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우주 궤이사, 활동은하 은하단과 초은하단 거대 구조
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퀘이사와 활동 은하 1 퀘이사 3C 273 – 큰 적색이동 (0.15 광속)발견
준항성전파원(quasi-stellar Radio source) QSO(quasi-stellar Object) 퀘이사 (90% 비 전파원) [Z=5 (1215A->7000A : V = 0.94C)] Z = D l/l = [(1+v/c)/(1-v/c)]1/2 -1 허블 법칙의 거리 엄천난 광도 (1015 Lo – 1011 Lo) 연속 + 방출선 + 흡수선 (방출선 보다 적은 Z) 시간 단위의 광도 변화 작은 영역의 방출
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크기 : 수 pc 이하 timescale of variable, few years or less
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2 활동은하 -1 세이퍼트(Seyfert)은하 : 두 종류 중심 핵이 발달된 나선은하
강하고 넓은 방출선 (수천 km 의 선폭) + 강하고 좁은 방출선 NGC 1068 :10 광년 중심핵 전파원, X선원, 강한 적외선 수개월의 밝기 변화 작은 영역 엄청난 에너지 방출
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Obscuring torus 안쪽의 세이퍼트 은하의 핵
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2 활동은하-2 전파 은하 강한 중심 에너지원 –전파원전파은하
M87:중심전파 관측=> 강한 전파와 6000광년 뻣은 젯트 (2/3 광속) 전파은하의 ¾ : 이중 전파원 –은하자체보다 수십만 광년 떨어진 전파 열편 은하 중심핵에서 이온가스가 젯트를 따라 열편에 공급 활동은하의 중심핵, 퀘이사 같은 종류
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타원 전파은하, 3C 219
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Fig 전파은하 Cygnus A (3C 405)의 전파 지도
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활동은하 - Centaurus A
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3 퀘이사, 활동은하의 에너지원 퀘이사, 활동은하의 중심핵 거대한 블랙홀 관측적 증거 :
M87 중심 밀도 : 300배의 정상 거대 타원은하, 태양근처의 1000배 => 2.5*109Mo 중심에 소용돌이 치는 뜨거운(10000도) 가스 블랙홀의 물질 유입 NGC3115, NGC4261 : 거대 블랙홀 중심 핵
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3 퀘이사, 활동은하의 에너지원 에너지 – 블랙홀 근처 물질 나선형으로 접근 가속, 압축 수백만도로 가열 블랙홀로 낙하
수백만도로 가열 블랙홀로 낙하 막대한 에너지 발생 (10%-30%낙하물질) 거대 블랙홀 :109Mo 수십 AU크기 사건 지평선 수개월 변광 주변 뜨거운가스 강한 방출선 강착원반과 젯트
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활동은하핵을 보는 방향에 따라 다르게 보이는 활동은하
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우주 공간 사이 물질의 존재 : 퀘이사의 흡수선 + 중력렌즈효과
퀘이사의 흡수선 – 퀘이사와 관측자 사이 물질에 의한 것 방출선 보다 작은 적색편이 사이 물질은 먼 곳(오래 전)에 더 풍부
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4 중력 렌즈 효과-1 퀘이사 0957+561 = 두 퀘이사, 같은 Z 중력 렌즈 효과 (아인슈타인의 예측)
2중, 다중, 원호, 고리의 상들 중력 렌즈원 : 은하들, 암흑물질 중력 렌즈 효과 암흑 물질의 량 추정 가시광선으로 보이는 물질 보다 수십배 이상의 많은 물질 포함
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gravitational lenses
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Fig 아인슈타인 링 (전파 관측)
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Einstein Cross Gravitaional Lens
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중력 렌즈
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국부 은하군 우리 은하를 포함하여 약 35개의 은하가 있다. 각 은하들의 운동으로부터 은하군 전체의 질량을 구한다.
크기는 300만 광년 질량은 5 M 각 은하들의 운동으로부터 은하군 전체의 질량을 구한다. 질량의 상당부분이 암흑 물질의 형태로 존재한다.
