에드윈 허블 출생 1889 년 11 월 20 일 ( 1889 - 11 - 20 ) 미국 미주리 주사 망 1953 년 9 월 28 일 ( 64 세 ) 국적 미국 ( 1889 ~ 1953 ) 분야 천문학 출신 대학 시카고 대학교 옥스퍼드 대학교 주요 업적 세페이드 변광성 측정 허블 순차 허블 의 법칙 에드윈 파월 허블 ( 영어 : Edwin Powell Hubble , 1889 년 11 월 20 일 ~ 1953 년 9 월 28 일 ) 은 미국 의 천문학자 이 다 . 그 의 업적 은 크 게 두 가지 가 있 다 . 그 는 1921 년 경 세페이드 변광성 을 이용 하 여 우주 의 크기 를 재 었 다 . 이 발견 은 후 에 할로 섀플리 와 히 버 커티스 의 대논쟁 을 종결 하 는 데 근거 로 쓰였 다 . 또한 , 그 는 1929 년 경 은하 를 관측 하 여 스펙트럼 의 선 에 나타나 는 적색 편이 를 시선 속도 라고 해석 하 고 , 후퇴 하 는 속도 가 은하 간 거리 에 비례 한다는 허블 의 법칙 을 발표 하 였 다 . 이 는 우주 가 팽창 한다는 사실 을 뒷받침 하 여 이후 대 폭발 이론 의 기초 가 된다 . 그 의 발견 때문 에 그 는 여러 영예 를 누렸 다 . 허블 우주 망원경 은 그 의 이름 을 따 서 명명 하 였 다 . 생애 출생 과 학창 시절 에드윈 허블 은 1889 년 미국 미주리 주 에서 존 과 제니 허블 의 아들 로 태어났 다 . 허블 은 그 의 할아버지 마틴 허블 에게서 천문학 을 배웠 다 . 허블 은 고등학생 때 별 과 행성 의 아름다움 에 감동 을 받 고 화성 에 관한 글 을 썼 는데 , 이 글 은 지방 신문 에 실렸 다 . 당시 허블 의 선생 님 이 었 던 해리엇 그로트 부인 은 허블 이 이 시대 의 가장 뛰어난 사람 이 될 것 이 라고 했 다 . 후 에 허블 은 휘튼 칼리지 에 진학 했 다 . 휘튼 칼리지 를 졸업 하 고 허블 은 대학 의 다른 여러 물리학 과목 을 수강 하 여 천문학자 의 꿈 을 계속 길러 나갔 다 . 청년 시절 1913 년 1 월 19 일 에 허블 의 아버지 가 세상 을 떠나 고 , 허블 은 영국 에서 의 생활 을 접 게 되 었 다 . 아버지 가 돌아가 시 고 , 허블 은 자신 의 가족 의 생계 를 책임져야 했 다 . 한동안 고등학교 선생 으로 일 한 뒤 , 18 개월 간 시간 제 로 법률 관련 일 을 하 여 가족 의 생계 를 안정 시켰 다 . 허블 은 천문학자 가 되 고자 하 는 꿈 을 접 지 않 았 다 . 다시 천문학자 가 되 기 위해서 헤일 의 첫 번 째 망원경 이 있 는 여키스 천문대 로 가 서 박사 과정 을 밟 았 다 . 허블 은 네벨 플렉 켄 이 라고 불리 는 성운 을 연구 하 여 박사 학위 를 받 게 되 었 다 . 그 후 에 허블 은 가장 좋 은 망원경 이 있 는 천문대 에 가 야 한다고 생각 하 여 , 윌슨산 천문대 로 가 고자 하 였 다 . 1916 년 11 월 에 윌슨산 천문대 로부터 허블 에게 제의 가 왔 다 . 하지만 미국 의 세계 제 1 차 대전 참전 으로 인해 채용 이 미뤄졌 다 . 허블 은 4 개월 간 독일 점령군 으로 복무 한 뒤 1919 년 8 월 에 윌슨산 천문대 에 도착 하 였 다 . 당시 윌슨산 천문대 에 는 할로 섀플리 가 자리 잡 고 있 었 다 . 윌슨산 천문대 에서 허블 과 섀플리 는 충돌 이 잦 았 다 . 대논쟁 의 막 을 내리 기 까지 1921 년 섀플리 가 하버드 천문대 의 책임자 가 되 어 윌슨산 을 떠나 면서 허블 은 더 많 은 시간 망원경 을 관측 할 수 있 게 되 었 다 . 1923 년 10 월 4 일 저녁 , 허블 이 윌슨산 에 와서 4 년 이 지난 날 , 그 는 100 인치 짜리 망원경 으로 안드로메다 성운 을 관측 하 였 다 . 당시 관측 상태 는 최악 의 상태 였 다 . 허블 은 40 분 간 노출 하 여 안드로메다 성운 사진 을 찍 었 다 . 다음 날 사진 현상 후 , 사진 에서 는 흠집 이 거나 신성 이 라고 볼 수 있 는 점 이 발견 되 었 다 . 허블 은 그 점 이 신성 임 을 다시 확인 하 기 위해서 안드로메다 성운 을 5 분 간 노출 하 여 찍 었 다 . 그 점 은 그대로 그 자리 에 있 었 고 , 신성 일 가능 성 이 있 는 두 점 을 더 발견 하 였 다 . 이후 에 그 는 두 번 째 점 이 신성 임 을 알아냈 고 , 세 번 째 점 이 세페이드 형 변광성 임 을 알아냈 다 . 