stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
은하
형태와 분류

이 부분의 본문은 은하의 형태분류입니다.
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.
형태와 분류 > 타원 은하

이 부분의 본문은 타원 은하입니다.
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.
형태와 분류 > 나선 은하

이 부분의 본문은 나선 은하 및 막대 나선 은하입니다.
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. Sb는 둘의 중간 정도이다. 나선팔이 뚜렷하지 않은 은하들은 양털나선은하(flocculent spiral galaxy)라고 하고, 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 웅대구조 나선은하(grand design spiral galaxy)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.
형태와 분류 > 렌즈형 은하

렌즈형 은하(lenticular galaxy)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.
형태와 분류 > 기타 은하

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.
형태와 분류 > 왜소 은하

이 부분의 본문은 왜소 은하입니다.
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. 최근에 발견된 아주 조밀한 왜소은하들(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 왜소은하, 나선 왜소은하, 불규칙 왜소은하 등으로 분류되기도 한다.
특이한 모습들 > 상호 작용

이 부분의 본문은 상호작용 은하입니다.
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(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.
특이한 모습들 > 폭발적 별생성 은하

이 부분의 본문은 폭발적 항성생성 은하입니다.
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 M82 은하가 있다.
특이한 모습들 > 활동은하핵

이 부분의 본문은 활동은하핵입니다.
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.
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.
은하의 형성과 진화

이 부분의 본문은 은하의 형성과 진화입니다.
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.
은하의 형성과 진화 > 은하의 형성

현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 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 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(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.
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.
은하의 형성과 진화 > 은하의 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.
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 NGC 4676이나 더듬이 은하(Antennae)가 있다.
다른 예로는 현재 약 130 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.
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

이 부분의 본문은 우주의 거대 구조, 은하군 및 은하단입니다.
은하군의 하나인 세이퍼트의 6중 은하.
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(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.
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 우리은하외에 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.
여러 파장에서의 은하 관측

관측 천문학  문서를 참고하십시오.
자외선에서 본 안드로메다 은하. 젊고 무거운 별들에서 나오는 빛이 푸른색으로 보인다.
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 21 cm 선을 이용해서 우리은하 또는 외부 은하의 중성 수소를 관측할 수 있으며, 거대한 전파 간섭계(interferometer)를 사용하면 활동은하핵에서 나오는 제트를 아주 높은 분해능으로 볼 수 있다.[출처 필요] 또한 밀리미터의 파장을 이용해서 은하의 분자 구름들을 관측하기도 한다.[출처 필요]
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.
같이 보기

우리은하, 안드로메다 은하
은하의 형성과 진화
은하 목록(List of galaxies)
가까운 은하 목록
아주 무거운 블랙홀, 활동은하핵
은하에 관한 발견의 연표(Timeline of knowledge about galaxies)
추가 참고 도서

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Waller, W. H.; Hodge, P. W. (2003). 《Galaxies and the Cosmic Frontier》. Harvard University Press. ISBN 0-674-01079-5.
허셜이 별의 개수를 세어 추론한 은하의 구조
자외선으로 본 안드로메다 은하
로스 백작이 그린 바람개비은하(M33)의 모습
은하의 회전속도곡선. B가 관측된 자료이고, A는 보이는 물질로 설명할 수 있는 부분이다.
가장 먼 은하 중의 하나인 UDFy-38135539 약 131억 광년 떨어져 있다.
허블 순차에 따른 은하 분류. E는 타원 은하, S는 나선 은하, SB는 막대나선 은하를 가리킨다.
대표적인 정상 나선 은하인 소용돌이 은하(왼쪽).
NGC 1300, 막대나선은하의 예
고리 은하의 한 예인 호그 천체.
더듬이 은하(Antennae Galaxies) 두 은하가 충돌해서 큰 은하로 병합되고 있다.
M82, 일반적인 은하보다 10배 이상 별을 만들고 있는 폭발적 별생성 은하의 대표적인 예
전파은하 M87 중심으로부터 방출되는 입자의 제트
젊은 은하로 가스가 흘러드는 모습의 상상도
초기우주에 생성된 은하는 그림의 I Zwicky 18(왼쪽 아래)와 비슷했을 것으로 여겨진다.
페르세우스자리 A 은하

