영국의 에드먼드 핼리가 핼리 혜성의 주기를 계산, 다음 출현을 예견함으로써 태양계의 천체임을 입증하였나요?
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.
엘타닌
1728년 제임스 브래들리는 엘타닌의 시차를 측정하는 데 실패했는데 이 과정에서 지구가 움직이면서 광행차가 발생하는 것을 발견했다. 브래들리의 이 발견으로 지구가 태양을 돈다는 코페르니쿠스의 주장이 검증되었다. 천문학의 임시 명칭
공전 주기가 200년 이하이거나 궤도를 한 바퀴 전부 완주한 혜성들을 주기 혜성이라고 정의하며, 주기 혜성들은 명칭 앞머리에 P가 붙는다(예시로, 322P/SOHO 혜성의 임시 명칭은 "P/2007 R5"이며, 공전 주기가 367년인 이케야-장 혜성의 임시 명칭은 "P/2002 C1"이다). 주기 혜성들은 근일점을 한 번 이상 통과하면 영구 명칭을 부여받는다(주기 혜성 목록 참조). 궤도
태양계의 기하학적 모델 중에서 천구 모델은 본래 완벽한 구 혹은 테의 모양 속에서 하늘 안에 행성의 겉보기 운동을 설명하기 위해 사용되었다. 행성의 정확한 움직임을 측정한 후에 지구를 둘러싼 가상의 원과 주전원과 같은 이론적인 메커니즘이 후에 추가되었다. 하늘에서 행성의 위치를 정확하게 예측하는 것이 가능했지만 시간이 지남에 따라 점점 더 많은 주전원들이 요구되었고 행성들이 더 발견됨에 따라 그와 같은 모델로 행성의 운동을 예측하는 것은 점점더 어려워졌다.
궤도의 현대적 이해에 대한 기초는 최초로 요하네스 케플러에 의해 수학적으로 기술되었다. 그의 결론은 행성 움직임에 대한 다음 세 가지 법칙 속에 요약되어 있다.
세번째 원리는 태양 궤도를 선회하는 모든 행성들의 궤도 원리간의 보편적인 관계라고 할 수 있다. 헨리에타 스완 레빗
헨리에타 스완 레빗(, 1868년 7월 4일 ~ 1921년 12월 12일)는 미국의 천문학자이다. 래드클리프 대학을 졸업하고 1893년부터 하버드 대학교 천문대에서 항성의 밝기를 정리하기 위하여 사진건판을 검사하는 계산수로 근무했다. 레빗은 세페이드형 변광성의 변광 주기와 광도 사이에 상관관계가 있다는 것을 발견했다. 레빗은 생전에는 합당한 인정을 받지 못했지만, 그녀의 이 발견은 지구에서 멀리 떨어져 있는 은하들까지의 거리를 측정할 수 있는 최초의 방법을 제공한 것이었다. 레빗 사후, 에드윈 허블이 이 주기-광도 관계를 이용하여 우주가 팽창하고 있음(허블의 법칙)을 밝혀내게 된다. 윌리엄 허셜
허셜의 초기 관측은 눈으로 보기에 매우 가까이 있는 쌍성을 찾는 데에 집중했다. 그 시대의 천문학자들은 이 별들의 분명한 분리와 상대적인 위치의 시간에 따른 변화들이 그들의 분리에 있어 지구로부터의 거리에 따른 시차 이동으로 인한 별들의 운동에 대한 증거를 제시할 수 있다고 기대했다(이 방법은 갈릴레오 갈릴레이가 처음 제안했다). 뉴 킹스가에 있는 그의 집 뒤뜰에서 6.2인치(160mm) 구경(口徑), 7피트(2.1m) 초점거리를 가진 뉴턴식 망원경으로 1779년 10월에, 허셜은 1792년까지 새롭게 발견된 것들을 가지고 천상의 모든 별 중에 그러한 별이 있는지 체계적으로 찾기 시작했다. 그는 곧 예상했던 것보다 많은 쌍성(雙星)과 연성(連星)들을 발견했고, 이들의 상대적인 위치를 정밀하게 측정하면서 2개의 카탈로그로 편집했다. 1782년(269개 시스템)과 1784년(434개 시스템)에 런던 왕립 학회에 제출되었다. 1783년 이후 새롭게 발견된 것들로 이루어진 세 번째 카탈로그(145개 시스템)는 1821년에 출판되었다.1797년에 허셜은 그 많은 시스템들을 다시 측정했고, 지구의 궤도로 인한 시차로부터 기인하지 않을 수 있는 상대적 위치의 변화들을 발견했다. 그는 그 두 개의 별들이 상호적인 중력 인력하에서 공전하는 '쌍성계'라는 가정을 발표하기 위해서 1802년까지 기다렸고, 1803년에 "Account of the Changes that have happened, during the last Twenty-five Years, in the relative Situation of Double-stars; with an Investigation of the Cause to which they are owing."라는 그의 책에서 확인시켰다. 그는 총 800개 이상의 확인된 쌍성, 연성 시스템을 발견했고, 그것들 중 거의 모두는 시각적인 쌍성들이 아니라 물리적인 쌍성들이었다. 그의 이론적, 관측적 업적들은 현대 이중성 천문학의 기초를 마련했다. 에드먼드 핼리
에드먼드 핼리(Edmond Halley, Edmund라 적기도 함, 1656년 11월 8일 ~ 1742년 1월 14일)는 영국의 천문학자, 기상학자, 물리학자, 수학자이다. 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] 에드먼드 핼리
핼리는 영국 쇼어디치 해걸스톤 지방에서 삼형제 중 장남으로 태어났다. 그의 생일은 율리우스력으로는 1656년 10월 26일이지만, 그레고리력으로는 1656년11월 8일이다. 그의 아버지는 영국 중부의 더비셔 가 사람이었고, 비누의 사용이 전 유럽의 인기였던 시기에 런던에서 비누 제작 사업을 하는 부유한 상인이었다. 핼리의 아버지는 1666년 대화재로 상당한 손해를 보았음에도 불구하고, 평생 동안 그의 아들의 과학적 흥미를 지지할 만큼 부유했다. 핼리의 어머니는 그가 옥스퍼드에 가기 1년 전인 1672년 죽었고, 아버지는 1684년에 죽었다. 어렸을 때, 핼리는 집에서 개인 교습을 받으며 수학에 많은 흥미를 보였다. 그는 세인트 폴 스쿨에서 공부하였고, 그 후, 1673년 부터 옥스퍼드 대학교 퀸즈 컬리지에서 공부하였고 학부생 때 태양계와 태양의 흑점에 관한 논문을 왕립 학회에 보냈다. 옥스퍼드에 입학하기 전부터 핼리는 숙련된 천문학자였다. 그의 아버지는 핼리에게 최고의 과학 기기들을 사주며 천문학에 대한 그의 흥미를 격려하였다. 핼리 혜성
핼리 혜성(공식 명칭은 1P/Halley)은 그 주기와 다음 접근 시기를 예측한 에드먼드 핼리의 이름을 딴 혜성으로, 약 75~76년을 주기로 지구에 접근하는 단주기 혜성이다. 지상에서 맨눈으로 관측 가능한 유일한 단주기 혜성이기도 하다. 다른 더 밝은 혜성들도 존재하지만 그런 혜성들은 몇 천년에 한번 정도 나타난다. 마지막으로 관측된 연도는 1986년으로, 다음 접근 시기는 2061년 7월 28일으로 예측된다. 에드먼드 핼리
1686년, 핼리는 세인트헬레나 섬에서의 관측을 바탕으로 무역풍과 폭풍우에 관한 표들을 정리하여 논문으로 출판하였다. 이 논문에서, 그는 태양열 난방이 대기의 움직임 때문이라는 것을 인지하였다. 그는 기압과 해수면의 높이 사이의 관계 또한 설립하였다. 핼리의 표들은 정보 시각화 분야에 많은 기여를 하였다. 그는 짧게 끊어진 선들로 바람을 표시하였고, 각각의 선들은 방향을 표시하기 위해 두꺼운 머리와 꼬리를 가지고 있었다. 또 핼리는 높이와 기압 사이의 관계를 수식화하였다. 성단
