銀河 (銀河, 英語 : galaxy )는 恒星 , 密集性 , 星間 物質 , 暗黑 物質 等이 重力에 依해 묶여져서 이루는 巨大한 天體들의 무리이다. ^{[1] [2]} 銀河를 뜻하는 用語 "갤럭시(galaxy)"는 銀河水 를 의미하는 그리스어 單語 "갈락시아스"( γαλαξ?α? )에서 由來했다. 銀河들은 작은 것 들은 1千萬(10 ⁷ ) 個 以下의 恒星으로 이루어져 있고, ^[3] 큰 것들은 100兆(10 ¹⁴ )여 個의 恒星들을 가지고 있는데, ^[4] 이 恒星들은 모두 銀河의 質量中心 周圍를 公轉하고 있다. 太陽도 地球 를 비롯한 太陽系 天體들을 거느리고 다른 恒星들과 마찬가지로 銀河 周圍를 空轉 하고있다.

銀河 안에는 수많은 恒星系 , 星團 , 星間雲 들이 있으며, 이 사이의 空間은 가스, 먼지, 宇宙船(cosmic-ray)들로 이루어진 星間物質 들로 채워져 있다. 우리가 아직 正確히 그 本質을 理解하지 못하고 있어 暗黑物質 이라고 불리는 物質이 一般的으로 銀河 質量의 約 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한便 많은 觀測 結果들에 따르면, 많은 銀河들의 中心에 招待質量 블랙홀 이 存在한다고 여겨진다. 이 招待質量 블랙홀은 一部 銀河들의 核에서 發見되는 活動銀河核 (銀河의 中心領域에서 매우 壓縮된 地域)의 주된 原因으로 指目되고 있다. 우리 銀河 亦是 그 中心에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다. ^[5]

歷史的으로 銀河는 겉보기 모습, 卽 視覺的 形態로 分類되어 왔다. 一般的인 形態로 楕圓 銀河 와 나선 銀河 가 있는데 前者는 大綱의 輪廓이 楕圓 兄이고 後者는 먼지투성이의 螺旋팔들이 소용돌이치는 원반형 構造이다. 不規則하거나 奇妙한 模樣의 銀河들은 不規則 銀河 로 分類되며, 普通 이웃 銀河들의 重力 때문에 模樣이 攪亂된 것이다. 銀河 間의 相互 作用으로 銀河들이 서로 합쳐지면 普通 別生成率이 커지게 되는데, 때로는 아주 急激하게 별들이 만들어지는 暴發的 恒星生成 銀河 가 된다. 楕圓이나 圓盤같이 고른 構造를 갖추지 못한 작은 銀河들 亦是 不規則 銀河 로 分類된다. ^[6]

觀測 可能한 宇宙 에는 約 1千 7百億(1.7 × 10 ¹¹ ) 個 以上의 銀河들이 存在하는 것으로 推測된다. ^{[7] [8]} 大部分의 銀河들은 直徑이 1千 ~ 10萬 파섹 에 達하며 ^[9]   數百萬 파섹의 間隔을 두고 흩어져 있다. ^[10] 銀河間 空間은 平均 密度가 1 입방미터 黨 1個의 原子도 되지 않는 稀薄한 氣體들로 채워져 있다. 大多數의 銀河들은 은하군과 銀河團 이라고 하는 上位 構造를 이루고 있으며, 銀河團들이 모여 超銀河團 이라고 불리는 巨大한 構造를 形成한다. 超銀河團은 가느다란 線이나 넓은 板과 같은 構造( sheets and filaments )를 따라 分布하며 이것들은 廣大한 텅 빈 空間( 超共同 )으로 둘러싸여 있다. ^[11]

어원 [ 編輯 ]

銀河를 뜻하는 "갤럭시(galaxy)"는 마치 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 銀河水 를 의미하는 그리스어 單語 "갈락시아스"( γαλαξ?α? , galaxias )에서 由來했다. 그리스 神話 에서, 제우스 가 어린 헤라클레스 를 不死身으로 만들기 爲해 헤라 가 자는 사이 그 젖을 물렸다. 헤라는 잠에서 깨서 自己가 모르는 아기에게 젖을 주고 있다는 것을 알고 아기를 밀쳐 냈다. 그래서 그女의 젖이 밤하늘에 흩뿌려졌고 그 痕跡이 銀河水 가 되었다고 한다. ^{[12] [13]}

英語에서는 大文字로 始作하는 "Galaxy"로 쓰면 하나 뿐인 우리 銀河 (英語로는 Milky Way)를 의미하며, 小文字("galaxy")로 쓸 境遇에는 無數히 많은 銀河들 中 하나를 의미한다. 우리 銀河 또는 銀河水만을 가리키는 "밀키 웨이(Milky Way)"라는 單語는 제프리 草書 의 글에서 처음 登場한다

“	"See yonder, lo, the Galaxye  Which men clepeth the Milky Wey,  For hit is whyt."	”
	— 제프리 草書, 《 榮譽의 집 》 The House of Fame , c. 1380 [14]

1786年에 윌리엄 허셜 이 自身의 深遠天體 目錄을 만들면서 메시에 31 과 같은 特定 天體들을 " 나선 星雲 "(spiral nebula)이라고 불렀다. 後에 이 天體가 事實은 엄청난 數의 恒星들로 이루어져 있다는 것과 이 天體들이 우리 銀河 바깥에 存在한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬宇宙(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "宇宙(Universe)"라는 單語는 存在하는 모든 것들을 가리키는 것으로 理解될 素地가 多分했고, 따라서 이 用語는 社長된 뒤 "銀河"(galaxies)라는 用語가 使用되었다. ^[15]

韓國語의 '銀河'는 中國語의 '銀河(銀河)'(또는 '天下(天河)')를 由來로 하여, 이는 밤하늘 銀河水의 銀빛에 依해 命名되었다.

