볼프 레이어별의 감마선 폭발

볼프 레이어별은 매우 무거운 질량을 가진 항성의 마지막 진화 단계에서 엄청나게 증가된 외층을 그의 강력한 태양풍으로 날림으로써 내면의 핵심이 드러난 별이다.

 

1867년 프랑스의 천문학자 찰스 울프와 조르주 레이어가 함께 발견했고, 봉왕현은 W에 대기 헬륨을 가지고 있었다. 주와 성운은 엄청난 양의 가스를 분산시키는 형성을 했다. 성운 형성 과정은 행성 성운에 매우 밝은 별이 존재하기 때문에 매우 활동적이며, 구조가 비슷하지만 매우 복잡하며 성운도 매우 복잡합니다. 이러한 별의 바람에 손실되는 질량은 태양이 별의 바람에 손실되는 질량의 10억 배에 이른다.

 

최근에는 태양계의 세대가 별의 별빛 바람방울을 가지고 이 울프레이에서 태어났다는 이론이 제기되었다. 일부 이론은 우리 태양계의 기원이 어디에서 유래했는지에 대한 천체물리학으로 나뉜다. 그러나 우리의 태양계는 다른 주계열 항성계에 비해 상대적으로 무거워 초신성 폭발 잔재로 만들어졌다는 이론이 많았다. 그러나 초신성 폭발의 잔해에서 발생한 별에 비해 중단백질 금속의 비율이 너무 높았다. 그래서 폭발로 인해 생성된 것이 아니라 1차 초신성 폭발의 잔재가 뭉쳐 거대한 별을 일으켰지만, 초신성 폭발 2세대와 별 폭발 잔재 2세대가 뭉쳐 우리 태양계가 탄생하고, 나카로겐이 축적되고 금속의 비율이 높아졌다. 즉, 태양은 원래의 초거성 별의 손자 진흙인 3세대 별과 관련이 있다. 그러나 그러한 초신성 기원 이론은 동위원소의 구성 비율과 태양계의 실제 비율에 대한 이론적 예측과 잘 맞지 않는 문제들도 가지고 있다. 태양계의 중단백질, 특히 알루미늄 26은 풍부하지만 철 60은 매우 부족한 문제였다. 그러나 이 울프-A 이론은 레이에게 별의 거대한 별바람, 그렇게 높은 비율의 메소단백질이 그러한 알루미늄 26의 생성과 철 60의 부족을 설명할 수 있고, 이 울프-이 행성은 태양계의 기원인 태양계와 천문학계의 관심을 끌고 있다는 것이 제기되었다.

 

폴프 레이어별의 밝기

밝기는 지금까지 발견된 가장 밝은 별 R136a1의 태양의 15만 배에서 870만 배까지 다양합니다. 질량은 태양의 20 ~ 265 배입니다. 아직 발견되지는 않았지만 울프 레이의 별은 그것보다 클 수 있습니다. 그들의 수명은 매우 짧고, 그들의 반경은 중력으로 인해 질량보다 작습니다. 감마선 폭발 볼프 레이어 별의 질량을 잃고 탄소층에 노출된 볼프 레이어 별은 감마선 폭발을 일으킬 수 있다. 감마선 폭발 과정에서 다량의 강력한 감마선이 나오기 때문에 주변 생태계에 치명적으로 영향을 미칠 수 있다.

 

WR104는 울프레이 별 근처에 있는 것으로, 회전축이 8000광년 미만인 지구와 16도 기울어짐에 불과하기 때문에 감마선 폭발을 일으키면 지구 오존층의 25%가 사라지고 먹이사슬이 무너지고 많은 생명체가 멸종된다. 감마선 폭발로 지구상의 많은 생명체가 이전에도 멸종된 것으로 추정된다. 그러나 이후의 연구에 따르면 WRIt는 104의 회전축이 지구에 더 기울어지고 3040도(최대 45도)의 기울기가 있을 가능성이 높으며 폭발이 일어났을 때도 최악의 시나리오가 발생할 확률은 매우 낮다. 또한 제트기가 넓으면 충격거리가 지구에 오기 전에 다소 짧아지고 끝날 수 있으며, 제트기가 좁아지면 충격거리가 길어지겠지만 당분간 지구 밖이 될 것이다.

 

발견돼서 매우 운이 좋았지만 미국은 매의 눈으로 핵실험을 관찰하기 위해 발사한 VELA 위성에서 감마선 관측기를 잡고 핵실험 없이 이상한 것을 발견해 LANL에서 연구하기 시작했다.잠시 후, 그는 자신이 VELA 위성이 아닌 여러 개의 VELA 위성을 탈 수 있었다는 것을 깨달았고, 나중에 그것이 우주에서 일어난 감마선이라는 것을 알게 되었다.따라서 과학이 과학사고로 발전하는 현상을 세렌디피티 현상이라고 하는데, 감마선 폭발의 발견이 대표적인 예다.

 

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백색 왜성이란?

백색 왜성은 일반적으로 융합 반응을 통해 생성된 탄소 및 산소의 주요 구성 요소이며 융합 반응을 일으킬 수 없어서 자체 무게를 지탱하는 힘을 얻을 수 없습니다. 따라서 이 별은 스스로 붕괴하고 핵은 빠르게 수축하지만, 전자 퇴행성 압력은 수축이 안정화되고 중간에 붙어 온전하게 냉각되며 밀도는 태양의 평균 밀도의 백만 배에 도달합니다. 전자 퇴행성 압력의 힘으로 운반될 수 있는 질량의 한계를 찬드라 세 칼 한계라고 부르며 회전하지 않는 백색 왜성의 경우, 태양의 약 1.44배다.

 

백색 왜성의 크기는 보통 지구의 규모로 알려졌지만, 이것은 태양 질량의 별이 행성 포수 성운에 질량을 방출하는 백색 왜성으로 제한되며 질량에 따라 크기가 다르다. 그러나 그것은 퇴행성 물질로 구성되어 있기 때문에, 일반적인 물질과는 달리, 질량이 증가하면 크기가 반비례 적으로 감소한다. 샹드라세칼 한계 직전 최대 질량 백색 왜성은 지름 1,700km가 될 것으로 예상하는 반면 최소 질량 항성(0.08배 태양 질량)을 가진 백색 왜성은 해왕성의 크기에 해당한다고 보고서는 밝혔다. 가장 작은 별들은 오히려 가장 큰 백색 왜성으로 진화할 것이다.