우리 은하에서 구상 성단은 은하 중심부 근처에 있는 은하 헤일로(은하 중심을 높은 이심률을 지니면서 공전) 주변에 구형에 가까운 형태로 분포해 있다. 1917년 천문학자 할로 셰플리는 구상 성단의 분포를 이용하여 은하 중심과 지구 사이 거리를 구할 수 있었다. 셰플리의 연구 이전에는 태양계가 우리 은하에서 어느 정도 위치에 있는지 정확히 밝혀지지 않았다. 고래자리
가장 주목할 만한 천체는 미라(ο Ceti)로, 최초로 발견된 변광성이다. 331.65일의 주기를 갖는데, 가장 밝을 때에는 2.0 등급에 달하여 육안으로 쉽게 식별할 수 있는 가장 밝은 별에 속하며, 어두워지면 10.1등급까지 떨어진다. 이를 처음 발견한 것은 1596년 데이비드 파브리시우스(David Fabricius)인데, 이 발견은 하늘의 영구불변성에 의문을 제기하여 코페르니쿠스 혁명을 돕게 된다. 태양계
혜성은 수 킬로미터 정도 크기의 휘발성 얼음 혼합물로 이루어진 태양계 천체이다. 혜성의 궤도는 매우 이심률이 큰데, 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어왔다가 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 물러나는 경우가 많다. 혜성 중에는 궤도경사각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다[19]. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지면서 일사량이 증가하기 때문에 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 이온화, ‘코마’라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 코마는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 이는 고대부터 인류가 혜성을 묘사할 때 사용된 강렬한 특징이었다. 에드먼드 핼리
핼리는 뉴턴의 친구로써 뉴턴-라이프니츠 논쟁에 참여하였다. 또, 해리슨의 시계 제작에 도움을 준다. 데이비드 그레고리와 함께 Apollonius conics의 번역에 참여하며, 1678년 부터 1743년 까지는 왕실 학회 회원, 1685년 부터 1692년까지는 철학적 거래 관리 위원회, 1729년부터 1743년 까지는 The Académie des Sciences at Paris 회원으로 활동한다. 혜성 은하
혜성 은하()는 32억 광년 떨어진 나선 은하이다. 1680년 대혜성
C/1680 V1, 1680년 대혜성, 키르히 혜성, 뉴턴 혜성은 망원경으로 그 차이를 관측한 첫 번째 혜성이다. 이 혜성은 1680년 11월 14일 로트프리드 키르히가 발견한 것으로 낮에도 관측이 가능하고 화려하고 큰 꼬리를 가져 17세기에서 가장 밝은 혜성이 되었다. 1680년 11월 30일 지구로부터 0.42AU 거리로 지나갔으며, 1680년 12월 18일에는 0.0062AU(93만 km)의 근일점에 도달해 가장 가까운 거리를 기록했고 이후 태양으로부터 멀어지면서 12월 29일 최대 밝기로 밝아졌다. 이 혜성은 1681년 3월 19일 마지막으로 관측되었다. 2014년 1월 현재, 혜성은 태양으로부터 252.1 AU 떨어져 있는 거리에 위치해 있다. 태양계
단주기 혜성은 태양을 1회 도는 데 2백 년이 걸리지 않는다. 반면 장주기 혜성은 1회 공전에 걸리는 시간이 보통 수천 년은 된다. 단주기 혜성은 카이퍼 대에서 태어나며[64], 헤일-밥 혜성과 같은 장주기 혜성은 오르트 구름에서 태어난다고 여겨진다. 크로이츠 선그레이저스와 같은 혜성군(群)은, 하나의 덩어리였던 천체가 쪼개져 생겨난 것으로 보인다[65]. 공전궤도가 타원형인 일부 혜성은 태양계 바깥에서 태어나 태양계를 찾아온 경우도 있는데, 이들의 정확한 궤도를 알아내기는 쉽지 않다[66]. 태양 주위를 많이 돌면서 휘발성 물질이 거의 다 증발한 늙은 혜성은 종종 소행성으로 분류되기도 한다[67]. 핼리 혜성
1909년 8월, 핼리혜성이 태양에서 4억 8,000만 km 떨어져 있을 때 사진을 찍었다. 그리고, 1910년 4월에는 태양에서 8,900만 km 떨어진 거리까지 접근했다. 그 뒤, 1982년 10월 16일 미국 팔로마 천문대에서 발견됐다. 태양계
1944년에, 소련 유성기어장치 과학자 오토 슈미트와 유리 등은 새로운 종류의 이원적인 이론을 제안하였다. 그는 망원경을 통한 관찰 결과를 바탕으로 저온 고밀도의 구름덩어리가 은하에서 형성된다고 주장했다. 이때, 포획된 물질은 처음에는 태양 주위를 타원 궤도를 그리며 회전하다가 차츰 원 궤도로 전환되었다는 것이다. 그 결과, 입자 간의 충돌의 횟수가 증가하게 되면서 입자의 크기도 커지고 서로의 인력도 커지게 되어 점점 크게 성장했다는 것이다. 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] 에드먼드 핼리
정부 고위직인 요셉 윌리엄슨 경과 조나스 무어경은 핼리의 헬레나 섬으로의 과학 탐험을 지원했다. 1676년에 찰스 2세(Charles II)는 그에게 동인도 회사를 추천하고 헬레나 섬으로 수송품을 조달했다. 그는 관측 기구로 재산을 하사받았다. 그에 대한 답으로 핼리는 찰스 2세에게 남반구의 별 평면 천체도를 바친다. 이는 별자리(현재의 Southern Cross)를 포함한다. 핼리는 이 별자리를 Robur Caroilnum라 명명했다. 갈릴레이 위성
갈릴레이는 이전에 비해 천체를 잘 관찰할 수 있게 한 망원경을 이용해 1609년부터 1610년에 목성에서 4개의 위성을 발견했다. 갈릴레이의 발견은 육안으로 아무것도 볼 수 없는 공간에서 망원경으로 천체를 발견했다는 점에서 망원경을 중요한 천문학 도구임을 입증한 것이다. 더 중요한 점은, 지구가 아닌 다른 천체를 도는 천체의 발견은 모든 천체가 지구 주위를 돈다는 지구중심설에 심각한 타격을 주었다. 제임스 브래들리
옥스퍼드 대학에서 신학을 공부하고 목사가 되었으나 숙부의 지도하에 천체 관측에 힘써서 핼리의 인정을 받아 1722년 모교의 천문학 교수가 되었다. 항성의 연주시차의 검출에 뜻을 두고 긴 초점거리의 망원경을 하늘로 향하게 하여 1727년에 용자리 엘타닌 위치의 연주 변화를 확인했다. 파이어니어 금성 궤도선
금성 궤도상에서, 파이어니어 금성 궤도선은 핼리 혜성을 관측할 수 있었는데, 이 때는 1986년 2월 핼리 혜성이 태양에 붙어 있어 지구에서 볼 수 없었던 시점이었다. 자외선 분광기는 2월 9일, 핼리 혜성이 근일점을 통과할 때, 혜성의 핵에서 물이 빠져나가는 것을 관측했다. 해왕성의 발견
1781년에 윌리엄 허셜이 천왕성을 발견한 이후 1846년까지 그 궤도가 계산되어 왔으나, 천문학자들은 천왕성의 궤도에서 만유인력의 법칙만으로는 설명할 수 없는 불규칙성이 발견되는 것을 알아냈다. 하지만 이 불규칙성은 천왕성 너머에 또다른 행성이 있어 중력적으로 영향을 미친다고 설명하여 해결할 수 있었고, 1845년에 파리의 천문학자 위르뱅 르베리에와 케임브리지의 존 쿠치 애덤스가 각자 그 행성의 위치를 계산하기 시작했다. 르베리에가 먼저 계산에 성공했지만 바로 그 직후에 영국 왕립 천문학자 조지 에어리가 애덤스도 행성의 발견을 예측했다고 발표했다. 하지만 영국 왕립 학회는 1846년에 르베리에에게 코플리 메달을 수여하면서 애덤스에 대한 언급은 하지 않았다. 시리우스
