은하 회전 곡선

Galaxy rotation curve
나선은하 메시에 33의 회전곡선(오차봉이 있는 노란색과 파란색 점)과 가시물질 분포(회색선)로부터의 예측곡선.두 곡선의 차이는 [1][2]은하를 둘러싼 암흑 물질 헤일로가 추가됨으로써 설명될 수 있습니다.
왼쪽: 암흑 물질이 없는 모의 은하.맞습니다. 암흑 물질에서 예상되는 평평한 회전 곡선을 가진 은하입니다.

원반 은하의 회전 곡선(속도 곡선이라고도 함)은 은하에 있는 가시 별이나 가스의 궤도 속도 대 은하 중심으로부터의 반경 거리를 나타낸 그림입니다.일반적으로 그래프로 표현되며, 나선은하의 각 측면에서 관측된 데이터는 일반적으로 비대칭이기 때문에 각 측면의 데이터를 평균화하여 곡선을 만듭니다.관측된 실험 곡선과 은하에서 관측된 물질에 중력 이론을 적용하여 도출된 곡선 사이에는 상당한 차이가 존재한다.암흑 물질과 관련된 이론들은 [3]그 차이를 설명하기 위한 주요 가정된 해법이다.

은하/별의 회전/궤도 속도는 대부분의 질량을 중심에 둔 별/행성 및 행성/문 등 다른 궤도 시스템에서 발견된 규칙을 따르지 않습니다.별들은 은하 중심 주위를 같은 속도로 또는 더 빠른 속도로 회전합니다.반대로, 행성계의 행성들과 행성 주위를 도는 위성들의 궤도 속도는 케플러의 제3법칙에 따라 거리에 따라 감소한다.이는 이러한 시스템 내의 질량 분포를 반영합니다.은하가 방출하는 빛에 기초한 질량의 추정치는 속도 [4]관측치를 설명하기에는 너무 낮습니다.

은하 회전 문제는 관측된 은하 회전 곡선과 관측된 발광 물질과 관련된 중심 지배 질량을 가정할 때 이론적인 예측 사이의 불일치입니다.은하의 질량 프로파일이 나선형의 별의 분포와 항성 원반의 질량 대 광도 비율로 계산될 때, 관측된 회전 곡선과 중력의 법칙에서 도출된 질량과 일치하지 않습니다.이 난제에 대한 해결책은 암흑 물질의 존재를 가정하고 은하의 중심에서 후광까지 암흑 물질의 분포를 가정하는 것입니다.

암흑 물질이 회전 문제에 대한 가장 일반적인 설명이지만, 다른 제안들은 다양한 성공 정도를 가지고 제시되어 왔다.가능한 대안들 중, 가장 주목할 만한 것 중 하나는 중력의 [5]법칙을 수정하는 것을 수반하는 수정 뉴턴 역학이다.

역사

1932년, 얀 헨드릭 오르트는 태양 주변의 별들의 측정이 눈에 보이는 물질에 기초한 질량 분포를 가정했을 때 그들이 예상보다 더 빨리 움직였다는 것을 보여준다는 것을 처음으로 보고했지만, 이러한 측정들은 나중에 근본적으로 [6]잘못된 것으로 판명되었다.1939년, 호레이스 밥콕은 안드로메다의 회전 곡선에 대한 박사 논문 측정에서 질량 대 광도비가 방사상으로 [7]증가한다고 보고했다.그는 그것이 은하 내에서 빛을 흡수하거나 나선의 바깥부분에서 변형된 역학 때문이지 어떤 형태의 물질 누락 때문은 아니라고 설명했다.밥콕의 측정 결과는 나중에 발견된 것과 크게 일치하지 않는 것으로 밝혀졌고, 현대 데이터와 잘 일치하는 확장 회전 곡선의 첫 번째 측정은 1957년 Henk van de Hulst와 협력자들에 의해 발표되었고, 그는 새로 의뢰된 드윙글루 25미터 [8]망원경으로 M31을 연구했다.Marten Schmidt의 동반 논문은 이 회전 곡선이 [9]빛보다 넓은 평탄한 질량 분포에 의해 적합할 수 있다는 것을 보여주었다.1959년 루이스 볼더스는 같은 망원경을 사용하여 나선은하 M33도 케플러 [10]역학에 따라 예상대로 회전하지 않는다는 것을 증명했습니다.