 

백색 왜성의 성분도 별 질량에 따라 다르다; 태양 질량의 8-10배에 해당하는 별은 산소, 네온, 마그네슘의 주요 성분이고, 태양 질량이 0.5~8배인 별은 탄소와 산소의 주요 성분이다. 태양 질량 0.08-0.5배의 별은 헬륨이 주요 구성 요소인 백색 왜성이 되지만, 이러한 수명은 이론적 천체로서 우주 시대보다 더 긴 헬륨 - 백색 왜성으로 남아 있습니다.

 

백색 왜성의 표면 온도는 상당히 높지만, 이 열은 뜨거운 핵의 잔여 열과 별의 중력 수축으로 발생하는 열로, 자체 에너지를 생산하지 않는다. 따라서 백색 왜성은 감각에 따라 점점 더 냉각되고 다냉각된 검은 왜성이 될 때 덜 두드러집니다. 그러나 시간이 매우 길어서 검은 왜성으로 확인된 별은 여전히 없습니다. 이론적으로, 백색 왜성이 태양 질량의 50%인 10만 K에 도달하는 데 걸리는 시간은 주변 5K보다 낮은 흑 왜성이 되기 위해 우주의 나이를 훨씬 넘어서 138억 년인 900조 년에 이르기 때문에, 이제 흑 왜성은 없는 것으로 생각된다. 만약 그것이 존재한다면, 그것은 냉각되지 않고 자발적으로 에너지를 생산하기 때문에 찾기가 매우 어렵다. 블랙홀은 물질이 빨려 들어갈 때 방출되는 것을 보여주는 엄청난 X선을 통해 발견되는 반면, 블랙 왜성은 그렇지 않다. 중력 렌즈 효과와 같은 중력 현상을 관찰하는 것은 중력 렌즈 효과가 실제로 외계 행성을 발견하는 데 사용되는 때도 있기 때문에 발견될 가능성이 가장 큽니다. 그러나 대부분의 외계 행성과는 달리 검은 왜성은 독립적으로 존재하는 물체가 될 가능성이 크기 때문에 매우 특별한 경우에만 조건을 적용할 수 있다고 간주합니다.

 

공교롭게도 현재 발견된 가장 추운 백색 왜성은 PSR J2222-0137 B로 표면 온도가 2,900~3,000K인 태양의 질량 105%이다. 이 백색 왜성은 이전에 알고 있던 가장 차가운 백색 왜성 펄서, DW 0346+Unlike 246(질량은 태양의 15%)이고, 펄서는 쌍으로 배치되어 있어, 질량은 특이한 속도로 냉각된다. 태양의 높이는 약 3,000K로 높습니다. 지금까지 알려진 것보다 10배 더 어두웠고 지름 10m로 지어진 천문대 망원경에 대한 명확한 관측은 없었습니다. 결국 이를 관찰하기 위해 초장기 전방위 전파망원경(ALBA)을 사용한 후에야 성공했다.일반적으로 태양의 절반 정도의 질량을 가지고 있지만, 이것들은 현재 우주의 나이(1,370억 년) 내에 5,000K 이하로 공식화될 수 없다.

 

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la형 초신성

Ia형 초신성은 교제를 한 백색 왜성이 동반자 물질을 삼키고 칸드라스칼 한계(1.44배 태양 질량)를 초과할 때 발생한다. 이때 전자 퇴행성 압력에 의해 유지되는 별의 중심핵은 더는 중력 없이 붕괴하지만, 이때는 엄청난 열이 발생하고 열핵반응이 발생한다. Ia 초신성은 II 초신성보다 훨씬 강력한 폭발을 하고 있으며, 모든 Ia 형 초신성은 같은 임계 질량에서 폭발하므로 밝기가 일정하여서 지구가 얼마나 멀리 있는지 쉽게 볼 수 있습니다. 천문학에서는 밝기를 조사할 수 있는 천체를 표준 초과이라고 하며, 천체가 위치한 곳까지의 거리를 밝히는 결정적인 단서다. Cepheid 가변 별을 이용한 거리 측정은 약 1억 광년 이내에 은하에 가능하지만, 초신성을 사용하는 방법은 130억 광년을 초과하는 우주 거리에도 적용될 수 있습니다. 우주가 현재 가속되고 있다는 사실은 la 형 초신성을 이용한 연구에서 얻은 관찰이기도 합니다.

 

Ia 초신성이 폭발하면 백색 왜성은 물질이 공급되어야 하지만, 횡 방향 상태나 밀도가 매우 큰 수소 성간 구름이 있는 곳에 있을 때는 수반 상태에 있고, 물질이 공급될 때는 백색 왜성과 다른 백색 왜성의 거리가 서로 가깝지만, 태양 질량이 1을 초과하는 상황에서 발생한다.

 

찬드라세칼 한계를 넘어서는 순간적인 전자 퇴행 압력은 중력을 더는 붕괴시키는 백색 왜성을 지지하지 않는다. 백색 왜성 온도는 탄소 융합을 허용하며, 결국 백색 왜성은 가출 융합을 통해 스스로 불어오는 중력에 의해 줄어들게 된다. 그것은 칼슘, 실리콘, 그리고 많은 양의 내부 철도로 분무기를 방출한다. 극의 내부 일부는 철보다 무거운 원소를 생산하고 근절하기 때문에 우주의 중간 원소의 비율에 크게 이바지한다: Ia형 초신성 폭발 이후, 백색 왜성은 팽창한 기체 외에 잔재를 남기지 않는다. 별 전체가 열핵 반응으로 폭발하기 때문에 방사선도 믿을 수 없을 정도로 방출되지만, Ia 초신성 폭발 후 20광년 이내에 지구가 있다면 오존층의 85%가 분해되어 결국 대부분 생명체가 전멸한다.

