은하단

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
이동: 둘러보기, 검색
MACS J0152.5-2852은 무거운 은하단이다. 사진 안의 거의 모든 천체가 각각 수십억 개의 별을 포함하고 있는 은하이다.[1]

은하단(Cluster of galaxies)은 중력에 의해 속박된 수백개에서 수천개의 은하들로 구성된 구조이다.[2] 은하단은 은하군보다 더 크다. 은하단을 구분하는 단 하나의 특징으로 은하단 내부 물질(ICM)이 있다. 은하단 내부 물질은 은하 사이에 온도가 7~9 KeV 정도로 가열된 가스로 구성되어 있다. 은하단은 성단(Star cluster)과 혼동하지 말아야한다. 산개성단은 은하 내의 별의 구조이고 구상성단은 일반적으로 은하를 공전하는 천체이지 은하단이 아니다.

은하단[편집]

MPG/ESO에 소속된 2.2-미터 망원경이 촬영한 흩날리는 은하 사진.
은하단 ACO 3341.

은하단은 은하군과 뚜렷하게 구분되는 점이 없지만, 은하군보다 크다. 육안으로 관찰할 때, 은하단은 은하의 무리가 서로간의 인력에 의해 서로 붙잡고 있는 것으로 보인다. 그러나, 이 은하들의 속도는 매우 빠르다. 그러므로 서로간의 인력에 의한 중력적 속박을 유지하기 위해 추가의 보이지 않는 구성 물질이나 중력 외의 다른 인력의 존재 둘 중 하나를 암시하고있다. X선 연구는 은하단간 물질로 알려진 많은 양의 은하간 가스의 존재를 드러냈다. 이 가스는 107K ~ 108K 사이로 매우 뜨겁다. 이 때문에 제동복사나 원자선 방출의 형식으로 X-선을 방출하고 있다. 가스의 총 질량은 대략적인 두가지 요소에 의한 은하의 질량보다 크다. 그러나 이 질량도 여전히 은하가 은하단에 상존할 수 있을만큼 충분하지 않다. 이 가스는 은하단 전체의 중력장과 근사적으로 정역학적 평형 상태에 있기 때문에 총 질량 분포를 알아낼 수 있다. 이 측정으로부터 얻어진 총 질량은 은하 또는 뜨거운 가스의 질량보다 약 6배 크다고 밝혀졌다. 이 불명의 요소는 암흑물질로 알려져있고, 그것의 성질은 알 수 없다. 전형적인 은하단에서는 아마 오직 총질량의 5% 정도 까지가 은하를 구성하고, 아마 10% 까지는 X-선을 방출하는 뜨거운 가스를 구성할 것이다. 그리고 남은 것은 모두 암흑물질이다. 브라운스타인과 모팟[3]은 암흑물질 없이 X-선 은하단의 질량을 설명하기 위해 수정된 중력 이론을 이용했다.[4][5][6] 총알 은하단의 관측은 암흑물질의 존재에 대한 가장 강력한 증거이다. 그러나 브라운스타인과 모팟[7]은 수정된 중력 이론 또한 총알 은하단의 성질을 설명할 수 있음을 보였다.

잘 알려져있는 은하단은 처녀자리 은하단, 화로자리 은하단, 헤라클레스자리 은하단, 머리털자리 은하단과 같이 상대적으로 가까이에 있는 것들이다. 매우 거대한 은하의 군집은 팽창하는 우주에서도 영향을 미칠 정도로 충분히 무겁고 직각자자리 은하단이 장악하고 있는 거대 인력체로 알려져있다. 멀리있는 은하단 중에서 잘 알려진 것들은 초기 우주에서 발견된 가장 무거운 은하단인 SPT-CL J0546-5345 와 SPT-CL J2106-5844 가 있다. 지난 수십년간, 그(장소)들 또한 라디오 헤일로나 Radio relic 같은 비열적 라디오파 방출을 관찰함에 따라 발견되는 특징인 입자 가속에 관련된 장소들이 발견되었다. 찬드라 X-선 관측선을 이용하여 차가운 전선(Cold front), 충격파, 미니헤일로 같은 구조는 많은 은하단에서 발견되기도 한다.

기본적인 성질[편집]

일반적인 은하단은 아래와 같은 성질들을 갖고 있다.

  • 이들은 50~1000개의 은하들과 X선을 방출하는 뜨거운 가스와 어마어마한 양의 암흑 물질을 포함한다.[9] 자세한 것은 구성을 참조.
  • 이들 세가지 구성 요소의 분포는 은하단마다 거의 비슷하다.
  • 이들의 총 질량은 1014 ~ 1015 태양질량이다.
  • 일반적으로 이들의 직경은 2~10 Mpc(1023m)에 이른다.
  • 은하들의 운동 속도는 대략 800~1000 km/s 이다.

구성[편집]

은하단에는 아래의 표와 같이 세가지 주된 구성 요소가 있다.

명칭 질량비 설명
은하 5% 가시 관측이 가능한 유일한 천체
은하단 내부 물질의 은하단 내부 가스 10% 은하 사이의 높은 온도의 플라스마다. 열적 제동복사 메커니즘을 통해 X-선을 방출한다.
암흑물질 85% 광학적으로는 관측할 수 없는 가장 무거운 구성요소다. 중력 상호작용에 의해서만 추정 가능하다.

