에리다누스 2세

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에리다누스 2세 난쟁이 은하
관측 데이터(J2000 epoch)
별자리	에리다누스
우측 상승	03h 44ms 20.1 (Crnojeviche 외, 2016)
탈위임	-43° 32° 01.7° (Crnojeviche et al., 2016)
거리	1,210 ± 29 kly (105 ± 9 kpc)[1]
특성.
유형	dSph[2]
겉보기 크기 (V)	4.6 아크민 (Crnojeviche et al., 2016)
주목할 만한 특징	중앙 집중형 구상 성단을 포함한다.
기타 지정
에리다누스 2 (Koposov et al. 2015), DES J0344.3-4331 (Bechtol et al., 2015)

에리다누스 2세는 에리다누스자리에 있는 저표면 밝기 왜소 은하다.에리다누스 2세는 2015년 암흑에너지 조사(Bechtol et al., 2015; Koposov et al. 2015)의 데이터를 사용하여 두 그룹에 의해 독립적으로 발견되었다.이 은하는 아마도 은하수의 먼 위성일 것이다.리 외, 2016.에리다누스 2세는 중앙에 위치한 구상 성단을 포함하고 있으며 구상 성단을 포함하는 것으로 알려진 가장 작고 발광이 덜한 은하계다.크르노예비치 외, 2016.에리다누스 2세는 일반적으로 널리 받아들여지는 람다 CDM 우주론이 아직 관측된 것보다 더 많은 왜소 은하들의 존재를 예측하고 있기 때문에, 일반적으로 의미심장하다.단지 그런 시체들을 찾는 것은 현재 진행중인 암흑 에너지 조사 관찰에 대한 동기 중 하나였다.에리다누스 2세는 겉으로 보기에 안정적인 구상 성단 때문에 특별한 의미를 갖는다.이렇게 작고 분산된 은하의 중심 부근에 있는 이 성단의 안정성은 암흑 물질의 성질에 제약을 가한다.브랜트 2016.

관찰의 검색 및 기록

20세기 말부터 가장 널리 받아들여진 우주론은 1960년대와 1970년대의 빅뱅 우주론의 기반 위에 세워진 λCDM 모델의 기초 위에 세워졌다.가장 간단한 용어로 λCDM은 우리가 오늘날 관찰하는 우주의 주요 특징을 설명하기 위해 빅뱅에 암흑 에너지( ()와 차가운 암흑 물질(cold dark material, CDM)을 첨가한다.λCDM은 암흑 물질이 질량을 지배하는 우주를 묘사하고 있다.그러한 우주에서 은하는 암흑 물질의 가장 큰 농도에 대한 정상(바이러닉) 물질의 억양으로 생각될 수 있다.단, λCDM은 CDM 농도의 특정 척도를 예측하지 않는다(Koposov et al. 2015; Besla et al., 2010:5)사실, 그것은 우리 은하 크기의 관측 가능한 은하마다 수십, 수백 개의 더 작은 암흑 물질 몸체가 있어야 한다고 암시한다. (Koposov et al. 2015; Bechtol et al., 2015)이것들은 "정상적인" 은하보다 훨씬 적은 양변 물질을 포함해야 한다.따라서, 우리는 은하수 주변의 많은 아주 희미한 위성 은하들을 관찰해야 한다.

그러나 1990년경까지는 약 11개의 은하 위성만 알려져 있었다(Pawlowski et al., 2015; Bechtol et al., 2015).알려진 인공위성 수와 λCDM에서 예상되는 인공위성 수의 차이는 "누락 왜성" 또는 "하구조" 문제라고 한다.^[3]사이먼 & 게하(2007)도 많은 새로운 왜소 은하들을 요구하지 않고 이론과 관찰을 조화시킬 수 있는 다양한 우주론적, 천체물리학적 "고치"에 대해 논한다.희미한 위성 은하의 예측된 개체수가 관측될 수 있는지 여부를 결정하기 위한 노력이 진행 중이며, 현재 많은 새로운 왜성 위성이 보고되고 있다.현재 가장 주목할 만한 노력 중 하나는 칠레의 신세대 망원경 중 하나인 세로 텔롤로 인터 아메리카 천문대의 4m 블랑코 기구를 광범위하게 사용하는 다크 에너지 조사(DES, Dark Energy Survey, DES)이다(Bechtol et al., 2015: 12016년 초만 해도 십여 개 이상의 새로운 위성 은하계가 관측되고 보고되는 등 그 결과가 유망했다.