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페르세우스자리 A 은하

위치
별자리: 페르세우스자리
적경: 03h 19m 48.1s
적위: +41° 30′ 42″
물리적 성질
시선 속도: 5,264 ± 11 km/s z=0.017559
거리: 2억 3,700만 광년
형태: cD;pec;NLRG
규모
크기: 2'.2 X 1'.7
광학적 성질
겉보기등급: +12.6
기타 성질
명칭: NGC 1275, Perseus A, Caldwell 24, PGC 12429, UGC 2669, QSO B0316+413
페르세우스자리 은하단의 중심 은하.
메시에 천체 목록 NGC 천체 목록
페르세우스자리 A 또는 NGC 1275, 콜드웰 24는 페르세우스자리 방향으로 약 2억 3,700만 광년 떨어져 있는 1.5형 세이퍼트 은하이다. NGC 1275는 전파원 페르세우스자리 A에 해당하며, 페르세우스자리 은하단의 중심부 근처에 위치해 있다.
동역학

NGC 1275는 두 개의 은하로 이루어져 있는데, 페르세우스자리 은하단 중심의 cD형 은하와, 그 앞에 위치한 소위 "고속계"(high velocity system, HVS)라 불리는 것이 그것이다. HVS는 cD 은하의 방향으로 3,000 km/s로 움직이고 있으며, 페르세우스자리 은하단과 합쳐지고 있는 것으로 추정된다. 또 HVS는 cD 은하로부터 20만 광년 떨어져 있기 때문에 그 은하에 영향을 미치지 않고 있다. 그러나 HVS는 조석 상호작용으로 인해 파괴되고 있으며 HVS와 페르세우스자리 은하단의 은하단내부매질과의 상호작용으로 인해 발생한 램압력 분해로 인해 분해되고 있을 뿐만 아니라, 그 내부에서 대규모의 별의 형성이 일어나고 있다.
은하단 중심 은하(cD 은하)는 그물 구조의 방출선을 방출하는 필라멘트들을 포함하고 있다. 이들은 중심의 활동은하핵에 의해 발생한 상대론적 플라스마의 거품의 팽창으로 바깥 방향으로 밀려나가고 있는 것으로 보인다. 기다란 기체 필라멘트는 은하의 바깥, 즉 은하단을 가득 채운 수백만 도의 X-선 방출 기체 쪽으로 뻗어나온 기체가 실구조를 이룬 것이다. 보통 필라멘트 한 가닥에 포함된 기체의 양은 대략 태양의 질량의 백만 배에 해당한다. 폭이 고작 200 광년 밖에 되지 않는 이것들은 종종 매우 길게 뻗어 있는데, 그 길이가 최대 20,000 광년에 이른다.
필라멘트의 존재는 한가지 문제점을 안고 있는데, 이들이 주변의 은하간 구름보다 더욱 차갑기 때문에 어떻게 이들이 그렇게 오랜 시간 동안 존재할 수 있는지 또는 이들이 왜 가열되어 소멸하거나 붕괴하여 별이 되지 않는지 불명확하다. 한가지 가능성은 약한 자기장(지구 자기장의 약 만 분의 1배)이 서로를 유지할 수 있을 만큼 필라멘트 안의 이온에 충분한 힘을 가하고 있다는 것이다.
NGC 1275는 130억 태양질량의 분자운을 포함하고 있다. 이것은 페르세우스자리 은하단의 중심으로 떨어지고 있는 은하단내부 매질의 냉각류로 보이는데, 활동은하핵의 먹이가 되거나 어마어마한 수준의 별 형성의 재료가 되고 있다.
NGC 1275의 중심에는 태양보다 3억 4,000만 배 무거운 초대질량 블랙홀이 존재하는 것으로 여겨진다.
갤러리

다양한 파장대에서 촬영하고 합성한 페르세우스자리 A 은하
허블 우주 망원경으로 페르세우스자리 A 은하를 시야각 1.73′로 좁혀 봤을 때
허블우주망원경의 NGC 1275 중심부 사진.
메스헤티 튀르크인

