은하

1. 개요

은하는 중력에 의해 묶여 있는 수많은 별, 가스, 먼지로 구성된 거대한 천체계이다. "은하"라는 단어는 밤하늘의 은하수를 의미하는 한국어 고유어에서 유래되었으며, 서양에서는 그리스어 "갈락시아스"에서 유래된 "galaxy"를 사용한다. 은하는 크게 타원 은하, 나선 은하, 불규칙 은하로 분류되며, 각 은하는 고유한 형태와 특징을 지닌다. 은하의 관측 역사는 17세기 갈릴레오 갈릴레이의 망원경 관측에서 시작되어, 윌리엄 허셜, 에드윈 허블 등을 거치며 발전해 왔다. 현대에는 허블 우주 망원경과 같은 대형 망원경과 다양한 파장(가시광선, 전파, 적외선, 자외선, X선 등)을 이용한 관측을 통해 은하의 형성과 진화, 은하 간 상호작용, 암흑 물질의 존재 등 다양한 연구가 이루어지고 있다. 은하들은 은하군, 은하단, 초은하단과 같은 거대 구조를 형성하며 우주에 분포하며, 은하의 충돌과 병합은 은하의 진화에 중요한 영향을 미친다.

2. 어원

"은하"라는 단어는 밤하늘에 뿌려진 은빛 강물을 의미하는 한국어 표현으로, 중국어의 '은하(銀河)' 또는 '천하(天河)'에서 유래했다.

서양의 "galaxy"는 그리스 신화에서 헤라 여신의 젖이 흩뿌려져 만들어진 은하수(Milky Way)를 뜻하는 그리스어 "galaxia"(γαλαξίας^그리스어)에서 기인했다. 제우스가 헤라클레스를 불사신으로 만들기 위해 헤라의 젖을 몰래 물렸는데, 잠에서 깬 헤라가 이를 알고 헤라클레스를 밀쳐내면서 젖이 흩뿌려져 은하수가 되었다는 이야기가 전해진다.

영어에서 "Galaxy"(대문자)는 우리 은하를, "galaxy"(소문자)는 일반적인 은하를 의미한다. 1786년 윌리엄 허셜은 메시에 31과 같은 천체들을 "나선 성운"이라고 불렀으나, 이후 이들이 우리 은하 바깥의 거대한 항성 집단임이 밝혀지면서 "섬우주(island universes)"라고 불리게 되었다. 그러나 "우주(Universe)"라는 단어는 모든 존재를 포괄하는 의미로 오해될 수 있어 "은하"(galaxies)라는 용어로 대체되었다.

3. 은하 관측의 역사

"갤럭시(galaxy)"는 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(γαλαξίας^그리스어)에서 유래했다. 그리스 신화에서 제우스는 어린 헤라클레스를 불사신으로 만들기 위해 헤라의 젖을 물렸는데, 헤라가 깨어나 아기를 밀쳐내면서 젖이 밤하늘에 흩뿌려져 은하수가 되었다고 한다. 영어에서 "Galaxy"는 우리 은하를, "galaxy"는 일반적인 은하를 의미한다. 제프리 초서는 우리 은하를 "Milky Way"라고 처음 불렀다. 한국어 '은하'는 중국어 '은하(銀河)'에서 유래했으며, 은하수의 은빛에서 따온 것이다.

1786년 윌리엄 허셜은 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31 같은 천체를 "나선 성운"이라 불렀다. 이후 이들이 우리 은하 바깥의 항성 집단임이 밝혀지면서 "섬우주(island universes)"로 불렸으나, "우주(Universe)"라는 단어는 혼동의 소지가 있어 "은하(galaxies)"로 대체되었다.

3.1. 은하수 (우리은하)

1610년 갈릴레오 갈릴레이는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해된다는 것을 발견했다. 1750년 영국의 토머스 라이트(Thomas Wright)는 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체이며, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보인다는 가설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.

은하수의 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다. 1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다. 실제로는 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 섀플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.

3.2. 외부 은하의 발견

10세기, 이슬람의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 안드로메다 은하를 "작은 구름"이라고 처음 기록했다. 그는 예멘에서 대마젤란 은하를 관측했는데, 이는 유럽에서는 16세기 페르디난드 마젤란의 항해 전까지 알려지지 않았다.

