은하 병합
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1. 개요
은하 병합은 두 개 이상의 은하가 중력적 상호작용으로 합쳐지는 현상이다. 표준 우주론에서 은하는 암흑 물질 헤일로의 합체를 통해 형성되며, 은하 병합은 은하 진화의 중요한 과정으로 여겨진다. 병합은 참여하는 은하의 수, 상대적 크기, 가스 함량에 따라 분류되며, 작은 병합, 큰 병합, 젖은 병합, 마른 병합 등으로 나뉜다. 은하 병합은 은하의 형태 변화, 별 생성 촉진, 활동 은하핵 활성화, 은하 질량 증가 등 다양한 효과를 발생시킨다. 더듬이 은하, 생쥐 은하, 센타우루스자리 A, NGC 7318 등이 병합 과정에 있거나 병합에 의해 형성된 대표적인 은하로 알려져 있다.
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| 은하 병합 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 유형 | 천문학적 현상 |
| 정의 | 최소 두 개 이상의 은하가 충돌하는 현상 |
| 관련 뉴스 | 천문학자들이 은하 충돌 비율을 밝히다 (HubbleSite, 2011년 10월 27일) |
2. 역사
표준 우주론 모형에 따르면, 단일 은하는 가스가 냉각되어 별을 형성하고, 여러 번의 연속적인 암흑 물질 헤일로 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 은하로 진화한다. 이러한 암흑 물질 헤일로 병합 과정을 모델링하고, 이에 따른 별 형성을 예측하는 연구는 초기에는 순수하게 중력적인 ''N''-체 시뮬레이션을 분석하거나 통계적인 공식을 수치적으로 구현하는 방식으로 진행되었다.
1992년 밀라노에서 열린 관측 우주론 회의에서 Roukema, 퀸, 피터슨은 우주론적 ''N''-체 시뮬레이션에서 추출한 암흑 물질 헤일로의 최초 병합 이력 트리를 발표했다. 이들은 후속 시점의 헤일로가 이전 시점 헤일로 입자의 50% 이상을 포함하는 경우에만 후손으로 정의하는 엄격한 기준을 적용했다. 이 방법은 관측 결과와 비교할 수 있는 은하 집단의 모델을 빠르게 계산할 수 있게 해주었다.
같은 회의에서 Lacey와 콜은 프레스-슈렉터 형식주의와 동역학적 마찰을 결합하여 암흑 물질 헤일로 병합 이력 트리를 통계적으로 생성하는 방법을 제시했다. 이후 카우프만, 화이트 등은 가스 냉각, 별 형성, 초신성 폭발 등의 요소를 포함한 반-분석적 공식을 도입하여 연구를 확장했다.
2. 1. 초기 관측 및 이론
표준 우주론 모형에서, 단일 은하는 가스가 냉각되어 별을 형성하고, 20세기에 은하로 역사적으로 식별된 광학적으로 보이는 물체가 되는, 몇 번 또는 여러 번의 연속적인 암흑 물질 헤일로 병합을 통해 은하 형성 및 진화를 할 것으로 예상된다. 이러한 암흑 물질 헤일로 병합의 수학적 그래프를 모델링하고, 이에 따라 해당 별 형성을 모델링하는 것은 처음에는 순수하게 중력적인 ''N''-체 시뮬레이션을 분석하거나 통계적("반-분석적") 공식을 수치적으로 구현하여 처리되었다.1992년 밀라노에서 열린 관측 우주론 회의에서 Roukema, 퀸, 피터슨은 우주론적 ''N''-체 시뮬레이션에서 추출한 암흑 물질 헤일로의 최초 병합 이력 트리를 보여주었다. 이러한 병합 이력 트리는 별 형성률 및 진화적 인구 합성을 위한 공식과 결합되어, 다양한 우주론적 시대에 은하의 합성 광도 함수(얼마나 많은 은하가 본질적으로 밝거나 어두운지에 대한 통계)를 생성했다. 암흑 물질 헤일로 병합의 복잡한 역학을 감안할 때, 병합 이력 트리를 모델링하는 근본적인 문제는 한 시점의 헤일로가 이전 시점의 헤일로의 후손인지 정의하는 것이다. Roukema의 그룹은 후속 시점의 헤일로가 이전 시점의 헤일로 입자의 50% 이상을 엄격하게 포함하도록 요구함으로써 이 관계를 정의하기로 선택했다. 이는 두 시점 사이에 어떤 헤일로도 최대 하나의 후손을 가질 수 있도록 보장했다. 이 은하 형성 모델링 방법은 관측과 비교할 수 있는 합성 스펙트럼과 해당 통계적 특성을 가진 은하 집단의 빠르게 계산된 모델을 생성한다.
