봉황자리 은하단
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1. 개요
봉황자리 은하단은 R. 윌리엄슨과 동료들이 남극점 망원경을 이용하여 처음 발견한 은하단으로, 극단적인 특성으로 인해 활발히 연구되고 있다. 이 은하단은 매우 강력한 냉각 흐름과 높은 별 생성 활동을 보이며, 중심에는 1,000억 태양 질량 이상의 추정 질량을 가진 초대질량 블랙홀이 존재한다. 봉황 A로 명명된 중심 은하는 봉황자리 은하단 내에서 가장 큰 은하 중 하나이며, 퀘이사와 세이퍼트 은하의 특징을 공유하는 활동 은하핵을 가지고 있다.
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| 봉황자리 은하단 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 봉황자리 |
| 가장 밝은 구성원 | 봉황자리 A (등급 18.2) |
| 구성원 수 | 42개 알려짐 |
| 적색편이 | (중심) |
| 질량 | 태양 질량 |
| 다른 이름 | |
2. 발견
봉황자리 은하단은 R. 윌리엄슨과 동료들이 남극점 망원경으로 조사하는 동안 발표한 논문에서 처음 보고되었으며,[5] 이 조사를 통해 확인된 26개의 은하단 중 하나이다. 이 은하단의 탐지는 95, 150, 220GHz 사이의 주파수에서 이루어졌으며, 탐지된 은하단 중 14개는 이전에 확인되었고, 봉황자리 은하단을 포함한 12개는 새로운 발견이었다. 봉황자리 은하단으로 명명될 예정이었던 이 은하단 (수치 카탈로그 항목 SPT-CL J2344–4243으로 식별됨)은 이 조사에서 설명된 "어떤 은하단보다도 가장 큰 X선 광도를 가지고 있다"고 언급되었다.[5] 밝은 2형 세이퍼트 은하 또한 은하단의 중심에서 19초각 떨어진 곳에 위치하고 있는 것으로 밝혀졌으며, 이 은하는 ''2MASX J23444387-4243124''로 확인되었고,[5] 이후 봉황 A, 즉 은하단의 중심 은하로 명명되었다.
2. 1. 남극점 망원경을 이용한 발견
봉황자리 은하단은 R. 윌리엄슨과 동료들이 남극점 망원경으로 조사하는 동안 발표한 논문에서 처음 보고되었으며,[5] 이 조사를 통해 확인된 26개의 은하단 중 하나이다. 이 은하단의 탐지는 95, 150, 220GHz 사이의 주파수에서 이루어졌으며, 탐지된 은하단 중 14개는 이전에 확인되었고, 봉황자리 은하단을 포함한 12개는 새로운 발견이었다. 봉황자리 은하단으로 명명될 예정이었던 이 은하단 (수치 카탈로그 항목 SPT-CL J2344–4243으로 식별됨)은 이 조사에서 설명된 "어떤 은하단보다도 가장 큰 X선 광도를 가지고 있다"고 언급되었다.[5] 밝은 2형 세이퍼트 은하 또한 은하단의 중심에서 19초각 떨어진 곳에 위치하고 있는 것으로 밝혀졌으며, 이 은하는 ''2MASX J23444387-4243124''로 확인되었고,[5] 이후 봉황 A, 즉 은하단의 중심 은하로 명명되었다.3. 특징
''출처: Bill Saxton (NRAO/AUI/NSF)'']]
봉황자리 은하단은 극단적인 특성으로 인해 광범위하게 연구되었으며, 동 유형의 가장 중요한 천체 중 하나로 간주된다. M. 맥도날드와 동료들의 다파장 관측 연구에 따르면, 봉황자리 은하단은 매우 강력한 냉각 흐름 속도(연간 약 3,280 태양 질량)를 보이며, 이는 걷잡을 수 없는 냉각 흐름으로 묘사된다.[4] 이 측정값은 은하단 중앙에서 관측된 것 중 가장 높은 값 중 하나이다. 다른 은하단과는 대조적으로, 매우 강력한 냉각 흐름은 봉황자리 은하단에서 아직 확립되지 않았을 수 있는, 걷잡을 수 없는 냉각 흐름을 방지하기 위한 피드백 메커니즘의 결과로 제시되어 왔다.[4] 중앙 블랙홀에 의해 생성될 것으로 예상되는 가열 메커니즘은 피드백을 생성하기에 부적절하다 (페르세우스자리 및 처녀자리 은하단과 대조적으로). 이는 중앙 은하인 봉황 A의 높은 별 폭발 활동에 의해 더욱 뒷받침된다. 여기서 별은 연간 740 태양 질량의 속도로 형성된다(은하수의 연간 별 생성량 1 태양 질량과 비교).[7] 중앙 활동 은하 핵은 은하의 가스를 이온화하고 별 폭발 활동을 방지하기에 충분한 에너지를 생성하지 못한 것으로 입증되었다.[7]
