은하의 중심과 은하의 진화

은하의 중심
1954년 바데와 민코프스키 Rudolph Leo Minkowski(1895~1976)는 정확한 위치가 밝혀진 전파원 처녀자리 A와 페르세우스자리 A 방향으로 팔로마산 천문대의 5m 망원경을 향해 관측하다 그곳에서 이상한 모양의 은하를 발견했습니다.

　처녀자리 A는, M87이라고 불리는 거대 타원 은하로, 그 밝은 중심핵으로부터 직선상의 제트가 분출하고 있는 것을 찾아냈습니다.

이 제트는 색깔이 매우 푸르고 강하게 편광돼 있어 싱크로트론 방사에 의한 것으로 생각됐습니다.

싱크로트론 방사광이란 초고에너지 전자가 자기장 속을 운동할 때 발하는 빛으로, 이는 은하 중심핵에서 고에너지 입자를 만들어 내는 격렬한 현상이 일어나고 있음을 말해 줍니다.

　한편 페르세우스자리 A는 페르세우스자리 은하단의 타원 은하로, 그 스펙트럼 관측에 따라 중심핵에서는 여러 가지 전리단계에 있는 가스가 초속 1만5000km에 달하는 속도로 격렬하게 움직이고 있음을 알 수 있었습니다.

중심핵은 수일 또는 수개월 단위로 밝기가 크게 변광하고 있습니다.

이러한 격렬한 활동은, 태양계보다 약간 큰 수광일의 크기의 영역에서 일어나고 있다고 추측되고 있습니다.

그 원인으로 은하 중심에는 태양 질량의 108배나 되는 거대한 블랙홀이 있고 그 주위에 가스가 심하게 낙하하고 있다는 설이 유력하다.
　은하 중심의 핵활동은 빛뿐 아니라 전파, 적외선, 자외선, X선의 각 파장 영역에서도 검출되며 그 활동 규모나 형태에 따라 세이퍼트 은하, 전파 은하, 도마뱀자리 BL천체, 퀘이서 등으로 불립니다.

은하의 진화
1950년 이후 별의 구조 및 진화에 대한 관측과 이론이 현저하게 진보해 현재 은하의 진화에 관한 이해가 상당히 진행되고 있습니다.

태양보다 작은 질량으로 태어난 별은, 그 수명이 150억 년 이상으로 매우 길기 때문에, 은하의 탄생 이래 지금까지 계속 빛나고 있습니다.

반면 태양질량의 10배 이상 되는 무거운 별은 수명이 수백만 년에서 수천만 년으로 짧으며 현재 관측되고 있는 이 별들은 최근에 탄생한 지 얼마 되지 않았다는 뜻입니다. 이와 같이, 은하는 여러가지 질량을 가진 여러가지 연령의 별의 집합체입니다.

　태어난지 얼마 안된 청백색 거성은, 주로 가스를 다량으로 포함한 와상 은하의 와상완부에 많은 것등에서, 별은 성간 가스로부터 태어난다고 생각되고 있습니다.

반면 무거운 질량의 별은 별 중심부에서 핵융합 반응을 일으키며 잇달아 원소합성을 해 진화해 마지막에 초신성이 되어 대폭발을 일으키고 다시 성간가스로 돌아간다.이때 별에서 만들어진 헬륨(He) 질소(N) 같은 원소가 성간공간으로 흩어지게 됩니다.

이와 같이 가스로부터 별에, 별로부터 가스로의 사이클을 반복하면서, 은하는 점차 진화해 나가는 것이, 1970년대에 은하내의 He, N, O, S등의 원소 분포를 조사하는 것에 의해서 해명되어 왔습니다.

즉 은하내의 별이나 가스 성운의 이러한 원소는 시간의 경과(우주의 진화)에 따라 증가해 나가는 것입니다.

　이런 관점에 선 타원은하는 가스가 완전히 별로 변해 버리고 이제 새로운 별을 만들어내는 가스가 잔존하지 않은 은하이며 따라서 연령이 오래된 종족 Ⅱ의 별만으로 구성되어 있다고 할 수 있습니다.

한편, 소용돌이 은하나 불규칙형 은하에는, 아직 다량의 가스가 잔존하고 있어, 지금도 활발하게 별의 생성이 행해지고 있습니다.

따라서 종족Ⅰ의 별이나 HⅡ 영역 등의 가스성운이 다수 존재하고 있습니다.

　허블의 형태 분류는 은하의 진화 계열을 나타낸다고 생각되었으나, 이상 살펴본 바와 같이

(1) 타원 은하는 와상 은하에 비해, 훨씬 질량이 큰 것도 작은 것도 존재하고 있습니다.
(2) 은하를 구성하고 있는 개개의 별의 운동 상태가 난잡 운동과 회전 운동으로 크게 다릅니다.

       따라서 은하의 전각 운동량이 서로 크게 다릅니다.

허블의 계열은 시간적 진화계열로 생각하기보다는 오히려 은하가 태어났을 때의 원시 은하운의 물리적 상태, 예를 들어 원시운의 각운동량, 질량, 밀도, 난류속도 등의 차이에 의한 것으로 하는 생각이 유력합니다.