이는 천체물리학에서 매우 활동적인 연구 분야 중 하나이다. 은하의 형성은 구조 형성 이론에서 우주대폭발의 여파로 인한 양자요동의 결과로 발생하는 것으로 가설화 되었다. 이에 관한 간단한 모형은, 관측된 현상과 함께 보편적으로 받아들여지는 [UNK] { [UNK] displaystyle [UNK] Lambda } 차가운 암흑물질 우주론에서 군집 형성과 병합이 은하가 질량을 끌어모을 수 있는 방법으로, 모양과 구조를 알아낼 수 있기도 하다고 설명한다. 목차 1 흔히 관측되는 은하의 특징 2 원반은하의 형성 3 은하병합 및 타원은하의 형성 4 같이 보기 5 더 읽어보기 6 참조 7 외부 링크 흔히 관측되는 은하의 특징 [ 편집 ] 은하의 형태에 관한 허블소리굽쇠도 예술가가 표현한 초기 우주의 두 은하. 왼쪽의 밝은 폭발은
진화우주 거대구조은하 필라멘트 우주의 성분 [UNK] 모형암흑 에너지 · 암흑 물질가벼운 암흑 물질 관측 우주론 2dF · SDSSCOBE · BOOMERanG · WMAP · 플랑크 과학자 뉴턴 · 아인슈타인 · 호킹 · 프리드만 · 르메트르 · 허블 · 펜지어스 · 윌슨 · 가모프 · 딕 · 젤도비치 · 매더 · 루빈 · 스무트 v. d. e. h 은하의 형성 및 진화에 관한 연구는 균일한 우주에서 시작하여 불균일한 우주가 되는 과정, 첫 은하가 탄생하고 시간에 따라 은하가 변해가는 방식, 그리고 근처의 은하에서 관측되는 다양한 구조가 만들어지는 과정에 관한 연구이다. 이는 천체물리학에서 매우 활동적인 연구 분야 중 하나이다. 은하의 형성은 구조 형성 이론에서 우주대폭발의 여파로 인한 양자요동의 결과로 발생
진화 은하좌표계 은하코로나 은하헤일로 은하의 회전 문제 일러스트리스 계획 질량 분리 금속함량 분포 함수 완두은하 항성 형성 구조 형성 젤도비치 팬케이크 더 읽어보기 [ 편집 ] Ho, Houjun ; van den Bosch, Frank ; White, Simon ( 2010년 6월 ), 《 은하의 형성 및 진화 》 1판, 케임브리지 대학 프레스, ISBN 978 - 0521857932 참조 [ 편집 ] ↑ Eggen, O. J. ; Lynden - Bell, D. ; Sandage, A. R. ( 1962 ). " 늙은 별들의 운동에서의 은하가 붕괴했다는 것에 대한 증거 ". 《 천체물리학 저널 》 136 : 748. Bibcode : 1962ApJ... 136.. 748E. doi : 10. 1086 / 147
링크 흔히 관측되는 은하의 특징 [ 편집 ] 은하의 형태에 관한 허블소리굽쇠도 예술가가 표현한 초기 우주의 두 은하. 왼쪽의 밝은 폭발은 감마선 폭발이다. 폭발광이 두 은하를 통과하여 지구 ( 오른쪽 그림 바깥 방향 ) 를 향함으로써, 빛 일부가 은하 내의 차가운 가스에 의해 흡수되어 스펙트럼에서 특유의 암선을 남기게 된다. 이런 스펙트럼에 관한 세세한 연구가 두 은하에 무거운 화학 원소가 매우 풍부하게 있음을 발견할 수 있게 해준다. 우리은하를 포함한 은하의 구조에 관해 주목할 만한 몇몇 특징들은, 천문학자들이 은하의 형성 이론을 통해 설명할 수 있길 기대하고 있다. 그러한 특징들은 다음과 같다. 나선은하와 은하원반은 상당히 얇고, 밀하며, 상대적으로 빠르게 회전한다. 우리은하는 막대나선은하로 여겨진다
물리학 저널 》 136 : 748. Bibcode : 1962ApJ... 136.. 748E. doi : 10. 1086 / 147433. ↑ Searle, L. ; Zinn, R. ( 1978 ). " 헤일로 성단의 조성 및 은하 헤일로의 형성 ". 《 천체물리학 저널 》 225 : 357 - 379. Bibcode : 1978ApJ... 225.. 357S. doi : 10. 1086 / 156499. ↑ Steinmetz, M. ; Navarro, J. F. ( 2002 ). " 은하의 형태에 관한 계층적 기원 ". 《 뉴 어스트로노미 》 7 ( 4 ) : 155 - 160. Bibcode : 2002NewA.... 7.. 155S. arXiv : astro -
은하의 수가 굉장히 많다는 점으로, 이 문제는 원반이 매우 부서지기 쉬우며, 다른 은하와의 병합으로 얇은 원반이 빠르게 파괴될 수 있다는 뜻이다. 1962년, 올린 에겐, 도널드 린든 - 벨, 앨런 샌디지 [ 1 ] 는 거대한 가스 구름이 단일 붕괴하면서 원반은하가 형성되었다는 이론을 발표하였다. 이론에 따르면 구름이 붕괴함으로써 가스는 빠르게 회전하는 원반에 자리잡는다. 하향식 ( top - down ) 형성 시나리오로 알려져 있는 이 이론은 아주 간단하지만 초기 우주에 대한 관측이 은하가 상향식 ( bottom - up ) 성장 ( 작은 천체가 병합을 통해 더 큰 천체를 형성 ) 을 했음을 강력하게 시사하기 때문에 더 이상 폭넓게 받아들여지지 않는다. 작은 원시은하들의 병합을
