폭발적 항성생성 은하
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1. 개요
폭발적 항성생성 은하는 가스가 별로 변환되는 속도, 별을 형성할 수 있는 가스의 양, 별 형성이 소모할 가스와 은하의 나이 간의 관계 등을 기준으로 정의된다. 이러한 은하는 청색밀집은하, 발광적외선은하, 울프-레이에 은하 등 다양한 유형으로 분류되며, 은하 간의 상호작용, 가스 유입, 난류 등 다양한 요인에 의해 촉발된다. 폭발적 항성생성 은하 내부에서는 많은 양의 가스가 고밀도 환경에 놓여 무거운 별들이 형성되고, 이 과정에서 초신성 폭발과 같은 극단적인 현상이 발생한다. M82, 안테나 은하 등이 대표적인 예시이며, 이들의 연구는 우주의 별 형성 과정에 대한 이해를 높이는 데 기여한다.
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| 폭발적 항성생성 은하 | |
|---|---|
| 일반 정보 | |
| 유형 | 불규칙 은하, 상호작용 은하 |
| 설명 | 은하가 비정상적으로 높은 비율로 별을 형성하는 것 |
| 로마자 표기 | pokbaljeok hangseongsaengseong eunha |
| 영어 이름 | Starburst galaxy |
| 일본어 이름 | スターバースト銀河 (Sutābāsuto ginga) |
| 특징 | |
| 별 생성률 | 정상적인 은하보다 10배에서 100배 더 높음 |
| 기간 | 일반적으로 짧은 기간 (수천만 년) 동안 지속됨 |
| 원인 | |
| 주요 원인 | 은하 간 충돌 또는 합병, 은하 중심의 활동적인 핵 (AGN) 활동 |
| 추가 원인 | 가스의 유입, 밀도파, 조석력 |
| 예시 | |
| 대표적인 예시 | M82 (시가 은하), NGC 4038/4039 (안테나 은하) |
| 기타 예시 | IC 10, NGC 253, NGC 3256, Arp 220 |
| 관련 개념 | |
| 관련 개념 | 활동 은하핵, 퀘이사, 울프-레이에 별 |
| 참고 문헌 | |
| 참고 문헌 | Schneider, P. (Peter) (2010). Extragalactic astronomy and cosmology : an introduction. Berlin: Springer. ISBN 978-3642069710. OCLC 693782570. Taniguchi, Y. (2004). "What is a starburst galaxy?". ASP Conference Series. 320: 3–10. |
2. 정의
'''폭발적 항성생성 은하'''는 모든 천문학자들이 동의할 만한 엄격한 정의는 없지만[19], 보통 아래의 세 가지 요소를 기준으로 정의된다.
# 은하가 현재 가스를 별로 변환하는 속도 (별 생성률, SFR)
# 별을 형성할 수 있는 가스의 가용량
# 별 형성이 가용 가스를 소비하는 시간 척도와 은하의 나이 또는 회전 주기의 비교
일반적으로 사용되는 정의는 다음과 같다.
- 현재의 SFR을 가진 지속적인 별 형성이 허용 가스 보유량을 허블 시간보다 훨씬 짧은 기간에 소모한다.
- 현재의 SFR을 가진 지속적인 별 형성이 허용 가스 보유량을 은하의 동역학적 시간 척도(원반은하가 한 번 회전하는 시간)보다 훨씬 짧은 기간에 소모한다.
- 이전 평균 SFR로 정규화된 현재 SFR이 그보다 훨씬 크다. 이 비율은 '''생성률 변수'''라고 불린다.
큰곰자리의 불규칙 은하 M82는 폭발적 항성생성 은하의 원형이라고 할 수 있다. M82의 활발한 별 형성은 근처의 M81 은하와의 근접 조우에 의해 일어난다. 이 부근을 전파 관측으로 매핑하면, [https://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-build_image?bg=%23FFFFFF&/seri/A%2BA../0075/600/0000106.000&db_key=AST&bits=4&res=100&filetype=.gif 중성 수소의 큰 흐름]이 두 은하를 연결하고 있음을 알 수 있다. 이것 또한 근접 조우의 결과이다.
까마귀자리의 안테나 은하 (NGC4038,4039) 또한 잘 알려진 폭발적 항성생성 은하이다.
