銀河은하의 回轉회전 曲線곡선과 暗黑암흑 物質물질

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【背景배경】銀河은하의 分類분류와 特異특이 銀河은하
※ 星團성단과 세페이드 變光星변광성으로 잰 距離거리는 星間성간 消光소광을 補正보정해야 正確정확해지므로(1918秊년 섀플리가 우리 銀河은하의 크기를 實際실제보다 크게 잡은 原因원인 가운데 하나도 이 補正보정이 없었던 것입니다), 星間성간 消光소광(03-02)을 먼저 읽는 順序순서로 이었습니다.

■ 12行행宇우03-03: 銀河은하의 回轉회전 速度속도 曲線곡선을 利用이용하여 質量질량 分布분포를 理解이해하고 銀河은하에 빛을 내지 않는 物質물질의 存在존재를 推論추론할 수 있다.

回轉회전 速度속도와 質量질량

回轉회전 速度속도가 알려 주는 것

螺旋나선 銀河은하의 별과 氣體기체는 圓盤원반 안에서 銀河은하 中心중심을 돌고 있습니다. 中心중심에서의 距離거리에 따라 回轉회전 速度속도가 어떻게 달라지는지를 그린 그래프를 回轉회전 速度속도 曲線곡선, 줄여서 回轉회전 曲線곡선이라 합니다. 回轉회전 曲線곡선이 重要중요한 까닭은 그 模樣모양에서 銀河은하의 質量질량이 어떻게 分布분포하는지를 읽어 낼 수 있기 때문입니다. 별의 밝기로는 빛을 내는 物質물질만 알 수 있지만, 回轉회전 速度속도는 빛을 내든 안 내든 모든 物質물질이 만드는 重力중력에 따라 정해집니다.

中心중심에서 距離거리 $r$인 곳에서 質量질량 $m$인 별이 速度속도 $v$로 圓원 軌道궤도를 돈다고 합시다. 球對稱구대칭에 가까운 質量질량 分布분포라면, 이 별을 中心중심 쪽으로 당기는 重力중력은 半반지름 $r$ 안쪽에 있는 質量질량 $M(r)$만으로 정해지고, 이 重力중력이 圓運動원운동에 必要필요한 求心力구심력이 됩니다.

별의 質量질량 $m$은 兩邊양변에서 지워지므로, 어느 距離거리에서의 回轉회전 速度속도와 그 距離거리만 알면 그 안쪽의 全體전체 質量질량을 구할 수 있습니다. 回轉회전 曲線곡선은 곧 距離거리에 따른 質量질량의 累積누적 그래프인 셈입니다.

케플러 回轉회전

太陽系태양계는 質量질량이 中心중심에 몰려 있는 系계의 代表대표입니다. 太陽태양이 太陽系태양계 全體전체 質量질량의 99.8%를 차지하므로 어느 行星행성에서든 $M(r)$은 太陽태양의 質量질량으로 事實上사실상 一定일정하고, 위 式식에서 回轉회전 速度속도는 $v = \sqrt{GM/r}$, 곧 距離거리의 제곱根근에 反比例반비례해 줄어듭니다. 實際실제로 地球지구는 秒速초속 約약 30 km로 太陽태양을 돌지만, 太陽태양에서 30倍배 먼 海王星해왕성은 그 約약 $1/\sqrt{30}$인 秒速초속 約약 5.4 km로 돕니다. 이처럼 中心중심의 質量질량에 支配지배되어 바깥으로 갈수록 速度속도가 줄어드는 回轉회전을 케플러 回轉회전이라 합니다. 케플러의 第제3法則법칙을 速度속도로 나타낸 것과 같습니다.

銀河은하에서 豫想예상되는 模樣모양

螺旋나선 銀河은하에서 빛을 내는 별은 中心중심의 膨大部팽대부에 가장 빽빽하고, 圓盤원반에서는 바깥으로 갈수록 指數지수 函數的함수적으로 드물어집니다. 빛의 分布분포대로 質量질량이 分布분포한다면 回轉회전 曲線곡선은 두 部分부분으로 나뉠 것입니다. 中心중심 가까이에서는 안쪽 質量질량이 距離거리와 함께 빠르게 늘어나므로 回轉회전 速度속도가 距離거리에 따라 커집니다. 密度밀도가 고른 공이라면 $M(r) \propto r^3$이므로 $v \propto r$, 곧 바퀴처럼 한 덩어리로 도는 模樣모양이 됩니다. 그러나 별빛이 거의 끝나는 圓盤원반 바깥에서는 더 보탤 質量질량이 없으므로, 太陽系태양계처럼 $v \propto 1/\sqrt{r}$로 速度속도가 줄어드는 케플러 回轉회전이 나타나야 합니다.