1750년, 토마스 라이트는 은하수가 별들의 원반 모양 집합체이며, 밤하늘의 일부 성운도 이와 비슷할 수 있다고 추측했다. 1755년 이마누엘 칸트는 안드로메다가 고립된 천체라고 언급했지만, 태양계 형성 이전의 가스 원반으로 추측했다.

18세기 말 샤를 메시에는 메시에 목록을 완성하여 109개의 밝은 성운을 수록했고, 윌리엄 허셜은 이를 5,000개로 확장했다. 1845년 로스 경은 새로운 망원경으로 타원형과 나선형 성운을 구분하고, 일부에서 개별 광원을 발견하여 이마누엘 칸트의 이론을 뒷받침했다.

1912년 베스토 슬라이퍼는 밝은 성운을 분광법으로 분석하여 큰 적색편이를 발견했고, 이들이 은하계보다 빠르게 멀어지고 있음을 밝혔다. 이는 성운이 은하계에 속하지 않음을 의미한다.

1917년 히버 더스트 커티스는 안드로메다 대성운(메시에 천체 M31)에서 신성(안드로메다자리 S형)을 발견하고, 사진 기록에서 11개의 신성을 추가로 발견했다. 그는 신성들의 밝기가 약함을 근거로 거리가 15만 파섹이라 추정하고, 나선은하가 독립된 은하라는 섬우주 가설을 주장했다.

1920년 할로우 섀플리와 히버 더스트 커티스 사이에 대논쟁(섀플리-커티스 논쟁)이 벌어졌다.

이 문제는 1920년대 초에 해결되었다. 1922년 에른스트 외픽은 안드로메다 성운의 거리를 계산하여 은하계 외부 천체임을 주장했다. 에드윈 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치 망원경으로 나선은하 속 별과 세페이드 변광성을 관측, 거리를 측정하여 은하계 밖에 있음을 확인했다. 1926년 허블은 은하 분류를 발표했다.

3.3. 현대의 은하 연구

1944년 네덜란드의 헨드릭 판더휠스트(Hendrik van de Hulst)는 우리 은하의 성간 수소 가스가 21cm 전파를 방출할 것이라고 예측했고, 이는 1951년에 관측되었다. 이 전파는 성간물질에 흡수되지 않기 때문에, 21 cm 수소선의 도플러 효과를 이용해 우리 은하 전체의 수소 가스 분포와 운동을 조사할 수 있게 되었다. 그 결과, 우리 은하에도 나선팔 구조가 있는 것이 밝혀졌다.

1970년대에는 베라 루빈(Vera Rubin)이 수소선의 관측에서 얻은 은하의 회전속도가 은하의 바깥쪽 부근에서도 늦춰지지 않는다는 것을 밝혀냈다. 이로써 은하의 회전속도 곡선을 은하에 있는 별이나 가스 같은 물질 만으로는 설명할 수 없으므로 다른 물질이 필요하다는 사실이 알려졌다. 이렇게 "빛을 내지 않지만 질량을 가진 물질"을 암흑 물질이라고 한다. 암흑 물질의 정체에 대해서는 다양한 설이 있지만, 아직 명확히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 물리학 및 천문학이 풀어야 할 가장 중요한 문제 중 하나로 남아 있다.

1990년대에 들어 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 인해, 아주 먼 거리에 있는 은하들을 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. 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.

4. 형태와 분류

은하는 크게 타원 은하, 나선 은하, 불규칙 은하의 세 가지 주요 유형으로 나뉜다. 허블 분류는 은하의 외형에 기반하여 은하 유형을 더 자세하게 설명한다. 그러나 허블 분류는 전적으로 시각적 형태에 기반하기 때문에, 별 생성 속도가 빠른 은하나 활동 은하의 중심부 활동과 같은 은하의 특정 중요한 특징을 반영하지 못한다.

많은 은하의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하는 것으로 여겨진다. 우리 은하 역시 중심부에 은하 중심이라 불리는 영역이 존재한다.