銀河 觀測의 歷史 [ 編輯 ]

銀河水 (우리銀河) [ 編輯 ]

銀河水가 많은 별들로 이루어져 있다는 事實은 1610年에 갈릴레오 갈릴레이 에 依해 처음으로 밝혀졌다. 그는 自身이 直接 만든 望遠鏡으로 銀河水를 觀察하여 흐릿하게 星雲처럼 보이는 銀河水 가 實際로는 個個의 별들로 分解 된다는 것을 發見했다. 1750年에는 英國의 토머스 라이트 (Thomas Wright)가 銀河水는 많은 恒星이 重力으로 묶여 回轉하는 天體로, 이것을 內部에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 模樣으로 보이는 것이라는 說을 太陽系 에 對한 觀測에서 類推하였다.

銀河水의 實際 모습과 太陽 이 銀河水 內에 어디에 位置하는 지를 알아내려는 試圖는 윌리엄 허셜 에 依해 처음으로 이루어졌다. 1788年 허셜은 밤하늘의 各 方向에 存在하는 별들의 數를 세어, 어두운 별은 먼 距離에 있다는 家庭을 바탕으로 별들의 分布를 救하려고 試圖했다. 그 結果, 恒星 은 銀河水에 가까울수록 많이 分布 해있다는 것을 發見했고, 太陽은 銀河의 中心部分에 位置한다고 結論을 내렸다. ^[16] 1920年에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인 이 허셜의 方法에 따라 더 精巧하게 觀察하였고, 우리 銀河의 直徑은 約 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 太陽은 거의 中心에 있다고 主張하였다. 한便 美國의 黠虜 섀플리 는 球狀星團 의 分布가 弓手자리 方向이 集中되어있기 때문에, 우리 銀河는 지름이 約 70kpc인 扁平한 圓盤이며 太陽은 그 外郭 에 位置한다고 主張했다. ^[17] 實際로는 星間物質 에 依한 빛의 吸收 效果를 考慮하지 않았기 때문에 銀河系의 크기에 對한 意見은 모두 올바른 값이 아니었지만, 太陽系가 圓盤 模樣의 우리 銀河 外郭에 있다는 섀플리의 主張은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.

外部 銀河의 發見 [ 編輯 ]

人類가 처음으로 觀測한 우리銀河 밖의 銀河는 안드로메다 銀河 (M31)이다. 10世紀에 페르시아 天文學者인 알 樹皮 ( Abd al-Rahman al-Sufi )가 처음으로 안드로메다 銀河 를 觀測하고, 이를 '작은 구름'같다고 敍述한 記錄이 남아 있다. ^[18] 나중에 안드로메다 銀河 는 1612年에 獨逸의 시몬 마리우스 에 依해 再發見 된다. ^{[ 出處 必要 ]} 또한 알 수피는 대마젤란 銀河도 觀測하였는데, 이 銀河는 南半部에 位置해 있어서 16世紀 前까지는 유럽에 알려지지 않았다. ^{[19] [20]}

1750年에 토머스 라이트가 銀河水는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 星雲처럼 보이는 天體들은 우리 銀河 같은 것이라고 推論을 하였다. ^{[17] [21]} 1755年에는 獨逸의 이마누엘 칸트 가 이러한 생각을 발전시켜 星雲들은 銀河水와 같은 天體 가 멀리 있는 것이라고 指摘하며, 그것을 "섬 宇宙"(island universe)라고 稱했다. 1774年에는 프랑스의 샤를 메시에 는 구름 模樣의 天體를 彗星 과 區別하기 위해 메시에 天體 目錄 을 發表하였다. 1840年代에는 英國의 로스 伯爵 ( Lord Rosse )이 구경 72인치짜리 大型 望遠鏡을 만들어 이를 利用해 다양한 天體 스케치를 남겼다. 그는 사냥개 자리 의 M51 이 螺旋形을 하고 있다는 것을 發見했다. 그는 알려진 星雲 中에 螺旋 模樣의 天體가 많이 存在하고, 反面에 그러한 特徵이 없는 單純한 楕圓形인 것도 있다는 것을 發見했다. 이 當時에는 이러한 天體들이 外部 銀河인지 몰랐기 때문에 模樣에 따라 "성운(nebula)" 또는 "螺旋性韻(spiral nebula)"라고 불렀다. ^[22]

1912年에는 베스土 瑟라이퍼( Vesto Slipher )가 처음으로 "螺旋性韻"들의 스펙트럼을 觀測하여, 이 星雲들이 큰 赤色편이 를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 事實을 發見했다. ^{[23] [24]} 1920年에는 黠虜 섀플리 와 히버 커티스 (Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 本質을 두고, 所謂 大論爭 ( Great Debate )이 열리게 된다. ^[25] 이 有名한 論爭에서 섀플리는 銀河水가 宇宙 天體 이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 單純히 우리 銀河의 一部라고 主張했고, 反面에 커티스는 안드로메다와 螺旋性韻 들은 우리銀河 밖에 存在하는 다른 銀河, 所謂 섬宇宙(Island universe)라고 主張했다. 이 論爭은 1924年에 이르러 서야 에드윈 허블 에 依해 解決되게 된다. 허블은 안드로메다 銀河에서 歲페이드 變光星 을 發見하였고, 變光星의 絶對等級과 변광週期 關係를 利用하여 안드로메다 銀河까지의 距離가 約 90萬 光年이라는 것을 計算해냈다. 이 값은 當時 알려져있던 우리 銀河의 크기에 비해 充分히 큰 값이었기에, ^{[週 1]} 안드로메다 銀河가 우리 銀河 밖의 天體임이 確認되었다. ^[26] 이로써 안드로메다 銀河를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 銀河 밖의 天體라는 事實이 確立되었다. 1936年에 허블은 銀河들의 形態學的인 分類法을 考案했으며, 이는 허블 分類法 이라는 이름으로 現在까지도 쓰이고 있다. ^[27]

