암흑 은하

암흑은하는 별이 없거나 매우 적은 가상의 은하입니다.이 별들은 눈에 보이는 별이 ^[1]없기 때문에 이름을 얻었지만, 만약 그들이 상당한 양의 가스를 포함하고 있다면 발견할 수 있을 것이다.천문학자들은 오랫동안 암흑은하의 존재를 이론화해 왔지만,^[2] 현재까지 확인된 예는 없다.암흑은하는 은하간 조석 상호작용에 의해 발생하는 은하간 가스 구름과는 구별되는데, 이러한 가스 구름에는 암흑 물질이 포함되어 있지 않기 때문에 엄밀히 말하면 은하로 인정되지 않기 때문입니다.은하간 가스 구름과 은하를 구별하는 것은 어렵습니다. 대부분의 후보 암은하는 조석 가스 ^[3]구름인 것으로 밝혀졌습니다.지금까지의 가장 좋은 후보 암은하로는 HI1225+^[4]01, AGC229385와 ^[5]퀘이사에 대한 연구에서 발견된 수많은 가스 구름이 있습니다.

2016년 8월 25일 천문학자들은 우리은하의 질량을 가졌지만 별이나 은하 구조가 거의 없는 초확산은하(UDG)인 드래곤플라이 44가 거의 전적으로 ^[6][7][8]암흑물질로 이루어져 있다고 보고했다.

관측 증거

아레시보나 파크스 망원경과 같은 민감하지만 해상도가 낮은 전파 망원경을 사용한 대규모 조사는 은하의 원자 수소로부터 21cm의 방출을 찾습니다.이러한 조사는 광학 조사와 일치하여 광학 조사의 대상이 없는 물체, 즉 별이 없는 선원을 식별한다.

천문학자들이 어두운 은하를 찾는 또 다른 방법은 배경 퀘이사의 스펙트럼에서 수소 흡수선을 찾는 것입니다.이 기술은 많은 은하간 수소 구름을 밝혀냈지만 후보 암흑은하를 추적하는 것은 어렵습니다.왜냐하면 이러한 근원이 너무 멀리 있는 경향이 있고 종종 퀘이사의 밝은 빛에 의해 광학적으로 제외되기 때문입니다.

암흑 은하의 성질

기원.

2005년, 천문학자들은 가스 구름 VIRGOHI21을 발견했고 그것이 무엇이고 왜 그것이 은하 NGC 4254에 중력을 끌어당기는지를 알아내려고 시도했다.몇 년 동안 다른 설명이 부족했던 후, 일부 사람들은 VIRGOHI21이 NGC ^[9]4254에 막대한 영향을 미쳤기 때문에 어두운 은하라고 결론지었다.

크기

암흑 은하의 실제 크기는 일반 망원경으로는 관측할 수 없기 때문에 알려지지 않았습니다.은하수의^[10] 두 배 크기부터 작은 퀘이사 크기까지 다양한 추정이 있었다.

구조.

암흑은하는 암흑물질로 구성되어 있다.게다가, 암흑은하는 이론적으로 수소와 ^[9]먼지로 구성되어 있다.일부 과학자들은 어두운 은하가 ^[11]별을 포함하고 있을지도 모른다는 생각을 지지한다.그러나 아직까지 암흑은하를 발견할 수 있는 결정적인 방법이 없기 때문에 정확한 구성은 알려지지 않았다.하지만 천문학자들은 이 은하에 있는 가스 질량이 태양의 ^[12]약 10억 배라고 추정한다.

암흑체를 관찰하는 방법론

어두운 은하는 눈에 보이는 별이 없으며 광학 망원경으로는 보이지 않습니다.아레시보 은하환경조사(AGES)는 아레시보 전파망원경을 이용해 중성수소를 검출할 수 있을 것으로 예측되는 암흑은하를 찾는 현재 연구이다.아레시보 전파 망원경은 중성 수소,^[13] 특히 21cm 라인으로부터의 방출을 감지하는 능력 때문에 다른 것이 없을 때 유용하다.불행하게도 2020년 12월 1일 아레시보 전파 망원경의 폐로와 그에 따른 재앙적 붕괴는 추가 데이터 수집을 촉진하는 데 있어 유효성을 다소 제한했다.

