나선은하

나선은하는 나선팔이 보이는 원반은하(disk galaxy)를 말한다. 나선은하는 원반(disk)을 가지고 있으며 원반에는 종종 나선팔이 보인다. 나선팔에는 성간먼지와 성간기체가 몰려있으며, 별이 최근에 많이 태어나고 있다. 최근에 태어난 무겁고 밝은 별이 내는 빛 때문에 나선팔은 다른 부분에 비하여 밝게 보인다 (그림 1). 은하의 중심부에는 둥근 팽대부(bulge)가 있으며, 팽대부는 나이가 많은 별로 주로 이루어져있다. 팽대부의 중심에는 밝고 작은 은하핵이 있다. 은하핵의 중심에는 종종 매우 무거운 블랙홀(초대질량블랙홀)이 있다. 은하의 바깥부분은 둥근 헤일로(halo)가 차지하고 있다. 헤일로는 별헤일로와 이보다 크고 무거운 암흑물질헤일로로 이루어져 있다. 나선 은하는 빠르게 자전하는 경우가 많다. 나선은하의 예는 우리은하, 안드로메다은하, 소용돌이은하, 삼각형자리은하 등이다.

그림 1. 허블 우주망원경으로 찍은 막대나선은하 NGC 1300의 사진. 거대한 나선팔을 은하중심부와 연결시켜주는 막대구조가 잘 보인다. 나선팔에 있는 성간기체가 막대를 따라 은하의 중심부로 들어간다고 알려져있다. 나선팔은 온도가 높은 젊은 별들이 많아 푸르게 보이는 반면 막대와 팽대부는 나이가 많은 별로 이루어져 노란 색으로 보인다. (출처: )

목차

나선은하는 막대의 유무에 따라 막대가 없는 보통나선은하(S 또는 SA)와 막대가 있는 막대나선은하(SB)로 분류한다 (그림 2). 그리고 나선팔이 감긴 정도, 팽대부의 비중 등에 따라 a,b,c 등으로 분류하는데 a에 가까워지면 조기형, c에 가까워지면 만기형으로 부른다. 나선팔이 감긴 정도가 가장 많으면 a로, 가장 적으면 c로 분류한다. 원반은 있지만 나선팔이 보이지 않으면 렌즈형은하(S0)로 분류한다. 렌즈형은하는 나선은하와 타원은하의 특성을 함께 보인다.

그림 2. 허블 은하 분류도에 있는 나선은하의 종류. 크게 보통나선은하와 막대나선은하로 나누어진다. 타원은하와 나선은하의 중간지점에 렌즈형은하가 있다. ()

그림 3. 머리털자리은하단에서 가장 밝은 나선은하인 NGC 4921(SBab)의 허블우주망원경 관측 사진.(출처: )

밝은 나선은하의 지름은 대략 10만 광년이며, 질량은 태양의 1조배 정도이다 (그림 3). 그러나 나선은하의 크기와 질량은 매우 다양하다. 나선은하는 크게 보면 구형구조와 원반구조 성분으로 이루어져있다. 구형구조에는 거대한 헤일로와 팽대부가 있으며, 원반구조에는 나선팔과 막대 등이 존재한다. 팽대부의 중심에는 은하핵이 있고, 은하핵 속에는 초대질량블랙홀이 자리잡고있다.

그림 4. 대표적인 나선은하인 우리은하의 대략적 구조. 중심에 있는 검은 점은 은하핵이며, 각 파란점은 하나의 구상성단을 나타낸다. (출처: 강지수,이명균/한국천문학회)

그림 4는 대표적인 나선은하인 우리은하의 대략적인 구조를 나타낸다. 팽대부, 원반, 별헤일로, 암흑물질헤일로 등을 보여준다. 중심에는 은하핵(검은점)이 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 <10² K), 따뜻한 기체(온도: 10²- 10⁴ K), 그리고 뜨거운 기체(온도> 10⁶ K)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.

원반(disk)은 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, 나선은하 대부분은 외곽부분에서는 회전속도가 증가하거나 일정하지만 일부에서는 감소하는 경향을 보이기도 한다. 원반의 최대회전속도는 은하의 밝기와 매우 강한 상관관계를 보여주는데, 이를 발견한 천문학자의 이름을 따라 털리-피셔관계(Tully-Fisher relation)라고 부른다.

원반에는 나선팔이 여러 개 존재한다. 나선팔에는 차가운 성간물질이 몰려있으며 별이 계속 태어나고 있다. 나선팔에는 중성수소기체, 암흑성운, 젋은 성단과 별, 전리수소영역, 초신성잔해 등이 많이 몰려있다. 나선팔은 밀도파, 별생성지역의 전파, 은하의 상호작용 등으로 생긴다고 알려져있다.

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 부분(ansae 냄비손잡이)에서는 최근까지도 많은 별이 태어나고 있다.

나선은하의 중심부에는 작고 밝게 보이는 은하핵이 있다. 이 은하핵은 밝고 무거운 성단과 같은 특성을 보이거나 활동은하핵(AGN)과 같은 특성을 보인다. 나선은하 대부분은 은하핵의 중심부에 초대질량블랙홀을 가지고 있다. 이 블랙홀 주변에서는 물질이 블랙홀로 끌려 들어가면서(부착) 강한 엑스선과 전파를 방출한다.

원반의 중심 근처에 불거져나온 둥근부분을 팽대부라고 한다(그림 3). 팽대부는 구형 또는 타원체 모구조를 가지고 있다. 팽대부는 주로 나이가 많고 중원소함량이 많은 별들로 이루어져 있다. 나선은하의 형태가 조기형으로 가면서 팽대부가 상대적으로 밝고 커진다.

헤일로는 구형에 가까운 모형을 하고 있으며, 별헤일로와 암흑물질헤일로 이루어져있다. 별헤일로는 별, 구상성단, 왜소은하, 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.

나선은하 원반의 회전이나 구상성단과 위성은하의 운동 등을 통하여 나선은하 전체 질량의 대부분을 암흑물질이 차지하고 있음이 알려졌다. 은하 중심이나 원반에서는 별과 기체들이 질량의 대부분을 차지하고 있지만 중심에서 먼 헤일로에서는 암흑물질이 질량의 대부분을 차지한다. 이 암흑물질의 정체는 아직 밝혀지지 않았다. 암흑물질의 후보로는 양성자, 중성자 및 전자로 이루어진 보통 물질들과는 상호작용을 잘 하지 않는 미지의 소립자가 제시되었지만 아직 실험적으로 확인되지는 않았다.

일부 나선은하는 은하핵이 상대적으로 매우 밝으며, 이런 은하핵은 활동은하핵의 특성을 보인다. 활동은하핵은 스펙트럼에서 보통은하핵과 매우 다른 특이한 현상을 보이는 은하들이다. 강한 방출선을 보이는 시퍼트(Seyfert)은하가 활동성을 보이는 대표적인 나선은하이다.

우리은하는 밝은 나선은하의 대표적인 예인데, 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 팽대부와 헤일로가 먼저 만들어졌다. 따라서 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. 이후 다양한 왜소은하들을 병합하면서 현재의 모습이 되었다.