우리은하와 우주의 구조

천체의 거리

(1) 연주 시차를 이용한 거리 측정

① 연주 시차(p”): 지구 공전 궤도의 양 끝에서 별을 바라보았을 때 생기는 각 (시차)의 1/2이다.

② 별까지의 거리: r(pc)=1/p”

• 1 pc=연주 시차가 1″인 별까지의 거리 ⇨ 1 pc≒3.26광년
• 지구에서 가까운 거리에 있는 별일수록 연주 시차가 크다.

(2) 별의 밝기를 이용한 거리 측정

① 별의 밝기와 등급: 별의 밝기는 등급으로 나타내며 밝은 별일수록 작은 숫자로 나타낸다.

• 1등급 간의 밝기 비: 1등급의 별은 6등급의 별보다 100배 밝다. 따라서 1등급 간의 밝기 비는 10^(2/5)배, 즉 약 2.5배이다.
• 등급과 밝기 사이의 관계(포그슨 방정식): 겉보기 등급이 각각 m₁, m₂인 두 별의 밝기를 각각 l₁, l₂라 하면 l₁/l₂=10^{(2/5(m₂-m₁))}이므로 m₂-m₁=2.5logl₁/l₂ 이다.

② 별의 밝기와 거리: 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례한다. 따라서 실제 밝기가 같고 겉보기 밝기가 l₁, l₂인 두 별까지의 거리를 r₁, r₂라고 하면, l₁/l₂=(r₂/r₁)²이므로 m₂-m₁=5log(r₂/r₁)이다.

③ 겉보기 등급과 절대 등급

• 겉보기 등급: 우리 눈에 보이는 밝기에 따라 등급을 정한 것으로 같은 광도의 별이라도 가까이 있는 별은 밝게 보이고, 멀리 있는 별은 어둡게 보인다.
• 절대 등급: 모든 별을 10pc의 거리에 옮겨 놓았다고 가정했을 때의 밝기를 등급으로 정한 것으로, 별의 광도를 비교할 때 기준이 된다.

④ 거리 지수: 거리가 r(pc)인 어떤 별의 겉보기 등급을 m, 절대 등급을 M이라 하면 m-M

=5log(r/10) 이므로 m-M=5logr-5이다. 이때 (m-M)을 거리 지수라고 한다.

(3) 세페이드 변광성을 이용한 거리 측정

① 변광성: 팽창과 수축을 반복하면서 밝기가 주기적으로 변하는 맥동 변광성, 쌍성의 식 현상에 의해 밝기가 변하는 식 변광성, 격렬하게 폭발하여 밝기가 변하는 폭발 변광성 등이 있다.

② 세페이드 변광성

• 1912년 리비트는 소마젤란은하 내의 수많은 세페이드 변광성들의 변광 주기와 밝기 사이에 규칙성을 발견하였다. 변광 주기를 관측하여 별의 절대 등급을 구한 후, 겉보기 등급과 비교하여 별이 속한 성단이나 외부 은하까지의 거리를 측정할 수 있다.
• 미국의 천문학자 허블은 세페이드 변광성을 이용해 안드로메다은하까지의 거리를 측정하여 우리은하 내의 성운으로 여겨졌던 안드로메다은하가 외부 은하임을 밝혀 냈다.

(4) 성단의 색등급도(C-M도)를 이용한 거리 측정

① 색지수: 색지수는 한 파장대에서 측정한 등급과 다른 파장대에서 측정한 등급의 차이로, 별의 표면 온도를 나타내는 척도가 된다.

• 사진 등급(mp): 사진 건판에 나타난 별의 밝기를 등급으로 정한 것 ⇨ 사진 건판은 파란색근처의 빛에 민감하여 파란색 별이 밝게 측정된다.
• 안시 등급(mv): 눈의 감도에 의한 별의 밝기를 등급으로 정한 것 ⇨ 사람의 눈은 초록색과노란색의 빛에 민감하여 황록색 별이 밝게 측정된다.

