은하수에는 몇 개의 별이 있는가?
우리은하
우리은하(―銀河, )[1] 는 태양계가 속해 있는 은하이다. 우리가 속해 있는 곳이기 때문에 단순히 "은하" 또는 "은하계"라고도 불린다. 은하수는 지구에서 보이는 우리 은하의 부분으로, 천구를 가로지르는 밝은 띠로 보인다. 이 밝은 띠는 다수의 별들로 이루어져 있다. 은하 중심부가 있는 궁수자리 방향에서 가장 밝게 보인다.[2][3] 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로 남십자자리까지에 이른다. 황도에 대한 경사로 보아, 이는 은하면에 대한 태양계 대부분의 행성 궤도면(≒황도면)이 기울어져 있다는 것을 뜻한다. 은하가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 곧 태양계가 은하면에서 그리 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 뜻한다. 우리 은하에는 은하의 중심과 은하의 북극이 존재하는데, 원기 B1950으로 측정한 북극의 적경과 적위는 12h49m, +27.4˚였다.또한 우리은하계에는 4000억 개의 별이 있다고 밝혀졌다.
천문학
활동성 은하는 방출하는 에너지의 상당 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아닌 은하 중심의 다른 에너지 원(블랙홀)으로부터 나오는 은하이다. 이러한 활동은하핵()은 응축원반()을 가진 매우 무거운 블랙홀()이라고 여겨진다. 활동은하에는 시퍼트 은하(), 퀘이사(), 블레이저(), 전파은하()등이 있다. 전파은하는 일반적인 은하와 달리 전파에서 매우 강한 빛을 내며, 퀘이사는 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나이다. 처녀자리 A 은하
1781년, 프랑스의 천문학자 샤를메시에가 당시 그의 천체 목록의 천체 103개 중 한 개로 발견하여 그의 목록에 추가하였다. 메시에 목록은 1781년, 샤를 메시에가 목록 만들기에 시작하여 그가 죽기 전까지 103개의 천체 목록을 만들었다. 메시에 목록의 목적은 혜성과 혼동되는 천체를 알아내기 위해서이다. 이 메시에 목록의 천체들의 번호는 앞에 M이 붙고, 그 뒤에 번호가 붙는다. 즉, M87은 메시에 목록의 87번째 천체인 것이다. 1880년대에, 이 목록은 엔지시 목록에 4486번째 천체로 추가되었다. 엔지시 목록은 덴마크의 천문학자 존 루이스 에밀 드레이어 가 존 허셜의 관측 자료를 토대로 하여 만든 천체 목록으로, 7840개의 천체가 있다. 은하수
아리스토텔레스(384-322 BC)가 저서《기상학》을 통해 알려준 것과 같이, 그리스의 철학자 아낙사고라스(ca. 500–428 BC)와 데모크리토스(450–370 BC)가 은하수가 멀리 있는 별들로 이루어져있음을 제안했다. 그러나 아리스토텔레스 그 자신은 은하수가 서로 가까이 있는 거대한 별들의 폭발에 의해 만들어졌다고 믿었다. 그리고 그 폭발은 대기의 윗부분에서 일어나고 전 세계에서 하늘의 움직임과 함께 계속 된다고 생각했다. 바다뱀자리 은하단
바다뱀자리 은하단()은 바다뱀자리에 있는 은하단이다. 100개의 은하가 모여 있으며, 중심 은하는 NGC 3309로 +11.9등급이다. 나머지는 그보다 어둡다. 은하
초은하단(Supercluster)은 은하단, 은하군, 개개의 은하들이 모여 이루는 거대한 구조이며 수천, 수만 개의 은하를 가진다. 초은하단의 규모에서 은하들은 커다란 공동을 둘러싼 가느다란 실이나 넓은 판과 같은 구조(filaments and sheets)를 이루며 분포한다.[86] 초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적(isotropic)이고 균일(homogeneous)하다.[87] 공기펌프자리 은하단
공기펌프자리 은하단( 또는 Abell S0636)은 펌프자리에 있는 은하단이다. 260개의 은하가 모여 있다. 은하
은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 성간물질들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 많은 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동은하핵(은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다.[5] 은하수
안드로메다은하는 100~140 km/s의 속도로 우리에게 접근하고 있다. 우리은하는 아마 30~40억년 안에 그것과 충돌할지도 모른다. 그들이 충돌하면, 은하 내 각각의 별들이 충돌하지는 않는다. 하지만 대신 두 은하는 약 10억년 후 합쳐져 하나의 타원 은하를 이룰 것이다. 은하군
밀집은하군()은 작은 영역에서 은하들이 서로 가까이 뭉쳐있는 작은 은하군이다. 이들은 보통 약 5개의 은하가 매우 근접해 있어서 다른 은하와 형성으로부터 격리되어 있다. 최초로 발견된 밀집은하군인 스테판의 오중주는 1877년에 발견되었다. 스테판의 오중주 그 자체는 배경의 은하와 상관없는 4개의 은하로 구성된 은하군이다. 천문학자 폴 힉슨은 1982년에 그러한 은하군들을 수록한 목록, 힉슨 밀집은하군을 만들었다. 외계 행성
외계 행성(外界行星) 또는 계외 행성(系外行星)은 태양계 밖의 행성으로, 태양이 아닌 다른 항성 주위를 공전하고 있는 행성이다. 지금까지 3800여 개의 외계 행성이 발견되었으며(2018년 6월 23일 기준: 행성계 2840개에서 행성 3796개. 이 중 다중행성계는 632개) 모두 우리 은하 내에 있다.[1] 우리 은하에만 수십억 개의 행성이 존재하는 것으로 추측되며[2][3][4] 대부분 항성을 돌고 있으나 일부는 홀로 우주 공간을 움직이는 떠돌이 행성이기도 하다.[5] 발견된 외계 행성들 중 지구와 가장 비슷한 것은 프록시마 b이다. 은하수
은하수의 중심부는 막대모양이고, 그 주위는 가스와 먼지, 그리고 바깥쪽으로 네 개의 뚜렷한 나선 팔 구조를 이루는 별들로 뒤덮여있다. 이는 허블 분류에서 팔이 비교적 헐겁게 감긴 나선은하인 Sbc와 거의 유사하다. 천문학자들은 1990년대에 은하수가 보통의 나선은하가 아니라 막대나선은하라고 처음 의심하기 시작했다. 그들의 생각은 2005년, 은하의 중심 막대가 이전에 생각했던 것보다 더 크다는 것을 보여준 스피처 우주 망원경 관측에 의해 증명되었다. 아벨 2218
아벨 2218()은 용자리에 있는 은하단이다. 최대 1만 개의 은하가 모여 있으며, 중심 은하가 중력 렌즈 역할을 한다. 국제천문연맹
1922년 국제천문연맹 제1회 총회에서 별자리의 계통 정리에대한 안이 거론되었고, 1928년 총회에서 지구 천체에서 황도를 따라서 12개, 북반구 하늘에 28개, 남반구 하늘에 48개로 총 88개의 별자리를 확정지은바 있다. 목동자리 공동
