| 초록 |
□ 연구개요 우리은하를 포함한 우주에 있는 은하의 약 60-70%는 중심부에 막대를 갖고 있으며, 막대는 은하 중심부에 별 형성이 활발한 핵 고리를 형성한다. 따라서 막대와 핵 고리의 형성에 대한 연구는 은하의 역학적 진화를 연구하는데 매우 중요하다. 본 연구에서는 (1) 우리은하 핵 고리의 구조, 관련된 물질의 흐름, 주변 자기장 분포, (2) 3차원 은하에서 생성되는 핵 고리 크기와 핵 고리에서 일어나는 별 형성, (3) 별 형성의 복사적 되먹임에 의한 성간운의 파괴 및 질량 손실, (4) 은하단에 존재하는 왜소은하의 막대 형성, (5) 은하의 회전 속도에 따른 핵 나선의 형성 및 형태, (6) 핵 고리 별 형성에 야기된 은하풍의 세기 등을 관측자료 분석 및 유체역학 수치 실험을 통해 연구하였다. □ 연구 목표대비 연구결과 3년의 연구 기간 동안 위에서 열거한 여섯 개의 소주제에 대한 연구는 목표대비 92%의 연구 성과를 얻었다. 그 결과를 요약하면 다음과 같다. (1) 우리은하 핵 고리의 서쪽에 여러 개의 지류(streamer)가 존재하는데 밖에서 핵 고리로 진입하는 질량을 나타낸다. 핵 고리의 자기장은 나선형 모습을 갖고 있으며, 그 형태는 기체의 중심방향 속도가 회전 속도의 약 1/4일 때의 모습과 잘 일치한다. 자기장의 세기는 플라즈마 변수로 약 0.7정도에 해당한다. 이는 자기장이 기체의 진화에 중요한 영향을 미침을 보여준다. (2) 핵 고리의 크기는 시간이 경과하며 점점 증가한다. 막대가 강할수록, 패턴 속도가 작을수록, 은하 질량의 중심 밀집도가 작을수록 핵 고리의 크기가 작아진다. 핵 고리의 질량은 막대의 물리량과 무관하게 5x10<sup>8</sup> M<sub>◉</sub> 정도로 일정하다. 핵 고리의 별 형성률은 먼지띠를 따라 중심으로 들어오는 기체의 질량유입률에 의해 결정된다. (3) 성간운의 별 형성 비율은 성간운의 표면 밀도에 의해 결정되며, 되먹임에 의해 방출되는 운동량은 표면 밀도의 약 0.74 제곱에 반비례한다. 성간운의 파괴는 별 형성 시작 후 약 2-10 Myr 이내에 완료되는데, 복사압보다는 광전리의 효과가 더 크다. (4) 은하단 왜소은하는 자체적으로 불안정하여 막대를 형성한다. 생성된 막대는 휨불안정(wiggle instability)를 겪어 수직방향으로 두꺼워지며 땅콩 혹은 X자 형태의 팽태부로 바뀐다. (5) 핵 나선의 형태는 은하 회전의 속도 엇갈림에 의해 좌우된다. 속도 엇갈림이 클 때는 핵 나선이 촘촘히 감기며 기울어진 충격파를 형성하므로 중심부로의 질량 유입률이 작아진다. (6) 별 형성 되먹임이 은하풍을 통해 은하간 매질로 방출되는 3차원 수치 실험 연구는 계산시간 및 사용 가능한 슈퍼컴퓨터 자원의 부족으로 수행하지 못했다. □ 연구개발결과의 중요성 막대나선은하 중심부에 있는 핵 고리의 별 형성은 은하의 화학적 진화 및 은하 역학에 대한 막대의 역할을 이해하는 데 매우 중요한 정보를 제공해준다. 핵 고리의 형성이 항성 막대와 성간 기체의 상호작용에 의해 일어나며, 핵 고리의 별 형성률이 나머지 영역에서 일어나는 별 형성률과 거의 비슷하기 때문이다. 본 연구결과에서 얻는 핵 고리의 크기에 대한 관계식은 실제 관측 결과에 적용되어 관측으로 측정하기 어려운 막대의 패턴 속도를 측정하는 간접적인 도구로 사용될 예정이다. 먼지 띠를 따른 은하 중심으로 유입되는 기체의 질량 유입율은 우리은하와 외부 은하의 관측 결과와 비교되어 실제 은하의 별 형성 요인에 대한 물리적 근거로 사용할 예정이다. 본 연구 결과는 향후 진행될 OVRO 간섭계 관측 및 고분해능 ALMA 밀리미터/서브밀리미터 대역의 간섭계 관측 결과를 분석하는 데 중요한 이론적 정보를 제공한다. 나아가, 본 연구에서 얻은 수치 실험 가시화 자료는 교육에도 활용되어 은하의 형태적 진화와 별 형성을 보다 쉽게 이해하는 데 도움을 준다. (출처 : 연구결과 요약문 2p) |
