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우리은하는 늙고 오래된 별들이 공 모양으로 밀집한 중심핵(Bulge)과 그 주위를 젊고 푸른 별, 가스, 먼지 등으로 이루어진 나선팔이 원판 디스크 형태로 회전하고 있으며, 그 외곽에는 주로 가스, 먼지, 구상성단 등의 일부 별 및 암흑물질로 이루어진 헤일로(Halo)가 타원형 모양으로 은하 주위를 감싸고 있다.
우리은하의 지름은 약 10만 광년으로 중심핵은 직경이 약 10,000 광년, 두께는 약 15,000광년이며, 나선팔의 두께는 별들의 영역만을 고려할 경우 약 1,000광년이지만 최근의 관측 결과 가스 등을 포함한 전체 디스크의 두께는 약 12,000 광년으로 기존의 추정치인 6,000광년의 두 배에 달할 것으로 예상된다. [5] 우리은하를 둘러싸고 있는 헤일로는 지름이 약 200,000 광년 정도로 추정되었으나, 일부 구상성단이 은하 중심으로부터 400,000광년 거리에서 발견되는 점 [6], 최근 우리의 이웃은하인 안드로메다 은하의 헤일로가 기존보다 휠씬 먼 400,000광년 이상까지 뻗어있다는 것이 확인됨에 따라 우리은하 헤일로의 규모도 당초 예상보다 훨씬 멀리까지 뻗어있을 가능성이 크다. [7][8]
우리은하의 나이를 정확히 추정하는 것은 불가능하나 간접적으로 우리은하 내의 별 중 가장 늙은 별의 나이를 통해 추정할 수는 있다.[9] 현재까지 밝혀진 우리은하 디스크 내 가장 오래된 별의 나이는 약 132억 년이며, 주위를 공전하는 구상성단에서 약 136억년의 나이로 밝혀진 별이 발견되고 이들 구상성단이 우리은하와 거의 동시에 탄생하였을 걸로 추정하면 우리은하의 나이는 현재 우주의 예상 나이인 137억 년에 거의 근접할 것으로 추정되고 있다. 우리 은하에서 가장 가까운 구상 성단은 NGC 6397이며, 지구에서 7,200광년 떨어져 있다. [10]
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8×10^11 M⊙[11][12][13], 눈에 보이지 않는 암흑물질 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9×10^12 M⊙으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다. 그러나, 2009년 1월의 VLBA 전자파 망원경에 의한 정밀 관측 결과, 실제 우리은하의 회전속도는 약 91만 km/hr로서 기존 계산값인 79만 km/hr에 비해 약 15% 더 빠른 것으로 확인되었고, 이에 따라 뉴턴의 법칙을 이용한 새로운 계산값은 우리은하의 총질량이 기존 값에서 50% 증가한 약 3×10^12 M⊙(태양 질량의 3조배)인 것으로 예상된다. 이는 지금까지 우리은하가 이웃 안드로메다 은하에 비해 크기나 무게가 더 작은 동생뻘 은하라고 믿어온 기존관념을 송두리째 뒤엎는 것으로서 우리은하와 안드로메다 은하는 크기와 무게가 비슷한 대형 쌍둥이 은하일 가능성이 큰 것으로 예상된다.
우리은하는 막대나선은하에 속하며, 허블의 은하 분류에 따르면 Sbc형(중심에 막대가 존재하고 나선팔이 느슨히 감긴 형태)이다. 이전에는 안드로메다 은하와 같은 모양의 정상나선은하로 간주되었으나, 1990년대부터 과학자들에 의해 막대나선은하일 가능성이 제기되었으며 2005년의 스퍼처 적외선 망원경을 이용한 조사 결과, 중심핵으로부터 지름 27,000광년 길이의 막대 구조가 존재한다는 것이 확인되었다. 막대 구조는 대부분 붉고, 오래된 항성들로 구성되어 있으며, 태양과 은하 중심을 연결한 선에서 약 44 ± 10 도 정도 비스듬히 위치하고 있어서 그동안 존재를 확인하기가 어려웠던 것으로 추정된다. 또한, 이 막대구조 주위에 일명 "5-kpc Ring" 이라는 거대 수소 가스로 이루어진 띠가 존재하며, 현재 우리은하 내에서 가장 폭발적으로 별을 생성하고 있는 영역임이 확인되었다. 만약에 이웃하는 안드로메다 은하에서 우리은하를 바라본다면 가장 밝게 빛나는 부분으로 보일 것이다.
