나선 구조

나선 구조 물질 유령 물질 천체물리학.6:

나선 구조.(p10)

다양한 매개변수의 영향.

이전에 언급했듯이, 매개변수의 값은 매우 민감하다. 이 값들에서 너무 벗어나면 나선 구조는 더 이상 나타나지 않으며, 균형 상태도 도달하지 못한다. 우리는 이러한 최적 설정 주변에서 여러 시뮬레이션을 시도해 보았다. 여기서 우리의 경험을 요약하면 다음과 같다:

에피사이클 주파수는 팔의 수를 결정한다. w = 1일 때는 이팔 구조가 나타나고, w = 2일 때는 사팔 구조가 나타난다. 정수 사이에 값이 있을 경우 나선 구조는 매우 불확실해진다.
음의 질량과 양의 질량의 비율 m은 팔의 곡률을 조절한다. 앞선 예시의 구조는 m = 3에 해당한다.

m < 3일 경우, 외곽부는 불안정해져 나선 구조가 나타나기 전에 분산된다. 이는 소산 과정(역학적 마찰)이 양의 물질을 가열시키고, 그 결과 양의 물질이 외곽부를 통해 탈출하기 때문이다.

m > 3일 경우 은하가 점점 더 뭉쳐지게 된다. m ≈ 5일 때 조종 휠 형태가 나타나고, 이를 보완하여 막대형 나선 은하가 형성된다. 더 높은 질량 비율 m에서는 클러스터가 지나치게 압축되어 나선 구조가 존재할 수 없게 된다(그러나 앞서 지적했듯이, 이는 비교적 적은 점의 수로 인해 발생한 오류일 가능성도 있다).

다양한 은하 구조는 질량 비율에 따라 그림 15에 그려졌다. 매개변수와 (열 속도와 관련된) 영향은 탐색되지 않았다.

그림 17: 질량 비율에 따른 대규모 설계의 개념도.

결론.

이 결과는 흥미롭게 보이지만, 여러 이유로 우리는 신중해야 한다. 우선 우리는 2차원 시뮬레이션을 다루고 있으며, 3차원 시뮬레이션은 아니다. 엄밀히 말해, 이는 평면에 위치한 질량 점들이 자체 중력장 속에서 어떻게 행동하는지를 설명하는 것이 아니라, 중력(및 반중력) 힘을 통해 상호작용하는 '현수선'의 행동을 설명하는 것이다. 이는 3차원 매체를 기반으로 하는 포아송 방정식(36)의 형태에서 비롯된다. 우리는 단지 3차원 시뮬레이션에서 평평한 시스템에 z-운동을 포함하여 유사한 결과를 얻기를 기대할 뿐이다.

만약 그러한 결과가 나온다면, 이 모델은 은하의 나선 구조를 이끄는 새로운 메커니즘을 제안한다. 우리는 두 가지 상태를 발견했다. 첫째, 역학적 마찰이 중심핵을 느리게 한다. 그 후 중력 공진 과정이 시스템을 이끌고, 조류 효과로 인해 팔이 형성된다. 이들은 다른 연구들에서처럼 열적 효과로 소산되지 않는다(음의 외곽부가 장벽 역할을 하여 소산을 방지한다). 이러한 구조는 놀라운 수의 회전(50회) 동안 안정성을 유지한다. 사실 그 기원은 매우 다르다. 우리는 막대, 조종 휠 형태를 발견한다. 이는 매우 유망한 탐색 방향으로 보인다.

다른 한편, 이 '2차원 은하'는 가스를 포함하지 않는다. 기본적으로 10,000개의 '별' 또는 '별 군집'으로 구성되어 있다. 두 번째 10,000개의 물체(성질은 명확히 밝혀지지 않았지만 음의 질량을 가짐)와의 상호작용은 비선형 효과를 유도하고 나선 패턴을 형성한다. 만약 이 시스템에 양의 질량을 가진 가스를 추가할 수 있다면(별 물질 질량보다 약 10배 작음: 10,000개의 양의 질량 물체), 그 가스는 낮은 열 속도를 가지며, 중력력을 균형시키고 자신의 압력 효과의 약함을 보완하기 위해 더 빨리 회전해야 한다. 이 가스는 별 군집으로 인한 비균일한 장에 반응하여 나선 구조를 강화할 것이다. 만약 가스와 별 물질 사이의 속도 차이가 전역적으로 크다면, 관측된 것과 유사한 나선 충격파 패턴이 생성될 것이다. 이러한 프로그램이 성공한다면, 은하에 대한 더 현실적인 설명을 얻을 수 있을 것이다.

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감사의 말씀:

본 연구는 프랑스 CNRS 및 A. Dreyer Brevets et Développement 회사의 지원을 받았다. 1998년 파리 과학 아카데미에 봉인된 서류로 제출됨.

