타원은하

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거대 타원 은하 ESO 325-G004.

타원은하(楕圓銀河, 영어: Elliptical galaxy)[1]는 매우 단조로운 표면밝기 분포를 가진 매끄러운 타원 모양의 은하이다. 이들은 은하의 주요한 유형 세가지 중 하나로, 1936년 에드윈 허블의 저서 성운의 왕국(The Realm of the Nebulae)[2]에서 나선 은하, 렌즈상 은하와 함께 처음으로 분류되었었다. 타원 은하는 외양상 둥글거나 평탄하고, 수천만 개에서 수조 개 까지의 별을 포함하는 은하까지 다양하다. 본래 에드윈 허블은 타원 은하가 나선 은하로 진화할 것이라 생각했지만, 나중에 틀림이 밝혀졌다.[3] 타원 은하의 내부에서 발견되는 별들은 나선 은하에서 발견되는 별들보다 매우 연령이 크다.[3]

많은 타원 은하들은 늙고 가벼운 별들과 별 형성 활동이 작은 희박한 성간물질로 구성되어 있다. 그리고 이들은 매우 많은 구상성단으로 둘러싸인 경우가 많다. 타원 은하는 처녀자리 은하단을 구성하는 은하의 약 10-15%를 차지하고 있는 것으로 여겨진다. 이들은 우주 전체에서 우위에 있는 은하의 유형이 아니다.[4] 그리고 은하단의 중심부 근처에서 쉽게 찾을 수 있다.[5]

렌즈형은하와 타원은하를 묶어 조기형은하(早期形銀河, early type galaxy)[6]라고 한다.

일반적인 특징[편집]

무거운 타원 은하의 발달 과정이다.

타원 은하는 다른 유형과 뚜렷하게 구별할 수 있는 여러 특징을 가지고 있다. 이들은 별로 구성된 구형이나 타원형 천체이며, 별을 형성할 가스가 결핍되어 있다. 알려진 것 중 가장 작은 타원 은하는 크기가 우리 은하의 약 10분의 1이다. 타원 은하에서의 별들의 운동은 회전에 의해 주도되는 나선 은하의 원반과는 달리 대개 방사적(radial)이다. 그 뿐 아니라, 은하에는 성간 물질의 양이 매우 적다. 그 결과 별형성률이 매우 작고, 극소수의 산개성단과 어린 별들이 있다. 따라서 타원 은하는 늙은 항성 개체들에 의해 주도되어 붉은색을 띠게 된다. 거대한 타원 은하는 주로 대규모의 구상 성단으로 구성된 계를 가지고 있다.[7]

타원 은하와 원반 은하팽대부의 동역학적 특징은 서로 유사하다.[8] 이 사실은 아직 논란이 있긴 해도 서로 유사한 물리학적 과정을 통해 형성되었음을 의미한다. 타원 은하와 팽대부의 광도 분포는 서식의 법칙에 잘 들어맞는다.

타원 은하는 은하단이나 밀집된 은하군에서 쉽게 찾을 수 있다.

별 형성[편집]

타원 은하는 보통 높은 적색편이에서 관측할 수 있는 초기의 폭발적 별생성으로 별 형성이 마무리되고 오직 늙은 별들만 비추는 은하로 묘사된다. 타원 은하는 푸른색을 띠는 많은 나선 은하와 비교했을 때 일반적으로 황적색으로 보인다. 나선 은하에서, 청색은 대체로 나선팔에 있는 젊고 뜨거운 별들에 의해 발해진다. 타원 은하에서 매우 적은 별 형성은 나선팔이나 불규칙 은하와 비교했을 때 별을 형성할 가스의 결핍 때문에 발생하는 것이다. 그러나 최근에는 적정 비율(~25%)의 타원 은하에서 잔여 가스가 모여[9] 낮은 수준의 별 형성이 일어나고 있다는 증거가 발견되었다.[10]

크기와 모양[편집]

사진의 중심부에 있는 은하는 거대 타원 은하 4C 73.08이다.[11]
중심의 밝은 천체는 MACSJ1423.8+2024로 이름 붙여진 은하단의 지배적인 구성원으로, 초거대 타원 은하이다.

타원 은하는 같은 유형에서도 킬로파섹의 십분의 일 이내에서 100 킬로파섹이 넘는 것까지, 그리고 107에서 1013 태양질량까지 크기와 질량이 각각 크게 다르다. 이 중 가장 작은 타원 은하인 왜소 타원 은하는 일반적인 구상성단보다도 크지 않다. 그러나 성단에는 거의 없지만 이 은하는 상당한 양의 암흑 물질을 포함하고 있다. 이 작은 은하의 대부분은 다른 타원 은하와 관계되어있지 않다.

타원 은하의 허블 분류는 은하의 편평도를 설명하기 위해 정수로 표현된다. 이 분류는 은하의 등광도선을 이용한 장축(a)과 단축(b)의 비에 의해 결정된다.

