은하수는 태양계가 위치한 은하이다. 은하수는 하늘에 흐르는 반짝이는 강과 같습니다. 고대에는 은하수라고 불렀습니다. 북반구의 경우 은하수는 여름에 가장 잘 보이고 겨울에는 매우 어둡습니다. 다음으로, 은하수의 형성과 진화를 보시려면 저를 따라오세요. 은하수의 형성과 진화의 이유는 우리 모두가 알고 있듯이 우리가 살고 있는 지구는 태양계의 하나의 행성일 뿐이고, 태양은 은하수에서 아주 눈에 띄지 않는 평범한 별일 뿐입니다. 대략적인 통계에 따르면 은하수에는 무려 4000억 개의 별이 있으며, 그 중 많은 별의 질량은 태양보다 수십 배, 수백 배, 심지어 수천 배 더 큽니다. 『태양계 형성의 신비를 풀다』라는 책에서 태양계 형성의 미스터리를 풀고 나면, 독자들은 자연스럽게 그 미스터리를 탐색하는 시야가 넓어지고, 필연적으로 은하수에 주목하게 될 것이다. 갈릴레오는 집에서 만든 망원경으로 은하수를 관찰한 최초의 사람이라고 합니다. 그는 "은하수"가 수많은 밝은 별들로 구성되어 있다는 것을 발견했습니다. 그 전에는 사람들이 맨눈으로 본 은하수는 마치 우주를 떠다니는 하얀 띠처럼 고리 모양으로 하늘 주위에 희미하게 뻗어 있었기 때문에 사람들은 그것을 은하수라고 불렀습니다. 20세기 이전에 사람들은 항상 태양계가 은하수의 중심에 있다고 추측해 왔는데, 이러한 오해는 1930년대 신중한 연구를 거친 후 트럼플러에 의해 지적되지 않았습니다. 광학 천문학자들의 노력을 통해 은하수의 일반적인 구조가 처음으로 결정되었으며, 은하수의 중심이 궁수자리 방향에 있다는 것이 결정되었습니다. 1950년대가 되어서야 과학자들은 은하수에서 태양의 일반적인 위치를 확인하고 지도를 작성했습니다. 17세기 이래로 사람들의 시야가 점차 은하수 너머로 확장되었을 때, 그들이 보는 광경은 거의 충격적이라고 할 수 있습니다! 끝없는 은하수는 단지 우주 바다의 나뭇잎일 뿐입니다. 이에 앞서 독일의 철학자 임마누엘 칸트(Immanuel Kant), 스웨덴의 학자 스베덴보리(Swedenborg), 영국의 기구 제작자이자 수학자인 라이트(Wright)는 일부 구름이 많은 천체는 은하수와 같은 별로 구성된 '우주의 섬'이어야 한다고 추측했습니다. 관측을 통해 우주섬 가설을 최초로 확인한 사람은 영국의 천문학자 허셜(Herschel)이었다. 그는 관측을 통해 칸트 등의 의견을 확인했다. 그러나 우주섬의 존재를 둘러싼 문제는 1920년대까지 천문학계에서 계속해서 논의되었다. 미국 천문학자 허블은 사진을 이용해 안드로메다 성운에서 많은 '세페이드 변광성'을 찾아내고, 그 빛의 변화 주기와 겉보기 등급을 측정해 안드로메다 성운의 거리를 알아내고, 그것이 은하수 밖에 있다는 사실을 증명했다. 그 이후로 논쟁은 점차 가라앉았고, 은하계가 우주에서 유일한 거대한 천체라고 믿었던 과학자들도 사실에 직면하여 태도를 바꾸었고, 은하계에 대한 새로운 이해가 인류의 마음 속에 뿌리내렸습니다. 사람들. 1914년 초에 미국의 천문학자 스리버(Sriver)는 자신이 관찰한 15개 은하 중 13개가 초당 수백 킬로미터의 속도로 우리에게서 멀어지고 있다는 사실을 발견했습니다. 1929년 허블은 24개 은하의 스펙트럼을 연구하면서 모든 은하에 적색편이가 있다는 사실을 발견했습니다. 적색 편이 현상을 도플러 효과로 설명한다면, 모든 은하가 서로 멀어지고 있다는 뜻이고, 이는 우주가 팽창하고 있다는 의미일 것이다. 1930년 영국의 천문학자 에딩턴(Eddington)은 즉시 우주 팽창 가설을 제안했고, 1948년 미국의 물리학자 가모프(Gamow)는 우주 팽창 이론과 소립자의 운동을 결합해 빅뱅 우주론을 제안했다. 빅뱅 우주론은 오늘날까지도 여전히 천문학 분야에서 중추적인 위치를 차지하고 있으며 대부분의 천문학자들이 인정하는 우주 모델이다. 