은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 누구에 의해 처음 밝혀졌나요?
은하
은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해 된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트(Thomas Wright)가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.
항성
1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.
일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다. 튀코 브라헤와 같은 초기 유럽의 천문학자들은 밤하늘에 새로 나타나는 천체를 발견하여 훗날 ‘신성’ 이름을 붙였다. 1584년 조르다노 브루노는 밤하늘의 별은 태양과 같은 존재이며 그들은 자신만의 행성을 거느리고 있고 이 행성 중에는 지구와 같은 천체도 있다고 주장했다. 브루노의 주장은 고대 그리스의 철학자 데모크리토스나 에피쿠로스가 이미 언급한 적이 있다. 17세기에 이르러 별이 태양과 같은 존재라는 사실은 천문학자 사이에서 정설로 받아들여지게 된다. 왜 태양 주변의 별이 태양계에 대하여 중력적으로 영향을 끼치지 않는가에 대해 아이작 뉴턴은 항성이 모든 방향으로 고르게 분포되어 있기 때문이라고 설명했다. 이 주장은 신학자 리처드 벤틀리가 제기한 것이기도 하다. 에리다누스자리 엡실론
1801년 제롬 랄랑드는 1791~1800년 사이 관측기록을 기초로 약 5만 개 항성을 관측한 시간 순서대로 수록한 성표 《"Histoire Céleste Française"》를 간행했다. 여기에는 에리다누스자리 엡실론의 관측 기록 3개가 실려 있는데 각각 1796년 9월 17일(246쪽), 1796년 12월 3일(248쪽), 1797년 11월 13일(307쪽)이다. 1847년 프랜시스 베일리 연구진은 랄랑드의 성표를 보강하여 출판했는데 관측자료 대부분은 랄랑드의 것이나 항성을 적경 기준으로 정렬하였다. 모든 항성에는 관측사건마다 고유번호를 부여하였고 엡실론에는 3회 관측사건에 기초하여 6581, 6582, 6583 번호가 붙었다.(오늘날 이 성표로 표시한 항성명칭에는 접두어로 "Lalande" 또는 "Lal"이 붙는다.) 랄랑드는 엡실론의 겉보기 밝기를 3으로 수록했다. 1801년 요한 엘레르트 보데는 102개 별자리에 속한 1만 7천 개 별을 수록한 자신의 성표에 엡실론을 수록했는데 부여받은 번호는 에리다누스 별자리에서 '159번'이었다. 보데의 성표는 여러 천문학자들의 연구결과에 기반한 것으로서 대다수 자료는 라카유(남반구 하늘), 랄랑드의 것이었고 여기에 보데 본인의 관측자료를 첨가했다. 여기에서 엡실론은 랄랑드의 관측자료에 기초하여 수록되었다. 보데는 엡실론의 겉보기 등급을 3으로 기록했다. 1814년 주세페 피아치는 자신의 성표 제2판을 출판했다.(초판은 1803년 냈음) 그는 1792년부터 1813년까지의 관측자료를 토대로 7,000개 이상의 항성을 시간단위로 묶어 총 24시간(0~23시간)으로 정리했다. 엡실론은 '3시간-89번 별'로 기록되었으며 겉보기 등급은 4였다. 1918년 엡실론은 헨리 드레이퍼 목록에 HD 22049로 수록되었으며 잠정적으로 부여된 분광형은 K0였다. 은하
관측 가능한 우주에는 약 1천 7백억(1.7 × 10) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다. 대부분의 은하들은 직경이 1천 ~ 10만 파섹에 달하며  수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다. 은하간 공간은 평균 밀도가 1 입방미터당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있다. 대다수의 은하들은 은하군과 은하단이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며, 은하단들이 모여 초은하단이라고 불리는 거대한 구조를 형성한다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조()를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다. 저표면밝기은하
낮은 표면밝기 은하의 존재는 1976년 마이클 J. 디즈니 박사에 의해 제시된 이론에서 등장했다. 처음으로 존재하는 것으로 확인된 낮은 표면밝기 은하는 1986년에 발견된 Malin 1이다. Malin 1은 처음으로 발견되기도한 거대한 낮은표면밝기 은하이다. 발견 당시, 알려진 것중 가장 거대한 나선 은하였기도 하다. 알렉시 부바르
알렉시 부바르(, 1767년 6월 27일 ~ 1848년 6월 7일)는 프랑스의 천문학자이다. 그는 천왕성의 운동에서 불규칙성을 발견해 태양계의 8번째 행성이 있다는 가설을 세운 것으로 유명하다. 부바르는 프랑스의 콩타멩에서 태어났으며, 8개의 혜성을 발견하고 목성, 토성, 천왕성의 천문표를 편집했다. 목성과 토성의 천문표는 훌륭했지만 천왕성의 것은 관측 결과와 어긋나는 점이 많았다. 이에 부바르는 8번째 행성이 존재하여 천왕성의 궤도에 불규칙성을 만들어낸다는 가설을 세웠다. 부바르가 죽은 뒤 존 쿠치 애덤스와 위르뱅 르베리에가 각자 독자적으로 해왕성을 발견하게 된다. 부바르는 파리 천문대 대장을 지냈으며, 1848년에 파리에서 죽었다. 1680년 대혜성
1680년부터 81년까지 발견자 로트프리드 키르히의 이름을 따서 키르히 혜성이란 이름이 붙었으며, 이 이름의 신뢰는 혜성의 궤도를 도표로 그린 에스파냐의 로마 가톨릭교회 사제인 에우세비오 키노가 신뢰를 주었다. 그가 멕시코에서 지연하여 출발할 동안, 키노는 1680년 말 스페인 카디스에서 혜성을 관측하기 시작했다. 그가 멕시코시티에 도착했을 때, 그는 1681년 "Exposisión [sic] astronómica de el cometa"라는 이름의 연구 결과를 발표했다. 키노의 "Exposisión astronómica"는 신대륙의 유럽인이 발표한 최초의 과학 논문이었다. 케플러-푸앵소 다면체
케플러 다면체라고도 불리는 작은 그리고 큰 별모양 십이면체는 1619년에 요하네스 케플러에 의해서 처음으로 인정되었다. 그는 볼록 정십이면체의 별모양화를 통해서 이를 얻었으며, 처음에는 입체라고 보기보다는 표면으로 다뤘었다. 그는 볼록 정십이면체의 모서리나 면을 다시 만날 때 까지 확장시키면 별 오각형을 얻을 수 있다는 것을 알았다. 더 나아가서, 그는 별오각형도 역시 정다각형이라는 것을 알았다. 그는 이렇게 별모양 십이면체 둘을 만들었다. 각각은 각 면이 내부에 "숨겨진" 중심의 볼록한 영역을가져서 삼각형 모영의 팔만이 보인다. 이것을 인정하기 위한 케플러의 마지막 단계는 이 다면체가 전통적인 플라톤의 다면체 처럼 볼록하지 않더라도 이것에 정다면체의 정의를 맞추는 것이였다. 얀 오르트
은하계 역학, 은하면 안의 성간 흡수 분포를 연구해 성간 물질이 밖으로 내보내는 전파에서 은하의 회전법칙을 구하는 연구를 했다. 1951년에는 그의 지휘 아래 레이던 대학교의 연구진이 중성 수소가 내는 21cm의 전파를 관측하는 데 성공했다. 오늘날 우리 은하의 모습을 알 수 있게 된 것도 이 관측의 결과이다. 1950년에는 태양에서 1~10만 천문단위의 거리에 1,000억 개 이상 되는 혜성의 구름떼가 있다고 주장했다. 이것이 '오르트의 혜성구름'으로 불리고 있다. 고리은하
고리은하()는 둥근 고리로 둘러싸인 은하이다. 고리 은하의 대표적인 예로는 1950년에 아서 호그에 의해 발견된 호그의 천체가 있다. 고리는 무겁고, 상대적으로 젊고 매우 밝은 청색 별들을 많이 포함한다. 중심 영역은 상대적으로 덜 밝은 물질들을 포함한다. 일부 천문학자들은 다른 작은 은하가 큰 은하의 중심을 통과할 때 고리 은하가 만들어진다고 여기고 있다. 은하의 대부분은 빈 공간으로 구성되어 있기 때문에, 이 "충돌"에서 별 사이의 실제 충돌이 일어나는 일은 매우 드물다. 그러나 은하의 충돌과 같은 사건에 의해 발생하는 중력적 혼란은 더 큰 은하로 이동하기 위한 별 형성 파동을 일으킬 수 있다. 다른 천문학자들은 고리가 외부의 은하가 강착되어 형성된 것이라고 생각한다. 별 형성은 충격파와 응축에 의해 강착된 물질에서 일어난다 안드로메다 은하
2005년에는 천문학자들이 안드로메다 은하에서 전적으로 새로운 유형의 성단을 발견하였다. 새로이 발견된 성단은 수십만 개의 별들을 포함하고 있는데, 구상성단에서 볼 수 있는 별들의 수와 비슷하다. 구상성단과 차이를 보이는 점은, 이것이 폭 수백 광년으로 구상성단보다 훨씬 크며 그에 따라 밀도가 구상성단보다 수백 배나 작다는 것이다. 따라서 별들 사이의 거리는 구상성단의 경우보다 이들의 경우가 훨씬 크다. 특이은하
1966년에는 홀튼 아르프가 특이은하를 모아 특이은하 성도("Atlas of Peculiar Galaxies")로 목록화하기도 하였다. 아르프는 "이 목록에 수록된 은하의 특이성은 우리가 관측한 너무 멀어서 직접적으로 실험이 불가능한 은하의 기원에 관한 분석을 가능할 수 있게 하도록 섭동, 변형, 상호작용을 의미한다."라고 말하였다. 갈릴레오 갈릴레이
