☆우리가 살고 있는 은하계의 역사와 구조☆

☆우리가 살고 있는 은하계의 역사와 구조☆

 

먼저 우리가 살고 있는 은하계를 알아보기 전에 우선 태양계를 알아야 하겠지요?

먼저 태양계를 간단히 알아 보면,

 

태양계는 태양 근처에 있는 천체들을 통틀어 말하는 것이고요~?

은하계는 이런식의 태양계가 엄청나게 모여 만들어진 것입니다.

 

은하계는 태양계보다 훨씬 큽니다. 1000만개에서 1조개의 항성(태양과 같은 천체)이 모여 은하계를 만듭니다. 

 

▲태양계의 행성들을 나타낸 그림 (출처 : 위키피디아) 

 

 

시계방향으로, 목성까지의 궤도, 카이퍼대 까지의 궤도 (이 그림이 윗 그림의 크기와 동일)

세드나의 궤도, 오르트 구름의 궤도 (태양계 가장 바깥쪽)

(출처 : 위키피디아)  

 

점점 축소되어 가는 겁니다. 잘 보면 우리가 얼마나 작은 곳에 사는 지 알 수 있습니다. 

 

▲NGC1300 은하계의 모습.

저기 빛나는 별 하나하나가 태양계 하나라고 보면 됩니다.(출처 : 위키피디아) 

 

우리 은하의 구조

 

 

우리은하는 백조자리를 이루는 밝은 4개의 별이 만드는 이른바 '북십자'에서부터 둘로 갈라져서 남쪽으로 뻗어 가면서 점점 밝아진다. 그리고 궁수자리에서 웅장한 모습을 보이고 다시 남쪽으로 계속된다. 남십자 '용골자리'를 거쳐 남반구를 돌아서 '큰개', '오리온'으로 연속되고 다시 '황소', '페르세우스', 카시오페아를 거쳐서 '백조자리'로 되돌아온다.

이러한 은하수의 정체가 밝혀진 것은 400여 년 전 갈릴레이에 의해서였다.

 

우리은하는 가운데가 볼록한 원반모양으로 '정상나선은하'에 속한다.

원반의 지름은 약 10만 광년(헤일로)이고, 은하의 핵은 지름이 1.2만 광년이고 두께는 약 1만 광년이며, 은하 전체의 질량은 태양질량의 200억 배 정도이다. 

또한 은하중심으로부터 동쪽(반시계방향)으로 회전하고 있는데 중심부로 갈수록 회전속도가 빠르다. 이에 따라 태양은 우리은하의 중심을 초속 약 220km 정도로 회전하여 2억5천만년 후에 제자리에 되돌아 올 수 있다.

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▶우리은하의 회전

은하 중심 방향으로부터 동쪽으로 돌아가는 각을 '은경'이라 하며,
같은 거리에 있는 별들의 은경에 따른 시선 속도를 측정하여 보면 아래 [그림-1]과 같다.

[그림-1] 은경에 따른 시선 속도 변화

 

 

 

네델란드의 천문학자인 오르트는 케플러의 제3법칙에 따라 아래 [그림-2]의 오른쪽 그림과 같이 은하 중심에 가까운 별일수록 빠르게 돌고, 멀수록 느리게 돌 것이라고 생각했다.
한편, 태양으로부터 같은 거리에 있는 별들 중에서 은경에 따라 45°씩 떨어진 점들에 놓인 별들을 생각할 때, 아래 [그림-2]의 왼쪽 그림에 있는 화살표는 이 별들의 태양 운동에 대한 상대 속도를 나타낸 것으로, 이러한 상대 속도를 '공간 속도'라고 한다.

[그림-2] 은경에 따른 별의 공간 속도(좌)과 은하에서의 별들의 공간속도(우)

 

 

또 각 점에 있는 별들의 공간 속도를 시선 속도와 접선속도로 분해하여 보면 아래 [그림-3]과 같이 나타낼 수 있다. 이 그림에서 공간속도가 0인 별은 은경이 90°- 270°의 범위에 있는 별이며, 시선 속도가 0인 별은 은경이 0°-180°의 범위에 있는 별이다.
또, 은경이 0°-90°, 180°-270에 속한 별은 시선 속도가 적색 편이를 나타내며 멀어지는 별이며, 시선 속도가 청색 편이를 나타내며 다가오는 별은 은경의 범위가 90°-180°, 270°-360°에 속한 별로서 ; 위의 관측결과[그림 1]와 일치한다. 즉, 우리은하는 회전하고 있다.  

