 큰 흔적을 남겼으며, 다음으로는 H, K, L핵의 순이다. 충돌 이전에는 Q핵이 가장 컸지만, 이 핵은 1994년 5월, 2개의 조각으로 분열되었다. 상대적으로 크기가 작았던 D와 S핵은 G핵의 흔적에 가깝게 떨어졌기 때문에 충돌 후에 G핵의 흔적과 잘 구분되지 않았다. 한편, B, P2, T, U, V핵처럼 상대적으로 작은 혜성 핵들은 충돌 직후에 약한 화염을 보이고는 곧 어두워졌다. G핵의 크기는 3∼4km로 추정되며, 충돌 당시 약 6조t의 TNT에 해당하는 폭발력을 가졌던 것으로 추측된다.
■ 슈미트 망원경
슈미트가 고안한 결상계를 가진 반사망원경의 한 형태. 구면경은 광축에 평행하게 온 빛은 구의 반지름의 1/2지점에 초점을 모으나, 광축으로부터 벗어나면 급격히 구면수차가 생기게 된다. 광축에서 벗어나더라도 구면수차가 생기지 않도록 특별히 연마한 보정렌즈 (판)를 구면의 중심 부근에 부착함으로써 넓은 시야를 얻고 있다.  
■ 슈미트 카메라 (Schmidt camera)
함부르크천문대의 광학기사 B. 슈미트가 1930년에 개발한 천체촬영용 카메라. 천체 관측용 사진기의 일종으로, 슈미트가 1930년에 고안한 수차를 아주 작게 한 결상계로, 구면 반사경과 구심에 둔 보정판으로 구성되어 있다. 화각이 밝고 넓은 결상계여서 천체 촬영용에 널리 쓰인다. 보통 천체관측용 반사망원경은 구면수차를 제거하기 위하여 주경(主鏡)을 포물면으로 만드는데, 이 경우 코마수차가 제거되지 않으므로, 넓은 시야의 사진관측에는 적당하지 않다. 슈미트 카메라는 그런 결점을 개선한 것으로, 넓은 시야에 걸쳐 코마수차나 비점수차가 나타나지 않고 구경비도 큰 밝은 천체촬영용 카메라이다. 주경은 구면이고 그 앞면에 구면수차를 제거하기 위하여 물체 쪽은 평면, 상(像) 쪽은 다소 복잡한 곡면의 보정판을 두어 주경의 가장자리에서 입사한 광선의 경로를 기울여 중심광선과 같은 점에 모은다. 이렇게 하면 구면수차가 제거된다. 초점면은 주경의 곡률반지름의 반을 반지름으로 하는 구면이 되어, 그 위에서는 코마수차도 비점수차도 없어진다. 사진성도 작성, 소행성 ․혜성 ․신성의 발견 등 그 용도가 광범위하다. 시야는 보통 지름 10° 이상, 유성관측용의 특수한 것은 20° 이상에 이른다.
■ 슈바르트실트 반지름 (Schwarzchild‘s radius)
자체 중력으로 빛을 잡아 가두기에 충분할 정도의 질량을 가지는 별(블랙홀)의 임계 반지름. 태양의 슈바르츠실트 반지름은 3km이다. 아인슈타인이 1915년 새로운 상대론적 중력방정식을 제시하자 이듬해인 1916년 슈바르츠실트는 회전하지 않는 블랙홀에 중력방정식을 적용하였다. 여기에서 정의되는 블랙홀의 반지름을 슈바르츠실트 반지름이라고 하는데, 지구의 경우 약 1cm가 된다. 즉 지구가 회전하지 않는 블랙홀이 되려면 반지름이 약 1cm가 되어야 한다는 뜻이다. 슈바르츠실트 반지름은 천체의 질량에 비례한다. 따라서 질량이 지구보다 약 300,000배나 되는 태양의 경우는 3km가 된다. 슈바르츠실트 반지름 안에서
방출되는 빛은 밖으로 나오지 못하고 블랙홀로 다시 빨려 들어가게 된다. 또한 외부에서 보았을 때 슈바르츠실트 반지름 주위의 시간은 느리게 진행된다.
■ 슈테판-볼츠만의 법칙 (Stefan-Boltzmann"s law)
흑체가 단위 면적당 방출하는 에너지와 온도와의 관계를 나타내는 법칙.  
■ 슈트룀그렌 구 (Strömgren sphere)
고온의 무거운 항성 주위에 형성된 전리수소 영역. 분광형이 B0보다 조기형(早期型)인 항성은 수소를 전리시킬 수 있는 높은 에너지의 라이만 복사를 다량 방출한다. 따라서 고온의 조기형 항성 주위에 있는 수소는 중심별의 라이만 복사를 흡수하여 양성자와 전자로 전리된다. 그러나 별의 라이만복사가 유한하므로 적정 부피의 수소만이 전리상태로 유지될 수 있다. 그 바깥쪽에 있는 수소는 중성상태로 남게 된다. 전리영역에서 중성영역으로의 전이는 매우 좁은 지역에서 급격하게 이루어진다. 이러한 사실을 처음 밝힌 덴마크의 천문학자 벵그트 슈트룀그렌의 이름을 따서 전리수소영역을 특별히 슈트룀그렌 구(球)라고 부른다.
■ 스타더스트 미션 (Stardust Mission)
1999년 미국항공우주국(NASA)이 발사한 혜성표본채취위성 스타더스트호의 임무. 1999년 2월 8일에 발사된 미국의 행성탐사선 또는 혜성 표본채취 위성탐사선 스타더스트호는 우주 공간에서 와일드 2호(Wild Ⅱ)라고 불리는 혜성에 접근하여 그 중심 부분을 촬영하는 외에 이른바 혜성의 꼬리 속을 통과하여 휘발성 물질이나 먼지, 얼음의 파편 등을 채취하는 것을 목적으로 하고
있다. 이미 2000년 2월 말부터 5월에 걸쳐 최초의 성간(星間) 입자 채취를 끝마쳤다. 앞으로 몇 차례에 걸쳐 채취활동을 더 수행한 다음, 2006년 1월에 수집한 표본(샘플)이 들어 있는 캡슐을 지구로 돌려 보낼 예정으로 되어 있다. 스타더스트에는 모양과 크기가 테니스 라켓처럼 생긴 접시 모양의 표본수집기(sample collector)가 내장되어 있다. 표본 채취를 할 때는 이것을 기체 밖으로 내밀어서 한다. 여기에는 에어로젤(aerogel)이라는 투명한 고형 실리콘이 끼워져 있다. 에어로젤은 99.8%가 공기인 다공질(多孔質)의 재료로 만들어진 것인데, 무게가 아주 가볍고 단열효과가 극히 뛰어나다. 고속으로 날아드는 미세한 성간 입자는 에어로젤로 들어와 감속되어 고정된다. 그리고 채취활동이 종료하면 테니스 라켓 모양의 표본수집기는 단열 커버를 하고 기체 내로 수납된다. 스타더스트호의 임무는 현재까지 순조롭게 진행되고 있다. 2004년 2월 초 미국항공우주국은 스타더스트호가 거의 5년간의 우주여행을 한 끝에 지구로부터 약 32억만 km 떨어진 와일드 2호에 접근해 이 혜성을 근접 촬영하고 태양계 등 우주 생성의 비밀을 밝혀줄 수 있는 먼지 표본을 채취하는 데 성공했다고 발표했다.
