우리 은하

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1. 개요[편집]

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우리 은하 또는 은하수 은하는 지구와 태양계가 속해 있는 은하로, 라니아케아 초은하단, 처녀자리 초은하단, 국부은하군 내에 위치한다.

2. 명칭[편집]

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한국어에서는 '우리 은하'라는 명칭이 널리 쓰인다. 영어로는 'the Milky way', 'the Galaxy[5]'라고 하며, 보다 엄밀히 구분할 필요가 있을 경우에는 'Milky way galaxy', 'Home Galaxy' 등의 표현도 사용한다. 중국어와 일본어에서는 통상적으로 '은하계(銀河系)'라고 불리며, 일본어의 경우 마찬가지로 구분할 필요가 있을 때에는 '태양계 은하(太陽系銀河)' 또는 '아마노가와 은하(天川銀河)'라는 용어도 사용한다. '아마노가와'는 '은하'에 대한 일본 고유어식 표현으로 '미리내 은하'와 비슷한 작명이다. 중국어의 경우 우리 은하만 은하라고 부르며 나머지 은하들은 성계(星系)라는 다른 단어를 쓴다.[6]

천문학적 개념으로서의 은하가 발견되기 전, 영어의 '밀키 웨이(the Milky way)'나 한자어 '은하(銀河)' 등은 모두 밤하늘의 은하수를 가리키는 단어였다. 유럽에서는 그리스 로마 신화에 연유한 명칭으로[7], 동아시아에서는 '은빛 강'으로 보았던 것이다. 이 은하수는 우리 은하의 단면을 은하 내부에 존재하는 지구에서 바라보는 모습으로, 태양계가 위치하는 오리온자리 나선팔 부분이 별들이 빼곡하게 모인 원반 안에 있기 때문에 마치 밤하늘을 한 바퀴 감싸는 강의 형태로 보이게 된 것이다. 이 은하수를 중심으로 늘어선 별들 대부분은 우리 은하에 속한 별이며, 지구에서는 우리 은하 밖의 별은 관측하기 어렵다.

우리 은하의 '우리'를 고유명사(이름)로 오해하는 경우도 있으나, 우리 집, 우리나라와 같은 조어법이다. 영어로 Our Galaxy, 즉 우리 인류가 현재 살고 있는 은하, 지구를 비롯한 태양계가 이 은하에 속해 있기 때문에 그냥 '우리 은하'라고 부르게 된 것이다. 1970년대에는 일본 천문학 서적의 영향으로 우리 은하라는 말보다는 은하계라는 일본식 표현이 더 널리 쓰였지만, 세월이 흐르며 우리 은하라는 표현이 정착되었다.[8]

최근에는 이름에 띄어쓰기를 하지 않고 '우리은하'라고 표기하는 경우도 늘고 있다. 대표적으로 위키백과의 문서에서는 문서명을 '우리은하'로 표현하고 있다. 이는 실생활에서나 통용되는 것일 뿐, 아직까지도 정부 및 공문서나 뉴스 등 공적인 곳에서는 '우리 은하'라고 표기하는 것이 맞는 표현이다. 또 국립국어원도 '우리 은하'가 맞다고 하고 '우리은하'는 허용사항으로 본다.[9][10] 우리나라와 우리 나라의 차이와 비슷한 문제라고 할 수 있겠다.

간혹 영어 명칭을 그대로 읽어서 '밀키웨이 은하'라고 쓰는 경우나, 번역하여 '은하수 은하'라는 이름을 쓰는 경우가 있다. 이는 다른 은하와 혼동되지 않게끔 우리 은하를 고유명사로 부를 필요가 있을 때 쓰는 방법이다. SF소설에서 특히 자주 쓰이는데, 외계 문명, 인류의 우주 진출, 특히 다른 은하의 영역까지 진출한 상황을 다룰 때 '우리 은하'라는 명칭은 적절치 않기 때문이다. 이런 창작물에서 밀키웨이 은하를 일컫는 또다른 표현으로 '고향 은하', '테라 은하', '지구 은하', '태양 은하', '라니아케아 은하', '국부 은하' 같은 이름이 있다.

