우리은하

우리은하는 우리가 속한 은하이다. 보통 '은하계'라고도 불리지만, 은하들이 모인 임의의 계를 의미할 수 있기 때문에 학계에서는 우리은하를 지칭할 때 '은하계'라는 용어를 사용하지 않는다. 밤하늘에서 보이는 천체 중에서 가장 거대한 구조인 은하수가 우리은하의 대표적인 구조이다(그림 1). 은하수는 우리말로 미리내라고 한다. 우리은하의 크기는 지름 수십만 광년이며, 질량은 태양의 약 1조배이다. 그리고 별, 성간물질, 암흑 물질 등으로 이루어져 있다. 우리은하의 영어 이름은 Our Galaxy, The Milky Way Galaxy, The Galaxy, The Milky Way 등이 사용된다. 영어에서 우리은하는 첫글자를 대문자로 표기하며, 일반적인 은하는 소문자(galaxies)로 표기한다. 영어형용사 galactic는 우리은하에만 사용된다. 예를 들면 galactic clusters는 우리은하의 성단을 의미한다. 1925년 허블(Edwin Hubble)에 의해 안드로메다성운이 외부은하라는 사실이 밝혀지기 전까지 우리은하가 우주의 전체라고 믿었었다. 현대우주론에서 1917년 아인슈타인(Albert Einstein)이 발표한 최초의 우주론 모형(정적우주모형)은 우리은하에 있는 별들의 관측 결과를 바탕으로 하여 우주가 정적이라고 가정하고 세워졌다. 이후 외부은하에 대한 연구가 진행되면서 우리은하는 우주의 무수히 많은 은하 중 하나라는 사실이 확인되었다.

그림 1. 칠레에서 찍은 남반구 은하수의 영상. 은하수가 반원으로 보인다. 사진의 왼쪽에는 대마젤란 은하(아래 쪽)와 소마젤란 은하(윗 쪽)가 보인다. (출처: )

목차

우리은하의 형태는 막대나선은하(SBbc)로 분류된다. 우리은하의 지름은 대략 10만광년이며, 질량은 태양의 1조배 정도이다. 우리은하는 크게 보면 구형구조와 원반구조 성분으로 이루어져있다. 우리은하의 중심은 하늘에서 궁수자리 방향에 있다. 태양계는 원반(disk)에 있으며, 우리은하의 중심으로부터 2.6만 광년 떨어져 있다. 구형구조로는 거대한 헤일로(halo)와 팽대부(bulge)가 있으며, 원반구조에는 나선팔과 막대 등이 존재한다. 중앙팽대부의 중심에는 은하핵이 있고, 은하핵 속에는 매우 무거운 블랙홀이 자리잡고있다. 우리는 우리은하 속에 있으므로, 우리은하의 전체 모습은 직접 볼 수 없다. 그러나 다양한 관측 자료를 분석하여, 우리은하 전체의 모습을 파악하게 되었다(그림 2). 또한 우리은하와 비슷한 특성을 가지는 외부은하의 모습으로 우리은하의 모습을 이해할 수 있다.

그림 2. 우리은하의 대략적 구조. 중앙팽대부, 원반, 별헤일로, 암흑물질 헤일로 등을 보여준다. 검은 점은 은하핵을, 빨간 별표는 태양의 위치를 나타낸다. 파란 원은 구상성단을, 황토색 타원은 위성은하를 나타낸다. 노란색 얇은 부분은 원반에 대한 측면도를 보여준다.(출처:강지수,이명균/천문학회)

밤하늘에 보이는 은하수의 모습이 우리은하 원반의 측면 모습을 보여준다(그림 3). 원반은 두께에 따라 얇은 원반과 두꺼운 원반으로 나눈다. 얇은 원반에는 차가운 성간물질이 몰려 있다. 두꺼운 원반에는 성간물질은 없으며, 나이가 비교적 많은 별이 많다. 원반은 빠른 속도로 회전하고 있다. 은하 중심에서 떨어진 거리에 따라 회전속도가 변하는데, 은하의 외곽부분에서는 회전속도가 대체로 일정하다. 태양은 초속 약 220 킬로미터의 속도로 은하 중심에 대해 원운동하고 있다.

