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은하와 우주.Ⅳ

은하와 우주1.

우리은하계 외부은하1) /

우리은하계 의 구조- (the Galaxy)

우리은하는 정상

나선은하로 헤일로

의 직경이 적(Halo)

어도 만 정도10 LY

이며 납작한 원반형,

태로 태양계는 은하

중심으로부터 대략

벗어난 곳26000LY

에 위치한다.

우리은하의 나선팔 구조는

크게 가지 백조팔 페르세우5 ( ,

스팔 오리온팔 궁수팔 센타, , ,

우르스팔 의 팔로 이루어져 있)

으며 중심부 두께는 만 천, 1 5

정도로 생각하고 있다 헤LY .

일로와 은하중심부에는 구상성

단이 자리를 잡고 있고 나선,

팔과 은하면에는 산개성단과 성운 성간물질 등이 모여 있다, .

은하수 우리나라에서는 미리내라고도 한다 은빛* (the Milky Way) ; ‘ ’ .

으로 빛나는 강과 같이 보이므로 이런 이름이 붙었다.

동양에서는 견우성 독수리자리의 별( α

과 직녀성 거문고자리의 별Altair) ( α

이 은하수를 건너 월 일 칠석Vega) 7 7

날에 만난다는 슬픈 전설로 유명하다.

태양의 위치로부터 주위를 살펴보면 별

의 대부분은 원반면을 따라서 엷은 층

속에 있으므로 면을 따라서 원반형에서

는 별이 훨씬 멀리까지 겹쳐서 보인다.

따라서 미광성의 집적대가 관측자를 둘

러싸고 있는 것처럼 보이는 것이다 백.

조자리 거문고자리 독수리자리 궁수자리 전갈자리에 걸쳐서 보이는 여름 밤하늘의· · · ·

은하수는 잘 알려져 있으며 이 부분은 황소자리 쌍둥이자리 오리온자리 큰개자리 등, · · ·

에 걸치는 겨울 밤하늘 부분과 이어져 있어서 벨트를 형성한다 은하수의 너비나 밝기.

는 균일하지 않고 불규칙적인 모양의 암흑부나 한층 밝은 부분이 뒤섞여 있다 은하수.

가 별의 집적이라는 것을 처음 망원경으로 확인한 사람은 갈릴레오 갈릴레이이다.

* plus tip(note)

은하의 크기와 형태를*

결정하는 데 있어서 가장

효과적인 방법은 별의 공

간분포를 조사하는 것이

다 다만 별의 분포가 균. ,

일하다고 가정할 때 문제

가 되는 것은 실제로 별의

분포가 고르지 못하고 성

간물질에 의한 소광 등에

대한 고려가 필요하다는

점이다.

우리은하의 나선구조는

이온화되지 않은 중성수소

원자에서 방출되는 21cm

파장의 전파 관측을 통해

알아낼 수 있었다.

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* 우리은하의 역사적 관측 결과와 의미

독일 출신의 음악가이자 아마추어 천문학자 윌리엄 허셀(1)

자외선복사와 천왕성 발견자 은 몇 개의 대형 망원경을(1738~1822 ; )

가지고 태양 주변의 여러 방향에서 관측된 별의 개수를 바탕으로 우리

은하의 단면도를 위의 그림과 같이 그려보았다 후에 그가 생각한 우리.

은하 원반의 모양은 비슷하지만 태양계의 위치가 다르다는 것이 밝혀졌,

다 이는 허셀이 태양으로부터 이내의 별만을 관측할 수 있었. 6000LY

고 게다가 가시광선을 이용한 관측만을 했기 때문에 성간물질 넘어 있,

는 별들은 소광 등의 문제로 관측을 할 수가 없었기 때문이다.

하늘 군데군데 별의 밝기를 구하여 우리 은하의 크기를 구한 천문학자(2)

는 네덜란드의 캅테인 이었다 캅테인은(Jacobus C. Kapteyn : 1851~1922) .

