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 / 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.
BL OVV 퀘이사 활발은하 LAE LIRG 폭발적 항성생성 은하 BCD 완두 상호작용 성류 상호작용은하 병합 폭발적 항성생성 은하 위성은하 은하군 및 은하단 BCG 화석은하군 초은하단 은하 필라멘트 낱은하 공동 은하 거시공동 은하조석 목록 가까운 은하 퀘이사 나선은하 같이 보기 암흑은하 희미한 청색은하 은하의 형성 및 진화 은하간 먼지 은하간 항성 은하간 여행 분류 원본 주소 " " 분류 : 은하항성 진화 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 日 本 語 / 中 文 링크 편집 이 문서는 2018년 9월 15일 ( 토 ) 11 : 23에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라
##어 올라 있다. 구상성단은 보통 늙고 금속부족별이기도 하지만, 대부분이 금속부족별이 아니거나 일부 어린 별들을 포함하는 소수의 성단이 있기도 하다. 중성수소로 구성된 고속구름은 은하로 " 쏟아져 " 내리고 있으며, 아마 시작부터 그랬을 것이다. 이는 필연적으로 원반 별이 형성되는 가스원반의 근원이 된다. 늙은 별들로 구성된 크고 매끄러운 ( 타원은하라 불리는 ) 거품에서, 크게 규칙적인 나선은하에 배열된 가스와 별로 구성된 얇은 원반에 이르기까지, 은하는 모양과 크기가 아주 다양하다. ( 허블순차 참고 ) 거대은하의 대부분은 중심에 수백만에서 수십억 태양질량에 이르는 초대질량 블랙홀을 포함하고 있다. 블랙홀은 숙주은하의 특징과 상관있다. 은하의 색등급도를 포함하여 많은 은하들의 특징은 기본적으로 은하에 대해 두 유형이 있음을 시사한다. 이러한 분류는 푸르고 별이 형성되고 있는 은하인 나선은하와 붉고 별이 형성되지 않는 은하인 타원은하로 나뉜다. 원반은하의 형성 [ 편집 ] 나선은하와 같은 원반은하의 중요한 특징은 은하가 매우 얇고 빠르게 회전하며, 보통 나선
더 쉽다. 천문학자들은 현재 타원은하를 우주에서 가장 진화한 계 중 일부로써 보고 있다. 타원은하의 진화에 대한 주요한 추진력으로 작은 은하들의 병합이라고 폭넓게 받아들여지고 있다. 이러한 병합은 극단적으로 격렬한데, 보통 은하들이 초속 500 킬로미터의 속도로 충돌한다. 우주에 있는 많은 은하들은 다른 은하들의 중력에 의해 속박되어 있다. 즉 이들은 다른 은하의 인력으로부터 절대 도망칠 수 없을 것이다. 만약 은하의 크기가 작다면, 병합 결과로 만들어진 은하는 병합 전의 두 은하 어느쪽과도 닮아 보이지 않고, [ 4 ] 그 대신에 타원은하가 될 것이다. 동일한 크기의 원반은하들의 병합은 왼쪽 사진을 참고하라. 국부은하군에서, 우리은하와 안드로메다 은하는 중력에 의해 속박되어 있고 현재 서로 빠른 속도로 접근 중이다. 두 은하가 충돌하게 된다면, 서로 통과하여 두 은하에 심각한 중력섭동을 미치게 만들고, 은하간 공간으로의 일부 가스, 먼지, 별이 방출된다. 이들은 충돌 후 흩어져 이동하다가 속도가 느려지면서 다시 서로의 방향으로 떨어져 재충돌하게 될 것이다. 결과적으로 두 은하는 완전히 합병될 것이며, 가스 및 먼지로 구성된
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 가설화 되었다. 이에 관한 간단한 모형은, 관측된 현상과 함께 보편적으로 받아들여지는 { displaystyle 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 감마선 폭발이다. 폭발광이 두 은하를 통과하여 지구 ( 오른쪽 그림 바깥 방향 ) 를 향함으로써, 빛 일부가 은하 내의 차가운 가스에 의해 흡수되어 스펙트럼에서 특유의 암
