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은하
은하(銀河, galaxy)는 천구(天球) 위에 구름 띠 모양으로 길게 분포되어 있는 수많은 천체의 무리를 말한다.
개요[편집]
은하는 항성, 밀집성, 성간물질, 블랙홀, 암흑물질 등이 중력에 의해 뭉친 거대한 천체이다. 대표적으로 우리가 살고 있는 태양계는 우리 은하의 가장자리에 있으며, 지구에서 바라본 우리 은하가 천구 상에서 띠 모양으로 나타나는 것이 바로 은하수이다. 천문학에서 은하는 생물학의 세포와 유사한 일종의 단위가 된다. 규모는 은하마다 다양하나, 작은 은하일지라도 개별 항성과는 비교도 되지 않을 정도로 무진장 크다. 우리 은하만 해도 너비가 약 10만 광년으로 추정된다. 발견된 것 중 가장 거대한 타원 은하인 IC 1101는 반경 200만 광년에다 별 100조개가 모여있다. 또한, 은하는 질량이 태양의 1억 배에서 100조 배, 크기는 수백 광년에서 수십만 광년으로서 질량과 크기가 매우 넓은 범위에 분포한다. 은하는 우주를 구축하는 기본 벽돌에 해당하는 역할을 하며, 우주의 구조와 진화를 밝혀주는 중요한 천체이다. 은하라는 말은 우리은하를 내부에서 본 모습인 은하수에서 나왔지만, 일반적으로는 우리은하 바깥의 외부은하들을 지칭한다.
은하는 매우 다양하며, 형태와 분광학적 특성을 고려해서 분류한다. 정상은하라고 불리는 보통 은하는 원반과 나선팔이 보이는 나선은하, 원반과 나선팔이 없으며 타원처럼 보이는 타원은하, 모양이 불규칙하여 이 두 종류에 속하지 않는 불규칙은하로 분류된다. 나선은하는 나선팔에 막대부분이 있느냐 없는냐에 따라 정상나선은하와 막대나선은하로 세분된다. 정상은하보다 훨씬 작고 어두운 은하는 왜소은하라고 한다. 왜소은하는 은하 중 수가 가장 많다. 은하 중 극히 일부는 스펙트럼 상의 방출선 복사를 내거나 강한 전파 복사를 내는 활동은하핵을 가지고 있는 활동은하이다. 활동은하 중에는 은하핵에서 강한 방출선을 내는 시퍼트 은하, 강한 전파를 내는 전파은하, 강한 적외선을 내는 적외선초과은하, 강하고 폭넓은 방출선을 내며 전파, 엑스선이 나오며 별처럼 보이는 퀘이사, 매우 밝은 가시광을 내면서 밝기가 급격하게 변하는 블레이자, 낮은 단계의 이온에서 강한 방출선을 내는 라이너가 있다.
은하형성이론에 따르면 은하는 처음에 우주의 희박한 물질이 중력에 의해 뭉쳐져 만들어졌다. 처음 만들어진 은하는 왜소은하와 같이 작은 은하들이 주를 이루었으며, 이런 은하들이 서로 충돌하여 합쳐짐으로써 점점 큰 은하가 만들어졌다. 타원은하는 대부분 이런 합병으로 만들어졌으며, 특히 거대 타원은하는 반복적인 은하 합병의 결과물이다. 은하는 수십 개가 모여 은하군을 이루고 수백 내지 수천 개의 은하가 모여 은하단을 이룬다. 은하단과 은하군 다수가 연결된 초은하단(superclusters of galaxies)과 상대적으로 은하가 거의 없는 공동(void) 지역은 우주거대구조의 중요한 요소이다.[1][2]
상세[편집]
은하는 항성, 밀집성, 성간물질, 암흑물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다. 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας)에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(107) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고, 큰 것들은 100조(1014)여 개의 항성들을 가지고 있는데, 이 항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전하고 있다.
은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 성간물질들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 많은 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동은하핵(은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다.