 

Ia형 초신성 폭발 때문에 발생하는 원소의 비율은 백색 왜성이 탄소가 되기 전에 발생하는 비율이다. 산소 백색 왜성이라면 탄소를 질소 26%, 산소를 50% 이상으로 씻어내어 내온 6.54%, 나트륨에서 티타늄으로, 다른 철 원소의 5.1%, 구리에서 티타늄으로 씻어냈다. 중성 분의 비율은 0.01%이다.

 

Ia 초신성 폭발이 폭발하고 최대 밝기가 나타나면 산소, 칼슘 등이 나타난다. 방출되고, 산소와 칼슘 라인이 표시된 후 무거운 원소 라인이 점차 나타나지만, 후반부에는 56Fe에서 56Co까지 붕괴하는 방사성 붕괴 라인이 그 주점에서 나타난다.

 

백색 왜성은 분리된 백색 왜성이 될 수 있는데, 물론 주단백질의 함량에 따라 최대 태양 질량의 14배에 달하기 때문에 우리 은하의 240억 개만이 존재하기 때문에 우주에서는 매우 정상이다. 우주에서, 이어 초신성 폭발은 상당히 더 자주 발생하는데, 그러한 일반적인 백색 왜성은 주변 고감성 및 다른 밀도 높은 성간 구름으로부터 물질의 공급을 받고, 태양 질량이 1.44배 이상만 발생하며, 이어 초신성 폭발은 상당히 자주 발생한다.

 

IB 초신성, IC 초신성 유형

IB 형 초신성과 IC 형 초신성은 Borff-Elyevjor 또는 근접 쌍둥이 시스템의 적색 초신성에 의해 야기된 초신성 폭발입니다. 수소 흡수 라인이 관찰되지 않은 초신성.

 

울프-리예프조르는 태양 질량의 40배가 넘는 별로, 주계열 별 이후 진화 단계에서 저 신성 빠른 항성 바람에 의해 높은 금속을 포함한 별들이 가죽 층 전체로 날아다녔다. 따라서 뜨거운 내부는 노출된 별처럼 볼 수 있습니다. Borff-Elyevjor는 시간이 지남에 따라 점점 더 많은 물질을 방출하지만, Borff-- Reyevjor, IB 및 IC 초신성의 외부 포섭 요소에 따라 결정됩니다. IB 초신성은 헬륨 분위기를 가진 Vole-Ely 별과 IC 형 초신성이 있는 초신성입니다. 탄소 껍질이 있는 Vole-IC 초신성입니다 Reyevjor 위 초신성으로 간주 됨; Wolfe Rey의 별에 대한 자세한 내용은 항목을 참조하십시오.

 

학계 일각에서는 서로의 외부 분위기를 교환할 수 있는 근접 산성제에서 별 한 개에 수소 피부를 빼앗긴 별들이 IB형 초신성을 일으킬 수 있지만, 여전히 수소 피부를 동반적으로 박탈당할 수 있다는 의견을 제기해 왔다.

 

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마젤란은하의 활동성

위대한 마젤란은하는 15만 7000광년 떨어져 있고, 작은 마젤란은하는 197,000광년 떨어져 있다(천광년 오차).

일단 은하 안에 들어가면, 그것은 230만 광년 떨어진 안드로메다보다 더 가깝지만 덜 알려졌다. 대 마젤란과 소마제란 은하의 적색 위도는 북반구 중위도/고위도 지역에서 관측할 수 없어서 남위 65도보다 더 가능성이 높다. 그것은 남반구 또는 적도 근처에서만 관찰될 수 있으며 마젤란의 세계 일주 기록에도 나타났습니다.

 

위대한 마젤란은하에는 지름이 600광년인 지역 은 하군에서 가장 큰 이온화 수소 지역인 타란툴라 성운(또는 독방 미국 성운)이 있다.

 

최근의 연구는 위성 은하가 설명할 수 없는 현상을 관찰했기 때문에 우리 은하 근처를 지나가는 여행자 은하일 수도 있다는 것을 암시했다.

 

두 은하의 일류 평가는 약 12도이며 하늘은 깨끗해 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다. 그 예로 1987년 위대한 마젤란은하에서 케플러가 관측한 후 283년 만에 볼 수 있는 초신성 SN 1,987A가 있으며 천문학적 세계를 뒤집습니다.

 

마젤란 은하의 특성

마젤란은하가 다른 위성 은하와 마찬가지로 수천만 개의 별을 가진 위성이라면 작은 구형 은하인 것은 당연하다. 그러나 별의 수에 대한 추정치는 30억 마젤란 은하, 300억 개의 큰 마젤란 은하 및 1,000억 개의 별을 가진 은하에 비해 무시할 수 없는 규모입니다. 그리고 초신성이 정규 은하인 우주 초기에 발생할 수 있는 별의 종류인 수소와 헬륨으로 구성된 성운으로 구성된 푸른 초신성이 빈번하게 발생하는 것을 관찰했다[2]. 그러므로 우리가 최근에 우리 은하의 재능을 끌어들였다는 이론보다 더 설득력이 있다.

 

우리 은하 주변에 분포된 위성은 우리 은하 주변의 은하 중 하나이며, 다른 위성은 과거에 독립적이고 활동적인 별이 탄생한 은하처럼 보이기 때문에 마젤란은하는 특별한 경우로 간주하지 않습니다. 1차적인 목적에는 보이지 않지만, 마젤란은하의 꼬리 방향으로 천구의 남반구를 심하게 감는 가스 띠가 발견되었는데, 이는 이미 마젤란은하와 우리 은하가 이미 한 번 가까운 만남을 경험했다는 것을 의미한다. 마젤란 흐름이라고 불리는 이 가스 밴드는 위대한 마젤란은하와 소마젤란은하를 상호 연결하는데, 이것은 위대한/소마젤란은하가 실제로 하나의 은하에서 유래했음을 암시한다. 원래 질량이었던 은하는 오랫동안 우리 은하의 보수력과 가스 압력에 의해 유지되고 분열됐을 가능성이 있다.

 

멀리 떨어진 퀘이사 기준에 의해 측정된 결과는 마젤란은하의 이동 속도가 우리 은하의 탈출 속도보다 빠르지만, 한때 탈출 속도를 이탈하더라도 결국 역동적인 마찰과 우리 은하의 조력으로 탈출할 수 없게 되어 우리 은하의 일부가 될 가능성이 높다.

