은하/분류
1. 허블 분류
Hubble classification
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허블의 은하 분류를 사진 한장으로 잘 요약한 예.
은하를 형태에 따라 구분한 분류법 중 하나로, 1920년에 천문학자 에드윈 허블이 제안하였으며, 오늘날에도 널리 쓰이는 은하 분류법이다. 뒤의 설명은 위 사진을 참고하면 이해하기 쉽다. 렌즈형 은하(S0)를 원점 삼아 크게 타원은하(E), 나선은하(SA), 막대나선은하(SB)의 형태로 나누며, 이러한 형태에 속하지 않는 이상한 형태의 은하를 불규칙은하로 분류한다.
처음 허블은 은하를 분류할 당시, 타원은하가 점차 진화하여 나선 은하로 변해간다고 생각했기 때문에 타원 은하 쪽을 조기형(Early Type), 나선 은하의 Sd형태로 갈 수록 만기형(Late Type)이라고 이름을 붙였다. 그러나 사실 실제로는 그 반대에 가깝다. 처음에 가스가 뭉쳐져 생겨난 여러 은하들 중 상당수는 나선 은하였지만 이들이 병합을 거듭하면서 점차 타원 은하로 진화했기 때문이다. 실제로 별들의 나이를 비교해봐도 타원 은하가 월등하게 늙은 별들로 이루어져 있는 것을 볼 수 있다. 물론 타원 은하에 새로 가스가 유입되어 나선 은하로 변하는 것도 불가능하지는 않다. 은하의 진화는 고려해야 할 요소가 너무 많기 때문에 매우 복잡하며 현재까지도 밝혀지지 않은 것이 많다.
현재도 조기형 은하와 만기형 은하라는 용어가 천문학계에서 편의상 쓰이고 있지만 아무도 이 명칭을 가지고 은하의 실제 진화와 연관시키지는 않는다. 용어를 계속 사용하다가 그대로 굳어진 경우. 워낙 오래된 용어들이고 오해의 소지가 있을 수 있기 때문인지 최근으로 올수록 별 탄생 (Star-forming) 은하와 조용한 (Quiescent) 은하로 구분하는 경우가 많아지고 있다.
1.1. 타원은하
Elliptical Galaxy
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E2형 타원은하 메시에 49
말 그대로 모양이 타원 형태인 은하이다. 기호로 나타낼 때 E0 ~ E7로 나누어지는데, E0일수록 구형에 가깝고 E7에 가까울수록 납작한 타원 형태이다.[1] 중심으로부터 주변으로 가면서 완만하게 어두워지는 형상을 하고 있다. 타원은하에는 가스 등의 성간물질이 거의 없고, 대부분 늙고 금속 함량이 많은 별들로 구성되어 있다.[2] 이 때문에 타원은하는 흡수물질에 의한 내부 구조나 밝기가 결여되어 있어 구조가 단순하다. 쳐녀자리 은하단에 속한 은하중 약 10~15% 가량만이 타원은하로 분류되어 우주에서 흔한 부류는 아닐 것으로 여겨지며 보통 은하단의 중심부에서 많이 발견된다.
이러한 타원은하는 늙은 별을 많이 포함하기 때문에 상대적으로 붉은 색을 띠며 은하내의 별들은 비교적 불규칙한 공전궤도를 가진다고 알려져 있다. 나선 은하의 별들이 규칙적인 궤도를 그리는 것은 은하 탄생 후 각운동량 보존에 의해 생겨난 가스 디스크에서 탄생했기 때문. 타원 은하는 이러한 디스크가 형성될 시간도 없이 폭발적으로 별 탄생이 이루어졌기 때문에 원반을 가지지 않는 것으로 추정되고 있다. 그리고 대다수의 타원은하는 이때까지의 관측결과나, 대부분 나선은하보다 크다는 점으로 보아[3] 은하간 상호작용 때문에 여러 은하들이 합체하여 생성된다고 알려져 있다.
