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은하 형태와 분류
상당수의 나선 은하들은 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 막대 구조는 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.
우리 은하는 약 2천억(2×1011)개의 별들을 가지고 있으며, 태양 질량보다 약 6천억(6×1011)배 큰 질량을 가지고 있다.
렌즈형 은하(lenticular galaxy)는 타원 은하와 나선 은하의 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(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. 유명한 안드로메다 은하도 적외선 파장으로 관측했을 시 여러 개의 고리 모양이 나타나는데, 비슷한 사건으로 인해 형성된 것으로 보인다.
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. 불규칙 은하의 예로는 마젤란 은하(Magellanic Clouds)가 있다.
타원 은하나 나선 은하들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 개수로 볼 때 왜소 은하들은 우주의 거의 대부분을 차지한다. 왜소 은하들의 크기는 보통 우리 은하의 약 100분의 1 정도에 불과하고, 약 10억 개 정도에 불과한 별들로 구성되어 있다. 최근에 발견된 아주 조밀한 왜소 은하들(ultra-compact dwarf galaxy)은 크기가 약 100 pc에 불과한 것들도 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 왜소 은하, 나선 왜소 은하, 불규칙 왜소 은하 등으로 분류되기도 한다.
은하 특이한 모습들
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.
은하 특이한 모습들
은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 은하들의 병합(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(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(Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy)와 큰개자리 왜소은하(Canis Major Dwarf Galaxy)는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중이다.
은하 특이한 모습들
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름(molecular cloud)에서 만들어진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하(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 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 시가 은하가 있다.
은하 특이한 모습들
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. 이러한 활동은하핵(active galactic nucleus)은 응축원반(accretion disc)을 가진 매우 무거운 블랙홀(Supermassive black hole)이라고 여겨진다. 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.
은하 특이한 모습들
활동 은하는 주로 관측되는 파장의 특성에 따라 여러가지로 다시 분류가 된다. 예를 들면 밝기에 따라 나뉘는 시퍼트 은하(Seyfert galaxies)와 퀘이사(준항성 천체)가 있으며, 이들은 주로 가시광선에서 특이한 방출선을 보인다. 블레이저(Blazar)는 은하핵에서 나오는 상대론적 제트(relativistic jet)가 정확히 관측자를 향해 있어서 그 크기가 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵이다. 전파은하(radio galaxy)는 이러한 제트 때문에 강한 전파를 내는 활동은하를 일컫는다. 이렇게 다양한 활동 은하핵의 특성들은 단지 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"(unified model
of AGN)이 제시되어 있다. 이 외에도 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지고 있는 "LINER"(low-ionization nuclear emission-line region)가 있으며, 이는 매우 약한 활동은하핵 중의 하나라고 여겨지지만, 아직 그 본질은 확실히 밝혀지지 않고 있다. 약 1/3의 가까운 은하들이 이 LINER로 분류된다.
은하 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 천체물리학의 주요 연구 분야이다.
현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만 년 후의 우주의 재결합시기(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"(Dark Ages)라고 부른다. 이러한 원시 우주에 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.
은하 은하의 형성과 진화
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(ULAS J1120+0641)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. 과거에는 에겐·린덴벨·샌디지(Eggen·Lynden-Bell·Sandage) 세 사람이 주장한 "위에서 아래로"(top-down)의 은하형성 모형과
설과 찐(Searle·Zinn)이 주장한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이
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.
은하 은하의 형성과 진화
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(reionization)라고 부른다.
은하 은하의 형성과 진화
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(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. 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.
은하 은하의 형성과 진화
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(tidal tail)라고 하는 일련의 구조가 만들어진다. 이러한 예로서는 생쥐 은하이나 더듬이 은하(Antennae)가 있다.
다른 예로는 현재 약 130 km/s의 속도로 서로 가까워지고 있는 우리 은하와 안드로메다 은하가 있다. 아마 60억 년 정도가 지나면, 아마 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 과거에 우리 은하가 안드로메다 같이 큰 은하와 충돌했었다는 증거는 없지만, 우리 은하가 다른 작은 왜소 은하들과 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 100억 년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억 년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다.
은하 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.
은하 은하들의 거대구조와 환경
대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군(galaxy group)이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층(hierarchical) 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(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.
은하 은하들의 거대구조와 환경
초은하단(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.
초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적(isotropic)이고 균일(homogeneous)하다.