독립적으로, Lacey와 콜은 1992년 같은 회의에서 프레스-슈렉터 형식주의를 동역학적 마찰과 결합하여 암흑 물질 헤일로 병합 이력 트리의 몬테카를로 구현과 해당 헤일로의 별 핵(은하)의 형성을 통계적으로 생성하는 방법을 보여주었다. 카우프만, 화이트 및 기데르도니는 1993년에 이 접근 방식을 확장하여 가스 냉각, 별 형성, 초신성으로부터의 가스 재가열, 그리고 원반 은하를 타원 은하로 변환하는 가설에 대한 반-분석적 공식을 포함시켰다. 카우프만 그룹과 오카모토 및 나가시마는 모두 나중에 ''N''-체 시뮬레이션에서 파생된 병합 이력 트리 접근 방식을 채택했다.
2. 2. 컴퓨터 시뮬레이션의 발전
표준 우주론 모형에서, 단일 은하는 가스가 냉각되어 별을 형성하고, 20세기에 은하로 역사적으로 식별된 광학적으로 보이는 물체가 되는, 몇 번 또는 여러 번의 연속적인 암흑 물질 헤일로 병합을 통해 은하 형성 및 진화를 할 것으로 예상된다. 이러한 암흑 물질 헤일로 병합의 수학적 그래프를 모델링하고, 이에 따라 해당 별 형성을 모델링하는 것은, 처음에는 순수하게 중력적인 ''N''-체 시뮬레이션을 분석하거나 통계적("반-분석적") 공식을 수치적으로 구현하여 처리되었다.1992년 밀라노에서 열린 관측 우주론 회의에서 Roukema, 퀸, 피터슨은 우주론적 ''N''-체 시뮬레이션에서 추출한 암흑 물질 헤일로의 최초 병합 이력 트리를 보여주었다. 이러한 병합 이력 트리는 별 형성률 및 진화적 인구 합성을 위한 공식과 결합되어, 다양한 우주론적 시대에 은하의 합성 광도 함수(얼마나 많은 은하가 본질적으로 밝거나 어두운지에 대한 통계)를 생성했다. 암흑 물질 헤일로 병합의 복잡한 역학을 감안할 때, 병합 이력 트리를 모델링하는 근본적인 문제는 한 시점의 헤일로가 이전 시점의 헤일로의 후손인지 정의하는 것이다. Roukema의 그룹은 후속 시점의 헤일로가 이전 시점의 헤일로 입자의 50% 이상을 엄격하게 포함하도록 요구함으로써 이 관계를 정의하기로 선택했다. 이는 두 시점 사이에 어떤 헤일로도 최대 하나의 후손을 가질 수 있도록 보장했다. 이 은하 형성 모델링 방법은 관측과 비교할 수 있는 합성 스펙트럼과 해당 통계적 특성을 가진 은하 집단의 빠르게 계산된 모델을 생성한다.
