Page semi-protected

갤럭시

Galaxy
이 기사는 천문학적 구조에 관한 것입니다. 지구의 은하계는 은하수를 보세요. 기타 용도는 갤럭시(동음이의하게 표시)를 참조하십시오.
코마 베레니케스자리에 있는 전형적인 나선 은하인 NGC 4414는 지름이 약 55,000광년, 지구에서 약 6,000만 광년 떨어져 있습니다.

은하계는 중력에 의해 결합된 별, 별의 잔재, 성간 가스, 먼지, 암흑 물질의 체계입니다.[1][2] 이 단어는 그리스 은하계(γα λα ξία ςα ς)에서 유래한 것으로, 문자 그대로 '밀키'(milky)로 태양계를 포함하는 은하계를 지칭하는 단어입니다. 평균적으로 1억 개의 별을 가진 [3]것으로 추정되는 은하계는 천 개 미만의 별을 가진 [4]왜성에서부터 100조 개의 별을 가진 초거대 은하계에 이르기까지 크기가 다양합니다. 전형적인 은하계의 질량은 대부분 암흑물질의 형태를 띠고 있으며, 그 질량의 몇 퍼센트만이 별과 성운의 형태로 보입니다. 초거대 블랙홀은 은하 중심에서 흔히 볼 수 있는 특징입니다.

은하는 시각적 형태에 따라 타원형,[5] 나선형 또는 불규칙형으로 분류됩니다.[6] 많은 이들이 중심에 초질량 블랙홀을 가지고 있는 것으로 생각됩니다. 궁수자리 A*로 알려진 은하수의 중심 블랙홀의 질량은 태양의 4백만 배입니다.[7]

관측 가능한 우주에는 2천억[8] 개에서 2조11[9] 개의 은하가 있는 것으로 추정됩니다. 대부분의 은하는 지름이 1,000~100,000파섹(약 3,000~300,000광년)이며, 수백만 파섹(또는 메가파섹) 정도의 거리로 떨어져 있습니다. 비교하자면, 우리 은하의 지름은 최소 26,800 파섹(87,400 ly)이며, 가장 가까운 큰 이웃인 안드로메다 은하(지름 약 152,000 ly)와 78만 파섹(250만 ly) 떨어져 있습니다.

은하 사이 공간은 평균 밀도가 세제곱미터당 1개 이하인 약한 가스(은하간 매질)로 가득 차 있습니다. 대부분의 은하는 중력적으로 그룹, 성단, 초은하단으로 구성되어 있습니다. 은하수는 안드로메다 은하와 함께 지배하는 국부군의 일부입니다. 이 그룹은 처녀자리 슈퍼클러스터의 일부입니다. 가장 큰 규모에서 이러한 결합은 일반적으로 거대한 공극으로 둘러싸인 시트와 필라멘트로 배열됩니다.[10] 국부군과 처녀자리 슈퍼클러스터 모두 라니아케아라는 훨씬 더 큰 우주 구조물에 포함되어 있습니다.[11]

어원

galaxy라는 단어는 프랑스어와 중세 라틴어를 통해 그리스어로 은하수를 뜻하는 galaxias (쿠클로스) γ α ξί α ς α κύκλος α λ ς (κύκλος) 'milky (원)'에서 차용되었습니다. 그리스 신화에서 제우스는 필멸의 여인인 유아 헤라클레스가 낳은 아들을 헤라가 잠든 사이에 그의 가슴 위에 올려놓아 아기가 신성한 젖을 마시게 하여 불멸의 존재가 된다고 합니다. 헤라는 모유 수유 중에 깨어났고 그리고 나서 자신이 알려지지 않은 아기를 돌보고 있다는 것을 깨닫습니다: 그녀는 아기를 밀어내고, 우유 일부가 쏟아지며, 그것은 은하수라고 알려진 빛의 띠를 만들어냅니다.[14][15]

천문학 문헌에서 대문자 "은하"는 관측 가능한 우주의 다른 은하들과 구별하기 위해 은하수 은하를 가리키는 데 자주 사용됩니다. 은하수(Milky Way)라는 영어 용어는 제프리 초서(Geoffrey Chaucer) 1380의 이야기로 거슬러 올라갈 수 있습니다.

저기 봐요, 은하계 ë
어떤 사람들이 은하수를 가르고,
적중은 왜일까요?

— Geoffrey Chaucer, The House of Fame[13]

은하는 처음에 망원경으로 발견되었고 나선 성운으로 알려졌습니다. 대부분의 18-19세기 천문학자들은 이들을 해결되지 않은 성단 또는 은하 성운으로 여겼으며, 은하수의 일부로 생각되었을 뿐이지만, 이들의 실제 구성과 성격은 여전히 미스터리로 남아 있습니다. 안드로메다 은하와 같이 근처에 있는 몇 개의 밝은 은하의 더 큰 망원경을 사용한 관측은 별들을 거대한 집합체로 분해하기 시작했지만, 단순히 별들의 희미함과 순수한 개체 수에 기초하여, 이 물체들의 실제 거리는 은하수보다 훨씬 멀리 떨어져 있습니다. 이러한 이유로 그들은 일반적으로 섬 우주라고 불렸지만, 우주라는 단어가 존재 전체를 암시했기 때문에 이 용어는 빠르게 사용되지 않게 되었습니다. 대신에, 그들은 단순히 은하로 알려지게 되었습니다.[16]

명명법

갤럭시 클러스터 SDSS J1152+3313 SDSS는 Sloan Digital Sky Survey, J는 Julian epoch, 1152+3313은 각각 올바른 상승과 하강을 나타냅니다.

수백만 개의 은하들이 목록에 올랐지만, 안드로메다 은하, 마젤란 구름, 월풀 은하, 솜브레로 은하와 같이 잘 알려진 이름을 가진 은하는 극소수에 불과합니다. 천문학자들은 메시에 카탈로그, NGC(새로운 일반 카탈로그), IC(인덱스 카탈로그), CGCG(은하 및 은하단 카탈로그), MCG(형태학적 은하단 카탈로그), UGC(Uppsala 일반 은하단 카탈로그), PGC(주 은하단 카탈로그)와 같은 특정 카탈로그의 숫자로 작업합니다. LEDA)라고도 합니다. 잘 알려진 모든 은하들은 이 카탈로그들 중 하나 이상에 나타나지만 매번 다른 숫자로 나타납니다. 예를 들어 메시에 109(또는 "M109")는 메시에 카탈로그에 있는 숫자 109를 가진 나선 은하입니다. 또한 NGC 3992, UGC 6937, CGC 269–023, MCG +09-20-044, PGC 37617(또는 LEDA 37617) 등의 명칭을 가지고 있습니다.[17] 수백만 개의 더 희미한 은하들은 슬론 디지털 하늘 조사와 같은 하늘 조사에서 그들의 식별자로 알려져 있습니다.[18]

관측이력

은하수

주요 기사: 은하수

그리스 철학자 데모크리토스 (450–370 BCE)는 은하수로 알려진 밤하늘의 밝은 띠가 먼 별들로 구성되어 있을지도 모른다고 제안했습니다.[19] 그러나 아리스토텔레스 (384–322 BCE)는 은하수가 "크고, 수많은 별들이 서로 가까이 붙어있는 일부 별들의 불꽃 같은 날숨의 발화"에 의해 발생했다고 믿었고, "불화는 대기 상층부, 천상의 움직임과 연속되는 세계의 지역에서 발생한다"고 믿었습니다.[20] 신플라톤주의 철학자 올림피오도로스 c.더 영(495–570 CE)은 이 견해에 대해 비판적이었고, 만약 은하수가 달 아래에 있다면 (지구와 달 사이에) 지구의 다른 시간과 장소에서 다르게 보여야 하며, 시차를 가져야 한다고 주장했지만, 그렇지 않았습니다. 그가 보기에 은하수는 천상이었습니다.[21]

모하니 모하메드(Mohani Mohammed)에 따르면, 아라비아 천문학자 이븐 알 하이담(Ibn al-Haytham, 965–1037)은 은하수의 시차를 관찰하고 측정하기 위한 첫 번째 시도를 했고,[22] 따라서 그는 "은하가 시차가 없기 때문에 은하수는 대기에 속하지 않고 지구에서 멀리 떨어져 있어야 한다는 것을 결정했습니다."[23] 페르시아 천문학자 알 비루니(973–1048)는 은하수가 "은하는 성운들의 수많은 조각들의 집합체"라고 제안했습니다.[24] 안달루시아의 천문학자 아벰페이스(d.1138)는 목성과 화성의 결합을 관찰한 것을 두 물체가 가까이 있을 때 이런 현상이 일어난 증거로 [20][25]들며 서로 거의 맞닿아 있는 많은 별들로 구성되어 있다고 제안했고, 달 아래 물질의 굴절 효과로 인해 연속적인 이미지로 보인다고 말했습니다.[20] 14세기 시리아 태생의 이븐 카임 알 자우지야(Ibn Kayyim al-Jawziya)는 은하수가 "고정된 별들의 구에 무수한 작은 별들이 모여 있다"고 제안했습니다.[26]

많은 별들로 구성된 은하수의 실제 증명은 1610년 이탈리아 천문학자 갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 사용하여 연구한 결과 희미한 별들로 엄청나게 많이 구성되어 있다는 것을 발견하면서 이루어졌습니다.[27][28] 1750년, 영국 천문학자 토마스 라이트(Thomas Wright)는 그의 "우주에 관한 독창적인 이론" 또는 "새로운 가설"에서, 그것이 태양계와 비슷하지만 훨씬 더 큰 규모에서 중력에 의해 서로 결합된 수많은 별들의 회전체일 것이라고 정확하게 추측했습니다. 그리고 그 결과로 생긴 별들의 원반은 그 안에서 볼 때 하늘의 띠처럼 보일 수 있었습니다.[29][30] 임마누엘 칸트는 1755년 논문에서 은하수의 구조에 대한 라이트의 생각을 자세히 설명했습니다.[31]

1785년 윌리엄 허셜에 의해 추정된 은하수의 모양은 태양계가 중심부 근처에 있을 것으로 추정되었습니다.

은하수의 모양과 태양의 위치를 설명하는 최초의 프로젝트는 1785년 윌리엄 허셜이 하늘의 여러 지역에 있는 별들의 수를 세어가며 시작되었습니다. 그는 태양계를 중심에 가깝게 두고 은하의 모양을 도식화했습니다.[32][33] 1920년 캅테인은 정교한 접근법을 사용하여 태양이 중심에 가까운 작은 타원체 은하의 사진에 도달했습니다. 할로우 샤플리가 구상 성단 목록을 작성한 다른 방법은 지름이 약 70킬로파섹인 평평한 원반과 중심에서 멀리 떨어진 태양이라는 근본적으로 다른 그림으로 이어졌습니다.[30] 두 분석 모두 은하면에 존재하는 성간 먼지에 의한 빛의 흡수를 고려하지 못했지만, 1930년 로버트 줄리어스 트럼플러가 산개 성단을 연구하여 이 효과를 정량화한 후 은하수 은하의 현재 모습이 나타났습니다.[34]

다른 성운과의 구별

어두운 밤에 은하수 밖에 있는 몇 개의 은하들은 안드로메다 은하, 큰 마젤란 구름, 작은 마젤란 구름, 그리고 삼각형 은하를 포함하여 육안으로 볼 수 있습니다. 10세기 페르시아 천문학자 압드 알 라흐만 알 수피는 안드로메다 은하를 "작은 구름"이라고 표현하면서 안드로메다 은하를 최초로 식별했습니다.[35] 964년에 그는 아마도 그의 《고정된 별들의 책》에서 큰 마젤란 구름을 언급했을 것입니다.[36] 왜냐하면 남쪽으로 약 70° 떨어진 지점에서 그것은 그가 사는 곳이 보이지 않았기 때문입니다.[37][36] 안드로메다 은하는 1612년 시몬 마리우스에 의해 독립적으로 발견되었습니다.[35] 1734년, 철학자 엠마누엘 스웨덴보르그는 프린시피아에서 외부에 은하단으로 형성된 다른 은하들이 눈에 보이는 것보다 훨씬 더 멀리 뻗어 있는 은하단들이 있을 것이라고 추측했습니다. 이러한 견해들은 "오늘날 우주에 대한 견해에 현저하게 가깝습니다."[38] 1745년 피에르 루이 모페르튀이는 성운과 같은 물체들이 별들이 스스로 만들어내는 빛을 능가하는 빛을 포함하여 독특한 특성을 가진 별들의 집합체라고 추측했고, 이들의 회전으로 인해 밝은 점들이 거대하고 평평해진다는 요하네스 헤벨리우스의 견해를 반복했습니다.[39] 1750년 토마스 라이트는 은하수가 평평한 별들의 원반이며 밤하늘에 보이는 성운 중 일부는 별개의 은하수일 것이라고 정확하게 추측했습니다.[30][40]

1899년 아이작 로버츠의 "위대한 안드로메다 성운" 사진, 후에 안드로메다 은하로 확인됨

18세기 말, 찰스 메시에(Charles Messier)는 성운 모양을 가진 가장 밝은 천체 109개를 포함하는 카탈로그를 편찬했습니다. 그 후 윌리엄 허셜은 5,000개의 성운 카탈로그를 조립했습니다.[30] 1845년, 로즈 경은 새로운 망원경을 만들었고 타원 성운과 나선 성운을 구별할 수 있었습니다.[41]

1912년 베스토 M. 슬립허는 가장 밝은 나선 성운의 구성을 결정하기 위해 분광학적 연구를 했습니다. 슬립허는 나선 성운이 높은 도플러 이동을 가지고 있다는 것을 발견했으며, 이는 그가 측정한 별들의 속도를 초과하는 속도로 움직이고 있음을 나타냅니다. 그는 이 성운들의 대부분이 우리에게서 멀어지고 있다는 것을 발견했습니다.[42][43]

