궁수자리 왜소타원은하

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1. 개요
2. 발견 및 특징
- 2.1. 구상성단
- 2.2. 금속성
3. 기하학적 구조 및 역학
- 3.1. 우리 은하와의 상호작용
4. 우리 은하와의 관계
참조

1. 개요

궁수자리 왜소타원은하는 1994년에 발견된 우리 은하의 위성 은하이다. 은하수에 가장 가까운 동반 은하 중 하나이며, 우리 은하의 조석력에 의해 찢겨져 긴 별 흐름을 형성하고 있다. 궁수자리 왜소타원은하는 여러 구상 성단을 가지고 있으며, 금속 함량과 별의 나이가 다양한 별무리로 구성되어 있다. 우리 은하와 상호작용하며, 반복적인 충돌로 우리 은하의 구조에 영향을 미쳤을 가능성이 제기되었으며, 최종적으로 우리 은하에 흡수될 것으로 예상된다.

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궁수자리 왜소타원은하
기본 정보
궁수자리 왜소 구형 은하의 에이토프 전천 모습
이름	궁수자리 왜소 구형 은하
별칭	궁수자리 왜소 타원 은하 Sag DEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) Sgr dSph 궁수자리 왜소 구형 Sgr I Dwarf PGC 4689212
형태	dSph(t)
별자리	궁수자리
거리	65 ± 7 kly (20 ± 2 kpc)
시선 속도	140 ± ? km/s
겉보기 등급	4.5
겉보기 크기	450.0′ × 216.0′
참고 사항	밀키 웨이와의 충돌 예정
위치 정보
식별 정보
적색 편이	0.000467
물리적 특성
질량	4 × 10^8 M☉

2. 발견 및 특징

1994년 로드리고 이바타, 마이크 어윈, 제라드 F. 길모어가 궁수자리 왜소타원은하를 발견하였고,^[9] 발견 당시 은하수에서 가장 가까운 이웃 은하로 인식되었다. (2003년 발견된 큰개자리 왜소 은하가 실제 가장 가까울 수 있다는 논쟁이 있다.) 궁수자리 왜소타원은하는 우리 은하 중심 반대편에 있어 넓은 영역에 걸쳐 희미하게 보인다. 늙고 금속 함량이 낮은 제2세대 별로 구성되어 있으며, 성간 먼지와 중성 수소 가스는 거의 발견되지 않았다.^[10]

버지니아 대학교와 매사추세츠 대학교 애머스트 천체 물리학 팀들은 2MASS 2마이크론 전천 적외선 탐사 데이터를 활용하여 전체 루프 형태의 구조를 발견하였다. 2003년 스티븐 마예프스키, 마이클 스크루스키, 마틴 와인버그는 적외선 망원경과 슈퍼컴퓨터를 이용해 배경 별들 사이에서 궁수자리 왜소 은하의 위치와 루프 형태를 찾아내었고, 이 작은 은하가 우리 은하 평면에 거의 직각으로 위치한다는 것을 발견하였다.^[11]

2. 1. 구상성단

M 54는 궁수자리 왜소타원은하의 중심부에 있는 것으로 추정된다. HST의 고급 관측 카메라(Advanced Camera for Surveys)로 생성된 회색조 이미지

Palomar 12는 약 1.7 Gya 전에 궁수자리 왜소타원은하에서 포획된 것으로 추정된다.

궁수자리 왜소타원은하는 적어도 9개의 알려진 구상 성단을 가지고 있다. 이 중 M 54는 은하 중심부에 위치하며, 테르잔 7, 테르잔 8, 아프 2는 은하의 주 본체 내에 있다.^[12] 팔로마 12,^[13]^[14] 화이팅 1,^[15]^[16] NGC 2419, NGC 4147, NGC 5634는 확장된 별의 흐름 내에서 발견된다.^[17]

VVV 및 가이아 EDR3 데이터 분석 결과, 구상 성단의 수가 유난히 적은 것으로 나타났으나, 최소 20개 이상의 구상성단이 추가로 발견되었다.^[17]^[18] 새롭게 발견된 구상 성단은 이전에 알려진 것보다 금속이 풍부한 경향을 보인다.^[18]