[그림-3] 은하에서의 공간속도, 접선속도, 시선속도의 변화

 

 

▶우리은하의 질량

태양은 우리은하의 중심을 약 220 km/s의 속력으로 약 2억 5천만 광년의 주기로 공전하고 있다.
태양이 은하의 중심을 두고 원운동하는 구심력과 태양과 은하 사이에 작용하는 인력이 같다는 것으로부터 은하의 질량을 측정하면 은하의 질량은 태양 질량의 약 1500억 - 2000억배 정도가 된다.

 

우리은하의 크기와 모양을 구하는 가장 명확한 방법은 우리가 관측할 수 있는 별의 공간 분포를 조사하는 것입니다. 즉 관측 오차을 일으킬 우려가 있는 아주 희미한 별들을 제외한 별의 개수를 세는 것입니다.

별의 밝기 비교를 통해 인접한 구역의 별을 셈으로써 별의 분포범위, 즉 은하의 크기와 모양을 알 수 있는 것입니다.

이미 1785년에 허셀(William Herschel)이 이 방법을 사용했습니다. 그러나 우리 은하에는 별의 수가 너무 많기 때문에 모든 별을 셀 수는 없습니다. 허셀은 전 하늘에서 6백 83구역을 택하여 각 구역마다 별을 세었습니다. 그 결과 별이 은하면에 집중되어 있고 태양으로부터 멀리 떨어질수록 별의 밀도가 감소함을 알았습니다.

1922년에 캡테인(Kapteyn)역시 허실과 비슷한 결과를 얻었는데, 이때 우리 은하의 지름은 12kPC로 계산됐습니다. 그러나 허셀과 캡테인의 계산은 태양이 은하의 중심에 있는 것을 전제로 하고 있습니다.

1930년에 트럼플러(Turmpler)는 은하면 근처의 성단에 과한 연구과정에서, 태양이 은하의 중심이 아니라는 것과 성간흡수현상을 밝혔습니다. 성간흡수는 별들 사이의 공간에 존재하는 물질이 별빛을 흡수하는 것으로 별의 밝기를 실제보다 어둡게 합니다.

성간흡수를 고려하면 실제 별의 개수는 허셀과 캡테인의 계산에서보다 더 많아집니다.

그결과 트럼플러는 현재와 같은 결과, 즉 우리 은하의 지름이 30kPC임을 계산해냈습니다.

 

은하의 역사와 발견

 

M31 안드로메다 은하

우리들 머리 위에서 항상 빛나는 별들은 인류가 태어나기 전부터 있었다. 원시인들도 별을 보면서 우리와 같은 호기심이 생겼을 것이다. 좀 더 좋은눈을 가진 사람들은 희미한 별의 무리도 볼 수 있었을지도 모른다. 오늘날 사람들은 '그건 은하일 것이다' 라고 생각하겠지만 놀랍게도 1800년대 후반에만 하더라고 그것이 무엇인지 잘 모르고 있었다.
하늘을 자세히 보면 부옇게 보이는 것이 있다. 이것이 바로 은하이다. 은하수의 주변에 별들이 모여있는 부분이 보인다. 그건 바로 구상 성단이다. 그리고 하늘 군데군데 희미하게 보이는 빛 덩어리도 보인다.

 

초기의 은하 모형

19C사람들은 우리은하의 존재는 알고 있었지만 우리 은하의 크기가 어느 정도되는지 어떤 모양인지 매우 궁금해 했다. 이 중에서도 가장 해결하기 여려운 문제가 바로 우리 은하가 유일한 존재 인가? 또한 크기는 어느정도 되는가이다.
초기 은하의 모형에 대한 이론은 두 가지 이론으로 요약할 수 있다. 바로 새플리와 커티즈의 이론이다.