1610년 1월 7일에 갈릴레오는 그의 망원경을 이용하여 그가 당시에 주장한 세 개의 별들 모두는 목성에서 일렬로 가장 가까운 거리에 있는 "너무 작아서 거의 볼 수 없는 세 개의 고정된 별들"에 대해 관찰하였다. 그리고 목성과 연관있는 이들 "별들"의 위치는 만약 그 별들이 진짜로 고정된 별들이라면 설명할 수 없는 방법으로 변한다는 것을 다음날의 관측을 통해 알았다. 1월 10일에 갈릴레오는 그 별들 중 하나가 사라졌음을 지적했고, 관측을 통해 갈릴레오는 사라진 별이 목성뒤로 숨은 것으로 여겼다. 그리고 며칠내로 갈릴레오는 그 별들이 목성 주위를 돌고 있다고 결론내렸다. 갈릴레오는 세개의 목성의 4대 위성을 발견하였고, 이는 이오, 유로파, 칼리스토였다. 그는 또 다시 1월13일에 네 번째 위성인 가니메데를 발견하였다. 갈릴레오는 이 4대 위성에 그의 미래의 후원자인 투스카니 공국의 군주 코시모 2세(Cosimo II de' medici)와 그의 세 형제를 기려 이름을 붙였다. 하지만 나중에 천문학자들은 갈릴레오 자신을 기려 갈릴레이 위성이라고 새로 이름을 붙여주었다. 성운의 왕국
허블은 처음으로 안드로메다은하까지의 거리를 정확하게 측정했다. 그가 측정한 거리는 그 당시 사람들이 알고 있던 우리 은하의 크기보다 훨씬 더 큰 값이었다. 하지만 허블이 측정한 방법이 너무나도 확실했기 때문에 누구도 부인할 수 없었다. 우주의 크기가 폭발적으로 커지는 순간이었다. 허블의 두 번째 업적은 우주 곳곳에 흩어져 있는 안드로메다은하나 우리 은하 같은 은하들을 연구하기 위한 기틀을 만들었다는 것이다. 허블은 은하의 분류를 처음으로 시도했다. 이 분류법이 완전한 것은 아니다. 분류법이 의미하는 것도 아직은 분명히 알지 못한다. 하지만 여전히 허블의 은하 분류법은 기초 자료로 활용되고 있다. 이런 점에서 허블은 외부 은하 연구의 아버지라고 불릴 만한 사람이다. 허블의 세 번째 업적이자 허블을 허블답게 만든 업적은 허블 법칙의 발견이다. 물론 허블 법칙에 필요한 자료들은 다 있었다. 하지만 허블이 했던 방식으로 자료를 분석한 사람은 없었다. “모든 진리는 한번 발견되면 이해하기는 쉽다. 중요한 것은 진리를 발견하는 것이다.” 허블 법칙은 우리가 알고 있는 우주의 가장 근본적인, 그리고 가장 확실한 관측적 사실이다. 어느 우주론이든 이 법칙을 설명하지 못하는 이론은 재고할 가치도 없다. 사다리꼴성단
사다리꼴성단()은 오리온 성운에 있는 산개 성단이다. 가장 밝은 별들 여럿은 성운 안에 있어 보이지 않는다. 사다리꼴 성단을 최초로 발견한 사람은 갈릴레오 갈릴레이이다. 1617년 2월 4일 갈릴레이는 트라페지움의 세 별 A, C, D를 그림으로 그렸으나, 이유는 정확하지 않으나 별들 주위를 둘러싸고 있는 성운은 기록하지 않았다. 네 번째 구성원 B는 1673년 여러 관측자들에 의해 그 존재가 확인되었으며 이들 넷 말고도 여러 구성원들이 이후 더 발견되었는데 1888년까지 총 8개의 별들이 확인되었다. 이후 추가적인 관측을 통해 이들 별들 중 여럿이 쌍성계임을 알아냈다. 바이어 명명법에 의하면 트라페지움의 대표적 네 별을 오리온자리 세타로 부른다. 윌리엄 허셜
프레더릭 윌리엄 허셜(Frederick William Herschel, 1738년 11월 15일~1822년 8월 25일)은 독일에서 태어난 천문학자이고, 전문적인 기술자이며, 작곡가이다. 하노버에서 태어났으며, 19세에 영국으로 이민을 가기 전까지 아버지를 따라 하노버의 군악대에서 지냈다. 그 후, 음악이론에 심취해서 영국에서 저명한 음악가가 되었으며, 24개의 교향곡, 7개의 바이올린 협주곡 등 수백 곡을 작곡하기도 하였다. 30대 중반 이후에는 천문학에 매진했는데, 그는 천왕성과 그 위성인 티타니아와 오베론을 발견했고, 후에 토성의 두 위성인 미마스와 엔셀라두스를 발견하는 등 천문학에서 수많은 업적들을 남겼다. 그리고 우주가 별의 집단인 은하들이 수없이 많이 모여 이루어진다는 은하 이론을 정립했고, 아직도 이 틀은 유지되고 있다. 이외에도 적외선을 발견하고, 현미경을 이용해 산호가 동물의 특징을 지닌다는 것을 알아내는 등 다양한 분야에서 활동했다. 초은하단
초은하단의 존재는 우리 우주의 은하가 균일하게 분포하지 않음을 의미한다. 대부분의 은하는 한데 모여 수십 개 또는 수천 개의 은하로 이루어진 은하군과 은하단을 이룬다. 그러한 은하군과 은하단, 추가적으로 고립된 은하는 초은하단이라 불리는 더욱 거대한 구조를 이룬다. 올린 에겐
에겐은 당대 최고의 관측천문학자 중 한 사람으로, 도널드 린덴벨과 앨런 샌디지와 함께 1962년에 발표한 논문에서 우리 은하가 가스 구름이 수축하여 형성되었다는 가설을 제기해 유명해졌다. 또한 그는 항성계역학의 개념을 처음 생각해 낸 학자이기도 하다. 은하
대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군()이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층() 구조를 갖고 있다. 이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다. 은하수
은하수의 중심부는 막대모양이고, 그 주위는 가스와 먼지, 그리고 바깥쪽으로 네 개의 뚜렷한 나선 팔 구조를 이루는 별들로 뒤덮여있다. 이는 허블 분류에서 팔이 비교적 헐겁게 감긴 나선은하인 Sbc와 거의 유사하다. 천문학자들은 1990년대에 은하수가 보통의 나선은하가 아니라 막대나선은하라고 처음 의심하기 시작했다. 그들의 생각은 2005년, 은하의 중심 막대가 이전에 생각했던 것보다 더 크다는 것을 보여준 스피처 우주 망원경 관측에 의해 증명되었다. 오스터호프 이분법
이 난제가 풀리는 열쇠는 윤석진의 우연한 발견으로 시작되었다. 그는 150개의 구상 성단 중 7개를 3차원 공간에 찍었다. 모두 태양의 1/150 이하의 함량을 가지고 있는 것들이었다. 그리고 여러 각도로 배열을 보았는데, 어느 한 지점에서 보니 한 줄로 늘어서 있다는 것이다. 이때, 7개의 구상 성단이 운동을 하다가 순간에 1줄로 늘어설 확률은 0.02%, 즉 5000번에 1번꼴로 일어나는 확률이다. 즉, 이 난제의 답은 '두 개의 그룹 중에서 한 그룹은 우리 은하의 것이고, 한 그룹은 다른 은하인 대마젤란 은하로부터 유입된 것이다.'라는 답이 나왔다. 은하의 형성 및 진화
더 최근의 이론은 상향식 과정에서 암흑물질헤일로의 군집을 포함한다. 우주 초기의 은하들은 근본적으로 대부분이 가스와 암흑물질로 구성되어 있으며, 그래서 별들은 보다 적게 존재하게 된다. 은하가 작은 은하를 흡수하여 물질을 끌어모음으로써 암흑물질은 대부분 은하의 외곽에 머물게 된다. 이는 암흑물질이 오로지 중력을 통해서만 상호작용할 수 있기 때문으로, 그래서 흩어지지 않는다. 그러나 가스는 빠르게 수축하여 최종적으로 매우 얇고 빠르게 회전하는 원반이 될 때까지 더 빠르게 회전한다. 신들의 신비
신들의 신비()은 베르나르 베르베르가 쓴 «a href="%EC%8B%A0">신의 존재인 은하와 <10>의 존재인 우주를 만나게 되고 미카엘, 에드몽, 라울, 아프로디테, 오르페우스, 오이디푸스, 무슈론은 별이 된다. 그리고 우주의 명을 받아 에드몽과 함께 <11> 또는 <111>의 존재를 알아낸다. 성협
성협을 최초로 발견한 사람은 1947년 아르메니아의 천문학자 빅토르 암바르추미안이다. 그는 성협을 구성하고 있는 별들의 종류에 따라 크게 OB와 T로 나누었다. 세페이드 변광성
상대적으로 매우 밝기 때문에 세페이드 변광성들은 매우 먼 곳에서도 보인다. 에드윈 허블은 안드로메다 은하에 있는 세페이드 몇 개를 처음으로 찾아냈으며, '외부은하'의 존재를 입증했다(이 당시만 해도 외부은하에 대한 개념은 존재하지 않았다). 최근 허블 우주 망원경은 6천만 광년 떨어진 처녀자리 은하단에 있는 세페이드 항성 여럿을 발견하는 데 성공했다. 목성
1610년, 갈릴레오 갈릴레이는 망원경을 이용하여 목성의 가장 큰 네 위성(갈릴레이 위성)을 발견하였다. 이는 지구 외 다른 행성의 위성에 관해 망원경을 이용한 첫 관측으로 여겨지고 있다. 갈릴레오의 발견 이후 시몬 마리우스가 별개로 목성 주변의 위성을 발견하였으나, 그의 발견은 1614년 저서에 기록되기 전까지 발표된 적이 없었다. 그러나 마리우스가 붙인 네 위성의 명칭, 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토는 오늘날까지 사용되고 있다. 또 이들의 발견은 겉보기에 지구를 중심으로 하지 않는 천구운동에 관한 첫 발견이기도 하다. 이러한 발견은 행성의 운동에 관한 코페르니쿠스의 태양중심설이 지지받기 시작하는 중요한 시점이었다. 이러한 노골적인 코페르니쿠스의 이론의 지지로 갈릴레오는 종교재판의 위협에 처했었다. 메시에 천체 목록
목록의 첫 번째 천체인 황소자리의 게성운은 메시에가 1758년 8월 28일에 2주일전 발견한 혜성을 찾다가 발견한 것이다. 논문에서 그는 “1758년 혜성이 황소자리의 두 뿔 사이에 있을 때 남쪽뿔 위의 황소자리 ζ(제타) 별에서 약간 떨어진 곳에 촛불 모양의 별을 포함하지 않은 하얀 빛을 보았다. 그 빛은 전에 보았던 혜성과 비슷하게 생겼으나 약간 더 밝고 흰 빛을 띠었으며 혜성처럼 둥글지 않고 길쭉하며 꼬리나 깃 같은 것도 보이지 않는다.”라고 썼다. 니콜라우스 코페르니쿠스
그리스 시대의 에우독소스(Eudoxos, 400?~350?B.C.)는 동심천구설을 주장하였는데, 그는 여기서 지구를 중심으로 한 27개의 천구들로 천체의 움직임을 설명하려 했다. 실제 천체의 회전궤도는 원형이 아니며 그 속도가 일정하지 않다는 사실을 몰랐지만, 에우독소스의 가설은 후에 아리스토텔레스에 의하여 채용되었다.
