은하군 및 은하단
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1. 개요
은하군과 은하단은 중력으로 묶인 은하들의 집합체로, 은하군은 50개 미만의 은하를 포함하며, 은하단은 1,000개 이상의 은하를 포함하는 더 큰 구조이다. 은하군은 국부 우주에서 흔하며, 우리은하가 속한 국부은하군이 대표적이다. 은하단은 은하간 가스인 은하단내부물질(ICM)을 다량 포함하며, 암흑물질의 존재를 보여주는 증거가 있다. 은하군과 은하단은 가시광선, 적외선, X-선, 전파 관측, 수냐예프-젤도비치 효과, 중력 렌즈 효과 등 다양한 관측 방법을 통해 연구된다. 국부 은하군은 약 50개 이상의 은하로 구성되어 있으며, 처녀자리 은하단은 국부 은하군에서 가장 가까운 은하단 중 하나로, 1,300개 이상의 은하를 포함한다.
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은하군은 50개 미만의 은하들이 중력으로 묶여 1~2 메가파섹 직경 내에 존재하는 우주에서 흔한 구조로, 다양한 하위 유형이 있으며 암흑 물질의 영향을 보여주는 사례로도 연구된다. - 천문학에 관한 - 자외선
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| 은하군 및 은하단 | |
|---|---|
| 은하군 및 은하단 | |
 | |
| 다른 이름 | 은하 집단 |
| 구성 | 은하 |
| 중력 결합 | 그렇다 |
| 가장 밝은 은하단 | 처녀자리자리 은하단 |
| 가장 가까운 은하군 | 국부 은하군 |
| 가장 가까운 은하단 | 처녀자리자리 은하단 |
| 특징 | |
| 크기 | 수 메가파섹 |
| 질량 | 10^12 ~ 10^15 태양 질량 |
| 구성 요소 | 암흑 물질 은하 은하간 가스 |
| 은하 수 | 은하군: 50개 이하 은하단: 수백 ~ 수천 개 |
| 관련 주제 | |
| 관련 항목 | 우주 거대 구조 초은하단 필라멘트 공동 (천문학) |
2. 은하군
은하군은 작은 은하 무리를 의미한다. 일반적으로 직경 1Mpc~2Mpc 내에 50개 미만의 은하를 포함하며, 전체 질량은 대략 1013 ''M''☉ 정도이다. 개별 은하의 속도 분산은 약 500 km/s로 측정된다.[18] 하지만 때때로 더 크고 무거운 은하계도 은하군으로 분류되는 경우가 있어, 이 정의는 일반적인 기준으로만 사용해야 한다.[4]
은하군은 우주에서 가장 흔하게 발견되는 구조로, 가까운 우주에 있는 은하의 최소 50%가 은하군에 속해 있다.[19] 질량 측면에서는 매우 큰 타원은하와 거대한 은하단 사이의 범위를 가진다.[5]
우리은하(은하수) 역시 국부은하군이라는 은하군에 속해 있으며, 이 은하군에는 54개 이상의 은하가 포함되어 있다.[20]
2017년 7월, S. 폴, R. S. 존 등 연구진은 규모의 법칙을 기반으로 은하 집합체를 '은하 그룹(은하군)'과 '은하단'으로 명확히 구분하는 기준을 제시했다.[7] 이 연구에 따르면, 전체 질량이 8 × 1013 ''M''☉보다 작은 은하 집합체는 은하군으로 분류된다.
3. 은하단
은하단은 은하군보다 더 큰 규모의 천체 시스템으로, 질량은 대략 1014 ~ 1015 M☉에 달한다. 은하단에는 수백에서 수천 개의 은하가 포함되어 있으며, 이 은하들의 속도 분산(σ)은 약 1,000 km/s 정도이다.
가시광선으로 관측했을 때, 은하단은 은하들이 서로의 중력에 의해 묶여 있는 것처럼 보인다. 하지만 은하들의 개별적인 운동 속도는 매우 빨라서, 단순히 보이는 은하들의 질량만으로는 이들을 중력적으로 속박하여 은하단을 유지하기 어렵다.[21] 이는 눈에 보이지 않는 추가적인 질량 요소나, 중력 외의 다른 인력이 존재할 가능성을 시사한다.
X선 관측 연구를 통해, 은하단 내부에는 은하단내부물질(Intracluster Medium, ICM)로 알려진 막대한 양의 은하간 가스가 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 이 가스는 온도가 107 ~ 108 K에 달할 정도로 매우 뜨거우며, 제동복사와 원자선 스펙트럼 과정을 통해 X선을 방출한다. 이 뜨거운 가스의 총 질량은 은하단 내 모든 은하의 질량을 합한 것보다 거의 두 배나 많다.
