맥북에어 M4 출시일

가시선 속도는 관측 대상 공간 이동 속도에 대한 가시선 구성 요소이다. 시야는 관찰자가 관측 대상과 관찰 대상 사이의 거리를 시간적으로 변화시키는 속도를 나타내는 직선이다. 관찰자가 관찰자로부터 멀어질수록, 눈은 긍정적인 가치를 지니며, 눈에 가까이 다가가면 부정적인 가치를 지닌다. 눈속도는 도플러 효과를 사용해 결정할 수 있다. 긍정적인 눈속도를 가진 물체의 빛은 파장(빨간색 움직임)을 증가시키고 부정적인 눈속도로 물체의 파장을 감소시킨다.

물체 눈의 속도는 스펙트럼 라인의 파장을 측정하고 실험실에서 측정한 스펙트럼 라인의 파장을 비교하여 측정할 수 있다. 파동 및 천구 시야의 속도는 다음과 같은 요인과 관련이 있다. 이것은 빛의 속도, 별에서 방출된 스펙트럼 라인의 파장 그리고 실험실에서 측정한 스펙트럼 라인의 파장이다. 그렇게 정의하면 하늘이 우리와 멀어지면 스펙트럼 라인이 빨갛게 되고 파장이 길어지며 눈의 속도는 긍정적이다.

반면에, 우리는 눈속도를 측정하기 위해 도플러의 움직임 데이터, 위도에 따른 지구의 전자기 효과, 타원을 따라 지구의 궤도 효과 및 태양 이동의 영향(LSR)을 분석했다.

눈의 속도 사용 예
별의 궤도면이 하늘의 구와 평행하지 않는 한, 질량의 중심에 집중한 항성의 궤도 이동으로 인해 관측자들이 정기적으로 더 가까이, 더 멀리 이동하게 된다. 이러한 도로 변화는 시야의 속도에 따라 나타난다. 이러한 2진법은 스펙트럼 쌍이라 하며 별의 질량을 결정하기 위해 사용된다.

동일한 원리를 근거로 관찰 속도 방법은 외부 행성을 찾는데 중요한 수단이 되었다. 그것은 또한 별 회전과 펄스 연구에 중요한 역할을 했고, 태양계의 구조와 움직임에 관한 중요한 지식을 제공하기 위해 적절한 움직임을 관찰하기 위해 사용되었다. 에드윈 허블은 우주가 외계 은하계의 눈의 속도로 팽창한다는 이론을 세웠습니다.

우리 은하도 은하 가운데 큰 블랙홀이 있다는 사실에서 예외가 아닙니다. 불행히도 1974년 거대한 블랙홀의 아이디어가 나왔을 때, 우리 은하의 큰 블랙홀의 그림자가 처음으로 발견되었습니다. 은하 중심부의 A-상태라고 불리는 큰 광원에서 밀도가 높은 광원이 발견되었다. 멀리 가면 이렇게 생긴 하늘의 이름은 "A* 아처자리"입니다. 향후 20년 동안, A*는 전파, 가시광선 및 근육광으로 관찰되었다.

은하 중심부에 위치한 아처 A*의 정체성은 찬드라의 X-ray 관찰에 의해 발견되었다. 관측 결과 은하중심에서 움직이는 가스와 별의 속도는 1까지이다.400km/s입니다. 그것은 은하2의 중심에 있는 것으로 추정된다.태양보다 6백만배나 많은 천체를 가지고 있습니다. 블랙홀인가요?

우리는 아처 A*의 X-ray 관찰이 필요했습니다. X-ray 촬영은 암흑물질로 유인될 때 마지막 소리일 뿐만 아니라 두꺼운 가스와 먼지를 통해 은하의 중심에 도달할 수 있는 도구이기도 하다. 마지막으로, 2000년 1월 칸드라 X-ray 망원경은 아처 A*에서 X-ray를 발견했다. 아크 슈터 A*는 우리 은하의 중앙에 있는 거대한 블랙홀입니다. 결국 우리 은하의 중심에 거대한 블랙홀의 꼬리가 박혔다.

2001년, 아처 A*가 갑자기 챈드라 망원경으로 불길에 휩싸였다. 몇 분 만에 평소보다 45배나 밝아졌고, 3시간 후에는 정상으로 돌아왔습니다. 소행성 덩어리가 갑자기 블랙홀에 의해 잡아 먹힐 때 발생하는 에너지일 것으로 추정된다. 또한 아처 A*의 크기는 1,500만 킬로미터로 계산되었다. 수성의 1/4도 채 되지 않습니다.

