허블은 시카고 대학 대학원에 천문학자가 되기 위해서 들어갔고 1917년 박사학위 취득하였다. 1차 세계대전 참전 후 1919년 캘리포니아에 있는 윌슨산 천문대에 들어갔는데, 윌슨산 천문대에는 당시 세계 최대 크기였던 직경 2.5미터 후커(Hooker) 망원경이 있었다.

1915년 슬라이퍼(Slipher)는 15개의 나선 성운 중 11개에서 적색편이 관측하고 추가로 23년까지 43개까지 관측하였다. 허블과 휴메이슨이 거리 측정을 시도한 은하는 슬라이퍼가 구한 43개에 휴메이슨이 스펙트럼을 구한 3개를 더해 46개를 관측하였다.

그 후 은하들에서 가장 밝은 천체들의 절대 밝기를 구하였으나, 이 천체들은 사실 별이 아닌 성단이었다. 6개의 은하에서 가장 밝은 천체들의 절대 밝기의 평균이 일치함을 발견한 허블은 은하에서 가장 밝은 천체들의 평균 절대 밝기는 모두 같다는 가정을 하여 나머지 18개 은하의 거리를 구하였다.

이 은하 중 24개의 거리 측정 결과로 은하의 거리를 구하고, 도플러 효과를 이용하여 은하의 속도를 구하여 1929년 허블은 ‘은하 외부 성운들의 거리와 시선 속도 사이의 관계’ 라는 논문을 발표하였다.

1929년 논문에서 “성운들의 거리와 속도 사이에는 거의 선형적인 관계가 있다”라고 제안하면서, 허블 자신도 “확실한 결과를 논의하기에는 이르다”라고 썼으며, 허블은 초기 상수를 K로 표시하고 그 값은 500km/s/Mpc이라고 했다.

1 허블과 르메트르가 발견한 것은 어떤 차이가 있었는가?

허블은 멀리있는 은하가 더 빨리 멀어진다는 관측을 제시 했지만 우주팽창의 증거로 허블의 법칙을 제시하지 않았음

르메트르는 상대성 이론에서부터 우주가 팽창한다는 사실을 유도해 냈고, 경험적으로 은하의 거리가 멀수록 후퇴속도가 빠르다는 것을 관측함

2 허블이 발표한 그래프에서 X축과 Y축의 관측값이 바뀌면 무엇이 달라질까?

3 허블의 초기 상수 값은 현재와 비교하면 어떨까? 왜 차이가 날까?

허블은 섀플리가 구한 세페이드 변광성 주기-광도 관계의 영점을 이용하여 외부은하까지 거리 구하였다. 허블이 관측한 것은 Ⅰ형 세페이드인데, 섀플리가 영점 조정에 사용한 세페이드는 그보다 어두운 Ⅱ형 세페이드가 많이 포함되어 있었다.

4 어두운 천체인 Ⅱ형 세페이드를 더 밝은 천체인 Ⅰ형 세페이드 변광성으로 관측하면 어떤 문제가 발생할까?

허블의 발견 이후 빅뱅 우주론과 정상우주론이 팽팽한 접전을 벌일 때, 당시 정상 우주론자들은 허블 상수의 역수인 우주의 나이가 겨우 18억 년이라는 것에 불만이 많았다. 방사성동위원소를 이용해 알아낸 지구의 나이는 30억 년이었다

안드로메다은하를 열심히 관측하던 바데는 은하 중심부에 모여 있는 별들과 은하 가장자리인 나선팔 부근에 있는 별들에는 서로 다른 특징이 있다는 것을 알게 되었다. 바데는 은하의 나선팔에서 볼 수 있는 이 별들을 종족 Ⅰ이라고 불렀다. 바데는 안드로메다은하의 팽대부에 있는 별들은 태어난지 130억 년쯤 된 늙은 별들로 종족 Ⅰ별보다 중금속을 적게 가지고 있다는 사실을 알아냈다. 바데이 늙은 별들을 종족Ⅱ라고 불렀다. 다 똑같아 보이는 별을 중금속이 많은 종족 Ⅰ별과 중금속이 적은 종족Ⅱ별로 나눌 수 있다는 사실을 알아낸 것은 그야말로 대발견이었다.