얀 오르트는 NGC 3115에 대해 "계 내 질량 분포는 빛과 거의 관련이 없는 것으로 보인다...NGC 3115의 바깥쪽에서 질량과 빛의 비율은 약 250"[11]입니다.그의 저널 기사의 302-303페이지에서, 그는 "강력하게 응축된 발광계는 크고 다소 균질한 밀도의 질량에 포함된 것으로 보인다"고 썼고, 비록 그는 이 질량이 매우 희미한 왜성일 수도 있고, 성간 가스와 먼지일 수도 있다고 추측했지만, 그는 분명히 th의 암흑 물질을 감지했다.은하입니다.

카네기 망원경(카네기 더블 아스트로그래프)은 은하 회전에 [12]관한 이 문제를 연구하기 위한 것이었다.

1960년대 후반과 1970년대 초, 워싱턴 카네기 연구소의 지구자기학부의 천문학자 베라 루빈은 모서리 나선 은하의 속도 곡선을 [13]그 어느 때보다 정확하게 측정할 수 있는 새로운 민감한 분광기로 연구했다.동료 직원인 켄트 포드와 함께, 루빈은 1975년 미국천문학회 회의에서 나선은하의 대부분의 별들이 거의 같은 속도로 궤도를 [14]돈다는 것을 발견했고, 이것은 은하 질량이 대부분의 별들의 위치(은하 팽대부)를 훨씬 넘어 반지름에 따라 거의 선형으로 성장한다는 것을 암시한다고 발표했다.루빈은 1980년에 [15]영향력 있는 논문에서 그녀의 결과를 발표했다.이러한 결과는 뉴턴의 중력이 보편적으로 적용되지 않거나, 보수적으로 은하 질량의 50% 이상이 상대적으로 어두운 은하 후광에 포함되어 있다는 것을 암시합니다.처음에는 회의적인 반응을 보였지만, 루빈의 결과는 이후 수십 [16]년 동안 확인되었습니다.

뉴턴의 역학이 맞다고 가정하면, 은하의 질량의 대부분이 중심 부근의 은하 팽대부에 있어야 하며, 원반 부분의 별과 가스는 은하 중심에서 반경 거리로 감소하는 속도로 중심 궤도를 돌아야 합니다(그림 1의 점선).

그러나 나선형의 회전 곡선에 대한 관측치에서는 이러한 사실이 입증되지 않습니다.오히려 곡선은 예상 역제곱근 관계에서 감소하지 않고 "평탄"하다. 즉, 중심 벌지 바깥쪽에 있는 속도는 거의 일정하다(그림 1의 실선).또한 발광 물질의 분포가 균일한 은하는 중심에서 가장자리로 올라가는 회전 곡선을 가지고 있으며, 대부분의 저표면 밝기 은하(LSB 은하)는 같은 비정상적인 회전 곡선을 가지고 있는 것으로 관측됩니다.

회전 곡선은 중심 팽대부의 질량 대 빛의 비율로 빛을 방출하지 않는 중심 팽대부 바깥 은하에 상당한 양의 물질이 침투하고 있다는 가설로 설명할 수 있습니다.추가 질량에 대한 책임이 있는 물질은 암흑 물질이라고 불렸고, 얀 오르트는 1930년대에 오르트 상수와 프리츠 츠비키를 은하단의 질량에 대한 그의 연구에서 처음으로 그 존재를 가정했습니다.비중성 냉암물질(CDM)의 존재는 오늘날 우주의 우주론을 설명하는 람다-CDM 모델의 주요 특징이다.

Halo 밀도 프로파일

평탄한 회전 곡선을 수용하기 위해서는 은하와 그 주변의 밀도 프로파일이 중심부에 집중된 것과는 달라야 합니다.뉴턴의 케플러 제3법칙 버전은 구대칭, 반지름 밀도 프로파일 δ(r)가 다음과 같은 것을 암시한다.

