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.
은하군
밀집은하군()은 작은 영역에서 은하들이 서로 가까이 뭉쳐있는 작은 은하군이다. 이들은 보통 약 5개의 은하가 매우 근접해 있어서 다른 은하와 형성으로부터 격리되어 있다. 최초로 발견된 밀집은하군인 스테판의 오중주는 1877년에 발견되었다. 스테판의 오중주 그 자체는 배경의 은하와 상관없는 4개의 은하로 구성된 은하군이다. 천문학자 폴 힉슨은 1982년에 그러한 은하군들을 수록한 목록, 힉슨 밀집은하군을 만들었다.
성단
우리 은하에는 약 150개의 구상 성단이 있으며 이들 중 일부는 우리 은하의 중력에 의해, M79처럼 원래 있던 작은 은하에서 포획되어 온 것도 있다. 어떤 은하들은 우리 은하보다 구상 성단이 훨씬 많다. 예로 거대한 타원 은하 M87의 경우 1천 개 이상의 구상 성단이 있다.
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.
원시은하
1996년, 원시은하 후보 하나가 캐나다 우주론 관측망(Canadian Network for Observational Cosmology)을 이용한 이(Yee) 등을 통해 발견되었다. 이 천체는 매우 큰 광도를 가진 고적색편이 원반형 은하이다. 후에 은하의 엄청난 광도가 전경의 은하단의 중력렌즈를 통해 과장된 것이라는 논쟁이 펼쳐졌다.
안드로메다 은하
2006년에는 아홉개의 은하가 각각의 상호작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다.
IC 342/마페이 은하군
더욱이, 은하군의 은하들은 역사적으로 발견하기 어려웠다. 대부분의 은하들은 20세기 말의 천문기기를 이용하여 발견되어 온 것들이다. 예를 들자면 신판일반목록에서의 은하들보다 희미하며 더 먼 은하들은 이미 19세기 말에 가시적으로 발견된 것들인데 비해, 마페이 1과 마페이 2는 1968년에서야 적외선 영역의 사진을 통해서 발견되었다. 나아가서 IC 342 또는 마페이 1 근처에 있는 어떤 천체들이 IC 342/마페이 은하군과 연관되어 있는지, 아니면 단지 은하처럼 보일 뿐인, 전경에 있는 우리은하의 무정형 천체인 것인지 파악하는 것이 매우 어렵다. 예를 들어 MB 2와 기린자리 C 천체는 처음에 IC 342/마페이 은하군에 있는 왜소은하로 여겨졌으나, 지금은 우리은하 내의 천체로 밝혀졌다.
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.
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.
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.
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.
헨리에타 스완 레빗
곧이어 안드로메다 은하 등 다른 은하들에서도 세페이드형 변광성들이 발견되었고(특히 에드윈 허블이 1923년 ~ 1924년에 수행한 것이 유명), 그전까지 소위 “나선 성운”(spiral nebulae)라고 알려졌던 천체들이 우리 은하 바깥에 존재하는 천체, 즉 은하라는 사실의 강력한 증거가 되었다. 즉, 레빗의 발견은 대논쟁으로 대표되는, 우리 태양을 은하 중심에서 끌어내리는 과정과 에드윈 허블로 대표되는 우리 은하를 우주의 중심에서 끌어내리는 과정으로 이어지며 인류의 우주관을 영원히 바꾸어 놓았다고 할 수 있다.
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.
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
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]
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.
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.
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 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.
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.
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.
우리은하
최근까지 우리 은하에는 네 개의 큰 나선 팔이 있다고 여겨졌으나, 2008년에 스피처 적외선 망원경을 이용하여 1억 개 이상의 별의 분포를 분석한 결과, 단지 2개의 나선 팔만이 명확히 구분되었으며 나머지는 존재가 의심스럽거나 2개의 주요 나선 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔인 것으로 확인되었다. 주된 2개의 나선 팔은 각각 방패-남십자자리 팔과 페르세우스자리 팔이며, 과학자들은 우리은하가 나선 팔이 2개로 구성된 전형적인 막대나선은하일 것으로 추정하고 있다. 최근에 페르세우스자리 팔 바깥에서 은하 중심으로부터 거리가 60,000광년, 길이가 77,000광년인 새로운 나선 팔의 존재가 확인되었으나, 대부분 가스와 먼지로 구성되고 별은 드문 것으로 추정되어 아직 공식적인 나선 팔로 인정받지는 못하고 있다. 아래는 최근까지 밝혀진 주요 나선 팔의 위치와 설명이다.[14]
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.
