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지중해 (해양학)

해양학에서 지중해(地中海)는 주위가 땅으로 둘러싸인 바다로, 다른 대양과 해류에 의한 심해수 교환이 거의 없이, 염분 농도나 온도 차에 의한 해수 교환만이 있는 바다를 말한다. 지중해는 염분 농도가 높은 바다와 염분 농도가 낮은 바다로 나눌 수 있다. 증발 등으로 염분 농도가 높은 지중해는 바깥 바다와 연결된 해협의 윗 부분으로는 염도가 낮은 바깥 바다의 물이 흘러들고, 아랫 부분으로 염도가 높은 지중해의 물이 빠져나간다. 강물의 유입 등으로 염분 농도가 낮은 지중해는 반대로 염분 농도가 낮은 지중해의 물이 해협의 윗 부분으로 빠져나가고, 염분 농도가 높은 바깥 바다의 물이 아래 쪽으로 흘러든다. 염분 농도가 낮은 지중해는 심층수의 교환이 충분치 않아 바닥 부분은 산소의 공급이 모자라게 된다. 대서양의 지중해: 인도양의 지중해: 인도양과 태평양 사이의 지중해: 홍해와 페르시아 만은 염분 농도가 높은 지중해이다. 유라프리카 지중해 역시 전체적으로는 염도가 높은 지중해이나 그러나 흑해와 아드리아해는 다뉴브강, 돈강, 드네프르강, 포강 등이 흘러들어 염도가 낮다. 그밖의 지중해들도 염분 농도가 낮은 바다이다. 허드슨만은 깊이가 얕아 기능적으로는 강 하구와 비슷하다. 동해는 깊이가 깊고 연결된 해협은 좁아 지중해에 가까우나 태평양으로부터 강한 대마난류가 흘러들어 해수의 교환이 활발하다.
은하

은하(銀河, )는 항성, 밀집성, 성간 물질, 암흑 물질 등이 중력에 의해 묶여져서 이루는 거대한 천체들의 무리이다. 은하를 뜻하는 용어 "갤럭시(galaxy)"는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"("γαλαξίας")에서 유래했다. 은하들은 작은 것들은 1천만(107) 개 이하의 항성으로 이루어져 있고, 큰 것들은 100조(1014)여 개의 항성들을 가지고 있는데, 이 항성들은 모두 은하의 질량 중심 주위를 공전하고 있다. 태양도 지구를 비롯한 태양계 천체들을 거느리고 다른 항성들과 마찬가지로 은하 주위를 공전하고있다. 은하 안에는 수많은 항성계, 성단, 성간운들이 있으며, 이 사이의 공간은 가스, 먼지, 우주선(cosmic-ray)들로 이루어진 성간물질들로 채워져 있다. 우리가 아직 정확히 그 본질을 이해하지 못하고 있어 암흑물질이라고 불리는 물질이 일반적으로 은하 질량의 약 90%를 차지하고 있다고 여겨진다. 한편 많은 관측 결과들에 따르면, 많은 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 존재한다고 여겨진다. 이 초대질량 블랙홀은 일부 은하들의 핵에서 발견되는 활동은하핵(은하의 중심영역에서 매우 압축된 지역)의 주된 원인으로 지목되고 있다. 우리 은하 역시 그 중심에 이러한 매우 무거운 블랙홀을 품고 있는 것으로 보인다. 역사적으로 은하는 겉보기 모습, 즉 시각적 형태로 분류가 되어 왔다. 일반적인 형태로 타원 은하와 나선 은하가 있는데 전자는 대강의 윤곽이 타원형이고 후자는 먼지투성이의 나선팔들이 소용돌이치는 원반형 구조이다.
