1. 허블 분류
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| 허블의 은하 분류를 사진 한장으로 잘 요약한 예 |
은하를 형태에 따라 구분한 분류법 중 하나로, 1920년에 천문학자 에드윈 허블이 제안하였으며 오늘날에도 널리 쓰이는 은하 분류법이다. 뒤의 설명은 위 사진을 참고하면 이해하기 쉽다. 렌즈형 은하(S0)를 원점 삼아 크게 타원 은하(E), 나선 은하(SA), 막대나선 은하(SB)의 형태로 나누며, 이러한 형태에 속하지 않는 이상한 형태의 은하를 불규칙 은하로 분류한다.
처음 허블은 은하를 분류할 당시, 타원은하가 점차 진화하여 나선 은하로 변해간다고 생각했기 때문에 타원 은하 쪽을 조기형(Early Type), 나선 은하의 Sd 형태로 갈수록 만기형(Late Type)이라고 이름을 붙였다. 그러나 사실 실제로는 그 반대에 가깝다. 처음에 가스가 뭉쳐져 생겨난 여러 은하들 중 상당수는 나선 은하였지만 이들이 병합을 거듭하면서 점차 타원 은하로 진화했기 때문이다. 실제로 별들의 나이를 비교해봐도 타원 은하가 월등하게 늙은 별들로 이루어져 있는 것을 볼 수 있다. 물론 타원 은하에 새로 가스가 유입되어 나선 은하로 변하는 것도 불가능하지는 않다. 은하의 진화는 고려해야 할 요소가 너무 많기에 매우 복잡하며 현재까지도 밝혀지지 않은 것이 많다.
현재도 조기형 은하와 만기형 은하라는 용어가 천문학계에서 편의상 쓰이고 있지만 아무도 이 명칭을 가지고 은하의 실제 진화와 연관시키지는 않는다. 용어를 계속 사용하다가 그대로 굳어진 경우. 워낙 오래된 용어들이고 오해의 소지가 있을 수 있기 때문인지 최근으로 올수록 별 탄생(Star-forming) 은하와 조용한(Quiescent) 은하로 구분하는 경우가 많아지고 있다.
1.1. 타원은하
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| E2형 타원은하 메시에 49 |
말 그대로 모양이 타원 형태인 은하이다. 기호로 나타낼 때 E0~E7로 나누어지는데, E0일수록 구형에 가깝고 E7에 가까울수록 납작한 타원 형태이다. E7을 넘어가는 형태의 타원 은하는 역학적으로 불안정하다고 알려져 있다. 중심으로부터 주변으로 가면서 완만하게 어두워지는 형상을 하고 있다. 타원은하에는 가스 등의 성간물질이 거의 없고, 대부분 늙고 금속 함량이 많은 별들로 구성되어 있다.[1] 이로 인해 타원은하는 흡수 물질에 의한 내부 구조나 밝기가 결여되어 있어 구조가 단순하다. 처녀자리 은하단에 속한 은하 중 약 10~15% 가량만이 타원은하로 분류되어 우주에서 흔한 부류는 아닐 것으로 여겨지며, 보통 은하단의 중심부에서 많이 발견된다.
분광학적 특성으로는 방출선이 나타나지 않고 금속선 위주의 흡수선이 주로 나타나며 청색 파장대에서 파장당 광도가 급격히 떨어지는 특성을 보인다.
이러한 타원은하는 늙은 별을 많이 포함하기 때문에 상대적으로 붉은 색을 띠며 은하 내의 별들은 비교적 불규칙한 공전 궤도를 가진다고 알려져 있다. 이러한 운동은 분광 분석에서 분광선의 선폭 증가를 유발하며, 따라서 타원은하의 분광 분석을 통해 타원은하를 구성하는 별의 속도 분산을 측정할 수 있다. 나선 은하의 별들이 규칙적인 궤도를 그리는 것은 은하 탄생 후 각 운동량 보존에 의해 생겨난 가스 디스크에서 탄생했기 때문. 타원은하는 이러한 원반이 형성될 시간도 없이 폭발적으로 별 탄생이 이루어졌거나, 기존에 있던 원반이 파괴되어 현재의 모습이 된 것으로 추정되고 있다. 그리고 대다수의 타원은하는 이때까지의 관측 결과나 대부분 나선은하보다 크다는 점으로 보아[2] 은하간 상호작용을 통해 여러 은하들이 합체하여 생성된다고 알려져 있다.
