렌즈형은하
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1. 개요
렌즈형 은하는 나선 은하와 유사한 렌즈 모양의 은하 디스크를 가지지만, 성간 가스와 우주 먼지가 적고 나선 팔이 뚜렷하지 않다. 허블 분류에서 타원 은하와 나선 은하의 중간 형태로, 팽대부와 원반을 모두 가지고 있다. 렌즈형 은하는 먼지 함량이나 중심 막대 구조 유무에 따라 세분화되며, 늙고 붉은 별들로 구성되어 있다. 렌즈형 은하는 툴리-피셔 관계에서 나선 은하와 다른 경향을 보이며, 이는 과거 나선 은하에서 진화했음을 시사한다. 렌즈형 은하의 형성은 퇴화된 나선 은하, 은하 병합, 가스 강착 등 다양한 시나리오로 설명된다.
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| 렌즈형은하 | |
|---|---|
| 유형 | |
| 은하 분류 | 렌즈형 은하 |
| 드 보클레르 분류 | S0 |
| 특징 | |
| 구성 요소 | 항성 가스 먼지 |
| 형태 | 원반, 팽대부 |
| 나선팔 | 없음 |
| 별 형성 | 낮음 또는 없음 |
| 예시 | |
| 예시 은하 | 메시에 84 NGC 5866 NGC 4762 NGC 1533 |
2. 형태 및 구조
렌즈형 은하는 나선 은하처럼 볼록 렌즈 모양의 은하 디스크 구조를 가지지만, 성간 가스나 우주 먼지 등의 성분이 매우 적고 나선 팔도 보이지 않는다는 점[40]에서 나선 은하와 다르다.
렌즈형 은하의 디스크는 세밀한 구조 없이 평평하여, 편평도가 큰 타원 은하와 비슷해 보일 수 있다. 그러나 표면 밝기 분포가 은하 디스크에 특징적인 지수 함수적 분포를 보이기 때문에 타원 은하와 구별된다. 이러한 특징으로 인해 렌즈형 은하는 허블 분류에서 타원 은하와 나선 은하의 중간에 위치한다.
가스가 매우 적고 젊은 별이 보이지 않는다는 점은 나선 은하가 어떤 이유로 가스 성분을 잃고 새로운 별 형성이 일어나지 않게 된 결과일 수 있다는 가설을 제시한다.
또한, 은하의 수가 적은 영역에서는 렌즈형 은하가 거의 발견되지 않고, 은하단 내부와 같이 은하의 밀도가 높은 영역에 상대적으로 많이 분포한다는 특징은 렌즈형 은하의 생성 원인과 관련이 있을 것으로 추정된다.
2. 1. 분류
렌즈형은하는 허블 순차에서 나선 은하와 타원 은하 사이의 중간 단계로 여겨지며, 원반과 팽대부 구조를 모두 가지고 있다. 원반은 보통 특징이 없기 때문에 나선은하와 같은 방식으로 분류하기 어렵고, 팽대부는 구형이어서 타원은하로 분류하기도 어렵다.[47] 따라서 렌즈형은하는 먼지 조성이나 중심 막대의 뚜렷함에 따라 하위 유형으로 나뉜다.
렌즈형은하의 유형은 원반 내 먼지 조성에 따라 S01, S02, S03형으로 나뉘며, 숫자가 커질수록 먼지 함량이 많다.[47] 중심 막대의 유무에 따라 SB01, SB02, SB03형으로 분류되며, 숫자가 커질수록 막대 구조가 뚜렷하다.[47] NGC 1460과 같은 SB03 은하는 팽대부와 원반 사이의 전이 영역을 통과할 수 있는 매우 잘 정의된 막대를 가지고 있다.[12] 실제로 NGC 1460은 렌즈형 은하 중에서 가장 큰 막대 중 하나를 가진 은하이다.[20]
렌즈형은하는 중심 팽대부 요소가 두드러진다는 특징을 가진다. 이는 렌즈형은하와 나선은하의 축비(단축/장축) 분포를 비교해보면 알 수 있다. 렌즈형은하의 축비 분포는 0.25에서 0.85 범위에서 꾸준히 증가하는 반면, 나선은하는 같은 범위에서 거의 평탄하다.[47] 이는 렌즈형은하가 팽대부의 영향을 더 크게 받는다는 것을 의미한다.
