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천문학(astronomy)

지구 밖의 천체나 물질을 연구하는 학문. 천문학은 4,000년 이상의 긴 역사를 가진 의학과 더불어 가장 오래된 학문의 하나이다.


천문학은 긴 역사 속에서 꾸준히 그 대상을 확대함으로써 오늘날에는 단순히 천문학이라는 하나의 학문 범주내에서 다루지 못하고, 다른 많은 학문과 밀접한 협력을 필요로 하게 되었다.


예컨대 별들의 대기를 연구하는 천체화학, 고분자로부터 보다 더 큰 생명의 기본이 되는 물질을 찾는 천체생물학 등의 분야까지 개척되고 있다.


〔천문학의 방법〕 ① 육안에 의한 관측 : 천체관측의 가장 간단한 방법은 육안으로 밤하늘을 올려다보는 것이다.


밤하늘에 빛나는 별들을 관찰하는 일은 우주의 갖가지 현상을 고찰하는 하나의 계기가 되었다.


육안으로 볼 수 있는 천체는 수천 개(전체 6,000개)의 항성과 5개의 행성, 달 · 태양 및 가끔 나타나는 혜성과 신성(초신성)이다.


그 결과 육안 관측에서 가장 관심이 쏠리는 것은 별들의 천구상의 위치이며, 천체의 위치를 측정하기 위해 갖가지 연구가 이루어졌다.


수평선과 같은 기준이 되는 방향으로부터의 각거리를 구하는 사분의(四分儀)나 육분의(六分儀 ; 중국에서는 渾天儀) 등을 발명했다.


그러나 사람의 눈은 그 렌즈의 크기나 시세포(視細胞)의 크기에 의해 1분각보다 자세히 분해해 볼 수는 없으며, 숙련된 관측자가 이들 장치를 써서 관측하더라도 겨우 0.1분각의 정밀도의 위치밖에 얻을 수 없다.


육안에 의한 관측은 항성처럼 상대위치에 변화를 볼 수 없는 천체에서는 새로운 사상(事象)을 밝히는 일은 거의 할 수 없었지만, 태양 · 달 · 행성처럼 천구상을 움직이는 전체에 대해서는 유효한 수단이었다.


메소포타미아나 중국에서는 행성의 주기뿐만 아니라, 일식이나 윌식의 예보도 어느 정도 이루어졌으며, 달의 움직임을 보다 높은 정밀도로 구해 태음력(太陰曆)을 만드는 기초로 사용했다.


② 망원경의 도입 : 1608년 네덜란드의 안경사 H. 리페르스헤이가 처음으로 망원경을 만들고, 이듬해 갈릴레이가 천체관측에 망원경을 사용함으로써 천문학에 큰 혁명을 일으켰다.


사람의 눈의 동공보다 큰 구경의 대물렌즈(거울)가 천체로부터 오는 빛을 많이 모아 보다 어두운 천체까지 포착할 수 있게 되었으며, 태양계 내에서는 천왕성(天王星)이나 해왕성(海王星), 그리고 수많은 작은 행성이 발견되었다.


또한 많은 별들의 밝기가 변한다는 것을 발견함으로써 항성은 항상 변하지 않는 천체라는 사고방식이 타당하지 않다는 것을 실증했다.


대물렌즈의 구경에 반비례해 각분해능(角分解能)이 향상됨으로써 갈릴레이는 목성의 4개의 위성을 발견했다.


그 때까지 연속적으로 빛나고 있다고 생각되었던 은하수가 다수의 별이 서로 겹쳐져 있는 것임도 밝혀냈으며, 20세기에 접어들어 안드로메다 은하가 은하계내의 천체인가, 은하계 밖의 천체인가를 결정하는 열쇠가 된 것은 성운상(星雲狀)의 부분을 낱낱의 별로 분해해 그 거리를 측정할 수 있었기 때문이다.


구경 2.4m의 망원경(허블 망원경)을 우주왕복선(디스커버리호)에 탑재해 대기권 밖으로 가져가는 스페이스 망원경 계획이 성공(1989년 4월 24일), 0.02초각의 분해능도 가능해졌는데, 예컨대 헬리혜성이 원일점(遠日點)에 도달하는 30등급의 어둠 속에서도 천체를 관측할 수 있다.


망원경 구경의 증대는 어두운 천체의 관측을 가능하게 할 뿐만 아니라, 각지름이 작은 별의 관측에도 유효하다.


③ 사진술의 응용 : 1839년 사진술이 발명되고 나서 이듬해에 J. W. 드레이퍼가 달의 사진을 찍었다.


사진술은 천체관측에 응용해 천문학을 진보시키는 커다란 발판이 구축된 것이다.


사진의 특징은 천체로부터 오는 빛을 축적할 수 있다는 점, 데이터로서 보존할 수 있다는 점 등이다.