1944년 헨드릭 판더휠스트는 우리 은하의 성간 수소 가스가 21cm 선을 방출할 것이라고 예측했고, 1951년에 실제로 관측되었다. 이 발견으로 우리 은하 내 수소 가스 분포와 운동을 조사하여 나선팔 구조를 밝혀낼 수 있었다.

1970년대 베라 루빈은 은하의 회전 속도가 은하 바깥쪽에서도 늦춰지지 않는다는 것을 발견했다. 이는 빛을 내지 않지만 질량을 가진 암흑 물질의 존재를 시사하며, 암흑 물질의 정체는 현대 천문학의 중요한 과제이다.

1990년대 이후 허블 우주 망원경 등의 등장으로 먼 거리에 있는 고적색편이 은하를 관측할 수 있게 되었다. 또한, 다양한 파장의 빛을 관측하는 기술 발달로 은하의 특성을 더 잘 이해하게 되었다.

4.1. 타원 은하

허블 분류 체계에서 타원 은하는 그 타원율에 따라 거의 원에 가까운 E0에서 찌그러진 모양의 E7까지 세분화된다. 타원 은하는 타원체 형태이기 때문에 어느 방향에서 보든지 타원형으로 보인다. 타원 은하의 구조는 단순하고 성간 물질이 상대적으로 적다. 따라서 타원 은하에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, 산개 성단이 적은 대신, 은하 중심을 임의의 방향으로 공전하는 늙은 별들로 주로 이루어져 있다. 이런 점은 타원 은하보다 훨씬 작은 구상 성단의 경우와 비슷하다.

우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다. 많은 타원 은하들이 은하 간의 상호작용으로 충돌·병합되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 거대 타원 은하들은 보통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견된다. 폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다.

4.2. 나선 은하

나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양을 이루고 있다. 팽대부에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다. 허블 분류에서 나선 은하는 S로 나타내며, 나선팔이 꼬인 정도와 팽대부의 크기에 따라 Sa, Sb, Sc로 분류된다. Sa형은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대부가 상대적으로 크다. Sc형은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하며, 팽대부가 상대적으로 작다. Sb는 둘의 중간 정도이다. 나선팔이 뚜렷하지 않은 은하들은 양털나선은하라고 하고, 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 거대구조 나선은하라고 부른다.

나선은하의 나선팔은 밀도파 때문에 발생하는 밀도가 높은 영역이라고 여겨진다. 별들과 마찬가지로 나선팔도 일정한 속도로 공전하지만, 별보다는 훨씬 느린 속도로 움직인다. 은하원반에서 별들이 이 나선팔에 가까워지면 이 밀도가 높은 영역의 중력 때문에 별이 빨리 움직여서 나선팔에 모이게 되고, 일단 나선팔을 지나치게 되면 다시 원래대로 공전속도가 느려진다. 이러한 효과는 정체가 발생하는 고속도로에 비유된다. 차들의 정체가 발생해서 차들이 많이 몰려있는 구간이 은하의 나선팔에 해당된다. 차들이 정체 구간에 항상 들어왔다가 다시 나가는 것처럼, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 벗어나게 된다. 따라서 나선팔은 주변보다 밀도가 높고, 새로운 별이 만들어지기도 하기 때문에 눈에 쉽게 띄는 것이다.

상당수의 나선은하들은 팽대부에서부터 시작되어 바깥쪽의 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 갖기도 하는데, 이 같은 은하를 막대나선은하라고 부른다. 허블 분류에서는 SB로 표시하며, 일반 나선은하와 마찬가지로 SBa처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c를 뒤에 붙인다. 이러한 막대구조는 밀도파나 은하간 상호작용 때문에 발생하는 일시적인 구조라고 생각된다. 많은 막대 은하들은 흔히 활동은하핵을 가지기도 하는데, 이는 막대 구조가 가스를 은하 중심으로 쉽게 보내는 역할을 하기 때문이라고 여겨지기도 한다.

우리 은하는 지름이 약 30kpc, 두께가 약 1kpc인 막대 나선은하에 속한다. 우리은하는 약 2천억(2×10¹¹)개의 별들을 가지고 있으며, 태양 질량보다 약 6천억(6×10¹¹)배 큰 질량을 가지고 있다.

