{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:NGC4676.jpg|섬네일|병합 과정에 있는 [[생쥐 은하]] (NGC 4676 A&B).]]
[[파일:Merger between two galaxies (artist’s impression).ogg|섬네일|원반은하의 형성으로 이어지는 두 은하 사이의 병합을 표현한 예술가의 그림.]]

'''은하 병합'''은 둘 또는 그 이상의 [[은하]]가 충돌할 때 발생한다. 이것들은 [[상호작용 은하|은하간 상호작용]]의 가장 격변적인 유형이다. 은하 병합은 실제로 [[항성|별]] 또는 [[항성계]]의 충돌을 수반하는 것이 아니라, 은하 사이의 [[중력]] 상호작용과 기체 및 티끌 사이의 마찰이 주요한 효과로 수반된다. 그러하 병합의 정확한 효과는 충돌 각도, 속도, 상대적 크기/조성과 같은 매우 다양한 변수들에 따라 달라지며, 현재 매우 활동적인 연구의 장이다. 은하 병합은 병합속도가 [[은하의 형성 및 진화|은하의 진화]]의 핵심적인 수치에 해당하기 때문에 중요하다. 또한 병합속도는 시간에 따라 은하가 어떻게 성장했는지에 대한 단서를 제공한다.<ref name="Galaxy Collision Rate">{{뉴스 인용|title=Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/30/full/|accessdate=2012년 4월 16일|newspaper=HubbleSite|date=2011년 10월 27일}}</ref>

== 설명 ==
[[파일:Evolution in slow motion.jpg|섬네일|[[NGC 3921]]은 병합의 만기 단계에 있는 한 쌍의 상호작용 원반은하이다.<ref>{{웹 인용|title=Evolution in slow motion|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1537a/|accessdate=2015년 9월 15일}}</ref>]]

병합할 때, 각 은하의 별과 [[암흑물질]]은 접근하는 은하에 의해 영향을 받게 된다. 병합의 만기 단계에 이르면서, [[중력 위치 에너지|중력 위치]](은하의 모양 등)는 매우 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 영향을 받아 이전의 궤도의 형상을 상실하게 된다. 이 과정은 격변적 안정화(''violent relaxation'')라고 불린다.<ref>van Albada, T. S. 1982 Royal Astronomical Society, [[먼슬리 노티스 오브 더 로열 애스트로노미컬 소사이어티|Monthly Notices]], vol. 201 p.939</ref> 따라서 만약 두 [[원반은하]]가 충돌한다면, 두 은하의 변화는 원반면([[은하면]])에서 규칙적인 회전을 하는 별들에서부터 시작될 것이다. 병합할 동안에 규칙적인 운동은 무작위 운동으로 변하게 된다. 그러한 결과의 은하는 복합적이고 무작위적인 궤도로 공전하는 별들이 우세하게 된다. 이것은 [[타원은하]]에서 볼 수 있는 것이다.

