은하조

Galactic tide
은하 NGC 4676

은하조는 우리 은하와 같은 은하의 중력장을 받는 물체에 의해 경험되는 조력입니다.은하 조수에 관한 특별한 관심 분야로는 은하 충돌, 왜소은하 또는 위성은하의 붕괴, 태양계의 오르트 구름에 대한 은하수의 조석 효과가 있습니다.

외부 은하에 미치는 영향

은하 충돌

충돌하는 안테나 은하의 긴 조석 꼬리는

조력력은 강도보다는 중력장의 기울기에 의존하기 때문에 조력 효과는 보통 은하 바로 주변으로 제한됩니다.두 개의 큰 은하가 충돌하거나 서로 근접하여 매우 큰 조력을 받게 되며, 종종 가장 눈에 띄는 은하의 조수 현상을 시각적으로 보여줍니다.

상호작용하는 두 은하가 정면으로 충돌하는 일은 거의 없을 것이며, 조석력은 각 은하를 대략적으로 파쇄기 쪽으로 또는 먼 곳을 가리키는 축을 따라 왜곡시킬 것입니다.두 은하가 잠시 서로를 공전할 때, 각 은하의 본체에서 떨어져 나온 이 왜곡된 영역은 은하의 차등 회전에 의해 찢어져 은하간 공간으로 날아가면서 조석 꼬리를 형성하게 된다.이러한 꼬리는 일반적으로 강하게 구부러져 있습니다.꼬리가 곧게 뻗은 것처럼 보일 경우, 꼬리는 엣지온으로 보입니다.꼬리를 구성하는 별과 가스는 중력에 묶여 있는 은하 [1]중심보다는 한쪽 또는 양쪽 물체의 쉽게 일그러진 은하 원반(또는 다른 끝)에서 끌어낸 것입니다.조석 꼬리를 생성하는 충돌의 두 가지 매우 두드러진 예는 생쥐 은하더듬이 은하입니다.

달이 지구의 반대편에서 두 개의 조수를 일으키는 것처럼, 은하 조수는 은하 동반자 안에 두 개의 팔을 만들어 냅니다.교란 은하가 상대 은하와 같거나 질량이 작으면 큰 꼬리가 형성되지만, 교란 은하보다 훨씬 더 크다면, 후행 팔은 상대적으로 작을 것이고, 때로는 브릿지라고 불리는 앞팔이 더 두드러질 [1]것입니다.조석교는 일반적으로 조석 꼬리보다 구별하기 어렵습니다. 첫 번째 예에서는, 다리가 지나가는 은하나 그 결과로 생긴 합쳐진 은하에 의해 흡수되어 일반적인 큰 꼬리보다 짧은 기간 동안 볼 수 있습니다.둘째, 만약 두 은하 중 하나가 전경에 있다면, 두 번째 은하와 그 사이의 다리는 부분적으로 가려질 수 있습니다.이러한 효과들이 함께, 한 은하가 어디에서 끝나고 다음 은하가 어디에서 시작하는지 보는 것을 어렵게 만들 수 있습니다.꼬리가 양끝에서 모은하와 결합하는 조석 고리는 [2]여전히 드물다.

위성 상호 작용

안드로메다 은하.안드로메다 원반 바로 위 왼쪽 상단에 있는 위성 은하 M32에 주목하세요. 안드로메다 원반의 바깥쪽 팔이 안드로메다의 조력에 의해 벗겨졌습니다.

조석 효과는 은하 바로 근처에서 가장 강하기 때문에 위성 은하는 특히 영향을 받을 가능성이 높습니다.위성에 가해지는 이러한 외부 힘은 그 안에서 질서정연한 움직임을 만들어내며, 대규모 관측 가능한 효과를 가져올 수 있습니다. 즉, 왜소 위성 은하의 내부 구조와 움직임은 은하의 조수에 의해 심각한 영향을 받아 회전을 유발하거나(지구 해양의 조수와 같이) 비정상적인 질량 대 광도 [3]비율을 유발할 수 있습니다.위성 은하는 은하 충돌에서 일어나는 것과 같은 조석 박리 현상을 겪을 수 있으며, 별과 가스는 은하의 끝에서 찢어져 동반 은하에 의해 흡수될 수 있습니다.남아 있는 분자 clouds[4]의tidally-induced 움직임 때문에 조석 세력과 압축하는 은하계 안의 성간 가스 구름 주무를 수 있기 때문에 큰 유도 등이 핵심에서 높은 별 형성율이 될 수 있을 것 결과가 왜소 은하. M32, 안드로메다의 위성 은하, 조력을 벗었다는은 나선 팔을 잃어 가고 있다. 입니다작은 위성에서 형성이 일어나는 지점).

박리 메커니즘은 비슷한 두 은하 사이의 것과 동일하지만, 상대적으로 약한 중력장으로 인해 주은하가 아닌 위성만 영향을 받습니다.만약 위성이 숙주에 비해 매우 작다면, 생성된 조석 파편 꼬리는 대칭이 될 가능성이 높고 매우 유사한 궤도를 따라 위성의 [5]경로를 효과적으로 추적할 수 있다.그러나 위성이 상당히 크다면(일반적으로 주체의 1만분의 1 이상), 위성 자체의 중력이 꼬리 부분에 영향을 미쳐 대칭이 깨지고 꼬리가 다른 방향으로 가속될 수 있습니다.결과 구조는 위성의 질량과 궤도, 그리고 추측된 은하 후광의 질량과 구조에 따라 달라지며, 은하수와 [6]같은 은하의 암흑 물질 잠재력을 조사할 수 있는 수단을 제공할 수 있습니다.

