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위성은하

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목차

1. 개요

위성은하는 모은하의 중력에 묶여 공전하는 작은 은하를 의미한다. 20세기 초 셰플리-커티스 대토론을 통해 은하 개념이 정립되었고, 허블의 관측으로 우주가 은하로 가득하다는 것이 밝혀졌다. 위성은하는 은하 형성 및 진화 연구에 중요한 정보를 제공하며, 왜소 은하로 분류된다. 왜소 불규칙 은하, 왜소 타원 은하, 왜소 타원체 은하 등이 있으며, 소규모 합병과 같은 환경적 요인에 따라 중간 또는 과도기적 유형으로 분류되기도 한다. 위성은하는 암흑 물질 헤일로의 질량 축적, 헤일로 병합률, 그리고 은하 동족 섭식(소규모 합병)을 통해 모은하에 흡수되며, 소규모 합병은 별 형성을 촉진하고 두꺼운 원반 성분의 기원과 관련이 있다.

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위성은하
기본 정보
정의더 큰 은하의 중력에 이끌려 궤도를 도는 은하
특징더 큰 은하를 중심으로 공전
환경적 영향모(母) 은하와의 상호작용으로 인해 가스 제거, 별 형성 억제 등의 현상 발생
예시우리 은하의 마젤란 은하
안드로메다 은하의 M32
연구
연구 대상은하 형성 및 진화 연구에 중요한 역할
연구 방법위성은하의 분포, 화학적 조성, 운동학적 특성 등을 분석
추가 정보
관련 용어왜소은하
국부 은하군
조석력

2. 역사

20세기 이전에는 우리 은하 너머에 은하가 존재한다는 개념이 잘 정립되지 않았다. 이 아이디어는 당시 매우 논쟁적이어서 섀플리-커티스 대토론(Great Debate (astronomy)|섀플리-커티스 대토론)으로 알려진 논쟁으로 이어졌다.

지난 100년 동안 우리 은하의 위성은하 발견 역사를 보여주는 애니메이션. 고전적인 위성은하는 파란색 (이름이 표시됨), SDSS 발견은 빨간색, 최근 발견 (대부분 DES 사용)은 녹색.

2. 1. 20세기 초

20세기 이전에는 우리 은하 너머에 은하가 존재한다는 개념이 잘 정립되지 않았다. 이 아이디어는 당시 매우 논쟁적이어서 "섀플리-커티스 대토론(Great Debate (astronomy)|섀플리-커티스 대토론)"으로 알려진 논쟁으로 이어졌다. 이 논쟁은 1920년 4월 26일 미국 국립 과학 아카데미에서 "성운"의 본질과 우리 은하의 크기를 두고 할로 섀플리(Harlow Shapley)와 헤버 더스트 커티스(Heber Doust Curtis)가 벌인 것이다.[9] 섀플리는 우리 은하가 전체 우주이며 (100,000 광년 또는 30 킬로파섹에 걸쳐 있음) 관측된 모든 "성운"(현재 은하로 알려짐)이 이 지역 내에 존재한다고 주장했다. 반면에 커티스는 우리 은하가 훨씬 작으며 관측된 성운은 사실 우리 은하와 유사한 은하라고 주장했다.[9]

이 논쟁은 1923년 말 에드윈 허블(Edwin Hubble)이 세페이드 변광성을 사용하여 M31(안드로메다 은하)까지의 거리를 측정할 때까지 해결되지 않았다. 허블은 이 별들의 주기를 측정하여 고유한 광도를 추정했고, 이를 측정된 겉보기 등급과 결합하여 300kpc의 거리를 추정했는데, 이는 섀플리가 추정한 우주의 크기보다 차수가 더 큰 값이다. 이 측정은 우주가 이전에 예상했던 것보다 훨씬 크다는 것을 입증했을 뿐만 아니라 관측된 성운이 실제로 다양한 형태를 가진 멀리 떨어진 은하라는 것을 보여주었다(허블 시퀀스 참조).[9]

