{{위키데이터 속성 추적}}
{{다른 뜻 2|천문학적 구조|지구가 속한 은하|우리 은하}}
[[파일:NGC 4414 (NASA-med).jpg|right|300px|섬네일|[[머리털자리]]의 나선 은하 [[NGC 4414]]]]
'''은하'''(銀河, {{llang|en|galaxy}})는 [[항성]], [[밀집성]], [[성간 물질]], [[암흑 물질]] 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다.<ref name="sparkegallagher2000"/><ref name=nasa060812/> 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 [[우리 은하|은하수]]를 의미하는 [[그리스어]] 단어 "갈락시아스"(''γαλαξίας'')에서 유래했다. 은하들은 [[왜소 은하|작은 것]]들은 1천만(10<sup>7</sup>) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고,<ref name=eso000503/> 큰 것들은 100조(10<sup>14</sup>)여 개의 항성들을 가지고 있는데,<ref name=science250_4980_539/> 이 항성들은 모두 은하의 [[질량중심]] 주위를 공전하고 있다. 태양도 [[지구]]를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 [[공전]]하고있다.

은하 안에는 수많은 [[항성계]], [[성단]], [[성간운]]들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 [[성간물질]]들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 [[암흑물질]]이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 많은 은하들의 중심에 [[초대질량 블랙홀]]이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 [[활동은하핵]](은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다.<ref name="smbh"/>

역사적으로 은하는 겉보기 모습, 즉 시각적 형태로 분류되어 왔다. 일반적인 형태로 [[타원 은하]]와 [[나선 은하]]가 있는데 전자는 대강의 윤곽이 [[타원]]형이고 후자는 먼지투성이의 나선팔들이 소용돌이치는 원반형 구조이다. 불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 [[불규칙 은하]]로 분류되며, 보통 이웃 은하들의 [[중력]] 때문에 모양이 교란된 것이다. 은하 간의 상호 작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별생성률이 커지게 되는데, 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 [[폭발적 항성생성 은하]]가 된다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖추지 못한 작은 은하들 역시 [[불규칙 은하]]로 분류된다.<ref name="IRatlas"/>

[[관측 가능한 우주]]에는 약 1천 7백억(1.7 × 10<sup>11</sup>) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다.<ref name=apj624_2/><ref name=kackie020201/> 대부분의 은하들은 직경이 1천 ~ 10만 [[파섹]]에 달하며<ref name="M101" />&nbsp; 수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다.<ref name=gilman_ch4/> 은하간 공간은 평균 밀도가 1 [[입방미터]]당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있다. 대다수의 은하들은 [[은하단|은하군과 은하단]]이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며, 은하단들이 모여 [[초은하단]]이라고 불리는 거대한 구조를 형성한다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조([[:en:galaxy filament|sheets and filaments]])를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간([[초공동]])으로 둘러싸여 있다.<ref name=camb_lss/>

== 어원 ==
은하를 뜻하는 "갤럭시(galaxy)"는 마치 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 [[우리 은하|은하수]]를 의미하는 [[그리스어]] 단어 "갈락시아스"({{lang|el|γαλαξίας}}, {{lang|en|galaxias}})에서 유래했다. [[그리스 신화]]에서, [[제우스]]가 어린 [[헤라클레스]]를 불사신으로 만들기 위해 [[헤라]]가 자는 사이 그 젖을 물렸다. 헤라는 잠에서 깨서 자기가 모르는 아기에게 젖을 주고 있다는 것을 알고 아기를 밀쳐 냈다. 그래서 그녀의 젖이 밤하늘에 흩뿌려졌고 그 흔적이 [[은하수]]가 되었다고 한다.<ref name=waller_hodge2003/><ref name=konean2006/>

영어에서는 대문자로 시작하는 "Galaxy"로 쓰면 하나 뿐인 [[우리 은하]](영어로는 Milky Way)를 의미하며, 소문자("galaxy")로 쓸 경우에는 무수히 많은 은하들 중 하나를 의미한다. [[우리 은하]] 또는 은하수만을 가리키는 "밀키 웨이(Milky Way)"라는 단어는 [[제프리 초서]]의 글에서 처음 등장한다
{{인용문2 | 인용구 = "See yonder, lo, the Galaxyë<br />&nbsp;Which men clepeth the Milky Wey,<br />&nbsp;For hit is whyt." | 작가 = 제프리 초서 | 출처 = 《[[영예의 집]]》''The House of Fame'', ''c.'' 1380<ref name=oed/>}}

1786년에 [[윌리엄 허셜]]이 자신의 [[심원천체]] 목록을 만들면서 [[안드로메다 은하|메시에 31]]과 같은 특정 천체들을 "[[나선 은하|나선 성운]]"(spiral nebula)이라고 불렀다. 후에 이 천체가 사실은 엄청난 수의 항성들로 이루어져 있다는 것과 이 천체들이 우리 은하 바깥에 존재한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬우주(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "우주(Universe)"라는 단어는 존재하는 모든 것들을 가리키는 것으로 이해될 소지가 다분했고, 따라서 이 용어는 사장된 뒤 "은하"(galaxies)라는 용어가 사용되었다.<ref name=rao2005/>

한국어의 '은하'는 중국어의 '은하(銀河)'(또는 '천하(天河)')를 유래로 하여, 이는 밤하늘 은하수의 은빛에 의해 명명되었다.

== 은하 관측의 역사 ==

=== 은하수 (우리은하) ===
{{본문|우리은하}}
<!--
[[파일:Milky Way Galaxy and a meteor.jpg|섬네일|right|250px|[[:en:Galactic Center|Galactic Center]] of the Milky Way|섬네일]]
-->
<!-- 고대 그리스, 중세, 이슬람의 천문학: 별로 재미없음 -->
<!-- comment 시작
The [[:en:Greek philosophy|Greek|Greek philosophy|Greek]] philosopher [[:en:Democritus|Democritus]] (450–370 BC) proposed that the bright band on the night sky known as the Milky Way might consist of distant stars.<ref name="Plutarch">{{서적 인용| title=The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies | publisher=Echo Library | author=Plutarch | authorlink=Plutarch | year=2006 | location=Chapter 3 | pages=66 | isbn=978-1406832242}}</ref>
[[:en:Aristotle|Aristotle]] (384–322 BC), however, believed the Milky Way to be caused by "the ignition of the fiery exhalation of some stars which were large, numerous and close together" and that the "ignition takes place in the upper part of the [[:en:atmosphere|atmosphere]], in the [[:en:Sublunary sphere|region of the world which is continuous with the heavenly motions|Sublunary sphere|region of the world which is continuous with the heavenly motions]]."<ref name=Montada>
{{웹 인용
 |last1=Montada |first1=J. P.
 |date=2007-09-28
 |title=Ibn Bajja
 |work=[[:en:Stanford Encyclopedia of Philosophy|Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 |url=http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 |accessdate=2008-07-11
}}</ref> The [[:en:Neoplatonism|Neoplatonist|Neoplatonism|Neoplatonist]] philosopher [[:en:Olympiodorus the Younger|Olympiodorus the Younger]] (c. 495–570 AD) was scientifically critical of this view, arguing that if the Milky Way were sublunary it should appear different at different times and places on the Earth, and that it should have [[:en:parallax|parallax]], which it does not. In his view, the Milky Way was celestial. This idea would be influential later in the [[:en:Muslim world|Islamic world|Muslim world|Islamic world]].<ref name=heidarzadeh23/>
According to Mohani Mohamed, the [[:en:Islamic astronomy|Arabian|Islamic astronomy|Arabian]] astronomer [[:en:Alhazen|Alhazen]] (965–1037) made the first attempt at observing and measuring the Milky Way's parallax,<ref name=mohamed/> and he thus "determined that because the Milky Way had no parallax, it was very remote from the Earth and did not belong to the atmosphere."<ref>
{{웹 인용
 |last1=Bouali |first1=H.-E.
 |last2=Zghal |first2=M.
 |last3=Lakhdar |first3=Z. B.
 |year=2005
 |title=Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography
 |publisher=The Education and Training in Optics and Photonics Conference
 |url=http://spie.org/etop/ETOP2005_080.pdf
 |accessdate=2008-07-08
}}</ref>
The [[:en:Persian people|Persian|Persian people|Persian]] astronomer [[Abū Rayhān al-Bīrūnī]] (973–1048) proposed the Milky Way galaxy to be "a collection of countless fragments of the nature of nebulous stars."<ref>{{MacTutor Biography|id=Al-Biruni|title=Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni}}</ref><ref name=al_biruni/> The [[Al-Andalus|Andalusian]] astronomer [[:en:Ibn Bajjah|Ibn Bajjah]] ("Avempace", d. 1138) proposed that the Milky Way was made up of many stars that almost touch one another and appear to be a continuous image due to the effect of [[:en:refraction|refraction]] from sublunary material,<ref name=Montada/><ref name="heidarzadeh25"/> citing his observation of the [[:en:Conjunction (astronomy and astrology)|conjunction|Conjunction (astronomy and astrology)|conjunction]] of Jupiter and Mars as evidence of this occurring when two objects are near.<ref name=Montada/> In the 14th century, the Syrian-born [[Ibn Qayyim Al-Jawziyya]] proposed the Milky Way galaxy to be "a myriad of tiny stars packed together in the sphere of the fixed stars".<ref name=Livingston>
{{저널 인용
 |last1=Livingston |first1=J. W.
 |year=1971
 |title=Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation
 |journal=[[:en:Journal of the American Oriental Society|Journal of the American Oriental Society]]
 |volume=91 |issue=1 |pages=96–103 [99]
 |doi=10.2307/600445
 |jstor=600445
}}</ref>
comment 끝-->

은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 [[갈릴레오 갈릴레이]]에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 [[은하수]]가 실제로는 개개의 별들로 분해 된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 [[토머스 라이트]](Thomas Wright)가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 [[태양계]]에 대한 관측에서 유추하였다.

