I 츠비키 18
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1. 개요
I 츠비키 18은 왜소 불규칙 은하로, 청색 소형 은하이자 별 폭발 은하로 분류된다. 이 은하는 약 3,000 광년의 지름을 가지며, 수소와 헬륨으로 거의 구성되어 있으며, 중심부에서 별이 활발하게 형성된다. I 츠비키 18은 초기에는 젊은 은하로 여겨졌으나, 허블 우주 망원경 관측을 통해 오래된 별의 존재가 밝혀지면서 연대에 대한 논쟁이 일어났다. 지구로부터 약 5900만 광년 떨어져 있으며, 세페이드 변광성을 이용한 거리 측정을 통해 확인되었다.
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I 츠비키 18 | |
---|---|
기본 정보 | |
![]() | |
별자리 | 큰곰자리 |
적경 | 09시간 34분 02.0초 |
적위 | +55도 14분 28초 |
적색 편이 | 751 ± 2 km/s |
거리 | 5,900만 광년 |
형태 | I |
겉보기 등급 | 16.0 |
크기 | 0.3' × 0.2' |
주석 | UGCA=166 PGC=27182 MRK=116 |
2. 연대 및 구성
I 츠비키 18은 빅뱅 직후 생성된 수소와 헬륨 위주로 구성된 원시적인 특징을 보이는 은하이다. 초기 팔로마 천문대 연구와 허블 우주 망원경을 이용한 초기 관측에서는 이 은하가 약 5억 년 전에야 별 형성을 시작했을 것으로 추정되었다.[4] 이는 우주의 나이에 비해 매우 늦은 시점이다.
그러나 이후 허블 우주 망원경을 이용한 더 정밀한 관측을 통해 은하 내에서 희미하지만 오래된 별들이 발견되면서[7] 이러한 초기 추정에 의문이 제기되었다. 이 오래된 별들의 존재는 I 츠비키 18의 별 형성이 실제로는 최소 10억 년 전, 혹은 최대 100억 년 전에 시작되었을 수 있음을 시사하며, 이는 대부분의 다른 은하들과 비슷한 시기에 형성되었을 가능성을 의미한다.[7] 따라서 I 츠비키 18의 정확한 나이와 형성 과정에 대해서는 여전히 논쟁이 진행 중이다.[5][6]
2. 1. 구성 성분
지상 망원경을 이용한 분광학 관측 결과, I 츠비키 18은 빅뱅에서 생성된 주요 성분인 수소와 헬륨으로 거의 전적으로 구성되어 있는 것으로 밝혀졌다. 이러한 원시적인 구성은 이 은하의 별 형성이 비슷한 나이의 다른 은하들보다 훨씬 낮은 수준이었다는 것을 시사한다. I 츠비키 18은 스피처 우주 망원경, 찬드라 X-선 관측소, 원자외선 분광 탐사선(FUSE),[2] 그리고 제임스 웹 우주 망원경을 포함한 여러 NASA 망원경을 통해 연구되었다.[8] 하지만 과거에 별을 거의 형성하지 않았던 I 츠비키 18이 현재 많은 새로운 별을 형성하는 이유는 여전히 명확히 밝혀지지 않았다.[2]2015년의 한 연구에서는 이 작은 은하에서 매우 큰 규모의 이온화된 헬륨 영역을 발견했다. 이러한 현상은 일반적으로 금속 함량이 낮은 매우 먼 은하에서 더 흔하게 관측된다. 헬륨의 이온화는 헬륨 원자에서 전자를 분리시킬 만큼 강력한 방사선을 방출하는 천체가 존재함을 의미한다.[9] 이를 바탕으로 과학자들은 I 츠비키 18이 우리 주변의 국부 우주에 있는 다른 은하에서는 거의 발견되지 않는 제III족 별을 포함하고 있을 수 있다는 가설을 세웠다.[10]
2. 2. 연대 논쟁
팔로마 천문대에서의 약 40년 전 연구를 통해 천문학자들은 이 은하가 주변 은하들보다 수십억 년 늦게 별 형성을 폭발적으로 시작했다고 생각했다. I 츠비키 18처럼 젊어 보이는 은하는 보통 초기 우주에서만 발견되기 때문이다. 허블 우주 망원경을 이용한 초기 관측에서는 I 츠비키 18의 나이를 5억 살로 추정하기도 했다.[4]천문학자들은 차가운 암흑 물질이 우주를 지배한다는 가정 하에 젊은 왜소 은하의 존재를 예상했다. 그러나 5억 살 정도의 젊은 왜소 은하는 I 츠비키 18보다 훨씬 어두워야 한다. 따라서 I 츠비키 18이 차가운 암흑 물질 우주 모형에서 최근에 모든 별을 형성했을 가능성은 낮다고 여겨진다.[5][6]