2002년 10월 1일, NASA 제트 추진 연구소는 은하 중심부에 있는 거대한 블랙홀 속으로 흘러드는 먼지 세부사항을 공개했다. 로스앤젤레스의 캘리포니아 대학의 연구원들은 하와이에서 두 번째 칵테일 망원경을 사용하여 고해상도 비디오를 촬영하고 특히 "북암"이라고 불리는 가스와 먼지의 흐름을 강조했다. 실온에서 물체에서 방출되는 중광은 은하의 중심을 둘러싼 별에서 보이는 빛을 흡수하는 먼지 텐트에 의해 방출된다. 은하중심부에 있는 거대한 블랙홀은 매우 강력한 중력을 가지고 있으며 먼지, 가스, 별의 움직임에 영향을 준다. 거대한 블랙홀은 새로운 물질을 흡수하면서 점점 커지는 것 같다.

2002년 10월 17일 영국 과학저널 네이처(Nature)는 은하중심에서 다음 항성이 움직이는 것을 관찰함으로써 큰 블랙홀의 질량을 조사한 결과를 발표했다. 독일의 Max Planet Institute for Astrophysics에 의해 주도된 한 국제 팀은 세계에서 가장 큰 광학 망원경으로 은하 가운데 있는 별을 10년 동안 관찰했다.

천문학자들은 관측 결과를 분석하여 별은 15개 마다 한 번이라는 것을 발견했다.2년 동안 은하 중심부를 돌고 있었습니다. 놀랍게도, 은하 가운데 있는 거대한 블랙홀의 거리는 태양과 명왕성 사이의 3배밖에 되지 않았습니다. 이 거대한 블랙홀 근처에서 별이 발견된 것은 처음이었다고 합니다.

태양보다 몇 배 더 큰 별은 5의 놀라운 속도로 블랙홀 근처에 생존하는 것처럼 보였다.블랙홀의 사건 지평선 주위를 회전했습니다. 별은 이제 안전하지만, 다른 항성과 충돌하여 궤도가 바뀌면 블랙홀에서 그것을 먹을 수 있다. 천문학자들은 별의 움직임으로부터 거대한 블랙홀의 질량을 추정할 수 있었다. 우리 은하의 중심에 있는 거대한 블랙홀의 질량, 약 26개 입니다.지구에서 수천광년 떨어져 있는 태양 질량의 약 370만 배였습니다.

초거성은 예르치스 점프 러셀 도표 또는 스펙트럼 분류에 해당하는 광 강도 등급 1을 가진 별이다. 별은 -3부터 -8까지의 절대계급입니다. 표면 중력은 초신성이 주 계열이나 같은 스펙트럼 타입의 거인보다 훨씬 크기 때문에 매우 낮다. 1897년에, Mori는 분광학의 폭에 따라 별들을 분류했고, "c" 등급의 별들은 우리가 오늘날 알고 있는 초신성이다. 1943년 Yerkes Spectroscopic Classification Act는 Supernova를 광도계 Ia와 Ib로 식별한다. 초위성의 스펙트럼은 협소할 뿐만 아니라 강력한 별바람에 의해 방출선과 차단선이 형성된다. 주열의 별 위치는 질량에 의해 결정되는 대로 초신성의 위치 및 길은 주로 별의 질량에 의해 결정된다.

트레이닝
무거운 타입 O의 주요 시리즈는 그것이 슈퍼 거인으로 발전하기 전에 3천만 년 동안 짧으면 수십만년 동안 그 주요 시리즈는 유지된다. 타원은 개념적 사당에서 발견되는 것이 아니라 보통 젊은 산성, 나선형 팔, 불규칙한 은하에서만 발견된다. 질량이 높을 때, 헬륨은 수소 건조 직후 핵에서 핵융합될 수 있다.

태양의 40배 이상의 질량을 가진 별들은 강한 별바람을 동반하는 뜨거운 푸른 초신성이 되어 헤르츠프링-러셀의 지도를 가로질러 간다. 무거운 원소들을 합성하기에 충분히 큰 이 별들은 원자핵이 붕괴될 때 초신성 폭발 후에 검은색이나 중성자와 함께 사망합니다. 약간 적은 질량을 가진 푸른 초신성은 계속해서 확장되어 붉은 초신성이 됩니다. 붉은 초신성은 그가 죽기 전에 여러 가지 푸른 초신성 단계를 반복하는 II형 초신성이다. 태양의 40배 이하의 질량을 가진 별들은 거대한 붉은색 슈퍼스타가 되어 피부 외부 층을 날려버리고 파란 슈퍼스타가 됩니다. 그리고 볼프리의 별들이 충분한 질량을 잃으면 흰 가시와 함께 죽습니다. 두 번째 초신성, 일종의 핵 붕괴의 초신성, 붉은 초신성, 또 다른 초신성, 즉 Ibc 초신성은 커다란 푸른 별인 늑대 레이엣으로 바뀔 것으로 추정된다.