허블 은 자신 이 발견 한 세페이드 형 변광성 을 이용 하 여 안드로메다 성운 까지 의 거리 를 추정 했 다 . 그 결과 는 놀라웠 다 . 안드로메다 성운 까지 의 거리 는 지구 에서 약 90 만 광년 으로 , 우리 은하 의 지름 의 길이 인 10 만 광년 보다 훨씬 먼 거리 였 다 . 그 는 안드로메다 성운 이 하나 의 또 다른 은하 임 을 증명 하 여 대논쟁 의 막 을 내렸 다 . 1924 년 2 월 , 허블 이 섀플리 에게 자신 이 발견 한 결과 를 편지 로 알리 자 , 섀플리 는 “ 이것 이 내 우주 를 파괴 한 편지 다 ” 라고 말 했 다고 한다 . 1924 년 위 싱 턴 에서 열린 미국 과학 진흥 협회 회의 에서 허블 의 성과 가 발표 되 었 는데 , 그 는 그 회의 에서 가장 뛰어난 논문 에 수여 하 는 1 천 달러 의 상금 을 공동 으로 수상 했 다 . 우주 팽창 론 , 그리고 죽음 허블 은 성운 까지 의 거리 를 측정 해 많 은 성운 들 이 독립 된 은하 라는 것 을 증명 하 여 몇 년 동안 천문학 계 에서 최고 의 권위 를 누리 고 있 었 다 . 멀 어 지 는 은하 가 많 다는 슬라이퍼 의 관측 결과 를 알 게 되 었 을 때 , 그 는 이 현상 을 밝혀야 한다는 사명감 을 느꼈 다 . 허블 은 당시 윌슨산 천문대 의 천문 사진가 인 밀턴 휴메이슨 과 함께 은하 를 관측 하 였 다 . 두 사람 은 일 을 분담 하 여 , 허블 은 은하 들 까지 의 거리 를 측정 하 고 , 휴메이슨 은 은하 들 의 도플러 편이 를 측정 하 였 다 . 1929 년 허블 과 휴메이슨 은 46 개 은하 들 의 적색 편이 와 거리 를 측정 하 였 고 , 관측 한 은하 들 의 데이터 를 속도 와 거리 를 각각 의 축 으로 하 는 그래프 위 에 나타내 었 다 . 그 그래프 는 은하 의 속도 가 거리 에 비례 함 을 나타내 고 있 었 다 . 허블 은 이 그래프 를 ‘ 외계 은하 선운 의 시선 속도 와 거리 사이 의 관계 ’ 라는 제목 의 6 쪽 짜리 논문 에 실 었 다 . 허블 과 휴메이슨 은 계속 관측 하 여 1931 년 더 멀리 있 는 은하 들 을 측정 하 고 새로운 논문 을 발표 하 였 다 . 그 논문 은 우주 가 팽창 하 고 있 다는 것 을 알려 주 었 다 . 이것 은 당시 조르주 르메트르 와 알렉산드르 프리드만 이 제시 한 대 폭발 이론 을 증명 하 는 최초 의 확실 한 증거 였 다고 한다 . 그 는 그 의 유명세 를 통하 여 팔로마산 의 200 인치 망원경 의 계획 과 건립 에 힘썼 다 . 1953 년 9 월 28 일 허블 이 뇌경색 으로 세상 을 떠나 기 전 까지 은하 의 연구 에 이 망원경 을 사용 했 다고 한다 . 허블 의 업적 세페이드 변광성 의 발견 [ 편집 ] [ 1 ] 변광성 이 라는 별 은 밝기 가 주기 적 으로 변하 는 항성 이 다 . 이런 현상 은 존 구드 릭 ( John Goodricke ) 와 에드워드 피 것 ( Edward Pigott ) 에 의해 규명 되 었 다 . 구드 릭 은 대부분 의 변광성 의 밝기 는 대칭 적 이 며 매우 짧 은 시간 동안 어두워졌 다 다시 밝 아 진다는 것 을 알 게 되 었 다 . 구드 릭 은 이 현상 을 식 현상 이 라고 설명 하 였 다 . 왜냐하면 식 현상 과 변광성 의 밝기 모두 대칭 적 인 성향 을 띄 고 있 고 , 거의 대부분 의 시간 에 밝 다 짧 은 시간 동안 어두워 지 기 때문 이 다 . 이 는 실제로 대부분 의 변광성 을 잘 설명 하 였 다 . 하지만 , 이 는 모든 변광성 을 설명 하 지 못하 였 기 에 구드 릭 은 다른 종류 의 변광성 이 , 즉 세페이드 변광성 이 있 다고 주장 하 였 다 . 이 변광성 의 밝기 는 주 기 가 길 고 , 밝기 가 천천히 감소 하 다가 비교 적 빨리 최고 밝기 에 도달 하 였 다 . [ 2 ] 헨리에타 스완 리빗 은 세페이드 변광성 의 주기 와 밝기 의 관계 를 찾아내 었 다 . 그녀 는 에드워드 찰스 피커링 이 고용 한 사진 을 분석 하 여 정리 하 는 “ 여자 계산 가 ” ( Harvard Computers ) 중 1 명 이 었 다 . 리빗 은 거리 가 대략 적 으로 같 은 마젤란 성운 의 수많 은 변광성 들 ( 약 2400 개 ) 의 사진 을 분석 하 여 광도 와 주기 가 연관 이 있 다는 것 을 알 게 되 었 다 . 리빗 은 후 에 광도 와 주기 의 log 값 이 비례 한다는 것 을 찾아냈 다 . 