은하 : 특성, 구성 요소, 유형, 형성 - 아르테 - 2025

은하 같은 가스와 먼지 구름, 별, 성운 행성 소행성 혜성 블랙홀 수십억 어두운 물질이라도 많이 중력 모든 구조 덕분 같은 천체 및 물질의 괴상이다.

우리 태양계는 은하수라고 불리는 큰 나선 은하의 일부입니다. 그리스어에서 파생 된이 이름은 천구를 가로 지르는 희미하게 빛나는 띠와 유사하기 때문에 "우유 경로"로 번역 될 수 있습니다.

그림 1. 허블 망원경으로 본 2,935 만 광년 떨어진 처녀 자리 별자리에있는 솜브레로 은하 M104로 알려진 아름다운 렌즈 형 은하. 출처 : Wikimedia Commons.

맑은 여름 밤에는 전갈 자리와 궁수 자리 사이에서 매우 잘 관찰 될 수 있습니다. 그 방향에는 핵이 있고 별의 밀도가 훨씬 더 높기 때문입니다.

은하 발견의 역사

위대한 그리스 사상가이자 수학자 인 압 데라 (기원전 460-370)의 수학자 인 데모 크리 투스 (Demcritus of Abdera)는 그 당시에는 망원경이 없었습니다. 다른.

갈릴레오 (1564-1642)가 그의 망원경을 가리키면서 그가 셀 수있는 것보다 더 많은 별이 하늘에 있음을 발견했을 때 그에게 동의하기까지 시간이 걸렸습니다.

갈릴레오 갈릴레이-출처 : Domenico Tintoretto

은하수는 수천 개의 태양계로 이루어져 있고 전체가 타원형이고 중심을 중심으로 리드미컬하게 회전한다고 추측 한 것은 독일 철학자 임마누엘 칸트 (1724-1804)였습니다.

또한 그는 은하수와 같은 다른 별과 행성 세트가 존재한다고 제안하고 섬 우주라고 불렀습니다. 이 섬 우주는 지구에서 작고 희미한 빛 조각으로 보일 것입니다.

20 년 후인 1774 년, 프랑스 천문학 자 Charles Messier (1730-1817)가 현재까지 볼 수있는 103 개의 심 우주 물체 모음집 인 Messier 카탈로그가 등장했습니다.

이들 중에는 단순히 성운으로 알려진 섬 우주에 대한 후보가있었습니다. M31 성운은 그중 하나였으며 오늘날 안드로메다의 이웃 은하로 알려져 있습니다.

William Herschel (1738-1822)은 심 우주 물체의 목록을 2,500 개로 확장하고 먼저 은하수의 모양을 설명했습니다. 그러나 과학자들은 M31과 같은 특정 성운이 은하수와 유사한 별들의 거대한 덩어리라는 것을 아직 깨닫지 못했습니다.

충분한 해상도의 망원경이 필요했고 1904 년 캘리포니아 마운트 윌슨 천문대에있는 거대한 망원경이 직경 100 인치의 거울로 만들어 졌을 때 구입할 수있었습니다. 이미 거대한 은하수는 셀 수없이 많은 대기업 중 하나에 불과하기 때문에 우주의 크기가 분명해지지는 않았습니다.

1924 년 Edwin Hubble (1889-1953)은이 나선 성운 중 하나까지의 거리를 측정하여 안드로메다라고 불리는 가장 놀라운 나선 모양의 성운 인 M31 물체에서 세 페이드와 같은 별을 관찰했습니다.

세 페이드는 주기적으로 밝기를 변경하는 별이며 이는 기간에 비례합니다. 밝은 것은 더 긴 기간을 가지고 있습니다.

그때까지 Harold Shapley (1885-1972)는 은하수의 크기를 추정했지만 너무 커서 안드로메다 성운이 은하수 내부에 있다고 확신했습니다.

그러나 허블은 안드로메다 세 페이드까지의 거리가 은하수의 크기보다 훨씬 더 커서 그 안에서 찾을 수 없다고 판단했습니다. 안드로메다는 은하수와 마찬가지로 그 자체로 은하 였지만 오랫동안 "은하 외 성운"으로 불렸다.

일반적 특성

은하계는 모양이 있고 나중에 보 겠지만이 기준에 따라 분류 할 수 있습니다. 그들은 또한 질량을 포함하고 움직임이 있기 때문에 전혀 정적 엔티티가 아닙니다.

