머리털 자리 은하단

목적

• 학생들은 허블 우주 망원경을 이용하여 관측한 실제 천체 자료를 사용하여 은하 분류의 기본을 학습할 것이다. 허블 우주 망원경으로부터 얻은 분류는 다양한 과학적 영역에서 중요하게 다뤄진다; 다양한 물체를 더 작은 수의 범주로 나눔으로써 단순화한다. 다수의 물체에서 나타나는 특징을 확인하기 쉽고 분류를 통해 연구하는 것이 개별적으로 연구하는 것보다 상대적으로 수월하다.
• 학생들은 ‘형태-밀도 효과’를 보게 될 것이고 이것의 원인이 되는 가설을 설정한다.

학습 목표

• 학생들은 천체 사진을 이용하여 은하의 종류를 분류할 수 있다.
• 학생들은 물체를 분류하는 것의 중요성을 설명할 수 있다.
• 학생들은 왜 은하가 서로 다른 모양을 가지고 있는지에 대한 생각을 표현할 수 있다.
• 학생들은 질문하고 조사하는 것을 연습할 수 있다.
• 학생들은 은하가 존재하고, 상호작용하며 주변 환경과 은하 형태(‘형태-밀도 효과’ 라고 불림) 사이에 상관관계가 있다는 것으로부터 우주 전체에 물리적으로 다른 환경이 존재한다는 생각에 대해 논의할 것이다.
• 학생들은 ‘형태-밀도 효과’의 원인에 대해 가설을 설정할 것이다.

평가

선생님은 학생들과 함께 질문에 대한 대답을 논의하고 학생들에게 은하단과 필드 은하 모두에서 발견되는 서로 다른 은하의 종류에 대해 계산한 값을 나누도록 한다. 또한 형태-밀도 효과라는 마지막 질문에 대해서도 대답하도록 한다.

학생들의 이해도는 활동의 세부 사항에 대한 논의 과정과 확인을 위해서 답안을 모으는 것으로 평가될 수 있다. 이 활동은 학생들의 이해도를 평가하기 위한 것으로 추가적인 평가 과제는 필요하지 않다. 아래에 평가 점수 예시를 제안하였다.

평가 점수 예시

• 표 1: 5점 – 학생들은 자신이 만든 분류 계획에 대한 명확한 설명을 할 수 있다.
• 표 2: 각각 2점 – 대답(E/SO/SBO – 2,6,9), (S – 1,8,12), (SB – 3,4,10), (IR – 5,7,11)
• 표 3,4,5(은하 세기): 점수가 없다. – 학생들의 주관적인 해석에 맡긴다.
• 표 6과 계산: 30점 – 정확성이 아니라 완료에 점수를 매긴다. 학생 각자가 제시할 숫자는 서로 다를 수 있지만, 계산은 정확해야 한다. 백분율 정답은 대체로 다음 범위에 있다. (은하단:E 50%, L 30%, S 20%) (필드은하: E 20%, L 10%, S 70%). 학생들은 보통 필드은하에서 나선 은하를 더 높은 비중으로 찾는다.

가설 질문: 30점 – 학생들이 설정한 가설은 기체가 풍부한 은하단 내 나선은하가 현재의 기체가 거의 없는 타원/렌즈형 은하로 변화하는 데 있어 상호작용 및 층차압 벗겨냄(Ram pressure) 효과를 언급해야 한다.

준비물

• 은하 사진 40장
• A에서 D까지의 은하 카드

배경지식

은하분류:

천문학자들은 은하의 형태에 기반하여 은하를 세 가지 주요 종류- 타원, 나선, 불규칙은하 -로 분류한다. 에드윈 허블은 처음으로 이런 분류 계획을 세워 이러한 ‘분류 체계’를 구상했다. 허블은 원래 ‘소리굽쇠 형태’의 순서가 은하의 진화 과정이라고 생각했었다. 이 개념은 잘못된 것이라고 밝혀졌지만 천문학자들은 이러한 일반적인 분류를 여전히 사용하고 있으며 은하를 나타내기 위해서 구분하고 있다.

주요 은하 종류들:

타원은하(E), 렌즈형은하(S0), 막대렌즈형은하(SB0), 나선은하(S), 막대나선은하(SB), 불규칙은하(IR)가 있다. 상세한 내용은 활동 내용 부분에 있다.

은하 분류의 추가 종류:

상호작용은하 : 두 개 이상의 은하들 사이의 거리가 너무 가까워서 서로의 형태에 영향을 미친다.

