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밀도파

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목차

1. 개요

밀도파는 나선 은하의 팔이 물질이 아닌 밀도 변화로 이루어져 있다는 이론이다. 이 이론은 은하 중심에 가까운 물질이 더 빠르게 회전하여 나선 팔이 감기는 문제를 해결하고, 나선 팔의 구조를 설명한다. 1964년 린과 수는 교통 체증처럼 밀도가 높은 영역이 이동하는 것으로 비유하며 밀도파 이론을 제시했다. 이 이론은 은하 내 별, 가스, 먼지 등이 밀도파를 통과하며 압축되고, 별의 중력적 인력이 나선 패턴을 유지하게 한다고 설명한다. 밀도파 이론은 나선 은하의 관측 결과, 특히 H I 구름과 먼지 띠의 정렬, 젊은 별과 H II 영역의 존재, 붉은 별의 분포 등을 설명하며, 별 형성을 촉진하는 역할도 한다. 또한, 밀도파 이론은 토성의 고리, 특히 A 고리에서 관찰되는 나선 밀도파와 굽힘파를 설명하는 데에도 적용되었다.

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밀도파
개요
유형천체물리학 이론
주제나선 은하의 구조와 역학
설명은하 내에서 밀도 파동이 형성되어 나선팔 구조를 유발하고, 별 형성을 촉진한다는 이론
은하의 중력적 불안정성과 회전 운동이 밀도 파동을 형성하는 데 기여
주요 내용밀도 파동은 은하 원반 내에서 별, 가스, 먼지 등의 밀도가 높은 영역으로, 중력적인 상호작용에 의해 유지됨
밀도 파동이 회전하면서 은하 내 물질을 압축시키고, 이는 별 형성을 촉진함
은하의 나선팔은 밀도 파동이 시각적으로 드러나는 형태
상세 내용
역사
중요성 및 응용
한계점

2. 나선 은하의 팔

나선 은하 팔의 설명


나선 팔은 회전하지 않지만, 은하는 회전하는 모습을 보여주는 시뮬레이션. 별들이 나선 팔 안팎으로 움직이는 것을 확인할 수 있다.


천문학자들은 초기에 나선 은하의 팔이 물질로 이루어져 있다고 생각했다. 그러나 이 이론은 감김 문제(winding problem)에 직면했다. 은하 중심부에 가까울수록 회전 속도가 빨라져 팔이 점점 더 촘촘하게 감겨야 하지만, 실제 관측 결과는 그렇지 않았기 때문이다.[5][6]

이러한 문제를 해결하기 위해 1964년 C.C. 린과 프랭크 수는 팔이 물질이 아닌, 교통 체증과 유사한 밀도가 높은 영역, 즉 밀도파로 구성되어 있다는 이론을 제시했다.[7]

2. 1. 밀도파 이론



원래 천문학자들은 나선 은하의 팔이 물질이라고 생각했다. 그러나 이 경우 은하 중심에 가까운 물질이 은하 가장자리의 물질보다 더 빠르게 회전하기 때문에 팔은 점점 더 촘촘하게 감기게 된다.[5] 이렇게 되면 팔은 몇 번의 공전 후에 은하의 나머지 부분과 구별할 수 없게 되는데, 이를 감김 문제라고 한다.[6]

1964년 C.C. 린과 프랭크 수는 나선팔이 물질이 아닌, 교통 체증과 유사한 밀도가 높은 영역, 즉 밀도파로 구성되어 있다고 제안했다.[7] 은하에서는 별, 가스, 먼지 등이 밀도파를 통과하면서 압축되었다가 밖으로 이동한다.

2. 1. 1. 밀도파의 역할



1964년 린과 수는 은하의 팔이 물질이 아니라 교통 체증과 유사한 밀도가 더 큰 영역이라고 제안했다.[7] 은하에서 별, 가스, 먼지 등은 밀도파를 통과하며 압축된 후 밖으로 이동한다.

