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빛의 움직임은 관찰자의 속도에 따라 하늘의 위치가 변하는 현상이다. 즉, 관찰자가 정지 상태일 때, 관찰자의 움직임 방향으로 물체의 위치가 기울어져 있는 것으로 보인다. 예를 들어, 지구가 1년 동안 일정하게 유지되면 지구의 방향은 정기적으로 변화하며, 별의 외부 위치를 주기적으로 변화시킨다.

경차 여행은 경차와는 다른 현상이다. 원형은 지구로부터 멀리 떨어진 천체에 고정된 좌표계에 따라 다르게 보이고, 빛의 움직임은 관찰자의 상대적 속도와 관련이 있다. 이 경차는 1600년대에 천문학자들이 태양 발전소의 증거로 날아다니는 자동차를 찾기 위해 발견되었고, 브래들리는 최근 두 가지 다른 현상이 있다는 것을 발견했습니다. 이 현상은 나중에 에테르를 둘러싼 많은 논쟁을 불러일으켰고, 아인슈타인은 특히 상대성이 뛰어나 그것을 완벽하게 묘사했다.

브래들리는 1725년에 용의 별을 다시 조사했고 훅의 관찰을 확인했다. 또한, 우리는 항성의 HD 40873 항성과 거의 12시간 동안 컨테이너에서 벗어난 유사한 관측 결과를 발견했습니다. 브래들리가 여러 가지 가능성을 검토한 후, 그는 이러한 관찰이 광범위한 범위에서만 설명될 수 있다고 결론내리고, 1728년에 그의 이론을 영국 아카데미에서 발표하였다.

기본적으로 빛의 이동은 두 가지 다른 관성 좌표 시스템에서 광 경로 사이의 각도로 설명할 수 있다. 태양이 서 있는 좌표계에서 관찰되는 별빛의 방향은 지구가 서 있는 좌표계에서 관찰되는 방향과 비교된다. 물론 지구는 태양 주위를 돌고 있기 때문에 관성 좌표 시스템이 아닙니다. 하지만 관성 좌표 시스템과 근접할 수 있습니다.

빗방울이 머리 바로 위로 떨어질 때, 그것은 우산이 들고 걸을 때 빗방울이 떨어지는 것과 비슷하다. 이 전통적인 설명과 비 숫자 설명은 넓은 범위를 쉽게 설명하지만, 로렌츠 변환에 기초하는 속도 합계의 공식만 이 현상을 정확하게 설명할 수 있다.

우주의 가속은 우주의 가속입니다. 다시 말해, 특정 거리에 있는 은하들은 시간이 흐르면서 점점 멀어지고 있다. 만약 우주에는 아인슈타인의 상대성 이론, 현대 우주학의 토대인 입자 표준 모델 이론에서 설명한 일반적인 입자와 에너지만 있다면, 우주는 더 느리게 팽창해야 한다.

그러나 은하와 Ia형 초신성 사이의 거리를 측정하는 것은 우주가 1990년대 후반에는 가속화된 것을 보여주었고, 이후 우주의 배경 복사, 약한 중력 렌즈 및 바리온의 음향 진동에 대한 관측이 확인되었다. 우주 가속의 팽창을 설명하기 위해, 새로운 암흑 에너지 개념이 도입되었다. 그림 1은 우주의 팽창을 의미하는 원통형 2차원 모델이 역사상 초기 우주 가속이 시작되었을 때 트럼펫 튜브처럼 변했다는 것을 보여준다.

이것은 빅뱅 이후 최초의 팽창 장치를 통해 은하가 형성되고 진화하는 과정을 설명한다. 그림의 오른쪽은 우주 가속의 팽창이 시작될 때 트럼펫처럼 원통형 형태가 성장한다.

300살까지요.천 년 동안 우주의 Barion 밀도가 높았으며, 광을 자유 재료로 사용하는 것은 어려웠습니다. 왜냐하면 광은 바리오운스에 의해 전달되는 자유 전자에 의해 쉽게 분산되기 때문이다. 이러한 빈번한 상호작용으로 빛과 바리온은 플라즈마 상태로 유지되었다. 우주의 암흑물질이 다른 물질과 상호작용하지 않기 때문에 중력장을 형성한 것은 이번이 처음이다. 플라즈마 내부의 바리온은 질량을 가지고 있으며 암흑물질에 의해 형성되는 중력장에 의해 끌린다.