과거 메스헤티 튀르크인들의 깃발
메스헤티 튀르크인(조지아어: თურქი მესხები 투르키 메스헤비, 튀르키예어: Ahıska Türkleri 아흐스카 튀르클레리[*]) 또는 메스헤티 무슬림(조지아어: მუსლიმი მესხები 무슬리미 메스헤비)은 오스만 제국 시대에 메스헤티(아할치헤)에 이주해 와서 살던 튀르크인들이다. 그들은 이오시프 스탈린에 의해 강제 추방되었는데, 1944년 11월 15~24일에 약 12만명의 인원이 가축차들에 실려 중앙아시아로 이주될 때에 1만명이 목숨을 잃었다. 그들은 카자흐스탄, 키르기스스탄, 우즈베키스탄의 접경 지대들에 정착했고, 오늘날 과거 소비에트 연방이었던 나라들에 분포되어 있다.
그들의 종교는 수니 무슬림이 압도적이지만, 그들 중 소수는 시아 무슬림이다. 메스헤티 튀르크인들은 튀르키예어의 방언을 사용한다. 메스헤티 튀르크인들의 인구 수는 카자흐스탄에 15만명, 아제르바이잔에 43,400명~ 또는 9만~11만명, 러시아에 7만~9만명, 키르기스스탄에 5만명, 튀르키예에 4만명, 우즈베키스탄에 만5천명, 우크라이나에 만명, 미국에 만3천명, 조지아에 천명 으로, 도합 약 40만명 또는 50만명에서 62만9천명으로 추산된다.
같이 보기

메스헤티
참고

Meskhetian Turks: An Introduction to their History, Culture, and Resettelment Experiences, Aydıngun, Ay?egul; Harding, Ci?dem Balım; Hoover, Matthew; Kuznetsov, Igor; Swerdlow, Steve (2006). http://www.cal.org/ : Center for Applied Linguistics
Council of Europe (2006). 《Documents: working papers, 2005 ordinary session (second part), 25-29 April 2005, Vol. 3: Documents 10407, 10449-10533》. Council of Europe. ISBN 9287157545.
Robert Conquest, The Nation Killers: The Soviet Deportation of Nationalities (London: MacMillan, 1970) (ISBN 0-333-10575-3)
S. Enders Wimbush and Ronald Wixman, "The Meskhetian Turks: A New Voice in Central Asia," Canadian Slavonic Papers 27, Nos. 2 and 3 (Summer and Fall, 1975): 320-340
Alexander Nekrich, The Punished Peoples: The Deportation and Fate of Soviet Minorities at the End of the Second World War (New York: W. W. Norton, 1978) (ISBN 0-393-00068-0).
Emma Kh. Panesh and L.B. Ermolov (Translated by Kevin Tuite). Meskhetians. World Culture Encyclopedia. Accessed on September 1, 2007.
명호고등학교

| 명호고등학교 鳴湖高等學校 Myeongho High School |
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교훈: 학습인, 도덕인, 세계인
개교: 2009년
설립형태: 공립
교장: 공명철
교감: 장운태
국가:  대한민국
위치: 부산광역시 강서구 명지오션시티2로 97 (명지동)
학생 수: 844 명 (2024년 5월 1일 기준)
교직원 수: 81 명 (2024년 5월 1일 기준)
상징: 교목: 소나무, 교화: 산당화
관할관청: 부산광역시교육청
웹사이트: http://school.busanedu.net/myeongho-h
ko
명호고등학교(鳴湖高等學校)는 대한민국 부산광역시 강서구 명지동에 있는 공립 고등학교이다.
학교 연혁

2008년 11월 5일 : 명호고등학교 설립 인가(24학급, 부산광역시교육청)
2009년 3월 1일 : 초대 박찬규 교장 취임
2009년 3월 2일 : 제1회 입학식(8학급 248명)
2010년 6월 14일 : 교육과정 혁신형 창의경영학교 운영(교육과학기술부, 3년간)
2011년 7월 22일 : 선진형 교과교실제 운영학교 지정
2012년 2월 9일 : 제1회 졸업식(8학급 225명)
2017년 3월 2일 : 소프트웨어(SW)교육 연구학교 운영(2017~2018, 2년간)
2019년 3월 1일 : 교육부 고교학점제 연구학교 운영(2019~2021, 3년간)
2024년 3월 1일 : 제6대 공명철 교장 취임
2024년 3월 4일 : 제16회 입학식(9학급 325명)
2025년 2월 6일 : 제14회 졸업식(261명, 누계 2,968명)
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학교 동문