그림 3. 360도 전체 하늘에 걸친 은하수의 모습. 우리은하의 측면도이다. 은하수 아래쪽에 대마젤란 은하와 소마젤란 은하가 보인다.(출처: )

원반에는 나선팔이 여러 개 존재한다. 나선팔에는 차가운 성간물질이 몰려있으며 별이 계속 태어나고 있다. 나선팔의 구조는 중성수소기체, 젋은 성단과 별, 전리수소영역 등의 분포로 알아낼 수 있다. 그림4는 다양한 관측으로 알아낸 네개의 거대한 나선팔과 몇 개의 작은 가지들로 이루어진 우리은하의 원반 모습의 상상도이다.

그림 4. 우리은하의 평면도. 다양한 관측 자료를 바탕으로 재구성한 우리은하 원반의 모습. 여러 개의 나선팔과 중심부에 둥근 팽대부와 길쭘한 막대가 보인다. 은하좌표계의 원점은 태양에 있으며, 은하 중심 방향이 기준이다. (출처: )

그림 5. 우리은하와 비슷한 나선은하 UGC 12158의 허블우주망원경 관측 영상.(출처: )

막대는 나선팔과 은하의 중심부를 연결하는 다리 역할을 한다. 막대는 나선팔에 있는 성간기체를 은하의 중심부로 운반한다고 여겨진다. 막대에는 주로 나이가 많은 별로 이루어져 있지만, 성간 먼지와 성간기체도 발견된다. 막대와 나선팔이 연결되는 부분에서는 최근까지도 많은 별이 태어나고 있다.

은하중심핵에는 젊은 별과 젊은 성단이 존재한다. 이 별들은 타원 궤도를 따라 중심핵의 주위를 회전하는데, 이 운동궤도를 조사하여 은하중심부에 태양질량의 4백만 배나 되는 초대질량블랙홀이 있음을 알아냈다. 이 블랙홀 주변에서는 강한 엑스선과 전파가 나오고 있다.

원반의 중심 근처에서 불거져나온 둥근부분을 중앙팽대부(bulge)라고 한다(그림 6). 중앙팽대부는 주로 나이가 많고 중원소함량이 많은 별들로 이루어져 있다.

그림 6. 남반구 칠레에서 보이는 은하수 중심부의 영상. 앞에 보이는 천문대는 KMTNET 망원경이 설치되어 있는 관측소이다. 중심에 밝게 보이는 두꺼운 부분이 우리은하의 중앙팽대부이다. 팽대부의 중심에 은하핵이 있고, 은하핵의 중심에 매우 무거운 블랙홀이 있다. (출처: )

헤일로는 구형에 가까운 모형을 하고 있으며, 별헤일로와 암흑물질헤일로 이루어져있다. 별헤일로는 별, 구상성단, 왜소 은하, 뜨거운 성간기체 등을 포함하고 있다. 헤일로에 있는 별의 밀도는 매우 낮아서 일반 사진에서는 잘 보이지않는다. 암흑물질헤일로는 암흑물질로 이루어진 거대한 구형구조로서 별헤일로의 바깥까지 분포하고 있으며, 은하 질량의 대부분을 차지하고 있다.

우리은하에서 빛을 내고 있는 구성원은 항성, 성단, 성간물질 등이다. 성단은 나이가 적은 산개성단과 나이가 매우 많은 구상성단으로 이루어져 있다. 성간물질은 성간기체와 약간의 성간먼지(성간티끌)로 이루어져 있다. 성간기체는 온도에 따라 차가운 기체(온도 <백K), 따뜻한 기체(온도: 수백-수만K), 그리고 뜨거운 기체(온도>백만K)로 나눈다. 차가운 기체는 주로 전파와 적외선에서 관측되며 중성수소운, 분자운 등이 있다. 따뜻한 기체는 가시광을 포함한 다양한 파장에서 관측되며, 전리수소영역, 초신성잔해, 행성상성운 등이 있다. 뜨거운 기체는 주로 엑스선과 자외선에서 관측된다.