2. 2. 서직 분해
렌즈형은하의 표면밝기 윤곽은 수치화하기 매우 힘들다. 렌즈형은하의 원반은 매우 평탄한 표면밝기 분포(서직지수 n ≈ 1)를 가지고 있으며,[47] 척도반지름 ≈4에서 표면밝기 끊김이 관측된다.[53] 반면 렌즈형은하의 팽대부는 드 보클레르 윤곽과 같이 n ≈ 4의 서직 지수를 갖는다.[53] 팽대부와 원반 각각의 표면밝기 윤곽을 설명하기 위해 여러 개의 서직지수가 필요할 때, 이러한 은하는 보통 S0형으로 분류된다.[47]렌즈형 은하의 표면 밝기 프로파일은 구면 성분의 세르식 모델과 원반의 지수적 감소 모델(세르식 지수 n ≈ 1)의 합으로 설명되며, 종종 막대 성분이 추가되기도 한다.[6] 렌즈형 은하의 표면 밝기 프로파일에서는 ~ 4 원반 스케일 길이에서 절단이 관측되기도 한다.[20] 렌즈형 은하의 팽대부는 형태 분류상 타원 은하와 더 밀접한 관련이 있으며, 원반보다 더 가파른 표면 밝기 프로파일(세르식 지수 n = 1~4)을 갖는다.[7][8]
2. 3. 막대
나선 은하와 마찬가지로 렌즈형 은하는 중심부에 막대 구조를 가질 수 있다. 정상렌즈형은하의 분류가 먼지의 양에 기반을 둔 것과 달리, 막대 렌즈형 은하는 중심 막대의 뚜렷함에 따라 분류된다. SB01형 은하는 가장 희미한 막대 구조를 가지며, 중심 팽대부 반대편의 표면 밝기가 약간 높은 정도로만 분류된다. 막대의 뚜렷함은 SB03형 은하에서 가장 강하게 나타나는데, NGC 1460과 같이 팽대부와 원반 사이의 전이 영역까지 뻗어 있는 매우 뚜렷한 막대를 가진 경우가 이에 해당한다.[47][12] NGC 1460은 실제로 렌즈형 은하 중에서 가장 큰 막대 중 하나를 가지고 있다.[12]렌즈형 은하의 막대 구조는 자세히 연구되지 않았지만, 이러한 특징을 더 잘 이해하면 막대 형성 메커니즘뿐만 아니라 렌즈형 은하의 형성 및 진화 과정을 밝히는 데 도움이 될 것이다.[53][20]
2. 4. 상자 모양 팽대부
NGC 1375와 NGC 1175는 상자 모양 팽대부를 가진 렌즈형 은하의 예시이다.[10] 이들은 SB0 pec로 분류된다.[10] 상자 모양 팽대부는 주로 나선 은하에서 관찰되지만, 옆으로 보이는 렌즈형 은하에서는 드물게 나타난다.[10]2. 5. 구성 성분
렌즈형은하는 가시적인 원반과 돌출된 팽대부를 모두 가지고 있다는 점에서 독특하다. 일반적인 나선은하보다 팽대부 대 원반의 비가 훨씬 크며, 후기형 은하[4]의 나선팔 구조는 없지만 중심 막대를 가질 수 있다.[12] 렌즈형은하의 축비(관측된 원반은하의 단축 및 장축 사이의 비율) 분포는 0.25에서 0.85 범위에서 꾸준히 증가하는 반면, 나선은하의 분포는 같은 범위에서 거의 평탄하다.[5] 이는 렌즈형은하가 중심 팽대부에 의해 지배된다는 것을 보여준다.[12]렌즈형은하는 허블 순차에서 나선은하와 타원은하 사이의 불분명한 전이 단계로 여겨진다. 렌즈형은하는 원반과 팽대부 성분을 모두 가지고 있기 때문이다. 원반은 특징이 없어 나선은하로 분류하기 어렵고, 팽대부는 구형이어서 타원은하로 분류하기도 어렵다. 렌즈형은하는 원반의 먼지 조성에 따라 S01, S02, S03형으로, 중심 막대의 존재 유무에 따라 SB01, SB02, SB03형으로 나뉜다.[12]
NGC 2787은 먼지 흡수가 보이는 렌즈형은하의 예시이다. HST이 제공한 이 은하의 사진을 보면 S0형 은하로 분류되었지만, 나선은하, 타원은하, 렌즈형은하 사이의 구분이 어렵다는 것을 알 수 있다.