 

실제로 2018년 연구 결과에 따르면, 현재의 대마초 젤란 은하의 질량은 암흑 물질에 의해 종래보다 더 높게 측정되어 전력을 빠르게 잃고 충돌 경로를 밟는다.충돌 지점은 20억 년 후인데 태양계에 영향을 미칠 확률은 거의 없지만, 우리 은하계의 잠자는 중심 블랙홀을 깨운다고 보고서는 말했다.

 

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천왕성의 관측

천왕성은 위에서 언급한 것처럼 맨눈으로 볼 수 있습니다. 5-6학년의 내부 밝기를 유지하고 어두운 곳에서 맨눈으로 거의 보이지 않습니다. 쌍안경은 도시의 도시에서 관찰할 수 있습니다. 힌두 신화에서는 위의 이야기가 서양 중심의 이야기라는 사실에서 볼 수 있듯이 맨눈으로도 관찰되지만, 마흐바라타에서는 sheet이라는 단어가 이것을 상징한다는 추정이 있다. 즉, 인도에서는 진죽에 천왕성의 존재를 이미 알 수 있다. 천왕성을 찾고 싶다면 횡식을 어둡게 하고 횡식을 관찰하십시오. 황식 별자리에 없는 어두운 별을 발견하면 천왕성입니다.

 

그럼에도 불구하고 천왕성의 발견은 1781년에만 발견되었는데, 이는 상당히 밝게 보이는 다른 행성들과는 달리 천체에서 움직이는 속도가 매우 느리고 어둡고 눈에 띄지 않기 때문이다. 특히 관찰하기 좋은 시기에는 퇴행하기 때문에 더 천천히 움직인다. 반면에, 취미로 천문학적인 물체를 관찰하는 사람들 사이에서는 그다지 인기가 없습니다. 목성은 위성을 볼 수 있고, 토성은 고리에서 매우 인상적이며, 해왕성은 날씨에서 활동적이지만 천왕성은 망원경을 보고 있고 별이 아닙니다.

 

천왕성의 표면은 너무 평평해서 천문학자들은 이것을 보고 나서 너무 평평하다고 평했고 천왕성의 표면은 거의 보이지 않았기 때문에 아무것도 아닌 것처럼 보였다.

 

목성, 토성, 해왕성은 구름이 움직이고 바람이 부는 등 기상현상이 있는 것으로 보이지만 천왕성에서는 거의 보이지 않아 별로 말하고 싶지 않아 서류의 내용이 가장 짧다.

 

천왕성의 기상현상

물론 기상 현상은 전혀 없으며, 다른 항공기 행성처럼 활동적이지 않은 천왕성조차도 기본적으로 14시간 만에 천왕성을 도는 강한 폭풍이나 날씨다. 행성 표면은 불분명하지만, 고체와 액체 모양이 혼합된 슬라지 모양의 메탄으로 구성된 바다가 펼쳐질 것으로 예상한다. 태양과의 거리는 행성과 멀리 떨어져 있고 태양은 거의 완벽하게 어두워서 전혀 관측할 수 없으며, 초속 수백 미터의 태풍과 뇌우는 그 속에서 크게 흔들리고 있는 메탄 해가 끊임없이 부딪히고 있다. 그러나 해왕성과는 달리 대기압은 지구와 비슷할 정도로 낮지만, 인간의 위치에서는 태양계의 다른 행성과 마찬가지로 끔찍한 환경이 될 것으로 예상할 수 있습니다. 게다가, 지구 위에서, 여기에서 가스였던 물체들은 착륙하지 않는다. 왜냐하면, 수소와 헬륨을 제외한 거의 모든 가스가 액화되거나 얼어붙기 때문이며, 평균 온도, 대기, 그리고 행성 표면의 구성 요소와 같은 가스 행성의 특성에 관한 것이다. 이것은 인간에게 매우 끔찍한 광경이다. 물론 대기와의 마찰열 가능성을 고려하면 액체 색과 고체로 만든 대기와 표면이 기화할 가능성이 높고, 착륙과 항해는 무지한 풍속과 시간의 깜박임 속에 기운을 내며 천왕성의 대기를 떠돌아다닐 것이다. 그것이 지옥과 같지 않다고 상상해보라.

 

그러나 2005년 측정이 갑자기 기상 현상을 증가시켰기 때문에 많은 천문학자들은 놀랐으며 당시의 기상 현상이 왜 활발했는지는 아직 분명하지 않았습니다. 당시 측정된 풍속은 824km/m였다. h에서 불꽃놀이 수준의 뇌우가 관찰되었다; 기상 현상은 목성, 토성, 해왕성보다 덜 활동적이었고, 시속 몇백 킬로미터만이 가볍게 진행되어 절대 달지 않을 것이다.

 

2014년에는 기상 현상이 다시 관찰된 9,000km의 반경에서 강한 폭풍이 감지되었습니다. 천문학자들은 천왕성 전환기의 절반인 42년마다 적도에 에너지가 집중될 것으로 예상하지만, 이것이 갑작스러운 기상 현상이 나타난 이유다.

 

보이저 1번 뒤에 있던 연구팀. 2 30개의 젤리 데이터는 천왕성의 대기에서 파생된 거대한 가스 질량 거품을 발견했다.

