heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조()를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다.
은하를 뜻하는 "갤럭시(galaxy)"는 마치 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(, )에서 유래했다.
그리스 신화에서, 제우스가 어린 헤라클레스를 불사신으로 만들기 위해 헤라가 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 은하수가 되었다고 한다.
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 초서의 글에서 처음 등장한다.
1786년에 윌리엄 허셜이 자신의 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31과 같은 특정 천체들을 "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.
은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다.
그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 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 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.
은하수의 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 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, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다.
1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다.
한편 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다.
실제로는 성간물질에 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.
인류가 처음으로 관측한 우리은하 밖의 은하는 안드로메다 은하(M31)이다.
10세기에 페르시아 천문학자인 알 수피()가 처음으로 안드로메다 은하를 관측하고, 이를 '작은 구름'같다고 서술한 기록이 남아 있다.
나중에 안드로메다 은하는 1612년에 독일의 시몬 마리우스에 의해 재발견 된다.
또한 알 수피는 대마젤란 은하도 관측하였는데, 이 은하는 남반부에 위치해 있어서 16세기 전까지는 유럽에 알려지지 않았다.
1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추론을 하였다.
1755년에는 독일의 이마누엘 칸트가 이러한 생각을 발전시켜 성운들은 은하수와 같은 천체가 멀리 있는 것이라고 지적하며, 그것을 "섬 우주"(island universe)라고 칭했다.
1774년에는 프랑스의 샤를 메시에는 구름 모양의 천체를 혜성과 구별하기 위해 메시에 천체 목록을 발표하였다.
1840년대에는 영국의 로스 백작()이 구경 72인치짜리 대형 망원경을 만들어 이를 이용해 다양한 천체 스케치를 남겼다.
그는 사냥개 자리의 M51이 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.
1912년에는 베스토 슬라이퍼()가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다.
이 유명한 논쟁에서 섀플리는 은하수가 우주 천체이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 나선성운들은 우리은하 밖에 존재하는 다른 은하, 소위 섬우주(Island universe)라고 주장했다.
이 논쟁은 1924년에 이르러 서야 에드윈 허블에 의해 해결되게 된다.
허블은 안드로메다 은하에서 세페이드 변광성을 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, 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다.
이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다.
1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 허블 분류법이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 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.
전파는 성간물질에 흡수되지 않기 때문에, 21cm 수소선의 도플러 효과를 이용해 우리 은하 전체의 수소 가스의 분포와 운동을 조사할 수 있게 되었다.
그 결과, 우리 은하에도 나선팔 구조가 있는 것이 밝혀졌다.
현재는 전파 망원경의 발달로 우리 은하 밖의 은하의 수소 분포도 조사되고 있다.
1970년대에는 베라 루빈()에 의해 수소선의 관측에서 얻은 은하의 회전속도가 은하의 바깥쪽 부근에서도 늦춰지지 않는다는 것이 밝혀 졌다.
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 물질이라고 한다.
암흑 물질의 정체에 대해서는 다양한 설이 있지만, 아직 명확히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 물리학 및 천문학이 풀어야 할 가장 중요한 문제 중의 하나로 남아 있다.
1990년에 들어 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 인해, 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 (따라서 은하들의 수십 억년 전 모습을) 관측할 수 있게 되었다.
이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 은하들을 고적색편이 은하()라고 한다.
예를 들어 1995년에, 허블 망원경은 허블 딥 필드라고 불리는, 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 얻었는데 여기에는 은하까지의 거리가 약 100억 광년이 넘는 은하들도 포함되어 있었다.
한편 사람의 눈에 보이지 않는 여러 파장의 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.
은하에는 세가지 기본적 분류가 있다.
타원형, 나선형, 불규칙형이 그것들이다.
은하를 그 형태에 따라 구체적으로 분류한 것을 허블 분류라고 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.
