우리는 다양한 크기와 유형의 은하들로 가득 찬 우주에 살고 있으며, 가장 강력한 망원경으로 관측 가능한 우주의 가장자리까지 볼 수 있습니다. 그러나 밤에 도시의 불빛을 피해 밖으로 나가 올려다볼 때, 우리가 보는 것은 이 은하계의 우주가 아닙니다. 오히려 밤하늘은 하나의 은하계, 우리는 은하게를 은하수라고 부릅니다. 은하에 대해 알고 있는 것을 통해 우리는 밤하늘을 보면서 우리 지역 은하에 대해 많은 것을 배울 수 있습니다. 우리 자신의 하늘에서 볼 때 우리 은하계가 어떻게 생겼는지 보여줍니다. 가장자리가 있는 나선 은하의 이미지입니다. 이 둘을 비교하면 우리가 그러한 나선형의 원반에 살고 있다는 데 의심의 여지가 없습니다. 은하수의 평평한 원반은 우리가 보고 있는 것을 이해하면 하늘을 볼 때 분명합니다. 우리는 성간 가스와 먼지 구름이 우리 은하의 중심면의 대부분을 가리는 어두운 띠도 볼 수 있습니다. 은하수에 대한 경험을 통해서만 은하에 대해 알 수 있는 많은 것들이 있습니다. 우리는 다른 어떤 은하보다 훨씬 더 가까운 관점에서 그것을 봅니다. 우리는 그것을 내부에서 봅니다.
구성 성단과 은하수의 크기
은하계의 크기를 결정하는 열쇠는 은하계 전체에서 거리를 측정할 수 있는 표준 양초의 일종을 찾는 것으로 밝혀졌습니다. 천문학자들은 구상 성단이 바로 그들에게 필요한 것임을 발견했습니다. 우리는 성단이라고 불리는 큰 그룹으로 많은 별을 관찰한다는 것을 상기하십시오. 구상 성단은 중력에 의해 서로 뭉쳐진 큰 타원형 별들입니다. 많은 성단은 작은 망원경을 통해 볼 수 있습니다. 언뜻 보기에 그들은 작은 타원 은하처럼 보이며 비유는 나쁘지 않습니다. 구상 성단 내에서 별의 운동은 타원 은하 내에서 별의 운동과 매우 유사합니다. 그러나 구상 성단은 크기와 별의 농도 면에서 타원형 은하와 상당히 다릅니다.
은하수에 있는 구성 성단의 약 4분의 1은 우리 은하의 원반 안이나 근처에 있습니다. 나머지는 은하수의 후광이라고 하는 원반과 돌출부를 둘러싼 많은 공간을 차지합니다. 구성 성단은 비교적 연구하기 쉬운 두 가지 뚜렷한 장점을 제공합니다. 첫째, 그들은 매우 빛나기 때문에 먼 거리에서도 쉽게 볼 수 있습니다. 둘째, 많은 구성 성단이 은하수 원반 외부에 있기 때문에 원반 내부의 가려진 먼지로 인해 많은 흡수를 겪지 않고 먼 거리에서도 볼 수 있습니다. 그러나 단순히 구형 성단을 볼 수 있다고 해서 반드시 거리를 측정하는 데 더 가까워지는 것은 아닙니다. 그러기 위해서는 구형 성단에 포함된 별의 특성을 살펴봐야 합니다.
우리는 은하의 자전을 측정하기 위해 21cm 방사선을 사용합니다
은하수의 원반, 돌출부, 후광에 대한 이 다이어그램은 마젤란 구름과 은하수 원반 내 태양의 위치도 보여줍니다. 은하수의 크기와 나선은이라는 사실 외에도 은하수에 대해 알고 싶은 것이 많습니다. 그러나 우리가 이미 여러 번 언급했듯이 문제가 있습니다. 우리는 은하계 자체의 먼지 원반 안에 살고 있기 때문에 은하수에 대한 가시광선이 심하게 가려집니다. 어두운 밤에 가로등에서 멀리 떨어져 나가서 안을 들여다보면 중성 수소의 성간 구름에서 21cm 방출을 관찰하여 측정한 도플러 속도, 이러한 속도는 우리가 은하계 평면을 둘러볼 때 적색 편의와 청색 편이 사이에서 다양합니다. 태양계 내에서 우리의 관점에서 은하 중심의 양쪽을 볼 때 회전하는 원반의 명확한 특징을 볼 수 있습니다.
