은하계
은하계(銀河系)는 은하를 이루고 있는 항성을 비롯한 수많은 천체의 집단을 말한다. 항성, 성단(星團), 가스상 성운, 성간진, 성간가스 따위로 이루어져 있다. 태양계는 은하계의 한 부분이다. 우리 은하(―銀河, Our Galaxy) 또는 은하수 은하(銀河水銀河, Milky Way Galaxy)라고도 한다.
개요[편집]
은하계 또는 우리 은하, 은하수 은하는 태양계가 속해 있는 은하이다. 우리가 속해 있는 곳이기 때문에 단순히 "은하" 또는 "은하계"라고도 불린다. 라니아케아 초은하단, 처녀자리 초은하단, 국부은하군 내에 위치한다. 은하수는 지구에서 보이는 우리 은하의 부분으로, 천구를 가로지르는 밝은 띠로 보인다. 이 밝은 띠는 다수의 별들로 이루어져 있다. 은하 중심부가 있는 궁수자리 방향에서 가장 밝게 보인다. 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로 남십자자리까지에 이른다. 황도에 대한 경사로 보아, 이는 은하면에 대한 태양계 대부분의 행성 궤도면(≒황도면)이 기울어져 있다는 것을 뜻한다. 은하가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 곧 태양계가 은하면에서 그리 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 뜻한다. 우리 은하에는 은하의 중심과 은하의 북극이 존재하는데, 원기 B1950으로 측정한 북극의 적경과 적위는 12h 49m, +27.4˚였다. 또한 우리은하에는 4000억 개의 별이 있다고 밝혀졌다.
은하계는 천구상에 은하수를 형성하는, 태양계가 포함된 은하를 말한다. 막대나선은하로서 지름 1만 6000광년의 구형 중심부와 그 주위에 9만 8000광년 지름에 3000광년 두께의 원판이 존재한다. 태양은 은하면 위에 있으며, 중심에서 약 3만 3000광년 떨어져 있다. 은하의 원판은 회전운동을 하며, 태양은 2억 5천만년 주기로 은하중심을 공전한다. 외부은하(外部銀河)인 galaxy와 비교하기 위해 The Galaxy로 표기한다. 은하계는 4개의 막대를 가진 막대나선은하이며 Sbc형에 속한다. 일반적인 별의 분포는 밝은 별인 경우 비교적 천구상에 균일하게 분포되어 있지만 어두운 별들은 은하적도에 많이 집중되어 있기 때문에 띠 모양으로 보이는 은하수를 형성하고 있다. 은하계는 약 1만 6000광년의 지름을 갖는 구형의 은하중심부와 그 주위에 9만 8000광년의 지름과 3000광년의 두께를 갖는 평평한 원판(disk)이 존재한다. 이를 은하면이라 하며 태양은 이 은하면에 위치하고 은하중심에서 약 3만 3000광년의 거리에 있다.
그 이외 부분은 지름 16만 광년의 타원체로 된 은하무리(galactic halo)가 있어 은하계 주위를 둘러싸고 있다. 은하계 내의 별의 분포는 젊고 중금속 함량비가 많은 O나 B형, 또는 산개성단(散開星團)의 종족 I에 속한 별들은 은하면에 강하게 집중되어 있는 반면, 종족 Ⅱ에 속한 나이가 들고 중금속 함량비가 작은 구상성단(球狀星團)은 은하 중심부나 은하무리에 위치하고 있다. 일반적인 나선팔들 사이의 거리는 5000광년이며 팔들의 평균두께는 2000광년 정도이다. 태양 근처에서의 나선팔의 방향은 은경 63°에서 243° 방향이다. 은하면에는 4개의 팔이 지나가는데 은하중심에서 거리가 4만 광년 되는 맨 바깥쪽에 있는 팔을 페르세우스 팔(Perseus arm), 3만 4000광년의 거리에 태양을 지나는 백조 팔(Cygnus arm), 그리고 맨 안쪽에 은하중심으로부터의 거리가 2만 8000광년 떨어진 곳에 있는 궁수 팔(Sagittarius arm), 페르세우스 팔과 함께 주요 나선팔 중 하나인 방패-남십자 팔(Scutum-Centaurus arm)로 나뉜다.
