은하계는 우리에게 완전히 불변하고 안정적인 물체처럼 보이지만 사실 은하계의 삶은 움직임으로 가득 차 있습니다. 우주는 신호등이 꺼진 거대한 교차로와 같습니다. 사실, 여기서 은하 물체의 수많은 충돌은 은하 물체를 파괴하지 않고 은하의 진화에만 기여합니다.

일반적으로 그렇듯이 은하에 대한 연구는 은하를 외관에 따라 체계화하려는 시도로 시작되었습니다. 이것이 나중에 논의될 유명한 허블 분류가 발생한 방법입니다. 그러나 지난 세기 50년대에 천문학자들이 서로 가까이 위치한 은하들을 면밀히 연구하기 시작했을 때, 그들 중 많은 사람들이 매우 특이하거나 특이한 모습을 가지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 때로는 단 하나의 것조차도 너무 "표현할 수 없는" 것처럼 보이므로 모든 측면에서 괜찮은 허블 시퀀스의 어느 위치에도 부착하는 것이 불가능합니다. 종종 그들은 얇은 별 모양의 다리처럼 서로 팔을 뻗거나 반대 방향으로 긴 말린 꼬리를 던지는 것처럼 보입니다. 그러한 은하계는 상호 작용이라고 불리기 시작했습니다. 사실, 그 당시에는 일반 개체 수의 5% 미만에서 관찰되었으므로 거의 발생하지 않는 괴물은 오랫동안 많은 관심을 끌지 못했습니다.

나선은하 소용돌이(M51, NGC 5194/95). 뚜렷한 나선 구조는 더 작은 은하 NGC 5195(오른쪽)의 중력 영향으로 인한 것으로 보입니다. NGC 5195의 빛은 M51 나선팔 끝에 있는 먼지로 인해 부분적으로 가려집니다.

이를 진지하게 연구한 최초의 사람 중 하나는 B.A.였습니다. Vorontsov-Velyaminov. 그와 함께 가벼운 손 NGC 4676의 가장 특이한 쌍 중 하나는 처음에는 Playing Mice로 불렸고 이후에는 간단히 Mice로 불렸습니다. 이 별명으로 그녀는 이제 진지한 과학 기사에 등장합니다. 안테나(NGC 4038/39), Atom of the World(NGC 7252), Whirlpool(M 51 또는 NGC 5194)과 같은 카탈로그의 여권 데이터보다 "파티 별명"으로 더 잘 알려진 독특한 개체의 다른 흥미로운 예가 있습니다. /95).

중력이 은하의 모습에 어떤 영향을 미치는지는 꼬리와 막대가 있는 물체를 보면 가장 쉽게 이해됩니다. 달이 어떻게 지구의 바다를 두 개의 바다에서 "부풀게" 만드는지 기억합시다 반대편. 행성의 자전으로 인해 이러한 해일은 지구 표면을 가로질러 이동합니다. 같은 방식으로, 원반은하가 다른 은하에 접근할 때, 문제를 일으키는 방향과 반대 방향으로 늘어나는 조수 혹이 나타납니다. 나중에, 이 혹들은 차동 회전으로 인해 별과 가스의 긴 꼬리로 비틀어집니다. 은하 중심 주위의 별들의 궤도 주기는 중심으로부터의 거리에 따라 증가합니다. 천문학자들이 은하의 중력 상호작용에 대한 수치 모델링을 시작했을 때 비슷한 그림이 컴퓨터 실험에서 재현되었습니다.

마우스 은하(NGC 4676). 상호 작용하는 은하계의 가장 유명한 쌍 중 하나입니다.
조석력으로 인해 길고 얇은 꼬리가 형성되었습니다.

첫 번째 모델은 거의 장난감 같았습니다. 그 안에서 거대한 점 주위의 원형 궤도에 분포된 테스트 입자의 움직임은 지나가는 또 다른 거대한 점에 의해 방해를 받았습니다. 1972년에 이러한 모델을 사용하여 Alar와 Juri Toomre 형제는 조수 구조의 형성이 은하 충돌의 매개변수에 어떻게 의존하는지 포괄적으로 연구했습니다. 예를 들어, 물체가 질량이 작은 은하와 상호작용할 때 은하를 연결하는 항성교가 잘 재현되고, 비슷한 질량의 은하와 디스크 시스템이 충돌할 때 꼬리가 잘 재현되는 것으로 밝혀졌습니다. 또 다른 흥미로운 결과는 방해하는 물체가 회전과 같은 방향으로 나선 은하의 원반을 지나갈 때 얻어졌습니다. 상대 속도그 운동은 결과의 작은 나선 은하로 밝혀졌습니다. Thumre 형제는 쥐, 안테나 및 소용돌이를 포함하여 알려진 여러 상호 작용 시스템의 모델을 구축했으며 은하 충돌의 결과가 별 시스템의 완전한 합병, 즉 병합이 될 수 있다는 가장 중요한 아이디어를 표현했습니다.

그러나 장난감 모델로는 이 아이디어를 설명할 수도 없고 은하계를 실험할 수도 없습니다. 천문학자들은 진화의 여러 단계만 관찰할 수 있으며, 수억 년, 심지어 수십억 년에 걸쳐 뻗어 있는 전체 사건 사슬을 흩어진 링크에서 점차적으로 재구성합니다. 옛날 옛적에 Herschel은 천문학의 이러한 특징을 매우 정확하게 공식화했습니다. “[하늘]은 이제 나에게 멋진 정원인 것 같습니다. 거기에는 다양한 화단과 단계에 수많은 다양한 식물이 심어져 있습니다. 개발; 이러한 상황에서 우리는 최소한 한 가지 이점을 얻을 수 있습니다. 즉, 우리의 경험이 광범위한 기간에 걸쳐 확장될 수 있다는 것입니다. 결국, 우리가 식물의 탄생, 개화, 잎사귀, 수정, 시들음, 마지막으로 최종 죽음에 순차적으로 존재하는지, 아니면 식물에서 채취한 많은 샘플을 동시에 관찰하는지 여부가 정말로 중요합니까? 다양한 수준에서식물이 일생 동안 겪는 발전은 무엇입니까?”

Alar Thumre는 11개의 특이한 합병 은하를 모두 선택했는데, 이 은하들은 특정 순서로 배열되어 첫 번째 근접 비행과 꼬리 펼치기부터 수염, 고리 및 고리가 있는 단일 천체로의 후속 합병에 이르기까지 다양한 상호 작용 단계를 반영했습니다. 그 곳에서 피어오르는 연기.

Thumre 순서에서 병합의 여러 단계에 있는 은하계

그러나 연구의 진정한 돌파구는 허블 우주 망원경에 의해 제공되었습니다. 그것에 구현된 것 중 하나 연구 프로그램최대 10일 연속으로 하늘의 북반구와 남반구에 있는 두 개의 작은 하늘 영역을 장기간 관찰하는 것으로 구성되었습니다. 이러한 이미지를 허블 딥 필드(Hubble Deep Fields)라고 합니다. 그들은 엄청난 수의 먼 은하를 보여줍니다. 그들 중 일부는 100억 광년 이상 떨어져 있습니다. 이는 우리 은하계의 가장 가까운 이웃보다 몇 년 더 젊다는 것을 의미합니다. 외양, 즉 먼 은하계의 형태에 대한 연구 결과는 놀라웠습니다. 만약 허블이 딥필드(Deep Fields)의 은하 이미지만을 가지고 있었다면, 그가 그의 유명한 "소리굽쇠"를 만들었을 가능성은 거의 없습니다. 우주 나이의 약 절반 정도의 나이를 가진 은하들 중 거의 40%의 물체가 표준 분류에 맞지 않습니다. 명백한 중력 상호 작용의 흔적을 지닌 은하의 비율이 훨씬 더 큰 것으로 밝혀졌습니다. 이는 정상적인 은하가 젊었을 때 괴짜 단계를 겪었음에 틀림없다는 것을 의미합니다. 초기 우주의 밀도가 높은 환경에서는 충돌과 합병이 은하 진화의 가장 중요한 요소임이 밝혀졌습니다.

