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은하 회전 곡선

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목차

1. 개요

은하 회전 곡선은 은하 중심으로부터의 거리에 따른 별과 가스의 궤도 속도를 나타낸다. 1930년대부터 연구가 시작되어, 초기에는 관측된 은하 회전 속도가 뉴턴 역학으로 예측된 값과 일치하지 않는다는 것이 발견되었다. 이 불일치는 은하 질량의 대부분이 암흑 물질로 구성되어 있다는 암흑 물질 가설을 낳았으며, 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 대안적 이론도 제시되었다. 은하 회전 곡선 연구는 툴리-피셔 관계와 같은 은하의 다른 특성과의 연관성을 밝히는 데 기여했으며, 암흑 물질 헤일로의 밀도 분포, 저표면밝기 은하 연구 등과 같은 추가 연구로 이어졌다.

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은하 회전 곡선

2. 역사

얀 헨드릭 오르트는 1932년에 태양계 근처 별들의 움직임을 측정했는데, 그 결과가 가시적인 물질에 기반한 질량 분포를 가정했을 때 예상보다 빨랐다. 하지만 이 측정 결과는 나중에 본질적으로 잘못된 것으로 판명되었다.[6] 1939년, 호레이스 배버콕은 박사 논문에서 안드로메다 은하의 회전 곡선 측정 결과를 보고했는데, 이는 질량-광도비가 방사상으로 증가함을 시사했다.[7] 그는 은하 내부의 빛 흡수 또는 나선팔 바깥 부분의 수정된 역학 때문이라고 생각했지만, 암흑 물질 때문이라고 생각하지는 않았다.

현대 데이터와 잘 일치하는 확장된 회전 곡선의 최초 측정은 1957년 Henk van de Hulst와 그의 동료들이 새로 설치된 드윙겔로 25미터 망원경으로 M31을 연구하면서 발표했다.[8] 마르텐 슈미트의 동반 논문은 이 회전 곡선이 빛보다 더 넓게 퍼져 있는 평평한 질량 분포에 맞춰질 수 있음을 보였다.[9] 1959년, 루이즈 볼더스는 같은 망원경을 사용하여 M33도 케플러 역학에 따라 예상되는 대로 회전하지 않음을 입증했다.[10]

NGC 3115에 대한 보고서에서 얀 오르트는 "계의 질량 분포는 빛의 분포와 거의 관련이 없는 것으로 보인다… NGC 3115의 바깥 부분에서 질량 대 빛의 비율은 약 250임을 알 수 있다"라고 적었다.[11] 그는 이 질량이 매우 희미한 왜성 또는 성간 가스와 먼지일 수 있다고 추측했지만, 이 은하의 암흑 물질 헤일로를 명확하게 감지했다.

카네기 망원경(카네기 이중 천체 사진기)은 은하 회전의 이 문제를 연구하기 위해 고안되었다.[12]

1960년대 후반과 1970년대 초, 카네기 워싱턴 연구소의 지구 자기학과의 천문학자 베라 루빈은 이전에 달성된 것보다 더 높은 정확도로 옆으로 누운 나선 은하의 속도 곡선을 측정할 수 있는 새로운 민감한 분광기를 사용했다.[13] 동료 연구원 켄트 포드와 함께 루빈은 1975년 미국 천문학회 회의에서 나선 은하의 대부분의 별들이 거의 같은 속도로 공전하며, 이는 은하 질량이 대부분의 별(은하 팽대부)의 위치를 훨씬 넘어 반지름에 따라 거의 선형적으로 증가함을 의미한다는 사실을 발표했다.[14] 루빈은 1980년 영향력 있는 논문에서 그녀의 결과를 발표했다.[15] 이러한 결과는 뉴턴 중력이 보편적으로 적용되지 않거나, 보수적으로 은하 질량의 50% 이상이 상대적으로 어두운 은하 헤일로에 포함되어 있음을 시사했다. 처음에는 회의적인 반응을 얻었지만, 루빈의 결과는 그 후 수십 년 동안 확인되었다.[16]

안드로메다 은하(M31)가 회전하고 있다는 사실은 1914년 막스 볼프[47]와 베스토 슬라이퍼[48]에 의해 밝혀졌다. 이들은 안드로메다 은하를 슬릿을 이용하여 분광 관측하여, 슬릿이 은하의 장축과 평행할 때 스펙트럼선의 위치가 위치에 따라 변화한다는 것을 보임으로써 이 결과를 얻었다. 1917년에는 프랜시스 피스가 안드로메다 은하 중심부(반지름 2.5분각 이내)에 대해 회전 각속도가 거의 일정하다는 것을 보였다. 에드윈 허블[49]과 얀 오르트[50] 등은 은하 회전을 이용하여 은하의 질량광도비를 추정하는 초기 시도를 하였다.