1718년 에드먼드 핼리는 당대의 측성자료를 프톨레미의 알마게스트와 비교한 결과 그때까지 '붙박이' 별이라고 생각했던 항성들이 하늘에서 움직였음을 발견했다. 핼리가 조사한 별은 알데바란, 아크투루스, 시리우스로 셋 다 프톨레마이오스 시대(핼리와 1800년 차가 난다.)로부터 거의 달의 지름에 해당하는 30분 거리를 이동했다. 1577년 대혜성
튀코가 발견한, 혜성이 천체라는 사실은 17세기 내내 천문학계의 뜨거운 논쟁거리였으며 여기에 대해 많은 이론들이 제기되었다. 갈릴레오는 튀코의 이론에 동의하지 않은 대표적 인물이었는데, 그는 혜성이 천체가 아닌 시각적 현상에 불과하며 그 때문에 혜성의 시차를 재는 것은 불가능하다는 주장을 했다. 그러나 그의 가설은 널리 인정받지 못했다. 혜성
이같이 불길한 징조로 여겨지던 혜성은 18세기에 들어서야 실체가 조금씩 밝혀지기 시작했다. 천문학자였던 에드먼드 핼리는 혜성에 대해 의구심을 품게 되는데 그의 친구인 아이작 뉴턴이 새로운 주장을 내놓았기 때문이다. 뉴턴은 1680년 10월과 11월에 관측된 혜성이 태양 뒤로 사라졌다가 12월에 나타나자 두 혜성이 같은 것이며 태양을 중심으로 궤도를 그리고 있다고 주장했다. 그 이야기를 들은 핼리는 1705년 24개 혜성의 궤도를 계산하여 1531년과 1607년, 1682년에 출연한 세 개의 혜성이 같은 혜성임을 밝혀낸다. 그리고 1758년 이 혜성이 또 나타날 것이라고 예측했다. 즉 이 혜성이 75~76년을 주기로 지구에 접근한다고 주장한 것이다. 핼리의 예측대로 1758년 긴 꼬리를 드리운 혜성이 밤하늘에 나타났다. 이로써 갑자기 나타났다 사라지는 혜성에 주기가 있다는 것이 밝혀졌으며, 혜성은 그의 이름을 따 핼리혜성이라 이름을 붙이게 됐다. 이후 다양한 연구를 통해 혜성은 주기적으로 지구를 지나간다는 것과, 태양 주위를 공전한다는 사실이 밝혀졌다.[1] 자연철학의 수학적 원리
에드먼드 핼리도 이 책을 바탕으로 1530년, 1607년, 1682년에 나타났던 혜성들의 궤도를 계산해, 이 혜성 모두가 동일한 하나의 천체일 가능성이 높다는 사실을 발견했고 일정한 주기에 따라 1750년대 말에 다시 나타나리라고 예견했다. 뉴턴도 핼리도 죽은 뒤인 1758년에 수수께끼 같은 천체가 발견되었는데 그것이 다름 아닌 핼리 혜성이다.[1] 에드먼드 핼리
핼리는 또 다시 윌리엄슨 경의 도움으로 옥스퍼드에서 석사 학위 왕실 위임장을 얻었다. 그는 옥스퍼드의 새빌 좌 교수로 틸로슨 대주교의 지지를 받았다. 그러나 틸로슨 대주교는 핼리를 강력히 지원할 수 없었기 때문에 핼리는 임명 받지 못했고 핼리가 종교적 바탕을 잃었다고 설명했다. 그러나 뉴턴이 핼리의 후원자였기 때문에 그는 Chester mint에서의 자리를 약속받을 수 있었다. 그리고 핼리는 힘 있는 해군 고위 인사들 사이에 후원자들을 가지고 있었다. 1698년부터 1701년 사이에 그들은 핼리의 원정을 후원했다. 노팅엄의 백작은 오스트리아 제국의 임무에 배치한 다음, 그가 돌아왔을 때 그의 약속대로 새빌 좌 교수 자리를 주었다. 핼리가 그의 첫 오스트리아 임무를 성공적으로 완수한 후 신성 로마 제국은 그에게 다이아몬드 반지를 선사했다. 핼리는 윌리엄 3세에게 자기에 변화에 따라 등각선으로 표시한 대서양의 지도를 봉납했다. 그리고 같은 방법으로 만든 세계지도를 조지 왕자에게 바쳤다. 1577년 대혜성
당시 브라헤는 태양이 지구를 돌고 있는 것으로 잘못 알고 있었으나, 혜성의 진행 경로에 대한 매우 정교한 관측 기록 수천 건을 남겼으며, 이 기록들은 요하네스 케플러의 행성운동법칙 이론 확립에 기여했고, 행성들이 원이 아니라 타원 궤도를 그리면서 태양을 돌고 있음을 알게 해 주었다. 당시 튀코 브라헤의 제자였던 케플러는 대혜성의 존재 및 진행 경로는 천구 이론을 바꾸기에 충분한 증거라는 추측을 내놓았으나, 그의 주장은 이후 잘못되었음이 드러났다. 또한 튀코는 대혜성의 코마가 태양을 바라본 시점에서 뒤쪽으로 형성된다는 사실도 알아냈다. 세인트헬레나
1676년부터 에드먼드 핼리가 이 곳에 천문대를 설치하고 천체 관측의 거점으로 삼았다. 1810년 이후에는 동인도 회사의 광동 무역 기항지로 쓰이게 된다. 에드먼드 핼리
1695년 그는 몇 년 전에 영국의 상인이 그곳의 황폐함을 묘사한 적이 있었던 팔미라야자의 고대 시리아 도시에 관해 출판을 했는데, 이 논문은 18세기 영국의 고고학자들로 하여금 많은 연구를 하게 할 만큼 흥미로운 것이었다.[2] 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. HD 192263 b
2002년 천문학자 G. 헨리는 이 행성의 존재에 의문을 표시했다. 그 근거는 어머니 항성 HD 192263의 채층 활동 주기가 발표된 행성의 공전 주기와 일치한다는 것이었다. 행성 때문에 생겼으리라 추측한 시선속도 변화는 사실은 항성의 활동 때문에 생긴 것이었다는 주장이었다. 그러나 2003년 이 행성의 존재는 공식적으로 검증을 받았다. 행성이 항성의 자기장(가시광 영역) 활동에 영향을 끼치기 때문에 항성 활동과 행성 공전 주기가 거의 같았던 것이다. 헨리에타 스완 레빗
레빗의 발견은 소위 ‘주기-광도 관계’(period-luminosity relationship)로 유명하다. 변광 주기의 대수는 별의 평균 고유 광도(이것은 또 별이 가시광선 파장에서 방출하는 power의 양의 대수로 정의된다)와 선형적 관계를 이룬다. 하버드 천문대의 사진건판에 기록된 1,777 개의 변광성들의 연구에 대하여 레빗은 “최댓값들과 최솟값들에 상응하는 두 무리의 점들의 연쇄 사이에 직선이 순조롭게 그려질 수 있다. 즉 (세페이드형) 변광성의 밝기와 그 주기 사이에 간단한 상관관계가 존재한다는 것을 보일 수 있다.”라고 의견을 표했다. 에드먼드 핼리
핼리는 Macclesfied와 sunderland의 백작 덕택으로 왕실 천문학자가 되었다. 1729년 캐롤라인 왕비는 그의 소득을 보태주기 위해 그에게 해군 대위의 임금의 반을 받도록 하였다.[3] 에드먼드 핼리
이 책은 호주 하늘의 별들에 대한 첫 번째 출판된 기록이 때문에 중요한 자료로 여겨지고 있다. 에드먼드 핼리
1693년, 핼리는 인간의 사망률표를 만들어 발표하였다. 그 후 생명보험회사들은 과학적 토대를 갖춘 그 표에 기초해서 보험료를 산출하였고, 인구 통계학의 시초가 되었다. 해왕성
1821년에 알레시 부봐르가 해왕성의 이웃 행성, 천왕성의 궤도에 대한 천문표를 출판했다. 그런데 이후의 관측에서 천문표와 어긋나는 결과가 상당량 발견되었으며, 부봐르는 미지의 물체가 중력적 상호 작용을 통해 천왕성의 궤도에 섭동을 일으킨다는 가설을 세웠다. 1843년에는 존 쿠치 애덤스가 천왕성의 운동에 영향을 미치는, 가상의 여덟 번째 행성의 궤도를 계산했다. 애덤스는 자신의 계산 결과를 왕실천문관 조지 에어리 경에게 보냈는데, 에어리는 애덤스에게 해명을 좀더 요구했다. 애덤스는 답신의 초고를 쓰기 시작했지만 보내지는 않았으며, 이후 천왕성 문제를 적극적으로 다루지 않았다.
