CD은하: 두 판 사이의 차이
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'''cD은하'''({{llang|en|type-cD galaxy,<ref>Sidereal Times, 2002년 6월, page 3</ref> cD-type galaxy,<ref>Proceedings of PATRAS 2008, page 59</ref> cD galaxy<ref>Galaxy Clusters, Jan Hartlap, page 3</ref>}})는 D형 [[타원은하|거대타원은하]]의 하위유형으로, 거대한 [[항성|별]] [[은하헤일로|헤일로]]를 가지는 [[은하]]의 한 형태분류이다.<ref>타원은하의 표면측광과 구조, [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept01/Kormendy/Kormendy11.html "11장. cD은하와 가장 밝은 은하단 은하"], '''John Kormendy, S. Djorgovski''', ''1989''</ref> 이들은 몇몇 부유[[은하단]]의 중심 근처에서 발견된다.<ref>천문학 사전, [http://www.highbeam.com/doc/1O80-cDgalaxy.html "cD 은하"] {{웨이백|url=http://www.highbeam.com/doc/1O80-cDgalaxy.html |date=20200312083919 }} (2010년 4월 14일 확인)</ref> 초거대타원은하(''supergiant elliptical'')<ref>encyclopedia.com [http://www.encyclopedia.com/doc/1O80-supergiantelliptical.html "초거대타원은하"]</ref> 나 중심지배은하(''central dominant'')<ref name=UoCoGd/> 로 알려져 있기도 하다. |
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'''cD형 은하''' (또는 '''Type-cD 은하''', '''cD 은하''')는 은하의 형태론적 유형으로, D형(Type-D) 거대 [[타원은하]]의 일종이고 거대한 항성[[은하 헤일로|헤일로]]를 갖고있다. 이것들은 몇몇 무거운 [[은하단]]의 중심부 근처에서 찾을 수 있다. 또한 '''초거대 타원은하''' 또는 '''중심 지배 은하'''로 알려져있다. |
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== cD은하 == |
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cD형은 D형과 같이 현재도 쓰이는 [[은하 형태 분류#여키스 체계|여키스 은하 분류]]의 두 분류 중 하나이다.<ref>DRAGN의 하늘지도, [http://www.jb.man.ac.uk/atlas/gloss.html#cD "용어사전"], '''J. P. Leahy''', ''1997년 3월 15일'' (2010년 4월 14일 확인)</ref> "cD"에서 "c"는 은하가 매우 크다는 사실, 즉 초거대(''supergiant'')를 의미하고, "D"는 은하가 확산되어 보인다는 사실을 의미한다.<ref>국제 망원경 협력망, [http://gtn.sonoma.edu/resources/normal_galaxies/types.php "은하의 유형"] {{웨이백|url=http://gtn.sonoma.edu/resources/normal_galaxies/types.php |date=20100716001648 }}, '''Kevin McLin''', ''2010년 4월 14일'' (2010년 4월 14일 확인)</ref> "cD"의 역성어로 자주 중심지배은하(''central Dominant'')를 의미하는데 쓰인다.<ref name=UoCoGd>{{저널 인용|제목=은하단의 거리에 관한 불확실성|이름=C.|성=Adami|저자2=M.P. Ulmer|날짜=2000-07-18|arxiv=astro-ph/0007265}} (2010년 4월 14일 확인)</ref> cD은하는 흔히 가장 거대한 은하로 간주되고 있기도 하다.<ref>유니버스 투데이, [http://www.universetoday.com/guide-to-space/galaxies/what-is-the-largest-galaxy/ "무엇이 가장 큰 은하일까?"], '''Fraser Cain''' (2010년 4월 14일 확인)</ref><ref>EurekAlert, [http://www.eurekalert.org/pub_releases/2005-01/ou-sol010505.php "우주에서 거대한 폭발을 관측한 과학자들"], '''Andrea Gibson''', ''2005년 1월 5일'' (2010년 4월 15일 확인)</ref> |
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cD형은 여키스 은하 분류의 한 유형으로, D형과 함께 여전히 사용되고 있는 두 여키스 분류 중 하나다. cD의 c는 [[은하]]가 아주 크다는 사실(Supergiant)을 나타내고, D는 은하가 넓게 퍼져(diffuse) 보이는 사실을 나타낸다. cD는 중심 지배 은하를 의미하는데 자주 사용되곤 했다. 또한 가장 거대한 은하로 자주 간주되었다. |