은하의 기원과 같은 연구 주제가 지난 100~200년 동안에야 의제에 들어왔을 뿐이고, 이제 막 시작되고 있다는 것을 은하 탐사를 보면 알 수 있다. 과거에는 제한된 조건으로 인해 육안이나 후방 망원경으로 우주를 관찰하는 것이 크게 제한될 수밖에 없었기 때문입니다. 과학기술의 발달로 관측방법은 점점 더 발전해 왔으며, 이는 태양계에서 은하수까지, 은하수에서 은하계 외의 은하계까지 사람들의 시야를 점차 넓혀왔습니다. 이제 우리는 허블 망원경을 통해 우리로부터 130억 개의 빛을 관측할 수 있습니다. 그러나 오늘날까지도 은하수가 어떻게 형성되었는지에 대한 질문은 여전히 사람들을 혼란스럽게 하고 있습니다. 일반적으로 은하의 기원과 진화에 관한 지식을 축적하고 은하의 기원과 진화의 신비를 탐구하는 데 성공할 수 있는 길을 닦기 위해서는 과학적 관측 방법에 의존하여 먼 은하를 관찰해야 하며 시간 도구를 사용하여 멀리 떨어져 있는 은하를 관찰해야 합니다. 먼 은하계에서 과거의 모습을 찾아보세요. 많은 천문학자들이 이 중요한 분야에서 셀 수 없이 많은 노력을 기울여 어느 정도 진전을 이루었지만 그 결과는 만족스럽지 않습니다.
어쩌면 거리가 너무 멀기 때문에 관측값의 오류가 커지는 것은 아닐까요? 어쩌면 우리가 사용하는 관측 방법과 계산 도구 자체에 특정 오류가 있기 때문일까요? 간단히 말해서 현재 탐지 작업에는 극복할 수 없는 장애물이 몇 가지 있습니다. 이 때문에 우리는 은하의 기원에 대한 미스터리를 명확하게 이해하기 위해 관측 방법을 사용하기를 희망합니다. 현재로서는, 심지어 가까운 미래에도 이 목표를 달성하는 것이 훨씬 더 어려울 수 있습니다. 이것은 은하수 형성의 신비가 풀릴 수 없다는 것을 의미합니까? 이것이 반드시 사실은 아닙니다. 기존의 모든 관찰 데이터와 눈에 들어오는 우주 장면은 단순히 '그림과 단어를 인식하는 것'만큼 인식의 목적을 달성할 수는 없지만, 전체적인 윤곽과 그들 사이의 내재적 연결은 기본적으로 드러났다. 우리의 상상이 과학적인 논리에 부합하고, 우리의 사고의 방향이 올바른 길을 찾을 수 있고, 현실에 가까운 우주 진화 모델을 완벽하게 확립할 수 있다면, 이론적 연구를 통해 역사적 사명을 완수할 수 있을 것입니다. 물론 은하의 기원과 진화를 연구한 역사는 매우 짧고, 현재까지 대부분의 천문학자들을 만족시킬 만한 성숙한 이론은 없다. 하지만 우리는 이렇게 말할 수 있습니다. 이제 은하수 형성의 미스터리가 풀릴 날이 멀지 않았습니다. 과거에는 은하가 어떻게 형성되는지에 관한 많은 기계론적 이론이 있었는데, 그 중 대표적으로 Jeans의 중력 불안정성 이론, Weizak의 우주 난류 이론, Abachumian의 초밀도 이론이 있다. 이 세 가지 이론은 모두 은하 형성의 일부 과정을 설명하기 위해 자신의 이론을 사용하지만 모두 명백히 부적절합니다. 이 책에서 우리는 이 이론을 통해 은하수 형성의 미스터리를 풀 뿐만 아니라 은하단 형성, 초은하 형성의 미스터리도 풀게 된다. 동일한 방법을 사용하여 우주의 형성과 클러스터를 해결할 수 있으므로 각 퍼즐 솔루션의 링크가 서로 밀접하게 연결되어 천체의 "역사적"진화 체인을 형성합니다. 자기 정당화 일관성. 은하수의 특징 은하수는 태양계가 위치한 항성계로, 1200억 개의 별과 수많은 성단, 성운, 그리고 다양한 종류의 성간 가스와 성간 먼지로 구성되어 있습니다. 질량은 태양의 1400억 배이다. 은하수에 있는 대부분의 별은 원반 모양의 편원 타원체 공간에 집중되어 있습니다. 편원 타원체의 중앙에 튀어나온 부분은 "핵 돌출부"라고 불리며, 반경은 약 7,000광년입니다. 핵구의 중간 부분을 '은핵'이라 하고, 그 주변을 '은판'이라 부른다. 