은하의 형성 및 진화 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 은하의 형성 및 진화 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 은하의 형성과 진화에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 물리우주론우주 마이크로파 배경을 통해 촬영한 우주의 구조 우주 · 대폭발우주의 나이우주의 역사우주의 종말 초기 우주 플랑크 시대 · 대통일 시대 · 쿼크시대 · 급팽창 이론 · 대폭발 핵합성우주 중력파 배경 · 우주 중성미자 배경우주 마이크로파 배경 우주의 팽창 적색편이 · 허블의 법칙우주팽창프리드만 방정식프리드만 - 르메트르 - 로버트슨 - 워커 계량 구조 형성 우주의 모양구조형성재전리은하의 형성 및 진화우주 거대구조은하 필라멘트 우주의 성분 [UNK] 모형암흑 에너지 · 암흑 물질가벼운 암흑 물질 관측 우주론 2dF · SDSSCOBE · BO
게 된다. 그래서 결과로 만들어진 은하는 원반은하일 것으로 예측되지 않는다. 이것이 천문학자들에게는 미해결된 문제로 남아있긴 해도 람다 - CDM 모형이 완전히 잘못되었다는 것을 필연적으로 의미하진 않는다. 그래도 우주의 은하 분포를 정밀하게 설명하기 위한 더 나은 개선이 필요함을 시사한다. 매우 얇은 원반은하 NGC 891 정면을 향하는 나선은하 메시에 101 나선은하 ESO 510 - G13은 또다른 은하와의 충돌 결과로 휘어졌다. 다른 은하가 완전히 흡수된 후에, 일그러진 곳은 다시 원상태로 돌아오게 될 것이다. 그 과정은 보통 수십억 년 아니면 수백만 년이 걸린다. 은하병합 및 타원은하의 형성 [ 편집 ] 성장 중인 어린 타원은하의 핵 깊은 곳에서 불폭풍처럼 일어나는 별의 탄생을
or ) 흡수 사건의 다른 예들이 있는데, 많은 은하에 대한 거듭적인 과정으로 보인다. 이러한 병합은 은하에 " 새로운 " 가스와 별, 그리고 암흑물질을 제공한다. 그런 과정에 대한 증거는 은하의 [UNK] 또는 방출되는 흐름으로 종종 관측될 수 있다. 은하의 형성에 대한 람다 - CDM 모형은 우주에서 얇은 원반은하의 수를 적게 추산하고 있다. [ 3 ] 그 이유는 은하 형성 모형이 많은 수의 병합을 예측하기 때문이다. 만약 원반은하가 비슷한 질량 ( 적어도 원반은하의 질량의 15 퍼센트 ) 의 또다른 은하와 병합한다면, 원반을 병합 자체가 파괴하거나 최소한 크게 어지럽히게 만들게 된다. 그래서 결과로 만들어진 은하는 원반은하일 것으로 예측되지 않는다. 이것이 천문학자들에게는 미해결된 문제로 남아
할 수 있기 때문으로, 그래서 흩어지지 않는다. 그러나 가스는 빠르게 수축하여 최종적으로 매우 얇고 빠르게 회전하는 원반이 될 때까지 더 빠르게 회전한다. 현재 천문학자들은 어떤 과정이 수축을 막는지 모른다. 사실, 원반은하의 형성에 관한 이론은 원반은하의 회전속도와 크기를 설명할 정도로 완벽하지 않다. 이에 대해서는 새로 형성된 밝은 별 또는 활동은하핵에 의한 방출이 형성 중인 원반의 수축을 느리게 만들 수 있다는 주장이 나왔다. 또 은하의 외곽에 있는 암흑물질헤일로 역시 은하를 끌어당겨 원반의 수축을 막는다는 주장이 나오기도 했다. 최근 몇 년 동안, 은하의 진화 과정에서 병합과 같은 사건에 대한 이해에 초점이 더 맞추어졌다. 우리은하는 궁수자리 왜소은하와
은하의 형성 및 진화에 관한 연구는 균일한 우주에서 시작하여 불균일한 우주가 되는 과정, 첫 은하가 탄생하고 시간에 따라 은하가 변해가는 방식, 그리고 근처의 은하에서 관측되는 다양한 구조가 만들어지는 과정에 관한 연구이다. 이는 천체물리학에서 매우 활동적인 연구 분야 중 하나이다. 은하의 형성은 구조 형성 이론에서 우주대폭발의 여파로 인한 양자요동의 결과로 발생하는 것으로 가설화되었다. 이에 관한 간단한 모형은, 관측된 현상과 함께 보편적으로 받아들여지는 Λ {\displaystyle \Lambda } 차가운 암흑물질 우주론에서 군집 형성과 병합이 은하가 질량을 끌어모을 수 있는 방법으로, 모양과 구조를 알아낼 수 있기도 하다고 설명한다.