에리다누스 2세는 이 새로 발견된 위성들 중 하나이다.이 발견은 DES 데이터에서 작업하는 두 그룹에 의해 독립적으로 이루어졌으며, 그 결과는 2015년에 동시에 발표되었다(Bechtol et al. 2015; Koposov et al., 2015).DES그룹과 세 번째 연구진은 2015년 말 칠레 라스캄파나스에서 마젤란 악기를 모두 사용해 보다 상세한 추적 관찰을 실시했다.이러한 관측은 보다 상세한 스펙트럼 데이터를 포함했으며 또한 Eridanus II의 중심 구상성단(Crnojeviche et al., 2016; Zaritsky et al., 2016; Li et al., 2016)에도 초점을 맞췄다.마지막으로 크르노예비치 외 연구진(2016년)도 2016년 초 미국 웨스트버지니아주 그린뱅크에서 바이르드 그린뱅크 전파망원경을 이용해 관측을 실시했으며, 에리다누스 2세가 점유한 하늘 지역(Westmeier et al., 2015)을 포함한 구형 전파망원경 조사의 재조사에서 추가 자료를 확보했다.

특성.

위치

에리다누스 2세는 남쪽 하늘 깊은 곳에 위치해 있다.에리다누스 2세는 하늘의 몇 호 분에 걸쳐 퍼져 있는 희미한 확산 물체이기 때문에 그 위치를 아주 정확하게 말할 수 없다.가장 상세한 관측은 아마도 RA 3h 44m 20.1초(56.0838°)와 12월 -43° 32' 0.1"(-43.5338°)의 천체 좌표를 보고하는 크르노제비치 외(2016)의 관측일 것이다.이는 l = 249.7835°, b = -51.6492°의 은하 좌표에 해당한다.따라서 우리가 우리 은하의 중심을 마주보고 태양의 위치에 있는 은하계에 서게 된다면 에리다누스 2세는 우리 오른쪽과 우리 아래, 수평에서 하늘 아래쪽으로 반쯤 내려갈 것이다.

에리다누스 2세까지의 거리는 다양한 방법을 사용하여 추정되었다.모두 관측된 별을 색도(CMD)의 곡선(이소크론)에 맞춘 다음, 대상 은하의 별의 광도와 알려진 거리의 은하의 CMD에 있는 등가 위치에서 별의 광도를 비교한다(추정된 나이와 야금성에 대한 다양한 보정 후(부분에서 도출됨).곡선 적합 공정).참고 항목, 예: Sand 등(2012)을 참조하십시오.결과는 330kpc(1076kly), 380kpc(1238ky), 366±17kpc(1193±55ky) 등 상당히 일치했다. (Crnojevichi et al., 2016)정확한 거리 값이 무엇이든 간에, 에리다누스 2세는 은하수(ID)의 위성일 가능성이 있는 현재 알려진 시체들 중에서 가장 멀리 떨어져 있다.

속도

사실 에리다누스 2세가 사실 위성 은하인지 아닌지를 결정하는 것은 그 속도에 대한 이해에 부분적으로 달려 있다.Li et al. (2016)는 최근 일련의 도전적인 측정을 맡았다.난이도의 대부분은 에리다누스 2세는 천문학적인 면에서는 멀지만 우주론적인 면에서는 너무 가깝다는 사실과 관련된다.이 거리에서는 스펙트럼 적색 편차가 꽤 작을 뿐만 아니라 은하를 점 물체로 취급할 수 없다.리 외 연구진은 개별 별의 스펙트럼을 살펴볼 수밖에 없었으며, 모두 관찰자에 관한 에리다누스 2세보다 훨씬 적은 속도로 서로에 대해 움직이고 있었고, 그들은 또한 지구, 태양, 우리 은하 중심 주위를 주목할 만한 속도로 움직이고 있었다.이러한 어려움에도 불구하고 Li et al.는 75.6 km/sec를 중심으로 매우 엄격한 속도 분포를 우리로부터 멀리 떨어진 방향으로 얻을 수 있었다.그러나 은하수 중심을 중심으로 한 태양의 자전은 현재 우리를 에리다누스 2세(즉 위에서 설명한 관찰자의 왼쪽을 향해)로부터 거의 직접적으로 운반하고 있기 때문에, 에리다누스 2세의 동작은 실제로 우리 은하 중심부를 향해 67 km/sec(Li et al., 2016: 5, 표 1)로 운반하고 있다.