은하 원반 외부에는 별이 거의 없고 밀도가 낮은 "은하 헤일로"라고 불리는 직경 70,000광년의 더 큰 구체가 있습니다. 은하계 물질의 약 90%는 별에 집중되어 있습니다. 별에는 여러 종류가 있습니다. 별의 물리적 특성, 화학적 구성, 공간 분포 및 운동 특성에 따라 별은 5개의 별 집단으로 나눌 수 있습니다. 가장 어린 극인구 I 별은 주로 은하 원반의 나선팔에 분포되어 있으며, 가장 오래된 극인구 II 별은 주로 은하 헤일로에 분포되어 있습니다. 별들은 종종 서로 뭉쳐집니다. 은하수에서는 수많은 이중성 외에도 1,000개 이상의 성단이 발견되었습니다. 은하계에도 가스와 먼지가 있는데, 이는 은하계 전체 질량의 약 10%를 차지한다. 가스와 먼지의 분포는 고르지 않고 일부는 성운으로 모이고 일부는 성간 공간에 흩어진다. 1960년대부터 일산화탄소, 물 등 수많은 성간 분자가 발견됐다. 분자 구름은 별이 형성되는 주요 장소입니다. 은하계의 중심, 즉 은하계의 중심은 매우 특별한 장소입니다. 그것은 강력한 무선, 적외선, X선, 감마선 방사선을 방출합니다. 그 성질은 아직 불분명하지만, 거기에 태양 질량의 최대 250만 배에 달하는 질량을 가진 것으로 추정되는 거대한 블랙홀이 있을 수 있다. 은하수의 기원과 진화에 대해서는 알려진 바가 거의 없습니다. 1971년 영국의 천문학자 린든 벨(Lyndon Bell)과 마틴 네스(Martin Ness)는 적외선 관측과 은하수 중심 영역의 다른 특성을 분석하여 은하 중심의 에너지원이 블랙홀이어야 한다는 점을 지적하고 그들의 가설이 옳았다면, 작은 소스에서 방출되는 무선 방사선이 관찰되었을 가능성이 있으며, 이 방사선의 특성은 지상 기반 싱크로트론에서 관찰된 것과 동일해야 합니다. 3년 후, 그러한 출처가 실제로 궁수자리 A라는 것이 발견되었습니다. 궁수자리 A는 극히 작은 규모로 일반 별의 크기와 맞먹으며, 방출되는 전파 강도는 2*10(34승) 에르그/초입니다. 은하수. 이 행성은 초당 최대 300km의 속도로 이동하는 이온화된 가스와 강력한 적외선 방사원으로 둘러싸여 있습니다. 별 수준 물체의 알려진 모든 활동은 궁수자리 A의 이상한 특성을 설명할 수 없습니다. 따라서 궁수자리 A는 거대 블랙홀의 가장 적합한 후보인 것 같습니다.
그러나 현재 거대 블랙홀에 대한 결정적인 증거가 없기 때문에 천문학자들은 거대 블랙홀을 언급하기 위해 결정적인 표현을 사용하지 않도록 주의하고 있습니다. 우리 은하수에는 약 2000억 개의 별이 있으며 그 중 약 1000억 개가 넘는 별이 있으며 그 중 대표적인 것이 태양입니다. 은하수는 나선형 팔을 포함하는 은하 원반, 은하 중심의 중앙 돌출부 및 후광이라는 세 가지 주요 구성 요소로 구성된 다소 큰 나선 은하입니다. 나선은하 M83은 크기와 모양이 우리 은하수와 비슷합니다. 은하 원반 외부에는 은하 헤일로라고 불리는 희박한 별과 성간 물질로 구성된 구형 몸체가 있으며 직경은 약 100,000광년입니다. 나선팔은 주로 성간물질로 구성되어 있다. 은하수도 회전합니다. 태양계는 은하 중심을 중심으로 초당 250km의 속도로 회전하며, 한 바퀴를 도는 데 약 2억 2천만년이 걸립니다. 우리 은하에는 대마젤란은하와 소마젤란은하라는 두 개의 동반은하가 있습니다. 은하수 반대편을 은하외 은하라고 합니다. 은하수의 모습 은하수는 태양계가 위치한 항성계로, 1200억 개의 별과 수많은 성단, 성운, 그리고 다양한 종류의 성간 가스와 성간 먼지로 구성되어 있습니다. 질량은 태양의 1400억 배이다. 은하수에 있는 대부분의 별은 원반 모양의 편원 타원체 공간에 집중되어 있습니다. 