애덤스와는 별도로 1845년과 1846년에는 위르뱅 르베리에가 독자적으로 계산을 수행했지만, 역시 동료들에게서 큰 반응을 얻지 못했다. 그러나 6월이 되어 르베리에가 행성의 황경에 대한 계산을 출판했고, 그것을 본 에어리는 애덤스의 계산과 유사점을 발견했다. 에어리는 행성을 찾아보자고 케임브리지 천문대장 제임스 챌리스를 설득했다. 하지만 챌리스가 8월과 9월 내내 하늘을 훑고 다녔는데도 별 소득이 없었다. 햐쿠타케 혜성
햐쿠타케 혜성의 궤도가 계산되자, 과학자들은 이 혜성이 3월 25일에 지구로부터 0.1 AU 떨어진 지점을 지나갈 것임을 바로 알아내었는데, 이 혜성만큼 근접한 혜성은 지난 세기 동안 4개밖에 없었다. 당시에는 헤일-밥 혜성이 대혜성이 될 것이라고 예상되고 있었지만, 햐쿠타케 혜성이 발견된 후 천문학회 및 각종 천문 커뮤니티들은 햐쿠타케 혜성 또한 대혜성이 될 수 있을 것이라고 여겼다. 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. 에드먼드 핼리
핼리는 존 플램스티드의 옛 자료들을 이용하여 천문 연구를 하였다. 핼리는 존 플램스티드의 관측 자료를 고대 그리스인들이 관측한 자료와 비교했는데, 고대 그리스의 천문학자인 프톨레마이오스의 ‘Almagest'의 기록과 존 플램스티드의 관측 자료가 다른 점을 발견했다. 시리우스와 아르크투르스(대각성)의 위치가 주변 별들에 대하여 움직였던 것이다. 이것은 현재 천문학자들이 고유운동이라도 부르는 현상이었다. 고대 그리스인들의 측정 오차를 고려하더라도 존 플램스티드와 고대 그리스인들의 관측 결과는 많이 달랐다. 아주 밝은 별들의 위치 조차도 상당히 다르게 측정되어 있었다. 핼리는 이것을 바탕으로 별들이 움직였다는 결론을 내리게 되었다. 이것은 수정구에 별들이 박혀 있다고 주장했던 천동설에 완전히 반대되는 생각이었다. 이렇게 핼리는 별들이 독자적으로 움직일 수 있다는 사실을 밝혀내게된다.[4] 햐쿠타케 혜성
혜성에서 방출된 물질들을 조사함으로서, 햐쿠타케 혜성의 자전 주기를 알아낼 수 있었다. 혜성이 지구를 지나갈 무렵, 대형 입자 무리가 태양 방향으로 매 6.23시간마다 방출되었으며, 작은 분출 몇 개를 더 조사한 결과 이 숫자가 햐쿠타케 혜성의 자전 주기임이 확인되었다. 궤도 이심률
혜성들의 이심률은 매우 다양하다. 주기 혜성들의 이심률은 대체로 0.2 ~ 0.7이며, 매우 궤도가 찌그러진 몇몇 혜성들의 이심률은 거의 1에 육박한다. 예시로, 핼리 혜성의 이심률은 0.967이다. 주기를 갖지 않는(거의 포물선 궤도를 도는) 혜성들은 더더욱 1에 가깝다. 예로 헤일-밥 혜성의 이심률은 0.995이고, 혜성 C/2006 P1 (맥나우트) 의 이심률은 1.000019 이다. 헤일-밥 혜성의 이심률은 1보다 작기 때문에, 타원 궤도를 돌고 언젠가는 돌아올 것이다. 맥나우트 혜성은 행성들의 영향권 안에 있을 때는 쌍곡선 궤도를 갖지만, 아직은 태양을 10년 주기로 돌고 있다. 현재의 2010년 역기점에서는 혜성 C/1980 E1이 현재까지 알려진 천체 중 가장 이심률이 크고, 이 혜성의 이심률은 1.057이다. 이 혜성은 영원히 태양계를 떠날 예정이다. 국제 혜성 탐사선
1986년 3월 탐사선은 핼리 혜성과 태양의 사이로 진입했다. 이 때는 "핼리 함대"에 속하는 다른 탐사선들이 혜성에 접근하고 있을 때였다. 탐사선은 혜성의 꼬리를 통과했으며, 가장 가까워졌을 때 혜성과의 거리는 2800만 km였다(참고로 1910년 핼리 혜성과 지구의 거리는 2080만 km였다). 에드먼드 핼리
1687년과 1720년 사이에 핼리는 기하학, 작도, 방정식의 근을 구하는 방법, 로그함수와 삼각 함수의 계산 등 순수 수학에 관한 일곱 개의 논문을 발표 하였다. 에드먼드 핼리
후에 이 예측이 사실로 밝혀지면서 이 혜성을 핼리 혜성이라고 부르게 되었다. 그는 혜성이 나타났던 1758년 12월 25일보다 15년이나 먼저 죽었지만, 그가 죽은 후에도 지속적인 명성을 얻었다. 이 날짜는 실제로 핼리가 예상했던 것보다 단지 며칠 후였다. 이것은 혜성이 지금까지 믿어져 왔던 것처럼 기상 현상이 아닌 천체라는 확정적인 증거가 되었다.[1] 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. 혜성
16세기 말, 티코 브라헤는 시차를 이용하여 혜성이 달보다 멀리 있음을 밝혀냈다. 18세기 초, 에드먼드 핼리는 관측된 기록을 토대로 최초로 혜성의 주기를 계산하였다. 태양계
이 이론은 처음에 좋은 평가를 받았으나, 곧 문제가 발견되었다. 해럴드 제프리(1929년)는 순환의 개념에 대한 수학적인 논의에 근거해서, 태양과 비슷한 실질 밀도를 가진 목성의 경우 비슷한 회전 주기를 가져야 한다고 주장했다. 또한 헨리 노리스 러셀(1935년)은 태양으로부터 빠져나온 물질이 태양 반지름의 4배 거리(=수성 궤도 안) 이상 가지 못한다는 것을 증명해 냈다. 이것은 각운동량에 관한 또 다른 문제였다. 그 뒤 라이먼 스피처(1939년)는 태양에서 나온 물질이 목성의 질량을 가지게 된다면, 이는 106K의 온도를 가지게 되며, 이 경우 행성으로 수축하기보다는 폭발한다는 것을 계산해 냈다. 이후 태양의 핵반응으로 즉각 소모되었을 리튬과 베릴륨, 붕소가 지구의 지각에서 발견된다는 것과 관련한 반대 주장이 등장하였다. 항성과 항성 사이 공간은 매우 넓기 때문에 원시 태양과 다른 별이 만날 확률이 극히 희박하다는 것도 문제점 중 하나이다.[97] 하틀리 제2혜성
