타원은하: 두 판 사이의 차이
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== 크기와 모양 ==
[[파일:Galactic fireflies.jpg|섬네일|사진의 중심부에 있는 은하는 거대타원은하 4C 73.08이다.<ref>{{뉴스 인용|title=은하의 반딧불|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1246a/|accessdate=2013년 2월 13일|newspaper=이번 주의 ESA/허블사진|보존url=https://web.archive.org/web/20130324150205/http://www.spacetelescope.org/images/potw1246a/|보존날짜=2013년 3월 24일|깨진링크=예}}</ref> ]]
[[파일:MACSJ1423.8+2404.jpg|섬네일|중심의 밝은 천체는 [[은하단]] MACSJ1423.8+2024의 지배적 일원인 초거대타원은하이다.]]
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현재 생각은 모두는 아닐지라도 타원은하가 어떤 유형의 동일한 질량을 가진 둘 또는 그 이상의 은하가 충돌하고 [[은하병합|병합]]되는 장기간 과정의 결과일 것이라고 한다.<ref>(Ho 2010, pp. 12,22,23)</ref>
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.{{출처|날짜=2014-11-02}} 우리은하는 또 불명의 접선 요소에 근거하여, [[안드로메다 은하]]와 40~50억 년 후에 충돌한다. 타원은하가 두 나선은하의 병합의 결과가 될 것이라고 이론화되었다.<ref>{{웹 인용|title=우리은하의 종말: 임박한 안드로메다 은하와의 충돌|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap120604.html|확인날짜=2014-02-18|보존url=https://web.archive.org/web/20140220155650/http://apod.nasa.gov/apod/ap120604.html|보존날짜=2014-02-20|깨진링크=예}}</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.{{출처|날짜=2014-11-02}}
== 예 ==
[[파일:SDSS J162702.56+432833.9.jpg|섬네일|타원은하 SDSS J162702.56+432833<ref>{{뉴스 인용|title=은하 폭풍이 지나간 후의 고요함|url=http://spacetelescope.org/images/potw1148a/|accessdate=2011년 12월 1일|newspaper=이번 주의 ESA/허블사진|보존url=https://web.archive.org/web/20111130195539/http://www.spacetelescope.org/images/potw1148a/|보존날짜=2011년 11월 30일|깨진링크=예}}</ref>]]
* [[메시에 32|M32]]
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