은하단 구조는 우주에서 수많은 은하들이 중력으로 연결되어 형성되는 거대한 집단입니다. 이 은하단 구조는 우리 은하를 포함한 다양한 은하들이 서로 영향을 미치며, 우주를 이루는 중요한 부분을 차지하고 있습니다. 오늘은 은하단 구조에 대해 살펴보겠습니다. 국부 은하군에서부터 시작해 은하단과 초은하단에 이르는 거대한 구조들이 어떻게 형성되고, 이들이 우주에서 어떤 역할을 하는지 알아보겠습니다. 우주의 신비로운 구조를 이해하는 데 도움이 될 이 글을 끝까지 읽어보세요!
목차
1. 국부 은하군
우리 은하 주위에는 약 20개의 다른 은하들이 모여 있는데, 이것을 국부 은하군이라 합니다. 여기에는 2개의 큰 나선 은하, 즉 우리 은하와 안드로메다 은하(M31), 그리고 좀 더 작은 나선 은하인 삼각형 은하(M33)가 있습니다.
2개의 큰 나선 은하 주위에는 타원 은하이거나 불규칙 은하인 여러 왜소은하들이 있으며, 우리 은하에서 약 60킬로파섹 떨어진 곳에는 2개의 마젤란 은하가 있습니다. 마젤란 은하는 우리 은하의 동반 은하로, 대마젤란 은하와 소마젤란 은하가 있습니다. 이들 은하는 발견 당시 뿌연 구름처럼 보여 성운인 것으로 여겨졌기 때문에 마젤란 성운이라고 불렸습니다.
그 밖의 왜소은하들은 궁수자리 은하, 작은곰자리 은하, 용자리 은하, 육분의자리 은하, 조각가자리 은하, 화학로 자리 은하, 사자자리 I 은하, 사자자리 II 은하 등이 있습니다. 국부 은하군은 대체로 타원형인데, 그 최대 지름은 약 2메가파섹 정도입니다. 가장 먼 은하인 IC10은 우리 은하에서 1메가파섹 이상 되는 거리에 있습니다.
국부 은하군을 연구하면 거대 은하 외에도 별로 밝지 않은 왜소은하들이 많음을 알 수 있습니다. 현재 장비의 수준으로는 먼 은하단의 왜소은하들까지 탐지할 수 없으므로 수많은 은하단의 전체 질량을 측정하기는 어렵습니다. 국부 은하군의 응집력은 그것을 구성하는 은하들의 중력에 의해 정해집니다. 은하단 구조 전체는 허블의 법칙에 따라 다른 은하단들로부터 멀어지고 있습니다.
1) 은하단 구조: 국부 은하군
국부 은하군은 국부 처녀자리 초은하단이라 불리는 초은하단에 속하며, 그 중심에는 처녀자리 은하단이 있습니다. 이 은하단은 약 15메가파섹 정도의 규모이며, 그 거대한 질량으로 국부 은하군을 끌어당기는 것으로 추정됩니다. 처녀자리 은하단에는 약 2500개의 은하가 들어 있으며, 은하단 중심에는 거대한 타원 은하가 3개 있습니다. 이 3개의 은하는 모두 우리 은하보다 20배 이상 더 큽니다.
2. 은하단
은하단이라 해서 모두가 처녀자리 은하단처럼 많은 은하들을 포함하는 것은 아닙니다. 예를 들어, 우리 은하로부터 80메가파섹 떨어져 있는 큰곰자리 III 은하단의 경우는 90개의 은하가 포함되어 있습니다. 150메가파섹 떨어져 있는 센타우루스자리 은하단은 300개의 은하를 포함하며, 190메가파섹 떨어져 있는 북쪽왕관자리 은하단은 400개의 은하가 포함되어 있습니다. 58메가파섹 떨어져 있는 페르세우스자리 은하단은 500개의 은하를 포함하며, 68메가파섹 떨어져 있는 머리털자리 은하단은 1000개의 은하를 포함하고 있습니다.
