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.
블랙홀
1915년, 알베르트 아인슈타인이 일반상대론을 고안하여 중력이 빛의 운동에 영향을 미침을 보였다. 불과 몇 개월 뒤, 카를 슈바르츠실트가 점질량과 구질량의 중력장을 기술하는 아인슈타인 방정식의 해를 구하였다(슈바르츠실트 계량).[12] 슈바르츠실트로부터 또 몇 개월 뒤, 헨드릭 로런츠의 지도학생인 요하네스 드로스터가 슈바르츠실트와 독립적으로 점질량에 대한 동일한 해를 구하였고, 그 성질을 보다 광범하게 기술하였다.[13][14] 이 해는 아인슈타인 방정식의 일부 항이 무한대가 되는 특이점을 가지는 특이행동을 보이는데, 이것을 오늘날 슈바르츠실트 반경이라고 부른다. 이때까지만 해도 이 표면의 성질은 확실하게 이해되지 않았다. 1924년, 아서 에딩턴이 좌표계의 수정을 통해(에딩턴-핀켈스타인 좌표계) 특이점을 없앨 수 있음을 보였으나, 이것이 슈바르츠실트 반경의 특이점이 비물리적 좌표 특이점이라는 것을 의미한다는 것은 1933년에야 조르주 르메트르가 밝혀내었다.[15] 한편 아서 에딩턴은 1926년 저서에서 어떤 별이 슈바르츠실트 반경 이하의 크기로 짜부라들 가능성에 대하여 다음과 같이 논하였다. 아인슈타인의 이론은 베텔게우스 같은 거대한 별들이 무지막지한 밀도를 가지는 것을 불가능하게 한다. 이유인즉 “반경 2억 5천만 킬로미터의 항성은 태양만큼 높은 밀도를 가질 수 없다. 우선 중력이 너무 커져서 빛이 그 별에서 탈출할 수 없을 것이며, 마치 지구로 되떨어지는 돌처럼 빛살이 별로 되떨어지게 될 것이다. 둘째로 스펙트럼선의 적색편이가 너무 커서 스펙트럼이 소멸할 지경으로 편이할 것이다. 셋째로 질량이 너무 큰 만큼 시공간에 대한 왜곡도 크게 발생하여 공간이 별을 아물어 숨겨 버릴 것이다."[16][17]
메시에 천체
목록의 첫판에서는 M1에서 M45까지 45 개의 천체가 공개되었다. 메시에가 최종적으로 출판한 총 목록에서는 103 개의 천체가 포함되었다. 그러나 목록은 메시에와는 독립적인 생을 살았다 할 수 있는데, 그 이유는 메시에와 메셍이 자신들의 목록 외의 혜성상 천체에 관해 간접적으로 알게된 것 중 일부를 기록한 기록물을 통해 다른 천문학자들이 목록에다 천체를 추가했기 때문이다. 그러한 최초의 추가 작업은 1921년 니콜라 카미유 플라마리옹으로부터 이루어졌는데, 그는 1781년 출판본에서 메시에의 각주를 발견하여 메시에 104를 추가하였다. M105에서 M107까지는 헬렌 소이어 호그가 1947년에 추가하였고, M108과 M109는 1960년 오웬 진저리치가, M110은 케네스 글린 존스(Kenneth Glyn Joens)가 추가하였다. M102는 메셍이 발견하여 그 기록을 메시에에게 전달한 것이다. 후에 메셍은 이 천체가 존재하지 않으며, 단순히 M101에 관한 재관측이었음을 스스로 인정하였다. 일부 자료에서는 M102의 정체로 NGC 5866 은하를 언급하기도 한다.
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.
마차부자리 엡실론
요한 프리치는 1821년 관측을 통해 엡실론이 변광성임을 처음으로 알아냈다. 독일 수학자 에두아르트 하이스와 프러시아 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 1842년부터 1848년까지 매년 이 별을 연구했다. 하이스와 아르겔란더 모두 1847년까지 엡실론의 밝기가 크게 감소한 것을 관측자료를 통해 알아냈으며 그 시점에서 이 별은 두 사람의 집중 관측 대상에 올라갔다. 이후 엡실론은 두드러지게 밝아졌으며 9월에는 '원래 밝기'로 복귀하였다. 관측 자료가 누적되면서 알마즈는 긴 주기에 걸쳐 밝기가 약해지는 현상뿐 아니라 짧은 주기에 걸친 밝기 변동도 보여줌을 알아냈다. 이후 식(蝕) 현상은 1874년부터 1875년 사이에 일어났고 약 30년 후 1901년부터 1902년 사이에 또 발생하였다.
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.
섀플리 초은하단
1930년, 하버드 대학교 천문대의 할로 섀플리와 동료들은 남아프리카 공화국 블룸폰테인의 보이든 천문대에서 24인치 부르스 망원경(굴절 망원경)을 이용하여 남반구 하늘을 조사하기 시작했다. 1932년, 섀플리는 은하들을 찍은 관측판을 보던 도중 특정 지역에서 남반구 1/3에서 겉보기등급이 18배 정도나 더 밝아 보이는 76,000개 정도의 은하를 발견했다. 이 데이터 중 일부는 나중에 우주에서 은하 밀도를 알아내고 은하계 지도를 그리자는 목적의 하버드 은하계 조사에서 일부 알려졌다.
