천문학자들은 자연에 존재하는 가장 크고, 가장 무겁고, 가장 먼 물체를 다루어야 합니다. 따라서 그들은 거대한 규모와 거대한 숫자에 익숙합니다.
가까운 천체까지 거리를 시각화하는 것은 어렵습니다. 우리에게 가장 가까운 별인 태양은 약 1억 5천만 km 떨어져 있습니다. 1초를 숫자로 말하면 1억5000만개까지 세려면 5년 정도 걸린다. 그러나 태양까지의 거리는 별 사이의 거리에 비해 무시할 수 있습니다. 우리에게 가장 가까운 별은 태양보다 거의 26만 배 멀리 떨어져 있습니다. 그러나 0이 많은 이러한 숫자도 다음과 같은 경우에는 작은 것으로 간주해야 합니다. 우리 대화하는 중이 야거대한 별 무리-은하 사이의 거리에 대해.
은하계는 우리에게서 너무 멀리 떨어져 있어서 매우 가까운 몇 개의 은하를 제외하고는 어떤 망원경으로도 볼 수 없습니다. 일반적으로 천체 사진이나 전자 수신기를 사용하여 연구합니다. 사진은 은하의 밝기, 크기, 모양, 구조, 하늘의 위치를 결정합니다. 은하가 얼마나 다양한지 확인하십시오(그림 2-9).
쌀. 1. 헤라클레스 별자리(음수)에 있는 은하단의 중앙 부분.
외관상으로는 타원형(타원형 밝은 반점으로 보임), 나선형(나선형 가지를 보임) 및 모양이 없는 구름과 유사한 불규칙한 세 가지 유형으로 크게 나눌 수 있습니다.
그림 2. 안드로메다 성운 - 우리에게 가장 가까운 나선은하
은하들은 왜 서로 그렇게 다를까요? 연구에 따르면 그 모양은 별의 구성, 나이, 별 형성 강도에 따라 달라집니다.
은하의 나선팔은 주로 젊고 매우 밝은 별과 가스 구름으로 구성되어 있습니다. 이 별에서 방출되는 자외선의 영향으로 구름이 빛납니다.
그림 3. 막대나선은하
자체 중력의 영향으로 천천히 수축하는 가스 구름에서 새로운 세대의 별이 형성됩니다. 그러나 나선 은하의 구성에는 더 이상 존재하지 않는 오래된 은하가 많이 있습니다. 밝은 별. 타원 은하에는 가스가 거의 없으며 별 형성이 오래 지속되었으므로 주로 수십억 년 된 오래된 별입니다. 별은 나이가 들면서 더 붉어지므로 나선은하보다 타원은하가 더 붉어집니다. 반면에 불규칙 은하는 나선 은하보다 젊은 별이 더 많기 때문에 종종 매우 파란색입니다. 그들은 또한 별의 형성이 계속되는 더 많은 성간 가스를 포함합니다.
그림 4. 나선은하
매우 이상하고 기괴한 모양을 가진 은하(소위 독특한 은하)가 있으며, 종종 어떤 유형으로 분류하기가 어렵습니다. 예를 들어 여기에는 타원체가 가벼운 물질 줄무늬와 어두운 먼지 정맥으로 얽혀있는 은하가 있습니다 (그림 8). 아무도 그러한 세부 사항이 어떻게 형성되었는지 아직 설명할 수 없습니다.
은하계는 짝을 이루고 있으며 근접한 거리는 종종 외관에 영향을 미칩니다. 은하 사이에 별의 "막대"가 형성되거나 빛나는 긴 "꼬리"가 옆으로 멀리 뻗어 있으며 종종 놀랍도록 직선입니다 (그림 9).
이 부속물이 얼마나 오래 전에 형성되었는지, 그 성질이 무엇인지, 왜 은하계에 떨어지지 않는지는 분명하지 않습니다. 물론 은하를 통과하는 자기장과 주변의 가스 매체는 은하의 모습에 중요한 역할을 합니다.
그러한 서로 다른 은하의 존재는 그들이 다른 조건. 대부분의 연구자들은 은하계가 한때 전 세계 공간을 가득 채웠던 거대한 가스 구름, 주로 수소 구름에서 응축되었다고 믿습니다. 이 구름(원은하)은 질량, 크기, 축 주위의 회전 속도, 내부 자기장의 강도 면에서 서로 달랐습니다. 이러한 물리적 특성은 구름이 얼마나 빨리 그리고 어떤 장소에서 더 작은 구름으로 부서지기 시작하여 별을 형성하는지, 즉 어떤 종류의 은하가 가질 것인지를 크게 결정합니다.
천문학자들은 은하의 움직임을 연구하는 법을 배웠습니다. 간단한 작업. 거리가 멀기 때문에 촬영으로 인해 느려진 것처럼 모든 우주 과정을 볼 수 있습니다. 가스 덩어리가 초속 수천 킬로미터의 속도로 이동하는 은하계에서 폭발을 목격하더라도 먼 후손들은 마치 가스가 이동하지 않은 것처럼 수천 년 동안 우리가 보는 것과 같은 그림을 보게 될 것입니다.
은하의 움직임은 스펙트럼을 조사하여 학습합니다. 은하의 스펙트럼은 서로 다른 은하에 속한 어두운 흡수선에 의해 잘린 좁고 밝은 스트립처럼 보입니다. 화학 원소.
소위 도플러 효과는 물리학에서 오랫동안 알려져 왔습니다(14페이지 참조). 은하의 스펙트럼에서 분광선의 파장을 측정함으로써 과학자들은 은하가 어떻게 움직이는지 알 수 있습니다.
그림 5. 나선 은하. 어두운 띠는 은하계에 먼지가 많이 집중되어 있음을 나타냅니다.
은하의 개별 부분의 스펙트럼을 얻으면 중심 주위의 별 회전 속도를 결정할 수 있습니다. 각 은하는 수명 동안 수십 번의 회전을 할 수 있음이 밝혀졌습니다. 은하의 크기와 자전 속도를 알면 법칙에 따라 어렵지 않다. 중력, 은하계를 "무게"하고 질량을 계산하십시오.
하지만 먼저 은하까지의 거리를 결정하는 문제를 하나 더 해결해야 합니다. 이를 위해 여러 가지 방법이 사용됩니다. 조사된 은하의 개별 별과 동일한 별의 겉보기 밝기를 비교할 수 있지만 거리가 알려진 우리 은하에 포함됩니다. 개별 별을 구분할 수 없는 경우 전체 은하의 겉보기 밝기 또는 겉보기 크기로부터의 거리를 추정할 수 있습니다. 그러나 이것은 매우 거친 방법이며 적용하면 여러 번 실수를 할 수 있습니다.