2. 2. 현대

허블이 우주가 은하로 가득하다는 것을 발견했음에도 불구하고, 국부 은하군의 대부분의 위성은하들은 SDSS 및 DES와 같은 현대 천문학적 조사가 나오기 전까지는 발견되지 않았다.[10][11] 특히, 현재 우리 은하는 59개 이상의 위성은하를 가지고 있는 것으로 알려져 있다 (우리 은하의 위성은하 참조). 그러나 이 중 대마젤란 은하와 소마젤란 은하는 고대부터 남반구에서 육안으로 관측 가능했다. 그럼에도 불구하고, 은하 형성 및 진화에 대한 현대 우주론적 이론은 관측된 것보다 훨씬 더 많은 수의 위성은하를 예측한다(누락된 위성 문제 참조).[12][13] 그러나, 최근의 고해상도 시뮬레이션은 현재 관측된 위성의 수가 은하 형성의 지배적인 이론에 위협을 가하지 않는다는 것을 보여주었다.[14][15]

3. 위성 은하 연구의 중요성

분광 관측, 측광 및 운동학 관측을 통해 위성은하는 은하의 형성 및 진화, 은하 내 별 형성 속도를 증가시키거나 감소시키는 환경적 영향, 암흑 물질 헤일로 내 암흑 물질 분포 등을 연구하는 데 사용되는 풍부한 정보를 제공해 왔다. 결과적으로 위성은하는 우주론적 모형에 의해 만들어진 예측에 대한 시험장이 된다.[14][16][17]

4. 위성 은하의 분류

위성 은하는 일반적으로 왜소 은하로 분류되며, 모은하와 유사한 허블 분류 체계를 따른다. 다만, 왜소 은하임을 나타내기 위해 다양한 표준 유형 앞에 소문자 "d"를 붙인다. 이러한 유형에는 왜소 불규칙 은하 (dI), 왜소 타원체 은하 (dSph), 왜소 타원 은하 (dE) 및 왜소 나선 은하 (dS)가 있다. 그러나 이들 중에서 왜소 나선 은하는 위성이 아니라, 영역에서만 발견되는 왜소 은하로 여겨진다.[18]

5. 위성 은하의 형성

ΛCDM 모형으로 알려진 우주론의 표준 모형에 따르면, 위성은하의 형성은 우주의 대규모 구조와 관련이 있다. 재결합 시대 이후, 중성 수소 원자가 형성되면서 중입자 물질 밀도 변동이 증가했고, 이는 암흑 물질 밀도 변동과 비슷해졌다. 작은 질량 변동은 비선형성으로 증가하여 비리얼화되었고, 점차 더 큰 결합 시스템 내에서 계층적으로 클러스터화되었다.[21]

이러한 결합 시스템 내의 가스는 응축되어 냉각되어 냉암흑 물질 헤일로를 형성했으며, 이 헤일로는 강착 과정을 통해 합쳐지고 추가 가스를 축적하며 크기가 증가했다. 이 과정에서 형성된 가장 큰 결합체는 초은하단이며, 처녀자리 초은하단이 그 예시이다. 초은하단은 자체적으로 더 작은 은하단을 포함하며, 은하단은 훨씬 더 작은 왜소 은하로 둘러싸여 있다. 이 모형에서 왜소 은하는 더 거대한 은하를 형성하는 기본적인 구성 요소이며, 위성 은하는 아직 모은하에 흡수되지 않은 왜소 은하이다.[22]

5. 1. 암흑 물질 헤일로의 질량 축적

프레스-슈레흐터 형식주의(EPS)는 덜 무거운 암흑 물질 헤일로가 병합하여 더 무거운 헤일로로 질량을 얻는 과정을 설명하는 데 유용하다.[23] EPS 형식주의는 특정 질량의 붕괴된 천체에서 기원한 질량 분율을 추론하여, 특정 시간에 특정 질량의 헤일로를 형성하기 위해 병합된 조상 천체의 평균 수를 결정한다.[24]

EPS 형식주의의 기본 가정은 다음과 같다.[24]

"장벽 \delta_S = \delta_{critical}(t)에 대한 최초의 상향 교차를 가진 궤적의 분율은 S > S_1 = \sigma^2(M_1)이고, 질량 M의 헤일로에 통합된 시간 t에서의 질량 분율과 같다."

