우리가 사는 지구는 '태양계(Solar System)'에 속해 있고, 태양계는 '우리 은하(Milky way galaxy)'라고 불리는 별들의 무리에 속해 있다. '우리 은하'에 대해 알아보자.
0. 목차
- 우리 은하(Milky way Galaxy)
- 태양계(Solar System)
- 태양계 밖의 항성
- 성운(Nebula)
- 성단(Star cluster)
- '성운과 성단'의 카탈로그
- 주요 성운과 성단
- 대표적인 성운, 성단 살펴보기
1. 우리 은하(Milky way Galaxy)
1-1. 은하의 발견
'은하수'가 사실은 막대한 별들의 모임이라는 것을 처음으로 밝혀낸 사람은 이탈리아의 과학자 '갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei, 1563~1642)'였다. '갈릴레오 갈릴레이'는 1609년 당시 막 개발되었던 '망원경'을 접하게 되었다. 그는 망원경을 얻자마자 곧바로 망원경의 개량에 착수했고, 그렇게 만든 망원경으로 1609년 후반부터 1610년 초에 걸쳐 밤하늘을 관찰하였다. 그리고 그 과정에서 우연히 발견한 몇 가지 주장을 공표했다. 그중에서 가장 중요한 내용은 '목성의 위성'을 발견한 것이었다. 그 결과, '니콜라스 코페르니쿠스(Nicolaus Copernicus)'가 주장했던 '지동설(heliocentric theory)'이 근거를 얻게 되었다.
1-2. 우리 은하 전체의 모습
우리는 이 별들의 모임을 '우리 은하'또는 '은하계'라고 부른다. '우리 은하'는 약 2000억~4000억 개의 항성의 모임으로, 마치 '납작한 원반' 혹은 '달걀 프라이' 같은 모습을 하고 있다. 이 원반의 지름은 무려 '10만 광년' 정도이다. 태양계는 우리 은하의 중심에서 상당히 멀리 떨어진 곳에 자리 잡고 있다. 우리는 우리 은하의 교외에 살고 있는 것이다. 우리 은하의 원반 두께는 태양계 근방에서 약 2000광년이다.
- 벌지(Bulge): 달걀 프라이의 노른자위에 해당하는 부분, 즉 중심에 있는 공 모양의 구조를 '벌지(Bulge)'라고 부른다. '벌지'에는 늙은 별이 많이 있는 곳으로, 완전한 구 모양은 아니고 약간 가늘고 긴 막대 모양을 하고 있다. 우리 은하의 중심에는 매우 밝은 전파원이 있다. 이 천체를 '궁수자리 A*(Sagittarius A*)'라고 한다. 우리 은하의 중심에는 태양의 약 400만 배나 되는 질량의 '초거대 질량 블랙홀(Supermassive Black Hole)'이 존재하리라고 생각된다. 이 블랙홀로 소용돌이치며 떨어지는 물질이 내는 강력한 전파가 '궁수자리 A스타'의 정체라고 생각된다.
- 나선팔(Spiral Arms): 우리은하에서도 보이는 나선 모양은 '팔(arm)'이라고 불린다. 막대 모양 벌지의 양 끝에는 두 가닥의 멋진 '나선팔(Spiral Arms)'이 뻗어 있다. '페르세우스 팔(Perseus Arm)'과 '방패 - '켄타우루스 팔(Scutum-Centaurus Arm)'이다. 태양계는 이들보다 가느다란 '궁수팔(Sagittarius Arm)'의 더욱 지류인 '오리온 팔(Orion Arm)'에 자리하고 있다. 이들 팔이 소용돌이를 그리면서 달걀 프라이의 흰자 위에 해당하는 부분에 원반 모양의 구조를 형성하고 있다.
1-3. 우리 은하의 모습을 어떻게 알게 되었는가?
1-3-1. 우리 은하는 어떤 모습일까?
우리가 살고 있는 은하인 '우리 은하'의 바깥에 있는 은하의 모습은, 원반 같은 모양에 나선 무늬가 있는 '나선 은하', 나선 은하의 중심에 막대 모양의 구조가 있는 '막대 나선 은하', 럭비공과 같은 모양을 한 '타원 은하' 등으로 분류되고 있다. 그러면 가장 중요한 '우리 은하'는 어떤 모습일까?