빛의 흡수가 없다고 가정하여 만약 흡수가 있다면 정확한 거리를 알 수 없다( )

우리 은하의 지름이 약 이고 두께가 인 항성계 별의모임 라고 했10kpc 2kpc ( )

다 그는 태양을 중심으로 허셀보다 배 정도 확장된 우리은하의 모형을 제창. 9

하였다 캅테인우주 일명 섬우주론 릭 천문대의 커티스는 희미한 빛의 모임.( ; )

에서 이제 나선 은하라고 하겠다 당시 망원경의 성능으로는 그것이 나선( ' ' . '

은하인지 알 수가 없었다 신성 죽는 별 을 발견하여 이 신성이 우리 은하의' ) ( )

신성보다 등급의 차이가 남을 발견하였다 신성의 밝기는 비슷하다고 가정하10 (

였다 커티스는 이 발견으로 섬우주론 캅테인이 주장하는 이론으로써 은하들). “ (

이 군데군데 흩어져 있다고 생각 을 지지하고 우리은하에 대한 캅테인의 이)”

론을 지지하게 되었다.

우리은하의 실제 크기와 태양계의(3)

실제 위치를 발견한 사람은 섀플리“ (H.

였다 섀플리는 년에 개Shapley)” . 1917 93

구상성단의 거리와 방향을 이용해 삼차원

의 공간상에 그들의 위치를 표시하였다.

이들의 분포를 통해 태양계가 은하의 중심

이 아니라 은하수에서 궁수자리 방향으로

먼 지점에 은하의 중심이 놓여 있음을 알

아낸 것이다 태양계는 은하중심에서 약.

떨어져 있다고 생각26000LY (8000pc)

하였다.

오르트는 거문고자리의 형 변광성의 주기 광도 관계를 이용하여 거(4) RR -

리를 측정하여 공간분포를 알아내었다 태양계에서 은하중심까지의 거리가 약.

만 이고 우리은하의 지름이 만 정도인 것을 알아내었다3 LY , 10 LY(30kpc) .

* plus tip(note)

섀플리의 은하 구조

태양

은하면

캅테인의 우주

섀플리가 세페이드 변광*

성이라고 생각했던 변광성

은 오늘날 형 변광성으RR

로 주기가 시간 일 사10 ~1

이인 매우 나이가 많은 별

들의 집단이었다 그는 우.

리은하의 모습이 비행접시

모양의 현대적 원반 형태

로 예상한 최초의 사람이

었다.

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우리은하계의 구성-

우리은하에는 성간물질 성운 성단 등의 구성원들로 채워져 있다, , .

성간물질 과 성운 별과 별 사이에 있는(1) (interstellar matter) (nebula) ;

우주의 먼지 탄소나 규소 덩어리 또는 작은 얼음 나 가스 수소나 헬륨 등 티( ) ( ),

끌 자기장 고에너지 입자 등을 통틀어 성간물질이라고 한다 별들이 탄생하( , ) .

기 위한 원료이며 이들이 한 데 모여서 마치 구름처럼 보이는 것을 성운이라,

고 한다 이들은 우리은하의 원반부에 위치한 나선팔에 주로 분포되어 있으며. ,

은하수 백조자리 근방의 검은 띠는 이들이 별 빛을 차단하여 나타나는 것으로

은하수를 둘로 갈라놓은 것처럼 보이기도 한다 적외선 망원경은 이러한 구름.

도 뚫고 관측할 수가 있기 때문에 우리은하의 비밀이 많이 밝혀지고 있다 은.

하원반부의 성간물질의 온도는 대개 정도이기 때문에 수소가 원자상태100K

로 되어 있다 은하원반에 있는 성운들은 영역 수소가 이온화되어 있지(H) . ‘HI (

않고 원자상태로 있는 영역 인데 네덜란드 라이덴 대학의 대학원생 반 데)’ , “

헐스트 는 수소원자가 파장에서 전파를 낸다는 사실을 예측했다 이 전” 21cm .

