은하
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은하(銀河)는 항성, 성간 물질, 플라즈마, 암흑 물질 등으로 이루어진 거대한 계이다. 보통 은하에는 무게중심 주위를 공전하는 1000만개에서 1조개의 항성이 있다. 한국어 토박이말로는 미리내라고 한다.
수십 개의 은하가 모인 것을 은하단이라 한다.
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[편집] 분류
[편집] 형태에 의한 분류
형태에 의해서 다음과 같이 분류된다.
- 타원 은하 (Elliptical galaxy) : 타원형태의 은하이다. 처녀자리의 M87이 대표적이다. 늙은 별을 많이 가지고 있다.
- 정상 나선 은하 (Normality Spiral galaxy) : 나선 은하로 부른다. 안드로메다 은하가 대표적이다.
- 막대 나선 은하 (Barred Sprial galaxy) : 중심부에 막대가 나온 나선 은하. NGC 1300은 전형적인 막대나선은하이고 우리 은하도 정상 나선 은하로 분류하였다가 최근에는 막대 나선 은하로 분류가 바뀌었다.
- 렌즈상 은하 (Lenticular galaxy) : 나선 은하와 타원 은하의 중간형이다. NGC 5866이 대표적이다.
- 불규칙 은하 (Irregular galaxy) : 나선 은하처럼 특정 구조가 아니거나, 대칭적인 구조가 아닌 은하. 대마젤란 은하, 소마젤란 은하가 대표적이다.
- 폭발적 항성생성 은하 (Starburst galaxy) : 다른 은하에 비해 연간 태어나는 별 수가 폭발적으로 많은 은하. NGC253이 대표적이다.
- 상호작용 은하 (Interacting galaxy) : 다른 은하와 서로 상호 교류되는 은하(서로 이어져 있는 은하). 가스나 별이 이어주며, 생쥐 은하가 대표적이다.
- 위성 은하 (Satelite galaxy) : 중력이 큰 은하의 중력에 속박되어 같이 있는 것처럼 보이는 은하. 보통 나선형 / 타원형 / 불규칙형 / 특이형이 가장 많으며, M87-NGC4486A/B가 대표적이다.
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.
[편집] 스펙트럼에 의한 분류
은하의 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＝온도가 높은 별)에서 만기성(晩期星＝온도가 낮은 별)으로 이행해 가는 것을 볼 수 있다. 이것은 은하의 연령·진화에 관련된 사실일 것이다.
[편집] 기타 분류
나선·막대나선 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.
[편집] 거리
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). 이들의 거리를 결정하는 방법은 다음과 같다.
- 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).
- 4, 5천만 광년을 넘는 원거리의 것은 별도 가스성운도 더이상 분해되지 않는다. 이들에 대해서는 허블(E.P.Hubble)의 법칙에 따라 거리를 결정한다.
[편집] 질량
둘 또는 그 이상의 은하가 공통 무게중심의 주위를 서로 돌고 있는 연은하에 대하여는 그들의 궤도운동의 관측을 바탕으로 질량을 추정하고 있다.[1]
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 월등하게 크다.
[편집] 주석
- ↑ 이것은 궤도운동의 원동력인 인력이 질량에 비례한다고 하는 역학법칙에 바탕을 둔 것으로, 행성의 질량 또한 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.
[편집] 같이 보기
[편집] 참고 자료
[편집] 외부 링크
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| 구속 | 은하 · 왜소 은하 · 성단(구상 성단 · 산개 성단) · 쌍성 · 다중성계 |
| 비구속 | 항성 스트림 · 성협 · 이동성군 · 다중성 · 성군 · 폭주성 |