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.
센타우루스자리 A
센타우루스자리 A 은하는 특이한 형태를 갖고 있다고 할 수 있다. 지구에서 보면, 이 은하는 렌즈형 은하 또는 타원 은하가 먼지 띠와 겹쳐있는 것처럼 보인다.. 이 은하계의 특이한 점은 1847년에 허셸에 의해 처음 인식되었고, 《특이 은하 지도(Atlas of Peculiar Galaxies)》(1966)에 먼지의 흡수와 함께 "교란된" 은하의 대표적인 예로서 수록되었다.. 은하계의 특이한 형태는 일반적으로 두 개의 작은 은하의 합병에 의한 것으로 여겨지고 있다.
태양중심설
이 후 망원경을 고안한 갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei 1564.2.15 ~ 1642.1.8)의 관찰로부터 코페르니쿠스 체계를 뒷받침할만한 증거들이 발견되었다. 망원경을 통해 하늘에는 무수히 많은 별이 있다는 것, 별들의 크기가 육안으로 보았을 때보다 훨씬 작다는 것을 발견하였다. 이것은 별들의 거리가 시차가 관측되지 않을 만큼 멀리 떨어져 있다는 것을 의미한다. 또한 망원경을 통해 본 달의 표면이 지구의 표면과 비슷하고, 태양에서도 움직임이 불규칙한 흑점이 있다는 것을 관찰하면서 완전한 것으로 여겨졌던 천상계가 불완전한 지상계와 다르지 않다는 것을 알게 되었다. 무엇보다도 주기적으로 바뀌는 금성의 크기와 밝기를 관측한 것은 코페르니쿠스 체계에 대한 강력한 증거가 되었다. 이후 아이작 뉴턴(Isaac Newton 1642?1643?~ 1727)의 만유인력에 바탕을 둔 궤도해석과 제임스 브래들리 (James Bradley 1693.3 ~ 1762.7.13) 의 광행차 발견(1727), 프리드리히 베셀(Friedrich Wilhelm Bessel 1784.7.22 ~ 1846.3.17)등의 연주시차의 검증(1838)에 의하여 태양중심설은 확고한 것이 되었다.
에드먼드 핼리
1675년, 핼리는 그리니치 천문대의 왕립 천문학자였던 존 플램스티드의 조수가 되었다. 그는 1676년 옥스퍼드를 떠나 남대서양에 있는 세인트헬레나 섬을 방문하여 망원 조중기를 가진 커다란 육분의를 이용하여 관측을 한 후, 남반구의 별들을 목록화하였다. 세인트헬레나 섬에 있는 동안, 핼리는 수성의 태양면 통과를 관측하였고, 금성의 태양면 통과를 이용하면 태양계의 확실한 크기를 결정할 수 있음을 깨달았다. 1678년 5월, 그는 영국으로 돌아왔다. 그 다음 해 그는 폴란드의 그단스크로 가서 분쟁을 해결하기 위해 왕립학회를 지지하였다. 천문학자 요하네스 헤벨리우스가 망원경을 사용하지 않은 채 열린 시야에서 별들을 관측하여, 로버트 훅이 그의 관측 결과에 의문을 가지며 분쟁이 생겨난 것이다. 핼리는 헤벨리우스와 함께 지내며 헤벨리우스의 관측 결과의 질을 관찰하고 입증하였다. 같은 해, 핼리는 세인트헬레나 섬에서 관측했던 결과를 341개 남반구 별들의 정보를 포함한 《남반구 천체 목록》을 출판하였다. 그는 국왕의 권고로 옥스퍼드 대학교의 석사 학위를 받았고, 왕립 학회의 특별 회원으로 선출되었다. 이것은 최초의 남쪽 하늘의 별들에 대한 정확한 목록이었고, 또한 최초의 망원경을 이용한 별 측량이었다. 존 플램스티드는 핼리를 ‘남쪽의 티코’라고 불렀다.[1]
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.
점성술의 행성
그리스의 그리고 다른 가장 초기의 천문학자들에게 있어서 그 무리는 지구를 제외하고 그 육안으로 식별 가능한 다섯 행성을 의미했다. 엄밀히 "행성"(行星, planet)이라는 용어는 이 다섯 개의 객체에게만 적용었음에도 불구하고, 이 용어는 나중에 특히 중세 때 태양과 달(때때로 "발광체(發光體, Light)들"이라고 함.[1])을 포함하여 총 일곱 행성으로 정해져 범위가 넓어졌다. 오늘날 점성가들은 이 정의를 유지한다.