다만 현대에 IFU 분광[3]을 통해 조사한 부위별 시선 속도 분석에 따르면, 회전하는 경향이 아예 없는 것은 아니며 나선은하에 비해서는 약하지만 특정 축을 기준으로 회전하는 경향을 보인다고 한다. 따라서 현대에는 타원은하의 운동을 보통 '속도분산이 지배적인 계'로 설명한다.
타원은하가 가지는 운동학적 특성은 나선 은하를 포함한 대부분의 은하에서 발견되는 타원체 구조, 즉 중앙 팽대부와 헤일로의 특성과 일치한다. 이러한 구조는 생성된 지 충분히 시간이 오래 지난 지난 항성들이이 은하 병합이나 동력학적 가열을 겪으면서 그 분포가 희석되면서 만들어진다. 미래에는 가스의 소진으로 새로운 항성의 탄생이 점차 줄어들어 모든 은하들이 궁극적으로 타원 은하와 유사한 형태로 진화할 것으로 추측된다.
타원은하는 겉보기에는 타원형이나 원형으로 보이지만 실제 3차원 형태가 어떻지는 구체적으로 관측된 바가 없다. 물체의 3차원 구조를 알아내려면 적어도 2개 이상의 지점에서 대상을 관측해야 하는데, 드넓은 우주에서는 그게 불가능하기 때문. 하지만 통계적인 방법과 역학적 추론을 통해 타원 은하의 실제 형태를 추측해볼 수 있는데, 비교적 질량이 작은 타원은하들은 주로 원반에 가까운 구조를 가지는 반면 거대한 타원은하들은 주로 공 모양이나 럭비공 모양을 가지고 있다고 한다.
또한 상술한 이유로 종래까진 타원 은하들은 원반 구조가 없거나 불안정하다고 여겨져 왔지만, 정밀 분광 관측 결과 메시에 86 같은 일부 타원은하들에게서 (비록 중심부 빛에 가려졌지만) 원반 구조가 발견됨으로서 렌즈형 은하와의 경계가 더 모호해졌다.
| 나무위키에 문서가 있는 타원은하 |
1.2. 렌즈형 은하
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| 렌즈형 은하 NGC 5866[5] |
원반이 존재하지만 나선팔을 확인할 수 없는 은하이다. 허블 도표에서 타원은하와 나선은하의 중간에 해당하는 특성을 가진 은하.[6] 기호로는 S0로 나타낸다. 형태적으로 나선은하와 타원은하의 사이라고 보면 된다. 원반부에 비해 큰 돌출부를 지니며, 전체적으로 볼록 렌즈와 유사한 형태를 가지고 있다.
막대가 존재하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 기호로 SB0로 표현한다. 물론 막대가 존재하고 나선팔도 존재하면 막대나선은하로 분류되고, 렌즈형 은하의 형태를 지니지만 막대 역시 보유한 경우에 그렇다는 이야기이다.
이 은하들은 성간물질을 모두 소진했거나 대부분 잃어 타원은하와 비슷하게 별 형성이 매우 적게 일어나며 주로 늙은 별들로 이루어져 있다. 그러나 먼지가 거의 없는 타원 은하와 달리 이들은 원반에 상당한 먼지를 함유하고 있는 경우가 많다. 분명하지 않은 나선팔 때문에 이런 은하가 위 사진처럼 정면으로 경사져 있으면 찌그러진 타원은하나 조기형 나선은하와 구별하기 힘들다.[7] 렌즈형 은하와 타원은하는 형태적 차이에도 불구하고 스펙트럼 특징, 규모 관계 모두 적어도 근방의 우주에서 소극적으로 진화하는 조기형 은하로 간주되는 점과 같은 특징을 공통적으로 갖는다.
| 나무위키에 문서가 있는 렌즈형은하 |
1.3. 나선은하
1.3.1. 정상나선은하
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| M51 소용돌이 은하(Whirlpool Galaxy) |
중심에는 팽대부(bulge)를 지니고 있으며, 그 주위를 여러 개의 나선팔이 휘감고 있는 형태의 은하이다. 막대가 있는 경우와 분류하기 위해서 막대가 없는 나선은하를 정상나선은하(normal spiral galaxy/unbarred spiral galaxy)라고 부르기도 한다. 가장 대표적인 은하는 안드로메다 은하이다.[11] 참고로 과거에는 우리 은하도 정상나선은하로 분류했으나 현재는 막대가 있다고 생각되어 막대나선은하로 분류한다. 최근에는 바람개비 은하의 희미한 나선팔이 발견되어 정상나선은하에서 중간나선은하로 분류가 바뀌었다.