독립적으로, Lacey와 콜은 1992년 같은 회의에서 프레스-슈렉터 형식주의를 동역학적 마찰과 결합하여 암흑 물질 헤일로 병합 이력 트리의 몬테카를로 구현과 해당 헤일로의 별 핵(은하)의 형성을 통계적으로 생성하는 방법을 보여주었다. 카우프만, 화이트 및 기데르도니는 1993년에 이 접근 방식을 확장하여 가스 냉각, 별 형성, 초신성으로부터의 가스 재가열, 그리고 원반 은하를 타원 은하로 변환하는 가설에 대한 반-분석적 공식을 포함시켰다. 카우프만 그룹과 오카모토 및 나가시마는 모두 나중에 ''N''-체 시뮬레이션에서 파생된 병합 이력 트리 접근 방식을 채택했다.
3. 병합의 유형
은하 병합은 병합하는 은하의 수, 상대적 크기 및 가스 함량 등과 같은 특징에 따라 여러 유형으로 분류할 수 있다.
3. 1. 참여 은하 수에 따른 분류
은하 병합은 병합하는 은하의 수에 따라 다음과 같이 분류할 수 있다.3. 2. 상대적 크기에 따른 분류
은하 병합은 병합하는 은하의 상대적 크기에 따라 다음과 같이 분류할 수 있다.- '''작은 병합'''(minor merger): 한 은하가 다른 은하보다 매우 큰 경우이다. 큰 은하는 작은 은하를 "잡아먹는" 형태로, 작은 은하의 가스나 별은 대부분 큰 은하로 흡수되며, 큰 은하에는 큰 영향이 없다. 우리 은하도 현재 큰개자리 왜소은하나 마젤란 은하와 같은 작은 은하를 흡수하고 있다. 처녀자리 성류는 우리 은하와 병합된 왜소은하의 잔해로 여겨진다.[57]
- '''큰 병합'''(major merger): 거의 같은 크기를 가진 두 나선 은하가 적절한 각도 및 속도로 충돌할 때 발생한다. 이들은 종종 활동은하핵을 포함하는 다양한 피드백 기작을 통해 엄청난 양의 티끌 및 기체를 은하간 공간으로 날려보낸다. 이는 수많은 퀘이사 배후의 원동력으로 여겨진다. 병합의 종점은 타원은하이며, 많은 천문학자들이 이 과정이 타원은하를 형성하는 주요 과정이라고 주장한다.
한 연구에 따르면 큰 은하들은 지난 90억 년 간 평균 한 번 이상 서로 병합하였음을 알아내었다. 작은 은하들은 큰 은하들과 더욱 자주 합쳐진다.[45] 우리 은하와 안드로메다 은하는 약 45억 년 후 충돌할 것으로 예상되는데, 이들의 병합은 서로 유사한 크기를 가진 만큼 ''큰 병합''으로 분류될 것이다. 따라서 병합의 결과는 타원은하의 형성이 될 것이다.
3. 3. 가스 함량에 따른 분류
은하 병합은 병합하는 은하의 수, 상대적인 크기, 가스 함량과 같은 특성에 따라 별개의 그룹으로 분류될 수 있다. 병합은 병합하는 은하 내부와 주변에 있는 가스의 상호 작용 정도에 따라 분류될 수 있다.- '''젖은 병합'''(''wet merger''): 가스가 풍부한 은하("푸른색" 은하) 간의 병합이다. 젖은 병합은 일반적으로 많은 양의 별 생성, 나선 은하를 타원 은하로 변환시키고 퀘이사 활동을 유발한다.[59][15][36]
- '''마른 병합'''(''dry merger''): 가스가 부족한 은하("붉은색" 은하) 간의 병합이다. 마른 병합은 일반적으로 은하의 별 생성률을 크게 변화시키지 않지만, 별의 질량을 증가시키는 데 중요한 역할을 할 수 있다.[59][15][36]
- '''습진 병합'''(''damp merger''): "푸른색" 및 "붉은색" 은하 사이에 발생하며, 별 폭발 은하를 유발할 만큼 충분한 가스가 있지만, 구상 성단을 형성할 만큼 충분하지 않을 때 발생한다.[60][16][37]
4. 병합 과정
은하가 병합할 때, 각 은하의 별과 암흑 물질은 접근하는 은하의 영향을 받는다. 병합 후반 단계에 이르면, 중력 위치 에너지가 매우 빠르게 변화하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 흔적을 잃게 된다. 이 과정을 "격렬한 완화"라고 한다.[47]
예를 들어 두 원반은하가 충돌하면, 처음에는 각 은하의 별들이 은하면에서 규칙적으로 회전한다. 병합하는 동안 이러한 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변화한다. 그 결과 은하는 복잡하고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 되는데, 이는 타원은하에서 볼 수 있는 모습이다.