回轉회전 速度속도를 재는 方法방법

도플러 效果효과

天體천체의 速度속도는 스펙트럼선의 도플러 效果효과로 잽니다. 우리에게 다가오는 쪽의 빛은 波長파장이 짧아져 푸른 쪽으로, 멀어지는 쪽의 빛은 波長파장이 길어져 붉은 쪽으로 밀립니다. 圓盤원반을 비스듬히 보는 螺旋나선 銀河은하에서 中心중심을 가로질러 스펙트럼을 찍으면, 한쪽 끝은 다가오고 다른 쪽 끝은 멀어지므로 스펙트럼선이 비스듬히 기울어집니다. 그 기울기를 中心중심에서의 距離거리별로 읽고, 銀河은하 全體전체가 우리에게서 멀어지는 速度속도를 빼고, 圓盤원반이 기울어진 角度각도를 補正보정하면 回轉회전 曲線곡선이 됩니다. 視線시선 方向방향의 速度속도만 잴 수 있으므로, 圓盤원반을 正面정면으로 보는 銀河은하는 回轉회전 速度속도를 재기 어렵고 옆으로 기울어진 銀河은하가 좋은 對象대상입니다.

中性중성 水素수소의 21 cm 電波전파

可視光가시광으로 잴 수 있는 것은 별이 밝게 빛나는 圓盤원반 안쪽까지입니다. 回轉회전 曲線곡선의 바깥쪽을 재는 데 決定的결정적인 구실을 한 것은 中性중성 水素수소 原子원자가 내는 波長파장 21 cm의 電波전파입니다. 水素수소 原子원자의 陽性子양성자와 電子전자는 각각 작은 磁石자석처럼 스핀을 가지는데, 두 스핀이 같은 方向방향일 때가 反對반대 方向방향일 때보다 에너지가 아주 조금 높습니다. 原子원자가 높은 狀態상태에서 낮은 狀態상태로 바뀔 때 波長파장 21 cm, 振動數진동수 約약 1,420 MHz의 電波전파가 나옵니다. 原子원자 하나가 이 빛을 내기까지는 平均평균 1,000萬만 秊년쯤 걸릴 만큼 드문 일이지만, 宇宙우주에는 中性중성 水素수소가 워낙 많아 이 電波전파가 銀河은하 곳곳에서 꾸준히 나옵니다.

이 電波전파는 1944秊년 네덜란드의 반 더 휠스트가 豫言예언했고 1951秊년 美國미국의 이웬과 퍼셀이 처음 檢出검출했습니다. 21 cm 電波전파는 두 가지 長點장점이 있습니다. 波長파장이 길어 星間성간 티끌을 그대로 뚫고 나오므로, 「星間 消光과 星間 티끌」에서 본 消光소광에 가로막히지 않고 銀河은하 圓盤원반 저편까지 볼 수 있습니다. 또 中性중성 水素수소 氣體기체는 별빛이 거의 끝난 圓盤원반 바깥까지 널리 퍼져 있어, 별이 없는 곳의 回轉회전 速度속도까지 잴 수 있게 해 줍니다.