하틀리 제2혜성은 1986년 말콤 하틀리가 사이딩 스프링 천문대의 슈미트 망원경을 이용하여 발견하였다. 혜성은 주기 약 6.46년의 목성족 단주기 혜성으로, 근일점은 1.05 AU이다. 에드먼드 핼리
핼리와 뉴턴의 우정은 1684년 행성 운동에 대한 뉴턴의 견해에 대해 토론하기 위해 핼리가 케임브릿지 대학을 방문하게 된 계기로 시작되었다. 핼리의 가장 중요한 과학적 공여는 아이작 뉴턴과 함께 태양으로부터의 혜성의 거리의 제곱이 만유인력에 반비례할 때 혜성 궤도의 모양을 알아내는 것으로 부터 시작되었다. 뉴턴은 혜성 궤도의 모양이“타원형”이라고 생각하고 있었다. 뉴턴은 핼리에게 20년 전에 이것을 알아냈지만 출판하지 않았다고 말한다. 뉴턴이 출판을 꺼렸던 이유는 뉴턴이 아직도 과거 로버트 훅이 뉴턴의 빛에 대한 이론을 비판했었기 때문이다. 핼리는 뉴턴으로 하여금 그의 가장 훌륭한 업적인 프린키피아를 적도록 유도하기 위해 뉴턴을 달랬고 자신이 직원이자 편집자였던 왕립학회를 통해 그것을 출판하도록 하였다. 왕립학회가 재정상 마땅치가 않았을 때에도 핼리는 그의 사비로 책의 출판에 필요한 돈을 지불했다. 왕립 학회는 “핼리가 프린키피아 사업에 착수하여 그의 돈으로 그것을 출판했다”고 입장을 밝혔다. 그는 뉴턴과 상의하여 재치 있게 뉴턴과 훅 사이의 우선권 논쟁을 진압하였고, 프린키피아를 수정, 저자에게 존경을 표하는 라틴어의 서문을 쓰고 교정하였으며, 1687년 책을 출판하였다. 윌리엄 허셜
1781년 3월, 쌍성에 대한 연구를 하고 있을 때, 허셜은 nonstellar disk로 추정되는 한 물체를 발견했다. 허셜은 처음에 그것이 혜성이나 별일 것이라고 생각했다. 그는 그 물체에 대해 더 많은 관찰을 하였고, 러시아의 학술위원인 앤더스 렉셀(Anders Lexell)에 의해 궤도가 계산된 후 그것이 행성일 가능성을 발견했다. 허셜은 그 물체가 토성 너머의 행성일 것이 틀림없다고 생각했다. 그는 그가 발견한 새로운 행성을, 조지 3세의 이름을 따서-그에게 호의를 가져왔지만 그다지 마음에 들지는 않았던- "조지언 스타(Georgian star)"로 지었다. 그러나 되도록이면 영국 왕에 대해 언급하지 않으려는 프랑스에서는, 그 행성은 "천왕성"라는 국제적인 이름이 생기기 전까지 '허셜'로 알려져 있었다. 같은 년에, 허셜은 코플리 메달을 수여받았고, 왕립 학회의 일원으로 선출되었다. 1782년에 그는 "왕의 직속 천문학자(The King’s Astronomer)"라는 칭호를 받았다. 그와 그의 여동생은 1782년 8월 1일에 대칫(Datchet)으로로 나중에 이사를 하였다. 그는 계속 망원경을 만드는 일을 하였고, 국제적인 명성을 얻게 되어 영국과 유럽대륙의 천문학자들에게 60개가 넘는 반사경을 팔 수 있었다. 에드먼드 핼리
1676년, 핼리는 남반구 하늘을 정확하게 관측하기 위해 세인트헬레나 섬으로 항해를 떠났고, 그곳에서 별을 목록화하고, 태양의 표면을 가로지르는 수성의 자오선 통과를 관찰하였다. 집으로 돌아온 핼리는 1678년 11월, 《남반구 천체목록》을 출판했고, 그 해 11월 30일 왕립학회 특별회원으로 선출되었다. 비엘라 혜성
하지만 결정적이지 못한 관측들이 1865년과 1872년에 있었다. 찰스 탈마지는 존 하인드의 계산을 통하여 1865년 11월에 혜성이 있을 것으로 추정되는 위치에서 성운 모양의 천체를 관측했다. 제임스 북킹햄 또한 하인드의 계산을 통하여 1865년에 성운 모양 천체를 관측했다. 하지만 하인드는 두 천체가 계산보다 더 가까이 붙어 있다는 점에서 비엘라 혜성이 아니라고 확인하였다. 곤혹한 관측 중 하나로, 1872년 말에 포그슨이 관측했던 포그슨 혜성 또한 비엘라 혜성의 잔재로 추정되었지만, 이후 아닐 가능성이 높아졌다. 비엘라 혜성
혜성은 1832년 9월 24일, 예상되었던 것처럼 관측되었다. 혜성의 궤도 요소는 올버스가 계산하였는데, 이 때 10월 29일 혜성의 코마가 지구의 궤도를 지나갈 것으로 보여 눈길을 끌었다. 하지만 프랑수아 아르고가 대중들의 공포심을 잠재우기 위해 발표한 기사처럼, 지구 자신은 11월 30일이 되도록 코마가 지나간 지점에 도달하지 못한다. 이럼에도 불구하고, 당시 비엘라 혜성은 지구의 궤도와 만나는 유일한 혜성이었으므로 19세기의 천문학자와 일반 사람들 모두의 관심을 끌었다. 하틀리 제2혜성
아레시보 천문대에서의 2010년 레이다 관측에서는 혜성이 심히 찌그러져 있고, 자전 주기는 18시간이라고 예측하였다. EPOXI 임무 팀은 혜성을 "볼링 핀과 피클의 중간 정도"라고 묘사하였다. 태양 주기
헤일의 관측결과들은 태양 주기가 평균 22년의 자기의 주기라는 것을 드러내주었다. 그러나, 태양 주기의 바로 거의 모든 징후들이 자기 극성에 대해 민감하지 않았기 때문에 이는 11년 태양 주기가 이렇다 할 만한 일반적인 용례로 남게되었다. 에드먼드 핼리
《남반구 천체 목록》(Catalogus Stellarum Australium, 1679)은 남반구 별들의 위치를 망원경으로 관찰해 목록화하여 처음으로 출판된 책이다. 길이
애니 캐넌(Annie Canon)이 세페이드 변광성의 주기와 광도를 발견하면서 다른 은하에 있는 별까지의 거리를 계산할 수 있게 되었다.