은하를 구성하는 별들은 은하의 중심부를 중심으로 나선팔 모양으로 공전한다. 이는 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 있기 때문이라 여겨지며, 궁수자리 A*가 이 거대 블랙홀의 유력한 후보이다. 최근 우리은하 중심부에 지름 24km짜리 크기의 블랙홀이 있다는 것이 밝혀졌으며, 또한 이 블랙홀의 근처에 작은 한 개의 블랙홀이 더 존재하며 서로를 공전하고 있는 것(쌍성처럼)이 확인되었다. 이는 과거에 우리은하가 다른 작은 은하를 흡수하였음을 의미하며, 실제로 2002년에 대한민국 연세대 연구팀이 "사이언스" 지에 발표한 논문을 통해 우리은하가 약 10억 년 젊은 다른 은하와 충돌, 합병하여 현재의 크기가 되었음을 입증한 바 있다. 현재 우리은하의 중심부에는 가까운 최근에 격렬한 별 생성이 있었음을 추정하게 하는 증거들이 발견되고 있으며, 시뮬레이션 결과 중심핵의 두 개의 블랙홀도 서로 공전하면서 계속 가까워지다가 결국엔 하나로 합쳐지면서 막대한 양의 X선 등의 에너지를 방출할 것으로 예상되고 있다. [14]
최근까지 우리 은하에는 네 개의 큰 나선 팔이 있다고 여겨졌으나, 2008년에 스피처 적외선 망원경을 이용하여 1억 개 이상의 별의 분포를 분석한 결과, 단지 2개의 나선 팔만이 명확히 구분되었으며 나머지는 존재가 의심스럽거나 2개의 주요 나선 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔인 것으로 확인되었다. 주된 2개의 나선 팔은 각각 방패-센타우루스자리 팔과 페르세우스자리 팔이며, 과학자들은 우리은하가 나선 팔이 2개로 구성된 전형적인 막대나선은하일 것으로 추정하고 있다. 최근에 페르세우스자리 팔 바깥에서 은하 중심으로부터 거리가 60,000광년, 길이가 77,000광년인 새로운 나선 팔의 존재가 확인되었으나, 대부분 가스와 먼지로 구성되고 별은 드문 것으로 추정되어 아직 공식적인 나선 팔로 인정받지는 못하고 있다. 아래는 최근까지 밝혀진 주요 나선 팔의 위치와 설명이다.[15]
각 팔마다의 색깔은 다음과 같다.
색깔 | 나선팔 |
---|---|
청록 | 3 킬로파섹 팔 과 페르세우스자리 팔 (Perseus Arm) |
보라 | 직각자자리 팔 과 고니자리 팔 (Norma-Cygnus Arm) |
녹 | 방패-남십자자리 팔 (Scutum-Crux Arm) |
분홍 | 궁수자리 팔 (Sagittarius Arm) |
오렌지 | 오리온 팔 (Local Spur) |
최근 우리은하는 측면에서 봤을 때 나선 팔의 일부가 위로 밀려올라가 뒤틀리고 휘어진 모양을 하고 있는 것으로 확인되었는데, 이는 위성은하인 대마젤란 은하, 소마젤란 은하가 중력적으로 영향을 미치기 때문이다. 우리의 이웃 은하인 안드로메다 은하도 이웃 위성은하에 의해 나선 팔의 일부 구조가 심하게 뒤틀린 모습을 띠고 있다. 이들 두 위성은하는 각각 우리은하와 Magellanic Stream(마젤란 흐름)이라는 수소 가스로 이루어진 띠로 연결되어 우리은하를 돌면서 중력적으로 속박되어 있으며, 과거엔 정상나선은하였으나 우리은하의 강한 중력에 의해 내부 구조가 흐트러진 현재의 불규칙은하의 모습을 가지게 된 것으로 추정되며, 향후 서서히 우리은하에 별을 빼앗겨 장차 우리은하에 흡수될 것으로 예상된다.