■ 스타디움 (stadium)
고대 그리스의 길이 단위, 대략 0.2km정도.  
■ 스펙트럼 (Spectrum)
가시광선을 분광기로 분해했을 때 굴절에 의해 빛이 여러 가지 색으로 나누어져 나타나는 색깔의 배열. 전자기파가 그 파장 또는 진동수에 따라 나누어져 나타나는 현상.
프리즘을 통과시키는 등의 방법으로 빛을 분산시켜서 얻어지는 파장별 빛의 배열. 빛이 넓은 파장이나 진동대로 분산된 것을 스펙트럼이라고 한다. 그런데 스펙트럼의 모습은 빛을 내는 원소 그리고 온도, 빛이 중간에 거쳐온 물질에 따라 달라진다. 따라서 별빛의 스펙트럼을 조사 하면 별은 물론 별빛이 지나온 성간 공간에 대한 많은 정보를 알아 낼 수 있다. 어떤 물체에 의해서 각 파장 영역별로 방출되는 에너지량의 총합을 가리킨다.
태양이나 백열전등의 빛과 같이 빨강에서 보라까지 연속적인 색깔의 띠가 나타나는 연속스펙트럼과 어떤 일부 색깔의 빛만 있을 때와 같이 연속 스펙트럼의 그 색깔에 해당하는 자리에 밝은 선만 나타나 보이는 선스펙트럼이 있다. 일반적으로 원자는 각 원자에 고유한 선스펙트럼을 가지므로 분석에 이용된다. 형광등은 가시광선에 의한 연속스펙트럼과 수은증기에 의한 선스펙트럼이 동시에 나타난다. 그 외에 연속스펙트럼을 가진 빛이 물질을 통과할 때 물질 특유의 파장이 물질에 흡수되어 암흑선을 띄는 스펙트럼으로 흡수스펙트럼이 있다.
① 분류
▪ 파장의 범위에 따라
 -. 마이크로파 스펙트럼
 -. 적외선 스펙트럼
 -. 가시 스펙트럼
 -. X선 스펙트럼이 있고,
▪ 파장에 대하여
 -. 연속적인 연속 스펙트럼
 -. 불연속적인 선 스펙트럼 및
 -. 띠 스펙트럼이 있다.
▪ 또한 스펙트럼이 생기는 물질의 종류에 따라
 -. 원자 스펙트럼
 -. 분자 스펙트럼으로 구분한다.
▪ 스펙트럼이 생기는 물질의 기구에 따라
 -. 방출 스펙트럼
 -. 흡수 스펙트럼
 -. 형광 스펙트럼
 -. 라만 스펙트럼으로 구분한다.
▪ 광원에 따라
 -. 불꽃 스펙트럼
 -. 아크 스펙트럼
 -. 스파크 스펙트럼 등으로 구분한다.
② 종류
▪ 가시스펙트럼 (可視-, visible spectrum)
여러 파장을 가진 광선을 분광기에 통과시켰을 때 눈으로 알아볼 수 있는 스펙트럼이다. 대체로 파장은 380∼770㎚이다. 파장범위는 대략 380∼770nm이다. 색은 빛으로 알려진 가시스펙트럼으로 구성되어 있다. 1666년 I. 뉴턴이 처음으로 프리즘을 통해 태양광선을 빨강 ·주황 ·노랑 ·녹색 ·파랑 ·남색 ·보라로 나누어 관찰한 것이 가시스펙트럼이었다. 이 사실로부터 그는 원래 태양광선에 모든 스펙트럼의 색이 포함되어 있다는 결론을 내렸다. 원자나 분자의 경우에는 바깥껍질 궤도의 전자상태의 전이에 의한 스펙트럼이 이 영역에 나타난다.
▪ X선 스펙트럼 (X-ray spectrum)
X선을 파장크기의 순서로 나열한 것으로 X선 빛띠라고 불리기도 한다. 연속 스펙트럼과 고유 스펙트럼의 두 종류가 있다. 분자구조연구나 화합물의 결합상태 연구 등에 이용된다. X선 빛띠라고도 하며, 연속스펙트럼과 특성(고유)스펙트럼으로 이루어진다. 연속 스펙트럼은 파장이 연속된 부분이며, 고속 전자가 대음극(양극)에서 급격히 저지당하여 (-)의 큰 가속도가 생기기 때문에 발생하고(制動輻射), 특성스펙트럼은 안껍질 전자(內殼電子:비교적 원자핵에 가까운 궤도에 있는 전자)가 큰 에너지를 받아 바깥 방향으로 튀어나가고 그 자리에 바깥쪽 궤도에서 다른 전자가 들어와 남은 에너지(hν)를 방출하기 때문에 발생한다. 그 작용의 원리는 빛의 휘선(輝線) 스펙트럼(선 스펙트럼)과 같지만 궤도의 에너지 차이가 크기 때문에 생기는 전자기파의 주파수 ν가 커져서 X선이 된다. 연속스펙트럼과 특성스펙트럼은 X선관에서 나오는 X선의 스펙트럼이다. 한편, 물질에 X선을 조사(照射)하면 마찬가지 작용원리에 의해 특성 X선이 나오는데, 이것이 형광X선이며, 그 파장으로 물질의 원소 종류를 알 수 있으므로 화합물 ·합금 등 원소 분석에 이용한다. 이것을 X선 형광분석이라 한다. 또 원자핵 바깥껍질(外殼)의 전자 에너지준위는 그 원소의 화합상태에 의하여 영향을 받으므로 자외선에 가까운 긴 파장의 X선스펙트럼은 화합물의 결합상태(結合狀態)인 전자의 에너지띠 연구에 도움이 된다. 이 방면의 연구를 X선 분광이라 한다.