관측 방법[편집]

LCDCS-0829 은하단은 마치 거대한 돋보기 처럼 보인다. 이 이상한 효과는 중력 렌즈라고 부른다.

은하단은 자세하게 연구된 다양한 관측 기술에 의한 조사에서 발견될 수 있다.

가시광선 또는 적외선: 개개의 은하단은 가시광선 또는 적외선 이미지와 분광학적 분석을 통해 연구될 수 있다. 은하단은 과밀도(Overdensity)를 탐색하는 과정에서 가시광선 또는 적외선 망원경에 의해 발견되고, 그런 다음 유사한 적색편이를 보이는 각각의 은하를 찾음으로써 확정된다. 적외선 탐사는 멀리 있는 은하단(적색편이가 크다)을 탐색하는데 크게 유용하다.

X-선: 뜨거운 플라스마는 X-선을 방출하기 때문에 X-선 망원경에 의해 발견될 수 있다. 은하단의 가스는 X-선 이미지와 X-선 분광학 모두 이용하여 연구될 수 있다. 은하단은 외은하 천체인 AGN이 매우 밝게 X-선을 방출하고 있기 때문에 X-선 관측에서 상당히 눈에 잘 띈다.

라디오파: 라디오파 대역에서 방출하고 있는 전파 헤일로는 은하단에서 많이 발견된다. 전파원 무리는 (형성 과정에 있는)원시 은하단을 찾는데 사용되기도 했다. (전파 헤일로 또는 AGN은 은하단 위치의 추적기로 이용하기도 한다.)

수냐예프-젤도비치 효과(Sunyaev-Zel'dovich effect): 은하단 내부 물질에 있는 뜨거운 전자들은 역컴프턴 산란을 통해 우주 배경 복사를 산란시킨다. 이로 인해 일부 라디오 파장대에서 관측된 우주배경복사에 "그림자"가 형성된다.

중력 렌즈: 은하단은 은하단 뒤의 은하의 방향을 왜곡하기에 충분한 질량을 갖고 있다. 관측된 왜곡은 은하단 내의 암흑 물질 분포 모형으로 사용되곤 한다.

온도와 밀도[편집]

가장 먼 성숙한 은하단[10]칠레에 있는 ESO베리 라지 망원경 과 하와이에 있는 NAOJ의 스바루 망원경에 의해 촬영되었다.

최근에 우주의 계층 구조 형성에서 발생한 가장 무거운 천체와 은하단의 연구는 은하의 형성과 진화에 관한하여 한가지를 알려준다. 은하단은 두가지 중요한 특징을 갖고있다. 은하단의 질량은 구성 은하로부터 분출된 활동적인 가스를 유지할만큼 크게 충분하다는 것과 은하단 내의 가스의 열에너지는 X-선 대역에서 관측 가능하는 것이다. 은하단 내에서 관측된 가스의 상태는 강착되는 동안 충격 가열, 복사냉각과 냉각에 의해 촉발된 열적 피드백의 조합에 의해 밝혀졌다. 그러므로 은하단 내부의 X-선 가스의 밀도, 온도, 하부구조는 은하단 형성의 모든 열 이력을 대표한다. 이 열 이력에 대한 더 나은 이해는 가스의 엔트로피에 대한 연구를 필요로 한다. 엔트로피는 은하단 내의 가스의 열에너지의 증가 또는 감소에 의해 금방 바뀌는 물리량이기 때문이다.[11]

은하단 목록[편집]

이름 / 명칭 설명
처녀자리 은하단 가장 가까운 은하단이다.
화로자리 은하단 처녀자리 은하단 다음으로 가까운 은하단이다.

같이 보기[편집]

참조[편집]

  1. "A scattering of spiral and elliptical galaxies". 25 September 2013 확인.
  2. "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". 13 January 2012 확인.
  3. (2006년) Galaxy Cluster Masses Without Non-Baryonic Dark Matter. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 367: 527–540. arXiv:astro-ph/0507222. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.09996.x. Bibcode2006MNRAS.367..527B.
  4. (2003년) Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56. 《Astrophys.J.》 606 (2): 819–824. arXiv:astro-ph/0309303. doi:10.1086/383178. Bibcode2004ApJ...606..819M.
  5. Coe, Dan; Benítez, Narciso; Broadhurst, Tom; Moustakas, Leonidas A. (2010년). A High-resolution Mass Map of Galaxy Cluster Substructure: LensPerfect Analysis of A1689. 《The Astrophysical Journal》 723: 1678. arXiv:arXiv:1005.0398. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1678. Bibcode2010ApJ...723.1678C.
  6. McDermott, Samuel D.; Yu, Hai-Bo; Zurek, Kathryn M. (2011년). Turning off the lights: How dark is dark matter?. 《Physical Review D》 83: 063509. arXiv:arXiv:1011.2907. doi:10.1103/PhysRevD.83.063509. Bibcode2011PhRvD..83f3509M.
  7. (2007년) The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 382: 29–47. arXiv:astro-ph/0702146v3. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12275.x. Bibcode2007MNRAS.382...29B.
  8. "Hubble image of MACS J0717 with mass overlay". 7 November 2012 확인.
  9. http://chandra.harvard.edu/xray_sources/galaxy_clusters.html
  10. The Most Distant Mature Galaxy Cluster. 《ESO Science Release》. ESO. 9 March 2011에 확인.
  11. Galaxies》. Wikimedia Foundation, 55쪽

바깥 고리[편집]