천문학

타원 은하 형태

타원 은하 형태


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타원 은하와 나선 은하, 렌즈 형 은하, 불규칙 은하의 차이점을 이해합니다. 콤팩트 타원 (cE) 은하와 왜소 타원 (dE) 은하의 차이점은 무엇입니까? 이 두 가지 하위 유형을 구분하는 기준이 있습니까?


기본 기준은 콤팩트 타원형은 콤팩트 -크기는 작지만 별의 밀도가 높은 반면 왜소 타원은 더 확장되고 확산되기 때문에 이름에 걸맞지 않습니다. ( "왜성"은 일반적으로 은하에 적용될 때 "희미한"또는 "별 질량이 낮음"을 의미한다는 점을 감안할 때, 더 나은 용어 집합은 각각 "소형 왜성 타원"과 "확산 왜성 타원"이라고 주장 할 수 있습니다.)

아래 그림 (Jaz et al. 2016)은 크기 (유효 반경 "$ R_ {e} $"(은하의 빛의 절반이 발견되는 반경)과 다양한 물체의 항성 질량 비교.이 토론의 관련 부분은 규칙적인 타원 은하 (녹색 더하기 기호), 왜성을 찾을 수있는 오른쪽 상단입니다. 타원형 (녹색 오각형) 및 콤팩트 타원 (빨간색 열린 원, "M32"레이블이 붙은 검은 색 열린 원, 플롯의 같은 영역에있는 빨간색 더하기 기호). 여기에서 난쟁이와 콤팩트 타원이 비슷한 것을 볼 수 있습니다. 별의 질량 (컴팩트 타원은 때때로 더 거대 할 수 있음),하지만 왜성은 물리적으로 더 큰. 이것은 그들이 비슷한 별의 질량과 비슷한 수의 별을 가지고 있기 때문에 작고 작은 타원보다 더 많이 퍼지고 확산된다는 것을 의미합니다. 밀집한. 콤팩트 타원은 일반 (고 질량) 타원의 크기-질량 상관 관계의 확장 인 것처럼 보이므로 일부 천문학 자들은 왜소 타원은 편차가있는 반면 정상적인 타원 인구의 연속이라고 주장합니다.


허블 튜닝 포크

은하가 실제로 무엇인지 발견 한 후 Edwin Hubble은 은하를 분류 한 최초의 사람이되었습니다. 천문학 자들은 오늘날에도 "허블 튜닝 포크"라고 불리는 그의 시스템을 사용합니다. 첫째, 허블은 은하를 타원 은하와 나선은하라는 두 가지 일반적인 범주로 나누었습니다. 타원은하는 타원과 같은 모양이고 나선은하는 나선과 같은 모양을하고 있으며 팔은 밝은 중심으로 감겨 있습니다.

타원은하는 얼마나 둥글거나 평평한 지에 따라 분류됩니다. E0 은하는 매우 둥글고 E7 은하는 매우 평평합니다. 구체적으로 "E"뒤의 숫자는 은하의 타원도 (타원의 장축과 단축의 비율)에 의해 결정됩니다. 타원율이 높은 은하는 숫자가 더 높습니다.

허블은 일부 나선 은하에 밝은 선 또는 막대가 있음을 발견했습니다. 그는이 은하들을 "막대 나선 은하"라고 불렀습니다. 나선 팔이 있지만 막대가없는 은하는 "나선 은하"라고 불립니다.

나선은하는 팔이 얼마나 단단히 감겨 있는지에 따라 더 분류됩니다. A 형 은하는 팔이 매우 꽉 감겨 있고 중앙에 큰 돌출부가 있습니다. C 형 은하는 팔이 느슨하고 작은 중앙 돌출부를 가지고 있습니다.

일부 은하는 소리굽쇠에 S0으로 표시된 타원 은하와 나선 은하 사이의 전환 유형입니다. 이것을 "렌즈 모양 은하"라고합니다. 렌즈 형 은하는 중앙에 돌출부와 원반이 있지만 나선 팔은 없습니다.

세 번째 종류의 은하는 불규칙 은하입니다. 불규칙은하는 나선형도 아니고 타원형도 아니며 여러 모양을 가질 수 있습니다. 그들은 종종 서로 충돌하거나 적어도 중력을 통해 서로 영향을 미치는 두 은하의 산물입니다.

