타원 은하는 타원형의 천체이다. 내부에있는이 은하들은 수백만 개의 별, 행성, 일부 가스, 먼지 및 풍부한 암흑 물질의 고향이며, 모두 중력 덕분에 연결되어 있습니다.
그것들은 명백한 구조가없고 빛이 매우 희미한 후광의 형태로 매끄럽게 확산되는 별들이 가장자리를 향해 규칙적으로 분포하기 때문에 그들의 광도는 매우 균일합니다.
그림 1. 허블 망원경으로 본 큰곰 자리의 밝은 타원 은하 NGC 3610. 출처 : Wikimedia Commons.
형성과 진화
처음에 천체 물리학 자들은 거대한 붕괴가 타원 은하를 일으킨 원인이라고 생각했고, 결국 멈춘 강렬한 별 형성을 일으켰습니다. 이 가설은이 은하의 항성 인구가 다른 유형의 은하보다 오래되었다는 사실에 의해 뒷받침됩니다.
반면에 타원 은하에는 새로운 별의 형성에 필요한 원자재 인 성간 물질로 알려진 가스와 먼지가 거의 없습니다.
그러나 현재의 관측은 겉보기 안정성에도 불구하고 은하계는 정적이 아님을 확인합니다. 중력은 기회가있을 때마다 서로 적극적으로 상호 작용하도록합니다.
이러한 이유로 타원은하는 기원이 다양하고 다른 모양의 은하는 시간이 지남에 따라 타원이 될 가능성이 높다는 현재의 가설이 우세합니다.
중력 인력은 충돌을 일으켜 결국 합병을 일으킬 수 있습니다. 중력이 이러한 가능성에 대한 문을 열어주기 때문에 그러한 규모의 사건은 드문 일이 아닙니다. 더욱이 타원은하는 종종 은하단의 한가운데에서 발견되며, 물질을 가두어 다른 은하와 합칠 수있는 기회가 있습니다.
그림 2.이 두 개의 병합 은하는 "쥐"로 알려져 있습니다. 그들은 별자리 Coma Berenice에 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons. NASA, H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCSC / LO), M.Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), ACS 과학 팀 및 ESA
이것은 청색 왜성 은하와 같은 일부 타원 은하의 내부에서 젊은 청색 별이 발견되어 성간 물질이 완전히 제거되지 않았 음을 보여주는 사실로 확인됩니다.
또한 나선 은하가 원료를 다 사용하면 렌즈 형, 즉 나선 팔이없는 원반형으로 진화한다는 주장도있다. 다른 은하와의 연속적인 충돌은 원반의 손실과 타원체로의 변형으로 이어질 것입니다.
일반적 특성
우주의 치수에 대한 근사치를 얻으려면 지구에서 일반적으로 사용되는 거리 단위가 적절하지 않습니다. 천문학에서는 광년, 파섹 (pc) 및 킬로 파섹 (kpc)이 일반적으로 사용됩니다.
1 kpc = 1000 pc = 3300 광년
은하만큼 거대한 물체의 질량을 측정 할 때 태양 질량이라고하는 단위가 사용되며, 이는 2 x 10 ^ 30 kg에 해당하는 M☉로 표시됩니다.
타원 은하의 일반적인 특성과 관련하여, 가장 특징적인 것은 거의 구형에서 매우 평평한 타원체에 이르는 그 모양이라는 것이 분명합니다.
처음에 설명했듯이 타원은하는 매우 구조화되지 않았습니다. 그들은 타원형 모양의 상당히 규칙적인 분포를 가지고 있으며 어느 정도 범위의 희미한 발광 후광으로 둘러싸여 있습니다. 눈에 띄는 디스크 나 기타 구조가 부족합니다.
타원 은하에만 국한되지는 않지만 중력 우세하에있는 훨씬 작은 은하 인 위성 은하를 가질 수 있습니다. 왜냐하면 금지 된 나선 은하 인 우리 은하는 마젤란운을 위성으로 가지고 있기 때문입니다.
일부는 또한 타원 왜성 은하로 오인 될 수있는 구형 성단을 가지고 있습니다. 운동학 측면에서 타원 은하를 구성하는 별들은 종종 복잡한 궤적을 따르며 은하의 각운동량은 낮은 크기로 여겨집니다.