파는 가시광선이나 단파장의 빛과는 달리 성간물질 등에 차단되거나 흡수⋅산

란되지 않고 멀리까지 전파되므로 이들을 관측하면 우리은하의 나선팔 구조를

아주 멀리까지 관측할 수 있게 된 것이다.

또한 이 파장을 이용하여 외부은하 나선팔의 상대적 운동을 관측해보면,

지구의 관측자로부터 멀어지는 쪽과 가까워지는 쪽에 파장의 편이 현상이 생‘ ’

기는 것을 알 수가 있다 이 파장 차이를 이용하여 외부은하의 회전속도를 잴.

수가 있다 그런데 관측결과는 놀랍게도 은하중심으로부터 아주 멀어져도 그. ,

속도가 일정하다는 것이었다 게다가 우리 은하의 바깥 쪽 어두운 영역에도.

물질이 많이 존재한다는 것을 알아내었다 우리는 이 어두운 부분의 물질을.

암흑물질 이라고 부른다 빛을 내지는 않지만 질량을 가지고 있‘ (dark matter)’ .

는 암흑물질의 존재는 우주와 은하를 연구하는 데 있어서 매우 중요한 일이지

만 아직까지 그 정체를 정확히 밝혀내지 못했다, .

성간운 또는 성운 별 빛을 흡수하거나 차단하여 검게 보이는 암흑성(2) ( ) ;

운과 별 빛을 반사시키는 반사성운 별 빛을 흡수하,

여 다시 발광시키는 발광성운 밝은 성운 또는 방출(

성운 이 있다 암흑성운으로는 오리온자리의 말머리) .

마두 성운과 궁수자리의 암흑( )

성운이 유명하다 발광성운은 오.

말머리성운 리온 대성운과 궁수자리의 삼엽성

운과 석호성운 반사성운에는 플레,

이아데스성단의 성운과 9000LY

정도 떨어진 궁수자리 방향에서

가장 밝게 빛나는 삼엽성운의 주

변에 있는 성운 등이 있다.

오리온 대성운

플레이아데스성단의 반사성운

* plus tip(note)

성간물질과 성운은 세*

가지 형태로 존재한다.

첫 번째는 수소 일산화탄,

소 등의 분자기체와 탄소,

규산염 얼음 등으로 구성,

된 성간 먼지로 밀도는 높

고 매우 차가운 구름이다.

이 성운은 암흑성운이라‘ ’

고 하는데 온도가 약, 10K

이고 수소분자 개100 /

정도이다 성간운으로서는.

매우 높은 밀도를 가지고

있기 때문에 별 빛을 모두

흡수해 버린다 별과 성운.

은 수소 헬륨이 약: 3:1

의 비율로 섞여 있다.

두 번째는 영역의 성‘HI ’

운이다.

세 번째는 성운의 온도가

만 정도로 높은 상태의1 K

구름 속에 있는 것들이다.

여기서는 수소가 이온화되

어 있는 영역 이다‘HII ’ .

오리온 대성운 장미 성운,

등과 같이 밝은 성운 또는(

발광 성운 이라고 부르는)

것들이다 영역은 새. ‘HII ’

로 태어난 나이가 젊은 별

들이 내는 자외선 등에 의

해 수소가 이온화되어 형

성된 곳이다 성간물질. “ →

성운→별→성간물질→성

운 의 순환이 계속해서 반”

복되며 우주는 진화를 거,

듭하고 있는 것이다.

발광성운은 주로 고온*

형 의 별 빛을 흡수(O-B )

하여 다시 방출(emission)

하는 것이지만 반사성운,

은 주(reflection nebula)

로 저온 형 의 별 빛(K-M )

을 단순히 반사시키는 것

에 있어서 차이가 있다.

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말머리성운은 밤하늘에서 가장 유명한 암흑성운 중 하나이(dark nebula)

다 위 사진에서 주변의 붉은 빛 발광성운 오리온 대성운 사이로 검은색 구름. ( )

이 돌출된 것이 바로 말머리성운이다 말머리성운의 좌측에 있는 밝은 별은.

오리온자리를 구성하는 별 중 하나이다 말머리성운이 검게 보이는 이유는 불.