곧 다른 천문학자들은 공동에 포함된 소수의 은하들을 발견했다. 1987년에 J. 무디, 로버트 커쉬너, G. 맥컬파인, S. 그레고리는 그들이 목동자리 공동 안에서 찾은 여덟 개의 은하들을 발표했다. 1988년 M. 슈트라우스와 존 허츠라는 더 멀리있는 세 은하를 발견했고, 그렉 알더링과 G. 보던, 로버트 P. 커쉬너, 론 마르츠케는 1989년 14개의 은하의 발견을 발표했다. 1997년에 목동자리 공동에는 60개의 은하가 알려지게 되었다. 안드로메다 은하
안드로메다 은하(_는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하("major galaxy")이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 안드로메다 은하
초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다. 혜성
이같이 불길한 징조로 여겨지던 혜성은 18세기에 들어서야 실체가 조금씩 밝혀지기 시작했다. 천문학자였던 에드먼드 핼리는 혜성에 대해 의구심을 품게 되는데 그의 친구인 아이작 뉴턴이 새로운 주장을 내놓았기 때문이다. 뉴턴은 1680년 10월과 11월에 관측된 혜성이 태양 뒤로 사라졌다가 12월에 나타나자 두 혜성이 같은 것이며 태양을 중심으로 궤도를 그리고 있다고 주장했다. 그 이야기를 들은 핼리는 1705년 24개 혜성의 궤도를 계산하여 1531년과 1607년, 1682년에 출연한 세 개의 혜성이 같은 혜성임을 밝혀낸다. 그리고 1758년 이 혜성이 또 나타날 것이라고 예측했다. 즉 이 혜성이 75~76년을 주기로 지구에 접근한다고 주장한 것이다. 핼리의 예측대로 1758년 긴 꼬리를 드리운 혜성이 밤하늘에 나타났다. 이로써 갑자기 나타났다 사라지는 혜성에 주기가 있다는 것이 밝혀졌으며, 혜성은 그의 이름을 따 핼리혜성이라 이름을 붙이게 됐다. 이후 다양한 연구를 통해 혜성은 주기적으로 지구를 지나간다는 것과, 태양 주위를 공전한다는 사실이 밝혀졌다.[1] 항성
절대 등급, 겉보기 등급 모두 로그 단위를 이용하여 표시한다. 별의 밝기에서 1등급의 차이는 약 2.5배이다.[99] 2.5를 다섯 번 곱하면 근사적으로 100이 된다. 여기서 1등급별은 2등급별보다 2.5배 밝고, 6등급별보다 100배 밝다는 것을 알 수 있다. 날씨가 가장 좋을 때 사람의 눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 6등급 정도 밝기이며, 천구 전체에 걸쳐 6등급 이상의 눈에 보이는 별의 수는 약 6000개 남짓 수준이다.[51] 우리은하
그러나, 현 시점에서 우리은하는 안드로메다 은하에 비해 2배 이상으로 활발히 별을 생성하고 있으며, 안드로메다 은하가 연간 평균 태양 질량을 기준으로 1~2개의 별을 생성하는 반면, 우리은하는 연간 평균 5~6개의 별을 생성하고 있는 것이 확인되었다. 안드로메다 은하의 중심 핵이 2개로 이루어져 있는 것으로 보아 과거에 안드로메다 은하는 다른 은하와 충돌, 합병하면서 "Starburst 은하"처럼 별이 폭발적으로 생성된 시기가 있었던 것으로 추측되며, 우리은하는 현재 활발히 별을 생성 중인 단계인 것으로 과학자들은 추정하고 있다. 실제로 2010년에 안드로메다 은하가 약 90억년 전에 두 은하 간의 충돌에 의한 합병이 시작되어 약 55억년 전에 최종적으로 현재의 은하로 합체되었음이 여러 증거를 통해 확인된 바 있다. 최근 관측결과에서는 안드로메다 은하도 우리은하처럼 정상나선은하가 아닌 막대나선은하일 가능성이 제기되고 있으며, 또한 두 은하의 헤일로 내 금속 성분 비가 유사한 결과로 보아 우리은하와 안드로메다 은하는 비슷한 시기에 태어나 비슷한 발달 과정을 거쳐온 형제은하일 것으로 추측되고 있다. 현재 두 은하는 서로 간의 중력의 영향으로 점점 가까워지고 있으며, 향후 30~40억년[22][23] 이내에 충돌하여 결국에는 처녀자리 은하단의 M87 은하처럼 하나의 초거대 타원은하로 새로 태어날 것으로 예상되고 있다. 이때의 우리 은하의 이름은 아마도 'Mikomeda Galaxy(미코메다 은하)'일 것이다. 은하중심
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있다. 이들 대부분은 늙고 붉은 색의 주계열성들이지만, 무거운 질량을 지닌 별들도 많다. 이 곳에서 OB항성 및 울프-레이에별이 100개 이상 발견되었다. 이들은 모두가 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보인다. 이렇게 젊은 별들이 존재한다는 사실은 전문가들에게 있어 놀라운 사실이었다. 기존의 이론에 의하면 중심부에 있는 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다고 믿었기 때문이다. 이를 젊음의 역설("paradox of youth")이라고 부른다(S2의 경우는 궁수자리 A*에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 항성으로, 젊음의 역설을 더욱 극명하게 보여주는 존재이다). 이 상황을 설명하기 위한 이론으로, 질량이 큰 성단에서 떨어져 나온 별들이 자리를 옮겨 왔거나, 또는 중심 블랙홀 근처에 형성된, 질량이 크면서 작은 크기의 착증 디스크에서 항성이 탄생했다고 보고 있다. 재미있는 점은 이들 100개 젊은 별은 중심부 블랙홀 사방으로 불규칙하게 분포되어 있는 것이 아니라, 대부분이 한 면( UCLA group을 참고) 또는 두 개의 면( MPE group을 참고) 위에 분포되어 있다는 것이다. 그러나 현재 시점에서 이 관측 결과에 대해 확증적인 결론을 내리지는 못하고 있는 상황이다. 은하군 및 은하단
우리은하는 40개 이상의 은하들로 구성된 국부은하군에 포함되어 있다. 변광성
2003년 업데이트 된 변광성 총괄 목록 최신판에는, 우리 은하에 존재하는 4만 개 이상의 변광성, 다른 은하에 있는 1만 개의 변광성, 변광성으로 추측되는 1만 개의 천체들이 수록되어 있다. 우리은하의 위성 은하 목록
은하수 준은하군()의 일부로서, 우리 은하는 우리 은하의 중력으로 속박된 몇 개의 작은 은하들을 가지고 있다. 이 준은하군은 국부 은하군의 일부이다. 히파르코스 목록
히파르코스 목록()은 1989년부터 1993년까지 활동한 유럽 우주국(ESA)의 인공위성인 히파르코스 위성의 관측 자료로 1997년에 발간된 항성 목록이다. 히파르코스 목록은 히파르코스 인공위성의 자료를 이용한 3개의 항성 목록 중 하나이다. (나머지 두개는 《티코 성표》와 《티코-2 성표》이다.)