1917년 헤버 더스트 커티스는 대안드로메다 성운 내에서 신성 S 안드로메다를 관측했습니다. 사진 기록을 검색한 결과, 그는 11개의 노바에를 더 발견했습니다. 커티스는 이 초신성들이 이 은하계 내에서 발생한 초신성들보다 평균적으로 10 등급 더 희미하다는 것을 알아차렸습니다. 그 결과, 그는 15만 파섹의 거리 추정치를 도출할 수 있었습니다. 그는 나선 성운이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 소위 "섬 우주" 가설의 지지자가 되었습니다.[44]

1920년에 할로우 샤플리와 헤버 커티스 사이에 은하수의 본질, 나선형 성운, 우주의 차원에 관한 논쟁이 벌어졌습니다. 커티스는 그레이트 안드로메다 성운이 외부 은하라는 자신의 주장을 뒷받침하기 위해 은하수의 먼지 구름과 유사한 어두운 차선의 출현과 상당한 도플러 이동에 주목했습니다.[45]

1922년 에스토니아 천문학자 에른스트 외픽은 안드로메다 성운이 실제로 먼 은하계 외 천체라는 이론을 뒷받침하는 거리 측정을 제시했습니다.[46] 새로운 100인치 마운틴 윌슨 망원경을 사용하여 에드윈 허블은 일부 나선형 성운의 바깥 부분을 개별 별들의 집합으로 분해할 수 있었고, 세페이드 변수를 확인하여 성운까지의 거리를 추정할 수 있었습니다. 은하수의 일부가 되기에는 너무 멀리 떨어져 있었기 때문입니다.[47] 1926년 허블은 오늘날까지 사용되는 은하 형태의 분류를 만들었습니다.[48][49]

현대연구

나선은하 메시에 33(오차 막대가 있는 노란색과 파란색 점)의 회전 곡선과 가시 물질의 분포로부터 예측된 것(회색 선). 두 곡선 사이의 불일치는 은하를 둘러싼 암흑 물질 후광을 추가함으로써 설명할 수 있습니다.[50]

1944년 헨드릭 반 데 헐스트는 성간 원자 수소 가스에서 파장 21cm의 마이크로파 복사가 검출될 것이라고 예측했고,[51] 1951년 이를 관측했습니다. 이 복사는 먼지 흡수에 영향을 받지 않으므로 도플러 이동을 사용하여 이 은하의 가스의 움직임을 매핑할 수 있습니다. 이러한 관측은 이 은하의 중심에 회전하는 막대 구조가 있다는 가설로 이어졌습니다.[52] 개선된 전파망원경을 사용하면 다른 은하계에서도 수소 가스를 추적할 수 있습니다. 1970년대에 Vera Rubin은 관측된 은하의 자전 속도와 별과 가스의 눈에 보이는 질량으로 예측된 속도 사이의 불일치를 발견했습니다. 오늘날 은하 회전 문제는 보이지 않는 암흑 물질의 대량 존재로 설명될 것으로 생각됩니다.[53][54]

1990년대부터 허블 우주 망원경은 관측 결과를 개선했습니다. 무엇보다도, 그것의 데이터는 이 은하에서 사라진 암흑 물질이 본질적으로 희미하고 작은 별들로만 구성될 수 없다는 것을 확립하는 데 도움이 되었습니다.[55] 허블 딥 필드는 하늘의 상대적으로 텅 빈 부분을 아주 오래 노출한 것으로 관측 가능한 우주에 약 1,250억 개의11 은하가 있다는 증거를 제공했습니다.[56] 인간이 볼 수 없는 스펙트럼(전파망원경, 적외선 카메라, X선 망원경)을 탐지하는 데 있어 향상된 기술은 허블이 탐지하지 못하는 다른 은하들을 탐지할 수 있게 해줍니다. 특히 회피 영역(은하에 의해 가시광선 파장에서 차단된 하늘 영역)의 조사를 통해 많은 새로운 은하가 발견되었습니다.[57]

노팅엄 대학의 크리스토퍼 콘셀리스(Christopher Conselice)가 이끄는 천체물리학 저널(Astrophysical Journal)에 발표된 2016년 연구는 20년 동안의 허블 이미지를 사용하여 관측 가능한 우주가 적어도 2조 개의12 은하를 포함하고 있다고 추정했습니다.[58][59] 그러나 나중에 뉴호라이즌스 우주 탐사선을 황도대 외부에서 관측한 결과, 이 값은 약 2천억 달러(2×1011)로 감소했습니다.[60][61]

종류와 형태

참고 항목: 은하 팽대부, 중심 거대 천체, 활동은하핵, 은하 형태 분류
허블 분류 체계에 따른 은하의 종류: E는 타원은하의 종류를 나타내고, S는 나선을 나타내며, SB는 막대나선은하를 나타냅니다.

은하는 크게 타원형, 나선형, 불규칙형의 세 가지 유형이 있습니다. 허블 시퀀스는 은하의 모양을 바탕으로 은하 유형에 대해 조금 더 광범위하게 설명합니다. 허블 시퀀스는 전적으로 시각적 형태학적 유형(모양)에 기반을 두고 있기 때문에 별 폭발 은하에서의 별 형성 속도와 활동 은하 중심부에서의 활동과 같은 은하의 특정한 중요한 특성을 놓칠 수 있습니다.[6]

많은 은하들은 그 중심에 초거대 블랙홀이 있는 것으로 생각됩니다. 여기에는 은하 중심이라고 불리는 은하수가 포함됩니다.[62]

타원형

주요 기사: 타원은하

허블 분류 체계는 타원은하의 타원성을 기준으로 하여 E0가 거의 구형이며, 매우 긴 E7까지 등급을 매깁니다. 이 은하들은 타원체 모양의 프로파일을 가지고 있어 시야각에 관계없이 타원형의 모습을 보여줍니다. 그들의 겉모습은 구조가 거의 없고 일반적으로 성간 물질이 상대적으로 적습니다. 결과적으로 이 은하들은 또한 열린 성단의 비율이 낮고 새로운 별의 형성 속도가 감소합니다. 대신, 이들은 일반적으로 더 오래되고 더 진화된 별들에 의해 지배되며, 이 별들은 공통의 무게 중심을 무작위 방향으로 돌고 있습니다. 별의 형성은 처음 폭발한 후에 멈추기 때문에 별들은 무거운 원소들의 양이 적습니다. 이런 의미에서 이들은 훨씬 더 작은 구상 성단과 어느 정도 유사성을 가지고 있습니다.[63]

CD형 은하

은하단 아벨 1413은 아벨 1413 BCG로 명명된 이 cD 타원은하에 의해 지배되고 있습니다. 지름이 80만 광년이 넘는 등광도 지름을 가지고 있습니다. 중력 렌즈를 기록합니다.

가장 큰 은하는 cD형 은하입니다. 1964년 토마스 A의 논문에 의해 처음 기술되었습니다. 매튜스와 다른 사람들은 [64]이들이 훨씬 크다는 점을 제외하고는 거대 타원은하인 더 일반적인 등급의 D 은하의 하위 유형입니다. 이들은 초거대 타원은하로 널리 알려져 있으며, 알려진 가장 크고 가장 빛나는 은하를 구성하고 있습니다. 이 은하들은 메가파섹 규모까지 확장되는 광범위하고 희미한 별의 후광을 가진 중앙 타원형 핵을 특징으로 합니다.[65] 표면 밝기의 프로파일은 반지름(또는 중심으로부터의 거리)의 함수로 더 작은 것보다 더 느리게 떨어집니다.[66]

이러한 cD 은하의 형성은 여전히 활발한 연구 분야로 남아 있지만, 주요 모델은 밀도가 높은 성단 환경에서 더 작은 은하가 합병되거나 심지어 무작위로 과도한 밀도를 가진 성단 외부 은하의 결과라는 것입니다.[67] 이 과정들은 화석군이나 화석군의 형성을 주도하는 메커니즘으로, 비교적 고립된 거대한 초거대 타원형이 성단 중앙에 위치하고 이러한 은하 충돌의 잔재로서 광범위한 X선 구름에 둘러싸여 있습니다. 또 다른 오래된 모델은 클러스터의 가열된 가스가 냉각됨에 따라 중심을 향해 붕괴되어 그 과정에서 별을 형성하는 냉각 흐름 현상,[68] 페르세우스와 같은 클러스터에서 관찰되는 현상,[69] 그리고 최근에는 피닉스 성단에서 관찰되는 현상을 가정합니다.[70]

껍질 은하

NGC 3923 타원형 껍질 은하 (허블사진)

껍질 은하는 후광에 있는 별들이 동심원 모양의 껍질로 배열된 타원 은하의 한 종류입니다. 타원은하의 약 10분의 1은 나선은하에서 관찰된 적이 없는 껍질 같은 구조를 가지고 있습니다. 이러한 구조는 더 큰 은하가 더 작은 동반은하를 흡수할 때 발생하는 것으로 생각되는데, 두 은하 중심이 접근함에 따라 중심점을 중심으로 진동하기 시작하고, 그 진동은 물 위에 퍼지는 잔물결과 유사하게 별의 껍질을 형성하는 중력 잔물결을 생성합니다. 예를 들어, 은하 NGC 3923은 20개 이상의 껍질을 가지고 있습니다.[71]

나선형

본문: 나선은하와 막대나선은하
바람개비 은하, NGC 5457

나선은하는 나선형 바람개비를 닮았습니다. 이러한 은하에 포함된 별들과 다른 가시적인 물질들은 대부분 평면에 놓여 있지만, 나선은하의 대부분의 질량은 보편적인 회전 곡선 개념에 의해 입증된 바와 같이 가시적인 구성 요소를 넘어 확장되는 대략 구형의 암흑 물질 후광에 존재합니다.[72]

나선은하는 일반적으로 나이가 많은 별들의 중심 팽대부와 함께 별들과 성간 매질의 회전하는 원반으로 구성됩니다. 팽대부에서 바깥쪽으로 뻗어 있는 것은 비교적 밝은 팔입니다. 허블 분류 체계에서 나선은하는 유형 S로 나열되며, 나선팔의 팽팽 정도와 중심 팽대부의 크기를 나타내는 문자(a, b, c)가 뒤따릅니다. Sa 은하는 단단하게 감겨있고 잘 정의되지 않은 팔을 가지고 있으며 상대적으로 큰 중심 영역을 가지고 있습니다. 다른 극단에서, Sc 은하는 열려 있고 잘 정의된 팔과 작은 중심 영역을 가지고 있습니다.[73] 잘 정의되지 않은 팔을 가진 은하를 응집성 나선 은하라고 부르기도 하는데, 이와 달리 눈에 띄고 잘 정의된 나선 팔을 가진 웅장한 디자인의 나선 은하와는 대조적입니다.[74] 은하가 회전하는 속도는 일부 나선은하는 두꺼운 볼록부를 가지고 있는 반면, 다른 나선은하는 얇고 밀도가 높기 때문에 원반의 평탄도와 상관관계가 있는 것으로 생각됩니다.[75][76]

막대나선은하의 예시인 NGC 1300

나선은하에서 나선팔은 대략적인 로그 나선의 모양을 가지고 있는데, 이 패턴은 이론적으로 균일하게 회전하는 별 덩어리의 교란으로 인한 것으로 보여질 수 있습니다. 별과 마찬가지로 나선팔은 중심 주위를 회전하지만 일정한 각속도로 회전합니다. 나선팔은 고밀도 물질의 영역, 즉 "밀도 파동"으로 생각됩니다.[77] 별들이 팔을 통해 움직일 때, 각 항성계의 우주 속도는 더 높은 밀도의 중력에 의해 수정됩니다. (속도는 별들이 팔의 반대편에서 출발한 후에 정상으로 돌아옵니다.) 이 효과는 움직이는 차들로 가득 찬 고속도로를 따라 이동하는 속도의 "파도"와 유사합니다. 팔은 밀도가 높기 때문에 별 형성이 용이하기 때문에 볼 수 있으며, 따라서 밝고 젊은 별을 많이 보유하고 있습니다.[78]

고리 은하의 한 예인 호그의 천체

막대나선은하

은하수 은하를 포함한 대부분의 나선은하는 중심핵의 양쪽으로 바깥쪽으로 뻗은 막대 모양의 직선형 별 띠를 가지고 있다가 나선팔 구조로 합쳐집니다.[79] 허블 분류 체계에서 이들은 SB로 지정되며, 그 뒤에 (정상 나선은하의 분류와 동일한 방식으로) 나선팔의 형태를 나타내는 소문자 (a, b 또는 c)가 붙습니다. 막대는 중심부에서 바깥쪽으로 방사되는 밀도파의 결과 또는 다른 은하와의 조석 상호작용으로 인해 발생할 수 있는 일시적인 구조로 생각됩니다.[80] 많은 막대 나선은하들이 활동적인데, 아마도 가스가 팔을 따라 중심핵으로 흘러 들어가기 때문일 것입니다.[81]

우리 은하인 은하수는 지름이 약 30킬로파섹이고 두께가 1킬로파섹 정도 되는 원반 모양의 막대 나선형 대형 은하입니다[82]. 이 별은 약 2,000억11 [83]개의 별을 포함하고 있으며, 총 질량은 태양 질량의 약 6,000억11 배입니다.[84]