우리 은하는 지름이 약 1 Mpc인 비교적 작은 크기의 국부 은하군(Local Group)에 속한다. 국부은하군에서 가장 밝은 은하는 우리 은하외에 안드로메다 은하가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다.
국부은하군 자체는 처녀자리 은하단(Virgo cluster)을 중심에 두고 있는 처녀자리 초은하단(Virgo Supercluster) 또는 국부 초은하단(Local Supercluster)의 외곽에 위치한다.
은하 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.
은하 여러 파장에서의 은하 관측
역사적으로 가시광 이외에 처음으로 은하 연구에 사용된 전자기파는 전파였다.
전파 망원경으로 21 cm 선을 이용해서 우리 은하 또는 외부 은하의 중성 수소를 관측할 수 있으며, 거대한 전파 간섭계(interferometer)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
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 문자
투바어는 몽골어와 매우 유사하다. 투바인 자체가 몽골 민족이지만 오랜 튀르크의 지배로 투바어는 튀르크화되었다. 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.
투바어 문학
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
구름(영어: cloud)은 지구, 행성 또는 위성의 대기에 떠다니는, 작은 물방울이나 얼음 알갱이들의 덩어리이다. 구름을 연구하는 기상학의 분야를 구름학이라 한다.
지구상의 구름은 대부분 수증기에서 생긴다. 알갱이 반지름은 주로 약 0.02~0.05mm이고, 수십억 개의 작은 물방울들이 모이면 관측 가능한 구름이된다. 짙은 구름은 반사율이 70%에서 95%이므로 구름 윗단은 밝지만 아래단은 어둡다. 구름 속 물방울들이 빛을 산란시키므로 아래로 내려갈수록 회색이 된다. 이 밖에도 햇빛이나 주변 환경에 따라 색이 바뀌기도 한다. 구름은 적외선을 강하게 흡수한다.
강우, 강설, 강박, 천둥, 번개 등과 같은 기상현상도 구름에서 발생한다.
구름 구름의 종류
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.
하층운(下層雲)은 2천 미터 이하에서 형성된다. 하층운이 땅에 닿으면 '안개'로 부른다. 이 구름은 비를 머금고 있는 경우가 많다.
층운(層雲)은 층구름 또는 안개와 비슷하여 안개구름이라고도 한다. 안개가 공중으로 떠오른 것 같은 낮은 구름으로 여러 조각으로 나뉜 구름 조각이 되는 수도 있어, 구름 사이로 푸른 하늘이 보일 때도 있다. 고도 2,000m까지 나타나는 작은 물방울의 집합체로서, 구름이 아주 엷을 때는 달무리가 나타나기도 한다. 지형의 영향으로 발생하므로 한정된 범위에서만 나타나며, 오랫동안 남아 있는 경우는 드물고 조각조각 흩어져 사라지며, 맑은 날씨를 이룰 때가 많다. 층운에서 내리는 비는 이슬비가 보통이다.
구름 구름의 종류
층적운(層積雲)은 구름의 밑면은 고도가 약 500m, 구름의 꼭대기는 약 2,000m에 이른다. 구름 입자는 물방울로 되어 있고, 구름 덩어리는 둥그스름할 때도 있고 편평할 때도 있다. 회색의 큰 덩어리가 돌려 있는 구름으로 둘둘 말린 모양으로 될 때도 있다. 층적운은 층운이 위로 올라가 생기거나, 적운이나 적란운이 안정한 기층이나 상층의 강한 바람 때문에 연직 방향으로 성장하지 못하고 수평 방향으로 퍼져 나가 생긴다.
난층운(亂層雲)은 층운형 구름에 속한다. 비층구름·비구름이라고도 하는 어두운 회색 구름으로 비나 눈을 오게 한다. 때로는 상층과 하층에서 나타나기도 한다. 주로 2,000 ~ 7,000m 높이에서 나타나며 하늘 전체를 덮고 두꺼운 층을 이룬다. 고층운의 운층이 점차로 두꺼워지면서 구름의 바닥이 낮아져서 난층운이 되는 경우가 많다. 난층운 아래에는 흔히 조각구름이 나타난다.
중층운(中層雲)은 2천 ~ 7천 미터 높이에서 형성된다. 이들은 물방울로 구성되며 과냉각된 경우도 있다.