모은하의 여러 궤도에 걸쳐 있거나 궤도가 너무 가까이 지나가면 왜소위성은 결국 완전히 붕괴되어 큰 물체 주위를 감싸고 있는 별과 가스의 조류를 형성할 수 있습니다.안드로메다 은하와 같은 일부 은하 주변의 확장된 가스 원반과 별 원반은 왜소 위성 [7]은하의 완전한 조석 교란(그리고 모은하와의 합병)의 결과일 수 있다는 주장이 제기되었습니다.

은하 내 물체에 미치는 영향

조석 효과는 또한 은하 내에서도 존재하며, 은하 내에서는 그 기울기가 가장 가파릅니다.이것은 별과 행성계의 형성에 영향을 미칠 수 있다.일반적으로 별의 중력은 다른 별들의 통과만이 역학에 상당한 영향을 미칠 뿐 아니라 자신의 시스템 내에서 지배하게 됩니다.그러나 이 행성의 바깥쪽에서는 별의 중력이 약하기 때문에 은하조류가 상당할 수 있습니다.태양계에서, 대부분의 장주기 혜성의 원천인 이론적인 오르트 구름은 이 과도기 영역에 있습니다.

오르트 클라우드 다이어그램입니다.

오르트 구름은 태양계를 둘러싼 거대한 껍데기이며, 아마도 반지름이 1광년 이상일 것입니다.그렇게 먼 거리를 가로질러, 은하수의 중력장의 기울기는 훨씬 더 눈에 띄는 역할을 합니다.이 경사 때문에, 은하 조류는 지구가 달의 중력에 반응하여 팽창하는 것처럼 은하 중심 방향으로 구름을 뻗고 다른 두 축을 따라 구름을 압축하면서 다른 구형의 오르트 구름을 변형시킬 수 있습니다.

태양의 중력은 이러한 작은 은하 섭동이 일부 미행성들을 멀리 떨어진 궤도에서 떼어내는데 충분할 정도로 충분히 약하기 때문에, 태양과 행성들의 [8]근일점을 크게 줄임으로써 미행성들을 태양과 행성으로 보내게 됩니다.이러한 물체는 바위와 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 태양계 내부의 태양 복사량이 증가하면 혜성이 될 것이다.

은하조도 큰 [9]원일점을 가진 미행성들의 근일점을 증가시킴으로써 오르트 구름 형성에 기여할 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.이것은 은하 조수의 영향이 매우 복잡하고 행성계 내의 개별 물체의 행동에 크게 좌우된다는 것을 보여줍니다.하지만, 누적적으로, 그 영향은 상당히 클 수 있습니다; 오르트 구름에서 유래한 모든 혜성의 90%는 은하 [10]조수의 결과일 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Toomre A.; Toomre J. (1972). "Galactic Bridges and Tails". The Astrophysical Journal. 178: 623–666. Bibcode:1972ApJ...178..623T. doi:10.1086/151823.
  2. ^ Wehner E.H.; et al. (2006). "NGC 3310 and its tidal debris: remnants of galaxy evolution". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (3): 1047–1056. arXiv:astro-ph/0607088. Bibcode:2006MNRAS.371.1047W. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10757.x. S2CID 14563215.
  3. ^ Piatek S.; Pryor C. (1993). "Can Galactic Tides Inflate the Apparent M/L's of Dwarf Galaxies?". Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1383. Bibcode:1993AAS...183.5701P.
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  5. ^ Johnston, K.V.; Hernquist, L.; Bolte, M. (1996). "Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo". The Astrophysical Journal. 465: 278. arXiv:astro-ph/9602060. Bibcode:1996ApJ...465..278J. doi:10.1086/177418. S2CID 16091481.
  6. ^ Choi, J.-H.; Weinberg, M.D.; Katz, N. (2007). "The dynamics of tidal tails from massive satellites". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 381 (3): 987–1000. arXiv:astro-ph/0702353. Bibcode:2007MNRAS.381..987C. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12313.x. S2CID 6261478.
  7. ^ Peñarrubia J.; McConnachie A.; Babul A. (2006). "On the Formation of Extended Galactic Disks by Tidally Disrupted Dwarf Galaxies". The Astrophysical Journal. 650 (1): L33–L36. arXiv:astro-ph/0606101. Bibcode:2006ApJ...650L..33P. doi:10.1086/508656. S2CID 17292044.
  8. ^ Fouchard M.; et al. (2006). "Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 95 (1–4): 299–326. Bibcode:2006CeMDA..95..299F. doi:10.1007/s10569-006-9027-8. S2CID 123126965.
  9. ^ Higuchi A., Kokubo E.; Mukai, T. (2005). "Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 521. Bibcode:2005DDA....36.0205H.
  10. ^ Nurmi P.; Valtonen M.J.; Zheng J.Q. (2001). "Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 327 (4): 1367–1376. Bibcode:2001MNRAS.327.1367N. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x.