역사적으로 은하는 겉보기 모습, 즉 시각적 형태로 분류되어 왔다. 일반적인 형태로 타원 은하와 나선 은하가 있는데 전자는 대강의 윤곽이 타원형이고 후자는 먼지투성이의 나선팔들이 소용돌이치는 원반형 구조이다. 불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 불규칙 은하로 분류되며, 보통 이웃 은하들의 중력 때문에 모양이 교란된 것이다. 은하 간의 상호 작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별생성률이 커지게 되는데, 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 폭발적 항성생성 은하가 된다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖추지 못한 작은 은하들 역시 불규칙 은하로 분류된다.
관측 가능한 우주에는 약 1천 7백억(1.7 × 1011) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다. 대부분의 은하들은 직경이 1천 ~ 10만 파섹에 달하며 수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다. 은하 간 공간은 평균 밀도가 1 입방미터당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있다. 대다수의 은하들은 은하군과 은하단이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며, 은하단들이 모여 초은하단이라고 불리는 거대한 구조를 형성한다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조(sheets and filaments)를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다.[3]
발견과 역사[편집]
고대 이전부터 은하수는 인류에게 잘 알려져 있었지만 그 정체가 무수히 많은 별들의 무리라는 사실은 갈릴레오가 천체망원경을 발명하고 나서야 밝혀졌다. 이후 허셜이 은하수 방향으로 관측되는 별들의 분포를 기록하여 우리 은하의 지도를 최초로 만들었고 캅테인, 섀플리 등이 이를 발전시켜 별들이 원반 모양으로 분포하는 우리 은하의 모델이 만들어졌다. 하지만 외부 은하의 경우 20세기까지 싸그리 성운으로 묶어서 불렸다. 워낙 멀리 떨어져 있었기 때문에 거리 측정 방법이 부실했던 시절 우리 은하 내 천체의 일종으로 생각되었던 것. 이 천체들이 우리 은하와는 독립적인 별개의 은하라는 아이디어를 최초로 제시한 사람은 다름아닌 임마누엘 칸트였다. 그 이후로 안드로메다 은하를 포함한 이 '나선 성운'들이 우리 은하와 독립된 천체인지 아닌지에 대한 논쟁이 20세기 초 활발하게 이루어졌다. 결국 에드윈 허블이 안드로메다 은하까지의 거리를 측정하여 우리 은하의 반경보다 훨씬 멀리 떨어져 있다는 사실을 발견하면서 논쟁에 종지부를 찍었고, 이들 외부 은하들이 우리 은하와 비슷한 규모의 거대 천체라는 사실이 밝혀졌다. 그 당시 인류가 생각했던 우주의 크기를 엄청나게 확장시킨 발견이었음을 짐작할 수 있다.[2]
은하의 분류와 특성[편집]
은하를 분류할 때 가장 보편적으로 사용되는 기준은 모양이다. 흔히 은하를 떠올리면 나선팔을 가진 원반의 모양을 생각하지만 실제로는 잘 알려진 나선 모양에서부터, 렌즈 모양, 타원체 형태까지 다양한 형태의 은하들이 존재한다. 은하의 형태학적 분류는 실제로도 모습뿐만 아니라 규모, 진화 단계 등과 밀접한 관련이 있다는 것이 잘 알려져 있다. 이 분류의 경우 흔히 안드로메다 은하에서 볼 수 있는 '나선은하'가 가장 많이 알려져 있지만, 우리 은하처럼 중심부가 막대 모양을 하고 있는 '막대나선은하', 띠가 없이 전체적으로 매끄럽고 둥근 모습을 한 '타원 은하', 나선은하와 타원 은하의 중간 형태를 한 '렌즈형 은하', 불규칙하게 생긴 '불규칙 은하'등 다양한 종류가 있다. 가끔 중심이 지나치게 밝아서 '가까이 위치한 별'로 오해받을 만큼 빛을 내뿜는 은하가 있는데 이런 은하는 퀘이사로 불리며 우주 초기 활발하게 활동하던 거대 블랙홀들인 것으로 추측되고 있다.[2]
은하의 종류는 매우 다양하므로 일찍부터 분류법이 개발되었다. 은하는 다양한 분류 기준에 따라 분류한다. 대표적인 분류 기준은 은하의 형태와 분광학적 특성이다. 은하의 형태 분류는 일반적으로 허블-샌디지(Hubble-Sandage) 분류방법을 바탕으로 하고 있으며, 밝은 은하에 적용하고 있다. 왜소은하의 분류는 밝은 은하와 약간 다른 형태분류방법을 적용한다. 분광학적 분류는 분광 스펙트럼의 특징으로 분류하는데 주로 활동성 은하 분류에 적용되고 있다.