우리 銀河은하의 回轉회전 曲線곡선

우리 銀河은하의 回轉회전 曲線곡선은 그 안에서 재야 하므로 더 까다롭습니다. 太陽태양보다 안쪽은 接線點접선점을 利用이용합니다. 銀河은하 圓盤원반 안의 어느 方向방향을 바라보면, 그 視線시선은 여러 半반지름의 軌道궤도를 차례로 가로지르는데, 視線시선이 어느 軌道궤도에 接접하는 點점에서는 그 軌道궤도의 回轉회전 方向방향이 視線시선과 나란해져 視線시선 速度속도가 가장 크게 나타납니다. 그 方向방향에서 觀測관측된 21 cm 電波전파의 最大최대 視線시선 速度속도를 읽으면, 太陽태양의 運動운동을 補正보정해 그 接線點접선점이 있는 半반지름의 回轉회전 速度속도를 얻을 수 있습니다. 方向방향을 바꾸어 가며 이 作業작업을 되풀이하면 太陽태양 안쪽의 回轉회전 曲線곡선이 그려집니다. 太陽태양 바깥쪽은 이 方法방법을 쓸 수 없어 距離거리를 따로 아는 별이나 氣體기체 구름의 速度속도를 모아야 하므로 不確實性불확실성이 더 큽니다.

觀測관측 結果결과 太陽태양은 銀河은하 中心중심에서 約약 2萬만 6千천 光年광년 떨어진 곳에서 秒速초속 約약 230 km로 돌고 있습니다. 이 速度속도로 한 바퀴를 도는 데는 約약 2億억 秊년 남짓이 걸립니다. 太陽태양이 태어난 뒤로 銀河은하를 스무 바퀴 남짓 돈 셈입니다.

平平평평한 回轉회전 曲線곡선

루빈과 포드

1970秊년 美國미국의 루빈과 포드는 새로 만든 精密정밀한 分光器분광기로 안드로메다 銀河은하의 氣體기체 구름들이 내는 빛의 도플러 效果효과를 재서 回轉회전 曲線곡선을 發表발표했습니다. 回轉회전 速度속도는 中心중심에서 빠르게 커진 뒤 별빛이 희미해지는 바깥쪽까지 줄지 않고 秒速초속 約약 200~250 km를 維持유지했습니다. 1975秊년에는 21 cm 電波전파 觀測관측으로 안드로메다의 回轉회전 曲線곡선이 可視光가시광 圓盤원반보다 훨씬 바깥까지 平平평평하게 이어진다는 結果결과가 나왔고, 루빈과 共同공동 硏究者연구자들은 1970秊代년대 後半후반 여러 螺旋나선 銀河은하에서 같은 模樣모양을 確認확인했습니다. 하나의 例外예외가 아니라 螺旋나선 銀河은하 一般일반의 性質성질이었던 것입니다.

質量질량 分布분포의 推論추론

回轉회전 曲線곡선이 平平평평하다는 것, 곧 $v$가 距離거리와 關係관계없이 一定일정하다는 것을 $M(r) = v^2 r / G$에 넣으면 $M(r) \propto r$이 됩니다. 中心중심에서 2倍배 멀어지면 그 안쪽의 質量질량도 2倍배, 3倍배 멀어지면 3倍배가 된다는 뜻입니다. 그런데 그 範圍범위에서 별빛은 거의 늘지 않습니다. 빛은 끝났는데 質量질량은 距離거리에 比例비례해 계속 늘어나고 있는 것입니다. 質量질량이 $r$에 比例비례해 늘려면 密度밀도가 $\rho \propto 1/r^2$로, 별빛보다 훨씬 천천히 줄어들어야 합니다. 回轉회전 曲線곡선은 빛을 내는 圓盤원반보다 훨씬 넓게 퍼진, 눈에 보이지 않는 質量질량의 헤일로가 銀河은하를 감싸고 있음을 가리킵니다.

우리 銀河은하에 이 式식을 適用적용해 봅시다. 太陽태양의 軌道궤도 半반지름 約약 2萬만 6千천 光年광년은 約약 $2.5 \times 10^{20}$ m이고, 回轉회전 速度속도는 約약 $2.3 \times 10^{5}$ m/s입니다.

太陽태양 質量질량이 約약 $2.0 \times 10^{30}$ kg이므로, 太陽태양 軌道궤도 안쪽에만 太陽태양 約약 1,000億억 個개에 該當해당하는 質量질량이 있습니다. 回轉회전 曲線곡선이 太陽태양 바깥에서도 거의 平平평평하게 이어진다면, 2倍배 먼 곳까지는 2,000億억, 4倍배 먼 곳까지는 4,000億억 太陽태양 質量질량으로 계속 늘어납니다.