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cD은하는 [[렌즈상 은하|렌즈상은하]](S0)나 [[타원은하]](E#)와 유사해 보이지만, 일부는 반지름이 백만 [[광년]]을 넘는 외포층을 가지고 있는 만큼 몇배나 크다.<ref>브리태니커 백과사전, [http://www.britannica.com/EBchecked/topic/100915/cD-galaxy "cD은하"] (2010년 4월 14일 확인)</ref> 이들은 낮은표면밝기의 거대한 외포층을 가지는 타원처럼 보인다.<ref name="ICyese-cD"/> 현재 cD은하는 [[은하병합]]의 결과로 여겨지고 있다.<ref name="cosmos-sao-CDgalaxies">우주 - SAO 천문학 백과사전, [http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/CD+Galaxies "CD은하"], '''스윈번 공과대학교''' (2010년 4월 14일 확인)</ref> 일부 cD은하는 다중 [[은하핵]]을 가지고 있다.<ref>인터넷 과학 백과사전, [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/D_galaxy.html "D은하"], '''David Darling''' (2010년 4월 14일 확인)</ref> cD은하는 은하단의 [[가장 밝은 은하단 은하]](BCG)로 자주 발견된다.<ref>{{저널 인용|저널=IAU 심포지엄|권=245|제목=갈렉스로부터 팽대부에서의 별형성|이름=Sukyoung K.|성=Yi|날짜=2007-09-05|doi=10.1017/S174392130801819X|arxiv=0709.0177}} (2010년 4월 14일 확인)</ref> 많은 [[화석 은하군]] 은하는 cD BCG 은하와 유사하다. 이는 일부에게 화석 은하군의 형성 결과가 cD은하이고, 이후 새로운 은하단이 화석 은하군 근처에 응집한다는 가설화로 이어진다.<ref>유니버스 투데이, [http://www.universetoday.com/2006/04/27/how-do-fossil-galaxy-clusters-form-so-quickly/ "어떻게 화석은하단은 매우 빠르게 형성되었을까?"], '''Fraser Cain''', ''2006년 4월 27일'' (2010년 4월 15일 확인)</ref> 그러나, cD은하 그 자체는 화석 은하군과는 달리 [[낱은하]]로 발견되지 않는다.<ref name="ICyese-cD">{{저널 인용|저널=[[왕립천문학화 월간보고]]|제목=은하단내부 빛과 cD은하의 거대한 별 외포층: 분석적 설명|이름=Marc S.|성=Seigar|저자2=Alister W. Graham|저자3=Helmut Jerjen|날짜=2007-07|권=378|호=4|쪽=1575-1588|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11899.x|bibcode=2007MNRAS.378.1575S|arxiv=astro-ph/0612229v2}}</ref> cD은하의 약 20%는 BCG이다.<ref name="ICyese-cD"/> |
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== 성장 == |
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cD은하는 은하단의 중심으로 나선을 그리며 떨어지는 은하와의 병합을 통해 성장하는 것으로 여겨지고 있다. 이는 1965년 허버트 J. 루드에 의해 최초로 발표된 이론이다.<ref>{{서적 인용|성=Rood|이름=Herbert J.|날짜=1965|제목=머리털자리 은하단의 운동|기타=박사 학위 논문|출판사=[[미시건 대학교]]|bibcode=1965PhDT.........3R}}</ref> 이 "포식"(''cannibalistic'') 성장 방식의 결과로 압도적인 직경과 반지름의 cD은하가 된다.<ref name="curious">{{웹 인용|url=http://curious.astro.cornell.edu/|title=천문학에 대한 호기심?|accessdate=2007년 3월 28일}}</ref> 은하단에서 두번째로 가장 밝은 은하는 보통 cD은하에게 "먹히고" 있는 결과이기 때문에 덜 밝다.<ref>{{저널 인용 |
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| doi = 10.1086/182554 |
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| last = Hausman |
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| first = M. J. |
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| last2 = Ostriker |
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| first2 = J. P. |
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| title = 은하 사이의 잡아먹기 - 역학적으로 발생하는 은하단 광도함수의 진화 |
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| journal = 천체물리학 저널 레터 |
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| volume = 217 |
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| pages = L125–L128 |
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| date = 1977년 11월 |
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| bibcode = 1977ApJ...217L.125O}}</ref> "먹힌" 은하의 잔해는 때때로 가스와 먼지로 구성된 확산 헤일로로 보인다.<ref name="curious" /> 이 헤일로의 크기는 최대 직경 300만 광년이다.<ref name="cosmos-sao-CDgalaxies"/> cD은하는 은하단의 12.5 [[비리얼 정리|비리얼 반지름]] 내의 총 [[중입자]] 질량에 근거해서 은하단의 질량의 1~7%를 차지하는 것으로 추정된다.<ref name="Vikhlinin">Section 8 of {{저널 인용 |
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| last1 = Vikhlinin |
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| first1 = A. |
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| authorlink1 = |
