천문학

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거대한 초신성 잔해 게 성운.
달과 토성의 합성 사진.
Barnstar-astro.png 천문학 들머리

천문학(天文學, astronomy)은 별이나 행성, 혜성, 은하계 같은 천체와, 지구대기 바깥쪽으로부터 비롯된 현상을 연구하는 자연과학의 한 분야이다. 우주의 진화, 물리학, 화학, 운석, 천체의 운동, 형성과 발전(진화) 등을 그 대상으로 한다.

천문학은 일찍이 문명시기에 밤하늘의 관측하는 방법으로 행해졌고, 천문학적 산물들은 빠르게 발견이 되어 왔다. 망원경의 발명으로 천문학은 현대과학까지 엄청난 발전을 하였다. 역사적으로 천문학은 달력을 만드는 천체 관측항법, 점성술을 하는 관측천문학법 등 다양한 측정천문학 분야를 포함하였다. 종종 천문학은 천체물리학이라 한다. 20세기의 천문학자들은 천문학을 관측분야와 이론부문으로 나누었다. 관측천문학은 데이터를 얻고, 분석하는데 초점을 두며 물리학의 기본법칙을 사용한다. 이론천문학은 천체와 천문학적 사건들을 분석하는 모델을 설명하는 방식을 지향한다. 두 학문은 서로를 보충한다. 이론천문학은 관측결과를 설명하고, 관측천문학은 이론결과를 확증해 준다.

목차

[편집] 유래와 발전

천문은 인간이 하늘에 대하여 관심을 가지면서 동서양의 양쪽에서 가장 일찍 태동한 학문 중의 하나로 꼽을 수 있다. 동서양을 막론하고 농사와 날씨 예견, 그리고 해양, 지리 관측과 측량이 탄생의 주요 동기라고 볼 수 있다. 초기에는 오늘날 점성술로 일컬어지는 분야가 중요시 되었다. 동양에서는 중국의 은나라 시대 이전, 서양에서는 메소포타미아 문명과 고대 이집트 문명에서 천문학이 최초로 발생한 것으로 여겨지고 있다. 그러나 천문학의 이론은 약 기원전 6-5세기에 이들 문명에서 얻은 지식을 바탕으로 고대 그리스에서 체계가 잡히기 시작한 것으로 보인다.

17세기를 전후하여 발명된 망원경으로 천문학은 '더 멀리' 볼 수 있게 되었고, 20세기에 이르는 시기에 발전된 역학, 전자기학 및 상대성 이론과 같은 현대 물리학의 업적은 천문학과 서로 도움을 주고 받으면서 새로운 장을 열었으며, 인간은 지구를 벗어나 우주 공간에서 우주를 관찰·탐험하는 경지에 이르렀다. 20세기에 접어들어 천문학은 천체물리학이라는 특수 연구 분야의 발전에 힘입어 천체에 관한 연구의 새로운 장을 열고 있다.

[편집] 기원과 역사

천문학의 역사 문서를 참고하십시오.

천문학은 그리스 철학과 거의 동시에 시작된 만큼 매우 긴 역사를 가진다. 항해민족이었던 그리스인들이 방위를 보다 쉽게 알 수 있도록 만들어낸 별자리들은 다시 그리스 민족의 항해를 도왔고, 매년 큰 홍수로 농지의 소유 영역조차 명확히 할 수 없었던 나일강변의 이집트인들은 매해 일정한 시기에 농사를 짓고, 수확하기 위해 별자리를 관측하였다. 이것이 이집트 달력의 시초이다. 후에 로마의 장군 율리우스 카이사르는 이집트의 수학자들을 불러 일년의 길이를 재고 로마의 달력을 새로이 만들었다. 이것이 율리우스력이며, 후에 교황 그레고리우스 13세가 1582년 그레고리력을 만들 때까지 서양의 대표적인 달력으로 쓰였다.

