은하의 형성 및 진화
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1. 개요
은하의 형성 및 진화는 우주의 은하들이 어떻게 생성되고 변화하는지를 연구하는 천문학 분야이다. 은하는 나선, 타원, 불규칙 은하 등으로 분류되며, 암흑 물질, 별, 가스, 먼지 등으로 구성된다. 은하의 형태는 허블 순차에 따라 분류되며, 은하의 색과 별의 생성, 그리고 중심 블랙홀의 존재는 은하의 진화를 이해하는 데 중요한 요소이다. 원반 은하는 가스 구름의 붕괴와 상향식 병합 과정을 통해 형성되며, 타원 은하는 은하 병합을 통해 진화한다. 은하 내 별 생성 중단 현상인 '켄칭'은 은하의 색깔과 진화에 영향을 미치며, 유체역학 시뮬레이션은 은하 형성 과정을 이해하는 데 중요한 도구로 사용된다.
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| 은하의 형성 및 진화 | |
|---|---|
| 은하의 형성과 진화 | |
 | |
| 유형 | 천문학 |
| 개요 | |
| 관련 주제 | 우주론 천체물리학 은하 우주 별 |
| 주요 내용 | 은하의 형성과 진화는 우주의 역사에서 중요한 부분이다. 현재의 은하는 암흑물질의 밀도 요동이 커짐에 따라 중력으로 뭉쳐져서 생겨났다. 은하는 시간이 지남에 따라 합병, 가스 유입, 별 형성, 블랙홀 활동 등 다양한 물리적 과정을 거치며 변한다. 은하의 형성과 진화를 설명하기 위해 다양한 관측 데이터와 시뮬레이션이 사용된다. |
| 구조 | 은하의 구조는 나선팔, 막대, 불룩살, 헤일로 등의 다양한 요소로 구성되어 있다. |
| 형성 과정 | 초기의 작은 밀도 요동에서 시작하여, 중력으로 인해 암흑물질이 모여서 은하 헤일로를 형성한다. 헤일로 안에서 가스가 모여들어 별을 형성하고, 이 과정에서 원반 은하나 타원 은하 등이 형성된다. |
| 진화 | 은하는 합병, 가스 유입, 별 형성, 블랙홀 활동 등을 통해 진화한다. 은하의 형태와 특성은 이러한 진화 과정의 결과로 나타난다. |
| 관측 | 은하의 형성과 진화를 연구하기 위해 다양한 파장의 전자기파를 이용하여 관측한다. 관측 데이터는 이론적인 모델과 비교하여 은하의 진화를 이해하는 데 사용된다. |
| 초기 우주 | |
| 암흑 물질 | 암흑물질의 밀도 요동은 은하 형성의 씨앗 역할을 한다. |
| 가스 구름 | 암흑물질의 중력에 의해 끌어당겨진 가스 구름이 은하의 원료가 된다. |
| 은하의 성장 | |
| 별 형성 | 가스 구름에서 별이 형성되어 은하가 성장한다. |
| 은하 합병 | 작은 은하들이 합쳐져 더 큰 은하를 형성한다. |
| 진화 과정 | |
| 별 형성률 | 은하의 별 형성률은 시간에 따라 변한다. |
| 중심 블랙홀 | 대부분의 은하 중심에는 거대한 블랙홀이 존재하며, 은하의 진화에 영향을 준다. |
| 연구 방법 | |
| 시뮬레이션 | 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 은하의 형성 및 진화를 모의한다. |
| 관측 | 다양한 천문학 관측 데이터를 분석하여 은하의 진화 과정을 연구한다. |
| 주요 천문학자 | |
| 천문학자 | 제임스 피블스 베라 루빈 샌드라 페이버 마틴 리스 |
| 추가 정보 | |
| 참고 문헌 | 우주론 관련 서적 및 논문 |
| 외부 링크 | NASA/IPAC Extragalactic Database ESA/Hubble Space Telescope |
2. 흔히 관측되는 은하의 특징
천문학자들은 우리은하를 포함한 은하의 구조에 관한 주목할 만한 특징들을 은하 형성 이론을 통해 설명하고자 한다.
- 은하는 늙은 별들로 구성된 크고 매끄러운 타원은하부터, 규칙적인 나선팔에 배열된 가스와 별로 구성된 얇은 나선은하까지 모양과 크기가 매우 다양하다. (허블순차 참고)
- 대부분의 거대 은하는 중심에 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀을 포함하고 있으며, 이 블랙홀은 은하의 특징과 관련이 있다.