이 활동에서 주어지는 자료:

이번 활동에서 주어지는 자료는 머리털자리 은하단에 대한 허블 우주 망원경의 자료들이다. 이 자료들은 2006년에 허블 우주 망원경에 있는 Advanced Camera for Surveys(ACS) 기기를 이용해서 얻었다

은하의 진화:

은하들은 우주 전역에 걸쳐서 발견되었고 다양한 환경에서 살고 있다. 은하들은 은하단 혹은 은하군에서 또는 독립적으로 발견될 수 있다.

은하군:

가끔씩 은하들은 그룹의 구성원으로 얼마 안 되는 수의 은하들로 구성되어 있어서 은하군이라고 불리는 상태로 존재한다. 국부은하군은 우리 은하와 우리 주변에 있는 마젤란은하와 안드로메다은하, 그 외의 몇 개의 은하들로 이루어져있다.

필드은하:

은하들은 고립되어 다른 은하로부터 멀리 존재할 수 있다. 이러한 은하들을 보고 필드은하라고 한다.

은하단:

은하단은 중력으로 서로 묶여있는 수백, 수천 개의 은하들로 구성되어 있는 우주에 존재하는 커다란 구조이다. 은하단에 속해있는 많은 은하들은 머리털자리 은하단처럼 서로 가까이에서 빽빽하게 가득 차 있다. 은하단들은 우주에서 가장 크고 밀도가 높은 구조이다. 심지어 은하단, 은하군과 일부 필드은하들 모두는 더 큰 구조인 초은하단의 일부가 될 수 있다. 우주에서 가시적으로 볼 수 있는 가장 큰 규모인 초은하단 또한 모아져서 거대한 빈 공간을 둘러싸고 있는 가는 실과 벽의 형태를 보인다. 이 구조는 종종 ‘우주망(cosmic web)’이라고 불린다.

전체 활동 설명

단계 1 :

학생들에게 설명한다: 위의 도표는 은하 40개의 사진을 보여준다. 이러한 사진 자료들은 허블우주망원경으로 수집되었고 은하들이 다양한 모양을 가진다는 것을 보여준다. 천문학자 에드윈 허블은 1920년대에 최초로 다양한 종류의 은하들에 대한 연구를 시작했다. 허블은 은하들을 조직하고 분류하는 방법을 개발했다. 그는 비슷한 형태의 은하들을 한 그룹으로 묶어 분류 체계를 만들었다.

학생들은 이제 같은 작업을 하게 된다. 아래의 표를 따라 나만의 은하 유형을 만들어내고 이러한 은하들의 유형과 세 가지 유형 각각에 대한 묘사를 한다. 다음 표를 채워라.

단계 2 :

토론 과정:

학생들에게 자신의 분류 체계를 친구들에게 공유하도록 한다. 논점을 제시해준다.:

• 분류 체계에서 눈에 띄는 유사점은 무엇인가?
• 큰 차이점은 무엇인가?
• 특정한 은하들을 분류하는 방법에 대해서 토론한다.
• 학생들이 그러한 방법으로 자신의 분류 체계를 구상한 이유는 무엇인가?
• 학생들이 고안한 체계에서 완전히 다른 유형은 무엇인가? 예: 같은 은하에 대해 다른 정보를 얻었는가?
• 우리가 발견한 물체를 분류하는데 그것이 중요한 (혹은 중요하지 않은) 이유는 무엇인가?
• 시간의 흐름에 따라 분류 체계는 변할 수 있는가?

이러한 논쟁 요소는 이 활동에서 추후에 다시 다뤄질 수 있다.

(짐작하건데 일부 학생들은 형태에 따른 분류 체계를 찾아낼 수 있다. 하지만 학생들이 잘 해내지 못한다면 자신들의 체계에 대한 논의가 끝난 이후에 형태에 따른 다른 분류 체계를 만들 수 있도록 장려한다.)

학생들에게 지금까지의 사진에 대한 분석을 바탕으로 관찰하고 질문을 던지고 조별로 토론한 후 글로 쓰도록 한다. 학생들에게 목표를 물어본다. “서로 다른 은하들이 다른 형태인 이유가 무엇일까?” 또한 (예를 들어) 학생들에게 은하들이 다른 모양을 가지고 있는 이유에 대해 논의하도록 하고 이에 대한 질문과 생각을 기록하도록 한다.

