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천문학(天文學)
글쓴이 : 이형철 날짜 : 2007-01-05 (금) 22:22 조회 : 5656
우주 전체에 관한 연구 및 우주 안에 있는 여러 천체(天體)에 관한 연구를 하는 자연과학의 한 분야. 천문학은 인류문명이 시작되는 바빌로니아 시대부터 점성술(占星術)이나 달력의 작성과 관련을 가지고 발달되었으므로 자연과학 가운데 가장 일찍 시작된 학문이다. 또, 천체의 관측으로 지구 위에서의 위치가 알려지는 원리는 항해하는 데 이용되어 이런 목적으로 천문학은 크게 발달되어 17세기에 망원경이 발명된 후 프랑스의 파리천문대, 영국의 그리니치천문대 등의 큰 천문대가 창설되었다. 이처럼 천문학은 실용적인 필요성에서 발달했다고 볼 수 있으며, 천문학을 시간과 공간 위치에 관한 가장 기본적인 관측을 하는 학문이라고 말하는 것도 이 때문이다. 한편 천문학의 지식은 G.갈릴레이, I.뉴턴의 손을 거쳐 물리학이 태어나는 기틀을 마련하였다. 천문학을 연구대상에 따라 여러 분야로 나누어 보면, 우주의 구조 ·기원 ·진화 등을 다루는 우주론(宇宙論), 천체 대기의 성분 ·구조 ·내부구조 ·에너지원(源) ·진화 등을 연구하는 천체물리학, 천체의 위치를 측정하여 측지학(測地學)의 연구를 하는 위치천문학, 천체의 운동을 다루는 천체역학(天體力學) 등이 있다. 이들은 주로 천체에서 오는 빛을 관측하는 것으로 광학천문학(光學天文學)으로 통칭되는데, 제2차 세계대전 후에 발달된 전파의 관측기술을 이용한 전파천문학(電波天文學), 천체가 내는 적외선(赤外線) ·자외선(紫外線) ·X선 ·γ선 등을 관측하는 분야도 최근에 로켓이나 인공위성(人工衛星)에 의하여 실현되고 있다. 1. 기원과 역사 천문학은 본래 인간생활의 필요에서 비롯되었다. 즉, 태양 ·달 ·항성 등의 주기적인 형상으로부터 계절의 변화와 순환을 알게 되어 농업에 필요한 달력을 만드는 일이 특히 제왕(帝王)의 중요한 사업의 하나가 되어 여기에 천문학자들의 두뇌가 이용되었다. 관상수시(觀象授時 : 천체현상을 관측하여 백성에게 때를 가르친다)란 말이 고래로 임금의 사업으로 알려져 왔던 사실은 역사의 기록에서 볼 수 있다. 즉, 천문학자는 태양과 달의 위치를 관측하여 달력을 만들고, 또 동양에서는 일식(日蝕)이 제왕의 큰 관심을 끌었으므로 그 예보에 힘쓰기도 하였고, 예보가 틀리면 천문관이 문책을 받았다는 기록이 남아 있는데, 일식은 그 당시 국가의 흥망과 관련된 천체현상으로 믿어졌기 때문이다. 달력의 제작이나 일식 ·월식(月蝕)의 예보에 사용되었던 고대의 유적으로 짐작되는 것으로는 약 4000년 전의 유적으로 알려진 영국의 솔즈베리 평원에 있는 스톤헨지(Stonehenge)인데, 거대한 스톤헨지들의 방향은 태양이나 달의 출몰방향을 나타내고 있다. 달력의 연구는 농산물의 수확과 관계가 있었다. 예를 들면 이집트에서는 나일강의 홍수기가 되면 시리우스별이 새벽에 동쪽 지평선에 떠올랐는데, 이로부터 시리우스의 관측은 농업에 큰 영향을 미쳤다. 이 관측으로부터 1년의 길이가 365일임을 일찍이 알게 되어 이집트에서는 태양력(太陽曆)이 쓰이게 되었다. 그리스 시대에는 BC 4세기의 아리스타르코스처럼 지동설(地動說)을 주장하는 천문학자도 있었지만, 특히 2세기의 프톨레마이오스로 대표되는 천동설(天動說)이 유력한 우주관으로 받아들여졌다. 