글로벌 세계 대백과사전/컴퓨터·환경·첨단·지구과학/우주-지구-기상/우주의 신비/은하계와 그 밖의 천체

은하계

銀河系

지구를 둘러싸고 있는 항성이나 성간 물질은 약 15만광년의 넓이를 가지는 집단을 이루고 우주의 한 구석을 차지하고 있다. 이것을 은하계라고 한다. 은하계는 안드로메다(Andromeda)성운 등과 비슷한 나선(螺旋) 은하의 하나이다.

은하계의 구조

銀河系－構造

은하계(galacticsystem)에 속하는 여러 천체의 관측 결과나 은하계 외의 여러 은하로부터의 유추(類推)에 의하면, 은하계의 모습은 〔그림〕-14와 같은 것으로 생각된다. 즉 은하계 천체의 대부분은 편구상(扁球狀)의 중핵부와 편평한 원반상의 주변부에 집중하며, 일부분이 은하계 전체를 거의 구상으로 둘러싸는 헤일로에 포함되어 있다. 중핵부와 주변부는 주로 제1종족의 천체, 헤일로의 부분은 주로 제2종족의 천체로 구성되며, 원반상의 주변부에는 항성 및 성간물질에 의한 소용돌이 구조가 보인다.

은하

銀河

태양계는 원반상 주변부 중의 한 점을 차지하고 있으므로, 여기서 주위를 둘러보면, 원반상에 분포하는 별들이 천구면(天球面)상에 투영 집적되어 지구를 둘러싸는 빛의 고리(輪)로 보인다. 이것이 은하이고, 원반의 면을 은하면이라고 한다.

방향이 은하면에서 떨어짐에 따라 꿰뚫어 보이는 별의 층이 얕아지기 때문에, 그 방향의 천구상에 투영된 별의 수는 차차 적어진다. 또한 성간물질도 은하면에 집중하여 분포해 있기 때문에, 은하의 별들의 빛을 차단하거나, 반대로 고온의 별 근처에는 그 별의 빛으로 밝게 빛나거나 하여, 은하의 모양이나 명암을 불규칙적인 것으로 만들고 있다.

전파 관측

電波觀測

성간물질에 의한 흡수는 빛에 대하여는 두드러지나, 빛보다 파장이 긴 전자파(電磁波)인 전파에 대하여는 문제가 되지 않는다. 그러므로 많은 성간물질 때문에 빛으로는 충분히 분간할 수 없는 은하면 전체의 모양을 전파로는 자세히 관측할 수가 있다.

전파 관측에 의하면, 빛의 은하 부분은 전파강도도 강한 띠로 되어 있으며, 이 은하 주위에 대한 전파의

밝기의 비는 은하에 대한 빛의 밝기보다도 크다. 즉 은하는 전파로

보는 편이 빛으로 볼 때보다 분명하다(〔그림〕-15).

또한 그 은하를 사이에 두는 좀더 폭이 넓은 대역(帶域)에서는 은화와는 성질이 다른 전파가 관측되고 있다. 특히 은하 중심 방향에는 궁수자리 A라고 불리는 점 모양의 강력한 전파원이 있어 이 종류의 전파를 내고 있는데, 이것은 은하계의 중심핵에 해당된다고 생각되고 있다. 그리고 은하계의 헤일로 부분에서도 전파가 관측되고 있다.

은하계 내의 전파원으로서는 그 중심핵으로 생각되는 궁수자리A 이외에, 초신성의 폭발로 흩어진 잔해가 빛나고 있는 것(황소자리A＝게성운 등), 발광성운(發光星雲, 오리온 자리＝오리온대성운 등)이 있다. 그리고 항성이며 전파원이기도 한 것으로 알려져 있는 것은 태양뿐이다.

성간물질 중의 중성 수소원자는 파장이 21cm의 전파 영역에 현저한 스펙트럼선을 갖는데, 그 스펙트럼의 모양을 관측함으로써 중성수소(中性水素)의 양이나 운동에 대하여 알 수가 있다.