4.3. 렌즈형 은하

렌즈형 은하는 타원 은하와 나선 은하의 중간 형태를 가지며, 허블 분류에서는 S0로 분류된다. 막대 구조가 있으면 막대 렌즈형 은하(SB0)로 분류된다. 뚜렷한 나선팔은 보이지 않으며, 별의 분포는 타원 은하와 비슷하다.

4.4. 기타 은하

특이 은하는 은하 간 상호작용으로 인해 타원 은하나 나선 은하와 달리 기묘한 형태를 가진 은하이다. 고리 은하는 대표적인 특이 은하로, 중심의 은하 팽대부를 별과 성간 물질이 고리 모양으로 둘러싸고 있다. 이러한 고리 은하는 작은 은하가 나선 은하의 중심을 관통할 때 생성되는 것으로 추정된다. 안드로메다 은하도 적외선으로 관측했을 때 여러 개의 고리 모양이 나타나는 것으로 보아, 이와 비슷한 사건을 겪은 것으로 보인다.

불규칙 은하는 특정한 형태를 가지지 않아 허블 분류로 나누기 어려운 은하이다. Irr-I형 은하는 타원 은하나 나선 은하와 비슷한 구조를 일부 가지지만 분류하기 어렵고, Irr-II형 은하는 일정한 형태가 전혀 없다. 마젤란 은하는 불규칙 은하의 예시이다.

왜소 은하는 일반적인 은하보다 훨씬 작은 은하이다. 개수로 볼 때 우주의 거의 대부분을 차지하며, 크기는 보통 우리 은하의 약 100분의 1 정도이고, 약 10억 개 정도의 별로 구성되어 있다. 최근에는 크기가 약 100 pc에 불과한 초밀집 왜소 은하도 발견되었다. 많은 왜소 은하는 위성 은하처럼 다른 큰 은하 주위를 공전한다. 우리 은하 주위에도 수십 개의 위성 은하가 알려져 있으며, 계속해서 발견되고 있다. 왜소 은하는 형태에 따라 왜소 타원 은하, 왜소 나선 은하, 불규칙 왜소 은하 등으로 분류된다.

5. 특이한 모습들

은하들은 서로 상호작용을 하거나, 별이 폭발적으로 생성되기도 하고, 중심핵이 활발하게 활동하는 등 특이한 현상들을 보이기도 한다.

5.1. 상호 작용

별들 사이의 충돌은 거의 일어나지 않지만, 은하들 사이의 충돌·상호작용은 꽤 빈번하며, 이는 은하의 형성과 진화에 아주 중요한 영향을 미친다. 상호 작용에는 여러 정도가 있는데, 은하들이 정면으로 충돌하지 않고 약간 비켜 나가는 경우에는 서로의 조석력 때문에 은하가 찢어지거나 늘어나고, 가스나 먼지들이 서로 교환되기도 한다.

은하들이 직접 충돌하지만, 상대적인 운동량이 커서 하나로 합쳐지지 않는 경우도 있다. 이러한 은하들의 충돌의 경우에도, 별의 크기는 별 사이의 거리에 비해 너무 작으므로 두 은하의 별들이 직접 서로 충돌하는 일은 없다. 그러나 은하의 가스와 먼지들은 서로 강한 상호작용을 일으키게 된다. 이 때문에 성간물질이 압축되거나 불안정해져서 폭발적인 별 생성(star-burst)이 일어나기도 한다. 은하들 사이의 충돌은 하나 또는 모든 은하의 모양을 심하게 변형시키고, 막대나, 고리, 연결 다리 또는 꼬리 같은 여러 가지 구조들을 만들어 낸다.

은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 은하들의 병합(galaxy merger^영어)이라고 부른다. 이 경우 은하들은 서서히 더 큰 하나의 새로운 은하로 병합되며, 그 과정에서 형태가 완전히 변하게 된다. 만약 두 은하 중 하나가 다른 것 보다 월등히 큰 경우, 작은 은하가 큰 은하에 완전히 흡수되므로(먹히게 되므로), 이를 은하의 흡수 합병(galactic cannibalism)이라고 부르기도 한다. 이 경우 큰 은하는 거의 모양이 변하지 않는 반면, 작은 은하는 조석력에 의해 쉽게 찢어지게 된다. 예를 들어, 궁수자리 왜소 타원 은하(Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy)와 큰개자리 왜소은하(Canis Major Dwarf Galaxy)는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중이다.