은하

불규칙하거나 기묘한 모양의 은하들은 불규칙 은하로 분류되며, 보통 이웃 은하들의 중력 때문에 모양이 교란된 것이다. 은하 간의 상호 작용으로 은하들이 서로 합쳐지면 보통 별생성률이 커지게 되는데, 때로는 아주 급격하게 별들이 만들어지는 폭발적 항성생성 은하가 된다. 타원이나 원반같이 고른 구조를 갖추지 못한 작은 은하들 역시 불규칙 은하로 분류된다. 관측 가능한 우주에는 약 1천 7백억(1.7 × 1011) 개 이상의 은하들이 존재하는 것으로 추측된다. 대부분의 은하들은 직경이 약 1천 ~ 10만 파섹에 달하며 수백만 파섹의 간격을 두고 흩어져 있다. 은하간 공간은 평균 밀도가 1 입방미터당 1개의 원자도 되지 않는 희박한 기체들로 채워져 있다. 대다수의 은하들은 은하군과 은하단이라고 하는 상위 구조를 이루고 있으며, 은하단들이 모여 초은하단이라고 불리는 거대한 구조를 형성한다. 초은하단은 가느다란 선이나 넓은 판과 같은 구조()를 따라 분포하며 이것들은 광대한 텅 빈 공간(초공동)으로 둘러싸여 있다. 어원. 은하를 뜻하는 "갤럭시(galaxy)"는 마치 젖이 흐르는 것처럼 뿌옇게 보이는 은하수를 의미하는 그리스어 단어 "갈락시아스"(, )에서 유래했다. 그리스 신화에서, 제우스가 어린 헤라클레스를 불사신으로 만들기 위해 헤라가 자는 사이 그 젖을 물렸다. 헤라는 잠에서 깨서 자기가 모르는 아기에게 젖을 주고 있다는 것을 알고 아기를 밀쳐 냈다. 그래서 그녀의 젖이 밤하늘에 흩뿌려졌고 그 흔적이 은하수가 되었다고 한다.
은하

영어에서는 대문자로 시작하는 "Galaxy"로 쓰면 하나 뿐인 우리 은하(영어로는 Milky Way)를 의미하며, 소문자("galaxy")로 쓸 경우에는 무수히 많은 은하들 중 하나를 의미한다. 우리 은하 또는 은하수만을 가리키는 "밀키 웨이(Milky Way)"라는 단어는 제프리 초서의 글에서 처음 등장한다 1786년에 윌리엄 허셜이 자신의 심원천체 목록을 만들면서 메시에 31과 같은 특정 천체들을 "나선 성운"(spiral nebula)이라고 불렀다. 후에 이 천체가 사실은 엄청난 수의 항성들로 이루어져 있다는 것과 이 천체들이 우리 은하 바깥에 존재한다는 것이 밝혀지고 나서는 "섬우주(island universes)"라고 불리게 된다. 하지만 "우주(Universe)"라는 단어는 존재하는 모든 것들을 가리키는 것으로 이해될 소지가 다분했고, 따라서 이 용어는 사장된 뒤 "은하"(galaxies)라는 용어가 사용되었다. 한국어의 '은하'는 중국어의 '은하(銀河)'(또는 '천하(天河)')를 유래로 하여, 이는 밤하늘 은하수의 은빛에 의해 명명되었다. 은하 관측의 역사. 은하수 (우리은하). 은하수가 많은 별들로 이루어져 있다는 사실은 1610년에 갈릴레오 갈릴레이에 의해 처음으로 밝혀졌다. 그는 자신이 직접 만든 망원경으로 은하수를 관찰하여 흐릿하게 성운처럼 보이는 은하수가 실제로는 개개의 별들로 분해 된다는 것을 발견했다. 1750년에는 영국의 토머스 라이트(Thomas Wright)가 은하수는 많은 항성이 중력으로 묶여 회전하는 천체로, 이것을 내부에서 보고 있기 때문에 하늘에서 띠 모양으로 보이는 것이라는 설을 태양계에 대한 관측에서 유추하였다.