논평.

본 연구는 1994년에 수행된 것이다. 당시 독일 DAISY 입자물리학센터의 학생이었던 프레드릭 랜드슈가 거대한 시스템에 접근할 수 있었기 때문에 가능했다. 연구는 전적으로 비밀리에 수행되었다. 이후 그가 데이터 수집 시스템에 관한 박사학위를 취득하고 다른 연구소로 이동하면서 이 활동은 중단되었다. 그 이후 어떤 추가 연구도 이루어지지 않았으며, 계산 자원을 갖춘 프랑스 연구자들에게 이 주제에 관심을 갖게 하지 못했다.

만약 프랑스나 외국의 연구팀이 이러한 탐색적 연구를 재개하고자 한다면, 매우 기쁠 것이다. 본 연구는 여러 학술지에 심사 논문 형태로 제출되었으며, 매번 막대형 은하의 형성 과정을 보여주는 영상을 함께 제출했다. 그러나 어느 한 곳도 심사위원에게 보낸 적 없이, 다음과 같은 일관된 반응만을 보였다:

죄송하지만, 우리는 추측성 연구를 게재하지 않습니다.

이 시도는 매우 대략적인 초안에 불과하다. 은하는 훨씬 더 복잡한 시스템으로, 단일 질량 점 집단으로 환원될 수 없다. 게다가 나선 구조 현상은 은하 전체에 영향을 주는 것이 아니라, 주로 은하간 가스와 밀접한 관련이 있으며, 1세대 별 집단은 이 현상에 상대적으로 덜 민감하다. 따라서 은하 자체를 설명하는 두 가지 집단을 포함한 시뮬레이션을 고려해야 한다. 또한, 만약 이 모델이 타당하다면, 유령 물질에 의한 은하의 격리 상태를 현실적으로 표현해야 한다. 즉, 반발성 물질과 상대적으로 높은 온도의 물질로 둘러싸여 있는 형태이다.

초기 조건을 조절하는 매개변수는 매우 많다. 평균 밀도 비율, 두 매체 내의 흔들림 속도, 은하 내 밀도 프로파일, 속도 프로파일 등이 있다. 3차원으로 전환하는 것은 현재 시스템의 처리 능력이 부족하여 어려운 문제이다.

이러한 연구에서 무엇을 기억해야 할까?

나선 은하의 형성 시나리오로, 이 현상은 프랑스의 프랑소와 코브의 이론에서처럼 일시적인 것이 아니라 지속적인 것이다. 은하의 탄생 직후부터 상당히 빠르게 구조가 형성될 가능성이 있다.
이와 같은 구조가 수십 번의 회전 동안 지속됨. 다른 모델들은 이러한 나선 구조를 유지하는 데 어려움을 겪는다. 이는 초기 단계에서 역학적 마찰과 후속 단계에서 조류 효과에 의해 발생하는 소산 현상이다. 초기 단계에서 감속이 발생할 때, 은하가 잃은 운동량은 주변 유령 물질로 전달된다. 이후 이 전달은 매우 미미하다.
유령 물질의 존재는 가장 강한 반발력이 작용하는 외곽부에서 포텐셜 장벽을 형성한다(은하의 격리와 유사하며, 주변 속도를 증가시키는 것을 허용함, 참조: '반발성 어두운 물질', Geometrical Physics A, 3). 이는 소산 과정으로 가속된 질량 점들이 탈출하지 않는 이유를 설명할 수 있다.
초기 조건을 약간 변화시킬 때(특히 관련된 질량 비율을 조정할 때), 나선 구조가 관측된 은하에서 흔히 볼 수 있는 막대형 휠 형태로 진화하는 것을 관찰할 수 있다.
향후 연구에서는 두 종류의 질량이 관측된 질량 비율을 변화시키는 메트릭의 동시 변동 효과를 연구할 것이다. 유령 물질의 관측 질량이 감소하면 격리 상태가 영향을 받고 은하가 분해된다. 우리는 1994년에 이 현상을 시뮬레이션하여 비정형 은하의 이미지를 얻었다(그러나 '비정형 은하 유형'이라고 말할 수는 없다). 반대로 유령 물질의 관측 질량이 증가하면, 은하간 가스에 대한 영향으로 QSO 및 시퍼트 은하 현상의 원인이 될 수 있으며, 충분히 오랫동안 지속된다면 막대형 휠 구조를 나선 은하로 변화시킬 수 있다. 팔이 마치 '펴지는' 것처럼 말이다.

매우 흥미로운 연구들이 이렇게 방치되어 있는 것은 안타깝다. 이 연구들은 수많은 박사학위 주제로 충분히 활용될 수 있다.

En résumé (grâce à un LLM libre auto-hébergé)

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