은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 언제 발견 되었나요?
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.
얇은 원반
얇은 원반(thin disk)은 우리은하를 비롯한 많은 은하들에서 발견되는 은하 구조 요소이다. 우리은하의 얇은 원반은 은하평면 위로 약 1 킬로파섹(3.3 광년) 정도에 해당하며, 은하평면의 별들의 85%가 얇은 원반에 분포한다. 얇은 원반은 은하 형성 초기에 만들어진 늙은 별들로 이루어진 두꺼운 원반과는 구분된다. 얇은 원반의 별들은 은하 형성 후기에 기체 강착의 결과로 만들어진 것이다. 국제천문연맹
1922년 국제천문연맹 제1회 총회에서 별자리의 계통 정리에대한 안이 거론되었고, 1928년 총회에서 지구 천체에서 황도를 따라서 12개, 북반구 하늘에 28개, 남반구 하늘에 48개로 총 88개의 별자리를 확정지은바 있다. 은하수
원반은 날카로운 모서리를 갖지 않고, 반경을 벗어난 곳에는 별들이 없다. 더 정확히 말하자면, 별들의 수는 은하의 중심에서 멀어질수록 조금씩 줄어든다. 반경에서 약 40,000광년을 넘어서면, 별들의 수는 훨씬 더 빠르게 줄어든다. 그 정확한 이유는 아직 알려지지 않았다. 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. 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. 나선은하
나선은하(螺旋銀河, ) 는 1936년에 발표된 에드윈 허블의 저서, 성운의 왕국("The Realm of the Nebulae")에서 처음으로 기술되어 허블 순차의 일부를 구성하는 특정 은하의 유형이다. 별과 가스와 먼지를 포함하는 평탄하고 회전하는 원반과, 중심의 별의 밀집영역인 팽대부로 구성되어 있다. 이들은 별과 많은 구상성단이 위치하는 매우 희미한 헤일로로 둘러싸여 있다. 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. 가니메데 (위성)
1610년 1월 7일, 갈릴레오 갈릴레이는 목성 주변에 3개의 별이 있는 것을 발견했는데 처음에는 가니메데와 칼리스토를 발견하였고, 나중에는 목성과 거의 붙어 있던 이오와 유로파도 발견하였다. 다음 날 밤에 그 빛이 움직이는 것이 관찰되었다. 1월 13일에, 그는 한 번에 4개의 위성을 모두 보고 있었지만, 적어도 한 개의 위성이 전 위치에 있다는 것을 알 수 있었다. 1월 15일에, 갈릴레오는 그 빛들이 목성 주위를 움직인다고 결론지었다. 그는 위성의 작명에 대한 권리를 주장하여 이 별을 "우주의 별"로 보고, 이름을 "메디시의 별"로 지었다. 타원은하
타원은하(楕圓銀河, )는 대략적으로 타원 모양에, 매끄럽고 거의 단조로운 밝기윤곽을 가진 은하의 한 유형이다. 평탄한 나선은하의 구조와는 달리, 이들은 많은 구조 없이 더 삼차원적이고, 구성 별은 은하중심 주변을 어느정도 무작위 궤도운동한다. 이들은 나선은하 및 렌즈형은하와 같이 1936년 에드윈 허블의 저서 성운의 왕국("The Realm of the Nebulae")에서 처음으로 기술된 세가지 주요 은하의 유형 중 하나이다. 타원은하의 모양은 거의 둥근 것부터 크게 평탄한 것까지 다양하고, 크기는 수천만 개의 별로 구성된 것부터 1조 개의 별로 구성된 것까지 있다. 에드윈 허블은 원래 타원은하가 나선은하로 진화할 것이라 생각했지만, 나중에 사실이 아닌 것으로 밝혀졌다. 타원은하 내부에서 발견되는 별들은 나선은하에서 발견되는 별들보다 훨씬 오래되었다. 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. 은하
우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다. 많은 타원 은하들이 은하간의 상호작용으로 충돌·병합되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 거대 타원 은하들은 보통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견된다.
폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다. 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. 안드로메다 은하
2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다. 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. 케플러-9
2010년 6월 케플러 관측선과 통신연결이 시작된 지 43일이 지난 시점에서 오퍼레이터들은 외계 행성으로 등록할 후보 700개 이상 목록을 확보했다. 이 중 다섯 개가 두 개 이상 복수 행성을 거느리고 있을 것으로 추측되었다. 케플러-9는 이들 중 하나로, 항성 앞을 지나가면서 별빛이 어두워지는 타이밍이 뚜렷하게 변화를 일으켰는데 이로부터 행성이 둘 이상 별을 돌고 있음을 알게 되었다. 발견 시점에서 이 행성계는 통과법으로 두 개 이상 자식행성이 한번에 발견된 곳으로 기록되었다. 또한 케플러-9는 통과 타이밍 변화법을 사용하여 구성원들의 질량을 알아낸 최초 행성계이기도 하다.  2010년 8월 26일 발견 사실이 공식 발표되었다. 삼각형자리 은하
삼각형자리 은하는 1764년 8월 25일~26일에 프랑스의 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)에 의해 발견되었다. 해당 천체는 1771년 메시에 목록에 M33으로 등록되었다. 윌리엄 허셜(William Herschel)이 허셜 천체 목록이라는 400개 천체를 수록한 목록을 출간하기 전에, 그는 메시에가 발견한 대부분의 천체를 수록하지 않았다. 그러나 삼각형자리 은하는 예외적으로 1784년 9월 11일에 H V-17이라는 명칭으로 추가되었다.
