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우리 은하

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목차

1. 개요

우리 은하는 약 136억 년 전 빅뱅 이후 우주의 질량 분포에서 시작된 막대나선은하이다. 우리 은하는 수많은 별과 성간 물질로 구성되어 있으며, 중심에는 초대질량 블랙홀인 궁수자리 A*가 위치한다. 태양을 포함한 태양계는 우리 은하의 오리온 팔에 위치하며, 은하 중심으로부터 약 2만 6천 광년에서 3만 5천 광년 떨어져 있다. 우리 은하는 국부 은하군에 속하며, 안드로메다 은하와 중력적으로 상호 작용하며 공전하고 있으며, 약 40억 년 후에는 안드로메다 은하와 충돌하여 합쳐질 것으로 예상된다.

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우리 은하
기본 정보
은하계의 상상도
은하계의 상상도
별자리궁수자리(중심부)
유형막대나선은하
명칭
한국어은하수 은하
영어Milky Way
기타 명칭천의 강, 은하
관측 정보
적경 (중심)''
적위 (중심)''
거리약
물리적 특성
지름약 10만 ~ 20만 광년
두께약 1,000 광년
질량약 1.15 × 1012 태양질량
별의 개수1,000억 ~ 4,000억 개
가장 오래된 천체 나이132억 년
평균 밀도7.13 ± 0.71 × 10-25 g/cm3 (0.40 ± 0.04 GeV/cm3)
절대 등급-20.5
각운동량약
태양의 은하 회전 주기2억 1,200만 년
나선 패턴 회전 주기2억 2,000만 ~ 3억 6,000만 년
막대 패턴 회전 주기1억 6,000만 ~ 1억 8,000만 년
태양 위치에서의 암흑 물질 밀도pc−3 ( GeV cm−3)
위치 정보

2. 역사

아리스토텔레스(기원전 384~322년)는 저서 '''메테오로로지카'''에서 그리스 철학자 아낙사고라스(기원전 약 500~428년)와 데모크리토스(기원전 460~370년)가 은하수가 지구 그림자 때문에 보이지 않는 별들의 빛이라고 주장했다고 기술했다. 아리스토텔레스는 은하수가 별들과 함께 지구 대기 상층부에 있으며, 대기 바깥쪽에 있어 소멸되지 않는 별들의 연소 부산물이고, 그 대원을 구성한다고 믿었다. 그는 은하수의 희끄무레한 모습은 지구 대기의 굴절 때문이라고 했다.[50][51] 신플라톤주의 철학자 올림피오도로스(서기 약 495~570년)는 은하수가 월하계라면 지구의 다른 시간과 장소에서 다르게 보이고 시차가 있어야 하는데 그렇지 않다고 비판하며, 은하수는 천상계에 속한다고 주장했다.

페르시아 천문학자 알비루니(973~1048년)는 은하수가 "무수히 많은 성운상 별 조각들의 집합"이라고 제안했다. 안달루시아 천문학자 아베엠파세(사망 1138년)는 은하수가 많은 별들로 이루어져 있지만 지구 대기에서 연속적인 이미지로 보이는 것이라고 주장하며, 1106년 또는 1107년 목성과 화성의 합 관측을 증거로 제시했다. 페르시아 천문학자 나시르 알딘 알투시(1201~1274년)는 '''타즈키라'''에서 "은하수는 매우 많은 수의 작고 빽빽하게 모여 있는 별들로 이루어져 있으며, 그 밀집도와 크기 때문에 흐릿한 부분처럼 보입니다. 이 때문에 그 색깔이 우유와 비슷하다고 비유되었습니다."라고 썼다. 이븐 카이임 알 자우지야(1292~1350년)는 은하수는 "항성구에 빽빽하게 들어찬 무수히 많은 작은 별들"이라고 주장했다.

1609년 갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 사용하여 은하수를 관측하고 수많은 별들로 이루어져 있음을 발견하면서 우리 은하가 많은 별들로 구성되어 있다는 증거가 제시되었다.[52][50] 1755년 이마누엘 칸트는 우리 은하가 중력에 의해 서로 결합된 수많은 별들의 회전하는 천체일 것이라고 추측했다.[54] 1785년 윌리엄 허셜은 하늘의 여러 영역에서 별의 수를 세어 우리 은하의 모양을 추론했고, 태양계가 중심에 가깝다고 가정했다.[57] 1845년 로스 경은 새로운 망원경을 제작하여 타원형과 나선형 성운을 구별했고, 일부 성운에서 개별적인 점광원을 구별하여 칸트의 추측에 신빙성을 더했다.[58]

1904년 야코부스 카프테인은 별들의 고유 운동을 연구하여 별들이 거의 반대 방향으로 움직이는 두 개의 흐름으로 나눌 수 있다는 것을 보고했다.[59] 이는 나중에 베르틸 린드블라드와 얀 오르트가 은하 회전을 발견하는 계기가 되었다. 1917년 허버 더스트 커티스는 M31(안드로메다 은하)에서 신성들을 발견하고, 이들이 우리 은하의 신성들보다 어둡다는 것을 통해 거리를 추정했다. 그는 나선 성운이 독립적인 은하라는 "섬 우주" 가설을 지지했다.[61] 1920년에는 우리 은하, 나선 성운, 우주의 크기에 관한 위대한 논쟁이 할로 섀플리와 허버 커티스 사이에서 벌어졌다. 1920년대 초 에드윈 허블은 윌슨산 천문대의 약 254.00cm 후커 망원경을 사용하여 일부 나선 성운의 바깥 부분을 개별 별들의 집합체로 해석하고, 세페이드 변광성을 식별하여 거리를 추정했다. 그는 안드로메다 은하가 우리 은하의 일부가 되기에는 너무 멀리 떨어져 있음을 발견했다.

유럽우주국(ESA)의 우주선 가이아는 10억 개 별들의 시차를 측정하여 거리 추정치를 제공하며, 우리 은하를 매핑하고 있다.[62][63] 가이아의 데이터는 1990년대 약 200만 개의 별 관측 수를 20억 개로 확장하고, 측정 가능한 우주 공간의 부피를 크게 확장했다.[64] 2020년 연구에 따르면 가이아는 은하의 흔들리는 움직임을 감지했는데, 이는 인근 위성 은하와의 상호 작용 때문일 수 있다.[65] 2024년 4월에는 우리 은하의 자기장과 관련된 초기 연구 결과가 보고되었다.[66]

허셜이 항성의 계수 관측을 바탕으로 그린 은하계. 중앙 약간 왼쪽에 있는 큰 점이 태양계의 위치를 나타낸다.

2. 1. 어원 및 신화

바빌로니아의 서사시 ''에누마 엘리쉬''에서는 은하수가 원시 바닷물 괴물 티아마트의 잘린 꼬리에서 만들어졌다고 묘사된다. 바빌로니아의 수호신 마르두크가 티아마트를 죽인 후 하늘에 놓았다는 것이다.[23][24] 이 이야기는 원래 니푸르의 엔릴이 티아마트를 죽였다는 더 오래된 수메르 이야기를 바탕으로 한 것으로 알려졌으나,[25][26] 현재는 마르두크를 수메르 신들보다 우월하게 보이게 하려는 바빌로니아인들의 의도적인 창작으로 여겨지고 있다.[26]

그리스 신화에서는 제우스가 필멸의 여자에게서 낳은 아들인 헤라클레스를 잠자는 헤라의 가슴에 놓아 신성한 젖을 먹여 불멸자로 만들려고 했다. 헤라가 젖을 먹이다 깨어나 자신이 모르는 아기에게 젖을 먹이고 있다는 것을 알고 아기를 밀쳐내자, 젖이 쏟아져 은하수로 알려진 빛의 띠가 생겼다. 또 다른 이야기에서는 버려진 헤라클레스를 아테나가 헤라에게 맡겨 젖을 먹였는데, 헤라클레스의 힘 때문에 헤라가 고통스러워하며 그를 가슴에서 떼어냈다고 한다.[27][28][29]

Llys Dôn (직역하면 "돈의 궁정")은 전통적인 웨일스어로 카시오페이아 별자리를 부르는 이름이다. 돈의 자녀 중 적어도 두 명은 천문학적 연관성을 가지는데, Caer Gwydion ("그위디온의 요새")은 전통적인 웨일스어로 은하수를 부르는 이름이며,[30][31] Caer Arianrhod ("아리안로드의 요새")는 북쪽왕관자리 별자리를 가리킨다.[32][33]

서양 문화권에서 "은하수"라는 이름은 밤하늘에 걸쳐 있는 희미하고 "우유빛"으로 빛나는 띠처럼 보이는 모습에서 유래했다. 이 용어는 고전 라틴어 ''via lactea''를 번역한 것이며, 이는 다시 헬레니즘 그리스어 γαλαξίαςgrc, γαλαξίας κύκλοςgrc ('''')의 축약형으로 "우유빛 원"을 의미한다. 고대 그리스어 γαλαξίαςgrc ('''') – 어근 γαλακτgrc-, γάλαgrc ("우유") + -ίαςgrc (형용사를 만드는 접미사) – 는 또한 "은하"의 어원이기도 하다. 은하는 우리 은하를, 나중에는 모든 그러한 별들의 집합체를 가리키는 이름이다.

