은하의 발견 및 종류

밤이 되면 항상 머리 위에서 항상 빛나는 별들은 인류가 태어나기 전부터 존재했었다. 고대 이전부터 은하수는 인류에게 잘 알려져 있었지만 정체가 무수히 많은 별의 무리라는 사실은 갈릴레오가 천체망원경을 발명하고 나서야 밝혀졌다. 이후 허셜이 은하수 방향으로 관측되는 별들의 분포를 기록하여 우리은하의 지도를 최초로 만들었고 캅테인 섀플리 등이 이를 발전시켜 별들이 원반 모양으로 분포하는 우리은하의 모델이 만들어졌다. 놀랍게도 1800년대 후반에만 하더라도 그것이 무엇인지 잘 모르고 있었다. 19C 사람들은 우리은하의 존재를 알고 있었지만 우리은하의 크기가 어느 정도 되는지 어떤 모양인지 몰랐으며 매우 궁금해했다. 초기 은하의 모형에 대한 이론은 두 가지 이론으로 요약할 수 있다. 바로 샤플리와 카프타인의 이론이다. 할로우 샤플리는 은하수 주변의 구상성단을 연구 끝에 거리가 예전에 알려진 우리은하의 거리보다 10배나 멀다는 것을 알게 되었다. 처음에 샤플리는 구상성단이 우리은하 밖에 있는 외부 항성계라고 생각했으나 구상성단이 대칭적으로 분포하지 않는다는 것을 알고 우리은하의 크기를 늘려서 기록하였다. 그리고 하늘 군데군데 별의 밝기를 구하여 우리은하의 크기를 구한 천문학자는 야코부스 카프타인이다. 구상성단 M22와 나선은하를 관측하여 카프타인은 빛의 흡수가 없다고 가정하여 우리은하의 지름이 약 10kpc이고 두께가 2kpc인 항성계라고 했다. 한편 릭 천문대의 커티즈는 나선은하에서 신성을 발견하여 이 신성이 우리은하의 신성보다 10등급의 차이가 남을 발견하였다. 커티즈는 이 발견으로 신성의 밝기는 비슷하다고 가정하고 섬 우주론(카프타인이 주장하는 이론으로써 은하들이 군데군데 흩어져 있다고 생각)을 지지하고 우리은하에 대한 카프타인의 이론을 지지하게 되었다. 최근 초기우주에 관한 우주론 모델은 빅뱅 이론을 기반으로 만들어졌다. 이 빅뱅이 일어난 후 30만년 뒤에 수소와 헬륨 원자가 형성되기 시작하였으며, 이를 재결합이라고 한다. 대부분의 수소는 중성 상태였고 쉽게 빛을 흡수했으나, 별은 아직 형성되지 않았다. 따라서 이 시기를 암흑의 시대라고 불렀다. 이후 밀도에 변화가 생기면서 이러한 원시 물질은 큰 구조물을 형성하기 시작했고 바리온 입자(양성자, 중성자 등)들은 차가운 암흑물질 헤일로의 형태로 응축하기 시작했다. 이러한 원시 구조물 들이 오늘날 우리가 알고 있는 은하로 형성된 것이다. 초기 은하의 출현에 대한 증거는 2006년에 발견되었다. 이때 특이하게 높은 적색편이 값을 가지는 은하 IOK-1이 발견된 것이다. 천문학자들이 Abell 1835, IR1916과 같이 우주 진화의 초기 단계로 보이는 높은 적색편이 값을 가지는 대상에 대해 연구하는 과정에서 IOK-1의 나이와 구성은보다 확실하게 수립되었다. 이러한 초기 원시은하의 존재는 이들이 암흑의 시대 동안에 성장하였다는 것을 보여준다. 은하가 형성되는 처음 10억년 동안에 구상성단, 중심부의 거대 블랙홀 그리고 금속 함량이 낮은 종족 II형별들이 은하 벌지 등 주요 구조물에서 만들어졌다. 거대 블랙홀은 은하에 유입되는 추가 물질의 총량을 제한함으로써 은하들이 활발하게 성장하는데 주요 역할을 하는 것으로 알려져 있다. 이러한 성장 과정에서 은하는 폭발적인 별 생성을 하게 된다. 이후 20억년 동안, 은하에 축적된 물질들은 은하 원반으로 장착하게 된다. 은하는 평생 고속 구름과 왜소은하들로부터 떨어지는 수소와 헬륨 등의 물질들을 계속 흡수하게 된다. 그리고 별들의 생성과 죽음을 반복하면서 무거운 원소들의 함량이 서서히 증가하게 되며, 결국에는 행성들을 형성하게 되는 것이다. 은하를 분류할 때 가장 보편적으로 사용되는 기준은 모양이다. 흔히 은하를 떠올리면 나선팔을 가진 원반의 모양을 생각하지만 실제로는 잘 알려진 나선 모양에서부터, 렌즈 모양, 타원체 형태까지 다양한 형태의 은하들이 존재한다. 은하의 형태학적 분류는 실제로도 모습뿐만 아니라 규모, 진화 단계 등과 밀접한 관련이 있다는 것이 잘 알려져 있다. 이 분류의 경우 흔히 안드로메다은하에서 볼 수 있는 나선은하가 가장 많이 알려졌지만, 실제로는 우리은하처럼 중심부가 막대 모양을 한 막대나선은하 띠가 없이 전체적으로 매끄럽고 둥근 모습을 한 타원 은하 나선은하와 타원 은하의 중간 형태를 한 렌즈형 은하 등 여러 가지 모양이 있다. 가끔 중심이 지나치게 밝아서 가까이 위치한 별로 오인될 정도로 빛을 내뿜는 은하가 있는데 이런 은하는 퀘이사로 불리며 우주 초기 활발하게 활동하던 거대 블랙홀들인 것으로 추측되고 있다.