초신성 타입
고전적인 세피드 변동성
이들 별들의 대부분은 근원-러셀 다이어그램의 불안정한 영역에 위치한 전형적인 초신성 밝기 등급에 속한다. 이 별은 핵에서 헬륨을 태운 별이며, 결국 점액근이 된다.

울프 리로
이것은 매우 무겁고 밝은 별이며, 매우 뜨거운 푸른 초신성, 그리고 주성 같은 영역들에 있는 헤르츠프링-러셀의 지도에 표시되어 있다. 그러나 그것은 강한 별바람으로 인해 외부 층이 거의 수소를 상실한 별이다. 스펙트럼에서 헬륨, 탄소, 질소, 산소, 수소와 같은 무거운 선들이 희박하거나 보이지 않는 것을 볼 수 있습니다. 태양보다 10~15배 큰 별들은 적색 초신성이 되고 붉은 초신성이 되고, 붉은 초신성이 조금 더 큰 항성은 파란 초신성이 됩니다. 태양의 3배 이상의 질량을 가진 별들은 밝은 파란색의 가변성을 얻고 내부에 보이는 늑대 광선을 통과한다.

밝은 파란색 변수
밝은 파란색 가변성은 파란색 초신성(Supernova)과 동일한 영역에 있는 Hertzsprung-Russell(Hertzsprung-Russell) 다이어그램에 나타나는 별입니다. 그러나 전형적인 파란색 초신성과는 달리, 그들은 기본적인 분광학의 특성에 의해 설명될 수 없는 비정상적인 분광학적 변동을 보여준다. P-star는 밝은 파란색 변수입니다. 이 별은 특정 시간 동안만 밝은 청색 변수로 관찰되며, 나머지 시간 동안 밝기는 변하지 않는다. 따라서 때로는 변수로서 보이지 않는 안정적인 시간에 대해 핫 블루 수퍼거이언트 또는 라이트 블루 변수의 후보자로 간주되기도 한다.

유형 B 별은 방출 또는 금지선 중 하나를 나타내는 유형 B 별이며, 그 중 일부는 파란색 초신성이다. 거대한 질량이 있는 거대한 진화성 별은 일종의 푸른 초신성이라고 볼 수 있습니다.

에리스는 에리스(Eris)라고 불리는 난쟁이 행성입니다. 2017년 5월 명왕성에 이어 두 번째로 큰 해왕성은 태양 주위를 도는 아홉 번째 가장 무거운 물체이다. 지름은 2,326 ± 12km이며, 플루토보다 작지만, 질량은 지구의 0.27%를 차지하는 플루토보다 27% 더 무겁다. 지름과 양은 각각 월 3분의 2와 월 3분의 1이다. 명왕성이 해왕성으로 분류되기 전에 몇몇 천문학자들은 에리스가 10번째 행성이라고 생각했다.

에리스는 2005년 1월 미국 천문학자 마이크 브라운에 의해 발견되었다. 그 후, 그것은 트랜스나발 물체(TNO)로 식별되었다. 그리스 신화에서, 이 물체는 불화의 여신인 투쟁과 불화를 상징한다. 발견 직후, 그는 인종에 대한 논란 후에 이름지어졌다. 처음에는 10살이었어요. 태양계에서 바라본 행성이지만, 2006년 8월 국제천문연맹은 난쟁이 행성의 개념을 재정의했고, Pluto, Seres, Humea, Macedon과 함께 난쟁이 행성으로 분류되었다. 에리스는 디즈니랜드라는 인공위성을 16일 동안 운용하고 있다. 2018년 1월, 에리스는 지구로부터 약 96개의 천문학적 단위가 떨어져 있고 지구나 플루토 행성의 두 배 정도 떨어져 있습니다.

순환
에리스는 태양에 초점을 맞춘 큰 심장박동을 가진 평평한 타원을 회전시킵니다. 태양계의 8개 행성은 지구의 표면과 거의 동일한 평면을 가지고 있지만, 에리스의 궤도는 약 44도의 궤도 각도를 가지고 있다. 별자리 주기는 558년이고, 지구에 가장 가까운 경우 37.91개, 멀리 떨어져 있는 경우 97.65개이다. 1698년부터 1699년까지, 그들은 1977년부터 2256년까지 그리고 2258년까지 원산지로 돌아갔다고 보고되었다. 오늘날 에리스는 넵튠 V774104의 외부 물체로부터 지구로부터 멀리 떨어져 있는 것으로 알려져 있지만 혜성과 우주 탐사를 제외한 800년 후에는 플루토보다 더 가까워질 것이다. 에리스는 태양계의 첫 번째 쿠이퍼 벨트 안에 있었지만, 해왕성의 중력에 의해 궤도로 유도된 것으로 추정된다.