정상은하
은하는 원반이 보이면 나선은하로 분류한다. 막대의 유무에 따라 보통나선은하(S)와 막대나선은하(SB)로 나누고, 나선팔의 유무와 감긴 정도, 중앙팽대부의 상대적 크기에 따라 세부 분류를 적용한다. 원반이 보이지 않는 은하는 타원은하로 분류하고, 타원의 일그러진 정도에 따라 세부 분류를 적용한다. 나선은하와 타원은하의 중간에 해당하는 은하는 렌즈형(S0)은하라고 한다. 위에 해당하지 않는 은하는 불규칙은하로 분류한다. 이러한 분류 체계를 보여주는 계열을 허블 계열(Hubble sequence)이라고 한다(그림 1). 허블계열에서 타원은하가 있는 왼쪽에 가까우면 조기형 은하(early-type galaxies)로, 오른쪽에 가까우면 만기형은하(late-type galaxies)로 부른다.
- 나선은하 : 나선은하는 원반을 가지고 있으며 원반에는 종종 나선팔이 보인다(그림 2,3,4). 나선팔에는 성간먼지와 성간기체가 몰려있으며, 이곳에서 별이 최근에 많이 태어나고 있다. 무거운 별이 내는 빛 때문에 나선팔은 다른 부분에 비하여 밝게 보인다. 은하의 중심부에는 둥근 중앙팽대부(bulge)가 있으며 주로 나이가 많은 별로 이루어져있다. 중앙팽대부의 중심에는 밝고 작은 핵이 있다. 핵의 중심에는 매우 무거운 블랙홀이 있다. 은하의 바깥부분은 둥근 헤일로가 차지하고 있다. 헤일로는 별헤일로와 이보다 크고 무거운 암흑물질헤일로로 이루어져 있다. 나선 은하는 빠르게 자전하는 경우가 많다.
- 타원은하 : 타원은하는 구형 또는 타원체의 모양을 가지고 있으며, 일반적으로 원반은 보이지 않는다. 대부분의 타원은하에서는 차가운 성간 물질이 거의 보이지않지만, 일부 타원은하에서는, 특히 중심부에서, 암흑성운이 보이는 경우가 있다. 밝은 타원은하들은 뜨거운 성간기체를 가지고 있어 엑스선을 방출한다. 타원은하는 대부분 나이가 많은 별로 이루어져 있다. 무거운 타원은하는 자전 속도가 평균적으로 매우 낮으나, 가벼운 타원은하는 빠르게 자전하는 경우가 많다.
- 불규칙은하 : 불규칙은하는 일정한 형태를 가지고 있지 않은 은하이다. 그러나 대부분 자전을 빨리하고 있고, 납작한 구조를 가지고 있다. 성간먼지와 성간기체가 많으며, 최근에 많은 별들을 만들어내고 있다. 별과 성간물질의 분포는 불규칙하지만, 헤일로(별 헤일로)는 다른 은하와 마찬가지고 둥근 모양을 하고 있다.
