은하단
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은하단 아벨 1689. [1]
銀河團, Galaxy cluster, Cluster of galaxies[2]
은하단은 수백 개에서 수천 개 이상의 은하들이 중력에 의해 서로 묶인 집단이다. 수십 개 정도로 구성된 은하의 집단은 은하군이라 불린다. 또한 이런 은하군이나 은하단이 여럿 모여 이루는 구조는 초은하단이라고 부른다.
은하단의 크기는 약 2~10Mpc(6백만~3000만 광년)이며,[3] 총 질량은 100~1000조 태양질량 정도 된다. 다만 질량의 구성요소 중 은하가 차지하는 비율은 1%에 불과하며, 9% 정도는 뜨거운 X-선을 방출하는 가스, 그리고 약 90%의 구성요소는 암흑물질로 이루어져 있을 것으로 추정된다. 이 문서에 있는 사진에서 보이는 부분은 전체 은하단의 1%에 불과하다는 의미.
가까운 거리에 있는 은하단의 경우 주로 해당 은하단이 위치한 별자리의 이름을 따서 붙인다. 예시로 처녀자리 은하단이 있다. 일부는 은하단의 형태나 눈에 띠는 물리량을 통해 별명이 지어지며,[4] 대부분 은하단은 그것에 대한 탐사를 목적으로 작성된 에이벨(아벨) 은하단 목록[5]에서, 더 최근의 탐사에서는 망원경[6]이나 탐사계획[7]의 이니셜과 적도좌표계 상의 천체의 위치[8]로 표현된다.
물질이 중력적으로 속박된 구조 중 은하단은 우주에서 가장 거대한 단위이다. 초은하단은 은하단보다 더 큰 규모의 구조이기는 하지만 은하단끼리의 미약한 중력에 의해 국소적으로 생져난 고밀도 구역에 지나지 않는다. 초은하단이 모여 만들어진 장성 또한 마찬가지이다. 즉, 은하단보다 큰 단위의 구조들은 자체적인 중력이 우주를 팽창시키는 힘보다도 약하기 때문에 실제로는 조금씩 흩어지고 있는 중이며, 시간이 지나면 결국 개개의 은하단 단위로 흩어져 버릴 것으로 예측된다. 그와는 반대로 은하단은 시간이 지남에 따라 구성 은하들 간의 병합이 계속되어 결과적으로 하나의 거대 은하로 정리될 것으로 예측된다.
우주에서 은하들의 밀도가 가장 높은 구역이며, 다수의 은하들이 모여 섞이면서 서로에게 영향을 주기 때문에 은하단에 있는 은하들은 주변 환경으로부터 막대한 영향을 받는다. 그 결과로서 나타나는 가장 두드러진 특징은 은하단의 구성원들 중 높은 비율이 항성 탄생이 거의 이루어지지 않는 타원 은하들로 이루어져 있다는 점이다. 이는 특히 질량이 작은 왜소은하들에서 두드러지게 나타나는데, 은하단 바깥에서는 단독으로 존재하는 거의 모든 왜소은하들이 항성 탄생을 활발하게 일으키고 있는 반면, 은하단 내에서는 늙은 별들로만 이루어진 많은 수의 왜소 타원 은하가 발견된다.
은하단 구성 은하들을 타원 은하로 변화시키는 대표적인 원인은 은하단을 둘러싸고 있는 뜨거운 가스로 추측되고 있다.[9] 이러한 구조는 초신성 폭발이나 초대질량 블랙홀의 활동으로 인해 가스들이 은하를 탈출하여 만들어졌다고 추측된다. 은하단에 가스가 풍부한 새로운 은하가 들어올 경우 은하 내 가스는 은하단에 퍼져 있는 뜨거운 가스와 상호작용을 하게 된다. 특히 은하단의 거대한 중력에 이끌려 들어온 신입 은하의 궤도 속도는 수천 km/s에 달하기 때문에 은하는 진행 방향으로 강력한 '바람'을 맞게 된다. 이 과정에서 은하 내 항성 탄생의 재료이기도 한 가스들이 벗겨져 나가 결국 은하는 가스를 전부 잃고 늙은 별들로만 이루어진 '죽은 은하'가 된다. 가끔 뜯겨져 나간 가스가 은하의 진행 방향 뒤로 길다란 꼬리를 형성하기도 하는데, 이러한 구조가 가끔씩 관측되기도 한다. 이 과정에서 일시적으로 가스가 응축되어 새로운 항성이 탄생하는 경우도 있다.