달력의 제작이나 일식과 월식을 예보하기 위해 만들어진 것으로 추정되는 유적 스톤헨지는 태양이나 달의 출몰방향을 알려주고 있다. 드루이드교의 사제들은 이로부터 하늘에 제사를 드릴 정확한 날짜를 알 수 있었다고 주장된다.

그리스의 아리스타르코스는 지동설을 주장하였고, 프톨레마이오스는 반면에 천동설의 신봉자였다. 이들 중 후세에 큰 영향을 준 것은 〈알마게스트〉 등의 업적을 남긴 프톨레마이오스였고, 기독교의 교리에도 그의 학설이 더 이치에 맞았기 때문에 중세에 들어서는 천동설이 옳은 학설로 여겨지게 되었다.

[편집] 천문학의 기초이론

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관측을 통한 연구에서는 언제나 관측자와 관측 대상은 서로 밀접한 관계를 갖고 있으며 또한 관측 장소와 시간은 관측의 정확성을 보장하는 필수적인 조건이다.

천문학의 관측 대상은 하늘이며, 관측자의 관측 장소는 지구로 본다. 하늘을 관측하면서 관측자가 알게 되는 사실 중 하나는 바로 하늘이 움직이고 있다는 것이다. 실제로는 지구가 움직이고 있는 것이지만, 관측자가 지구와 함께 움직이고 있기 때문에 그 지구의 움직임을 느끼는 것이 쉽지 않다. 그러나 해가 떠 있는 낮을 지나 별들이 반짝이는 밤하늘을 올려다 보면 하늘이 아닌 지구 자체가 움직이고 있다는 사실을 좀 더 이해하기 쉽게 된다. 밤하늘에 떠 있는 특정 별들의 모양에 주목해 오랜 시간 관찰해 보면 그들의 형태 자체는 변하지 않지만, 해나 달처럼 뜨고 지며, 그 뜨고 지는 시간도 매일 매일 달라진다는 것을 알 수 있다. 게다가 정말한 측정을 해 보면 어떤 별들은 위치가 조금씩 바뀌어 있다가 정확히 일년 뒤에 제 자리로 돌아온다. 이는 연주시차 때문이며, 이들로부터 지구의 자전과 공전을 추정해 낼 수가 있다.

[편집] 천구좌표 체계

하늘에 흩어져 있는 물체들을 혼동없이 관찰·연구하기 위해서는 관찰자와 하늘 사이를 "공간적"으로 연결시켜 줄 체계가 필요하다. 우리가 일상 생활에서 동서남북이라는 방향을 어떤 장소와 지역의 위치를 표현하는 데 마치 실제하는 어떤 틀인 것처럼 사용하는 것을 미루어 본다면, 천문학에서 하늘의 좌표 체계 설정이 왜 필요한지 쉽게 이해가 될 것이다.

[편집] 천문학에서 하는 여러 측정들

[편집] 장소와 시간 규정

[편집] 천체역학

[편집] 연구 분야

[편집] 관측천문학

천문학에서의 모든 정보는 주로 천체로부터의 가시광 영역의 빛, 또는 다른 파장대의 전자기파를 감지하고 분석함으로써 얻어진다. 관측천문학은 전자기파의 파장대별로 나누어진다. 지구상에서 관측이 가능한 파장대의 빛도 있지만 어떤 영역대는 높은 고도의 지역에서만 또는 우주에서만 가능하다.

[편집] 광학천문학

광학천문학(가시광선 천문학)은 역사적으로 가장 오래된 천문학 분야이다. 오랫동안 광학 영상은 손으로 그려져 기록되었다. 19세기 후반과 대부분의 20세기 기간에는 사진기기들을 이용하여 기록되었다. 그 이후로는 디지털 감지기, 특별히 CCD(빛을 전하로 변화시켜 이미지를 얻어내는 기기)를 사용하고 있다. 가시광영역은 400 나노미터(4*10-7 미터)에서 700 나노미터로, 근자외선(400나노미터에 가까운 자외선 영역)과 근적외선(700나노미터에 가까운 적외선영역)의 관측에도 같은 기기를 사용하기도 한다.