구름 구름의 종류
고층운(高層雲)은 높층구름·흰색차일구름이라고 한다. 얼룩이 없는 고른 모양을 나타낼 때도 있고, 줄기가 있는 섬유나 털 모양의 조직을 나타내기도 한다. 2,000 ~ 7,000m의 이상의 높이에 나타나며, 두께는 수백 m에서 수천 m에 이른다. 구름의 정상은 10,000m 높이까지 이르기도 한다. 따라서 두꺼운 고층운의 상층부는 빙정, 중층부는 빙정·눈송이·과냉각물방울의 혼합물, 하층부는 대부분 과냉각물방울이나 물방울로 이루어져 있다. 그러나 얇은 구름은 물방울만으로 이루어져 있는 경우도 있다. 얇은 고층운은 해와 달을 희미하게 볼 수 있지만, 두꺼운 고층운은 해와 달을 완전히 가린다. 간혹 꼬리구름과 유방구름이 함께 생긴다.
구름 구름의 종류
고적운(高積雲)은 높쌘구름, 양떼구름이라고 한다. 색깔은 흰색이나 회색이며 그림자가 나타나므로 입체감이 있다. 약 2,000 ~ 7,000m의 높이에 나타나며, 구름의 입자는 대부분 작은 물방울이지만 기온이 매우 낮을 때에는 빙정도 나타난다. 구름 덩어리의 둘레가 얇고 반투명하며 여러 가지 고운 빛깔이 나타나는데, 이를 무지갯빛구름이라고 한다. 또 태양이나 달을 배경으로 한 광환(光環)이 나타나는 경우도 있다. 바람이 강하게 불 때에는 흔히 산 너머 하늘에 렌즈 모양의 고적운, 즉 렌즈구름이 생긴다.
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.
구름 구름의 종류
권운(卷雲)은 털구름 또는 새털구름이라고도 한다. 매우 작은 얼음의 결정(氷晶)으로 되어 있으며, 희고 작은 선이 덩어리로 되어 있다. 대략 5,000 ~ 13,000m의 높이에서 희고 가는 선, 흰 조각, 좁은 띠 모양으로 여기저기 떨어져서 나타난다. 구름을 이루고 있는 빙정 가운데 큰 것은 매우 빠른 속력으로 떨어지므로, 권운의 각 부분은 간혹 아래로 처진 꼬리를 갖는다. 이 섬유 조직의 꼬리는 높이에 따른 풍속의 변화와 빙정 크기의 변화에 따라, 때때로 기울어지거나 불규칙하게 구부러져서 나타난다.
권층운(卷層雲)은 털층구름·면사포구름·무리구름이라고 한다. 태양이나 달의 무리(햇무리·달무리)를 나타나게 하는 반투명의 흰 베일과 같은 구름으로 5,000 ~ 13,000m 높이에 나타나며 구름 입자는 빙정이다.
권적운(卷積雲)은 비늘구름·조개구름이라고 한다. 생선비늘 또는 잔물결 같은 모양을 하며 5,000 ~ 13,000m 높이에 나타난다. 작은 구름은 서로 붙거나 떨어져 어느 정도 규칙적으로 배열한다. 구름 입자는 빙정이며, 때때로 무지갯빛 구름이나 광환을 볼 수 있다.
구름 구름의 종류
수직에서 발달한 구름은 기저부로부터 높이 상승하는 기류를 갖기도 한다. 대류에 의해 발달하기 때문에 대류운이라고도 한다.
적란운(積亂雲)은 적운형 구름에 속한다. 쌘비구름이라고도 하며 적운과 비슷하지만, 적운보다 수직으로 더 치솟아 있어 산이나 큰 탑처럼 보인다. 구름의 윗부분은 빙정, 아랫부분은 물방울로 이루어져 있다. 그리고 중간 부분은 빙정과 작은 물방울이 섞여 있다. 구름 밑면의 높이는 땅에서 2km 이하이나, 꼭대기의 높이는 12km에 이를 때도 있다. 적란운은 흔히 소나기를 동반하며, 심할 때에는 우박과 뇌우, 그리고 더 심할 때에는 용오름을 동반한다. 구름 속에 전하가 모여 있어 번개도 동반하므로 뇌운(雷雲)이라고도 한다.