그러나 너무 가까울 경우, 그것은 또한 플라즈마 내부의 빛의 복사 압력에 의해 중력장에서 멀어지는 힘에 의해 영향을 받는다. 이러한 중력과 압력의 움직임들은 우주의 거대한 구조에서 바리온 잡음 진동이라고 불리는 패턴을 만들어낸다. 이 주기적인 파동은 빛이 이 구획을 벗어나 자유롭게 움직인 후에도 유지되므로, 은하 분포에 대한 Makro 분석으로 바리오oon 축색 자극의 흔적을 찾을 수 있다.

관성 좌표 시스템에서 이 패턴의 크기는 항상 동일하므로 우주의 거리를 관찰하기 위한 표준으로 사용될 수 있다. 서희종과 아이젠스톤은 이 방법이 은하수 조사 자료에 적용될 경우 우주학적 모델이 충분히 정밀하게 결정된다는 것을 보여주었고, 그 다음, SDSS에서 관측된 은하 분포를 분석하여 r에서 바리온 축색 자극의 징후를 확인하였다.우주의 고유한 구조를 가지고 있습니다. 만약 빛을 흡수하는 메커니즘이 있다면, 만약 초신성형 Ia 타입과 같은 표준 촉매로 우주의 가속을 발견한다면, 이론적으로는 우주가 가속되지 않고 관측하는 것을 설명할 수 있을 것이다. 그러나 우주로부터 거리를 관찰하는 완전히 다른 표준에서 우주의 동일한 가속 효과가 발견되면 광 흡수에 기초한 이론을 배제할 수 있다.

빠른 팽창에 의해 생성되는 무균 물질의 분포는 우주 배경 광선이 우주 공간에서 자유롭게 흐를 때까지 미세하게 발달하여 약 100개의 배경 복사 차이를 만든다.000. 그는 암흑에너지의 존재가 알려지기 전에 우주의 세 가지 구성요소(바리온, 암흑 물질, 빛)와 에너지 밀도에 의해 결정되는 이 공간 환경 방사선의 통계적 특성을 연구하였다. 관측된 우주 배경의 방사선 변동성의 특성을 분석하여 물질의 구성과 공간 곡선의 값을 정확하게 결정할 수 있었다. 2004년에 미국 우주 배경 관측 위성인 WMAP는 현대 우주학에서 예측한 값과 믿을 수 없을 정도로 일치했다. 분석 결과 바니온과 암흑 물질의 구성은 약 30%였고 우주는 평평했다. 다시 말해, 이 연구는 알 수 없는 물질의 나머지 70%가 우주 팽창의 존재를 입증하기 위해 간접적으로 필요하다는 것을 보여주었다. 그림 2는 초신성 관측, 보리온 진동 관측 및 우주 배경 복사와 같은 세 가지 관찰을 모두 적용할 때 방모형이 가져야 할 물질의 밀도와 암흑에너지의 밀도를 보여준다.

지역 은하수는 우리 은하가 속한 은하수입니다. 은하수는 수십, 수백개의 은하가 있는 은하수입니다. 대부분은 우리의 은하와 안드로메다에 집중합니다. 지역 은하수의 반경은 약 3백만 광년이고 질량은 수십억 개의 태양 질량이 됩니다. 대부분의 질량은 우리의 은하와 안드로메다에 집중되어 있습니다. 지역 은하에서 질량의 대부분을 차지하는 성분은 암흑물질이다. 다른 먼 은하보다 로컬 은하가 더 자세히 연구할 수 있기 때문에, 그 지역 은하는 은하의 형성과 진화를 발견하는데 매우 중요한 역할을 한다.

