은하의 회전과 질량

은하의 회전

수천억 개에 이르는 별들의 집단인 은하는 별끼리 만유인력으로 서로 끌어당깁니다.

그 형태를 유지하기 위해서는 개개의 별은 격렬하게 운동하고 있어야 하는 것입니다.

타원은하는 비등방적인 동경방향의 난잡운동에 의해 그 부풀어 오른 구조를 유지하고 있습니다.

와상 은하는 회전 운동에 의해 원반 모양을 유지하고 있습니다.

와상은하의 회전운동은 1912년 슬라이퍼가 처음 검출했습니다.

우리 은하의 회전운동도 1927년 올트, 린드블러드 Bertil Lindblad(1895-1965)에 의한 별의 고유 운동과 시선 속도의 해석으로부터 이론이 세워져 은하 회전의 모습이 밝혀졌습니다.

　은하회전의 모습을 그린 곡선은 "회전곡선"이라 불리며, 최근 대형 광학망원경에 의한 HⅡ 영역의 관측과 전파망원경에 의한 중성수소가스, CO분자구름 등의 관측에 의해 자세히 조사되고 있습니다.

회전의 중심에 대해 우리 측에서는 도플러효과 때문에 HⅡ 영역이나 CO분자구름에서 발원한 휘선은 그 파장이 짧은 쪽으로 어긋나고 반대로 멀어지도록 운동하고 있는 측에서는 긴 파장쪽으로 어긋나게 된다.은하 내의 각 장소별 파장 차이 크기를 측정함으로써 회전 곡선을 얻을 수 있습니다.

　은하의 중심부에서는, 회전 스피드는 중심으로부터의 거리에 비례해 커지고 있는데 반해, 어느 거리보다 바깥에서는 일정한 회전 스피드인 채로 있습니다.

그 결과, 중심 부분의 별이나 가스는 은하내를 빨리 일주하고 있는 것에 대해, 주변부에서는 천천히 일주하게 됩니다.

이런 회전운동은 미분회전이라고 불립니다.

최대 회전속도는 일반적으로 큰 은하일수록 크며 초속 300350km에 달합니다.

그러나 은하는 지름이 10만 광년 이상에 달하는 거대한 시스템이기 때문에 한 바퀴 도는 데 주변부에서는 2억 년이나 걸렸습니다.

은하의 연령이 135억 년 정도로 추정되고 있으므로, 은하의 탄생 이래, 그 회전은 아직 중심부에서 수백 회전, 주변부에서 수십 회전 밖에 하지 않은 것이 됩니다.

은하의 질량
은하의 질량은 와상 은하에서는 그 회전 운동의 크기, 타원 은하에서는 난잡 운동의 크기를 측정함으로써 구해집니다.

은하가 역학적 평형 상태를 유지하고 있는 것으로, 별이나 가스의 운동은 은하내의 만유 인력의 세기, 따라서 물질 분포의 모습을 나타내고 있는 것이 되어, 은하의 총질량이 요구됩니다.

　회전곡선에서 구한 와상 은하의 질량은 태양 질량(2.01030kg)의 101012배 정도입니다.

타원 은하에서는 태양 질량의 106배에 달하는 아주 작은 것부터 1013배에 달하는 거대한 것까지 있습니다.

불규칙형 은하에서는 1061011배로 다양한 질량의 은하가 존재합니다.

회전곡선에서 구한 와상은하의 질량 분포는 은하 표면의 밝기로 미루어 추측되는 것보다 훨씬 넓어졌으며 은하 주변부에 다량의 물질이 숨어 분포하는 것으로 나타났습니다.

이 검출되지 않은 물질을 미싱 매스(보이지 않는 물질) 또는 다크 매터라고 부른다.그 양은 「보이는」물질의 몇배에 이르고 있습니다.

이 물질을 요구해 다종 다양한 관측이 시도되고 있습니다.

예를 들어 전파망원경에 의한 저온도(~100K)의 중성수소가스와 분자 구름의 서베이, 자외선이나 X선에 의한 고온도(10만~수천만K)의 전리가스의 검출, 적외선에 의한 저온도별과 성간진의 검출, 중력렌즈 현상을 이용한 마초로 불리는 행성 규모의 소천체 검출 등입니다.

　와상 은하 주변에 다량의 미싱 매스가 존재한다는 것은 1973년 오스트라이커와 피블스에 의해 막대와상 은하의 역학에서도 논해진 바 있습니다.

즉, 다량의 물질이 은하를 구상으로 감싸고 있지 않는 한, 와상 은하는 역학적 불안정성 때문에, 모두 막대 와상 은하로 변형되어 버린다는 것이다.타원은하의 주변부의 미싱 매스에 대해서는 나중에 다루어 보겠습니다.