천체은하 물리학

목차

1. 에너지 방정식과 우주론
2. 초기 우주의 수소와 헬륨비
3. 우주선
4. 은하의 분류
5. K-보정
6. 은하 종류 별 스펙트럼
7. 세이퍼트 은하 스펙트럼
8. 은하의 중성수소 함량
9. 은하의 광학관측
10. 은하의 형태와 형성
11. 타원은하의 질량추정
12. 나선은하의 질량추정

본문내용

10. 은하의 형태와 형성
보통 은하의 색은 은하의 형태에 크게 좌우된다. 이는 동일한 형태를 갖춘 은하는 동일한 항성 종족의 비율을 가지며, 진화단계도 비슷하다는 것을 의미한다. 반면, 타원은하의 경우는 드보쿨레르 법칙에 따라 밀도는 에 비례하며, 은하의 원반지역은 거리에 따라 밀도가 지수함수적으로 감소한다. 이는 은하의 형태가 달라도 어ᅟᅮᆫ반부와 중심핵의 팽대부는 비슷한 역학적 상태를 지니고 있음을 뜻한다.
우주 대폭발 이후 온도요동에 의해 밀도가 빽빽한 지역에서 중력수축이 일어나 형성 되었다. 보통 각운동량이 클수록 은하의 편평도가 증가한다. 타원은하의 경우에는 은하 생성초기에 별들이 구형분포를 이루고 중심핵의 집중도가 상승하여, 빠르고 효율적인 별탄생이 일어난다. 반면, 나선은하의 경우에는 상대적으로 별생성 과정이 느리며, 별들은 후에 가스원반에서 탄생된다. 보통 회전이 느릴 경우, 별들은 구형 분포를 이루고, 회전 속도가 빠를 경우, 편평한 원반 분포를 이룬다.

참고 자료

없음