우주에서 만나는 외부 은하: 퀘이사, 전파 은하 그리고 은하 충돌 이야기

우주에는 우리가 속한 은하 외에도 수많은 다른 은하들이 존재합니다. 외부 은하들은 각각 독특한 특징을 가지고 있으며, 그 중 일부는 우리 은하보다 훨씬 더 강력한 에너지를 방출하기도 합니다. 예를 들어, 퀘이사와 전파 은하는 엄청난 전파를 방출하며, 그 에너지는 우리가 상상하는 것 이상의 규모입니다.

또한 은하들끼리 충돌하고 합쳐지면서 새로운 형태의 은하가 탄생하기도 합니다. 이 글에서는 외부 은하들이 어떻게 구성되어 있는지, 퀘이사와 전파 은하가 어떻게 작동하는지, 그리고 은하들이 충돌하면서 어떤 변화가 일어나는지에 대해 쉽게 설명해 드릴 예정입니다. 우주에 대한 궁금증이 있다면, 이 글을 끝까지 읽어보세요. 여러분도 우주의 신비를 함께 탐험할 수 있을 거예요!

목차

• 1. 외부 은하의 다양한 종류와 특징
  • 1) 은하의 형태적 분류
  • 2) 전파 은하와 퀘이사
  • 3) 몇몇 은하의 특징들
  • 4) 외부 은하의 회전
• 2. 은하의 후퇴
  • 1) 은하들의 적색 편이
  • 2) 허블의 법칙
  • 3) 은하들 간의 충돌

1. 외부 은하의 다양한 종류와 특징

이제 우리 은하를 떠나 우주에 산재하는 수천 개의 은하로 눈을 돌려보자. 수백만 킬로미터에 달하는 행성간 거리와 광년 단위로 측정되는 성간 거리를 넘어, 이제 다른 은하들로 가기 위해서는 한층 더 큰 거리의 단위가 필요하다. 은하간 거리는 대개 메가파섹(Mpc)이라는 단위로 표현되는데, 1메가파섹은 326만 광년에 해당한다.

1) 은하의 형태적 분류

은하들은 각기 10억에서 1000억 개의 별들을 포함하고 있으며, 우리 은하의 질량이 태양 질량의 2×10¹¹임을 상기할 때, 위 표는 우리 은하와 마찬가지로 외부 은하들의 질량 역시 암흑 물질의 존재를 암시하고 있다.

2) 전파 은하와 퀘이사

1952년에 발견된 어떤 은하들은 오로지 그 전파에 의해서만 탐지되는 데, 우리 은하보다 수백 배 이상의 강한 전파를 방출한다. 이와 같은 전파 은하는 은하 내부의 큰 폭발이나 2개의 은하가 충돌하기 때문에 강한 전파를 내는 것으로 생각된다.

1963년, 극도로 강한 전파원이 매우 밝은 광원과 함께 탐지되었다. 이것은 별과 구별하기가 어려웠으므로, ‘거의 별 같은 전파원(quasi stellar radio source)’ 줄여서 퀘이사(quasar)라는 이름을 붙여졌다. 퀘이사 별 정도의 크기로 보이는 천체로, 보통 은하보다 훨씬 많은 에너지를 방출하며, 적색 편이가 매우 큰 천체이다. 퀘이사의 후퇴 속도는 지금까지 알려진 천체 중에서 가장 크다.

1973년에는 약 200개, 1990년부터는 약 4000개의 퀘이사가 확인되었다. 가시 영역에서 퀘이사들은 정상 은하들보다 평균 100배 정도 더 밝다. 퀘이사들은 매우 강한 전파뿐만 아니라 강력한 자외선, X선, 감마선 등을 방출하며, 퀘이사에서 방출되는 엄청난 에너지를 설명하려는 다양한 이론적 모델이 제시되었다.

가령 은하 중심에는 거대한 블랙홀이 있어서 은하 물질이 조금씩 빨려들고 있으며, 그로 인해 회전하는 거대한 응집 고리가 생겨난다는 것이다. 퀘이사는 매우 먼 거리에 위치하고 있는데, 그 거리는 이제 곧 설명하게 될 허블의 법칙에 따라 결정된다.