現代의 銀河 硏究 [ 編輯 ]

1944年에는 네덜란드의 헨드릭 판더휠스트 (Hendrik van de Hulst)가 우리 銀河의 星間 水素 가스가 21cm船을 放出할 것 이라고 豫測했고, 이 電波 線은 마침내 1951年에 觀測되었다. ^[28] 傳播는 星間物質에 吸收되지 않기 때문에, 21 cm 水素線의 도플러 效果를 利用해 우리 銀河 全體의 水素 가스의 分布와 運動을 調査할 수 있게 되었다. 그 結果, 우리 銀河에도 螺旋팔 構造가 있는 것이 밝혀졌다. ^[29] 現在는 電波 望遠鏡의 發達로 우리 銀河 밖의 銀河의 水素 分布圖 調査되고 있다.

1970年代에는 베라 루빈 ( Vera Rubin )에 依해 水素線의 觀測에서 얻은 銀河의 回轉速度 가 銀河의 바깥쪽 附近에서도 늦춰지지 않는다는 것이 밝혀 졌다. ^[30] 이로써 銀河의 回轉速度 曲線을 銀河에 있는 별이나 가스같은 物質 만으로는 說明할 수 없으므로 다른 物質이 必要하다는 事實이 알려졌다. 이렇게 "빛을 내지 않지만 質量을 가진 物質"을 暗黑 物質 이라고 한다. 暗黑 物質의 正體에 對해서는 다양한 說이 있지만, 아직 明確히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 物理學 및 天文學 이 풀어야 할 가장 重要한 問題 中의 하나로 남아 있다. ^[31]

1990年에 들어 大型 望遠鏡과 허블 宇宙 望遠鏡 의 登場으로 인해, 마침내 아주 먼 距離에 있는 銀河들을 (따라서 銀河들의 數十 億年 前 모습을) 觀測할 수 있게 되었다. ^{[ 出處 必要 ]} 이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 銀河들을 高赤色편이 銀河 ( high-redshift galaxy )라고 한다. 例를 들어 1995年에, 허블 望遠鏡은 허블 딥 필드 라고 불리는, 歷史上 가장 깊은 宇宙의 이미지를 얻었는데 여기에는 銀河까지의 距離가 約 100億 光年이 넘는 銀河들度 包含되어 있었다. ^[32] 한便 사람의 눈에 보이지 않는 여러 波長 의 빛을 觀測할 수 있는 技術이 發達하면서 (例를 들어 電波望遠鏡 , 赤外線 카메라 , X-線 望遠鏡), 現在는 여러 波長에서 오는 情報를 綜合하여 銀河의 特性들을 理解하는 努力이 이루어지고 있다.

形態와 分類 [ 編輯 ]

銀河에는 세가지 基本的 分類가 있다. 楕圓形, 螺旋形, 不規則型이 그것들이다. 銀河를 그 形態에 따라 具體的으로 分類한 것을 허블 分類 라고 부른다. 그러나 허블 分類는 오직 視覺的 模樣만 가지고 分類한 것이기 때문에 별의 生成率( 暴發的 恒星生成 銀河 )이나 銀河核의 活動性( 活動 銀河 )와 같은 다른 重要한 特性들을 놓칠 수도 있다. ^[6]

楕圓 銀河 [ 編輯 ]

허블의 分類 體系에서 楕圓 銀河는 그 楕圓率 에 따라 거의 圓에 가까운 E0에서 찌그러진 模樣의 E7까지 細分化된다. 楕圓 銀河들은 楕圓體 의 形態이기 때문에 어느 方向에서 보든지 楕圓形의 模樣을 보인다. 楕圓 銀河의 構造는 單純하고 星間 物質 이 相對的으로 적다. 따라서 楕圓 銀河에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, 散開 星團 이 적은 代身, 銀河中心을 任意의 方向으로 公轉하는 늙은 별들 로 主로 이루어져 있다. 이런 點은 楕圓 銀河보다 훨씬 작은 球狀 星團 의 境遇와 비슷하다. ^[33]

宇宙에서 가장 큰 銀河들은 主로 楕圓 銀河이다. 많은 楕圓 銀河들이 銀河間의 相互作用 으로 衝突·倂合되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 式으로 楕圓 銀河들은 나선 銀河와 比較해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 巨大 楕圓 銀河들은 普通 큰 銀河團의 中心 附近에서 發見된다. ^[34] 暴發的 恒星生成 銀河 는 이러한 銀河들의 衝突로 생겨난 것인데, 이것들이 以後 楕圓 銀河를 形成할 수도 있다. ^[33]

나선 銀河 [ 編輯 ]

