[Astro-ph] 천문학 연 대박이네

2019 arXiv정리#3​ https://arxiv.org/abs/1903.01875v1

​ 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 얼마과인 많은 공부를 해야 할까 생각했고, 강연자 분들이 정말 존경스러웠습니다. 그때 리뷰를 진행하신 강연자 두분은 캘리포니아대 물리천문학부 세벌스 로라(Sales Laura)와 코넬대 천체물리연구센터의 마사 헤인스(Martha Haynes)였습니다. 세즈 로라는 왜소 은하 연구 분야에서 앞으로의 시뮬레이션이 어떤 역할을 할 수 있는지를 정리했고 마사 헤인스는 미래의 망원경이 관측을 통해 밝히는 부분을 말해주었습니다. 그 중 마사 헤인즈의 리뷰 강연이 국제천문연맹의 프로시딩 논문에 올라와 차근차근 정리해 보려고 할 것이다 첫. 왜소은하 연구는 왜 중요한가?2. 정확히 오느울'왜소 은하'라고 부를까?3. 왜소 은하는 종류가 이 학과에 다니는 다양할까?​

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1. 왜소 은하 연구는 왜 중요한지 왜소 은하는 그 이름에서 알 수 있도록 작고 어둡고 하항상에서는 별로 존재감 없는 천체이다. 그럼에도 불구하고, 왜소은하 연구는 작년에 국제천문연맹 총회가 있는 세션 주제로 선정되었습니다. 그만큼 중요하고, 역시 많은 천문학자가 몰두해 있는 분야라는 뜻이군요.실제로 왜소은하 연구는 우주의 모든 것을 메워주는 수많은 은하의 진화과정을 연구하는데 매우 중요합니다. 가장 큰 이유 중 하나에 뛰어나지 않는 밝고 무거운 모든 은하의 뿌리가 왜소 은하이기 때문이다. 천문학에서는, 왜소 은하가 밝은 은하의 "빌딩 블록(building blocks)"이라고 기록되어 있습니다. 모든 밝은 은하는 왜소 은하가 통합해서 태어났다는 의미이다. 이렇게 은하가 서로 중력으로 결합하는 과정을 "은하병합(galaxy merger)"이라고 부릅니다. 블록 하나를 쁘게 조립하면 더 큰 구조물을 만들 수 있듯이 우주에서는 왜소 은하가 그 블록 역할을 하는 셈이다. ​

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그러나, 왜소은하가 은하병합의 재료라는 사실을 잠시나마 소의견을 보면, 중요한 점을 찾을 수 있습니다. 아직 병합하지 않고 남아있는 왜소은하는 오래전 우주초기의 상태를 당신으로서 유지하고 있을 전망이 높다는 거죠? 밝은 은하는 어차피 왜소은하의 병합으로 만들어졌으니 왜소은하보다는 나중에 만들어져야 하니까요. 우리웅 1안드로메다 은하 주변에도 왜소 은하들이 많이 관측되지만 우리 은 1안드로메다 은하처럼 밝은 은하보다는 주변의 왜소 은하들이 고대(?)우주의 상태를 조사하는 것에도 적합한다. 그 때문에, 왜소 은하는 초기 우주의 별 발발, 중원소 함량, 여러가지 환경 효과등을 보기 위해서 많이 조사되고 있습니다.

2. 정확히 아버지를 '왜소 은하'라고 부를까?어떤 용어든 통상대로 "왜소은하"라는 예기도 애경에서 정확한 정의를 가지고 있지는 않습니다. 망원경으로 관측하고 있으므로 안드로메다 은하처럼 크고 밝은 은하도 있지만 주위에 어둡고 작은 은하가 있기 때문에 왜소 은하라고 이름지었을 것입니다. 그러나 제1요즘처럼 수백 억광년의 끈의 은하까지 볼 수 있는 시대에는 용어에 대해서 조금 엄격한 기준이 있어야 하죠. 마사헤인즈의 프로시딩 논문에서도 제일 먼저 왜소은하의 정의부터 언급하고 있습니다.왜소은하의 기준을 이내용한 논문은 사실 셀 수 없이 많지만 여기서는 프로시딩 논문으로 육지가 짧기 때문에 오래된 정의와 비교적 최근의 정의 두 가지만 보고 있습니다. 가장 먼저 낡은 정의는 1971년 폴 홋지(Paul Hodge)의 논문에서 알 수 있습니다. (논문 제목이 보통'Dwarf galaxies'네요)의 폴 호지눙 절대 등급에 약-15등급보다 더 어두운 은하 왜소 은하로 규정했다. 이 밝기는 우리 은하 주변의 위성 은하인 소마젤란 은하(The Small Magellanic Cloud, 약-16등급)보다 두배 이상 어두운 거에요. ​

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​ 한편 2017년 블랙이라고 보일 런-코르틴(Bullock&Boylan-Kolchin)의 리뷰 논문에서는 밝기, 대산 별의 질량 기준 앗슴니다. 은하의 별의 질량이 약 10억(109태양 질량 이하의 은하 왜소 은하로 규정하고 질량 범위에 따라서 몇가지 분류를 해놓옷슴니다. 별의 질량이 1000만~10억(107~109태양 질량이라면 ' 밝은 왜소 은하(bright dwarfs)', 10만~1000만(105~107)태양 질량이라면 '그냥 왜소 은하(classical dwarfs)', 이리하여 100~10만(102~105태양 질량이라면 '아주 작은 왜소 은하(ultra-faint dwarfs;UFDs)'으로 명명 슴니다. 그러나 은하의 별의 질량이 결국 은하의 밝기를 통해서 입수하는 물리량이기 때문에 1971년 기준과 비교하면 보동고 바뀌어 다른 기준이 있을 것이다. 10억 태양 질량이 결국 밝기로 환산하면 약-15등급으로 되기 때문입니다.

