처녀자리 초은하단: 두 판 사이의 차이
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[[File:Local supercluster-ly.jpg|thumb|400px|right|국부 은하군과 국부 초은하단 내의 여러 은하군과 은하단까지의 거리가 쓰여있다.]] |
[[File:Local supercluster-ly.jpg|thumb|400px|right|국부 은하군과 국부 초은하단 내의 여러 은하군과 은하단까지의 거리가 쓰여있다.]] |
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'''국부 초은하단'''('''LSC''' 또는 '''LS''') 또는 '''처녀자리 초은하단'''('''처녀자리 SC''')는 [[처녀자리 은하단]] 및 [[우리 은하]]와 [[안드로메다 은하]] 등으로 구성된 [[국부 은하군]]이 포함되어있는 불규칙한 [[초은하단]]이다. 적어도 100개의 [[은하군]]과 [[은하단]]이 국부 초은하단의 직경인 33 메가파섹(1억 1000만 광년) 내에 위치해 있다. 이것은 [[관측 가능한 우주]]에 있는 수백만개의 초은하단들 중 하나이다. |
'''국부 초은하단'''('''LSC''' 또는 '''LS''') 또는 '''처녀자리 초은하단'''('''처녀자리 SC''')는 [[처녀자리 은하단]] 및 [[우리 은하]]와 [[안드로메다 은하]] 등으로 구성된 [[국부 은하군]]이 포함되어있는 불규칙한 [[초은하단]]이다. 적어도 100개의 [[은하군]]과 [[은하단]]이 국부 초은하단의 직경인 33 메가파섹(1억 1000만 광년) 내에 위치해 있다. 이것은 [[관측 가능한 우주]]에 있는 수백만개의 초은하단들 중 하나이다. |
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==배경== |
==배경== |
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1863년 [[윌리엄 허셜]]과 [[존 허셜]]에 의해 최초로 대규모 [[성운]]의 샘플이 공개되어 [[처녀자리]] 안의 어떤 영역이 성운의 과잉 영역으로 표시되면서 알려지기 시작한다. 1950년대, 프랑스계 미국인 [[천문학자]] 제라드 헨리 드 보클레르는 거대한 규모에다 [[은하]]같은 구조의 이 과잉을 표현하기 위해 처음으로 국부 초은하(Local Supergalaxy)라는 용어를 만들어 주장했다. |
1863년 [[윌리엄 허셜]]과 [[존 허셜]]에 의해 최초로 대규모 [[성운]]의 샘플이 공개되어 [[처녀자리]] 안의 어떤 영역이 성운의 과잉 영역으로 표시되면서 알려지기 시작한다. 1950년대, 프랑스계 미국인 [[천문학자]] 제라드 헨리 드 보클레르는 거대한 규모에다 [[은하]]같은 구조의 이 과잉을 표현하기 위해 처음으로 국부 초은하(Local Supergalaxy)라는 용어를 만들어 주장했다. 1958년에 그는 국부 초은하단(Local supercluster)으로 변경했다.<ref> |
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cfa.harvard.edu, [http://www.cfa.harvard.edu/~huchra/seminar/lsc/ The Geometry of the Local Supercluster], ''John P. Huchra'', |
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'''2007''' |
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(accessed 12-12-2008) |
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</ref> ([[할로 섀플리]]는 1959년 그의 저서 ''Of Stars and Men''에서 ''Metagalaxy''라는 용어를 제안했다.<ref>[[Harlow Shapley|Shapley, Harlow]] ''[[Of Stars and Men]]'' (1959)</ref>) 1960년대부터 1970년대까지 국부 초은하단(LS)이 정말 가지런히 놓인 은하들로 구성된 어떤 구조인지 아닌지에 대한 논쟁이 있었다.<ref name="deV81"> |
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{{cite journal |
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| author = de Vaucouleurs, G. |
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| title = The Local Supercluster of Galaxies |
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| journal = Bulletin of the Astronomical Society of India |
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| date = March 1981 |
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| volume = 9 |
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| issue = |
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| page = 6 (see note) |
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| bibcode = 1981BASI....9....1D |
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| doi = |
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}}</ref> 이 문제는 1970년대 말에서부터 1980년대 초까지 행해진 대규모 [[적색편이]] 조사에 의해, 초은하면(국부 초은하단에서 밝은 은하들의 2/3이 평평한 원반구조를 이루고 있는데, 이 원반을 기준으로 한 면) 을 따라 평탄한 은하의 집중이 납득이 가도록 보여지면서 해결되었다.<ref name="klypin03"> |
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{{cite journal |
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| author = Klypin, Anatoly, et al. |
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| title = Constrained Simulations of the Real Universe: The Local Supercluster |
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| journal = The Astrophysical Journal |
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| date = October 2003 |
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| volume = 596 |
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| issue = 1 |