이 다이어그램이 왜 허블 튜닝 포크라고 불리는 지 알 수 있습니다. 허블은 은하가 다이어그램의 왼쪽 끝에서 시작하여 오른쪽으로 진화했다고 믿었습니다. 그는 타원 은하를 "초기 은하", 나선 은하를 "후기 은하"라고 불렀습니다.

이제 우리는 그가 틀렸다는 것을 압니다. 은하들은 진화 할 때 다이어그램의 포크 아래로 이동하지 않습니다. 나선은하는 천문학적으로 빠르게 회전하는 반면 타원은하는 그렇지 않기 때문에 우리는 이것을 알고 있습니다. 타원 은하가 자발적으로 자전 할 수있는 방법이 없으므로 타원 은하가 나선 은하로 변할 수있는 방법이 없습니다.

허블은 그의 은하 진화 이론에 대해 틀렸지 만 그의 다이어그램은 은하를 분류하는 유용한 방법을 제공합니다. 사실, 오늘날 천문학 자들은 여전히 ​​그의 용어를 사용합니다. 타원은하는 여전히 "초기 은하"로, 나선은 "후기 은하"로 불립니다.

연습 2 : 아래 표에 다시 표시된 연습 1에서 본 은하로 돌아가십시오. Hubble Tuning Fork에 분류하십시오.


천문학 자들은 은하의 구조적 특성을 지칭하기 위해 '형태학'이라는 용어를 사용합니다. 은하의 허블 분류는 그 형태를 설명하는 한 가지 방법을 제공하지만,이 분류 체계는 디스크, 돌출부 및 막대와 같은 가장 두드러진 특징만을 고려합니다. 은하의 더 완전한 형태 학적 분류에는 확장 된 항성 후광, 날실, 껍질 및 조석 꼬리와 같은 특징이 포함됩니다. 이러한 형태 학적 특징을 명확하게 보여주는 은하들은 형태 학적 특성을 가지고 있다고하며, 그들의 허블 유형 뒤에는 보통 접미사 & # 8216pec & # 8217 (특유의 줄임말)이 붙습니다.

은하의 두드러진 특징과 형태 학적 특성은 은하 형성과 진화 모델로 설명 할 수 있습니다.

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표시된 경우를 제외하고 모든 자료는 © Swinburne University of Technology입니다.


타원 은하 형태학-천문학

형태 밀도 관계는 은하의 형태 학적 유형 (허블 유형)과 이들이 위치한 환경 (특히 주변에서 발견되는 입방 메가 파섹 당 은하 수) 사이의 관찰 적으로 결정된 관계입니다.

특히, 형태 밀도 관계는 초기형 (타원형 및 S0) 은하가 고밀도 환경에 우선적으로 위치하는 반면 후기형 은하가 저밀도 환경에 우선적으로 위치 함을 나타냅니다. 따라서 나선은하는 고밀도 성단에서는 드물고 고립 된 상태 (그리고 저밀도 그룹 환경)에서는 일반적입니다. 반면에 초기형 은하들은 성단에서 흔하며 고립 된 상태에서는 거의 발견되지 않습니다.

형태 밀도 관계는 은하의 진화가 은하가 자신을 발견하는 환경에 의해 영향을 받는다는 것을 나타내는 것으로 믿어집니다. 특히 은하단과 같은 고밀도 환경에 은하가 들어갈 때 별의 형성이 억제된다는 강력한 증거가 있습니다. 이러한 별 형성 억제는 잘 알려져 있지 않으며,이를 설명하기 위해 많은 과정 (램 압력 박리, 은하 교살 및 은하 괴롭힘 포함)이 제안되었습니다.

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진화

중력 적 인력으로 인해 거대하지만 거대하지 않은 은하의 병합이 타원 은하의 성장과 진화를 형성하는 데 중요한 역할을한다는 것은 널리 알려져 있습니다. 이러한 주요한 은하 적 합병은 초기에 더 흔하다고 생각됩니다. 우리 은하는 알려지지 않은 접선 성분에 따라 안드로메다 은하와 40 ~ 50 억년의 충돌 경로를 가지고 있습니다. 타원 은하가 두 나선의 합병으로 인해 생긴다는 이론이있다. (참고 미성년자 은하 합병은 질량이 매우 다른 두 은하를 포함합니다. 미성년자 합병은 우리 은하와 같이 거대하거나 타원이 아닌 은하에서 발생합니다.) & # 91 더 나은 & # 160source & # 160needed ]