아리스토텔레스(Aristoteles, 384~322B.C.)는 우주를 크게 두 부분으로 나누었다. 지구를 중심으로 두고, 달을 기준으로 지구와 가까운 공간을 '지상계', 달 윗 공간을 '천상계'로 말이다. 그에 따르면 두 세계는 각각을 이루는 물질부터 다른데, 지상계는 흔히 볼 수 있듯 불, 물, 흙, 공기의 4원소로 이루어져 있고, 천상계는 눈에 보이지 않는 에테르로 차있다. 두 세계에서 일어나는 운동도 차이가 난다. 아직 지구가 원형이라는 확실한 인식이 없을 적, 아리스토텔레스는 지상계에서 일어나는 운동은 직선운동이 주를 이루고, 천상계에 있는 천체들은 등속원운동을 한다고 믿었다. 우주
서양에서 눈에 띄는 별들을 묶어 별자리로 인식하는 것은 기원전 수천년전 바빌로니아의 칼데아 지방에서 부터 시작되었다. 고대 칼데아 지역에서는 황도를 따라 12개의 별자리를 묶어 구분하였는데, 이러한 구분은 오늘날까지 황도12궁으로 불리고 있다. 바빌로니아에서 제작된 기원전 3천여년 전의 표석에는 황도12궁을 비롯한 20여개의 별자리가 표시되어 있다. 페니키아에 의해 고대 그리스로 유입된 별자리는 이후 기원후 150년 무렵 클라우디오스 프톨레마이오스가 편찬한 천문서 《알마게스트》에서 48개의 별자리로 정리되었다. 은하
인류가 처음으로 관측한 우리은하 밖의 은하는 안드로메다 은하(M31)이다. 10세기에 페르시아 천문학자인 알 수피()가 처음으로 안드로메다 은하를 관측하고, 이를 '작은 구름'같다고 서술한 기록이 남아 있다. 나중에 안드로메다 은하는 1612년에 독일의 시몬 마리우스에 의해 재발견 된다. 또한 알 수피는 대마젤란 은하도 관측하였는데, 이 은하는 남반부에 위치해 있어서 16세기 전까지는 유럽에 알려지지 않았다. 성운의 왕국
갈릴레오와 뉴턴이 살던 1600년대만 하더라도 우주는 태양계 크기이거나 혹은 그것보다 조금 더 큰 공간이었다. 실질적으로 태양계가 우리가 살고 있는 우주의 전부였다. 1781년 허셜이 천왕성을 발견하자 인지 가능한 우주의 크기가 별들의 세계로 커진다. 대형 망원경 전쟁이 시작되는 때가 바로 이때다. 더 멀리 있는 것을 발견하기 위해 사람들은 더 큰 망원경을 경쟁적으로 제작했다. 그 결과 우리가 살고 있는 우주의 개념은 별들이 있는 공간까지 뻗어나가게 된다. 1920년대까지만 하더라도 이것이 전부였다. 100년도 안 되는 가까운 과거에 인간은 우리가 살고 있는 우주가 기껏해야 은하수라고 부르는 우리 은하계인 줄만 알았다. 용기 있는 철학자나 냉소적이고 비판적인 천문학자들만 이 사실에 반론을 제기할 뿐이었다. 논쟁은 논쟁을 낳았다. 누구도 부인할 수 없는 과학적 증거를 가진 사람은 없었다. 허블 전까지는 말이다. 성운의 왕국
허블이 발견한 것은 단순히 위대한 발견 중 하나가 아니다. 인간이 알고 있던 우주의 크기를 혁명적으로 넓힌 것이다. 1543년 코페르니쿠스가 제안했던 원리를 실현하는 발견이었다. 지구가 우주의 중심이 아니라던 그의 주장은 우주의 중심을 태양으로 옮겨 놓았을 뿐이었다. 오랫동안 우주의 중심은 태양이었다. 태양이 우주의 중심 자리를 은하수의 중심 자리에 내어주려던 순간, 우주는 중심을 잃고 만다. 허블이 우리 은하와 비슷한 은하를 엄청나게 발견했기 때문이다. 우주는 우리 은하를 중심으로 팽창하는 것이 아니다. 우주의 팽창에는 중심이 없다. 우주에는 특별한 중심도 없고 특별한 은하도 없다. 비슷한 은하들이 여기저기 거의 균등하게 분포한다. 코페르니쿠스의 주장이 진정으로 실현되는 순간이다. 두루미자리
두루미자리는 새로 만들어진 별자리 중에서는, 밝은 별이 많은 편이다.
두루미자리는 1600년경에 두 명의 모험가(Pieter Dirkszoon Keyser, Frederick de Houtman)가 만들어낸 12개 별자리 중 하나로, 1603년의 요한 바이어의 《우라노메트리아》에 처음으로 나타났다. 이 별자리는 17세기에 영국에서 잠시 '포에니콥테루스(Phoenicopterus; 플라밍고)'로 여겨졌었다. 에드먼드 핼리
《혜성 천문학 총론》(A Synopsis of the Astronomy of Comets, 1705)는 1682년부터 1705년까지 핼리가 뉴턴의 운동법칙을 모든 가능한 혜성의 자료에 적용하여 출판한 책이다. 핼리는 《혜성 천문학 총론》에서 1705년, 1337년부터 1698년까지 관측된 24개 행성의 포물선 모양 궤도를 설명하였다.
《혜성 천문학 총론》에서 핼리는 1456년, 1531년, 1607년, 1682년에 나타났던 혜성이 모두 같은 혜성이라는 주장을 하였고, 이 혜성이 75~76년의 주기를 가지며, 1758년 다시 나타날 것이라고 예측하였다. 핼리는 1682년 출현한 대혜성을 관찰하고 그것을 1531년과 1607년에도 출현했었던 혜성의 회귀라고 주장하였다. 이 혜성은 지금 핼리 혜성이라 불린다. 그는 뉴턴의 역학을 적용하여 혜성의 궤도를 계산하여 《혜성 천문학 총론》을 출판하였다. 천문학
망원경의 크기과 성능이 향상되면서 많은 천문학적 발견들이 이루어졌다. 프랑스 천문학자 라카유에 의해 방대한 별의 목록이 만들어졌으며, 허셜은 방대한 성운·성단목록을 제작했고, 1781년에는 처음으로 새로운 행성인 천왕성을 발견하게 된다. 1838년에는 베셀이 백조자리 61별의 연주시차를 측정함으로써 처음으로 별까지의 거리를 측정하였다.
18-19세기 중에는 오일러, 클레로, 달랑베르등이 삼체문제를 해결하기 위해 많은 노력을 기울였으며, 이로써 달과 태양의 위치를 보다 정확히 예측할 수 있게 되었다. 라그랑주와 라플라스는 이러한 노력을 더욱 발전시켜서, 달과 행성의 섭동으로부터 질량을 추정하기도 했다. 나선은하
나선성운("spiral nebula")은 옛날에 나선은하를 일컫던 용어였다. 20세기 초까지 대부분의 천문학자들은 소용돌이 은하와 같은 천체들이 단지 우리은하 안에 있는 성운의 일종일 것이라 여겼다. 이들이 실제로 우리은하와는 별개의 다른 은하일 것이라는 생각은 1920년, 릭 천문대의 히버 커티스와 윌슨산 천문대의 할로우 섀플리 사이에 벌어졌던 대논쟁의 주제였다. 1926년, 에드윈 허블은 안드로메다 은하를 포함하는 몇몇 나선성운에서 세페이드 변광성을 관측하여 이들이 사실 우리은하 바깥의 완전한 은하임을 밝혀내었다. "나선성운"이라는 용어는 그 이후로 폐기되었다. 허블-르메트레 법칙
에드윈 허블은 어떤 은하에서 온 빛이건 간에 그 스펙트럼에서 적색편이가 이루어진다는 사실을 확인하고 이를 통해 모든 은하들이 우리로부터 멀어지고 있다는 결론을 얻었다. 에드윈 허블은 1920년대에 안드로메다 은하 속에 있는 세페이드 변광성 하나를 이용하여 이 은하의 거리를 측정했다. 그는 이 별의 변광 주기를 측정하고 이 별 밝기의 절대등급을 확인함으로써 거리를 계산할 수 있었다. 세페이드 변광성 덕분에 천문학자들은 최초로 거리의 척도를 마련하여 이를 은하에도 적용할 수 있게 되었다.나중에 허블과 다른 천문학자들이 은하의 거리를 측정하는 다른 방법들을 개발했지만 지금도 여전히 세페이드 변광성 기법은 모든 사람들로부터 신뢰를 받고 있다. 에드윈 허블이 단지 은하들이 수백만 광년 떨어져 있다는 사실만 밝힌것이 아니다. 멀리 있는 은하들이 가까이에 있는 은하들 보다 더 빨리 우리로부터 멀어지고 있다는 사실도 확인할 수 있었다. 우리 은하계에서 먼 거리에 있는 외부은하일수록 더 빨리 멀어지고 있다. 이것을 허블 법칙이라고 부른다. 전파천문학
전파천문학(電波天文學, )은 전파 주파수대에서 천체를 연구하는 천문학의 하위분야이다. 천체에서 나오는 전파를 처음으로 탐지한 것은 1930년대의 칼 젠스키가 우리 은하에서 오는 전파를 받아낸 것이 처음이다. 그 뒤를 이은 관측 결과, 수많은 서로 다른 전파 방출원들이 발견되었다. 항성이나 은하는 물론, 전파은하, 퀘이사, 펄서, 메이저 등 완전히 새로운 부류의 천체들이 발견되기도 하였다. 대폭발 이론에 강력한 근거를 제공한 우주 마이크로파 배경의 발견이 바로 전파천문학을 통해 이루어진 것이다. 에드윈 허블
대논쟁은 이 질문에서 시작되었다. 성운들은 어디에 있을까? 보이는 것처럼 작고 가까울까? 아니면 멀어서 작아 보이는 걸까? 국립 과학아카데미는 이 질문에 서로 다른 의견을 가진 두 집단이 다른 과학자들 앞에서 토론을 벌이게 했다. 이 두 집단은 바로 우리 은하가 성운뿐만 아니라 전 우주를 포함하고 있다는 주장을 하고 있던 윌슨산 천문대의 천문학자들과 성운이 우리 은하 밖에 있는 독립된 은하라는 생각을 지지하던 릭 천문대의 천문학자들이다. 전자는 할로 섀플리()를 대표로 내보냈고 후자는 히버 커티스()를 대표로 내보냈다.
1920년 4월, 대논쟁은 섀플리와 커티스의 토론으로 진행되었다. 섀플리는 우리 은하가 우주 전체를 포함한다는 주장에 크게 2가지 근거를 내세웠다. 먼저, 성운의 분포가 있었다. 성운들은 보통 우리 은하의 은하면 바로 위와 아래에서 발견되었다. 여기서 섀플리는 성운들이 바로 행성과 항성들의 기원이라고 주장하였다. 섀플리가 관측한 것은 우리 은하로 가까워질수록 항성과 행성들이 완전해진다는 것이다. 그래서 섀플리는 성운들은 우리 은하 위와 아래쪽에 있고, 그 성운들에서 생성된 항성과 행성들은 모양을 갖춰가면서 우리 은하 쪽으로 이동해간다고 주장했다. 만약 은하들이 우주에 골고루 분포한다면 성운의 분포는 일정해야하기 때문에 우주에서 은하는 우리 은하 하나뿐이라고 주장했다. 두 번째 근거는 바로 신성(nova)의 발견이었다. 신성은 근처에 있는 동반성의 물질을 흡수하여 갑자기 밝게 빛나는 별을 말하는데, 1885년 안드로메다에서 어떤 신성이 발견되었다. 그런데 안드로메다에서 발견된 이 신성이 특이한 것은 이 신성은 안드로메다 밝기 전체의 1/10이나 된다는 것이었다. 섀플리는 만약 안드로메다가 성운이 아니고 은하라면 신성의 밝기는 안드로메다의 밝기의 수십억분의 일이 돼야 하는데 실제로는 수백만 개의 별의 밝기와 비슷하기 때문에 안드로메다는 은하가 아니라 성운이라고 주장하였다.
커티스는 이 근거들에 대해서 전문적인 반박을 했다. 첫 번째 근거에는 특정 지역에서만 관측되는 것은 은하면의 별들, 성간먼지에 가려 관측이 되지 않는 것뿐이라 반박을 하였다. 두 번째 근거에는 안드로메다의 나선팔에서 발견된 다른 수많은 신성들은 그 특정 신성보다 훨씬 희미하다는 것을 예로 들면서 안드로메다 신성의 경우는 특이한 경우라고 주장했다. 커티스는 전문지식을 이용하여 이를 비롯한 여러 반박들과 주장들을 펼쳤다. 후에 섀플리는 자신이 “논문을 읽었으며" 커티스는 “발표”하였다고 했고, 커티스는 자신이 “비교적 앞섰다”고 하였다. 하지만, 이 주제는 관측결과가 매우 적었기 때문에 어떤 주장을 펼쳐도 불충분한 근거라는 명목이 발목을 잡았기 때문에 큰 진전이 없었다.