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| last2 = Kravtsov |
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| first2 = A. |
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| author4 = Jones, C. |
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| author5 = Markevitch, M. |
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| author6 = Murray, S. S. |
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| author7 = Van Speybroeck, L. |
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|date=April 2006 |
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| title = 근처의 안정된 은하단의 찬드라 표본: 질량, 가스 부분, 질량-온도 관계 |
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| journal = 천체물리학 저널 |
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| volume = 640 |
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| issue = 2 |
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| pages = 691–709 |
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| location = 시카고, 일리노이스, 미국 |
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| publisher = [[시카고 대학 출판사]] |
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| format = PDF |
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| arxiv = astro-ph/0507092 |
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| bibcode = 2006ApJ...640..691V |
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| doi = 10.1086/500288 |
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| accessdate = 2012년 3월 12일 |
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| url = http://iopscience.iop.org/0004-637X/640/2/691/pdf/63132.web.pdf |
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}}</ref> |
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=== 동역학적 마찰 === |
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[[동역학적 마찰]]은 은하단의 중심에서의 cD은하의 형성에 관한 중요한 규칙의 역할을 하는 것으로 여겨지고 있다.<ref name="DM1983"> |
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{{저널 인용 |
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| doi = 10.1086/160571 |
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| last = Merritt |
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| first = David |
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| authorlink = 데이비드 메리트 |
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| title = 부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. I. 질량분포의 진화 |
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| journal = 천체물리학 저널 |
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| volume = 264 |
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| pages = 24–48 |
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| date = 1983년 1월 |
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| bibcode = 1983ApJ...264...24M}}</ref> 이 과정은 은하단에서 큰 은하의 운동으로 인해 발생하는 뒤쪽의 흔적(배가 지나가듯이)이 작은 은하와 [[암흑물질]]을 끌어당기면서 시작된다. 이로 인한 고밀도 영역은 큰 은하의 뒤를 따라가면서 은하의 속도를 느리게 만드는 일정한 중력을 가하게 된다. 운동에너지를 상실하게 되면서, 큰 은하는 서서히 은하단의 중심방향으로 나선을 그리며 떨어진다. 그렇게 되고나면, 큰 은하의 별, 가스, 먼지, 암흑물질과 큰 은하를 뒤따르는 은하들은 앞서 움직이는 은하와 함께 동일한 운명을 맞이하게 된다.<ref name="DM1984"> |
