안드로메다 은하

별의 축적

안드로메다는 별 시스템, 먼지 및 가스로 구성된 은하는 모두 중력의 영향을 받습니다. 지구에서 2,5만 광년 떨어져 있으며 우리은하계에 속하지 않는 천체 중 육안으로 볼 수 있는 유일한 천체이다. 은하계의 첫 번째 기록은 961년으로 거슬러 올라갑니다. 당시 페르시아의 천문학자 알 수피(Al-Sufi)는 이 은하를 안드로메다 별자리에 있는 작은 구름 무리로 묘사했습니다. 아마도 다른 고대 사람들도 그것을 인식 할 수 있었을 것입니다.

이 기사에서 우리는 당신이 알아야 할 모든 것을 말할 것입니다 안드로메다 은하, 그 특성과 중요성.

주요 기능

성단

안드로메다는 우리 은하수와 모양이 비슷한 나선 은하입니다. 그것은 돌출부와 중앙에 여러 개의 나선형 암이있는 평평한 디스크 모양입니다. 모든 은하가 이 디자인을 가지고 있는 것은 아닙니다. 허블은 수백 개를 관찰했습니다. 그 유명한 소리굽쇠 다이어그램이나 오늘날에도 사용되는 허블 수열에 따르면, 그것들은 타원형(E), 렌티큘러(L), 나선(S)으로 나뉩니다.

차례로 나선 은하는 중심 막대가 있는 그룹과 중앙 막대가 없는 그룹의 두 그룹으로 나뉩니다. 현재의 합의는 우리의 우리 은하는 막대나선은하 Sb. 외부에서는 볼 수 없지만 안드로메다는 단순하거나 막대가 없는 나선은하 Sb이며 여기에서 거의 볼 수 있습니다.

Andromeda의 가장 중요한 특징을 살펴보겠습니다.

  • 듀얼코어가 있습니다
  • 그 크기는 은하수와 비슷합니다. 안드로메다는 크기가 약간 더 크지만 우리은하는 더 큰 질량과 더 많은 암흑 물질을 가지고 있습니다.
  • 안드로메다에는 중력적으로 상호 작용하는 여러 위성 은하가 있습니다. 타원 왜소은하: M32 및 M110 및 작은 나선 은하 M33.
  • 지름은 220.000광년입니다.
  • 은하수보다 약 XNUMX배 더 밝고 XNUMX억 개의 별이 있습니다.
  • 안드로메다가 방출하는 에너지의 거의 3%가 적외선 영역에 있습니다., 은하수의 경우 이 비율은 50%입니다. 일반적으로 이 값은 별 형성 속도와 관련이 있으므로 우리은하에서 높고 안드로메다에서 낮습니다.

안드로메다 은하를 시각화하는 방법

안드로메다 은하계 별

Messier 카탈로그는 110년으로 거슬러 올라가는 1774개의 천체 목록으로, M31과 같은 이름의 별자리에서 보이는 안드로메다 은하의 이름을 지정합니다. 컴퓨터와 휴대전화의 많은 천문학 응용 프로그램에서 사용되기 때문에 하늘 지도에서 은하를 검색할 때 이 이름을 기억하십시오.

안드로메다를 시각화하려면 별자리 카시오페이아를 먼저 찾는 것이 편리합니다., 어떻게 보느냐에 따라 문자 W 또는 M의 매우 독특한 모양을 가지고 있습니다. 카시오페이아는 하늘에서 쉽게 볼 수 있으며 안드로메다 은하는 카시오페이아와 안드로메다 별자리 사이에 있습니다. 맨눈으로 은하수를 보려면 하늘이 매우 어둡고 주변에 인공 조명이 없어야 함을 기억하십시오. 그러나 맑은 밤에도 인구 밀도가 높은 도시에서 은하수를 볼 수 있지만 최소한 쌍안경의 도움이 필요합니다. 이 경우 표시된 영역에 작은 흰색 타원형이 나타납니다.

망원경을 사용하면 은하의 세부 사항을 더 자세히 구별할 수 있으며 두 개의 작은 동반 은하도 찾을 수 있습니다.

그것을 볼 수있는 가장 좋은시기는 다음과 같습니다.

  • 북반구: 일년 내내 가시성이 낮지만 가장 좋은 달은 XNUMX월과 XNUMX월입니다.
  • 남반구: XNUMX월과 XNUMX월 사이.
  • 마지막으로 기간 동안 관찰하는 것이 좋습니다. 초승달, 하늘을 매우 어둡게 유지하고 계절에 적합한 옷을 입으십시오.

안드로메다 은하의 구조와 기원

안드로메다 은하

안드로메다의 구조는 기본적으로 모든 나선은하의 구조와 동일합니다.

  • 내부에 초거대질량 블랙홀이 있는 원자핵.
  • 핵을 둘러싸고 있고 별들로 채워진 전구는 진화를 진행하고 있다.
  • 성간 물질의 디스크.
  • 이미 명명된 구조를 둘러싸고 있는 거대한 확산 구인 후광은 인접한 은하수의 후광과 혼합됩니다.

은하는 원시 원시은하 또는 가스 구름에서 시작되었으며 다음과 같이 구성되었습니다. 빅뱅 이후 비교적 짧은 기간에 빅뱅이 우주를 만들었다. 빅뱅 동안 더 가벼운 원소인 수소와 헬륨이 형성되었습니다. 이런 식으로 최초의 원시은하는 이러한 요소로 구성되어야 합니다.

처음에는 물질이 고르게 분포되지만 어떤 지점에서는 다른 지점보다 조금 더 축적됩니다. 어디에 밀도가 높을수록 중력이 작용하기 시작하여 더 많은 물질이 축적됩니다. 시간이 지남에 따라 중력 수축은 원시 은하를 만들었습니다. 안드로메다는 약 10억 년 전에 일어난 여러 원시은하의 합병 결과일 수 있습니다.

우주의 추정 나이가 13.700억년임을 감안하면, 안드로메다는 우리 은하와 마찬가지로 빅뱅 직후에 형성됐다. 존재하는 동안 안드로메다는 다른 원시은하와 은하를 흡수하여 현재 형태를 형성하도록 도왔습니다. 게다가, 이들의 별 형성 속도도 시간이 지남에 따라 변했는데, 그 이유는 이러한 접근 중에 별 형성 속도가 증가하기 때문입니다.

세페이드

세페이드 변수 그들은 태양보다 훨씬 더 밝은 매우 밝은 별입니다., 그래서 그들은 아주 멀리서도 볼 수 있습니다. Polaris 또는 Pole Star는 Cepheid 변광성의 예입니다. 그것의 특징은 주기적으로 팽창과 수축을 겪으며 그 동안 밝기가 주기적으로 증가하고 감소한다는 것입니다. 그래서 그들을 맥동하는 별이라고 부릅니다.

밤에 멀리서 똑같이 밝은 두 개의 조명을 보면 고유한 밝기가 같을 수 있지만 광원 중 하나도 덜 밝고 더 가까워서 동일하게 보일 수 있습니다.

별의 고유 등급은 광도와 관련이 있습니다. 크기가 클수록 광도가 더 크다는 것은 분명합니다.. 반대로 겉보기 등급과 고유 등급의 차이는 소스까지의 거리와 관련이 있습니다.

이 정보를 통해 안드로메다 은하와 그 특성에 대해 더 많이 알 수 있기를 바랍니다.


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