우리 은하 안에 있는 인류가 우리 은하 전체의 모양을 파악하는 일은, 숲속에서 숲 전체를 보려는 것처럼 매우 어렵다. 우리 은하의 내부에는 가시광선을 가로막는 가스나 먼지가 너무 많아서, 도저히 끝까지 바라볼 수가 없기 때문이다. 그래도 방법은 있다. 가시광선이 아니라 전파를 이용하는 것이다. 가시광선과는 다른 관측 수단인 전파를 사용함으로써 비로소 은하의 모습을 알게되었다. 우리 은하의 모습을 처음으로 알게 된것은 1958년의 일이었다.
1-3-2. 전파 관측으로 우리 은하가 나선 모양임을 밝혀냈다.
1958년, 네덜란드의 천문학자 '얀 오르트(Jan Hendrik Oort, 1900~1992)'는 전파를 써서 우리 은하의 모습을 추정하는 데 성공하였다. 파장 21cm인 전파로 우리 은하의 '중성 수소' 가스의 분포를 조사했는데, 그 가스가 나선 무늬를 이루고 있었다. 가스가 많은 장소는 새로운 별이 많이 탄생하고 있어서 밝기 때문에, 바깥에서 보면 반드시 나선 무늬가 보일 것이다. 아래의 그림은 '얀 오르트'가 전파를 이용해 추정한 우리 은하의 모습이며, 하얀 부분은 수소가 많은 곳이다. 그리고 근년에는 우리 은하의 중심에 막대 모양의 구조가 있다는 보고가 계속되고 있어서, 우리 은하는 '막대 나선 은하'인 것으로 생각된다.
실은 천체 관측에 전파가 쓰이게 된 것은 우연의 산물이었다. 1931년에 미국의 '칼 잰스키(Karl Guthe Jansky, 1905~1950)'가 라디오 방송에 방해가 되는 잡음을 측정하다가, 우주에서 전파가 오고 있다는 것을 알아차렸다. 전파에 의한 관측은 우리 은하의 모습을 추정하는 일 이외에도, 항성의 마지막 모습의 하나인 '펄서(Pulsar)' 발견 등의 성과를 올리고 있다.
1-3-3. 현재는 은하의 팔의 위치도 추정할 수 있다.
전파를 이용해 은하의 모양을 추정하는 연구는 현재도 이루어지고 있다. 은하의 '팔(arm)'은 별이 많이 형성되어 빛나는 영역이다. 별의 재료가 되는 가스는 회전하고 있어서, 은하 원반상에 가스의 밀도가 높은 곳과 낮은 곳이 나선 모양으로 분포하게 된다. 가스의 밀도가 높은 곳에서는 별이 많이 형성되기 때문에, 이 부분이 팔이 되어 밝게 빛나는 것이다. 팔과 팔 사이에는 별이 없는 것이 아니라, 팔 부분에 비해 밝은 별이 적을뿐, 실제로는 많은 별이 있다.
'얀 오르트'가 전파를 이용해 은하의 나선 모양을 밝혀낸 당시와 비교하면, 현재는 관측 범위도 넓어져 더욱 상세하게 가스 분포를 볼 수 있다. 가스의 밀도 분포에 팔의' 나선 정도'를 수치화한 결과까지 합해서 은하의 팔 위치가 추정된다. 최신 관측 데이터에 의하면, 은하의 나선 모양은 모두 5개의 팔로 구성되어 있다고 한다.
2. 태양계(Solar System)
2-1. 천동설에서 지동설로
태양은 우리의 모태인 별이다. 지구는 이 태양으로부터 '1AU(약 1억 5000만 km)' 떨어져 있다. 빛의 빠르기로는 8분 20초 정도 걸리는 거리이다. 태양 주위를 도는 행성에는 '수성', '금성', '지구', '화성', '목성', '토성', '천왕성', '해왕성'이 알려져 있다. 이 중에서 수성, 금성, 화성, 목성, 토성은 맨눈으로 보이기 때문에 예전부터 알려져 있었다. 이들 천체는 모두 동쪽 하늘에서 올라와 서쪽으로 진다. 그래서 옛날 사람들은 지구가 우주의 중심이고, 그 주위의 태양과 이들 행성이 돌고 있다고 생각했다. 이것이 바로 '천동설'이다.