허블의 분류 체계에서 타원 은하는 그 타원율에 따라 거의 원에 가까운 E0에서 찌그러진 모양의 E7까지 세분화된다.
타원 은하들은 타원체의 형태이기 때문에 어느 방향에서 보든지 타원형의 모양을 보인다.
타원 은하의 구조는 단순하고 성간 물질이 상대적으로 적다.
따라서 타원 은하에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, 산개 성단이 적은 대신, 은하중심을 임의의 방향으로 공전하는 늙은 별들로 주로 이루어져 있다.
이런 점은 타원 은하보다 훨씬 작은 구상 성단의 경우와 비슷하다.
우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다.
많은 타원 은하들이 은하간의 상호작용으로 충돌·병합되어 만들어졌다고 생각된다.
이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 거대 타원 은하들은 보통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견된다.
폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다.
나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양을 이루고 있다.
팽대부에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다.
허블 분류에서 나선 은하는 S로 나타내며, 나선팔이 꼬인 정도와 팽대부의 크기에 따라 Sa, Sb, Sc로 분류된다.
Sa형은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대부가 상대적으로 크다.
Sc형은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하며, 팽대부가 상대적으로 작다.
나선팔이 뚜렷하지 않은 은하들은 양털나선은하()라고 하고, 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 웅대구조 나선은하()라고 부른다.
나선은하의 나선팔은 밀도파 때문에 발생하는 밀도가 높은 영역이라고 여겨진다.
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.
상당수의 나선은하들은 팽대부에서부터 시작되어 바깥쪽의 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 갖기도 하는데, 이 같은 은하를 막대나선은하(barred spiral galaxy)라고 부른다.
허블 분류에서는 SB로 표시하며, 일반 나선은하와 마찬가지로 SBa처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c를 뒤에 붙인다.
이러한 막대구조는 밀도파나 은하간 상호작용 때문에 발생하는 일시적인 구조라고 생각된다.
많은 막대 은하들은 흔히 활동은하핵을 가지기도 하는데, 이는 막대 구조가 가스를 은하 중심으로 쉽게 보내는 역할을 하기 때문이라고 여겨지기도 한다.
우리 은하는 지름이 약 30kpc, 두께가 약 1kpc인 막대 나선은하에 속한다.
우리은하는 약 2천억(2×1011)개의 별들을 가지고 있으며, 태양 질량보다 약 6천억(6×1011)배 큰 질량을 가지고 있다.
렌즈형 은하()는 타원은하와 나선은하의 중간 성격을 갖는 은하이며, 허블 분류에서는 S0로 분류된다.
막대 구조가 있으면 막대 렌즈형 은하(SB0)으로 분류된다.
뚜렷한 나선 팔이 보이지 않으며, 별의 분포는 타원은하와 비슷하다.
특이 은하는 은하간 상호작용 때문에 은하의 모양이 타원이나 원반과 달리 기묘하게 변형된 은하이다.
대표적인 예로 고리 은하()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.
유명한 안드로메다 은하도 적외선 파장으로 관측했을 시 여러 개의 고리 모양이 나타나는데, 비슷한 사건으로 인해 형성된 것으로 보인다.
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.
불규칙 은하의 예로는 마젤란 은하()가 있다.
타원은하나 나선은하들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 개수로 볼 때 왜소 은하들은 우주의 거의 대부분을 차지한다.
왜소은하들의 크기는 보통 우리은하 약 100분의 1정도에 불과하고, 약 10억개 정도에 불과한 별들로 구성되어 있다.
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.
왜소 은하들은 또한 형태에 따라 타원 왜소은하, 나선 왜소은하, 불규칙 왜소은하 등으로 분류되기도 한다.
별들 사이의 충돌은 거의 일어나지 않는 반면, 은하들 사이의 충돌·상호작용은 꽤 빈번히 일어나며, 이는 은하의 형성과 진화에 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.
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.
은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 은하들의 병합()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()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()와 큰개자리 왜소은하()는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중이다.