타원은하는 겉보기에는 타원형이나 원형으로 보이지만 실제 3차원 형태가 어떻지는 구체적으로 관측된 바가 없다. 물체의 3차원 구조를 알아내려면 적어도 두 개 이상의 지점에서 대상을 관측해야 하는데, 드넓은 우주에서는 그게 불가능하기 때문. 하지만 통계적인 방법과 역학적 추론을 통해 타원 은하의 실제 형태를 추측해볼 수 있는데, 비교적 질량이 작은 타원은하들은 주로 원반에 가까운 구조를 가지는 반면, 거대한 타원은하들은 주로 공 모양이나 럭비공 모양을 가지고 있다고 한다.
또한 상술한 이유로 종래까진 타원 은하들은 원반 구조가 없거나 불안정하다고 여겨져 왔지만 정밀 분광 관측 결과, 메시에 86같은 일부 타원은하들에게서 (비록 중심부 빛에 가려졌지만) 원반구조가 발견됨으로서 렌즈형 은하와의 경계가 더 모호해졌다.
1.2. 렌즈형 은하
Lenticular Galaxy
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렌즈형 은하 NGC 5866[4]
원반이 존재하지만 나선팔을 확인할 수 없는 은하이다. 허블 도표에서 타원은하와 나선은하의 중간에 해당하는 특성을 가진 은하.[5] 기호로는 S0로 나타낸다. 형태적으로 나선은하와 타원은하의 사이라고 보면 된다. 원반부에 비해 큰 돌출부를 지니며, 전체적으로 볼록 렌즈와 유사한 형태를 가지고 있다.
막대가 존재하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 기호로 SB0로 표현한다. 물론 막대가 존재하고 나선팔도 존재하면 막대나선은하로 분류되고, 렌즈형은하의 형태를 지니지만 막대 역시 보유한 경우에 그렇다는 이야기이다.
이 은하들은 성간물질을 모두 소진했거나 대부분 잃어 타원은하와 비슷하게 별 형성이 매우 적게 일어나기 때문에 주로 늙은 별들로 이루어져 있다. 그러나 먼지가 거의 없는 타원 은하와 달리 이들은 원반에 상당한 먼지를 함유하고 있는 경우가 많다. 분명하지 않은 나선팔 때문에 이런 은하가 위 사진처럼 정면으로 경사져 있으면 찌그러진 타원은하나 조기형 나선은하와 구별하기 힘들다.[6] 렌즈형은하와 타원은하는 형태적 차이에도 불구하고 스펙트럼 특징, 규모관계, 모두 적어도 근방의 우주에서 소극적으로 진화하는 조기형은하로 간주되는 점과 같은 특징을 공통적으로 갖는다.
1.3. 나선은하
1.3.1. 정상나선은하
(Normal) Spiral galaxy
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M51 소용돌이 은하(Whirlpool Galaxy)
중심에는 팽대부(bulge)를 지니고 있으며, 그 주위를 여러 개의 나선팔이 휘감고 있는 형태의 은하이다. 막대가 있는 경우와 분류하기 위해서 막대가 없는 나선은하를 정상나선은하(normal spiral galaxy/unbarred spiral galaxy)라고 부르기도 한다. 가장 대표적인 은하는 안드로메다 은하이다[7]. 참고로, 과거에는 우리 은하도 정상나선은하로 분류했으나, 현재는 막대가 있다고 생각되어 막대나선은하로 분류한다.
막대가 없는 나선은하는 형태에 따라서 SAa ~ SAd로 분류하며, 뒤로 갈수록 팽대부의 비중이 줄어들고 나선팔의 비중이 커지며, 나선팔이 팽대부를 덜 촘촘하게 감싸는 형태에 가까워진다. 일반적으로 SAd쪽의 은하에서 별 형성이 활발하게 일어나고, 따라서 색 역시도 푸르게 보이는 경향성이 있다.