이 발견 은 허블 이 안드로메다 은하 ( 그 당시 에 는 성운 이 라고 도 불렸 다 ) 까지 의 거리 를 측정 하 는 데 발판 이 되 었 다 . [ 3 ] 할로 섀플리 와 에나르 헤르츠스프룽 같 은 천문학자 들 의 힘 으로 세페이드 변광성 은 우주 에서 거리 를 재 는 척도 가 되 었 다 . 그 들 은 연주시 차 법 을 동원 하 여 어떤 한 세페이드 변광성 까지 의 거리 를 쟀 다 . 이 측정 은 리빗 의 밝기 - 주기 관계 에서 비례 상수 를 구한 거 라 할 수 있 다 . 이 를 통하 여 천문학자 들 은 모든 세페이드 변광성 까지 의 거리 를 잴 수 있 게 되 었 다 . [ 4 ] 허블 은 이 모든 발견 들 을 안드로메다 성운 ( 현재 는 안드로메다 은하 ) 의 한 변광성 에 적용 을 시켰 다 . 그 는 이 를 통하 여 안드로메다 까지 의 거리 를 쟀 는데 90 만 광년 이 라는 이 거리 는 안드로메다 가 우리 은하 내부 에 있 다고 하 기 에 는 너무 먼 거리 였 다 ( 우리 은하 의 반지름 은 대략 10 만 광년 이 다 ) . 그런데 이렇게 먼 안드로메다 가 선명 하 게 관측 된다는 것 은 그만큼 밝 다는 것 이 고 이 는 안드로메다 에 는 별 이 많 다는 것 을 의미 한다 . 그래서 자연 스럽 게 안드로메다 는 우리 은하 내 의 성운 이 아니 라 수많 은 별 들 을 포함 하 고 있 는 독립 적 인 다른 하나 의 은하 라는 것 이 밝혀졌 다 . 이 를 통해 허블 은 대논쟁 을 종결짓 게 되 었 다 . ( 대논쟁 의 종결 참고 ) 은하 의 분류 허블 순차 를 나타낸 도표 . 이 순서 는 은하 의 진화 나 시간 적 순서 와 는 전혀 연관 성 이 없 다 . 허블 은 은하 들 을 관찰 하 여 생김새 에 따라 분류 하 였 다 . [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] ( 이 분류 방법 을 허블 순차 라고 한다 ) 허블 의 분류 에 따르 면 은하 들 은 크 게 네 가지 로 나뉘 는데 , 타원 은하 , 나선 은하 , 렌즈 은하 , 그리고 불 규칙 은하 들 이 다 . 관측 되 는 은하 중 나선 은 하 는 약 77 %, 타원 은 하 는 약 20 %, 불 규칙 은 하 는 약 2 % 를 차지 한다 . 각 은하 들 은 다음 과 같 은 특징 을 가진다 . 타원 은하 타원 은 하 는 나선 팔 을 갖 고 있 지 않 으며 특별히 삐져 나오 거나 뾰족 한 곳 없이 매끄러운 타원 모양 을 가진다 . 보통 E ( Ellipse 에서 따옴 ) 로 표기 하 며 , 구형 에서 가장 찌그러진 모양 까지 , E 0 에서 E 7 까지 표기 한다 . ( E 0 가 구형 에 가까운 것 들 이 고 , E 7 은 가장 찌그러진 것 들 이 다 . ) 가장 흔하 게 관측 되 고 , 다른 은하 들 보다 는 비교 적 나이 가 많 은 별 들 로 구성 된다 . 대표 적 인 예 로 처녀자리 은하단 에 있 는 M 49 은하 가 있 다 . 나선 은 하나 선 은 하 는 나선 모양 의 팔 을 가지 고 있 는 것 으로 특징지 어 지 는데 , 일반 적 으로 자전축 의 중심 부근 에 대칭 적 으로 위치 한 두 팔 을 가지 고 있 다 . 나선 은하 에 는 두 가지 종류 가 있 는데 , S 나 SA 로 표기 되 는 정상나선은하 ( Normality Spiral Galaxy ) 와 SB 로 표시 되 는 막대 나선 은하 ( Barred Spiral Galaxy ) 이 다 . 정상나선은하 는 나선 팔 이 핵 에서부터 나오 는 은하 를 이르 고 , 전체 나선 은하 의 1 / 3 정도 가 정상 나선 은하 인 것 으로 알려져 있 다 . 가장 역동 적 이 고 활발 한 모습 의 은하 이 다 . 막대 나선 은 하 는 중간 에 중심 을 가로지르 는 막대 물질 이 있 는데 , 두 팔 은 이 막대 의 양쪽 끝 에서부터 반대 방향 으로 나온다 . 정상나선은하 와 막대 나선 은하 모두 팔 이 얼마나 단단 하 게 감겼 는지 , 팔 의 균형 , 그리고 핵 의 상대 적 인 크기 에 따라서 a , b , c 타입 으로 다시 분류 한다 . 즉 , Sa , Sb , Sc , SBa , SBb , SBc 의 6 가지 로 분류 되 는 것 이 다 . 첨자 a 가 있 는 Sa , SBa 타입 은 핵 이 상대 적 으로 크 고 , 나선 팔 이 핵 을 중심 으로 단단 하 게 감겨 있 는 경우 이 다 . Sa 는 나선 팔 이 구별 하 기 어려울 때 가 많 다 . 