[Astro-ph] 천문학 연 정보

20하나 9 arXiv정리#3​ https://arxiv.org/abs/하나에 903.0하나 875v한개

​ 지난해 8월 비엔 나에서 열린 ' 제30회 국제 천문 연맹 총회'의 마지막 세션에서는 왜소 은하(dwarf galaxy)에 관한 리뷰 강연 두가지를 들은 바가 있습니다. 천문학에 있어서의 왜소은하의 연구가 향후 어떻게 진행될 것이며, 그 주요 쟁점은 어떤 것인지, 처음에 정리해 준 강연이었습니다. 대학원생 초보인 저로서는, 하과인의 연구 분야에 대해 저렇게 큰 줄거리와 흐름을 잡고 강연을 하려면 얼마나 과인 많은 공부를 해야 할까 생각했고, 강연자 분들을 정말 존경하고 있었습니다.그때 리뷰를 진행했던 강연자 두분은 캘리포니아대 물리천문학부 세발스 로라(Sales Laura)와 코넬대 천체물리연구센터의 마사 헤인스(Martha Haynes)였습니다. 세발스 로라는 왜소 은하 연구 분야에서 앞으로의 시뮬레이션이 어떤 역할을 할지를 정리해 주었고 마사 헤인스는 미래의 망원경이 관측을 통해 밝혀낼 부분을 스토리 해주었습니다. 그 중에서 마사 헤인즈의 리뷰 강연이 국제천문연맹의 프로시딩 논문에 실렸기 때문에 차분히 정리해 보려고 합니다.한가지, 왜소은하 연구는 왜 중요한가?2. 정확히 아버지를 '왜소 은하'라고 부를까?3. 왜소 은하는 종류가 이 학과에 다니는 다양할까?​

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날, 왜소은하 연구는 왜 중요한가?왜소 은하는 그 이름에서 알 수 있듯이, 작고 어둡고 밤여름항상 같을 때는 별로 존재감이 없는 천체입니다. 그럼에도 불구하고, 왜소은하 연구는 작년에 국제천문연맹 총회가 있는 세션 주제로 선정되었습니다. 그만큼 중요하고, 또 많은 천문학자가 몰두해 있는 분야라는 뜻이군요.실제로 왜소 은하 연구는 우주 전체를 가득 메우고 있는 수많은 은하의 진화 과정을 연구하는 데 매우 중요합니다. 가장 큰 이유 중 하나는 밝고 무거운 모든 은하의 뿌리가 왜소 은하이기 때문입니다. 천문학에서는, 왜소 은하가 밝은 은하의 "빌딩 블록(building blocks)"이라고 예기합니다. 모든 밝은 은하는 왜소 은하가 합쳐서 태어났다는 뜻입니다. 이렇게 은하가 서로 중력으로 결합하는 과정을 "은하병합(galaxy merger)"이라고 부릅니다. 블록 하나하나를 만들어 나가면 더 큰 구조물을 만들 수 있듯이 우주에서는 왜소 은하가 그 블록 역할을 하는 것입니다. ​

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그러나, 왜소은하가 은하병합의 재료라는 사실을 약 오랜만에 더 소견해 보면, 중요한 점을 찾을 수 있습니다. 아직 병합하지 않고 남아있는 왜소은하는 오래전 우주초기의 상태를 너로 보존하고 있을 가능성이 매우 높다는 거죠? 밝은 은하는 어차피 왜소은하들의 병합으로 만들어졌으니 왜소은하들보다는 본인 안에 만들어져야 하는 거니까요. 우리 은하본 안드로메다 은하 주변에도 왜소 은하가 많이 관측되는데, 우리 은하본인 안드로메다 은하처럼 밝은 은하보다는 주변의 왜소 은하가 고대(?) 우주의 상태를 연구하기에 적합합니다. 고로 왜소 은하는 초기 우주의 별 발생, 중원소의 함량, 여러가지 환경 효과 등을 보기 위해 연구되고 있습니다.

