타원은하

타원은하는 모양이 타원 또는 원형으로 보이면서, 나선팔과 같은 특별한 구조가 눈에 띄지 않는 은하이다. 타원은하는 모양이 단순하게 보이지만, 우주의 진화 연구에 매우 중요한 역할을 한다. 타원은하의 크기, 밝기, 질량은 매우 넓은 범위를 보여준다. 매우 작은 타원은하인 왜소타원은하의 질량은 태양 질량의 10억배이며, 매우 큰 타원은하인 거대타원은하는 태양 질량의 10조배에 이른다. 타원은하는 별, 성간물질, 암흑물질 등으로 이루어져 있으며, 질량의 대부분은 암흑물질이 차지하고 있다. 타원은하의 별은 대부분 나이가 수십 억 년 이상으로 매우 많은데, 이는 타원은하에서 우주 초기에 별이 대부분 만들어졌고, 그 후에는 거의 만들어지지 않았다는 것을 의미한다.

그림 1. 허블우주망원경으로 찍은 타원은하(M60)의 사진. 오른쪽위에 푸르게 보이는 은하는 나선은하(NGC 4647)으로서 타원은하와 전혀 다른 모습을 보여준다. 이 은하들은 처녀자리은하단에 속한다. (출처: )

목차

타원은하는 타원형태의 장축길이와 단축길이의 비율에 따라 E0(원형)-E7(많이 일그러진 타원)은하로 분류한다. 밝기에 따라서는 왜소타원은하,(보통) 타원은하, 거대타원은하 등으로 나눈다. 거대타원은하 중 일부는 보통 타원은하보다 매우 넓게 퍼져있는 모습을 보이는데, 이를 시디은하(cD은하)로 부른다. cD 은하는 종종 은하단의 중심부에서 발견된다. 무거운 타원은하는 가시광선 외에도 전파, 엑스선을 많이 방출한다.

그림 2. 허블 은하 분류도에 있는 타원은하의 종류. 원형으로 보이는 E0은하에서부터 많이 일그러진 E7은하까지 있다. ()

타원은하는 헤일로가 가장 중요한 구조이다. 헤일로의 중심에는 핵이 있는 경우가 있으며, 핵 속에는 매우 무거운 블랙홀이 있다. 헤일로는 두 가지로 이루어져있다. 첫 번째는 별헤일로로서, 영상에서 잘 보이는 부분에 해당한다(그림 1). 두 번째는 암흑헤일로로서, 별헤일로에 비해 훨씬 더 크고 무겁다. 그러나 암흑물질헤일로는 빛을 내지 않는 암흑물질로 이루어져 있어 영상관측에서 전혀 보이지 않는다. 과거에는 별헤일로가 한종류로 이루어져있다고 생각했으나, 최근 연구에 따르면 내부헤일로와 외부헤일로, 두 종류로 이루어졌있다고 알려지고 있다. 내부헤일로는 타원은하에서 처음 만들어진 것이고, 외부헤일로는 그 후 외부은하들과의 다양한 병합으로 오랜 시간에 걸쳐 만들어진 것으로 추정된다.

타원은하는 별, 성간물질, 암흑물질로 이루어져 있으며, 무거운 은하의 핵에는 대부분 초대질량블랙홀이 존재한다. 타원은하에서 나오는 가시광선의 대부분은 별에서 나온다. 이 별들은 질량이 태양보다 약간 작으면서, 나이가 수십억년내지 백억년으로서 매우 많다. 타원은하 내 성간물질은 온도가 백만도 이상인 고온 기체가 대부분을 차지하며, 이들은 엑스선을 많이 방출한다. 일부 은하에서는 차가운 성간물질도 발견된다. 암흑성운은 은하의 중심부에서 소량 발견되는 경우가 종종 있다. 무거운 타원은하는 회전을 하지 않거나 느리게 회전한다. 반면 가벼운 타원은하는 나선은하와 마찬가지로 빠른 속도로 회전하는 경우가 많다. 무거운 타원은하의 형태는 은하에 있는 별들이 각각 임의의 타원궤도로 회전하면서 생기는 역학적 압력에 의해서 유지된다.

많이 일그러진 타원은하와 렌즈형 S0은하의 옆모습은 비슷하게 보이지만, S0은하에는 원반이 있고, 타원은하에는 원반이 없다는 점에서 서로 다르다. 그러나 멀리 있는 경우에는 이 두 종류를 구분하기 어렵다. 일반적으로 타원은하와 S0은하를 합쳐서 조기형(early-type) 은하라고 부른다.