투명한 먼지들이 별들의 빛을 차단하기 때문이다 이 먼지들은 우연히 말머리.

모양을 형성하였지만 앞으로 수천 년 후 그 형상이 지금과는 다르게 바뀔 것,

이다.

궁수자리의 암흑성운 삼엽성운과 주변의 반사성운

성단 별들이 모여 있는 형태와 별의 종족에 따라 산개(3) (star cluster) ;

성단과 구상성단으로 구분된다 개개의 성단에 속한 별들은 은하계 내에서의.

분포 나이 중금속 함량비 도에서의 위치 등에 큰 차이를 보이므로 별과· · ·H-R ,

은하의 진화를 연구하는 데 필요한 귀중한 자료이다.

산개성단 수십 개에서 수백 개의 별들이 산만하게 모여* (open cluster) ;

있는 성단으로 은하성단이라고도 한다 지금까지 개의 산개성단이 알려, . 1039

져 있으며 은하계 내에 약 만 개가 있는 것으로 추정된다 주로 은하면 가까, 2 .

이에 분포하며 생긴 지 얼마 안 되는 비교적 금속함량비가 높은, , 전형적인 종

족 에 속한 별들Ⅰ 로 구성되어 있다.

* plus tip(note)

플레이아데스 산개성단

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산개성단은 젊은 성단일수록 은하면에 집중되어 있다 도를 보면 산개. H-R

성단은 성단의 나이에 따라서 분광형 형의 절대등급 등 페르세우스자리의O 7 (－

이중성단 부터 분광형 형의 등 까지의 주계열별을 가지고 있으며) M 3 (M67) ,＋

적은 수의 거성도 존재한다 그 외에도 많은 쌍성과 약간의 백색왜성이 발견.

된다 산개성단에서 발견되는 성간물질인 중성수소의 양은 성단의 나이와 비.

례관계가 있는데 젊은 성단일수록 그 양이 많아지고 늙은 성단에서는 발견되, ,

지 않는다 흥미 있는 사실은 나이가 젊은 성단일수록 도에서 주계열별과. H-R

거성 계열 사이의 간격이 커진다는 점이다 이 간격을 헤르츠스프룽간격이라.

고 하는데 이것은 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빨라서 주계열별로부터 거,

성으로 먼저 진화하기 때문인 것으로 알려져 있다 산개성단 중 가장 잘 알려.

진 성단은 황소자리의 자매별 또는7

좀생이별이라고 하는 플레이아데스

성단과 역시 황소자리에 있는 히아

데스성단이다 히아데스성단은 소속.

된 별들이 같은 공간에서 같은 방향

으로 움직이므로 즉 고유운동이 천,

구상의 한 점으로 수렴되므로 이 별,

들의 고유운동과 시선속도로부터 성

단까지의 거리를 구할 수 있다 이러.

한 성단을 운동성단이라 한다.

히아데스성단 우측 하단 과 좌측 상단( ) M45( )

구상성단 구상성단은 수십만에서 수백만 개의 별들이* (globular cluster) ;

강력하게 밀집되어 거의 공 모양을 이루고 있는 성단으로 은하중심 근처에서,

은하무리에 이르기까지 분포한다 그 반지름은 이며 성단의 중심부. 20~50 pc ,

에 별들이 밀집되어 있어 역학적으로 매우 안정되어 있다 지금까지 알려진.

수는 개 이 중 몇 개는 분명하지 않다 이며 은하계 내에는 모두 개 정131 ( ) , 500

도가 있는 것으로 추정된다 중심부의 별의 집중도가 강한 것부터. , , ,Ⅰ Ⅱ …

까지 단계로 분류된다 구상성단은 밝기 분포가 타원은하의 밝기 분포와XII 12 .

매우 유사하여 타원은하와 역학적 성질이 비슷한 것으로 생각된다 질량은 태.

양의 수십만 배에서 수백만 배에 이르며 평균 약 만 배인 것으로 알려져, 100

있다 또한 광도 대 질량비 는 정도로 태양과 유사하다 성단 전체의. (M/L) 1 , .

