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천체물리/우주론
Q.은하계의 크기와 질량은 어떻게 측정하나요?
2010-02-23
A.먼저 은하계의 크기를 측정하는 방법은 우리 은하의 별과 구상성단의 분포로부터 구하는 방법이 있습니다. 이 방법으로 우리 은하의 대략적인 모양과 크기를 추정할 수 있습니다. 간단해 보이지만 상당히 어려운 작업이지요. 개개별의 밝기와 지구로부터의 거리를 알아야 합니다. 또 한가지 방법은 중성수소로부터 나오는 21 cm를 이용하여 중성수소의 분포를 구하는 방법이 있습니다. 이 두 가지 방법으로부터 추정된 우리 은하의 모습과 크기를 구합니다.
예를 들면 우리가 숲 속에 있다고 가정할 때 숲 전체의 모양을 추정하려면 주위에 있는 나무들의 분포와 그 크기, 거리 등을 알 필요가 있을 겁니다. 우리 은하의 모습을 추정하는 방법은 이와 매우 유사합니다. 숲에서 보면 나무 (별)사이로 더 먼 곳에 있는 숲 (성단)이 보이고, 언뜻언뜻 먼 곳의 산 (은하)과 그 산에 속한 숲 (성단), 나무 (별)들이 보일 겁니다.
두 번째, 은하계의 질량은 은하계의 회전운동으로부터 알아낼 수 있습니다. 은하계의 회전은 도플러효과를 이용합니다. 우선 21 cm 의 중성수소 전파 관측으로부터 지구로부터 성운의 시선속도를 구합니다. 그 다음 우리 은하의 중심거리에 따른 회전 속도의 변화 (회전속도 곡선)를 구합니다.
이때 우리 태양계의 운동을 알아야 각 성운들의 회전 속도를 구할 수 있는데, 우리 태양계의 운동은 태양계 주위의 별의 운동 (시선속도와 접선속도)을 면밀히 관측하여 통계적으로 우리 태양계의 운동을 추정하게 됩니다. 시선속도는 분광관측의 도플러효과를 이용하여 측정하고, 접선속도는 별의 고유운동으로부터 측정합니다. 태양의 우리 은하에서의 위치는 우리은하의 모양과 크기를 결정하는 방법에서 결정됩니다.
또 한가지 회전속도곡선을 얻는 방법은 성운 중에 방출성운 (산광성운, 발광성운)을 분광 관측하여 스펙트럼 선의 도플러효과를 이용하여 시선속도를 측정하는 방법이 있습니다. 역시 거리가 필요합니다.
이렇게 회전속도곡선이 구해지면 그 회전속도 곡선에 맞는 질량모델을 만들어 전체질량 혹은 질량 분포를 알 수 있습니다. 예전에 우리은하의 간단한 질량 모델이 태양근처까지는 강체 운동을 하고 태양보다 밖은 케플러 운동을 하는 것으로 생각되었습니다. 이런 경우 질량은 케플러의 운동방정식으로부터 주기 (태양의 은하계 공전 주기, 2억 5천만년)와 태양-은하계 중심 거리 (약 3만 광년)가 주어지므로 대략적인 질량을 구할 수 있습니다. 그러나 우리 은하계의 회전속도 곡선은 이보다 더욱 복잡한 형태를 보이는 것으로 알려져 있습니다.
참고로 외부은하의 경우에는 경험법칙을 쓰게 되는데 나선은하의 경우 툴리-휘셔 관계식을 이용합니다. 타원은하의 경우에는 중심에서의 속도분산-광도 관계식을 이용합니다. 유명한 툴리-휘셔 관계식은 경험적으로 얻어진 식으로 속도곡선에서 최대 회전 속도와 질량과의 관계를 나타난 식입니다.
예를 들면 우리가 숲 속에 있다고 가정할 때 숲 전체의 모양을 추정하려면 주위에 있는 나무들의 분포와 그 크기, 거리 등을 알 필요가 있을 겁니다. 우리 은하의 모습을 추정하는 방법은 이와 매우 유사합니다. 숲에서 보면 나무 (별)사이로 더 먼 곳에 있는 숲 (성단)이 보이고, 언뜻언뜻 먼 곳의 산 (은하)과 그 산에 속한 숲 (성단), 나무 (별)들이 보일 겁니다.
두 번째, 은하계의 질량은 은하계의 회전운동으로부터 알아낼 수 있습니다. 은하계의 회전은 도플러효과를 이용합니다. 우선 21 cm 의 중성수소 전파 관측으로부터 지구로부터 성운의 시선속도를 구합니다. 그 다음 우리 은하의 중심거리에 따른 회전 속도의 변화 (회전속도 곡선)를 구합니다.
이때 우리 태양계의 운동을 알아야 각 성운들의 회전 속도를 구할 수 있는데, 우리 태양계의 운동은 태양계 주위의 별의 운동 (시선속도와 접선속도)을 면밀히 관측하여 통계적으로 우리 태양계의 운동을 추정하게 됩니다. 시선속도는 분광관측의 도플러효과를 이용하여 측정하고, 접선속도는 별의 고유운동으로부터 측정합니다. 태양의 우리 은하에서의 위치는 우리은하의 모양과 크기를 결정하는 방법에서 결정됩니다.
또 한가지 회전속도곡선을 얻는 방법은 성운 중에 방출성운 (산광성운, 발광성운)을 분광 관측하여 스펙트럼 선의 도플러효과를 이용하여 시선속도를 측정하는 방법이 있습니다. 역시 거리가 필요합니다.
이렇게 회전속도곡선이 구해지면 그 회전속도 곡선에 맞는 질량모델을 만들어 전체질량 혹은 질량 분포를 알 수 있습니다. 예전에 우리은하의 간단한 질량 모델이 태양근처까지는 강체 운동을 하고 태양보다 밖은 케플러 운동을 하는 것으로 생각되었습니다. 이런 경우 질량은 케플러의 운동방정식으로부터 주기 (태양의 은하계 공전 주기, 2억 5천만년)와 태양-은하계 중심 거리 (약 3만 광년)가 주어지므로 대략적인 질량을 구할 수 있습니다. 그러나 우리 은하계의 회전속도 곡선은 이보다 더욱 복잡한 형태를 보이는 것으로 알려져 있습니다.
참고로 외부은하의 경우에는 경험법칙을 쓰게 되는데 나선은하의 경우 툴리-휘셔 관계식을 이용합니다. 타원은하의 경우에는 중심에서의 속도분산-광도 관계식을 이용합니다. 유명한 툴리-휘셔 관계식은 경험적으로 얻어진 식으로 속도곡선에서 최대 회전 속도와 질량과의 관계를 나타난 식입니다.