은하

은하는 별(항성), 성간물질, 블랙홀, 암흑물질 등이 중력으로 묶여있는 거대한 천체이다. 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.

목차

은하라는 말은 하늘에서 보이는 은빛강을 나타내며 우리은하의 은하수를 표현하는데서 시작되었다. 은하수는 순수 우리말로는 미리내라고 한다. 은하의 영어 galaxy는 그리스에서 은하수를 표현할 때 사용한 galaxias(우윳빛, 영어로는 milky)에서 비롯되었다. 영어에서 Our Galaxy, the Galaxy, the Milky Way galaxy는 우리은하를 의미하며, galaxies로 표현하면 일반적인 은하(주로 외부은하)를 말한다. 과거에는 은하계라는 말이 많아 쓰였으나 오늘날에는 은하가 일반적이다.

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) 분류방법(그림 1)을 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(그림 6).

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(그림 2).

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(그림 7).

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.

빅뱅이 시작된 후, 밀도가 상대적으로 높은 곳에서 물질(기체)들이 모이고, 그 곳에서 별이 태어나면서 은하가 된다. 이 때 생긴 은하들 중에서 왜소 은하의 수가 가장 많고, 무거운 은하의 수는 매우 적다. 은하들은 여러 개가 합쳐지면서 더욱 크고 무거운 은하로 성장한다. 20억 년 지났을 때 이 중 매우 무거운 은하는 블랙홀을 포함한 퀘이사 단계를 거치면서, 기체를 잃어버리고, 30억 년 쯤에 매우 작고 밀도가 높은 은하가 된다. 후에 이 은하가 많은 수의 다른 은하들과 합쳐지면서 크고 무거운 타원은하가 만들어진다(그림 9). 자세한 내용은 은하형성이론 참조.

은하는 수십 개가 모여 은하군을 이루고(그림 10), 수백 내지 수천 개의 은하가 모여 은하단을 이룬다(그림 11). 은하단과 은하군 다수가 연결된 대 구조를 초은하단(superclusters of galaxies)이라고 한다(그림 12). 상대적으로 은하가 거의 없는 거대 영역은 공동(void)이라고 한다. 은하단에 있는 밝은 은하의 대부분은 노란색의 타원은하들이며, 이들은 은하단의 중심에 몰려있다. 눈썹처럼 보이는 천체들은 은하단보다 멀리 있는 은하들이며, 은하단의 중력렌즈 현상에 의해 모양이 일그러져 보이는 것이다(그림 11).

슬로운 전천탐사(Sloan Digital Sky Survey)에서 나온 은하의 거시적 공간 분포(그림 12)가 우주의 구조를 잘 보여준다. 그림12에서 우리은하가 원의 중심에 있고, 이 중심으로부터의 은하 거리는 은하의 적색이동(거리의 척도)을 나타낸다. 하늘에서 얇은 띠로 보이는 영역에 있는 은하의 적색이동 분포를 보여준다. 적색이동 z=0.1은 약 10억 광년의 거리에 해당한다. 은하군, 은하단, 초은하단, 필라멘트 거대구조, 공동 등이 잘 보인다. 이와 같이 은하는 우주의 거대구조를 밝힐 수 있는 매우 중요한 도구이다. 매우 먼 우주를 보여주는 사진에서 은하의 크기와 모양, 색이 매우 다양하다(그림 13). 은하들의 거리는 적색이동값으로부터 추정할 수 있으며, 멀리 있는 은하들은 매우 작고 어두우며, 붉은 색으로 보인다. 이 중 가장 멀리 있는 은하는 132억 광년의 거리에 있다. 우주는 은하로 가득하다.