- 왜소은하 : 왜소은하(dwarf galaxies)는 정상은하보다 작고 어두운 은하이다. 왜소구형은하(dwarf spheroidal galaxies, dSphs), 왜소타원은하(dwarf elliptical galaxies, dEs), 왜소나선은하(dwarf spiral galaxies, dSs), 왜소불규칙은하(dwarf irregular galaxies, dIrrs), 청색밀집은하(Blue Compact Dwarfs, BCDs) 등의 종류가 있다. 은하 중에서 숫자가 가장 많은 은하는 왜소은하이다. 그러므로 왜소은하는 우주모형연구에 매우 중요한 역할을 한다.
특이한 은하
- 폭발적별생성(starburst) 은하 : 별이 폭발적으로 많이 태어나는 은하를 폭발적별생성(스타버스트, starburst) 은하라고 한다. M81은하군에 있는 M82은하가 대표적인 폭발적별생성 은하이다.
- 상호작용하는 은하 : 은하들이 서로 가까운 거리에 있으면 서로에게 조석력을 미치게 되어 은하의 모양이 변형되어 다양한 모습을 보여준다. 시간이 지나면 결국에는 합쳐져서 새로운 은하가 된다. 소용돌이 은하가 대표적인 상호작용하는 은하이다.
활동은하
정상은하와 달리 은하의 중심핵에서 강한 방출선을 내거나 큰규모에서 연속전파나 적외선을 강하게 내는 은하를 활동성 은하(active galaxies)라고 하는데 전체 은하의 1% 미만에 불과하다. 유난히 밝은 이들 은하의 중심핵은 활동은하핵(Active Galactic Nuclei, AGN)이라고 부른다. 핵의 중심부에는 매우 무거운 블랙홀이 에너지를 방출하고 있고, 그 주위에 부착원반, 넓은방출선 영역, 좁은방출선 영역, 먼지토러스 등이 있다고 여겨진다. 매우 무거운 블랙홀의 질량은 태양의 백만배에서 100억배에 이른다.
- 시퍼트은하(Seyfert galaxies) : 미국 천문학자 시퍼트(Carl Seyfert)의 이름을 딴 은하이며, 중심 핵에서 방출선을 강하게 내는 은하들이다. 이 방출선은 수소를 비롯한 다양한 원소에서 나오며, 방출선의 폭은 정상 은하에 비해 매우 넓은 경우가 많다. 시퍼트은하들은 형태학적으로 나선은하이며, 중심핵이 원반에 비해 매우 밝다.
- 퀘이사(quasars) : 별처럼 생긴 핵에서 넓은 방출선을 강하게 내거나, 연속전파, 엑스선 등을 강하게 내는 은하들이다. 핵이 매우 밝아서 모 은하는 잘 보이지 않는다. 퀘이사는 별처럼 보이지만 밝은 은하보다 훨씬 더 많은 에너지를 방출한다. 퀘이사의 중심에는 매우 무거운 블랙홀이 있다. 이 퀘이사들은 성간먼지를 많이 포함하고 있어 원래보다 붉게 보이며, 상호작용을 하고 있는 은하들 주위에 있다. 퀘이사는 은하들이 충돌하여 합쳐지면서 만들어진다.
- 블레이자(Blazars) : 방출선이 거의 보이지 않지만 변광을 많이 하는 천체를 BL Lac 천체라 하고, 가시광에서 변광을 심하게 보여주는 퀘이사를 OVV 퀘이사(Optically Violently Variable Quasars)라고 하는데, 이 두가지를 합쳐서 블레이자라고 한다. 블레이자는 일반적으로 타원은하에서 발견된다.
- 라이너(LINER) : 중심핵에서 조금 전리된 방출선을 내는 은하(Low Ionization Nuclear Emission Region)로서 1980년에 발견되었다. 활동은하 중 활동이 약한 편이다.
- 전파은하 : 연속전파에서 밝게 보이는 은하들이다(그림 8). 전파사진의 모습은 광학사진의 모습과 매우 다르게 보인다. 전파은하는 일반적으로 광학사진에서 타원은하로 보이며, 전파사진에서는 제트(jet) 또는 거대한 규모의 로브(lobes) 등의 구조를 보여준다.