은하

은하수의 실제 모습과 태양이 은하수 내에 어디에 위치하는 지를 알아내려는 시도는 윌리엄 허셜에 의해 처음으로 이루어졌다. 1788년 허셜은 밤하늘의 각 방향에 존재하는 별들의 수를 세어, 어두운 별은 먼 거리에 있다는 가정을 바탕으로 별들의 분포를 구하려고 시도했다. 그 결과, 항성은 은하수에 가까울수록 많이 분포해있다는 것을 발견했고, 태양은 은하의 중심부분에 위치한다고 결론을 내렸다. 1920년에는 네덜란드의 야코뷔스 캅테인이 허셜의 방법에 따라 더 정교하게 관찰하였고, 우리 은하의 직경은 약 15kpc이며, 허셜과 마찬가지로 태양은 거의 중심에 있다고 주장하였다. 한편 미국의 할로 섀플리는 구상성단의 분포가 궁수자리 방향이 집중되어있기 때문에, 우리 은하는 지름이 약 70kpc인 편평한 원반이며 태양은 그 외곽에 위치한다고 주장했다. 실제로는 성간물질에 의한 빛의 흡수 효과를 고려하지 않았기 때문에 은하계의 크기에 대한 의견은 모두 올바른 값이 아니었지만, 태양계가 원반 모양의 우리 은하 외곽에 있다는 섀플리의 주장은 오늘날에도 올바른 것으로 여겨진다. 외부 은하의 발견. 인류가 처음으로 관측한 우리은하 밖의 은하는 안드로메다 은하(M31)이다. 10세기에 페르시아 천문학자인 알 수피()가 처음으로 안드로메다 은하를 관측하고, 이를 '작은 구름'같다고 서술한 기록이 남아 있다. 나중에 안드로메다 은하는 1612년에 독일의 시몬 마리우스에 의해 재발견 된다. 또한 알 수피는 대마젤란 은하도 관측하였는데, 이 은하는 남반부에 위치해 있어서 16세기 전까지는 유럽에 알려지지 않았다.
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1750년에 토머스 라이트가 은하수는 별들로 이루어져 있고, 하늘에 성운처럼 보이는 천체들은 우리 은하 같은 것이라고 추론을 하였다. 1755년에는 독일의 이마누엘 칸트가 이러한 생각을 발전시켜 성운들은 은하수와 같은 천체가 멀리 있는 것이라고 지적하며, 그것을 "섬 우주"(island universe)라고 칭했다. 1774년에는 프랑스의 샤를 메시에는 구름 모양의 천체를 혜성과 구별하기 위해 메시에 천체 목록을 발표하였다. 1840년대에는 영국의 로스 백작()이 구경 72인치짜리 대형 망원경을 만들어 이를 이용해 다양한 천체 스케치를 남겼다. 그는 사냥개 자리의 M51이 나선형을 하고 있다는 것을 발견했다. 그는 알려진 성운 중에 나선 모양의 천체가 많이 존재하고, 반면에 그러한 특징이 없는 단순한 타원형인 것도 있다는 것을 발견했다. 이 당시에는 이러한 천체들이 외부 은하인지 몰랐기 때문에 모양에 따라 "성운(nebula)" 또는 "나선성운(spiral nebula)"라고 불렀다. 1912년에는 베스토 슬라이퍼()가 처음으로 "나선성운"들의 스펙트럼을 관측하여, 이 성운들이 큰 적색편이를 보이며, 따라서 우리로부터 매우 빠르게 멀어져 가고 있다는 사실을 발견했다. 1920년에는 할로 섀플리와 히버 커티스(Heber Doust Curtis) 사이에 나선성운들의 본질을 두고, 소위 대논쟁()이 열리게 된다. 이 유명한 논쟁에서 섀플리는 은하수가 우주 전체이며, 나선성운의 하나인 안드로메다는 단순히 우리 은하의 일부라고 주장했고, 반면에 커티스는 안드로메다와 나선 성운들은 우리은하 밖에 존재하는 다른 은하, 소위 섬우주(Island universe)라고 주장했다.