1930년에 Knut Lundmark는 M33, M51, M31, NGC4594, M81이라는 다섯 개의 은하에 대해 거리로부터 추정된 절대 광도를 분광 관측으로부터 추정된 질량과 비교하여, 그 질량광도비가 6에서 100까지 크게 다른 값을 취한다고 주장했다.[51] 룬드마르크의 이 결과는 암흑 물질의 존재 가능성에 당시 천문학자들의 주목을 끌었다. Erik Holmberg는 1937년에 룬드마르크가 얻은 질량광도비가 크게 다른 것은 암흑 물질에 의한 빛의 흡수 때문이라고 주장하며, 은하의 질량광도비는 6-7 정도의 값을 취해야 한다고 했다.

Horace W. Babcock는 1939년에 M31의 회전곡선을 중심으로부터 반지름 100분각(약 20 kpc)의 범위에 대해 작성하여, 멀수록 회전 속도가 크다는 결과를 얻었다.[52] 이 결과는 은하가 편평한 타원체로 둘러싸여 있다면 은하의 외곽 영역에 큰 질량이 존재한다는 것(은하 외곽에서 질량광도비가 큰 값을 취하는 것)을 나타낸다. 한편, 1951년 Nicholas Mayall의 관측 데이터를 바탕으로 마르틴 슈바르츠실트는 1954년에 은하의 질량광도비가 일정하다고 생각해도 모순이 없다고 주장했다.

네덜란드에서는 1950년대 후반에 제2차 세계 대전 중에 발달한 전파 통신 기술을 이용하여 건설된 Dwingeloo Radio Observatory에 의한 전파 천문학이 발전했고, 헨드릭 판 더 후르스트 등의 팀은 1957년에 전파를 이용한 M31의 회전곡선을 작성했다.[53] 마르텐 슈미트는 이 관측 결과는 슈바르츠실트의 질량광도비가 일정하다는 모델과 일치한다고 지적했다. (슈미트는 우리 은하의 나선 구조에 대해서도 21cm선을 이용한 연구를 수행했다.[54])

1960년대에 Kent Ford가 개발한 image tube spectrograph를 이용하여, 베라 루빈과 포드는 1970년에 M31의 광학 관측을 수행하여 M31의 회전곡선을 은하 중심으로부터 110분각의 범위에 대해 작성했다.[55] 이 결과는 1966년에 모튼 로버츠에 의해 전파 관측으로 작성된 회전곡선[56]과 일치했다. Ken Freeman은 1970년에 M33과 NGC 300에 대해 분광 관측과 더 넓은 범위의 전파 관측 데이터를 바탕으로, 지수 원반 모델에 기반한 회전곡선의 피크 예측은 관측과 일치하지 않으며, 가시광선 및 21cm선에서는 관측되지 않는 질량이 존재해야 한다고 결론지었다.[57] 이것은 암흑 물질의 존재를 보여주는 최초의 설득력 있는 증거로 인식되고 있다.

3. 이론적 배경

원반 은하의 회전 속도는 항성, 행성 및 그 위성들의 궤도 운동과는 다른 규칙을 따른다. 은하 내 별들은 넓은 거리 범위에서 은하 중심을 축으로 등속 또는 등가속 회전 운동을 하는데, 이는 관측된 은하 질량만으로는 설명하기 어렵다.[60]



은하 회전 문제는 관측된 은하 회전 곡선과 이론적 예측 사이의 불일치를 의미하며, 암흑 물질의 존재를 가정함으로써 설명할 수 있다. 암흑물질은 1930년대 얀 오르트와 프리츠 츠비키에 의해 처음 제기되었고, 현재 우주의 우주론을 설명하는 람다-CDM 모형의 주요 특징이다.[61]

은하의 회전 동역학은 툴리-피셔 관계로 설명할 수 있다. 툴리-피셔 관계는 나선 은하의 회전 속도가 총 광도와 관련이 있음을 보여준다. 복사보정 광도를 측정하고 툴리-피셔 다이어그램을 이용하여 나선 은하의 회전 속도를 예측할 수 있다.

3. 1. 뉴턴 역학에서의 예측

뉴턴 역학에 따르면, 은하의 질량 대부분은 중심 근처의 은하 팽대부에 모여 있어야 한다. 따라서 원반 부분의 별과 가스는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 속도가 감소해야 한다 (그림 1의 점선).

