탄환 은하단

탄환 은하단[¹](다 암은하다 , Bullet Cluster)은, 작은 은하단과 큰 은하단이 충돌해, 강한 X선오방츠리우뼈좌에 있는 은하단이다. 1 E 0657-56(또는 1 E 0657-558) 모두 나타내진다. 이 충돌에 의해서 은하단은 반달 모양의 충격파면을 가지는 2억도의 고온 가스를 가지고 있다. 2004년부터 2006년에 이 충돌 은하단의 관측에 의해서 암흑 물질의 존재에 대한 새로운 증거가 제시된 것으로 알려진다.

개요

 

X선천문 위성 체드라로 본 탄환 은하단. 탄환 은하단안의 X선을 발하는 플라스마의 가스구름의 위치를 나타낸다. 작은 은하단이 큰 은하단을 관철하고 우측에 관통한 모습이다. 각각의 가스구름은 남겨지고 고온이 되어 있다.

1970~80년대, X선천문 위성에 의해 작성된 카탈로그로 X선원 1 E 0657-56라고 명명해지고 있던 이 천체는, 1990년대를 잘 안게 조사되어 은하계로부터 대략 40억 광년(적방편이 z = 0.296)의 거리에 있는 고온의 가스구름을 가지는 은하단이라고 판명된[²]. 은하단은 거대한 빛나는 충격파의 호를 가지고 있어 X선망원경으로는 2개의 부분에 피크가 분리한 플라스마의 가스구름이 인정된다.

이러한 은하단의 모습은, 큰 은하단의 중심부에1/10정도의 크기의 작은 은하단이 고속으로 관철하도록(듯이) 통과했는데라고 생각할 수 있고 쌍방이 빠져 나가는 상대속도는 4500 km/s라고 추측해지고 있는[³]. 이 충돌에 의해, 구성 은하의 성간 물질은 「램압에 의한 떼어내」(ram-pressure stripping)에 의해서 떼어내져 일부는 2억도 이상의 고온에까지 가열되고 있는[⁴]. 그러나, 이러한 속도도 은하단의 충돌로는 특히 희귀한 것은 아니다고 여겨진다.

탄환 은하단이라는 이름은, 작은 은하단이 고속으로 큰 은하단의 중심부를 확실히 탄환과 같이 관철하고 있는 모습으로부터 주어졌다. 실제, 작은 은하단에 속하고 있던 뿐의 가스구름은 이제 한편을 빠져 나간 설이나 탄환과 같은 삼각형을 하고 있다. 이 「탄환」가스구름은 벌써 1□2억 년전에 큰 은하단의 중심부를 관철해, 양자간의 거리는 100□200만 광년 정도 있다. 또, 가시광선의 화상을 거듭하면 양쪽 모두의 은하단의 은하는 이것들 2개의 가스구름을 두어 자갈로 해 그러한 양측으로까지 진행되고 있는 것을 알 수 있는[⁴].

암흑 물질의 확인

 

합불 망원경이 촬영한 은하단에, 중력 렌즈로부터 추정된 질량 분포의 등고선을 추가 기입타 것.그림에는 나타나지 않은 X선을 발하는 가스는, 2개로 나누어진 은하단의 사이에 있지만, 질량 분포는 은하단의 은하의 위치와 일치한다.이것은 암흑 물질의 존재를 나타내는 직접적 증거가 되었다.

이 탄환 은하단의 가스의 분포와 질량의 분포를 자세하게 조사하는 것에 의해서, 직접 볼 수 없기 때문에 그 존재에 대해 논의가 있던 암흑 물질에 관한 새로운 실마리를 얻을 수 있었다. 원래 암흑 물질이 존재한다고 하는 가정은 은하의 회전 곡선 문제에 대처하기 위해서 시작된 것이었다. 즉 암흑 물질과 같은 미지의 질량을 가정하지 않으면, 뉴턴 역학(없고 일반 상대성 이론)이라고 관측 가능한 은하의 질량 분포라든지들로는 실제의 은하의 회전 속도를 설명할 수 없다. 이 암흑 물질은 예를 들면 일반의 은하단 가스의 높은 온도도 설명해, 현재는 많은 지지를 얻고 있다. 한편, 암흑 물질의 존재를 가정하지 않고, 중력의 상호작용이 은하 스케일로 우리가 아는 것과는 차이가 나는 것으로 하는 수정 뉴턴 역학(MOND)으로 대표되는 대안도 제출되었다.

암흑 물질을 가정해도 그것이 은하를 넓게 가리고 있는 한, 이 2개의 이론은 적어도 은하에 대해서 거의 같은 귀결을 가져온다. 우리의 중력에 대한 이해는 불완전하고 암흑 물질은 환상에 지나지 않는 것인지, 그렇지 않으면 미지의 암흑 물질이 중력의 영역을 지배하고 있는지, 그것을 분명히 시키려면 , 암흑 물질이나 암흑 물질 이외의 물질인가 어느 쪽인지가 통상 있는 장소로부터 내쫓아지고 있는 예를 찾아내는 것이 바람직했다. 탄환 은하단은 확실히 이 요청에 응하는 것이었다. 충돌하는 은하단으로는, 중입자와 같은 일반의 성간 물질이 중력 이외의 힘으로 큰 저항을 받는데 대해, 중력으로 밖에 상호작용 하지 않는다고 생각되고 있는 암흑 물질은 은하의 별과 함께 별로 저항을 받지 않고 빠져 나간다. 은하에서는 별의 질량 보다 성간 물질이 훨씬 무겁다고 생각할 수 있어 암흑 물질이 원래 존재하지 않는 것이라고 하면, 충돌 은하단으로는 전체의 질량의 분포는 저항을 받아 남겨지는 가스에와 이동할 것이다.

