렌즈 은하

Lenticular galaxy
여기서 "S0"이 리다이렉트 됩니다.다른 용도는 S0을 참조한다.
용골자리 렌즈형 은하인 방추은하(NGC 5866)입니다.이 이미지는 렌즈상 은하가 원반 안에 상당한 양의 먼지를 가지고 있을 수 있다는 것을 보여줍니다.가스가 거의 없거나 아예 없기 때문에 성간 물질이 부족한 것으로 여겨진다.

렌즈형은하(S0으로 표시)는 은하 형태학적 [1]분류 체계에서 타원형(E로 표시)과 나선은하 사이의 중간 은하입니다.대형 디스크를 포함하지만 대형 나선형 암은 없습니다.렌즈형 은하는 대부분의 성간 물질을 소진했거나 잃어버린 원반 은하로, 따라서 별의 형성이 [2]거의 진행되지 않습니다.그러나 디스크에는 상당한 먼지가 남아 있을 수 있습니다.결과적으로, 그것들은 주로 노화된 별들로 구성됩니다(타원은하와 같은).형태학적 차이에도 불구하고 렌즈상 은하와 타원은하는 스펙트럼 특징과 스케일링 관계와 같은 공통적인 특성을 공유합니다.두 은하 모두 적어도 우주의 국부적인 부분에서는 수동적으로 진화하는 초기형 은하로 간주될 수 있습니다.E은하와 S0은하를 연결하는 것은 중간 크기의 원반을 [3]가진 ES은하입니다.

형태 및 구조

분류

NGC 2787은 눈에 보이는 먼지를 흡수하는 렌즈상 은하의 예입니다.이 은하는 그동안 S0은하로 분류돼 왔지만 나선은하, 타원은하, 렌즈상은하의 구별이 어렵다는 것을 알 수 있다.크레딧 : HST
NGC 1387에는 큰 핵 고리가 있습니다.이 은하는 화로자리 은하단의 일원입니다.
후기형 나선은하에 상대적인 초기형 은하(렌티큘라 S0 은하 포함)의 위치를 나타내는 그리드.수평축은 주로 나선팔의 특성에 따라 결정되는 형태학적 유형을 나타냅니다.
렌즈 모양 및 나선은하 표본에 대해 특정 축 비율(작은 축/큰 축)을 가진 은하의 백분율입니다.삽입물은 지정된 단축([4]b) 대 장축 비율의 프로파일을 시각적으로 표현한 것입니다.

렌즈형은하는 눈에 보이는 원반 성분과 눈에 띄는 팽대부 성분을 가지고 있다는 점에서 독특합니다.이들은 일반적인 나선은하보다 팽대원반 비율이 훨씬 높고, 후기형 은하의[note 1] 표준 나선팔 구조를 가지고 있지 않지만 중심 [4]막대를 나타낼 수 있습니다.이러한 팽대 우위는 렌즈형 은하 표본의 축 비(즉, 원반 은하의 관측된 작은 축과 큰 축 사이의 비율) 분포에서 볼 수 있습니다.렌즈형 은하의 분포는 0.25에서 0.85 사이의 범위에서 꾸준히 상승하는 반면, 나선은하의 분포는 기본적으로 같은 범위에서 [5]평탄합니다.더 큰 축 비율은 정면 원반 은하를 관찰하거나 구상 은하(벌지 중심)의 표본을 사용하여 설명할 수 있습니다.두 개의 원반 은하가 서로 가장자리에 있는 것을 상상해 보십시오. 하나는 팽대부가 있고 다른 하나는 팽대부가 없습니다.눈에 띄는 팽대부를 가진 은하는 팽대부가 없는 은하에 비해 엣지온 축대비가 더 클 것입니다.따라서 눈에 띄는 구상성분을 가진 원반은하 표본은 축비가 큰 은하를 더 많이 가질 것입니다.렌즈형은하 분포가 관측된 축비 증가에 따라 상승한다는 사실은 렌즈형은하가 중심 [4]팽대부에 의해 지배된다는 것을 의미합니다.

렌즈형은하는 종종 나선은하와 타원은하 사이의 잘 이해되지 않는 전이 상태로 여겨지며, 이로 인해 허블순서에 중간 위치하게 됩니다.이는 렌티큘러에 디스크와 벌지 성분이 모두 포함되어 있기 때문입니다.원반 성분은 보통 특징이 없기 때문에 나선은하와 유사한 분류 체계를 사용할 수 없습니다.팽대부는 보통 구형이기 때문에 타원은하 분류도 적절하지 않습니다.따라서 렌즈형 은하는 존재하는 먼지의 양이나 중심 막대의 돌출부에 따라 하위 분류로 나뉩니다.막대가 없는 렌즈상 은하의 등급은 S01, S02 및 S0이며3, 여기서 첨자는 원반 성분의 먼지 흡수량을 나타냅니다. 중심 막대가 있는 렌즈상 은하의 등급은 SB01,[4] SB02 및 SB0입니다3.