우리은하 원반의 회전, 구상성단과 위성은하의 운동 등을 통하여 우리은하 질량은 대략 태양질량의 1조배 정도이며, 전체 질량의 90퍼센트 이상을 암흑물질이 차지하고 있음을 알아냈다. 은하 중심이나 원반에서는 별과 기체들이 질량의 대부분을 차지하고 있지만 중심에서 먼 헤일로에서는 암흑물질이 질량의 대부분을 차지한다. 이 암흑물질의 정체는 아직 밝혀지지 않았지만 양성자, 중성자 및 전자로 이루어진 보통 물질들과는 잘 상호작용하지 않는 소립자들일 것으로 추정된다.

과거에 우리은하의 형성을 설명하기 위해 두 가지 이론이 제시되었다. 첫 번째는 회전하고 있는 거대한 원시은하운이 자체 중력에 의해 빠르게 수축하면서 현재의 우리은하가 만들어졌다는 이론이다. 두 번째는, 오랜시간에 걸쳐 외부에 있던 왜소은하들이 우리은하로 들어오면서 현재의 우리은하가 되었다는 이론이다. 현재는 두가지를 결합한 이론으로 우리은하의 형성을 설명하고 있다. 약 130억년 전에 암흑물질 헤일로의 중심부에서 바리온 물질이 수축하면서 중앙팽대부와 헤일로가 먼저 만들어졌다. 그러므로 이곳에 있는 별들은 나이가 매우 많다. 그 후 시간이 지나면서 성간물질이 모여 회전하는 납작한 원반이 만들어졌다. 원반에서는 나선팔이 생겨났고, 나선팔에서는 성간물질의 밀도가 높아, 별이 계속 만들어졌으며, 현재까지 별이 태어나고 있다. 원반에서 46억년전에 태양계가 탄생했다. 한편 우리은하와 안드로메다은하는 빠른 속도로 서로 가까워지고 있다. 앞으로 수십억년 후에는 두 은하가 합쳐지면서 더 무거운 타원은하가 될 것으로 예상된다.(안드로메다 은하 참조).

국부은하군(The Local Group)은 우리은하가 속한 은하군이다. 우리은하는 안드로메다 은하와 함께 국부은하군에서 가장 밝고 무거운 구성원이다. 우리은하 주변에서 수십개의 위성은하가 발견되었으며, 아직도 계속 발견되고 있다. 이 위성은하들은 모두 왜소은하이다. 왜소은하 중에서 어두운 은하들은 특히 암흑물질이 차지하는 비율이 매우 높다. 이 왜소은하들은 알려진 왜소은하 중에서 가장 가까운 거리에 있으므로 왜소은하의 특성을 가장 자세히 관측할 수 있어 매우 귀중한 연구 대상이다.

우리은하에 있는 구성원들은 알려진 같은 종류의 천체 중에서 가장 가까운 거리에 있으므로 그 특성을 가장 자세히 조사할 수 있다. 그러므로 우리은하는 우주론 연구에 중요한 역할을 한다. 이런 우주론을 근거리 우주론(Near Field Cosmology)이라고 한다. 예를 들면 가장 나이가 많은 구상성단이나 왜소은하의 나이를 측정하면 우주 나이의 하한값을 알 수 있고, 이들의 원소분석으로 우주 초기의 핵합성 과정을 이해할 수 있다. 또한 이들의 초기 별생성역사를 조사하면 우주 초기에 별이 태어나는 과정을 밝힐 수 있다. 암흑물질의 정체도 우리은하에 대한 연구를 통하여 밝혀질 것으로 예상된다.