일정 이상의 규모를 가지는 은하단의 경우 중심부에 은하단의 골격이자 되는 거대 은하가 자리잡고 있는 경우가 많다. 이러한 은하를 가장 밝은 은하단 은하(Brightest Cluser Galaxy, BCG), 혹은 cD 은하[10]라고 부르는데, 중심부의 초거대 블랙홀과 더불어 수 조 개 이상의 항성을 거느리고 있으며, 일반 은하보다 훨씬 밝은 헤일로를 가지고 있어 그 반경이 수백만 광년까지 연장되는 경우도 있다. 대표적으로 처녀자리 은하단의 중심 은하인 M87이 있다. 우주에서 발견되는 가장 거대한 종류의 은하들이며, 다수의 은하들이 병합을 거듭할 경우 나타나는 일종의 최종 단계라고 볼 수 있다. 우리 은하와 안드로메다 은하의 병합이 이루어진 결과물도 이러한 형태를 가지게 될 것으로 보인다.
현재 형성이 완료된 은하단들은 이미 대부분의 항성 탄생을 끝내고 어느 정도 안정화된 상태지만 우주 초기 이러한 은하단들의 환경은 훨씬 더 다이나믹한 환경이었을 것으로 추정된다.[11] 은하단은 우주 탄생 당시 우주배경복사의 비균질성에서 나타난 고밀도 구역들을 씨앗으로 성장하기 시작한 구조로서 최초로 탄생한 은하들이 서로 부딪히기 시작한 곳이다. 가스가 풍부한 은하들의 충돌로 인해 원시 은하단의 중심부로 막대한 양의 가스가 유입되어 초대질량 블랙홀이 형성되고 간헐적으로 퀘이사 활동과 폭발적 별 형성, 그 동반으로 이루어지는 초신성 폭발이 반복되는 헬게이트였던 것. 이렇게 항성 탄생이 활발하게 이루어지는 은하군 수준의 군집들이 시간이 지남에 따라 차차 병합되어 현재의 은하단이 탄생하게 된다.
만일 블랙홀이 없었다면 은하들은 밑도 끝도 없이 별 탄생을 지속하며 성장했겠지만 결국 주체할 수 없이 거대해진 블랙홀이 내뿜는 복사 및 운동 에너지에 의해 은하단 주변의 가스들은 어느 정도 정리되기 시작한다. 별을 형성할 수 있는 차가운 가스들은 모두 소진되거나 달구어져 현재의 은하단을 둘러싸는 뜨거운 가스 헤일로를 이루게 된다. 이후 은하단은 별 탄생보다는 필라멘트로부터 새로운 은하와 은하군들을 받아들이는 것으로 성장을 계속한다. 은하단의 구성원이 된 은하들은 중심 은하와 마찬가지로 별 탄생을 멈추고 죽은 은하가 되거나, 조석력의 영향으로 중심 은하에게 암흑물질과 별 등을 잃어가며 살아가게 되고 그 중 일부는 완전히 먹혀 사라지게 된다.
워낙에 크고 아름다운 질량을 가진 천체이기 때문에 특정 은하단들은 배경에 있는 은하들의 상을 중력 렌즈에 의해 왜곡시키킨다. 이 현상을 거시중력렌즈(Macrolensing)이라고 부르며 사실상 사진으로 식별 가능한 유일한 중력 렌즈 현상이기도 하다.[12] 이를 통해 은하단의 질량을 비교적 정확하게 측정하는 것이 가능하다. 은하단의 중력 렌즈에 의해 '투영된' 배경 은하들은 원래보다 훨씬 더 밝은 모습으로 관측되므로 초기 우주 환경에 대한 단서가 되어주기도 한다.