M22 구상성단 할로우 섀플리(Harlow Shapley:1885~1972)는 은하수 주변의 별무리(이제 구상성단이라 하겠다)를 연구 끝에 구상성단의 거리가 알려진 우리은하의 거리보다 10배나 멀다는 것을 알게 되었다. 처음에 섀플리는 구상단이 우리 은하 밖에 있는 외부 항성계라고 생각했으나 구상성단이 대칭적으로 분포하지 않는다는 것을 알고 우리 은하의 크기를 3배로 늘렸다. 하늘 군데군데 별의 밝기를 구하여 우리 은하의 크기를 구한 천문학자는 야코부스 캅테인(Jacobus C. Kapteyn:1851~1922)이다. M33 나선 은하 캅테인은 빛의 흡수가 없다고 가정하여(만약 흡수가 있다면 정확한 거리를 알 수 없다) 우리 은하의 지름이 약 10PC 이고 두께가 2PC인 항성계(별의모임)라고 했다. 한편 릭 천문대의 커티즈는 희미한 빛의 모임에서 (이제 '나선 은하'라고 하겠다. 당시 망원경의 성능으로는 그것이 '나선 은하'인지 알 수가 없었다) 신성(죽는 별)을 발견하여 이 신성이 우리 은하의 신성보다 10등급의 차이가 남을 발견하였다(신성의 밝기는 비슷하다고 가정하였다). 커티즈는 이 발견으로 섬우주론(캅테인이 주장하는 이론으로써 은하들이 군데군데 흩어져 있다고 생각)을 지지하고 우리은하에 대한 캅테인의 이론을 지지하게 되었다.

 

☆고속도별

M57

우리 은하 크기에 대한 두이론의 대립을 잠시 살펴 보았다. 이제 그 문제해결을 위해 고속도별을 언급하지 않을 수 없다. 고속도별은 말 그대로 빨리 움직이는 별을 말한다. 고속도별은 우리 은하가 회전한다는 것을 보여준다. 그리고 구상성단의 속도가 92km/sec 가 나왔다. 이런 속도로 움직이면 우리 은하에 묶여 있지 않음을 알게 되고 (인공 위성이 지구 주위를 자전 하려면 8km/sec 정도의 속도 여야한다. 그런데 이 속도가 넘어서면 탈출 하듯이) 우리 은하가 200배 나 큰 질량이어야 한다고 주장했다. 이 크기는 섀플리의 이론 보다 작고 캅테인 보다는 훨씬 크다고 나왔다.

☆흡수문제

대마젤란 은하

은하의 연구에 가장 큰 문제가 거리문제라고 할 수 있다. 거리 문제 다음으로 천문학자들을 어렵게 한 것은 흡수의 문제이다. 흡수 문제는 여러해 동안 제시되어 왔지만 명확한 답이 나오지 않았다. 섀플리는 흡수 효과를 무시했고 만약 흡수가 존재 한다면 섀플리의 은하의 거리는 줄어 들 것이다. 이 문제를 해결한 천문학자는 로버트 트럼플러 였다. 그는 성단의 거리를 결정하는 방법을 개발했다. H-R도 를 이용하여 절대등급을 알 수 있는 별의 겉보기 등급을 이용하는 것과 성단의 거리와 겉보기 크기 사이의 반비례 관계를 이용했다. (성단의 크기는 거의 일정)
두가지 방법으로 구한 거리가 다르자 흡수가 존재한다고 주장하고, 은하 중심에 흡수 매질이 많다는 것도 발견하고 이제 캅테인의 거리는 더 이상 받아 들일 수 없으며 섀플리의 거리도 1/3로 줄어 들고, 구상 성단은 타원체가 아니라 구형이라고 밝혀졌다. (구상 성단은 나선 성운의 회피지역을 흡수 물질이 납작하게 분포한 결과로서 쉽게 설명 되었다).

☆나성성운의 해결

M31의 일부분

많은 학자들의 연구 결과에도 불구하고 나선성운(외부은하)의 존재가 아직 밝혀지지 않았다. 1924년 에드원 허블이 M31에서 세페이드 변광성으로 나선성운의 거리가285,000파섹이 라고 발견했다.

 

☆반마넨의 실수

M51

처음부터 허블의 이론이 받아 들여진 것은 아니었다. 가장 큰 이유는 반마넨의 나선 성운의 각운동량 이었다. 반마넨의 측정 결과는 나선성운이 회전속도가 매우 빠르며 이것은 나선성운이 매우 가까이에 있다는것을 의미하는 것이다. 그의 이론은 매우 많이 공격을 받았지만 방대한 자료와 정확한 관측은 여러 천문학자들을 매우 혼란스럽게 했다.