[편집] 자외선천문학

자외선천문학은 10 나노미터 에서 320 나노미터 영역때의 자외선 파장을 관측하는 천문학이다. 이 파장대의 빛은 지구대기에 의해 흡수되기 때문에 자외선천문대는 지구대기층이 얇은 높은 고도, 또는 우주에 세워져야 한다. 자외선천문학은 뜨겁고 파란 별들로부터 방사된 열적 복사와 분광선들을 연구하는 학문이다. 우리은하 외의 다른 은하에 위치한 푸른 별들은 몇몇 자외선관측의 주요 관측대상이 되어 왔다. 자외선영역의 또다른 관측대상으로는 행성상 성운, 초신성 잔해, 활동성 은하핵 등이 있다. 그러나, 대부분의 자외선은 성간 먼지에 의해 쉽게 흡수되기 때문에 자외선관측은 감광(extinction)을 정확히 보정해 주어야 한다.

[편집] 적외선천문학

적외선천문학은 적외선영역대(가시광 영역에서 붉은 영역보다 파장이 긴 영역대)의 빛을 감지하고 분석하는 분야이다. 가시광영역대와 가까운 파장대를 제외하고는, 천체로부터 생성된 적외선 영역의 빛은 대기에 의해 대부분 흡수되고, 지구대기 또한 많은 양의 적외선을 내뿜는다. 그 결과, 적외선 관측은 높은 고도의 건조한 곳에 위치한 천문대, 또는 우주에서 이루어지고 있다. 적외선 천문학은 특별히 먼지에 의해 가려진 은하영역의 관측과 분자가스 성운에 대한 연구를 위한 학문이다.

[편집] 전파천문학

전파천문학은 약 1mm보다 긴 파장대의 전자기파를 연구하는 학문이다. 전파천문학은 관측천문학의 다른 분야와는 달리 관측된 전파를 개개의 광자로 다루기보다는 파동으로 다룬다. 그러므로 짧은 파장 영역의 전자기파에 비해, 전파의 세기(amplitude)와 위상을 측정하는 데 상대적으로 수월하다. 어떤 전파는 열적 발산의 형태로 천체에 의해 생성되기도 하지만, 지구상에서 관측 가능한 대부분의 전파 방사는 싱크로트론 복사의 형태이다. (싱크로트론 복사는 전자가 자기장 주변에서 진동할 때 생성된다.) 또한, 별들 사이의 가스, 특히 21cm 수소분광선에 의해 생성된 많은 분광선들이 전파영역에서 관측 가능하다. 전파천문학에서 다루는 천체는 초신성, 성간가스(interstellar gas), 펄서, 활동은하핵 등 매우 다양하다.

[편집] 엑스선천문학

엑스선 천문학은 엑스선 파장대의 빛을 내는 천체를 연구하는 학문이다. 전형적으로 천체들은 엑스선을 싱크로트론 복사 형태, 얇은 층의 가스로부터의 열방사, 두꺼운 층의 가스로부터의 열방사(흑체복사) 형태로 내보낸다. 엑스선은 지구대기에 의해 흡수되기 때문에, 모든 엑스선 관측은 높은 고도로 띄우는 풍선, 로켓, 비행선을 이용하거나 우주망원경 형태로 이루어지고 있다. 잘 알려진 엑스선 천체로는 엑스선 이중성, 펄서, 초신성 잔해, 타원은하, 은하단, 활동은하핵 등이다.

