은하 넌 누구니?

은하

은하(galaxy)는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여서 이루는 거대한 천체들의 무리이다. 

은하를 뜻하는 용어 "갤럭시"는 운하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만 개 이하의 항성으로 이루어져 있고, 큰 것들은 100조여 개의 항성들을 가지고 있는데, 이항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 종전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성 들고 마찬가지로 은하 주위를 공전하고 있다.

 

은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이사이의 광간은 가스, 먼지, 우주선들로 이루이진 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 활동은하핵의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다. 

 

 

1 은하 관측의 역사 

은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.

 

은하수는 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해 있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심 부분에 위치한다고 결론을 내렸다.

 

1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15 kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 할로 새플리는 구상성산의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어 있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70 kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다.

 

실제로는 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 새플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.

 

외부 은하의 발견

인류가 처음으로 관측한 우리 은하 밖의 은하는 안드로메다 은하이다. 10세기에 페르시아 천문학자인 알 수피가 처음으로 안드로메다 은하를 관측하고, 이를 "작은 구름"같다고 서술한 기록이 남아 있다.

나중에 안드로메다 은하는 1612년에 독일의 시몬 마리우스에 의해 재발견된다. 또한 알 수피는 대마젤란 은하도 관측하였는데, 이 은하는 남반부에 위치해 있어서 16세기 전 까지는 유럽에 알려지지 않았다.

 

1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추혼을 하였다. 1755년에는 동일의 이마누엘 칸트가 이러한 생각을 발전시켜 성운들은 은하수와 같은 천체가 멀리 있는 것이라고 지적하며, 그것을 "섬 우주"라고 칭했다. 1774년에는 프랑스의 샤를 메시에는 구름 모양의 천체를 혜성과 굽려 하기 위해 메시에 천체 목록을 발표하였다.

 

1840년대에는 영국의 로스 백작이 구경 72인치짜리 대형 망원경을 만들어 이를 이용해 다양한 천체 스케치를 남겼다. 그는 사냥개자리의 m51이 나선형을 하고 있다는 것을 발견했다. 그는 알려진 성운 중에 나선 모양의 천체가 많이 존재하고, 반면에 그러한 특징이 없는 단순한 타원형인 것도 있다는 것을 발견했다. 이 당시에는 이러한 천체들이 외부 은하인지 몰랐기 때문에 모양에 따라 "성운" 또는 "나선성운"라고 불렀다 

 

1912년에는 베스토 슬라이퍼가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다. 1920년에는 할로 새플리와 히버 커티스 사이에 나선성울들의 본질을 두고, 수위 대논쟁이 열리게 된다.

 

이 유명한 논쟁에서 새플리는 은하수가 우주 전체이며, 나선성운의 하나이 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 나선성운들은 우리 은하 밖에 존재하는 다른 은하, 수위 섬우주라고 주장했다. 이 논쟁은 1924년에 이르러서야 애드원 허블에 의해 해결되게 된다.

 

허블은 안드로메다 은하에서 서페이드 변광성을 발견하였고, 변광성의 절대등급과 변광주기 관계를 이용하여 은드로메다은하까지의 거리가 약 90만 광년이라는 것을 계산해 냈다. 이 값은 당시 알려져 있던 우리 은하의 크기에 비래 충분히 큰 값이었기에, 안드로메다 은하가 우리 은하밖의 천체임이 확인되었다. 이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다. 1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 허블 분류법이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 있다.

 

 

2  형태와 분류

은하에는 세 가지 기본적 분류가 있다. 타원형, 나선형, 불규칙형이 그것이다. 은하를 그 형태에 따라 구체적으로 분류한 것을 허블 분류라고 부른다. 그러나 허블 분류는 오직 시각적 모양만 가지고 분류한 것이기 때문에 별의 생성률이나 은하핵의 활동성과 같은 다른 중요한 특성들을 놓칠 수도 있다.

 

타원은하

허블의 분류 체계에서 타원 은하는 그 타원율에 따라 거의 원에 가까운 E0에서 찌그러진 모양의 E7까지 세분화된다. 타원 은하들은 타원체의 형태이기 때문에 어느 방향에서 보든지 타원형의 모양으로 보인다. 타원 은하의 구조는 단순하고 성간 물질이 상대적으로 적다. 

 

따라서 타원 은하에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, 산개 성단이 적은 대신, 은하중심을 임의의 방향으로 공전하는 죽은 별들로 주로 이루어져 있다. 이런 점은 타원 은하보다 훨씬 작은 구상 성단의 경우와 비슷하다.

 

우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다. 많은 타원 은하들이 은하 간의 상호작용으로 충돌 병합되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데 거대 타원 은하들은 몸통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견되다. 폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다.

 

나선은하

나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양을 이루고 있다. 팽대부에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다. 허블분류에서 나선 은하는 S로 나타내며, 나선팔이 꼬인 정도와 팽대부의 크기에 따라 Sa, Sb, Sc로 분류된다.

 

Sa형은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대구가 상대적으로 크다. Sc형은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하지 않은 은하들은 양털나선은하라고 하고 , 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 웅대 구조 나선은하라고 부른다.