총 118,218개의 항성이 실려 있다. 우리은하
우리은하는 과거로부터 끊임없이 주위의 작은 은하를 흡수, 합병하면서 성장하여 현재의 모습에 도달하였다는 것이 대체적인 중론이다. 과학자들은 우리은하 내의 별들의 공간 구조를 조사하다가 특이한 별집단의 운동('성류'라고 불림)을 인식하게 되었고, 이는 우리은하가 다른 은하를 잡아먹고 남은 잔해물이라는 결론에 도달하였다. 우리은하의 중심부에 존재하면서 은하 핵을 수직으로 공전하는 특이한 "Inner Ring" 과 외곽 헤일로에서 최근 존재가 확인된 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 바로 그것이다. 또한, 1999년에는 대한민국 연구팀이 우리은하에서 가장 큰 구상성단인 오메가 센타우리가 원래는 왜소은하의 중심핵이었음을 입증한 바 있으며, 현재 우리은하의 약 200여개 구상성단 중 최소 40%는 우리은하가 아닌 주변 왜소은하의 중심핵이었거나 이들 왜소은하에 딸린 구상성단이었을 것으로 추정된다. 지금 현재에도 최소한 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중인 것으로 확인되고 있으며, 지구로부터 25,000광년 떨어진 큰개자리 왜소은하와 70,000광년 떨어진 궁수자리 왜소은하가 바로 그 희생양 들이다. 최근 2005년에 발견된 처녀자리 왜소은하의 경우, 지구로부터 약 30,000광년 떨어진 거리에서 우리은하를 밑에서 위로 관통하고 있는 것으로 밝혀졌으나, 궁수자리 왜소은하와 가까운 위치 때문에 새로운 왜소은하인지 아니면 궁수자리 왜소은하의 잔해물인지의 여부가 불확실한 상태이다. 특이한 점은 최근의 컴퓨터 시뮬레이션에서 처녀자리 왜소은하의 경우 운동 궤적을 조사한 결과, 과거에 몇 번이나 우리은하를 수직으로 관통한 적이 있는 것으로 나타나 어떻게 우리은하에 흡수되지 않고 형태를 유지하여 왔는지가 미스테리인데 우리은하의 중력을 이겨낼 정도로 상당한 양의 암흑물질을 보유한 것이 아닌가 추정된다. 초은하단
초은하단의 존재는 우리 우주의 은하가 균일하게 분포하지 않음을 의미한다. 대부분의 은하는 한데 모여 수십 개 또는 수천 개의 은하로 이루어진 은하군과 은하단을 이룬다. 그러한 은하군과 은하단, 추가적으로 고립된 은하는 초은하단이라 불리는 더욱 거대한 구조를 이룬다. 은하 색등급도
은하 색등급도(銀河色等級圖, galaxy color–magnitude diagram)는 은하의 절대등급(광도로 측정)과 질량 사이의 관계를 보여주는 도표이다. 색등급도 상에서는 세가지의 영역이 나타나는데, 이들에 관한 설명은 2003년에 에릭 F. 벨 등의 콤보-17 탐사를 통해 이루어졌다. 슬론 디지털 전천 탐사 및 1961년 드 보클레르의 은하 형태 분석에서는 도표상에서 두가지의 분포가 드러나는데, 하나는 적색 은하로, 다른 하나는 청색 은하로 이루어진 것이다. 정확히 말해서 색등급도는 세 가지 주요 분포로 나뉜다. 둘은 앞에서 언급한 적색렬("red sequence")과 청색운("blue cloud")이고, 나머지 하나는 그 중간에 위치한 녹색협곡("green valley")이다. 적색렬은 대부분의 적색 은하를 포함하는데, 이들은 일반적으로 타원은하이다. 그에 비해 청색운은 주로 나선은하로 이루어진 대부분의 청색 은하를 포함한다. 두 분포 사이에는 녹색협곡이라 불리는 상대적으로 은하가 적은 분포를 보이는 공간이 있다. 여기에는 수많은 적색 나선은하가 포함되어 있다. 도표와 유사하게 생긴, 별에 관한 헤르츠스프룽-러셀도와는 달리 은하의 물리량은 색등급도 상의 위치를 통해 완전한 측정이 이루어질 수 없다. 도표는 시간에 따른 그럴듯한 진화 경로를 보여주는데, 우주의 진화 초기에 있는 적색렬은 등급에 대한 색깔이 좀 더 일정하며 청색운은 균일하게 분포해있지 않지만 적색렬로의 진행을 보여준다. 은하
역사적으로 은하는 겉보기 모습, 즉 시각적 형태로 분류되어 왔다. 일반적인 형태로 타원 은하와 나선 은하가 있는데 전자는 대강의 윤곽이 타원형이고 후자는 먼지투성이의 나선팔들이 소용돌이치는 원반형 구조이다. 불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 불규칙 은하로 분류되며, 보통 이웃 은하들의 중력 때문에 모양이 교란된 것이다. 은하 간의 상호 작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별생성률이 커지게 되는데, 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 폭발적 항성생성 은하가 된다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖추기 못한 작은 은하들 역시 불규칙 은하로 분류된다.[6] 대논쟁 (천문학)
에드윈 허블의 연구 덕분에, 현재는 이 나선성운들이 수십 - 수백억개씩 존재하는 외부은하들 중 하나에 불과하는 것이 알려졌다. 따라서 이 대논쟁에서 커티스가 좀 더 사실에 가까운 주장을 했던 셈이 된다. 또한, 섀플리가 언급한 신성은 실제로 은하보다 많은 에너지를 순간적으로 낼 수 있는 초신성이었다. 한편 다른 결과들에 대해서는 섀플리와 커티스 어느 누구도 정확하지는 않았음이 밝혀졌다. 실제 우리은하의 크기는 두 사람의 제안한 값들 사이에 있으며, 태양계는 커티스의 주장과는 달리 우리은하의 중심에 위치하지 않고, 섀플리의 주장처럼 바깥쪽에 위치한다. 행성상성운
지금까지 우리 은하 안에 존재하는 행성상성운이 약 3000개 가량 발견되었다. 우리 은하의 별의 개수는 약 2천억 개이다. 별의 전체 수명에서 행성상성운이 차지하는 기간이 매우 짧기에 별의 개수에 비해 행성상성운의 개수가 매우 적은 것이다. 행성상성운들은 대개 은하수 원반 근처에서 발견되며, 은하 중심 근처에서 가장 밀집되어 있다. 우리은하
안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, 최근의 관측 결과 과거에 헤일로로 추정되던 부분이 실제로는 은하 원반임이 판명됨에 따라 이전의 추정지름 12만 ~ 14만의 크기를 훨씬 뛰어넘어 지름이 약 22만 광년(최대 약 25만 광년)에 이르는 거대 나선은하인 것으로 보이며, 포함하는 총 별의 갯수도 1조 개 이상으로 우리은하의 2배에 달한다. 따라서, 우리은하에 비해 밝기도 2배에 달할 것으로 추정되고, 중심부 벌지(Bulge)도 우리은하의 것보다 더 크고 더 밝다. 그러나, 무게 면에서는 우리은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되며, 실제로 안드로메다 은하는 우리은하보다 질량이 작은 것처럼 거동하는 특성을 나타낸다. 이는 우리은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고 보다 더 조밀하게 밀집되어 있는 것 때문으로 추정되나, 한편으로는 여전히 풀리지 않는 의문점이 많다. 안드로메다 은하 중심부의 초거대 블랙홀은 태양 질량의 약 3000만배 이상으로 우리은하보다 훨씬 무겁다고 추정되며, 통상적으로 은하의 무게는 중심부 블랙홀의 무게와 비례한다는 관측결과와 상충되는 모순점이 있는 것 등으로 있다. 이는 은하가 얼마나 혼돈한 활동을 겪었는지 연구 중이지만, 우리 은하는 비교적 적당한 크기의 가스 구름과 은하들을 꾸준히 삼켜서 성장한 반면, 안드로메다 은하는 좀 더 덩치 큰 은하와 구름들과 충돌하여 혼돈을 좀 더 심하게 겪어 은하 중심부에 블랙홀이 많이 커졌다는 연구가 있다.[21] 은하