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드빙글로오1(1994발견) 천만 광년 거리의 작은 은하군 은하단 (Rich Cluster or Poor Cluster)
. 은하단 이웃 은하군과 은하단 드빙글로오1(1994발견) 천만 광년 거리의 작은 은하군 은하단 (Rich Cluster or Poor Cluster) 중심지역에 거대 타원은하가 있다. 처녀자리 은하단: 5 천만 광년거리(20Mpc), 수 천 개의 은하 (거대 타원은하 M87이 중심에 위치) : 비교적 풍부한 은하단 1000 km/s로 국부은하단에서 멀어짐 -- 머리털자리 은하단: 2억 오천-3억 광년(90Mpc) 거리, 수 만개의 은하 : rich 질량 M
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머리털 자리 은하단 중심에 주로 타원은하 : 풍부한 은하단
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은하의 나이와 구성 은하는 모두 매우 나이가 많다. 먼곳의 타원 은하 (우주나이의 반)와 가까운 은하의 유사성
타원은하에서의 별생성은 우주 시작 후 10억년 이내 시작하여 수십억년 계속 현재 우주의 1/10 나이에 은하 무거운 원소 발견 일부 별들은 우주가 10억년 되기 전에 형성되어 생애를 마침
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은하들의 환경과 구성 타원은하 – 은하가 풍부한 은하단에서 충돌 병합으로 가스를 은하 주위 공간으로 방출
X 선 관측 (은하단 내의 은하들 사이의 가스– 107 – 108도) 초기 물질 은하 밀도가 높은 은하단 중심 물질이 clumpy 하게 분포된 원시은하 타원은하 나선은하 –은하단의 밀도가 낮은 지역이나 결핍된 은하단에 풍부 충돌이 적음 가스 유출이 적음 계속적인 은하내의 별생성 물질이 스므스하게 분포된 원시은하 나선은하 ****별들 사이 : 지름의 2.7*106 거리 ****은하들 사이 : 크기의 24배 거리 –합병, 은하의 잡아먹기 –50억년전 청색은하가 더 흔함
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초은하단과 빈터 은하단이 모여서 초은하단을 만든다. 초은하단 사이에는 빈터가 있다. 약 95%의 공간을 차지한다. 국부초은하단 : 중심 = 처녀자리 은하단 크기 1억광년
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1억광년 지름의 국부 초은하단에 분포하는 은하들
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거대한 필라멘트 모양 (또는 비누방울 구조)의 초은하단에 속해 있다. 대 성곽(2억 5천만 광년 거리) :
. 우주의 조각 은하들은 우주에 균일하게 배열되어 있지 않고, 거대한 필라멘트 모양 (또는 비누방울 구조)의 초은하단에 속해 있다. 대 성곽(2억 5천만 광년 거리) : 길이 5억광년,높이 2억광년,두께 15백만 광년 그래도 우주는 우주 전체의 크기로 보면, 균일하고 등방이다. 90%의 은하는 우주의 10%공간에 분포한다. 왜 이러한 구조를 갖는가? 우주 초기 수십 만년 때는 아주 균일한 분포였다. 내부의 물질이 어떤 힘에 의해서 비누방울 표면으로 밀려갔다.