 

나선은하의 나선 팔은 밀도파 때문에 발생하는 밀도가 높은 영역이라고 여겨진다. 별들과 마찬가지로 나선팔도 일정한 속도로 공전하지만, 별보다 훨씬 느린 속도로 움직인다. 은하원반에서 별들이 이 나선팔에 가까워지먼 이 밀도가 높은 영역의 중력 때문에 별이 빨리 움직여서 나선팔에 모이게 되고, 일단 나선 팔을 지나치게 ㅔ되면 다시 원래대로 공전속도가 느려진다. 이러한 효과는 곧잘 정체가 발생하는 고속도로에 비유된다.

 

차들의 정체가 발생해서 차들이 많이 몰려있는 구간이 은하의 나선팔에 해당된다. 차들이 정체 구간에 항상 들어왔다가 다시 나가는 것처럼, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 벗어나게 된다. 따라서 나선 팔은 주변보다 밀도가 높고, 새로운 별이 만들어지기도 하기 때문에 눈에 쉽게 띄는 것이다. 

 

상당수의 나선은하들은 팽대부에서부터 시작되어 바깥쪽의 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 갖기도 하는데, 이 같은 은하를 막대나선은하라고 부른다. 허블 분류에서는 Sb로 표시하며, 일반 나선은하와 마찬가지로 Sba처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c,를 뒤에 붙인다. 이러한 막대구조는 밀도파나 은하 간 상호작용  때문에 발생하는 일시적인 구조라고 생각된다. 많은 막대 은하들은 흔히 활등은하핵을 가지기도 하는데, 이는 막대 구조가 가스를 은하 중심으로 쉽게 보내는 역할을 하기 때무이라고 여겨지기도 한다. 

 

렌즈형 은하

렌즈형 은하는 타원은하와 나선은하의 중간 성격을 갖는 은하이며, 허블 분류에서는 S0로 분류된다. 막대 구조가 있으며 막대 렌즈형 은하로 분류된다. 뚜렷한 나선 팔이 보이지 않으며, 별의 분포는 타원은하와 비슷하다.

 

기타 은하 

특이 은하는 은하 간 상호작용 때문에 은하의 모양이 타원이나 원반과 달리 기묘하게 변형된 은하이다. 대표적인 예로 고리은하가 있는데, 이것은 중심에 은하 팽대부만 있고 이를 별들과 성간 물질들이 고리 모양으로 둘러싸고 있다. 이러한 고리 은하는 작은 은하가 나선은하의 중심을 관통해서 생긴 것으로 생각된다. 유명한 안드로메다 은하도 적외서 파장으로 관측했을 시 여려 개의 고리 모양이 나타나는데, 비슷한 사건으로 인해 형성된 것으로 보인다.

 

어떠한 분류에도 속하지 않은 은하는 불규칙 은하로 분류한다. Lrr-l형 은하 타원이나 나선은하와 비슷한 구조가 있긴 하지만 분류하기가 힘든 은하들이며, Lrr-l형 은하는 일정한 형태가 전혀 없어서 허블 분류로 나누기가 거의 불가능한 은하이다. 불규칙 은하의 예로는 마젤란은하가 있다.

 

 

3 은하의 형성

처음에 어떻게 은하가 생겨났고 은하가 우주의 긴 역사 동안 어떻게 변해왔는가 하는 것이 은하의 형성과 진화에 관한 연구의 주제이다. 이 분야의 많은 이론들은 천문학자들에게 널리 받아들여지고 있는 것도 있으나, 은하의 형성과 진화는 현재도 천체물리학의 주요 연구 분야이다.

 

현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만 년 후의 우주의 재결합시기에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이 때는 거의 모든 수소들이 이온화되지 않은 중성 상태에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 시기를 우주의 "암흑시대"라고 부른다. 이러한 원시 우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다. 바라온 물질들이 이러한 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고, 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다.

 

이렇게 최초로 생성된 은하들은 최근에 들어서 관측되기 시작했다. 예를 들면 2006년에 발견된 LOK-1이라고 불리는 은하는 아주 큰 적색편이를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 후 불과 7억 5천만 년에 해당한다. 현재 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사는 적색편이가 z=7.085이다. 이러한 원시은하의 존재는 그것들이 소위 암흑시대 동안 성장해 왔음을 시사한다. 

 

초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가 하는 것은 천문학의 오래된 연구 주제 중의 하나이다. 과거에는 에겐. 리덴벨. 샌디지 세 사람이 주장한 "위에서 아래로"의 은하 형성 모형과 설과 쭌이 주장한 "밑에서 위로"의 형성 모형이 경쟁했었는데, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 은하들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 은하들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"의 은하 형성 모형이 널리 받아들여지고 있다.

 

원시은하들이 만들어지면서, 첫 번째 별들이 만들어졌는데, 이를 항성종족 항성이라고 한다. 이 별들은 다른 중원소들 없이 순수히 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 아주 큰 질량을 가졌을 것으로 여기 진다. 만약 그렇다면, 이 큰 별들은 빛을 내기 위해 자신이 가지고 있던 연로들을 매우 빨리 소진해 버리고 초신성 폭발로 일생을 마치면서, 자신이 만들어낸 중원소들을 성간 매질로 돌려보냈을 것이다. 이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하 간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다. 초기 우주의 이러한 시기를 재인 온화 시기라고 부른다.

 

지금까지 은하에 대해 이야기해 보았습니다 감사합니다^^