나선은하

나선은하는 1936년 에드윈 허블이 그의 작품 성운의^[1] 영역에서 처음 묘사한 은하의 한 종류를 형성하며, 따라서 허블 수열의 일부를 형성합니다.대부분의 나선은하는 별, 가스, 먼지 등을 포함하는 평평하고 회전하는 원반과 팽대부라고 알려진 중심에 있는 별들로 이루어져 있습니다.이들은 종종 훨씬 더 희미한 별들의 후광으로 둘러싸여 있으며, 이들 중 많은 별들은 구상 성단에 존재합니다.

나선은하는 중심에서 은하원반으로 뻗어나가는 나선형 구조에 의해 이름이 지어집니다.나선팔은 진행 중인 별 형성의 장소이고, 그것들에 서식하는 젊고 뜨거운 OB 별들 때문에 주변 원반보다 밝습니다.

전체 나선의 약 3분의 2는 나선팔이 시작되는 중심 팽대부에서 연장되는 막대와 같은 ^[2]구조의 추가적인 구성요소를 가지고 있는 것으로 관찰됩니다.막대가 없는 나선형에 대한 막대 나선형의 비율은 우주의 역사를 지나면서 변화했을 가능성이 높으며, 약 10%만이 약 80억 년 전에 막대를 포함하고 있으며, 현재까지 약 25억 5천만 년 전에 가시적인 우주에 있는 은하의 2/3 이상(허블 부피)이 ^[3]막대를 가지고 있습니다.

은하수는 막대 나선형이지만 막대 자체는 은하원반 ^[4]내의 지구의 현재 위치에서 관찰하기 어렵습니다.은하 중심부에 막대를 형성하는 별들에 대한 가장 확실한 증거는 스피처 ^[5]우주 망원경을 포함한 몇몇 최근의 조사들에서 나온 것입니다.

불규칙은하와 함께 나선은하는 오늘날 ^[6]우주 은하의 약 60%를 차지합니다.그들은 주로 밀도가 낮은 지역에서 발견되며 은하단 ^[7]중심부에서는 희귀합니다.

구조.

나선은하는 몇 가지 다른 구성 요소로 구성될 수 있습니다.

나선팔이 눈에 띄는 성분인 항성과 성간물질의 평평하고 회전하는 원반
타원은하를 닮은 주로 나이가 많은 별들의 중심 항성 팽대부
막대모양의 별 분포
구상 성단의 많은 별들을 포함한 거의 구형에 가까운 별들의 헤일로
중심 팽대부 바로 중앙에 있는 초대질량 블랙홀
구형에 가까운 암흑물질 헤일로

각 성분의 질량, 밝기, 크기 면에서 상대적인 중요성은 은하마다 다릅니다.

나선팔

나선팔은 막대형과 막대형이 없는 나선은하의 중심에서 뻗어나가는 별들의 영역입니다.이 길고 가는 영역은 나선 은하를 닮아서 나선 은하라는 이름을 붙였습니다.당연히, 나선은하의 다른 분류들은 뚜렷한 팔 구조를 가지고 있습니다.예를 들어, Sc 은하와 SBc 은하는 매우 "느슨한" 팔을 가지고 있는 반면, Sa 은하와 SBa 은하는 (허블 시퀀스와 관련하여) 팔을 단단히 감싸고 있습니다.어느 쪽이든, 나선팔은 (높은 질량 밀도와 높은 별 형성률 때문에) 젊고 푸른 별들을 많이 포함하고 있는데, 이것은 팔을 매우 밝게 만듭니다.

벌지

팽대부는 크고 꽉 들어찬 별들의 무리입니다.이 용어는 대부분의 나선은하에서 발견되는 중심 항성군을 가리키며, 종종 외부(지수) 원반 빛의 내부 외삽 이상의 항성 빛의 과잉으로 정의됩니다.

허블 분류를 이용하면, 사은하의 팽대부는 보통 인구 II 별들로 구성되어 있는데, 이 별들은 금속 함량이 낮은 오래된 적색 별들입니다.또한, Sa 은하와 SBa 은하의 팽대부는 큰 경향이 있습니다.대조적으로, Sc 은하와 SBC 은하의 볼록한 부분은 훨씬^[8] 더 작고 젊고 푸른 모집단 I 별들로 구성되어 있습니다.일부 팽대부는 타원은하와 유사한 특성을 가지고 있으며(낮은 질량과 광도로 축소됨), 다른 것들은 단순히 원반 은하와 유사한 특성을 가진 원반의 고밀도 중심으로 나타납니다.