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름(molecular cloud)에서 만들어 진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하(starburst galaxy)라고 부른다. 그런데 이렇게 계속 빨리 별을 만들다 보면, 은하는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 금방 소진해버리게 된다. 따라서 이러한 폭발적 별 생성은 오래 지속될 수는 없고, 은하의 나이보다 훨씬 적은 약 천 만년 정도만 지속된다. 이러한 폭발적 별생성 은하은 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며,[53] 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다.[54] 폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다.[55] 에드윈 허블
허블은 은하들을 관찰하여 생김새에 따라 분류하였다.(이 분류 방법을 허블 순차라고 한다) 허블의 분류에 따르면 은하들은 크게 네 가지로 나뉘는데, 타원은하, 나선은하, 렌즈은하, 그리고 불규칙 은하들이다. 관측되는 은하 중 나선은하는 약 77%, 타원은하는 약 20%, 불규칙은하는 약 2%를 차지한다. 각 은하들은 다음과 같은 특징을 가진다. 은하
은하들의 진화는 은하간 상호작용과 충돌에 의해 크게 좌우된다. 비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습들 띄었다.[76] 이러한 은하간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 조석력 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석꼬리(tidal tail)라고 하는 일련의 구조가 만들어 진다. 이러한 예로서는 NGC 4676이나[77] 더듬이 은하(Antennae)가 있다.[78] 다른 예로는 현재 약 130km/s의 속도로 서로 가까워지고 있는 우리은하와 안드로메다 은하가 있다. 아마 60억년 정도가 지나면, 아마 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 과거에 우리은하가 안드로메다 같이 큰 은하와 충돌했었다는 증거는 없지만, 우리은하가 다른 작은 왜소은하들과 충돌하거나 잡아먹었다는 연구 결과는 계속해서 늘어나고 있다.[79] 하지만 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 이렇게 비슷한 질량을 가진 은하의 충돌은 점점 적어지며, 현재 우주에서 실제로 이러한 큰 규모의 상호작용은 매우 드물게 일어난다. 따라서 현재 가장 밝고 무거운 은하들은 주로 먼 과거에(약 100억년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다.[80] 세이퍼트의 6중 은하
세이퍼트의 6중 은하 (Seyfert's Sextet)은 뱀자리에 있는 네 개의 은하군을 말한다. 이 여섯 개는 각각 6027, 6027A, 6027B, 6027C, 6027D, 6027E로 분류되며 모두 상호작용 은하이다. 별이 빛나는 밤
몇몇 천문학자들은 이 작품의 별들이 실제 밤하늘의 별들이라고 설명한다. 당시 양자리의 별들과 금성, 그리고 달이 그림처럼 위치할 수 있다고 한다. 또 일부에서 이 그림에 나타난 11개의 별은 고흐가 성서 창세기 37장에 나오는 ‘열한 별’에서 영감을 얻은 것이라고 주장한다고 한다. 태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다.[87] 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다.[88] 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다.[89] 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다.[90] 은하
은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 Mpc내에 모인 것인데 이를 은하단(clusters of galaxies)이라고 부른다. 은하단의 중심부에는 은하단 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 두드러지는 거대한 은하가 종종 존재하는데, 이를 거대확산 은하, cD(cluster Diffuse) 은하, BCG(Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이러한 은하들은 주위의 작은 은하들을 병합하면서 크게 성장한 것으로 보인다.[85] 은하수
은하의 얇은 원반면에 있는 별들의 나이는 HE 1523-0901와 같은 방법으로 추정될 수 있다. 별들의 나이 측정을 통해 얇은 은하면이 88억년에서 17억년 사이에 만들어졌음을 알 수 있었다. 또 은하헤일로와 얇은 원반면의 형성 사이에 약 5억년의 틈이 있었다는 것도 알 수 있었다. 은하팽대부
은하팽대부(銀河膨大部, )는 은하 내에 빽빽하게 모인 별들의 군집이다. 이 용어는 주로 대부분의 나선은하에서 찾을 수 있는 중심의 별의 군집을 의미하는데 쓰인다.(은하구 참고) 역사적으로, 팽대부는 주위에 별들로 구성된 원반을 가진 타원은하일 것으로 여겨졌지만, 허블우주망원경을 이용하여 촬영한 고해상도 사진에서는 많은 팽대부가 나선은하와 더 가까운 특징을 가진 것으로 밝혀졌다. 현재 팽대부에는 적어도 두 유형이 있는 것으로 여겨지는데, 타원은하와 유사한 팽대부와 나선은하와 유사한 팽대부가 그것이다. 천상열차분야지도 각석
석각의 중심 부분인 별자리 그림에는 중심에 북극을 두고 태양이 지나는 길인 황도(黃道)와 남ㆍ북극 가운데로 적도(赤道)를 나타내었다. 또한 눈으로 관찰할 수 있는 별들이 총망라되어, 황도 부근의 하늘을 12등분 한 후, 1464개의 별들을 점으로 표시하였다. 이 그림으로 해·달·5행성(수성·금성·토성·화성·목성)의 움직임을 알 수 있고, 그 위치에 따라 절기를 구분할 수 있다. 여기에 새겨진 별의 수 1,464개는 중국에서 3세기 초에 만들어졌다고 기록되었으나 전해지지 않는 삼가성도(三家星圖)의 283좌 1,464개와 일치하고 있어 주목된다. NGC 4631 은하군
NGC 4631 은하군(NGC 4631 Group)은 사냥개자리와 머리털자리의 경계 지점에 있는 은하단이다. 최소 5개에서 최대 27개의 은하가 있다.이 은하단은 처녀자리 은하단의 일부와 같이 상대적으로 '복잡하다.' 이러한 이유 때문에 각 은하마다 극단적으로 다른 점이 존재하기 마련이다. 이 은하단에는 적어도 5개의 은하가 하나의 은하단을 이룰 것으로 추정된다. 만약 다른 영역까지 고려한다면 27개까지 그 개수가 증가한다. 덧붙여, 이 은하단에서 제일 유명한 은하는 NGC 4631, 즉 고래 은하와 NGC 4656/NGC 4657, 즉 하키 막대로 불리는 은하 둘이다. 은하
1786년에 윌리엄 허셜이 자신의 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31과 같은 특정 천체들을 "나선 성운"(spiral nebula)이라고 불렀다. 후에 이 천체가 사실은 엄청난 수의 항성들로 이루어져 있다는 것과 이 천체들이 우리 은하 바깥에 존재한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬우주(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "우주(Universe)"라는 단어는 존재하는 모든 것들을 가리키는 것으로 이해될 소지가 다분했고, 따라서 이 용어는 사장된 뒤 "은하"(galaxies)라는 용어가 사용되었다.[14] 은하수
