문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 우리 은하 (문단 편집) == 특징 == "우리 은하는 우주에서 상당히 큰 은하에 속한다. 특히 가스가 풍부한 나선 은하 중에서는 질량이나 항성 숫자로 봤을 때 [[안드로메다 은하]]와 우리 은하만큼 거대한 은하가 희귀하다. 가까운 은하들 중에서는 정상나선은하인 [[바람개비 은하]]가 반지름에서 우리 은하를 능가하지만, 총 질량은 비슷한 수준이다." 라고 알려져 있다. 하지만, 후술할 크기 관련 부분에서 더 자세하게 설명하겠지만, 실제로는 우리 은하와 안드로메다 은하는 우주 전체에서 평균적인 크기를 가지고 있는 나선은하일 뿐 절대 희귀한 은하가 아니다. 우리 은하는 빅뱅으로부터 1억년이 채 지나지 않았을 때, 우주의 평균 밀도보다 약간 더 큰 밀도를 가지고 있던 하나 또는 여러개의 부분에서 최초로 형성되었으며, 형성시점으로부터 약 25억년 동안은 은하 [[헤일로]]에 있는 가스와의 강착을 통해 지금보다 빠르게 별을 형성하였고, 다른 여러 은하들과의 합병을 통해 더 빠른 속도로 별 형성을 하기 시작했다. 그리고 지금으로부터 110억년 전에 크라켄 은하와 가이아 소시지[* 우리은하의 역사에서 가장 마지막으로 합병된 대형 은하였을 것으로 추정되며, 은하의 핵이었을 것으로 추측되고 있는 [[NGC 2808]]을 포함해, [[메시에 2]], [[메시에 56]], [[메시에 75]], [[메시에 79]], [[NGC 1851]]등의 구상성단들이 가이아 소시지 은하 소속이었던 것으로 확정된 상태다.], 궁수자리 왜소은하[* 현재 우리은하에 합병되고 있는 궁수다리 왜소은하와는 다른 은하이며, 5개의 은하들중 가장 질량이 컸었을 것으로 추정되고 있다.]로 명명된 왜소은하들을 포함해 5개의 위성은하들을 10억년이라는 짧은 시간동안 흡수했는데, 이때 당시의 우리 은하는 은하의 형성 역사에서 가장 폭발적인 별 형성이 일어났었을 것이다. 또한, 현재 우리 은하 소속의 구상성단들의 30~50%가 이 5개의 왜소은하 소속이었을 것으로 추정되고 있다. 하지만, 우리 은하는 이 5개의 은하들과의 합병 이후 100억년이 지난 현재까지도 작은 왜소은하와의 상호작용과 합병이 일어났을 뿐, 은하 전체에 영향을 줄 만큼의 대규모 합병 사건이 아예 발생되지 않았다. 이러한 합병 부족은 [[거시공동]]에 위치한 은하들을 제외한 은하들, 특히 '''은하군에 소속되어 있는 나선은하'''에서는 극히 이례적인 현상이다. 우리 은하에서 가장 가까운 대형 은하인 [[안드로메다 은하]]조차, 원래는 2개의 대형 은하가 110억년 전에서 20억년 전까지 대략 100억년의 시간동안 상호작용하고 합병되면서 형성되었다는 점에서, 우리 은하가 얼마나 은하간 합병이 일어나지 않았었는지를 알 수 있다. 때문에, 후술할 우리 은하의 중심 블랙홀인 궁수자리 A*는 현재 비활동 상태에 머물러 있고, 질량도 은하의 크기에 비해 매우 적은 양만을 가지고 있다. 하지만, 대략 20 ~ 30억년이 지나면, [[대마젤란은하]]와 [[소마젤란은하]]와 100억년 전의 크라켄 은하와 가이아 소시지의 합병과는 비교도 안될 정도로 거대한 상호작용과 충돌이 일어날 것이고, 또 거기서 20~30억년이 지나면, [[안드로메다 은하]]와의 상호작용이 시작될 예정이다. 그렇기에 태양계는 지구의 잃어버린 10억년[* 지금으로부터 18억년부터 8억년까지의 시대를 말하며, 이 당시 지구에는 폭발적인 진화나, 수차례 존재했었던 [[눈덩이 지구]]같은 사건이 진행되지 않았으며, 지질학계에서는 이 시기를 지구 역사상 가장 지루한 시기였을 것이라고 장난삼아 말하기도 한다.]의 우리은하 버전에서 탄생했다고 표현해도 과언이 아닐 것이다. 우리 은하의 총 질량은 태양 질량의 약 1~3조 배이며 이 질량의 대부분은 [[암흑물질]]이 차지하고 있다. 