그러나 나선 은하의 회전 곡선 관측 결과는 이와 다르다. 곡선은 예상처럼 역 제곱근 형태로 감소하지 않고 "평평"하게 나타난다. 즉, 중심 팽대부 바깥쪽에서는 속도가 거의 일정하다 (그림 1의 실선). 또한 밝은 물질이 균일하게 분포된 은하는 중심에서 가장자리까지 회전 곡선이 상승하며, 대부분의 저표면밝기 은하(LSB 은하) 역시 이와 유사한 회전 곡선을 보인다.

3. 2. 관측 결과와의 불일치

원반 은하의 회전 곡선(속도 곡선이라고도 함)은 은하의 중심으로부터 방사형 거리에 따른 가스 및 별들의 궤도 속도를 나타낸다. 나선 은하의 회전 속도는 비대칭이기 때문에 일반적으로 은하의 각면에서 측정한 값을 평균하여 사용한다. 회전 곡선의 비대칭성은 예외적인 것이 아니라 정상적인 것으로 추정된다.[60]

은하와 항성의 회전 및 궤도 속도는, 궤도 중앙에 질량 대부분이 있는 항성과 행성, 행성과 위성 같은 다른 궤도 시스템에서 발견된 규칙들을 따르지 않는다. 별은 넓은 거리 범위에서 은하의 중심을 축으로 등속도 또는 등가속도 회전운동을 한다. 이와 대비되게, 행성이나 위성의 궤도 속도는 거리에 따라 감소한다. 후자의 경우, 시스템 내 중심에 질량 대부분이 쏠려 있는 질량 분포가 궤도 속도가 거리에 반비례한다는 사실을 알려준다. 그러나 관측에 기초한 은하의 추정 질량은 관측되는 궤도 속도 분포(은하 회전 곡선)를 설명하기에는 너무 작다.

은하 회전 문제는 빛을 통해 관측되는 물질의 질량이 은하 회전에 지배적인 영향을 끼친다고 가정할 때, 관측된 은하 회전 곡선과 이론적인 예측 사이의 불일치이다. 나선은하의 항성 분포와 항성의 질량-광도 관계로 계산된 은하의 질량이, 관측된 회전 곡선을 바탕으로 중력법칙에서 유도된 질량과 일치하지 않는다. 이 수수께끼에 대한 해결책은 암흑 물질의 존재를 가정하고 은하의 중심으로부터 암흑물질 헤일로의 분포를 가정하는 것이다.

뉴턴 역학이 정확하다고 가정하면, 은하의 대부분 질량은 중심 근처의 은하 팽대부에 있어야 하며, 원반 부분의 별과 가스는 은하 중심으로부터의 방사 거리에 따라 감소하는 속도로 중심을 공전해야 한다.

그러나 나선 은하의 회전 곡선 관측은 이를 뒷받침하지 않는다. 오히려 곡선은 예상되는 역 제곱근 관계로 감소하지 않고 "평평하다". 즉, 중심 팽대부 바깥쪽에서는 속도가 거의 일정하다. 또한 밝은 물질이 균일하게 분포된 은하는 중심에서 가장자리까지 상승하는 회전 곡선을 가지고 있으며, 대부분의 저표면밝기 은하(LSB 은하)는 같은 비정상적인 회전 곡선을 가지고 있다.

회전 곡선은 중심 팽대부 바깥쪽에 은하를 관통하는 상당한 양의 물질이 존재하고, 그 물질이 중심 팽대부의 질량-광도비로 빛을 방출하지 않는다고 가정하여 설명할 수 있다. 추가 질량을 담당하는 물질은 암흑 물질이라고 불렸는데, 그 존재는 1930년대에 얀 오르트가 오르트 상수 측정에서 그리고 프리츠 츠비키가 은하단의 질량 연구에서 처음으로 제기했다. 비중입자 차가운 암흑 물질(CDM)의 존재는 오늘날 우주의 우주론을 설명하는 람다-CDM 모형의 주요 특징이다.

4. 암흑 물질 가설

원반 은하의 회전 속도는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 달라지는데, 이는 항성이나 행성계와는 다른 양상이다. 별은 넓은 거리 범위에서 은하 중심을 일정한 속도로 공전하는 반면, 행성이나 위성의 궤도 속도는 거리에 따라 감소한다. 은하의 질량 분포를 고려했을 때, 관측되는 궤도 속도 분포(은하 회전 곡선)를 설명하기에는 은하의 질량이 너무 작다는 문제가 발생한다.[60]