밀도파 이론은 "서로 다른 반지름에 있는 별들 간의 중력적 인력"이 감김 문제를 방지하고 나선 패턴을 유지한다고 설명한다.[8]

팔의 회전 속도는 전역 패턴 속도인 \Omega_{gp}로 정의된다. \Omega_{gp}로 회전하는 특정 비관성 좌표계에서는 나선 팔이 정지해 있는 것처럼 보인다. 공전 반경(R_{c})에서는 별과 밀도파가 함께 움직이지만, 안쪽에서는 별이 더 빠르게(\Omega > \Omega_{gp}), 바깥쪽에서는 별이 더 느리게(\Omega < \Omega_{gp}) 움직인다.[6]

''m''-팔 나선에 대해, 중심에서 반경 ''R''에 있는 별은 m(\Omega_{gp} - \Omega (R))의 주파수로 구조를 통과한다. 별들 간의 중력적 인력은 별이 팔을 통과하는 주파수가 별의 주전원 주파수 \kappa (R)보다 작을 경우에만 나선 구조를 유지할 수 있다. 이는 오래 지속되는 나선 구조가 내측 및 외측 린드블라드 공명(ILR, OLR) 사이에서만 존재한다는 것을 의미하며, 이는 \Omega (R)=\Omega_{gp} + \kappa /m 및 \Omega (R)=\Omega_{gp} - \kappa /m과 같이 정의된다. OLR을 지나고 ILR 내에서는 나선 팔의 추가 밀도가 별들의 주전원 속도보다 더 자주 당기며, 별들은 "나선 밀도 증가를 강화"하는 방식으로 반응하고 움직일 수 없다.[8]

2. 1. 2. 애니메이션 설명

3. 추가적인 의미

밀도파 이론은 나선 은하에 대해 이루어진 여러 관측 결과들을 설명하며,[6] 가스 구름에 압력을 가하여 별 형성을 촉매하는 것으로 묘사되기도 한다.[5]

3. 1. 관측 결과 설명

밀도파 이론은 나선 은하에 대해 이루어진 여러 관측 결과들을 설명한다. 예를 들어 다음과 같다.[6]

  • 나선팔 안쪽 가장자리에 있는 H I 구름과 먼지 띠의 정렬
  • 팔 전체에 걸쳐 있는 젊고 질량이 큰 별들과 H II 영역의 존재
  • 나머지 원반에 있는 오래되고 붉은 별들의 풍부함


가스와 먼지 구름이 밀도파에 들어가 압축되면, 일부 구름이 진스 기준을 충족하여 붕괴되어 새로운 별을 형성함에 따라 별 형성 속도가 증가한다. 별 형성은 즉시 일어나지 않으므로, 별들은 밀도파보다 약간 뒤쳐져 있다. 생성된 뜨거운 OB 별들은 성간 물질의 가스를 이온화시켜 H II 영역을 형성한다. 그러나 이러한 별들은 수명이 비교적 짧고 밀도파를 완전히 벗어나기 전에 소멸된다. 더 작고 붉은 별들은 파동을 벗어나 은하 원반 전체에 분포하게 된다.

3. 2. 별 탄생 촉진

가스와 먼지 구름이 밀도파에 들어가 압축되면, 일부 구름이 진스 기준을 충족하여 붕괴되어 새로운 별을 형성함에 따라 별 형성 속도가 증가한다.[6] 별 형성은 즉시 일어나지 않으므로, 별들은 밀도파보다 약간 뒤쳐져 있다. 생성된 뜨거운 OB 별들은 성간 물질의 가스를 이온화시켜 H II 영역을 형성한다. 그러나 이러한 별들은 수명이 비교적 짧고 밀도파를 완전히 벗어나기 전에 소멸된다. 더 작고 붉은 별들은 파동을 벗어나 은하 원반 전체에 분포하게 된다.[6]

밀도파는 또한 가스 구름에 압력을 가하여 별 형성을 촉매하는 것으로 묘사되어 왔다.[5]

4. 토성의 고리에의 적용

1970년대 후반부터 피터 골드라이히, 프랭크 슈 등은 토성의 고리에 밀도파 이론을 적용했다.[9][10][11] 토성의 고리, 특히 A 고리는 토성의 위성과의 공명으로 인해 발생하는 나선 밀도파와 나선 굽힘파를 포함하고 있다. 카시니 탐사선은 판, 아틀라스 등의 위성이 일으키는 작은 밀도파와, 야누스, 에피메테우스의 궤도 변화에 따른 파동을 발견했다.[12][13]

4. 1. 토성 고리의 나선 밀도파

토성의 A 고리에서 인접한 위성과의 공명에 의해 유발된 나선 밀도파.