세페이드 변광성, RR Lyrae형 변광성등에 사용될 수 있는 방법으로, 별의 밝기가 변화하는 주기를 관측을 통해 알아내 표준성으로써 주어진 주기-광도 관계에 맞추어 별의 실제 밝기를 계산할 수 있다. 이렇게 계산한 변광성의 절대등급을 포그슨 방정식에 대입해 변광성 까지의 거리를 계산할 수 있다. 실제로 윌리엄 허블은 이 방법을 사용해 안드로메다 은하까지의 거리를 최초로 구했고, 그때까지는 성운으로 알려져있던 M31 안드로메다 은하가 우리은하와 별개인 은하라는 것을 밝혀냈다. 혜성
동아시아에서는 혜성은 달의 정기가 모여 만들어졌다고 여겼다. 천체의 출현은 길흉의 판단으로 이어졌는데, 혜성은 주로 재난의 경고로 받아들여졌다. 혜성
대부분의 혜성은 길게 늘어난 타원 궤도를 갖는데, 궤도의 한쪽은 태양에 가까이 있으며, 나머지는 태양계 바깥쪽으로 멀어진다. 혜성들은 일반적으로 그 궤도 주기로 분류되는데 이때 주기가 길수록 궤도의 이심률은 커진다. 천왕성
천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돈다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것이다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 것이다. 프리드만 방정식
에드윈 허블은 1927년 멀리 있는 은하일수록, 우리 은하와 더 빠른 속도로 멀어지며, 그 멀어지는 속도는 거리에 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다. 이를 수식으로 표현하면,
이고, 여기에서 은하가 멀어지는 속도와 거리 사이의 비례상수 H가 바로 허블 상수다. 이는 균일하고(homogeneous), 등방적이며,(isotropic) 팽창하고 있는 우주에서 성립하는 일반적인 관계식으로서 다음과 같이 증명된다. 우주의 팽창을 따라가며 그 간격이 멀어지는 좌표계(comoving coordinate)에서 정의된 위치 벡터를 formula_15라고 하자. 좌표 formula_16과, formula_17에 위치한 두 은하를 생각하자. 시간 formula_18 일 때 두 은하 사이의 거리는
로 주어지고, 은하가 멀어지는 속도는 이 거리의 미분으로 구할 수 있다. 크로이츠 혜성군
에드먼드 핼리를 포함한 당시의 사람들은 이 혜성이 1106년에 태양 가까이에서 보였던 매우 밝은 혜성이 되돌아온 것으로 추측하였다. 세페이드 변광성
상대적으로 매우 밝기 때문에 세페이드 변광성들은 매우 먼 곳에서도 보인다. 에드윈 허블은 안드로메다 은하에 있는 세페이드 몇 개를 처음으로 찾아냈으며, '외부은하'의 존재를 입증했다(이 당시만 해도 외부은하에 대한 개념은 존재하지 않았다). 최근 허블 우주 망원경은 6천만 광년 떨어진 처녀자리 은하단에 있는 세페이드 항성 여럿을 발견하는 데 성공했다. 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. 중세의 우주론
갈릴레오는 자신의 망원경으로 목성을 관측하였다. 그 관측을 통해 목성이 양극이 약간 납작한 큰 구라는 것을 알게 되었다. 또한 그는 1610년 1월 7일 목성을 관측하던 중, 목성의 위성 4개를 발견하였다. 그 당시 코페르니쿠스 체계였던 지동설, 즉 태양 중심설에 대한 한 가지 반론으로 달은 분명히 지구 주위를 돌고 있다는 것이 있었다. 그러나 갈릴레오의 목성의 위성 관찰은 지구의 위성인 달도 예외가 아니라는 것을 뜻하였고 코페르니쿠스 모델의 정확성을 뒷받침해주는 결정적 증거가 될 수 있었다. 또한, 예전부터 소요학파들이 사용했던 대표적인 반증사례는, 달이 지구 둘레를 돌고 있으므로 동시에 지구가 태양의 둘레를 도는 것이 불가능하며, 그렇게 되면 지구와 달이 서로 떨어져버리게 된다는 것이었다. 뭔가의 둘레를 돌고 있음이 확실한 목성과, 그 둘레를 돌고 있는 위성 네 개를 발견함으로써, 갈릴레오는 지구가 움직이고 있더라도 달이 지구를 일정한 궤도로 도는 것이 가능하다고 주장하였다. 목성
지오반니 보렐리와 카시니는 목성의 위성이 목성의 앞뒤를 언제 통과하는지 예측할 수 있도록, 목성의 위성들의 운동에 관해 정밀한 표를 작성하였다. 1670년대에는 목성이 지구에 대해 태양 반대편 위치에 있을 때 목성의 위성들이 목성의 앞뒤를 통과하는 시기가 예측된 것보다 약 17분이나 늦게 발생한 것이 관측되었다. 올레 뢰머는 이를 통해 관찰이 즉각적이지 않음을 추론하였고(카시니는 처음에 이에 대해 동의하지 않았다),[10] 그 시간차를 이용해서 빛의 속도를 측정하였다.[77] 혜성
장주기 혜성: 이심률이 큰(길게 늘어난) 궤도와 200년 ~ 수천 년(또는 수백만 년)의 주기를 갖는 혜성이다. 이들의 궤도는 그 원일점이 외행성 바깥쪽 먼 곳에 있으며, 궤도는 황도면에 가깝지 않을 수 있다. 1577년 대혜성
튀코의 공책 중 하나에서 스케치들이 발견되었는데, 이 스케치들로부터 1577년 혜성이 금성 근처를 지나갔을 가능성이 있음을 알 수 있다. 튀코는 이 스케치들에서 지구를 태양계 중심에 위치시켰고 태양과 달이 그 주위를 돌고 있으며 다른 행성들은 태양 주위를 돌고 있는 것으로 표현했다. 에드먼드 핼리
1757년, 파리 천문대의 감독관이었던 프랑스의 수학자 알렉시스 클레로와 프랑스의 천문학자 제롬 랑랄드는 핼리 혜성에 대한 표를 개선시켰다. 프랑스의 훌륭한 수학자이자 천문학자인 Nicole-Reine Hortense Lepaute는 목성과 토성이 혜성을 끌어 당기는 중력의 정도와 혜성이 돌아 오는 정확한 시간을 결정지었다. 혜성의 귀환에 대한 핼리의 생각이 맞다면 Lepaute에게는 엄청나게 많고 세밀함을 요구하는 계산을 해낼 시간이 거의 없었다. 그녀는 6개월 동안 밤낮을 가리지 않고 하루 종일 일했다. 결국 그녀는 토성의 중력은 혜성의 이동을 100일동안 지연시키고, 목성의 중력은 518일 동안 지연시킨다는 것을 계산해냈다. 이 세명의 과학자들은 핼리가 범한 계산 실수를 발견하였지만 혜성이 돌아올 것이라는 핼리의 예상은 완벽하게 옳다는 것을 밝혀냈다. 그들은 혜성이 1759년 4월 13일에 근일점에 올 것이라고 예상했다. 실제로 혜성은 1759년 3월 13일에 근일점에 위치했기 때문에 그들의 결과와는 한 달의 차이가 있었다. 이에 대해 제롬 랑랄드는 Lepaute에게 모든 영예를 안긴 반면, 알렉시스 클레로는 공식적으로 Lepaute이 한 공헌의 중요성을 깨닫지 못했다. 1910년 1월의 대혜성
이 혜성을 체계적으로 연구한 최초의 천문학자는 로버트 T. A. 이네스이다. 1910년 1월 17일 근일점에 도달했고, 밝기가 약간 어두워졌으나 최대밝기 -5등성을 기록하면서 스펙타클한 장관을 선사하였다. 이때부터는 북반구에서 잘 보였으며, 꼬리 길이는 보름달 100개 분에 달하는 50도 정도였다. 이케야-세키 혜성
혜성에 대한 예측은 빗나가기 쉬우나 이케야-세키 혜성은 예측대로의 결과가 나왔다. 근일점에 가까워오면서 관찰자는 대낮에도 잘 보인다고 보고했다. 근일점을 통과하는 시간에 정오였던 일본에서는 겉보기 등급으로 보름달의 60배 밝기인 -17 등급으로 관측되었다. 지난 수천년간 가장 밝은 혜성에 속하며, "1965년 대혜성"이라고 불리기도 한다. 크로이츠 혜성군
1880년에도 밝은 혜성이 1843년과 거의 같은 궤도를 지나갔으며, 1882년 대혜성도 그러했다.