이러한 관측은 우리 은하 중심을 향한 에리다누스 2세의 움직임인 방사상 속도의 문제를 해결하지만, 에리다누스 2세와 은하수 사이의 선에 직각으로 움직이는 횡속도의 문제를 해결할 수 없다.즉, 우리는 에리다누스 2세가 은하수를 공전하고 있는지, 아니면 단순히 은하계 밖에서 그 방향으로 움직이고 있는지 판단할 수 없다.Li et al. (2016: 7–8)는 에리다누스 2세가 특정 방향에서 더 낮은 (또는 더 높은) 속도 별의 "꼬리" 또는 구배를 나타내지 않는다고 보고하며, 이는 은하의 횡속도에 대한 실마리를 제공할 수 있다.그러나 그들은 에리다누스 2세와 비슷한 물체는 은하수의 포획을 피하려면 총 200km/초의 속도가 필요할 것이라고 지적한다.그것의 방사상 속도가 75 km/sec임을 감안할 때, Eridanus II는 포획을 피하기 위해 약 185 km/sec의 가로 속도가 필요할 것이다. 물론 가능하지만 그럴 가능성은 없다.또한, 그들은 Local Group의 상세한 시뮬레이션 연구 결과를 지적한다(Garrison-Kimmel et al., 2014).이러한 시뮬레이션에서 에리다누스 2세와 유사하게 위치한 모든 물체는 은하계의 위성(Li et al. (2016:8)으로 결정되었다.^[4]결론 부분에서 논의되어야 할 이유로, 현재 대부분의 연구자들은 에리다누스 2세가 은하계의 극히 긴 기간(즉, 궤도당 수십억 년)의 위성이라고 믿고 있으며, 아마도 우리 은하계에 대한 두 번째 접근만을 시작했을 것이다.

에리다누스 2세는 67km/sec로 은하수 중앙을 향해 이동하고 있다.그러나 허블 상수(약 76km/sec/Mpc)의 현재 값을 적용하면 두 은하 사이의 공간도 약 26km/sec로 증가하고 있다.허블 상수도 시간이 지남에 따라 변화한다고 믿어져서 메가파르초와 수십억 년의 크기의 궤도역학도 뉴턴의 중력 법칙을 이용하여 간단히 계산할 수 없다.또한, 광 지연 속도를 고려해야 한다.Li et al. (2016)의 속도 측정은 약 100만년 전 에리다누스 2세가 방출한 빛을 이용했다.현재 에리다누스 2세는 약 300 kpc(관측된 380 kpc vs.) 정도 밖에 떨어져 있지 않고 관측된 67 km/sec를 넘어 은하수를 향해 상당히 가속했다.^[5]

크기, 모양 및 회전

에리다누스 2세는 구면형상이 없으며 타원성(타원성)은 약 0.45로 추정되었다(Crnojevich et al., 2016; Koposov et al., 2015).그것의 크기는 질량 분포와 3차원 구조에 관한 가정에 따라 달라진다.크르노예비치 외 연구진(2016)은 이들의 데이터가 지구 관측자들에게 겉보기 반광 직경이 4.6 아크민인 277 ±14 pc(~890광년)의 질량 및 반광 반지름의 단순한 지수 분포와 일치한다는 것을 발견했다.

이 작은 크기의 은하 구조는 일관성 있는 회전의 징후를 보이지 않을 것으로 예상된다.^[3]에리다누스 2세의 속도에 대한 연구에서, Li et al. (2016)는 일관성 있는 회전을 시사하는 속도 구배나 음이소트로피를 발견하지 못했다.에리다누스 2세를 구성하는 물질은 은하 중심 주위를 공전해야 하지만, 잘 정의된 평면이나 일치된 회전 방향에 대한 증거는 없다.