분광형은 에서 까지의 범위를 가지는데 이것은 준왜성의 분광형과 비슷F2 G5 ,

하다 성단의 평균색지수 과 비교하면 구상성단을 이루는 별들은 산. (B-V) 0.57

개성단과 비교하여 온도가 낮은 별들임을

알 수 있다 구상성단은 나이가 대략 억. 100

년으로 우주의 나이와 비슷하며 늙고 중금, ,

속함량비가 낮은 전형적인 종족 의 별들Ⅱ 로

구성되어 있어 그 도는 산개성단보다, H-R

상대적으로 적은 주계열별들 주계열로부터,

의 이탈을 의미하는 전향점 적색거성으로,

진화하고 있는 준거성 계열 적색거성 계열· ,

헤라클레스자리 구상성단M13( ) 그리고 수평 계열 등이 구상성단의 도H-R

의 특징이다.

* plus tip(note)

구상성단은 모양과 규모*

뿐 아니라 구조 소속된,

별의 종류 은하계에서의,

분포 등이 외부은하와는

크게 다르다 은하계의 중.

심으로부터 지름 약 만5

광년의 공 모양의 은하무

리 안에 약 개의 구상100

성단이 분포한다 사냥개.

자리 헤르쿨레스자리M3,

이 대표적이다 지구M13 .

를 중심으로 하는 천구상

에서는 은경 은위327°,

방향의 궁수자리 은하0° (

계의 중심방향 부근에 대)

부분의 구상성단이 분포하

는 것으로 보인다 주로.

억년 이상의 늙은 별100

들로 이루어져 있으며 구,

상성단에 속해 있는 별들

은 은하와 거의 같은 시기

에 탄생된 것으로 추정되

고 있다 구상성단의 별들.

의 수는 산개성단과 비교

가 되지 않을 정도로 많으

며 그 중심으로 갈수록,

별들이 더욱 집중되어 있

다 지금까지 알려진 은.

하계 내의 구상성단의 수

는 여 개이지만 은하130 ,

계 내에는 모두 개 정500

도 있는 것으로 추정된다.

가장 밝은 구상성단은 만1

천 광년의 거리에 있는7

켄타우루스자리의 오메가

성단으로 맨눈으로도 볼

수 있다 구상성단은 은하.

중심으로부터 지름 약 만5

광년의 공 모양의 은하무

리 안에 대부분 분포한다.

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우리은하의 기원과 진화-

우리은하는 중력에 의해 붕괴되는 과정 수억 년 이내의 기간 에서 고립되어 회전하( )

는 분자운 가스 구름 에서 형성되었을 것으로 보고 있다 헤일로의 별이나 구상성단 등( ) .

은 붕괴 이전에 형성되었거나 다른 곳에서 형성된 후에 우리은하가 만들어지는 시기에

중력에 의해 끌려들어 왔을 것으로 생각한다 은하원반에 분포하는 별들은 나중에 형성.

되었다고 보는 것이다 상기 그림의 는 우리은하의 초기 형성의 역사를 개념화. (1)~(4)

시킨 상상도이다 우리은하의 나이는 구상성단의 가장 늙은 별들의 나이가 억년 정. 150

도이므로 그와 비슷할 것으로 추정한다 최근에 우리은하가 왜소은하 이전에는 구상성, . (

단으로 생각했던 천체 를 끌어들여 충돌한 흔적을 발견하였고 궁수자리 왜소은하는 은) ,

하수에서 만 밖에 떨어져 있지 않음을 알게 되었다 지금으로부터 억년 후에는 이5 LY . 1

은하의 별들이 우리은하에 포획되어 헤일로에 분포할 것으로 생각하고 있다 또한 대. ,

소 마젤란은하는 우리은하에 접근하고 있다 이러한 관측적 증거들은 우리은하가 다른.

은하와의 상호 작용과 충돌 등에 의해 영향을 받으면서 진화해 왔다는 것을 암시한다.

