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거시공동

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목차

1. 개요

거시공동은 천체물리학에서 연구되는, 평균 밀도가 매우 낮은 거대한 우주 영역을 의미한다. 1970년대 중반 적색편이 탐사를 통해 발견되었으며, 은하와 은하단의 분포를 통해 우주의 3차원 지도를 구성하는 데 기여했다. 거시공동은 우주의 대규모 구조를 이루는 핵심 요소로, 은하필라멘트, 은하단과 함께 우주의 거품 구조를 형성한다. 거시공동 연구는 암흑 에너지의 상태 방정식을 개선하고, 은하의 진화 및 형성 모형을 연구하는 데 활용되며, 우주 마이크로파 배경의 이상 현상, 우주의 가속 팽창, 중력 이론 연구에도 기여한다. 거시공동 발견에는 VoidFinder, ZOBOV, DIVA 등 다양한 알고리즘이 사용된다.

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  • 거시공동 - 목동자리 공동
    목동자리 공동은 지구에서 약 7억 광년 떨어진 직경 2억 5천만 광년의 거대한 초공동으로, 1981년 로버트 커쉬너 등에 의해 발견되었으며 작은 공동들이 병합되어 형성되었다는 이론이 있다.
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거시공동
천문학적 공극
유형우주 거대 구조
설명필라멘트 사이의 광대한 빈 공간으로, 은하가 거의 또는 전혀 존재하지 않음
특징
크기일반적으로 10 ~ 100 Mpc (3천만 ~ 3억 3천만 광년)
밀도주변 우주보다 훨씬 낮은 밀도
형태구형 또는 타원형
중요성
우주 거대 구조 형성우주의 거대 구조를 이해하는 데 중요한 역할
은하 진화은하의 진화에 영향
종류
일반적인 공극우주에 널리 분포
초공동 (Supervoid)특히 크기가 큰 공극
연구
탐색 방법적색편이 조사, 우주 마이크로파 배경 연구
주요 발견통합 작스-울프 효과로 인한 배경 복사에서의 거대 구조의 흔적
참고
관련 용어필라멘트, 우주 거대 구조, 초은하단
관련 연구공극의 구조. I. 북쪽 국부 초공동의 공극 계층

2. 역사 및 발견

천체물리학에서 거시공동 연구는 1970년대 중반, 적색편이 탐사가 활발해지면서 시작되었다. 1978년, 두 연구팀은 독립적으로 초은하단과 거시공동을 발견했다.[60][57] 이 발견으로 천문학계는 큰 변화를 겪었다. 적색편이 탐사를 통해 우주의 3차원 지도를 만들 수 있게 되었고, 이는 허블의 법칙에 따라 우주의 팽창에 따른 은하의 적색편이를 측정하여 거리를 파악했기 때문이다.[58]

1980년대에 들어, 천문학자들은 수억 광년 너머에 은하가 거의 없는 텅 빈 공간, 즉 "거시공동"을 발견했다. 이후 연구를 통해, 은하들이 모인 초은하단은 거시공동을 둘러싼 비누 거품 모양으로 우주의 대규모 구조를 형성한다는 사실이 밝혀졌다.