은하의 원반은 나이든 별들과 구상성단으로 된 회전타원체 헤일로로 둘러싸여있다. 회전타원체 헤일로의 90%는 100,000광년 이내에 있고, 헤일로 지름은 200,000광년이다. 그러나 PAL 4나 AM1 같은 몇몇 구상성단은 은하 중심에서 200,000광년 보다 더 떨어진 먼 곳에서 발견된다. 이 성단들의 약 40%는 우리 은하 회전의 반대 방향으로 움직이는 역행궤도에 있다. 구상성단은 행성의 타원궤도와 대조적으로, 은하에 대해 장미 궤도(rosette orbits)를 따를 수 있다. 은하 병합
은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다. 큰 병합("major merger")이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다. 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다. 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다. 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더이상의 별의 형성은 없다. 왜소은하
우리은하는 20개 이상의 왜소은하를 위성으로 두고 있는 것으로 밝혀졌고, 또한 최근의 관측은 천문학자들이 우리은하에서 가장 큰 구상성단, 센타우루스자리 오메가가 사실 중심에 블랙홀을 가지며 어느 시기에 우리은하에 의해 흡수된 왜소은하의 핵임을 믿게 만든다. 은하수
영어 이름은 ‘우유’에서 유래된 고대 그리스어 ‘Γαλαξίας’의 변형이다. 이 단어는 ‘Galaxy’의 어원이기도 하다. 그리스 신화에서는 은하수가, 헤라가 헤라클레스에게 우유를 먹이다가 우유를 쏟아서 만들어졌다고 설명하고 있다. 특이은하 목록
특이 은하 목록()은 영국의 천문학자 할튼 알프가 만든 은하 목록이다. 338개의 은하가 올라와 있다. 왜소은하
초밀집왜소은하(, UCD)는 최근에 발견된 매우 높은 항성분포를 가진 매우 밀집한 은하의 유형이다. 이들은 대략 직경 200 광년에 약 1억 개의 별을 포함하는 것으로 추정된다. 이들은 부유은하단의 중심을 통해 끌려가다 조석 상호작용에 의해 외피층의 가스와 별들이 뜯겨져 나간 응집한 왜소타원은하의 핵일 것으로 이론화 되었다. UCD는 처녀자리 은하단, 화로자리 은하단, 아벨 1689, 머리털자리 은하단 등 은하단에서 발견된다. UCD의 극단적인 예로는 약 5,400만 광년 떨어져 있는 M60-UCD1이 있다. 이는 반경 160 광년 이내에 대략 2억 태양질량의 물질을 포함하고, 중심영역에 밀집된 별들 사이의 거리는 우리은하에서 지구가 위치한 영역에서의 별들보다 약 25배 가깝다. 외계 행성
2012년 12월 1일 기준으로 외계행성 백과사전에 등재된 태양계 이외 행성의 수는 853개이다. 이 중 일부는 1980년대 후반 그 존재에 대한 논란이 일었던 행성들도 있다.[30] 이들 외계 행성은 672개의 항성계 구성원이며 항성계 중 126개는 다중행성계이다. 케플러-16은 쌍성계를 도는 행성을 거느리고 있다.[31] 독수리자리
독수리자리는 은하계 안쪽에 놓여 밝은 별들이 많다.다음과 같은 행성상성운을 찾아볼 수 있다.그 외에 다음과 같은 어두운 천체들이 있다.독수리자리는 톨레미의 48 별자리에 포함되었으며, 기원전 4세기의 유독소스(Eudoxus)와 기원전 3세기의 아라투스(Aratus)에 의해서 언급되기도 하였다. 현재는 IAU(국제천문연맹)이 인정한 현대 88개 별자리 중 하나이다. 에이벨 목록
에이벨 목록 Abell Catalog 또는 부유은하단에 관한 에이벨 목록 Abell Catalog of rich clusters of galaxies은 명목상 적색편이 z ≤ 0.2인 부유은하단 4,073개를 수록하는 전천 목록이다. 이 목록은 원본이자 은하단 2,712개를 수록했던 조지 O. 에이벨의 1958년 "북부 탐사" Northern Survey를 증보한 것이다. 당초 탐사에서 천구의 남반구 지역이 누락되자 공동저자 해럴드 G. 코윈과 로널드 P. 올로윈이 에이벨 사후 "남부 탐사" Southern Survey를 착수하여 1,361개의 은하단을 추가하였다. 은하
은하(銀河, )는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다.[1][2] 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας)에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(107) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고,[3] 큰 것들은 100조(1014)여 개의 항성들을 가지고 있는데,[4] 이 항성들은 모두 은하의 질량중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전한다. 은하군 및 은하단
은하군은 가장 작은 은하 무리이다. 이들은 보통 직경 1~2 메가파섹(Mpc) 내에 50개보다 적은 은하들을 포함하고 있으며, 질량은 대략 10 이다. 개개의 은하에 대한 속도 범위는 약 150 km/s이다. 그러나, 크고 무거운 은하계도 가끔 은하군으로 분류되기 때문에 이 정의는 지침으로만 사용되어야 한다. 은하군은 근방의 우주에서 적어도 50%를 차지하고 있는, 우주에서 가장 흔한 구조이다. 은하군은 매우 거대한 타원은하와 은하단 사이의 범위의 질량를 가지고 있다. 얇은 원반
얇은 원반(thin disk)은 우리은하를 비롯한 많은 은하들에서 발견되는 은하 구조 요소이다. 우리은하의 얇은 원반은 은하평면 위로 약 1 킬로파섹(3.3 광년) 정도에 해당하며, 은하평면의 별들의 85%가 얇은 원반에 분포한다. 얇은 원반은 은하 형성 초기에 만들어진 늙은 별들로 이루어진 두꺼운 원반과는 구분된다. 얇은 원반의 별들은 은하 형성 후기에 기체 강착의 결과로 만들어진 것이다. 낱은하
낱은하(Field galaxy)는 거대한 은하단에 포함되어있지 않고, 중력적으로 혼자인 은하를 말한다. 은하의 대략 80% 정도는 은하단이나 은하군의 중심부로부터 5 Mpc 내에 존재한다. 대부분의 낮은 표면밝기 은하가 낱은하이다. 항성운동학
우리 은하에는 약 1000 개의 HVS가 존재할 것으로 추정된다. 우리 은하에 약 1,000억 개의 별이 있다는 것을 감안하면, 이정도 수는 아주 극히 일부분(~0.000001%)에 해당한다. 구상성단
발견된 구상성단의 수는 계속 늘어나서, 1915년에 83개, 1930년에 93개, 1947년에 97개에 이르렀다. 현재까지 우리은하에서 152개의 구상성단이 발견되었고, 추측되는 전체 수는 180 ± 20개 정도일 것으로 생각된다. 아직 발견되지 못한 구상성단들은 은하수의 가스와 먼지 뒤에 가려져 있을 것이다. 초은하단
우리은하는 부족 및 불규칙 은하단인 국부 은하군에 위치한다. 부유 은하단(rich cluster)이 수백 개에서 수천 개의 은하를 포함하고 있는데 비해, 부족 은하단(poor cluster)은 단 수십 개 정도의 은하를 포함한다. 국부 은하군은 직경 1억 광년의 국부 초은하단(처녀자리 초은하단) 근처에 있다. 국부 초은하단 총질량은 태양의 약 1,000조 배에 해당한다. 구상성단
은하헤일로에서 발견되는 구상성단은 은하원반에서 발견되는 산개성단과 비교하여 별이 상당히 많고 또 훨씬 늙은 별들로 이루어져 있다. 구상성단은 제법 흔한 천체로서, 현재까지 약 150개 ~ 158개 의 구상성단이 우리은하에서 발견되었다. 또한 10개 ~ 20개 정도가 아직 발견되지 않았을 가능성이 있다. 큰 은하일수록 구상성단도 많을 것으로, 안드로메다 은하는 500개 정도의 구상성단을 가지고 있을 것으로 생각된다. 은하단의 중심에 자리잡은 거대타원은하, 예컨대 메시에 87 같은 것은, 13,000 여개의 구상성단을 거느리고 있다. 이 구상성단들은 반지름 40 킬로파섹(약 131,000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다. 베이비 붐 은하
