heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
타이완섬에 맨 처음 도달한 민족 집단은 말레이 폴리네시아계의 민족(지금의 고산족)이다.
이들은 부족마다 따로 떨어져 생활했기 때문에 국가를 형성하지 않았고, 문자도 없었기 때문에 역사 기록을 거의 남기지 않았다.
중국대륙의 삼국시대에는 타이완을 이주(夷州)라 불렀는데 이릉 대전 이후 오나라는 주민부족에 시달렸다.
이에 손권은 230년 봄에 위온과 제갈직에게 정병 1만 명을 준 뒤 이주와 단주 등을 샅샅이 뒤져서 주민들을 징발해오도록 명령했으나 위온과 제갈직은 가는 동안 풍랑을 만나 병력의 거의 대부분을 잃고 그렇게 징발해온 말레이 폴리네시아계 원주민은 고작 1천 명에 불과했다.
이에 손권은 대노하여 위온과 제갈직을 주살했다.
13세기 후반 원나라가 펑후 제도에 행정 기관을 설치했다는 기록은 있지만 타이완섬을 통치했다는 기록은 남아있지 않다.
그 뒤, 한족 등이 세운 명나라가 펑후 제도를 차지 했지만, 역시 타이완섬은 별도로 다스리지 않았던 것으로 보인다.
타이완에 관련된 역사가 문자로 기록되는 때는 유럽인의 상륙 이후이다.
17세기가 되면서 스페인인이 타이완의 북부지역 (타이베이시, 지룽시, 신베이시 일원)을 차지하고, 네덜란드의 동인도 회사가 타이완의 남부지역 (타이난시 일원)을 차지하였다.
네덜란드 동인도 회사는 농사를 짓기 위해 푸젠성, 광둥성에서 사는 한족들을 모집해 타이완으로 이주시켜 농업에 종사하게 하였는데, 이들이 타이완에 정착하면서 현대정치에서 본성인 그룹을 형성하게 된다.
중국 대륙에서 한족 남성이 유입되면서 원주민 여성과의 결혼 빈도가 늘어나 자연스럽게 타이완만의 독특한 혈통이 형성되었다.
명나라가 망할 위기에 놓여 남명으로 밀려나고 만주족이 중국 대륙을 장악하자 항청복명의 구호를 내건 정성공이 1661년에 타이완에 있던 네덜란드 세력을 침공해 이듬 해인 1662년 네덜란드 세력을 타이완에서 축출하고 타이완을 장악하였다.
1662년 정성공이 죽은 이후에도 아들 정경이 타이완을 통치하였다.
정민 정권은 오래가지 못했지만, 이때 처음으로 타이완에 사실상의 중국계 국가가 건설되었다고 말할 수 있다.
만주족 복속기의 타이완.
정씨 일가의 타이완 지배는 만주족의 타이완 정벌에 의해 끝나버렸다.
이로써 타이완은 청나라의 영토에 편입되었다.
그러나 당초 청나라는 정씨 일가를 응징할 목적으로 타이완을 공격했으므로 타이완을 직접 통치하는 것에 대해서는 소극적이었다.
그러나 왜적의 침입을 막아야 되는 등의 군사적인 이유로 타이완을 활용하였다.
청나라는 타이완섬에 1부(府), 3현(縣)을 설치하고, 푸젠성의 관할하에 두었다. 하지만 청나라의 통치력은 타이완 전역에 강력하게 영향을 미치지는 않았다.
이런 이유로 현재 타이완 독립을 주장하는 세력들은 중화인민공화국의 영유권 주장이나 1945년 중화민국 귀속은 잘못되었다는 주장의 근거로 활용하고 있다.
한편 타이완섬의 인구 대부분을 차지했던 원주민은 푸젠성, 광둥성으로부터 생활이 어려운 한족들이 대거 타이완으로 이주 및 정착하였고, 당시에 스스로 한족과 동화되어 가던 청나라는, 관청에서 조직적으로 타이완 원주민에게 성씨나 가계도, 족보 등을 부여하여 한족화를 추진하는 등의 여러 가지 이유로 청나라 조정과 원주민 모두 시간이 지나면서 한족에 동화되어 갔다.
19세기 후반이 되면서, 청나라는 일본 제국이나 구미 열강의 대외 진출에 대한 방어 거점으로 타이완의 중요성을 재인식하게 되어, 1885년에 타이완을 푸젠성에서 분리해 타이완성으로 승격시켰다. 하지만, 1894년 일어난 청일 전쟁에서 청나라가 패배하여 일본의 주도하에 시모노세키 조약이 맺어졌다.
이 조약에 따라 청나라는 만주와 펑후 제도를 비롯해 타이완 섬을 일본에게 할양하였고, 곧 타이완성도 폐지되었다.
타이완 섬에서는 일본의 점령에 대한 저항 운동이 일어나 타이완 민주국의 건국을 선포하기도 했었지만, 일본의 강력한 진압으로 저항 운동은 사그러들었다.
그 후, 일본 정부는 타이완 총독부를 설립해 1945년 패망할 때까지 타이완을 통치하였다.
일본제국의 패망으로, 1945년 10월 25일 타이완섬과 펑후 제도는 50년 만에 중화민국으로 반환되어 현재까지 통치되고 있다.
1949년부터는 중화인민공화국에서 중화민국에 대한 권리 일체를 주장하고 있다.
타이완을 수복하고 통치하기 위해 파견된 중화민국 정부의 관료와 병사들은 타이완 주민들의 기대와 다른 모습들을 보여 이들에 대한 주민들의 실망은 무척 커졌다.
타이완 주민의 이러한 불만은 1947년 2월 28일의 항거(2·28 사건)를 통해 폭발하게 된다.
봉기로 인해 중화민국 관료들은 주민들을 상대로는 협상을 할 것처럼 시간을 벌면서 뒤로는 장제스에게 본토 병력의 파견을 요청하였다.
3월 8일 본토에서 지원 병력이 도착하자 타이완에서는 대대적인 유혈진압이 시작되었다.
이 과정에서 본성인 약 3만여명이 사망 또는 실종되었으며, 지금까지도 이 사건은 타이완 본성인과 1945년 이후부터 타이완으로 이주하기 시작한 외성인 사이에 깊은 앙금으로 남게 되었다.
1949년 12월에 중화민국의 국공 내전에서 중국국민당은 중국공산당에 밀려 난징에 있던 중화민국 정부를 타이베이로 이전하였고(국부천대), 이후 중화민국의 실효 통치 지역은 사실상 타이완 지구로 축소되었다.
1996년 3월 23일 국민의 직접선거로 총통을 선출하도록 제도를 개선함으로써, 타이완은 중국국민당 장기 집권을 마감하고 본격적인 민주화 시대를 열었다.
2000년 총통 선거에서는 민주진보당의 천수이볜이 총통에 선출됨으로써 제헌 이래 평화적 정권교체를 이루기도 하였다.
2008년에는 중국국민당의 마잉주가 당선되었고 2016년에는 다시 민주진보당의 차이잉원이 총통에 취임하였다.
타이완은 제2차 세계 대전이 종료된 1945년에 연합국을 통해서 중화민국에 반환되었다.
이 때는 동중국해의 작은 섬에 불과했으나, 국공 내전에서 중국공산당에게 밀린 중국국민당이 1949년 난징시의 국민정부를 타이베이시로 전격 이전하면서 타이완은 중화민국의 중심지로 변모하여 새 시대를 맞이하게 되었다.
그러나 중화인민공화국은 하나의 중국 원칙에 따라 1945년의 반환 결정은 곧 자국에게 소급된다며 23번째 성(省)으로 규정하고 타이완에 대한 일체의 영유권을 주장해오고 있다. 하지만, 타이완 특별행정구로도 영유권을 주장하고 있다.
대만의 투자 환경은 수많은 국제 순위에서 높은 평가를 받고 있다.