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름()에서 만들어진다.
그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하()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 별생성 은하는 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며, 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다.
폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다.
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.
어떤 일부 은하들은 그 중심에 활동은하핵을 가지고 있다.
이는 은하 또는 은하핵에서 방출되는 에너지의 상당 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아닌 다른 에너지 원(블랙홀)으로부터 나온다는 뜻이다.
활동은하핵에서 나오는 에너지는 물질이 이 원반으로부터 블랙홀 안으로 떨어지면서 방출하는 중력 에너지이다.
이러한 활동핵 중 약 10%에서는 거의 빛의 속도로 물질을 서로 반대 방향으로 방출하는 고에너지 제트가 관측되기도 하는데, 어떻게 이러한 제트가 만들어지는 지는 아직도 정확히 알려져 있지 않다.
활동 은하는 주로 관측되는 파장의 특성에 따라 여러가지로 다시 분류가 된다.
예를 들면 밝기에 따라 나뉘는 시퍼트 은하()와 퀘이사(준항성 천체)가 있으며, 이들은 주로 가시광선에서 특이한 방출선을 보인다.
블레이저()는 은하핵에서 나오는 상대론적 제트()가 정확히 관측자를 향해 있어서 그 크기가 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵이다.
전파은하()는 이러한 제트 때문에 강한 전파를 내는 활동은하를 일컫는다.
이렇게 다양한 활동 은하핵의 특성들은 단지 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"()이 제시되어 있다.
이 외에도 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지고 있는 "LINER"()가 있으며, 이는 매우 약한 활동은하핵 중의 하나라고 여겨지지만, 아직 그 본질은 확실히 밝혀지지 않고 있다.
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 천체물리학의 주요 연구 분야이다.
현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 후의 우주의 재결합시기()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"()라고 부른다.
이러한 원시우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다.
바리온 물질들이 이러한 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고, 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다.
이렇게 최초로 생성된 은하들은 최근에 들어서 관측되기 시작했다.
예를 들면, 2006년에 발견된 IOK-1이라고 불리는 은하는 아주 큰 적색편이(z=6.96)를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 후 불과 7억5천만년에 해당한다.
현재(2012년 5월) 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사()는 적색편이가 z=7.085이다.
이러한 원시은하의 존재는 그 것들이 소위 암흑시대 동안 성장해 왔음을 시사한다.
초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가 하는 것은 천문학의 오래된 연구 주제 중의 하나이다.
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 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.
이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다.
초기 우주의 이러한 시기를 재이온화 시기()라고 부른다.
은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억년 정도가 흐르면서, 은하의 주요 구성원들이 형성되기 시작한다.
예를 들면, 구상 성단, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀, 금속함량이 적은 항성종족 II로 이루어진 팽대부()가 나타난다.
은하 중심의 블랙홀은 비록 은하 전체에 비해 크기는 작지만, 은하의 별생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다.
이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다.
시간이 흐르면서 은하에 축척된 물질로부터 보다
젋은 별로 이루어진 은하 원반이 만들어진다.
은하는 이 후에도 계속해서 은하간 매질로부터 계속 새로운 가스를 공급받기도 하고, 또는 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다.
비록 초기에는 금속함량이 거의 없고, 거의 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었지만, 은하에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 중원소들을 다시 성간물질로 되돌려 보내게 되어, 점차 은하의 중원소 함량이 높아진다.
그리고 이러한 가스에서 다시 별이 생성되기를 반복하면서, 마침내 별들 주위에서 행성들이 생길 수 있는 조건에 이르게 된다.
은하들의 진화는 은하간 상호작용과 충돌에 의해 크게 좌우된다.
비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습들 띄었다.
이러한 은하간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 조석력 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석꼬리()라고 하는 일련의 구조가 만들어진다.
이러한 예로서는 NGC 4676이나 더듬이 은하()가 있다.
다른 예로는 현재 약 130km/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.
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.
은하들의 거대구조와 환경.