은하수 또는 "우유빛 원"은 그리스인들이 하늘에서 확인한 11개의 "원" 중 하나였다. 다른 것들로는 황도, 자오선, 지평선, 천구의 적도, 황도의 암양점과 하지점, 북극권과 남극권, 그리고 두 개의 콜루어 원이 극점을 통과하는 것이 있다.

여러 민족들은 은하수에 대해 다양한 이름과 전설을 가지고 있다.[201] 몇 가지 예시는 다음과 같다.

지역/민족이름의미/유래
여러 우랄어족, 튀르크어족, 발트어족 언어새들의 길북쪽 민족들이 북반구에서 이동하는 철새들이 은하수를 따라 이동하는 것을 관찰.[34]
오스트레일리아 남부 아들레이드 평원의 카우르나 원주민wodliparri집 강[35]
뉴사우스웨일스주와 퀸즐랜드주 사이 가밀라라아이(Gomeroi) 원주민Dhinawan밤하늘에 걸쳐 있는 거대한 에뮤(하늘의 에뮤)[36]
많은 유럽 언어은하수그리스어 은하수 이름을 차용 (영어, 라틴어 포함)
산티아고 데 콤포스텔라(Compostela)산티아고로 가는 길순례자들이 성지로 가는 길잡이로 사용[37]
인도하늘의 갠지스 강산스크리트어 이름 (आकाशगंगाsa Ākāśagaṃgā)을 따라 힌두교 신앙을 반영
동아시아 (한국, 중국, 베트남, 일본)은하수중국어 이름 "은하수"() 사용. 일본과 한국에서는 "은하수"(; 은하|eunha한국어)가 일반적으로 은하를 의미.
일본하늘의 강중국어에서 대체 이름으로 사용 ()
서아시아, 중앙아시아, 발칸 반도 일부 지역짚 길짚을 의미하는 단어와 관련. 페르시아인, 파키스탄인, 터키인, 아랍인 등이 사용.[39]
영국월싱엄 길영국 노퍽에 있는 월싱엄 성모 마리아 성지와 관련. 순례자들의 길잡이 또는 순례자들을 의미.[40]
스칸디나비아겨울 길겨울철 북반구에서 가장 선명하게 보이기 때문 (스웨덴 등).[41]



은하수의 일부는 지구에서 은하수(天の川)로 관측할 수 있지만, 맨눈으로는 희미한 빛의 띠로만 보였기 때문에 별들로 이루어져 있다는 사실을 알지 못했다.[200]

2. 2. 고대 및 근대 관측

'''메테오로로지카'''에서 아리스토텔레스(기원전 384~322년)는 그리스 철학자 아낙사고라스(기원전 약 500~428년)와 데모크리토스(기원전 460~370년)가 은하수는 지구의 그림자 때문에 직접 보이지 않는 별들의 빛이라고 주장했다고 기술한다.[49] 아리스토텔레스 자신은 은하수가 별들과 함께 지구 대기 상층부의 일부이며, 대기의 가장 바깥쪽 위치에 있기 때문에 소멸되지 않는 별들의 연소 부산물이며, 그 대원을 구성한다고 믿었다. 그는 은하수의 희끄무레한 모습은 지구 대기의 굴절 때문이라고 말했다.[50][51] 신플라톤주의 철학자 올림피오도로스(서기 약 495~570년)는 이 견해를 비판하며, 은하수가 월하계라면 지구의 다른 시간과 장소에서 다르게 보여야 하고, 시차가 있어야 하는데 그렇지 않다고 주장했다. 그의 견해로는 은하수는 천상계에 속한다.

페르시아 천문학자 알비루니(973~1048년)는 은하수가 "무수히 많은 성운상 별 조각들의 집합"이라고 제안했다. 안달루시아 천문학자 아베엠파세(사망 1138년)는 은하수가 많은 별들로 이루어져 있지만 지구 대기에서 연속적인 이미지로 보이는 것이라고 주장하며, 1106년 또는 1107년 목성과 화성의 합 관측을 증거로 제시했다. 페르시아 천문학자 나시르 알딘 알투시(1201~1274년)는 그의 '''타즈키라'''에서 "은하수, 즉 은하는 매우 많은 수의 작고 빽빽하게 모여 있는 별들로 이루어져 있으며, 그 밀집도와 크기 때문에 흐릿한 부분처럼 보입니다. 이 때문에 그 색깔이 우유와 비슷하다고 비유되었습니다."라고 썼다. 이븐 카이임 알 자우지야(1292~1350년)는 은하수는 "항성구에 빽빽하게 들어찬 무수히 많은 작은 별들"이라고 주장했다.

기원전 400년경 학자 데모크리토스가 처음으로 은하수가 멀리 떨어진 별들로 이루어졌다는 설을 주장했다. 그 후, 1609년에 갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 이용하여 은하수를 관측하여 은하수가 무수한 별들의 집합체임을 확인했다.[202] 1755년에는 이마누엘 칸트가 은하수도 태양계와 마찬가지로 많은 항성이 중력에 의해 원반 모양으로 회전하는 천체라는 설을 주장했다. 1788년에는 윌리엄 허셜이 항성의 겉보기 밝기를 거리에 대응시킴으로써 항성의 3차원적인 공간 분포를 구하는 계수 관측을 실시하여, 은하수가 지름 약 6000광년, 두께 약 1000광년의 원반 모양 구조이며 태양이 거의 중심에 있다고 밝혔다.[203]

20세기에는 야코부스 카프테인과 하로우 섀플리에 의해 보다 정확한 은하계의 구조가 밝혀졌다. 1908년 하버드 대학교 천문대의 헨리에타 스완 리빗이 세페이드 변광성의 변광 주기와 절대 등급이 비례하는, 소위 주기-광도 관계를 발견함으로써[204] 시차를 이용할 수 없을 정도로 먼 별의 거리를 산출할 수 있게 되었고, 이를 이용하여 1918년 섀플리가 은하수의 크기를 측정하고, 태양계의 위치가 은하 중심에서 크게 벗어나 있음을 밝혔다.[205] 1920년에는 섀플리와 히버 더스트 커티스 사이에 소위 「대논쟁」이 일어나, 그 속에서 섀플리는 나선 은하가 은하계 내부에, 커티스는 외부에 있다고 주장했다.[206] 이 논쟁은 1924년 에드윈 허블이 안드로메다 은하까지의 거리를 산출하여 안드로메다 은하가 은하계 외부에 존재하는 것이 명확해짐으로써, 은하계 외에도 은하가 존재한다는 것이 확인되었다.[207] 1958년에는 얀 오르트에 의해 21cm 선에 의한 전파 관측이 이루어져, 이를 통해 은하계가 나선 은하임이 명확해졌다.[208]

2. 3. 20세기 이후 관측

1609년 갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei)가 망원경을 사용하여 은하수를 관측해 수많은 별들로 이루어져 있음을 발견하면서, 우리 은하가 많은 별들로 구성되어 있다는 증거가 제시되었다.[52][50] 1755년 이마누엘 칸트(Immanuel Kant)는 우리 은하가 중력에 의해 서로 결합된 수많은 별들의 회전하는 천체일 것이라고 추측했다.[54] 칸트는 우리 은하와 외부 은하 성운을 모두 "섬 우주"라고 불렀는데, 이 용어는 1930년대까지도 사용되었다.[55]

1785년 윌리엄 허셜(William Herschel)은 하늘의 여러 영역에서 별의 수를 세어 우리 은하의 모양을 추론했고, 태양계가 중심에 가깝다고 가정했다.[57] 1845년 로스 경(William Parsons, 3rd Earl of Rosse)은 새로운 망원경을 제작하여 타원형과 나선형 성운을 구별했고, 일부 성운에서 개별적인 점광원을 구별하여 칸트의 추측에 신빙성을 더했다.[58]

1899년 "큰 안드로메다 성운" 사진, 나중에 안드로메다 은하로 확인됨


1904년 야코부스 카프테인(Jacobus Kapteyn)은 별들의 고유 운동(proper motion)을 연구하여 별들이 거의 반대 방향으로 움직이는 두 개의 흐름으로 나눌 수 있다는 것을 보고했다.[59] 이는 나중에 베르틸 린드블라드(Bertil Lindblad)와 얀 오르트(Jan Oort)가 은하 회전을 발견하는 계기가 되었다.