성간물질의 주성분은 중성수소로 생각되므로, 21cm의 스펙트럼 관측은 은하계 내외의 성간물질의 분포나 운동을 아는 데 중요한 정보원을 주는 것이다. 그 관측에 의하면, 은하계의 중성 수소는 은하면에 집중하고, 게다가 전체로서 소용돌이꼴의 구조를 가지고 있다. 또 중심에서 1만광년쯤에는 바깥쪽으로 넓어져 가는 듯한 운동을 지닌 원환상(圓環狀)의 소용돌이 구조가 있다는 것도 알았다.

은하계의 크기

銀河系－

은하계의 헤일로 부분을 구성(構成)하는 천체(天體) 중에서 구상성단(球狀星團)은 매우 많은 별들의 집합이기 때문에 밝게 빛나며, 원거리에 있는 것이나, 또는 은하면 가까이에 있어 성간물질의 흡수를 받는 것도 관측하기 쉽다.

게다가 거리 결정에 편리한 변광성을 포함하는 것도 많으므로, 그들의 은하계 내 공간분포가 좋은 정도(精度)로 구해진다. 따라서 헤일로의 크기, 즉 은하계의 넓이를 알 수가 있다.

그 값은 은하면에 따른 장경(長徑)이 약 15만광년, 은하면에 직각인 단경(短徑)이 약 10만광년의 편구형(扁球形)이며, 태양계는 중심에서 약 3만광년의 은하면상에 위치하고 있다는 것도 알았다. 한편, 태양계로부터 은하계 중심까지의 거리는 중핵부에 집중하는 특별한 종류의 별의 거리를 조사하는 방법이나 그 밖의 방법으로도 결정할 수가 있는데, 대체로 같은 결과를 얻고 있다.

은하계의 회전

銀河系－回轉

은하계 내에 떠있는 별빛의 스펙트럼이나 성간물질 중의 중성수소가 내는 전파의 스펙트럼의 갭(gap)을 관측하면 그들의 운동을 알 수가 있다. 그 결과 은하계는 전체적으로 그 중심 주위에서 회전하고 있음을 알았다. 제1종족 천체의 회전은 근사적으로 은하면 내의 원운동인데, 그 회전속도는 중심으로부터 거리에 따라 다르며,〔그림〕-16과 같은 변화를 보인다.

태양은 부근에 있는 제1종족의 천체와 함께 약 250km／sec의 속도로 백조 자리 방향을 향해서 회전하고 있으며, 중심의 주위를 일주하는 시간을 계산하면 약 2.5억년이 된다. 한편 제2종족 천체의 은하 중심 주위의 운동은 일반적으로 은하면에서 경사한 면 안의 타원궤도를 갖는다.

따라서 제1종족의 천체에 비하면 은하면 내의 운동 성분은 작지만, 은하면에 직각인 방향의 성분은 크다. 태양계에서 본 경우의 여러 천체의 상대속도는 태양과 비슷한 운동을 하고 있는 제1종족에서는 작고(평균속도 약 20km／sec), 한편 태양과 멀리 떨어진 운동을 하고 있는 제2종족에서는 커지는 셈이다. 고속도성이라 불리는 속도 60km／sec 이상의 별의 대부분은 제2종족의 별이다.

은하계의 질량

銀河系－質量

은하계의 질량이나 그 분포 상황은 회전속도 곡선의 분석으로 알 수가 있다. 중심으로부터의 거리에 의한 질량 분포와 회전속도의 변화는 역학적으로 관계가 있기 때문이다. 해석한 결과에 의하면, 은하계의 총질량은 태양 질량의 약 2,000억배(4×1044g)이며, 태양계가 있는 중심으로부터 3만광년의 범위 안에 그중 약 절반이 집중하고 있다. 또 성간물질 중에 중성수소의 질량은 전파 관측으로 결정할 수 있는데, 그 값은 별의 질량의 약 2%에 지나지 않는다.