분류:명호고등학교 동문  문서를 참고하십시오.
참고 자료

명호고등학교 - 한국교육학술정보원 학교알리미
항원대변이

비슷한 이름의 항원소변이에 관해서는 해당 문서를 참고하십시오.
인플루엔자 재배열을 묘사한 그림
항원대변이(Antigenic shift)는 여러 개의 바이러스주(strain) 또는 여러 종의 바이러스들이 합쳐져 새로운 항원을 가지게 되는 현상을 말한다. 가장 유명한 사례인 인플루엔자에 대해 한정적으로 사용될 때가 있지만, 비스나바이러스 등 다른 바이러스에서도 관찰할 수 있는 현상이다. 표현형을 바꾸는 재조합이나 항원소변이의 특수한 경우로 볼 수 있다.
항원대변이와 헷갈리기 쉬운 항원소변이는 인플루엔자 등 바이러스들이 긴 시간동안 돌연변이를 축적함에 따라 면역계로부터 은닉이 가능해지고, 백신도 무효화시키게 되는 현상을 말한다. 항원소변이는 인플루엔자바이러스 A형, 인플루엔자바이러스 B형, 인플루엔자바이러스 C형 등 모든 인플루엔자바이러스형에 대해 발생하는 현상인데 비해 항원대변이는 인플루엔자바이러스 A형에서만 발생하는데, 이는 이 바이러스가 인간 외의 포유류나 조류도 감염시키기 때문에 가능한 일이다. 이에 비해 B형과 C형은 주로 인간에게만 감염되므로 재배열의 기회가 적어 표현형 변화가 그렇게 자주 일어나지는 않는다. 항원대변이를 통해 바이러스 외부의 단백질 구조가 달라짐에 따라 새로운 생태지위로 감염반경을 넓히거나, 새로운 병증을 일으킬 수도 있다.
동물-사람 전염

인플루엔자바이러스 A형은 오리, 닭, 돼지, 인간, 고래, 말, 기각류 등 다영한 동물종에서 발견된다. 반면 인플루엔자바이러스 B형은 최근 기각류에서 발견되기 전까지만 해도 사람에게서만 발견되었다. 인플루엔자주들은 헤마글루티닌이나 뉴라미니다아제의 표현형에 따라 구분되는데, 예를 들자면 헤마글루티닌 3형과 뉴라미니다아제 2형을 보유한 바이러스의 경우 H3N2로 불리는 식이다. 대부분의 조류인플루엔자주의 경우 돼지 등의 다른 포유류에게도 감염되는 것으로 밝혀졌다. 이처럼 다른 바이러스주들이 같은 개체를 감염시킬 때, 세포 내에서 단백질 캡시드와 외피가 벗겨지고 RNA가 mRNA로 전사됨에 따라 항원대변이가 발생할 수 있다. H3N2, H5N1, H5N2가 바로 이 방식으로 만들어졌으며, 이처럼 새로 만들어진 바이러스주의 경우 면역계의 대처능력이 떨어지기 때문에 쉽게 유행할 가능성이 있다.
조류 인플루엔자와 사람 인플루엔자 사이의 항원대변이는 심각한 유행병을 야기해왔다. 인플루엔자바이러스의 항원대변이는 1957년에 아시아 독감 범유행, 1968년에 홍콩 독감 범유행, 1976년에 돼지 인플루엔자 우려를 야기했다. 또한 4천만에서 1억명의 사람을 죽인 1918년 스페인 독감 사태의 원인으로 얼마 전까지 지목되기도 하였으나, 최근 조류 바이러스의 항원소변이가 그 원인임이 밝혀졌다. 인간, 조류, 돼지 사이의 재배열과 항원대변이는 2009년에 H1N1 유행의 원인이 되기도 했다. 이처럼 항원대변이는 심각한 위험성이 있는 바이러스들이 만들어지는 원인이 된다.
해양생태계

진핵생물이 지구상에 나타나기 전에 원핵생물과 바이러스가 공진화한 장소인 해양생태계는 바이러스학에서 아직 많이 연구된 분야는 아니나, 해수의 높은 바이러스 농도(근해에서는 1억개/mL, 심해에서는 3백만개/mL)와 세포용해율(평균적으로 20%)을 감안했을 때 바이러스의 항원대변이가 매우 활발하게 이루어지고있는 장소임이 최근에 밝혀졌다.
같이 보기

