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Starship version space science

 

메모 2602_161003_소스1.재해석【】

소스1.

https://scitechdaily.com/this-tiny-blue-galaxy-is-glowing-with-rare-and-violent-stars/

.This Tiny Blue Galaxy Is Glowing With Rare and Violent Stars

이 작은 푸른 은하는 희귀하고 격렬한 별들로 빛나고 있습니다

 

_반짝이는 푸른색 왜소은하 마카리안 178은 불과 1300만 광년 떨어진 곳에서 빛나고 있으며, 뜨거운 젊은 별들과 희귀한 대형 항성들로 가득 차 있습니다.

_운명이 정해진 거대 별들로 가득 찬 작은 푸른 은하는 최근에 일어난 불가사의한 우주 충돌을 암시합니다.

_이번 주 유럽우주국(ESA) 허블 사진 으로 선정된 반짝이는 푸른색 천체는 마카리안 178(Mrk 178)이라는 소형 왜소은하 입니다.

_우리 은하 보다 훨씬 작은 이 은하는 지구에서 약 1300만 광년 떨어진 큰곰자리 방향에 위치해 있습니다 .

2.마카리안 178이 푸른색과 붉은색으로 빛나는 이유는 무엇일까요?

_마카리안 178의 대부분은 먼지에 의해 심하게 가려지지 않은 젊고 매우 뜨거운 별들 로 가득 차 있어 푸른빛을 띕니다 .

하지만 은하의 일부는 가장 밝은 외곽 영역 근처에 질량이 큰 별들이 밀집되어 있어 붉은색으로 보입니다.

이 선명한 성운에는 희귀한 볼프-라이에 별들이 놀라울 정도로 많이 존재합니다.

ㅡb1.【우주에는 수많은 은하들이 각자의 별들을 보유하고 있다. 그 별들은 msbase 은하안에서 태어나고 죽는다.

이과정에서 별은 성운에서 태어나 성운으로 사라진다. 이들 별들은 볼프-라이엣 별들로 외피 원소들을 벗어내며 확장되어 은하핵이 폭발하며 qpeoms.vixer,vixxa 블랙홀이나 중성자를 남기고 사라진다. 어허. 2602170626.

】

 

2-1.
_볼프-라이에 별은 강력한 항성풍을 통해 외층을 빠르게 벗어내는 질량이 큰 별입니다.

_마카리안 178에서는 이러한 항성풍이 은하의 스펙트럼에서 뚜렷하게 보이는 강력한 방출 신호를 생성합니다.

_허블 망원경의 특수 필터를 통해 관측하면, 빛나는 이온화된 수소와 산소가 붉은색으로 나타나 은하의 주된 푸른색과 대비를 이룹니다.

3.최근 급증한 별 형성의 단서
_별들은 블랙홀 이나 중성자 별로 붕괴하기 직전에 볼프-라이엣 단계에 진입합니다 . 이 단계는 수백만 년밖에 지속되지 않기 때문에,

_마카리안 178에서 볼프-라이엣 별들이 많이 발견되는 것은 이 은하에서 최근 별 형성 활동이 급증했음을 시사합니다.

ㅡa1.【 nk별들이 vixer블랙홀이나 vixxa 중성자로 붕괴 직전에 볼프-라이엣 단계에 진입한다. 별의 외피가 은하 스케일로 성운 banc로 벗겨지는 것이다.

ㅡ다음은 매우 주요한 나의 가설적 볼프-라이에 mbxell.qqcell.banc 붕괴 시나리오이다. 어허. 1134.

1.ㅡ볼프 라이에 단계는 banc.qpeoms가 은하의 전구역에서 msshell 형성 붕괴가 시작하는 단계이고 msxell.nvixer.msoss 에 이르면 블랙홀이나 중성자 별이 생성하는 단계에 이른다.

2.ㅡ 더 진행하여 블랙홀이 형성되면 qqcell.qvixer.eqpms.dark_energy가 개입되어 수많은 소립자들이 등장한다. 으음. 2602161131.

】

3-1.
_이러한 활동의 ​​원인은 즉시 밝혀지지 않았습니다. 마카리안 178은 비교적 고립되어 있으며, 가스를 쉽게 교란시킬 만한 대형 은하가 근처에 없습니다.