 

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퀘이사의 에너지원

퀘이사의 에너지원은 이제 확실한 이론으로 받아들여지는 거대한 블랙홀이다. 블랙홀의 과정은 아직 확인되지 않았고 현재 학계에서 활발하게 연구되고 있다. 몇 가지 논쟁의 여지가 있는 가설이 있는데, 그 중 하나는 자라와 같다. 빅뱅 이후 첫 번째 별이 초신성을 폭발시키면 충격파가 주변 가스를 휩쓸고 통과하여 단합된 부분을 만들고, 그 후 단합된 가스는 그 자체의 중력에 의해 지속해서 줄어들어 수백에서 수만 개의 거대한 별들이 태어나고 신조 성단을 만든다. 어떤 곳은 때때로 태양 질량의 100배 이상인 인구 밀도가 높은 1만 개 이상의 별을 가지고 태어납니다. 그 중 하나는 신성 성단의 중심에 있는 태양 질량의 450배에 달하는 거대한 별입니다. 초기에는 중간 크기의 작은 함량이 낮고 더 큰 별이 만들어질 수 있습니다. (별 목록 참조)도 밀도가 높아 가스가 처음부터 그런 괴물별을 결합하고 만들 수 있고, 쌍둥이나 다중이 만들어져도 큰 별들은 너무 가까운 공간에 수십만 개의 큰 별을 형성할 수 있고, 이 별 중 일부는 서로 충돌하여 괴물별과 일치할 수 있다. 이 별들이 초신성 폭발을 할 때, 그들은 태양 질량의 15배인 거대한 블랙홀을 만들어 내는데, 이는 일반적으로 태어나는 블랙홀(태양의 3~4배)보다 훨씬 크다.

 

가스가 너무 밀도가 높고 주변 큰 별들도 초신성 폭발이며, 외부 가스는 밀도가 높은 가스의 중력으로 유입되고 큰 별이 다시 태어납니다. 이 과정이 반복되면, 블랙홀에 들어가기에는 너무 많은 가스이기 때문에 일부 가스가 유입됩니다. 결국, 중앙 블랙홀은 급격히 성장하여 퀘이사로 발전합니다.

 

또한, 주변 블랙홀은 중앙 블랙홀에 상당한 영향을 미친다. 주변 블랙홀은 또한 네오스타 클러스터의 중심에 많은 양의 블랙홀을 가질 수 있으며, 초신성 폭발 후 중심 주위에 수천 개의 큰 별 중 일부가 형성될 수 있다. 즉, 우주에서 116년에서 260년 전의 태양 질량의 136배에서 260배 사이의 별들은 한 쌍의 불안정성 폭발로 아무것도 남기지 않는 폭발을 일으켰고, 그러한 별들은 우주의 거대한 별들 대부분을 차지했지만, 다른 질량 대 별들은 폭발 후 블랙홀을 남겼다. 별의 5% 미만이지만 신성 성단에는 2만 개의 별이 있다면 그 안에는 약 천 개의 큰 별이 있기 때문에 그 별 성단에는 수백 개의 블랙홀이 있었던 것을 알 수 있다. 물론 별거가 작은 곳이었지만 133억 9000만 년 전까지만 해도 작은 별과 큰 별의 출생률이 50%로 쿰병의 출생률이 매우 높았다. 이 큰 별 중 90% 이상이 5% 미만의 쌍 안정 초신성 폭발을 보였지만 초신성 폭발 후 블랙홀이 발생했습니다. 나머지 5%는 질량에 따라 큰 중성자별 또는 질량을 가진 백색 왜성이 되었습니다. 작은 별조차도 태양 질량의 평균 수명을 5배로 늘려 백색 왜성이 되어 Ia 형 초신성 폭발로 이어졌습니다. 이 우주에서 거대한 별들이 주류가 되었고, 작은 별들의 비율이 급격히 증가했고, 133억 8천만 년 전, 중앙 핵에서 탄소와 산소에 이르기까지 형성될 수 있는 작은 별(9)의 출생률이 높은 별보다 10배 더 높았고, 132억 6천만 년 전에 100배 이상 증가했으며, 시간이 흐르면서 작은 별들의 출생률이 높은 별들보다 10배 더 증가했다. 두 배 이상 증가는 계속되었다.

 

이러한 블랙홀은 주변 가스를 조금 먹으면서 성장하는 과정에서 시간이 지남에 따라 점점 더 중심이 되는 블랙홀에 의해 이끌리는 과정에서 움켜잡는 중심의 블랙홀을 만난다.중성자별은 또한 중심 블랙홀과 일치하면서 그 주위에 가스를 삼켜 폭발을 반복하는 반면, 백색 왜성은 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 가스를 흔들고 중심 블랙홀의 활동을 크게 만들었다.중앙 블랙홀은 더 크고 더 많은 가스는 은하에 존재하는 블랙홀과 중성자별과 Ia형 초신성 폭발로 흔들리는 가스들을 많이 먹어서 수용할 수 있다.

 

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왜행성의 개요

일반 행성보다 상대적으로 작은 행성에 대해 말하자면, 왜성이 되고, 왜성에 행성을 추가하고, 그다음에 왜성을 더하면, 그들은 심지어 왜성이 있는 왜성, 즉 왜성이 있는 왜성이라고 불린다.

 

특이점은 명왕성이 그것과 함께 오는 반발을 확산시키기 위해 배출되고 도입되었기 때문에, 이것들은 원래 모든 종류의 소행성 몸체였다는 것이다. 사실, 천문학 세계에서, 이 모든 것들은 MPC 분류 번호를 받았는데, 왜 행성들은 소행성의 하위 범주로 간주할 수 있는가?

 

다음은 2006년 8월 24일 IAU에서 처음 도입된 행성의 표준으로, 이 행성은 세 가지 기준을 모두 충족해야 한다.

태양 주위를 도는 미끄럼 궤도가 하나 있다.

그것은 구형의 형상을 할 수 있는 정도의 중력과 질량을 가지고 있어야 한다.

그 주변의 다른 천체들에 대해 어떤 지배력을 행사할 수 있어야 한다.

명왕성은 행성에서 추방되어 행성으로 분류되었는데, 행성의 분열 기준 중 가장 어려운 것과 왜 그것이 조건 3을 충족시키지 못했기 때문이다. 천체 사이에 작용하는 힘이 끌어당기는 중력만 있을 뿐, 질량이 충분히 크면 운동량 보존 법칙은 천체가 원래 궤도에 있는 것처럼 궤도에 접근하는 천체를 스스로 자동 스윙으로 끌어당길 수 있는데 어떻게 다른 천체를 궤도를 돌면서 질문을 할 수 있겠는가.

 

즉, 행성으로 분류될 수 있는 행성의 크기는 행성에 의해 타격을 받고,주기는 모호한 천체를 위한 2그룹 벤치입니다.