이후 허블 우주 망원경을 이용한 더 깊은 관측에서는 희미하지만 오래된 별들이 은하 내에 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 이는 별 형성이 적어도 10억 년 전, 어쩌면 100억 년 전에 시작되었을 수 있음을 시사한다. 따라서 I 츠비키 18은 대부분의 다른 은하들과 비슷한 시기에 형성되었을 가능성이 있다.[7]
3. 거리
우주 망원경 과학 연구소와 유럽 우주국의 천문학자들은 I 츠비키 18 내의 세페이드 변광성을 이용하여 은하까지의 거리를 측정했다.[7] 측정 결과, I 츠비키 18은 지구로부터 약 5900만 광년 떨어져 있는 것으로 밝혀졌다.[11]
3. 1. 세페이드 변광성
볼티모어, 메릴랜드에 위치한 우주 망원경 과학 연구소와 유럽 우주국의 천문학자들은 I 츠비키 18 안에 있는 세페이드 변광성을 관측하여 거리를 측정했다. 세페이드 변광성은 거대한 별로, 규칙적인 주기로 밝기가 변하는데, 이 주기와 실제 밝기(절대 등급) 사이에는 직접적인 관계가 있다. 연구팀은 I 츠비키 18 내 세페이드 변광성 3개의 겉보기 밝기(겉보기 등급)를 측정하고, 이를 이론적 모델로 예측한 절대 등급과 비교하여 거리를 계산했다. 이 계산 모델에는 I 츠비키 18의 별들이 중원소가 우주에 풍부해지기 전에 형성되어 중원소가 부족하다는 특징이 반영되었다. 이렇게 세페이드 변광성을 이용해 측정한 거리는, 은하 내에서 10억 년 이상 된 가장 밝은 적색 별들의 관측된 밝기를 통해 다시 한번 검증되었다.[7]허블 데이터에 따르면, I 츠비키 18은 지구로부터 약 5900만 광년 떨어져 있는 것으로 밝혀졌다. 이는 예상보다 먼 거리로, 천문학자들이 이 은하 안에서 더 오래되고 희미한 별들을 찾아내기 어려웠던 이유를 설명해 준다. I 츠비키 18의 희미하고 오래된 별들은 허블 망원경의 분해능과 감도로 관측할 수 있는 거의 한계 수준에 가깝다.[11]
3. 2. 측정 결과
볼티모어, 메릴랜드에 위치한 우주 망원경 과학 연구소와 유럽 우주국의 천문학자들은 I 츠비키 18 내의 세페이드 변광성을 관측하여 거리를 측정했다. 세페이드 변광성은 규칙적인 주기로 밝기가 변하는 별인데, 이 주기는 별의 실제 밝기(절대 등급)와 직접적인 관련이 있다. 연구팀은 세페이드 변광성 3개의 겉보기 밝기(겉보기 등급)를 측정하고, 이를 이론적 모델로 예측한 절대 등급과 비교하여 거리를 계산했다. 이 모델은 I 츠비키 18의 별들이 우주 초기에 형성되어 중원소가 부족하다는 특징을 고려하여 만들어졌다. 이렇게 측정된 거리는 10억 년 이상 된 가장 밝은 적색 별들의 밝기를 통해 다시 한번 검증되었다.[7]허블 데이터에 따르면, I 츠비키 18은 지구로부터 약 5900만 광년 떨어져 있는 것으로 측정되었다. 이는 이전에 예상했던 것보다 더 먼 거리이다. 이처럼 먼 거리는 천문학자들이 I 츠비키 18 내부의 더 오래되고 희미한 별들을 관측하기 어려웠던 이유를 설명해 준다. 이 은하의 희미하고 오래된 별들은 허블 망원경의 관측 능력 한계에 가깝기 때문이다.[11]
4. 분류
I 츠비키 18은 왜소 불규칙 은하로 분류된다. 또한 청색 소형 은하[12] 및 별 폭발 은하의 특징도 가지고 있다.[13]
4. 1. 특징