3. 1. 걷잡을 수 없는 냉각 흐름
봉황자리 은하단은 극단적인 특성으로 인해 광범위하게 연구되었으며, 동 유형의 가장 중요한 천체 중 하나로 간주된다. M. 맥도날드와 동료들의 다파장 관측 연구에 따르면, 봉황자리 은하단은 매우 강력한 냉각 흐름 속도(연간 약 3,280 태양 질량)를 보인다.[4] 이 측정값은 은하단 중앙에서 관측된 것 중 가장 높은 값 중 하나이다. 다른 은하단과는 대조적으로, 매우 강력한 냉각 흐름은 봉황자리 은하단에서 아직 확립되지 않았을 수 있는, 걷잡을 수 없는 냉각 흐름을 방지하기 위한 피드백 메커니즘의 결과로 제시되어 왔다.[4]
''출처: Bill Saxton (NRAO/AUI/NSF)''
중앙 블랙홀에 의해 생성될 것으로 예상되는 가열 메커니즘은 피드백을 생성하기에 부적절하다 (페르세우스자리 및 처녀자리 은하단과 대조적으로). 이는 중앙 은하인 봉황 A의 높은 별 폭발 활동에 의해 더욱 뒷받침된다. 여기서 별은 연간 740 태양 질량의 속도로 형성된다(은하수의 연간 별 생성량 1 태양 질량과 비교). 중앙 활동 은하 핵은 은하의 가스를 이온화하고 별 폭발 활동을 방지하기에 충분한 에너지를 생성하지 못한 것으로 입증되었다.[7]
3. 2. 강력한 별 생성 활동
봉황자리 은하단은 극단적인 특성으로 인해 광범위하게 연구되었으며, 동 유형의 가장 중요한 천체 중 하나로 간주된다. M. 맥도날드와 동료들의 다파장 관측 연구에 따르면, 봉황자리 은하단은 매우 강력한 냉각 흐름 속도(연간 약 3,280 태양 질량)를 보이며, 이는 걷잡을 수 없는 냉각 흐름으로 묘사된다.[4] 이 측정값은 은하단 중앙에서 관측된 것 중 가장 높은 값 중 하나이다. 다른 은하단과는 대조적으로, 매우 강력한 냉각 흐름은 봉황자리 은하단에서 아직 확립되지 않았을 수 있는, 걷잡을 수 없는 냉각 흐름을 방지하기 위한 피드백 메커니즘의 결과로 제시되어 왔다.[4]중앙 블랙홀에 의해 생성될 것으로 예상되는 가열 메커니즘은 피드백을 생성하기에 부적절하다 (페르세우스자리 및 처녀자리 은하단과 대조적으로). 이는 중앙 은하인 봉황 A의 높은 별 폭발 활동에 의해 더욱 뒷받침된다. 여기서 별은 연간 740 태양 질량의 속도로 형성된다(은하수의 연간 별 생성량 1 태양 질량과 비교).[7] 중앙 활동 은하 핵은 은하의 가스를 이온화하고 별 폭발 활동을 방지하기에 충분한 에너지를 생성하지 못한 것으로 입증되었다.[7]
3. 3. 초대질량 블랙홀
봉황자리 은하단의 중심 블랙홀은 봉황자리 A의 세이퍼트 핵과 은하단 중심부의 내부 공동을 생성하는 상대론적 제트를 모두 구동하는 엔진이다. M. 브로캠프와 동료들은 중심 은하의 가장 안쪽 별 밀도 모델링과 중심 블랙홀의 성장을 촉진하는 단열 과정을 사용하여 블랙홀 질량을 측정하기 위한 열량 측정 도구를 만들었다.[10] 연구팀은 에너지 변환 매개변수를 유추하고 이를 뜨거운 은하단 내 가스의 거동, 활동성 은하핵(AGN) 피드백 매개변수, 은하의 역학 및 밀도 프로파일과 연결하여 중심 블랙홀이 과거에 어떻게 성장했을 수 있는지에 대한 진화 모델링을 만들었다.[10] 봉황자리 A의 경우, 이론적 한계에 가까운 단열 모델을 사용하여 훨씬 더 극단적인 특성을 갖는 것으로 나타났다.[10]
논문에서 제시된 이러한 모델은 1,000억 태양 질량() 정도의 추정 질량을 가진 중심 블랙홀을 나타내며, 이 질량을 초과할 수도 있지만,[10] 블랙홀 자체의 질량은 아직 궤도 역학을 통해 측정되지 않았다. 이러한 높은 질량은 관측 가능한 우주에서 알려진 가장 무거운 블랙홀 중 하나로 만들 수 있다. 이 질량의 블랙홀은 다음과 같다.
