목차
●상호작용 은하
●폭발적 별생성 은하
●활동은하핵
상호작용 은하
별과 별 사이의 충돌은 거의 일어나지 않는 반면에, 은하들 사이의 충돌 및 상호작용은 꽤 빈번히 일어나고 있으며, 이것은 은하의 형성과 진화에 아주 중요한 영향을 줍니다. 상호 작용의 정도에는 여러 가지가 있습니다. 은하들이 정면으로 충돌하지 않고, 약간 비켜 나가는 경우에는 서로의 조석력 때문에 은하가 찢어지거나 늘어나고, 가스나 먼지들이 서로 교환되기도 합니다.
은하들이 직접 충돌하지만, 상대적인 운동량이 너무 커서 하나로 합쳐지지 않는 경우도 있습니다. 이러한 은하들의 충돌의 경우에도, 별의 크기는 별 사이의 거리에 비하여 너무 작아서 두 은하의 별들이 직접 서로 충돌하는 일은 없습니다. 그러나 은하의 가스와 먼지들은 서로 강한 상호작용을 일으키게 됩니다. 이 때문에 성간물질이 압축되거나 불안정해져서 폭발적인 별 생성이 일어나기도 합니다. 은하들 사이의 충돌은 하나 또는 모든 은하의 모양을 심하게 변형시키고 고리, 막대, 연결 다리 또는 꼬리와 같은 여러 가지 구조들을 만들어 냅니다.
은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이것을 은하들의 병합(galaxy merger)이라고 부릅니다. 이러한 경우 은하들은 서서히 더 큰 하나의 새로운 은하로 병합되고, 그 과정에서 형태가 완전히 변하게 됩니다. 만약 두 은하 중에서 하나가 다른 것 보다 월등히 큰 경우에는 작은 은하가 큰 은하에 완전히 흡수되므로 이것을 은하의 흡수 합병(galactic cannibalism)이라고 부르기도 합니다. 이러한 경우 큰 은하는 거의 모양이 변하지 않는 반면에 작은 은하는 조석력에 의하여 쉽게 찢어지게 됩니다. 예를 들어서 궁수자리 왜소 타원 은하(Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy)와 큰 개자리 왜소 은하(Canis Major Dwarf Galaxy)는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중입니다.
폭발적 별생성 은하
일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름(molecular cloud)에서 만들어집니다. 그러나 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 약 10배~100배 정도 더욱 빠른 속도로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하(starburst galaxy)라고 부릅니다. 그러나 이렇게 계속 빨리 별을 만들다 보면, 은하는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 금방 소진해 버리게 됩니다. 그래서 이러한 폭발적 별 생성은 오래 지속될 수는 없으며, 은하의 나이보다 훨씬 적은 약 천 만년 정도만 지속되게 됩니다. 이러한 폭발적 별생성 은하는 우주가 젊었던 과거에는 훨씬 더 빈번했을 것이라고 여겨지고 있으며, 현재는 전체 우주의 별 생성률의 약 15% 정도를 차지합니다. 폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높고, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함해 수많은 별들이 새로 태어납니다.
폭발적으로 별을 생성하는 은하는 상호 작용이나 병합 때문에 만들어진다고 여겨집니다. 가장 전형적인 예를 들어보면, 가까이에 있는 상당히 큰 M81 은하와 서로 상호 작용을 하고 있는 M82 은하가 있습니다.
활동은하핵
일부 어떤 은하들은 그 중심에 활동은하핵을 가지고 있습니다. 이것은 은하핵 또는 은하에서 방출되는 에너지의 상당한 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아니라 다른 에너지 원인 블랙홀로부터 나온다는 뜻입니다. 이런 활동은하핵(active galactic nucleus)은 응축원반(accretion disc)을 가진 아주 무거운 블랙홀(Supermassive black hole)이라고 여겨지고 있습니다. 활동은하핵에서 나오는 에너지는 물질이 이 원반으로부터 블랙홀 안으로 떨어지면서 방출하는 중력 에너지입니다. 이러한 활동은하핵 중에 약 10%에서는 거의 빛의 속도로 물질을 서로 반대 방향으로 방출하는 고에너지 제트가 관측되기도 하는데, 이러한 제트가 어떻게 만들어지게 되는지 아직도 정확하게 알려져 있지 않습니다.
활동 은하는 주로 관측되는 파장의 특성에 따라 여러 가지로 다시 분류가 됩니다. 예를 들어 밝기에 따라 나뉘는 시퍼트 은하(Seyfert galaxies)와 퀘이사(준항성 천체)가 있으며, 이들은 주로 가시광선에서 특이한 방출선을 보입니다. 블레이저(Blazar)는 은하핵에서 나오는 상대론적 제트(relativistic jet)가 정확하게 관측자를 향하고 있어서 그 크기가 매우 작아 보이며, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵입니다. 전파은하(radio galaxy)는 이러한 제트 때문에 강한 전파를 내는 활동은하를 일컫는 말입니다. 다양한 활동 은하핵의 특성들은 단지 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"(unified model of AGN)이 제시되어 있습니다. 그 밖에도 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지고 있는 "LINER"(low-ionization nuclear emission-line region)가 있으며, 이것은 매우 약한 활동은하핵 중의 하나라고 여겨지고 있지만, 아직 그 본질은 확실하게 밝혀지지 않고 있습니다. 약 1/3의 가까운 은하들이 이 LINER로 분류됩니다.