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| pages = 19–33 |
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| bibcode = 2003ApJ...596...19K |
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| doi = 10.1086/377574 |
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| arxiv = astro-ph/0107104 |
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}}</ref> |
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==구조== |
==구조== |
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1982년 종합 논문에서, [[R. 브렌트 툴리]]는 국부 초은하단의 기본적인 구조에 관한 그의 연구의 결론을 발표했다. 결론은 두가지 요소로 구성되어 있다. 눈에띄게 평탄한 원반은 [[초은하단]]의 밝은 은하들 중 3분의 2를 포함하고 있고, 대략 구모양의 헤일로는 남은 3분의 1을 포함하고 있다. |
1982년 종합 논문에서, [[R. 브렌트 툴리]]는 국부 초은하단의 기본적인 구조에 관한 그의 연구의 결론을 발표했다. 결론은 두가지 요소로 구성되어 있다. 눈에띄게 평탄한 원반은 [[초은하단]]의 밝은 은하들 중 3분의 2를 포함하고 있고, 대략 구모양의 헤일로는 남은 3분의 1을 포함하고 있다.<ref name="hu06"> |
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{{cite journal |
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| author = Hu, F. X., et al. |
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| title = Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review |
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| journal = Astrophysics and Space Science |
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| date = April 2006 |
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| volume = 302 |
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| issue = 1–4 |
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| pages = 43–59 |
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| bibcode = 2006Ap&SS.302...43H |
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| doi = 10.1007/s10509-005-9006-7 |
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| arxiv = astro-ph/0508669 |
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}}</ref> 원반 자체는 장축과 단축의 비가 대략 6대 1, 아마 최대 9대 1만큼의 가는(~1 Mpc) 타원체이다.<ref name="tully82"> |
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{{cite journal |
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| author = Tully, R. B. |
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| title = The Local Supercluster |
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| journal = Astrophysical Journal |
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| date = 15 Jun 1982 |
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| volume = 257 |
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| issue = 1 |
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| pages = 389–422 |
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| bibcode = 1982ApJ...257..389T |
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| doi = 10.1086/159999 |
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}}</ref> 2003년 7월 5-year Two-degree-Field 은하 적색편이 조사(2dF)로부터 천문학자들이 국부 초은하단과 다른 초은하단을 비교할 수 있도록 데이터가 공개되었다. 국부 초은하단은 전형적인 결핍된(고밀도의 핵이 없는) 꽤 작은 크기의 초은하단을 대표한다.<ref name="ein07"> |
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{{cite journal |
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| author = Einasto, M., et al. |
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| title = The richest superclusters. I. Morphology |
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| journal = Astronomy and Astrophysics |
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| date = December 2007 |
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| volume = 476 |
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| issue = 2 |
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| pages = 697–711 |
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| bibcode = 2007A&A...476..697E |
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| doi = 10.1051/0004-6361:20078037 |