이 우주관을 단번에 바꾼 사람은 폴란드의 천문학자 '니콜라스 코페르니쿠스(Nicolaus Copernicus, 1473~1543)'였다. 지구는 태양 주위를 도는 행성 중 하나에 지나지 않는다는 것이 '니콜라스 코페르니쿠스(Nicolaus Copernicus)'의 '지동설(Heliocentric Theory)'이다. 그리고 이러한 주장을 망원경에 의한 관측으로 확인한 사람이 '갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei)'였다.
2-2. 태양계가 확장되다.
18세기에는 토성 궤도의 바깥쪽을 도는 새로운 행성이 발견되었다. 영국의 천문학자 '윌리엄 허셜(William Herschel, 1738~1822)'은 1781년 3월 13일부터 4일 밤 동안 스스로 만든 망원경으로 밤하늘을 관측했다. 그리고 밤마다 자리를 바꾸는 미지의 천체를 발견했다. 그것은 태양계의 7번째 행성인 '천왕성'이었다. 그리고 19세기에는 해왕성이 발견되었다. 이처럼 천문학과 망원경의 발전은 태양계를 더욱 확장시켰다.
그러면 오늘날 '태양계의 끝'이라고 하면 어디를 가리키는 것일까? 혜성은 태양의 중력에 의해 안쪽으로 잡아 당겨져 지구 가까이를 스쳐 지나가게 된 천체를 말한다. 네덜란드의 천문학자인 '얀 오르트(Jan H. Oort, 1990~1992)'는 아름다운 혜성이 어디에서 오는지에 관심을 가졌다. 그리고 수많은 혜성의 궤도를 계산한 결과, 긴 주기를 가진 혜성들은 모두 태양과 지구 사이 거리의 수만 배(수만 AU)나 되는 먼 곳에서 온다는 사실을 규명했다.
2-3. 오르트 구름(Oort cloud)
'공 껍질' 모양으로 퍼진 이 영역은 현재 '오르트 구름(Oort cloud)'라고 부르고 있다. 오르트 구름은 태양과 지구 사이 거리의 약 10만 배(10만 AU=약 1.6광년)의 범위까지 확대되어 있는 것으로 생각된다. 오르트 구름은 태양을 멀리서 공껍질 모양으로 둘러싸고 있는 얼음을 주성분으로 하고 있는 '소천체'의 모임이다. 이 소천체의 수는 5조~6조 개라고 한다. 이 소천체는 태양의 중력에 의해 안쪽으로 잡아당겨져 지구 주위를 스쳐가는데, 이것이 바로 '혜성(Comet)'이다.
3. 태양계 밖의 항성
태양계 바깥으로 나가보자. '오르트 구름(Oort cloud)' 바깥에는 아무 천체도 없는 우주 공간이 광활하게 펼쳐져 있다. 천문학에서는 하늘에 있는 눈으로 볼 수 있는 수많은 별들을 밝기에 따라 구분하여, 1등성에서 6등성까지로 구분하고 있다. 1등성이 밤하늘에서 사람이 맨눈으로 볼 수 있는 가장 밝은 별이고, 6등성이 가장 어두운 별이다. 1등성은 6등성보다 1000배 밝다. 밤하늘에서 빛나는 1등성은 모두 21개이다. 밝은 순으로 나열하면, 시리우스(Sirius), 카노푸스(Canopus), 센타우르스자리 α(Centaurus α), 아르크투르스(Arcturus), 베가(Vega), 카펠라(Cappella), 리겔(Rigel), 프로시온(Procyon), 아케르나르(Achernar), 센타우르스자리 β(Centaurus β)', 알타이르(Altair), 베텔게우스(Betelgeuse), 알데바란(Aldebaran), 남십자자리 α(Crux α), 스피카(Spica), 안타레스(Antares), 폴룩스(Pollux), 포말하우트(Fomalhaut), 데네브(Deneb), 남십자자리 β(Crux β), '레굴루스(Regulus)'가 된다.
천문학에서는 α(알파) 별, β(베타) 별, γ(감마) 별 등으로 부르는 일이 있다. 이것은 독일의 아마추어 천문가 '요한 바이어(Johann Bayer, 1572~1626)'가 1603년에 제창한 명명법이다.
