천문학의 역사 (4)

현대 천문학

 

19세기 

 

1840년, 화학자 존 드레이퍼는 최초로 알려진 달의 천체 사진을 만들었다. 그리고 19세기 후반까지 행성, 별, 은하의 이미지를 담은 수천 장의 사진판이 만들어졌다. 대부분의 사진은 인간의 눈보다 양자 효율성이 낮았지만(즉, 입사 광자를 덜 포착) 통합 시간이 길다는 장점이 있었다(사진 촬영 시간에 비해 인간의 눈은 100ms). 이것은 천문학자들이 이용할 수 있는 데이터를 크게 증가시켰고, 이는 데이터를 추적하고 분석하기 위한 인간 컴퓨터, 유명한 하버드 컴퓨터의 부상으로 이어졌다.

과학자들은 육안으로는 보이지 않는 빛의 형태를 발견하기 시작했다: 엑스레이, 감마선, 전파, 마이크로파, 자외선, 적외선. 이는 천문학에 큰 영향을 미쳐 적외선 천문학, 전파 천문학, X선 천문학, 그리고 마지막으로 감마선 천문학의 분야를 낳았다. 분광학의 등장으로 다른 별들은 태양과 비슷하지만 온도, 질량, 크기가 다양하다는 것이 증명되었다.

항성 분광학은 요제프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키에 의해 개척되었다. 시리우스와 같은 별들의 스펙트럼을 태양과 비교함으로써, 그들은 흡수선의 강도와 개수, 즉 대기가 특정 주파수를 발견했다. 1865년 세키는 별을 분광형으로 분류하기 시작했다. 헬륨의 첫 증거는 1868년 8월 18일 태양의 채층 스펙트럼에서 파장 587.49 나노미터의 밝은 노란색 스펙트럼선으로 관측되었다. 이 선은 프랑스 천문학자 쥘 얀센이 인도 군투르에서 개기일식 중에 발견했다.

1838년 프리드리히 베셀(Friedrich Bessel)은 최초로 항성까지의 거리를 직접 측정하였다. 시차 측정은 하늘의 별들이 크게 떨어져 있음을 보여주었다. 19세기 동안 이중성 관측의 중요성이 증가했다. 1834년 프리드리히 베셀은 시리우스의 고유 운동 변화를 관측하고 숨겨진 동반성을 추론했다. 1899년 에드워드 피커링은 미자르 별의 분광선이 104일 주기로 갈라지는 것을 관측하면서 최초의 분광쌍성을 발견했다. 많은 쌍성계에 대한 자세한 관측은 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베와 S. W. 번햄과 같은 천문학자들이 수집했으며, 이를 통해 항성의 질량을 궤도 요소의 계산으로 결정할 수 있었다. 망원경 관측을 통해 쌍성의 궤도를 도출하는 문제에 대한 첫 번째 해결책은 1827년 펠릭스 사바리에 의해 만들어졌다. 1847년, 마리아 미첼은 망원경을 사용하여 혜성을 발견했다.

 

20세기 

 

많은 천문학적 데이터가 축적되면서 하버드 컴퓨터와 같은 팀들이 두각을 나타내면서 이전에는 남성 천문학자들의 조수로 밀려났던 많은 여성 천문학자들이 이 분야에서 인정을 받게 되었다. 미국 해군 천문대(USNO)와 다른 천문학 연구 기관들은 연구원를 고용했고, 과학자들은 더 많은 배경 지식을 요구하는 연구를 수행했다. 이 시기의 많은 발견들은 원래 여성 연구원들에 의해 기록되었고 그들의 감독자들에게 보고되었다. 헨리에타 스완 레빗은 세페이드 변광성 주기-광도 관계를 발견하여 태양계 밖의 거리를 측정하는 방법으로 발전시켰다.

하버드 컴퓨터의 베테랑인 애니 J. 캐논은 1900년대 초에 현대판 항성 분류 체계(색상과 온도에 기초한 OBA F G KM)를 개발하여 일생 동안 그 누구보다 많은 별(약 35만 개)을 수동으로 분류했다. 20세기에는 별에 대한 과학적 연구가 점점 더 빠르게 발전했다. 카를 슈바르츠실트는 항성의 색과 온도를 시각적 크기와 사진적 크기를 비교함으로써 결정할 수 있다는 것을 발견했다. 광전 광도계의 개발로 다중 파장 간격에서 정확한 크기 측정이 가능해졌다. 1921년 알버트 A. 마이클슨은 윌슨 산 천문대의 후커 망원경에 있는 간섭계를 사용하여 항성의 지름을 처음으로 측정했다.

별의 물리적 구조에 대한 중요한 이론적 연구는 20세기 초반에 이루어졌다. 1913년 헤르츠스프룽-러셀 도표가 개발되어 별에 대한 천체물리학적 연구가 추진되었다. 1906년 포츠담에서 덴마크 천문학자 에이나르 헤르츠스프룽은 이 별들의 색 대 광도 그림을 최초로 발표했다. 이 그림들은 눈에 띄는 연속적인 별의 순서를 보여주었으며, 그는 그것을 주계열이라고 이름 붙였다. 프린스턴 대학교에서 헨리 노리스 러셀은 이 별들의 분광형을 절대 등급에 대비하여 그려냈으며, 왜성들은 별개의 관계를 따른다는 것을 발견했다. 이를 통해 왜성의 실제 밝기를 합리적인 정확도로 예측할 수 있었다. 별의 내부와 항성 진화를 설명하기 위해 성공적인 모델이 개발되었다. 세실리아 페인-가포슈킨은 1925년 박사 논문에서 별이 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있다고 처음 제안했다. 별의 스펙트럼은 양자 물리학의 발전을 통해 더 많이 이해되었다. 이를 통해 항성 대기의 화학적 조성을 확인할 수 있었다. 1930년대에 별의 진화 모형이 개발되면서, 벵트 스트룀그렌은 광도-분광 등급 도표를 나타내기 위해 헤르츠스프룽-러셀 도표라는 용어를 도입했다. 1943년 윌리엄 윌슨 모건과 필립 차일즈 키넌이 항성 분류에 대한 정교한 계획을 발표했다.

 

우리 은하가 별도의 은하로 존재한다는 것은 20세기에 이르러서야 '외부' 은하의 존재와 함께 증명되었고, 얼마 지나지 않아 대부분의 은하들이 우리로부터 후퇴하는 과정에서 볼 수 있는 우주의 팽창이 증명되었다. 1920년대 할로 섀플리와 헤버 커티스 사이의 "위대한 논쟁"은 우리 은하의 본질, 나선 성운, 그리고 우주의 차원에 관한 것이었다.

양자 물리학의 등장으로 분광학은 더욱 정교해졌다.

태양은 1010개 이상의 별(100억 개)으로 구성된 은하의 일부로 밝혀졌다. 에드윈 허블은 안드로메다 성운이 다른 은하임을 밝혀냈고, 다른 많은 은하들이 우리 은하에서 멀어지고 있음을 밝혀냈다.

천문학과 큰 교차점을 가진 물리적 우주론은 20세기 동안 매우 먼 은하와 전파원의 적색편이, 우주 전파 배경 복사와 같은 천문학과 물리학에 의해 제공된 증거에 의해 크게 지지를 받으며 거대한 발전을 이루었다.