은하 형성과 진화

Galaxy formation and evolution
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은하 형성과 진화에 대한 연구는 균질한 시작부터 이질적인 우주를 형성한 과정, 첫 번째 은하의 형성, 시간에 따라 은하가 변화하는 방식, 그리고 가까운 은하에서 관측된 다양한 구조를 만들어 낸 과정과 관련이 있습니다.은하 형성은 빅뱅의 여파로 작은 양자 변동의 결과로 구조 형성 이론에서 일어난다는 가설이 있다.관측된 현상에 일반적으로 동의하는 가장 단순한 모델은 람다-CDM 모델입니다. 즉, 은하들의 군집화와 병합이 은하들의 모양과 구조를 결정하면서 질량을 축적할 수 있게 해줍니다.

일반적으로 관측되는 은하의 특성

은하 형태학의 허블 음차도

우주에서 실험을 할 수 없기 때문에, 은하 진화의 이론과 모델을 "시험"할 수 있는 유일한 방법은 관측치와 비교하는 것입니다.은하가 어떻게 형성되고 진화했는지에 대한 설명은 관측된 은하의 특성과 유형을 예측할 수 있어야 합니다.

에드윈 허블은 허블 튜닝 포크 다이어그램으로 알려진 최초의 은하 분류 체계를 만들었습니다.그것은 은하를 타원형, 정상 나선형, 막대 나선형(은하와 같은) 및 불규칙형으로 분할했습니다.이러한 은하 유형은 현재 은하 진화 이론으로 설명될 수 있는 다음과 같은 특성을 보입니다.

  • 은하의 특성(은하 색상-등급도 포함)의 대부분은 기본적으로 두 가지 유형의 은하가 있다는 것을 나타냅니다.이러한 그룹은 나선은하에 가까운 파란색 별 형성 은하와 타원 은하에 가까운 빨간색 비별 형성 은하로 나뉩니다.
  • 나선은하는 상당히 얇고 밀도가 높으며 상대적으로 빠르게 회전하는 반면, 타원은하의 별들은 무작위로 방향을 잡은 궤도를 가지고 있습니다.
  • 대부분의 거대 은하들은 중심에 우리 태양의 수백만 배에서 수십억 배 질량의 초거대 블랙홀을 가지고 있습니다.블랙홀 질량은 숙주 은하 팽대부 또는 구상 질량과 연결되어 있습니다.
  • 금속성은 은하의 절대 크기(광도)와 양의 상관관계가 있습니다.

허블이 음차 다이어그램이 타원 은하에서 렌즈 모양 은하, 나선은하까지 은하에 대한 진화적 순서를 설명했다고 잘못 믿었다는 일반적인 오해가 있습니다.이는 해당되지 않습니다. 대신, 음차 다이어그램은 시간적 함축이 [1]의도되지 않은 단순한 것에서 복잡한 것으로의 진화를 보여줍니다.현재 천문학자들은 원반 은하가 먼저 형성되었다가 은하 합병을 통해 타원 은하로 진화했을 것으로 믿고 있습니다.

현재의 모형들은 또한 은하에 있는 대부분의 질량은 직접적으로 관측할 수 없는 물질인 암흑 물질로 이루어져 있고 중력을 제외한 어떤 수단을 통해서도 상호작용하지 않을 수도 있다고 예측한다.이러한 관측은 은하가 직접 관측할 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 질량을 포함하지 않는 한, 은하가 지금까지와 같이 형성되거나 보이는 대로 회전할 수 없기 때문에 발생합니다.

원반은하 형성

은하 진화의 가장 이른 단계는 은하들의 형성입니다.은하가 형성될 때, 그것은 원반 모양을 하고 원반 위에 위치한 나선형 "팔" 구조 때문에 나선 은하라고 불립니다.이러한 원반 모양의 별 분포가 어떻게 물질 구름으로부터 발달하는지에 대한 다른 이론들이 있다: 그러나 현재, 그들 중 어느 것도 정확히 관측 결과를 예측하지 못하고 있다.