천문학자들은 이 활동의 ​​촉발 요인이 훨씬 작은 동반 은하와의 충돌이었을 것으로 추측합니다.

ㅡa2.【거대 별들의 banc 붕괴의 원인이 은하간 충돌에서 비롯 되었다는 전제만 존재하지 않는다. 다양한 원인에 작은 부분은 보통물질계에서 qqcell의 양자 거대 입자발생 직접원인도 존재한다. 물론 암흑물질로 발생하는 것 mbxell 만큼 흔하지는 않을 것이다. 어허.

대형 쌍안경 망원경(LBT)을 이용한 심층 관측 결과, 마카리안 178 주변에 희미한 조석 구조가 발견되었으며 , 이는 과거의 상호작용을 시사합니다.

앞으로 있을 허블 망원경의 고해상도 관측은 이 활발한 왜소 은하의 완전한 별 형성 역사를 밝히는 데 중요한 역할을 할 것입니다.

3-2.
_마카리안 178은 1500개가 넘는 마카리안 은하로 이루어진 더 큰 은하군에 속합니다. 이 은하계들은 아르메니아 출신의 천체물리학자 벤자민 마카리안이 목록화했는데, 그는 비정

이러한 활동의 ​​원인은 즉시 밝혀지지 않았습니다. 마카리안 178은 비교적 고립되어 있으며, 가스를 쉽게 교란시킬 만한 대형 은하가 근처에 없습니다.

_천문학자들은 이 활동의 ​​촉발 요인이 훨씬 작은 동반 은하와의 충돌이었을 것으로 추측합니다.

대형 쌍안경 망원경(LBT)을 이용한 심층 관측 결과, 마카리안 178 주변에 희미한 조석 구조가 발견되었으며 ,

이는 과거의 상호작용을 시사합니다. 앞으로 있을 허블 망원경의 고해상도 관측은 이 활발한 왜소 은하의 완전한 별 형성 역사를 밝히는 데 중요한 역할을 할 것입니다.

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Wolf-Rayet Star / WR
볼프-레이에별은 아주 무거운 질량을 가진 항성의 최종 진화 단계로, 어마어마하게 불어난 외피층을 자신의 강력한 항성풍으로 날려보낸 별이다.

1867년 프랑스의 천문학자 샤를 볼프와 조르주 레이에가 함께 발견했으며, 분광형은 W로 대기가 헬륨으로 되어 있다.

.설명
표면 온도는 25,000 K에서 210,000 K 에 달한다. 광도는 태양의 15만 배에서 현재까지 발견된 네번째로 밝은 별 R136a1의 경우 태양의 약 800만 배 까지 다양하다.

질량 역시 태양의 9배에서 최대 태양의 215배 이상에 달한다. 아직 발견되지는 않았으나 일부 볼프-레이에별은 이보다도 더 클 수 있다.

커질수록 온도가 떨어져서 형태를 유지하는 초거성과 달리 온도가 너무 높고 그에 따른 항성풍도 매우 강력해서 가벼운 원소들이 별 밖으로 빠져나간다.

이렇게 계속 빠져나가니 수명은 짧을 수밖에 없고, 별의 구성이 무거운 원소로만 구성되므로 진화할수록 크기가 작아진다.

태양에 비해 수 백만 배는 밝으며 막대한 양의 가스를 주변으로 흩뿌린 상태라 성운이 형성된다.

성운의 형성 과정은 행성상 성운과 비슷하나 구조도 매우 복잡하고 성운 한 가운데에 아주 밝은 별이 존재하는 등 대단히 활동적이다.

이들이 항성풍으로 잃어버리는 질량은 태양이 항성풍으로 잃는 질량의 약 10억 배에 달한다.

현재까지 확인된 볼프-레이에 별은 우리 은하에서 230개 정도이고, 대마젤란 은하에서는 100여 개, 소마젤란 은하에서는 12개 정도가 확인되었다.

 

1. 감마선 폭발

이중 많은 양의 질량을 잃어 탄소층까지 노출한 볼프-레이에별은 감마선 폭발을 일으킬 가능성이 있는데, 감마선 폭발 시 많은 양의 강력한 감마선이 나오기 때문에 주변의 생태계에 치명적인 영향을 끼칠 수 있다.