외부은하계

外部銀河界

은하계와 같은 항성이나 성간물질의 대집단은 이 밖에도 많이 있어, 은하계 외의 공간에 널리 분포하고 있다. 그들 중에서 밝은 것은 은하계 내의 가스성운과 비슷한 외관을 보이므로 성운이라는 같은 이름으로 불리어 왔으나, 그 규모·구조는 완전히 다른 것이다. 그 구별을 짓기 위해 은하(galaxy)라고 부르게 되었다.

은하의 분류

銀河－分類

우선 형태에 의해서 타원상 은하·렌즈상 은하·나선 은하(소용돌이 구조를 갖는 것), 봉상나선(棒狀螺旋) 은하(중핵부를 관통하는 막대기 모양의 부분의 양 끝에서 소용돌이가 나와 있는 것)·불규칙 은하(형태가 불규칙적인 것) 및 특이은하(특이한 형상·구조를 가지는 은하)로 대별된다. 비교적 밝은 약 1,500개의 은하에 대한 각 분류형의 수의 비율은 타원은하 13%, 렌즈 은하 21%, 나선 은하 19%, 봉상나선 은하 23%, 나선과 봉상나선의 중간형 은하 20%, 불규칙 은하 3%, 특이형 은하 1%로 되어 있다.

다음에 성운의 빛의 스펙트럼에 의한 분류로서 a, f, g, k의 각 형 및 그들의 중간형이 있다. 이들은 항성의 스펙트럼 분류인 A, F, G, K의 각 형과 비슷한 특징을 보이는 데서 붙여진 명칭인데, 그 은하의 밝기의 대부분을 담당하는 항성의 종별(種別)에 대응하는 것으로 생각된다.

일반적으로 불규칙 은하에서는 a형이 많고, 나선·봉상나선 은하에서는 f형·g형이 많다. 렌즈·타원 은하에서는 거의 k형이다. 즉 불규칙 → 나선 → 타원의 순서로, 그들을 구성하는 별 중 밝은 것이 조기성(早期星＝高溫星)에서 만기성(晩期星＝低溫星)으로 이행(移行)해 가는 것을 볼 수 있다. 이것은 은하의 연령·진화에 관련된 사실일 것이다.

이 밖에 나선·봉상나선 및 불규칙 은하에 대해서는 그들의 실광도(實光度)에 대한 분류법도 있다. 이것은 항성의 광도 등급과 비슷한 것으로, 실광도가 큰 것으로부터 작은 것의 차례로 Ⅰ 내지 Ⅴ형으로 나누고, 각기 초거은하(Ⅰ)·거은하(Ⅱ, Ⅲ, Ⅳ)·왜은하(Ⅴ)라 부르고 있다.

은하의 거리

銀河－距離

현재 알려져 있는 여러 은하의 거리는 가장 가까운 것도 약 20만광년, 가장 먼 것은 약 50억광년이다(최근에 발견된 항성상 은하계의 천체에는 수백억 광년으로 추정되는 것도 있다). 그들의 거리를 결정하는 방법은 다음과 같다.

우선 수백만 광년 이내의 비교적 근거리에 있는 것은, 큰 망원경으로의 관측에 의해서 은하 속의 밝은 별이 개별적으로 분해되어 보인다. 스펙트럼형과 광도 계급을 알 수 있는 별이나 특별한 종류의 변광성에 대하여는, 그들의 실광도(또는 절대등급)가 은하계 내의 같은 종류의 별에 관해서 알려져 있으므로 그 값을 차용한다. 즉 그 값과 겉보기의 밝기(또는 등급)를 비교하여 그들 별, 따라서 그들을 포함하는 은하까지의 거리를 추정하는 것이다(겉보기의 밝기는 거리의 제곱에 역비례한다).