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{{저널 인용 |
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| doi = 10.1086/161590 |
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| first = David |
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| authorlink = 데이비드 메리트 |
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| title = 부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. II. 광도분포의 진화 |
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| journal = 천체물리학 저널 |
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| volume = 276 |
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| pages = 26–37 |
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| date = 1984년 1월 |
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| bibcode = 1984ApJ...276...26M}}</ref> 거대 또는 초거대확산 또는 타원은하는 이 응집의 결과일 것이다.<ref name="DM1985"> |
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{{저널 인용 |
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| doi = 10.1086/162860 |
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| last = Merritt |
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| first = David |
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| authorlink = 데이비드 메리트 |
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| title = 부유은하단에서의 안정화와 조석 벗김. III. 무거운 중심 은하의 성장 |
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| journal = 천체물리학 저널 |
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| volume = 289 |
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| pages = 18–32 |
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| date = 1985년 2월 |
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| bibcode = 1985ApJ...289...18M}}</ref> 병합되거나 병합 중인 은하의 중심은 cD 은하의 다중 은하핵으로서, 긴 시간동안 쉽게 알 수 있는 흔적이 남는다.<ref>{{저널 인용 |
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| doi = 10.1086/184257 |
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| last = Merritt |
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| first = David |
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| authorlink = 데이비드 메리트 |
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| title = 다중핵 은하단 은하의 본질 |
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| journal = 천체물리학 저널 |
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| volume = 280 |
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| pages = L5–8 |
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| date = 1984년 5월 |
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| bibcode = 1984ApJ...280L...5M}}</ref> |
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== cD은하단 == |
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cD은하는 은하단을 정의하는데 이용되기도 한다. 중심에 cD은하를 포함하는 은하단을 cD은하단이라 일컫는다.<ref>{{저널 인용|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1971PASP...83..313R&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf |제목= 부유은하단의 "'소리굽쇠' 분류|이름=Herbert J.|성=Rood|저자2=Gummuluru N. Sastry|날짜=1967-06|doi=10.1086/129128|bibcode=1971PASP...83..313R}}</ref> |