초광속 나선형

최근, 연구원들은 초발광 나선이라고 불리는 은하들에 대해 설명했습니다. 이들은 위쪽 지름이 437,000 광년으로 매우 큽니다(은하의 지름 87,400 광년과 비교됩니다). 태양 질량이 3,400억 개로 상당한 양의 자외선과 중적외선 빛을 생성합니다. 이들은 은하수보다 약 30배 빠른 속도로 별 형성 속도가 증가한 것으로 알려져 있습니다.[85][86]

기타형태

  • 특이한 은하는 다른 은하와의 조석 상호작용으로 인해 특이한 특성을 발달시키는 은하계 형성입니다.
    • 고리 은하는 별과 성간매질이 맨 핵을 둘러싸고 있는 고리 모양의 구조를 가지고 있습니다. 고리 은하는 더 작은 은하가 나선 은하의 중심부를 통과할 때 발생하는 것으로 생각됩니다.[87] 안드로메다 은하는 적외선 복사로 볼 때 다중 고리와 같은 구조를 보이기 때문에 이러한 사건이 영향을 미쳤을 수 있습니다.[88]
  • 렌티큘러 은하는 타원은하와 나선은하의 성질을 모두 가지고 있는 중간 형태입니다. 이들은 허블 유형 S0으로 분류되며, 별의[89] 타원형 후광을 가진 잘 정의되지 않은 나선팔을 가지고 있습니다(빈대 렌티큘러 은하는 허블 분류 SB0을 받습니다).
  • 불규칙은하는 타원형이나 나선형의 형태로 쉽게 분류할 수 없는 은하입니다.
    • Ir-I 은하는 약간의 구조를 가지고 있지만 허블 분류 체계와 깨끗하게 일치하지는 않습니다.
    • Ir-II 은하는 허블 분류와 유사한 구조를 가지고 있지 않으며, 붕괴되었을 수 있습니다.[90] (왜소한) 불규칙 은하의 가까운 예로는 마젤란 구름이 있습니다.[91]
  • 암흑은하 또는 "초확산"은하는 극도로 낮은 광도의 은하입니다. 그것은 우리 은하와 같은 크기일 수도 있지만, 눈에 보이는 별은 우리 은하의 1퍼센트 밖에 되지 않습니다. 이러한 유형의 은하를 생성하기 위한 여러 메커니즘이 제안되었으며, 서로 다른 암흑 은하가 서로 다른 수단으로 형성되었을 가능성이 있습니다.[92] 낮은 광도에 대한 한 가지 후보적인 설명은 은하가 초기 단계에서 별을 형성하는 가스를 잃어서 오래된 항성 집단이 생겼다는 것입니다.[93][94]

난쟁이들

주요 기사: 왜소은하

큰 타원은하와 나선은하가 우세함에도 불구하고 대부분의 은하는 왜소은하입니다.[95] 이들은 은하수의 약 100분의 1 크기로, 별이 몇십억 개밖에 되지 않는 다른 은하계와 비교했을 때 상대적으로 작습니다. 최근 가로 길이가 100파섹에 불과한 초소형 왜소은하가 발견되었습니다.[96]

많은 왜소은하들은 하나의 더 큰 은하를 공전할 수도 있습니다. 은하수에는 적어도 12개의 위성이 있으며, 약 300-500개의 위성이 아직 발견되지 않았습니다.[97] 왜소은하에 대한 우리가 가지고 있는 대부분의 정보는 두 개의 나선 은하(은하와 안드로메다)와 많은 왜소은하를 포함하는 지역 그룹의 관측에서 비롯됩니다. 이 왜소은하들은 불규칙 은하 또는 왜소 타원 은하/왜소 구상 은하로 분류됩니다.[95]

27개의 은하수 이웃을 대상으로 한 연구에 따르면 모든 왜소은하에서 중심 질량은 수천 개의 별이 있든 수백만 개의 별이 있든 상관없이 약 1,000만 개의 태양 질량인 것으로 나타났습니다. 이것은 은하가 대부분 암흑 물질에 의해 형성되고 있으며, 최소 크기는 더 작은 규모에서 중력 합체가 불가능한 따뜻한 암흑 물질의 형태를 나타낼 수 있음을 시사합니다.[98]

변종

상호작용

주요 기사: 상호작용은하
안테나 은하는 최종적인 합병을 초래할 충돌을 겪고 있습니다.

은하 간의 상호 작용은 비교적 빈번하며, 은하 진화에 중요한 역할을 할 수 있습니다. 은하들 사이의 가까운 미스는 조석 상호작용으로 인해 뒤틀린 왜곡을 초래하고 가스와 먼지의 교환을 일으킬 수 있습니다.[99][100] 충돌은 두 개의 은하가 서로 직접 통과하여 병합되지 않을 만큼의 상대 운동량을 가질 때 발생합니다. 상호작용하는 은하의 별들은 보통 충돌하지 않지만, 두 형태 내의 가스와 먼지는 상호작용하여 때로는 별 형성을 촉발하기도 합니다. 충돌은 은하의 모양을 심하게 왜곡시켜 막대, 고리 또는 꼬리와 같은 구조를 형성할 수 있습니다.[99][100]

상호작용의 극점에는 은하의 상대적 운동량이 은하가 서로를 통과할 수 있을 만큼 충분하지 않은 은하 합병이 있습니다. 대신, 그것들은 점차 합쳐져서 하나의 더 큰 은하를 형성합니다. 합병은 은하의 원래 형태에 상당한 변화를 가져올 수 있습니다. 만약 은하들 중 하나가 다른 은하보다 훨씬 더 질량이 크다면, 그 결과는 식인 풍습으로 알려져 있는데, 더 질량이 큰 은하는 상대적으로 방해받지 않고 남아 있고, 더 작은 은하는 찢어져 있습니다. 은하수 은하는 현재 궁수자리 왜소 타원은하와 개자리 메이저 왜소은하를 식인하는 과정에 있습니다.[99][100]

스타버스트

주요 기사: 항성 폭발 은하
M82, 별 형성 10배 '정상' 은하계[101] 별 폭발 은하

별들은 거대한 분자 구름을 형성하는 차가운 가스 매장층에서 은하계 내에서 만들어집니다. 일부 은하들은 별이 폭발하는 것으로 알려진 예외적인 속도로 별을 형성하는 것으로 관찰되었습니다. 만약 그들이 계속 그렇게 한다면, 그들은 은하의 수명보다 짧은 시간 안에 비축된 가스를 소비하게 될 것입니다. 따라서 별 폭발 활동은 보통 은하 역사상 비교적 짧은 기간인 약 천만 년 동안만 지속됩니다. 별 폭발 은하는 우주의 초기 역사 동안 더 흔했지만 여전히 전체 별 생산의 약 15%를 차지합니다.[102][103]

별 폭발은하는 먼지투성이의 가스 농도와 주변 구름을 이온화하여 HII 영역을 생성하는 거대한 별을 포함하여 새롭게 형성된 별의 출현이 특징입니다.[104] 이 별들은 초신성 폭발을 일으켜 주변 가스와 강력하게 상호작용하는 팽창하는 잔재를 만듭니다. 이러한 폭발은 가스 영역 전체로 퍼지는 별 형성의 연쇄 반응을 유발합니다. 사용 가능한 가스가 거의 소비되거나 분산된 경우에만 활동이 종료됩니다.[102]

별 폭발은 종종 은하를 병합하거나 상호 작용하는 것과 관련이 있습니다. 그러한 별 폭발을 형성하는 상호작용의 원형은 M82이며, 더 큰 M81과 가까운 접촉을 경험했습니다. 불규칙한 은하는 종종 별 폭발 활동의 공간 매듭을 나타냅니다.[105]

전파은하

본문: 전파은하
헤라클레스 A, 초거대 타원 전파은하

전파은하는 거대한 전파 방출 영역이 눈에 보이는 구조를 훨씬 넘어서 확장된 은하입니다. 이 에너지가 넘치는 라디오 로브는 활동적인 은하핵에서 나오는 제트에 의해 구동됩니다.[106] 전파은하는 파나로프-릴리 분류에 따라 분류됩니다. FRI 등급은 더 낮은 전파 광도를 가지고 있고 더 긴 구조를 보여줍니다. FRI II 등급은 더 높은 전파 광도를 나타냅니다. 전파 광도와 구조의 상관관계는 이 두 종류의 은하에 있는 근원이 다를 수 있음을 시사합니다.[107]

전파은하는 거대 전파은하(GRG)로 분류될 수도 있으며, 전파 방출량은 메가파섹(326만 광년) 규모까지 확대될 수 있습니다. 알키오네우스는 FR II 등급의 저 여기 전파 은하로 관측된 전파 방출량이 가장 크며, 5 메가파섹(16×106 ly)에 이르는 로브 구조를 가지고 있습니다. 비교하자면, 비슷한 크기의 또 다른 거대 전파은하는 3C 236으로 지름이 1,500만 광년에 달합니다. 그러나 전파 방출이 항상 주 은하 자체의 일부로 간주되는 것은 아니라는 점에 유의해야 합니다.[108]

거대 전파은하는 중심은하의 초질량 블랙홀에 의해 구동되는 상대론적 제트에 의해 생성된 전파엽이 존재하는 것을 특징으로 하는 특별한 종류의 물체입니다. 거대 전파은하는 훨씬 더 큰 규모로 확장될 수 있으며, 숙주은하의 직경보다 훨씬 큰 가로 수 메가파섹까지 도달할 수 있다는 점에서 일반 전파은하와 다릅니다.[109]

"정상적인" 전파은하에는 초질량 블랙홀이나 괴물 중성자별이 없는 대신 초신성에 의해 가속된 상대론적 전자의 싱크로트론 복사가 원천입니다. 이 소스들은 비교적 수명이 짧기 때문에 일반 전파 은하의 전파 스펙트럼은 별 형성을 연구하는 데 특히 좋은 방법입니다.

활동은하

주요 기사: 활동은하핵
타원형 전파은하 M87의 중심부에서 입자 제트가 방출되고 있습니다.

일부 관측 가능한 은하들은 활동성 은하핵(AGN)을 포함하고 있다면 "활동성"으로 분류됩니다.[111] 은하의 총 에너지 출력의 상당 부분은 별, 먼지, 성간 매질 대신 활동성 핵에 의해 방출됩니다. AGN에는 여러 가지 분류와 명명 체계가 있지만 광도가 낮은 영역에 있는 은하는 세이퍼트 은하라고 하며, 광도가 호스트 은하보다 훨씬 큰 은하는 준성계 또는 퀘이사로 알려져 있습니다. AGN의 모델은 원자핵의 광학 및 자외선 방출이 주변의 먼지와 가스에 의해 흡수되고 방출되기 때문에 빛의 상당 부분이 원적외선 주파수로 이동한다고 제안합니다.[112]

활동적인 은하핵의 표준 모델은 은하핵의 중심부에 있는 초질량 블랙홀(SMBH) 주위에 형성되는 강착원반을 기반으로 합니다. 활동적인 은하핵에서 나오는 복사는 원반에서 블랙홀 쪽으로 떨어질 때 물질의 중력 에너지에서 비롯됩니다.[113][114] AGN의 광도는 SMBH의 질량과 물질이 SMBH에 떨어지는 속도에 따라 달라집니다. 이들 은하의 약 10%에서는 정반대의 에너지 제트 쌍이 은하핵에서 빛의 속도에 가까운 속도로 입자를 분출합니다. 이러한 제트를 생산하는 메커니즘은 잘 알려져 있지 않습니다.[115]

세이퍼트 은하

주요 기사: 세이퍼트 은하

세이퍼트 은하는 퀘이사와 함께 활동은하의 가장 큰 두 그룹 중 하나입니다. 이들은 매우 높은 표면 밝기를 가진 퀘이사와 같은 핵(매우 밝고 멀리 떨어져 있으며 밝은 전자기 복사원)을 가지고 있지만 퀘이사와 달리 숙주 은하는 명확하게 감지할 수 있습니다.[116] 망원경으로 볼 때 세이퍼트 은하는 중심핵 위에 밝은 별이 겹쳐진 평범한 은하처럼 보입니다. 세이퍼트 은하는 스펙트럼에서 관측된 주파수에 따라 두 개의 주요 아형으로 나뉩니다.[117]

퀘이사

주요 기사: 퀘이사

퀘이사는 활동적인 은하핵에서 가장 에너지가 넘치고 멀리 떨어져 있는 구성원입니다. 극도로 밝았던 이들은 은하계와 유사한 확장된 소스보다는 별과 더 유사하게 보이는 전파와 가시광선을 포함한 전자기 에너지의 높은 적색편이 소스로 처음 확인되었습니다. 이들의 광도는 은하수의 100배에 이를 수 있습니다.[118] 가장 가까운 것으로 알려진 퀘이사인 마카리안 231은 지구에서 약 5억 8100만 광년 떨어져 있으며,[119] 다른 퀘이사들은 약 132억 광년 떨어진 UHZ1만큼 멀리 발견되었습니다.[120][121] 퀘이사는 중력이 빛의 렌즈 역할을 할 수 있다는 현상을 처음으로 보여준 것으로 주목할 만합니다.[122]

기타 AGN

블레이저는 상대론적 제트가 지구 방향을 가리키고 있는 활동적인 은하로 추정됩니다. 전파은하는 상대론적 제트에서 전파 주파수를 방출합니다. 이러한 유형의 활성 은하에 대한 통합 모델은 관찰자의 위치에 따라 그 차이를 설명합니다.[115]

활성 은하핵(스타버스트 영역뿐만 아니라)과 관련이 있을 가능성이 있는 것은 저이온화 핵 방출선 영역(LINNER)입니다. 라이너형 은하의 방출은 약한 이온화된 원소에 의해 지배됩니다. 약하게 이온화된 선의 여기원에는 AGB 이후의 별, AGN 및 충격이 포함됩니다.[123] 인근 은하의 약 3분의 1은 라이너 핵을 포함하고 있는 것으로 분류됩니다.[114][123][124]

야광 적외선 은하

주요 기사: 야광 적외선 은하

발광 적외선 은하(LIRG)는 10 L ☉(태양 광도) 이상의 광도를 가진 은하입니다. 대부분의 경우, 그들의 에너지의 대부분은 적외선에 있는 에너지를 재방사하는 주위의 먼지를 가열하는 많은 수의 젊은 별에서 나옵니다. LIRG가 될 만큼 높은 광도를 얻으려면 최소 18M ☉ 년의 별 형성 속도가 필요합니다. 초발광 적외선 은하(ULIRG)는 최소 10배 이상의 광도를 유지하며 >180M ☉ 년의 속도로 별을 형성합니다. 많은 LIRG는 AGN에서 방사선을 방출하기도 합니다.[125][126] 적외선 은하는 다른 모든 파장을 합친 것보다 더 많은 에너지를 적외선에서 방출하며, 피크 방출은 일반적으로 60~100미크론 파장에서 발생합니다. LIRG는 분자 가스가 풍부한 나선은하의 강한 상호작용과 합병에 의해 생성되는 것으로 여겨집니다.[127]: 5.1 LIRG와 ULIRGS는 지역 우주에서는 흔하지 않지만, 우주가 어릴 때 더 널리 퍼졌습니다.[126]

물리적 직경

은하계는 그 성질상 명확한 경계가 없으며, 중심으로부터 거리가 증가함에 따라 항성 밀도가 점차 감소하는 것이 특징이며, 이는 은하계의 실제 범위를 측정하기 어렵게 만듭니다. 그럼에도 불구하고, 지난 수십 년 동안 천문학자들은 은하의 크기를 정의하는 데 몇 가지 기준을 세웠습니다.