지역 은하수는 우리 은하와 안드로메다 은하에 초점을 맞춘 두 개의 은하 그룹으로 구성되어 있으며, 3차원 구조가 아령과 유사하다. 모든 은하 주변에 수십개의 위성 은하가 있습니다. 대부분의 위성 은하들은 작고 어두운 난쟁이 은하들입니다. 지역 은하수의 구조는 교회의 전형적인 구형의 구조와 다르다. 이제 우리의 은하와 안드로메다가 초당 100km의 속도로 접근하고 있습니다.

지역 은하수는 서로 다른 은하들로 이루어져 있습니다. 현재 이 지역에는 100개 이상의 은하가 알려져 있으며, 관측 장비가 발전함에 따라 향후 새로운 은하가 발견될 것으로 예상된다. 지역 은하에서 가장 무겁고 밝은 은하는 은하계와 안드로메다 은하, 그 뒤를 잇는 삼각형이다. 그 지역 은하는 밝은 타원성이 없는 것으로 특징지어진다. 하지만 작고 어두운 타원 은하가 많습니다. 마리화나와 사마젤란의 은하수는 남반구에서 쉽게 볼 수 있는 가장 가까운 은하입니다.

나머지는 대부분 암흑 불규칙한 은하와 은하입니다. 잔해물 은하는 고대 잔해물 은하와 현미경 잔해물 은하를 포함한다. 지역 은하에서 가장 큰 숫자는 고아 은하입니다.

발견된 대부분의 은하들은 난쟁이 은하보다 더 어두운 마이크로 은하일 것으로 예상된다. 이 붕괴된 은하는 은하가 우주의 초기 단계에 언제, 어떻게 형성되었는지 알아내는 데 매우 중요한 역할을 합니다.


안드로메다의 비디오는 한국에서 가장 무거운 나선형 은하 중 하나이다. 구형의 은하는 잘 보입니다. 수십개의 은하가 은하 주위에 모여 있습니다. 안드로메다 은하 주변에 수십개의 위성 은하가 있습니다.

은하계와 안드로메다는 각각 100km/s의 속도로 수십 개의 위성 은하를 가지고 서로 접근한다. 그러므로 이 두 은하가 수십억 년 안에 결합되어 더 크고 무거운 타원 전하가 될 것으로 예상된다. 그러면 그 지역의 은하 집단은 크고 무거운 타원형 은하가 가운데 있을 것이고, 많은 은하가 붕괴될 것이다.

지역 은하계와 우주론입니다.
지역 은하단의 은하는 주요 은하계열의 밝기와 온도를 측정할 수 있다. 주요 시리즈의 최전방에 있는 별의 나이를 측정함으로써 우리는 은하의 역사를 밝힐 수 있을 뿐만 아니라 우주의 나이와 역사를 평가할 수 있다. 개념적 은하나 현미경 하이에로이드의 나이는 빅뱅이 130억 년 전에 시작되었다는 것을 보여줍니다. 오늘날 우주의 나이는 138억 년으로 알려져 있는데, 이것은 와이오소의 별과 별들이 빅뱅 이후 수억 년 후에 태어났음을 보여준다. 또한, 별의 화학 성분을 연구하는 것은 우주의 각 원소들이 만들어지는 조건을 결정할 수 있으며, 따라서 우주의 화학적 진화를 나타낸다. 따라서, 지역 은하수는 우주학에서 매우 중요한 역할을 하며, 인접한 은하를 이용하여 우주의 역사를 보여주는 영역은 근거리 무선 통신 우주 이론이라고 한다. 직접 천체의 나이를 측정하는 대신 먼 물체들을 이용하는 우주의 이론은 다른 적색 값, 우주의 배경 이미지, 우주의 구조를 조사함으로써 우주의 역사를 드러낸다는 점에 주목해야 한다.