3) 몇몇 은하의 특징들

정상 나선 은하는 우리 은하와 비슷한 모양이다. 중심핵에서 나선팔들이 뻗어나가며, 유형에 따라 다소간 서로 벌어진다. 막대 나선 은하는 나선팔이 중심핵에서 바로 뻗어나오는 것이 아니라 중심핵을 가로지르는 막대 끝에서 시작된다. 끝으로, 불규칙 은하는 일정한 형태가 없다.

이것들은 특히 성간 물질과 젊은 별들을 많이 포함하고 있으며, 대부분의 나선 은하보다 작다. 이 중에서 가장 흔한 것은 나선 은하로, 전체의 60%에 달한다. 그 밖에 렌즈형 은하가 20%, 타원 은하가 15%, 나머지는 불규칙 은하이다. 은하에서 방출되는 빛은 특정한 유형의 별에서 방출되는 빛과 아주 유사하다는 사실이 관찰되었다. 이는 그런 유형의 별들이 그 은하에 많다는 것을 뜻한다. 특히 불규칙 은하의 스펙트럼은 수소와 이온화된 헬륨의 방출로 밝은 줄무늬를 보이는데, 이는 성운의 존재를 보여준다.

4) 외부 은하의 회전

외부 은하가 방출하는 빛을 연구해보면 은하는 회전하고 있음을 알 수 있다. 이 운동은 스펙트럼의 관측으로 확인할 수 있다. 가령 어떤 별들은 중력에 의해 상호 연결되어 있다. 우리 은하는 나선은하이지만, 형태와 크기가 아주 다른 은하들도 있다. 가장 흔히 쓰이는 분류는 형태에 따른 에드윈 허블의 분류이다.

여기에는 타원 은하, 렌즈형 은하, 정상 나선 은하, 막대 나선 은하, 불규칙 은하 다섯 가지 유형이 있다. 타원 은하는 나선팔이 없는 타원형 은하로, 전체의 밝기가 같고 성간 물질을 포함하지 않는다. 여기에는 늙어가는 적색 별들이 많으며, 새로 생겨나는 별은 거의 없다. 중심 주위를 천천히 돌기 때문에 이런 은하들은 원반형으로 납작해지지 않는다. 렌즈형 은하는 SO로 나타내는데, 아주 납작해진 타원 은하를 가리키며, 그 중심핵은 아주 밝게 빛난다.

2. 은하의 후퇴

1) 은하들의 적색 편이

어떤 광원이 운동하는 경우, 광원이 관측자로부터 멀어지면 파장의 길이는 길어지고, 거꾸로 광원이 다가오면 파장의 길이는 짧아진다. 빛의 색깔은 파장의 길이에 따라 달라진다. 무지개에서 눈에 보이는 색깔들인 빨강, 주황, 노랑, 초록, 파랑, 남색, 보라 중에서 보라 쪽으로 갈수록 파장이 짧아지고, 빨강으로 갈수록 파장이 길어진다.

따라서 정지한 광원이 내는 노란 빛은 관측자로부터 일정한 속도로 멀어질 경우 주황으로 보일 것이다. 다른 색깔들도 마찬가지로 좀더 붉은 쪽으로 치우쳐 보이는데, 이러한 현상을 ‘스펙트럼의 적색 편이’라 한다. 1912년 슬라이퍼는 몇몇 은하의 스펙트럼을 연구한 끝에 은하들이 방출하는 빛의 적색 편이를 발견했다. 이 현상은 은하들이 지구로부터 멀어지고 있다는 뜻으로 해석되었다. 더구나 적색 편이는 은하들이 멀수록 한층 더 뚜렷하게 나타나는데, 이는 먼 은하들이 가까운 은하들보다 더 빨리 멀어지고 있음을 의미한다.

2) 허블의 법칙

은하들의 스펙트럼이 적색 편이를 보이는 정도, 즉 은하에서 방출되는 빛의 파장이 달라지는 정도를 알면 은하가 멀어지는 속도를 측정할 수 있다. 은하들이 멀어지는 속도를 후퇴 속도’라 한다. 에드윈 허블은 수많은 은하들의 거리 r과 후퇴 속도 V를 측정해 다음과 같은 비례 관계식을 수립했다. V=H.r 여기서 H는 ‘허블 상수’ 비례식은 ‘허블의 법칙’이라 불린다.

