천문학

외로운 나선 은하의 운명은?

외로운 나선 은하의 운명은?


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나는 허블의 은하 분류 체계와 타원은하에서 두 가지 유형의 나선은하로의 분기점을 알고 있습니다. 나는 또한 나선 은하가 어떻게 형성되는지에 대한 다양한 이론을 알고 있습니다. 다른 것과의 충돌을 통해. 나는 항상 어떤 종류의 은하 형태학적 분류가 실제로 은하의 역학과 얼마나 관련이 있는지 궁금했습니다. Wikipedia 기사의 다음 단락은 내 불편함을 뒷받침하는 것 같습니다.

오늘날까지 허블 시퀀스는 전문 천문 연구와 아마추어 천문학에서 은하를 분류하는 데 가장 일반적으로 사용되는 시스템입니다. 그럼에도 불구하고 2019년 6월 Galaxy Zoo를 통한 시민 과학자들은 특히 나선 은하에 관한 일반적인 허블 분류가 지원되지 않을 수 있으며 업데이트가 필요할 수 있다고 보고했습니다.

다르게 말하면: 고독한 타원 은하는 결국 나선 은하가 될까요? 그렇다면 전환점을 정의하는 방법은 무엇입니까? 나에게는 타원 은하 내 밀도 변동을 나선팔이라고 불러야 하는 임계값을 설정하는 방법이 명확하지 않습니다. 더 기술적 인 것 : 은하를 나선이라고 부르기 위해 주어진 은하의 평균 방사상 밀도 분포 주변의 어떤 신뢰 대역을 깨야합니까?

관련


나는 여기에 몇 가지 오해가 떠돌고 있다고 생각합니다. 허블 시퀀스는 시간의 시퀀스가 ​​아닙니다. 허블은 은하가 순서대로 한쪽에서 다른 쪽으로 흐른다는 것을 의미하지 않았습니다(그는 그것이 가능성이라고 생각했을 수도 있습니다). 분류를 위한 것일 뿐입니다. 두 개의 나선이 가끔씩 합쳐지면서 올바른 방향으로 궤도를 도는 것과 같이 일부 은하계가 등급을 변경 한 것으로 밝혀지면 타원을 형성 할 수 있습니다. 그러나 대다수의 타원형(대부분 클러스터의 핵심에 있음)은 아주 초기에 그런 식으로 형성되었습니다. 몇 개의 나선은하들이 성단으로 떨어질 때 가스를 제거함으로써 SO 은하로 변환되었을 수 있다. 그러나 대부분의 나선은 나선으로 시작했으며 아마도 대부분의 S0에서 그랬을 것입니다. 보존된 양인 그램당 각운동량은 타원형, S0 및 나선에서 상당히 다릅니다.

나는 주어진 나선 은하에 막대가 있을 때도 있고 없을 때도 있다는 데 동의합니다.


시작하려면 귀하의 질문을 올바르게 읽고 있다면 적어도 형태학에 관한 한 일반적인 은하 진화 모델을 거꾸로 알고 있는 것입니다. 매우 높은 수준에서 그림은 다음과 같습니다. 대부분의 (큰) 은하는 나선으로 형성되고, 삶의 다양한 지점에서 다른 큰 은하(타원 또는 다른 나선)와 합쳐지고 생성물은 타원 은하가 됩니다. . 이것은 은하단과 같은 밀도가 높은 환경에서 더 빠르고 더 자주 발생하며, 우리은하(수십억 년 안에 안드로메다와 합쳐질 것)와 같이 더 고립된 은하에서는 더 오래 걸립니다.

고립 된 나선에 대한 질문

당신이 질문한 것이 고립된 나선이라면, 글쎄요, 나는 고립된 나선이 그 자체로 타원 은하로 변할 것이라고 생각하지 않습니다(적어도 우주 시대의 시간 척도에서는 그렇지 않습니다). 다른 작은 왜소은하에게 얼마나 괴롭힘을 당하느냐에 따라 결국 타원은하와 유사해지기 시작할 수도 있습니다(별의 후광이 커질 수 있다는 점에서). 진정으로 고립된 은하는 존재하지 않으며, 항상 근처에 더 작은 은하는 계층 구조가 있으며 그들은 호스트 은하와 중력적으로 상호 작용합니다. 예를 들어 우리은하에는 궁수자리 왜소은하가 있고, 머지 않아 우리와 합쳐질 대마젤란운과 소마젤란운이 있습니다. 이러한 이벤트 중 어느 것도 은하수를 안드로메다와 병합할 때만 발생하는 진정한 타원형으로 바꿀 만큼 충분히 영향을 미치지 않을 것입니다.

형태 대 내부 역학에 대한 질문

형태학이 나선 은하의 내부 역학과 어떻게 관련되는지에 대한 다른 질문에 구체적으로 답하려면 가장 확실하지만 관계는 복잡합니다. 중심 막대 또는 나선 팔이 있는 나선 은하를 볼 때 이러한 기능은 은하 내의 동적 불안정으로 인해 생성됩니다. 이것은 은하 자체 내에서 또는 은하 외부에서 작동할 수 있는 여러 원인 덕분에 발생할 수 있습니다. 원반은하에서 막대나 나선팔을 자극하는 가장 일반적인 방법 중 하나는 더 큰 나선은하 주위를 도는 작은 왜위성 은하와 상호작용하고 중력에 의해 섭동시키는 것입니다. 답변의 이 부분이 경찰 아웃처럼 들린다면 글쎄요. 막대와 나선 팔과 같은 디스크 섭동이 정확히 어떻게 시작되는지, 어떻게 작동하는지, 그들이 은하계에 무엇을하는지, 이것들은 모두 천문학 자들이 지금 연구하고있는 진정한 최첨단 연구 주제입니다.