첨자 b 는 나선 팔 이 좀 더 열려 있 는 경우 를 나타내 고 , 첨자 c 는 보통 핵 이 상대 적 으로 작 고 나선 팔 이 강조 되 어 , 더 펼쳐져 있 는 경우 를 나타낸다 . 대표 적 인 정상나선은하 로 는 안드로메다 은하 가 있 고 , 전형 적 인 막대 나선 은하 로 는 NGC 1300 이 있 다 . 렌즈 형 은하 나선 은하 중 S 0 를 렌즈 은 하 라고 하 는데 , 이 는 나선 은하 와 타원 은하 사이 의 형태 를 가진다 . 마치 타원 은하 처럼 , 가운데 가 ( 핵 이 ) 볼록 하 게 튀어나와 있 고 , 그것 을 통과 하 는 원판 이나 막대 모양 의 구조 가 있 다 . 그렇지만 나선 은하 와 다른 모습 은 뚜렷 한 팔 이 없 고 , 나선 은하 만큼 활발 한 별 의 생 성 이 일어나 고 있 지 않 다는 것 이 다 . 처음 에 허블 이 은하 를 분류 했 을 때 , 렌즈 은하 에 대해서 는 아직 실존 여부 가 알려져 있 지 않 았었 다 . 하지만 허블 은 렌즈 은하 가 존재 할 것 이 라는 사실 을 굳 게 믿 고 , 회견 에서 도 은하 의 진화 를 생각 해 보 았 을 때 꼭 필요 한 단계 라고 말 하 였 다 . 추후 의 많 은 관측 들 에서 허블 의 예상 이 정확 하 다는 것 이 판명 났 다 . 불 규칙 은하 허블 은 불 규칙 은하 를 두 가지 로 또 분류 하 였 는데 , 불 규칙 은하 I , 그리고 불 규칙 은하 II 이 다 . [ 9 ] ( Irr I galaxy , Irr II galaxy ) 불 규칙 은하 의 특성 상 둘 다 대칭 적 인 구조 를 보이 지 않 으며 , 성간 먼지 의 뚜렷 한 흡수선 과 , 가스 성분 의 많 은 방출 선 을 보인다 . 불 규칙 은하 I 은 비대칭 적 인 윤곽 을 가지 고 , 어린 별 들 로 이루어진 여러 개별 적 인 성단 들 로 이루어져 있 다 . 불 규칙 은하 II 는 좀 더 매끄러운 윤곽선 을 가지 고 , 개별 적 인 별 이나 성단 이 보이 는 대신 뿌옇 고 흐릿 하 게 분산 되 어 보인다 . 대표 적 인 불 규칙 은하 로 는 큰곰자리 의 M 81 과 마젤란 은하 가 있 다 . 보통 나선 은하 에 는 젊 은 별 들 과 , 별 생성 이 일어나 는 곳 들 이 여러 군데 있 는데 반면 타원 은하 에서 는 오래 된 성단 들 이 많이 관찰 된다 . 따라서 여러 과학자 들 은 타원 은하 와 렌즈 은하 가 나선 은하 와 불 규칙 은하 보다 더 일직 진화 했 다는 설 을 내놓 았 다 . [ 10 ] 그렇지만 이 와 같 은 접근 은 오류 가 있 는데 , “ 허블 순차 ” 가 은하 가 진화 한다는 것 을 함축 하 고 있 다는 가정 을 하 고 있 기 때문 에 다 . 하지만 , 허블 은 허블 순차 에 대한 시간 적 인 해석 은 전혀 의도 하 지 않 았 다고 말 했 다 . [ 11 ] 또한 , 최근 의 연구 에서 는 우주 의 탄생 직후 에 는 나선 은하 와 불 규칙 은하 가 많 았 으며 , 이 로부터 타원 은하 와 렌즈 은하 가 진화 했 다고 보 고 있 다 . 허블 의 법칙 도플러 효과 의 원리 . 광원 이 접근 하 면 파장 이 짧 아 보여 푸른 빛 으로 , 멀 어 지 면 파장 이 길 어 보여 붉 은 빛 으로 보이 는 현상 이 다 . 은하 의 도플러 효과 를 볼 수 있 다 . 흡수 스펙트럼 을 비교 해 보 면 , 더 멀리 있 는 천체 가 더 적색 으로 치우친 흡수 스펙트럼 을 나타냄 을 알 수 있 다 . 허블 의 법칙 은 크 게 두 부분 으로 기술 되 는데 , ( 1 ) 성간 공간 에 있 는 ( 우주 의 ) 모든 천체 들 은 도플러 효과 를 보인다 . ( 2 ) 도플러 효과 로 인해 측정 된 이 들 의 서로 에 대한 , 그리고 지구 에 대한 상대 속도 는 두 물체 의 거리 에 비례 한다는 것 이 다 . [ 12 ] 결국 , 우주 는 팽창 하 고 있 고 은하 들 은 바깥쪽 으로 움직이 고 있 는데 , 은하 의 팽창 속도 는 그 들 의 거리 에 비례 한다는 말 이 다 . 결국 , 허블 의 법칙 은 우주 ( 엄밀 하 게 는 , 관측 가능 한 우주 ) 가 ( 시공간 이 ) 팽창 하 고 있 다는 것 을 의미 한다 . 허블 은 그 의 유명 한 1929 년 논문 에서 “ 적색 편이 의 법칙 ” 을 발표 하 였 고 , 이것 이 곧 “ 허블 의 법칙 ” 이 다 . 