1917년 허버 더스트 커티스(Heber Doust Curtis)는 M31(안드로메다 은하)에서 신성(novae)들을 발견하고, 이들이 우리 은하의 신성들보다 어둡다는 것을 통해 거리를 추정했다. 그는 나선 성운이 독립적인 은하라는 "섬 우주" 가설을 지지했다.[61] 1920년에는 우리 은하, 나선 성운, 우주의 크기에 관한 위대한 논쟁(Great Debate (astronomy))이 할로 섀플리(Harlow Shapley)와 허버 커티스 사이에서 벌어졌다. 커티스는 우리 은하의 먼지 구름과 유사한 어두운 띠의 모양과 상당한 도플러 편이(Doppler shift)를 증거로 제시했다.

1920년대 초 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 윌슨산 천문대의 약 254.00cm 후커 망원경(Hooker telescope)을 사용하여 일부 나선 성운의 바깥 부분을 개별 별들의 집합체로 해석하고, 세페이드 변광성(Cepheid variable)을 식별하여 거리를 추정했다. 그는 안드로메다 은하가 우리 은하의 일부가 되기에는 너무 멀리 떨어져 있음을 발견했다.

2021년 가이아 발표에서 카탈로그에 등록된 별들의 지도(도표에서 밀도 메시로 표시됨)


유럽우주국(ESA)의 우주선 가이아는 10억 개 별들의 시차를 측정하여 거리 추정치를 제공하며, 우리 은하를 매핑하고 있다.[62][63] 가이아의 데이터는 1990년대 약 200만 개의 별 관측 수를 20억 개로 확장하고, 측정 가능한 우주 공간의 부피를 크게 확장했다.[64]

2020년 연구에 따르면 가이아는 은하의 흔들리는 움직임을 감지했는데, 이는 인근 위성 은하와의 상호 작용 때문일 수 있다.[65] 2024년 4월에는 우리 은하의 자기장과 관련된 초기 연구 결과가 보고되었다.[66]

2. 4. 현대 관측

유럽우주국(ESA)의 우주선 가이아는 10억 개 별들의 시차를 측정하여 거리를 추정하고, 우리 은하를 지도로 만들고 있다. 2016년, 2018년, 2021년, 2024년에 걸쳐 4차례 지도를 발표할 계획이다.[62][63]

가이아의 데이터는 "혁신적"이라고 평가받는다. 1990년대 약 200만 개의 별 관측 수를 20억 개로 늘렸으며, 측정 가능한 우주 공간의 부피를 반지름 기준으로 100배, 정밀도 기준으로 1,000배 확장했다.[64]

2020년 연구에 따르면 가이아는 은하가 흔들리는 움직임을 감지했다. 이는 "원반의 회전축과 비구형 헤일로의 주축이 정렬되지 않아 발생하는 토크 또는 후기 유입 중에 획득한 헤일로의 강착된 물질 또는 인근 상호 작용하는 위성 은하와 그에 따른 조석" 때문일 수 있다.[65] 2024년 4월에는 우리 은하의 자기장과 관련된 초기 연구(및 관련 지도)가 보고되었다.[66]

3. 구조

우리 은하는 막대나선은하로, 중심부에 막대 구조가 존재하고 여기서 나선팔이 뻗어 나오는 형태이다. 1990년대 이전에는 안드로메다 은하와 같은 정상나선은하로 여겨졌으나, 이후 막대나선은하일 가능성이 제기되었고, 2005년 스피처 적외선 망원경 조사 결과 중심부에 지름 27,000광년 길이의 막대 구조가 확인되었다.[256] 이 막대는 대부분 붉고 오래된 항성들로 구성되어 있으며, 태양과 은하 중심을 연결한 선에서 약 44 ± 10도 정도 비스듬히 위치한다.

막대 구조 주위에는 "5-kpc Ring"이라는 거대 수소 가스 띠가 존재하며, 이곳은 우리 은하 내에서 가장 활발하게 별을 생성하는 영역이다.[256] 안드로메다 은하에서 우리 은하를 본다면 이 띠가 가장 밝게 보일 것이다.

우리 은하는 팽대부, 나선팔, 헤일로 등으로 구성된다. 중심부에는 궁수자리 A*라는 강력한 전파원이 있으며, 이곳에는 초대질량 블랙홀이 있는 것으로 추정된다.

우리 은하의 나선 구조는 아직 명확하게 밝혀지지 않았지만, 현재는 방패-남십자자리 팔과 페르세우스자리 팔 두 개의 주요 나선팔과, 노르마팔, 용골자리-궁수자리팔, 오리온자리 팔 등 여러 개의 작은 팔들로 구성된 것으로 보인다.

우리 은하의 원반은 오래된 별들과 구상 성단으로 이루어진 헤일로로 둘러싸여 있다. 헤일로의 지름은 약 25만~40만 광년으로 추정된다.[220]

우리 은하의 개략적인 단면도
약어: GNP/GSP: 은하 북극과 남극


관측된(실선) 및 외삽된(점선) 우리 은하 나선팔 구조(은하 북쪽에서 본 모습) – 이 그림에서 은하는 시계 방향으로 회전함. 태양의 위치(중앙 상단)에서 방사되는 회색 선은 해당 별자리의 세 글자 약어를 나타냄


우리 은하 질량 대부분은 암흑 물질로 구성되어 있으며, 암흑 물질 헤일로를 형성한다. 암흑 물질 헤일로는 은하 중심에서 100킬로파섹 이상의 거리까지 비교적 고르게 퍼져 있는 것으로 추정된다. 우리 은하의 수학적 모델은 암흑 물질의 질량을 1~1.5×10¹² 태양 질량으로 제시한다.[91]

2010년에는 우리 은하 중심부에서 감마선을 방출하는 거대한 구조(페르미 거품)가 발견되었는데, 이는 과거 우리 은하 중심부에서 격렬한 활동이 있었음을 시사한다.

3. 1. 일반적인 구조

우리 은하는 중심핵(Bulge), 나선팔, 헤일로(Halo)로 구성된다. 중심핵은 늙고 오래된 별들이 공 모양으로 밀집해 있으며, 그 주위를 젊고 푸른 별, 가스, 먼지 등이 원판 디스크 형태로 회전하는 나선팔이 감싸고 있다. 헤일로는 주로 가스, 먼지, 구상성단, 그리고 암흑물질로 이루어져 타원형 모양으로 은하 주위를 둘러싸고 있다.[41]

우리 은하는 측면에서 보면 나선팔 일부가 위로 휘어진 모양인데, 이는 대마젤란 은하와 소마젤란 은하의 중력 영향 때문이다. 이 두 위성은하는 마젤란 흐름이라는 수소 가스 띠로 우리 은하와 연결되어 약 15억 년 주기로 공전하며, 약 2억 년 전 우리 은하에 접근하면서 조석력에 의해 형성된 것으로 보인다. 현재 이 통로를 통해 마젤란 은하의 별과 가스가 우리 은하로 유입되고 있으며, 결국 우리 은하에 흡수될 것으로 예상된다. 대, 소 마젤란 은하는 현재 불규칙 은하로 분류되지만, 중심부에 희미한 막대 구조가 관측되어 과거 정상 은하였다가 우리 은하 중력에 의해 해체되었다는 설과, 반대로 정상 은하로 발전하는 단계라는 설이 있다.