허셜은 또한 삼각형자리 은하에 있는 가장 거대한 H II 영역(이온화된 수소를 포함한 발광 성운)을 H III.150이라는 이름으로 목록에 추가했다(삼각형자리 은하와는 별개의 것이다). 지구에서 보았을 때, NGC 604는 삼각형자리 은하의 중심핵으로부터 북동쪽에 위치해 있다. 이는 가장 큰 H II 영역 중 하나로, 반지름은 1,500광년에 육박하며 스펙트럼은 오리온 성운의 그것과 매우 비슷하다. 허셜은 나머지 3개의 H II 영역도 관측했다(NGC 588, 592 and 595). 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. 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. 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. 우리은하
그러나, 현 시점에서 우리은하는 안드로메다 은하에 비해 2배 이상으로 활발히 별을 생성하고 있으며, 안드로메다 은하가 연간 평균 태양 질량을 기준으로 1~2개의 별을 생성하는 반면, 우리은하는 연간 평균 5~6개의 별을 생성하고 있는 것이 확인되었다. 안드로메다 은하의 중심 핵이 2개로 이루어져 있는 것으로 보아 과거에 안드로메다 은하는 다른 은하와 충돌, 합병하면서 "Starburst 은하"처럼 별이 폭발적으로 생성된 시기가 있었던 것으로 추측되며, 우리은하는 현재 활발히 별을 생성 중인 단계인 것으로 과학자들은 추정하고 있다. 실제로 2010년에 안드로메다 은하가 약 90억년 전에 두 은하 간의 충돌에 의한 합병이 시작되어 약 55억년 전에 최종적으로 현재의 은하로 합체되었음이 여러 증거를 통해 확인된 바 있다.
최근 관측결과에서는 안드로메다 은하도 우리은하처럼 정상나선은하가 아닌 막대나선은하일 가능성이 제기되고 있으며, 또한 두 은하의 헤일로 내 금속 성분 비가 유사한 결과로 보아 우리은하와 안드로메다 은하는 비슷한 시기에 태어나 비슷한 발달 과정을 거쳐온 형제은하일 것으로 추측되고 있다. 현재 두 은하는 서로 간의 중력의 영향으로 점점 가까워지고 있으며, 향후 30~40억년 이내에 충돌하여 결국에는 처녀자리 은하단의 M87 은하처럼 하나의 초거대 타원은하로 새로 태어날 것으로 예상되고 있다. 이때의 우리 은하의 이름은 아마도 'Mikomeda Galaxy(미코메다 은하)'일 것이다. 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. 은하
1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추론을 하였다.
1755년에는 독일의 이마누엘 칸트가 이러한 생각을 발전시켜 성운들은 은하수와 같은 천체가 멀리 있는 것이라고 지적하며, 그것을 "섬 우주"(island universe)라고 칭했다.
1774년에는 프랑스의 샤를 메시에는 구름 모양의 천체를 혜성과 구별하기 위해 메시에 천체 목록을 발표하였다. 1840년대에는 영국의 로스 백작()이 구경 72인치짜리 대형 망원경을 만들어 이를 이용해 다양한 천체 스케치를 남겼다. 그는 사냥개 자리의 M51이 나선형을 하고 있다는 것을 발견했다. 그는 알려진 성운 중에 나선 모양의 천체가 많이 존재하고, 반면에 그러한 특징이 없는 단순한 타원형인 것도 있다는 것을 발견했다. 이 당시에는 이러한 천체들이 외부 은하인지 몰랐기 때문에 모양에 따라 "성운(nebula)" 또는 "나선성운(spiral nebula)"라고 불렀다. 시데레우스 눈치우스
《시데레우스 눈치우스》의 마지막 파트에서 갈릴레오는 목성 주위에 선처럼 보이는 4개의 별들에 대한 기록을 남겨두었다. 첫 번째 밤에 그는 선처럼 보이는 3개의 별들이 목성 주위를 타원 궤도로 공전하는 것을 관측하였고, 다음날 밤에 1개의 별을 더 관측함으로써 목성 주위를 도는 4개의 별들을 발견했다. 갈릴레오는 늦은 1월부터 1610년 이른 3월까지 목성의 위치와 목성의 동반자 별들을 관측했던 기록을 남겨두었다. 그 별들은 밤마다 위치를 바꿔갔지만 목성 주위에서 선을 이루며 나타남으로써 갈릴레오로 인해 그들이 목성 주위를 공전하고 있다고 믿게 했다. 1월 11일에 4일의 관측을 끝내고 그는: “나는 수많은 관측을 통해 수성, 금성이 태양 주위를 도는 것처럼 목성 주위를 도는 3개의 별이 있다고 결론 내렸다. 또한 불규칙하게 목성 주위를 도는 1개의 항성이 더 있어서 3개가 아니라 4개의 별이 공전하고 있다는 것도 발견했다. 그리고 회전이 매우 빠르기 때문에 관측자는 매 시간마다 위상변화를 확인할 수 있다.”라고 기록하였다.
갈릴레오가 그린 그림에서 그는 목성을 나타내기 위하여 원을 사용했고, 4개의 별들을 나타내기 위하여 별표를 사용했다. 그는 이 두 종류의 항성집단이 구별된 차이점을 가지고 있다고 하였고, 행성과 위성이라는 단어를 사용하기 시작했다. 이 두 단어는 아리스토텔레스의 용어에서도 올바르게 사용되었다.