허블 의 법칙 은 잘 알려진 공식 으로 나타나 는데 , 바로 v = H 0 D 라는 공식 이 다 . H 0 는 비례 상 수인 “ 허블 상수 ” 인데 , 아직 까지 이 값 에 대해서 는 모두 가 동의 하 는 결과 치가 없 다 . D 는 , 천체 와 관측 지점 과 의 거리 이 며 , v 는 천체 의 상대 속도 ( 겉보기 속도 ) 이 다 . 즉 , 천체 의 상대 이동 속도 는 거리 와 직접 적 으로 비례 한다는 것 을 나타내 주 는 공식 이 다 . H 0 은 은하 가 얼마나 빨리 움직이 는가 와 관련 이 깊 다 . H 0 가 클수록 은하 가 빨리 움직이 는 것 이 라 할 수 있 고 , H 0 가 작 을수록 은하 가 더 느리 게 움직이 는 것 이 라고 할 수 있 다 . H 0 에 대해서 는 많 은 논쟁 들 이 일 고 있 으며 , 아직 의견 들 이 완전 하 게 통일 되 지 못했 다 . 반면 , 1 / H 0 은 우주 의 나이 를 나타낸다 . ( 1 / H 0 를 “ 허블 시간 ” 이 라고 한다 . 즉 , 우주 팽창 이 시작 된 이래 의 경과 시간 ( 우주 의 연령 ) 을 나타낸다 . ) 허블 상수 허블 상수 의 측정 허블 상수 를 측정 하 는 일 에 는 두 가지 측정값 이 필요 하 다 . 우선 , 은하 의 적색 편이 를 알 기 위한 천체 들 ( 은하 ) 의 흡수 스펙트럼 분석 을 해야 한다 . 적색 편이 를 통해 상대 속도 를 알아내 기 위해서 이 다 . 둘째 로 는 , 은하 와 지구 의 정확 한 거리 를 재 어야 한다 . 이 때 , 허블 상수 를 재 기 위해 측정 하 는 은하 는 지구 와 충분히 멀리 떨어져 있 어야 하 는데 , 은하 들 의 속도 v 는 적색 편이 가 진정한 별 들 의 운동 에 기인 한다는 가정 하 에서 측정 될 수 있 는 것 이 기 때문 이 다 . 여러 가지 주변 천체 들 의 중력 으로 인해서 오 차 가 나 는 것 을 예방 하 기 위해서 멀리 떨어진 은하 를 측정 해야 한다 . ( 이 ‘ 특이 한 운동 ( Italic textpeculiar motion ) ’ 은 허블 의 법칙 의 경향 성 에서 벗어난 점 들 에 대한 설명 이 된다 . ) 허블 상수 의 단위 SI 단위 로 허블 상수 를 나타내 면 그 단위 는 / s 가 되 겠 지만 , 보통 은 ( km / s ) / Mpc 을 사용 한다 . 그 이유 는 허블 의 법칙 으로 속도 를 계산 했 을 때 km / s 으로 단위 를 얻 기 위해서 이 다 . 만약 허블 상수 가 H ( km / s ) / Mpc 라면 , 1 Mpc 만큼 천체 가 멀 어 질 때 마다 , 그것 이 바깥쪽 으로 가려 하 는 속도 는 H km / s 만큼 증가 한다는 말 이 다 . 비록 km 과 Mpc 는 둘 다 거리 의 단위 이 지만 , ( km / s ) / Mpc 으로 계산 하 는 것 이 더 간단 하 고 편리 하 기 때문 에 허블 상수 는 대부분 의 경우 저 단위 로 나타낸다 . 허블 상수 의 값 허블 상수 는 빛 의 속도 처럼 단 하나 의 공통 적 으로 동의 하 는 이론 값 을 구할 수 없 다 . 천체 들 사이 의 거리 에 대해서 학자 들 마다 의견 이 다르 고 계산 값 도 다르 기 때문 이 다 . 허블 상수 의 가능 한 작 은 값 은 h = 0 . 5 정도 로 앨런 샌 디지 와 카네기 연구소 에 있 는 그 의 동료 들 에 의해서 주장 되 고 있 다 . ( 참고 : 허블 상수 는 그 불 확실 성 때문 에 H = 100 h ( km / s ) / Mpc 으로 정의 되 는 상수 h 값 을 사용 하 여 표기 하 는 것 이 일반 적 이 다 . ) 이 상수 값 에 의하 면 우주 의 나이 는 193 억 년 정도 가 된다 . 큰 값 은 h = 1 정도 로 , 많 은 다른 천문학자 들 ( 제라드 드보 쿨 레르 , 리처드 피셔 등 ) 에 의해서 주장 되 고 있 다 . H = 100 의 값 은 사용 된 중력 인 자 에 의존 하 여 우주 의 나이 가 샌 디지 가 주장 한 것 의 반 정도 인 단지 90 억 년 전후 가 된다 . 그러나 현재 대부분 의 의견 은 그 중간 값 인 70 ( km / s ) / Mpc 정도 로 모아 지 고 있 다 . [ 13 ] 현재 많 은 백과사전 에 는 H 0 = 70 . 4 ± 2 . 4 ( km / s ) / Mpc 으로 나와 있 다 . 한편 , WMAP 데이터 를 이용 하 여 구한 허블 상수 의 값 은 대략 h = 0 . 71 ( + 0 . 04 / - 0 . 03 ) 이 다 . 