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우리 은하의 eROSITA 거품(eRBs)이 중심부가 아닌 반경 약 5kpc의 항성형성 고리에서 비롯됐다는 최근 주장에 대해, 연구진은 상세 유체역학 시뮬레이션으로 이를 반박했다. 시뮬레이션 결과 항성형성 고리만으로는 대칭적인 eROSITA 거품을 만들 수 없으며, 은하 중심(Galactic Center)의 밀집된 에너지 주입이 필요하다는 결론이 나왔다. 연구진은 이 결과가 eROSITA 거품이 우리 은하의 핵 유출(nuclear outflow)을 실제로 반영한다는 점을 시사하며, 페르미 거품(Fermi Bubbles)의 기원과 은하 피드백의 성격을 제약하는 데 의미가 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
찬드라 X선 관측위성(Chandra X-ray Observatory)이 우리 은하 중심부를 담은 새 이미지를 공개했다. 은하 중심은 초대질량 블랙홀 궁수자리 A*(Sgr A*)가 자리한 밀집되고 활발한 영역이지만, 이번 이미지에서 Sgr A*는 조연에 그친다.
Universe Today
연구진은 소프트닝 중력 N체 트리코드 Bonsai로 최대 4,000만 개의 동일 질량 입자를 사용해 은하 규모 점질량 분포의 역학적 진화를 시뮬레이션하고, 입자 수·소프트닝 길이와 카오스 정도(랴푸노프 시간)의 관계를 규명했다. 막대(bar)가 형성되는 시점은 초기 조건의 극미한 교란에 둔감했지만, 막대의 세기와 이후 진화는 교란에 민감하게 달라졌으며 실행 간 변동의 최대치는 막대 세기가 최대일 무렵에 나타나 막대가 좌굴(buckling)할 때까지 감소했다. 시뮬레이션에서는 소프트닝이 카오스를 억제하는데도 거시적 거동에 상당한 변동이 나타났고, 실제 은하는 이보다 수 자릿수 더 카오스적일 것으로 예상된다. 연구진은 개별 항성 궤도 연구에 쓰이는 매끄러운 은하 퍼텐셜은 랴푸노프 시간보다 긴 시간 규모에서 주의해서 다뤄야 하며, 행성 등 소천체를 제외한 우리 은하의 항성 수로 결과를 외삽하면 우리 은하 규모의 은하는 100만 년 미만의 시간 규모에서 카오스적이라고 결론지었다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
arXiv에 공개된 연구는 우리 은하의 수직 구조가 흔히 가정되는 유사등온(pseudo-isothermal) 분포를 따르지 않을 수 있다고 주장한다. 거대분자운(GMC)이 은하 중심면 근처 얇은 층에 몰려 있어 별들을 수직 위상공간 전체에 고르게 무작위화하지 못하며, 이 경우 수직 분포함수에 Jz^-α(α>0) 항이 추가로 나타난다는 통계적 논증을 제시했다. 연구진은 보다 현실적인 GMC 분포를 가정해 수직 가열의 확산계수를 다시 계산했고, 그 결과 표류·확산 계수가 특히 낮은 상대속도에서 vz에 대해 강한 비선형성을 보였다. 정상상태 해와 시간 의존 계수를 포함한 궤도평균 포커–플랑크 방정식의 수치해 모두에서 유사등온 분포와 어긋나는 수직 작용(action) 분포가 나타났고, 저자들은 유사등온 형태를 일반화하는 새로운 수직 분포함수 계열을 제안했다. 비등온성의 두 가지 주요 원인으로는 중심면 근처에 국한된 GMC 분포와, 상수로 취급할 수 없는 속도 의존적 쿨롱 로그(Λ)를 지목했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)