암흑물질을 제외하고 항성과 가스 등을 포함한 일반물질의 질량은 태양의 1000억 배 정도이다. 우리 은하에 소속된 [[항성]]의 개수는 5,000억~6,000억 개 정도로 추산된다. [[국부 은하군]]에서 가장 큰 [[안드로메다 은하]]는 소속 항성이 1조 개를 넘는다. 중심에는 태양 질량의 약 400만 배 정도 규모의 [[초대질량 블랙홀]]이 위치하고 있다. 우리 은하의 지름은 약 10만 광년 정도라고 알려져 있지만, 실제론 우리은하의 지름은 고작 87,400 광년정도밖에 되지 않으며, 상술했듯, 나선은하의 펑균크기보다 살짝 작은 크기를 가지고 있다. 물론, 은하의 크기는 기준이 별의 밀도가 기하급수적으로 낮아지는 곳인지, 시각적으로 보이는 원반의 크기인지, 은하 헤일로의 크기인지에 따라 천차만별로 달라진다는 점과, 이중 헤일로 기준에서는 우리 은하의 크기가 우주 전체에서 큰 편이라는 점에서 우리 은하가 별 볼일 없을 정도로 작은 은하인 것은 아니지만, 우주 전체에서 거대한 편에 속한다는 환상은 깨는 것이 낫다. 다만, 2010년대 후반에 들어서서 우리은하의 원반의 크기가 기존보다 2배 이상 큰 170,000 광년에서 최대 200,000 광년일 가능성이 높다는 연구 결과가 나왔기 때문에 변동될 여지는 있다. 중심핵의 직경은 약 1만 광년, 두께는 1만 5천 광년 정도이다. 나선팔 부분, 항성이 집중된 영역의 두께는 1천~2천 광년 정도의 크기인 것으로 추산되며, 그 외의 가스층까지 포함하면 디스크의 두께는 1만 광년이 넘는다.[* 다만 2000년대 들어 한 우리 은하의 관측자료를 참고하면 기존에 알던 규모보다 더 클 수도 있다는 의견이 있다. 모노케로스 링이 우리 은하에 포함된다는 견해에 의하면 15만 광년으로 추정된다. 다만 은하는 어디까지나 별들이 모인 집합체일 뿐이기 때문에 정확한 크기는 정의하기 힘들다.] 우리 은하에서 가장 밝은 별들 중 유명한 것은 [[용골자리 에타]], 권총별(pistol star)[* 피스톨 별은 표면부 온도는 약 11800K이고, 지름은 태양의 약 420배다. 태양 자리에 놓일 경우 대략 화성~목성의 궤도까지 올 정도로 거대하고, 광도가 태양의 '''330만 배'''인데, 태양이 1년동안 생산해내는 핵융합 복사열을 고작 '''10초'''만에 내뿜는 것과 같다. 이정도면 [[카이퍼 벨트]]대의 [[왜소 행성]]들 수준으로 멀리 가지 않으면 행성조차 녹아버릴 것이다.] 등이 있으며 절대등급이 -11보다 작은 청색 [[극대거성]]이다.[* 별의 밝기는 숫자가 작아질수록 커지는데, -11보다도 작은 이 두 별은 광도가 각각 태양보다 330만 배, 500만 배나 밝다.] 성간 먼지에 의해 가시광선으로 보이지 않는 밝은 별들은 이것 말고도 훨씬 많다. [[태양계]]가 은하의 구석진 변두리라는 인식이 있지만 이 정도 거리는 변두리는 아니고 중간 지점 쯤 된다. 이는 관측적 사실로도 알 수 있는데 은하수를 하늘에서 거의 1년 내내 볼 수 있다. 정말로 태양계가 은하의 변두리에 있었다면 1년 중 절반 정도는 은하수가 거의 보이지 않을 것이다. 또한 은하수는 천구를 거의 정확하게 절반으로 나누며 지나가는데 이는 우리 태양계가 은하의 공전면에 아주 가깝게 붙어 있음을 알 수 있다. 구체적으로는 은하 중심에서 2만 6천 광년 떨어진 [[오리온자리]] 팔에서 약간 은하 중심 방향으로 치우친 위치에 있으며, 약 2억 3000만 년의 주기로 우리 은하를 공전하고 있다. 때문에 은하 중심이 위치한 궁수자리의 반대방향에 있는 별자리인 오리온자리의 이름이 붙은 것. 오리온자리는 대한민국 기준 대표적인 겨울 별자리이므로, 우리는 여름 밤하늘에는 은하의 중심을, 겨울 밤하늘에는 오리온자리 팔을 보게 되는데 오리온자리 팔이 훨씬 더 가까우므로 대체로 겨울 밤하늘이 여름 밤하늘보다 밝은 별과 성운이 더 많다.