 

그러나 크기와 질량의 한계는 명시적으로 명시되어 있지 않았습니다. 상한이 없어서 수성이나 지구 또는 목성보다 큰 천체는 행성으로 분류될 수 있습니다. 하한은 구형 모양만을 유지하기에 충분하지 않습니다. 예를 들어, 세레스와 같다면, 그것은 거대한 소행성보다 약간 더 크다; 가니메데와 같은 큰 위성들도 종종 왜성보다 크다.

 

처음부터 태양계에는 행성을 포함하여 13개의 태양계 가족이 있습니다.

 

이 분류가 처음 등장했을 때, 행성으로 나누어진 천체가 왜 세레스인지, 명왕성, 엘리스의 세, 그리고 2008년 마케마케와 하우메아가 현재 5명이다.

 

왜행성의 개념 도입

1990년대에는 명왕성과 비슷한 위치에 있었고, 알비온, 카이퍼 벨트 등 비슷한 궤도 천체를 찾을 수 있었다. 태양의 궤도를 그리면서, 그것은 행성이라고 불리는 것만큼 큰 천문학자들이 아니었다; 천문학자들은 이 새로운 천문학적 몸을 부르는 방법을 고려했다.

행성이 행성으로 인정하기에는 너무 작다는 큰 반박이 있었습니다.

행성이 아니라는 주장에 대한 의문이 있었는데, 그렇다면 비슷한 성질을 가진 명왕성이 행성으로 인정될 이유가 무엇일까?

 

이후 2003년 명왕성 크기의 4분의 3으로 추정되는 세드나가 발견돼 본격적인 논란이 일고 있다. 2005년 명왕성보다 큰 것으로 추정되는 엘리스가 발견되었을 뿐만 아니라, 일부 사람들은 엘리스를 열 번째 행성이라고 부르기 시작했다. 논의가 끝난 후, 완성된 행성의 정의에 모호했던 IAU는 행성의 정의를 보다 엄격하게 정의하고 불만족스러운 천체를 위한 행성의 개념을 도입했다. 행성 논쟁이 일어난 엘리스는 결국 명왕성이 토론 후 행성의 지위를 박탈당하고 왜 행성으로 격하되었는지에 대해 행성에 통합되었다.

 

그런데 행성의 수가 늘어나고, 과학 시간에 전 세계 어린이들의 수가 기억되어야 한다. 그런데 이것은 단순한 농담이 아니었고, 실제 IAU가 명왕성을 행성 목록에서 꺼내 행성 도입에 착수한 이유 중 행성 수가 계속 증가한다면 교육적으로 적합하지 않았다.

 

19세기 초를 발견한 후, 소행성이었던 세레스도 새로운 정의에 맞기 때문에 이 행성에 들어왔다. 2011년 8월 돈 탐사선이 찍은 사진을 보고 구형일 수 있는지 구형일 수 있는지, 구형에 가까울 수 있는지 조금 모호했기 때문에 소행성대에 있는 다른 행성 후보 베스타가 왜 행성으로 상승하지 않았는가.

 

과거에는 다른 천체를 궤도를 돌지 말라는 것은 어머니와 위성의 질량 차이가 있는 두 번째로 작은 지구-달로, 세 가지 조건에 따라 명왕성 옆에 있는 행성 출구를 위험에 빠뜨린다. 그러나 그것은 두 천체의 질량 중심이 지구에 있기 때문에 위성으로 달을 밀어 넣지 않기 때문이 아니다. 즉, 지구는 분명히 지구의 조건에 따라 달에 대해 완전한 지배를 행사하고 있다.

 

또한 조건 3이 실제로 더 엄격하게 적용된다면 지구는 crutone과 같은 전환 궤도에 있는 다른 천체들이 3번 조건에 만족하지 못한다고 주장할 수 있습니다. 그러나, 그러한 논리는 목성이 트로이 때문에 행성이 아니라는 것이다.

 

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오우무아무아 천체의 특성

태양계에서 처음 확인된 성간 천체라는 용어는 태양계 내부를 순환하기보다는 태양계 바깥의 태양계에서 흘러나왔다는 것을 의미한다. 기존의 모든 혜성과 소행성은 태양계의 내부를 공전하는 천체지만, 오오 무아 무어는 태양계 밖에서 그들의 존재가 날아온 것으로 확인되었다. 실제로 태양계 밖에서 쿼크, 빛, 감마선, 우주선이 성공적으로 흘러온 것은 처음이지만, 그런 돌덩어리가 유입되고 있다. 우리가 성간 천체 접근의 빈도를 고려했을 때, 우리는 과학자들이 그것을 발견한 지점에 매우 가까운 태양에 접근했다. 초기 발견 당시 혜성으로 여겨졌던 C/2017 U1으로 명명되었으나, 혜성에서 콤마의 흔적이 없어 소행성으로 재분류되어 그 이름이 A/2017 U1이 되었다. 이것은 혜성에서 소행성으로 재분류된 세계의 첫 번째 예다.

 

특징

태양계의 소행성에 비해 상당히 이질적으로 생긴 천체인데, 증축비는 약 6.6:1로 위성과 같은 인공 천체를 제외하고는 태양계의 천체에서는 볼 수 없는 극한 비율이다. 2시 1분경에 관찰된 다른 소행성 중에서도 비율이 높은 것으로 알려진 왜소 후메아는 비율이 3시 1분을 초과하는 소행성에는 이례적이다.

 

그러나 이상한 표면 구성 요소는 태양계의 소행성과는 놀라울 정도로 다르며 표면은 상당히 붉은색이며 토토 성분은 태양계의 D형 소행성과 유사합니다.

 

발견 당시 지구 근방 44.2km/s의 무지한 속도로 태양계를 빠져나갈 수 있었던 것은 처음이었고, 그 후 지속적인 관찰을 통해 좌식 적이고 직접적인 여성 베가 방향에서 60만 년이 걸려 태양계에 도달했지만 60만 년 전 배가는 현재의 위치에 없었기 때문에 병계가 어떤 기원을 했는지 불분명하다.