- 은하 색등급도를 통해 볼 때, 은하는 크게 나선은하와 타원은하 두 유형으로 나뉜다. 나선은하는 푸른색을 띠며 별이 활발하게 형성되는 반면, 타원은하는 붉은색을 띠며 별 형성이 거의 멈춘 상태이다.
- 금속함량은 은하의 절대 등급(광도)과 양의 상관관계를 보인다.
2. 1. 형태와 구조
에드윈 허블은 은하를 타원은하, 나선은하, 막대나선은하(우리 은하와 같은), 불규칙은하로 분류하는 초기 체계인 허블 튜닝 포크 다이어그램을 만들었다. 이 은하들은 다음과 같은 특징을 보인다.
- 많은 은하의 특징(은하 색등급도)은 두 가지 유형의 은하가 있음을 나타낸다. 나선형 은하와 유사한 푸른 별 생성 은하와 타원 은하와 유사한 적색 비별 생성 은하로 나뉜다.
- 나선은하는 매우 얇고, 밀도가 높으며, 빠르게 회전하는 반면, 타원은하의 별들은 무작위로 배열된 궤도를 가진다.
- 대부분의 거대 은하는 중심에 초대질량 블랙홀을 포함하며, 질량은 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이른다. 블랙홀 질량은 모은하의 팽대부 또는 구상체 질량과 관련이 있다.
- 금속량은 은하의 절대 등급(광도)과 양의 상관관계가 있다.
우리 은하계를 포함한 은하의 구조에 관해 관측되는 특징은 다음과 같다.
- 나선은하와 원반은하는 매우 얇고, 고밀도이며, 매우 빠르게 회전한다. 은하계의 원반 지름은 두께의 100배 이상이다.
- 은하 질량의 대부분은 직접 관측되지 않으며, 중력 이외의 상호작용을 하지 않는 암흑 물질로 구성된다.
- 은하 헤일로의 항성은 원반의 항성에 비해 매우 오래되었고, 금속 함량이 적다(즉, 거의 수소와 헬륨으로 구성되어 있다).
- 원반은하의 대부분은 오래된 항성으로 구성된 원반의 바깥쪽이 부풀어 있다.
- 구상성단은 일반적으로 오래되었고 금속 함량이 적지만, 금속 함량이 비교적 많고 젊은 것도 약간 존재한다. 구상성단의 항성 중에는 우주 자체만큼 오래된 것도 존재한다.
- 수소로 구성된 구름이 고속운에서 은하로 "비"처럼 떨어진다(이는 은하에서 항성이 형성되는 데 필요한 필수적인 물질원이다).
- 은하는 거대한 타원은하에서 얇은 원반은하까지 매우 다양한 모양과 크기를 갖는다(허블 분류 참조).
- 거대 은하의 대부분은 중앙에 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀을 갖는다. 블랙홀의 질량은 포함하는 은하의 특성과 관련이 있다.
2. 2. 구성 성분
은하는 별, 가스, 먼지뿐만 아니라 많은 양의 암흑물질로 구성되어 있다.[48] 암흑물질은 중력을 통해서만 상호작용하며, 은하 질량의 대부분을 차지한다.[48] 은하 헤일로의 별들은 원반의 별들보다 나이가 많고 금속함량이 낮은 경향이 있다. 구상성단은 주로 늙고 금속 함량이 낮은 별들로 구성되지만, 일부 성단은 금속 함량이 높거나 어린 별을 포함하기도 한다.우리 은하계를 포함한 은하의 구조에 관해 관측되는 특징은 다음과 같다.
- 나선은하와 원반은하는 매우 얇고, 고밀도이며, 매우 빠르게 회전한다. 은하계의 원반 지름은 두께의 100배 이상이다.
- 은하 질량의 대부분은 직접 관측되지 않으며, 중력 이외의 상호작용을 하지 않는 암흑 물질로 구성된다.
- 은하 헤일로의 항성은 원반의 항성에 비해 매우 오래되었고, 금속 함량이 적다(즉, 거의 수소와 헬륨으로 구성되어 있다).
- 원반은하의 대부분은 오래된 항성으로 구성된 원반의 바깥쪽이 부풀어 있다.
- 구상성단은 일반적으로 오래되었고 금속 함량이 적지만, 금속 함량이 비교적 많고 젊은 것도 약간 존재한다. 구상성단의 항성 중에는 우주 자체만큼 오래된 것도 존재한다.