사람의 눈은 1/10초의 빛을 축적하는 능력을 갖는데, 사진으로는 1시간의 노출에 의해 1시간분의 빛을 합친 천체의 촬영이 가능하다.


데이터 보전의 기능을 갖는 사진은 신성이나 변광성 등의 성질을 조사하는 데 불가결하다.


최근에 발견된 γ선을 돌발적으로 복사하는 특이한 천체가 80년 전에 하버드 대학 천문대에서 찍은 사진 속에 찍혀 있었다는 것은 그 좋은 예이다.


반년의 간격을 두고 찍은 2장의 건판을 비교해 수백 광년보다 가까운 별의 연주시차가 구해지기도 하고, 그들 별의 빛을 프리즘에 의해 스펙트럼으로 나누어 별의 대기의 상태가 밝혀지기도 한다.


별 본래의 밝기인 절대등급과 별의 표면온도(유효온도)를 나타내는 스펙트럼형과의 관계는E. 헤르츠스프룽과 H. N. 러셀에 의해 연구되어 항성의 특징을 알 수 있게 되었을 뿐 아니라 H-R도(圖)로 표시되었는데, 이 그림을 사용해 연주시차를 측정할 수 없는 별들의 거리를 결정한다.


또 케페이드 변광성의 변광주기는 그 절대등급과의 사이에 일정한 관계가 성립된다는 것이 알려져, 별의 스펙트럼사진을 찍지 않고서도 거리를 구할 수 있게 되었다.


사진촬영에 의해 별의 스펙트럼선을 찍을 수 있게 되자, 그 스펙트럼선 본래의 위치로부터의 차(差)도 측정할 수 있게 되었다.


이 차를 야기시키는 주된 원인은 천체와 관측자 사이의 시선방향의 움직임에 의한 도플러 효과이다.


별의 고유운동과 거리의 값에서 가로방향의 속도가 구해지고, 이것에 의해 3차원적인 운동이 밝혀졌다.


E. P. 허블은 1917년 윌슨산 천문대에서 구경 257cm의 당시 세계 최대의 망원경을 사용해 은하의 스펙트럼사진을 찍어 그들의 시선속도(視線速度)를 측정하고, 관측되는 은하까지의 거리에 비례해 후퇴속도가 빨라진다는 허블의 법칙을 발견했다.


허블의 법칙은 은하가 분포해 있는 우주는 팽창하고 있다는 생각의 기초가 되었다.


〔특수관측장치의 등장〕 1930년대부터 광전효과(光電效果)를 이용한 수광기(受光器)가 쓰이게 되고, 또 전자를 증폭함으로써 0.002등급이 라는 비약적인 정밀도로 천체관측을 할 수 있게 되었다.


따라서 케페이드 변광성과 같은 규칙적인 변광성뿐만 아니라, 지구궤도보다 지름이 큰 미라형 변광성의 대기의 요동이나, 갑자기 폭발적으로 빛나기 시작하는 플레어 별의 존재도 밝혀졌다.


쌍성(雙星)은 그 궤도주기나 광도변화를 이용해 각 별의 절량을 결정할 수 있는 중요한 천체이다.


2개의 별이 서로 숨겨주는 식(蝕) 현상의 관측에 의해 개개의 별이 구형(球形)으로부터 어떻게 변형하는가를 구할 수 있다.


이를 위해서는 고정밀도의 등급결정이 필요하다.


그런데 광전자증배관(光電子增倍管)에 의한 관측으로는 한번에 하나의 별밖에 관측할 수 없으므로 다수의 천체를 동시에 관측할 수 없어 정밀도가 좋은 수광기가 요구되었다.


1970년대에 텔레비전 기술의 급속한 발전에 의해 그것이 가능해졌다.


또 전하결상소자(電荷結像素子 ; CCD)를 쓴 장치가 개발되고, 입사광의 90%이상을 유효하게 쓸 수 있는 2차원 화상수광기가 가능해졌다.


그 결과, 토성 밖에 있는 핼리혜성과 같은 24등급의 천체까지 수십 분의 관측으로 잡을 수 있게 되었다.


망원경의 구경의 증대와 함께 높은 정밀도를 가진 2차원 화상수광기의 채용은 이제까지 관측이 곤란했던 퀘이사나 펄서의 검출, 별의 탄생장소의 관측 등 다방면에서 새로운 연구를 가능하게 했다.


〔전파에 의한 관측〕 1930년 미국의 K. G. 잰스키가 은하의 중심에서 전파가 온다는 것을 발견한 것을 계기로 전파천문학이라는 새로운 분야가 열렸다.


44년 수소원자에서 복사되는 전파가 파장 21cm의 전파로서 수신할 수 있다는 것을 예견하고, 51년 H. I. 유인과 E. M. 퍼셀이 그 관측에 성공함으로써 성간 공간에는 별의 질량에 필적하는 가스가 존재한다는 것이 밝혀졌다.


