은하는 어떻게 형성되나 #우주다큐 #과학다큐 How are galaxies formed?

하늘에 떠 있는 무수히 많은 별들이 어떻게 떨어지지 않고 우주에 떠 있고 또 각각의 별들은 똑같은 거리에 있는 게 아니라 어떤 건 가깝고 또 어떤 건 무지하게 멀다는 사실을 알게 되면 우주는 놀라운 일만 가득한 세상입니다. 어떤 천체를 바라보았을 때 우리 지구가 공전함에 따라 시차가 생기는데 이는 지구가 공전하고 있다는 결정적 증거가 됩니다. 이러한 시차는 실제로 생기는 시차의 절반 정도입니다. 즉 태양과 바라보는 천체를 잇는 직선 그리고 지구와 바라보는 천체를 잇는 직선이 이루는 각으로 나타낼 수 있습니다. 이러한 시차 측정법을 최초로 측정한 것은 1938년 프리드리 베세리 백조자리 61을 주기적으로 관측하여 0.62초 각이라는 정확한 시차 측정에 성공합니다. 즉 1분은 1도의 60분의 1에 해당하며 1초는 1분의 60분의 1에 해당하는 것이죠. 다시 말해 1도란 60분과 같고 60분은 3600초와 같은 것입니다. 이러한 시차를 연주시차라고 하며 이 시차를 구하면 해당 천체와의 거리를 구할 수 있습니다. 그러나 대부분의 별은 매우 멀리 있기 때문에 우주에 있는 별들 중 이 시차값이 제일 큰 것은 센타우루스자리알파의 연주시차인 0.76초 각일 정도로 연주시차의 값도 아주 작습니다. 더구나 지구의 대기산란 효과 등으로 인해 너무 작은 미세한 연주시차는 계산할 수 없으며 이 때문에 연주시차를 사용해 천체와의 거리를 구하는 것은 매우 제한적이며 지표에서 측정하면 멀게는 대략 백파색 정도에 있는 별까지의 거리를 알 수 있습니다. 보다 먼 별, 성단이나 은하의 거리는 포곳은 방정식이나 2003년의 적외선 표면밝기효동 프리드먼의 새로운 주기광도 값 측정법 2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리를 최근에는 인공위성을 사용해 더 멀리 있는 별들의 연주시차를 구하는 프로젝트도 계획되고 있습니다. 이렇게 별의 거리를 구하고 나면 그 크기 측정도 가능합니다. 즉 이론적으로 별의 반경은 우리가 그 별의 겉보기 크기 또는 각 크기와 그 별까지의 거리를 알면 결정될 수 있습니다. 그러나 실질적으로 지상에 있는 망원경으로 찍은 사진으로 겉보기 크기를 결정할 수는 없습니다. 왜냐하면 대기액 교란 효과에 의해 사진의 점상이 점으로 나타나지 않기 때문인데요. 우주 망원경의 영상으로는 가까이 있는 적색 거성은 그 반경이 매우 크기 때문에 몇 개를 측정할 수 있습니다. 물론 이 경우에도 망원경과 관측기기에 의해 생기는 크기를 고려해 주어야 합니다. 그러나 지상에서도 특수한 기기인 스페클 간섭계 등을 쓰면 몇 개에 가깝고 반경이 큰 별들의 경우 측정이 가능합니다. 또 다른 방법은 가림 현상을 이용하는 방법이 있습니다. 예를 들어 달이 천구상을 움직이면서 별을 가릴 때 별의 밝기를 아주 빠른 시간으로 측정하면 간섭 무늬 효과가 나타나게 되고 이 무늬가 별의 크기에 따라 달라지게 됩니다. 이 방법의 단점은 달이 횡단하는 기린백도 근처에 있는 별만 측정할 수 있고 이 또한 달 표면에 울퉁불퉁한 정보가 부족하다는 단점이 있습니다. 이러한 측정 방법을 쓸 수 없는 별들은 별의 복사량, 즉 밝기를 측정하여 반경을 결정하는 방법을 쓸 수밖에 없습니다. 별이 흑채 복사를 한다고 가정하고 표면 온도를 다른 방법을 써서 알게 되었다고 하면 별의 겉보기 복사량을 측정하고 거리를 알게 되면 그 별의 광도를 알게 됩니다. 즉 그 별인에는 총 에너지 양을 알게 되고 스테판 법칙인 광도는 반경의 제곱에 비례하고 표면 온도의 사제곱에 비례한다는 공식으로부터 그 반경을 계산해 낼 수 있는 것입니다. 온도 결정, 거리 결정에 대한 수많은 공식은 우주를 휘저을 만큼 공식이 난무하고 24시간을 설명해도 모자랄 양입니다. 