상호작용은하
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1. 개요
상호작용 은하는 중력적 상호작용을 겪고 있는 은하들을 지칭한다. 이러한 상호작용은 은하의 형태 변화, 별 형성 촉진, 은하 병합 등의 다양한 현상을 유발한다. 은하 상호작용은 위성은하와의 상호작용, 은하 충돌, 은하 병합, 은하 학대 등 여러 유형으로 나타나며, 은하 충돌 시에는 스타버스트 현상이 발생하여 폭발적인 별 생성이 일어날 수 있다. 우리은하와 안드로메다 은하 역시 약 45억 년 후 충돌할 것으로 예측된다.
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2. 은하 상호작용의 유형
은하 상호작용은 크게 위성은하와의 상호작용, 은하 충돌, 은하 병합(은하 잡아먹기), 은하 학대로 나눌 수 있다.
2. 1. 위성은하와의 상호작용
거대 은하는 주변의 위성 은하와 상호작용하는 경우가 흔하다. 위성은하의 중력은 주 은하의 나선 팔을 끌어당기거나, 궁수자리 왜소 타원 은하처럼 위성은하 자체가 주 은하로 흡수될 수 있다. 이러한 과정에서 약간의 별 형성이 일어날 수 있다. 이렇게 형성된 별 무리는 별로 인식되기 전에는 때때로 "푸른 덩어리"라고 불렸다.[1]
천문 관측 초창기부터 알려진 M51에서는 동반 은하의 중력으로 나선 팔이 끌려가는 현상이 관측된다. 스테판의 5중주에서는 4개의 은하에서 조석 작용으로 늘어난 은하성운 꼬리가 연결된 모습이 관측된다.
2. 2. 은하 충돌
은하 충돌은 은하 진화에서 흔하게 일어나는 현상이다. 은하 내부의 물질 분포는 매우 듬성듬성하기 때문에, 이는 일반적인 의미의 충돌이 아니라 중력 상호작용이라고 할 수 있다.[3]충돌하는 두 은하의 운동량에 따라 결과는 달라진다. 운동량이 충분하지 않으면 두 은하는 병합 과정을 거치게 된다. 이들은 서로에게 끌려가 여러 번 관통하는 과정을 반복하다가 결국 하나의 은하로 합쳐진다. 만약 충돌하는 은하 중 하나가 다른 하나보다 훨씬 크다면, 큰 은하는 병합 후에도 거의 온전한 형태를 유지하는 반면, 작은 은하는 뜯겨져 나가 큰 은하의 일부가 된다. 반면, 두 은하가 서로 관통하는 경우에는 병합만큼 큰 형태 변화가 일어나지 않고, 대체로 원래의 물질과 모양을 유지한다.[4] 한쪽의 질량이 작고 매우 큰 경우, 회전하는 큰 은하를 구성하는 별들이 일단 중심부로 끌려갔다가 반대 방향으로 튀어나오려 하지만, 이후 중심 중력과 원심력이 균형을 이루어 고리 모양이 될 수 있다. 바퀴 은하를 비롯하여 새롭게 관측된 고리 모양 은하에서도 그러한 형성에 대한 설명이 이루어지고 있다.[24]
오늘날에는 컴퓨터를 이용하여 은하 충돌을 자주 시뮬레이션한다. 이러한 시뮬레이션에는 중력, 가스 소산 현상, 별 형성과 피드백 등 현실적인 물리 원리가 적용된다. 역학적 마찰은 은하 쌍의 상대적 운동을 늦추며, 초기 상대 궤도 에너지에 따라 특정 시점에서 병합이 일어날 수도 있다. 시뮬레이션된 은하 충돌 라이브러리는 파리 천문대 웹사이트 GALMER에서 확인할 수 있다.[5]
2. 3. 은하 병합 (Galactic Cannibalism)
은하 병합(galactic cannibalism)은 거대한 은하가 동반 은하와 조석에 의한 중력 상호작용을 통해 동반 은하를 흡수하여, 더 크고 흔히 불규칙한 은하를 만드는 현상이다.[15][16]둘 이상의 은하가 중력적으로 합쳐질 때 가장 흔하게 불규칙 은하가 만들어지지만, 타원은하가 생성될 수도 있다.