3. 특징[편집]

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"우리 은하는 우주에서 상당히 큰 은하에 속한다. 특히 가스가 풍부한 나선 은하 중에서는 질량이나 항성 숫자로 봤을 때 안드로메다 은하와 우리 은하만큼 거대한 은하가 희귀하다. 가까운 은하들 중에서는 정상나선은하인 바람개비 은하가 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 헤일로에 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[11], 궁수자리 왜소은하[12]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 거시공동에 위치한 은하들을 제외한 은하들, 특히 은하군에 소속되어 있는 나선은하에서는 극히 이례적인 현상이다. 우리 은하에서 가장 가까운 대형 은하인 안드로메다 은하조차, 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, 대마젤란은하와 소마젤란은하와 100억년 전의 크라켄 은하와 가이아 소시지의 합병과는 비교도 안될 정도로 거대한 상호작용과 충돌이 일어날 것이고, 또 거기서 20~30억년이 지나면, 안드로메다 은하와의 상호작용이 시작될 예정이다. 그렇기에 태양계는 지구의 잃어버린 10억년[13]의 우리은하 버전에서 탄생했다고 표현해도 과언이 아닐 것이다.

우리 은하의 총 질량은 태양 질량의 약 1~3조 배이며 이 질량의 대부분은 암흑물질이 차지하고 있다. 암흑물질을 제외하고 항성과 가스 등을 포함한 일반물질의 질량은 태양의 1000억 배 정도이다. 우리 은하에 소속된 항성의 개수는 5,000억~6,000억 개 정도로 추산된다. 국부 은하군에서 가장 큰 안드로메다 은하는 소속 항성이 1조 개를 넘는다. 중심에는 태양 질량의 약 400만 배 정도 규모의 초대질량 블랙홀이 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.[14]

우리 은하에서 가장 밝은 별들 중 유명한 것은 용골자리 에타, 권총별(pistol star)[15] 등이 있으며 절대등급이 -11보다 작은 청색 극대거성이다.[16] 성간 먼지에 의해 가시광선으로 보이지 않는 밝은 별들은 이것 말고도 훨씬 많다.

태양계가 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.[17] 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 알타이르나 베가는 30 광년도 떨어지지 않은, 즉 오리온 팔에 속한 별들이다. 다른 여름의 대표 1등성인 안타레스도 약 550광년 거리로 별로 먼 것은 아니지만 또 하나의 여름철 대표적인 1등성인 데네브는 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.[18] 빅뱅 우주론에 따르면 우주의 나이는 137억 7천만 년 정도이니 우주 탄생 이후 불과 3억 년 만에 탄생한 별이 우리 은하에도 있는 셈.[19] 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 병합을 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 항성이 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 은하가 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. #

4. 형태[편집]

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지구가 속한 은하이지만, 아이러니하게도 우리 은하의 전체 모습을 관측하는 것은 현재 불가능하다. 확실하게 모양을 파악하려면 다른 은하를 관측하듯이 우리 은하 바깥에서 관찰을 해야 하는데 아직 인류의 활동 범위는 겨우 인공물이 태양계 외곽을 겨우 벗어나는 수준이라 우리 은하를 외부에서 관찰할 방법도 없고 촬영한 사진도 존재하지 않는다. 모든 것은 우리 은하의 모습을 추정한 상상도 뿐. 우리 은하의 지름이 대략 10만 광년이기 때문에, 이 광경을 찍으려면 못해도 몇 만 광년 너머에서 찍어야 하고,[21] 설사 여차저차해서 찍을 수 있더라도, 정보 전달 속도 역시 빛의 속도를 초과할 수는 없으므로 사진 정보를 수신하는 데에만 몇 만 년이 걸릴 것이기 때문이다. 즉 우리는 오직 우리 은하 안에서 은하의 일부를 보는 수밖에 없는데 내부에서 바라본 은하의 모습은 당연히 원반의 단면을 보게 되므로 길쭉한 모습으로 보이게 된다. 이것이 우리가 은하수라고 부르는 모습이며 은하수의 모습은 곧 우리 은하의 단면이기에 마치 무수한 천체의 강이 흘러가는 것처럼 길다란 형태로 보이게 된다. 또한 계절에 따라 우리가 우리 은하를 바라보는 방향이 바뀌는데 여름에는 천체밀도가 높은 은하 중심부 쪽이 보이기 때문에 은하수도 더 밝고 굵게 보이며 겨울에는 반대로 천체밀도가 낮은 은하 바깥쪽을 향하므로 은하수도 옅고 볼품없게 보인다.