하향식 이론

1962년 올린 에겐, 도널드 린든 벨, 앨런 샌디지는[2] 원반은하가 거대한 가스 구름의 단일 붕괴를 통해 형성된다는 이론을 제안했다.초기 우주의 물질 분포는 대부분 암흑 물질로 구성된 덩어리로 이루어져 있었다.이 덩어리들은 중력적으로 상호 작용하여, 각운동량을 주는 역할을 하는 조석 토크를 서로에게 가했다.바리온 물질이 식으면서, 그것은 에너지를 방출하고 중심을 향해 수축했다.각운동량이 보존되면 중심 근처에 있는 물질은 회전속도를 높인다.그러면, 피자 반죽이 회전하는 공처럼, 그 물질은 단단한 원반을 형성합니다.원반이 식으면 기체는 중력적으로 안정되지 않기 때문에 단일 균질 구름으로 남을 수 없습니다.그것은 부서지고, 이 작은 가스 구름들은 별들을 형성합니다.암흑 물질은 중력으로만 상호작용하기 때문에 소멸되지 않기 때문에, 암흑 후광으로 알려진 원반 바깥에 분포되어 있습니다.관측 결과 원반 바깥에 별들이 있는데, 이것은 "피자 반죽" 모형과 잘 맞지 않습니다.레너드 설과 로버트 진은 은하가 작은 조상들의 결합에 의해 형성된다는 것을 처음으로 제안했다.하향식 형성 시나리오로 알려진 이 이론은 매우 간단하지만 더 이상 널리 받아들여지지 않는다.

상향식 이론

보다 최근의 이론은 상향식 과정에서의 암흑 물질 할로겐의 군집을 포함한다.큰 가스 구름이 붕괴되어 가스가 작은 구름으로 분해되는 은하를 형성하는 대신에, 물질은 이러한 "작은" 덩어리(구형 성단의 순서로 덩어리)에서 시작되었고,[4] 그 후 많은 덩어리들이 은하를 형성하기 위해 합쳐졌고, 그 후 중력에 의해 은하단을 형성하게 되었다.이것은 여전히 하향식 이론에서와 같은 이유로 암흑 물질이 후광을 형성하는 원반 모양의 중입자 물질의 분포를 초래합니다.이러한 과정을 사용하는 모형은 관측치와 일치하는 큰 은하보다 작은 은하를 더 많이 예측합니다.

천문학자들은 현재 어떤 과정이 수축을 멈추는지 알지 못한다.사실, 원반은하 형성 이론은 원반은하의 회전 속도와 크기를 생산하는 데 성공적이지 않습니다.새로 형성된 밝은 별이나 활동적인 은하핵으로부터의 방사선이 형성 원반의 수축을 늦출 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.또한 암흑 물질 헤일로가 은하를 끌어당겨 원반 [5]수축을 멈출 수 있다는 주장도 제기되었습니다.

람다-CDM 모형은 빅뱅 이후 우주의 형성을 설명하는 우주론 모형이다.이것은 다른 은하 유형의 상대적인 빈도를 포함하여 우주에서 관측되는 많은 특성을 예측하는 비교적 단순한 모형이지만, 우주에 [6]있는 얇은 원반 은하의 수를 과소평가합니다.그 이유는 이러한 은하 형성 모형들이 많은 수의 합병을 예측하기 때문이다.원반 은하가 비슷한 질량의 다른 은하(최소 질량의 15%)와 합쳐지면 원반이 파괴되거나 최소한 크게 교란될 가능성이 높으며, 그 결과로 생긴 은하는 원반 은하가 아닐 것으로 예상됩니다(다음 섹션 참조).이것이 천문학자들에게는 해결되지 않은 문제로 남아 있지만, 이것은 반드시 람다-CDM 모델이 완전히 틀렸다는 것을 의미하는 것이 아니라, 우주에 있는 은하들의 수를 정확하게 재현하기 위해 더 많은 정교함을 필요로 한다는 것을 의미한다.