세릭 분해

렌즈형 은하의 표면 밝기 프로파일은 구상 성분에 대한 세르식 모델과 원반에 대한 기하급수적으로 감소하는 모델(세르식 지수 n † 1) 및 종종 [6]막대에 대한 세 번째 성분의 합으로 잘 설명된다.때때로 렌티큘라 은하의 표면 밝기 프로파일에 최대 [7]4개의 디스크 스케일로 잘린 부분이 관찰된다.이러한 특징은 나선은하의 일반적인 구조와 일치합니다.그러나 렌즈형 은하의 팽대부 성분은 형태학적 분류 측면에서 타원은하와 더 밀접하게 관련되어 있습니다.렌즈상 은하의 내부 구조를 지배하는 이 구상 영역은 원반 구성 요소보다 더 가파른 표면 밝기 프로파일(일반적으로 n = 1부터 [8][9]4까지의 범위)을 가지고 있다.렌즈형은하 샘플은 표면 밝기 [10]프로파일을 분석하여 원반이 없는(작은 핵원반을 제외한) 타원은하군과 구별할 수 있습니다.

막대기

나선은하처럼 렌즈형은하는 중심 막대구조를 가질 수 있습니다.일반 렌즈 은하의 분류 체계는 먼지 함량에 따라 달라지지만 막대 렌즈 은하는 중심 막대의 돌출부에 따라 분류됩니다.SB0은하는1 가장 덜 정의된 막대 구조를 가지고 있으며 중심 팽대부의 반대쪽을 따라 표면 밝기가 약간 향상된 것으로만 분류됩니다.막대의 돌출은 지수 숫자에 따라 증가하므로 NGC 1460과 같은 SB0은하는3 팽대부와 [4]원반 사이의 전이 영역을 통해 확장될 수 있는 매우 잘 정의된 막대를 가지고 있습니다.NGC 1460은 사실 렌즈형은하 중 가장 큰 막대를 가진 은하입니다.안타깝게도 렌즈형은하의 막대 특성은 자세히 연구되지 않았습니다.막대의 형성 메커니즘을 이해하는 것뿐만 아니라 이러한 특성을 이해하는 것은 렌즈형 [7]은하의 형성 또는 진화 역사를 명확히 하는 데 도움이 될 것입니다.

SB01(NGC 2787)
SB02(NGC 1533)
SB03(NGC 1460)
분류에 따른 막대 렌즈형은하.

상자 모양의 볼록함

NGC 1375와 NGC 1175는 소위 상자 모양의 팽대부를 가진 렌즈형은하의 예입니다.SB0 pec으로 분류됩니다.상자 모양의 팽대부는 가장자리 온 은하에서 볼 수 있으며, 대부분 나선은하이지만 [citation needed]렌즈형은하는 거의 없습니다.

내용

ESO 381-12의 [11]허블 이미지.

많은 점에서 렌즈형 은하의 구성은 타원은하와 유사하다.예를 들어, 둘 다 나이가 많은 붉은 별들로 구성되어 있습니다.이들의 모든 별은 툴리-피셔 관계와의 상쇄와 일치하여 약 10억 년 이상 된 것으로 생각된다(아래 참조).이러한 일반적인 항성 특성 외에도, 구상 성단은 질량과 밝기가 비슷한 나선은하보다 렌즈형은하에서 더 자주 발견됩니다.또한 분자 가스가 거의 없거나 전혀 없으며(따라서 별이 형성되지 않으며) 유의한 수소 α 또는 21cm의 방출도 없습니다.마지막으로, 타원형과는 달리, 그것들은 여전히 상당한 [4]먼지를 가지고 있을 수 있다.

운동학

측정의 난이도 및 기법

NGC 4866은 [12]처녀자리에 있는 렌즈상 은하입니다.