이와 비슷하게 태양계의 몇 몇 소행성들의 공전방향이 역행인 것은 이들이 외부로부(

터 중력에 의해 끌려들어 왔음을 가정하게 한다 향 후 수십억 년에 걸쳐서 우리은하.)

는 이웃하는 은하들로부터 더 많은 별들을 포획할 것으로 보고 있다.

* 우리은하의 중심은 블랙홀인가?

현존하는 망원경의 한계로 인해 우리은하의 중심이 확실하게 블랙홀이라고 증명할

길은 없다 하지만 여러 이론과 관측적인 상황들을 정리해보면 그럴 가능성이 높다. , .

우리은하의 모든 구성원들을 붙잡아두기 위해서는 케플러 제 법칙에 근거해 계산해보3

면 우리은하 중심의 지량은 태양의 만 배 사이에 있어야 한다 만약에 태양, 200~500 .

질량의 만 배에 달하는 블랙홀이 우리은하 중심에 있다면 그 지름은 태양과 비슷300 ,

할 것이다 궁수자리. 라고 부르는 강력한 전파원이 은하중심부로부터 방출되는 것

이 관측되었다 이 전파복사는 블랙홀 주변의 원반 물질들이 나선운동을 하면서 끌려들.

어갈 때 방출하는 것이다 우리은하 형성 초기에 중심부에 질량이 매우 큰 별이 존재했.

었고 은하 형성 이후 계속적으로 물질을 끌어들였다면 엄청난 질량을 갖게 될 수 있, ,

었을 것이다 현재 년에 태양 질량 정도의 물질이 끌려들어가고 있다 수천 년 마. 1000 .

다 한번씩 주변의 별들이 블랙홀의 특이점으로 끌려들어갔을 것이다 이와 같이 많은.

증거들을 포착했지만 여전히 확실한 결론을 내리기는 어렵다 어찌됐든 우리은하 중심, .

이 블랙홀일 가능성이 열려 있다면 외부은하의 중심 또한 그러할 것이기에 중요하다, .

* plus tip(note)

거대분자운 복합체의

내부구조

전파 파장으로 본 우6cm

리은하 중심부근

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우리은하의 질량과 암흑물질-

케플러 제 법칙을 이용한 우리은하의 질량 구하기(1) 3 ;

⋅ ( 태양의 공전주기; , 우리은하의 질량; ,

태양의 질량; )

여기서, ≫ 이므로

⋅

이 된다 또 다른 방법은 태양의.

공전속도( 를 이용한 방법이다) .

에서,

로 구해도 된

다 단 여기서.( , 은 태양과 은하중심간 거리이다 이렇게 구한 우리은하의 질.)

량은 태양의 억 배 정도가 된다 이는 태양 정도의 질량을 가진 별들이1500 .

억 개 정도가 우리은하에 존재한다는 이야기가 된다 천문학자들은 대략1500 .

억 억 개 정도의 별이 우리은하에 존재할 것으로 믿고 있다1000 ~3000 .

암흑물질과 질량 실종(2) (missing mass)

만약에 우리은하 대부분의

질량이 은하 중심에 몰려 있다

면 은하 중심에서 멀어질수록,

항성들의 공전속도는 케플러

제 법칙에 의하여 대체로 느3

려져야 한다 하지만 좌측의. ,

그림처럼 관측 결과에 의하면

그렇지가 않다 은하 중심에서.

정도의 거리까지는 케플3kpc

러 법칙이 적용되는 듯하다가

우리은하의 회전 곡선 그 이후로는 대체로 항성들의

공전속도가 일정해진다는 문제점에 봉착한 것이다 그림의 노란색 태양계는 은.(

하 중심으로부터 약 의 곳에 위치하는 것으로 가정한 경우이다 이는8.5kpc .)

적어도 태양의 공전 궤도 밖 멀리까지 모종의 물질 암흑물질 이 존재함을 상정( )

하지 않고는 설명이 불가능하다 우리은하에는 질량을 가지고는 있지만 빛을.