질량 및 치수
크기 측면에서 많은 가변성이 있습니다. 그들은 성간 가스와 먼지가 거의 없기 때문에 타원 은하의 질량은 항성 질량입니다. 별의 수는 수백만 개의 별에서 백만 개의 별까지 다양합니다.
현재까지 추정 된 지름은 1-200kpc이고 예외적 인 경우 1 메가 파섹 (약 3 백만 광년)입니다.
일반적으로 질량은 10 ^ 6-10 ^ 13 M☉ 범위입니다. 왜소은하라고도 불리는 작은 타원은하는 우리 은하계 주변에 풍부합니다.
다른 극단에는 놀라운 광도를 지닌 거대한 타원 은하가 있습니다. 사실,이 등급은 일반적으로 은하단의 중심에있는 알려진 가장 큰 은하를 가지고 있습니다. 따라서 그들은 그 거대한 크기가 이웃 은하와 합쳐 졌을 가능성이 매우 높습니다.
종류
천문학 자 Edwin Hubble은 은하를 모양에 따라 분류하고 다섯 가지 기본 패턴을 확립했습니다. 분류에는 타원형, 렌즈 형, 나선형, 막 대형 및 불규칙한 나선형이 포함됩니다. 대부분의 은하계는 약 90 %가 타원 또는 나선입니다.
허블은 자신의 분류 체계의 시작 부분에 타원 은하를 배치했으며, 나중에 다른 형태로 진화했다고 믿었 기 때문에 "초기형 은하"라고 언급했습니다.
a가 반장 축이고 b가 타원의 반 단축이면 타원도 e는 다음과 같이 지정됩니다.
E = 1-b / a
E는 타원이 얼마나 평평 해 졌는지 나타내는 척도입니다.
E에 대해 허용되는 가장 높은 값은 3이고 허블 분류에서 왼쪽의 첫 번째 장소는 E0으로 표시되는 구형 은하가 차지하고 EN에 도달 할 때까지 중간 유형 E1, E2, …가 이어집니다. 여기서 N = 10 (1- b / a).
이 값을 초과하면 은하의 구조가 손실되기 때문에 알려진 가장 평평한 것은 E7까지 도달합니다.
허블 자신은 더 많은 정보가 도착함에 따라 원래 분류를 수정했습니다. 다른 천체 물리학 자들도 단순한 타원체 모양 외에 새로운 특징을 포함 시켰습니다. 이를 위해 소문자뿐만 아니라 다른 문자가 사용되었습니다.
타원형 사각형 (박스형) 및 원반형 (디스크 형) 은하
허블 시퀀스 밖에서 Ralf Bender와 그의 공동 연구자들은 1988 년에 타원 은하를 분류하기 위해 두 가지 새로운 용어를 제안했는데,이 용어는 모양뿐만 아니라 다른 매우 중요한 특성도 고려합니다.
이런 식으로 그들은 "boxy"와 "disky"로 그룹화되어 각각 정사각형과 원반형으로 번역됩니다. 이 분류는 은하 표면에서 동일한 광도를 가진 점을 연결하는 등도 선을 고려하여 만들어졌습니다.
흥미롭게도이 선은 타원형을 따르지 않습니다. 일부 은하에서는 다소 직사각형 인 경향이 있고 다른 은하에서는 원반 모양을 취하므로 이름이 붙습니다.
정사각형은 X-ray뿐만 아니라 라디오 소스를 가지고 있다는 점에서 더 큰 광도를 가지고 있고 더 크고 활동적입니다.
따라서 허블 수열에서 동일한 분류를 사용하더라도 두 개의 타원 은하 중 하나가 박스형이거나 정사각형이고 다른 하나가 원반형이거나 원반형이면 서로 다른 특성을 가질 수 있습니다. 이것들은 더 높은 회전을 갖는 경향이있는 반면, boxy는 많은 합병과 은하 상호 작용의 결과 일 수 있습니다.
타원형 cD 형 은하
그들은 너무 거 대해서 피사체에 관해서는 놓칠 수없는 타원형 은하입니다. 그것들은 1 메가 파섹 폭이 될 수 있으며 은하단의 한가운데에서 발견됩니다.