그는 지구가 우주의 중심에 정지하고 있으며, 그 둘레를 태양 ·달 ·행성(行星) ·항성(恒星)들이 원을 그리며 돌고 있다고 생각했다. 단순한 원운동으로 설명되지 않는 행성의 경우에는, 여러 개의 원운동을 합성한 복원운등(複圓運動)을 고안하였는데, 이러한 이론은 《알마게스트:Almagest》(140)라는 책으로 집대성되었다. 동양에서는 인도 ·중국 등에서 점성술과 관련되어 독특한 우주관이 이루어졌으나, 달력제작 ·일식예보에 치중된 천문학은 그 후 별로 큰 발전이 없어 후세 청나라 시대에 이르러 서양의 근대천문학이 도입되었다. 서양에서도 중세에 이르러 천문학뿐만 아니라 널리 자연과학의 전반에 걸쳐 연구의 진전이 없었다. 이 시대에는 그리스시대 천문학의 집약인 《알마게스트》가 아라비아에 전승되고, 그 후 15세기에 유럽으로 다시 전달되었다. 그 후 유럽에서 자연과학의 연구가 부흥되어 16세기 말에 폴란드의 천문학자 N.코페르니쿠스에 의하여 지동설이 발표되어, 지구는 우주의 중심의 자리로부터 추방되어 태양의 둘레를 도는 하나의 행성으로 격하된 태양중심의 우주관으로 혁신되었으나, 천체의 원운동의 개념은 그리스시대의 전통을 그대로 남기고 있었다. 한편 당시 최대의 관측천문학자인 덴마크의 T.브라헤는 관측기계를 정비하여 행성, 특히 화성(火星)의 위치관측에 종사하여 정밀한 많은 관측자료를 남겼는데, 그의 조수 J.케플러는 1609년에 그 자료를 정리하여 행성의 궤도가 사실은 원이 아니라 태양을 초점으로 하는 타원임을 밝히고, 행성의 운동에 관한 세 가지 법칙(케플러의 법칙)을 발견했다. 같은 무렵에 이탈리아의 갈릴레이는 지동설을 지지하고 직접 만든 망원경으로 목성(木星)의 4개의 위성을 발견하고, 또 물체의 낙하운동의 실험으로 역학의 법칙을 알아냈다. 그 후 87년에 영국의 뉴턴은 케플러의 법칙, 갈릴레이의 실험결과 등을 통일적으로 정리하여 만유인력의 법칙, 운동의 3법칙을 발견하여 물리학의 발판이 되는 뉴턴역학을 확립하였다. 뉴턴역학으로 행성 ·달 ·위성의 운동이 지동설의 입장으로부터 설명할 수 있음이 밝혀지고, 천체역학이 새로 태어난 셈이다. 2. 실용화 뉴턴에 의하여 천체역학이 탄생하는 한편, 15,16세기는 원양항해의 시대라고 할 만큼, 콜럼버스의 아메리카 대륙 발견, 바스코 다 가마의 남아프리카의 희망봉을 도는 인도항로의 발견이 잇달았다. 이러한 항해에서 배의 해상위치(經緯度)의 결정에는 천문관측에 의존하지 않을 수 없다. 여기에는 태양 ·달 ·항성의 위치측정이 필요하다. 그래서 1667년에 파리 천문대, 1673년 그리니치천문대가 각각 창설되었고, 원양항해나 측지학을 위한 천문학의 연구가 그 주된 목적이었다. 이 시대부터 관측기계, 특히 천문시계의 제작기술이 발달되었고, 이것을 이용해서 광행차(光行差) ·장동(章動) 현상이 18세기에 발견되어, 천체력(天體曆)이나 항해력(航海曆)도 각 천문대에서 출판되기에 이르렀다. 파리천문대는 주로 측지학에 치중하여 지구의 크기를 측정하고, 1790년 프랑스 학사원(學士院)은 미터법을 제정하게 되었다. 이러한 실용면 외에도 한편으로는 I.칸트의 우주론과 같은, 우주나 태양계의 기원에 관한 의론이 18세기에 들어 성행하게 되었다. 또 19세기에 들어 허셜 부자(父子)는 항성의 통계적 관측으로 은하계(銀河系)의 구조를 탐사하였는데, 이는 항성통계학의 시초를 마련하였다. 1838년 독일의 F.W.