그림 6. 타원은하
멀리 있는 은하의 스펙트럼을 받아 훨씬 정확하게 거리를 알 수 있는 방법이 있다. 사실 우리는 소위 우주 확장이 일어나는 시대에 살고 있습니다 ( "어제, 오늘, 내일 우주"기사 참조). 은하계는 우리에게서 그리고 서로에게서 멀어지고 있습니다. 있을 수있다
쌀. 7. 잘못된 은하 - 대마젤란은하.
스펙트럼의 흡수선 이동으로 증명합니다. 적색편이가 클수록 제거율이 커집니다. 두 이론(그런데 관측이 나타나기 전에 은하가 서로 분리될 것을 예측함)과 먼 은하에 대한 천문학적 관측에서 적색편이의 양(또는 은하가 멀어지는 속도)은 다음과 같습니다. 거리에 비례합니다. 예를 들어 한 은하가 2000km / s의 속도로 우리에게서 멀어지고 다른 은하가 6000km / s이면 두 번째 은하가 첫 번째 은하보다 3 배 더 멀어야합니다.
과학자들은 메가파섹(1메가파섹-약 3백만 광년) 단위로 은하까지의 거리를 계산하려면 초당 킬로미터 단위의 속도를 약 100으로 나누어야 한다는 사실을 발견했습니다. 예를 들어, 논의된 은하까지의 거리는 20메가파섹과 60메가파섹입니다.
쌀. 8. 특이한 모양의 독특한 은하.
은하계에서 일어나는 많은 과정은 아직 설명되거나 이해되지 않았습니다.
그림 9. 상호작용하는 은하들
많은 모호성은 은하와 별의 형성, 나선팔의 기원과 안정성, 별과 가스의 내부 운동, 은하와 환경 간의 상호 작용과 관련이 있습니다.
무선 신호는 우주에서 끊임없이 지구로 오지만 신호가 너무 약해서 이를 감지하기 위해 거대한 안테나와 강력한 증폭기가 있는 전파 망원경과 같은 특수 장치를 만들어야 했습니다. 그들의 진정으로 환상적인 감도는 우리 자신뿐만 아니라 다른 은하에서 오는 전파 방출을 자신 있게 포착할 수 있게 합니다. 이 책의 페이지를 넘기면 전파천문의 존재사 전체를 통틀어 전 세계의 모든 전파망원경이 은하간 공간에서 수신한 전파의 에너지보다 더 많은 에너지를 소비할 필요가 거의 없다.
우리는 전파가 일반적으로 복잡한 장비에 의해 생성된다는 사실에 익숙합니다. 그러나 모든 신체는 자연스러운 라디오 방송국이라는 것이 밝혀졌습니다. 체온이 높을수록 크기가 커지고 전파의 흐름이 강해집니다.
전파 천문학자들은 천왕성이나 해왕성과 같이 멀리 떨어져 있고 차가운 행성에서도 열 전파 방출을 수신합니다("우주 정거장과 전파 - 천상의 이웃에 관한 기사" 참조). 우리 지구도 전파를 방출하지만 다른 행성에서 관찰할 때는 자연 전파가 아닌 라디오 방송국에서 오는 전파의 흐름이 더 강할 것입니다. 태양계에서 "가장 밝은" 전파원은 물론 태양이며, 특히 바깥 부분그 분위기는 백만도까지 가열된 코로나입니다. 다른 별들도 전파를 방출하지만 거리가 너무 멀어서 가장 가까운 별의 전파 방출도 포착할 수 없습니다. 우리 은하에는 별보다 더 강력한 자연 라디오 방송국이 있습니다. 예를 들어, 뜨거운 별에 의해 강하게 가열되는 희박한 성간 가스 구름은 수천 광년의 거리에서도 수신할 수 있는 열 전파 방출원입니다.
관찰 결과에서 알 수 있듯이 전파는 가스 구름뿐만 아니라 그 사이에서도 발생합니다. 비 유적으로 말하면 은하계 전체가 전파 광선에서 "빛나고"적도 지역이 특히 밝습니다.
연구에 따르면 그러한 전파 방출은 별이나 성간 가스에서 형성될 수 없습니다. 그것은 우주 광선 - 매우 빠른 하전 입자의 움직임 - 전자와 양성자, 무수한 양이 우리 은하에서 모든 방향으로 이동합니다. 그들 중 다수는 가장 강력한 입자 가속기에서 얻을 수 없는 높은 속도를 가지고 있습니다.
그들은 어디에서 왔니? 빛의 속도와 거의 같은 속도로 가속하는 방법은 무엇입니까? 이것은 아마도 주요 질문현대 천체물리학, 그리고 확실한 대답은 받지 못했습니다. 천체 물리학자들은 우주 광선의 상당 부분이 일부 은하의 핵에서 방출되고 있다고 점점 더 믿고 있습니다.
우주선의 상당 부분은 평균적으로 백 년에 한 번 은하계에서 발생하는 초신성의 치명적인 폭발 중에 생성됩니다. 초신성 폭발은 너무 강해서 최대 밝기의 순간에 별이 수십억 개의 일반 별과 밝기를 경쟁할 수 있습니다!
초신성 폭발은 눈에 띄지 않습니다. 폭발 후 수천 년이 지난 후, 폭발한 별이 있던 자리에서 팽창하는 기체 성운을 관찰할 수 있습니다. 약 12개의 그러한 성운이 알려져 있습니다 - 고대 재앙의 흔적. 망원경이 발명된 이후로 아무도 우리 은하계에서 초신성 폭발을 본 적이 없지만, 그들의 잔해에 대한 관찰은 그들이 수백 년 동안 계속해서 우주선을 "생산"하고 봉사하고 있음을 보여줍니다. 가장 강력한 라디오 방송국은하계에서.
현재 우리와 가장 가까운 약 100개의 은하에서 방출되는 전파가 등록되어 있습니다. 그들의 라디오 이미지는 서로 유사하지 않습니다. 어떤 경우에는 중앙 부분에서만 전파를 방출하고 다른 경우에는 은하 자체보다 훨씬 더 큰 영역에서 전파를 방출합니다.
일반적으로 은하계는 가시 광선 방출보다 전파 방출에 수천만 배 적은 에너지를 소비합니다. 그러나 은하 중심에서 폭발이 발생하면 상황이 바뀝니다.
