인천 검정고시 과외 중졸 고졸 일대일 검정고시학원

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이 첫 번째 세대의 별들은 주변의 중성 수소를 재이온화하여 빛이 쉽게 이동할 수 있는 공간의 팽창하는 거품을 만들었습니다.1432015년 6월, 천문학자들은 z = 6.60에서 우주 적색편이 7 은하에 있는 인구 III 별에 대한 증거를 보고했습니다. 그러한 별들은 매우 초기 우주에 존재했을 가능성이 높고(즉, 높은 적색편이), 우리가 알고 있는 행성과 생명체의 나중 형성에 필요한 수소보다 무거운 화학 원소의 생성을 시작했을 수 있습니다.144145에볼루션은하가 형성된 지 10억 년 이내에 핵심 구조가 나타나기 시작합니다.146 구상성단, 중심 초대질량 블랙홀, 금속이 부족한 인구 II 별들의 은하 팽대부가 형성됩니다.초대질량 블랙홀의 생성은 추가되는 물질의 총량을 제한함으로써 은하의 성장을 적극적으로 조절하는 데 핵심적인 역할을 하는 것으로 보입니다.147 이 초기 기간 동안, 은하는 별 형성의 주요 폭발을 겪습니다.148다음 20억 년 동안, 축적된 물질은 은하 원반에 정착합니다.149 은하는 일생 동안 고속 구름과 왜소 은하로부터 유입되는 물질을 계속 흡수할 것입니다.150 이 물질은 대부분 수소와 헬륨입니다. 항성의 탄생과 죽음의 순환은 무거운 원소의 풍부함을 서서히 증가시켜 결국 행성의 형성을 가능하게 합니다.151달의 각도 크기와 비교한 XDF 뷰 필드. 각각 수십억 개의 별들로 구성된 수천 개의 은하들이 이 작은 시야에 있습니다.XDF(2012) 보기: 각각의 빛 반점은 은하이며, 그 중 일부는 132억 년152년까지 된 것으로 관측 가능한 우주는 2000억에서 2조 개의 은하를 포함하고 있는 것으로 추정됩니다.XDF 이미지는 (왼쪽부터) 완전히 성숙한 은하, 거의 성숙한 은하(50억 년에서 90억 년 전) 및 원시 은하(90억 년 이상)를 보여줍니다.은하의 진화는 상호작용과 충돌에 의해 크게 영향을 받을 수 있습니다. 은하의 병합은 초기 시대에 흔했고, 대부분의 은하는 형태학적으로 특이했습니다.153 별들 사이의 거리를 고려할 때, 충돌하는 은하계의 대부분의 항성계는 영향을 받지 않을 것입니다. 하지만, 나선팔을 구성하는 성간 가스와 먼지의 중력 박리는 조석 꼬리로 알려진 긴 일련의 별들을 생성합니다. 이러한 형성의 예는 NGC 4676154 또는 안테나 은하에서 볼 수 있습니다.155우리 은하와 가까운 안드로메다 은하는 약 130 km/s의 속도로 서로를 향해 이동하고 있으며, 측면의 움직임에 따라 두 은하는 약 50억에서 60억 년 후에 충돌할 수 있습니다. 비록 우리 은하가 안드로메다처럼 큰 은하와 충돌한 적은 없었지만, 과거 우리 은하가 더 작은 왜소 은하와 충돌했다는 증거가 증가하고 있습니다.156이러한 대규모 교호작용은 거의 없습니다. 시간이 지남에 따라, 동일한 규모의 두 시스템의 합병이 더 흔해집니다. 대부분의 밝은 은하들은 지난 몇 십억 년 동안 근본적으로 변하지 않았고, 별 형성의 순 속도 또한 약 100억 년 전에 정점을 찍었을 것입니다.157향후 동향주요 기사: 팽창하는 우주의 미래은하수와 같은 나선 은하는 나선팔에 성간 수소의 밀도가 높은 분자 구름을 가지고 있는 한 새로운 세대의 별을 생산합니다.158 타원 은하에는 이 가스가 거의 없기 때문에 새로운 별이 거의 없습니다.159 별을 형성하는 물질의 공급은 유한합니다; 일단 별들이 이용 가능한 수소의 공급을 더 무거운 원소로 전환하면, 새로운 별 형성은 끝날 것입니다.160161현재의 별 형성 시대는 최대 1,000억 년까지 계속될 것으로 예상되며, 눈에 보이는 우주에서 가장 작고 가장 오래 사는 별인 작은 적색 왜성이 사라지기 시작하면서 "별의 시대"는 약 10조 년에서 100조 년(1013–1014년) 후에 사라질 것입니다.