[편집] 감마선천문학

감마선 천문학은 가장 짧은 전자기파장대의 천체를 연구하는 천문학 분야이다. 감마선은 컴프턴 감마선 천문대(Compton Gamma Ray Observatory)와 같이 인공위성에 의해 또는 대기 체렌코프 망원경(atmospheric Cherenkov telescopes)이라 불리는 특화된 망원경을 사용하여 관측된다. 체렌코프망원경은 사실 감마선을 직접적으로 관측하진 않지만 대신 감마선이 지구대기에 의해 흡수되었을 때 생성되는 가시광영역의 반짝임을 감지한다. 대부분의 감마선을 내뿜는 천체는 감마선 폭발이다. 감마선 폭발은 희미해지기 전 짧은 시간 동안 강한 감마선을 생성하는 천체이다. 그 외에 감마선을 내뿜는 천체로는 펄서, 중성자별, 활동은하핵과 같은 블랙홀 후보들이다.

[편집] 이론천문학

[편집] 천문학의 세부분야(관측대상에 따른 분류)

[편집] 태양천문학

이 부분의 본문은 태양입니다.

태양은 지구에서 빛의 속도로 8분 거리에 있으며 가장 연구가 자세하게 이루어진 항성이고 전형적인 G형 분광형을 지닌, 46억 살의 주계열성이다. 태양은 변광성으로 분류되지는 않지만 흑점 주기로 알려진, 주기적인 밝기의 변화를 보여준다. 이는 11년 주기에 걸쳐 흑점의 숫자가 변화하는 것과 관련되어 있다. 흑점은 강력한 자기장 활동과 관련되어 있으며, 태양 표면의 다른 곳에 비해 온도가 낮은 지역이다.[1]

TRACE 우주 망원경이 태양의 활동 광구를 자외선 영역에서 촬영한 것. 미국 항공우주국 제공.

태양은 나이를 먹으면서 밝기가 천천히 증가하고 있으며, 처음으로 주계열성으로 생애를 시작했을 때에 비해 지금 40퍼센트 정도 더 밝다. 태양은 탄생 이후 지구의 생태계에 뚜렷한 영향을 줄 수 있을 정도로 밝기가 변해 왔다.[2] 예를 들어 몬더 극소기로 인해 중세에 작은 빙하 시대 현상이 발생했던 것으로 보인다.[3]

우리 눈으로 볼 수 있는 태양의 바깥 표면을 광구라고 부른다. 광구 위에는 채층으로 불리는 얇은 지대가 존재한다. 채층 위에는 코로나가 형성되어 있으며, 온도는 급격하게 올라간다.

태양의 중심부에는 핵이 있으며 핵융합 작용이 일어날 정도로 충분히 뜨겁고 압력 또한 크다. 중심핵 위에는 복사층이 있는데 여기서 플라즈마는 에너지 플럭스를 복사 형태로 전달한다. 복사층 위에는 대류층이 존재하는데 이 곳에서 가스 물질은 에너지를 물리적인 가스 교환 형태를 통해 전달한다. 태양의 대류층이 자기장을 발생시키는 원인이며, 이 자기장으로 인해 태양 표면에 흑점이 생겨나는 것으로 받아들여지고 있다.[1]

플라즈마 입자로 이루어진 태양풍은 태양으로부터 꾸준히 우주 공간으로 흘러 나와서 태양권계면까지 간다. 태양풍은 지구의 자기권과 반응하여 밴 앨런대를 형성하고, 지구 자기장의 선이 지구 대기로 낙하하는 지점에서 오로라를 형성한다.[4]

[편집] 행성천문학

이 부분의 본문은 행성천문학입니다.

천문학은 행성, 위성, 왜행성, 혜성, 소행성, 기타 태양을 공전하는 다른 천체들, 외계 행성 집단들을 연구 대상으로 다룬다. 태양계는 상대적으로 연구가 많이 이루어졌으며, 과거에는 관측 도구로 주로 망원경을 이용했으며 최근에는 우주 탐사선이 많은 역할을 하고 있다. 일련의 탐사로 인해 태양계의 형성과 진화에 관해 많은 지식을 얻게 되었으며, 새로운 사실들이 계속하여 발견되고 있다.[5]

태양계는 내행성, 소행성대, 외행성의 세 부분으로 크게 나눌 수 있다. 내행성계로 일컫는 지구형 행성들로는 수성, 금성, 지구, 화성이 있다. 바깥쪽을 공전하고 있는 외행성계는 가스 행성들로 이루어져 있으며, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성으로 구성되어 있다.[6] 해왕성 너머로는 카이퍼대가 존재하며, 가장 바깥쪽에는 최대 1광년에 이르는 거리까지 오르트 구름이 펼쳐져 있다.