이러한 은하 회전 문제는 빛을 통해 관측되는 물질의 질량이 은하 회전에 지배적인 영향을 미친다고 가정할 때, 관측된 은하 회전 곡선과 이론적인 예측 사이의 불일치를 의미한다. 나선은하의 항성 분포와 항성의 질량-광도 관계로 계산된 은하의 질량은 관측된 회전 곡선을 설명하기에 부족하다. 이 문제를 해결하기 위해 암흑 물질의 존재를 가정하고, 은하 중심으로부터 암흑물질 헤일로의 분포를 가정하는 가설이 제시되었다.[60]

암흑 물질 가설은 은하 회전 문제에 대한 유력한 해답으로 널리 받아들여지고 있지만, 수정된 뉴턴 역학(MOND)과 같이 중력 법칙을 수정하여 문제를 해결하려는 시도도 있다.[60]

은하의 회전 동역학은 툴리-피셔 관계를 통해 설명할 수 있다. 툴리-피셔 관계는 나선 은하의 회전 속도가 총 광도와 관련이 있음을 보여준다. 즉, 은하의 회전 속도를 통해 은하의 광도를 예측하거나, 반대로 은하의 광도를 통해 회전 속도를 예측할 수 있다. 따라서 은하 회전 속도는 은하의 관측 가능한 질량과 관련이 있다.[60]

1930년대 얀 오르트와 프리츠 츠비키는 각각 오르트 상수 측정과 은하단 질량 연구를 통해 암흑 물질의 존재를 처음으로 제기했다. 이후 1970년대 베라 루빈은 정밀한 분광기를 사용하여 나선 은하의 속도 곡선을 측정했고, 그 결과는 뉴턴 중력 법칙으로는 설명하기 어려운 은하 질량 분포를 시사했다. 이는 암흑 물질 가설을 뒷받침하는 강력한 증거가 되었다.[13][14][15][16]

뉴턴 역학에 따르면, 은하의 대부분의 질량은 중심부에 집중되어 있어야 하며, 원반 부분의 별과 가스는 중심으로부터 멀어질수록 속도가 감소해야 한다. 그러나 실제 관측 결과는 은하 중심부 바깥쪽에서 속도가 거의 일정하게 유지되는 "평평한" 회전 곡선을 보여준다. 이는 중심 팽대부 바깥쪽에 상당량의 암흑 물질이 존재하며, 이 물질이 중심 팽대부의 질량-광도비로 빛을 방출하지 않음을 시사한다.[15]

나선 은하의 궤도 속도 관측은 은하의 중력 퍼텐셜을 Φ라고 할 때, 다음과 같은 질량 구조를 시사한다.

:v(r) = \left(r \, \frac{d\Phi}{dr}\right)^{1/2}

은하 회전 관측 결과는 케플러 법칙에서 예상되는 분포와 일치하지 않으며, 이는 나선 은하에 다량의 암흑 물질이 포함되어 있거나, 은하 규모에서 작용하는 특이한 물리 현상이 존재함을 시사한다. 추가적인 보이지 않는 성분은 각 은하의 바깥쪽 반지름에서, 그리고 덜 밝은 은하들 사이에서 점점 더 두드러진다.[15]

일반적인 해석에 따르면, 우주의 질량 중 약 26%가 암흑 물질로 구성되어 있으며, 이 암흑 물질은 전자기 복사를 방출하거나 상호 작용하지 않는 가상의 물질이다. 암흑 물질은 은하와 은하단의 중력 퍼텐셜을 지배하는 것으로 여겨진다. 이 이론에 따르면, 은하는 훨씬 더 큰 암흑 물질 헤일로의 중심에 있는 별과 기체의 중입자 응축물이며, 초기 밀도 요동에 의해 발생한 중력 불안정성의 영향을 받는다.

많은 우주론자들은 은하가 포함하는 은하의 특성(광도, 운동학, 크기 및 형태)을 조사하여 이러한 암흑 헤일로의 본질과 역사를 이해하려고 노력한다. 관측 가능한 별과 기체의 운동학(위치, 속도 및 가속도) 측정은 암흑 물질의 본질, 즉 그 함량과 다양한 중입자 성분에 대한 분포를 조사하는 도구가 되었다.