우리은하는 과거로부터 끊임없이 주위의 작은 은하를 흡수하면서 성장하여 왔다. 과학자들은 우리은하 내의 별들의 공간 구조를 조사하다가 특이한 별집단의 운동('성류'라고 불리움)을 인식하게 되었고, 이는 우리은하가 다른 은하를 잡아먹고 남은 잔해물이라는 결론에 도달하였다. 우리은하의 중심부에 존재하면서 은하 핵을 수직으로 공전하는 특이한 "Inner Ring" 과 외곽 헤일로에서 최근 존재가 확인된 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 바로 그것이다. 지금 현재에도 최소한 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중인 것으로 확인되고 있으며, 지구로부터 25,000광년 떨어진 큰개자리 왜소은하와 70,000광년 떨어진 궁수자리 왜소은하가 바로 그 희생양 들이다. 최근 2005년에 발견된 "Virgo Stellar Stream"(또는 처녀자리 왜소은하)의 경우, 지구로부터 약 30,000광년 떨어진 거리에서 우리은하를 밑에서 위로 관통하고 있는 것으로 밝혀졌으나, 궁수자리 왜소은하와 가까운 위치 때문에 새로운 왜소은하인지 아니면 궁수자리 왜소은하의 잔해물인지의 여부가 불확실한 상태이다. 한편, 특이한 점은 최근의 컴퓨터 시뮬레이션에서 "Virgo Stellar Stream"(또는 처녀자리 왜소은하)의 경우, 운동 궤적을 조사한 결과 과거에 몇 번이나 우리은하를 수직으로 관통한 적이 있는 것으로 나타나 어떻게 우리은하에 흡수되지 않고 형태를 유지하여 왔는지에 대한 궁금증을 자아내게 하고 있다. 일부 천문학자들은 암흑물질에 의한 강한 중력에 의한 영향일 것으로 추정하고 있다.
한편, 우리은하를 향해 돌진해 오고 있는 특이한 거대 수소가스 구름(일명 "Smith's Cloud")은 아직 미스테리이다. 1963년에 이미 존재가 확인되었지만, 아직까지 왜 다가오는지, 기원이 어떻게 되는지는 분명하지 않다. 현재 우리은하 원반 디스크 면으로부터 8,000광년 거리에서 초속 240km(시속 86만 9천 km)의 속도로 접근 중이며, 총 길이는 11,000광년, 폭은 2,500광년에 달하는 것으로 추정된다. 향후 2천~4천만 년 이내에 우리은하의 페르세우스자리 팔에 45도의 각도로 충돌하여 약 100만 개 이상의 별이 폭발적으로 생성될 것으로 예측되고 있다.
태양은 우리은하 내 수천 억개의 별들 중에서 극히 평범한 항성으로 과거 약 46억 년전에 1세대 초신성의 폭발에 따른 가스의 응축력에 의해 산개성단 내에서 많은 형제 별들과 함께 생성된 것으로 추정되고 있다. 태양은 우리은하 나선 팔의 파동운동 영향으로 초기의 탄생 위치에서 멀리 이동했을 것으로 추측되며, 현재 은하 중심에서 태양까지의 거리는 약 26,000 ± 1,400 광년으로 수평 방향으로는 전체 은하 디스크의 중간 위치에 자리하고 있으며, 수직 방향으로는 은하평면으로부터 약 60~70광년 정도 위에 위치하고 있다. [16][17][18][19] 태양은 페르세우스자리 팔 안 쪽으로 6,500광년 떨어진 오리온자리 팔이라는 페르세우스자리 팔에서 갈라져 나온 팔의 은하 중심 방향으로 가장자리에 위치해 있으며 [20] , 과거부터 오리온팔과 나선 팔 공간 사이를 주기적으로 왕복하고 있다. 태양은 최근 몇 백만년 전에 현재의 "Local Bubble"이라는 과거의 쌍둥이자리 초신성 폭발 잔해 영역에 진입한 것으로 추정되고 있다.
태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양은 은하 내에서 헤라클레스자리 근처의 거문고자리 1등성인 직녀성을 향해 초속 220km, 은하 중심으로부터 60도의 각도로 비스듬히 공전 중이며, 또한 한번 공전할 때마다 평균 2.7회 정도 주기적으로 은하 원반 내에서 상하운동을 하고 있다. 이는 1 AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다 [1]. 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례한다.
