천문학에서 은하의 형태와 분류

은하계는 별, 가스와 먼지의 성간 매체, 암흑 물질로 구성된 거대하고 중력에 묶여 있는 시스템입니다. 일반적인 은하계는 별이 천만 개 미만인 왜소부터 다음과 같은 거대 은하까지 다양합니다. 1조 개의 별이 모두 공통 질량 중심 궤도를 돌고 있습니다. 은하계에는 여러 개의 항성계, 성단, 다양한 성간 구름이 포함될 수도 있습니다. 태양은 은하계의 별 중 하나이며, 태양계에는 지구와 태양 궤도를 도는 다른 모든  천체가 포함되어 있습니다. 역사적으로 은하는 겉으로 보이는 모양에 따라 분류되어 왔습니다.

은하계 유형

은하는 타원형, 나선형, 불규칙형의 세 가지 주요 유형으로 제공됩니다. 은하의 모양에 따른 은하 유형에 대한 약간 더 광범위한 설명은 허블 시퀀스에 의해 제공됩니다. 허블 시퀀스는 전적으로 시각적 형태학적 유형을 기반으로 하기 때문에 별 형성 속도 및 중심부 활동과 같은 은하의 특정 중요한 특성을 놓칠 수 있습니다. 

 

타원 은하 

허블 분류 시스템은 타원 은하의 타원 성을 기준으로 EO부터 거의 구형에 가까운 E7까지 등급을 매깁니다. 이 은하들은 타원형 프로파일을 가지고 있어 시야각과 관계없이 타원형으로 보입니다. 이 은하들의 모양은 구조가 거의 보이지 않으며 일반적으로 성간 물질이 상대적으로 거의 없습니다. 결과적으로 이러한 은하계는 또한 열린 성단의 비율이 낮고 새로운 별 형성 속도가 감소합니다. 대신 은하계는 일반적으로 더 오래되고 진화된 별들이 공통의 무게 중심을 무작위 방향으로 공전하고 있습니다. 이러한 의미에서 이들은 훨씬 작은 구상 성단과 어느 정도 유사합니다. 

 

나선은하

나선 은하에서 나선 팔은 이론적으로 균일하게 회전하는 별 덩어리의 교란으로 인해 발생하는 대략적인 대수 나선형 모양을 가지고 있습니다. 별과 마찬가지로 나선팔도 중심 주위를 일정한 각속도로 회전합니다. 즉, 은하 중심부 근처의 별은 팔보다 빠르게 공전하지만 외부 근처의 별은 일반적으로 팔보다 느리게 공전하는 나선팔 안팎을 통과합니다.

 

왜소 은하

타원 은하와 나선 은하의 명성에도 불구하고, 우주의 대부분 은하는 왜소 은하처럼 보입니다. 이 작은 은하는 은하의 약 100분의 1 크기로, 단지 수십억 개의 별이 포함되어 있습니다. 최근 이 정도 크기의 아주 작은 왜소 은하가 발견되었습니다.

많은 왜소 은하가 더 큰 은하를 공전할 수 있을 것으로 추정되며 은하수에는 최소 12개의 위성이 있어 아직 발견되지 않은 것으로 추정됩니다. 

왜소 은하는 타원형, 나선형 또는 불규칙형으로 분류될 수 있습니다. 작은 왜성 타원은 큰 타원과 크게 닮지 않았기 때문에 종종 구형 왜성 은하라고 불립니다. 은하수 근처의 27개 은하를 대상으로 한 연구에 따르면 왜소 은하는 수천 개의 별이 있어도 수백만 개의 별을 가지고 있어도 총질량이 약 천만 개의 태양을 가지고 있습니다. 이는 은하가 대부분 암흑물질로 형성되고, 그 최소 크기는 중력이 더 작은 규모로는 결합할 수 없는 따뜻한 암흑물질의 형태일 수 있다는 제안으로 이어졌습니다. 