분광학적 특성으로는, 성간물질에 의한 수소발머선이나 [OIII]선과 같은 다수의 방출선이 보인다. 푸른 별들을 많이 함유하고 있어 타원은하의 분광선에서 나타나는 것과 같은 청색 파장대에서의 광도 감소는 나타나지 않는다.
막대가 없는 나선은하는 형태에 따라서 SAa~SAd로 분류하며, 뒤로 갈수록 팽대부의 비중이 줄어들고 나선팔의 비중이 커지고, 나선팔이 팽대부를 덜 촘촘하게 감싸는 형태에 가까워진다. 일반적으로 SAd 쪽의 은하에서 별 형성이 활발하게 일어나고, 따라서 색 역시도 푸르게 보이는 경향성이 있다.
이러한 나선팔 구조의 형성 원리는 아직 확정적으로 밝혀지지는 않았으나, 현재까지 가장 지지 받는 설은 밀도파 이론(density wave theory)이다.
일반적으로 은하의 나선팔을 보면 "은하가 회전하니까 나선팔도 같이 돌고 있는 것"이라고 생각하게 된다. 실제로 과거에는 천문학자들도 이렇게 생각했지만 이 설은 곧 연구를 통해 부정되었다.
만약 이 회전 가설 — 은하가 회전하면서 나선팔(나선팔을 이루는 별들)도 따라서 회전한다는 가설 — 즉 나선팔이 회전하는 선풍기 중심(은하 중심)에 달린 선풍기 날개처럼 중심의 회전력에 끌려서 돌고 있다는 설이 맞다면 다음과 같은 문제가 발생하게 된다. 은하의 중심부에 가까운 별들이 먼 별들보다 빨리 공전하기 때문에 나선팔이 점점 중심축에 '감기게' 된다는 것이다. 은하의 평균적인 나이에 비해 훨씬 짧은 별들의 공전 주기를 고려했을 때, 회전 가설이 맞다면 나선팔 구조는 생성된 지 얼마 지나지 않아 사라질 것이다. 즉 이 이론대로라면 나선팔이 회전축에 감기면서 길게 늘어지다 못해 찢어진다. 현재 이론상으로는 이러한 회전의 운동차로 인하여 나선팔이 형성된다면 나선팔 형상을 유지하는 시간은 불과 몇억 년 이내라고 한다. 이러한 문제[12]를 설명하기 위해서 나온 게 바로 밀도파 이론이다.
밀도파 이론에서는 이러한 나선팔이 (마치 선풍기의 날개처럼) 물질들의 고정된 모임이 아니라 일시적으로 밀도가 높아서 밝게 드러나는 특정한 영역이라고 생각한다. 가스와 별들이 서로의 압력과 중력에 의해 묶여있는 은하 원반을 일종의 탄성계라고 생각하면, 원반에서 모종의 과정을 통해[13] 잠시 고밀도 구역이 형성될 경우 이러한 고밀도 구역은 파동의 형태로 원반에 남아있게 된다. 은하 내의 별들이 공전을 하다가 이러한 고밀도의 나선팔에 들어오게 되면 공전 속도가 느려지면서 밀도가 증가하고, 가스 또한 압축되면서 젋고 밝은 별들이 탄생한다. 즉, 나선팔을 구성하는 물질은 계속해서 교체되지만 나선팔 자체는 계속해서 유지된다. 고속도로에서 자주 보이는 교통체증의 한 종류인 유령정체[14]와 같은 현상이라고 보면 된다. 차량은 그 병목 구간을 언젠가는 빠져나가지만 병목 구간 자체는 그 자리에 그대로 존재하는데, 은하 내의 중력 간섭 등으로 인해 중력이 중첩하는 부분에 별과 가스가 모인다는 것이다.
모든 나선은하가 뚜렷하게 드러나는 나선팔을 가진 것은 아니다. 솜털 같이 밝은 알갱이들이 뿌려진 것 같은 불분명한 형태의 나선팔을 가진 나선은하를 'flocculent spiral galaxy'라고 한다. 나선팔의 개수(multiplicity)는 은하마다 다르며, 2개의 대형 나선팔이 존재하는 경우는 특별히 'grand design spiral galaxy'라고 부르며 전체 나선은하의 약 10% 정도로 존재한다.