우리 은하가 원반의 형태를 하고 있다는 건 18세기 허셜 때부터 이미 널리 알려져 있었으나, 가시광선 영역에서는 원반에 분포한 두꺼운 먼지층에 의해 건너편의 정보가 가로막혀 우리 은하의 전체 구조를 파악하기가 힘들었다. 여기에 영향을 덜 받는 전파나 적외선 영역의 관측 기술이 발달하면서 우리 은하의 항성들 및 분자운의 분포가 나선 구조를 따른다는 점이 분명해졌고, 우리 은하의 종류가 외부 은하 중에서도 자주 발견되는 형태인 나선 은하에 해당한다는 것이 밝혀졌다.

과거에는 안드로메다 은하와 모습이 완전히 닮은 정상나선은하로 간주하여, 우리 은하는 중심의 은하핵과 4개의 나선팔을 가진 형태로 그려지는 경우가 많았다. 그런데 1990년대부터 천문학자들이 우리 은하에 막대구조가 있는 듯하다는 의견을 내놓았다. 그리고 2005년 스피처 우주 망원경으로 관측해, 우리 은하 중심부의 막대구조를 공식 확인했다. 그리고 우리 은하의 팔도 막대구조 끝에서 뻗어나온 2개의 나선팔이 있고, 여기서 가지치기한 2개의 나선팔이 더 있는 전형적인 막대나선은하(허블 분류에 따르면 SBbc형)[22] 형태임이 드러났다. 덕분에 2005년 이후로는 우리 은하를 그릴 때 막대 나선 은하로 그린다.

5. 구조[편집]

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5.1. 원반(Disk)[편집]

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나선팔이 위치한 부분. 우리 은하 생성 초기의 폭발적 항성 탄생이 끝난 뒤 남은 가스가 각운동량에 의해 회전하면서 회전축 방향으로 납작해져 상대적으로 나중에 탄생한 부위이며, 덕분에 젊은 별들로 이루어져 있다. 가스와 먼지의 밀도가 높아 현재까지도 별이 활발하게 탄생하는 구역이다.

우리 은하의 대부분의 별이 위치한 곳이며, 성운과 산개성단들도 모두 이 지역에 분포한다. 여기에 속한 별들은 은하 중심을 원에 가까운 궤도로 질서 있게 시계방향으로 공전하고 있는데, 이들 중 나이가 많은 별일수록 수직 방향의 운동속도가 커서 상대적으로 두껍게 분포하는 경향이 있다. 이 때문에 원반을 '얇은 원반(Thin Disk)'와 '두꺼운 원반(Thick Disk)'의 세부 분류로 나눌 수 있다. 얇은 원반은 두께가 600광년 정도밖에 되지 않으며 이 영역에서 우리 은하의 항성 탄생의 대부분이 이루어진다.