이러한 나선팔 구조의 형성 원리는 아직 확정적으로 밝혀지지는 않았으나, 현재까지 가장 지지받는 설은 밀도파 이론(density wave theory)이다. 만약 나선팔들을 이루는 별들이 정해져 있으며, 은하가 회전하면서 나선팔(즉 나선팔을 이루는 별들)도 따라서 회전한다는 가설을 세워보자. 즉 나선팔을 회전하는 선풍기 중심(은하 중심)에 달린 선풍기 날개처럼 생각하자는 것이다. 이러한 설의 문제는, 나선은하의 중심부에 가까운 별들이 멀리 떨어진 별들에 비해서 공전하는 속도가 더 빠르기 때문에 나선팔이 점점 감기게 된다는 것이다. 이러한 설이 맞다면, 은하의 평균적인 나이에 비해 훨씬 짧은 별들의 공전주기를 고려했을 때 나선팔 구조는 생성된 지 얼마 지나지 않아 사라질 것이다. [8]
이러한 문제[9]를 설명하기 위해서, 밀도파 이론에서는 이러한 나선팔이 (마치 선풍기의 날개처럼) 물질들의 고정된 모임이 아니라 일시적으로 밀도가 높아서 밝게 드러나는 특정한 영역이라고 생각한다. 가스와 별들이 서로의 압력과 중력에 의해 묶여 있는 은하 원반을 일종의 탄성계라고 생각하면, 원반에서 모종의 과정을 통해[10] 일시적으로 고밀도 구역이 형성될 경우 이러한 고밀도 구역은 파동의 형태로 원반에 남아있게 된다. 은하 내의 별들이 공전을 하다가 이러한 고밀도의 나선팔에 들어오게 되면 공전 속도가 느려지면서 밀도가 증가하고, 가스 또한 압축되면서 젋고 밝은 별들이 탄생한다. 즉, 나선팔 내의 구성물질 자체는 계속해서 변하지만 나선팔 자체는 계속해서 유지된다. 고속도로에서 자주 보이는 교통체증의 한 종류인 유령정체[11]와 같은 현상이라고 보면 된다.
모든 나선은하가 뚜렷하게 드러나는 나선팔을 가진 것은 아니다. 솜털같이 밝은 알갱이들이 뿌려진 것 같은 불분명한 형태의 나선팔을 가진 나선은하를 flocculent spiral galaxy라고 한다. 나선팔의 개수(multiplicity)는 은하마다 다르며, 두 개의 대형 나선팔이 존재하는 경우는 특별히 grand design spiral galaxy라고 부르며 전체 나선은하의 약 10% 정도로 존재한다.
1.3.2. 막대나선은하
Barred spiral galaxy
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막대나선은하의 대표적인 예인 NGC 1300
위 허블 분류에서 보다시피 막대가 없는 나선은하와 막대가 있는 나선은하를 각각의 거대한 두 분류로 나누어 본다. 위에서도 언급된 바와 같이 우리 은하 역시도 막대나선은하로 여겨진다. 전체 나선 은하 중에서 막대 구조가 있는 은하가 3분의 2에 달할 것으로 추정된다. 80억년 전에는 약 10% 정도만이 막대가 있었고 25억년 전에는 약 25% 정도가 막대가 있다는 연구 결과로 현재로 올수록 막대나선은하의 비율이 높아짐을 알 수 있다.
세부적으로는 SBa ~ SBd와 같은 형태로 나뉘며, 형태에 따른 변화의 경향성은 나선은하와 비슷하다. 사실 막대가 없는 것처럼 보이는 은하에도 막대가 있다는 사실들이 밝혀지기도 하는 등, 막대도 존재 여부가 항상 뚜렷하게 드러나는 대상은 아니다. 이 때문에 막대가 확실히 있는 것도 아니고 없는 것도 아닌 애매한 은하들을 분류하기 위해서 SA도 아니고 SB도 아닌 SAB라는 분류 기호까지 사용된다.
중앙에 존재하는 막대는 얼핏 보면 정상 나선 은하의 중앙 팽대부에 해당한다고 생각하기 쉽지만 두 구조는 서로 생성 기작이 다를 것으로 추측된다. 기존의 팽대부는 특정한 회전 방향이 없이 무작위적으로 공전하는 별들의 모임이지만, 막대 구조는 원반과 같이 규칙적으로 한 방향으로 나란히 운동하는 별들로 이루어져 있다. 팽대부는 은하의 병합이나, 그 결과로 이루어지는 폭발적 항성 탄생으로 형성되는 반면, 막대는 나선팔이 동력학적으로 변형되어 형성되는 것으로 알려져 있다.