은하의 회전은 원판의 중심부(9800광년)에서는 회전속도가 은하중심에서의 거리가 증가함에 따라 증가하는 강체회전운동(剛體回轉運動)을 하지만 외부에서는 회전속도가 일정하거나 약간 감소하는 차등회전을 보이고 있다. 1927년 네덜란드의 J.H.오트는 초거성(超巨星), 세페이드 변광성(變光星)과 O형별들의 고유운동으로부터 거리를 구하고 그들의 시선속도를 구함으로써 은하의 차등회전에 관한 상수값 A와 B를 얻었다. 이 값들은 계속적인 관측에 의해 수정되어 1964년 국제천문연맹(IAU)은 A＝15 kms-1 kpc-1과 B＝－10 kmS-1 kpc-1값을 채택하여 이를 우리은하의 회전상수로 사용하고 있다. 태양의 경우 그 회전속도는 매초당 250 km이며 이는 은하중심에 대한 태양의 공전주기가 2억 5천만 년이라는 뜻이 된다. 이는 지질시대 석탄기 말 이후에 태양이 은하계 중심 둘레를 한바퀴 돈 셈이 된다.
은하계의 질량은 안드로메다은하와 비슷한 태양의 1400억 배이며 그 절대안시등급(絶對眼視等級)은 －20.5등급이다. 은하계 내의 평균밀도는 약 4×20⁻²⁴g/3로서 이는 1cm³당수소원자가 3개 정도 있는 상태로 거의 진공에 가까운 상태이다. 오리온·황소·큰개 등 북반구의 겨울 하늘에서는 조기(早期)형의 밝은 별들은 거의 대부분 이 은하수의 남쪽에 있으며, 북반구의 여름 하늘에서는 백조·거문고 등의 밝은 별이 대부분 그 북쪽에 위치한다. 이를 굴드대(Gould’s belt)라고 하며 약 2300광년의 길이에 230광년의 두께로 되어 있다. 이 대에는 많은 밝은 별과 많은 양의 은하성운들이 있으며 그 질량은 태양의 20만 배 정도이다. 은하면은 지구의 적도면에 비해 62°36' 기울어져 있으며 은하중심의 위치는 α＝17ʰ42.4 ͫ, δ＝－28°55'(1950년)이다. 은하 북극의 적경은 12h 51m 26s, 적위는 +27도 07분 48초이다. 은하계의 나이는 약 120억 년으로 추산되며 이는 은하계 내에 가장 오래된 구상성단(球狀星團)으로부터 구해진 값이다.[1][2][3]
명칭[편집]
한국어에서는 '우리 은하'라는 명칭이 널리 쓰인다. 영어로는 'the Milky way', 'the Galaxy'라고 하며, 보다 엄밀히 구분할 필요가 있을 경우에는 'Milky way galaxy', 'Home Galaxy' 등의 표현도 사용한다. 중국어와 일본어에서는 통상적으로 '은하계(銀河系)'라고 불리며, 일본어의 경우 마찬가지로 구분할 필요가 있을 때에는 '태양계 은하(太陽系銀河)' 또는 '아마노가와 은하(天の川銀河)'라는 용어도 사용한다. '아마노가와'는 '은하'에 대한 일본 고유어식 표현으로 '미리내 은하'와 비슷한 작명이다. 중국어의 경우 우리 은하만 은하라고 부르며 나머지 은하들은 성계(星系)라는 다른 단어를 쓴다.
천문학적 개념으로서의 은하가 발견되기 전, 영어의 '밀키 웨이(the Milky way)'나 한자어 '은하(銀河)' 등은 모두 밤하늘의 은하수를 가리키는 단어였다. 유럽에서는 그리스 로마 신화에 연유한 명칭으로, 동아시아에서는 '은빛 강'으로 보았던 것이다. 이 은하수는 우리 은하의 단면을 은하 내부에 존재하는 지구에서 바라보는 모습으로, 태양계가 위치하는 오리온자리 나선팔 부분이 별들이 빼곡하게 모인 원반 안에 있기 때문에 마치 밤하늘을 한 바퀴 감싸는 강의 형태로 보이게 된 것이다. 이 은하수를 중심으로 늘어선 별들 대부분은 우리 은하에 속한 별이며, 지구에서는 우리 은하 밖의 별은 관측하기 어렵다.
