은하의 회전과 나선팔의 형성에 관한 연구의 선구자는 1925년부터 연구한 베르틸 린드블라드이다. 그는 별들의 나선형 배열이 영구적으로 유지될 수 없을 것이라 믿었다. 은하의 중심과의 거리에 따라 변하는 은하원반의 회전에 대한 각속도 때문에, 반경에 따른 나선팔(바퀴살처럼)이 은하의 회전에 의해 빠르게 굽게 된다. 은하가 회전할수록 나선팔은 점점 더 굽어지고 은하핵의 주변을 더 꽉 감게된다. 이는 감기문제(winding problem)라고 불린다. 1960년대 말의 측정은 은하중심과의 거리에 대한 나선은하의 별의 궤도속도가 실제로 뉴턴역학으로 추정되는 것보다 크다는 것을 보여주었지만, 아직도 나선구조의 안정성을 설명할 수는 없다.

1960년대부터 은하의 나선구조에 관한 두가지 주요 가설 또는 모형이 제시되어 왔다.

• 은하의 원반에서의 밀도파에 의해 발생하는 별의 형성
• SSPSF 모형(확률적 자체전파 별형성 모형, stochastic self-propagating star formation model) - 성간물질에서의 충격파에 의해 발생하는 별의 형성

이러한 가설들은 각자 다른 유형의 나선팔을 설명하기 때문에, 서로 배타적이지 않다.

밀도파 모형[편집]

밀도파 이론 문서를 참고하십시오.

은하의 나선팔에 관한 설명

베르틸 린드블라드는 나선팔이 은하의 별과 가스보다 더 느리게 회전하는 높은 밀도의(밀도파) 영역에 해당할 것이라고 주장했다. 밀도파에 가스가 들어갈 때, 밀한 영역을 비집고 들어가게 되면서 새로운 별을 형성하게 된다. 이 중 일부는 짧은 수명의 청색별이기 때문에 나선팔이 푸르게 보인다.

이러한 생각은 1964년 린챠챠오와 프랑크 슈에 의해 밀도파 이론으로 발전했다.^[13]

린과 슈의 역사적 이론[편집]

나선구조에 관해 처음으로 받아들여진 이론은 1964년에 린챠챠오와 프랑크 슈에 의해 창안되었는데, 가스와 별의 속도에 대해 다른 속도로 움직이는 은하의 주변을 해결하기 위해서, 일정한 각속도로 전파되는 작은 진폭의 파동을 이용해 대규모 나선구조를 설명하기 위한 시도였다. 이들은 별이 약간 타원형에 방향 등이 동일한 궤도로 움직이며, 은하중심으로부터 거리가 증가하면서 타원궤도의 방향이 약간씩 다른방향으로 변한다고 상정했고, 나선팔이 나선 밀도파의 시각적 징후라고 주장한다. 이는 옆의 도해처럼 보인다. 서로 밀접해 있는 타원궤도가 나선팔처럼 보이는 것이 뚜렷하게 드러난다. 따라서 별은 우리가 보고 있는 그 자리에 항상 남아 있지 않지만, 궤도를 돌면서 나선팔을 통과하기도 한다.^{[출처 필요]}

밀도파에 의한 별의 형성[편집]

허블 망원경이 촬영한 사진에서 매우 상세하게 드러나는 고전적인 나선구조의 밝은 은하 NGC 3810. 제공: ESA/허블 및 NASA.

밀도파에 의해 야기되는 별의 형성에 관해 따라오는 가설이 있다.

• 가스운이 밀도파로 이동하면서 부분적 질량밀도가 증가한다. 밀도에 따른 구름의 붕괴에 대한 임계값(진스 불안정성)으로 인해, 고밀도는 구름이 붕괴하여 별을 형성하게 만든다.
• 압축파가 거치면서 나선팔의 가장자리 방향으로 별의 형성을 촉발한다.
• 구름이 나선팔에 의해 휘게 되면서 다른 구름과 충돌하여 가스를 통해 충격파가 발생하여, 결과적으로 가스의 붕괴를 통한 별의 형성이 발생한다.

나선팔의 매우 어린 별[편집]

나선팔은 매우 어린 (매우 무겁고, 밝은)별들이 있기 때문에 밝게 보인다. 또한 이러한 무겁고 밝은 별들은 매우 빨리 생을 마감하여 밀도파를 보이게 만드는 어두운 배경별의 분포를 남긴다.

별은 현재 우리가 보는 그 자리에 영원히 남지 않지만, 나선팔과 나란히 운동하지도 않는다. 나선팔은 그저 별이 궤도를 따라가면서 통과하는 것처럼 보인다.

거시공동과의 회전축 정렬[편집]

나선팔 ESO 373-8.^[14]

최근의 연구 결과는 나선은하의 회전축의 방향이 우연한 결과가 아닌 대신에 우선적으로 거시공동의 표면을 따라 정렬되어 있음을 시사한다.^[15] 즉, 나선은하는 대규모의 구조에 대해서 높은 각도의 경사각으로 정렬되려는 경향이 있다. 이들은 공동의 가장자리 주변에 있는 필라멘트를 따르는 회전축을 가진 "실에 꿰인 구슬"(beads on a string) 같은 배열로 묘사된다.^[16]

중력적으로 정렬된 궤도[편집]

중력적으로 정렬된 궤도 문서를 참고하십시오.

찰스 프랜시스와 에릭 앤더슨은 근방(300 파섹 이내)의 나선팔을 따라 움직이는 20,000개 이상의 별에 관한 운동의 관측에 관해서 보여주었고, 별 사이의 중력이 어떻게 대수나선을 따라 정렬된 궤도운동을 야기하는지 설명했다. 이론이 가스에 적용될 때 가스구름 사이의 충돌은 새로운 별을 형성하는 분자운의 형성과 좌우대칭 웅대구조 나선으로의 진화를 설명한다.^[17]

나선성운[편집]

배경의 먼 은하와 대비되어 보이는 나선은하 ESO 499-G37. 근처의 별이 흩뿌려져 보인다.^[18]

나선성운(spiral nebula)은 옛날에 나선은하를 일컫던 용어였다. 20세기 초까지 대부분의 천문학자들은 소용돌이 은하와 같은 천체들이 단지 우리은하 안에 있는 성운의 일종일 것이라 여겼다. 이들이 실제로 우리은하와는 별개의 다른 은하일 것이라는 생각은 1920년, 릭 천문대의 히버 커티스와 윌슨산 천문대의 할로우 섀플리 사이에 벌어졌던 대논쟁의 주제였다. 1926년, 에드윈 허블은 안드로메다 은하를 포함하는 몇몇 나선성운에서 세페이드 변광성을 관측하여 이들이 사실 우리은하 바깥의 완전한 은하임을 밝혀내었다.^[19] "나선성운"이라는 용어는 그 이후로 폐기되었다.

(출처-위키백과)