막대나선은하는 중심부의 거대 블랙홀이 두 개인 경우가 많다고 한다.
1.3.3. 마젤란형 은하
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대표적인 예인 대마젤란 은하(Large Magellanic Cloud). Sm으로 분류한다. 자세한 사항은 후술한다.
1.4. 불규칙은하
불규칙은하(irregular galaxy)
막 생성되었거나 이웃 은하의 영향(또는 충돌 등)으로 이도 저도 아닌 애매한 형태의 은하들을 불규칙은하로 분류한다. 전체 은하의 약 4분의 1 정도가 불규칙은하로 추정되며 Irr 혹은 그냥 Ir로 표기한다. 대표적으로 마젤란 은하, M82 은하가 있다. 이름은 불규칙 은하지만 나선 은하와 비슷한 구조가 나타나는 경우가 있는데 이러한 은하들은 '마젤란형 은하'라고 부르며 별도로 분류하기도 한다. 이러한 은하들은 극단적으로 만기형인 나선 은하들(Sd형 이상)과 특징을 공유한다.
불규칙 은하는 보통 규모가 작고 가스가 풍부해 별 탄생이 활발하게 이루어지는 경향을 가지고 있다. 이는 불규칙 은하 자체가 크기가 작기 때문인데, 다른 은하와의 합병을 겪지 않았기 때문에 별 탄생률이 비교적 적어 현재까지 가스를 보존할 수 있었기 때문이다.
2. 기타 분류
허블 분류에는 포함되지 않는 은하의 분류들을 서술한다. 이 은하들은 위의 허블 분류에 중복 포함될 수도, 그렇지 않을 수도 있다.
2.1. 활동성 은하핵을 가진 은하
은하의 중심부에 위치한 초대질량 블랙홀이 활발하게 물질을 유입하여 활동하고 있는 경우를 활동성 은하핵(Active galactic nuclei)이라고 부른다. 이렇게 블랙홀이 활동중인 은하들은 여러 가지 형태로 관측된다.
2.1.1. 퀘이사
활동성 은하핵의 가장 대표적인 예시. 항목 참조.
2.1.2. 세이퍼트 은하
Seyfert galaxy
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세이퍼트 은하 NGC5548.
퀘이사의 열화판. 중심핵이 비정상적으로 밝은 은하들이다. 전체 은하의 약 2% 정도를 차지하며, 나선 은하로 발견되는 경우가 많다. 중심으로부터 나오는 밝은 빛을 분광하면 고에너지 방출선이 나타난다. 강한 세이퍼트 활동을 보이는 은하들의 경우 종종 매우 밝고 넓은 수소 방출선을 내는 것을 볼 수 있는데, 이는 블랙홀에 빨려들어가면서 빠르게 회전하는 가스에서 나오는 빛으로서 강한 선폭 증가는 도플러 효과에 의한 것이다. 이 가스의 운동 속도는 최대 초속 5000km에 이르는 경우도 있다.
2020 개정 지구과학I에 수록되었고, 예시는 M77이 주어졌다.
2.1.3. 전파 은하
중심핵에서 제트를 강하게 분출하는 은하로 제트에서 나오는 싱크로트론 복사의 영향으로 전파 대역에서 매우 밝게 빛난다. 전파 은하 백조자리 A의 경우 무려 7.5억 광년이나 떨어져 있음에도 불구하고 하늘에서 3번째로 강한 전파원으로 관측된다.[12] 전파 망원경으로 보면 은하의 양극으로 분출된 제트가 확인된다.
유명한 전파 은하로는 처녀자리 A로 불리는 M87이 있다.
2.2. 고리 은하
Ring galaxy
중심핵 주변이 비어있어 고리와 비슷한 모양을 한 은하 분류이다. 보통 늙은 별들로 이루어진 중심부와 활발한 항성 탄생을 일으키는 주변부로 이루어져 있다. 대표적인 사례는 호그의 천체(Hoag's object).
