타원은하: 두 판 사이의 차이

'''타원은하'''(楕圓銀河, {{llang|en|Elliptical galaxy}})<ref>한국천문학회 편 《천문학용어집》 190쪽 좌단 28째줄</ref>는 대략적으로 [[타원체|타원 모양]]에, 매끄럽고 거의 단조로운 밝기윤곽을 가진 [[은하]]의 한 유형이다. 평탄한 [[나선은하]]의 구조와는 달리, 이들은 많은 구조 없이 더 삼차원적이고, 구성 별은 은하중심 주변을 어느정도 무작위 궤도운동한다. 이들은 [[나선은하]] 및 [[렌즈형은하]]와 같이 1936년 [[에드윈 허블]]의 저서 [[성운의 왕국]](''The Realm of the Nebulae'')<ref>{{cite book서적 인용|last=Hubble |first=E. P. |authorlink=에드윈 허블 |title=성운의 왕국 |year=1936 |publisher=예일 대학 출판 |location=New Haven |isbn=978-0300025002}}</ref>에서 처음으로 기술된 세가지 주요 [[은하 형태 분류|은하의 유형]] 중 하나이다. 타원은하의 모양은 거의 둥근 것부터 크게 평탄한 것까지 다양하고, 크기는 수천만 개의 [[별 (천체)|별]]로 구성된 것부터 1조 개의 별로 구성된 것까지 있다. 에드윈 허블은 원래 타원은하가 나선은하로 진화할 것이라 생각했지만, 나중에 사실이 아닌 것으로 밝혀졌다.<ref name="author">John, D, (2006), ''천문학'', ISBN 1-4054-6314-7, p. 224-225</ref> 타원은하 내부에서 발견되는 별들은 나선은하에서 발견되는 별들보다 훨씬 오래되었다.<ref name="author" />

대부분의 타원은하는 질량이 작고 늙은 별들로 구성되어 있고, [[성간물질]]이 드물며 아주 작은 별의 형성 활동을 갖고 있다. 그리고 이들은 많은 수의 [[구상성단]]으로 둘러싸여 있는 경향이 있다. 타원은하는 [[처녀자리 은하단]]에 있는 은하의 약 10~15%를 차지하며, 우주 전체에서 수적으로 우세한 유형의 은하는 아닐 것이라 여겨지고 있다.<ref>{{cite journal저널 인용|author=Loveday, J. |date=1996년 2월 |title=APM 밝은 은하 목록. |journal=왕립천문학회 월간보고 |volume=278 |issue=4 |pages=1025–1048 |bibcode=1996MNRAS.278.1025L|arxiv = astro-ph/9603040 |doi=10.1093/mnras/278.4.1025}}</ref> 이들은 주로 은하단의 중심 가까이에서 발견된다.<ref>{{cite journal저널 인용|author=Dressler, A. |date=1980년 3월 |title=부유은하단에서의 은하의 형태 - 은하의 형성과 진화에 관한 영향. |journal=천체물리학 저널 |volume=236 |pages=351–365 |bibcode=1980ApJ...236..351D |doi=10.1086/157753}}</ref> 타원은하는 렌즈형은하와 함께 "조기형"은하(早期形銀河 ''early-type galay'', ETG)<ref>한국천문학회 편 《천문학용어집》 187쪽 좌단 1째줄</ref>라고도 불리는데, 허블 순차에서의 위치와 초기 우주에서 희귀하게 발견되기 때문이다.

[[File파일:Development of massive elliptical galaxies.jpg|thumb|무거운 타원은하의 발달 과정]]

타원은하는 다른 유형과는 별개의 몇가지 특징에 의해 묘사된다. 이들은 구형 또는 타원형에 별을 형성할 가스가 없는 별들의 무리이다. 가장 작은 것으로 알려진 타원은하는 [[우리은하]]의 크기의 약 10분의 1배이다. 타원은하에서의 별의 운동은 회전에 의해 지배되는 [[나선은하]]의 원반과는 달리 대부분 시선운동이다. 게다가, 성간물질(가스와 먼지도 아닌)의 양이 매우 적은데, 그 결과로 낮은 별형성률에, 극소수의 산개성단 및 어린 별이 있다. 정확히 말해서 타원은하는 은하를 적색으로 보이게 만드는 늙은 항성종족으로 대부분이 구성되어 있다. 거대한 타원은하는 보통 구상성단으로 구성된 거대한 계를 가지고 있다.<ref>{{cite book서적 인용|last=Binney |first=J. |coauthors=Merrifield, M. |title=은하 천문학 |year=1998 |publisher=프린스턴 대학 출판 |location=Princeton |isbn=978-0-691-02565-0 |oclc=39108765}}</ref>