편원 타원체의 중앙에 튀어나온 부분은 "핵 돌출부"라고 불리며, 반경은 약 7,000광년입니다. 핵구의 중간 부분을 '은핵'이라 하고, 그 주변을 '은판'이라 부른다. 은하 원반 외부에는 별이 거의 없고 밀도가 낮은 "은하 헤일로"라고 불리는 직경 70,000광년의 더 큰 구체가 있습니다. 은하계 물질의 약 90%는 별에 집중되어 있습니다. 별에는 여러 종류가 있습니다. 별의 물리적 특성, 화학적 구성, 공간 분포 및 운동 특성에 따라 별은 5개의 별 집단으로 나눌 수 있습니다. 가장 어린 극인구 I 별은 주로 은하 원반의 나선팔에 분포되어 있으며, 가장 오래된 극인구 II 별은 주로 은하 헤일로에 분포되어 있습니다. 별들은 종종 서로 뭉쳐집니다. 은하수에서는 수많은 이중성 외에도 1,000개 이상의 성단이 발견되었습니다. 은하계에도 가스와 먼지가 있는데, 이는 은하계 전체 질량의 약 10%를 차지한다. 가스와 먼지의 분포는 고르지 않고 일부는 성운으로 모이고 일부는 성간 공간에 흩어진다. 1960년대부터 일산화탄소, 물 등 수많은 성간 분자가 발견됐다. 분자 구름은 별이 형성되는 주요 장소입니다. 은하계의 중심, 즉 은하계의 중심은 매우 특별한 장소입니다. 그것은 강력한 무선, 적외선, X선, 감마선 방사선을 방출합니다. 그 성질은 아직 불분명하지만, 거기에 태양 질량의 최대 250만 배에 달하는 질량을 가진 것으로 추정되는 거대한 블랙홀이 있을 수 있다. 은하수의 기원과 진화에 대해서는 알려진 바가 거의 없습니다. 1971년 영국의 천문학자 린든 벨(Lyndon Bell)과 마틴 네스(Martin Ness)는 적외선 관측과 은하수 중심 영역의 다른 특성을 분석하여 은하 중심의 에너지원이 블랙홀이어야 한다는 점을 지적하고 그들의 가설이 옳았다면, 작은 소스에서 방출되는 무선 방사선이 관찰되었을 가능성이 있으며, 이 방사선의 특성은 지상 기반 싱크로트론에서 관찰된 것과 동일해야 합니다. 3년 후, 그러한 출처가 실제로 궁수자리 A라는 것이 발견되었습니다. 궁수자리 A는 극히 작은 규모로 일반 별의 크기와 맞먹으며, 방출되는 전파 강도는 2*10(34승) 에르그/초입니다. 은하수. 이 행성은 초당 최대 300km의 속도로 이동하는 이온화된 가스와 강력한 적외선 방사원으로 둘러싸여 있습니다. 별 수준 물체의 알려진 모든 활동은 궁수자리 A의 이상한 특성을 설명할 수 없습니다. 따라서 궁수자리 A는 거대 블랙홀의 가장 적합한 후보인 것 같습니다. 그러나 현재 거대 블랙홀에 대한 결정적인 증거가 없기 때문에 천문학자들은 거대 블랙홀을 언급하기 위해 결정적인 표현을 사용하지 않도록 주의하고 있습니다. 우리 은하수에는 약 2000억 개의 별이 있으며 그 중 약 1000억 개가 넘는 별이 있으며 그 중 대표적인 것이 태양입니다. 은하수는 나선형 팔을 포함하는 은하 원반, 은하 중심의 중앙 돌출부 및 후광이라는 세 가지 주요 구성 요소로 구성된 다소 큰 나선 은하입니다. 나선은하 M83은 크기와 모양이 우리 은하수와 비슷합니다. 은하 원반 외부에는 은하 헤일로라고 불리는 희박한 별과 성간 물질로 구성된 구형 몸체가 있으며 직경은 약 100,000광년입니다. 나선팔은 주로 성간물질로 구성되어 있다. 은하수도 회전합니다. 태양계는 은하 중심을 중심으로 초당 250km의 속도로 회전하며, 한 바퀴를 도는 데 약 2억 2천만년이 걸립니다. 우리 은하에는 대마젤란은하와 소마젤란은하라는 두 개의 동반은하가 있습니다. 은하수 반대편을 은하외 은하라고 합니다.
은하수가 어떻게 형성되었는지 읽은 후 다음 내용도 읽어 보세요. 1. 우주 형성 이론은 무엇입니까 2. 성운은 어떻게 형성됩니까 3. 혜성에 대한 기본 지식 4. 빙하기는 어떻게 형성되었습니까 5. 빛 공해의 원인