행성들은 원시 태양을 두르고 있던 원시행성계원반에서 생겨났다. 중력에 의한 끌어당김, 충돌, 강착 과정을 통하여 원반에 있던 물질들은 큰 덩어리들로 자라났으며 이후 원시행성들로 진화했다. 태양풍에 의한 복사압으로 인해 덩어리로 뭉치지 못한 물질들은 쓸려 나갔고, 자기가 지닌 가스 대기를 잃지 않을 수준의 질량을 지닌 천체들만 살아남았다. 살아남은 행성들은 계속 커지거나 또는 극심한 충돌로 인해 자기가 갖고 있던 물질을 방출하기도 했다. 이러한 극심한 충돌의 증거는 달이나 수성 등에 있는 많은 충돌구를 통해 알 수 있다. 현재 지지를 받고 있는 이론에 따르면 이 기간 동안 원시행성들 중 일부는 충돌 과정을 겪었을 것이다.[7]

행성들은 충분한 질량을 획득한 뒤, 무거운 물질은 행성 중심부로 가라앉고 가벼운 물질은 위에 남는, 행성 차별화의 과정을 겪게 된다. 이 과정을 통해 행성들의 중심에는 철이나 석질의 중심핵이 생성되고 그 위는 보다 가벼운 물질들로 이루어진 맨틀이 형성되었다. 핵 부위는 고체 또는 액체 성분을 지니고 있으며, 일부 행성의 중심핵은 고유의 자기장을 형성하는 원인을 제공한다. 이러한 자기장은 행성의 대기를 태양풍으로부터 보호하여, 벗겨져 나가지 않게 한다.[8]

행성이나 위성들의 내부열은 이들을 만들었던 물체(방사성 물질로 예를 들면 우라늄, 토륨, 26Al 등이다)들끼리 충돌하여 발생한 열 및, 조석가속으로 인하여 생겨났다. 일부 천체들의 경우 화산이나 지각 운동 등 지질학적 활동이 생겨날 정도의 열을 간직하게 되었다. 이들 중 대기를 갖게 되는 천체는 바람이나 물로 인하여 지각의 침식 과정을 겪는다. 질량이 작은 천체들은 빠르게 식었고, 충돌구 생성을 제외한 일체의 지질학적 활동을 멈추었다.[9]

[편집] 항성천문학

이 부분의 본문은 항성입니다.
보통의 불규칙한 외형의 성운 형태와는 달리, 개미 성운 내 중심부의 죽어가는 별에서 분출하는 가스는 좌우 대칭형의 구도를 보여준다.

항성 및 그들의 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어 중요하다. 천체물리학은 이론 및 관찰과, 항성 내부 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 항성 연구에 기여해 왔다.

항성 생성은 거대 분자 구름으로 알려진, 먼지와 가스의 밀도가 높은 곳에서 시작된다. 안정된 상태가 깨어지면, 분자 구름의 조각들은 중력의 영향으로 붕괴하게 되며 원시별을 형성한다. 중심핵 부분이 충분히 밀도가 높고, 뜨거워지면 핵융합 작용이 시작되며, 여기서 주계열성이 탄생하게 된다.[10]

수소와 헬륨, 리튬보다 무거운 모든 원소들을 천문학에서는 중원소라고 부르는데, 이들은 항성의 내부에서 만들어진 것들이다.