| 나무위키에 문서가 있는 정상나선은하 |
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1.3.2. 중간나선은하
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| M83 남쪽바람개비 은하(Southern Pinwheel Galaxy) |
막대나선은하와 정상나선은하의 중간 정도의 은하로, 형태에 따라 SAB0~SABc형으로 분류된다. 약한 막대 구조가 나타나며, 그 때문에 주로 막대나선은하에 포함되거나 희미한 경우 정상나선은하 취급을 받는 경우가 많다.
| 나무위키에 문서가 있는 중간나선은하 |
1.3.3. 막대나선은하
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| 막대나선은하의 대표적인 예인 NGC 1300 |
위 허블 분류에서 보다시피 막대가 없는 나선은하와 막대가 있는 나선은하를 각각의 거대한 두 분류로 나누어 본다. 위에서도 언급된 바와 같이 우리 은하 역시도 막대나선은하로 여겨진다. 전체 나선 은하 중에서 막대 구조가 있는 은하가 3분의 2에 달할 것으로 추정된다. 80억 년 전에는 약 10% 정도만이 막대가 있었고 25억 년 전에는 약 25% 정도가 막대가 있다는 연구 결과로 현재로 올수록 막대나선은하의 비율이 높아짐을 알 수 있다.
세부적으로는 SBa~SBd와 같은 형태로 나뉘며, 형태에 따른 변화의 경향성은 나선은하와 비슷하다. 막대가 없는 것처럼 보이는 은하에도 막대가 있다는 사실들이 밝혀지기도 하는 등, 막대도 존재 여부가 항상 뚜렷하게 드러나는 대상은 아니다. 그래서 막대가 확실히 있는 것도 아니고 없는 것도 아닌 애매한 은하들을 분류하기 위해서 SA도 아니고 SB도 아닌 SAB라는 분류 기호까지 사용된다.
중앙에 존재하는 막대는 얼핏 보면 정상 나선 은하의 중앙 팽대부에 해당한다고 생각하기 쉽지만 두 구조는 서로 생성 기작이 다를 것으로 추측된다. 기존의 팽대부는 특정한 회전 방향이 없이 무작위적으로 공전하는 별들의 모임이지만, 막대 구조는 원반과 같이 규칙적으로 한 방향으로 나란히 운동하는 별들로 이루어져 있다. 팽대부는 은하의 병합이나 그 결과로 이루어지는 폭발적 항성 탄생으로 형성되는 반면, 막대는 나선팔이 동력학적으로 변형되어 형성되는 것으로 알려져 있다.
막대나선은하는 중심부의 거대 블랙홀이 2개인 경우가 많다고 한다. 우리 은하의 경우에도 최근에는 궁수자리 A* 옆에 3광년 정도 떨어진 곳에 작은 블랙홀이 공전하고 있는 것을 과학자들이 관측을 통해 발견해냈다.[17]
막대가 생성되는 기작에 대해서 여러 가지 가설들이 제시되고 있으나, 아직까지 정확한 원리는 밝혀지지 않고 있다. 밀도파에 따른 생성이나, 주변 은하의 중력에 의해 생성된다는 이론이 있으며, 2019년 서울대 연구에 의하면 은하단 사이의 충돌에 의해 중력이 급변하면서 막대나선은하가 생성될 수 있다고도 한다. 실제로 충돌 중인 은하단에서는 막대나선은하가 기존 은하단보다 50% 더 많다고 한다.
| 나무위키에 문서가 있는 막대나선은하 |
1.3.4. 마젤란형 은하
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| 대마젤란 은하(Large Magellanic Cloud) |
대표적으로는 대마젤란 은하, 소마젤란 은하 그리고 NGC 5204[23] 등이 있다.[24]
| 나무위키에 문서가 있는 마젤란형 은하 |
1.4. 불규칙은하
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| M82 시가 은하 |
Irregular galaxy
막 생성되었거나 이웃 은하의 중력 간섭이나 충돌 등으로 이도 저도 아닌 애매한 형태의 은하들을 불규칙 은하로 분류한다. 전체 은하의 약 4분의 1 정도가 불규칙 은하로 추정되며 Irr 혹은 그냥 Ir로 표기한다. 대표적으로 마젤란 은하, M82 은하가 있다.