블랙홀은 별의 형성을 억제함으로써 초기 우주에서 타원 은하의 성장을 제한하는 데 중요한 역할을 할 수 있다고 믿어집니다. & # 91 인용 필요 ]


타원 은하 형태학-천문학

대부분의 타원 은하에서 발견되는 뜨거운 성간 매질은 이러한 물체의 역학을 이해하는 새로운 창을 제공 할 수 있습니다. ROSAT의 저해상도 및 고분해능 X 선 데이터를 모두 사용하여 고온 가스의 거동을 이러한 물체의 중심에서 외부 영역까지 조사 할 수 있습니다. 대부분의 ROSAT 관측에서 발견되는 낮은 광자 수 때문에, 우리는 확산 X 선 소스의 등위 원소의 모양과 해당 불확실성을 정의하기 위해 광범위한 최적화 및 Monte Carlo 시뮬레이션 기술을 개발했습니다. 냉각 가스가 타원 은하의 중심을 향해 흐르고 각운동량이 보존되면 X 선 방출 물질의 원반이 형성되어 중심을 바라 볼 때 은하의 관찰 된 X 선 동위 원소가 평평 해집니다. 그러나 일반적으로 예측 된 평탄화는 발생하지 않습니다. 이것은 타원 은하의 뜨거운 가스에서 각운동량이나 난류의 전달이있을 수 있음을 의미합니다. 우리는 모델을 뺀 이미지의 광학 분석에 대응하는 X- 선을 개발하여 타원 껍질 은하의 샘플에 대한 분석을 수행했습니다. 타원 은하의 뜨거운 성간 매질에있는 모든 구조는 매우 최근 (& lt10 8.5 년) 합병 사건을 암시 할 것입니다. 왜냐하면 소실없는 가스의 구조는 소리 교차 시간 정도만 지속될 것이기 때문입니다. 우리는 이러한 은하로부터의 X 선 방출이 균일 한 β 모델과 일치하지 않는다는 통계적 증거가 있음을 보여 주었지만 광학 하부 구조와 X 선 형태 사이의 직접적인 상관 관계는 감지하지 못했습니다. 타원 은하에서 X 선 방출의 형태를 조사하기 위해 만들어진 분석 기술이 확장되어 이미지에 대한 단일 타원도를 찾는 것이 아니라 타원도 기울기를 감지합니다. 우리의 현재 데이터는 가장 밝은 은하를 제외한 모든 은하의 형태 변화를 감지하기 어렵지만 더 나은 관측이 수행됨에 따라이 기술은 새로운 기술을 활용하여 타원 은하 형태의 뉘앙스를 가장 잘 결정합니다.


분류 및 특성

1926 년 에드윈 허블은 은하를 분류하는 시스템을 고안했습니다. 허블 시퀀스 또는 "허블 소리굽쇠"로 알려진이 은하는 모양에 따라 은하를 구성합니다. 이 조직에서 타원은하는 얼마나 뻗어 있는지에 따라 분류됩니다. E0으로 분류 된 은하는 거의 완벽한 원으로 보이지만 (원은 타원임을 기억하십시오) E7로 나열된 은하는 너비보다 훨씬 길어 보입니다. 은하의 모습은 지구에서 보았을 때 하늘에 놓여있는 것과 관련이 있습니다. 예를 들어, E7 모양을 가지고 있지만 정면으로 보이는 은하는 E0으로 나타날 것입니다. 왜냐하면 관찰자들은 그 "뒤"에있는 늘어난 모양을 볼 수 없기 때문입니다.

타원은하는 다른 종류의 은하보다 크기가 더 넓습니다. 가장 작은 것은 왜소 타원 은하로, 은하수 크기의 10 % 미만일 수 있습니다. 그러나 타원은 100 만 광년 이상으로 뻗어 있으며 10 조 개 이상의 별을 포함 할 수 있습니다. 우주에서 가장 큰 은하 중 하나로 확인 된 M87은 E0 타원 은하로 분류됩니다.