- 수소로 구성된 구름이 고속운에서 은하로 "비"처럼 떨어진다(이는 은하에서 항성이 형성되는 데 필요한 필수적인 물질원이다).
- 은하는 거대한 타원은하에서 얇은 원반은하까지 매우 다양한 모양과 크기를 갖는다(허블 분류 참조).
- 거대 은하의 대부분은 중앙에 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀을 갖는다. 블랙홀의 질량은 포함하는 은하의 특성과 관련이 있다.
- 은하의 특징 대부분은 나선은하와 타원은하의 두 가지 근본적인 분류가 존재함을 시사한다.
2. 3. 은하의 색과 별 생성
은하의 색등급도를 보면 은하에는 크게 두 종류가 있음을 알 수 있다. 푸른색을 띠는 나선은하는 별 생성이 활발하며, 붉은색을 띠는 타원은하는 별 생성이 거의 멈춘 상태이다.[14][15]
중성수소로 구성된 고속구름은 은하로 유입되어 별 생성의 재료를 제공한다. 이 가스는 원반 별이 형성되는 가스 원반의 근원이 된다.
3. 원반은하의 형성
나선은하와 같은 원반은하는 매우 얇고 빠르게 회전하며, 보통 나선 구조를 보여준다는 중요한 특징을 지닌다. 이러한 원반은하는 우주에서 흔하게 발견되지만, 은하 형성에 대한 주요 도전 과제 중 하나는 얇은 원반은하의 수가 많다는 점이다. 이는 원반이 매우 부서지기 쉬워 다른 은하와의 병합으로 인해 얇은 원반이 빠르게 파괴될 수 있기 때문이다.
3. 1. 초기 이론: 하향식 모형
올린 에겐, 도널드 린든-벨, 앨런 샌디지는 1962년에 거대한 가스 구름이 단일 붕괴하면서 원반은하가 형성된다는 이론을 제시했다.[55] 이들은 가스 구름이 붕괴하면서 빠르게 회전하는 원반 형태가 된다고 설명했다. 하향식(''top-down'') 형성 시나리오라고 알려진 이 이론은 간단했지만, 초기 우주에 대한 관측 결과 은하가 상향식(''bottom-up'') 성장, 즉 작은 천체들이 병합하여 더 큰 천체를 형성했다는 증거를 제시하면서 널리 받아들여지지 않게 되었다. 레너드 설과 로버트 진은 작은 원시은하들의 병합을 통해 은하가 형성된다는 이론을 처음으로 주장했다.[56]3. 2. 상향식 모형과 현대 이론
올린 에겐, 도널드 린든-벨, 앨런 샌디지[55]는 1962년에 거대한 가스 구름이 단일 붕괴하면서 원반은하가 형성된다는 이론을 발표했다. 이 이론에 따르면 구름이 붕괴하면서 가스는 빠르게 회전하는 원반 형태를 갖추게 된다. 하향식(''top-down'') 형성 시나리오로 알려진 이 이론은 간단하지만, 초기 우주에 대한 관측 결과 은하가 상향식(''bottom-up'') 성장, 즉 작은 천체들이 병합하여 더 큰 천체를 형성했음을 강력하게 시사하기 때문에 널리 받아들여지지 않는다. 레너드 설과 로버트 진[56]은 작은 원시은하들의 병합을 통해 은하가 형성된다는 이론을 처음으로 제시했다.더 최근의 이론은 상향식 과정에서 암흑물질 헤일로의 군집을 포함한다. 초기 우주의 은하는 대부분 가스와 암흑물질로 구성되어 별이 적었다. 은하가 작은 은하를 흡수하며 성장하면서 암흑물질은 주로 은하 외곽에 머무르게 되는데, 이는 암흑물질이 중력을 통해서만 상호작용하여 흩어지지 않기 때문이다. 반면 가스는 빠르게 수축하여 결국 매우 얇고 빠르게 회전하는 원반을 형성한다.
현재 천문학자들은 어떤 과정이 이러한 수축을 막는지 정확히 알지 못한다. 원반은하 형성 이론은 원반은하의 회전 속도와 크기를 완벽하게 설명하지 못한다. 새로 형성된 밝은 별이나 활동은하핵의 방출이 형성 중인 원반의 수축을 늦출 수 있다는 주장과, 은하 외곽의 암흑물질 헤일로가 은하를 끌어당겨 원반의 수축을 막는다는 주장이 제기되었다.