스페인 독감
고운기 (독립운동가)

|  공진원 公震遠 |
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대한 임정의 군무부 부장 비서실 예하 보좌관
임기 : 1938년 6월 초순 ~ 1939년 1월 초순
주석 : 이동녕(대한 임정 국무령)
총리 : 이동녕(대한 임정 국무령)
수상 : 이동녕(대한 임정 국무회의 수상)
장관 : 조성환(임정 군무부 부장)
차관 : 윤기섭(임정 군무부 차장 직무대행 서리)

이름
별명 : 호(號)는 학은(鶴隱)·흥원(興園)   중국어 이름은 가오 윈치(高雲起)
신상정보
출생일 : 1907년 3월 27일(1907-03-27)
출생지 : 대한제국 함경남도 문천
사망일 : 1943년 4월 30일(1943-04-30)(36세)
사망지 : 중화민국 광둥 성 광저우에서 병사
국적 : 대한민국
경력 : 대한민국 임시정부 임시 의정원 의원   한국독립당 당무위원 겸 감찰위원
정당 : 한국독립당
본관 : 문천(文川)
부모 : 부(父): 공척잠(公拓岑)   모(母): 결성 장씨 부인(結城 張氏 夫人)
형제자매 : 4남 1녀 중 막내
배우자 : 가오닝롄(高寧蓮)
자녀 : 없음
종교 : 유교(성리학) → 대종교
웹사이트 : 공진원 - 두산세계대백과사전    - 유공 공적조서
군사 경력
복무 : 대한독립군
복무기간 : 1926년 3월 중순 ~ 1942년 11월 중순
최종계급 : 예비역 대한독립군 준장
주요 참전 : 만주 사변   중일 전쟁
상훈 : 1963년 6월 6일 대한민국 건국훈장 독립장 추서
공진원(公震遠, 1907년 3월 27일(1907-03-27)~1943년 4월 30일(1943-04-30))은 대한 임정 시대의 독립운동가 겸 군인이자 정치인이었었다. 본관은 문천(文川)이고, 호(號)는 학은(鶴隱)·흥원(興園). 때때로 그는 생전에, 가오윈치(高雲起, 고운기)라는 중국어 이름으로도 불리었었다.
생애 > 일생

대한제국(大韓帝國)의 함경남도(咸鏡南道)의 문천군(文川郡)의 중농가(中農家)에서 아버지 공척잠(公拓岑)과 어머니 결성 장씨 부인(結城 張氏 夫人)의 4남 1녀(5남매) 중 다섯째(넷째아들·막내)로 출생하여, 지난날 한때 대한제국 평안북도 벽동군(1908~1909)·일제 시대 평안북도 창성군(1909~1910)·일제 시대 함경남도 원산부(1910~1911)·일제 시대 경기도 김포군(1911~1912) 등지에서 잠시 유아기를 보낸 적이 있고, 평안북도 창성군에 있었을때(만3세)에 경술국치 사건을 겪은 그는, 그로부터 두해가 지난 1912년 1월 초순(만4세)에, 일가족과 함께 일제강점기 경기도 김포를 떠나 국민정부 시대 중화민국 둥베이 지역으로 건너가서, 그 이후부터 국민정부 시대 중화민국 둥베이 지역 지린 성 지린에서 소학교(小學校)와 중학교(中學校)를 나오고 나서 청년 사회 운동 등과 교육 사업 등에 종사하였으며 그 이외에 대종교 지교(大倧敎 知敎)로도 활동한 그는 1926년 대한독립군 입대하였고 1928년 결혼하였으며, 그 후 한국독립당 당무위원 겸 감찰위원 등으로 활동하기도 하였고 만주 사변 이후 만주국 펑톈 성 펑톈을 떠나 중화민국 장쑤 성 상하이로 옮긴 후, 이때부터 대한독립군 간부 등으로 항일 운동에 투신, 중화민국 장쑤 성 상하이를 떠나 중화민국 장쑤 성 난징에 옮기고 나서 1936년 적정(敵情)을 탐지하고자 대한독립군 간부 등으로 중화민국 네이멍구 지역에 파견되었고 1937년 중화민국 장쑤 성 난징에 돌아와서 한국독립당 당무위원 겸 감찰위원, 대한민국 임시정부 임시 의정원 의원 등을 역임하였다. 1963년 6월 6일, 건국훈장 독립장이 추서되었다.
디오클레티아누스 수도교