이 H 0 값 을 이용 하 여 “ 허블 시간 ” , 즉 우주 의 나이 를 계산 해 보 면 , 150 ± 50 억 년 이 되 는데 , 이 값 은 구상 성단 의 연령 이나 우주 초기 의 원소 합성 이론 으로 유도 되 는 연령 과 본질 적 으로 같 다 . 의의 : 과학사 에 끼친 영향 대논쟁 의 종결 [ 14 ] 대논쟁 은 이 질문 에서 시작 되 었 다 . 성운 들 은 어디 에 있 을까 ? 보이 는 것 처럼 작 고 가까울 까 ? 아니면 멀 어서 작 아 보이 는 걸까 ? 국립 과학 아카데미 는 이 질문 에 서로 다른 의견 을 가진 두 집단 이 다른 과학자 들 앞 에서 토론 을 벌이 게 했 다 . 이 두 집단 은 바로 우리 은하 가 성운 뿐 만 아니 라 전 우주 를 포함 하 고 있 다는 주장 을 하 고 있 던 윌슨산 천문대 의 천문학자 들 과 성운 이 우리 은하 밖 에 있 는 독립 된 은하 라는 생각 을 지지 하 던 릭 천문대 의 천문학자 들 이 다 . 전자 는 할로 섀플리 ( Harlow Shapley ) 를 대표 로 내보냈 고 후자 는 히 버 커티스 ( Heber Curtis ) 를 대표 로 내보냈 다 . [ 14 ] 1920 년 4 월 , 대논쟁 은 섀플리 와 커티스 의 토론 으로 진행 되 었 다 . 섀플리 는 우리 은하 가 우주 전체 를 포함 한다는 주장 에 크 게 2 가지 근거 를 내세웠 다 . 먼저 , 성운 의 분포 가 있 었 다 . 성운 들 은 보통 우리 은하 의 은하 면 바로 위 와 아래 에서 발견 되 었 다 . 여기 서 섀플리 는 성운 들 이 바로 행성 과 항성 들 의 기원 이 라고 주장 하 였 다 . 섀플리 가 관측 한 것 은 우리 은하 로 가까워질수록 항성 과 행성 들 이 완전 해진다는 것 이 다 . 그래서 섀플리 는 성운 들 은 우리 은하 위 와 아래쪽 에 있 고 , 그 성운 들 에서 생성 된 항성 과 행성 들 은 모양 을 갖춰 가 면서 우리 은하 쪽 으로 이동 해간다고 주장 했 다 . 만약 은하 들 이 우주 에 골고루 분포 한다면 성운 의 분포 는 일정 해야 하 기 때문 에 우주 에서 은하 는 우리 은하 하나 뿐 이 라고 주장 했 다 . 두 번 째 근거 는 바로 신성 ( nova ) 의 발견 이 었 다 . 신성 은 근처 에 있 는 동반성 의 물질 을 흡수 하 여 갑자기 밝 게 빛나 는 별 을 말 하 는데 , 1885 년 안드로메다 에서 어떤 신성 이 발견 되 었 다 . 그런데 안드로메다 에서 발견 된 이 신성 이 특이 한 것 은 이 신성 은 안드로메다 밝기 전체 의 1 / 10 이나 된다는 것 이 었 다 . 섀플리 는 만약 안드로메다 가 성운 이 아니 고 은하 라면 신성 의 밝기 는 안드로메다 의 밝기 의 수십억 분 의 일 이 돼야 하 는데 실제로 는 수백만 개 의 별 의 밝기 와 비슷 하 기 때문 에 안드로메다 는 은하 가 아니 라 성운 이 라고 주장 하 였 다 . [ 14 ] 커티스 는 이 근거 들 에 대해서 전문 적 인 반박 을 했 다 . 첫 번 째 근거 에 는 특정 지역 에서 만 관측 되 는 것 은 은하면 의 별 들 , 성간 먼지 에 가려 관측 이 되 지 않 는 것 뿐 이 라 반박 을 하 였 다 . 두 번 째 근거 에 는 안드로메다 의 나선 팔 에서 발견 된 다른 수많 은 신성 들 은 그 특정 신성 보다 훨씬 희미 하 다는 것 을 예 로 들 면서 안드로메다 신성 의 경우 는 특이 한 경우 라고 주장 했 다 . 커티스 는 전문 지식 을 이용 하 여 이 를 비롯 한 여러 반박 들 과 주장 들 을 펼쳤 다 . 후 에 섀플리 는 자신 이 “ 논문 을 읽 었 으며 " 커티스 는 “ 발표 ” 하 였 다고 했 고 , 커티스 는 자신 이 “ 비교 적 앞 섰다 ” 고 하 였 다 . 하지만 , 이 주제 는 관측 결과 가 매우 적 었 기 때문 에 어떤 주장 을 펼쳐도 불 충분 한 근거 라는 명목 이 발목 을 잡 았 기 때문 에 큰 진전 이 없 었 다 . [ 14 ] 허블 이 계산 한 안드로메다 에 있 는 세페이드 변광성 까지 의 거리 는 대논쟁 을 확실히 끝맺 었 다 . 그 거리 는 우리 은하 의 크기 와 비교 할 수 없이 멀 었 기 때문 에 안드로메다 가 우리 은하 내부 에 존재 한다는 것 이 말 이 되 지 않 았 다 . 허블 은 또 다른 희미 한 세페이드 변광성 하나 를 찾 아서 똑같 은 90 만 광년 이 라는 거리 를 계산 해냈 다 . 그 는 이 결과 를 은하 는 하나 뿐 이 라는 주장 을 한 섀플리 에게 편지 로 부쳤 다 . 