거리가 천만 광년을 넘는 은하는 큰 망원경으로도 가장 밝은 몇 개의 별 이외에는 분해할 수가 없다. 그들 몇 개의 별에 대해서도 스펙트럼형까지는 알 수 없으나, 밝기는 측정할 수 있다. 한편, 거리를 이미 알고 있는 근거리 은하에 대하여 미리 각 분류형 별로, 그 가장 밝은 몇 개의 별의 실광도의 평균치를 계산해 둔다. 그리고 거리를 모르는 성운 속의 가장 밝은 별의 겉보기 밝기의 평균치를 이 실광도와 비교하여 거리를 추정한다. 또 나선 및 불규칙 Ⅴ은하는 밝은 가스성운을 포함하는 것이 많은데, 그들의 지름도 거리 결정에 좋은 근거가 된다. 즉 근거리 은하에서 거리를 알고 있는 것에 대해서는 그 은하 속에 있는 가스성운의 실직경을 알 수 있으므로, 이것과 거리를 모르는 은하 속에 있는 가스성운의 겉보기의 지름을 비교하여 그 거리를 추정한다(겉보기의 지름은 거리에 역비례한다).

그리고 4, 5천만 광년을 넘는 원거리의 것은 별도 가스성운도 더이상 분해되지 않는다. 이들에 대해서는 허블(E.P.Hubble)의 법칙에 따라 거리를 결정한다.

허블의 법칙

Hubble－法則 은하의 빛 또는 전파의 스펙트럼을 조사하면, 극히 소수의 예외를 제외한 대부분은 은하에서는 스펙트럼선이 장파장 쪽(빨간쪽)으로 기울며, 게다가 그 적색편의(赤色偏倚)는 앞의 방법으로 안쪽 은하의 거리에 비례하여 커지고 있음을 알 수 있다. 이 비례관계를 발견자의 이름을 따서 허블의 법칙이라 부르고 있다. 도플러(Doppler)의 법칙에 의하면, 광원(光源)이 관측자에 대하여 후퇴운동을 할 때, 그 후퇴속도와 적색편의 사이에는 다음 공식과 같은 관계가 있다.

파장 ℓ인 스펙트럼선의 변위를 △ℓ라고 하고, 변위율 △ℓ／ℓ을 z로 나타낸다. 은하 거리를 Υ, 광속도를 c라 하면, 허블의 법칙은,

cz＝Hr

로 된다. H는 비례상수로서 허블 상수라고 불리는데, 현재 채용되고 있는 값은 0.23(km／sec)／1만 광년이다. 그리고 도플러의 법칙은, 광원의 후퇴속도를 V라고 할 때 다음 공식으로 표시된다.

그리고 후퇴속도(따라서 적색편의)가 그다지 크지 않을 때 양자는 근사적으로 정비례한다. 따라서 허블의 법칙은, 모든 성운이 그들의 거리와 함께 증대하는 속도(비교적 가까운 범위에서는 그 거리에 비례한 속도)로 은하계에서 멀어지고 있음을 나타내며, 이것은 우주가 전체적으로 팽창하고 있다는 사실에 기인한다고 해석되고 있다. 이 법칙이 나타내는 관계가 훨씬 먼 거리에 있는 성운에 이르기까지 성립되는 것으로 가정하면, 성운의 스펙트럼선이 관측되는 한 그 거리를 구할 수 있다.

은하의 지름·실광도

銀河－直徑－實光度

은하의 거리가 결정되면, 그 겉보기의 크기나 밝기로부터 실직경이나 실광도를 알 수 있다. 그 결과를 대표적인 몇 개의 은하에 대하여 〔그 림〕-18에 나타냈다. 처녀자리의 은하 M87이나 안드로메다 은하 등의 초거은하는 지름 10수만광년, 실광도는 태양의 수백억배는 되는 데 대하여, 왜성운은 지름 1000광년, 실광도가 태양의 10만배인 것까지 있다. 밀집성운이라고 불리는 것과 뒤에서 언급하는 항성상 외은하계는 실직경은 작은 데 비하여 실광도가 크며, 일반 성운과는 다른 계열을 이루고 있다.

