| 잘 알려진 은하 중 하나인 안드로메다 은하 |
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1. 개요
| 15억 화소로 촬영된 안드로메다 은하 |
2. 특징
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.[1] 발견된 것 중 가장 거대한 타원 은하인 IC 1101는 반경 200만 광년[2]에다 별 100조 개가 모여있다.
3. 발견과 역사
고대 이전부터 은하수는 인류에게 잘 알려져 있었지만 그 정체가 무수히 많은 별들의 무리라는 사실은 갈릴레오 갈릴레이가 천체망원경을 발명하고 나서야 밝혀졌다. 이후 허셜이 은하수 방향으로 관측되는 별들의 분포를 기록하여 우리 은하의 지도를 최초로 만들었고 캅테인, 할로 섀플리 등이 이를 발전시켜 별들이 원반 모양으로 분포하는 우리 은하의 모델이 만들어졌다.하지만 20세기 초반까지는 외부 은하를 모두 성운으로 생각했다. 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.[3] 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[4] 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.
4. 분류
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 나선은하가 가장 많이 알려져 있지만, 우리 은하처럼 중심부가 막대 모양을 하고 있는 막대나선은하[5], 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.
5. 구성
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 클수록 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 노란색의 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.
6. 형성
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. #
7. 진화
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.
7.1. 초신성 폭발과 가스의 재활용
초신성 폭발은 비교적 수명이 짧은 대질량 항성들에 의해 발생하기 때문에 항성 탄생 직후에 가장 많이 발생한다. 동시에 초신성 폭발은 은하 내 존재하는 가스를 은하 바깥으로 밀어내어 항성 탄생을 억제하는 효과가 있다. 이 자체 피드백 과정으로 인해 은하가 한 번에 소진하는 가스의 양이 조절된다. 우리 은하와 같은 어느 정도 규모가 있는 은하는 이렇게 탈출한 가스를 중력으로 다시 끌어들여 재활용할 수 있지만, 질량이 작아 충분히 강한 중력을 가지지 못한 왜소 은하의 경우 초신성 폭발에 의해 불려나간 가스를 다시 끌어올 능력이 없어 그대로 항성 탄생이 중지되어 버린다. 이 과정으로 인해 은하의 질량이 작을수록 항성 탄생률이 급감하여 암흑물질이 은하 질량의 대부분을 차지하는 상태가 된다. 우리 은하 주변에 존재하는 많은 극미왜소은하들이 이러한 케이스에 해당된다.질량이 큰 은하일수록 항성이 탄생하고 죽어간 가스가 다시 항성 탄생에 재활용되는 과정이 반복되면서 항성의 진화 과정이나 초신성 폭발 단계에서 핵융합에 의해 형성된 중원소[7]가 더 농축되는 경향이 있다. 우리 은하의 경우는 은하 중심부로 갈수록 중원소가 더 풍부하며, 은하 외곽부의 헤일로나 구상성단의 중원소 함량은 낮은 편이다. 오랫동안 더 대규모의 항성 탄생과 가스 재활용이 이루어진 거대 타원 은하의 경우 우리 은하보다 수 배 이상 중원소 함량이 풍부한 상태이다.
7.2. 초대질량 블랙홀
활동성 은하핵, 즉 초대질량 블랙홀은 반대로 질량이 매우 큰 은하에서 영향력이 막강한데, 은하의 규모가 충분히 커지면 중심 블랙홀이 태양 질량의 수억 배 이상에 달할 정도로 성장할 수 있고, 이들 초거대 블랙홀이 방출하는 에너지는 은하에 존재하는 항성들 전체의 방출 에너지와 맞먹는다. 블랙홀의 활동은 은하 주변의 가스를 영구적으로 뜨겁게 달구어 차가운 가스가 응축되거나 유입되는 것을 방해하여 은하 전체를 별 탄생이 더 이상 일어나지 않는 '죽은 은하'로 바꿔버리는 효과가 있다. M87과 같은 거대 타원 은하에서 나오는 상대론적 제트는 수백만 광년 거리까지 뻗어나가며 M87 자신뿐만 아니라 처녀자리 은하단을 구성하는 다른 은하들의 별탄생까지 억제하고 있다.결과적으로 우리 은하 정도의 질량을 기준으로 이보다 작거나 큰 은하일수록 항성 질량에 대한 암흑물질의 상대적인 비율이 높게 나타난다. 우리 은하는 어떻게 보면 가장 효율적으로 항성 탄생을 일으키고 있는 은하에 해당하는 셈.