항성
윌리엄 허셜은 밤하늘 항성의 분포 상태를 측정한 최초의 천문학자이다. 1780년대 그는 600개에 이르는 방향을 기준으로 삼고, 각 구역 내 시선 방향을 따라 관측한 별의 수를 세었다. 이 방법으로 그는 별의 밀도가 우리 은하 중심 방향으로 갈수록 증가한다는 사실을 발견했다. 윌리엄 허셜의 아들 존 허셜은 아버지의 연구를 물려받아 남반구 하늘에서 같은 작업을 수행했고, 남반구에서도 은하 중심 방향으로 갈수록 별이 많아짐을 알아냈다.[13] 또 윌리엄 허셜은 몇몇 별은 시선 방향과 일치하게 자리 잡지 않으며 동반 천체를 거느리는 쌍성 구조를 지님을 발견하였다.
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.
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.
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.
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.
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
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.[14] 그러나 근대적인 항성 분류의 틀은 1900년대 미국 천문학자 애니 점프 캐넌이 확립했다.
태양계
수천 년 동안 인류는 (몇몇 주목할 만한 예외가 있지만) 태양계의 존재를 인식하지 못하였다. 그들은 지구가 우주의 중심에 있고 움직이지 않으며, 하늘에서 움직이는 다른 천체와는 절대적으로 다른 존재라고 믿었다. 인도의 수학자이자 천문학자인 아리아바타와 고대 그리스의 철학자 사모스의 아리스타르코스가 태양 중심의 우주론을 추측하기도 했지만[1], 태양중심설을 최초로 수학적으로 예측한 사람은 니콜라우스 코페르니쿠스다. 17세기에는 그 계승자 요하네스 케플러, 갈릴레오 갈릴레이, 아이작 뉴턴이 물리학에 대한 이해로 지구가 태양 주위를 움직이고, 행성은 지구를 제어하는 힘과 같은 힘으로 제어된다는 생각을 수용하였다. 좀 더 최근에는, 망원경 기술이 발달하고 무인 우주선을 사용할 수 있게 됨으로써, 다른 행성의 산맥이나 크레이터 등과 같은 지질학적 현상과 구름, 모래폭풍, 만년설 같은 기상학적 현상을 조사할 수 있게 되었다.
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.
에이벨 목록
부유은하단 2,712개를 수록하는 본래 목록은 조지 O. 에이벨 (1927-1983)이 1958년 캘리포니아공과대학에서 연구하던 때에 발표한 것이다. 에이벨의 Ph.D 학위논문의 일부였던 이 목록은 팔로마 전천탐사 (POSS)의 적색 103a-E 건판을 육안검사할 때 마련되었다. 그는 POSS 주요 관측자의 일원이었다. 같은 주요 관측자였던 A. G. 윌슨이 탐사 초기 단계에 POSS에서 만들어진 건판들을 일상적으로 검사하면서 에이벨을 도왔다. 에이벨은 탐사 목록을 완성한 이후에도 건판을 다시 검토하여 더욱 상세하게 검사했다. 그가 POSS와 북부 탐사를 조사할 때 사용했던 것은 3.5배율 렌즈였다.
카스토르
1678년 이탈리아 천문학자 조반니 도메니코 카시니가 카스토르가 하나의 별이 아니라 두 개의 별로 분리되어 있음을 처음 발견했으며 1718년 영국 천문학자 제임스 브래들리가 이를 검증하였다. 1896년 아리스타크 벨로폴스키가 풀코보 천문대에서 카스토르 B가 분광쌍성임을 발견했다. 1904년 미국 천문학자 헤버 도스트 커티스는 릭 천문대에서 카스토르 A가 쌍성임을 알아냈다. 이후 알프레드 해리슨 조이와 로스코 프랭크 샌포드는 1916년부터 1926년까지 10년 관측 끝에 카스토르 C가 A, B와 같은 시차와 고유운동을 보이는 항성계 구성원임을 발견해 냈다. 이들은 1916년 C 자체가 다시 분광쌍성임도 검증해 냈다.
천문학사
통계 천문학의 원조는 윌리엄 허셜이다. 그는 1784년 항성의 광도의 천구면 분포를 통계로 나타내어 은하계의 형상을 추정하였고, 1783년에는 근거리 항성의 고유 운동을 통계로 나타내어 태양의 공간 운동을 확인했다. 1918년 미국에 대형 망원경이 설치되어 관측 가능 범위가 증대되고, 외은하계(外銀河系)의 자료가 집적되어 은하의 모습을 상상할 수 있게 되었다. 이들을 관측하는 데에 필요한 것은 대형 망원경 외에 1850년경 이후 개발된 천체 사진술이었고, 우주 구조론에 도움이 되는 기초 이론은 1915년에 발표된 상대성 이론이었다.