흑체(黑體, , )란 진동수와 입사각에 관계없이 입사하는 모든 전자기 복사를 흡수하는 이상적인 물체이다.
열평형 상태에 있는(즉, 온도가 일정한) 흑체는 "흑체복사"라는 전자기 복사를 방출한다.
이 복사는 플랑크 법칙에 따라 방출되며, 그것인즉 물체의 모양이나 구성요소가 아닌 온도에 의해서만 결정되는 스펙트럼을 가지고 있다는 것을 의미한다(우측 그림 참조).
열평형 상태의 흑체는 두 가지의 주요한 성질을 나타낸다.
대략적인 흑체면의 사례로는 단단히 둘러싸인 벽의 구멍을 들 수 있다.
구멍 속으로 들어간 빛은 영원히 반사를 반복하거나 구멍 내부에 흡수되어 다시 밖으로 나타나지 않는 것으로 보인다.
즉 이 구멍은 거의 완벽한 흡수체이다.
이렇게 둘러싸여 사방이 막힌 복사체는 벽의 성질과 구멍을 둘러싼 다른 성분들에 따라 열평형이 될 수도 있고 안 될 수도 있다.
실제의 물질은 흑체 에너지 수준의 극히 일부(방사율이라 한다)의 에너지를 방출한다.
정의에 따르면, 열평형 상태의 흑체는 방사율이 "ε" = 1.0이다.
진동수와 관계없이 방사율이 이것보다 낮은 물질은 보통 회체(灰體, )라 한다.
방사율을 최대한 1에 가깝게 하여 흑체를 만들어내는 것은 현재까지도 주요한 관심대상으로 남아 있다.
한편 백체(白體, )란 "모든 입사광선을 완벽히, 모든 방향으로 균일하게 반사하는 거친 면"이다.
천문학에서, 항성과 행성의 복사를 유효온도에 관하여 나타내는 경우가 있다.
유효온도란 똑같은 양의 전자기 에너지 선속을 방출하는 흑체의 온도이다.
흑체라는 개념은 1862년에 구스타프 키르히호프가 처음 사용했다.
키르히호프의 복사법칙.
"복사파의 분포가 물체의 종류에 따라 다르지 않고, 오직 온도에만 의존한다."
한 물체가 뜨거워지면 열을 내게 되는데, 이를 복사(radiation)라고 부른다.
고체에서 방출되는 복사를 조사하면 여러 가지 파장 또는 진동수를 가진 빛으로 구성되어 있음을 알 수 있다.
어느 물체나 그 표면에 부딪히는 복사열의 일부는 흡수하고 나머지는 반사한다.
특히 표면에 부딪히는 모든 복사를 흡수하는 경우 이런 물체를 흑체(black body)라고 부른다.
물론 흑체는 자신이 가지고 있는 열 즉 복사열을 방출도 한다.
19세기말에 물리학자들은 흑체에서 어떻게 여러 가지 진동수를 가진 복사가 나오며 이들은 표면의 온도와 어떠한 관계가 있는가를 많이 연구하였고 복사의 연구로부터 양자론이 시작되었다.
이런 흑체에 대한 연구의 시작은 1850년대부터로 생각할 수 있다. 1859년말에서 1860년초에 키르히호프(G. Kirchhoff, 1824-1887)는 '흑체복사강도의 분포는 벽의 물질이나 빈구멍(Cavity)의 모양, 크기와는 상관이 없고 오직 온도와 빛의 파장에만 관계된다는 것이다'는 것을 밝혔다.
즉, 같은 온도로 달구어진 물체는 돌이든 쇠든 방출하는 빛의 분포가 똑같다는 것이다.
하지만 당시의 실험이나 이론물리학 수준으로는 다양한 온도와 파장에 걸쳐 키르히호프가 정의한 열복사의 강도를 정확하게 기술하기란 쉬운 일이 아니었다.
키르히호프가 복사법칙을 발견하였지만, 열복사 문제를 맥스웰의 전자기학과는 별개로 취급되는 등 당시의 이론물리학 수준으로는 키르히호프의 복사 법칙을 정확하게 기술하기에 어려움이 있었다.
1879년 오스트리아의 물리학자 요제프 슈테판(, 1835-1893)이 실험적으로 전체 복사 에너지가 절대온도의 4제곱에 비례한다는 사실을 발견하였다.
1884년 오스트리아의 물리학자 루트비히 볼츠만이 슈테판의 공식을 맥스웰 방정식을 사용하여 유도하였다.
이 법칙을 오늘날 슈테판-볼츠만 법칙으로 부른다.
1886년 미국의 천문학자인 랭글리(S. P. Langley, 1834-1906)는 적외선의 강도를 잴 수 있는 볼로미터(bolometer)를 개발해서 흑체구리에서 발생하는 에너지와 태양에서 발생하는 에너지를 비교하는 실험을 통해 정량적인 흑체 복사 법칙을 발전시킬 수 있는 토대를 마련해 주었다.
볼로미터를 이용한 랭글리의 실험은 여러면에서 정성적이고 상당히 엉성한 것이었지만, 곧 여러사람들에 의하여, 실험적 차원에서 더욱 정교한 정량적 수준으로 발전했다.
그리고 1888년 하인리히 헤르츠가 전자기파의 존재를 발견한 뒤에야 많은 사람들은 가시 광선이나 열복사에 맥스웰의 전자기 법칙을 적용하기 시작할 수 있었다.
슈테판-볼츠만 법칙의 유도.
동공 속의 에너지 밀도 u는 에너지 밀도를 모든 진동수에 대해 적분하여 얻을 수 있다.
총 에너지 밀도는 동공 벽의 절대온도의 4제곱에 비례한다.
그러므로, 어떤 물체가 단위 시간당, 단위 면적당 복사하는 에너지 formula_5역시 formula_6 에 비례한다고 기대할 수 있을 것이다.
이를 슈테판-볼츠만 법칙이라고 한다.
빈 변위 법칙은 흑체 복사의 파장 가운데 에너지 밀도가 가장 큰 파장과 흑체의 온도가 반비례한다는 것을 말하는 법칙이다.
1900년 6월 존 윌리엄 스트럿 레일리는 위에서 주어진 빈의 미지함수 F가 상수임으로 보였는데, 고전물리학적 개념을 사용한 이 공식의 완전한 유도는 1905년 레일리와 진스(J. Jeans)에 의하여 이루어졌다.
흑체복사 스펙트럼을 설명하기 위해, 레일리와 진스는 흑체복사를 온도 T에서 복사가 채워진 공동 (cavity)으로 생각하는 것으로부터 시작하여 고전적인 계산을 하였다.
레일리-진스 법칙의 유도.
흑체 내부의 밀폐된 빈 공간을 한 변의 길이가 A, B, C인 직육면체로 한다.
그리고 흑체 내부의 빈 공간과 그 벽면은 온도 T의 평형상태에 있다고 가정한다.
공동의 벽을 완전 반사체로 가정하였기 때문에 복사는 전자기파의 정상파로 되어 있어야만 한다.
각 벽 위에서 정상파의 마디가 형성되기 위해서는, 방향이야
어떻든 간에 벽과 벽 사이의 경로가 반 파장의 정수배가 되어야 할 것이다.
이 조건은 정상파의 x,y,z방향에 대한 가능한 파수들은 각각 다음과 같은 조건을 충족시킨다.
그리고 총 파수는 다음과 같은 식을 만족한다.
주어진 formula_14에 대하여 여러 개의 방식이 존재한다.
방식의 수를 얻기 위하여 먼저, 주어진 formula_14보다 작은 값을 갖는 방식의 수를 구하자.
이 값은 n,m,l으로 구성된 공간에서의 타원체의 제 1상한 부분(n,m,l값이 모두 양수인 공간)의 부피에 해당한다.