은하 병합은 또 막대한 수준의 별의 형성의 장소이기도 하다.<ref>Schweizer, F. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Held in Cambridge, UK, 6–10 September 2004. Edited by R. de Grijs and R.M. González Delgado. Astrophysics & Space Science Library, Vol. 329. Dordrecht: Springer, 2005, p.143</ref> 큰 병합(''major merger'')이 일어날 때의 별형성률(SFR)은 각 은하의 기체량과 [[적색편이]](거리)에 따라 연간 수천 [[태양질량]] 상당에 이를 수 있다.<ref>{{저널 인용
| author    = Eve C. Ostriker
| author2   = Rahul Shetty
| title     = Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence
| date      = 2012
| journal   = 애스트로피지컬 저널
| volume    = 731
| issue     = 1
| id        = 41
| doi       = 10.1088/0004-637X/731/1/41|bibcode = 2011ApJ...731...41O |arxiv = 1102.1446 }}</ref><ref>{{저널 인용
| author    = J. Brinchmann
| author2   = +6 others
| title     = The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe
| date      = 2004
| journal   = 먼슬리 노티스 오브 더 로열 애스트로노미컬 소사이어티
| volume    = 351
| issue     = 4
| pages     = 1151–1179
| doi       = 10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x|arxiv = astro-ph/0311060 |bibcode = 2004MNRAS.351.1151B }}</ref> 일반적인 은하 병합의 SFR은 연간 100 태양질량 미만이다.<ref>{{저널 인용
| author    = Benjamin P. Moster
| author2   = +4 others
| title     = The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
| date      = 2011
| journal   = 먼슬리 노티스 오브 더 로열 애스트로노미컬 소사이어티
| volume    = 415
| issue     = 4
| pages     = 3750–3770
| doi       = 10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x|bibcode = 2011MNRAS.415.3750M |arxiv = 1104.0246 }}</ref><ref>{{저널 인용
| author    = Michaela Hirschmann
| author2   = +4 others
| title     = Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations
| date      = 2012
| journal   = 먼슬리 노티스 오브 더 로열 애스트로노미컬 소사이어티
| volume    = 419
| issue     = 4
| pages     = 3200–3222
| doi       = 10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x|bibcode = 2012MNRAS.419.3200H |arxiv = 1104.1626 }}</ref> 이는 연간 극소수의 별(~2개)만을 형성하는 [[우리은하]]에 비해 큰 것이다.<ref>{{저널 인용
| author    = Laura Chomiuk
| author2   = Matthew S. Povich
| title     = Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies
| date      = 2011
| journal   = The Astronomical Journal
| volume    = 142
| issue     = 6
| id        = 197
| doi       = 10.1088/0004-6256/142/6/197|bibcode = 2011AJ....142..197C |arxiv = 1110.4105 }}</ref> 대부분의 별이 은하 병합 도중에 실제로 서로 충돌할 만큼 가까워지진 않지만, 거대 [[분자운]]은 다른 분자운과 충돌하고 있는 은하의 중심으로 빠르게 낙하한다. 따라서 그러한 충돌은 구름들의 압축을 야기하여 새로운 별들을 형성하게 만든다. 이러한 현상은 근방의 우주에 있는 합병 은하에서 볼 수 있다. 이 과정은 은하의 기체가 훨씬 더 많은(따라서 분자운도 훨씬 더 많다) 시절인 10~100억 년 전에 발생했을 것으로 여겨지는, 우리가 오늘날 보는 대부분의 타원은하를 형성한 병합 기간에 더 많이 발생했을 것이다. 또한 은하의 중심으로부터 멀어지는 기체운은 달아면서 서로 [[충격파]]를 형성하여 기체운 속의 별의 형성을 활성화시키게 만들 것이다. 이러한 모든 격변적 현상의 결과로 은하는 병합한 이후에 새로운 별을 형성할 수 있는 기체의 양이 줄어들게 된다. 따라서 어떤 은하가 큰 병합을 겪었다면, 그로부터 수십억 년이 지난 그 은하에는 극소수의 어린 별만이 존재하게 된다. 이는 오늘날의 타원은하에서 볼 수 있다. 이러한 타원은하들은 매우 적은 양의 분자기체와 극소수의 별을 가지고 있다. 이는 타원은하가 병합할 동안에 기체 대부분을 별의 형성에 소진해 버린 큰 병합의 종착점이기 때문으로 여겨지고 있다. 따라서 그러한 은하에서 병합 이후 더이상의 별의 형성은 없다.