5.2. 폭발적 별생성 은하

별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름에서 만들어진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하(starburst galaxy^영어)라고 부른다. 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 천만 년 정도만 지속된다. 이러한 폭발적 별생성 은하는 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며, 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15% 정도를 차지한다.

폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다.

폭발적으로 별을 생성하는 은하는 병합이나 상호 작용 때문에 만들어진다고 여겨진다. 가장 전형적인 예로, 가까이에 있는 상당히 큰 M81 은하와 상호 작용을 하고 있는 M82 은하가 있다.

5.3. 활동은하핵

일부 은하들은 중심부에 활동은하핵을 가지고 있다. 이는 은하 또는 은하핵에서 방출되는 에너지의 상당 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아닌 초대질량 블랙홀과 그 주변의 응축원반으로부터 나온다는 것을 의미한다. 물질이 원반에서 블랙홀로 떨어지면서 방출하는 중력 에너지가 활동은하핵 에너지의 원천이다.

이러한 활동은하핵 중 약 10%에서는 거의 빛의 속도로 물질을 서로 반대 방향으로 방출하는 고에너지 제트가 관측되기도 하는데, 이 제트가 어떻게 만들어지는지는 아직 정확히 밝혀지지 않았다.

활동 은하는 관측되는 파장의 특성에 따라 여러 종류로 분류된다.

* [[세이퍼트 은하]]와 [[퀘이사]]: 가시광선에서 특이한 방출선을 보이며, 밝기에 따라 구분된다.
* [[블레이저]]: 은하핵에서 나오는 상대론적 제트가 관측자를 향해 있어 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵이다.
* [[전파 은하]]: 제트 때문에 강한 전파를 방출한다.
* [[저전리핵방출선영역]](LINER): 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지는 은하핵으로, 약한 활동은하핵의 일종으로 여겨지지만, 그 본질은 아직 확실히 밝혀지지 않았다. 가까운 은하의 약 1/3이 LINER로 분류된다.

이처럼 다양한 활동 은하핵의 특성들은 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"이 제시되어 있다.

6. 은하의 형성과 진화

은하의 형성과 진화는 현대 천체물리학의 주요 연구 분야 중 하나이다. 이 연구는 처음에 어떻게 은하가 생겨났고, 우주의 긴 역사 동안 어떻게 변화해왔는지를 다룬다. 이 분야의 많은 이론들은 천문학자들에게 널리 받아들여지고 있지만, 현재도 활발하게 연구가 진행되고 있다.

항성은 거대한 분자 구름을 형성하는 차가운 가스의 저장소에서 은하 내부에서 생성된다. 어떤 은하는 예외적으로 높은 비율로 항성을 생성하는데, 이를 "항성폭발"이라고 한다. 항성폭발은 은하의 수명보다 짧은 시간 안에 가스 저장소를 고갈시킬 수 있기 때문에, 일반적으로 약 천만 년 동안만 지속되며, 이는 은하의 역사에서 비교적 짧은 기간이다. 항성폭발 은하는 우주의 초기 역사에서 더 흔했지만, 여전히 전체 항성 생성량의 약 15%를 차지한다.

항성폭발 은하는 가스의 먼지가 많은 밀집 지역과 새로 형성된 항성의 모습, 주변 구름을 이온화하여 H II 영역을 생성하는 거대한 항성을 특징으로 한다. 이러한 항성은 초신성 폭발을 일으키고, 주변 가스와 강력하게 상호 작용하는 팽창하는 초신성 잔해를 생성한다. 이러한 폭발은 항성 생성의 연쇄 반응을 일으켜 기체 지역 전체로 퍼져나간다. 이용 가능한 가스가 거의 소모되거나 분산될 때만 활동이 종료된다.

항성폭발은 종종 은하의 병합 또는 상호 작용과 관련이 있다. 이러한 항성폭발 형성 상호 작용의 대표적인 예는 더 큰 M81과의 근접한 조우를 경험한 M82이다. 불규칙 은하는 종종 간격을 두고 항성폭발 활동을 보인다.