빛은 두 개의 자유도를 가지므로, 그 부피에 2배를 함으로써 얻을 수 있다.
다음 단계는 각 정상파당의 평균 에너지를 구하는 것이다.
여기에 양자 물리와 고전물리 사이에 차이가 벌어진다.
이미 언급했던 고전적인 에너지의 등분배 법칙을 따르면 온도 T에서 열적 평형을 이루고 있는 어떤 개체로 이루어진 계에서 각 자유도에 배당되는 평균 에너지는 1/2kT이다.
복사로 가득 찬 공동 내에서의 정상파는 평균 총 에너지로 E=kT를 주는 두 개의 자유도를 가진다.
왜냐하면, 각 파는 공동의 벽안에 있는 한 진동자로부터 발생되기 때문이다.
이러한 진동자는 두 개의 자유도를 가지는데, 하나는 진동자의 운동 에너지에, 나머지 하나는 진동자의 위치 에너지에 해당된다.
여러 개의 단진자가 온도 T에서 열적 평형 상태를 이루고 있다면 단위 부피 안에 에너지 E를 갖는 진동자의 수는 볼츠만 분포를 따른다고 생각하여 에너지가 E~E+dE사이에 있는 경우
따라서 만일 에너지가 연속적으로 변하는 경우 한 진동자가 가지는 평균 에너지는
그렇다면 한 진동자가 가지는 평균 에너지를 분배 함수를 사용하여 다음과 같이 나타낼 수 있다.
레일리와 진스는 각 모드가 kT의 에너지를 갖기 때문에 구하려는 복사에너지의 밀도는 주어진 모-드의 수에 kT를 곱하여 얻을 수 있다고 생각하였다.
따라서 진동수 formula_38사이에 있는 복사에너지 밀도는
이 식은 진동수가 작은 영역에서는 잘 맞으나 진동수가 큰 영역에서는 맞지 않는다.
1900년 12월, 플랑크는 흑체 복사의 측정 자료와 일치하는 결과를 얻기 위하여 방출된 빛의 에너지가 특정한 상수(h)와 진동수를 곱한 값의 정수배로만 주어진다고 가정하였다.
여기서 방출된 빛의 에너지가 연속적이지 않고, 어떤 기본 에너지 양자 formula_43의 정수배로만 주어진다는 가정은 빛이 파동으로서 그 에너지가 연속적 값을 갖는다는 고전적 개념과 배치되며 우리는 이러한 가정을 플랑크의 양자가설(Quantum hypothesis)이라고 한다.
이 경우 방출된 빛의 평균 에너지는 다음과 같다
빛의 평균 에너지를 다음과 같이 나타낼 수 있다.
따라서 진동자 당 평균에너지는 레일리-진스 공식에서 사용하였던 에너지 등분배 평균인 kT 대신에 아래와 같이 된다.
여기에 단위 체적당 방식 밀도를 곱하면 전자파의 에너지 밀도에 대한 플랑크 법칙
플랑크가 올바른 공식을 얻기는 하였지만, 오늘날의 시각으로 보면 그의 공식 유도에는 심각한 결함이 내포되어 있다.
영점 에너지 formula_58을 포함하여 맥스웰-볼츠만 통계를 적용하면 위의 플랑크 평균 에너지 밀도식이 주어 지지 않는다.
정당한 절차는 공동내의 전자기파를 광자 가스로 생각하고, 광자의 스핀이 1이므로 보즈-아인슈타인 통계를 적용한다.
그러므로, 각 에너지 상태 formula_59에 있는 평균 광자수는 아래 식의 보스-아인슈타인 분포에 의해 주어진다.
막스플랑크가 자신의 생애에서 보여주었던 양자 불연속성 개념에 대한 태도는 매우 복잡하다.
우선 작용 양자에 대한 개념을 제창해서 양자물리학의 포문을 열었던 막스 플랑크 자신은 이런 변혁이 혁명으로 발전하기를 원하지 않았다.
즉 20세기 초 현대 물리학 분야에서 나타난 혁명적 변화는 정작 창시자였던 막스 플랑크 자신은 원하지 않았던 혁명이었다.
플랑크는 아주 보수적인 인물로서 본래 고전물리학을 거부할 의사가 추호도 없었던 사람이었다.
그는 아인슈타인의 상대성 이론은 높이 평가했지만, 정작 자신의 업적과 관련이 있었던 아인슈타인의 광양자 가설에 대해서는 깊은 회의를 나타냈던 인물이었다.
또한 고전 양자론의 시작을 알렸던 그는 고전양자론의 발전 과정에서 나온 마지막 산물인 양자역학의 철학적 해석인 비결정론에 대해서도 아인슈타인과 마찬가지로 죽을 때까지 받아들이지 않았다.
한편 지난 세기말에 이룩한 플랑크의 혁명은 여러 가지로 우리에게 시사하는 바가 크다.
우선 플랑크의 이 혁명은 물리학이 너무 완벽하게 완성되어 더 이상 할 일이 없을 것 같은 상태에서 나타났다는 것이다.
만약 플랑크가 뮌헨 대학시절 교수에게 설득되었다면 그는 새로운 혁명적 이론을 제기한 이론 물리학자로 역사에 남지 않았을 것이다.
더 이상 새롭게 할 일이 없는 것 같은 답답한 상황이 바로 혁명이 시작되는 시점이었다.
또한 플랑크는 혁명적 이론을 제안한 다른 많은 과학자들과는 달리 그리 천재적인 인물은 아니었다는 것도 흥미롭다.
20세기 초 물리학내의 혁명은 보이지 않는 곳에서 성실하게 일했던 대기만성형의 평범한 과학자에 의해서 시작되었던 것이다.
망원경(望遠鏡, )은 렌즈나 거울 등의 광학기기를 이용하여 가시광선·적외선·자외선·엑스선 ·전파 등의 전자기파를 모아 멀리 있는 물체를 관측하는 장치이다.
망원경으로 다루는 전자기파의 파장에 따라서 광학 망원경, 전파 망원경 등으로 분류되는데, 일반적으로 망원경이라고 하면 가시광선을 보는 광학 망원경을 일컫는 경우가 많다.
망원경은 주로 천문학에서 많이 사용되며, 이 외에도 군용 및 레저용으로 많이 사용되고 있다.
최초의 망원경은 1608년에 네덜란드에서 한스 리퍼세이() 등이 발명한 굴절 망원경이며, 갈릴레오 갈릴레이는 이 후에 망원경을 개선하여 천문학 관측에 사용하였다.
빛을 모으는 역할을 하는 대물렌즈()를 거울로 바꾸면서 반사 망원경이 등장했다.
굴절 망원경이 가진 구면수차와 색 수차를 줄일 수 있는 포물면 거울의 장점이 알려지면서 여러 가지 디자인의 반사망원경들이 등장하였다.
1668년에는 아이작 뉴턴이 나중에 뉴턴식 망원경으로 알려진 첫 실용적인 반사망원경을 발명하였다.
1733년 이 후에는 일반 렌즈의 색 수차를 줄일 수 있는 색지움 렌즈()의 발명 덕에 굴절망원경의 성능이 획기적으로 개선된다.
반사망원경은 초기에는 거울의 도금물질이 쉽게 산화해버리는 문제가 있었지만, 1857년, 1932년에 각각 망원경 거울을 은이나 알루미늄으로 도금하는 기술이 발명되면서 비약적인 발전을 하게 된다.
현재 깎을 수 있는 유리 렌즈의 최대 크기는 약 1미터정도에 불과하므로, 20세기에 만들어진 거의 대부분의 대형 망원경들은 모두 반사망원경으로 만들어졌다.
현재 가장 큰 광학 망원경의 크기는 10미터가 넘는다.
한편 20세기에 들어와서 비로소 가시광선 뿐 만 아니라, 다른 파장의 빛(전파부터 감마선까지)을 관측할 수 있는 일반적인 전자기파 관측기기로서의 망원경이 개발되었다.