적운(積雲)은 적운형 구름에 속한다. 쌘구름·뭉게구름(문화어: 더미구름)이라고도 한다. 맑은 하늘에 떠 있는 뭉게구름으로 햇빛을 받는 곳은 눈부시게 희며, 구름의 밑면은 어둡고 거의 수평을 이룬다. 지상 부근과 2,000m 높이 사이에서 나타나지만, 발달하면 구름 꼭대기의 높이가 10,000m에 이른다. 적운은 흔히 맑은 날 햇볕이 내리쬐어 나타난 대류현상 때문에 나타난다. 이러한 적운은 아침에 나타나기 시작해 낮동안 발달하고 저녁이 가까워지면서 사라진다. 적운은 크기에 따라 편평적운(Cumulus humilis), 중간적운(Cumulus mediocris), 웅대적운(Cumulus congestus)으로 구분할 수 있다. 편평적운과 중간적운은 강수량이 없거나 매우 적지만 웅대적운은 소나기를 내릴 수 있다. 우리가 보통 "뭉게구름"이라고 하면 편평적운이나 혹은 중간적운을 떠올린다.
이상이 열 가지 구름 종류의 주요 형태이다. 열 가지 구름 종류 중에서는 다음과 같은 특징을 갖기도 한다.
구름 구름의 생성
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.
로 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.
구름 구름의 색깔
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 내린다. 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.)
구름 구름의 색깔
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.
구름 행성의 구름
태양계 속의 대기를 갖고 있는 행성이나 위성은 구름을 갖는다.
구름 구름에 대한 인식
천문류초에 따르면 구름은 산과 강의 기운으로, 땅의 기운이 올라가 구름이 되고 하늘의 기운이 내려와 비가 된다. 또한, 음과 양이 모여 구름이 된다.
카트만두
카트만두(네팔어: काठमाडौं 카트만두, 네와르어: य़े Yei 예이, 영어: Kathmandu, 문화어: 까뜨만두)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.
카트만두 기후
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.
돔 (건축)
돔(영어: dome)은 반구처럼 생긴 건물 구조를 말한다.
카트만두 계곡
카트만두 계곡 또는 네팔 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
안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780 킬로 파섹(약 250만 광년) 떨어져 있는 막대나선은하이다.
안드로메다 은하 특징
이는 우리 은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다.
안드로메다 은하 옛 명칭
옛 문헌들에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda 大星雲)으로 표현되었다.
안드로메다 은하 현재의 명칭
은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다.
안드로메다 은하 현재의 명칭의 유래
여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 54개의 작은 은하들을 포함하는 국부 은하군에서 가장 큰 은하이다.
안드로메다 은하 우리 은하와의 비교
초기의 탐사들은 우리 은하가 더 많은 암흑 물질을 포함하며 국부 은하군에서 가장 클 것이라고 추정한다.
안드로메다 은하 항성 수
2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 약 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리 은하의 적어도 두 배에 해당하는, 대략 1조 개 정도의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.
안드로메다 은하 추정되는 질량
우리 은하의 질량이 약 8.5 × 1011 태양 질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 약 1.5 × 1012 태양 질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리 은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 약 80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리 은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리 은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반 은하를 형성할 것이다.
안드로메다 은하 원반 관측의 역사
안드로메다 은하의 원반 구조에 대해 면밀한 관찰은 1950~60년대 독일계 미국인 천문학자인 발터 바데(Wilhelm Heinrich Walter Baade)와 미국인 천문학자인 할튼 아르프(Halton Arp)등의 천문학자 등이 최초로 진행하였으며 해당 연구들을 통해 안드로메다 은하의 정면도 및 각 나선팔의 특성에 대해 연구하였다. 다만, 당시에는 안드로메다 은하가 일반적인 정상나선은하로 취급되었기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 불규칙한 나선팔 구조는 고려하지 않고 2개의 주요 나선팔 구조를 가지고 있는 모습일 것으로 추정하였다. 특히, 위키피디아에 자세히 서술되어 있는 발터 바데가 구상한 나선팔 구조(S1 ~ S7, N1 ~ N7)는 당시 천문학자들이 안드로메다 은하를 바라보았던 관점을 보여준다.
안드로메다 은하 허블 분류에 따른 형태
허블 분류에 따르면 안드로메다 은하는 정상나선은하로 분류되며, 분류 형태는 SA(s)b로 분류되는 것이 일반적이다.