[[파일:Herschel-Galaxy.png|섬네일|right|250px|허셜이 별의 개수를 세어 추론한 은하의 구조]]

은하수의 실제 모습과 [[태양]]이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 [[윌리엄 허셜]]에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, [[항성]]은 은하수에 가까울수록 많이 [[분포]]해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다.<ref name=paul1993/> 1920년에는 네덜란드의 [[야코뷔스 캅테인]]이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 [[할로 섀플리]]는 [[구상성단]]의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 [[외곽]]에 위치한다고 주장했다.<ref name="our_galaxy" /> 실제로는 [[성간물질]]에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 섀플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다.

=== 외부 은하의 발견 ===
[[파일:Andromeda galaxy.jpg|섬네일|230px|right|자외선으로 본 안드로메다 은하]]
[[파일:M51Sketch.jpg|섬네일|230px|right|로스 백작이 그린 바람개비은하(M33)의 모습]]
인류가 처음으로 관측한 우리은하 밖의 은하는 [[안드로메다 은하]](M31)이다. 10세기에 페르시아 천문학자인 [[압드 알라흐만 알수피|알 수피]]([[:en:Abd al-Rahman al-Sufi|Abd al-Rahman al-Sufi]])가 처음으로 [[안드로메다 은하]]를 관측하고, 이를 '작은 구름'같다고 서술한 기록이 남아 있다.<ref name="NSOG"/> 나중에 [[안드로메다 은하]]는 1612년에 독일의 [[시몬 마리우스]]에 의해 재발견 된다.{{출처|날짜=2012-05-05}} 또한 알 수피는 대마젤란 은하도 관측하였는데, 이 은하는 남반부에 위치해 있어서 16세기 전까지는 유럽에 알려지지 않았다.<ref name="obspm">
{{웹 인용
 |title=Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)
 |url=http://messier.obspm.fr/xtra/Bios/alsufi.html
 |publisher=[[:en:Observatoire de Paris|Observatoire de Paris]]
 |accessdate=2007-04-19
}}</ref><ref name="obspm2">
{{웹 인용
 |title=The Large Magellanic Cloud, LMC
 |url=http://messier.obspm.fr/xtra/ngc/lmc.html
 |publisher=[[:en:Observatoire de Paris|Observatoire de Paris]]
 |accessdate=2007-04-19
}}</ref>

1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추론을 하였다.<ref name="our_galaxy">{{웹 인용
 |last1=Evans
 |first1=J. C.
 |date=1998-11-24
 |title=Our Galaxy
 |url=http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm
 |publisher=[[:en:George Mason University|George Mason University]]
 |accessdate=2007-01-04
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 |url-status=dead
 }}</ref><ref>See text quoted from Wright's ''An original theory or new hypothesis of the Universe'' in {{서적 인용
 |last1=Dyson |first1=F.
 |year=1979
 |title=Disturbing the Universe
 |page=245
 |publisher=[[:en:Pan Books|Pan Books]]
 |isbn=0-330-26324-2
}}</ref>
1755년에는 독일의 [[이마누엘 칸트]]가 이러한 생각을 발전시켜 성운들은 은하수와 같은 [[천체]]가 멀리 있는 것이라고 지적하며, 그것을 "섬 우주"(island universe)라고 칭했다.
1774년에는 프랑스의 [[샤를 메시에]]는 구름 모양의 천체를 [[혜성]]과 구별하기 위해 [[메시에 천체 목록]]을 발표하였다. 1840년대에는 영국의 [[제3대 로스 백작 윌리엄 파슨스|로스 백작]]([[:en:William Parsons, 3rd Earl of Rosse|Lord Rosse]])이 구경 72인치짜리 대형 망원경을 만들어 이를 이용해 다양한 천체 스케치를 남겼다. 그는 [[사냥개 자리]]의 [[M51]]이 나선형을 하고 있다는 것을 발견했다. 그는 알려진 성운 중에 나선 모양의 천체가 많이 존재하고, 반면에 그러한 특징이 없는 단순한 타원형인 것도 있다는 것을 발견했다. 이 당시에는 이러한 천체들이 외부 은하인지 몰랐기 때문에 모양에 따라 "성운(nebula)" 또는 "나선성운(spiral nebula)"라고 불렀다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Abbey
 |first1=L.
 |title=The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown
 |url=http://labbey.com/Telescopes/Parsontown.html
 |accessdate=2007-01-04
 |보존url=https://archive.today/20120604/http://labbey.com/Telescopes/Parsontown.html
 |보존날짜=2012-06-04
 |url-status=dead
 }}
</ref>

1912년에는 베스토 슬라이퍼([[:en:Vesto Slipher|Vesto Slipher]])가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 [[적색편이]]를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Slipher |first1=V. M.
 |year=1913
 |title=The radial velocity of the Andromeda Nebula
 |journal=[[:en:Lowell Observatory Bulletin|Lowell Observatory Bulletin]]
 |volume=1 |pages=56–57
 |bibcode=1913LowOB...2...56S
}}</ref><ref>
{{저널 인용
 |last1=Slipher |first1=V. M.
 |year=1915
 |title=Spectrographic Observations of Nebulae
 |journal=[[:en:Popular Astronomy (US magazine)|Popular Astronomy]]
 |volume=23 |pages=21–24
 |bibcode=1915PA.....23...21S
}}</ref>
1920년에는 [[할로 섀플리]]와 [[히버 커티스]](Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 본질을 두고, 소위 [[대논쟁 (천문학)|대논쟁]]([[:en:The Great Debate|Great Debate]])이 열리게 된다.
<ref>
{{웹 인용
 |last1=Weaver |first1=H. F.
 |title=Robert Julius Trumpler
 |url=http://www.nap.edu/readingroom/books/biomems/rtrumpler.html
 |publisher=[[:en:United States National Academy of Sciences|US National Academy of Sciences]]
 |accessdate=2007-01-05
}}</ref>
이 유명한 논쟁에서 섀플리는 은하수가 [[우주 천체]]이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 [[나선성운]]들은 우리은하 밖에 존재하는 다른 은하, 소위 섬우주(Island universe)라고 주장했다. 이 논쟁은 1924년에 이르러 서야 [[에드윈 허블]]에 의해 해결되게 된다. 허블은 안드로메다 은하에서 [[세페이드 변광성]]을 발견하였고, 변광성의 절대등급과 변광주기 관계를 이용하여 안드로메다 은하까지의 거리가 약 90만 광년이라는 것을 계산해냈다. 이 값은 당시 알려져있던 우리 은하의 크기에 비해 충분히 큰 값이었기에,<ref group="주">세페이드 변광성에 두 개의 [[항성종족|종족]]이 있는 것으로 밝혀져, 현재 안드로메다 은하까지의 거리는 약 230만 광년으로 수정되었다.</ref> 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Hubble |first1=E. P.
 |year=1929
 |title=A spiral nebula as a stellar system, Messier 31
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=69 |pages=103–158
 |bibcode=1929ApJ....69..103H
 |doi=10.1086/143167
}}</ref>
이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다. 1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 [[허블 순차|허블 분류법]]이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 있다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Sandage |first1=A.
 |year=1989
 |title=Edwin Hubble, 1889–1953
 |journal=[[:en:Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|Journal of the Royal Astronomical Society of Canada]]
 |volume=83 |issue=6 |pages=
 |url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html
 |accessdate=2007-01-08
}}</ref>

=== 현대의 은하 연구 ===
[[파일:GalacticRotation2.svg|섬네일|은하의 회전속도곡선. B가 관측된 자료이고, A는 보이는 물질로 설명할 수 있는 부분이다.]]
[[파일:UDFy-38135539.jpg|섬네일|가장 먼 은하 중의 하나인 [[UDFy-38135539]] 약 131억 광년 떨어져 있다.]]

1944년에는 네덜란드의 [[헨드릭 판더휠스트]](Hendrik van de Hulst)가 우리 은하의 성간 수소 가스가 21cm선을 방출할 것 이라고 예측했고, 이 전파 선은 마침내 1951년에 관측되었다.<ref>{{웹 인용
 |last1=Tenn
 |first1=J.
 |title=Hendrik Christoffel van de Hulst
 |url=http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/
 |publisher=[[:en:Sonoma State University|Sonoma State University]]
 |accessdate=2007-01-05
 |archive-date=2012-05-29
 |archive-url=https://archive.today/20120529/http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/vandeHulst/
 }}</ref>
전파는 성간물질에 흡수되지 않기 때문에, 21&nbsp;cm 수소선의 도플러 효과를 이용해 우리 은하 전체의 수소 가스의 분포와 운동을 조사할 수 있게 되었다. 그 결과, 우리 은하에도 나선팔 구조가 있는 것이 밝혀졌다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=López-Corredoira |first1=M.
 |coauthors=''et al.''
 |year=2001
 |title=Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS
 |journal=[[:en:Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=373
 |issue=1 |pages=139–152
 |bibcode=2001A&A...373..139L
 |doi=10.1051/0004-6361:20010560
|arxiv = astro-ph/0104307 }}</ref>
현재는 전파 망원경의 발달로 우리 은하 밖의 은하의 수소 분포도 조사되고 있다.

1970년대에는 [[베라 루빈]]([[:en:Vera Rubin|Vera Rubin]])에 의해 수소선의 관측에서 얻은 은하의 [[회전속도]]가 은하의 바깥쪽 부근에서도 늦춰지지 않는다는 것이 밝혀 졌다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Rubin |first1=V. C.
 |year=1983
 |title=Dark matter in spiral galaxies
 |journal=[[:en:Scientific American|Scientific American]]
 |volume=248
 |issue=6 |pages=96–106
 |bibcode=1983SciAm.248...96R
 |doi=10.1038/scientificamerican0683-96
}}</ref>
이로써 은하의 회전속도 곡선을 은하에 있는 별이나 가스같은 [[물질]] 만으로는 설명할 수 없으므로 다른 물질이 필요하다는 사실이 알려졌다. 이렇게 "빛을 내지 않지만 질량을 가진 물질"을 [[암흑 물질]]이라고 한다. 암흑 물질의 정체에 대해서는 다양한 설이 있지만, 아직 명확히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 [[물리학]] 및 [[천문학]]이 풀어야 할 가장 중요한 문제 중의 하나로 남아 있다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Rubin |first1=V. C.
 |year=2000
 |title=One Hundred Years of Rotating Galaxies
 |journal=[[:en:Publications of the Astronomical Society of the Pacific|Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
 |volume=112 |issue=772 |pages=747–750
 |bibcode=2000PASP..112..747R
 |doi=10.1086/316573
}}</ref>

1990년에 들어 대형 망원경과 [[허블 우주 망원경]]의 등장으로 인해, 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 (따라서 은하들의 수십 억년 전 모습을) 관측할 수 있게 되었다.{{출처|날짜=2012-05-05}} 이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 은하들을 [[고적색편이 은하]]([[:en:Redshift#Highest redshifts|high-redshift galaxy]])라고 한다. 예를 들어 1995년에, 허블 망원경은 [[허블 딥 필드]]라고 불리는, 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 얻었는데 여기에는 은하까지의 거리가 약 100억 광년이 넘는 은하들도 포함되어 있었다.<ref>
{{웹 인용
 |date=2002-11-27
 |title=How many galaxies are there?
 |url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/021127a.html
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2007-01-08
}}</ref>
한편 사람의 눈에 보이지 않는 여러 [[파장]]의 빛을 관측할 수 있는 기술이 발달하면서 (예를 들어 [[전파망원경]], [[적외선 카메라]], [[X-선]] 망원경), 현재는 여러 파장에서 오는 정보를 종합하여 은하의 특성들을 이해하는 노력이 이루어지고 있다.