이미 존재하던 타원 은하에 새로운 가스가 유입되어 형성되었다는 설이 있다. 은하 간의 충돌 과정에서 발생한 일시적인 구조로서 고리 은하가 나타나기도 하며 이 경우에는 완벽히 대칭적인 고리 은하가 탄생하기는 힘들다.
2.3. 가장 밝은 은하단 은하
Brightest cluster galaxy
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Abell S0740 은하단 중심에 위치한 ESO 325-G004.
주로 BCG 또는 cD 은하로 표기한다.
좀 규모가 큰 은하단의 중심부에는 대부분 이 거대 타원 은하가 위치하고 있다. 크기와 질량 면에서 독보적으로 은하단 내의 다른 은하들을 압도한다. 좀 거대한 BCG들은 사실상 은하단의 본체 그 자체라 불러도 될 정도로 질량이 크며 실제로도 은하단의 포텐셜 우물 가장 밑바닥에 위치해 있다. 이 은하들이 가지고 있는 별은 적어도 수조 개에 달할 것으로 생각된다. 더 놀라운 것은, 위 사진에서 보이는 부분, 즉 별들의 질량은 실제 질량에 1%에 불과하다는 것. 나머지 99%는 암흑물질로 이루어져 있다.
이러한 괴물 은하가 탄생하는 이유는 은하의 합병 때문. 거대 타원 은하는 적어도 수천~수만 개의 은하들이 합쳐져 생겨난 결과이다. 현재도 계속해서 주변의 은하들을 조석력으로 붕괴시켜 섭취중이다. 파괴된 은하의 핵 부분은 구상성단이 되는데, 거대 타원 은하에서는 수만 개 이상의 구상 성단이 발견되고 있다. 핵을 제외한 나머지 부분은 헤일로가 된다. 거대 타원 은하가 다른 은하들보다 비정상적으로 밝은 헤일로를 가지고 있는 이유이다.
현재 인류가 발견한 가장 큰 은하인 IC1101도 이 종류에 속한다. 이 은하의 크기는 400만 광년 정도로 알려져 있지만 이는 멀리까지 퍼져있는 헤일로의 크기를 잰 것으로 실제 은하의 지름은 50만 광년 정도이다. 물론 이 정도 크기만으로도 다른 은하들에 비해 넘사벽으로 거대하다는 사실은 변함이 없다.
2.4. 왜소구형은하
Dwarf spheroidal galaxy
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왜소구형은하들 중에서도 '''가장 밝은 축에 속하는''' 화로자리 왜소은하.
수천~수만 개 정도의 별들로 이루어진 엉성한 은하로, dSph로 표기한다. 평범한 은하와 달리 99%의 질량을 암흑물질이 차지하고 있다. 실질적으로 빛을 내는 항성의 숫자가 너무 적어 매우 어둡기 때문에 20세기가 되어서야 발견되기 시작했으며, 현재까지는 국부 은하군 내에 존재하는 수십 개 정도만 알려져 있다. 이들 대부분은 우리 은하나 안드로메다 은하의 위성 은하이다. 내부 항성 종족은 매우 늙고 금속 함량이 낮은 별들로 이루어져 있으며, 구상성단과 유사하다. 은하 전체의 밝기로 보나 별 개수로 보나 일개 구상성단 수준밖에 안 되는 규모지만 별들이 훨씬 넓은 범위에 퍼져 있고, 질량의 대부분을 암흑물질이 차지하고 있기 때문에 암흑물질이 거의 발견되지 않는 구상성단보다는 확실히 큰 질량을 가지고 있다.
이들 중에서도 특히 어두운 은하들을 극미왜소은하(Ultra faint dwarf galaxy)라고 부르며 이들 은하는 사진상에서도 확인하기 힘들 정도로 어둡지만 은하로 인정된다.
2.5. 초분산은하 (또는 암흑 은하)
Ultra Diffuse Galaxy
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처녀자리 은하단에 위치한 NGC_1052-DF2.