안드로메다 은하 최근의 분류에 따른 형태
하지만, 최근의 연구 결과로는 안드로메다 은하는 SB(r)b로 분류된다. 정확하게 설명하자면 기존 분류 형태인 SA(s)b는 허블 분류 상에서 고리가 없는 b형 정상나선은하로 설명될 수 있는데 앞서 상술 했듯이 (s)의 경우 안드로메다 은하의 중심으로부터 반경 대략 3만 광년에는 M32p와의 상호 작용으로 인해 형성된 밝고 거대한 고리가 존재한다는 점에서 고리가 존재한다라는 것을 의미하는 (r)로 변경되어야 정상이다.
또한, 학계에서는 이미 안드로메다 은하가 정상나선은하가 아니라 막대나선은하로 분류 된지 오래되었다는 점이다.
2016년 논문에서 안드로메다 은하가 태양계에서 바라봤을 때 정면보다 약 77도 정도 기울어진 상태에서 관찰되기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 막대 구조를 명확하게 확인할 수 없었을 뿐 은하 중심에 위치한 항성과 가스의 운동이 막대를 가지고 있는 은하에서의 움직임과 유사해 안드로메다 은하가 은하 장축에서 반 시계 방향으로 55도 가량 벗어난 각도로 배열되어 있는 막대 구조를 가지고 있는 막대나선은하라고 처음 제안하였다.
안드로메다 은하 최근의 분류에 따른 형태
이후 2018년 항성 금속성이 막대 중심으로 향할수록 증가하는 막대 구조의 특징이 안드로메다 은하의 중심핵에서 관찰된다는 관측 결과가 제시되었으며, 또 다른 논문에서도 은하 팽대부에서 O III(이중 전리 산소)의 위치-속도 다이어그램(PVD)에서 보이는 분포가 막대나선은하의 분포와 유사하다는 것이 확인되면서 안드로메다 은하의 막대나선은하설을 뒷받침하는 증거가 되었다.
최근인 2022년에는 안드로메다 은하의 나선팔에서 중심핵으로 흘러 들어오는 고밀도의 가스가 충돌하면서 형성되는 수 Kpc 이상 확장되는 이중 전리 산소의 대규모 충돌 지역이 기존에 추정되었던 막대 구조를 따라서 배열되어 있으며 이 충돌 지역들이 일반적인 170 ​​km/s−1 이상의 높은 속도 기울기를 가지고 있다는 것을 확인하였다. 이러한 막대 구조에서만 나타나는 특성들이 안드로메다 은하의 중심핵에서 연속적으로 발견되고 있다는 점은 더더욱 안드로메다 은하가 막대나선은하라는 가설에 힘을 실어주고 있으며 이미 학계에서는 안드로메다 은하가 막대나선은하로 분류되어야 한다는 제안이 정설로 받아들여지고 있는 것으로 보인다.
안드로메다 은하 최근의 분류에 따른 형태
2025년에 출간된 논문에 따르면 늙은 항성들의 분포가 막대 구조의 면모를 보이지 않으며 막대에서 확인되는 S자형 먼지 차폐 구조가 발견되지 않았다고 한다. 하지만, 이것이 안드로메다 은하가 막대나선은하라는 주장에 반론이 되지는 못하며 논문 내에서도 안드로메다 은하의 팽대부에서는 정상나선은하에서는 볼 수 없는 비 원형 구조가 확인되는데 이는 M32p와의 충돌로 인해 가스 원반이 심하게 교란되어 중심 1Kpc의 뜨거운 핵 부분을 제외한 안드로메다 은하의 막대 구조가 심하게 교란된 결과인 것으로 설명될 수 있다고 언급하였다. 이러한 관측 결과는 안드로메다 은하는 우리가 생각한 것보다 훨씬 독특한 상태에 머무르고 있을 수 도 있다는 것을 시사한다.
안드로메다 은하 PA-99-N2 미시 중력 렌즈와 은하 내 외계 행성 가능성
참고 : PA-영문 위키백과: PA-99-N2
PA-99-N2는 1999년 안드로메다 은하에서 감지된 미시 중력 렌즈 현상이다. 이에 대한 설명 중 하나는 태양 질량의 약 0.02배에서 약 3.6배 사이의 별이 적색 거성에 중력 렌즈 효과를 일으켰다는 것이다. 이는 이 별이 행성의 궤도를 돌고 있을 가능성이 있음을 시사한다.
안드로메다 은하 PA-99-N2 미시 중력 렌즈와 은하 내 외계 행성의 의의
만약 이 현상이 최종적으로 확인된다면, 이는 은하계 밖 에서 발견된 최초의 행성이 될 것이다.