2. 1. 촉발 메커니즘
폭발적 항성생성은 다양한 요인에 의해 촉발될 수 있다. 폭발적 항성생성 은하는 작은 부피에 많은 양의 차가운 분자가스가 들어있는 특징을 가지고 있다. 폭발적 항성생성 중인 은하는 또 다른 은하와 가까이 접근하거나 충돌 중에 있다는 증거인 조석꼬리를 자주 보여주기도 한다. 병합하지 않는 은하간의 상호작용은 은하핵 방향으로 가스를 공급하여 은하핵 가까이에서의 폭발적인 별의 형성의 시작을 야기하는 막대 불안정과 같은 특이한 회전상태를 촉발할 수 있다.[3]은하 간의 병합 및 조석 상호작용은 가스가 풍부한 은하에서 별 폭발을 유발하는 데 큰 역할을 한다. 별 폭발이 진행 중인 은하는 종종 조석 꼬리를 보이는데, 이는 다른 은하와의 근접 조우의 징후이거나 병합 과정에 있음을 나타낸다. 난류는 시간과 공간의 변화와 함께 은하 내의 밀도가 높은 가스를 압축시켜 별 형성을 급격히 증가시킨다. 은하가 별을 형성하는 효율성 또한 별형성률(SFR)을 증가시킨다. 이러한 별 형성률의 변화는 또한 고갈 시간의 변화를 유발하며, 다른 은하와의 병합이 아닌 자체적인 은하 메커니즘을 통해 별 폭발을 일으킨다.[3] 병합되지 않는 은하 간의 상호작용은 막대 불안정성과 같은 불안정한 회전 모드를 유발하여 가스가 핵으로 유입되어 은하 핵 근처에서 별 형성을 폭발시킨다. 은하의 삐뚤어짐과 젊은 별 개체 수 사이에는 강한 상관관계가 있으며, 더 삐뚤어진 은하가 더 젊은 중심 별 개체 수를 갖는 것으로 나타났다.[4] 삐뚤어짐은 은하 간의 조석 상호작용과 병합에 의해 발생할 수 있으므로, 이 결과는 병합 및 조석 상호작용이 은하의 중심 별 형성을 유도하고 별 폭발을 일으킬 수 있다는 추가적인 증거를 제공한다.
별 형성을 위해서는 별의 재료가 되는 분자 가스가 풍부하게 존재해야 할 뿐만 아니라, 이러한 가스가 고밀도 환경에 놓여야 한다. 특히 스타버스트 은하와 같이 일반적인 나선 은하보다 1~2배나 높은 별 형성 효율을 달성하기 위해서는, 어떠한 기구를 통해 앞서 언급한 조건이 효율적으로 달성되어야 한다. 이러한 기구에 대해서는 관측과 수치 시뮬레이션을 통해 다양한 지견이 얻어지고 있으며, 근방 우주에서는 은하 간의 근접 조우(예: M81/M82)나 충돌(예: 안테나 은하)을 통해 각운동량을 잃은 가스가 대량으로 은하 중심부에 공급되어, 거기서 스타버스트를 일으킨다고 생각된다.
3. 종류
폭발적 항성생성 은하는 그 자체로 특정한 유형을 나타내는 것은 아니며, 원반은하나 불규칙은하 등 다양한 형태의 은하에서 발생할 수 있다. 천문학자들은 일반적으로 관측되는 특징에 따라 다음과 같이 분류한다.
- '''청색밀집은하'''(''Blue compact galaxy'', '''BCG'''): 저질량, 저금속함량, 무진(無塵) 천체로, 광학 및 자외선 색상에서 청색을 띄는 뜨겁고 어린 별들을 많이 포함한다. 대부분 최근의 병합이나 근접 상호작용의 흔적을 보인다. 잘 연구된 BCG로는 IZw18, ESO338-IG04, 아로11 등이 있다.
- '''청색밀집왜소은하'''(''Blue compact dwarf galaxy'', '''BCD 은하'''): 작고 빽빽한 은하이다.
- '''완두은하'''(''Pea galaxy''): 원시적 폭발적 항성생성과 유사한 작고 빽빽한 은하이다. 은하동물원 계획에 협력하는 시민과학자에 의해 발견되었다.
- '''발광적외선은하'''(''Luminous infrared galaxy'', '''LIRG''')
- '''초발광적외선은하'''(''Ultraluminous infrared galaxy'', '''ULIRG'''): 먼지가 매우 많은 천체이다. 별 형성에 의해 발생하는 자외선 방출이 먼지에 흡수되어 약 100 마이크로미터의 적외선 파장의 스펙트럼에서 재방출된다. 일부는 활동은하핵(AGN)에 의해 작동한다고 여겨지며, 많은 경우 이중핵을 가진 계로, 큰 합병에 의해 촉발된 별의 형성으로 작동한다는 가설을 뒷받침한다. 잘 연구된 ULIRG로는 아프 220이 있다.
- '''극초발광적외선은하'''(''Hyperluminous infrared galaxy'', '''HLIRG''')
4. 구성 요소
폭발적 항성생성 은하는 작은 부피에 많은 양의 차가운 분자 가스가 들어있는 특징을 가지고 있다. 이들은 다른 은하와 가까이 접근하거나 충돌할 때 나타나는 조석꼬리를 자주 보여준다. 병합하지 않는 은하 간의 상호작용은 은하핵 방향으로 가스를 공급하여 은하핵 가까이에서 폭발적인 별의 형성을 일으키는 막대 불안정성과 같은 특이한 회전상태를 촉발할 수 있다.[3]
폭발적 항성생성의 내부는 꽤나 극단적인 환경이다. 많은 양의 가스는 매우 무거운 별이 형성됨을 의미한다. 어리고 뜨거운 별은 주변의 가스(주로 수소)를 이온화시켜 H II 영역을 만든다. 매우 뜨거운 별들의 무리는 OB 성협으로 알려져 있다. 이러한 별들은 매우 밝고 매우 빠르게 점화하고, 일생을 마감할 때 초신성으로서 폭발할 것이다.[4]
초신성 폭발 이후, 방출된 물질은 팽창하여 초신성잔해가 된다. 이러한 잔해는 주변의 폭발적 항성생성 환경(성간물질) 안쪽과 상호작용하여 자연적으로 발생하는 메이저 영역이 될 수 있다.