허블이 계산한 안드로메다에 있는 세페이드 변광성까지의 거리는 대논쟁을 확실히 끝맺었다. 그 거리는 우리 은하의 크기와 비교할 수 없이 멀었기 때문에 안드로메다가 우리 은하 내부에 존재한다는 것이 말이 되지 않았다. 허블은 또다른 희미한 세페이드 변광성 하나를 찾아서 똑같은 90만 광년이라는 거리를 계산해냈다. 그는 이 결과를 은하는 하나뿐이라는 주장을 한 섀플리에게 편지로 부쳤다. 섀플리는 세페이드 변광성의 주기가 20일이나 되는데 주기가 긴 세페이드 변광성을 이용해 계산한 거리는 신빙성이 없다며 반박을 시도했지만 몇 년 만에 다른 은하들의 거리가 안드로메다보다 훨씬 멀리 있다는 것이 계산되고 나서 대논쟁은 해결되었다. 하지만 기존의 성운이라는 개념 중에서 정말로 우리 은하 내부에 있는 기체구름들이 있다는 것이 발견되었고 이들은 계속 성운이라 불리고 있다. 또한, 대논쟁에서 섀플리가 언급한 안드로메다 신성은 별이 폭발하는 현상인 초신성이라는 것이 밝혀졌고, 이는 실제로 순간적으로 수십억 개의 별보다 밝게 빛난다는 것이 발견되었다. 야코뷔스 캅테인
1906년, 캅테인은 서로 다른 방향의 별들의 개수를 헤아림으로써 우리 은하의 별의 분포를 연구하려는 계획을 시작했다. 이 계획은 206개 영역의 별들의 실시등급, 분광형, 시선속도, 고유운동을 측정하는 것을 골자로 했다. 이 엄청난 프로젝트는 천문학상 최초의 조직적 통계분석 사례였으며, 40 개의 천문대의 협력을 통해 수행되었다. 은하
원시은하들이 만들어지면서, 첫 번째 별들이 만들어졌는데, 이를 항성종족III 항성이라고 한다. 이 별들은 다른 중원소들 없이 순수히 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 아주 큰 질량을 가졌을 것으로 여겨진다. 만약 그렇다면, 이 큰 별들은 빛을 내기 위해 자신이 가지고 있던 연료들을 매우 빨리 소진해버리고 초신성 폭발로 일생을 마치면서, 자신이 만들어낸 중원소들을 성간 매질로 돌려 보냈을 것이다.
이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다. 초기 우주의 이러한 시기를 재이온화 시기()라고 부른다. R136a1
2010년 7월 이 별의 발견 사실이 영국 《왕립 천문학회 월보》에 게재되었다. 셰필드 대학교의 천체물리학과 교수 폴 크라우서가 이끄는 관측단이 발견하였다. 이들은 칠레 소재 유럽 남방 천문대의 거대 우주 망원경(VLT)의 관측 자료와, 허블 우주 망원경의 NGC 3603, R136a 연구 자료를 발견에 활용하였다. R136a는 한때 태양질량의 1000~3000배에 이르는 아주 무거운 천체였던 것으로 추측된다. 홀로그램 반점 간섭기를 사용, R136a의 정체는 별들이 빽빽하게 뭉친 성단임을 알아냈다. 연구팀은 성단 내에서 표면 온도가 40,000켈빈이 넘고(이는 태양보다 7배 이상 뜨거운 값이다) 밝기는 수백만 배가 넘는 별 여러 개를 발견했으며 R136a1은 그 중 가장 밝고 뜨거운 별이다. R136a1을 포함, 이 별들 중 최소 세 개는 질량이 태양의 150배는 된다. 산개성단
가장 유명한 산개성단 중 플레이아데스 성단은 고대부터 항성들의 집단이라고 알려져 왔다. 망원경이 발명되어 항성들로 구성되어 있다는 것이 밝혀지기 전엔 플레이아데스를 제외한 다른 성단들은 희미하게 빛나는 하늘의 한 부분일 뿐이라고 생각되었다. 사람들은 망원경을 이용한 관측을 통해 두 종류의 특징적인 성단을 밝혀내었다. 하나는 은하수의 중심을 향하는 방향에서 발견되는 수천 개의 항성이 모인 구형의 집단이고, 하나는 전 하늘에서 발견되는 불규칙한 모양을 띤 듬성듬성한 항성들의 집단이었다. 천문학자들은 전자를 구상 성단으로, 후자를 산개성단이라고 칭하였다. 산개성단들은 아래에 언급되듯이 대부분 은하수 면에 있어서 은하 성단이라고도 불린다. 비엘라 혜성
혜성은 1772년 쟈크 레이박스 몽테뉴와 샤를 메시에가 각각 독립적으로 발견하였다. 1805년에도 장 퐁스가 혜성을 발견했지만, 1772년의 혜성과 같은 천체라고는 생각하지 못했다. 1805년 이후 가우스와 베셀은 궤도를 계산하려고 시도했지만, 1805년의 혜성과 1772년 혜성 사이의 관계를 입증하지는 못했다. 은하수
아라비아 천문학자인 알하젠(965-1037 AD)은 은하수의 시차를 처음으로 관측하고 측정하려는 시도를 함으로써 이것을 반박하였다. 그리고 그는 은하수는 시차가 없는 것으로 보아, 지구에서 매우 멀고 대기권에 속하지 않는다고 결정 내렸다. 은하수
영어 이름은 ‘우유’에서 유래된 고대 그리스어 ‘Γαλαξίας’의 변형이다. 이 단어는 ‘Galaxy’의 어원이기도 하다. 그리스 신화에서는 은하수가, 헤라가 헤라클레스에게 우유를 먹이다가 우유를 쏟아서 만들어졌다고 설명하고 있다. 은하수
은하가 많은 별들로 이루어진 것에 대한 실제 증거는 1610년 갈릴레오 갈릴레이에 의해 나왔다. 그는 은하를 연구하기 위해 망원경을 사용했고, 그것이 무수히 많은 희미한 별들로 이루어져 있음을 확인했다. 윌리엄 허셜
1782년부터 1802년까지 중, 집중적으로 1783년부터 1790년까지 허셜은 2개의 610cm의 초점거리와, 30cm와 47cm 의 구멍이 있는 망원경으로 심원천체와 nonstellar objects에 관한 체계적인 조사를 하였다. 복제됐거나 '잃어버린' 입수를 제외하고, 허셜은 2400개가 넘는 물체들을 발견했고, 그것들을 성운이라고 정의했다.(당시 성운은 에드윈 허블이 은하를 은하계 밖의 천체라고 정의하기 전까지는, 시각적으로 널리 퍼지거나 분산되어 있는 우리 은하 너머의 천체들을 가리켰다.)
허셜은 그의 발견들을 3개의 목록으로 나누어 출판했다: "Catalogue of One Thousand New Nebulae and Clusters of Stars" (1786), "Catalogue of a Second Thousand New Nebulae and Clusters of Stars" (1789) 와"Catalogue of 500 New Nebulae" (1802). 그리고, 그는 그가 발견한 것들을 여덟 개의 항목으로 분류했다: (I) "bright nebulae", (II) "faint nebulae", (III) "very faint nebulae", (IV) "planetary nebulae", (V) "very large nebulae", (VI) "very compressed and rich clusters of stars", (VII) "compressed clusters of small and large [faint and bright] stars", 와 (VIII) "coarsely scattered clusters of stars". 허셜이 발견한 것들은 캐롤라인 허셜과 그의 아들 존 허셜에 의해 더 보충되었고, 그것은 그의 아들에 의해 "General Catalogue of Nebulae and Clusters"로 출판되었다. 이 항목은 나중에 존 드레이어(Jogn Dreyer)에 의해 편집되었는데, 많은 다른 19세기의 천문학자들이 발견한 사실들까지 보충되어 1888년에 "New General Catalogue"로 출판되었다. NGC방식은 아직까지도 천체의 주요 지형지물을 분류하는데 가장 많이 쓰이는 방식이다.
1783년에 그는 그의 여동생 캐롤라인에게 망원경을 주었고, 그녀는 주로 혜성을 중심으로 그녀 스스로 천문학적 발견을 하기 시작했다. 그녀는 8개의 혜성, 11개의 성운을 발견했고, 그녀의 오빠의 제안에 의해, 플램스티드가 한, 별들의 위치를 구체화하는 작업을 수정하고, 보완했다. 이 작업은 "British Catalogue of Stars"로 출판되었다. 그녀는 이 작업 덕분에 왕립 천문학 학회로부터 명예 훈장을 받았다. 또, 그녀는 그녀의 오빠의 옆에서 오빠가 망원경을 통해 관찰하고 있을 때 필기를 하며 계속 오빠의 조수 역할을 하였다.
1785년 6월에, 축축한 환경 때문에 그와 캐롤라인은 올드 윈저의 클레이홀로 이사하였다. 1786년에 그들은 슬로우의 윈저 로드에 있는 새로운 주택으로 이사했다. 그는 죽기 전까지 계속 그 주택에서 살았는데, 이곳은 나중에 Observatory House로 알려지게 되었다. 이 건물은 현존하지 않는다.