우리 은하는 주변의 작은 은하들을 흡수, 합병하며 성장했다. 우리 은하 내 별들의 특이한 운동('성류')은 다른 은하를 흡수한 잔해라는 증거이다. "Inner Ring"과 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 그 예시이다. 1999년 대한민국 연구팀은 오메가 센타우리가 왜소 은하의 중심핵이었음을 입증했으며, 현재 우리 은하 구상성단의 최소 40%는 주변 왜소 은하의 중심핵이었거나 그에 딸린 구상성단이었을 것으로 추정된다. 현재도 큰개자리 왜소은하(지구로부터 25,000광년), 궁수자리 왜소은하(70,000광년) 등 최소 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중이다. 2005년 발견된 처녀자리 왜소은하는 지구로부터 약 30,000광년 거리에서 우리 은하를 관통하고 있으며, 궁수자리 왜소은하와의 관계는 불확실하다. 처녀자리 왜소은하는 과거 여러 번 우리 은하를 관통했음에도 형태를 유지하고 있는데, 이는 상당한 양의 암흑물질을 보유했기 때문으로 추정된다.

우리 은하는 현재 중심 블랙홀의 활동성이 약한 정상 은하이지만, 과거에는 셰이퍼트 은하처럼 활동성이 강했다는 증거들이 있다. 2010년 우리 은하 중심부에서 나선팔 원반과 수직 방향으로 각각 25,000광년(직경 50,000광년) 길이의 감마선을 방출하는 거대 구조가 발견되었는데, 이는 약 10만 개 이상의 초신성 폭발과 맞먹는 에너지 방출 현상으로 추정된다. 또한, 중심핵에서 약 3,000광년 거리에 감마선 잔해물 거품 구조가 형성되어 과거 격렬한 반응이 있었음을 짐작하게 한다.

우리 은하는 굽은 원반 모양의 가스, 먼지와 별들로 둘러싸인 막대 모양의 중심 영역으로 구성되어 있다.[114][115] 우리 은하 내부의 질량 분포는 허블 분류의 Sbc형(상대적으로 느슨하게 감긴 나선팔을 가진 나선 은하)과 매우 유사하다. 1960년대부터 천문학자들은 우리 은하가 일반적인 나선 은하가 아니라 막대 나선 은하일 것이라고 추측하기 시작했으며,[116][117][118] 2005년 스피처 우주 망원경 관측을 통해 우리 은하의 중심 막대가 이전에 생각했던 것보다 크다는 사실이 확인되면서 입증되었다.

우리 은하는 수많은 항성과 성간 물질 등의 천체들의 집합체이며, 전체 질량은 태양의 1조 2,600억 배[192]로 추정된다. 그중 가시광선 등의 전자기파를 방출하는 질량의 총합은 5.1% 미만인 643억 태양 질량[192]이며, 질량의 대부분은 정체를 알 수 없는 암흑 물질이다. 중심 부근에는 비교적 오래된 항성들로 이루어진 밀도가 높은 팽대부가 있으며, 그 주위를 젊은 항성과 성간 물질로 이루어진 지름 약 8만~10만 광년의 원반(은하 원반)이 둘러싸고 있다. 원반의 두께는 중심부에서 약 1만 5,000광년, 가장자리 부분에서 약 1,000광년이며 볼록렌즈 모양을 하고 있다. 원반 안에는 밝은 별과 산개 성단, 산광 성운 등이 많이 보이는 나선팔이 존재한다. 크기를 상대적으로 비유하면, 우리 은하를 지름 130km로 축소했을 때 태양계는 약 2m 정도의 크기가 된다. 팽대부와 원반의 바깥쪽에는 약 130개의 구상 성단 등으로 이루어진 지름 약 25만~40만 광년의 구형 은하 헤일로가 존재한다. 우리 은하의 중심은 지구에서 보면 궁수자리 방향으로 약 3만 광년 떨어진 곳에 위치하며, 궁수자리 A라는 강력한 전파원이 있다. 궁수자리 A의 중심부(궁수자리 A*)에는 초대질량 블랙홀이 존재하는 것이 확실시되었으나, 2022년 5월 12일, (Event Horizon Telescope, EHT) 국제 프로젝트에 의해 궁수자리 A*에 존재하는 초대질량 블랙홀의 직접 관측에 성공했다는 발표가 있었다. 블랙홀의 직접 관측에 성공한 것은 M87 중심에 있는 초대질량 블랙홀에 이어 관측 역사상 두 번째이다.[199]

우리 은하는 허블 분류에서 SBbc로 분류되는 막대나선은하이며,[198] 약 2,000억~4,000억 개의 별을 포함하고 있는 것으로 생각된다.[193] 우리 은하가 막대나선은하라고 생각하게 된 것은 1980년대 이후이며, 2005년 스피처 우주 망원경에 의한 관측에서 이 모델이 뒷받침되었고, 우리 은하의 막대 구조가 그전에 생각했던 것보다 크다는 것이 밝혀졌다.[215] 우리 은하 중심에는 궁수자리 A*가 존재하며, 이는 초대질량 블랙홀로 여겨진다. 2022년 5월 12일에는 직접 관측에 성공했다.[216] 현재는 대부분의 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 생각된다.[217]

우리 은하는 많은 은하와 마찬가지로, 은하 내부 별들의 궤도 속도가 중심으로부터의 거리에 관계없이 거의 같은 속도가 되도록 질량 분포를 가진다. 중심 팽대부와 외곽을 제외하면 우리 은하 별의 전형적인 속도는 약 210~240km/s이다.[218] 따라서 전형적인 별의 공전 주기는 그 궤도의 길이에만 단순히 비례한다. 이는 중심에 질량 대부분이 집중된 태양계의 케플러 운동과 같이, 서로 다른 궤도를 가진 천체가 그 궤도에 따라 다른 궤도 속도를 갖는 경우와는 다르다.

우리 은하 원반의 지름은 약 10만 광년으로 추정되며,[219] 태양으로부터 은하 중심까지의 거리는 약 2만 6,000광년에서 약 3만 5,000광년으로 추정된다. 원반은 은하 중심에서 바깥쪽으로 부풀어 있고, 중심에서 멀어짐에 따라 부풀어 오름이 작아진다. 우리 은하의 막대 구조는 약 2만 7,000광년의 길이를 가지며, 태양계와 은하 중심을 잇는 직선에 대해 약 44±10도의 각도로 은하 중심을 관통하고 있다. 막대 구조는 주로 나이가 많은 붉은색 별로 구성되어 있다.

우리 은하의 각 나선팔은(다른 모든 나선 은하와 마찬가지로) 로그 나선을 그리며, 그 각도는 약 12도이다. 우리 은하에는 은하 중심에서 뻗어 나온 4개의 나선팔이 존재한다고 생각되며, 명칭은 다음과 같다.

색나선팔
청록색3kpc팔 (3kpc Arm)·페르세우스팔 (Perseus Arm)
청색노르마팔 (Norma Arm)·백조팔 (Cygnus Arm, Outer Arm)
녹색방패자리-켄타우루스팔(Scutum-Centaurus Arm)
적색용골자리-궁수자리팔(Carina–Sagittarius Arm)
이 외에도, 아래의 것을 포함한 적어도 두 개의 소규모 팔이 존재한다.
오렌지색오리온팔(Orion Arm, 태양과 태양계가 포함됨)



은하수 원반은 오래된 항성과 구상 성단으로 이루어진 회전 타원체인 은하 헤일로에 둘러싸여 있다. 은하 헤일로의 지름은 약 25만~40만 광년이다.[220] 원반에는 가스와 먼지가 포함되어 있어 몇몇 파장에서는 관측이 불가능하지만, 은하 헤일로에는 그러한 물질이 거의 없다. 원반 중에서 특히 물질 밀도가 높은 나선팔 내부에서는 활발한 별 생성이 일어나지만, 은하 헤일로에서는 별 생성이 거의 관측되지 않는다. 산개 성단도 주로 원반에 존재한다.