== 형태와 분류 ==
{{본문|은하의 형태분류}}
[[파일:Hubble sequence photo.png|섬네일|360px|[[허블 순차]]에 따른 은하 분류. ''E''는 타원 은하, ''S''는 나선 은하, ''SB''는 막대나선 은하를 가리킨다.<ref group="주">왼쪽에 위치한 것들은 "초기형"(early-type), 오른쪽의 것은 "후기형"(late-type)이라고 부른다.</ref>]]

은하에는 세가지 기본적 분류가 있다. 타원형, 나선형, 불규칙형이 그것들이다. 은하를 그 형태에 따라 구체적으로 분류한 것을 [[허블 순차|허블 분류]]라고 부른다. 그러나 허블 분류는 오직 시각적 모양만 가지고 분류한 것이기 때문에 별의 생성률([[폭발적 항성생성 은하]])이나 은하핵의 활동성([[활동 은하]])와 같은 다른 중요한 특성들을 놓칠 수도 있다.<ref name="IRatlas" />

==== 타원 은하 ====
{{본문|타원 은하}}

허블의 분류 체계에서 타원 은하는 그 [[타원율]]에 따라 거의 원에 가까운 E0에서 찌그러진 모양의 E7까지 세분화된다. 타원 은하들은 [[타원체]]의 형태이기 때문에 어느 방향에서 보든지 타원형의 모양을 보인다. 타원 은하의 구조는 단순하고 [[성간 물질]]이 상대적으로 적다. 따라서 타원 은하에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, [[산개 성단]]이 적은 대신, 은하중심을 임의의 방향으로 공전하는 [[항성 진화|늙은 별들]]로 주로 이루어져 있다. 이런 점은 타원 은하보다 훨씬 작은 [[구상 성단]]의 경우와 비슷하다.<ref name="elliptical">
{{웹 인용
 |1=
 |성=Barstow
 |이름=M. A.
 |연도=2005
 |제목=Elliptical Galaxies
 |url=http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml
 |출판사=[[레스터 대학교|Leicester University]] Physics Department
 |확인날짜=2006-06-08
 |보존url=https://web.archive.org/web/20120729081504/http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml
 |보존날짜=2012-07-29
 |url-status=dead
 }}
</ref>

우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다. 많은 타원 은하들이 [[상호작용 은하|은하간의 상호작용]]으로 충돌·병합되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 거대 타원 은하들은 보통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견된다.<ref>
{{웹 인용
 |날짜=2005-10-20
 |제목=Galaxies
 |url=http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php
 |출판사=[[코넬 대학교|Cornell University]]
 |확인날짜=2006-08-10
}}</ref>
[[폭발적 항성생성 은하]]는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다.<ref name="elliptical" />

==== 나선 은하 ====
{{본문|나선 은하|막대 나선 은하}}
[[파일:Messier51 sRGB.jpg|right|섬네일|250px|대표적인 정상 나선 은하인 [[소용돌이 은하]](왼쪽).]]

나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양을 이루고 있다. [[은하 팽대부|팽대부]]에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다. 허블 분류에서 나선 은하는 '''S'''로 나타내며, 나선팔이 꼬인 정도와 팽대부의 크기에 따라 '''Sa''', '''Sb''', '''Sc'''로 분류된다. Sa형은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대부가 상대적으로 크다. Sc형은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하며, 팽대부가 상대적으로 작다. Sb는 둘의 중간 정도이다.<ref>
{{웹 인용
 |성=Smith
 |이름=G.
 |날짜=2000-03-06
 |url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html
 |제목=Galaxies — The Spiral Nebulae
 |출판사=[[캘리포니아 대학교|University of California]], [[:en:San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences|San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences]]
 |확인날짜=2006-11-30
 |보존url=https://archive.today/20120710/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html
 |보존날짜=2012-07-10
 |url-status=dead
 }}
</ref> 나선팔이 뚜렷하지 않은 은하들은 [[양털나선은하]]([[:en:flocculent spiral galaxy|flocculent spiral galaxy]])라고 하고, 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 [[거대구조 나선은하|웅대구조 나선은하]]([[:en:grand design spiral galaxy|grand design spiral galaxy]])라고 부른다.<ref name=bergh1998/>
<!-- 양털 나선 은하, 웅대 구조 나선 은하: 좀 더 좋은 용어가 필요할 듯 -->

나선은하의 나선팔은 [[밀도파]] 때문에 발생하는 밀도가 높은 영역이라고 여겨진다.<ref name=bertin_lin1996/> 별들과 마찬가지로 나선팔도 일정한 속도로 공전하지만, 별보다는 훨씬 느린 속도로 움직인다. 은하원반에서 별들이 이 나선팔에 가까워지면 이 밀도가 높은 영역의 중력 때문에 별이 빨리 움직여서 나선팔에 모이게 되고, 일단 나선팔을 지나치게 되면 다시 원래대로 공전속도가 느려진다. 이러한 효과는 곧잘 정체가 발생하는 고속도로에 비유된다. 차들의 정체가 발생해서 차들이 많이 몰려있는 구간이 은하의 나선팔에 해당된다. 차들이 정체 구간에 항상 들어왔다가 다시 나가는 것처럼, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 벗어나게 된다. 따라서 나선팔은 주변보다 밀도가 높고, 새로운 별이 만들어지기도 하기 때문에 눈에 쉽게 띄는 것이다.<ref name=belkora355/>

[[파일:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|right|섬네일|250px|[[NGC 1300]], 막대나선은하의 예]]

상당수의 나선은하들은 팽대부에서부터 시작되어 바깥쪽의 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 갖기도 하는데, 이 같은 은하를 [[막대나선은하]](barred spiral galaxy)라고 부른다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Eskridge |first1=P. B.
 |last2=Frogel |first2=J. A.
 |year=1999
 |title=What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?
 |journal=[[:en:Astrophysics and Space Science|Astrophysics and Space Science]]
 |volume=269/270 |pages=427–430
 |bibcode=1999Ap&SS.269..427E
 |doi=10.1023/A:1017025820201
}}</ref>
허블 분류에서는 '''SB'''로 표시하며, 일반 나선은하와 마찬가지로 '''SBa'''처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c를 뒤에 붙인다. 이러한 막대구조는 [[밀도파]]나 은하간 상호작용 때문에 발생하는 일시적인 구조라고 생각된다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Bournaud |first1=F.
 |last2=Combes |first2=F.
 |year=2002
 |title=Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal
 |journal=[[:en:Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=392
 |issue=1 |pages=83–102
 |bibcode=2002A&A...392...83B
 |doi=10.1051/0004-6361:20020920
 |arxiv = astro-ph/0206273 }}</ref>
많은 막대 은하들은 흔히 [[활동은하핵]]을 가지기도 하는데, 이는 막대 구조가 가스를 은하 중심으로 쉽게 보내는 역할을 하기 때문이라고 여겨지기도 한다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Knapen |first1=J. H.
 |last2=Pérez-Ramírez |first2=D.
 |last3=Laine |first3=S.
 |year=2002
 |title=Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies
 |journal=[[:en:Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=337 |issue=3 |pages=808–828
 |bibcode=2002MNRAS.337..808K
 |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x
 |arxiv = astro-ph/0207258 }}</ref>

[[우리 은하]]는 지름이 약 30kpc, 두께가 약 1kpc인 막대 나선은하에 속한다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Alard |first1=C.
 |year=2001
 |title=Another bar in the Bulge
 |journal=[[:en:Astronomy and Astrophysics Letters|Astronomy and Astrophysics Letters]]
 |volume=379 |issue=2 |pages=L44–L47
 |bibcode=2001A&A...379L..44A
 |doi=10.1051/0004-6361:20011487
|arxiv = astro-ph/0110491 }}</ref>
우리은하는 약 2천억(2×10<sup>11</sup>)개의 별들을 가지고 있으며, 태양 질량보다 약 6천억(6×10<sup>11</sup>)배 큰 질량을 가지고 있다.<ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Sanders |first1=R.
 |date=2006-01-09
 |title=Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum
 |publisher=[[:en:UC Berkeley|UCBerkeley News]]
 |url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml
 |accessdate=2006-05-24
}}</ref><ref>
{{저널 인용
 |last1=Bell |first1=G. R.
 |last2=Levine |first2=S. E.
 |year=1997
 |title=Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership
 |journal=[[:en:Bulletin of the American Astronomical Society|Bulletin of the American Astronomical Society]]
 |volume=29 |issue=2 |pages=1384
 |bibcode=1997AAS...19110806B
}}</ref>

==== 렌즈형 은하 ====
렌즈형 은하([[:en:lenticular galaxy|lenticular galaxy]])는 타원은하와 나선은하의 중간 성격을 갖는 은하이며, 허블 분류에서는 '''S0'''로 분류된다.
막대 구조가 있으면 막대 렌즈형 은하(SB0)으로 분류된다. 뚜렷한 나선 팔이 보이지 않으며, 별의 분포는 타원은하와 비슷하다.<ref>{{웹 인용
 |date=2004-05-31
 |title=Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed
 |url=http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html
 |publisher=[[:en:Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
 |accessdate=2006-12-06
 |보존url=https://archive.today/20120604/http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html
 |보존날짜=2012-06-04
 |url-status=dead
 }}</ref>

==== 기타 은하 ====
[[파일:Hoag's object.jpg|섬네일|[[고리 은하]]의 한 예인 [[호그 천체]].]]