3-1. 100광년 이내 항성
1등성 중 절반 이상이 11개가 태양계로부터 100광년 이내의 영역에 존재하고, 나머지 10개는 그 바깥에 존재한다. 태양계에서부터 가까운 순서대로 정리해 보면 다음과 같다.
| 항성 | 거리 |
| 4.37광년 | 센타우르스자리 α별 |
| 8.6광년 | 큰개자리 α별 |
| 11광년 | 작은개자리 α별 프로키온 |
| 17광년 | 큰개자리 α별 시리우스 |
| 25광년 | 거문고자리 베가 |
| 25광년 | 남쪽물고기자리 α별 포말하우트 |
| 34광년 | 쌍둥이자리 β별 |
| 37광년 | 목자자리 α별 아르크투르스 |
| 43광년 | 마차부자리 α별 카펠라 |
| 67광년 | 황소자리 α별 알데바란 |
| 79광년 | 사자자리 α별 레굴루스 |
위 표에 언급한 1등성 이외에도 100광년 이내의 영역에 존재하는 항성의 수는 모두 2500개 정도라고 한다. 그 가운데 맨눈으로 볼 수 있는 6등성 이상의 별은 500개 정도이다.
3-2. 100광년 바깥 항성
100광년보다 멀리 떨어진 1등성은 총 10개이다. 태양계에서부터 가까운 순서대로 정리해보면 다음과 같다.
| 항성 | 거리 |
| 140광년 | 에리다누스자리 α별 |
| 250광년 | 처녀자리 α별 |
| 279광년 | 납십자자리 β별 |
| 309광년 | 용골자리 α별 카노푸스 |
| 324광년 | 남십자자리 α별 아크룩스 |
| 392광년 | 켄타우루스자리 β별 |
| 553광년 | 전갈자리 α별 |
| 640광년 | 오리온자리 α별 베텔게우스 |
| 863광년 | 오리온자리 α별 리겔 |
| 1424광년 | 백조자리 α별 데네브 |
3-3. 태양계 밖 항성들
3-3-1. 알파 센타우리(Alpha Centauri)
'켄타우루스 자리(Centaurus)' 방향을 향해 빛의 속도로 약 4.244광년 정도 나아가다 보면, 태양계에서 가장 가까운 항성에 도달한다. 바로 '알파 센타우리 C(Alpha Centauri C)'이다. '알파 센타우리 C'는 켄타우르스자리 프록시마(Proxima Centauri)'라는 이름으로 불리기도 한다. 그런데 이 별은 우리 태양계의 별처럼 단독별이 아니다. '켄타우르스자리 프록시마(Proxima Centauri_'의 바로 옆에는 항성 2개가 더 있다. '알파 센타우리 A(Alpha Centauri A)'와 '알파 센타우리 B(Alpha Centauri B)'이다. 이 둘은 모두 지구로부터 4.37광년 떨어져 있으며, 서로 10AU 정도의 거리밖에 떨어져 있지 않다.
'알파 센타우리 C(Alpha Centauri C)'와 '알파 센타우리 A(Alpha Centauri A)'와 '알파 센타우리 B(Alpha Centauri B)' 이 세 별은 공통된 하나의 중심 주위를 공전하고 있다. 이와 같은 항성의 짝을 '쌍성(Binary Star)'이라고 한다. 알파 센타우리의 경우, '3중 쌍성(Triple binary)'을 이루고 있다. 최근 연구에 의하면, 우리 은하에 있는 2000~4000억 개의 항성 가운데 절반 이상이 '쌍성(Binary star)'을 이루고 있는 것으로 추정된다고 한다. 오히려 태양 같은 외톨이 항성이 소수파일지도 모른다.
3-3-2. 베텔게우스(Betelgeuse)
'오리온 자리(Orion)'는 겨울철을 대표하는 별자리이다. 오리온자리의 왼쪽 위에는 빛나는 붉은 1등성이 있는데 바로 '베텔게우스(Betelgeuse)'이다. 베텔게우스는 태양계로부터 약 640광년 떨어져 있다. 베텔게우스는 점이 아니라 넓이를 가진 별로 관측되는데, 이는 태양계에서 비교적 가까운 이유도 있지만, 그보다 더 중요한 이유는 베텔게우스가 '너무나도 거대한 별'이기 때문이다. 베텔게우스의 지름은 태양의 약 1000배이고, 부피로는 무려 10억 배나 된다.