여기서 v(r)는 반경 궤도 속도 프로필이고 G는 중력 상수이다.이 프로파일은 v(r)가 대략 일정할 경우 밀도가 일정하다고 가정되는 내부 "핵심 반지름"에 대한 밀도 δ−2 δ r를 갖는 단일 등온구 프로파일의 예상과 밀접하게 일치한다.1996년 나바로, 프렌크, 화이트가 [17]발표한 것과 같은 단순한 프로파일에는 관측 결과가 일치하지 않는다.

그 후 저자들은 밀도 프로파일 함수에 대한 "경사적으로 변화하는 로그 기울기"가 대규모 스케일에 걸쳐 거의 평평한 회전 곡선을 수용할 수 있다고 언급했다.그들은 유명한 나바로-프렌크를 찾았다.흰색 프로파일 - N-체 시뮬레이션 및 관측치와 모두 일치합니다.

여기서 중심밀도 θ와0 스케일 반지름 R은s [18]헤일로마다 다른 파라미터이다.밀도 프로파일의 기울기가 중심에서 분산되기 때문에 다른 대체 프로파일, 예를 들어 특정 암흑 물질 후광 시뮬레이션과 [19][20]더 잘 일치하는 Einasto 프로파일이 제안되었습니다.

나선은하의 궤도 속도를 관측한 결과 다음과 같은 질량 구조가 나타났습니다.

은하의 중력 전위를 δ로 합니다.

은하 회전에 대한 관측은 케플러의 법칙을 적용하여 예상한 분포와 일치하지 않기 때문에,[15] 발광 물질의 분포와 일치하지 않습니다.이는 나선은하가 다량의 암흑 물질을 포함하고 있거나, 또는 은하의 규모에서 활동 중인 이국적인 물리학의 존재를 암시합니다.보이지 않는 추가적인 구성요소는 외부 반지름에 있는 각 은하와 덜 [clarification needed]밝은 은하들 사이에서 점차 더 두드러집니다.

이러한 관측에 대한 일반적인 해석은 우주 질량의 약 26%가 전자파 방사선을 방출하거나 전자파 방사선과 상호작용하지 않는 가상의 물질인 암흑 물질로 구성되어 있다는 것입니다.암흑 물질은 은하와 은하단의 중력 잠재력을 지배한다고 믿어진다.이 이론에서, 은하는 원시 밀도 변동에 의해 야기된 중력 불안정성의 영향을 받는 암흑 물질의 훨씬 더 큰 할로우의 중심에 있는 별과 가스(수소와 헬륨)의 중입자 응축입니다.

많은 우주론자들은 그들이 포함하는 은하들의 특성들을 조사함으로써 이러한 유비쿼터스 다크 할로들의 자연과 역사를 이해하려고 노력합니다.관측 가능한 별과 가스의 운동학(위치, 속도 및 가속도)의 측정은 이러한 은하의 다양한 중입자 구성 요소의 내용 및 분포에 대한 암흑 물질의 본질을 조사하는 도구가 되었습니다.

추가 조사

현재(왼쪽)와 먼 우주(오른쪽)[21]의 회전 원반 은하 비교.

은하의 회전 역학은 툴리-피셔 관계에 있는 것으로 잘 특징지어지는데, 이는 나선은하의 회전 속도가 총 광도와 고유하게 관련되어 있음을 보여줍니다.나선은하의 회전 속도를 예측하는 일관된 방법은 복사 광도를 측정한 다음 툴리-피셔 다이어그램의 위치에서 회전 속도를 읽는 것입니다.반대로 나선은하의 회전 속도를 알면 밝기를 얻을 수 있습니다.따라서 은하 회전의 크기는 은하의 가시 [22]질량과 관련이 있습니다.

팽대부, 원반 및 후광 밀도 프로파일의 정확한 적합은 다소 복잡한 과정이지만, 이러한 관계를 [23][better source needed]통해 회전 은하의 관측 가능한 모형을 만드는 것은 간단합니다.따라서, 정상 중입자 물질을 포함한 암흑 물질의 최신 우주론 및 은하 형성 시뮬레이션은 은하 관측과 일치할 수 있지만, 관측된 스케일 관계가 존재하는 [24][25]이유에 대해서는 아직 명확한 설명이 없습니다.또한 low-surface-brightness 은하의 회전 곡선 등에 관한 조사는 1990s[26]에 Tully–Fisher relation[27]에 대한 그들의 입장의 LSB의 은하들은 더 많은 밀도가 낮아진 은하계의 높은 표면 밝기에 비해 bri이 나타난 진한 문제 haloes이 있고 보여 주(LSB 은하).ghtness후광 특성과 관련이 있습니다.이러한 암흑 물질 중심의 왜소은하는 구조 형성의 왜소은하 문제를 해결할 열쇠를 쥐고 있을 수 있습니다.

