은하수 (은하수)
은하계는 지구와 태양이 속한 은하이다. 그 주체 부분이 천구에 투사된 밝은 띠가 중국에서 은하라고 불리기 때문에 붙여진 이름이다.
은하계는 소용돌이로, 네 개의 회전 팔이 은하계의 중심에서 균일하게 대칭으로 뻗어 있다. 은하 중심과 네 개의 회전 팔은 별이 밀집된 곳이다. 멀리서 보면 은하계는 몸을 단련하는 큰 원반 같다. 원반의 지름은 654.38+ 백만 광년으로 9460 억 8000 만 킬로미터에 해당한다. 가운데 가장 두꺼운 곳은 약 3000 ~ 6500 광년 정도입니다. 태양은 은하 중심에서 약 33,000 광년 떨어진 오리온의 팔이라는 회전암에 위치해 있다.
은하계의 발견은 긴 과정을 거쳤다. 망원경이 발명된 후 갈릴레오는 먼저 망원경으로 은하계를 관측했는데, 은하계가 항성으로 이루어져 있다는 것을 발견했다. 그리고 T. 라이트, I. 칸트, J.H. 램버트 등이 있습니다. 은하수와 모든 별들이 하나의 거대한 항성 시스템에 모일 수 있다고 생각한다. 18 세기 후반, F.W. 허셜은 직접 만든 반사 망원경으로 별 수의 관찰을 시작하여 별 시스템의 구조와 크기를 정했다. 그는 별 시스템이 평평하고 태양이 디스크 중심에서 멀지 않다고 단언했다. 그가 죽은 후, 그의 아들 J. F. 허셜은 아버지의 발길을 계승하고, 계속 깊이 연구하여 별의 일을 남천까지 확장했다. 20 세기 초에 천문학자들은 은하계를 표관 현상으로 하는 별 시스템을 은하라고 불렀다. J.C. Kapteyn 은 통계적 시차법을 이용하여 별의 평균 거리를 측정하고 별의 수와 결합하여 은하계의 모형을 얻었다. 이 모델에서 태양은 중심에 있고 은하계는 원반 모양으로 직경 8000 초 차이, 두께 2000 초 차이다. H Shapley 는 조부변성주기-광도 관계를 이용하여 구형성단의 거리를 측정하고, 구형성단의 분포로부터 은하수의 구조와 크기를 연구한다. 그의 모델은 은하수가 렌즈 모양의 별 시스템이고 태양은 중심에 있지 않다는 것이다. 사플리는 은하계 직경 8 만 초 차이, 태양은 은하계 중심에서 2 만 초 차이가 난다고 결론을 내렸다. 이 값들은 너무 크다. 왜냐하면 사플리는 거리를 계산할 때 성간 멸종을 고려하지 않았기 때문이다. 1920 년대에 은하계가 자전하는 것을 발견한 후, 사플리의 은하계 모형은 인정받았다.
은하계는 거대한 나선 은하, Sb 형, 네 개의 회전 팔이 있다. 1,2 천억 개의 별을 포함하고 있습니다. 은하계의 전체 자전은 좋지 않다. 태양에서의 자전 속도는 약 220 km/s 이고, 태양은 은하 중심을 중심으로 약 2 억 5 천만 년 동안 공전한다. 은하계의 시각 절대성 등급은 -20.5 등이다. 은하계의 총 질량은 우리 태양의 약 1 조배, 은하계의 모든 별의 약 10 배입니다. 이것은 암흑물질이 우리 은하에 존재하고 밝은 아스트롤라베 밖에 있다는 강력한 증거이다. (존 F. 케네디, 암흑 물질, 암흑물질, 암흑물질, 암흑물질, 암흑물질, 암흑물질, 암흑물질) 은하계의 나이에 대해 유행하는 관점은 은하수가 빅뱅 직후 태어났다는 것이다. 이런 방법으로 우리 은하의 나이는 약 654 억 38+04 억 5 천만 세로 각각 20 억 년 이상 오차가 있다. 과학계는 우주가 탄생한' 빅뱅' 이 대략 발생했다고 생각한다. ...
