상호작용은하

3. 은하 상호작용의 단계

은하 간의 충돌은 은하 진화에서 흔하게 나타나는 현상이다. 은하 내부 물질 분포는 매우 희박하기 때문에, 이는 일반적인 충돌이 아닌 중력 상호작용으로 볼 수 있다.

충돌하는 두 은하가 충돌 후에도 계속 이동할 만큼 충분한 운동량을 갖지 못하면 병합이 일어난다. 이들은 서로에게 끌려가 여러 번 관통한 후 결국 하나의 은하를 형성한다. 충돌 은하 중 하나가 훨씬 크다면, 작은 은하는 뜯겨져 큰 은하의 일부가 되고 큰 은하는 대체로 온전하게 유지된다. 반면, 은하들이 서로 관통할 때는 물질과 형태를 대체로 유지한다.

은하 충돌은 현재 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 자주 연구되며, 여기에는 중력, 가스 소산, 별 형성과 피드백 등 현실적인 물리 현상이 포함된다. 역학적 마찰은 은하 쌍의 상대 운동을 늦추며, 초기 상대 에너지에 따라 합병 여부가 결정된다. 이러한 시뮬레이션은 파리 천문대 웹사이트 GALMER에서 찾아볼 수 있다.^[30]

3. 1. 1단계: 접근 및 초기 상호작용

3. 2. 2단계: 본격적인 충돌 및 병합 과정

3. 3. 3단계: 병합 후 안정화

6. 우리 은하와 안드로메다 은하의 충돌

천문학자들은 우리 은하가 약 45억 년 후에 안드로메다 은하와 충돌할 것으로 추정하고 있다. 이 충돌로 두 나선 은하는 병합하여 타원은하^[35][36] 또는 거대한 원반은하가 될 것으로 예측된다.^[37]

7. 시뮬레이션 연구

현재 컴퓨터를 통해 은하 간 충돌에 대한 모의 실험이 자주 이루어지고 있다. 이러한 시뮬레이션에는 중력, 가스 소산 현상, 별 형성과 피드백을 포함한 현실적인 물리 법칙이 사용된다.^[30] 역학적 마찰은 은하 쌍의 상대적 운동을 늦추며, 이는 궤도의 초기 상대적 에너지에 따라 어느 시점에서 합병될 수 있다. 시뮬레이션된 은하 충돌 라이브러리는 파리 천문대 웹사이트 GALMER에서 확인할 수 있다.^[5]

참조

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