은하의 형성

현재 초기 우주의 우주론적 모델은 빅뱅 이론에 기반을 두고 있습니다. 이 사건 이후 약 30만 년 후 수소와 헬륨 원자가 형성되기 시작했는데, 이를 재결합이라고 합니다. 거의 모든 수소는 중성이며 빛을 쉽게 흡수해 아직 별이 형성되지 않았습니다. 결과적으로 우리는 이것을 다크 에이지라고 부릅니다.

이 원시 물질의 밀도 변화로 인해 더 큰 구조가 나타나기 시작했습니다. 그 결과 입자질량은 차가운 암흑물질 후광 속에서 응축되기 시작했습니다. 이 원시적인 구조는 결국 오늘날 우리가 보는 것과 같은 것이 될 것입니다. 

이 은하의 초기 출현 증거는 2006년 발견됐는데, 이 는 빅뱅 이후 7억 5천만 년에 해당하는 우주 진화의 초기 단계에서 볼 수 있다고 주장했습니다. 이 초기 원시 은하의 존재는 은하가 이른바 '어둠의 시대'에서 성장했음을 암시합니다.

은하의 진화

주요 구조물은 은하가 형성된 10억 년 이내에 나타나기 시작합니다. 중심 초거대 블랙홀 및 은하 돌출부가 형성됩니다. 초질량 블랙홀 생성은 추가되는 물질의 총량을 제한함으로써 은하의 성장을 적극적으로 제어하는 데 핵심적인 역할을 할 것으로 보입니다. 이 처음 몇 년 동안 은하는 대량으로 형성됩니다. 

다음 20억 년 동안 물질은 은하 원반 안에 가라앉습니다. 은하는 고속 구름과 왜소 은하에서 떨어지는 물질을 평생 계속 흡수할 것입니다. 주로 수소와 헬륨입니다. 별의 탄생과 죽음의 주기는 무거운 원소의 존재를 서서히 증가시켜 마침내 행성을 형성시킵니다. 

 

은하의 진화는 상호작용과 충돌에 의해 상당히 영향을 받을 수 있습니다. 처음에는 은하 병합이 일반적이었고, 대부분 형태학적으로 특이했습니다. 성간 거리를 생각하면, 충돌하는 은하계의 대부분 항성계는 영향을 받지 않을 것입니다. 우리 은하는 이전에는 안드로메다만큼 큰 은하와 충돌한 적이 없었지만, 과거에는 우리 은하와 더 작은 왜소 은하가 충돌했다는 증거가 점점 많아지고 있습니다. 

맺음말

심층 하늘에서의 연구는 은하가 종종 다른 은하와 비교적 밀접하게  관련되어 있다는 것을 보여주었습니다. 지난 10 억년 간 비슷한 질량의 다른 은하와 의미 있게 상호작용하지 않은 고립된 은하는 상대적으로 거의 없습니다. 조사 대상 은하의 약 5%만이 실제로 고립된 것으로 나타났는데, 이런 고립된 형태는 과거에 다른 은하와 상호작용할 수도 있고 더 융합할 수도 있고 더 작은 위성 은하에 의해 궤도를 돌고 있을 수도 있습니다. 고립된 은하는 주변의 다른 은하에 의해 제거되지 않기 때문에 정상 이상의 속도로 별을 생성할 수 있습니다. 

 

최대의 규모로 우주는 끊임없이 팽창하고, 은하 간의 간격은 평균적으로 증가합니다. 은하의 결합은 상호 중력에 의해 지역 규모의 이러한 팽창을 극복할 수 있을 것입니다. 이러한 조합은 암흑 물질 덩어리가 각각의 은하를 끌어당겨 우주 초기에 형성되었습니다. 그 후 인근 그룹은 합병하여 더 큰 규모의 그룹을 형성했습니다. 계속되는 핵융합 과정은 은하 간 가스를 매우 높은 온도로 가열하여 3천만에서 1억 K에 이릅니다. 클러스터 질량의 약 70~80%는 암흑물질의 형태이고 10~30%는 뜨거운 가스로 구성되며, 나머지는 은하의 형태입니다.