최초의 전파망원경은 1931년에 칼 잰스키에 의해 발명되었으며, 적외선 관측기술은 1960년대에 들어 크게 발전되었다.
이 후 망원경은 파장 대역, 분해능, 집광력 등의 면에서 엄청난 기술적 발전을 거듭하였다.
망원경은 대물렌즈나 반사거울을 이용하여 물체로부터 나오는 빛을 모아 상을 만들고, 이 상을 접안렌즈로 확대해서 실제보다 크게 보이도록 하는 기구이다.
대물렌즈가 크면 클수록 물체로부터 나오는 빛을 많이 받게 되므로 상의 밝기가 증가한다.
밤하늘의 대상들은 그 거리가 무한대로 볼 수 있으므로 상은 항상 대물렌즈의 초점상에 맺히게 된다.
그러므로 대물렌즈에 의한 상의 크기가 크고 접안렌즈의 초점거리가 짧을수록 물체를 크게 확대시켜 볼 수 있다."
렌즈나 곡면 거울과 같은 광학 도구를 이용하면, 한 점에서 출발한 빛을 다른 한 점으로 초점이 맺게 할 수 있다.
즉 피사체와 동일한 모양의 상을 다른 위치에 만들 수 있다.
이때 렌즈나 곡면 거울의 두께와 곡률 등을 조절하여 피사체보다 더 큰 상을 만들게 되면 우리는 실물보다 더 크게 물체를 볼 수 있는 것이다.
그러나 망원경의 가장 중요한 요소는 '집광능'과 '분해능'이다.
사람의 동공보다 훨씬 더 넓은 면적의 렌즈나 곡면 거울을 이용하여 빛을 모으므로, 육안으로 볼 수 있는 것보다도 더 어두운 피사체를 볼 수 있게 해준다.
또한 망원경의 광학계-렌즈 또는 거울-의 지름이 클수록 분해능이 높아지므로, 피사체를 더욱 세밀하고 뚜렷하게 볼 수 있게 해준다.
이 두 요소 덕분에 망원경은 멀리 떨어져서 희미하게 보이는 천체를 우리가 관측할 수 있을 정도로 밝게 빛을 모아주는 동시에, 관측 대상의 상을 더욱 세밀하고 정확하게 맺어 주기 때문에 천문 관측에 아주 적합한 도구이다.
망원경이 처음 발명된 직후부터 갈릴레오 갈릴레이에 의해 천문 관측에 이용되었고, 현대에도 지름 수 미터 이상의 대형 망원경들이 다수 제작되어 천문 관측에 널리 이용되고 있다.
고전적인 의미의 망원경은 빛, 즉 우리가 눈으로 볼 수 있는 가시광선 영역의 전자기파만을 모으는 역할을 해 왔으나, 현대에 들어서는 가시광선 영역 이외에도 지구에서는 관측하기 어려운 자외선, X선, 감마선, 적외선, 전파 등의 전자기파를 모아 관측할 수 있는 다양한 방법들이 개발되고, 그 목적에 맞는 다양한 망원경들이 만들어졌다.
이러한 현대의 망원경들을 통해 우리 인류는 지금까지 알고 있었던 우주의 모습을 넘어서, 더욱 더 다양한 천체와 우주의 모습을 바라볼 수 있게 되었다.
망원경의 파장, 위치, 이용 목적 등 여러 가지 기준에 따라 분류가 가능하다.
그러나 관측하는 파장에 따라 전자기파를 모으는 방식과 기술이 크게 달라지므로 망원경은 아래의 표와 같이 주로 관측하는 파장에 따라 분류한다.
망원경은 위치에 따라서 지상 망원경, 우주 망원경, 항공 망원경 ()으로 나뉜다.
또한 누가 어떤 목적으로 사용하느냐에 따라, 천문학자들의 연구용 망원경, 그리고 아마추어 천문가의 망원경으로 나눌 수도 있다.
하나 이상의 망원경, 관측기기들로 구성된 운송수단(차량, 비행기, 기구, 위성)이나 캠퍼스를 천문대라고 한다.
광학 망원경은 가시광선 대역의 빛을 초점으로 모아 확대된 상을 만드는데 사용되는 망원경을 말한다.
광학망원경은 일반적으로 근적외선까지도 쓰인다.
이 확대된 영상을 눈으로 보거나, 사진을 찍거나, 또는 컴퓨터로 신호를 보내는 방법으로 이용할 수 있다.
광학 망원경은 주로 천문학에서 많이 쓰이며, 천문학 이외의 용도로는 측량기, 조준경, 쌍안경, 카메라 렌즈 등이 있다.
광학 망원경은 보통 유리로 만들어진 렌즈나 거울을 조합하여 빛을 모으는데, 어떠한 도구를 이용하느냐에 따라 다음과 같은 세 종류로 나눌 수 있다.
전파 망원경은 지향성 안테나를 이용한 망원경이다.
광학 망원경과는 달리 긴 파장의 전파를 이용하므로, 같은 크기의 광학 망원경에 비해 분해능이 떨어지는 단점을 갖고 있다.
따라서 전파 망원경은 광학 망원경보다 훨씬 큰 구경의 포물면 형태를 갖는 파라볼라 안테나(그 모양 때문에 흔히 '접시'라고 불린다.)를 사용한다.
현재 가장 큰 전파 망원경은 중국의 FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope)라는 지름 500m의 전파 망원경이다. 하지만, 건축 구조상 망원경 크기를 늘리는 데에 한계가 있으므로, 더 좋은 분해능을 얻기 위해서 다수의 작은 전파 망원경을 일정한 거리로 배열해서 그 배열 전체의 넓이와 같은 구경의 단일 망원경과 같은 분해능을 얻을 수 있는 간섭계()가 만들어졌다.
X-선은 지구 대기에서 흡수되기 때문에 X-선 망원경은 로켓이나 위성을 이용해서 대기 밖에서 관측해야 한다.
또한 X-선은 거의 수직으로 입사할 경우 금속으로 만들어진 거울조차도 쉽게 통과해버리므로 X-선을 초점에 모으기 위해 볼터 망원경()이라는 특별한 디자인이 고안되었다.
이 볼터식 망원경은 거울을 X-선의 입사 방향에 거의 평행하게 배치하여, X-선이 거울에서 반사할 때마다 단지 몇 도(°)씩만 방향을 바꾸는 방법을 이용하는데, 이러한 거울을 겹겹이 고리 모양으로 배치하여 빛을 초점에 모아 X-선 이미지를 얻을 수 있다. 2012년 기준으로 작동 중인 X-선 망원경으로는 찬드라 X-선 망원경, XMM-뉴턴 망원경등이 있다.
감마선은 파장이 너무 짧고 에너지가 크기 때문에 가시광이나 X-선처럼 유리 또는 금속 거울을 이용해서 초점으로 빛을 모으는 것이 불가능하다.
대신 감마선 망원경은 감마선이 특별히 선택된 물질들과 반응(콤프턴 산란)하면서 내는 전하를 띈 입자나 광학 섬광을 검출하는 방법을 이용한다.
지구 대기가 감마선에 대해서도 불투명하므로 감마선 망원경은 기구, 로켓, 위성 등에 의해 실려서 대기 밖에 위치해야 한다.
이러한 감마선 망원경으로는 콤프턴 감마선 천문대(, 2000년 퇴역), 페르미 감마선 망원경()등이 있다.
반면 아주 높은 에너지(&gt;30 GeV)를 가진 감마선들은 지상에서 간접적인 방법으로 검출한다.
이 감마선은 대기에 들어오면서 공기의 원자/분자들과 연쇄 반응하면서 수많은 우주선들을 만들어내고(air shower라고 한다), 거의 빛의 속도로 움직이는 이 상대론적 입자들은 체렌코프 복사를 방출하게 되는데 이를 지상에서 검출하는 방식이다.