은하계는 태양계가 있는 별 시스템으로 1200 억 개의 별, 대량의 성단과 성운, 다양한 유형의 성간 가스와 성간 먼지를 포함한다. 그것의 총 질량은 태양의 6543.8+040 억 배이다. 은하계에 있는 대부분의 별들은 원반 모양의 납작한 구체에 집중되어 있다. 편구 중간에서 튀어나온 부분을' 핵구' 라고 하며 반경은 약 7000 광년이다. 핵심구 중간은' 은핵' 이라고 하고 외곽은' 은판' 이라고 부른다. 은판 밖에는 별이 적고 밀도가 낮아' 은후광' 이라고 불리며 직경은 7 만 광년이다. 은하계는 나선형 구조의 소용돌이 은하, 즉 은심 하나와 두 개의 회전암, 4500 광년 떨어져 있다. 그것의 각 부분의 회전 속도와 주기는 모두 다르다. 은심으로부터의 거리가 다르기 때문이다. 태양은 은심에서 약 23,000 광년 떨어져 있으며, 250km/s 의 속도로 은심 주위를 돌고 있으며, 주기는 약 2 억 5 천만 년이다.
은하 물질의 약 90% 가 별에 집중되어 있습니다. 별에는 여러 종류가 있다. 별의 물리적 특성, 화학 성분, 공간 분포 및 운동 특성에 따라 별을 5 개의 별 가족으로 나눌 수 있습니다. 가장 어린 극단 I 족 별은 주로 은판의 회전팔에 분포되어 있다. 가장 오래된 극단적인 II 족 별은 주로 은후광에 분포되어 있다. 별들은 늘 함께 모인다. 대량의 쌍성 외에도 은하계에서 1000 여 개의 성단이 발견되었다. 은하계에는 기체와 먼지가 남아 있는데, 은하계의 전체 질량의 약 10% 를 차지한다. 기체와 먼지의 분포는 고르지 않다. 어떤 것은 성운으로 모이고, 어떤 것은 성간 공간에 흩어져 있다. 1960 년대 이래로 일산화탄소와 H2O 와 같은 대량의 성간 분자가 발견되었다. 분자 구름은 별이 형성되는 주요 장소이다. 은하계의 핵심, 즉 은핵이나 은핵은 매우 특별한 곳이다. 그것은 강한 라디오, 적외선, 엑스레이, 감마선 방사선을 방출한다. 그 성질은 아직 명확하지 않다. 거대한 블랙홀이 있을 수 있는데, 그 질량은 태양의 수천만 배에 달할 것으로 예상된다. 은하계의 기원과 진화에 대해 아는 것이 거의 없다.
197 1 년, 영국 천문학자 린던 벨 (Lyndon Bell) 과 마틴 네스 (Martin Ness) 가 은하 중심 지역의 적외선 관측과 기타 성질을 분석해 은하 중심의 에너지를 지적했다 3 년 후, 이런 소스가 발견되었는데, 이것이 바로 인마자리 A 입니다.
인마자리 A 의 규모는 매우 작아서 보통 별의 크기에 해당한다. 인마자리 A 에서 방출되는 전파 발사 강도는 2 * 10(34 승) erg/s 로 은하역학 센터 0.2 광년 범위 내에 있습니다. 그 주위에는 최고 300km/s 의 속도로 움직이는 전리 가스와 강력한 적외선 방사원이 있다. 모든 별급 천체의 활동이 인마자리 A 의 기이한 특징을 설명할 수 없다는 것을 알고 있기 때문에 인마자리 A 는 질량 블랙홀에 가장 적합한 후보인 것 같다. 하지만 현재 질량 블랙홀에 대한 확실한 증거가 없기 때문에 천문학자들은 결론적 언어에서 질량 블랙홀에 대한 언급을 조심스럽게 피한다. 우리 은하계에는 약 2000 억 개의 별이 포함되어 있는데, 그중에는 약 1000 억 개의 별이 있는데, 태양은 그 중 대표적인 것이다. 은하계는 상당히 큰 나선 은하로, 세 가지 주요 구성 요소인 회전 팔이 있는 은판, 중심에서 튀어나온 은심, 어지러움의 세 가지 주요 구성 요소가 있다.
소용돌이 은하 M83 은 크기와 모양면에서 우리 은하와 매우 비슷하다.