- 은하수 중심의 블랙홀(궁수자리 A*) 질량의 24,100배
- 암흑 물질 헤일을 포함한 삼각형자리 은하 질량의 2배.[11]
- 회전하지 않는 블랙홀이라고 가정하면, 슈바르츠실트 지름이 5,905억 km (태양에서 명왕성까지 거리의 100배)인 거대한 사건의 지평선을 갖는다.
- 광속으로 이동하는 데 71일 14시간이 걸리는 원주를 가진다.
이러한 높은 질량은 이를 엄청나게 큰 블랙홀(SLAB)의 제안된 범주에 넣을 수 있으며, 이 블랙홀은 1,000억 태양 질량() 이상의 질량을 가질 수 있는 원시 블랙홀에 의해 씨앗이 뿌려졌을 수 있으며, 이는 적어도 밝은 강착 초대질량 블랙홀의 상한보다 크다. 이는 약 500억 태양 질량()의 원반 은하에서 호스팅된다.[12]
4. 구성 요소
4. 1. 중심 은하: 봉황 A
'''피닉스 A''' ('''RBS 2043''', '''2MASX J23444387-4243124''')는 봉황자리 은하단의 중심 cD 은하인 타원은하이다. 퀘이사와 2형 세이퍼트 은하의 특징을 모두 공유하는 활동 은하핵을 가지고 있으며, 이는 중심의 초대질량 블랙홀에 의해 구동된다.[3] K-밴드의 "전체" 구경을 기준으로 피닉스 A는 16.20 초각의 각지름을 가지며, 이는 206.1 킬로파섹에 해당하는 큰 등광선 직경으로, 지구에서 발견된 가장 큰 알려진 은하 중 하나이다.[3]피닉스 A는 엄청난 양의 뜨거운 가스를 포함하고 있다. 은하단 내 다른 모든 은하를 합한 것보다 더 많은 정상 물질이 존재한다. 관측 데이터에 따르면, 뜨거운 가스가 중심 지역에서 연간 3,820 태양 질량의 속도로 냉각되고 있으며, 이는 기록된 최고치이다.[4]
GALEX와 허셜 우주 망원경을 포함한 다양한 망원경의 관측에 따르면, 피닉스 A는 연간 740 태양 질량의 속도로 물질을 별로 변환하고 있다.[4] 이는 페르세우스자리 은하단의 중심 은하인 NGC 1275 A보다 훨씬 높으며, 별 형성은 약 20배 더 낮은 속도로 발생하거나, 우리 은하에서 연간 1개의 별이 형성되는 속도이다.[9] 은하단 중앙에서 기록된 최고 수준의 대규모 별 형성 활동을 겪고 있지만, 더 높은 적색 편이를 가진 다른 은하들이 더 높은 별 형성 활동을 보인다.[8]
4. 2. 초대질량 블랙홀
봉황자리 은하단의 중심 블랙홀은 봉황자리 A의 세이퍼트 핵과 은하단 중심부의 내부 공동을 생성하는 상대론적 제트를 모두 구동하는 엔진이다.[10] M. 브로캠프와 동료들은 중심 은하의 가장 안쪽 별 밀도 모델링과 중심 블랙홀의 성장을 촉진하는 단열 과정을 사용하여 블랙홀 질량을 측정하기 위한 열량 측정 도구를 만들었다.[10] 연구팀은 에너지 변환 매개변수를 유추하고 이를 뜨거운 은하단 내 가스의 거동, 활동성 은하핵(AGN) 피드백 매개변수, 은하의 역학 및 밀도 프로파일과 연결하여 중심 블랙홀이 과거에 어떻게 성장했을 수 있는지에 대한 진화 모델링을 만들었다.[10] 봉황자리 A의 경우, 이론적 한계에 가까운 단열 모델을 사용하여 훨씬 더 극단적인 특성을 갖는 것으로 나타났다.[10]
논문에서 제시된 이러한 모델은 1,000억 태양 질량() 정도의 추정 질량을 가진 중심 블랙홀을 나타내며, 이 질량을 초과할 수도 있지만,[10] 블랙홀 자체의 질량은 아직 궤도 역학을 통해 측정되지 않았다. 이러한 높은 질량은 관측 가능한 우주에서 알려진 가장 무거운 블랙홀 중 하나로 만들 수 있다.