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 법칙을 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.
은하단의 약 70–80%는 암흑물질로 이루어져 있으며, 약 10–30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 개별 은하 자체에 속해 있다.
대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다.
몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군()이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층() 구조를 갖고 있다.
이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다.
은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 Mpc내에 모인 것인데 이를 은하단()이라고 부른다.
이러한 은하들은 주위의 작은 은하들을 병합하면서 크게 성장한 것으로 보인다.
초은하단()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.
초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적()이고 균일(homogeneous)하다.
우리 은하는 지름이 약 1 Mpc인 비교적 작은 크기의 국부 은하군()에 속한다.
국부은하군에서 가장 밝은 은하는 우리은하외에 안드로메다 은하가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다.
국부은하군 자체는 처녀자리 은하단()을 중심에 두고 있는 처녀자리 초은하단() 또는 국부 초은하단()의 외곽에 위치한다.
여러 파장에서의 은하 관측.
우리 은하 밖의 은하가 처음으로 발견된 이후로, 대부분의 관측은 가시광선에서 이루어져 왔다.
별들이 가시광에서 대부분의 빛을 내고, 이온화 된 H II 영역에서 나오는 빛이 여기에 속하므로, 은하들의 광학 관측은 역사적으로 관측 천문학의 주요 분야로 발전해왔다.
그러나 은하들의 특성들을 종합적으로 알아내기 위해서는 다양한 파장에서의 연구가 필요하다.
예를 들어, 우주 공간의 성간 먼지는 가시광선을 흡수한다.
반면 적외선은 이러한 먼지에 잘 흡수되지 않으므로, 별이 생성되는 거대 분자 구름의 속을 관찰하거나 먼지로 가려진 은하수의 중심 부분을 자세히 관측할 수 있다.
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 전파였다.
전파 망원경으로 21cm 선을 이용해서 우리은하 또는 외부 은하의 중성 수소를 관측할 수 있으며, 거대한 전파 간섭계()를 사용하면 활동은하핵에서 나오는 제트를 아주 높은 분해능으로 볼 수 있다.
또한 밀리미터의 파장을 이용해서 은하의 분자 구름들을 관측하기도 한다.
자외선과 X-선을 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.
X-선을 이용하면 은하단 내의 뜨거운 가스의 분포를 연구할 수도 있고, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀을 검출할 수 도 있다.
나소족(-族)은 파나마 북서부, 보카스 델 토로 서쪽에 있는 민족이다.
3500명 정도 되며, 아메리카에서 군주제가 있는 민족 중 하나이다.
대부분이 이파리로 만든 지붕을 얹은, 나무로 된 집에서 산다.
나소족은 자기 민족의 언어를 쓰지만, 대부분이 에스파냐어도 쓸 수 있다.
토속 신앙은 세계의 창조자 Sbö를 섬기지만, 가톨릭을 믿는 사람도 있다.
나소족은 전통적으로 왕이 다스리며, 그 계승은 형제, 맏아들 순으로 이루어진다.
만약 왕조가 완전히 사라진다면 사람들이 모여서 왕이나 여왕을 뽑는다.
투바어(тыва дыл)는 투르크어족에 속하는 언어로, 투바 공화국의 공용어이다.
몽골어에서 비롯한 낱말이 많으며, 일부는 러시아어에서 왔다.
1930년 이전의 투바어는 거의 몽골 문자로만 쓰여져 있었으나, 그 당시 이미 다른 투르크어족의 언어들은 거의 라틴 문자를 이용한 표기를 도입했다.
1930년 당시 투바족 승려인 로프산 치밋이라는 사람이 몽골 문자에서 라틴 문자로 고쳤는데, 그 결과 문맹률이 낮아지기 시작했다.
1940년부터 모든 투바어를 비롯한 투르크어족의 언어를 표기하는 방법이 키릴 문자로 대체되었으며, 로프산 치밋 등 라틴 문자로 바꾼 위인들은 소비에트 연방의 역사책에서 지워지기도 하였다.