바데는 등화관제(전쟁 중 적의 공격을 모든 전등을 소등) 시기에 우리 은하에 있는 거문고자리 RR형 변광성을 관측하였다. 이 변광성은 세페이드 변광성으로 분류하기에는 너무 어둡고 변광주기도 짧았다. 그래서 기존의 망원경으로는 안드로메다의 RR형 변광성은 관측할 수 없었다. 바데는 후커 망원경보다 더 큰 지름 5m짜리 팔로마산 천문대의 헤일 망원경이 완공(1948)되길 기다렸다. 바데는 헤일 망원경의 성능이라면 안드로메다의 거문고자리 RR형 변광성을 볼 수 있을 거라 생각했지만, 찾을 수 없었다.

[발문] 1. 바데가 안드로메다에서 보일 것이라 예상했던, 거문고자리 RR형 변광성을 찾을 수 없었을 때, 생각할 수 있는 가정은 무엇일까? 어떤 결론을 내렸을까?

가능성은 두 가지였다. 우선 안드로메다은하에는 거문고자리 RR형 변광성이 하나도 없다고 생각할 수 있다. 그러나 이것은 불가능하다. 이런 유형의 변광성이 될 별은 우주에 많고 많은데 안드로메다은하에는 하나도 없다고 보는 가정이 오히려 이상하다. 두 번째 가정은 안드로메다은하가 허블이 계산한 것보다 훨씬 더 먼 곳에 있다고 보는 것이다.

허블이 계산한 90만 광년이 아니라 그보다 더 먼 곳에 이 외부은하가 있다면, 희미한 변광성은 우리 눈에 보이지 않을 수도 있다. 바데는 고민 끝에 허블이 안드로메다은하까지의 거리를 잘 못 계산했다는 결론을 내렸다.

[발문] 2. 바데가 당시 관측에 있어서 권위 있던 허블의 관측이 틀렸다고 발표한다는 것에 대해 생각해보자.

바데는 정밀한 관측을 통해 종족Ⅰ세페이드 변광성이 종족Ⅱ세페이드 변광성보다 평균 4배 밝은 것을 알아냈다. 바데가 이 관계를 알아내기 전까지 천문학자들이 알고 있던 것은 종족Ⅱ의 세페이드 변광성의 주기와 밝기 관계였다. 허블이 발견한 세페이드 변광성은 은하 중심의 팽대부가 아니라 안드로메다은하의 나선팔에서 발견된 종족Ⅰ별이었다. 허블이 발견한 세페이드 변광성은 당시 천문학자들이 생각한 것보다 4배나 밝은 별이었다. 안드로메다은하는 허블이 측정한 것보다 2배나 멀리 있었다.

외부은하의 거리를 재는 척도로 쓰이던 안드로메다은하까지의 거리가 2배 늘어났다는 것은 다른 외부 은하들도 모두 2배씩 멀어진다는 것이다.

[발문] 3. 바데에 관한 읽기 자료를 읽고 추가적인 질문을 2가지 이상 만들어보자.

바데가 1952년 발표한 우주의 크기와 나이는 3년 후 그의 제자 샌디지에 의해 또 바뀌었다. 당시 표준 촛불로써 은하에서 밝은 범위의 별의 밝기는 일정하다고 생각했다. 따라서 외부은하에 있는 가장 밝은 별이 얼마나 어두워졌는지로 거리를 측정하였다. 샌디지는 관측을 하며 이 방법에 문제가 있다는 것을 알았다.(다른 천문학자도 마찬가지이지만 대안이 없었다. 외부은하에서 가장 밝다고 생각한 것이 실제로는 별이 아닌 HⅡ영역이었다. 질량이 아주 큰 젊은 별들을 둘러싼 이 수소 구름은 온도가 1만 k나 되어 수소가 전리된 것이다. 이 뜨거운 수소 구름은 보통 별보다 덩어리가 훨씬 크고 더 밝았다.

[발문] 1. 전리 수소 영역을 관측해서 얻은 허블 상수는 어떻게 변화될까?

지금까지 천문학자들이 이를 별이라고 가정하고 외부은하까지의 거리를 잰 것이다. HⅡ영역이 보통 별보다 훨씬 밝은데 그렇게 어둡게 보였다면 외부은하까지의 거리는 훨씬 멀어져야 한다. 결국 샌디지는 몇 단계를 거치는 복잡한 방법으로 외부은하까지의 거리를 재는 방법을 만들어 냈고, 1955년 측정되는 허블의 상수가 작아지면서 우리가 알고있던 우주의 크기는 커지고 나이는 55억 년으로 늘어났다.

2. 샌디지에 대한 읽기 자료를 읽고 추가적인 질문을 2가지 이상 만들어 보자.