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이 논쟁은 1924년에 이르러 서야 에드윈 허블에 의해 해결되게 된다. 허블은 안드로메다 은하에서 세페이드 변광성을 발견하였고, 변광성의 절대등급과 변광주기 관계를 이용하여 안드로메다 은하까지의 거리가 약 90만 광년이라는 것을 계산해냈다. 이 값은 당시 알려져있던 우리 은하의 크기에 비해 충분히 큰 값이었기에, 안드로메다 은하가 우리 은하 밖의 천체임이 확인되었다. 이로써 안드로메다 은하를 비롯한 나선성운들은 모두 우리 은하 밖의 천체라는 사실이 확립되었다. 1936년에 허블은 은하들의 형태학적인 분류법을 고안했으며, 이는 허블 분류법이라는 이름으로 현재까지도 쓰이고 있다. 현대의 은하 연구. 1944년에는 네덜란드의 헨드릭 판더휠스트(Hendrik van de Hulst)가 우리 은하의 성간 수소 가스가 21cm선을 방출할 것 이라고 예측했고, 이 전파 선은 마침내 1951년에 관측되었다. 전파는 성간물질에 흡수되지 않기 때문에, 21 cm 수소선의 도플러 효과를 이용해 우리 은하 전체의 수소 가스의 분포와 운동을 조사할 수 있게 되었다. 그 결과, 우리 은하에도 나선팔 구조가 있는 것이 밝혀졌다. 현재는 전파 망원경의 발달로 우리 은하 밖의 은하의 수소 분포도 조사되고 있다. 1970년대에는 베라 루빈()에 의해 수소선의 관측에서 얻은 은하의 회전속도가 은하의 바깥쪽 부근에서도 늦춰지지 않는다는 것이 밝혀 졌다. 이로써 은하의 회전속도 곡선을 은하에 있는 별이나 가스같은 물질 만으로는 설명할 수 없으므로 다른 물질이 필요하다는 사실이 알려졌다.
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이렇게 "빛을 내지 않지만 질량을 가진 물질"을 암흑 물질이라고 한다. 암흑 물질의 정체에 대해서는 다양한 설이 있지만, 아직 명확히 밝혀지지 않고 있으며, 현대 물리학 및 천문학이 풀어야 할 가장 중요한 문제 중의 하나로 남아 있다. 1990년에 들어 대형 망원경과 허블 우주 망원경의 등장으로 인해, 마침내 아주 먼 거리에 있는 은하들을 (따라서 은하들의 수십 억년 전 모습을) 관측할 수 있게 되었다. 이렇게 아주 멀리 떨어져 있는 은하들을 고적색편이 은하()라고 한다. 예를 들어 1995년에, 허블 망원경은 허블 딥 필드라고 불리는, 역사상 가장 깊은 우주의 이미지를 얻었는데 여기에는 은하까지의 거리가 약 100억 광년이 넘는 은하들도 포함되어 있었다. 한편 사람의 눈에 보이지 않는 여러 파장의 빛을 관측할 수 있는 기술이 발달하면서 (예를 들어 전파망원경, 적외선 카메라, X-선 망원경), 현재는 여러 파장에서 오는 정보를 종합하여 은하의 특성들을 이해하는 노력이 이루어지고 있다. 형태와 분류. 은하에는 세가지 기본적 분류가 있다. 타원형, 나선형, 불규칙형이 그것들이다. 은하를 그 형태에 따라 구체적으로 분류한 것을 허블 분류라고 부른다. 그러나 허블 분류는 오직 시각적 모양만 가지고 분류한 것이기 때문에 별의 생성률(폭발적 항성생성 은하)이나 은하핵의 활동성(활동 은하)와 같은 다른 중요한 특성들을 놓칠 수도 있다. 타원 은하. 허블의 분류 체계에서 타원 은하는 그 타원율에 따라 거의 원에 가까운 E0에서 찌그러진 모양의 E7까지 세분화된다. 타원 은하들은 타원체의 형태이기 때문에 어느 방향에서 보든지 타원형의 모양을 보인다.
