우리 은하: 두 판 사이의 차이
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| 쪽수 = p. 500
| 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]
== 일반적인 사항 ==
우리은하는 늙고 오래된 별들이 공 모양으로 밀집한 중심핵(Bulge)과 그 주위를 젊고 푸른 별, 가스, 먼지 등으로 이루어진 나선팔이 원판 디스크 형태로 회전하고 있으며, 그 외곽에는 주로 가스, 먼지, 구상성단 등의 일부 별 및 [[암흑물질]]로 이루어진 [[은하 헤일로|헤일로(Halo)]]가 타원형 모양으로 은하 주위를 감싸고 있다.
=== 우리 은하의 크기와 헤일로 ===
우리은하의 지름은 [[광년|약 10만 광년]]으로 중심핵은 직경이 약 10,000 광년, 두께는 약 15,000광년이며, 나선팔의 두께는 별들의 영역만을 고려할 경우 약 1,000광년이지만 최근의 관측 결과 가스 등을 포함한 전체 디스크의 두께는 약 12,000 광년으로 기존의 추정치인 6,000광년의 두 배에 달할 것으로 예상된다.<ref>{{웹 인용|
| 성=William E.
| 이름=Harris
| 작성월=February | 연도=2003
| url=http://www.seds.org/messier/xtra/data/mwgc.dat.txt
| 형식=text
| 제목=Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters: The Database
| 출판사=SEDS
| 확인날짜=2007-05-10 }}</ref> 우리은하를 둘러싸고 있는 [[은하 헤일로|헤일로]]는 지름이 약 200,000 광년 정도로 추정되었으나, 일부 구상성단이 은하 중심으로부터 400,000광년 거리에서 발견되는 점 <ref name="fn5">{{저널 인용
| 저자=Ibata, R.; Chapman, S.; Ferguson, A. M. N.; Lewis, G.; Irwin, M.; Tanvir, N.
| 제목=On the accretion origin of a vast extended stellar disk around the Andromeda galaxy
| 저널=Astrophysical Journal
| 발행년도=2005
| volume=634
| issue=1
| 쪽수=287–313
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634..287I
| 확인날짜=2007-05-10
| doi=10.1086/491727 }}</ref>, 최근 우리의 이웃은하인 [[안드로메다 은하]]의 헤일로가 기존보다 휠씬 먼 400,000광년 이상까지 뻗어있다는 것이 확인됨에 따라 우리은하 헤일로의 규모도 당초 예상보다 훨씬 멀리까지 뻗어있을 가능성이 크다.<ref>{{웹 인용
| url=http://www.nrao.edu/pr/2009/mwrotate/
| 제목=Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show
| 확인날짜=2009-01-20
| 날짜=2009-01-05
}}</ref><ref>{{뉴스 인용
| 저자=Ron Cowen
| 날짜=2009년 1월 5일
| url = http://www.sciencenews.org/view/generic/id/39709/title/This_just_in_Milky_Way_as_massive_as_3_trillion_suns
| 제목 = This just in: Milky Way as massive as 3 trillion suns
| 출판사 = Society for Science & the Public
| 확인날짜= 2009-01-14 }}</ref>
=== 우리 은하의 나이 ===
우리은하의 나이를 정확히 추정하는 것은 불가능하나 간접적으로 우리은하 내의 별 중 가장 늙은 별의 나이를 통해 추정할 수는 있다.<ref name="frebel">{{저널 인용| doi= 10.1086/518122 | arxiv=astro-ph/0703414 | 제목= Discovery of HE 1523-0901, a Strongly ''r''-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium | 발행년도= 2007 | 저자= Frebel, Anna | 저널= The Astrophysical Journal | volume= 660 | 쪽수= L117}}</ref> 현재까지 밝혀진 우리은하 디스크 내 가장 오래된 별의 나이는 약 132억 년이며, 주위를 공전하는 구상성단에서 약 136억년의 나이로 밝혀진 별이 발견되고 이들 구상성단이 우리은하와 거의 동시에 탄생하였을 걸로 추정하면 우리은하의 나이는 현재 [[우주의 나이]]인 137억 년에 거의 근접할 것으로 추정되고 있다. 지구에서 가장 가까운 구상 성단은 [[NGC 6397]]이며, 지구에서 7,200광년 떨어져 있다.<ref name="del_Peloso">{{저널 인용 | doi=10.1051/0004-6361:20053307 | bibcode= 2005A&A...440.1153D | arxiv=astro-ph/0506458 | 제목=The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology | 발행년도=2005 | 저자=Del Peloso, E. F. | 저널=Astronomy and Astrophysics | volume=440 | 쪽수=1153}}</ref>
=== 우리 은하의 질량 ===
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8{{e|11}} {{태양질량}}<ref name="Karachentsevetal2006">{{저널 인용 | 저자=Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. | 제목=Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field | 저널=Astrophysics | 발행년도=2006 | volume=49 | issue=1 | 쪽수=3–18 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006Ap.....49....3K | doi=10.1007/s10511-006-0002-6 }}</ref><ref name="mass">{{웹 인용
| 이름 = Vayntrub
| 성 = Alina
| 날짜 = 2000
| url =http://hypertextbook.com/facts/2000/AlinaVayntrub.shtml
| 제목 =Mass of the Milky Way
| 내용=The Physics Factbook
| 확인날짜 = 2007-05-09 }}</ref><ref name="galmass">{{저널 인용
| 저자=Battaglia, G.; Helmi, A.; Morrison, H.; Harding, P.; Olszewski, E. W.; Mateo, M.; Freeman, K. C.; Norris, J.; Shectman, S. A.
| 제목=The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
| 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| 발행년도=2005
| volume=364
| 쪽수=433–442
| url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0506102
| 확인날짜=2007-05-09
| 포맷=abstract }}</ref>, 눈에 보이지 않는 [[암흑물질]] 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9{{e|12}} {{태양질량}}으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다.
최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만광년까지 떨어져 있는 것으로 여겨지고 암흑 물질 등, 은하를 이루고 있는 물질이 예상보다 많은 것으로 여겨지고 있다.
따라서 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5{{e|11}} {{태양질량}}이 나오며, 암흑 물질까지 모두 합쳐 5{{e|12}} {{태양질량}} (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다.
별의 갯수는 2천억~4천억개이며, 항성들을 모두 합친 질량은 4.6{{e|10}} {{태양질량}}~6.4{{e|10}} {{태양질량}}이며 평균 질량은 태양의 15%이다.
이는 우리 은하의 별의 대부분은 적색 왜성인 것이다.
이는 지금까지 우리은하가 이웃 [[안드로메다 은하]]에 비해 크기나 무게가 더 작은 동생뻘 은하라고 믿어온 기존관념을 송두리째 뒤엎는 것으로서 우리은하와 안드로메다 은하는 크기와 무게가 비슷한 대형 쌍둥이 은하일 가능성이 큰 것으로 예상된다.
== 구조 ==
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