베셀은 처음으로 백조자리 61번 별의 연주시차(年周視差) 0.314″를 측정하여 항성의 거리측정, 나아가서는 우주 측량의 첫발을 내딛게 되었다. 3. 천체역학의 발달 18,19세기는 한마디로 천체역학의 시대라고 할 수 있다. 행성의 섭동론(攝動論) ·삼체문제(三體問題)의 연구가 시작되고 해석역학(解析力學)의 기초가 만들어지며, P.S.라플라스의 천체역학의 대저가 출판된 것은 18세기의 일이다. 1801년 1월 1일에는 소행성(小行星) 제1호 케레스(Ceres)가 발견되었는데, 그 궤도결정에 K.F.가우스가 새로운 방법을 고안하여 오늘날 궤도론(軌道論)의 기초를 마련하였다. 1846년 프랑스의 U.J.르베리에와 영국의 J.C.애덤스는 서로 독립적으로 새로운 행성의 궤도계산에 성공하였다. 즉, 1781년 허셜이 발견했던 천왕성(天王星)의 운동을 조사한 결과, 이보다 바깥쪽에 새로운 행성이 돌고 있음을 밝히고 그 위치를 계산하였는데, 베를린 천문대는 실제로 그 예보된 위치로부터 1° 이내인 곳에서 새로운 행성(海王星)을 발견하였다. 이처럼 뉴턴역학은 천문관측을 토대로 확립되어 그 정확함은 해왕성의 발견으로 더욱 굳혀졌다. 한편 19세기에 들어서 수성(水星)의 근일점(近日點)의 이동이 주로 뉴턴역학으로 설명되지만, 그 중 1/10에 해당하는 부분이 설명되지 않음이 밝혀졌는데, 이는 20세기에 들어와 A.아인슈타인의 일반상대성이론에 의해 비로소 해결을 보았다. 항성의 위치를 측정하는 일도각 천문대에서 실시되어 여러 항성목록이 발행되었다. 그 중 유명한 것은 19세기 중엽 독일의 본천문대에서 작성된 《본항성목록》인데, 여기에는 32만 5000개의 9.2등보다 밝은 항성의 정밀한 위치와 밝기가 실려 있다. 이러한 항성목록의 사용으로 움직이는 행성이나 혜성과 같은 천체의 위치변동을 측정하기 쉬워졌고, 소행성의 발견도 큰 도움을 받게 되었다. 이러한 것은 천체역학 ·위치천문학을 포함하는 고전천문학(古典天文學) 분야인데, 이에 대해 19세기에 들어와 발달한 분광학(分光學) ·열역학(熱力學) 등 물리학의 지식, 또 사진기술의 발견을 이용한 결과 천체물리학의 연구가 시작되었다. 4. 천체물리학 천체물리학은 항성의 물리학이라고 할 수 있는데, 그 실마리는 가장 가까운 항성인 태양의 연구로부터 비롯되었다. 태양의 흑점(黑點)의 11년 주기, 태양자전의 적도가속(赤道加速)이 흑점의 이동으로부터 발견된 것은 19세기 중엽의 일이고, 1861년에는 스위스의 취리히천문대의 R.볼프에 의하여 제안된 흑점활동을 나타내기 위한 흑점상대수(黑點相對數)는 현재도 쓰이고 있다. 같은 무렵 일식관측을 위한 원정대는 태양의 외부대기인 코로나(corona)의 연구를 시작하여, 1870년의 개기일식(皆旣日蝕)에서는 섬광(閃光) 스펙트럼이 처음으로 촬영되어 태양대기의 구조연구에 도움을 주게 되었다. 천체물리학은 1814년 독일의 J.프라운호퍼가 태양의 스펙트럼 속에 수많은 검은 선을 발견하여 천체분광학이 시작되는 데서 실제로 진전을 보게 되었다. 이 검은 선은 태양이나 항성의 대기 속에 들어 있는 원자나 분자가 빛을 흡수하는 데 유래한다. 이 흡수선을 자세히 조사하면, 천체의 화학성분이나 표면의 온도 ·압력 등에 관한 지식이 얻어지며, 이에 의해 항성의 온도에 따른 분류가 가능하고 천체물리학의 연구에 큰 도움이 된다. 20세기에 들어서서 천문학은 물리학과 관측기술의 발달과 더불어 급격한 진전을 보았다. 1910년대 미국 윌슨산천문대의 40인치 망원경, 1920년대의 100인치 망원경, 1940년대에는 미국 팔로마산천문대의 200인치 망원경이 잇달아 등장하여 관측이 가능한 천체의 거리는 급속히 늘어났다. 