은하수와 안드로메다와 같이 거대하고 매우 밝은 은하와 "왜성"이라고 불리는 은하가 있으며, 최대 천 배까지 밝지 않습니다. 크기에 익숙해 지려면 천문학에서 사용되는 측정 단위를 아는 것이 유용합니다. 먼저 광년이 있습니다.

광년은 빛이 1 년 동안 이동하는 거리와 동일한 거리 단위입니다. 빛의 속도는 300,000km / s이고 365 일의 초 수를 곱하면 결과는 약 90 억 km입니다.

비교 목적으로 태양에서 지구까지의 거리는 8.5 광분 (약 1 억 5 천만 킬로미터)으로 태양계 내 측정에 유용한 1AU 또는 천문 단위와 거의 동일합니다. 태양에 다음으로 가장 가까운 별은 4.2 광년의 Proxima Centauri입니다.

UA는 널리 사용되는 또 다른 단위 인 아크 초의 파섹 또는 시차를 생성합니다. 한 점이 파섹 거리에 있다는 것은 그 시차가 지구와 태양 사이의 1 호 초와 같다는 것을 의미합니다. 다음 그림은이를 명확히합니다.

그림 2. parsec을 정의하는 체계. 출처 : Wikimedia Commons. Kes47 (?).

크기, 움직임 및 화학 성분

은하의 크기는 너무 작아서 별이 거의 천 개가 거의 없을 정도에서 나중에 자세히 설명 할 거대한 타원 은하에 이르기까지 매우 다양합니다.

따라서 우리 은하수는 지름이 약 10 만 광년이고 큰 은하이지만 가장 큰 은하는 아닙니다. NGC 6872는 지름이 52 만 광년으로 은하수 지름의 약 5 배이며 현재까지 알려진 가장 큰 나선 은하입니다.

은하들은 정적이 아닙니다. 가스와 먼지의 별과 구름은 일반적으로 중심을 중심으로 회전 운동을하지만 은하의 모든 부분이 같은 속도로 회전하는 것은 아닙니다. 중심에있는 별들은 바깥 쪽 별들보다 빠르게 회전하는데, 이것을 차동 회전이라고합니다.

화학 성분과 관련하여 우주에서 가장 흔한 원소는 수소와 헬륨입니다. 핵융합로처럼 별 안에서는 우리가 알고있는 가장 무거운 원소가 주기율표를 통해 형성됩니다.

은하의 색과 광도는 시간이 지남에 따라 변합니다. 젊은 은하들은 오래된 은하들보다 더 푸르고 밝습니다.

타원형은하는 붉은 색으로 변하는 경향이 있으며, 오래된 별이 많고 불규칙한 별이 가장 파란색입니다. 나선 은하에서 청색은 중심으로 집중되고 주변은 적색으로 집중된다.

은하의 구성 요소

은하를 관측 할 때 다음과 같은 구조를 확인할 수 있는데, 은하수에 존재하는 구조는 가장 잘 연구 되었기 때문에 모델로 채택되었습니다.

디스코와 후광

우리 은하의 두 가지 기본 구조는 원반과 후광입니다. 원반은 은하로 정의 된 중간 평면에 있으며 새로운 별을 생성하는 많은 양의 성간 가스를 포함하고 있습니다. 그것은 또한 오래된 별과 열린 성단을 포함합니다.

모든 은하가 동일한 별 형성 속도를 갖는 것은 아니라는 점에 유의해야합니다. 타원은하는 나선과는 달리 속도가 훨씬 낮은 것으로 믿어집니다.

태양은 은하계의 은하 원반, 대칭 평면에 있으며 원반의 모든 별과 마찬가지로 은하 회전축에 대해 대략 원형이고 수직 인 경로를 따라 은하를 공전합니다. 하나의 궤도를 완료하는 데 약 2 억 5 천만 년이 걸립니다.

후광은 먼지와 가스가 훨씬 적은 지역이기 때문에 덜 조밀 한 구 상체 부피로 은하를 덮고 있습니다. 그것은 구형 성단, 중력의 작용에 의해 그룹화되고 디스크, 개별 별 및 소위 암흑 물질보다 훨씬 오래된 별을 포함합니다.

암흑 물질은 본질이 알려지지 않은 유형의 물질입니다. 그 이름은 전자기 복사를 방출하지 않는다는 사실에 기인하며, 외부의 별이 예상보다 빠르게 이동한다는 사실을 설명하기 위해 그 존재가 제안되었습니다.