그러나 이러한 과정을 이해하기 위해서는 은하계 상호작용에 대한 최초의 장난감 모델만으로는 더 이상 충분하지 않았습니다. 주로 항성계의 동적 마찰 효과를 재현하지 못했기 때문에 궁극적으로 궤도 운동과 은하 합병의 에너지 손실로 이어졌습니다. 수십억 개의 별이 서로 끌어당기는 시스템의 동작을 완전히 계산하는 방법을 배우는 것이 필요했습니다.

허블 소리굽쇠

에드윈 허블(1889-1953) -
우주팽창의 발견자,
최초의 은하 분류의 저자

에드윈 허블은 1936년에 형태에 기초한 은하 분류를 제안했습니다. 이 순서의 왼쪽 끝에는 타원은하(다양한 정도의 편평도를 갖는 타원체 시스템)가 있습니다. 다음으로, 그것은 나선 가지의 비틀림 정도와 구형 하위 시스템인 팽대부의 질량이 감소하는 순서로 배열된 평평한 나선 은하에 도달합니다. 가장 눈에 띄는 두 개의 위성처럼 불규칙 은하가 별도로 눈에 띕니다. 은하수하늘에 보이는 남반구, - 크고 작은 마젤란운. 나선 은하로 전환할 때 허블 순차는 분기되어 다리 또는 막대가 있는 나선 은하의 독립적인 가지(나선 가지가 뻗어 있는 끝에서 은하 중심을 가로지르는 거대한 별 형성)를 생성합니다. 나선 은하의 절반에서 2/3에 막대가 있기 때문에 이것은 분류의 독립적인 지점일 뿐만 아니라 거의 주요 지점이라고 믿어집니다. 분기점으로 인해 이 분류는 종종 "허블 소리굽쇠"라고 불립니다.

100억 개의 움직임을 시뮬레이션했습니다. 물질적 포인트 130억년 동안.
상단 프레임에서 각각의 밝은 점은 은하에 해당합니다.

관측 자료가 축적됨에 따라 은하의 출현은 질량, 광도, 항성 하위 시스템의 구조, 은하계에 서식하는 별의 유형, 가스 및 먼지의 양, 별 탄생 속도 등 내부 특성과 밀접한 관련이 있다는 것이 분명해졌습니다. 여기에서 다양한 유형의 은하의 기원을 해결하는 데는 반 걸음 밖에 안되는 것 같았습니다. 이는 모두 초기 조건의 문제입니다. 초기 은하계 가스 구름이 실제로 회전하지 않았다면 중력의 영향으로 구형 대칭 압축의 결과로 타원 은하가 형성되었습니다. 회전의 경우 원심력이 증가하여 중력이 균형을 이루기 때문에 축에 수직인 방향의 압축이 중지되었습니다. 이로 인해 나선 은하라는 평평한 시스템이 형성되었습니다. 형성된 은하계는 나중에 어떤 세계적인 격변도 경험하지 않았으며, 별만 생성되고 진화로 인해 천천히 노화되고 색이 붉어지는 것으로 믿어졌습니다. 지난 세기의 50년대와 60년대에는 소위 모놀리식 붕괴에 대한 설명된 시나리오에서 몇 가지 세부 사항만 명확하게 남아 있다고 믿었습니다. 그러나 은하의 상호작용이 은하 진화의 원동력으로 인식되자 이 단순화된 그림은 부적절해졌습니다.

하나에 둘

모션 예측 문제 큰 수법에 따라 상호 작용하는 대규모 포인트 만유 중력, 물리학에서는 N체 문제라고 불렀습니다. 수치 시뮬레이션을 통해서만 해결할 수 있습니다. 초기 순간에 물체의 질량과 위치를 지정하면 중력의 법칙을 사용하여 물체에 작용하는 힘을 계산할 수 있습니다. 이러한 힘이 짧은 시간 동안 일정하게 유지된다고 가정하면 등가속도 운동 공식을 사용하여 모든 물체의 새로운 위치를 쉽게 계산할 수 있습니다. 그리고 이 과정을 수천, 수백만 번 반복함으로써 전체 시스템의 진화를 시뮬레이션하는 것이 가능합니다.

세이퍼트 6중주. 4개의 병합 은하
게다가 그 중 하나의 조수 급증(오른쪽 아래)
그리고 먼 나선은하(가운데)

우리 은하와 같은 은하계에는 천억 개가 넘는 별이 있습니다. 현대 슈퍼컴퓨터조차도 상호 작용을 직접 계산할 수 없습니다. 우리는 다양한 종류의 단순화와 트릭에 의지해야 합니다. 예를 들어 실제 별의 개수가 아닌 컴퓨터가 처리할 수 있는 개수로 은하계를 나타낼 수 있습니다. 1970년대에는 은하당 200~500개의 점만 수집했습니다. 그러나 그러한 시스템의 진화를 계산하면 비현실적인 결과가 나왔습니다. 따라서 수년 동안 시체 수를 늘리기 위해 투쟁해 왔습니다. 요즘에는 일반적으로 은하당 수백만 개의 별을 사용하지만 어떤 경우에는 우주 최초 구조의 탄생을 시뮬레이션할 때 최대 100억 개의 별이 사용됩니다.

또 다른 단순화는 신체의 상호 매력을 대략적으로 계산하는 것입니다. 중력은 거리에 따라 급격히 감소하기 때문에 각각의 멀리 있는 별이 끌어당기는 힘을 아주 정확하게 계산할 필요는 없습니다. 멀리 있는 물체는 전체 질량의 단일 지점으로 대체하여 그룹화할 수 있습니다. 이 기술을 TREE CODE라고 합니다(별 그룹이 복잡한 계층 구조로 조립되기 때문에 영어 트리-트리에서 유래). 이제 이것은 가장 널리 사용되는 접근 방식으로 계산 속도를 몇 배나 향상시킵니다.

은하 NGC 2207과 IC 2163의 충돌
4천만년 동안 계속되어 왔습니다. 미래에는 완전한 합병을 하게 될 것이다.

그러나 천문학자들도 이에 안주하지 않았습니다. 그들은 심지어 상호 계산 외에는 아무것도 할 수 없는 특수 프로세서 GRAPE를 개발했습니다. 중력의 매력 N개의 시체이지만 이 작업을 매우 빠르게 처리합니다!

N체 문제에 대한 수치적 해법은 두 개의 나선 은하가 타원 은하와 매우 유사한 하나의 물체로 충돌할 수 있다는 Thumre의 생각을 확증해 주었습니다. 흥미롭게도, 이 결과를 얻기 직전에 유명한 천문학자 Gerard de Vaucouleurs는 국제 천문 연맹 심포지엄에서 다음과 같이 회의적으로 말했습니다. “충돌 후에는 새로운 유형의 자동차가 아니라 망가진 자동차를 얻게 될 것입니다.” 그러나 상호 작용하는 은하계의 세계에서는 충돌하는 두 대의 자동차가 이상하게도 리무진으로 변합니다.

