<우리은하>

별들은 광대한 우주공간에 자유롭게 떠 있다. 이런별들이 모여 이룬 집단을 ' 은하'라고한다. 우주에는 눈으로 볼수 있는 안드로메다은하 외에도 무수한 은하가 있다. 그 하나가 우리들의 태양계가 속해 있는 은하계이다. 은하계는 새로운 별들이 형성되며, 젊은 별들이 어우러져 있는 곳이다. 빛, 전파, 적외선 등을 이용한 관측으로, 은하계의 모습을 살펴보자.

☞은하계의 진화

우리들 은하계는 국부은하군의 은하들과 거의 때를같이 하여 때어났다. 그것은 지금으로부터 약 100억년 전의 일이다. 우주탄생직후에 만들어진 수소와 헬륨가스의 덩어리가 은하계의 바탕이 된 원시은하계이다. 원시은하계는 지름이 100만광년이나 되며, 거의 공 모양을 하고있다. 원시은하계는 천천히 회전하면서, 자체의 중력에 의하여 수축하기 시작하였으며, 가스의 밀도가 차츰 높아졌다. 이때구의 바깥 둘레 부분과 중심부의 가스가 강하게 압축되어 별이 생성되었다. 이것이 종족2의 별이다. 종족2의 별은 지금도 볼수 있다. 헤일로에 있는 구상성단이나 고속도별, 벌지의 별들이 그것이다. 이들별에는 수소나 헬륨이외의 원소가 적다는 등 은하계초기에 태어났다는 특징들을 간직하고 있다.

이 단계에서 별이 되지 못한 가스는 원반 모양이 되어 갔으며, 수축에 의하여 그 회전속도가 빨라졌다. 그결과 공 모양의 짜부라지게 되어 현재의 은하원반처럼 판판한 모습을갖추게 되었다. 이상에 헤일로에서 탄생한 별들 중 무거운 별들은 벌써 일생을 마쳤다. 대폭발을 일으켜 질량의 대부분을 우주 공간으로 날려 보냈다. 이때 탄소나 산소, 철 등의 원소도 함께 방출되어, 원반에 내려 쌓이게 되었다. 그 후 가스의 원반내에 밀도파가 생겨, 나선팔을 따라만들어진것이 종족1의 별이다. 종족1의 별은 현재도 생겨나고 있으며, 이종족에는 종족2의 별에서 방출된 중원소가 포함되어있다. 이렇게 만들어진 별의 질량은 태양 질량의 0.1배에서 100배정도이다. 별의 수명은 약 100억년이다. 이것은 은하계의 나이와 거의 같다. 따라서 무거운 별은 이미 그 일생을 마쳤고 다만 그 일부가 가스로 남았을뿐이다. 이 가스에서 다시 별이생긴다. 은하계내부에서는 가스와 별의 전환이 되풀이 되고있다. 이것이 은하계의 실상이다. 한편, 은하계의 중심에 물질이 집중된 것은 은하계가 생성되던 초기의 일이었다. 그래서 은하계 중심핵이활동적이 되고 폭발히 반복되고 있는 것으로 생각되고 있다. 그러나 그 활동의 메커니즘이나 헤일로의 정체등 아직도 밝혀지지 않은 것이 많다.

☞은하수

우리은하는 약2000억 개의 별이 모여있다. 전체의 모양은 원반처럼 중심부가 볼록하고 가장자리로 갈수록 납작하게 되어있다. 이원반을 '은하원반'이라한다. 별의 수는 은하원반의 가장자리로 갈수록 적어진다. 우리들은 은하원반의 안에 있으므로 그 모습을 직접볼수는없다. 은하우너반 안에서 밖을 향햐여 보면 원반에 수직인 방향에는 별의 수가 매우 많으므로 무수한 별이 겹쳐 빛의 띠처럼 보인다. 이것이 바로 '은하수' 이다. 은하수가 은하계의 모습을 반영하고 있으며 태앙도 그중의 하나라는 것을 밝힌 사람은 18세기 영국의 천문학자 윌리엄 허셜이다. 그는 은하원반의 지름은 약 7000광년이며, 그 중심에 있다고 생각하였다. 그러나 20세기에 들어와서 실은 태양이 은하계 중심에서 어느 정도 떨어진 곳에 있음이 밝혀졌고 또 은하원반의 크기도 훨씬 커서 지름이 10만 광년이나 된다는 것이 판명 되었다.