2. 1. 타임라인

연도사건
1961년초은하단의 특정 유형인 "이차 은하단"과 같은 대규모 구조적 특징이 학계의 주목을 받았다.[59]
1978년머리털자리/A1367 은하단 배경에서 거시공동을 발견한 두 편의 논문이 발표되었다.[60][61]
1981년목동자리 영역에서 직경 약 34 h-1 Mpc의 거대한 거시공동이 발견되었다.[62][63]
1983년컴퓨터 시뮬레이션을 통해 대규모 구조의 성장과 진화에 대한 신뢰성 있는 결과가 도출되면서, 은하 분포의 주요 특징이 부각되었다.[64][65]
1985년페르세우스자리-물고기자리 영역의 초은하단 및 거시공동 탐사가 진행되었다.[66]
1989년천체물리학 적색편이 탐사 연구소(CfA Redshift Survey)에서 거대한 거시공동과 이를 둘러싼 선명한 필라멘트 및 장벽을 발표했다.[67]
1991년라스 캄파나스 적색편이 탐사(Las Campanas Redshift Survey)를 통해 우주 대규모 구조에서 거시공동의 존재 비율이 확인되었다.[68]
1995년광학적 선택 은하 탐사(Optically-Selected Galaxy Surveys)와의 비교를 통해, 선택된 표본과 관계없이 동일한 거시공동이 발견됨이 밝혀졌다.[69]
2001년2도 영역 은하 적색편이 탐사(2dF Galaxy Redshift Survey)로 많은 거시공동이 발견되었다.[70]
2009년슬론 디지털 전천 탐사(SDSS) 데이터와 이전 탐사 결과를 종합하여 거시공동 구조에 대한 상세한 정보가 제공되었다.[71][72]


3. 대규모 구조

우주의 구조는 여러 요소로 나눌 수 있으며, 주요 구성 요소는 다음과 같다.


  • 거시공동 - 매우 낮은 평균 밀도를 가진 거대한 영역으로, 주로 직경이 10 메가파섹(Mpc)보다 크다.
  • 장벽 - 일반적인 평균 밀도를 가진 영역으로, 다음 두 가지 요소로 구성된다.
  • 은하단 - 장벽이 만나거나 교차하는 크게 밀집된 영역.
  • 은하필라멘트 - 장벽에서 10 메가파섹 정도로 뻗어 있는 가지.[55]


거시공동은 우주의 평균 밀도의 10분의 1보다 낮은 평균 밀도를 가지고 있다. 이는 잠정적인 정의로 사용된다.[56] 우주의 평균 밀도를 나타낼 때는 단위 부피에 포함된 물질의 총질량보다는 단위 부피당 은하의 개수비를 기준으로 한다.[56]

1980년대의 관측을 통해, 수억 광년 너머에 약 2억 광년에 걸쳐 은하가 전혀 관측되지 않는 텅 빈 공간, 즉 "거시공동"이 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 연구 결과, 은하계가 모인 초은하단은 거시공동을 둘러싸듯이 막 모양으로 이어져, 마치 비누 거품처럼 여러 겹의 거품이 겹쳐져 우주의 대규모 구조를 형성하고 있다는 것이 밝혀졌다.

4. 거시공동 발견 방법

거시공동은 다양한 알고리즘을 통해 발견되며, 이러한 알고리즘들은 크게 세 가지 유형으로 분류할 수 있다.[73][26]

1. 국부 은하 밀도에 기반하여 빈 영역을 찾는 방법.[74][27]

2. 은하가 시사하는 암흑물질 분포의 기하학적 구조를 통해 거시공동을 찾는 방법.[75][28]

3. 암흑물질 분포에서 중력적으로 불안정한 지점을 이용하여 동역학적으로 구조를 발견하는 방법.[76][29]

이 세 가지 방법은 거시공동 연구에 널리 사용된다.

4. 1. 거시공동 발견자 알고리즘 (VoidFinder)

El Ad와 Piran은 1997년에 거시공동 목록 작성을 표준화하는데 빠르고 효과적인 방법으로 이 방법을 처음으로 소개하였다.[77] 이 방법은 목록 내의 각 은하를 대상으로, 세 번째로 가까운 은하와의 거리를 통해 결정되는 구형 공간에 포함된 우주의 밀도를 계산하기 위해 거시공동과 근사적으로 가장 가까운 이웃 은하(Nearest Neighbor Approximation)를 이용한다.[77] 일단 구형의 세포(거시공동)들이 그 구조를 이루는 모든 데이터로부터 얻어지면, 각 세포는 저밀도에서 측정된 장벽의 평균 밀도값이 될 때까지 팽창하게 된다.[78]