▪ 연속 스펙트럼 (連續-, continuous spectrum)
어떤 파장 범위에 걸쳐 연속적으로 나타나는 스펙트럼. 그 파장범위 내에 있는 연속적인 빛의 스펙트럼을 말한다. 분광기로 연속광을 보면 분해능을 아무리 높여도 선 스펙트럼처럼 낱낱의 선으로는 분해되지 않고 전 파장에 대해서 연속적으로 펼친 스펙트럼이 나타난다. 밀집한 선으로 이루어진 밴드(띠) 스펙트럼과 달리 더 자세히 실험해 보아도 단속되지 않는 스펙트럼으로, 고체와 액체의 열복사 스펙트럼이 있다. 기체도 이온화나 해리일 때 나타난다. 고압상태에서 가열되어 빛을 내는 고체·액체·기체는 적외선에서 가시광선과 자외선 영역까지의 연속스펙트럼을 방출한다. 무지개나 백열등의 필라멘트, 용광로의 끓는 쇳물에서도 연속스펙트럼이 관찰된다. 넓은 뜻으로는 입자선·잡음 등의 에너지 스펙트럼이나 주파수 스펙트럼을 가리키는 경우가 있다.
▪ 선 스펙트럼 (線-, line spectrum)
불연속 스펙트럼으로 원소에 따라 특정 파장에 선이 나타난다. 유리를 가열할 때 유리가 노란색을 내는 것은 유리에 나트륨 성분이 들어 있기 때문이다. 또한 나트륨의 불꽃반응을 분광기로 보면 노란색 선이 나타난다. 리튬과 스트론튬은 불꽃반응에서 같은 빨간색을 보이기 때문에 구별할 수 없지만 분광기로 이들을 보면 서로 다른 위치에 빨간색 선이 나타나 구별할 수 있다.
-. 수소스펙트럼
수소는 고유의 선스펙트럼이 있다. 이는 수소의 전자가 가질 수 있는 에너지준위는 올라갈수록 높이의 차이가 점점 낮아지는 계단같이 되어 있기 때문이다. 원자핵과의 인력이 가장 큰 안쪽(K 껍질)에서 그 위의 에너지자리( L껍질)까지의 에너지 차이가 가장 크고 그 위 에너지자리(M 껍질)와의 에너지 차이는 그보다 조금 낮고 그 위 에너지자리(N 껍질)와의 에너지차이는 조금 더 낮고 하는 식이다. 수소전자가 에너지를 받아 불안정해져서 L껍질보다 높은 에너지 껍질로 올라갔다가 L 껍질로 내려올 때는 그 에너지차이에 해당하는 에너지를 방출하고 이때 이 에너지차이에 해당하는 선이 스펙트럼 상에 나타난다. K 껍질로 내려온다면 그보다 더 큰 차이에 해당하는 에너지를  방출하고 이것이 해당영역에 선으로 나타난다. 원자의 방출스펙트럼에서는 이런 에너지차이에 해당하는 선이 나타난다. 이를테면 나트륨은 불꽃반응에서 노란색으로 나타나고, 나트륨의 선스펙트럼에서는 노란색의 영역에서 더 많은 선이 관찰된다.
-. 원소의 스펙트럼
다른 원소는 계단의 모양이 수소와 다르며, 각기 고유한 모양을 갖는다. 이들도 수소와 같이 각 껍질차이에 해당하는 에너지를 흡수하거나 방출하며 껍질 사이를 오르내릴 수 있고, 이때 수소처럼 각기 해당하는 고유한 선스펙트럼이 나온다. 선스펙트럼의 파장들과 밝기 등은 각 원소의 고유한 값을 나타내므로 물질의 성분분석에 이용하기도 한다.
-. 분자의 스펙트럼
분자스펙트럼에서는 마치 연속 스펙트럼과 같아 보이나 좀더 자세히 검사하면 여러 개의 선들이 겹쳐져서 그렇게 보인다는 것을 알 수 있다. 이런 스펙트럼을 밴드(띠) 스펙트럼이라 한다.
▪ 띠스펙트럼 (band spectrum)
주로 분자에서 방출되는 빛의 선(線)스펙트럼 중 다수의 빛이 한데 합쳐서 띠 모양의 무리를 형성하고 있는 스펙트럼. 밴드 스펙트럼이라고도 한다. 보통 분자스펙트럼에 나타나는데, 분자에서 나오는 빛이나 분자가 흡수하는 빛을 분광(分光)하면 굉장히 많은 선스펙트럼이 밀집된 무리로서 어떤 일정한 규칙에 따라 배열되고 있음을 알 수 있다. 이것을 분해능(分解能)이 작은 분광기로 스펙트럼 사진을 찍으면 띠 모양의 구조로 보인다. 또 이것은 분자가 가지고 있는 에너지의 상태, 즉 전자상태, 원자핵 간의 진동상태, 분자 전체의 회전상태에 따라 결정되며, 빛의 방출 ·흡수에는 이 3개의 상태가 다같이 관계한다.
▪ 원자 스펙트럼 (原子-, atomic spectrum)
자유로운 상태에 있는 원자가 복사 또는 흡수하는 빛의 스펙트럼이다. 이 때 흡수되는 빛은 원자 내 전자의 에너지준위와 깊은 관련이 있는데, 이는 전자의 에너지준위가 변할 때 빛을 방출하거나 흡수하기 때문이다. 원자스펙트럼은 선스펙트럼으로 나타나며, 이는 원자의 고유한 성질이다.
-. 파장에 따른 빛의 굴절
비가 와서 공기 중에 수증기가 많은 날, 날씨가 다시 개어 햇빛이 비치면 무지개를 관찰할 수 있다. 태양은 여러 파장대의 빛을 방출하지만 특히 가시광선 영역에서는 모든 파장의 빛을 방출한다. 빨간빛부터 보랏빛까지 다양한 색의 빛을 한꺼번에 방출하면서 모든 빛이 합해져 우리 눈에는 흰 빛으로 보인다. 그런데, 비가 온 뒤 날씨가 갠 날에는 여러 색의 빛들이 공기 중의 많은 물방울들에 의해 저마다 다른 각도로 굴절하게 되면서 자신의 색깔을 내보인다. 이때 파장이 짧은 보랏빛이 가장 많이 굴절하고 파장이 긴 빨간빛은 가장 적게 굴절한다. 프리즘도 이와 비슷한 원리로 흰 색의 태양빛을 무지개 색깔의 여러 빛으로 나눈다.
