민생회복지원금 25만원 신청 대상

초거성은 예르치스 점프 러셀 도표 또는 스펙트럼 분류에 해당하는 광 강도 등급 1을 가진 별이다. 별은 -3부터 -8까지의 절대계급입니다. 표면 중력은 초신성이 주 계열이나 같은 스펙트럼 타입의 거인보다 훨씬 크기 때문에 매우 낮다. 1897년에, Mori는 분광학의 폭에 따라 별들을 분류했고, "c" 등급의 별들은 우리가 오늘날 알고 있는 초신성이다. 1943년 Yerkes Spectroscopic Classification Act는 Supernova를 광도계 Ia와 Ib로 식별한다. 초위성의 스펙트럼은 협소할 뿐만 아니라 강력한 별바람에 의해 방출선과 차단선이 형성된다. 주열의 별 위치는 질량에 의해 결정되는 대로 초신성의 위치 및 길은 주로 별의 질량에 의해 결정된다.

트레이닝
무거운 타입 O의 주요 시리즈는 그것이 슈퍼 거인으로 발전하기 전에 3천만 년 동안 짧으면 수십만년 동안 그 주요 시리즈는 유지된다. 타원은 개념적 사당에서 발견되는 것이 아니라 보통 젊은 산성, 나선형 팔, 불규칙한 은하에서만 발견된다. 질량이 높을 때, 헬륨은 수소 건조 직후 핵에서 핵융합될 수 있다.

태양의 40배 이상의 질량을 가진 별들은 강한 별바람을 동반하는 뜨거운 푸른 초신성이 되어 헤르츠프링-러셀의 지도를 가로질러 간다. 무거운 원소들을 합성하기에 충분히 큰 이 별들은 원자핵이 붕괴될 때 초신성 폭발 후에 검은색이나 중성자와 함께 사망합니다. 약간 적은 질량을 가진 푸른 초신성은 계속해서 확장되어 붉은 초신성이 됩니다. 붉은 초신성은 그가 죽기 전에 여러 가지 푸른 초신성 단계를 반복하는 II형 초신성이다. 태양의 40배 이하의 질량을 가진 별들은 거대한 붉은색 슈퍼스타가 되어 피부 외부 층을 날려버리고 파란 슈퍼스타가 됩니다. 그리고 볼프리의 별들이 충분한 질량을 잃으면 흰 가시와 함께 죽습니다. 두 번째 초신성, 일종의 핵 붕괴의 초신성, 붉은 초신성, 또 다른 초신성, 즉 Ibc 초신성은 커다란 푸른 별인 늑대 레이엣으로 바뀔 것으로 추정된다.

초신성 타입
고전적인 세피드 변동성
이들 별들의 대부분은 근원-러셀 다이어그램의 불안정한 영역에 위치한 전형적인 초신성 밝기 등급에 속한다. 이 별은 핵에서 헬륨을 태운 별이며, 결국 점액근이 된다.

울프 리로
이것은 매우 무겁고 밝은 별이며, 매우 뜨거운 푸른 초신성, 그리고 주성 같은 영역들에 있는 헤르츠프링-러셀의 지도에 표시되어 있다. 그러나 그것은 강한 별바람으로 인해 외부 층이 거의 수소를 상실한 별이다. 스펙트럼에서 헬륨, 탄소, 질소, 산소, 수소와 같은 무거운 선들이 희박하거나 보이지 않는 것을 볼 수 있습니다. 태양보다 10~15배 큰 별들은 적색 초신성이 되고 붉은 초신성이 되고, 붉은 초신성이 조금 더 큰 항성은 파란 초신성이 됩니다. 태양의 3배 이상의 질량을 가진 별들은 밝은 파란색의 가변성을 얻고 내부에 보이는 늑대 광선을 통과한다.

밝은 파란색 변수
밝은 파란색 가변성은 파란색 초신성(Supernova)과 동일한 영역에 있는 Hertzsprung-Russell(Hertzsprung-Russell) 다이어그램에 나타나는 별입니다. 그러나 전형적인 파란색 초신성과는 달리, 그들은 기본적인 분광학의 특성에 의해 설명될 수 없는 비정상적인 분광학적 변동을 보여준다. P-star는 밝은 파란색 변수입니다. 이 별은 특정 시간 동안만 밝은 청색 변수로 관찰되며, 나머지 시간 동안 밝기는 변하지 않는다. 따라서 때로는 변수로서 보이지 않는 안정적인 시간에 대해 핫 블루 수퍼거이언트 또는 라이트 블루 변수의 후보자로 간주되기도 한다.