우리 은하의 '우리'를 고유명사(이름)로 오해하는 경우도 있으나, 우리 집, 우리나라와 같은 조어법이다. 영어로 Our Galaxy, 즉 우리 인류가 현재 살고 있는 은하, 지구를 비롯한 태양계가 이 은하에 속해 있기 때문에 그냥 '우리 은하'라고 부르게 된 것이다. 1970년대에는 일본 천문학 서적의 영향으로 우리 은하라는 말보다는 은하계라는 일본식 표현이 더 널리 쓰였지만, 세월이 흐르며 우리 은하라는 표현이 정착되었다. 이름에 띄어쓰기를 하지 않고 '우리은하'라고 표기하는 경우도 늘고 있다. 대표적으로 위키백과의 문서에서는 문서명을 '우리은하'로 표현하고 있다. 이는 실생활에서나 통용되는 것일 뿐, 아직까지도 정부 및 공문서나 뉴스 등 공적인 곳에서는 '우리 은하'라고 표기하는 것이 맞는 표현이다. 또 국립국어원도 '우리 은하'가 맞다고 하고 '우리은하'는 허용사항으로 본다. 우리나라와 우리 나라의 차이와 비슷한 문제라고 할 수 있다.
간혹 영어 명칭을 그대로 읽어서 '밀키웨이 은하'라고 쓰는 경우나, 번역하여 '은하수 은하'라는 이름을 쓰는 경우가 있다. 이는 다른 은하와 혼동되지 않게끔 우리 은하를 고유명사로 부를 필요가 있을 때 쓰는 방법이다. SF소설에서 특히 자주 쓰이는데, 외계 문명, 인류의 우주 진출, 특히 다른 은하의 영역까지 진출한 상황을 다룰 때 '우리 은하'라는 명칭은 적절치 않기 때문이다. 이런 창작물에서 밀키웨이 은하를 일컫는 또다른 표현으로 '고향 은하', '테라 은하', '지구 은하', '태양 은하', '라니아케아 은하', '국부 은하' 같은 이름이 있다.[2]
형태[편집]
지구가 속한 은하이지만, 아이러니하게도 우리 은하의 전체 모습을 관측하는 것은 현재 불가능하다. 확실하게 모양을 파악하려면 다른 은하를 관측하듯이 우리 은하 바깥에서 관찰을 해야 하는데 아직 인류의 활동 범위는 겨우 인공물이 태양계 외곽을 겨우 벗어나는 수준이라 우리 은하를 외부에서 관찰할 방법도 없고 촬영한 사진도 존재하지 않는다. 모든 것은 우리 은하의 모습을 추정한 상상도 뿐. 우리 은하의 지름이 87,000 광년이기 때문에, 이 광경을 찍으려면 못해도 몇 만 광년 너머에서 찍어야 하고, 설사 여차저차해서 찍을 수 있더라도, 정보 전달 속도 역시 빛의 속도를 초과할 수는 없으므로 사진 정보를 수신하는 데에만 몇 만 년이 걸릴 것이기 때문이다. 즉 우리는 오직 우리 은하 안에서 은하의 일부를 보는 수밖에 없는데 내부에서 바라본 은하의 모습은 당연히 원반의 단면을 보게 되므로 길쭉한 모습으로 보이게 된다. 이것이 우리가 은하수라고 부르는 모습이며 은하수의 모습은 곧 우리 은하의 단면이기에 마치 무수한 천체의 강이 흘러가는 것처럼 길다란 형태로 보이게 된다. 또한 계절에 따라 우리가 우리 은하를 바라보는 방향이 바뀌는데 여름에는 천체밀도가 높은 은하 중심부 쪽이 보이기 때문에 은하수도 더 밝고 굵게 보이며 겨울에는 반대로 천체밀도가 낮은 은하 바깥쪽을 향하므로 은하수도 옅고 볼품없게 보인다.
우리 은하가 원반의 형태를 하고 있다는 건 18세기 허셜 때부터 이미 널리 알려져 있었으나, 가시광선 영역에서는 원반에 분포한 두꺼운 먼지층에 의해 건너편의 정보가 가로막혀 우리 은하의 전체 구조를 파악하기가 힘들었다. 여기에 영향을 덜 받는 전파나 적외선 영역의 관측 기술이 발달하면서 우리 은하의 항성들 및 분자운의 분포가 나선 구조를 따른다는 점이 분명해졌고, 우리 은하의 종류가 외부 은하 중에서도 자주 발견되는 형태인 나선 은하에 해당한다는 것이 밝혀졌다.