렌즈형은하는 나선은하 및 [13]타원은하와 운동학적 특성을 공유합니다.이것은 렌티큘라의 현저한 팽창과 원반 특성 때문입니다.팽대부는 중심 속도 분산에 의해 지지되는 압력이라는 점에서 타원은하와 유사합니다.이 상황은 공기 입자(벌지의 경우 별)의 움직임이 무작위 움직임에 의해 지배되는 풍선과 유사하다.그러나 렌즈형 은하의 운동학은 회전 지지 원반에 의해 지배됩니다.회전 지원은 원반 내 별의 평균 원형 운동이 은하의 안정성에 영향을 미친다는 것을 의미합니다.따라서, 운동학은 렌즈상 은하와 타원은하를 구별하는 데 종종 사용됩니다.타원은하와 렌즈형은하의 구별은 속도분산( (), 회전속도(v), 타원률(ε)[13]의 측정에 의존합니다.렌티큘러와 타원형을 구별하기 위해 일반적으로 고정 δ에 대한 v/θ 비를 살펴본다.예를 들어, 렌즈형 은하와 타원형 은하를 구별하는 대략적인 기준은 타원은하가 v/190 < 0.5(θ = 0.3)[13]라는 것입니다.이 기준 뒤에 있는 동기는 렌즈상 은하는 눈에 띄는 팽대부와 원반 구성 요소를 가지고 있는 반면 타원은하는 원반 구조를 가지고 있지 않기 때문입니다.따라서 렌즈형은하는 타원은하에 비해 돌출부가 두드러지지 않을 뿐만 아니라 (원반성분 때문에) 지워지지 않는 회전속도 때문에 타원형보다 v/θ 비율이 훨씬 크다.그러나 각 은하에 대해 단일 비율을 사용하는 이 접근법은 일부 초기형 은하에서 측정되는 반지름에 대한 v/θ 비율의 의존성 때문에 문제가 있습니다.예를 들어, E은하와 S0은하를 연결하는 ES은하는 중간 크기 원반을 가지고 있으며, 중간 반지름에서 높은 v/θ 비율을 가지며, 그 다음 큰 [14][15]반지름에서 낮은 비율로 떨어집니다.

원반은하의 운동학은 일반적으로 차가운 가스가 [7]부족하기 때문에 렌즈형은하에는 일반적으로 존재하지 않는 Hα 또는 21cm 방출선에 의해 결정됩니다.따라서 렌즈형 은하의 운동학적 정보와 대략적인 질량 추정치는 방출선 측정보다 신뢰성이 낮은 항성 흡수선에서 나오는 경우가 많습니다.렌즈형은하의 정확한 회전속도를 도출하는 데 상당한 어려움이 있습니다.이는 어려운 기울기 측정, 팽대-원반 계면 영역에서의 투영 효과, 실제 [16]회전 속도에 영향을 미치는 별의 무작위 움직임의 결합 효과입니다.이러한 효과는 렌즈형은하의 운동학적 측정을 일반 원반은하에 비해 상당히 어렵게 만듭니다.

오프셋 툴리-피셔 관계

이 그림은 나선은하 표본(검은색)과 렌즈형은하 표본(파란색)[17]에 대한 툴리-피셔 관계를 보여줍니다.나선은하에 가장 적합한 라인이 렌즈형은하에 [18]가장 적합한 라인과 어떻게 다른지 알 수 있습니다.

나선은하와 렌즈형은하 사이의 운동학적 연결은 나선은하와 렌즈형은하의 툴리-피셔 관계를 분석할 때 가장 명확합니다.렌즈형 은하는 나선은하의 진화 단계라면 나선은하와 유사한 툴리-피셔 관계를 가지지만 밝기/절대 등급 축은 변위해야 합니다.이는 렌즈상성단의 항성 집단을 지배하고 있는 더 밝고 붉은 별에서 비롯될 것이다.이 효과의 예는 인접한 [7]그래프에서 볼 수 있습니다.나선은하 데이터와 렌즈형은하에 가장 적합한 선은 기울기가 동일하지만(따라서 툴리-피셔 관계가 동일하지만) δI 5 1.5만큼 상쇄된다는 것을 명확히 알 수 있다.이것은 렌즈형은하가 한때 나선은하였지만 지금은 오래된 붉은 별들이 지배하고 있다는 것을 암시합니다.