2. 정확히 무엇을 '왜소 은하'라고 부를까?어느 용어든, 통상대로 "왜소은하"라는 말도 아내의 목소리에서 정확한 정의를 가지고 있지는 않았습니다. 망원경으로 관측했다면 안드로메다 은하처럼 크고 밝은 은하도 있지만 주위에는 더 어둡고 작은 은하가 있고 왜소 은하라고 이름지었을 것입니다. 그러나, 지금처럼 수백억 광년이 넘은 은하까지 볼 수 있는 시대에는, 용어에 대해 좀 더 엄밀한 기준이 있어야 할 것입니다. 마사헤인즈의 프로시딩 논문에서도 맨 먼저 왜소 은하의 정의부터 언급하고 있습니다.왜소은하의 기준을 예기한 논문은 사실 수도 없이 많지만, 이곳에서는 프로시딩 논문에서 지역이 짧은 것부터 오래된 정의와 비교적 작금의 정의 두 가지만 보고 있습니다. 먼저 낡은 정의는 하나 97나이, 폴 홋지(Paul Hodge)의 논문에서 알 수 있습니다. (논문 제목이 그대로'Dwarf galaxies'네요)의 폴 호지눙 절대 등급에 약·하나 5등급보다 더 어두운 은하 왜소 은하로 규정했습니다. 이 밝기는 우리 은하 주변의 위성 은하인 소마젤란 은하(The Small Magellanic Cloud, 약·하나 6등급)보다 두배 이상 어둡습니다. ​

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​ 한편 20일 7년 블랙이라고 보일 런-코르틴(Bullock&Boylan-Kolchin)의 리뷰 논문에서는 밝기, 대산 별의 질량 기준 앗슴니다. 은하의 별의 질량이 약 한 0억(한 09태양 질량 이하의 은하 왜소 은하로 규정하고 질량 범위에 따라서 몇가지 분류를 해놓옷슴니다. 별의 질량이 000만일 0억(한 07~일 09태양 질량이라면 ' 밝은 왜소 은하(bright dwarfs)'한 0만일 000만(한 05~일 07)태양 질량이라면 '잘 왜소 은하(classical dwarfs)', 그리고 회사 00~일 0만(한 02~일 05태양 질량이라면 '아주 작은 왜소 은하(ultra-faint dwarfs;UFDs)'으로 명명 슴니다. 하지만 사실은 은하의 별의 질량이 결국 은하의 밝기를 통해서 구하는 물리량이에요 보니 일 97일년 기준과 비교하면 좋고 바뀌어 다른 기준으로 합니다. 일 0억 태양 질량이 결국 밝기로 환산하면, 약·일 5등급으로 되기 때문입니다.

3. 왜소 은하는 얼마 자신의 종류가 다양할까?지금까지는 단순히 절대적 밝기의 어두운 은하들을 "왜소은하"라는 하나의 용어로 묶어서 스토리 했는데, 왜소은하에도 종류가 아주 많습니다. 각각의 왜소 은하의 종류인 하자신만으로도 끝없는 연구주제가 될 정도로 관심이 많습니다. 나라면 왜소 타원 은하(dwarf elliptical galaxies; dE), 왜소구형 은하(dwarf spheroidal galaxy; dSph), 왜소 불규칙 은하(dwarf irregular galaxies; dIrr) 등이 있는데, 이외에도 독특한 특징을 보이는 은하의 종류도 많습니다.적당한 한국스토리 번역이 없는 용어들이 많기 때문에 영어이름으로 외우기가 매우 편합니다.왜소 타원 은하(dE)와 왜소구형 은하(dSph)는 사실 형태의 차이일 뿐, 특성은 대체로 비슷합니다. 발이 거의 없고 오래된 붉은 별들로만 구성되어 조용히 지내는 왜소은하들입니다. 우리에게 가까이 있는 은하중에서는 이러한 왜소 은하의 종류가 꽤 많습니다.​

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왜소 타원하 중에서는 가운데 부분에 밝은 핵(nucleus)을 가지고 있는 경우도 있습니다. 천문학자들은 이것들을 핵심을 가진 왜소 타원하(nucleated dEs; dE,N)과 따로 분류하기도 할 것이다. 이들 중핵의 열망이 과일 형성과정에 대해서는 아직 확신이 밝혀지지 않았습니다. 그 때문에, 중핵의 색과 밝기만을 따로 측정하는 것과, 은하단에서 핵심을 가지는 왜소은하들을 찾는 연구도 진행되고 있습니다.​

