은하의 분류와 구조

 

 

 

은하들은 우주의 기본적인 구성단위이다. 은하 중에는 그 구조가 매우 단순하고 보통의 별만을 포함하며 아무런 독특한 개별적 특징을 보여주지 않는 것도 있다. 거의 전적으로 중성수소만을 포함하는 은하들도 있다. 그 반면에 다른 은하들은 여러 종류의 다른 성분들로 이루어진 별, 중성 가스, 전리된 가스, 티끌, 분자구름, 자기장, 우주선 등으로 이루어진 복잡한 시스템을 이루고 있다. 은하들은 우주공간에서 작은 군이나 거대한 은하단을 형성하기도 한다. 


은하의 분류

형태에 따라 은하를 분류하는 것은 은하를 이해하는 데 유용한 첫 번째 단계이다. 이러한 형태학적 분류는 항상 어느 정도 주관적이지만, 그래도 이것이 은하의 정량적인 특성을 체계적인 방법으로 연구할 수 있는 골격을 마련해준다. 그러나 이렇게 얻어지는 결과는 하늘에서 쉽게 관측되는 매우 크고 밝은 은하들에 국한된 것이다.

만약 어떤 은하가 등급에 비해 훨씬 큰 반지름을 가지고 있다면 은하는 밤하늘의 배경 밝기보다 흐려서 배경 속으로 사라질 것이다. 그 반면에 은하의 반지름이 너무 작으면, 그 은하는 별과 같이 보여서 사진건판에서 눈에 띄지 않게 된다.

은하의 분류는 1962년 허블이 제안한 것과 주요 특징들이 일치한다. 허블 계열은 은하의 여러 형태가 조기에서 만기까지 순서대로 나열되어 있다. 이 분류에는 세 가지 주요 형태가 있는데 타원은하, 렌즈형 은하, 나선은하가 그것이다. 나선형은 2개의 계열, 정상 나선형과 막대 나선형으로 구분된다. 렌즈형 은하와 나선은하의 경우 물질들이 주로 은하 원반에 집중되어 있기 때문에 이 은하들을 통칭하여 원반 은하로도 부른다.



타원은하
하늘에 투영된 모습이 별들의 타원형 집단으로 보이는데 이 은하들에서는 밀도가 바깥쪽으로 나가면서 규칙적인 형태로 낮아진다. 대게 이 은하들에는 성간물질의 흔적이 없다. 타원은하들 사이의 차이는 그 모양에서만 보이는데, 모양을 근거로 하여 나눠진다. 거대타원은하는 일반적으로 은하단의 중심 부분에서 발견된다. 그들의 주임은 보통의 타원은하와 같이 보이며 이 중심부는 별로 이루어진 크고 흐린 헤일로로 둘러싸여 있다.


렌즈형 은하
타원형과 나선형 사이에 해당한다. 이들은 타원은하와 같이 성간물질이 거의 없고 나선 구조를 보이지 않는다. 그러나 일반적인 타원형의 별 분포에다 별들로 이루어진 납작한 원반을 추가로 가지고 있다. 이 점에서 보면 나선은하와 비슷하다.


나선은하
원반에 잘 발달되어 있는 나선 패턴이다. 나선은하들은 중앙팽대부와 별들로 이루어진 원반으로 구성되어 있는데 전자는 E 은하와 구조적인 면에서 비슷하며 후자는 S0 은하와 비슷하다. 가스와 다른 성간물질들로 이루어진 얇은 원반이 있는데, 여기서 젋은 별들이 태어나 나선 패턴을 형성한다.

나선형에는 정나선형과 막대나선형 두 계열이 있다. 막대나선은하에서는 나선 패턴이 중심부의 막대에서 끝나며, 정상나선은하에서는 나선 패턴이 내부 고리에서 끝나거나 중심부까지 계속될 수 있다. 




은하의 구조

타원은하와 팽대부
모든 은하에서 가장 늙은 별들은 다소 둥근 분포를 가진다. 우리은하에서 이 성분은 종족2 별들에 해당한다. 이들의 안쪽 영역은 팽대부라고 불리며 바깥 영역은 헤일로라고 불린다. 물리적으로는 팽대부와 헤일로 사이에 큰 차이가 있어 보이지 않는다. 늙은 별의 종족은 타원은하에서 가장 잘 연구될 수 있는데 타원은하에는 늙은 종족밖에 없기 때문이다. 나선은하나 S0 은하의 팽대부는 같은 크기를 가지는 타원은하와 매우 유사하다.

타원은하의 등광도선은 근사적으로 타원이긴 하지만 타원율과 장축의 방위는 반지름의 함수로 변화한다. 이 점에서 은하마다 차이가 크게 나는데, 이는 타원은하의 구조가 우리가 보는 것 같이 간단하지 않음을 나타낸다. 특히 장축의 방향이 은하 내에서 종종 변하는데 이는 타원은하의 형태가 축대칭이 아님을 암시한다. 이는 각각 다른 축에 대해 회전하며 다른 모양을 가지는 많은 은하들이 지금의 은하에 흡수되었디 깨문으로 추정된다.


원반
밝고 무거운 별 원반은 S0 은하와 나선은하의 특징이며, 이들은 원반 은하라고 불린다. 일부 타원은하에는 밝은 팽대부 뒤에 희미한 원반이 숨어 있다는 징후가 있기도 하다. 우리은하의 원반은 종족1 별들로 이루어져 있다.

성간매질
타원은하들과 S0 은하들은 매우 적은 양의 성간가스를 가지고 있다. 하지만 일부 타원은하에서는 중성수소의 양이 관측된 전체 질량의 약 0.1%에 이르며, 이러한 은하에서는 최근 일어난 별 형성의 흔적이 종종 보인다. 일부 S0 은하에서는 훨씬 더 많은 양의 가스 질량이 관측되었으나 가스의 상대적인 양은 은하마다 차이가 크다. 이러한 은하들에서 가스를 거의 찾을 수 없다는 건 다소 의외인데 그 이유는 이 은하들이 진화하는 동안 별들이 내놓는 가스의 양이 관측되고 있는 가스의 양보다 훨씬 많아야 하기 때문이다.

나선은하 내 성간가스의 대부분은 수소 분자의 형태로 있다. 수소 분자를 직접 관측할 수 없지만 일산화탄소 분포 지도는 전파관측을 통해 알 수 있다. 은하 내 우주선과 자기장의 분포는 상대론적 전자에서 나오는 싱크로트론 복사를 전파로 관측해서 구할 수 있다.


은하의 바깥 부분
눈에 보이는 은하 원반의 가장 바깥 부분도 완전히 빈 공간은 아니다. 최근 원반이 여러 종류의 물질을 포함하고 있음이 알려졌다. 가장 큰 비율을 차지하는 것은 암흑물질로 은하 주변에 구형 혹은 약간 평평한 회전타원체 형태로 존재하며 보이는 물질보다 10배 정도 더 멀리 뻗어 있다.

두 번째 많은 물질은 높은 온도의 가스다. 놀라울 정도로 뜨겁고 많은 양이 존재한다. 세 번째 구성 물질은 은하의 어떤 물질들보다 더 큰 속도를 가지는 가스구름들이다. 일부 가스구름들은 은하 중심부로부터 기원하며 일부는 다른 은하로부터 온 것이다.