1788년 5월 7일, 그는 과부 매리 핏과 성 로렌스 교회에서 결혼했다. 그 후 그와 그의 여동생은 따로 생활했지만, 캐롤라인은 계속해서 그의 조수 역할을 해 주었다. 목동자리 공동
곧 다른 천문학자들은 공동에 포함된 소수의 은하들을 발견했다. 1987년에 J. 무디, 로버트 커쉬너, G. 맥컬파인, S. 그레고리는 그들이 목동자리 공동 안에서 찾은 여덟 개의 은하들을 발표했다. 1988년 M. 슈트라우스와 존 허츠라는 더 멀리있는 세 은하를 발견했고, 그렉 알더링과 G. 보던, 로버트 P. 커쉬너, 론 마르츠케는 1989년 14개의 은하의 발견을 발표했다. 1997년에 목동자리 공동에는 60개의 은하가 알려지게 되었다. 항성
17세기 별자리의 이름을 그 구역 안의 별 이름 앞에 붙이게 된다. 독일 천문학자 요한 바이어는 성도(星圖)를 만들고 각 별자리 구역 내에 있는 별의 밝기 기준으로 그리스 문자를 붙였다. 그 뒤 영국 천문학자 존 플램스티드는 아라비아 숫자를 이용하여 플램스티드 명명법을 개발한다. 이후 여러 성표가 작성되면서 다양한 항성 목록 분류법이 개발되었다. 섀플리 초은하단
이후 1989년 섀플리 초은하단은 소마크 라체우드후리가 영국 케임브리지 대학교의 자동화 플레이트 측정 기기(APM)를 이용하여 UK 슈미트카메라의 천구 측량 데이터를 조사하면서 재발견했다. 이 논문에서 처음으로 은하가 집중되어 있는 지역을 조사, 발견한 섀플리의 이름을 따서 초은하단의 이름을 붙였다. 동시기에 로베르토 스카라멜라와 동료 연구팀이 관측 가능한 우주 내에서 아벨 목록에 속한 은하단들이 집중적으로 모여 있는 지역을 발견했다. 그들은 이 지역을 "알파 밀집지역"이라 이름붙였다. 삼각형자리 은하
삼각형자리 은하는 아마도 지오반니 바티스타 오디에르나에 의해 1654년 이전에 발견되었을 것이라 추정된다. 그의 책 "De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus" ("혜성 궤도의 분류 및 하늘에서 볼 만한 천체에 대하여")에서, 그는 그 천체를 구름같은 모습이라 비유하고, 그 위치에 대해 '삼각형 부근에'(near the Triangle 'hinc inde') 있다는 표현을 썼다. 그는 아마도 삼각형자리 부근에 있는 또 하나의 삼각형이라 추정한 것으로 보인다. 그 천체의 겉보기 등급은 M33과 일치했고, 이에 따라 그가 수록한 천체는 삼각형자리 은하일 확률이 높다. 행성의 정의
일곱 행성을 같은 부류로 보는 시각은 기원전 53년 경 키케로가 쓴 '스피키오의 꿈'("Dream of Scipio")에서 드러난다. 여기서 저자는 스키피오 아프리카누스의 정신을 찬양하면서, "이들 구체 중 일곱은 그 속에 각각 행성을 품고 있는데, 이들 모두는 하늘의 움직임에 거스른다."라고 기록하였다. 대 플리니우스는 서기 77년 기록한 '자연의 역사'에서, '어떤 별들보다도 많이 움직이며, 우리가 행성이라고 부르는 움직임을 보이는 일곱 별들'이라는 문구를 남겼다. 5세기 그리스 시인 논누스는 그의 작품 디오니소스 이야기("Dionysiaca")에 "나는 일곱 개의 서첩에 관한 하느님의 말씀을 받았으며, 그 서첩에는 각각 일곱 개 행성들의 이름이 적혀 있었다."라는 문구를 기록했다. 행성상성운
행성상성운의 정체는 19세기 중반 분광 관측이 발명되기 전까지는 밝혀지지 않았다. 최초로 분광 관측을 수행한 천문학자는 윌리엄 허긴스로, 그는 프리즘을 사용해 행성상성운의 빛을 분산시켰다. 1864년 8월 29일, 허긴스는 고양이 눈 성운을 관측하여 그 스펙트럼을 얻었다. 허긴스는 항성의 스펙트럼이 복사 연속체 상에 많은 어두운 선이 존재하는 형태라는 것을 밝혀냈다. 이후 그는 안드로메다 성운 등의 다른 "성운"들에 대해서도 분광 관측을 수행하여 유사한 결과를 얻었는데, 안드로메다 등은 나중에 은하로 재분류되었다. 은하
은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 Mpc내에 모인 것인데 이를 은하단()이라고 부른다. 은하단의 중심부에는 은하단 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 두드러지는 거대한 은하가 종종 존재하는데, 이를 거대확산 은하, cD(cluster Diffuse) 은하, BCG(Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이러한 은하들은 주위의 작은 은하들을 병합하면서 크게 성장한 것으로 보인다. 은하
우리 은하 밖의 은하가 처음으로 발견된 이후로, 대부분의 관측은 가시광선에서 이루어져 왔다. 별들이 가시광에서 대부분의 빛을 내고, 이온화 된 H II 영역에서 나오는 빛이 여기에 속하므로, 은하들의 광학 관측은 역사적으로 관측 천문학의 주요 분야로 발전해왔다. 그러나 은하들의 특성들을 종합적으로 알아내기 위해서는 다양한 파장에서의 연구가 필요하다. 메시에 2
1746년 Jean-Dominique Maraldi가 처음 관측하였으며, 1760년 샤를 메시에가 재발견하였지만, 항성을 포함하지 않은 성운이라고 생각하였다. 1794년 윌리엄 허셜은 관측을 통해 처음으로 이 성단이 별의 무리로 이루어졌음을 확인했다. 센타우루스자리 오메가
기원후 150년 그리스-로마 시대의 천문학자 프톨레미가 《알마게스트》에서 이 천체를 말(센타우루스)의 견갑골에 해당한다고 썼다. 독일의 법률가이자 지도제작자인 요한 바이어는 1603년 《우라노메트리아》에서 프톨레미의 자료에 따라 이 천체를 "센타우루스자리 오메가"라고 명명했다. 1677년, 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 남대서양 세인트헬레나에서 망원경을 이용해 센타우루스자리 오메가를 관측하고, 이것이 별이 아니라는 것을 밝혀냈다. 1715년 핼리는 오메가를 비롯한 천체 여섯 개의 발견을 왕립학회에 발표했다. 갈릴레오 갈릴레이
1610년, 갈릴레오는 1월 내내 밤중에 하늘을 관측한 끝에 ‘금성이나 화성이 태양 주위를 도는 것처럼 목성 주위를 배회하는’ 세별이 있다는 결론에 이르게 되었다(나중에 갈릴레이는 이 별의 수가 넷이라고 정정했다.) 이 별들은 목성 주위를 도는 목성의 위성이다. 목성의 위성들에 대한 그의 천체 관측 사항들을 이용해 태양중심설, 즉 당시 지배적이었던 프톨레마이오스와 아리스토텔레스의 이론인 지구중심설에 대항하는 우주에 대한 코페르니쿠스의 이론을 지지하기 위해 책을 펴냈다. 다음해, 갈릴레오는 뛰어난 학자들이 많았던 예수회의 영향력있는 철학자들과 수학자들에게 자신의 망원경의 성능을 증명하고, 그들 스스로의 눈으로 목성의 4개의 위성들과 관련된 사실들을 보도록 하기 위해 로마에 방문했다. 로마에 있는 동안 그는 린체이 아카데미(Accademia dei Lincei)의 회원이 되었다.
1612년에, 갈릴레오가 지지했던, 우주의 태양 중심 이론에 대한 반대가 수면 위로 떠올랐다. 1614년, 산타 마리아 노벨라(Santa Maria Novella)에서 로마 가톨릭 교회 사제 토마소 카치티(Tommaso Caccini, 1574년-1648년)는 지구의 운동에 대한 갈릴레오의 의견을 비난하며, 갈릴레오의 이론들은 위험하며 이단(종교에 거역하는 나쁜 주장) 에 가깝다고 주장했다. 갈릴레오는 이러한 고소들에 대해 스스로를 방어하기 위해 로마로 향했다. 하지만 1616년에 추기경 로베르토 벨라르미노(Roberto Bellarmino)는 갈릴레오에게 개인적인 서신을 보내면서 그가 코페르니쿠스 천문학을 옹호하지도, 가르치지도 말 것을 분부하였다. 1621년과 1622년 사이에 갈릴레오는 1623년에 승인되고 간행된 그의 첫 번째 책 《분석》("Il Saggiatore")을 집필했다. 1630년에 갈릴레오는 1632년에 피렌체에서 인쇄된 《두 가지 주요 세계관에 관한 대화》("Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo")를 출판하기 위한 인가를 받기 위해 로마로 돌아왔다. 그러나 그해 10월에, 그는 로마의 종교재판소에 설 것을 명령받았다. 갈릴레오는 이 책으로 다시 종교재판소에 회부되자 과거 자신의 주장을 "맹세코 포기하며, 저주하고 혐오한다"고 선언하고 겨우 풀려났다. 우주 생명 상관론
1940년에 독일의 점성가 라인홀드 에버틴에 의해서 우주생명상관론에 대한 기초 문헌 및 연구자료가 처음 출판되었다. 그 저서의 이름은 《별들의 효과의 조화(The Combination of Stellar Influences)》이며, 독일어 원본의 제목은 《Kombination der Gestirneinflusse》이다. 그 저서는 주로 알프레트 비테에 의한 그리고 《행성 겉보기의 규칙(Kombination der Gestirneinflusse)》의 초기판에서 많은 부분이 발췌되었고, 에버틴과 그의 동료들에 의해서 내용이 더 추가되었다. 항성
요세프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키는 항성 분광학의 지평을 열었다. 이들은 태양과 시리우스의 스펙트럼을 비교하여 스펙트럼에 나타나는 흡수선(별의 빛이 온도가 낮은 대기층을 통과할 때 대기 중 원자나 이온이 특정 파장을 흡수하여 생기는 선.)의 개수 및 세기가 서로 다름을 알아냈다. 1865년 안젤로 세키는 항성을 분광형에 따라 분류했다. 그러나 근대적인 항성 분류의 틀은 1900년대 미국 천문학자 애니 점프 캐넌이 확립했다.
19세기 쌍성 관측 분야는 천문학 내에서 위상이 높아졌다. 1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동에 변화량이 있음을 발견했고 여기서 숨겨진 동반성의 존재를 예측했다. 에드워드 피커링은 1899년 104일 주기로 미자르의 스펙트럼선이 갈라지는 것을 토대로 분광쌍성의 존재를 최초로 입증했다. 천문학자 윌리엄 스트루베와 셔번 웨슬리 버넘은 많은 쌍성계를 관측하고 자료를 정리했다. 1827년 펠릭스 사바리는 망원경 관측을 통해 쌍성계의 공전 궤도에 대한 의문점을 풀었다. 올베르스의 역설
올베르스의 역설을 처음으로 해결한 사람은 미국의 추리 소설 작가이자 아마추어 천문학자였던 에드거 앨런 포였다. 포는 죽기 직전에 《유레카》("Eureka")라는 산문시집을 출간했는데, 이 중에 자신이 천체관측을 한 것을 난해한 산문시로 써 놓은 것이 있다. 포는 "광활한 우주공간에 별이 존재할 수 없는 공간이 따로 있을 수는 없으므로, 우주공간의 대부분이 비어 있는 것처럼 보이는 것은 천체로부터 방출된 빛이 우리에게 도달하지 않았기 때문이다"고 생각했다. 마카리안 연쇄은하
다양한 크기를 가진 10개 이상의 은하들에 의해 열 지어진 은하들을 "마카리안 연쇄은하 혹은 마카리안 은하고리(The Markarian"s chain)"라고 부른다. 1970년대에 이 은하들을 발견한 아르메니아의 천문학자 이름을 딴 마카리안 연쇄은하는 처녀자리의 중심부분에 해당한다. 전파천문학
1946년에 제임스 헤이들은 이 전파가 은하수와 다른 천체에서 나오는 전파라는 것을 확인했다. 당시의 전파 망원경의 해상도에서는 이 전파 자원의 광학적인 대응 천체를 알 수 없었기 때문에, 이들은 전파 별이라고하며 천체가 속하는 별자리와 별자리에서 전파 강도의 순으로 알파벳순 부호으로 호칭되었다. 관측 가능한 우주
대부분의 우주론자들은 대규모 구조에서 천체물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직도는 항성 수준에서 시작하는 것이 틀림없다. 별들은 은하를 이루며, 은하는 차례차례 은하군과 은하단, 초은하단, 은하시트, 은하필라멘트 및 은하벽을 이루며, 이들은 거대한 거시공동과 분리되어 있어, 그와 함께 거대한 거품 구조, 혹은 "우주그물"을 이룬다. 1989년 이전까지, 현존하는 가장 거대한 구조로는 흔히 비리얼화 된 은하단이며, 이들은 모든 방향으로 우주 도처에 거의 균일하게 분포해 있을 것이라 여겨졌다. 그러나 1980년대 초 이후로 그보다 더 거대하고, 더 거대한 구조가 발견되어 왔다. 1983년, 에이드리언 웹스터는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인, 웹스터 LQG를 발견하였다. 이 발견은 대규모 구조에 대한 첫 발견이었으며, 우주에서 물질의 군집화가 얼만큼까지 되어 있는지에 대한 인식을 넓혀준 계기였다. 1987년에는 로버트 브렌트 툴리가 우리은하가 포함되어 있는 은하필라멘트인, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 동일한 해에는 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 거대공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마거렛 겔러와 존 허츠라는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1,500만 광년의 은하시트인 "장벽"을 발견하였다. 이러한 구조의 존재는 적색편이로부터 거리 정보를 가진 은하에 대해 위치 정보를 결합하여 3차원 공간에서의 은하의 위치를 필요로 하기 때문에 오래동안 눈에 띄지 않았다. 2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈와 루이스 E. 캄푸사노는 폭이 최대 20억 광년에 달하는 거대퀘이사군인 클로즈-캄푸사노 LQG를 발견하였으며, 이는 이것이 발표된 시점에서 발견된 것 중 가장 큰 구조였다. 2003년 4월, 또다른 거대구조가 발견되었는데, 슬론 장벽이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. 이 초거시공동은 마이크로파로 전천을 들여다 보았을 때 생긴 차가운 지역인 "CMB 냉점"(cold spot)과 일치하였는데, 현재 선호되는 우주론 모형에서는 존재하기 쉽지 않은 것이었다. 이 초거시공동은 냉점의 원인이며, 앞서 언급한 거대공동보다도 더 큰, 10억 광년을 가로지를 정도로 특출나게 거대하다. 은하
영어에서는 대문자로 시작하는 "Galaxy"로 쓰면 하나 뿐인 우리 은하(영어로는 Milky Way)를 의미하며, 소문자("galaxy")로 쓸 경우에는 무수히 많은 은하들 중 하나를 의미한다. 우리 은하 또는 은하수만을 가리키는 "밀키 웨이(Milky Way)"라는 단어는 제프리 초서의 글에서 처음 등장한다.
