천체은하 물리학
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소개글

천체은하 물리학에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 에너지 방정식과 우주론
2. 초기 우주의 수소와 헬륨비
3. 우주선
4. 은하의 분류
5. K-보정
6. 은하 종류 별 스펙트럼
7. 세이퍼트 은하 스펙트럼
8. 은하의 중성수소 함량
9. 은하의 광학관측
10. 은하의 형태와 형성
11. 타원은하의 질량추정
12. 나선은하의 질량추정

본문내용

발생된다. 여기서는 거대블랙홀이 별들을 잡아먹는 과정에서 제트를 분출하는데 제트는 보통 X-선으로 구성되어 있기 때문이다.
10. 은하의 형태와 형성
보통 은하의 색은 은하의 형태에 크게 좌우된다. 이는 동일한 형태를 갖춘 은하는 동일한 항성 종족의 비율을 가지며, 진화단계도 비슷하다는 것을 의미한다. 반면, 타원은하의 경우는 드보쿨레르 법칙에 따라 밀도는 에 비례하며, 은하의 원반지역은 거리에 따라 밀도가 지수함수적으로 감소한다. 이는 은하의 형태가 달라도 어반부와 중심핵의 팽대부는 비슷한 역학적 상태를 지니고 있음을 뜻한다.
우주 대폭발 이후 온도요동에 의해 밀도가 빽빽한 지역에서 중력수축이 일어나 형성 되었다. 보통 각운동량이 클수록 은하의 편평도가 증가한다. 타원은하의 경우에는 은하 생성초기에 별들이 구형분포를 이루고 중심핵의 집중도가 상승하여, 빠르고 효율적인 별탄생이 일어난다. 반면, 나선은하의 경우에는 상대적으로 별생성 과정이 느리며, 별들은 후에 가스원반에서 탄생된다. 보통 회전이 느릴 경우, 별들은 구형 분포를 이루고, 회전 속도가 빠를 경우, 편평한 원반 분포를 이룬다.
11. 타원은하의 질량추정
은하 내부가 역학적으로 안정되어 있는 경우, 비리얼 정리를 만족시킨다.
여기서 이며 의 식을 만족시킨다. 고로 비리얼 방정식은 아래와 같이 쓸 수 있다.
여기서 속도는 x성분, y성분, z성분의 속도로 나타낼 수 있으므로 아래와 같이 나타낼 수 있다.
여기서 라고 가정하면, 의 식을 구할 수 있다.
위와 같은 식이 만족하므로 은하의 질량은 최종적으로 아래와 같이 근사적으로 구할 수 있다.
만약, 관측하는 별의 속도가 보다 크다면, 해당 은하의 구성원이 아닐 가능성이 있으며, 은하 내에 있는 경우, 은하로부터 탈출하는 별이다.
12. 나선은하의 질량추정
나선은하의 질량은 중력 위치에너지와 원심가속도가 같다고 식을 세우고 구할 수 있다. 식은 아래와 같이 나타낼 수 있다.
이러한 방식으로 구한 나선은하의 질량은 대략적인 추정 방식이다. 나선은하의 대표적인 은하인 우리은하의 경우, 중심 팽대부, 그리고 원반, 그리고 외곽 지역의 속도곡선의 분포가 다르기 때문에 각 영역에 맞는 식을 통해서 질량을 구할 필요가 있다. 중앙 팽대부의 경우, 의 관계를 만족한다.
의 관계가 성립된다. 즉, 의 관계가 성립되므로 의 관계가 성립한다. 하지만, 은하 중심에서 멀리 떨어질수록 속도는 일정하다.
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  • 등록일2017.09.24
  • 저작시기2017.5
  • 파일형식한글(hwp)
  • 자료번호#1034799
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