은하의 질량

銀河－質量

행성의 질량은 그 주위를 공전하는 위성의 궤도운동으로 알 수 있고, 항성의 경우에도 연성계를 이루는 경우는 그 공통 무게중심(重心) 주위의 궤도운동을 해석함으로써 질량을 알 수가 있다. 이것은 궤도운동의 원동력인 인력이 질량에 비례한다고 하는 역학법칙에 바탕을 둔 것이다. 똑같은 방법으로 은하의 경우에도, 둘 또는 그 이상의 은하가 공통 무게중심의 주위를 서로 돌고 있는 연은하에 대하여는 그들의 궤도운동의 관측을 바탕으로 질량을 추정하고 있다.

은하계의 질량은 그 회전속도 곡선에서 구할 수 있다. 근거리의 나선 은하나 불규칙 은하는 그 스펙트럼선의 편의(偏倚)가 성운의 여러 장소에 대하여 자세히 측정될 수 있어, 은하계와 같은 회전속도 곡선을 얻을 수 있는 것도 적지 않다. 이것을 바탕으로 하여 은하계의 경우와 마찬가지로 그 질량을 구할 수가 있다. 이 방법으로 구한 수십 개의 나선 및 불규칙 은하의 질량은 태양의 질량을 단위로 50억 내지 5천억배의 범위에 이른다.

또 연은하에 대하여 구한 결과는 나선 은하나 불규칙 은하의 평균질량이 태양 질량의 400억배임에 대하여, 타원 및 렌즈 은하는 평균 6천억배로서 뛰어나게 크다.

은하군·은하단

銀河群·銀河團

항성에 연성이나 성단이 있듯이, 은하에도 여러 가지 단계의 집단이 있다. 앞서 말한 연은하의 예는 우리의 은하계와 대소(大小) 두 마젤란 은하계가 만드는 체계, 안드로메다 나선 은하와 그 양 곁에 있는 2개의 타원 은하가 만드는 체계(어느 것이나 3연은하) 등이다. 다음으로 가장 큰 집단으로는 은하군(멤버수가 몇개

내지 수십 개) 및 은하단(멤버수가 수십 개 이상)이다.

우리의 은하계(및 두 마젤란 은하)는 안드로메다 은하나 삼각 자리의 나선은하 등 십여 개의 여러 은하와 더불어 국부 은하군이라 불리는 은하군을 만들고 있으며, 그 넓이는 약 300만 광년이다(다른 불확정 멤버를 합하면 수나 범위가 더 증가한다).

또 은하단의 한 예로서 가장 근거리(약 5천만 광년)에 있는 처녀자리 은하단을 들면, 그 지름은 약 1천만 광년, 은하 수는 2,500개에 이른다. 20등급의 은하까지 세어서 만든 은하단의 천체표에 의하면, 남위 27° 이북의 천역(天域)에 멤버수 50개 이상의 은하단은 약 1,800개로 되어 있다.

현재 전천(全天)에는 약 10억 개의 은하가 관측되고 있는데, 그들은 일반적으로 은하단이나 은하군을 이루어 분포하고 있는 경향이 강하다.

초은하계

超銀河系

비교적 밝은 은하, 즉 비교적 근거리에 있는 은하의 천구상(天球上)의 분포를 보면, 그들은 전체적으로 마치 은하수와 같은 폭이 좁은 띠 모양의 부분에 집중하고 있음을 알 수 있다. 이것은 은하와의 유추(類推)에서 해석하면, 가까운 은하가 편평한 원반상의 체계를 만들고 있다고 생각된다. 이와 같은 은하의 체계를 초은하계라고 한다. 은하계가 소속하는 초은하계는 지름이 약 1억광년인 원반상을 하고 있으며, 중심핵부에는 처녀자리의 은하단이 있고, 은하계는 그 주변부에 있다고 추정되고 있다.

