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갈릴레오는 1610년 목성 근처에 있는 갈릴레오가 망원경으로 발견한 네 번째 위성이다. 이것은 갈릴레오라고도 불립니다. 그것은 목성의 4대 위성 중 가장 큰 것으로 그리스 신화 제우스( 목성: 목성)의 연인의 이름, 이오, 유로, 가티메데, 칼리스토로 이름지어졌다. 크기와 관련하여, 가니메데는 타이탄, 칼리스토, 아이오, 지구의 달, 유럽, 해왕성을 따른다(그림 1 참조). 갈릴레오의 발견은 천문 관측에 있어 망원경의 중요성을 상기시킨다. 게다가, 이 위성들이 지구 밖에서 물체를 날리는 것은 지질학적 이론을 심각하게 손상시키고 있으며, 코페르닉의 지질학적 이론을 뒷받침하는 강력한 예로서 언급되고 있다.

발견의 역사
갈릴레오는 망원경을 개선하여 20배 확대하여 해상도를 높였다. 그는 1609년 12월에서 1610년 1월 사이에 이 네 개의 물체들을 발견했지만, 나중에야 그들이 목성 위성이라는 것을 발견했다. 1610년 1월 7일, 갈릴레오는 그의 첫번째 편지를 썼는데, 그는 이 물건들에 대해 언급했다. 그는 그 중 세 개를 발견했고 목성 주위에 고정되어 있다고 생각했습니다. 그들이 계속 관찰하고 4번째 위성을 발견한 후 그들은 목성 주위를 도는 것이 아니라 목성 주위를 도는 것을 발견했다. 이것은 1610년 3월에 일어났습니다.

갈릴레오의 발견은 천문학적 도구로 천문 망원경의 중요성을 입증했다. 이 네 개의 물체들이 지구 이외의 행성들을 중심으로 회전한다는 사실은 지구 중심부를 심각하게 강타해야 했다. 갈릴레오는 그의 발견을 "사이더우스 Nuncentus"라는 책에서 발표했습니다. 그러나 그는 태양이 우주의 중심에 있다는 코페르닉의 가설을 명시적으로 언급하지 않았다. 그러나 그것은 알려지지 않았고, 그 책에는 코페르니쿠스 이론과 관련된 많은 내용이 포함되어 있다. 목성 주변에는 4개의 위성이 있고, 동상들이 달처럼 변한다는 사실은 그들이 가설을 파괴한다는 직접적인 증거이다.

목성과 가장 가까운 것은 4개의 갈릴레오 위성입니다. 이 위성은 지름이 3인 태양계에서 네 번째로 큰 위성이다.그의 이름은 헤라의 첫 번째 아내인 그리스 신화 이오에서 유래했고, 제우스는 그를 사랑했습니다. 그러나 그것은 최근 에오라고 불렸고, 목성 1호로 간단히 언급되었다. IO는 태양계에서 지질학적으로 가장 활발한 위성이다(그림 3 참조). 400개 이상의 활화산이 표면에 분포되어 있다. 게다가 100개 이상의 산이 있는데, 그중 일부는 에베레스트산보다 더 높다. 외부 행성들의 일부인 얼음으로 뒤덮인 다른 위성들과는 달리, IO는 녹은 철과 황으로 이루어진 핵을 둘러싸고 있다. 아직 입증되지 않았지만, 갈릴레오 지구로부터 얻은 최근의 정보는 IO가 자기장을 가질 수 있다는 것을 보여주었다. IO는 소량의 이산화황(SO2)으로 이루어진 얇은 대기를 가지고 있다. 탐사선이 이곳에 착륙할 경우 목성의 강력한 방사능으로부터 보호하고 생존하는 것이 최우선 과제로 간주되어야 한다.

많은 양의 활성 핵이 있는 블랙홀로 유입되는 물질은 고정 창문 밖으로 유입되는 것으로 알려져 있다. d. 즉, 광년 밖에서요. 그것은 차가운 가스나 먼지로 이루어진 도넛 형태이기 때문에 "토러스"라고 불린다. 상대적으로 불규칙한 물질의 분포인 토루스는 AGN 통합 모델의 필수 요소이다.