가스 성분의 존재를 고려하면 은하 합병의 결과는 더욱 놀랍습니다. 별의 구성 요소와 달리 가스는 손실될 수 있습니다. 운동 에너지: 열로 변한 다음 방사선으로 변합니다. 두 개의 나선 은하가 합쳐질 때, 이로 인해 가스가 합병 생성물의 중심, 즉 합병의 중심으로 "흐르게" 됩니다. 이 가스 중 일부는 매우 빠르게 어린 별들로 변해 초발광 적외선 광원 현상을 일으킵니다.

수레바퀴 은하(왼쪽)는 수백만 년 전에 충격을 받았습니다.
디스크 평면에 수직. 그 흔적은 활동적인 별 형성의 확장되는 고리입니다.
적외선 관측을 통해 유명한 안드로메다 성운(아래 M31)에서도 유사한 고리가 발견되었습니다.

또한 흥미로운 점은 작은 "위성"과 큰 나선 은하의 충돌 효과입니다. 후자는 결국 별 원반의 두께를 증가시킵니다. 관측 데이터의 통계는 수치 실험의 결과를 확증해 줍니다. 상호 작용 시스템의 일부인 나선 은하계는 단일 은하계보다 평균 1.5~2배 더 두껍습니다. 작은 은하가 문자 그대로 평면에 수직인 큰 나선형 은하의 이마로 "구동"하면 마치 연못에 던져진 돌에서처럼 발산하는 고리 모양의 밀도 파가 디스크에서 여기됩니다. 파도의 꼭대기 사이에 있는 나선형 가지 조각과 함께 은하계는 수레바퀴처럼 됩니다. 이것이 바로 은하계의 괴물 중 하나라고 불리는 것입니다. 정면 충돌은 매우 드물기 때문에 조용한 안드로메다 은하에서 그러한 두 개의 파도가 발견되었다는 것은 더욱 놀라운 일입니다. 이것은 스피처 우주 망원경의 관측을 처리하는 천문학자 팀에 의해 2006년 10월에 보고되었습니다. 고리는 가스 디스크와 관련된 먼지가 방출되는 영역의 적외선에서 명확하게 보입니다. 컴퓨터 시뮬레이션우리 가장 가까운 이웃의 특이한 형태의 이유는 약 2억년 전에 그것을 뚫고 지나간 위성 은하 M32와의 충돌 때문이라는 것을 보여주었습니다.

은하 위성 자체의 운명은 더욱 슬프다. 조석력은 결국 문자 그대로 궤도 전체에 얼룩을지게합니다. 1994년에 궁수자리 별자리에서 특이하게 생긴 우리 은하의 왜소 위성이 발견되었습니다. 우리 은하의 조석력에 의해 부분적으로 파괴된 이 은하계는 약 70도, 즉 10만 광년에 걸쳐 하늘을 가로질러 뻗어 있는 움직이는 별 그룹으로 구성된 긴 리본으로 뻗어 있었습니다! 그건 그렇고, 궁수자리의 왜소 은하는 이제 마젤란 구름에서 이 제목을 빼앗아 우리 은하에서 가장 가까운 위성으로 나열됩니다. 불과 5만 광년 밖에 떨어져 있지 않습니다. 또 다른 거대 항성 고리는 1998년 나선 은하 NGC 5907 주위에서 발견되었습니다. 수치 실험은 그러한 구조를 매우 잘 재현합니다.

나선 은하의 충돌 모델.
세 번째 프레임은 마우스 은하를 매우 연상시킵니다(T - 수백만 년의 시간).

암흑물질 사냥

1970년대 초, 은하에는 별과 가스 외에 소위 암흑후광이 있다는 심각한 증거가 나타났습니다. 이론적 주장은 은하 원반의 먼 주변에서 크고 감소하지 않는 가스 회전 속도로부터 나선 은하의 별 원반, 관측 원반의 안정성에 대한 고려에서 따랐습니다(거기에는 더 이상 별이 거의 없으므로 회전 속도는 가스 관찰을 통해 결정됩니다). 은하의 전체 질량이 주로 별에 포함되어 있다면, 별 원반 외부에 위치한 가스 구름의 궤도 속도는 거리에 따라 점점 작아질 것입니다. 이것은 질량이 주로 태양에 집중되어 있는 태양계의 행성에서 관찰되는 것과 정확히 같습니다. 은하계에서는 그렇지 않은 경우가 많습니다. 이는 중력장 가스 구름이 고속을 획득하는 추가적이고 거대하며 가장 중요한 확장된 구성 요소가 있음을 나타냅니다.

항성 원반의 수치 모델도 놀라움을 자아냈습니다. 디스크는 매우 "깨지기 쉬운"구조로 밝혀졌습니다. 그들은 신속하고 때로는 치명적으로 구조를 변경하여 납작하고 둥근 케이크에서 과학적으로 바라고 불리는 덩어리로 자발적으로 접혔습니다. 상황은 다음과 같이 부분적으로 명확해졌습니다. 수학적 모델은하계는 전체 광도에 기여하지 않고 항성 하위 시스템에 대한 중력 효과를 통해서만 나타나는 거대한 암흑 후광을 도입했습니다. 우리는 간접적인 증거를 통해서만 암흑 후광의 구조, 질량 및 기타 매개변수를 판단할 수 있습니다.

암흑 후광의 구조에 대한 정보를 얻는 한 가지 방법은 상호 작용 중에 은하계에 형성되는 확장된 구조를 연구하는 것입니다. 예를 들어, 때때로 근접 비행 중에 한 은하계가 다른 은하계의 가스 일부를 "훔쳐서" 확장된 고리 형태로 자기 주위에 가스를 "감습니다". 운이 좋아서 반지가 평면에 수직은하의 회전, 그런 구조, 즉 극고리는 붕괴되지 않고 꽤 오랫동안 존재할 수 있습니다. 그러나 그러한 세부 사항이 형성되는 과정은 별이 거의 없는 은하 중심으로부터 먼 거리의 질량 분포에 크게 좌우됩니다. 예를 들어, 확장된 극 고리의 존재는 암흑 헤일로의 질량이 은하계 발광 물질 질량의 약 두 배인 경우에만 설명될 수 있습니다.

조수 꼬리는 또한 다음의 존재에 대한 신뢰할 수 있는 지표 역할을 합니다. 암흑물질은하계 주변 지역에서. 그들은 "역방향" 온도계라고 불릴 수 있습니다. 암흑 물질의 질량이 클수록 조수 꼬리에 의해 재생되는 "수은 기둥"이 짧아집니다.

밀레니엄 시뮬레이션 프로젝트의 결과.
100억 개의 재료 포인트의 움직임을 시뮬레이션했습니다.
130억년 동안. 상단 프레임에는 각각
밝은 점은 은하에 해당

은하외 천문학의 두 가지 놀라운 발견, 즉 암흑 물질의 존재와 은하의 병합은 우주론자들에 의해 즉시 채택되었습니다. 특히 수많은 우주론적 관측 테스트에서 자연계에는 일반 물질보다 암흑 물질이 대략 10배 정도 더 많이 존재한다는 사실이 밝혀졌기 때문입니다. . 아마도 숨겨진 질량이 존재한다는 첫 번째 증거는 F. Zwicky가 코마 성단의 은하가 예상보다 빠르게 움직이고 있다는 것을 발견한 1933년에 얻어졌을 것입니다. 이는 은하단이 떨어져 나가는 것을 막는 일종의 보이지 않는 질량이 있음에 틀림없다는 것을 의미합니다. 암흑 물질의 본질은 아직 알려지지 않았기 때문에 그들은 일반적으로 중력에 의해서만 일반 물질과 상호 작용하는 일종의 추상적인 차가운 암흑 물질(CDM)에 대해 이야기합니다. 그러나 질량이 크기 때문에 우주 구조의 기원과 성장에 대한 모든 시나리오가 실행되는 활성 배경 역할을 하는 것이 바로 이것이다. 일반 문제는 제안된 시나리오를 수동적으로 따릅니다.