불규칙 은하는 보통 규모가 작고 가스가 풍부해 별 탄생이 활발하게 이루어지는 경향을 가지고 있다. 이는 불규칙 은하 자체가 크기가 작기 때문인데, 다른 은하와의 합병을 겪지 않았으니 별 탄생률이 비교적 적어 현재까지 가스를 보존할 수 있었기 때문이다.
| 나무위키에 문서가 있는 불규칙은하 |
2. 기타 분류
허블 분류에는 포함되지 않는 은하의 분류들을 서술한다. 이 은하들은 위의 허블 분류에 중복 포함될 수도, 그렇지 않을 수도 있다.2.1. 활동은하핵을 가진 은하
은하 중심부에 활동은하핵, 즉 활동하는 초대질량 블랙홀을 가진 은하의 분류들이다. 활동은하핵의 분류와 은하의 분류가 혼재되어 있다. 엄밀하게는 활동은하핵을 분류하는 명칭은 해당 핵이 속한 모체 은하와 구분되어야 하지만 통상적으로 두 가지가 동일시되어 사용되고 있다.
2.1.1. 퀘이사
2.1.2. 세이퍼트 은하
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| 세이퍼트 은하 NGC 5548 |
퀘이사의 열화판. 중심핵이 비정상적으로 밝은 은하들이다. 전체 은하의 약 2% 정도를 차지하며, 나선 은하로 발견되는 경우가 많다. 중심으로부터 나오는 밝은 빛을 분광하면 고에너지 방출선이 나타난다. 강한 세이퍼트 활동을 보이는 은하들의 경우 종종 매우 밝고 넓은 수소 방출선을 내는 것을 볼 수 있는데, 이는 블랙홀에 빨려들어가면서 빠르게 회전하는 가스에서 나오는 빛으로서 강한 선폭 증가는 도플러 효과에 의한 것이다. 이 가스의 운동 속도는 최대 초속 5000km에 이르는 경우도 있다. 경우에 따라 X선 방출을 보이거나, 간섭계를 통한 고분해능 전파 관측에서 매우 작은 제트가 관찰되는 경우가 있다.
선폭이 넓은 허용선과 좁은 금지선이 관찰되는 세이퍼트 I형과, 오로지 폭이 좁은 방출선만이 보이는 세이퍼트 II형으로 구분할 수 있다. 이 둘은 실제로 차이가 있는 천체는 아니나, 관측자의 시선 방향에 따라 스펙트럼이 다르게 관찰되는 것이다. 중심 블랙홀 주위에는 강착원반과 더불어 넓은 선이 나오는 고온의 가스로 이루어진 영역이 분포하고 좀 더 떨어진 거리에는 먼지로 된 도넛 형태의 토러스가 자리하는데, 토러스가 관측자의 시선 방향과 거의 평행하여 중심의 고온 영역을 가리면 II형 세이퍼트로, 중심의 고온 영역이 관찰되면 I형 세이퍼트로 관측된다.
페르세우스 A 같이 I형 세이퍼트 은하와 II형 세이퍼트 은하의 특징을 모두 가지고 있는 은하들은 따로 1.5형 세이퍼트 은하로 분류된다.
2020 개정 지구과학I에 수록되었고, 예시는 최초로 발견된 세이퍼트 은하인 M77이 주어졌다.
| 나무위키에 문서가 있는 세이퍼트 은하 |
2.1.3. 전파 은하
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| M87 처녀자리A 은하[29] |
전파 영역에서 밝게 빛나는 은하이다. 대부분 중심에 위치한 초대질량 블랙홀의 활동으로 발생한 제트와 함께 발견되며 이러한 제트에서 방출되는 싱크로트론 복사의 영향으로 전파 대역에서 매우 밝게 빛난다.
가까이 있는 전파 은하들은 전파 망원경으로 보면 중심 블랙홀의 자전축을 따라[30] 분출된 제트가 확인된다. 일부 전파 은하의 경우 은하 본체보다 훨씬 거대하거나 밝은 제트 구조를 가지기도 하는데, 대표적으로 전파 은하 백조자리 A의 경우 무려 7.5억 광년이나 떨어져 있음에도 불구하고 하늘에서 3번째로 강한 전파원으로 관측되며[31], 알키오네우스로 명명된 전파 은하의 경우 1600만 광년에 이르는 제트 구조를 가지기도 한다. 세이퍼트 은하와 마찬가지로 넓은 방출선이 보이는 것을 BLRG, 좁은 방출선만 보이는 것을 NLRG로 구분할 수 있다. 또는 제트의 형태에 따라 제트가 끝으로 갈수록 어두워지는 FR I형과 제트가 끝으로 갈수록 밝아지고 끝단에 밝은 점이 나타나는 FR II형으로 분류할 수 있다.
유명한 전파 은하로는 처녀자리 A로 불리는 M87이 있다.
가장 멀리 떨어진 전파 은하는 TN J0924-2201로 태양계에서 262억 광년 떨어져있다(적색편이 5.19).