[[특이 은하]]는 은하간 상호작용 때문에 은하의 모양이 타원이나 원반과 달리 기묘하게 변형된 은하이다. 대표적인 예로 [[고리 은하]]([[:en:ring galaxy|ring galaxy]])가 있는데, 이것은 중심에 은하 팽대부만 있고 이를 별들과 성간 물질들이 고리 모양으로 둘러싸고 있다. 이러한 고리 은하는 작은 은하가 나선 은하의 중심을 관통해서 생긴 것으로 생각된다.<ref>
{{저널 인용
 |저자=R. A. Gerber
 |공저자=S. A. Lamb, D. S. Balsara
 |연도=1994
 |제목=Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass
 |저널=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]
 |volume=26 |쪽=911
 |bibcode=1994AAS...184.3204G
}}</ref> 유명한 [[안드로메다 은하]]도 [[적외선]] 파장으로 관측했을 시 여러 개의 고리 모양이 나타나는데, 비슷한 사건으로 인해 형성된 것으로 보인다.<ref>
{{웹 인용
 |출판사=[[:en:European Space Agency|European Space Agency]]
 |날짜=1998-10-14
 |제목=ISO unveils the hidden rings of Andromeda
 |url=http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm
 |확인날짜=2006-05-24
 |보존url=https://archive.today/19990828194420/http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm
 |보존날짜=1999-08-28
 |url-status=dead
 }}
</ref>

어떠한 분류에도 속하지 않는 은하는 불규칙은하(Irr, irregular galaxy)로 분류한다. Irr-I형 은하는 타원이나 나선은하와 비슷한 구조가 있긴 하지만 분류하기가 힘든 은하들이며, Irr-II형 은하는 일정한 형태가 전혀 없어서 허블 분류로 나누기가 거의 불가능한 은하이다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Barstow
 |first1=M. A.
 |year=2005
 |title=Irregular Galaxies
 |url=http://www.star.le.ac.uk/edu/Irregular.shtml
 |publisher=[[:en:University of Leicester|University of Leicester]]
 |accessdate=2006-12-05
 |보존url=https://web.archive.org/web/20120227172628/http://www.star.le.ac.uk/edu/Irregular.shtml
 |보존날짜=2012-02-27
 |url-status=dead
 }}
</ref> 불규칙 은하의 예로는 [[마젤란 은하]]([[:en:Magellanic Clouds|Magellanic Clouds]])가 있다.

==== 왜소 은하 ====
{{본문|왜소 은하}}

타원은하나 나선은하들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 개수로 볼 때 [[왜소 은하]]들은 우주의 거의 대부분을 차지한다. 왜소은하들의 크기는 보통 우리은하 약 100분의 1정도에 불과하고, 약 10억개 정도에 불과한 별들로 구성되어 있다. 최근에 발견된 아주 조밀한 왜소은하들(ultra-compact dwarf galaxy)은 크기가 약 100 [[파섹|pc]]에 불과한 것들도 있다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Phillipps |first1=S.
 |last2=Drinkwater |first2=M. J.
 |last3=Gregg |first3=M. D.
 |last4=Jones |first4=J. B.
 |year=2001
 |title=Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=560 |issue=1 |pages=201–206
 |bibcode=2001ApJ...560..201P
 |doi=10.1086/322517
 |arxiv = astro-ph/0106377 }}</ref>
많은 왜소 은하들은 다른 큰 은하 주위를 공전하는 위성 은하이다. 예를 들어 우리 은하 주위에는 이러한 수십 개의 위성 은하들이 알려져 있으며, 지금도 계속 발견되고 있다.<ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Groshong
 |first1=K.
 |date=2006-04-24
 |title=Strange satellite galaxies revealed around Milky Way
 |publisher=[[:en:New Scientist|New Scientist]]
 |url=http://space.newscientist.com/article/dn9043
 |accessdate=2007-01-10
 |보존url=https://web.archive.org/web/20061115010736/http://space.newscientist.com/article/dn9043
 |보존날짜=2006-11-15
 |url-status=dead
 }}
</ref>
왜소 은하들은 또한 형태에 따라 타원 왜소은하, 나선 왜소은하, 불규칙 왜소은하 등으로 분류되기도 한다.

<!-- 다음은 널리 받아들여지고 있는 사실이 아님.
A study of 27 Milky Way neighbors found that in all dwarf galaxies, the central mass is approximately 10 million [[:en:solar mass|solar mass]]es, regardless of whether the galaxy has thousands or millions of stars. This has led to the suggestion that galaxies are largely formed by [[:en:dark matter|dark matter]], and that the minimum size may indicate a form of [[:en:warm dark matter|warm dark matter]] incapable of gravitational coalescence on a smaller scale.
<ref>
{{웹 인용
 |last1=Schirber |first1=M.
 |date=2008-08-27
 |url=http://sciencenow.sciencemag.org/cgi/content/full/2008/827/3
 |title=No Slimming Down for Dwarf Galaxies
 |publisher=[[:en:ScienceNOW|ScienceNOW]]
 |accessdate=2008-08-27
}}</ref>
-->

== 특이한 모습들 ==

=== 상호 작용 ===
{{본문| 상호작용 은하}}
<!-- 다음 문장은 약간 혼란을 줌. 꼭 은하단에서 상호작용이 많이 일어나는 것은 아님 -->
<!--
The average separation between galaxies within a cluster is a little over an [[:en:order of magnitude|order of magnitude]] larger than their diameter.
-->
별들 사이의 충돌은 거의 일어나지 않는 반면, 은하들 사이의 충돌·상호작용은 꽤 빈번히 일어나며, 이는 [[은하의 형성과 진화]]에 아주 중요한 영향을 미친다. 상호 작용의 정도에는 여러가지가 있다. 은하들이 정면으로 충돌하지 않고, 약간 비켜 나가는 경우에는 서로의 [[조석력]] 때문에 은하가 찢어지거나 늘어나고, 가스나 먼지들이 서로 교환되기도 한다.<ref name="umda">
{{웹 인용
 |url=http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html
 |title=Galaxy Interactions
 |publisher=[[:en:University of Maryland|University of Maryland]] Department of Astronomy
 |accessdate=2006-12-19
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060509074300/http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html
 |archivedate=2006년 5월 9일
 |url-status=dead
 }}
</ref><ref name="suia">
{{웹 인용
 |title=Interacting Galaxies
 |url=http://cosmos.swin.edu.au/entries/interactinggalaxies/interactinggalaxies.html?e=1
 |publisher=[[:en:Swinburne University|Swinburne University]]
 |accessdate=2006-12-19
}}</ref>

[[파일:Antennae galaxies xl.jpg|left|섬네일|[[더듬이 은하]]([[:en:Antennae Galaxies|Antennae Galaxies]]) 두 은하가 충돌해서 큰 은하로 병합되고 있다.]]

은하들이 직접 충돌하지만, 상대적인 운동량이 커서 하나로 합쳐지지 않는 경우도 있다. 이러한 은하들의 충돌의 경우에도, 별의 크기는 별 사이의 거리에 비해 너무 작으므로 두 은하의 별들이 직접 서로 충돌하는 일은 없다. 그러나 은하의 가스와 먼지들은 서로 강한 상호작용을 일으키게 된다. 이 때문에 성간물질이 압축되거나 불안정해져서 폭발적인 별 생성(star-burst)이 일어나기도 한다. 은하들 사이의 충돌은 하나 또는 모든 은하의 모양을 심하게 변형시키고, 막대나, 고리, 연결 다리 또는 꼬리 같은 여러 가지 구조들을 만들어 낸다.<ref name="umda" /><ref name="suia" />

은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 은하들의 [[병합]]({{lang|en|galaxy merger}})이라고 부른다. 이 경우 은하들은 서서히 더 큰 하나의 새로운 은하로 병합되며, 그 과정에서 형태가 완전히 변하게 된다. 만약 두 은하 중 하나가 다른 것 보다 월등히 큰 경우, 작은 은하가 큰 은하에 완전히 흡수되므로(먹히게 되므로), 이를 은하의 흡수 합병([[:en:Interacting galaxy#Galactic cannibalism|galactic cannibalism]])이라고 부르기도 한다. 이 경우 큰 은하는 거의 모양이 변하지 않는 반면, 작은 은하는 조석력에 의해 쉽게 찢어지게 된다. 예를 들어, [[궁수자리 왜소 타원 은하]]([[:en:Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy|Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy]])와 큰개자리 왜소은하([[:en:Canis Major Dwarf Galaxy|Canis Major Dwarf Galaxy]])는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중이다.<ref name="umda" /><ref name="suia" />

=== 폭발적 별생성 은하 ===

{{본문|폭발적 항성생성 은하}}
[[파일:M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|right|섬네일|
[[메시에 82|M82]], 일반적인 은하보다 10배 이상 별을 만들고 있는 [[폭발적 항성생성 은하|폭발적 별생성 은하]]의 대표적인 예<ref>
{{웹 인용
 |date=2006-04-24
 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/14/image/a
 |title=Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2006-08-10
}}</ref>]]

