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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
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하여 조석력으로 작은 은하를 깨뜨려 삼키게 된다. 이러한 은하 잡아먹기 과정을 통해서 초거대 타원은하(cD은하)의 존재를 설명한다. cD은하는 1Mpc이상의 광범위 헤일로를 가지며, 다중 은하핵이 존재한다. 또한 은하단의 중심부에 위치한다.
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Forms
타원은하에서 나선은하까지 분류되는 연관성에 대한 안내
-H-S분류에서 early(늙은별 지배적) & late(젊은별 많음) type은 시간적(진화)의 관계가 아님.
-dVA- 드보끌레르가 1962년 저녁에 맥도날드 관측소에서 그림.
-형태학분류에 사용된 그림
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은하의 스펙트럼을 통한 구분
은하는 스펙트럼을 통해서 해당 은하가 타원은하인지, 나선은
하인지 혹은 불규칙은하인지 구분할 수 있다. 먼저, 타원은하는
오른쪽 그림에서 보는 것처럼 방출선이 없고, 짧은 파장의 연속
복사가 약하게 나
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은하는 대부분 타원은하이다. 그 이유를 설명하시오.
- 타원은하는 무거운 종족의 별이 많으며, 적색거성이 많다. 또한, 성간기체와 티끌이 부족하여 활발한 별생성이 이루어지지 않으며, 나이가 많은 만기형 별이 대다수를 이루기 때문에 만
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