디오클레티아누스 수도교
디오클레티아누스 수도교(크로아티아어: Dioklecijanov akvadukt)는 크로아티아 스플리트 부근에 위치한 고대 로마의 수도교이다. 로마 제국 시대에 디오클레티아누스 궁전에 수도를 공급하기 위한 용도로 건설되었다.
상세

디오클레티아누스 수도교는 3세기 말부터 4세기 초 사이에 지어졌으며 디오클레티아누스 궁전과 비슷한 시기에 완공되었다.
디오클레티아누스 궁전 (오늘날 스플리트 도심)에서 북동쪽으로 9 km 떨어진 자드로 강에서 물을 끌어, 13m의 고도 차이를 이용해 궁전까지 수도를 운반하였다. 자드로 강을 수원지로 삼은 수도교는 하나가 더 있었는데 이쪽은 살로나로 물을 운반했다.
디오클레티아누스 수도교의 전체구간 중에서 가장 잘 보존된 구간은 두이모바차 (솔린) 부근으로 최대높이는 16.5m, 총길이는 180m에 달한다.
디오클레티아누스 수도교는 6세기 중반 고트 족의 침입으로 파괴되었으며 13세기 이후로는 더 이상 사용되지 않게 되었다. 오스트리아-헝가리 제국 시대인 1876년부터 1880년까지 처음으로 복원 작업이 이뤄진 적이 있으나 1932년부터는 현대식 급수소인 코필리카가 지어지면서 디오클레티아누그 수도교는 완전히 버려지게 되었다. 현재는 다시 복원 작업이 진행 중에 있다.
같이 보기

로마 제국의 수도교 목록
스쿨데이즈 시리즈의 등장인물

본 항목에선 오버플로우에서 발매한 스쿨데이즈 및 스쿨데이즈의 세계관을 공유하는 섬머데이즈, 크로스데이즈의 등장인물에 대하여 설명한다. 등장인물 중 각 시리즈마다 설정에 차이가 있을 경우엔 별도로 설명한다. 그리고 성우이름에 대해선 PC 게임·DVD-PG 게임/TV 애니메이션·PS2 게임·OVA(스쿨데이즈에만 해당)의 순서로 기입한다. 또한 스쿨데이즈 내 대부분 캐릭터의 성은 일본의 총리의 성에서 따온 것이다.
스쿨데이즈 및 전 시리즈 등장인물

기본적으로 전 시리즈에 등장하나 예외가 있을 경우 별도 기술한다.
섬머데이즈 등장인물 > 『Summer 라딧슈 베케이션!!』부터 등장인물

이 항목만 성우를 Summer Days/Summer 라딧슈 베케이션 순서로 기술. 그리고 스쿨데이즈부터 등장하는 사이온지 요코의 경우엔 스쿨데이즈쪽에서 기술한다.
같이 보기

스쿨데이즈
섬머데이즈
크로스데이즈
툴 (밴드)

| 툴  |
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2006년 폴란드에서 툴의 공연
기본 정보
국가:  미국
결성 지역: 캘리포니아주 로스 앤젤레스
장르: 프로그레시브 메탈, 얼터너티브 메탈, 프로그레시브 록, 아트 록
활동 시기: 1990년 ~ 현재
레이블: 툴 디섹셔널, 볼케이노, 주
관련 활동: 어 퍼펙트 서클, 그린 젤로, 푸시퍼
웹사이트: http://www.toolband.com/
구성원
대니 캐리 아담 존스 메이너드 제임스 키넌 저스틴 챈슬러
이전 구성원
폴 디아무르
툴(Tool)은 미국 캘리포니아주 로스 앤젤레스 출신 록 밴드이다. 결성 당시의 구성원으로는 보컬리스트 메이너드 제임스 키넌, 기타리스트 아담 존스, 드러머 대니 캐리, 베이시스트 폴 디아무르였으나, 1995년에 저스틴 챈슬러가 폴 디아무르를 대신하여 밴드에 가입했다. 툴은 총 3번 그래미 상을 수상했으며, 전세계를 돌며 투어공연을 해 여러 국가에서 차트 정상을 차지했다. 툴은 2006년 메탈리카의 내한공연에 오프닝 밴드로 내한한 바 있다.