그림 3. 허블우주망원경으로 찍은 렌즈형(S0)은하 NGC 5866의 사진. 전체 모양은 타원은하와 비슷하지만 중앙에 납작한 원반(세로로 가로지르는 띠 모양이 원반의 옆모습을 보여준다)이 있다는 점에서 타원은하와 차별된다. 원반에서 검게 보이는 지역은 암흑성운이고 바깥 지역의 푸른 부분은 젊은 별들이 모여있는 곳이다. 은하의 중심부에서 원반의 양쪽으로 튀어나온 부분은 팽대부이고 바깥쪽에 넓게 뿌옇게보이는 지역은 헤일로이다.(출처: )

그림 3 렌즈형은하의 중심부에서 원반에 수직한 방향으로 둥글게 튀어나온 부분이 팽대부이며, 우리 은하의 경우에는 은하수에서 궁수자리 근처에 보이는 둥근 부분이 팽대부이다. 이러한 렌즈형은하의 중심부에 있는 팽대부는 타원은하의 헤일로와 비슷해보인다. 그러나 특성을 자세히 살펴보면 여러가지 차이를 보인다. 렌즈형은하의 팽대부와 헤일로를 함께 고려하면, 타원은하와 비슷한 점이 많이 보인다.

타원은하 중심핵에는 초대질량블랙홀이 있다. 초대질량블랙홀의 질량은 태양의 백만 배에서 수십억 배에 이른다. 그러나 블랙홀은 스스로는 빛을 내지 않으므로 영상에서는 전혀 볼 수 없다. 하지만 이 블랙홀 주위에는 블랙홀로 끌려들어가는 기체들이 회전하는 부착원반을 형성하는데, 이 원반에서는 엑스선 등 다양한 파장의 빛이 방출된다. 그러므로 무거운 타원은하의 대부분은 활동은하에 속한다. 은하핵의 양쪽 또는 한쪽에서 제트(jet)가 발견되는 경우도 종종 있는데, 이 제트는 전리된 물질(플라스마)이 원반에 수직한 양쪽 방향으로 거의 빛 속도로 방출되는 것이다.

그림 4. 허블우주망원경으로 찍은 M87의 사진. M87은 전체적으로 원형으로 보이는 타원은하이다. 은하의 중심에서 오른쪽으로 가늘고 길게 뻗어나가는 구조가 제트(jet)이다. 은하 주변에 보이는 작은 밝은 점 대부분은 M87에 있는 구상성단이다. (출처: )

그림 5에서 보는 것처럼 타원은하를 전파로 관측하면 가시광사진과 전혀 다른 모습으로 보인다. 가시광은 주로 은하에 있는 별에서 나오지만, 전파는 대부분 성간물질에서 나온다. 그러므로 타원은하에서는 성간물질의 분포가 별의 분포와는 전혀 다르는 것을 보여준다.

그림 5. 헤라클레스 자리에서 가장 무거운 타원은하인 3C348의 사진. 허블우주망원경으로 찍은 가시광사진 위에 매우거대한전파간섭계(Very Large Array)로 관측한 전파지도를 붉은 색으로 겹쳐 보여준다. 3C348은 타원은하 중에서 가장 무거운 cD은하이기도 하다. 이 타원은하의 전파사진은 은하의 양쪽으로 넓게 퍼져 나가는 모습을 보여주며, 타원의 모습을 전혀보여주지 않는다 . 이는 이 은하에서 성간물질의 분포가 별의 분포와 전혀 다르다는 것을 보여준다. (출처: )

은하단은 수백 또는 수천 개의 은하로 이루어진 거대한 은하계이다. 그림 5에서 보이는 것처럼, 무거운 타원은하는 이러한 은하단의 중심부에 많이 몰려있다. 가벼운 타원은하는 무거운 타원은하에 비해 숫자가 훨씬 많으며 은하단에서 더욱 넓은 지역에 퍼져 있다.

그림 6. 거대한 은하단 Abell 1689의 영상. 허블우주망원경으로 찍은 사진. 타원은하는 은하단의 중심부에서 많이 모여있음을 보여준다. (출처:)

타원은하는 다양한 질량을 가진 씨앗은하(seed galaxy)에서 시작되었다. 가벼운 씨앗은하의 수가 가장 많았고 무거운 씨앗은하는 매우 적었다. 우주 초기에 다양한 질량을 가진 타원은하가 만들어졌는데, 이때는 무거운 은하도 현재 은하에 비해 매우 작아서 밀집은하라고 부른다. 시간이 지나면서 가벼운 은하들은 무거운 은하 주위로 몰려들고, 무거운 은하는 이들과 합쳐지면서 질량과 크기가 여러 배 늘어나서, 더욱 무겁고 큰 은하가 되었다. 무거운 은하와 주변의 은하들은 합쳐서 은하단이 되었으며, 무거운 은하 중 일부는 시디은하(cD은하)가 되었다. 각 타원은하에서는 우주 초기에 별의 대부분이 만들어졌고, 그 후에는 별이 거의 만들어지지 않았다. 드물게 일부 은하에서는 기체가 남아 있어 최근까지도 별을 만드는 경우가 있다.

우리은하는 현재 나선은하이지만, 수십억년 후에는 안드로메다은하와 합쳐지면서 거대한 타원은하로 변할 것으로 예상된다. 그러므로 타원은하는 우리은하의 미래 모습이라 할 수 있다.