안드로메다 은하 헤일로의 크기
은하 원반 바깥 부분에는 헤일로가 위치해 있으며 메이올 II를 포함한 다수의 구상 성단이 발견되었다. 내부 헤일로의 경우 최대 22만 광년의 크기를 가지고 있는 것으로 알려져 있다. 그리고, 외부 헤일로의 크기는 우리 은하에서 안드로메다은하까지의 거리의 약 40%인 100만 광년에 달할 것으로 추산되었다.
안드로메다 은하 측정된 큰 헤일로 크기에 대한 무리
일반적으로 외부 헤일로는 대부분 물질보다는 암흑 물질로 구성되어 있기 때문에 안드로메다 은하의 실제 크기가 약 100만 광년 이라고 하기엔 무리가 존재한다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 핵 활동
안드로메다 은하의 핵은 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 M31*을 중심으로 하고 있으며, 질량은 태양 질량의 약 1억 4,000만 배로 추산되는데, 참고로 우리 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 430만 배로 추정된다. 과거엔 안드로메다 은하의 핵이 저 광도 활동 은하핵(LLAGN)으로 분류된다고 언급되었지만 최근 연구에 따르면 안드로메다 은하의 핵이 활동 은하와 대비해 적은 가스 량을 포함하고 있고 블랙홀도 낮은 본디 강착(Bondi accretion)률을 보이고 있어 현재는 비 활동 상태에 머무르고 있을 것으로 추정하였다.
안드로메다 은하 활동 은하핵을 가지고 있었다는 추측
또한, 중심에서 이온화된 수소 알파선 원반이 발견되었다. 해당 관측 결과에 따르면 핵이 비 활동 상태임에도 불구하고 주변에서 이온화된 수소 가스 원반이 위치해 있다는 것은 안드로메다 은하는 최소 50만 년 전까지만 하더라도 활동 은하핵을 가지고 있는 활동 은하였다는 것을 나타낸다고 한다.
안드로메다 은하 편심 원반
블랙홀 주변 4 pc 범위에는 수십 만 개 이상의 항성으로 구성된 편심 원반이 위치해 있다. 이 편심 원반은 블랙홀을 중심으로 하는 옅은 별 무리인 P2, 그리고 블랙홀에서 아래쪽으로 살짝 떨어져 있는 고밀도의 별무리인 P1이라는 2개의 항성 그룹으로 구성되어 있으며 이를 안드로메다 은하의 이중 핵 구조(Double Nucleus)라고 한다. 또한, 최근에는 P2에서 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 그룹이 대부분 적색 거성으로 구성되어 있는 것과는 달리 블랙홀 가까이 위치해 있는 항성들이 최소 1억 년 에서 최대 2억 년이라는 상대적으로 젊은 나이를 가지고 있다는 것이 확인되어 이를 P2와는 별개의 구조라고 결론 내리고 이를 P3라고 명명하였다. 또한, P3는 독특하게도 그룹에 속하는 대부분의 별들이 블랙홀에 수평으로 배열되어 있어 원반 구조를 형성하고 있는데, 이러한 원반 구조는 P3에 속하는 항성이 블랙홀 주변에서 강착된 성간 가스에서 형성되었음을 의미한다.
안드로메다 은하 P1 구조가 위성 은하의 잔해로 추정되는 은하핵
상술한 안드로메다 은하의 이중 핵 구조는 발견 당시엔 P1 구조가 안드로메다 은하에 흡수된 위성 은하의 잔여 핵일 것으로 추정되었지만, P1 구조 중심에 블랙홀이 위치해 있지 않다는 것이 확인되어 현재 이 가설은 사장되었다. 2021년 논문에 따르면 두 초대질량 블랙홀의 충돌에서 형성된 중력파가 주변 항성들에 영향을 미쳐 안드로메다 은하의 이중 핵 구조를 형성할 수 있다고 한다.
안드로메다 은하 추정되는 삼각형자리 은하와의 상호 작용
이외에도 M32p와의 상호 작용에 앞서 메시에 33과의 근접 사건이 수십 억 년 전 발생하였을 것으로 추정되기도 하나 해당 사건의 존재 유무에 대해선 학계에서 논란이 어느 정도 존재하며 실제로 존재하였다고 하더라도 원반 간 직접 충돌이 발생한 M32p 상호작용과는 달리 단순히 근접했던 것에 불과하기 때문에 두 은하 사이에 얇은 가스 필라멘트가 형성되거나 중력 섭동으로 인해 두 은하의 별 형성 활동이 이전보다 활발해졌다는 것 외에 유의미한 변화는 발생 시키지 않았을 것으로 추정된다.