이오 (위성)
이오의 발견을 최초로 공표한 사람은 갈릴레오 갈릴레이로, 1610년 1월 7일 파도바 대학교에서 20배율 굴절 망원경을 사용하여 관측했다. 그러나 이 관측에서 갈릴레이는 망원경의 성능이 낮았던 탓에 이오와 유로파를 하나의 천체로 인지했고, 둘을 하나의 광점으로 기록했다. 바로 다음날 1610년 1월 8일 갈릴레이는 목성계를 다시 관측하여 이오가 유로파와 분리된 천체임을 알아냈다.(국제 천문 연맹은 이 날을 이오가 발견된 날로 인정한다.) 갈릴레이는 1610년 3월 이오와 나머지 목성의 위성들의 발견 사실을 "Sidereus Nuncius" 제목으로 출판했다. 시몬 마리우스는 1614년 그가 출판한 저작 "Mundus Jovialis"에서 본인이 이오를 포함한 목성의 위성들을 갈릴레이의 발견일보다 일 주일 먼저 1609년에 발견했다고 주장했다. 갈릴레이는 이 주장을 의심했고 마리우스가 자신의 발견을 표절한 것으로 취급하여 무시했다. 사실 마리우스의 최초 발견일인 1609년 12월 29일은 율리우스력으로 이는 갈릴레이가 사용한 그레고리력으로는 1610년 1월 8일에 해당된다. 둘의 발견일은 같지만 마리우스보다 먼저 발견을 공표한 갈릴레이가 이오의 발견자로 인정받는다.
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.[5] 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.[6] 로마에 있는 동안 그는 린체이 아카데미(Accademia dei Lincei)의 회원이 되었다.[7]
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.
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.
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.
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.
신판일반목록
성운 및 성단에 관한 신판일반목록() 또는 신판일반목록(新版一般目錄, 줄여서 NGC)은 천문학에서 유명한 심원천체 목록으로, 1888년 존 루이스 에밀 드레이어가 존 허셜의 "성운 및 성단에 관한 목록"의 새로운 판으로 작성한 것이다. NGC는 7,840 개의 천체를 포함하는데, 목록에 포함된 천체들은 NGC 천체()로 알려져 있다. NGC는 예를 들면 은하에만 국한된 것이 아닌, 모든 유형의 심원천체를 포함하기 때문에 가장 포괄적인 목록 중 하나이다. 드레이어는 NGC에 대한 두 부록을 출간하였는데, 그 부록들은 색인목록()으로 알려져 있다. 첫판은 1,520 개의 천체가 수록되어 1895년에 발표되었으며, 두판은 3,866 개의 천체가 수록되어 1908년에 발표되었다. 두 목록에 포함된 총 5,386 개의 천체들은 IC 천체()라고 한다.
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.
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(bulge)가 나타난다. 은하 중심의 블랙홀은 비록 은하 전체에 비해 크기는 작지만, 은하의 별생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다.[71] 이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다.[72]
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.
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.
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.
은하
인류가 처음으로 관측한 우리은하 밖의 은하는 안드로메다 은하(M31)이다. 10세기에 페르시아 천문학자인 알 수피(Abd al-Rahman al-Sufi)가 처음으로 안드로메다 은하를 관측하고, 이를 '작은 구름'같다고 서술한 기록이 남아 있다.[17] 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.[18][19]
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.
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.
항성
일반적으로 항성은 모습이 거의 변하지 않지만 중국 천문학자들은 새로운 별이 나타나는 것을 알아냈다.[9] 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.[10] 브루노의 주장은 고대 그리스의 철학자 데모크리토스나 에피쿠로스가 이미 언급한 적이 있다.[11] 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.[12]
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.
안드로메다 은하
안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. (전파천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파천문학 연구집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파지도가 만들어졌다. 2C 전파천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다. 2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다. 이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다.
천왕성
천왕성(天王星, Uranus)은 태양에서부터 일곱번째로 떨어져 있으며 세 번째로 반지름이 크고 네 번째로 질량이 큰 태양계의 행성이다. 영어 이름 '우라노스(Uranus)'는 크로노스의 아버지이자 제우스의 할아버지인 그리스의 신 우라노스에서 따온 것이다.() 이 행성은 기존의 다섯 행성들처럼 맨눈으로 볼 수 있음에도 불구하고 하늘에서 매우 느리게 움직이는데다 매우 어둡기 때문에 그 존재가 오랫동안 인류에게 밝혀지지 않았다. 천왕성은 여러 다른 천문학자들에게 맨눈으로 관측되기도 하였으나, 그들은 모두 천왕성을 어두운 별이라고 생각하였다. 천왕성의 최초 발견자로 불리는 윌리엄 허셜 경도 천왕성을 아주 큰 망원경으로 보고 동그란 모양이라는 점 때문에 처음엔 꼬리가 발달하지 않은 혜성인 줄 알았다고 한다. 그는 1781년 3월 13일 천왕성의 발견을 공식적으로 발표했으며 근대 천문학사에서 최초로 다섯 행성 너머로 태양계의 지평을 넓히는 업적을 남겼다. 천왕성은 맨눈이 아닌 기술망원경을 이용하여 발견한 최초의 행성이기도 하다.
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.
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.
은하
은하수의 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다.[15] 1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다.[16] 실제로는 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 섀플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.
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.[16] 하지만 나중에 천문학자들은 갈릴레오 자신을 기려 갈릴레이 위성이라고 새로 이름을 붙여주었다.