• B, V 필터: 별의 등급과 색을 측정하기 위해 일반적으로 B 필터와 V 필터를 많이 사용한다. B 필터는 파란색, V 필터는 노란색 근처의 빛을 통과시키고, 이들 필터로 정해지는 겉보기 등급을 각각 B, V 등급이라고 한다. B 등급은 사진 등급(mp)과 비슷하고, V 등급은 안시 등급(mv)과 비슷하다. B 등급과 V 등급의 차이인 (B-V)는 천문학에서 많이 쓰이는 색지수 중하나이다. 색지수(B-V)는 별의 표면 온도가 높을수록 작다.

② 색등급도와 주계열 맞추기

• H–R도: 별의 표면 온도(분광형)를 가로축에, 별의 절대 등급(광도)을 세로축에 표현한 그림을 H–R도라고 한다.
• 색등급도: 별의 색지수를 가로축에, 별의 등급을 세로축에 표현한 그림을 색등급도(C–M도)라고 한다. 성단의 색등급도는 겉보기 등급(mv)을 사용한다.
• 성단의 주계열 맞추기: 색지수와 절대 등급이 알려진 표준 주계열성의 색등급도와 성단의 색등급도를 비교하면 성단을 구성하는 별들의 절대 등급을 알 수 있고, 이로부터 구한 거리 지수 (m-M)는 성단을 구성하는 별에서 거의 같다고 할 수 있으므로 성단까지의 거리를 구할 수 있다. 이를 주계열 맞추기라고 한다.
• 전향점과 성단의 나이

– 질량이 큰 별은 수명이 짧아 주계열 단계를 빠르게 벗어난다.

– 색등급도에서 성단을 이루는 별들이 주계열 단계에서 벗어난 지점을 전향점이라 하고, 성단의 나이가 많을수록 전향점이 오른쪽 아래로 이동한다.

 

우리은하의 구조

(1) 산개 성단과 구상 성단

① 산개 성단: 수백~수천 개의 별들이 허술하게 모여 있는 집단이다. 나이가 젊고 고온의 푸른색 별들이 많으며, 우리은하에서만 1000개가 넘게 발견된다. 주로 나선 은하와 불규칙 은하에서 발견된다.

• 같은 분자 구름에서 형성되어 나이가 비슷하고 비교적 최근에 형성되었기 때문에 젊은 별이 많다.
• 성단의 색: 주계열 단계에서 질량과 광도가 큰 별이 많이 있기 때문에 성단은 대체로 파란색을 띤다.

② 산개 성단의 색등급도

• 대부분 주계열성으로, 표면 온도가 높고 광도가 큰 별들이 많다.
• 전향점이 표면 온도가 높고 광도가 큰 곳에 위치하므로 산개 성단은 비교적 나이가 젊다는것을 알 수 있다.
• 플레이아데스 성단의 전향점은 히아데스 성단의 전향점보다 광도가 큰 곳에 위치하므로 히아데스 성단보다 나이가 젊다는 것을 알 수 있다.
• 산개 성단의 색등급도에서는 광도가 클수록 주계열 단계와 적색 거성 단계 사이에 별들이 거의 없는데 이는 주계열성의 광도가 클수록 빠르게 진화하기 때문이다.

③ 구상 성단: 수만~수십만 개의 별들이 구형으로 매우 조밀하게 모여 있는 집단이다.

• 나이가 100억 년 이상인 것들도 관측될 만큼 오래전에 형성되었다. 형성 초기에 존재하였던 질량이 큰 별들은 주계열 단계를 벗어났다.
• 성단의 색: 현재 관측되는 별들은 대부분 적색 거성 또는 질량이 작은 주계열성이기 때문에 성단은 대체로 붉은색을 띤다.