툴은 그들의 첫 번째 스튜디오 음반인 Undertow (1993)에서 헤비 메탈 사운드를 차용하였고, 2집인 Ænima (1996)를 발매하면서 얼터너티브 메탈의 부흥에 선구자적인 역할을 해냈다. 음악적 실험과 시각 예술, 개개인의 발전에 관한 메시지를 일체화시키려는 그들의 노력은, Lateralus (2001)과 10,000 Days (2006)에서도 계속해서 드러나며, 이는 평단의 호평과 세계적인 성공을 이끌어내도록 하는 매개가 되었다.

툴의 음반은 시각 예술과 복잡한 작곡의 대곡들이 합쳐져 있는 형태이다. 그래서 툴은 기존 음악의 형식을 초월한다고 평가되며 그와 동시에 프로그레시브 록, 사이키델릭 록, 아트 록의 영역에 있다고도 인식된다. 이런 툴의 음악적 성향이 현재의 음악 산업 시장과는 상반되므로 때때로 그들의 음악은 검열되기도 한다.
역사 > 초기 (1988~1992)

툴이 결성되기 이전, 구성원들은 로스 앤젤레스로 이주했다. 메이너드 제임스 키넌은 미시간주에서 시각 예술을 공부한 뒤 애완동물 가게 리모델링 작업에 종사하고 있었고 폴 디아무르와 아담 존스는 영화 산업에서 일하길 희망했다. 대니 케리는 캐럴 킹과 피그미 러브 서커스와 함께 음악 활동을 했으며 키넌과는 그린 젤로에서 함께 활동했던 경력이 있다.

1989년에 키넌과 존스는 서로간에 지인을 통해 만나게 되었다. 키넌이 존스의 이전 밴드 프로젝트의 녹음 작업에 참여한 이후, 존스는 키넌의 보컬에 감명을 받아 친구에게 키넌과 함께 밴드를 결성하자는 제안을 하게 되었다. 그들은 몇 번 합주를 해본 뒤 드러머와 베이시스트를 찾기 시작했다. 캐리는 키넌의 윗집에 살고 있었는데, 존스의 옛 고등학교 동창이자 일렉트릭 쉽이라는 이름의 밴드의 일원이었던 톰 모렐로가 그를 존스에게 소개해주었다. 캐리는 다른 초대받은 뮤지션들이 오지 않아 존스에게 미안함을 느낀 나머지 밴드 연습에 참여했다. 존스의 친구가 디아무르에게 캐리와 키넌을 소개시켜주면서 툴의 최초 라인업이 완성되었다. 초기에, 그들은 "lachrymology"란 가상 철학 때문에 밴드가 결성된 이야기를 지어냈다. 또 "lachrymology"는 밴드 이름을 짓는데도 영향을 주었다고 하는데 키넌은 나중에 그들의 의도를 이렇게 설명했다: "툴이라는 이름은 생각하기 나름입니다. 그게 남성의 성기일 수도 있고 렌치가 될 수도 있죠 .우리는 당신의 툴(도구) 입니다; 당신이 얻거나 원하는 것을 이루는데 우리를 기폭제로 쓰세요."

몇 번의 공연 후에 레코드 회사가 밴드에게 접근했고 3개월 후 그들은 주 엔터테인먼트와 계약을 맺었다. 1992년 3월에 주 엔터테인먼트는 밴드의 첫 음반인 Opiate를 발매했다. 발매 당시, 그들의 음악은 "거칠고 강력한" 헤비 메탈로 묘사되었고, 음반에 담긴 6곡은 그런 관점에서 씌였다. 이 EP는 싱글로 발매된 "Hush"와 "Opiate"가 담겨있다. 그들의 첫 뮤직 비디오인 "Hush"는 당시 저명했던 학부모 음악 조사 센터의 음악 검열에 대해 반대하는 그들의 시각을 담고 있다. 이 뮤직 비디오에서 그들은 알몸으로 검열을 나타내는 Parental Advisory 스티커로 생식기만 가린 채로 입에는 덕트 테이프를 붙이고 나온다. 밴드는 롤링스 밴드, 피시본, 레이지 어게인스트 더 머신과 투어를 시작했고, 1992년 9월 RIP 매거진의 재니스 가자는 소란스럽고 강한 시작이라고 호의를 보냈다.