 

2018년 9월에 발표된 경우, 4개의 후보 항성 시스템이 있는데, 이 중 두 개의 항성들의 최소 접근 거리가 퍼센트당 0.5% 이상이다; 가장 가까운 접근 거리를 가진 후보는 가이아 DR225029219565490176으로, 지각당 0.3-1.95의 최소 거리를 가지고 있고 관측 정확도가 낮으며, HIP3757은 1인당 0.53~0.67의 최소 거리를 가지고 있다.

 

또한 태양은 수성 사이의 거리보다 가까이 접근했음에도 불구하고, 표면에 혜성처럼 증발하는 물질의 부재 때문에, 이 천체의 기원은 별과 매우 가깝게 순환하여 중력에 의해 파괴된 행성의 파편이라고 가정한다. 극도의 증축비로 인해 백색 왜성의 아침과 저녁 작용으로 파괴된 행성의 파편도 있다는 이론도 있다. 모성 주위를 회전하는 행성이 별의 진화를 통해 백색 왜성이 되면, 그것의 조력은 길어진 증가를 파괴할 수 있다.; (검은 구멍 주변에서도 발생하지만, 보통 블랙홀로 빨려 들어간다).

 

태양계를 빠르게 탈출하고 있어 직접 탐사선을 보내기가 어렵고, 2018년 5월에는 2019년 1월 토성 궤도, 2022년 목성의 궤도를 지나 해왕성을 통과할 가능성이 높다. 그러나 예상치 못한 가속 때문에 이 물체가 실제로 소행성이나 혜성이 아닌 혜성이나 물체라는 것을 가능하게 되었다. 2018년 11월 14일 보고서를 보면, 스피츠 우주 망원경을 통한 2개월간의 발견 관찰은 오무아 무어를 가속하는 것처럼 보이는 표면에서 가스가 배출되는 것을 암시한다.그러나 직접적인 가스 배출이 확인되지 않았기 때문에 JPG 태양계 소형 천체 데이터베이스는 2019년 6월 19일 현재 과 대형 궤도 소행성으로 분류된다.

 

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오르트 구름의 종류와 의미

그것은 태양계를 껍질로 둘러싸고 있다고 여겨지는 가상 천문학 인구를 가리키며, 네덜란드 천문학자 Jan Rot이 오랫동안 혜성과 비주기 혜성의 기원으로 발표한 이름을 가리킨다.

 

간단히 말해서, 오르토-클라우드의 존재를 고려할 때, 태양계의 범위는 일반 대중들이 종종 생각하는 범위보다 훨씬 더 크다: 한 번에 가까운 명왕성은 결코 없다. 천체는 대부분 지름 50km의 큰 천체인 먼지와 얼음이다. 외부 오르토 구름은 수조 개의 천체를 가지고 있는 것으로 추정되지만, 모든 질량이 합쳐져도 지구 지구의 약 5배에 불과하다. 이것은 너무 넓어서 이곳의 공간은 분포된 천체의 수에 비해 너무 넓어서 실제로 구름으로 생각할 수 있을 만큼 창백하다.

 

천체의 크기가 상대적으로 작고 천체의 크기가 상대적으로 작은지 확인되지 않았다. 그러나 단순히 직접 관찰하고 확인한 것이 아니며, 혜성의 궤도 길이 반경과 궤도 경사각의 통계를 바탕으로 그 존재를 추정하였으며, 그 존재는 거의 확실하다.

 

페르세우스의 베타 스타 아르고르는 태양의 총 질량의 5.8배인 삼중성 계로, 현재 지구에서 92.8광년 떨어져 있지만 730만 년 전 현재 거리에 훨씬 가까운 9.8광년 가까이 접근했다. 9.8 광년은 Argon의 총 질량을 고려할 때 Otho 구름과 약하게 생동감 있을 수 있지만, 훨씬 더 가까운 거리는 아닙니다. 다음 직교 구름과 동요할 가능성이 가장 큰 별은 현재 지구에서 63광년 떨어진 그리스 710입니다. 이 별은 태양 질량의 약 50%인 K 형의 오렌지 왜성이며 약 136만 년 후에는 오르토 구름을 흔들기 위해 1.1광년까지 지구에 접근하는 것으로 보입니다.

 

힐즈 구름

직교 구름은 두 지역으로 더 세분되지만 약 2000 ~ 30000AU를 기반으로 내부 직교 구름으로 분류됩니다. 내부 오르토 구름은 힐즈 구름으로도 알려졌으며, 이것을 연구한 천문학자 잭 힉스의 이름을 따서 명명되었다. 출발 위치는 천문학자로 나뉘며, 카이퍼 벨트의 외부와 해왕성 궤도 밖에 있는 약 100AU를 기반으로 할 수 있으며 약 2000AU에서 볼 수 있습니다. 2003년에 새로 발견된 천체인 세도나는 힉스 구름에 속하는 천체이지만 최소 온도는 약 3K로 추정된다. 외부 오르소 구름에 속하는 천체 온도는 힉스 구름에 속하는 천체 온도도 이 정도의 온도이기 때문에 사실상 2.73K에 가깝다고 추측됐다. 우주 배경 방사선의 존재는 절대 그림자에 도달할 가능성이 낮다고 추측된다. 사실 열역학 제3법칙에 따라 절대 그림자에 도달하는 것은 불가능하여서 소리는 단 한 가지뿐이다. Lerreakhonoir의 발견 이후, 그것은 40km 이상의 적어도 200만 개의 천체가 추정되었다고 추정했다. 단지 추정된 질량은 11022이다. kg에서 이것은 소행성 벨트의 총 질량보다 몇 배 더 크고 명왕성 질량의 약 77%입니다.

 

의미

태양계 끝에 존재하는 구름의 층에서 장주기 혜성이 나온다고 가장 먼저 가정한 것은 에스토니아 천문학자 에른스트 웨픽이었지만, 이것과는 별도로 네덜란드 천문학자 안 오르트가 함께 발표한 가설은 우리가 알고 있는 오르토 구름 가설이다. 정형 가설은 혜성의 이상한 성격을 설명하기 위한 것이며, 간단히 설명하자면 혜성의 궤도가 근본적으로 불안정하여서 결국 태양과 충돌하거나 태양계 밖에서 완전히 튕겨져나간다. 게다가, 혜성은 태양에 접근할 때마다 증발한다; 이 두 사실은 혜성이 현재 궤도에 형성된 천문학적인 물체가 아니라는 것을 암시한다.따라서 태양계 외곽 어딘가에 작은 천체가 모여 있는 곳이 있고, 외부의 영향으로 이처럼 작은 천체가 현재의 위치를 떠나 혜성이 되는 곳이 있다.장기 혜성과 비주기 혜성의 뿌리를 제시하는 가설이라는 점에서 연구할 가치가 있다.