전파가 우리에게 오는 수백 개의 점 또는 작은 영역이 하늘 전체에서 발견되었습니다. 어떤 물체가 방출하는지 알아보기 위해 대형 망원경을 사용하여 특정 전파원이 기록되는 하늘 영역을 촬영합니다. 예기치 않게 그들 중 많은 곳에서 먼 은하가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 그들은 전파 은하라고 불립니다. 종종 겉보기에는 일반 은하와 다르지 않은 전파 은하가 수백만 배, 수천만 배 더 강력한 전파 흐름을 방출합니다. 일반적으로 전파 은하는 타원형이고 질량이 매우 크며 종종 외관상 일종의 특이성이 있으며 대부분이 이중입니다. 이 때문에 전파은하는 처음에는 충돌하는 은하로 생각되었습니다. 그러나 이제 많은 단일 전파 은하가 알려져 있습니다. 무선 방출 에너지의 원천은 중앙 코어입니다.
그림 10은 별자리 처녀자리에 있는 거대한 은하단에 위치한 동일한 전파 은하를 보여줍니다.
쌀. 10. 전파은하 처녀자리 A. 서로 다른 노출로 찍은 사진.
쌀. 11. 전파은하 Centaurus A.
그것까지의 거리는 약 3천만 광년입니다. 아래 사진은 고노출로 찍은 사진이라 타원은하의 밝은 중심부 부분이 과다 노출됐다. 낮은 노출로 얻은 상단에는 중앙 부분만 보입니다. 중앙에서 울퉁불퉁한 배출이 나오는 것을 분명히 볼 수 있습니다. 컬러 사진에서는 파란색입니다. 라디오 방출은 사진에서 볼 수 있는 은하 전체를 포함하여 다소 광대한 지역에서 우리에게 오지만 짧은 센티미터 파장에서 "방출"은 라디오 방출의 가장 중요한 부분을 제공합니다. 이 방사선은 전파에서 가시 광선에 이르기까지 모든 주파수의 전자기 진동을 포함합니다.
또 다른 예는 전파원 센타우루스 A와 관련된 전파은하입니다. 이 타원은하는 한 가지 희귀한 특징을 가지고 있습니다. 넓은 암흑 띠 형태의 많은 양의 성간 먼지입니다(그림 11). 흥미롭게도 전파 방출은 주로 은하 자체가 아니라 은하와 대칭으로 위치한 두 개의 거대한 지역에서 발생하며 그 부피는 은하의 부피보다 수십 배 더 큽니다.
하늘에서 "가장 밝은" 것 중 하나인 전파원 Cygnus A도 두 배로 밝혀졌습니다. 그것은 쌍성 전파 은하와 연관되어 있습니다.
5m 망원경으로 찍은 사진으로도 형태를 분간하기 어려울 정도로 멀리 떨어져 있다. 그 거리는 약 5억 광년입니다. 전파 범위의 Cygnus A는 일반 빛의 형태보다 몇 배 더 많은 에너지를 방출합니다. 그러한 강력한 전파은하는 드물고, 그러한 독특한 천체가 우리에게서 훨씬 더 멀리 떨어져 있지 않은 것이 행운이라고 말할 수 있습니다.
그러한 물체의 전파 방출은 전파 은하는 더 이상 어떤 장비로도 촬영할 수 없을 때 그러한 거리에서 포착할 수 있습니다. 천문학자들이 어떤 물체로도 식별되지 않는 많은 전파원을 알고 있다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.
Centaurus A나 Cygnus A와 같은 전파 은하는 자기장 내에서 무작위로 움직이며 오랜 시간 동안 전파를 방출하는 거대한 빠른 입자 구름을 주변 공간으로 방출합니다. 시간이 지남에 따라 전파 방출의 강도가 감소하고 전파 은하는 일반 은하와 구별할 수 없게 됩니다. 특정 개발 단계의 일부 일반 은하가 전파 은하가 될 수 있습니까? 과거에 우리 은하와 안드로메다 성운 모두 지금보다 훨씬 더 강렬하게 전파를 방출했다고 믿을만한 이유가 있습니다.
전파 은하의 중심, 핵에는 엄청난 에너지가 방출되는 활발한 폭발 과정이 있습니다. 태양과 같은 백만 개의 별들이 긴 수명일반 전파 은하의 핵이 폭발하는 동안 방출되는 에너지의 1%도 빛의 형태로 방출하지 않습니다. 왜 폭발이 있습니까? 폭발 전에 방출된 에너지는 어디에 있었습니까? 이러한 질문은 지금까지 답이 없습니다. 폭발의 원인이 은하 중심 근처의 별들의 가까운 위치라는 가정이 있었습니다. 그리고 하나의 초신성 폭발은 폭발로 이어질 수 있습니다. 큰 수별. 그러나 아마도 은하 자체의 핵심이 폭발했을 가능성이 큽니다.
무엇이 그를 안정된 상태에서 벗어나게 합니까? 성간 및 은하간 가스가 은하 중심에 정착했을 가능성이 있습니다. 전파은하가 질량이 크고 주변에 상대적으로 강한 중력장을 생성하는 것은 우연이 아닙니다. 정상적인 은하에서는 가스와 우주선도 핵에서 방출되지만 소량입니다. 전파 은하에서 핵의 활동은 비교할 수 없을 정도로 높습니다. 왜요? 이것은 우리가 은하의 핵에 대해 더 많이 알게 되면 분명해질 것입니다.
천문학에서 가장 큰 사건 지난 몇 년- 이것은 아마도 이전에 알려지지 않은 외부 은하 물체인 퀘이사의 발견일 것입니다.
1963년에 각 크기가 매우 작은 일부 전파원의 위치가 개별 희미한 별의 위치와 일치한다는 것이 발견되었습니다. 그러나 일반적인 별은 전파 방출이 감지되기에는 너무 낮은 전력의 전파원이라는 것이 알려져 있습니다. 따라서 열린 물체는 즉시 세심한 관심을 끌었습니다. 이 라디오 별의 스펙트럼에는 해독할 수 없는 많은 밝은 방출선이 포함되어 있다는 것이 예기치 않게 밝혀졌습니다(일반적인 별의 어두운 흡수선과는 대조적으로). 천문학자들이 이런 상황에 직면한 것은 아마도 이번이 처음일 것입니다. 마지막으로 미국에서 근무하는 네덜란드 천문학자 M. Schmidt는 이상한 스펙트럼을 풀기 위한 열쇠를 찾았습니다. 스펙트럼 선은 잘 알려진 화학 원소에 속한다는 것이 밝혀졌습니다. 이 선만 스펙트럼의 빨간색 부분으로 매우 강하게 이동하고 큰 적색 편이가 있습니다.