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== cD은하의 예 == |
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* [[페르세우스자리 A 은하|페르세우스자리 A]]<ref>네이처, [http://www.nature.com/nature/journal/v460/n7252/fig_tab/nature08135_F4.html "FIGURE 4. 페르세우스자리 은하단의 광학, 전파 및 X-선 사진."] ''2009년 7월 9일'', {{issn|0028-0836}} ; EISSN 1476-4687 ; (2010년 4월 15일 확인)</ref> |
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* [[NGC 6166]]<ref>네이처, [http://www.nature.com/nature/journal/v460/n7252/fig_tab/nature08135_F3.html "FIGURE 3. 반지름 r의 공껍질에 있는 은하단내부물질의 엔트로피."] ''2009년 7월 9일'', {{issn|0028-0836}} ; EISSN 1476-4687 ; (2010년 4월 15일 확인)</ref> |
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* [[IC 1101]], 직경(약 550만 광년)이 가장 큰 것으로 알려진 은하<ref>사이언스, [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/250/4980/539 "아벨 2029의 중심 은하: 늙은 초거대은하"], '''Juan M. Uson, Stephen P. Boughn, Jeffrey R. Kuhn''', ''1990년 10월 26일'', Vol. 250, no. 4980, pp.539-540, {{doi|10.1126/science.250.4980.539}}</ref><ref>Ellensburg Daily Record, "은하 발견", '''United Press International''', ''1990년 10월 27일'', p.16</ref><ref>로디 뉴스 센티널, "발견된 거대은하", '''UPI''', ''1990년 10월 26일'', pg.9</ref> |
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* [[메시에 87]] - [[처녀자리 은하단]]의 중심 은하 |
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* [[NGC 1399]] - [[화로자리 은하단]]에 있다. |
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* [[NGC 4889]] - [[머리털자리]]의 E4형 타원은하로 초거대은하 콜드웰 35로 알려져 있기도 하다. [[콜드웰 목록|콜드웰 천체]] 중에서 가장 밝다. |
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* [[QSO 0957]] - 처음으로 발견된 중력렌즈 천체 |
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== 같이 보기 == |
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* [[타원은하|거대타원은하]] (gE) |
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* [[타원은하]] (E#) |
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* [[렌즈상 은하|렌즈상은하]] |
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* [[D형 은하]] |
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== 각주 == |
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{{각주}} |
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== 더 읽어보기 == |
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* [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Morgan2/paper.pdf PDF] - {{저널 인용|url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Morgan2/frames.html|제목=항성종족에 따른 은하의 형태의 예비분류|이름=W. W.|성=Morgan|출판사=여키스 천문대|날짜=1958|총서=PASP|권=70|doi=10.1086/127415|bibcode=1959PASP...71..394M}} |
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* {{저널 인용|제목=은하단내부 빛과 cD은하의 거대한 별 외포층: 분석적 설명|이름=Marc S.|성=Seigar|저자2=Alister W. Graham|저자3=Helmut Jerjen|날짜=2007-07|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11899.x|bibcode=2007MNRAS.378.1575S|arxiv=astro-ph/0612229|저널=MNRAS}} |
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{{은하}} |
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[[분류:은하]] |
2024년 5월 16일 (목) 22:05 기준 최신판
cD은하(영어: type-cD galaxy,[1] cD-type galaxy,[2] cD galaxy[3])는 D형 거대타원은하의 하위유형으로, 거대한 별 헤일로를 가지는 은하의 한 형태분류이다.[4] 이들은 몇몇 부유은하단의 중심 근처에서 발견된다.[5] 초거대타원은하(supergiant elliptical)[6] 나 중심지배은하(central dominant)[7] 로 알려져 있기도 하다.