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.
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.
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.
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.
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.
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.
퀘이사
1979년에는 아인슈타인의 일반상대론에 의해 예측된 중력 렌즈 효과 때문에 멀리 있는 퀘이사가 여러 개로 보이는 현상이 이중 퀘이사인 0957+561에서 처음으로 발견되었다.
1980년대에는 여러 가지 활동은하핵들의 다양한 특성들을 설명하기 위한 활동은하핵의 통합이론 (unified models AGN)이 제시되었다. 이 이론에 따르면, 모든 활동은하핵들은 비슷한 구조를 가지고 있지만, 이를 관측자가 어떤 방향에서 보느냐에 따라 블레이져()나 전파은하() 같은 여러 종류의 활동은하들로 분류된다.
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.
은하수
은하의 얇은 원반면에 있는 별들의 나이는 HE 1523-0901와 같은 방법으로 추정될 수 있다. 별들의 나이 측정을 통해 얇은 은하면이 88억년에서 17억년 사이에 만들어졌음을 알 수 있었다. 또 은하헤일로와 얇은 원반면의 형성 사이에 약 5억년의 틈이 있었다는 것도 알 수 있었다.
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.
은하
1944년에는 네덜란드의 헨드릭 판더휠스트(Hendrik van de Hulst)가 우리 은하의 성간 수소 가스가 21cm선을 방출할 것 이라고 예측했고, 이 전파 선은 마침내 1951년에 관측되었다.[27] 전파는 성간물질에 흡수되지 않기 때문에, 21cm 수소선의 도플러 효과를 이용해 우리 은하 전체의 수소 가스의 분포와 운동을 조사할 수 있게 되었다. 그 결과, 우리 은하에도 나선팔 구조가 있는 것이 밝혀졌다.[28] 현재는 전파 망원경의 발달로 우리 은하 밖의 은하의 수소 분포도 조사되고 있다.
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.
외계 행성
외계 행성을 발견했다는 주장은 19세기부터 있었다. 대표적으로 쌍성 뱀주인자리 70에 행성이 있다는 주장을 꼽을 수 있다. 1855년에 영국 동인도 회사의 마드라스 천문대에 근무하던 제이콥은 쌍성 궤도의 불규칙함이 행성 존재로부터 나오는 결과라고 주장했다.[14] 1890년대에는 시카고 대학교 및 미국 해군 천문대 소속인 토머스 시는 뱀주인자리 70의 공전궤도의 변칙성은 항성을 36년 주기로 도는, 눈에 보이지 않는 천체가 있기 때문이라고 주장했다.[15] 그러나 포레스트 레이 몰턴은 세 개 천체로 이루어진 계는 매우 불안정하다는, 토머스 시의 주장을 공격하는 논문을 발표했다.[16] 1950년대에서 1960년대에 걸쳐 스와스모어 대학교의 페터 반 데 캄프는 바너드 별 주위에 행성이 존재한다는 주장을 여러 차례에 걸쳐 내놓았다.[17] 현재 천문학자들은 초기 외계 행성을 발견했다는 주장 모두를 관측자들의 착오로 간주하고 있다.[18]
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.
은하
1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추론을 하였다.[16][20] 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(Lord Rosse)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.[21]
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.[2] 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.[3] 미국을 비롯한 일부 과학자들은 명왕성이 여전히 행성으로 분류되어야 하며 새로 발견된 천체들도 행성으로 인정해야 한다고 주장하기도 하지만,[4][5] 명왕성은 현재 왜행성으로 분류되어 134340이라는 식별 번호가 붙어있다.
은하
은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 성간물질들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 많은 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동은하핵(은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다.[5]
은하
폭발적으로 별을 생성하는 은하는 병합이나 상호 작용 때문에 만들어진다고 여겨진다. 가장 전형적인 예들 들면, 가까이에 있는 상당히 큰 M81 은하와 상호 작용을 하고 있는 M82 은하가 있다.[56]
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.
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.