베텔게우스는 항성이 일생의 마지막에 일으키는 대폭발인 '초신성 폭발(Supernova Explosion)'의 바로 직전에 와있는지도 모른다. 하지만 직전이라고 해도 그게 100만 년 전인지, 1000년 전인지, 하루 전 인지는 알 수가 없다. 베텔게우스가 방출하는 빛은 640년이 걸려서 지구에 도달하기 때문에, 지금 우리가 보고 있는 베텔게우스의 빛은 640년 전에 출발한 것이기 때문이다. 따라서 베텔게우스는 이미 폭발했을지도 모른다. 만약 베텔게우스가 폭발하게 된다면, 그 밝기는 지구에서 봤을 때 보름달보다도 훨씬 밝을 것으로 생각된다. 대낮에도 태양처럼 밝게 빛날 것이고, 이는 2주 이상 지속될 것이다.
4. 성운(Nebula)
'성운(Nebula)'은 가스와 먼지 등으로 이루어진 대규모의 성간 물질을 의미한다. 성운은 먼지, 수소, 헬류 및 기타 이온 등으로 이루어져 있어, 성운을 천체 망원경으로 보면 '희미한 구름'처럼 보인다. 이 구름의 정체는 '항성'은 아니고, 우주 공간에 떠도는 가스나 먼지가 배후에서 오는 빛을 막아 결국 검게 보이거나, 가까이 있는 별빛에 비쳐 빛나 보이는 것이다. 주로 은하면에 모여 있다.
4-1. 성운의 종류
'성운(Nebula)'은 발광 방법에 따라 발광성운(방출 성운), 반사성운, 암흑성운으로 구분되고, 모양에 따라 '행성상 성운(Emission Nebula)', '초신성 잔해(supernova remnant)', '산광성운(diffuse nebula)'으로도 구분된다.
4-1-1. 발광 방법에 따른 분류
- 발광성운(emission nebula): 스스로 빛을 내서 밝게 빛나고 있는 성운
- 반사성운(reflection nebula): 자체적으로 빛을 내지 않으나 주위의 고온 항성으로부터 받은 빛을 반사하여 마치 스스로 빛을 내는 것처럼 보이는 가스와 먼지로 이루어진 성운.
- 암흑 성운(dark nebula): 밀도가 매우 높아 입사하는 빛을 흡수, 산란하기 때문에 가시광선에서 주변보다 어둡게 보이는 성간물질이다. 암흑성운은 온도가 낮아 가시광선을 방출하지 못하지만 적외선과 전파는 방출할 수 있다.
4-1-2. 모양에 따른 분류
- 행성상 성운(planetary nebula): 백색 왜성 또는 흑색 왜성으로 진화하는 질량이 작은 별 주변에 형성된 팽창하는 고리 형태의 방출 성운이다. 대개 중심부에는 백색왜성 같은 고온의 별이 있는데, 이러한 별을 중심별이라고 한다. 항성 진화의 마지막 단계에서 별의 바깥층이 분리되어 가스체가 되는 것으로 추측된다.
- 초신성 잔해(supernova remnant): 초신성으로 폭발한 별의 잔재와 '초신성 폭발파(Blast Wave)'에 휩쓸린 주변 물질을 통틀어 부르는 말이다.
- 산광 성운(diffuse nebula): 행성상 성운과는 달리 처음부터 성간가스와 먼지 등이 모여 이루어진 성운이다. 모양이 불규칙하며, 지름이 수십 광년에 이르는 경우가 이르는 경우가 많다. 일반적으로 성운이라면 이러한 산광성운인 경우가 많다.
5. 성단(Star cluster)
반면 '성단(Star cluster)'은 은하보다 작은 규모로, 수백 개에서 수십만 개의 별로 이루어진 집단을 말한다. 성단은 한 성간 구름에서 같은 시기에 태어나 화학조성과 나이가 거의 동일한 별들로 구성되어 있다.
6 '성운과 성단'의 카탈로그
- 메시에 목록(Messier catalog): 성단 이름의 'M'은 프랑스의 천문학자 '샤를 메시에(Charle Messier, 1730~1817)의 이름의 머릿 글자이다. '샤를 메시에'는 혜성과 혼동 받지 않게 하기 위해 성단 같은 천체까지도 차례로 카탈로그를 만들었다. 이를 '메시에 카탈로그(메시에 목록)'이라고 한다. 예컨대 M45는 45번째로 추가된 천체라는 뜻이다.
