은하군 및 은하단 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 은하군 및 은하단 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 MACS J0152. 5 - 2852은 무거운 은하단이다. 사진 안의 거의 모든 천체가 각각 수십억 개의 별을 포함하고 있는 은하이다. [ 1 ] 은하군 ( 銀 河, 영어 : Group of galaxies ) 및 은하단 ( 銀 河, 영어 : Cluster of galaxies ) 은 여태까지 우주의 구조 형성 과정에서 발생한 것 중 가장 거대한 중력속박 천체이다. [ 2 ] 이들은 우주의 거대구조의 가장 밀한 부분을 구성한다. 차가운 암흑물질을 포함하는 중력적 구조 형성에 대한 모형에서, 처음에 매우 작은 구조는 붕괴하여 결과적으로 매우 거대한 구조인 은하단을 형성한다. 은하단은 지금과 100억 년 전 사이, 즉 상대적으로 최근에 형성되었다. 은하군 및 은하단은 각각 열 개에서 수천 개의 은하를 포함한다. 은하단 그 자체는 보통 초은하단으로 불리는 거대한 비중력속박 무리와 관련되어 있다. 목차 1 은하군 2 은하단 3 관측 방법 4 온도 및 밀도 5 목록 6 같이 보기 7 참조 8 더 읽어보기 은하군 [ 편집 ] 이 부분의 본문은
2006. 09996. x. ↑ Markevitch ; Gonzalez ; Clowe ; Vikhlinin ; David ; Forman ; Jones ; Murray ; Tucker ( 2003 ). " 병합 중인 은하단 1E0657 - 56으로부터의 암흑물질 자체 상호작용 단면에 관한 직접적 통제 ". 《 천체물리학 저널 》 606 ( 2 ) : 819 - 824. Bibcode : 2004ApJ... 606.. 819M. arXiv : astro - ph / 0309303. doi : 10. 1086 / 383178. CS1 관리 - 저자표시 ( 링크 ) ↑ Coe, Dan ;, Narciso ; Broadhurst, Tom ; Moustakas, Leonidas A. ; ; Broadhurst ; Moustakas ( 2010 ). " 은하단의 하위구조에 관한 고해상도 질량 지도 : A1689에 관한 렌즈퍼펙트 분석 ". 《 천체물리학 저널 》 723 ( 2 ) : 1678. Bibcode : 2010ApJ... 723. 1678C. arXiv : 1005. 0398. doi : 10. 1088 / 0004 - 637X / 72
열에너지의 증가 또는 감소에 의해 가장 직접적으로 변화하는 물리량이기 때문이다. [ 13 ] 목록 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 은하군 및 은하단 목록입니다. 이름 설명 국부은하군 우리은하를 포함하는 은하군 처녀자리 은하단 지구에서 가장 가까운 은하단 중 하나 같이 보기 [ 편집 ] 엔트로피 화석 은하군 은하 필라멘트 일러스트리스 계획 은하단내부물질 우주의 대규모 구조 은하군 및 은하단 목록 초은하단 은하, 은하단, 대규모 구조에 관한 지식의 타임라인 참조 [ 편집 ] ↑ " 산포해 있는 나선은하와 타원은하 ". 《 이번 주의 ESA / 허블사진 》. 2013년 9월 25일에 확인함. ↑ " 여태까지 봤던 것 중 가장 먼 원시은하단을 발견한 허블 ". 《 ESA / Hubble Press Release 》. 2012년 1월 13일에 확인함. ↑ " 중간지점에 이른 먼 우주에 관한 거대한 지도 ". 《 ESO 》. 2013년 4월 2일에 확인함. ↑ UTK Physics Dept. " 은하군 ". University of Tennessee, Knoville. 2012년 9월 27일에 확인함. ↑, R. P. ; 외. ( 2012년 12월 11일 ). " 중간 정도
9월 27일에 확인함. ↑, R. P. ; 외. ( 2012년 12월 11일 ). " 중간 정도의 적색편이에서의 강렌즈 은하군에 관한 역학적 분석 ". 《 천문학 및 천체물리학 》 ( 2013년 4월 ) 552 : 18. Bibcode : 2013A & A... 552A.. 80M. arXiv : 1212. 2624. doi : 10. 1051 / 0004 - 6361 / 201118513. A80. CS1 관리 - et al. 의 직접적인 사용 ( 링크 ) ↑ Mike Irwin. " 국부은하군 ". 2009년 11월 7일에 확인함. ↑ Brownstein, J. R. ; Moffat, J. W. ( 2006 ). " 비중입자 암흑물질을 제외한 은하단의 질량 ". 《 왕립천문학회 월간보고 》 367 ( 2 ) : 527 - 540. Bibcode : 2006MNRAS. 367.. 527B. arXiv : astro - ph / 0507222. doi : 10. 11 / j. 1365 - 2966. 2006. 09996. x. ↑ Markevitch ; Gonzalez ; Clowe ; Vikhlinin