과거에는 안드로메다 은하와 모습이 완전히 닮은 정상나선은하로 간주하여, 우리 은하는 중심의 은하핵과 4개의 나선팔을 가진 형태로 그려지는 경우가 많았다. 그런데 1990년대부터 천문학자들이 우리 은하에 막대구조가 있는 듯하다는 의견을 내놓았다. 그리고 2005년 스피처 우주 망원경으로 관측해, 우리 은하 중심부의 막대구조를 공식 확인했다. 그리고 우리 은하의 팔도 막대구조 끝에서 뻗어나온 2개의 나선팔이 있고, 여기서 가지치기한 2개의 나선팔이 더 있는 전형적인 막대나선은하(허블 분류에 따르면 SBbc형) 형태임이 드러났다. 덕분에 2005년 이후로는 우리 은하를 그릴 때 막대 나선 은하로 그린다.[2]
구조[편집]
원반(Disk)
나선팔이 위치한 부분. 우리 은하 생성 초기의 폭발적 항성 탄생이 끝난 뒤 남은 가스가 각운동량에 의해 회전하면서 회전축 방향으로 납작해져 상대적으로 나중에 탄생한 부위이며, 덕분에 젊은 별들로 이루어져 있다. 가스와 먼지의 밀도가 높아 현재까지도 별이 활발하게 탄생하는 구역이다. 우리 은하의 대부분의 별이 위치한 곳이며, 성운과 산개성단들도 모두 이 지역에 분포한다. 여기에 속한 별들은 은하 중심을 원에 가까운 궤도로 질서 있게 시계방향으로 공전하고 있는데, 이들 중 나이가 많은 별일수록 수직 방향의 운동속도가 커서 상대적으로 두껍게 분포하는 경향이 있다. 이 때문에 원반을 '얇은 원반(Thin Disk)'와 '두꺼운 원반(Thick Disk)'의 세부 분류로 나눌 수 있다. 얇은 원반은 두께가 600광년 정도밖에 되지 않으며 이 영역에서 우리 은하의 항성 탄생의 대부분이 이루어진다.
태양은 얇은 원반에 소속되어 있으며 우리 은하 중심을 약 2억 3000만 년의 주기로 공전하고 있다. 수직 방향으로도 6000만 년의 주기로 진동하고 있다. 3000만 년에 한 번씩 은하 원반을 통과한다는 것이다. 공전방향과 궤도는 현 위치를 기준으로 거문고자리 1등성 베가쪽으로 은하중심을 수평으로 두었을때 은하중심으로 부터 60도의 각도로 공전을 진행하고 있다. 현재는 은하 원반 윗 쪽으로 약 100광년 정도 높이로 떠오른 상태다. 사실 이렇게 설명하면 이해하기 어려운데, 은하와 태양을 모두 3차원 세계로 본다면 태양계는 은하의 중력에 사로잡혀 은하 중심의 뒷꽁무니를 나선형으로 돌면서 따라가고 있는 것이다. 우리 은하 역시 한 곳에 고정되어 있는 게 아니라 거대 인력체 방향으로 움직이고 있기 때문이다. 이로 인해 태양을 포함한 우리 은하의 모든 별의 공전 속도는 위치에 관계없이 태양과 비슷한 속도로 공전하게 된다, (200~250km/s)
원반에 분포하는 두꺼운 먼지와 가스층은 빛을 차단하기 때문에 우리 은하 바깥의 천체를 연구하려는 천문학자들에게 주요 방해물로 작용한다. 이를 성간 소광이라 하며 이 효과는 은하수 방향을 관측할 때 극대화된다. 이 영역을 회피대(Zone of Avoidance)라고 하며, 이러한 이유로 마페이 은하군이나 G007.47+00.05, W50, W51등의 극히 일부의 천체를 제외하면 은하수 너머로의 관측은 잘 이루어지지 않는다. 주요 나선팔은 직각자자리 팔, 방패-남십자자리 팔, 궁수자리 팔, 오리온자리 팔, 페르세우스자리 팔, 백조자리 팔이 있고 그 가운데서도 2개의 주요 나선팔은 방패-센타우루스자리 팔과 페르세우스자리 팔이다.