일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 [[분자구름]]([[:en:molecular cloud|molecular cloud]])에서 만들어진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 [[폭발적 항성생성 은하|폭발적 별생성 은하]]({{lang|en|starburst galaxy}})라고 부른다. 그런데 이렇게 계속 빨리 별을 만들다 보면, 은하는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 금방 소진해버리게 된다. 따라서 이러한 폭발적 별 생성은 오래 지속될 수는 없고, 은하의 나이보다 훨씬 적은 약 천 만년 정도만 지속된다. 이러한 [[폭발적 항성생성 은하|폭발적 별생성 은하]]는 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며,<ref name="chandra">
{{웹 인용
 |date=2006-08-29
 |url=http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html
 |title=Starburst Galaxies
 |publisher=[[:en:Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
 |accessdate=2006-08-10
}}</ref> 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다.<ref>
{{서적 인용
 |last1=Kennicutt Jr. |first1=R. C.
 |coauthors=''et al.''
 |date=2005
 |title=Demographics and Host Galaxies of Starbursts
 |booktitle=Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies
 |page=187
 |publisher=[[:en:Springer (publisher)|Springer]]
 |bibcode=2005sdlb.proc..187K
}}</ref>
폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 [[H II 영역]]을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Smith
 |first1=G.
 |date=2006-07-13
 |title=Starbursts & Colliding Galaxies
 |url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html
 |publisher=[[:en:University of California|University of California]], [[:en:San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences|San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences]]
 |accessdate=2006-08-10
 |보존url=https://archive.today/20120707/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html
 |보존날짜=2012-07-07
 |url-status=dead
 }}
</ref>
<!-- 다음 내용은 확실하지 않음. 초신성 폭발은 별 생성을 촉진하기도, 방해하기도 함. 삭제 -->
<!--
These massive stars produce [[:en:supernova|supernova]] explosions, resulting in expanding [[:en:supernova remnant|remnants|supernova remnant|remnants]] that interact powerfully with the surrounding gas. These outbursts trigger a chain reaction of star building that spreads throughout the gaseous region. Only when the available gas is nearly consumed or dispersed does the starburst activity come to an end.<ref name="chandra" />
-->

폭발적으로 별을 생성하는 은하는 병합이나 상호 작용 때문에 만들어진다고 여겨진다. 가장 전형적인 예들 들면, 가까이에 있는 상당히 큰 [[M81]] 은하와 상호 작용을 하고 있는 [[M82]] 은하가 있다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Keel |first1=B.
 |month=September |year=2006
 |title=Starburst Galaxies
 |url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/starburst.html
 |publisher=[[:en:University of Alabama|University of Alabama]]
 |accessdate=2006-12-11
}}</ref>

=== 활동은하핵 ===
{{본문|활동은하핵}}

[[파일:M87 jet.jpg|left|섬네일|전파은하 [[메시에 87|M87]] 중심으로부터 방출되는 입자의 제트]]

어떤 일부 은하들은 그 중심에 [[활동은하핵]]을 가지고 있다. 이는 은하 또는 은하핵에서 방출되는 에너지의 상당 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아닌 다른 에너지 원(블랙홀)으로부터 나온다는 뜻이다. 이러한 [[활동은하핵]]([[:en:active galactic nucleus|active galactic nucleus]])은 응축원반([[:en:accretion disc|accretion disc]])을 가진 [[초대질량 블랙홀|매우 무거운 블랙홀]]([[:en:Supermassive black hole|Supermassive black hole]])이라고 여겨진다. [[활동은하핵]]에서 나오는 에너지는 물질이 이 원반으로부터 블랙홀 안으로 떨어지면서 방출하는 중력 에너지이다.<ref name="keel">
{{웹 인용
 |last1=Keel |first1=W. C.
 |year=2000
 |url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html
 |title=Introducing Active Galactic Nuclei
 |publisher=[[:en:University of Alabama|University of Alabama]]
 |accessdate=2006-12-06
}}</ref>
이러한 활동핵 중 약 10%에서는 거의 빛의 속도로 물질을 서로 반대 방향으로 방출하는 고에너지 [[제트]]가 관측되기도 하는데, 어떻게 이러한 제트가 만들어지는 지는 아직도 정확히 알려져 있지 않다.<ref name="monster">
{{웹 인용
 |last1=Lochner |first1=J.
 |last2=Gibb |first2=M.
 |title=A Monster in the Middle
 |url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/active_galaxies.html
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2006-12-20
}}</ref>

[[활동 은하]]는 주로 관측되는 파장의 특성에 따라 여러가지로 다시 분류가 된다. 예를 들면 밝기에 따라 나뉘는 [[시퍼트 은하]]([[:en:Seyfert galaxy|Seyfert galaxies]])와 [[퀘이사|퀘이사(준항성 천체)]]가 있으며, 이들은 주로 가시광선에서 특이한 방출선을 보인다. [[블레자|블레이저]]([[:en:Blazar|Blazar]])는 은하핵에서 나오는 상대론적 제트([[:en:relativistic jet|relativistic jet]])가 정확히 관측자를 향해 있어서 그 크기가 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵이다. 전파은하([[:en:radio galaxy|radio galaxy]])는 이러한 제트 때문에 강한 전파를 내는 활동은하를 일컫는다. 이렇게 다양한 활동 은하핵의 특성들은 단지 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"({{lang|en|unified model
of AGN}})이 제시되어 있다.<ref name="monster" /> 이 외에도 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지고 있는 "LINER"([[:en:low-ionization nuclear emission-line region|low-ionization nuclear emission-line region]])가 있으며, 이는 매우 약한 활동은하핵 중의 하나라고 여겨지지만, 아직 그 본질은 확실히 밝혀지지 않고 있다.<ref name="heckman1980">
{{저널 인용
 |last1=Heckman |first1=T. M.
 |year=1980
 |title=An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei
 |journal=[[:en:Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=87 |pages=152–164
 |bibcode=1980A&A....87..152H
}}</ref> 약 1/3의 가까운 은하들이 이 LINER로 분류된다.<ref name="keel" /><ref name="heckman1980" /><ref name="hoetal1997b">
{{저널 인용
 |last1=Ho |first1=L. C.
 |last2=Filippenko |first2=A. V.
 |last3=Sargent |first3=W. L. W.
 |year=1997
 |title=A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=487
 |issue=2 |pages=568–578
 |bibcode=1997ApJ...487..568H
 |doi=10.1086/304638
|arxiv = astro-ph/9704108 }}</ref>

== 은하의 형성과 진화 ==
{{본문|은하의 형성과 진화}}

처음에 어떻게 은하가 생겨났고, 은하가 우주의 긴 역사 동안 어떻게 변해왔는가 하는 것이 은하의 형성과 진화에 관한 연구의 주제이다. 이 분야의 많은 이론들은 천문학자들에게 널리 받아 들여지고 있는 것도 있으나, 은하의 형성과 진화는 현재도 [[천체물리학]]의 주요 연구 분야이다.

=== 은하의 형성 ===
[[파일:Young Galaxy Accreting Material.jpg|섬네일|젊은 은하로 가스가 흘러드는 모습의 상상도]]

현재 널리 받아들여지고 있는 [[대폭발 이론|대폭발(빅뱅) 이론]]에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 후의 [[재결합|우주의 재결합시기]]([[:en:Recombination (cosmology)|recombination]])에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이 때는 거의 모든 수소들이 이온화되지 않은 중성 상태에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 시기를 우주의 "[[암흑 시대]]"([[:en:Timeline of the Big Bang#Dark ages|Dark Ages]])라고 부른다. 이러한 원시우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다. 바리온 물질들이 이러한 [[암흑 물질 헤일로]]로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고,<ref name="hqrdvj">
{{웹 인용
 |date=1999-11-18
 |title=Search for Submillimeter Protogalaxies
 |url=http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm
 |publisher=[[:en:Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
 |accessdate=2007-01-10
 |보존url=https://web.archive.org/web/20080325183740/http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm
 |보존날짜=2008-03-25
 |url-status=dead
 }}
</ref><ref name=rmaa17_107/> 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다.

이렇게 최초로 생성된 은하들은 최근에 들어서 관측되기 시작했다. 예를 들면, 2006년에 발견된 [[IOK-1]]이라고 불리는 은하는 아주 큰 [[적색편이]](z=6.96)를 가지고 있으며, 이는 [[빅뱅]] 후 불과 7억5천만년에 해당한다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=McMahon |first1=R.
 |year=2006
 |title=Journey to the birth of the Universe
 |journal=[[:en:Nature (journal)|Nature]]
 |volume=443 |issue=7108 |pages=151–2
 |doi=10.1038/443151a
 |pmid=16971933
|bibcode = 2006Natur.443..151M }}</ref>
현재(2012년 5월) 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사([[:en:ULAS J1120+0641|ULAS J1120+0641]])는 적색편이가 z=7.085이다.<ref>
{{저널 인용
 |title=A luminous quasar at a redshift of z = 7.085
 |authors=Daniel J. Mortlock, Stephen J. Warren, Bram P. Venemans, ''et al.''
 |journal=Nature
 |volume=474
 |pages=616–619
 |year=2011
 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v474/n7353/full/nature10159.html
 |doi=10.1038/nature10159
 |arxiv=1106.6088
 |bibcode = 2011Natur.474..616M}}</ref>
이러한 원시은하의 존재는 그 것들이 소위 [[암흑시대]] 동안 성장해 왔음을 시사한다.<ref name="hqrdvj"/>

초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가 하는 것은 천문학의 오래된 연구 주제 중의 하나이다. 과거에는 에겐·린덴벨·샌디지(Eggen·Lynden-Bell·Sandage) 세 사람이 주장한 "위에서 아래로"(top-down)의 은하형성 모형과<ref>
{{저널 인용
 |last1=Eggen |first1=O. J.
 |last2=Lynden-Bell |first2=D.
 |last3=Sandage |first3=A. R.
 |year=1962
 |title=Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed
 |journal=[[:en:Reports on Progress in Physics|Reports on Progress in Physics]]
 |volume=136 |pages=748
 |bibcode=1962ApJ...136..748E
 |doi=10.1086/147433
}}</ref>
설과 찐(Searle·Zinn)이 주장한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이<ref>
{{저널 인용
 |last1=Searle |first1=L.
 |last2=Zinn |first2=R.
 |year=1978
 |title=Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=225 |issue=1 |pages=357–379
 |bibcode=1978ApJ...225..357S
 |doi=10.1086/156499
}}</ref>
경쟁했었는데, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 은하들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 은하들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"(bottom-up)의 은하 형성 모형이 널리 받아 들여지고 있다.