1) 은하단 구조의 유형
은하단에 대한 본격적인 조사가 시작된 것은 1958년 미국의 천문학자 아벨(George Abell, 1927~1983)이 3000개 가까운 은하단의 목록을 펴내면서부터입니다. 뒤이어 1970년대에는 프리츠 츠바키가 1만 개 이상의 은하단을 명명한 책을 펴냈습니다.
은하단들은 진화 과정에 따라 형태적으로 분류할 수 있습니다. 가장 젊은 은하단은 불규칙한 모양을 가집니다. 점자 응집하면서 규칙적인 모양으로 변해 산개 중심(CD)이 되고, 그 중간에 평평한 은하(P), 선형 은하(1), 코어 헤일로(C), 양극형(B) 등의 형태를 거칩니다.
많은 은하를 포함하고 있는 ‘풍요로운’ 은하단들은 대체로 타원형을 띠며, 가장 안쪽에 은하들이 아주 빽빽이 밀집해 있습니다. 풍요로운 은하단일수록 형태가 규칙적입니다. 규칙적인 은하단이 가장 오래된 것이라고 할 수 있으며, 나선은하는 중간 단계들을 거쳐 타원은하나 렌즈형 은하로 변할 것입니다.
2) 은하단 구조 내 은하들의 운동
한 은하단에 속하는 모든 은하는 허블의 법칙에 따른 속도로 움직입니다. 그러나 먼 은하단들에서는 이 법칙에 대한 예외도 관측되는데, 이는 아마도 관측된 은하단들의 근처에 위치한 거대한 은하단들의 중력 때문일 것으로 추정됩니다. 한 은하단에 속하는 은하들은 은하단의 중심에 대해 고정된 위치에 있는 것이 아니라, 서로서로에 대해 초속 몇백 킬로미터의 속도로 멀어지고 있습니다.
3) 은하단의 질량
하나의 은하단을 구성하는 은하들의 개별 거리 및 속도를 알면 중력과 원심력의 역학적 평형을 이용해 그 질량을 측정할 수 있습니다. 이렇게 계산해보면, 은하단의 질량은 은하들의 개별 질량보다 10배 내지 100배 정도 크다는 결과가 나옵니다. 이미 은하들에 대해 보았듯이, 암흑 물질 때문에 그 질량이 증가하는 것입니다.
암흑 물질은 우주 팽창에 결정적인 방식으로 기여합니다. 암흑 물질의 존재에 대한 직간접적인 많은 증거가 있지만, 그 본질이나 분포는 아직 알려지지 않았습니다. 그 질량의 일부는 은하단 내의 뜨거운 가스일 것으로 추정됩니다. 그러나 대부분의 암흑 물질은 우주가 생성되던 초기에 형성된 미지의 입자들로 생각되고 있습니다.
4) 은하단 내의 은하들 사이에 있는 고온 가스
한 은하단 내지 은하군에 속해 있는 은하들 사이의 공간은 눈에 보이는 빛을 발하지 않으므로 비어 있는 것처럼 보입니다. 그러나 사실상 그것은 밀도가 아주 낮고 뜨거운 가스로 채워져 있으며, 그 밀도는 세제곱미터당 수천 입자밖에 되지 않습니다.
1980년대에 은하단에서 나오는 X선이 탐지되면서 은하단 내 은하들 사이에 있는 가스의 존재가 밝혀졌습니다. 이 극히 희박한 물질은 사실상 수백만 도에 달하는 고온이며, 그래서 X선을 방출하게 됩니다. 은하간 물질은 아마도 은하단의 근원인 원시적 가스의 잔재일 것입니다. 그곳에는 은하단 내 은하들에 위치한 초신성의 폭발 때 분출된 철원자들도 포함되어 있습니다.
은하단 내 고온 가스의 밀도는 극히 낮지만, 그것이 차지하는 부피는 엄청나며, 은하단 전체의 부피와 맞먹습니다. 은하단 내에 분포된 은하들의 질량은 겨우 5% 정도인 것에 비해, 이 가스는 은하단 전체 질량의 20%를 차지합니다. 특수 위성(로사트, 찬드라)들에 의해 촬영된 X선의 강도는 고온 가스의 밀도와 온도에 달려 있습니다. 따라서 X선 방출의 원인을 알면 고온 가스의 밀도와 온도를 재구성할 수 있습니다.