나선은하 - 정상나선은하와 막대나선은하로 나뉜다. 막대나선은하는 은하 원반의 헤일로가 충분히 무겁지 않아서 막대 모양과 같은 불안정한 모양을 띤 것으로 알려져 있다. 두 형태 모두 나선 모양의 팔을 가지고 있으며, 일반적으로 자전축의 중심 부근에 대칭적으로 위치한 두 팔을 가진다. 정상나선은하의 팔은 핵으로부터 직접 나온다. 막대 나선은하의 막대 물질은 은하중심을 통과하여 가로지르고, 팔은 막대의 끝에서부터 나온다. 또한 두 형태는 얼마나 팔이 단단하게 감겼는가, 얼마나 팔의 균형이 잡혔는가, 핵의 상대적인 크기에 따라 a, b 그리고 c라는 첨자를 붙여 다시 분류된다. Sa 형 정상 나선은하는 핵 주위를 단단히 감고 있지만 비교적 구분하기 어려운 팔을 가진다. Sb 형 은하는 좀 더 열린 팔을 가지고, Sc 형 은하에서 핵들은 일반적으로 작으며, 나선팔은 펼쳐져 있다. 나선은하에는 늙은 종족과 젊은 종족 둘 다 존재하나 Sa에서 Sc로 갈수록 종족 I의 젊은 별들의 비율이 증가한다. 막대 나선은하들도 SBa, SBb, SBc와 같은 계열을 보여준다. 사진의 왼쪽 안드로메다은하는 대표적인 정상나선은하이고 오른쪽 NGC 1672은 전형적인 막대나선은하이다.

렌즈 은하 - 나선 은하와 타원 은하의 중간 형태로 허블 분류표상에 S0에 해당한다. 그리고 별들의 타원 헤일로와 잘 정의되지 않은 나선팔을 가지고 있다. 이러한 렌즈 은하에는 NGC 5866이 대표적이다.

불규칙은하 - 은하들에는 타원형 또는 나선형으로 분류하기 어려운 모양의 은하가 많이 존재한다. 이러한 허블 분류표로 분류할 수 없는 모양의 은하를 불규칙은하라고 한다. 대표적인 불규칙은하에는 왜소은하인 대마젤란은하, 소마젤란은하가 있다.