가까운 볼프-레이에별인 WR 104의 경우 8,500광년 밖에 떨어져 있지 않고 회전축이 지구와 16도 경사만을 이루기 때문에

WR 104가 감마선 폭발을 일으킬 경우 지구 오존층의 25%가 사라져 먹이사슬이 붕괴되며 많은 생명체가 멸종할 것이다.

이전에도 감마선 폭발로 지구상의 많은 생명체가 멸종했을거라 추정하지만(오르도비스기-실루리아기 대멸종),

후속 연구에 따르면 WR 104의 회전축이 지구와 30~40도 경사(최대 45도)로 더 많이 비껴나와 있을 가능성이 높다고 보기에 폭발 시에도 최악의 시나리오가 발생할 확률은 매우 낮다고 보고 있다.

또한 제트의 폭이 넓어지면 영향거리가 짧아져서 지구에 오기 전에 끝나버릴 가능성이 있고, 제트의 폭이 좁아지면 영향거리는 길어지지만 지구에서 한참 빗나간다.

발견하게 된 것이 매우 운이 좋은데, 미국이 매의 눈으로 핵실험을 관측하기 위해 쏘아올린

VELA 위성에 실린 감마선 관측기에서 잡으라던 핵실험은 안 잡고 이상한 걸 잡았고, LANL에서 이에 대해 연구하기 시작했다.

이후 하나의 VELA 위성이 아닌 여러 VELA 위성에 잡혔음을 깨달았으며, 계속된 연구로 우주에서 발생한 감마선임을 알았다.

2.분광형

크게 WC, WN,[6] WO, WN / C[7]형으로 분류되는데 이는 탄소(C), 질소(N), 산소(O) 방출 스펙트럼의 정도에 따른 분류이다. 분광형은 11 ~ 2.5까지 존재한다.

이렇듯, 볼프-레이에별의 분광 스펙트럼은 평범한 항성에 보이는 수소선 대신에 헬륨, 탄소, 질소의 폭 넓은 방출선을 볼 수 있다. 이러한 방출선이 보이는 항성들의 숫자는 매우 적기 때문에,

우리 은하 뿐만 아니라 우리 은하 근처 은하에서도 찾기가 쉬운 편.

. 태양계의 기원설과 볼프-레이에별

상세 내용 아이콘 자세한 내용은 태양계 기원설 문서의 볼프-레이에별 부분을 참고하십시오.
2010년대 이후 태양계의 생성이 이 볼프-레이에별의 항성풍 거품에서 생겨났다는 설이 제기되었다.

태양계의 생성기원에 대해서는 천체물리학계에서도 여러 설이 분분한데, 태양계는 다른 주계열성 항성계에 비해 비교적 무거운 중원소들이 풍부한 편이라 그동안은 주로 초신성의 폭발 잔해에서 생겼다는 설이 많았다.

그런데 초신성 폭발의 잔해에서 생긴 별 치고도 중원소 금속의 비율이 너무 높았고,

때문에 한번의 초신성 폭발로 생성된 것이 아니고 1차 초신성 폭발의 잔해가 뭉쳐서 거대 항성이 생겼다가 다시 2차 초신성 폭발을 일으키고

그 2세대 항성의 폭발 잔해가 뭉쳐서 태양계가 탄생해 중원소들이 누적되어 금속의 비율이 더욱 높아졌다는 식으로 설명하였다. 즉 태양은 원래 초거대 항성의 손자뻘인 3세대 항성이라는 것.

하지만 이런 초신성 기원설로도 동위 원소들의 구성비율의 이론적 예측치와 태양계의 실제 비율과 잘 맞지 않는 문제가 있었다.

태양계의 중원소 중에서 특히 알루미늄-26은 풍부한데 철-60은 매우 부족한 문제가 있었다.

그런데 이 볼프-레이에 별의 엄청난 항성풍에는 이런 중원소 비율이 매우 높아서 알루미늄-26의 생성과 철-60의 부족을 설명할 수 있다는 설이 제기되어 이 볼프-레이에별을 태양계의 기원으로 보는 설이 천문학계의 관심을 모으고 있다.