일부 천문학자들은 이들이 하나의 혜성이었다는 설을 주장하였다. 그 공전주기는 근일점을 통과할 때마다 줄어들었으며, 태양을 둘러싸고 있는 고밀도의 어떤 물질에 의해 속도가 줄어들고 있다는 것이다. 혜성
이익은 《성호사설》에서, '혜성은 물의 정기이며, 얼음과 같이 투명하여 햇빛을 받아 빗자루와 같이 보인다'고 추측하였다.[4] 세페우스자리 델타
18세기 말까지 과학계에 알려진 변광성은 고작 여섯 개에 불과했다. 당시 영국의 천문학자 에드워드 피곳은 자신의 친구 존 구드릭과 함께 숨겨진 변광성들을 찾는 작업에 착수했다. 1784년 구드릭은 알골과 독수리자리 에타가 변광성의 성질을 갖고 있음을 발견했다. 한 달 뒤 9월 그는 세페우스자리의 델타별이 변광성임을 최초로 발견했다. 이후 델타별과 유사한 밝기 변화 양상을 보여주는 변광성들이 계속 발견되었으며, 이러한 변광성들은 세페우스자리 델타의 이름을 따서 세페이드 변광성으로 불리게 되었다. 1912년 헨리에타 스완 리빗은 세페이드 변광성들의 변광 주기와 광도 사이에 매우 정확한 상관관계가 있음을 발견했고 이를 광도-주기 관계로 정리했다. 이 발견은 우주의 크기를 측정하는 데 있어 획기적인 전기가 되었으며, 광도와 주기의 정확한 상관관계를 통해 세페이드 변광성은 아주 멀리 떨어진 천체의 거리도 정확하게 구할 수 있는 길잡이로 자리매김했다. 센타우루스자리 오메가
기원후 150년 그리스-로마 시대의 천문학자 프톨레미가 《알마게스트》에서 이 천체를 말(센타우루스)의 견갑골에 해당한다고 썼다. 독일의 법률가이자 지도제작자인 요한 바이어는 1603년 《우라노메트리아》에서 프톨레미의 자료에 따라 이 천체를 "센타우루스자리 오메가"라고 명명했다. 1677년, 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 남대서양 세인트헬레나에서 망원경을 이용해 센타우루스자리 오메가를 관측하고, 이것이 별이 아니라는 것을 밝혀냈다. 1715년 핼리는 오메가를 비롯한 천체 여섯 개의 발견을 왕립학회에 발표했다. 홈스 혜성
홈스 혜성(17P/Holmes)은 에드윈 홈스(Edwin Holmes)가 1892년 발견한 주기혜성이다. 2007년 10월 말, 수 시간 만에 17등급에서 2.8등급으로 급격히 밝아졌다. 2014년에 볼 수 있었고 다음에 볼 수 있는 때는 2021년으로 예상된다. 이 결과를 통해 7년 주기로 지구로 돌아온다는 사실을 알 수 있다.
1892년 11월 6일 에드윈 홈스는 안드로메다 은하를 정기적으로 관측하던 중 이 혜성을 발견하였다. 1892년 처음 발견된 것은 이 혜성이 갑자기 밝기가 4~5등급까지 밝아졌기 때문이다. 몇 주 안에 홈스 혜성은 어두워졌으나, 발견된 지 두 달 반 정도 후에 다시 밝기 증가를 보이기도 했다. 이 혜성은 홈스 외에도 11월 8일 토마스 데이비드 앤더슨(Thomas David Anderson), 11월 9일 존 이웬 데이비드슨(John Ewen Davidson)에 의해서 각각 독립적으로 발견되었다. 아이손 혜성
아이손 혜성은 2013년 11월 28일 태양 중심으로부터 0.0124AU (약 186만 km) 떨어진 지점(근일점)을 통과했다. 태양의 반지름을 고려하면, 아이손 혜성은 태양 표면으로부터 116만 5천 km 떨어진 지점을 통과한 셈이 된다. 궤도 특성은 쌍곡선 궤도이며, 때문에 이 혜성은 오르트 구름에서 갓 만들어진 새로운 혜성일 것으로 보인다. 근일점 부근의 태양-혜성 이체 문제의 궤도 해답에서, 이 혜성의 주기는 약 400,000년일 것으로 추측되었다. 허나, 이 혜성이 매우 높은 이심률을 가지고 있음에도 불구하고, 태양의 중심 좌표는 일심좌표에 비해 훨씬 안정하다. 장주기 혜성의 주기는 보통 혜성의 접촉 궤도가 혜성이 태양계의 중심을 떠나고 난 이후 계산될 때, 같이 계산된다. NASA의 제트추진연구소의 호라이즌 시스템을 사용한 결과, 2050년 1월 1일 역기점에서 쌍곡선 궤도의 해답을 내놓았다. 아이손 혜성은 2013년 10월 1일 화성으로부터 0.07248AU 떨어진 지점을 통과했고, 2013년 12월 26일 지구로부터 0.43AU 떨어진 곳을 통과했다. 게자리 55
이후 도플러 효과 관측법이 진전을 보이면서 2002년 어머니 항성에서 5AU 떨어진 곳의 행성이 발견되었다. 이 행성은 게자리 55번 d의 이름을 받았다. 발견 당시 이 행성의 궤도는 원에 가까운(이심률 0.1 정도) 것으로 관측되었다. 그러나 이후 이심률은 이보다 높은 것으로 밝혀졌다.
두 행성을 발견했지만 43일 간격의 '주기성'(periodicity)이 존재했으며 이는 세 번째 행성이 있기 때문으로 추측되었다. 43일 간격은 어머니 항성의 자전주기와 비슷했으며 여기서 43일 주기성은 항성의 흔들림이 원인일 것으로 보았다. 여기서 55번 c의 존재를 예상하게 되었다. 소행성대 혜성
소행성대 혜성은 근일점에서 혜성의 먼지 꼬리를 보이며 한 달 이상 지속된다. 이러한 혜성들이 지구에 존재하는 물의 근원이라는 가설도 있었다. 