각지름

1936년 에드윈 허블 때부터 은하의 지름을 확인하려는 시도가 있었습니다. 가장 초기의 노력은 은하가 관측한 각도와 추정된 거리를 기반으로 하여 각지름("메트릭 직경"이라고도 함)[128]: 43 으로 이어졌습니다. 이러한 유형의 측정에는 두 가지 중요한 문제가 있습니다. 1) 은하까지의 추정 거리는 적색편이 관련 공간 확장에 대해 보정되어야 하며, 2) 각 직경 데이터 모음은 더 많은 원거리 관측이 가장 발광하는 물체를 우선적으로 선택하기 때문에 선택 편향의 대상이 됩니다.[128]: 73

등광도직경

등광도 직경은 겉보기 표면 밝기를 기반으로 은하의 크기를 측정하는 일반적인 방법으로 도입됩니다.[129] 아이소포토는 은하의 사진과 같은 다이어그램의 곡선으로 동일한 밝기의 점들과 인접하며 은하의 범위를 정의하는 데 유용합니다. 은하의 겉보기 밝기 플럭스는 제곱 아크초당 크기(mag/arcsec2; 때로는 magarcsec로−2 표현됨)로 측정되며, 이는 아이소포토의 밝기 깊이를 정의합니다. 이 단위가 어떻게 작동하는지 설명하기 위해 일반적인 은하의 중심 영역의 밝기 플럭스는 18 mag/arcsec입니다2. 이 밝기는 18등급 가상의 점 물체(별과 같은)가 하늘의 1제곱 아크초 영역에 고르게 퍼져 있는 것과 동일하며, 일반적으로 B 대역의 빛을 사용하여 측정합니다.[130]

등광도 직경의 예(25.0 B-mag/arcsec2 등광도)
갤럭시 지름의 언급
거대 마젤란 구름 9.96킬로파섹(32,500광년) [131]
은하수 26.8킬로파섹(87,400광년) [132]
메시에 87 40.55 킬로파섹 (132,000 광년) [133]
안드로메다 은하 46.58 킬로파섹 (152,000 광년) [134]

유효 반지름(반광) 및 그 변화

반광반경(또는 유효반경, Re)은 은하의 전반적인 밝기 플럭스에 기초한 척도입니다. 이것은 은하 전체 밝기 플럭스의 절반, 즉 50%가 방출된 반지름입니다. 이것은 1948년에 제라르 드 보쿨레르에 의해 처음 제안되었습니다.[135] 50%를 사용하는 선택은 자의적이었지만 R. A.의 추가 작업에서 유용하다는 것이 입증되었습니다. 1963년 물고기는 [136]타원은하의 밝기와 각각의 R을e 연관시키는 광도 집중 법칙을 확립했고, 1968년[137] J.L. Sérsic에 의해 은하의 질량-반지름 관계를 정의했습니다.[129]

R을e 정의할 때 전체 밝기 플럭스 은하를 캡처해야 하며, 2000년에 Bershady가 사용한 방법은 임의로 선택한 반경의 밝기 플럭스를 전체 평균 플럭스로 나눈 크기의 두 배로 측정할 것을 제안합니다.[138] 반광반경을 사용하면 은하의 크기를 대략적으로 추정할 수 있지만 형태를 결정하는 데는 특별히 도움이 되지 않습니다.[139]

이 방법의 변형이 존재합니다. 특히 ESO-Uppsala Catalogue of Galaxy에서는 전체 청색광(B 밴드 특정 필터를 통해 검출된 빛)의 50%, 70%, 90%의 값이 은하의 지름을 계산하는 데 사용되었습니다.[140]

페트로시안 규모

뷔가 처음으로 설명했습니다. 1976년에 [141]Sloan Digital Sky Survey (SDSS)에 의해 이 방법의 수정된 버전이 사용되었습니다. 이 방법은 은하의 반지름이 밝기 플럭스의 방위(수평) 평균 프로파일에 의해 결정되는 은하에 대한 수학적 모델을 사용합니다. 특히 SDSS는 은하의 밝기 플럭스가 배경 잡음의 영향을 상쇄하면서 최대한 포착되도록 하기 위해 R 대역(658nm, 가시 스펙트럼의 빨간색 부분)에서 페트로시안 크기를 사용했습니다. 밝기 프로파일이 기하급수적인 은하의 경우 밝기 플럭스를 모두 포착할 것으로 예상되며, 드 보쿨레르의 법칙을 따르는 프로파일을 따르는 은하의 경우 80%가 포착될 것으로 예상됩니다.[142]

페트로시안 크기는 적색편이와 거리에 독립적이라는 장점이 있으며, 페트로시안 반지름은 은하의 전체 광속으로 정의되기 때문에 은하의 겉보기 크기를 측정할 수 있습니다.[143]

이 방법의 이전 버전에 대한 비판은 IPAC에 의해 발표되었으며,[144] 이 방법은 등광 직경을 사용하는 것보다 값의 크기(최대 10%)를 유발합니다. 페트로시안 크기를 사용하면 은하의 전체 밝기 프로파일, 특히 타원은하의 경우 더 높은 거리와 적색편이에서 더 높은 신호 대 잡음비를 갖는 페트로시안 조리개 외부의 대부분의 빛을 놓칠 수 있다는 단점도 있습니다.[145] 이 방법에 대한 수정은 은하가 세릭의 법칙을 따른다는 가정에 기초하여 2005년 그레이엄 등에 의해 발표되었습니다.[143]

근적외선법

이 방법은 2MASS에 의해 이전에 사용된 등광도 측정 방법의 적응으로 사용되었습니다. 2MASS는 근적외선에서 작동하기 때문에 더 어둡게, 더 차갑게, 오래된 별을 인식할 수 있다는 장점이 있기 때문에 보통 B필터를 사용하는 다른 방식과 비교했을 때 접근 방식이 다릅니다. 2MASS가 사용한 방법에 대한 자세한 내용은 Jarrett et al. 의 문서에 자세히 설명되어 있으며, 설문조사는 여러 매개변수를 측정합니다.[146]

표준 조리개 타원(검출 영역)은 20s mag/arcsec의2 K 밴드(약 2.2 μm 파장)에서 적외선 등광선에 의해 정의됩니다. 은하의 전체적인 광속을 모으는 방법은 적어도 네 가지입니다. 첫 번째 방법은 중심으로부터 7 아크초까지 뻗어 있는 원형 조리개, 20 마그/아크초의2 아이소포토, 은하의 추정 범위를 덮는 방사형 광 분포로 정의되는 "총" 조리개, 크론 조리개(2로 정의됨)입니다.첫 번째 moment 반경의 5배, "전체" 조리개의 플럭스의 통합.

자기장

은하계에는 고유의 자기장이 있습니다. 은하의 자기장은 나선팔 형성에 영향을 미치고 가스 구름에서 각운동량을 운반하는 것을 포함하여 다양한 방식으로 은하의 역학에 영향을 미칩니다. 후자의 효과는 구름의 중력 붕괴와 별 형성에 필요한 요소이기 때문에 특히 중요합니다.[147]

나선은하의 일반적인 평균 등분 강도는 약 10μG(마이크로가우스) 또는 1nT(나노테슬라)입니다. 이에 비해 지구 자기장의 평균 세기는 약 0.3G(Gauss) 또는 30μT(마이크로테슬라)입니다. 은하수의 이웃 은하인 M31과 M33과 같은 전파가 희미한 은하들은 더 약한 자기장(약 5μG)을 가지고 있는 반면, M51, M83 및 NGC 6946과 같이 별 형성 속도가 높은 가스가 풍부한 은하들은 평균 15μG를 가지고 있습니다. 눈에 띄는 나선형 암에서는 차가운 가스와 먼지도 집중되는 지역에서 전계 강도가 최대 25μG가 될 수 있습니다. 가장 강력한 총 등분장(50–100μG)은 M82와 안테나 은하와 같은 별 폭발 은하와 NGC 1097의 중심과 같은 핵별 폭발 영역에서 발견되었습니다.[147]

형성과 진화

본문: 은하의 형성과 진화

형성

초기 우주에[148] 형성된 원형 클러스터에 대한 예술가의 인상

초기 우주의 은하 형성에 대한 현재 모델은 λ CDM 모델을 기반으로 합니다. 빅뱅이 일어난 지 약 30만 년 후, 수소와 헬륨의 원자가 형성되기 시작했는데, 이를 재결합이라고 합니다. 거의 모든 수소는 중성(비이온화)이었고 빛을 쉽게 흡수했으며 아직 별이 형성되지 않았습니다. 결과적으로 이 시기는 "암흑기"라고 불렸습니다. 더 큰 구조가 나타나기 시작한 것은 이 원시 물질의 밀도 변동(또는 이방성 불규칙성)에서 비롯되었습니다. 그 결과 중입자 물질의 질량은 차가운 암흑 물질 후광 내에서 응축되기 시작했습니다.[149][150] 이러한 원시 구조는 결국 오늘날 우리가 보는 은하가 되었습니다.[151]

젊은 은하계의 강착 물질에 대한 예술가의 인상

초기 은하 형성

우주의 역사에서 아주 초기에 은하가 출현했다는 증거는 2006년에 발견되었는데, 이때 IOK-1 은하는 6.96의 비정상적으로 높은 적색편이를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 이후 겨우 7억 5천만 년에 해당하는 것이며, 이 시기에 가장 멀리 떨어져 있고 가장 초기에 형성된 은하라는 것을 발견한 것입니다.[152] 일부 과학자들은 다른 천체(예를 들어 아벨 1835 IR1916)가 더 높은 적색편이를 가지고 있다고 주장했지만, IOK-1의 나이와 구성은 더 확실하게 확립되었습니다. 2012년 12월, 천문학자들은 UDFj-39546284가 알려진 가장 먼 천체이며 적색편이 값이 11.9라고 보고했습니다. 빅뱅(약 138억 년 전) 이후 약 3억 8천만 년 후에[153] 존재했을 것으로 추정되는 이 물체는 약 134억 2천만 광 이동 거리에 있습니다.[154] 빅뱅 직후 은하가 존재했다는 것은 원시은하가 소위 "암흑시대"에 성장했음을 시사합니다.[149] 2015년 5월 5일 현재, EGS-zs8-1은 빅뱅 이후 6억 7천만 년 후에 형성된, 측정된 가장 먼 은하이자 가장 초기 은하입니다. EGS-zs8-1의 빛이 지구에 도달하는 데 130억 년이 걸렸고, 130억 년 동안 우주가 팽창했기 때문에 현재는 300억 광년 떨어져 있습니다.[155][156][157][158][159] 2022년 8월 17일, NASA는 근적외선 카메라(NIRCam)가 수많은 초기 은하들의 제임스 웹 우주 망원경(JWST)에서 촬영한 690개의 개별 프레임의 대형 모자이크 이미지를 공개했습니다.[160][161][162]

2023년 5월, 네이처지의 한 연구에서 JD1이라는 이름의 초 faint 은하가 발견되었습니다. JWST는 근적외선 분광기 NIRSpec를 사용하여 은하 JD1을 관측했으며 적색편이 z=9.79의 거리 값을 갖는 것으로 밝혀졌습니다. 이는 우주가 현재 나이의 약 4%에 불과했던 빅뱅 이후 4억 8천만 년에 JD1이 관측되었다는 것을 의미합니다.[163][164] 이 매우 희미한 은하를 관측한 것은 은하단 아벨 2744에 있는 중력 렌즈의 영향으로 JD1의 이미지를 그렇지 않은 경우보다 13배 더 크고 밝게 만드는 데 도움이 되었습니다.[163][164] 이 효과와 JWST의 NIRCam의 사용은 JD1의 구조가 먼지와 가스로 이루어진 세 개의 별을 형성하는 것을 보여주었습니다.[164]

