은하의 형태학적 분류

은하의 형태학적 분류법

허블 분류법 (1926)


타원 은하: E0-E7 <-- 10(1-b/a)

편평한 정도에 따라 세분

렌즈형 은하: S0, SB0

정상 나선 은하

Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc, Scd, Sd, Sdm,Sm

1 2 3 4 5 6 7 8 9

막대 나선 은하

SBa, SBab, SBb, SBbc, SBc,

SBcd, SBd, SBdm, SBm

불규칙 은하: Ir, IBm

(특이 은하: pec)

나선 은하의 세분

중심 구체와 원반부의 상대적 중요도

나선팔의 감긴 정도

막대 성분의 존재 유무

새로운 형태학적 분류법

자동화된 형태학적 분류법

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인공신경망 (Artificial Neural Networks: ANN)

전문가의 눈 vs ANN

전문가의 눈 vs 전문가의 눈

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표준편차(T) = 2

은하의 관측적 특성

은하

우주의 기본 구성원

별, 가스, 먼지, 암흑물질로 구성

우리 은하

The Galaxy

The Milky Way

(은하수=우리 은하 중심 방향)

은하 (외부은하)

galaxy

은하 이름 붙이기

마젤란 성운

안드로메다 은하

안테나 은하

M 31

(M : Messier)

NGC 224

(New General Catalogue)

우리은하의 모습


SBb

(원반+중심 구체+무리)

+

(가스+먼지)

+

암흑 물질

크기: 50-100 kpc

질량: 1011 - 1012 M_sun

여러 파장에서 본 우리은하의 모습

태양의 위치

중심에서 약 8 kpc 떨어진 은하면

태양의 공전 속도

약 220-250 km/sec

태양의 궤도 주기: 약 2 x 108년 (2억년)

태양의 나이 45억년

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탄생 후 약 23회 공전

우리은하 내 항성 종족 분포


위치

나이

중원소

종족 I

3,4세대

원반

나선팔

적음

많음

산개성단

나선팔내

별들

종족 II

1,2세대

중심구체

무리

많음

적음

구상성단

무리의

별들


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은하의 형성과 관련

우리은하의 형성

은하 중심

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은하 무리

-->

원반

은하의 관측적 특성


타원은하

나선은하

불규칙은하

평균색

붉음

주로 푸름

아주 푸름

별들의

분포

구체

원반부+

중심구체

원반부

젊은별

거의 없음

나선팔에

많음

가스

먼지

거의 없음

많음

아주 많음

Java Applet 실험: 나선은하 모의측광

해석

(1) 타원은하의 별들은 오래 전에 생성되었음 (구상성단과 비슷)

(2) 나선은하내에서 별의 생성은 원반부에서 계속되었고, 외곽(무리)에서는 오래 전에 끝났음

(3) 불규칙은하에서는 현재 별의 생성이 활발하게 진행되고 있음

별생성률
VS
시간 (은하의 나이)

은하의 질량

타원은하: 불규칙 운동

나선은하: 회전 운동

회전 속도 곡선

주어진 부피 내의 질량이 그 지점에서의 회전속도를 결정함

예측: 케플러 운동

관측: 편평한 회전속도곡선


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은하 외곽에 더 많은 질량 분포

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암흑 물질의 존재

Java 실험: 은하단에 속한 은하들의 불규칙 운동

암흑물질의 정체

MACHO

갈색 난쟁이 별


검은구멍

차가운 가스

입자

뉴트리노 (뜨거운 암흑 물질)

액시온 (차가운 암흑 물질)

MACHO Project

중력렌즈 효과를 이용해서 암흑물질 검출
갈색 난장이별?

acromatic light curve

unique event

MACHO project


Microlensing



MACHO 발견

MACHO는 어디에 있나?
Sky & Telescope, 1998 (April), p. 20

은하의 형태와 성질에 대한 설명 중 맞지 않는 것은?

(가) 타원은하, 나선은하, 그리고 불규칙은하로 갈수록 붉은색으로부터 아주 푸른색으로 바뀐다

(나) 타원은하, 나선은하, 그리고 불규칙은하로 갈수록 원반의 중심구체에 대한 상대적 중요도가 증가한다

(다) 뜨겁고 젊은 별들은 타원은하에만 존재한다

(라) 나선은하와 불규칙은하에는 젊은별, 가스, 그리고 먼지가 많다

(마) 타원은하, 나선은하, 그리고 불규칙은하로 갈수록 현재 새로운 별의 탄생률이 높아진다

어떤 나선은하의 회전속도가 은하 외곽에서도 계속해서 증가하는 것으로 관측되었다면, 이 관측 사실로부터 이 은하내의 질량분포에 대해서 어떤 추측을 할 수 있겠는가?

(가) 별들은 케플러 궤도를 따라 회전한다

(나) 은하 외곽에 많은 질량이 분포한다

(다) 은하의 거의 대부분의 질량은 안쪽에 집중되어 있다

(라) 은하 외곽에는 질량이 거의 분포하지 않는다

은하의 형성

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

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)

은하 형성 모형: 옛 모형

은하 형성 모형: 최신 모형

우리은하의 미래

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

은하 형성 (credit)

은하의 진화

더 큰 구조물

은하군

은하단

은하가 먼저냐 은하단이 먼저냐?

초은하단

빈터

그물구조+큰 빈터

거대구조물 형성 (credit)

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%

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