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라이먼브레이크은하 (Lyman Break Galaxy)

쉽게 풀면

은하 속 수소는 파장이 짧은 자외선을 거의 모두 흡수해 버려서, 스펙트럼의 특정 파장보다 짧은 쪽은 갑자기 어두워집니다. 이 끊김이 우주론적적색이동으로 긴 파장 쪽으로 밀려가면, 어떤 필터에서는 은하가 보이는데 그보다 짧은 필터에서는 아예 사라지는 현상이 나타납니다. 이런 특징으로 걸러낸 먼 은하를 라이먼브레이크은하라고 합니다.

왜 중요한가

분광 관측 없이 사진 몇 장의 색만으로 아주 먼 은하를 효율적으로 골라낼 수 있어, 초기 우주의 은하 표본을 대량으로 만드는 표준 기법이 되었습니다. 이렇게 모은 표본으로 우주의 별생성률 역사와 재이온화 시기의 광원 개수를 추정합니다.

논문에서는 이렇게 쓰입니다

조금 더 깊게 보면

끊김은 은하 자체 수소의 흡수와 시선 방향 라이만알파숲의 누적 흡수가 함께 만들어 내며, 적색편이가 높을수록 후자의 기여가 커집니다. 색 선택 기준은 어떤 적색편이 구간을 겨냥하느냐에 따라 달라지고, 차갑고 붉은 별이나 먼지가 많은 은하가 같은 색 영역에 들어와 오염을 일으킬 수 있습니다. 그래서 선택 함수의 완전도와 오염률을 모의 관측으로 보정하는 작업이 필수입니다.

주의할 점

측광적색편이가 여러 필터의 밝기 분포 전체를 모형과 맞추는 방법이라면, 라이먼브레이크 선택은 특정 끊김을 겨냥한 색 기준으로 후보를 거르는 방식입니다. 선택된 은하는 자외선이 밝은 별생성 은하에 치우쳐 있어 초기 은하 전체를 대표하지 않습니다.

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