성운설
1734년 에마누엘 스베덴보리가 성운설의 일부 내용을 최초로 제기했다는 증거가 있다. 스베덴보리의 주장에 흥미를 느낀 이마누엘 칸트는 1755년 그의 가설을 보강하여 본인 저서 《보편자연사 및 천공 이론》("Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels")에 수록했는데 이 책에서 칸트는 기체로 된 구름(성운)은 천천히 회전하다가 중력 때문에 천천히 붕괴하여 평평한 모양이 되고 최종적으로 항성과 행성으로 진화 한다고 주장했다. 피에르시몽 라플라스는 칸트와 비슷한 모형을 독립적으로 1796년 본인 저서 《우주체계 해설》 ("Exposition du systeme du monde")에서 개발·제안했다. 라플라스는 태양은 원래 태양계 전체 공간을 채우는 뜨거운 대기 형태의 '원시태양성운'이었다고 주장했다. 이 성운은 차가워지고 수축하면서 납작해지고 점점 회전속도가 빨라졌다. 그 다음 기체로 이루어진 고리 여러 개가 본체로부터 떨어져 나왔으며 행성들은 이 기체 고리들이 뭉쳐서 만들어진 것이라고 주장했다. 라플라스의 모형은 칸트와 비슷했으나 보다 정교했으며 천체 크기는 더 작았다.
자연
한편, 이론 물리학은 빅뱅 이론으로 우주의 생성을 설명하고 있다. 빅뱅은 약 150억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 생성 되었다고 보는 이론이다. 1929년 에드윈 허블은 적색 편이를 관측하여 은하계가 서로 멀어지고 있으며 거리가 먼 은하계일 수로 멀어지는 속도가 빠르다는 사실을 관측하였다. 허블은 시간을 거꾸로 돌려 생각하면 과거의 은하계들은 서로 매우 가까운 위치에 있었을 것이므로 우주는 시간이 지남에 따라 계속하여 확장되고 있다고 생각하였으며, 이러한 가설을 바탕으로 최초의 우주가 매우 작고 뜨거운 상태였다는 빅뱅 우주론이 제안되었다. 최초의 우주가 매우 뜨거운 상태였다면 짧은 파장의 전자기 복사로 가득차 있었을 것이며 시간이 지나 우주가 팽창됨에 따라 전자기 복사 역시 파장이 길어져 우주 전역에서 관측되어야 한다.1964년 전파 천문학자들인, 아노 알런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 우주 배경 복사를 발견하여 빅뱅 이론을 뒷받침하였다. 그들은 1978년에 이 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.
대폭발
대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 이론적 고찰로부터 만들어졌다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하의 도플러 편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한 '성운'들이 과연 우리 은하 바깥의 '개별 은하'인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문이다.[9][10] 10년 뒤, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정식을 도출해낸다.[11] 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운 '성운'의 엄청난 거리는, 이러한 천체들이 결국엔 다른 은하였다는 것을 알려줬다. 1927년, 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭교회의 사제였던 조르주 르메트르는, 프리드만의 방정식만으로 성운들의 후퇴가 우주의 팽창에 기인하고 있음을 예견했다.[12]
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
1019년 천문학자 아부 라이한 알 비루니는 우리 은하를 성운 형태 항성이 뭉쳐서 이루어진 것으로 묘사했다.[8] 섬네일|100px|티코 브라헤
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.
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.
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.
항성
이탈리아 천문학자 제미니아노 몬타나리는 1667년 알골의 밝기가 변화하는 것을 기록으로 남겼다. 에드먼드 핼리는 지구 근처 ‘고정된’ 항성 한 쌍이 고유 운동을 보이는 것을 측정했다. 이 별들은 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르코스가 살던 시절의 자리로부터 일정량 이동했다. 항성까지의 거리를 직접 측정한 최초의 사례는 1838년 프리드리히 베셀이 시차법을 이용하여 11.4광년 떨어진 백조자리 61을 측정한 것이었다. 시차 관측법을 통해 항성과 지구 사이의 거리는 매우 멀다는 것이 밝혀졌다.[10]
대폭발
벨기에의 로마가톨릭 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 대폭발 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 "원시원자에 대한 가설"이라 불렀다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 단순화 가정(공간의 균질성과 등방성과 같은)을 기반으로 한다. 이것의 지배방정식은 알렉산드르 프리드만에 의해 공식화되었다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이와 비례하다는 것을 발견했다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 초단파 잡음이 난다는 사실을 발견했다. 이 초단파 잡음은 어떤 한 영역에서 나오는 것이 아니라, 우주의 모든 곳에서 발생했다. 이 초단파 잡음은 초기 대폭발에서 남겨진 복사 잡음으로 추정되고 있다.[2] 만일 현재 은하단들 사이의 거리가 점차 멀어지고 있다면, 과거에는 모두가 서로 가까이 모여있었을 것이다. 이러한 발상은 결국 극도로 밀집되고 극도로 뜨거웠던 시점이 과거에 존재했을 것이라는 추측으로 귀결되었고,[3][4][5] 이 이론과 비슷한 상황을 재현하고 확인하기 위해 커다란 입자 가속기가 만들어졌지만, 입자 가속기는 결국 이러한 고에너지영역을 조사하는 데 기능적 한계를 나타냈다. 대폭발 이론이 최초의 팽창 이후 우주의 일반적인 변화에 대해 설명해낼 수 있다 하더라도, 팽창 직후와 연관된 아무런 증거도 없이는 이러한 기본적인 상황에 대해 어떠한 입증도 할 수 없다. 우주를 통틀어 보이는 빛에 대한 관측 결과는, 대폭발 핵합성에 충분히 논리적으로 설명된 예측, 즉 우주 처음 몇 분 간의 급속한 팽창과 냉각 속에서 발생한 핵반응으로부터 형성된 빛에 대한 계산과 거의 맞아 떨어졌다.