최근 몇 년 동안, 은하 진화에서 병합과 같은 사건에 대한 이해가 중요해졌다. 우리은하는 궁수자리 왜소은하와 같은 작은 위성은하들을 거느리고 있으며, 이 위성은하들은 점차 파괴되어 우리은하에 흡수되고 있다. 이러한 현상은 큰 은하의 진화에서 흔하게 나타난다. 궁수자리 왜소은하는 우리은하 원반에 거의 수직으로 공전하며 원반을 통과하고 있으며, 이 과정에서 왜소은하를 구성하는 별들이 벗겨져 우리은하의 헤일로로 편입된다. 이러한 작은(''minor'') 흡수 사건은 많은 은하에서 반복적으로 나타나며, 은하에 "새로운" 가스, 별, 암흑물질을 제공한다. 이러한 병합의 증거는 은하의 휨이나 방출되는 흐름으로 관측될 수 있다.
은하 형성에 대한 람다-CDM 모형은 우주에서 얇은 원반은하의 수를 적게 추산한다.[57] 이는 은하 형성 모형이 많은 수의 병합을 예측하기 때문이다. 원반은하가 비슷한 질량(적어도 원반은하 질량의 15%)의 다른 은하와 병합하면, 병합 자체가 원반을 파괴하거나 크게 훼손시켜 결과적으로 원반은하가 아닐 가능성이 높다. 이는 천문학자들에게 미해결 문제로 남아있지만, 람다-CDM 모형이 완전히 틀렸음을 의미하는 것은 아니다. 다만, 우주의 은하 분포를 정밀하게 설명하기 위해 더 나은 개선이 필요함을 시사한다.
3. 3. 람다-CDM 모형의 문제점
람다-CDM 모형은 우주의 거대 구조 형성을 설명하는 표준 모형이지만, 우주에서 얇은 원반은하의 수를 적게 추산하고 있다는 문제점이 있다.[57] 이는 람다-CDM 모형이 은하 형성에 있어서 많은 수의 병합을 예측하기 때문이다. 만약 원반은하가 비슷한 질량(적어도 원반은하 질량의 15 퍼센트)의 또 다른 은하와 병합한다면, 그 병합은 원반을 파괴하거나 최소한 크게 어지럽히게 만들어, 결과적으로 만들어진 은하는 원반은하가 아닐 것으로 예측된다.이러한 문제는 천문학자들에게 아직 미해결 과제로 남아있지만, 그렇다고 해서 람다-CDM 모형이 완전히 틀렸다는 것을 의미하지는 않는다. 다만, 우주의 은하 분포를 정밀하게 설명하기 위해서는 모형을 더욱 개선해야 할 필요가 있음을 시사한다.
4. 은하 병합 및 타원은하의 형성
하늘에서 가장 무거운 은하는 거대타원은하이다. 타원은하는 늙은 별들로 구성되어 있으며 먼지가 거의 없고, 중심에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다. 이 블랙홀의 질량은 은하의 질량 및 별의 속도와 상관관계를 가진다. 팽대부가 타원은하와 유사해 보이는 원반은하도 있지만, 타원은하는 주변을 둘러싸는 원반을 가지고 있지 않다. 은하단과 같이 밀집된 영역에서 타원은하를 발견하기 쉽다.
천문학자들은 타원은하를 우주에서 가장 진화한 은하 중 하나로 보고 있으며, 작은 은하들의 병합이 타원은하 진화의 주요 원동력이라고 널리 받아들인다.
4. 1. 타원은하의 특징
가장 질량이 큰 은하는 타원은하이다. 타원은하 내부의 항성은 원반은하처럼 같은 방향으로 공전하지 않고, 무작위 방향으로 이동한다. 주로 오래된 항성으로 구성되며, 먼지를 거의 포함하지 않는다. 지금까지 관측된 모든 타원은하는 중심에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 블랙홀의 질량은 타원은하 자체의 질량, 그리고 타원은하 가장자리 항성의 속도를 나타내는 시그마(σ) 값과 상관관계가 있다. 타원은하는 원반을 가지고 있지 않지만, 원반은하의 은하 팽대부는 타원은하처럼 보이는 경우가 있다. 은하가 많이 모여 있는 영역에서 타원은하가 많이 발견된다.