( 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. 은하를 구성하는 대부분의 질량은 직접적으로 관측되지 않고 중력을 제외하면 어떤 상호작용도 하지 않는 물질인 암흑물질로 구성되어 있다. 헤일로 별은 보통 원반 별들보다 훨씬 오래되었고 훨씬 낮은 금속함량 ( 별이 거의 수소와 헬륨으로만 구성되어 있음을 의미 ) 을 가지고 있다. 많은 원반은하에서는 늙은 별들로 구성된 ( 보통 " 두꺼운 원반 " 이라고 불리는 ) 외곽의 원반이 부풀어 올라 있다. 구상성단은 보통 늙고 금속부족별이기도 하지만, 대부분이 금속부족별이 아니거나 일부 어린
방향으로 떨어져 재충돌하게 될 것이다. 결과적으로 두 은하는 완전히 합병될 것이며, 가스 및 먼지로 구성된 흐름은 새로 형성된 거대타원은하의 근처 공간을 떠돌아다니게 된다. 실제로 안드로메다 은하는 이미 형태가 일그러졌다. 가장자리가 휘어진 것이다. 이는 아마도 동반은하와의 상호작용 때문 일 것이다. 그뿐만 아니라 최근 왜소구형은하와의 병합의 잔재일 가능성도 있다. 은하의 잔재가 안드로메다 은하의 원반 분포에 여전히 남아 보인다는 것이다. 현대에서 은하들이 크게 집중된 곳 ( 은하단 및 초은하단 ) 은 여전히 은하들이 모이고 있다. 과학자들은 우리은하와 다른 은하에 대해 많은 것을 연구했지만, 형성 및 진화에 대한 가장 기본적인 질문에는 계속 시험적인 답변만 하고 있다. 같이 보기 [ 편집 ] 대폭발 은하 팽대부 우주의 역사 우주론 은하원반 태양계의 형성과 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
은 현재 병합 중인 은하 중 하나다. 더듬이 은하는 충돌 중인 한 쌍의 은하로, 밝고 푸른 점들은 최근 병합의 결과로 형성된 어린 별들이다. 전형적인 타원은하인 ESO 325 - G004 이 부분의 본문은 은하병합입니다. 하늘에서 가장 무거운 은하는 거대타원은하이다. 이를 구성하는 별들은 은하 내에서 무작위적인 방향으로 움직이고 있다. 바꿔 말하면 이들은 원반은하와 같이 회전하지 않는다. 타원은하는 늙은 별들로 구성되어 있으며 먼지의 양이 매우 적거나 없다. 매우 먼 곳에서 탐사된 모든 타원은하는 중심에 초대질량 블랙홀을 가지고 있으며, 블랙홀의 질량은 타원은하의 질량과 상관성을 가진다. 또한 중심의 초대질량 블랙홀은 타원은하의 반대편 모서리에서의 별의 속도를 의미하는 시그마라고 불리는 물리량과 상관있다. 원반은하의 일부 팽대부가 타원은하와 유사해 보이기는 해도, 타원은하는 주변을 둘러싸는 원반을 가지고 있지 않다. 우주에서 은하단과 같이 밀집된 영역일수록 타원은하를 발견하기가 더 쉽다. 천문학자들은 현재 타원은하를 우주에서 가장 진화한 계 중 일부로써 보고 있다. 타원은하의
편집 ] 나선은하와 같은 원반은하의 중요한 특징은 은하가 매우 얇고 빠르게 회전하며, 보통 나선구조를 보여준다는 점이다. 은하의 형성에 관한 주요 도전 과제 중 하나는 근처 우주에서 얇은 원반은하의 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 통해 은하가 형성된다는 이론은 레너드 설과 로버트 진 [ 2 ] 이 처음으로 주장했다. 더 최근의 이론은 상향식 과정에서 암흑물질헤일로의 군집을
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 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 변해가
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.