렌즈형은하의 표면밝기 윤곽은 수치화하기 어렵지만, 타원은하나 나선은하와는 다른 특징을 보인다. 렌즈형은하의 원반은 특히 최외곽 영역에서 매우 평탄한 표면밝기 분포(서직지수 n ≈ 1)를 가진다.[47] 반면 팽대부는 드 보클레르 윤곽과 같이 더 가파른 표면밝기 윤곽(서식지수 n ≈ 4)을 가진다.[7][8]
렌즈형은하의 조성은 타원은하와 유사하게, 대부분 늙고 붉은 별들로 구성되어 있다. 툴리-피셔 관계의 편차를 통해 별들이 모두 약 10억 년 이상 된 것으로 추정된다. 렌즈형은하는 구상성단이 매우 자주 발견되며, 분자가스가 거의 없고, 별 형성이 일어나지 않으며, 수소 방출선이 거의 나타나지 않는다. 하지만 타원은하와 달리 여전히 상당한 양의 먼지를 포함하고 있다.[12]
3. 운동학
렌즈형은하는 속도분산과 원반의 회전 운동을 모두 가지고 있어, 나선은하와 타원은하의 운동학적 특징을 공유한다.[49] 팽대부는 중심 속도분산에 의해 압력이 가해진다는 점에서 타원은하와 유사하며, 이는 공기입자 운동이 무작위 운동에 의해 주도되는 풍선과 비슷하다. 반면 렌즈형은하의 운동학은 회전하는 원반에 의해 주도되는데, 이는 원반에서 별들의 평균 원운동이 은하 안정성의 원인이 된다는 것을 의미한다.
나선은하와 렌즈형은하의 차이점은, 이들의 경계선이 종종 특정한 팽대부 대 원반 비율에 놓여있기 때문에 분석하기 간단하다는 것이다. 타원은하와 렌즈형은하의 차이를 구별하기 위해서는 보통 속도분산(σ), 회전속도(v), 이심률(ε)의 측정이 필요하다.[49] 렌즈형은하와 타원은하를 구별하기 위해 고정된 ε에 대한 v/σ 비를 살피는데, 대략적인 기준은 타원은하가 ε = 0.3에 대해서 0.5 > v/σ를 가지고 있다는 점이다.[49] 이는 타원은하가 원반구조를 가지지 않는 반면에 렌즈형은하는 뚜렷한 팽대부와 원반을 가지고 있기 때문이다. 따라서 렌즈형은하는 (원반 때문에) 무시하지 못할 정도의 회전속도와 덜 뚜렷한 팽대부 때문에 타원은하보다 훨씬 큰 v/σ 비를 가진다.