《시데레우스 눈치우스》의 출판 당시에 갈릴레오는 파도바 대학의 수학자였고 더 좋은 망원경들을 제작하라는 압박을 받고 있었다. 그는 피렌체로 돌아가고 싶어 했고, 그 곳에서 후원을 받고자 《시데레우스 눈치우스》를 자신의 옛 친구인 나중에 토스카나 주의 대공이 된 코시모 2세 데 메디치에게 바쳤다. 또한 그는 네 명의 메디치 형제들을 기념하기 위해서 그가 발견한 4개의 목성 위성들을 메디치가의 별이라고 이름 붙였다. 이로 인해 그는 피사 대학교의 가장 높은 자리의 수학자이자 철학자가 되었다. 하지만 위성들의 이름을 지은 그의 노력은 실패로 돌아갔고, 결국 갈릴레이 위성으로 널리 알려지게 되었다. 위성 목록
지구의 달이 아닌 위성의 공식적인 최초의 발견은 1610년 갈릴레오 갈릴레이가 목성의 네 개의 위성인 갈릴레이 위성을 발견한 것이다. 다음 3세기 동안은 그저 몇 개의 위성들만 발견되었다. 1970년 다른 행성에 대한 탐사, 특히 보이저 1호와 보이저 2호에 의해서, 갑자기 관찰된 위성의 수가 증가하였고, 2000년대 들어 광학 망원경의 관찰로 인해 불규칙 위성과 같은 많은 위성들을 발견하였다. 은하 필라멘트
초은하단보다 큰 구조의 발견은 1980년대부터 시작되었다. 1987년, 하와이 대학교 천문학 연구소의 천문학자 R. 브렌트 툴리는 그가 물고기자리-고래자리 복합 초은하단이라 부르는 구조를 발견했다. 1989년에는 CfA2 장성이, 뒤이어 2003년에는 슬론 장성이 발견되었다. 2013년 1월 11일, 센트럴 랭크셔 대학교의 로저 클로즈가 주도하는 연구팀은, 이전에 발견된 은하 필라멘트들을 왜소하게 만드는 크기의 초거대퀘이사군이라고 불리는 거대퀘이사군의 발견을 발표했다. 2013년 11월 7일, 천문학자들은 참조 지점으로 감마선 폭발을 이용하여, 길이가 100억 광년보다 더 크게 측정된, 극단적으로 거대한 필라멘트인 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성을 발견했다. 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. 별자리
삼황오제 중의 하나인 복희씨가 하늘을 관측한 것으로 전해진다. 사마천의 사기에는 요·순 임금 시기에 별자리를 관측한 기록이 있고, 춘추·전국시대인 기원전 5세기경에 만들어진 칠기상자에서 별자리의 명칭이 확인되었다. 이후 3세기 초에 280여개의 별자리로 구성된 별자리가 완성되었다고 여겨지나, 실제로 전해지는 별자리의 그림은 중국 당대(唐代)의 돈황성도(敦煌星圖)가 가장 이른 것이다. 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. 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. 천문학사
20세기에 들어와서 1900년에 등장한 양자론(量子論)에 의해 천체 물리학의 이론적 기초가 확립되었다. 1938년의 연주 시차의 검증은 태양중심설의 결정타가 됨과 동시에 항성의 거리 측정의 길을 열어 주었다. 이에 의하여 천문학의 대상 영역은 태양계를 넘어서서 은하계로 전개되었다. 항성의 위치·거리·운동·반지름 등의 기하학량(幾何學量)과 항성의 등급·광도·색깔·스펙트럼·표면 온도·질량 등의 물리량들은 직접 관측할 수 있는 자료를 기초로 순차적으로 도출(導出) 산정(算定)되는 것인데, 많은 수의 항성 자료의 통계적 처리 결과 몇 쌍의 특정의 두 양(量)을 직결하는 경험법칙이 발견되었다. 예를 들면 항성의 스펙트럼형(型)과 광도(헤르츠스프룽 러셀도, Hert－Russell圖, 혹은 간단히 H－R圖, 1913), 연성(連星)의 질량과 광도(1924), 맥동성(脈動星)의 변광 주기와 광도(1908) 등의 사이에 성립되는 관계이다. 은하
이 유명한 논쟁에서 섀플리는 은하수가 우주 전체이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 나선성운들은 우리은하 밖에 존재하는 다른 은하, 소위 섬우주(Island universe)라고 주장했다. 이 논쟁은 1924년에 이르러 서야 에드윈 허블에 의해 해결되게 된다. 허블은 안드로메다 은하에서 세페이드 변광성을 발견하였고, 변광성의 절대등급과 변광주기 관계를 이용하여 안드로메다 은하까지의 거리가 약 90만 광년이라는 것을 계산해냈다. 이 값은 당시 알려져있던 우리 은하의 크기에 비해 충분히 큰 값이었기에, 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다.
이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다. 1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 허블 분류법이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 있다. 구상성단
2005년, 천문학자들은 안드로메다 은하에서 완전히 새로운 형태의 성단을 발견했는데, 이 성단은 여러 모로 구상성단과 매우 유사했다. 새로이 발견된 성단들은 구상성단과 마찬가지로 수백에서 수천 개의 별들을 가지고 있었고, 항성종족이나 금속성 등 물리적인 면에서도 구성상단과 유사했다. 이 성단들을 구상성단과 구분해 주는 것은 바로 그것들의 크기였다. 이 성단들의 크기는 수백 광년에 이르렀고, 그에 따라 밀도는 구상성단보다 백배 떨어졌다. 새로운 성단 속에 포함된 별들이 서로 떨어진 거리는 매우 컸다. 이 성단들은 구상성단과 왜소구형은하 사이의 경계 어딘가에 있는 것이 아닌가 하는 추측이 있다. 은하
초은하단()은 은하단, 은하군, 개개의 은하들이 모여 이루는 거대한 구조이며 수천, 수만 개의 은하를 가진다. 초은하단의 규모에서 은하들은 커다란 공동을 둘러싼 가느다란 실이나 넓은 판과 같은 구조(filaments and sheets)를 이루며 분포한다.