7.3. 은하 병합
은하들끼리의 충돌이나 병합 과정에서 일어나는 밀도 요동과 가스 유입도 진화 과정에 큰 영향을 끼치고 있다.[8] 우주 초기에는 이 병합이 원시 은하의 주 성장 루트 중 하나였으며, 오늘날에도 은하가 병합을 거치면서 그 형태를 완전히 바꾸기도 한다. 병합에 참여한 은하들이 가스가 거의 없는 비활성 은하인 경우 추가적인 별 탄생이 적은 '건조한' 병합이 이루어지게 되며 결과 은하는 거대한 팽대부와 헤일로를 가진 타원 은하가 된다. 반대로 가스가 풍부한 은하들 간의 '축축한' 병합이 이루어질 경우 폭발적인 별 탄생이 일어나며 이 과정에서 퀘이사 활동이 일어나기도 한다. 이 과정에서 각자가 가진 가스들이 전부 소모되거나 항성풍, 블랙홀 활동에 의해 불려 나가기 때문에 별 탄생이 거의 일어나지 않는 은하로 진화하게 된다. 여러 번의 병합을 겪은 거대 은하들이 오히려 소규모 은하들에 비해 별 탄생률이 떨어지는 이유이기도 하다.기존의 은하가 가지고 있던 원반이나 나선팔과 같은 엔트로피가 낮은 구조는 병합 과정에서 파괴되며 헤일로나 타원체와 같이 보다 엔트로피가 큰 구조로 변화한다. 은하 간의 상대속도만큼의 운동 에너지가 고스란히 항성들에게 전달되기 때문에 새로 합쳐진 은하의 구성 항성들은 더 빠른 속도로 더 넓은 궤도를 공전하게 되며 그 결과 은하의 반경은 더 커진다. 하지만 병합 후에도 주변에 충분한 양의 가스가 남아 있다면 이들이 다시 강착되어 새로운 원반이나 나선팔을 형성하기도 한다.
우리 은하의 경우에도 처음 형성된 이래 작은 은하와의 병합을 여러 번 거쳐온 것으로 보이며 이렇게 우리 은하에 합쳐져 파괴된 은하들 중 일부는 오메가 센타우리처럼 중심핵만이 남아 구상성단이 된 사례도 존재한다. 우리 은하는 이미 마젤란 은하와의 병합 단계에 들어섰으며 수십억 년 후에는 비슷한 덩치인 안드로메다 은하와 충돌하여 밀코메다가 될 예정이다.
7.4. 환경효과
은하는 주변 환경으로부터 영향을 받아 진화 과정이 달라지기도 한다. 예를 들어 은하단에 위치한 은하들의 경우 은하단 전체를 감싸고 있는 뜨거운 가스에 의해 항성 탄생이 억제되어 조기형 은하로 진화하는 경향이 많다. 가장 극단적인 예시로 은하단을 통과하는 은하의 상대 속도가 빠른 경우 은하 내 성간 물질이 뜨거운 가스에 의해 벗겨져 나가면서 꼬리처럼 길게 늘어진 형상이 관측되기도 한다. 이러한 케이스를 해파리 은하라고 부른다. #8. 은하군과 은하단, 초은하단
별들이 모여서 성단을 이루는 것처럼 은하들도 군집을 이룬다. 중력에 의해 수십 개의 은하가 모인 군집을 은하군, 수백에서 천 단위로 모인 은하의 군집을 은하단이라 부르며 이런 은하군과 은하단이 이루는 집단을 초은하단이라고 한다.[9]
그리고 우주에는 이런 초은하단이 매우 많다. 허블의 우주팽창론에서 은하집단간의 거리가 서로 멀어진다는 말은 은하단과 은하단간의 거리를 이야기하는 것이다. 우리 은하는 국부 은하군이라 불리는 작은 은하군에 속해있고, 나아가서 이 은하군은 처녀자리 은하단을 중심으로 하는 처녀자리 초은하단에 포함되며, 처녀자리 초은하단은 그보다 더 큰 라니아케아 초은하단에 포함된다.