그들의 크기는 아마도 10 13 에서 10 14 M☉ 사이의 여러 은하가 합쳐진 결과이기 때문일 것입니다 . 그들은 매우 밝은 중심 핵을 가지고 있으며 수십만 개의 구상 성단이 있습니다. 또한 다량의 암흑 물질을 포함하고있어 응집력이 있음을 설명하는 데 필요한 것으로 추정된다.
그림 3. 거대한 타원 은하 IC 1101이 돋보이는 은하의 비교 출처 : Wikimedia Commons.
지금까지 가장 큰 것은 처녀 자리 별자리에있는 Abell 2029 클러스터의 IC 1101입니다. 1790 년 William Herschel에 의해 발견되었으며 최대 직경은 6 백만 광년으로 추정됩니다.
그것의 핵심은 극도로 활동 적이기 때문에 생명체를 주최하거나 적어도 지구상에서 우리가 알고있는 것처럼 보이지는 않습니다.
예
타원은하는 보통 은하단의 중간에서 발견되며, 이는 다소 큰 은하의 연합입니다. 별자리 처녀 자리와 Coma Berenice에는 주목할만한 클러스터가 있습니다.
대부분의 은하들은 멀리 떨어져 있기 때문에 눈으로 식별하기가 매우 어렵지만 망원경이나 좋은 품질의 쌍안경을 사용하면 모든 유형의 은하를 구별 할 수 있습니다.
인터넷에는 천체를 발견하는 응용 프로그램뿐만 아니라 많은지도가 있습니다. 은하계에는 일반적으로 고유 한 이름이 없으며, 은하수, 안드로메다, 월풀 또는 월풀 은하 및 솜브레로 은하와 같은 몇 가지 예외가 있습니다.
대부분은 카탈로그 코드로 표시됩니다 : Messier (M) 카탈로그, NGC 또는 New General Catalog 및 IC Index Catalog.
Galaxy M87
M87 (또는 NGC 4486)로 알려진 별의 천체는 처녀 자리 은하단에 속합니다. 그것은 지구에서 가장 가까운 타원 은하 중 하나이며, 약 5300 만 광년 떨어져 있으며, 이전 섹션에서 설명한 상자 형 은하이다. 그것은 무선 주파수 및 플라즈마 방출 측면에서 매우 활동적인 핵을 가지고 있습니다.
그것은 암흑 물질을 포함하지 않고 우리 은하수의 약 두 배의 질량입니다. 이것이 감지된다면 M87은 은하수보다 약 200 배 더 큰 것으로 판명 될 것입니다. M87에서 약 12,000 개의 구상 성단이 확인되었습니다.
그림 4. 허블 망원경으로 본 타원 은하 M87. 출처 : Wikimedia Commons.
M87은 정확히 중앙에 있지 않은 뜨거운 물질로 둘러싸인 거대한 블랙홀에서 나온 것으로 추정되는 약 5,000 광년 길이의 물질 제트를 방출합니다.
Galaxy M32
이것은 같은 이름의 별자리로 안드로메다를 동반하는 왜소 타원 은하입니다. 그것은 매우 조밀하고 매우 거대한 물체를 중심으로 회전하기 때문에 일부 전문가들은 그것이 중력 붕괴에 의해 분해 된 고대 은하의 핵심이라고 제안합니다.
그림 5. 그림은 안드로메다 나선 은하를 보여주고 있으며, 작은 타원 은하 M32는 중앙 왼쪽에있는 작은 점이다. 출처 : Wikimedia Commons. 토르 벤 한센
고대에는 안드로메다 자체와 충돌했을 가능성이 있으며 이미지에서 M32의 바깥 쪽 별이 더 큰 이웃을 향해 어떻게 끌리는 지 알 수 있습니다.
참고 문헌
- Carroll, B. 현대 천체 물리학 소개. 2 위. 판. 피어슨. 874-1037.
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- Oster, L. 1984. 현대 천문학. 편집 복귀. 315-394.
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- Wikipedia. 타원 은하 M87. 출처 : es.wikipedia.org.