우리은하와 대마젤란 은하 및 소마젤란 은하 사이에서도 현재 은하 병합이 일어나고 있다. 왜소 은하에서 우리 은하로 활꼴을 그리며 중력에 의해 이끌리는 수소의 흐름(마젤란 스트림)이 이 이론의 증거로 여겨진다.
2. 4. 은하 학대 (Galaxy Harassment)
은하 학대(''galaxy harassment'')는 처녀자리 은하단이나 머리털자리 은하단과 같이 은하의 개수밀도가 높은 부유은하단 내에서, 은하가 높은 상대속도로 움직이며 다른 계와의 잦은 근접 조우로 인해 겪는 상호작용의 한 유형이다. 주로 어두운 은하와 밝은 은하 사이에서 발생한다.[33]컴퓨터 시뮬레이션에 따르면, 이러한 상호작용은 영향을 받는 은하를 불안정한 막대나선은하로 변화시키고, 뒤이어 폭발적 항성생성을 초래한다. 더 많은 접근이 일어나면 각운동량의 손실과 가스의 가열을 야기하며, 그 결과 어두운 나선은하가 왜소구형은하 및 왜소타원은하로 변화할 수 있다.[33]
이 가설의 증거는 처녀자리 은하단의 조기형 왜소은하에 대한 연구에서 발견되었는데, 이들의 구조에서 원반과 나선팔 구조가 발견되어 이러한 상호작용에 의해 변화한 원반계였음을 시사한다.[34] 그러나 LEDA 2108986과 같은 고립된 초기형 왜소은하에서도 유사한 구조가 발견되면서 이 가설은 약화되었다.[19][20]
3. 은하 상호작용의 단계
은하 간의 충돌은 은하 진화에서 흔하게 나타나는 현상이다. 은하 내부 물질 분포는 매우 희박하기 때문에, 이는 일반적인 충돌이 아닌 중력 상호작용으로 볼 수 있다.
충돌하는 두 은하가 충돌 후에도 계속 이동할 만큼 충분한 운동량을 갖지 못하면 병합이 일어난다. 이들은 서로에게 끌려가 여러 번 관통한 후 결국 하나의 은하를 형성한다. 충돌 은하 중 하나가 훨씬 크다면, 작은 은하는 뜯겨져 큰 은하의 일부가 되고 큰 은하는 대체로 온전하게 유지된다. 반면, 은하들이 서로 관통할 때는 물질과 형태를 대체로 유지한다.
은하 충돌은 현재 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 자주 연구되며, 여기에는 중력, 가스 소산, 별 형성과 피드백 등 현실적인 물리 현상이 포함된다. 역학적 마찰은 은하 쌍의 상대 운동을 늦추며, 초기 상대 에너지에 따라 합병 여부가 결정된다. 이러한 시뮬레이션은 파리 천문대 웹사이트 GALMER에서 찾아볼 수 있다.[30]
3. 1. 1단계: 접근 및 초기 상호작용
NGC 2207과 IC 2163는 은하 충돌의 첫 번째 단계를 거치고 있는 대표적인 두 은하이다.[30] 이 단계에서 두 은하는 서로에게 접근하며 중력적 영향을 주고받기 시작한다. 우리 은하와 대마젤란 은하 및 소마젤란 은하,[30] 소용돌이 은하 (M51)와 그 위성 은하의 상호작용도 이 단계에 해당한다.[30] 이 과정에서 위성 은하의 중력은 주 은하의 나선 팔을 끌어당겨 변형시키기도 한다.
3. 2. 2단계: 본격적인 충돌 및 병합 과정
두 은하의 핵이 가까워지면서 중력 상호작용이 강하게 발생한다. 이 과정에서 가스와 먼지가 압축되고, 이는 폭발적인 별 형성을 유발한다. 이러한 현상의 예시로 생쥐 은하(IC 819/20)를 들 수 있는데, 이 은하는 은하 충돌의 두 번째 단계를 거치고 있는 대표적인 사례이다.[30]