후퇴 속도 V는 분광학적 방법으로 매우 정확하게 측정된다. 반면 은하들의 거리 r은 세페이드 변광성들의 주기와 광도 사이의 관계에 따라 결정되므로, 다소 부정확하다. 따라서 H의 값은 약 72±5km/s.Mpc이다. 후퇴 속도는 매우 빠르고, 허블의 법칙에 따르면 은하들이 멀리 있을수록 더 빨라진다.

은하들은 은하단을 이루며 모여 있는데, 처녀자리에는 초속 890킬로미터, 머리털자리는 초속 7500킬로미터, 북쪽왕관자리는 초속 2만 킬로미터, 목동자리는 초속 3만 9500킬로미터의 속도로 후퇴하고 있다. 허블의 법칙으로 아주 멀고 별로 밝지 않은 은하단들의 거리도 결정할 수 있다.

가령 3C295 은하단의 밝기는 맨눈으로 볼 수 있는 가장 희미한 별의 100만 분의 1밖에 되지 않는데, 그 후퇴 속도는 초속 13만 8000킬로미터이다. 허블의 법칙으로 계산해보면 63억 광년 정도 거라이다. 또 3000메가파섹, 즉 100억 광년의 거리에 있는 별의 후퇴 속도는 허블 상수를 H=70km/s.Mpc이라고 하면, 초속 21만 킬로미터가 나온다.

3) 은하들 간의 충돌

왜소 은하는 지름이나 질량이 작은 은하들이다. 현재 이론에 따르면, 왜소 은하들은 빅뱅 이후 최초의 은하들이 나타날 때 생겨났다고 한다. 그 후에는 왜소 은하들 간의 충돌이 일어나 합쳐지면서 점점 더 큰 은하가 되었다는 것이다. 특히 아주 늙은 별들을 포함하는 큰 타원 은하들은 그렇게 해서 생겨났을 것이다.

우주의 시작이 어떠했건 간에, 오늘날에도 은하의 충돌과 은하의 다양한 형태들이 이런 식으로 설명된다. 위 그림은 중력에 의해 해체된 2개의 나선 은하가 충돌하는 모습으로, 두 은하의 중심핵과 나선팔들이 충돌 지점에서 서로 얽힌 것을 볼 수 있다.

이 지대에서는 청색 성단이 발견되는데, 아마도 은하의 충돌이 새로운 별들의 탄생을 유발한 것으로 보인다. 측정 결과 이 별들은 약 1억 년 전, 아마도 두 나선 은하의 원반들이 서로 합쳐지면서 생성되기 시작했음을 알 수 있다. 그러면서 가스와 먼지로 된 성간 구름이 압축되고, 그것이 새로운 별들의 기원이 되었을 것이다. 우리 은하도 관측된 은하들 중 가장 가까운 궁수자리의 왜소 은하를 해체시키고 있는 중이다.

궁수자리 왜소은하는 1994년 스트라스부르 천문대의 로드리고 이바타(Rodrigo Ibata)라는 천체물리학자에 의해 발견되었다. 이 새로운 은하를 발견하면서 이바타는 그 별들이 거의 우리 은하에 의해 흡수되고 있다고는 생각지 못했다. 그는 컴퓨터로 우리 은하 주위를 도는 은하의 진화를 시뮬레이션했고, 그 결과 2001년에야 거대한 물질의 고리가 그것을 둘러싸고 있음이 드러났다.

궁수자리 은하의 별들이 하늘에 투영된 우리 은하 주위에 분포된 양상을 컴퓨터로 시뮬레이션한 것이다. 이것으로부터 그는 우리 은하의 원반과 거의 수직을 이루는 거대한 원 위에 흩어져 있는 별 종족을 발견했다. 우리 은하의 알려진 별들을 탐사한 결과 그는 이 별 종족의 상당수가 궁수자리의 왜소은하에서 나오는 것임을 알게 되었다. 이런 은하의 충돌에 대한 연구는 우리 은하도 여전히 응집에 의해 형성되고 있음을 보여준다는 점에서 흥미롭다.