빛으로 잰 質量질량과의 比較비교

이제 빛으로 잰 質量질량과 比較비교해 봅니다. 별의 光度광도를 모두 더하고, 별의 種類종류에 따라 光度광도 한 單位단위에 質量질량이 얼마쯤 따르는지를 곱하면 별의 質量질량을 어림할 수 있습니다. 여기에 電波전파로 잰 氣體기체의 質量질량을 보태면 빛으로 알 수 있는 物質물질의 總量총량이 됩니다. 우리 銀河은하의 境遇경우 별이 約약 500億억~600億억, 氣體기체가 約약 100億억 太陽태양 質量질량 程度정도로 推定추정됩니다. 中心중심 가까운 안쪽에서는 이것으로 回轉회전 速度속도를 大體대체로 說明설명할 수 있지만, 바깥으로 갈수록 回轉회전 速度속도가 要求요구하는 質量질량과의 差차가 벌어집니다. 銀河은하 全體전체를 둘러싼 헤일로까지 넣은 總質量총질량은 太陽태양 質量질량의 數千億수천억~1兆조 倍배 程度정도로 推定추정되어, 빛을 내는 物質물질의 몇 倍배에서 20倍배 程度정도에 이릅니다.

質量질량을 光度광도로 나눈 값을 質量질량-光度광도 比비라 하며, 太陽태양을 1로 놓고 나타냅니다. 별들로만 이루어진 集團집단이라면 이 값은 大槪대개 1에서 몇 程度정도입니다. 그런데 銀河은하 全體전체의 質量질량을 光度광도로 나누면 바깥까지 넣을수록 이 값이 커져 數十수십에 이르고, 銀河團은하단 規模규모에서는 數百수백에 이릅니다. 큰 規模규모로 볼수록 빛을 내지 않는 質量질량의 比重비중이 커지는 것입니다.

우리 銀河은하의 總質量총질량은 아직 幅폭이 넓은 推定値추정치입니다. 2023秊년에는 가이아 衛星위성의 資料자료를 分析분석해 中心중심에서 約약 6萬만 光年광년보다 먼 곳에서 回轉회전 速度속도가 다소 줄어든다는 硏究연구도 나왔는데, 그 解釋해석대로라면 總質量총질량은 約약 2,000億억 太陽태양 質量질량으로 以前이전 推定추정보다 작아집니다. 이 結果결과는 아직 論爭논쟁 中중이지만, 그 境遇경우에도 回轉회전 曲線곡선이 要求요구하는 質量질량은 별과 氣體기체만으로는 채워지지 않습니다. 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 짧게 본 暗黑암흑 物質물질은 이렇게 回轉회전 速度속도와 빛의 不一致불일치에서 推論추론된 것입니다.

暗黑암흑 物質물질의 다른 證據증거

銀河團은하단

빛을 내지 않는 質量질량의 存在존재를 처음 指摘지적한 것은 回轉회전 曲線곡선보다 40秊년쯤 앞선 銀河團은하단 硏究연구였습니다. 1933秊년 美國미국 캘리포니아 工科大學공과대학에서 硏究연구하던 스위스의 天文學者천문학자 츠비키는 머리털자리 銀河團은하단에 속한 銀河은하들의 視線시선 速度속도 資料자료를 分析분석하다가, 銀河은하들이 너무 빨리 움직이고 있다는 것을 알아냈습니다. 銀河團은하단이 흩어지지 않고 묶여 있으려면 銀河은하들의 運動운동 에너지를 붙잡을 만큼의 重力중력이 있어야 하는데, 눈에 보이는 銀河은하들의 質量질량만으로는 크게 모자랐습니다. 츠비키는 보이는 것보다 수百백 倍배의 質量질량이 必要필요하다고 計算계산하고, 이 보이지 않는 物質물질을 '어두운 物質물질'이라 불렀습니다. 當時당시의 距離거리 눈금이 틀려 그 倍率배율은 뒤에 크게 줄었고, 銀河團은하단 속 銀河은하 사이의 뜨거운 氣體기체가 X線선으로 發見발견되어 普通보통 物質물질의 量양도 늘어났지만, 그래도 모자라는 質量질량은 남았습니다. 그의 指摘지적은 數十수십 秊년 동안 큰 注目주목을 받지 못하다가 回轉회전 曲線곡선이 나온 뒤에야 다시 注目주목받았습니다.