허블우주망원경이 관측한[165] 근적외선 배경광의 다양한 구성요소

가장 초기의 은하가 형성된 자세한 과정은 천체물리학에서 미해결 문제입니다. 이론은 하향식과 상향식의 두 가지로 나눌 수 있습니다. 하향식 상관관계(Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS] 모델과 같은)에서 원시은하는 약 1억 년 동안 지속되는 대규모 동시 붕괴로 형성됩니다.[166] 상향식 이론(Searle-Zinn [SZ] 모델과 같은)에서는 구상 성단과 같은 작은 구조가 먼저 형성된 다음 이러한 천체가 다수 축적되어 더 큰 은하를 형성합니다.[167] 일단 원시은하가 형성되고 수축되기 시작하면, 최초의 후광별(인구 III 별이라고 함)이 그 안에서 나타났습니다. 이것들은 거의 전부 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며 태양 질량의 100배 이상일 것입니다. 그렇다면 이 거대한 별들은 연료 공급을 빠르게 소모하여 초신성이 되어 무거운 원소들을 성간 매질로 방출했을 것입니다.[168] 이 1세대 별들은 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜 빛이 쉽게 이동할 수 있는 공간의 팽창하는 거품을 만들었습니다.[169]

2015년 6월, 천문학자들은 우주 적색편이 7 은하의 집단 III 별에 대한 증거를 z = 6.60으로 보고했습니다. 그러한 별들은 아주 초기 우주에 존재했을 가능성이 높으며(즉, 높은 적색편이에서), 나중에 행성과 생명체가 형성될 때 필요한 수소보다 더 무거운 화학 원소의 생성을 시작했을 수도 있습니다.[170][171]

2023년 말, 과학자들은 초기 우주에 새로 태어난 은하들이 "바나나" 모양이라는 결과를 보고했는데, 연구자들은 매우 놀랐습니다.[172][173]

진화

은하가 형성된 지 10억 년 안에 핵심 구조가 나타나기 시작합니다.[174] 구상 성단, 중심 초질량 블랙홀, 그리고 금속이 부족한 집단 II 별들의 은하 팽대부가 형성됩니다. 초질량 블랙홀의 생성은 추가되는 물질의 총량을 제한함으로써 은하의 성장을 적극적으로 조절하는 데 핵심적인 역할을 하는 것으로 보입니다.[175] 이 초기 시대 동안 은하는 별 형성의 큰 폭발을 겪습니다.[176]

그 후 20억 년 동안 축적된 물질은 은하 원반으로 정착합니다.[177] 은하는 일생 동안 고속 구름과 왜소은하에서 떨어지는 물질을 계속 흡수할 것입니다.[178] 이 물질은 대부분 수소와 헬륨입니다. 항성의 탄생과 죽음의 주기는 무거운 원소의 풍부함을 서서히 증가시켜 결국 행성의 형성을 가능하게 합니다.[179]

허블 익스트림 딥 필드(XDF)
달의 각도 크기와 비교한 XDF 뷰 필드. 각각 수십억 개의 별들로 구성된 수천 개의 은하들이 이 작은 시야에 있습니다.
XDF(2012) 보기: 각각의 빛의 반점은 은하이며, 그 중 일부는 132억 년이나[180] 됩니다 – 관측 가능한 우주에는 2천억에서 2조 개의 은하가 포함되어 있는 것으로 추정됩니다.
XDF 이미지는 (왼쪽부터) 완전히 성숙한 은하, 거의 성숙한 은하(50억년에서 90억년 전), 젊은 별(90억년 이상)로 이글거리는 원시 은하를 보여줍니다.

은하계의 별 형성 속도는 그들의 지역 환경에 따라 달라집니다. 고립된 '보이드' 은하는 항성 질량당 비율이 가장 높으며, 나선 은하와 관련된 '필드' 은하는 비율이 낮고 밀도가 높은 성단의 은하는 비율이 가장 낮습니다.[181]

은하의 진화는 상호작용과 충돌에 의해 크게 영향을 받을 수 있습니다. 초기 시대에는 은하의 합병이 흔했고, 대부분의 은하는 형태가 특이했습니다.[182] 별들 사이의 거리를 고려할 때, 충돌하는 은하계의 대부분의 항성계는 영향을 받지 않을 것입니다. 그러나 나선팔을 구성하는 성간 가스와 먼지가 중력에 의해 벗겨지면서 조석 꼬리로 알려진 긴 별들이 생성됩니다. 이러한 형성의 예는 NGC 4676[183] 또는 안테나 은하에서 볼 수 있습니다.[184]

은하수 은하와 인근 안드로메다 은하는 초속 약 130km로 서로를 향해 이동하고 있으며, 측면 움직임에 따라 두 은하는 약 50억~60억 년 후에 충돌할 수 있습니다. 은하수는 이전에 안드로메다만큼 큰 은하와 충돌한 적은 없지만, 과거에는 다른 은하들과 충돌하고 합쳐진 적이 있습니다.[185] 우주론적 시뮬레이션에 의하면 110억 년 전에 크라켄이라고 이름 붙여진 특별히 큰 은하와 합병되었습니다.[186][187]

이러한 대규모 상호 작용은 드문 일입니다. 시간이 지남에 따라 동일한 크기의 두 시스템의 합병은 덜 일반적입니다. 대부분의 밝은 은하들은 지난 몇 십억 년 동안 근본적으로 변화가 없었고, 별의 순 형성 속도 또한 아마도 약 100억 년 전에 최고조에 달했을 것입니다.[188]

향후 동향

주요 기사: 팽창하는 우주의 미래

나선은하는 은하와 마찬가지로 나선팔에 성간 수소의 분자 구름이 빽빽하게 모여 있는 한 새로운 세대의 별을 만들어냅니다.[189] 타원은하는 대부분 이 가스가 없기 때문에 새로운 별을 거의 형성하지 않습니다.[190] 별을 형성하는 물질의 공급은 유한합니다. 별이 수소의 공급을 더 무거운 원소로 전환하면 새로운 별 형성은 끝이 날 것입니다.[191][192]

현재의 별 형성 시대는 최대 1,000억 년까지 지속될 것으로 예상되며, 이후 약 10조~100조 년(1013~10년14)이 지나면 가시적인 우주에서 가장 작고 오래 사는 별인 작은 적색왜성이 사라지기 시작하기 때문에 '성시대'는 끝나게 됩니다. 항성 시대가 끝나면 은하는 갈색 왜성, 냉각 또는 냉각 중인 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 작은 천체들로 구성됩니다. 결국 모든 별들은 중력이완의 결과로 중앙의 초거대 블랙홀로 떨어지거나 충돌의 결과로 은하계 사이의 공간으로 던져질 것입니다.[191][193]

대규모 구조물

주요 기사: 관측 가능한 우주 § 대규모 구조물, 은하 필라멘트, 은하단 및 은하단
세이퍼트의 Sextet은 소형 은하군의 한 예입니다.

깊은 하늘의 조사는 은하들이 종종 무리와 성단에서 발견된다는 것을 보여줍니다. 지난 10억 년 동안 비슷한 질량을 가진 다른 은하들과 큰 상호작용을 하지 않은 외딴 은하들은 상대적으로 부족합니다. 조사된 은하의 약 5%만이 실제로 고립되어 있지만, 과거에 다른 은하들과 상호작용하고 심지어 병합되었을 수도 있고, 여전히 더 작은 위성 은하들에 의해 궤도를 돌고 있을 수도 있습니다.

가장 큰 규모로, 우주는 지속적으로 팽창하고 있으며, 그 결과 개별 은하들 사이의 평균적인 분리가 증가하고 있습니다 (허블의 법칙 참조). 은하의 결합은 상호 중력의 인력을 통해 국지적인 규모로 이러한 팽창을 극복할 수 있습니다. 암흑 물질 덩어리들이 각각의 은하를 하나로 묶으면서 이들 결합은 일찍 형성되었습니다. 나중에 근처의 그룹들이 합쳐져서 더 큰 규모의 클러스터를 형성했습니다. 이 지속적인 병합 과정은 은하단 내의 은하간 가스를 30~100 메가켈빈의 매우 높은 온도로 가열합니다.[194] 성단 질량의 약 70~80%는 암흑 물질의 형태를 띠고 있으며, 10~30%는 이 가열된 가스로 구성되어 있고, 나머지 몇 %는 은하의 형태를 띠고 있습니다.[195]

대부분의 은하들은 다른 많은 은하들과 중력적으로 묶여 있습니다. 이들은 군집화된 구조의 프랙탈과 같은 계층적 분포를 형성하며, 이러한 연관성이 가장 작은 것은 그룹이라고 합니다. 은하단은 은하단의 가장 일반적인 유형입니다. 이러한 형성은 우주에 있는 대부분의 은하(대부분의 중입자 질량뿐만 아니라)를 포함합니다.[196][197] 이러한 그룹에 중력적으로 묶여 있으려면 각 구성 은하가 탈출하는 것을 방지할 수 있을 만큼 충분히 낮은 속도를 가져야 합니다(Virial 정리 참조). 그러나 운동 에너지가 충분하지 않으면 이 그룹은 합병을 통해 더 적은 수의 은하로 진화할 수 있습니다.[198]

은하단은 중력으로 묶여 있는 수백에서 수천 개의 은하로 이루어져 있습니다.[199] 은하단은 종종 가장 밝은 은하단으로 알려진 단일 거대 타원은하에 의해 지배되는데, 이 은하단은 시간이 지남에 따라 위성은하를 조석으로 파괴하고 질량을 추가합니다.[200]

밀리미터 이하 파장에서[201] 본 은하수의 남쪽 면

슈퍼클러스터에는 수만 개의 은하가 포함되어 있으며, 은하단, 집단, 때로는 개별적으로 발견되기도 합니다. 초은하단 규모에서 은하는 거대한 빈 공간을 둘러싼 시트와 필라멘트로 배열됩니다.[202] 이 규모 이상에서는 우주가 모든 방향(등방성 및 균질)에서 동일한 것으로 보이지만,[203] 최근 몇 년 동안 이 규모를 초과하는 것으로 보이는 대규모 구조의 수많은 발견으로 인해 이 개념에 도전을 받았습니다. 현재까지 발견된 우주에서 가장 큰 구조물인 헤라클레스-코로나 보레알리스 만리장성은 길이가 100억 광년(3기가파섹)에 달합니다.[204][205][206]

은하수 은하는 지름이 약 1메가파섹인 비교적 작은 은하단인 국부 은하단이라는 이름의 연합체에 속해 있습니다. 은하수와 안드로메다은하는 은하단에서 가장 밝은 두 은하입니다. 다른 구성원 은하들 중 많은 은하들은 이 두 은하의 왜소 동반자입니다.[207] 국부군 자체는 처녀자리 슈퍼클러스터 내의 구름과 같은 구조의 일부이며, 처녀자리 은하단을 중심으로 한 은하단과 은하단의 크고 확장된 구조입니다.[208] 다시 처녀자리 슈퍼클러스터는 라니아케아 슈퍼클러스터의 일부입니다.[209]

다파장 관측

참고 항목: 관측천문학
안드로메다의 자외선 이미지는 젊고 거대한 별들을 포함하는 파란색 영역을 보여줍니다.

천문학의 발전은 항상 기술에 의해 주도되어 왔습니다. 수세기 동안 광학 천문학에서 성공을 거둔 후, 최근 수십 년 동안 전자기 스펙트럼의 다른 영역에서 큰 진전이 있었습니다.[210]

성간 매질에 존재하는 먼지는 가시광선에 불투명합니다. 원적외선보다 투명도가 높아 거대 분자 구름과 은하핵의 내부 영역을 매우 자세히 관찰할 수 있습니다.[211] 적외선은 또한 훨씬 이전에 형성된 멀리 떨어진 적색 이동 은하를 관찰하는 데 사용됩니다. 수증기와 이산화탄소는 적외선 스펙트럼의 여러 유용한 부분을 흡수하기 때문에 고도가 높은 망원경이나 우주에 기반을 둔 망원경은 적외선 천문학에 사용됩니다.[212]

은하, 특히 활동은하에 대한 최초의 비시각적 연구는 무선 주파수를 사용하여 이루어졌습니다. 지구의 대기는 5MHz에서 30GHz 사이의 라디오에 거의 투명합니다. (전리층은 이 범위 아래의 신호를 차단합니다.)[213] 대형 전파 간섭계는 활성 핵에서 방출되는 활성 제트를 매핑하는 데 사용되었습니다. 전파망원경은 중성 수소(21cm 방사선을 통해)를 관측하는 데에도 사용될 수 있으며, 여기에는 나중에 붕괴되어 은하를 형성한 초기 우주의 이온화되지 않은 물질도 포함됩니다.[214]

자외선 망원경과 X선 망원경은 에너지가 높은 은하 현상을 관측할 수 있습니다. 멀리 떨어진 은하계에 있는 별이 근처 블랙홀의 조석력과 떨어져 있을 때 자외선 플레어가 관측되기도 합니다.[215] 은하단의 뜨거운 가스 분포는 X선으로 지도를 만들 수 있습니다. 은하 중심부에 초질량 블랙홀이 존재한다는 사실은 X선 천문학을 통해 확인되었습니다.[216]