내지 않기 때문에 관측상 불가능한 물질이 관측되는 물질보다 배 이상으로10

존재한다는 것이 밝혀졌다 이를 암흑물질 이라고 한다. (dark matter) .

위의 회전 곡선 그림은 주로 일산화탄소 의 관측에 의(rotation curve) (CO)

한 것이다 은하 중심에서 까지는 곡선이 급하게 증가하여 피크를 이루. 300pc

다가 까지는 급감하여 바닥을 치고 내에서는 요동을 친다3kpc , 14kpc .

이후로는 평평하다가 그림에는 나와 있지 않지만 지점에서 거의14kpc 18kpc

에 도달한다 까지의 회전 곡선에 의해 우리은하의 질량을 구300km/s . 18kpc

해보면, × 정도이다 결과적으로 우리은하는 거대한 질량의 빛을.

내지 않는 암흑물질로 채워진 헤일로 를 가지고 있음이 판명되는 것이다(halo) .

이는 우리은하와 비슷한 구조를 가진 외부은하에도 적용된다.

* plus tip(note)

우리은하의 회전 곡선에*

의해 우리은하의 질량을

추산한 결과 억 배3000

이상의 결과도 나올 수가

있기 때문이다.

우리은하의 회전곡선은*

영역의 중수소에서 나HI

오는 전파나 분자에서CO

나오는 전파를 이용해 구

한다 다만 시선방향에 몇. ,

번 정도 겹치는 나선팔 영

역은 광학적 자료와 전파

관측 자료를 합쳐서 추산

하여 구한다 회전 곡선이.

구간별로 일정치 않은 이

유는 우리은하 내의 물질

이 고르게 분포되어 있지

않음에서 비롯된 것이라고

보아야 한다.

- 183 -

외부 은하의 구조와 특징-

타원은하 나이가 많은 은하로 별들이 새로 태어날(1) (elliptical galaxy) ;

원료 물질 가스나 티끌 등 이 없다 지름이 수 천 광년 정도인 왜소 은하에서( ) .

부터 수백만 광년이나 되는 거대타원은하가 있다.

나선은하 주로 나선팔에는 성간 물질이 많이 포함되어(2) (spiral galaxy) ;

있기 때문에 나선팔 사이에 성운이 모여 있어서 어두운 곳이 존재하며 이 곳,

에서 새로운 별이 탄생하기도 한다.

불규칙은하 그 형태가 불규칙하고 특별한 형태의(3) (irregular galaxy) ;

구조를 갖지 않는 은하로 마젤란은하 등이 대표적이다.

* plus tip(note)

타원은하의 분류는 편평*

도에 의해 결정된다.

× 에 의해

∼형까지 분류된다.

전파은하와 퀘이사 두* ;

개의 은하가 충돌하거나

은하 내부의 강한 폭발로

우리은하보다 수백 수백만~

배의 강한 전파를 방출하

는 은하를 전파은하(radio

라고 하며 관측상galaxy) ,

후퇴 시선속도가 광속의

정도에 이르고 작은90%

천체임에도 보통의 은하보

다 훨씬 많은 에너지를 내

는 것으로 보아 우주의 대

폭발 이후 억년 전후로20

생성된 거대한 블랙홀이

있을 것으로 추정되는 은

하로 우주의 진화 연구에

중요한 천체이다.

태양계* → 우리은하계

→ 은하군 → 은하단

→ 초은하단 → 우주 거

대구조 → 우주의 순으로

그 공간범위가 넓어진다.

은하군(1) (group of

여 개의 은galaxies) ; 20

하로 구성되며 그 크기는,

대략 정도이다500LY .

은하단(2) (cluster of

여 개의galaxies) ; 250

은하들로 구성되며 천만, 5

정도의 사이즈다LY .

초은하단(3) (super

은cluster of galaxies) ;

하군과 은하단이 모인 거

대 집단으로 억 정도1 LY

의 범위를 갖는다.

우주 거대구조(4) (large

- scale structure of the

초은하단 보universe) ;

다 거대한 외부은하 구조

물을 말한다.

