원시은하

Protogalaxy
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물리 우주론에서 원시은하라고도 할 수 있는 원시은하는 은하로 형성되고 있는 가스 구름입니다.은하 진화의 이 기간 동안의 별 형성 속도는 은하가 나선은하인지 타원은하인지를 결정할 것으로 믿어집니다. 느린 별 형성은 나선은하를 생성하는 경향이 있습니다.원시은하 안에 있는 작은 가스 덩어리는 별을 형성합니다.

"원형은하"라는 용어 자체는 일반적으로 "현재의 (정상적인) 은하 생성자"라는 의미로 받아들여지고 있습니다.그러나 "형성의 초기 단계"는 명확하게 정의된 문구가 아니다.이는 "오늘날 타원은하의 조상 중 최초의 주요 별 형성 폭발", "오늘날 평균적인 은하를 만들기 위해 모인 조각들의 암흑 할로스의 피크 병합 시대", "별이 형성되기 전에 아직 기체 상태의 물체"로 정의될 수 있다."; 또는 "초기 우주에서 암흑물질의 과도한 팽창으로 중력이 결합되어 [1]붕괴될 운명인 영역"입니다.

형성

초기 우주는 물질과 암흑 물질의 거의 균일한 분포(각 입자는 다음 입자와 동일한 거리)에서 시작되었다고 생각됩니다.그 후 암흑물질은 양자 [1]변동에 의한 초기 밀도 섭동 스펙트럼으로 인해 중력에 의해 뭉치기 시작했다.이것은 빈 [citation needed]공간에서 에너지의 양에 작은 일시적인 변화가 있을 수 있다는 것을 보여주는 하이젠베르크의 불확실성 원리에서 유래한다.입자/반입자 쌍은 질량-에너지 등가성을 통해 이 에너지에서 형성될 수 있으며, 중력은 주변의 다른 입자를 그 쪽으로 이동시켜 균일한 분포를 방해하고 무게 중심을 만들어 인근 입자를 더 가까이 끌어당긴다.이것이 우주의 현재 크기에서 일어날 때는 무시할 수 있지만, 우주가 한 지점에서 팽창하기 시작할 때 이러한 작은 변동의 상태는 우주가 팽창함에 따라 확대된 인상을 남겼고, 결과적으로 밀도가 증가한 넓은 영역을 만들어냈다.이렇게 밀도가 높은 암흑 물질 덩어리의 중력은 근처의 물질이 밀도가 높은 [2]영역으로 떨어지기 시작하도록 만들었습니다.이러한 종류의 과정은 2006년 [3][4]Nilsson 등에 의해 관찰되고 분석되었다고 한다.이것은 주로 수소인 가스 구름이 형성되는 결과를 낳았고, 이러한 구름 안에서 첫 번째 별이 형성되기 시작했다.이러한 가스 구름과 우리 은하보다 몇 배나 작은 초기 별들이 최초의 원시은하였습니다.[5]

원형 축이 충돌하는 모습을 보여주는 그림

정설은 작은 원형 은하 무리들이 중력에 의해 서로 끌어당겨 충돌했고,[5] 이것이 오늘날 우리가 가지고 있는 훨씬 더 큰 "성인" 은하를 형성하게 했다는 것입니다.이것은 계층적 조립의 과정을 따르는데, 계층적 조립은 작은 [1][6]조직들의 병합으로 인해 지속적으로 큰 조직들이 형성되는 진행 과정이다.

특성.

구성.

이전에 다른 원소를 생성하기 위한 별의 형성이 없었기 때문에 원시은하는 거의 전체가 수소와 헬륨으로 이루어져 있었을 것이다.몇 가지 [7]예외를 제외하고 수소는 결합해서 H 분자를 형성할2 것이다.이것은 별의 형성이 시작되고 핵융합 과정을 통해 더 많은 원소를 생성함에 따라 바뀔 것이다.

메카닉스

원시은하가 형성되기 시작하면, 그 중력에 의해 묶인 모든 입자들이 원시은하를 향해 자유 낙하하기 시작합니다.이 자유낙하를 완료하는 데 걸리는 시간은 자유낙하 방정식을 사용하여 대략적으로 계산할 수 있습니다.대부분의 은하는 안정적인 타원 은하 또는 원반은하가 되기 위해 자유낙하 단계를 완료했으며, 원반이 완전히 형성되기까지는 더 오랜 시간이 걸립니다.은하단의 형성은 훨씬 더 오래 걸리고 지금도 [1]여전히 진행 중입니다.이 단계는 은하들이 대부분의 각운동량을 획득하는 단계이기도 합니다.원시은하는 초기 우주의 인접한 밀집된 덩어리로부터 중력의 영향을 받아 이를 획득하고, 가스가 중심에서 멀어질수록 더 많은 스핀을 [8]일으킵니다.

광도

원시은하의 광도는 두 가지 근원으로부터 나온다.첫 번째로 가장 중요한 것은 초기 별에서 수소의 핵융합에서 헬륨으로 방출되는 방사선이다.이러한 초기 별 형성 폭발은 원시은하의 밝기를 오늘날의 폭발적 항성 폭발 은하나 퀘이사에 필적하는 것으로 생각됩니다.다른 하나는 과도한 중력 결합 [1]에너지의 방출이다.원시은하로부터 예상되는 1차 파장은 Lyman-alpha라고 불리는 다양한 UV인데,[1][5] 이것은 별로부터의 방사선에 의해 수소 가스가 이온화되었을 때 방출되는 파장이다.