나선 銀河는 오래된 恒星들로 이루어진 膨大部를 中心으로 恒星들과 性間 物質들이 回轉하는 圓盤 模樣을 이루고 있다. 膨大部 에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다. 허블 分類에서 나선 銀河는 S 로 나타내며, 나선팔이 꼬인 程度와 膨大部의 크기에 따라 Sa , Sb , Sc 로 分類된다. Sa型은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 螺旋팔과 螺旋팔 사이의 區分이 確實하지 않으며, 膨大部가 相對的으로 크다. Sc型은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하며, 膨大部가 相對的으로 작다. Sb는 둘의 中間 程度이다. ^[35] 나선팔이 뚜렷하지 않은 銀河들은 羊털螺旋銀河 ( flocculent spiral galaxy )라고 하고, 反對로 나선팔이 두드러지게 나타나는 銀河들은 雄大救助 螺旋銀河 ( grand design spiral galaxy )라고 부른다. ^[36]

螺旋銀河의 螺旋팔은 密度派 때문에 發生하는 密度가 높은 領域이라고 여겨진다. ^[37] 별들과 마찬가지로 羅先八道 일정한 速度로 空轉하지만, 別보다는 훨씬 느린 速度로 움직인다. 銀河圓班에서 별들이 이 螺旋팔에 가까워지면 이 密度가 높은 領域의 重力 때문에 별이 빨리 움직여서 螺旋팔에 모이게 되고, 一旦 螺旋팔을 지나치게 되면 다시 元來대로 公轉速度가 느려진다. 이러한 效果는 곧잘 正體가 發生하는 高速道路에 比喩된다. 車들의 正體가 發生해서 車들이 많이 몰려있는 區間이 銀河의 螺旋팔에 該當된다. 車들이 停滯 區間에 恒常 들어왔다가 다시 나가는 것처럼, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 벗어나게 된다. 따라서 나선팔은 周邊보다 密度가 높고, 새로운 별이 만들어지기도 하기 때문에 눈에 쉽게 띄는 것이다. ^[38]

相當數의 螺旋銀河들은 膨大部에서부터 始作되어 바깥쪽의 螺旋팔과 連結되는 막대 模樣의 構造를 갖기도 하는데, 이 같은 銀河를 莫大螺旋銀河 (barred spiral galaxy)라고 부른다. ^[39] 허블 分類에서는 SB 로 標示하며, 一般 螺旋銀河와 마찬가지로 SBa 처럼 나선팔의 감긴 程度에 따라 a, b, c를 뒤에 붙인다. 이러한 莫大救助는 密度派 나 銀河間 相互作用 때문에 發生하는 一時的인 構造라고 생각된다. ^[40] 많은 莫大 銀河들은 흔히 活動銀河核 을 가지기도 하는데, 이는 막대 構造가 가스를 銀河 中心으로 쉽게 보내는 役割을 하기 때문이라고 여겨지기도 한다. ^[41]

우리 銀河 는 지름이 約 30kpc, 두께가 約 1kpc인 莫大 螺旋銀河에 屬한다. ^[42] 우리銀河는 約 2千億(2×10 ¹¹ )個의 별들을 가지고 있으며, 太陽 質量보다 約 6千億(6×10 ¹¹ )배 큰 質量을 가지고 있다. ^{[43] [44]}

렌즈型 銀河 [ 編輯 ]

렌즈型 銀河( lenticular galaxy )는 楕圓銀河와 螺旋銀河의 中間 性格을 갖는 銀河이며, 허블 分類에서는 S0 로 分類된다. 막대 構造가 있으면 莫大 렌즈型 銀河(SB0)으로 分類된다. 뚜렷한 나선 팔이 보이지 않으며, 별의 分布는 楕圓銀河와 비슷하다. ^[45]

기타 銀河 [ 編輯 ]

特異 銀河 는 銀河間 相互作用 때문에 銀河의 模樣이 楕圓이나 圓盤과 달리 奇妙하게 變形된 銀河이다. 代表的인 例로 고리 銀河 ( ring galaxy )가 있는데, 이것은 中心에 銀河 膨大部만 있고 이를 별들과 性間 物質들이 고리 模樣으로 둘러싸고 있다. 이러한 고리 銀河는 작은 銀河가 나선 銀河의 中心을 貫通해서 생긴 것으로 생각된다. ^[46] 有名한 안드로메다 銀河 도 赤外線 波長으로 觀測했을 詩 여러 個의 고리 模樣이 나타나는데, 비슷한 事件으로 인해 形成된 것으로 보인다. ^[47]

어떠한 分類에도 屬하지 않는 銀河는 不規則銀河(Irr, irregular galaxy)로 分類한다. Irr-I型 銀河는 楕圓이나 螺旋銀河와 비슷한 構造가 있긴 하지만 分類하기가 힘든 銀河들이며, Irr-II型 銀河는 일정한 形態가 全혀 없어서 허블 分類로 나누기가 거의 不可能한 銀河이다. ^[48] 不規則 銀河의 例로는 마젤란 銀河 ( Magellanic Clouds )가 있다.

矮小 銀河 [ 編輯 ]

楕圓銀河나 螺旋銀河들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 個數로 볼 때 矮小 銀河 들은 宇宙의 거의 大部分을 차지한다. 矮小銀河들의 크기는 普通 우리銀河 約 100分의 1程度에 不過하고, 約 10億個 程度에 不過한 별들로 構成되어 있다. 最近에 發見된 아주 稠密한 矮小銀河들(ultra-compact dwarf galaxy)은 크기가 約 100 pc 에 不過한 것들도 있다. ^[49] 많은 矮小 銀河들은 다른 큰 銀河 周圍를 公轉하는 衛星 銀河이다. 例를 들어 우리 銀河 周圍에는 이러한 數十 個의 衛星 銀河들이 알려져 있으며, 只今도 繼續 發見되고 있다. ^[50] 矮小 銀河들은 또한 形態에 따라 楕圓 왜소은하, 나선 왜소은하, 不規則 왜소은하 等으로 分類되기도 한다.