은하단을 우주배경복사의 불균일성을 씨앗으로 형성된 구조이기 때문에 성장 속도나 개수의 측면에서 우주론의 영향을 많이 받는다. 반대로 생각하면 은하단을 관측함으로써 현존하는 표준 우주론의 여러 상수들을 결정하는 것이 가능하다. 은하단에 기반한 관측우주론은 표준 우주모형에서 흔히 거론되는 물질과 암흑에너지의 비율인 3:7을 측정하는 데 일정 부분 기여하기도 했다.
은하들이 서로 충돌하듯이 은하단 또한 서로 충돌을 일으키며 진화해왔다. 현재에도 관측되는 몇몇 은하단들은 충돌 과정에 있거나 과거에 있었던 다른 은하단 및 은하군과 충돌한 흔적을 보이기도 한다.
은하단의 형태를 구분하기 위해 1970년 로라 P.보츠와 윌리엄 윌슨 모건이 만든 분류법이다.
'''유형 I''' 은하단은 매우 거대하고 밝고 무거운 cD형 은하에 의해 지배된다. 예를 들어 이에 속하는 아벨2029 은하단의 경우, 2015년 1월 13일 기준으로 지금까지 발견된 것 중 가장 거대한 은하인 IC 1101 (반경 200만 광년) 하나가 은하단의 대부분을 차지한다. [13][14]
'''유형 II''' 은하단은 밝기가 은하단과 관계된 타원 은하를 포함하고 있다. 즉, 유형 I 수준까지는 아니지만 중심부에 몇 개의 지배적인 타원 은하들이 발견된다. 머리털자리 은하단이 여기에 포함된다.
'''유형 III''' 은하단은 처녀자리 은하단과 같이 주목할 만한 은하가 없다.
'''삭제된 유형 IV'''는 밝은 구성원이 대부분 나선 은하인 은하단이었다.[15]
말 그대로 은하가 빽빽하고 구형의 규칙적인 배열을 보이면 규칙 은하단, 느슨하고 특정한 형태 없이 불규칙적이게 있을 경우 불규칙 은하단이라고 한다.
에이벨 반지름(은하단 중심으로부터 1.5Mpc) 이내의 은하의 개수가 머리털자리 은하단과 같이 수백 개에서 수천 개인 은하단은 부유 은하단(rich cluster), 국부은하군이나 헤라클레스자리 은하단과 같이 수 개에서 수십 개인 은하단은 부족 은하단(poor cluster)이다.
은하단 아벨 1689. [1]
銀河團, Galaxy cluster, Cluster of galaxies[2]
1. 정의
은하단은 수백 개에서 수천 개 이상의 은하들이 중력에 의해 서로 묶인 집단이다. 수십 개 정도로 구성된 은하의 집단은 은하군이라 불린다. 또한 이런 은하군이나 은하단이 여럿 모여 이루는 구조는 초은하단이라고 부른다.
2. 설명
은하단의 크기는 약 2~10Mpc(6백만~3000만 광년)이며,[3] 총 질량은 100~1000조 태양질량 정도 된다. 다만 질량의 구성요소 중 은하가 차지하는 비율은 1%에 불과하며, 9% 정도는 뜨거운 X-선을 방출하는 가스, 그리고 약 90%의 구성요소는 암흑물질로 이루어져 있을 것으로 추정된다. 이 문서에 있는 사진에서 보이는 부분은 전체 은하단의 1%에 불과하다는 의미.
가까운 거리에 있는 은하단의 경우 주로 해당 은하단이 위치한 별자리의 이름을 따서 붙인다. 예시로 처녀자리 은하단이 있다. 일부는 은하단의 형태나 눈에 띠는 물리량을 통해 별명이 지어지며,[4] 대부분 은하단은 그것에 대한 탐사를 목적으로 작성된 에이벨(아벨) 은하단 목록[5]에서, 더 최근의 탐사에서는 망원경[6]이나 탐사계획[7]의 이니셜과 적도좌표계 상의 천체의 위치[8]로 표현된다.