④ 구상 성단의 색등급도

• 구상 성단의 색등급도에서 전향점에 위치하는 별은 산개 성단에서보다 상대적으로 어둡고 색지수가 크다. ⇨ 주계열 단계에 남아 있는 별들은 질량이 작고 표면 온도가 낮아서 광도가 작은 별들이다.
• 구상 성단의 색등급도에는 주계열에 연결되는 적색 거성 가지에 별들이 많이 분포하고, 산개 성단에는 나타나지 않는 점근 거성 가지와 수평 가지에도 별들이 나타난다. 즉, 구상 성단은 나이가 많은 천체로 구성되었다는 것이다.

(2) 우리은하의 발견

① 허셜: 밤하늘에 있는 별의 수를 세어 최초로 우리은하 지도를 작성하였다. 허셜은 태양이 은하의 중심에 있다고 생각하였다.

② 캅테인: 하늘을 206개의 구역으로 나누어 별의 분포를 통계적으로 연구하였다. 태양은 우리은하의 중심 가까이에 위치하며, 우리은하가 납작한 회전 타원체를 이루고 있다고 하였다. 캅테인의 우주는 별들의 겉보기 등급과 분광형 등을 고려하여 공간 분포를 계산해 우리은하의 모습을 추정하였기 때문에 허셜의 우주보다 9배 정도 크기가 확장되었다.

③ 섀플리: 변광성을 이용하여 구상 성단의 공간 분포를 알아내고 이를 이용하여 우주의 크기를 구하였다.

• 궁수자리를 중심으로 구상 성단이 분포한다고 생각하였다.
• 우리은하의 중심이 태양계가 아니라는 사실을 밝혀내었다.
• 우리은하의 지름이 100 kpc 정도 된다고 생각하였다. 섀플리가 우리은하의 크기를 이렇게 크게 추정한 이유는 성간 소광을 고려하지 않았기 때문이다.

(3) 우리은하의 모습

① 우리은하는 막대 모양의 구조와 나선팔을 가지고 있는 막대 나선 은하이다.

② 우리은하의 구성: 우리은하는 중심부에 구형의 중앙 팽대부, 은하면에 해당하는 은하 원반,이를 둘러싸고 있는 헤일로로 구성되어 있다.

• 중앙 팽대부: 궁수자리 방향의 은하 중심부는 나이가 많고 붉은색 별들이 모여 볼록하게 부풀어 오른 모양을 하고 있으며, 팽대부를 막대 모양의 구조가 가로지르고 있다.
• 은하 원반: 막대 구조의 양끝에서 나선팔이 하나씩 뻗어있고, 나선팔 중간쯤에서 가지가 갈라지는 구조이다. 은하 원반을 이루는 나선팔에는 주로 젊고 푸른 별들과 기체와 티끌로 이루어진 성간 물질이 분포하고 있다.
• 헤일로: 우리은하를 구형으로 감싸고 있어 희미하게 보이며, 대체로 나이가 많고 붉은색을 띠는 별들이 분포하며, 주로 구상 성단이 분포한다.

③ 우리은하의 크기: 우리은하의 지름은 약 30 kpc이고, 태양계는 은하핵에서 약 8.5 kpc 떨어진 곳에 위치한다.

 

성간 물질

(1) 성간 물질

① 우주 공간에 존재하는 기체와 티끌을 성간 물질이라고 한다.

② 성간 물질의 약 99 %(질량비)는 원자와 분자 형태로 존재하는 기체이며, 그중 수소와 헬륨이 가장 많다.

③ 티끌은 규산염 또는 흑연, 얼음 등으로 이루어진 미세한 고체 입자로 성간 물질 중 약 1 %(질량비)를 차지한다.

(2) 성간 소광

① 성간 티끌: 성간 티끌은 별빛을 흡수하거나 산란시켜 우리 눈에 도달하는 별빛의 양을 감소시킨다. 성간 티끌은 빛을 흡수만 하지 않고, 자신의 온도에 해당하는 전자기파를 방출하며 대부분 적외선 영역에서 방출이 나타난다. 우리은하를 적외선으로 관측하면 은하 원반에 적외선 방출이 집중된 것을 볼 수 있으며, 이것은 성간 티끌이 은하 원반에 많이 분포하기 때문이다.