그러나 이 뜨거운 가스의 질량만으로도 은하단의 빠른 속도를 설명하고 은하들을 붙잡아 두기에는 여전히 부족하다. 은하단내부물질은 은하단 전체의 중력장 내에서 거의 유체 정역학 평형 상태에 있기 때문에, 이를 통해 은하단의 총 질량 분포를 측정할 수 있다. 이러한 측정 결과, 은하단의 총 질량은 눈에 보이는 은하나 뜨거운 가스의 질량을 모두 합한 것보다 약 여섯 배나 더 크다는 것이 밝혀졌다. 이처럼 관측되지 않지만 중력을 통해 존재가 확인되는 물질을 암흑물질이라고 부르며, 그 본질은 아직 알려지지 않았다.[21]
일반적인 은하단의 질량 구성비를 살펴보면, 총 질량의 약 3~5%만이 별과 은하의 형태로 존재하고, 약 10%는 뜨거운 X선 방출 가스(ICM)이며, 나머지 약 85~87%는 암흑물질로 이루어져 있는 것으로 추정된다. 총알 은하단의 관측은 이러한 암흑물질의 존재를 뒷받침하는 강력한 증거 중 하나로 여겨진다.[23][24][25]
한편, 브라운슈타인(Brownstein)과 모팟(Moffat) 등 일부 연구자들은 암흑물질 없이 수정 뉴턴 역학(Modified Newtonian Dynamics, MOND)과 같은 수정된 중력 이론을 통해 X선 은하단의 질량[22][8]이나 총알 은하단의 관측 결과[26][12] 등 은하단의 여러 특징을 설명하려는 시도를 하고 있다.
4. 관측 방법
은하단은 다양한 관측 기술을 통한 탐사로 발견되어 왔고, 여러 방법을 통해 자세하게 연구되어 왔다. 주요 관측 방법은 다음과 같다.4. 1. 가시광선 및 적외선 관측
은하단을 이루는 각각의 은하들은 광학 또는 적외선 영상 및 분광법을 통해 연구된다. 은하단은 우선 광학 또는 적외선 망원경으로 은하들이 밀집된 영역(과밀도 영역)을 탐색하여 발견된다. 이후 발견된 영역 내 여러 은하들의 적색편이 값이 서로 비슷하다는 것을 확인함으로써 은하단의 존재를 확정한다. 특히, 적외선을 이용한 탐색은 우주 멀리 떨어져 있어 적색편이 값이 큰 은하단을 찾는 데 더욱 유용하다.
4. 2. X-선 관측
X선 연구는 은하단 내에 은하단내부물질 또는 은하단 매질로 알려진 매우 뜨거운 가스가 다량 존재함을 밝혔다.[21] 이 가스의 온도는 약 107 K에서 108 K 사이로,[21] 이 높은 온도로 인해 제동 복사와 원자의 선방출 방식으로 X선을 강하게 방출한다.[21]
천문학자들은 X선 망원경을 이용하여 이 뜨거운 가스를 관측한다. 관측에는 주로 X선 영상과 X선 분광법이 사용된다. 이를 통해 가스의 분포, 온도, 밀도 등을 파악할 수 있다. 은하단은 X선 관측에서 매우 두드러지게 나타나는 천체이며, 활동은하핵(AGN)과 더불어 우주에서 가장 밝은 X선 방출원 중 하나이다.
X선으로 관측되는 뜨거운 가스의 총 질량은 은하단 내 모든 은하들의 질량을 합한 것보다 약 두 배 정도 더 크며, 은하단 전체 질량의 약 10%를 차지하는 것으로 추정된다.[21] 이 가스는 은하단의 중력장 안에서 거의 유체 정역학 평형 상태를 이루고 있어, X선 관측을 통해 은하단의 전체 질량 분포를 추정하는 데 중요한 단서를 제공한다.[21]
4. 3. 전파 관측
전파 관측을 통해 은하단을 탐색하고 연구할 수 있다. 은하단에서는 전파 주파수에서 방출되는 여러 전파 헤일로(Radio halo)와 같은 확산 구조가 발견된다. 이러한 전파 헤일로나 활동은하핵(AGN)을 포함하는 전파원 그룹은 은하단의 위치를 추적하는 데 유용하게 사용된다. 특히, 높은 적색편이를 가진 개별 전파원(AGN) 주변의 전파 영상은 형성 과정에 있는 원시은하단을 감지하는 데 중요한 역할을 한다.
