외부 은하

외부 은하

은하

1. 은하 발견의 역사

 밤하늘을 망원경으로 관찰하면 구름같이 허옇게 보이는 것들이 있다. 이들의 모양은 불규칙형, 타원형 등 다양한 형태의 모습을 보인다. 이러한 천체가 있다는 사실은 옛날부터 전해 왔지만 그들의 실제는 1924년까지 정확히 알지 못하였다. 이 천체들 중에 오리온성운과 같이 우리 은하에 속하는 성운도 있지만 나선형과 타원형의 것들은 은하 외부의 다른 은하라는 사실을 알고 있다. 그렇지만 1920년대까지 사람들은 그것을 분리할 수 없었기 때문에 그들을 모두 성운이라고 불리었다. 그러나 20세기에 들어와서 이에 관한 의혹이 생기기 시작하였고, 1920년에는 이 문제에 대한 의견들이 절정에 도달하게 되었다. 그 당시 4월에는 섀플리와 커티스 사이에 공개 토론이 있었는데 섀플리는 나선상 성운의 거리가 멀리 있지만 우리 은하 내부에 존재한다고 주장하였다. 섀플리는 은하의 크기를 결정하였고 우리 은하를 실제보다 크게 추정하였으며 마젤란 성운을 우리 은하의 일부라고 하였다. 커티스는 섀플리의 논의에 반대하였고 독립된 은하라고 주장하였다. 
 
2. 은하의 분류

 허블은 성운들의 일부가 외부 은하라는 사실을 밝혔으며 이들을 집중적으로 연구하였다. 은하들을 형태에 따라 분리하는 것이 은하에 관한 연구의 가장 기초적인 작업이다. 이러한 분류는 은하를 일정하고 체계적으로 연구할 수 있는 토대가 될 수 있다. 허블의 분류가 기본적이기는 하지만 요즘에도 그의 분류체계인 타원, 나선, 불규칙 은하가 은하 분류의 근본이 되고 있다.
 타원 은하는 나선 모양이 없는 타원의 형태를 가진 은하이다. 이 은하들에는 가스와 먼지가 거의 없고 늙은 별만으로 구성되어 있으며 대체로 붉은 색이다. 타원 은하의 형태는 우리가 바라보는 방향이 얼마나 기울어져서 놓여 있는지에 따라 결정된다. 그렇기에 실제의 형태와 다를 수 있다. 
 나선 은하들은 명확하게 보이는 나선구조의 팔을 지니고 있다. 팔의 수는 둘 혹은 그 보다 많은 수를 가진 것들이 있다. 그리고 중심에 뚜렷한 막대 모양이 있는데, 막대를 가진 나선 은하를 막대 나선 은하, 막대가 없는 나선 은하를 정상 나선은하라고 한다. 
 불규칙 은하는 말 그대로 규칙적인 구조를 가지고 있지 않거나 대칭적인 은하를 일컫는다. 이 은하에서는 먼지의 흡수띠가 나타나지 않으며 형태가 일정하지 않고 별도 분간되지 않는다. 

3. 은하의 거리

 은하의 거리를 알면 은하의 물리적 성질을 구할 수 있다 크기, 광도, 질량과 같은 은하의 기본적인 특성을 구하기 위해서는 거리를 알아야한다. 은하들의 거리는 우주의 크기를 알 수 있는 척도이기도 한다. 우리는 은하의 거리를 정확히 구하기가 어려우며 가장 가까운 은하라 하더라도 10% 이상의 오차가 생기기 마련이다. 그래서 천문학자들에게는 은하들의 거리를 구하는 것이 하나의 숙제이며 반드시 풀어야 할 문제이다. 
 가까운 은하는 절대등급이 정확히 알려진 밝은 별 또는 변광성을 외부 은하에서 찾아내어 거리를 구할 수 있다. 외부 은하에서 이러한 종류의 별을 찾아내어 그 별의 실시등급과 절대등급으로부터 거리지수를 통해 은하의 거리를 구할 수 있다. 다만 이런 방법을 사용하기 위해서는 우리은 하와 다른 은하에 있는 비슷한 종류의 별은 비슷한 성질을 지닌다는 가정이 필요하다. 
그리고 이 방법을 적용시키려면 우리가 광도를 알고 있는 별을 외부 은하에서 찾아야 하고 그 광도를 비교해야한다. 아무리 가까운 은하라도 은하들의 거리가 워낙 멀기 때문에 이러한 별들은 선명하게 보이지 않는다. 그래서 가능한 한 가장 밝은 별을 이용하여 이 방법을 적응시켜야 한다. 

4. 은하의 일반적인 특성

은하의 실제 크기를 구하기 위해서는 은하의 거리를 알고 각크기를 알면 된다. 그러나 은하의 끝이 어디까지라고 분명하게 말 할 수 없으므로 은하의 끝을 어떻게 말하냐에 따라서 크기는 달라질 수 있다. 
 가장 작은 은하들은 지름이 300에서 3000광년에 불과하고 거대 타원 은하는 크기가 20만 광년에 이르는 것도 있다. 나선 은하의 크기는 평균 6만 광년 정도로 그 중간에 해당한다. 
 은하의 질량을 결정하는 가장 널리 사용되는 방법은 은하의 회전곡선을 이용하는 방법, 별이나 성간운의 궤도운동을 이용하는 법, 그리고 이중 은하를 이용하는 방법 등이 있다.
 회전곡선 방법은 은하의 중심에서 외부쪽으로 가면서 스펙트럼선의 도플러 이동으로부터 회전속도를 구하고 회전곡선을 그린다. 이 회전곡선이 그 은하의 질량분포를 나타낸다. 
 은하의 광도를 구하기 위해서는 은하의 거리와 배출하는 빛의 양을 알면 된다. 그러나 은하가 배출하는 빛의 양은 은하의 기울기, 먼지로 인한 흡수 등에 따라 달라지기 때문에 이러한 요소들을 보정해 주어야 한다. 
 은하의 색깔은 그 은하에서 많이 보이는 별들의 색깔과 같다. 색깔을 측정하기 위해서는 망원경에 여러 가지 필터를 부착한다. 그리고 은하의 형태와 색깔 사이에는 관련성이 직접적으로 있다. 타원 은하가 나선 은하보다 색깔이 더 붉고 나선 은하는 불규칙 은하보다 더 붉게 나타난다. 나선 은하들 중에서도 팽대부가 크고 나선 팔의 발달이 덜 할수록 더 붉게 나타난다. 온도가 낮고 붉은색의 별이 많으면 은하가 붉게 보일 수 있다. 은하의 색깔은 가스와 먼지의 함량과도 관련성이 있다. 가스와 먼지가 없는 은하는 가장 색깔이 붉은 타원 은하이다. 푸른색의 불규칙 은하는 가장 많은 가스와 먼지를 가지고 있다. 불규칙 은하에는 젊은 별과 늙은 별이 함께 존재하지만 타원 은하에는 늙은 별만 있다. 별의 종류가 다른 것은 불규칙 은하에는 먼지와 가스로 인해 지금도 별이 만들어지고 있지만 타원 은하에는 형성되지 않기 때문이다.