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|arxiv = 0706.1122 }}</ref> 그것은 은하들과 빈약한 [[은하군]]으로 구성된 필라멘트로부터 둘러싸인 중심의 무거운 은하단으로 되어있다. 국부 은하군은 초은하단의 변두리에 위치해있는데, 자세히 말하면 [[화로자리 은하단]]과 처녀자리 은하단으로부터 뻗어나온 작은 필라멘트에 위치해있다.<ref name="klypin03" /> 국부 초은하단의 부피는 대충 국부 은하군의 7,000배, 우리 은하의 1,000억배나 된다. |
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==은하 분포== |
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국부 초은하단의 안에 있는 은하들의 개수밀도는 초은하단의 중심과 가까운 처녀자리 은하단으로부터의 거리의 제곱에 따라 감소한다. 이것은 은하단이 무작위적으로 위치해있지 않다는 것을 암시한다. 대체로, 대다수의 밝은 은하(절대등급이 -13등급보다 큰것들)는 얼마 안되는 구름들에(은하단이나 은하군이 집중 분포한 곳) 집중해있다. 이들 중 98퍼센트는 사냥개자리, [[처녀자리 은하단]], 처녀자리 II (처녀자리 은하단에서 남쪽으로 돌출된 부분), 사자자리 II, 처녀자리 III, 크레이터(NGC 362), 사자자리 I, 작은사자자리(NGC 2841), 용자리 (NGC 5907), 공기펌프자리(NGC 2997), NGC 5643 이 11가지 구름에서 찾을 수 있다.(밝은 은하를 포함한 곳을 개수에 따라 내림차순으로 작성하였다.) 원반에 위치한 밝은 은하의 3분의 1은 처녀자리 은하단이고, 나머지는 사냥개자리 구름, 처녀자리 II 구름, 그 외 큰 비중을 차지하지 않는 NGC 5643 은하군에 있다. 헤일로에 있는 밝은 은하 또한 얼마 되지 않는 구름에 집중적으로 분포한다. (헤일로에 분포하는 밝은 은하의 94%는 7개의 구름에 있다.) 이런 은하들의 분포는 초은하면의 부피의 대부분은 거대한 빈공간임을 알려준다.<ref name="tully82" /><ref name="ma96"> |
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{{cite book |
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| authors = Carroll, Bradley; Ostlie, Dale |
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| title = An Introduction to Modern Astrophysics |
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| publisher = Addison-Wesley |
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| year = 1996 |
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| location = New York |
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| page = 1136 |
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| isbn = 0-201-54730-9 |
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}}</ref> |
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관측된 분포의 모양은 비누거품과 유사하다. 평탄한 은하단과 초은하단은 우주에서 거대하고, 대략적으로 구모양을 띠는 빈공간과 필라멘트로 구성된 거품구조들의 접점에서 찾을 수 있다. 기다란 필라멘트 구조는 많이 있을 것으로 보인다. 이런 일례로, 국부 초은하단에서 가장 가까운 초은하단인 [[물뱀자리-센타우루스자리 초은하단]]이 있는데, 그것은 대략 30 Mpc의 거리에서 시작하여 60 Mpc까지 길게 뻗어나온다.<ref name="fairall89"> |
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{{cite journal |
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| author = Fairall, A. P., et al. |
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| title = A wide angle redshift survey of the Hydra-Centaurus region |
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| journal = Astronomy and Astrophysics Supplement Series |
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| date = May 1989 |
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| volume = 78 |
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| issue = 2 |
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| page = 270 |
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| bibcode = 1989A&AS...78..269F |
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| doi = |issn=0365-0138 |
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| last2 = Vettolani |
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| last3 = Chincarini |
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}}</ref> |
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==우주론== |
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====거대 규모 동역학==== |
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1980년대 말부터 국부 은하군만 아니라 모든 물질 역시 적어도 50Mpc 떨어진 [[직각자자리 은하단]] 방향으로 600 km/s 정도의 속력으로 움직이고 있음을 분명히 알게 되었다.<ref name="plionis91"> |
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{{cite journal |
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| author = Plionis, Manolis; Valdarnini, Riccardo |
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| title = Evidence for large-scale structure on scales about 300/h MPC |
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| journal = Royal Astronomical Society, Monthly Notices |