5. 의의 및 연구
폭발적 항성생성 은하는 은하의 형성과 진화 과정을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다. 근처의 폭발적 항성생성 은하에 관한 연구는 은하의 형성과 진화 역사를 추정하는 데 도움을 줄 수 있다.[2] 예를 들어, 허블 딥 필드에서 보이는 매우 멀리 있는 은하 다수는 폭발적 항성생성 은하로 밝혀졌지만, 너무 멀리 떨어져 있어 상세한 연구는 불가능하다.[2] 따라서 근처 은하에 관한 관측과 특징 탐구를 통해, 우주가 훨씬 어렸을 때의 모습을 담은( 적색편이 참고) 멀리 있는 은하로부터 온 빛을 봄으로써 초기 우주에서 어떤 일이 일어났는지에 관한 아이디어를 얻을 수 있다.[2]
폭발적 항성생성 은하는 근방 우주에서는 희귀하지만, 더 먼 곳에서는 흔하게 관측된다.[2] 이는 수십억 년 전에 폭발적 항성생성 은하가 더 많았음을 의미한다. 모든 은하는 서로 가까워지고, 서로의 중력에 더 많은 영향을 받게 된다.[2] 잦은 접근은 팽창하는 우주와 함께 은하의 형태를 진화시켜 더 많은 폭발적 항성생성을 야기한다.[2]
별 형성을 위해서는 별의 재료가 되는 분자 가스가 풍부해야 할 뿐만 아니라, 이 가스가 고밀도 환경에 놓여야 한다. 특히 폭발적 항성생성 은하처럼 일반적인 나선 은하보다 1~2배 높은 별 형성 효율을 달성하기 위해서는, 특정 기구를 통해 이러한 조건이 효율적으로 달성되어야 한다. 관측과 수치 시뮬레이션을 통해 다양한 연구가 이루어지고 있으며, 근방 우주에서는 은하 간의 근접 조우(예: M81/M82)나 충돌(예: 안테나 은하)을 통해 각운동량을 잃은 가스가 대량으로 은하 중심부에 공급되어 폭발적 항성생성을 일으킨다고 여겨진다.
6. 주요 폭발적 항성생성 은하 목록
다음은 대표적인 폭발적 항성생성 은하의 목록이다.
| 은하 | 유형 | 비고 | 참고 문헌 |
|---|---|---|---|
| M82 | I0 | 전형적인 폭발적 항성 생성 은하[11][12] | |
| 안테나 은하 | SB(s)m pec / SA(s)m pec | 두 개의 충돌하는 은하[13][14] | |
| IC 10 | dIrr | 경미한 폭발적 항성 생성 은하; 가장 가까운 폭발적 항성 생성 은하이며, 국부 은하군 내 유일한 은하 | |
| HXMM01 | 극심한 폭발적 항성 생성 합병 은하 | ||
| HFLS3 | 유례없이 크고 강렬한 폭발적 항성 생성 은하 | ||
| NGC 1569 | IBm | 은하 전체에서 폭발적 항성 생성을 겪고 있는 왜소 은하 | |
| NGC 2146 | SB(s)ab pec | ||
| NGC 1705 | SA0− pec | ||
| NGC 1614 | SB(s)c pec | 다른 은하와 합병 중 | |
| NGC 6946 | SAB(rs)cd | 빈번한 초신성 폭발로 인해 불꽃 은하로도 알려짐 | |
| 베이비 붐 은하 | 멀리 떨어진 우주에서 가장 밝은 폭발적 항성 생성 은하 | ||
| 센타우루스자리 A | E(p) | 가장 가까운 타원형 폭발적 항성 생성 은하 | |
| 대마젤란 은하 | 우리 은하에 의해 파괴됨 | ||
| Haro 11 | 라이먼 연속선 광자 방출 | ||
| 조각가 은하 | SAB(s)c | 가장 가까운 대형 폭발적 항성 생성 은하 | |
| Kiso 5639 | 외관 때문에 로켓 은하로도 알려짐 | ||
| SBS 1415+437 | 청색 콤팩트 왜소 은하 | 다수의 울프-레이에별을 포함하는 왜소 은하 | |
| Abell 2744 Y1 | 불규칙 왜소 은하 | 매우 멀리 떨어진 은하로 우리 은하보다 10배 더 많은 별을 생성 |
참조
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서적
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볼프-레이에별의 물리적 특징
볼프-레이에별의 물리적 특징
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별형성의 소용돌이
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