-. 태양빛의 스펙트럼
이렇게 여러 파장의 빛이 한꺼번에 들어올 때 빛들을 파장대 별로 나누어주는 프리즘 등을 이용해 분광기를 만들고, 분광기를 통해 태양빛을 보면 여러 색깔로 이루어진 띠를 관찰할 수 있는데 이러한 띠를 스펙트럼이라 한다. 태양빛의 경우 모든 파장의 빛을 방출하기 때문에 연속적인 스펙트럼을 보인다. 모든 실수로 이루어진 수직선이 연속적인 것과 비슷한 맥락이다.
-. 불연속적인 원자 스펙트럼
고온의 가스 상태인 원자의 경우는 빛을 방출하기도 하고 흡수하기도 하는데 이것을 분광기로 관찰하여 얻은 띠를 원자의 스펙트럼이라고 한다. 그런데, 원자의 스펙트럼은 불연속적인 몇 개의 선으로 나타난다. 원자의 전자는 에너지를 흡수하여 들뜬상태가 되었다가 다시 안정한 바닥상태로 돌아오면서 빛을 방출하는데, 이때 전자가 이동할 수 있는 에너지준위가 불연속적이기 때문이다. 즉 아무 준위로나 이동이 가능한 것이 아니라 특정 준위들에서만 이동이 가능하다. 한 단의 높이가 10cm인 계단을 오르내릴 때 사람의 위치는 10cm, 20cm, 30cm 등만 가능하고 15cm의 위치를 가질 수 없는 것에 비유할 수 있다. 10cm → 20cm로 이동하면 10cm에 해당하는 에너지를 흡수하게 되며, 그에 해당하는 파장의 빛을 흡수하게 된다.  30cm → 10cm로 이동하면 20cm에 해당하는 에너지를 방출하게 되고 그에 해당하는 파장의 빛을 방출한다. 에너지를 흡수하는 경우를 관찰하면 흡수한 부분만 검게 나타나는 흡수 스펙트럼을 얻을 수 있고, 에너지를 방출하는 경우를 관찰하면 방출한 부분의 빛이 나타나는 방출 스펙트럼을 얻을 수 있다.
▪ 분자스펙트럼 (分子-, molecular spectrum)
분자가 방출 또는 흡수하는 빛의 스펙트럼. 일반적으로 띠스펙트럼인데, 해리 ·이온화 등을 수반하는 빛의 흡수나 그 역과정에서의 빛의 방출 등에서는 연속 스펙트럼이 생기는 경우도 있다. 분자의 에너지 준위간의 전이(轉移)에 의하여 생긴다. 분자의 에너지준위는 근사적으로 전자의 에너지준위, 진동의 에너지준위, 회전의 에너지 준위로 나뉘며, 각 에너지 준위 내의 전이에 대응하여 전자 스펙트럼(파동수 수만 cm-1 정도), 진동스펙트럼(파동수 약 1,000∼100cm-1), 회전스펙트럼(파동수 약 수 cm-1)이 관측된다. 전자 스펙트럼은 가시광선영역 ·자외선영역에 띠 모양으로 나타나며, 셋 중에서 에너지가 제일 크다. 진동 스펙트럼은 주로 자외선영역에 선 모양으로 나타난다. 회전스펙트럼은 원적외부, 마이크로파 영역에 선 모양으로 나타난다. 이들 분자스펙트럼은 분자나 전자의 구조를 해명하는 데 중요한 역할을 한다.
▪ 방출 스펙트럼 (放出-, emission spectrum)
원자나 분자 또는 그 집합체가 높은 에너지준위로부터 낮은 에너지 준위로 전이할 때 방출하는 전자기파 스펙트럼. 흡수 스펙트럼과 구별하기 위하여 이렇게 부르며, 발광 스펙트럼 또는 복사 스펙트럼이라고도 한다. 높은 에너지 준위로부터 자연적으로 전자기파를 방출하는 경우와 이미 전자기파가 존재하여 전자기파를 방출하는 경우가 있는데, 각각 자연방출과 유도방출이라고 한다. 방출 스펙트럼은 전자기파가 가지는 에너지 및 작용원리에 따라 구체적인 명칭으로 불리는 경우도 있다. 예를 들면, X선 들뜸에 의하여 생긴 원자의 빈 준위에 보다 높은 준위로부터 전자의 전이가 일어나는 경우의 방출 스펙트럼은 X선 형광이라고 한다. 전자 들뜸 상태로부터의 방출 스펙트럼은 자외선영역에서 가시광선영역에 걸쳐 있으며, 그 작용원리에 의하여 형광 스펙트럼 및 인광 스펙트럼으로 나눈다. 진동 들뜬 상태로부터의 방출 스펙트럼은 적외선 방출 스펙트럼이라고 한다. 또 마이크로파 영역의 방출 스펙트럼도 존재한다. 기체가 들어있는 유리관 내에 두 전극을 넣고 전극 사이에 높은 전위차를 가하면 형성된 전기장이 기체 분자의 전자를 떼어내 분자를 이온으로 만든다. 전자와 이온은 전기장에 의해 서로 반대방향으로 가속되며 다른 분자들과 충돌하여 이온화시킨다. 따라서 이와 같은 전기장에 의한 기체 분자의 이온화는 연쇄반응과 함께 일어나 기체를 통한 방전이 일어나며, 이때 원자들이 다시 낮은 에너지 준위 상태로 되돌아오면서 그 에너지 차이가 전자기파로 방출된다. 원자마다 가질 수 있는 상태의 에너지값이 일정한 값들로 양자화되어 있으므로 이들 에너지 차이도 특정한 값들로 주어지고 또, 원자마다 다르게 된다. 이것을 원자의 방출 스펙트럼이라고 한다.