重力중력 렌즈

一般일반 相對性상대성 理論이론에 따르면 質量질량은 그 周圍주위의 時空間시공간을 휘게 해 지나가는 빛의 經路경로를 굽힙니다. 銀河團은하단처럼 質量질량이 큰 天體천체 뒤에 있는 먼 銀河은하의 빛은 銀河團은하단을 지나며 휘어, 길게 늘어난 弧호 模樣모양이나 여러 개의 像상으로 보입니다. 이를 重力중력 렌즈 現象현상이라 합니다. 빛이 휘는 程度정도는 그 사이에 있는 全體전체 質量질량에 따라 정해지므로, 重力중력 렌즈는 빛을 내든 안 내든 質量질량의 分布분포를 直接직접 그려 줍니다. 重力중력 렌즈로 잰 銀河團은하단의 質量질량도 보이는 物質물질보다 훨씬 큽니다.

銃총알 銀河團은하단

2006秊년 發表발표된 銃총알 銀河團은하단의 觀測관측은 暗黑암흑 物質물질의 存在존재를 보여 주는 代表的대표적인 證據증거로 꼽힙니다. 이것은 두 銀河團은하단이 서로를 뚫고 지나간 直後직후의 모습입니다. 銀河團은하단의 普通보통 物質물질은 大部分대부분 銀河은하 사이를 채운 뜨거운 氣體기체인데, 氣體기체끼리는 서로 부딪혀 衝突충돌 地點지점 가까이에 뒤처졌고, 이는 X線선 映像영상에 나타났습니다. 反面반면 重力중력 렌즈로 그린 質量질량의 分布분포는 氣體기체가 아니라 그대로 지나쳐 간 銀河은하들과 함께 兩양쪽으로 떨어져 있었습니다. 質量질량의 大部分대부분이 普通보통 物質물질과 다른 곳에 있다는 것, 그리고 그 物質물질은 서로 부딪히지 않고 그냥 지나간다는 것을 보여 준 셈입니다.

宇宙우주 規模규모

宇宙우주 背景배경 輻射복사의 微細미세한 溫度온도 얼룩과 宇宙우주의 巨大거대 構造구조를 分析분석하면, 宇宙우주 全體전체에서 原子원자로 이루어진 普通보통 物質물질은 約약 5%에 不過불과하고, 暗黑암흑 物質물질이 約약 27%, 나머지 約약 68%는 宇宙우주의 膨脹팽창을 加速가속시키는 暗黑암흑 에너지라는 값이 나옵니다. 暗黑암흑 物質물질은 重力중력으로 끌어당기는 物質물질이고, 暗黑암흑 에너지는 膨脹팽창을 밀어붙이는 性質성질이 있어 이름만 비슷할 뿐 전혀 다른 것입니다. 宇宙우주의 構成구성과 膨脹팽창에 對대해서는 「宇宙의 膨脹과 現代 宇宙論」에서 다룹니다. 暗黑암흑 物質물질은 初期초기 宇宙우주의 작은 密度밀도 差차를 重力중력으로 키워 銀河은하와 銀河團은하단이 생겨나게 한 뼈대로도 생각되는데, 이는 「宇宙의 巨視的 構造」로 이어집니다.

暗黑암흑 物質물질의 正體정체

어두운 普通보통 物質물질인가

가장 먼저 떠올릴 수 있는 答답은 빛이 너무 약해 보이지 않을 뿐인 普通보통 物質물질, 곧 갈색 矮星왜성이나 빛을 잃은 白色백색 矮星왜성, 블랙홀 같은 天體천체입니다. 이런 天體천체를 무거운 헤일로 天體천체라는 뜻의 MACHO라 부릅니다. 이런 天體천체가 우리 銀河은하 헤일로를 채우고 있다면, 그 하나가 뒤쪽의 마젤란 雲운 별 앞을 지날 때 重力중력 렌즈 效果효과로 별이 잠깐 밝아지는 微視미시 重力중력 렌즈 現象현상이 자주 일어나야 합니다. 1990秊代년대부터 수百萬백만 個개의 별을 몇 秊년씩 監視감시한 여러 調査조사 結果결과, 이런 現象현상은 豫想예상보다 훨씬 드물어 MACHO는 헤일로 質量질량의 一部일부밖에 될 수 없다는 結論결론이 나왔습니다. 또 宇宙우주 初期초기에 만들어진 가벼운 元素원소의 比率비율과 宇宙우주 背景배경 輻射복사는 普通보통 物質물질의 總量총량 自體자체가 暗黑암흑 物質물질에 크게 못 미친다는 것을 보여 줍니다.