거시공동 발견에 도움이 되는 특징 중 하나는 이들의 경계선이 매우 뚜렷하고 명확하다는 것이다. 거시공동 내부에서의 평균 밀도는 우주의 평균 밀도의 10%에서 시작하여 가장자리에서 20%로 빠르게 증가하며, 가장자리 직후, 즉 장벽에서는 100%가 된다.[77] 따라서 남아 있는 장벽과 겹쳐진 거시공동 영역은 각각 별개가 되어, 따로 뒤얽혀 있는 필라멘트, 은하단, 가까운 거시공동과 함께 격자를 이루게 된다. 이미 발견된 거시공동과 10%가 넘는 겹침은 그 거시공동 내부의 준영역으로 간주된다. 목록에 인정되는 모든 거시공동은 표본오차로 인해 우연히 목록에 수록되지 않게 하기 위해 최소 10Mpc의 직경을 가지고 있다.[77]

4. 2. ZOBOV 알고리즘 (Zone Bordering On Voidness)

Neyrinck(2008)이 제안한 방법으로, 보로노이 쪽매맞춤 기법을 이용하여 고밀도 경계선과 대조되는 영역을 찾는다.[79] 자유 매개변수가 없어 정밀한 모양과 크기의 거시공동을 표현할 수 있지만, 때때로 덜 명확한 결과를 제공하기 때문에 종종 비판을 받기도 한다. 알고리즘을 통해 발견된 각 거시공동은 통계적 유의성을 가지지만, 자유 매개변수가 없기 때문에 주로 작은 거시공동을 발견하는데 쓰인다. 최소 밀도에서 적어도 1:5의 평균 밀도비까지 적용함으로써 작은 거시공동의 수를 줄이기 위해 물리적 유의성 매개변수를 적용할 수 있다. 또한 이 과정을 통해 준거시공동(Subvoid)이 발견되는데, 이는 거시공동으로서의 자격이 무엇인지에 대한 철학적 의문을 더욱 증가시킨다.[80] VIDE[34]와 같은 공극 탐지기는 ZOBOV를 기반으로 한다.

4. 3. DIVA 알고리즘 (DynamIcal Void Analysis)

DIVA 알고리즘은 2009년 Lavaux와 완델트가 제안한 방법으로, 거시공동을 '물질이 달아나는 영역'으로 정의한다.[73] 이는 암흑 에너지 상태방정식 ''w''와 일치한다. 거시공동의 중심은 변위장 ''S''ψ의 최대 원인으로 간주된다. 이러한 정의를 통해 거시공동의 역학적, 기하학적 특징을 분석할 수 있으며, DIVA는 거시공동의 타원율과 진화 과정을 탐구하여 세 가지 유형으로 분류한다.[73]

세 가지 형태적 유형은 다음과 같다.[73]

  • 실제 거시공동(True void)
  • 팬케이크 거시공동(Pancake void)
  • 필라멘트 거시공동(Filament void)


DIVA 알고리즘은 선택 함수 편향을 포함하지만, 이를 정확하게 보정하여 신뢰성을 높였다. 그러나 라그랑주-오일러 복합적 방식을 사용하여 다른 알고리즘으로 발견된 거시공동과는 본질적으로 달라 비교가 어렵다는 단점이 있다.[73]

4. 4. 강인성 검증

발견된 거시공동은 SPHH(Smoothed Particle Hydrodynamic Halo) 시뮬레이션, 람다CDM 모형, 또는 다른 신뢰성 있는 모의실험을 통해 검증되어야 한다. 발견된 거시공동의 숫자, 크기, 부분, 특징들까지 모의 데이터들을 통해 모두 검증되어야 한다.[81] 알고리즘의 데이터가 다양한 입력 기준에 대해 시뮬레이션의 결과와 일치한다면 더욱더 강인해지게 된다.[81]

5. 거시공동의 중요성

거시공동 연구는 현대 우주론에서 매우 중요한 위치를 차지한다. 거시공동은 우주의 평균 밀도보다 훨씬 낮은 밀도를 가진 거대한 빈 공간으로, 그 직경은 10Mpc 이상에 달한다. 이러한 거시공동은 단순히 텅 빈 공간이 아니라, 우주의 구조와 진화를 이해하는 데 핵심적인 단서를 제공한다.