이러한 종류의 망원경으로는 미국 아리조나 주에 위치한 VERITAS가 있다.
망원경을 설치하는 방식에는 적도의(赤道儀)와 자오선 고정식(子午線固定式)이 있다.
적도의는 지구의 자전축에 평행한 회전축(極軸이라 한다)과 이 축에 직각을 이루는 회전축을 가지며, 후자에 직각으로 망원경을 고정시킨다.
거의 대부분의 천체망원경은 이 방식인데, 극축을 천구의 일주(日周)운동에 맞추어 동쪽에서 서쪽으로 회전시킴으로써(時計裝置에 의함), 한 천체를 장시간 시야에 정지시킬 수가 있다.
이를 실현하는 데는 독일형·영국형·포크형·요크형과 기타가 있다.
고정 방식은 자오환(子午環)·자오의·천정의(天頂儀) 등 자오선 안에만 망원경을 돌릴 수 있는 것이며, 이것을 다시 변형시킨 것으로 사진천정통(寫眞天頂筒)·극(極) 망원경 등 완전히 천정·극으로 향해서 고정해 버린 것도 있다.
이 경우는 거꾸로 사진건판이 일주운동을 쫓아 움직이도록 되어 있다.
또 태양탑(太陽塔) 망원경 등과 같이 2장의 거울(실로스태트, coelostat라고 한다)에 의해서 빛을 항상 고정된 망원경으로 이끄는 방식도 있다.
이들 이외에 연직·수평의 두 회전축에 망원경을 고정시키는 경위의(經緯儀)라고 하는 방식이 측량용 지상망원경에는 많으나 천체 망원경에서 사용하는 일은 극히 드물다.
전자기파의 파장에 따른 지구대기의 불투명도.
지구 대기는 대부분의 전자기파에 불투명하기 때문에, 지상에서 관측할 수 있는 파장 대역은 가시광선-근적외선과 전파로 매우 제한되어 있다.
이 때문에 X-선이나 원적외선을 관측하기 위해서는 망원경을 대기 바깥의 우주공간에 띄워야 한다.
한편 가시광은 지상에서 관측이 가능하지만, 허블 우주망원경처럼 훨씬 좋은 시상 또는 분해능을 얻기 위해 망원경을 우주 궤도에 올려 보내기도 한다.
같은 천체를 여러 가지 망원경으로 본 모습.
서로 다른 파장의 망원경들을 통한 관측에서 얻어지는 상호 보완적인 정보를 모으면 천체에 대해 보다 넓게 이해할 수 있다.
망원경 가대에 따른 종류.
망원경의 가대는 지상 망원경을 지지해주는 기계적인 구조이다.
망원경의 가대들은 망원경의 무게를 지탱해주고 망원경이 별과 같은 천체를 정확하게 가리킬 수 있도록 하는 역할을 한다.
망원경의 가대는 역사적으로 발전을 거듭해 왔는데, 현재는 지구의 자전 속도에 맞춰, 별이 움직이는 것을 자동으로 추적할 수 있게 설계된다.
크게 다음과 같은 가대가 있다.
케플러의 행성운동법칙(行星運動法則, )은 독일의 천문학자 요하네스 케플러가 발표한 행성의 운동에 대한 세 개의 물리학 법칙이다.
아이작 뉴턴이 만유인력의 법칙을 발견하기 약 반세기 전, 케플러는 티코 브라헤가 평생 동안 천체를 관측하면서 축적한 자료들을 분석하여 다음과 같은 케플러의 행성운동법칙을 발표하였다.
아이작 뉴턴은 자신이 발견한 운동 법칙과 케플러 법칙 등을 기반으로 만유인력의 법칙을 유도해냈다.
즉, 케플러가 기술한 태양계의 행성의 운동은 뉴턴의 법칙에 따르는 두개의 질점간의 상호작용에 해당한다는 것을 밝혀낸 것이다.
따라서 케플러의 행성 운동 법칙은 태양과 행성 사이에만 성립하는 것이 아니라, 행성과 그 위성(인공위성을 포함하여), 위성과 위성이 갖는 손자위성 사이에도 성립한다.
행성의 궤도를 태양이 중심에 있는 극좌표계 formula_1를 이용하면 아래와 같이 케플러의 행성운동법칙을 간단하게 수학적으로 기술하고,
뉴턴의 만유인력의 법칙과 같은 여러 물리학 법칙을 이용하여 증명할 수 있다.
제1법칙 타원 궤도의 법칙.
케플러의 제1법칙은 궤도의 법칙이라고도 불린다.
제2법칙 면적속도 일정의 법칙.
케플러의 제2법칙은 케플러 넓이 법칙()이라고도 불린다.
면적속도는 수학적으로 다음과 같이 정의된다.
케플러의 제2법칙이 행성 운동의 운동 상수임을 의미한다.
혹은, 행성의 공전 속도를 사용하여
가 일정하다고 말하기도 한다.
위 값은 행성의 각운동량에 비례하므로, 이 법칙은 만유인력의 법칙과 관계없이 각운동량 보존 법칙으로부터 유도할 수 있다.
케플러의 제3법칙은 주기의 법칙이라고도 불린다.
이를 수식으로 나타내면 다음과 같다.
좀 더 비례 관계를 명확히 하면,
태양계에서 행성은 태양에 비해 훨씬 더 가벼우므로 (formula_18), 다음과 같이 근사할 수 있다.
따라서, 태양을 중심으로 하는 태양계 안의 모든 행성에 대해선 formula_20의 값이 모두 같다.
케플러의 제3법칙은 비리얼 정리의 특수한 경우이다.
로스토크 대학에서 공부했다.
1572년, 카시오페이아자리에서 신성을 발견하여 맨눈으로 관찰할 수 없을 때까지 14개월간 관측을 계속하여 기록을 남겼다.
이러한 재능이 인정되어 덴마크왕 덴마크의 프레데리크 2세의 지원을 받아 벤섬에 우라니보르 천문대, 스티에르네보르 천문대를 건설하고 방대하고 정밀한 관측기록을 남긴다.
프레데리크 2세가 죽은 후, 1599년에는 신성 로마 제국 황제 루돌프 2세 황실부 제국수학관에 초청되어 프라하로 이주한다.
천문학자로서 그는 코페르니쿠스 체계(지동설)의 기하학적 장점과 프톨레마이오스 체계(천동설)의 철학적 장점을 결합하여 태양이 지구 둘레를 도는 동시에 다른 행성들이 태양 둘레를 돈다는 독특한 '튀코 체계'(수정된 천동설)를 주장하였고, 이 학설의 선취권 문제로 라이마루스 우르소와 싸움을 벌였다.
그러나 브라헤가 천동설을 옹호하기 위해 남긴 관측기록은 그가 병으로 죽은 후 제자이며 공동연구자였던 요하네스 케플러가 그의 기록을 분석하여 케플러 법칙을 발견해 내면서 지동설을 지지하는 결정적인 증거가 되었다.
튀코 브라헤는 1577년 나타난 혜성에 대해서도 많은 관측결과를 남겼으며, 혜성 현상이 달보다 먼 곳에서 일어났다는 사실을 증명해 냈다.
그 혜성관측결과와 신성의 발견은 달보다 먼 곳에서는 어떠한 변화도 일어나지 않고 있다는 당시의 천동설을 반증하는 한 증거이기도 했다.
튀코 브라헤는 1546년에 덴마크 귀족 가문의 장남으로 태어났다.
그런데 튀코의 큰아버지 외르겐 브라헤(Jorgen Brahe)가 자손이 없어 튀코의 아버지는 아들이 태어나면 형에게 양자로 보내주겠다고 약속을 했었다.
튀코의 큰아버지는 기다리고 있다가, 둘째 아들이 태어나자 튀코를 납치해 버렸다.