물질이 중력적으로 속박된 구조 중 은하단은 우주에서 가장 거대한 단위이다. 초은하단은 은하단보다 더 큰 규모의 구조이기는 하지만 은하단끼리의 미약한 중력에 의해 국소적으로 생져난 고밀도 구역에 지나지 않는다. 초은하단이 모여 만들어진 장성 또한 마찬가지이다. 즉, 은하단보다 큰 단위의 구조들은 자체적인 중력이 우주를 팽창시키는 힘보다도 약하기 때문에 실제로는 조금씩 흩어지고 있는 중이며, 시간이 지나면 결국 개개의 은하단 단위로 흩어져 버릴 것으로 예측된다. 그와는 반대로 은하단은 시간이 지남에 따라 구성 은하들 간의 병합이 계속되어 결과적으로 하나의 거대 은하로 정리될 것으로 예측된다.
3. 특징
우주에서 은하들의 밀도가 가장 높은 구역이며, 다수의 은하들이 모여 섞이면서 서로에게 영향을 주기 때문에 은하단에 있는 은하들은 주변 환경으로부터 막대한 영향을 받는다. 그 결과로서 나타나는 가장 두드러진 특징은 은하단의 구성원들 중 높은 비율이 항성 탄생이 거의 이루어지지 않는 타원 은하들로 이루어져 있다는 점이다. 이는 특히 질량이 작은 왜소은하들에서 두드러지게 나타나는데, 은하단 바깥에서는 단독으로 존재하는 거의 모든 왜소은하들이 항성 탄생을 활발하게 일으키고 있는 반면, 은하단 내에서는 늙은 별들로만 이루어진 많은 수의 왜소 타원 은하가 발견된다.
은하단 구성 은하들을 타원 은하로 변화시키는 대표적인 원인은 은하단을 둘러싸고 있는 뜨거운 가스로 추측되고 있다.[9] 이러한 구조는 초신성 폭발이나 초대질량 블랙홀의 활동으로 인해 가스들이 은하를 탈출하여 만들어졌다고 추측된다. 은하단에 가스가 풍부한 새로운 은하가 들어올 경우 은하 내 가스는 은하단에 퍼져 있는 뜨거운 가스와 상호작용을 하게 된다. 특히 은하단의 거대한 중력에 이끌려 들어온 신입 은하의 궤도 속도는 수천 km/s에 달하기 때문에 은하는 진행 방향으로 강력한 '바람'을 맞게 된다. 이 과정에서 은하 내 항성 탄생의 재료이기도 한 가스들이 벗겨져 나가 결국 은하는 가스를 전부 잃고 늙은 별들로만 이루어진 '죽은 은하'가 된다. 가끔 뜯겨져 나간 가스가 은하의 진행 방향 뒤로 길다란 꼬리를 형성하기도 하는데, 이러한 구조가 가끔씩 관측되기도 한다. 이 과정에서 일시적으로 가스가 응축되어 새로운 항성이 탄생하는 경우도 있다.
일정 이상의 규모를 가지는 은하단의 경우 중심부에 은하단의 골격이자 되는 거대 은하가 자리잡고 있는 경우가 많다. 이러한 은하를 가장 밝은 은하단 은하(Brightest Cluser Galaxy, BCG), 혹은 cD 은하[10]라고 부르는데, 중심부의 초거대 블랙홀과 더불어 수 조 개 이상의 항성을 거느리고 있으며, 일반 은하보다 훨씬 밝은 헤일로를 가지고 있어 그 반경이 수백만 광년까지 연장되는 경우도 있다. 대표적으로 처녀자리 은하단의 중심 은하인 M87이 있다. 우주에서 발견되는 가장 거대한 종류의 은하들이며, 다수의 은하들이 병합을 거듭할 경우 나타나는 일종의 최종 단계라고 볼 수 있다. 우리 은하와 안드로메다 은하의 병합이 이루어진 결과물도 이러한 형태를 가지게 될 것으로 보인다.
4. 형성
현재 형성이 완료된 은하단들은 이미 대부분의 항성 탄생을 끝내고 어느 정도 안정화된 상태지만 우주 초기 이러한 은하단들의 환경은 훨씬 더 다이나믹한 환경이었을 것으로 추정된다.[11] 은하단은 우주 탄생 당시 우주배경복사의 비균질성에서 나타난 고밀도 구역들을 씨앗으로 성장하기 시작한 구조로서 최초로 탄생한 은하들이 서로 부딪히기 시작한 곳이다. 가스가 풍부한 은하들의 충돌로 인해 원시 은하단의 중심부로 막대한 양의 가스가 유입되어 초대질량 블랙홀이 형성되고 간헐적으로 퀘이사 활동과 폭발적 별 형성, 그 동반으로 이루어지는 초신성 폭발이 반복되는 헬게이트였던 것. 이렇게 항성 탄생이 활발하게 이루어지는 은하군 수준의 군집들이 시간이 지남에 따라 차차 병합되어 현재의 은하단이 탄생하게 된다.