10 \times \left(1 - \frac{b}{a}\right)

이와 같이 구형의 은하는 ab가 동일하여 수는 0이 되고, 허블 분류에서 E0으로 표현된다. 상한 은하는 약 E7이다. 최대는 평탄한 은하가 볼록해짐으로써 야기되는 휨 불안정(bending instability)에 의해 약 E7로 여겨지고 있다. 가장 흔한 모양은 E3에 가깝다. 허블은 그의 모양 분류에서 은하의 고유 모양 뿐만 아니라 관측된 은하의 각도 역시 반영했다. 이런 이유로 일부 E0 은하들은 실제로 길쭉하게 늘어난 상태일 수도 있다.

두가지 물리학적 유형의 타원 은하로, 다른 것들에 비해 일부 방향에서 큰 랜덤 운동(이방적인 랜덤 운동)의 결과인 "상자형"의 거대 타원 은하와 거의 등방적인 랜덤 속도를 가졌으나 회전에 의해 평탄해진 "원반형" 일반 타원 은하와 낮은 광도 타원 은하가 있다.

왜소 타원 은하는 보통의 타원 은하와 구상성단 사이의 중간적인 성질을 가지고 있다. 왜소 구형 은하는 타원 은하와는 별개의 유형으로 보인다. 이들 성질은 불규칙 은하나 만기형 나선 은하와 많이 유사하다.

거대 타원 은하 (gE)와 D형 은하, cD형 은하는 이들보다 작은 타원 은하와 외양이 유사하지만, 더 크게 확산되어 있고, 거대한 헤일로를 가지고 있다. 일부는 렌즈상 은하와 더 유사할 수 있다.

진화[편집]

현재 이론은 타원 은하가 비슷한 질량을 가지고, 특정한 유형인 둘 또는 많은 은하의 충돌과 병합 과정의 결과라는 것이다.

앞에서 말한 주요 은하간 병합은 초기에 흔했을 것으로 추정되고 있다. 그러나 오늘 날에는 드물게 일어난다. 주요하지 않은 은하간 병합은 질량이 매우 다른 두 은하와의 병합이다. 이는 거대 타원 은하의 탄생과는 관련 없다. 예를 들어, 우리 은하 근처에는 작은 은하들이 붙잡혀 있는 것으로 알려져있다. 또 우리 은하는 40-50억 년 후에 안드로메다 은하와 충돌할 것이다. 타원 은하가 두 나선 은하의 병합의 결과임이 이론화 되었다.[12]

밝은 타원 은하는 그 중심에 거대질량 블랙홀을 가지고 있는 것으로 추정된다. 블랙홀의 질량은 M-시그마 관계를 통해 은하의 질량과 크게 관련되어 있다. 블랙홀이 초기 우주에서 별 형성 억제를 통해 타원 은하의 성장을 제한하고 있다는 중요한 역할을 가지고 있을 것이라고 생각되고 있다.

[편집]

타원 은하 SDSS J162702.56+432833 이다.[13]

같이 보기[편집]

참조[편집]

  1. 한국천문학회 편 《천문학용어집》 190쪽 좌단 28째줄
  2. Hubble, E. P. (1936). 《The Realm of the Nebulae》. New Haven: Yale University Press. ISBN 978-0300025002
  3. John, D, (2006), Astronomy, ISBN 1-4054-6314-7, p. 224-225
  4. Loveday, J. (February 1996). The APM Bright Galaxy Catalogue.. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 278 (4): 1025–1048. arXiv:astro-ph/9603040. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. Bibcode1996MNRAS.278.1025L.
  5. Dressler, A. (March 1980). Galaxy morphology in rich clusters - Implications for the formation and evolution of galaxies.. 《The Astrophysical Journal》 236: 351–365. doi:10.1086/157753. Bibcode1980ApJ...236..351D.
  6. 한국천문학회 편 《천문학용어집》 187쪽 좌단 1째줄
  7. Binney, J., Merrifield, M. (1998). 《Galactic Astronomy》. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0
  8. Merritt, D. (February 1999). Elliptical galaxy dynamics. 《The Astronomical Journal》 756 (756): 129–168. arXiv:astro-ph/9810371. doi:10.1086/316307. Bibcode1999PASP..111..129M.
  9. (June 2011) The Atlas3D project -- IV: the molecular gas content of early-type galaxies. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 414 (2): 940–967. arXiv:1102.4633. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18561.x. Bibcode2011MNRAS.414..940Y.
  10. Crocker, A. F. et al. (January 2011). Molecular gas and star formation in early-type galaxies. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 410 (2): 1197–1222. arXiv:1007.4147. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17537.x. Bibcode2011MNRAS.410.1197C.
  11. "Galactic fireflies". 13 February 2013 확인.
  12. Milky Way Galaxy Doomed: Collision with Andromeda Pending.
  13. "The Calm after the Galactic Storm". 1 December 2011 확인.

바깥 고리[편집]