은하의 형성
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은하 형성 및 진화의 연구 방법
Look-back time 이용 천체망원경=타임머신 멀리 있는 은하가 더 푸르다 퀘이사
천문학적 화석 이용 구상성단
가까운 은하들의 일반적 특성 |
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은하 형성 모형
1,000-10,000개의 구상성단 크기의 가스구름의 중력에 의한 충돌과 융합
중심부 밀도 증가, 충돌 빈발로 별과 구상성단 생성
은하무리 가스 구름에서 별과 구상성단 생성
원반 별을 만들지 못한 가스 구름이 내려 앉은 후 별 생성. 회전 (각운동량 보전) |
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은하 형성 모형: 옛 모형
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은하 형성 모형: 최신 모형
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우리은하의 미래
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은하 형태의 기원
타원은하 은하단의 중심부 (은하+은하?) 밀도가 높은 곳 초기의 효과적인 별의 생성 대부분의 가스 소모 나이 많음
나선은하 은하단 외부 밀도가 낮은 곳 초기의 비효율적인 별 생성 풍부한 가스 (나이 젊음)
cf. 은하들의 융합
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은하의 진화
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더 큰 구조물
은하군
은하단 은하가 먼저냐 은하단이 먼저냐?
초은하단
빈터
그물구조+큰 빈터
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우주는 등방적이고 균일한가?
은하단, 초은하단: 1-40 Mpc
큰빈터: 40-100 Mpc
큰 그물구조: 200 Mpc
관측 가능한 우주: 4000 Mpc
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큰 구조물의 크기 = 관측 가능한 우주의 약 5% |
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허블상수의 단위는 단위 거리당 속도 (km/sec/Mpc)이다. 정확한 값은 아직 잘 모르고 있다. 만약 허블 상수가 증가한다면 우주의 나이 측정값은 어떻게 변할까?
(가) 변하지 않는다
(나) 더 젊게 계산된다
(다) 더 나이 든 것으로 측정된다 |
은하 형성