많은 팽대부들은 중심에 초거대 블랙홀이 있을 것으로 생각됩니다.예를 들어, 우리 은하계에서는 궁수자리 A*라고 불리는 물체가 초대질량 블랙홀로 여겨지고 있습니다.나선은하 중심부에 블랙홀이 존재한다는 증거는 여러 가지가 있는데, 일부 나선은하에 활성핵이 존재한다는 것과 메시에 106과 같은 은하에서 큰 콤팩트한 중심질량을 발견하는 동적 측정 등이 그것입니다.

바

모든 나선은하의 ^[9]^[10]약 3분의 2에서 막대모양의 별 연장이 관측됩니다.그들의 존재는 강할 수도 있고 약할 수도 있습니다.가장자리 위 나선형(및 렌티큘러) 은하에서 막대의 존재는 평면 내 막대의 절반 길이에서 최대 가시성을 갖는 평면 외 X 모양 또는 (땅콩 껍질) 모양 구조에^[11]^[12] 의해 때때로 식별될 수 있습니다.

스페로이드

나선 은하에 있는 별들의 대부분은 은하 중심 주위의 더 많거나 덜 전통적인 원형 궤도에 있는 단일 평면(은하면)에 가깝거나 은하 중심 주위의 구형 은하 팽대부에 위치합니다.

그러나 몇몇 별들은 은하 헤일로의 한 종류인 구형 헤일로 또는 은하 구형에 살고 있습니다.이 별들의 궤도 거동은 논란의 여지가 있지만, 역행 궤도 및/또는 고도로 기울어진 궤도를 보이거나, 규칙적인 궤도에서 전혀 움직이지 않을 수도 있습니다.헤일로 별들은 나선은하에 들어가 합쳐지는 작은 은하들로부터 얻어질 수 있습니다. 예를 들어 궁수자리 왜소 회전 타원은하는 은하와 합쳐지는 과정에 있으며 관측 결과에 따르면 우리 은하의 헤일로에 있는 일부 별들이 은하로부터 얻어졌다고 합니다.

은하 원반과 달리, 헤일로는 먼지가 없는 것으로 보이며, 더 큰 대조로 은하 헤일로에 있는 별들은 은하 원반에 있는 인구 I의 사촌들보다 훨씬 더 오래되었고 훨씬 낮은 금속성을 가지고 있습니다(그러나 은하 팽대부에 있는 별들과 유사합니다).은하 헤일로는 또한 많은 구상 성단들을 포함하고 있습니다.

헤일로 별들의 움직임은 때때로 그들을 원반을 통과하게 하며, 태양에 가까운 다수의 작은 적색 왜성들, 예를 들어 캅테인의 별과 그룸브리지 1830년은 은하 헤일로에 속한다고 합니다.은하 중심 주위를 도는 불규칙한 움직임 때문에 이 별들은 종종 비정상적으로 높은 고유 운동을 보여줍니다.

가장 오래된 나선은하

가장 오래된 나선 은하는 BX442입니다.110억 년으로, 이전의 어떤 발견보다도 20억 년 이상 더 오래된 것입니다.연구원들은 이 은하의 모양이 동반 왜소은하의 중력에 의한 것이라고 믿고 있습니다.그 가정에 근거한 컴퓨터 모델은 BX442의 나선형 구조가 약 1억 ^[14]^[15]년 동안 지속될 것임을 나타냅니다.

A1689B11은 처녀자리에 ^[16]있는 아벨 1689 은하단에 위치한 아주 오래된 나선 은하입니다.A1689B11은 지구로부터 110억 광년 떨어져 있으며,^[17]^[18] 빅뱅 이후 26억 년이 형성되어 있습니다.

BRI 1335-0417은 2021년 기준으로 가장 멀리 알려진 나선은하입니다.이 은하의 적색편이는 4.4인데, 이는 빛이 ^[19]지구에 도달하는 데 124억년이 걸렸다는 것을 의미합니다.