특이은하

特異銀河

분류의 항목에서는 특이한 형상·구조를 갖는 것을 특이은하라고 했는데, 여기서는 좀더 뜻을 넓혀서, 그 스펙트럼이나 빛깔이 특수한 것 및 빛 이외의 전파나 X선 영역의 방사가 특히 강한 것을 포함해서 언급하기로 한다. 물론 이와 같이 특수한 물리적 상황을 보이는 은하는 모양 또한 특이한 것이 많다.

스펙트럼이나 빛깔이 특이한 은하로는 그들의 중핵부에서 강하고 폭이 넓은 휘선(輝線) 스펙트럼이 나와 있는 세이퍼트(Seyfert) 은하나, 단파장의 빛이나 자외선 방사가 특이하게 강한 할로은하(이들은 모두 발견자의 이름을 딴 호칭)가 있다. 또 은하계 외의 전파원 중 빛에 비해서 전파가 특히 강한 것은 모양도 특이한 은하가 적지 않다(보통의 은하에서도 전파원인 것이 많으나, 그들의 전파는 그다지 강하지 않다). NGC 5128(센타우루스자리A), M87(처녀자리A) 등은 그 한 예이다.

준성은하계는 작아서 그런지 모양의 이상은 보이지 않으나, 강한 전파원인 것이 많고, 단파장의 빛이나 자외선 방사가 강한 것 등 특이은하와 공통된 성질을 지니고 있으며, 어느 것이나 우주의 진화를 논하는 데 있어서 흥미 깊은 천체라고 하겠다.

준성 은하계

準星銀河系

항성상의 천체로서 그 스펙트럼에 커다란 적색편의(赤色偏倚)가 보이는 것을 말한다. 전파원인 것과 그렇지 않은 것이 있다.

3C라는 이름의 천체표에 있는 전파원의 위치에 대응하는 천체를 광학 망원경으로 찾아내는 프로그램이 시작되던 1960년, 3C 48의 위치에서 16등의 밝기를 가진 항성상 천체가 발견되었다. 같은 종류의 제2호는 1963년에 발견된 3C 273으로, 이것은 13등의 밝기를 가진다.

그해 이들의 스펙트럼선이 크게 빨간 쪽으로 편의되어 있음이 인정되어, 멀리 있는 은하계외 천체 같다고 하여 주목을 끌었다. 스펙트럼에 폭이 넓은 휘선(輝線)이 보이는 점, 단파장의 빛이나 자외선 영역의 방사가 강한 점, 전파원인 점 등 특이은하와 공통되는 특징들을 지니고 있는 점도 주목할 만하다. 1967년까지에는 약 150개가 발견되고, 그 중 약 100개는 적색편의가 측정되어 있다.

또한 이들 천체의 다른 특징으로서 수주간 내지 수개월의 주기로 변광 또는 전파강도의 변화를 보이는 것도 적지않다. 1965년에는 다른 특징은 모두 같으나 다만 전파를 내지 않는다는 점만이 다른 종류의 것이 몇 개 발견되었다. 이들은 아직 발견수가 적지만, 전파를 내는 것보다 훨씬 많지 않을까 생각되고 있다.

준성은하계의 커다란 적색편의(10%∼220%)의 원인에 대해서는 몇 가지 해석이 있다.

첫째 해석은, 보통의 은하계와 마찬가지로 우주팽창에 의한 후퇴운동 때문에 생긴 도플러 효과라는 생각이다. 공식에 의해서 Z＝0.10∼2.20이라는 값에 대한 후퇴속도를 계산하면, V＝0.10C∼0.82C＝30,000∼250,000km／sec가 되며, 허블의 법칙을 그대로 적용하면 이들 천체의 거리는 약 10억 광년 내지 100억 광년이 된다.