주계열성을 벗어난 항성의 진화 과정은 주로 그 별의 질량에 의해 결정된다. 별이 질량이 크면 클수록 더욱 밝아지며 중심핵에서 수소 연료를 더 빨리 태운다. 시간이 지나면서 별이 갖고 있던 수소가 헬륨으로 모두 바뀌면, 항성은 진화하기 시작한다. 헬륨 융합이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 더 뜨거워져야 하기 때문에 항성의 중심핵 밀도는 증가하며, 부피 또한 커지게 된다. 부피가 증가한 항성은 헬륨을 다 태울 때까지 잠시 동안 적색 거성 단계에 머무른다. 질량이 매우 큰 별들의 경우 헬륨보다 무거운 원소들을 태우는 일련의 진화 단계를 따로 걷게 된다.

항성의 최후 양상 역시 마지막에 남은 별의 질량에 따라 달라진다. 태양 정도 질량을 갖는 별은 행성상 성운의 형태로 질량을 방출하고 중심부에 백색 왜성을 남긴다. 주계열 시절 질량이 태양의 8배 이상이었던 별들의 경우 중심핵이 붕괴하면서 초신성으로 일생을 마친다. 초신성 폭발 후 중심에 남은 물질은 중성자 별이 되거나, 혹은 폭발 후 남은 질량이 태양의 3배가 넘는 경우 블랙 홀로 진화한다.[11] 서로 가까이 붙어 있는 쌍성의 경우 주성에서 나온 물질이 반성인 백색 왜성으로 흘러들어가서 신성 폭발을 일으키는 것처럼, 더욱 복잡한 진화 경로를 겪게 된다. 행성상 성운 및 초신성은 중원소를 성간 공간에 퍼뜨리는 중요한 역할을 하며, 생명체가 탄생할 재료를 공급하는 역할도 한다. 만약 이들이 없다면 새롭게 탄생하는 별들 및 행성들은 수소와 헬륨으로만 이루어질 것이고, 지구형 행성은 생겨날 수 없기 때문이다.

[편집] 우리은하(은하수)천문학

이 부분의 본문은 우리은하천문학입니다.
우리 은하의 모식도. 하단부 회색 부채꼴 범위는 성간 먼지에 가려 지구에서 볼 수 없는 부분이다.

우리의 태양계는 국부 은하군에 속해 있는 막대나선은하인 우리 은하에 속해 있으며, 우리 은하의 중심을 공전하고 있다. 우리 은하는 가스, 먼지, 별들 및 기타 천체들이 상호 중력적 작용을 통해 묶여 있는, 회전하는 덩어리이다. 지구는 성간 먼지가 많은 바깥 팔에 위치해 있기 때문에 먼지가 시야를 가려, 지구에서 볼 수 있는 우리 은하의 모습은 제한되어 있다.

우리 은하 중심에는 막대 모양의 팽대부를 지닌 은하핵이 있는데, 은하핵 가운데에는 초대질량블랙홀이 있는 것으로 추측하고 있다. 은하핵에서는 네 개의 나선팔이 바깥쪽으로 퍼져 나가는 형태를 그리고 있다. 나선팔은 젊은 별들인 항성종족 II들이 탄생하는 곳이다. 은하핵 바깥쪽으로는 은하 헤일로가 형성되어 있는데 여기에는 늙은 항성종족 I들이 조밀한 구상성단의 형태로 뭉쳐서 자리잡고 있다.[12][13]

별들 사이에는 여러 가지 물질들이 성기게 펼쳐진, 성간 물질이 분포하고 있다. 성간 물질이 농밀하게 존재하는 곳에는 수소 분자 및 다른 원소들이 분자 구름을 형성하고 있으며, 이들은 항성이 태어나는 장소가 된다. 항성 생성 장소는 초기에는 불규칙한 모양의 암흑 성운 형태로 시작되며, 이들은 압축되고 붕괴되어(진즈 길이가 정의하는 부피까지 압축될 경우) 작은 원시별을 형성하게 된다.[14]

질량이 큰 별들이 태어나는 곳은 분자 구름이 가스와 플라스마가 어둡게 빛나는 H II 영역으로 진화한다. 여기서 태어난 별들은 강한 항성풍을 뿜으며 초신성 폭발로 일생을 마치는데, 이들의 힘은 분자 구름이 흩어지게 만드는 원동력이 되며 한 개 이상의 젊은 산개 성단을 남긴다. 산개 성단의 구성원들은 점진적으로 분산되며, 우리 은하의 항성 종족에 편입된다.