은하

타원 은하의 구조는 단순하고 성간 물질이 상대적으로 적다. 따라서 타원 은하에서는 새로운 별들이 적게 만들어지고, 산개 성단이 적은 대신, 은하중심을 임의의 방향으로 공전하는 늙은 별들로 주로 이루어져 있다. 이런 점은 타원 은하보다 훨씬 작은 구상 성단의 경우와 비슷하다. 우주에서 가장 큰 은하들은 주로 타원 은하이다. 많은 타원 은하들이 은하간의 상호작용으로 충돌·병합되어 만들어졌다고 생각된다. 이런 식으로 타원 은하들은 나선 은하와 비교해 엄청난 크기로 자라게 되는데, 거대 타원 은하들은 보통 큰 은하단의 중심 부근에서 발견된다. 폭발적 항성생성 은하는 이러한 은하들의 충돌로 생겨난 것인데, 이것들이 이후 타원 은하를 형성할 수도 있다. 나선 은하. 나선 은하는 오래된 항성들로 이루어진 팽대부를 중심으로 항성들과 성간 물질들이 회전하는 원반 모양을 이루고 있다. 팽대부에서 바깥쪽으로는 나선팔들이 뻗어져 나온다. 허블 분류에서 나선 은하는 S로 나타내며, 나선팔이 꼬인 정도와 팽대부의 크기에 따라 Sa, Sb, Sc로 분류된다. Sa형은 나선팔이 팽팽하게 감겨 있고, 나선팔과 나선팔 사이의 구분이 확실하지 않으며, 팽대부가 상대적으로 크다. Sc형은 나선팔이 느슨하고 뚜렷하며, 팽대부가 상대적으로 작다. Sb는 둘의 중간 정도이다. 나선팔이 뚜렷하지 않은 은하들은 양털나선은하()라고 하고, 반대로 나선팔이 두드러지게 나타나는 은하들은 웅대구조 나선은하()라고 부른다. 나선은하의 나선팔은 밀도파 때문에 발생하는 밀도가 높은 영역이라고 여겨진다.
은하

별들과 마찬가지로 나선팔도 일정한 속도로 공전하지만, 별보다는 훨씬 느린 속도로 움직인다. 은하원반에서 별들이 이 나선팔에 가까워지면 이 밀도가 높은 영역의 중력 때문에 별이 빨리 움직여서 나선팔에 모이게 되고, 일단 나선팔을 지나치게 되면 다시 원래대로 공전속도가 느려진다. 이러한 효과는 곧잘 정체가 발생하는 고속도로에 비유된다. 차들의 정체가 발생해서 차들이 많이 몰려있는 구간이 은하의 나선팔에 해당된다. 차들이 정체 구간에 항상 들어왔다가 다시 나가는 것처럼, 별과 가스도 나선팔에 모였다가 벗어나게 된다. 따라서 나선팔은 주변보다 밀도가 높고, 새로운 별이 만들어지기도 하기 때문에 눈에 쉽게 띄는 것이다. 상당수의 나선은하들은 팽대부에서부터 시작되어 바깥쪽의 나선팔과 연결되는 막대 모양의 구조를 갖기도 하는데, 이 같은 은하를 막대나선은하(barred spiral galaxy)라고 부른다. 허블 분류에서는 SB로 표시하며, 일반 나선은하와 마찬가지로 SBa처럼 나선팔의 감긴 정도에 따라 a, b, c를 뒤에 붙인다. 이러한 막대구조는 밀도파나 은하간 상호작용 때문에 발생하는 일시적인 구조라고 생각된다. 많은 막대 은하들은 흔히 활동은하핵을 가지기도 하는데, 이는 막대 구조가 가스를 은하 중심으로 쉽게 보내는 역할을 하기 때문이라고 여겨지기도 한다. 우리 은하는 지름이 약 30kpc, 두께가 약 1kpc인 막대 나선은하에 속한다. 우리은하는 약 2천억(2×1011)개의 별들을 가지고 있으며, 태양 질량보다 약 6천억(6×1011)배 큰 질량을 가지고 있다.
