은하의 형성과 진화

은하의 형성

빅뱅 이론에 따르면, 현재 널리 받아 들여지는 주요 폭발은 빅뱅 이후 약 30 만년 후 우주의 재결합 기간 동안 수소와 헬륨을 생성하기 시작했다. 이 시점에서 거의 모든 수소가 연합된 중립상태에 있고 아직 별이 만들어지지 않아 이 기간을 우주의 다크 시대라고 부른다. 이 살아있는 우주에서 암흑 물질의 밀도 변화는 점차 우주의 거대한 구조를 보여주기 시작했다. 이 암흑 물질의 후광에 바리온 물질이 모여들었고, 은하가 생성되기 시작했고, 초기 은하계는 우리가 지금 알고 있는 은하계로 진화했다.

 

이런 식으로 처음 만들어진 은하계는 최근 관찰되기 시작했다. 2006 년에 발견된 IOK-1이라는 은하계는 빅뱅의 7 억 5 천만 년 (z  )에 불과하다. 은하계가 초기 우주에서 어떤 과정을 통해 형성된 천문학의 오래된 연구 주제 중 하나이다. 과거에는 에겐, 린덴벨, 샌디지(Topdown) 은하 형성 모델과 설과 천이 주장한 다운 투업(하향) 형성 모델이 경쟁했다.

 

현재는 작은 암흑 물질인 할로와 은하가 처음 만들어졌고,이 작은 은하들은 결합되고 성장한 것이 연구되고 있으며 훨씬 더 큰 은하를 만들어진 원 은하 모델이 널리 받아들여진다.

 

원 은하가 만들어지고 첫 번째 은하가 만들어졌다 이것을 은하 III 별이라고 불린다. 이 별들은 다른 원소없이순수하게 수소와 헬륨으로 구성된 매우 큰 질량을 가지고 있다고 생각된다. 그렇다면 이 큰 별들은 빛을 주기 위해 아주 빨리 가지고 있던 연료를 추방할 수 있을 것이고, 초신성 폭발로 삶을 끝내고 그들이 만든 매체를 성간 매체로 되돌렸을 것이다.

 

이 1 세대 별들은 강한 자외선 복사로 주변 중성 수소를 다시 이온화하여 별들이 은하계 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 움직일 수 있었다. 초기 우주에서 이 기간을 재이온화 기간이라고 불린다.

은하의 진화

은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억년의 흐름이 형성되면서 은하계의 주요 구성원들이 형성되기 시작했다. 가령 광대한 부분은 구상 성단, 은하 중심의 매우 무거운 블랙홀, 낮은 금속 함량을 가진 별의 레이스 II로 이루어져 있다. 은하 중심의 블랙홀은 전체 은하계보다 작지만 은하계가 성장하여 은하계 별 생산 속도에 영향을 미치는 과정을 조절하는 데 중요한 역할을한다고 생각된다.

 

이 은하 진화의 초기 단계에서 은하계는 많은 별들을 폭발시켰을 것으로 추측한다.

시간이 지남에 따라 은하계에 축적된 물질로 더 많은 은색 별들로 구성된 은하 원반이 만들어졌다.

 

은하계는 은하 매체에서 지속적인 새로운 가스를 공급하거나 다른 은하와의 상호 작용을 통해 가스 및 별과 상호 작용을 지속하고있다.

 

금속 함량은 처음에는 대체로 수소와 헬륨으로만 구성되었지만 별이 은하계에서 만들어지고이 별들이 죽은 동안 성간 물질로 돌아 왔을 때부터는 중성자 함량이 점차 증가했다. 그리고 별들이 이 가스로 다시 변함이 반복되면서,  별 주위에 행성이 일어날 수 있는 조건으로 이어지게 된다.

 

은하의 진화는 은하 사이의 상호 작용 및 충돌에 크게 영향을 받았다. 비슷한 크기의 은하 사이의 충돌은 우주 초기에 흔했고, 따라서 대부분의 초기 은하계는 변칙적이고 교란되었다.

 

은하와 안드로메다은하가 있는데, 현재 약 130km/s의 속도로 서로 접근하고 있다. 아마도 60억년이 지난 지금 두 은하가 충돌하는 것으로 생각된다. 우리 은하가 과거 안드로메다와 같은 큰 은하와 충돌했다는 증거는 없지만, 우리 은하가 다른 작은 왜성 은하와 충돌한 연구는 계속 진행되고 있다.