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은하팽대부

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목차

1. 개요

은하팽대부는 은하의 중심부에 위치한 별들의 밀집된 집합체로, 은하의 구조적 특징 중 하나이다. 고전적 팽대부, 원반형 팽대부, 측면 팽대부로 분류되며, 각 팽대부는 형성 과정과 특징에 차이를 보인다. 고전적 팽대부는 타원은하와 유사하며, 작은 구조들의 충돌과 병합으로 형성된다. 원반형 팽대부는 나선은하와 유사하며, 은하의 진화 과정인 영구진화에 의해 형성될 수 있다. 측면 팽대부는 X자 모양을 가지며, 은하의 막대 구조로 여겨진다. 대부분의 팽대부는 중심에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 블랙홀의 질량은 팽대부의 특징과 연관성을 보인다.

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은하팽대부
개요
유형막대 나선 은하와 타원은하의 중심에 있는 별들의 조밀한 집단
위치대부분의 나선 은하와 막대 나선 은하, 타원은하의 중심
구성주로 오래된 별, 가스, 먼지, 블랙홀 (일부 은하)
특징
모양구형 또는 땅콩형
크기수백 ~ 수천 광년
별의 나이주로 오래된 별 (수십억 년 이상)
별의 움직임무작위 운동 (구형 벌지), 회전 운동 (원반형 벌지)
별의 밀도매우 높음 (태양 질량의 수백만 배/pc3)
가스와 먼지적거나 없음 (구형 벌지), 풍부함 (원반형 벌지)
별 형성거의 없음 (구형 벌지), 활발함 (원반형 벌지)
블랙홀일부 은하에서 발견됨 (초대질량 블랙홀)
형성
초기 은하 형성은하 형성 초기에 원반이 형성되기 전에 생성
병합작은 은하들이 합쳐져서 형성
원반 불안정성은하 원반의 중력 불안정으로 인해 형성
막대 불안정성막대 나선 은하에서 막대의 진화로 인해 형성
중요성
은하 진화은하의 형태와 진화에 중요한 역할
블랙홀 성장초대질량 블랙홀의 성장에 영향
별 형성은하 중심부의 별 형성에 영향
연구
관측망원경과 우주 탐사선을 사용하여 관측
시뮬레이션컴퓨터 시뮬레이션을 사용하여 연구
이론은하 형성 및 진화 이론을 사용하여 연구

2. 고전적 팽대부

타원은하와 유사한 특징을 가지는 팽대부는, 팽대부에 대한 과거의 생각과 같기 때문에 보통 고전적 팽대부(''classical bulge'')라고 불린다.[28] 이러한 팽대부는 주로 항성종족 II의 늙은 별들로 구성되어 있어 붉은 색조를 띤다.(별의 진화 참고)[32] 별들은 은하면에 대해 무작위적인 궤도를 가지며, 이로 인해 팽대부는 뚜렷한 공 모양을 띤다.[32] 먼지와 기체의 부족으로, 팽대부에서는 별의 형성이 거의 일어나지 않는 경향을 보인다.

2. 1. 특징

M81은 고전적 팽대부를 가진 은하의 예시이다. 팽대부의 시작점에서 나선 구조가 끝나는 모습을 관찰할 수 있다.[28]

타원은하와 유사한 특징을 가지는 팽대부를 보통 고전적 팽대부(''classical bulge'')라고 부른다.[2] 이러한 팽대부는 주로 항성종족 II의 늙은 별들로 구성되어 있어 붉은 색조를 띤다.(별의 진화 참고)[8] 별들은 은하면에 대해 무작위적인 궤도를 가지며, 이로 인해 팽대부는 뚜렷한 공 모양을 띤다.[8] 먼지와 기체가 부족하여 별 형성이 거의 일어나지 않는다. 광분포는 드 보클레르의 법칙에 따라 기술된다.

