은하군 (Galaxy Group)
쉽게 풀면
은하단보다 규모가 작은, 수십 개 정도의 은하들이 모여 있는 무리입니다.
왜 중요한가
은하군은 우주에서 은하 대부분이 속해 있는 가장 흔한 환경이므로, 은하단보다 완만한 환경 효과(기체 벗김, 조석 상호작용, 병합)가 은하 진화에 미치는 영향을 연구하는 데 은하단과 대비되는 표본을 제공합니다. 은하군 규모의 헤일로는 암흑물질 헤일로 질량함수의 중간 구간을 채워 약한 렌즈 질량-관측량 관계를 넓은 범위에서 눈금 매기는 데 쓰입니다. 은하군 중 가장 밝은 은하 하나가 X선 광도의 대부분을 차지하는 화석군은, 구성 은하들이 이미 오래전에 병합을 마친 은하군 진화의 종착 단계로 여겨진다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
우리은하가 속한 실제 은하군의 규모와 구성원 수를 예시로 설명한다.
가까운 은하들이 서로 얼마나 빠르게 움직이는지를 측정해 실제로 중력으로 묶여 있는지 확인했다는 뜻이다.
조금 더 깊게 보면
은하군과 은하단의 경계는 대략 10^14 태양질량 근처의 관례적 기준이며 물리적 단절은 없어서, 문헌에 따라 같은 계가 다르게 불릴 수 있습니다. 은하군은 구성원이 적어 속도 분산 기반 질량 추정의 통계 오차가 크고, 시선 방향에 우연히 겹친 은하를 구성원으로 오인하기 쉬워 은하군 카탈로그의 순도가 문제가 됩니다. 밀집 은하군(compact group)은 병합 시간이 짧아야 함에도 존재한다는 점에서 형성 시점이나 암흑물질 분포에 대한 논의가 있습니다. 은하군의 질량 대 광도 비는 개별 은하보다 크지만 대체로 은하단보다는 작아, 헤일로 질량이 커질수록 질량당 별 형성 효율이 떨어지는 경향의 중간 단계를 보여준다. 은하군 내 은하 사이의 상호작용은 빈도가 낮은 대신 상대속도가 느려 병합으로 이어지기 쉬워, 은하군이 은하 병합의 실제 현장으로 꼽힌다. 은하군의 뜨거운 기체는 온도가 약 1천만 K 안팎으로 은하단보다 낮아 더 무른 X선으로 관측되며, 중심 은하의 활동은하핵 되먹임이 기체 분포를 크게 흐트러뜨릴 수 있다. 은하군 카탈로그를 만들 때 쓰는 연결 알고리즘(친구의 친구 방법 등)의 연결 길이 설정에 따라 같은 자료에서도 서로 다른 은하군 목록이 나올 수 있어, 표본 간 비교에는 방법론 일치 여부를 확인해야 한다.
주의할 점
은하군과 은하단의 경계는 명확한 질량 기준이 있다기보다 관례적으로 구성원 은하 수에 따라 구분되는 경우가 많다.