다른 개체와의 관계

많은 일꾼들이 에리다누스 2세를 포함한 지역 그룹의 마젤란 구름과 다양한 왜소 은하 사이의 연관성에 대해 추측해 왔다.마젤란운은 은하계의 두 개의 위성 은하로^[6], 둘 다 현재 약 60 kpc 떨어져 있으며, 서로 24 kpc 떨어져 있다.이 작업은 코포소프 외 연구진(2015: 16–17)이 간략하게, 그러나 신중하게 검토한다.코포소프와 동료들은 구름은 조수 스트레스의 왜곡 특성의 중요한 징후를 보인다는 점에 주목한다.이러한 스트레스는 은하수와의 근접성에 의해 유발되었을 수 있지만 시뮬레이션은 구름들 자신들 사이의 상호작용의 결과일 가능성이 더 높다는 것을 보여준다. (Besla et al. (2010); Diaz & Bekki (2011)).

코포소프의 집단은 마젤란 구름이 은하수에 의해 포획된 작은 은하들의 느슨한 결합의 일부로서, 그 결과 에리다누스 2세를 포함한 작은 은하들이 구름의 궤적을 따라 대략 일렬로 정렬되어 흩어지게 되었다고 제안한다.그들이 주목하듯이, 그러한 이미 존재하는 연관성에 대한 증거는 설득력이 없지만, 그것은 상대적으로 좁은 천체를 따라 발견되는 작은 은하수의 "농축" 숫자를 설명해준다.또한, 왜소 은하들의 유사한 군집은 로컬 그룹의 다른 주요 은하계 주위의 특정 회랑에 서식하는 것으로 알려져 있다.

파울로우스키 외 연구진(2015년)도 에리다누스 2세가 마젤란 구름과 정렬하는 것을 주목하지만, 에리다누스 2세가 왜소 은하계의 마젤란 성단의 일부인 것은 그룹의 다른 의심스러운 구성원들과 상당한 거리가 있기 때문이라 의심하고 있다.반면 안드로메다 은하에서 은하수까지 운행하는 잘 정의된 평면의 존재를 주장하고 있다.두께는 50kpc(160ly)에 불과하지만 폭은 최대 2Mpc(650만ly)에 달하는 이 비행기는 현재 알려진 난쟁이 10명을 포함하고 있는데, 모두 지역 그룹의 주요 은하계로부터 300kpc 이상 떨어져 있다.이 일꾼들은 에리다누스 2세가 다른 구성원들처럼 비행기에 잘 갇혀 있지 않다고 관찰하며, 이것이 마젤란 구름에 먼 거리를 맞추는 것과 관련이 있을 수도 있음을 암시한다.^[7]

항성 특성

항성 인구 및 연령

에리다누스 2세의 항성은 매우 오래된 (약 100억년)과 저금속 ([Fe/H] < -1) 개체군과 대체로 일치하며, 다른 작은 왜소 은하계뿐만 아니라 많은 구상 은하단과도 유사하다.그것의 색상 도표(CMD)는 붉은색 수평가지(RHB)를 표시하며, 이것은 때때로 금속이 풍부한 모집단을 표시한다(2015:11; Crnojeviche et al., (2016:2–3).적색거인점(RGB)은 상대적으로 수직이며, 젊은(2억5천만년 이하), 금속이 풍부한 별의 큰 부분을 배제한다(Crnojeviche et al., 2016: 2–3).그럼에도 불구하고 수평 가지의 강도와 주계열성의 왼쪽(즉, 더 푸른)에 예상외로 많은 별의 존재는 에리다누스 2세가 적어도 두 개의 별의 모집단을 포함하고 있음을 시사했다(2015년 코포소프 외 (Koposov et al. (2015년); Crnojevich 외, (2016년)).

근본적인 다양성에 대한 이러한 암시에 기초하여, Crnojeviche et al., (2016)는 CMD 재구성을 두 모집단의 합으로 선택했다.그들은 에리다누스 2세가 100억년 이상 전에 형성된 고대 별의 95% 이상을 중년의 별 몇 퍼센트로 구성하여 30억년 전의 순서로 잘 맞는 모형을 발견했다.이 일반적인 그림은 에리다누스 2세의 젊은 별들 중 많은 수가 에리다누스 2세와 같은 하늘에 있는 우리 은하에서 온 별들 즉, 에리다누스 2세와 같은 곳에 있는 항성들로서 속도와 스펙트럼을 가지고 있다는 것을 보여준 Li et al. (2016)에 의해 부분적으로 확인되었다.