형성 이론

렌즈상 은하의 형태와 운동학은 각각 어느 정도 은하 형성의 형태를 시사합니다.원반 모양으로 먼지가 많은 모양은 팔의 특징이 사라진 빛바랜 소용돌이 은하에서 온 것임을 시사합니다.그러나 일부 렌즈형은하는 나선은하보다 더 밝기 때문에 단순히 나선은하의 빛바랜 잔해가 아님을 알 수 있습니다.렌즈상 은하는 전체 별의 질량을 증가시키고 새로 합쳐진 은하에 원반 모양의 팔이 없는 [7]모습을 만들어 주는 은하 병합으로 인해 발생할 수 있습니다.또는 (가스 및 마이너 합병) 강착 이벤트를 통해 디스크를 성장시키는 것이[19] 제안되었습니다.그것은 이전에도 비록 이 후자 은하 괴롭힘 시나리오로 extr의 existence[21]때문에 쿼리 되고 있는 반면 더 흐리lenticulars 더 밀접하게 ram-pressure을 나선형 galaxies,[20]와 관련될 수 있다는 발광 렌즈상 은하의 진화는 매우 밀접한 타원형 은하에 연계될 수 있다는 제의했었다.emely 나는LEDA 2108986과 같은 용융, 저휘도 렌즈상 은하.

빛바랜 나선

가스의 부재, 먼지의 존재, 최근의 별 형성의 부재, 그리고 회전 지지대는 [7]모두 별의 형성에 모든 가스를 소모한 나선은하의 특징일 수 있습니다.이러한 가능성은 가스가 부족하거나 "빈혈"인 나선은하의 존재로 인해 더욱 높아집니다.만약 나선 패턴이 소멸된다면 그 결과로 생긴 은하는 많은 렌즈상 [22]은하와 비슷할 것입니다.무어 외 연구진은 또한 조석 해러스먼트(다른 가까운 은하로부터의 중력 영향)가 밀도가 높은 [23]지역에서 이러한 과정을 도울 수 있다고 기록했습니다.그러나 이 이론에 대한 가장 명확한 지지는 위에서 논의한 툴리-피셔 관계의 약간 변경된 버전을 고수하는 것이다.

2012년 캐나다 천문학자 시드니 반 덴 버그가 처음 제안한 나선은하(Sa-sb-Sc-Im)에 대한 허블 수열과 불규칙한 나선은하(S0a-S0b-S0c-dSph)에 대한 새로운 분류 체계를 통해 나선은하와 불규칙한 나선은하(Sa-sb-Sc-Im)가 어떻게 매우 규칙적인지 확인되었습니다.렌티큘러와 [24]왜소 타원형용입니다.

합병

메시에 85는 병합된 은하입니다.

버스타인과[25] 샌디지의[26] 분석에 따르면 렌즈형은하는 일반적으로 다른 나선은하보다 훨씬 큰 표면 밝기를 가지고 있는 것으로 나타났습니다.또한 렌즈형은하는 나선은하보다 원반대비 팽대비가 더 큰 것으로 생각되며, 이는 [27][28]나선은하로부터의 단순한 퇴색과는 일치하지 않을 수 있습니다.만약 S0가 다른 나선형들의 합병으로 형성되었다면, 이러한 관측은 적합할 것이며, 또한 구상성단의 빈도가 증가하는 원인이 될 것이다.그러나 일반적인 Sersic 프로파일과 막대를 모두 포함하는 중앙 팽대부의 고급 모델은 더 작은 [29]팽대부를 나타내며, 따라서 불일치가 줄어든다는 것을 언급해야 한다.병합은 또한 병합된 은하가 오늘날 우리가 보는 은하와 상당히 다르다는 가정 없이는 툴리-피셔 관계와의 차이를 설명할 수 없습니다.

추가에 의한 디스크 증가

적어도 일부 렌즈상 은하와 작은 은하에서 가스의 강착을 통해 만들어진 원반은하와 기존의 구상체 구조 주변의 작은 은하들은 근처의 거대한 렌즈상 [30]은하에서 볼 수 있는 것처럼 작고 작은 구상체 모양의 거대한 팽대부와 일치시키기 위한 설명으로 처음 제안되었습니다."소형화" 시나리오에서는 더 많은 가스가 이용 가능한 젊은 우주에서 더 큰 렌즈상 은하가 먼저 만들어졌을 수 있으며, 고립된 초기형 은하 LEDA 2108986의 경우처럼 낮은 질량의 은하들이 원반 형성 물질을 끌어당기는 속도가 더 느렸을 수 있습니다.물론 은하단 내에서 램 압력 제거는 가스를 제거하고 원반의 발전을 촉진할 수 있는 새로운 가스의 부착을 막습니다.

예

갤러리

「 」를 참조해 주세요.

  • 방추은하 – 시가 모양으로 장축을 중심으로 회전하는 은하계
Wikimedia Commons에는 렌즈형은하와 관련된 매체가 있습니다.

메모들

  1. ^ 허블 분류 체계 왼쪽에 있는 은하를 "조기형"이라고 부르기도 하며, 오른쪽에 있는 은하를 "후기형"이라고 부르기도 합니다.

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