은하단과 은하군
초은하단을 구성하는 은하단과 은하군은 수많은 은하를 보유한 은하 무리로, 은하의 개수에 따라 달리 부른다. 수백~수천 개의 은하들로 이뤄진 것이 은하단, 수십 개 정도로 이뤄진 것이 은하군이다.
은하단 내부의 은하들은 모두 서로의 중력에 묶여있다. 그래서 우주에서 은하들의 밀도가 가장 높은 구역이다. 은하들의 상호작용 중 가장 격변적인 유형은 두 개 이상의 은하가 만나는 은하 병합이다.
은하 병합은 충돌하는 은하의 개수, 은하의 크기, 충돌 각도와 속도 등에 따라 다양한 형태로 이뤄진다. 큰 은하가 작은 은하를 잡아먹기도 하고, 규모가 비슷한 은하가 충돌해 새로운 형태의 은하로 진화하기도 한다. 우리은하는 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하와 함께 국부 은하군을 이루고 있는데, 약 45억 년 뒤에 안드로메다 은하와 병합해 타원은하나 거대한 원반은하가 될 것으로 추정된다. 이런 은하 병합은 우주 진화 과정에서 빈번히 일어난다.
일정 규모 이상의 은하단 중심부에는 대부분 거대 은하가 자리 잡고 있는 경우가 많다. 거대 은하는 수조 개 이상의 항성을 거느리며 밝은 빛을 낸다.
대표적으로 처녀자리 은하단의 중심부에 위치한 타원은하 M87은 지름 12만 광년에 약 1조 개의 항성을 갖고 있다. 참고로 우리은하는 지름 10만 광년에 3000억 개 내외의 항성을 갖고 있다.
흔히 은하단을 얘기할 때 우리 눈으로 볼 수 있는 은하를 중심으로 말하지만, 사실 은하단 내에 은하가 차지하는 비중은 단 1%에 지나지 않는다. 이외 9%는 은하 사이에 있는 고온의 플라스마 가스고, 나머지 90%는 암흑물질로 채워져 있다.
암흑물질의 정체는 여전히 모르지만, 은하단을 통과하는 빛을 보고 그 존재를 유추할 수는 있다. 빛은 무거운 물체 주변을 지날 때 물체의 질량이 클수록 더 많이 휘는데, 은하단을 통과하는 빛이 우리가 관측한 은하단의 질량으로 계산한 것보다 훨씬 많이 휜다. 이를 통해 우리 눈에는 보이지 않지만 거대한 질량의 암흑물질이 은하단을 가득 메우고 있음을 알 수 있다.
우리은하
은하는 항성과 성간물질, 그리고 암흑물질 등이 중력에 의해 묶인 천체 무리다. 작은 은하에는 1000만 개 이하의 항성이 있고, 큰 것들은 100조 개의 항성을 갖고 있기도 하다. 이 항성들은 모두 은하의 무게중심 주위를 공전하고 있다.
은하는 처음에 수소와 헬륨, 그리고 약간의 무거운 원소들로 만들어진다. 이후 항성들이 폭발적으로 생성돼 10억 년 정도가 흐르면 기본 형태를 갖추기 시작한다. 중심에는 항성들이 빽빽하게 모여 있는 ‘팽대부(bulge)’와 블랙홀이 자리하는데, 블랙홀은 항성이나 성간물질을 빨아들이며 항성이 무한대로 생기지 않도록 조절하는 역할을 한다.
1936년 에드윈 허블은 은하를 관측하고 겉모습에 따라 크게 세 가지로 분류했다. 타원은하와 렌즈형은하, 그리고 나선은하다.
여기에 속하지 않는 은하들은 불규칙은하로 구분했다.
어느 방향에서 봐도 타원형인 타원은하는 오래된 항성들이 많고, 성간물질이 적으며, 상대적으로 크다. 그래서 우주에서 가장 큰 은하들은 대부분 타원은하다.
나선은하는 오래된 항성들로 이뤄진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간물질이 나선팔을 만들어 회전하는 원반 모양이다. 비교적 최근에 생성된 항성들이 나선팔에 있다.
렌즈형은하는 타원은하와 나선은하의 중간 형태로, 원반모양이지만 나선팔이 없다. 구성물질은 타원은하와 유사해 오래된 항성들이 주를 이룬다.
이중 태양계가 속한 우리은하는 나선은하다. 이웃한 안드로메다 은하와 함께 우주에서 상당히 큰 나선은하로 꼽힌다. 우리은하의 정확한 나이는 알 수 없지만, 현재 관측된 우리은하 내 가장 오래된 항성의 나이는 135억 년 정도다. 빅뱅 후 불과 3억 년 만에 우리은하가 탄생한 셈이다.
우리은하에는 3000억 개 내외의 항성이 있는 것으로 추정되며, 우리은하 중심에 수백만 개가 몰려있다. 더불어 우리은하 중심에는 블랙홀이 약 1만 개 가량 있는데 그중에는 태양 질량의 400만 배 정도인 거대 블랙홀도 있다. 이르면 2019년 말 이 블랙홀의 그림자가 최초로 공개된다.