유형 B 별은 방출 또는 금지선 중 하나를 나타내는 유형 B 별이며, 그 중 일부는 파란색 초신성이다. 거대한 질량이 있는 거대한 진화성 별은 일종의 푸른 초신성이라고 볼 수 있습니다.

에리스는 에리스(Eris)라고 불리는 난쟁이 행성입니다. 2017년 5월 명왕성에 이어 두 번째로 큰 해왕성은 태양 주위를 도는 아홉 번째 가장 무거운 물체이다. 지름은 2,326 ± 12km이며, 플루토보다 작지만, 질량은 지구의 0.27%를 차지하는 플루토보다 27% 더 무겁다. 지름과 양은 각각 월 3분의 2와 월 3분의 1이다. 명왕성이 해왕성으로 분류되기 전에 몇몇 천문학자들은 에리스가 10번째 행성이라고 생각했다.

에리스는 2005년 1월 미국 천문학자 마이크 브라운에 의해 발견되었다. 그 후, 그것은 트랜스나발 물체(TNO)로 식별되었다. 그리스 신화에서, 이 물체는 불화의 여신인 투쟁과 불화를 상징한다. 발견 직후, 그는 인종에 대한 논란 후에 이름지어졌다. 처음에는 10살이었어요. 태양계에서 바라본 행성이지만, 2006년 8월 국제천문연맹은 난쟁이 행성의 개념을 재정의했고, Pluto, Seres, Humea, Macedon과 함께 난쟁이 행성으로 분류되었다. 에리스는 디즈니랜드라는 인공위성을 16일 동안 운용하고 있다. 2018년 1월, 에리스는 지구로부터 약 96개의 천문학적 단위가 떨어져 있고 지구나 플루토 행성의 두 배 정도 떨어져 있습니다.

순환
에리스는 태양에 초점을 맞춘 큰 심장박동을 가진 평평한 타원을 회전시킵니다. 태양계의 8개 행성은 지구의 표면과 거의 동일한 평면을 가지고 있지만, 에리스의 궤도는 약 44도의 궤도 각도를 가지고 있다. 별자리 주기는 558년이고, 지구에 가장 가까운 경우 37.91개, 멀리 떨어져 있는 경우 97.65개이다. 1698년부터 1699년까지, 그들은 1977년부터 2256년까지 그리고 2258년까지 원산지로 돌아갔다고 보고되었다. 오늘날 에리스는 넵튠 V774104의 외부 물체로부터 지구로부터 멀리 떨어져 있는 것으로 알려져 있지만 혜성과 우주 탐사를 제외한 800년 후에는 플루토보다 더 가까워질 것이다. 에리스는 태양계의 첫 번째 쿠이퍼 벨트 안에 있었지만, 해왕성의 중력에 의해 궤도로 유도된 것으로 추정된다.

크기, 질량, 밀도
2011년 에리스 지름은 성적 관찰에 의해 측정되었고 2,326 ± 12km로 알려져 있다. 질량은 달의 주기에 따라 측정되었다(15).774), 플루토보다 27% 더 무겁다는 것을 알 수 있습니다. 밀도는 2.52 ± 0.07 g/cm3로 추정되며, 대개 암석으로 구성된다.

대기 및 표면, 내부
태양으로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 매우 추워요. 표면 온도는 30K ~ 56K( -243) 사이이다.섭씨 2도에서 - 217도까지요.적외선 분광학에서는 표면 위의 메탄 아이스와 플루토와 같은 얇은 메탄 대기권에 둘러싸여 있음을 보여줍니다. 그러므로 일부 메탄은 대기를 형성하기 위해 회복될 것으로 예상되며, 태양에 가까이 다가가면 다시 얼게 된다. 그러나 현재의 관찰 기술은 표면과 대기를 식별하는 것을 더 어렵게 한다. 이 모델에 따르면, 방사성 동위원소의 붕괴는 실내에서 열을 발생시켜 얼음 밑에 바다가 존재할 수 있다.

