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[스크랩] 은하의 역사와 그 미래 new

鶴山 徐 仁 2006. 8. 10. 10:07

  은하의 역사 - 은하의 역사와 발견 [은하]  

M31 안드로메다 은하
우리들 머리 위에서 항상 빛나는 별들은 인류가 태어나기 전부터 있었다. 원시인들도 별을 보면서 우리와 같은 호기심이 생겼을 것이다. 좀 더 좋은눈을 가진 사람들은 희미한 별의 무리도 볼 수 있었을지도 모른다. 오늘날 사람들은 '그건 은하일 것이다' 라고 생각하겠지만 놀랍게도 1800년대 후반에만 하더라고 그것이 무엇인지 잘 모르고 있었다.
하늘을 자세히 보면 부옇게 보이는 것이 있다. 이것이 바로 은하이다. 은하수의 주변에 별들이 모여있는 부분이 보인다. 그건 바로 구상 성단이다. 그리고 하늘 군데군데 희미하게 보이는 빛 덩어리도 보인다.

19C사람들은 우리은하의 존재는 알고 있었지만 우리 은하의 크기가 어느 정도되는지 어떤 모양인지 매우 궁금해 했다. 이 중에서도 가장 해결하기 여려운 문제가 바로 우리 은하가 유일한 존재 인가? 또한 크기는 어느정도 되는가이다.
초기 은하의 모형에 대한 이론은 두 가지 이론으로 요약할 수 있다. 바로 새플리와 커티즈의 이론이다.



M22 구상성단
할로우 섀플리(Harlow Shapley:1885~1972)는 은하수 주변의 별무리(이제 구상성단이라 하겠다)를 연구 끝에 구상성단의 거리가 알려진 우리은하의 거리보다 10배나 멀다는 것을 알게 되었다. 처음에 섀플리는 구상단이 우리 은하 밖에 있는 외부 항성계라고 생각했으나 구상성단이 대칭적으로 분포하지 않는다는 것을 알고 우리 은하의 크기를 3배로 늘렸다.
하늘 군데군데 별의 밝기를 구하여 우리 은하의 크기를 구한 천문학자는 야코부스 캅테인(Jacobus C. Kapteyn:1851~1922)이다.

M33 나선 은하
캅테인은 빛의 흡수가 없다고 가정하여(만약 흡수가 있다면 정확한 거리를 알 수 없다) 우리 은하의 지름이 약 10PC 이고 두께가 2PC인 항성계(별의모임)라고 했다.
한편 릭 천문대의 커티즈는 희미한 빛의 모임에서 (이제 '나선 은하'라고 하겠다. 당시 망원경의 성능으로는 그것이 '나선 은하'인지 알 수가 없었다) 신성(죽는 별)을 발견하여 이 신성이 우리 은하의 신성보다 10등급의 차이가 남을 발견하였다(신성의 밝기는 비슷하다고 가정하였다). 커티즈는 이 발견으로 섬우주론(캅테인이 주장하는 이론으로써 은하들이 군데군데 흩어져 있다고 생각)을 지지하고 우리은하에 대한 캅테인의 이론을 지지하게 되었다.


**고속도별

M57
우리 은하 크기에 대한 두이론의 대립을 잠시 살펴 보았다. 이제 그 문제해결을 위해 고속도별을 언급하지 않을 수 없다. 고속도별은 말 그대로 빨리 움직이는 별을 말한다. 고속도별은 우리 은하가 회전한다는 것을 보여준다. 그리고 구상성단의 속도가 92km/sec 가 나왔다. 이런 속도로 움직이면 우리 은하에 묶여 있지 않음을 알게 되고 (인공 위성이 지구 주위를 자전 하려면 8km/sec 정도의 속도 여야한다. 그런데 이 속도가 넘어서면 탈출 하듯이) 우리 은하가 200배 나 큰 질량이어야 한다고 주장했다. 이 크기는 섀플리의 이론 보다 작고 캅테인 보다는 훨씬 크다고 나왔다.

대마젤란 은하
**흡수문제

은하의 연구에 가장 큰 문제가 거리문제라고 할 수 있다. 거리 문제 다음으로 천문학자들을 어렵게 한 것은 흡수의 문제이다. 흡수 문제는 여러해 동안 제시되어 왔지만 명확한 답이 나오지 않았다. 섀플리는 흡수 효과를 무시했고 만약 흡수가 존재 한다면 섀플리의 은하의 거리는 줄어 들 것이다.
이 문제를 해결한 천문학자는 로버트 트럼플러 였다. 그는 성단의 거리를 결정하는 방법을 개발했다. H-R도 를 이용하여 절대등급을 알 수 있는 별의 겉보기 등급을 이용하는 것과 성단의 거리와 겉보기 크기 사이의 반비례 관계를 이용했다. (성단의 크기는 거의 일정)
두가지 방법으로 구한 거리가 다르자 흡수가 존재한다고 주장하고, 은하 중심에 흡수 매질이 많다는 것도 발견하고 이제 캅테인의 거리는 더 이상 받아 들일 수 없으며 섀플리의 거리도 1/3로 줄어 들고, 구상 성단은 타원체가 아니라 구형이라고 밝혀졌다. (구상 성단은 나선 성운의 회피지역을 흡수 물질이 납작하게 분포한 결과로서 쉽게 설명 되었다).

**나선성운의 해결

M31의 일부분
많은 학자들의 연구 결과에도 불구하고 나선성운(외부은하)의 존재가 아직 밝혀지지 않았다. 1924년 에드원 허블이 M31에서 세페이드 변광성으로 나선성운의 거리가285,000파섹이 라고 발견했다.

**반마넨의 실수

처음부터 허블의 이론이 받아 들여진 것은 아니었다. 가장 큰 이유는 반마넨의 나선 성운의 각운동량 이었다. 반마넨의 측정 결과는 나선성운이 회전속도가 매우 빠르며 이것은 나선성운이 매우 가까이에 있다는것을 의미하는 것이다. 그의 이론은 매우 많이 공격을 받았지만 방대한 자료와 정확한 관측은 여러 천문학자들을 매우 혼란스럽게 했다.
M51
하지만 1925년 이후로 반마넨의 주장은 힘을 잃어 갔다. 조엘 스테빈스는 분광학을 이용하여 나선성운을 관측하자 반마넨이 주장한 방향과 반대 방향임을 알게 되었다.
1935년 M31, M51, M81,그리고 M101을 반마넨이 사용한 일한 건판을 이용하여 관측하자 변위를 찾아 낼 수 없었다. (허블이 주장한 회전방향은 반마넨이 주장한 반대 방향이라고 밝혀졌다). 결국 반마넨의 이론은 무너지고 말았다. 그러면 반마넨의 관측오차의 원인은 무엇일까? 관측기기의 오차와 계산의 오차 그리고 관측자의 오차, 세가지 정도의 원인이 있을 수 있다.
하지만 관측기기와 계산의 오차는 거의 없거나 없다는 것이 일반적이 생각이었고, 결국 반마넨 자신의 문제였다. 아직도 체계적으로 설명한 학자는 없다.
**그후.....
우리 은하의 거리가 정해지고 나선성운의 존재 및 거리가 밝혀 지자, 이제 은하의 모양과 진화 문제가 대두 되기 시작했고 우주의 탄생에도 관심이 모아 지기 시작했다.