은하 병합 및 타원 은하 형성

젊고 성장하는 타원 은하 중심부 깊숙이 있는 별 탄생의 불꽃 폭풍을 그린 아티스트의 이미지.
NGC 4676(Mice Galaxy)은 현재의 병합의 한 예입니다.
안테나 은하는 충돌하는 한 쌍의 은하입니다. 밝은 파란색 매듭은 합병의 결과로 최근에 점화된 젊은 별입니다.
ESO 325-G004는 전형적인 타원 은하입니다.
주요 기사: Galaxy

타원은하(ESO 306-17과 같은 초거성 타원은하)는 지금까지 알려진 가장 큰 은하 중 일부입니다.별들은 은하 내에서 무작위로 방향을 잡은 궤도에 있습니다(즉, 원반은하처럼 회전하지 않습니다).타원은하의 특징 중 하나는 별의 속도가 나선은하와 [7]같이 은하의 평탄화에 반드시 기여하지는 않는다는 것입니다.타원은하는 중심 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 이러한 블랙홀의 질량은 은하 질량과 상관관계가 있습니다.

타원은하는 크게 두 가지 진화의 단계를 가지고 있습니다.첫 번째는 냉각가스가 축적되면서 커지는 초대질량 블랙홀 때문이다.두 번째 단계는 블랙홀이 가스 냉각을 억제하여 안정화되면서 타원은하를 안정된 [8]상태로 두는 것입니다.블랙홀의 질량은 또한 시그마라고 불리는 성질과 관련이 있는데, 시그마는 별들의 궤도에 있는 속도의 분산입니다.M-시그마 관계로 알려진 이 관계는 [9]2000년에 발견되었다.타원은하는 대부분 원반이 없지만, 일부 팽출한 원반은하는 타원은하를 닮았습니다.타원 은하는 우주의 밀집 지역(은하 클러스터 등)에서 더 많이 발견됩니다.

천문학자들은 이제 타원은하를 우주에서 가장 진화한 시스템 중 하나로 보고 있다.타원은하 진화의 주된 원동력은 작은 은하들의 합병이라는 것이 널리 받아들여지고 있습니다.우주의 많은 은하들은 중력에 의해 다른 은하에 묶여 있는데, 이것은 그들이 결코 서로의 힘을 피해갈 수 없다는 것을 의미합니다.만약 은하들의 크기가 비슷하다면, 결과로 생긴 은하는 두 개의 [10]조상들 모두와 비슷해 보일 것이고, 대신 타원형이 될 것입니다.많은 유형의 은하 병합이 있는데, 이는 반드시 타원은하를 발생시키는 것은 아니지만 구조적인 변화를 일으킵니다.예를 들어, 우리 은하와 마젤란 은하 사이에 작은 합병 사건이 일어나고 있는 것으로 생각됩니다.

그러한 큰 은하들 사이의 합병은 격렬하게 여겨지며, 두 은하들 사이의 가스의 마찰 상호작용은 새로운 타원 [11]은하에서 새로운 별을 형성할 수 있는 중력 충격파를 일으킬 수 있습니다.서로 다른 은하 충돌의 여러 이미지를 시퀀싱함으로써, 두 나선은하가 하나의 타원은하로 [12]합쳐지는 연대표를 관찰할 수 있습니다.

국부 은하군에서 우리 은하와 안드로메다 은하는 중력에 의해 묶여 있으며 현재 서로 빠른 속도로 접근하고 있습니다.시뮬레이션에 따르면 은하수와 안드로메다는 충돌 코스에 있으며 50억 년 이내에 충돌할 것으로 예상됩니다.이 충돌 동안, 태양과 태양계의 나머지 부분은 은하수 주변의 현재 경로에서 방출될 것으로 예상된다.남은 것은 거대한 [13]타원은하일 수 있습니다.

갤럭시 담금질

현재 "죽은" 은하에서 별의 형성은 수십억 년 전에 [14]튀어 나왔습니다.
주요 기사:담금질(천체학)

성공적인 은하 진화 이론으로 설명되어야 하는 한 가지 관측치(위 참조)는 은하 색상 등급 다이어그램에 두 개의 서로 다른 은하 집단이 존재한다는 것입니다.대부분의 은하는 이 다이어그램에서 "빨간색 계열"과 "파란 구름"이라는 두 개의 분리된 위치에 있는 경향이 있습니다.적색순차은하는 일반적으로 가스와 먼지가 거의 없는 별형성 타원은하인 반면, 청운은하는 먼지가 많은 별형성 [15][16]나선은하인 경향이 있습니다.