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공간의 균일팽창 역사 : V. Slipher가 관측한 41개 은하 중 36개가 적색이동. (파장관측-파장방출)/파장방출 ≡ z > 0 H. Robertson(’28), Hubble(’29). 은하후퇴속도 ∝ 거리 우주공간이 고무 막처럼 늘어남. 외부은하 적색이동 스펙트럼 사진
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우주의 과거 - 표준우주진화모형 시간 140억년 10억년 50만년 2만년 3분 1초 10-11초 10-34초 10-43초 현재 은하와 별 생성 물질우세시기. 중력수축시작 수소원자생성 및 빛의 분리 핵합성 중성미자분리 전자기력과 약한힘 분리 급팽창 강한힘의 분리 시공간의 혼돈. 중력의 분리
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4 우주의 태초 대폭발 표준 모형 팽창하며 냉각 초기 복사에서 물질 생성(입자 가속기 실험 : 충분한 에너지로 새로운 입자 물질 생성) 우주가 뜨거울 때 질량이 큰 양성자가 생성 10-43 초 이전 : ??? 0.01초 (1011 도): 물질(양성자 중성자)과 복사의 혼재, 복사에서 전자 양전자 (외 특이 입자들) 생성 1 초: 중성미자가 빠져나감 3 분(109도): 양성자 중성자가 원자 핵 형성 현재우주의 중수소 (당시의 밀도 암시 10-31 g/cm3 팽창우주 암시) 수 십만년(3천도) : 원자핵 개수 밀도 =1000 cm-3 물질과 복사 분리 초기 우주빛 10억년 : 별과 은하 형성
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우주 배경 복사 우주 배경 복사 : 3000천도 흑체 복사의 흔적 펜지아스 와 윌슨 : 배경 잡음 –전하늘
우주의 배경복사 (CBR)=3 도K COBE(Cosmic Background Radiation Explore) 우주는 뜨겁고 균일한 상태에서 진화 미세 온도 변화 1/105[ 그러나 크기가 너무 크다] WMAP
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암흑 물질 물질 임계밀도에 대한 % 정상 물질(항성, 은하. 은하단,.. ) 4% 이하
물질 임계밀도에 대한 % 정상 물질(항성, 은하. 은하단,.. ) 4% 이하 암흑물질(non-brayonic) 30% 이하 암흑 물질 : 1. 중성미자(뜨거운 암흑 물질) : 0 이아닌 질량 (초신성 폭발에서 발생된 3 가지 중성미자의 도착시간이 다를 경우 ;최소 일부는 질량을 갖음? 2. 미지 입자 WIPS(차거운 암흑물질) (Weakly Interacting Massive Particles)-원자핵과 충돌로 원자핵을 움직임 The true nature of dark matter remains one of the mysteries of astronomy
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은하 형성 우주초기 (10억년) 밀도 요동 : COBE, WMAP 관측 은하들 형성에 작은 요동
빛과 작용 안는 물질=암흑 물질의 밀도 요동이 중력 함정으로 크게 성장 뜨거운 암흑 물질 :암흑 물질이 광속에 가까운 속도로 움직일 경우(뉴트리노) 소규모 밀도 요동은 급히 소멸 차가운 암흑 물질 : 물질이 서서히 움직일 경우 소규모 구조가 먼저 생김
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우주의 가속 팽창 가속 팽창 : The universe really does seem to be expanding faster and faster Albert Einstein his theory of general relativity in 1916 recognized that his equations describing space-time implied that the galaxies could not float unmoving in space—because their gravity would pull them toward each other the cosmological constant lambda (Λ). The constant represents a force of repulsion that balances the gravitation in the universe so it does not have to contract or expand.
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암흑에너지 +암흑 물질 우주 1) 태양 근처 원반 : 50% 이하 2) 은하 주위 –90% 암흑 코로나(은하 회전 속도)
2) 은하 주위 –90% 암흑 코로나(은하 회전 속도) 3) 은하단 내 : 은하단 질량 중심에 대한 공전 (90%) 4) 초은하단내 :--거대 이력체 (3*1016 M) 질량/광도 :태양 근처=2, 은하수 전체 =10, 작은 은하군 = , 풍부한 은하단 = 5) 먼 은하들의 가속팽창(초신성 관측) : 암흑 에너지 우주 질량의 73% 암흑 에너지 (새로운 물리?-이인슈타인의 우주상수?) 23% 암흑 물질 4% 보이는 물질 암흑 물질(바리온 )의 탐사 –중력 렌즈 효과 1. 먼은하의 영상 2. 우리 은하의 헤일로 (MACHO-massive Compact Halo Object) --단지 20% 뉴트리노(작은 질량) 단지 수십% 새로운 물질? (입자 물리학자) ; Weakly Interactive Massive Particles (WIMP)
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우주, 우리 몸
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