거시공동 연구는 다음과 같은 이유로 중요하다.


  • 암흑 에너지 이해: 거시공동은 우주 거품과 같이 배경의 우주론적 변화에 민감하게 반응한다. 거시공동의 형태 변화는 우주 팽창의 결과이며, 암흑 에너지에 의한 가속 팽창과 관련이 있다. 따라서 거시공동의 모양 변화를 연구하면 암흑 에너지의 정체를 밝히고, 퀀테센스 + 차가운 암흑 물질(QCDM) 모형을 개선하는 데 기여할 수 있다.[82]
  • 우주 진화 모형 개선: 거시공동은 우주의 거대 구조 형성과 진화에 대한 이해를 높이는 데 중요한 역할을 한다. 거시공동 내 은하와 은하간 매질은 우주의 다른 영역과 다른 특징을 보이며, 이는 은하 진화 모형을 개선하고, 형태-밀도 관계를 수정하는 데 도움을 준다.[83]
  • 은하 형성과 진화 연구: 거시공동 내 은하는 장벽에 위치한 은하와 비교했을 때, 더 어리고 뜨거운 별로 구성된 폭발적 항성생성은하가 많이 관측된다. 이는 은하의 형성과 진화에 대한 새로운 관점을 제시한다.[84]
  • 우주배경복사 이상 현상 설명: 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐사선이 발견한 WMAP 냉점과 같은 우주배경복사의 냉점들은 거대한 거시공동의 존재로 설명될 수 있다.[85][45]
  • 우주 가속팽창 이론 검증: 우리 은하가 거대한 거시공동 안에 존재할 가능성은 암흑 에너지 없이 우주의 가속팽창을 설명할 수 있는 대안적인 이론을 제시한다.[86][46]
  • 중력 이론 연구: 거시공동은 외부와 다른 우주론적 변수(Ωm, ΩΛ, ''H''0)를 가질 수 있으며, 이는 중력 결집 및 성장률에 대한 연구에 유용한 실험실 역할을 한다.[87]


1980년대에 천문학자들은 수억 광년에 걸쳐 은하가 거의 발견되지 않는 텅 빈 공간, 즉 "거시공동"의 존재를 확인했다. 이후 연구를 통해, 은하들이 모여 초은하단을 이루고, 이 초은하단은 거시공동을 둘러싸는 형태로 우주의 거대 구조를 형성한다는 사실이 밝혀졌다. 이는 마치 비누 거품이 겹쳐져 있는 모습과 유사하다.

이처럼 거시공동 연구는 암흑 에너지, 우주 진화, 은하 형성과 진화, 우주배경복사, 우주 가속팽창, 중력 이론 등 다양한 분야에 걸쳐 우주를 이해하는 데 중요한 기여를 하고 있다.

5. 1. 암흑에너지 상태방정식

거시공동은 우주의 거품처럼 배경의 우주론적 변화에 민감하게 작용한다. 거시공동의 형태 진화는 우주 팽창의 결과 중 하나이다. 암흑 에너지에 의해 발생하는 것으로 여겨지는 가속 팽창 때문에, 시간에 따른 거시공동의 모양 변화를 연구하면 퀀테센스 + 차가운 암흑 물질(QCDM) 모형을 개선하고, 더 정확한 암흑 에너지 상태방정식을 제공할 수 있다.[82]

5. 2. 은하의 진화 및 형성 모형

거시공동에 포함된 은하와 은하간 매질은 우주의 다른 영역과는 다른 성질을 보인다. 이러한 특징은 가우스적 단열의 차가운 암흑물질 모형에서 예측되는, 편향된 은하 진화 모습의 개선에 기여하며, 거시공동과 차이를 보이는 형태-밀도 관계 수정에도 도움을 준다. 형태-밀도 관계와 같은 관측 사실은 거대 규모에서 은하의 형성과 진화에 대한 새로운 측면을 제시한다.[83] 국부적인 규모에서 거시공동 내 은하는 장벽에 위치한 은하와 다른 형태 및 분광적 특징을 갖는다. 특히, 거시공동에서는 장벽 은하보다 어리고 뜨거운 별로 구성된 폭발적 항성생성은하가 많이 관측된다.[84]

