우리은하(―銀河, 라틴어: Via lactea)는 태양계가 속해 있는 은하이다. 우리가 속해 있는 곳이기 때문에 단순히 "은하" 또는 "은하계"라고도 불린다. 은하수는 지구에서 보이는 우리 은하의 부분으로, 천구를 가로지르는 밝은 띠로 보인다.
이 밝은 띠는 다수의 별들로 이루어져 있다. 은하 중심부가 있는 궁수자리 방향에서 가장 밝게 보인다. 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로 남십자자리까지에 이른다. 황도에 대한 경사로 보아, 이는 은하면에 대한 태양계 대부분의 행성 궤도면(≒황도면)이 기울어져 있다는 것을 뜻한다.
은하가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 곧 태양계가 은하면에서 그리 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 뜻한다. 우리 은하에는 은하의 중심과 은하의 북극이 존재하는데, 원기 B1950으로 측정한 북극의 적경과 적위는 12h 49m, +27.4˚였다. 또한 우리은하계에는 4000억 개의 별이 있다고 밝혀졌다.
우리은하는 늙고 오래된 별들이 공 모양으로 밀집한 중심핵(Bulge)과 그 주위를 젊고 푸른 별, 가스, 먼지 등으로 이루어진 나선팔이 원판 디스크 형태로 회전하고 있으며, 그 외곽에는 주로 가스, 먼지, 구상성단 등의 일부 별 및 암흑물질로 이루어진 헤일로(Halo)가 타원형 모양으로 은하 주위를 감싸고 있다.
우리 은하의 크기와 헤일로
우리은하의 지름은 약 10만 광년으로 중심핵은 직경이 약 10,000 광년, 두께는 약 15,000광년이며, 나선팔의 두께는 별들의 영역만을 고려할 경우 약 1,000광년이지만 최근의 관측 결과 가스 등을 포함한 전체 디스크의 두께는 약 12,000 광년으로 기존의 추정치인 6,000광년의 두 배에 달할 것으로 예상된다.
우리은하를 둘러싸고 있는 헤일로는 지름이 약 200,000 광년 정도로 추정되었으나, 일부 구상성단이 은하 중심으로부터 400,000광년 거리에서 발견되는 점, 최근 우리의 이웃은하인 안드로메다 은하의 헤일로가 기존보다 휠씬 먼 400,000광년 이상까지 뻗어있다는 것이 확인됨에 따라 우리은하 헤일로의 규모도 당초 예상보다 훨씬 멀리까지 뻗어있을 가능성이 크다.
우리 은하의 나이
우리은하의 나이를 정확히 추정하는 것은 불가능하나 간접적으로 우리은하 내의 별 중 가장 늙은 별의 나이를 통해 추정할 수는 있다. 현재까지 밝혀진 우리은하 디스크 내 가장 오래된 별의 나이는 약 132억 년이며, 주위를 공전하는 구상성단에서 약 136억년의 나이로 밝혀진 별이 발견되고 이들 구상성단이 우리은하와 거의 동시에 탄생하였을 걸로 추정하면 우리은하의 나이는 현재 우주의 나이인 137억 년에 거의 근접할 것으로 추정되고 있다. 지구에서 가장 가까운 구상 성단은 NGC 6397이며, 지구에서 7,200광년 떨어져 있다.
우리 은하의 질량
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8×1011 M☉, 눈에 보이지 않는 암흑물질 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9×1012 M☉으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다.
최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만 광년까지 떨어져 있는 것으로 여겨지고 암흑물질 등 은하를 이루고 있는 물질이 예상보다 많은 것으로 여겨지고 있다. 따라서 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5×1011 M☉이 나오며, 암흑물질까지 모두 합쳐 5×1012 M☉ (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다.
별의 개수는 2천억~4천억개이며, 항성들을 모두 합친 질량은 4.6×1010 M☉~6.4×1010 M☉이며 평균 질량은 태양의 15%이다. 이는 우리 은하의 별의 대부분은 적색 왜성인 것이다.
이는 지금까지 우리은하가 이웃 안드로메다 은하에 비해 크기나 무게가 더 작은 동생뻘 은하라고 믿어온 기존관념을 송두리째 뒤엎는 것으로서 우리은하와 안드로메다 은하는 크기와 무게가 비슷한 대형 쌍둥이 은하일 가능성이 큰 것으로 예상된다.