갤러리

참고 항목

메모들

참고문헌

  1. ^ Sparke & Gallagher 2000, p. i
  2. ^ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. (August 12, 2006). "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". NASA. Archived from the original on March 28, 2020. Retrieved April 17, 2007.
  3. ^ Howell, Elizabeth; Harvey, Ailsa (February 11, 2022). "How many stars are in the universe? - Can we estimate the total number of stars?". Space.com. Retrieved July 16, 2022.
  4. ^ Strigari, Louis E.; Bullock, James S.; Kaplinghat, Manoj; Simon, Joshua D.; Geha, Marla; Willman, Beth; Walker, Matthew G. (2008). "A common mass scale for satellite galaxies of the Milky Way". Nature. 454 (7208): 1096–1097. doi:10.1038/nature07222. ISSN 0028-0836.
  5. ^ Hoover, A. (June 16, 2003). "UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected". Hubble News Desk. Archived from the original on July 20, 2011. Retrieved March 4, 2011.
    • 기준:
  6. ^ a b Jarrett, T. H. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. Archived from the original on August 2, 2012. Retrieved January 9, 2007.
  7. ^ Finley, D.; Aguilar, D. (November 2, 2005). "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. Archived from the original on December 20, 2015. Retrieved August 10, 2006.
  8. ^ "Astronomers were wrong about the number of galaxies in universe". The Jerusalem Post. January 14, 2021. Archived from the original on January 14, 2021. Retrieved January 14, 2021.
  9. ^ Saunders, Toby (July 25, 2023). "How many galaxies are in the Universe? A lot more than you'd think". BBC Science Focus. Retrieved January 9, 2024.
  10. ^ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". University of Cambridge. Archived from the original on May 24, 2012. Retrieved January 15, 2007.
  11. ^ Gibney, Elizabeth (2014). "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Nature. doi:10.1038/nature.2014.15819. S2CID 124323774.
  12. ^ C.T. 양파 등, 옥스포드 영어 어원 사전, 옥스포드, 1966, p. 385.
  13. ^ a b Harper, D. "galaxy". Online Etymology Dictionary. Archived from the original on May 27, 2012. Retrieved November 11, 2011.
  14. ^ Waller & Hodge 2003, 페이지 91
  15. ^ Konečný, Lubomír. "Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way" (PDF). Academy of Sciences of the Czech Republic. Archived from the original (PDF) on July 20, 2006. Retrieved January 5, 2007.
  16. ^ Rao, J. (September 2, 2005). "Explore the Archer's Realm". Space.com. Archived from the original on October 31, 2010. Retrieved January 3, 2007.
  17. ^ "Results for object MESSIER 109 (M109)". NASA/IPAC Extragalactic Database. Retrieved January 13, 2023.
  18. ^ "SkyServer: About the SDSS". SkyServer. Archived from the original on January 12, 2024. Retrieved March 3, 2024.
  19. ^ Plutarch (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Echo Library. p. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved July 25, 2018.
  20. ^ a b c Montada, J. P. (September 28, 2007). "Ibn Bâjja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. Archived from the original on March 16, 2020. Retrieved July 11, 2008.
  21. ^ Heidarzadeh 2008, pp. 23–25
  22. ^ 모하메드 2000, 페이지 49-50
  23. ^ Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B. (2005). "Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography" (PDF). The Education and Training in Optics and Photonics Conference. Archived (PDF) from the original on May 24, 2011. Retrieved July 8, 2008.
  24. ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F., "Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni", MacTutor History of Mathematics Archive, University of St Andrews
  25. ^ Heidarzadeh 2008, p. 25, 표 2.1
  26. ^ Livingston, J. W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society. 91 (1): 96–103 [99]. doi:10.2307/600445. JSTOR 600445.
  27. ^ Galilei, Galileo (1610). Sidereus Nuncius. Venice, (Italy): Thomas Baglioni. pp. 15–16. Retrieved January 10, 2024.
    영어 번역:
  28. ^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). "Galileo Galilei". University of St. Andrews. Archived from the original on May 30, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  29. ^ 2016년 11월 20일 Wayback Machine에 보관된 "... 별들은 질서나 설계 없이 모든 일상적인 공간에 무질서하게 무한히 분산되고 분포되어 있지 않습니다... 이 æ 현상은 관찰자의 상황에서 발생하는 특정한 효과에 지나지 않습니다. 무한한 공간에 놓인 관람객에게... 은하수(Lactea)는 거대한 별의 고리입니다..."
    Wayback Machine에서 2016년 11월 20일 73페이지에서 라이트는 은하수를 소용돌이 마그누스(대 소용돌이)라고 불렀고, 그 지름을 8.64×10마일12(13.9×1012 km)로 추정했습니다.
  30. ^ a b c d Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Archived from the original on June 30, 2012. Retrieved January 4, 2007.
  31. ^ Wayback Machine에서 2016-11-20 Kant, Immanuel (November 20, 2016) [1755]. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (Universal Natural History and Theory of the Heavens). Königsberg and Leipzig, (Germany): Johann Friederich Petersen. ISBN 978-3-89131-002-1.보관
    Ian Johnston의 영어 번역 제공: 캐나다 British Columbia, Vancouver Island University, Archived August 29 at the Wayback Machine.
  32. ^ Herschel, William (1785). "XII. On the construction of the heavens". Giving Some Accounts of the Present Undertakings, Studies, and Labours, of the Ingenious, in Many Considerable Parts of the World. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Vol. 75. London. pp. 213–266. doi:10.1098/rstl.1785.0012. ISSN 0261-0523. S2CID 186213203. Archived from the original on November 20, 2016. Retrieved January 27, 2016. 허셜의 은하 도표는 기사의 마지막 페이지 바로 뒤에 나타납니다.
  33. ^ 폴 1993, 16-18페이지
  34. ^ Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society. 31 (31): 1479. Bibcode:1999AAS...195.7409T.
  35. ^ a b Kepple & Sanner 1998, p. 18
  36. ^ a b "The Large Magellanic Cloud, LMC". Observatoire de Paris. March 11, 2004. Archived from the original on June 22, 2017.
  37. ^ "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". Observatoire de Paris. Archived from the original on April 16, 2007. Retrieved April 19, 2007.
  38. ^ Gordon, Kurtiss J. "History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33". Caltech.edu. Archived from the original on January 25, 2021. Retrieved June 11, 2018.
  39. ^ 칸트, 임마누엘, 세계자연사와 천국론 (1755)
  40. ^ 라이트의 독창적인 이론이나 새로운 우주 가설에서 인용된 텍스트 참조
  41. ^ "William Rosse". parsonstown.info. March 24, 2021. Retrieved January 11, 2024.
  42. ^ Slipher, V. M. (1913). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1 (8): 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  43. ^ Slipher, V. M. (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. Vol. 23. pp. 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
  44. ^ Curtis, H. D. (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128.
  45. ^ Weaver, H. F. "Robert Julius Trumpler". US National Academy of Sciences. Archived from the original on December 24, 2013. Retrieved January 5, 2007.
  46. ^ Öpik, E. (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". The Astrophysical Journal. 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680.
  47. ^ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". The Astrophysical Journal. 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167.
  48. ^ Hubble, Edwin. (1926). "No. 324. Extra-galactic nebulae". Contributions from the Mount Wilson Observatory. Carnegie Institution of Washington. 324: 1–49. Bibcode:1926CMWCI.324....1H.
  49. ^ Sandage, A. (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 83 (6): 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Archived from the original on May 30, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  50. ^ Corbelli, E.; Salucci, P. (2000). "The extended rotation curve and the dark matter halo of M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 441–447. arXiv:astro-ph/9909252. Bibcode:2000MNRAS.311..441C. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x.
  51. ^ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. Archived from the original on May 29, 2012. Retrieved January 5, 2007.
  52. ^ López-Corredoira, M.; et al. (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics. 373 (1): 139–152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. doi:10.1051/0004-6361:20010560. S2CID 18399375.
  53. ^ Rubin, V. C. (1983). "Dark matter in spiral galaxies". Scientific American. Vol. 248, no. 6. pp. 96–106. Bibcode:1983SciAm.248f..96R. doi:10.1038/scientificamerican0683-96.
  54. ^ Rubin, V. C. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (772): 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573. S2CID 122927800.
  55. ^ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. October 17, 1994. Archived from the original on August 1, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  56. ^ "How many galaxies are there?". NASA. November 27, 2002. Archived from the original on July 11, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  57. ^ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia. 17 (1): 6–12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:2000PASA...17....6K. doi:10.1071/AS00006. S2CID 17900483.
  58. ^ Conselice, Christopher J.; et al. (2016). "The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications". The Astrophysical Journal. 830 (2): 83. arXiv:1607.03909. Bibcode:2016ApJ...830...83C. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83. S2CID 17424588.
  59. ^ Fountain, Henry (October 17, 2016). "Two Trillion Galaxies, at the Very Least". The New York Times. Archived from the original on December 31, 2019. Retrieved October 17, 2016.
  60. ^ Lauer, Tod R.; et al. (January 11, 2021). "New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background". The Astrophysical Journal. 906 (2): 77. arXiv:2011.03052. Bibcode:2021ApJ...906...77L. doi:10.3847/1538-4357/abc881. hdl:1721.1/133770. ISSN 1538-4357. S2CID 226277978.
  61. ^ "New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?". phys.org. Archived from the original on January 15, 2021. Retrieved January 15, 2021.
  62. ^ Fraknoi et al. 2023, pp. 851–856, 907–915.
  63. ^ Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. Archived from the original on July 29, 2012. Retrieved June 8, 2006.
  64. ^ Matthews, Thomas A.; Morgan, William W.; Schmidt, Maarten (1964). "A Discussion of Galaxies Indentified [sic] with Radio Sources". The Astrophysical Journal. 140: 35. Bibcode:1964ApJ...140...35M. doi:10.1086/147890.
  65. ^ "Discoveries - Highlights Tracing the Growth of Galaxies". February 6, 2017.
  66. ^ Tonry, John L. (1987). "Properties of cD Galaxies". Structure and Dynamics of Elliptical Galaxies. Vol. 127. p. 89. Bibcode:1987IAUS..127...89T. doi:10.1007/978-94-009-3971-4_7. ISBN 978-90-277-2586-8. S2CID 117980521.
  67. ^ Tovmassian, Hrant M.; Andernach, Heinz (December 11, 2012). "On the formation of cD galaxies and their parent clusters: Formation of cD galaxies and parent clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (3): 2047–2056. arXiv:1212.0238. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.22044.x.
  68. ^ Bender, Ralf; Kormendy, John; Cornell, Mark E.; Fisher, David B. (June 30, 2015). "Structure and Formation of cD Galaxies: NGC 6166 in Abell 2199". The Astrophysical Journal. 807 (1): 56. arXiv:1411.2598. Bibcode:2015ApJ...807...56B. doi:10.1088/0004-637X/807/1/56. ISSN 1538-4357. This idea was entertained in the heyday of the cooling-flow problem, when we observed large amounts of X-ray-emitting, hot gas in clusters but could not measure temperature profiles. [...] This possibility is now regarded as a non-starter.
  69. ^ Fabian, A. C.; Nulsen, P. E. J. (1977). "Subsonic accretion of cooling gas in clusters of galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 180 (3): 479. Bibcode:1977MNRAS.180..479F. doi:10.1093/mnras/180.3.479.
  70. ^ McDonald, M.; McNamara, B. R.; Voit, G. M.; Bayliss, M.; Benson, B. A.; Brodwin, M.; Canning, R. E. A.; Florian, M. K.; Garmire, G. P.; Gaspari, M.; Gladders, M. D.; Hlavacek-Larrondo, J.; Kara, E.; Reichardt, C. L.; Russell, H. R. (November 1, 2019). "Anatomy of a Cooling Flow: The Feedback Response to Pure Cooling in the Core of the Phoenix Cluster". The Astrophysical Journal. 885 (1): 63. arXiv:1904.08942. Bibcode:2019ApJ...885...63M. doi:10.3847/1538-4357/ab464c. ISSN 0004-637X.
  71. ^ "Galactic onion". www.spacetelescope.org. Archived from the original on August 6, 2020. Retrieved May 11, 2015.
  72. ^ Williams, M. J.; Bureau, M.; Cappellari, M. (2010). "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (4): 1665–1689. arXiv:0909.0680. Bibcode:2009MNRAS.400.1665W. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x. S2CID 17940107.
  73. ^ Smith, G. (March 6, 2000). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Archived from the original on July 10, 2012. Retrieved November 30, 2006.
  74. ^ Van den Bergh 1998, p. 17
  75. ^ Obreschkow, D.; Glazebrook, K. (February 28, 2014). "Fundamental Mass-Spin-Morphology Relation of Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal. 784 (1): 26. arXiv:1312.4543. Bibcode:2014ApJ...784...26O. doi:10.1088/0004-637X/784/1/26. ISSN 0004-637X.
  76. ^ "뚱뚱하거나 평평한: 은하의 모양을 갖추기" 2021년 3월 24일 웨이백 머신에서 아카이브. phys.org . 2014년2월
  77. ^ Bertin & Lin 1996, 페이지 65-85
  78. ^ Belkora 2003, 페이지 355
  79. ^ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201. S2CID 189840251.
  80. ^ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics. 392 (1): 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920. S2CID 17562844.
  81. ^ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 337 (3): 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x. S2CID 10845683.
