예언 전문가
2011. 12. 2. 15:37
은하의 종류
나선은하 (spiral galaxy)
나선은하는 나선팔을 가지고 있는 은하로 중심부에 공 모양의 은하핵이 있고, 거기에서 2개 또는 그 이상의 팔이 뻗어 나와 소용돌이를 이루고 있다. 일반적으로 중심부의 구상 팽대부와 그것을 에워싼 편평한 원반부로 이루어지고 나선구조는 팽대부의 가장 자리로부터 시작하여 거의 중심대칭적으로 뻗으면서 원반부의 가장자리에서 사라진다.
나선은하는 나선팔의 발달 정도에 따라 Sa, Sb, Sc 등으로 구분되고, Sa형 쪽으로 갈수록 큰 핵과 단단하게 감긴 팔을 가지고 있고, Sc형 쪽으로 갈수록 핵의 크기가 작고 팔이 느슨하게 감겨 있다. 나선은하는 타원은하와는 달리 많은 양의 성간물질이 존재한다. 이들 성간물질은 주로 나선팔에 존재하 며, 이 곳에는 고온의 별과 많은 수의 HII영역들이 존재한다. 종족 I에 속한 별들은 주로 나선팔에 위치하고 있고, 중심핵과 원반부는 종족 II에 속한 별들로 이루어져 있다.
나선은하의 회전은 중심부에서는 회전속도가 급격히 증가하는 강체 회전운 동을 하고 있지만, 그 외부에서는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 속도가 감소 하거나 거의 균일한 회전을 하는 차등 회전운동을 하고 있다. 나선은하의 지름은 수 만 광년으로, 수 백억 개 이상의 별들과 수 백 개의 구상성단으로 구성되어 있으며, 타원은하 및 불규칙은하와 함께 몇 개 내지 수백 개가 모여 거대규모의 은하단을 이룬다. 안드로메다은하(Sb형), NGC 3031(Sb형)등이 대표적인 나선은하이 며, 은하계도 안드로메다은하와 비슷한 나선은하로 생각된다.
타원은하 (elliptical galaxy)
타원은하는 흔히 타원체 또는 구형의 모양을 하고 있고 일반적으로 원반부가 없는 중심으로부터 주변으로 가면서 완만하게 어두워지는 형상을 하고 있다. 타원은하에는 가스 등의 성간 물질은 거의 없으며, 대부분 종족 II에 속한 늙은 별들로 구성되어 있다. 이 때문에 타원은하는 일반적으로 밝기나 흡수물질에 의한 내부구조가 결여되어 구조가 단순하다. 타원 은하의 질량은 전 질량이 태양의 1조배를 넘는 거대한 것에서부터 100만 배 이하로 작은 것까지 여러 가지가 있다.
타원은하 중에서도 특히 왜소 한 은하를 왜소 타원은하라고 한다. 타원은하는 흔히 기호 E로 표시되며 , 겉보기 편평도에 따라 E0에서 E7까지 구분한다. 이 구분은 타원은하의 장축과 단축의 비가 10:10인 경우(완전 구형) E0형이며, 그 비가 10:3인 경우 E7형이라 한다. 타원은하에 있어서 E7이 가장 편평도가 높은 은하이며, 그 이상의 것은 발견되지 않는다.
막대나선은하(barred spiral galaxy)
막대나선은하(SB)는 중심부에 막대 모양이 있는 나선은하이다. 핵의 양 쪽에 막대가 달린 모양이며, 그 양끝에 나선팔이 감겨 있다. 벌지부에서 대칭으로 막대구조가 뻗고, 그 끝에서 나선팔이 시작된다. 막대나선은하는 SBa, SBb, SBc 등으로 구분된다. SBa에서 SBc로 갈수록 나선팔은 점점 이완상태가 되고 팽대부도 작아져 간다. 청백색거성, HII영역, 암흑 성운의 분포도 나선은하와 거의 마찬가지로 SBa에서 SBc로 갈수록 뚜렷해진다. 막대구조에 따라 현저한 암흑성운의 줄이 보이는 수가 많다.
불규칙은하(irregular galaxy)
타원은하나 나선은하와 달리 일정한 형태가 없고 중심핵이나 회전대칭성이 존재하지 않는 부정형의 은하로 외부은하의 약 1/4을 차지한다. 이들은 마젤란은하들처럼 밝은 별들이 관측되는 제1형(Irr I)과 M82처럼 개개의 별들이 구별되지 않는 제2형(Irr II)로 세분된다. 제1형(Irr I)은 허블계열의 Sc나 SBc로부터의 계속으로서, 젊은 O·B형별과 이온화수소(H II) 영역이 풍부하며, 중성가스도 다량 존재한다. 그러나 형태는 회전축 대칭을 나타내지 않고 나선상 구조도 결여되어 있다.
대소 마젤란운이 대표적이다. 제2형(Irr II)형은 기본적으로는 E형 또는 S0형 구조지만 항성이 보이지 않고 가스성운의 집합체로 보이며, 실 모양의 암흑성운이 은하 끝 부분에 걸쳐 불규칙하게 분포한다. 은하의 진화단계에서 위치가 아직 불명확하지만 은하끼리의 충돌이나 폭발로 생긴 것이 아닌가 여겨 지고 있다.
렌즈형은하(lenticular galaxy)
렌즈형은하(SO나 SBO)는 타원은하와 나선은하의 중간형으로 편평한 타원 모양의 중심핵 주위에 얇은 원반형의 주변부를 이루는 것으로, 옆 면에서 볼 때에는 그 모습이 볼록렌즈와 비슷하다. 다시말해 렌즈형은하는 나선은하와 유사한 특성을 갖지만, 원반부에 나선구조가 보이지 않는다는 것이 특징이다. 이 은하는 거대 은하단에서 흔히 발견되기 때문에 나선은하의 가스성분이 은하끼리의 충돌로 빠져 버린 것이라는 주장도 있다.