- NGC(New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars): NGC(New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars)는 성운, 은하, 성단 등 태양계 바깥의 천체 목록으로, 7840개의 천체의 위치가 등록되어 있다. 1888년 '존 드레이어(John Dreyer)'가 '존 허셜(Sir John Herschel)'의 '성운 및 성단에 관한 목록'의 새로운 판으로 작성하였다.
- IC 목록: 'IC 목록'은 NGC 목록이 만들어진 후, 천문학자인 '존 드레이어(John Dreyer)'가 NGC 목록의 부록으로, 'IC 목록'은 만든 색인 목록 2개를 합친 것이다. 정식 명칭은 '성운 및 성단에 관한 색인목록 (Index Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars)'이다.
7. 주요 성운과 성단
7-1. 5000광년 이내에 있는 주요 '성운'
| 거리 | 성운 이름 |
| 490광년 | NGC 7283 (나선 성운) |
| 820광년 | NGC 6853, M27 (아령 성운) |
| 1800광년 | NGC 3587, M97 (올빼미 성운) |
| 1100광년 | IC434 (말머리 성운) |
| 1500광년 | NGC 1976, M42 (오리온 대성운) |
| 1600광년 | NGC 2068, M78 |
| 2600광년 | NGC 6720, M57 (고리 성운) |
| 3800광년 | NGC 3132 (8자 폭발 성운) |
| 3900광년 | NGC 6523, M8 (석호 성운) |
| 4200광년 | NGC 6618, M17 (오메가 성운) |
| 4600광년 | NGC 2237, NGC 2238, NGC 2239, NGC 2244, NGC 2246 (장미 성운) |
7-2. 5000광년 이내에 있는 주요 '성단'
| 거리 | 성단 이름 |
| 160광년 | 히아데스 성단 |
| 280광년 | 머리털 자리의 산개 성단 |
| 410광년 | M45 (플레이아데스 성단) |
| 590광년 | M44 (NGC 2632, 프레세베 성단) |
| 880광년 | M39(NGC 7092) |
| 1430광년 | M34(NGC 1039) |
| 2350광년 | M67(NGC 2682) |
| 4140광년 | M36(NGC 1960) |
| 4240광년 | M21(NGC 6531) |
| 4300광년 | M38(NGC 1912) |
| 4400광년 | M37(NGC 7099) |
8. 대표적인 성운, 성단 살펴보기
8-1. 410광년 - 플레이아데스 성단
황소자리 방향으로 410광년 날아가면, 청백색으로 빛나는 별들의 모임인 '플레이아데스 성단(Pleiades cluster)'이 보인다. '플레이아데스 성단'은 100개 정도의 항성으로 이루어져 있다. 이들이 청백색인 이유는 플레아데스 성단의 별들이 매우 젊기 때문이다. 이들의 나이는 약 6000만 살부터 1억살 정도인 것으로 보인다. 엄청나게 늙었다고 생각할 수도 있지만 별의 세계에서는 충분히 젊은 나이이고, 우리 태양의 나이가 약 46억 살인 것에 비해서도 충분히 젊은 나이이다.
아래의 사진은 '허블 우주 망원경(Hubble space telescope)'이 촬영한 산개 성단 '플레이아데스 성단(M45)'이다. 플레이아데스 성단을 맨눈으로 바라보면, 시력이 좋은 사람이라면 5개에서 7개까지 정도의 별을 구분할 수 있다. 갈릴레이는 스스로 만든 망원경으로 36개의 별을 구분했다.
8-2. 1100광년 - 말머리성운
'말머리성운(Horsehead Nebula)'은 오리온자리 방향으로 1100광년 떨어진 곳에 있다. '말머리성운'은 우주 공간에 떠도는 먼지나 가스가 진하게 모여 생긴 덩어리이다. 구름이 태양을 가리는 것처럼, 우주에서 떠도는 진한 먼지나 가스 덩어리는 배경에 있는 밝은 영역을 덮어서 감춘다. 그래서 지구에서 보면 그곳이 검게 보이게 된다.
이와 같은 성운을 천문학에서는 '암흑 성운(dark nebula)'이라고 한다. 암흑 성운은 그야말로 별이 새롭게 태어나는 장소이다. 먼지나 가스는 장소에 따라서 밀도가 더욱 진해지고, 항성의 빛을 만드는 '핵융합 반응'이 시작되면 항성으로서의 일생을 걷기 시작한다. 말머리성운 내부에는 탄생을 기다리는 아기별과 같은 먼지나 가스가 수없이 많다. 우리의 태양도 약 46년 전에 이러한 '암흑성운'에서 태어난 것으로 생각된다.