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.
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.[9]
적색편이
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.[14][15] 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.[16] 이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.[17] 현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다.[18]
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[65] 설과 찐(Searle·Zinn)이 주장한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이[66] 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.
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.
우리은하
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8×1011[10][11][12], 눈에 보이지 않는 암흑물질 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9×1012으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다. 최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만광년까지 떨어져 있는 것으로 여겨지고 암흑물질 등, 은하를 이루고 있는 물질이 예상보다 많은 것으로 여겨지고 있다. 따라서 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5×1011이 나오며, 암흑물질까지 모두 합쳐 5×1012 (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다. 별의 갯수는 2천억~4천억개이며, 항성들을 모두 합친 질량은 4.6×1010~6.4×1010이며 평균 질량은 태양의 15%이다. 이는 우리 은하의 별의 대부분은 적색 왜성인 것이다.
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.
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.[63] 현재(2012년 5월) 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사(ULAS J1120+0641)는 적색편이가 z=7.085이다.[64] 이러한 원시은하의 존재는 그 것들이 소위 암흑시대 동안 성장해 왔음을 시사한다.[61]
처녀자리 A 은하
1781년, 프랑스의 천문학자 샤를메시에가 당시 그의 천체 목록의 천체 103개 중 한 개로 발견하여 그의 목록에 추가하였다. 메시에 목록은 1781년, 샤를 메시에가 목록 만들기에 시작하여 그가 죽기 전까지 103개의 천체 목록을 만들었다. 메시에 목록의 목적은 혜성과 혼동되는 천체를 알아내기 위해서이다. 이 메시에 목록의 천체들의 번호는 앞에 M이 붙고, 그 뒤에 번호가 붙는다. 즉, M87은 메시에 목록의 87번째 천체인 것이다. 1880년대에, 이 목록은 엔지시 목록에 4486번째 천체로 추가되었다. 엔지시 목록은 덴마크의 천문학자 존 루이스 에밀 드레이어 가 존 허셜의 관측 자료를 토대로 하여 만든 천체 목록으로, 7840개의 천체가 있다.
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.
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.
코페르니쿠스 혁명
독일의 천문학자인 케플러가 처음으로 저술한 책은 1596년에 출간된 《우주구조의 신비》였다. 25세의 젊은 나이에 쓰기에는 매우 호연지기적인 이 책의 주제는 코페르니쿠스의 천문학이었고, 그 내용은 우주에는 수학적인 조화가 어우러져 있다는 것이었다. 그는 ‘왜 우주에는 오로지 여섯 개의 행성만이 존재하는 것일까?’라는 상당히 특이한 질문을 제기하였고 그것은 바로 우주에는 5개의 정다면체(플라톤의 다면체)만이 존재하기 때문이라고 생각했다. 즉, 세상에는 오로지 5개의 정다면체만이 존재하고 있기 때문에 행성들 사이의 공간은 오로지 다섯 곳이어야 하고 그것이 행성들의 숫자와 일치한다는 것이다. 케플러는 우주와 수학을 긴밀하게 연관시키던 신플라톤주의자였기 때문에 우주는 조화롭고 단순한 수학적 법칙을 따를 것이라고 생각하였다. 그러나 이 모형을 이용하여 나타낸 행성의 위치는 당시 최고의 천문학자인 튀코 브라헤의 관측 사실과 완전히 불합치한다는 사실 때문에 케플러는 이 모형을 포기할 수밖에 없었다.
은하
은하(銀河, )는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다.[1][2] 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας)에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(107) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고,[3] 큰 것들은 100조(1014)여 개의 항성들을 가지고 있는데,[4] 이 항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전한다.
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.
행성
행성의 정의는 시대에 따라 계속 변해 왔다. 천문학이 발전하고, 특히 지동설이 받아들여지면서 태양과 달은 태양계의 행성에서 제외되었고 (그 이후에도 일요일과 월요일은 계속 있다), 그 이후인 20세기에는 태양계에 훨씬 다양한 천체가 존재한다는 것이 밝혀지면서 행성의 확실한 정의에 논란이 있었다. 2006년 국제천문연맹은 총회에서 행성을 “별 주위를 돌고, 구형을 유지할 만한 크기와 중력을 가졌지만, 위성이 아닌 천체”라는 새로운 정의를 초안으로 내세웠다. 이 초안에 따르면, 명왕성이 행성으로 유지되고, 케레스, 카론, 에리스(당시 이름은 “2003 UB”)가 태양계의 행성에 추가되어, 총 12개의 행성이 될 예정이었다. 그러나 많은 반발이 잇따랐으며, 8월 24일 태양계 안에 있는 천체에 국한하여 행성을 다음과 같이 정의하였다.