2.1.4. 블레이자
Blazar
활동은하 중 제트가 시선 방향과 거의 나란한 유형으로, 점광원에 가까운 모습으로 관찰되고 단기간에 급격한 밝기 변화를 보인다.
분광선이 없거나 잘 관찰되지 않는 것이 특징인 BL Lac 천체와, 퀘이사의 일종으로 BL Lac 천체와 달리 강하고 넓은 방출선이 보이는 OVV 퀘이사로 구분할 수 있다.
2.2. 고리 은하
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| 대표적인 고리 은하 호그의 천체(Hoag's Object).[32] |
은하의 외곽을 천체와 가스들이 고리와 비슷한 모양으로 응집해 도는 형태의 은하로 크게 두 부류가 있다.
첫 번째는 중심핵 주변이 비어있고 그 외곽을 가스와 젊은 항성들이 대칭적인 고리 형태로 겉도는 부류인데, 늙은 별만 있던 타원 은하에 주변 가스들이 유입돼 형성되었다는 설이 있다. 대표적으로 호그의 천체(Hoag's object)가 있다.
두 번째는 은하 간의 합병 과정에서 일어난 충격파에 의해 은하를 구성하는 가스와 항성 일부가 바깥으로 밀려나거나(수레바퀴 은하)[33], 수면에 파동이 일듯 형태가 변형돼(안드로메다 은하, NGC 4622) 일시적으로 비대칭적인 고리 형태를 취하게 된 부류다.
기타 사항으로 나선 은하들 중 은하 나선 구조의 밀도파와 공전 속도의 공명으로 고리 은하의 특징을 일부 가진 은하(예: NGC 2775)도 있지만 나선 구조가 더 두드러져 보이면 나선 은하로 친다.
| 나무위키에 문서가 있는 고리 은하 |
2.3. 가장 밝은 은하단 은하 (또는 거대타원은하)
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| Abell S0740 은하단 중심에 위치한 ESO 325-G004 |
주로 BCG 또는 cD 은하로 표기한다. 거대타원은하라는 용어를 사용할 경우 경우 주로 gE로 표기한다.
좀 규모가 큰 은하단의 중심부에는 대부분 이 거대한 타원 은하가 위치하고 있다. 크기와 질량 면에서 독보적으로 은하단 내의 다른 은하들을 압도한다. 좀 거대한 BCG들은 사실상 은하단의 본체 그 자체라 불러도 될 정도로 질량이 크며, 실제로도 은하단의 포텐셜 우물 가장 밑바닥에 위치해 있다. 이 은하들이 가지고 있는 별은 적어도 수조 개에 달할 것으로 생각된다. 더 놀라운 것은 위 사진에서 보이는 부분, 즉 별들의 질량은 실제 질량에 1%에 불과하다는 것. 나머지 99%는 가시광선에서 관측되지 않는 뜨거운 가스와 암흑물질로 이루어져 있다.
단순히 거대한 타원은하를 의미하는 '거대타원은하' 분류의 경우 BCG와는 어느 정도 겹치지만 다른 점이 있다. 거대타원은하가 반드시 BCG가 되리라는 보장은 없으나 거의 모든 BCG는 거대타원은하의 형태로 발견된다.
어느 정도 구조를 갖춘 은하군의 중심부에도 비슷하게 거대한 은하가 발견되기도 한다. 이 경우 가장 밝은 은하군 은하(Brightest Group Galaxy; BGG)로 불린다. 다만 은하군의 중심 은하는 타원 은하가 아닌 경우도 많이 존재한다.
이러한 괴물 은하가 탄생하는 이유는 은하의 합병 때문. 거대 타원 은하는 수천~수만 개 이상의 은하들이 계층적으로 합쳐져 생겨난 결과이다. 현재도 계속해서 주변의 은하들을 조석력으로 붕괴시켜 섭취 중이다. 파괴된 은하의 핵 부분은 구상성단이 되는데, 거대 타원 은하에서는 수만 개 이상의 구상성단이 발견되고 있다.[34] 핵을 제외한 나머지 부분은 헤일로가 된다. 거대 타원 은하가 다른 은하들보다 비정상적으로 밝은 헤일로를 가지고 있는 이유이다.