여기서 S = \sigma^2(M) 및 \delta = {\rho(x) - \bar{\rho} \over \bar{\rho} }는 각각 질량 분산과 과밀도를 나타내며, (S,\delta)-공간에서 질량 요소의 궤적에 통계의 마르코프 임의 보행을 적용한다.

시간 t_2에서 M_2 헤일로를 만들기 위해 병합된 질량 간격 (M_1, M_1 + dM_1) 내, 시간 t_1 의 평균 조상 개체 수는 다음 조상 질량 함수로 결정된다.[24]

:N(M_1,t_1|M_2,t_2)\operatorname{dM_1} = \frac{M_2}{M_1}f_{PS}(\nu_{12})\Bigg|{\operatorname{d}\ln(\nu_{12}) \over \operatorname{d}\ln(M_1)}\Bigg| \operatorname{dM_1}

여기서 \nu_{12} = { \delta_1 - \delta_2 \over \sqrt{S_1 - S_2}} 이고 f_{PS}(\nu_{12}) = \sqrt{2 \over \pi}\nu_{12}\exp({-\nu_{12}^2 \over 2})는 프레스-슈레흐터 다중도 함수이다.

조상 질량 함수와 수치 시뮬레이션 비교 결과, \Delta t = t_2 - t_1이 작을 때만 결과가 잘 일치한다. 고질량 조상체의 질량 분율은 실제보다 과소평가되는 경향이 있는데, 이는 구형 붕괴 모델 가정, 선형 밀도장 사용 등 단순화된 가정 때문이다.[25][26] 그럼에도 불구하고 EPS 형식주의는 암흑 물질 헤일로의 속성을 결정하는 데 유용하다.

5. 2. 헤일로 병합률

EPS 형식을 활용하면 초기 질량 M인 헤일로가 M과 M+ΔM 사이의 질량을 가진 헤일로와 합병되는 비율을 결정하는 데 사용할 수 있다.[24] 이 비율은 다음과 같다.

:\mathcal{P}(\Delta M | M,t)\operatorname{d}\ln\Delta M \operatorname{d} \ln t = \frac{1}{\sqrt{2\pi}}\Bigg[\frac{S_{1}}{(S_1 - S_2)}\Bigg]^{3/2} \exp \Bigg[- \frac{\delta_c^2(S_1 - S_2)}{2S_1 S_2}\Bigg]\Bigg|\frac{\operatorname{d} \ln \delta_c}{\operatorname{d} \ln t}\Bigg| \Bigg|\frac{\operatorname{d} \ln S_2}{\operatorname{d} \ln \Delta M}\Bigg| \frac{\delta_c}{\sqrt{S_2}} \mathrm{d} \ln t \, \mathrm{d} \ln \Delta M

여기서 S_1 = \sigma^2(M), S_2 = \sigma^2(M + \Delta M)이다. 일반적으로 질량 변화 \Delta M은 다수의 작은 합병의 합이다. 그럼에도 불구하고, 무한히 작은 시간 간격 \operatorname{dt}가 주어지면, M_1이 M_2로 변하는 단일 합병 사건으로 인한 질량 변화를 고려하는 것이 합리적이다.[24]

6. 은하 동족 섭식 (소규모 합병)

NGC 5907 은하로 떨어지는 별의 흐름 형태로 관찰할 수 있는 작은 병합의 잔해


위성은하는 수명 동안 암흑 물질 헤일로를 공전하면서 역학적 마찰을 경험한다. 그 결과 궤도 감쇠로 인해 모은하의 중력적 위치 에너지 속으로 더 깊이 떨어진다. 이 과정에서 위성의 외부 별들은 모은하의 조석력에 의해 찢겨져 나간다. 이는 작은 병합(소규모 합병)의 예시로, 위성이 완전히 파괴되어 모은하에 흡수될 때까지 계속된다.[27] 이러한 파괴 과정의 증거는 멀리 떨어진 은하 주변의 별 조각 무리에서 관찰할 수 있다.