cD은하
[편집]cD형은 D형과 같이 현재도 쓰이는 여키스 은하 분류의 두 분류 중 하나이다.[8] "cD"에서 "c"는 은하가 매우 크다는 사실, 즉 초거대(supergiant)를 의미하고, "D"는 은하가 확산되어 보인다는 사실을 의미한다.[9] "cD"의 역성어로 자주 중심지배은하(central Dominant)를 의미하는데 쓰인다.[7] cD은하는 흔히 가장 거대한 은하로 간주되고 있기도 하다.[10][11]
cD은하는 렌즈상은하(S0)나 타원은하(E#)와 유사해 보이지만, 일부는 반지름이 백만 광년을 넘는 외포층을 가지고 있는 만큼 몇배나 크다.[12] 이들은 낮은표면밝기의 거대한 외포층을 가지는 타원처럼 보인다.[13] 현재 cD은하는 은하병합의 결과로 여겨지고 있다.[14] 일부 cD은하는 다중 은하핵을 가지고 있다.[15] cD은하는 은하단의 가장 밝은 은하단 은하(BCG)로 자주 발견된다.[16] 많은 화석 은하군 은하는 cD BCG 은하와 유사하다. 이는 일부에게 화석 은하군의 형성 결과가 cD은하이고, 이후 새로운 은하단이 화석 은하군 근처에 응집한다는 가설화로 이어진다.[17] 그러나, cD은하 그 자체는 화석 은하군과는 달리 낱은하로 발견되지 않는다.[13] cD은하의 약 20%는 BCG이다.[13]
성장
[편집]cD은하는 은하단의 중심으로 나선을 그리며 떨어지는 은하와의 병합을 통해 성장하는 것으로 여겨지고 있다. 이는 1965년 허버트 J. 루드에 의해 최초로 발표된 이론이다.[18] 이 "포식"(cannibalistic) 성장 방식의 결과로 압도적인 직경과 반지름의 cD은하가 된다.[19] 은하단에서 두번째로 가장 밝은 은하는 보통 cD은하에게 "먹히고" 있는 결과이기 때문에 덜 밝다.[20] "먹힌" 은하의 잔해는 때때로 가스와 먼지로 구성된 확산 헤일로로 보인다.[19] 이 헤일로의 크기는 최대 직경 300만 광년이다.[14] cD은하는 은하단의 12.5 비리얼 반지름 내의 총 중입자 질량에 근거해서 은하단의 질량의 1~7%를 차지하는 것으로 추정된다.[21]
동역학적 마찰
[편집]동역학적 마찰은 은하단의 중심에서의 cD은하의 형성에 관한 중요한 규칙의 역할을 하는 것으로 여겨지고 있다.[22] 이 과정은 은하단에서 큰 은하의 운동으로 인해 발생하는 뒤쪽의 흔적(배가 지나가듯이)이 작은 은하와 암흑물질을 끌어당기면서 시작된다. 이로 인한 고밀도 영역은 큰 은하의 뒤를 따라가면서 은하의 속도를 느리게 만드는 일정한 중력을 가하게 된다. 운동에너지를 상실하게 되면서, 큰 은하는 서서히 은하단의 중심방향으로 나선을 그리며 떨어진다. 그렇게 되고나면, 큰 은하의 별, 가스, 먼지, 암흑물질과 큰 은하를 뒤따르는 은하들은 앞서 움직이는 은하와 함께 동일한 운명을 맞이하게 된다.[23] 거대 또는 초거대확산 또는 타원은하는 이 응집의 결과일 것이다.[24] 병합되거나 병합 중인 은하의 중심은 cD 은하의 다중 은하핵으로서, 긴 시간동안 쉽게 알 수 있는 흔적이 남는다.[25]
cD은하단
[편집]cD은하는 은하단을 정의하는데 이용되기도 한다. 중심에 cD은하를 포함하는 은하단을 cD은하단이라 일컫는다.[26]
cD은하의 예
[편집]- 페르세우스자리 A[27]
- NGC 6166[28]
- IC 1101, 직경(약 550만 광년)이 가장 큰 것으로 알려진 은하[29][30][31]
- 메시에 87 - 처녀자리 은하단의 중심 은하
- NGC 1399 - 화로자리 은하단에 있다.
- NGC 4889 - 머리털자리의 E4형 타원은하로 초거대은하 콜드웰 35로 알려져 있기도 하다. 콜드웰 천체 중에서 가장 밝다.
- QSO 0957 - 처음으로 발견된 중력렌즈 천체
같이 보기
[편집]각주
[편집]- ↑ Sidereal Times, 2002년 6월, page 3
- ↑ Proceedings of PATRAS 2008, page 59
- ↑ Galaxy Clusters, Jan Hartlap, page 3
- ↑ 타원은하의 표면측광과 구조, "11장. cD은하와 가장 밝은 은하단 은하", John Kormendy, S. Djorgovski, 1989
- ↑ 천문학 사전, "cD 은하" Archived 2020년 3월 12일 - 웨이백 머신 (2010년 4월 14일 확인)
- ↑ encyclopedia.com "초거대타원은하"
- ↑ 가 나 Adami, C.; M.P. Ulmer (2000년 7월 18일). “은하단의 거리에 관한 불확실성”. arXiv:astro-ph/0007265. (2010년 4월 14일 확인)
- ↑ DRAGN의 하늘지도, "용어사전", J. P. Leahy, 1997년 3월 15일 (2010년 4월 14일 확인)
- ↑ 국제 망원경 협력망, "은하의 유형" Archived 2010년 7월 16일 - 웨이백 머신, Kevin McLin, 2010년 4월 14일 (2010년 4월 14일 확인)
- ↑ 유니버스 투데이, "무엇이 가장 큰 은하일까?", Fraser Cain (2010년 4월 14일 확인)
- ↑ EurekAlert, "우주에서 거대한 폭발을 관측한 과학자들", Andrea Gibson, 2005년 1월 5일 (2010년 4월 15일 확인)
- ↑ 브리태니커 백과사전, "cD은하" (2010년 4월 14일 확인)
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[편집]- PDF - Morgan, W. W. (1958). “항성종족에 따른 은하의 형태의 예비분류”. PASP 70. 여키스 천문대. Bibcode:1959PASP...71..394M. doi:10.1086/127415.
- Seigar, Marc S.; Alister W. Graham; Helmut Jerjen (2007년 7월). “은하단내부 빛과 cD은하의 거대한 별 외포층: 분석적 설명”. 《MNRAS》. arXiv:astro-ph/0612229. Bibcode:2007MNRAS.378.1575S. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11899.x.