고전적 팽대부는 작은 구조들 사이의 충돌 결과로 여겨진다. 충돌은 별들의 경로를 어지럽혀 팽대부에서 무작위한 궤도로 돌게 만든다. 또한 병합 기간 동안 기체구름은 병합으로 발생하는 충격파로 인해 더 많은 별을 형성하게 된다.(별의 형성 참고)

한 연구에 따르면, 필드 은하의 약 80%는 고전적 팽대부를 가지고 있지 않으며, 이는 주요 충돌을 경험한 적이 없음을 나타낸다.[3] 우주의 팽대부가 없는 은하의 비율은 적어도 지난 80억 년 동안 거의 일정하게 유지되었다.[4] 반면, 처녀자리 은하단과 같이 밀집된 은하단에 있는 은하의 약 2/3는 고전적 팽대부를 가지고 있는데, 이는 은하단의 밀집으로 인한 파괴적인 영향 때문이다.[3]

2. 2. 형성 과정

고전적 팽대부는 작은 구조들 간의 충돌 및 병합 결과로 형성되는 것으로 여겨진다.[28] 이러한 병합 과정에서 별들의 궤도는 흩어지게 되어, 팽대부 내에서 무작위적인 궤도를 돌게 된다.[8] 또한, 병합이 일어나는 동안 기체 구름은 병합으로 발생하는 충격파의 영향으로 별 형성을 더 많이 하게 된다.(별의 형성 참고)[2]

타원은하와 유사한 특징을 보이는 고전적 팽대부는 주로 항성종족 II의 늙은 별들로 구성되어 붉은색을 띤다.(별의 진화 참고)[32] 이 별들은 은하면에 대해 무작위적인 궤도를 가져 팽대부가 뚜렷한 공 모양을 띠게 한다.[8] 먼지와 기체가 부족하여 별 형성은 거의 일어나지 않으며, 광분포는 드 보클레르의 법칙에 따라 기술된다.

최근 연구에 따르면, 필드 은하의 약 80%가 고전적 팽대부를 가지고 있지 않으며, 이는 주요 충돌을 경험하지 않았음을 시사한다.[3] 팽대부가 없는 은하의 비율은 지난 80억 년 동안 거의 일정하게 유지되었다.[4] 반면, 처녀자리 은하단과 같은 밀집된 은하단에 있는 은하의 약 2/3는 고전적 팽대부를 가지고 있어, 은하단의 밀집된 환경이 팽대부 형성에 영향을 미친다는 것을 보여준다.[3]

3. 원반형 팽대부 (가짜 팽대부)



원반형 팽대부는 가짜팽대부라고도 불리며, 나선은하와 유사한 특징을 갖는다.

3. 1. 특징

많은 팽대부는 타원은하보다 나선은하와 더 유사한 특징을 가지고 있다.[29][30][31] 이들은 보통 가짜팽대부(pseudobulge)나 원반형 팽대부(disky-bulge)라고 불린다. 이러한 팽대부가 가진 별들은 무작위적으로 공전하고 있지 않으며, 오히려 바깥의 원반처럼 동일한 면에서 규칙적인 방식으로 공전하고 있다. 이는 타원은하와 크게 대비된다.

허블우주망원경을 이용한 연구들은 많은 은하의 팽대부가 먼지가 부족하지 않으며, 오히려 다양하고 복합적인 구조를 보여준다는 것을 보여준다.[32] 이 구조는 보통 나선은하와 유사하게 보이는데, 그보다는 훨씬 작다. 거대한 나선은하는 일반적으로 팽대부에 존재하는 나선보다 2~100배 크다. 그런 은하의 팽대부에 이러한 나선이 있으면, 팽대부에서 방출되는 빛의 대부분은 그 중심 나선에서 방출된다. 가짜팽대부에서 새로운 별이 형성되는 속도는 보통 원반은하에서의 별의 형성 속도와 비슷하다. 가끔씩 팽대부는 NGC 4314에서 보이는 것처럼 보통 바깥의 원반에서 보이는 것보다 훨씬 높은 속도로 별이 형성되고 있는 핵고리를 포함하고 있다.

NGC 4314의 중심 영역. 허블우주망원경이 촬영했으며, 별이 형성 중인 핵고리가 드러나 있다.