② 성간 소광: 성간 물질에 의한 빛의 흡수와 산란으로 별빛의 세기가 원래보다 약해지는 현상을 성간 소광이라고 한다. 성간 소광량은 빛의 파장에 따라 다르다. 성간 티끌은 파장이 짧을수록 빛을 더 잘 흡수하거나 산란시켜 성간 소광을 일으킨다. 따라서 적외선으로 관측하면 가시광선으로는 잘 보이지 않는 별의 생성 장소나 은하 중심부를 자세히 관측할 수 있다.

③ 소광 보정

• 성간 소광이 일어나면 별이 더 어둡게 관측되므로 별의 겉보기 등급이 실제보다 크게 관측된다.
• 관측한 별의 겉보기 등급에 소광량만큼 보정해 주어야 정확한 거리를 구할 수 있다.
• m-A-M=5logr-5 (A: 성간 소광된 양을 등급으로 나타낸 값으로, 은하면 근처에서는 2등급/kpc이 평균값임)

(3) 성간 적색화

① 파장이 짧은 빛은 성간 티끌에 쉽게 흡수되거나 산란되어 버리고, 파장이 긴 빛은 상대적으로 성간 티끌을 잘 통과한다.

② 성간 적색화: 성간 티끌을 통과해 온 별빛은 파장이 짧은 파란빛은 줄어들고, 파장이 긴 붉은빛은 상대적으로 많이 도달하기 때문에 별이 실제 색깔보다 붉게 보이는 현상이 나타난다. 이를 성간 적색화라고 한다.

③ 색초과: 실제로 측정한 별의 색지수(B-V)와 그 별의 고유 색지수의 차이이다. 즉, 색초과=관측된 색지수-고유 색지수이다. 성간 적색화가 되면 별의 색지수가 고유의 값보다 크게 관측된다. ⇨ 색초과 값이 클수록 성간 적색화가 더 크게 일어난 것이다.

(4) 성운: 성간 기체나 성간 티끌과 같은 물질들이 다양한 형태를 이루며 밀집되어 있어서 구름처럼 보이는 것을 성운이라고 한다.

① 암흑 성운: 성간 티끌에 의해 별빛이 통과하지 못해 어둡게 보이는 성운 ⇨ 성운 뒤쪽에 위치한 별의 빛이 성운에 흡수되거나 산란되어 우리 눈에 도달하지 못하므로 어둡게 보인다.

② 반사 성운: 성운 주변에 있는 밝은 별의 별빛을 산란시켜 뿌옇게 보이는 성운 ⇨ 성간 티끌에의한 산란은 파장이 짧은 파란색의 빛에서 잘 일어나므로 반사 성운은 주로 파란색으로 관측된다.

③ 방출 성운: HⅡ 영역의 전리된 수소가 자유 전자와 재결합하는 과정에서 빛을 방출하여 밝게 보이는 성운  성운 주변에 온도가 높은 별이 가까이 있으면 성운의 주요 구성 물질인 중성 수소 원자는 별에서 방출되는 자외선을 흡수하여 이온화되며, 이온화된 수소는 다시 자유전자와 결합해 중성 수소로 되돌아가는데, 이 과정에서 에너지가 방출되면서 방출 성운이 나타난다. 이때 수소에 의해 방출되는 에너지는 붉은색에 해당하는 방출선이 강하여 방출 성운이 붉게 보이게 된다.

(5) 성간 기체: 성간 기체는 전체 성간 물질의 99 %를 차지하고, 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. ⇨ 수소는 고온에서는 이온화 상태, 저온에서는 분자 상태로 주로 존재한다.

 

우리은하의 회전과 질량

(1) 별의 운동

① 고유 운동(μ): 별이 1년 동안 천구상을 움직인 각거리로, 단위는 “/년이다.

