우리은하의 구조

 

우리은하의 구조

산개 성단과 구상 성단

 

산개성단 : 수백~수천 개의 별들이 허술하게 모여 있는 집단이다. 나이가 젊고 고온의 푸른 별들이 많으며, 우리은하에서만 1000개가 넘게 발견된다. 주로 나선 은하와 불규칙 은하에서 발견된다.

 - 같은 분자 구름에서 형성되어 나이가 비슷하고 비교적 최근에 형성되었기 때문에 젊은 별이 많다.

 - 성단의 색 : 주계열 단계의 질량과 광도가 큰 별이 많이 있기 때문에 성단은 대체로 파란색을 띤다.

 

산개 성단의 색등급도

 - 대부분 주계열성으로, 표면 온도가 높고 광도가 큰 별들이 많다.

 - 전향점은 온도와 광도가 큰 곳에 위치하므로 산개 성단은 비교적 나이가 젊다는 것을 알 수 있다.

 - 플레이아데스 성단의 전향점은 히아데스 성단의 전향점보다 광도가 큰 곳에 위치하므로 히아데스 성단보다 나이가 젊다는 것을 알 수 있다.

 - 산개 성단의 색등급에서는 광도가 클수록 주계열 단계와 적색 거성 단계 사이에 별들이 거의 없는데 이는 주계열성의 광도가 클수록 빠르게 진화하기 때문이다.

 

구상성단 : 수만~수십만 개의 별들이 구형으로 매우 조밀하게 모여 있는 집단이다.

  1. 나이가 100억 년 이상인 것들도 관측될 만큼 오래 전에 형성되었고 따라서 형성 초기에 존재했던 질량이 큰 별들은 주계열 단계를 벗어났다.

  2. 성단의 색 : 현재 관측되는 별들은 대부분 적색 거성 또는 질량이 작은 주계열성이기 때문에 성단은 대체로 붉은색을 띤다.

 

구상 성단의 색등급도

 - 구상 성단의 색등급도에서 전향점에 위치하는 별은 산개 성단에서보다 상대적으로 어둡고 색지수가 크다. ▶ 주계열 단계에 남아 있는 별들은 질량이 작고 표면 온도가 낮아서 광도가 작은 별들이다.

 - 구상 성단의 색등급도에는 주계열에 연결되는 적색 거성 가지에 별들이 많이 분포하고, 산개 성단에는 나타나지 않는 점근 거성 가지와 수평 가지에도 별들이 나타난다. 즉, 구상 성단은 나이가 많은 천체로 구성되었다는 것이다.

 

 

우리은하의 발견

 

허셜 : 밤하늘에 있는 별의 수를 세어 최초로 우리은하 지도를 작성하였다. 허셜은 태양이 은하의 중심에 있다고 생각하였다.

캅테인 : 하늘을 200여 개의 구역으로 나누어 별의 분포를 통계적으로 연구하였다. 태양은 우리은하의 중심 가까이에 위치하며, 우리은하가 납작한 회전 타원체를 이루고 있다고 하였다. 캅테인의 우주는 허셜의 우주보다 9배 정도 크기가 확장되었다.

섀플리 : 변광성을 이용하여 구상 성단의 공간 분포를 알아내고 이를 이용하여 우주의 크기를 구했다.

 - 궁수자리를 중심으로 구상 성단이 분포한다고 생각하였다.

 - 우리은하의 중심이 태양계가 아니라는 사실을 밝혀냈다.

 - 우리은하의 지름이 100kpc 정도 된다고 생각했다. 섀플리가 우리은하의 크기를 이렇게 크게 추정한 이유는 성간 소광을 고려하지 않았기 때문이다.

 

 

우리은하의 모습

 

우리은하는 막대 모양의 구조와 나선팔을 가지고 있는 막대 나선 은하이다.

우리은하의 구성 : 우리은하는 중심부에 구형의 중앙 팽대부, 은하면에 해당하는 은하 원반, 이를 둘러싸고 있는 헤일로로 구성되어 있다.

 - 중앙 팽대부 : 궁수자리 방향의 은하 중심부는 나이가 많고 붉은 별들이 모여 볼록하게 부풀어 오른 모양을 하고 있으며, 팽대부를 막대 모양의 구조가 가로지르고 있다.

 - 은하 원반 : 막대 구조의 양끝에서 나선팔이 하나씩 뻗어 있고, 나선팔 중간쯤에서 가지가 갈라지는 구조이다. 은하 원반을 이루는 나선팔에는 주로 젊고 푸른 별들과 기체와 티끌로 이루어진 성간 물질이 분포하고 있다.

 - 헤일로 : 우리은하를 구형으로 감싸고 있어 희미하게 보이며, 대체로 나이가 많고 붉은색을 띠는 별들이 분포하며, 주로 구상 성단이 분포한다.