은하수 종류
은하단은 매우 세분화되어 있습니다. 이 규칙의 하단 부분은 은하의 공간 분포에서 비교적 균일하며 전체 형태가 구에 가깝다. 이 은하단들은 많은 기계적 진화를 가지고 있을 것으로 추정된다. 이것은 털복숭이 은하단체를 포함하고 있습니다. 불규칙한 은하는 불규칙한 공간 분포를 보여주고 있습니다. 이 은하단들은 아직 성장 단계에 있으며, 많은 기계적 진화는 없을 것으로 추정된다. 여기에는 Virgo 클러스터가 포함됩니다.

은하집과 중력 렌즈
은하단은 중력 렌즈로서 매우 크고 거대한 역할을 합니다. 먼 은하계의 빛이 은하단을 통과하면 각 은하단의 모양과 밝기는 중력 렌즈 현상에 의해 변화된다. 그래서 은하단은 멀리 떨어진 은하를 연구할 수 있게 해줍니다. 은하의 질량 분포는 은하단으로부터 중력렌즈의 은하 이미지를 분석함으로써 결정될 수 있다. 성당의 그림에서, 가장 밝은 은하는 성당의 중앙에 위치한 노란 타원이다. 눈썹과 같은 물체는 중력 렌즈에 의해 왜곡된 은하군으로부터 멀리 떨어진 은하이다. 중력 렌즈는 렌즈 역할을 하는 은하계 뒤에 있는 은하계를 조명하기 때문에 망원경으로 사용된다.

은하단의 형성 및 진화
은하가 형성되면, 가벼운 은하가 중형 은하 주변에 모일 때 은하단이 형성된다. 그래서 은하단의 형성은 은하단의 형성에 비해 매우 늦습니다. 지금까지 발견된 가장 먼 은하단체의 거리는 약 90억 광년이며 원시 은하단도 더 멀리 떨어져 있다.

거리는 90억 광년이기 때문에 화이트 뱅킹 이후 약 48억 광년입니다. 오른쪽 사진은 원시 은하계의 어머니입니다. 아주 먼 곳에서 발견되었습니다. 이 거리는 120억 광년이고, 우주가 15억 년 동안 존재했던 은하단의 출현을 보여줍니다.

은하계와 우주의 거대한 구조
은하단은 우주에서 가장 밀도가 높은 존재이며, 주로 큰 필라멘트 구조가 만나는 위치에 있다. 필라멘트 램프의 은하가 끝을 향해 이동하면 첨단의 질량과 크기가 증가한다. 그러므로 은하단의 공간 분포와 운동 정보는 우주의 거대한 구조를 연구하는 데 매우 유용하다.

은하집과 우주 배경 복사
우주 배경 방사선이 은하수를 통과하면, 온도는 은하계 내의 자유 전자와 역방향 콤프턴 조각(약 10만분의 1초)으로 약간 상승한다. 10만 도). 그러므로, 선니예프-솔로도비치 효과는 은하가 주변보다 약간 더 어둡게 보이는 연속 파장의 현상이다. 이 현상은 우리가 새로운 은하단을 발견하거나 질량과 거리를 측정할 수 있게 해줍니다.

헤지어 은하수
처녀자리 근처에 있는 은하단은 처녀자리에서 5배 더 멀리 떨어져 있다. 이것은 처녀 은하보다 크고 무거운 은하단의 대표적인 예입니다. 이것은 매우 빠르게 충돌하는 은하집입니다. 은하밀도 분포와 은하간 가스밀도 분포는 공간적으로 다르며, 구가 빠른 속도로 움직일 때 구와 비슷해 구의 바닥으로 불리는 두 개의 은하 집단 중 하나는 구의 바닥이다.

은하단체는 수백 수천 개의 은하로 이루어진 거대한 은하단이다. 은하단의 질량은 태양보다 두 배 크며, 수백만 광년입니다. 은하단은 중력의 가장 큰 은하입니다. 은하단에는 종종 여러 개의 은하단이 있다. 많은 은하단이 모여 슈퍼클러스터라 불리는 더 큰 구조를 형성합니다. 은하단의 밀도가 높기 때문에, 은하계의 진화는 빨라지고, 많은 밝고 무거운 은하가 은하단의 중심에 있고, 대부분은 타원형이나 렌즈 모양이다. 반면에, 많은 성숙한 은하들이 있습니다. 예를 들면,예를 들어, 나선형 은하. 1933년, 쯔위키는 염소 은하의 운동학적 특성을 조사함으로써 암흑 물질의 존재를 예측하기도 했다. 수천개의 은하가 모여 은하단을 형성합니다. 은하 사이의 눈썹처럼 보이는 물체들은 은하단의 중력 렌즈에 의해 형성되는 더 먼 은하들이다.