원시은하들이 만들어지면서, 첫 번째 별들이 만들어졌는데, 이를 [[중원소 함량|항성종족III]] 항성이라고 한다. 이 별들은 다른 중원소들 없이 순수히 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 아주 큰 질량을 가졌을 것으로 여겨진다. 만약 그렇다면, 이 큰 별들은 빛을 내기 위해 자신이 가지고 있던 연료들을 매우 빨리 소진해버리고 초신성 폭발로 일생을 마치면서, 자신이 만들어낸 중원소들을 성간 매질로 돌려 보냈을 것이다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Heger |first1=A.
 |last2=Woosley |first2=S. E.
 |year=2002
 |title=The Nucleosynthetic Signature of Population III
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=567 |issue=1 |pages=532–543
 |bibcode=2002ApJ...567..532H
 |doi=10.1086/338487
 |arxiv = astro-ph/0107037 }}</ref>
이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Barkana |first1=R.
 |last2=Loeb |first2=A.
 |year=1999
 |title=In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe
 |journal=[[:en:Physics Reports|Physics Reports]]
 |volume=349 |issue=2 |pages=125–238
 |bibcode=2001PhR...349..125B
 |arxiv = astro-ph/0010468
 |doi=10.1016/S0370-1573(01)00019-9
}}</ref> 초기 우주의 이러한 시기를 [[재전리|재이온화 시기]]({{lang|en|reionization}})라고 부른다.

=== 은하의 진화 ===
[[파일:Hubble - infant galaxy.jpg|right|섬네일|초기우주에 생성된 은하는 그림의 [[I Zwicky 18]](왼쪽 아래)와 비슷했을 것으로 여겨진다.<ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Villard |first1=R.
 |last2=Samarrai |first2=F.
 |last3=Thuan |first3=T.
 |last4=Ostlin |first4=G.
 |date=2004-12-01
 |title=Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe
 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/35/text/
 |publisher=HubbleSite News Center
 |accessdate=2007-01-11
}}</ref><ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Weaver |first1=D.
 |last2=Villard |first2=R.
 |date=2007-10-16
 |title=Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy
 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/35/full/
 |publisher=HubbleSite News Center
 |accessdate=2007-10-16
}}</ref>]]

은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억년 정도가 흐르면서, 은하의 주요 구성원들이 형성되기 시작한다. 예를 들면, [[구상 성단]], 은하 중심의 [[초대질량 블랙홀|아주 무거운 블랙홀]], 금속함량이 적은 [[중원소 함량|항성종족 II]]로 이루어진 [[은하 팽대부|팽대부]]({{lang|en|bulge}})가 나타난다. 은하 중심의 블랙홀은 비록 은하 전체에 비해 크기는 작지만, 은하의 별생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다.<ref>
{{뉴스 인용
 |date=2005-02-09
 |title=Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation
 |url=http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html
 |publisher=[[:en:Carnegie Mellon University|Carnegie Mellon University]]
 |accessdate=2007-01-07
 |보존url=https://archive.today/20120604/http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html
 |보존날짜=2012-06-04
 |url-status=dead
 }}
</ref> 이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다.<ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Massey
 |first1=R.
 |date=2007-04-21
 |title=Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe
 |url=http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2
 |publisher=[[:en:Royal Astronomical Society|Royal Astronomical Society]]
 |accessdate=2007-04-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110716073704/http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2
 |archivedate=2011-07-16
 |url-status=dead
 }}
</ref>

시간이 흐르면서 은하에 축척된 물질로부터 보다 젋은 별로 이루어진 [[은하 원반]]이 만들어진다.<ref>
{{저널 인용
 |last=Noguchi |first=M.
 |year=1999
 |title=Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=514 |issue=1 |pages=77–95
 |bibcode=1999ApJ...514...77N
 |doi=10.1086/306932
|arxiv = astro-ph/9806355 }}</ref>
은하는 이 후에도 계속해서 은하간 매질로부터 계속 새로운 가스를 공급받기도 하고, 또는 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다.<ref>{{웹 인용
 |last1=Baugh
 |first1=C.
 |last2=Frenk
 |first2=C.
 |date=May 1999
 |url=http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9
 |title=How are galaxies made?
 |publisher=[[:en:PhysicsWeb|PhysicsWeb]]
 |accessdate=2007-01-16
 |보존url=https://archive.today/20120604/http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9
 |보존날짜=2012-06-04
 |url-status=dead
 }}</ref>
비록 초기에는 [[중원소 함량|금속함량]]이<ref group="주">이 용어는 보통 화학에서 사용하는 금속과는 다른 의미이다. 우주를 구성하는 원소는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있기 때문에, 천문학자들은 이 두 원소를 제외한 나머지를 "금속" 또는 "중원소"라고 부른다</ref> 거의 없고, 거의 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었지만, 은하에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 중원소들을 다시 [[성간물질]]로 되돌려 보내게 되어, 점차 은하의 중원소 함량이 높아진다. 그리고 이러한 가스에서 다시 별이 생성되기를 반복하면서, 마침내 별들 주위에서 [[행성]]들이 생길 수 있는 조건에 이르게 된다.<ref>
{{서적 인용
 |last1=Gonzalez |first1=G.
 |year=1998
 |title=The Stellar Metallicity — Planet Connection
 |booktitle=Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets
 |pages=431
 |bibcode=1998bdep.conf..431G
}}</ref>

은하들의 진화는 [[상호작용 은하|은하간 상호작용]]과 충돌에 의해 크게 좌우된다. 비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습들 띄었다.<ref name="sa296">
{{저널 인용
 |last1=Conselice |first1=C. J.
 |month=February |year=2007
 |title=The Universe's Invisible Hand
 |journal=[[:en:Scientific American|Scientific American]]
 |volume=296 |issue=2 |pages=35–41
}}</ref>
이러한 은하간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 [[조석력]] 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 [[조석꼬리]]({{lang|en|tidal tail}})라고 하는 일련의 구조가 만들어진다. 이러한 예로서는 [[NGC 4676]]이나<ref>
{{뉴스 인용
 |last1=Ford |first1=H.
 |coauthors=''et al.''
 |date=2002-04-30
 |title=Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe
 |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d
 |publisher=Hubble News Desk
 |accessdate=2007-05-08
}}</ref> [[더듬이 은하]]([[:en:Antennae Galaxies|Antennae]])가 있다.<ref name="Struck1999">
{{저널 인용
 |last1=Struck
 |first1=Curtis
 |title=Galaxy collisions
 |journal=Physics Reports
 |volume=321
 |issue=1-3
 |year=1999
 |pages=1–137
 |issn=03701573
 |doi=10.1016/S0370-1573(99)00030-7}}</ref>
다른 예로는 현재 약 130&nbsp;km/s의 속도로 서로 가까워지고 있는 우리은하와 안드로메다 은하가 있다. 아마 60억년 정도가 지나면, 아마 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 과거에 우리은하가 안드로메다 같이 큰 은하와 충돌했었다는 증거는 없지만, 우리은하가 다른 작은 왜소은하들과 충돌하거나 잡아먹었다는 연구 결과는 계속해서 늘어나고 있다.<ref>{{뉴스 인용
 |last1=Wong
 |first1=J.
 |date=2000-04-14
 |title=Astrophysicist maps out our own galaxy's end
 |url=http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp
 |publisher=[[:en:University of Toronto|University of Toronto]]
 |accessdate=2007-01-11
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070108183824/http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp
 |archivedate=2007년 1월 8일
 |url-status=dead
 }}</ref>
하지만 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 이렇게 비슷한 질량을 가진 은하의 충돌은 점점 적어지며, 현재 우주에서 실제로 이러한 큰 규모의 상호작용은 매우 드물게 일어난다. 따라서 현재 가장 밝고 무거운 은하들은 주로 먼 과거에(약 100억년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Panter |first1=B.
 |last2=Jimenez |first2=R.
 |last3=Heavens |first3=A. F.
 |last4=Charlot |first4=S.
 |year=2007
 |title=The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
 |journal=[[:en:Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=378 |issue=4 |pages=1550–1564
 |arxiv=astro-ph/0608531
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x |bibcode=2007MNRAS.378.1550P
}}</ref>

<!-- 약간 이상한 내용. 삭제

===Future trends===
At present, most star formation occurs in smaller galaxies where cool gas is not so depleted.<ref name="sa296" /> Spiral galaxies, like the Milky Way, only produce new generations of stars as long as they have dense [[:en:molecular cloud|molecular cloud]]s of interstellar hydrogen in their spiral arms.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Kennicutt Jr. |first1=R. C.
 |last2=Tamblyn |first2=P.
 |last3=Congdon |first3=C. E.
 |year=1994
 |title=Past and future star formation in disk galaxies
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=435 |issue=1 |pages=22–36
 |bibcode=1994ApJ...435...22K
 |doi=10.1086/174790
}}</ref> Elliptical galaxies are already largely devoid of this gas, and so form no new stars.<ref>
{{서적 인용
 |last1=Knapp |first1=G. R.
 |year=1999
 |title=Star Formation in Early Type Galaxies
 |publisher=[[:en:Astronomical Society of the Pacific|Astronomical Society of the Pacific]]
 |bibcode=1998astro.ph..8266K
 |oclc=41302839
 |isbn=1-886733-84-8
}}</ref> The supply of star-forming material is finite; once stars have converted the available supply of hydrogen into heavier elements, new star formation will come to an end.<ref name="cosmic_battle">
{{웹 인용
 |last1=Adams |first1=Fred
 |last2=Laughlin |first2=Greg
 |date=2006-07-13
 |title=The Great Cosmic Battle
 |url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/0001/cosmic.html
 |publisher=[[:en:Astronomical Society of the Pacific|Astronomical Society of the Pacific]]
 |accessdate=2007-01-16
}}</ref>

The current era of star formation is expected to continue for up to one hundred billion years, and then the "stellar age" will wind down after about ten trillion to one hundred trillion years (10<sup>13</sup>–10<sup>14</sup>&nbsp;years), as the smallest, longest-lived stars in our astrosphere, tiny [[:en:red dwarf|red dwarf]]s, begin to fade. At the end of the stellar age, galaxies will be composed of [[:en:compact star|compact objects]]: [[:en:brown dwarf|brown dwarf]]s, [[:en:white dwarf|white dwarf]]s that are cooling or cold ("[[:en:black dwarf|black dwarf]]s"), [[:en:neutron star|neutron star]]s, and [[:en:black hole|black hole]]s. Eventually, as a result of [[:en:relaxation time|gravitational relaxation]], all stars will either fall into central supermassive black holes or be flung into intergalactic space as a result of collisions.<ref name="cosmic_battle" /><ref>
{{웹 인용
 |last1=Pobojewski |first1=S.
 |date=1997-01-21
 |title=Physics offers glimpse into the dark side of the universe
 |url=http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm
 |publisher=[[:en:University of Michigan|University of Michigan]]
 |accessdate=2007-01-13
}}</ref>
-->