은하 병합은 또한 매우 활발한 별 생성이 일어나는 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53]
대부분의 별은 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아나면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속 별 형성을 활성화시킨다.
이러한 격변적 현상의 결과로 은하는 병합 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합 동안 기체 대부분을 별 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별 형성은 없다.
은하 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관한 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55]
메릴랜드주 발티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
4. 1. 접근
병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받게 된다. 병합의 만기 단계에 이르면서, 중력 위치는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전의 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47] 따라서 만약 두 원반은하가 충돌한다면, 두 은하의 변화는 원반면(은하면)에서 규칙적인 회전을 하는 별들에서부터 시작될 것이다. 병합 동안에 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그러한 결과의 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 것이다.은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53] 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별의 형성은 없다.
은하의 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관하여 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하의 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55] 메릴랜드주 볼티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진(장면)을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
4. 2. 조석 상호작용
은하들이 병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받는다. 병합 만기 단계에 이르면, 중력 위치(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47]
만약 두 원반은하가 충돌한다면, 별들은 원반면(은하면)에서 규칙적인 회전을 시작한다. 병합하는 동안 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그 결과 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 모습이다.
4. 3. 충돌 및 합병
은하가 병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받게 된다. 병합 만기 단계에 이르면서, 중력 위치(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47]
두 원반은하가 충돌하면, 각 은하는 원반면(은하면)에서 규칙적으로 회전하는 별들에서부터 변화가 시작된다. 병합하는 동안 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그 결과, 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 현상이다.
은하 병합은 막대한 수준의 별 형성 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53]
대부분의 별은 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다.
또한 은하 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아나면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속 별 형성을 활성화시킨다. 이러한 격변적 현상의 결과로 은하는 병합 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합 동안 기체 대부분을 별 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별 형성은 없다.
은하 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관한 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55]
메릴랜드주 발티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
4. 4. 격변적 안정화 (Violent Relaxation)
병합이 진행되는 동안, 각 은하의 별과 암흑 물질은 접근하는 은하의 영향을 받는다. 병합의 후반 단계에 이르면, 중력 위치 에너지(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 흔적을 잃게 된다. 이 과정을 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 부른다.[47]예를 들어 두 원반은하가 충돌하면, 처음에는 각 은하의 별들이 원반면(은하면)에서 규칙적으로 회전한다. 병합하는 동안 이러한 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그 결과 은하는 복잡하고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 되는데, 이는 타원은하에서 볼 수 있는 모습이다.
4. 5. 최종 단계
병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받게 된다. 병합의 만기 단계에 이르면서, 중력 위치(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전의 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47] 따라서 만약 두 원반은하가 충돌한다면, 두 은하의 변화는 원반면(은하면)에서 규칙적인 회전을 하는 별들에서부터 시작될 것이다. 병합할 동안에 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그러한 결과의 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 것이다.은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53] 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더이상의 별의 형성은 없다.
은하의 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관하여 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하의 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55] 메릴랜드주 발티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진(장면)을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
5. 병합의 효과
은하 병합은 은하의 형태 변화, 별 생성 촉진, 은하 질량 증가 등 다양한 효과를 유발한다. 은하 병합 과정에서 별과 암흑물질은 서로 영향을 주고받으며, 중력 위치 에너지의 급격한 변화로 별들의 궤도가 바뀌는 격변적 안정화(''violent relaxation'') 현상이 일어난다. 이를 통해 원반은하의 규칙적인 회전 운동은 무작위 운동으로 바뀌고, 타원은하와 같이 복잡한 궤도를 가진 별들이 우세하게 된다.
