1. 개요2. 상세
2.1. 대마젤란은하의 별 형성
3. 초거품 구조3.1. SGS 13.2. SGS 2(LMC-6)3.3. SGS 3(LMC-1)3.4. SGS 4(LMC-8)3.5. SGS 53.6. SGS 63.7. SGS 7(LMC-5)3.8. SGS 83.9. SGS 9(LMC-9)3.10. SGS 103.11. SGS 11(LMC-4)
4. 기타 성운3.11.1. SGS 14
3.12. SGS 12(LMC-5)3.12.1. SGS 13
3.13. SGS 153.14. SGS 163.15. SGS 173.16. SGS 183.17. SGS 19(LMC-2)3.18. SGS 203.19. SGS 213.20. SGS 223.21. SGS 233.22. LMC-71. 개요
해당 문서에서는 대마젤란은하 내부의 성운 및 내부구조에 대해 다루고 있다.2. 상세
대마젤란은하는 소마젤란은하, 우리은하와의 상호작용으로 인해 우리은하보다 5~10배 더 큰 항성생성률을 보이고 있어 폭발적 항성생성은하로 분류된다. 때문에 대마젤란은하는 33,000 광년이라는 상대적으로 작은 규모의 은하임에도 불구하고 600개가 넘는 수많은 발광성운들[1]이 형성되어 있다.대마젤란은하의 성운, 더 나아가 대마젤란은하의 별 형성과 구조에 대해 알기 위해서 반드시 알고 있어야 하는 대마젤란은하의 특성은 상대적으로 높은 초거품 비율이다. 은하 전체의 약 45% 내외가 초거품 구조로 채워져 있을 것으로 추정되고 있을 정도로 수많은 초거품 구조가 밀집해 있으며 알려진 350 파섹 이상의 대마젤란은하 내부의 중성수소가스 초거품 후보군은 23개, 600 파섹 이상의 크기를 가진 수소알파선 초거품 후보군은 9개다.
2.1. 대마젤란은하의 별 형성
- 2024년 8월에 발표된 논문인 High-mass star formation in the Large Magellanic Cloud triggered by colliding H I flows의 내용을 중점적으로 참고하였다.
대마젤란은하의 별 형성, 아니 모든 은하의 별 형성은 크게 2개로 분류된다. 초거품, 원반같은 거대한 가스구조의 충돌, 팽창, 붕괴 또는 고질량 항성들의 항성풍으로 인해 형성된 전리수소영역, 이온화 전선등으로 인해 폭발적인 별 형성이 발생되는 대규모 별 형성(Major SF)과 초거품 구조 없이 소규모에 국한된 별 형성만 발생되는 국부적 별 형성(Local SF)다. 국부적 별 형성은 모든 국부적 성운과 은하에서 거의 동일한 형성 매커니즘을 가지고 있으나 대규모 별 형성은 상술한 3가지 매커니즘을 제외하고도 수많은 매커니즘이 존재하며, 때로는 이것들이 복합적으로 얽혀있을수도 있어 별 형성 매커니즘을 정확하게 구별하는 것이 매우 어렵다.
결론부터 말하자면 현재 발생되고 있는 대마젤란은하에서의 성폭발 현상, 즉 대규모 별 형성의 매커니즘은 2가지로 구분될 수 있다. 첫번째는 약 2,000만년 전 소마젤란은하와의 근접충돌사건으로 인해 소마젤란은하에서 분리된 중성수소가스가 대마젤란은하로 흡수되면서 발생한 L 성분(L component)과 D 성분(D component)의 충돌에서 형성된 I 성분(I component)에서 폭발적인 별 형성이 발생되었다는 매커니즘으로 N11, N44, LMC-4등의 초거품들의 형성에 중요한 역할을 했을 것으로 추정되고 있다. 2번째는 D 성분과 L 성분의 충돌로 인해 형성된 고질량 항성들의 항성풍과 초신성 폭발에 중성수소가스가 쓸려나가면서 초거품(SGS)이 형성되었으며[2] 이 초거품이 붕괴, 충돌, 팽창하면서 2차적으로 폭발적인 별 형성이 발생하였다는 매커니즘으로 현재 LMC-4, LMC-5 소속 성운들이 대표적이다.
다만, 타란툴라 성운 복합체 같은 경우는 원래 I 성분이 형성되면서 별 형성이 시작되었고, 이후 형성된 LMC-2, LMC-3가 충돌하면서 현재의 성운 구조가 확립되었기 때문에 두 매커니즘이 전부 작용한 것으로 추정되고 있으며 HI 가스 밀도가 매우 높은 SEHO 지역의 HI 능선에 위치하고 있어 극단적으로 높은 별 형성률을 보이게 되었을 것으로 추정되고 있다. 즉, 타란툴라 성운같이 극단적으로 높은 별 형성 활동이 발생하는 성폭발 지역의 형성에는 단순한 단일 요소가 아니라 복합적인 요인이 작용하였음을 알 수 있는 대목이다.
| 대마젤란은하 내부 HI 밀도 지도 |
위 사진에서 볼 수 있듯이 D-L 성분간 충돌에 직접적인 영향을 받은 별 형성지역은 총 3곳이다.