소비에트 연방이 무너지고 나서 투바어 문자에 대한 정확한 고증이 이루어지기 시작했다.
지금 쓰이는 투바어의 문자는 러시아 문자에 세 개의 글자를 더한 것이다.
문자의 순서도 러시아어와 같으며, ң는 Н 다음에, Ө는 О 다음에, Ү는 У 다음에 온다.
ң는 낱말 처음에 오는 일이 없기 때문에 대문자를 쓰지 않는다.
투바어에서는 입에서 입으로 전해진 짧은 수수께끼, 속담, 발음이 힘든 문장, 마법적인 이야기, 영웅 이야기, 무서운 이야기, 뜻이 매우 긴 단어, 암송하는 데에 몇 시간이 걸리는 서사시 등의 이야기가 많이 있다.
서사시 가운데에는 복투 키리쉬 보라 셸레이처럼 출판된 것도 있다.
이 전승은 알고 있는 사람이 나이가 들어가고 젊은 사람이 익히려 하지 않아 사라질 위기에 놓여 있다.
구름()은 지구, 행성 또는 위성의 대기에 떠다니는, 작은 물방울이나 얼음 알갱이들의 모임이다. (별 사이의 구름처럼 보이는 부분을 '성운(星雲)'이라 부르는데, 이는 성간물질이 모인 것이다.
은하수는 구름이 아닌, 별들의 모임이다.) 구름을 연구하는 기상학의 분야를 구름학이라 한다.
지구상의 구름은 대부분 수증기로부터 생성된다.
알갱이들의 반지름은 주로 약 0.02~0.05mm로 되어 있으며 수십억 개의 작은 물방울들이 모이면 구름으로서 관측할 수 있게 된다.
짙은 구름은 반사율이 70%에서 95%에 육박하기 때문에 구름 상단은 하얗게 보인다. 하지만 구름 속 물방울들이 빛을 산란시키므로 아래로 내려갈수록 회색이 된다.
이 밖에도 햇빛이나 주변 환경에 따라 색이 바뀌기도 한다.
구름은 적외선을 강하게 흡수한다.
강수 현상과 같은 기상현상도 구름에 의해 발생한다.
구름은 크게 권운형, 층운형, 층적운형, 적운형으로 구분하며 고도에 따라 상층운, 중층운, 하층운, 수직운 이렇게 네 가지로 나뉜다.
구름의 높이는 밑면에 따라 결정되며 이러한 분류는 1802년 아스케시안 협회(Askesian Society)에서 루크 하워드가 제안하였다.
상층운(上層雲)은 지상 5천 ~ 1만 3천 미터의 대류권의 저온부에서 형성된다.
극지방에서는 3천 미터의 낮은 곳에서도 형성된다.
이 높이에서는 수증기가 얼어붙어 구름은 얼음 결정으로 구성된다.
이들은 대체로 희미하고 투명할 때도 있다.
중층운(中層雲)은 2천 ~ 7천 미터 높이에서 형성된다.
이들은 물방울로 구성되며 과냉각된 경우도 있다.
하층운(下層雲)은 2천 미터 이하에서 형성된다.
하층운이 땅에 닿으면 '안개'로 부른다.
이 구름은 비를 머금고 있는 경우가 많다.
수직에서 발달한 구름은 기저부로부터 높이 상승하는 기류를 갖기도 한다.
이상이 열 가지 구름 종류의 주요 형태이나 이 밖에도 구름의 모양에 따라 분류되는 이름도 상당히 많이 있다.
그 대표적인 구름에 대해 예를 들면 렌즈구름(렌즈 모양의 구름으로서 권적운이나 고적운에 많다)·파상운(물결과 같은 배열을 하고 있는 구름으로서 권적운·고적운에 많다)·철상운(鐵床雲：적란운의 정상으로부터 모루 모양으로 퍼진 구름)·유방운(유방과 같이 구름의 밑면에 돌출부를 나타내는 구름으로서 적란운에서 많이 볼 수 있다) 등이 있다.