태양은 얇은 원반에 소속되어 있으며 우리 은하 중심을 약 2억 3000만 년의 주기로 공전하고 있다. 수직 방향으로도 6000만 년의 주기로 진동하고 있다. 3000만 년에 한 번씩 은하 원반을 통과한다는 것. 공전방향과 궤도는 현 위치를 기준으로 거문고자리 1등성 베가쪽으로 은하중심을 수평으로 두었을때 은하중심으로 부터 60도의 각도로 공전을 진행하고 있다. 현재는 은하 원반 윗 쪽으로 약 100광년 정도 높이로 떠오른 상태다. 사실 이렇게 설명하면 이해하기 어려운데, 은하와 태양을 모두 3차원 세계로 본다면 태양계는 은하의 중력에 사로잡혀 은하 중심의 뒷꽁무니를 나선형으로 돌면서 따라가고 있는 것이다. 우리 은하 역시 한 곳에 고정되어 있는 게 아니라 거대 인력체 방향으로 움직이고 있기 때문이다. 이로 인해 태양을 포함한 우리 은하의 모든 별의 공전 속도는 위치에 관계없이 태양과 비슷한 속도로 공전하게 된다, (200~250km/s)

원반에 분포하는 두꺼운 먼지와 가스층은 빛을 차단하기 때문에 우리 은하 바깥의 천체를 연구하려는 천문학자들에게 주요 방해물로 작용한다. 이를 성간 소광이라 하며 이 효과는 은하수 방향을 관측할 때 극대화된다. 이 영역을 회피대(Zone of Avoidance)라고 하며, 이러한 이유로 마페이 은하군이나 G007.47+00.05, W50, W51등의 극히 일부의 천체를 제외하면 은하수 너머로의 관측은 잘 이루어지지 않는다.

주요 나선팔은 직각자자리 팔, 방패-남십자자리 팔, 궁수자리 팔, 오리온자리 팔, 페르세우스자리 팔, 백조자리 팔이 있고 그 가운데서도 2개의 주요 나선팔은 방패-센타우루스자리 팔과 페르세우스자리 팔이다.[23]

5.2. 팽대부(Bulge)[편집]

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원반의 중심부에 볼록 튀어나온 부분으로 항성들이 매우 빽빽하게 뭉쳐 있다. 과거에는 회전 타원체, 즉 찐빵 형태일 것으로 주로 예상되었으나 정밀 관측을 통해 실제로는 막대 형태를 하고 있다는 것이 밝혀졌다. 별자리로는 궁수자리에 위치해 있으며 실제로도 이 구역에서 은하수가 가장 밝고 두껍게 보이는 것을 확인할 수 있다. 막대의 폭은 약 3만 광년 정도이며 그 모양은 시선 방향에서 시계 방향으로 약 30도가량 회전한 형태이다. 독수리자리 방향의 벌지가 전갈자리 방향의 벌지보다 약간 더 가깝게 위치해 있다.

우리 은하의 탄생 초기에 엄청난 항성 탄생과 초신성 폭발을 겪은 곳으로 대부분이 늙은 별들로 이루어져 있지만 금속 함량은 천차만별로 나선팔 수준으로 높은 별들도 있다. 우리 은하의 벌지는 막대나 땅콩 형태의 '유사 벌지(Pseudobulge)'인 것으로 추정되지만 타원형의 '고전적 벌지(Classical Bulge)' 또한 중첩된 상태로 가지고 있다는 주장이 있다.

중심부에는 그 유명한 궁수자리 A*가 위치하고 있지만, 두꺼운 먼지층으로 인해 해당 영역은 가시광선으로 관측이 불가능하다.


우리 은하의 팽대부는 일반적인 막대(타원체) 모양보다는 땅콩 모양에 더 가깝다는 것이 2013년 밝혀졌다. 이전까지는 은하 원반의 두꺼운 먼지에 가로막혀 우리 은하 중심부의 모습을 자세히 확인할 수 없었는데, 먼지를 꿰뚫어볼 수 있는 적외선 천문학의 발달로 팽대부에 있는 수백만 개의 별들의 분포를 관측하고 분석할 수 있게 되었다. 이로써 우리 은하가 막대 나선 은하라는 증거는 한층 더 확실해졌다.