I 츠비키 18은 왜소 불규칙 은하로 분류되며, 청색 소형 은하[12] 및 별 폭발 은하이기도 하다.[13] 이 은하는 우리 은하보다 훨씬 작아서 지름이 약 3,000 광년에 불과하다.[14]지상 망원경을 이용한 분광학 관측 결과, I 츠비키 18은 빅뱅에서 생성된 주요 성분인 수소와 헬륨으로 거의 전적으로 구성되어 있음이 밝혀졌다. 이처럼 원시적인 구성은 이 은하의 별 형성이 비슷한 나이의 다른 은하들보다 훨씬 늦게 시작되었음을 시사한다. 낮은 금속 함량 때문에 이 은하가 여전히 제 III 족 별을 생성하고 있을 가능성이 제기되기도 한다.[15] 실제로 2015년 연구에서는 이 작은 은하에서 매우 큰 이온화된 헬륨 영역이 발견되었는데, 이는 헬륨 원자에서 전자를 떼어낼 만큼 강한 방사선을 방출하는 천체의 존재를 암시하며, 제III족 별의 존재 가능성을 뒷받침한다.[9][10]
은하 중심부에는 두 개의 주요한 별 폭발 지역이 푸르스름한 흰색 덩어리로 나타나며, 이곳에서 별들이 매우 활발하게 형성되고 있다. 이 중심 지역을 둘러싼 가느다란 푸른 실타래는 이전 세대의 뜨겁고 젊은 별들이 방출한 별바람과 초신성 폭발로 인해 날려 보내진 가스 거품이다. 이 가스는 현재 새로 태어난 뜨겁고 젊은 별들이 내뿜는 강렬한 자외선에 의해 가열되고 있다.[16]
I 츠비키 18은 스피처 우주 망원경, 찬드라 X-선 관측소, 원자외선 분광 탐사선 (FUSE),[2] 그리고 제임스 웹 우주 망원경 등 여러 우주 망원경으로 연구되었다.[8] 하지만 왜 이 은하가 과거에는 별을 거의 만들지 않다가 현재 이렇게 많은 새로운 별을 형성하는지는 여전히 밝혀지지 않은 수수께끼이다.[2]
4. 2. 제III족 별 생성 가능성
지상 망원경을 이용한 분광학 관측 결과, I 츠비키 18은 빅뱅에서 생성된 주요 성분인 수소와 헬륨으로 거의 전적으로 구성되어 있음이 밝혀졌다.[15] 이처럼 무거운 화학 원소가 거의 존재하지 않는 원시적인 구성 때문에, 이 은하는 우주 초기에 존재했던 제III족 별을 여전히 생성하고 있을 가능성이 제기된다.[15]2015년의 한 연구에서는 이 작은 은하에서 매우 큰 이온화된 헬륨 영역을 발견했는데, 이는 금속 함량이 낮은 매우 먼 은하에서 더 흔하게 나타나는 특징이다. 헬륨의 이온화는 헬륨 원자에서 전자를 떼어낼 만큼 충분히 강한 방사선을 방출하는 천체의 존재를 암시한다.[9] 이러한 관측 결과는 I 츠비키 18이 국부 우주의 다른 은하에서는 거의 발견되지 않는 제III족 별을 포함하고 있을 것이라는 가설을 뒷받침한다.[10]
참조
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Spatial distribution and evolution of the stellar populations and candidate star clusters in the Blue Compact Dwarf I Zwicky 18 Galaxy
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Massive Star Evolution in the Dwarf Galaxy I Zwicky 18
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Hubble Finds Mature Galaxy Masquerading as Toddler
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[17]
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http://nedwww.ipac.c[...]
2007-03-15
[18]
문서
우주에서, 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 모두 가리켜 무거운 원소라 일컫는다.
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