 

우리은하의 크기 :우리은하의 지름은 약 30kpc(약 10만 광년)이고, 태양계는 은하핵에서 약 8.5kpc(약 26000만 광년) 떨어진 곳에 위치한다.

 

 

성간 물질

성간 물질

 - 우주 공간에 존재하는 기체와 티끌을 성간 물질이라고 한다.

 - 성간 물질의 약 99%는 원자와 분자 형태로 존재하는 기체이며, 그 중 수소와 헬륨이 가장 많다.

 - 티끌은 규산염 또는 흑연, 얼음 등으로 이루어진 미세한 고체 입자로 성간 물질 중 약 1%를 차지한다.

 

성간 소광

성간 티끌 : 성간 티끌은 별빛을 흡수하거나 산란시켜 우리 눈에 도달하는 별빛의 양을 감소시킨다. 성간 티끌은 빛을 흡수만 하지 않고, 자신의 온도에 해당하는 전자기파를 방출하며 대부분 적외선 영역에서 방출이 나타난다. 우리은하를 적외선으로 관측하면 은하 원반에 적외선 방출이 집중된 것을 볼 수 있으며, 이것은 성간 티끌이 은하 원반에 만힝 분포학 때문이다.

성간 소광 : 성간 물질에 의한 빛의 흡수와 산란으로 별비의 세기가 원래보다 약해지는 현상을 성간 소광이라고 한다. 성간 고과량은 빛의 파장에 따라 다르다. 성간 티끌은 가시광선 영역의 빛을 더 잘 흡수하거나 산란시켜 성과 소광을 일으킨다. 따라서 적외선으로 관측하면 가시광선으로는 잘 보이지 않는 별의 생성 장소나 은하 중심부를 자세히 관측할 수 있다.

소광 보정

 - 성관 소광이 일어나면 별이 더 어둡게 관측되므로 벼르이 겉보기 등급이 실제보다 크게 관측된다.

 - 관측한 별의 겉보기 등급에 소광량만큼 보정해 주어야 정확한 거리를 구할 수 있다.

 

성간 적색화

동일한 별빛이라 하더라도 파장이 짧은 빛은 성간 티끌층에 쉽게 흡수되거나 산란되어 버리고, 긴 파장의 빛은 상대적으로 성간 티끌층을 잘 통과한다.

성간 적색화 : 성간 티끌층을 통과해 온 별빛은 파장이 짧은 파란빛은 줄어들고, 파장이 긴 붉은빛은 상대적으로 많이 도달하기 때문에 별이 실제 색깔보다 붉게 보이는 현상이 나타난다. 이를 성간 적색화라고 한다.

색초과 : 실제로 측정한 별의 색지수(B-V)와 그 별의 고유 색지수의 차이이다. 즉, 색초과 = 관측된 색지수 - 고유 색지수이다. 성간 적색화가 되면 별의 색지수가 고유의 값보다 크게 관측된다. ▶ 색초과 값이 클수록 성간 적색화가 더 크게 일어난 것이다.

 

성운

성간 기체나 성간 티끌과 같은 물질들이 다야한 형태를 이루며 밀집되어 있어서 구름처럼 보이는 것을 성운이라고 한다.

 

암흑성운 : 성간 티끌에 의해 별빛이 통과하지 못해 어둡게 보이는 성운 ▶ 성운 뒤쪽에 위치한 별의 빛이 성운에 흡수되거나 산란되어 우리 눈에 도달하지 못하므로 어둡게 보인다.

반사성운 : 성운 주변에 있는 밝은 별의 별빛을 산란시켜 부옇게 보이는 성운 ▶ 성간 티끌에 의한 산란은 파장이 짧은 파란색의 빛에서 잘 일어나므로 반사 성운은 주로 파란색으로 관측된다.

방출성운 : HⅡ영역의 전리된 수소가 다시 자유 전자와 재결합하는 과정에서 빛을 방출하여 밝게 보이는 성운 ▶ 성운 주변에 온도가 높은 별이 가까이 있으면 성운의 주요 구성 물질인 중성 수소 원자는 별에서 방출되는 자외선을 흡수하여 이온화되며, 이온화된 수소는 다시 자유 전자와 결합해 중성 수소로 되돌아가는데, 이 과정에서 에너지가 방출되면서 방출 성운이 나타난다. 이때 수소에 의해 방출되는 에너지는 붉은색의 가시광선에 해당하는 방출선이 강하여 방출 성운이 붉게 보이게 된다.

 

성간 기체

성간 기체는 전체 성간 물질의 99%를 차지하고, 대부분 수소로 이루어져 있다. ▶ 고온에서는 이온화 상태, 저온에서는 분자 상태로 주로 존재한다.