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초은하단

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초은하단(Supercluster)이란? 초은하단은 우주에서 가장 큰 규모의 은하 집단 구조 중 하나입니다. 수많은 은하와 은하단, 은하군이 중력에 의해 느슨하게 모여 이루는 거대한 구조입니다.

간단히 크기를 비교하면 다음과 같습니다.

초은하단(Supercluster) → 수많은 은하단과 은하군이 연결된 초거대 구조

우주 거대망(Cosmic Web) → 수많은 초은하단이 이어져 형성하는 우주의 가장 큰 구조

초은하단의 크기 초은하단의 크기는 매우 다양합니다.

작은 초은하단: 약 1억 광년

평균적인 초은하단: 2~5억 광년

거대한 초은하단: 10억 광년 이상

대표적인 예를 들면

라니아케아 초은하단의 길이는 5억 2000만 광년

약 10만 개 이상의 은하

샤플리 초은하단

약 6억 5천만 광년

수십 개의 거대한 은하단 포함

초은하단의 구조 초은하단은 둥근 덩어리가 아니라 복잡한 모양입니다.

보통 다음과 같이 이루어져 있습니다.

은하

│
▼

은하군

│
▼

은하단

│
▼

초은하단

│
▼

우주 거대망 초은하단 내부에는

은하

왜소은하

은하군

은하단

필라멘트(Filament)

공동(Void)

등이 함께 존재합니다.

필라멘트(Filament) 필라멘트는 우주에서 가장 긴 구조 중 하나입니다.

특징은

길이 수억 광년

수많은 은하들이 줄처럼 연결

초은하단끼리를 연결

우리 우주는 이러한 필라멘트들이 거미줄처럼 연결된 모습입니다.

공동(Void) 공동(Void)은 우주의 거대한 빈 공간입니다.

특징

은하가 거의 없음

크기 수천만~수억 광년

우주의 대부분 부피 차지

필라멘트와 공동이 함께 우주의 거대망을 만듭니다.

초은하단은 하나의 물체일까? 과거에는 하나의 거대한 구조라고 생각했지만,

최근 연구에서는

일부는 중력으로 서로 묶여 있음

일부는 우주 팽창 때문에 서로 멀어지고 있음

즉,

초은하단 전체가 항상 하나의 중력적으로 결합된 천체는 아닙니다.

오늘날에는 은하들이 중력 흐름(peculiar velocity)을 따라 모이는 영역이라는 개념으로 이해하는 경우가 많습니다.

우리은하는 어디에 있을까? 우리은하는

지구

↓

태양계

↓

우리은하

↓

국부은하군

↓

처녀자리 은하단 방향

↓

라니아케아 초은하단 에 속합니다.

즉,

우리도 거대한 초은하단 속에 살고 있습니다.

초은하단은 어떻게 만들어질까? 형성 과정은 다음과 같습니다.

빅뱅 이후 아주 작은 밀도 차이가 생김

암흑물질이 먼저 뭉침

중력이 작용하여 은하 형성

은하들이 은하군 형성

은하군이 은하단 형성

은하단들이 필라멘트를 따라 연결

초은하단 형성

이 과정에는 수십억 년이 걸렸습니다.

암흑물질과의 관계 초은하단 대부분의 질량은

⭐ 별: 매우 일부

⭐ 가스: 일부

⭐ 암흑물질: 대부분

입니다.

암흑물질이 거대한 중력의 뼈대를 이루고, 그 위에 은하와 은하단이 형성된 것으로 이해됩니다.

초은하단 내부의 운동 초은하단 안에서는

은하가 공전

은하단이 이동

은하끼리 충돌

은하단끼리 병합

등이 계속 일어납니다.

우리은하도 초당 약 600 km 정도의 속도로 주변 대규모 구조의 중력 영향을 받으며 운동하고 있습니다.

대표적인 초은하단 유명한 초은하단에는 다음과 같은 것들이 있습니다.