- 적외선초과은하 : 정상은하에 비하여 적외선을 매우 많이 내는 은하들이다([Ultra]Luminous Infrared Galaxies, [U]LIRGs). 별생성률이 유난히 높거나 핵의 활동이 매우 높은 은하들이다.
새로운 은하
관측 시설의 성능이 좋아지고 새로운 관측 시설이 도입되면서 새로운 종류의 은하들이 발견되고 있다. 예를 들면, 극미왜소은하(Ultra Faint Dwarf Galaxies, UFDs), 표면밝기가 어두운 매우 큰 은하(Ultra Diffuse Galaxies, UDGs), 초록콩은하(Green Pea Galaxies, GPGs) 등이 있다. 초고밀왜소은하(UltraCompact Dwarfs, UCDs)는 왜소은하와 구상 성단의 중간적인 특성을 보여준다.[1]
구성[편집]
은하를 구성하는 3대 요소는 항성과 가스, 그리고 암흑물질이다. 이 세 가지 요소의 규모와 분포에 따라 은하의 특징이 결정된다. 대부분의 은하들은 암흑물질로 이루어진 거대한 헤일로에 둘러싸여 있으며 그 질량은 은하가 가진 별과 가스의 질량의 수 배에서 수십 배 (질량이 작은 은하의 경우, 수백 배도 있음) 에 달한다. 이 암흑 헤일로의 중력은 은하의 형태를 유지하고 새로운 물질을 끌어들이는 데 중요한 역할을 한다. 즉, 암흑 헤일로의 규모가 클 수록 더 많은 물질을 끌어들일 수 있게 되며 그 내부에 잉태되는 은하의 규모 또한 거대해진다. 은하단과 같은 거대한 암흑 헤일로의 질량은 태양의 1000조 배를 넘어가는 경우도 있으며, 그 중심에는 수 조 개 이상의 항성을 포함하고 있는 거대 타원 은하가 높은 확률로 발견된다.
표준 우주 모형에서 가정하는 암흑물질은 중력 이외의 방법으로는 다른 물질과 상호작용하지 않으며 복사 에너지도 방출하지 않는다. 따라서 수축하는 암흑 헤일로에 붙잡힌 암흑물질 입자는 위치 에너지를 방출할 방법이 없어 넓은 범위인 구 혹은 타원체 형태의 분포를 보이게 된다. 암흑 헤일로의 크기는 은하의 반경보다 수 배에서 수십 배 더 넓은 영역에 퍼져 있을 것으로 예측된다. 즉, 은하의 중심부는 별과 가스가 밀집되어 있기 때문에 일반물질의 비율이 높지만 외곽 부분으로 나아갈수록 배경밀도에서 차지하는 암흑물질의 비율이 증가하게 된다.
은하의 형태는 항성을 형성할 수 있는 재료인 차가운 가스[6]의 함량과 큰 상관 관계가 있다. 가스의 함량이 많을수록 항성 탄생률이 증가하며 젊은 별들로 이루어진 푸른 빛의 나선 은하 혹은 불규칙 은하가 된다. 반대로 가스의 함량이 낮으면 늙은 별들로만 구성된 은하가 되어 붉은색 혹은 노란 색의 타원 은하가 된다. 타원 은하와 나선 은하의 차이가 생기게 된 원인은 아직 명확한 설명은 없지만, 큰 은하 병합 사건을 겪은 것이 원인으로 생각하고 있다. 은하 병합 이후에 각운동량을 잃고 가스가 모두 소진되어 타원 은하가 된다는 것이다.