5.3. 헤일로(halo)[편집]

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은하의 원반과는 독립적으로 은하 중심을 공전하는 별들이 이루는 타원체 형태의 구조. 은하에서 중심부와 원반을 제외하고 보면 주변에 희미한 후광 같은 것을 볼 수 있는데, 보통 사진에서 후광은 중심 광원의 빛이 반사, 회절되어 발생하는 반면, 은하 사진에서 보이는 헤일로는 실제 별들이 내는 빛에 의해 생기는 것이다. 헤일로의 밝기는 대부분 매우 희미하지만 거대 타원 은하나 솜브레로 은하(M104)와 같이 헤일로가 크고 밝아서 벌지와 구분이 되지 않는 예도 존재한다.

우리 은하의 헤일로는 두 가지로 나누어지는데, 안쪽의 '내부 헤일로(Inner Halo)'는 우리 은하가 처음 탄생될 때 생겨난 별들이 그대로 있는 구역으로 나이도 가장 많고 금속 함량도 가장 적은 곳이며, 바깥쪽의 '외부 헤일로(Outer Halo)'는 내부 헤일로가 만들어진 뒤 왜소 은하들이 우리 은하에 합병되며 만들어졌기 때문에 상대적으로 나이가 적다.

우리 은하를 포함한 대부분의 은하의 헤일로는 그 밝기가 보잘 것 없기 때문에 별로 중요하지 않아 보이지만 사실 우리 은하의 헤일로는 원반과 벌지에 존재하는 별과 가스들을 합친 것보다도 훨씬 무거운 질량을 가지고 있다. 우리 은하 질량의 대부분을 차지하는 암흑 물질이 주로 분포해 있는 구역이기 때문. 대부분의 구상성단들이 위치한 곳이기도 하다.

6. 특이 구조[편집]

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6.1. 궁수자리 A*[24]

에이 스타라고 발음한다.

(Sgr A*)[편집]

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우리 은하의 중심에 위치한 태양의 400만 배의 질량을 가진 초대질량 블랙홀이다. 워낙 질량이 커서 주변에 있는 별들이 매우 빠른 속도로 공전을 하고 있다. 현재는 성장이 거의 한계에 다다랐는지 질량에 비해서 거의 활동을 하지 않는 상태이다. 또 2000년대에 접어들면서 중심핵 가까이에서 궁수자리 A*와 서로 공전하는 중간 크기의 블랙홀을 하나 더 확인했다. 이 블랙홀은 태양 질량의 약 1300배 정도 되는 질량을 가지고 약 3광년의 거리에서 공전하고 있다. 이 중간질량 블랙홀을 7개 정도의 항성이 둘러싸서 블랙홀 주위를 공전하고있다. 천문학계에서는 이를 과거에 우리 은하가 다른 작은 은하를 잡아먹은 증거로 생각한다.

지구에서 가장 가까운 곳에 있는 거대 블랙홀이고, 지구에서 봤을 때 시직경도 가장 클 것으로 예상되기에 역사상 최초로 블랙홀의 사건의 지평선을 직접 관측하려는 시도가 이루어지고 있다. 현재까지 인류가 얻을 수 있는 최대의 분해능을 발휘할 수 있는 방법인 전파 망원경 간섭계를 활용하며, 계획대로라면 2017년 내로 이 블랙홀의 본체를 볼 수 있을 것으로 예상되었지만 2019년 4월 국내참여 연구진에 따르면 2017년에 관측 자체는 성공했으나, 거리가 첫 관측한 M87에 비해 거리가 가까워 주변 영향에 따른 영향 등을 분석해야 하고, 자료가 부족할 경우를 대비해 2020년에 한 번 더 관측하기 위한 제안서를 EHT에 제출했으며, 언제 공개할 수 있을지 4월 시점에서는 확정짓기 어렵다고 밝혔다.

2022년에 가스구름으로 인한 전파 산란을 제거해서 관측한 결과 블랙홀의 원형에 가깝다고 하는데, 자전축이 은하 위가 아닌 지구 쪽을 향하고 있다고 한다.#, # Sgr A* 자체가 활동하는 블랙홀이 아니기 때문에 제트 같은 구조는 발견되지 않고 있다.