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모의 예상문제 및 연습문제-

다음 그림은 과 은하의 표면밝기가 은하중심에서 멀1. NGC2403 NGC 3198

어짐에 따라 감소되는 현상과 이 은하들에 있는 물질이 표면밝기처럼 분포할

때 예상되는 회전속도 분포 실선 이다 점선은 이 은하들의 실제 공전속도로, ( ) .

은하중심에서 멀어져도 점선처럼 줄어들지 않는 것으로 나타났다 그림을 보.

고 물음에 각각 답하시오.

회전속도 분포를 실1)

선과 같이 예상한 이유는

무엇인가?

실제 회전속도 분포2)

가 점선처럼 나타난 이유

는 무엇인가?

은하중심 가까운 곳3)

의 회전속도 증가가 급격

히 나타나는 이유는 무엇

이라고 생각하는가?

다음 그림은 플레이아데스 산개성단과 구상성단의 도를 나나낸 것2. M5 H-R

이다 물음에 각각 답하시오. .

위의 그림과 같이 산개성단과 구상성단의 도에 차이가 나는 주된1) H-R

이유는 무엇인가?

별의 질량과 수명과의 관계를 위 그림 중에서 택일하여 설명해 보시오2) .

* plus tip(note)

우리은하와 비슷한 구조*

를 가진 은하들의 중심부

는 균질한 밀도를 가진 채

강체회전을 하는 것으로

여겨지며 중심부에서 바,

깥쪽으로 나갈수록 회전속

도 분포가 케플러 법칙에

따르지 않는 이유는 은하

원반부 위아래 전부가 암

흑물질로 채워진 구형의

헤일로를 갖고 있기 때문

이라고 생각하고 있다.

산개성단과 구상상성단의 도H-R

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천문학자들은 년 월 지구에서 약 떨어져 있는 대 마젤란은하3. 1987 2 50kpc

에서 별이 죽어가면서 갑자기 밝아지는 모습을 처음 육안으로 관측 하였다.

이 별은 대폭발하는 순간 태양보다 몇 억 배의 빛을 내면서 생을 마감하고 있

으며 년이 지난 지금은 육안으로 관찰할 수 없다 우리 선조들은 이러한 별, 19 .

을 객성 이라 불렀다 이러한 별들은 죽어갈 때 내부에서 핵융합 반응 연( ) .客星

료가 고갈되어 연소 반응이 중단될 때 붕괴되다가 충격파에 의해 폭발하면서

갑자기 밝아지는 별의 죽음 과정으로 알려져 있다.

이 별은 지금으로부터 몇 년 전쯤 폭발했을까1) ?

만약에 태양이 이 별과 같은 운명을 맞이했다고 가정했을 때 비슷한 점2) ,

과 다른 점을 설명해 보시오.

우리 은하는 그림 가 와 같이 나선형의 팔이 휘감고 있는 모습이며 이 나4. ( ) ,

선팔은 은하 중심 둘레를 회전하고 있다고 알려져 있다 그림 나 는 은하 중. ( )

심에서 × 떨어진 곳의 나선팔에 위치한 태양이 의 속력으200km/s

로 은하 중심 둘레를 원궤도를 그리면서 공전하고 있는 것을 나타낸다.

그림 가( ) 그림 나( )

현재의

태양

3×1017km

은하중심200km/s

A●

200km/s

위의 자료를 이용하여 우리은하의 질량을 구해보시오 단 만유인력상수1) .( ,

× ⋅이다.)

에 태양이 위치했을 때 은하중심 방향은 황도 궁 중에 어느 별자리2) A 12

방향에 위치했을 지 추정해 보시오 단 현재는 궁수자리 방향이 은하중.( ,

심 방향이고 황도 궁은 태양을 중심으로12 × 의 반경을 가지

고 둘러싸여 있으면서 은하중심을 기준으로 케플러 제 법칙이 적용되3

지 않고 거의 같은 속도로 공전을 하고 있다고 가정한다 또한 허블의. ,

법칙에 의한 우주나 우리은하의 팽창 등은 무시한다.)