은하수 질량 대부분은 암흑 물질이며, 암흑 헤일로를 형성하고 있다. 암흑 헤일로는 은하 중심으로 갈수록 밀도가 높아진다.[221]

21세기 초의 발견에 의해, 은하수 구조에 대한 지식은 확장되는 동시에 잘못된 지식에서 올바른 지식으로 변화하고 있다. 2005년, 안드로메다 은하 (M31)의 원반이 그전까지 생각되었던 것보다 훨씬 크게 퍼져 있다는 것이 발견되었고,[222] 은하수 원반도 이전의 추정보다 클 가능성이 높아지고 있다. 이것은 백조팔이 더욱 바깥쪽으로 계속된다는 것이 발견된 것으로도 뒷받침된다.[223] 또한, 궁수자리 왜소타원은하의 발견과 동시에, 은하의 "파편"으로 이루어진 띠(궁수자리 스트림)가 궁수자리를 중심으로 극 궤도를 그리며 둘러싸고 있다는 것이 발견되었고,[224] 이는 이 위성 은하가 은하수와의 상호 작용에 의해 분열되고 있는 모습이며, 약 10억 년 전 은하 충돌의 잔재로 여겨진다.[225] 마찬가지로 큰개자리 왜소은하의 발견과 함께, 이 은하와 은하수와의 상호 작용으로 생긴 은하의 파편이 고리 모양이 되어 은하수 원반을 둘러싸고 있는 것도 발견되었다.

2006년 1월 9일, 프린스턴 대학교의 Mario Juric 등은 슬론 디지털 스카이 서베이의 북천 데이터에서, 현재 생각하고 있는 은하수 모델과 맞지 않는 거대한(보름달의 약 5000배 면적) 희미한 구조를 발견했다고 발표했다. 이 구조는 항성 집단이며, 은하수 나선팔 면에 대해 거의 수직으로 퍼져 있다. 그들은 이 구조에 대한 가능성이 높은 해석으로, 왜소 은하가 은하수와 합쳐지고 있는 모습이 아닐까 하고 있다. 이 은하에는 임시적으로 Virgo Stellar Stream이라는 이름이 붙여졌으며, 지구에서 볼 때 처녀자리 방향에 약 3만 광년 떨어진 위치에 존재한다.[226]

2006년 5월 9일에는 Daniel Zucker와 Vasily Belokurov가 슬론 디지털 스카이 서베이의 관측 데이터에서 사냥개자리와 목동자리 위치에 2개의 왜소 은하를 발견했다고 발표했다.[227]

3. 2. 크기 및 질량

우리 은하의 지름은 약 10만 광년이며, 중심핵은 직경이 약 10,000광년, 두께는 약 15,000광년이다. 나선팔의 두께는 별들의 영역만 고려하면 약 1,000광년이지만, 최근 관측 결과 가스 등을 포함한 전체 디스크 두께는 약 12,000광년으로 추정된다.[247] 우리 은하를 둘러싼 헤일로는 지름이 약 200,000광년으로 추정되었으나, 일부 구상성단이 은하 중심에서 400,000광년 거리에서 발견되면서[248] 실제로는 더 멀리 뻗어있을 가능성이 제기되었다.[249][250]

우리 은하의 나이는 정확히 알 수 없지만, 우리 은하 내 가장 늙은 별의 나이를 통해 간접적으로 추정할 수 있다.[251] 현재까지 밝혀진 우리 은하 디스크 내 가장 오래된 별의 나이는 약 132억 년이며, 구상성단에서는 약 136억 년 된 별이 발견되었다. 이 구상성단들이 우리 은하와 거의 동시에 탄생했을 것으로 추정하면, 우리 은하의 나이는 우주의 나이인 137억 년에 거의 근접할 것으로 보인다. 지구에서 가장 가까운 구상 성단은 NGC 6397이며, 지구에서 7,200광년 떨어져 있다.[252]

우리 은하의 총 질량 계산은 최근 큰 변화를 겪고 있다. 과거에는 관측된 우리 은하의 회전 속도와 뉴턴 역학 법칙을 이용해, 총 질량을 항성, 가스 등 눈에 보이는 물질만 고려하면 약 5.8×10¹¹ ''M''☉[253][254][255], 암흑물질까지 고려하면 약 1.5 ~ 1.9×10¹² ''M''☉으로 추정했다. 별의 개수는 2천억~4천억 개로 추정되었다.

그러나 최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만 광년까지 뻗어 있고, 암흑물질 등 은하를 구성하는 물질이 예상보다 많은 것으로 밝혀졌다. 이에 따라 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5×10¹¹ ''M''☉, 암흑물질까지 포함하면 최대 5×10¹² ''M''☉ (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다. 항성들의 총 질량은 4.6×10¹⁰ ''M''☉~6.4×10¹⁰ ''M''☉이며, 평균 질량은 태양의 15%이다. 이는 우리 은하 별의 대부분이 적색왜성임을 의미한다.

이러한 발견은 우리 은하가 안드로메다 은하보다 작은 은하라는 기존 관념을 뒤엎고, 두 은하가 크기와 무게가 비슷한 대형 쌍둥이 은하일 가능성을 시사한다.

우리 은하의 총 질량은 태양 질량의 약 8900억 배에서 1조 5400억 배(8.9×10¹¹ ~ 1.54×10¹² 태양 질량)로 추정되지만,[97][98] 별과 행성이 차지하는 비율은 매우 작다. 우리 은하 질량의 상당 부분은 암흑 물질로 구성되어 있는 것으로 보인다. 암흑 물질은 알려지지 않은 보이지 않는 물질로, 일반 물질과 중력적으로 상호 작용한다. 암흑 물질 헤일로는 은하 중심에서 100킬로파섹 이상의 거리까지 비교적 고르게 퍼져 있는 것으로 추정된다. 우리 은하의 수학적 모델은 암흑 물질의 질량을 1~1.5×10¹² 태양 질량으로 제시한다.[91]

우리 은하는 수많은 항성과 성간 물질 등의 천체들의 집합체이며, 전체 질량은 태양의 1조 2,600억 배[192]로 추정된다. 그중 가시광선 등의 전자기파를 방출하는 질량의 총합은 5.1% 미만인 643억 태양 질량[192]이며, 질량의 대부분은 정체를 알 수 없는 암흑 물질이다.

3. 3. 은하 중심부

우리은하는 막대나선은하이며, 2005년 스피처 적외선 망원경 조사 결과 중심핵으로부터 지름 27,000광년 길이의 막대 구조가 존재한다는 것이 확인되었다. 막대 구조는 대부분 붉고 오래된 항성들로 구성되어 있으며, 태양과 은하 중심을 연결한 선에서 약 44 ± 10도 정도 비스듬히 위치한다. 이 막대 구조 주위에는 "5-kpc Ring"이라는 거대 수소 가스 띠가 존재하며, 우리은하 내에서 가장 활발하게 별을 생성하는 영역이다.[256]

은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하며, 궁수자리 A*가 유력한 후보이다. 태양 질량의 약 450만 배의 질량으로 추정되며, 이 블랙홀 근처에 태양의 1300배에 해당하는 중간 질량 블랙홀이 쌍성처럼 존재한다. 이는 과거 우리은하가 다른 작은 은하를 흡수했음을 의미한다.[256] 2002년 대한민국 연세대 연구팀은 우리은하가 약 10억 년 젊은 다른 은하와 충돌, 합병하여 현재의 크기가 되었음을 입증했다.[256]

우리은하 중심부에는 최근 격렬한 별 생성이 있었음을 짐작하게 하는 증거들이 발견되고 있다. 은하 중심부에서 불과 3.5광년 내에 수천 개의 별들이 빽빽이 모여 있으며, 울프-레이에별과 OB항성들과 같은 거대 항성들도 100개나 모여 있다. 이것은 이들 별들의 폭발적인 생성이 불과 수백만 년 전에 있었다는 것을 알 수 있다. 과거 수백만 년 전 블랙홀 주변 3.5광년 내의 폭발적인 별 생성 시 가스 구름이 블랙홀로 유입되어 강력한 블랙홀 활동이 있었다는 증거와, 블랙홀이 내뿜은 엄청난 양의 물질들의 거품 흔적들이 은하 중심부 가스 구름의 제트 거품 흔적을 통해 발견된다. 당시 블랙홀의 제트는 은하 중심부로부터 최대 3,000광년 떨어진 구름까지도 흔적을 남겼다. 시뮬레이션 결과 중심핵의 두 개 블랙홀은 서로 공전하며 가까워지다가 결국 하나로 합쳐지면서 막대한 양의 X선 등의 에너지를 방출할 것으로 예상된다.[256] 은하 중심부로부터 400광년 내에 빽빽한 구름들이 많이 발견되었는데 2억 년 내로 엄청난 별 생성을 하게 될 것이다.

