{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:NGC 3169 NGC 3166.jpg|섬네일|250px|[[NGC 3169]] (왼쪽) 와 [[NGC 3166]] (오른쪽) 은 두 구성원 각각 중력적 영향으로 서로를 뒤틀 수 있을만큼 충분히 가까운
 특징을 보여주고 있다. [[라 실라 천문대]]의 MPG/[[ESO]] [[MPG/ESO 망원경|2.2 미터 망원경]]에 의해 촬영되었다.]]

'''상호작용은하'''(相互作用銀河, interacting galaxy)<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 222쪽 좌단 28째줄</ref>는 서로의 [[중력장]] 내에 위치하여 [[섭동 (천문학)|섭동]]을 야기하는 은하다. 작은 상호작용의 예로는 주인은하의 [[나선팔]]에 대한 [[위성 은하|위성은하]]의 섭동이 있다. 큰 상호작용의 예로는 은하충돌이 있다.

==위성은하와 상호작용==
위성은하와 상호작용하고 있는 거대한 [[은하]]는 흔하다. 위성은하의 중력은 주인은하의 나선팔을 끌어 당긴다. 또 주인은하의 내부로 침투할 수도 있다(예를 들면 [[궁수자리 왜소 타원 은하]]). 이 경우는 미미한 [[항성 형성|별의 형성]]을 야기할 수 있다.

== 은하간 충돌 ==
충돌하는 은하는 은하 진화에서 흔하다. 은하의 내부는 물질의 분포가 매우 듬성듬성하기 때문에, 은하간 충돌은 엄밀히 말하면 보통의 의미에서의 충돌이 아니라 [[중력|중력 상호작용]]이다. 충돌은 병합을 불러온다. 병합의 경우는 충돌 후에 계속되는 이동을 할만큼 충분한 [[운동량]]을 가지지 못하는 두 은하가 충돌할 때 발생한다. 또, 서로 물러났다 서로를 통과함을 반복한 후에 결국 합쳐져 하나의 은하를 형성할 수도 있다. 충돌하는 은하 중 하나가 다른 하나보다 매우 크다면, 그 은하는 병합 후에도 대체로 온전하게 남을 것이다. 따라서 작은 은하가 뜯겨져 나가가고 거대한 은하의 일부가 될 동안 거대한 은하는 이전과 거의 마찬가지의 모습을 보이게 될 것이다. 관통은 통과 후에 두 은하의 물질과 모양을 대체적으로 유지하여 병합보다는 은하의 모양의 변화가 덜하다.

현재 컴퓨터를 통해 중력, 가스 손실, 별 형성과 피드백을 포함하는 현실적인 물리현상을 이용한 은하간 충돌에 대한 모의 실험이 자주 이루어지고 있다. 운동마찰은 [[궤도]]의 초기 상대 [[에너지]]에 따라 어느 시점에서 충돌 할지, 하지 않을지 결정되는 두 은하를 감속시킨다. 모의 실험된 은하의 충돌에 관한 라이브러리는 [[파리 천문대]]의 웹사이트 GALMER에서 찾을 수 있다.<ref name= "galmer.obspm.fr">GALMER [http://galmer.obspm.fr  2010년 3월 27일]</ref>

<gallery>
파일:Galactic soup.jpg|은하쌍 Zw I 136.<ref>{{뉴스 인용|title=은하 수프|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1432a/|accessdate=2014년 8월 18일|work=이번 주의 ESA/허블 사진|archive-date=2020년 6월 10일|archive-url=https://web.archive.org/web/20200610233321/https://www.spacetelescope.org/images/potw1432a/|url-status=}}</ref>
파일:The messy result of a galactic collision.jpg|[[ESO 576-69]]는 과거에 나선 은하의 핵이었던 것으로 여겨지고 있다.<ref>{{뉴스 인용|title=은하충돌의 지저분한 결과|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1321a/|accessdate=2013년 5월 29일|newspaper=ESA/Hubble Picture of the Week|archive-date=2020년 11월 24일|archive-url=https://web.archive.org/web/20201124012648/https://www.spacetelescope.org/images/potw1321a/|url-status=}}</ref>
파일:Whirlpool (M51).jpg|[[소용돌이 은하]]와 그 [[위성 은하]]인 불규칙 은하 [[NGC 5195]]
파일:NGC4676.jpg|[[생쥐 은하]]
파일:Colliding Galaxies Create Active Galactic Nuclei.OGG|이 시뮬레이션은 [[초대질량 블랙홀|거대한 블랙홀]]을 품고 있는 두 나선 은하의 충돌을 보여준다.
</gallery>

== 은하 잡아먹기 ==
'''은하 잡아먹기'''(''galactic canibalism'')는 거대한 은하가 동반은하와 [[기조력|조석]]에 의한 중력 상호작용을 통해 동반은하를 병합하여, 더 크고 흔히 [[불규칙 은하|불규칙한 은하]]를 만들어내는 과정을 의미한다.

둘 이상 은하의 중력적 병합의 가장 흔한 결과는 하나의 불규칙 은하이다. [[타원은하]] 역시 그 결과가 될 수 있긴 하다.

[[우리은하]]와 [[대마젤란 은하]] 및 [[소마젤란 은하]]는 은하 잡아먹기가 현재 이들 사이에서도 발생하고 있음을 시사하고 있다. 왜소은하로부터 활꼴을 그리며 우리은하로 중력에 의해 이끌리는 수소의 흐름이 이 이론의 증거로 간주된다.