▪ 흡수 스펙트럼 (absorption spectrum)
연속 스펙트럼을 가지는 광선을 물질 속으로 통과시킨 후, 분광기로 분광시킬 때 얻어지는 스펙트럼. 즉 광범위한 파장을 연속적으로 가지고 있는 백색광을 흡수물질 속으로 투과시킨 후에 분광기에 넣으면 스펙트럼의 색띠 속에 선 또는 띠의 암흑 부분이 나타난다. 이것은 광선이 물질 속을 투과하는 동안에 그 물질이 특정 파장의 빛을 강하게 흡수하기 때문에 생기는데, 일반적으로 이 암흑부를 흡수 스펙트럼이라 한다. 태양광선의 스펙트럼을 세밀하게 조사할 때 보이는 암선(프라운호퍼線)도 이것의 일종인데, 이것은 태양에서 방출된 빛이 태양 표면 부근의 비교적 온도가 낮은 기체층에 의해 흡수되어 생기는 흡수 스펙트럼이다. 일반적으로 물질에 의해 어느 파장의 빛이 흡수되어, 흡수 스펙트럼으로서 어느 부분에 암선이 나타나는가 하는 것은 물질의 화학구조에 의해 결정되며, 주위의 자연조건과는 관계가 없다. 따라서 흡수 스펙트럼을 자세히 조사하면 물질의 원소 구성이나 화학구조를 추측할 수 있다. 단 흡수 스펙트럼이 뚜렷이 나타나는 것은 흡수물질이 금속증기와 같이 기체상태의 원자로 구성되었을 때뿐이고, 기체라도 분자구조가 복잡하거나 액체 또는 고체상태의 물질인 경우는 흡수 스펙트럼이 띠가 되어 개개의 선으로 분리되지 않는다. 또 선 모양으로 배열되는 흡수 스펙트럼은 그 물질을 가열할 때 방출되는 빛의 스펙트럼(방출 스펙트럼)과 똑같은 배열이 된다. 방출 스펙트럼이 어떤 조건에서 흡수스펙트럼의 암선으로 나타나는 것을 스펙트럼의 반전(反轉)이라 하며, 천문학에서는 역변(逆變) 또는 반채(反彩)라고도 한다. 흡수 스펙트럼을 만들기 위해 보내는 빛은 가시광선뿐 아니라 적외선 ·자외선 ·마이크로파 등 전자기파의 전(全)파장 영역에 걸쳐 있다. 자외선과 가시광선을 물질이 흡수하면 주로 상이한 전자상태로 들뜨게 되며 적외선은 회전상태를, 마이크로파는 원자핵의 배향(配向) 상태를, 전파에 대해서는 분자의 쌍극자(雙極子)의 배향을 변화시킨다. 물질 구조론과 물리분석에 이용되며, 특히 천체의 물질 구성을 탐지하는 데 중요한 수단이다.
▪ 형광 스펙트럼
물질의 반사색이나 투과색과는 다른 색조(色調)를 띠고 일반적으로 조사광(照射光)보다 파장이 길다. 예로 태양광선 아래 관찰되는 붉은색 잉크에서 볼 수 있는 초록색, 등유의 유청색(乳靑色) 등을 들 수 있으며 특히 자외선이 많이 들어 있는 광선을 사용하면 많은 물질들이 다소간의 형광성을 나타내게 된다. 형광등 같은 것은 관 내에서 발생하는 자외선의 자극으로 생기는 형광(가시광선)을 이용하는 것이다. 빛 이외에 X선, 방사선, 음극선 등도 형광을 발생하게 하는 원인이 된다. 빛을 조사할 때 조사광을 제거해도 계속 발광하는 것을 인광이라 하며 조사광을 제거하면 바로 소멸해 버리는 것을 형광이라 하여 구별하는 경우가 많다. 인광은 흔히 고체에서 볼 수 있으나 형광은 액체나 기체에서 많이 나타난다. 인광은 일반적으로 온도가 낮아지면 밝기가 감소하나 형광은 밝기가 변하지 않고 오히려 증가하는 특징이 있다. 물질이 형광을 발생하는 물리적 과정은 빛 에너지를 흡수한 형광물질이 그 일부를 다시 빛에너지로서 복사하는 현상으로 취급된다. 일반적으로 빛 에너지는 파장이 짧을수록 크기 때문에 자극광보다 에너지가 적은 형광의 파장이 자극광의 파장보다 길다고 하는 스토크스의 법칙(Stokes' law)을 이 현상으로 설명할 수 있다. 형광의 스펙트럼을 형광스펙트럼이라 하는데 보통 기체에서는 휘선스펙트럼, 액체에서는 복잡한 띠[帶]스펙트럼, 그리고 고체에서는 좁은 범위의 연속스펙트럼이 된다. 이것은 분자 내에서의 빛에너지의 교환과정이 복잡하다는 것을 나타내고 있으며, 이들의 이론적인 뒷받침은 아직 충분히 이루어지지 못하고 있다.
▪ 라만 스펙트럼 (raman spetrum)
Raman이라는 말은 Raman 효과를 처음으로 밝혀낸 Raman이라는 사람의 이름을 딴 것이다. Raman Spectroscopy는 분자의 진동모드와 대칭성, 형태등을 파악하기 위해 사용되는 IR spectroscopy와 거의 같은 용도로 사용되며 시료 내 분자나 결정의 진동 모드에 따른 에너지에 대한 정보를 알려줍니다. 시료에 일정한 파장을 가진 레이저(보통은 가시광선 영역)를 쏘면 빛이 산란되게 되고 산란된 빛의 대부분은 레이저의 파장에 상응하는 신호이지만 일부는 레이저의 파장에서 시료의 진동 모드의 주파수에 해당하는 위치 이동이 되어 나오는 신호가 있게 된다. 이 신호를 분석하면 분자나 결정의 형태및 대칭성에 대한 정보를 알 수 있고 시료의 결정화 정도도 파악할 수 있게 된다. 어떤 분자가 Raman 활성이기 위해서는 편극도의 변화가 있어야 한다. Raman Spectrum은 보통 spectrum과 마찬가지로 특정 파장이나 파수에 대한 피크 형태로 나타난다. 편극도라는 의미를 쉽게 말한다면 분자내 전자가 어느 방향으로 쏠리면서 나타나는 유발 쌍극자에 의해 나타나는 반데르 발스 힘의 크기를 의미한다. 유발쌍극자의 수가 변한다면 반데르 발스 힘의 크기도 변하게 되므로 결국 편극도는 변하게 된다.