실버 플레이트:
은하 디스크: 나선 은하에서 별, 먼지, 기체로 구성된 평평한 원반.
은판은 은하계의 주요 구성 요소이며, 은하계 중 90% 의 감지 가능한 물질은 모두 은반의 범위 내에 있다. 은판의 모양은 얇은 렌즈처럼 축 대칭 형식으로 은중심 주위에 분포되어 있다. 그 중심의 두께는 약 65,438+0,000 광년이지만, 이것은 마이크로볼록 핵구의 두께이다. 은판 자체의 두께는 2000 광년, 지름은 1000 광년 가까이 된다. 은판 전체가 얇다는 것을 알 수 있습니다.
은핵이 1000 초 차이 범위 내에서 은핵을 중심으로 회전하는 것을 제외하고 은판의 다른 부분은 은핵을 중심으로 잘 회전하지 않습니다. 즉, 은핵에서 멀어질수록 더 느리게 회전합니다. 은반의 물질은 주로 별 형태로 존재하며, 은하수의 총 질량이 10% 미만인 성간 물질도 대부분 은판에 분산되어 있다. 성간 물질에는 이온화수소, 분자수소, 각종 성간 분자 외에도 10% 의 성간 먼지가 있다. 지름이 약 1 미크론인 이 고체 입자들은 성간 멸종의 주요 원인으로 대부분 은도면 부근에 집중되어 있다.
태양이 은판 속에 있기 때문에 우리는 은판의 원래 모습을 쉽게 알 수 없다. 은판의 구조를 파악하기 위해 Budd 와 Mayol 이 1940 년대 나선은하 M3 1 (안드로메다 성운) 회전암에 대한 연구에 따르면 회전암 천체의 주요 유형을 얻어낸 다음, 이 천체들을 은하에서 순천해 태양 근처의 평행 회전암 세 개를 발견했다. 행성간 소멸로 인해 광학 관측을 통해 은판의 전체적인 외관을 얻을 수 없다. 회전암은 성간 기체의 집합지라는 증거가 있기 때문에 성간 기체에 대한 탐지는 회전암 구조를 나타낼 수 있으며, 성간 기체의 2 1 cm 전파 스펙트럼은 성간 먼지에 의해 차단되지 않아 거의 전체 은하에 도달할 수 있다. 광학과 전파 관측 모두 은반에 확실히 소용돌이 구조가 있다는 것을 보여준다.
실버 하트:
은하의 중앙 돌출은 지름이 약 20,000 광년, 두께가 10000 광년인 밝은 구체이다. 이 지역은 고밀도 항성으로 이루어져 있는데, 주로 100 억년이 넘는 붉은 별이다. 중앙 지역에 거대한 블랙홀이 있다는 증거가 많이 있는데, 은하 핵의 활동은 매우 격렬하다. (윌리엄 셰익스피어, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀, 블랙홀) 은하계의 중심, 즉 은하계의 회전축과 은도면의 교차점.
은하 중심은 인마자리 방향에 있고 1950 역법 요소 좌표는 적경 174229, 적위 -28 59 18 입니다. 기하학적 점 외에도 은하 중심은 은하수의 중심 영역을 의미합니다. 태양은 은신에서 약 100000 초 차이로 은도면 북쪽으로 약 8 초 거리에 있다. 은심과 태양계 사이에는 대량의 성간 먼지가 있어서 북반구에서 광학 망원경으로 가시광선 밴드의 은심을 보기 어렵다. 전파 천문학과 적외선 관측 기술이 부상한 후, 사람들은 2 미크론에서 73 센티미터까지의 성간 먼지를 통해 은하 중심의 정보를 감지할 수 있다. 중성수소 2 1 cm 스펙트럼에 대한 관측은 은신 4 천초 격차의 O 에 수소류의 팽창암, 즉' 3 천초 격차암' 이 존재한다는 것을 보여준다. (이 거리는 처음에는 3 천초 차이로 잘못 정해졌다가 나중에 4 천초 차이로 수정되었지만 여전히 옛 이름을 그대로 사용한다.) (알버트 아인슈타인, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언) 대략 1 천만 개의 태양질량이 있는 중성수소가 초당 53 킬로미터의 속도로 태양계 방향으로 돌진한다. 은핵의 다른 쪽에는 대략 같은 질량의 중성수소 팽창암이 있는데, 이는 초당135km 의 속도로 은핵을 떠난다. 그들은 10 만년부터 15 만년 전에 비대칭적으로 은심에서 쫓겨났을 것이다. 