그리고 은하수를 망원경을 보면 개개의 별을 구별할 수 있다. 그러나 제아무리 큰 망원경을 사용한다. 하여도 은하계의 모든 별을 다 볼 수는 없다. 별과 별 사이의 공간에는 가스와 고체의 미립자인 먼지입자가 떠돌고 있으며, 별빛은 그들에게 흡수되어 약해지기 때문이다. 은하원반을 옆에서 본 방향으로는, 먼지입자가 많기 때문에 고작 1만 광년까지밖에는 볼수가 없다. 태양계에서 은하계 중심까지는 약3만광년이나 떨어져 있다는 것을 생각하면, 이방향으로는 은하계의 겨우 일부만을 보고 있는 셈이다. 한편 은하원반에 수직인 방향에는 먼지 입자가 적기때문에 1억 광년 까지 볼 수있다. 이방향으로는 '구상성단'이라 불리는 나이 많은 노년기 별의 집단이나, 은하계밖의 은하인 안드로메다은하 등도 볼수있다.

☞은하의 구조

1.구상성단의 분포

별의 집단을 성단이라하는데 특히 공모양의 것을 구상성단이라한다. 이 성단은 은하계의 중심으로부터약 15만광년이내의 공간에 주로 분포하고 있다. 1917녀 미국의 천문학자 새플리는 구상성단의 거리를 조사하여, 그분포의 중심이 은하계의 중심에 해당된다는 것을 밝혀 냈다. 그리고 대부분별들이 나이가 많다.

2.헤일로

은하원반의 주위에는 희박한 고온가스가 퍼져 있다. 이영역을 헤일로(galactic halo)라 한다. 헤일로의 가스는 원래 은하계를 형성한 물질로 되어 있기 때문에, 헤일로도 은하계의 일부라고 할 수 있다. 은하원반의 지름이 10만 광년인데 비해 헤일로의 지름은 30만 광년이상이다. 헤일로에서 볼 수 있는 별은 구상성단뿐이다. 그러나 은하원반에는 고속도별이라 불리는 몇개의 별이 발견되어 있다. 고속도별은 헤일로에서 탄생, 태양 가까이에 까지 찾아온 작은 별이다. 이러한 점에서 헤일로의 질량은 은하원반보다 작다고 생각하여 왔으나 최근에 헤일로의 질량이 은하원반과 비슷하다는 것이 밝혀졌다. 헤일로가 무거운 것은 그곳에 고속도별과 같은 작은 별이 많이 있기 때문인지도 모른다. 그러나 이와 같은 별이 아직 관측되어 있지 않다. 은하계의 헤일로는 아직 미지의 영역이다.

3.은하 원반의 구조

은하원반은 별과 성간물질(가스와 먼지입자)로 구성되어 있다. 그 지름은 10만 광년, 두께는 태양부근에서 1000광년정도이다. 젊은 별일수록 은하면 가까이에 분포되어있고 이제 막 타생한 별들이 오여 있는 나선팔의 두께는 약 300광년밖에 되지 않는다. 현재, 여러개의 나선팔이 관측되어 있다. 태양계는 중심에서 약 3만광년 떨어진 '오리온팔'의 은하계 중심쪽 끝에 자리하고 있다. 은하원반은 그중심을 지나면서 은하면에 수직한 축을 중심으로 자전하고 있다. 그 속도는 바깥쪽으일수록 빠르다. 태양은 중심 주위를 매초250km의 빠르기로 돌고 있는 데 1회전에 약 2억년이 걸린다. 은하원반 전체의 무게는 태양의 1000억 배 이상으로 알려져 있다.

