총알 은하단
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1. 개요
총알 은하단은 두 은하단의 충돌 현상을 통해 연구되는 천체로, 별, 기체, 암흑물질 등이 충돌 과정에서 보이는 다양한 행동을 관찰할 수 있다. 특히, 암흑물질의 존재에 대한 강력한 증거를 제공하며, 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 이론에 대한 반박 근거를 제시한다. 1970년대에 발견된 이 은하단은 X선 관측을 통해 고온의 가스 구름과 충격파 호를 보이며, 작은 은하단이 큰 은하단을 관통하는 모습에서 "총알"이라는 이름이 붙여졌다. 이러한 관측 결과는 암흑물질이 중력에 의해서만 상호작용한다는 것을 시사하며, 중력 렌즈 효과를 통해 암흑물질의 분포를 추정하는 데 기여한다. 총알 은하단 연구는 암흑물질의 본질과 우주론적 모형에 대한 이해를 높이는 데 중요한 역할을 한다.
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2. 충돌 현상
총알 은하단은 두 은하단이 충돌하면서 발생하는 현상을 보여주는 대표적인 사례이다. 이 충돌은 우주의 거대 구조 형성과 진화 과정을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다. 특히, 충돌 과정에서 나타나는 고온의 플라스마와 활꼴 충격파는 이 은하단의 특징적인 모습이다.
지구에서 관측했을 때, 부은하단은 약 1억 5천만 년 전에 주은하단의 중심을 통과하면서 뱃머리 충격파를 형성하였다. 이 충격파는 부은하단의 7000만°C 기체가 주은하단의 1억°C 기체를 약 966만km의 속도로 통과하면서 발생했다.[6][7][8] 이때 방출된 에너지는 일반적인 퀘이사 10개의 에너지와 맞먹는다.[1]
1970~1980년대, X선 천문 위성에 의해 작성된 카탈로그에서 X선원 1E 0657-56으로 명명된 이 천체는 1990년대에 자세히 조사되어 우리 은하로부터 약 (적색편이 ''z'' = 0.296) 거리에 있는 고온의 가스 구름을 가진 은하단임이 밝혀졌다.[20] 이러한 은하단의 모습은 큰 은하단의 중심부로 1/10 정도 크기의 작은 은하단이 고속으로 관통하는 것처럼 통과한 것으로 생각되며, 쌍방이 통과하는 상대 속도는 4500km/s로 추정된다.[21] 이 충돌로 구성 은하의 성간 물질은 "램 압력 박리" (ram-pressure stripping)에 의해 벗겨져 나가 일부는 2억°C 이상의 고온으로 가열되었다.[22]
총알 은하단이라는 이름은 작은 은하단이 고속으로 큰 은하단의 중심부를 마치 총알처럼 관통하고 있는 모습에서 유래되었다.
2. 1. 구성 요소들의 상호작용
두 은하단의 주요 구성 요소들(별, 기체, 암흑물질)은 충돌 과정에서 서로 다르게 작용하여 개별적인 연구가 가능하다. 가시광선으로 관측되는 은하의 별들은 충돌에 큰 영향을 받지 않고, 중력에 의해 속도가 느려지는 것 외에는 그대로 통과한다. X-선 영역에서 관측되는 뜨거운 기체는 두 은하단 내 중입자 물질의 대부분을 차지하며, 전자기적 상호작용으로 인해 별보다 훨씬 느리게 움직인다.[36][37][38]세 번째 요소인 암흑물질은 배경 천체의 중력렌즈 현상을 통해 간접적으로 관측된다. 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 암흑물질이 없는 이론에서는 중력렌즈가 중입자 물질, 즉 X-선 기체에 의해 발생할 것으로 예측한다. 그러나 중력렌즈는 은하들이 집중된 두 영역에서 가장 강하게 나타난다. 이는 은하단 질량의 대부분이 충돌 과정에서 X-선 기체 영역을 우회한 두 영역의 암흑물질로 이루어져 있다는 주장을 뒷받침하며, 암흑물질이 중력이 아닌 약한 상호작용만을 통해 상호작용한다는 예측과 일치한다.[32]
지구에서 보았을 때, 부은하단은 약 1억 5천만 년 전 주은하단의 중심을 통과하여 활꼴 충격파를 형성하였다. 이 때, 7000만°C의 부은하단 내 기체는 1억°C의 주은하단 기체를 시간당 약 966만km의 속도로 통과했다.[6][7][8] 이때 방출된 에너지는 일반적인 퀘이사 10개의 에너지와 맞먹는다.[1]
1970~1980년대, X선 천문 위성에 의해 작성된 카탈로그에서 X선원 1E 0657-56으로 명명된 이 천체는 1990년대에 자세히 조사되어 은하계로부터 약 (적색 편이 ''z'' = 0.296) 거리에 있는 고온의 가스 구름을 가진 은하단임이 밝혀졌다.[20] 이 은하단은 거대한 빛나는 충격파 호를 가지고 있으며, X선 망원경으로 두 부분으로 분리된 플라즈마 가스 구름이 관측된다.