나선 구조와 어린 별들을 포함하고 있다는 것과 같은 특징들은 어느 정도 타원은하와 고전적 팽대부가 만들어진 것과 동일한 과정을 통해 팽대부가 형성되지 않았음을 시사한다. 아직도 가짜팽대부의 형성에 관한 이론은 고전적 팽대부에 대한 이론보다 덜 확실하다. 가짜팽대부는 더 고전적 팽대부가 형성되는 병합보다 더 최근에 일어났으며(50억 년 이내), 극단적으로 기체가 풍부한 병합의 결과일지도 모른다. 그러나 병합 과정에서 원반이 유지되기는 어렵기 때문에 이 시나리오에 대해 의문이 제기되고 있다.

많은 천문학자들은 팽대부가 원반의 외곽을 구성하는 부분과 유사하게 보이며, 병합 과정으로 만들어진 것이 아니라고 주장한다. 홀로 남아 있는 원반은하는 불안정성에 대응함으로써 별과 기체의 위치를 재배열할 수 있다. 영구진화(secular evolution)라 불리는 이 과정으로 만들어진 것은 원반은하에서 자주 관측되는데, 나선원반과 은하막대는 은하원반의 영구진화 결과일 수 있다. 또 영구진화는 기체와 별을 은하의 중심으로 이동시키는 것으로 추정된다. 이것이 정말 맞다면, 은하 중심의 밀도는 점점 증가하여 팽대부가 원반은하와 유사한 특징을 보이게 만든다.

은하의 느리고 꾸준한 진화인 영구진화[33]는 많은 수의 팽대부 형성의 원인일 것이다. 이것이 사실이라면 그 많은 은하들이 병합을 겪지 않았음을 의미하게 되며, 파괴되기 쉬운 원반의 형성 문제를 해결할 수 있다. 따라서 이는 은하의 형성 및 진화에 관한 현재 이론이 지난 수십억 년 간 있었던 병합 횟수를 실제보다 굉장히 많이 상정했다는 것을 의미한다.[32]

3. 2. 형성 과정

많은 팽대부는 타원은하보다 나선은하와 더 유사한 특징을 가지고 있어, 가짜팽대부(pseudobulge)나 원반형 팽대부(disky-bulge)라고 불린다.[29][30][31] 이러한 팽대부의 별들은 무작위로 공전하지 않고, 바깥 원반처럼 동일한 면에서 규칙적으로 공전하여 타원은하와 대비된다.

허블우주망원경을 이용한 연구에 따르면, 많은 은하의 팽대부는 먼지가 부족하지 않고 다양하고 복잡한 구조를 보인다.[32] 이 구조는 보통 나선은하와 유사하지만 훨씬 작다. 거대한 나선은하는 팽대부의 나선보다 2~100배 크며, 팽대부 빛의 대부분은 중심 나선에서 방출된다. 가짜팽대부에서 새로운 별 형성 속도는 원반은하와 비슷하며, NGC 4314처럼 핵고리에서 더 높은 속도로 별이 형성되기도 한다.

이러한 나선 구조와 어린 별들은 팽대부가 타원은하나 고전적 팽대부와 다른 형성 과정을 거쳤음을 시사한다. 가짜팽대부 이론은 덜 확실하지만, 최근(50억 년 이내)에 극단적으로 기체가 풍부한 병합의 결과일 수 있다는 가설이 있다. 그러나 병합 과정에서 원반 유지가 어렵다는 점에서 의문이 제기된다.

많은 천문학자들은 팽대부가 원반 외곽 구성 부분과 유사하며, 병합으로 만들어진 것이 아니라고 주장한다. 홀로 남은 원반은하는 불안정성에 대응하여 별과 기체 위치를 재배열하는 영구진화(secular evolution)를 겪는다. 이는 나선원반과 은하막대 형성의 원인이 될 수 있으며, 기체와 별을 은하 중심으로 이동시켜 밀도를 높이고 원반은하와 유사한 특징을 가진 팽대부를 만든다.