② 공간 운동: 별이 우주 공간에서 실제로 운동하는 것을 공간 운동이라고 하며, 공간 속도(V)는 접선 속도(Vt)와 시선 속도(Vr)를 각각 구하여 V=(Vt²+Vr²)1/2으로부터 알아낸다.

• 시선 속도(Vr): 별이 관측자의 시선 방향으로 멀어지거나 접근하는 속도를 말하며, 도플러 효과에 의한 별빛의 파장 변화를 측정하여 구한다. ⇨ Vr=Δλ/λ0 × c(c: 빛의 속도, λ0:정지 상태에서 흡수선 파장, Δλ: 관측한 별의 흡수선 파장 변화량)
• 접선 속도(Vt): 시선 방향에 수직인 방향의 선속도를 말하며, 별의 거리(r)와 고유 운동(μ)을 이용하여 구한다. ⇨ Vt(km/s)≒4.74μr(μ: “/년, r: pc)

(2) 21 cm 전파의 관측과 해석

① 21 cm 수소선: 원자 상태로 존재하는 중성 수소는 양성자와 전자의 스핀 방향에 따라 두 종류의 에너지 상태로 존재한다.

• 자연 상태에서 중성 수소는 에너지가 높은 상태에서 에너지가 낮은 상태로 자발적으로 바뀌기도 하는데 이때 방출되는 것이 21 cm 전파이다.

② 나선팔 구조의 발견: 중성 수소 원자에서 방출되는 21 cm 전파를 관측하여 알아내었다.

• 은하 원반에 어둡게 보이는 성운은 대부분 수소 분자 가스로 이루어져 있다.
• 전파는 성간 물질에 거의 흡수되지 않으므로 가시광선으로 알 수 없었던 은하의 구조를 알아내는 데에 중요한 역할을 한다.
• 은하 원반에서 방출된 21 cm 전파를 전파 망원경으로 관측하여 도플러 이동을 분석하면 중성 수소 분포를 알 수 있고, 이를 통해 우리은하의 나선팔 구조를 확인하였다.
• 2005년에 스피처 적외선 망원경의 관측 결과로부터 우리은하의 중심부에 막대 구조가 있음이 밝혀졌다.

③ 중성 수소 구름에서 나오는 방출선의 파장은 우리은하의 회전 때문에 도플러 이동을 일으키게 되므로 시선 속도를 통해 위치를 알 수 있으며, 방출선의 세기는 구름에서 시선 방향의 수소 원자 수에 비례한다.

• 중성 수소 구름 A~D가 케플러 회전을 할 때 시선 속도가 –50 km/s에 해당하는 방출선은 A에 위치한 구름에서 나온 것이다.
• A~D 중 가장 빠르게 멀어지는 것은 회전 속도가 가장 큰 것이므로 은하 중심에서 가장 가까운 곳에 위치한 것이다. 따라서 시선 속도가 +65 km/s에 해당하는 방출선은 C에 위치한 구름에서 나온 것이다.
• 시선 속도가 +5 km/s와 +25 km/s에 해당하는 방출선은 각각 B와 D에 위치한 구름에서 나온 것이다.
• B 영역에서 복사 세기가 가장 강하므로 수소의 양이 가장 많은 곳이B 라는 것도 알 수 있다.
• 우리은하의 원반에 분포하는 성운은 대부분 중성 수소 기체로 이루어져 있으며, 중성 수소는 주로 나선팔에 집중되어 있고 나선팔은 서로 다른 속도로 회전하고 있다.