천문학 자들은 타원 은하보다 나선 은하를 더 많이 확인했지만 나선은 더 쉽게 발견 할 수 있기 때문입니다. 나선은하는 밝지 만 타원은하는 어둡다. 나선은하는 별 형성의 온상이지만, 타원은하는 가스와 먼지가 적어 새롭고 밝은 별이 더 적게 태어나 기 때문에 그다지 많지 않습니다. 타원 은하 내부에 존재하는 별들은 나이가 많은 경향이있어 젊은 별보다 더 많은 붉은 빛을 발한다.

그렇다면 왜 천문학 자들은 타원 은하가 하늘을 지배한다고 생각할까요? 하늘의 특정 영역을 깊이 연구하면 더 많은 타원 은하가 나타나기 때문입니다. 천문학 자들은 그러한 수치가 우주 전체에 걸쳐 일관 적이라고 생각합니다.


나선 은하

우리 은하와 안드로메다 은하는 일반적이고 크다 나선 은하. 중앙 돌출부, 후광, 디스크 및 나선형 팔로 구성됩니다. 성간 물질은 일반적으로 나선 은하의 원반 전체에 퍼져 있습니다. 밝은 방출 성운과 뜨겁고 어린 별이 특히 나선 팔에 존재하여 새로운 별이 여전히 형성되고 있음을 보여줍니다. 디스크는 종종 먼지가 많은데, 특히 우리가 거의 가장자리에서 보이는 시스템에서 특히 두드러집니다 (그림).

그림 1 : 나선 은하. (a) 여기에 표시된 M100의 나선 팔은 은하의 나머지 부분보다 더 푸른 색을 띠고 있으며 이는 젊고 질량이 큰 별과 별을 형성하는 지역을 나타냅니다. (b) 우리는이 나선 은하 NGC 4565를 거의 정확히 가장자리에서 바라 봅니다. 그리고이 각도에서 우리는 은하계의 먼지가 은하계의 별들로부터 빛을 흡수하기 때문에 어둡게 보이는 것을 볼 수 있습니다. (크레딧 A : Hubble Legacy Archive, NASA, ESA 및 Judy Schmidt에 의한 작업 수정 크레딧 b : & # 8220Jschulman555 & # 8243 / Wikimedia에 의한 작업 수정)

우리가 정면으로 바라 보는 은하에서 밝은 별과 방출 성운은 7 월 4 일에 바람개비처럼 나선의 팔을 돋보이게합니다. 열린 성단은 더 가까운 나선의 팔에서 볼 수 있으며 구형 성단은 종종 후광에서 볼 수 있습니다. 나선은하는 은하수처럼 젊은 별과 오래된 별이 섞여 있습니다. 모든 나선은 회전하며, 회전 방향은 팔이 보트의 후류와 매우 흡사 한 것처럼 보입니다.

근처에있는 나선 은하의 약 3 분의 2는 중심을 관통하는 상자 모양 또는 땅콩 모양의 별 막대를 가지고 있습니다 (그림 2). 위대한 독창성을 보여주는 천문학 자들은이 은하들을 금지 나선이라고 부릅니다.

그림 2 : 막대 나선 은하. 여기에 표시된 NGC 1300은 금지 된 나선 은하입니다. 나선형 팔은 막대 끝에서 시작됩니다. (출처 : NASA, ESA 및 허블 헤리티지 팀 (STScI / AURA))

은하수 장에서 언급했듯이 우리 은하에도 겸손한 막대가 있습니다. 나선형 팔은 일반적으로 막대 끝에서 시작됩니다. 막대가 너무 흔하다는 사실은 대부분의 나선 은하가 진화하는 동안 어느 시점에서 막대를 형성 할 수 있다는 것을 암시합니다.

금지 나선 은하 모두에서 우리는 다양한 모양을 관찰합니다. 한 극단에서 중앙 돌출부는 크고 빛나고, 팔은 희미하고 단단히 감겨 있으며, 밝은 방출 성운과 초거성 별은 눈에 띄지 않습니다. 은하를 모양별로 분류하는 시스템을 개발 한 허블은이 은하들을 Sa라고 명명했습니다. 이 극단에있는 은하들은 명확한 나선 팔 구조를 가지지 않아 렌즈와 같은 모습을 띠게 될 수 있습니다 (때때로 렌즈 형 은하라고도 함). 이 은하들은 나선 은하와 마찬가지로 타원 은하와 많은 속성을 공유하는 것 같습니다.

