천문학자들, 반세기 동안 수수께끼였던 마젤란 흐름의 미스터리 풀다
우리 은하계는 '마젤란 흐름'이라는 가스 덩어리로 둘러싸여 있습니다. 그러나 그 신비한 기원은 50년 동안 천문학계를 혼란스럽게 했습니다. 어떤 사람들은 초기 원시 시대에 은하계에서 "가이아-엔셀라두스"라는 또 다른 은하계를 삼키는 등의 혼란스러운 사건이 발생했다고 믿습니다. 약 24억년 전에 발생한 이 사건에 대한 증거 중 하나는 은하수 중심 원반을 둘러싸고 있는 "후광"으로 알려진 광대한 구형 공간 영역에 존재합니다.
자외선/X선 하에서 마젤란 흐름의 관찰 (사진 출처: Scott Lucchini / Colin Legg)
천문학자들은 1970년에 처음으로 이 "리본"의 존재를 발견했으며 이름은 그것은 마젤란 스트림입니다. 연구자들은 이 은하가 수십억 년 전에 두 개의 왜소은하(대마젤란운과 소마젤란은하)로부터 분리되었다고 믿고 있습니다.
위에서 언급한 은하는 은하수를 공전하는 수십억 개의 별을 포함하고 있으며 엄청난 중력에 묶여 있으며 10억년마다 완전한 '진동'을 완료합니다.
그러나 시드니 대학의 천체 물리학자인 조스 블랜드-호손(Joss Bland-Hawthorn)은 별 흐름의 주요 구성 요소가 '뜨거운 가스와 차가운 가스'이며, 그 안에 포함된 별의 수가 매우 적다고 믿고 있습니다. , 매우 비정상적으로 보입니다.
이 문제는 수십 년 동안 사람들을 괴롭혀 왔습니다. 우주망원경과학연구소의 천문학자 앤드류 폭스는 이를 '반세기의 문제'라고까지 불렀다.
이전 연구에서는 별 흐름의 크기와 모양을 밝힐 수 있었지만, 그 안에 포함된 질량(약 10억 태양 질량)을 추정하는 데 어려움을 겪었습니다. 그러나 모델링을 통해서는 이것의 10분의 1밖에 설명할 수 없습니다.
이 우주 리본은 어디에서 왔습니까? 어떻게 그렇게 거대해졌나요? 미스터리를 풀기 위해 Bland-Hawthorn과 Fox로 구성된 국제 팀은 수요일 Nature 저널에 결과를 발표했습니다.
연구팀은 최첨단 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션을 사용하여 이 질문에 답할 수 있다고 믿습니다. 이전 모델링에서는 누락된 질량을 설명하는 데 도움이 되는 중요한 요소를 고려하지 않았기 때문입니다.
마젤란 구름 자체는 충분히 크고 (은하수와 마찬가지로) 뜨거운 가스 "후광"으로 둘러싸여 있기 때문에 "메젤란 코로나"라고 생생하게 불립니다.
왼쪽이 관측 데이터, 오른쪽이 5억년 전부터 현재까지의 별 흐름 시뮬레이션(사진 출처: Scott Lucchini)
천체물리학자 Thorsten Tepper García 시드니 대학의 연구진은 우리 은하의 기본 형성 이론에 대한 이해와 예측을 바탕으로 대마젤란 은하보다 질량이 큰 거의 모든 은하에서 주변에 그러한 후광을 볼 수 있다고 덧붙였습니다.
연구팀은 이를 토대로 별 흐름의 형성이 두 단계로 나누어질 수 있다고 믿고 있다. 우선, 은하수를 만나기 전부터 마젤란운은 오랫동안 그것과 함께 춤을 추어왔고, 그 둘은 서로 공전하고 있다.
향후 수십억 년 동안 대마젤란은하가 자신의 중력에 의존하여 다른 작은 은하계에서 더 차가운 가스를 흡수하여 따뜻하게 하고 뜨거운 가스 후광을 생성했습니다.
그러다가 그것은 은하수의 중력에 의해 포획되었고, 가스 헤일로의 일부가 은하수로 떨어져 은하수의 바깥 가장자리에 늘어나서 번졌습니다. 이 불 같은 고리는 마젤란 구름 형성의 또 다른 요인을 설명합니다.
Bland-Hawthorn과 그의 팀의 2007년 연구에 따르면 별의 흐름이 은하수의 뜨거운 후광에 부딪히면 "페이드 아웃"되어야 하지만 그렇지 않은 것으로 나타났습니다.
새로운 연구에 따르면 주변의 마젤란운은 별 흐름을 보호하는 효과가 있어 은하수의 뜨거운 가스를 밀어내고 별 흐름에 부딪혀 퇴색되는 것을 방지합니다.
Bland-Hawthorn은 이 연구가 가스가 은하수로 축적되는 방식을 재정의하고 미래 별의 저장소를 형성한다고 말했습니다.
다음으로 그들은 멀리 떨어져 있지만 매우 밝은 은하계를 사용하여 마젤란 왕관의 존재를 평가하고 그 원소 구성을 결정할 것입니다.