태양은 은하 중심으로부터 떨어져 있다. 내부 수 킬로파섹(반지름 약 10,000광년)에는 팽대부라고 불리는, 대부분 오래된 별들이 밀집되어 있다. 우리 은하는 팽대부가 없고, 이전 은하들의 충돌 및 병합으로 인해 중앙 막대에 의해 형성된 가팽대부만 가지고 있다는 주장이 제기되었다.

은하 중심은 궁수자리 A*(''궁수자리 A-별''로 발음)이라는 강력한 전파원으로 표시된다. 중심 주변 물질의 운동은 궁수자리 A*가 거대하고 밀집된 천체를 포함하고 있음을 나타낸다. 이 질량 집중은 초대질량 블랙홀로 가장 잘 설명되며, 추정 질량은 태양 질량의 410만~450만 배이다.

2010년, 페르미 감마선 우주 망원경의 데이터를 사용하여 우리 은하 중심의 북쪽과 남쪽에서 고에너지 감마선 방출의 두 개의 거대한 구형 버블이 검출되었다. 각 버블의 지름은 약 이며, 남반구의 밤하늘에서 황새치자리와 처녀자리까지 뻗어 있다.

2015년 1월 5일, NASA는 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은, 기록적인 X선 플레어를 관측했다고 보고했다. 이 특이한 사건은 블랙홀로 떨어지는 소행성의 파괴 또는 궁수자리 A*로 유입되는 가스 내부의 자기장 선의 얽힘에 의해 발생했을 수 있다.[129]

3. 4. 나선팔

최근까지 우리 은하에는 네 개의 큰 나선 팔이 있다고 여겨졌으나, 2008년 스피처 우주 망원경을 이용한 연구 결과, 단 두 개의 나선 팔만이 명확히 구분되었으며 나머지는 존재가 의심스럽거나 두 개의 주요 나선 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔인 것으로 확인되었다. 주된 두 개의 나선 팔은 방패-남십자자리 팔과 페르세우스자리 팔이며, 과학자들은 우리 은하가 나선 팔이 두 개로 구성된 전형적인 막대나선은하일 것으로 추정하고 있다. 최근에 페르세우스자리 팔 바깥에서 새로운 나선 팔의 존재가 확인되었으나, 대부분 가스와 먼지로 구성되고 별은 드문 것으로 추정되어 아직 공식적인 나선 팔로 인정받지는 못하고 있다.[257]

색나선팔
청록색3kpc 팔(근접)·페르세우스자리 팔
청색노르마팔·백조자리 팔
녹색방패자리-켄타우루스팔
적색용골자리-궁수자리팔
이 외에도, 아래의 것을 포함한 적어도 두 개의 소규모 팔이 존재한다.
오렌지색오리온자리 팔 (태양계가 포함됨)



은하수의 각 나선팔은(다른 모든 나선 은하와 마찬가지로) 로그 나선을 그리며, 그 각도는 약 12도이다. 은하수에는 은하 중심에서 뻗어 나온 네 개의 나선팔이 존재한다고 생각되며, 각각 다음과 같은 명칭이 붙여져 있다.



또한, 이 외에도 두 개의 작은 팔이나 호가 존재한다. 대표적인 것은 다음 팔이다.

3. 5. 은하 헤일로

우리 은하의 원반은 오래된 별들과 구상 성단으로 이루어진 타원체 헤일로에 둘러싸여 있다. 이 헤일로를 구성하는 구상성단의 90%는 은하 중심으로부터 100000ly 이내에 위치하지만, PAL 4와 AM 1과 같이 은하 중심으로부터 20만 광년 이상 떨어진 곳에서도 일부 구상 성단이 발견되었다. 은하수의 구상 성단 중 약 40%는 역행 궤도를 따라 움직이는데, 이는 은하수 회전 방향과 반대 방향으로 움직인다는 것을 의미한다. 구상 성단은 별 주위를 도는 행성의 타원 궤도와는 달리 은하수 주위를 로제트 궤도를 따라 공전할 수 있다.

원반에는 일부 파장에서 시야를 가리는 먼지가 포함되어 있지만, 헤일로에는 이러한 성분이 없다. 활발한 별 생성은 원반, 특히 고밀도 영역을 나타내는 나선팔에서 일어나지만, 헤일로에서는 별이 생성될 만큼 차가운 기체가 거의 없기 때문에 별 생성이 일어나지 않는다. 산개 성단 또한 주로 원반에 위치한다.[141]

21세기 초, 안드로메다 은하(M31)의 원반이 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 넓게 뻗어 있다는 사실이 발견되면서, 우리 은하의 원반도 더 멀리까지 뻗어 있을 가능성이 제기되었다. 이는 거문고자리 나선팔의 외곽 팔 확장과 방패자리-켄타우루스자리 나선팔의 유사한 확장 발견으로 뒷받침된다.[142] 궁수자리 왜소 타원 은하의 발견과 함께, 이 왜소 은하의 극궤도와 우리 은하와의 상호작용으로 인해 왜소 은하가 분해되면서 생긴 은하 파편의 띠가 발견되었다. 마찬가지로, 큰개자리 왜소 은하의 발견과 함께 우리 은하와의 상호 작용으로 인한 은하 파편의 고리가 은하 원반을 둘러싸고 있다는 사실이 밝혀졌다.

북쪽 하늘에 대한 슬론 디지털 스카이 서베이는 현재 모델에 맞지 않는 거대하고 확산된 구조(보름달 크기의 약 5,000배에 달하는 면적)를 우리 은하 내에서 보여준다. 이 별들의 집합은 우리 은하의 나선팔 평면에 거의 수직으로 상승한다. 이에 대한 해석으로 왜소 은하가 우리 은하와 합병되고 있다는 가설이 유력하게 제시되었다. 이 은하는 임시적으로 처녀자리 별의 흐름으로 명명되었으며, 처녀자리 방향으로 약 30000ly 떨어진 곳에서 발견되었다.

항성 헤일로 외에도, 찬드라 X선 관측선, XMM-뉴턴, 스자쿠 관측 결과, 많은 양의 뜨거운 가스를 포함하는 가스 헤일로가 존재한다는 증거가 발견되었다. 이 헤일로는 수십만 광년까지 뻗어 있으며, 항성 헤일로보다 훨씬 멀리 뻗어 대마젤란 은하와 소마젤란 은하의 거리에 가깝다. 이 뜨거운 헤일로의 질량은 우리 은하 자체의 질량과 거의 맞먹는다.[143][144][145] 헤일로 가스의 온도는 100만~250만 K(180만~450만 °F)이다.[146]

먼 은하에 대한 관측에 따르면, 우주 초기에는 암흑 물질보다 약 1/6 정도의 바리온(일반) 물질이 존재했다. 그러나 우리 은하와 같은 근처 은하에 대한 관측을 기반으로 현대 우주에서 그 바리온의 약 절반만이 설명된다.[147] 만약 헤일로의 질량이 우리 은하의 질량과 비슷하다는 것이 확인된다면, 이것이 우리 은하 주변의 '잃어버린 바리온'의 정체일 수 있다.[147]

우리 은하는 약 100억 년 전에 가이아-엔켈라두스(Gaia-Enceladus)라고 불리는 왜소은하와 충돌하여 합쳐졌으며, 이때의 잔해가 우리 은하의 헤일로를 형성했다는 연구 결과가 2019년에 발표되었다.[213]

