왜소은하: 두 판 사이의 차이
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'''왜소은하'''(矮小銀河, {{lang|en|dwarf galaxy}}, {{문화어|작은은하계}})<ref>한국천문학회 편 《천문학용어집》 185쪽 좌단 밑에서 1째줄</ref>는 수십억 개까지의 [[별 (천체)|별]]로 구성된 작은 [[은하]]이다. 2,000억에서 4,000억 개로 추정되는 [[우리은하]]의 구성원 수에 비하면 적은 수의 별을 가지고 있다. 우리은하를 가까이서 공전하며 300억 개의 별을 포함하는 [[대마젤란 은하]]는 때때로 왜소은하로 분류되기도 하는데, 다른 이들은 충분히 큰 은하로 간주한다. 왜소은하의 형성과 활동은 큰 은하와의 상호작용에 영향을 많이 받는 것으로 추정되고 있다. 천문학자들은 모양과 조성에 기반하여 많은 유형의 왜소은하를 발견했다.
== 왜소은하의 형성 ==
[[
현재의 이론은 왜소은하를 포함하는 대부분의 은하는 [[암흑물질]]과 관련되거나 또는, 금속을 포함하는 가스로 형성된다고 설명한다. 그러나, [[NASA]]의 [[갈렉스 우주 망원경|은하진화탐사선]] [[우주 탐사선|우주선]]은 부족한(''lacking'') 금속의 가스로 만들어지는 새로운 왜소은하를 발견했다. 이러한 은하는 [[사자자리]]의 두 무거운 은하 주변의 [[수소]]와 [[헬륨]]으로 구성된 구름인 [[사자자리 고리]]에 위치해 있다.<ref name="레시피">[http://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090218132145.htm "왜소은하에 관한 새로운 레시피: 잔재 가스와 함께 시작"], 사이언스데일리, 2009년 2월 19일</ref>
왜소은하는 작은 크기로 인해 이들이 최종적으로 병합될 때까지 이웃 [[나선은하]]에 의해 끌어당겨지고 파괴되는 모습으로 관측되어 왔다.
<ref name="">{{
== 국부 왜소은하 ==
[[
<ref>{{
[[국부은하군]]에는 많은 왜소은하가 있다. 이러한 작은 은하는 [[우리은하]], [[안드로메다 은하]], [[삼각형자리 은하]]와 같은 큰 은하를 자주 공전한다. 2007년 논문<ref>
{{저널 인용
|last=Metz |first=M.
|year=2007
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|bibcode = 2007MNRAS.376..387M }}</ref>은 많은 왜소은하가 우리은하와 안드로메다 은하의 초기 진화 기간에 [[조석력]]에 의해 형성되었을 것이라고 주장한다. 조석 왜소은하는 은하가 충돌하여 중력 상호작용할 때 형성된다. 은하를 구성하는 물질의 흐름은 부모 은하와 이를 둘러싸는 [[암흑물질]]의 헤일로에 의해 끌어당겨진다.<ref name="레시피" />
우리은하는 20개 이상의 왜소은하를 위성으로 두고 있는 것으로 밝혀졌고, 또한 최근의 관측은 천문학자들이 우리은하에서 가장 큰 [[구상성단]], [[센타우루스자리 오메가]]가 사실 중심에 블랙홀을 가지며 어느 시기에 우리은하에 의해 흡수된 왜소은하의 핵임을 믿게 만든다.<ref>{{
| author = Noyola, E. and Gebhardt, K. and Bergmann, M.
| title = 센타우루스자리 ω의 중간질량 블랙홀에 관한 제미니 및 허블 우주 망원경의 증거
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*[[왜소구형은하]](dSph) - 왜소타원의 하위유형, 현재는 별개의 유형으로 여김
*[[불규칙은하]]: [[불규칙은하|왜소불규칙은하]](dI)
*[[나선은하]]: [[왜소나선은하]](dS)<ref name="schombertetal1995">{{
| author=J. M. Schombert, R. A. Pildis, J. A. Eder, A. Oelmer, Jr.
| title=왜소나선은하
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== 청색밀집왜소은하 ==
[[
[[천문학]]에서 '''청색밀집왜소은하'''({{llang|en|Blue compact dwarf galaxy}}, '''BCD 은하''')는 어리고 뜨겁고 무거운 별로 구성된 큰 [[성단]]을 포함하는 작은 은하이다. 이러한 청색의 매우 밝은 별들은 은하 자체가 청색으로 보이게 만드는 원인이다.<ref>{{
BCD 은하는 새로운 [[항성 형성|별의 형성]] 과정에 있으며 차갑다. 은하의 별들은 모두 서로 다른 시기에 형성되었는데, 그래서 은하는 냉각되어 새로운 별을 형성할 물질을 축적할 시간을 가진다. 시간이 지나면서 별의 형성은 은하의 모양을 변화시킨다.
근처의 예로는 [[NGC 1705]], [[NGC 2915]], [[NGC 3353]]이 있다.<ref>
{{
|author=Angel R. Lopez-Sanchez, [[배블 코리발스키|Bärbel Koribalski]], Janine van Eymeren, Cesar Esteban, Attila Popping, John Hibbard
|title=근처의 청색밀집왜소은하의 환경
|url=http://www.atnf.csiro.au/people/lop009/proceedings/lopez-sanchez_isolated.pdf
|work=[[인터넷]]
}}</ref>
<ref>
{{
|author=Polychronis Papaderos
|title=청색밀집왜소은하
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}}</ref>
<ref>
{{
|author=K. Noeske, P. Papaderos, L. M. Cairos
|title=장시간 근적외선 연구로부터의 청색밀집왜소은하의 측광학적 구조에 관한 새로운 이해
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}}</ref>
<ref>
{{저널 인용
|doi=10.1086/117013
|author=G.R. Meurer, G. Mackie, C. Carignan
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== 초밀집왜소은하 ==
'''초밀집왜소은하'''({{llang|en|Ultra-compact dwarf galaxy}}, '''UCD''')는 최근에 발견된 매우 높은 항성분포를 가진 매우 밀집한 은하의 유형이다. 이들은 대략 직경 200 광년에 약 1억 개의 별을 포함하는 것으로 추정된다.<ref>Anglo-Australian Observatory [http://www.aao.gov.au/press/mini_galaxies.html 수십 개의 미니 은하를 발견한 천문학자들] 0100 AEST 2004년 4월 2일 금요일</ref> 이들은 부유은하단의 중심을 통해 끌려가다 [[은하조석|조석 상호작용]]에 의해 외피층의 가스와 별들이 뜯겨져 나간 응집한 왜소타원은하의 핵일 것으로 이론화 되었다.<ref>Stelios Kazantzidis; Ben Moore; Lucio Mayer (2003). "은하와 과도합병: 무엇이 위성 은하를 파괴하는가?" [[arXiv]]:[http://arxiv.org/abs/0307362 0307362] [[http://arxiv.org/archive/astro-ph astro-ph]]</ref> UCD는 [[처녀자리 은하단]], [[화로자리 은하단]], [[아벨 1689]], [[머리털자리 은하단]] 등 은하단에서 발견된다.<ref>{{
== 일부 왜소은하 목록 ==
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