그러나 이렇게 거리가 필요 없는 유일한 별 반경 결정 방법은 식상성 관측입니다. 두 별의 상대적인 운동을 측정하고 이것과 별의 밝기 변화 등을 함께 뉴톤의 중력 법칙으로 분석하면 쌍성각 별의 반경을 결정할 수 있습니다. 스테판 법칙을 이용하지 않고 직접 겉보기 크기나 반경을 결정할 수 있는 별은 겨우 손가락 10개 안에 드는 숫자입니다. 우리가 보통 우주 관련 영상을 볼 때 별의 겉보기 등급을 알려주는데 뭐 일반인이 겉보기 등급을 알려준다고 그 크기는 알 수 없지만 그 측량 숫자로 대충의 거리와 크기는 가늠할 수 있기 때문입니다. 은하는 항성, 밀집성, 성감물질, 암흑물질 등이 중력에 의해 묶어져서 이루는 거대한 우주 천체들의 무리입니다. 은하를 뜻하는 용어 갤럭시는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 갈락시아스에서 유래됐습니다. 은하들은 작은 것들은 1천만 개 이하의 별들로 이루어져 있고 큰 것들은 100조개 이상의 별들로 무리 지어 있는데 이 항성들은 모두 은하의 진량 중심 주위를 공전하고 있습니다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하수 주위를 공전하고 있습니다. 은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며 이 사이의 공간은 가스, 우주먼지, 우주선 같은 온갖 성감물질들로 채워져 있습니다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 진량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨집니다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면 많은 은하들의 중심에 초대 진량 블랙홀이 존재하고 있고 이 초대 진량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동 은하핵이 주된 원인으로 지목되고 있습니다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있습니다. 역사적으로 은하는 겉보기 모습 즉 시각적 형태로 분류되어 왔습니다. 일반적인 형태로 타원은하와 나선은하가 있는데 타원은하는 대강의 윤곽이 타원형이고 나선은하는은 먼지투성의 나선팔들이 소용돌이치는 모양의 원반형 구조입니다. 불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 불규칙은하로 분류되며 보통 이웃 은하들의 중력 때문에 모양이 교란된 것입니다. 흔히 영상에서 보이는 은하는 회전하는 영상으로 비춰지는데 우주공간에서 은하를 본다면 회전하는 모습은 볼 수 없습니다. 은하의 외곽이 일회전하는데 1억 년에서 수억 년이 걸림으로 인간의 눈에는 은하는 그저 타원 모양 나선 모양으로 보일 뿐입니다. 은하 간의 상호작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별 생성률이 커지게 되는데 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 폭발적 항성생성은하가 됩니다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖지 못한 작은 은하들은 불규칙은하로 분류됩니다. 관측가능한 우주에는 약 1,700억 즉 1.7 곱하기 10의 11승계 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측됩니다. 대부분의 은하들은 직경이 1천만에서 10만 파색에 달하며 수백만 파색의 간격을 두고 흩어져 있습니다. 