  82. ^ Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters. 379 (2): L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487. S2CID 18018228.
  83. ^ Sanders, R. (January 9, 2006). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. Archived from the original on January 18, 2014. Retrieved May 24, 2006.
  84. ^ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.
  85. ^ "We Just Discovered a New Type of Colossal Galaxy". Futurism. March 21, 2016. Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved March 21, 2016.
  86. ^ Ogle, Patrick M.; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George (January 1, 2016). "Superluminous Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal. 817 (2): 109. arXiv:1511.00659. Bibcode:2016ApJ...817..109O. doi:10.3847/0004-637X/817/2/109. ISSN 0004-637X. S2CID 35287348.
  87. ^ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society. 26: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G.
  88. ^ "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Press release). European Space Agency. October 14, 1998. Archived from the original on August 28, 1999. Retrieved May 24, 2006.
  89. ^ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. May 31, 2004. Archived from the original on September 7, 2006. Retrieved December 6, 2006.
  90. ^ Barstow, M. A. (2005). "Irregular Galaxies". University of Leicester. Archived from the original on February 27, 2012. Retrieved December 5, 2006.
  91. ^ Fraknoi et al. 2023, pp. 879.
  92. ^ Pandya, Viraj; Romanowsky, Aaron J.; Laine, Seppo; Brodie, Jean P.; Johnson, Benjamin D.; Glaccum, William; Villaume, Alexa; Cuillandre, Jean-Charles; Gwyn, Stephen; Krick, Jessica; Lasker, Ronald; Martín-Navarro, Ignacio; Martinez-Delgado, David; van Dokkum, Pieter (May 1, 2018). "The Stellar Populations of Two Ultra-diffuse Galaxies from Optical and Near-infrared Photometry". The Astrophysical Journal. 858 (1): 29. arXiv:1711.05272. Bibcode:2018ApJ...858...29P. doi:10.3847/1538-4357/aab498. ISSN 0004-637X.
  93. ^ Overbye, Dennis (January 26, 2024). "What Do You Call a Galaxy Without Stars? - To dark matter and dark energy, add dark galaxies — collections of stars so sparse and faint that they are all but invisible". The New York Times. Archived from the original on January 26, 2024.
  94. ^ van Dokkum, Pieter G.; Abraham, Roberto; Merritt, Allison; Zhang, Jielai; Geha, Marla; Conroy, Charlie (January 2015). "Forty-Seven Milky Way-Sized, Extremely Diffuse Galaxies in the Coma Cluster". The Astrophysical Journal Letters. 798 (2): L45. arXiv:1410.8141. Bibcode:2015ApJ...798L..45V. doi:10.1088/2041-8205/798/2/L45. ISSN 2041-8205.
  95. ^ a b Mateo, Mario (1998). "Dwarf Galaxies of the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 435–506. arXiv:astro-ph/9810070. Bibcode:1998ARA&A..36..435M. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.435. ISSN 0066-4146. S2CID 119333888.
  96. ^ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal. 560 (1): 201–206. arXiv:astro-ph/0106377. Bibcode:2001ApJ...560..201P. doi:10.1086/322517. S2CID 18297376.
  97. ^ Groshong, K. (April 24, 2006). "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". New Scientist. Archived from the original on July 2, 2015. Retrieved January 10, 2007.
  98. ^ Schirber, M. (August 27, 2008). "No Slimming Down for Dwarf Galaxies". ScienceNOW. Archived from the original on May 30, 2020. Retrieved August 27, 2008.
  99. ^ a b c "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. Archived from the original on May 9, 2006. Retrieved December 19, 2006.
  100. ^ a b c "Interacting Galaxies". Swinburne University. Archived from the original on July 7, 2012. Retrieved December 19, 2006.
  101. ^ "Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!". NASA. April 24, 2006. Archived from the original on July 14, 2012. Retrieved August 10, 2006.
  102. ^ a b "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. August 29, 2006. Archived from the original on March 16, 2019. Retrieved August 10, 2006.
  103. ^ Kennicutt, R. C. Jr.; et al. (2005). Demographics and Host Galaxies of Starbursts. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies. Springer. p. 187. Bibcode:2005ASSL..329..187K. doi:10.1007/1-4020-3539-X_33. ISBN 978-1-4020-3538-8.
  104. ^ Smith, G. (July 13, 2006). "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Archived from the original on July 7, 2012. Retrieved August 10, 2006.
  105. ^ Keel, B. (September 2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. Archived from the original on June 4, 2012. Retrieved December 11, 2006.
  106. ^ Adams, David J.; Adams, David John; Cayless, Alan; Jones, Anthony W. (2004). Jones, Mark H.; Adams, David J.; Lambourne, Robert J. (eds.). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. pp. 142–144. ISBN 978-0-521-54623-2.
  107. ^ Kembhavi, Ajit K.; Narlikar, Jayant V. (2012) [1999]. "RADIO PROPERTIES". Quasars and Active Galactic Nuclei: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. pp. 214–272. ISBN 978-1-139-17440-4.
  108. ^ "Introductory Astronomy: Double Lobed Radio Galaxies". Department of Astronomy, University of Maryland. Archived from the original on September 1, 2022. Retrieved September 1, 2022.
  109. ^ Oei, Martijn S. S. L.; van Weeren, Reinout J.; Hardcastle, Martin J.; Botteon, Andrea; Shimwell, Tim W.; Dabhade, Pratik; Gast, Aivin R. D. J. G. I. B.; Röttgering, Huub J. A.; Brüggen, Marcus; Tasse, Cyril; Williams, Wendy L.; Shulevski, Aleksandar (April 1, 2022). "The discovery of a radio galaxy of at least 5 Mpc". Astronomy & Astrophysics. 660: A2. arXiv:2202.05427. Bibcode:2022A&A...660A...2O. doi:10.1051/0004-6361/202142778. ISSN 0004-6361.
  110. ^ Condon, J. J. (September 1992). "Radio Emission from Normal Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30 (1): 575–611. Bibcode:1992ARA&A..30..575C. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.003043. ISSN 0066-4146.
  111. ^ Fraknoi et al. 2023, p. 906.
  112. ^ Zakamska, Nadia L.; Strauss, Michael A.; Krolik, Julian H.; Collinge, Matthew J.; Hall, Patrick B.; Hao, Lei; Heckman, Timothy M.; Ivezi, eljko; Richards, Gordon T.; Schlegel, David J.; Schneider, Donald P.; Strateva, Iskra; Vanden Berk, Daniel E.; Anderson, Scott F.; Brinkmann, Jon (November 2003). "Candidate Type II Quasars from the Sloan Digital Sky Survey. I. Selection and Optical Properties of a Sample at 0.3< Z". The Astronomical Journal. 126 (5): 2125–2144. doi:10.1086/378610. ISSN 0004-6256.
  113. ^ Fraknoi et al. 2023, pp. 907–915.
  114. ^ a b Keel, W. C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. Archived from the original on July 27, 2012. Retrieved December 6, 2006.
  115. ^ a b Lochner, J.; Gibb, M. "A Monster in the Middle". NASA. Archived from the original on July 10, 2012. Retrieved December 20, 2006.
  116. ^ Peterson, Bradley M. (1997). An Introduction to Active Galactic Nuclei. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47911-0.
  117. ^ Peterson, Bradley M. (August 1, 2008). "The central black hole and relationships with the host galaxy" (PDF). New Astronomy Reviews. Active Galactic Nuclei at the Highest Angular Resolution: Theory and Observations. 52 (6): 240–252. Bibcode:2008NewAR..52..240P. doi:10.1016/j.newar.2008.06.005. ISSN 1387-6473. S2CID 121460317.
  118. ^ Fraknoi et al. 2023, pp. 899–906.
  119. ^ Kovačević, Andjelka B; Yi, Tignfeng; Dai, Xinyu; Yang, Xing; Čvorović-Hajdinjak, Iva; Popović, Luka Č (May 21, 2020). "Confirmed short periodic variability of subparsec supermassive binary black hole candidate Mrk 231". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 494 (3): 4069–4076. arXiv:2003.06359. doi:10.1093/mnras/staa737. ISSN 0035-8711.
  120. ^ "UHZ1: Distant Galaxy and Black Hole". Astronomy Picture of the Day. November 10, 2023. Retrieved February 18, 2024.
  121. ^ Bogdán, Ákos; Goulding, Andy D.; Natarajan, Priyamvada; Kovács, Orsolya E.; Tremblay, Grant R.; Chadayammuri, Urmila; Volonteri, Marta; Kraft, Ralph P.; Forman, William R.; Jones, Christine; Churazov, Eugene; Zhuravleva, Irina (January 2024). "Evidence for heavy-seed origin of early supermassive black holes from a z ≈ 10 X-ray quasar". Nature Astronomy. 8 (1): 126–133. arXiv:2305.15458. Bibcode:2024NatAs...8..126B. doi:10.1038/s41550-023-02111-9. ISSN 2397-3366. S2CID 258887541.
  122. ^ Blandford, R. D.; Narayan, R. (September 1992). "Cosmological Applications of Gravitational Lensing". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 30 (1): 311–358. doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523. ISSN 0066-4146.
  123. ^ a b Heckman, T. M. (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics. 87: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H.
  124. ^ Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 487 (2): 568–578. arXiv:astro-ph/9704108. Bibcode:1997ApJ...487..568H. doi:10.1086/304638. S2CID 16742031.
  125. ^ Pérez-Torres, Miguel; Mattila, Seppo; Alonso-Herrero, Almudena; Aalto, Susanne; Efstathiou, Andreas (December 2021). "Star formation and nuclear activity in luminous infrared galaxies: an infrared through radio review". The Astronomy and Astrophysics Review. 29 (1): 2. arXiv:2010.05072. Bibcode:2021A&ARv..29....2P. doi:10.1007/s00159-020-00128-x. ISSN 0935-4956. S2CID 253687419.
  126. ^ a b Bellocchi, E.; Pereira-Santaella, M.; Colina, L.; Labiano, A.; Sánchez-García, M.; Alonso-Herrero, A.; Arribas, S.; García-Burillo, S.; Villar-Martín, M.; Rigopoulou, D.; Valentino, F.; Puglisi, A.; Díaz-Santos, T.; Cazzoli, S.; Usero, A. (August 2022). "Compact molecular gas emission in local LIRGs among low- and high- z galaxies". Astronomy & Astrophysics. 664: A60. arXiv:2204.02055. Bibcode:2022A&A...664A..60B. doi:10.1051/0004-6361/202142802. ISSN 0004-6361.
  127. ^ Sanders, D. B.; Mirabel, I. F. (September 1996). "Luminous Infrared Galaxies" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 34 (1): 749–792. Bibcode:1996ARA&A..34..749S. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.749. ISSN 0066-4146.
  128. ^ a b Sandage, A.R., Kron, R.G., & Longair, M.S. (1995). 더 딥 유니버스: Saas-Fe 고급 코스 23. 강의 노트 1993. 스위스 천체물리학 및 천문학회 (23권). 스프링어 사이언스 & 비즈니스 미디어.
  129. ^ a b Chamba, Nushkia (2020). "A historical perspective on the concept of galaxy size". Research Notes of the American Astronomical Society. 4 (7): 117. arXiv:2010.07946. Bibcode:2020RNAAS...4..117C. doi:10.3847/2515-5172/aba951. S2CID 223953458.
  130. ^ Mushotzky, Richard. "Measuring Galaxy Luminosities" (PDF). ASTR620: Galaxies. University of Maryland Astronomy Department. Retrieved February 14, 2024.
  131. ^ "By Name NASA/IPAC Extragalactic Database". ned.ipac.caltech.edu. Retrieved March 8, 2024.
  132. ^ 굿윈, S.P., 존 그리빈, M.A. 헨드리. "은하의 상대적인 크기." 천문대 118(1998): 201-208.
  133. ^ "By Name NASA/IPAC Extragalactic Database". ned.ipac.caltech.edu. Retrieved March 8, 2024.
  134. ^ "By Name NASA/IPAC Extragalactic Database". ned.ipac.caltech.edu. Retrieved March 8, 2024.
  135. ^ De Vaucouleurs, Gerard (1948). "Recherches sur les Nebuleuses Extragalactiques". Annales d'Astrophysique. 11: 247. Bibcode:1948AnAp...11..247D.
  136. ^ Fish, Robert A. (1963). "Significance of a Luminosity Concentration Law in Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal. 68: 72. Bibcode:1963AJ.....68R..72F. doi:10.1086/109075.
  137. ^ Sérsic, J. L. (1968). "On the formation of galaxies by fragmentation". Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia. 19: 105. Bibcode:1968BAICz..19..105S.
  138. ^ Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Jangren, Anna (2000). "The Asymmetry of Galaxies: Physical Morphology for Nearby and High-Redshift Galaxies". The Astrophysical Journal. 529 (2): 886–910. arXiv:astro-ph/9907399. Bibcode:2000ApJ...529..886C. doi:10.1086/308300. S2CID 118962524.
  139. ^ Burgarella, D.; Buat, V.; Donas, J.; Milliard, B.; Chapelon, S. (2001). "The ultraviolet visibility and quantitative morphology of galactic disks at low and high redshift". Astronomy & Astrophysics. 369 (2): 421–431. arXiv:astro-ph/0101344. Bibcode:2001A&A...369..421B. doi:10.1051/0004-6361:20010107. S2CID 858029.
  140. ^ Lauberts, Andris; Valentijn, Edwin A. (1989). The surface photometry catalogue of the ESO-Uppsala galaxies. Bibcode:1989spce.book.....L.
  141. ^ Petrosian, V. (1976). "Surface Brightness and Evolution of Galaxies". The Astrophysical Journal. 210: L53. Bibcode:1976ApJ...209L...1P. doi:10.1086/182301.
  142. ^ "SkyServer: Algorithms".
  143. ^ a b Graham, Alister W.; Driver, Simon P.; Petrosian, Vahé; Conselice, Christopher J.; Bershady, Matthew A.; Crawford, Steven M.; Goto, Tomotsugu (2005). "Total Galaxy Magnitudes and Effective Radii from Petrosian Magnitudes and Radii". The Astronomical Journal. 130 (4): 1535–1544. arXiv:astro-ph/0504287. Bibcode:2005AJ....130.1535G. doi:10.1086/444475. S2CID 11517686.
  144. ^ "Circular and Fixed Elliptical Apertures: The Petrosian and Isophotal Photometry".
  145. ^ "About NED NASA/IPAC Extragalactic Database". ned.ipac.caltech.edu.
  146. ^ a b Jarrett, T. H.; Chester, T.; Cutri, R.; Schneider, S. E.; Huchra, J. P. (2003). "The 2MASS Large Galaxy Atlas". The Astronomical Journal. 125 (2): 525–554. Bibcode:2003AJ....125..525J. doi:10.1086/345794. S2CID 117784410.
  147. ^ a b Beck, Rainer (2007). "Galactic magnetic fields". Scholarpedia. 2 (8): 2411. Bibcode:2007SchpJ...2.2411B. doi:10.4249/scholarpedia.2411.
  148. ^ "Construction Secrets of a Galactic Metropolis". www.eso.org. ESO Press Release. Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved October 15, 2014.