特異한 모습들 [ 編輯 ]

相互 作用 [ 編輯 ]

별들 사이의 衝突은 거의 일어나지 않는 反面, 銀河들 사이의 衝突·相互作用은 꽤 頻繁히 일어나며, 이는 銀河의 形成과 進化 에 아주 重要한 影響을 미친다. 相互 作用의 程度에는 여러가지가 있다. 銀河들이 正面으로 衝突하지 않고, 若干 비켜 나가는 境遇에는 서로의 潮汐力 때문에 銀河가 찢어지거나 늘어나고, 가스나 먼지들이 서로 交換되기도 한다. ^{[51] [52]}

銀河들이 直接 衝突하지만, 相對的인 運動量이 커서 하나로 합쳐지지 않는 境遇도 있다. 이러한 銀河들의 衝突의 境遇에도, 별의 크기는 별 사이의 距離에 비해 너무 작으므로 두 銀河의 별들이 直接 서로 衝突하는 일은 없다. 그러나 銀河의 가스와 먼지들은 서로 剛한 相互作用을 일으키게 된다. 이 때문에 星間物質이 壓縮되거나 不安定해져서 暴發的인 별 生成(star-burst)이 일어나기도 한다. 銀河들 사이의 衝突은 하나 또는 모든 銀河의 模樣을 甚하게 變形시키고, 막대나, 고리, 連結 다리 또는 꼬리 같은 여러 가지 構造들을 만들어 낸다. ^{[51] [52]}

銀河들의 運動量이 작은 境遇에는 相互 作用 뒤에 銀河들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 銀河들의 倂合 ( galaxy merger )이라고 부른다. 이 境遇 銀河들은 徐徐히 더 큰 하나의 새로운 銀河로 倂合되며, 그 過程에서 形態가 完全히 變하게 된다. 萬若 두 銀河 中 하나가 다른 것 보다 越等히 큰 境遇, 작은 銀河가 큰 銀河에 完全히 吸收되므로(먹히게 되므로), 이를 銀河의 吸收 合倂( galactic cannibalism )이라고 부르기도 한다. 이 境遇 큰 銀河는 거의 模樣이 變하지 않는 反面, 작은 銀河는 潮汐力에 依해 쉽게 찢어지게 된다. 例를 들어, 弓手자리 矮小 楕圓 銀河 ( Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy )와 큰개자리 왜소은하( Canis Major Dwarf Galaxy )는 現在 우리 銀河에 合倂되고 있는 中이다. ^{[51] [52]}

暴發的 별生成 銀河 [ 編輯 ]

一般的으로 별은 銀河의 차가운 가스로부터 生成된 巨大한 分子구름 ( molecular cloud )에서 만들어진다. 그런데 어떤 銀河들에서는 별들이 一般的인 銀河들에서 보다 훨씬 빠른 速度(10-100倍)로 만들어지기도 하는데, 이러한 銀河들을 暴發的 별生成 銀河 ( starburst galaxy )라고 부른다. 그런데 이렇게 繼續 빨리 별을 만들다 보면, 銀河는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 今方 消盡해버리게 된다. 따라서 이러한 暴發的 별 生成은 오래 持續될 수는 없고, 銀河의 나이보다 훨씬 적은 約 千 萬年 程度만 持續된다. 이러한 暴發的 별生成 銀河 는 宇宙가 젊었던 過去에 훨씬 頻繁했을 것이라고 여겨지며, ^[54] 現在는 全體 宇宙의 별 生成率의 約 15%程度를 차지한다. ^[55] 暴發的 별生成 銀河에서는 먼지의 含量이 매우 높으며, 周邊의 가스 구름들을 이온化해서 H II 領域 을 만들 수 있는 무거운 별들을 包含하여, 수많은 별들이 새로 태어난다. ^[56]

暴發的으로 별을 生成하는 銀河는 倂合이나 相互 作用 때문에 만들어진다고 여겨진다. 가장 典型的인 例들 들면, 가까이에 있는 相當히 큰 M81 銀河와 相互 作用을 하고 있는 M82 銀河가 있다. ^[57]

活動銀河核 [ 編輯 ]

어떤 一部 銀河들은 그 中心에 活動銀河核 을 가지고 있다. 이는 銀河 또는 銀河核에서 放出되는 에너지의 相當 部分이 別, 먼지, 星間物質 같은 것이 아닌 다른 에너지 원(블랙홀)으로부터 나온다는 뜻이다. 이러한 活動銀河核 ( active galactic nucleus )은 凝縮圓盤( accretion disc )을 가진 매우 무거운 블랙홀 ( Supermassive black hole )이라고 여겨진다. 活動銀河核 에서 나오는 에너지는 物質이 이 圓盤으로부터 블랙홀 안으로 떨어지면서 放出하는 重力 에너지이다. ^[58] 이러한 活動核 中 約 10%에서는 거의 빛의 速度로 物質을 서로 反對 方向으로 放出하는 高에너지 제트 가 觀測되기도 하는데, 어떻게 이러한 제트가 만들어지는 紙는 아직도 正確히 알려져 있지 않다. ^[59]