5. 3. 비등방성에서의 이상

윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐사선이 발견한 WMAP 냉점과 같은 우주배경복사의 냉점들은 후기 통합된 작스-울프 효과가 가능한 해결책으로 고려될 경우, 반경 약 120 Mpc에 이르는 매우 거대한 거시공동의 존재로 설명될 수 있다.[85][45] 현재 냉점이 있는 곳의 시선 방향에 위치한 거대한 거시공동의 존재를 통해 이러한 이상 현상이 잠정적으로 설명되고 있다.[85][45]

Cosmic Microwave Background screening of Universe.
우주배경복사 전체 지도.


5. 4. 우주의 가속팽창

우리 은하가 매우 거대하고 밀도가 낮은 거시공동의 일부분일 수 있다는 이론은 암흑 에너지 없이 우주의 가속팽창을 설명할 수 있는 또 다른 가능성을 제시한다.[86][46] 이 이론에 따르면, 그러한 환경은 관측된 가속팽창 문제를 해결하는 데 암흑 에너지의 비중을 줄일 수 있다. 그러나 이 주제에 대한 더 많은 데이터가 공개되면서, 현재 ΛCDM의 설명 대신 실질적인 해법이 될 가능성은 크게 줄었지만 완전히 포기되지는 않았다.[86][46]

5. 5. 중력 이론

거시공동은 종종 밝혀진 우주의 우주론적 변수와는 다른 변수를 가지는 것처럼 보인다. 때문에 거시공동은 외부와 우주론적 변수가 다른 값을 가질 때 국부 은하와 구조를 포함한 중력 결집 및 성장률에 대한 영향 연구에 대한 거대한 실험실의 역할을 하게 된다.[87] 거대한 거시공동에 대부분 저밀도 영역에서 다량의 구형 대칭성을 가지는 선형적인 체계가 남아 있다는 관측으로 인해, 거시공동에 대한 검증 모형은 매우 정확하게 수행된다. 이러한 거시공동에서의 상이한 우주론적 변수는 Ωm, ΩΛ, ''H''0이다.[87]

공동 내부는 종종 알려진 우주와 다른 우주론적 매개변수를 따르는 것으로 관측된다. 이러한 독특한 특징 때문에, 우주 공동은 우주론적 매개변수가 외부 우주와 다른 값을 가질 때, 중력 클러스터링과 성장률이 국지적인 은하와 구조에 미치는 영향을 연구하는 데 유용한 실험실이다. 더 큰 공동이 주로 선형 체제에 남아있고, 대부분의 구조가 저밀도 환경에서 구형 대칭을 나타낸다는 관찰 때문이다. 즉, 과소 밀도는 정상적인 은하 밀도 지역에서 발생할 수 있는 입자-입자 중력 상호 작용을 거의 무시할 수 있게 한다. 공동에 대한 모델 테스트는 매우 높은 정확도로 수행될 수 있다. 이러한 공동에서 다른 우주론적 매개변수는 Ωm, ΩΛ, 그리고 ''H''0이다.[49]

5. 6. 중성미자

중성미자는 질량이 매우 작고 다른 물질과 상호작용이 극도로 약해서, 중성미자의 평균 자유 경로보다 작은 공동 내부를 자유롭게 드나들 수 있다. 이는 공동의 크기와 깊이 분포에 영향을 미치며, 유클리드 위성 같은 미래 천문학적 조사를 통해 공동 표본의 통계적 특성을 이론적 예측과 비교하여 모든 중성미자 종의 질량 합을 측정할 수 있을 것으로 예상된다.[40]

참조

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