왜소은하: 두 판 사이의 차이

 

'''왜소은하'''(矮小銀河, {{lang|en|dwarf galaxy}}, {{문화어|작은은하계}})<ref>한국천문학회 편 《천문학용어집》 185쪽 좌단 밑에서 1째줄</ref>는 수십억 개까지의 [[항성|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>

 

== 국부 왜소은하 ==

<ref>{{웹 인용|title=왜소은하를 판단하는 허블|url=http://spacetelescope.org/images/potw1143a/|work=이번 주의 사진|publisher=ESA/Hubble|accessdate=2011년 10월 25일}}</ref>]]

 

 

== 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>{{웹 인용|title=근처 우주에서 어린 은하를 발견한 WISE|url=http://scinerds.tumblr.com/post/14662945476/wise-discovers-baby-galaxies-in-the-nearby|work=광역 적외선 탐사선|publisher=U.C. 버클리|accessdate=2011년 9월 3일|date=2011년 9월 2일}}</ref> 대부분의 BCD 은하는 왜소[[불규칙은하]] 또는 왜소[[렌즈상 은하|렌즈상은하]]로 분류되기도 한다. BCD 은하는 성단으로 구성되어 있기 때문에 특정한 형태가 없다. 이들은 많은 양의 가스를 단번에 소모하는데, 매우 격렬한 별의 형성활동을 야기한다.