팽대부(Bulge)
원반의 중심부에 볼록 튀어나온 부분으로 항성들이 매우 빽빽하게 뭉쳐 있다. 과거에는 회전 타원체, 즉 찐빵 형태일 것으로 주로 예상되었으나 정밀 관측을 통해 실제로는 막대 형태를 하고 있다는 것이 밝혀졌다. 별자리로는 궁수자리에 위치해 있으며 실제로도 이 구역에서 은하수가 가장 밝고 두껍게 보이는 것을 확인할 수 있다. 막대의 폭은 약 3만 광년 정도이며 그 모양은 시선 방향에서 시계 방향으로 약 30도가량 회전한 형태이다. 독수리자리 방향의 벌지가 전갈자리 방향의 벌지보다 약간 더 가깝게 위치해 있다. 우리 은하의 탄생 초기에 엄청난 항성 탄생과 초신성 폭발을 겪은 곳으로 대부분이 늙은 별들로 이루어져 있지만 금속 함량은 천차만별로 나선팔 수준으로 높은 별들도 있다. 우리 은하의 벌지는 막대나 땅콩 형태의 '유사 벌지(Pseudobulge)'인 것으로 추정되지만 타원형의 '고전적 벌지(Classical Bulge)' 또한 중첩된 상태로 가지고 있다는 주장이 있다.
중심부에는 그 유명한 궁수자리 A*가 위치하고 있지만, 두꺼운 먼지층으로 인해 해당 영역은 가시광선으로 관측이 불가능하다. 우리 은하의 팽대부는 일반적인 막대(타원체) 모양보다는 땅콩 모양에 더 가깝다는 것이 2013년 밝혀졌다. 이전까지는 은하 원반의 두꺼운 먼지에 가로막혀 우리 은하 중심부의 모습을 자세히 확인할 수 없었는데, 먼지를 꿰뚫어볼 수 있는 적외선 천문학의 발달로 팽대부에 있는 수백만 개의 별들의 분포를 관측하고 분석할 수 있게 되었다. 이로써 우리 은하가 막대 나선 은하라는 증거는 한층 더 확실해졌다.
헤일로(halo)
은하의 원반과는 독립적으로 은하 중심을 공전하는 별들이 이루는 타원체 형태의 구조. 은하에서 중심부와 원반을 제외하고 보면 주변에 희미한 후광 같은 것을 볼 수 있는데, 보통 사진에서 후광은 중심 광원의 빛이 반사, 회절되어 발생하는 반면, 은하 사진에서 보이는 헤일로는 실제 별들이 내는 빛에 의해 생기는 것이다. 헤일로의 밝기는 대부분 매우 희미하지만 거대 타원 은하나 솜브레로 은하(M104)와 같이 헤일로가 크고 밝아서 벌지와 구분이 되지 않는 예도 존재한다.
우리 은하의 헤일로는 두 가지로 나누어지는데, 안쪽의 '내부 헤일로(Inner Halo)'는 우리 은하가 처음 탄생될 때 생겨난 별들이 그대로 있는 구역으로 나이도 가장 많고 금속 함량도 가장 적은 곳이며, 바깥쪽의 '외부 헤일로(Outer Halo)'는 내부 헤일로가 만들어진 뒤 왜소 은하들이 우리 은하에 합병되며 만들어졌기 때문에 상대적으로 나이가 적다.
우리 은하를 포함한 대부분의 은하의 헤일로는 그 밝기가 보잘 것 없기 때문에 별로 중요하지 않아 보이지만 사실 우리 은하의 헤일로는 원반과 벌지에 존재하는 별과 가스들을 합친 것보다도 훨씬 무거운 질량을 가지고 있다. 우리 은하 질량의 대부분을 차지하는 암흑 물질이 주로 분포해 있는 구역이기 때문. 대부분의 구상성단들이 위치한 곳이기도 하다.[2]
태양의 위치[편집]
태양은 우리은하 내 수천 억개의 별들 중에서 극히 평범한 항성으로 과거 약 46억 년 전에 3세대 초신성의 폭발에 따른 가스의 응축력에 의해 산개성단 내에서 많은 형제 별들과 함께 생성된 것으로 추정되고 있다. 태양은 우리은하 나선 팔의 파동운동 영향으로 초기의 탄생 위치에서 멀리 이동했을 것으로 추측되며, 현재 은하 중심에서 태양까지의 거리는 약 26,500 ± 1,400광년으로 수평 방향으로는 전체 은하 디스크의 중간 위치에 자리하고 있으며, 수직 방향으로는 은하 기준평면(은위 0도)으로부터 약 60~70광년 정도 위에 위치하고 있다.