6. 1. 궤도 감쇠율

위성은하가 모은하를 공전하며 상호 작용하면서 동역학적 마찰로 인해 점진적으로 소량의 운동 에너지와 각운동량을 잃는다. 그 결과, 각운동량을 보존하기 위해 모은하와 위성은하 사이의 거리가 점진적으로 감소한다. 이 과정은 위성은하가 궁극적으로 모은하와 병합될 때까지 계속된다.

만약 모은하가 특이 등온 구(SIS)이고 위성은하가 모은하를 향해 가속하기 시작하는 반경(야코비 반경)에서 급격하게 잘린 SIS라고 가정하면, 동역학적 마찰로 인해 작은 병합이 발생하는 데 걸리는 시간 t_{\mathrm fric}는 다음과 같이 근사할 수 있다.

:t_\mathrm{fric} = \frac{2.34}{\ln\Lambda} \frac{\sigma^{2}_{\mathcal M}}{\sigma^{3}_{\mathrm s}} r_{\mathrm i} = \frac{2.7 \ \mathrm{Gyr}}{\ln \Lambda}\frac{r_{\mathrm i}}{30 \ \mathrm{kpc}} \bigg( \frac{\sigma_{\mathcal M}}{200 \ \mathrm{km} \ \mathrm{s^{-1}}} \bigg)^2 \bigg(\frac{ 100 \mathrm{ \ km \ s^{-1}}}{\sigma_{\mathrm s}} \bigg)^3

여기서 r_i는 t = 0에서의 초기 반경이고, \sigma_{\mathcal M}는 모은하의 속도 분산, \sigma_{\mathrm s}는 위성은하의 속도 분산이며, \ln\Lambda는 \ln\Lambda = \ln\Big( \frac{b_{\mathrm{max}}}{\mathrm{max}(r_ \mathrm h,GM/v_{\mathrm{typ}}^2)}\Big)로 정의된 쿨롱 로그이다. 여기서 b_{\max}, r_ \mathrm h 및 v_\mathrm{typ}^2는 각각 최대 충돌 매개변수, 반질량 반경 및 전형적인 상대 속도를 나타낸다. 또한 반질량 반경과 전형적인 상대 속도 모두 반경과 속도 분산을 사용하여 다시 쓸 수 있다. 즉, r_{\mathrm h} = \frac{\sigma_{\mathrm s}}{2^{3/2}\sigma_{\mathcal M}}r 및 \frac{GM}{v^2_\mathrm{typ}} = \frac{\sqrt 2 \sigma_{\mathrm s}^2}{\sigma^3_\mathcal M}r이다. 페이버-잭슨 관계를 사용하여 위성은하와 모은하의 속도 분산을 관측된 광도로부터 개별적으로 추정할 수 있다. 따라서 위의 방정식을 사용하여 위성은하가 모은하에 흡수되는 데 걸리는 시간을 추정할 수 있다.[27]

6. 2. 소규모 합병으로 인한 별 형성

1978년, 천문학자 비아트리스 틴슬리와 리처드 라슨은 합병 잔해의 색상을 측정하는 선구적인 연구를 통해 합병이 별 형성을 촉진한다는 개념을 제시했다. 그들의 관측 결과, 비정상적인 청색이 합병 잔해와 관련이 있다는 것을 보여주었다. 이 발견 이전에, 천문학자들은 이미 별을 분류했으며(항성 분류 참조) 젊고 질량이 큰 별은 짧은 파장에서 빛을 방출하기 때문에 더 푸르다는 것이 알려져 있었다. 또한, 이러한 별들은 정역학적 평형을 유지하기 위해 연료를 빠르게 소모하기 때문에 수명이 짧다는 것도 알려져 있었다. 따라서 합병 잔해가 젊고 질량이 큰 별의 대규모 집단과 관련이 있다는 관측은 합병이 급격한 별 형성을 유도한다는 것을 시사했다(별 폭발 은하 참조).[28] 이 발견 이후, 다양한 관측을 통해 합병이 실제로 활발한 별 형성을 유도한다는 것이 확인되었다.[27] 소규모 합병은 주요 합병보다 흔하며, 우주 시간 동안 누적 효과는 별 형성 폭발에 크게 기여한다.[29]

