안드로메다 은하와 행성상성운

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안드로메다 은하와 행성상성운의 차이

안드로메다 은하 vs. 행성상성운

안드로메다 은하(_는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다. 우리은하의 질량이 8.5 × 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 1012 태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 형성할 것이다. 안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다. 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다. 고양이 눈 성운의 엑스선 및 가시광선 합성 사진. 행성상성운(行星狀星雲,; PN; 복수형 PNe)은 발광성운의 일종으로, 늙은 적색거성의 외피층이 팽창하여 형성된 전리 기체들로 이루어져 있.Frankowski & Soker 2009, pp.

도플러 효과

왼쪽으로 움직이는 음원. 오른쪽 보다 왼쪽이 주파수가 더 높다. 도플러 효과(Doppler effect, 도플러 현상, 도플러 편이 현상)는 어떤 파동의 파동원과 관찰자의 상대 속도에 따라 진동수와 파장이 바뀌는 현상을 가리.

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메시에 천체 목록

샤를 메시에 메시에 천체()란 프랑스의 천문학자 샤를 메시에가 《성운 및 성단에 관한 목록》(Catalogue des Nébuleuses et des Amas d'Étoiles)에 수록한 110 개의 천체들을 의미.

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가시광선

시광선(可視光線)은 사람의 눈에 보이는 전자기파의 영역이.

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광년

광년(光年, light-year)은 천문학에서 사용하는 거리의 단위이.

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금속함량

M80. 구상성단에 있는 별들은 대부분 금속함량이 적은, 항성종족 II이다. 금속함량(金屬含量) 또는 금속함량비(金屬含量比), 금속함유량(金屬含有量), 중원소함량(重元素含量)은 천문학과 우주론에서, 한 천체를 구성하는 수소와 헬륨을 제외한 화학 원소로 만들어진 물질의 비율을 뜻. 이 용어는 보통 화학에서 사용하는 금속과는 다른 의미이.

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구상성단

메시에 80. 구상성단(球狀星團, globular cluster) 은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하중심의 주위를 마치 위성.

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자외선

휴대용 자외선램프 자외선(紫外線, ultraviolet, UV) 혹은 넘보라살 은 전자기파 스펙트럼에서 보라색 띠에 인접한, 사람의 육안에는 보이지 않는 영역으로 10에서 400나노미터의 파장 영역(750THz)을.

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흡수선

흡수선(Absorption band)은 주파수 영역의 걸쳐 물질에 의해 흡수된 전자기 복사의 파장을 말.

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은하팽대부

newspaper.

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적색거성

적색거성(赤色巨星, red giant)은 헤르츠스프룽-러셀 도표에 따른 항성 분류에서 작거나 중간 정도의 질량을 가진 밝고 거대한 별이.

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적외선

적외선(赤外線, infrared) 또는 넘빨강살은 전자기파중의 하나로 가시광선보다 파장이 길고 전자레인지에 사용하는 마이크로파보다는 파장이 짧. 일상적으로 어둠 속에서 열을 내는 물체를 가까이 하면 피부로 온도를 느낄 수 있는데 이것이 바로 적외선이.

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초신성

잔해 초신성(超新星, supernova)은 신성(nova)보다 에너지가 큰 항성 폭발을 의미.

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켈빈

빈(kelvin)은 온도의 국제 단위이.

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쌍성

허블 우주망원경의 시리우스 사진. 시리우스 B(아래 왼쪽)를 구분할 수 있다. 뜨겁고 질량 큰 쌍성계의 진화 과정을 보여주는 동영상 쌍성(雙星) 또는 연성(連星)은 두 항성이 공통의 질량중심 주위로 공전하는 항성계이.

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윌리엄 허긴스

윌리엄 허긴스(1910년) 윌리엄 허긴스 경(Sir William Huggins, OM, KCB, FRS, 1824년 2월 7일~1910년 5월 12일)은 영국의 천문학자이.

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윌리엄 허셜

릭 윌리엄 허셜(Frederick William Herschel, 1738년 11월 15일~1822년 8월 25일)은 독일에서 태어난 천문학자이고, 전문적인 기술자이며, 작곡가이.

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샤를 메시에

샤를 메시에 샤를 메시에(Charles Messier, 1730년 6월 26일 ~ 1817년 4월 12일)은 프랑스의 천문학자이.

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태양

1992년에 촬영한 태양 모습. 태양 표면에 있는 흑점이 보인다. 태양(太陽)은 태양계 중심에 있으며 지구에서 가장 가까운 항성(또는 별)이.

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태양질량

1)은 가장 좌측에 있지만, 화면을 확대해도 제대로 보기가 힘들 정도로 작다.(참고:이 그림은 현 수치의 비와 맞지 않음.이 글이 현 수치이다.) 태양질량()은 천문학에서 항성이나 은하의 질량을 표시할 때 기본이 되는 단위이.

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수소

수소(水素)는 주기율표의 가장 첫 번째(1족 1주기) 화학 원소로, 원소 기호는 H(←)이.

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행성

639x639픽셀 행성(行星, planet)은 항성의 둘레를 도는 천체의 한 부류이.

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헬륨

헬륨(←)은 화학 원소로, He(←)이고 원자번호는 2이.

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허블 우주망원경

블우주망원경(Hubble space telescope; HST)은 미국 항공우주국(NASA)에서 쏘아 올려 지구 대기권 밖에서 지구 궤도를 돌고 있는 천문 관측용 망원경이.

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엑스선

이 찍은 그의 부인 손의 엑스선 사진 (반지 포함) 엑스선(-線)는 파장이 10 ~ 0.01 나노미터이며, 주파수는 30 × 1015헤르츠에서 30 × 1018헤르츠 사이인 전자.

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성간매질

성간매질(星間媒質,, ISM) 또는 성간물질(星間物質)은 은하 내의 항성 사이나 항성 바로 근처에 존재하는 물질이나 에너지를.

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항성분류

항성분류(恒星分類, stellar classification)는 항성들을 특정 기준에 따라 구별하는 것을 의미.

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