도움이 되기를 바랍니다!


허블이 본 놀라운 나선은하: NGC 5037

이 허블 이미지는 처녀 자리 별자리에서 약 9100 만 광년 떨어진 나선 은하 NGC 5037을 보여줍니다. 이미지 크레디트: NASA / ESA / Hubble / D. Rosario / L. Shatz.

NGC 5037은 독일 태생의 영국 천문학 자 William Herschel이 1785 년 12 월 31 일에 발견 한 희미한 나선 은하입니다.

IRAS 13123-1619 및 LEDA 46078로도 알려진이 은하는 처녀 자리 별자리에서 9100 만 광년 떨어져 있습니다.

허블 천문학자들은 “그러나 은하 내에서 가스와 먼지의 섬세한 구조를 매우 자세하게 볼 수 있다”고 말했다.

NGC 5037은 NGC 5044 그룹이라고하는 작은 은하 그룹의 일원입니다.

또한 약 2,000개의 은하로 이루어진 거대한 집합체인 처녀자리 은하단에 속해 있습니다.

NGC 5037은 먼지로 심하게 가려진 활성 은하핵(AGN)을 보유하고 있습니다.

2017년 일본의 천문학자 팀은 노베야마 45m 망원경을 사용하여 AGN을 향한 워터 메이저 방출을 감지했습니다.

NGC 5037의 새로운 이미지는 스펙트럼의 근적외선 및 광학 부분에서 허블의 광시야 카메라 3(WFC3)의 관찰로 구성됩니다.

두 개의 필터를 사용하여 다양한 파장을 샘플링했습니다. 색상은 개별 필터와 연결된 각 단색 이미지에 서로 다른 색조를 할당한 결과입니다.

천문학자들은 "WFC3는 2009년 허블의 다섯 번째이자 마지막 서비스 임무인 4번째 서비스 임무 중 우주비행사들이 허블에 설치했다"고 말했다.

"서비스 임무 4는 허블의 수명을 5 년 더 연장하기위한 것이 었습니다."


이미지 및 비디오

124억년 전 은하 BRI 1335-0417의 ALMA 이미지. ALMA는 은하계의 탄소 이온에서 방출을 감지했습니다. 나선 팔은 은하 중심의 작고 밝은 영역의 양쪽에서 볼 수 있습니다. 크레딧: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO), T. Tsukui & S. Iguchi

연구는 디스크 은하에서 나선 팔의 기원에 대한 새로운 통찰력을 제공합니다

원반 은하에서 나선 팔의 기원과 운명은 수십 년 동안 천체 물리학자들에 의해 논의되어 왔으며 두 가지 이론이 우세했습니다. 하나는 팔이 시간이 지남에 따라 왔다가 간다고 생각합니다. 두 번째로 널리 통용되는 이론은 팔을 구성하는 물질(별, 가스, 먼지)이 중력의 차이에 의해 영향을 받아 러시아워의 자동차처럼 팔을 오래 지탱한다는 것이다.

새로운 발견, 출판 승인 천체물리학 저널 (arXiv.org 버전), 두 이론 사이 어딘가에 있으며, 은하에서 흔히 볼 수 있는 거대한 분자 구름과 별 형성 지역 또는 보육원의 영향으로 팔이 처음 발생한다고 제안합니다. 시뮬레이션에 도입된 구름은 '섭동' 역할을 하며 나선형 팔의 형성을 시작할 뿐만 아니라 무기한 유지하기에 충분합니다.

첫 번째 연구 저자인 위스콘신-매디슨 대학의 Elena D’Onghia 박사는 "우리는 수십 년 동안 주장된 것처럼 별의 나선 팔이 일시적인 특징이 아니라는 것을 처음으로 보여줍니다."라고 설명했습니다.

"나선형 팔은 자기 영속적이고, 지속적이며, 놀랍게도 오래 지속됩니다.” 공동 저자인 하버드-스미소니언 천체 물리학 센터의 Mark Vogelsberger 박사가 덧붙였습니다.

D’Onghia 박사는 다음과 같이 말했습니다: “과거 이론은 섭동이 제거되면 팔이 사라질 것이라고 생각했지만, 섭동이 제거된 경우에도 팔이 자체적으로 영속한다는 것을 알 수 있습니다. 팔이이 구름을 통해 생성되면, 더 이상 섭동이 더 이상 존재하지 않는 극한 상황에서도 중력 (의 영향)을 통해 스스로 존재할 수 있음을 증명합니다. & # 8221

이 연구는 다른 가까운 은하나 물체의 영향을 받지 않는 독립형 디스크 은하를 모델링했습니다. 최근의 일부 연구에서는 위성 은하의 중력이 이웃 은하의 원반을 잡아당기면서 가까운 이웃(예: 가까운 왜소은하)이 있는 나선은하가 팔을 얻을 가능성을 조사했습니다.

새로운 시뮬레이션은 고밀도 분자 구름과 중력에 의해 유도된 우주의 '구멍'을 나선 은하의 특징적인 팔의 형성을 이끄는 메커니즘으로 관찰하여 관측 데이터를 재해석하는 데 사용할 수 있습니다.”