活動 銀河 는 主로 觀測되는 波長의 特性에 따라 여러가지로 다시 分類가 된다. 例를 들면 밝기에 따라 나뉘는 시퍼트 銀河 ( Seyfert galaxies )와 퀘이사(準항성 天體) 가 있으며, 이들은 主로 可視光線에서 特異한 放出線을 보인다. 블레이저 ( Blazar )는 銀河核에서 나오는 相對論的 제트( relativistic jet )가 正確히 觀測者를 向해 있어서 그 크기가 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 變하는 活動銀河核이다. 電波銀河( radio galaxy )는 이러한 제트 때문에 强한 電波를 내는 活動銀河를 일컫는다. 이렇게 다양한 活動 銀河核의 特性들은 但只 블랙홀을 어느 方向에서 보는가에 따라 決定된다는 "統合理論"( unified model of AGN )이 提示되어 있다. ^[59] 이 外에도 弱하게 이온化된 가스들에서 나오는 放出線을 가지고 있는 "LINER"( low-ionization nuclear emission-line region )가 있으며, 이는 매우 弱한 活動銀河核 中의 하나라고 여겨지지만, 아직 그 本質은 確實히 밝혀지지 않고 있다. ^[60] 約 1/3의 가까운 銀河들이 이 LINER로 分類된다. ^{[58] [60] [61]}

銀河의 形成과 進化 [ 編輯 ]

처음에 어떻게 銀河가 생겨났고, 銀河가 宇宙의 긴 歷史 동안 어떻게 變해왔는가 하는 것이 銀河의 形成과 進化에 關한 硏究의 主題이다. 이 分野의 많은 理論들은 天文學者들에게 널리 받아 들여지고 있는 것도 있으나, 銀河의 形成과 鎭火는 現在도 天體物理學 의 主要 硏究 分野이다.

銀河의 形成 [ 編輯 ]

現在 널리 받아들여지고 있는 大爆發(빅뱅) 理論 에 따르면, 빅뱅 以後 約 30萬年 後의 宇宙의 再結合時期 ( recombination )에 水素와 헬륨이 만들어지기 始作했다. 이 때는 거의 모든 水素들이 이온化되지 않은 中性 狀態에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 時期를 宇宙의 " 暗黑 時代 "( Dark Ages )라고 부른다. 이러한 원시宇宙에 있었던 暗黑物質의 密度 搖動으로부터 徐徐히 宇宙의 巨大 構造가 나타나기 始作했다. 바리온 物質들이 이러한 暗黑 物質 헤일로 로 모이면서 銀河가 만들어지기 始作했고, ^{[62] [63]} 이러한 初期 銀河가 現在 우리가 알고 있는 銀河로 進化했다.

이렇게 最初로 生成된 銀河들은 最近에 들어서 觀測되기 始作했다. 例를 들면, 2006年에 發見된 IOK-1 이라고 불리는 銀河는 아주 큰 赤色편이 (z=6.96)를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 後 不過 7億5千萬年에 該當한다. ^[64] 現在(2012年 5月) 分光學으로 確認된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사( ULAS J1120+0641 )는 赤色편이가 z=7.085이다. ^[65] 이러한 원시銀河의 存在는 그 것들이 所謂 暗黑時代 동안 成長해 왔음을 示唆한다. ^[62]

初期 宇宙에서 銀河들이 어떤 過程을 거쳐 形成되었는가 하는 것은 天文學의 오래된 硏究 主題 中의 하나이다. 過去에는 에겐·린덴벨·샌디지(Eggen·Lynden-Bell·Sandage) 세 사람이 主張한 "위에서 아래로"(top-down)의 銀河形成 模型과 ^[66] 설과 찐(Searle·Zinn)이 主張한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 形成 模型이 ^[67] 競爭했었는데, 只今은 작은 暗黑物質 헤일로와 銀河들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 銀河들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 銀河들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"(bottom-up)의 銀河 形成 模型이 널리 받아 들여지고 있다.

원시銀河들이 만들어지면서, 첫 番째 별들이 만들어졌는데, 이를 恒星種族III 恒星이라고 한다. 이 별들은 다른 重元素들 없이 純粹히 水素와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 아주 큰 質量을 가졌을 것으로 여겨진다. 萬若 그렇다면, 이 큰 별들은 빛을 내기 위해 自身이 가지고 있던 燃料들을 매우 빨리 消盡해버리고 超新星 爆發로 一生을 마치면서, 自身이 만들어낸 中院소들을 性間 매질로 돌려 보냈을 것이다. ^[68] 이 첫 世代의 별들은 强한 紫外線으로 周邊의 中性 水素를 다시 이온化시켜, 별빛이 銀河間 物質에 吸收되지 않고 자유롭게 旅行할 수 있게 만들었다. ^[69] 初期 宇宙의 이러한 時期를 再이온化 時期 ( reionization )라고 부른다.

銀河의 鎭火 [ 編輯 ]

銀河가 만들어지기 始作한 後 約 10億年 程度가 흐르면서, 銀河의 主要 構成員들이 形成되기 始作한다. 例를 들면, 球狀 星團 , 銀河 中心의 아주 무거운 블랙홀 , 金屬含量이 적은 恒星種族 II 로 이루어진 膨大部 ( bulge )가 나타난다. 銀河 中心의 블랙홀은 비록 銀河 全體에 비해 크기는 작지만, 銀河의 별生成率에 影響을 줌으로써 銀河가 자라는 過程을 調節하는 重要한 役割을 한다고 여겨지고 있다. ^[72] 이러한 銀河 進化의 初期 段階에서 銀河는 아주 많은 별들을 暴發的으로 만들게 된다. ^[73]

