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cD은하

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cD은하(영어: type-cD galaxy,[1] cD-type galaxy,[2] cD galaxy[3])는 D형 거대타원은하의 하위유형으로, 거대한 별 헤일로를 가지는 은하의 한 형태분류이다.[4] 이들은 몇몇 부유은하단의 중심 근처에서 발견된다.[5] 초거대타원은하(supergiant elliptical)[6] 나 중심지배은하(central dominant)[7] 로 알려져 있기도 하다.

cD은하

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cD형은 D형과 같이 현재도 쓰이는 여키스 은하 분류의 두 분류 중 하나이다.[8] "cD"에서 "c"는 은하가 매우 크다는 사실, 즉 초거대(supergiant)를 의미하고, "D"는 은하가 확산되어 보인다는 사실을 의미한다.[9] "cD"의 역성어로 자주 중심지배은하(central Dominant)를 의미하는데 쓰인다.[7] cD은하는 흔히 가장 거대한 은하로 간주되고 있기도 하다.[10][11]

cD은하는 렌즈상은하(S0)나 타원은하(E#)와 유사해 보이지만, 일부는 반지름이 백만 광년을 넘는 외포층을 가지고 있는 만큼 몇배나 크다.[12] 이들은 낮은표면밝기의 거대한 외포층을 가지는 타원처럼 보인다.[13] 현재 cD은하는 은하병합의 결과로 여겨지고 있다.[14] 일부 cD은하는 다중 은하핵을 가지고 있다.[15] cD은하는 은하단의 가장 밝은 은하단 은하(BCG)로 자주 발견된다.[16] 많은 화석 은하군 은하는 cD BCG 은하와 유사하다. 이는 일부에게 화석 은하군의 형성 결과가 cD은하이고, 이후 새로운 은하단이 화석 은하군 근처에 응집한다는 가설화로 이어진다.[17] 그러나, cD은하 그 자체는 화석 은하군과는 달리 낱은하로 발견되지 않는다.[13] cD은하의 약 20%는 BCG이다.[13]

성장

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cD은하는 은하단의 중심으로 나선을 그리며 떨어지는 은하와의 병합을 통해 성장하는 것으로 여겨지고 있다. 이는 1965년 허버트 J. 루드에 의해 최초로 발표된 이론이다.[18] 이 "포식"(cannibalistic) 성장 방식의 결과로 압도적인 직경과 반지름의 cD은하가 된다.[19] 은하단에서 두번째로 가장 밝은 은하는 보통 cD은하에게 "먹히고" 있는 결과이기 때문에 덜 밝다.[20] "먹힌" 은하의 잔해는 때때로 가스와 먼지로 구성된 확산 헤일로로 보인다.[19] 이 헤일로의 크기는 최대 직경 300만 광년이다.[14] cD은하는 은하단의 12.5 비리얼 반지름 내의 총 중입자 질량에 근거해서 은하단의 질량의 1~7%를 차지하는 것으로 추정된다.[21]

동역학적 마찰

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동역학적 마찰은 은하단의 중심에서의 cD은하의 형성에 관한 중요한 규칙의 역할을 하는 것으로 여겨지고 있다.[22] 이 과정은 은하단에서 큰 은하의 운동으로 인해 발생하는 뒤쪽의 흔적(배가 지나가듯이)이 작은 은하와 암흑물질을 끌어당기면서 시작된다. 이로 인한 고밀도 영역은 큰 은하의 뒤를 따라가면서 은하의 속도를 느리게 만드는 일정한 중력을 가하게 된다. 운동에너지를 상실하게 되면서, 큰 은하는 서서히 은하단의 중심방향으로 나선을 그리며 떨어진다. 그렇게 되고나면, 큰 은하의 별, 가스, 먼지, 암흑물질과 큰 은하를 뒤따르는 은하들은 앞서 움직이는 은하와 함께 동일한 운명을 맞이하게 된다.[23] 거대 또는 초거대확산 또는 타원은하는 이 응집의 결과일 것이다.[24] 병합되거나 병합 중인 은하의 중심은 cD 은하의 다중 은하핵으로서, 긴 시간동안 쉽게 알 수 있는 흔적이 남는다.[25]

cD은하단

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cD은하는 은하단을 정의하는데 이용되기도 한다. 중심에 cD은하를 포함하는 은하단을 cD은하단이라 일컫는다.[26]