▪ 불꽃 스펙트럼 (flame spectrum)
불꽃 속에 휘발성이 강한 원소나 염류를 넣었을 때 방출하는 스펙트럼. 염광(焰光) 스펙트럼이라고도 한다. 불꽃온도가 높으면 불꽃방전 때와 같이 높은 들뜬상태에 기인하는 휘선(輝線:스펙트럼에서 밝게 빛나는 선으로 중성원자의 제1들뜬상태에서 바닥상태로 옮길 때 발하는 선)이 방출된다. 불꽃온도가 낮은 경우에는 아크방전 때와 같이 낮은 에너지 상태에 기인하는 휘선이 강하게 방출되는데, 이 선은 정성분석이나 단색광의 광원으로 이용할 수 있다. 예를 들면 바륨은 황록색(553.6㎚), 세슘은 청색(455.5㎚, 459.3㎚), 리튬은 적색(670.8㎚), 나트륨은 황색(589㎚), 스트론튬은 청색(460.8㎚) 등이다.
▪ 아크 스펙트럼 (arc spectrum)
아크등에서 발하는 빛의 스펙트럼이다. 보통 여러 파장의 스펙트럼선이 보이며, 그 수와 파장은 원소마다 특유한 것이므로 화학분석에 이용된다. 금속이 시료일 경우 아크방전을 일으켜 스펙트럼을 관찰한다. 호광(孤光) 스펙트럼이라고도 한다. 대개의 경우 여러 파장의 스펙트럼선이 보이며, 그 수와 파장은 원소마다 특유한 것이기 때문에 화학분석에 이용된다. 주로 중성원자에 고유한 스펙트럼선을 포함하므로 중성원자의 스펙트럼선을 아크스펙트럼이라 하기도 한다. 금속이 시료일 경우에는 금속 자체를 양극으로 해서 탄소막대만으로 된 음극과 접촉시켜 아크방전을 일으키고 그때 발하는 빛을 분광기를 지나게 하여 사진으로 찍거나 육안으로 관측해서 파장을 측정한다. 측정에 정밀성을 요할 경우에는 철이나 수은의 아크 스펙트럼을 나란히 놓아 사진을 찍고, 그것을 파장의 표준으로 삼는다. 아크 스펙트럼에 의한 화학분석에서는 시료의 상태나 대상 원소의 종류에 따라 여러 가지 아크가 사용된다. 고압 또는 저압의 전원을 쓰거나, 직류 또는 교류에 의해 아크를 발생시킨다. 또 단속적으로 아크를 발생시키는 경우도 있다.
▪ 스파크 스펙트럼 (spark spectrum)
기체 또는 진공 속에서 고압의 불꽃방전이 발생했을 때 나타나는 빛의 스펙트럼. 이 스펙트럼은 전극 사이에 존재하는 기체 원자가 이온화한 것에 의한 것이며, 아크 스펙트럼이 주로 중성 원자에 기인하는 것과 대조적이다. 불꽃방전이 발생하는 조건을 일정하게 하면 안정된 스파크 스펙트럼을 얻을 수 있으며, 그 스펙트럼의 파장은 원소의 종류에 따라 다르므로 화학분석에 이용한다. 일상적인 압력 하에서 불꽃방전이 공기 중에서 일어날 때의 전압은, 뾰족한 탄소 전극을 사용한 경우 1cm 간격당 약 12,000V이다.
■ 스펙트럼형 (spectrum type)
→ 분광형 참조.
■ 스푸트니크
국제 지구 관측년 계획에 의해 소련에서 제작 발사한 일련의 인공위성 명칭. 1957년 10월 4일 세계 최초로 스푸트니크 1호를 발사, 동년 11월 3일 우주견 라이카를 실은 제2호, 그 이듬해 5월 15일 대형 위성 3호를 각각 발사하는데 성공. 대기조성, 자기장, 태양방사선, 등 공간 관측을 하고 1960년 4월 소멸하였다..
■ 스피카 (Spica)
처녀자리 α성의 고유명. 대략의 위치는 적경 13h 22.6m, 적위 -10° 54'. 실시등급 1.2등급으로, 250광년 거리에 있다. 공전주기 4.014일의 분광쌍성으로, 주성(主星)과 동반성(同伴星)은 각각 분광형 B2와 B7의 주계열별로, 질량은 각각 태양의 9배와 5.4배이다. 근접쌍성이기 때문에 주성으로부터 강한 복사를 받는 동반성은 표면온도가 매우 높이 올라가(반사효과), 실제의 B7형보다는 고온의 B3형으로 관측된다.
■ 스피큘 (spicules)
태양의 광구에서 채층 쪽으로 뻗어있는 창 모양의 뜨거운 기체. 그 하나하나는 지름 수백 km의 가스 기둥으로, 매초 10km 이상의 속도로 상승하여, 수분에 걸쳐 고도 5,000km에서 10,000km 이상까지 달했다가 소멸하는데, 하층으로부터 끊임없이 새로운 스피큘이 솟아오른다. 광구의 바로 밑에 있는 대류층인 가스덩어리의 격렬한 운동의 여파로 발생하는 것으로, 채층(彩層)의 상층부(고도 2,000km 이상)는 스피큘의 집합이라 간주되고 있다.
■ 스핀 각운동량 (spin angular momentum)
→ 회전 각운동량 참조
■ 승교점 (昇交點, ascending node)
천구 상의 천체의 궤도와 황도가 이루는 두 교점 중 천체가 남쪽에서 북쪽으로 황도를 가로지르는 점. 이와 반대로 북쪽에서 남쪽으로 가로지르는 점을 강교점(降交點)이라 한다. 위성인 경우에는 황도 대신에 주행성(主行星)의 궤도면 또는 적도면을 취해서 이와 같은 정의를 내리는 일도 있다.
■ 시각 (時角, hour angle)
시간각을 자오선의 남점에서 서쪽으로 돌며 잰 크기. 천구 상에서 어떤 천체와 하늘의 극을 잇는 대원(大圓)이 자오선과 이루는 각을 시간각이라 한다. 자오선에서 서쪽으로 0∼360°까지의 각도를 0∼24시의 시간 단위로 나타낸다. 천체가 자오선을 지나서 몇 시간이 경과하였는가, 또는 몇 시간 뒤에 자오선을 통과하는가 등을 알고자 할 때 사용된다.