큰아버지 밑에서 자란 튀코는 13살때 다닐 코펜하겐 대학교에 입학하기 위하여 6살때부터 라틴학교를 다니면서 뛰어난 교육을 받았다.
큰아버지 외르겐은 그의 정부에 있는 자리를 튀코에게 물려주려고 했으나, 1560년 8월 21일에 일어난 개기일식이 튀코의 눈을 사로잡았고 그때부터 튀코의 천문학에 대한 관심이 시작되었다. 하지만, 그는 일단 백부가 원하는 데로 13세 때 코펜하겐 대학교에 입학하였으며, 법학을 전공으로 하였다. 하지만, 그는 대부분의 시간을 천문학과 수학공부에 할애했고, 백부는 그런 그를 막기위해 라이프니치 대학교에서 안데르스 베델이라는 젊은이를 통해 튀코를 막으려 했으나 실패했다.
튀코는 천문학이 매우 체계적이고 정확한 관측을 필요로 한다는 것을 깨닫고, 여러 천문 관측 장비들과 프톨레마이우스의 라틴어 서적들을 샀다.
그는 이때부터 자신만의 천문학을 발전시키기 시작했고, 별들의 위치를 관측하면서 천문의 별 관측표를 만들기 시작하였다.
그는 1564년에 직접 직각기 가 부정확한 것을 알고 장비 수정표를 만들기도 하였고, 이러한 노력으로 그는 그 시대의 누구보다 더 정확한 관측을 할 수 있었다.
독일의 아우크스부르크로 이사를 간 튀코는 그곳의 아마추어 천문학 동아리에 가입해 직경 12 미터짜리 육분의를 제작했다.
이 장치는 별의 위치를 매우 정밀하게 측정할 수 있게 해 주었다.
그는 스웨덴과 덴마크 사이에서 전쟁이 일어나자 백부의 명령에 따라서 1565년 5월에 코펜하겐으로 다시 돌아왔다.
그리고 그는 1566년도에 비텐베르크 대학교, 로스토크 대학교에서 공부하고 졸업하였다.
튀코는 귀족 가문 출신이라 성격이 매우 거만했는데, 누구의 수학 실력이 더 뛰어난가를 두고 결투를 벌이기도 했다.
이 결투에서 브라헤는 코가 잘려나갔지만, 그 이후 기록이 남아 있지 않아 상대방은 어떻게 되었는지 알 수 없다.
1566년 11월 29일, 당시 로스토크 대학교에서 공부하던 튀코는 그의 사촌이기도 한 덴마크의 귀족 맨더루프 파스버그와의 결투에서 칼에 맞아 코의 일부가 절단되었다.
사건이 벌어지기 전인 11월 10일과 27일에도 그는 어떤 수학 공식의 타당성을 두고 파스버그와 싸움을 벌인 바 있었다.
두 사람 다 상대방이 틀렸다는 주장의 뒷받침이 부족하였기 때문에 결국 결투를 통해 이 문제를 해결하기로 하였다.
나중에 화해하기는 했지만 이 결투에서 튀코는 콧등 부위를 잃고 말았다.
튀코는 이 사건으로 인해 약학과 연금술에 관심을 갖게 되었다.
이후 죽을때까지 은과 금으로 된 코 보형물을 착용했다고 한다. (보형물의 접착을 위해서는 접착용 반죽과 풀을 사용하였다.) 몇몇 연구가들은 그가 금, 은 보형물 외에도 구리제품 또한 보유하였고 1901년 6월 24일 그의 무덤이 공개되었을 때 두개골에서 발견된 녹색 흔적이 구리라고 주장하였다.
일부 역사학자들은 구리제품이 귀금속제품보다 더 가볍고 편안하였을 것이기 때문에 여러 시기에 걸쳐서 그가 다양한 종류의 보형물을 착용하였을 것으로 추정하기도 한다. 2010년 그의 묘가 발굴되어 덴마크와 체코의 연구원들이 그의 코 뼈의 일부를 화학적으로 분석한 결과를 2012년 11월 발표하였는데, 연구결과에 따르면 그가 착용했던 보형물은 놋쇠였다고 한다.
튀코는 대학을 졸업한 뒤에 하늘에서 일어나는 일들과 인간의 몸 사이의 관계가 있다고 믿었고, 그는 다른 동료들처럼 점성술을 믿고 별점을 쳤다.
1566년 10월에 티코는 '위대한 술탄 술라이만'으로 알려진 오스만 투르크 제국 황제의 죽음을 예고하였고, 이 별점이 사실로 일어나자, 사람들은 그에게 열광하였고 그는 한번에 점성술로 유명해졌다.
1566년 12월 10일과 27일에 티코는 덴마크 귀족인 만드럽 파스베르크 (Manderup Parsberg)와 수학공식의 합법성에 관하여 다퉜고, 결국에는 두 사람이 결투를 하게 되었다.
같은 해 12월 29일에 튀코는 만드럽과의 결투에서 코를 잘렸고, 그는 남은 일생돌안 은,금으로 만들어진 가짜 코를 만들어서 붙이고 다녔다.
후세 사람들이 튀코의 무덤을 발굴해보니, 그의 코가 동으로 만들어졌을 수도 있다고 발견이 되었다.
이 사건으로 인하여, 튀코는 약학과 연금술에 관하여 관심을 가지게 되었다.
1568년 5월 14일에 튀코는 프레데리크 2세에게 셸란섬의 로스킬레 대성당의 수도참사 회원으로 임명해주겠다는 공식 약속을 받았다.
앞길이 밝은 튀코는 1570년도에 아우크스부르크에서 잠시 머물고, 천문 관측에 열정을 쏟았다.
그는 여기서 사분의라 불리는 관측장비를 개량하여 엄청난 크기의 기계를 만들었지만, 1574년 12월에 폭풍으로 인해 파괴되었다.
그는 그 후 그의 외삼촌 요에르잔 브라헤(Joergen Brahe)의 죽음으로 인해 충격을 받았지만, 새로운 초신성을 발견하면서 그는 양아버지와도 같은 삼촌의 죽음의 슬픔에서 벗어날 수 있었다.
1573년 튀코는 그의 애인 크리스티너와 정식은 아니지만 결혼을 하고 새로운 삶을 살기 시작했다.
다음해에 그는 천문관측도 하면서 코펜하겐 대학교에서 강의를 하면서 시간을 보냈지만, 그리 만족스럽지 못해서 장거리 여행을 갔다가 바젤에 정착을 하였다.
1576년 튀코는 자신이 원하던데로 참사회원 자리도 맡았고, 우라니보르 천문대(Uraniborg)를 설립하여 최첨단 천문장비들로 마음껏 천문관측을 하였다. 하지만, 1597년 왕이 크리스티안 4세로 바뀌면서, 그의 연금이 삭감되었다.
이 일로 인해 그는 왕실과의 마찰이 생겼고, 국가의 도움을 더 이상 받지 못하게 되었고, 그는 프라하로 정착지를 옮겼다.
여기에서 그는 그의 일생의 나머지를 살았다.
튀코는 1601년의 어느 날, 로젠버그 남작의 만찬회에서 와인을 과음했다. 하지만 그는 예의를 차리기 위해 화장실을 가지 않았다.
튀코는 만찬회가 끝나고 집에 간 후에, 화장실을 너무 오래 참아서 정신착란을 일으키는 사태까지 벌어졌다.
케플러가 남긴 자료에 의하면 튀코 브라헤는 죽어가기 직전에 케플러에게 루돌핀 표(Rudolphine Table)를 완성하라고 하고, 코페르니쿠스(Copernicus)의 천체 모델보다는 자신의 것을 이용하라고 했다한다.
케플러는 튀코가 "현인처럼 살다가 바보처럼 죽었다"라고 표현하였다.