초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적()이고 균일(homogeneous)하다. 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. 행성의 정의
명확한 범위를 설정한 것은 아니었으나, 19세기 후반에 이르러 '행성("planet")'은 친숙한 용어가 되었다. 당시 행성은 우리 태양계 내의 몇가지 천체들만을 지칭하는 것이었다. 그러나 1992년을 기점으로 천문학자들은 다른 항성 주위를 도는 수백 개의 천체들을 포함, 해왕성 너머에 있는 천체들을 발견하기 시작했다. 이러한 발견으로 인해 잠재적인 행성 후보의 숫자가 늘어난 것 뿐 아니라, 행성의 다양성 및 특이성 또한 증가했다. 태양계 바깥의 행성들 중에는 항성이 될 수 있을 정도로 질량이 큰 존재들도 있었고 지구의 달보다 작은 천체도 있었다. 이러한 발견들로 인해 기존의 행성 개념에 중대한 변화가 일어나게 되었다. 행성상성운
지금까지 우리 은하 안에 존재하는 행성상성운이 약 3000개 가량 발견되었다. 우리 은하의 별의 개수는 약 2천억 개이다. 별의 전체 수명에서 행성상성운이 차지하는 기간이 매우 짧기에 별의 개수에 비해 행성상성운의 개수가 매우 적은 것이다. 행성상성운들은 대개 은하수 원반 근처에서 발견되며, 은하 중심 근처에서 가장 밀집되어 있다. 허블-르메트레 법칙
1920년대 천문학자들은 은하가 과연 새로운 별들로 응집되어 가는 구름들인지, 아니면 태양을 포함한 우리의 은하계처럼 엄청나게 많이 모여 있는 별들의 집합체인지에 관해 논쟁을 벌이고 있었다. 당시 사용하던 망원경으로는 이것을 확실하게 말할 수 없었다. 어느 누구도 자신들이 살고 있는 우주가 어떤것인지 알지 못했고 더구나 우주가 확장한다고는 생각할 수도 없다고 여겼다. 우주
1930년대에 들어 전파 망원경이 세워지기 시작했다. 전파 망원경은 광학 망원경이 가시광선 영역만을 관측할 수 있는 것과 달리, 다양한 대역의 전자파를 관측할 수 있다. 전파 망원경의 대표적인 성과는 중성자별의 발견이다. 1967년 케임브리지 대학교의 대학원생이었던 조셀린 벨 버넬과 지도교수 앤터니 휴이시는 자체 제작한 전파망원경을 이용하여 주기적으로 전파의 강도가 변하는 별을 발견하였다. 처음에는 이것이 외계의 지적생명체가 보내는 신호일 지도 모른다는 생각을 하였으나, 연구결과 빠르게 자전하는 중성자별에서 발생하는 전자파 변화라는 것이 밝혀졌다. 은하 색등급도
은하 색등급도(銀河色等級圖, galaxy color–magnitude diagram)는 은하의 절대등급(광도로 측정)과 질량 사이의 관계를 보여주는 도표이다. 색등급도 상에서는 세가지의 영역이 나타나는데, 이들에 관한 설명은 2003년에 에릭 F. 벨 등의 콤보-17 탐사를 통해 이루어졌다. 슬론 디지털 전천 탐사 및 1961년 드 보클레르의 은하 형태 분석에서는 도표상에서 두가지의 분포가 드러나는데, 하나는 적색 은하로, 다른 하나는 청색 은하로 이루어진 것이다. 정확히 말해서 색등급도는 세 가지 주요 분포로 나뉜다. 둘은 앞에서 언급한 적색렬("red sequence")과 청색운("blue cloud")이고, 나머지 하나는 그 중간에 위치한 녹색협곡("green valley")이다. 적색렬은 대부분의 적색 은하를 포함하는데, 이들은 일반적으로 타원은하이다. 그에 비해 청색운은 주로 나선은하로 이루어진 대부분의 청색 은하를 포함한다. 두 분포 사이에는 녹색협곡이라 불리는 상대적으로 은하가 적은 분포를 보이는 공간이 있다. 여기에는 수많은 적색 나선은하가 포함되어 있다. 도표와 유사하게 생긴, 별에 관한 헤르츠스프룽-러셀도와는 달리 은하의 물리량은 색등급도 상의 위치를 통해 완전한 측정이 이루어질 수 없다. 도표는 시간에 따른 그럴듯한 진화 경로를 보여주는데, 우주의 진화 초기에 있는 적색렬은 등급에 대한 색깔이 좀 더 일정하며 청색운은 균일하게 분포해있지 않지만 적색렬로의 진행을 보여준다. 은하수
최소 2천억에서 4천억개 까지의 별들이 있는 것으로 추정된다. 아주 작은 별들의 수 때문에 정확한 수는 알 수 없지만 이것은 이웃한 안드로메다 은하에 1조개의 별들이 있는 것과 비교될 수 있다. 은하군 및 은하단
은하군(銀河群, ) 및 은하단(銀河團, )은 여태까지 우주의 구조 형성 과정에서 발생한 것 중 가장 거대한 중력속박 천체이다. 이들은 우주의 거대구조의 가장 밀한 부분을 구성한다. 차가운 암흑물질을 포함하는 중력적 구조 형성에 대한 모형에서, 처음에 매우 작은 구조는 붕괴하여 결과적으로 매우 거대한 구조인 은하단을 형성한다. 은하단은 지금과 100억 년 전 사이, 즉 상대적으로 최근에 형성되었다. 은하군 및 은하단은 각각 열 개에서 수천 개의 은하를 포함한다. 은하단 그 자체는 보통 초은하단으로 불리는 거대한 비중력속박 무리와 관련되어 있다. 엥케 혜성
핼리 혜성이 주기 혜성으로 처음으로 공인되어 명명된 이후, 수십년 만에 앵케 혜성은 공인되어 명명된 주기 혜성이 되었다. 여러 명의 발견자가 독립적으로 앵케 혜성을 발견하였다. 1795년에 캐롤라인 허셜이 두 번째로, 1818년에 장 루이스 퐁즈가 세 번째로 관측하였다. 요한 프란츠 엥케는 어려운 계산 끝에 1786년 (designated 2P/1786 B1), 1795년 (2P/1795 V1), 1805년 (2P/1805 U1) 그리고 1818년 (2P/1818 W1)에 관측되었던 혜성들을 같은 궤도로 연결할 수 있음을 확인하였다. 1819년에 엥케는 그 결론을 "Correspondance astronomique"에 발표하였고, 1822년에 발견될 것을 예측하였다. 1822년 6월 2일에 칼 루드비히 크리스티안 Rümker가 패러매터 천문대에서 (2P/1822 L1)을 재확인하여, 그 예측을 사실로 확인하였다. 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. 토성
토성은 60 개의 위성을 가지고 있다. 이 위성들 대부분은 얼음 덩어리로 이루어져 있으며 일부는 암석도 군데군데 섞여 있다. 토성의 위성은 1659년에 처음으로 발견되었으며 이 해는 호이겐스에 의해 토성의 고리가 발견된 해이기도 하다. 이 위성은 200년 뒤 로마 신화의 새턴(토성의 신 이름)과 친인척 관계인 타이탄이라고 불렀다. 세레스 (왜행성)
1772년, 보데는 화성과 목성 사이에 미발견된 행성이 있을 것이라고 주장했다.