태양은 페르세우스자리 팔 안 쪽으로 6,500광년 떨어진 오리온자리 팔(페르세우스자리 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔)의 은하 중심 방향으로 가장자리에 위치해 있으며, 과거부터 오리온팔과 나선 팔 공간 사이를 주기적으로 왕복하고 있다. 태양은 최근 몇 백만 년 전에 현재의 "Local Bubble"(성간가스의 밀도가 다른 지역에 비해 희박한 지역으로 위로는 나선 팔을 넘어 헤일로까지 뻗어 있는 길다란 굴뚝 모양의 거품 구조 공간)이라는 과거의 쌍둥이자리 초신성 폭발 잔해 영역으로 진입하였으며, 현재 "Local Bubble"의 경계면에서 근처의 전갈-센타우루스 자리 OB성협(산개성단보다 느슨하게 모인 별의 집단)의 젊은 별들이 뿜어내는 강한 항성풍을 뚫고 나선 팔을 따라 공전하고 있다.
태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만 년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양은 은하 내에서 헤라클레스자리 근처의 거문고자리 1등성인 직녀성을 향해 초속 220km, 은하 중심으로부터 60도의 각도로 비스듬히 공전 중이며, 또한 한번 공전할 때마다 평균 2.7회 정도 주기적으로 은하 원반 내에서 상하운동을 하고 있다. 이는 1AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다. 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례하지 않는다.[3]
이웃 은하[편집]
우리 은하를 포함해서 약 20 ~ 30여 개의 은하가 가까이 모여 있는데, 이를 국부 은하군이라고 한다. 국부 은하군 중 크기가 비교적 큰 은하로는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하가 있다. 국부 은하군 중 안드로메다 은하와 우리은하가 질량의 대부분을 차지하여 서로 중력적으로 영향을 미쳐 공전하고 있으며, 삼각형자리 은하(M33)는 지구로부터 약 290만 광년, 안드로메다 은하로부터 70만 광년 거리에 위치한다. 삼각형자리 은하(M33)는 지름 약 6만 광년인 평균 크기의 나선은하로서 이웃하는 안드로메다 은하에 중력적으로 속박되어 아주 긴 궤도를 따라 천천히 공전하고 있으며, 이미 안드로메다 은하 쪽으로 별과 가스의 유출 현상이 나타나고 있어 장차 안드로메다에 흡수, 합병될 가능성이 큰 것으로 보인다.
안드로메다 은하[편집]
안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, 최근의 관측 결과 과거에 헤일로로 추정되던 부분이 실제로는 은하 원반임이 판명됨에 따라 이전의 추정지름 12만 ~ 14만의 크기를 훨씬 뛰어넘어 지름이 약 22만 광년(최대 약 25만 광년)에 이르는 거대 나선은하인 것으로 보이며, 포함하는 총 별의 개수도 1조 개 이상으로 우리은하의 2배에 달한다. 따라서, 우리은하에 비해 밝기도 2배에 달할 것으로 추정되고, 중심부 벌지(Bulge)도 우리은하의 것보다 더 크고 더 밝다. 그러나, 무게 면에서는 우리은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되며, 실제로 안드로메다 은하는 우리은하보다 질량이 작은 것처럼 거동하는 특성을 나타낸다. 이는 우리은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고 보다 더 조밀하게 밀집되어는 것 때문으로 추정되나, 한편으로는 여전히 풀리지 않는 의문점이 많다.
안드로메다 은하 중심부의 초거대 블랙홀은 태양 질량의 약 3000만배 이상으로 우리은하보다 훨씬 무겁다고 추정되며, 통상적으로 은하의 무게는 중심부 블랙홀의 무게와 비례한다는 관측결과와 상충되는 모순점이 있는 것 등으로 있다. 이는 은하가 얼마나 혼돈한 활동을 겪었는지 연구 중이지만, 우리 은하는 비교적 적당한 크기의 가스 구름과 은하들을 꾸준히 삼켜서 성장한 반면, 안드로메다 은하는 좀 더 덩치 큰 은하와 구름들과 충돌하여 혼돈을 좀 더 심하게 겪어 은하 중심부에 블랙홀이 많이 커졌다는 연구가 있다.