④ 태양계 부근 별들의 공간 운동

• 우리은하의 질량이 대부분 핵에 속해 있다면 별들의 궤도 운동 속도는 케플러 제3법칙에의해서 중심에서 멀수록 느려질 것이다. ⇨ 케플러 회전
• 은하면상에서 태양으로부터의 거리가 같은 별들의 시선 속도를 관측하면 은경 0°~ 90°사이와 180°~ 270° 사이의 별들은 멀어지는 것처럼 보이고, 은경 90°~ 180° 사이와 270°~ 0° 사이의 별들은 가까워지는 것처럼 보인다. 이와 같은 관측 결과는 태양 근처의 별들은 은하 중심에서 멀어질수록 회전 속도가 감소한다는 것을 의미한다.

⑤ 우리은하의 회전 곡선: 은하 중심으로부터 1 kpc까지는 속도가 급격히 증가하여 최댓값을나타냈다가 다시 감소하여 3 kpc 근처에서 최소가 되고, 그 바깥에서 다시 증가한다. 태양 부근에서는 다시 감소하고, 태양계 바깥쪽 은하의 외곽에서는 다시 증가하다가 은하 중심에서 약 13 kpc에서부터는 거의 일정한 속도를 유지한다.

• 1 kpc 이내 은하의 중심부는 강체와 같이 회전하며, 중심에서 멀어질수록 회전 속도가 증가한다.
• 중심에서 약 1~3 kpc 떨어진 궤도와 태양계 부근에서는 중심에서 멀어질수록 회전 속도가 감소한다.
• 태양계 외곽의 은하 회전 속도는 일정하게 감소하지 않고, 어느 정도 감소하다가 다시 증가한 후 13 kpc 이후로는 일정해진다. ⇨ 우리은하의 질량이 중심부에 집중되어 있지 않고 은하 외곽에도 상당히 분포하고 있음을 알 수 있으며, 이는 우리은하의 질량이 관측 가능한 물질 분포를 통해 구한 것보다 훨씬 크다는 것을 의미한다

⑥ 우리은하의 질량: 은하핵을 중심으로 회전하는 별의 안쪽에 있는 물질의 총 질량이 은하 중심에 집중되어 있고, 질량 분포는 구 대칭을 이룬다고 가정한다.

• 별의 운동을 이용한 은하 질량 계산: 은하 질량이 별에 미치는 만유인력과 별이 원운동하기 위하여 필요한 구심력이 같아야 한다. 은하핵으로부터 8.5 kpc 떨어진 태양 궤도 안쪽 물질의 총 질량은 다음과 같다. ⇨ M8.5 kpc=rv²/G(M8.5 kpc: 태양 궤도 안쪽 물질의 총 질량,

G: 만유인력 상수, r: 은하핵으로부터 태양까지 거리, v: 태양의 회전 속도)

• 케플러 제3법칙을 이용한 은하 질량 계산: 태양은 우리은하의 중심으로부터 약 8.5 kpc 떨어진 곳에서 약 220 km/s의 속력으로 회전하고 있으며, 은하핵을 한 번 공전하는 데 대략 2억 2500만 년이 걸린다. ⇨ M은하+M⊙=4π²/G·a³/P²≒10¹¹M⊙(M은하: 우리은하의 질량, M⊙: 태양의 질량, G: 만유인력 상수, P: 은하 중심에 대한 태양의 회전 주기, a:은하 중심으로부터 태양까지의 거리) ⇨ 이를 통해 구한 우리은하의 질량은 태양 질량의 약 10¹¹배이다.
• 광도를 활용한 은하 질량 계산: 주계열성은 질량이 클수록 대체로 광도가 크게 나타나는

데, 이를 은하에 적용할 수 있다. 우리은하에서 빛을 내는 물질들의 광도로 추정한 은하의 총 질량은 태양 질량의 약 10¹¹배이다. 이 값은 구상 성단의 운동을 통해 알아낸 우리은하의 질량보다 작다.

⑦ 암흑 물질: 구상 성단의 운동을 통해 알아낸 우리은하의 질량은 약 10¹¹M⊙(M⊙: 태양의 질량)로 우리은하에서 빛을 내는 물질들의 광도로 추정한 은하의 총 질량의 10 배이다. 즉, 관측 가능한 질량은 우리은하 질량의 10 % 정도이고, 나머지 90 % 정도는 관측되고 있지 않다는 것이다. 이처럼 빛을 내지 않아 관측되지는 않지만 질량을 가지는 미지의 물질을 암흑 물질이라고 한다.