광도와 금속성

Crnojevichi 외, (2016:4)는 그들의 2개 구성 요소 모델과 Eridanus II까지의 알려진 거리를 기초로 절대 진도 M_V = -7.1 ± 0.3을 결정했다.이들은 에리다누스 2세가 방출하는 총 빛 중 94%(약 5.6±1.5 x 10L⁴_⊙)를 구 성군 모집단에, 6%(약 3.5±3 x 10L³_⊙)를 중령기 별에 귀속시켰다.

Li 외 연구진(2016년)은 RGB의 16개 개별 별에서 스펙트럼으로 칼슘 트리플트 흡수 피크의 크기를 측정하여 에리다누스 2세의 평균 야금성을 계산했다.이 기법은 일반적으로 수평 분기 별의 스펙트럼을 요구하지만, 이 스펙트럼은 시스템에서 충분히 분해할 수 없었다.따라서 그들은 이전에 DES 그룹에 의해 수정된 RGB 별의 스펙트럼을 사용했다(Simon et al., 2015).이러한 데이터로부터 Li 등에서는 매우 낮은 평균 금속성의 -2.38을 계산했으며,^[8] 넓은 산포도는 0.47 덱스였다.야금성의 이 비정상적으로 광범위한 산포도 다수의 항성 모집단의 존재를 반영할 수 있다.

미사

베흐톨 외 연구진(2015)은 에리다누스 2세의 항성 총 질량을 8.3 x 10⁴ 태양 질량 순서로 추정했다.이것은 샤브리에(2001)가 설명한 초기 질량 함수로, 너무 희미해서 직접 검출할 수 없는 항성 모집단의 질량에 대한 다양한 가정에 기초하여 계산한 것이다.샤브리에의 반감기 공식은 에리다누스 2세의 별과는 근본적으로 다른 개체군인 우리 태양에 비교적 가까운 별에 바탕을 두고 있었다.그러나, 이 추정치는 보편적이라고 생각되는 별의 화학의 기초에 기초하고 있다.은하의 총 질량은 암흑 물질에 대한 논의에서 다음과 같이 주어진다.

에리다누스 2세 구상 성단

아마도 에리다누스 2세의 가장 놀라운 특징은 자신의 구상 성단을 호스트한다는 점일 것이다.이는 에리다누스 2세가 구상 성단을 포함하는 것으로 알려진 지금까지 알려진 것 중 가장 발광이 덜한 물체(Crnojeviche et al., (2016:4)로 기록된다.클러스터는 반광반경이 13 pc(42 ly)이고 절대 크기는 -3.5이다.전체 은하 진도의 약 4%에 기여한다(2016:4)

클러스터는 계산된 은하중심(투영 중)의 45pc(150 ly) 내에 위치한다.그러한 핵 클러스터는 왜소 은하계에서는 꽤 흔하며, 이는 은하를 형성하는 데 있어 가능한 핵 클러스터들의 역할에 대한 조사를 자극했다(Georgiev et al., 2009; Georgiev et al., 2010).자리츠키 외 연구진(2015)은 에리다누스 2세 구상 성단의 존재와 성질이 예기치 않게 낮은 점도의 물체에 외삽했을 때 왜소 은하계의 성단에 대해 이미 알려진 것과 일치한다는 것을 보여주었다.

기타 구성 요소

가스

에리다누스 2세의 또 다른 예상치 못한 특징은 성간 가스가 거의 없다는 것이었다.에리다누스 2세가 발견되기 전까지 천문학자들은 일반적으로 은하수에 가까운 왜소 은하(<300 kpc)는 대체로 가스가 없는 반면, 더 먼 왜소 은하계는 상당한 양의 수소 가스를 보유하고 있다고 믿었다(예: 게리슨-킴멜 외, 2014: 14; 스페켄스 외, 2014).그러한 성간 가스는 원자수소의 특성 스펙트럼 시그니처를 측정하기 위해 전파망원경을 사용하여 탐지된다.그러나 이전의 조사 연구 검토(Westmeier et al., 2016)나 에리다누스 2세의 표적 전파망원경 관측(Crnojevich et al., 2016)도 에리다누스 2세와 관련된 수소 가스를 검출할 수 없었다.