만일 블랙홀이 없었다면 은하들은 밑도 끝도 없이 별 탄생을 지속하며 성장했겠지만 결국 주체할 수 없이 거대해진 블랙홀이 내뿜는 복사 및 운동 에너지에 의해 은하단 주변의 가스들은 어느 정도 정리되기 시작한다. 별을 형성할 수 있는 차가운 가스들은 모두 소진되거나 달구어져 현재의 은하단을 둘러싸는 뜨거운 가스 헤일로를 이루게 된다. 이후 은하단은 별 탄생보다는 필라멘트로부터 새로운 은하와 은하군들을 받아들이는 것으로 성장을 계속한다. 은하단의 구성원이 된 은하들은 중심 은하와 마찬가지로 별 탄생을 멈추고 죽은 은하가 되거나, 조석력의 영향으로 중심 은하에게 암흑물질과 별 등을 잃어가며 살아가게 되고 그 중 일부는 완전히 먹혀 사라지게 된다.
5. 이용
5.1. 중력 렌즈
워낙에 크고 아름다운 질량을 가진 천체이기 때문에 특정 은하단들은 배경에 있는 은하들의 상을 중력 렌즈에 의해 왜곡시키킨다. 이 현상을 거시중력렌즈(Macrolensing)이라고 부르며 사실상 사진으로 식별 가능한 유일한 중력 렌즈 현상이기도 하다.[12] 이를 통해 은하단의 질량을 비교적 정확하게 측정하는 것이 가능하다. 은하단의 중력 렌즈에 의해 '투영된' 배경 은하들은 원래보다 훨씬 더 밝은 모습으로 관측되므로 초기 우주 환경에 대한 단서가 되어주기도 한다.
5.2. 우주론
은하단을 우주배경복사의 불균일성을 씨앗으로 형성된 구조이기 때문에 성장 속도나 개수의 측면에서 우주론의 영향을 많이 받는다. 반대로 생각하면 은하단을 관측함으로써 현존하는 표준 우주론의 여러 상수들을 결정하는 것이 가능하다. 은하단에 기반한 관측우주론은 표준 우주모형에서 흔히 거론되는 물질과 암흑에너지의 비율인 3:7을 측정하는 데 일정 부분 기여하기도 했다.
5.3. 충돌 은하단
은하들이 서로 충돌하듯이 은하단 또한 서로 충돌을 일으키며 진화해왔다. 현재에도 관측되는 몇몇 은하단들은 충돌 과정에 있거나 과거에 있었던 다른 은하단 및 은하군과 충돌한 흔적을 보이기도 한다.
6. 분류
6.1. 보츠-모건 분류
은하단의 형태를 구분하기 위해 1970년 로라 P.보츠와 윌리엄 윌슨 모건이 만든 분류법이다.
'''유형 I''' 은하단은 매우 거대하고 밝고 무거운 cD형 은하에 의해 지배된다. 예를 들어 이에 속하는 아벨2029 은하단의 경우, 2015년 1월 13일 기준으로 지금까지 발견된 것 중 가장 거대한 은하인 IC 1101 (반경 200만 광년) 하나가 은하단의 대부분을 차지한다. [13][14]
'''유형 II''' 은하단은 밝기가 은하단과 관계된 타원 은하를 포함하고 있다. 즉, 유형 I 수준까지는 아니지만 중심부에 몇 개의 지배적인 타원 은하들이 발견된다. 머리털자리 은하단이 여기에 포함된다.
'''유형 III''' 은하단은 처녀자리 은하단과 같이 주목할 만한 은하가 없다.
'''삭제된 유형 IV'''는 밝은 구성원이 대부분 나선 은하인 은하단이었다.[15]
6.2. 규칙/불규칙 은하단
말 그대로 은하가 빽빽하고 구형의 규칙적인 배열을 보이면 규칙 은하단, 느슨하고 특정한 형태 없이 불규칙적이게 있을 경우 불규칙 은하단이라고 한다.