은하
은하를 뜻하는 "갤럭시(galaxy)"는 마치 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας, galaxias)에서 유래했다. 그리스 신화에서, 제우스가 어린 헤라클레스를 불사신으로 만들기 위해 헤라가 자는 사이 그 젖을 물렸다. 헤라는 잠에서 깨서 자기가 모르는 아기에게 젖을 주고 있다는 것을 알고 아기를 밀쳐 냈다. 그래서 그녀의 젖이 밤하늘에 흩뿌려졌고 그 흔적이 은하수가 되었다고 한다.[12][13]
은하
대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군(galaxy group)이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층(hierarchical) 구조를 갖고 있다. 이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다.[83][84]
갈릴레오 갈릴레이
갈릴레오는 달의 표면 위의 빛과 그림자의 패턴으로부터 알아낸 달의 산들과 분화구들에 대해 처음으로 발표한 사람이다. 그는 심지어 산의 높이를 이러한 관찰들로부터 계산해냈다. 이러한 것을 통해 그는 달은 아리스토텔레스가 주장했던 완벽한 구의 모양이라기보다는 지구의 표면과 같이 거칠고 편평하지 않다는 결론을 이끌어냈다. 갈릴레오는 이전에는 불투명하다고 믿어졌던 은하수를 관찰하였고 너무 빽빽이 밀집되어 있어 지구로부터 구름 모양으로 나타나는 다수의 별무리를 발견하였다. 그는 너무 멀리있어 육안으로 볼 수 없는 많은 별들의 위치를 발견하기도 했다. 갈릴레오는 1612년 해왕성을 관찰했지만, 이것이 행성인지는 깨닫지 못하였으며 어떠한 특별한 인식도 하지 못했다. 이것은 그의 노트에서 표시될 수 없는 희미한 많은 별들 중의 하나로 나타나있었다.
성협
성협을 최초로 발견한 사람은 1947년 아르메니아의 천문학자 빅토르 암바르추미안이다. 그는 성협을 구성하고 있는 별들의 종류에 따라 크게 OB와 T로 나누었다.
고리 성운
1800년, 독일의 프리드리히 폰 한 백작이 성운의 중심에서 어두운 별을 발견했다고 발표했다. 그리고는 고리의 내부가 변화를 겪어서 이제는 별을 찾을 수 없다고 주장했다. 1864년, 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스는 M57을 포함한 여러 성운들의 스펙트럼을 관측하여 밝은 방출선을 확인했다. 허긴스는 행성상성운들은 분해되지 않는 별들의 모임이 아니라 물질이 안개처럼 뭉친 것(nebulosity)이라는 결론을 내렸다. 고리 성운의 사진을 최초로 촬영한 것은 1886년 헝가리의 Eugene von Gothard였다.
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.
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.
1577년 대혜성
튀코가 발견한, 혜성이 천체라는 사실은 17세기 내내 천문학계의 뜨거운 논쟁거리였으며 여기에 대해 많은 이론들이 제기되었다. 갈릴레오는 튀코의 이론에 동의하지 않은 대표적 인물이었는데, 그는 혜성이 천체가 아닌 시각적 현상에 불과하며 그 때문에 혜성의 시차를 재는 것은 불가능하다는 주장을 했다. 그러나 그의 가설은 널리 인정받지 못했다.
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.
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.
적색편이
천문학에서의 도플러 효과에 의한 적색편이는 1848년에 피조(Hippolyte Fizeau)에 의해 처음으로 관측되었다. 그는 별빛의 선스펙트럼의 파장이 변하는 것을 발견했는데, 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년에는 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음으로 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 측정했다.[8] 1871년에는 태양의 자전 때문에 프라운호퍼 선들이 약 0.1Å 정도 편이되는 현상이 관측되었다.[9] 1887년에는 보겔()과 샤이너()가 지구의 공전 때문에 별빛의 파장이 1년에 걸쳐 주기적으로 변하는 현상을 발견했다.[10] 1901년에는 Aristarkh Belopolsky가 실험실에서 회전하는 거울을 이용하여 도플러-피조 효과를 재현해냈다.[11]
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.
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.
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.