은하
시간이 흐르면서 은하에 축척된 물질로부터 보다 젋은 별로 이루어진 은하 원반이 만들어진다.[73] 은하는 이 후에도 계속해서 은하간 매질로부터 계속 새로운 가스를 공급받기도 하고, 또는 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다.[74] 비록 초기에는 금속함량이[주 3] 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.[75]
은하
1990년에 들어 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 인해, 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 (따라서 은하들의 수십 억년 전 모습을) 관측할 수 있게 되었다. 이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 은하들을 고적색편이 은하(high-redshift galaxy)라고 한다. 예를 들어 1995년에, 허블 망원경은 허블 딥 필드라고 불리는, 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 얻었는데 여기에는 은하까지의 거리가 약 100억 광년이 넘는 은하들도 포함되어 있었다.[31] 한편 사람의 눈에 보이지 않는 여러 파장의 빛을 관측할 수 있는 기술이 발달하면서 (예를 들어 전파망원경, 적외선 카메라, X-선 망원경), 현재는 여러 파장에서 오는 정보를 종합하여 은하의 특성들을 이해하는 노력이 이루어지고 있다.
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]
왜소은하
현재의 이론은 왜소은하를 포함하는 대부분의 은하는 암흑물질과 관련되거나 또는, 금속을 포함하는 가스로 형성된다고 설명한다. 그러나, NASA의 은하진화탐사선 우주선은 부족한("lacking") 금속의 가스로 만들어지는 새로운 왜소은하를 발견했다. 이러한 은하는 사자자리의 두 무거운 은하 주변의 수소와 헬륨으로 구성된 구름인 사자자리 고리에 위치해 있다.
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.
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.
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]
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.
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.
혜성
혜성(彗星, ) 또는 살별</b>은 태양계를 구성하는 천체(SSSB) 중의 하나로, 태양 복사에 의해 핵으로부터 발생한 코마(핵을 둘러싼 구름층)와 꼬리를 갖는다. 혜성은 홍수, 기근, 전염병 등을 불러 일으키는 불길한 징조로 여겨졌으나, 영국의 에드먼드 핼리가 핼리 혜성의 주기를 계산, 다음 출현을 예견함으로써 태양계의 천체임을 입증하였다.
수레바퀴 은하
1941년 프리츠 쯔비키에 의해 발견되었다. 쯔비키는 그의 발견물을 "항성 동역학에 기초하여 가장 복잡한 구조 중 하나"로 여겼다. 이 은하의 크기 추정은 우리은하보다 약간 큰 15만 광년으로 판단됐다.
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.
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.
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
초은하단(Supercluster)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.[86] 초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적(isotropic)이고 균일(homogeneous)하다.[87]
UDFj-39546284
이번 발견은 빅뱅 이후 4억 8천만년에서 6억 5천만년까지 별들의 숫자가 10배 비율로 증가했다는 천문학자들의 추측을 뒷받침해주는 근거가 되었다.
다음은 지금까지 발견된 가장 멀리 떨어진 은하의 목록이다. 앞에서 적색편이가 z=11.9로 밝혀짐에 따라 현재 가장 멀리 떨어져 있는 은하로 지정되었다.
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.
우리은하
우리은하는 과거로부터 끊임없이 주위의 작은 은하를 흡수, 합병하면서 성장하여 현재의 모습에 도달하였다는 것이 대체적인 중론이다. 과학자들은 우리은하 내의 별들의 공간 구조를 조사하다가 특이한 별집단의 운동('성류'라고 불림)을 인식하게 되었고, 이는 우리은하가 다른 은하를 잡아먹고 남은 잔해물이라는 결론에 도달하였다. 우리은하의 중심부에 존재하면서 은하 핵을 수직으로 공전하는 특이한 "Inner Ring" 과 외곽 헤일로에서 최근 존재가 확인된 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 바로 그것이다. 또한, 1999년에는 대한민국 연구팀이 우리은하에서 가장 큰 구상성단인 오메가 센타우리가 원래는 왜소은하의 중심핵이었음을 입증한 바 있으며, 현재 우리은하의 약 200여개 구상성단 중 최소 40%는 우리은하가 아닌 주변 왜소은하의 중심핵이었거나 이들 왜소은하에 딸린 구상성단이었을 것으로 추정된다. 지금 현재에도 최소한 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중인 것으로 확인되고 있으며, 지구로부터 25,000광년 떨어진 큰개자리 왜소은하와 70,000광년 떨어진 궁수자리 왜소은하가 바로 그 희생양 들이다. 최근 2005년에 발견된 처녀자리 왜소은하의 경우, 지구로부터 약 30,000광년 떨어진 거리에서 우리은하를 밑에서 위로 관통하고 있는 것으로 밝혀졌으나, 궁수자리 왜소은하와 가까운 위치 때문에 새로운 왜소은하인지 아니면 궁수자리 왜소은하의 잔해물인지의 여부가 불확실한 상태이다. 특이한 점은 최근의 컴퓨터 시뮬레이션에서 처녀자리 왜소은하의 경우 운동 궤적을 조사한 결과, 과거에 몇 번이나 우리은하를 수직으로 관통한 적이 있는 것으로 나타나 어떻게 우리은하에 흡수되지 않고 형태를 유지하여 왔는지가 미스테리인데 우리은하의 중력을 이겨낼 정도로 상당한 양의 암흑물질을 보유한 것이 아닌가 추정된다.