나선형 구조의 원점

은하의 회전과 나선팔의 형성에 관한 연구의 선구자는 1925년의 베르틸 린드블라드였습니다.그는 별들이 나선형으로 영구적으로 배열되어 있다는 생각이 유지될 수 없다는 것을 깨달았습니다.은하원반의 회전각속도는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 다르기 때문에(표준 태양계 중력모델을 통해) 은하가 회전함에 따라 방사상의 팔(스포크와 같은)이 빠르게 휘어질 것입니다.몇 번의 은하 회전 후에 팔은 점점 더 휘어지고 은하 주위를 더욱 꽉 감을 것입니다.이를 권선 문제라고 합니다.1960년대 후반의 측정에 따르면 은하 중심으로부터의 거리와 관련하여 나선은하에 있는 별들의 궤도 속도는 뉴턴 역학에서 예상했던 것보다 더 높지만 나선 구조의 안정성을 설명할 수는 없습니다.

1970년대부터 은하의 나선형 구조에 대한 두 가지 주요 가설 또는 모델이 있었습니다.

은하의 은하원반에서 밀도파에 의해 야기되는 별의 형성
확률적 자기 전파 별 형성 모델(SSPSF 모델) – 성간 매질의 충격파에 의한 별 형성.충격파는 최근의 별 형성에서 발생한 항성풍과 초신성에 의해 발생하며, 이는 스스로 전파되고 스스로 지속되는 별 형성으로 이어집니다.나선형 구조는 은하 원반의 차등 회전에 의해 발생합니다.

이러한 다른 가설들은 서로 다른 유형의 나선팔을 설명할 수 있기 때문에 상호 배타적이지 않습니다.

밀도파모델

안정된 나선팔의 존재를 설명하는 밀도파 이론에 의해 예측된 궤도의 애니메이션.별들은 은하의 궤도를 돌면서 나선팔 안팎을 움직입니다.

Bertil Lindblad는 두 팔이 은하의 별과 가스보다 더 느리게 회전하는 강화된 밀도 (밀도파)의 지역을 나타낸다고 제안했습니다.가스가 밀도파에 들어갈 때, 가스는 압축되어 새로운 별들을 만들어 내는데, 그 중 일부는 ^[23]팔에 불을 붙이는 수명이 짧은 파란 별들입니다.

린과 슈의 역사론

1964년 ^[24]C. C. 린과 프랭크 슈가 나선 구조에 대한 최초의 허용 가능한 이론을 고안했는데, 고정된 각속도로 전파되는 작은 진폭의 파동으로 나선의 대규모 구조를 설명하려고 시도했습니다. 은하의 가스와 별의 속도와 다른 속도로 은하 주위를 도는 것입니다.그들은 나선팔이 나선형 밀도파의 표현이라고 제안했습니다. - 그들은 별들이 약간 타원형 궤도로 이동하고 궤도의 방향이 은하 중심에서 멀어지는 것과 매끄러운 방식으로 (하나에서 다른) 방향으로 바뀐다고 가정했습니다.이 그림은 오른쪽 그림에 나와 있습니다.타원형의 궤도가 특정 영역에서 서로 가까워져서 팔의 효과를 준다는 것은 분명합니다.그러므로 별들은 우리가 지금 보고 있는 위치에 영원히 머무르지 않고,^[25] 궤도를 돌면서 팔을 통과합니다.

밀도파에 의한 항성생성

밀도파에 의한 별의 형성에 대해서는 다음과 같은 가설이 있습니다.

가스 구름이 밀도파로 이동하면 국부 질량 밀도가 증가합니다.구름 붕괴의 기준(진스 불안정성)은 밀도에 따라 달라지기 때문에 밀도가 높을수록 구름이 붕괴되어 별을 형성할 가능성이 높습니다.
압축파가 통과할 때 나선팔의 가장 앞쪽 가장자리에 별 형성을 트리거합니다.
나선팔에 의해 구름들이 휩쓸리면서, 그것들은 서로 충돌하고 가스를 통해 충격파를 몰고 가고, 이것은 다시 가스가 붕괴되고 별들을 형성하게 합니다.

나선형 팔에 더 많은 젊은 별들이

나선팔은 은하계의 나머지 부분보다 젊은 별들과 더 크고 밝은 별들을 모두 포함하고 있기 때문에 시각적으로 더 밝게 보입니다.거대한 별들이 훨씬 ^[26]더 빠르게 진화함에 따라, 그들의 소멸은 밀도파 바로 뒤에 더 희미한 별들의 어두운 배경을 남기는 경향이 있습니다.이것은 밀도파를 훨씬 ^[23]더 두드러지게 만듭니다.