70년대 이후 급속한 전파천문학의 발달에 의해 센티미터파대(波帶)로부터 밀리미터파대까지의 새로운 파장영역이 알려짐에 따라, 성간공간에서 간단한 분자로부터 복잡한 것까지 다수의 분자를 발견했다.


이와 같은 분자를 포함하는 가스운(雲)의 밀도는 성간공간으로서는 높으며, 태양질량의 수십만 배에 이르는 질량의 가스를 포함하는 분자운(分子雲)을 형성하고 있는 경우가 많다.


전파 관측의 결점은 각분해능이 나쁜 것인데, 이 결점을 보완하기 위해 간섭계(干涉計)라는 기술이 개발되었다.


초장기선(超長基線) 전파갑섭계는 0.001초각의 분해능을 가져 원거리의 퀘이사가 대단히 작은 천제임을 밝히고 있다.


〔초고공 · 대기권 밖으로부터의 관측〕 가시광보다 파장이 긴 적외선의 존재는 19세기에 밝혀졌지만, 적외선 관측을 시작한 것은 1960년대이다.


적외선 관측으로는 대량의 성간진(星間塵)을 포함하는 분자운 속에서 가스가 수축해 새로운 별이 탄생되면 별의 빛에너지로 따듯해진 성간진이 적외선을 복사하는 모습을 잡을 수 있다.


전파관측과의 협력에 의해 성간운(星間雲)으로부터 별로 전화하는 시나리오를 그려내는 것도 가능하다.


지구의 대기로 차단되어 지상에 미치지 못하는 파장 100μ의 원적외선의 관측에는 망원경을 기구(氣球)에 실어 상공에서의 관측을 실시한다.


83년에는 IRAS라는 적외선용 인공위성을 발사, 우주에 존재하는 저온의 천체를 차례로 발견하고, 베가와 같이 통상의 항성 둘레에도 행성계의 근원이 되는 먼지의 원반이 존재한다는 것 등을 발견했다.


자외선 · X선 · γ선 등의 관측도 대기권내에서는 불가능하므로 46년에 최초의 X선관측을 위한 V2로켓을 쏘아 올렸고 70년대 이후 로켓이나 인공위성의 기술발달에 의해 자외선 천문용으로 코페르니쿠스 위성이나 국제천문 자외선 위성을, X선용으로서는 아인슈타인 위성 등을 쏘아 올렸다.


그것들은 성간공간의 관측뿐만 아니라, 별의 주위에 10만~1,000만 K에 이르는 고온도의 영역이 존재 한다는 것, 태양의 코로나와 같이 별의 주위에도 코로나가 존재한다는 것, 초신성의 폭발 에너지에 의해 분자운과 같은 저온도의 가스 근방에 수십만 K에 달하는 고온가스가 서로 이웃해 존재한다는 것 등을 밝혀냈다.


또 게성운(星雲)의 중심별이 중성자별이 되어 강력한 X선을 복사한다는 것과 그 중에서 블랙홀로 생각되는 천제도 발견했다.


〔현대천문학의 동향과 장래〕 천문학은 보다 많은 데이터의 집적이 중요하다.


별이나 은하나 퀘이사가 시시각각으로 각 파장역에서의 강도를 변화시키고 있음이 판명된 현재 필요한 데이터량은 방대해지게 마련이다.


천체 가운데서 특징 있는 천체현상을 찾아내는 데는 아마추어 천문가에 의한 관측도 크게 기여하고 있다.


전파나 X선 등에 의한 관측이 시작 된 무렵에는 그 파장으로 천체를 관측했다는 사실만으로도 천문학적인 커다란 업적이었다.


그러나 1980년대 이후 그와 같은 시대도 끝나려 하고 있다.


보다 어두운, 보다 강도가 약한 천체의 관측이 중요하게 되었다.


독일의 에펠스베르크에 100m짜리 대구경의 전파망원경이 건설되고 있으며, 각분해능을 높이기 위해 미국 뉴멕시코주의 대구경 개구(開口) 합성전파망원경을 비롯한 많은 간섭계에 의해 지상의 가시광의 한계를 넘는 관측이 행해지고 있다.


전파나 X선을 복사하는 천체는 일반적으로 가시광으로는 어두워 그 관측을 위해 초(超)대구경의 망원경을 건설하게 되었다.


이들 장치가 완성되면 많은 천문학적 발견이 이루어질 것이다.


현대 천문학의 동향에서 중요한 점의 하나는 전자기파만으로 관측하는 것이 아니고 직접 현장에서 조사할 수 있게 된 일이다.


위성탐사체 아폴로에 의해 달이 조사되었다.


행성탐사체 파이어니어나 보이저는 목성을 비롯한 행성을 탐사했다.