이러한 큰 망원경에 잡히는 먼 천체는 개개의 항성이 아니라 항성의 집단인 은하(銀河) 또는 그들의 집단이다. 이들은 태양계가 속하는 우리은하와 비슷한 규모의 별의 집단인데, 그 거리가 멀기 때문에 큰 망원경으로도 거의 빛나는 작은 점이나 구름처럼 보이기 때문에 처음에는 성운(星雲)이라고 불리었으나, 그 거리가 밝혀진 결과 이것이 우리은하계 안에 있는 성운과는 달리 별의 집단, 즉 다른 은하임이 밝혀졌다. 우리은하는 지름이 약 10만 광년인 얇은 렌즈형의 집단이며, 태양은 그 중심에서 약 3만 광년 떨어진 변두리에 자리잡고 있다. 이 은하 속에는 태양과 비슷한 별들이 약 1000억 개 이상 있는데, 이것은 우리 태양계가 은하중심 둘레를 약 250km/s의 속도로 원운동을 하고 있다는 사실로부터 계산된다. I.칸트는 일찍이 마치 넓은 바다에 섬이 흩어져 있듯이 우주 속에 이런 은하들이 흩어져 있다고 생각하여 섬우주[島宇宙]란 말로 은하를 표현하였는데, 이런 은하가 현재 관측이 가능한 우주공간에 약 1000억 개 존재한다. 이 은하들에서 오는 빛의 분광사진을 찍어 보면 그 스펙트럼선이 파장이 긴 붉은색 쪽으로 이동한 사실이 밝혀졌는데, 이것은 은하들이 우리로부터 멀어져 가고 있기 때문에 나타나는 도플러효과로 생각되어, 1929년 E.P.허블은 은하의 후퇴속도가 그 거리에 비례해서 늘어나며, 따라서 우주가 전체로서 팽창하고 있다는 사실을 밝혔다. 이러한 관측사실과 아인슈타인의 일반상대성이론이 우주론의 발판이 되고 있다. 항성의 물리학도 관측 ·이론 양면으로 급속한 발달을 보았다. 이론면에서 보면 물리학에서 양자역학(量子力學)의 탄생으로 스팩트럼선의 이론이 밝혀지고, 또 전리(電離)의 이론에서 원자의 전리도(電離度)와 온도의 관계가 밝혀지면서 항성의 표면온도가 결정되기에 이르렀다. 항성의 실제 밝기는 겉보기의(관측된) 밝기와 그 거리로부터 계산될 수 있다. 덴마크의 E.헤르츠스프룽과 미국의 H.N.러셀은 별의 표면온도와 실제 밝기 사이의 관계를 그래프로 나타낸 헤르츠스프룽러셀도를 처음으로 만들어 냈는데, 이 그래프에서 대부분의 가까운 별들이 이루는 주계열(主系列)의 별들과, 크기가 태양의 수백 배 이상 되는 거성(巨星) ·초거성(超巨星), 반대로 크기가 태양의 수백분의 1에 불과한 백색왜성(白色矮星) 등이 분류되었다. 별의 표면온도는 분광사진(스펙트럼)에 의해서만이 아니라 광전관(光電管)을 써서 3개의 필터로 각각 별의 밝기를 측정하여 별의 빛깔을 알아내어도 알 수 있다. 이것이 천체측광학(天體測光學)의 방법인데, 이 방법은 스펙트럼의 방법에 비해서 더 신속하게 별의 표면온도를 측정할 수 있다. 항성의 내부구조에 관한 이론적 연구도 이러한 헤르츠스프룽러셀도와 같은 별의 표면의 자료로부터 많이 진전되었다. 예를 들면, 표면온도가 6,000K나 되는 태양의 경우 그 중심온도는 1,000만 K를 넘고 중심압력은 20억 atm에 가까운 사실이 계산되었다. 이와 같은 고온 ·고압에서는 수소 H의 원자핵이 서로 결합해서 헬륨 He의 원자핵이 생기고 이때 막대한 열이 발생한다는 사실이 핵물리학에서 밝혀졌으며, 이로써 태양이나 별이 내고 있는 빛의 근원을 알게 되었다. 