6. 3. 소규모 합병과 두꺼운 원반 구성 요소의 기원

은하단을 가장자리에서 관측한 결과, 은하에는 보편적으로 얇은 원반, 두꺼운 원반, 헤일로 성분이 존재한다는 것을 알 수 있다. 이러한 성분들의 보편적인 존재에도 불구하고, 두꺼운 원반과 얇은 원반이 실제로 별개의 성분인지에 대한 연구는 여전히 진행 중이다.[30] 그럼에도 불구하고, 두꺼운 원반 성분의 기원을 설명하기 위해 많은 이론이 제시되었으며, 이 중에는 작은 합병을 포함하는 이론이 있다. 특히, 모은하의 기존 얇은 원반 성분이 작은 합병 과정에서 가열되어 얇은 원반이 확장되어 더 두꺼운 원반 성분을 형성한다는 추측이 있다.[31]

참조

[1] 서적 Galactic dynamics Princeton University Press 2008
[2] 웹사이트 What Is a Satellite Galaxy? http://spaceplace.na[...] NASA Spaceplace 2016-04-10
[3] 웹사이트 Dwarf Galaxies https://www.cfa.harv[...] 2018-06-10
[4] 논문 '"Galaxy," Defined' 2012-09-01
[5] 논문 Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way http://astronomy.swi[...] 2009-06-29
[6] 논문 Rapid Environmental Quenching of Satellite Dwarf Galaxies in the Local Group 2015-07-22
[7] 웹사이트 Our Galaxy and its Satellites Link for sharing this page on Facebook http://cseligman.com[...] Cseligman 2016-04-08
[8] 웹사이트 HubbleSite: News - Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate http://hubblesite.or[...] 2018-06-14
[9] 서적 Galactic astronomy Princeton University Press 1998
[10] 논문 Eight Ultra-faint Galaxy Candidates Discovered in Year Two of the Dark Energy Survey 2015-11-04
[11] 논문 The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS 2018-05-15
[12] 논문 Where Are the Missing Galactic Satellites? 1999-09
[13] arXiv Notes on the Missing Satellites Problem 2010-09-22
[14] 논문 Reconciling dwarf galaxies with LCDM cosmology: Simulating a realistic population of satellites around a Milky Way-mass galaxy 2016-08-11
[15] 논문 There is No Missing Satellites Problem 2018
[16] 논문 Determination of Dark Matter Halo Mass from Dynamics of Satellite Galaxies 2017-11-22
[17] 논문 Physical properties underlying observed kinematics of satellite galaxies 2013-01-21
[18] 논문 Dwarf Spirals 1995-11
[19] 서적 Galaxies in the universe : an introduction Cambridge University Press 2007
[20] 논문 The Morphological Origin of Dwarf Galaxies 2011
[21] 논문 Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter 1984-10
[22] 논문 Dark matter substructure and dwarf galactic satellites 2010
[23] 논문 Excursion set mass functions for hierarchical Gaussian fluctuations 1991-10
[24] 서적 Galaxy formation and evolution Cambridge University Press 2010
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[26] 논문 How to Grow a Healthy Merger Tree 2008-10-01
[27] 서적 Galactic dynamics Princeton University Press 2008
[28] 논문 Star formation rates in normal and peculiar galaxies 1978-01
[29] 논문 The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies 2014-06-01
[30] 논문 The Milky Way Has No Distinct Thick Disk 2012
[31] 논문 The formation of a thick disk through the heating of a thin disk: Agreement with orbital eccentricities of stars in the solar neighborhood 2011-01
[32] 웹인용 Satellite Galaxies http://www.mpa-garch[...] mpg.de 2013-08-17


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