대체 이론

과학자들은 오늘날 우리가 보는 은하들이 어두운 은하들 이후에야 별을 만들기 시작했다고 말한다.수많은 과학적 주장을 바탕으로, 암흑은하는 오늘날 천문학자들과 과학자들이 보는 많은 은하에 큰 역할을 했습니다.캠브리지 대학의 카블리 우주학 연구소의 마틴 해넬은 은하수의 전조가 실제로 근처의 어두운 은하와 합쳐져 현재 우리가 보는 은하수를 형성한 훨씬 더 작은 밝은 은하였다고 주장한다.여러 과학자들은 어두운 은하가 현대 은하의 블록을 만들고 있다는 것에 동의한다.산타 크루즈 캘리포니아 대학의 세바스찬 칸탈루포는 이 이론에 동의한다.그는 이어 "현재의 은하 형성 이론에서, 우리는 큰 은하가 작은 은하들의 합병으로 형성된다고 믿는다.어두운 은하는 큰 은하에 많은 가스를 가져다주며, 이는 큰 은하에서 별의 형성을 가속화합니다."과학자들은 이러한 어두운 은하를 찾기 위해 사용하는 특정한 기술을 가지고 있다.이러한 기술은 우주에서 일어나는 다른 특별한 사건(예: "우주망")에 대해 더 많은 것을 알려줄 수 있습니다.이 "웹"은 눈에 보이지 않는 가스와 암흑물질의 필라멘트로 만들어졌을 뿐만 아니라 "필라멘트가 ^[12]교차하는 은하와 은하단을 공급하고 건설한다"고 합니다.

잠재적 암흑 은하

HE0450-2958

HE0450-2958은 적색편이 z=0.285인 퀘이사이다.허블 우주 망원경 사진은 퀘이사가 거대한 가스 구름의 가장자리에 위치해 있다는 것을 보여주었지만, 퀘이사에 대한 숙주 은하는 발견되지 않았다.허블 연구의 저자들은 퀘이사가 어두운 ^[14]은하에 위치하는 것이 하나의 가능한 시나리오라고 제안했다.그러나 이후 다른 그룹의 분석에서는 호스트 은하가 비정상적으로 어둡다는 증거가 발견되지 않았으며 정상적인 호스트 은하가 ^[15][16]존재할 가능성이 높기 때문에 관측 결과는 어두운 은하 해석을 뒷받침하지 않습니다.

HVC 127-41-330

HVC 127-41-330은 안드로메다 은하와 삼각 은하 사이에서 빠른 속도로 회전하는 구름입니다.천문학자 Josh Simon은 이 구름의 회전 속도와 예측 ^[17][18]질량 때문에 이 구름을 어두운 은하로 간주한다.

스미스의 클라우드

스미스의 구름은 은하와의 조우 ^[19]시 질량이 예상되고 생존하기 때문에 암흑은하 후보입니다.

처녀자리 21

2000년에 처음 발견된 VIRGOHI21은 2005년 2월에 진짜 암흑 ^{[11][20][21][22]}은하가 될 수 있는 좋은 후보로 발표되었습니다.이 행성은 21cm의 조사에서 발견되었으며, 은하 NGC 4254의 우주 파트너일 가능성이 있는 것으로 추정되었습니다.이 특이하게 생긴 은하는 우주 충돌의 동반자 중 한 명으로 보이며 어두운 은하와 일치하는 역학 관계를 보여주는 것으로 보입니다(그리고 분명히 수정된 뉴턴 [23]역학 이론의 예측과 일치하지 않습니다).그러나 추가 관측 결과 VIRGOHI21은 고속 ^[24][25][26]충돌로 NGC4254에서 제거된 은하간 가스 구름임이 밝혀졌다.이 고속 상호작용은 처녀자리 은하단에 유입되어 발생하였습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

외부 링크

• 오늘날 우주, 일부 은하는 거의 모든 것이 암흑 물질로 이루어져 있습니다.