서지 정보: Elena D’Onghia et al. 원반은하의 자기영속 나선팔. ApJ, 출판 승인 arXiv: 1204.0513


M66 그룹이라고도 불리는 사자자리 삼중항은 사자자리에 있는 나선은하의 작은 그룹입니다. 사자자리 삼중항은 M65(위)와 M66(아래)이라는 두 개의 Messier 천체와 모양 때문에 햄버거 은하라고도 불리는 NGC 3628(왼쪽)로 구성되어 있다. 세 개 모두 큰 나선은하이지만 은하 원반이 우리 시선에 대해 다른 각도로 기울어져 있기 때문에 다르게 보이는 경향이 있습니다. NGC 3628은 푹신한 은하계를 가로 지르는 가려진 먼지 차선과 함께 가장자리에서 유혹적으로 보입니다. M66과 M65의 디스크는 모두 나선형 구조를 과시 할 수있을 정도로 기울어 져 있습니다. 그룹에 속한 은하들 사이의 중력 상호작용은 300,000 광년 길이의 조석 꼬리와 NGC 3628의 뒤틀린 팽창된 원반, M66의 당겨진 나선팔을 포함하여 명확한 징후를 남겼습니다. 세 개의 큰 나선은하는 지구에서 3,500만 광년 떨어진 거리에서 50만 광년 이상을 덮는 단일 시야에서 볼 수 있습니다.
날짜:09.04.2021(빈 분기, 보틀 2)

총 통합 시간 : f5.3에서만 3.3 시간

아파트, 어둠. 센서 온도: -10°

장비: GSO 8" RC with TSCCD47(0.67 감속기) - ZWO 1600mm Pro Camera - ZWO LRGB 필터, 8 위치 필터 휠, AZEQ6 마운트(가이드용 ZWO224MC 캠 포함 ZWO OAG)

처리 소프트웨어: Pixinsight(스태킹, RGB 및 L을 별도로 처리, BN, CC, MSLT, HT, 스타 마스크, Deconvolution, CurvesT, SCNR, 최종적으로 L과 RGB를 혼합했습니다.


내용

나선 은하는 몇 가지 별개의 구성요소로 구성될 수 있습니다.

  • 나선형 팔이 두드러진 구성 요소인 별과 성간 물질의 평평하고 회전하는 원반
  • 타원은하와 유사한 주로 오래된 별들의 중심 팽대부
  • 막대 모양의 별 분포
  • 구상 성단에 있는 많은 별을 포함하여 거의 구형에 가까운 별의 후광
  • 중앙 팽대부의 가장 중심에 있는 초대질량 블랙홀
  • 구형에 가까운 암흑물질 후광

질량, 밝기 및 크기 측면에서 다른 구성 요소의 상대적 중요성은 은하마다 다릅니다.

나선형 팔 편집

나선형 팔 나선은하와 막대나선은하의 중심에서 뻗어나온 별들의 영역이다. 이 길고 얇은 영역은 나선을 닮아서 나선 은하에 이름을 붙였습니다. 당연히 나선은하의 다른 분류는 뚜렷한 팔 구조를 가지고 있습니다. 예를 들어, Sc 및 SBc 은하는 매우 "느슨한" 팔을 가지고 있는 반면 Sa 및 SBa 은하는 (허블 시퀀스 참조) 단단히 감싸인 팔을 가지고 있습니다. 어느 쪽이든, 나선 팔에는 많은 젊고 푸른 별이 포함되어 있어(높은 질량 밀도와 높은 별 형성 속도 때문에) 팔을 매우 밝게 만듭니다.

벌지 편집

부풀다 빽빽하게 빽빽이 들어찬 큰 별들의 무리입니다. 이 용어는 대부분의 나선 은하에서 발견되는 중심 별 그룹을 말하며, 종종 외부(지수) 디스크 빛의 내부 외삽보다 더 많은 항성 빛으로 정의됩니다.

허블 분류를 사용하면 Sa 은하의 팽대부는 일반적으로 금속 함량이 낮은 오래된 붉은 별인 인구 II 별으로 구성됩니다. 또한 Sa 및 SBa 은하의 팽대부는 큰 경향이 있습니다. 대조적으로, Sc와 SBc 은하는 팽대부보다 훨씬 작으며[9] 젊고 푸른색의 I군 별들로 구성되어 있다. 일부 팽대부는 타원은하와 유사한 성질을 가지고 있습니다(질량과 광도를 낮추기 위해 축소). 다른 팽대부는 단순히 원반은하와 유사한 성질을 가진 더 높은 밀도의 원반 중심으로 나타납니다.

많은 팽대부의 중심에 초대질량 블랙홀이 있는 것으로 생각됩니다. 예를 들어 우리 은하에서 궁수자리 A*라는 천체는 초거대질량 블랙홀로 여겨집니다. 나선 은하 중심에 블랙홀이 존재한다는 많은 증거가 있는데, 여기에는 일부 나선 은하에 활성 핵이 존재하고, 메시에 106과 같은 은하에서 크고 조밀한 중심 질량을 발견하는 역학 측정이 포함됩니다.

