수천억 개의 항성과 가스성운(星雲)·암흑(暗黑)성운으로 이루어져 우주를 구성하는 별의 대집단. 안드로메다 은하가 그 대표적인 예이다.

태양이 속한 은하계도 은하의 하나이며 다른 것과 구별하기 위해 영어로는 은하계의 경우 머리글자를 대문자로 하여 Galaxy라고 적는다.

18세기 후반에 만들어진 C. 메시에의 성운 목록《메시에 목록》에는 100 여개의 성운이 실려 있고 거기에는 나선성운·타원성운이 오리온 성운이나 허큘레스자리의 구상성단과 함께 구별없이 기재되어 있다.

1888년 J. L. E. 드레이어에 의해 출판된《NGC》에 기재된 성운수는 7,840개나 된다.

그리고 기묘하게도 다른 성운이 은하수를 따라가면서 많이 발견되는데 대해 나선성운이나 타원성운은 천구상(天球上)에서 은하수를 피해 분포하고 있다.

한편 19세기 중엽부터 분광학이 천체관측에도 이용되면서 성운에는 가스로 이루어진 것과 별로 이루어진 것이 있음을 알게 되었다.

64년 영국의 W. 허긴스는 나선 및 타원성운이 태양과 같은 흡수선 스펙트럼을 나타내는 것 을 발견, 그것들이「별의 집단」임을 알아냈다.

그러나 나선이나 타원구조를 가진 성운상(狀) 천체가 은하계에 속하느냐 혹은 은하계 밖의 독립된 다른 우주인가는 20세기 초두의 천문학의 큰 논쟁점이었다.

이 논쟁에 결론을 내려준 것은 먼쪽 천체까지의 거리의 결정이다.

1912년 미국의 여성 천문학자 H. S. 리빗은 소(小)마젤란운 속의 케페이드 변광성에 대해 주기-광도(週期-光度) 관계를 발견했다.

즉 변광주기와 겉보기 밝기의 측정에 의해 거리를 측정하는 새로운 방법이다.

이 방법은 현재도 거리결정의 기본적 방법의 하나이다.

23년 E. P. 허블은 당시에 갖 건설된 윌슨산 천문대의 2.5m 망원경을 사용하여 안드로메다  은하 및 몇 개의 밝은 성운 중에서 케페이드 변광성을 발견하고 거리측정에 성공하여 논쟁에 종지부를 찍었다.

이에 의해서 나선성운·타원성운은 우리 은하계와 대등한 독립된 우주이며, 별과 가스를 포함한 하나의 커다란 체계라는 이해가 확립되었다.

허블은 26년에 성운의 분류를 제안했고 29년에는 많은 은하가 지구로부터의 거리에 비례하는 속도로 멀어지면서 운동하고 있는 것을 발견하여 우주가 팽창하고 있음을 밝혀냈다(허블의 법칙).

이 발견으로 우주 전체의 구조와 진화를 살피는 우주론의 연구가 한층 발전하게 되었다.

43년 W. 바데는 안드로메다 은하의 별을 관측하고 항성에는 나이가 어린 별과 늙은 별이 있음을 발견, 전자를 종족 I , 후자를 종족 II로 분류했다.

50년대가 되면서 어떤 은하로부터 강한 전파가 나오고 있음이 발견되어 은하중심핵의 활발한 활동에 그 원인이 있음을 알게 되었다.

63년 슈미트에 의해 준성전파원(퀘이사)이 발견 되었다.

그 후에도 전파에 의한 저온의 수소가스운이나 분자운의 관측, X선에 의한 수억˚의 가스의 검출, 적외선에 의한 탄생 직전의 원시별(原始星)의 발견 등이 잇따라 이루어지고 있다.

관측의 다면화로 은하의 구조·진화 및 우주론의 연구는 많이 발전되었다.

〔은하의 분류〕 허블은 은하를 그 형태에 따라 타원은하(E)·나선은하(S)·막대나선은하(SB) 및 불규칙은하(Ir)로 크게 4가지로 분류했다.