8-3. 1500광년 - 오리온 대성운
'오리온자리(Orion)'는 겨울철의 대표적인 별자리다. 맨눈으로 보면, 오리온자리의 가운데 아랫부분에 희미하게 빛나는 부분이 있는데, 천체 망원경으로 보면 화려한 드레스나 새처럼 보인다. 중앙 부부분은 특히 밝게 빛나고 있는데, 잘 보이지는 않겠지만 이곳에는 태어난 지 얼마 안 된 별이 4개나 있다. 마치 네쌍둥이 아기 같아서 이들 별을 '트라페지움(사다리꼴)'이라고 부른다.
이 4개의 별들은 자외선을 주위의 성운을 향해 방출하고 있다. 이 자외선을 쬔 성운의 수소 가스는 에너지를 받음으로써 원자핵과 전자로 분리된다. 이것을 '이온화'라고 한다. 그리고 이 양성자가 전자가 다시 결합할 때 빛을 내는 것이다.
우주 공간에서 떠도는 가스나 먼지가 젊은 별에서 나오는 자외선을 쬐어 빛나거나, 볓의 빛을 그대로 반사해서 빛나는 천체를 '산광 성운'이라고 한다. 하지만 '산광 성운'으로 존재하는 상태는 그다지 오래 계속되지 않는다. 별들의 수와 크기에 따라 다르기는 하지만, 수백만~수천만 년이 지날 무렵에는, 아기별에서 방출되는 자외선과 가스의 흐름에 의해 주위의 가스가 말끔히 날아가 버린다. 이리하여 젊은 별만 남으면 '플레이아데스 성단(M345)'같은 산개 성단이 된다.
8-4. 2600광년 - 고리성운
'거문고자리(Lyra)' 방향으로 2600광년을 가면 마치 우주에 떠있는 반지 같은 천체가 있다. 바로 '고리성운(M57)'이다. 이 천체의 지름은 약 1광년으로, 과거에 빛나던 항성이 수명을 다하고 죽어가는 모습의 대표적인 예다.
태양과 비슷한 정도의 질량을 가진 항성은 일생의 종말기에 다가서면 크게 팽창하여 '적색 거성(Red Giant Star)'이 된다. 적색 거성은 팽창과 수축과 반복을 반복하다가, 그 표면의 가스가 우주 공간으로 조용히 흘러나간다. 가스가 다 방출되면 항성은 일생을 마치고, 그 중심에는 타고 남은 '백색 왜성(White Dwarf)'이 남게 된다.
주변에 퍼져 있는 가스가 백색 왜성이 방출하는 자외선을 받아 빛나는 것이 '고리 성운'이다. 주위에 퍼진 가스는 거기에 포함된 원소의 차이에 따라 다른 색깔의 빛을 낸다. 가운데에 있는 작은 하얀 점은 '백색 왜성'이다. 항성으로서의 일생을 마치고 나머지 열로 빛나고 있다. 우리의 태양도 약 50억 년 후에는, '행성상 성운(Planetary Nebula)'을 남기고 생을 마감할 것이다.
8-5. 6000광년 - 백조자리 X-1
'백조자리 X-1'은 '블랙홀(Black Hole)'이 처음으로 관측된 장소이다. 블랙홀을 강한 중력으로 주위에 있는 물질을 모두 흡수해 버린다. 블랙홀에 빨려 들어가면 빛조차도 빠져나올 수 없다.
독일의 천체물리학자 '카를 슈바르츠실트(Karl Schwarzschild, 1873~1916)'는 1916년, 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 '블랙홀이 존재할 수 있다'라고 주장했다. 하지만 이론상 존재한다고 해도, 실제로 눈으로 보기 전까지는 의심하는 것이 인간의 심리이다. 실재로 많은 과학자들이 블랙홀의 존재를 의심하고 있었고, 심지어 아인슈타인도 처음에는 믿지 않았다고 한다. 하지만 1962년에 강한 X선을 방출하는 천체가 발견되었는데, 그것이 바로 '백조자리 X-1'이다. 푸른 항성이 있고 그 표면의 가스가 가까이 있는 블랙홀에 빨려 들어가고 있다고 생각하면, X선이 발생하는 이유를 제대로 잘 설명할 수 있었다. 이리하여 마침내 블랙홀이 실재한다는 사실이 널리 인정받게 되었다.