은신 300 초 격차의 하늘 지역에는 은신 빠른 회전을 둘러싸고 초당 70 ~140km 의 속도로 바깥쪽으로 확장되는 수소판이 있다. 접시에 평균 지름이 30 초 차이인 수소 분자 구름이 있다. 은신 70 초 차이가 나는 곳에는 격렬한 교란의 이온화수소 지역이 있는데, 이 지역도 고속으로 바깥쪽으로 확장된다. 많은 양의 기체가 은하 중심에서 쏟아져 나올 뿐만 아니라, 은하 중심에는 강력한 사전 전원인 인마자리 A 가 있으며, 그것은 강한 싱크로율 방사선을 방출한다는 것을 이미 알고 있다. 매우 긴 기준선 간섭계의 탐지에 따르면 은하 중심사전원의 중심 면적은 매우 작아서 10 천문 단위, 즉 목성이 태양 주위를 도는 궤도를 넘지 않는 것으로 나타났다. 12.8 미크론의 적외선 관측에 따르면 지름이 1 초 차이인 은핵 질량은 수백만 개의 태양 질량에 해당하며, 그 중 약 1 만 개의 태양 질량은 별 형태로 존재한다. 싱 작위? O 은하 중심에는 질량 밀도가 높은 핵이 있는데, 아마도 블랙홀일 것이다. 촘촘한 코어 흡착판으로 유입되는 상대성론 전자는 강한 자기장에서 가속되어 싱크로트론 방사를 일으킨다. 은하 기체의 운동 상태, 은하 중심의 강사전원, 그리고 강력한 핵심 활동을 가진 특수은하 (예: 세퍼트 은하) 의 존재는 은하수를 포함한 은하 진화 역사에서 줄곧 핵심 자극 활동이 존재하고 있으며, 지금까지도 멈추지 않고 있다고 생각하게 한다. (윌리엄 셰익스피어, 은하, 은하, 은하, 은하, 은하, 은하)
실버 링:
은하수가 은반 주위의 구형 영역에 어지럽게 흩어져 있다. 은후광의 지름은 약 98,000 광년이다. 이곳의 별들은 밀도가 매우 낮고, 오래된 별들로 구성된 구형성단이 있다. 은후광 밖에는 은면류라고 하는 거대한 구형 전파 발사 지역이 있는데, 이는 은심에서 최소한 1000 초 차이 또는 32 만 광년 정도 뻗어 있다고 생각하는 사람들도 있다.
우주의 명언:
세상의 진정한 신비는 보이지 않는 것이 아니라 보이는 것에 있다. 오스카 와일드
광대하고 고요한 별빛 속에서 우리는 지나간 태양을 위해 울었다. 존 데라빌 데 마이먼 (배우)
흑로의 중심에는 수많은 태양이 보내진 곳에 무한한 마법이 숨어 있다. 아서 린보
만약 한 사람이 하늘의 일에 마음을 놓을 수 있다면, 그가 지상의 일에 직면했을 때, 그가 말한 것은 더욱 고상할 것이다. -키케로
은하시스템
[우주 탐사] 카탈로그 반환: 2005-12-2014: 49:15
지구와 태양이 있는 우리의 별 시스템은 천구에 투사된 유백색 밝은 띠, 즉 은하계라는 이름을 붙인 보통의 은하이다. 은하계는 지름이 약 25,000 초 차이이고 두께는 약 1 ~ 2000 초 차이인 렌즈 모양의 시스템이다. 그것의 주체는 은판이라고 한다. 고광도 별, 은하단, 은하성운으로 구성된 나선 구조가 은판 위에 겹쳐져 있다. 은하계의 중심은 큰 질량의 핵구로 장축은 4 ~ 5 천초 차이, 두께는 4 천초 차이다. 은하계는 직경 약 3 만 초 격차의 은후광에 휩싸였다. 은륜 중 가장 밝은 멤버는 구형성단이다. 은하계의 질량은1.4×1011태양 질량으로, 그 중 별은 약 90%, 기체와 먼지로 구성된 성간 물질은 약/KK 를 차지한다 은하계는 전체적으로 자전하기가 매우 나쁘다. 태양은 은심에서 약 65,438+00 천초 차이로 은도면에서 나토 8 초 차이로 초당 250 킬로미터의 속도로 은심 주위를 돌며 2 억 5 천만 년마다 운행한다. 태양 근처의 물질 (별과 성간 물질) 의 총 밀도는 약 0. 13 태양 질량/초 차이 3 또는 8.8× 10-24 g/cm 3 입니다. 은하계는 2000 억 개의 별을 가진 Sb 또는 Sc 나선 은하로 안드로메다를 제외한 가장 큰 거대한 은하이다. 그것의 표관 절대성 등은 Mv=-20.5 이다. 그것은 10 10 년의 시간척도에서 진화했다.