1970년대 후반부터 피터 골드라이히, 프랭크 슈 등은 토성의 고리에 밀도파 이론을 적용했다.[9][10][11] 토성의 고리(특히 A 고리)는 린드블라드 공명 및 수직 공명에 의해 생성된 많은 나선 밀도파와 나선 굽힘파를 포함한다. 이는 토성의 위성과의 공명으로 발생한다. 은하의 경우와 물리학은 대체로 동일하지만, 토성 고리의 나선파는 원반의 질량에 비해 매우 큰 중심 질량(토성 자체)으로 인해 훨씬 더 촘촘하게 감겨 있다(최대 몇 백 킬로미터).[11] ''카시니'' 탐사선은 고리 위성인 판과 아틀라스와 더 큰 위성과의 고차 공명에 의해 생성된 매우 작은 밀도파,[12] 그리고 야누스와 에피메테우스의 궤도 변화로 인해 형태가 시간에 따라 변하는 파동을 밝혀냈다.[13]

4. 2. 카시니 탐사선의 발견

피터 골드라이히, 프랭크 슈 등은 1970년대 후반부터 토성의 고리에 밀도파 이론을 적용했다.[9][10][11] 토성의 고리(특히 A 고리)는 린드블라드 공명 및 수직 공명(각각)에 의해 생성된 많은 나선 밀도파와 나선 굽힘파를 포함한다. 토성의 위성. 이와 관련된 물리학은 은하와 대체로 동일하지만, 토성 고리의 나선파는 원반의 질량에 비해 매우 큰 중심 질량(토성 자체)으로 인해 훨씬 더 촘촘하게 감겨 있다(최대 몇 백 킬로미터).[11] ''카시니'' 탐사선은 고리 위성인 판과 아틀라스와 더 큰 위성과의 고차 공명에 의해 생성된 매우 작은 밀도파,[12] 그리고 야누스와 에피메테우스의 궤도 변화로 인해 형태가 시간에 따라 변하는 파동을 밝혀냈다.[13]

참조

[1] 논문 Six Decades of Spiral Density Wave Theory 2016-09-19
[2] 논문 Large-Scale Shock Formation in Spiral Galaxies and its Implications on Star Formation 1969-10-01
[3] 논문 Galactic Bridges and Tails 1972-12-01
[4] 논문 The excitation of density waves at the Lindblad and corotation resonances by an external potential https://authors.libr[...] 1979-11-01
[5] 서적 The Golden Ratio: The Story of Phi, the World's Most Astonishing Number https://books.google[...] Broadway Books
[6] 서적 An Introduction to Modern Astrophysics Addison Wesley 2007
[7] 논문 On the spiral structure of disk galaxies 1964
[8] 서적 The Structure & Evolution of Galaxies Wiley 2005
[9] 논문 The formation of the Cassini division in Saturn's rings Elsevier Science 1978-05-01
[10] 논문 The Dynamics of Planetary Rings Annual Reviews 1982-09-01
[11] 서적 Planetary Rings University of Arizona Press 1984
[12] 논문 Cassini imaging of Saturn's rings II. A wavelet technique for analysis of density waves and other radial structure in the rings 2007-07-01
[13] 논문 Unravelling temporal variability in Saturn's spiral density waves: Results and predictions American Astronomical Society 2006-11-01
[14] 서적 An Introduction to Modern Astrophysics Addison Wesley
[15] 저널
[16] 서적 Wiley


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