2022년 5월 12일, 마침내 우리 은하 중심 블랙홀 이미지도 포착하는 데 성공하였다. 인류가 최초로 관측에 성공한 블랙홀 이미지인 M87의 화상과 비교해 보면 도플러 효과가 일어나는 부분이 다르다는 것을 확인할 수 있다. 이로서 아인슈타인의 일반 상대성 이론은 또다시 건재하다는 것이 드러났다. # # #

6.2. 위성 은하들의 잔해[편집]

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우리 은하는 지금도 다수의 작은 은하들을 흡수하고 있는데, 그 예로 궁수자리 왜소 타원 은하는 우리 은하와의 조석력에 의해 길게 잡아늘려져 붕괴하고 있다. 특히 궁수자리 왜소 타원은하와 우리 은하는 이미 세차례 조우(57억년전, 19억년전, 10억년전)했고, 이러한 조우 시에는 우리 은하의 항성이 급증(우리 은하 항성의 나이로 추정)했다고 하는데, 이를 통해, 태양계의 탄생도 궁수자리 왜소 타원 은하의 첫번째 조우시기인 57억년 첫번째 조우에 의해 생성된 물질에 의해 생성되었을거라는 가설이 발표된 상황이다.

작은 위성 은하가 의외로 큰 거대 질량 블랙홀을 지니고 있다는 연구 결과가 나왔다.#

6.2.1. 마젤란 흐름[편집]

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Magellanic stream

또한 현재 우리 은하의 위성 은하인지 나그네 은하인지 논란[25]이 있는 대, 소 마젤란 은하도 우리 은하의 중력에 의해 천천히 붕괴 중이고, 앞으로 별들을 뺏기고, 끝내 흡수당할 가능성이 높다고 예상한다.

이러한 마젤란 은하와 우리 은하 사이에는 중성가스 구름인 마젤란 흐름이 있다. 마젤란 계류라고도 하고, 마젤란 분류(奔流)라고도 한다. 이는 1965년에 처음으로 관측되었으며, 1974년 매튜슨 등에 의해 마젤란 은하와의 관계가 규명되었다. 이는 전파 영역에서 관측되었고, 그 길이는 남반구 하늘 전체에서 우리 은하의 길이의 절반 정도에 달한다. 이러한 흐름은 약 2억년 전에 이들 위성은하가 비정상적으로 우리 은하에 접근하는 과정에서 마치 지구와 달이 조석력이 작용하여 서로를 잡아당기듯이, 마젤란 은하와 우리 은하간의 조석력에 의해 형성된 것으로 보인다. 특히 마젤란 은하도 원래는 막대나선 은하였다가, 강한 조석력에 의해 두 조각으로 찢어져 불규칙 은하가 된 것이고, 외부에서 봤을 때는 우리 은하와의 연결되어 있는 흐름이 아예 연결된 통로처럼 보이는 것. 마젤란 흐름의 기원은 마젤란 은하가 원래 가지고 있던 헤일로의 물질이다.[26]

우주망원경 연구소의 앤드류 J. 폭스는 2018년에 마젤란 흐름의 가스 원천이 소 마젤란 은하에서 우리 은하로 향하는 흐름이라는 것을 정확히 밝혀냈다. 그는 허블 망원경의 자외선 스펙트럼을 이용하여 마젤란 은하 뒤에 있는 7개의 퀘이사가 마젤란 흐름을 통과하는 방식을 측정했고, 마젤란 흐름 속에서 산소와 유황에 의한 자외선 흡수 현상을 측정함으로써, 이 마젤란 흐름에 얼마나 많은 중원소가 존재하는지 측정했고, 다른 천문대의 망원경들의 수소 측정 값과 비교하여 결과값을 교차검증했다.[27] 중원소의 함량은 은하의 특징적인 지표가 되기 때문에 대 마젤란 은하와 소 마젤란 은하의 원래 가지고 있는 중원소 함량과 비교하여, 마젤란 흐름이 지닌 물질의 스펙트럼이 소 마젤란 은하가 가진 스펙트럼과 일치한다는 결론을 내린 것이다. 앤드류 J. 폭스는 이렇듯 마젤란 흐름에서 나온 가스가 우리 은하의 가스와 부딪치면 상호 작용하여 파쇄되고 파편화되고, 이로 인한 물질 유입이 마치 우리 은하의 별 탄생에 마치 연료를 공급하는 것과 같다는 것을 입증하는 중요한 사례일 것이라고 덧붙였다.[28]