3. 1. 측정의 어려움 및 기술
렌즈형은하는 Hα선 또는 21cm 방출선으로 측정되는 차가운 가스가 부족하여, 별의 흡수선을 통해 운동학적 정보를 얻는다.[53] 정밀한 회전 속도 측정은 경사 측정의 어려움, 팽대부-원반 접점 영역의 영상 효과, 별의 무작위 운동 등 복합적인 효과로 인해 어렵다.[50] 이러한 점 때문에 렌즈형은하의 운동 측량은 일반적인 원반은하보다 훨씬 어렵다.3. 2. 툴리-피셔 관계 편차
나선은하와 렌즈형은하 사이의 운동학적 관계는 툴리-피셔 관계를 통해 뚜렷하게 나타난다. 렌즈형은하는 광도/절대등급 축에서 차이를 보이지만, 나선은하와 동일한 툴리-피셔 관계를 가진다. 이는 렌즈형은하의 항성 분포에서 밝고 붉은 별이 압도적으로 많기 때문이다.[53]
위 그림에서 나선은하 데이터에 대한 최적선이 뚜렷하게 보이며, 렌즈형은하도 동일한 기울기의 최적선을 가지지만, ΔI ≈ 1.5 정도의 편차가 있다.[20] 이는 렌즈형은하가 한때 나선은하였으나, 지금은 늙고 붉은 별들이 주를 이루는 은하임을 의미한다.[53]
4. 형성과 진화
렌즈형은하의 형성과 진화에 관해서는 여러 가설이 있다.
렌즈형은하는 나선은하에서 나선팔이 사라진 '퇴화된 나선은하'일 가능성이 제기된다.[53] 이는 렌즈형은하의 형태와 운동학적 특성, 그리고 중심부에 막대 구조를 가질 수 있다는 점을 통해 뒷받침된다. 그러나 일부 렌즈형 은하는 나선 은하보다 더 밝아, 단순히 퇴화된 나선 은하의 잔해라고 보기에는 무리가 있다.
다른 가능성으로는 렌즈형은하가 은하병합의 결과물일 수 있다는 주장이 있다.[53] 은하 병합을 통해 총 별 질량이 증가하고, 나선팔이 없는 원반 형태의 은하가 만들어질 수 있다는 것이다.[20] 혹은 가스와 소규모 은하의 강착을 통해 렌즈형 은하의 원반이 성장했다는 가설도 있다.[21]
밝은 렌즈형 은하는 타원은하와, 희미한 렌즈형 은하는 램 압력으로 벗겨진 나선은하와 관련이 있다는 주장이[22] 제기되기도 했지만, 극도로 고립된 저광도 렌즈형 은하 LEDA 2108986의 존재로 인해 의문이 제기되었다.[23]
렌즈형 은하는 나선 은하처럼 볼록 렌즈 모양의 은하 디스크 구조를 갖지만, 성간 가스나 우주 먼지가 매우 적고 나선 팔이 보이지 않는다는 특징이 있다.[40] 겉보기에는 편평도가 큰 타원 은하와 비슷해 보이지만, 표면 밝기 분포가 은하 디스크의 특징인 지수 함수적 분포를 따르기 때문에 타원 은하와 구별된다.
가스가 매우 적고 젊은 별이 보이지 않는다는 점은, 나선 은하가 어떤 이유로 가스 성분을 잃고 새로운 별 형성이 중단된 결과일 수 있다는 추측을 가능하게 한다. 렌즈형 은하는 은하 밀도가 높은 은하단 내부에서 상대적으로 많이 발견되는데, 이는 렌즈형 은하의 생성 원인과 관련이 있을 것으로 보인다.