• 은하들은 서로 다른 모양을 가지고 있는가? 혹은 은하들이 모두 같은 모양을 가지고 있다가 서로 다른 형태로 진화하는 것인가?
• 각 은하들이 가지고 있는 서로 다른 역사는 무엇인가(특히, 이것이 은하들의 모양에 영향을 줄 수 있는가)? (학생들에게 은하들이 서로 상호작용을 한다는 생각을 할 수 있도록 이끌어준다.)
• 은하 형태의 진화는 내부 과정 때문인가 아니면 외부 과정에 의한 것인가? (예: 전체 시간 동안 모든 은하들에게 생긴 어떤 일이나 다른 은하들 사이의 상호작용으로 인해 생긴 것)
• 은하가 형성될 때 은하의 모양은 해당 은하의 크기와 연관이 있는가?
• 우리가 관찰한 형태들은 일시적인가 아니면 오랫동안 지속되는가?

학생들이 이러한 생각을 하면서 질문에 대한 대답을 할 수 있도록 조사 방법에 대해 논의할 수 있도록 한다. (아마도 일부 학생들은 다른 은하들과의 상호작용이 중요하다고 생각할 것이다. 그리고 많은 은하들이 존재하고 많은 상호작용이 이루어지는 영역을 관찰하는 것이 이것을 조사하는 한 가지 방법이 될 것이다. 학생들이 이러한 생각을 할 수 있든지 없든지 간에 이것을 사전에 논의하는 것은 학생들이 다음 활동에서 이루어지는 생각들을 하는데 더 도움이 된다.)

단계 3 :

학생들에게 설명한다: 천문학자들은 은하 형태를 기반으로 한 자신만의 분류 체계를 만들었다(종종 “형태학”이라고 불린다.). 천문학자들이 사용하는 주된 은하 분류에 대한 정의는 아래에 열거되어 있다. 이 정의를 사용해서 위에 나타난 12개의 은하들을 주로 사용되는 분류체계로 나눈다. 아래 표를 채운다.

• 타원은하(E): 타원형태(미식축구공 같은 모양)의 은하 모양이다. 이것은 원반이나 나선팔을 가지고 있지 않다.
• 렌즈형은하(S0): 나선 구조 없이 매끄럽고 편평한 원반만 있는 은하. 타원은하와 구분하기 어려울 수 있다.
• 막대렌즈형은하(SB0): 위와 같지만 긴 (막대가 있는) 은하핵을 가지고 있다.
• 나선은하(S): 원반 가장자리에 눈에 띄는 나선 모양을 가진 편평한 원반 형태를 가진 은하이다. 또한 크고 밝은 중심팽대부가 있다.
• 막대나선은하(SB): 특정한 유형의 나선은하는 막대 끝부분에서 튀어나오는 나선팔을 가진 긴 중심핵이라는 특징을 가지고 있다.
• 불규칙은하(IR): 다른 분류체계에 맞지 않는 특이하게 생긴 은하.

주석: 가장 작은 은하들을 종종 왜소은하라고 한다(5번과 7번 사진이 왜소은하이다.). 이것들은 수십억 개의 별들로 이루어져 있다. – 우리은하가 2000억 개의 별로 이루어져 있는 것과 비교하면 아주 작은 수이다. 가장 큰 타원은하는 수조 개 이상의 별들로 구성되어 있다.

토론: 천문학자들이 사용하는 분류 체계와 학급 구성원들이 구상한 분류 체계를 비교할 수 있는가?

단계 4 :

학생들에게 설명한다: 다음 사진과 지침을 사용하여 은하를 찾아내고, 개수를 세도록 한다.

지침 :

• Ⅰ) 타원은하 혹은 렌즈형은하: 이 두 개를 구별하는 것은 어려울 수도 있다. 만약 은하가 E인지 S0/SB0인지 안다면 이 두 가지를 적절하게 추측하고 있는 것이다.
• Ⅱ) 나선은하와 막대나선은하: 이 두 개를 구별하는 것은 어려울 수도 있다. 만약 은하가 S인지 SB인지 안다면 이 두 가지를 적절하게 추측하고 있는 것이다.
• Ⅲ) 불규칙은하
• Ⅳ) 확실하지 않음: 은하의 가장자리형태가 S0, SB0, S, SB 혹은 IR 모두 가능할 수 있다. 너무 많은 가능성이 있기 때문에 이것들을 세지 않도록 한다.
• 별) 눈에 잘 보이게 ‘십자선’이 그려진 모든 천체는 우리은하에서 중요한 위치에 있는 별들이다. 그래서 이것들을 세지 않도록 한다.
• ?) 작고 희미한 물체들은 분류하기 매우 어렵기 때문에 세지 않도록 한다.

단계 5 :

각 사진에서 유형에 따른 은하의 수를 세기 위해서 “은하 카드” A-D 사진을 다운로드 받는다. 각 형태별로 은하들의 수를 세고 아래 표에 그 수를 기록한다.

