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은하원반

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목차

1. 개요

은하 원반은 은하의 구성 요소 중 하나로, 별과 가스가 얇고 둥근 형태로 분포하는 구조를 말한다. 은하 원반은 반경 및 수직 방향으로 지수 함수를 따르는 표면 밝기 분포를 보이며, 차가운 중성 수소와 따뜻한 분자 수소 가스를 포함한다. 우리 은하의 경우, 젊은 얇은 원반, 오래된 얇은 원반, 두꺼운 원반으로 구분되며, 각기 다른 별의 나이와 금속함량 분포를 보인다. 은하 원반은 중력에 대항하여 차등 회전을 하며, 관측된 회전 속도는 암흑 물질의 존재를 시사한다.

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은하원반

2. 은하 원반의 구조

은하의 회전 속도. A는 암흑 물질이 없을 경우의 이론값, B는 실제 관측값.


은하 원반은 은하 중심의 팽대부나 원반 안쪽 영역의 중력에 의해 회전한다. 하지만 원반은 강체처럼 통째로 도는 것이 아니라, 위치에 따라 회전 속도가 다른 차등 회전을 한다.

일반적으로 질량이 안쪽에 집중되어 있을 것으로 예상되므로, 광학적인 관측을 바탕으로 예측하면 원반의 안쪽 부분이 바깥쪽보다 더 빠르게 회전해야 한다. 그러나 실제 은하 원반의 회전 속도를 관측해보면, 예상과 달리 바깥쪽으로 나가도 속도가 거의 줄어들지 않고 강체 회전과 유사한 양상을 보인다. 이러한 이론적 예측과 실제 관측 사이의 불일치는 은하 회전 곡선 문제로 알려져 있으며, 이 문제를 해결하기 위해 눈에 보이지 않는 막대한 양의 암흑 물질이 은하 전체에 분포하고 있을 것이라는 가설이 제기되었다.

2. 1. 별 구성 요소

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2. 1. 1. 반경 방향 분포

은하 원반의 표면 밝기는 반경 방향으로 지수 함수 분포를 매우 밀접하게 따른다. 전형적인 원반 은하의 표면 밝기 반경 프로파일은 (정면에서 볼 때) 대략 다음과 같은 지수 함수 형태로 나타낼 수 있다.

I(R) = I_{0} \exp \left[{-\frac{R}{h_R}}\right]

여기서 I_0는 은하 중심의 밝기를 의미하며, h_R는 스케일 길이(scale length)라고 부른다.[2] 스케일 길이는 은하의 밝기가 중심보다 e (약 2.7배)만큼 어두워지는 반지름 거리를 나타낸다.

그러나 모든 은하 원반이 이러한 단순한 지수 함수 형태의 밝기 프로파일을 가지는 것은 아니다.[3][4] 일부 은하에서는 원반의 가장 바깥쪽 영역에서 밝기 프로파일이 급격하게 감소하며 잘려나간 듯한 형태(truncated disk)를 보이기도 한다.[5]

2. 1. 2. 수직 방향 분포

은하 원반을 옆에서 보면, 은하 원반의 수직 표면 밝기 분포는 원반의 반경 방향 분포에 비례하는 매우 유사한 지수 분포를 따른다.

I(R,z) = I(R)\exp \left[ -\frac{\vert z \vert}{h_z} \right] = I_0\exp \left[-\left(\frac{R}{h_R}+\frac{\vert z \vert}{h_z}\right) \right],

여기서 h_z \approx 0.1h_R 는 스케일 높이이다. 지수 분포는 유용한 1차 근사로 사용되지만, 수직 표면 밝기 분포는 더 복잡할 수도 있다. 예를 들어, 스케일 높이 h_z는 위에서 상수로 가정했지만, 경우에 따라 반경에 따라 증가할 수 있다.[6]

2. 2. 가스 구성 요소

은하 원반에 있는 가스의 대부분은 원반 안에 존재한다. 차가운 중성 수소(HI)와 따뜻한 분자 수소(HII)가 원반을 이루는 가스의 주요 성분이다. 이 가스들은 원반 안에서 새로운 별이 만들어지는 데 필요한 연료가 된다. 원반 안에서 가스가 퍼져 있는 모습은 별들이 퍼져 있는 모습만큼 명확하게 구분되지는 않지만, 21cm 파장의 전파 방출을 관측하면 중성 수소는 원반 전체에 비교적 고르게 퍼져 있음을 알 수 있다.[7] 중성 수소에서 나오는 21cm 전파는 가스 성분이 은하 바깥쪽으로 퍼져나갈 수 있다는 가능성도 보여준다.[8]

분자 수소는 원반 안쪽의 움직임을 파악하는 데 중요한 단서를 제공한다. 원반 안의 별들처럼, 가스 덩어리나 구름들도 은하 중심을 기준으로 거의 원에 가까운 궤도를 따라 움직인다. 원반 안 가스가 원 궤도를 도는 속도는 은하 전체의 밝기와 밀접한 관련이 있다(털리-피셔 관계 참조).[9] 이 관계는 별의 질량까지 함께 고려하면 더욱 뚜렷하게 나타난다.[10]