4. 1. 퇴화된 나선 은하
렌즈형은하는 형태와 운동학적 특징이 은하의 형성 방식을 암시한다. 렌즈형은하는 먼지투성이의 원반형 구조를 가지고 있는데, 이는 나선팔이 사라진, 퇴화된 나선은하에서 비롯되었음을 시사한다.[53] 렌즈형 은하는 가스가 결핍되어 있고, 먼지가 존재하며, 현재 별의 형성이 부족하고, 회전은 모두 별을 형성하기 위해 가스를 모두 소진한 나선은하에서 예측되는 특징이다.[53] 이러한 가설은 가스 보유량이 부족한, 또는 "빈혈" 나선은하를 통해 더 가능성이 커진다.[54] 은하의 나선무늬가 소멸된다면, 그 결과는 많은 렌즈형은하와 동일하게 보일 것이다.[54] 무어 등은 근처의 다른 은하에 의한 중력적 효과인 조석 작용이 밀집된 영역에서 이 과정을 도울 수 있다고 뒷받침했다.[55] 그러나 이 이론의 가장 명확한 근거는 툴리-피셔 관계에서 위로 약간 이동한 채로 자리를 고수하고 있다는 것이다.2012년에 발표된 논문은 캐나다의 천문학자 시드니 반 덴 버그가 처음으로 발표한, 렌즈형은하와 왜소구형은하(S0a-S0b-S0c-dSph)에 대한 새로운 분류 체계를 주장했다. 이는 나선은하와 불규칙은하(Sa-Sb-Sc-Im)에 대해 평행한 허블 순차로, 나선은하-불규칙은하 순차와 얼마나 유사한지 보여주는 이러한 생각을 보강한다.[56]
4. 2. 은하 병합
렌즈형은하는 나선 은하 간의 병합으로 형성될 수 있다는 이론이 있다.[53][20] 버스테인[57][27]과 샌디지[58][28]는 렌즈형은하가 일반 나선은하보다 표면 밝기가 높고, 팽대부 대 원반 비가 크다는 점을 분석을 통해 제시했다.[59][60][29][30] 이는 렌즈형 은하가 나선 은하의 단순한 퇴화가 아니라, 은하 병합의 결과일 수 있음을 시사한다. S0형 은하가 다른 나선 은하들의 병합으로 형성되었다면, 구상성단의 빈도가 증가하는 현상도 설명할 수 있다.[61][31] 다만, 병합된 은하가 오늘날 우리가 보는 은하들과 약간 다르다는 가정이 없다면, 병합으로 툴리-피셔 관계의 편차를 설명하는 것은 불가능하다.
4. 3. 강착을 통한 원반 성장
일부 렌즈형 은하는 가스 및 소규모 은하의 강착을 통해 원반이 생성되기도 한다. 이는 초기에 이미 존재하던 구형 구조를 중심으로 뭉쳐진 고적색편이의 콤팩트하고 거대한 구형 은하와, 가까운 거리에서 관측되는 렌즈형 은하의 팽대부 특성을 설명하기 위해 제안되었다.[32] "다운사이징" 시나리오에 따르면, 더 큰 렌즈형 은하는 더 어린 우주, 즉 더 많은 가스를 사용할 수 있었던 시기에 먼저 형성되었을 수 있다. 반면 질량이 작은 은하는 원반을 형성할 물질을 끌어들이는 데 더 느렸을 수 있는데, 이는 고립된 초기형 은하 LEDA 2108986의 경우와 같다. 은하단 내부에서는 램 압력 박리가 가스를 제거하여 새로운 가스 강착을 막아 원반의 추가적인 발달을 방해한다.이전에 밝은 렌즈형 은하의 진화는 타원은하의 진화와 밀접하게 연관되어 있으며, 더 희미한 렌즈형 은하는 램 압력으로 벗겨진 나선은하와 더 밀접하게 관련될 수 있다는 주장이 제기되었지만,[22] 은하 폭력 시나리오는 LEDA 2108986과 같이 극도로 고립된 저광도 렌즈형 은하의 존재로 인해 의문이 제기되었다.[23]
5. 렌즈형 은하의 예
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저널
조기형은하는 만기형은하의 원반의 퇴화로부터 진화할 수 있을까?
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S0형 은하의 표본에 관한 다중요소 분해
2005-10
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