이러한 아이디어는 소위 계층적 크라우딩 시나리오의 기초를 형성했습니다. 이에 따르면, 젊은 우주의 중력 불안정성으로 인해 암흑 물질 밀도의 주요 교란이 발생하고, 그런 다음 증식하여 서로 합쳐집니다. 결과적으로, 질량과 각(회전) 운동량이 다른, 중력에 묶여 있는 많은 암흑 후광이 형성됩니다. 가스는 어두운 후광의 중력 구덩이로 굴러 들어가며(이 과정을 강착이라고 함) 은하계가 나타납니다. 각 암흑물질 덩어리의 합병과 강착의 역사는 그 안에서 탄생하는 은하계의 유형을 크게 결정합니다.

계층적 군집 시나리오의 매력은 은하의 대규모 분포를 매우 잘 설명한다는 것입니다. 이 시나리오에서 수행된 가장 인상적인 수치 실험은 Millenium Simulation이라고 합니다. 천문학자들은 2005년에 그 결과를 보고했습니다. 이 실험은 가장자리가 15억 파섹인 입방체에 들어 있는 100억(!)개의 입자에 대한 N체 문제를 해결했습니다. 그 결과, 우주의 탄생이 1억 2천만년에 불과했던 순간부터 현재까지 암흑물질 밀도 변화의 진화를 추적할 수 있게 됐다. 이 기간 동안 암흑 물질의 거의 절반이 다양한 크기의 암흑 후광으로 모였으며 그 중 약 1,800만 개가 있었습니다. 그리고 관찰 결과에 완전하고 무조건적인 동의가 있음에도 불구하고 대규모 구조구할 수 없습니다. 아직 옵니다.

실종된 난쟁이를 찾아서

계층적 밀집 시나리오는 우리와 같은 큰 나선 은하의 헤일로에 왜소 위성 은하의 씨앗 역할을 하는 수백 개의 "미니 구덩이"가 있어야 한다고 예측합니다. 너무 많은 작은 위성의 부재는 표준 우주론에 몇 가지 어려움을 야기합니다. 그러나 전체 요점은 왜소은하의 실제 수를 단순히 과소평가한 것일 수도 있습니다. 그렇기 때문에 타겟 검색이 매우 중요합니다. 특수 공간에 저장된 대규모 디지털 천문 조사의 출현으로 전자 아카이브모든 사람이 접근할 수 있게 되면서 천문학자들은 하늘이 아닌 모니터 화면에서 그러한 검색을 점점 더 많이 수행하고 있습니다.

2002년에 Beth Wilman이 이끄는 연구팀은 Sloan Digital Sky Survey에서 알려지지 않은 은하수의 위성을 찾기 시작했습니다. 그들의 표면 밝기는 매우 낮을 것으로 예상되었기 때문에(대기의 밤빛보다 수백 배 더 약함) 그들은 통계적으로 유의미한 먼 적색 거성(마지막 단계에 있는 밝은 별)이 많이 있는 하늘 영역을 찾기로 결정했습니다. 그들의 진화. 첫 번째 성공은 2005년 3월에 이뤄졌다. 우리로부터 30만 광년 떨어진 큰곰자리 별자리에서 왜소 타원은하가 발견되었습니다. 그것은 은하수의 13번째 위성이 되었으며 기록적인 낮은 광도를 가지고 있습니다. 모든 별은 함께 하나의 초거성으로 방출됩니다. 예를 들어 백조자리에서 가장 밝은 별인 데네브입니다. 이 은하계를 발견하는 것은 방법의 한계에서 가능했습니다. 2006년은 우리 은하의 위성에 매우 유익한 해로 밝혀졌습니다. 다른 두 연구팀이 은하수 주변에서 7개의 왜소 타원은하를 발견했습니다. 그리고 이것은 분명히 한계가 아닙니다.

따라서 은하계는 여러 합병을 통해 큰 시스템을 형성하는 작은 시스템에서 성장합니다. 합병 과정과 동시에 가스와 작은 위성 은하가 큰 은하로의 “침강”(강착)이 발생합니다. 이 두 과정이 현대의 성인 은하 유형, 즉 허블 유형 은하를 어느 정도까지 결정하는지는 아직 완전히 명확하지 않습니다.

그러나 은하가 성장한 후에도 은하계는 계속 변합니다. 한편으로는 은하계 유형의 변화로 이어질 수 있는 그들 사이의 중력 상호 작용으로 인해 변화가 발생하고, 다른 한편으로는 이미 완전히 형성된 물체의 역동적인 진화의 느린 과정으로 인해 발생합니다. 예를 들어, 나선 은하의 별 원반은 다양한 종류의 불안정성을 갖고 있습니다. "점퍼" 막대가 자발적으로 형성될 수 있으며, 이를 통해 가스가 은하의 중앙 영역으로 효과적으로 "구동"되어 시스템의 물질이 재분배됩니다. 막대 자체도 천천히 진화하여 길이와 너비가 모두 증가합니다. 그리고 은하계 자체의 나선 구조는 불안정성의 결과입니다.

허블은 한때 은하계를 다음과 같이 나누었습니다. 타원형은 초기형으로, 나선형은 점점 최근형으로 분류되었다. 그래서인지 '허블 소리굽쇠'는 진화론적인 의미를 갖게 되었습니다. 그러나 은하의 역동적인 진화는 오히려 반대 방향(후기 유형에서 초기 유형으로 중심 회전타원형 하위 시스템의 느린 성장인 팽대부)으로 진행됩니다. 그러나 어떤 식으로든 합병, 강착, 느린 영속적 진화라는 세 가지 과정 모두 은하의 출현을 담당합니다. 우리는 이미 이 그림에서 많은 것을 이해하고 있지만, 배우고 이해해야 할 것이 훨씬 더 많습니다.

천문학은 호기심 많은 사람들에게 우주의 모든 다양성을 드러내는 놀랍도록 매혹적인 과학입니다. 어렸을 때 밤하늘에 흩어지는 별들을 한 번도 본 적이 없는 사람은 거의 없을 것입니다. 이 사진은 특히 아름답게 보입니다. 여름 기간, 별이 너무 가깝고 믿을 수 없을 정도로 밝게 보일 때. 안에 최근 몇 년전 세계 천문학자들은 특히 우리 은하수에서 가장 가까운 은하인 안드로메다에 관심을 갖고 있습니다. 우리는 과학자들의 관심을 끄는 것이 정확히 무엇인지, 그리고 육안으로 볼 수 있는지 알아보기로 결정했습니다.

안드로메다: 간략한 설명

안드로메다 은하(Andromeda Galaxy) 또는 간단히 안드로메다 은하(Andromeda Galaxy)는 가장 큰 은하 중 하나입니다. 태양계가 위치한 우리 은하수보다 약 3~4배 더 크다. 예비 추정에 따르면 여기에는 약 1조 개의 별이 포함되어 있습니다.