2. 2. 금속성

궁수자리 왜소타원은하는 여러 별무리를 가지고 있으며, 나이는 가장 오래된 구상성단(우주 자체만큼 오래됨)에서 수억 년(mya) 정도 젊은 흔적의 별무리까지 다양하다. 또한, 나이와 금속 함량 간의 관계를 보여, 오래된 별무리는 금속 함량이 낮고 가장 젊은 별무리는 태양보다 더 높은 금속 함량을 가지고 있다.^[16]^[19]

3. 기하학적 구조 및 역학

궁수자리 왜소타원은하는 우리 은하의 조석력에 의해 찢겨지고 늘어난 형태를 가지게 되었다. 원래는 구형이었을 것으로 추정되지만, 우리 은하와의 상호작용으로 인해 현재와 같은 모습이 되었다. 수치 모델에 따르면, 궁수자리 왜소타원은하에서 떨어져 나온 별들은 긴 별 흐름을 형성하며 우리 은하 주변에서 관측된다.

일부 학자들은 궁수자리 왜소타원은하가 높은 암흑 물질 농도를 가지고 있어, 우리 은하의 강한 중력에도 형태를 유지하며 여러 차례 우리 은하를 공전했을 것이라고 주장한다.^[20]

3. 1. 우리 은하와의 상호작용

현재 궁수자리 왜소타원은하는 우리 은하의 중력으로 인해 원래 모습에서 상당히 파괴되어 길게 늘어진 상태이며, 곧 우리 은하 원반을 통과할 것으로 보인다. 이전에도 여러 차례 우리 은하 원반을 통과한 것으로 추정된다.^[9]

버지니아 대학교와 매사추세츠 대학교 애머스트의 천체 물리학 팀들은 2MASS 2마이크론 전천 적외선 탐사 데이터를 활용하여 전체 루프 형태의 구조를 추가로 발견했다. 2003년, 적외선 망원경과 슈퍼컴퓨터의 도움으로 스티븐 마예프스키, 마이클 스크루스키, 마틴 와인버그는 배경 별들의 덩어리에서 궁수자리 왜소 은하의 전체 존재, 위치 및 루프 형태를 골라내어 이 작은 은하가 우리 은하 평면에 거의 직각으로 위치해 있다는 것을 발견하는 새로운 별 지도를 만들 수 있었다.^[11]

현재 궤도를 기준으로 할 때, 궁수자리 왜소타원은하의 주 군은 향후 1억 년 이내에 우리 은하의 은하 원반을 통과할 예정이며, 확장된 고리 모양의 타원은 이미 우리 지역 공간 주변과 우리 은하의 은하 원반을 통과하여 확장되었다. 궁수자리 왜소타원은하는 우리 은하 질량의 10,000배로 계산되는 더 큰 은하에 천천히 흡수되는 과정에 있으며, 지금으로부터 10억 년 이내에 우리 은하 스트림과의 병합이 완료될 것으로 예상된다.^[20]

처음에는 많은 천문학자들이 궁수자리 왜소타원은하가 이미 파괴의 심각한 단계에 도달하여 원래 물질의 상당 부분이 이미 우리 은하의 물질과 섞였다고 생각했다. 그러나 궁수자리 왜소타원은하는 여전히 분산된 길쭉한 타원으로서의 일관성을 유지하고 있으며, 은하 중심에서 약 50,000 광년 거리에 있는 우리 은하 주위를 대략 극궤도로 이동하는 것으로 보인다. 궁수자리 왜소타원은하는 우리 은하로 떨어지기 전에 구형 물체로 시작했을 수 있지만, 수억 년에 걸쳐 엄청난 조석력에 의해 찢겨지고 있다. 수치 시뮬레이션에 따르면 왜소 은하에서 찢겨져 나온 별들이 그 경로를 따라 긴 별 흐름에 흩어질 것이며, 이는 이후에 감지되었다.

일부 천문학자들은 궁수자리 왜소타원은하가 수십억 년 동안 우리 은하 주위를 공전해 왔으며 이미 약 10번 공전했다고 주장한다. 이러한 압박에도 불구하고 어느 정도의 일관성을 유지하는 능력은 해당 은하 내에 비정상적으로 높은 암흑 물질 농도를 나타낸다.