1786년에 윌리엄 허셜이 자신의 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31과 같은 특정 천체들을 "나선 성운"(spiral nebula)이라고 불렀다. 후에 이 천체가 사실은 엄청난 수의 항성들로 이루어져 있다는 것과 이 천체들이 우리 은하 바깥에 존재한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬우주(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "우주(Universe)"라는 단어는 존재하는 모든 것들을 가리키는 것으로 이해될 소지가 다분했고, 따라서 이 용어는 사장된 뒤 "은하"(galaxies)라는 용어가 사용되었다. 천문학
우주에 존재하던 작은 밀도 요동으로부터 처음으로 천체들이 만들어지기 시작했다. 물질들이 밀도가 높은 지역으로 뭉치면서, 거대한 가스 덩어리를 만들고, 여기서 처음으로 별들()이 만들어지게 된다. 이 별들은 내부의 핵융합을 통해 무거운 원소들을 만들게 되고, 이 때 발생하는 빛들은 주위의 가스를 이온화시켜서, 소위 재전리라는 과정을 시작하게 만들었다. 구상성단
1914년부터 할로 섀플리가 구상성단에 대한 연구를 시작항 약 40 편의 논문을 발표했다. 그는 구상성단들의 거문고자리 RR형 변광성(섀플리는 그것을 세페이드 변광성이라고 생각했었다)을 조사하고 변광주기-광도 관계를 사용해 성단까지의 거리를 측정했다. 이후 거문고자리 RR형 변광성이 세페이드 변광성보다 어둡다는 것이 밝혀졌다. 때문에 섀플리는 구상성단까지의 거리를 실제보다 크게 측정하고 말았다.
우리은하의 구상성단들을 살펴볼작시면, 은하핵 주위에서 다수가 발견되고, 천구 한 켠에서 또 다수가 발견되는데, 후자는 그 분포상 중심에 은하핵이 위치한다. 1918년, 할로 섀플리는 구상성단의 이 비대칭적인 분포를 이용해 우리은하의 전체적 크기를 결정하고자 했다. 구상성단이 은하중심을 주위로 대략적인 구형 분포를 한다고 가정하고, 그는 구상성단의 위치를 통해 은하중심에 대한 태양의 상대적 위치를 추산했다. 섀플리의 거리측정에서는 매우 유의미한 오차가 발생했지만, 어쨌든 우리은하가 그 이전까지 알려져 있던 것보다 훨씬 크다는 것이 밝혀졌다. 섀플리의 오차가 발생한 원인은, 은하수의 먼지로 인해 지구에 도달하는 구상성단의 빛의 양이 감소했기 때문이다. 때문에 구상성단이 실제보다 더 멀리 떨어져 있는 것으로 잘못 계산되었다. 마차부자리 엡실론
독일 천문학자 요한 하인리히 프리치는 1821년 마차부자리 엡실론을 관측하면서 이 별이 변광성 성질을 보인다고 의심한 최초 인물이다. 이후 에두아르트 하이스와 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 프리치가 제기한 의문에 동조하였고 엡실론별에 관심을 보였다. 그러나 이 별을 본격적으로 정교하게 연구한 사람은 한스 루덴도르프였다. 루덴도르프는 연구를 통해 엡실론 계가 한쪽 별이 다른 쪽의 빛을 가리는 식변광성임을 밝혀냈다. 은하
은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억년 정도가 흐르면서, 은하의 주요 구성원들이 형성되기 시작한다. 예를 들면, 구상 성단, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀, 금속함량이 적은 항성종족 II로 이루어진 팽대부()가 나타난다. 은하 중심의 블랙홀은 비록 은하 전체에 비해 크기는 작지만, 은하의 별생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다. 이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다. 행성의 정의
플라톤은 기원전 360년에 기록한 티마이오스("Timaeus")에서 "태양과 달 그리고 다섯 개의 별을 행성으로 부른다."라고 언급했다. 플라톤의 제자 아리스토텔레스 역시 그의 저서 '천체에 관하여'("On the Heavens")에서 "태양과 달의 운동은 나머지 행성들의 그것에 비해 작다."라고 서술함으로써, 그의 스승과 비슷하게 다섯 행성과 나머지 둘을 구별했다. 시인 아라투스는 기원전 350년 경 철학자 유독서스가 쓴 천체 논문을 천체시로 개작한 '현상'("Phaenomena")에서, '별자리에 섞였으며 황도 12궁의 모든 방향으로 떠돌아 다니는 다섯 천체들'로 행성을 묘사했다. 튀코 브라헤
튀코가 관측한 별과 행성 궤도 등 여러 결과들은 양도 많을 뿐더러 모든 자료가 놀라울 정도로 정확하다. 튀코의 별 관측 목록 D에 관하여 Rawlins는 "이전의 어떠한 천문학자들보다 튀코는 관측방법, 기구, 계산 등 모든 면에서 월등히 뛰어난 관측"을 했다고 하였다. 그는 수년간에 걸쳐서 정확한 관측을 계속하면서 정확성은 육안으로 볼 수 있는 극한까지 이르렀고, 망원경을 사용하지 않은 관측으로는 가장 정밀하였다고 한다. 그의 정확성을 살펴본다면 그가 작성한 항성목록의 표준성좌표의 오차는 불과 25초에 지나지 않았다. 그가 오랜시간을 별의 위치를 측정하는데 바쳐 항성목록을 출판했는데 그 목록에는 777개 항성의 정확한 위치를 측정했으며 나중에는 1000개까지 늘어나게 되었다. 또한 달궤도의 각 지점의 위치를 정기적으로 측정하여 달 운동이론을 발전시키고 달궤도 귀착점의 속도를 측정하였다. 이후 천문학 발전에 있어 가장 중요한 의의를 가지는 것이 튀코 브라헤의 행성관측이었다. 당시의 정밀하지 못한 관측기구를 이용하여 가까운 항성의 이각 을 측정해내었다. 벤 섬에서 연구하던 시절에 그는 항상 자신이 만든 사분의와 혼천의를 사용하여 연구를 진행하고 있었지만 갑작스럽게 찾아온 죽음에 의해 결국 수치화된 행성이론을 만들지 못했다. 그러나 이것은 케플러에 의해 완성되었다.1572년 11월 11일, 실험실에서 집으로 돌아오던 중 튀코 브라헤는 밤하늘의 별자리중에 카시오페이아 별자리를 살펴보고 있었다. 평소에는 다섯 개의 별로 이루어져 있지만 그 날 다섯 개의 별보다 더 밝은 별 하나가 더 빛나고 있음을 알아냈다.(현재 그 별은 SN1572라고 불린다.) 그 당시에는 별은 수정구에 고정된 상태로 빛을 내뿜는다고 알려졌기 때문에 이는 큰 충격이었다. 그렇지만 튀코는 한 번의 관측으로 이를 별이라 결론내리기 어렵다고 판단하여 육분의 를 이용하여 관측을 계속 하였다. 튀코는 새로운 별의 연주시차를 측정하려고 했으나 다른 별과 행성들에 비하여 그 운동이 너무 상대적으로 작아서 그 별이 움직이지 않고, 행성이 아니라고 결론은 내렸다. 그 별은 18개월동안 시야에서 사라지지 않고 움직임도 보이지 않았으나 1572년 이후부터 점점 희미해져갔다. 튀코는 이 관측을 토대로 새로운 별 "De Nova Stella"를 출판했으며 새로운 용어인 신성"nova"를 얻게 되었고 그 책에서는 밝은 물체를 다른 별들처럼 천구에 속해 있다고 분명히 밝혔다. 고양이 눈 성운
고양이 눈 성운은 1786년 2월 15일 윌리엄 허셜이 발견하였고, 1864년 영국의 아마추어 천문학자 윌리엄 허긴스가 스펙트럼을 관측함으로써 행성상 성운 중 최초로 분광학적 연구가 수행되었다. 허긴스의 연구 결과, 행성상 성운이 뜨거운 기체로 이루어진 천체이며 항성이 아니라는 것이 최초로 증명되었다. 최근에는 원적외선에서 엑스선에 이르는 완전한 전자기 스펙트럼 범위 안에서 성운이 관측된 바 있다. 은하중심
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있다. 이들 대부분은 늙고 붉은 색의 주계열성들이지만, 무거운 질량을 지닌 별들도 많다. 이 곳에서 OB항성 및 울프-레이에별이 100개 이상 발견되었다. 이들은 모두가 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보인다. 이렇게 젊은 별들이 존재한다는 사실은 전문가들에게 있어 놀라운 사실이었다. 기존의 이론에 의하면 중심부에 있는 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다고 믿었기 때문이다. 이를 젊음의 역설("paradox of youth")이라고 부른다(S2의 경우는 궁수자리 A*에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 항성으로, 젊음의 역설을 더욱 극명하게 보여주는 존재이다). 이 상황을 설명하기 위한 이론으로, 질량이 큰 성단에서 떨어져 나온 별들이 자리를 옮겨 왔거나, 또는 중심 블랙홀 근처에 형성된, 질량이 크면서 작은 크기의 착증 디스크에서 항성이 탄생했다고 보고 있다. 재미있는 점은 이들 100개 젊은 별은 중심부 블랙홀 사방으로 불규칙하게 분포되어 있는 것이 아니라, 대부분이 한 면( UCLA group을 참고) 또는 두 개의 면( MPE group을 참고) 위에 분포되어 있다는 것이다. 그러나 현재 시점에서 이 관측 결과에 대해 확증적인 결론을 내리지는 못하고 있는 상황이다. 구상성단
은하의 별들 중 가장 먼저 만들어진 별들이 구상성단 안에 포함되어 있는 것으로 보이나, 은하 진화에 있어 구상성단의 기원과 역할은 아직 불확실하다. 구상성단이 왜소타원은하와는 명확히 다른 존재이며, 구상성단의 형성은 모은하의 항성 형성의 일부라는 것은 확실해 보인다. 그러나 최근 천문학자들은 구상성단과 왜소구형은하가 서로 명확히 구분될 수 있는 천체가 아닐 수도 있다는 추측을 제기하고 있다. 은하수