3. 왜소 은하는 어느 정도과의 종류가 다양하나?지금까지는 단순히 절대 밝기가 어두운 은하들을 "왜소 은하"라는 하나의 용어로 정리하고 이야기했지만, 왜소 은하도 종류가 매우 많습니다. 각각의 왜소 은하의 종류 하과인만으로도 한없이 연구주제가 될 정도로 관심이 많습니다. 크게 나누면 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.적당히 대힌민국 스토리 번역이 없는 용어들이 많기 때문에 처음부터 영어이름으로 기억하는 것이 훨씬 편합니다. 왜소 타원 은하(dE)와 왜소구형 은하(dSph)는 사실형의 차이일 뿐, 특성은 대체로 비슷합니다. 거의 별이 없고 오래된 붉은 별들로만 구성되어 조용히 지내는 왜소은하들입니다. 우리에게 딱 맞는 은하 속에는 저런 왜소 은하의 종류가 매우 많습니다.​

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왜소 타원하 중에서는 복판 부분에 밝은 핵(nucleus)을 가지고 있는 경우도 있습니다. 천문학자들은 이들을 복판핵을 가진 왜소 타원하(nucleated dEs; dE,N)과 따로 분류하곤 합니다. 이들 복판핵의 염원이과 형성과정에 대해서는 아직 확실하게 밝혀지지 않았습니다. 따라서, 복판핵의 색과 밝기만을 따로 측정하는 거과인 은하단에서, 복판핵을 가진 왜소은하들을 찾아서 거과인하는 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 그렇게 해서 주위 은하에 휘둘리지 않을까 싶습니다. 반면, 잘 발생하지 않는 조용한 왜소 은하보다 상대적으로 젊고 푸른 별들이 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 왜소은하입니다. 일반적으로 은하는 아무리 작아도 약 500광년 이상의 반경을 가지고 있으며(우리 은하의 경우 약 일만 광년)쵸밀지프 왜소 은하는 약 400광년 이하의 반경을 가지고 있습니다. 수십년 정도로 아주 작은 것들은 오히려 성단과 구별이 안 갈 정도네요. 주로 은하단의 책인 무거운 은하의 주변에서 발견되는데, 이것도 그 염원에 대해서는 아직 확실하게 알려지지 않았습니다.​

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​ 청색 밀집 왜소 은하(blue compact dwarfs;BCDs)는 약 하나 000광년 정도의 작은 크기에 푸른 젊은 별이 너무 빽빽이 모이고 있는 은하입니다. 젊은 별이 많다는 것은, 별발이 매우 활발하게 행해지고 있는 은하라는 의미입니다. 그런데 청색밀집 왜소은하들은 주로 주변에 특별한 상호작용을 경험하는 다른 은하가 있는 것은 아니므로, 왜 홀로서 이렇게 별발을 태우는(?)지 사건입니다. 그 때문에, 외부 은하의 별의 발발을 연구하는 천문학자들의 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 은하이다. 주로 은하끼리 병합하고 있는 귀추로 많이 발견되는데, 통상은 새롭고 별발은 조금 추호도 없지만 시각 젊은 별을 많이 가지고 있는 아침저녁 왜소은하들도 과도합니다. 이 은하는 외모 자체가 신기하게 보이는 경우가 많기 때문에, 그대로 연구 대상이 되기도 합니다. 특히 시뮬레이션을 하는 천문학자들은 어떻게 하면 이런 형태를 할 수 있는지를 다양한 조건을 통해 구현해 보곤 한다.​

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초분산 은하(ultra-diffuse galaxies; UDGs)는 왜소은하라고 하기에는 매우 큰 "크고 아련한 은하"들입니다. 최근까지 언급한 왜소 은하 종류는 그냥 크기가 약 3000광년을 넘지 않지만, 이 은하는 적어도 5000광년을 넘는 크기를 자랑한다. 이미 등장한 초밀집 은하(UCDs)와 반대 케이스에서 볼 수 있습니다. 그러나 밝기 자체는 한 반의 왜소은하와 크게 다르지 않으므로, 왜 이렇게 몸만 크고 은하의 밝기는 어두운지, 많은 천문학자가 궁금해 한 것입니다. (통큰 은하...) 그래서, 이 은하는 비교적 최근 활발하게 연구되고 있는 "핫토픽" 이거나 한다.​

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우주에 있는 모든 은하의 뿌리이면서도 종류조차 다양한 왜소 은하의 구어 스토리로 끝없는 조사 분야라고 할 수 있습니다. 작고 어두워서 관측조사에 어려움이 많았는데, 앞으로 망원경이 더 발전하면 왜소은하조사에 어느 정도 과인 것보다 기여할 수 있을까요? "조사 분야의 잡다한 지식이 아니더라도, 잘 관측되었다. 이미'를 보니 호기심이 생기는 것 같아요. ◑​