바 편집

막대 모양의 별 연장은 모든 나선 은하의 약 2/3에서 관찰됩니다. [10] [11] 그들의 존재는 강하거나 약할 수 있습니다. 에지-온 나선(및 렌즈형) 은하에서 막대의 존재는 일반적으로 최대 가시성을 갖는 면외 X자형 또는 (땅콩 껍질) 모양의 구조 [12] [13]에 의해 식별될 수 있습니다. 인플레인 바 길이의 절반입니다.

회전 타원체 편집

나선은하에서 별의 대부분은 은하의 중심(은하중심) 주위의 어느 정도 전통적인 원형 궤도에서 단일 평면(은하 평면)에 가깝거나 은하 주위의 회전타원체 은하 팽대부에 위치합니다. 핵심.

그러나 일부 별에는 회전 타원체 후광 또는 은하 회전 타원체, 은하계 후광의 일종. 이 별들의 궤도 거동은 논란의 여지가 있지만 역행 및/또는 고도로 기울어진 궤도를 보이거나 정규 궤도에서 전혀 움직이지 않을 수 있습니다. 후광 별은 나선 은하에 들어가 병합되는 작은 은하에서 얻을 수 있습니다. 예를 들어 궁수자리 왜소 회전 타원체 은하는 우리 은하와 병합되는 과정에 있으며 관측에 따르면 우리은하의 후광에 있는 일부 별은 다음을 가지고 있습니다. 그것에서 인수했습니다.

은하 원반과 달리 후광은 먼지가 없는 것처럼 보이며 더 대조적으로 은하 후광의 별들은 은하 원반에 있는 집단 I 사촌보다 훨씬 오래되고 금속성이 훨씬 낮은 집단 II에 속한다(그러나 별들과 유사하다. 은하계 팽대부에서). 은하 후광은 또한 많은 구상 성단을 포함합니다.

후광 별의 움직임은 때때로 원반을 통과하게 하며, 태양에 가까운 많은 작은 적색 왜성은 은하 후광에 속하는 것으로 생각됩니다(예: Kapteyn's Star and Groombridge 1830). 중심 주위의 불규칙한 움직임으로 인해 은하계에서 이 별들은 종종 비정상적으로 높은 고유 운동을 나타냅니다.

가장 오래된 나선 은하

파일에 있는 가장 오래된 나선 은하는 BX442입니다. 110억 년의 나이로 이전 발견보다 20억 년 이상 더 오래되었습니다. 연구원들은 은하의 모양이 동반 왜소 은하의 중력 영향으로 인해 발생했다고 생각합니다. 이 가정에 기초한 컴퓨터 모델은 BX442의 나선 구조가 약 1억년 동안 지속될 것임을 나타냅니다. [15] [16]

관련 편집

2019년 6월 Galaxy Zoo를 통한 시민 과학자들은 특히 나선 은하에 관한 일반적인 허블 분류가 지원되지 않을 수 있으며 업데이트가 필요할 수 있다고 보고했습니다. [17] [18]

은하의 회전과 나선팔의 형성에 대한 연구의 선구자는 1925년의 Bertil Lindblad였습니다. 그는 별들이 나선 모양으로 영구적으로 배열된다는 생각이 지지될 수 없다는 것을 깨달았습니다. 은하 원반의 회전 각속도는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 달라지기 때문에(표준 태양계 유형의 중력 모델을 통해) 방사형 팔(스포크와 같은)은 은하가 회전함에 따라 빠르게 구부러집니다. 몇 번의 은하 회전 후에 팔은 점점 구부러지고 은하 주위를 더 팽팽하게 감습니다. 이것을 와인딩 문제. 1960 년대 후반에 측정 한 결과, 은하 중심으로부터의 거리와 관련하여 나선 은하에있는 별들의 궤도 속도가 실제로 뉴턴 역학에서 예상했던 것보다 더 높지만 여전히 나선 구조의 안정성을 설명 할 수 없음을 보여주었습니다.

1970년대 이래로 은하의 나선 구조에 대한 두 가지 주요 가설이나 모델이 있었습니다.

  • 은하의 은하 원반에서 밀도파동으로 인한 별 형성.
  • 확률론적 자체 전파 별 형성 모델(SSPSF 모델) – 성간 매체의 충격파에 의해 발생하는 별 형성. 충격파는 최근 이전의 별 형성에서 항성풍과 초신성에 의해 발생하여 자체 전파 및 자체 유지 별 형성으로 이어집니다. 그러면 나선 구조는 은하 원반의 차등 회전으로 인해 발생합니다.

이러한 서로 다른 가설은 서로 다른 유형의 나선형 팔을 설명할 수 있으므로 상호 배타적이지 않습니다.

밀도 파 모델 편집

Bertil Lindblad는 팔이 은하의 별과 가스보다 더 느리게 회전하는 밀도가 향상된 영역(밀도파동)을 나타낸다고 제안했습니다. 가스가 밀도파에 들어가면 압축되어 새로운 별을 만들며, 그 중 일부는 팔을 비추는 수명이 짧은 파란색 별입니다. [20]

Lin과 Shu의 역사 이론 편집

나선 구조에 대한 최초의 수용 가능한 이론은 1964년 CC Lin과 Frank Shu에 의해 고안되었으며, [21] 나선의 대규모 구조를 고정된 각속도로 전파하는 작은 진폭의 파동으로 설명하려고 시도했습니다. 은하의 가스 및 별의 속도와 다른 속도로 은하. 그들은 나선 팔이 나선 밀도 파동의 표현이라고 제안했습니다. 그들은 별이 약간 타원형의 궤도로 이동하고 궤도의 방향이 상관 관계가 있다고 가정했습니다. 은하 중심으로부터의 거리 증가. 이것은 오른쪽 다이어그램에 설명되어 있습니다. 타원 궤도가 특정 영역에서 서로 가까워져 팔 효과를 주는 것이 분명합니다. 따라서 별은 우리가 지금 보고 있는 위치에 영원히 머무르지 않고 궤도를 따라 이동할 때 팔을 통과합니다. [22]

밀도파에 의한 별 형성

밀도 파로 인한 별 형성에 대해 다음과 같은 가설이 존재합니다.

