은하군과 은하단

Galaxy groups and clusters
MACS J0152.5-2852는 거대한 은하단입니다.이미지에서 보이는 거의 모든 픽셀은 은하이며 각각 수십억 개의 [1]별들을 포함하고 있다.

은하군과 성단은 지금까지 우주 구조가 [2]형성되는 과정에서 발생한 가장 큰 중력 결합 물체입니다.그것들은 우주의 대규모 구조에서 가장 밀도가 높은 부분을 형성합니다.차가운 암흑 물질과 함께 구조의 중력 형성에 대한 모형에서, 가장 작은 구조들이 먼저 붕괴되고, 결국 가장 큰 구조인 은하단을 건설합니다.그리고 나서 성단은 100억 년 전과 현재 사이에 비교적 최근에 형성된다.집단과 성단은 10개에서 수천 개의 개별 은하를 포함할 수 있습니다.클러스터 자체는 종종 슈퍼클러스터라고 불리는 더 큰 무중력 군집과 연관되어 있습니다.

은하군

주요 기사: Galaxy group
VIPERS 조사에서[3] 수천 개의 은하 위치 지도

은하군은 가장 작은 은하들의 집합체입니다.일반적으로 직경 1~2메가파섹(Mpc)에 50개 이하의 은하를 포함합니다(거리 비교는 10m 참조22).그들의 질량은 대략 1013 태양질량이다.개별 은하에 대한 속도의 확산은 약 150 km/s입니다.하지만, 더 크고 더 무거운 은하계는 때때로 [4]은하군으로 분류되기 때문에, 이 정의는 참고용으로만 사용되어야 합니다.집단은 우주에서 가장 일반적인 은하 구조이며, 국부 우주에 있는 은하의 최소 50%를 구성합니다.그룹은 매우 큰 타원은하와 [5]은하단 사이에 질량 범위가 있습니다.

우리 은하인 우리 은하수는 54개 이상의 [6]은하로 이루어진 국부 은하군에 포함되어 있습니다.

2017년 7월, S. Paul, R. S. John 등은 은하 집단을 '은하 그룹'과 '클러스터'로 분류하기 위한 명확한 구분 매개변수를 그들이 [7]따르는 스케일링 법칙에 따라 정의했다.이 논문에 따르면 8×10 태양질량보다13 질량이 작은 은하 집단은 은하군으로 분류된다.

은하단

주요 기사: 갤럭시 클러스터
MPG/ESO 망원경으로 은하들의 풍부한 산란을 포착했습니다.

군집은 그룹보다 크지만 둘 사이에 뚜렷한 구분선은 없습니다.육안으로 관찰할 때, 성단은 상호 중력에 의해 함께 고정된 은하들의 집합으로 보입니다.하지만, 그들의 속도는 너무 커서 서로 끌어당기는 힘에 의해 중력으로 묶여 있기에는 너무 커서 보이지 않는 추가적인 질량 성분이나 중력 이외에 추가적인 끌어당기는 힘이 존재함을 암시합니다.엑스레이 조사 결과 은하단 내 매질로 알려진 다량의 은하간 가스가 존재하는 것으로 밝혀졌다.이 가스는 10K에서7 10K8 사이로 매우 뜨겁기 때문에 브렘스스트룽과 원자선 방출의 형태로 X선을 방출합니다.

VLT의 VIMOS에서 볼 수 있는 은하단 ACO 3341

가스의 총 질량은 은하보다 대략 2배 정도 큽니다.하지만, 이것은 은하단을 유지하기에 여전히 충분한 질량이 아니다.이 가스는 전체 클러스터 중력장과 거의 정역학적 평형 상태에 있기 때문에 전체 질량 분포를 결정할 수 있다.이 측정에서 추론된 총 질량은 은하나 뜨거운 가스의 질량보다 약 6배 더 큰 것으로 나타났습니다.사라진 성분은 암흑 물질로 알려져 있으며 그 성질은 알려져 있지 않습니다.일반적인 성단에서는 전체 질량의 5%만이 은하의 형태이며, 10%는 뜨거운 X선 방출 가스의 형태이고 나머지는 암흑 물질일 것입니다.브라운스타인과 모팻은[8] 암흑 물질 없이 X선 성단 질량을 설명하기 위해 수정된 중력 이론을 사용합니다.총알 성단의 관측은 암흑 [9][10][11]물질의 존재에 대한 가장 강력한 증거입니다. 그러나 브라운스타인과[12] 모팻은 수정된 중력 이론이 성단의 특성도 설명할 수 있다는 것을 보여 주었습니다.

관측 방법

갤럭시 클러스터 LCDCS-0829는 거대한 돋보기 역할을 한다.이 이상한 효과는 중력 렌즈라고 불립니다.

은하단은 여러 관측 기법에 의한 조사에서 발견되었으며 다음과 같은 여러 방법을 사용하여 자세히 연구되었습니다.