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| date = March 1991 |
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| volume = 249 |
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| issue = |
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| pages = 46–61 |
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| bibcode = 1991MNRAS.249...46P |
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| doi = |
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| last2 = Valdarnini |
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}}</ref> 린든-벨 등은 1988년에 이를 야기하는 것을 "거대 인력체(Great Attractor)"라고 별명을 붙였다. 천문학자들은 우주배경복사에 대해 측정된 국부 초은하단의 속력에 대해 확신을 하고 있지만, 그것은 불완전하게 이해되고 있다. |
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====암흑물질==== |
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국부 초은하단의 총 질량은 대략 태양의 10<sup>15</sup> 배이고, 총 광도는 태양의 3조 배이다.<ref name="ein07" /> 이는 태양의 300 배(태양질량/태양광도 = 1)에 해당되는 질량 대 빛의 비를 산출한다. 이 수치는 다른 초은하단에서 얻은 결과와 일치한다.<ref name="todd98"> |
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{{cite journal |
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| author = Small, Todd A., et al. |
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| title = The Norris Survey of the Corona Borealis Supercluster. III. Structure and Mass of the Supercluster |
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| journal = Astrophysical Journal |
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| date = Jan 1998 |
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| volume = 492 |
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| issue = 1| pages = 45–56 |
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| bibcode = 1998ApJ...492...45S |
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| doi = 10.1086/305037 |
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| arxiv = astro-ph/9708153 |
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}}</ref><ref name="heymans08"> |
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{{cite journal |
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| author = Heymans, Catherine, et al. |
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| title = The dark matter environment of the A901 abell A901/902 supercluster: a weak lensing analysis of the HST STAGES survey |
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| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |
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| date = April 2008 |
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| volume = 385 |
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| issue = 3 |
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| pages = 1431–1442 |
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| bibcode = 2008MNRAS.385.1431H |
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| doi = 10.1111/j.1365-2966.2008.12919.x |
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|arxiv = 0801.1156 }}</ref> 그에비해, 우리 은하의 질량 대 빛의 비는 우리 은하의 절대등급이 -20.9<ref>{{cite web |
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| url = http://www.universetoday.com/guide-to-space/the-universe/absolute-magnitude/ |
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| title = Absolute Magnitude |
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| author = Jerry Coffey |
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| accessdate = 2010-04-09 |
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}}</ref>, 은하수의 질량이 태양 질량의 1.25조 배<ref name=McMillan2011>{{citation |
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| last1 = McMillan |
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| first1 = Paul J. |
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| title = Mass models of the Milky Way |