우리 은하를 포함해서 약 50 여개의 은하가 가까이 모여 있는데, 이를 국부 은하군이라고 한다. 국부 은하군 중 크기가 비교적 큰 은하로는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하가 있다. 국부 은하군 중 안드로메다 은하와 우리은하가 질량의 대부분을 차지하여 서로 중력적으로 영향을 미쳐 공전하고 있으며, 삼각형자리 은하(M33)는 지구로부터 약 290만 광년, 안드로메다 은하로부터 70만 광년 거리이며 안드로메다 은하에 중력적으로 속박되어 위성은하일 가능성이 제기되고 있다.[21]
안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, 최근의 관측 결과 과거에 헤일로로 추정되던 부분이 실제로는 은하 원반임이 판명됨에 따라 이전의 지름 12만 ~ 14만의 크기를 훨씬 뛰어넘어 지름이 약 25만 광년에 이르는 거대 나선은하일 것으로 추정되고 있으며, 포함하는 총 별의 갯수도 1조 개 이상으로 우리은하의 2배에 달한다. 따라서, 우리은하에 비해 광도도 2배에 달할 것으로 추정되지만 무게 면에서는 우리은하가 약 1.5 ~ 2배 더 무거운 것으로 계산되고 있다. 이는 우리은하가 암흑물질이나 성간 가스 등을 더 많이 함유하고, 보다 더 조밀하게 밀집되어 있는 것 때문으로 추정되며, 실제로도 현재 우리은하는 안드로메다 은하에 비해 2배 이상으로 활발히 별을 생성하고 있는 것이 확인되고 있다.[22]
안드로메다 은하가 연간 평균 1~2개의 별을 생성하는 반면, 우리은하는 연간 평균 5~6개의 별을 생성하고 있는 것이 확인되었다. 안드로메다 은하의 중심 핵이 2개로 이루어져 있는 것으로 보아 과거에 안드로메다 은하는 다른 은하와 충돌, 합병하면서 "Starburst 은하"처럼 별이 폭발적으로 생성된 시기가 있었던 것으로 추측되며, 우리은하는 현재 활발히 별을 생성 중인 단계인 것으로 과학자들은 추정하고 있다. 최근에는 안드로메다 은하도 우리은하처럼 정상나선은하가 아닌 막대나선은하일 가능성이 큰 것으로 예상되며, 또한 두 은하의 헤일로 내 금속 성분 비가 유사한 결과로 보아 우리은하와 안드로메다 은하는 비슷한 시기에 태어나 비슷한 발달 과정을 거쳐온 형제은하일 것으로 추측되고 있다. 현재 두 은하는 서로 간의 중력의 영향으로 점점 가까워지고 있으며, 향후 30~40억 년 이내에 충돌하여 결국에는 처녀자리 은하단의 M87 은하처럼 하나의 초거대 타원은하로 새로 태어날 것으로 예상되고 있다. 이때의 우리 은하의 이름은 아마도 'Mikomeda Galaxy(미코메다 은하)'일 것이다.
국부 은하군은 약 10,000여 개 이상의 은하로 이루어진 처녀자리 은하단의 끝 외곽부에 위치하고 있으며, 처녀자리 은하단의 중심부로부터 6500만 광년 떨어져 있다. 이웃하는 은하군으로는 우리은하로부터 대략 1,000만 광년 정도 거리에 조각가자리 은하군, M81 은하군, 마페이 은하군, NGC5128 은하군이 있다. 하지만, 이들 은하군 내의 개별 은하들은 각각의 은하군 내에 고정되어 있지 않고 시간의 흐름에 따라 서로 간에 구성원이 바뀌기도 한다는 것이 컴퓨터 시뮬레이션 결과 밝혀졌다. 일례로 우리은하의 중심핵 방향의 두터운 가스와 먼지 때문에 그동안 존재를 모르고 있다가 최근에야 적외선 관측을 통해서 존재가 확인된 마페이 은하군(MaffeiⅠ, Maffei Ⅱ 은하가 주력인 은하군)의 경우, 과거에는 국부 은하군의 구성원이었다가 지금은 멀어져가고 있다는 것이 확인되었다. 국부 은하군은 주위의 은하군들과 함께 600 km/s의 속도로 처녀자리 은하단의 중력에 이끌려 가고 있으며, 그 방향은 바다뱀자리 별자리를 향하고 있다.
국부 은하군에는 우리 은하 주위를 공전하는 왜소은하가 다수 있다. 그중 가장 큰 것은 지름이 2만 광년인 대마젤란 은하가 있다. 용골자리 왜소은하, 용자리 왜소은하, 사자자리 왜소은하 Ⅱ는 지름이 500광년으로 가장 작은 은하들이다. 다른 왜소은하로 소마젤란 은하, 큰개자리 왜소은하(가장 가까운 은하), 궁수자리 왜소은하, 작은곰자리 왜소은하, 조각가자리 왜소은하, 육분의자리 왜소은하, 화학로자리 왜소은하, 사자자리 은하 등이 있다. 과학자들의 이론적 계산에 의하면 우리은하 주위에 백 여개의 왜소은하가 존재할 것으로 예상되지만 현재 그리 많이 발견되지는 않고 있다. 우리은하가 성장하면서 과거부터 끊임없이 주위의 은하를 합병하였거나, 은하수를 따라 관측 불가능 지역에 다수 분포할 가능성이 있는 것으로 추정하고 있다.~