안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌
현 시점에서 우리은하는 안드로메다 은하에 비해 2배 이상으로 활발히 별을 생성하고 있으며, 안드로메다 은하가 연간 평균 태양 질량을 기준으로 1~2개의 별을 생성하는 반면, 우리은하는 연간 평균 5~6개의 별을 생성하고 있는 것이 확인되었다. 안드로메다 은하의 중심 핵이 2개로 이루어져 있는 것으로 보아 과거에 안드로메다 은하는 다른 은하와 충돌, 합병하면서 "Starburst 은하"처럼 별이 폭발적으로 생성된 시기가 있었던 것으로 추측되며, 우리은하는 현재 활발히 별을 생성 중인 단계인 것으로 과학자들은 추정하고 있다. 실제로 2010년에 안드로메다 은하가 약 90억년 전에 두 은하 간의 충돌에 의한 합병이 시작되어 약 55억 년 전에 최종적으로 현재의 은하로 합체되었음이 여러 증거를 통해 확인된 바 있다. 최근 관측결과에서는 안드로메다 은하도 우리은하처럼 정상나선은하가 아닌 막대나선은하일 가능성이 제기되고 있으며, 또한 두 은하의 헤일로 내 금속 성분 비가 유사한 결과로 보아 우리은하와 안드로메다 은하는 비슷한 시기에 태어나 비슷한 발달 과정을 거쳐온 형제은하일 것으로 추측되고 있다. 현재 두 은하는 서로 간의 중력의 영향으로 점점 가까워지고 있으며, 향후 30~40억 년 이내에 충돌하여 결국에는 처녀자리 은하단의 M87 은하처럼 하나의 초거대 타원은하로 새로 태어날 것으로 예상되고 있다. 이때의 우리 은하의 이름은 아마도 'Mikomeda Galaxy(미코메다 은하)'일 것이다.
국부 은하군[편집]
국부 은하군은 약 10,000여 개 이상의 은하로 이루어진 처녀자리 은하단의 끝 외곽부에 위치하고 있으며, 처녀자리 은하단의 중심부로부터 6500만 광년 떨어져 있다. 이웃하는 은하군으로는 우리은하로부터 대략 1,000만 광년 정도 거리에 조각가자리 은하군, M81 은하군, 마페이 은하군, NGC5128 은하군이 있다. 하지만, 이들 은하군 내의 개별 은하들은 각각의 은하군 내에 고정되어 있지 않고 시간의 흐름에 따라 서로 간에 구성원이 바뀌기도 한다는 것이 컴퓨터 시뮬레이션 결과 밝혀졌다. 일례로 우리은하의 중심핵 방향의 두터운 가스와 먼지 때문에 그동안 존재를 모르고 있다가 최근에야 적외선 관측을 통해서 존재가 확인된 마페이 은하군(MaffeiⅠ, Maffei Ⅱ 은하가 주력인 은하군)의 경우, 과거에는 국부 은하군의 구성원이었다가 지금은 멀어져가고 있다는 것이 확인되었다. 국부 은하군은 주위의 은하군들과 함께 600 km/s의 속도로 처녀자리 은하단의 중력에 이끌려 가고 있으며, 그 방향은 바다뱀자리 별자리를 향하고 있다.
왜소 은하
국부 은하군에는 우리 은하 주위를 공전하는 왜소은하가 다수 있다. 그중 가장 큰 것은 지름이 2만 광년인 대마젤란 은하가 있다. 용골자리 왜소은하, 용자리 왜소은하, 사자자리 왜소은하 Ⅱ는 지름이 500광년으로 가장 작은 은하들이다. 다른 왜소은하로 소마젤란 은하, 큰개자리 왜소은하(가장 가까운 은하), 궁수자리 왜소은하, 작은곰자리 왜소은하, 조각가자리 왜소은하, 육분의자리 왜소은하, 화학로자리 왜소은하, 사자자리 은하 등이 있다. 과학자들의 이론적 계산에 의하면 우리은하 주위에 백 여개의 왜소은하가 존재할 것으로 예상되지만 현재 그리 많이 발견되지는 않고 있다. 우리은하가 성장하면서 과거부터 끊임없이 주위의 은하를 합병하였거나, 은하수를 따라 관측 불가능 지역에 다수 분포할 가능성이 있는 것으로 추정하고 있다.[3]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