時間이 흐르면서 銀河에 縮尺된 物質로부터 보다 젋은 別로 이루어진 銀河 圓盤 이 만들어진다. ^[74] 銀河는 이 後에도 繼續해서 銀河間 매질로부터 繼續 새로운 가스를 供給받기도 하고, 또는 다른 銀河들과의 相互作用을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다. ^[75] 비록 初期에는 金屬含量 이 ^{[週 3]} 거의 없고, 거의 水素와 헬륨으로만 이루어져 있었지만, 銀河에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 中院소들을 다시 星間物質 로 되돌려 보내게 되어, 漸次 銀河의 重元素 含量이 높아진다. 그리고 이러한 가스에서 다시 별이 生成되기를 反復하면서, 마침내 별들 周圍에서 行星 들이 생길 수 있는 條件에 이르게 된다. ^[76]

銀河들의 鎭火는 銀河間 相互作用 과 衝突에 依해 크게 左右된다. 비슷한 크기를 가진 銀河 사이의 衝突은 宇宙 初期에는 흔했었고, 따라서 大部分의 初期 젊은 銀河들은 異常하고 攪亂된 모습들 띄었다. ^[77] 이러한 銀河間 衝突에서 별들끼리 衝突하는 일은 일어나지 않지만, 銀河의 가스와 먼지가 潮汐力 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석꼬리 ( tidal tail )라고 하는 一連의 構造가 만들어진다. 이러한 禮로서는 NGC 4676 이나 ^[78] 더듬이 銀河 ( Antennae )가 있다. ^[79] 다른 例로는 現在 約 130 km/s의 速度로 서로 가까워지고 있는 우리銀河와 안드로메다 銀河가 있다. 아마 60億年 程度가 지나면, 아마 두 銀河는 衝突할 것으로 여겨진다. 過去에 우리銀河가 안드로메다 같이 큰 銀河와 衝突했었다는 證據는 없지만, 우리銀河가 다른 작은 矮小銀河들과 衝突하거나 잡아먹었다는 硏究 結果는 繼續해서 늘어나고 있다. ^[80] 하지만 時間이 흐르고 宇宙가 膨脹하면서 이렇게 비슷한 質量을 가진 銀河의 衝突은 漸漸 적어지며, 現在 宇宙에서 實際로 이러한 큰 規模의 相互作用은 매우 드물게 일어난다. 따라서 現在 가장 밝고 무거운 銀河들은 主로 먼 過去에(약 100億年 前) 많은 별을 生成했으며, 最近 約 20億年 동안은 거의 變하지 않고 남아 있었다. ^[81]

銀河들의 巨大構造와 環境 [ 編輯 ]

銀河들의 個數와 分布들을 調査해 보면 銀河들은 홀로 떨어져서 獨立的으로 存在하는 것이 아니라. 다른 銀河들과 무리를 이루고 있다. 외톨이로 떨어져 있는 銀河들은 全體의 約 5%程度에 不過하다. 보다 큰 規模에서 宇宙는 繼續 膨脹하고 있으며, 따라서 個別 銀河 사이의 距離는 허블의 法則 을 따라 繼續 늘어난다. 그러나 銀河들이 萬若 集團을 이루고 있으면 局地的인 規模에서는 서로의 重力이 더 重要해지기 때문에 이러한 膨脹을 克服할 수 있다. 宇宙의 初期에 生成된 이러한 銀河의 무리들은 漸漸 周邊의 銀河들이나 다른 무리들과 합쳐지면서 宇宙가 나이를 먹어감에 따라 漸漸 커다란 銀河團 構造로 發達하게 된다. 이러한 倂合 過程 中에 銀河團 안의 稀薄한 가스는 거의 3千萬 - 1億度에 이르는 아주 높은 溫度를 갖게 된다. ^[82] 銀河團의 約 70?80%는 暗黑物質로 이루어져 있으며, 約 10?30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 個別 銀河 自體에 屬해 있다. ^[83]

大部分의 銀河들은 다른 銀河들과 重力으로 묶여 있다. 몇 個의 銀河들로 이루어진 銀河들의 모임을 은하군 ( galaxy group )이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 構造를 이루는 式으로 宇宙는 垂直的인 階層( hierarchical ) 構造를 갖고 있다. 이러한 階層構造의 가장 아래쪽을 차지하는 銀河群은 가장 흔한 銀河들의 모임이며, 大部分은 銀河들과 宇宙의 바리온들은 이러한 은하군에 包含된다. ^{[84] [85]}

은하군 보다 더 큰 構造는 數 千個의 銀河들이 數 Mpc 內에 모인 것인데 이를 銀河團 ( clusters of galaxies )이라고 부른다. 銀河團의 中心部에는 銀河團 全體의 밝기와 맞먹을 程度로 두드러지는 巨大한 銀河가 種種 存在하는데, 이를 巨大擴散 銀河 , cD(cluster Diffuse) 銀河, BCG(Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이러한 銀河들은 周圍의 작은 銀河들을 倂合하면서 크게 成長한 것으로 보인다. ^[86]

超銀河團 ( Supercluster )은 銀河團, 은하군, 個個의 銀河들이 모여 이루는 巨大한 構造이며 數千, 數萬 個의 銀河를 가진다. 超銀河團의 規模에서 銀河들은 커다란 共同을 둘러싼 가느다란 실이나 넓은 板과 같은 構造(filaments and sheets)를 이루며 分布한다. ^[87] 超銀河團보다 큰 規模에서 본다면, 宇宙는 등방적( isotropic )이고 均一( homogeneous )하다. ^[88]

우리 銀河는 지름이 約 1 Mpc 人 比較的 작은 크기의 局部 은하군 ( Local Group )에 屬한다. 局部銀河群에서 가장 밝은 銀河는 우리銀河外에 안드로메다 銀河 가 있으며, 그 外의 構成員들은 모두 두 銀河들의 衛星 銀河이다. ^[89] 局部銀河群 自體는 處女자리 銀河團 ( Virgo cluster )을 中心에 두고 있는 處女자리 超銀河團 ( Virgo Supercluster ) 또는 國富 超銀河團 ( Local Supercluster )의 外郭에 位置한다. ^[90]