• 암흑 물질은 직접 관측을 통해 확인할 수 없기 때문에 다른 천체의 빛의 경로가 암흑 물질의 중력에 의해 휘어지는 중력 렌즈 현상과 같은 방법으로 존재를 간접적으로 추정할 수 있으며, 정확한 성질과 정체는 알려져 있지 않다.
• 우리은하 질량의 90 % 정도를 암흑 물질이 차지하고 있고, 이 물질은 우리은하를 크게 에워싸고 있다고 추정된다.
• 암흑 물질의 후보로는 액시온(AXION), 윔프(WIMP), 비활성 중성미자와 같은 작은 입자들이 있다.

 

우주의 구조

(1) 은하들의 집단: 은하들은 독립적으로 존재하는 것이 아니라 다양한 규모의 집단을 이루고있다.

① 은하군: 은하의 무리를 구성하는 가장 작은 단위로 수십 개의 은하들이 서로의 중력에 속박되어 구성된 집단이다. 일반적으로 지름은 수 Mpc 정도이고 질량은 태양의 10¹³배 정도이다.

• 국부 은하군: 우리은하가 속해 있는 은하군으로 지름은 약 3 Mpc(1000만 광년)이다.
• 국부 은하군은 규모가 큰 3개의 나선 은하(우리은하, 안드로메다은하, 삼각형자리은하)와 불규칙 은하, 타원 은하, 왜소 타원 은하 등 40개 이상의 크고 작은 은하들로 이루어져 있다. 국부 은하군의 무게 중심은 은하군 내에서 질량이 큰 우리은하와 안드로메다은하 사이에 있다. 우리은하와 가까운 곳에 위치한 대마젤란은하와 소마젤란은하는 우리은하로 접근하고 있어 약 20억 년 후에 우리은하와 충돌할 것으로 보이며, 안드로메다은하의 경우도 우리은하와 충돌할 것으로 예상된다.

② 은하단: 수백 개~수천 개의 은하로 구성되어 은하군보다 규모가 더 큰 집단이다. 은하단은 우주에서 서로의 중력에 묶여 있는 천체들 중 가장 규모가 크다. 은하단의 지름은2 Mpc~10 Mpc 정도이며, 질량은 태양 질량의 10¹⁴~10¹⁵배 정도이다.

• 우리은하에서 가장 가까운 은하단인 처녀자리 은하단은 약 16.5 Mpc 거리에 있고, 약 1300개의 은하들로 구성되어 있다.
• 처녀자리 은하단은 대부분 나선 은하로 구성되는데, 중심으로 갈수록 타원 은하가 증가하며 중심부에는 M60, M84, M86, M87과 같은 거대 타원 은하가 위치한다.
• 우리은하는 국부 은하군 내에서 안드로메다은하와 함께 국부 은하군의 중심 부근에 위치한다. 하지만 처녀자리 은하단을 포함하는 처녀자리 초은하단에서는 다른 은하의 무리에 비해 질량이 크지 않아 주변부에 위치한다.

③ 초은하단: 은하군과 은하단으로 이루어진 대규모 은하의 집단이다. 관측 가능한 우주에 약1000만 개가 존재한다.

• 초은하단은 은하들의 집단으로서는 가장 큰 단위이며, 규모가 수백 Mpc 정도로 크기 때문에 초은하단을 이루는 각 은하단들은 서로 중력적으로 묶여 있지 않고 우주가 팽창함에 따라 흩어지고 있다.
• 국부 은하군은 처녀자리 초은하단에 속해 있다. 처녀자리 초은하단은 처녀자리 은하단을

포함하여 적어도 100여 개의 은하군과 은하단으로 구성되어 있으며, 지름은 약 33 Mpc으로 추정된다.