두 개의 항성의 중력으로 공통 질량의 중심을 선회하는 별 체계이다. 연성이라고도 불립니다. 일반적으로 밝고 무거운 별은 주 별, 어둡고 밝은 별은 동반 별으로 불린다. I 안테나의 주기성은 몇 시간에서 수백 년 사이이다. 두 개의 별들이 서로 분리되고 집단 중심부를 중심으로 돌고 있는 것은 내시라고 알려져 있다. 게다가, 측광학적 관찰의 밝기 변화에 주위를 도는 두 개의 별은 황도라고 알려져 있으며, 스펙트럼 관찰의 스펙트럼 변화로부터 오는 두 개의 별은 스펙트럼 쌍으로 알려져 있다. 쌍둥이는 별 연구에 중요합니다. 왜냐하면 그것들은 빛, 질량, 반지름, 온도를 정확하게 측정할 수 있는 기회를 제공하기 때문입니다. 서로 접촉하는 두 개의 항성의 궤도 표면이 시야 방향에 근접할 때, 별의 밝기는 흔히 미학이라고 불리는 것으로 정기적으로 변화한다.

그러나 탄력도 곡선의 모양은 별들의 물리적 요소에 따라 다르다. 광고 라인의 형태를 결정하는 주요 요인은 궤도의 기울기 각도, 두 개의 별 질량 비율, 상대 크기 및 표면 온도 비율이다. 또한 주변 광 민감도 효과, 반사 효과 및 중력 효과는 광 곡선의 특성을 결정한다. 항성이 지구 표면을 둘러싼 밝기를 더 어둡게 움직일수록 반사 효과는 상대 항성이 반사하는 빛의 양을 결정하는 요인이며 중력 효과는 항성의 중력 그 자체와는 다른 현상이다.

로시 모델은 주로 두 개의 별의 모양을 표현하기 위한 방법으로 사용된다. 로시 모델은 두 개의 별들의 상호작용과 움직임을 나타내며, 두 개의 별들의 질량비용에 의해 형성되는 중력장의 형태를 고려한다.두 개의 항성의 질량이 각 항성의 중심에 집중된다고 가정합니다. 로시 모델에서는 2개의 항성의 안정적인 형태를 유지할 수 있는 임계 곡선을 내부 임계 계층이라고 하며, 이진 형태를 유지할 수 있는 외부 임계 계층은 외부 임계 계층이라고 한다. 이러한 항체를 구성하는 두 개의 별이 내부 임계 현미경 내에 있는 경우, 별 하나가 내부 임계 현미경을 충족하면 별도의 쌍이 되고, 별 2개가 외부 임계 현미경을 채우면 접촉 쌍이 된다. 그림 3은 분리 가능하고 반 분리 가능하고 접촉 가능한 로시 모델을 보여주고 있다. 광도 곡선은 이질성의 형태에 따라 다르며, 이러한 특성은 이질성의 진화와 밀접하게 관련되어 있다.

항성이 관측자에 가까워질수록 항성의 스펙트럼에 더 많은 푸른 변화가 발생하고 항성이 더 멀어질수록 더 많은 적색 변화가 발생하며, 이는 이중 효과에 대한 설명이다. 별 스펙트럼 스펙트럼의 스펙트럼 관찰은 도플러 효과를 통한 파동 측정을 통해 별의 가시 속도를 결정하는 데 사용될 수 있다. 서로 접촉하는 두 개의 항성의 경우, 스펙트럼 관찰을 통해 각 항성이 주기적으로 회전 방향으로 관찰 속도를 변경한다는 것을 알 수 있는데, 이를 스펙트럼 쌍이라고 한다. 스펙트럼 쌍의 궤도 위치에 따른 스펙트럼의 변화는 그림 4와 같다.

스펙트럼 쌍을 이루는 각 별의 관찰 속도는 관측 속도 곡선으로 불린다. 시야 속도 라인의 형태는 두 개의 항성의 궤도 특성에 따라 달라지며 최대 진폭 비율은 두 항성의 질량 비율과 직접 관련되어 있다. 스펙트럼을 통해 두 개의 항성의 가시속도를 관찰하는 스펙트럼 쌍의 경우 두 항성의 질량 비율을 결정할 수 있다. 두 개의 항성이 너무 밝으면 밝은 항성의 관찰 속도만 관찰된다.