4.벌지의 구조

주로 노년기의 별들로 구성되어 있는 벌지는 비름 1만5000광년의 공 모양을 하고 있으며 별의 밀도는 중심에 가까울수록 높다. 이것은 100억년전 은하계가 탄생할 당시의 중심부의 밀도를 나타내고 있다. 벌지는 거의 회전하고 있지 않다.

5.중심핵 원반의 구조

중심에서 1000광년떨어진 곳에 있는 고밀도의 가스운을 '중심핵 원반'이라 한다. 이 원반안에는 고온의 젊은 별이 많이 있다. 중심핵원반은 지름 약2000광년 두계200광년정도의 고리 모양으로, 천천히 회전하면서 팽창하고있다. 이것은 가스가 격심하게 움직이고 있다는 것으 나타낸다. 이 격심한 운동은 지금으로부터 약100만 전에 일어난 은하중심핵 폭발의 결과가 아닌가 생각된다. 은하중심핵의 폭발로 방출된 뜨거운 가스는 주위로 펴져 도넛형의 원반이 되었으며 가스는 바로 식어 암흑 성운과 같은 고밀도의 구름이 되었다. 이구름속에 폭발충격파가 전달되어 가스가 압축된 결과, 온도가 높은 별이 차례로 탄생되었다. 이것이 현재의 중심핵 원반의 모습이로 생각되고 있다. 원반안쪽에는 가스가 희박한 영역이 있어 은하중심핵에서 분출하는 제트를 볼수있다.

5.은하중심핵 주변

중심에서 10광년 떨어진 곳에서는 고밀도의 가스로 형성된 '회전원반'이 고속으로 회전하고 있다. 회전원반은 지름40광년, 두께 5광년 정도의 고리모양을 하고 있는 데 원반의 안쪽지름 20광년의 범위에는 거의 가스가 없다. 회전원반의 안쪽으로부터는 가스가 소용돌이 모양으로 중심을 향하여 흘러 나가고 있다. 흘러들어가는 곳에 위치한 은하중심핵은 방대한 에너지를 방출하면서 밝게 빛난다.

6.나선팔

별빛은 먼지입자에 의해 차단되므로 빛으로는 은하면의 근처밖에는 관측할 수없다. 그러나 전파나 적외선을 이용하면, 은하면의 먼 곳까지 관측할수 있다. 이들 새로운 관측 방법에 의해 은하원반의 구조가 차츰밝혀지고 있는데 은하계 별의 대부분은 은하원반에 모여있다. 은하우너반은 판자처럼 고르게 되어 있는 것이아니라, 젊은 별과 별의 모체가 되는짙은 가스가 모인 팔이 마치 나선 모양으로 뻗고 있다. 이팔을 '나선팔'이라한다. 현재까지 여러 가닥의 나선팔이 관측 되었으며, 태양은 바로 이들 팔의 하나에 위치하고 있다. 이원반부의 중앙에는 노년기의 별로 구성되어 있는 '벌지'라 부리는 공 모양의 부분이 있다. 그중심에는 링의 모양을 한 가스 원반이 2중으로존재한다. 가장중심에는 막대한 에너지를 방출하고 있는 '은하중심핵'이다.

