1. 스텔라 운동학 :
* 회전 곡선 : 은하 중심과 다른 거리에서 별과 가스 구름의 속도를 관찰함으로써 천문학자는 은하의 회전 곡선을 플로팅 할 수 있습니다. 곡선의 모양, 특히 먼 거리에서의 평탄도는 태양 궤도를 넘어 보이지 않는 질량의 존재를 나타냅니다.
* 적절한 동작 : 시간이 지남에 따라 별의 작은 옆으로, 특히 은하 후광의 움직임을 측정하면 태양 궤도를 넘어 질량의 분포를 이해하는 데 도움이됩니다.
2. 중력 렌즈 :
* 마이크로 렌스 : 거대한 물체 (별이나 암흑 물질 후광과 같은)가 먼 별 앞에서 통과하면, 그 중력은 빛을 구부립니다. 이 "마이크로 렌싱"효과는 전경 물체의 질량을 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
* 강한 렌즈 : 은하 클러스터와 같은 매우 거대한 물체가 먼 은하에서 빛을 구부려 동일한 은하의 여러 이미지를 만듭니다. 렌즈 된 이미지의 패턴은 렌즈 객체의 질량을 추정하는 데 사용될 수 있습니다.
3. 위성 역학 :
* 난쟁이 은하 궤도 : 은하수 주변의 난쟁이 은하의 궤도 궤도는 은하의 질량 분포에 영향을받습니다. 이 난쟁이 은하의 궤도를 관찰하면 은하수의 총 질량을 제한 할 수 있습니다.
* 구형 클러스터 : 은하 주변의 구형 클러스터의 움직임은 은하수의 중력 전위에 대한 정보를 제공하며, 이는 암흑 물질을 포함한 질량 분포의 영향을받습니다.
4. 기타 기술 :
* 우주 전자 레인지 배경 : 우주 마이크로파 배경 방사선의 패턴을 분석하면 초기 우주의 물질 분포에 대한 정보를 제공 할 수 있습니다. 이것은 은하수의 암흑 물질의 양을 유추하는 데 사용될 수 있습니다.
* 시뮬레이션 : 은하 형성과 진화의 컴퓨터 시뮬레이션은 은하계와 같은 은하에서 암흑 물질의 분포를 이해하는 데 도움이됩니다. 이러한 시뮬레이션은 은하수의 질량에 대한 우리의 이해를 개선하기 위해 관찰 데이터와 비교할 수 있습니다.
도전과 불확실성 :
* 암흑 물질 : 은하수의 덩어리의 상당 부분은 암흑 물질로 여겨지며, 이는 빛을 방출하지 않고 중력의 영향을 통해서만 감지 될 수 있습니다. 암흑 물질의 분포를 결정하는 것은 어려운 일입니다.
* 가스와 먼지 : 성간 매체 (가스 및 먼지)는 은하에 대한 우리의 견해를 가리고 측정을 복잡하게 할 수 있습니다.
* 모델 종속성 : 많은 기술은 질량 분포와 관련된 물리학에 대한 가정에 의존합니다. 이러한 가정은 추정 된 질량에 불확실성을 유발할 수 있습니다.
현재 추정치 :
정확한 값은 여전히 논쟁의 여지가 있지만, 태양 궤도 외부의 은하수의 질량 추정치는 일반적으로 1-2 조 태양 질량 입니다. . 이 질량은 별과 가스가 더 적은 부분을 차지하는 암흑 물질에 의해 지배됩니다.
은하수의 질량에 대한 우리의 이해와 그 안에 암흑 물질의 분포에 대한 우리의 이해를 개선하기위한 연구가 진행 중입니다. 미래의 관찰과 이론적 발전은 우리 은하의 기본 재산에 대한 우리의 지식을 계속 향상시킬 것입니다.