① 타원은하 (Elliptical galaxy) : 타원체 모양의 외관에 중심에서 주변으로 가며 완만하게 어두워진다.

겉보기 편평도(扁平度)에 따라 E0, E1, …, E7으로 세분한다.

여기에서 덧붙인 숫자는 은하의 긴 지름을 a, 짧은 지름을 b로 할 때, 10×(a-b)/a를 나타낸다.

E0는 구형(球形)의 은하, E7은 가장 편평도가 높은 은하를 가리키며 첨가숫자가 8, 9가 될 만큼 편평도가 높은 타원은하는 존재하지 않는다.

타원은하는 일반적으로 밝기의 차이나 흡수물질에 의한 내부구조가 결여되어 다양하지 못하다.

② 나선은하(Spiral galaxy) : 일반적으로 중심부의 구상(球狀)의 벌지(bulge)부(部)와 그것을 에워싼 편평한 원반부로 성립되고 나선구조는 벌지부의 가장자리에서 시작하여 거의 중심대칭적으로 뻗으면서 원반부의 가장자리에서 사라진다.

원반부에 대한 중심핵부의 크기와 나선구조의 발달도 및 소용돌이의 돌아가는 방식의 이완도(弛緩度)에 따라 Sa·Sb·Sc형으로 세분된다.

Sa형은 큰벌지부 둘레에 비교적 작은 원반부를 가지고, 그 위에 나선구조가 겨우 확인될 정도이다.

Sb에서 Sc로 나아감에 따라 벌지부가 상대적으로 작아지고 나선 구조가 발달했다.

동시에 나선팔은 간격이 벌어져 이완된 상태가 된다.

③ 막대나선은하(Barred Spiral galaxy) : 벌지부에서 대칭으로 막대구조가 뻗고, 그 끝에서 나선팔이 시작된다.

S형과 마찬가지로 SBa, SBb, SBc로 세분된다.

SBa에서 SBc로 가며 나선팔은 차츰 이완상태가 되고 벌지부도 작아진다.

또 청백색거성·HII 영역·암흑성운의 분포도 S형과 거의 마찬가지로 SBa에서 SBc에 걸쳐 뚜렷해진다.

막대구조에 따라 현저한 암흑성운의 줄이 보이는 수가 많다.

④ 렌즈상은하(Lenticular galaxy) : 허블의 형태분류에서 E7로부터 Sa, SBa로의 분기점에 서는 은하로서 1936년 허블 자신에 의해 추가된 중간형 은하이다.

편평도가 S형과 같은 정도인 것, 벌지부와 원반부의 두 성분이 인정되는 것 등은 S형에 속하는 성분이지만 원반부의 나선구조는 보이지 않는다.

⑤ 불규칙은하(Irregular galaxy) : 분명하게 구별되는 두 형으로 세분된다.

IrI형은은 허블계열의 S나 SBc의 계속으로서 밝은 O형 별, B형 별과 HII 영역이 풍부하며 중성수소가스도 다량 존재한다.

그러나 형태는 회전축 대칭을 나타내지 않고 나선상 구조도 결여되어 있다.

대소 마젤란운이 그 대표적인 예이다.

IrII형은 기본적으로 E형 또는 SO형 구조지만 실모양의 암흑성운이 은하 끝부분에 걸쳐 불규칙하게 분포한다.

M82은하는 그 대표적인 예이다.

〔은하의 진화〕1950년 이후 별의 구조나 진화에 대한 관측과 이론이 현저히 진보하여 현재 은하의 진화에 관한 이해가 상당히 진전되어 있다.

태양보다 작은 질량에서 태어난 별은 그 수명이 150억 년 이상이나 되므로 은하의 탄생 이래 지금까지 계속 반짝이고 있다.

이에 대해 태양질량의 10배 이상 무거운 별은 그 수명이 수백만 년으로부터 수천만 년이 나 짧아, 현재 관측되고 있는 이들 별은「최근」에 탄생한 셈이다.

이와 같이 은하는 여러 가지 질량을 가진 갖가지 연령의 별의 집합체이다.