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렌즈형 은하. 렌즈형 은하()는 타원은하와 나선은하의 중간 성격을 갖는 은하이며, 허블 분류에서는 S0로 분류된다. 막대 구조가 있으면 막대 렌즈형 은하(SB0)으로 분류된다. 뚜렷한 나선 팔이 보이지 않으며, 별의 분포는 타원은하와 비슷하다. 기타 은하. 특이 은하는 은하간 상호작용 때문에 은하의 모양이 타원이나 원반과 달리 기묘하게 변형된 은하이다. 대표적인 예로 고리 은하()가 있는데, 이것은 중심에 은하 팽대부만 있고 이를 별들과 성간 물질들이 고리 모양으로 둘러싸고 있다. 이러한 고리 은하는 작은 은하가 나선 은하의 중심을 관통해서 생긴 것으로 생각된다. 유명한 안드로메다 은하도 적외선 파장으로 관측했을 시 여러 개의 고리 모양이 나타나는데, 비슷한 사건으로 인해 형성된 것으로 보인다. 어떠한 분류에도 속하지 않는 은하는 불규칙은하(Irr, irregular galaxy)로 분류한다. Irr-I형 은하는 타원이나 나선은하와 비슷한 구조가 있긴 하지만 분류하기가 힘든 은하들이며, Irr-II형 은하는 일정한 형태가 전혀 없어서 허블 분류로 나누기가 거의 불가능한 은하이다. 불규칙 은하의 예로는 마젤란 은하()가 있다. 왜소 은하. 타원은하나 나선은하들에 비해 눈에 잘 띄지 않지만, 개수로 볼 때 왜소 은하들은 우주의 거의 대부분을 차지한다. 왜소은하들의 크기는 보통 우리은하 약 100분의 1정도에 불과하고, 약 10억개 정도에 불과한 별들로 구성되어 있다. 최근에 발견된 아주 조밀한 왜소은하들(ultra-compact dwarf galaxy)은 크기가 약 100 pc에 불과한 것들도 있다.
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많은 왜소 은하들은 다른 큰 은하 주위를 공전하는 위성 은하이다. 예를 들어 우리 은하 주위에는 이러한 수십 개의 위성 은하들이 알려져 있으며, 지금도 계속 발견되고 있다. 왜소 은하들은 또한 형태에 따라 타원 왜소은하, 나선 왜소은하, 불규칙 왜소은하 등으로 분류되기도 한다. 특이한 모습들. 상호 작용. 별들 사이의 충돌은 거의 일어나지 않는 반면, 은하들 사이의 충돌·상호작용은 꽤 빈번히 일어나며, 이는 은하의 형성과 진화에 아주 중요한 영향을 미친다. 상호 작용의 정도에는 여러가지가 있다. 은하들이 정면으로 충돌하지 않고, 약간 비켜 나가는 경우에는 서로의 조석력 때문에 은하가 찢어지거나 늘어나고, 가스나 먼지들이 서로 교환되기도 한다. 은하들이 직접 충돌하지만, 상대적인 운동량이 커서 하나로 합쳐지지 않는 경우도 있다. 이러한 은하들의 충돌의 경우에도, 별의 크기는 별 사이의 거리에 비해 너무 작으므로 두 은하의 별들이 직접 서로 충돌하는 일은 없다. 그러나 은하의 가스와 먼지들은 서로 강한 상호작용을 일으키게 된다. 이 때문에 성간물질이 압축되거나 불안정해져서 폭발적인 별 생성(star-burst)이 일어나기도 한다. 은하들 사이의 충돌은 하나 또는 모든 은하의 모양을 심하게 변형시키고, 막대나, 고리, 연결 다리 또는 꼬리 같은 여러 가지 구조들을 만들어 낸다. 은하들의 운동량이 작은 경우에는 상호 작용 뒤에 은하들이 하나로 합쳐지기도 하는데, 이를 은하들의 병합()이라고 부른다. 이 경우 은하들은 서서히 더 큰 하나의 새로운 은하로 병합되며, 그 과정에서 형태가 완전히 변하게 된다.