나선팔은 은하 궤도를 따라 이동할 때 단지 오래된 확립된 별들을 통과하는 것처럼 보이기 때문에 ^[23]팔을 반드시 따라가지는 않습니다.별들이 팔을 통해 움직일 때, 각 항성계의 공간 속도는 국소적인 고밀도의 중력에 의해 변경됩니다.또한 새로 생성된 별들은 나선팔 안의 위치에 영원히 고정되어 있지 않으며, 별들이 ^[25]팔의 반대쪽에서 출발한 후 평균 공간 속도가 정상으로 돌아갑니다.

중력 정렬 궤도

찰스 프랜시스와 에릭 앤더슨은 20,000개 이상의 지역별(300파섹 이내)의 움직임을 관찰한 결과 별들이 나선팔을 따라 움직인다는 것을 보여주었고, 별들 사이의 상호 중력이 어떻게 궤도를 로그 나선형으로 정렬시키는지 설명했습니다.이 이론이 가스에 적용되면 가스 구름 사이의 충돌로 새로운 별이 형성되는 분자 구름이 생성되고 대설계 쌍대칭 나선형으로의 진화가 ^[27]설명됩니다.

나선형 항성 분포

나선형의 별들은 다음과 같은 강도^[28]^[29]^[30] 프로파일과 함께 방사형의 얇은 디스크에 분포합니다.

I(R)=I_{0}e^{-R/h}

h ${\displaystyle$ h $}$ 이( $h$ ) 디스크 축척 길이이고, $I_{0}$ 0 {\ $displaystyle$ I_ ${0$ }}이(가) 중심 값입니다. $R_{opt}=3.2h$ = $R_{opt}=3.2h$ {\ $displaystyle R_{opt$ }= $3$ 을 정의하는 데 유용합니다. $2h}$ 는 항성 $R_{opt}=3.2h$ 원반의 크기로, 광도는

$=$ $L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}$ $L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}$ $L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}$ 0 $L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}$ 2 $L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}$ {\ $displaystyle L_{$ } = $2\pi$ I_ ${0}h^{2$

$R/h$ R $R/h$ ${\displaystyle$ R $/h$ 의 관점에서 나선은하 빛 프로파일은 은하 광도에 의존하지 않습니다.

나선 성운

나선 은하가 우리 은하계 밖에 존재한다는 것이 이해되기 전에, 그것들은 종종 은하의 나선 구조를 최초로 밝힌 망원경 Lord Rose 때문에 나선 성운이라고 불렸습니다.1845년에 그는 M51의 나선형 구조를 발견했는데, 이 은하는 후에 "월풀 은하"라고 불리게 되었고, 그가 그린 그림은 현대의 사진과 매우 흡사합니다.1846년 로즈 경은 메시에 99에서 비슷한 패턴을 발견했습니다.1850년 그는 안드로메다 은하의 나선형 구조를 처음으로 그렸습니다.

이러한 물체들이 은하수와는 독립적인 별개의 은하인지, 아니면 우리 은하 내에 존재하는 성운의 한 종류인지에 대한 질문은 1920년 릭 천문대의 헤버 커티스와 윌슨 산 천문대의 할로우 샤플리 사이의 대토론의 주제였습니다.1923년부터 에드윈^[31]^[32] 허블은 소위 "안드로메다 성운"이라고 불리는 여러 나선 성운에서 세페이드 변수를 관측하여 사실상 우리 은하 밖에 있는 전체 은하임을 증명했습니다.나선 성운이라는 용어는 그 이후로 사용되지 않게 되었습니다.은하계 밖에 있는 또 다른 유사한 나선 은하는 2023년 초 제임스 웹 우주 망원경에 의해 감지된 LEDA 2046648이며 약 10억 광년 떨어진 ^[33]것으로 추정됩니다.

은하수

은하수는 한때 평범한 나선 은하로 여겨졌습니다.천문학자들은 1960년대에 ^[34]^[35]우리 은하가 나선 은하라고 처음 의심하기 시작했습니다.그들의 의심은 2005년 ^[36]스피처 우주 망원경 관측을 통해 확인되었는데, 이는 우리 은하의 중심 막대가 이전에 의심되었던 것보다 더 크다는 것을 보여주었습니다.