위의 극미왜소은하와 비슷하지만 다른 형태의 은하. 우리 은하보다 규모가 훨씬 작은 극미왜소은하와 달리 이 종류의 은하들은 우리 은하에서 수천만 광년 이상 떨어진 곳에서 발견되는 대형 은하이며 반지름 또한 우리 은하와 맞먹는 수준의 규모를 가지고 있다.
자체적인 광원(항성)이나 성간 물질도 없다시피한 부류라 21세기 이전까지는 그 존재조차도 알려지지 않았던 부류이며, 건너편에 은하가 있다면 그 빛에 가려질 정도로 표면밝기가 어둡다. 관측 수단이 제한된 탓에 이들 은하의 크기와 질량을 정확히 측정하는 것이 어려워 질량 대부분이 암흑물질일 것으로 추정할 뿐이다. 하지만 이 암흑물질조차 현재로선 정확히 측정하기가 힘든 탓에 그 함량이 얼마나 되는지도 논란이 되고 있다.
이것의 예시로 머리털자리 은하단에서 발견된 'Dragonfly 44'라는 이름의 은하는 암흑물질의 함량이 99.99%에 달하는 것으로 나타났다 #. 하지만 이 결과와는 정반대로 2018년에는 NGC1052-DF2라는 은하는 내부에 포함하는 암흑물질의 양이 0에 가깝다는 연구 결과가 등장했다.
어느 쪽이 정답이든 상당히 특이한 종류의 은하들로서 이들이 어떻게 형성될 수 있었는지에 대해서 여러 가지 가설들이 제시되고 있다. 왜소급 은하가 은하단이나 이웃 거대 은하의 중력으로 인해 구조가 와해되어 탄생했다는 설, 중대형급 규모로 성장할 예정이었던 은하가 모종의 이유로 중간에 가스를 잃어버려 항성 탄생이 멈추면서 만들어졌다는 설 등이 있다.
[1] E7을 넘어가는 형태의 타원 은하는 역학적으로 불안정하다고 알려져 있다.[2] 다만 금속 함량에서는 구상성단의 항성 종족과는 큰 차이를 보인다.[3] 단, 타원은하 중에서도 매우 작은 것들이 있는데 이런 경우는 왜소타원은하라고 따로 부른다. 대표적인 예는 안드로메다 은하의 위성은하인 M32.[4] M102로 추정되는 은하중 하나이다.[5] 그러한 방향으로 실제로 진화한다는 것이 아니라 형태적으로 중간적이라는 의미이다.애시당초 허블분류는 은하의 진화와는 무관한 가시광선 영역의 관찰에 의한 형태적인 분류다.[6] 물론 위 사진의 경우 벌지와 원반부, 먼지 띠가 확연하게 구분되어 타원 은하는 아닌 것을 알 수 있지만, 영 좋지 않은 해상도의 이미지였다면 쉽지 않았을 것이다.[7] 물론 실제로는 안드로메다 은하도 제대로 된 정상나선은하는 아니다. 오히려 고리은하나 수레바퀴은하의 일종으로 보는 천문학자들도 많다. 이유는 정상나선은하에서는 불가능한 패턴들이 보이기 때문.[8] 현재 이론상으로는 이러한 회전의 운동차로 인하여 나선팔이 형성된다면 나선팔 형상을 유지하는 시간은 불과 몇억 년 이내라고 한다.[9] 영어로는 winding problem이라고 한다[10] 밀도파의 발생 원인으로는 다른 은히와의 병합, 외부 가스의 유입, 원반 내 가스의 응축 등 여러가지가 제시된다.[11] 지형적인 정체의 원인(병목구간, 갈림길 등)이 없음에도 계속 유지되는 정체. 정체 자체가 차량의 움직임을 제한하여 새로운 정체를 만드는 식이기 때문에 한번 생기면 잘 사라지지 않는다.[12] 첫 번째는 활동기의 태양, 두 번째는 최근에 폭발한 우리 은하 내 초신성 잔해인 카시오페이아자리 A이다.