은하수란 우리의 천구(天球)에 구름 띠 형태로 길게 뻗어 있는 수많은 천체의 무리를 가리키는 우리은하를 말합니다. 밤하늘에 동서로 길게 뻗어 있는 이 빛의 강, 은하수를 서양에서는 '젖의 길', 밀키웨이(Milky way)라 부르며, 그리스 신화에서는 헤라 여신의 젖이 뿜어져 나와 만들어졌다고 합니다. 영어에서 대문자 'Galaxy'로 쓰면 밀키웨이 갤럭시를 가리키며, 소문자 'galaxy'로 쓸 경우에는 일반명사 은하를 뜻합니다. 우리나라에서는 옛날부터 은하수를 '미리내'라고 불렀으며, '미리'는 용을 가리키는 고유어 '미르'에서 유래되었습니다. 한자로는 은한(銀漢), 운한(雲漢), 우한(牛漢)이라고도 합니다.
1. 은하수가 지구에서 보이는 모습
은하수는 밤하늘에 천구를 아치형으로 가로지르는 흰 빛의 흐릿한 띠 형태를 보입니다. 은하의 면은 황도에 약 60도 기울어져 있으며, 은하 남극은 Alpha Sculptoris 근처에 있으며, 은하 북극은 적경 12h 49m, 적위 +27.4도로 Beta Comae Berenices 근처에 존재합니다. 은하의 중심은 궁수자리 방향에 있으며, 이곳이 은하가 가장 밝게 보이는 곳입니다. 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로는 남십자자리까지 지납니다. 은하수가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 태양계가 은하면에서 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 의미합니다.
은하수는 비교적 낮은 표면 광도를 가지며, 그 이유는 은하의 원반을 채우고 있는 성간물질 때문이며, 이것은 우리가 밝은 은하 중심을 보는 것을 어렵게 합니다.
2. 은하는 언제 어떻게 생겨난 것일까?
빅뱅(대폭발) 이론에 따르면 빅뱅 이후 약 30만년 후에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했습니다. 태초의 공간을 가득 채웠던 원시 구름들이 서서히 중력으로 뭉쳐지기 시작하면서 우주 거대구조의 모습이 나타나기 시작했습니다. 처음에는 균일하게 퍼져있던 가스구름이 중력으로 점차 뭉치면서 서서히 회전하기 시작했으며, 원시 구름들이 암흑물질 헤일로로 모여서 원시은하들이 만들어지기 시작했습니다. 이들은 거의 왜소은하들이고, 태초에 존재했던 수많은 왜소은하 속에서 첫 번째 별인 제1세대 별들이 만들어졌습니다. 이때는 아직 별들이 중원소들을 만들기 이전이므로, 이 별들은 중원소 없이 순수하게 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 엄청난 질량을 가졌을 것으로 추정합니다. 그러므로 짧은 기간인 수백만 년 만에 연소들을 소진해 버리고 초신성 폭발로 일생을 마치면서 자신이 만들어낸 탄소 등 중원소들을 우주 공간에 뿌리게 됩니다. 은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억 년 정도가 흐르고 은하의 주요 구성원들이 형성되기 시작했습니다. 즉 구상성단, 은하 중심의 무거운 블랙홀, 금속 함량이 적은 팽대부가 만들어지고, 은하 중심의 블랙홀은 은하 전체에 비해 작지만, 은하의 별 생성률에 영향을 주며 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 합니다. 이런 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별을 만들게 됩니다.
점점 시간이 흐르면서 은하에 축적된 물질로부터 젊은 별들로 이루어진 은하 원반이 서서히 만들어지기 시작합니다. 그러는 과정에도 은하는 계속해서 은하 간 매질로부터 새로운 가스를 공급받기도 하고, 다른 은하들과의 상호작용을 통해 별이 생성되기를 반복하면서, 별들 주위에서 행성들이 생겨날 수 있는 조건을 만들어 가게 됩니다. 그리고 이러한 초기 왜소은하들이 충돌과 합체를 반복하면서 현재의 은하로 진화하게 됩니다.
최초로 만들어진 은하들이 우주에 모습을 나타내기 시작한 것은 빅뱅 후 불과 5억 년에 해당합니다. 우리은하의 나이도 그에 가까운 것으로 알려져 있습니다. 우리은하의 나이는 은하 내의 별 주어 가장 늙은 별의 나이를 통해 추정할 수 있으며, 현재까지 밝혀진 바로는 우리은하 안에서 가장 오래된 별의 나이는 약 132억 년인 것으로 추정합니다.
3. 은하수의 구성과 구조
은하수의 중심부는 막대 형태이며, 그 주위는 가스와 먼지로 덮여있으며, 바깥쪽으로 네 개의 뚜렷한 나선 팔 구조를 이루는 별들로 뒤덮여있습니다. 이는 허블 분류에서 팔이 비교적 헐겁게 감긴 나선은하인 Sbc와 거의 비슷합니다. 은하수의 질량은 측정 방법과 사용된 데이터에 따라 차이가 나는데, 최근 측정 결과 은하수의 질량은 안드로메다은하보다 약간 더 작게, 태양의 질량의 5.8 × 1011배로 측정되었습니다. 전체 은하의 총질량은 태양 질량의 6천억에서 1조배 사이이며, 2천억에서 4천억개의 별이 포함된 것으로 추정됩니다.
은하들은 크기, 구성, 구조 등이 상당히 다르지만, 나선은하의 경우 대략적인 모습은 중심 근처에 따른 많은 별이 몰려 있어 불룩해 보이는 팽대부, 주위의 나선팔, 은하 둘레를 멀리 구형으로 감싸고 있는 별들과 구상성단, 성간물질 등으로 이루어진 헤일로, 은하 중심인 은하핵으로 나눌 수 있습니다.
은하의 중심은 매우 큰 질량의 조밀한 물질들로 이루어져 있으며 초대질량 블랙홀을 지니고 있습니다. 대부분의 은하가 중심부에 초대질량 블랙홀을 가집니다. 은하의 막대는 약 27,000광년 길이이고, 주로 나이 든 붉은 별들로 이루어져 있습니다.
최근 연구에서는 관측할 수 있는 우주에 있는 은하의 총수는 약 2조 개 정도이며, 이들 은하는 우주 공간에 고르게 분포해 있지 않고 대개 100개 이상의 밝은 은하들로 구성된 은하단이나 규모가 작은 은하군 등의 집단을 구성합니다.