큰 은하단의 중심부로 1/10 정도 크기의 작은 은하단이 고속으로 관통한 것으로 추정되며, 상대 속도는 4500km/s이다.[21] 이 충돌로 구성 은하의 성간 물질은 "램 압력 박리"(ram-pressure stripping)에 의해 벗겨져 나가 일부는 2억°C 이상의 고온으로 가열되었다.[22] 그러나, 이러한 속도는 은하단의 충돌에서 특별히 드문 것은 아니다.
총알 은하단이라는 이름은 작은 은하단이 고속으로 큰 은하단의 중심부를 마치 총알처럼 관통하고 있는 모습에서 유래되었다. 실제로, 작은 은하단에 속했던 한쪽 가스 구름은 다른 쪽을 관통한 쐐기나 총알과 같은 삼각형을 하고 있다. 이 "총알" 가스 구름은 이미 1~2억 년 전에 큰 은하단의 중심부를 관통했으며, 양자 간의 거리는 100~200만 광년 정도이다. 가시광선 이미지를 겹쳐보면 양쪽 은하단의 은하는 이 두 가스 구름을 뒤로하고 양쪽으로 뻗어나가고 있다.[22]
2. 2. 충돌 속도 및 에너지
총알 은하단은 발견된 은하단 중 가장 뜨거운 은하단 중 하나로, 예측된 임계 은하단 온도를 뛰어넘는 우주론 모형에 대해 관측 가능한 제한 요소를 제공한다.[32] 지구에서 볼 때, 부은하단은 1억 5천만 년 전 은하단의 중심을 통과하여, "현재 은하단의 오른편 근처에서 보이는 활꼴 충격파"를 형성하였다. 이때 섭씨 7,000만 도에 해당하는 부은하단 내의 기체는 10000000km/h의 속도로 섭씨 1억 도에 해당하는 주은하단의 기체 속을 뚫고 지나갔다.[36][37][38] 이 때 방출된 에너지는 평범한 퀘이사 10개의 에너지와 맞먹는다.[32]1970~1980년대, X선 천문 위성에 의해 작성된 카탈로그에서 X선원 1E 0657-56으로 명명된 이 천체는 1990년대에 자세히 조사되어 은하계로부터 약 40억 광년 (적색 편이 ''z'' = 0.296) 거리에 있는 고온의 가스 구름을 가진 은하단임이 밝혀졌다.[20] 이 은하단은 거대한 빛나는 충격파 호를 가지고 있으며, X선 망원경으로 두 부분으로 분리된 플라즈마 가스 구름이 관측된다.
이러한 은하단의 모습은 큰 은하단의 중심부로 1/10 정도 크기의 작은 은하단이 고속으로 관통하는 것처럼 통과한 것으로 생각되며, 쌍방이 통과하는 상대 속도는 4500km/s로 추정된다.[21] 이 충돌로 구성 은하의 성간 물질은 "램 압력 박리" (ram-pressure stripping)에 의해 벗겨져 나가 일부는 2억도 이상의 고온으로 가열되었다.[22] 그러나, 이러한 속도도 은하단의 충돌에서는 특별히 드문 것은 아니다.
탄환 성단이라는 이름은 작은 은하단이 고속으로 큰 은하단의 중심부를 마치 탄환처럼 관통하고 있는 모습에서 유래되었다. 실제로, 작은 은하단에 속했던 한쪽 가스 구름은 다른 쪽을 관통한 쐐기나 탄환과 같은 삼각형을 하고 있다. 이 "탄환" 가스 구름은 이미 1~2억 년 전에 큰 은하단의 중심부를 관통했으며, 양자 간의 거리는 100~200만 광년 정도이다. 또한, 가시광선 이미지를 겹쳐보면 양쪽 은하단의 은하는 이 두 가스 구름을 뒤로하고 양쪽으로 뻗어나가고 있음을 알 수 있다.[22]
3. 암흑물질의 증거
두 은하단의 주요 구성물(별, 기체, 암흑물질)들은 충돌 과정에서 서로 다르게 행동하기 때문에, 이들을 분리해서 연구할 수 있다. 가시광선으로 관측되는 은하의 별들은 충돌에 큰 영향을 받지 않고, 중력에 의해 속도가 느려지는 것 외에는 그대로 통과한다. X-선 영역에서 보이는 뜨거운 기체는 두 은하단 내 보통 물질의 대부분을 차지하는 중입자 물질이다. 이 기체는 서로 전자기적으로 상호작용하여 별의 이동 속도보다 훨씬 느려진다.