적색편이 값은 일반적으로 스펙트럼에 있는 선의 파장 변화가 이 선의 원래 파장과 어떻게 관련되는지를 나타내는 숫자라고 합니다. 이 숫자는 일반적으로 1보다 훨씬 적습니다. 우리 은하의 별의 경우 0.001보다 높지 않으며 대부분의 연구 은하의 경우 0.003-0.1입니다. 가장 큰 망원경으로 탐사할 수 있는 가장 먼 은하의 적색 편이는 0.2-0.5입니다. 가장 밝은 두 전파 별의 적색 편이는 먼 은하의 적색 편이 -0.16과 0.37에 가까운 것으로 밝혀졌습니다.
이것은 은하와 마찬가지로 적색 편이가 우주의 팽창으로 인해 발생하면 감지된 물체가 매우 멀리 떨어져 있음을 시사합니다. 그들은 은하처럼 보이지 않습니다. 이 물체는 별과 같은 작은 점처럼 보이지만 대부분의 물체와 모양이 다릅니다. 푸른 색(그들의 위치는 그림에 대시로 표시되어 있습니다). 준항성(즉, 별과 같은) 전파원 또는 줄여서 퀘이사라고 합니다.
퀘이사는 엄청난 거리에서도 볼 수 있기 때문에 일반 은하보다 수백 배 더 많은 빛을 방출해야 하며 전파 방출은 가장 강력한 전파 은하와 거의 같은 힘입니다.
가장 가까운 퀘이사(3C 273으로 알려짐)는 약 15억 광년 떨어져 있지만 가까운 은하 몇 개만 볼 수 있는 작은 망원경으로도 관측이 가능하다. 사진에서 이 퀘이사 근처에는 작은 길쭉한 구름이 눈에 띄게 향하고 있는데, 이는 처녀자리 A 전파은하의 핵에서 분출되는 것을 매우 연상시키며 전파 방출원이기도 합니다. 여러 면에서 퀘이사 자체는 가스와 빠른 입자를 내뿜는 들뜬 상태에 있는 은하의 핵과 매우 유사합니다.
따라서 우리에게 이미 친숙한 물체와 퀘이사를 연결하는 실이 모색되고 있습니다. 퀘이사는 우리가 볼 수 없을 정도로 희미하게 빛나는 은하의 핵일 가능성이 있습니다.
쌀. 12. 일반 별을 배경으로 한 퀘이사 사진(대시 표시).
퀘이사의 크기는 놀라울 정도로 작으며(물론 은하 규모에서) 일부 퀘이사의 밝기가 매우 빠르고 무작위로 변한다는 사실이 이에 대한 증거입니다. 예를 들어 퀘이사 3 C 273의 밝기는 때때로 몇 주 또는 며칠에 걸쳐 눈에 띄게 변합니다. 이것으로부터 그 크기가 몇 광일을 초과할 수 없다는 결론이 나옵니다. 그렇지 않으면 전체적으로 단일 물체로서 밝기를 그렇게 빨리 변경할 수 없습니다. 이 추론은 전체 퀘이사에 적용되는 것이 아니라 복사에 주요한 기여를 하는 지역의 퀘이사에 적용될 수 있습니다.
일부 소식통에 따르면 퀘이사의 핵심 인 작지만 매우 거대한 가스 공의 존재는 설명하기 쉽지 않습니다. 수백 태양 질량의 질량을 가진 일반 가스 구체는 필연적으로 모든 빛 방출이 중단되는 크기에 도달할 때까지 자체 중력의 영향으로 제어할 수 없이 빠르게 수축하기 시작한다는 것을 엄격하게 증명할 수 있습니다. 그들이 말했듯이 중력 붕괴가있을 것입니다. 그러나 퀘이사는 꽤 오랫동안, 아마도 100년 이상 존재합니다. 퀘이사 3 C 273이 별들 사이에서 포착된 지난 세기에 찍은 하늘 사진을 찾는 것이 가능했습니다. 그 이후로 그 밝기는 크게 변하지 않았습니다. 전문가들은 그 이유를
퀘이사의 안정성은 빠른 회전이나 물질의 격렬한 혼돈 운동에서 찾아야 합니다. 그러한 움직임이 가라 앉을 때까지 (그리고 이것은 많은 시간이 필요합니다) 퀘이사는 비극적으로 빠른 수축을 시작하지 않습니다.
다른 가정도 있습니다. 예를 들어, 일부 연구자들은 퀘이사가 우리 은하 외부에 있지만 적색편이에서 따르는 거리보다 몇 배나 더 짧다고 생각합니다. 즉, 그들의 적색 편이는 주로 은하계에서와 같이 우주의 팽창에 의한 것이 아니라 다른 이유에 의해 발생합니다. 이 경우 퀘이사의 질량과 광도는 그다지 크지 않을 수 있습니다. 예를 들어, 퀘이사는 한때 우리 은하나 일부 이웃 은하에 의해 던져진 거의 빛의 속도로 날아가는 작은 가스 덩어리일 수 있습니다.
또 다른 가정은 퀘이사의 속도가 매우 빠르지 않으며 적색 편이는 강한 중력장에서 빛의 움직임으로 인해 발생한다는 것입니다. 적색편이는 매우 조밀한 물체에 의해 생성된 강한 중력장에서 벗어나는 광선이 에너지의 일부를 잃어 파장이 증가하기 때문에 발생합니다. 그러나 이러한 가정에 기반한 가설은 알려진 데이터의 전체성을 아직 설명할 수 없으며 아마도 퀘이사의 특성을 훨씬 더 이해할 수 없게 만듭니다. 따라서 대부분의 과학자들은 계속해서 퀘이사를 가장 먼 물체로 간주합니다.
현재 100개 이상의 퀘이사가 알려져 있습니다. 그들 중 가장 먼 곳은 퀘이사가 방출하는 보이지 않는 자외선이 가시적 인 스펙트럼의 가시적 부분에 들어갈 정도로 큰 적색 편이를 가지고 있습니다.
퀘이사에 대한 검색은 관련 개체의 발견으로 이어졌습니다. 사진에서도 별과 거의 구별할 수 없으며 파란색을 띠고 분광선이 빨간색으로 이동합니다. 그러나 퀘이사와 달리 전파를 거의 방출하지 않아 탐지하기가 매우 어렵습니다. 발견된 물체는 준항성 은하(k v az a gi로 약칭)라고 합니다. 지금까지 그들은 발견되지 않았지만 이것은 탐지의 어려움 때문일뿐입니다. 우리 은하의 일부 별은 퀘이사 또는 퀘이사만큼 파란색이며 스펙트럼 분석그것이 별인지 외부은하 물체인지를 보여줄 수 있습니다. 우주에서 퀘이사는 퀘이사보다 훨씬 더 흔합니다. 대부분의 경우 퀘이사와 퀘이사는 개발 단계가 다를 뿐 동일한 대상입니다.