간략사 18 세기 중반에 태양계의 행성, 위성 등을 제외한 하늘의 모든 별들이 먼' 태양' 이라는 것을 알게 되었다. 라이트, 칸트, 램버트는 처음에는 모든 별들이 공간이 제한된 거대한 시스템으로 조립되었을 것이라고 생각했습니다.
관측을 통해 항성 시스템의 기원을 연구한 첫 번째 사람은 F.W. 허셜이다. 그는 자신의 반사 망원경으로 몇 개의 천체 영역의 별을 세었다. 1785 년 그는 별 수의 통계 연구에 근거하여 태양 중심의 은하계 평면과 고르지 않은 구조도를 그렸다. 그는 50cm 와120cm 구경의 망원경으로 관찰한 결과, 망원경의 관통력이 증가하면 관찰된 암성의 수도 증가했지만 은하수의 가장자리는 여전히 보이지 않는 것으로 나타났다. F.W. 허셜은 은하수가 그가 원래 예상했던 것보다 훨씬 크다는 것을 깨달았다. F.W. 허셜이 사망한 후, 그의 아들 J.F. 허셜은 아버지의 사업을 계승하여 별의 범위를 남반나절로 넓혔다. 19 세기 중반에 별 사이의 거리를 측정하고 하루 종일 별지도를 만들기 시작했다. 1906 년, 별세계의 구조를 다시 연구하기 위해 Kapteyn 은' 별지역 선택' 계획을 제시했고, 이후' Kapteyn 선거구' 로 불렸다. 1922 년, 그는 F.W. Herschel 과 비슷한 모형을 그렸고, 태양이 중심에 있고, 별이 밀집되어 있고, 가장자리가 희박한 평평한 시스템을 그렸다. 사플리는 완전히 다른 기초 위에서 은하계의 크기와 모양을 탐구했다. 그는 Loewit 가 1908 ~ 19 12 년 발견한 마젤란 성운의 조모 변성주기-광도 관계를 이용하여 구형성단과 조모 변성의 거리를 측정했다. 명백한 성간 멸종이 없다는 가정 하에 19 18 은 태양이 중심에 있지 않은 은하계의 렌즈 모형을 만들었다. 1920 년대까지, Shapley 모형은 천문학계에 의해 인정되었다. 사플리는 은하계를 과대평가했다, 왜냐하면 그는 성간 멸종 효과를 고려하지 않았기 때문이다. 1930 년까지 trumpler 는 성간 물질의 존재를 확인했고, 이 편차는 시정되었다.
은하계를 구성하는 물질의 약 90% 가 별에 집중되어 있다. 1905 년 hertzsprung 은 별이 톱스타와 왜성으로 나눌 수 있다는 것을 발견했다. 19 13 년, Herotto 발표 후 스펙트럼 유형과 광도에 따르면 주서성 외에 슈퍼스타, 슈퍼스타, 아톱스타, 준왜성, 백왜성의 다섯 가지가 있다. 1944 기간 동안 버드는 안드로메다 은하를 관찰하여 별이 두 개의 다른 별, 즉 별 그룹 I 와 별 그룹 II 로 나눌 수 있음을 확인했습니다. 성족 I 는 젊고 금이 풍부한 천체로, 회전암에 분포되어 있으며 성간 물질과 관련이 있다. 성족 II 는 오래된 빈금속 천체로 은도면에 모이는 추세가 없다. 1957 년 금속 함량, 나이, 공간 분포, 운동 특징에 따라 이 두 별 그룹은 중간 별 그룹 I, 회전암 그룹 I, 디스크 별 그룹 II, 헤일로 그룹 II 로 세분화됐다.
