타원은하

Elliptical galaxy
거대 타원 은하 ESO 325-G004

타원 은하는 거의 타원체 모양과 부드럽고 거의 특징이 없는 이미지를 가진 은하의 한 종류입니다.그것들은 에드윈 허블이 허블순서와 1936년 연구한 성운의 [1]왕국에서 나선은하와 렌즈형은하와 함께 설명한 네 개의 주요 은하 중 하나입니다.타원형(E)은하는 대형 원반을 가진 렌즈형은하(S0)와 중간 크기 원반을 가진 ES은하와[2][3][4] 함께 "조기형" 은하 집단의 하위 집합입니다.

대부분의 타원은하는 성간 매질이 희박하고 별 형성 활동이 최소인 나이 든 낮은 질량의 별들로 구성되어 있으며, 많은 수의 구상 성단으로 둘러싸이는 경향이 있습니다.타원은하는 처녀자리 초은하단에 있는 은하의 약 10-15%를 구성하는 것으로 알려져 있으며,[5] 우주 전체에서 지배적인 은하 유형은 아닙니다.이들은 은하단의 [6]중심 부근에서 주로 발견됩니다.

타원은하는 수천만 개의 별이 있는 왜소타원은하부터 은하단을 지배하는 100조 개 이상의 초거성까지 크기가 다양합니다.원래, 에드윈 허블은 타원은하가 나선은하로 진화했다는 가설을 세웠는데,[7] 가스와 작은 은하들의 강착으로 인해 기존의 타원형 [8][9]구조 주위에 원반이 형성될 수도 있지만 나중에 거짓으로 밝혀졌다.타원은하 내부에서 발견된 별들은 평균적으로 나선은하에서 [7]발견된 별들보다 훨씬 더 오래되었습니다.

예

일반적인 특징

타원은하 IC 2006.[10]

타원은하는 다른 등급의 은하와 구별되는 몇 가지 특성으로 특징지어집니다.그들은 별 생성 가스에 굶주린 구형 또는 타원형 별 덩어리입니다.가장 작은 타원 은하는 우리 은하수의[citation needed] 10분의 1 크기입니다.타원은하의 별들의 움직임은 회전하는 나선은하의 원반과 달리 방사형입니다[citation needed].게다가, 성간 물질(가스나 먼지 모두)은 매우 적으며, 이는 낮은 별 형성 속도, 소수의 산개성단, 그리고 소수의 젊은 별들을 야기합니다. 오히려 타원형 은하는 오래된 별 종족에 의해 지배되어 붉은색을 띠게 됩니다.큰 타원은하는 일반적으로 광범위한 구상성단을 가지고 있습니다.이들은 일반적으로 두 개의 뚜렷한 구상성단을 가지고 있는데, 하나는 더 붉고 금속이 풍부한 집단이고 다른 하나는 더 푸르고 [11]금속이 부족한 집단입니다.

타원은하의 동적 특성과 원반은하의 팽대함은 비슷하며, 이는 논란의 여지가 있지만 동일한 물리적 과정에 의해 형성될 수 있음을 시사합니다.타원은하와 팽대부의 밝기 프로파일은 Sersic의 법칙에 따라 잘 맞아떨어지며, 타원은하의 구조적 매개 변수 사이의 다양한 스케일 관계가 [12]모집단을 통합합니다.

모든 거대한 타원은하는 그 중심에 초대질량 블랙홀을 가지고 있다.46개의 타원은하, 20개의 고전적 팽대부, 22개의 유사배출부를 관측한 결과 각각 [13]중심에 블랙홀이 있는 것으로 나타났습니다.블랙홀의 질량은 은하의 [14]질량과 밀접하게 관련되어 있으며, 주변 별들의 속도 분산을 중심에 있는 블랙홀의 질량과 연관짓는 M-시그마 관계와 같은 상관관계를 통해 증명됩니다.

타원형 은하는 은하단과 은하군의 작은 그룹에서 주로 발견됩니다.

조직과 구조를 가진 평탄한 나선은하와 달리, 타원은하는 3차원적이고, 큰 구조가 없으며, 별들은 중심 주위를 어느 정도 무작위 궤도로 돌고 있습니다.

크기와 모양

이 이미지에서 중심은하는 4C 73.[15]08로 명명된 거대한 타원은하입니다.
이 빛나는 중심 물체는 MACSJ1423.8+2404라는 이름을 가진 은하단의 지배적인 구성원인 초거성 타원은하입니다.중력 렌즈에 주목하십시오.

타원은하는 3,000광년에서 700,000광년 이상의 지름과 10에서 거의 1013 [16]태양 질량의5 질량을 가지고 크기와 질량이 모두 매우 다양합니다.이 은하 유형은 다른 은하보다 범위가 훨씬 넓습니다.가장 작은 왜소 타원은하는 일반적인 구상 은하단보다 크지 않을 수 있지만, 은하단에는 존재하지 않는 상당량의 암흑 물질을 포함하고 있습니다.이러한 작은 은하의 대부분은 다른 타원은하와 관련이 없을 수 있습니다.