이 먼 물체의 특성을 이해하기 전에 과학자들은 관찰을 사용하여 여러 문제를 해결하기 시작했습니다. 예를 들어, 퀘이사와 퀘이사가 방출하는 광선은 매우 희박한 가스를 통해 은하계 사이를 먼 거리를 이동합니다. 수신된 빛의 분석은 은하간 공간의 가스 밀도를 명확히 하는 데 도움이 될 수 있습니다. 그러나이 물체에서 우리에게 오는 광선이 먼 과거의 메신저라는 것이 특히 매력적입니다. 결국 물체가 멀수록 적색 편이가 클수록 오늘날 우리가받는 빛이 더 빨리 방출됩니다. 우리는 이 멀리 떨어진 물체를 수십억 년 전의 모습으로 보고 있지만, 지금은 의심할 여지 없이 알아볼 수 없을 정도로 변했습니다. 멀리 있는 물체를 관찰함으로써 우리는 우주의 과거를 들여다보는 것 같습니다. 수십억 년 전에 우주가 어떻게 팽창했는지 배울 수 있는 기회가 주어지면 과학자들은 우리 주변 공간이 어떤 속성을 갖고 있으며 이러한 속성이 시간이 지남에 따라 어떻게 변하는지 연구합니다. 예를 들어 관찰 결과 수십억 년 전에 우주에서 퀘이사가 지금보다 몇 배 더 자주 발생했다는 결론에 도달했습니다.
또한 비교적 최근에 매우 호기심 많은 세부 사항이 알려졌습니다. 여러 퀘이사 (하늘의 다른 영역에 위치)가 있으며, 여기에는 발광선과 함께 스펙트럼에 어두운 흡수선이 있습니다. 이 모든 퀘이사에 대한 방출선의 적색편이는 다르지만 흡수선의 이동은 거의 동일합니다. 약 2.0입니다! 그리고 방출선이 그러한 이동을 하는 퀘이사의 수도 의심스러울 정도로 많은 것으로 밝혀졌습니다. 어떤 사람들은 이러한 우연의 일치가 일부 기능으로 인해 발생한다고 생각합니다. 우주의 팽창, 다른 사람들은 이것을 퀘이사의 적색 편이가 고유한 특성의 결과라는 확인으로 보고 있습니다.
이미 2016 시험의 새 버전을 다운로드할 수 있습니다. 이 자료는 이 시험을 위한 고품질의 유익한 준비에 필수적입니다.
퀘이사와 콰자그에 대한 연구는 빠른 속도로 진행되고 있습니다. 그것은 우주가 어떻게 그 모습을 점진적으로 변화시키는지를 아는 데 도움이 됩니다. 별도, 은하도, 퀘이사도 전혀 존재하지 않았고 물질이 다른 것, 아마도 지금은 알려지지 않은 형태일 수도 있었던 때가 있었습니다. 그러나 자연은 항상 알 수 있었고 앞으로도 알 수 있을 것이며, 우주의 거의 모든 밀도가 높은 물질과 신비한 준항성 물체(퀘이사 및 퀘자그)를 포함하는 은하에 대한 연구는 우주가 어떻게 작동하고 어떻게 발전하는지 이해하는 데 도움이 됩니다.
AV 볼트
사진을 게시하고 당사 사이트의 기사를 다른 리소스에 인용하는 것은 출처 및 사진에 대한 링크가 제공되는 경우 허용됩니다.
은하 z8_GND_5296(삽입된 사진에서 볼 수 있음)은 천문학자들이 거리를 정확하게 측정한 최초의 은하입니다. 그것은 약 7억년 후에 형성되었으며 믿을 수 없을 정도로 빠른 속도로 별을 형성하고 있습니다. 신용 거래: V. 틸비(텍사스 A&M), S. 핀켈슈타인(UT 오스틴), CANDELS 및 HST/NASA 팀.
"가장 먼 은하가 이미 보인다!" 전에 그녀에 대해 들어 본 적이 없습니까? (예를 들어 참조). 천문학자들이 더 나은 장비를 가지고 점점 더 과거로 이동하고 있는 것은 사실이지만, 우주에서 가장 초기 은하까지의 거리를 관찰하고 측정하는 데에는 근본적인 문제가 있습니다.
그렇기 때문에 빅뱅 이후 약 7억년 후에 형성된 은하에 대한 이번 새로운 관측이 중요한 것입니다. 그 시대에 형성된 많은 은하가 확인되었지만 천문학자들은 그 중 5개의 정확한 거리만 측정했습니다. 이 은하는 여섯 번째이며, 그룹에서 가장 멀리 떨어져 있습니다. 아마도 거리를 측정하는 것보다 더 중요한 것은 이 은하가 오늘날보다 100배 빠른 속도로 새로운 별을 낳고 있다고 연구원들은 판단했습니다. 이것은 초기 은하가 이전에 생각했던 것보다 더 공격적일 수 있음을 나타냅니다.
저널에 게재된 새로운 기사 자연 (페이월 경고)는 하와이의 Keck 망원경에서 적외선 분광기를 사용하는 CANDELS(Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey)에서 발견한 은하의 측정을 설명합니다. 이 먼 거리로 인해 광학 범위에서 이 은하를 볼 수 없지만 가장 밝은 소스입니다. 적외선 범위, 허블과 . Redshift는 우주가 팽창함에 따라 은하가 우리에게서 멀어지는 속도를 측정한 것입니다. 적색편이가 높을수록 은하가 더 멀리 떨어져 있으며 따라서 우리가 보는 빛을 방출하는 시간이 더 오래 걸립니다. 우주가 커짐에 따라 그에 비례하여 빛의 파장이 늘어납니다. 이 경우 별에서 흔히 볼 수 있는 광학(가시광선) 또는 자외선 방출은 스펙트럼의 적외선 부분으로 적색편이됩니다.
이 경우 천문학자들은 은하 z8_GND_5296(잊을 수 없는 이름)의 적색 편이를 7.51로 측정했습니다. 이는 약 130억 광년 떨어져 있다는 의미입니다. 그들은 수소 가스에서 라이만 알파(Ly α)의 방출을 측정하여 이 수치를 결정했는데, 이는 가장 일반적이고 그렇게 먼 거리에서 측정하기 어렵습니다. 우리 위치에서 수소 가스의 Ly α 빛은 정확히 스펙트럼의 자외선 부분에 있는 약 11나노미터이지만 z8_GND_5296의 해당 방출은 스펙트럼의 적외선 부분에 있는 약 1034나노미터입니다. (적색편이를 얻으려면 더적고 1을 뺍니다. 불행히도 적색편이와 거리 사이의 관계는 그렇게 간단하지 않습니다.)
