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| isbn = 0-03-001667-3}}</ref> 천구상에서 은하면은 북쪽으로 [[카시오페이아자리]]까지, 남쪽으로 [[남십자자리]]까지에 이른다. [[황도]]에 대한 경사로 보아, 이는 [[은하면]]에 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 [[은하핵|은하의 중심]]과 [[은하의 북극]]이 존재하는데, 원기 B1950으로 측정한 북극의 적경과 적위는 {{RA|12|49}}, +27.4˚였다.또한 우리은하계에는 2000억 개의 별이 있다고 밝혀졌다.[http://news.naver.com/main/read.nhn?mode=LSD&mid=sec&sid1=105&oid=005&aid=0000060423]
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== 구조 ==
우리은하는 [[막대나선은하]]에 속하며, 허블의 은하 분류에 따르면 Sbc형(중심에 막대가 존재하고 나선팔이 느슨히 감긴 형태)이다. 이전에는 [[안드로메다 은하]]와 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 [[항성]]들로 구성되어 있으며, 태양과 은하 중심을 연결한 선에서 약 44 ± 10 도 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 은하]]에서 우리은하를 바라본다면 가장 밝게 빛나는 부분으로 보일 것이다.
=== 우리 은하의 블랙홀 ===
은하를 구성하는 별들은 은하의 중심부를 중심으로 나선팔 모양으로 공전한다. 이는 은하 중심에 [[초대질량 블랙홀]]이 있기 때문이라 여겨지며, [[궁수자리 A*]]가 이 거대 블랙홀의 유력한 후보로서 태양 질량의 약 430만배의 질량인 것으로 추정된다. 또한 이 블랙홀의 근처에 태양의 1300배에 해당하는 중간 질량 블랙홀이 더 존재하며 서로를 공전하고 있는 것([[이중성|쌍성]]처럼)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 수백만년 전에 있었다는 것을 알 수 있다. 이들 별들이 초신성 폭발을 하면 은하 중심의 블랙홀에도 영향을 줘, 제트를 뿜는 블랙홀 활동이 시작될 것이다. 과거 수백만년전에 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.<ref name="planradio_20080623">{{웹 인용 | url=http://www.planetary.org/radio/show/00000294/ | 제목=The Milky Way: A New Galactic Self-Portrait | 내용=[[Planetary Radio]] | 날짜=2008년 6월 23일}} Contains an interview with Robert Benjamin and Thomas Dame.</ref>
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 팔]]과 [[페르세우스자리 팔]]이며, 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.<ref name="fn4">{{웹 인용
| 이름=Imamura
| 성=Jim
| 날짜=2006년 8월 10일
| url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/123/lecture-2/mass.html
| 제목=Mass of the Milky Way Galaxy
| 출판사=University of Oregon
| 확인날짜=2007-05-10 |보존url=http://web.archive.org/web/19991114075849/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/123/lecture-2/mass.html|보존날짜=1999-11-14}}</ref>
* [[직각자자리 팔]] (3k[[파섹|pc]] 팔)
* [[방패-남십자자리 팔]] (켄타우르스자리 팔)
* [[궁수자리-용골자리 팔]] (궁수자리 팔)
* [[오리온자리 팔]] - 태양계가 이 팔에 속해 있다.
* [[페루세우스자리 팔]]
* [[백조자리 팔]]
각 팔마다의 색깔은 다음과 같다.
[[파일:Milky Way Arms.svg|thumb|right|235px|우리 은하의 팔. 상단에 [[태양계]]가 있으며, 하단의 옅은 영역은 관측이 힘든 부분이다.]]