은하 간 공간은 평균 밀도가 1, 2, 0 미터당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있습니다. 대다수의 은하들은 은하궁과 은하단이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며 은하단들이 모여 초은하단이라는 거대한 구조를 형성합니다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간 즉 초공동으로 둘러싸여 있습니다. 오늘은 수많은 은하들 중에 우주 최강의 크기를 자랑하는 우주에서 제일 큰 은하를 알아보겠습니다. 지구로부터 약 320메가 파색, 즉 약 10억 7천만 광년 떨어져 있는 천여자리 방향에 있는 IC1101은하입니다. 에이벨 2029 은하단의 중심에 있는 초거대 타원은하로 1790년 6월 19일 영국의 천문학자인 프레드릭 윌리엄 허셜에 의해 발견되었습니다. 그로부터 100년 후 존 루이스 에밀 드라이어에 의해 성운 및 성단에 대한 색임 목록에 1101번째 천체로써 수록되었습니다. 발견 당시 IC1101은 성운적 특징을 가진 것으로 확인되었으나 에드윈 허블이 발견한 후 분석이 진행됨에 따라 이후 독립된 은하로 확인되었습니다. 에이벨 2029 은하단은 뱀자리에 약 10억 광년 떨어진 은하단으로 천여자리와 뱀자리 경계 근처에 위치해 있습니다. 중심은하인 IC1101은 지금까지 알려진 가장 거대한 은하로서 지름이 560만 광년에서 600만 광년에 달하며 지름이 10만 광년인 우리 은하에 비교하면 약 60배 정도 더 클 정도로 거대하며 약 100배 더 무겁고 10배가량 더 박습니다. 1990년 7월 완 M 유슨, 스티븐 P 바우엔 그리고 제프리 R 쿠네이에 공표되었으며 이러한 은하를 거대 확산 은하라고 합니다. 이러한 은하의 형성은 아마도 주변의 은하와 여러 번의 병합 과정을 거쳐 탄생했을 것으로 추정합니다. 은하의 유효 반지름은 212,000 광년에 달하며 유효 반지름만으로 계산해도 30만에서 40만 광년 크기에 달하는데 이는 우리 은하의 헤일로와 맞먹는 크기입니다. IC1101은 겉보기 등급은 14.73이고 은한의 항성의 수는 1조 개가 넘을 것으로 추정됩니다. 다른 관측 결과에 따르면 이 은하는 CD 은하, 렌즈형 은하 혹은 타원 은하일 것으로 추정합니다. IC1101이 속한 천여자리는 라틴어 비루고 라고도 합니다. 하늘의 적도 부근에 비교적 큰 별자리로 황도 12궁 중 하나입니다. 사자자리와 천칭자리 사이에 놓여 있으며 별자리의 가장 밝은 별인 스피카를 중심으로 쉽게 찾을 수 있습니다. 천여자리가 정확히 누구를 뜻하는지는 정확하지 않습니다. 우리 은하는 10만 광년의 규모를 자랑하지만 별이 뭉쳐있는 곳은 수천 광년 두께의 얇은 나선 8과 은하액 지역에만 국한됩니다. 그러나 IC1101의 경우 40만 광년이라는 이 광대한 지역 전체에 별들이 빽빽하게 뭉쳐 은하를 이루고 있습니다. 그것만으로도 거의 작은 은하군 수준의 크기로 이렇게 모인 별의 개수는 약 100조개에 달합니다. 이쯤 되면 진략만 해도 이미 은하군과 맞먹는 수준이며 거느린 은하만도 500개가 넘는 걸로 추정됩니다. 크기가 우리 은하 수위 약 200배 정도 되는 걸로 추정합니다. 순간적으로 내보내는 에너지가 중성자별 충돌이나 감마선 폭발 수준으로 극단적으로 높은 초신성마저도 이 은하가 내보내는 에너지를 뛰어넘을 수 없는 수준입니다. 엄청난 크기와 동시에 은하들 중 가장 거대한 헤일로를 가지고 있습니다. 그 크기는 400만 광년에 달하며 낮은 세기의 확산광을 방출하고 있습니다. 이 헤일로가 얼마나 크냐면 국부은하군의 크기가 500만 광년인데 IC-1101은 국부은하군의 4분의 5 혹은 전체를 덮고도 남을 만큼 엄청난 규모의 헤일로를 가지고 있습니다. 