 

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혜성의 역사와 특성

현대 문명 이전의 혜성은 아무런 예고도 없이 한 번 나타나고 사라진 여행 별에 불과했다. 짧은 기간 동안 하늘에 규칙적으로 나타나는 달, 행성, 계절적 변화는 출생시기를 바꿀 뿐이며, 혜성은 매년 일정 기간 내에 다시 볼 수 있고 천체권세서의 위치를 바꾸지 않는 별별에 비해 어디서나 떠오르고 솟아난 후 사라지는 이상한 존재일 뿐이다.

 

갑자기 나타난 이질적이고 수상 경력이 있는 혜성의 특성 때문에 고대 사회에서 혜성은 불길한 재앙의 신호로 인식되었습니다. 이러한 인식은 서양뿐만 아니라 동양의 혜성 노래가 있었기 때문에 오래된 것으로, 세계의 대부분 지역에서 불길한 징후가 있는 혜성을 공통으로 볼 수 있는 관점이 있었습니다. 신과 같은 절대적 존재가 지상의 인간성에 무엇인가를 드러내기 위해 새로운 별을 수출하고 혜성과 그 출현 후의 사건들을 연관시키려는 상상력을 더했다는 추측은 혜성을 재앙의 징조로 선입견을 불러일으키는 것으로 볼 수 있다.

 

고대 그리스 학자 아리스토텔레스는 우주를 질서 정연하고 임의적인 작동 법칙에 근거하여 움직이는 불변의 공간으로 인식했다. 그러나 혜성이 이러한 우주 법칙과는 달리 가변적이고 임의적인 특성이 있는 것처럼 나타났으므로 아리스토텔레스는 혜성을 우주의 천체보다 우주의 더 대기 현상 중 하나로 간주했습니다. 이 이론은 그 이후로 꽤 오랫동안 유지됐으며, 갈릴레오조차도 혜성이 대기 현상이라고 믿었는데, 이는 편견과 고정 관념이 수리하기가 얼마나 어려운지를 보여주는 좋은 예가 될 수 있습니다.

 

현대 시대 이후 천문학적 관찰이 이것을 종합적으로 축적하고 검토했으며 천문학자인 에드먼드 핼리는 혜성의 죽음에 일정한 규칙성이 있다고 지적했다. 그는 이 혜성이 같은 천체였으며, 1456년 6월, 1531년 8월, 1607년 10월, 1682년 9월에 출현한 혜성의 궤도가 거의 일관되었고, 75~76년의 기간도 있었다고 지적하면서, 앞으로 1758~1759년에 다시 돌아오리라 예측했다. 그 학자 자신은 이것을 보지 못하고 1742년에 죽지만, 그 후의 생각은 그가 예측한 대로 혜성이 돌아오는 것을 확인시켜준다; 밤하늘의 여행자인 혜성은 정기적으로 달리는 천체라는 것을 증명하기 위해 표범이 되었다. 후세의 사람들은 이 혜성을 일러와 그 학자 해리의 이름을 딴 핼리 혜성이라고 부른다.

 

혜성에는 주기적인 혜성과 비주기적인 혜성이 있고, 주기적인 혜성은 각 일정한 기간 연속적인 태양 근처에 다가오는 혜성이며, 비주기적인 혜성은 첫 번째 태양 근처에 오고, 영원한 태양으로 돌아가지 않거나, 천 년 이상의 기간을 가진 혜성이 있다. 기간 혜성은 다시 단주기 혜성으로 분류하고, 장주기 혜성은 비교적 짧은 2~200년 동안 태양에 접근하는 혜성이며, 200~1000년의 긴 기간을 가진 혜성이다.

 

폐쇄 궤도를 가진 타원 궤도 혜성은 주기적인 혜성이며, 개방 궤도나 쌍곡선 궤도를 가진 혜성은 태양의 중심 궤도 기준에서 영구히 탈출하는 장주기 혜성 또는 비주기 혜성이다. 이 쌍곡선 궤도 혜성은 대부분 태양은 아니지만, 태양계의 질량 중심의 기준으로 수십만 년에서 수백만 년 사이에 돌아올 것으로 예측되어 돌아올 것으로 예상하며 쌍곡선 궤도를 도는 혜성 중 하나인 매코네도 1편 심성을 초과하지만, 태양계의 질량 중심의 기준으로 볼 때 9만 2600년으로 추정된다. 통과하고, 다시 돌아올 것이다. ...그 중 일부는 목성과 다른 행성의 중력의 영향을 받아 영원히 태양계에서 벗어나는 것으로 추정되며, 더 많은 정보를 보려면 스윙 바이 및 중력 문서를 참조하십시오.

 

혜성 고국은 혜성 유형에 따라 다르며, 약 200년 미만의 기간을 가진 혜성의 경우, 카이퍼 벨트는 태양으로부터 약 1광년 떨어진 곳에 있는 직교 구름, 아페리오도 혜성 또는 아페리오도 혜성의 경우, 혜성보다 약 1광년 떨어진 곳에 있는 혜성의 경우, 추정된다. 방문 기간은 10년 미만이며, 초단기 혜성은 소행성대에서 나올 수 있다.

 

혜성도 사라질 수 있다.때로는 목성과 같은 거대한 중력을 가진 행성에 갇혀 위성으로 변하기도 하고, 태양에 너무 가깝거나 증발하거나 여러 부분으로 분해되어 다른 천체와 충돌할 수 있다.충돌의 대표적인 예로서 1994년 목성과 충돌한 혜성 슈메이커-레비 혜성이 있다. 이 혜성은 목성과 충돌하여 거의 지구 크기의 충돌 자국을 남긴다.

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