{|class="wikitable"
|-
!색깔
!나선팔
|-
|style="background-color: #28c7b4"|청록
|3 [[킬로]][[파섹]] 팔 과 [[페르세우스자리 팔]] (Perseus Arm)
|-
|style="background-color: #928bff"|보라
|[[직각자자리 팔]] 과 [[백조자리 팔]] (Norma-Cygnus Arm)
|-
|style="background-color: #07c459"|녹
|[[방패-남십자자리 팔]] (Scutum-Crux Arm)
|-
|style="background-color: #ff6c6c"|분홍
|[[궁수자리-용골자리 팔]] (Carina-Sagittarius Arm)
|-
|style="background-color: #ff9b00"|오렌지
|[[오리온 팔]] (Local Spur)
|}
=== 우리 은하의 변화 ===
우리은하는 측면에서 봤을 때 나선 팔의 일부가 위로 밀려 올라가서 휘어진 모양을 하고 있는데, 이는 위성은하인 [[대마젤란 은하]], [[소마젤란 은하]]가 중력적으로 영향을 미치기 때문으로 추정된다. 우리의 이웃 은하인 [[안드로메다 은하]]도 이웃 위성은하에 의해 나선 팔의 일부 구조가 심하게 뒤틀린 모습을 띠고 있다. 이들 두 위성은하는 각각 우리은하와 [[마젤란 흐름]]이라는 수소 가스로 이루어진 띠로 연결되어 우리은하 주위를 약 15억년 주기로 공전하면서 중력적으로 속박되어 있는데, 이 [[마젤란 흐름]]은 약 2억년 전에 이들 위성은하가 비정상적으로 우리은하에 접근하는 과정에서 조석력에 의해 형성된 것으로 보인다. 현재 이 통로를 통해 이들 마젤란 은하의 별과 가스 등이 우리은하로 끌려가는 현상이 나타나고 있으며, 향후 서서히 우리은하에 별을 빼앗겨 결국에는 우리은하에 흡수될 것으로 예상된다. 현재 대,소 마젤란 은하는 불규칙 은하로 분류되나, 두 은하 모두 중심부에 희미한 막대 구조가 관찰된다. 이를 두고 과거에 정상은하였다가 우리은하의 강한 중력에 의해 구조가 해체되고 남은 잔해라는 설, 반대로 우리은하 중력에 영향을 받아 정상은하로 발전해 가는 단계라는 설 등이 있으나 아직까지 확인된 바는 없다.
우리은하는 과거로부터 끊임없이 주위의 작은 은하를 흡수, 합병하면서 성장하여 현재의 모습에 도달하였다는 것이 대체적인 중론이다. 과학자들은 우리은하 내의 별들의 공간 구조를 조사하다가 특이한 별집단의 운동('성류'라고 불림)을 인식하게 되었고, 이는 우리은하가 다른 은하를 잡아먹고 남은 잔해물이라는 결론에 도달하였다. 우리은하의 중심부에 존재하면서 은하 핵을 수직으로 공전하는 특이한 "Inner Ring" 과 외곽 헤일로에서 최근 존재가 확인된 "Outer Ring(Monoceros Ring)"이 바로 그것이다. 또한, 1999년에는 대한민국 연구팀이 우리은하에서 가장 큰 구상성단인 [[오메가 센타우리]]가 원래는 왜소은하의 중심핵이었음을 입증한 바 있으며, 현재 우리은하의 약 200여개 구상성단 중 최소 40%는 우리은하가 아닌 주변 왜소은하의 중심핵이었거나 이들 왜소은하에 딸린 구상성단이었을 것으로 추정된다. 지금 현재에도 최소한 2개 이상의 왜소 위성은하를 합병 중인 것으로 확인되고 있으며, 지구로부터 25,000광년 떨어진 [[큰개자리 왜소은하]]와 70,000광년 떨어진 [[궁수자리 왜소은하]]가 바로 그 희생양 들이다. 최근 2005년에 발견된 [[처녀자리 왜소은하]]의 경우, 지구로부터 약 30,000광년 떨어진 거리에서 우리은하를 밑에서 위로 관통하고 있는 것으로 밝혀졌으나, [[궁수자리 왜소은하]]와 가까운 위치 때문에 새로운 왜소은하인지 아니면 [[궁수자리 왜소은하]]의 잔해물인지의 여부가 불확실한 상태이다. 특이한 점은 최근의 컴퓨터 시뮬레이션에서 [[처녀자리 왜소은하]]의 경우 운동 궤적을 조사한 결과, 과거에 몇 번이나 우리은하를 수직으로 관통한 적이 있는 것으로 나타나 어떻게 우리은하에 흡수되지 않고 형태를 유지하여 왔는지가 미스테리인데 우리은하의 중력을 이겨낼 정도로 상당한 양의 [[암흑물질]]을 보유한 것이 아닌가 추정된다.