매우 중요한 것은, 저표면 밝기 은하와 고표면 밝기 은하 내부를 분석한 결과, 암흑 물질이 지배하는 은하계의 중심에서 회전 곡선의 모양이 NFW 공간 [28][29]질량 분포 프로파일과 다른 프로파일을 나타낸다는 것이다.이른바 쿠스피 후광 문제는 표준적인 차가운 암흑 물질 이론의 지속적인 문제입니다.은하의 가장 안쪽 영역에서 예측된 암흑 물질 분포를 변경하기 위해 성간 매질로 항성 에너지를 피드백하는 시뮬레이션은 이러한 [30][31]맥락에서 자주 사용됩니다.

암흑 물질 대체 물질

암흑물질을 유발하지 않고 중력을 수정함으로써 은하회전 문제를 해결하려는 시도가 여러 차례 있었다.가장 많이 논의되는 것 중 하나는 1983년 모르데하이 밀그롬에 의해 원래 제안되었던 수정 뉴턴 역학(MOND)으로, 이것은 효과적인 중력 끌림을 증가시키기 위해 저가속에서의 뉴턴 힘의 법칙을 수정한다.MOND는 중입자 툴리-피셔 [33]관계와 일치하는 낮은 표면 밝기 [32]은하의 회전 곡선과 국부 은하군의 [34]작은 위성 은하의 속도 분산을 예측하는 데 상당한 성공을 거두었습니다.

한 그룹은 스피처 측광학 및 정확한 회전 곡선(SPARC) 데이터베이스의 데이터를 사용하여 회전 곡선에 의해 추적되는 반경 가속도를 관측된 바리온 분포(즉, 별과 가스를 포함하지만 암흑 [35]물질은 포함하지 않음)만으로 예측할 수 있다는 것을 발견했다.동일한 관계를 통해 다양한 모양, 질량, 크기 및 가스 분율을 가진 153개의 회전 은하에서 2693개의 표본에 적합했습니다.적색 거성의 보다 안정적인 빛이 지배적인 근적외선의 밝기는 별에 의한 밀도 기여도를 보다 일관되게 추정하는 데 사용되었다.결과는 MOND와 일치하며 암흑 물질만을 포함하는 대체 설명에 한계를 둡니다.그러나 중입자 피드백 효과를 포함하는 람다-CDM 프레임워크 내의 우주론적 시뮬레이션은 새로운 역학(MOND 등)[36]을 호출할 필요 없이 동일한 관계를 재현한다.따라서, 중입자의 소멸 붕괴로 인한 피드백 효과를 고려한다면, 암흑 물질에 의한 기여 자체는 중입자의 그것으로부터 충분히 예측할 수 있다.MOND는 상대성 이론이 아니지만 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVS), 스칼라-텐서-벡터 중력([38]STVG),[5][37] 카포젤로와 드 로랑티스의 f(R) 이론과 같이 MOND로 환원되는 상대성 이론이 제안되었다.

일반상대성이론 지표에 기초한 은하 모형도 제안되었는데, 이는 은하수, NGC 3031, NGC 3198 및 NGC 7331의 회전 곡선이 가시 물질의 질량 밀도 분포와 일치하므로 이국적인 암흑 [39][40]물질의 거대한 후광이 필요하지 않다는 것을 보여줍니다.

2020년 가이아 우주선이 만든 데이터에 대한 분석에 따르면 뉴턴 근사 대신 일반 상대성 방정식 전체를 [41]채택한다면 암흑물질 없이 최소한 은하수의 회전 곡선을 설명할 수 있을 것으로 보인다.

2021년 3월, 거슨 오토 루드비히가 은하 회전 곡선을 [42]중력 전자기자로 설명하는 일반 상대성 이론에 기초한 모델을 발표했다.

「 」를 참조해 주세요.

각주

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추가 정보

참고 문헌

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