어떤 이들은 튀코의 시체에서 수은이 검출되었으므로 그가 방광파열이 아닌 누군가에 의하여 독살되었다고 주장한다.
그러나 2012년 11월 튀코의 무덤을 발굴해본 결과, 튀코의 시체에서는 수은은 물론이고 다른 어떠한 독극물도 발견되지 않았다.
연구팀은 튀코 브라헤가 살해당했다는 것은 불가능"하며, 튀코는 "방광이 터져서 죽은 것으로 보인다"고 결론내렸다.
튀코의 시체는 프라하에 있는 교회 무덤에 보관이 되고 있다.
튀코 브라헤의 천문학에 대한 관심은 1560년 8월 21일, 코펜하겐에서 일어난 일식에서부터 시작되었다.
튀코 브라헤는 천문학자들이 달의 궤도를 적은 관측표를 통해 일식같은 현상을 예상할 수 있다는 사실에 매료되었다.
이후에 튀코는 관측표들에 관하여 더욱 자세히 알아보았지만, 그가 점점 더 천문학에 빠져들수록 관측표들의 오류가 조금씩 더 드러나기 시작하였다.
튀코는 이러한 점을 못마땅해 하였고 그는 오류들을 고치기 위하여 지속적으로 오랜 시간동안 천문을 관측하기로 결심하였다.
그는 라이프니치 대학교에서 아버지의 바램과는 반대로 천문관측에 힘을 쏟았고, 별점에도 관심을 보였다.
라이프니치 대학을 떠난 후 그는 1570년에 덴마크로 돌아와서 헬싱보리 성에서 관측을 계속 하였다.
1576년, 유명한 천문학자 튀코를 자신의 나라에 계속 두기 위하여 프레데리크 왕은 코펜하겐과 엘시노어 사이의 해협에 있는 작은 섬 벤(Hven)을 튀코에게 주었다.
그 해 2월 22일 튀코는 화성과 달의 합을 관찰하고, 그 이후 튀코는 자신의 천문관측을 마음껏 할 수 있었다.
1579년에는 벤 섬에 위치한 자신의 천문대를 "우라니보르그(Uraniborg)"라고 지었으며, 현재 이 천문대는 중요한 과학시설이 되었다.
그 섬에서 튀코는 별자리들을 중심으로 태양, 화성, 목성, 토성 등의 궤도를 관측하였지만, 수십년이 지나도 그의 관측에는 별다른 발전은 없어 보였다. 하지만, 1577년 그가 밝은 혜성을 발견함으로써 천문학계에 큰 업적을 남겼다.
1588년 튀코를 매우 아끼던 프레데리크 2세의 죽음이 튀코의 지위를 위태롭게 하였다.
후계자 크리스티안이 국왕이 된 이후, 튀코의 지위는 낮아졌지만 튀코는 자신의 제자인 케플러와의 인연을 맺으면서 이 시대에서 가장 정확하고 자세한 천문학적 관측자료였던 튀코의 관측결과는 후에 케플러에게 모두 넘어갔다.
튀코가 관측한 별과 행성 궤도 등 여러 결과들은 양도 많을 뿐더러 모든 자료가 놀라울 정도로 정확하다.
튀코의 별 관측 목록 D에 관하여 Rawlins는 "이전의 어떠한 천문학자들보다 튀코는 관측방법, 기구, 계산 등 모든 면에서 월등히 뛰어난 관측"을 했다고 하였다.
그는 수년간에 걸쳐서 정확한 관측을 계속하면서 정확성은 육안으로 볼 수 있는 극한까지 이르렀고, 망원경을 사용하지 않은 관측으로는 가장 정밀하였다고 한다.
그의 정확성을 살펴본다면 그가 작성한 항성목록의 표준성좌표의 오차는 불과 25초에 지나지 않았다.
그가 오랜시간을 별의 위치를 측정하는데 바쳐 항성목록을 출판했는데 그 목록에는 777개 항성의 정확한 위치를 측정했으며 나중에는 1000개까지 늘어나게 되었다.
또한 달궤도의 각 지점의 위치를 정기적으로 측정하여 달 운동이론을 발전시키고 달궤도 귀착점의 속도를 측정하였다.
이후 천문학 발전에 있어 가장 중요한 의의를 가지는 것이 튀코 브라헤의 행성관측이었다.
당시의 정밀하지 못한 관측기구를 이용하여 가까운 항성의 이각 을 측정해내었다.
벤 섬에서 연구하던 시절에 그는 항상 자신이 만든 사분의와 혼천의를 사용하여 연구를 진행하고 있었지만 갑작스럽게 찾아온 죽음에 의해 결국 수치화된 행성이론을 만들지 못했다.
그러나 이것은 케플러에 의해 완성되었다.
1572년 11월 11일, 실험실에서 집으로 돌아오던 중 튀코 브라헤는 밤하늘의 별자리중에 카시오페이아 별자리를 살펴보고 있었다.
평소에는 다섯 개의 별로 이루어져 있지만 그 날 다섯 개의 별보다 더 밝은 별 하나가 더 빛나고 있음을 알아냈다.(현재 그 별은 SN1572라고 불린다.) 그 당시에는 별은 수정구에 고정된 상태로 빛을 내뿜는다고 알려졌기 때문에 이는 큰 충격이었다.
그렇지만 튀코는 한 번의 관측으로 이를 별이라 결론내리기 어렵다고 판단하여 육분의를 이용하여 관측을 계속 하였다.
튀코는 새로운 별의 연주시차를 측정하려고 했으나 다른 별과 행성들에 비하여 그 운동이 너무 상대적으로 작아서 그 별이 움직이지 않고, 행성이 아니라고 결론은 내렸다.
그 별은 18개월동안 시야에서 사라지지 않고 움직임도 보이지 않았으나 1572년 이후부터 점점 희미해져갔다.
튀코는 이 관측을 토대로 새로운 별 "De Nova Stella"를 출판했으며 새로운 용어인 신성"nova"를 얻게 되었고 그 책에서는 밝은 물체를 다른 별들처럼 천구에 속해 있다고 분명히 밝혔다.
또한 셰익스피어(Shakespeare)의 햄릿에도 초신성이 인용되어서 나온다.
튀코 브라헤는 초신성이 천구에 속해있고, 지구가 우주의 중심이라는 사실에 의심을 하긴 하였으나, 시대적 상황이 그를 그렇게 생각하게 내버려 두지 않았다.
교황청의 압박이 두려워서 그는 신성에 관한 책을 냈음에도 불구하고, 그 책에서 그의 생각을 최대한 종교의 관점으로 펼쳤다.
따라서 그의 초신성 발견은 그리 크게 과학사에 남지는 못하였지만, 튀코의 사고를 조금 바꾸어 주는 계기가 되었고, 나중에 튀코가 위대한 업적을 이룰 수 있는 발판을 마련해 주었다.
튀코 브라헤가 밤마다 고정된 별들을 기준으로 하여 행성들의 위치를 측정하고 그 결과를 분석한 결과 태양, 행성등의 움직임을 추적하였다.
1577년 튀코 브라헤는 밝은 혜성
그 혜성의 움직임을 면밀하게 분석하였고 그 당시의 사람들의 생각을 바꾸어 놓기에 성공하였다.
그 당시 사람들은 혜성은 지구 대기에서 일어나는 현상이라고 생각하였으나 그는 혜성의 출현은 달과 지구 사이 대기에서 일어나는 현상이 아니고 먼곳에서부터 날아오는 천체
즉, 행성들 사이, 행성들의 궤도를 가로질러 여행한다는 결론을 도출해내었다.
이것은 1572년 초신성 관측처럼 수정구라는 개념에 문제점이 생기게 되었다.
혜성이 수정구가 존재할 것이라는 위치들을 통과하여 운행되었기 때문이었다.
튀코 브라헤가 다른 혜성들을 관측, 분석한 결과 이러한 결론을 입증하는데 성공하였다.