유명한 예

안드로메다 은하 – 국소군의 막대나선은하
은하수 – 태양계를 포함하는 은하
바람개비 은하 – 큰곰자리 은하
해바라기 은하 – 방향 전환 대상에 대한 간략한 설명을 보여주는 별자리의 나선 은하 Venatici 페이지
삼각형 은하 – 삼각형자리의 나선 은하
소용돌이 은하 – 상호작용하는 거대 나선 은하
검은 눈 은하 – 코마 베레니케 별자리의 나선 은하
말린 1 – 머리털자리 나선은하

참고 항목

분류

원반은하 – 은하형태
왜소 타원은하 – 일반 은하보다 작은 타원은하
왜소 구상은하 – 오래된 항성 개체군과 먼지가 거의 없는 작고 낮은 광도의 은하
응집성 나선 은하 – 불연속 나선팔을 가진 패치 은하
은하색-규모 도표 – 대형 항성계의 밝기와 질량 사이의 관계를 나타내는 도표
웅장한 디자인의 나선은하 – 뚜렷한 나선팔을 가진 나선은하의 한 종류
중간나선은하 – 나선은하와 막대나선은하의 중간은하형
렌티큘라 은하 – 타원은하와 나선은하 사이의 은하 등급
고리 은하 – 고리 모양의 은하
항성생성 은하 – 유난히 높은 항성생성률을 보이는 은하
세이퍼트 은하 – 매우 밝은 핵을 가진 활동은하 부류

다른.

은하좌표계 – 태양을 중심으로 한 구면좌표의 천체좌표계
은하 코로나 – 은하 헤일로에 있는 뜨겁고 이온화된 가스 성분
은하의 형성과 진화 – 균질한 시작부터 최초의 은하의 형성, 시간이 지남에 따라 은하가 변화하는 방식
은하 회전 곡선 – 은하 각운동량의 불일치 관측
은하단과 은하단 – 현재 지구에서 관측 가능한 모든 우주
은하 목록
가까운 은하 목록
나선은하 목록
항성 후광
은하, 은하단, 대규모 구조에 대한 지식의 타임라인 – 우주의 대규모 구조에 대한 인간의 이해의 타임라인
Tully-Fisher 관계 – 천문학의 경향

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외부 링크

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v t 은하계
형태학	디스크 렌티큘라 빗장을 친 자유방임의 나선형 빈혈의 빗장을 친 난잡한 웅장한 디자인 중간의 마젤란의 자유방임의 왜소은하 타원형의 불규칙한 구상의 나선형의 타원은하 cD 불규칙한 빗장을 친 신기해 울리다 북극의
구조.	활동은하핵 바 벌지 중심질량 천체 은하중심 암흑 물질 헤일로 디스크 원반은하 헤일로 코로나 은하면 은하능선 성간매질 원시은하 은하 필라멘트 나선팔 초대질량 블랙홀 초거대
활성핵	블레이저 라이너 마르카리안 퀘이사 BL Lacertae 객체 라디오 X자 모양의 DRAGN 상대론적 제트 세이퍼트
에너지 은하	라이만 알파 방출체 라이먼 브레이크 발광 적외선 울리르그 HLIRG 엘리르그 스타버스트 청색 콤팩트 난쟁이 완두콩 희미한 푸른색 발광 적외선 은하 뜨거운 먼지에 가려짐 녹두은하 하니의 푸르워프 울프-레이에 은하
활동량이 적음	낮은 표면 밝기 초확산 암흑 은하 레드너겟 블루너겟 데드 디스크
상호작용	들판 은하조 그룹 및 클러스터 그룹. 군집하다 가장 밝은 은하단 화석군 상호작용 합병 맞부딪침 식인 풍습 해파리 위성. 스텔라 스트림 슈퍼클러스터 벽들 보이드 및 수퍼보이드 공극 은하
목록	은하계 사람의 이름을 딴 은하계 가장 큰 가장 가까운 폴라링 울리다 나선형 그룹 및 클러스터 큰 퀘이사군 퀘이사 가장 멀리 떨어진 천체 목록 항성 폭발 은하 슈퍼클러스터 보이드
참고 항목	은하계외천문학 은하천문학 은하좌표계 은하제국 은하 거주 가능 영역 은하 자기장 은하 방향 은하 사분면 은하 색도 은하의 형성과 진화 은하회전곡선 중력렌즈 중력 마이크로렌즈 일러스트리스 프로젝트 은하간 먼지 은하간 항성 은하간 여행 인구 III 별 갤럭시X (갤럭시)
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