베이비 붐 은하는 폭발적 항성생성 은하였는데, 그것은 우리 은하가 연간 10개의 별이 태어나는 데 비하여 400배나 되는 4,000여개의 별이 태어나기 때문에 그러하였다. 이 정도 수준은 이 은하가 성장하여 지금까지 발견된 가장 거대한 은하로 성장하는 데 걸리는 시간이 5,000만 년에 불과함을 시사한다. 그리고 다른 은하와 베이비 붐 은하의 형태를 비교해 보았는데, 다른 은하에 비해 베이비 붐 은하는 완전히 다른 형태를 띠고 있었다. 이 은하는 다른 은하에 비해 빅뱅 직후에 생성되어 14억 년 정도 지속되었으며, 평균적으로 다른 은하에 비해 새로운 형태로 되었다. 그래서인지 은하단에 속해 있으면서도 불구하고 매우 작다. 금속함량
우리 은하 내에서 금속함량은 은하 중심에서 가장 높고, 바깥쪽으로 갈수록 낮아진다. 이처럼 금속함량이 점진적으로 변하는 것은 은하 중심부에 있는 별들의 밀도에 기인한다. 은하 중심부에는 별이 주변보다 더 많고 시간이 흐르면서 중원소들이 성간 매질로 다시 반환되고 새로운 별로 뭉치는 빈도가 외곽보다 높다. 비슷한 원리로 거대한 은하는 작은 은하보다 금속함량이 높은 경향이 있다. 마젤란 은하(우리 은하를 공전하며, 두 개의 불규칙 은하로 이루어져 있음)의 경우, 대마젤란 은하는 우리 은하 금속함량의 40% 정도이며, 소마젤란 은하는 10% 정도이다. 베이비 붐 은하
베이비 붐 은하()는 육분의자리에 있는 폭발적 항성생성 은하이다. NASA의 스피처 과학 센터가 캘리포니아주 학회 기술로 발견하였으며, 이 은하는 가장 밝은 폭발적 항성생성 은하로 주목을 받았다. 이 은하에서는 우리 은하에서 연간 10개가 태어나는 데 비하여 400배인 약 4,000여 개의 별이 태어난다. 한편 안드로메다 은하는 우리 은하에 비하여 적은 수의 별이 태어나며 평균 1~2개 정도이다. 은하좌표는 236.4979 +42.4241이다. 위성 목록
천왕성은 이름이 붙은 27개의 위성을 가지고 있고, 다섯 개는 정역학적 평형을 달성할 만큼 크다. 13개의 위성이 고리 안을 돌고 있고, 다른 위성들은 모두 불규칙 위성이다. 다른 행성들과 다르게, 천왕성의 모든 위성들은 윌리엄 셰익스피어의 작품과 알렉산더 포프의 "머리카락을 훔친 자"에 나오는 주인공 이름을 따서 지어졌다. 은하단
은하단(銀河團, )은 서로 중력에 의해 속박된 수백 개에서 수천 개의 은하들로 구성된 구조이다. 이들은 우주에서 가장 큰 중력속박 천체로 알려져 있고 초은하단이 발견되기 전인 1980년대까지 우주에서 가장 거대한 것으로 알려졌던 구조이다. 은하단의 중요한 특징 중 하나는 은하단내부물질(ICM)이다. ICM은 은하 사이에 분포하며 대략 7~9 KeV의 온도로 가열된 가스로 구성되어 있다. 은하단은 산개성단과 같은 성단과는 혼동되지 말아야 한다. 성단은 은하의 내부에 있는 별들의 구조로, 심지어 일반적으로 은하를 공전하는 구상성단도 그렇다. 보다 작은 은하들의 무리는 은하단 보다는 은하군으로 불린다. 은하군 및 은하단은 서로 모여 초은하단을 구성한다. 은하
1990년에 들어 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 인해, 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 (따라서 은하들의 수십 억년 전 모습을) 관측할 수 있게 되었다. 이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 은하들을 고적색편이 은하(high-redshift galaxy)라고 한다. 예를 들어 1995년에, 허블 망원경은 허블 딥 필드라고 불리는, 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 얻었는데 여기에는 은하까지의 거리가 약 100억 광년이 넘는 은하들도 포함되어 있었다.[31] 한편 사람의 눈에 보이지 않는 여러 파장의 빛을 관측할 수 있는 기술이 발달하면서 (예를 들어 전파망원경, 적외선 카메라, X-선 망원경), 현재는 여러 파장에서 오는 정보를 종합하여 은하의 특성들을 이해하는 노력이 이루어지고 있다. 천문학
대부분의 은하들은 모양에 따라 타원은하, 나선은하, 불규칙 은하로 분류된다.
이름대로 타원은하는 하늘에 투영된 모습이 타원을 띄는 은하이다. 타원은하의 별들은 무작위적인 궤도를 가지고 움직이며, 성간물질이 적으며, 새로 생성되는 별이 적은, 주로 나이가 많은 별들로 이루어져 있다. 타원은하들은 주로 은하단의 중심부에 위치하며, 여러 은하들이 합쳐져서 만들어졌다고 여겨지고 있다.
나선은하는 납작한 회전하은 원반모양을 가지고 있으며, 중심부의 팽대부(또는 막대)와 나선 모양의 팔들로 이루어져 있다. 나선팔들은 성간먼지를 많이 포함하고, 주로 별들이 형성되는 곳으로 푸른 빛을 띠고 있다. 나선은하들은 주로 나이가 많은 별들로 이루어진 헤일로에 둘러 싸여 있다. 우리은하와 안드로메다 은하가 대표적인 나선은하이다.
불규칙은하는 나선은하와 타원은하로 분류할 수 없는 일정한 모양을 갖지 않는 은하이다. 이러한 불규칙한 모양은 다른 은하와의 상호작용 때문에 만들어진다. 은하군
은하군() 또는 GrG는 서로의 중력에 의해 속박된 50개 미만의 은하들로 구성된 무리이다. 일차적으로 무리를 이룬, 은하군보다 더 큰 은하무리를 은하단이라고 부른다. 은하군 및 은하단은 서로 모여 초은하단을 구성한다. 도마뱀자리 10
O형 주계열성은 자체의 광도가 높아 먼 곳에 있더라도 눈에 잘 띈다. 그러나 2,000만 개 항성 중 1개만 있을 정도로 그 숫자가 너무 적기 때문에 관측할 수 있는 대상 역시 몇 되지 않는다 (우리 은하내에서 4000억개의 항성들 중 O형 주계열성은 2만개 남짓으로 추정). 도마뱀자리 10의 밝기는 4.9등급으로 맨눈으로 희미하게 보일 수준인데, 이 별과 우리 사이에 놓여 있는 성간 구름을 걷어낸다고 가정하면 밝기는 4.53등급까지 올라갈 것이다. 은하수
은하수의 질량은 측정방법과 사용된 데이터에 따라 차이가 난다. 최근의 측정결과 은하수의 질량은 안드로메다은하보다 약간 더 작게, 태양의 질량(M☉)의 5.8 × 1011배로 나왔다. 천문학
우리 은하 중심부에는 막대 모양의 팽대부가 있으며, 은하 중심에는 거대한 블랙홀이 있는 것으로 받아 들여지고 있다. 은하중심부는 바깥쪽으로 소용돌이처럼 퍼져나가는 네 개의 나선팔로 둘러싸여 있다. 나선팔은 금속함량이 많고 젊은 항성종족 I 별들이 탄생하는 곳이다. 은하 원반을 구형의 은하 헤일로가 둘러싸고 있는데, 여기에는 주로 늙은 항성종족 II 별들과 별들이 조밀하게 뭉친 구상성단들이 분포하고 있다. 은하
은하에는 세가지 기본적 분류가 있다. 타원형, 나선형, 불규칙형이 그것들이다. 은하를 그 형태에 따라 구체적으로 분류한 것을 허블 분류라고 부른다. 그러나 허블 분류는 오직 시각적 모양만 가지고 분류한 것이기 때문에 별의 생성률(폭발적 항성생성 은하)이나 은하핵의 활동성(활동 은하)와 같은 다른 중요한 특성들을 놓칠 수도 있다.[6] 은하수
페르시아의 천문학자인 Abū Rayhān al-Bīrūnī(973-1048)는 은하계가 셀 수 없이 많은 성운상 별들의 집합이라고 말했다. 은하수
또 VLBA로 관측한 결과, 은하수 가장자리의 별들이 이전에 알려졌던 220 km/s 보다 더 빠른 254 km/s의 속도를 갖는다는 것을 알아냈다. 궤도속도가 에워싸인 질량에 의존하기 때문에, 이것은 은하수가 더 거대하고, 태양 질량의 7 × 1011 배인 안드로메다은하와 거의 질량이 같음을 의미한다.