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| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |
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| volume = 414 |
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| issue = 3 |
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| pages = 2446–2457 |
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| month = July |
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| year = 2011 |
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| doi = 10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x |
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| bibcode = 2011MNRAS.414.2446M |arxiv = 1102.4340 }}</ref>, 태양의 절대등급이 4.83등급일 때 63.8이다.<ref name=nssdc> |
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{{cite web |
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| last = Williams |
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| first = D. R. |
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| year = 2004 |
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| title = Sun Fact Sheet |
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| url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |
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| publisher = [[NASA]] |
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| accessdate = 2012-03-17 |
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}}</ref> 이 비는 암흑물질의 존재를 뒷받침하는 주요한 인자 중 하나다. 만약 암흑물질이 존재하지 않는다면, 우리는 훨씬 더 작은 질량 대 빛의 비율을 기대해야 했을 것이다. |
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==지도== |
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<imagemap> |
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File:Virgosupercluster atlasoftheuniverse.gif|frame|center|[[초은하 좌표계]](Supergalactic coordinates, 초은하면을 적도로 삼는 좌표)로 표현된 국부 초은하단의 전체 모습. |
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circle 473 220 33 [[Virgo Cluster]] |
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circle 339 230 16 [[Centaurus A/M83 Group]] |
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circle 349 252 15 [[M81 group]] |
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circle 326 264 15 [[Maffei Group]] |
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circle 289 292 20 [[NGC 1023 Group]] |
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circle 370 236 13 [[M101 group]] |
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circle 347 299 20 [[NGC 2997 Group]] |
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circle 405 238 20 [[Canes Venatici I Group]] |
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circle 426 203 19 [[NGC 5033|NGC 5033 group]] |
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rect 445 247 508 276 [[Ursa Major Cluster]] |
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circle 391 270 18 [[Leo Group|Leo I Group]] |
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circle 277 197 25 [[NGC 6744|NGC 6744 Group]] |
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circle 236 314 22 [[Dorado Group]] |
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circle 518 87 40 [[Virgo III Groups]] |
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circle 526 225 20 [[NGC 4697]] |
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circle 546 331 34 [[Leo II Groups]] |
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circle 165 194 27 [[NGC 7582]] |
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poly 180 356 178 325 252 345 242 378 [[Fornax Cluster]] |
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poly 176 357 239 379 214 413 162 381 [[Eridanus Cluster]] |
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rect 295 213 324 239 [[Local Group]] |
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rect 252 235 304 257 [[Sculptor Group]] |