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만약 두 은하 중 하나가 다른 것 보다 월등히 큰 경우, 작은 은하가 큰 은하에 완전히 흡수되므로(먹히게 되므로), 이를 은하의 흡수 합병()이라고 부르기도 한다. 이 경우 큰 은하는 거의 모양이 변하지 않는 반면, 작은 은하는 조석력에 의해 쉽게 찢어지게 된다. 예를 들어, 궁수자리 왜소 타원 은하()와 큰개자리 왜소은하()는 현재 우리 은하에 합병되고 있는 중이다. 폭발적 별생성 은하. 일반적으로 별은 은하의 차가운 가스로부터 생성된 거대한 분자구름()에서 만들어진다. 그런데 어떤 은하들에서는 별들이 일반적인 은하들에서 보다 훨씬 빠른 속도(10-100배)로 만들어지기도 하는데, 이러한 은하들을 폭발적 별생성 은하()라고 부른다. 그런데 이렇게 계속 빨리 별을 만들다 보면, 은하는 가지고 있는 별을 만들 수 있는 가스를 금방 소진해버리게 된다. 따라서 이러한 폭발적 별 생성은 오래 지속될 수는 없고, 은하의 나이보다 훨씬 적은 약 천 만년 정도만 지속된다. 이러한 폭발적 별생성 은하는 우주가 젊었던 과거에 훨씬 빈번했을 것이라고 여겨지며, 현재는 전체 우주의 별 생성율의 약 15%정도를 차지한다. 폭발적 별생성 은하에서는 먼지의 함량이 매우 높으며, 주변의 가스 구름들을 이온화해서 H II 영역을 만들 수 있는 무거운 별들을 포함하여, 수많은 별들이 새로 태어난다. 폭발적으로 별을 생성하는 은하는 병합이나 상호 작용 때문에 만들어진다고 여겨진다. 가장 전형적인 예들 들면, 가까이에 있는 상당히 큰 M81 은하와 상호 작용을 하고 있는 M82 은하가 있다. 활동은하핵. 어떤 일부 은하들은 그 중심에 활동은하핵을 가지고 있다.
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이는 은하 또는 은하핵에서 방출되는 에너지의 상당 부분이 별, 먼지, 성간물질 같은 것이 아닌 다른 에너지 원(블랙홀)으로부터 나온다는 뜻이다. 이러한 활동은하핵()은 응축원반()을 가진 매우 무거운 블랙홀()이라고 여겨진다. 활동은하핵에서 나오는 에너지는 물질이 이 원반으로부터 블랙홀 안으로 떨어지면서 방출하는 중력 에너지이다. 이러한 활동핵 중 약 10%에서는 거의 빛의 속도로 물질을 서로 반대 방향으로 방출하는 고에너지 제트가 관측되기도 하는데, 어떻게 이러한 제트가 만들어지는 지는 아직도 정확히 알려져 있지 않다. 활동 은하는 주로 관측되는 파장의 특성에 따라 여러가지로 다시 분류가 된다. 예를 들면 밝기에 따라 나뉘는 시퍼트 은하()와 퀘이사(준항성 천체)가 있으며, 이들은 주로 가시광선에서 특이한 방출선을 보인다. 블레이저()는 은하핵에서 나오는 상대론적 제트()가 정확히 관측자를 향해 있어서 그 크기가 매우 작아 보이고, 밝기가 빠르게 변하는 활동은하핵이다. 전파은하()는 이러한 제트 때문에 강한 전파를 내는 활동은하를 일컫는다. 이렇게 다양한 활동 은하핵의 특성들은 단지 블랙홀을 어느 방향에서 보는가에 따라 결정된다는 "통합이론"()이 제시되어 있다. 이 외에도 약하게 이온화된 가스들에서 나오는 방출선을 가지고 있는 "LINER"()가 있으며, 이는 매우 약한 활동은하핵 중의 하나라고 여겨지지만, 아직 그 본질은 확실히 밝혀지지 않고 있다. 약 1/3의 가까운 은하들이 이 LINER로 분류된다. 은하의 형성과 진화. 처음에 어떻게 은하가 생겨났고, 은하가 우주의 긴 역사 동안 어떻게 변해왔는가 하는 것이 은하의 형성과 진화에 관한 연구의 주제이다.