3. 초은하단
대부분의 은하단들은 ‘초은하단’이라 불리는 좀 더 큰 구조 안에 포함됩니다. 초은하단은 약 10여 개부터 수백 개까지의 은하단을 포함할 수 있으며, 대규모인 경우 길이가 300메가파섹에 달합니다. 이처럼 은하단 구조는 여러 은하단들이 집합체처럼 모여 우주를 구성하는 중요한 부분을 형성합니다. 수많은 초은하단들은 길이 100~300메가파섹, 폭 30~50메가파섹, 두께 5~10메가파섹의 리본 모양으로 일종의 ‘벽’을 이루고 있습니다.
최초로 발견된 초은하단 중 하나인 페르세우스-물고기자리 초은하단은 우주의 거대 구조를 연구하는 데 큰 역할을 했습니다. 1977년부터 천문학자들은 우주가 거대한 공백을 둘러싸고 있는 초은하단들로 이루어져 있을 수도 있다는 가설을 내놓았습니다. 이런 가설은 당시에는 상당한 회의에 부딪혔지만, 결국 옳은 것으로 밝혀졌습니다. 그 후로 천문학자들은 우주 안에 거대한 빈 공간들이 있음을 입증했으며, 이를 ‘우주 공극’이라 부릅니다.
페르세우스-물고기자리 초은하단은 우주 공극의 가장자리에 위치해 있는데, 이 공극의 지름은 약 30메가파섹에 달합니다. 이 커다란 원형의 빈 공간은 은하들이 팽백하게 밀집한 장벽으로 둘러싸여 있습니다. 페르세우스-물고기자리 초은하단 그 자체도 거의 100메가파섹에 달하는 일종의 은하 장벽입니다.
처녀자리 초은하단은 대체로 처녀자리 은하단을 중심으로 모여 있으며, 그 안에 국부 은하군이 포함되어 있습니다. 즉, 태양계는 우리 은하의 미미한 부분일 뿐 아니라, 이런 전체적 구조 속에서는 한층 더 작은 부분입니다. 처녀자리 초은하단은 지름 약 250 메가파섹인 원의 중심에 위치해 있습니다.
우주 공극들도 몇몇 은하계를 포함하는데, 대체로 작습니다. 초은하단 바깥에는 수많은 은하계들이 우주 공극을 둘러싸고서 다른 중력 물체들과는 이어져 있지 않은 은하계의 긴 띠들을 이룹니다. 일반적으로 우주 전체는 은하단 내지 초은하단들로 이루어진 결절들을 이어주는 섬유들로 이루어진 스펀지와 같으며, 그 틈새에 거대한 공극들이 들어 있다고 생각할 수 있습니다.
4. 우주의 동질성
일반 상대성 원리의 공식을 우주에 적용하면 최초로 과학 이론에 기초한 우주론을 실현할 수 있습니다. 이 공식을 풀기 위해 몇 가지 단순한 가정을 해야 하는데, 물질이 우주에 고르게 분포해 있다는 것도 그 중 하나입니다.
우주를 몇십 메가파섹 단위로 나누어 연구해보면 우주의 비동질성이 드러납니다. 큰 공극들도 있고 은하들이 밀집해 있는 정도도 다르기 때문입니다. 그러나 충분히 큰 단위로 올라간다면, 우주는 동질적이라고 볼 수 있습니다. 물질은 그 밀도가 어디에서나 같을 때 동질적이라고 할 수 있습니다.
몇십 메가파섹 정도의 작은 체적은 우주 공극과 초은하단의 크기 때문에 밀도가 같지 않지만, 300메가파섹 정도로 큰 체적은 동질적입니다. 위 그림은 100~300 메가파섹 사이에 위치한 모든 천체를 나타낸 것으로, 은하들이 우주 안에 동질적으로 분포해 있음을 보여줍니다. 여기서 중앙선 근처가 비어 있는 것은 하늘의 이 부분이 우리 은하에 의해 가려졌기 때문입니다.