섀플리 는 세페이드 변광성 의 주기 가 20 일 이나 되 는데 주 기 가 긴 세페이드 변광성 을 이용 해 계산 한 거리 는 신빙 성 이 없 다며 반박 을 시도 했 지만 몇 년 만 에 다른 은하 들 의 거리 가 안드로메다 보다 훨씬 멀리 있 다는 것 이 계산 되 고 나 서 대논쟁 은 해결 되 었 다 . 하지만 기존 의 성운 이 라는 개념 중 에서 정말로 우리 은하 내부 에 있 는 기체 구름 들 이 있 다는 것 이 발견 되 었 고 이 들 은 계속 성운 이 라 불리 고 있 다 . 또한 , 대논쟁 에서 섀플리 가 언급 한 안드로메다 신성 은 별 이 폭발 하 는 현상 인 초신성 이 라는 것 이 밝혀졌 고 , 이 는 실제로 순간 적 으로 수십억 개 의 별 보다 밝 게 빛난다는 것 이 발견 되 었 다 . 팽창 우주 론 출처 : 대 폭발 . 우주 의 탄생 부터 팽창 까지 를 나타낸 그림 . 처음 에 매우 작 은 질량 점 으로부터 시작 해서 지금 의 모습 까지 의 과정 을 단순히 나타냈 다 . 이 팽창 우주 론 은 허블 의 법칙 덕분 에 확인 될 수 있 었 다 팽창 우주 론 ( 또는 우주 팽창 론 ) 의 시작 은 아인슈타인 의 일반 상대 성 이론 에서부터 였 다 . 비록 아인슈타인 은 정적 인 우주 를 굳 게 믿 고 있 었 지만 , W . 데시 테르 는 일반 상대 성 이론 에 근거 하 여 우주 가 팽창 하 고 있 다는 설 을 발표 하 였 다 . 그렇지만 데시 테르 가 중력 론 의 방정식 을 풀 때 우주 의 평균 밀도 를 0 으로 두 었 기 때문 에 , 그 의 우주 론 에 는 물질 이 포함 되 지 않 는다는 흠 이 있 다 . 1922 ~ 1929 년 에 알렉산드르 프리드만 , 조르주 르메트르 , 하워드 퍼시 로버트슨 등 이 물질 을 포함 하 는 팽창 우주 론 을 발표 하 였 다 . 1922 년 , 프리드만 은 아인슈타인 이나 데시 테르 와 는 다른 새 팽창 우주 론 을 수학 적 으로 전개 하 였 지만 , 폐렴 때문 에 사망 하 는 바람 에 젊 은 나이 에 세상 을 떠났 다 . 반면 , 비슷 한 시기 의 1927 년 , 조르주 르메트르 는 허블 과 유사 한 , 속도 - 거리 관계 와 유사 한 적색 편 이 - 거리 와 의 관계 를 언급 하 면서 더 물리 적 이 고 실제 적 인 의미 를 가지 는 새로운 팽창 우주 론 을 제안 했 지만 , 안타깝 게 도 큰 주목 을 끌 지 못했 다 . 이렇게 새로운 가설 들 이 나오 고 있 을 때 과학 계 의 정설 은 정적 우주 였 다 . 아인슈타인 자신 을 포함 한 대다수 의 사람 들 이 정적 우주 론 을 믿 고 있 었 고 , 팽창 우주 론 지지자 들 과 정적 우주 론 지지자 들 은 이 주제 로 논쟁 을 많이 일으켰 다 . 1929 년 , 허블 은 윌슨 산 의 100 인치 망원경 으로 은하 들 사이 의 거리 와 적색 편이 의 체계 적 분석 을 통해 팽창 우주 론 을 지지 하 는 논문 을 표 하 였 다 . 이 “ 허블 의 법칙 ” 이 바로 팽창 우주 론 의 결정 적 천문학 적 증거 였 다 . 1930 년 , 에딩턴 과 드 시터 등 영향 력 있 는 천문학자 들 이 정적 우주 론 보다 팽창 우주 론 이 새로운 천체 관측 결과 와 더 잘 맞 는다는 사실 을 인식 하 고 , 묻혀 있 던 프리드만 과 르메트르 의 작업 이 재 발견 되 면서 과학 계 의 인식 은 정적 우주 론 에서 팽창 우주 론 으로 변화 하 게 되 었 다 . 천체 들 사이 의 도플러 효과 를 보여 주 는 허블 의 법칙 이 팽창 우주 론 을 뒷받침 하 는 강력 한 증거 가 되 어 주 었 던 것 이 다 . 팽창 우주 론 은 그 후 더 보충 되 어 대 폭발 이론 으로서 많 은 학자 의 지지 를 얻 고 있 다 . 대 폭발 이론 이란 , 우주 가 하나 의 아주 작 은 질량 점 으로부터 시작 했 고 , 한 순간 의 ‘ 대 폭발 ’ 로 인해 우리 우주 는 팽창 을 시작 했으며 , 지금 까지 도 계속 해서 팽창 하 고 있 다는 설 이 다 . 1940 년 가모브 에 의하 여 현재 의 대 폭발 론 으로 체계 화 하 였 다 . 대 폭발 이론 의 두 가지 대표 적 인 증거 는 허블 의 법칙 ( 멀리 떨어진 은하 일수록 우리 은하 계 로부터 빠른 속도 로 멀 어 지 고 있 다 ) 과 3 K 의 우주 마이크로파 배경 이 다 . 저서 1936 성운 의 왕국 영예 와 인정 허블 은 살 아 생전 에 , 그리고 죽 고 난 뒤 에 까지 많 은 영예 와 인정 을 누렸 다 . 