현재 인류가 발견한 가장 큰 은하인 IC1101도 이 종류에 속한다. 이 은하의 크기는 400만 광년 정도로 알려져 있지만 이는 멀리까지 퍼져있는 헤일로의 크기를 잰 것으로 실제 은하의 지름은 50만 광년 정도이다. 물론 이 정도 크기만으로도 다른 은하들에 비해 넘사벽으로 거대하다는 사실은 변함이 없다.
| 나무위키에 문서가 있는 거대타원은하 |
2.4. 왜소구형은하
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| 왜소구형은하들 중에서도 가장 밝은 축에 속하는 화로자리 왜소은하 |
수천~수만 개 정도의 별들로 이루어진 엉성한 은하로, dSph로 표기한다. 평범한 은하와 달리 99%의 질량을 암흑물질이 차지하고 있다. 실질적으로 빛을 내는 항성의 숫자가 너무 적어 매우 어둡기 때문에 20세기가 되어서야 발견되기 시작했으며, 현재까지는 국부 은하군 내에 존재하는 수십 개 정도만 알려져 있다. 이들 대부분은 우리 은하나 안드로메다 은하의 위성 은하이다. 내부 항성 종족은 매우 늙고 금속 함량이 낮은 별들로 이루어져 있으며, 구상성단과 유사하다. 은하 전체의 밝기로 보나 별 개수로 보나 일개 구상성단 수준밖에 안 되는 규모지만 별들이 훨씬 넓은 범위에 퍼져있고, 질량의 대부분을 암흑물질이 차지하고 있기 때문에 암흑물질이 거의 발견되지 않는 구상성단보다는 확실히 큰 질량을 가지고 있다.
이들 중에서도 특히 어두운 은하들을 극미왜소은하(Ultra faint dwarf galaxy)라고 부르며, 이들 은하는 사진상에서도 확인하기 힘들 정도로 어둡지만 은하로 인정된다.
| 나무위키에 문서가 있는 왜소구형은하(왜소타원은하) |
2.5. 초분산은하 (또는 암흑 은하)
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| 처녀자리 은하단에 위치한 NGC 1052-DF2 |
위의 극미왜소은하와 비슷하지만 다른 형태의 은하. UDG로 표기한다. 우리 은하보다 규모가 훨씬 작은 극미왜소은하와 달리 이 종류의 은하들은 우리 은하에서 수천만 광년 이상 떨어진 곳에서 발견되는 대형 은하이며 반지름 또한 우리 은하와 맞먹는 수준의 규모를 가지고 있다.
자체적인 광원(항성)이나 성간 물질도 빈약하거나 없다시피 한 부류라 21세기 이전까지는 그 존재조차도 알려지지 않았던 부류이며, 건너편에 은하가 있다면 그 빛에 가려질 정도로 표면밝기가 어둡다. 관측 수단이 제한된 탓에 이들 은하의 크기와 질량을 정확히 측정하는 것이 어려워 질량 대부분이 암흑물질일 것으로 추정할 뿐이다. 하지만 이 암흑물질조차 현재로선 정확히 측정하기가 힘든 탓에 그 함량이 얼마나 되는지도 논란이 되고 있다.
이것의 예시로 머리털자리 은하단에서 발견된 'Dragonfly 44'라는 이름의 은하는 암흑물질의 함량이 99.99%에 달하는 것으로 나타났다. # 하지만 이 결과와는 정반대로 2018년에는 NGC1052-DF2라는 은하는 내부에 포함하는 암흑물질의 양이 0에 가깝다는 연구 결과가 등장했다.
어느 쪽이 정답이든 상당히 특이한 종류의 은하들로서 이들이 어떻게 형성될 수 있었는지에 대해서 여러 가지 가설들이 제시되고 있다. 왜소급 은하가 은하단이나 이웃 거대 은하의 중력으로 인해 구조가 와해되어 탄생했다는 설, 중대형급 규모로 성장할 예정이었던 은하가 모종의 이유로 중간에 가스를 잃은 결과로 항성 생성이 멈춘 채 이렇게 되었다는 설 등이 있다.
2.6. 폭발적 항성생성 은하
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| M94 은하군에 속한 NGC 4449 |
병합이나 급격한 가스 유입 등의 사건으로 막대한 항성 탄생이 이루어지고 있는 은하. 새로 탄생한 젊은 항성들이 많이 발견되며 이들에게서 나온 자외선 복사의 영향으로 이온화된 방출 성운이 많이 존재한다. 대표적으로 시가 은하와 안테나 은하가 있다.
수소발머선이나 [OIII]선과 같은 방출선의 강도는 은하의 별생성률이 높을수록 강해지며, 이를 통해 은하의 별 생성률을 확인하고 별 생성률이 높은 은하를 판별할 수 있다.