다른 극단에서는 중앙 돌출부가 작고 팔이 느슨하게 감겨 있습니다. 이 Sc 은하에서는 빛나는 별과 방출 성운이 매우 두드러집니다. 우리 은하와 안드로메다 은하는 둘 다 두 극단 사이의 중간에 있습니다. 그림 3에는 비교를 위해 타원 은하와 함께 다양한 유형을 보여주는 나선 은하 사진이 나와 있습니다.

그림 3 : 은하의 허블 분류. 이 그림은 Edwin Hubble의 원래 은하 분류를 보여줍니다. 타원은하는 왼쪽에 있습니다. 오른쪽에는 실제 막대 및 막대가없는 나선형의 이미지와 함께 그림의 기본 나선형 모양이 표시됩니다. (크레딧 : NASA, ESA에 의한 작업 수정)

나선 은하의 발광 부는 직경이 약 20,000 광년에서 100,000 광년 이상인 것으로 보인다. 최근 연구에 따르면 은하의 겉보기 가장자리를 훨씬 넘어서는 많은 양의 은하 물질이있을 것입니다. 이 물질은 대부분의 관찰에서 감지하기 어려운 얇고 차가운 가스로 보입니다.

이용 가능한 관측 데이터에서 나선 은하의 가시적 인 부분의 질량은 10 억에서 1 조의 태양 (10 9에서 10 12 미디엄태양). 대부분의 나선의 총 광도는 우리 태양 광도의 1 억에서 1000 억 배 범위에 속합니다 (10 8 ~ 10 11 태양). 우리 은하와 M31은 나선이 갈수록 상대적으로 크고 거대합니다. 또한 은하계와 그 주변에는 상당한 암흑 물질이 있습니다. 은하계 에서처럼 우리는 은하의 바깥 부분에있는 별들이 궤도에서 얼마나 빠르게 움직이는 지에 따라 그 존재를 추론합니다.


벗겨진 타원 은하의 흥미로운 사례

MUSE 시야 (각 사각형에 대해 1 & # 8242 × 1 & # 8242)는 Abell 2670에있는 타원 은하의 의사 색상 이미지에 중첩됩니다. 파란색 얼룩은 은하 중심의 반대 방향에 있습니다. [Sheen et al. 2017]

예기치 않은 해파리

우리는 종종 은하단 내에서의 움직임으로 인해 붕괴되거나 변형 된 은하를 볼 수 있습니다. 늦은우리 은하와 같은 유형의 은하. 이러한 가스가 풍부한 은하들은 성단 중심으로 떨어질 때 숫양의 압력에 의해 왜곡되어 벗겨진 가스의 긴 꼬리와 어린 별이 자라면서“해파리 은하”라는 이름을 얻게됩니다.

그러나 이른-유형의 타원은하는 대부분의 가스를 다 사용하거나 제거한 지 오래되었으며 이에 따라 새로운 별을 거의 형성하지 않습니다. 따라서 해파리와 같은 특징이있는 것이 이전에 발견 된 적이 없다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.

패널 a와 b는 올챙이와 같은 형태를 가진 일부 별 모양 얼룩의 확대 관찰을 보여줍니다. 패널 c는 램 압력 스트리핑이이 모양을 유발하는 방법을 개략적으로 보여줍니다. [Sheen et al. 2017]

올챙이 얼룩

이러한 관측은 은하 중심의 별 폭발, 80 파섹 길이의 이온화 된 가스 꼬리, 방해 된 후광 특징, 주변 지역에서 올챙이와 같은 형태를 가진 여러 개의 파란색 별 모양 얼룩을 포함하여 많은 특징을 보여줍니다. 얼룩은 은하의 운동 방향 (성단 중심을 향한)을 가리키는 별의 꼬리와 반대 방향을 가리키는 이온화 된 가스의 흐름을 가지고 있습니다.

이 모든 특징은이 은하가 성단의 중심으로 떨어지면서 램 압력이 제거되고 있다는 신호입니다. 예를 들어 별을 형성하는 얼룩은 전형적인 램 압력 스트리핑 동작을 보여주고 있습니다. 은하가 성단 중심으로 떨어지면 이온화 된 가스 흐름이 바람을 타고 바람을 불어 넣고 별 (이는 별의 힘에 쉽게 반응하지 않습니다. 바람)은 바람을 향한 개울에 남겨집니다.

합병으로 인한 가스?