그러나 비슷한 거리에 있는 모든 은하가 측정 가능한 Ly α 방출을 갖는 것은 아닙니다. 무언가가 그 빛의 대부분을 우리에게 도달하는 것을 막는 것 같습니다. 주요 아이디어는 빛을 산란시키는 중립 은하간 가스이지만 이 가설을 뒷받침하는 여러 관측 가능한 은하도 있습니다. 결과적으로 7보다 큰 적색편이(스펙트럼이 아니라 은하의 겉보기 색상에 의해 결정됨)를 갖는 수십 개의 은하가 있지만 대부분의 경우 적색편이를 이중으로 확인할 수 없습니다. 이 기사는 43개의 은하를 보고하지만 그 중 하나만 측정 가능한 Ly α 방출을 가졌습니다.
더 흥미롭게도 z8_GND_5296 은하에는 헬륨보다 무거운 원소인 "금속"이 상대적으로 풍부합니다. 이러한 요소는 빅뱅이 아닌 별에 의해 생성되기 때문에 이 은하가 우리가 관찰하는 빛을 방출하는 시간에도 매우 빠릅니다.
그 주장을 뒷받침하기 위해, 본 연구의 저자들은 z8_GND_5296과 GN 108036으로 지정된 유사한 은하가 매우 고속 330에 해당하는 질량을 새로운 별로 변환하는 별 형성. 그것은 은하수에서 별 형성 속도의 100배 이상이며 가장 극단적인 별 형성 은하 중 일부와 비교할 수 있습니다. 이들은 이전에 드문 것으로 생각되었기 때문에 천문학자들은 초기 은하에서 새로운 별이 얼마나 빨리 생성되었는지에 대한 추정치를 재고해야 할 수도 있습니다.
그럼에도 불구하고 관측이 향상됨에 따라 다른 초기 은하가 어떤 모습인지 보는 것은 흥미로울 것입니다. 이것 없이는 z8_GND_5296이 우리의 극단적인 별 형성에서 희귀한지 알 수 없거나 "형제"가 그렇지 않은 반면 Ly α 방출에서 상대적으로 밝은 이유를 이해할 수 없습니다. 그리고 아마도 우리는 은하가 없는 시대와 최초의 은하가 형성된 시대 사이에 시간상의 불일치를 발견하게 될 것입니다.
은하는 별, 성간 가스, 먼지 및 암흑 물질이 중력적으로 결합된 시스템입니다. 은하의 지름은 5~250킬로파섹입니다. 그것은 많이입니다.
예를 들어, 우리 은하의 지름은 30킬로파섹입니다. 한쪽 가장자리에서 다른 쪽 가장자리까지의 빛은 10만 년 동안 날아갑니다. 또한 최소 2000억 개의 별이 있습니다...
1. 처녀자리에 있는 막대나선은하 NGC 4639. 지구에서 7000만 광년 이상 떨어져 있다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
2. 베일 성운은 거대하고 상대적으로 희미한 초신성 잔해입니다. 이 별은 약 5000-8000년 전에 폭발했으며, 그 동안 성운은 하늘에서 3도 영역을 덮었습니다. 그것까지의 거리는 1,400 광년으로 추정됩니다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
3. 우주의 5분의 1 이상이 우리 은하의 원반에서 나오는 먼지와 별들로 인해 우리 시야에서 가려져 있습니다. 많은 은하는 일반적으로 망원경으로 접근할 수 없는 공간 영역인 "회피 영역"에 있습니다. 예술가의 상상력에 따르면 이것이 어떻게 보일 수 있는지입니다. (사진 제공: 로이터 | ICRAR):
4. 센타우루스 A는 우리에게 가장 밝고 가장 가까운 이웃 은하 중 하나이며, 불과 1,200만 광년 떨어져 있습니다. 밝기 측면에서 이 은하는 마젤란 성운, 안드로메다 성운, 삼각형 은하에 이어 다섯 번째입니다. (Reuters | NASA의 사진):
5. 남쪽 바람개비로도 알려진 막대나선은하 M83. 그것은 우리로부터 약 1500만 광년 떨어진 곳에 위치하고 있습니다. 2014년 천문학자들은 자체적으로 가볍지만 주변 물질을 매우 강력하게 흡수하는 MQ1을 발견했습니다. (Reuters | NASA의 사진):
6. 지팡이 사냥개 별자리에 있는 은하 M 106. 중심에는 40,000 천문 단위 내에 있는 3,600만 태양 질량의 초대질량 블랙홀이 있습니다. (Reuters | NASA의 사진):
7. 대마젤란운에 위치한 타란툴라 성운의 일부. 성운의 거대한 별들은 강력한 소스성간 가스와 먼지에서 거대한 거품을 내뿜는 방사선. 일부 별은 초신성으로 폭발하여 거품이 X-선에 의해 조명되었습니다. (Reuters | NASA의 사진):
8. 시계 별자리에 있는 막대나선은하 NGC 1433은 지구에서 약 3200만 광년 거리에 있습니다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
9. 황새치자리 방향으로 지구로부터 약 4천만 광년 거리에 위치한 은하 NGC 1566. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
10. M83 은하에서 젊은 초신성의 X선. (Reuters | NASA의 사진):
12. 센타우루스자리에 있는 막대나선은하 NGC 4945. 그것은 우리 은하와 매우 유사하지만, X-레이 관측은 아마도 활동적인 초질량을 포함하는 Seyfert 코어의 존재를 보여줍니다. 블랙홀. (Reuters | NASA의 사진):
13. z8 GND 5296은 2013년 10월 큰곰자리에서 발견된 은하입니다. 예비 추정에 따르면 이 은하에서 나오는 빛은 약 130억 년 후에 지구에 도달합니다. 이것은 사진이 아니라 예술적인 이미지입니다. (사진 제공: Reuters | NASA | Hubble):
14. Eridanus 별자리에 있는 마녀 머리 반사 성운(IC 2118). 이 매우 독특한 반사 성운은 오리온자리에 있는 밝은 별 리겔과 관련이 있습니다. 성운은 태양으로부터 약 1000광년 떨어진 곳에 위치하고 있습니다. (Reuters | NASA의 사진):
15. Canis Hounds 별자리의 해바라기 은하. 2700만 광년 거리에 있다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
16. 처녀자리에 있는 나선은하 M 61의 핵. 그리고 불과 10만 광년 떨어져 있습니다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
17. Cepheus와의 경계에 있는 Cygnus 별자리에서 2200만 광년 거리에 위치한 점퍼가 있는 나선 은하 Fireworks NGC 6946. (Reuters | NASA의 사진):
18. 수백만 도의 온도를 가진 뜨거운 가스 구름. 그것은 왜소은하와 Eridanus 별자리에 위치한 훨씬 더 큰 은하 NGC 1232 사이의 충돌의 결과로 나타났습니다. (Reuters | NASA의 사진):
19. 물고기자리에 있는 은하 NGC 524. 우리의 빛은 9천만년 동안 그곳으로 날아갈 것입니다. (Reuters | NASA | ESA | Hubble의 사진):
20. 게 성운(Crab Nebula) - 초신성의 잔해인 황소자리에 있는 기체 성운. 지구에서 약 6,500광년(2kpc) 떨어진 곳에 위치한 이 성운은 지름이 11광년(3.4pc)이고 초당 약 1,500km의 속도로 팽창하고 있습니다. 성운의 중심에는 직경 28-30km의 펄서(중성자별)가 있습니다. (Reuters | NASA | ESA의 사진):
2009년, 1990년부터 지구 궤도에 진입한 허블 우주 망원경은 과학자들이 지구에서 관측한 가장 멀리 떨어져 있고 가장 오래된 은하의 가시적 이미지를 촬영했습니다. 그렇게 멀고 따라서 희미한 은하(그들의 광도는 육안으로 구별할 수 있는 물체의 광도의 백만분의 1임)를 이미지화하기 위해 과학자들은 약 4일 동안 하늘의 같은 영역에서 빛을 수집했습니다.