암흑물질은 배경 천체로 인한 중력렌즈에 의해 간접적으로 관측된다. 수정된 뉴턴역학(MOND)과 같이 암흑물질을 포함하지 않는 이론에서는 중력렌즈가 중입자 물질, 즉 X-선 기체에 의해 발생할 것으로 예측한다. 하지만 중력렌즈는 은하들이 집중되어 관측되는 두 영역에서 가장 강하게 발생한다. 이는 은하단 쌍에 있는 질량의 대부분이 충돌 과정에서 X-선 기체 영역을 우회하여 지나간 두 영역의 암흑물질로 이루어져 있다는 주장을 뒷받침하며, 암흑물질이 중력이 아닌 약한 상호작용만을 통해 상호작용한다는 예측과 부합한다.
총알 은하단은 발견된 은하단 중 가장 뜨거운 은하단 중 하나로, 예측된 임계 은하단 온도를 뛰어넘는 우주론 모형에 대한 관측 가능한 제한 요소를 제공한다.[32] 지구에서 볼 때, 부은하단은 1억 5천만 년 전 은하단의 중심을 통과하여 "활꼴 충격파"를 형성했다. 이때 섭씨 7,000만 도의 부은하단 내 기체는 시속 약 9656040.00km (10000000km)의 속도로 섭씨 1억 도의 주은하단 기체를 뚫고 지나갔다.[36][37][38] 이 때 방출된 에너지는 평범한 퀘이사 10개의 에너지와 맞먹는다.[32]
총알 은하단은 암흑물질의 존재에 대한 강력한 증거를 제공하며, 이는 MOND 이론으로는 설명하기 어렵다.
3. 1. 중력 렌즈 효과
총알 은하단에서 별, 가스, 그리고 추정되는 암흑 물질과 같은 은하단 쌍의 주요 구성 요소들은 충돌 동안 서로 다르게 행동하기 때문에, 이들을 개별적으로 연구할 수 있다. 가시 광선으로 관측 가능한 은하의 별들은 충돌의 영향을 크게 받지 않았다. 이들은 대부분 중력을 받아 속도가 느려지지만, 다른 방식으로 변하지 않고 그대로 통과했다. X선으로 관측되는 두 충돌하는 구성 요소의 뜨거운 가스는 은하단 쌍에서 대부분의 중입자, 즉 "일반" 물질을 나타낸다. 은하단내부매질의 가스는 전자기적으로 상호 작용하여, 두 은하단의 가스가 별보다 훨씬 더 느려지게 한다.
세 번째 구성 요소인 암흑 물질은 배경 물체의 중력 렌즈 현상을 통해 간접적으로 감지되었다. 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같이 암흑 물질이 없는 과학 이론에서는 렌즈 현상이 중입자 물질, 즉 X선 가스를 따라갈 것으로 예상된다. 그러나 렌즈 현상은 가시 은하 근처의 (아마도 일치하는) 두 개의 분리된 영역에서 가장 강하게 나타났다. 이는 은하단 쌍의 중력 대부분이, 충돌 동안 가스 영역을 통과한 두 영역의 암흑 물질 형태로 존재한다는 생각을 뒷받침한다. 이는 약하게 상호 작용하는 것 외에는 중력적으로만 상호 작용하는 암흑 물질에 대한 예측과 일치한다.[42]
총알 은하단은 현재 암흑물질의 존재에 관한 최상의 증거이며,[35][39] 거대한 은하단에 적용되는 MOND의 가장 유명한 형태에서 설명되는 것 일부에 대해 반대되는 증거를 제공한다.[40] 8σ에 해당하는 통계적 유의에서, 중입자 물질의 최대 중심에서부터 총질량의 중심까지의 공간적 차이가 중력 법칙 하나만의 수정으로는 설명될 수 없다는 것이 확인되었다.[41]