은하의 회전 역학은 털리-피셔 관계에서의 위치로 잘 특징지어지는데, 이는 나선 은하의 경우 회전 속도가 총 광도와 고유하게 관련되어 있음을 보여준다. 나선 은하의 회전 속도를 예측하는 일관된 방법은 전광도를 측정한 다음 털리-피셔 도표에서의 위치를 통해 회전 속도를 읽는 것이다. 반대로, 나선 은하의 회전 속도를 알면 광도를 알 수 있다. 따라서 은하 회전의 크기는 은하의 가시 질량과 관련이 있다.[22]

팽대부, 원반, 헤일로 밀도 프로파일의 정밀한 피팅은 다소 복잡한 과정이지만, 이 관계를 통해 회전 은하의 관측 가능한 현상을 모델링하는 것은 간단하다.[23] 일반적인 바리온 물질을 포함한 암흑 물질에 대한 최첨단 우주론적 및 은하 형성 시뮬레이션은 은하 관측과 일치할 수 있지만, 관측된 스케일링 관계가 존재하는 이유에 대한 간단한 설명은 아직 없다.[24][25]

1990년대 저표면밝기 은하(LSB 은하)의 회전 곡선에 대한 자세한 조사[26]와 털리-피셔 관계에서의 위치에 대한 조사[27]는 LSB 은하는 고표면밝기 은하보다 더 넓고 밀도가 낮은 암흑 물질 헤일로를 가져야 함을 보여주었으며, 따라서 표면 밝기는 헤일로 특성과 관련이 있다. 이러한 암흑 물질이 지배적인 왜소 은하는 구조 형성의 왜소 은하 문제를 해결하는 데 중요한 역할을 할 수 있다.

저표면밝기 은하와 고표면밝기 은하의 내부 분석을 통해 암흑 물질이 지배적인 시스템 중심에서 회전 곡선의 모양이 NFW 공간 질량 분포 프로파일과 다른 프로파일을 나타냄을 보여주었다.[28][29] 이른바 쿠스피 헤일로 문제는 표준 냉암흑 물질 이론의 지속적인 문제입니다. 은하의 가장 안쪽 영역에서 예측된 암흑 물질 분포를 변경하기 위해 항성 에너지의 피드백을 성간 매질에 포함하는 시뮬레이션이 이러한 맥락에서 자주 사용된다.[30][31]

4. 1. 암흑 물질 헤일로의 밀도 분포

평평한 회전 곡선을 설명하려면 은하와 그 주변의 밀도 분포가 중심에 집중된 분포와는 달라야 한다. 뉴턴의 케플러의 제3법칙에 따르면 구면 대칭인 방사형 밀도 분포 ρ(r)는 다음과 같다.

:\rho(r) = \frac{v(r)^2 }{4 \pi G r^2}\left(1+2~ \frac{d\log v(r)}{d\log r}\right)

여기서 v(r)는 방사 방향 궤도 속도 분포이고 G는 중력 상수이다. 이 분포는 v(r)이 거의 일정하다면 밀도 \rho \propto r^{-2}인 단일 등온 구형 분포의 예상과 매우 잘 일치한다. 단, 어떤 내부 "핵 반지름"까지는 밀도가 일정하다고 가정한다. 그러나 나바로, 프렌크, 화이트가 1996년의 중요한 논문에서 보고했듯이, 관측 결과는 이러한 단순한 분포와 일치하지 않는다.[17]

저자들은 밀도 분포 함수의 "완만하게 변하는 로그 기울기" 또한 큰 규모에서 거의 평평한 회전 곡선을 설명할 수 있다고 언급했다. 그들은 유명한 나바로-프렌크-화이트 분포를 발견했는데, 이는 N체 시뮬레이션과 관측 결과 모두와 일치한다.

:\rho (r) = \frac{\rho_0}{\frac{r}{R_s}\left(1+\frac{r}{R_s}\right)^2}

여기서 중심 밀도 ρ₀와 척도 반지름 Rₛ는 은하 헤일로마다 다르다.[18] 밀도 분포의 기울기가 중심에서 발산하기 때문에, 아이나스토 분포와 같이 다른 대안적인 분포가 제안되었다. 아이나스토 분포는 특정 암흑 물질 헤일로 시뮬레이션과 더 잘 일치하는 것으로 나타났다.[19][20]

구대칭계의 중력 퍼텐셜은 구좌표 ( r, \theta, \varphi ) 에서 반지름 r 이내의 질량

:M ( r ) = 4 \pi \int_0^4 r'^2 \rho ( r' ) dr'

을 사용하여 다음과 같이 주어진다.

:\Phi ( r ) = - \frac{ G M ( r ) }{ r } - G \int_r^\infty \frac{ d M ( r' ) }{ r' }

여기에 대응하는 회전곡선은

:v_c^2 ( r ) = \frac{ G M ( r ) }{ r }

이다.

특히, 은하의 질량 분포의 대부분을 차지하는 암흑물질 헤일로에 대해, M ( r )이 반지름 r에 비례하는 형태로 증가한다면, 그 회전곡선은 반지름에 의존하지 않는 평탄한 형태가 된다.