안드로메다는 나선은하이다. 특별한 광학 장치 없이도 밤하늘에서 볼 수 있다. 하지만 이 성단의 빛이 지구에 도달하는 데는 250만 년 이상이 걸린다는 점을 명심하세요! 천문학자들은 이제 우리가 안드로메다 성운을 200만년 전의 모습으로 보고 있다고 말합니다. 이것은 기적이 아닌가?

안드로메다 성운 : 관측의 역사에서

안드로메다는 페르시아 출신의 천문학자에 의해 처음 발견되었습니다. 그는 1946년에 그것을 목록에 올렸고 그것을 흐릿한 빛으로 묘사했습니다. 7세기 후, 망원경을 사용하여 시간이 지남에 따라 은하를 관찰한 독일 천문학자에 의해 이 은하가 묘사되었습니다.

19세기 중반에 천문학자들은 안드로메다의 스펙트럼이 이전에 알려진 은하와 크게 다르다는 것을 확인하고 그것이 많은 별로 구성되어 있다고 제안했습니다. 이 이론은 완전히 정당화되었습니다.

19세기 말에야 촬영된 안드로메다 은하는 나선형 구조를 갖고 있다. 그 당시에는 은하수의 큰 부분으로 간주되었습니다.

은하계의 구조

현대 망원경의 도움으로 천문학자들은 안드로메다 성운의 구조를 분석할 수 있었습니다. 허블 망원경은 블랙홀 주위를 공전하는 약 400개의 어린 별을 볼 수 있게 해주었습니다. 이 성단의 나이는 약 2억년입니다. 은하계의 이러한 구조는 과학자들을 매우 놀라게 했습니다. 왜냐하면 지금까지 그들은 블랙홀 주위에 별이 형성될 수 있다고 상상조차 하지 못했기 때문입니다. 이전에 알려진 모든 법칙에 따르면, 블랙홀 조건에서는 별이 형성되기 전에 가스가 응축되는 과정이 불가능합니다.

안드로메다 성운에는 여러 개의 위성왜성은하가 있으며, 이들은 외곽에 위치하며 흡수의 결과로 그곳에 도달할 수 있습니다. 천문학자들이 은하수와 안드로메다 은하 사이의 충돌을 예측하고 있다는 사실 때문에 이것은 두 배로 흥미롭습니다. 사실, 이 놀라운 사건은 곧 일어나지 않을 것입니다.

안드로메다 은하와 은하수: 서로를 향해 움직이다

과학자들은 두 항성계의 움직임을 관찰하면서 꽤 오랫동안 특정한 예측을 해왔습니다. 사실 안드로메다는 끊임없이 태양을 향해 움직이는 은하계입니다. 20세기 초에 미국의 한 천문학자는 이 운동이 일어나는 속도를 계산할 수 있었습니다. 초당 300킬로미터라는 이 수치는 전 세계의 모든 천문학자들이 관찰과 계산에 여전히 사용하고 있습니다.

그러나 그들의 계산은 크게 다릅니다. 일부 과학자들은 은하계가 70억년 후에만 충돌할 것이라고 주장하지만, 다른 과학자들은 안드로메다의 운동 속도가 지속적으로 증가하고 있으며 40억년 후에 만남이 예상될 수 있다고 확신합니다. 과학자들은 수십 년 안에 이 예측 수치가 다시 크게 감소할 시나리오를 배제하지 않습니다. 안에 현재 순간그러나 충돌은 지금으로부터 40억년 이내에는 예상되지 않는다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 안드로메다(은하)는 무엇으로 우리를 위협하나요?

충돌: 무슨 일이 일어날까요?

안드로메다 은하의 흡수는 불가피하기 때문에 천문학자들은 이 과정에 대한 최소한의 정보를 얻기 위해 상황을 시뮬레이션하려고 노력하고 있습니다. 컴퓨터 데이터에 따르면 흡수의 결과로 태양계는 은하계 외곽에 위치하게 될 것이며 16만 광년의 거리를 날아갈 것입니다. 은하계 중심을 향한 우리 태양계의 현재 위치와 비교하면, 은하계 중심에서 26,000광년만큼 멀어지게 됩니다.

새로운 미래 은하계는 이미 밀키허니(Milkyhoney)라는 이름을 얻었고, 천문학자들은 합병으로 인해 적어도 15억년은 더 젊어질 것이라고 주장합니다. 이 과정에서 새로운 별이 형성되어 우리 은하계를 훨씬 더 밝고 아름답게 만들 것입니다. 그녀는 또한 모양을 바꿀 것입니다. 이제 안드로메다 성운은 은하수와 특정 각도에 있지만 합병 과정에서 결과 시스템은 타원 모양을 취하고 말하자면 더 부피가 커질 것입니다.

인류의 운명: 우리는 충격에서 살아남을 수 있을까요?

사람들은 어떻게 될까요? 은하계의 만남은 지구에 어떤 영향을 미칠까요? 놀랍게도 과학자들은 절대 방법이 없다고 합니다!!! 모든 변화는 새로운 별과 별자리의 출현으로 표현됩니다. 하늘의 지도는 완전히 바뀔 것입니다. 왜냐하면 우리는 은하계의 완전히 새롭고 탐험되지 않은 구석에 있게 될 것이기 때문입니다.

물론 일부 천문학자들은 부정적인 발전의 비율이 극히 미미합니다. 이 시나리오에서 지구는 태양이나 안드로메다 은하의 다른 별과 충돌할 수 있습니다.

안드로메다 성운에 행성이 있나요?

과학자들은 정기적으로 은하계의 행성을 검색합니다. 그들은 우리 지구와 특성이 유사한 행성을 광대한 은하수에서 발견하려는 시도를 포기하지 않습니다. 현재 300개 이상의 물체가 이미 발견되고 설명되었지만 모두 우리 항성계에 위치해 있습니다. 최근 몇 년 동안 천문학자들은 안드로메다를 점점 더 자세히 관찰하기 시작했습니다. 거기에 행성이 전혀 있습니까?

13년 전, 한 무리의 천문학자들이 다음을 사용했습니다. 최신 방법안드로메다 성운의 별 중 하나 근처에 행성이 있다는 가설을 세웠습니다. 추정 질량은 우리 태양계에서 가장 큰 행성인 목성의 6%입니다. 그 질량은 지구 질량의 300배이다.

현재 이 가정은 테스트 단계에 있지만 센세이션을 일으킬 가능성이 높습니다. 결국, 지금까지 천문학자들은 다른 은하계에서 행성을 발견한 적이 없습니다.

하늘의 은하수 탐색 준비

우리가 이미 말했듯이 육안으로도 밤하늘에서 이웃 은하계를 볼 수 있습니다. 물론 이를 위해서는 천문학에 대한 지식이 필요합니다(적어도 별자리가 어떻게 생겼는지 알고 찾을 수 있어야 합니다).

또한 도시의 밤하늘에서 특정 별 무리를 보는 것은 거의 불가능합니다. 빛 오염으로 인해 관찰자는 최소한 아무것도 볼 수 없습니다. 그러므로 여전히 안드로메다 성운을 직접 눈으로보고 싶다면 여름이 끝날 때 마을로 가거나 적어도 가로등이 많지 않은 도시 공원으로 가십시오. 가장 좋은 시간 10월은 관찰하기에 가장 좋은 달이지만 8월부터 9월까지는 지평선 위에서 아주 선명하게 보입니다.