이 마젤란 흐름은 향후 서서히 우리 은하에 별을 빼앗겨 결국에는 우리 은하에 완전히 흡수될 것으로 예상된다.

6.2.2. 별 흐름과 은하간 포식[편집]

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한편 마젤란 흐름 이외에도 여러 별 흐름(star stream)들이 발견되었고, 이렇듯 마젤란 흐름과 같이 은하 디스크 부위와 다른 방향의 별 흐름(star stream)들이 우리 은하의 헤일로에서 마치 링을 이루는 현상[29]은 우리가 은하의 형성과 진화를 추정, 연구하는 데 도움을 줄 수 있다. 구체적으로 이러한 현상들은 은하간 포식의 중요한 증거가 되고, 여러 작은 은하들을 흡수하면서 덩치가 커진 우리 은하는 45억 년 뒤에는 우리 은하보다 두 배 가량 큰 안드로메다 은하와 충돌하여 그로부터 10억~15억 년 후에 밀코메다라는 더 큰 타원 은하로 합체가 완료되어 재탄생하게 된다. 이에 대한 자세한 사항은 밀코메다 문서로. [30]

6.3. 페르미 거품[편집]

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최근의 연구에 의하면 우리은하의 디스크면의 위아래에는 페르미 거품이라는 구조가 존재하는 것으로 관측되었다.

  자세한 내용은 페르미 거품 문서를 참고하십시오.

6.4. 스미스 구름[편집]

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1963년 네덜란드 레이던 대학교의 천문학자인 게일 스미스(Gail Smith)에 의해 발견된 수소 구름이다.[31]

독수리자리 방향인 경도 39°, 위도 −13°에 위치하며, 길이는 11000광년, 폭은 2500광년에 이르는 거대한 구름이다. 발견 당시에는 은하를 생성하지 못하고 떠돌거나 은하 충돌 과정에서 떨어져 나온 구름이 우리 은하로 접근한 것으로 여겼는데, 2016년에 허블 우주 분광기를 통해 화학 조성을 분석한 결과 황 성분이 우리 은하만큼 많다는 것이 밝혀졌기에 이 구름이 우리 은하의 외곽 원반에서 떨어져 나온 것이라는 관측 결과가 발표되었다.[32] #

이 구름이 정확하게 어느 부분에서 떨어져 나왔는지, 또 무엇 때문에 떨어져 나왔는지는 밝혀지지 않았다. 다만 연구팀은 암흑 물질의 특성을 갖고 있는 만큼, 암흑 물질 덩어리가 움직일 때 휩쓸려 떨어져 나온 것이라고 추측하고 있다. 현재 이 구름은 초당 73±26 km/s의 속도로 접근 중이며, 약 3000만 년 후에는 우리 은하의 페르세우스 팔과 충돌하여 100만 개 이상의 별이 생성될 것으로 보고 있다.

7. 대중매체[편집]

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게임 및 영화 등의 대중매체에서 외부 우주, 그러니까 성간(Interstellar) 문명을 넘어 은하 간(Intergalactic) 문명 정도로 스케일을 확장하는 때는 몹시 드물다. 대부분은 은하계 안에서 진행되는 것이 일반적이다. 다만 예외로 안드로메다 은하까지 확장되는 건 흔하다. 아무래도 우리 은하와 가장 가까운 은하 중 하나이고 우리 은하 제외 가장 널리 알려진 은하라서 그런 듯. 그리고 은하 단계를 건너뛰고 우주 밖으로 튀어나가는 경우...그러니까 이세계물, 평행우주, 시간여행 같은 건 널리고 널렸다.