현재, 타원은하는 우주에서 가장 진화된 천체로 여겨진다. 타원은하 진화의 주요 원동력은 작은 은하의 병합이라는 설이 널리 받아들여지고 있다. 이러한 병합은 매우 격렬하여, 초속 500km의 속도로 은하들이 충돌하는 경우도 흔하다.
많은 은하는 다른 은하와 중력적으로 결합되어 있으며, 다른 은하의 인력에서 벗어날 수 없다. 은하의 크기가 비슷할 때, 결과적으로 생성된 은하는 둘 다와 유사하지 않다.[52] 병합하는 동안, 두 은하의 항성과 암흑물질은 서로에게 영향을 받는다. 병합의 최종 단계에서 중력 위치 에너지와 은하의 형태가 급격히 변하고, 항성의 궤도도 크게 변한다. 이 과정은 격렬한 이완(violent relaxation)이라고 불린다.[53] 충돌 중에는 질서정연한 항성의 운동이 무작위 에너지로 바뀌고, 결과적으로 생성된 은하에서는 항성이 무작위 방향으로 운동한다.
은하 내부의 항성 밀도는 희박하고 항성 간 거리도 길기 때문에, 두 은하의 항성은 충돌하지 않고 통과한다. 그러나 은하 내부의 가스 구름은 중력의 영향을 받아 국부적으로 압축되어 별 생성의 계기가 된다. 따라서 충돌을 피한 항성도 젊은 별의 중력이나 강한 복사를 받는 등 영향이 적지 않다. 밝은 파란 부분은 은하의 충돌에 의해 생성된 젊고 뜨거운 항성을 나타낸다. 병합된 은하는 매우 많은 별 생성 장소가 된다.[54] 병합하는 은하에서는 매년 태양 질량 정도의 수천 개 항성이 생성되며, 이는 우리 은하(매년 10개 정도)에 비해 매우 많다. 은하 병합에서 항성 충돌은 거의 없지만, 거대 분자 구름은 은하 중심부로 급격히 떨어져 다른 분자 구름과 충돌한다. 이러한 충돌은 분자 구름 밀도를 높여 새로운 항성 탄생 장소가 된다. 이 현상은 근처 우주에서도 관측되지만, 10억~100억 년 전 타원은하 형성 과정에서는 분자 구름이 더 많아 더욱 활발했다. 은하 중심부에서 멀리 떨어진 영역에서도 분자 구름 충돌이 일어나고, 이 충격이 새로운 항성 탄생을 자극한다. 격렬한 과정 결과, 은하 병합 후에는 새로운 항성 형성을 위한 분자 구름이 거의 남지 않는다. 은하가 큰 충돌을 일으키고 수십억 년이 지나면, 은하에는 젊은 항성이 거의 남지 않는다. 이것이 오늘날 관측되는, 젊은 항성과 분자 구름을 거의 포함하지 않는 타원은하의 모습이며, 타원은하가 은하 진화의 최종적인 모습이기 때문이라고 생각된다.
국부 은하군에서 우리 은하와 안드로메다 은하는 중력적으로 결합되어 있으며, 현재 급속히 가까워지고 있다. 두 은하가 충돌하면, 중력 영향으로 크게 왜곡되고, 은하계 외곽 공간으로 가스, 먼지, 항성을 흩뿌리면서 서로 통과할 것으로 예상된다. 두 은하는 반대 방향으로 날아가 감속하여 다시 서로 끌어당겨 재충돌한다. 최종적으로 두 은하는 완전히 병합되고, 가스와 먼지가 흘러나와 새로운 타원은하가 형성될 것이다. 안드로메다 은하는 이미 왜곡되어 가장자리가 말린 모양을 하고 있는데, 이는 동반 은하와의 상호 작용 또는 최근 왜소 타원은하와의 충돌 때문일 수 있다.
4. 2. 은하 병합의 역할
천문학자들은 타원은하가 작은 은하들의 병합을 통해 형성되고 진화한다고 보고 있다. 이러한 은하 병합은 매우 격렬한 사건으로, 은하들은 초속 수백 킬로미터의 속도로 충돌한다.[58]
많은 은하들은 다른 은하와 중력으로 묶여 있어 서로의 인력에서 벗어날 수 없다. 만약 작은 은하들이 병합하면, 그 결과는 타원은하가 된다.[58]
국부은하군에서 우리은하와 안드로메다 은하는 서로 접근하고 있으며, 수십억 년 후 충돌하여 거대한 타원은하를 형성할 것으로 예측된다. 충돌 과정에서 두 은하는 심하게 변형되고, 가스, 먼지, 별들이 은하 밖으로 흩뿌려진다. 이후 이들은 다시 합쳐져 하나의 타원은하가 된다. 안드로메다 은하는 이미 가장자리가 휘어져 있는데, 이는 동반 은하와의 상호작용이나 왜소구형은하와의 병합 잔재 때문일 수 있다.