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한편, 왜소 불규칙 은하(dIrr)는 왜소 타원하 본인인 왜소구형하처럼 둥그스름한 은하가 아니라 좀처럼 알 수 없는 불규칙한 모양을 하고 있는 은하들입니다. 이렇게 독특한 모양을 한 이유는 여러 가지가 있지만 주로 은하끼리의 상호작용 때문인 경우가 많습니다. 왜소 타원은 밑본의 왜소구형은 밑에 비해 어두운 경우가 많은데, 아무래도 그래서 주변 은하에 휘둘리지 않을까 싶습니다. 반면, 잘 발생하지 않는 조용한 왜소은하보다 상대적으로 젊고 푸른 별이 많이 보이는 경향이 있습니다.​

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이 밖에도 다양한 독특한 왜소 은하의 종류가 있습니다.초밀집한 왜소은하는 "은하"라고 하기에는 당신무본인의 작은 크기를 가진 왜소은하 중의 왜소은하이다. 하나 발죠크에 은하는 아무리 작아도 약 500광년 이상의 반경을 가지고 있으며(우리 은하의 경우 약 하나만 광년)쵸밀지프 왜소 은하는 약 400광년 이하의 반경을 가지고 있습니다. "수십년 정도로, 엄청나게 작은 것은 오히려 성단과 구별이 안갈 정도네요. 주로 은하단의 책인 무거운 은하의 주변에서 발견되는데, 이것들 또한 그 열망에 대해서는 아직 확실하게 알려지지 않았습니다.​

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​ 청색 밀집 왜소 은하(blue compact dwarfs;BCDs)는 약 한 000광년 정도의 작은 크기에 푸른 젊은 별이 너무 너무 빽빽이 모이고 있는 은하 임니다니다. 젊은 별이 많다는 것은 별의 발생이 매우 활발하게 이루어지고 있는 은하라는 의미입니다. 그런데 파란색 밀집 왜소 은하들은 주로 주변에 특별한 상호작용을 경험하는 다른 은하가 있는 것이 아니기 때문에, 왜 혼자서 이렇게 별 발생을 불태우는(?)지 사건입니다. 그 때문에, 외부 은하의 별의 발생을 조사하는 천문학자의 주된 타겟이 되고 있습니다.​

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조석 왜소 은하(tidal dwarf galaxies; TDGs)는 주변에 있는 은하와 강한 중력의 상호작용을 경험하여 모양이 불규칙해진 은하입니다. 주로 은하끼리 병합하고 있는 상황에서 많이 발견되는데, 흔히 새로운 별의 출발이 거의 없지만 시각 젊은 별을 많이 가지고 있는 아침저녁 왜소 은하들도 본인이 됩니다. 이 은하는 외모 자체가 신기하게 보이는 경우가 많으므로, 그 자체가 조사 대상이 되기도 합니다. 특히 시뮬레이션을 하는 천문학자들은 어떻게 하면 이런 모양을 할 수 있는지를 다양한 조건을 통해 구현해 보곤 합니다.​

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초분산 은하(ultra-diffuse galaxies; UDGs)는 왜소은하라고 하기엔 너무 큰 "크고 아련한 은하"라고 합니다. 꽤 최근까지 언급한 왜소 은하 종류는 그냥 크기가 약 3000광년을 넘지 않지만, 이 은하는 적어도 5000광년을 넘는 크기를 자랑합니다. 이미 등장한 초밀집 은하(UCDs)와 반대 케이스에서 볼 수 있습니다. 그런데 밝기 자체는 1조 같은 왜소 은하와 별 차이가 없고, 왜 이렇게 몸집만 크고 은하의 밝기는 어두운 것인지 많은 천문학자가 신경 쓴 거예요. (통큰 은하...)이기 때문에, 이 은하는 비교적 최근 활발하게 조사되고 있는 "핫토픽"이기도 합니다.​

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우주에 있는 모든 은하의 뿌리이면서도 종류조차 다양한 왜소 은하하는 그가 끝없는 연구 분야라고 할 수 있습니다. 작고 어두워서 관측 연구에 어려움이 많았는데, 앞으로 망원경이 더 발전하면 왜소은하 연구에 얼마나 불편하고 더 기여할 수 있을까요? 연구 분야의 잡다한 지식이 아니더라도 보행관측을 이미 보면 호기심이 생기는 것 같습니다. ◑​