페르시아의 천문학자인 Abū Rayhān al-Bīrūnī(973-1048)는 은하계가 셀 수 없이 많은 성운상 별들의 집합이라고 말했다. 천왕성
천왕성은 행성으로 인지되기 전에도 여러 번 발견된 적이 있으나 관측자들은 이를 평범한 별로 잘못 생각해 왔다. 최초의 관측 기록은 1690년 존 플램스티드의 것으로, 최소 여섯 번 천왕성을 관측했고 자신의 성표에 황소자리 34로 기록했다. 프랑스 천문학자 피에르 르모니에는 1750년 ~ 1769년 사이 천왕성을 최소 12번 관측했으며 여기에는 나흘 밤에 걸친 연속 관측이 포함되어 있다. 에드윈 허블
허블은 성운까지의 거리를 측정해 많은 성운들이 독립된 은하라는 것을 증명하여 몇 년 동안 천문학계에서 최고의 권위를 누리고 있었다. 멀어지는 은하가 많다는 슬라이퍼의 관측 결과를 알게 되었을 때, 그는 이 현상을 밝혀야 한다는 사명감을 느꼈다. 허블은 당시 윌슨산 천문대의 천문사진가인 밀턴 휴메이슨과 함께 은하를 관측하였다. 두 사람은 일을 분담하여, 허블은 은하들까지의 거리를 측정하고, 휴메이슨은 은하들의 도플러 편이를 측정하였다. 1929년 허블과 휴메이슨은 46개 은하들의 적색편이와 거리를 측정하였고, 관측한 은하들의 데이터를 속도와 거리를 각각의 축으로 하는 그래프 위에 나타내었다. 그 그래프는 은하의 속도가 거리에 비례함을 나타내고 있었다. 허블은 이 그래프를 ‘외계 은하 성운의 시선속도와 거리 사이의 관계(A Relation between DISTANCE and RADIAL VELOCITY among EXTRA-GALACTIC NEBULAE)’ 라는 제목의 6쪽짜리 논문에 실었다. 허블과 휴메이슨은 계속 관측하여 1931년 더 멀리 있는 은하들을 측정하고 새로운 논문을 발표하였다. 그 논문은 우주가 팽창하고 있다는 것을 알려주었다. 이것은 당시 조르주 르메트르와 알렉산드르 프리드만이 제시한 대폭발 이론을 증명하는 최초의 확실한 증거였다고 한다. 그는 그의 유명세를 통하여 팔로마산의 200인치 망원경의 계획과 건립에 힘썼다. 1953년 9월 28일 허블이 뇌경색으로 세상을 떠나기 전까지 은하의 연구에 이 망원경을 사용했다고 한다. 항성
별자리의 개념은 고대 바빌론 제국 시대에 이미 존재했던 것으로 보인다. 옛날 하늘을 관찰하던 사람들은 별이 특정한 모양을 그리면서 배치되어 있음을 보고 이를 자연물이나 신화 속 등장인물과 연결시켰다. 이들 별자리 중 황도 근처에 있는 12개는 점성학의 기본 요소가 되었다. 많은 별은 아랍어 또는 라틴어 이름을 갖고 있다. 중세의 우주론
튀코는 "카시오페이아 자리"를 이루는 다섯 개의 별 이외의 더 밝은 별 하나가 있는 것을 발견하였다. 당시에는 천상이 완벽하여 별들이 수정구에 고정된 채 영원히 빛을 내뿜는다고 믿었기 때문에 이는 매우 큰 충격이었다. 만약 이것이 새로운 별임을 밝힌다면 이는 천상의 완벽함을 깨는 것으로 사회에 엄청난 파장을 불러올 것임이 틀림없었다. 이를 확인하기 위해서 튀코는 만약 이것이 혜성과 같이 작은 천체라면 시간에 따라 위치가 변할 것이고 별이라면 고정되어 있을 것이라고 생각하여 막 제작을 끝낸 육분의를 가지고 그 별의 위치를 집중적으로 관측했다. 그 별은 18개월동안 어떤 움직임도 보이지 않으며 그 자리에 머물렀고 처음에는 너무 밝아 낮에도 관측가능했지만 1572년부터는 차차 희미해졌다. 튀코는 이 현상을 독자적으로 분석하여 1573년 소책자, "새로운 별(De Nova Stella)"를 출판하였다. (여기에서 "신성(nova)"라는 천문학 용어를 얻었다.) 또, 튀코는 시차 변화의 흔적이 없는지 살펴보려는 목적으로 그 별을 집중적으로 연구하였는데 그의 훌륭한 장비와 뛰어난 관찰능력 (별의 위치를 측정하는데 있어서 약 ±40″의 오차만을 보였다. ) 에도 불구하고 당시 기술로는 시차의 증거를 전혀 발견할 수 없었고 따라서 그로서는 지구가 고정되어 있고 별들이 천구에 박힌 채 지구 둘레를 돌고 있다는 사실을 부정할 어떤 이유도 없었다. 천문학
별들이 중력에 의해 모이면서 처음으로 은하들을 만들게 되고, 이 은하들이 다시 중력에 의해 분포하면서 은하군이나 은하단 같은 더 큰 구조들을 만들고, 이는 우주의 거대구조를 형성하게 된다. 은하
은하들의 개수와 분포들을 조사해 보면 은하들은 홀로 떨어져서 독립적으로 존재하는 것이 아니라. 다른 은하들과 무리를 이루고 있다. 외톨이로 떨어져 있는 은하들은 전체의 약 5%정도에 불과하다. 보다 큰 규모에서 우주는 계속 팽창하고 있으며, 따라서 개별 은하 사이의 거리는 허블의 법칙을 따라 계속 늘어난다. 그러나 은하들이 만약 집단을 이루고 있으면 국지적인 규모에서는 서로의 중력이 더 중요해지기 때문에 이러한 팽창을 극복할 수 있다. 우주의 초기에 생성된 이러한 은하의 무리들은 점점 주변의 은하들이나 다른 무리들과 합쳐지면서 우주가 나이를 먹어감에 따라 점점 커다란 은하단 구조로 발달하게 된다. 이러한 병합 과정 중에 은하단 안의 희박한 가스는 거의 3천만 - 1억도에 이르는 아주 높은 온도를 갖게 된다.
은하단의 약 70–80%는 암흑물질로 이루어져 있으며, 약 10–30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 개별 은하 자체에 속해 있다. 별자리
별자리는 대략 기원전 3천년 바빌로니아부근에서 시작된 것으로 여겨지고 있다. 맨 처음 생겨난 이후 그리스 로마에게로 전승되었고 별자리에 자신들의 신화에 나온 영웅,동물등의 이름을 넣었다. 이는 고대 문서로도 확인이 가능하다. 기원전 8세기경 호머와 헤소이드의 작품에 오리온과 큰곰자리등이 나오고 기원전 3세기 경 시인 아라투스의 파이노메나에서 44개의 별자리 목록을 소개했다. 이후 대략 4~50여개의 별자리로 개수가 고정이 되어갔다. 현재 쓰이는 별자리는 2세기 후반 그리스의 천문학자 프톨레마이오스가 정리한 48개를 기원으로 하고 있다. 중세에 접어들며 별자리를 성도에 나타내려는 시도가 시작되었다. 페터 아피안에 의해 맨 처음 나온 성도는 프톨레마이오스의 48개 별자리 뿐만 아니라 머리털자리와 사냥개자리를 추가하였다. 이후 티코 브라헤, 요하네스 헤벨리우스가 조금씩 손을 보았다. 17세기 이후로 일부 별자리가 나뉘었다.(예: 아르고자리 ⇒ 고물자리, 돛자리, 용골자리, 나침반자리 1930년) 1750년경 프랑스의 니콜라 루이 드 라카유가 남쪽하늘의 별자리를 관측, 14개의 별자리를 추가하면서 현재와 같은 88개의 별자리가 생겨났다. 고래자리 A 은하
고래자리 A 은하(메시에 77)는 1780년 피에르 메생이 발견했는데, 그는 당시 이 천체를 성운으로 묘사했다. 이후 메생은 자신의 연구 결과를 샤를 메시에에게 보냈고 메시에는 이를 메시에 목록에 추가했다. 메시에와 윌리엄 허셜 둘 다 이 은하를 성단으로 묘사했다. 그러나 오늘날 이 천체는 은하로 판명되었다. 윌리엄 허셜
허셜의 초기 관측은 눈으로 보기에 매우 가까이 있는 쌍성을 찾는 데에 집중했다. 그 시대의 천문학자들은 이 별들의 분명한 분리와 상대적인 위치의 시간에 따른 변화들이 그들의 분리에 있어 지구로부터의 거리에 따른 시차 이동으로 인한 별들의 운동에 대한 증거를 제시할 수 있다고 기대했다(이 방법은 갈릴레오 갈릴레이가 처음 제안했다). 뉴 킹스가에 있는 그의 집 뒤뜰에서 6.2인치(160mm) 구경(口徑), 7피트(2.1m) 초점거리를 가진 뉴턴식 망원경으로 1779년 10월에, 허셜은 1792년까지 새롭게 발견된 것들을 가지고 천상의 모든 별 중에 그러한 별이 있는지 체계적으로 찾기 시작했다. 그는 곧 예상했던 것보다 많은 쌍성(雙星)과 연성(連星)들을 발견했고, 이들의 상대적인 위치를 정밀하게 측정하면서 2개의 카탈로그로 편집했다. 1782년(269개 시스템)과 1784년(434개 시스템)에 런던 왕립 학회에 제출되었다. 1783년 이후 새롭게 발견된 것들로 이루어진 세 번째 카탈로그(145개 시스템)는 1821년에 출판되었다.1797년에 허셜은 그 많은 시스템들을 다시 측정했고, 지구의 궤도로 인한 시차로부터 기인하지 않을 수 있는 상대적 위치의 변화들을 발견했다. 그는 그 두 개의 별들이 상호적인 중력 인력하에서 공전하는 '쌍성계'라는 가정을 발표하기 위해서 1802년까지 기다렸고, 1803년에 "Account of the Changes that have happened, during the last Twenty-five Years, in the relative Situation of Double-stars; with an Investigation of the Cause to which they are owing."라는 그의 책에서 확인시켰다. 그는 총 800개 이상의 확인된 쌍성, 연성 시스템을 발견했고, 그것들 중 거의 모두는 시각적인 쌍성들이 아니라 물리적인 쌍성들이었다. 그의 이론적, 관측적 업적들은 현대 이중성 천문학의 기초를 마련했다. 은하의 형성 및 진화
1962년, 올린 에겐, 도널드 린든-벨, 앨런 샌디지는 거대한 가스 구름이 단일 붕괴하면서 원반은하가 형성되었다는 이론을 발표하였다. 이론에 따르면 구름이 붕괴함으로써 가스는 빠르게 회전하는 원반에 자리잡는다. 하향식("top-down") 형성 시나리오로 알려져 있는 이 이론은 아주 간단하지만 초기 우주에 대한 관측이 은하가 상향식("bottom-up") 성장(작은 천체가 병합을 통해 더 큰 천체를 형성)을 했음을 강력하게 시사하기 때문에 더 이상 폭넓게 받아들여지지 않는다. 작은 원시은하들의 병합을 통해 은하가 형성된다는 이론은 레너드 설과 로버트 진이 처음으로 주장했다. 구상성단