이름 특징 라니아케아 초은하단 우리은하가 속한 초은하단 샤플리 초은하단 매우 질량이 큰 초은하단 처녀자리 초은하단 과거 우리은하가 속한다고 여겨졌던 초은하단 개념 헤라클레스자리 초은하단 여러 거대한 은하단으로 이루어진 구조 물고기자리-고래자리 초은하단 복합체 여러 초은하단이 연결된 매우 큰 복합 구조 우주 거대망(Cosmic Web) 우주의 가장 큰 구조는 개별 초은하단이 아니라 우주 거대망입니다.

거대망은 다음과 같은 요소들로 이루어집니다.

필라멘트(은하가 길게 연결된 구조)

초은하단

은하단

은하군

공동(Void)

이들이 3차원적으로 연결되어 거대한 그물망을 이룹니다.

초은하단보다 더 큰 구조도 있을까? 관측된 초대형 구조 중에는 다음과 같은 예들이 있습니다.

슬론 거대장벽

헤라클레스자리-북쪽왕관자리 거대장벽

이들은 초은하단 여러 개가 연결된 매우 큰 구조로 분류되며, 우주의 대규모 구조를 이해하는 데 중요한 대상입니다. 다만 일부 초거대 구조의 정의와 형성 과정, 그리고 현재의 우주론과 얼마나 잘 부합하는지는 계속 연구가 진행되고 있습니다.

핵심 정리 초은하단은 은하군과 은하단이 모여 이루는 우주의 가장 큰 구조 중 하나입니다.

크기는 보통 1억~수억 광년, 큰 경우 10억 광년 이상에 이를 수 있습니다.

초은하단은 필라멘트와 공동이 어우러진 우주 거대망의 일부입니다.

대부분의 질량은 암흑물질이 차지하며, 중력이 은하들의 분포를 결정합니다.

우리은하는 국부은하군을 거쳐 라니아케아 초은하단에 속해 있습니다.

존재

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초은하단의 존재는 우리 우주의 은하가 균일하게 분포하지 않음을 의미한다. 대부분의 은하는 한데 모여 수십 개 또는 수천 개의 은하로 이루어진 은하군과 은하단을 이룬다. 그러한 은하군과 은하단, 추가적으로 고립된 은하는 초은하단이라 불리는 더욱 거대한 구조를 이룬다.

이들의 존재는 1958년, 에이벨 은하단 목록을 발표한 조지 에이벨에 의해 상정되었다. 그는 초은하단을 "이차 은하단"(second-order cluster) 또는 은하단의 은하단(cluster of clusters)이라고 일컬었다.[1]

초은하단은 "필라멘트"(fillament), "복합 초은하단"(supercluster complex), "장성"(wall) 또는 "시트"(sheet)라고 불리는 더 거대한 구조를 형성한다. 이들의 크기는 수억 광년에서 관측 가능한 우주의 5% 이상을 차지하는 100억 광년에 이른다. 초은하단의 관측은 초은하단이 형성될 때 우주의 초기 조건에 대한 것을 밝혀줄 가능성이 있다. 초은하단에 포함된 은하의 회전축 방향 또한 우주의 역사에서 은하의 초기 형성 과정에 대한 시각과 정보를 제공할 것이다.[2]

초은하단 사이에는 극소수의 은하가 존재하는 거대한 빈 공간인 거시공동이 있다. 초은하단은 은하구름(galaxy cloud)이라 불리는 은하단의 무리로 자주 세분화된다.

거시공동과 은하시트의 분포

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지구로부터 20억 광년보다 약간 멀리 떨어져 있는 에이벨 901/902 초은하단.[3]

우주에서 초은하단이 배열되는 방식을 이해하기 위한 많은 연구가 행해져 왔다. 지도는 수십 수백만 개의 은하의 위치를 보여주기 위해 이용된다. 3차원 지도는 초은하단의 위치를 더 자세히 알기 위해 이용된다. 3차원 지도를 제작하기 위해, 천구에서 은하의 위치 뿐만 아니라 은하의 적색편이까지도 계산에 이용되었다. 은하의 적색편이는 3차원 공간에서의 위치를 알기 위해 허블의 법칙을 통해 계산에 이용된다.