[[파일:Galactic glow worm.jpg|섬네일|비틀어진 지렁이 같은 구조의 이 은하는 두 은하의 충돌 및 병합의 결과로 여겨진다.<ref>{{뉴스 인용|title=Galactic glow worm|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1311a/|accessdate=27 March 2013|newspaper=ESA/Hubble}}</ref>]]

은하의 형성에 관해 더 많은 것을 연구하기 위해 은하 병합에 관하여 컴퓨터 모의실험이 이루어진다. 처음에 어떠한 형태적 유형의 은하의 쌍에는 [[중력]], 또 성간기체의 [[유체역학]] 및 소진, 기체 없는 [[항성 형성|별의 형성]], [[초신성]]에 의한 성간매질로의 에너지와 질량 방출 모두 고려될 수 있다. 그러한 은하 병합 모의실험에 관한 라이브러리는 GALMER 웹사이트에서 찾을 수 있다.<ref name="galmer.obspm.fr">{{인용|url=http://galmer.obspm.fr |title=Galaxy merger library |date=2010년 3월 27일 |accessdate=2010-03-27}}</ref> [[메릴랜드주]] [[발티모어]]의 [[우주 망원경 과학 연구소]]의 제니퍼 로츠(Jennifer Lotz)가 주도한 연구에서 [[허블 망원경]]이 촬영한 사진(장면)을 더 정확하게 분석하기 위해 컴퓨터 모의실험을 제작하였다.<ref name="Galaxy Collision Rate"/> 로츠의 연구팀은 서로 동일한 질량을 가진 한 쌍의 은하에서부터 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 넓은 범위의 병합 가능성 계산을 시도하였다. 또한 연구팀은 은하에 관해 충돌 가능한 각기 다른 궤도와, 은하가 어떻게 서로 정렬되어 있는지 분석하였다. 연구팀은 총 57개의 각기 다른 병합 시나리오를 찾아냈고, 10개의 서로 다른 관찰 각도에서 병합을 연구하였다.<ref name="Galaxy Collision Rate"/>

CL0958+4702 은하단에서 4개의 타원은하를 포함한 가장 거대한 은하 병합이 관측되었다. 이로 인해 우주에서 가장 거대한 은하 중 하나가 형성될 것이다.<ref name="four_way_merger-BBC">{{뉴스 인용 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6933566.stm |title=Galaxies clash in four-way merger |publisher=BBC News |date=2007년 8월 6일 |accessdate=2007-08-07}}</ref>


== 분류 ==
[[파일:Markarian 779.jpg|섬네일|사진의 상단에 있는 은하 [[마카리안 779]]는 왜곡된 외양을 가지고 있는데, 그 이유로 은하가 최근 두 나선은하 사이의 병합의 결과로 여겨지고 있다.<ref>{{웹 인용|title=Transforming Galaxies|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1206a/|work=Picture of the Week|publisher=ESA/Hubble|accessdate=2012년 2월 6일}}</ref>]]

은하 병합은 병합 은하의 개수, 은하의 상대적 크기 및 기체 부유도 등과 같은 병합 은하의 특징을 통해 별개의 여러 분류군으로 나뉠 수 있다.

=== 개수에 따라 ===

* '''쌍병합'''(''binary merger''): 두 상호작용 은하의 병합.
* '''다중병합'''(''multiple merger''): 둘 이상의 은하가 병합에 참여.

=== 크기에 따라 ===

* '''작은 병합'''(''minor merger''): 병합 은하 중 하나가 다른 하나(또는 그 이상)보다 상당히 큰 경우에 발생한다. 큰 은하는 종종 작은 은하를 "잡아먹는"다. 작은 은하는 큰 은하에 경미한 영향을 미치며 대부분의 기체와 별을 흡수당한다. 우리은하는 현재 이러한 방식을 통해 [[큰개자리 왜소은하]], 그리고 [[마젤란운]]과 같은 작은 은하들을 흡수하고 있는 것으로 여겨진다. [[처녀자리 성류]]는 우리은하에게 거의 다 잡아먹힌(합병당한) [[왜소은하]]의 잔재로 여겨진다.

* '''큰 병합'''(''major merger''): 거의 같은 크기를 가진 두 [[나선은하]]가 적절한 각도 및 속도로 충돌할 때 발생한다. 이들은 종종 [[활동은하핵]]이 있는 단계를 포함하는 다양한 [[피드백]] 기작을 통해 엄청난 양의 티끌 및 기체를 은하간 공간으로 날려보낸다. 이는 수많은 [[퀘이사]] 배후의 원동력으로 여겨진다. 병합의 종점은 타원은하이며, 많은 천문학자들이 이 과정이 타원은하를 형성한 주요 과정이라고 주장한다.