이러한 방식으로 촬영된 여러 은하들은 재이온화 은하의 후보임을 보여주었습니다.
초기 우주에 최초의 방사선원이 나타난 후 재이온화가 발생하여 주변의 중성 가스에서 일종의 "이온화 된 거품"을 날려 버리고이 모든 거품이 합쳐지고 모든 은하계 공간이 다시 이온화 될 때까지 발생했음을 간단히 기억합시다.
이러한 은하간 매체의 상태는 오늘, 수십억 년 동안 은하계는 계속해서 빛나고 있기 때문입니다.
이러한 은하 중 하나인 UDFy-38135539는 우주가 탄생한 지 약 6억 년 후에 "빛을 발한" 은하로 2009년 허블 망원경에 의해 발견되었습니다. 이 발견을 확인하기 위해 고품질의 분광 관측을 수행하여 이들로부터 적색 편이 z를 결정해야 했습니다. 천문학에서 이 매개변수는 먼 물체까지의 거리를 나타냅니다. z는 우주 팽창의 결과로 물체의 방사선 파장 변화를 나타냅니다.
ESO(European Southern Observatory) 직원이 수행한 이론적 계산에 따르면 가장 큰 지상 망원경 중 하나(칠레에 위치, ESO의 VLT), SINFONI 적외선 분광기 및 많은 관측 시간을 통해 이 먼 은하의 빛을 고정하고 적색 편이를 결정하는 것이 가능합니다. 특별 요청에 따라 과학자 그룹은 UDFy-38135539를 관찰하기 위해 망원경에서 시간을 할당 받았습니다.
망원경에 대한 두 달 간의 작업, 신중한 분석 및 결과 검증 후 과학자들은 수소 라인에서이 은하의 희미한 방출을 매우 명확하게 감지했다는 결론에 도달했습니다. 물체의 적색편이는 8.6으로 밝혀졌는데, 이는 빅뱅 이후 6억년의 시점에 해당한다.
따라서 현재 이 은하는 인간이 관측한 천체 중 가장 멀리 떨어진 천체이다.
이전에 가장 먼 은하는 6.96의 적색 편이를 가진 별자리 Coma Berenices의 IOK-1이었습니다. 가장 먼 물체는 z = 8.2인 감마선 폭발 GRB 090423(사자자리)입니다.
천문학자들은 이미 여러 번 적색편이가 약 10인 물체를 기록했습니다. 그러나 항상 이러한 데이터는 추가적인 관찰 검증을 견디지 못했습니다. 이제 오류가 거의 제거되었습니다. 은하 UDFy-38135539의 매우 고품질 스펙트럼이 얻어졌습니다.
"가장 먼 은하의 적색편이를 측정하는 것은 그 자체로 매우 흥미롭지만 이것의 천체물리학적 의미는 훨씬 더 중요합니다."라고 Nature에 발표된 논문의 공동 저자인 Nicole Neswedba는 말합니다. "이제 우리는 초기 우주를 가득 채운 안개에서 막 나타나기 시작한 은하 중 하나를 보았다는 것을 확실히 알고 있습니다."
"아마도 관측된 은하 주변의 공간을 투명하게 만드는 데 도움이 되는 더 희미하고 덜 무거운 다른 은하가 있었을 것입니다."라고 작업의 또 다른 저자인 Mark Swinbank는 말합니다. "이 추가 도움이 없었다면 물체를 찾을 수 없었을 것입니다."
과학자들은 또한 은하가 형성되기 시작한 재이온화 시대를 연구하면 망원경의 현재 기능을 보여줄 수 있다고 지적합니다.
우주는 거대하고 매혹적입니다. 우주의 심연에 비해 지구가 얼마나 작은지 상상하기 어렵습니다. 천문학자들의 가장 신중한 가정에 따르면 1000억 개의 은하가 있으며 은하수는 그 중 하나일 뿐입니다. 지구에 관해서는 은하수에만 170억 개의 그러한 행성이 있습니다... 그리고 그것은 우리 행성과 근본적으로 다른 다른 행성을 포함하지 않습니다. 그리고 오늘날 과학자들에게 알려진 은하 중에는 매우 특이한 은하가 있습니다.
Messier 82 또는 단순히 M82는 은하수보다 5배 더 밝은 은하입니다. 이것은 젊은 별의 탄생 과정이 매우 빠르기 때문입니다. 우리 은하보다 10 배 더 자주 나타납니다. 은하의 중심에서 나오는 붉은 기둥은 M82의 중심에서 분출된 빛나는 수소입니다.
2. 해바라기 은하
공식적으로 Messier 63으로 알려진 이 은하는 빈센트 반 고흐의 그림에서 튀어나온 것처럼 보이기 때문에 해바라기라는 별명을 얻었습니다. 밝고 구불구불한 "꽃잎"은 새로 형성된 청백색 거성들로 구성되어 있습니다.