새로운 粒子입자

그래서 오늘날에는 暗黑암흑 物質물질이 아직 發見발견되지 않은 새로운 基本기본 粒子입자일 것으로 보는 見解견해가 主流주류입니다. 빛과 相互상호 作用작용하지 않고, 서로 부딪히지도 않으며, 重力중력 外외에는 普通보통 物質물질과 거의 反應반응하지 않는 粒子입자여야 합니다. 候補후보로는 弱약하게 相互상호 作用작용하는 무거운 粒子입자라는 뜻의 WIMP, 아주 가벼운 假想가상 粒子입자인 액시온 等등이 擧論거론됩니다. 地下지하 깊은 實驗室실험실에서 暗黑암흑 物質물질 粒子입자가 原子核원자핵과 드물게 부딪히는 信號신호를 찾으려는 實驗실험이 世界세계 곳곳에서 進行진행 中중인데, 아직 確實확실한 檢出검출은 없습니다.

우리나라도 이 硏究연구에 參與참여하고 있습니다. 이탈리아의 DAMA 實驗실험은 요오드化화나트륨 結晶결정 檢出器검출기의 信號신호가 1秊년 週期주기로 變변한다고 報告보고하며 이를 暗黑암흑 物質물질의 痕跡흔적이라 主張주장해 왔습니다. 太陽태양이 銀河은하를 도는 速度속도에 地球지구의 公轉공전 速度속도가 더해지거나 빠지면서 1秊년 週期주기로 暗黑암흑 物質물질 바람을 앞에서 받는 程度정도가 달라지면 信號신호도 週期的주기적으로 變변할 수 있다는 論理논리입니다. 江原道강원도 襄陽양양의 地下지하 實驗室실험실에 같은 物質물질의 檢出器검출기를 設置설치한 우리나라 主導주도의 國際국제 共同공동 硏究연구 COSINE-100은 2018秊년 「네이처」에 이 主張주장을 뒷받침하는 信號신호를 찾지 못했다는 첫 結果결과를 發表발표해, 오래된 論爭논쟁을 檢證검증하는 實驗실험으로 注目주목받았습니다.

重力중력 法則법칙을 고친다면

暗黑암흑 物質물질 대신 重力중력 法則법칙을 疑心의심하는 생각도 있습니다. 1983秊년 이스라엘의 밀그롬은 加速度가속도가 아주 작은 領域영역에서는 뉴턴의 重力중력 法則법칙이 달라진다고 假定가정하면, 暗黑암흑 物質물질 없이도 平平평평한 回轉회전 曲線곡선을 說明설명할 수 있다는 修正수정 뉴턴 力學역학(MOND)을 提案제안했습니다. 이 理論이론은 個別개별 銀河은하의 回轉회전 曲線곡선을 놀랍도록 잘 맞히지만, 銀河團은하단의 質量질량이나 銃총알 銀河團은하단처럼 質量질량과 普通보통 物質물질이 서로 떨어져 있는 現象현상, 宇宙우주 背景배경 輻射복사의 模樣모양까지 함께 說明설명하기는 어렵습니다. 그래서 大部分대부분의 天文學者천문학자는 暗黑암흑 物質물질을 받아들이고 있지만, 그 正體정체가 밝혀지기 전까지 이 問題문제는 完全완전히 닫히지 않았습니다.

整理정리

回轉회전 曲線곡선은 별빛이 보여 주는 銀河은하와 重力중력이 보여 주는 銀河은하가 다르다는 것을 드러냈습니다. 빛은 銀河은하의 中心중심에 몰려 있지만, 質量질량은 그보다 훨씬 넓게 銀河은하를 감싸고 있습니다. 우리가 보는 銀河은하는 보이지 않는 巨大거대한 헤일로 속에 떠 있는 밝은 中心部중심부에 不過불과하며, 宇宙우주의 物質물질 大部分대부분이 무엇인지 우리는 아직 모릅니다.