:v_c ( r ) = \mathrm{Const.}

5. 수정 뉴턴 역학 (MOND)

모르데하이 밀그롬이 1983년에 처음 제안한 수정 뉴턴 역학(MOND)은 은하 회전 문제를 해결하기 위해 낮은 가속도에서 뉴턴의 힘 법칙을 수정하여 유효 중력 인력을 강화하는 이론이다.[32] MOND는 저표면밝기 은하의 회전 곡선을 예측하고,[33] 바리온 툴리-피셔 관계와 일치하며,[34] 국부 은하군의 작은 위성 은하의 속도 분산과도 일치하는 등 상당한 성공을 거두었다.[35]

스피처 광도계 및 정확한 회전 곡선(SPARC) 데이터베이스의 데이터를 사용한 연구에 따르면, 회전 곡선으로 추적되는 반지름 가속도는 관측된 바리온 분포(별과 가스를 포함하며 암흑 물질은 제외)만으로 예측 가능하다.[36] 이 관계는 모양, 질량, 크기, 가스 비율이 다양한 153개의 회전 은하에서 2693개 샘플에 대해 잘 들어맞았다. 근적외선 밝기를 사용하여 별의 밀도 기여를 더 일관되게 추정할 수 있었고, 그 결과는 MOND와 일치하며 암흑 물질만을 포함하는 설명에 제약을 가한다. 그러나 바리온 피드백 효과를 포함하는 ΛCDM 프레임워크 내의 우주론적 시뮬레이션은 새로운 역학 없이도 동일한 관계를 재현한다.[38] 따라서 바리온의 소산적 붕괴로 인한 피드백 효과를 고려하면 암흑 물질 자체의 기여는 바리온의 기여로부터 완전히 예측 가능하다.

MOND는 상대론적 이론이 아니지만, 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS),[5][39] 스칼라-텐서-벡터 중력(STVG), Capozziello와 De Laurentis의 f(R) 이론[40]과 같이 MOND로 축소되는 상대론적 이론이 제안되었다.

일반 상대성 이론 측정항을 기반으로 하는 은하 회전 모델도 제안되었는데, 이는 우리 은하, NGC 3031, NGC 3198, NGC 7331의 회전 곡선이 외계 암흑 물질의 거대한 헤일로 없이 가시 물질의 질량 밀도 분포와 일치함을 보여준다.[41][42]

가이아 우주선 데이터에 대한 최근 분석에 따르면, 뉴턴 근사 대신 일반 상대성 이론의 전체 방정식을 사용하면 적어도 우리 은하의 회전 곡선을 암흑 물질 없이 설명할 수 있다.[43][44]

2021년 3월, Gerson Otto Ludwig는 일반 상대성 이론을 기반으로 중력전자기학을 사용하여 은하 회전 곡선을 설명하는 모델을 발표했다.[45]

6. 추가 연구

은하의 회전 역학은 툴리-피셔 관계에서의 위치로 잘 특징지어지는데, 이는 나선 은하의 경우 회전 속도가 총 광도와 고유하게 관련되어 있음을 보여준다. 나선 은하의 회전 속도를 예측하는 일관된 방법은 전광도를 측정한 다음 툴리-피셔 도표에서의 위치를 통해 회전 속도를 읽는 것이다. 반대로, 나선 은하의 회전 속도를 알면 광도를 알 수 있다. 따라서 은하 회전의 크기는 은하의 가시 질량과 관련이 있다.[22]

팽대부, 원반, 헤일로 밀도 프로파일의 정밀한 피팅은 다소 복잡하지만, 이 관계를 통해 회전 은하의 관측 가능한 현상을 모델링하는 것은 간단하다.[23] 일반적인 바리온 물질을 포함한 암흑 물질에 대한 최첨단 우주론적 및 은하 형성 시뮬레이션은 은하 관측과 일치할 수 있지만, 관측된 스케일링 관계가 존재하는 이유에 대한 간단한 설명은 아직 없다.[24][25] 1990년대 저표면밝기 은하(LSB 은하)의 회전 곡선[26]과 툴리-피셔 관계에서의 위치[27]에 대한 조사는 LSB 은하가 고표면밝기 은하보다 더 넓고 밀도가 낮은 암흑 물질 헤일로를 가져야 함을 보여주었으며, 따라서 표면 밝기는 헤일로 특성과 관련이 있다. 이러한 암흑 물질이 지배적인 왜소 은하는 구조 형성의 왜소 은하 문제를 해결하는 데 중요한 역할을 할 수 있다.