5. 은하 켄칭 (Galaxy quenching)
은하 진화 이론에서 설명해야 하는 중요한 관측 결과 중 하나는 은하 색-등급도에서 두 가지 다른 은하 집단이 존재한다는 것이다. 대부분의 은하는 "적색 계열"과 "청색 구름"이라는 두 개의 별개 위치에 속한다. 적색 계열 은하는 별 생성이 없는 타원 은하로, 가스와 먼지가 거의 없다. 반면 청색 구름 은하는 먼지가 많은 별 생성 나선 은하이다.[14][15]
은하는 합병을 통해 나선 구조에서 타원 구조로 진화하는 경향이 있다. 그러나 현재 은하 합병률로는 모든 은하가 "청색 구름"에서 "적색 계열"로 이동하는 것과 은하에서 별 생성이 중단되는 현상을 설명할 수 없다. 따라서 은하 진화 이론은 은하에서 별 생성이 멈추는 현상, 즉 은하 "켄칭"(quenching)을 설명해야 한다.[16]
5. 1. 켄칭의 메커니즘
별은 차가운 가스에서 생성되므로(케니컷-슈미트 법칙 참조), 은하에 더 이상 차가운 가스가 없으면 켄칭된다. 켄칭은 비교적 빠르게(10억 년 이내에) 발생하는데, 이는 은하가 단순히 차가운 가스 저장소를 모두 소모하는 데 걸리는 시간보다 훨씬 짧다.[17][18] 은하 진화 모델은 은하에서 차가운 가스의 공급을 제거하거나 차단하는 다른 물리적 메커니즘을 가정하여 이를 설명한다. 이러한 메커니즘은 크게 두 가지 범주로 분류할 수 있다. 첫째는 차가운 가스가 은하로 유입되는 것을 막거나 별을 생성하는 것을 막는 예방적 피드백 메커니즘이고, 둘째는 가스를 제거하여 별이 생성될 수 없도록 하는 배출적 피드백 메커니즘이다.[19]질식(strangulation)은 이론화된 예방 메커니즘 중 하나로, 차가운 가스가 은하로 유입되는 것을 막는다. 질식은 근처의 저질량 은하에서 별 생성을 켄칭하는 주요 메커니즘일 가능성이 높다.[20] 질식에 대한 정확한 물리적 설명은 아직 알려지지 않았지만, 은하와 다른 은하와의 상호 작용과 관련이 있을 수 있다. 은하가 은하단으로 떨어지면 다른 은하와의 중력 상호 작용으로 인해 더 이상 가스를 축적하지 못하도록 질식될 수 있다.[21] 거대한 암흑 물질 헤일로를 가진 은하의 경우, "비리얼 충격파 가열"이라는 또 다른 예방 메커니즘이 가스가 별을 생성할 만큼 충분히 차가워지는 것을 막을 수도 있다.[18]
은하에서 차가운 가스를 배출하는 배출 과정은 더 거대한 은하가 어떻게 켄칭되는지 설명할 수 있다.[22] 배출 메커니즘 중 하나는 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀에 의해 발생한다. 시뮬레이션에 따르면 은하 중심부의 초대질량 블랙홀에 가스가 유입되면 고에너지 제트가 생성되며, 방출된 에너지는 별 생성을 켄칭할 만큼 충분한 차가운 가스를 배출할 수 있다.[23]
5. 2. 우리은하와 안드로메다 은하의 켄칭
우리 은하와 인근 안드로메다 은하는 현재 별 생성 청색 은하에서 비활동성 적색 은하로의 켄칭 전환 과정을 거치는 것으로 보인다.[24]6. 유체역학 시뮬레이션
암흑 에너지와 암흑 물질이 우주의 대부분 에너지를 차지하므로, N체 시뮬레이션과 같은 방법을 사용하여 대규모 구조 형성을 시뮬레이션할 때는 바리온을 무시하는 것이 타당하다. 그러나 은하의 가시적인 구성 요소는 바리온으로 구성되어 있으므로, 은하의 세부 구조를 연구하려면 시뮬레이션에 바리온을 포함하는 것이 중요하다. 처음에 바리온 구성 요소는 대부분 수소와 헬륨 가스로 구성되며, 나중에 구조 형성 과정에서 별로 변환된다. 관측 결과를 통해 시뮬레이션에 사용되는 모델을 검증하고 은하 형성의 다양한 단계에 대한 이해를 향상시킬 수 있다.