6.1. 은하의 형성

현재 가장 유력한 은하 형성 이론은 대폭발(빅뱅) 이론에 기반한다. 빅뱅 이후 약 30만 년 후, 재결합 시기에 수소와 헬륨이 만들어졌다. 이 시기에는 별이 아직 만들어지지 않아 우주의 "암흑 시대"라고 불린다. 암흑물질의 밀도 요동으로부터 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했고, 바리온 물질들이 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 형성되기 시작했다.

초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는지는 천문학의 오래된 연구 주제이다. 과거에는 "위에서 아래로"(top-down) 방식과 "밑에서 위로"(bottom-up) 방식이 경쟁했으나, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고 합쳐져서 더 큰 은하를 만든다는 "밑에서 위로" 방식이 널리 받아들여지고 있다.

원시 은하가 만들어지면서 최초의 별들인 항성종족III 항성이 만들어졌다. 이 별들은 중원소 없이 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 매우 큰 질량을 가졌을 것으로 추정된다. 이들은 연료를 빠르게 소진하고 초신성 폭발로 생을 마감하며, 중원소를 성간 매질로 돌려보냈다. 이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 이동할 수 있게 만들었다. 이 시기를 재이온화 시기라고 부른다.

6.2. 은하의 진화

은하의 형성과 진화는 현재도 천체물리학의 주요 연구 분야이다. 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만 년 후 우주의 재결합 시기에 수소와 헬륨이 만들어졌고, 이 시기를 우주의 "암흑 시대"라고 부른다. 원시 우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했고, 바리온 물질들이 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했다.

초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가는 천문학의 오래된 연구 주제이다. 과거에는 "위에서 아래로"(top-down)의 은하 형성 모형과 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이 경쟁했었는데, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 은하들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 은하들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"(bottom-up)의 은하 형성 모형이 널리 받아들여지고 있다.

원시 은하들이 만들어지면서, 첫 번째 별들인 항성종족 III 항성이 만들어졌다. 이 별들은 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 매우 큰 질량을 가졌을 것으로 여겨진다. 이들은 연료를 매우 빨리 소진하고 초신성 폭발로 일생을 마치면서, 중원소들을 성간 매질로 돌려보냈다. 이 첫 세대의 별들은 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다. 초기 우주의 이러한 시기를 재이온화 시기(reionization^영어)라고 부른다.

은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억 년 정도가 흐르면서, 구상 성단, 은하 중심의 초대질량 블랙홀, 금속 함량이 적은 항성종족 II로 이루어진 은하 팽대부가 나타난다. 은하 중심의 블랙홀은 은하의 별 생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다. 이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다.

시간이 흐르면서 은하에 축적된 물질로부터 보다 젊은 별로 이루어진 은하 원반이 만들어진다. 은하는 이후에도 계속해서 은하간 매질로부터 새로운 가스를 공급받기도 하고, 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고받기도 한다. 은하에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 중원소들을 다시 성간 물질로 되돌려 보내게 되어, 점차 은하의 중원소 함량이 높아진다. 그리고 이러한 가스에서 다시 별이 생성되기를 반복하면서, 마침내 별들 주위에서 행성들이 생길 수 있는 조건에 이르게 된다.

은하들의 진화는 은하 간 상호작용과 충돌에 의해 크게 좌우된다. 비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습을 띠었다. 은하 간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 조석력 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석 꼬리(tidal tail^영어)라고 하는 일련의 구조가 만들어진다. 이러한 예로서는 NGC 4676이나 더듬이 은하가 있다.

우리 은하와 안드로메다 은하는 약 130km/s의 속도로 서로 가까워지고 있으며, 60억 년 정도가 지나면 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 우리 은하는 다른 작은 왜소은하들과 충돌하거나 잡아먹었다는 연구 결과는 계속해서 늘어나고 있다. 하지만 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 이렇게 비슷한 질량을 가진 은하의 충돌은 점점 적어지며, 현재 우주에서 실제로 이러한 큰 규모의 상호작용은 매우 드물게 일어난다. 현재 가장 밝고 무거운 은하들은 주로 먼 과거에(약 100억 년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억 년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다.