이러한 초은하단들이 모여서 더 큰 구조를 이루는 경우가 있는데, 이것을 은하 필라멘트[10]라고 부르며 '헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성'은 100억 광년에 이르는 규모로 현재까지 알려진 우주의 구조물들 중 가장 큰 구조물로 알려져 있다.[11]
9. 분포
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 것. 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 한변의 크기가 1000만 광년인 공간 내에 우리 은하 정도의 은하가 한개 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 1만 개 이상의 은하가 보름달 면적의 1/50에 불과한 영역에서 발견되었다.[12] 관측장비의 발달에 비례해 발견되는 은하의 갯수도 많아지고 있다.
10. 유명한 은하 목록
이곳에 적힌 것은 알려져있는 수천만개 이상의 은하들 중 극히 일부에 지나지 않는다. 더 많은 목록을 보고 싶다면 영문 위키백과 문서로.11. 여담
| 우리은하로 부터 1억 5000만 광년 떨어진 ESO 510-G13 |
은하까지의 거리 측정은 거리가 멀지 않을 경우에는 맥동변광성 관측이나 TRGB[13]등의 방법을 이용하고, 더 멀리 있는 은하는 툴리-피셔 관계[14]나 페이버-잭슨 관계[15]를 이용하거나, 적색편이량을 측정하여 거리를 구한다.
머리털자리 은하단에서 암흑물질이 99.99%를 차지하는 은하(통칭: 암흑 은하)가 발견되어 'Dragonfly 44'란 명칭이 붙었다.# 물론 암흑물질 문서에 언급됐듯, 암흑물질은 (중력을 제외한 그 어떤것으로도) 보이지 않기에 중심부에 미비하게 있는 항성들은 관측이 가능하다.
12. 관련 문서
[1] 모노케로스 링이 우리 은하에 포함된다는 견해에 의하면 15만 광년으로 추정된다. 현재는 학계의 주류적인 입장이 아니므로 주석처리.[2] 최외곽 반경 기준. 은하의 크기를 말할 때 가장 보편적으로 사용되는 유효반경 (은하 전체 밝기의 절반을 포함하는 반경) 으로 따지면 약 20만 광년 정도다.[3] 칸트는 이를 섬우주라고 호칭하였다.[4] 셰페이드 변광성을 이용하여 거리를 측정했더니 그당시 우리은하 반경 추정치보다 훨씬 크게 나왔다.[5] 우리 은하가 막대나선 모양인 것이 알려진 건 21세기 들어서의 일이다.[6] 분자 수소 및 중성 수소[7] 탄소, 산소, 마그네슘, 철 등 헬륨보다 무거운 모든 원소를 포함한다.[8] 별끼리 충돌하는 경우는 매우 드물지만 은하 대 은하는 별 대 별에 비해 상대 거리가 가깝기 때문에 이런 일이 더 자주 일어난다.[9] 다만 초은하단은 은하단처럼 은하들이 서로 간의 중력으로 결집한 천체가 아니라, 은하단이나 은하군 사이에 작용하는 중력이 우주의 팽창속도(달리 말하면 은하단의 후퇴속도)에 어느정도 영향을 주는 것으로 정의되는 무리일 뿐이다.[10] 명칭은 필라멘트, 장성, 복합 초은하단, 거대퀘이사군 등 다양하게 불린다. *예: 슬론 장성[11] 관측 가능한 우주의 반경이 470억 광년 정도로 추정되는 걸 감안하면 엄청난 크기인 것이다![12] 해당 문서의 화면 상에 보이는 거의 모든 점이 은하라고 봐도 좋다.[13] 적색거성가치 첨단부(Tip of Red Giant Branch)의 약칭, 적색거성이 진화 과정에서 헬륨 연소 시작 직전까지 도달하는 최대광도가 일정한 것을 이용한 거리측정법이다.[14] 나선은하의 최대회전속도와 광도 간 관계.[15] 타원은하를 이루는 구성별의 속도분산과 광도 간 관계.