이전 절에서 설명한 바와 같이, 은하는 병합을 통해 나선 구조에서 타원 구조로 진화하는 경향이 있습니다.그러나 현재의 은하 병합 속도는 모든 은하가 "푸른 구름"에서 "붉은 순서"로 이동하는 방식을 설명하지는 않습니다.그것은 또한 은하에서 별의 형성이 어떻게 멈추는지도 설명하지 못한다.따라서 은하 진화 이론은 은하에서 별의 형성이 어떻게 사라지는지를 설명할 수 있어야 합니다.이러한 현상을 은하계 "담금질"[17]이라고 합니다.

별은 차가운 가스로 형성되기 때문에(케니쿠트-슈미트 법칙도 참조), 차가운 가스가 없을 때 은하는 담금질됩니다.하지만 담금질은 상대적으로 빠르게(10억 년 이내) 일어나는데, 이는 은하의 차가운 [18][19]가스 저장고를 단순히 다 쓰는 데 걸리는 시간보다 훨씬 짧습니다.은하 진화 모형은 은하에서 차가운 가스의 공급을 제거하거나 차단하는 다른 물리적 메커니즘을 가정함으로써 이것을 설명한다.이러한 메커니즘은 크게 두 가지 범주로 분류될 수 있습니다. (1) 차가운 가스가 은하로 들어오는 것을 막거나 별의 생성을 막는 예방 피드백 메커니즘과 (2) 가스가 제거되어 [20]별이 형성되지 않도록 하는 방출 피드백 메커니즘입니다.

이론화된 예방 메커니즘인 "변형"은 차가운 가스가 은하로 들어오는 것을 막습니다.질식사는 가까운 저질량 [21]은하에서 별의 형성을 억제하는 주요 메커니즘일 것입니다.질식사하는 것에 대한 정확한 물리적 설명은 아직 알려지지 않았지만, 그것은 은하의 다른 은하와의 상호작용과 관련이 있을지도 모릅니다.은하가 은하단에 떨어지면, 다른 은하와의 중력 상호작용은 은하가 [22]더 많은 가스를 축적하는 것을 방지함으로써 은하를 질식시킬 수 있습니다.거대한 암흑 물질 할로겐을 가진 은하의 경우, "바이럴 쇼크 가열"이라고 불리는 또 다른 예방 메커니즘은 가스가 [19]별을 형성하기에 충분히 차가워지는 것을 막을 수도 있습니다.

은하에서 차가운 가스를 배출하는 방출 과정은 얼마나 더 많은 질량이 있는 은하가 [23]소멸되는지를 설명할 수 있다.하나의 방출 메커니즘은 은하 중심에서 발견된 초대질량 블랙홀에 의해 발생합니다.시뮬레이션 결과 은하 중심부의 초대질량 블랙홀에 축적된 가스가 고에너지 제트를 생성하며, 방출된 에너지는 별의 [24]형성을 억제하기에 충분한 찬 가스를 배출할 수 있습니다.

우리 은하와 근처 안드로메다 은하는 현재 별을 형성하는 청색 은하에서 수동 적색 [25]은하로 담금질 전환을 겪고 있는 것으로 보입니다.

갤러리

  • NGC 3610 shows some structure in the form of a bright disc, implying that it formed only a short time ago.[26]

    NGC 3610은 밝은 원반 형태의 구조를 보여주는데, 이는 이것이 형성된 [26]지 얼마 되지 않았다는 것을 암시합니다.

  • NGC 891, a very thin disk galaxy

    매우 얇은 원반 은하인 NGC 891

  • An image of Messier 101, a prototypical spiral galaxy seen face-on

    정면으로 보이는 원형 나선 은하 메시에 101의 이미지

  • A spiral galaxy, ESO 510-G13, was warped as a result of colliding with another galaxy. After the other galaxy is completely absorbed, the distortion will disappear. The process typically takes millions if not billions of years.

    나선은하 ESO 510-G13은 다른 은하와의 충돌로 뒤틀렸다.다른 은하가 완전히 흡수되고 나면 왜곡은 사라질 것입니다.이 과정은 보통 수백만 년에서 수십억 년이 걸립니다.

「 」를 참조해 주세요.

추가 정보

  • Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (June 2010), Galaxy Formation and Evolution (1 ed.), Cambridge University Press, ISBN 978-0521857932

레퍼런스

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외부 링크