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desc bottom-left |
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</imagemap> |
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<imagemap> |
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File:Nearest Groups of Galaxies atlasoftheuniverse.gif|frame|center|초은하면에 대해 수직으로 바라보았을 때, 국부 은하군 근처의 은하군들. |
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circle 333 283 20 [[NGC 55]] |
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rect 399 299 419 325 [[Milky Way]] |
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circle 385 294 14 [[Large Magellanic Cloud]] |
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circle 429 267 20 [[NGC 3109]] |
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circle 395 338 16 [[Messier 31]] |
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circle 365 335 15 [[Messier 33]] |
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circle 278 311 20 [[NGC 247]] |
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circle 388 119 28 [[Circinus Galaxy]] |
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circle 456 124 17 [[NGC 5128]] |
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circle 494 161 20 [[NGC 5253]] |
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poly 475 149 500 133 483 113 463 137 [[NGC 5102]] |
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circle 440 165 28 [[NGC 5128 Group]] |
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circle 368 206 27 [[IC4662]] |
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circle 520 105 20 [[Messier 83]] |
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rect 699 183 774 265 [[Virgo Cluster]] |
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circle 433 65 22 [[ESO 274-01]] |
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circle 266 177 22 [[NGC 1313]] |
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circle 214 255 20 [[NGC 625]] |
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circle 235 282 16 [[NGC 7793]] |
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rect 435 80 472 107 [[NGC 4945]] |
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circle 184 301 20 [[NGC 45]] |
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circle 217 311 17 [[NGC 253]] |
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circle 265 260 22 [[Sculptor Group]] |
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rect 368 268 412 284 [[Local Group]] |
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circle 409 379 25 [[NGC 1569]] |
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circle 296 280 17 [[NGC 300]] |
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circle 424 418 20 [[IC 342]] |
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rect 383 429 415 451 [[Maffei Group]] |
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circle 325 442 20 [[NGC 404]] |
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circle 272 508 20 [[NGC 784]] |
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circle 397 510 20 [[Maffei I]] |
|||
rect 353 456 413 478 [[Maffei II]] |
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rect 371 526 434 553 [[Dwingeloo 1]] |
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circle 444 481 22 [[NGC 1560]] |
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rect 510 417 537 434 [[Messier 81]] |
|||
rect 527 433 578 443 [[IC 2574]] |
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rect 500 434 515 450 [[Messier 82]] |
|||
poly 516 434 521 456 554 456 552 447 533 445 523 435 [[NGC 3077]] |
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circle 549 476 18 [[NGC 2976]] |
|||
circle 604 440 22 [[NGC 4605]] |
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circle 513 479 19 [[NGC 6503]] |