| doi = 10.1086/316307 |arxiv = astro-ph/9810371

타원은하에 대한 전통적인 묘사는 높은 적색편이에서 처음의 폭발적 형성 후에 별의 형성이 끝나, 늙은 별들만 빛나는 은하로 표현한다. 대부분의 나선은하에 더해진 청색과는 대조적으로, 타원은하는 보통 황적색으로 보인다. 나선은하에서, 청색은 주로 나선팔에 있는 어리고 뜨거운 별에 의해 발한다. 매우 작은 별의 형성이 타원은하에서 일어나는 것으로 여겨지고 있다. 나선은하나 불규칙은하에 비해 가스가 부족하기 때문이다. 그러나, 이에 관한 연구는 최근 몇년간 이러한 은하가 합리적인 비율(~25%)의 잔여 가스 보유량<ref name=Young2011>{{cite저널 journal인용|authors=Young, L. M. 등.|title=3D 성도 계획 -- IV: 조기형은하의 분자기체의 양|journal=왕립천문학회 월간보고|date=2011년 6월|volume=414|issue=2|pages=940–967|arxiv= 1102.4633|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18561.x|bibcode=2011MNRAS.414..940Y}}</ref>과 낮은 수준의 별의 형성<ref name=Crocker2011>{{cite저널 journal인용|last=Crocker|first=A. F. 등.|title=조기형은하에서의 분자기체와 별의 형성|journal=왕립천문학회 월간보고|date=2011년 1월|volume=410|issue=2|pages=1197–1222|arxiv=1007.4147|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17537.x|bibcode=2011MNRAS.410.1197C}}</ref>을 보여주었다. 허셜 우주 관측선을 이용한 연구원들은 타원은하에 있는 중심의 블랙홀이 별의 형성에 필요한 냉각이 일어나지 않도록 가스를 유지하고 있을 것이라 추측하고 있다.<ref>[http://www.hngn.com/articles/25442/20140227/red-and-dead-galaxies-have-beating-black-hole-hearts-preventing-star-formation.htm "별의 형성을 막는, 맥박 치는 블랙홀 '심장'을 가진 붉고 죽은 은하."]</ref>

[[File파일:Galactic fireflies.jpg|thumb|사진의 중심부에 있는 은하는 거대타원은하 4C 73.08이다.<ref>{{cite뉴스 news인용|title=은하의 반딧불|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1246a/|accessdate=2013년 2월 13일|newspaper=이번 주의 ESA/허블사진}}</ref> ]]

[[File파일:MACSJ1423.8+2404.jpg|thumb|중심의 밝은 천체는 [[은하단]] MACSJ1423.8+2024의 지배적 일원인 초거대타원은하이다.]]

타원은하는 10분의 1 [[킬로파섹]]만큼 작은 것부터 100 킬로파섹 이상까지, 그리고 10⁷ {{태양질량}}에서 거의 10¹³ {{태양질량}}까지 크기와 질량이 서로 크게 다르다.{{citation needed출처}} 이 범위는 어떤 다른 유형의 은하보다도 훨씬 넓다. 가장 작은 [[왜소타원은하]]는 평범한 [[구상성단]]보다도 크지 않지만, 성단에서는 나타나지 않는 상당한 양의 [[암흑물질]]을 포함하고 있다. 이러한 작은 은하의 대부분은 다른 타원은하와 관련되어 있지 않다.

그러한 큰 은하병합은 초기에 흔했지만 오늘날에는 드물게 일어나는 것으로 추정되고 있다. 작은 은하병합은 매우 다른 질량의 두 은하가 수반되고, 그 결과로 거대타원은하가 되지 않는다. 예를 들면, [[우리은하]]는 지금 몇 개의 작은 은하를 잡아먹고 있는 것으로 알려져 있다.{{citation needed출처}} 우리은하는 또 불명의 접선 요소에 근거하여, [[안드로메다 은하]]와 40~50억 년 후에 충돌한다. 타원은하가 두 나선은하의 병합의 결과가 될 것이라고 이론화되었다.<ref>{{cite웹 web인용|title=우리은하의 종말: 임박한 안드로메다 은하와의 충돌|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap120604.html}}</ref>

모든 무거운 타원은하는 중심에 초대질량 블랙홀을 포함할 것으로 여겨지고 있다.<ref>(Ho 2010, p. 583)</ref> 블랙홀의 질량은 [[M-시그마 관계]]를 통해 은하의 질량과 밀접하게 연관되어 있다. 블랙홀은 별의 형성을 억제함으로써 초기 우주에서 타원은하의 성장 제한에 중요한 역할을 할 것이라 여겨지고 있다.{{citation needed출처}}

[[File파일:SDSS J162702.56+432833.9.jpg|thumb|타원은하 SDSS J162702.56+432833<ref>{{cite뉴스 news인용|title=은하 폭풍이 지나간 후의 고요함|url=http://spacetelescope.org/images/potw1148a/|accessdate=2011년 12월 1일|newspaper=이번 주의 ESA/허블사진}}</ref>]]