안드로메다 성운: 검색 방식

많은 젊은 아마추어 천문학자들은 안드로메다의 실제 모습을 알아내는 꿈을 꿉니다. 하늘에 있는 은하계는 작은 밝은 점과 비슷하지만 덕분에 찾을 수 있습니다. 밝은 별근처에 위치한 곳입니다.

가장 쉬운 방법은 가을 하늘에서 카시오페이아를 찾는 것입니다. 문자 W처럼 보이지만 일반적으로 서면으로 표시되는 것보다 더 길쭉합니다. 일반적으로 별자리는 북반구에서 명확하게 볼 수 있으며 하늘의 동쪽 부분에 위치합니다. 안드로메다 은하가 아래에 있습니다. 그것을 보려면 몇 가지 랜드마크를 더 찾아야 합니다.

그들은 3명이다 밝은 별카시오페이아 아래에서는 일렬로 길며 붉은 주황색 색조를 띠고 있습니다. 중간에 있는 Mirak은 초보 천문학자들에게 가장 정확한 기준점입니다. 위쪽으로 직선을 그리면 구름처럼 보이는 작은 빛나는 점이 보일 것입니다. 안드로메다 은하가 될 것은 바로 이 빛이다. 게다가, 당신이 관찰할 수 있는 빛은 지구에 사람이 한 명도 없을 때에도 지구로 보내졌습니다. 놀라운 사실, 그렇지 않나요?

120km/s의 속도로 우리 은하수를 향해 나아갑니다. 은하 충돌에 대한 프로젝트는 이미 작성되었습니다.

은하수가 우리 집이에요

은하수는 우리의 고향입니다. 그것은 거대하고 아름답습니다. 맑은 밤하늘에서 육안으로 볼 수 있습니다. 하늘 전체에 흰색 줄무늬가 퍼지는 형태로 표현됩니다.

최신 데이터에 따르면 우리 은하의 직경은 약 13만 광년이다. 여기에는 약 3000억 개의 행성, 별 및 기타 천체가 포함되어 있습니다. 우리 태양계는 은하 중심에서 28,000광년 떨어진 가스와 먼지가 나선형으로 밀집된 오리온 팔(Orion Arm) 위에 위치해 있습니다.

우리 은하에는 은하계의 다른 부분과 독립적으로 자체 궤도에서 거인 주위를 회전하는 작은 은하인 슈퍼 은하가 있습니다. 관측에 따르면, 수십억 년 안에 은하수는 작은 은하인 대마젤란운과 소마젤란운을 흡수할 것이며, 얼마 후에는 안드로메다 자체도 흡수될 것입니다.

안드로메다와 은하수

과학자들은 안드로메다 은하와 우리 은하 사이에 충돌이 있을 것이라고 확인했습니다. 이들은 서로 약 250만 광년 떨어진 곳에 위치한 두 개의 가장 큰 시스템입니다. 안드로메다 은하는 같은 이름의 별자리에 위치해 있습니다. 은하수의 형이라고 할 수 있습니다.

안드로메다에는 1조 개의 별(은하수에는 약 3000억 개가 있음)이 있으며, 은하의 직경은 약 20만 광년이고 우리 은하의 절반입니다.

일부 과학자들은 우리 은하와 안드로메다 은하가 매우 유사하다고 주장합니다. 우리 은하와 안드로메다 은하 모두 다른 작은 은하들을 하나로 묶을 수 있지만, 우주가 팽창함에 따라 은하들은 서로 멀어지게 됩니다. 하지만 이 두 거인은 서로를 향해 움직이고 있습니다. 다양한 추정에 따르면 이동 속도는 초당 120~200km입니다. 그 결과, 과학자들은 은하 충돌이 일어날 것이라는 결론을 내렸습니다. 이 사건은 20억년 후에 일어날 것이다.

충돌에 관한 과학자들

은하의 충돌은 Roscosmos 텔레비전 스튜디오의 비디오에 표시됩니다. 과학자들에 따르면 우주 거인들은 하나의 전체로 합쳐져야 합니다. 은하계가 충돌할 때쯤이면 지구에는 사람이 살게 될 것이고, 사람들은 이 사건을 느끼고 볼 수 있을 것입니다. 과학자들에 따르면, 태양계는 우리 은하계 팔에서 더 멀리 떨어져 있을 수도 있습니다. 행성은 별, 혜성, 먼지의 혼란 속을 날아갈 것입니다.

충돌하면 어떻게 되나요?

은하수와 안드로메다 은하의 충돌이 갑자기 발생하면 많은 우주체의 불가피한 죽음이 수반될 것입니다. 많은 별이 완전히 파괴되고 일부는 은하계에서 쫓겨나고 일부는 블랙홀에 삼켜질 것입니다. .

물체의 나선 구조는 완전히 붕괴되고 그 자리에 새로운 거대 타원 은하가 나타날 것입니다. 이 과정은 은하 진화의 표준이다. 과학자들은 물체들이 서로 접근하고 있다는 사실을 오랫동안 알고 있었습니다. 그러나 이제 그들은 두 은하의 충돌에 대한 시뮬레이션을 수행했습니다.

공간의 진화

우주에는 공통 질량 중심을 가진 궤도를 따라 움직이는 은하가 있습니다. 이러한 시스템에는 중심 거대 은하와 여러 위성 개체가 있습니다. 진화하는 동안 더 작은 은하계의 움직임이 궤도에서 일치하지 않으면 은하계 모두가 이 중심을 중심으로 회전하기 시작합니다. 은하계의 궤도가 동일하다면 은하계는 하나의 큰 시스템으로 통합되고 더 작은 물체는 찢겨질 것입니다. 천문학자들은 종종 그러한 충돌을 관찰합니다. 안드로메다은하도 먼 과거에 더 작은 은하와 충돌한 것으로 여겨진다. 우리 시스템은 또한 작은 은하계도 흡수했습니다.

충돌

가장 큰 은하 충돌은 조만간 일어나지 않을 것입니다. 그리고 이 이벤트를 충돌이라고 부르는 것은 완전히 정확하지 않습니다. 이번 행사에는 '통일'이라는 표현이 더 적절하다. 은하계에는 희박한 성간 물질이 포함되어 있기 때문에 행성과 별이 서로 충돌할 가능성은 거의 없습니다. 두 거인은 서로 겹쳐서 합쳐질 것입니다.

비행 속도 변경

이미 언급했듯이, 과학자들은 두 개의 거대한 은하의 접근에 대해 오랫동안 알고 있었습니다. 얼마 전까지만 해도 천문학자들은 수학적 모델을 만들기 전까지는 은하계의 강력한 충돌이 일어날 것인지, 은하들이 흩어질 것인지 확실하게 말할 수 없었습니다.

이 단계에서는 은하계 별의 스펙트럼 선의 도플러 이동을 사용하여 측정하여 은하수에 대한 안드로메다 속도의 방사상 변화에 대한 옵션이 있지만 가로 속도를 측정하는 것은 불가능합니다. . 지금까지 천문학자들은 은하의 대략적인 이동 속도를 알아낼 수 있었습니다. 일부 가정에 따르면 후광은 확실히 충돌하지만 디스크 자체는 서로 닿지 않을 수 있습니다. 그러나 다른 사람들은 세계 과학자들그들은 완전히 다르게 생각합니다.

충돌할 때

은하계가 수렴하는 동안 은하핵은 서로를 중심으로 맴돌게 됩니다. 이 사건 동안 별의 원반은 핵의 측면으로 흩어질 것입니다. 접근 방식의 시뮬레이션에 따르면 이 사건은 약 20억 광년 떨어진 곳에서 발생할 것으로 나타났습니다.