갤럭시 그룹 구성원과 특성
은하는 주로 은하에 대한 광학적 이미지에서 볼 수 있지만, 은하에 있는 모든 빛의 총 질량은 은하의 총 질량의 1%에 불과하다. 즉, 은하단의 대부분은 다른 비 은하계 구성요소로 나뉜다는 것을 의미한다.

은하단
교회에서는 밝고 무거운 은하는 교회의 중심에 집중한다. 가운데에는 cD 은하(특히 큰 타원형 은하) 또는 큰 타원형 은하가 있다. 은하단의 중심에 있는 은하는 색상의 변화로부터 붉은 순서로 되어 있으며 초기 은하이다. 붉은 은하는 오래된 별이고, 더 밝은 은하는 더 빨갛게 보일 것입니다. 이것은 은하가 더 무거울수록 더 무겁다는 것을 보여줍니다. 성당의 가장 큰 숫자는 난쟁이 은하이며, 공간적으로는 매우 널리 분포되어 있다.

은하계 별함대
그것은 특정 은하에 속하지는 않지만, 별과 행성들을 포함한 은하 사이에 존재하는 별종이다. 은하들 사이에 떠다니는 별들도 있습니다. 예를 들어 은하에 의해 파괴된 별이나 외부 은하들의 돌력에 의해 은하로부터 방출된 별들. 그림 2는 Virgo의 하단 끝에 있는 개념의 밀도 분포를 색상으로 나타낸다. 은하간 개념은 은하 사이에 널리 퍼져있다는 것을 보여줍니다.


고온 가스
백만도가 넘는 고온의 가스는 은하계의 질량의 10%를 차지한다. 이 기체는 강한 X-ray를 가지고 있기 때문에 X-ray 관찰을 통해 조사될 수 있다. 일부 기체는 은하 사이에 존재하는 특정 은하에 속하며, 대부분은 은하간 물질로 구성되어 있다. X-ray 관찰은 은하단의 탐사와 은하단의 질량 측정에 매우 유용하다. 왜냐하면 그들은 뜨거운 가스를 탐구할 수 있기 때문이다.

암흑물질
암흑물질은 질량의 대부분을 차지합니다. 그림 3은 아벨 2744 은하의 물질 분포를 나타내는 다각적인 그림을 보여주고 있으며, X-ray를 방출하는 고온 기체의 경우 적색이고, 가시광범위에서 보이는 은하의 경우 노란색이며, 약학적 중력렌즈의 효과로 추정되는 암흑 물질의 경우 파란색이다. 은하단의 암흑물질은 은하단의 전체 질량의 75%를 차지하며, 열가스의 20%를 차지하며, 개별 은하단의 총 질량은 은하단의 전체 질량의 5%에 불과하다. 그래서 은하단은 세계에서 가장 큰 물체 중 하나입니다. 이 그룹의 이름은 판도라입니다. 여러 그룹으로 이루어진 은하단이죠. 넓은 붉은 그림은 X-ray 이미지를 통해 뜨거운 가스의 분포를 보여주고, 파란 그림은 약학적 중력 렌즈 효과로 추정되는 암흑 물질의 분포를 보여준다. 이 은하단체는 암흑 물질의 75%와 고온 가스 20%로 구성되어 있으며, 총 질량은 5%에 불과하다.

허블우주망원경은 미국 우주국이 개발한 망원경이다. 1990년 우주선은 559km의 궤도에 도달한 후 다양한 물체를 촬영하고 장관을 이루며 천문학의 발전에 중요한 기여를 하였다. 폭 2.4m의 반사 망원경을 가지고 있으며, 태양 광에서 핵 태양 광까지 다양한 관측 기구를 통해 관찰된다. 지금까지 우주왕복선의 장비 및 감시기는 5차례나 수리되었지만, 더 이상 수리할 수 없기 때문에 배설물의 생명은 끝났다. 다음 우주 망원경 제임스 웹은 적외선 방사선을 계속 관측할 것이다.