이러한 질량의 블랙홀의 특징은 다음과 같다.
- 은하수 중심의 블랙홀(궁수자리 A*) 질량의 24,100배이다.
- 암흑 물질 헤일로를 포함한 삼각형자리 은하 질량의 2배이다.[11]
- 회전하지 않는 블랙홀이라고 가정하면, 슈바르츠실트 지름이 5,905억 km (태양에서 명왕성까지 거리의 100배)인 거대한 사건의 지평선을 갖는다.
- 광속으로 이동하는 데 71일 14시간이 걸리는 원주를 가진다.
이러한 높은 질량은 이를 엄청나게 큰 블랙홀 (SLAB)의 제안된 범주에 넣을 수 있으며, 이 블랙홀은 1,000억 태양 질량() 이상의 질량을 가질 수 있는 원시 블랙홀에 의해 씨앗이 뿌려졌을 수 있으며, 이는 적어도 밝은 강착 초대질량 블랙홀의 상한보다 크다. 이는 약 500억 태양 질량()의 원반 은하에서 호스팅된다.[12]
5. 한국의 연구 참여
참조
[1]
웹사이트
Phoenix Cluster: A Fresh Perspective on an Extraordinary Cluster of Galaxies
https://chandra.harv[...]
Harvard.edu
2015-09-30
[2]
simbad
NAME Phoenix Cluster
2012-08-16
[3]
웹사이트
Phoenix A
https://ned.ipac.cal[...]
[4]
논문
A massive, cooling-flow-induced starburst in the core of a luminous cluster of galaxies
2012-08
[5]
논문
An SZ-selected sample of the most massive galaxy clusters in the 2500-square-degree South Pole Telescope survey
2011-09-10
[6]
웹사이트
Powerful Black Hole at Heart of Phoenix Cluster's Central Galaxy Surprises Astronomers
https://www.sci.news[...]
2017-02-15
[7]
논문
An HST/WFC3-UVIS View of the Starburst in the Cool Core of the Phoenix Cluster
2013-02-22
[8]
논문
Deep 1.1 mm-wavelength imaging of the GOODS-S field by AzTEC/ASTE - II. Redshift distribution and nature of the submillimetre galaxy population
2012-02-22
[9]
웹사이트
Star births seen on cosmic scale in distant galaxy
https://www.washingt[...]
2012-08-15
[10]
논문
Unveiling Gargantua: A new search strategy for the most massive central cluster black holes
2016-01
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SPT-CL J2344-4243
http://simbad.cfa.ha[...]
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[14]
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매우 밝은 은하단의 핵에서 폭발적 항성생성을 유발한 거대한 냉각류
http://adsabs.harvar[...]
네이쳐
2012-08
[15]
간행물
사우스폴 망원경 2500 제곱도 탐사에서 선택된 가장 무거운 은하단 SZ 표본
http://arxiv.org/abs[...]
arXiv
2011-01-06
[16]
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arXiv
2011-09-28
[17]
인용
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http://www.rdmag.com[...]
2012-09-13
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