은하수(또는 다른 큰 은하수)에 가까운 왜소 은하계에 가스가 일반적으로 없는 것은 더 큰 신체의 중력장에서의 조석 박리 또는 성간 가스 외피와 직접 접촉함으로써 램 압력의 결과로 여겨진다(예: Jethua 등, 2016: 17 참조).이러한 이해로 2016년 크르노예비치 외에서는 에리다누스 2세가 은하수에 묶여 있고 우리 은하계에 두 번째 낙하 중이라고 결론지었다.그러나 다른 설명은 가능하다.예를 들어, 리 외 연구진(2016:10)이 지적했듯이, 에리다누스 2세는 빅뱅 이후 약 10억 년 후에 일어난 재이온화 사건 동안에 가스를 잃었을 수도 있다. 리 외 연구진 지적처럼, 그러한 설명은 아마도 무료에서 형성된 별의 중간 연령층의 존재와 다소 모순된다.수소는 40억~60억년 전.^[9]

암흑 물질

정의에 따르면 다크 메터(Dark Matter)는 중력장을 통한 것 외에는 쌍성 물질과의 상호작용이 거의 없다.은하 내 암흑물질의 양은 은하 내 별들의 상대적인 움직임을 설명하는데 필요한 질량인 역동적인 질량과 은하계의 광도를 설명하는데 필요한 별의 질량을 비교하여 추정할 수 있다.위에서 언급한 바와 같이 베크톨 외 연구진(2015)은 에리다누스 2세의 발광 질량을 8.3 x 10⁴ 태양 질량 순서로 추정했다.나아가 앞 절에서 설명한 바와 같이 웨스트마이어 외 연구진(2016년)과 크르노예비치 외 연구진(2016년)은 에리다누스 2세의 총 질량에 대한 자유 가스의 기여는 아마도 무시할 수 있으며 비교를 복잡하게 하지 않을 것이라는 것을 보여주었다.그것은 단지 역동적인 질량을 추정할 뿐이다.

우리가 서로 상대적인 별들의 속도를 안다면 은하의 역동적인 질량은 추정할 수 있다.속도에 관한 섹션에서 논의한 바와 같이, 지구와 상대적인 에리다누스 2세의 항성 속도는 Li 외 연구진(2016)이 측정했다.그러면 서로 상대적인 별들의 움직임은 외부 관찰자에 상대적인 속도의 변화("분산")로부터 추정할 수 있다.이 숫자는 Li 외 연구진(2016:5)이 계산한 것으로 σ_v = 6.9 km/초인 것으로 밝혀졌다.그러나 속도 부분에서 언급했듯이, 관찰자와 에리다누스 2세를 잇는 선을 따라 한 방향으로만 별의 속도를 측정할 수 있다.다행히 이 정도면 충분하다.울프 외 연구진(2010)은 구상성단 또는 회전 왜성에서 항성의 필수적으로 대칭적인 움직임을 통해 반경 속도 분산만으로 반광 반지름(즉, 광도의 반을 둘러싸는 반지름)에 포함된 동적 질량을 계산할 수 있으며, 추가 가정은 거의 없다는 것을 보여주었다.

리 외 연구진(2016: 5–6)은 이 공식을 적용하여 반광 다이너믹 질량이 1.2 x 10⁷ 태양 질량이라는 것을 알아냈다.베크톨 등의 총 발광 질량 추정치를 사용하면 에리다누스 2세 질량의 99.7%가 암흑 물질이라는 것을 암시할 수 있다.그러나 이 관계는 태양 단위(M_⊙/L_⊙)에서 질량 대 광비로 더 잘 표현된다.따라서, Crnojevich et al. (2016), Li et al. (2016)의 광도 결과를 적용하면 질량 대 광 비율이 420으로 보고된다.일반적으로 우주에서 암흑물질과 중환성물질의 비율은 5, 6의 순서로 되어 있다는 점에 유의한다.명백히 에리다누스 2세는 암흑물질 위주여서 비상할 정도로 암흑물질 위주다.