6.3. 부유/부족 은하단
에이벨 반지름(은하단 중심으로부터 1.5Mpc) 이내의 은하의 개수가 머리털자리 은하단과 같이 수백 개에서 수천 개인 은하단은 부유 은하단(rich cluster), 국부은하군이나 헤라클레스자리 은하단과 같이 수 개에서 수십 개인 은하단은 부족 은하단(poor cluster)이다.
7. 관련 문서
[1] 중심부에 붉은 색 은하들이 몰려있는 곳이 은하단의 중심이다. 은하단 주변부를 자세히 보면 얇은 호 모양의 무늬를 볼 수 있는데, 이는 은하단의 거대한 중력에 의해 배경에 있던 은하들의 빛이 휘어지면서 나타난 중력 렌즈 현상이다.[2] 줄여서 Cluster라고 부르기도 한다. 예를 들면 처녀자리 은하단은 Virgo Cluster로 부르는 식. 하지만 이 경우 성단과 헷갈릴 가능성이 있다.[3] 일반인에게는 광년이 더 익숙한 단위겠지만, 실제로 천문학자들이 자주 사용하는 거리 단위는 파섹이다. 파섹의 정의는 항목 참조.[4] 예를 들자면 총알 은하단, 엘 고르도 은하단[5] ex) 에이벨 1689[6] ex) 사우스폴 망원경=SPT[7] ex) MAssive Cluster Survey=MACS, Sloan Digital Sky Survey=SDSS[8] ex) MACS J1149.6+2223 = MACS의 탐사로 발견된(관측된) 역기점 J2000, 적경 11시 49.6분, 적위 22˚ 23´에 위치한 천체[9] 은하단내물질(Intracluster Medium)이라고 부르며 그 온도는 최대 1억 도에 달한다.[10] 엄밀히 말해서 모든 BCG가 cD 은하는 아니기 때문에 두 개념이 일대일 치환되는 것은 아니다. cD은하란 본래 헤일로가 비정상적으로 확장되어 있는 타원 은하를 칭하는 것이기 때문.[11] 1998년 발견한 SSA22 은하단이 이러한 초기 은하단 중 하나로 추정된다[12] 블랙홀이나 항성에 의한 중력 렌즈 현상은 아인슈타인 고리의 크기가 너무 작아 밝기 변화로 중력렌즈 현상이 일어났다는 정도의 사실만 알 수 있다. 다만 이는 이벤트 호라이즌 망원경이 블랙홀의 사건의 지평선을 직접 관측함으로써 깨지게 되었다.[13] 단, 여기에서 말하는 '''크기'''를 어떻게 정의하느냐에 대해서는 논란이 있다. 은하 전체 밝기의 절반을 포함하는 거리로 정의되는 (그리고 가장 보편적인 은하크기의 정의로 사용되는) '''유효반경'''으로 따지면 IC 1101의 크기는 20만 광년 정도이다. 즉, 빛의 대부분이 은하 중앙에 집중되어 있고 희미한 외곽부가 아주 멀리까지 퍼져 있는 형태. 일반적으로 은하는 외곽으로 갈수록 점점 희미해져서 실제로 어디까지가 은하인지 명확한 경계를 긋기가 간단하지 않으며, 그렇기 때문에 '''최외곽 반경'''(= 200만 광년)은 측정 방법에 따라 크게 달라질 소지가 있는 것이다. 물론 유효반경 20만 광년이라는 것만으로도 매우 거대한 은하라는 사실에는 변함이 없다. [14] 이 정도까지는 아니더라도, 수많은 은하들로 구성된 은하단의 중심부에는 이와 유사한 거대 은하가 자리잡고 있는 경우가 흔히 발견된다. 은하(=질량체)가 많이 모여있다는 것은 중력이 그만큼 강력하다는 뜻이고, 이렇게 형성된 중력장에 의해 시간이 흐를수록 중심부의 은하가 주변의 별과 가스 등을 계속해서 흡수하며 성장하기 때문 .[15] 처음에 고려되었으나 1970년 9월, 최종 논문 발표 전에 수정하여 삭제되었다.