규모를 갖춘 거의 대부분의 은하는 초대질량 블랙홀을 중심부에 갖고 있을 것이라 추측된다. 우리 은하의 경우 중심부인 궁수자리 A*에 초대질량 블랙홀이 위치한 것으로 추측되는데, 태양 질량의 431만 배이다. 이 블랙홀의 질량은 모체 은하의 형태와 강한 상관관계를 가지고 있는데, 중앙 팽대부가 크고 무거울 수록 중심부의 블랙홀도 큰 경향을 가지고 있다. 왜소 은하나 만기형 나선 은하의 블랙홀은 보잘것없는 크기거나 아예 발견되지 않는 데 반해 타원 은하에는 태양 질량의 수십억 배에 달하는 괴물 블랙홀이 존재하는 경우도 있다. 태양이 태양계의 질량을 대부분 차지하는 것처럼 중심의 초대질량 블랙홀이 은하 질량의 대부분이겠지라고 생각할 수 있으나 보통 은하 전체 질량의 1/1000 정도 밖에 되지않는다.[2]
형성[편집]
은하는 빅뱅 직후의 양자요동으로 인해 생겨난 극소량의 밀도 불균일성을 씨앗으로 시작했다. 주변보다 밀도가 약간 높은 구역은 시간이 지남에 따라 중력에 의해 더 많은 질량을 끌어모을 수 있었고, 이 차이가 증대되면서 이후 초기 은하가 형성될 암흑 헤일로가 생겨났다. 중력에 이끌려온 가스는 복사열을 방출하며 냉각되어 암흑 헤일로의 포텐셜 우물 밑바닥에 쌓여 갔고 이 중심부에서 별 탄생이 시작되면서 최초의 은하가 생겨났다. 초기 우주의 환경은 사방에서 물질이 쏟아져 내려오는 혼돈스러운 상황이었기 때문에 원시 은하는 현재의 대칭적인 형태 대신 폭발적으로 별을 형성하는 거대 성단들이 불규칙하게 흩어져 있는 형태를 취했다. 별 생성속도나 은하 간의 병합 속도도 매우 높았으며 이 과정에서 방출되는 고에너지 복사에 의해 우주 전체가 플라즈마화되었다.
시간이 지나 우주가 어느 정도 정리된 이후부터는 은하 병합 속도나 가스 유입량이 줄어들어 은하들도 안정을 되찾기 시작했다. 외부로부터의 간섭이 적어지자 은하 내에 남아있는 가스는 점차 각운동량 방향으로 정렬되어 원반을 형성하기도 하였고 이들 중 가스가 풍부한 은하들은 나선 은하로 진화했다. 병합이나 항성 탄생을 많이 겪은 은하의 경우 주로 늙은 별들로 이루어진 거대 타원 은하로 진화했다. 초창기 은하는 바나나처럼 길쭉한 모양이었다는 연구 결과가 나왔다.[2]
진화[편집]
상술했듯이 현재 시점에서의 우주에 존재하는 은하들을 살펴보면 가스의 함량, 항성 탄생률, 형태, 질량 등이 서로 강한 상관관계를 나타내는 것을 알 수 있다. 허블 분류에서는 은하들을 조기형(Early type)과 만기형(Late type)으로 이분하는데, 실제 은하의 진화 과정과는 잘 맞지 않는 명칭이지만 현재도 천문학 분야에서 자주 쓰이고 있다. 각 분류는 서로 다음과 같은 특징으로 정리된다.
