현대 은하의 연구에 대해 알아보자!

1944년, 네덜란드의 헨드릭 판더휠스트는 우리 은하의 성간 수소 가스가 21㎝선의 방출할 것이라고 예측했는데, 마침내 이 전파선은 1951년에 관측되었다고 합니다. 전파는 성간 물질에 흡수되지 않기 때문에 21cm 수소선의 도플러 효과는 우리 은하 전체에 걸쳐 수소 가스의 분포와 움직임을 조사할 수 있게 되었다고 합니다. 그 결과 우리 은하는 나선팔 구조를 가지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 현재 우리 은하 밖의 은하의 수소 분포도 전파 망원경의 발달로 인해 조사되고 있습니다.
1970년대에 베라 루빈은 수소선의 관측으로 얻은 은하의 회전 속도가 은하의 바깥쪽 부근에서도 느려지지 않는다는 것을 발견했습니다. 이로 인해 은하의 회전 속도 곡선은 은하의 별이나 가스 같은 물질만으로는 설명될 수 없어 다른 물질들이 필요하다는 것이 알려졌습니다. 이와 같이 "빛은 생산하지 않지만 질량은 있는 물질"을 암흑 물질이라고 합니다. 암흑 물질의 정체에 대해서는 여러 가지 설이 있지만, 여전히 불분명하며 현대의 물리학과 천문학이 해결해야 할 가장 중요한 문제 중 하나로 남아 있습니다.
1990년에는 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 관찰할 수 있게 되었습니다. 이 먼 은하들은 고적색편이 은하라고 불리고 있습니다. 예를 들어 1995년에 허블 우주 망원경은 100억 광년 이상 떨어진 은하도 포함하는 허블 딥 필드라고 불리는 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 획득했습니다. 한편 여러 가지의 사람의 눈에 보이지 않는 빛의 파장을 관측할 수 있는 기술이 발달함으로써 (예: 전파 망원경, 적외선 카메라, X-선 망원경) 이제는 여러 파장의 정보를 종합하여 은하의 특성을 이해하려는 노력이 이루어지고 있습니다.

은하의 형태와 분류는 어떻게 될까?

은하의 세 가지 기본 분류가 있는데 타원형, 나선형, 불규칙형입니다. 형태에 따른 은하의 구체적인 분류를 허블 분류라고 합니다. 그러나 허블 분류는 시각적 형상만으로 분류되므로 별의 생성률(폭발적 항성생성 은하)이나 은하핵의 활동성(활동 은하)과 같은 다른 중요한 특징을 놓칠 수도 있습니다.

타원 은하

허블의 분류 체계에서 타원 은하는 타원율에 따라 원 근처의 E0에서 찌그러진 모양의 E7로 세분화됩니다. 타원 은하는 타원형의 모양을 하고 있기 때문에 어떤 방향으로 보든 타원형을 이루고 있습니다. 타원 은하의 구조는 단순하고 성간 물질이 비교적 적습니다. 따라서 타원 은하에서는 새로운 별과 산개 성단이 적은 대신 임의의 방향으로 은하 중심을 공전하는 늙은 별들로 구성되어 있습니다. 이것은 타원 은하보다 훨씬 작은 구상 성단의 경우와 비슷합니다.
우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하입니다. 많은 타원 은하들이 은하 간의 상호작용으로 충돌하고 결합함으로써 만들어진 것으로 생각됩니다. 이렇게 해서 타원 은하들은 나선 은하와 비교하여 엄청난 크기로 자라게 되며 거대 타원 은하들은 일반적으로 큰 은하단의 중심 부근에서 발견됩니다. 폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌에 의해 발생한 것이며, 이것은 나중에 타원 은하를 형성할 수도 있습니다.