우리 은하의 헤일로에도 수십 개에 달하는 외소은하가 있듯 IC-1101의 헤일로와 그 외부에 IC-1101을 중심으로 하는 무수한 위성은하들이 존재하고 있습니다. 그 수는 대략 500여개로 추정되며 그 개수는 더 많을 수 있습니다. 우리 은하의 헤일로의 경우 우리 은하의 본체보다 그 진량이 더 많으며 암흑 물질까지 포함하면 우리 은하의 진량 대부분은 은하 원반이 아닌 은하 헤일로에 있는 것과 같은데 아직 연구가 제대로 되지 않았습니다. 그러나 IC-1101도 그럴 가능성이 있으며 만약 그렇다면 이 거대 은하의 진량은 우리 은하와는 비교가 불가능할 정도로 엄청날 것이라 추정됩니다. IC-1101은 많은 양이 금속이 풍부한 별들로 이루어져 있으며 이들 항성들 중 일부는 태양보다 대략 70억년은 더 오래된 것도 있으며 그래서 은하의 색은 황금색으로 보이게 됩니다. 이 은하의 중심에서 보이는 밝은 전파원은 거대한 블랙홀일 수도 있습니다. 이 은하 중심에 위치한 밝은 전파원이 초대 진량 블랙홀로 추정될 경우 400억에서 450억 태양 진량으로 추정됩니다. 파장은 멀리 있는 은하들이 모두 다 그렇듯 강한 적색 편의를 보이고 있으며 우리 은하로부터 초당 22,419km의 속도로 멀어지고 있습니다. 현재는 관측할 수 있지만 먼 미래에는 지구에서는 관측이 불가능할 수도 있습니다. 이리 무한광대한 우주를 대하면 생명, 문명, 역사는 그저 보잘것없는 존재라는 생각이 듭니다. 더구나 우주밖 혹은 우주 끝에 대해 인간은 아는 게 아무것도 없습니다. 무한대와 무한소의 세계인 우주는 초현실적인 면이 있는 듯합니다. 이 무한대와 무한소의 우주가 팽창하고 있습니다. 우주는 이 팽창 효과로 은하계를 서로 멀어지게 만듭니다. 허블의 법칙은 그들이 우리에게서 멀어질수록 더 빨리 움직인다는 것을 가르쳐 줍니다. 은하가 우리로부터 멀어지는 속도는 우리로부터의 거리에 비례합니다. 이는 우주가 모든 방향으로 균등하게 팽창하고 있음을 의미합니다. 그러나 이러한 균일한 팽창은 우주 어디에서나 증명되거나 관찰될 수 없습니다. 우주에는 지역적으로 확장을 가속화하거나 늦추는 다른 구조나 물질이나 힘이 있을 수 있습니다. 은하운동의 또 다른 흥미로운 측면은 눈에 보이는 물질의 중력 효과로 완전히 설명할 수 없는 이상 현상의 발견입니다. 예를 들어 나선형 은하의 외부 부분은 기존의 물리적 매개변수를 사용하여 예상할 수 있는 눈에 보이는 별과 가스구름의 진량보다 더 빠르게 회전합니다. 무엇보다도 이 현상은 암흑물질의 존재에 대한 가정으로 이어집니다. 암흑에너지는 우주의 가속 팽창을 일으키는 신비한 힘이라고 합니다. 그러나 현재 우리는 암흑에너지와 암흑물질에 대해 아는 바가 거의 없으며 둘 다 존재의 입증조차 이루어지지 않았습니다. 유럽우주국 ESA는 유클리드라는 야심찬 프로젝트로 마침내 우주를 밝히는 것을 목표로 프로젝트를 진행하고 있습니다. 유클리드라는 새로운 우주 망원경은 2023년 7월 1일에 발사되어 그해 가을부터 가동돼 우주 전체를 맵핑하고 있습니다. 유클리드는 우주에서 지금까지 볼 수 있는 모든 것을 스캔하여 거대한 하늘 지도로 컴파일하려고 합니다. 유클리드의 임무는 2029년까지로 예정되어 있습니다. 이렇게 만들어진 지도는 은하의 움직임과 우주의 팽창을 이해하고 암흑물질의 미스터리를 푸는 데 도움이 될 것입니다. 또한 넓은 하늘 범위와 수십억 개의 별들과 은하들의 카탈로그를 통해 수집된 데이터의 과학적 가치는 우주론의 범위를 뛰어넘는 것입니다. 이 데이터베이스는 제임스웹 우주망원경과 아타카마 대형 밀리미터 집합체는 물론 유럽 초대형 망원경, 30미터 망원경, 스퀘어 킬로미터 어레이 및 베라루빈 천문대와 같은 미래 임무에 풍부한 출처와 표적을 전세계 천문학 커뮤니티에 제공할 것으로 보입니다. 오늘 이야기는 여기까지입니다. 다음에 또 만나요. 안녕