왜소은하

1. 개요

왜소은하는 크기가 작고 암흑물질과 가스로 이루어진 은하로, 나선은하와 같은 큰 은하에 의해 파괴되거나 병합될 때까지 조석력의 영향을 받는다. 국부은하군에는 많은 왜소은하가 있으며, 우리은하와 안드로메다 은하를 공전한다. 왜소은하는 형태에 따라 왜소타원은하, 왜소구형은하, 왜소불규칙은하, 왜소나선은하 등으로 분류된다. 청색밀집왜소은하는 젊고 뜨거운 별로 구성된 성단을 포함하며, 초밀집왜소은하는 매우 밀집된 항성 분포를 보이며, 극미광 왜소은하는 암흑 물질을 많이 포함하고 있는 희미한 은하이다.

2. 왜소은하의 형성

현재 이론에 따르면, 왜소은하를 포함한 대부분의 은하는 암흑물질과 관련되거나 금속을 포함하는 가스로부터 형성된다. 그러나 미국 항공우주국(NASA)의 은하 진화 탐사선 우주 탐사선은 금속 함량이 낮은 가스에서 형성되는 새로운 왜소 은하를 발견했다. 이 은하들은 사자자리 별자리에 있는 두 개의 거대한 은하 주변의 수소와 헬륨 구름인 사자자리 고리에 위치해 있었다.

2.1. 조석 왜소은하

왜소 은하는 작은 크기 때문에 근처의 나선 은하에 의해 끌려가거나 상호작용 은하에 의해 찢어지는 현상이 관찰된다. 이는 항성류 목록을 생성하고, 결국 은하 충돌로 이어진다.

3. 국부 왜소은하

국부은하군에는 많은 왜소은하가 있다. 이러한 작은 은하는 우리은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하와 같은 큰 은하를 자주 공전한다. 2007년 논문은 많은 왜소은하가 우리은하와 안드로메다 은하의 초기 진화 기간에 조석력에 의해 형성되었을 것이라고 주장한다. 조석 왜소은하는 은하가 충돌하여 중력 상호작용할 때 형성된다. 은하를 구성하는 물질의 흐름은 부모 은하와 이를 둘러싸는 암흑물질의 헤일로에 의해 끌어당겨진다.

우리은하는 20개 이상의 왜소은하를 위성으로 두고 있는 것으로 밝혀졌다.

3.1. 센타우루스자리 오메가

최근 관측에 따르면, 천문학자들은 우리은하에서 가장 큰 구상성단인 센타우루스자리 오메가가 실제로는 중심부에 블랙홀을 가지며, 과거 우리은하에 흡수된 왜소은하의 핵이라고 믿고 있다.

4. 왜소은하의 유형

왜소은하는 형태에 따라 다음과 같이 분류된다.

* 타원은하: 왜소타원은하(dE)
* 왜소구형은하(dSph) - 한때 왜소타원은하의 하위 유형이었으나, 현재는 별개의 유형으로 간주된다.
* 불규칙은하: 왜소불규칙은하(dI)
* 나선은하: 왜소나선은하(dS)
* 마젤란형 왜소은하
* 청색밀집왜소은하
* 초밀집왜소은하
* 극미광 왜소은하

4.1. 청색밀집왜소은하 (BCD 은하)

천문학에서 청색밀집왜소은하(Blue compact dwarf galaxy^영어, BCD 은하)는 어리고 뜨겁고 무거운 별로 구성된 큰 성단을 포함하는 작은 은하다. 이러한 청색의 매우 밝은 별들은 은하 자체가 청색으로 보이게 만드는 원인이다. 대부분의 BCD 은하는 왜소불규칙은하 또는 왜소렌즈상은하로 분류되기도 한다. BCD 은하는 성단으로 구성되어 있기 때문에 특정한 형태가 없다. 이들은 많은 양의 가스를 단번에 소모하는데, 매우 격렬한 별의 형성활동을 야기한다.

BCD 은하는 새로운 별의 형성 과정에 있으며 차갑다. 은하의 별들은 모두 서로 다른 시기에 형성되었는데, 그래서 은하는 냉각되어 새로운 별을 형성할 물질을 축적할 시간을 가진다. 시간이 지나면서 별의 형성은 은하의 모양을 변화시킨다.

근처의 예로는 NGC 1705, NGC 2915, NGC 3353이 있다.

4.2. 초밀집왜소은하 (UCD)

초밀집왜소은하(Ultra-compact dwarf galaxy^영어)는 최근에 발견된 매우 높은 항성 분포를 가진 매우 밀집한 은하의 유형이다. 이들은 대략 직경 200광년에 약 1억 개의 별을 포함하는 것으로 추정된다. 이들은 부유은하단의 중심을 통해 끌려가다 조석 상호작용에 의해 외피층의 가스와 별들이 뜯겨져 나간 응집한 왜소타원은하의 핵일 것으로 이론화되었다. UCD는 처녀자리 은하단, 화로자리 은하단, 아벨 1689, 머리털자리 은하단 등 은하단에서 발견된다.

UCD의 극단적인 예로는 약 5,400만 광년 떨어져 있는 M60-UCD1이 있다. 이는 반경 160광년 이내에 대략 2억 태양질량의 물질을 포함하고, 중심 영역에 밀집된 별들 사이의 거리는 우리은하에서 지구가 위치한 영역에서의 별들보다 약 25배 가깝다. M59-UCD3는 유효 반경이 약 20파섹으로, M60-UCD1과 거의 같은 크기이지만, 약 -14.6의 절대 등급을 가지며 40% 더 밝다. 이는 M59-UCD3를 두 번째로 밀도가 높은 알려진 은하로 만든다. 별의 궤도 속도를 기반으로, 처녀자리 은하단에 있는 두 개의 UCD는 은하 질량의 13%와 18%를 차지하는 초대질량 블랙홀을 가지고 있다고 주장된다.

4.3. 극미광 왜소은하 (UFDs)

극미광 왜소 은하(Ultra-faint dwarf galaxies, UFDs)는 수백 개에서 수십만 개의 별을 포함하는 은하의 한 종류로, 우주에서 가장 희미한 은하이다. 극미광 왜소 은하는 외관상 구상 성단과 비슷하지만, 매우 다른 특징을 가지고 있다. 구상 성단과 달리, 극미광 왜소 은하는 상당한 양의 암흑 물질을 포함하고 있으며, 더 넓게 퍼져 있다. 극미광 왜소 은하는 2005년, 특히 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)와 같은 디지털 하늘 탐사의 등장과 함께 처음 발견되었다.

극미광 왜소 은하는 현재까지 알려진 가장 암흑 물질 지배적인 시스템이다. 천문학자들은 극미광 왜소 은하가 초기 우주에 대한 귀중한 정보를 담고 있다고 믿고 있는데, 지금까지 발견된 모든 극미광 왜소 은하가 매우 초기에, 즉 빅뱅 후 불과 수백만 년 후이자 재이온화 시대 이전에 형성된 고대 시스템이기 때문이다. 최근 이론 연구에서는 고대 극미광 왜소 은하보다 훨씬 늦은 시기에 형성되는 젊은 극미광 왜소 은하 집단의 존재를 가정하고 있다. 이러한 은하는 현재까지 우리 우주에서 관측되지 않았다.

5. 왜소은하 목록