2. 3. 우리 은하 원반의 구조

은하원반 안에는 서로 다른 스케일 높이를 가진 세 가지 별 성분, 즉 '''젊은 얇은 원반''', '''오래된 얇은 원반''', 그리고 '''두꺼운 원반'''이 구별된다.[11]

'''젊은 얇은 원반'''은 별 형성이 일어나는 지역으로, 은하수에서 가장 어린 별들과 대부분의 가스와 먼지를 포함하고 있다. 이 성분의 스케일 높이는 대략 100 파섹이다. '''오래된 얇은 원반'''은 약 325 파섹의 스케일 높이를 가지며, '''두꺼운 원반'''은 1.5 킬로파섹의 스케일 높이를 갖는다. 별들은 주로 원반 내에서 움직이지만, 원반에 수직인 방향으로도 충분히 무작위적인 운동을 하여 다양한 원반 성분에서 서로 다른 스케일 높이가 나타난다.

은하수의 얇은 원반에 있는 별들은 두꺼운 원반의 별들보다 금속함량이 더 높은 경향이 있다.[12] 얇은 원반의 금속이 풍부한 별들은 태양과 비슷한 금속함량(Z ≈ 0.02)을 가지며, 제1세대 별(Pop I)이라고 불린다. 반면, 두꺼운 원반을 채우는 별들은 금속이 더 적고(Z ≈ 0.001) 제2세대 별(Pop II)이라고 불린다(별의 종족 참조). 원반의 서로 다른 별 성분에서 나타나는 이러한 뚜렷한 나이와 금속함량 차이는 별의 금속함량과 나이 사이에 강한 관계가 있음을 시사한다.[13]

3. 은하 원반의 회전



은하 원반은 안쪽의 팽대부나 원반 자체의 중력에 의해 회전한다. 원반은 강체가 아니므로 이론적으로는 중심에 가까울수록 빠르게 회전하는 차등 회전을 해야 한다. 하지만 실제 관측 결과, 원반은 강체 회전에 가까운 움직임을 보인다. 이러한 이론과 실제 관측 사이의 불일치는 은하 회전 곡선 문제로 알려져 있으며, 이를 설명하기 위해 눈에 보이지 않는 암흑 물질의 존재가 제기되었다.

3. 1. 은하 회전 곡선 문제



은하 원반은 안쪽의 팽대부나 원반 자체의 더 안쪽 부분 등의 중력에 맞서 회전한다. 하지만 원반은 강체가 아니기 때문에 차등 회전을 해야 한다. 즉, 광학적인 관측을 통해 추정되는 질량 분포에 따르면, 은하 중심에 가까운 안쪽 부분이 바깥쪽 부분보다 더 빠르게 회전할 것으로 예측된다.

그러나 실제 관측 결과는 이 예측과 다르다. 은하 원반은 (완전한 강체는 아니지만) 강체 회전에 가까운 형태로 회전하는 것으로 나타났다. 즉, 바깥쪽 부분도 예상보다 훨씬 빠르게 회전하고 있다. 이러한 회전 속도의 차이를 설명하기 위해, 광학적으로는 관측되지 않지만 중력을 통해 존재가 추정되는 암흑 물질이 은하 헤일로 등에 넓게 분포하고 있다는 가설이 제기되었다.

참조

[1] 웹사이트 Scale https://people.highl[...] 2021-11-30
[2] 서적 Galaxies in the universe : an introduction Cambridge University Press 2007
[3] 논문 Unveiling the Nature of M94's (NGC4736) Outer Region: A Panchromatic Perspective
[4] 논문 The structure of galactic disks https://www.aanda.or[...] 2018-06-14
[5] 논문 The Outer Disks of Early-Type Galaxies. I. Surface-Brightness Profiles of Barred Galaxies 2008-01-01
[6] 논문 The shape of galaxy disks: how the scale height increases with galactocentric distance 1997-02-25
[7] 논문 The Star Formation Efficiency in Nearby Galaxies: Measuring Where Gas Forms Stars Effectively 2008-11-19
[8] 논문 IRAS sources beyond the solar circle. II – Distribution in the Galactic warp 1990
[9] 논문 A new method of determining distances to galaxies 1977
[10] 논문 The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas-Rich Galaxies As a Test of ΛCDM and MOND http://adsabs.harvar[...] 2012-01-12
[11] 서적 Extragalactic astronomy and cosmology : an introduction Springer 2006
[12] 서적 Extragalactic astronomy and cosmology: an introduction Springer 2006
[13] 서적 Extragalactic astronomy and cosmology: an introduction Springer 2006
[14] 문서 한국천문학회 편, 《천문학용어집》 203쪽 좌단 24째줄


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