은하의 분류

에드윈 허블이 1920년대 나선성운의 거리를 확인한 이후 천문학자들은 다양한 구조를 보여 주는 형태의 은하들이 존재한다는 사실을 곧 깨달았습니다. 하지만 다양한 은하의 형태를 만들어 내는 과정들을 설명하는 데는 오랜 시간이 걸렸습니다.

 

우리 운하 너머에 있는 은하들을 분류하려는 최초의 시도는 1936년 허블에 의해 이뤄졌습니다. 그는 네 개의 주요 그룹을 확인했는데, 나선은하(S), 막대나선은하(SB), 타원은하(E), 그리고 불규칙은하(Irr)가 그것이며 각각의 범주 안에는 하위 그룹들이 있습니다.

 

나선은하와 막대나선은하는 단단한 나선팔에 의해 범주화됐는데, Sa와 SBa(가장 조밀한 것들)부터 Sc와 SBc(가장 느슨한 것들)까지의 범위를 갖습니다. 공 모양의 타원은하들은 그 이심률에 의해서 분류되는데, 둥근 모양의 E0부터 길쭉한 E7까지의 범위를 갖습니다. 마지막으로 불규칙은하들은 Irr-I(약간의 구조 흔적을 보여주는 것)과 완전히 비정형적인 Irr_II로 세분됩니다.

 

허블은 주요 그룹의 은하들을 다이어그램 위에 소리굽쇠 모양으로 나타냈는데, 타원은하들은 E0부터 E7까지의 손잡이를 따라서 배열되고, 두 개의 나선형 그룹은 갈래를 형성합니다. 손잡이와 갈래의 연결 지점에는 렌즈형 은하로 알려진 그룹이 자리 잡고 있고, 이 렌즈형 은하는 기체와 별의 원반에 의해 둘러싸여 있는 나선 모양의 볼록한 중심을 갖는데, 이것은 실제 나선 구조는 아닙니다. 비록 허블 자신은 의도하지 않았을지라도 소리굽쇠 다이어그램은 종종 타원은하에서 렌즈형 은하를 거쳐 나선은하로의 진화를 나타내는 것으로 해석됩니다.

 

오늘날 허블의 도식은 매우 단순화된 것으로 보여 천문학자들은 프랑스의 천문학자 제라드 드 보클레르가 1959년에 도입한, 한층 개선된 도식을 더 선호합니다. 이것은 은하 형태학과 항성 종족 같은 최근에 발견된 더 많은 것들을 고려합니다.

 

나선은하

최초의 나선성운은 아일랜드의 천문학자 윌리엄 파슨스가 1840년대에 그의 거대한 리바이어던 망원경을 사용해 발견했는데, 이것은 허블이 다른 은하들까지의 거리를 측정하는 데 도움이 됐던 나선은하 내부에 있는 세페이드 변광성이었습니다.

 

1940년대 초반, 캘리포니아 윌슨 산 천문대에서 작업하던 독일의 천문학자 발터 바데는 우리에게서 가장 가까운 나선은하인 안드로메다 내부에 있는 별들의 분포에서 차이점을 확인했는데, 이를 통해 근처에 존재하는 모든 나선은하에서 발견되는 어떤 패턴이 확립됐습니다. 

 

중심부는 나이가 많은 붉은색과 노란색의 종족II 별들로 이뤼져 있는데 이것들은 우리 은하의 중심 근처, 그리고 은하의 헤일로에서 공전하는 구상성단에서 발견되는 것들과 유사합니다. 이 별들은 무거운 원소들을 거의 가지고 있지 않으며 성간 기체나 진행되고 있는 별의 형성도 거의 없습니다.

 

이와 대조적으로 외부원반은 풍부한 기체와 먼지를 포함하고 있으며 금속을 많이 포함하고 있는 종족I 별들이 우세합니다. 상대적으로 어두운, 태양과 비슷한 별들이 원반 주위에 흩어져 있지만 최근에 형성된 산개성단에 박혀 있는 가장 밝은 별들은 원반을 가로지르는 나선팔 내부의 별이 형성되는 주된 지역들 가까이에 집중돼 있습니다.

 

나선팔 그 자체의 기원은 오늘날에도 논쟁의 대상입니다. 1925년 스웨덴의 천문학자 베르틸 린드블라드는 은하들이 차등 회전을 하고 있으며, 그 결과 원반의 안쪽 영역은 바깥쪽 영역보다 중심부를 더 빨리 공전할 것이라고 예상했습니다. 린드블라드는 만약 나선팔들이 고정된 물리적 구조라면, 차등 회전 때문에 그 나선팔들은 중심부 주위에서 급격히 휘감겨 사라져 버리게 되리라는 것을 보여줬습니다. 

 

나선팔들은 공통 구조를 갖고 있으므로 이 나선팔들은 오랫동안 지속되어야 하고, 따라서 끊임없이 재생산되어야 합니다. 린드블라드는 나선은하의 고밀도로 천천히 회전하는 지역을 나타내는데, 이는 그곳을 통과하는 물질들 내부에서 압축과 별의 형성을 촉발한다고 주장했습니다.

 

1964년 MIT의 C.C. 린과 프랭크 슈는 이 나선 파동의 가능한 기원을 제안했습니다. 그들은 만약 별들과 다른 원반 물질들이 약간 찌그러진 타원형의 궤도를 따른다면, 중심부의 중력 당김이 그들이 깔끔한 패턴을 형성하게 하고, 이 안에서 별들과 기체들은 최대한으로 느리게 움직이며 나선 곡선을 따라 가장 높은 밀도로 포개진다고 주장했습니다. 이 밀도파 이론은 오늘날 널리 수용되고 있으며, 이와 연관된 효과 때문에 대부분의 나선은하에서 발견되는 막대들이 만들어지는 것으로 여겨집니다. 하지만 천문학자들은 여전히 넓은 범위의 나선 패턴을 만드는 정확한 요인을 이해하기 위해 고군분투하고 있습니다.

 

다른 근처의 은하들과 중력상호작용하는 동안 상승하는 조석력이 중요한 역할을 하는 것으로 생각됩니다. 게다가 나선은하들은 크기의 범위가 상당히 제한돼 있는데, 이는 나선 패턴이 큰 항성 체계에서만 나타난다는 것을 의미합니다.

 

타원은하 이해하기

나선은하의 복잡성과 비교했을 때, 타원은하들은 상대적으로 단순한 구조로 되어 있습니다. 그것들은 단순히 타원형의 궤도를 따르는 별들의 거대한 구름으로서, 이 별들의 궤도가 중첩돼 다소 길쭉한 공 모양의 구조를 만들어 냅니다. 나선은하의 중심부와 유사하게 타원은하에는 나이 많은 종족II 별들이 우세하며, 별의 형성이 진행되고 있다는 표시는 거의 없습니다.

 

어떤 은하에서든지 별들 사이의 충돌과 근접 접촉은 매우 드물 것이기 때문에 성간 기체 구름 사이의 충돌이 나선 은하의 구조를 편평하게 하는 데 중요한 역할을 할 것으로 생각됩니다. 그리고 그러한 구름이 없는 타원은하는 공 모양의 형태가 유지됩니다.

 

타원은하들은 우리 은하보다 훨씬 큰것에서부터 작은 왜소타원은하에 이르기까지 그 크기가 매우 다양합니다. 가장 큰 타원은하는 대게 거대한 은하단의 중심부 부근에서 발견되며, 이는 은하 진화의 패턴을 확인하는 중요한 단서가 됩니다.