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.
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.
은하
현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 후의 우주의 재결합시기(recombination)에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이 때는 거의 모든 수소들이 이온화되지 않은 중성 상태에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 시기를 우주의 "암흑 시대"(Dark Ages)라고 부른다. 이러한 원시우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다. 바리온 물질들이 이러한 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고,[61][62] 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다.
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.
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.
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.
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
1912년에는 베스토 슬라이퍼(Vesto Slipher)가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다.[22][23] 1920년에는 할로 섀플리와 히버 커티스(Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 본질을 두고, 소위 대논쟁(Great Debate)이 열리게 된다. [24] 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,[주 1] 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다.[25] 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.[26]
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.
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.
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]
위성은하
위성은하(Satellite galaxy)는 중력적 상호작용에 의해 거대한 은하를 공전하는 은하다. 비록 은하는 서로 연관되지 않은 (별, 행성, 성운 같은)많은 수의 천체들로 구성되어있지만, 구성 천체들의 위치의 (질량에 의한)균등한 무게중심에 해당되는 은하의 질량중심이 있다. 이는 모든 물체들이 모든 구성 원자들의 균등한 무게중심에 해당되는 위치에 질량중심을 갖고 있는 것과 같다.
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.
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.
우주
대폭발은 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 약 137억 년 전 거대한 폭발을 통해 우주가 되었다고 보는 이론이다.[37] [38] 이 이론에 따르면, 폭발에 앞서 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 갇혀 있었다. 과학자들이 T=0이라고 부르는 폭발 순간에 그 작은 점으로부터 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게서 멀어지기 시작했다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미한다.
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.
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.
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]
우주
천체에 대한 관측 성과는 계속적으로 발전하여 윌리엄 허셜은 천왕성을 발견하는 한편 수 많은 항성에 대한 관측을 바탕으로 은하의 지도를 제작하였으며[19] 태양계 역시 이동하고 있다는 사실을 관측하였다.[20] 허셜의 관측 목록은 NGC 목록의 기반이 되었다.[21]
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.
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.
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.
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.
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.
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.
우주의 역사
별들이 모여 은하가 생성된다.
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.
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.
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.
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
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.
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.
나선은하
찰스 프랜시스와 에릭 앤더슨은 근방(300 파섹 이내)의 나선팔을 따라 움직이는 20,000개 이상의 별에 관한 운동의 관측에 관해서 보여주었고, 별 사이의 중력이 어떻게 대수나선을 따라 정렬된 궤도운동을 야기하는지 설명했다. 이론이 가스에 적용될 때 가스구름 사이의 충돌은 새로운 별을 형성하는 분자운의 형성과 좌우대칭 웅대구조 나선으로의 진화를 설명한다.
은하
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름(molecular cloud)에서 만들어 진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하(starburst galaxy)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,[53] 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다.[54] 폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다.[55]
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.
은하수
페르시아의 천문학자인 Abū Rayhān al-Bīrūnī(973-1048)는 은하계가 셀 수 없이 많은 성운상 별들의 집합이라고 말했다.
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.
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.
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.[81] 은하단의 약 70–80%는 암흑물질로 이루어져 있으며, 약 10–30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 개별 은하 자체에 속해 있다.[82]
IC 1101
IC 1101은 1790년 6월 19일 영국의 천문학자 프레드릭 윌리엄 허셜에 의해 발견되었다. 그리고 100년이 지나 1895년 존 루이스 에밀 드라이어에 의해 성운 및 성단에 대한 색인 목록(IC)의 1,101번째 천체로 수록되었다. 발견 당시에 IC 1101은 성운적 특징을 가진 것으로 확인되었었다. 1932년에 "성운적 특징"을 가진 천체 일부가 실제로는 독립된 은하라는 에드윈 허블의 발견에 따라, 후에 여러 천체 분석이 진행되면서 IC 1101은 독립된 은하 중 하나로 확인되었다.