은하 병합은 다량의 별 생성을 일으킨다. 큰 병합의 경우, 별형성률(SFR)은 연간 수천 태양질량에 달할 수 있다. 이는 우리은하의 별형성률보다 훨씬 높은 수치이다. 은하 병합 시 거대 분자운들이 충돌하며 압축되어 새로운 별들이 탄생한다. 또한, 은하 중심에서 멀어지는 기체운들이 충격파를 형성하여 기체운 속의 별 형성을 촉진한다.
은하 병합은 은하의 질량 증가에도 기여한다. CL0958+4702 은하단에서는 4개의 타원은하를 포함한 거대 은하 병합이 관측되었는데, 이는 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나를 형성할 것으로 예상된다.[56]
은하 병합 연구를 위해 컴퓨터 모의실험이 활용된다. 중력, 유체역학, 별의 형성, 초신성 등 다양한 요소를 고려한 모의실험을 통해 은하 병합 과정을 분석하고 예측한다. 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz) 연구팀은 허블 망원경 관측 자료 분석을 위해 다양한 병합 시나리오를 계산한 컴퓨터 모의실험을 개발했다.[45]
5. 1. 형태 변화
은하가 병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받는다. 병합 만기 단계에 이르면서, 중력 위치(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47] 따라서 두 원반은하가 충돌한다면, 두 은하의 변화는 원반면(은하면)에서 규칙적인 회전을 하는 별들에서부터 시작될 것이다. 병합 동안에 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그 결과 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 것이다.
은하 병합은 또 막대한 수준의 별 형성 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53] 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합 동안에 기체 대부분을 별 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별 형성은 없다.
은하 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관하여 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55] 메릴랜드주 발티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진(장면)을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
5. 2. 별 생성 촉진
은하 병합은 막대한 양의 별 형성이 일어나는 장소이다.[48] 큰 병합(major merger)이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 매우 큰 것이다.[53]대부분의 별은 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별 형성을 활성화시킨다.
이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별 형성은 없다.
5. 3. 은하 질량 증가
은하가 병합할 때, 각 은하의 별과 암흑물질은 접근하는 은하에 의해 영향을 받는다. 병합의 마지막 단계에 이르면서, 중력 위치(은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.[47] 따라서 만약 두 원반은하가 충돌한다면, 두 은하의 변화는 원반면(은하면)에서 규칙적인 회전을 하는 별들에서부터 시작될 것이다. 병합하는 동안 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그러한 결과의 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 타원은하에서 볼 수 있는 것이다.은하 병합은 또 막대한 수준의 별 형성이 일어나는 장소이기도 하다.[48] 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 적색편이(거리)에 따라 연간 수천 태양질량 상당에 이를 수 있다.[49][50] 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.[51][52] 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 우리은하에 비해 큰 것이다.[53] 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 분자운은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 충격파를 형성하여 기체운 속의 별 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자 기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더 이상의 별 형성은 없다.
은하 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관하여 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하 쌍에는 중력, 또 성간기체의 유체역학 및 소진, 기체 없는 별의 형성, 초신성에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.[55] 메릴랜드주 발티모어의 우주 망원경 과학 연구소의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 허블 망원경이 촬영한 사진을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.[45] 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.[45]
CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.[56]
6. 관측 및 연구 사례
은하 병합은 우주의 진화 과정에서 흔히 발생하는 현상이며, 이에 대한 다양한 관측 및 연구 사례가 존재한다.
6. 1. 대표적인 병합 은하
다음은 병합 과정에 있거나 병합으로 형성되었을 것으로 여겨지는 은하의 일부이다.7. 갤러리
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