  • 가스 구름이 밀도 파동으로 이동함에 따라 국부 질량 밀도가 증가합니다. 구름 붕괴의 기준(Jeans instability)은 밀도에 의존하기 때문에 밀도가 높을수록 구름이 붕괴되어 별을 형성할 가능성이 높아집니다.
  • 압축파가 진행됨에 따라 나선팔의 앞쪽 가장자리에 별이 형성됩니다.
  • 구름이 나선 팔에 휩쓸리면서 서로 충돌하고 가스를 통해 충격파를 일으키며, 이는 차례로 가스가 붕괴되어 별을 형성하게 합니다.

나선팔에 있는 더 많은 어린 별들

나선 팔은 은하의 나머지 부분보다 어린 별과 더 무겁고 밝은 별을 모두 포함하고 있기 때문에 시각적으로 더 밝게 보입니다. 무거운 별이 훨씬 더 빠르게 진화함에 따라 [23] 그들의 소멸은 밀도파 바로 뒤에 더 어두운 별의 어두운 배경을 남기는 경향이 있습니다. 이것은 밀도 파동을 훨씬 더 두드러지게 만듭니다. [20]

나선 팔은 은하 궤도를 여행할 때 기존의 오래된 별을 통과하는 것처럼 보이기 때문에 반드시 팔을 따라가는 것은 아닙니다. [20] 별들이 팔을 통해 움직일 때, 각 항성계의 공간 속도는 국부적으로 더 높은 밀도의 중력에 의해 수정된다. 또한 새로 생성 된 별은 나선 팔 내 위치에 영원히 고정되어 있지 않으며, 별이 팔의 반대편에서 출발 한 후 평균 공간 속도가 정상으로 돌아옵니다. [22]

중력적으로 정렬된 궤도

Charles Francis와 Erik Anderson은 별이 나선 팔을 따라 이동하는 20,000 개가 넘는 지역 별 (300 파섹 이내)의 움직임을 관찰 한 결과, 별 사이의 상호 중력이 궤도를 로그 나선으로 정렬하는 방법을 설명했습니다. 이론이 가스에 적용될 때, 가스 구름 사이의 충돌은 새로운 별이 형성되는 분자 구름을 생성하고 웅장한 디자인의 쌍대칭 나선으로의 진화를 설명합니다. [24]

나선의 별들은 다음과 같은 강도 프로파일을 가진 방사형 얇은 원반으로 분포되어 있습니다. [25] [26] [27]

좌표 R / h 측면에서 나선 은하의 빛 프로파일은 은하의 광도에 의존하지 않습니다.

나선은하가 우리은하 외부에 존재한다는 사실이 이해되기 전에는 흔히 다음과 같이 불렸다. 나선 성운. 그러한 물체가 은하수와는 별개의 은하인지, 아니면 우리 은하 내에 존재하는 성운의 한 종류인지에 대한 질문은 릭 천문대의 히버 커티스와 후지산의 할로 섀 플리 사이의 1920 년 대 토론의 주제였습니다. 윌슨 천문대. 1923년부터 Edwin Hubble[28] [29]은 소위 "안드로메다 성운"을 포함한 여러 나선 성운에서 세페이드 변광성을 관찰하여 사실 우리 은하 밖에 있는 전체 은하임을 증명했습니다. 용어 나선 성운 이후 사용이 중단되었습니다.

우리 은하는 한때 평범한 나선은하로 여겨졌다. 천문학자들은 1960년대에 우리은하가 막대나선은하라고 의심하기 시작했습니다. [30] [31] 그들의 의심은 2005년 스피처 우주 망원경 관측에 의해 확인되었는데, [32] 우리은하의 중심 막대가 이전에 의심되었던 것보다 더 크다는 것을 보여주었다.


가장 오래된 나선은하

지금까지 발견된 가장 오래된 나선 은하는 BRI 1335-0417로, 124억 광년 거리에서 빅뱅 후 14억 년이 지난 시점에 있습니다. 나선 팔은 은하 중심의 작고 밝은 영역의 양쪽에서 볼 수 있습니다. 이미지 제공: ALMA/ T. Tsukui & S. Iguchi.

소용돌이 모양의 아름다운 나선은하는 누군가가 그 단어를 언급할 때 흔히 생각하는 것입니다. 은하. 우리 은하수는 나선 은하입니다. 이 은하는 가까운 우주에서 꽤 흔합니다. 그러나 천문학자들이 시간과 거리를 거슬러 올라갈수록 우리 우주에 있는 수많은 은하들 사이에서 볼 수 있는 나선은하의 수가 줄어듭니다. 대신 우리가 우주로 나가 시간을 거슬러 올라가면 은하의 모양이 더 불규칙하게 보입니다. 따라서 어떻게언제 형성된 나선은하는 천문학의 고전적인 질문 중 하나입니다. 2021 년 5 월 20 일 천문학 자들이 지금까지 발견 된 가장 오래된 나선 은하를보고 한 것은 흥분과 함께였습니다.