중력 렌즈 효과의 측정 기술이 급속히 발전한 것을 받고, 2004년 이후, 더글라스・크로우등의 연구 그룹이, 이 생각에 근거해 암흑 물질을 파악하는 시도를 실시했다.크로우등은 X선천문 위성 체드라로 가스의 분포를 관측하는 것과 동시에, 가시광선에 의해서 은하단 배후의 은하의 빛을 관측해, 약한 중력 렌즈의 효과로부터 추정되는 은하단의 질량 분포를 역산한[³][⁵]. 그 결과, 작은 분의 은하 집단과 큰 분의 은하 집단 각각 대응하는 질량의 중심은, 가시광선으로 관측되는 2개의 은하 집단의 각각의 위치에 오차의 범위에서 일치해, 가스구름의 위치와는 달랐다. 이것으로부터 역학 법칙이 어떻게든, 거기에 가스와는 다른 관측할 수 없는 질량이 있어, 암흑 물질의 존재를 종래보다 직접 증명하는 것과 결론 붙일 수 있었던[⁶][⁷][⁸].

그 후 유사한 예는, 고래좌에 있는 다른 충돌 은하단 MACS J0025. 4-1222 (w:MACS J0025. 4-1222)에서도 찾아내진[⁹]. 한편, 한층 더 다른 충돌 은하단 Abell 520 (w:Abell 520)의 관측에서는, 통상 물질과는 다른 위치에 질량의 집중이 발견되고 있어 탄환 은하단과는 다른 양상을 나타내는 결과도 찾아내지고 있는[¹⁰][¹¹][¹²][¹³].

참고 문헌

1. ^ X선과 중력 렌즈로 뒤지는 은하단 야마가타 대학 이학부 물리학과준교수 타키사와 겐나
2. ^ Tucker, W.; P. Blanco, S. Rappoport, et al. (1998). "1 E 0657-56: A contender for the hottest known cluster of galaxies". Astrophysical Journal Letters 496: L5□L8. doi:10.1086/311234.  (arXiv: astro-ph/9801120)
3. ^ ^{a b} Clowe, Douglas; Antony Gonzalez, Maxim Markevitch (2004). "Weak lensing mass reconstruction of the interacting cluster 1 E0657-558: Direct evidence for the existence of dark matter". Astrophysical Journal 604: 596□603. doi:10.1086/381970.  (arXiv: astro-ph/0312273)
4. ^ ^{a b} Markevitch, M.; A. H. Gonzalez, L. David, et al. (2002). "A textbook example of a bow shock in the merging galaxy cluster". Astrophysical Journal Letters 567: L27□L31. doi:10.1086/339619.  (arXiv: astro-ph/0110468)
5. ^ Markevitch, M.; A. H. Gonzalez, D. Clowe, et al. (2004). "Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster IE 0657-56". Astrophysical Journal 606: 819□824. doi:10.1086/383178.  (arXiv: astro-ph/0309303)
6. ^ Clowe, Douglas; Marusa Bradac, Anthony H. Gonzalez, et al. (2006). "A direct empirical proof of the existence of dark matter". Astrophysical Journal Letters 648: L109□L113. doi:10.1086/508162.  (arXiv: astro-ph/0608407)
7. ^"NASA finds direct proof of dark matter". Press Release, Chandra X-ray Observatory (2006년 8월 21일). 2009년 1월 27일 열람.
8. ^"낡은 걸칠 수 있었던 다크마타". 아스트로아트 천문 뉴스(2006년 8월 29일). 2009년 1월 27일 열람.
9. ^"MACS J0025. 4-1222: A clash of clusters provides another clue to dark matter". Photo Album, Chandra X-ray Observatory (2008년 8월 27일). 2009년 1월 29일 열람.
10. ^ Mahdavi, Andisheh; Henk Hoekstra, Arif Babul, et al. (2007). "A dark core in Abell 520". Astrophysical Journal 668: 806□814. doi:10.1086/521383.  (arXiv: 0706.3048)
11. ^"Abell 520: dark matter mystery deepens in cosmic "train wreck"". Photo Album, Chandra X-ray Observatory (2007년 8월 16일). 2010년 5월 20일 열람.
12. ^"Dark Matter Core Defies Explanation in Hubble Image". News Release Archive, Hubble Site (2012년 3월 2일). 2012년 3월 8일 열람.
13. ^"이론을 뒤집어?은하단으로부터 뒤쳐진 암흑 물질". 아스트로아트 천문 뉴스(2012년 3월 5일). 2012년 3월 8일 열람.

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