7. 은하들의 거대구조와 환경

은하들은 고립되어 존재하기보다는 무리를 이루어 분포하며, 은하군, 은하단, 초은하단과 같은 거대 구조를 형성한다. 조사된 은하의 약 5%만이 홀로 떨어져 있으며, 대부분은 다른 은하들과 중력으로 묶여 프랙탈과 같은 계층적 구조를 이룬다.

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가장 큰 규모에서 우주는 허블의 법칙에 따라 팽창하여 개별 은하 사이의 거리가 늘어나지만, 은하들은 국지적인 규모에서 서로의 중력으로 팽창을 극복한다. 이러한 은하 무리들은 초기 우주에서 생성되어 주변 은하들과 합쳐지면서 은하단으로 발달한다. 이 과정에서 은하단 안의 희박한 가스는 30MK~100MK에 이르는 매우 높은 온도를 갖게 된다. 은하단 질량의 약 70–80%는 암흑 물질, 10–30%는 뜨거운 가스, 나머지 몇 퍼센트는 은하로 구성된다.

7.1. 은하군

대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군이라고 한다. 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분의 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다.

우리 은하는 지름이 약 1 Mpc인 비교적 작은 크기의 국부 은하군에 속한다. 국부 은하군에서 가장 밝은 은하는 우리 은하 외에 안드로메다 은하가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다. 국부 은하군 자체는 처녀자리 은하단을 중심에 두고 있는 처녀자리 초은하단의 외곽에 위치한다.

7.2. 은하단

은하는 중력으로 묶여 있는 수백에서 수천 개의 은하들의 거대한 집단이다. 대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있으며, 몇 개의 은하들로 이루어진 모임을 은하군이라 하고, 은하군이 모여 더 큰 구조를 이룬다. 은하단은 이러한 계층 구조에서 은하군보다 더 큰 규모를 가진다.

은하단은 수천 개의 은하들이 수 Mpc 내에 모여 있는 것이다. 은하단 내 은하의 분포는 중심부에 집중되어 있으며, 종종 은하단 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 두드러지는 거대한 은하가 존재하는데, 이를 거대확산 은하(cD 은하, Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이 거대 은하는 주위의 작은 은하들을 병합하면서 성장한 것으로 보인다.

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가장 큰 은하는 cD형 은하이다. 이들은 거대한 타원 은하이지만 훨씬 더 크며, 일반적으로 초거대 타원 은하로 알려져 있다. 이들은 광범위하고 희미한 별들의 후광이 메가파섹 규모로 뻗어나가는 중심 타원형 핵을 특징으로 한다.

cD 은하의 형성은 여전히 연구 중이지만, 주요 모델은 밀집된 은하단 환경에서 더 작은 은하들의 병합 결과라는 것이다. 또 다른 모델은 은하단의 가열된 가스가 식으면서 중심으로 붕괴되어 별을 형성하는 냉각 흐름 현상을 제시한다. 이 현상은 페르세우스 와 피닉스 은하단에서 관측되었다.

은하단의 질량 중 약 70–80%는 암흑 물질 형태이고, 10–30%는 30MK~100MK의 매우 높은 온도로 가열된 가스로 구성되며, 나머지 몇 퍼센트는 은하 형태이다.

7.3. 초은하단

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. 초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적(isotropic)이고 균질(homogeneous)하다.

우리 은하는 지름이 약 1 Mpc인 비교적 작은 크기의 국부 은하군(Local Group^영어)에 속한다. 국부은하군에서 가장 밝은 은하는 우리 은하 외에 안드로메다 은하가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다. 국부은하군 자체는 처녀자리 은하단(Virgo cluster)을 중심에 두고 있는 처녀자리 초은하단(Virgo Supercluster) 또는 국부 초은하단(Local Supercluster)의 외곽에 위치한다.

8. 여러 파장에서의 은하 관측

은하 연구는 가시광선뿐만 아니라 전파, 적외선, 자외선, X-선 등 다양한 파장을 이용하여 이루어진다. 각 파장은 은하의 서로 다른 구성 요소와 물리 현상을 관측하는 데 유용하다.