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20세기 초가 돼서야 그 존재가 확실히 드러난 외부은하는 그 모습에 따라 타원은하 나선은하 등으로 구별된다. 수백억재나 되는 은하들은 서로 어떤 관련을 맺고 있으며 어떤 진화과정을 거치는 것일까?

흔히 외부은하라 불리는 은하들은 태양계가 속해 있는 은하수(우리은하)를 제외한 모든 천체들을 지칭하는 것이다. 그들은 우리은하 외부의 먼거리에 존재하기 때문에 대부분 아주 어둡게 보인다.

이들 외부은하의 발견은 18세기경부터 기록돼 왔지만 1920년까지는 아무도 그들이 우리은하와 비슷한 은하인지를 알지 못하고 단순한 성운으로 간주했다. 그러나 대형망원경이 건설되면서 외부은하의 존재는 순식간에 알려졌다. 1924년에는 어느 누구도 외부은하의 존재를 부인할 수 없게 됐다.

고대희랍에서 시작된 천문학의 긴역사에 비하면 외부은하 연구는 아주 짧다고 할 수 있지만, 대형망원경의 계속적인 건설과 관측기기의 정밀성 및 우주공간 망원경(허블망원경)의 발사 등으로 외부은하에 관한 문제점들은 조금씩 해결의 실마리를 찾고 있다. 외부은하 연구의 중요성은 그들이 우주를 구성하는 단위들이기 때문에 그들의 연구가 궁극적으로 우주의 형성과 그 구조, 그리고 어떻게 진화해 왔는지에 대한 답을 줄 수 있으리라 기대하기 때문이다.

허블에 이어 샌디지도
 

외부은하에 관한 형태학적 분류는 1936년 허블(Hubble)에 의해 처음으로 시도되었으며 이 일은 1960년 이후 샌디지(Sandage)에 의해 계속 이어져 오고 있다. 이들의 분류는 은하의 모양에 따른 것으로, 일정한 형태를 가지며 축에 대하여 대칭을 보이고 있는 정형(regular)은하와 일정한 형태가 없으며 대칭도 나타나지 않는 무정형(irregular) 은하로 크게 나뉘고 있다.

정형은하는 나선팔의 유무에 따라서 타원은하(E은하)와 나선은하(S은하)로 구분한다(그림1). 나선은하는 중심핵근처의 모양에 따라 정상은하(S)와 막대은하(SB)로 구분하고 있다.

타원은하는 농구공처럼 완전 구형의 경우를 E0라고하며 럭비공처럼 타원구형의 경우를 E7이라 하여 구형의 모양에 따라 E0 E1 E2… 등으로 구분하고 있다(사진1). 이 은하의 특징은 은하의 색깔이 붉게 나타나고 있으며 (색지수 B-V의 값이 0.9정도) 우주먼지가 존재하지 않으며(최근의 적외선 관측에선 상당량의 가스가 존재하고 있음을 보이고 있다) 나선팔이 존재하지 않는다는 것이다.

이는 타원은하에는 새롭게 탄생하는 별이 있다는 것을 의미하며 타원은하를 구성하는 모든 별들은 우주 초기에 형성된 나이가 든 종족II의 별들로만 구성된 것으로 추정된다. 이들 은하의 성분이나 모양은 우리은하내에 존재하는 구상성단과 흡사하며 역학적으로도 거의 같은 특징을 보여준다.

타원은하는, 질량이 태양의 수억배(${10}^{14}$${M}_{⊙}$)정도이며 H-R도 (별의 밝기와 색깔의 상관관계를 나타낸 그래프)가 구상성단(성단의 질량은 태양의 수십만배이다)과 아주 흡사한 왜소타원은하(dwarf elliptical galaxy)에서부터 그 질량이 태양의 수백조배(${10}^{8}$${M}_{⊙}$)에 이르는 거대타원은하(giant elliptical galaxy)에 이르기까지 다양하다.
 

팔의 발달정도
 

왜소타원은하는 우리은하내의 구상성단과 유사하다. 때문에 우리은하의 형성을 두번의 수축이 아닌 한번의 수축으로 주장하는 학자들은, 우리은하가 형성된 후 주위에 있던 질량이 작은 왜소타원은하들이 우리은하의 중력에 의해 끌려와서 우리은하내에 구상성단으로 존재하게 되었다고 주장하고 있다.

렌즈형은하(L은하)는 허블의 분류엔 S0은하로 구분된 것들이다. 이들 은하는 은하의 진화를 나선은하에서 타원은하로 생각했던 허블에 의해 나선은하와 타원은하의 중간단계로 분류된 은하이다. 그러나 지금은 모양에 따른 분류는 은하의 진화와는 무관한 것으로 알려져 있으며 렌즈형은하는 은하중심으로부터의 광도분포가 타원은하보다는 나선은하에 가깝게 나타나고 있다(사진2).
 

나선은하는 많은 양의 성간물질(우주먼지와 가스 등)이 존재하며 나선팔이 나타나고 있다. 나선은하들은 상대적으로 핵이 크고 나선팔이 잘 발달되지 않은 조기형인 경우 Sa나 SBa로 구분하고 만기형으로 갈수록 핵이 작아지고 나선팔이 아주 잘 발달돼 있다. 일반적으로 조기형 나선은하의 색지수는 약간 붉게(B-V 값이 0.6~0.7정도)나타나지만 만기형의 경우 푸르게 냐타난다(B-V 값이 0.3~0.4정도이다). 그리고 나선팔에는 H II지역 (수소가 이온화된 곳으로 별의 형성이 기대되는 지역)이 많이 존재하며 만기형으로 갈수록 성간물질의 양이 증가하고 있다. 이는 나선은하에선 만기형으로 갈수록 별의 탄생이 활발해지고 있음을 보이고 있다. 타원은하인 경우 분광스펙트럼을 찍으면 대부분이 흡수선으로 나타나는 반면에 나선은하는 방출선이 강하게 나타나고 있음을 보아서도 나선은하에 속한 별들은 최근에 형성된 종족I 별들이 은하평면에 많이 분포하고 있음을 알 수 있다.
 