제일 처음 발견된 소행성대 혜성은 1979년 발견된 7968 Elst-Pizarro이며 1996년 혜성 꼬리를 발견하고 혜성 번호 133P/Elst-Pizarro가 주어졌다. 크로이츠 혜성군
1888년, 하인리히 크로이츠는 1843년, 1880년, 1882년의 혜성들이 거대 혜성의 조각들이었고, 이들이 여러 개의 주기로 나뉘었을 수도 있다고 주장하는 논문을 출간하였다. 1680년의 혜성은 이 혜성군에 포함되지 않은 것으로 밝혀졌다. 에드윈 허블
허블은 타임지의 표지 모델이 된 최초의 천문학자였다. 그는 허블법칙이라고 불리는 은하들의 멀어지는 속도가 거리에 비례한다는 것을 다양한 은하들의 분포를 측정하여 알아낸 뒤, 엄청난 명예를 얻게 되었다. 그는 타임지의 표지 모델이 된 것 뿐만 아니라 영화 배우나, 작가들과 모임을 가지게 되었다. 1937년에 허블은 아카데미 영화상 시상식에 프랭크 캐프라의 주빈으로 참석하기도 했다. 에드윈 허블
1929년, 허블은 윌슨 산의 100인치 망원경으로 은하들 사이의 거리와 적색편이의 체계적 분석을 통해 팽창 우주론을 지지하는 논문을 표하였다. 이 “허블의 법칙”이 바로 팽창우주론의 결정적 천문학적 증거였다. 1930년, 에딩턴과 드 시터 등 영향력 있는 천문학자들이 정적 우주론보다 팽창 우주론이 새로운 천체 관측 결과와 더 잘 맞는다는 사실을 인식하고, 묻혀 있던 프리드만과 르메트르의 작업이 재발견되면서 과학계의 인식은 정적우주론에서 팽창우주론으로 변화하게 되었다. 천체들 사이의 도플러 효과를 보여 주는 허블의 법칙이 팽창우주론을 뒷받침하는 강력한 증거가 되어 주었던 것이다. 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. 혜성
아리스토텔레스는 그의 저서 '기상학(Meteorology)'에서, 혜성이 황도를 벗어난 위치에 나타나는 것을 근거로 혜성은 행성과는 다른 것이며, 유성이나 오로라, 은하수와 함께 상층 대기의 현상이라 주장하였다. 이 주장이 2천 년간 서양의 혜성 이론을 대표하였다. 에드먼드 핼리
핼리의 항해 문제와 같은 과학의 현실적인 적용에 관한 걱정은 과학이 인간을 구원하는 데 쓰여야 한다고 말한 영국 작가 프랜시스 베이컨이 왕립 학회에 미친 영향을 드러내고 있다. 그의 폭넓은 흥미를 통해, 핼리는 과학적 전문화의 전조가 된 고도의 전문적인 능숙함을 보여주었다. 뉴턴의 업적에 대한 그의 현명한 평가는 서양 사상의 출현을 가져오는 데 중요한 역할을 하였다. 에드윈 허블
1921년 섀플리가 하버드 천문대의 책임자가 되어 윌슨산을 떠나면서 허블은 더 많은 시간 망원경을 관측할 수 있게 되었다. 1923년 10월 4일 저녁, 허블이 윌슨산에 와서 4년이 지난 날, 그는 100인치짜리 망원경으로 안드로메다 성운을 관측하였다. 당시 관측상태는 최악의 상태였다. 허블은 40분간 노출하여 안드로메다성운 사진을 찍었다. 다음날 사진 현상 후, 사진에서는 흠집이거나 신성이라고 볼 수 있는 점이 발견되었다. 허블은 그 점이 신성임을 다시 확인하기 위해서 안드로메다 성운을 5분간 노출하여 찍었다. 그 점은 그대로 그 자리에 있었고, 신성일 가능성이 있는 두 점을 더 발견하였다. 이후에 그는 두 번째 점이 신성임을 알아냈고, 세 번째 점이 세페이드형 변광성임을 알아냈다. 허블은 자신이 발견한 세페이드형 변광성을 이용하여 안드로메다 성운까지의 거리를 추정했다. 그 결과는 놀라웠다. 안드로메다 성운까지의 거리는 지구에서 약 90만 광년으로, 우리 은하의 지름의 길이인 10만 광년보다 훨씬 먼 거리였다. 그는 안드로메다 성운이 하나의 또 다른 은하임을 증명하여 대논쟁의 막을 내렸다. 1924년 2월, 허블이 섀플리에게 자신이 발견한 결과를 편지로 알리자, 섀플리는 “이것이 내 우주를 파괴한 편지다” 라고 말했다고 한다. 1924년 위싱턴에서 열린 미국 과학진흥협회 회의에서 허블의 성과가 발표되었는데, 그는 그 회의에서 가장 뛰어난 논문에 수여하는 1천 달러의 상금을 공동으로 수상했다. 은하
1786년에 윌리엄 허셜이 자신의 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31과 같은 특정 천체들을 "나선 성운"(spiral nebula)이라고 불렀다. 후에 이 천체가 사실은 엄청난 수의 항성들로 이루어져 있다는 것과 이 천체들이 우리 은하 바깥에 존재한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬우주(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "우주(Universe)"라는 단어는 존재하는 모든 것들을 가리키는 것으로 이해될 소지가 다분했고, 따라서 이 용어는 사장된 뒤 "은하"(galaxies)라는 용어가 사용되었다.[14] 에드먼드 핼리
1704년, 핼리는 존 월리스를 이기고 옥스퍼드의 새빌 좌 기하학 교수가 되는데 성공했다. 그는 죽을 때 까지 그 자리에 있었다. 제임스 브래들리
이러한 현상은 장동(章動)이라고 하여, 불균등한 지구 타원체에 달의 인력이 작용하는 결과라는 것이 장 르 롱 달랑베르에 의해서 1749년에 역학적으로 증명되었다. 브래들리는 1742년 에드먼드 핼리의 뒤를 이어 제3대 그리니치 천문대장에 취임했다. 오르트 구름
1932년에, 에스토니아인 천문학자 Ernst Öpik은 장주기 혜성은 태양계에서 가장 먼 가장자리에 있는 궤도를 선회하는 무리에서 유래했다는 것을 당연하게 생각했다. 1950년에 그 생각은 네덜란드의 천문학자인 Jan Hendrik Oort에 의해 태양계의 진행경로의 존재 너머로 있는 혜성의 궤도들이 불안정해서, 결국은, 힘은 혜성이 태양이나 행성과 충돌하거나, 그것 이외에 행성의 섭동에 의해 태양계로부터 추방하는데 영향을 줄 것이라는 역설을 해결하기 위한 수단으로 다시 환기되었다. 더욱이, 그들의 휘발성 구성물질은 그들이 태양으로 반복적인 접근할 때, 복사(복사에너지)가 점차적으로 혜성이 쪼개지거나 더 많은 양의 기체를 제거하는 것을 막는 절연된 지각으로 발전할 때까지 휘발성 물질들을 끓게 한다는 것을 의미한다. 그리하여, 혜성은 그들만의 현재 궤도를 형성할 수 없고, 중심권 외부 모체에 그들 존재 대부분이 붙잡혔음에 틀림없다. 과학과 여성
1847년 미국의 마리아 미첼은 혜성을 발견하여 이름이 알려지게 되었고, 혜성의 주기를 계산하여 미국 해군관측소의 항해 연보에 등재하였다. 그녀는 1848년 미국 학예 과학 아카데미의 첫 여성 회원이 되었고 1850년에는 미국 과학 진흥 협회의 회원이 되었다. 태양계
모든 행성과 대부분의 다른 천체는 태양의 자전 방향(태양의 북극에서 보았을 때 시계 반대 방향)으로 공전한다. 하지만 핼리 혜성 같은 예외도 있다. 에드먼드 핼리
핼리 혜성 핼리 크레이터(달) 핼리 크레이터(화성) 핼리 연구 기지(남극) 태양 주기
태양 주기에 대한 물리적 기반은 20세기 초에 조지 엘러리 헤일과 그의 공동연구자들에 의하여 밝혀졌는데, 1908년에 그들은 태양흑점이 강하게 자화되어 있다는 것을 보였다. (이는 지구 밖에서 처음으로 자기장을 탐지한 일이었다) 그리고 1919년에는 태양 흑점에 대한 아래의 특징이 발견되었다. 천왕성
허셜은 줄곧 자기가 혜성을 발견했다고 주장했지만, 다른 천문학자들은 이미 다른 경우를 생각하고 있었다. 러시아의 천문학자 앤더스 렉셀은 이 천체의 궤도를 최초로 계산하고, 거의 원형에 가까운 궤도를 보고 혜성보다는 행성에 가깝다고 결론내렸다. 베를린의 요한 엘레르트 보데는 허셜의 발견에 대해 "지금까지 알려져 있지 않은, 토성 너머의 궤도를 공전하는 행성과 같은 천체로 간주할 수 있다". 보데 역시 이 천체를 혜성보다는 행성과 더욱 비슷하다고 결론내렸다. 에드윈 허블
에드윈 파월 허블(, 1889년 11월 20일 ~ 1953년 9월 28일)은 미국의 천문학자이다. 그의 업적은 크게 두 가지가 있다.
그는 1921년 경 세페이드 변광성을 이용하여 우주의 크기를 재었다. 이 발견은 후에 할로 섀플리와 히버 커티스의 대논쟁을 종결하는 데 근거로 쓰였다. 또한, 그는 1929년 경 은하를 관측하여 스펙트럼의 선에 나타나는 적색 편이를 시선 속도라고 해석하고, 후퇴하는 속도가 은하 간 거리에 비례한다는 허블의 법칙을 발표하였다. 이는 우주가 팽창한다는 사실을 뒷받침하여 이후 대폭발 이론의 기초가 된다.
그의 발견 때문에 그는 여러 영예를 누렸다. 허블 우주 망원경은 그의 이름을 따서 명명하였다.