6. 1. 오일러 방정식과 중입자 물리학
우주론적 시뮬레이션에서 천체 물리학적 기체는 오일러 방정식을 따르는 이상 유체로 모델링된다.[25] 이 방정식은 라그랑주, 오일러, 또는 임의 라그랑주-오일러 방법으로 표현될 수 있다.은하의 모양은 주로 중입자 물리학(baryonic physics)에 의해 지배되는 다양한 천체물리학적 과정에 의해 결정된다. 이러한 과정에는 다음이 포함된다.
- 기체 냉각: 충돌 여기, 이온화, 역 콤프턴 산란과 같은 과정을 통해 기체의 내부 에너지가 소산된다. 높은 온도(100,000,000 < T < 10,000,000,000)에서는 중원소(금속) 냉각이, T < 10,000,000일 때는 성간매질의 냉각 단계를 시뮬레이션하기 위해 미세 구조 및 분자 냉각이 고려된다.[26]
- 성간 물질(ISM): 성간 물질은 복잡한 다상 구조를 가지며, 특히 고밀도 가스와 관련된 짧은 시간 척도 때문에 모델링하기 어렵다.[27] 최근 시뮬레이션에서는 다봉 분포를 사용하여 다상 구조를 직접 모델링한다.[28][29]
- 별 생성: 차갑고 밀도가 높은 가스는 중력 붕괴를 일으켜 별을 형성한다. 시뮬레이션에서는 계산된 별 형성률을 기반으로 확률적 샘플링 방식을 사용하여 가스를 별 입자로 변환한다.[30]
- 항성 피드백: 항성은 에너지와 운동량을 주입하여 주변 가스에 영향을 미치며, 이는 항성 형성 과정을 조절하는 피드백 루프를 만든다. 초신성 폭발을 통해 에너지와 운동량을 주변 가스에 연결하는 다양한 방법이 사용된다.[33] 최근 모델은 항성풍, 광이온화, 복사압 등 다양한 피드백 경로를 고려한다.[34][35]
- 초대질량 블랙홀: 많은 은하에서 초대질량 블랙홀이 관측되며,[37] 이들의 질량 강착률은 종종 본디-호일 모델로 모형화된다.
- 활동 은하핵(AGN): AGN은 초대질량 블랙홀의 관측 현상에 영향을 미치며, 블랙홀 성장과 별 생성을 조절하는 역할을 한다. 시뮬레이션에서 AGN 피드백은 퀘이사 모드와 라디오 모드의 두 가지 모드로 분류된다.[38]
- 자기장: 우주론적 시뮬레이션에서는 이상적인 자기유체역학 방법이 흔히 사용된다.[40][41]
- 우주선: 우주선은 성간매질에서 중요한 역할을 하며, 자기유체역학 방정식과 결합된 방정식을 통해 시뮬레이션에서 설명된다.[42][43][44][45]
- 복사 유체역학: 복사 유체역학 시뮬레이션은 복사와 물질의 상호작용을 연구하는 데 사용되며, 몬테카를로법 등 여러 수치적 방법이 사용된다.
6. 2. 시뮬레이션의 활용
암흑 에너지와 암흑 물질이 우주의 대부분 에너지를 차지하므로, 대규모 구조 형성을 시뮬레이션할 때 N체 시뮬레이션과 같은 방법을 사용하여 바리온을 무시하는 것이 타당하다. 그러나 은하의 가시적인 구성 요소는 바리온으로 구성되어 있으므로, 은하의 세부 구조를 연구하려면 시뮬레이션에 바리온을 포함하는 것이 중요하다. 처음에 바리온 구성 요소는 대부분 수소와 헬륨 가스로 구성되며, 나중에 구조 형성 과정에서 별로 변환된다. 관측 결과를 통해 시뮬레이션에 사용되는 모델을 검증하고 은하 형성의 다양한 단계에 대한 이해를 향상시킬 수 있다.참조
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