둘째 해석은, 준성은하계의 빛이 강한 중력장 안에서 방출되고, 그 중력장을 탈출하는 데에 에너지를 잃고 파장이 길어졌다고 하는 생각이다. 이 경우는, 이들 천체가 반드시 수십억 광년이란 원거리에 있지 않아도 된다. 두 해석에 대한 판정은 현재 내려지지 않고 있다.

거리의 추정이 틀리면 그 실광도의 값도 달라진다. 3C 273의 경우, 허블의 법칙으로 계산한 거리 20억 광년을 채용하면 실광도는 태양의 몇 조배나 되고, 초거은하(M87) 등의 1만배나 밝다. 그러나 근거리설에서는 더 어두워진다. 또 지름은, 항성상으로 보이는 점으로나 변광주기가 몇개월 정도인 점으로 보아 보통의 외은하계보다 훨씬 작은 것으로 생각되고 있다.

X선 천체

X線天體

파장이 극히 짧은 전자파인 X선은 지구대기에 의해서 흡수되어 버린다. 그러나 최근에는 대기권 밖으로 로켓이나 인공천체를 쏘아 올리는 기술이 개발되어, X선에 의한 천체관측도 가능하게 되었다.

현재는 아직 관측할 수 있는 X선의 강도에 한계가 있고, 또 검출기의 방향 제어도 충분하지 못하므로, X선 천체의 위치 결정의 정도(精度)가 낮아 광학천체와의 동정(同定)은 어렵다. 지금까지 알려진 X선 천체에는 태양 이외에 초신성의 잔해(게성운 등), 특히 외은하계(M87 등) 및 항성상의 것(전갈자리 X1 등, 엑스터로 불린다)이 있다. 대부분의 은하계 내 X선 천체는 은하면 부근에 분포하고 있으며, 또 엑스터 이외의 X선 천체는 모두 전파천체이기도 하다.

우리은하

－銀河

태양을 포함한 태양계의 모든 행성들이 속해 있는 은하로 은하계라고도 한다. 수천 억 개의 별로 이루어져 있으며 티끌 입자와 가스로 이루어진 거대한 구름이 우리은하를 덮고 있다.

은하수는 맨눈으로 볼 수 있는 우리은하의 한 부분이다. 형태는 중심부가 볼록한 얇은 원반 모양이다. 볼록한 중심부에서 별과 티끌, 가스가 나선형의 휘어진 팔처럼 뻗어나와 있다. 이런 모양 때문에 우리은하는 나선은하로 분류된다.

우리은하의 지름은 약 10만 광년이다. 볼록한 중심은 두께가 약 1만 광년이고, 원반의 가장자리로 갈수록 두께는 얇아진다. 태양계는 우리은하의 가장자리, 즉 은하 중심에서 약 3만 광년 떨어진 곳에 있다. 태양계가 있는 부분의 별들은 별 사이의 거리가 보통 5광년 정도이다.

은하 중심부에 있는 별들은 이곳보다는 100배 이상 가까이 붙어 있다. 천문학자들은 우리은하의 전체 질량을 태양의 약 1000억 배 이상으로 추정하고 있으며, 질량의 대부분은 은하 중심부에 몰려 있다.

메시에목록

－目錄

프랑스의 천문학자 메시에가 만든 성운, 성단, 외부은하의 목록. 메시에목록에서 천체는 일련번호 앞에 M이 붙는다. 메시에목록은 엔지시목록(NGC)과 함께 성운, 성단, 은하계를 기록한 중요한 목록이다.

안드로메다은하

－銀河 Andromeda galaxy

우리은하와 마찬가지로 수천 억 개의 별과 가스로 이루어진 나선은하이다. 지구에서 220만 광년 정도 떨어져 있고 은하의 지름은 10만 광년 정도이다. 우리은하와 가장 비슷한 구조를 하고 있으며, 중심부는 비교적 밝고 주변부로 갈수록 급격히 어두워진다.