있다. 관측된 왜곡은 은하단에서의 암흑물질 분포 모형을 작성하는데 이용된다. 온도 및 밀도 [ 편집 ] 칠레에 있는 ESO의 초거대망원경과 하와이에 있는 NAOJ의 스바루 망원경에 의해 촬영된 가장 멀리 있는 성숙 은하단 [ 12 ] 은하단은 우주의 계층적 구조 형성에서 발생하는 가장 최근의 천체이자 가장 무거운 천체로, 은하단의 연구는 은하의 형성과 진화 방식에 관해 알려준다. 은하단은 두가지 중요한 특징을 가지고 있다. 이들의 질량은 구성 은하에서 방출된 어떠한 고에너지 가스를 유지할 만큼 크고 은하단 내부에 있는 가스의 열에너지는 X - 선 대역에서 관측 가능하다. 은하단 내부에서 관측된 가스의 상태는 흡수, 복사냉각, 냉각에 의해 발생하는 열피드백이 일어나는 동안의 충격가열의 조합을 통해 측정된다. 따라서 밀도, 온도, 은하단내부 X - 선 가스의 하위구조는 은하단의 전반적인 열적 형성 역사에 해당한다. 이 열적 역사를 잘 이해하기 위해서는 가스의 엔트로피에 관한 연구가 필요하다. 이는 은하단내부가스의 열에너지의 증가 또는 감소에 의해 가장 직접적으로 변화하는 물리량이기 때문이다. [ 13 ] 목록 [ 편집 ] 이 부분
##물질로 알려져 있고, 성질에 관해서는 불명이다. 일반적인 은하단에서 아마 총질량의 5 % 만이 은하를 구성하고 있고, 10 % 는 뜨거운 X - 선 방출 가스를 구성하며, 나머지는 암흑물질이다. 브라운슈타인과 모팟 [ 7 ] 은 암흑물질 없이 X - 선 은하단을 설명하는 수정된 중력이론을 이용했다. 총알 은하단의 관측은 암흑물질의 존재에 관한 가장 강력한 증거이다. [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] 그러나, 브라운슈타인과 모팟 [ 11 ] 도 수정된 중력이론 역시 은하단의 특징을 설명할 수 있다는 것을 보여주었다. 관측 방법 [ 편집 ] 중력렌즈 은하단 LCDCS - 0829. 은하단은 다양한 관측 기술을 통한 탐사로 발견되어 왔고, 많은 방법을 통해 자세하게 연구되어 왔다. 광학 또는 적외선 : 은하단을 구성하는 각각의 은하들은 광학 또는 적외선 영상 및 분광을 통해 연구된다. 은하단은 고밀도를 탐색하는 광학 또는 적외선 망원경에 의해 발견되고, 동일한 적색편이에 있는 몇몇 은하들을 발견함으로써 확정된다. 적외선 탐색은 멀리 있는 은하단을 탐색하는데 더욱 유용하다. X - 선 : X - 선을 방출하는 뜨거운 플라스마는 X -
1678C. arXiv : 1005. 0398. doi : 10. 1088 / 0004 - 637X / 723 / 2 / 1678. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ McDermott, Samuel D. ; Yu, Hai - Bo ; Zurek, Kathryn M. ; Yu ; Zurek ( 2011 ). " 불끄기 : 어둠이 왜 암흑물질인가 ". 《 피지컬 리뷰 D 》 83 ( 6 ) : 063509. Bibcode : 2011PhRvD.. 83f3509M. arXiv : 1011. 2907. doi : 10. 1103 / PhysRevD. 83. 063509. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Brownstein, J. R. ; Moffat, J. W. ( 2007 ). " 수정 중력이 암흑물질 없이 보여준 총알 은하단 1E0657 - 558의 증거 ". 《 왕립천문학회 월간보고 》 382 : 29 - 47. Bibcode : 2007MNRAS. 382... 29B. arXiv : astro - ph / 0702146v3. doi : 10. 11 / j. 1365 - 2966. 2007.
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##다. 은하단은 은하군보다 더 큰 무리이다. 둘 사이의 뚜렷한 경계선이 없긴 해도 말이다. 가시적으로 관측할 때, 은하단은 서로의 중력에 의해 붙잡힌 은하의 무리처럼 보인다. 그러나, 이들의 운동속도는 너무 커서 상호간의 중력에 의해서속박되어 남아있을 수가 없다. 이는 보이지 않는 추가적인 질량 요소나 중력 외의 인력, 둘 중 하나의 존재를 암시한다. X - 선 연구는 은하단내부물질로 알려진 많은 양의 은하간가스의 존재를 드러낸다. 이 가스는 107 ~ 108 K으로 매우 뜨거워서 제동복사와 원자의 선방출 방식으로 X - 선을 방출한다. 가스의 총질량은 은하들의 총질량의 거의 두배만큼 크다. 그러나 이 마저도 은하단에서 은하가 유지될 수 있는 충분한 질량에 미치지 못한다. 은하단의 중력장 전체에서 이 가스는 거의 유체 정역학 평형상태에 있기 때문에, 총질량 분포를 측정할 수 있다. 이 측량으로부터 추정된 총질량은 은하 또는 뜨거운 가스의 총질량보다 대략 여섯 배나 크다는 것이 밝혀졌다. 불명의 요소는 암흑물질로 알려져 있고, 성질에 관해서는 불명이다. 일반적인 은하단에서 아마 총질량의 5 % 만이 은하를 구성
은하군(銀河群, 영어: Group of galaxies) 및 은하단(銀河團, 영어: Cluster of galaxies)은 여태까지 우주의 구조 형성 과정에서 발생한 것 중 가장 거대한 중력적으로 속박된 천체이다. 이들은 우주의 거대구조의 가장 밀한 부분을 구성한다. 차가운 암흑물질을 포함하는 계층적 구조 형성 모델에서, 처음에 매우 작은 구조는 수축하여 결과적으로 매우 거대한 구조인 은하단을 형성한다. 은하단은 지금과 100억 년 전 사이(z ∼ 3 {\displaystyle z\sim 3}), 즉 상대적으로 최근에 형성되었다. 은하군 및 은하단은 각각 열 개에서 수천 개의 은하를 포함한다. 은하단 그 자체는 보통 초은하단(supercluster)으로 불리는 거대한 비중력속박 무리와 관련되어 있다.