크기, 질량, 밀도
2011년 에리스 지름은 성적 관찰에 의해 측정되었고 2,326 ± 12km로 알려져 있다. 질량은 달의 주기에 따라 측정되었다(15).774), 플루토보다 27% 더 무겁다는 것을 알 수 있습니다. 밀도는 2.52 ± 0.07 g/cm3로 추정되며, 대개 암석으로 구성된다.

대기 및 표면, 내부
태양으로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 매우 추워요. 표면 온도는 30K ~ 56K( -243) 사이이다.섭씨 2도에서 - 217도까지요.적외선 분광학에서는 표면 위의 메탄 아이스와 플루토와 같은 얇은 메탄 대기권에 둘러싸여 있음을 보여줍니다. 그러므로 일부 메탄은 대기를 형성하기 위해 회복될 것으로 예상되며, 태양에 가까이 다가가면 다시 얼게 된다. 그러나 현재의 관찰 기술은 표면과 대기를 식별하는 것을 더 어렵게 한다. 이 모델에 따르면, 방사성 동위원소의 붕괴는 실내에서 열을 발생시켜 얼음 밑에 바다가 존재할 수 있다.

은하수 종류
은하단은 매우 세분화되어 있습니다. 이 규칙의 하단 부분은 은하의 공간 분포에서 비교적 균일하며 전체 형태가 구에 가깝다. 이 은하단들은 많은 기계적 진화를 가지고 있을 것으로 추정된다. 이것은 털복숭이 은하단체를 포함하고 있습니다. 불규칙한 은하는 불규칙한 공간 분포를 보여주고 있습니다. 이 은하단들은 아직 성장 단계에 있으며, 많은 기계적 진화는 없을 것으로 추정된다. 여기에는 Virgo 클러스터가 포함됩니다.

은하집과 중력 렌즈
은하단은 중력 렌즈로서 매우 크고 거대한 역할을 합니다. 먼 은하계의 빛이 은하단을 통과하면 각 은하단의 모양과 밝기는 중력 렌즈 현상에 의해 변화된다. 그래서 은하단은 멀리 떨어진 은하를 연구할 수 있게 해줍니다. 은하의 질량 분포는 은하단으로부터 중력렌즈의 은하 이미지를 분석함으로써 결정될 수 있다. 성당의 그림에서, 가장 밝은 은하는 성당의 중앙에 위치한 노란 타원이다. 눈썹과 같은 물체는 중력 렌즈에 의해 왜곡된 은하군으로부터 멀리 떨어진 은하이다. 중력 렌즈는 렌즈 역할을 하는 은하계 뒤에 있는 은하계를 조명하기 때문에 망원경으로 사용된다.

은하단의 형성 및 진화
은하가 형성되면, 가벼운 은하가 중형 은하 주변에 모일 때 은하단이 형성된다. 그래서 은하단의 형성은 은하단의 형성에 비해 매우 늦습니다. 지금까지 발견된 가장 먼 은하단체의 거리는 약 90억 광년이며 원시 은하단도 더 멀리 떨어져 있다.

거리는 90억 광년이기 때문에 화이트 뱅킹 이후 약 48억 광년입니다. 오른쪽 사진은 원시 은하계의 어머니입니다. 아주 먼 곳에서 발견되었습니다. 이 거리는 120억 광년이고, 우주가 15억 년 동안 존재했던 은하단의 출현을 보여줍니다.

은하계와 우주의 거대한 구조
은하단은 우주에서 가장 밀도가 높은 존재이며, 주로 큰 필라멘트 구조가 만나는 위치에 있다. 필라멘트 램프의 은하가 끝을 향해 이동하면 첨단의 질량과 크기가 증가한다. 그러므로 은하단의 공간 분포와 운동 정보는 우주의 거대한 구조를 연구하는 데 매우 유용하다.

은하집과 우주 배경 복사
우주 배경 방사선이 은하수를 통과하면, 온도는 은하계 내의 자유 전자와 역방향 콤프턴 조각(약 10만분의 1초)으로 약간 상승한다. 10만 도). 그러므로, 선니예프-솔로도비치 효과는 은하가 주변보다 약간 더 어둡게 보이는 연속 파장의 현상이다. 이 현상은 우리가 새로운 은하단을 발견하거나 질량과 거리를 측정할 수 있게 해줍니다.

헤지어 은하수
처녀자리 근처에 있는 은하단은 처녀자리에서 5배 더 멀리 떨어져 있다. 이것은 처녀 은하보다 크고 무거운 은하단의 대표적인 예입니다. 이것은 매우 빠르게 충돌하는 은하집입니다. 은하밀도 분포와 은하간 가스밀도 분포는 공간적으로 다르며, 구가 빠른 속도로 움직일 때 구와 비슷해 구의 바닥으로 불리는 두 개의 은하 집단 중 하나는 구의 바닥이다.