활성 코어 관찰 속성
다양한 파장 대역의 천문학적 관찰에서 발견되는 활성 핵은 매우 다양하다. 이러한 다양한 관찰 특성은 활성 코어의 각 구성요소에 따라 분류된다.

첫째, 노심 고정장치 또는 상대 제트기에 의해 방출되는 연속 가시 방사선이다. 이것은 고온 부착 디스크 재료에서 열 방사나 상대 제트기에 의해 방출되는 싱크로트론 방사선에 의해 발생하는 것으로 알려져 있다.

둘째로, 그것은 뜨거운 가스나 핵 먼지에 의한 연속적인 적외선이다. 노심으로부터 나오는 빛이 주변 가스나 먼지에 흡수될 때, 광에 흡수되는 가스나 먼지는 가열되고, 열 방사선은 적외선 연속성에 의해 다시 방출된다.

셋째로, 가시광범위에서 관찰되는 광선폭발선이다. 한국의 활동적인 중심부에 존재하는 가스 구름은 가시광선 스펙트럼 라인을 방출하고, 도플러선이 성장하는 중심에 접근하며, 느리게 움직이는 가스 구름에서 좁은 버스트 라인이 관찰된다.

넷째, 활성핵 중심에서 방출되는 상대 제트기는 자기장 근처의 전하 부분을 가속할 때 발생하는 싱크로트론 방사선을 방출한다. 이는 무선 영역의 강력한 연속 방사선에 의해 관찰된다.

다섯째, 차갑지만, 핵물질로부터 형광물질로 만들어진 X-ray 주파수선입니다. 예를 들어, 철)이 유도되고, 활성 핵의 탑재 Scheiben 주위에서 상대 제트기나 뜨거운 코로나에 의해 방출된다.

활성화된 코어 카테고리
일반적으로 활성 핵은 두 개의 주요 그룹으로 나뉜다. 강한 연속 방사선을 발생 및 방출하는 상대 제트기의 방사능은 상대 제트기의 저방사능 방사능 활동의 핵심으로 분류된다.

파워웨이브 퀴즈
별처럼 푸른 점 광원이지만 강한 방사선을 방출하는 물체는 중립 광원으로 불린다. 그 후 방사성파를 방출하지 않는 반물질 물체(QSO)가 있는 활성 은하핵이 발견되었다. 무선 소음 쿼리는 제트기에서 방출되는 연속적 싱크로트론 방사선, 강한 가시적 연속 방사선, 강한 가시광폭 및 강한 가시광폭을 개발하는 비교적 진보된 대기열이다. X-ray도 매우 많이 방출됩니다.

블레이저
블레이저는 BL Lac 개체의 특성과 활성 코어의 시각적 가변적 완전성(OVV 품질)에 따라 명명되었습니다. Blaza의 대표적인 관찰 특징은 상대 제트기가 지구 방향을 향하고 있기 때문에 제트 슈퍼 빔의 이동과 극적으로 변하는 밝기이다. 강한 가시적 방사선, 방사선 및 연속 X선 방사선이 방출되지만, 어떠한 방사선도 관찰되지 않는다.

방사성 은하
전파는 가장 활발히 발달한 은하핵입니다. 가운데에서 kpc 이상으로 확장된 노심의 광원과 광원이 크게 관찰된다. 상대 제트기의 시야각이 너무 커서 상대 제트기는 블레이저와 달리 잘 분해되어 있기 때문이다. 상대 제트기의 방사선 분포에 따라 그들은 또한 유형 FRI (Fanarof-Raily I)와 유형 FRII (Fanarof-Raily II)로 분류된다.

활성 은하핵(Active Galactic Nuclear, AGN)은 일반 은하보다 훨씬 밝은 특정 활동을 수행하는 은하의 중심부이다. 이러한 활성 은하는 활성 은하라고 불린다. 활동 중심부의 밝기는 너무 밝아서 은하에 존재하는 모든 별들의 밝기로 설명할 수 있을 뿐만 아니라 활성 노심으로부터 방출되는 빛은 또한 전파, 적외선, 자외선 및 X선 같은 다양한 전자기파에 빛을 발한다. 감마선에서도 빛을 발할 수 있습니다. 이러한 스펙트럼 특성은 전형적인 은하의 별빛으로 설명하기가 어렵다. 또한, 이 강한 빛의 밝기는 시간에 따라 변화하며, 그것의 주기는 몇 시간에서 며칠에 걸쳐 몇 년에 걸쳐 변화한다. 그들 중에서는 활성핵 크기가 광시간에서 광일까지의 매우 작은 범위임을 알 수 있다.