저표면밝기 은하와 고표면밝기 은하의 내부 분석을 통해 암흑 물질이 지배적인 시스템 중심에서 회전 곡선의 모양이 NFW 공간 질량 분포 프로파일과 다른 프로파일을 나타냄을 보여주었다.[28][29] 이른바 쿠스피 헤일로 문제는 표준 냉암흑 물질 이론의 지속적인 문제이다. 은하의 가장 안쪽 영역에서 예측된 암흑 물질 분포를 변경하기 위해 항성 에너지의 피드백을 성간 매질에 포함하는 시뮬레이션이 이러한 맥락에서 자주 사용된다.[30][31]

암흑 물질을 도입하지 않고 중력을 수정하여 은하 회전 문제를 해결하려는 시도가 여러 차례 있었다. 가장 많이 논의되는 것 중 하나는 수정 뉴턴 역학(MOND)으로, 1983년 모르데하이 밀그롬이 처음 제안했으며, 낮은 가속도에서 뉴턴의 힘 법칙을 수정하여 유효 중력 인력을 강화한다.[32] MOND는 저표면밝기 은하의 회전 곡선을 예측하는 데 상당한 성공을 거두었고,[33] 바리온 툴리-피셔 관계와 일치하며,[34] 국부 은하군의 작은 위성 은하의 속도 분산과도 일치한다.[35]

스피처 광도계 및 정확한 회전 곡선(SPARC) 데이터베이스의 데이터를 사용하여 한 연구팀은 회전 곡선에 의해 추적되는 반지름 가속도("반지름 가속도 관계")가 관측된 바리온 분포(별과 가스를 포함하지만 암흑 물질은 포함하지 않음)만으로 예측될 수 있음을 발견했다.[36] 반지름 가속도 관계(RAR)는 은하의 역학을 이해하는 데 기본적인 요소일 수 있다.[37] 같은 관계는 모양, 질량, 크기 및 가스 비율이 다양한 153개의 회전 은하에서 2693개의 샘플에 대해 좋은 적합성을 제공했다. 적색 거성의 더 안정적인 빛이 지배적인 근적외선의 밝기를 사용하여 별에 의한 밀도 기여를 더 일관되게 추정했다. 결과는 MOND와 일치하며 암흑 물질만을 포함하는 대안적인 설명에 대한 제한을 제시한다. 그러나 바리온 피드백 효과를 포함하는 ΛCDM 프레임워크 내의 우주론적 시뮬레이션은 새로운 역학(예: MOND)을 도입할 필요 없이 동일한 관계를 재현한다.[38] 따라서 바리온의 소산적 붕괴로 인한 피드백 효과를 고려하면 암흑 물질 자체의 기여는 바리온의 기여로부터 완전히 예측 가능하다. MOND는 상대론적 이론이 아니지만, 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS),[5][39] 스칼라-텐서-벡터 중력(STVG) 및 Capozziello와 De Laurentis의 f(R) 이론[40]과 같이 MOND로 축소되는 상대론적 이론이 제안되었다.

일반 상대성 이론 측정항을 기반으로 하는 은하 회전 모델도 제안되었으며, 이는 우리 은하, NGC 3031, NGC 3198 및 NGC 7331의 회전 곡선이 외계 암흑 물질의 거대한 헤일로를 필요로 하지 않고 가시 물질의 질량 밀도 분포와 일치함을 보여준다.[41][42]

가이아 우주선이 생성한 데이터에 대한 최근 분석에 따르면, 뉴턴 근사 대신 일반 상대성 이론의 전체 방정식 집합을 채택하면 적어도 우리 은하의 회전 곡선을 암흑 물질 없이 설명할 수 있을 것으로 보인다.[43][44]

2021년 3월, Gerson Otto Ludwig는 일반 상대성 이론을 기반으로 하며 중력전자기학을 사용하여 은하 회전 곡선을 설명하는 모델을 발표했다.[45]