우주의 나이가 젊었을 때에는 가스가 더욱 풍부하였기 때문에 이러한 종류의 은하가 더 많이, 더 큰 규모로 존재했었다. 우주 초기에 발견되는 발광적외선은하(Luminous Infrared Galaxy, LIRG), 초발광적외선은하(Ultra-luminous Infrared Galaxy, ULIRG) 등은 대규모의 폭발적 항성생성을 일으키고 있는 은하들이다.
| 나무위키에 문서가 있는 폭발적 항성생성 은하 |
[1] 다만 금속 함량에서는 구상성단의 항성 종족과는 큰 차이를 보인다.[2] 단, 타원은하 중에서도 매우 작은 것들이 있는데 이런 경우는 왜소타원은하라고 따로 부른다. 대표적인 예는 안드로메다 은하의 위성 은하인 M32.[3] Integral Field Unit, 광섬유 여러 개를 묶은 다발을 이용해 은하의 여러 부분에 대해 분광을 동시에 실시하는 방법으로 2차원 분광 데이터를 얻는 스펙트럼 분석 기법이다.[렌즈형은하] 렌즈형은하로 분류되기도 함.[5] M102로 추정되는 은하중 하나이다.[6] 그러한 방향으로 진화한다는 것이 아니라 형태적으로 중간이라는 의미이다. 애시당초 허블 분류는 은하의 진화와는 무관한 가시광선 영역의 관찰에 의한 형태적인 분류다.[7] 물론 위 사진의 경우 벌지와 원반부, 먼지 띠가 확연하게 구분되어 타원 은하는 아닌 것을 알 수 있지만, 영 좋지 않은 해상도의 이미지였다면 쉽지 않았을 것이다.[8] NGC 20과 동일 천체[타원은하] 타원은하로 분류되기도 함.[10] NGC 7021과 동일 은하다.[11] 물론 실제로는 안드로메다 은하도 제대로 된 정상나선은하는 아니다. 오히려 고리은하나 수레바퀴은하의 일종으로 보는 천문학자들도 많다. 이유는 정상나선은하에서는 불가능한 패턴들이 보이기 때문.[12] 영어로는 'winding problem'이라고 한다.[13] 밀도파의 발생 원인으로는 다른 은하와의 병합, 외부 가스의 유입, 원반 내 가스의 응축 등 여러 가지가 제시된다.[14] 지형적인 정체의 원인(병목 구간, 갈림길 등)이 없음에도 계속 유지되는 정체. 정체 자체가 차량의 움직임을 제한하여 새로운 정체를 만드는 방식이기 때문에 한 번 생기면 잘 사라지지 않는다.[15] NGC 4567, 4568.[16] 현재 충돌 중이라 많이 찌그러졌다.[17] 우리 은하의 경우는 이 작은 블랙홀이 과거 다른 작은 은하를 잡아먹은(?) 흔적이라고 생각되고 있다.[18] 서적 등에서는 불규칙 은하로 분류되기도 한다.[19] 우리 은하와의 상호작용으로 나선팔이 거의 붕괴되어 불규칙 은하처럼 보인다. 그러나 NGC 602처럼 나선팔에 존재하는 성운도 일부 존재한다.[불규칙은하] 불규칙 은하로 분류되기도 한다.[불규칙은하] [22] 현재 충돌 중이라 많이 찌그러졌다.[23] M101 은하군에 속하는 은하다.[24] 더듬이 은하도 마젤란형 은하이다.[막대나선은하] 막대나선 은하로 분류되기도 한다.[막대나선은하] [막대나선은하] 막대나선 은하로 분류되기도 한다.[막대나선은하] [29] 정중앙에서 우측 상단 쪽으로 보이는 푸르스름한 부분이 바로 처녀자리A 은하의 제트이다.[30] 은하 내 항성들의 공전 궤도축과 거의 겹친다.[31] 첫 번째는 활동기의 태양, 두 번째는 최근에 폭발한 우리 은하 내 초신성 잔해인 카시오페이아자리 A이다.[32] 이걸 유심히 보면 중심부와 외곽 고리 사이 너머로 또다른 고리 은하가 보인다.[33] 이런 형태는 타원은하와 나선은하의 충돌로 생기는 것이 주라고 한다.[34] 다만 이 구상성단들이 모두 과거 은하의 핵으로부터 기원한 것은 아니다. 파괴된 은하에 소속되어 있던 구상성단이 합류하거나 중심 은하가 형성되는 도중에 탄생한 성단도 있을 것이기 때문이다.