별 쌍의 경우, 두 개의 항성의 궤도에 의해 표시된 시각 속도 곡선의 광선과 스펙트럼 방사선이 정확히 결정될 때 결과를 분석하여 광도, 질량, 반지름 및 온도와 같은 항성의 절대 물리적 질량을 결정할 수 있다. 또한 긴 궤도 반지름, 반지름, 궤도 기울기 및 황도 등 두 행성의 궤적 요소를 정확하게 결정할 수 있다.

방사선 이론은 온도 분포가 광학와 광도에 비례한다고 한다. 따라서, 별의 특정 지역에서 또는 시간당 더 큰 투명도로 방출되는 많은 양의 에너지는 절연 감소율보다 높은 온도 분포를 발생시켜 동공성 유도 에너지 전송으로 이어진다. 이것이 대륙입니다. 반대로, 온도 기울기가 절연 감소율보다 낮을 경우, 전류가 발생하는 조건이 충족되지 않기 때문에 에너지가 해당 영역의 방사선에 의해 전달된다. 이것은 복사 계층입니다.

빔 층의 온도 기울기는 절연률보다 작다. 반면에, 유로는 열 에너지를 효과적으로 운반하고, 온도 수준이 절연률보다 클 경우 거의 절연율 감소 수준으로 감소하기 때문에, 온도 수준은 절연률과 거의 동일하다.

현재 태양의 복사 계층은 가시성을 결정하는 밀도에서 복사 계층의 상한으로 변화하며, 온도는 700만 K에서 200만 K로 천천히 떨어지고, 온도는 절연의 감소보다 훨씬 더 낮은 기울기를 보이고 있다.

항성의 빔 층의 위치 및 두께는 질량과 진화 단계에 따라 달라진다. 빔은 질량이 태양일 때 수소융합 반응이 발생하는 원심 근처에 위치하며 질량이 클 때 표면 근처에서 발생한다. 중앙 근처에 작은 복사층이 있는 주열의 경우 복사 계층은 더 작으며, 별의 질량이 매우 작은 경우 복사 계층은 존재하지 않으며 전체 별은 대륙 층으로 구성된다. 반면, 표면에 큰 빔이 있는 주 시리즈의 질량이 클수록 빔이 더 작아진다. 태양 질량의 약 1.2배에서, 전체 별은 방사선에 의해 움직입니다. 플라즈마 밀도가 매우 높아요 진공이 아니라요 따라서 광자는 연속적인 충돌에 의해 흡수되고 분산되는 우발적인 과정을 반복한다. 이 과정은 별에서 생성된 감마 광장을 항성의 표면으로 변환하여 긴 파장을 가진 낮은 에너지 범위에 있는 광자로 변환한다.

태양의 내부가 진공상태일 때, 핵융합로 생성된 광자는 태양 표면까지 2초에서 2초 이내에 이동할 수 있지만, 실제로 100년이 걸립니다.광자가 방사선을 통과하기 까지 수천에서 천만년이 걸립니다. 왜냐하면 광자는 다른 입자와 충돌하기 전에 1~2mm 밖에 움직이지 않기 때문입니다. 정확한 숫자는 모델마다 다릅니다. 하지만 평균적으로 백만년이 걸리기 때문에 우리가 지금 보고 있는 빛은 백만년 전 융합에 의해 만들어진 광자입니다.

태양 내부의 빔과 대륙 사이의 경계선은 타코라인이라 불리는 층이다. 태양 진동 연구는 한계층이 태양의 중심으로부터 약 0.71 포인트 떨어져 있고 두께는 약 0.02라는 것을 보여준다. 이 경계선에서는, 빔은 단단한 층처럼 일정한 속도로 회전하는 반면, 대륙 층은 다르게 회전하기 때문에 회전 속도와 화성 구성은 빠르게 변화합니다.

대륙 위에는 광자가 방사선에 의해 다시 전송되는 층이 있습니다. 즉, 태양의 표면으로도 알려진 광학 평면은 대륙 위에 있는 방사선층입니다. 내부 빔 층의 차이점은 광학적 깊이가 너무 낮아서 전자기파가 태양을 완전히 떠나 우주로 자유롭게 이동할 수 있다는 것이다.