폭발이 일어나는 동안 우리 태양계는 약 3만 광년 떨어진 새로운 은하계 밖으로 쫓겨날 것입니다. 은하계 중심에서 더 멀리 이동할 가능성이 있지만, 이 가능성은 약 0.1%로 매우 낮습니다.

시뮬레이션 동안 천문학자들은 우리 은하계와 다른 시스템 간의 충돌 가능성을 확인할 기회를 가졌습니다. 관측 결과, 은하수가 M33과 충돌할 가능성이 있는 것으로 밝혀졌다(확률-9%).

충돌이 일어날까요?

안드로메다에는 행성과 별 등 약 10억 개의 다양한 천체가 포함되어 있으며 은하수에는 단지 수천억 개만 포함되어 있습니다. 천문학자들에 따르면 지구와 태양이 다른 행성 및 별과 충돌하는 일은 있을 법하지 않은 일입니다. 아마도 모든 것 천체은하계의 블랙홀이 합쳐지는 동안 폭발파에 의해 쫓겨날 것입니다.

이 사건이 끝나면 다른 별자리가 지구의 하늘에서 반짝일 것이고, 어쩌면 또 다른 위성도 그 자리에 합류할 것입니다.

은하들이 합쳐질 때 별들 사이의 거리가 너무 멀기 때문에 일반적으로 별들은 충돌하지 않습니다. 그러나 그들 사이에는 가열되어 새로운 별을 탄생시킬 수 있는 가스가 있습니다. 먼지와 가스는 기존 별에 흡수되어 무게와 크기가 변하고 초신성을 생성할 수 있습니다.

두 개의 거대한 물체가 서로 도달할 때까지 팔에 가스가 거의 없을 것입니다. 이동하는 동안 모든 가스 덩어리는 별로 변하거나 오래된 몸체에 정착합니다. 그러므로 거대한 폭발은 일어나지 않을 것이지만, 또한 원활하지도 않을 것이다.

합병 모델

안드로메다가 은하수에 접근하는 것은 1920년 에드윈 허블에 의해 처음 발견되었습니다. 그는 안드로메다에서 나가는 분광학적인 빛을 평가하고 놀라운 발견을 했습니다: 은하계가 우리를 향해 움직이고 있다는 것입니다.

2012년에 과학자들은 접근 속도를 대략적으로 추정했습니다. 얻은 데이터를 통해 타이탄의 충돌 날짜를 계산할 수 있었습니다.

얼마 전 과학자들은 미래 충돌 모델을 만들었습니다. Thomas Cox와 Abraham Loeb는 충돌 과정을 결정하고 우리 태양계인 지구의 운명을 볼 수 있는 수학적 모델을 구축했습니다.

애플리케이션의 스크린샷

우주, 끝없이 펼쳐지는 장엄한 공간... 그 깊이에는 얼마나 많은 미스터리가 숨어 있을까요? 아마도 사람은 그 중 절반도 해결하지 못할 것입니다. 우리 태양계는 은하, 별의 요람, 행성계 등 무한한 수의 성단의 입자일 뿐입니다. 그들은 끝없이 펼쳐진 우주를 천천히 떠다닙니다. 때때로 은하계의 경로가 교차하는 경우가 있습니다. 그런 다음 정말 엄청난 비율의 충돌이 발생합니다.

은하가 충돌할 때 에너지 방출은 너무 강력해서 이해하기 어렵습니다. 그러한 사건의 결과로, 하나로 합쳐진 은하들은 훨씬 더 강렬하게 빛나기 시작합니다.

은하의 충돌은 이러한 우주 물체의 크기를 고려할 때 엄청나게 긴 과정입니다. 수백만 년, 심지어 수십억 년이 걸릴 수도 있습니다. 당연히 과학자들은 결코 그 과정을 처음부터 끝까지 관찰할 수 없을 것이다. 그래서 천문학자들의 도움을 받아 컴퓨터 기술. 최신 컴퓨터를 사용하면 프로세스를 수천 번 가속화하여 재현할 수 있습니다.

모니터 화면의 은하 충돌

두 은하의 대화형 3D 충돌을 통해 우리 각자는 충돌 과정을 볼 수 있습니다.

두 개의 은하가 충돌하는 것을 볼 수 있습니다. 동시에 중력은 가장 흔히 블랙홀인 핵을 끌어당겨 우주의 춤을 시작합니다. 동시에 일부 항성계는 지역 밖으로 쫓겨나고 광활한 우주를 통과하는 외로운 여행을 시작합니다. 프로그램에서 별계는 색상이 있는 점으로 표시됩니다.

사용방법

마우스는 프로그램을 탐색하는 데 사용됩니다. 응용 프로그램 창에서 이동하면 각도가 변경되고, 휠을 회전하면 배율을 변경할 수 있습니다. 마우스 버튼을 클릭하면 시뮬레이션이 재설정됩니다. 프로세스가 다시 시작됩니다.

이 작은 프로그램은 30억 년 후에 은하수와 안드로메다 성운이 교차하며 서로를 향해 돌진할 때 우리 세계에 무슨 일이 일어날지 궁금해하게 만듭니다. 우리는 외롭게 방황하는 태양계로서 우주 외곽에 머물게 될까요? 아니면 우리 하늘이 새로운 별로 빛날까요? 그리고 그때쯤이면 이 사실을 알아차릴 사람들이 지구상에 있을까요?

안드로메다은하는 M31과 NGC224로도 알려진 은하이다. 이것은 지구로부터 약 780kp(250만) 거리에 위치한 나선형 구조물입니다.

안드로메다는 은하수에 가장 가까운 은하이다. 같은 이름의 신화 속 공주의 이름을 따서 명명되었습니다. 2006년 관측을 통해 여기에는 약 1조 개의 별이 있다는 결론이 내려졌습니다. 이는 약 2000억~4000억 개가 있는 은하수의 두 배 이상입니다. 과학자들은 은하수와 안드로메다 은하의 충돌이 일어날 것이라고 믿습니다. 약 37억 5천만년 후에 일어나며 결국에는 거대한 타원 은하 또는 원반 은하가 형성될 것입니다. 그러나 이에 대해서는 조금 나중에 자세히 설명하겠습니다. 먼저 "신화 속의 공주"가 어떤 모습인지 알아 보겠습니다.

사진은 안드로메다를 보여줍니다. 은하계에는 흰색과 파란색 줄무늬가 있습니다. 그들은 주위에 고리를 형성하고 뜨겁고 붉은 뜨거운 거대 별을 덮습니다. 짙은 청회색 띠는 이 밝은 고리와 뚜렷한 대조를 이루며 빽빽한 구름 고치에서 별 형성이 막 시작되는 지역을 보여줍니다. 스펙트럼의 가시 부분에서 관찰하면 안드로메다의 고리는 나선형 팔처럼 보입니다. 자외선 범위에서 이러한 형성은 고리 구조와 더 유사합니다. 그들은 이전에 NASA 망원경으로 발견되었습니다. 천문학자들은 이 고리가 2억 년 전 이웃 은하와의 충돌로 인해 은하가 형성되었음을 나타낸다고 믿습니다.