|||
circle 583 410 13 [[NGC 5204]] |
|||
circle 559 389 16 [[NGC 3738]] |
|||
circle 512 401 14 [[NGC 4236]] |
|||
rect 452 442 485 461 [[NGC 2366]] |
|||
rect 451 420 484 440 [[NGC 2403]] |
|||
rect 485 433 502 465 [[NGC4305]] |
|||
circle 659 382 20 [[NGC5023]] |
|||
rect 634 344 658 364 [[Messier 94]] |
|||
circle 618 355 15 [[NGC 4244]] |
|||
circle 594 337 13 [[NGC 4214]] |
|||
circle 577 361 19 [[NGC 4449]] |
|||
circle 615 319 17 [[NGC 4395]] |
|||
rect 591 280 640 304 [[Canes I Group]] |
|||
poly 528 393 542 392 558 411 525 414 [[M81 Group]] |
|||
desc bottom-left |
|||
</imagemap> |
|||
==같이 보기== |
|||
*[[초은하단]] |
|||
*[[은하 필라멘트]] |
|||
*[[물고기자리-고래자리 복합 초은하단]] |
|||
{{우주속의 지구위치}} |
{{우주속의 지구위치}} |
||
==참조== |
|||
{{reflist|2}} |
|||
* Brent Tully: ''The Local Supercluster'', Astrophys. J., vol. 257, pp. 389–422 (1982) |
|||
* Oscar Monchito: ''Superclusters and Other Stuff'', Colton, vol. 12, pp. 124–118 (1992) |
|||
* Lynden-Bell, D., et al.: [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1988ApJ...326...19L ''Spectroscopy and photometry of elliptical galaxies. V - Galaxy streaming toward the new supergalactic center''], Astrophysical Journal, Part 1, vol. 326, pp. 19–49 (Mar 1988) |
|||
[[분류:초은하단]] |
[[분류:초은하단]] |
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2014년 1월월 1일 (수) 22:38 판
국부 초은하단(LSC 또는 LS) 또는 처녀자리 초은하단(처녀자리 SC)는 처녀자리 은하단 및 우리 은하와 안드로메다 은하 등으로 구성된 국부 은하군이 포함되어있는 불규칙한 초은하단이다. 적어도 100개의 은하군과 은하단이 국부 초은하단의 직경인 33 메가파섹(1억 1000만 광년) 내에 위치해 있다. 이것은 관측 가능한 우주에 있는 수백만개의 초은하단들 중 하나이다.
배경
1863년 윌리엄 허셜과 존 허셜에 의해 최초로 대규모 성운의 샘플이 공개되어 처녀자리 안의 어떤 영역이 성운의 과잉 영역으로 표시되면서 알려지기 시작한다. 1950년대, 프랑스계 미국인 천문학자 제라드 헨리 드 보클레르는 거대한 규모에다 은하같은 구조의 이 과잉을 표현하기 위해 처음으로 국부 초은하(Local Supergalaxy)라는 용어를 만들어 주장했다. 1958년에 그는 국부 초은하단(Local supercluster)으로 변경했다.[1] (할로 섀플리는 1959년 그의 저서 Of Stars and Men에서 Metagalaxy라는 용어를 제안했다.[2]) 1960년대부터 1970년대까지 국부 초은하단(LS)이 정말 가지런히 놓인 은하들로 구성된 어떤 구조인지 아닌지에 대한 논쟁이 있었다.[3] 이 문제는 1970년대 말에서부터 1980년대 초까지 행해진 대규모 적색편이 조사에 의해, 초은하면(국부 초은하단에서 밝은 은하들의 2/3이 평평한 원반구조를 이루고 있는데, 이 원반을 기준으로 한 면) 을 따라 평탄한 은하의 집중이 납득이 가도록 보여지면서 해결되었다.[4]
구조
1982년 종합 논문에서, R. 브렌트 툴리는 국부 초은하단의 기본적인 구조에 관한 그의 연구의 결론을 발표했다. 결론은 두가지 요소로 구성되어 있다. 눈에띄게 평탄한 원반은 초은하단의 밝은 은하들 중 3분의 2를 포함하고 있고, 대략 구모양의 헤일로는 남은 3분의 1을 포함하고 있다.[5] 원반 자체는 장축과 단축의 비가 대략 6대 1, 아마 최대 9대 1만큼의 가는(~1 Mpc) 타원체이다.[6] 2003년 7월 5-year Two-degree-Field 은하 적색편이 조사(2dF)로부터 천문학자들이 국부 초은하단과 다른 초은하단을 비교할 수 있도록 데이터가 공개되었다. 국부 초은하단은 전형적인 결핍된(고밀도의 핵이 없는) 꽤 작은 크기의 초은하단을 대표한다.[7] 그것은 은하들과 빈약한 은하군으로 구성된 필라멘트로부터 둘러싸인 중심의 무거운 은하단으로 되어있다. 국부 은하군은 초은하단의 변두리에 위치해있는데, 자세히 말하면 화로자리 은하단과 처녀자리 은하단으로부터 뻗어나온 작은 필라멘트에 위치해있다.[4] 국부 초은하단의 부피는 대충 국부 은하군의 7,000배, 우리 은하의 1,000억배나 된다.
은하 분포
국부 초은하단의 안에 있는 은하들의 개수밀도는 초은하단의 중심과 가까운 처녀자리 은하단으로부터의 거리의 제곱에 따라 감소한다. 이것은 은하단이 무작위적으로 위치해있지 않다는 것을 암시한다. 대체로, 대다수의 밝은 은하(절대등급이 -13등급보다 큰것들)는 얼마 안되는 구름들에(은하단이나 은하군이 집중 분포한 곳) 집중해있다. 이들 중 98퍼센트는 사냥개자리, 처녀자리 은하단, 처녀자리 II (처녀자리 은하단에서 남쪽으로 돌출된 부분), 사자자리 II, 처녀자리 III, 크레이터(NGC 362), 사자자리 I, 작은사자자리(NGC 2841), 용자리 (NGC 5907), 공기펌프자리(NGC 2997), NGC 5643 이 11가지 구름에서 찾을 수 있다.(밝은 은하를 포함한 곳을 개수에 따라 내림차순으로 작성하였다.) 원반에 위치한 밝은 은하의 3분의 1은 처녀자리 은하단이고, 나머지는 사냥개자리 구름, 처녀자리 II 구름, 그 외 큰 비중을 차지하지 않는 NGC 5643 은하군에 있다. 헤일로에 있는 밝은 은하 또한 얼마 되지 않는 구름에 집중적으로 분포한다. (헤일로에 분포하는 밝은 은하의 94%는 7개의 구름에 있다.) 이런 은하들의 분포는 초은하면의 부피의 대부분은 거대한 빈공간임을 알려준다.[6][8]
관측된 분포의 모양은 비누거품과 유사하다. 평탄한 은하단과 초은하단은 우주에서 거대하고, 대략적으로 구모양을 띠는 빈공간과 필라멘트로 구성된 거품구조들의 접점에서 찾을 수 있다. 기다란 필라멘트 구조는 많이 있을 것으로 보인다. 이런 일례로, 국부 초은하단에서 가장 가까운 초은하단인 물뱀자리-센타우루스자리 초은하단이 있는데, 그것은 대략 30 Mpc의 거리에서 시작하여 60 Mpc까지 길게 뻗어나온다.[9]
우주론
거대 규모 동역학
1980년대 말부터 국부 은하군만 아니라 모든 물질 역시 적어도 50Mpc 떨어진 직각자자리 은하단 방향으로 600 km/s 정도의 속력으로 움직이고 있음을 분명히 알게 되었다.[10] 린든-벨 등은 1988년에 이를 야기하는 것을 "거대 인력체(Great Attractor)"라고 별명을 붙였다. 천문학자들은 우주배경복사에 대해 측정된 국부 초은하단의 속력에 대해 확신을 하고 있지만, 그것은 불완전하게 이해되고 있다.