== 은하들의 거대구조와 환경 ==

{{본문|우주의 거대 구조|은하군|은하단}}
{{multiple image
| align = right
| direction = vertical
| width = 230
| image1 = Seyfert Sextet full.jpg
| width1 = 
| alt1 = 
| caption1 =  은하군의 하나인 [[세이퍼트의 6중 은하]].
| image2 =
| width2 = 
| alt2 = 
| caption2 =우주 거대 구조의 시뮬레이션. 그림의 크기는 약 4억광년이다.
}}

은하들의 개수와 분포들을 조사해 보면 은하들은 홀로 떨어져서 독립적으로 존재하는 것이 아니라. 다른 은하들과 무리를 이루고 있다. 외톨이로 떨어져 있는 은하들은 전체의 약 5%정도에 불과하다. 보다 큰 규모에서 우주는 계속 팽창하고 있으며, 따라서 개별 은하 사이의 거리는 [[허블의 법칙]]을 따라 계속 늘어난다. 그러나 은하들이 만약 집단을 이루고 있으면 국지적인 규모에서는 서로의 중력이 더 중요해지기 때문에 이러한 팽창을 극복할 수 있다. 우주의 초기에 생성된 이러한 은하의 무리들은 점점 주변의 은하들이나 다른 무리들과 합쳐지면서 우주가 나이를 먹어감에 따라 점점 커다란 [[은하단]] 구조로 발달하게 된다. 이러한 병합 과정 중에 은하단 안의 희박한 가스는 거의 3천만 - 1억도에 이르는 아주 높은 온도를 갖게 된다.<ref>
{{웹 인용
 |url=http://chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html
 |title=Groups & Clusters of Galaxies
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]/[[:en:Chandra|Chandra]]
 |accessdate=2007-01-15
}}</ref>
은하단의 약 70–80%는 암흑물질로 이루어져 있으며, 약 10–30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 개별 은하 자체에 속해 있다.<ref>{{웹 인용
 |last1=Ricker
 |first1=P.
 |title=When Galaxy Clusters Collide
 |url=http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html
 |publisher=[[:en:San Diego Supercomputer Center|San Diego Supercomputer Center]]
 |accessdate=2008-08-27
 |archive-date=2012-08-05
 |archive-url=https://archive.today/20120805/http://www.sdsc.edu/pub/envision/v15.2/ricker.html
 }}</ref>

대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 [[은하군]]({{lang|en|galaxy group}})이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층({{lang|en|hierarchical}}) 구조를 갖고 있다. 이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Dahlem
 |first1=M.
 |date=2006-11-24
 |title=Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies
 |url=http://www.atnf.csiro.au/people/mdahlem/sci/SCGs.html
 |publisher=[[:en:University of Birmingham|University of Birmingham]] Astrophysics and Space Research Group
 |accessdate=2007-01-15
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070613151936/http://www.atnf.csiro.au/people/mdahlem/sci/SCGs.html
 |archivedate=2007년 6월 13일
 |url-status=dead
 }}
</ref><ref>{{웹 인용
 |last1=Ponman
 |first1=T.
 |date=2005-02-25
 |title=Galaxy Systems: Groups
 |url=http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html
 |publisher=[[:en:University of Birmingham|University of Birmingham]] Astrophysics and Space Research Group
 |accessdate=2007-01-15
 |archive-date=2009-02-15
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090215023446/http://www.sr.bham.ac.uk/research/groups.html
 |url-status=
 }}</ref>

은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 [[파섹|Mpc]]내에 모인 것인데 이를 [[은하단]]({{lang|en|clusters of galaxies}})이라고 부른다. 은하단의 중심부에는 은하단 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 두드러지는 거대한 은하가 종종 존재하는데, 이를 [[거대확산 은하]], cD(cluster Diffuse) 은하, BCG(Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이러한 은하들은 주위의 작은 은하들을 병합하면서 크게 성장한 것으로 보인다.<ref>{{저널 인용
 |last=Dubinski
 |first=J.
 |year=1998
 |title=The Origin of the Brightest Cluster Galaxies
 |url=http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=502
 |issue=2
 |pages=141–149
 |doi=10.1086/305901
 |bibcode=1998ApJ...502..141D
 |arxiv=astro-ph/9709102
 |access-date=2012-05-05
 |archive-date=2011-05-14
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110514155953/http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/bcg/
 |url-status=dead
 }}</ref>

[[초은하단]]([[:en:Supercluster|Supercluster]])은 은하단, 은하군, 개개의 은하들이 모여 이루는 거대한 구조이며 수천, 수만 개의 은하를 가진다. 초은하단의 규모에서 은하들은 커다란 공동을 둘러싼 가느다란 실이나 넓은 판과 같은 구조(filaments and sheets)를 이루며 분포한다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Bahcall |first1=N. A.
 |year=1988
 |title=Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters
 |journal=[[:en:Annual Review of Astronomy and Astrophysics|Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
 |volume=26
 |issue=1 |pages=631–686
 |bibcode=1988ARA&A..26..631B
 |doi=10.1146/annurev.aa.26.090188.003215
}}</ref>
초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적([[:en:isotropy|isotropic]])이고 균일([[wikt:Homogeneity|homogeneous]])하다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=Mandolesi |first1=N.
 |coauthors=''et al.''
 |year=1986
 |title=Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background
 |journal=[[:en:Letters to Nature|Letters to Nature]]
 |volume=319
 |issue=6056 |pages=751–753
 |doi=10.1038/319751a0
|bibcode = 1986Natur.319..751M }}</ref>

우리 은하는 지름이 약 1 [[파섹|Mpc]]인 비교적 작은 크기의 [[국부 은하군]]({{lang|en|Local Group}})에 속한다. 국부은하군에서 가장 밝은 은하는 우리은하외에 [[안드로메다 은하]]가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다.<ref>
{{저널 인용
 |last1=van den Bergh |first1=S.
 |year=2000
 |title=Updated Information on the Local Group
 |journal=[[:en:Publications of the Astronomical Society of the Pacific|Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
 |volume=112 |issue=770 |pages=529–536
 |bibcode=2000PASP..112..529V
 |doi=10.1086/316548
|arxiv = astro-ph/0001040 }}</ref>
국부은하군 자체는 [[처녀자리 은하단]]([[:en:Virgo cluster|Virgo cluster]])을 중심에 두고 있는 [[처녀자리 초은하단]]([[:en:Virgo Supercluster|Virgo Supercluster]]) 또는 [[국부 초은하단]]([[:en:Local Supercluster|Local Supercluster]])의 외곽에 위치한다.<ref name="tully1982">
{{저널 인용
 |last1=Tully |first1=R. B.
 |year=1982
 |title=The Local Supercluster
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=257 |pages=389–422
 |bibcode=1982ApJ...257..389T
 |doi=10.1086/159999
}}</ref>

== 여러 파장에서의 은하 관측 ==
{{참고|관측 천문학}}
{{multiple image
| align = right
| direction = vertical
| width = 220
| image1 =
| caption1 = 가시광선에서 본 [[안드로메다 은하]].  보통 별에서 오는 빛과 먼지 때문에 생긴 검은 띠를 볼 수 있다.
| image2 = Andromeda galaxy.jpg
| caption2 = 자외선에서 본 [[안드로메다 은하]]. 젊고 무거운 별들에서 나오는 빛이 푸른색으로 보인다.
}}
우리 은하 밖의 은하가 처음으로 발견된 이후로, 대부분의 관측은 [[가시광선]]에서 이루어져 왔다. 별들이 가시광에서 대부분의 빛을 내고, 이온화 된 [[H II 영역]]에서 나오는 빛이 여기에 속하므로, 은하들의 광학 관측은 역사적으로 [[천문학#연구 분야|관측 천문학]]의 주요 분야로 발전해왔다. 그러나 은하들의 특성들을 종합적으로 알아내기 위해서는 다양한 파장에서의 연구가 필요하다.

예를 들어, 우주 공간의 성간 먼지는 가시광선을 흡수한다. 반면 [[적외선]]은 이러한 먼지에 잘 흡수되지 않으므로, 별이 생성되는 거대 분자 구름의 속을 관찰하거나 먼지로 가려진 은하수의 중심 부분을 자세히 관측할 수 있다.<ref>
{{웹 인용
 |title=Near, Mid & Far Infrared
 |url=http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html
 |publisher=[[:en:Infrared Processing and Analysis Center|IPAC]]/[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2007-01-02
 |보존url=https://archive.today/20120529/http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/Regions/irregions.html
 |보존날짜=2012-05-29
 |url-status=dead
 }}
</ref>
또한 적외선은 우주 초기에 생성된 아주 먼 [[고적색편이]] 은하들을 관측하는 데 쓰이기도 한다. 대기 중의 수증기와 이산화탄소가 천체에서 오는 적외선을 대부분 흡수해 버리므로, 적외선 망원경은 아주 높은 지역이나 우주 궤도에 위치한다.