별이 궤도에 남아 있기 때문에 중력 인력이기 때문에 별이 은하 중심에 대해 이동하는 속도는 물질이 어떻게 분포되어 있는지에 달려 있습니다. 더 빠른 속도는 볼 수없는 물질이 더 많다는 것을 의미합니다 : 암흑 물질.

전구, 은하 핵 및 막대

원반과 후광과는 별도로 은하에는 돌출부, 중심 돌출부 또는 은하 핵이 있으며, 여기에는 별의 밀도가 더 높아서 매우 밝습니다.

그것의 모양은 거의 구형이지만-비록 은하수의 모양은 땅콩과 비슷하고-그 중심에는 블랙홀로 구성된 핵이 있습니다. 이는 많은 은하계, 특히 나선 것.

우리가 말했듯이 핵 근처에있는 물체는 멀리 떨어져있는 물체보다 훨씬 빠르게 회전합니다. 속도는 중심까지의 거리에 비례합니다.

우리와 같은 일부 나선 은하에는 중심을 통과하고 나선 팔이 나오는 구조 인 막대가 있습니다. 막대가없는 나선 은하보다 막대가 더 많다.

막대는 끝에서 전구로 물질을 운반 할 수있게하여 핵에 별의 형성을 촉진하여 두껍게 만듭니다.

그림 3. 은하수의 구성 요소. 태양은 팔 중 하나에 있으며 은하 중심을 중심으로 회전 운동과 수직 운동이 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons.

은하의 종류

망원경으로 은하를 관찰 할 때 가장 먼저 느끼는 것은 그 모양입니다. 예를 들어, 큰 안드로메다 은하는 나선 모양이고 동반자 NGC 147은 타원형입니다.

은하 분류 체계는 그들이 가지고있는 모양을 기반으로하며 오늘날 가장 많이 사용되는 것은 허블 튜닝 포크 또는 시퀀스로, Edwin Hubble이 1926 년경에 만들어 새로운 정보가 나타 났을 때 자신과 다른 천문학자가 나중에 수정했습니다.

허블은 은하계 진화의 일종이라는 믿음으로이 계획을 설계했지만 오늘날에는 그렇지 않은 것으로 알려져 있습니다. 문자는 타원 은하의 경우 E, 나선 은하의 경우 S, 불규칙한 모양의 은하의 경우 Irr과 같이 연속적으로 은하를 지정하는 데 사용됩니다.

그림 4. 허블 튜닝 포크. 출처 : Wikimedia Commons.

타원 은하

왼쪽에는 소리굽쇠의 목에 문자 E로 표시되는 타원 은하가 있습니다. 그것들을 구성하는 별들은 다소 균일 한 방식으로 분포되어 있습니다.

문자와 함께 표시되는 숫자는 가장 구형 인 E0에서 시작하여 가장 평평한 E7까지 은하계가 얼마나 타원인지를 나타냅니다. 타원도가 7보다 큰 은하는 관찰되지 않았습니다.이 매개 변수를 є로 표시 :

Є = 1-(β / ɑ)

α와 β를 타원의 명백한 장축 및 단축 각각으로 사용합니다. 그러나이 정보는 상대적입니다. 왜냐하면 우리는 지구에서만 볼 수 있기 때문입니다. 예를 들어, 가장자리에 표시된 은하가 타원, 렌즈 형 또는 나선형인지 알 수 없습니다.

거대한 타원은하는 우주에서 가장 큰 천체 중 하나입니다. 비록 난쟁이 타원은하라고 불리는 훨씬 더 작은 버전이 훨씬 더 풍부하기는하지만 그들은 가장 쉽게 관찰 할 수 있습니다.

그림 5. Fornax 별자리에있는 타원 은하 NGC 1316, 다른 더 작은 은하와 합쳐 짐. 출처 : 이미지 크레딧 : NASA / JPL-Caltech / CTIO.

렌즈 형 및 나선 은하

렌즈 형은하는 나선 팔이없는 원반형이지만 막힐 수있다. 그들의 명명법은 S0 또는 SB0이며 그림의 분기점에 있습니다. 디스크의 먼지 (흡수성이 높은 영역)의 양에 따라 S01, SB01에서 S03 및 SB03까지 세분화됩니다.

S 은하는 적절한 나선은 하이고 SB는 막대 나선 은하이다. 나선은 막대에서 중앙 돌출부를 통해 돌출하는 것처럼 보이기 때문이다. 대다수의 은하들은이 모양을 가지고 있습니다.