외계 행성
1988년에 캐나다의 천문학자인 브루스 캠벨과 G. A. H. 워커, 스티븐슨 양은 항성 세페우스자리 감마 주위를 도는 행성이 있다고 주장했다. 이들의 발견은 추가 검증을 통해 그 존재가 논문으로 출판된 최초 사례였다.[22] 캠벨 일행은 행성을 발견했다는 사실을 조심스럽게 발표했으나 이들의 시선속도 관측자료는 감마별을 행성 한 개가 돌고 있음을 증명하고 있었다. 다만 캠벨의 관측 자료 일부는 당시 관측장비 성능의 한계점 근처에 있었기 때문에 천문학자들은 이후 수 년 동안 이 발견 및 다른 비슷한 관측들에 대하여 냉소적인 반응을 보였다. 행성이 분명한 천체 몇몇도 갈색 왜성(항성과 행성 중간 정도 질량을 지닌 천체)으로 여겨졌다. 1990년 세페우스자리 감마를 도는 행성이 존재함을 입증하는 추가 논문들이 발표되었으나[23] 1992년 추가로 발표된 논문은 다시금 심각한 논란을 불러왔다.[24] 결국 2003년 개선된 관측 장비의 성능 및 기술에 힘입어 세페우스자리 감마를 도는 행성의 존재는 검증되었다.[25]
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.
처녀자리 초은하단
1863년 윌리엄 및 존 허셜에 의한 첫 거대 성운 표본의 발표로 시작하여, 이곳은 처녀자리(은하 북극 가까이)의 과잉 성운 영역으로 표시된 영역으로 알려졌다. 1950년대, 프랑스계 미국인 천문학자 제라드 헨리 드 보클레르는 이 과잉 영역이 거대규모의 유사은하 구조에 해당될 것이라고 처음으로 주장했다. 그는 1953년 "국부 초은하"("Local Supergalaxy")라는 용어를 만들었고, 1958년 그는 국부 초은하를 "국부 초은하단"("Local Supercluster")으로 수정하였다.(할로우 섀플리는, 1959년 그의 저서 항성과 인간"Of Stars and Men"에서, 온 은하"Metagalaxy"라는 용어를 제시했다.) 1960년대와 1970년대에서는 국부 초은하단이 실제로 한 구조인지, 아니면 우연인지에 관한 논쟁이 벌어졌다. 1970년대 말에서 1980년대 초의 대규모 적색편이 조사를 통해 초은하면을 따른 은하들의 평면 집중 분포를 납득할 수 있도록 보이게 되면서 이 문제는 해결되었다.
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.
은하
관측 가능한 우주에는 약 1천 7백억(1.7 × 1011) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다.[7][8] 대부분의 은하들은 직경이 1천 ~ 10만 파섹에 달하며[9] 수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다.[10] 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(sheets and filaments)를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다.[11]
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.
은하
처음에 어떻게 은하가 생겨났고, 은하가 우주의 긴 역사 동안 어떻게 변해왔는가 하는 것이 은하의 형성과 진화에 관한 연구의 주제이다. 이 분야의 많은 이론들은 천문학자들에게 널리 받아 들여지고 있는 것도 있으나, 은하의 형성과 진화는 현재도 천체물리학의 주요 연구 분야이다.
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.
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.
우주의 나이
우주가 유한하다는 첫 번째 증거를 제시한 사람은 천문학자 에드윈 허블이었다.
20세기 들어, 허블을 비롯한 천문학자들은 당시에 "나선성운"으로 알려졌던 천체들이 사실은 우리은하 밖에 존재하는 별개의 외부은하들이라는 것을 발견했다. 더욱이 이 은하들은 매우 멀리 떨어져 있으며, 이 은하들의 스펙트럼을 찍어본 결과 선 스펙트럼이 실험실에서 보다 긴 파장으로 관측되는 적색편이()를 발견했다. 이는 은하들이 우리로부터 멀어지고 있다는 것을 의미한다. 또한 멀리 떨어져 있는 은하일수록 더 큰 적색편이를 보였고, 따라서 더 빨리 우리로부터 멀어지고 있었다. 바로 이 사실이 우주가 정지해있지 않고 팽창하고 있다는 첫 관측적 증거가 되었다. 시간을 거꾸로 돌릴 경우 과거 어느 순간에는 우주의 모든 은하가 한 점으로 수렴하는 순간이 존재하여, 이는 우주에 시작이 있었고, 우주의 나이가 유한함을 의미한다. 허블은 현재의 팽창속도로부터 우주가 언제 팽창하기 시작했는지 계산함으로써 최초로 우주의 나이를 결정할 수 있었다. 허블이 처음으로 계산해낸 값은 우리가 지금 알고 있는 값 보다는 매우 작았는데, 이는 그 당시의 은하까지의 거리를 실제보다 가깝게 측정했었기 때문이다.
은하
은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 Mpc내에 모인 것인데 이를 은하단(clusters of galaxies)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.[85]
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.
우주의 역사
별들이 모여 은하가 생성된다.
심원천체
밤하늘에서 별이 아닌 천체들을 찾아내고 분류하는 일은 망원경의 발견과 함께 시작되었다.
초창기의 이런 작업결과 중의 하나는 1774년에 샤를 메시에가 작성한 메시에 목록이다. 이 목록은 103개의 "성운"과 희미한 천체들을 포함하고 있다. 그가 이 목록을 만든 이유는 자신이 찾고 있던 혜성과 비슷해 보이기 때문에 방해가 되는 천체들을 따로 모아 놓기 위해서였다.
망원경이 발달하면서 그가 정리한 희미한 성운들은 성간운, 성단, 은하같은 보다 정확한 과학적인 용어들로 바뀌게 된다.