단계 6 :

학생들에게 설명한다.: 은하들은 우주 전역에서 발견될 수 있다. 우리 이웃 천체인 마젤란은하와 안드로메다은하를 비롯해 130억 광년 떨어진 눈으로 관측 가능한 천체들이 있다. 은하들은 다양한 환경에서 살고 있다. 가끔씩 많은 은하들은 머리털자리 은하단처럼 은하단 형태로 빽빽하게 모여 있기도 하고, 우리 은하를 포함하는 국부은하군과 같이 조금 더 작은 수의 은하들이 은하군을 이루기도 한다. 가끔씩은 은하들이 다른 은하들의 중력장으로부터 멀리 떨어져 고립되어 있을 수도 있다. 아래에 있는 표는 서로 다른 종류의 은하 환경에 대한 특징들을 나타낸다.

이전 과정에서 은하 카드 A와 C는 밀도가 높은 머리털자리 은하단의 중심부를 보여주고 은하 카드 B와 D는 필드에 있는 은하들을 보여준다(주의. 천문학자들은 때때로 “필드”라는 용어를 은하단 밖의 영역을 나타낼 때 사용한다.). 단계 5에서 표에 적었던 수를 사용하여 아래 표를 작성한다.

머리털자리 은하단 :

필드 :

단계 7 :

학생들은 조별로 생각하고 논의하도록 한다: 위에서 분석한 자료들을 통해서 알 수 있는 추세는 무엇인가? 서로 다른 종류의 은하들이 주로 발견되는 곳에 대해서 알 수 있는가? (추가로 상기시키는 질문: 더 많은 나선은하들이 발견되는 곳은 밀도가 높은 은하단인가 혹은 필드인가? 타원은하들의 경우는 어떠한가?) 학생들은 나선은하들이 주로 발견되는 곳이 필드이고 타원은하들이 주로 발견되는 곳이 밀도가 높은 은하단임을 알아야 한다. 목표는 학생들이 “왜 나선은하들(혹은 타원은하들)의 수는 은하가 존재하는 곳에 따라 다르지?”라는 궁금증을 갖는 것이다.

학생들에게 은하의 종류가 은하의 위치에 영향을 받는 것처럼 보이는 이유에 대해 논의하고 그 생각을 적어보도록 한다. 학생들에게 각자의 생각을 어떻게 탐구 할 수 있는지 물어본다: 각자의 가설에 따르면 어떤 결과를 예측할 수 있는가? 학생들이 원하는 추가적인 관찰 결과와 정보는 무엇인가? 학생들은 자료를 사용하여 이러한 추세를 어떻게 수량화할까?

단계 8 :

다음 단계는 학생들에게 이러한 추세를 조사하는 방법에 대해 설명하는 것이다. 우선 정보를 수량화하고, 은하의 형성과 진화에 대한 보다 많은 자료를 조사한다. 학생들에게 아래와 같이 정확히 무엇을 해야 하는지에 대해서 말해준다. – 조별로 학생들이 추세를 수량화하는 방법과 학생들 스스로 아래의 계산들을 진행하고 절차를 증명하는 방법부터 시작하면서 자신들의 질문을 어떻게 조사할 수 있는지 논의하는 것이 더 좋다.

계산기를 사용하여 은하단과 필드(IR들과 INT들은 무시한다.)에 따른 각 분류별 은하의 백분율을 계산한다. 백분율을 계산하기 위해서 위에 있는 표에 적힌 수를 사용하고 아래의 빈칸을 각각 채운다.

은하단에서:

타원은하의 % ( e / h ) = ____%

렌즈형은하의 % ( f / h ) = ____%

나선은하의 % ( g / h ) = ____%

필드에서:

타원은하의 % ( i / m ) = ____%

렌즈형은하의 % ( j / m ) = ____%

나선은하의 % ( k / m ) = ____%

질문: 나선은하의 백분율이 더 높게 나타나는 곳은 어디인가 – 은하단인가 필드인가?

정답: ______

학생들에게 설명한다: 발견한 백분율은 어떤 종류의 은하가 머리털자리 은하단에서 주로 나타나는지, 어떤 종류의 은하가 필드에서 주로 나타나는지를 알려준다. 천문학자들은 가까운 우주에 있는 수백 수천 개의 은하들에 대해서 동일한 실험을 하고 있고 전형적인 백분율 값을 발견할 수 있었다.

• 밀도가 높은 은하단: 은하의 40%는 타원은하이고, 50%는 렌즈형은하, 10%만이 나선은하이다.
• 필드: 은하의 10%는 타원은하이고, 10%는 렌즈형은하, 80%가 나선은하이다.