1999년, 존스턴 등은 궁수자리 왜소타원은하가 적어도 1 기가년 동안 우리 은하를 공전해 왔으며 그 동안 질량이 2~3배 감소했다고 결론지었다. 그 궤도는 5억 5천만 년에서 7억 5천만 년의 주기로 ≈13에서 ≈41 은하 중심 거리 사이에서 진동하는 것으로 밝혀졌다. 마지막 근은점은 약 5천만 년 전에 있었다. 또한 1999년, 장과 빈니는 궁수자리 왜소타원은하의 시작 질량이 만큼 컸다면 200 kpc 이상 떨어진 지점에서 우리 은하로 유입되기 시작했을 수 있음을 발견했다.

궁수자리 왜소타원은하의 별 잔해에 대한 고유 운동 관측을 통해 궤도와 우리 은하의 잠재력 장에 대한 모델을 개선할 수 있다. 이 문제는 MilkyWay@Home 프로젝트의 계산 지원을 받으면서 집중적으로 조사되고 있다.

2011년에 발표된 시뮬레이션에 따르면 우리 은하가 궁수자리 왜소타원은하와의 반복적인 충돌의 결과로 나선 구조를 얻었을 수 있다고 한다.^[7]

2018년, 우리 은하의 기원, 진화 및 구조를 조사하기 위해 주로 설계된 유럽 우주국의 가이아 프로젝트는 10억 개 이상의 별의 위치, 속도 및 기타 별 특성에 대한 가장 크고 정확한 조사를 제공했으며, 이는 궁수자리 왜소타원은하가 우리 은하의 중심 근처의 별 그룹에 교란을 일으켜 3억에서 9억 년 전에 우리 은하를 지나갈 때 별들의 예상치 못한 파동 운동을 일으켰음을 보여주었다.^[8]

2020년 연구에서는 가이아 프로젝트에서 얻은 데이터를 바탕으로 궁수자리 왜소구형 은하와 우리 은하 간의 충돌이 후자에서 주요 별 형성 에피소드를 유발했다고 결론지었다.^[23]

4. 우리 은하와의 관계

현재 이 은하는 우리 은하의 중력으로 인해 기존 모양보다 상당히 많이 파괴되었으며, 길게 늘어난 상태이다. 곧 우리 은하의 원반을 통과할 것으로 보이며, 이전에도 몇 번 우리 은하의 원반을 통과한 것으로 추측된다.^[9]

현재 궤적을 바탕으로 할 때, 궁수자리 왜소타원 은하(Sgr dSph)의 주 군은 향후 1억 년 이내에 우리 은하의 은하 원반을 통과할 예정이다. 이미 확장된 고리 모양의 타원은 우리 지역 공간 주변과 우리 은하의 은하 원반을 통과하여 더 큰 은하에 천천히 흡수되는 과정에 있으며, 이는 Sgr dSph의 질량의 10,000배로 계산된다. Sgr dSph 주 군의 소멸과 우리 은하 스트림과의 병합은 지금으로부터 10억 년 이내에 완료될 것으로 예상된다.^[20]

처음에 많은 천문학자들은 Sgr dSph가 이미 파괴의 심각한 단계에 도달하여 원래 물질의 상당 부분이 이미 우리 은하의 물질과 섞였다고 생각했다. 그러나 Sgr dSph는 여전히 분산된 길쭉한 타원으로서의 일관성을 유지하고 있으며, 은하 중심에서 약 50,000 광년 거리에 있는 우리 은하 주위를 대략 극궤도로 이동하는 것으로 보인다. Sgr dSph는 우리 은하로 떨어지기 전에 구형 물체였을 수 있지만, 수억 년에 걸쳐 엄청난 조석력에 의해 찢겨지고 있다. 수치 시뮬레이션에 따르면 왜소 은하에서 찢겨져 나온 별들이 그 경로를 따라 긴 별 흐름에 흩어질 것이며, 이는 이후에 감지되었다.

그러나 일부 천문학자들은 Sgr dSph가 수십억 년 동안 우리 은하 주위를 공전해 왔으며 이미 약 10번 공전했다고 주장한다. 이러한 압박에도 불구하고 어느 정도의 일관성을 유지하는 능력은 해당 은하 내에 비정상적으로 높은 암흑 물질 농도를 나타낸다.

