분명히, 은하계의 질량을 결정하는 것은 간단한 일이 아닙니다. 한편으로, 태양계는 은하계의 원반 안쪽에 있기 때문에 관측이 어렵다. 그러나 동시에 우리 은하의 암흑 물질 후광의 질량도 있는데, 이는 "발광"이 아니기 때문에 측정하기가 어렵 기 때문에 기존의 검출 방법에는 보이지 않습니다.
은하의 총 질량의 현재 추정치는 은하의 중력 질량에 의해 영향을받는 가스 및 구상 성단의 조수 스 트리머의 움직임을 기반으로합니다. 그러나 지금까지 이러한 측정 결과는 1 조에서 수조에 이르는 질량 추정치를 산출했습니다. Loeb 교수가 이메일을 통해 Space Magazine에 설명했듯이 은하수의 질량을 정확하게 측정하는 것이 천문학 자에게 매우 중요합니다.
“은하수는 표준 우주 모형을 테스트하기위한 실험실을 제공합니다. 이 모델은 은하수의 위성 은하의 수는 질량에 민감하게 의존한다고 예측합니다. 알려진 위성 은하의 인구 조사와 예측을 비교할 때 은하계 질량을 아는 것이 필수적입니다. 또한 총 질량은 보이지 않는 (어두운) 물질의 양을 교정하고 중력 전위의 깊이를 잘 설정하며 별들이 은하계 공간으로 탈출하기 위해 얼마나 빨리 움직여야하는지 암시합니다.”
연구를 위해 Loeb 교수와 Fragione 박사는 우리 은하의 질량을 결정하기 위해 HVS의 움직임을 모델링하는 새로운 접근법을 선택했습니다. 지금까지 우리 은하에서 20 개 이상의 HVS가 발견되었으며,이 은하계는 최대 700km / s (435mi / s)의 속도로 이동하며 은하 중심으로부터 약 100 ~ 50,000 광년 거리에 있습니다.
이 별들은 우리 은하의 중심에있는 이진 별과 초 거대 블랙홀 (SMBH)의 상호 작용 덕분에 우리 은하의 중심에서 방출 된 것으로 생각됩니다. 궁수 자리 A *. 정확한 원인은 여전히 논쟁의 대상이지만 HVS의 궤도는 은하의 중력장에 의해 완전히 결정되기 때문에 계산 될 수 있습니다.
연구에서 설명했듯이, 연구원들은 은하 후광에서 별들의 반지름 속도 분포에서 비대칭 성을 사용하여 은하의 중력 잠재력을 결정했습니다. HVS가 단일 궤도를 완료하는 데 걸리는 시간이 헤일로 스타의 수명보다 짧다면 이러한 헤일로 스타의 속도는 HVS의 잠재적 탈출 속도에 따라 달라집니다.
이것으로부터 그들은 은하수에 대한 서로 다른 모델과 그것이 작용하는 중력을 구별 할 수있었습니다. 이 관측 된 HVS의 공칭 이동 시간을 채택함으로써 (약 3 억 3 천만 년으로 추정, 후광 별의 평균 수명과 거의 동일), 전체 질량을 추정 할 수있는 은하수에 대한 중력 추정치를 도출 할 수있었습니다. .
로브 교수는“결합되지 않은 별들의 최소 속도를 보정함으로써 우리 은하 질량이 1.2-1.9 조 태양 질량의 범위에 있음을 발견했다. 여전히 범위에 따라 달라 지지만이 최신 추정치는 이전 추정치보다 크게 개선되었습니다. 또한, 이러한 추정치는 우주의 모든 가시적 물질뿐만 아니라 암흑 물질과 암흑 에너지 인 Lambda-CDM 모델을 설명하려는 현재의 우주론 모델과 일치합니다.
Leob는“유추 된 은하 질량은 표준 우주론 모델 내에서 예상되는 범위에 있으며, 암흑 물질의 양은 일반 (발광) 물질보다 약 5 배 더 크다”고 말했다.
이 붕괴에 근거하여 우리 은하계의 별, 즉 행성, 먼지 및 가스의 정상적인 물질은 240 ~ 380 억 태양 질량을 차지한다고 말할 수 있습니다. 따라서이 최신 연구는 우리 은하에 대해 더 정확한 질량 제한을 제공 할뿐만 아니라, 얼마나 많은 별 시스템이 존재하는지 정확하게 결정하는 데 도움이 될 수 있습니다. 현재의 추정에 따르면 은하수는 2 천에서 4 천억 내지 천억 개의 행성에 있다고합니다. .
그 외에도이 연구는 우주의 형성과 진화에 대한 연구에도 중요하다. 우주 론자들은 은하의 질량에 대해 더 정확한 추정치를함으로써, 현재 정상 물질과 암흑 물질의 붕괴와 일치하는 우주 우주 론자들은 우리 우주가 어떻게되었는지에 대한보다 정확한 설명을 구성 할 수있을 것입니다. 한 걸음 더 나아가서 가장 큰 규모의 우주를 이해하는 데 도움이됩니다!