갓 생겨난 청백색 거성은 주로 가스를 많이 포함한 나선은하의 나선팔 부분에 많다는 사실 등으로 해서 별은 성간가스에서 생겨난다고 생각되고 있다.

한편 무거운 질량의 별은 별의 중심부에서 핵융합반응을 일으켜 차례로 원소합성을 하여 진화하고 마직막으로 초신성이 되어 대폭발을 일으켜 다시 성간가스가 된다.

이때 별 안에서 만들어진 헬륨(He)과 질소(N) 등의 원소가 성간공간으로 흩어진다.

이러한 가스에서 별로, 별에서 가스로의 사이클을 반복하면서 은하가 차츰 진화해 간다는 것이 1970년대에 은하내의 He, N, O, S 등의 원소분포를 조사함으로써 해명되었다.

은하의 별이나 가스성운 내의 이들 원소가 시간의 경과와 함께 증가하는 것이다.

이러한 관점에서 타원은하는 가스가 완전하 별로 바뀌어 새로운 별을 생성 할 가스가 조금도 남아 있지 않은 은하이며, 따라서 연령이 많은 종족 II의 별만으로 구성되어 있다고 할 수 있다.

한편 나선은하나 불규칙은하에는 아직 다량의 가스가 존재하고 있어 지금도 활발히 별이 생성되고 있다.

따라서 종족 I 의 별이나 HII 영역 등의 가스성운이 다수 존재하고 있다.

허블의 형태 분류가 전에는 은하의 진화계열을 나타낸다고 생각 되었으나 이상에서 본 것처럼 ① 타원은하는 나선은 하에 비해 질량이 훨씬 큰 것도 작은 것도 존재하고, ② 은하를 구성하는 개개 별의 운동상태가 무질서운동과 회전운동으로 크게 다르고 따라서 은하의 전각(全角)운동량이 서로 크게 다르다는 등의 이유에서 이 생각은 채택되지 않고 있다.

허블의 계열은 시간적 진화계열로 생각하기보다는 오히려 은하가 태어났을 때의 원시은하운의 물리적 상태, 예컨대 원시운의 각운동량·질량·밀도·난류속도 등의 차이에 의한 것이라고 하는 생각이 유력하다.

〔은하와 은하단〕 은하는 우주공간에서 단독으로 존재하기보다는 오히려 집단을 이루고 있는 것이 보통이다.

수십 개의 집단을 은하군(group of galaxies), 수백~수천 개의 집단을 은하단(cluster of galaxies)이라 일컫는다.

은하의 분포에 명확한 중심이 있고, 개수밀도(個數密度)가 높은 이른바 규칙형 은하단(예를 틀면 머리털자리 은하단, 평균후퇴속도는 초속 6,900km)에는 타원이나 SO형 은하가 많은 데 비해 은하가 산만하게 흩어져 분포하고 있는 불규칙형 은하단(예를 들면 허큘레스자리 은하단, 평균후퇴속도는 초속 1만 1,000km)에는 나선은하와 불규칙은하가 많다.

규칙형 은하단의 중심부에는 한층 거대한 타원은하가 1~2개 존재하고 있는 수가 많아 CD 형 은하라고 한다.

이 은하는 때로는 강한 전파원이 된다. 은하단의 형태와 그 구성은하의 형 사이에는 상관관계가 보이지만 그 이유는 아직 해명되지 않았다.

1970년대 후반이 되자 은하단에서 강한 X선이 나오고 있음을 알았다.

X선이 은하단의 넓은 부분에서 나오고 있다는 것과 X선 스펙트럼의 해석으로 이 X선은 온도가 수억 K나 되는 고온가스의 열방출임을 알았다.

최근 6.7keV의 에너지가 방출되는 곳에서 철의 휘선(輝線)스펙트럼이 검출되었다.

그 강도로 미루어 이 가스에 포함된 철의 원소량은 태양에 포함된 양의 수분의 1 정도로 추정되었다.

우주에서는 철이 별의 내부에서만 만들어지므로, 이들 가스는 은하의 성간공간에 괴어 있던 가스가 어떤 메커니즘으로 은하로부터 날아와 은하단 안에 관 것으로 생각되고 있다.