이 나선팔에서는 별이 생성되고 있는데 그과정을 살펴보면 은하원반에서는 소용돌이 모양의 밀도파가 발생하고 있다. 그것은 음파처럼 밀도의 높낮이가 전해져 가는 것이다. 이 밀도파가 나선팔을 형성하고 있는 것으로 생각된다. 밀도파는 은하원반의 중심둘레를 회전하고 있다. 원반의 가스도 마찬가지로 회전운동을 하고 있다. 그런데 밀도파보다 가스가 훨씬 빠르게 회전하기 때문에 가스가 초고속으로 밀도파에 돌입하여 충격퐈가 발생한다. 이 충격파에 돌입한 가스는 갑자기 감속되어 밀도와 압력이 상승한다. 그 결과 암흑성운처럼 밀도가 높고 차가운 가스구름이 생긴다. 그 중에서도 특히 밀고가 높은 구름은 분열하여, 자신의 중력에 의해 수축을 시작한다. 수푹이 계속되면 이윽고, 그 중심에서 핵융합반응이 일어나게 되어 별로서 빛나기 시작한다. 가스가 압축되는 영역은 충격파면의 뒤쪽 약100광년에 이르는 범위이며 별로서 빛나기 시작하는 영역은 충격파면으로부터 수백광년 떨어져 있는 곳이다. 이들 별의 대부분은 푸르스름하고 온도가 높은 별들이다. 그 근처에도 100억년 전에 탄생한 누르스름한 별이 존재한다.

새로 탄생한별은 자외선을 강하게 복사하여 주위의 가스를 이온화 시킨다. 이온화한 가스는 이웃의 가스를 압축하게 되므로, 거기서도 별이 탄생한다. 이처럼 충격파의 뒤쪽에서는 별이 연쇄반응적으로 생성된다. 이것이 별이 탄생하고 가스가 집중되는 나선팔의 모습이다.

7.성간물질(가스와 먼지)

은하수의 어떤 곳에서는 어둡고 별이 없는 것처럼 보이는 부분이있다. 이는 성간물질이 구름처럼 진하게 모여 있는 곳이로 먼지입자가 별빛을 막고있다. 이와같은 구름을 '암흑성운'이라한다. 대부분이 10K(절대온도)의 저온인 이러한 그름속에서 별이 탄생한다. 탄생한지 얼마 되지 않은 별은 자외선을 강하게 복사한다. 더 나아가 이 자외선은 주위의 가스에 존재하는 원자로부터 전자를 이탈시켜 원자를 이온화 기킨다. 이온화가스는 1만K의 고온에서 빛을 내어 빛나게 되는데 이와같은 구름이 '산광성운'이다. 겨울 저녁에 보이는 오리온성운은 그 대표적인 예이다. 은하계를 채우고 있는 것은 고밀도 구름만은 아니다. 그 대부분은 진공에 가까울 정도의 희박한 가스인데 그 온도는 대개 100K이다. 이가스는 은하원반에 널리 분포하며, 그 군데군데에 고밀고 구름이 있다. 그러나 나선팔에서는 가스와 밀도가 매우 높아서, 고밀도 구름은 이곳에 집중되어 있다. 또 은하원반의 줌심부에도 고밀도 이온화가스의 구름이 모여있다. 은하계전체에 분포하고 있는 가스의 질량은 전질량의 10%, 먼지입자의 질량은 가스의 1%정도이다.

☞은하군

무수한 별들이 모여 은하가 형성되는 것처럼 은하도 집단을 이루고 있다. 은하계는 '국부은하군'이라불리는 집단에 속하고 이국부은하군에 늦은 가을의 저녁에 육안으로 볼수 있는 안드로메다은하나 남반구에서 볼수 있는 대마젤란운, 소 마젤란운도 국부은하군이 구성원이다. 국부은하군의 지금은 300만광년 정도이고, 수십개의 은하로 구성되어 있다. 그중에서 나선팔을 가진 나선은하외에 중심부가 막대처럼 생긴 막대나선은하, 타원은하, 불규칙은하등 여러가지 유형의 은하가 있다. 중심은 우리은하와 안드로메다은하이다. 국부은하군처럼 은하군이라는 이름이 붙은 집단보다도 큰 은하집단을 '은하단'이라 한다. 은하군과 은하단은 더욱 머여서' 초은하단'을 형성하고 있으며, 국부은하군은 50개 이상의 은하집단과 함께 '국부 초은하단'을 구성한다. 그 크기는 지름 4억광년이나 되지만, 100억 광년으로 보고 있는 우주의 넓이에 비하면 소규모에 지나지 않는다.