이 은하의 이름은 BRI 1335-0417입니다. 그것은 우리와 124 억 광년 거리에 해당하는 빅뱅 이후 14 억년 후에 존재했습니다. 아주 멀리 – 아주 먼 시간으로 – 그러나 이 은하는 분명히 보이는 나선팔을 가지고 있습니다! 분명히 이 은하는 나선은하의 기원에 대한 질문에 답하는 데 중요한 기여를 했습니다.

천문학자들은 동료 심사 저널에 자신의 발견에 대한 논문을 발표했습니다. 과학 2021년 5월 20일.

나선은하란?

은하는 다양한 모양으로 나타나며 모양을 의미하는 형태에 따라 분류됩니다. 타원은하, 나선은하, 이상하게 불규칙한 은하는 모두 다른 특징을 가지고 있습니다. 나선 은하는 오래된 별의 중심 팽대부, 평평한 회전 원반, 원반 주위를 나선형으로 도는 팔로 구성되어 있습니다. 나선 은하는 주로 가까운 우주에 존재합니다. 먼 거리로, 시간을 거슬러 올라갈수록 더 적은 나선이 보입니다.

일본 SOKENDAI 대학의 Takafumi Tsukui는 새 논문의 주 저자입니다. 그는 성명에서 다음과 같이 말했습니다.

나는 이전 문헌에서 멀리 떨어진 은하에서 회전하는 원반, 나선 구조, 중앙 집중식 질량 구조에 대한 명확한 증거를 본 적이 없었기 때문에 흥분했습니다.

가장 일반적인 3가지 유형의 은하. 맨 위 줄은 도식적인 그림이고 맨 아래 줄은 3가지 범주 각각에 해당하는 은하의 실제 이미지를 보여줍니다. A. Feild/STScI/Hubblesite를 통한 이미지.

가장 오래된 나선은하 관찰

천문학자들은 전파 망원경인 Atacama Large Millimeter Array 또는 ALMA 망원경을 사용하여 은하 BRI 1335-0417을 연구했습니다. 칠레 북부 아타카마 사막에 위치한 이 천문대는 은하계의 엄청난 거리에도 불구하고 높은 수준의 해상도(디테일)에 도달할 수 있습니다. 츠쿠이가 말했다.

ALMA 데이터의 품질이 너무 좋아서 가까이 있는 은하인 줄 알 정도로 세세하게 볼 수 있었다.

은하의 거리와 그 거리에서 우주의 초기 나이로 인해 BRI 1335-0417 은하에 빛을 가리는 먼지가 많이 포함되어 있습니다. 먼지는 허블과 같은 가시광선 망원경을 사용하여 은하 구조를 보기 어렵게 만듭니다. 그러나 전파 파장에서 천문학자는 은하 내의 특정 요소를 관찰할 수 있습니다. 그리고 그들이 볼 수 있도록 과거 가려지는 먼지.

이 경우 천문학자들은 정보를 얻기 위해 탄소 이온의 방출을 관찰했습니다.

탄소 이온을 은하의 구조를 추적하는 도구로 사용하여 천문학자들은 BRI 1335-0417의 나선 모양을 볼 수 있었습니다. 그들은 이 구조가 은하의 중심에서 약 15,000광년 뻗어 있는 것을 볼 수 있었습니다. 이것은 우리 은하의 약 1/3 크기에 해당합니다. 그러나 BRI 1335-0417은 별의 수와 성간 물질의 양을 포함하여 우리 은하수만큼 거대합니다. 더 멀리 확장되는 것을 볼 수 없다고 해서 그것이 더 크지 않다는 것을 의미하지는 않습니다. 츠키는 다음과 같이 설명했다.

BRI 1335-0417은 매우 먼 천체이기 때문에 이 관측에서는 은하의 진정한 가장자리를 볼 수 없을 수도 있습니다. 초기 우주에 존재했던 은하의 경우 BRI 1335-0417은 거대했습니다.

나선 은하는 어떻게 그렇게 일찍 형성되었을까?

시뮬레이션은 상호 작용하는 은하가 나선 팔을 가진 최종 생성물 은하를 형성할 수 있음을 보여줍니다. 은하들은 초기 우주에서 훨씬 더 많은 상호작용을 했으며, 그래서 지금까지 BRI 1335-0417의 존재를 설명할 수 있습니다. 그 시나리오에 대한 더 많은 단서도 있습니다. 예를 들어 BRI 1335-0417은 외곽에 많은 양의 가스를 공급하고 있습니다. 그것은 외부에서 어떤 종류의 보급품이 들어오고 있다는 표시입니다. 아마도 이 은하가 다른 작은 은하와 충돌했기 때문일 것입니다.

아래 비디오는 더 큰 나선 은하를 형성하기 위해 얼마나 많은 작은 은하가 상호 작용하는지 보여주는 시뮬레이션입니다.


비디오 ©2007 T. Takeda, S. Nukatani, T. R. Saitoh, 4D2U Project, NAOJ.

다음에 무슨 일이 일어났습니까?