노벨 상허 블 은 생전 에 많 은 여러 상 을 수상 하 였 지만 궁극 적 으로 노벨상 을 수상 하 지 못한 점 에 대해 아쉬워했 다 . 당시 노벨 물리 학회 는 허블 이 당대 가장 위대 한 천문학 자임 을 인정 하 고 있 었 다 . 그럼에도 불구 하 고 노벨 물리학상 을 수여 하 지 않 았 던 이유 는 , 그 의 업적 이 부족 해서 가 아니 라 당시 천문학 을 물리학 의 일부 로 생각 하 지 않 았 기 때문 이 었 다 . 이후 에 노벨 물리학 위원회 는 비밀리 에 규칙 을 바꾸 어 에드윈 허블 이 노벨상 수상 을 결정 하 였 다 . 하지만 안타깝 게 도 이것 을 발표 하 기 전 , 1953 년 9 월 에 허블 은 뇌경색 으로 세상 을 떠났 다 . 노벨상 은 사후 에 수여 될 수 없 었 기 때문 에 허블 은 수상 할 수 없 었 고 , 위 와 같 은 토의 내용 은 비밀 에 부쳐 졌 다 . 하지만 , 노벨 물리학 위원회 의 두 위원 , 엔리코 페르미 와 수브라 마니 안 찬드라세카르 는 허블 의 위대 한 업적 이 결코 무시 되 지 않 았 음 을 알리 고 싶 었 다 . 그래서 허블 의 노벨상 수상 결정 사실 을 허블 의 부인 그레이스 에게 알려 세상 에 공개 하 였 다 . 허블 우주 망원경 허블 우주 망원경 은 대기 권 밖 에서 지구 중심 궤도 를 돌 고 있 는 우주 망원경 이 다 . 이 망원경 은 1969 년 미국 항공우주국 ( NASA ) 에서 스피처 의 제안 에 의해서 제작 추진 이 되 었 다 . 에드윈 허블 의 이름 을 따 서 이름 이 지 어 졌 고 , 1990 년 4 월 25 일 디스커버리 우주 왕 복선 에 실려 지 구 상공 610 km 궤도 에 올려져 관측 활동 을 시작 하 였 다 . 허블 우주 망원경 은 지구 대기 밖 에 있 어 지 구 대기 에 의한 효과 를 받 지 않 아 고 분해능 의 많 은 관측 자료 를 얻 어 낼 수 있 었 다 . 허블 우주 망원경 은 많 은 관측 자료 를 제공 하 여 천문학 발전 에 이바지 하 고 있 다 . 최근 에 는 관측 25 주년 을 맞 는 허블 우주 망원경 을 기리 기 위해 과학 학술지 네이처 에서 허블 이 찍 은 가장 아름다운 우주 사진 10 가지 를 공개 하 기 도 했 다 . [ 15 ] < 타임 > 지 표지 모델 허블 은 타임 지 의 표지 모델 이 된 최초 의 천문학자 였 다 . 그 는 허블 법칙 이 라고 불리 는 은하 들 의 멀 어 지 는 속도 가 거리 에 비례 한다는 것 을 다양 한 은하 들 의 분포 를 측정 하 여 알아낸 뒤 , 엄청난 명예 를 얻 게 되 었 다 . 그 는 타임 지 의 표지 모델 이 된 것 뿐 만 아니 라 영화 배우 나 , 작가 들 과 모임 을 가지 게 되 었 다 . 1937 년 에 허블 은 아카데미 영화상 시상식 에 프랭크 캐프라 의 주빈 으로 참석 하 기 도 했 다 . 우표 허블 망원경 10 주년 우표 2000 년 4 월 2 일 , 미국 항공우주국 ( NASA ) 의 허블 망원경 10 주년 기념 을 맞 아 미국 에서 허블 우표 가 발행 되 었 다 . 우표 는 허블 이 팔로마산 천문대 에서 40 인치 망원경 으로 관측 하 는 사진 과 다양 한 성운 들 의 사진 이 포함 되 었 다 . 이 우표 는 2000 년 7 월 16 일 , 캘리포니아 에서 열린 세계 우표 엑스포 를 장식 했 다 . 미국 의 4 대 과학자 우표 2008 년 3 월 6 일 , 미국 우체국 ( USPS ) 에서 4 명 의 유명 한 미국 과학자 를 기념 하 는 우표 를 발행 했 다 . 에드윈 허블 은 4 명 의 과학자 중 한 사람 으로 선정 되 었 다 . 출처 이동 ↑ 사이먼 싱 의 , ed ( 2006 ) . 빅뱅 . p . 216 . ISBN 89 - 8401 - 104 - 5 . 이동 ↑ 사이먼 싱 의 , ed ( 2006 ) . 빅뱅 . p . 225 - 228 . ISBN 89 - 8401 - 104 - 5 . 이동 ↑ 사이먼 싱 의 , ed ( 2006 ) . 빅뱅 . p . 229 . ISBN 89 - 8401 - 104 - 5 . 이동 ↑ 사이먼 싱 의 , ed ( 2006 ) . 빅뱅 . p . 239 - 241 . ISBN 89 - 8401 - 104 - 5 . 이동 ↑ Hubble , E . P . ( 1926 ) . 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