한편, 현재 우리은하는 중심핵에 위치한 블랙홀의 활동성이 약한 정상상태 은하인 것으로 보이나, 최근까지도 블랙홀에서 격렬한 활동을 통해 막대한 에너지를 외부로 방출하는 [[셰이퍼트 은하]]와 같은 활동성 은하였다는 증거들이 관측되고 있다. 최근 2010년에 우리은하의 중심부에서 나선팔 원반과 수직 방향 위, 아래로 각각 25,000광년(직경 50,000광년) 길이의 감마선을 방출하는 비눗방울 모양 거대 구조가 발견되었는데, 북쪽하늘의 처녀자리에서 남쪽하늘의 두루미 자리까지 전 하늘의 절반 이상을 차지하고 있으며 이 구조의 가장자리 윤곽이 매우 뚜렷한 것으로 보아 약 10만 개 이상의 초신성 폭발과 맞먹는 에너지가 방출된 현상으로 추정된다. 또한, 우리은하 중심핵에서 약 3,000광년 거리의 공간에 중심부에서 방출된 감마선 잔해물 거품 구조가 형성되어 과거에 격렬한 반응이 있었음을 짐작하게 한다.
=== 스미스 구름 ===
한편, 우리은하를 향해 돌진해 오고 있는 특이한 거대 수소가스 구름(일명 "Smith's Cloud")은 아직 미스테리이다. 1963년에 이미 존재가 확인되었다. 현재 우리은하 원반 디스크 면으로부터 8,000광년 거리에서 초속 240 km(시속 86만 9천 km)의 속도로 접근 중이며, 총 길이는 9,800광년, 폭은 3,300광년에 달하는 것으로 추정되며 질량은 태양의 100만배를 초과하며 2000만배에서 어쩌면 1억배를 초과할 것이라는 관측도 있다. 향후 2,700만 년 이내에 우리은하의 [[페르세우스자리 팔]]에 45도의 각도로 충돌하여 약 100만 개 이상의 별이 폭발적으로 생성될 것으로 예측되고 있다.
참고로 이러한 구름들은 우주 보이지 않는 곳곳에 널려 있다. 또한 몇몇 덩치 큰 구름들은 구름 내부에 자기장을 형성하고 있다. 이러한 자기장은 구름이 흩어지지 않게 하며 별의 생성을 억제한다. 따라서 이러한 구름은 어느 정도 밀도 높은 가스 구름과 서로 충돌하지 않는 이상은 대량으로 별을 생성하지 못한다. 우주에서는 은하와 은하 사이, 은하단과 은하단 사이에는 이러한 구름들이 많이 있으며 넓게 퍼져 있어 질량은 매우 크지만, 밀도는 옅어 별이 잘 생성되지 않는다.
하지만 스미스 구름처럼 어느 정도 밀도가 높은 구름도 우주에 많이 존재하고, 우리 은하단 내에서도 많이 존재한다. 이러한 밀도가 어느 정도 되고 무거운 구름들은 구름 내부에 자기장으로 인해 어지간하면 별을 잘 생성하지는 못하지만, 다른 은하들과의 직접적인 상호 작용으로 인해 왜소 은하나 중형급 은하를 새로이 형성하기도 하고 다른 은하와 충돌하여 스타 버스트 현상을 일으킨다. 우리 은하는 주기적으로 이러한 거대한 구름들을 흡수하여 별을 생성하고 있다.
== 태양의 위치 ==
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