우리 은하 및 다른 은하에 대한 운동학적 연구를 통해 보이는 것보다 더 많은 질량이 이 우주에 존재한다는 사실을 알게 되었다. 이 암흑물질의 본질은 규명되지 않았으나, 암흑물질 헤일로가 우주에 있는 물질의 대부분을 차지하는 것으로 보인다.[15]

[편집] 외부은하천문학

[편집] 우주론

[편집] 천문학에 사용되는 기구

[편집] 천문학자

천문학자 문서를 참고하십시오.

[편집] 기타 참고사항

언어 표현을 할 때 매우 큰 수를 ‘천문학적인 수’라고 비유적으로 표현하기도 하는데, 이는 천문학에서 매우 큰 수를 다루기 때문이다.

[편집] 같이 보기

[편집] 주석

  1. ↑ 가 나 Johansson, Sverker (2003년 7월 27일). The Solar FAQ. Talk.Origins Archive.
  2. ↑ Lerner & K. Lee Lerner, Brenda Wilmoth (2006). Environmental issues : essential primary sources.". Thomson Gale.
  3. ↑ The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy.
  4. ↑ D. P. Stern, M. Peredo (2004년 9월 28일). 지구 자기권의 폭발(The Exploration of the Earth's Magnetosphere). NASA.
  5. ↑ J. F. Bell III, B. A. Campbell, M. S. Robinson (2004). Remote Sensing for the Earth Sciences: Manual of Remote Sensing, 3rd, John Wiley & Sons. 2006년 8월 23일에 확인.
  6. ↑ E. Grayzeck, D. R. Williams. Lunar and Planetary Science. NASA. 2006년 8월 21일에 확인.
  7. ↑ Roberge, Aki. 행성의 생성 그리고 우리 태양계(Planetary Formation and Our Solar System). Carnegie Institute of Washington—Department of Terrestrial Magnetism. 2006년 8월 11일에 확인.
  8. ↑ Roberge, Aki. 생성된 이후의 행성들(The Planets After Formation). Department of Terrestrial Magnetism. 2006년 8월 23일에 확인.
  9. ↑ (1999) J.K. Beatty, C.C. Petersen, A. Chaikin: The New Solar System, 4th, Cambridge press. ISBN 0-521-64587-5
  10. ↑ 항성의 진화 및 죽음. NASA Observatorium. 2008년 4월 6일에 확인.
  11. ↑ Jean Audouze, Guy Israel, 《천문학 캠브리지 아틀라스》(The Cambridge Atlas of Astronomy ), 캠브리지 대학 출판부 1994, ISBN 0-521-43438-6
  12. ↑ Ott, Thomas (2006년 8월 24일). 은하의 중심(The Galactic Centre). Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik. 2006년 9월 8일에 확인.
  13. ↑ Faulkner, Danny R.. 항성 진화 논의에 있어서의 항성종족형 역할(The Role Of Stellar Population Types In The Discussion Of Stellar Evolution). CRS Quarterly 30 (1): 174–180. 2006년 9월 8일에 확인.
  14. ↑ Hanes, Dave (2006년 8월 24일). Star Formation; The Interstellar Medium. Queen's University. 2006년 9월 8일에 확인.
  15. ↑ Van den Bergh, Sidney. 암흑 물질의 초기 역사(The Early History of Dark Matter). Publications of the Astronomy Society of the Pacific 111: 657–660. doi:10.1086/316369.

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