다음에 일어난 것은 흥미로운 질문입니다. 기존 이론에 따르면 초기 우주에 먼지가 많은 별 형성 은하(BRI 1335-0417)는 나이가 들면서 거대 타원 은하로 진화할 것입니다. 하지만 어쩌면 그런 일은 일어나지 않을 수도 있지 않을까요? 아마도 BRI 1335-0417과 같은 은하는 훨씬 더 오랜 시간 동안 나선으로 남을 것인가? Tsukui가 말했듯이 나선형 팔은 우리에게 특별한 관심을 가지고 있습니다.

우리 태양계는 은하수 나선팔 중 하나에 있습니다. 나선 구조의 뿌리를 추적하면 태양계가 태어난 환경에 대한 단서를 얻을 수 있습니다. 이 연구가 은하의 형성 역사에 대한 우리의 이해를 더욱 발전시키는 데 도움이 되기를 바랍니다.

결론: 천문학자들은 초기 우주에 위치한 은하에서 나선 팔을 발견하고 놀랐습니다. 이것은 BRI 1335-0417 은하를 지금까지 발견된 가장 오래된 나선 은하로 만들고 나선 은하가 언제 어떻게 형성되었는지에 대한 단서를 제공합니다.


나선은하의 팔이 어떻게 초점을 맞추는지에 대한 퍼즐

은하의 모양이 변화함에 따라 특징적인 바람개비 모양을 가진 나선형 원반이 지금까지 가장 보행자입니다.

이 이미지와 아래 비디오 애니메이션은 나선 은하에서 팔 형성 시뮬레이션을 보여줍니다. 시뮬레이션은 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 동료인 Mark Vogelsberger 및 Lars Hernquist와 함께 이 지역의 새로운 연구를 주도한 UW-Madison 천체 물리학자 Elena D&rsquoOnghia가 수행했습니다. 시각화는 University of Utah&rsquos Scientific Computing and Imaging Institute의 Thiago Ize와 Chris Johnson이 만들었습니다.

천문학자들은 우리 은하가 나선이라고 믿습니다. 우리의 태양계와 지구는 필라멘트 모양의 휩쓸린 팔 중 하나 근처에 있습니다. 그리고 우리 은하에 가장 가까운 은하의 거의 70%가 나선 형태로, 수십억 개의 은하가 있는 우주에서 가장 일반적인 은하 형태를 취했음을 시사합니다.

그러나 공통된 형태에도 불구하고 우리 은하와 같은 은하가 어떻게 독특한 팔을 얻고 유지하는지는 천체 물리학에서 영원한 수수께끼로 판명되었습니다. 나선 은하의 팔은 어떻게 생기나요? 시간이 지남에 따라 바뀌거나 오고 가나요?

연구원들이 중력 및 기타 천체 물리학적인 힘과 같은 1억 개의 "항성 입자"의 움직임을 따라 익숙한 은하 모양으로 조각하면서 강력한 새 컴퓨터 시뮬레이션을 활용함에 따라 이러한 질문과 기타 질문에 대한 답이 이제 초점을 맞춥니다. 위스콘신-매디슨 대학과 하버드-스미소니언 천체 물리학 센터의 연구원 팀은 천체 물리학 저널(The Astrophysical Journal)에 4월 1일 기고한 논문에서 원반 은하에서 나선 팔의 기원과 생활사에 대한 오랜 질문을 해결하는 것으로 보이는 시뮬레이션을 보고했습니다.

하버드-스미소니언 천체 물리학 센터 동료인 Mark Vogelsberger 및 Lars Hernquist와 함께 새로운 연구를 주도한 UW-Madison 천체 물리학자 Elena D&rsquoOnghia는 &ldquo우리는 수십 년 동안 주장된 것처럼 별의 나선 팔이 일시적인 특징이 아니라는 것을 처음으로 보여주었습니다. &ldquo그들은 자기 영속적이고 끈기 있고 놀라울 정도로 오래 산다.&rdquo

원반 은하에서 상징적 인 나선 팔의 기원과 운명은 두 가지 이론이 우세한 천체 물리학 자들에 의해 수십 년 동안 논쟁되어 왔습니다. 하나는 시간이 지남에 따라 팔이왔다 갔다한다는 ​​이론입니다. 두 번째로 널리 받아들여지는 이론은 별, 가스, 먼지 등의 팔을 구성하는 물질이 중력의 차이에 의해 영향을 받아 붐비는 시간에 자동차처럼 팔을 오랫동안 지탱해 준다는 것입니다.

새로운 결과는 두 이론 사이 어딘가에 있으며, 거대한 분자 구름, 별 형성 지역 또는 은하계에서 흔히 볼 수 있는 보육원의 영향의 결과로 팔이 처음 발생했음을 시사합니다. UW-Madison 천문학 교수인 D&rsquoOnghia는 시뮬레이션에 도입된 구름이 &ldquoperturbers&rdquo의 역할을 하며 나선형 팔의 형성을 시작할 뿐만 아니라 무기한 유지하기에 충분하다고 말합니다.