그의 발상은 티티우스-보데의 법칙에서 나온 것이었다.
그 법칙을 근거로 2.8 AU 부근에 미발견된 행성이 있을 것이라 추측했다.
게다가 1781년, 윌리엄 허셜이 천왕성을 발견하여, 이 법칙에 대한 기대치가 높았다. 1800년, 티티우스와 보데는 24명의 천문학자에게 미발견된 행성의 탐색을 요청했다. 비록 그들은 세레스를 발견하지는 못 했지만, 후에 여러 소행성들을 발견했다.
여러 천문학자들 중에서 팔레르모 아카데미의 주세페 피아치가 세레스를 발견하기 위한 팀에 초대되었다. 그리고, 1801년 1월 1일에 그는 세레스를 발견했다.
그는 "니콜라 루이 드 라카유의 별 목록의 87번째 별"을 찾았다. 그러나, "그것은 다른 것보다 앞선 발견" 이었다.
별 대신에, 피아치는 움직이는, 별과 비슷한 천체를 발견했다. 그는 처음에는 이 천체를 혜성으로 생각했다.
피아치는 총 24회에 걸쳐 세레스를 관측했으며, 1801년 2월 11일로 관측을 마쳤다. 그는 그 해 1월 24일 세레스를 발견했다고, 2명의 천문학자, 바르나바 오리아니와 보데에게 편지로 전했다.
그는 편지에 혜성이라고 적었지만, "그 움직임이 느리고 일정해서, 여러 차례 혜성이 아닐 것이라는 생각을 갖게 했다" 라고 덧붙였다.
4월, 피아치는 오리아니와 보데와 파리의 라낭드 에게 관측 결과를 보냈다. 이것은 1801년 9월에 "Monatliche Correspondez"에 발표되었다. 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. 은하
시간이 흐르면서 은하에 축척된 물질로부터 보다 젋은 별로 이루어진 은하 원반이 만들어진다.
은하는 이 후에도 계속해서 은하간 매질로부터 계속 새로운 가스를 공급받기도 하고, 또는 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다.
비록 초기에는 금속함량이 거의 없고, 거의 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었지만, 은하에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 중원소들을 다시 성간물질로 되돌려 보내게 되어, 점차 은하의 중원소 함량이 높아진다. 그리고 이러한 가스에서 다시 별이 생성되기를 반복하면서, 마침내 별들 주위에서 행성들이 생길 수 있는 조건에 이르게 된다. 은하
1912년에는 베스토 슬라이퍼()가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다.
1920년에는 할로 섀플리와 히버 커티스(Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 본질을 두고, 소위 대논쟁()이 열리게 된다. 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. 적색편이
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.
슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.
이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.
현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다. 구상성단
최초로 발견된 구상성단은 메시에 22로, 1665년 독일의 아마추어 천문가 요한 아브라함 일레가 발견했다. 하지만 초기 망원경은 구경이 작았기 때문에 구상성단의 별 각각을 구분할 수 있는 분해능은 샤를 메시에가 메시에 4를 관측할 때까지 확보되지 못했다. 최초로 발견된 구상성단 8개가 오른쪽 표에 나열되어 있다. 1751 ~ 1752년, 니콜라 루이 드 라카유가 큰부리새자리 47, NGC 4833, 메시에 55, 메시에 69, NGC 6397을 자신의 성표에 수록했다. "메시에"("M")란 샤를 메시에의 목록에 올라간 천체에 붙는 것이고, "NGC"는 존 루이스 에밀 드레이어의 신판일반목록에 올라간 천체에 붙는 것이다. 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. 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. 은하수
그리고 안달루시아의 천문학자 Avempace(d. 1138)는 은하수가 많은 별들로 이루어졌지만 지구 대기의 굴절 효과 때문에 연속적인 형상으로 보인다고 주장했다. 증거로 목성과 화성의 합을 관측한 것을 말하였다. 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. 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. 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 은하 병합
은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다. 큰 병합("major merger")이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다. 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다. 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다. 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더이상의 별의 형성은 없다. 목성의 위성
목성의 위성은 2018년까지 79개가 발견되었고, 따라서 목성은 태양계 행성 중 위성 수가 가장 많다. 이 때문에 목성은 간혹 "작은 태양계"로 불리기도 한다. 위성들 중 가장 큰 위성들은 4개의 갈릴레이 위성들로, 1610년에 갈릴레오 갈릴레이와 시몬 마리우스가 발견하였으며 태양이나 지구를 돌지 않는 천체 중 최초로 발견된 천체들이다. 19세기 말부터, 더 작은 크기의 위성들이 발견되기 시작했고 그리스 신화의 제우스와 관련된 이름들이 붙여졌다. 갈릴레이 위성들은 목성의 위성들의 총 질량 중 매우 많은 비중을 차지하고 있으며, 나머지 75개와 고리를 합친다고 해도 질량비는 고작 0.003%밖에 되지 않는다. 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. 은하수
은하의 나선 팔 중 하나에 있는 지구의 위치에서 볼 때, 은하수는 밤하늘에 천구를 아치형으로 가로지르는 흰 빛의 흐릿한 띠 모양으로 보인다. 그 빛은 별과 은하면 안에 있는 다른 물질들로부터 유래한다. 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. 중세의 우주론
갈릴레오는 자신이 직접 만든 망원경으로 여러 가지 관측을 하였다. 그 당시의 일반적 견해는 달은 불투명하고 딱딱하며 매끈한 데다 밝게 빛난다는 것이었는데, 1609년 갈릴레오는 그 장비로 달의 표면이 완전하게 매끄러운 구가 아니라 분화구가 있으며, 산맥들이 있다는 사실을 발견하였다. 또한 그는 은하수가 수없이 많은 별들로 이루어져 있다는 사실을 발견하였다. 이러한 발견들은 1610년 3월에 출판된 "별들의 소식(Siderius Nuncius)"에 실려 있다. 별이 빛나는 밤
몇몇 천문학자들은 이 작품의 별들이 실제 밤하늘의 별들이라고 설명한다. 당시 양자리의 별들과 금성, 그리고 달이 그림처럼 위치할 수 있다고 한다. 또 일부에서 이 그림에 나타난 11개의 별은 고흐가 성서 창세기 37장에 나오는 ‘열한 별’에서 영감을 얻은 것이라고 주장한다고 한다. 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. 마젤란 흐름
성단의 계층적인 흐름으로 보면, 은하는 오랜 시간 동안 작은 은하들의 충돌에 의해 생겨났다. 이런 충돌들은 지금까지도 은하수에서 계속되고 있고, 작은 은하들은 잡아먹히고 있다. 가장 잘 알려진 이런 은하들은 병합이 마젤란 흐름이다. 마젤란 흐름은 마젤란 은하 사이 중성가스구름으로써 1972년 워너와 워릭슨에 의해 밝혀졌다. 그리고 마젤란 성운사이의 관계는 메튜슨의 의해 1972년에 밝혀졌다. 1965년에는 이례적인 속도의 가스 구름이 이 지역에서 알려졌지만 그 가스는 아직까지 지도에는 없던 것이었고 MCs와의 연관성은 아직 없었다. 그 가스는 아주 오랫동안 보였으며 대략 55kpc의 아주 먼 거리에 있다. 속도 범위는 -400 km/s부터 400 km/s 로 매우 넓으며 다른 은하의 속도 패턴을 따르지 않고 있다. 은하
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름()에서 만들어 진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하()라고 부른다. 그런데 이렇게 계속 빨리 별을 만들다 보면, 은하는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 금방 소진해버리게 된다. 따라서 이러한 폭발적 별 생성은 오래 지속될 수는 없고, 은하의 나이보다 훨씬 적은 약 천 만년 정도만 지속된다. 이러한 폭발적 별생성 은하은 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며, 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다.
폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다. 안드로메다 은하
페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 그의 964년 경의 저서 "항성에 관한 책"에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름("Little Cloud")으로 표시하였다. 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다. 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 구상성단
은하헤일로에서 발견되는 구상성단은 은하원반에서 발견되는 산개성단과 비교하여 별이 상당히 많고 또 훨씬 늙은 별들로 이루어져 있다. 구상성단은 제법 흔한 천체로서, 현재까지 약 150개 ~ 158개 의 구상성단이 우리은하에서 발견되었다. 또한 10개 ~ 20개 정도가 아직 발견되지 않았을 가능성이 있다. 큰 은하일수록 구상성단도 많을 것으로, 안드로메다 은하는 500개 정도의 구상성단을 가지고 있을 것으로 생각된다. 은하단의 중심에 자리잡은 거대타원은하, 예컨대 메시에 87 같은 것은, 13,000 여개의 구상성단을 거느리고 있다. 이 구상성단들은 반지름 40 킬로파섹(약 131,000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다. 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. 주요 은하 목록
주요 은하 목록 (, PGC)은 1989년에 발표된 천체 목록으로, 73,197개의 은하에 관한 교차식별(cross-identification)과 B1950 및 J2000 적도 좌표계를 수록하고 있다. 40,932 개의 좌표(56%)는 10"보다 작은 표준편차를 가진다. 38 개의 가장 유명한 자료들을 통해서 총 131,601 개의 천체가 주요 은하 목록에 수록되었다. 각 천체에 관한 평균 자료는 다음과 같이 주어질 수 있다.PGC 2555 (메시에 32, NGC 221, 아르프 168)는 안드로메다자리 방향으로 약 265만 광년 떨어져 있는 왜소타원은하이다. 이 은하는 유명한 은하인 안드로메다 은하의 위성은하 중 하나로, 1749년 기욤 르 장띠가 발견하였다. 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. 은하
초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가 하는 것은 천문학의 오래된 연구 주제 중의 하나이다. 과거에는 에겐·린덴벨·샌디지(Eggen·Lynden-Bell·Sandage) 세 사람이 주장한 "위에서 아래로"(top-down)의 은하형성 모형과
설과 찐(Searle·Zinn)이 주장한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이
경쟁했었는데, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 은하들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 은하들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"(bottom-up)의 은하 형성 모형이 널리 받아 들여지고 있다. 외계 행성
초창기 발견된 외계 행성들은 어머니 별 바로 옆을 도는 매우 무거운 행성들이 대부분이었다. 천문학자들은 이러한 뜨거운 목성의 존재에 놀랐는데 그 이유는 기존의 행성 탄생 이론은 우리 태양계의 목성, 토성처럼 별에서 멀리 떨어진 곳에서 무거운 천체가 태어난다고 설명해 왔기 때문이다. 그러나 결국 비슷한 뜨거운 목성들이 계속 발견되었으며 지금 이런 뜨거운 목성들은 외계 행성 중 적은 수가 아님이 확실해졌다. 1999년에 안드로메다자리 웁실론은 두 개 이상의 행성을 거느린 항성에 그 이름을 최초로 올렸다. 다른 다행성계가 이후 계속 발견되었다. 천문학
분광학과 사진술 같은 새로운 기술의 발전으로 천문학에 획기적인 발전이 이루어졌다. 프라운호퍼는 1814–15년에 태양의 스펙트럼에서 약 600여개의 어두운 띠를 발견하였는데, 이는 1859년에 키르히호프에 의해 각기 다른 원소들 때문에 생긴다는 것이 밝혀졌다. 분광학을 다른 별들에 적용함으로써, 별들이 태양과 같은 천체이며, 다만 온도, 질량, 크기가 다른 것이라는 사실이 정립되었다. 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. 안드로메다 은하
1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리은하와 나선성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부의 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리은하의 티끌성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미한다. 에드윈 허블은 1925년에 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다. 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. 구상성단
발견된 구상성단의 수는 계속 늘어나서, 1915년에 83개, 1930년에 93개, 1947년에 97개에 이르렀다. 현재까지 우리은하에서 152개의 구상성단이 발견되었고, 추측되는 전체 수는 180 ± 20개 정도일 것으로 생각된다. 아직 발견되지 못한 구상성단들은 은하수의 가스와 먼지 뒤에 가려져 있을 것이다. 은하수
페르시아의 천문학자인 Abū Rayhān al-Bīrūnī(973-1048)는 은하계가 셀 수 없이 많은 성운상 별들의 집합이라고 말했다. 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. 태양계