참조

[1] 논문 The extended rotation curve and the dark matter halo of M33 2000-01-15
[2] 서적 The Unknown Universe: The Origin of the Universe, Quantum Gravity, Wormholes, and Other Things Science Still Can't Explain Career Press 2008-05-01
[3] PhD The Distribution and Kinematics of Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies of Various Morphological Types http://nedwww.ipac.c[...] Rijksuniversiteit Groningen 2016-12-30
[4] 논문 The Connection Between Galaxies and Their Dark Matter Halos https://www.annualre[...] 2018-09-14
[5] 논문 The MOND Paradigm 2007
[6] 서적 Oxford Dictionary of Scientists https://books.google[...] Oxford University Press 1999
[7] 논문 The rotation of the Andromeda Nebula 1939
[8] 논문 Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line 1957
[9] 논문 Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line 1957
[10] 논문 Neutral hydrogen in M 33 and M 101 1959
[11] 웹사이트 Some Problems Concerning the Structure and Dynamics of the Galactic System and the Elliptical Nebulae NGC 3115 and 4494 http://adsabs.harvar[...] 1940
[12] 논문 1947PASP...59..182S Page 182 1947
[13] 논문 Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions 1970
[14] 논문 Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV – Systematic dynamical properties, SA through SC 1978
[15] 논문 Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc) 1980
[16] 논문 The universal rotation curve of spiral galaxies – I. The dark matter connection 1996
[17] 논문 The Structure of Cold Dark Matter Halos 1996
[18] 서적 An Introduction to Modern Astrophysics Cambridge University Press 2017
[19] 논문 Empirical Models for Dark Matter Halos. I. Nonparametric Construction of Density Profiles and Comparison with Parametric Models 2006
[20] 논문 A Universal Density Profile for Dark and Luminous Matter? 2005
[21] 웹사이트 Dark Matter Less Influential in Galaxies in Early Universe – VLT observations of distant galaxies suggest they were dominated by normal matter https://www.eso.org/[...] 2017-03-16
[22] 논문 The radial Tully-Fisher relation for spiral galaxies – I 2007
[23] 잡지 Reliance on Indirect Evidence Fuels Dark Matter Doubts http://www.scientifi[...] 2010-12-30
[24] 논문 Baryon Dynamics, Dark Matter Substructure, and Galaxies 2008
[25] 논문 Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles 2010
[26] 논문 The dark and visible matter content of low surface brightness disc galaxies 1997
[27] 논문 The Tully-Fisher relation for low surface brightness galaxies: implications for galaxy evolution 1995
[28] 논문 The cored distribution of dark matter in spiral galaxies 2004
[29] 논문 High-resolution rotation curves of low surface brightness galaxies https://www.aanda.or[...] 2002
[30] 논문 Dark Matter in galaxies: Leads to its Nature https://pos.sissa.it[...] 2012
[31] 논문 The Core-Cusp Problem 2010
[32] 서적 A Philosophical Approach to MOND: Assessing the Milgromian Research Program in Cosmology. Cambridge University Press. 2020
[33] 논문 Testing the Hypothesis of Modified Dynamics with Low Surface Brightness Galaxies and Other Evidence 1998
[34] 논문 Novel Test of Modified Newtonian Dynamics with Gas Rich Galaxies 2011
[35] 논문 Andromeda Dwarfs in Light of Modified Newtonian Dynamics 2013
[36] 논문 The Radial Acceleration Relation in Rotationally Supported Galaxies 2016
[37] 논문 On the fundamentality of the radial acceleration relation for late-type galaxy dynamics 2023
[38] 논문 Λ is Consistent with SPARC Radial Acceleration Relation 2017-01-23
[39] 논문 Relativistic gravitation theory for the modified Newtonian dynamics paradigm 2004
[40] 논문 Scalar tensor vector gravity theory 2006
[41] 논문 General relativity resolves galactic rotation without exotic dark matter 2005
[42] 논문 Galactic Dynamics Via General Relativity: A Compilation and New Developments https://www.worldsci[...] 2007-05-20
[43] 논문 On testing CDM and geometry-driven Milky Way rotation curve models with Gaia DR2 Oxford University Press 2020-08
[44] 논문 Geometry-driven and dark-matter-sustained Milky Way rotation curves with Gaia DR3 Oxford University Press 2024-04
[45] 논문 Galactic rotation curve and dark matter according to gravitomagnetism 2021-02-23
[46] 백과사전 회전곡선(은하의)
[47] 논문 1914
[48] 논문 1914
[49] 논문 Extragalactic nebulae
[50] 논문 The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems
[51] 논문 Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme 1930
[52] 논문 The rotation of the Andromeda Nebula
[53] 논문 Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line 1957
[54] 논문
[55] 논문 Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions
[56] 논문 A High-Resolution 21-CM Hydrogen-Line Survey of the Andromeda Nebula
[57] 논문 On the Disks of Spiral and so Galaxies
[58] 문서 The explanation of the mass discrepancy in spiral galaxies by means of massive and extensive dark component was first put forward by A. Bosma in a PhD dissertation
[59] 서적 The Unknown Universe: The Origin of the Universe, Quantum Gravity, Wormholes, and Other Things Science Still Can't Explain Career Press 2008-05-01
[60] 논문 Large-scale asymmetry of rotation curves in lopsided spiral galaxies http://www.aanda.org[...]
[61] 웹인용 Dark Matter Less Influential in Galaxies in Early Universe - VLT observations of distant galaxies suggest they were dominated by normal matter https://www.eso.org/[...] 2017-03-16


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