우리 은하의 중심의 방향은 밝은 점 대신 먼지투성이의 구름의 어두운 차선을 볼 수 있습니다. 따라서 우리 은하의 구조를 조사하려면 먼지의 영향을 많이 받지 않고 원반을 관통할 수 있는 장파장 적외선과 전파 방사선을 사용해야 합니다. 이 작업을 위한 가장 강력한 도구는 다른 은하의 회전을 측정하기 위해 사용한 중성 성간 수소의 동일한 21센티미터 선입니다.
우리는 한쪽에서는 수소 구름이 우리를 향해 움직이고 다른 쪽에서는 구름이 우리에게서 멀어지고 있는 것을 볼 수 있습니다. 이것은 우리가 이전에 본 패턴입니다. 원반 내 기체의 회전 속도 패턴입니다. 유일한 차이점은 외부에서 보는 대신 은하 내부에 위치하고 함께 회전하는 유리한 지점에서 우리 은하의 회전 곡선을 본다는 것입니다. 다른 방향에서는 우리가 보는 속도가 디스크 내에서 움직이는 유리한 지점으로 인해 복잡해집니다.
은하수는 은하가 어떻게 형성되었는지에 대한 단서를 제공합니다
항성 천문학의 기본 목표 중 하나는 성간 가스 구름에서 별이 어떻게 형성되는지를 포함하여 별의 수명 주기를 이해하는 것입니다. 우리는 적어도 오늘날 일어나는 이 과정에 대한 상당히 완전한 이야기를 할 수 있었고, 이 이야기를 우리 은하계 이웃에 대한 관측과 강하게 연결시킬 수 있었습니다. 은하계 천문학은 동일한 기본 목표를 가지고 있습니다. 즉, 천문학자들은 우리 은하계가 어떻게 형성되었는지에 대한 완전하고 잘 검증된 이론을 갖고 싶어 합니다. 불행히도 그러한 완전한 이론은 아직 손에 들어오지 않았습니다. 그럼에도 불구하고 지금까지 본 것은 우리에게 많은 단서를 제공합니다.
이러한 단서 중 중요한 것은 은하계의 후광에 있는 구상 성단과 고속 별의 특성입니다. 앞서 논의한 이유로 이 천체들은 처음 형성된 별 중 하나였음에 틀림없습니다. 오늘날에도 여전히 존재합니다. 그것들이 은하의 원반이나 돌출부에 집중되어 있지 않다는 사실은 그 구름이 은하의 원반에 정착하기 훨씬 전에 가스 구름에서 형성되었다는 것을 말한다. 구형 성단이 매우 오래되었고 가장 어린 성단이 가장 오래된 원반 별보다 오래되었다는 관측은 이 가설과 일치합니다. 대기에 소량의 거대한 원소가 존재합니다. 별은 또한 오늘날 우리가 보는 별이 형성도기 전에 적어도 한 세대의 별이 살다가 죽었음에 틀림없다고 말합니다. 우리는 오늘날 우리 은하계에서 그 첫 번째 세대의 별을 아직 찾지 못했습니다.
은하수 주변의 왜소 은하의 움직임과 속도를 관찰하면 은하수 자체 내의 암흑 물질 질량에 대한 새로운 추정치로 이어질 수 있습니다.. 이 원시 은하의 나머지 부분은 합쳐져 우리가 은하수라고 부르는 막대형 나선은하를 형성했습니다. 이 과정에서 별은 후광, 돌출부, 디스크. 처음 형성된 별들은 후광 속에 들어갔고, 일부는 구상 성단에 있었지만 대부분은 그렇지 않았습니다. 은하수의 원반에 정착한 가스는 빠르게 여러 세대의 별을 형성했습니다. 이 과정으로 인해 조밀하고 집중된 덩어리가 형성되어 은하 중심에 있는 초거대 블랙홀로 빠르게 성장했습니다. 이 과정의 세부 사항은 개략적이지만 일부 계산에 따르면 이 작은 영역에 너무 많은 질량이 집중되어 거의 모든 일련의 사건이 거대한 블랙홀의 형성으로 이어졌을 것입니다.
우리는 앞서 가지 않도록 조심해야 합니다. 은하수는 은하가 형성되는 방식에 대한 많은 단서를 제공하지만, 그 과정에 대해 우리가 알고 있는 많은 것은 지역 시스템 너머를 바라보는 데서 비롯됩니다. 먼 은하계의 이미지(수십억 년 전에 존재했던 것처럼 볼 수 있음)와 우주 자체의 형성으로 인해 남겨진 빚에 대한 관측은 퍼즐의 똑같이 중요한 조각을 제공합니다. 우리는 현재 우리가 이해하고 있는 은하 형성에 대한 이야기를 우주 전체의 엄청나게 큰 구조에 관심을 돌리면서 현재로서는 그대로 두어야 할 것입니다.