2004년 이후 더글러스 크로우 등의 연구 그룹은, 중력 렌즈 효과의 측정 기술이 급속도로 발전함에 따라, 이 생각에 근거하여 암흑 물질을 포착하는 시도를 했다. 크로우 등은 X선 천문 위성 찬드라로 가스 분포를 관측하는 동시에, 가시광선으로 은하단 뒤쪽의 은하 빛을 관측하여, 약한 중력 렌즈의 효과로부터 추정되는 은하단의 질량 분포를 역산했다.[21][23] 그 결과, 작은 쪽의 은하 집단과 큰 쪽의 은하 집단 각각에 해당하는 질량의 중심은, 가시광선으로 관측되는 두 은하 집단의 각각의 위치와 오차 범위 내에서 일치하며, 가스 구름의 위치와는 달랐다. 이로부터 역학 법칙이 어떻든, 그곳에 가스와는 다른 관측할 수 없는 질량이 있으며, 암흑 물질의 존재를 종래보다 직접적으로 뒷받침하는 것이라고 결론지었다.[24][25][26]
3. 2. MOND 이론과의 비교
총알 은하단은 암흑 물질 존재에 대한 강력한 증거를 제시하며,[35][39] 수정 뉴턴 역학(MOND)의 일부 이론에 반하는 증거를 제공한다.[40] 8σ의 통계적 유의로, 중입자 물질의 최대 중심과 총질량 중심 간의 공간적 차이는 중력 법칙 수정만으로는 설명될 수 없음이 확인되었다.[41]찬드라 관측에 따르면, 총알 은하단은 고속(약 4,500 km/s)으로 합병을 겪고 있으며, 부은하단의 은하보다 뒤쳐진 뜨거운 X-선 방출 기체의 공간적 분포를 통해 이를 확인할 수 있다. 약한 중력렌즈로 확인된 암흑물질 덩어리는 충돌이 없는 은하 영역과 위치가 일치하지만, 충돌하는 기체보다 앞선 곳에 있다. 이는 암흑물질 자체 상호작용 단면적에 대한 제한을 가능하게 한다.[42]
총알 은하단의 현상은 거대 은하단 규모에서 암흑물질에 대한 직접적인 증거를 제공하지만, 은하 회전 문제에 대한 구체적인 결과를 제시하지는 않는다. 일반적인 부유 은하단에서 관측된 암흑물질 대 보통물질의 비는 예측보다 훨씬 낮다.[46] 이는 기성 우주론 모형이 은하 규모의 질량 차이를 기술하는데 불충분하거나, 우주 모양 예측이 부정확함을 시사한다.
MOND의 원 주장자인 모데하이 밀그롬은 총알 은하단이 암흑물질 증거라는 주장에 대한 반박문을 온라인에 게재했다.[47] 그는 MOND가 은하단 외곽 은하의 동역학을 정확하게 설명하며, 총알 은하단에서도 암흑물질 필요 없이 관측되지 않는 보통 물질만으로 설명 가능하다고 주장한다. 뉴턴 역학 수정 없이 은하단 질량 차이가 10배인 반면, MOND는 이를 2배로 줄인다.
2006년 연구[48]에서는 비대칭적인 경우에도 MOND의 상대론판인 TeVeS가 관측된 중력렌즈를 설명할 수 있다고 주장했다.
별, 가스, 암흑 물질과 같은 클러스터 쌍의 주요 구성 요소는 충돌 동안 다르게 동작한다. 가시 광선으로 관측 가능한 은하의 별들은 충돌 영향을 크게 받지 않고 통과했다. X선으로 관측되는 뜨거운 가스는 클러스터 쌍에서 대부분의 중입자를 나타내며, 클러스터 내부 매질의 가스는 전자기적 상호작용으로 별보다 훨씬 느려진다.
암흑 물질은 배경 물체의 중력 렌즈 현상을 통해 간접적으로 감지되었다. MOND와 같은 암흑 물질이 없는 과학 이론에서는 렌즈 현상이 중입자 물질, 즉 X선 가스를 따라갈 것으로 예상되지만, 렌즈 현상은 가시 은하 근처의 두 분리된 영역에서 가장 강하다. 이는 클러스터 쌍 중력 대부분이 충돌 동안 가스 영역을 통과한 두 영역의 암흑 물질 형태로 존재한다는 것을 뒷받침하며, 약하게 상호 작용하는 것 외에는 중력적으로만 상호 작용하는 암흑 물질 예측과 일치한다.
