은하의 무게를 재는 문제는 특히 당신이 살고 있는 은하라면 천문학적인 도전입니다. 놀랍게도 과학자들은 은하수의 질량을 한 번에 결정할 수 있는 여러 가지 방법을 제안했고, 그 결과를 최근 연구 최고의 가치를 선사합니다.
첫 번째 방법은 은하계에서 별의 움직임을 관찰하는 것입니다. 은하수에 있는 대부분의 별들은 은하 중심 주위를 대략적으로 원을 그리며 움직입니다. 중력은 별을 궤도에 유지하는 힘이므로 별의 속도와 중심으로부터의 거리를 사용하여 궤도의 질량을 결정할 수 있습니다.
모든 별이 원형 궤도를 가지는 것은 아니지만 일반적으로 그렇습니다. 따라서 알려진 별에 대해 중심으로부터의 거리에 대한 속도의 의존성을 그래프로 표시하고 소위 회전 곡선을 얻을 수 있습니다. 이 곡선의 측정 은하수 그리고 다른 은하는 은하가 보이는 별에 의해 설명될 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 질량을 가지고 있다는 최초의 증거가 되었습니다. 이것은 암흑 물질에 대한 아이디어로 이어졌습니다.
회전 곡선 방법의 문제점 중 하나는 특정 거리까지만 별을 측정할 수 있다는 것입니다. 우리는 이제 우리 은하 질량의 대부분이 중심에 집중되어 있지 않고 오히려 은하 헤일로 바깥쪽으로 퍼져 있다는 것을 알고 있습니다. 따라서 과학자들은 회전 곡선에서 헤일로의 질량을 추정할 수 있지만 구상 성단의 움직임도 관찰할 수 있습니다.
구상 성단은 밝고 밀도가 높은 별 성단입니다. 구상 성단 내부의 별은 중력에 의해 결합되어 성단이 단일 물체로 은하계를 통과하도록 합니다. 그들은 은하수를 둘러싼 구체에 있기 때문에 과학자들은 그들의 움직임을 측정하면 은하 헤일로의 질량을 측정하는 데 도움이 된다고 말합니다.
은하 헤일로의 외부 영역을 측정하기 위해 우리는 마젤란 구름과 같은 동반 은하의 움직임을 관찰할 수 있습니다. 은하수에서 약 1,4만 광년 거리에 약 60개의 작은 은하가 있습니다. 그들 모두가 우리 은하계를 공전하는 것은 아니지만, 그들 중 많은 수가 그렇게 합니다. 그들은 우리 은하 헤일로 밖에 있기 때문에 그들의 궤도 운동은 우리 은하의 전체 질량에 의해 결정됩니다. 이 접근 방식의 유일한 단점은 궤도에 있는 은하가 수십 개에 불과하기 때문에 결과가 특별히 정확하지 않다는 것입니다.
이러한 모든 접근법은 궤도 운동을 기반으로 은하수의 질량을 계산합니다. 그러나 과학자들은 일부 방법이 궤도 운동에 의존하지 않는다고 말합니다. 그 중 하나는 왜소은하의 조석 효과를 연구하는 것입니다. 우리 은하의 역사에는 우리은하의 중심부에 너무 가까이 다가와 조석력에 의해 산산이 조각난 구상성단과 왜소은하가 여럿 있다. 이 은하의 잔해는 궁수자리 흐름과 같은 별 흐름을 형성합니다. 이러한 흐름의 움직임을 계산함으로써 과학자들은 은하의 질량을 추정할 수 있습니다.
또 다른 접근법은 우리 은하를 떠나는 별을 관찰하는 것입니다. 때때로 별은 다른 별과 거의 충돌하여 우리 은하를 떠날 만큼 충분한 속도를 얻습니다. 탈출 속도는 은하의 질량에 의존하기 때문에 별의 탈출 속도에 대한 통계적 추정치는 은하의 질량을 제공합니다. 마지막으로 과학자들은 안드로메다 은하와 그 위성 은하를 포함하는 국부 은하군을 관찰합니다.
각 접근 방식에는 고유한 장점과 정확도 수준이 있으며 그 중 어느 것도 그 자체로 % 사실이 아닙니다. 과학자들은 다양한 방법의 평균 통계 값을 취하여 우리 은하 질량의 최고 값이라고 할 수 있는 값을 도출했습니다. 태양질량은 조 태양질량 플러스 마이너스 수천억 태양질량입니다.
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