거대한 별들의 집합 은하 2부 - 형성

은하 형성

젊은 은하에 가스가 흐른다는 개념입니다
널리 받아들여지고 있는 빅뱅 이론에 의하면 빅뱅으로부터 약 30만 년 후에 우주의 재결합에 의하여 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이때 수소는 거의 모두 이온화된 중성 상태이며 별은 아직 만들어지지 않았기 때문에 이 시기는 '다크 에이지'라고 불렸다.이 원시적인 우주에서 다크 매터의 밀도 변동으로부터 우주의 거대한 구조가 천천히 나타나기 시작했다. 다크마타Halo에 바리온 물질이 모이면서 은하가 형성되기 시작했습니다. 초기의 은하가 진화하여 현재 알려져 있게 되었습니다.
이 첫 번째 세대의 은하는 최근 관측되기 시작했다. 예를 들어, 2006년에 발견된 IOK-1이라고 불리는 은하는 빅뱅으로부터 불과 7억 5천만 년 후에, 매우 큰 붉은 평면(z=6.96)을 가지고 있다.현재(2012년 5월) 분광학으로 동정된 최연소 퀘이사(ULAS J1120+0641)는 z=7.085이다.원시 은하의 존재는 암흑 시대로 성장한 것을 나타냅니다.
초기 우주에서 은하가 어떻게 형성됐는지는 천문학에서 가장 오래된 연구 주제 중 하나이다. 과거에는 이겐, 린덴벨, 선데지 등 3명이 톱다운 은하 형성 모델을 주장했고 66명이 보텀업 은하와 보텀업 은하를 처음 만들었다.
원시은하가 형성됨에 따라 최초의 별이 탄생한 이것은 III형 별로 불리고 있습니다 이들 별은 다른 원소가 없는 순수한 수소와 헬륨으로, 매우 큰 질량을 가진다고 믿어지고 있다. 만약 그렇다면 이 큰 항성들은 빛을 만들어내기 위해 연료를 금방 소진하고, 그 창조물을 항성 간 미디어로 되돌려 초신성 폭발로 인해 생을 마감하게 될 것입니다. 이 제1세대 별은 주위의 중성수소를 강한 자외선으로 재이온화하여 은하 간 물질에 흡수되지 않고 별빛을 자유롭게 이동시킬 수 있습니다.초기 우주의 이 시기는 재이온화라고 불립니다.초기의 우주에서 만들어진 은하는, 그림의 왼쪽 아래의 IZwicky 18(Izwicky 18)과 비슷했다고 생각되고 있다.
은하의 건설로부터 약 10억 년 후, 은하의 주요한 구성요소가 형성되기 시작했다. 예를 들면, 구상의 클러스터, 은하 중심에 있는 매우 무거운 블랙홀, 금속 함유량이 낮은 별종 II로 이루어진 벌지 등을 들 수 있다. 중심 블랙홀은 은하 전체보다 작지만 은하의 형성 속도에 영향을 줌으로써 은하의 성장 과정을 제어하는 데 중요한 역할을 할 것으로 생각된다.이 은하의 진화 초기 단계에서는 은하는 폭발하여 매우 많은 별이 됩니다. 시간이 지남에 따라 은하계에 퇴적된 질량에서 젊은 항성의 은하 원반이 형성된다.은하는 은하계 매체로부터 새로운 가스를 계속 받고 있습니다. 혹은 다른 은하와의 상호작용에 의해 가스나 별을 교환하고 처음에는 금속이 거의 없었지만 수소와 헬륨으로 이루어져 있던 별이 죽자 그 원소들을 항성간 물질로 되돌리고 은하의 중원소 함유량을 늘렸습니다. 그리고 이 가스들로부터 다시 별이 형성된다.
은하의 진화는 주로 은하간의 상호작용과 충돌에 의존하고 있다. 같은 크기의 은하간의 충돌은 우주의 여명기에 자주 있었으므로, 초기의 젊은 은하의 대부분은 기묘하고 혼란스러웠습니다만, 은하계의 가스와 티끌은 조력에 의해 확대되거나 찢겨져 NGC라고 불리는 일련의 구조를 가지고 있습니다.다른 예로는 은하수 은하와 안드로메다 은하가 있으며, 현재는 시속 약 130킬로로 접근하고 있다. 아마 약 60억 년 후에는 2개의 은하가 충돌할 것으로 생각되고 있다. 우리 은하가 과거에 안드로메다와 같은 큰 은하와 충돌했다는 증거는 없지만 우리 은하가 다른 작은 왜소 은하와 충돌하거나 먹고 있다는 연구결과가 나와 있다.그러나 시간이 지남에 따라 우주가 팽창함에 따라 이러한 질량의 은하의 충돌은 적어지고 있습니다. 그리고 이러한 대규모 상호작용은 현재는 매우 드물기 때문에 가장 밝고 무거운 은하는 먼 과거(약 100억 년 전)에 많은 별을 만들어 냈고, 지난 20억 년간은 거의 변하지 않았습니다.