역사적으로 가시광 이외에 처음으로 은하 연구에 사용된 전자기파는 [[전파]]였다.<ref group="주">5&nbsp;MHz와 30&nbsp;GHz사이의 전파는 지구 대기에 흡수 되지 않는다.</ref><ref>{{웹 인용
 |title=The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals
 |url=http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2006-08-10
 |archive-date=2012-05-29
 |archive-url=https://archive.today/20120529/http://radiojove.gsfc.nasa.gov/education/educ/radio/tran-rec/exerc/iono.htm
 |url-status=dead
 }}</ref>
[[전파 망원경]]으로 21&nbsp;cm 선을 이용해서 우리은하 또는 외부 은하의 중성 수소를 관측할 수 있으며, 거대한 [[전파 간섭계]]([[:en:Astronomical interferometer|interferometer]])를 사용하면 활동은하핵에서 나오는 제트를 아주 높은 분해능으로 볼 수 있다.{{출처|날짜=2012-05-05}} 또한 밀리미터의 파장을 이용해서 은하의 분자 구름들을 관측하기도 한다.{{출처|날짜=2012-05-05}}

[[자외선]]과 [[X-선]]을 이용하면 아주 높은 에너지가 발생하는 물리 현상을 관측할 수 있다. 자외선은 은하들에서 막 생성된 아주 젊은 별들의 분포를 연구하는 데 이용된다. 또한 먼 은하에서 별이 중심의 블랙홀로 빨려 들어가면서 강한 조석력 때문에 찢어지면서 내는 플레어를 관측하기도 한다.<ref>{{뉴스 인용
 |title=NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star
 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |date=2006-12-05
 |accessdate=2007-01-02
 |archive-date=2012-06-04
 |archive-url=https://archive.today/20120604/http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex-20061205.html
 |url-status=
 }}</ref>
X-선을 이용하면 은하단 내의 뜨거운 가스의 분포를 연구할 수도 있고, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀을 검출할 수 도 있다.<ref>
{{웹 인용
 |last1=Dunn |first1=R.
 |title=An Introduction to X-ray Astronomy
 |url=http://www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/
 |publisher=[[:en:Institute of Astronomy|Institute of Astronomy]] X-Ray Group
 |accessdate=2007-01-02
}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[우리은하]], [[안드로메다 은하]]
* [[은하의 형성과 진화]]
* [[은하 목록]]([[:en:List of galaxies|List of galaxies]])
* [[가까운 은하 목록]]
* [[초대질량 블랙홀|아주 무거운 블랙홀]], [[활동은하핵]]
* [[은하에 관한 발견의 연표]]([[:en:Timeline of knowledge about galaxies, clusters of galaxies, and large-scale structure|Timeline of knowledge about galaxies]])

== 각주 ==
=== 내용주 ===
{{각주|group="주"}}

=== 참조주 ===
{{각주|2|refs=
<ref name="sparkegallagher2000">{{harvnb|Sparke|Gallagher III|2000|p=i}}</ref>

<ref name=paul1993>{{harvnb|Paul|1993|pp=16–18}}</ref>

<ref name="NSOG">{{harvnb|Kepple|Sanner|1998|p=18}}</ref>

<ref name=bergh1998>{{harvnb|Van den Bergh|1998|p=17}}</ref>

<ref name=waller_hodge2003>{{harvnb|Waller|Hodge|2003|p=91}}</ref>

<ref name=bertin_lin1996>{{harvnb|Bertin|Lin|1996|pp=65–85}}</ref>

<ref name=belkora355>{{harvnb|Belkora|2003|p=355}}</ref>

<ref name=nasa060812>{{웹 인용
 |last1=Hupp
 |first1=E.
 |last2=Roy
 |first2=S.
 |last3=Watzke
 |first3=M.
 |date=2006-08-12
 |title=NASA Finds Direct Proof of Dark Matter
 |url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
 |accessdate=2007-04-17
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 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200328193824/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html
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 }}</ref>

<ref name=eso000503>{{웹 인용
 |date=2000-05-03
 |title=Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy
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 |publisher=[[:en:ESO|ESO]]
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 }}</ref>

<ref name=science250_4980_539>
{{저널 인용
 |last1=Uson |first1=J. M.
 |last2=Boughn |first2=S. P.
 |last3=Kuhn |first3=J. R.
 |year=1990
 |title=The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant
 |journal=[[:en:Science (journal)|Science]]
 |volume=250 |issue=4980 |pages=539–540
 |bibcode=1990Sci...250..539U
 |doi=10.1126/science.250.4980.539
}}</ref>

<ref name="M101">
{{웹 인용
 |date=2006-02-28
 |title=Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View
 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html
 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]
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}}</ref>

<ref name="IRatlas">
{{웹 인용
 |last1=Jarrett |first1=T. H.
 |title=Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas
 |url=http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/
 |publisher=[[:en:California Institute of Technology|California Institute of Technology]]
 |accessdate=2007-01-09
}}</ref>

<ref name=apj624_2>
{{저널 인용
 |last1=Gott III |first1=J. R.
 |year=2005
 |coauthors=''et al''.
 |title=A Map of the Universe
 |journal=[[:en:Astrophysical Journal|Astrophysical Journal]]
 |volume=624 |issue=2 |pages=463–484
 |bibcode=2005ApJ...624..463G
 |doi=10.1086/428890
|arxiv = astro-ph/0310571 }}</ref>

<ref name=kackie020201>
{{웹 인용
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 |date=2002-02-01
 |title=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand
 |url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html
 |publisher=[[:en:Swinburne University|Swinburne University]]
 |accessdate=2006-12-20
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<ref name=gilman_ch4>{{웹 인용
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 |title=The Galaxies: Islands of Stars
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 |publisher=[[:en:NASA|NASA]]/[[:en:WMAP|WMAP]]
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 |title=Galaxy Clusters and Large-Scale Structure
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 |publisher=[[:en:University of Cambridge|University of Cambridge]]
 |accessdate=2007-01-15
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<ref name="smbh">
{{웹 인용
 |last1=Finley |first1=D.
 |last2=Aguilar |first2=D.
 |date=2005-11-02
 |title=Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core
 |url=http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/
 |publisher=[[:en:National Radio Astronomy Observatory|National Radio Astronomy Observatory]]
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<ref name=rmaa17_107>
{{저널 인용
 |last1=Firmani |first1=C.
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 |year=2003
 |title=Physical processes behind the morphological Hubble sequence
 |journal=[[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica]]
 |volume=17 |pages=107–120
 |bibcode=2003RMxAC..17..107F
|arxiv = astro-ph/0303543 }}</ref>

<ref name=konean2006>
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 |url=http://www.udu.cas.cz/collegium/tintoretto.pdf
 |title=Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way
 |publisher=[[:en:Academy of Sciences of the Czech Republic|Academy of Sciences of the Czech Republic]]
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 |archivedate=2006년 7월 20일
 |url-status=dead
 }}
</ref>

<ref name=oed>
{{웹 인용
 |last1=Harper |first1=D.
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 |title=galaxy|work=[[:en:Online Etymology Dictionary|Online Etymology Dictionary]]
 |accessdate=2011-11-11
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<ref name=rao2005>
{{웹 인용
 |last1=Rao |first1=J.
 |date=2005-09-02
 |title=Explore the Archer's Realm
 |url=http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html
 |publisher=[[:en:Space.com|Space.com]]
 |accessdate=2007-01-03
}}</ref>

}} <!-- End: refs= -->

== 추가 참고 도서 ==

* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Belkora |first1=L.
 |year=2003
 |title=Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way
 |publisher=[[:en:CRC Press|CRC Press]]
 |isbn=0-7503-0730-7
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Bertin |first1=G.
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 |year=1996
 |title=Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory
 |publisher=[[:en:MIT Press|MIT Press]]
 |isbn=0-262-02396-2
}}
* {{서적 인용
 |last1=Binney |first1=J.
 |last2=Merrifield |first2=M.
 |year=1998
 |title=Galactic Astronomy
 |publisher=[[:en:Princeton University Press|Princeton University Press]]
 |isbn=0-691-00402-1
 |oclc=39108765
}}
* {{서적 인용
 |last1=Dickinson |first1=T.
 |year=2004
 |title=The Universe and Beyond
 |edition=4th
 |publisher=[[:en:Firefly Books|Firefly Books]]
 |isbn=1-55297-901-6
 |oclc=55596414
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Heidarzadeh |first1=T.
 |year=2008
 |title=A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple
 |publisher=[[:en:Springer (publisher)|Springer]]
 |isbn=1-4020-8322-X
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Kepple |first1=G. R.
 |last2=Sanner |first2=G. W.
 |year=1998
 |title=The Night Sky Observer's Guide, Volume 1
 |publisher=[[:en:Willmann-Bell|Willmann-Bell]]
 |isbn=0-943396-58-1
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Mohamed |first1=M.
 |year=2000
 |title=Great Muslim Mathematicians
 |publisher=[[:en:Penerbit UTM|Penerbit UTM]]
 |isbn=983-52-0157-9
 |oclc=48759017
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Paul |first1=E. R.
 |year=1993
 |title=The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924
 |publisher=[[:en:Cambridge University Press|Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-35363-7
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Sparke |first1=L. S.
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 |year=2000
 |title=Galaxies in the Universe: An Introduction
 |publisher=[[:en:Cambridge University Press|Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-59740-4
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Van den Bergh |first1=S.
 |year=1998
 |title=Galaxy Morphology and Classification
 |publisher=[[:en:Cambridge University Press|Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-62335-9
}}
* {{서적 인용|ref=harv
 |last1=Waller |first1=W. H.
 |last2=Hodge |first2=P. W.
 |year=2003
 |title=Galaxies and the Cosmic Frontier
 |publisher=[[:en:Harvard University Press|Harvard University Press]]
 |isbn=0-674-01079-5
}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* {{언어링크|en}} [http://www.seds.org/messier/galaxy.html SEDS의 은하 분류 설명]{{웨이백|url=http://www.seds.org/messier/galaxy.html |date=20110812221521 }}
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20150718054637/http://www.atlasoftheuniverse.com/ An Atlas of The Universe]
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20150912191650/http://www.nightskyinfo.com/galaxies/ 아마추어 천문가를 위한 은하 관측 정보]
* {{언어링크|en}} [http://www.galaxyzoo.org "은하 동물원" - 일반인을 위한 은하 분류 프로젝트]
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20150821071507/http://www.physics.org/facts/sand-galaxies.asp 우주에는 얼마나 많은 은하가 존재하는가?]
* {{언어링크|en}} [https://web.archive.org/web/20150715160713/http://www.astronoo.com/en/galaxies.html 은하들의 갤러리]
* {{언어링크|ko}} [http://navercast.naver.com/science/image/880 네이버 캐스트 - 은하의 진화], [http://navercast.naver.com/science/image/665 별처럼 많은 은하], [http://navercast.naver.com/science/image/477 은하들의 힘겨루기], [http://navercast.naver.com/science/image/410 별들의 도시 은하]

{{은하}}
{{전거 통제}}

[[분류:은하| ]]