  149. ^ a b "Protogalaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. November 18, 1999. Archived from the original on March 25, 2008. Retrieved January 10, 2007.
  150. ^ Firmani, C.; Avila-Reese, V. (2003). "Physical processes behind the morphological Hubble sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 17: 107–120. arXiv:astro-ph/0303543. Bibcode:2003RMxAC..17..107F.
  151. ^ Skibba, Ramin (January 10, 2023). "Astronomers May Have Just Spotted the Universe's First Galaxies - NASA's new JWST space telescope has revealed some cosmic surprises, including galaxies that might have assembled earlier than previously thought". Wired. Retrieved January 10, 2023.
  152. ^ McMahon, R. (2006). "Astronomy: Dawn after the dark age". Nature. 443 (7108): 151–2. Bibcode:2006Natur.443..151M. doi:10.1038/443151a. PMID 16971933. S2CID 28977650.
  153. ^ Wall, Mike (December 12, 2012). "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen". Space.com. Archived from the original on May 4, 2019. Retrieved December 12, 2012.
  154. ^ "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). April 2, 2013. Archived from the original on February 11, 2019. Retrieved April 15, 2013.
  155. ^ "HubbleSite – NewsCenter – Astronomers Set a New Galaxy Distance Record (05/05/2015) – Introduction". hubblesite.org. Archived from the original on December 9, 2016. Retrieved May 7, 2015.
  156. ^ "This Galaxy Far, Far Away Is the Farthest One Yet Found". Space.com. May 5, 2015. Archived from the original on October 2, 2015. Retrieved May 7, 2015.
  157. ^ "Astronomers unveil the farthest galaxy". Archived from the original on September 11, 2017. Retrieved May 7, 2015.
  158. ^ Overbye, Dennis (May 5, 2015). "Astronomers Measure Distance to Farthest Galaxy Yet". The New York Times. ISSN 0362-4331. Archived from the original on April 13, 2019. Retrieved May 7, 2015.
  159. ^ Oesch, P. A.; van Dokkum, P. G.; Illingworth, G. D.; Bouwens, R. J.; Momcheva, I.; Holden, B.; Roberts-Borsani, G. W.; Smit, R.; Franx, M. (February 18, 2015). "A Spectroscopic Redshift Measurement for a Luminous Lyman Break Galaxy at z=7.730 using Keck/MOSFIRE". The Astrophysical Journal. 804 (2): L30. arXiv:1502.05399. Bibcode:2015ApJ...804L..30O. doi:10.1088/2041-8205/804/2/L30. S2CID 55115344.
  160. ^ Atkinson, Nancy (August 17, 2022). "Here's the Largest Image JWST Has Taken So Far". Universe Today. Retrieved August 18, 2022.
  161. ^ Whitt, Kelly Kizer (August 18, 2022). "Webb's largest image of galaxies yet". Earth & Sky. Retrieved August 19, 2022.
  162. ^ Overbye, Dennis (August 23, 2022). "How the Webb Telescope Expanded My Universe - As new images of Jupiter and a galactic survey spring forth from NASA's new observatory, our cosmic affairs correspondent confesses he didn't anticipate their power". The New York Times. Retrieved August 24, 2022.
  163. ^ a b c d Roberts-Borsani, G.; Treu, T.; Chen, W. (May 17, 2023). "The nature of an ultra-faint galaxy in the cosmic dark ages seen with JWST". Nature. 618 (7965): 480–483. arXiv:2210.15639. Bibcode:2023Natur.618..480R. doi:10.1038/s41586-023-05994-w. PMID 37198479. S2CID 258741077.
  164. ^ a b c Ober, Holly (June 1, 2023). "Astrophysicists confirm the faintest galaxy ever seen in the early universe". Phys.org. Retrieved June 12, 2023.
  165. ^ "Signatures of the Earliest Galaxies". Archived from the original on August 6, 2020. Retrieved September 15, 2015.
  166. ^ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". The Astrophysical Journal. 136: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433.
  167. ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". The Astrophysical Journal. 225 (1): 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499.
  168. ^ Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". The Astrophysical Journal. 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487. S2CID 16050642.
  169. ^ Barkana, R.; Loeb, A. (2001). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe" (PDF). Physics Reports (Submitted manuscript). 349 (2): 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. S2CID 119094218. Archived (PDF) from the original on March 14, 2021. Retrieved July 25, 2018.
  170. ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (June 4, 2015). "Evidence for POPIII-like Stellar Populations in the Most Luminous LYMAN-α Emitters at the Epoch of Re-ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139. S2CID 18471887.
  171. ^ Overbye, Dennis (June 17, 2015). "Traces of Earliest Stars That Enriched Cosmos Are Spied". The New York Times. Archived from the original on June 29, 2019. Retrieved June 17, 2015.
  172. ^ Overbye, Dennis (January 5, 2024). "The Early Universe Was Bananas - Images from the Webb telescope suggest that newborn galaxies look weirder than expected. Exactly how screwy was physics at the dawn of time?". The New York Times. Archived from the original on January 5, 2024. Retrieved January 6, 2024.
  173. ^ Pandya, Viraj; et al. (October 23, 2023). "Galaxies Going Bananas: Inferring the 3D Geometry of High-Redshift Galaxies with JWST-CEERS". arXiv:2310.15232 [astro-ph.GA].
  174. ^ O'Callaghan, Jonathan (December 6, 2022). "Astronomers Grapple with JWST's Discovery of Early Galaxies - Researchers are convinced the James Webb Space Telescope has glimpsed an unexpected population of galaxies in the early universe. Now they're trying to decide what this means for our understanding of the cosmos". Scientific American. Retrieved December 6, 2022.
  175. ^ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. February 9, 2005. Archived from the original on June 4, 2012. Retrieved January 7, 2007.
  176. ^ Massey, R. (April 21, 2007). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young Universe". Royal Astronomical Society. Archived from the original on November 15, 2013. Retrieved April 20, 2007.
  177. ^ Noguchi, M. (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". The Astrophysical Journal. 514 (1): 77–95. arXiv:astro-ph/9806355. Bibcode:1999ApJ...514...77N. doi:10.1086/306932. S2CID 17963236.
  178. ^ Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). "How are galaxies made?". PhysicsWeb. Archived from the original on April 26, 2007. Retrieved January 16, 2007.
  179. ^ Gonzalez, G. (1998). The Stellar Metallicity — Planet Connection. Brown dwarfs and extrasolar planets: Proceedings of a workshop ... p. 431. Bibcode:1998ASPC..134..431G.
  180. ^ Moskowitz, Clara (September 25, 2012). "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. Archived from the original on May 5, 2020. Retrieved September 26, 2012.
  181. ^ Rojas, Randall R.; Vogeley, Michael S.; Hoyle, Fiona; Brinkmann, Jon (May 10, 2005). "Spectroscopic Properties of Void Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". The Astrophysical Journal. 624 (2): 571–585. doi:10.1086/428476. ISSN 0004-637X.
  182. ^ Conselice, C. J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American. Vol. 296, no. 2. pp. 35–41. Bibcode:2007SciAm.296b..34C. doi:10.1038/scientificamerican0207-34.
  183. ^ Ford, H.; et al. (April 30, 2002). "The Mice (NGC 4676): Colliding Galaxies With Tails of Stars and Gas". Hubble News Desk. Archived from the original on September 7, 2016. Retrieved May 8, 2007.
  184. ^ Struck, C. (1999). "Galaxy Collisions". Physics Reports. 321 (1–3): 1–137. arXiv:astro-ph/9908269. Bibcode:1999PhR...321....1S. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. S2CID 119369136.
  185. ^ Buser, R. (2000). "The Formation and Early Evolution of the Milky Way Galaxy". Science. 287 (5450): 69–74. Bibcode:2000Sci...287...69B. doi:10.1126/science.287.5450.69. PMID 10615051.
  186. ^ Kruijssen, J M Diederik; Pfeffer, Joel L; Chevance, Mélanie; Bonaca, Ana; Trujillo-Gomez, Sebastian; Bastian, Nate; Reina-Campos, Marta; Crain, Robert A; Hughes, Meghan E (October 2020). "Kraken reveals itself – the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 498 (2): 2472–2491. arXiv:2003.01119. doi:10.1093/mnras/staa2452. Archived from the original on November 16, 2020. Retrieved November 15, 2020.
  187. ^ Young, Monica (November 13, 2020). "Star Clusters reveal the "Kraken" in the Milky Way's Past". Sky and Telescope. Archived from the original on November 15, 2020. Retrieved November 15, 2020.
  188. ^ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S. (2007). "The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 378 (4): 1550–1564. arXiv:astro-ph/0608531. Bibcode:2007MNRAS.378.1550P. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. S2CID 15174718.
  189. ^ Kennicutt, R. C. Jr.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". The Astrophysical Journal. 435 (1): 22–36. Bibcode:1994ApJ...435...22K. doi:10.1086/174790.
  190. ^ Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. Vol. 163. Astronomical Society of the Pacific. p. 119. arXiv:astro-ph/9808266. Bibcode:1999ASPC..163..119K. ISBN 978-1-886733-84-8. OCLC 41302839. Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved July 25, 2018.
  191. ^ a b Adams, Fred; Laughlin, Greg (July 13, 2006). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. Archived from the original on July 31, 2012. Retrieved January 16, 2007.
  192. ^ "Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'". Space.com. May 13, 2015. Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved May 14, 2015.
  193. ^ Pobojewski, S. (January 21, 1997). "Physics offers glimpse into the dark side of the Universe". University of Michigan. Archived from the original on June 4, 2012. Retrieved January 13, 2007.
  194. ^ "Groups & Clusters of Galaxies". NASA/Chandra. Archived from the original on July 7, 2012. Retrieved January 15, 2007.
  195. ^ Ricker, P. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center. Archived from the original on August 5, 2012. Retrieved August 27, 2008.
  196. ^ Dahlem, M. (November 24, 2006). "Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Archived from the original on June 13, 2007. Retrieved January 15, 2007.
  197. ^ Ponman, T. (February 25, 2005). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Archived from the original on February 15, 2009. Retrieved January 15, 2007.
  198. ^ Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal. 540 (1): 45–56. arXiv:astro-ph/0004149. Bibcode:2000ApJ...540...45G. doi:10.1086/309314. S2CID 14059401.
  199. ^ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. Archived from the original on June 12, 2018. Retrieved January 22, 2015.
  200. ^ Dubinski, J. (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". The Astrophysical Journal. 502 (2): 141–149. arXiv:astro-ph/9709102. Bibcode:1998ApJ...502..141D. doi:10.1086/305901. S2CID 3137328. Archived from the original on May 14, 2011. Retrieved January 16, 2007.
  201. ^ "ATLASGAL Survey of Milky Way Completed". Archived from the original on March 24, 2021. Retrieved March 7, 2016.
  202. ^ Bahcall, N. A. (1988). "Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 26 (1): 631–686. Bibcode:1988ARA&A..26..631B. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.
  203. ^ Mandolesi, N.; et al. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature. 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. S2CID 4349689.
  204. ^ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor (2015). "New data support the existence of the Hercules–Corona Borealis Great Wall". Astronomy & Astrophysics. 584: A48. arXiv:1510.01933. Bibcode:2015A&A...584A..48H. doi:10.1051/0004-6361/201424829. S2CID 56073380.
  205. ^ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor (2014). "Anomalies in the GRB spatial distribution". Proceedings of Science: 78. arXiv:1507.05528. Bibcode:2014styd.confE..78H. doi:10.22323/1.233.0078.
  206. ^ van den Bergh, S. (2000). "Updated Information on the Local Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (770): 529–536. arXiv:astro-ph/0001040. Bibcode:2000PASP..112..529V. doi:10.1086/316548. S2CID 1805423.
  207. ^ Tully, R. B. (1982). "The Local Supercluster". The Astrophysical Journal. 257: 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
  208. ^ Tempel, Elmo (September 1, 2014). "Cosmology: Meet the Laniakea supercluster". Nature. 513 (7516): 41–42. Bibcode:2014Natur.513...41T. doi:10.1038/513041a. PMID 25186896.
  209. ^ Rieke, George Henry (2012). Measuring the universe: a multiwavelength perspective. Cambridge: Cambridge university press. ISBN 978-0-521-76229-8.
  210. ^ "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. Archived from the original on December 30, 2006. Retrieved January 2, 2007.
  211. ^ Fraknoi et al. 2023, pp. 144, 202.
  212. ^ "The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. Archived from the original on May 29, 2012. Retrieved August 10, 2006.
  213. ^ Max Planck Society (December 14, 2006). "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible". ScienceDaily. Archived from the original on July 3, 2017. Retrieved January 2, 2007.
  214. ^ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star". NASA. December 5, 2006. Archived from the original on June 4, 2012. Retrieved January 2, 2007.
  215. ^ Dunn, R. (August 9, 2005). "An Introduction to X-ray Astronomy". Institute of Astronomy X-Ray Group. Archived from the original on July 17, 2012. Retrieved January 2, 2007.
  216. ^ "Webb reveals structure in 19 spiral galaxies". ESA. January 29, 2024. Retrieved January 30, 2024.

서지학

외부 링크