초은하단이 우주에서 균일한 형태로 위치하지 않고 필라멘트를 따라 놓이는 것처럼 보인다는 사실이 밝혀졌다. 그러한 지도는 극소수의 은하만을 포함하는 거대한 공동을 보여준다. 일부 어두운 은하 또는 수소 구름이 거시공동에서 발견될 수 있으나, 대부분의 은하들은 거시공동 사이에 있는 필라멘트에서 발견된다. 거시공동 그 자체는 종종 공모양의 형태를 띠지만 초은하단은 그렇지 않다. 이들은 직경이 1억 광년에서 4억 광년에 이른다. 은하시트와 거시공동의 배열은 초기 우주에서 은하단이 어떻게 형성되었는지에 대한 정보를 가지고 있다.

초은하단 목록

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근처의 초은하단

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초은하단 정보 설명
라니아케아 초은하단
  • z=0.000 (지구가 포함되어 있음)
  • 길이 = 153 Mpc (5억 광년)
 라니아케아 초은하단은 처녀자리 은하단, 국부 은하군, 나아가 우리 은하를 포함하고 있는 초은하단이다.[4]
처녀자리 초은하단
  • z=0.000 (지구가 포함되어 있음)
  • 길이 = 33 Mpc (1억 1000만 광년)
 처녀자리 초은하단은 우리 은하가 위치한 국부 은하군을 포함한다. 중심부 근처에는 처녀자리 은하단이 위치해있고, 이 초은하단은 때때로 국부 초은하단으로 불린다. 적어도 47,000개가 넘는 은하들을 포함하고 있는 것으로 추정된다.

2014년, 처녀자리 초은하단은 새로 발표된 라니아케아 초은하단의 구성요소로 편입되었다.[5]

바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단 바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단은 두개의 엽으로 구성되어 있다. 때문에 가끔 "Superclusters"로써 표기되거나, 서로 다른 두가지 이름으로 불린다.
  • 바다뱀자리 초은하단
  • 센타우루스자리 초은하단

2014년, 바다뱀자리-센타우르스자리 초은하단은 새로 발표된 라니아케아 초은하단의 구성요소로 편입되었다.[5]

페르세우스자리-물고기자리 초은하단
공작자리-인디언자리 초은하단 2014년, 공작자리-인디언자리 초은하단은 새로 발표된 라니아케아 초은하단의 구성요소로 편입되었다.[5]
머리털자리 초은하단 CfA Homunculus의 대부분을 차지하며, 은하 필라멘트인 CfA2 장성의 중심부에 위치해있다.
조각가자리 초은하단 SCl 9로 불린다.
헤라클레스자리 초은하단 SCl 160으로 불린다.
사자자리 초은하단 SCl 93으로 불린다.
뱀주인자리 초은하단
  • 17h 10m 22° -′
  • cz=8500–9000 km/s (centre)
  • 18 Mpc x 26 Mpc
 공작자리-인디언자리-망원경자리 초은하단과 헤라클레스자리 초은하단과 함께 뱀주인자리 공동의 먼 부분의 필라멘트와 연결되어 있을 것으로 추정되는 장성을 구성하고 있다. 이 초은하단의 중심부에는 cD 은하단인 뱀주인자리 초은하단이 있다. 적어도 두 개 이상의 은하단, 네 개 이상의 은하군과 개개의 외톨이 은하로 구성되어 있다.[6]
섀플리 초은하단
  • z=0.046.(6억 5000만 광년)
 처녀자리 초은하단 이후에 두 번째로 발견된 초은하단이다.