토론과 의의

에리다누스 2세는 주로 3개 분야에서 천체물리학계의 관심을 끌었다.(1) 로컬 그룹의 작고 희미한 왜소 은하수의 수와 관련하여 λCDM 우주론의 예측에 대한 부분적인 확인, (2) 에리다누스 2세가 은하수와 마젤란 구름의 역사에 대해 제기하는 질문, (3) 예상치 못한 발견에 의해 암흑 물질의 본질에 놓여진 제약들이다.이 이상하고 작은 은하의 중심부에 안정적인 구상 성단이 있다.앞의 두 가지 사항은 이전 절에서 어느 정도 논의되었다.세번째는 조금 더 주의를 요한다.

에리다누스 2세 및 람다-CDM

도입부에서 지적한 바와 같이, 다크 에너지 조사의 원칙 목표 중 하나는 λCDM 우주론에 의해 예측된 희미한 왜소 은하수의 수가 실제로 존재하는지 여부를 결정하는 것이었다.대체로 DES는 성공하는 것 같다.확실히, DES와 이와 유사한 노력은 은하수 주변의 지역이 수십 년 전에 알려진 것보다 훨씬 더 많은 수의 왜소 은하수를 포함하고 있다는 것을 보여주었다.그러나 이번 수색의 최종 결과는 여전히 불투명하다.특히 코포소프 외 연구진(2015년)은 흥미롭지만 불협화음인 두 음을 잠깐 들려준다.첫째, 그들은 DES에 의해 식별된 왜소 은하들이 주로 너무 크고 너무 밝다는 것에 주목한다.이들은 많은 버전의 λCDM에서 예측한 정말 작고 거의 보이지 않는 물체의 등급에 속하지 않는다. 오히려 이들은 슬론 디지털 스카이 서베이(Koposov et al., 2015: 13)에서 이미 확인된 것과 유사한 물체들이다.그러므로 우리의 기대는 뭔가 잘못되었을지도 모른다.두 번째, 그리고 아마도 관련이 있을 수 있는 요점은 Sloan Survey가 "대범위에서 확장되는 입상 군집(GC)과 난쟁이 사이의 유효 반지름 분포에 차이가 있는 것으로 보인다"는 점이다.코포소프 외 연구진(2015: 1)즉, 구상 성단과 다소 건장한 은하계 난쟁이들의 작물 사이에 중간을 이루는 새로운 인구를 발견하지 못한 채, 우리는 암흑 물질 조직의 특정 규모에 특별한 무언가가 있다는 결론을 내릴 수밖에 없을지도 모른다.그러한 간극이 λCDM 우주론의 기본을 위협하지는 않겠지만, 그것은 심각한 설명을 요구할 것이다.

은하사

앞서 언급했듯이 리 외 연구진(2016년)은 에리다누스 2세가 은하수의 위성이라고 잠정 결론을 내린다.이 조사관들이 결정한 속도는 첫 번째 또는 두 번째 낙하 속도와 일치하지만, 그들은 에리다누스 2세가 우리 은하계에 두 번째 접근을 하고 있을 가능성이 더 높다고 믿는다.특히 에리다누스 2세에 성간 가스가 없다는 점을 지적한다.이것은 일찍이 은하수와의 만남으로 해일 박토나 램 압력에 의해 은하계의 자유 가스가 벗겨진 경우 가장 쉽게 설명된다.또한, 그들은 항성의 중간 연령 집단을 담당하는 것으로 추정되는 항성 형성의 두 번째 에피소드는 엘비스 시뮬레이션에서 도출된 에리다누스 2세의 궤도 기간 추정치 즉, 30억년 근방에 있는 것과 대략 일치한다는 점에 주목한다.

에리다누스 2세는 마젤란 구름과 지역 그룹의 역사에도 잠재적으로 중요한 의미를 지닌다.코포소프 외 연구진(2015년)과 파울로스키 외 연구진(2015년)은 에리다누스 2세가 마젤란 구름과 연관된 다른 은하 난쟁이들과의 정렬에 주목했다.파울로우스키 외 연구진(2015)은 안드로메다 은하와 연관된 여러 난쟁이들과도 일직선으로 정렬되어 있지만, 약간 비행을 벗어난 것 같다고 관측한다.따라서, 에리다누스 2세는 은하계 공동체 둘 중 하나일 수도 있고 둘 다일 수도 있고 둘 다일 수도 있다.최종 판단이 어떻든 간에 에리다누스 2세는 우리 은하 역사의 그 중요한 부분을 해결하는데 중요한 요소가 될 것 같다.