MACS J0717은 과학자들에게 알려진 가장 이상한 은하 중 하나입니다. 기술적으로 이것은 하나의 별이 아니라 은하단입니다. MACS J0717은 다른 4개의 은하가 충돌했을 때 형성되었습니다. 또한 충돌 과정은 1,300만 년 이상 진행되었습니다.
산타클로스가 가장 좋아하는 은하가 있다면 그것은 분명히 M74일 것입니다. 은하가 크리스마스 화환과 매우 유사하기 때문에 크리스마스 휴일 동안 천문학자들은 종종 그것을 기억합니다.
지구에서 약 122억 광년 떨어진 곳에 위치한 베이비 붐 은하는 2008년에 발견되었습니다. 그녀는 약 2 시간마다 새로운 별이 엄청나게 빨리 태어 났기 때문에 그녀의 별명을 얻었습니다. 예를 들어, 은하수에서 새로운 별평균 36일마다 나타납니다.
우리은하 태양계, 따라서 지구)는 실제로 우주의 과학자들에게 알려진 가장 주목할만한 은하 중 하나입니다. 그것은 적어도 1000억 개의 행성과 약 2000-4000억 개의 별을 포함하며 그 중 일부는 알려진 우주에서 가장 오래된 것 중 하나입니다.
은하단 IDCS 1426 덕분에 오늘날 우주가 지금보다 3분의 2 더 젊었던 것을 볼 수 있습니다. IDCS 1426은 초기 우주에서 약 500조 태양의 질량을 가진 가장 거대한 은하단입니다. 가스 은하의 밝은 청색 핵은 이 성단에 있는 은하들의 충돌의 결과입니다.
왜소 청색 은하 I Zwicky 18은 가장 어린 알려진 은하입니다. 그녀는 겨우 5억년(은하의 나이는 120억년)이고 본질적으로 배아 상태에 있다. 이것은 차가운 수소와 헬륨의 거대한 구름입니다.
NGC 6744는 (천문학자들에 따르면) 우리 은하와 가장 유사한 은하 중 하나인 거대한 나선은하입니다. 지구에서 약 3천만 광년 떨어진 곳에 위치한 은하는 놀랍게도 동일합니다. 은하수길쭉한 코어 및 나선형 팔.
NGC 6872로 알려진 이 은하는 과학자들이 발견한 두 번째로 큰 나선은하입니다. 활발한 별 형성의 많은 영역이 발견되었습니다. NGC 6872에는 별 형성을 위한 자유 수소가 거의 남아 있지 않기 때문에 이웃 은하 IC 4970에서 "흡수"합니다.
지구에서 43억 광년 떨어져 있는 MACS J0416 은하는 멋진 디스코장에서 열리는 일종의 조명 쇼처럼 보입니다. 사실, 밝은 보라색과 분홍색 뒤에는 두 개의 은하단이 충돌하는 엄청난 비율의 사건이 있습니다.
하지만 중력대부분의 은하를 서로 끌어당기지만 이것이 이웃한 Messier 60과 NGC 4647에 일어난다는 증거는 없습니다. 또한 그들이 서로 멀어지고 있다는 증거도 없습니다. 오랜 세월 함께 살아온 부부처럼 이 두 은하계는 차갑고 어두운 공간을 나란히 질주한다.
Messier 25 근처에 위치한 Messier 81은 중심에 태양 질량의 7천만 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 있는 나선은하입니다. M81은 수명이 짧지만 매우 뜨거운 푸른 별이 많이 있는 곳입니다. M82와의 중력 상호작용은 두 은하 사이에 뻗어 있는 수소 가스 기둥으로 이어졌습니다.
약 6억년 전, 은하 NGC 4038과 NGC 4039가 서로 충돌하면서 별과 은하 물질을 대량으로 교환하기 시작했습니다. 때문에 모습이 은하를 안테나라고합니다.
솜브레로 은하는 아마추어 천문학자들 사이에서 가장 인기 있는 은하 중 하나입니다. 그것은 밝은 코어와 큰 중앙 돌출부 덕분에 이 머리 장식처럼 보인다는 사실에서 이름을 얻었습니다.
모든 이미지에서 이 흐릿한 은하는 다소 복잡한 이름인 2MASX J16270254 + 4328340으로 알려져 있습니다. 두 은하가 합쳐진 결과 "수백만 개의 별들로 이루어진 미세한 안개"가 형성되었습니다. 이 "안개"는 은하의 수명이 만료됨에 따라 서서히 사라지고 있는 것으로 생각됩니다.
이 사진은 Messier 33 은하의 나선팔 중 하나에 위치한 성운 NGC 604를 보여줍니다. 200개 이상의 매우 뜨거운 별이 이 성운의 이온화된 수소를 가열하여 형광을 발합니다.
나선은하라고도 불리는 NGC 2685는 큰곰자리에 있습니다. 발견된 최초의 극고리 은하 중 하나인 NGC 2685는 은하의 극지방을 공전하는 가스와 별의 외부 고리를 가지고 있어 가장 희귀한 은하 중 하나입니다. 과학자들은 이 극고리가 형성되는 원인을 아직 모릅니다.
Messier 94는 지구 궤도에서 제거된 끔찍한 허리케인처럼 보입니다. 이 은하는 활발하게 형성되는 별들의 밝은 파란색 고리로 둘러싸여 있습니다.
공식적으로 Abell 2744로 알려진 이 은하는 여러 작은 은하단의 충돌로 인해 발생하는 수많은 이상한 현상으로 인해 Pandora Cluster라는 별명을 얻었습니다. 진짜 혼돈입니다.
사진에서 알록달록한 생일 케이크처럼 보이는 것은 별자리 Centaurus에 있는 불규칙 은하입니다. 초강력 엑스레이를 방출한다는 사실이 주목된다.
공식적으로 M51a 또는 NGC 5194로 알려진 소용돌이 은하는 쌍안경으로도 밤하늘에서 볼 수 있을 만큼 충분히 크고 은하수에 충분히 가깝습니다. 그것은 분류된 최초의 나선은하였으며 왜소은하 NGC 5195와의 상호작용으로 인해 과학자들에게 특별한 관심을 받았습니다.
은하단 SDSS J1038+4849는 천문학자들이 발견한 가장 매력적인 은하단 중 하나입니다. 우주에서 진짜 스마일처럼 보입니다. 눈과 코는 은하이고 "입"의 곡선은 중력 렌즈 효과 때문입니다.
이 두 은하가 충돌하는 것처럼 보이지만 실제로는 착시 현상입니다. 그들 사이에는 수천만 광년이 있습니다.