4. 4. 수냐예프-젤도비치 효과
은하단 내부에 있는 뜨거운 전자들은 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사를 역 컴프턴 산란시킨다. 이 과정은 특정 전파 주파수 대역에서 관측되는 우주 마이크로파 배경에 일종의 "그림자"를 만들게 된다. 이 현상을 이용하여 은하단의 존재를 확인하고 연구할 수 있다.
4. 5. 중력 렌즈 효과
은하단은 막대한 질량으로 인해 주변의 시공간을 휘게 만든다. 이로 인해 은하단 뒤편에 있는 더 먼 은하에서 출발한 빛이 은하단을 지나오면서 경로가 휘어지는데, 이를 중력 렌즈 효과라고 한다. 은하단이 마치 거대한 렌즈처럼 작용하여 뒤쪽 천체의 상을 왜곡시키거나 여러 개로 보이게 만드는 것이다.
천문학자들은 중력 렌즈 효과로 인해 빛이 휘어지는 정도를 관측하고 분석함으로써 은하단 전체의 질량 분포를 알아낼 수 있다. 특히, 눈에 보이지 않는 암흑 물질이 은하단 내에 어떻게 분포하는지를 추정하는 데 유용하게 활용된다. 이를 통해 은하단의 구조와 형성과정, 나아가 우주 전체의 암흑 물질에 대한 이해를 넓힐 수 있다.
5. 온도 및 밀도
은하단은 우주의 계층적 구조 형성 과정에서 가장 최근에, 그리고 가장 거대하게 형성된 천체로 여겨진다. 따라서 은하단을 연구하는 것은 은하의 형성과 진화 과정에 미치는 환경적 요인을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다.
은하단 연구에서 중요한 특징 중 하나는 내부에 존재하는 뜨거운 가스이다. X선 관측을 통해 은하단 매질(Intracluster Medium, ICM)로 알려진 방대한 양의 은하간 가스가 은하단 내부에 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 이 가스는 온도가 107 K에서 108 K에 이를 정도로 매우 뜨겁기 때문에, 주로 제동 복사(Bremsstrahlung)와 원자선 스펙트럼의 형태로 강한 X선을 방출한다.[21]
은하단 내부 가스의 관측된 상태, 즉 밀도, 온도, 그리고 내부의 세부 구조는 은하단이 형성되는 동안 겪었던 복잡한 물리 과정들의 결과물이다. 이러한 과정에는 물질이 은하단의 중력에 이끌려 들어오면서 발생하는 충격 가열, 가스가 에너지를 잃고 식는 복사 냉각, 그리고 이러한 냉각 과정이 다시 가열을 유발할 수 있는 열적 피드백 등이 포함된다.
따라서 은하단 내부 가스의 온도와 밀도 분포, 그리고 그 하부 구조를 상세히 분석하는 것은 은하단 전체가 어떻게 형성되고 진화해왔는지, 즉 은하단의 열적 형성 역사를 이해하는 데 핵심적인 열쇠가 된다.
이러한 열적 역사를 보다 정확하게 파악하기 위해서는 가스의 엔트로피 변화를 추적하는 연구가 중요하다. 엔트로피는 은하단 내부 가스가 에너지를 얻거나 잃는 과정을 가장 직접적으로 반영하는 물리량이기 때문이다.[28][14]
6. 목록
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6. 1. 국부 은하군
우리 은하(은하수)는 지구를 포함하며, 이 은하가 속한 은하군이 바로 국부 은하군이다.[20][6] 국부 은하군은 54개 이상의 은하로 구성되어 있는 것으로 알려져 있다.[6]6. 2. 처녀자리 은하단
처녀자리 은하단은 지구에서 가장 가까운 은하단 중 하나이다.참조
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A scattering of spiral and elliptical galaxies
http://www.spacetele[...]
ESA/Hubble Picture of the Week
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Huge Map of the Distant Universe Reaches Halfway Point
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Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift
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Galaxy Cluster Masses Without Non-Baryonic Dark Matter
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A High-resolution Mass Map of Galaxy Cluster Substructure: LensPerfect Analysis of A1689
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Turning off the lights: How dark is dark matter?
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The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter
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산포해 있는 나선은하와 타원은하
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여태까지 봤던 것 중 가장 먼 원시은하단을 발견한 허블
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중간지점에 이른 먼 우주에 관한 거대한 지도
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비중입자 암흑물질을 제외한 은하단의 질량
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저널
병합 중인 은하단 1E0657-56으로부터의 암흑물질 자체 상호작용 단면에 관한 직접적 통제
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은하단의 하위구조에 관한 고해상도 질량 지도: A1689에 관한 렌즈퍼펙트 분석
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불끄기: 어둠이 왜 암흑물질인가?
[26]
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수정 중력이 암흑물질 없이 보여준 총알 은하단 1E0657-558의 증거
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