은하 질량의 대부분은 암흑물질이 차지한다. 이 암흑물질들은 은하의 중심에서 100kiloparsecs 넘도록 비교적 균등하게 뻗어있는 암흑물질헤일로를 이룬다. 황소자리
플레이아데스 성단은 육안으로 보면 6개만 보인다. 7명 중 1명은 숨어 있다고 전해지며, 그 1명은 멜로페라는 주장과 에렉트라라는 주장이 있다. 7인으로 불렸기에, 원래는 7개의 별이 보였던 시대가 있었다고 주장되기도 한다. 시계가 좋으면 때때로 7개가 보이기도 한다.‘동아시아의 별자리’에서는 묘수가 7개의 별로 구성된 별자리로 그려져 있다. 점성술의 행성
그리스의 그리고 다른 가장 초기의 천문학자들에게 있어서 그 무리는 지구를 제외하고 그 육안으로 식별 가능한 다섯 행성을 의미했다. 엄밀히 "행성"(行星, planet)이라는 용어는 이 다섯 개의 객체에게만 적용었음에도 불구하고, 이 용어는 나중에 특히 중세 때 태양과 달(때때로 "발광체(發光體, Light)들"이라고 함.[1])을 포함하여 총 일곱 행성으로 정해져 범위가 넓어졌다. 오늘날 점성가들은 이 정의를 유지한다. 은하
대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군(galaxy group)이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층(hierarchical) 구조를 갖고 있다. 이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다.[83][84] 은하
1912년에는 베스토 슬라이퍼(Vesto Slipher)가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다.[22][23] 1920년에는 할로 섀플리와 히버 커티스(Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 본질을 두고, 소위 대논쟁(Great Debate)이 열리게 된다. [24] 이 유명한 논쟁에서 섀플리는 은하수가 우주 전체이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 나선성운들은 우리은하 밖에 존재하는 다른 은하, 소위 섬우주(Island universe)라고 주장했다. 이 논쟁은 1924년에 이르러 서야 에드윈 허블에 의해 해결되게 된다. 허블은 안드로메다 은하에서 세페이드 변광성을 발견하였고, 변광성의 절대등급과 변광주기 관계를 이용하여 안드로메다 은하까지의 거리가 약 90만 광년이라는 것을 계산해냈다. 이 값은 당시 알려져있던 우리 은하의 크기에 비해 충분히 큰 값이었기에,[주 1] 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다.[25] 이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다. 1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 허블 분류법이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 있다.[26] 은하수
원반은 날카로운 모서리를 갖지 않고, 반경을 벗어난 곳에는 별들이 없다. 더 정확히 말하자면, 별들의 수는 은하의 중심에서 멀어질수록 조금씩 줄어든다. 반경에서 약 40,000광년을 넘어서면, 별들의 수는 훨씬 더 빠르게 줄어든다. 그 정확한 이유는 아직 알려지지 않았다. 허블 우주망원경
현재까지 관측된 은하보다 10배에서 50배는 어두워서 분포를 알 수 없는 z = 5-10 은하들의 분포를 밝히기 위함 우리가 알고 있는 극초기 준발광 (sub-L*) 은하들의 별의 질량 및 별생성사를 입증하기 위함 통계적으로 유의성 있는 z > 5인 별생성은하들의 형태적 특징 최초로 제공하기 위함 은하단 굴절에 의해 내부 구조를 밝혀낼 수 있을 정도로 충분히 상이 왜곡되어 늘어났거나, 또는 은하단 굴절에 의해 분광탐사가 이루어질 정도로 충분히 확대된 z > 8인 은하들을 찾기 위함[103] 은하수
전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이고, 2천억에서 4천억개의 별들이 포함되어있는 것으로 추정된다. 또 그것들이 모두 합쳐진 완전한 실시등급은 -20.9등급으로 생각된다.
은하의 중심에서 바깥쪽으로 돌출된 은하의 원반은 70,000에서 100,000광년 사이의 지름을 갖는다. 예전에는 태양이 중심부에서 35,000광년만큼 떨어져있을 수 있다고 생각했으나, 현재에는 태양에서 은하 중심까지의 거리를 26,000 ± 1,400광년으로 본다. 성단
우리 은하에는 약 150개의 구상 성단이 있으며 이들 중 일부는 우리 은하의 중력에 의해, M79처럼 원래 있던 작은 은하에서 포획되어 온 것도 있다. 어떤 은하들은 우리 은하보다 구상 성단이 훨씬 많다. 예로 거대한 타원 은하 M87의 경우 1천 개 이상의 구상 성단이 있다. 외계 행성 주인별
행성이 있는 별의 비중이 어쨌든간에, 외계 행성의 절대적 총량은 막대하다. 우리 은하에는 최소 2천억 개의 항성이 있기 때문에 은하 내 행성의 수는 수백억 ~ 수천억 개는 될 것이다. 우리은하의 위성 은하 목록
우리 은하로부터 420 kpc(~140만 광년) 내에 있는 것으로 확인된 14개에서 26개 사이의 작은 은하들이 있는데, 이들 모두 꼭 궤도 운동을 하는 것은 아니다. 이들 중에서, 육안으로도 보일 수 있는 것은 선사시대부터 관측되어온 대마젤란 은하와 소마젤란 은하 밖에 없다. 2006년에 허블 우주 망원경을 통한 측정은 마젤란 은하들이 우리 은하를 매우 빠르게 공전하고 있음을 시사한다. 궤도를 도는 것으로 확인된 은하 중에서, 가장 큰 것은 직경 20,000 광년, 또는 우리 은하의 약 5분의 1 크기의 궁수자리 왜소 타원 은하이다. 극고리은하
SPRC 신판은 SPRC 구판의 개정판으로, 275개의 후보가 추가되었다. 가장 좋은 후보로는 70개의 은하가, 좋은 후보로는 115개의 은하가, 관계된 천체로는 53개의 은하가, 단순하게 고리 모양을 하고 있는 37개의 은하가 있다. 가까운 은하 목록
360만 파섹이라는 기준은 두 개의 큰 은하단인 처녀자리 은하단과 센타우루스자리 은하단의 중심이다. 지구를 중심으로 하는 이 커다란 구의 대부분은 비어있지만, 국부은하군에 속하는 50개를 넘는 은하가 모두 포함될 뿐만 아니라, 근처의 다른 은하단의 일부인 몇 개의 독립적인 은하를 포함한다. 메시에 15
M15의 별 개수는 10만 개가 넘으며, 변광성 112개와 펄서 8개가 있고 중성자별 이중계인 M15 C가 있다. M15에는 1928년 발견된, 행성상 성운 피스 1이 위치해 있다. 피스 1을 제외하면 현재까지 구상성단 안에서 발견된 행성상 성운은 3개밖에 되지 않는다. 은하수
은하수가 밤하늘을 거의 동등한 두 반구로 나눈다는 사실은 태양계가 은하면에 가까이 있다는 것을 나타낸다. 스타게이트 (장치)
페가수스 은하의 경우에는 8개의 주소가 주어진다. 이 중 6개는 도착 지점을 나타내는 좌표이고, 1개는 '은하계의 지역 번호', 1개는 출발 지점이다. 문자는 36개가 있다. 이 표에서는 8개만 알 수 있으며, 나머지는 모두 알 수 없는 상황이다. 36개 문자가 있으며, 이로부터 1,168,675,200개 조합을 뽑을 수 있다.