한 연구는 큰 은하들이 지난 90억 년 간 평균 한 번 이상은 서로 병합하였음을 알아내었다. 작은 은하들은 큰 은하들과 더욱 자주 합쳐진다.<ref name="Galaxy Collision Rate"/> 우리은하와 [[안드로메다 은하]]가 약 [[안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌|45억 년 후 충돌]]할 것으로 여겨지는 것에 주목하라. 이들의 병합은 서로 유사한 크기를 가진 만큼 ''큰 병합''으로 분류될 것이다. 따라서 병합의 결과는 타원은하의 형성이 될 것이다.

=== 기체의 부유도에 따라 ===
[[파일:Cosmic “flying V” of merging galaxies.tif|섬네일|병합 은하들이 이루는 우주의 “플라잉 V”.<ref>{{뉴스 인용|title=Cosmic "flying V" of merging galaxies|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1306a/|accessdate=2013년 2월 12일|newspaper=ESA/Hubble Picture of the Week}}</ref>]]
[[파일:Outflows from merging galaxy J2140+1209.jpg|섬네일|병합 은하 J2140+209에서의 유출]]

* '''젖은 병합'''(''wet merger''): 기체 풍부 은하 또는 청색 은하 사이의 합병이다. 젖은 병합은 [[폭발적 항성생성|엄청난 양의 별의 형성]]을 일으키며, 원반은하를 타원은하로 변화시키면서 퀘이사 활동을 촉발한다.<ref name="Lin">{{저널 인용|last=Lin|first=Lihwal|display-authors=etal|title=The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey|journal=애스트로피지컬 저널|date=2008년 7월|volume=681|issue=232|doi=10.1086/587928|bibcode = 2008ApJ...681..232L |arxiv = 0802.3004 }}</ref>

* '''마른 병합'''(''dry merger''): 기체 부족 은하 또는 적색 은하 사이의 합병이다. 이러한 병합은 별형성률에 크게 영향을 주지 않으나, 항성 질량 성장의 중요한 역할을 할 수 있다.<ref name="Lin" />

* '''습진 병합'''(''damp merger''): 위에 언급된 둘 사이 유형의 병합으로, 엄청난 별 형성의 연료로 쓰일 정도의 충분한 기체가 있지만 [[구상성단]]의 형성이 부족하다.<ref name="Forbes">{{저널 인용|last=Forbes|first=Duncan A.|display-authors=etal|title=Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?|journal=애스트로피지컬 저널|date=2007년 4월|volume=659|issue=1|doi=10.1086/512033|bibcode =2007ApJ...659..188F |arxiv = astro-ph/0612415 }}</ref>

* '''혼합 병합'''(''mixed merger''): 기체 풍부 은하와 기체 부족 은하, 또는 청색 및 적색 은하 사이의 병합이다.

== 예시 ==

아래의 은하들은 병합 과정에 있거나 병합에 의해 형성되었을 것으로 여겨지는 은하 일부이다.

* [[더듬이 은하]]
* [[생쥐 은하]]
* [[센타우루스자리 A]]
* [[NGC 7318]]

== 같이 보기 ==
* [[안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌]]
* [[은하 팽대부]]
* [[은하의 형성 및 진화]]
* [[상호작용 은하]]
* [[질량부족]]
* [[완두은하]]

== 각주 ==
{{각주|2}}

== 외부 링크 ==
* [http://www.msnbc.msn.com/id/16872449/ "안드로메다 은하를 포함한 은하 충돌"]
* [http://galmer.obspm.fr "GALMER: 은하 병합 시뮬레이션"]

{{은하}}

{{전거 통제}}

[[분류:은하]]
[[분류:상호작용은하|*은하 병합]]