멀리있는 초은하단

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초은하단 정보 설명
물고기자리-고래자리 초은하단
목동자리 초은하단 SCl 138
시계자리 초은하단
z=0.063 (7억 광년)
길이 = 5억 5천만 광년
 시계자리-그물자리 초은하단 전체로써 표기되었다.
북쪽왕관자리 초은하단 z = 0.07
비둘기자리 초은하단
물병자리 초은하단
물병자리 B 초은하단
물병자리-염소자리 초은하단
물병자리-고래자리 초은하단
목동자리 A 초은하단
조각칼자리 초은하단
z = 0.126 (1.4 글리)
길이 = 910 Mly
 SCl 59
용자리 초은하단
용자리-큰곰자리 초은하단
화로자리-에리다누스자리 초은하단
두루미자리 초은하단
사자자리 A 초은하단
사자자리-육분의자리 초은하단
사자자리-처녀자리 초은하단 SCl 107
현미경자리 초은하단 SCl 174
페가수스자리-물고기자리 초은하단 SCl 3
물고기자리 초은하단 SCl 24
물고기자리-양자리 초은하단
큰곰자리 초은하단
처녀자리-머리털자리 초은하단 SCl 111

아주 멀리있는 초은하단

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초은하단 정보 설명
히페리온 원시 초은하단 z=2.45 2018년 발견 당시 이 슈퍼클러스터는 현재까지 발견된 가장 빠르고 가장 큰 프로토 슈퍼클러스터였다.
살쾡이자리 초은하단 z=1.27 1999년에 발견 되었다.[7] ClG J0848+4453이라 불리기도 한다. 동부의 ClG J0849+4452와 함께 서쪽의 은하단으로 묘사되곤 했다.[8] 살쾡이자리 초은하단은 적어도 RXJ 0848.9+4452(z=1.26)와 RXJ 0848.6+4453(z=1.27) 이 두 은하단을 포함하고 있다. 발견 당시 이 은하단은 가장 먼 은하단이었다.[9] 그리고 근처의 일곱개의 작은 은하군은 이 은하단과 관련되어 있다.[10]
SCL @ 1338+27 at z=1.1

z=1.1

길이=70Mpc

 내부의 은하단과 함께 이 무거운 초은하단은 주위에 2001년에 23개의 퀘이사(z=1.1)의 특이한 집중으로 발견되었다. 복합 은하단의 크기는 그곳에 단일 초은하단이 아니라 은하의 장벽이 존재함을 나타낸다. 크기는 CfA2 장성의 크기와 비슷하다. 발견 당시에 z=0.5를 넘는 초은하단 중 가장 거대하고 가장 멀리있는 초은하단이었다.[11][12]
SCL @ 1604+43 at z=0.9 z=0.91 2000년, 발견 당시 이 초은하단은 매우 먼 곳에서 발견된 가장 거대한 초은하단이었다. 초은하단은 두개의 무거운 은하단으로 구성되어 있고, 연구 결과 다른 한 은하단이 새로 발견되었다. 알려진 두개의 은하단은 각각 21개의 은하와 42개의 은하로 구성된 Cl 1604+4304 (z=0.897)와 Cl 1604+4321 (z=0.924)이다. 그리고 새롭게 발견된 은하단은 16h 04m 25.7s, +43° 14′ 44.7″에 위치한다.[13]
SCL @ 0018+16 at z=0.54 in SA26 z=0.54 이 초은하단에는 전파 은하 54W084C (z=0.544)이 위치해있고, 적어도 CL 0016+16 (z=0.5455), RX J0018.3+1618 (z=0.5506), RX J0018.8+1602 이 세개의 거대한 은하단으로 구성되어 있다.[14]
MS 0302+17

z=0.42

길이=6Mpc

 이 초은하단은 적어도 동쪽에 CL 0303+1706, 남쪽에 MS 0302+1659, 북쪽에 MS 0302+1717 이 세개의 은하단으로 구성되어 있다.[15]

지구의 위치

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관측 가능한 우주에서 지구의 위치 및 근처의 초은하단을 나타낸 표.