한편 이러한 핵반응으로 별의 내부의 화학성분이 변하면 별 전체의 구조가 서서히 변하고, 따라서 표면온도나 실제 밝기가 달라져서 헤르츠스프룽러셀도에서 별이 자리하는 위치가 변하는 이른바 항성의 진화(進化)가 일어나는 사실이 알려지게 되었다. 별도 생물처럼 성장하고 늙고 드디어는 죽음에 다다르는 유한한(그러나 매우 오랜) 일생을 가진다. 별 사이의 공간에는 수소를 주성분으로 하는 엷은 성간물질(星間物質)이 흩어져 있음이 관측으로 밝혀졌는데, 이 물질이 스스로의 무게로 뭉쳐서 수축함에 따라 내부의 온도가 오르고, 1,000만 K 정도가 되면 앞의 핵반응으로 스스로 빛을 내는 항성으로 태어나게 된다. 이때 별은 주계열의 별로 생각된다. 내부의 핵반응이 진척됨에 따라 별의 진화가 서서히 진행되는데 그 진화의 속도는 무거운 별일수록 빠르다. 그 까닭은 별이 무거울수록 중심온도가 높고, 따라서 핵반응이 활발히 일어나서 단위시간에 많은 에너지를 발생하여 공간으로 발산하기 때문이다. 주계열의 별은 차츰 팽창하고 표면온도가 낮아진 거성으로 진화한다. 진화 도중 별의 구조가 불안정하여 맥동변광성(脈動變光星), 또는 신성(新星)이나 초신성(超新星)과 같은 폭발을 겪어 그 물질은 일부 성간물질로 되돌아간다. 진화의 마지막 단계는 핵반응이 종결된 매우 수축된 백색왜성, 또는 더욱 수축된 중성자성(中性子星)으로 서서히 냉각하여 빛을 잃고 사라진다. 항성은 성간물질로부터 형성되어 폭발에 의해서 그 일부는 성간공간에 되돌아가고, 또 다음 세대의 별로 태어나는 것이다. 5. 전파천문학 천체는 빛으로 관측할 수 있을 뿐만 아니라 눈에 보이지 않는 전파에 의해서도 관측할 수 있는데, 이런 관측을 다루는 분야가 전파천문학이다. 최초에는 태양의 전파관측으로 시작되었는데, 빛과는 달리 날씨를 가리지 않고 상시 관측이 가능한 장점이 있어 태양면에서의 폭발현상과 지구 위에서 뒤따르는 변동 사이의 관련에 관한 중요한 자료를 제공하였다. 다음으로 우리은하 안에서 성간공간에 흩어진 저온의 중성수소원자(中性水素原子)가 방출하는 파장 21cm의 전파를 관측하여 성간물질의 운동, 우리은하의 나사선구조 등을 발견하는 데 도움을 얻었다. 전파망원경(커다란 레이더와 같다)이 커짐에 따라 전파를 내는 천체의 갯수가 늘어났는데, 그 중 가까운 것들은 옛날의 초신성 폭발의 잔재와 같은 팽창하는 기체(성운)도 있으나, 먼 천체로는 전파를 내는 은하들이 많이 알려지게 되었다. 이런 은하의 거리를 스펙트럼선의 도플러효과로부터 계산하면 몇 십억 광년이나 먼 거리의 은하, 또는 매우 작은 천체(準星)임이 밝혀졌다. 이 준성은 항성상 천체(quasar)로도 알려진 이상한 천체로서, 그 크기는 보통 은하의 10만분의 1 이하로 겉보기에는 별과 유사하지만 방출되는 전파의 강도는 보통 은하의 100배를 넘는다는 수수께끼의 천체이며, 아직 그 정체는 완전히 구명되지 못하고 있다. 또 가까운 전파천체 가운데는 매우 짧은 주기의 펄스(脈波)형의 전파를 내는 펄서(pulsar:맥동전파원)도 발견되었는데, 이는 거성이 폭발한 후에 남은 중성자성이 빨리 자전을 하고 있는 것으로 그 주기가 펄스의 주기와 같기 때문인 것으로 추정되고 있다. 1965년에 우연하게 포착된 전파잡음은 그 강도가 모든 방향에서 동일하다는 특성으로부터 이것이 우주의 초기에 고온고압의 상태에서 갇혀 있던 우주의 흑체복사가 우주의 팽창으로 현재 2.7K로 냉각된 것으로 해석되어 우주의 초기역사를 연구하는 데 중요한 실마리를 제공하였다. 6. 