우리 태양계와 마찬가지로 다른 항성 주위에도 행성계가 형성되어 있다. 이들 행성계를 구성하는 외계행성(外系行星, 태양계 밖에 존재하는 행성)은 1990년대부터 발견되기 시작하여, 2013년 4월 기준으로 880개가 넘는 행성이 발견되어 있다. 지금까지 발견된 대부분의 외계 행성은 목성과 비슷하거나 그 이상의 질량을 지니고 있다. 게자리 55는 최소 5개의 행성을 거느리고 있으며, 이외에도 많은 항성이 2개 이상의 행성을 거느리고 있다. 지구형 행성은 질량이 작기 때문에 발견된 사례가 드물지만, 관측 기술이 정교해지면서 지속적으로 발견될 것으로 여겨진다. 우주에서의 지구의 위치
우주에서 지구의 위치에 대한 지식은 근 400년 동안 망원경 관찰로 축적된 자료에 바탕이 되었고 20세기에 들어서 기하급수적으로 팽창하였다. 초기에는 맨눈으로 볼수있는 행성들과 고대의 행성들로 만들어진 지구 위주의 지구중심설이 거론되었지만, 17세기에 들어서 태양중심설이 받아들여지고 윌리엄 허셜을 포함한 다른 과학자들의 관측으로 인해 태양은 디스크 모양의 방대한 은하 사이에 존재하는 수많은 항성들 중 하나인 것을 밝혀냈다. 20세기에는 나선 은하의 관측으로 인해 우리 은하는 팽창하는 우주안에 존재하는 수십억 개의 은하 중 하나일 뿐인 것을 밝혀냈으며 두 가지 부류인 은하단과 초은하단으로 나뉘었다. 21세기에 들어서는 초은하단이 복잡한 은하 필라멘트와 초공동으로 형성되면서 관측 가능한 우주의 구조에 대한 지식이 더욱 정확하고 확실해지고 있다. 초은하단, 은하 필라멘트와 초공동은 아마도 우주에서 가장 크고 일관성있는 구조일 것이다. 커다란 규모에서는 (1000 메가파섹 이상) 우주가 균질적으로 변하며 모든 구성원들은 평균 밀도, 구성, 구조가 같아진다. 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. 은하수
원반이 어떤 파장에서 시야를 보기 어렵게 하는 가스와 먼지를 함유하는 반면, 회전타원체 구성물은 그렇지 않다. 활동적인 별의 형성은 원반, 특히 고밀도 지역인 나선 팔 안에서 잘 일어난다. 하지만 헤일로 안에서는 일어나지 않는다. 산개성단 또한 원반에서 주로 발생한다.
최근의 발견들은 우리은하계의 구조에 대한 지식을 더한다. 안드로메다은하(M31)의 원반이 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 멀리 뻗어있다는 발견과 함께, 우리은하의 원반도 더 멀리까지 뻗어있을 수 있다는 가능성이 제기되었다. 그리고 이것은 최근 백조 팔(Cygnus Arm) 바깥의 연장된 팔을 발견함으로써 뒷받침되었다. 궁수자리 왜소 타원은하의 발견과 함께, 그것과 우리은하와의 상호작용으로 생성된 은하 파편의 띠를 발견하였다. 유사하게, 큰개자리 왜소 은하의 발견과 함께, 우리은하와의 상호작용으로 만들어진 은하 파편의 고리가 은하 원반을 둘러싼다는 것을 알아냈다. 은하수
전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이고, 2천억에서 4천억개의 별들이 포함되어있는 것으로 추정된다. 또 그것들이 모두 합쳐진 완전한 실시등급은 -20.9등급으로 생각된다.
은하의 중심에서 바깥쪽으로 돌출된 은하의 원반은 70,000에서 100,000광년 사이의 지름을 갖는다. 예전에는 태양이 중심부에서 35,000광년만큼 떨어져있을 수 있다고 생각했으나, 현재에는 태양에서 은하 중심까지의 거리를 26,000 ± 1,400광년으로 본다. 은하
이렇게 최초로 생성된 은하들은 최근에 들어서 관측되기 시작했다. 예를 들면, 2006년에 발견된 IOK-1이라고 불리는 은하는 아주 큰 적색편이(z=6.96)를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 후 불과 7억5천만년에 해당한다.
현재(2012년 5월) 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사()는 적색편이가 z=7.085이다.
이러한 원시은하의 존재는 그 것들이 소위 암흑시대 동안 성장해 왔음을 시사한다. 오르트 상수
1920년대, 천문학자들은 밤하늘에서 보이는 구름 같은 산만한 천체들이 우리 은하 너머에 존재하는 별들의 집합이라는 것을 알게 되었다. 이 "외부 은하"들은 타원형인 것에서부터 원반형인 것까지 다양한 형태를 가지고 있었다. 은하수를 보면 별빛이 집중된 띠의 형태를 확인할 수 있는데, 이는 우리 은하는 원반형 구조를 가지고 있다는 증거가 된다. 하지만 우리 은하 안에서 우리 태양계가 어디에 위치하고 있는지를 결정하는 것은 어려운 문제였다. 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). 항성
초신성을 제외하면 인류가 알고 있는 별의 대부분은 우리 은하 내 국부 은하군 및 우리 은하 내 관측이 가능한 부분들(성표에서 다루고 있다.)에 속해 있다. 그러나 지구에서 1억 광년 정도 떨어진 곳에 있는 처녀자리 은하단 내 M100의 별 몇몇이 관측되기도 했다. 현재 망원경 수준으로 국부 초은하단 내 성단과 수억 광년 떨어진 곳에 있는 국부 은하군 내 개개의 별을 관측하는 것은 가능하다.(세페이드 변광성 참조). 그러나 국부 초은하단 너머에 있는 별 및 성단을 낱낱이 보는 것은 불가능하다. 그러나 최근 10억 광년 정도 떨어진 거리에 있는 거대 성단을 촬영하는 데 성공했다. 이 성단은 수백 개에서 수천 개의 별이 뭉쳐 있다. 이 성단은 이전에 관측되었던 가장 먼 성단보다 열 배 먼 곳에 있다. 고래 은하
고래 은하는 폭발적 항성생성 은하이며, 별과 성운으로 형성되었다. 이 은하를 수소 이온(원자) 와 별이 폭발적 항성생성 은하로 되게 하였다. 수소는 별이 빛을 내는 데 사용되는 주된 연료이기 때문에 수소 원자(이온)이 많으면 별도 많이 태어나는 것이다. 이것은 베이비 붐 은하도 마찬가지로 적용된다. 이 은하는 오랜 시간 동안 질량이 큰 별이 많이 있었다. 그래서 오래전에는 많은 초신성이 폭발하였다. 그래서 많은 초신성이 폭발한 것은 NGC 4631 안에 있는 질량이 큰 별 때문에 그런 것이다. 이 은하는 '강한 바람'이라 불리는 엑스선이 많이 방출되며, 그래서 이 은하를 분광기로 보면 엑스선 선 스펙트럼이 나타난다. 머리털자리
많은 수의 은하계를 찾아볼 수 있다. 이 중에는 7개의 메시에 천체가 포함되어 있다.