구조
우리은하는 막대나선은하에 속하며, 허블의 은하 분류에 따르면 Sbc형(중심에 막대가 존재하고 나선팔이 느슨히 감긴 형태)이다. 이전에는 안드로메다 은하와 같은 모양의 정상나선은하로 간주되었으나, 1990년대부터 과학자들에 의해 막대나선은하일 가능성이 제기되었으며 2005년의 스퍼처 적외선 망원경을 이용한 조사 결과, 중심핵으로부터 지름 27,000광년 길이의 막대 구조가 존재한다는 것이 확인되었다.
막대 구조는 대부분 붉고, 오래된 항성들로 구성되어 있으며, 태양과 은하 중심을 연결한 선에서 약 44 ± 10도 정도 비스듬히 위치하고 있어서 그동안 존재를 확인하기가 어려웠던 것으로 추정된다.
또한, 이 막대구조 주위에 일명 "5-kpc Ring"이라는 거대 수소 가스로 이루어진 띠가 존재하며, 현재 우리은하 내에서 가장 폭발적으로 별을 생성하고 있는 영역임이 확인되었다. 만약에 이웃하는 안드로메다 은하에서 우리은하를 바라본다면 가장 밝게 빛나는 부분으로 보일 것이다.
우리 은하의 블랙홀
은하를 구성하는 별들은 은하의 중심부를 중심으로 나선팔 모양으로 공전한다. 이는 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 있기 때문이라 여겨지며, 궁수자리 A*가 이 거대 블랙홀의 유력한 후보로서 태양 질량의 약 450만 배의 질량인 것으로 추정된다.
또한 이 블랙홀의 근처에 태양의 1300배에 해당하는 중간 질량 블랙홀이 더 존재하며 서로를 공전하고 있는 것(쌍성처럼)이 확인되었다. 이는 과거에 우리은하가 다른 작은 은하를 흡수하였음을 의미하며, 실제로 2002년에 대한민국 연세대 연구팀이 "사이언스" 지에 발표한 논문을 통해 우리은하가 약 10억 년 젊은 다른 은하와 충돌, 합병하여 현재의 크기가 되었음을 입증한 바 있다.
현재 우리은하의 중심부에는 가까운 최근에 격렬한 별 생성이 있었음을 추정하게 하는 증거들이 발견되고 있으며, 은하 중심부에서 불과 3.5광년 내에 수천개의 별들이 빽빽히 모여 있으며 울프레이에별이과 OB항성들과 같은 거대 항성들도 100개나 모여 있다.
이것은 이들 별들의 폭발적인 생성이 불과 수백만 년 전에 있었다는 것을 알 수 있다. 이들 별들이 초신성 폭발을 하면 은하 중심의 블랙홀에도 영향을 줘, 제트를 뿜는 블랙홀 활동이 시작될 것이다.
과거 수백만 년 전에 블랙홀 주변 3.5광년 내의 폭발적인 별 생성시에도 가스 구름이 블랙홀로 유입되어 강력한 블랙홀 활동이 있었다는 것과 블랙홀이 내뿜은 엄청난 양의 물질들의 거품 흔적들이 은하 중심부의 가스 구름의 제트 거품의 흔적을 통해 발견되고 있다. 당시 블랙홀의 제트는 은하 중심부로부터 최대 3천광년 떨어진 구름까지도 흔적을 남겼다.
시뮬레이션 결과 중심핵의 두 개의 블랙홀도 서로 공전하면서 계속 가까워지다가 결국엔 하나로 합쳐지면서 막대한 양의 X선 등의 에너지를 방출할 것으로 예상되고 있다. 또한 은하 중심부로부터 400광년 내에 빽빽한 구름들이 많이 발견되었는데 2억년 내로 엄청난 별 생성을 하게 될 것이다.
우리 은하의 팔
최근까지 우리 은하에는 네 개의 큰 나선 팔이 있다고 여겨졌으나, 2008년에 스피처 적외선 망원경을 이용하여 1억 개 이상의 별의 분포를 분석한 결과, 단지 2개의 나선 팔만이 명확히 구분되었으며 나머지는 존재가 의심스럽거나 2개의 주요 나선 팔에서 갈라져 나온 부수적인 팔인 것으로 확인되었다.
주된 2개의 나선 팔은 각각 방패-남십자자리 팔과 페르세우스자리 팔이며, 과학자들은 우리은하가 나선 팔이 2개로 구성된 전형적인 막대나선은하일 것으로 추정하고 있다.
최근에 페르세우스자리 팔 바깥에서 은하 중심으로부터 거리가 60,000광년, 길이가 77,000광년인 새로운 나선 팔의 존재가 확인되었으나, 대부분 가스와 먼지로 구성되고 별은 드문 것으로 추정되어 아직 공식적인 나선 팔로 인정받지는 못하고 있다. 아래는 최근까지 밝혀진 주요 나선 팔의 위치와 설명이다.