아래는 푸른 항성의 가스가 쌍성을 이룬 블랙홀로 빨려 들어가는 모습니다. 이때 가스가 만드는 원반을 '강착 원반(Accretion Disk)'이라고 한다. 가스는 마찰에 의해 고온이 되고 X선을 방출한다. 이처럼 블랙홀이 모든 가스를 일시에 흡수하는 것은 아니다. 흡수를 면한 일부 가스는 '강착 원반'의 중심에서 우주 공간으로 분출되는데, 이것을 '제트(Jet)'라고 한다.
8-6. 7200광년 - 게성운
황소자리 방향으로 7200광년을 가면 '게성운'이 있다. '게성운(Crab Nebula)'이라는 이름은 영국의 '윌리엄 파슨즈(William Parsons, 1800~1867)'의 스케치가 다리를 벌린 게를 닮았다고 해서 이런 이름이 붙은 것이다. 메시에 카탈로그에서 가장 앞에 수록된 천체이기도 하다.
'게성운'은 '초신성 잔해'로 알려진 천체의 대표적인 예다. 태양의 8배 이상 되는 항성이 수명을 다하면 '초신성 폭발'이 일어나는데, 이때 별을 형성하던 다양한 원소가 맹렬하게 우주 공간에 뿌려진다. 그것이 중심에 남은 '중성자별'에 비치거나 우주 공간에 흩어지는 가스, 먼지가 충돌에서 빛나는 것이다. 이렇게 초신성 폭발에 의에 우주에 흩뿌려진 원소는 우주를 방황하다가 어떠한 이유로 모여 '암흑 성운'이 되고, 새로운 항성이나 행성의 재료가 된다.
8-7. 17000광년 - 오메가 성단(센타우루스자리 오메가)
켄타우르스자리 방향으로 17000광년 정도 가면, 수백만 개의 별이 북적거리고 있다. 이곳은 '오메가 성단'으로, 이 밀집한 별의 모임을 지구에서 맨눈으로 보면 마치 1개의 항성처럼 보여, '오메가 켄타우리'라고 불린다. 이는 켄타우르스자리의 '오메가(ω)' 별이라는 뜻이다.
'오메가 성단 '처럼 수만 개에서 수백만 개나 되는 별이 공 모양으로 밀집한 천체를 '구상 성단'이라고 한다. '구상 성단'은 비교적 나이가 많은 별의 집단이라고 말할 수 있다. 우리 은하에는 '오메가 성단' 이외에도 140개 정도의 '구상 성단'이 있는데, 그중에서 가장 밝게 빛나는 것이 '오메가 성단'이다.
북반구에서 관찰되는 '구상 성단' 중에는 헤르쿨레스자리에 있는 'M13'이 유명하다. 고령이 항성이 이끄는 행성에는 지적 생명체가 진화하고 있을지도 모른다는 기대감에서 '아레시보 전파 망원경(Arecibo Radio Observatory)'에서 이곳으로 '전파 메시지'를 보내기도 했다. 하지만 메시지가 지적 생명체에게 도달한다고 해도, 지구에 다시 답변이 오는 것은 빨라야 수만 년 후일 것이다.
8-8. 26000광년 - 궁수자리 A*
궁수자리 방향으로 계속 가다 보면 우리 은하의 중앙에 있는 '벌지'에 도달한다. 눈부신 벌지의 안으로 더 들어가면 '궁수자리 A*(읽을 때는 궁수자리 에이 스타)'라는 이름의 천체를 만나게 된다. 이 천체야말로 우리 은하의 중심이다.
우리 은하의 중심에 있는 블랙홀은 너무나도 거대해서, 그 질량은 태양의 400만 배로 된다고 추정된다. 그런데 최근에 이 거대한 블랙홀의 바로 가까이에 있는 복수의 항성이 블랙홀의 강력한 중력에 의해 흔들리는 모습이 관찰되었다. 이 운동을 분석한 결과, 이곳에 '거대 블랙홀(supermassive black hole)'이 없다면 설명이 되지 않는다는 사실을 알게 되었다.