구름은 공기가 위로 올라가면서 공기 안의 수증기가 물방울로 변하며 생기는 것이다.
구름의 생성되는 경우는 다음과 같다.
구름이 생성되려면 먼저 공기가 상승해야 한다.
공기가 상승하는 요인으로는 크게 4가지가 있다.
해기차로 인해 생성되는 빛깔무늬 구름 발생 요인
공기가 상승하게 되면 위로 가면서 공기가 적어지게 되고 기압이 낮아져 공기의 부피가 팽창하게 된다. 하지만 공기가 올라가는 부피가 크기 때문에 주위의 열이 공기의 가운데로 전달될 시간이 없으며 공기 표면에서만 열 출입이 이루어져 공기 전체적으로 볼 때는 무시할 수 있을 정도이므로 공기는 단열 팽창을 하여 온도가 낮아지게 된다.
온도가 공기의 이슬점 이하로 낮아지게 되면 수증기가 물방울로 변하면서 구름이 생성된다.
구름은 성층권 이상으로 올라가면 공기가 위로 올라갈 수 없으므로 더 이상 만들어지지 않게 된다.
구름의 색깔을 보면 내부의 상태를 알 수 있다.
구름은 수증기를 함유하고 있는 비교적 따뜻한 공기가 주변보다 가벼워 상승할 때에 형성된다.
공기가 상승하면서 냉각되어 수증기가 매우 작은 물방울로 응결된다.
이들은 상대적으로 밀집되어 있어서 햇빛이 깊은 곳까지 통과하기 전에 반사되므로 구름이 희게 보인다.
구름이 성장하면 물방울은 결합되어 더 큰 물방울이 될 수 있고 비가 되어 내릴 수 있다.
이러한 빗방울이 모이는 과정에서 물방울과의 간격은 점점 커지게 되어 빛은 더 안쪽까지 통과할 수 있게 된다.
구름이 충분히 크고 내부의 물방울이 충분히 떨어져 있으면 어느 정도의 빛은 반사되지 않고 통과된다.
이러한 반사/흡수의 과정이 하양에서 회색, 검정으로 구름의 색깔이 변하게 한다.
같은 이유로, 큰 구름의 밑면은 여러 단계의 회색을 띠게 된다. (어두운 색은 빛이 되돌아오지 않음을 의미한다.)
회청색을 띠는 것은 구름 내부에서 빛이 산란 된 결과이다.
푸른색은 이러한 산란이 구름 내부의 물방울이 빗방울 크기에 도달했음을 의미한다.
엷은 연두색은 얼음이 태양빛을 산란 시킬 때에 생성된다.
연두색을 띠는 적란운은 곧 굵은 비, 우박이 내리고 강풍 또는 토네이도가 예상됨을 의미한다.
노란 구름은 매우 드물지만 늦은 봄에서 이른 가을에 걸쳐 생길 수 있다.
노란색은 연기에 의해 생긴다.
붉은색, 오렌지색, 분홍색 구름은 해가 뜰 때나 질 때 태양빛이 대기에 의해 산란되면서 보이게 된다.
태양계 속의 대기를 갖고 있는 행성이나 위성은 구름을 갖는다.
천문류초에 따르면 구름은 산과 강의 기운으로, 땅의 기운이 올라가 구름이 되고 하늘의 기운이 내려와 비가 된다.
또한, 음과 양이 모여 구름이 된다.
카트만두(, , , )는 네팔의 수도로 네팔에서 가장 큰 도시이다.
네팔 중앙의 카트만두 계곡에 위치하고 있으며, 인구는 약 320만 명이다.
카트만두 시내의 더르바르 광장, 스와얌부나트 사원, 부다나트 사원, 파슈파티나트 사원 등은 세계문화유산으로 지정되어 있다.