나선팔이 나선은하에서 어떻게 형성되었느냐에 관한 학설은 크게, 주위은하의 조석력 때문이라는 이론과 밀도파 이론으로 나뉘고 있다. 조석력 이론에 따른 것은 주위를 지나는 은하의 조석력에 의해 비교적 가벼운 가스들이 끌려서 형성된 것으로 그 대표적인 본보기가(사진5)에서 볼 수 있는 M51의 경우다. 만기형 나선은하인 Sc형 NGC 5194 은하 주위를 무정형 은하인 NGC 5195 은하가 지나가 그 조석력에 의해 NGC 5195 은하쪽으로 나선팔이 형성됐으며 그 반작용에 의해 반대편으로도 나선팔이 형성된 좋은 예.

밀도파이론은 초기은하에 중력포텐셜의 변화가 존재하며 포텐셜의 강약이 파도처럼 나타난다는 가정에서 출발한다. 만약 이 강약이 은하중심에서 거리에 따라 나타나게 된다면 은하내 물질들에 밀도분포의 높은 곳과 낮은 곳이 서로 교차하여 나타나게 되며 밀도가 높은 곳이 현재의 나팔선이 되며 밀도가 아주 낮은 곳은 팔과 팔사이의 공간이 된다. 이 밀도파 이론은 나선팔의 형성을 설명하는데 많은 공감을 얻고있는 학설이다.

무정형은하(Irr)는 일정한 형태를 갖지 않으며 축에 대해서도 대칭이 이루워지지 않는 은하이다. 무정형은하는 색지수의 값이 가장 푸르게 나타나며, 많은 양의 성간물질이 존재하기 때문에 별의 형성이 활발하게 이루어지리라 기대되는 곳이다.

무정형은하는 은하내의 별들이 분해되느냐의 유무에 따라 Irr I과 Irr II로 구분돼고 있다.
 

왜소 타원은하들의 집합
 

우주내에 분포하고 있는 은하들은 서로 멀리 떨어져 있지만 큰 거리의 단위로 보면 은하들이 서로 모여 그룹을 형성하고 있음을 알게 된다. 이들을 우리는 은하군이라고 부르며 작은 것은 수십개부터 크게는 수만개은하로 구성돼 있다. 이들의 크기는 그 지름이 3백만광년 이상이며 수억광년까지의 큰 것도 존재한다.

우리은하에 가장 가까이 있는 외부은하는 만기형나선은하인 대마젤란성운(LMC)으로 우리로부터 약 15만광년의 거리에 있으며 안드로메다은하(M31)는 2백10만광년의 거리에 있다. 우리은하를 포함하여 이들 약 20여개의 은하들을 우리는 국부은하군(local group)이라 부르고 있다. 국부은하군을 구성하고 있는 은하들중 반이상은 그 지름이 6천광년 이하의 왜소타원은하이며 우리은하와 대 · 소마젤란운을 포함한 그룹과 우리은하보다 질량이 네배나 무거운 안드로메다은하를 중심으로 한 그룹, M33그룹 등 세그룹으로 나누어진다. 국부은하군의 질량중 80% 이상은 우리은하와 안드로메다은하가 차지하고 있다.
 

은하가 충돌해 또다른 은하를
 

국부은하군에 가장 가까이 있는 은하단은 4천만광년 거리에 있는 처녀자리은하단(Virgo Cluster)이다. 이 은하단에는 3천개 이상의 은하가 있는 것으로 알려져 있다. 그외 우리은하로부터 2억광년의 거리에 있는 머리털자리 은하단(Coma Cluster)은 1만1천개 이상의 은하들로 구성돼 있다. 이 머리털자리 은하단은 구형으로 생겼으며 많은 수의 타원은하가 관측되고 있다. 이는 은하들 상호간의 잦은 충돌에 의해 가스들이 없어진 결과로 생각돼 진다.

강력한 전파를 발사하고 있는 은하들 중에는 특이한 모양을 갖는 은하들이 있다. 이중 대표적인 것은 우리은하보다 1천배 이상의 강한 전파를 발사하고 있는 NGC 5128(Cen A)이다. (사진9)에서 보는 바와 같이 중앙에 큰 먼지대가 형성돼 있고 우리로부터는 1만6천광년의 거리에 있다. 중앙의 먼지대와 강한 전파원은 타원은하와 나선은하가 충돌하여 하나가 됨으로써 나타나는 현상으로 설명하기도 한다. 그러나 어떤 학자들은 아마도 타원은하의 진화괴정에서 나타난 특이한 상황일 것이라고 설명하기도 한다.

또하나의 특이한 경우는 처녀자리은하단내에 있는 NGC 4486(M87)이다. 우리로부터 약3백20만광년의 거리에 있는 이 은하는 아주 강한 전파원이지만 오래 노출된 사진 건관상에는 정상적인 타원은하(E0)이다. 그러나 노출시간을 짧게준 건판에서는 은하중심으로 부터 세부분으로 나뉘어진 제트(jet)가 분출되고 있음을 보여주고 있다. 아직도 이 제트의 정체나 높은 에너지원에 관해선 잘 알려져 있지 않다.