하지만 1925년 이후로 반마넨의 주장은 힘을 잃어 갔다. 조엘 스테빈스는 분광학을 이용하여 나선성운을 관측하자 반마넨이 주장한 방향과 반대 방향임을 알게 되었다.
1935년 M31, M51, M81,그리고 M101을 반마넨이 사용한 일한 건판을 이용하여 관측하자 변위를 찾아 낼 수 없었다. (허블이 주장한 회전방향은 반마넨이 주장한 반대 방향이라고 밝혀졌다). 결국 반마넨의 이론은 무너지고 말았다. 그러면 반마넨의 관측오차의 원인은 무엇일까? 관측기기의 오차와 계산의 오차 그리고 관측자의 오차, 세가지 정도의 원인이 있을 수 있다.
하지만 관측기기와 계산의 오차는 거의 없거나 없다는 것이 일반적이 생각이었고, 결국 반마넨 자신의 문제였다. 아직도 체계적으로 설명한 학자는 없다.

☆그후.....우리 은하의 거리가 정해지고 나선성운의 존재 및 거리가 밝혀 지자, 이제 은하의 모양과 진화 문제가 대두 되기 시작했고 우주의 탄생에도 관심이 모아 지기 시작했다.

▶우리 은하-우리 은하의 모습
시골 밤하늘에 나가면 한 쪽 지평선에서 다른 쪽 끝까지 이어진 어슴푸레한 띠를 볼 수 있다. 은하수다. 망원경으로 은하수를 본 최초의 인물은 1610년 갈릴레오 갈릴레이이다. 200년전, 지구가 은하에 속해 있다는 사실을 아는 사람은 아무도 없었다. 우리가 살고 있는 지구는 태양계 안에 속해 있고 태양계는 또 우리 은하 안에 속해 있기 때문에 우리는 우리 은하의 모습을 정확하게 볼 수가 없다. 숲속에서 숲 전체의 모습을 보기 어려운 것처럼 은하의 윤곽을 파악하는 데는 오랜 시간이 필요했다.

 

또한 은하면에 있는 성간 가스나 먼지들이 빛을 차단하여 가시광선으로 먼 우주를 보는데는 한계가 많았다. 그렇다고 해서 우리 은하의 모습을 전혀 볼 수 없다는 것은 아니다.

우리는 다른 사람을 보면서 자신의 모습을 상상할 수 있다. 마찬가지로 외부은하를 관측하면서 우리 은하의 모습을 유추할 수 있고 가시광선 즉 빛으로는 우리 은하를 잘 볼 수 없지만 적외선과 전파는 성간 흡수가 거의 일어나지 않아 우리 은하 모양을 볼 수가 있다.
특히 전파 중에서 수소에서 나오는 21cm 전파가 매우 중요하다. 우주에서 가장 풍부한 원소가 수소이기 때문이다. 전파로 본 우리 은하는 지름 10만광년에 두께가 1000광년인 납작한 원반이며, 빛을 내는 별과 가스로 이루어져있다.

또 별을 만들어내는 먼지와 가스 역시 은하면을 따라 고르게 분포한다.
여러 파장으로 우리 은하를 보면 다양한 모습을 볼 수 있다

radio 0.4
atomic H
radio 2.7
molecular H
Ifrared
Near Ifrarad
Optical
Gammaray
X-ray

출처 - http://adc.gsfc.nasa.gov//mw

21-cm 의 복사선 21-cm Line Radiation

성간 기체의 온도가 낮으면, 수소들은 모두 중성으로서 바닥 상태에 있게 된다. 그런데 중성 수소의 바닥 상태는 실제로는 매우 적은 에너지 차로 벌어져 있는 두 개의 준위로 되어 있다(아래 그림). 이는 양성자와 전자가 모두 '고유 스핀'을 가지고 있기 때문이다.
그림의 왼쪽과 같이 양성자의 주위를 도는 전자가 양성자의 스핀과 같은 방향의 스핀을 가진 상태는 오른쪽 그림처럼 다른 방향의 스핀을 가진 상태보다 자기 에너지의 양이 많게 된다. 원자는 가능한 한 낮은 에너지 상태로 있을려는 성질을 가진다. 따라서 높은 에너지 상태에 있는 전자는 낮은 상태로 자발적인 천이를 하면서 스핀이 뒤집히는데, 이 때 매우 낮은 에너지의 광자가 동시에 방출된다. 이 방출이 바로 수소의 21cm전파 스펙트럼선을 만든다.