윌리엄 허셜은 1782년 커다란 망원경들을 사용한 조사를 진행하여 그때까지 알려져 있던 구상성단 33개의 별을 모두 분해해냈다. 또한 그는 성단을 37개 더 발견했다. 허셜의 1789년 심원천체 목록에서 그는 "구상성단"("globular cluster")이라는 용어를 처음으로 사용했다. 은하수
아리스토텔레스(384-322 BC)가 저서《기상학》을 통해 알려준 것과 같이, 그리스의 철학자 아낙사고라스(ca. 500–428 BC)와 데모크리토스(450–370 BC)가 은하수가 멀리 있는 별들로 이루어져있음을 제안했다. 그러나 아리스토텔레스 그 자신은 은하수가 서로 가까이 있는 거대한 별들의 폭발에 의해 만들어졌다고 믿었다. 그리고 그 폭발은 대기의 윗부분에서 일어나고 전 세계에서 하늘의 움직임과 함께 계속 된다고 생각했다. 세페우스자리 델타
18세기 말까지 과학계에 알려진 변광성은 고작 여섯 개에 불과했다. 당시 영국의 천문학자 에드워드 피곳은 자신의 친구 존 구드릭과 함께 숨겨진 변광성들을 찾는 작업에 착수했다. 1784년 구드릭은 알골과 독수리자리 에타가 변광성의 성질을 갖고 있음을 발견했다. 한 달 뒤 9월 그는 세페우스자리의 델타별이 변광성임을 최초로 발견했다. 이후 델타별과 유사한 밝기 변화 양상을 보여주는 변광성들이 계속 발견되었으며, 이러한 변광성들은 세페우스자리 델타의 이름을 따서 세페이드 변광성으로 불리게 되었다. 1912년 헨리에타 스완 리빗은 세페이드 변광성들의 변광 주기와 광도 사이에 매우 정확한 상관관계가 있음을 발견했고 이를 광도-주기 관계로 정리했다. 이 발견은 우주의 크기를 측정하는 데 있어 획기적인 전기가 되었으며, 광도와 주기의 정확한 상관관계를 통해 세페이드 변광성은 아주 멀리 떨어진 천체의 거리도 정확하게 구할 수 있는 길잡이로 자리매김했다. 허블-르메트레 법칙
허블의 관측에 앞서, 일부 물리학자와 수학자 사이에서는 아인슈타인 일반상대성이론의 아인슈타인 방정식을 기반으로 시간과 공간 이론에 관한 연구가 진행 중이었다. 그런데, 알려져 있던 이론을 우주의 현상에 적용하면 그 당시에 널리 퍼져 있던 정적 우주론에 반하는 동적해가 나오는 것이었다. 결국 1920년대 말 미국의 천문학자 에드윈 허블에 의해 은하들이 실제로 움직이는 것처럼 보인다는 관측 결과가 발표되었다. 허블은 은하에서 온 빛의 스펙트럼을 조사해서 검은 선들의 위치를 측정했다. 태양과 별들의 스펙트럼에서 확인했던 선의 위치와 일치하지 않았다. 은하 스펙트럼에서는 검은 선들의 위치가 이동해 있었다. 스펙트럼을 살펴보면 색깔들이 항상 보라, 남색, 초록, 노랑, 주황, 빨강의 순서로 배열되어 있음을 보게 된다. 허블은 보통의 경우 초록 부분에 있던 선들이 노랑 부분에, 무지개의 노랑 부분에 있던 선은 빨강 색 속에 있었다. 모든 선들이 빨강 쪽으로 이동해 있었다(적색편이). 나선은하
나선구조에 관해 처음으로 받아들여진 이론은 1964년에 린챠챠오와 프랑크 슈에 의해 창안되었는데, 가스와 별의 속도에 대해 다른 속도로 움직이는 은하의 주변을 해결하기 위해서, 일정한 각속도로 전파되는 작은 진폭의 파동을 이용해 대규모 나선구조를 설명하기 위한 시도였다. 이들은 별이 약간 타원형에 방향 등이 동일한 궤도로 움직이며, 은하중심으로부터 거리가 증가하면서 타원궤도의 방향이 약간씩 다른방향으로 변한다고 상정했고, 나선팔이 나선 밀도파의 시각적 징후라고 주장한다. 이는 옆의 도해처럼 보인다. 서로 밀접해 있는 타원궤도가 나선팔처럼 보이는 것이 뚜렷하게 드러난다. 따라서 별은 우리가 보고 있는 그 자리에 항상 남아 있지 않지만, 궤도를 돌면서 나선팔을 통과하기도 한다. 천문학
20세기에 들어 하늘에 보이는 은하수가 별들의 집합인 우리은하라는 사실이 확립되었고, 이어서 우리은하 밖의 외부 은하, 그리고 우주의 팽창이 발견되었다.
현대 천문학은 또한 펄서, 퀘이사, 블레이져, 전파은하 같이 특이한 천체들을 발견하였고, 이러한 관측들은 이를 중성자별·블랙홀로 설명하는 이론의 발전에 중요한 역할을 하였다. 우주 마이크로파 배경, 허블의 법칙, 우주의 원소 함량 등의 관측이 지지하는 대폭발 이론의 등장으로, 물리적 우주론은 20세기 들어와 큰 성공을 거두었다. 우주 망원경의 발전으로 지구 대기에 흡수되어서 그동안 관측 할 수 없었던 전자기파의 영역을 통한 관측이 가능하게 되었다. 블랙홀
중력장이 너무 강해서 빛이 탈출할 수 없는 천체의 개념은 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 라플라스가 처음 생각해냈으며, 블랙홀로 특징지어지는 일반상대론의 최초의 근대적 해는 1916년 카를 슈바르츠실트가 발견했다. 다만 아무것도 탈출할 수 없는 공간상의 영역이라는 해석은 1958년 데이비드 핀켈스타인의 논문에서 처음 등장했다. 블랙홀은 오랫동안 수학적 관심의 대상이 되었다. 1960년대에는 블랙홀이 일반상대론에서 유도됨을 증명하는 이론적 연구들이 행해졌다. 중성자별의 발견은 중력붕괴한 밀집성이 천체물리학적 실체로서 존재할 가능성에 대한 관심을 촉발시켰다. 갈릴레이 위성
1610년 1월 7일, 갈릴레이는 목성의 위성들을 언급하는 첫 번째 편지를 썼다. 당시 그는 세 개의 위성을 발견했고, 목성 주변에 고정되어 있다고 생각했다. 갈릴레이는 1610년 1월 8일부터 3월 2일까지 이러한 천체를 관측하기 위해 노력했다. 이러한 관측은 네 번째 위성을 발견하고, 이 위성들은 목성 주변에 고정된 것이 아니라 목성 궤도를 돌고 있었다. 은하수
‘Galaxy’의 어원을 살펴보면, 그리스어로 은하를 뜻하는 ‘Γαλαξίας’에서 유래된 라틴어 ‘Via Lactea’에서 변형된 것이고, 지구에서 보이는 은하면에서 별들에 의해 만들어진 옅은 띠의 빛을 의미한다. 행성의 정의
그리스-로마 시대의 우주론은 행성의 숫자를 보통 일곱 개로 잡았는데, 이는 그리스인들의 다섯 천체에 태양과 지구의 자연 위성 달을 첨가한 결과이다.(이는 근대 점성술에서 여전히 통용되는 개념이다) 그러나 많은 고대 천문학자들은 다섯 개의 '별 비슷한' 행성들을 태양 및 달과 구별했다. 19세기 독일의 자연주의자 알렉산더 폰 훔볼트는 그의 노작 코스모스("Cosmos")에 다음과 같은 문구를 남겼다. 마젤란 은하
유럽에서는 페르디난드 마젤란이 1519년부터 1522년까지 세계 일주 항해를 하던 중에 발견하였다. 하지만 이 은하에 마젤란의 이름이 붙게 된 것은 훨씬 나중에서였다. 1603년 베이어가 쓴 책에는 "Nubecula Maior"와 "Nubecula Minor"이라는 이름으로 쓰였다. 1795년 프랑스의 플램스티드가 쓴 천체도에서도 "Le Grand Nuage"과 "Le Petit Nuage"라는 이름을 썼다. 이 이름은 각각 라틴어와 프랑스어로 대성운과 소성운을 뜻한다. 혜성
이같이 불길한 징조로 여겨지던 혜성은 18세기에 들어서야 실체가 조금씩 밝혀지기 시작했다. 천문학자였던 에드먼드 핼리는 혜성에 대해 의구심을 품게 되는데 그의 친구인 아이작 뉴턴이 새로운 주장을 내놓았기 때문이다. 뉴턴은 1680년 10월과 11월에 관측된 혜성이 태양 뒤로 사라졌다가 12월에 나타나자 두 혜성이 같은 것이며 태양을 중심으로 궤도를 그리고 있다고 주장했다. 그 이야기를 들은 핼리는 1705년 24개 혜성의 궤도를 계산하여 1531년과 1607년, 1682년에 출연한 세 개의 혜성이 같은 혜성임을 밝혀낸다. 그리고 1758년 이 혜성이 또 나타날 것이라고 예측했다. 즉 이 혜성이 75~76년을 주기로 지구에 접근한다고 주장한 것이다. 핼리의 예측대로 1758년 긴 꼬리를 드리운 혜성이 밤하늘에 나타났다. 이로써 갑자기 나타났다 사라지는 혜성에 주기가 있다는 것이 밝혀졌으며, 혜성은 그의 이름을 따 핼리혜성이라 이름을 붙이게 됐다. 이후 다양한 연구를 통해 혜성은 주기적으로 지구를 지나간다는 것과, 태양 주위를 공전한다는 사실이 밝혀졌다. 니콜라 루이 드 라카유
라카유는 42개의 성운을 포함하여 약 1만 개의 남쪽 하늘의 별 목록을 작성한 것으로 유명하다. 이 목록은 《Coelum Australe Stelliferum》이라는 제목으로 사후(1763년)에 출간되었다. 목록에서는 이후 표준이 된 14개의 새로운 별자리를 소개하였다. 또한 라카유는 1800년간의 일식을 계산하여 표로 정리하였다. 행성상성운
행성상성운은 어두워서 육안으로 볼 수 있는 행성상성운은 없다. 최초로 발견된 행성상성운은 여우자리의 아령 성운으로, 1764년 샤를 메시에가 발견해 메시에 천체 목록에 메시에 27(M27)로 등재하였다. 해상도가 떨어지던 옛날 망원경을 사용하던 초기 관측자들은 M27을 천왕성 같은 거대행성을 닮은 무언가로 생각했다. 천왕성의 발견자이기도 한 윌리엄 허셜이 "행성상성운"이라는 용어를 고안하였다. 허셜은 이 천체들이 별 주위로 물질들이 모여들어 행성으로 응축되는 것이라고 보았다. 하지만 실제로는 행성상성운은 죽은 별의 흔적이며, 주위에 행성이 있었다면 모조리 바싹 타 버렸을 것이다. 세이퍼트 은하
세이퍼트 은하는 1908년에 "나선성운"으로 여겨지던 천체의 스펙트럼을 관측하기 위해 릭 천문대를 이용한, 에드워드 A. 패드와 베스토 슬라이퍼에 의해 처음으로 관측되었다. 이들은 NGC 1068이, 대부분의 천체가 별과 동일한 흡수 스펙트럼을 보여주는 것으로 관측됨에도 불구하고 특이한 것으로 간주되는 여섯개의 밝은 방출선을 보여준다는 것에 대해 주목했다.