cD은하의 예

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같이 보기

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각주

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  1. ↑ Sidereal Times, 2002년 6월, page 3
  2. ↑ Proceedings of PATRAS 2008, page 59
  3. ↑ Galaxy Clusters, Jan Hartlap, page 3
  4. ↑ 타원은하의 표면측광과 구조, "11장. cD은하와 가장 밝은 은하단 은하", John Kormendy, S. Djorgovski, 1989
  5. ↑ 천문학 사전, "cD 은하" Archived 2020년 3월 12일 - 웨이백 머신 (2010년 4월 14일 확인)
  6. ↑ encyclopedia.com "초거대타원은하"
  7. ↑ 가 나 Adami, C.; M.P. Ulmer (2000년 7월 18일). “은하단의 거리에 관한 불확실성”. arXiv:astro-ph/0007265.  (2010년 4월 14일 확인)
  8. ↑ DRAGN의 하늘지도, "용어사전", J. P. Leahy, 1997년 3월 15일 (2010년 4월 14일 확인)
  9. ↑ 국제 망원경 협력망, "은하의 유형" Archived 2010년 7월 16일 - 웨이백 머신, Kevin McLin, 2010년 4월 14일 (2010년 4월 14일 확인)
  10. ↑ 유니버스 투데이, "무엇이 가장 큰 은하일까?", Fraser Cain (2010년 4월 14일 확인)
  11. ↑ EurekAlert, "우주에서 거대한 폭발을 관측한 과학자들", Andrea Gibson, 2005년 1월 5일 (2010년 4월 15일 확인)
  12. ↑ 브리태니커 백과사전, "cD은하" (2010년 4월 14일 확인)
  13. ↑ 가 나 다 Seigar, Marc S.; Alister W. Graham; Helmut Jerjen (2007년 7월). “은하단내부 빛과 cD은하의 거대한 별 외포층: 분석적 설명”. 《왕립천문학화 월간보고》 378 (4): 1575-1588. arXiv:astro-ph/0612229v2. Bibcode:2007MNRAS.378.1575S. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11899.x. 
  14. ↑ 가 나 우주 - SAO 천문학 백과사전, "CD은하", 스윈번 공과대학교 (2010년 4월 14일 확인)
  15. ↑ 인터넷 과학 백과사전, "D은하", David Darling (2010년 4월 14일 확인)
  16. ↑ Yi, Sukyoung K. (2007년 9월 5일). “갈렉스로부터 팽대부에서의 별형성”. 《IAU 심포지엄》 245. arXiv:0709.0177. doi:10.1017/S174392130801819X.  (2010년 4월 14일 확인)
  17. ↑ 유니버스 투데이, "어떻게 화석은하단은 매우 빠르게 형성되었을까?", Fraser Cain, 2006년 4월 27일 (2010년 4월 15일 확인)
  18. ↑ Rood, Herbert J. (1965). 《머리털자리 은하단의 운동》. 박사 학위 논문. 미시건 대학교. Bibcode:1965PhDT.........3R. 
  19. ↑ 가 나 “천문학에 대한 호기심?”. 2007년 3월 28일에 확인함. 
  20. ↑ Hausman, M. J.; Ostriker, J. P. (1977년 11월). “은하 사이의 잡아먹기 - 역학적으로 발생하는 은하단 광도함수의 진화”. 《천체물리학 저널 레터》 217: L125–L128. Bibcode:1977ApJ...217L.125O. doi:10.1086/182554. 
  21. ↑ Section 8 of Vikhlinin, A.; Kravtsov, A.; Forman, W.; Jones, C.; Markevitch, M.; Murray, S. S.; Van Speybroeck, L. (April 2006). “근처의 안정된 은하단의 찬드라 표본: 질량, 가스 부분, 질량-온도 관계” (PDF). 《천체물리학 저널》 (시카고, 일리노이스, 미국: 시카고 대학 출판사) 640 (2): 691–709. arXiv:astro-ph/0507092. Bibcode:2006ApJ...640..691V. doi:10.1086/500288. 2012년 3월 12일에 확인함. 
  22. ↑ Merritt, David (1983년 1월). “부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. I. 질량분포의 진화”. 《천체물리학 저널》 264: 24–48. Bibcode:1983ApJ...264...24M. doi:10.1086/160571. 
  23. ↑ Merritt, David (1984년 1월). “부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. II. 광도분포의 진화”. 《천체물리학 저널》 276: 26–37. Bibcode:1984ApJ...276...26M. doi:10.1086/161590. 
  24. ↑ Merritt, David (1985년 2월). “부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. III. 무거운 중심 은하의 성장”. 《천체물리학 저널》 289: 18–32. Bibcode:1985ApJ...289...18M. doi:10.1086/162860. 
  25. ↑ Merritt, David (1984년 5월). “다중핵 은하단 은하의 본질”. 《천체물리학 저널》 280: L5–8. Bibcode:1984ApJ...280L...5M. doi:10.1086/184257. 
  26. ↑ Rood, Herbert J.; Gummuluru N. Sastry (1967년 6월). “부유은하단의 "'소리굽쇠' 분류” (PDF). Bibcode:1971PASP...83..313R. doi:10.1086/129128. 
  27. ↑ 네이처, "FIGURE 4. 페르세우스자리 은하단의 광학, 전파 및 X-선 사진." 2009년 7월 9일, ISSN 0028-0836 ; EISSN 1476-4687 ; (2010년 4월 15일 확인)
  28. ↑ 네이처, "FIGURE 3. 반지름 r의 공껍질에 있는 은하단내부물질의 엔트로피." 2009년 7월 9일, ISSN 0028-0836 ; EISSN 1476-4687 ; (2010년 4월 15일 확인)
  29. ↑ 사이언스, "아벨 2029의 중심 은하: 늙은 초거대은하", Juan M. Uson, Stephen P. Boughn, Jeffrey R. Kuhn, 1990년 10월 26일, Vol. 250, no. 4980, pp.539-540, doi 10.1126/science.250.4980.539
  30. ↑ Ellensburg Daily Record, "은하 발견", United Press International, 1990년 10월 27일, p.16
  31. ↑ 로디 뉴스 센티널, "발견된 거대은하", UPI, 1990년 10월 26일, pg.9

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