목차
● 망원경의 발명
● 분광학 기술의 발전
● 은하수와 우주의 팽창
망원경의 발명
17세기 전후 발명된 망원경으로 천문학은 더욱 멀리 볼 수 있게 되었으며, 20세기에 이르는 시기에 발전된 전자기학, 역학 및 상대성 이론과 같은 현대 물리학의 업적은 천문학과 서로 간에 도움을 주고받으며 새로운 천문학의 길을 열게 되었습니다. 20세기에 들어서면서 인간은 지구를 벗어나 우주 공간에서 우주를 탐험, 관찰하는 경지에 이르게 되었습니다.
르네상스 시대에 코페르니쿠스가 태양중심설을 제안하였으며, 이는 갈릴레이와 케플러에 의해 더욱 확장되고 발전되었습니다. 갈릴레이는 처음으로 천문학에 망원경 도입을 하였으며, 케플러는 행성들이 태양을 초점에 놓는 타원궤도를 공전하는 정확한 태양계 모형을 고안해 냈지만, 행성들이 타원궤도를 그리는 근본적인 이유는 알아내지 못했습니다. 그러나 마침내 뉴턴이 천체역학과 중력의 법칙을 발견함으로써 해결되었습니다. 또한 뉴턴은 새로운 방식의 반사 망원경을 고안해 냈습니다.
망원경의 성능과 크기가 향상되면서 많은 천문학적인 발견들이 이루어졌습니다. 프랑스의 천문학자 라카유에 의해 방대한 별의 목록이 만들어졌고, 허셜은 방대한 성단, 성운 목록을 제작하였으며, 1781년에는 처음으로 새로운 행성인 천왕성을 발견하게 됩니다. 1838년에 베셀이 백조자리 61 별의 연주시차를 측정함으로써 처음으로 별까지의 거리를 측정하였습니다. 18-19세기 중에는 오일러, 달랑베르, 클레로 등이 삼체문제를 해결하기 위하여 많은 노력을 기울였고, 이로써 달과 태양의 위치를 더욱 정확하게 예측할 수 있게 되었습니다. 라그랑주와 라플라스는 이런 노력을 더욱더 발전시켜 달과 행성의 섭동으로부터 질량을 추정하기도 하였습니다.
분광학 기술의 발전
분광학 같은 새로운 기술의 발전으로 천문학계에는 획기적인 발전이 이루어졌습니다. 분광학은 원래 파장에 따른 빛과 물질 간의 상호작용을 연구하는 학문이었습니다. 과거엔 주로 프리즘등을 이용해 파장별로 분산된 가시광선을 관찰하는 것을 의미했습니다. 그 이후에 이 개념은 더 넓게 확장되어 파장 또는 주파수에 따른 어떤 양을 측정하는 것을 뜻하게 되었습니다. 그래서 입자복사와의 상호작용 또는 주파수가 변하는 전자기장에 대한 반응을 연구하는 것도 분광학이라고 불리고 있습니다.
분광학은 분석화학과 물리 분야에 적용되는데 물질에서 방출되거나 물질에 흡수되는 스펙트럼을 분석하여 물질을 식별합니다. 또 분광학은 천문학이나 원격 센서에도 중요하게 사용되고 있습니다. 대부분의 대형 망원경에는 분광계가 설치되어 있고 천체의 물리학적 특성과 화학적 조성을 측정하거나 스펙트럼선의 도플러 이동을 통해 천체의 속도를 측정하는 데 사용됩니다.
프라운호퍼는 1814년-1815년에 태양의 스펙트럼에서 약 600여 개의 어두운 띠를 발견했는데, 이것은 1859년에 이르러 키르히호프에 의해 각기 다른 원소들 때문에 생긴다는 사실이 밝혀졌습니다. 분광학을 다른 별들에도 적용함으로써 별들이 태양과 같은 천체이며, 다만 질량, 크기, 온도가 다른 것이라는 사실이 정립되었습니다.
은하수와 우주의 팽창
20세기에 들어서면서 하늘에 보이는 은하수가 별들의 집합체인 우리 은하라는 사실이 확립되었으며, 이어서 우리 은하 밖의 외부은하, 그리고 우주의 팽창이 발견되었습니다. 우리 은하는 태양계가 속해있는 은하입니다. 은하수 은하(Milky Way Galaxy) 또는 은하수(Milky Way)라고도 합니다. 우주팽창이란 우주 공간상에서 서로 다른 두 지점 사이의 거리가 시간이 경과함에 따라 증가하는 현상을 말합니다.
현대 천문학은 퀘이사, 블레이져, 펄사, 전파은하등과 같이 특이한 천체들을 발견하였으며 이러한 관측들은 이것을 중성자별, 블랙홀로 설명하는 이론의 발전에 아주 중요한 역할을 하였습니다. 우주 마이크로파 배경, 우주의 원소 함량, 허블의 법칙등의 관측이 지지하는 대폭발 이론의 등장으로 물리적 우주론은 20세기에 들어서면서 큰 성공을 거두었습니다.
우주 망원경의 발전으로 지구 대기에 흡수되어 그동안 관측 할 수 없었던 전자기파의 영역을 통한 관측이 가능하게 되었고, 대형 망원경이 만들어짐으로써 현재는 10억 광년 저쪽의 은하도 관측할 수 있게 되었습니다. 그 결과 먼 곳에 있는 어두운 은하일수록 개개의 원소 스펙트럼선이 대부분 붉은색 쪽에 가깝다는 사실을 알아냈습니다. 그 결과를 적용해 볼 때 이 관측 결과는 멀리 있는 은하가 점점 후퇴하고 있으며 그것은 지구로부터 멀어져 간다는 사실을 나타내고 있습니다. 선 스펙트럼 편재에서 구해진 후퇴 속도는 그 은하까지의 거리에 비례하고 있습니다. 이것을 허블법칙이라고 합니다. 이러한 사실은 우주가 약 100억 년쯤 전에는 현재보다 훨씬 작았으나, 그 이후 팽창을 계속하고 있다는 것을 암시하고 있습니다. 이 이론을 팽창 우주론이라고 합니다. 실제로 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서도 우주가 팽창하고 있다는 해석을 얻을 수 있습니다. 또한 방사성 우라늄에서 생긴 납의 동위원소비의 측정에 의한 연대 측정법에 따르면 운석의 연령은 약 46억 년 정도라고 추측할 수 있습니다. 이러한 결과는 지구나 태양계의 나이를 나타내는 것입니다. 1965년 벤디아스와 윌슨이 우주 통신 위성으로부터 전파를 수신하는 안테나의 잡음을 조사했을 때 천체의 어느 방향으로 안테나를 돌리더라도 불가사의한 잡음이 남아있다는 것을 알았습니다. 이와 같은 현상은 우주는 아주 먼 옛날에는 뜨거운 불덩어리였으나 그것이 점차 냉각되어 현재는 우주 전체에 3K의 복사가 이루어지고 있다고 생각하면 이해하기 쉬우며 이 이론은 1946년 가모프가 제창한 이론입니다.