	p : 양성자
	e : 전자
수소의 스핀정렬

수소 원자가 이러한 천이를 하는데 평균적으로 천백만년에 한번 꼴로 일어난다. 이렇게 느린 이유는, 이러한 천이가 강하게 금지된 것이기 때문이다. 그럼에도 불구하고 이것이 우리 은하의 구조를 그리는데 좋은 이유는 우주 공간에 막대한 양의 수소 원자들이 있어 21cm선복사가 관측에 걸릴 수 있을 정도로 충분한 수의 수소가 자발천이를 하기 때문이다.

우리 은하는 크게 원반부, 팽대부, 헤일로 이렇게 세부분으로 나눌수가 있다.

 

 

1. 원반(disk)

은하원반은 별과 성단, 성간가스와 먼지를 포함하는데, 사실상 은하를 이루는 가스와 먼지의 대부분이 거기 모여있는 셈이다. 그 두께에 대해서는 확실하게 얘기할 수 없다. 이유는 원반의 명확한 경계가 없다는 것이다. 태양과 같은 종류의 별들은 대략 3000광년의 두께로 분포한다. 젊은 별일수록 은하면 가까이에 분포하며, 이제 막 탄생한 별들이 모여 있는 나선팔의 두께는 약 300광년밖에 되지 않는다.

그리고 우리 은하의 지름도 어느정도 불확정성을 갖는다. 게다가 은하면에는 먼지와 가스가 많기 때문에 별빛을 가로막기 때문에 가려지는 부분이 많다. 혀재까지 가장 타당하다고 생각되는 은하계의 지름은 10만광년이다. 위 사진에서 보이는 것처럼 얇은 판이라고 생각하면 된다.
은하원반에서 가장 특징적인 형태는 별과 성단, 성간가스와 먼지가 모인 나선팔이다. 원반 성분은 두 가지 성단을 포함한다. 산개 성단과 성협이다. 산개(은하) 성단은 수십에서 수백개 정도 되는 밝고 뜨거운 젊은 별이 중력적으로 묶인 작은 집단이고, 성협은 10개에 100개 가량의 별들이 넓은 영역에 걸쳐 퍼져있는 모임이며, 중력적으로 구속되지 않은 상태로 유지된다. 따라서 구성별들은 공간상에서 움직인다.

2. 팽대부(bulge)

팽대부는 은하 중심에 별이 빽빽하게 모인 지름이 약 6000광년정도의 '별 덩어리'다. 여기에는 가스와 먼지가 은하 원반에 비해 적다. 그러나 은하면의 짙은 가스와 먼지 때문이 우리는 거기에 있는 별들을 잘 볼 수 없다. 그러나 전파, 적외선, X-선으로 그 속을 들여다 볼 수 있게 되었다.
온도가 낮고 나이가 많은 별들로 꽉 차 있다.

3. 헤일로(halo)

은하 원반의 주위에는 희박한 고온가스가 퍼져 있는데 이영역을 헤일로라 한다. 헤일로는 드문드문 분포하는 별과 구상성단으로 구성되며 미량의 가스와 먼지가 포함돼 있다. 때문에 별이 새로 태어나는 일은 좀처럼 일어나지 않으며, 그에 따라 밝은 별이나 젊은 별의 수가 매우 적다.
헤일로의 가스는 원래 은하계를 형성한 물질로 되어 있기 때문에, 헤일로도 은하계의 일부라고 할 수 있다. 은하원반의 지름이 10만 광년인데 비해 헤일로의 지름은 30만 광년 이상이나 된다. 그러나 우리 은하의 외곽 헤일로에는 명확한 경계가 없다. 또한 헤일로에는 아직 관측에 걸리지 않은 암흑 물질도 들어 있다.

일부 출처: http://blog.daum.net/_blog/BlogTypeView.do?blogid=0CYv7&articleno=990#ajax_history_home

 

 

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