- SEHO 지역(Southeast HI overdense / HI Ridge): 대마젤란은하 운동방향의 최전방에 위치해 있어 중성수소가스가 모여서 형성된 중성수소가스 능선 지역으로 대마젤란은하 전체에서 가장 많은 중성수소가스가 포함된 지역이다. 다만 현재 SEHO 지역에서의 별 형성은 L 성분과 D 성분의 충돌이 현재도 계속 진행되고 있기 때문에 타란툴라 성운 복합체등의 북쪽 지역에만 한정되어 있다. 약 1,000만년 이내에 충돌이 남쪽 지역까지 확장되면 성폭발 현상이 현재의 타란툴라 성운에서 남쪽으로 약 4,000 광년 이상 확장될 것으로 추정되고 있다. 즉, 현재의 타란툴라 성운은 소마젤란은하-대마젤란은하의 상호작용으로 촉발된 폭발적 항성생성 역사의 서막에 불과한 성운이라고 볼 수 있다.[3]
- 확산 L 성분 지역(Diffuse L-Component Region): SEHO 지역과 함께 L 성분에서 가장 중성수소가스 밀도가 높은 지역으로, 대마젤란은하의 중간부, 막대 북쪽과 LMC-5 초 거품 사이에 위치해 있다. N44, N144, N119등의 유명한 대마젤란은하 내부 성운들이 해당 지역에 위치하고 있다. 특히 N44의 경우 N11, 타란툴라 성운 복합체와 함께 대마젤란은하 전체에서 가장 항성생성률이 높은 지역임에도 불구하고 초거품 등 폭발적 항성생성영역이 형성되기 위해서 반드시 수반되어야 할 거대 HI 구조가 발견되지 않아 형성 원인에 대한 매커니즘이 제대로 밝혀지지 않았으나 D-I 성분간 충돌이 대마젤란은하의 별 형성에 주된 영향을 끼쳤다는 연구결과를 통해 형성 매커니즘에 대한 설명이 어느정도 틀이 잡혔다고 한다.
- 대마젤란은하 서부 팔(LMC Western Arm): 말 그대로 대마젤란은하의 서쪽 팔에 위치해 있는 중성수소가스 고밀도 지역으로 SEHO 지역과 DLC 지역에 비해선 덜하지만 D-I 성분간 충돌이 진행되고 있어 N11, N77-79-83 복합체등의 별 형성지역이 형성되었다.
3. 초거품 구조
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| 대마젤란은하 내부 초거품 구조의 위치 및 번호 | |
초거품 구조에 대해 자세하게 다루기 앞서서 먼저 참고해야 할 점은 J Meaburn과 LG Book가 다룬 수소알파선 초거품과 S Kim이 연구한 중성수소가스 초거품은 동일한 개체가 아니라는 점과 LMC 1-9, SGS 1-23이 초거품 후보군일 뿐 실제 초거품 구조인지의 여부는 정확하게 알려지지 않았다는 점이다. 일례로 LMC-7의 경우 중성수소가스 초거품에 대한 연구에서는 구조가 식별되지 않았으며 실제로 중성수소가스 관측을 통해서 LMC-7은 단순히 작은 거품들의 연속체일 뿐 하나의 거대한 초거품 구조가 아니라고 결론이 내려졌다.
3.1. SGS 1
SGS 1SGS 1은 대마젤란은하 범위 너머에 위치해 있는 24분각 크기의 초거품이다.
논문에서 해당 초거품에 대한 어떠한 설명도 존재하지 않기 때문에 정확하게 알려지진 않은 것으로 보이나 중성수소가스 지도에서 해당 초거품과 램 압력 스트리핑으로 인해 밀려나고 있는 최전방의 가스들이 서로 연결되어 있는 점을 발견할 수 있기 때문에 아마도 실제 초거품 구조가 아니라 단순히 대마젤란은하 바깥으로 유출되고 있는 가스의 일종일 것으로 추정된다.
3.2. SGS 2(LMC-6)
SGS 2(LMC-6)| LMC-6 초거품 |
SGS 2 또는 LMC-6 초거품은 대마젤란은하의 남서부에 위치해 있는 작은 직사각형 모양의 초거품으로 약 19분각의 크기를 가지고 있어 직경이 대략 600 파섹, 2000 광년에 달할 것으로 추정되고 있다. N91(LH 12), N86, DEM L 38(LH 11)등의 성운들과 성협들이 포함되어 있다.
3.3. SGS 3(LMC-1)
3.4. SGS 4(LMC-8)
3.5. SGS 5
3.6. SGS 6
3.7. SGS 7(LMC-5)
3.8. SGS 8
3.9. SGS 9(LMC-9)
3.10. SGS 10
3.11. SGS 11(LMC-4)
3.11.1. SGS 14
3.12. SGS 12(LMC-5)
3.12.1. SGS 13
3.13. SGS 15
3.14. SGS 16
3.15. SGS 17
3.16. SGS 18
3.17. SGS 19(LMC-2)
3.18. SGS 20
3.19. SGS 21
3.20. SGS 22
3.21. SGS 23
3.22. LMC-7
4. 기타 성운
[1] 우리은하에서 관측된 발광성운이 대략 500개에 발견되지 않은 발광성운까지 포함하면 약 1,200개 이상일 것으로 추정되고 있으나 우리은하의 질량이 대마젤란은하의 질량보다 약 150배 정도 더 많다는 것을 고려하면 현재 대마젤란은하의 성운 밀도는 현재 우리은하보다 약 75배 이상 더 높다고 생각해볼 수 있다.[2] 이 항성풍과 초신성 폭발때문에 중성수소가스가 밀려나 현재 LMC-4, LMC-1등의 초거품 지역에서는 I 성분이 거의 남아있지 않다.[3] 현재 L-D 성분간 충돌이 북쪽 일부지역에 한정되어 있음에도 불구하고 타란툴라 성운에서의 별 형성이 얼마나 강력하고 활발한지를 고려한다면 1,000만년 뒤 대마젤란은하에서는 지금보다 더욱 폭발적으로 항성형성이 발생될 것으로 추측할 수 있다.[4] 현재 세종대학교에서 부교수로 재직중이신 한국인 천문학자이시다.