  • 광학 또는 적외선:성단의 개별 은하들은 광학 또는 적외선 영상과 분광학을 통해 연구될 수 있다.은하단은 광학 망원경이나 적외선 망원경으로 과도한 밀도를 탐색하여 찾은 다음 비슷한 적색 편이의 여러 은하를 발견함으로써 확인됩니다.적외선 검색은 더 멀리 있는(높은 적색 편이) 클러스터를 찾는 데 더 유용합니다.
  • X선: 뜨거운 플라즈마는 X선 망원경으로 탐지할 수 있는 X선을 방출합니다.클러스터 가스는 X선 이미징과 X선 분광법을 모두 사용하여 연구할 수 있습니다.성단은 X선 조사에서 상당히 두드러지며 AGN과 함께 은하계 밖을 방출하는 가장 밝은 X선 천체이다.
  • 무선: 무선 주파수로 방출되는 다수의 확산 구조가 클러스터에서 발견되었습니다.(확산 구조 또는 AGN을 포함할 수 있는) 무선 선원 그룹이 클러스터 위치의 추적기로 사용되었습니다.개별 무선 소스(이 경우 AGN) 주변의 높은 적색 편이 이미징을 사용하여 프로토 클러스터(형성 중인 클러스터)를 검출했습니다.
  • Sunyev-Zel'dovich 효과:클러스터 내 매체의 뜨거운 전자는 역콤프턴 산란을 통해 우주 마이크로파 배경에서 방사선을 산란한다.이것은 일부 무선 주파수에서 관측된 우주 마이크로파 배경에서 "그림자"를 생성한다.
  • 중력 렌즈:은하단에는 뒤에 있는 은하들의 관측된 방향을 왜곡할 수 있을 만큼 충분한 물질이 포함되어 있습니다.관측된 왜곡은 군집 내 암흑 물질의 분포를 모형화하는 데 사용할 수 있습니다.

온도 및 밀도

칠레에 있는 ESO의 초대형 망원경과 하와이에 있는 NAOJ의 스바루 망원경으로 찍은 가장 먼 성숙한 은하단[13]

은하단은 우주의 계층 구조 형성에 가장 최근에 그리고 가장 무거운 물체이며 은하단의 연구는 은하가 형성되고 진화하는 방법에 대해 알려줍니다.성단은 구성원 은하에서 방출된 에너지 가스를 유지할 수 있을 정도로 질량이 크고, 성단 내 가스의 열에너지가 X선 밴드패스 내에서 관측된다는 두 가지 중요한 특성을 가지고 있습니다.클러스터 내에서 관측된 가스 상태는 강착 중의 충격 가열, 복사 냉각 및 냉각에 의해 트리거되는 열 피드백의 조합에 의해 결정됩니다.따라서 클러스터 내 X선 가스의 밀도, 온도 및 하위 구조는 클러스터 형성의 전체 열 이력을 나타냅니다.엔트로피는 클러스터 내 [14]가스의 열에너지를 증가시키거나 감소시킴으로써 가장 직접적으로 변화하는 양이기 때문에 이 열역사를 더 잘 이해하기 위해서는 가스의 엔트로피를 연구해야 한다.

그룹 및 클러스터 목록

주요 기사:은하단 목록
이름 / 명칭 메모들
로컬 그룹 지구를 포함한 은하수가 위치한 그룹
처녀자리 은하단 이 은하단은 우리에게 가장 가까운 은하단이다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ "A scattering of spiral and elliptical galaxies". ESA/Hubble Picture of the Week. Retrieved 25 September 2013.
  2. ^ Voit, G. Mark (2005). "Tracing cosmic evolution with clusters of galaxies". Reviews of Modern Physics. 77 (1): 207–258. arXiv:astro-ph/0410173. Bibcode:2005RvMP...77..207V. doi:10.1103/revmodphys.77.207. S2CID 119465596.
  3. ^ "Huge Map of the Distant Universe Reaches Halfway Point". ESO. Retrieved 2 April 2013.
  4. ^ UTK Physics Dept. "Groups of Galaxies". University of Tennessee, Knoville. Retrieved September 27, 2012.
  5. ^ Muñoz, R. P.; et al. (11 December 2012). "Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift". Astronomy & Astrophysics (published April 2013). 552: 18. arXiv:1212.2624. Bibcode:2013A&A...552A..80M. doi:10.1051/0004-6361/201118513. S2CID 17865754. A80.
  6. ^ Mike Irwin. "The Local Group". Retrieved 2009-11-07.
  7. ^ S. Paul; R. S. John; P. Gupta; H. Kumar (2017). "Understanding 'galaxy groups' as a unique structure in the universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (1): 2–11. arXiv:1706.01916. Bibcode:2017MNRAS.471....2P. doi:10.1093/mnras/stx1488.
  8. ^ Brownstein, J. R.; Moffat, J. W. (2006). "Galaxy Cluster Masses Without Non-Baryonic Dark Matter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 367 (2): 527–540. arXiv:astro-ph/0507222. Bibcode:2006MNRAS.367..527B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.09996.x. S2CID 119343858.
  9. ^ Markevitch; Gonzalez; Clowe; Vikhlinin; David; Forman; Jones; Murray; Tucker (2004). "Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56". Astrophys. J. 606 (2): 819–824. arXiv:astro-ph/0309303. Bibcode:2004ApJ...606..819M. doi:10.1086/383178. S2CID 119334056.
  10. ^ Coe, Dan; Benítez, Narciso; Broadhurst, Tom; Moustakas, Leonidas A. (2010). "A High-resolution Mass Map of Galaxy Cluster Substructure: LensPerfect Analysis of A1689". The Astrophysical Journal. 723 (2): 1678–1702. arXiv:1005.0398. Bibcode:2010ApJ...723.1678C. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1678.
  11. ^ McDermott, Samuel D.; Yu, Hai-Bo; Zurek, Kathryn M. (2011). "Turning off the lights: How dark is dark matter?". Physical Review D. 83 (6): 063509. arXiv:1011.2907. Bibcode:2011PhRvD..83f3509M. doi:10.1103/PhysRevD.83.063509. S2CID 118538115.
  12. ^ Brownstein, J. R.; Moffat, J. W. (2007). "The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows Modified Gravity in the absence of Dark Matter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382 (1): 29–47. arXiv:astro-ph/0702146v3. Bibcode:2007MNRAS.382...29B. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12275.x. S2CID 119084968.
  13. ^ "The Most Distant Mature Galaxy Cluster". ESO Science Release. ESO. Retrieved 9 March 2011.
  14. ^ Galaxies. Wikimedia Foundation. p. 55.

추가 정보