가장 따뜻한 달의 평균 기온은 24 ℃, 최고 추운 달의 평균 기온은 10 ℃, 기온은 연중 온난하다.
연강 수량의 약 3/4이 비가 내리는 우기에 집중되어 있다.
수잔이 직접 이르길 이 수도의 어원은
돔(dome)은 반구처럼 생긴 건물 구조를 말한다.
카트만두 계곡은 네팔 중앙에 위치한 곳으로 힌두교, 불교의 성지를 비롯하여 적어도 130개 이상의 주요문화재가 있는 고대 아시아의 문명지이다.
이곳에는 카트만두, 랄릿푸르, 박타푸르 등의 도시가 위치하고 있으며, 1979년 유네스코에서는 이 지역에 있는 7개의 문화재를 세계문화유산으로 등록하였다.
안드로메다 은하()는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다.
옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다.
은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다.
여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다.
폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다.
초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.
우리은하의 질량이 8.5 × 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 1012 태양질량으로 추정된다.
2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다.
우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 형성할 것이다.
안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다.
때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다.
그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보인다.
그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.
예전에 안드로메다가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.
페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 "항성에 관한 책"에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다.
주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름("Little Cloud")으로 표시하였다.
망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다.
샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다.
1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다.
그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다.
1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다.
윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다.
M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는데 도움을 준다.
또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다.
1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다.
이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다.
안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다.
이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다.
M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다.
그러나, 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다.
태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다.
1917년, 미국의 천문학자 히버 커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했다.
그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을 더 발견하였다.
커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 10등급은 어둡다고 기록하였다.
이를 통해 커티스는 M31까지의 거리를 약 50만 광년(3.2×1010 AU)으로 추산할 수 있었는데, 때문에 그는 나선성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬우주"("island universe") 가설의 지지자가 되었다.
1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리은하와 나선성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다.
커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부의 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리은하의 티끌성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다.
1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다.
그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미한다.
에드윈 허블은 1925년에 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다.
2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다.
M31은 가장 가까운 큰 은하(가장 가까운 은하는 아님)이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다.
그는 이들의 중원소함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다.
이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다) 또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가되었다.
안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. (전파천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파천문학 연구집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파지도가 만들어졌다.
2C 전파천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다.
2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다.
이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다.
안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다.
1990년대, 표준 적색거성과 적색군 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금화하는 데 이용되었다.
2010년에 한 천문학자 연구집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.
2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다.
연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다.
안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이다.
그러한 격변적인 충돌로 안드로메다 은하의 (금속풍부)헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다.
때문에 안드로메다 은하는 이 때부터 약 1억 년 간 발광적외선은하였을 것이다.
안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐지나간 적이 있다.
이 사건으로 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다.
지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이다.
이 시기에 안드로메다 은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다.
그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다.
안드로메다 은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성은하들은 서로 상호작용하고 있는데, 이러한 상호작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다.
M31의 중심에서 발견된 역회전("counter-rotating") 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다.
안드로메다 은하까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다.
2005년, 스페인 국립 연구회(CSIC)의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견을 발표하였다.
천문학자들은 3.54969일에 한 번씩 발생하는 별의 식에 관한 연구를 통해서 이들의 크기를 측정할 수 있었다.
별의 크기와 온도를 알고 있다면 이들의 절대등급을 구할 수 있다.
그리고 겉보기등급(관측을 통해 이루어짐)과 절대등급을 알고 있다면, 그 별까지의 거리를 측정할 수 있다.
이렇게 새로이 측정된 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리값과 정확히 일치한다.
안드로메다 은하는 거리측정에 적색거성가지의 첨단부(TRGB) 기법을 사용할 수 있을 정도로 가까운데, 2005년에 이를 통해 측정된 은하까지의 거리는 256±8만 광년(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)이다.
암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012 (또는 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다.
이는 안드로메다 은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다.