각종 대중매체에서 굳히 은하간 문명으로 확장하지 않는 이유는 우리 은하도 이미 충분히 크기 때문이다.[33] 은하계 내에 약 5천억 개의 별들이 있는데 천 개당 하나로 픽션의 배경이 될 만한 행성이 존재하는 항성계라고 하면 억 단위의 항성계를 다룰 수 있으며, 백만 분의 일이라고 해도 여전히 수십만 개의 항성계를 다룰 수가 있다. 이 때문에 불필요하게 스케일을 키울 필요가 없는 것이다. 타이라니드처럼 은하계 밖에서 온 종족 등 '기원을 알 수 없는 무언가가 나타난 배경설정'으로 삼는 경우는 종종 있어도 은하계를 자유자재로 넘나들거나 타 은하와 적극적인 교류를 하는 묘사, 은하계 간 전쟁 묘사는 거의 찾아보기 어렵다.

은하계 밖으로 무대를 넓히면 배경으로 잡을만한 대중적인 인지도가 있는 상위 단위가 전무한 실정이다. 국부 은하군(Local group)이나 처녀자리 은하단(Virgo cluster)이 있지만 애초에 이 정도까지 진출할 수 있는 문명이면 사실상 우주 전체가 무대인데 그렇다면 등장 가능한 배경의 개수는 천억 x 천억을 넘어가는 사실상 제약이 의미없는 수준이 되어버린다. 배경이 우리 은하로 한정된 픽션에서는 외은하로 진출하지 않는(혹은 못하는) 이유에 대해 초광속 항해에 거리에 따른 제약을 두어서 '은하 내부의 이동은 가능하나 은하 밖으로 가는 것은 무리'라는 식으로 설명하고 넘어가거나, 현실과 마찬가지로 암흑물질 외에는 아무것도 없어서 굳이 탐사할 이유가 없는 공허한 세계라는 해명도 있고, 탐사 부족으로 인해 블랙홀 등 알 수 없는 위험 요소가 가득한 장소로 묘사되기도 하며 혹은 우리 은하가 아직은 너무나도 크고, 은하계 밖으로 못 나가는 이유를 아무리 제시해도 팬들의 태클이 끊일 리가 없다는 걸 작가들도 우려하는 것인지 아예 언급이 없는 경우도 있다. 당연하지만 모든 일에는 예외가 있어 천원돌파 그렌라간처럼 그냥 깡으로 은하보다 커지는 작품도 있기는 하다. 당연하지만 과학적 현실성은 저 너머로 [34]

다만, 드물게 작가가 천문학에 대해 문외한이어서 은하의 실제 규모를 잘 모르거나 혹은 범위/단위 같은 개념을 혼동해 이러한 해프닝이 생기는 경우도 있다. 이런 경우는 사실 그냥 배경에 지나지 않는 설정이 되는 경우가 대부분이기에 딱히 스토리 전개에 영향을 주거나 스케일에 문제가 생기지는 않는다.[35]

이렇게 우리 은하 밖으로 확장된 세계관을 가진 작품에서는 주소를 말하기가 상당히 곤란해진다. 한 은하에만 수천만개의 행성이 있어서 행정구역의 수도 어마어마하게 늘어나고 스케일이 너무 커지니 주소가 나올 일이 얼마나 되겠냐 싶겠지만 진짜 로켓배송이나 구조요청, 탐사선의 목적지 설정 등 의외로 많다. 보통은 편의에 따라 좌표나 구획 번호, 행성 코드, 지구를 중심으로 한 방향과 거리를 이용한다.[36][37]

Warhammer 40,000의 배경이 되는 우리 은하에 대해서는 Warhammer 40,000/은하 문서로.

8. 관련 문서[편집]

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• 은하
• 메시에 24