두 종류의 은하계는 나선 팔의 용이함 정도에 따라 차례로 구분되며 소문자로 표시됩니다. 이것은 가장 큰 벌지 크기와 디스크 길이를 비교하여 결정됩니다 : L 벌지 / L 디스크.

그림 6. 카시오페이아 자리에있는 안드로메다의 아름다운 나선 은하. 출처 : NASA의 Wikimedia Commons 이미지).

예를 들어,이 몫이 ≈ 0.3이면 은하는 단순한 나선 인 경우 Sa로 표시되고 금지 된 경우 SBa로 표시됩니다. 이것들에서 나선은 더 단단해 보이고 팔에있는 별들의 집중은 더 약하다.

시퀀스가 오른쪽으로 계속되면 나선이 느슨해집니다. 이 은하의 팽대부 / 원반 비율은 L 팽대부 / L 원반 ≈ 0.05입니다.

은하에 중간 특성이있는 경우 최대 2 개의 소문자를 추가 할 수 있습니다. 예를 들어 은하수는 SBbc로 분류됩니다.

불규칙 은하

이들은 위에서 설명한 패턴과 모양이 일치하지 않는 은하입니다.

허블 자신이 그들을 두 그룹으로 나눴다. Irr I과 Irr II는 나선 팔의 모양을 연상시키는 무언가를 가지고 있기 때문에 전자가 후자보다 약간 더 조직화되어있다.

Irr II 은하는 무정형이며 인식 할 수있는 내부 구조가 없습니다. Irr I과 Irr II는 일반적으로 타원은 하나 장엄한 나선 은하보다 작습니다. 일부 저자들은 그것들을 왜소은하라고 부르는 것을 선호합니다. 가장 잘 알려진 불규칙 은하 중에는 Irr I로 분류되는 이웃 한 마젤란운이 있습니다.

그림 7. 1834 년 John Herschel이 Centaurus 별자리에서 발견 한 불규칙 은하 NGC 5408. 처음에는 행성상 성운으로 여겨졌습니다. 출처 : Wikimedia Commons.

허블 시퀀스가 ​​발표 된 후 프랑스 천문학 자 Gerard de Vaucouleurs (1918-1995)는 Irr I 및 Irr II 명명법을 제거하고 일부 나선 팔이있는 Irr I을 Sd-SBd 은하로 부르도록 제안했습니다. Sm-SBm 또는 Im ( "m"은 마젤란 은하를 나타냄).

마지막으로, 모양이 정말로 불규칙하고 나선의 흔적이없는 은하를 간단히 Go라고합니다.

은하는 어떻게 형성됩니까?

은하 형성은 오늘날 활발한 논의의 주제입니다. 우주 론자들은 초기 우주가 가스 구름과 암흑 물질로 가득 찬 아주 어둡다 고 믿습니다. 이는 빅뱅 이후 몇 억년 이내에 최초의 별이 형성되었다는 이론 때문입니다.

별의 생산 메커니즘이 제자리에 놓이면 속도에 기복이있는 것으로 밝혀졌습니다. 그리고 별은 은하를 구성하는 것이므로 은하를 형성하는 여러 메커니즘이 있습니다.

중력 인력은 우주 물체의 형성을 움직이는 원초적인 힘입니다. 어떤 지점에서 작은 물질 축적은 더 많은 물질을 끌어 들이고 축적되기 시작합니다.

은하수는 이런 방식으로 시작되었다고 믿어집니다. 결국 은하계에서 가장 오래된 별 들인 후광의 구형 성단을 생성 한 작은 물질 축적 물입니다.

회전은 별이 형성되는 초기 기간 이후에 질량 축적에 내재되어 있습니다. 그리고 회전과 함께 각운동량이 생성되고, 그 보존은 구형 질량의 붕괴를 생성하여 평평한 디스크로 변환합니다.

은하는 다른 작은 은하와 합쳐 짐으로써 크기가 커질 수 있습니다. 이것은 오늘날 은하수와 그 작은 이웃 인 마젤란 구름의 경우에 해당한다고 믿어집니다.

매우 먼 미래에 예상되는 또 다른 합병은 대부분의 은하와 달리 우리에게 가까워지고있는 안드로메다와의 충돌입니다. 안드로메다는 현재 220 만 광년 떨어져 있습니다.

우주에는 몇 개의 은하가 있습니까?