안드로메다 은하 국부 은하군에서의 제 1 은하
일반적으로 안드로메다 은하가 국부 은하군의 제 1 은하이며 우리 은하는 국부 은하군의 제 2 은하라고 알려져 있는 경우가 다수이지만, 최근의 연구 결과 대부분은 우리 은하와 안드로메다 은하의 자체 질량은 거의 동일하거나 오히려 우리 은하가 더 크다고 언급하고 있다. 물론 크기와 항성의 개수 면에서는 우리 은하가 안드로메다 은하의 1/2에 불과하지만 이는 우리 은하가 우연인지 모를 이유로 은하군 소속 주요 은하들에 항성 생성 활동이 일반적인 나선 은하보다 매우 덜 발생하였기 때문이다.
안드로메다 은하 성간 물질의 소모
안드로메다 은하 내에 있는 성간 물질의 양은 M32p와의 격렬한 충돌 과정에서 대부분 소모되어 우리 은하의 양에 비해 상대적으로 적으며 현재 안드로메다 은하는 1,500만 년 ~ 2,000만 년 전의 성폭발 사건 이후 별 형성 활동이 소강 상태에 머무르고 있다. 따라서 우리 은하와 비교했을 때 현재 안드로메다 은하의 별 생성 속도는 우리 은하의 약 25% 정도로 낮다. 또한, 안드로메다 은하는 국부 은하군 내부의 다른 주요 은하들이 각각 명확하게 식별되는 항성 형성 구역을 1 ~ 2개 이상 가지고 있는 것과는 달리 항성이 폭발적으로 형성되는 지역은 나선팔 전체에서 손에 꼽을 만큼 적다. 예를 들어, 거의 같은 거리에 떨어져 있는 삼각형자리 은하는 상대적으로 밝은 일부 성운, 성협 구조 수 개가 은하와는 별개로 NGC 목록에 수록되었지만 안드로메다 은하는 은하 남동쪽에서 확인 가능한 밝은 OB 성협인 NGC 206을 제외하면 NGC 목록에 등재될 정도로 밝은 천체가 없다는 점에서 안드로메다 은하의 별 형성 활동이나 상대적으로 젊은 항성의 형성 활동이 상당히 정체된 상태라는 것을 알 수 있다.
안드로메다 은하 나선팔의 측정 및 구조
할튼 아르프와 발터 바데는 안드로메다 은하의 나선팔을 은하 핵의 중심에 위치한 S1~2, N1~2 나선팔과 원반에는 N3-S4-N5-S6-N7으로 연결되는 나선팔과 S3-N4-S5-N6-S7으로 연결되는 나선팔, 2개의 주요 나선팔로 구성되어 있을 것으로 추정하였다.
이중에서 S1~2, N1~2는 현재 팽대부 구조를, S3, N3는 팽대부 인근에 위치해 있는 각기 분리되어 있는 여러 개의 나선팔 구조를, S4-N4는 10Kpc 고리 구조, S5-N5는 왜곡된 외부 원반에 위치해 있는 나선팔들, S6-N6는 은하 원반의 최외곽에 위치해 있는 희미한 나선팔 구조로 식별되는 구조들을 나타내고 있으며 S7-N7은 S6-N6 너머에 위치해 있는 나선팔로 S7-N7의 나선팔 구조는 장노출 사진에서 나마 겨우 확인할 수 있다.
안드로메다 은하 나선팔의 측정 및 구조
10Kpc 고리가 형성된 5억 년 전의 상호 작용 이후 안드로메다 은하의 원반 구조는 1억 년이 지난 약 4억 년 전에 안정화 단계를 밟기 시작하였고 이에 따라 별 형성률도 5억 년 전과 대비해 상대적으로 낮아지게 되었다. 4억 년 전 이후 대부분의 별 형성은 5 Kpc 고리, 10 Kpc 고리, 15 Kpc 고리에 국한되어 발생하였는데, 이중에서 약 60% 이상의 항성 형성 활동은 10 Kpc 고리에서 발생되었음이 확인되었다.