별이 쌍쌍이 되고, 그룹화되고, 클러스터링되는 것은 흔한 현상이다. 태양 부근의 25 초 격차 속에서 별의 절반도 안 되는 별이 단일성 형식이다. 지금까지 65,438+032 개의 구형성단이 관측되어 65,438+0,000 개 이상의 은하단과 상당히 많은 항성연합체가 관측되었다. 통계에 따르면 18000 개의 은하단과 500 개의 구형성단이 있어야 한다. 20 세기 초에 바나드는 사진 관측을 통해 대량의 밝은 성운과 어두운 성운을 발견했다. 1904 년 별 스펙트럼에서 이온 칼슘의 발견은 성간 물질의 존재를 밝혀냈다. 후속 스펙트럼과 편광 연구는 성운의 기체와 먼지 성분을 확정했다. 최근 몇 년 동안 적외선 대역의 탐지를 통해 암성운의 밀집 지역에 형성되고 있는 별이 발견되었다. 전파 천문학이 탄생한 후 중성수소 2 1 cm 스펙트럼을 이용하여 은하계의 소용돌이 구조를 그려냈다. 전리수소 지역에 따르면 태양 근처에는 인마자리, 오리온, 영선자리라는 세 개의 회전팔이 있는 것으로 나타났다. 태양은 오리온의 팔 안에 있다. 또 은신방향에서 3000 초 격차의 팔을 발견했다. 두 팔 사이의 거리는 약1.6000 초 차이다. 1963 년, 전파천문학은 성간 분자 OH 를 관찰했다. 이는 1937 ~ 194 1 시절 광학 밴드에서 성간 분자 ch 를 감정한 것이다. 1979 년 말까지 50 여 종의 성간 분자가 발견되었다.
구조은하수의 전체 구조는 은하수 물질의 주요 부분이 은판이라는 얇은 원반으로 이루어져 있고, 은판 중심이 구형에 가까운 부분을 핵구라고 한다는 것이다. 별은 핵구 중 밀도가 매우 높으며, 그 중심에는 은핵이라는 작은 밀집 지역이 있다. 은판 밖은 더 크고 구형에 가까운 분포 시스템으로, 그 중 물질 밀도가 은판 내부보다 훨씬 낮아 은멀미라고 한다. 은후광 밖에는 또 은면관이 하나 있는데, 그 물질 분포도 대략 구형이다. 은하수에 대한 자세한 내용은 "은하계의 구조" 를 참조하십시오.
은하계의 기원의 기원과 진화는 지금까지 거의 알려지지 않았다. 이것은 일반 은하의 기원과 진화를 연구하기 위해서뿐만 아니라 우주론을 연구하기 위해서이다. 빅뱅 우주론 가설에 따르면, 우리가 관찰한 모든 은하는 10 10 년 전 밀도, 불안정한 중력, 지속적인 팽창으로 인한 고밀도 원시 물질의 등락으로 인해 은하계를 포함한 은하단으로 진화하고 있습니다. 정상 상태 우주 모델의 가정은 은하가 고밀도 원 은하의 핵심 영역에서 끊임없이 형성된다는 것입니다.
은하계의 진화에 관한 연구는 최근 몇 년 사이에 비로소 성과를 거두었다. 태양 근처의 오래된 별 공간 운동에 관한 자료에 따르면, 원래의 은하 성운이 무너지는 과정에서 먼저 후광성 가문이 탄생했다. 그들의 나이는 6543 억 8 천만 년이 넘었고, 화학성분은 약 73% 수소와 27% 헬륨이다. 기체 상태의 물질은 대부분 은반에 집중되어 반성군을 형성한다. 최근 몇 년 동안 사람들은 별의 형성과 진화, 원소풍도의 변화, 은핵의 활동, 진화에서의 지위 등에서 은하수의 전반적인 진화에 대해 토론했다. 1960 년대에 발전한 밀도파 이론은 은하계 나선 구조의 전체 구조와 장기 유지 메커니즘을 잘 설명했다.