대부분의 공간은 비어 있지만, 일부 추정에 따르면 수백만 개의 은하계, 아마도 100 조 개의 은하계가 있습니다. 다른 사람들은 2 조 개의 은하를 추정합니다. 우주의 대부분은 아직 탐험되지 않은 채로 남아 있으며이 질문에 대한 정확한 답은 없습니다.

허블 우주 망원경은 단 12 일 만에 가장 다양한 형태의 은하 10,000 개를 발견했습니다. 우주에있는 실제 은하의 총합은 알려져 있지 않습니다. 망원경으로 관찰 할 때 거리뿐만 아니라 시간적으로도 더 멀리 가고 있음을 강조 할 필요가 있습니다.

우리가 보는 햇빛이 우리에게 도달하는 데 8.5 분이 걸렸습니다. 우리가 쌍안경으로 관찰하는 안드로메다의 모습은 220 만년 전의 모습입니다. 그것이 우리가 지구에서 보는 것이 관측 가능한 우주의 범위에있는 이유입니다. 지금은 그 너머에 무엇이 있는지 볼 방법이 없습니다.

관측 가능한 우주에 얼마나 많은 은하가 있는지 추정하는 한 가지 방법은 천구의 작은 영역을 나타내는 허블 또는 XDF에서 매우 깊은 필드 샷을 찍는 것입니다.

한 장면에서 5500 개의 은하가 132 억 광년 떨어진 곳에서 발견되었습니다. 이 값에 전체 천구에 대한 XDF의 양을 곱하여 언급 된 10 억 개의 은하계를 추정했습니다.

모든 것은 초기에 지금보다 더 많은 은하가 있었지만 오늘날 우리가 보는 우아한 나선 은하보다 작고 파랗고 모양이 더 불규칙하다는 것을 나타냅니다.

은하의 예

거대한 크기에도 불구하고 은하들은 고독한 것이 아니라 계층 구조로 그룹화되어 있습니다.

은하수는 소위 로컬 그룹에 속하며, 모든 구성원 (약 54 명)이 1 메가 파섹 이하의 거리에 있습니다. 그런 다음 은하의 밀도는 지역 그룹과 유사한 다른 성단이 나타날 때까지 감소합니다.

발견 된 엄청나게 다양한 은하 중에서 그 특이성에 대한 몇 가지 놀라운 예를 강조 할 가치가 있습니다.

거대한 타원 은하

지금까지 발견 된 가장 큰 은하들은 은하단의 중심에 있습니다. 그들은 중력이 다른 은하들을 끌어 당겨 그들을 삼키는 거대한 타원 은하입니다. 이 은하들에서 별 형성 속도는 매우 낮기 때문에 계속 성장하기 위해 다른 은하계를 가두어 둡니다.

활동 은하

활성은하는 은하수처럼 더 정상적이고 조용한 은하와는 달리 매우 높은 에너지의 주파수를 방출하는데, 이는 모든 은하에서 흔히 볼 수있는 별의 핵에서 방출되는 것보다 훨씬 더 높습니다.

수십억 개의 태양에 해당하는이 고 에너지 주파수는 1963 년에 발견 된 퀘이사와 같은 물체의 핵에서 나옵니다. 놀랍게도 우주에서 가장 밝은 물체 중 하나 인 퀘이사는이 속도를 수백만 년 동안 유지할 수 있습니다.

세이퍼 트 은하는 활동 은하의 또 다른 예입니다. 지금까지 수백 개가 발견되었습니다. 코어는 시간에 따라 고도로 이온화 된 방사선을 방출합니다.

그림 8. Seyfert M 106 은하 출처 : Wikimedia Commons. 엑스레이 : NASA / CXC / Univ. of Maryland / AS Wilson et al .; 광학 : Pal.Obs. DSS; IR : NASA / JPL-Caltech; VLA : NRAO / AUI / NSF

중앙 부근에서는 엄청난 양의 가스 물질이 중앙 블랙홀을 향해 돌진하는 것으로 여겨집니다. 질량 손실은 X- 선 스펙트럼에서 복사 에너지를 방출합니다.

전파 은하는 일반 은하보다 만 배나 많은 대량의 전파 주파수를 방출하는 타원 은하입니다. 이 은하들에는 물질의 필라멘트에 의해 은하 핵에 연결된 전파 원 (radio lobes)이 있으며, 이는 강한 자기장이있을 때 전자를 방출합니다.

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