나선 은하

나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양으로 형성되어 있습니다. 나선팔들은 팽대부에서 바깥쪽으로 뻗어 있습니다. 허블 분류에서는 나선 은하를 S로 나타내며, 꼬인 나선팔의 정도와 팽대부의 크기에 따라 Sa, Sb, Sc로 분류합니다. Sa형은 나선팔이 단단하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대부가 비교적 큽니다. Sc형은 느슨하고 뚜렷한 나선팔이 있으며, 팽대부는 비교적 작습니다. sb는 두 개의 중간 정도입니다. 뚜렷한 나선팔이 없는 은하들은 양털 나선 은하라고 불리고, 나선팔이 두드러진 은하들은 웅대구조 나선 은하라고 불립니다.
나선 은하의 나선팔은 밀도파 때문에 발생하는 고밀도의 영역으로 여겨집니다. 별처럼 나선팔은 일정한 속도로 공전하지만 별보다 훨씬 느린 속도로 움직입니다. 별들이 은하원반에서 나선팔에 가까워질 때, 이 밀도가 높은 영역의 중력 때문에 별이 빠르게 움직이게 되고 나선팔에 모이게 되고, 일단 나선팔을 지나치게 되면 공전 속도가 다시 원래대로 느려집니다. 이러한 효과는 혼잡을 일으키는 고속도로와 종종 비교됩니다. 자동차의 정체가 발생해 혼잡한 구간이 은하의 나선팔에 해당된다고 합니다. 항상 자동차가 혼잡 구간으로 들어갔다가 다시 나가듯이, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 나가게 됩니다. 따라서 나선팔은 주위보다 밀도가 높고 새로운 별이 만들어지기 때문에 쉽게 눈에 띄는 것이라고 합니다.
많은 나선 은하들은는 팽대부에서 시작하여 외측 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 가지고 있는데 이를 막대 나선 은하라고 합니다. 허블 분류에서 SB로 표시되며, 일반 나선은하와 같이 SBa처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c가 뒤에 붙어 있습니다. 이 막대 구조은 밀도파나 은하 간 상호작용에 의한 일시적 구조라고 생각된다고 합니다. 많은 막대 은하들은 흔히 활동 은하핵을 가지기도 하는데, 이것은 때때로 막대 구조가 가스를 은하 중심부로 쉽게 보내는 역할을 하기 때문이라고 생각된다고 합니다. 
우리 은하는 직경 약 30 kpc, 두께가 약 1 kpc의 막대 나선 은하에 속합니다. 우리 은하는 약 2,000억개의 별들을 가지고 있고 태양의 질량보다 약 6,000억 배 큰 질량을 가지고 있다고 합니다.

렌즈형 은하

렌즈형 은하는 타원 은하와 나선 은하의 중간 특성을 가진 은하로 허블 분류에서 S0으로 분류됩니다. 막대 구조가 있다면 막대 렌즈형 은하(SB0)로 분류가 됩니다. 뚜렷한 나선팔은 보이지 않으며, 별의 분포는 타원 은하와 유사하다고 합니다.

기타 은하

특이 은하는 은하 간 상호작용 때문에 은하의 형태가 타원이나 원반과 달리 이상하고 특이하게 변형된 은하입니다. 대표적인 예가 은하의 팽대부만을 중심에 두고 별들과 성간 물질들이 고리 모양으로 둘러싸인 고리 은하입니다. 이 고리 은하는 작은 은하가 나선 은하의 중심을 관통해 형성된 것으로 생각된다고 합니다. 유명한 안드로메다 은하도 적외선 파장으로 관측했을 때 여러 개의 고리 모양을 가지고 있는 것으로 나타났는데, 이는 유사한 사건들에 의해 형성된 것으로 보인다고 합니다.
어떤 분류에도 속하지 않는 은하는 불규칙 은하로 분류가 됩니다. Irr-I형 은하는 타원이나 나선 은하와 구조가 비슷하지만 분류가 어려운 은하이고 Irr-II형 은하는 전혀 형태가 없기 때문에 허블 분류로 나누는 것이 거의 불가능한 은하입니다. 불규칙한 은하의 예로는 마젤란은하가 있습니다.

왜소 은하

비록 타원 은하나 나선 은하보다 덜 눈에 띄지만, 수적으로 봤을 때 왜소 은하들은 거의 모든 우주를 구성하고 있습니다. 왜소 은하들은 보통 우리 은하의 약 100분의 1 정도 크기에 불과하며, 약 10억 개의 별들로 이루어져 있습니다. 최근 발견된 아주 조밀한 왜소 은하들은 크기가 약 100pc 정도에 불과한 것들도 있습니다. 많은 왜소 은하들은 다른 큰 은하 주위를 공전하고 있는 위성 은하입니다. 예를 들어 이러한 수십 개의 위성 은하들이 우리 은하 주변에서 알려져 있으며, 그것들은 오늘날에도 여전히 발견되고 있습니다. 왜소 은하도 형태에 따라 타원 왜소 은하, 나선 왜소 은하, 불규칙 왜소 은하로 분류된다고 합니다.

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