충돌하는 은하 (colliding galaxy)
은하들이 서로간에 상호작용하는 단계를 넘어서면 충돌에 이를 수도 있다. 은하간의 충돌은 우주에서 가장 웅장한 사건이다. 은하들이 정면으로 충돌하면 더욱 극적인 일이 벌어진다. 충돌을 일으킨 두 은하는 급격한 중력장의 변동을 일으켜 그 모양이 심하게 뒤틀어지고 심지어 우주공간에 별을 쏟아버리는 일이 일어날 수도 있다. 계산에 따르면 전형적인 은하가 다른 은하와 충돌할 확률은 10조년에 한 번 일어날까 말까하다. 하지만 은하의 수명이 1000억년 정도로 길다는 것을 감안하면 일생동안 하나의 은하가 다른 은하와 충돌할 확률은 1/100정도가 되어 무시할 수 없다.
은하가 밀집된 은하단에서는 더욱 커져서 이러한 확률은 1/2이상이 된다. 실제로 은하들의 충돌장면이 관측되었다. 까마귀자리 방향에서 두 나선은하들이 서로 충돌하여 우주공간으로 별을 쏟으며 곤충의 더듬이처럼 생긴 두 개의 커다란 가스 띠를 형성하였다. 천문학자들은 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 충돌장면을 재현하였다. 하나의 나선은하가 다른 나선은하와 수직으로 충돌하면 이런 결과가 나온다는 것이 확인되었다. 페가 수스자리 방향으로 6억 5천만년 거리에서 관측된 수레바퀴은하의 모습은 은하의 충돌이 얼마나 격렬한가를 잘 보여준다. 처음에 이 은하는 나선은하였는데, 작은 은하가 충돌하여 관통해 나갔다.
그 후 이 은하는 고리 모양의 은하가 되었다. 현재 두 은하는 25만 광년 이상 떨어져 있다. 수레바퀴 은하의 가장자리에서 엄청난 충격파가 팽창하고 있다. 이 충격파에 의해 밝고 무거운 별들이 급격히 생성되고 있다. 이 무거운 별들은 수명을 짧아서 곧 초신성으로 폭발하게 된다. 실제로 이러한 은하에서는 초신성 폭발을 일으키는 별들의 수가 100배 정도로 증가한다는 사실이 은하 충돌이 얼마나 격렬한가를 말해주고 있다.
활동 은하
수많은 은하들이 은하계 외부에 존재한다는 것을 알게 된 이래, 한동안 은하는 매우 안정된 상태에 있는 별들의 집단(항성계)이라고 생각하였다. 하지만 이러한 생각은 전파망원경을 통해 많은 전파은하들이 발견되면서 그렇지 않다는 것이 밝혀졌다. 하늘의 강한 전파원 처녀자리 A나 켄타우루스자리 A는 모두 은하임이 알려졌다. 이들은 모두 광학망원경으로는 보통 은하처럼 보인다.
하지만 전파 망원경으로는 전혀 다른 모습으로 보인다. 켄타우루스자리 A는 타원은하로서, 일반적으로 타원은하는 보통 늙은 별들로만 형성되어 있어 새로운 별들이 만들어지는 일이 없다. 하지만 켄타우루스자리 A에서는 별이 폭발적으로 생성된다고 생각되고 있다. 매우 밀도가 높은 중심핵에서는 고에너지선도 방출되고 있으며, 따라서 블랙홀이 존재할 가능성이 크다. 그리고 켄타우루스자 리 A주위에는 먼지나 가스로 된 원반이 둘러싸고 있다.
이 가스가 중심의 블랙홀에 흘러 들어가 에너지를 공급하고 있는 것이 아닌가 생각되어지고 있다. 켄 타우루스자리 A처럼 보통의 은하가 일생동안 방출하는 에너지를 단기간에 폭발적으로 방출하고 있는 은하를 활동은하라고 부른다. 활동은하를 빛이나 전파를 통해서 보면 강렬한 에너지를 방출하는 제트를 수반하는 경우가 많다. 은하의 중심핵에서 전자가 고속으로 분출되면, 그 전자에 의해 자기장이 형성된다. 이 자기장에 전자가 포착되면 싱크론트론 복사라는 메카니즘 (mechanism)에 의해 빛이나 전파가 복사된다. 활동은하의 중심에서는 가스가 매우 빠른 속도로 운동하고 있다.
이 속도를 지탱하려면 거대한 중력원이 있어야 한다. 약 5억 광년 거리에 있는, 점전파원 백조자리 A (Cygnus A)는 외부은하 중에서는 가장 강력한 전파원이다. 백조자리 A는 30만 광년 떨어진 두 개의 전파원으로 이루어져 있으며, 전파원에서 나오는 에너지는 약 1053 J로, 정상 적인 은하인 안드로메다은하의 1000만 배에 달한다. 스펙트럼상에서는 강력한 방출선이 나타나는데, 이는 백조자리 A의 중심부가 활동은하핵임을 보여주고 있다.
근래에는 중심부에 거대한 블랙홀이 있어서, 주위의 물질들이 블랙홀로 빨려 들어가며 강력한 에너지가 나오는 것으로 추측되고 있다. 세이퍼트 은하 (Seyfert galaxy)는 대표적인 활동은하이다. 이 은하는 1943년 C.K.세이퍼트에 의해 처음 체계적으로 연구 되었으며, 격렬한 활동은하핵을 가지고 있다. 이미 600개 이상의 세이퍼트은하가 발견되었으며, 앞으로도 더 많은 세이퍼트은하들이 발견될 것이다