우리은하 특징과 형성 과정

우리는 태양계 밖의 천체들에서 성운과 성단을 통해 광활한 우주에 공존해 있는 신비한 천체들과 만날

수 있었습니다.그럼 이제 시야를 좀더 넓혀 태양계가 속해있는 우리 은하를 알아 보겠습니다.우리은하는

수천억 개의 별이 원반 모양 또는 타원체 모양으로 모여 있는 집단의 은하라고 부르고 그중에서도 태양계가

속해있는 은하를 우리은하 라고 부릅니다.밤하늘을 올려다보면 구름처럼 보이는 은하수를 볼 수 있습니다.

지구에서 보이는 우리 은하의 일부분으로 이 은하수가 별의의 무리라는 사실을 17세기 갈릴 레오에 의해 

처음 알려졌습니다.별들의 무리인 우리은하는 원반을 옆에서 본 모습입니다.이런 특징 때문에 우리은하를

은하수라고 부르기도 합니다.은하수에 대한 관심은 영국의 천문학자 허셜에 의해서 높아졌습니다.우연히

밤하늘의 여러 방향에서 별의 개수를 세어보앗던 허셜은 대부분의 별들이 은하수 부근에 놓여 있음을 알게

돼었고 은하수를 기준으로 어느 방향에서나 별들의 개수가 같다는 사실을 알아내었습니다.

허셜은 우주를 편편한 타원체로 생각하면서 중심에서부터 거리가 멀어지면서 별들의 밀도가 줄어드는 것을

통해 태양의 위치를 분석했습니다.카프 타인의 우주 구조에서 본다면 보시는 것처럼 태양은 우리 은하의

중심에서 650pc 떨어져 있으며,중심 면에서 북쪽으로 38pc 떨어진 곳에 위치해 있음을 알아 내었습니다.

우리 은하 같은 대형 은하는 다른 은하와 충돌을 거듭하면서 지금처럼 커진것입니다.이 사실은 다른

은하를 관측하거나 여러 가지 관측 결과를 토대로 알수 있습니다.과학자들은 여기에 디테일을 더해 구체적

으로 어떻게 충돌을 통해 성장햇는지 그 과거를 추적하고,연구하고 있습니다.카나리아 천체물리학 연구소의

연구팀은 가이아 데이터를 이용해 지구에서 6500광년 떨어져 있는 별 100만개의 과거를 추적한 결과 이 

가운데 100억년 이상 오래된 별들은 크게 두 그룹이르 노눌 수 있습니다.금속 성분이 적은 더 푸른 별과

금속 성분이 풍부한 더 붉은 별입니다.천문학에서 금속은 리튬보다 묵더운 원소로 은하에 따라 그 구성에

차이가 있습니다.이 별들의 특징을 분석할 결과 연구팀은 100억년 전 작은 은하를 합병한 결과라고 추측

하였습니다.더 푸른별이 흡수된 쪽으로 이 은하는 가이아 엔셀라두스라고 불리며 우리 은하의 헤일로

만드는데 기여한 것을로 추측합니다.은하 충돌은 드물지 않게 발생하며 우리 은하역시 안드로메다 은하와

충돌해 합체될 운명입니다.

우리은하의 크가와 모양을 구하는 가장 명확한 방법은 우리가 관측할 수 있는 별의 공간 분포를 조사하는

것입니다.즉 고난측 오차를 일으킬 우려가 있는 아주 희미한 별들을 제외한 별을 개수를 세어서 별의 발기

비교를 통해 인접한 구역의 별을 셈으로써 별의 분포범위,즉 은하의 크기와 모양을 알 수 있습니다.

1785년에 허셀이 이방법을 사용했습니다.그러나 우리 은하에는 별의 수가 너무 많기 때문에 모든 별을

세는것은 불가능합니다.허셀은 전 하늘에서 6백 83구역을 택하여 각 구역마다 별을 세었습니다.그 결과

별이 은하면에 집중되어 있고 태양으로부터 멀리 떨어질수록 별의 밀도가 감소함을 알아냈습니다.19360년

캡테인 역시 허셀과 비슷한 결과를 얻었습니다.이때 우리 은하의 지름은 12kpc로 계산 되었습니다.그러나

허셀과 캡테인의 계산은 태양이 은하의 중심에 있는 것을 전제로 하고 있었습니다.성간흡수는 별들 사이의

공간에 존재하는 물질이 별빛을 흡수하는 것으로 별의 밝기를 실제보다 어둡게 합니다.성간흡수를 고려하면

실제 별의 개수는 허셀과 캠테인의 계산보다 많이집니다.그결과 우리은하의 지르,ㅁ이 30kpc임을 계산해냈습니다.