같이 보기

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각주

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  1. ↑ Abell, George O. (1958). “The distribution of rich clusters of galaxies. A catalogue of 2712 rich clusters found on the National Geographic Society Palomar Observatory Sky Survey”. 《The Astrophysical Journal Supplement Series, 3》 3: 211–88. Bibcode:1958ApJS....3..211A. doi:10.1086/190036.
  2. ↑ Hu, F. X. 외 (2006). “Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review”. 《애스트로피직스 앤 스페이스 사이언스》 302 (1–4): 43–59. arXiv:astro-ph/0508669. Bibcode:2006Ap&SS.302...43H. doi:10.1007/s10509-005-9006-7.
  3. ↑ “An Intergalactic Heavyweight”. 《ESO Picture of the Week》. 2013년 5월 7일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2013년 2월 12일에 확인함.
  4. ↑ Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea' / Nature
  5. 1 2 3 R. Brent Tully; Helene Courtois; Yehuda Hoffman; Daniel Pomarède (2014년 9월 2일). “The Laniakea supercluster of galaxies”. 《Nature》 (2014년 9월 4일) 513 (7516): 71. arXiv:1409.0880. Bibcode:2014arXiv1409.0880T. doi:10.1038/nature13674.
  6. ↑ Hasegawa, T. 외 (2000). “Large-scale structure of galaxies in the Ophiuchus region”. 《먼슬리 노티스 오브 더 로열 애스트로노미컬 소사이어티》 316 (2): 326–344. Bibcode:2000MNRAS.316..326H. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03531.x.
  7. ↑ Rosati, P. 외 (1999). “An X-Ray-Selected Galaxy Cluster at z = 1.26”. 《애스트로노미컬 저널》 118 (1): 76–85. arXiv:astro-ph/9903381. Bibcode:1999AJ....118...76R. doi:10.1086/300934.
  8. ↑ “Lynx Supercluster”. 《SIMBAD》. 2014년 1월 2일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2014년 1월 2일에 확인함.
  9. ↑ Nakata, F. 외 (2004). 《Discovery of a large-scale clumpy structure of the Lynx supercluster at z∼1.27》. 《프로시딩즈 오브 더 인터내셔널 애스트로노미컬 유니언》 2004 (케임브리지 유니버서티 프레스). 29–33쪽. Bibcode:2004ogci.conf...29N. doi:10.1017/S1743921304000080. ISBN 0-521-84908-X.
  10. ↑ Ohta, K. 외 (2003). “Optical Identification of the ASCA Lynx Deep Survey: An Association of Quasi-Stellar Objects and a Supercluster at z = 1.3?”. 《애스트로피지컬 저널》 598: 210–215. arXiv:astro-ph/0308066. Bibcode:2003ApJ...598..210O. doi:10.1086/378690.
  11. ↑ Tanaka, I. (2004). 〈Subaru Observation of a Supercluster of Galaxies and QSOS at Z = 1.1"〉. 《Studies of Galaxies in the Young Universe with New Generation Telescope, Proceedings of Japan-German Seminar, held in Sendai, Japan, July 24–28, 2001》. 61–64쪽. Bibcode:2004sgyu.conf...61T.
  12. ↑ Tanaka, I.; Yamada, T.; Turner, E. L.; Suto, Y. (2001). “Superclustering of Faint Galaxies in the Field of a QSO Concentration at z ~ 1.1”. 《애스트로피지컬 저널》 547 (2): 521–530. arXiv:astro-ph/0009229. Bibcode:2001ApJ...547..521T. doi:10.1086/318430.
  13. ↑ Lubin, L. M. 외 (2000). “A Definitive Optical Detection of a Supercluster at [CLC][ITAL]z[/ITAL][/CLC] ≈ 0.91”. 《애스트로피지컬 저널》 531 (1): L5–L8. arXiv:astro-ph/0001166. Bibcode:2000ApJ...531L...5L. doi:10.1086/312518. PMID 10673401.
  14. ↑ Connolly, A. J. 외 (1996). “Superclustering at Redshift [CLC][ITAL]z[/ITAL] = 0.54[/CLC]”. 《애스트로피지컬 저널 레터즈》 473 (2): L67–L70. arXiv:astro-ph/9610047. Bibcode:1996ApJ...473L..67C. doi:10.1086/310395.
  15. ↑ University of Hawaii, "The MS0302+17 Supercluster" 보관됨 2015-09-24 - 웨이백 머신, Nick Kaiser. 2009년 9월 15일에 검색.
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