== 은하 학대 ==
은하 학대(''galaxy harassment'')는 은하가 높은 상대속도로 움직이고 은하단의 은하의 개수밀도가 높기 때문에 은하단 내에서 다른 계와의 잦은 근접으로 시달리고 있는, [[처녀자리 은하단]]이나 [[머리털자리 은하단]]과 같은 부유은하단 내에서 발생하는 어두운 은하와 밝은 은하 사이의 상호작용의 한 유형이다. 컴퓨터 시뮬레이션에 의하면, 이러한 상호작용은 영향을 받는 계를 불안정한 [[막대나선은하]]로 변화시키고 뒤이어 [[폭발적 항성생성]]을 초래하며, 더 많은 접근이 일어나면 [[각운동량]]의 손실과 가스의 가열을 야기한다. 그 결과는 어두운 [[나선은하]]의 [[왜소구형은하]] 및 [[왜소타원은하]]로의 변화이다.<ref>[http://supernova.lbl.gov/~evlinder/umass/sumold/nk/harass.html 은하 학대]</ref>

이 가설의 증거는 처녀자리 은하단의 조기형 왜소은하에 대한 연구와 이와 같은 상호작용에 의해 변화한 원반계였음을 시사하는 원반과 나선팔과 같은 그들의 구조의 발견이 있다.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...391..823B 밝은 조기형 왜소은하에 숨겨진 나선팔과 막대 특징에 대한 많은 증거]</ref>

== 주목할 만한 상호작용 은하 ==
{| class="wikitable" style="border-collapse:collapse;" cellpadding="2"
|-
!style="background:#efefef;"|이름
!style="background:#efefef;"|[[은하 형태 분류|형태]]
!style="background:#efefef;"|거리<br>(백만 [[광년]])
!style="background:#efefef;"|[[겉보기 등급|등급]]
!style="background:#efefef;"|설명
|-
|[[우리은하]]와 [[대마젤란 은하|LMC]] 및 [[소마젤란 은하|SMC]]
|SBc/SB(s)m/SB(s)m pec
|style="text-align:right;"|0
|style="text-align:right;"|
|주인은하와 위성은하의 상호작용
|-
|[[소용돌이 은하]] (M51)
|SAc (SB0-a)
|style="text-align:right;"|37
|style="text-align:right;"|+8.4
|주인은하와 위성은하의 상호작용
|-
|[[NGC 2207과 IC 2163]]
|SAc/SAbc
|style="text-align:right;"|114
|style="text-align:right;"|+11
|은하충돌의 '''첫 번째 단계'''를 거치고 있는 두 은하
|-
|[[생쥐 은하]] (IC 819/20)
|S0/SB(s)ab
|style="text-align:right;"|300
|style="text-align:right;"|+13.5
|은하충돌의 '''두 번째 단계'''를 거치고 있는 두 은하
|-
|[[NGC 1097]]
|SB(s)bc (E6)
|style="text-align:right;"|45
|style="text-align:right;"|+9.5
|주인은하와 위성은하의 상호작용
|-
|[[더듬이 은하]] (NGC 4038/9)
|SAc/SBm
|style="text-align:right;"|45
|style="text-align:right;"|+10.3
|은하충돌의 '''세 번째 단계'''를 거치고 있는 두 은하
|-
|[[NGC 520]]
|S
|style="text-align:right;"|100
|style="text-align:right;"|+11.3
|은하충돌의 '''세 번째 단계'''를 거치고 있는 두 은하
|}

== 우리은하와 안드로메다 은하의 충돌 ==
{{본문|안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌}}

[[천문학자]]들은 우리은하와 [[안드로메다 은하]]가 약 45억 년 후에 충돌할 것이라고 추정하고 있다. 이 충돌로 두 나선은하의 병합으로 [[타원은하]]가 될 것으로 추정되고 있다.<ref name="muir">Hazel Muir, "[http://space.newscientist.com/article/dn11852-galactic-merger-to-evict-sun-and-earth.html 태양과 지구를 '쫓아내는' 은하 병합," ''뉴사이언티스트'' 2007년 5월 4일] {{웨이백|url=http://space.newscientist.com/article/dn11852-galactic-merger-to-evict-sun-and-earth.html# |date=20081010203855 }}</ref><ref>[[천문학 (잡지)|천문학]], 2008년 6월호, 28쪽, [[에이브러햄 로브|Abraham Loeb]]와 [[T.J.Cox]]</ref> 또는 거대한 [[원반은하]]일 수도 있다.<ref name="Ueda2014">{{저널 인용
    | author=Junko Ueda 등
    | title=병합 잔해 내의 차가운 분자가스. I. 분자 가스 원반의 형성
    | journal=The Astrophysical Journal Supplement Series
    | volume=214
    | issue=1
    | pages=
    | bibcode=
    | doi=10.1088/0067-0049/214/1/1}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[은하 조석]]
* [[은하 병합]]
* [[NGC 7318]]
* [[소용돌이 은하]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* [https://web.archive.org/web/20160304093355/http://www.public.iastate.edu/~curt/cg/homepage.html 은하충돌]
* [https://web.archive.org/web/20070220192943/http://www.iac.es/gabinete/noticias/2001/mar08i.htm 은하 잡아먹기]
* [http://burro.cwru.edu/JavaLab/GalCrashWeb/ 은하충돌 시뮬레이션]
* [http://galmer.obspm.fr  GALMER: 은하 병합 시뮬레이션]

{{은하}}

[[분류:상호작용은하| ]]