그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며, 은하의 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다.
안드로메다 은하의 총 "항성" 질량은 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011 으로 추정되는데, (즉 우리은하의 항성질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다.
덧붙여 안드로메다 은하의 성간매질은 중성수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109 , 수소분자 형태(가장 안쪽에서 10 킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108 , 티끌의 형태로 5.4 × 107 으로 이루어져 있다.
2015년에 발표된 허블 우주 망원경의 도움을 통해 진행된 연구에서는 안드로메다 은하를 감싸는 뜨거운 기체로 이루어진 거대하고 무거운 은하헤일로를 발견하였다.
이 헤일로는 안드로메다 은하 그 자체에 있는 별의 질량의 절반을 포함하는 것으로 추정된다.
2015년 5월 7일 기준으로, 이 헤일로는 이전에 측정된 값보다 대략 여섯배는 크며 1,000배는 무겁다.
거의 보이지 않는 이 헤일로는 주인 은하인 안드로메다 은하로부터 약 백만 광년까지 뻗어있다.
이는 우리은하까지 거리의 절반에 해당한다.
은하에 관한 모의실험들은 이 헤일로가 안드로메다 은하와 동시에 형성되었음을 시사한다.
헤일로에는 초신성을 통해 형성된, 수소 및 헬륨보다 무거운 원소들이 풍부하며 그 본질은 색등급도의 녹색협곡("Green Valley")에 위치한 은하로 예측된다.(아래 참고) 안드로메다 은하의 항성 원반에서 발생하는 초신성은 은하 바깥 공간으로 중원소를 방출한다.
안드로메다 은하의 일생동안, 중원소의 거의 절반이 초신성에 의해 만들어져 직경 20만 광년의 항성 원반 바깥으로 방출되었다.
안드로메다 은하는 우리은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다.
이들은 대개 연령이 7×109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×1010 로, 우리은하의 광도보다 약 25% 크다.
그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다.
다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, 즉 두번째로 밝은 은하라고 한다.
여기서 추산된 은하의 절대등급은 -22.21 등급 또는 그에 가깝다.
2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대등급(청색대역)이 -20.89 등급(+0.63의 색지수를 갖고 있으므로 가시절대등급은 -21.52 등급, 참고로 우리은하는 -20.9 등급)이다.
모든 대역에서 안드로메다 은하의 총 광도는 3.64×1010 임을 시사하였다.
우리은하의 별형성률이 연간 3~5 태양질량인데 비해, 안드로메다 은하는 연간 약 1 태양질량으로 우리은하보다 훨씬 낮다.
우리은하의 초신성 발생률 또한 안드로메다 은하의 값보다 두 배나 크다.
이는 안드로메다 은하가 이전에 대규모의 별의 형성 단계를 한 번 겪은 적이 있었으나 현재는 우리은하가 더 활동적인 별의 형성 단계를 겪고 있는 것에 비해서 거의 정적에 가까운 단계임을 시사한다.
이런 상태가 계속되면 안드로메다 은하의 광도는 우리은하의 광도에 따라잡히게 된다.
최근의 연구에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하처럼 은하의 색등급도에서 녹색협곡("green valley")으로 알려진, 청색구름("blue cloud")에서 적색렬("red sequence")으로의 전이 과정에 있는 은하들이 위치한 영역에 있다고 한다.
여기서 청색구름은 별의 형성 활동이 활발한 은하의 분류군, 적색렬은 별의 형성 활동이 부족한 은하의 분류군을 일컫는다.
녹색협곡 은하에서의 별의 형성 활동은 성간매질의 별형성 기체를 거의 다 소진했기 때문에 느리다.
이와 유사한 특성을 가진 은하 모의실험에 따르면, 별의 형성은 예측되는 안드로메다 은하와 우리은하의 충돌로 인해 별형성률이 짧은 기간 동안 증가하다가 현재로부터 약 50억 년 이내에 끝날 것이라고 한다.