■ 시간각 (時間角, hour angle)
시권(時圈)과 자오선이 이루는 각. 시권이란 천구 상에서 어떤 천체와 하늘의 극(極)을 잇는 대원(大圓)을 말하고, 자오선이란 여러 시권 가운데 천정(天頂)을 통과하는 것을 가리킨다. 시간각을 자오선의 남점에서 서쪽으로 돌며 잰 크기를 시각이라고 한다. 항성시는 춘분점의 시간각으로, 춘분점을 하나의 별로 보고 춘분점의 운동을 기준으로 측정하는 시간이다. 천체의 시간각은 지구의 자전에 의하여 계속 변하기 때문에 각도의 단위가 아닌 시간으로 나타낸다. 천체가 자오선을 지난 뒤에 서쪽 방향으로 잰 각도를 15°=1시, 15′=1분, 15″=1초로 환산하여 각각 시(h), 분(m), 초(s)로 나타낸다. 예를 들어 견우성의 적경은 19h 48m 18s인데, 이것은 견우성이 남중하였을 때의 항성시가 19시 48분 18초라는 것을 알려준다.
■ 시계자리 (時計-, Horologium)
겨울철 남쪽 하늘에서 보이는 작은 별자리. 약자 Hor. 대략적인 위치는 적경 3h 20m, 적위 -52°이다. 에리다누스자리 남쪽에 있는데, 가장 밝은 α가 4등성, δ가 5등성이며, 그 밖에는 밝은 별이 없어 매우 쓸쓸한 별자리이다. 1751년 N.L.라카유가 신설하였다. 한국에서는 남쪽하늘에 낮게 보인다.
■ 시공간 (spacetime)
3개의 공간축과 1개의 시간축으로 이루어져 어떤 사건에 대한 시간과 공간을 하나로 기술하는 계.  
■ 시공간 다이어그램 (spacetime diagram)
하나의 공간축과 하나의 시간축으로 이루어진 다이어그램으로 시간과 세계선 사이의 관계를 나타내는데 이용된다.  
■ 시공간의 휘어짐 (spacetime curvature)
질량이나 에너지에 의해 시공간이 굽어지는 현상.
■ 시권 (時圈, hour circle)
천구 상에서 어떤 천체와 하늘의 극(極)을 잇는 대원(大圓). 천체의 적경(赤經)을 나타내는 선과 같으며, 여러 시권 가운데 천정(天頂)을 통과하는 것을 특별히 자오선(子午線)이라고 한다. 시각(時角)을 재는 데 쓰인다.
■ 시궤도 (視軌道, apparent orbit)
지구를 중심으로 해서 보았을 때 천체(행성)의 궤도, 또는 쌍성계에서 주성(主星)을 기준으로 보았을 때 동반성(同伴星)의 궤도. 겉보기궤도라고도 한다. 쌍성계의 상대적 운동에서는 동반성이 주성을 하나의 초점으로 하는 타원 궤도를 그리며 공전하는데, 그 궤도면은 우리의 시선 방향에 수직인 기준면과 임의의 각도로 경사져 있는 것이 보통이며, 우리가 관측하는 시궤도는 진짜 궤도를 기준평면에 투영시킨 것이다.
■ 시리우스 (Sirius)
큰개자리 α성의 고유명. 한국과 중국에서는 천랑성(天狼星)이라고 부른다. 전 하늘에서 가장 밝은 별로, -1.5등성이며, 분광형 A1의 주계열별이고, 거리 8.7광년이다. 광도 8.7등의 어두운 동반성(同伴星)과 쌍성계를 이루고 있다. 1834년 F.W.베셀이 시리우스의 고유운동이 사행(蛇行)하는 것에서부터 동반성이 있음을 예언하고, 1862년 망원경 제작자 A.클라크가 어두운 동반성을 발견하여 안시쌍성임을 확인하였다. 공전주기는 49.98년이다. 1914년 W.S. 애덤스는 동반성의 분광형이 주성과 비슷한 A5형임을 관측하였다. 동반성은 그 궤도의 해석 결과, 질량이 태양과 거의 같고 주성의 약 3분의 1임이 밝혀졌다. 한편, 광도는 주성보다 약 10등이 어두운데, 이것은 동반성의 겉넓이가 주성의 1만분의 1, 부피로 하면 100만분의 1, 즉 지구 정도의 크기가 된다는 결론이 나온다. 따라서 동반성은 주성의 약 30만 배의 평균밀도를 가진다. 이것은 시리우스의 동반성이 물의 13만 배, 철의 16,000배라는 고밀도 물질로 이루어졌다는 것을 의미한다. 이런 종류의 항성을 백색왜성(白色矮星)이라고 하며, 시리우스의 동반성은 처음으로 발견된 백색왜성이다. 백색왜성은 반지름이 작고 질량이 크므로 그 표면중력은 놀랄 만큼 큰데, 시리우스의 동반성의 표면중력은 지구의 50,000배나 된다. A. 아인슈타인의 일반상대성이론에 의하면 강한 중력장에서 나오는 발광체의 빛의 파장은 긴 쪽으로 이른바 적색이동을 한다. 1924년 A.S. 에딩턴은 시리우스의 동반성에 대해 이러한 적색이동이 검증될 수 있음을 애덤스에게 알리고, 애덤스는 다음해에 스펙트럼선을 면밀히 관측하여 이것을 실제로 확인하였다. 이에 따라서 시리우스의 동반성은 일반상대성이론이 옳다는 것을 증명하게 되었다.
■ 시법 (時法, time method)
하루가 시작되는 기점이나 하루의 분할법 등을 정하는 방법. 역사적으로 살펴보면, 기점은 일출 ․새벽 ․정오 ․일몰 ․저녁 때 등 민족에 따라 다르고, 분할법도 중국이 채용한 주야백각(晝夜百刻) 또는 96각법과 같은 정시법(定時法:等時法)과 실제의 주간 ․야간을 각각 12 또는 6분하는 부정시법(不定時法:不等時法)이 있다. 기점을 자정으로 하는 방법은 유럽에서 기계 시계가 발달한 중세 이후의 일로, 동시에 등시법이 보급되었다. 현행의 12분할 ․60분할은 먼 옛날 칼데아 ․바빌로니아 ․이집트 등의 풍습에서 비롯된 것이다. 현대의 시법은 천문학적 시법으로 항성시 ․태양시 ․역표시(曆表時)가 있고, 물리학적 시법으로는 원자시(原子時)가, 상용시법으로는 표준시가 있다. 항성시 ․태양시는 모두 어떤 지점의 자오선을 기준으로 하여 지구의 자전각(自轉角)을 나타내는 것으로, 각각 시항성시(視恒星時) ․평균항성시 및 진태양시(眞太陽時) ․평균 태양시로 나뉜다. 지구상의 경도가 다르면 자오선이 달라지므로, 이들 시각은 달라진다. 어떤 지점의 지방시에 경도(東經을 마이너스로 한다)를 가산하면 그리니치평균시가 된다. 특히 그리니치평균시를 세계시라고 한다. 표준시는 한 나라 또는 한 지방이 공통의 평균 태양시를 사용하는 것을 말하는데, 한국은 세계시보다 9시간 빠른 시각을 채용하고 있다. 역표시는 태양 주위의 지구 공전에 의거하여 정의되는 시법으로 원리상 일정불변의 흐름을 나타내는 것이다. 지구 자전속도의 변동으로 말미암아 항성시 ․태양시의 시간이 변하기 때문에 다르게 만들어진 시법이며, 특히 천문학 연구에 중요하다. 원자시는 세슘 Cs 원자가 흡수 ․방출하는 전자기파의 주파수의 일정성에 의거해서 정의된 것으로 일정불변의 초(秒)의 길이를 정하고, 또 이 초를 적산(積算)하여 인위적인 시각을 나타내는 것이다. 역표시 ․원자시는 특정한 자오선에 관계없고 세계시와 마찬가지로 세계 공통의 시각을 나타내는 것이다.