마젤란은하

－銀河

우리은하에서 가장 가까운 은하로 대마젤란운은 지구에서 약 16만 광년 떨어져 있고, 소마젤란운은 약 18만 광년 떨어져 있다. 수십억 개의 별이 있으나 희미하여 맨눈으로 보면 구름처럼 보인다.

주로 수소로 이루어진 엄청난 양의 가스가 분포되어 있어, 끊임없이 새로운 별이 생겨나고 있다. 마젤란운에서 오는 빛은 대부분 이 가스 구름으로 둘러싸인 매우 밝고 뜨거운 상태의 젊은 푸른색 별에서 방출된다.

헤르쿨레스은하단

－銀河團

헤르쿨레스자리에 자리잡은 은하단. 약 300개 이상의 은하가 빽빽이 모여 있다. 지구에서의 거리는 약 6.4억 광년이다. 이들 전체의 겉보기 각지름은 0.6°이다. 이 크기는 약 700광년의 넓이에 해당하는 것으로서 이 범위 안에 300개 가량의 외부은하가 모여 있다. 이 가운데서도 NGC6047은 특히 밝게 보이는 은하이다.

마페이은하

－銀河

마페이Ⅰ과 마페이Ⅱ로 나누어진 커다란 두 개의 은하로 우리은하가 포함된 은하군에 속해 있는 것으로 추정된다. 지구에서의 거리는 1,200만 광년이 조금 안 된다. 마페이Ⅰ은 약 1,000억 개의 별로 이루어져 있고 마페이Ⅱ는 약 100억 개의 별로 이루어져 있다. 마페이Ⅰ은 타원은하이고 마페이Ⅱ는 나선은하이다.

처녀자리은하단

處女－銀河團

처녀자리에 있는 수많은 은하로 이루어진 집단으로 큰 규모에 속한다. 지름은 1000만 광년, 은하의 수는 2,500개 정도이다. 13.3등급보다 밝은 별도 약 150개나 모여 있고, 15.5등급까지는 몇 천 개가 성단처럼 떼지어 모여 있다.

솜브레로은하

Sombrero galaxy

은하의 원반 부분에 성간티끌이 많아 뒤에서 오는 빛을 가로막고 있다. 윗부분과 아랫부분이 밝게 보이며, 지구에서의 거리는 3900만 광년이다. 중남미 사람들이 쓰는 모자 솜브레로와 닮았다.

퀘이사

quasar

우리은하에서 아주 먼 거리에 떨어져 있으면서 매우 반짝인다. 크기는 태양계와 비슷할 것으로 보이나 밝기는 태양보다 수조 배나 밝다. 우주에서 발견된 천체 가운데서 가장 멀리 있을 것으로 여겨지는 이 천체의 빛이 지구까지 오는 데는 아주 오랜 시간이 걸리므로, 오늘날 보는 빛은 실제로 수십억 년 전에 방출된 것이다. 따라서 퀘이사를 연구하면 초기 우주에 대한 정보를 얻을 수 있을 것이다. 아직도 퀘이사가 어떻게 엄청난 양의 복사에너지를 방출하는지는 확실하게 알지못한다. 단지 퀘이사의 에너지원은 거대한 블랙홀이며, 이 블랙홀은 근처에 있는 은하에서 가스 구름을 흡수해 엄청난 양의 에너지를 방출할 것으로 추정될 뿐이다.

펄서

pulsar

전파를 규칙적으로 내보내는 천체. 매우 규칙적인 맥동(pulse) 때문에 펄서라는 이름이 붙었다. 중성자로 단단히 뭉쳐 있어 밀도가 매우 높고, 빠르게 자전하는 중성자별로 생각된다. 중력이 세기 때문에 주위에 있는 동반성에서 가스를 끌어당긴다. 이 가스는 펄서에 부딪혀 전파보다 짧은 파장을 가진 엑스선을 내보낸다. 밀도가 높은 별의 집단인 구상성단에서 펄서가 나타나는 것으로 여겨진다.