새로운 천문학 최근에 로켓이나 인공위성에 관측기계를 싣고 지구대기권 밖으로 올릴 수 있게 되어 종전에 지구대기의 흡수로 관측이 불가능했던 자외선 ·X선 ·γ선 등의 짧은 파장 범위의 전자기파에 의한 관측이 가능하게 되어 천체의 새로운 모습이 잇달아 드러나고 있다. 한편 전자기술의 급속한 발달로 레이더의 전파를 금성이나 수성의 표면에 발사하여 그 메아리를 관측하여 종전에 할 수 없었던 천체의 거리를 직접 정밀하게 측정할 수 있게 되었다. 따라서 거리의 단위인 지구와 태양사이의 평균거리인 천문단위(天文單位)의 길이가 종전보다 훨씬 정밀하게 알려져 그 값 1억 5000만km의 오차는 100km, 즉 100만분의 1 이하로 줄일 수 있게 되었다. 이 전파의 메아리를 이용하는 방법에 의하여 수성이나 금성의 자전주기가 처음으로 정확하게 결정되었다. 또, 1969년 아폴로 11호가 월면에 설치했던 레이저 반사기를 이용하여 달까지 레이저 광선이 왕복하는 데 걸리는 시간을 측정하여 달의 거리를 10 cm 정도의 오차로 시시각각 측정할 수 있다. 이것으로 복잡한 달의 운동을 자세히 알 수 있을 뿐만 아니라, 측지학에도 응용되어 지구 위의 대륙이동(大陸移動) ·극운동 등에 관한 자세한 자료가 얻어지게 되었다. 20세기에 들어 미국의 E.W.브라운에 의하여 달의 운동을 정확하게 나타내는 이론식이 완성되었는데, 이것과 달의 위치의 실측을 비교하여 지구의 자전속도의 불규칙한 변동이 밝혀져 지구의 자전이 시간의 기준으로 부적당한 것이 알려진 후, 지구의 공전을 기준으로 하는 역표시(曆表時)가 제정되었고, 또 원자시계가 나타내는 보다 정확한 원자시(原子時)도 채용되기에 이르렀다. 1967년의 국제도량형총회에 따라 정의된 1초의 길이는 세슘 133Cs55 원자의 진동주기의 91억 9263만 1770배에 해당하는 시간간격이다. 이 원자의 진동주기는 항상 일정하기 때문에 시간의 절대적 표준으로 가장 이상적이라고 생각할 수 있다. 그러나, 항해 ·항공에 필요한 시간은 지구 위의 경도와 관련되는 지구의 자전으로 정해지는 종래의 세계시(世界時)이므로 원자시와 세계시를 서로 조화시킨 협정세계시(協定世界時)가 이용되고 있다. 이것은 원자진동에 바탕을 둔 일정 불변의 초를 헤아리는 원자시계를 써서 지구자전에 기준하는 세계시를 나타내도록 조절한 시간이다. 7. 가장 먼 천체 오늘날 최대의 망원경으로 관측이 가능한 가장 먼 천체의 거리는 얼마나 되고 또 어떻게 잴 수 있을까. 1983년까지 알려진 천체의 가장 먼 기록은 PKS 2000-330으로 알려진 준성(準星)으로 그 거리는 오늘날 우주의 지평선까지의 거리의 약 92%에 해당한다. 우주의 지평선이란 우리가 관측이 가능한 최대의 한계를 뜻하는데, 이 거리는 우주의 나이에 빛의 속도를 곱해서 계산되는 값이다. 허블의 법칙에서 얻어지는 팽창우주의 나이는 허블상수(H=100km/s/Mpc, 1Mpc=3×1024cm)의 역수로 주어지는데 그 값은 약 100억 년이다. 따라서 여기에 빛의 속도를 곱하면 그 거리는 100억 광년이 된다. 달리 말하면 이보다 먼 거리에 있는 천체는 아직까지 우리 지평선 안에 들어오지 않고 있으나, 앞으로 우주의 팽창에 따라 지평선 안으로 들어와서 관측이 가능하게 될 것이다. 팽창하는 우주 속에 살고 있는 우리는 마치 넓은 바다를 항행하는 배의 승객과 같고, 우리가 볼 수 있는 가장 먼 섬(천체)은 수평선의 92% 거리에 있는 셈이다.