은하들이 서로 매우 가까이 있을 때는 주로 타원은하와 렌즈형은하가 더 많다. 은하들이 멀리 떨어져 있을 때는 주로 나선형은하이다. 천문학자들은 이를 “형태-밀도 효과”라고 부른다. 이 용어는 기본적으로 은하단과 같이 밀집된 은하 주변에서 발견되는 은하의 종류는 필드와 같이 열린 공간에서 발견되는 은하의 종류와 다르다는 것을 의미한다.

단계 9 :

학생들은 이제 (7단계에서 시작된) 질문에 대해서 대답할 수 있어야 한다. “왜 우리는 은하단에서 타원은하와 렌즈형은하를 더 많이 발견하고 필드에서 나선형은하를 더 많이 발견할까?” (또한 이 질문은 다음과 같이 표현될 수 있다. “왜 우리는 형태-밀도 효과를 관측할 수 있을까?”) 더불어 학생들은 은하의 상호작용에 대해 떠올릴 수 있어야 하고, 나아가 은하단 중심과 같이 밀도가 높은 환경에서는 더 많은 상호작용이 일어날 수 있다는 생각을 할 수 있다.

아래는 이러한 질문들에 대해 응답하는데 사용될 수 있는 정보이다. 학생들에게 이 본문을 읽을 수 있도록 나눠주고 이러한 효과에 대해 논의하고, 설명에 대해서 기록하라고 한다. 혹은 학생들이 브레인스토밍을 할 수 있도록 계속 유도하고 가능한 설명에 대해 논의할 수 있다. 그리고 가능하면 조별로 교과서/인터넷을 활용하여 학생들이 직접 연구하도록 하고 서로 이 설명에 대해서 공유할 수 있도록 한다.

설명 :

많은 은하들은 천문학자들이 “기체”라고 부르는 것으로 구성되어 있는데 이는 일반적으로 수소 기체를 의미하며 가끔씩 다른 요소들과 섞인 기체 혹은 때로는 먼지와 섞인 것을 의미한다. 먼지 구름들은 중력에 의해서 붕괴될 수 있는데 이러한 작용은 별의 형성을 이끌어 낼 수 있다. 천문학자들은 많은 나선은하들(S와 SB)을 관찰하였고 이러한 은하들의 대부분은 많은 기체들을 포함하고 있고 현재 많은 어린 별들을 만들어내고 있음을 알아냈다. 타원은하와 렌즈형은하(E, S0, SB0)는 기체가 거의 없고 많은 별들이 생성되지 않는다.

은하단 속에 있는 은하들과 같이 서로 가까이 있는 은하들은 종종 강력한 상호작용을 한다. 기체가 풍부한 나선은하와 다른 은하가 상호작용을 하게 되면 나선은하의 기체 대부분이 빠르게 새로운 별을 만드는데 사용되어 기체를 거의 남기지 않는 경향이 있다. 은하-은하 상호작용은 종종 기체가 풍부한 은하를 기체가 거의 없는 은하로 만들기도 한다. 많은 렌즈형은하들은 자신의 기체를 잃어버린 오래된 나선은하의 잔재이다. 그리고 많은 타원은하는 일부 나선은하가 붕괴되면서 만들어진 것들이다.

은하단들은 내부 은하들 사이에 퍼져있는 극도로 뜨거운 많은 기체들로 차 있다. 하지만 필드에서는 이러한 뜨거운 기체들이 존재하지 않는다. 이런 뜨거운 기체들이 방출하는 복사가 나선은하와 부딪힐 때 이 복사는 “램 압력 제거(Ram pressure stripping)”라고 불리는 과정에 의해 나선은하의 더 차가운 기체들을 내보낸다. 이 과정은 기체가 풍부한 나선은하를 기체가 거의 없는 렌즈형은하로 빠르게 바꾼다. 나선은하들은 과열된 기체들이 있는 환경에서 살아남기 힘들다.

이처럼 은하들은 시간이 흐름에 따라 변화하거나 진화할 수 있고, 오늘날 가까운 우주에서 우리가 관측하는 은하들은 벌써 아주 긴 역사를 가지고 있다.

커리큘럼

결론

학생들은 계산 과정을 진행하고, 활동지를 통한 활동을 하고, 형태-밀도 효과에 대한 가설을 세움으로써 은하의 형태를 확인할 수 있다.

 감사의 글

이 활동의 번역을 검토해주신 심현진 교수님과 이정애 박사님에게 감사의 인사를 전합니다.