■ 시상 (seeing)
망원경의 상을 불규칙하게 만드는 지구대기의 불안정도.  
■ 시선속도 (視線速度, radial velocity)
물체가 시선방향으로 가까워지거나 멀어질 때의 운동속도. 천문학에서는 천체의 스펙트럼에 나타나는 도플러효과에 의해서 구한다. 천체가 멀어지고 있으면 스펙트럼선은 적색 방향으로, 가까워지고 있으면 보라색 방향으로 이동한다. 초속(km/s)으로 나타내는데, 멀어지는 경우는 양(+)으로, 접근하는 경우는 음(-)으로 나타낸다. 보통 항성의 시선속도는 20∼30km/s 의 것이 많으나, 개중에는 100km/s에 이르는 것도 있다. 항성의 시선속도는 고유운동의 관측결과와 함께 이용되어 공간에서 항성의 실제운동을 결정한다. 이에 의해서 태양계 ․성단 ․은하계 등의 구조나 운동에 관한 중요한 지식을 얻게 되었다. 또 항성의 자전이나 맥동(脈動), 신성의 폭발, 분광쌍성(分光雙星)의 궤도 등을 이해하게 되었고, 외부은하의 시선속도로부터 팽창우주의 이론을 정립하게 되었다.
■ 시운동 (視運動, apparent motion)
지구를 기준으로 관측한 태양 ․행성 ․위성 ․혜성 등의 겉보기운동. 태양계 내의 천체는 대체로 태양을 초점으로 하여 타원 또는 포물선 궤도를 그리며 운동하는데, 지구 자체도 타원 궤도를 그리며 태양 주위를 돌기 때문에, 지구상에서 보면 이들 천체의 겉보기운동은 매우 복잡한 양상을 보인다. 내행성인 경우는 태양의 둘레를 일정한 폭 안에서 왕복운동(수성은 진폭 27°, 금성은 47°)하는 것처럼 보인다. 외행성(外行星)에서는 그 공전방향(서쪽에서 동쪽으로)으로 순행(順行)하고 있는 것으로 보이나, 충(衝) 부근에서는 공전속도(公轉速度)가 빠른 지구가 외행성을 앞지르게 되어, 시운동은 동쪽에서 서쪽으로 역행이 된다. 순행에서 역행 또는 역행에서 순행으로 운동방향이 바뀔 때, 외행성의 운동이 정지하는 것처럼 보이는 현상을 유(留)라고 한다.
■ 시위치 (視位置, apparent position)
광행차(光行差)에 의하여 변화한 천체의 겉보기위치. 지구상의 관측자가 인식하는 천체의 위치는 지구 자전에 의한 일주(日周)광행차 및 공전에 의한 연주(年周)광행차에 의하여 기하학적 위치로부터 자전과 공전의 합성운동에 평행한 방향으로 이동되어 나타난다. 이와 같이 광행차를 받아 변화한 위치를 시위치라 하고, 원래의 위치를 진위치(眞位置)라 한다. 특히 태양계내의 천체들은 항성에 비하면 매우 가까운 거리에 있기 때문에, 그 자체의 운동에 의한 행성광행차도 고려해야 한다. 일반적으로 천체력(天體曆)에 나와 있는 천체의 위치는 관측시점에 즉시 비교할 수 있도록 시위치를 표시하고 있다. 천체의 시위치의 시간적 변화를 시운동(視運動)이라고 한다.
■ 시지름 (視-, apparent diameter)
지구에서 본 천체의 겉보기지름. 시직경(視直徑)이라고도 한다. 각도의 초(″) 또는 분(') ․도(°)로 잰다. 실제로는 지심(地心)과 천체와의 기하학적 관계에서 계산되는 값에 비하여, 시차(視差) ․대기차 또는 빛이 번지는 영향 등에 의하여 다소 다른 값을 나타낸다. 또 달에 대해서는 그 가장자리에 있는 산이나 골짜기의 요철(凹凸) 때문에 엄밀히 시지름을 정의하기가 곤란하여, 경우에 따라서 여러 값을 채택한다. 태양과 달의 시지름은 약 30', 안드로메다은하는 약 160'×51'이다. 천체의 모양이 편평타원체인 경우는 극(極)시지름과 적도시지름이 구별된다. 천문학에서는 시지름의 반인 시반지름을 사용하는 일이 많다.
■ 시차 (視差, parallax)
물체를 서로 다른 두 위치에서 보았을 때 나타나는 물체의 겉보기 변화 혹은 관측자가 어떤 천체를 동시에 두 지점에서 보았을 때 생기는 방향의 차. 특히 지구 궤도의 반대되는 양 끝에서 보았을 때, 별의 가시적 위치의 각 차이의 절반을 그 별의 시차라 부른다. 가까운 별의 거리를 잴 때 사용한다. 연주시차(年周視差) ․일심(日心)시차는 지구에서 본 천체의 방향과 태양에서 본 방향과의 차이이며, 일주(日周)시차 또는 지심(地心)시차는 태양 ․달 ․행성을 지구의 중심에서 본 경우와, 지구표면에 있는 관측자가 본 방향의 차이를 말한다. 일주시차의 값은 목적하는 천체가 지평선에 있을 때 가장 크므로 지평시차라고도 하는데, 이 천체에서 본 지구의 시반지름과 같다. 즉, 달의 지평시차는 각도로 57'인데, 이것은 달에서 본 지구의 지름 114'의 반이다. 연주시차