이러한 텀사체는 조사하려는 천체의 근방까지 접근해 직접 조사 · 확인하는 것인데, 이 방법의 문제점은 차례로 계속 탐사체를 보낼 수 없다는 점과, 이 방법을 사용할 수 있는 범위가 현단계에서는 태양계내에 한정되어 있다는 점이다.


〔천문학 발견의 역사〕 천문학 발견의 대부분은 오랜 세월의 축적에 의해 이루어졌다.


일식 · 윌식의 예보에 관하여, 태양과 달이 약 19년 만에 거의 같은 위치로 되돌아온다는 사로스(saros)주기는 B.C. 7세기에 발견되었다.


B.C. 150년경에는 히파르코스가 약 1,000개나 되는 별의 위치의 목록을 만든 결과 별들이 세차운동을 하고 있음을 알아냈다.


1543년의 코페르니쿠스의 지동설은 그때까지의 천동설을 뒤엎은 것인데, 96년에 파브리치우스가 고래자리에 있는 변광성인 미라(Mira)를 발견한 것은 그 때까지 불변으로 믿어온 항성에 관한 생각을 크게 바꾸는 것이었다.


갈릴레이는 망원경에 의해 태양흑점, 목성의 4대 위성, 토성의 고리 등을 발견했으며, 1610년에 파브리치우스는 태양이 자전하고 있음을 인정했다.


72년에 G. D. 카시니는 태양시차(視差)를 측정, 케플러의 법칙과 조합해 태양계의 행성의 분포를 결정했다.


뉴튼의 만유인력의 법칙에 의해 각 천체의 서로간의 위치를 정확하게 예보하게 되었으며, 이것은 75년 목성의 위성의 식(蝕)을 사용한 광속의 결정으로 이어졌다.


1781년 F. W. 허셜의 천왕성 발견, 18이년의 G. 피아치에 의한 소행성 케레스 발견, 46년 J. C. 애덤스의 해왕성 발견 등, 태양계 전체의 해석이 차례로 이루어져 천체역학의 유효성이 뚜렷해졌다.


항성계에 관해서도 1718년에 핼리가 항성의 고유운동을 발견, 밝기의 변화뿐 아니라 공간적으로도 움직이고 있음이 밝혀져 태양계 자신도 항성 사이를 움직이고 있음이 알려졌다.


로마의 바티칸 전문대의 P. A. 세키는 1866년에 항성의 스펙트럼 분류를 실시해 H-R도를 만드는 데 기초가 되는 데이터를 얻었다.


68년에 W. 허긴스는 항성의 시선(視線)속도의 측정에 성공, 항성의 3차원공간에서의 움직임을 구할 수 있게 되었다.


지구가 태양의 주위를 돌고 있듯이 별끼리 서로 둘레를 도는 쌍성(雙星)은 1802년에 F. W. 허셜이 발견했는데, 이로써 나중에 쌍성의 주기 등을 사용 각각의 별의 질량을 구하는 가능성이 열렸다.


1902년에는 F. G. 피스가 간섭계에 의해 항성의 지름을 측정해 항성 자체의 성질도 명백해졌다.


08년 H. S. 리빗은 케페이드 변광성의 주기-광도 관계를 발견해 안드로메다은하가 은하계내의 천체가 아니라, 약 200만 광년의 거리에 있는 은하의 하나임을 밝혀냈다.


27년 J. H. 오르트 등은 은하계가 초속 250km의 고속으로 회전하고 있음을 발견했으며, 은하계내에도 다양한 천체가 있음이 알려지게 되었다.


25년 A. S. 에딩턴이 백색왜성이라는 고밀도 천체의 존재를 제시했고, 그것이 70년대의 X선관측에 의한 중성자별, 블랙홀 발견에 관련된 발판이 되었다.


39년경 C. F. 폰 바이츠제커와 H. A. 베테는 태양의 열원(熱源)이 원자핵 융합반응에 의한 것임을 제시, 별의 진화 모습을 밝혀냈다.


29년에 E. P. 허블은 은하의 속도 · 거리관계를 구해 우주가 팽창하고 있음을 보여주었으며, 이 발견이 대폭발 우주로 이어졌다.


63년에 처음 발견된 퀘이사는 광속도에 가까운 속도로 멀어지는 천체인데, 우주의 옛 모습을 보고 있는 셈이다.


65년에 A. A. 펜지아스 등이 발견한 3K복사는 대폭발의 10만 년 후, 우주가 투명하게 되었을 무렵에 복사된 전자기파의 잔재였다.


이와 같이 천문학에서는 차례차례 새로운 발견을 계속하고 있는데, 그것들은 모두 오랜 세월의 축적 위에 이루어진 것이다.


지금도 데이터의 축적이 계속되고 있으며, 그것들에 바탕을 두는 다음 발견이 기대된다.













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