은하들의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재합니다. 또한 은하는 수많은 천체들이 중력에 의해 끌어당겨져 모인 천체 집합을 의미하며, 은하의 형태와 분류로 나뉩니다. 은하는 엄청난 긴 시간 동안 진화 하면서 우주의 큰 구조물 중 하나로, 수백만에서 수조까지의 별과 그 주변의 가스 및 먼지로 구성되어 있습니다.
은하의 형태와 분류
은하는 우주에서 가스 그리고 수많은 물질과 섞인 먼지와 별이 모여 있는 거대한 천체입니다. 다음은 은하의 주요 종류를 물리적인 요소를 중심으로 분류하여 살펴보도록 합니다. 1. 타원 은하 (Elliptical Galaxies) 주로 구형 또는 납작한 모양을 가지고 있으며, 별이 퍼져있는 모습이 대칭을 이루고 있고 이러한 은하는 주로 가스와 먼지의 양이 적습니다. 중심에는 슈퍼마종 핵이 위치해 있을 것이라고 추측하고 있으며, 타원 은하의 형성은 주로 별들의 충돌로 인해 발생합니다. 2. 나선 은하 (Spiral Galaxies) 팔 모양의 나선을 가지고 있으며, 은하의 중심에는 밝고 뜨거운 별들이 위치해 있습니다. 나선 은하의 팔은 새로운 별들이 형성되는 지역으로, 많은 양의 가스와 먼지가 존재합니다. 이러한 은하는 별이 탄생하고 별이 생명을 다하는 활동을 지속적으로 일어납니다. 3. 불규칙 은하 (Irregular Galaxies) 규칙적인 모양이 없고, 형태가 다양합니다. 이는 주로 다른 은하와 상호작용하거나 중력적인 변동에 의해 형성되고, 불규칙 은하는 가스와 먼지가 풍부하며, 별들이 형성되고 소멸하는 지역입니다. 4. 줄무늬 은하 (Lenticular Galaxies) 타원 은하와 나선 은하의 중간 형태를 가지고 있습니다. 주로 구 혹은 납작한 모양을 가지고 있으며, 나선 은하처럼 팔을 가지고 있지만 나선이 약한 편입니다. 이러한 은하는 대부분의 가스와 먼지가 이미 별로 변환되었을것으로 보고있기도 합니다. 이러한 특징은 나선 은하에서 타원 은하로 진화하는 과정 중에 있습니다.
푸른 하늘 은하수
1610년, 갈릴레오 갈릴레이는 자신이 개발한 망원경으로 은하수를 관찰하여 은하수가 하늘에 흐릿하게 성운처럼 보이는 것이 아니라 많은 별들로 구성되어 있다는 사실을 발견하게 됩니다. 이러한 발견은 은하수가 개별적인 별들의 집합체로 이루어져 있다는 사실을 처음으로 밝혔습니다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트가 은하수를 내부에서 관찰하는 것으로 해석하여 하늘에서 띠 모양으로 보이는 이유를 말해줍니다. 그는 은하수가 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체라고 유추하였고 1788년, 윌리엄 허셜은 밤하늘의 각 방향에서 별의 수를 세어본 결과, 항성이 은하수에 가까울수록 더 많이 분포하는 것을 발견하게 됩니다. 그는 태양이 은하의 중심 부분에 위치한다는 결론을 내렸고, 1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 연구를 따라 섬세한 분석을 진행합니다. 그의 연구 결과, 우리 은하의 직경은 약 15 kpc이며, 태양은 거의 중심에 있다는 주장이 나올수 있었던 겁니다. 한편, 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향으로 집중되어 있기 때문에, 은하가 원반 모양을 하고 태양이 외곽에 위치한다고 주장했습니다. 그러나 이러한 주장은 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 정확하지 않았는데 그럼에도 불구하고, 섀플리의 주장 중 태양이 은하의 원반 외곽에 위치한다는 부분은 현재에도 유효한 것으로 여겨집니다.
시간의 흐름에 따라 진화하는
은하가 형성되기 시작한 후 약 10억 년이 지남에 따라, 은하의 구성 요소들이 점차 형성되기 시작합니다. 구상 성단, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀, 그리고 금속함량이 적은 항성종족 II로 이루어진 팽대부가 이러한 주요 구성원들 중 일부입니다. 은하 중심의 블랙홀은 은하의 별 생성률에 영향을 미치며, 은하의 성장을 조절합니다. 이러한 초기 단계에서 은하는 매우 많은 별들을 폭발적으로 생성하게 되는데 시간이 흐름에 따라 은하에 축적된 물질로부터 보다 젊은 별들로 이루어진 은하 원반이 만들어지는 것입니다. 은하는 이후에도 계속해서 은하 간 매질로부터 새로운 가스를 공급받거나, 다른 은하와 상호작용하여 가스나 별을 주고받습니다. 초기에는 거의 수소와 헬륨으로만 이루어진 은하였지만, 별이 생성되고 소멸함에 따라 중원소들이 다시 성간물질로 반환되면서, 은하의 중원소 함량이 점차 증가합니다. 이러한 과정을 반복함에 따라, 은하에서는 점차적으로 중원소 함량이 높아지고, 행성들이 형성될 수 있는 조건이 갖춰집니다. 은하들의 진화는 은하 간 상호작용과 충돌에 크게 영향을 받습니다. 비슷한 크기의 은하들 간의 충돌은 우주 초기에 흔했으며, 대부분의 초기 젊은 은하들의 모습을 볼수으며, 이러한 충돌로 인해 별들 간의 충돌은 발생하지 않지만, 은하의 가스와 먼지는 조석력에 의해 늘어나거나 찢어져서 조석꼬리라고 하는 구조를 형성합니다. 이러한 예로 NGC 4676이나 더듬이 은하(Antennae)가 있습니다. 또한, 우리 은하와 안드로메다 은하와 같이 서로 접근 중인 은하들도 있으며, 이들이 약 60억 년 후에 충돌할 것으로 예측됩니다. 현재 우주에서는 이러한 큰 규모의 상호작용이 매우 드물게 발생하고 있으며, 이러한 충돌과 상호작용에 의해 가장 밝고 무거운 은하들은 과거에 많은 별을 생성하고, 최근 약 20억 년 동안 거의 변함없이 남아 있었습니다.