라는 과학자가 혜성이 태양계의 구성원이라는 것을 밝혀내었다.
튀코 브라헤의 우주모델.
이 책에서는 그의 우주모델인 코페르니쿠스의 체계와 프톨레마이오스 체계의 타협을 시도한 절충설이 제시되어 있었다.
그는 지구가 중심이 아니고 태양이 중심이라는 것을 매우 비판하였다.
그는 지구가 움직인다는 주장을 '물리적 어리석음'이라 펌하했다.
만약 지구가 움직인다면 탑에서 떨어진 공이 예상했던 곳에서 떨어진 곳에 떨어져야 한다고 확신했기 때문이었다. 하지만 그는 그 당시의 기술로는 하늘이 도는 것이 아니라, 지구가 돌고 있다는 것을 증명해 줄 수 있는 정확한 과학적 근거를 보여주지 못하였다.
또한 그는 코페르니쿠스의 지구 자전운동도 터무니없는 주장이라고 생각하였다.
왜냐하면 만약 지구가 자전한다면, 서쪽으로 발사한 포탄이 동쪽으로 발사한 포탄보다 멀리가야 하는데, 이 역시 그 당시의 기술로는 너무 지구의 크기에 비하여 작은 거리 차이기 때문에 튀코는 그 사실을 알아채지 못하였다.
그리고 그는 지구는 너무 무겁기 때문에 절대로 돌 수 없다고 주장하였다.
그 당시에는 우주는 에테르와 Quintessence라는 가볍고도 바뀌지 않으면서 항상 원운동을 하고 있는 물질들로 이루어져 있지만, 지구는 그와는 정반대로 무겁고 정지되어있는 물질로 이루어져 있다고 생각하였다.
이러한 과학적 사고의 한계는 코페르니쿠스와 튀코의 생각을 한정지어버렸다.
튀코는 지구가 태양을 주위로 공전을 하면, 그 당시에 관측된 천문학적 사실들을 모두 설명할 수 있다는 것을 알았다.
튀코는 연주시차가 지구 공전의 결정적인 증거가 될 수 있다는 사실도 알았다.
연주시차는 지구가 태양주위를 공전하면서 생기는 별의 위치를 바뀌어서 생기는 각도여서 그 자체로도 매우 작기 때문에 측정하기가 매우 어렵다고 할 수 있다.
즉, 그 시대에서는 연주시차라는 현상을 관측할 수 없었고 이 때문에 튀코 브라헤는 자신의 우주모델이 맞다고 여긴것이다. 하지만 튀코가 세운 가설 중에 특정 별들이 태양의 3-4배 정도 크면 연주시차 등 문제들이 해결되고, 지동설도 설명이 된다는 것을 알았지만 튀코는 그러한 거대한 별이 존재한다는 것을 믿지 않았다.
따라서 그의 생각은 지구가 우주의 중심이고 이를 고정점으로 하여 태양, 달 , 다른 행성들이 돈다는 이론인 프톨레마이오스의 체제도 아니고 태양을 중심으로 지구와 다른 행성들이 돌고 있다고 주장하는 코페르니쿠스 체제도 아닌 타협안을 내세웠다.
튀코가 1570년대 후반에 주장한 절충설은 지구가 우주 중심에 고정되어 있으며, 태양과 달, 고정된 별들이 지구 주위를 돌고 있다는 것을 기반으로 하는 것이었다.
태양 그 자체는 다섯 행성들의 궤도 중심에 위치하고 있는데, 수성과 금성은 지구를 중심으로 돌고 있는 태양의 궤도 안쪽에서 돌고 있고, 화성, 목성, 토성은 태양을 중심으로 돌고 있지만 그들의 궤도 안에 태양과 지구가 모두 포함되어 있다.
이 새로운 체계에서는 프톨레마이오스 체계에서 제시되었던 소원과 이심이 제거되어 보다 쉽게 해석할 수 있었고 태양의 움직임이 다른 행성들의 움직임과 함께 뒤섞인다
는 것을 설명할 수 있었다.
뿐만 아니라 프톨레마이오스의 천동설이 내행성의 위상이 반달보다 크게 관측된다는 것을 설명하지 못했지만 반면에 티코브라헤의 절충설은 이를 해결할 수 있는 모델이었다. 하지만 이 우주모델역시 연주시차의 개념을 정확히 설명해 낼 수 없었다.
그리하여 그의 절충설은 아쉽게도 지구가 자전하고, 태양이 우주의 중심이라는 사실을 알아내지 못한채 세상에 나왔다.
튀코가 제안한 절충설은 Heraclides가 BC 4세기 경에 최초로 제안한 정리이다.
그 이후 Macrobius Ambrosius Theodosius가 이집트인들의 실력에서 벗어나지 못했다는 뜻에서 이집트 체계라고 칭하였다. 하지만 이집트인들이 절충설을 알았다는 증거는 존재하지 않는다.
튀코의 절충설과 헤라클리데스의 우주체계의 다른 점은 튀코는 모든 행성이 태양 주위를 돌았지만 헤라클리데스는 수성과 금성만 태양을 돌고있다는 점이다.
또한 튀코의 체계는 지구가 자전을 하지 않지만, 헤라클리데스의 우주체계는 지구가 제자리에서 하루에 한번 자전을 한다.
헤라클리데스로부터 시간이 꽤 지난 1580년도에도 절충설을 제안한 폴 비티히(Paul Wittich) 와 여러 다른 천문학자들이 있었다.
그들이 제안한 체계와 튀코 체계의 가장 큰 차이점은 화성과 태양의 궤도가 만났다는 점이다.
이 차이점은 튀코와 그 당시 천문학자들이 측정한 연주시차 차이에서 일어난 것이라고 할 수 있다.
이렇듯 절충설을 주장한 여러 학자들이 있었지만, 사람들이 절충설이 가진 문제점에 대하여 깨닫기 시작할 때까지 시간이 그렇게 많이는 걸리지 않았다.
튀코 브라헤는 달의 경도의 변화에 대해서 관측을 하여 달의 이론에 기여를 하였다.
중심차 와 출차 이후의 달의 경도의 불균형에 대해 설명하였다.
그는 또한 달의 면이 공전궤도 면에 대해서 기울어져 있는 상황에서 자전축이 진동하는 현상인 칭동 현상을 발견하였다.
이것은 달의 황위의 작은 변화가 있다는 것을 보여준다.
튀코 브라헤의 달 이론은 예전에 알았던 것에 비해서 달이 불균형한 상태에 있음을 보여주는 증거를 많이 찾아내었다.
이것은 후에 튀코 브라헤가 죽은 뒤에 케플러에 의해 1602년에 확립되었다.
튀코 브라헤 전후의 천문학.
튀코 브라헤 이전의 천문학.
프톨레마이오스의 체계.
프톨레마이오스의 체계는 흔히 천동설이라 불린다.
천동설은 지구가 우주의 중심으로 지구를 중심으로 모든 천체가 공전하는 우주모델을 말한다.
옛날 사람들은 당연하게 땅은 움직이지 않고 하늘이 회전한다고 생각하였다.
그 이후 중세 봉건시대에서 우주를 신이 창조했다고 믿었으며 천체는 둥글고, 고귀하기 때문에 지구는 중심을 차지하며, 조화되어 있기 때문에 등속운동을 하고 있다는 전제를 두었다.
그리고 이곳에 지구 구형설과 지구 중심설이 존재했다.
기원전 4세기 정도에 지구가 둥글다는 사실이 받아들여졌다.
그 후 이런것을 토대로 지구 중심설의 모델을 수정해 나가기 시작하였다.
페르게의 아폴로니오스는 태양, 달의 부등속을 설명하기 위해 이심원을 채용하였다.
뿐만 아니라 주전원을 도입하여 행성의 역행과 지구접근에 대한 설명을 가능케 하였다.