5Kpc/15Kpc 고리의 경우 4억 년 전부터 계속해서 존재했던 10 Kpc 고리와는 달리 최대 2억 년의 나이를 가지고 있는 최근에 형성된 구조로 추정된다. 이중 5 Kpc 고리는 약 1억년 전 별 형성률이 정점에 달한 후 고리 구조가 해체되기 시작하였으며 15 Kpc 고리 구조는 약 8,000만 년 전부터 별 형성 활동이 발생하기 시작하였으며 현재까지 꾸준히 증가해 오고 있다는 것이 밝혀졌다. 실제로 15 Kpc 고리 구조의 양 끝에서 명확하게 식별되는 성운 복합체 구조를 확인할 수 있다.
안드로메다 은하 성운
가장 유명한 성운은 V88이라는 이름으로도 알려진 NGC 206으로 안드로메다 은하의 전역에서 유일하게 NGC 목록에 등재된 하위 천체이다. 내부에서 확인되는 항성들의 나이가 대부분 3,000만 년 이내이기 때문에 일반적인 별 구름 구조가 아니라 초 거대 OB 성협으로도 간주되는데, 이 경우 OB 성협의 크기가 무려 3,000 광년에 달하게 된다. 게다가, 이 3,000 광년이라는 크기의 공간에 빽빽하게 항성들이 들어차 있기 때문에 실제로 성협이 형성될 때에는 최소 3,000 광년 이상의 거대한 성운이 형성되어 있었을 것으로 추정된다. 현재 국부 은하군에서 가장 거대한 성운들인 대마젤란 은하의 타란툴라 성운의 크기가 최대 1,800 광년, NGC 604가 약 1,500 광년의 크기를 가지고 있다는 것을 고려하면 현재 국부 은하군에서 가장 큰 성운들보다 최소 2배 이상 거대한 성운이 3,000만 년 전 ~ 1,000만 년 전의 안드로메다 은하에 존재했었다는 걸 알 수 있다.
안드로메다 은하 겉보기 등급
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 여섯 배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체 망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.
안드로메다 은하 우리 은하에 있는 성운설
예전에 안드로메다 은하가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.
안드로메다 은하 OIII 성운의 발견
2023년 경 프랑스의 아마추어 천문학자인 Yann Sainty가 촬영한 사진에서 안드로메다 은하를 100여 년 간 연구 했음에도 불구하고 발견하지 못했던 OIII 성운을 발견하면서 천문학계에 큰 파장을 불러왔다. 100여 년 간 전혀 발견되지 않았던 성운이었기에 한국에서도 우주 먼지의 현자 타임즈같은 천문학 유튜버들을 통해 알려지게 되었다.
안드로메다 은하 OIII 성운의 형태
발견 이후 이 OIII 성운이 우리 은하 내부의 성간물질 구조라고 제안하거나 안드로메다 은하의 외부에 위치해 있는 거대한 확장 방출지역(EELR)의 일종이라거나, 아니면 안드로메다은하의 항성 흐름(Stellar Stream)의 일종이라는 등 여러 추측들이 오고갔지만 자세한 연구가 이루어지지 않았기 때문에 확답은 얻을 수 없었다.
안드로메다 은하 OIII 성운의 연구
그리고 2024년 말 논문에서 해당 성운에 대한 자세한 연구가 이루어졌다. 해당 논문에 따르면 OIII 성운의 일정 지점을 관측하고 분석한 결과, 성운의 후퇴 속도는 -40 Km/s 이상으로 측정되었는데 안드로메다 은하의 후퇴 속도가 -300 Km/s인 것과는 큰 차이가 존재한다. 또한, 관측 지점의 속도 차이가 불과 몇 Km/s밖에 되지 않는데, 만약 해당 성운이 안드로메다 은하와 같은 거리에 위치한 외부 은하의 성간매질이라면 크기가 최소 몇 만 광년은 되기 때문에 각 지점의 속도 차이가 이보다 훨씬 높게 나타나야 한다는 것이 중론이다. 따라서 해당 성운은 안드로메다 은하의 구조보다는 우리 은하 내부의 성간물질 구조일 가능성이 높다고 결론내렸다.
안드로메다 은하 OIII 성운의 분류
이 OIII 성운과 같은 구조는 이때까지 단 한 번도 관찰된 적이 없기 때문에 정확하게 어떤 분류에 속하는 성운인지는 확인되지 않았다.