머리털자리 은하단은 처녀자리 은하단의 북쪽에 놓여 있다. 이들은 처녀자리 은하단보다 훨씬 멀어 약 2억 3천만 ~ 3억 광년 정도 떨어져 있다. 꽤 큰 은하단으로, 약 1천 개의 대형 은하계와 3만 가까이 추정되는 작은 은하계를 포함한다. 1957년의 프릿츠 츠뷔키(Fritz Zwicky)는 19등급보다 밝은 29,951개의 은하계를 확인하였다. 이들 중 어느 정도는 배경의 먼 천체들일 것이라고 해도 전체 은하의 숫자는 꽤 크다. 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. 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. 은하
은하들의 진화는 은하간 상호작용과 충돌에 의해 크게 좌우된다. 비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습들 띄었다.
이러한 은하간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 조석력 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석꼬리()라고 하는 일련의 구조가 만들어 진다. 이러한 예로서는 NGC 4676이나 더듬이 은하()가 있다.
다른 예로는 현재 약 130 km/s의 속도로 서로 가까워지고 있는 우리은하와 안드로메다 은하가 있다. 아마 60억년 정도가 지나면, 아마 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 과거에 우리은하가 안드로메다 같이 큰 은하와 충돌했었다는 증거는 없지만, 우리은하가 다른 작은 왜소은하들과 충돌하거나 잡아먹었다는 연구 결과는 계속해서 늘어나고 있다.
하지만 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 이렇게 비슷한 질량을 가진 은하의 충돌은 점점 적어지며, 현재 우주에서 실제로 이러한 큰 규모의 상호작용은 매우 드물게 일어난다. 따라서 현재 가장 밝고 무거운 은하들은 주로 먼 과거에(약 100억년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다. 명왕성
1930년에 미국의 클라이드 톰보가 처음으로 발견했으며, 2006년까지 태양계의 9번째 행성으로 인정됐었다. 하지만 명왕성과 비슷한 타원궤도를 도는 유사 천체들이 잇따라 발견되면서, 명왕성이 행성으로 적합한가에 관한 논란이 발생했다. 2005년에 발견된 왜행성 에리스는 당시 명왕성보다 질량이 27% 정도 더 큰 것으로 파악되었다. 즉 명왕성이 태양계 외곽의 여러 얼음 천체들 중 하나에 불과하다는 것이 밝혀졌다. 그래서 명왕성 하나만 행성으로 분류할 수는 없다는 의견이 나왔고, 카론, 명왕성, 세레스 등을 모두 행성으로 분류할지 아니면 모두 제외할지에 대한 논의가 이루어졌다. 결국 국제천문연맹은 2006년 8월 24일 총회에서 행성의 기준을 새로 정하면서 명왕성, 에리스, 세레스 등을 함께 묶어 왜행성 및 명왕성형 천체라는 새로운 분류에 집어넣었다. 미국을 비롯한 일부 과학자들은 명왕성이 여전히 행성으로 분류되어야 하며 새로 발견된 천체들도 행성으로 인정해야 한다고 주장하기도 하지만, 명왕성은 현재 왜행성으로 분류되어 134340이라는 식별 번호가 붙어있다. 은하팽대부
은하의 느리고 꾸준한 진화인 영구진화는 많은 수의 팽대부의 형성의 원인일 것이다. 이것이 사실이라면 그 많은 은하들이 병합을 겪지 않았음을 의미하게 되며, 파괴되기 쉬운 원반의 형성 문제를 해결할 수 있다. 따라서 이는 은하의 형성 및 진화에 관한 현재 이론이 지난 수십억 년 간 있었던 병합 횟수를 실제보다 굉장히 많이 상정했다는 것을 의미한다. 비엘라 혜성
두 혜성 모두 이후의 근접일인 1859년, 1865년, 1872년에 관측되지 못했다. 하지만 1872년 11월 27일, 거대한 유성우(시간당 3천 개)가 9월 즈음에 혜성이 나타날 것이라고 예상되었던 지점에서 쏟아져 내렸다. 11월 27일은 지구가 혜성의 궤도와 만날 때의 위치이다. 이 유성우는 안드로메다자리 유성우 또는 비엘라 유성우로 불리며, 비엘라 혜성으로 인하여 형성되었다고 추측된다. 유성우는 19세기 내내 매우 밝게 보였지만, 지금은 어두워진 상태이다. 두꺼운 원반
두꺼운 원반(thick disk)은 우리은하를 비롯한 많은 은하들에서 발견되는 은하 구조 요소이다. 1983년 길모어와 레이드가 쓴 논문에서 처음 제기되었다. 은하평면 위로 1 ~ 5 킬로파섹(3.3 ~ 16.3 광년) 정도의 항성개수밀도에 해당하며, 나이가 많은 별들로 이루어져 있다. 두꺼운 원반은 원반을 구성하는 별들의 화학적 조성이나 운동학적인 면에서도 얇은 원반과는 구분된다. 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.