1999년, 존스턴 등은 Sgr dSph가 적어도 1 기가년 동안 우리 은하를 공전해 왔으며 그 동안 질량이 2~3배 감소했다고 결론지었다. 그 궤도는 5억 5천만 년에서 7억 5천만 년의 주기로 ≈13에서 ≈41 은하 중심 거리 사이에서 진동하는 것으로 밝혀졌다. 마지막 원 은하점은 약 5천만 년 전에 있었다. 또한 1999년, 장과 빈니는 Sgr dSph의 시작 질량이 ≈10¹¹ ''M''_☉만큼 컸다면 200 kpc 이상 떨어진 지점에서 우리 은하로 유입되기 시작했을 수 있음을 발견했다.

Sgr dSph의 별 잔해에 대한 고유 운동 관측을 통해 궤도와 우리 은하의 잠재력 장에 대한 모델을 개선할 수 있다. 이 문제는 MilkyWay@Home 프로젝트의 계산 지원을 받으면서 집중적으로 조사되고 있다.

2011년에 발표된 시뮬레이션에 따르면 우리 은하가 Sgr dSph와의 반복적인 충돌의 결과로 나선 구조를 얻었을 수 있다고 한다.^[7]

2018년, 우리 은하의 기원, 진화 및 구조를 조사하기 위해 주로 설계된 유럽 우주국의 가이아 프로젝트는 10억 개 이상의 별의 위치, 속도 및 기타 별 특성에 대한 가장 크고 정확한 조사를 제공했으며, 이는 Sgr dSph가 우리 은하의 중심 근처의 별 그룹에 교란을 일으켜 3억에서 9억 년 전에 우리 은하를 지나갈 때 별들의 예상치 못한 파동 운동을 일으켰음을 보여주었다.^[8]

2020년 연구에서는 가이아 프로젝트에서 얻은 데이터를 바탕으로 궁수자리 왜소구형 은하와 우리 은하 간의 충돌이 후자에서 주요 별 형성 에피소드를 유발했다고 결론지었다.^[23]

참조

_[1] 간행물 Name SDG 2006-11-28
_[2] 웹사이트 Saggitarius Dwarf Spheroidal http://ned.ipac.calt[...] 2006-11-28
_[3] 논문 A Catalog of Neighboring Galaxies 2004
_[4] 논문 Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field 2006
_[5] 웹사이트 Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy / Sag DEG http://www.solstatio[...]
_[6] 웹사이트 eSky:Sagittarius Dwarf Galaxy https://www.glyphweb[...]
_[7] 웹사이트 Star-Crossed: Milky Way's spiral shape may result from a smaller galaxy's impact https://www.scientif[...] 2016-12-15
_[8] 논문 A dynamically young and perturbed Milky Way disk https://www.nature.c[...] 2018-09-19
_[9] 논문 A dwarf satellite galaxy in Sagittarius
_[10] 논문 Updated Information on the Local Group 2000-04
_[11] 기타 Sagittarius – big http://www.astro.vir[...] University of Virginia 2006-09-24
_[12] 논문 Family ties: Abundances in Terzan 7, a Sgr dSph globular cluster 2005-07-03
_[13] 논문 Palomar 12 as a part of the Sagittarius stream: The evidence from abundance ratios
_[14] 논문 The exotic chemical composition of the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy 2006-12-05
_[15] 논문 Whiting 1: the youngest globular cluster associated with the Sgr dSph 2007-02-09
_[16] 논문 Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo 2007-09
_[17] 논문 Discovery of new globular clusters in the Sagittarius dwarf galaxy
_[18] 논문 Eight more low luminosity globular clusters in the Sagittarius dwarf galaxy
_[19] 논문 The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy 2007-09
_[20] 논문 The last breath of the Sagittarius d ''SPH''
_[21] 웹사이트 Using The Cannon to study the chemistry of the Sagittarius dwarf galaxy https://srs.tcu.edu/[...]
_[22] Youtube Matthew Melendez explores a small galaxy that is falling into our own https://www.youtube.[...] 2019-04-13
_[23] 논문 The recurrent impact of the Sagittarius dwarf on the star formation history of the Milky Way
_[24] 기타 NASA/IPAC Extragalactic Database http://nedwww.ipac.c[...] 2006-11-28
_[25] 논문 A Catalog of Neighboring Galaxies https://ui.adsabs.ha[...]
_[26] 논문 Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field https://ui.adsabs.ha[...]
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