암흑물질
국부 초은하단의 총 질량은 대략 태양의 1015 배이고, 총 광도는 태양의 3조 배이다.[7] 이는 태양의 300 배(태양질량/태양광도 = 1)에 해당되는 질량 대 빛의 비를 산출한다. 이 수치는 다른 초은하단에서 얻은 결과와 일치한다.[11][12] 그에비해, 우리 은하의 질량 대 빛의 비는 우리 은하의 절대등급이 -20.9[13], 은하수의 질량이 태양 질량의 1.25조 배[14], 태양의 절대등급이 4.83등급일 때 63.8이다.[15] 이 비는 암흑물질의 존재를 뒷받침하는 주요한 인자 중 하나다. 만약 암흑물질이 존재하지 않는다면, 우리는 훨씬 더 작은 질량 대 빛의 비율을 기대해야 했을 것이다.
지도
같이 보기
지구 → 태양계 → 국부 성간 구름 → 국부 거품 → 굴드 대 → 오리온자리 팔 → 우리은하 → 우리은하의 위성은하 → 국부은하군 → 국부 쉬트(Local Sheet) → 처녀자리 초은하단 → 라니아케아 초은하단 → KBC 보이드(Local Hole) → 관측 가능한 우주 → 우주
각 화살표(→)는 "내부" 또는 "일부"로 읽을 수 있다.
참조
- ↑ cfa.harvard.edu, The Geometry of the Local Supercluster, John P. Huchra, 2007 (accessed 12-12-2008)
- ↑ Shapley, Harlow Of Stars and Men (1959)
- ↑ de Vaucouleurs, G. (March 1981). “The Local Supercluster of Galaxies”. 《Bulletin of the Astronomical Society of India》 9: 6 (see note). Bibcode:1981BASI....9....1D.
- ↑ 가 나 Klypin, Anatoly; 외. (October 2003). “Constrained Simulations of the Real Universe: The Local Supercluster”. 《The Astrophysical Journal》 596 (1): 19–33. arXiv:astro-ph/0107104. Bibcode:2003ApJ...596...19K. doi:10.1086/377574.
- ↑ Hu, F. X.; 외. (April 2006). “Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review”. 《Astrophysics and Space Science》 302 (1–4): 43–59. arXiv:astro-ph/0508669. Bibcode:2006Ap&SS.302...43H. doi:10.1007/s10509-005-9006-7.
- ↑ 가 나 Tully, R. B. (1982년 6월 15일). “The Local Supercluster”. 《Astrophysical Journal》 257 (1): 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
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- ↑ Carroll, Bradley; Ostlie, Dale (1996). 《An Introduction to Modern Astrophysics》. New York: Addison-Wesley. 1136쪽. ISBN 0-201-54730-9.
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- ↑ McMillan, Paul J. (2011년 7월), “Mass models of the Milky Way”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 414 (3): 2446–2457, arXiv:1102.4340, Bibcode:2011MNRAS.414.2446M, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x
- ↑ Williams, D. R. (2004). “Sun Fact Sheet”. NASA. 2012년 3월 17일에 확인함.
- Brent Tully: The Local Supercluster, Astrophys. J., vol. 257, pp. 389–422 (1982)
- Oscar Monchito: Superclusters and Other Stuff, Colton, vol. 12, pp. 124–118 (1992)
- Lynden-Bell, D., et al.: Spectroscopy and photometry of elliptical galaxies. V - Galaxy streaming toward the new supergalactic center, Astrophysical Journal, Part 1, vol. 326, pp. 19–49 (Mar 1988)