분열 된 후기형 은하에서 나온 조석 꼬리의 예. 반면 Abell 2670에서 붕괴 된 은하는 가스가 부족해야하는 초기 유형의 타원 은하입니다. [H. 포드, JHU / M. Clampin, STScI / G. Hartig, STScI / G. Illingworth, UCO, Lick / ACS 과학 팀 / ESA / NASA]

따라서 저자들은 은하가 최근에 "습식 합병"을 겪었다 고 추측합니다. 였다 가스가 풍부합니다. 이 가스의 대부분은 합병 과정에서 타원 은하의 중심으로 몰려 갔고 이제 그곳의 별 폭발을 담당하고 있습니다.

이 특이한 은하에 포함 된 가스의 양과 은하의 별 형성 속도에 대한 추가 조사를 통해이 특이한 은하에 대한 더 강력한 결론을 도출 할 수 있기를 바랍니다. 한편,이 벗겨진 타원형은 흥미로운 퍼즐을 만듭니다!

소환

윤경신 외 2017 ApJL 840 L7. 도이 : 10.3847 / 2041-8213 / aa6d79


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SPIRE가 장착 된 타원형 Galaxy M 86의 먼지 형태. / Gomez, HL Baes, M. Cortese, L. Smith, MWL Boselli, A. Ciesla, L. Bendo, GJ Pohlen, M. Alighieri, S. di Serego Auld, R. Barlow, MJ Bock, JJ Bradford, M. Buat, V. Castro-Rodriguez, N. Chanial, P. Charlot, S. Clements, DL Cooray, A. Cormier, D. Davies, JI Dwek, E. Eales, S. Elbaz, D. Galametz, M. Galliano, F. Gear, WK Glenn, J. Griffin, M. Hony, S. Isaak, KG Levenson, LR Lu, N. Madden, S. O'Halloran, B. Okumura, K. Oliver, S. Page, MJ Panuzzo, P. Papageorgiou, A. Parkin, TJ Perez-Fournon, I. Rangwala, N. Rigby, EE Roussel, H. Rykala, A. Sacchi, N. Sauvage, M. Schirm, MRP Schulz, B. Spinoglio, L. Srinivasan , S. Stevens, JA Symeonidis, M. Trichas, M. Vaccari, M. Vigroux, L. Wilson, CD Wozniak, H. Wright, GS Zeilinger, WW

연구 결과 : 학술지 기고›기사›피어 리뷰

T1-SPIRE를 탑재 한 타원형 Galaxy M 86의 먼지 형태

AU-Alighieri, S. di Serego

N2-우리는 거대한 타원 은하 M 86의 250-500 ㎛에서 Herschel-SPIRE 관측을 제시하고 분해 된 차가운 먼지 방출의 분포와 다른 은하 추적자와의 관계를 조사합니다. SPIRE 이미지는 세 가지 먼지 성분을 보여줍니다. 중앙 지역에서 방출되는 먼지 차선은 남북으로 확장되고 밝은 방출은 남동쪽으로 10kpc가 특징입니다. 우리는 M 86과의 최근의 조석 상호 작용으로 인해 근처의 나선형 NGC 4438에서 벗겨진 물질에서 비롯된 10 (6) M- 원의 먼지 점이 원자 및 이온화 된 수소와 공간적으로 일치한다고 추정합니다. 가스 대 먼지 비율 차가운 가스 성분의 범위는 20-80과 비슷합니다. 먼지 기능에 대한 다양한 가열 메커니즘에 대해 논의합니다.

AB-우리는 거대한 타원 은하 M 86의 250-500 ㎛에서 Herschel-SPIRE 관측을 제시하고 분해 된 차가운 먼지 방출의 분포와 다른 은하 추적자와의 관계를 조사합니다. SPIRE 이미지는 세 가지 먼지 성분을 보여줍니다. 중앙 지역에서 방출되는 먼지 차선은 남북으로 확장되고 밝은 방출은 남동쪽으로 10kpc가 특징입니다. 우리는 M 86과의 최근의 조석 상호 작용으로 인해 근처의 나선형 NGC 4438에서 벗겨진 물질에서 비롯된 10 (6) M- 원의 먼지 점이 원자 및 이온화 된 수소와 공간적으로 일치한다고 추정합니다. 가스 대 먼지 비율 차가운 가스 성분의 범위는 20-80과 비슷합니다. 먼지 기능에 대한 다양한 가열 메커니즘에 대해 논의합니다.


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코멘트:

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