오메가 센타 우리는 무엇입니까?

NGC 5139라고도하는 오메가 센타 우리 (Omega Centauri)는 은하수를 공전하는 조밀 한 세계의 별 무리입니다. 지구로부터 약 18,300 광년, 또는 은하 직경의 ~ 18 %에 위치한 육안으로 대부분의 남반구에서 분명히 볼 수 있습니다. 2003 년 오메가 센타 우리 (Omega Centauri)는 수백만 년 전에 은하수에 의해 삼 켜져 찢어진 크기의 수백 배의 왜소 은하의 잔재가 될 수 있다고 제안했다. 오메가 센타 우리의 나이는 약 120 억 년으로 추정되며 망원경 없이도 볼 수있는 몇 개의 구상 성단 중 하나입니다.

오메가 센타 우리 (Omega Centauri)는 1677 년 천문학 자 에드먼드 할리 (Edmund Halley)에 의해 처음 발견되었습니다. 은하계의 은하계보다 밀도가 높은 은하수와 관련된 가장 크고 가장 빛나는 성단입니다. 오메가 센타 우리 (Omega Centauri)의 중심은 너무 조밀하여 별이 약 0.1 광년 (약 6000AU) 떨어져 있습니다. 클러스터의 직경은 약 100 광년입니다. 오메가 센타 우리에는 수백만의 인구 II 별이 포함되어 있으며, 금속성이 매우 낮으며 (수 소나 헬륨 이외의 원소는 거의 없음) 나이가 많습니다. 인구 II 별은 구상 성단과 은하계와 후광에서 일반적입니다. 더 젊은 인구 I 별은 우리 태양처럼 은하계에서 발견됩니다.

일반적으로 글로벌 클러스터는 모두 동일한 원시 가스 구름에서 형성되지만, 관측에 따르면 오메가 센타 우리의 별은 다양한 연령과 금속성이 있습니다. 천문학 자들은 이것이 왜 그런지 정확히 알지 못하지만, 오메가 센타 우리 (Omega Centauri)가 왜소 은하의 남은 핵심이라는 이론은 그것을 설명하기 위해 발전되었다.

오메가 센타 우리 (Omega Centauri)는 Mayall II로 알려진 이웃 안드로메다 은하에서 "자매 클러스터"라고 할 수 있습니다. 오메가 센타 우리의 두 배 이상의 질량을 가진 Mayall II는 지역 은하계에서 가장 밝은 구상 성단이며, 왜소 은하 잔존물로 이론화되었다.