안드로메다의 위성

은하수와 마찬가지로 안드로메다에도 다수의 왜소 위성이 있으며 그 중 14개가 이미 발견되었습니다. 가장 유명한 것은 M32와 M110입니다. 물론, 각 은하계의 별들 사이의 거리가 매우 크기 때문에 서로 충돌할 가능성은 거의 없습니다. 과학자들은 실제로 무슨 일이 일어날지에 대해 여전히 다소 모호한 생각을 가지고 있습니다. 그러나 미래의 신생아를 위해 이미 이름이 만들어졌습니다. 매머드 - 이것은 과학자들이 태어나지 않은 거대 은하라고 부르는 것입니다.

별 충돌

안드로메다는 1조 개의 별(10 12)과 은하수 - 10억 개의 별(3 * 10 11)을 가진 은하입니다. 그러나 천체 사이에 큰 거리가 있기 때문에 천체 간의 충돌 가능성은 무시할 수 있습니다. 예를 들어, 태양에 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)는 4.2광년(4*10 13km) 떨어져 있거나 태양 직경의 3천만(3*10 7)배 떨어져 있습니다. 우리의 유명인이 탁구공이라고 상상해 보세요. 그러면 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)는 1100km 거리에 있는 완두콩처럼 보일 것이며 은하수 자체의 너비는 3천만km에 달할 것입니다. 은하 중심(가장 밀집되어 있는 곳)에 있는 별들도 1,600억(1.6 * 10 11)km 간격으로 위치하고 있습니다. 이는 3.2km당 탁구공 1개와 같습니다. 따라서 은하 합병 중에 두 별이 충돌할 가능성은 극히 적습니다.

블랙홀 충돌

안드로메다 은하와 은하수는 중앙 궁수자리 A(3.6*10 6 태양질량)와 은하핵의 P2 성단 내에 천체를 가지고 있습니다. 이 블랙홀은 새로 형성된 은하의 중심 근처에 모여 궤도 에너지를 별에 전달하고 결국 더 높은 궤도로 이동할 것입니다. 위의 과정은 수백만 년이 걸릴 수 있습니다. 블랙홀이 하나 안에 들어올 때 광년서로 중력파를 방출하기 시작합니다. 합병이 완료될 때까지 궤도 에너지는 더욱 강력해질 것입니다. 2006년에 수행된 모델링 데이터에 따르면 지구는 처음에는 새로 형성된 은하의 거의 중심으로 던져진 다음 블랙홀 중 하나 근처를 통과하여 은하수 너머로 방출될 수 있습니다.

이론의 확인

안드로메다 은하가 초당 약 110km의 속도로 우리에게 다가오고 있습니다. 2012년까지는 충돌이 일어날지 아닐지 알 수 있는 방법이 없었다. 과학자들은 그것이 거의 불가피하다는 결론을 내리는 데 도움을 받았습니다 우주 망원경허블. 2002년부터 2010년까지 안드로메다의 움직임을 추적한 결과 약 40억년 후에 충돌이 일어날 것이라는 결론이 나왔다.

비슷한 현상이 우주에서도 널리 퍼져 있다. 예를 들어, 안드로메다는 과거에 적어도 하나의 은하계와 상호 작용한 것으로 믿어집니다. 그리고 SagDEG와 같은 일부 왜소은하는 계속해서 충돌하고 있습니다. 은하수, 통합 교육을 만듭니다.

연구에 따르면 국부 은하단에서 세 번째로 크고 밝은 구성원인 M33, 즉 삼각형자리 은하도 이 이벤트에 참여할 것이라고 합니다. 가장 가능성이 높은 운명은 합병 후 형성된 물체의 궤도에 진입하고 먼 미래에 최종 통일이 될 것입니다. 그러나 안드로메다가 접근하기 전 M33과 우리은하의 충돌이나 우리 태양계가 국부군에서 벗어나는 경우는 제외됩니다.

태양계의 운명

하버드 과학자들은 은하 합병 시기는 안드로메다의 접선 속도에 달려 있다고 주장한다. 계산에 기초하여, 우리는 합병 동안 태양계가 은하수 중심까지 현재 거리보다 3배 더 먼 거리로 되돌아갈 확률이 50%라는 결론을 내렸습니다. 안드로메다 은하가 어떻게 행동할지는 정확히 알려지지 않았습니다. 지구도 위협받고 있습니다. 과학자들은 충돌 후 얼마 후에 우리가 이전의 “집” 밖으로 던져질 확률이 12%라고 말합니다. 그러나 이번 사건은 다음과 같은 상황에 큰 악영향을 미칠 가능성은 없습니다. 태양계, 그리고 천체는 파괴되지 않을 것입니다.

행성 공학을 제외하면 지구 표면이 매우 뜨거워지고 물이 남지 않을 것입니다. 액체 상태, 그러므로 인생.

가능한 부작용

두 개의 나선 은하가 합쳐질 때, 그들의 원반에 존재하는 수소는 압축됩니다. 새로운 별의 집중적인 형성이 시작됩니다. 예를 들어, 이것은 안테나 은하라고도 알려진 상호 작용 은하 NGC 4039에서 관찰될 수 있습니다. 안드로메다와 은하수가 합쳐지면 원반에 가스가 거의 남지 않을 것으로 믿어집니다. 퀘이사의 탄생 가능성은 높지만 별 형성은 그렇게 강렬하지 않을 것이다.

합병 결과

과학자들은 합병 중에 형성된 은하를 잠정적으로 밀코메다라고 부릅니다. 시뮬레이션 결과에 따르면 결과 객체는 타원형 모양을 갖게 됩니다. 그 중심은 현대 타원은하보다 별의 밀도가 낮을 ​​것이다. 그러나 디스크 형태도 가능합니다. 많은 것은 은하수와 안드로메다 내에 얼마나 많은 가스가 남아 있는지에 달려 있습니다. 가까운 장래에 남은 것들은 하나의 개체로 합쳐질 것이며 이는 새로운 진화 단계의 시작을 의미할 것입니다.

안드로메다에 관한 사실

• 안드로메다는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 그러나 아마도 가장 대규모는 아닐 것입니다. 과학자들은 은하수가 더 집중되어 있고 이것이 우리 은하를 더 거대하게 만드는 것이라고 제안합니다.
• 과학자들은 안드로메다와 유사한 형성의 기원과 진화를 이해하기 위해 연구하고 있습니다. 왜냐하면 안드로메다는 우리에게 가장 가까운 나선 은하이기 때문입니다.
• 안드로메다는 지구에서 보면 정말 멋져 보입니다. 많은 사람들이 그녀의 사진을 찍기도합니다.
• 안드로메다에는 매우 밀도가 높은 은하핵이 있습니다. 그 중심에는 거대한 별들이 있을 뿐만 아니라 그 중심에는 적어도 하나의 초대질량 블랙홀이 숨겨져 있습니다.
• 나선팔은 인접한 두 은하인 M32와 M110과의 중력 상호작용의 결과로 구부러졌습니다.
• 안드로메다 내부를 공전하는 구상성단은 최소 450개입니다. 그 중에는 지금까지 발견된 것 중 가장 밀도가 높은 것들도 있습니다.
• 안드로메다 은하는 육안으로 볼 수 있는 가장 먼 천체이다. 좋은 전망 지점과 최소한의 밝은 조명이 필요합니다.

결론적으로 나는 독자들에게 별이 빛나는 하늘을 더 자주 올려다보라고 권하고 싶다. 새롭고 알려지지 않은 많은 것들을 저장합니다. 주말에는 공간을 관찰할 수 있는 자유시간을 찾아보세요. 하늘에 떠 있는 안드로메다 은하계는 정말 장관입니다.