타원 은하에 대한 허블 분류에는 은하 이미지가 얼마나 긴지 설명하는 정수가 포함되어 있습니다.분류는 은하의 이소포트에서 큰 축(a)과 작은 축(b)의 비율에 따라 결정됩니다.

따라서 a가 b인 구형은하의 경우 숫자는 0이고 허블형은 E0입니다.문헌상의 한계는 약 E7이지만, 1966년부터[2] E4에서 E7은하는 원반이 우리 시선에 대해 서로 다른 각도로 기울어진 잘못 분류된 렌즈상 은하로 알려져 있습니다.이는 항성 원반의 회전을 보여주는 스펙트럼 관측을 통해 확인되었다.[17] [18] 허블은 그의 모양 분류가 은하가 관측되는 각도뿐만 아니라 은하의 본질적인 모양에 따라 결정된다는 것을 알아냈다.따라서 허블 E0형 은하는 실제로 길쭉합니다.

때때로 타원형에는 두 가지 물리적인 유형이 있다고 한다: 약간 "상자" 모양의 이소포트를 가진 거대한 타원형, 그리고 어떤 방향에서는 다른 방향보다 큰 무작위 운동(비등방성 랜덤 운동), 그리고 원반을 포함하는 "원반형" 정상 타원형 및 왜소 타원형이다.[19][20] 그러나 초기형 은하에는 원반이 있는 은하와 없는 은하 두 종류가 있기 때문에 이는 명명법의 남용이다.중간 크기의 원반을 가진 ES 은하의 존재로 볼 때, E에서 ES, 그리고 큰 반지름에서 빛을 지배하는 큰 크기의 항성 원반을 가진 S0 은하에 연속성이 있을 것으로 예상하는 것은 타당합니다.

왜소 구상 은하는 독특한 분류로 보이는데, 그 특성은 불규칙한 나선은하와 후기 나선은하와 더 유사합니다.

타원 스펙트럼의 넓은 끝에는 허블이 분류할 수 없는 더 큰 분열이 있습니다.gE 거대 타원체 너머에는 D-은하와 cD-은하가 있습니다.이들은 작은 동족들과 비슷하지만 더 확산되어 있으며, 중심부에 위치한 거대 은하계보다 그들이 많이 살고 있는 은하단에 속할 수 있습니다.

진화

NGC 3597은 두 은하 사이의 충돌로 인한 산물입니다.그것은 거대한 타원 은하로 진화하고 있다.

거대하지만 거대하지 않은 은하들의 합성은 중력의 인력으로 인해 타원 은하의 성장과 진화를 형성하는 데 중요한 역할을 한다는 것은 널리 받아들여지고 있습니다.이러한 주요 은하계 합병은 초기에 더 흔했던 것으로 생각된다.알려지지 않은 접선 성분에 의존하는 우리 은하는 안드로메다 [21]은하와 40억에서 50억 년의 충돌 과정을 거치고 있습니다.타원은하가 두 나선은하의 병합으로 인해 발생할 것이라는 이론이 있습니다.[better source needed] (작은 은하 병합은 매우 다른 질량의 두 은하를 포함합니다; 우리 은하와 같이 거대하지도 타원형도 아닌 은하에서 작은 병합이 일어난다는 것은 잘 알려져 있습니다.)

블랙홀은 별의 [citation needed]형성을 방해함으로써 초기 우주에서 타원 은하들의 성장을 제한하는데 중요한 역할을 할 수 있다고 믿어진다.

별의 형성

전통적인[citation needed] 타원은하 초상화는 은하를 높은 적색편이에서 최초 폭발 후 별의 형성이 끝난 은하로 묘사하고 있으며, 나이든 별들만이 빛을 발합니다.타원은하는 일반적으로 노란색-빨간색으로 나타나며, 이는 대부분의 나선은하의 뚜렷한 파란색 색상과 대조됩니다.나선형의 경우, 이 파란색은 나선형의 팔에 있는 젊고 뜨거운 별에서 주로 나옵니다.나선은하나 불규칙은하에 비해 가스가 부족하기 때문에 타원은하에서는 별 형성이 거의 이루어지지 않는 것으로 생각됩니다.그러나 최근 몇 년 동안 초기형(E, ES 및 S0) 은하 중 상당 부분(약 25%)이 잔류 가스 저장소와[22] 낮은 수준의 별 [23]형성을 가지고 있다는 증거가 있습니다.

허셜 우주천문대 연구진은 타원은하의 중심 블랙홀이 별이 [24]형성될 수 있을 만큼 가스가 차가워지는 것을 막아준다고 추측했다.


「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman Memorial Lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346.Alt URL (p. 124~151)
  2. ^ a b 릴러, M.H.(1966) 처녀자리 은하단의 타원은하에서의 강도 분포. II
  3. ^ 니에토, J.-L. 외 연구진(1988년), 타원은하의 등방성 타원형 회전자 증가
  4. ^ 그레이엄, A.W. 외 연구진(2016), 콤팩트 "ES" 은하 NGC 1271에 있는 디스키 타원 은하와 알려진 과질량 블랙홀(그림 7 참조).
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  24. ^ "붉은 은하와 죽은 은하들은 블랙홀의 심장 박동을 일으켜 별의 형성을 방해합니다."

추가 정보

외부 링크

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