[* [[시리우스]]나 [[프로키온]]처럼 단순히 가까워서 밝은 경우도 섞여있기는 하다. 물론 오리온자리의 별들처럼 볼 수 있는 먼 거리의 별들도 타 계절보다 매우 많은 편이다.] 실제로 오리온자리를 이루는 별들의 대부분을 포함하여 [[오리온 대성운]], [[플레이아데스 성단]], 히아데스 성단, [[프레세페 성단]] 등이 오리온자리 팔에 속해 있으며, 태양 주변에 있는 별들의 분포를 조사해보면 우리 은하 중심에서 반대 방향으로 갈수록 별들의 밀도가 높아지는 것으로 나타난다. 그나마 여름 밤하늘의 1등성들 중에서도 [[알타이르]]나 [[베가]]는 30 광년도 떨어지지 않은, 즉 오리온 팔에 속한 별들이다. 다른 여름의 대표 1등성인 [[안타레스]]도 약 550광년 거리로 별로 먼 것은 아니지만 또 하나의 여름철 대표적인 1등성인 [[데네브]]는 가장 정확한 거리 추측이 2600광년으로 지구의 밤하늘의 1등성 중에서 지구에서 가장 멀리 떨어져 있다. 한편 우리 은하의 정확한 나이는 알 수 없지만 현재 관측된 우리 은하 내 가장 늙은 별의 나이가 135억 살 정도로 측정된다.[* 별의 나이는 부정확한 면이 많다. 최근 연구 결과값으로는 128억~132억 년 사이로 관측되며 얼마든지 변경될 수 있다.] [[빅뱅 우주론]]에 따르면 우주의 나이는 137억 7천만 년 정도이니 우주 탄생 이후 불과 3억 년 만에 탄생한 별이 우리 은하에도 있는 셈.[* 다만 천문학자들은 이 별이 정말로 '최초의 별'은 아니었을 것으로 보고 있다. 이 별 또한 초신성 폭발의 잔해에서 나오는 극소량의 금속을 함유하고 있기 때문. ] 사실 우리 은하가 처음부터 현재와 같은 모습을 하고 있지는 않았을 것이기 때문에 언제부터를 우리 은하의 '형성'으로 봐야 할 것인지에 따라 나이는 천차만별로 달라질 수밖에 없다. 다만 이러한 극도로 늙은 별들의 존재를 통해 우리 은하도 132억 광년 이상 거리에서 발견되는 가장 초창기의 은하들과 비숫한 형태로 시작하여 [[은하 병합|병합]]을 거듭하며 성장해 온 은하라고 볼 수 있다. 21세기 들어 정립된 통설에 따르면 우리 은하는 [[안드로메다 은하]], [[삼각형자리 은하]], [[마젤란 은하]] 등과 수십 개의 소규모 은하들로 이루어진 [[국부 은하군]](Local group)에 속하는 은하 중 하나이다. 본래 20세기 중반까지 관측 혹은 예측된 자료에 따르면 국부 은하군에서는 안드로메다 은하가 최대, 우리 은하가 둘째인 것으로 생각되었지만, 1990년대부터 2000년까지 우리 은하를 체계적으로 관측하면서 새로운 사실들이 알려져 천문학계를 여러 번 뒤집을 만큼 극적인 변화를 가져다 주었다. 겉보기 크기는 안드로메다 은하가 크지만, 우리 은하가 안드로메다 은하보다 암흑 물질을 더 갖고 있어서 질량은 더 크다는 것. 일례로 기존에는 우리 은하에 태양과 같은 [[항성]]이 약 4000억 개 정도 있는 것으로 추정되었지만 이후 정밀 관측을 통해 우리 은하의 크기가 안드로메다와 동등 혹은 그 이상 수준의 거대 은하인 것으로 드러나게 되면서 항성의 수와 은하 질량 또한 기존값에서 약 50% 정도 상향되어 추산되기도 했다. 하지만 [[2010년대]] 들어서 다시 [[안드로메다 은하]]가 더 무겁고 우리은하는 안드로메다의 80% 정도의 질량이라는 연구결과가 나와서 기존 학설들이 논쟁거리에 올라 있다. 최근에는 또 우리 은하가 안드로메다 은하와 비슷한 체급으로 추정된다는 연구 결과가 나와 있다. [[http://news.naver.com/main/read.nhn?mode=LSD&mid=sec&sid1=105&oid=032&aid=0002860974&viewType=pc&rc=N|#]]저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기