• 2014년 연구 결과에 따르면 처녀자리 초은하단은 라니아케아 초은하단이라는 거대 초은하단의 외곽에 분포한다는 것이 밝혀졌다. 라니아케아 초은하단에는 약 10 만 개의 은하가 포함되어 있고, 지름은 약 160 Mpc이며, 질량은 태양 질량의 약 10¹⁷배로 우리은하 질량의 수십만 배에 해당한다. 연구 결과에 따라 국부 초은하단은 처녀자리 초은하단이 아닌 라니아케아 초은하단으로 볼 수도 있다.

(2) 우주 거대 구조: 1980년대 초반까지 과학자들은 초은하단이 우주에서 가장 큰 구조라 생각하였고 은하들이 우주에 고르게 분포할 것이라고 생각했다. 하지만 연구 결과 은하들은 우주에 고르게 분포하는 것이 아니라 일부 지역에 모여 집중적으로 분포한다는 사실을 알게되었다.

① 은하 장성(Great Wall): 대부분의 은하들이 그물망과 비슷한 거대 가락(필라멘트) 구조를 따라 존재한다. 초은하단보다 더 거대한 규모로 은하들이 모여 이룬 이러한 구조를 은하 장성(Great wall)이라고 한다. 은하 장성이 우주에서 볼 수 있는 최대 규모의 구조이다. 은하 장성의 크기는 10억 광년 이상이다. CfA2 은하 장성과 슬론 은하 장성, 헤르쿨레스자리-북쪽왕관자리 은하 장성 등이 있다.

② 거대 공동(void): 우주에서 은하가 거의 없는 공간이다.

• 거대 공동의 밀도는 우주 평균 밀도의 1/10보다 낮으며, 지름은 대략 11 Mpc~150 Mpc에 이른다.
• 우주 전체 공간에서 은하가 차지하는 부피는 일부분이고, 거대 공동이 대부분을 차지한다.

③ 우주 거대 구조는 비누 거품 막처럼 속은 비어 있고 이 공간을 둘러싼 가장자리 부근에만 은하가 존재한다.

④ 우주 거대 구조 형성: 우주는 큰 구조 안에 작은 구조가 순차적으로 포함된 계층적 구조를 이루고 있으며, 우주의 거대 구조는 암흑 물질에 의해 형성된 것으로 생각된다. ⇨ 암흑 물질은 질량이 있으므로 중력적으로 우리가 관측할 수 있는 일반 물질을 끌어당긴다. 즉, 암흑 물질이 분포하고 있는 형태에 따라 은하 장성과 같은 구조가 형성된다.

• 우주 배경 복사에서 상대적으로 뜨거운 영역은 은하 장성의 분포와 관련이 있고, 상대적으로 차가운 영역은 거대 공동의 분포와 관련이 있는 것으로 나타난다. ⇨ 초기 우주의 에너지 밀도에 따른 온도 분포가 현재와 같은 우주 거대 구조를 형성하였다.
• 현대 우주론에 따르면 대폭발 이후 미세한 밀도 차이가 점점 커져서 은하를 형성하였다. 초기 우주에는 미세한 물질 분포의 차이가 있었고, 물질은 중력의 영향으로 밀도가 높은 곳으로 모여들어 별과 은하를 만들었다. 이 과정에서 밀도가 평균보다 높은 곳에서는 은하들이 계속 성장하여 은하군, 은하단, 초은하단을 이루었고, 밀도가 낮은 곳은 점점 더 비어있는 공간으로 남게 되었다. 즉, 우주의 거대 구조를 우주 진화의 초기 단계 흔적으로 보고 있다.
• 우주 거대 구조의 형태는 시간에 따라 조금씩 변해 왔으며 이런 형태 변화는 우주 팽창의 결과 중 일부이다.

참고자료: EBS 수능 특강 지구과학2