   

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1323  싱크로트론 복사 이형철 01-05 4642 3
1322  커크우드 틈(간극) 이형철 01-05 4597 22
1321  관성계(慣性系) 이형철 01-05 4519 12
1320  분광시차(分光視差) 이형철 01-05 4482 8
1319  최대이각 이형철 01-05 4481 8
1318  혜성 이형철 01-05 4464 102
1317  자유-자유 천이 이형철 01-05 4455 2
1316  춘분점 이형철 01-05 4405 12
1315  운동 성단법 이형철 01-05 4395 3
1314  회합 이형철 01-05 4389 106
1313  우주론(宇宙論) 이형철 01-05 4333 15
1312  측성학(測星學) 이형철 01-05 4330 6
1311  항성월 이형철 01-05 4294 34
1310  가우스 이형철 01-05 4250 8
1309  이각 이형철 01-05 4241 7
1308  미국항공우주국(美國航空宇宙局) 이형철 01-05 4231 6
1307  카시니 간극 이형철 01-05 4221 16
1306  도플러효과 이형철 01-05 4219 8
1305  허블우주망원경 이형철 01-05 4196 10
1304  허블의 법칙 이형철 01-05 4181 55
1303  허블망원경 이형철 01-05 4176 54
1302  HⅡ영역 +1 이형철 01-05 4138 3
1301  핼리혜성 이형철 01-05 4138 33
1300  성간 소광 곡선 이형철 01-05 4082 2
1299  전파 은하 이형철 01-05 4076 9
1298  갈릴레오 위성 이형철 01-05 4042 12
1297  역 베타 붕괴 이형철 01-05 4037 0
1296  항성일 이형철 01-05 4028 41
1295  탄소-질소-산소 순환 이형철 01-05 4027 27
1294  개수밀도 이형철 01-05 4014 11
1293  강착원반(accretion disk) 이형철 01-05 4009 6
1292  행성 이형철 01-05 4002 58
1291  질량-광도 관계 이형철 01-05 3995 3
1290  퀘이사(Quasar) 이형철 01-05 3971 31
1289  오로라 현상 이형철 01-05 3967 11
1288  적도정지 궤도 이형철 01-05 3949 8
1287  코마(coma) 이형철 01-05 3949 22
1286   이형철 01-05 3942 10
1285  내합과 외합 이형철 01-05 3933 5
1284  알파별(alpha star) 이형철 01-05 3927 7
1283  항성시 이형철 01-05 3923 38
1282  허블 이형철 01-05 3890 52
1281  오르트 구름 이형철 01-05 3890 10
1280  서브 밀리미터 파 이형철 01-05 3885 5
1279  21cm파 이형철 01-05 3879 1
1278  우주팽창설 이형철 01-05 3876 6
1277  천동설 이형철 01-05 3875 6
1276  우주 속도 이형철 01-05 3867 5
1275  속도 분산 이형철 01-05 3861 3
1274  이심률 이형철 01-05 3859 13
1273  코로나 이형철 01-05 3856 25
1272  구경 합성 이형철 01-05 3855 5
1271  (v=Hr, v 이형철 01-05 3854 14
1270  연주시차 이형철 01-05 3838 14
1269  수성 궤도의 세차 운동 이형철 01-05 3816 6
1268  파섹(pc 이형철 01-05 3815 25
1267  출몰성 이형철 01-05 3807 9
1266  은하수 이형철 01-05 3806 11
1265  프톨레마이오스(Ptolemaeos) 이형철 01-05 3800 39
1264  초신성 이형철 01-05 3798 10
1263  절대등급 이형철 01-05 3790 12
1262  플래어(flare) 이형철 01-05 3787 34
1261  K 보정 이형철 01-05 3780 6
1260  진스 질량 이형철 01-05 3772 3
1259  탈출 속도 이형철 01-05 3764 24
1258  플라즈마 이형철 01-05 3758 35
1257  온실효과 이형철 01-05 3754 10
1256  티티우스-보데 법칙 이형철 01-05 3752 32
1255   이형철 01-05 3751 30
1254  스푸트니크 이형철 01-05 3750 8
1253  주연 감광 이형철 01-05 3742 3
1252  우리은하 이형철 01-05 3737 13
1251  적색거성 이형철 01-05 3731 10
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