활동 중심에는 태양보다 수백만배에서 수십억배 더 많은 질량이 있는 초거대 블랙홀이 있습니다. 블랙홀은 중력으로 주변 물질을 고정 디스크로 끌어당기는데, 이는 온도를 높이고 빛을 통해 많은 에너지를 방출한다. 이 과정에서, 어떤 물질은 제트라고 불리는 블랙홀의 회전 축 주변의 원 안에 수직으로 빠르게 방출된다. 제트기의 재료는 상대 속도 또는 조명 속도 근처에 방출된다. 제트기는 빛으로 약간의 에너지를 방출하고, 빛의 스펙트럼은 무선 영역에서 감마선까지 뻗어 있다. 이 제트기는 폭발할 때 매우 큰 운동 에너지를 가지고 있으며, 1,000광년 이상 지속됩니다. 활성 핵심을 둘러싼 초거대 블랙홀에 들어가는 물질은 냉각 가스와 먼지 토러스에서 나오는 도넛 형태로, 고정 창문보다 훨씬 큰 것으로 추정된다.

활성 핵 발견
1909년, 에드워드가 관찰한 NGC 1068의 방사선은 당시 알려진 은하계 별에서 볼 수 있는 방사선과 매우 다르다는 것을 발표하였다. 1918년, Hever Curtis는 M87의 활동적인 핵에서 나오는 제트기를 발견했다. 방출선에 따르면 제트기의 발견은 활성 핵에 초점을 맞춘 매우 강력한 에너지원의 존재에 대한 중요한 지표였다. 1943년 칼 시퍼트는 매우 밝은 핵과 넓은 파장을 가진 은하를 발견했다. 그 이후로, 전파 천문학이 발달하면서, 활성 은하에 대한 관측 연구는 새로운 시대로 접어들었다. 활성핵세포의 구조를 1초까지 구별할 수 있는 방사능에 의한 활성핵 생물의 발견과 실험 및 제트 탐사가 활성화되었다. 그 후 다양한 파장 대역과 방사능에서 무수히 많은 활성 무수힘을 관찰하고 그 다양한 물리적 특성을 발견하기 위해 다양한 물리적 특성과 많은 활성 무수히 많은 활성 무수힘을 발견하였다.

초거대 검은색 구멍과 고정 창문
활성 핵의 발견 이후 많은 관측 연구에서 알려진 활성 핵의 가장 중요한 특징 중 하나는 태양 질량의 수억배에서 수억배 정도 되는 질량의 초거대 블랙홀의 존재이다(그림 2). 일반적으로 초거대 블랙홀이 은하의 중심에 위치하며, 이 초거대 블랙홀이 우리 은하를 포함한 대부분의 무거운 은하의 중심에 존재하는 것으로 알려져 있습니다. 초거대 블랙홀은 주변 물질을 강한 중력으로 흡수(첨부)하고, 당겨진 물질은 고정 디스크로 불리는 초거대 블랙홀 주위를 돌면서 얇은 판이나 두꺼운 도넛 모양을 만든다. 하드디스크에 있는 물질은 중력에 의해 압축되고 마찰을 일으키며 온도가 상승하여 많은 양의 에너지를 X-ray 빛에 방출합니다.

상대 제트
고질량 블랙홀로 진입하고 고정scheibe 형성 과정에서 이러한 재료와 전자적으로 연결된 자기장 또한 고정scheibe 중심에 집중한다. 따라서 디스크 중앙에는 강한 질량이 형성되며, 이 과정에서 일부 자재는 블랙홀의 회전축을 둘러싼 실린더에 수직으로 빠르게 방출됩니다. 특히 이 제트기는 제트 물질의 방출 속도가 광 속도에 가깝기 때문에 상대 제트기로 불린다.

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.