암흑물질에 대한 제약

브랜트(2016년)는 최근 중요한 논문에서 에리다누스 2세의 중심 근처에 안정된 구상 성단이 존재한다는 것은 어떤 형태의 암흑 물질에 심각한 제약을 가한다고 주장해 왔다.비록 어느 정도의 암흑물질 후보가 제안되었지만, 주요 경쟁자들은 두 개의 그룹으로 나뉘어 질 수 있다.WIMPS(Weakly Interactiving Massive Particles)와 MASHO(MASSive Compact Halo Objects)이다.MASHO의 한 중요한 계급은 원시 블랙홀로 이루어져 있다.이러한 물체는 적용 가능한 우주론의 세부사항과 빅뱅 이후 합병의 가능 정도에 따라 10~10개의⁻²⁵ 태양 질량 또는 그 이상의 범위를 가질 수 있다.예를 들어 가르시아 벨리도(2017년)를 참조하십시오.브란트의 작품은 이 범위의 질량의 중간과 위쪽 끝을 향해 블랙홀을 다루고 있다.

Brandt는 구상 성단의 물리학이 확산의 물리학과 유사하다고 지적한다.체간에서 반복되는 중력교환은 점진적으로 운동 에너지를 균등화하는 작용을 하는데, 이것은 속도의 제곱에 비례한다.순효과는, 충분히 긴 시간에 걸쳐, 질량별로 분류하고 있다.더 거대하고 저속한 물체는 성단의 중심 근처에 머무르는 경향이 있는 반면, 더 먼 궤도에 덜 거대한 물체는 더 적은 궤도에 놓이거나, 또는 완전히 시스템에서 추방된다.어쨌든 가장 거대한 물체는 질량의 중심에 비교적 가까운 상태로 남아 있는 반면 성단은 점차 팽창한다.에리다누스 2세의 암흑물질의 압도적인 우세를 감안할 때 구상 성단의 중력 역학은 암흑 물질에 의해 추진되어야 한다.그리고 암흑 물질이 주로 보통 별보다 큰 블랙홀의 집합체라면, 분류 효과는 군집을 큰 크기로 확장시켜 결국 가장 큰 별을 제외한 모든 것을 배출하게 할 것이다.그린(2016년)은 최근 브란트의 방정식을 확장해 다양한 범위의 블랙홀 질량을 허용하고 있다.^[10]

이 주장에는 몇 가지 한계가 있는데, 모두 브랜트가 인정하고 논의한다.이것들 중 세 가지는 여기에서 관련이 있다.첫째로, 이론가들이 제안하는 많은 종류의 암흑물질들 중에서 정확히 하나는 실험적인 지원을 받았지만, 그 한 종류는 정확히 여기서 문제가 되고 있는 블랙홀의 일종이다.다른 것이 없다면, LIGO에 의한 중력파의 첫 번째 검출은 ⑴ 이 크기의 블랙홀이 존재한다는 것과 ⑵ 그러한 두 물체의 충돌과 합병이 LIGO에 의해 관측된 첫 번째 이산 사건이라는 것을 충분히 공통적으로 보여주었다(Abbott 등, 2016).둘째, 브랜트(2016년)와 카(2016년)가 논의한 바와 같이 에리다누스 2세의 구상성단이 부과하는 제약조건의 강도는 이러한 중간 질량 블랙홀로 구성된 암흑물질의 비율, 그 물질의 분포, 질량 정렬 과정에 허용되는 시간 척도에 따라 달라진다.셋째, 에리다누스 2세 구상 성단은 사실상 독특하다.특별히 가능성이 있는 것은 아니지만, 이 성단이 에리다누스 2세에 의해 최근에 포획된 다른 곳에서 형성되고 있는 전지구 오염물질, 과도현상 또는 구조물로 판명될 가능성이 있다.요컨대 에리다누스 2세 구상 성단은 앞으로 얼마간 암흑물질 어휘의 일부가 될 것 같지만 결정적이지는 않다.

참조

인용구

좌표: 03^h 44^m 20.1^s, −43° 32′ 01.7″