3. 6. 스미스 구름

1963년에 존재가 확인된 "스미스 구름(Smith's Cloud)"은 우리은하를 향해 돌진해 오고 있는 특이한 거대 수소가스 구름이다. 현재 우리은하 원반 디스크 면으로부터 8000km 거리에서 초속 240km (시속 869000km)의 속도로 접근 중이며, 총 길이는 9800km, 폭은 3300km에 달하는 것으로 추정된다. 질량은 태양의 100만 배를 초과하며 2000만 배에서 어쩌면 1억 배를 초과할 것이라는 관측도 있다. 향후 2,700만 년 이내에 우리은하의 페르세우스자리 팔에 45도의 각도로 충돌하여 약 100만 개 이상의 별이 폭발적으로 생성될 것으로 예측되고 있다.[3]

이러한 구름들은 우주 보이지 않는 곳곳에 널려 있으며, 몇몇 덩치 큰 구름들은 구름 내부에 자기장을 형성하고 있다. 이러한 자기장은 구름이 흩어지지 않게 하며 별의 생성을 억제한다. 따라서 밀도 높은 가스 구름과 서로 충돌하지 않는 이상은 대량으로 별을 생성하지 못한다. 우주에서는 은하와 은하 사이, 은하단과 은하단 사이에는 이러한 구름들이 많이 있으며 넓게 퍼져 있어 질량은 매우 크지만, 밀도는 옅어 별이 잘 생성되지 않는다.[3]

스미스 구름처럼 어느 정도 밀도가 높은 구름도 우주에 많이 존재하고, 우리 은하단 내에서도 많이 존재한다. 이러한 밀도가 어느 정도 되고 무거운 구름들은 구름 내부에 자기장으로 인해 어지간하면 별을 잘 생성하지는 못하지만, 다른 은하들과의 직접적인 상호 작용으로 인해 왜소 은하나 중형급 은하를 새로이 형성하기도 하고 다른 은하와 충돌하여 스타 버스트 현상을 일으킨다. 우리 은하는 주기적으로 이러한 거대한 구름들을 흡수하여 별을 생성하고 있다.[3]

4. 주변 환경

우리 은하는 안드로메다 은하와 함께 국부 은하군에 속하는 거대한 나선 은하 쌍성계이다. 국부 은하군은 약 50개의 은하로 구성되어 있으며, 국부 시트의 일부이자 처녀자리 초은하단의 일부이다. 처녀자리 초은하단 주변에는 현미경자리 공허, 조각가자리 공허, 머리털자리 공허, 큰개자리 공허 등 여러 공허들이 존재하며, 이들은 시간이 지남에 따라 모양이 변하여 은하의 필라멘트 구조를 만든다. 처녀자리 초은하단은 위대한 인력체 쪽으로 끌려가고 있으며, 이는 다시 라니아케아의 일부를 형성한다.[174][175]

국부 은하군의 여러 왜소 은하들은 우리 은하를 공전한다. 이 중 가장 큰 것은 지름이 32200ly인 대마젤란 은하이며,[176] 소마젤란 은하와 함께 마젤란 시류를 형성한다. 마젤란 시류는 이 두 은하에서 뻗어 나오는 중성 수소 가스의 흐름으로, 조석 상호작용을 통해 우리 은하로 끌려온 것으로 추정된다.[177]

우리 은하를 공전하는 다른 왜소 은하로는 큰개자리 왜소 은하 (가장 가까운), 궁수자리 왜소 타원 은하, 작은곰자리 왜소 은하, 조각가자리 왜소 은하, 섹스턴스 왜소 은하, 화로자리 왜소 은하, 사자자리 I 왜소 은하 등이 있다.[178] 가장 작은 왜소 은하들은 지름이 500ly에 불과하며, 용골자리 왜소 은하, 용자리 왜소 은하, 사자자리 II 왜소 은하 등이 있다.

2012년 연구에 따르면, 우리 은하의 위성 은하 대부분이 매우 큰 원반에 놓여 같은 방향으로 공전한다는 놀라운 발견이 있었다. 이는 표준 우주론과 불일치하는 현상으로, 아직 설명되지 않았다.[181][182]

2006년 1월, 연구원들은 대마젤란 은하와 소마젤란 은하가 우리 은하 가장자리를 통과하며 진동을 일으켜 우리 은하 원반의 왜곡을 유발한다는 것을 발견했다. 이 두 은하의 움직임은 암흑 물질 후류를 만들어 우리 은하에 대한 영향을 증폭시킨다.

현재 측정 결과 안드로메다 은하는 우리 은하에 100km/s에서 140km/s의 속도로 접근하고 있으며, 약 43억 년 후에는 안드로메다-우리은하 충돌이 일어날 수 있다. 충돌하더라도 별들이 직접 충돌할 가능성은 매우 낮지만, 두 은하는 약 60억 년에 걸쳐 하나의 타원 은하 또는 큰 원반 은하를 형성할 것이다.[183][184]

4. 1. 국부 은하군

우리 은하를 포함해서 약 20 ~ 30여 개의 은하가 가까이 모여 있는데, 이를 국부 은하군이라고 한다. 국부 은하군 중 크기가 비교적 큰 은하로는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하가 있다. 국부 은하군 중 안드로메다 은하와 우리 은하가 질량의 대부분을 차지하여 서로 중력적으로 영향을 미쳐 공전하고 있으며, 삼각형자리 은하(M33)는 지구로부터 약 290만 광년, 안드로메다 은하로부터 70만 광년 거리에 위치한다. 삼각형자리 은하(M33)는 지름 약 6만 광년인 평균 크기의 나선은하로서 이웃하는 안드로메다 은하에 중력적으로 속박되어 아주 긴 궤도를 따라 천천히 공전하고 있으며, 이미 안드로메다 은하 쪽으로 별과 가스의 유출 현상이 나타나고 있어 장차 안드로메다에 흡수, 합병될 가능성이 큰 것으로 보인다.[263]

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 개수도 1조 개 이상으로 우리 은하의 2배에 달한다. 따라서 우리 은하에 비해 밝기도 2배에 달할 것으로 추정되고, 중심부 벌지(Bulge)도 우리 은하의 것보다 더 크고 더 밝다. 그러나 무게 면에서는 우리 은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되며, 실제로 안드로메다 은하는 우리 은하보다 질량이 작은 것처럼 거동하는 특성을 나타낸다. 이는 우리 은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고 보다 더 조밀하게 밀집되어는 것 때문으로 추정되나, 한편으로는 여전히 풀리지 않는 의문점이 많다. 안드로메다 은하 중심부의 초거대 블랙홀은 태양 질량의 약 3000만 배 이상으로 우리 은하보다 훨씬 무겁다고 추정되며, 통상적으로 은하의 무게는 중심부 블랙홀의 무게와 비례한다는 관측 결과와 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.[264]

국부 은하군은 약 10,000여 개 이상의 은하로 이루어진 처녀자리 은하단의 끝 외곽부에 위치하고 있으며, 처녀자리 은하단의 중심부로부터 6500만 광년 떨어져 있다. 이웃하는 은하군으로는 우리 은하로부터 대략 1,000만 광년 정도 거리에 조각가자리 은하군, M81 은하군, 마페이 은하군, NGC5128 은하군이 있다. 하지만, 이들 은하군 내의 개별 은하들은 각각의 은하군 내에 고정되어 있지 않고 시간의 흐름에 따라 서로 간에 구성원이 바뀌기도 한다는 것이 컴퓨터 시뮬레이션 결과 밝혀졌다. 일례로 우리 은하의 중심핵 방향의 두터운 가스와 먼지 때문에 그동안 존재를 모르고 있다가 최근에야 적외선 관측을 통해서 존재가 확인된 마페이 은하군(MaffeiⅠ, Maffei Ⅱ 은하가 주력인 은하군)의 경우, 과거에는 국부 은하군의 구성원이었다가 지금은 멀어져가고 있다는 것이 확인되었다. 국부 은하군은 주위의 은하군들과 함께 600km/s의 속도로 처녀자리 은하단의 중력에 이끌려 가고 있으며, 그 방향은 바다뱀자리 별자리를 향하고 있다.