&ldquo우리는 그들이 나선형 팔을 형성하고 있음을 발견했습니다&rdquo가 D&rsquoOnghia를 설명합니다. &ldquo과거의 이론은 섭동이 제거되면 팔이 사라질 것이라고 주장했지만, (한 번 형성되면) 섭동이 제거된 경우에도 팔이 자체적으로 영속한다는 것을 알 수 있습니다. 팔이이 구름을 통해 생성되면, 더 이상 섭동이 더 이상 존재하지 않는 극한 상황에서도 중력 (의 영향)을 통해 스스로 존재할 수 있음을 증명합니다. & rdquo

새로운 연구는 독립된 원반은하를 모델링했는데, 이는 다른 가까운 은하나 물체의 영향을 받지 않는 것입니다. Some recent studies have explored the likelihood that spiral galaxies with a close neighbor &mdash a nearby dwarf galaxy, for example &mdash get their arms as gravity from the satellite galaxy pulls on the disk of its neighbor.

According to Vogelsberger and Hernquist, the new simulations can be used to reinterpret observational data, looking at both the high-density molecular clouds as well as gravitationally induced holes in space as the mechanisms that drive the formation of the characteristic arms of spiral galaxies.


Some fast radio bursts come from the spiral arms of other galaxies

A Hubble Space Telescope image (left) of a galaxy known to host a ‘fast radio burst’ helps ID where in the galaxy the blast originated (oval). After image processing (right), the burst’s origin appears centered on one of the galaxy’s spiral arms.

NASA, ESA, Alexandra Mannings/University of California Santa Cruz, Wen-fai Fong/Northwestern University, Alyssa Pagan/STScI

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Five brief, bright blasts of radio waves from deep space now have precise addresses.

The fast radio bursts, or FRBs, come from the spiral arms of their host galaxies, researchers report in a study to appear in the 천체물리학 저널. The proximity of the FRBs to sites of star formation bolsters the case for run-of-the-mill young stars as the origin of these elusive, energetic eruptions.

“This is the first such population study of its kind and provides a unique piece to the puzzle of FRB origins,” says Wen-fai Fong, an astronomer at Northwestern University in Evanston, Ill.

FRBs typically last a few milliseconds and are never seen again. Because the bursts are so brief, it’s difficult to nail down their precise origins on the sky. Although astronomers have detected about 1,000 FRBs since the first was reported in 2007, only 15 or so have been traced to a specific galaxy.

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The first burst to be traced to its source came from a small, blobby dwarf galaxy with a lot of active star formation (SN: 1/4/17). That FRB sends off repeated blasts from a single source, which is an unusual feature, and helped astronomers localize its host galaxy.

“After that, a lot of people thought, well, maybe all FRB hosts are like this,” says astronomer Alexandra Mannings of the University of California, Santa Cruz. But then a second repeating burst was tracked back to a spiral galaxy like the Milky Way (SN: 1/6/20). And a one-off burst was localized to a massive disk-shaped galaxy, also the size of the Milky Way. Others followed.

Mannings, Fong and colleagues thought they could learn more about the FRBs’ sources by localizing their origins even more precisely. Different parts of spiral galaxies tend to host different types of stars. The bright spiral arms tend to mark sites where new stars are being born, while the older and dimmer stars have had time to drift away from the arms into the rest of the galaxy. So figuring out which galactic neighborhoods FRBs call home can reveal a lot about what kind of objects they come from.

Using the Hubble Space Telescope, the researchers took high-resolution images of eight galaxies that were already known to host FRBs, then overlaid the FRBs’ positions onto the images. The five FRBs that came from clearly defined spiral galaxies all lay on or close to the galaxies’ spiral arms, which had not been visible in images from ground-based telescopes. The other three host galaxies had inconclusive shapes, Fong says.

The FRB locales have a fair amount of star formation, but they’re not the brightest and most active parts of their galaxies, Fong says. That suggests FRBs originate with ordinary young stars — not the youngest, most massive stars that occupy the brightest knots in the spiral arms, but not the oldest and dimmest stars that have drifted away from their homes, either.

That finding is consistent with the idea that FRBs come from highly magnetized stellar corpses called magnetars, Mannings says (SN: 6/4/20). There are a couple of ways to produce magnetars from ordinary stars. There’s the slow way, which involves waiting billions of years for a pair of neutron stars to collide (SN: 12/1/20). Or there’s the fast way, which follows the death of a single massive star. It seems like FRBs might come from an in-between process, like the death of a not-so-massive star, Mannings says.

“The fact that FRBs are found to be pretty close to, if not on, the spiral arm, near to these star forming regions, that can give us a better idea of what the timeline is like for the progenitor,” whatever created the FRB, Mannings says. “And if it is a magnetar, it lets us know that it’s not through the delayed channel, like a neutron star merger.”

The finding doesn’t entirely solve the mystery of where FRBs come from, says astrophysicist Emily Petroff of the University of Amsterdam, who was not involved in the new work. But it does help to get a broader picture of their host galaxies.

“FRBs keep throwing a lot of surprises at us, in terms of what they look like, where they’re found, how they repeat,” Petroff says. “This is maybe providing more evidence that FRBs are more related to just sort of general neutron stars.” The next step, of course, is to find more FRBs.

Questions or comments on this article? E-mail us at [email protected]

A version of this article appears in the June 19, 2021 issue of Science News.


비디오 보기: მომავალი სამყარო პროგნოზი 2099 წლამდე (할 수있다 2022).


코멘트:

  1. Burnette

    나는 그것이 무엇인지 이미 논의했다고 확신합니다.

  2. Galloway

    여러분, 안녕하세요 !!!!!!!!!!

  3. Sigfreid

    네 될 수 없습니다!

  4. Demissie

    훌륭한 대답

  5. Abdul-Halim

    좋은 생각입니다.



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