- 조기형 : 낮은 별탄생률, 낮은 가스 함량, 붉은색, 큰 중앙팽대부 및 헤일로, 큰 질량, 큰 블랙홀 질량, 타원 은하에 가까운 형태, 낮은 회전 각운동량
- 만기형 : 높은 별탄생률, 높은 가스 함량, 푸른색, 작은 중앙팽대부, 작은 질량, 작은 블랙홀 질량, 나선/원반 은하 혹은 불규칙 은하에 가까운 형태, 높은 회전 각운동량
은하의 진화 과정은 매우 복잡하고 다양한 변인에 의해 영향을 받는다. 가스의 유입에 의해 촉발되는 항성의 탄생과 항성풍, 초신성 폭발, 활동성 은하핵에 의한 에너지 방출, 이웃 은하로부터 받는 중력 섭동 등이 은하의 진화 과정에 관여하는 것으로 알려져 있다. 진화 과정 중 은하의 형태가 크게 변하는 경우도 자주 일어난다. 나선은하가 별탄생에 필요한 가스를 소진하여 렌즈형 은하로 진화하는 경우, 타원 은하가 모종의 과정으로 가스를 얻어 나선 은하로 진화하는 경우도 있다.[2]
분포[편집]
우주에 존재하는 은하들의 공간 분포를 3차원 지도로 나타내 보면 그물망과 유사한 구조를 이루고 있음을 확인할 수 있다. 우주 거대 구조라 불리는 이 분포는 빅뱅 이후 우주에 흩뿌려져 있던 암흑물질이 자체 중력에 의해 자연스럽게 수축하여 이룬 결과이다. 암흑물질이 뭉친 헤일로의 중심부에 은하가 탄생했기 자연스럽게 은하들의 분포도 특유의 그물망 구조를 이루게 된 것이다. 우주 거대 구조가 희석될 정도로 더 거시적인 스케일로 가면 결과적으로 은하들의 분포밀도는 거의 균일해지는데, 이는 우주가 한 점에서 급격하게 팽창하여 탄생했다는 인플레이션 우주론을 지지하는 증거가 된다. 대략 한 변의 크기가 1000만 광년인 공간 내에 우리 은하 정도의 은하가 한 개 발견된다.
우주의 실제 크기를 알 수 없으므로 우주 전체에 존재하는 은하의 갯수는 추정이 불가능하며, 단지 관측 가능한 범위 내에서의 은하가 수천억에 달할 것이라 추산하는 것일 따름이다. 우리가 보는 밤하늘의 별들 사이의 공간은 언뜻 보면 아무 것도 없는 공간 같지만 사실은 천구상의 어떤 무작위 지점을 확대해 보더라도 무수히 많은 은하들이 빼곡히 모여 있다. 허블 울트라 딥 필드는 밤하늘에서 별이 없는 구역을 적당히 선택하여 장노출로 촬영한 사진이다. 그 결과 거의 10,000개 이상의 은하가 보름달 면적의 1/50에 불과한 영역에서 발견되었다. 관측장비의 발달에 비례해 발견되는 은하의 갯수도 많아지고 있다.[2]
유명한 은하 목록[편집]
- 우리 은하 : 우리 은하 또는 은하수 은하는 지구와 태양계가 속해 있는 은하로, 라니아케아 초은하단, 처녀자리 초은하단, 국부은하군 내에 위치한다.
- 안드로메다 은하 : 안드로메다자리에 있는 나선 은하로 우리 은하가 속해 있는 국부 은하군에서 가장 밝고 거대한 은하이다.
- 삼각형자리 은하 : 삼각형자리에 있는 정상 나선 은하로 우리은하와 안드로메다 은하와 함께 국부 은하군에 속해 있다. 종종 바람개비 은하라고도 불리지만 이 명칭은 M101을 가리킬 때 사용한다.
- 마젤란 은하 : 대마젤란은하와 소마젤란은하가 있으며, 두 은하 모두 형태적으로 왜소 불규칙 은하로 분류된다. 이는 고전적인 분류로, 현재 대마젤란 은하는 막대나선은하로 보는 것이 정설이다. 그러나 우리 은하의 영향으로 나선 구조는 대부분 파괴되었다.
- 바람개비 은하 : 큰곰자리에 위치한 중간나선은하이다. 1781년 피에르 메셍이 발견하였다. 허블 분류상 SAB(rs)cd형 은하로 분류된다.
- IC 1101 - 반경이 약 210만 광년으로 지금까지 인류가 발견한 은하 중 최대 크기이다.
- 처녀자리A 은하 : 처녀자리에 있는 타원은하이자 강한 전파은하이다. 1781년 샤를 메시에가 발견하였다. 허블 분류상 E0형 은하로, 중심 블랙홀에서 뿜어지는 강한 제트가 인상적이다.[2]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