총알 은하단은 온도가 가장 높은 은하단 중 하나로, 예측된 임계 클러스터 온도를 초과하는 온도에서 발산할 수 있는 우주론적 모델에 대한 관측 가능한 제약을 제공한다.[1] 지구에서 관측했을 때, 부클러스터는 1억 5천만 년 전 클러스터 중심을 통과했으며, "부클러스터의 70,000,000,000 가스가 100,000,000,000의 주 클러스터 가스를 시속 거의 10000000km의 속도로 관통하면서 형성된 '클러스터 오른쪽 근처에 위치한 활 모양의 충격파'"를 생성했다.[6][7][8]
2010년 연구에서는 충돌 속도가 "LCDM 모형의 예측과 일치하지 않는다"고 주장했다.[14] 그러나 후속 연구[15]에서는 충돌이 LCDM 시뮬레이션과 일치하며, 이전 불일치는 작은 시뮬레이션과 쌍 식별 방법론에서 비롯되었다고 밝혔다.
4. 추가 연구 및 논쟁
총알 은하단은 암흑 물질 존재에 대한 강력한 증거를 제시하며,[35][39] 수정 뉴턴 역학(MOND)의 일부 이론에 대한 반박 증거로도 활용된다.[40] 특히, 중입자 물질의 최대 중심과 총 질량 중심 간의 공간적 차이는 8σ 수준의 통계적 유의성을 가지며, 이는 중력 법칙 수정만으로는 설명하기 어렵다는 점을 시사한다.[41]
찬드라 엑스선 관측선의 관측 결과, 총알 은하단은 약 4,500 km/s의 고속으로 합병을 겪고 있으며, 약한 중력 렌즈를 통해 확인된 암흑 물질 덩어리는 충돌이 없는 은하 영역과 일치하지만 충돌하는 기체보다 앞서 위치하고 있음이 밝혀졌다. 이는 암흑 물질의 자체 상호작용 단면적에 대한 제한을 가능하게 한다.[42]
초기 연구에서는 총알 부은하단의 속도가 람다-CDM 모형에서 수용 가능하다고 여겨졌으나,[43] 2010년의 한 연구에서는 현재 측정된 충돌 속도가 LCDM 모형의 예측과 부합하지 않는다고 주장하기도 했다.[44] 그러나 이후 연구들은 충돌이 LCDM 시뮬레이션과 일치하며,[15] 이전의 불일치는 작은 시뮬레이션과 쌍 식별 방법론에서 비롯되었다고 밝혔다.
총알 은하단은 은하 규모에서 암흑 물질의 존재를 뒷받침하지만, 은하 회전 문제에 대한 직접적인 해결책을 제시하지는 않는다. 일반적인 부유 은하단에서 관측된 암흑 물질 대 보통 물질의 비는 예측보다 낮아,[46] 기성 우주론 모형이 은하 규모의 질량 차이를 설명하는 데 불충분하거나 우주 모양에 대한 예측이 부정확할 수 있음을 시사한다.
모르데하이 밀그롬은 수정 뉴턴 역학을 처음 제안한 인물로, 총알 은하단이 암흑 물질의 존재를 증명한다는 주장에 대해 온라인 반박[17]을 게시했다. 그는 총알 은하단의 관측된 특징이 감지되지 않은 표준 물질에 의해서도 충분히 발생할 수 있다고 주장한다.
2006년의 또 다른 연구[18]는 총알 은하단과 같이 비대칭적인 경우에도 MOND, 즉 상대론적 버전인 TeVeS (텐서-벡터-스칼라 중력)가 관측된 중력 렌즈 효과를 설명할 수 있다는 가능성을 제시했다.
2004년 이후 더글러스 크로우 등의 연구 그룹은 중력 렌즈 효과 측정 기술을 이용하여 암흑 물질을 포착하는 시도를 했다. 찬드라 위성으로 가스 분포를 관측하고, 가시광선으로 은하단 뒤쪽 은하 빛을 관측하여 약한 중력 렌즈 효과로부터 추정되는 은하단의 질량 분포를 역산했다.[21][23] 그 결과, 질량 중심은 가시광선으로 관측되는 두 은하 집단의 위치와 일치하며 가스 구름의 위치와는 달랐다. 이는 암흑 물질의 존재를 뒷받침하는 직접적인 증거로 해석되었다.[24][25][26]
4. 1. MACS J0025.4-1222
MACS J0025.4-1222 은하단에 대한 관측은 거대한 충돌에서 보통 물질과 별개로 암흑물질이 존재하여, 은하단에서 관측되는 물질의 중심과 중력 중심 사이에 상당한 변위가 생긴다는 것을 보여준다. 이는 총알 은하단에 대한 연구 결과와는 별개의 연구이다.[45]
4. 2. Abell 520
Abell 520 은하단의 관측에서는 일반 물질과는 다른 위치에 질량 집중이 발견되어, 총알 은하단과는 다른 양상을 보였다.[28][29][30][31]참조
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