검출

원시은하들은 이론적으로 오늘날에도 볼 수 있는데, 우주의 가장 먼 곳에서 온 빛이 지구에 도달하는 데 매우 오랜 시간이 걸리기 때문에, 어떤 곳에서는 원시은하들이 살고 있는 단계에서 우리가 볼 수 있을 만큼 충분히 오래 걸리기 때문이다.은하가 어떻게 형성되는지를 확인하는 그러한 발견의 가치 때문에 지난 30년 동안 망원경으로 원시 은하를 찾는 많은 시도가 있었지만, 원시 은하에서 올 수 있을 만큼 충분히 오래되기 위해 빛이 이동해야 하는 순전한 거리는 매우 큽니다.이것은 라이먼-알파장이 먼지에 의해 매우 쉽게 흡수된다는 사실과 결합되어, 일부 천문학자들은 원시 은하계가 [9]발견하기에 너무 희미할 수도 있다고 생각하게 만들었다.

1996년, 원시은하 후보가 Yee 등에 의해 발견되었다.CNOC(Canadian Network for Observational Cosmology)를 사용합니다.이 물체는 매우 높은 [10]광도를 가진 높은 적색편이에 있는 원반 모양의 은하였습니다.그 엄청난 광도는 전경 은하단의 [11]중력 렌즈에 의해 발생했다는 것이 나중에 논의되었다.

2006년, K. 닐슨 외 연구진은 라이먼 알파 자외선을 방출하는 "거품"을 발견했다고 보고했다.분석은 이것이 초기 우주의 암흑 물질 덩어리 위에 떨어져 원시은하를 [3][4]만드는 수소 가스의 거대한 구름이라고 결론지었다.

2007년 마이클 라우치 [12]외 연구진은 은하간 가스의 신호를 찾기 위해 VLT를 사용하다가 라이먼 알파형 자외선을 대량으로 방출하는 수십 개의 개별 물체를 발견했다.그들은 이 27개의 물체가 110억 [5]년 전의 원형 고리의 예라고 결론지었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e f Djorgovski, S.G. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Vol. 3 (1st ed.). Dirac House, Temple Back, Bristol: Institute of Physics Publishing, Nature Publishing Group. pp. 2159–2165. ISBN 978-0-333-75088-9.
  2. ^ Seagrave, Wyken (2012). History of the Universe. Penny Press. Archived from the original on 28 July 2014. Retrieved 18 July 2014.
  3. ^ a b Nilsson, K.K.; et al. (June 2006). "A Lyman-α blob in the GOODS South field: evidence for cold accretion onto a dark matter halo". Astronomy and Astrophysics. 452 (3): L23–L26. arXiv:astro-ph/0512396. Bibcode:2006A&A...452L..23N. doi:10.1051/0004-6361:200600025. S2CID 14837456.
  4. ^ a b "Rare Blob Unveiled: Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump?". ScienceDaily.com. Retrieved 22 July 2014.
  5. ^ a b c d Johnston, Hamish (2007-11-28). "Proto-galaxies tip cold dark matter". Physicsworld.com. Retrieved 18 July 2014.
  6. ^ Freeman, K; Larson, R.C; Tinsley, B (1976). Galaxies: Sixth Advanced Course of the Swiss Society of Astronomy and Astrophysics. Sauverny, Switzerland: Geneva Observatory. pp. 75–82.
  7. ^ Whalen, Daniel; et al. (16 August 2013). "The Supernova That Destroyed a Protogalaxy: Prompt Chemical Enrichment and Supermassive Black Hole Growth". The Astrophysical Journal. 774 (1): 64. arXiv:1305.6966. Bibcode:2013ApJ...774...64W. doi:10.1088/0004-637X/774/1/64. S2CID 59289675.
  8. ^ Gilmore, Gerard; Wyse, Rosemary F.G.; Kuijken, Konrad (1989). Evolutionary Phenomena in Galaxies (1st ed.). Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 194. ISBN 0-521-37193-7.
  9. ^ Bothun, Gregory D. "Protogalaxies". Caltech.edu. Retrieved 18 July 2014.
  10. ^ Yee, H.K.C.; et al. (May 1996). "A Proto-Galaxy Candidate at z=2.7 Discovered by its Young Stellar Population". Astronomical Journal. 111: 1783. arXiv:astro-ph/9602121. Bibcode:1996AJ....111.1783Y. doi:10.1086/117916. S2CID 1421568.
  11. ^ Williams, L.L.R.; Lewis, G.F. (August 1996). "The giant protogalaxy cB 58: an artefact of gravitational lensing?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 281 (3): L35–L39. arXiv:astro-ph/9605062. Bibcode:1996MNRAS.281L..35W. doi:10.1093/mnras/281.3.l35. S2CID 14392384.
  12. ^ Rauch, Michael (July 2008). "A Population of Faint Extended Line Emitters and the Host Galaxies of Optically Thick QSO Absorption Systems". The Astrophysical Journal. 681 (2): 856–880. arXiv:0711.1354. Bibcode:2008ApJ...681..856R. doi:10.1086/525846. S2CID 16974679.

외부 링크