영구진화[33]는 많은 팽대부 형성의 원인일 수 있으며, 이는 많은 은하가 병합을 겪지 않았음을 의미한다. 따라서 은하의 형성 및 진화 이론이 지난 수십억 년 간의 병합 횟수를 과도하게 예측했을 수 있다는 새로운 관점을 제시한다.[32]

4. 측면 팽대부 (Boxy/Peanut Bulge)

측면에서 보이는 은하는 때때로 X자 모양, 박스형, 또는 땅콩 모양의 팽대부를 가질 수 있다. 은하수 팽대부의 박스형 특성은 COBE 위성에 의해 처음 밝혀졌으며, 이후 VVV 탐사에서 적색 덩어리 별을 통해 확인되었다.[10] VVV 탐사는 또한 두 개의 겹쳐진 적색 덩어리 별 무리와 팽대부의 X자 모양을 발견했다. WISE 위성은 나중에 팽대부의 X자 모양을 확인했다. X자 모양은 은하수 팽대부 질량의 45%를 차지한다. 박스형/땅콩 모양 팽대부는 실제로 측면에서 보이는 은하의 막대이다.[11] 다른 측면 은하 또한 X자 모양을 가진 박스형/땅콩 모양 막대를 보이기도 한다.

5. 중심 밀집 질량체

대부분의 팽대부와 가짜 팽대부는 중심에 초대질량 블랙홀을 포함하고 있는 것으로 여겨진다. 이러한 블랙홀은 빛이 탈출할 수 없기 때문에 직접 관측되지 않지만, 여러 증거들이 그 존재를 뒷받침한다. 블랙홀의 질량은 팽대부의 특징과 밀접하게 연관되어 있는데, 특히 M-시그마 관계는 블랙홀 질량과 팽대부 별들의 속도 분산 사이의 관계를 보여준다.[34] 그 외에도 팽대부의 총 별 질량 또는 광도,[15][16][17] 중심 별 밀도,[18] 구상 성단의 수,[19][20] 나선팔의 감김 각도[21] 등도 블랙홀 질량과 상관관계를 보인다.

최근까지는 팽대부 없이 초대질량 블랙홀만 존재하는 것은 불가능하다고 여겨졌으나, 팽대부를 동반하지 않는 초대질량 블랙홀을 가진 은하가 관측되면서[35] 블랙홀 형성에 대한 새로운 연구가 진행되고 있다. 이는 팽대부 환경이 초대질량 블랙홀 형성에 필수적이지 않음을 시사한다.

참조

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[4] 논문 Survival of Pure Disk Galaxies over the Last 8 Billion Years
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[6] 논문 Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies http://esoads.eso.or[...]
[7] 논문 On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations
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[11] 논문 On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations 2005-04-01
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[19] 논문 A new method for estimating dark matter halo masses using globular cluster systems
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[21] 기타 Discovery of a Relationship between Spiral Arm Morphology and Supermassive Black Hole Mass in Disk Galaxies http://adsabs.harvar[...] 2008
[22] 웹사이트 SPACE.com - Even Thin Galaxies Pack Hefty Black Holes http://www.space.com[...]
[23] 논문 Supermassive black holes in disk-dominated galaxies outgrow their bulges and co-evolve with their host galaxies http://esoads.eso.or[...]
[24] 서적 宇宙がまるごとわかる本
[25] 서적 ここまでわかった！宇宙の謎　銀河のしくみから超ひも理論まで
[26] 뉴스 우리은하 심장부의 땅콩 http://www.eso.org/p[...] ESO 프레스 릴리즈 2013-09-14
[27] 문서 천문학용어집
[28] 서적 허블 은하 목록 카네기 연구소 1961
[29] 서적 The formation of galactic bulges 케임브리지 대학 프레스 1999
[30] 논문 어뉴얼 리뷰 오브 어스트로노미 앤 어스트로피직스
[31] 논문 2005
[32] 기타 은하팽대부: 보고 http://arxiv.org/abs[...]
[33] 기타 SAO 천문학 백과사전 http://astronomy.swi[...]
[34] 기타 초대질량 블랙홀 및 숙주은하의 기본 관계 http://adsabs.harvar[...] 2000
[35] 웹사이트 스페이스닷컴 - 심지어 얇은 은하에도 무거운 블랙홀이 포장되어 있다 http://www.space.com[...]


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