생산
허블 우주 망원경의 발전은 미국 항공우주국이 3미터 폭의 망원경을 개발하면서 1969년에 시작되었다. 그러나 예산은 지름이 2.4m로 축소되었고, 유럽 우주 기구(ESA)도 참여했다. 1986년 챌린저호가 제작되었을 때 모든 우주 프로그램이 중단되었고 허블 우주 망원경은 당분간 보관되었다.

메인 리플렉터는 매우 긴 유리로 만들어졌고 퍼킨스 엘머에 의해 가공되었습니다.그 배는 록히드에 의해 지어졌습니다. 허블우주망원경이 24일에 발사되었습니다 1990년 4월 마침내 우주왕복선 디스커버리호가 궤도에 진입했다. 볼록거리는 높이 559km의 타원형 궤도로, 타원형 궤도는 0이다.섭씨 000283도, 굴곡이 28도이다.47도야 지구 주기는 95.47분, 7.59km/s, 15.08회 회전이다.

광학 시스템
망원경은 지름 2.4m의 메인 반사경을 가진 리치 크레틱 반사 망원경이다. 밀도는 4.5이며, 광대한 영역의 UV 광선에서부터 가시광선 및 영화광선까지 관찰될 수 있다. 볼록수 주 반사기와 볼록수 하위 반사경은 모두 포드의 표면으로 구성되며, f/24의 초점 비율과 57의 초점 거리를 가지고 있다.6미터.

1990년 궤도에 진입한 후 망원경은 결함이 있는 것으로 밝혀졌다. 우리는 매우 흐릿한 그림을 보냈고, 반사 반경의 표면이 디자인 값과는 다르다는 것을 발견했습니다. 메인 리펙터 길이를 조사하는 계측기에 문제가 있었다. 비구형 주형 리플렉터 시험에는 구와 함께 보정되고 올바르게 제조되지 않은 영점 교정 장치를 사용한다. 그 결과, 그것은 급진적인 시대를 훨씬 더 보여주는 망원경이 되었다.

구형 이상을 교정하기 위해 광학 보정 시스템이 개발되어 허블 우주망원경에 설치되었다. 1993년 12월 2일부터 13일까지. 1993년 12월 첫 번째 임무가 수행되었고, 코스타는 우주선에 설치되었다. 이것은 허블우주망원경이 멋진 이미지를 얻을 수 있게 해주었습니다.

구조 및 기능
허블우주망원경은 원통형이야, 13번길이 2미터, 길이 4미터지름이 2미터야 초기 무게는 11,110kg이며, 사용된 힘은 2이다.800와트입니다. 우주선은 망원경, 천문학, 작전지원 등 세 가지 주요 부분으로 구성되어 있다. 망원경은 폭 2.4m의 주 반사경, 폭 0.3m의 반사경 및 부품으로 구성된다. 부품에는 메인 리플렉터를 고정하고, 반사경을 지지하고 연결하고, 조명 보호 실린더, 입구의 세 개 비프 및 뚜껑이 포함된다.

CCD 카메라와 분광기를 설치하는 관측장치는 테이프의 초점 표면에 있는 메인 반사기 뒤에 있다. 그것은 여러 개의 관찰장치를 동시에 설치 및 교환하기 쉽게 하기 위해 피자 케이크 조각처럼 만들어졌다. 여기에는 COSTAR(정비 유럽 지역)도 설치되었다.

운영지원구역에는 위치조절장치, 전원공급장치, 지상통신장치가 있다. 위치 제어 장치는 위성의 궤도를 유지하며, 별의 위치를 측정하는 별 자국, 자이로스코프, 자이로스코프, 자석계 및 자석 이론 등을 이용하여 위성이 관측하는 물체와 정확히 일치한다. 위성 몸 옆에는 전기를 생산하는 태양 전지판이 설치되어 있기 때문에 교환이 용이하도록 원을 만들 수 있다. 지상 통신 장치에는 두 개의 고출력 안테나와 두 개의 저출력 안테나가 양쪽 끝에 있다. 그것은 또한 구조 부서, 내장형 컴퓨터, 전기 및 전자 기기 및 추진 시스템을 포함한다.

WFPC는 두 개의 광학 카메라와 행성 카메라를 가지고 있다. 파장은 115nm에서 1um까지이며, 자외선 범위 내에 48개의 필터와 각 카메라에 800-800 픽셀 CCD 칩 4개가 있다.