우리 은하와 안드로메다 은하는 50개의 밀접하게 결합된 은하들로 구성된 국부 은하군에 속하는 거대한 나선 은하의 쌍성계이며, 국부 공허에 둘러싸여 있으며, 그 자체로 국부 시트[173]의 일부이고, 다시 처녀자리 초은하단의 일부이다. 처녀자리 초은하단 주변에는 많은 은하가 없는 여러 공허들이 있는데, "북쪽"에는 현미경자리 공허, "왼쪽"에는 조각가자리 공허, "오른쪽"에는 머리털자리 공허, "남쪽"에는 큰개자리 공허가 있다. 이러한 공허들은 시간이 지남에 따라 모양이 변하여 은하의 필라멘트 구조를 만든다. 예를 들어, 처녀자리 초은하단은 위대한 인력체[174]쪽으로 끌려가고 있으며, 이는 다시 라니아케아라는 더 큰 구조의 일부를 형성한다.[175]

국부 은하군의 두 개의 작은 은하와 여러 개의 왜소 은하는 우리 은하를 공전한다. 이 중 가장 큰 것은 지름이 32200ly인 대마젤란 은하이다.[176] 이 은하는 가까운 동반자인 소마젤란 은하를 가지고 있다. 마젤란 시류는 이 두 개의 작은 은하에서 하늘의 100°에 걸쳐 뻗어나가는 중성 수소 가스의 시류이다. 이 시류는 조석 상호작용을 통해 마젤란 은하에서 우리 은하로 끌려왔다고 생각된다.[177] 우리 은하를 공전하는 왜소 은하 중 일부는 큰개자리 왜소 은하 (가장 가까운), 궁수자리 왜소 타원 은하, 작은곰자리 왜소 은하, 조각가자리 왜소 은하, 섹스턴스 왜소 은하, 화로자리 왜소 은하, 사자자리 I 왜소 은하이다.[178]

우리 은하에서 가장 작은 왜소 은하의 지름은 겨우 500ly이다. 여기에는 용골자리 왜소 은하, 용자리 왜소 은하, 사자자리 II 왜소 은하가 포함된다. 아직 우리 은하에 역동적으로 묶여 있지만 발견되지 않은 왜소 은하들이 있을 수 있으며, 이는 2015년 비교적 작은 야간 하늘 부분에서 우리 은하의 9개의 새로운 위성을 발견한 것으로 뒷받침된다.[178] 오메가 센타우리의 전구체와 같이 이미 우리 은하에 흡수된 왜소 은하들도 있다.[179]

2005년[180]에 추가 확인이 이루어진 2012년[181] 연구원들은 우리 은하의 대부분의 위성 은하가 매우 큰 원반에 놓여 있으며 같은 방향으로 공전한다고 보고했다. 이는 놀라운 발견이었다. 표준 우주론에 따르면, 위성 은하는 암흑 물질 헤일로에서 형성되어야 하며, 널리 분포되어 무작위 방향으로 움직여야 하기 때문이다. 이러한 불일치는 아직 설명되지 않았다.[182]

2006년 1월, 연구원들은 그동안 설명되지 않았던 우리 은하 원반의 왜곡이 매핑되었고, 대마젤란 은하와 소마젤란 은하가 우리 은하를 공전하면서 그 가장자리를 통과할 때 진동을 일으키는 파동이나 진동임을 발견했다고 보고했다. 이전에는 우리 은하 질량의 약 2%에 불과한 이 두 은하가 우리 은하에 영향을 미치기에는 너무 작다고 여겨졌다. 그러나 컴퓨터 모델에서 이 두 은하의 움직임은 암흑 물질 후류를 만들어 더 큰 우리 은하에 대한 영향을 증폭시킨다.

현재 측정 결과 안드로메다 은하가 우리 은하에 100km/s에서 140km/s의 속도로 접근하고 있음을 시사한다. 43억 년 후에는 은하들의 상대 운동에 대한 알려지지 않은 측면 성분의 중요성에 따라 안드로메다-우리은하 충돌이 일어날 수 있다. 충돌할 경우 개별 별들이 서로 충돌할 가능성은 매우 낮지만, 대신 두 은하는 약 60억 년에 걸쳐 단일 타원 은하 또는 아마도 큰 원반 은하를 형성하기 위해 합쳐질 것이다.[183][184]

은하수는 안드로메다 은하(Andromeda Galaxy)와 삼각형자리 은하(M33) 등 약 50개의 은하와 함께 국부 은하군을 구성하고 있다.[234] 국부 은하군에서 은하수와 안드로메다 은하는 압도적으로 큰 은하이며, 삼각형자리 은하의 약 10배의 질량을 가지고 있다.[235] 국부 은하는 처녀자리 초은하단의 일부이다.

은하수에는 국부 은하군의 많은 왜소 은하들이 공전하고 있다. 이들 왜소 은하 중 가장 큰 것이 지름 약 20000ly의 대마젤란 은하이다. 이에 비해 가장 작은 용골자리 왜소 은하, 용자리 왜소 은하, 사자자리 II 왜소 은하는 지름이 500ly에 불과하다. 은하수를 공전하는 왜소 은하로는 이들 외에 소마젤란 은하, 큰개자리 왜소 은하(은하수에 가장 가까움), 궁수자리 왜소 타원 은하(과거 은하수에 가장 가깝다고 생각되었음) 등이 있다.

4. 2. 왜소 은하

국부 은하군에는 우리 은하 주위를 공전하는 왜소 은하가 다수 있다. 그중 가장 큰 것은 지름이 20000ly인 대마젤란 은하이다.[176][234] 반면, 용골자리 왜소은하, 용자리 왜소은하, 사자자리 II 왜소 은하는 지름이 500ly로 가장 작은 은하들이다.[178]

소마젤란 은하, 큰개자리 왜소 은하(우리 은하에서 가장 가까운 은하), 궁수자리 왜소 타원 은하, 작은곰자리 왜소 은하, 조각가자리 왜소 은하, 육분의자리 왜소 은하, 화학로자리 왜소 은하, 사자자리 I 왜소 은하 등도 우리 은하를 공전하는 왜소 은하에 속한다.[178]

과학자들은 이론적으로 우리 은하 주위에 백여 개의 왜소 은하가 존재할 것으로 예상하지만, 현재까지 발견된 수는 많지 않다. 이는 우리 은하가 성장하면서 과거부터 끊임없이 주위의 은하를 합병했거나, 은하수 때문에 관측이 어려운 지역에 다수 분포할 가능성이 있기 때문으로 추정된다.

5. 미래

현재 우리 은하는 안드로메다 은하에 비해 2배 이상 활발하게 별을 생성하고 있다. 안드로메다 은하는 연간 평균 태양 질량 기준으로 1~2개의 별을 생성하는 반면, 우리 은하는 연간 평균 5~6개의 별을 생성한다. 안드로메다 은하의 중심핵이 2개인 것으로 보아 과거에 다른 은하와 충돌, 합병하여 "Starburst 은하"처럼 별이 폭발적으로 생성된 시기가 있었던 것으로 추측된다. 우리 은하는 현재 활발히 별을 생성 중인 단계로 추정된다. 2010년에는 안드로메다 은하가 약 90억 년 전에 두 은하 간 충돌로 합병이 시작되어 약 55억 년 전에 현재의 은하로 합쳐졌음이 확인되었다.

최근 관측 결과에서는 안드로메다 은하도 우리 은하처럼 정상나선은하가 아닌 막대나선은하일 가능성이 제기되고 있다. 두 은하의 헤일로 내 금속 성분 비가 유사한 결과로 보아 우리 은하와 안드로메다 은하는 비슷한 시기에 태어나 비슷한 발달 과정을 거쳐온 형제 은하로 추측된다. 현재 두 은하는 서로 간의 중력 영향으로 점점 가까워지고 있으며, 향후 30~40억년[265][266] 이내에 충돌하여 처녀자리 은하단의 M87 은하처럼 하나의 초거대 타원은하로 새로 태어날 것으로 예상된다. 이때 우리 은하의 이름은 'Mikomeda Galaxy(미코메다 은하)'일 가능성이 높다.

안드로메다 은하는 우리 은하로부터 약 230만 광년 떨어진 곳에서 초속 약 122km의 속도로 우리 은하에 접근하고 있으며,[238] 40억 년 후에 우리 은하와 충돌할 것으로 예측된다.[239] 이때, 삼각형자리 은하도 충돌할 가능성이 있다.[240] 두 은하가 충돌해도 태양이나 다른 항성들이 서로 충돌할 가능성은 낮지만, 충돌 후 약 30억 년 후에는 두 은하가 합쳐져 하나의 타원 은하를 형성할 것으로 예상된다.[241]

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