데스티니의 경우에는 9개의 주소가 주어진다. 위의 두 개 스타게이트와는 달리, 특별한 의미는 없고, 다만 마지막 문자의 경우에는 마지막 셰브론으로서의 의미를 지니고 있다. 문자는 36개가 있는데, 이로부터 1,168,675,200개의 조합을 뽑을 수 있다. 이 표에서는 모든 별자리를 알 수 있다. 별자리는 1글자 또는 1자리의 알파벳 대문자 또는 숫자이다. 데스티니의 문자는 모스 부호와 중국어/아랍어의 성조를 섞어놓은 듯한 형태를 지니고 있다. NGC 2000 ~ 2999 목록
다음 표들은 엔지시 목록에 있는 천체 목록 2,000번에서 2,999번까지이다. 이하 목록은 크게 성단, 성운, 은하의 세 가지로 이루어져 있다. 1,999번 이하 및 3,000번 이상은 NGC 천체 목록에서 확인할 수 있다. 안드로메다 은하
안드로메다 은하는 우리은하처럼 위성은하를 가지고 있는데, 14개의 왜소은하가 안드로메다 은하의 위성은하인 것으로 알려져 있다. 가장 유명하고 손쉽게 관측되는 위성은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 M31(안드로메다 은하)와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서 폭발적인 별의 형성이 일어났던 더 큰 은하였을 것으로 여겨진다. 3C 295
이 은하에서 방출된 전파는 X선 발광을 보였다. 그러나 거리가 워낙 멀었으므로 지구에 큰 영향은 없었다. 이 X선 발광은 보통 거대한 은하단에서 나타나는 현상이다. 3C 295는 3C295은하단의 중심 은하이다. 주변에는 100개의 은하가 있으며, 1,000개의 은하들이 새로 만들어지고 있다. 즉, 이 은하단은 빅뱅 직후 약 10억 년 전에 존재한 은하이다. 그러나, 이 은하단에서는 암흑 물질과 암흑 에너지, 그리고 중력 렌즈를 관측할 수 없다. 은하
타원은하나 나선은하들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 갯수로 볼 때 왜소 은하들은 우주의 거의 대부분을 차지한다. 왜소은하들의 크기는 보통 우리은하 약 100분의 1정도에 불과하고, 약 10억개 정도에 불과한 별들로 구성되어 있다. 최근에 발견된 아주 조밀한 왜소은하들(ultra-compact dwarf galaxy)은 크기가 약 100 pc에 불과한 것들도 있다.[48] 많은 왜소 은하들은 다른 큰 은하 주위를 공전하는 위성 은하이다. 예를 들어 우리 은하 주위에는 이러한 수십 개의 위성 은하들이 알려져 있으며, 지금도 계속 발견되고 있다.[49] 왜소 은하들은 또한 형태에 따라 타원 왜소은하, 나선 왜소은하, 불규칙 왜소은하 등으로 분류되기도 한다. 은하수
은하의 중심은 궁수자리 방향에 위치하고, 이곳이 은하가 가장 밝게 보이는 곳이다.
천구의 적도에 관하여, 은하 북쪽으로 카시오페이아 별자리까지, 남쪽으로 남십자자리 정도까지 지난다. 또 궁수자리에서 서쪽으로 전갈자리, 제단자리, 직각자자리, 남쪽삼각형자리, 컴퍼스자리, 센타우루스자리, 파리자리, 남십자자리, 용골자리, 돛자리, 고물자리, 큰개자리, 외뿔소자리, 오리온자리, 그리고 쌍둥이자리, 황소자리, 마차부자리, 페르세우스자리, 안드로메다자리, 카시오페이아자리, 세페우스자리, 도마뱀자리, 백조자리, 여우자리, 화살자리, 독수리자리, 뱀주인자리, 방패자리를 지난다. 표면밝기
천체의 겉보기 등급은 일반적으로 천체가 방출하는 빛의 총량으로써 주어진다. 예를 들어 겉보기등급이 12.5등급인 은하가 있다고 가정하면, 그것은 우리가 12.5등급의 별을 볼 때 눈에 들어오는 빛의 양과 은하에서 방출되어 우리 눈에 들어오는 빛의 총량이 동일한 것을 의미한다. 그러나, 별은 너무 작기 때문에 많은 관측에서 실질적으로 점광원으로 보이는 동안(가장 큰 황새치자리 R의 시직경은 0.057 ± 0.005" 이다.), 은하는 거대해서 시직경이 초나 분 단위까지 이를 수 있다. 그로 인해서, 은하는 배경조명인 대기광에 대해 별보다 힘들게 보일 것이다. 따라서 천체의 표면밝기를 견적하는 것은 천체가 얼마나 쉽게 관찰할 수 있는지의 정보로써 제공된다. 은하수
우리은하와 안드로메다은하는 처녀자리 초은하 집단의 일부인 국부 은하군에 속하는 거대한 나선은하 연성계이다. 국부 은하군에서 두개의 더 작은 은하와 왜소 은하의 수는 우리은하의 궤도를 돈다. 이들 중 가장 큰 것이 20,000광년의 지름을 갖는 대 마젤란 운이다. 이것은 소 마젤란 운과 동지이다. 마젤란 흐름은 이 두 작은 은하를 연결하는 중성 수소가스의 특이한 띠이다. 이 흐름은 우리은하와의 조수의 상호작용에 의해 마젤란 운으로부터 나온 것으로 생각된다. 안드로메다 은하
2005년에는 천문학자들이 안드로메다 은하에서 전적으로 새로운 유형의 성단을 발견하였다. 새로이 발견된 성단은 수십만 개의 별들을 포함하고 있는데, 구상성단에서 볼 수 있는 별들의 수와 비슷하다. 구상성단과 차이를 보이는 점은, 이것이 폭 수백 광년으로 구상성단보다 훨씬 크며 그에 따라 밀도가 구상성단보다 수백 배나 작다는 것이다. 따라서 별들 사이의 거리는 구상성단의 경우보다 이들의 경우가 훨씬 크다. 은하수
각 나선 팔은 약 12pitch의 로그나사선 형태를 그린다. 최근까지 은하 중심 부근에서 시작하는 주요 나선 팔이 네 개있다고 알려졌었다. 네 개의 팔들의 이름은 위 쪽 그림을 근거로, 표에 나온 것과 같다. 그런데 2008년, Wisconsin-Whitewater 대학의 Robert Benjamin의 관측 결과에 따르면 우리은하는 2개의 주요 팔(the Perseus arm, the Scutum-Centaurus arm)을 가지고 있었다. 나머지는 작거나 부가적인 팔이다. 이것은 우리은하가 NGC 1365와 비슷한 모양임을 의미한다. 안드로메다 은하
안드로메다 은하는 우리은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다. 이들은 대개 연령이 7×10년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×10 로, 우리은하의 광도보다 약 25% 크다. 그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다. 다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, 즉 두번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대등급은 -22.21 등급 또는 그에 가깝다. 은하수
최소 2천억에서 4천억개 까지의 별들이 있는 것으로 추정된다. 아주 작은 별들의 수 때문에 정확한 수는 알 수 없지만 이것은 이웃한 안드로메다 은하에 1조개의 별들이 있는 것과 비교될 수 있다.