여러 波長에서의 銀河 觀測 [ 編輯 ]

우리 銀河 밖의 銀河가 처음으로 發見된 以後로, 大部分의 觀測은 可視光線 에서 이루어져 왔다. 별들이 可視光에서 大部分의 빛을 내고, 이온化 된 H II 領域 에서 나오는 빛이 여기에 屬하므로, 銀河들의 光學 觀測은 歷史的으로 觀測 天文學 의 主要 分野로 發展해왔다. 그러나 銀河들의 特性들을 綜合的으로 알아내기 위해서는 다양한 波長에서의 硏究가 必要하다.

例를 들어, 宇宙 空間의 性間 먼지는 可視光線을 吸收한다. 反面 赤外線 은 이러한 먼지에 잘 吸收되지 않으므로, 별이 生成되는 巨大 分子 구름의 속을 觀察하거나 먼지로 가려진 銀河水의 中心 部分을 仔細히 觀測할 수 있다. ^[91] 또한 赤外線은 宇宙 初期에 生成된 아주 먼 高赤色편이 銀河들을 觀測하는 데 쓰이기도 한다. 大氣 中의 水蒸氣와 二酸化炭素가 天體에서 오는 赤外線을 大部分 吸收해 버리므로, 赤外線 望遠鏡은 아주 높은 地域이나 宇宙 軌道에 位置한다.

歷史的으로 가시광 以外에 처음으로 銀河 硏究에 使用된 電磁氣波는 傳播 였다. ^{[週 4] [92]} 電波 望遠鏡 으로 21 cm 線을 利用해서 우리銀河 또는 外部 銀河의 中性 水素를 觀測할 수 있으며, 巨大한 電波 干涉計 ( interferometer )를 使用하면 活動銀河核에서 나오는 제트를 아주 높은 分解能으로 볼 수 있다. ^{[ 出處 必要 ]} 또한 밀리미터의 波長을 利用해서 銀河의 分子 구름들을 觀測하기도 한다. ^{[ 出處 必要 ]}

紫外線 과 X-線 을 利用하면 아주 높은 에너지가 發生하는 物理 現象을 觀測할 수 있다. 紫外線은 銀河들에서 막 生成된 아주 젊은 별들의 分布를 硏究하는 데 利用된다. 또한 먼 銀河에서 별이 中心의 블랙홀로 빨려 들어가면서 强한 潮汐力 때문에 찢어지면서 내는 플레어를 觀測하기도 한다. ^[93] X-線을 利用하면 銀河團 內의 뜨거운 가스의 分布를 硏究할 수도 있고, 銀河 中心의 아주 무거운 블랙홀을 檢出할 수 도 있다. ^[94]

같이 보기 [ 編輯 ]

• 우리銀河 , 안드로메다 銀河
• 銀河의 形成과 進化
• 銀河 目錄 ( List of galaxies )
• 가까운 銀河 目錄
• 아주 무거운 블랙홀 , 活動銀河核
• 銀河에 關한 發見의 年表 ( Timeline of knowledge about galaxies )

各州 [ 編輯 ]

內容主 [ 編輯 ]

參照週 [ 編輯 ]

追加 參考 圖書 [ 編輯 ]

• Belkora, L. (2003). 《Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way》. CRC Press . ISBN   0-7503-0730-7 .  
• Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). 《Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory》. MIT Press . ISBN   0-262-02396-2 .  
• Binney, J.; Merrifield, M. (1998). 《Galactic Astronomy》. Princeton University Press . ISBN   0-691-00402-1 . OCLC   39108765 .  
• Dickinson, T. (2004). 《The Universe and Beyond》 4板. Firefly Books . ISBN   1-55297-901-6 . OCLC   55596414 .  
• Heidarzadeh, T. (2008). 《A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple》. Springer . ISBN   1-4020-8322-X .  
• Kepple, G. R.; Sanner, G. W. (1998). 《The Night Sky Observer's Guide, Volume 1》. Willmann-Bell . ISBN   0-943396-58-1 .  
• Mohamed, M. (2000). 《Great Muslim Mathematicians》. Penerbit UTM . ISBN   983-52-0157-9 . OCLC   48759017 .  
• Paul, E. R. (1993). 《The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890?1924》. Cambridge University Press . ISBN   0-521-35363-7 .  
• Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). 《Galaxies in the Universe: An Introduction》. Cambridge University Press . ISBN   0-521-59740-4 .  
• Van den Bergh, S. (1998). 《Galaxy Morphology and Classification》. Cambridge University Press . ISBN   0-521-62335-9 .  
• Waller, W. H.; Hodge, P. W. (2003). 《Galaxies and the Cosmic Frontier》. Harvard University Press . ISBN   0-674-01079-5 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

• (英語) SEDS의 銀河 分類 說明 Archived 2011年 8月 12日 - 웨이백 머신
• (英語) An Atlas of The Universe
• (英語) 아마추어 天文家를 위한 銀河 觀測 情報
• (英語) "銀河 動物園" - 一般人을 위한 銀河 分類 프로젝트
• (英語) 宇宙에는 얼마나 많은 銀河가 存在하는가?
• (英語) 銀河들의 갤러리
• (韓國語) 네이버 캐스트 - 銀河의 鎭火 , 별처럼 많은 銀河 , 銀河들의 힘겨루기 , 별들의 都市 銀河