은하 초기 관찰과 개념
한때 나선상 성운이라 불리던 것의 성질에 대한 논쟁은 천문학 발전에 있어 가장 중요한 것 중 하나입니다.
이 논쟁은 우주의 크기에 관한 문제를 거론했습니다. 우리는 우주 속에 홀로 박혀 있는 한정된 하나의 항성계에 국한되어 있었던 것일까요.
아니면 은하수 은하는 우리의 가장 강력한 망원경에 의해 관측된 광대한 거리를 넘어 우주에 펼쳐져 있는 수백만 개의 은하 중 하나였을까요?
이 문제가 어떻게 발생했고 어떻게 해결되었는지는 우리의 보편적인 우주관 발전에 중요한 요소입니다.
1925년까지는 나선형 성운과 그 관련 형태가 불확실한 상태였습니다.
일부 과학자 특히 헤버 D. 미국의 커티스 씨와 스웨덴의 크누트 랜드마크 씨는 그것들이 은하수 은하와 비슷한 크기의 항성 원격 집합체일 수 있다고 주장했습니다.
몇 세기 전에 독일의 철학자 임마누엘 칸트는 특히 거의 같은 생각을 주창했는데, 그것은 실제로 거리를 측정하고 이를 증명하기 위한 도구를 이용할 수 있기 훨씬 전의 일이었습니다.
1920년대 초반 천문학자들은 분열되었습니다. 나선형 성운이 실제로는 은하계 밖의 성계일 것이라고 추측하는 사람도 있었지만, 많은 사람들이 그러한 성운이 물질의 국소적인 구름이며 아마도 형성 중인 새로운 태양계일 것이라고 확신한 증거가 있었습니다.
마젤란 구름 문제
현재 가장 가까운 외부 은하는 마젤란 구름으로 알려졌으나 마젤란 구름은 남반구 하늘에 보이는 두 개의 반점이 있는 불규칙한 물체입니다.
여러 해 동안 마젤란 구름을 본류에서 분리한 은하수의 일부로 간주했던 대부분의 전문가는 마젤란 구름을 그 위치 때문에 연구하지 못했습니다. (마젤란 구름은 둘 다 대부분의 북위 도에서 보기에는 너무 멀다)
게다가 물체의 불규칙한 모양과 그 무수한 푸른 별, 성단, 가스 구름은 실제로 그것들을 남쪽 은하와 닮았습니다.
은하수 은하의 크기와 구조에 관한 광범위한 연구로 유명한 미국 천문학자 할로 우 샤플 리는 나선상 성운의 성질에서 마젤란 구름의 중요성을 최초로 인식한 사람 중 하나였습니다.
구름 거리를 측정하기 위해 그는 하버드대 천문대의 헨리에나 레빗이 발견한 주기-광도(P-L) 관계를 이용했습니다.
1912년 Levitt는 작은 마젤란 구름 속에서 세페이드 변수라 불리는 별 클래스의 맥동(빛 변화)과 휘도(내인성 또는 절대 휘도) 사이에 밀접한 상관이 있음을 발견했습니다. 하지만 Levitt의 발견은 Shapley가 Cepheid와 매우 유사한 맥동하는 별의 절대적인 밝기 교정을 하기 전까지 실용적인 가치는 거의 없었습니다.
이 정량화된 P-L 관계를 통해 마젤란 구름까지의 거리를 계산할 수 있었습니다. 마젤란 구름은 지구로부터 약 7만 5천 광년 떨어져 있다고 판단했지만 구름의 중요성은 당시 과학자들을 계속 피했습니다.
이들에게 이 물체들은 아직 비정상적인 은하계의 불규칙한 반점처럼 여겨져 애초 생각했던 것보다 멀리 있었지만, 우주의 본질에 관한 문제를 해결하기에는 부족했습니다.