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이 분야의 많은 이론들은 천문학자들에게 널리 받아 들여지고 있는 것도 있으나, 은하의 형성과 진화는 현재도 천체물리학의 주요 연구 분야이다. 은하의 형성. 현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 후의 우주의 재결합시기()에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이 때는 거의 모든 수소들이 이온화되지 않은 중성 상태에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 시기를 우주의 "암흑 시대"()라고 부른다. 이러한 원시우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다. 바리온 물질들이 이러한 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고, 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다. 이렇게 최초로 생성된 은하들은 최근에 들어서 관측되기 시작했다. 예를 들면, 2006년에 발견된 IOK-1이라고 불리는 은하는 아주 큰 적색편이(z=6.96)를 가지고 있으며, 이는 빅뱅 후 불과 7억5천만년에 해당한다. 현재(2012년 5월) 분광학으로 확인된 가장 멀리 있고, 따라서 가장 나이가 젊은 퀘이사()는 적색편이가 z=7.085이다. 이러한 원시은하의 존재는 그 것들이 소위 암흑시대 동안 성장해 왔음을 시사한다. 초기 우주에서 은하들이 어떤 과정을 거쳐 형성되었는가 하는 것은 천문학의 오래된 연구 주제 중의 하나이다.
은하

과거에는 에겐·린덴벨·샌디지(Eggen·Lynden-Bell·Sandage) 세 사람이 주장한 "위에서 아래로"(top-down)의 은하형성 모형과 설과 찐(Searle·Zinn)이 주장한 "밑에서 위로"(bottom-up)의 형성 모형이 경쟁했었는데, 지금은 작은 암흑물질 헤일로와 은하들이 먼저 만들어지고, 이 같은 작은 은하들이 합쳐지고 자라나서 훨씬 큰 은하들을 만들게 되었다는 "밑에서 위로"(bottom-up)의 은하 형성 모형이 널리 받아 들여지고 있다. 원시은하들이 만들어지면서, 첫 번째 별들이 만들어졌는데, 이를 항성종족III 항성이라고 한다. 이 별들은 다른 중원소들 없이 순수히 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었고, 아주 큰 질량을 가졌을 것으로 여겨진다. 만약 그렇다면, 이 큰 별들은 빛을 내기 위해 자신이 가지고 있던 연료들을 매우 빨리 소진해버리고 초신성 폭발로 일생을 마치면서, 자신이 만들어낸 중원소들을 성간 매질로 돌려 보냈을 것이다. 이 첫 세대의 별들은 강한 자외선으로 주변의 중성 수소를 다시 이온화시켜, 별빛이 은하간 물질에 흡수되지 않고 자유롭게 여행할 수 있게 만들었다. 초기 우주의 이러한 시기를 재이온화 시기()라고 부른다. 은하의 진화. 은하가 만들어지기 시작한 후 약 10억년 정도가 흐르면서, 은하의 주요 구성원들이 형성되기 시작한다. 예를 들면, 구상 성단, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀, 금속함량이 적은 항성종족 II로 이루어진 팽대부()가 나타난다. 은하 중심의 블랙홀은 비록 은하 전체에 비해 크기는 작지만, 은하의 별생성률에 영향을 줌으로써 은하가 자라는 과정을 조절하는 중요한 역할을 한다고 여겨지고 있다.
은하

이러한 은하 진화의 초기 단계에서 은하는 아주 많은 별들을 폭발적으로 만들게 된다. 시간이 흐르면서 은하에 축척된 물질로부터 보다 젋은 별로 이루어진 은하 원반이 만들어진다. 은하는 이 후에도 계속해서 은하간 매질로부터 계속 새로운 가스를 공급받기도 하고, 또는 다른 은하들과의 상호작용을 통해 가스나 별을 주고 받기도 한다. 비록 초기에는 금속함량이 거의 없고, 거의 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었지만, 은하에서 별이 만들어지고, 이 별들이 죽으면서 중원소들을 다시 성간물질로 되돌려 보내게 되어, 점차 은하의 중원소 함량이 높아진다. 그리고 이러한 가스에서 다시 별이 생성되기를 반복하면서, 마침내 별들 주위에서 행성들이 생길 수 있는 조건에 이르게 된다. 은하들의 진화는 은하간 상호작용과 충돌에 의해 크게 좌우된다. 비슷한 크기를 가진 은하 사이의 충돌은 우주 초기에는 흔했었고, 따라서 대부분의 초기 젊은 은하들은 이상하고 교란된 모습들 띄었다. 이러한 은하간 충돌에서 별들끼리 충돌하는 일은 일어나지 않지만, 은하의 가스와 먼지가 조석력 때문에 늘어나거나 잡아 찢어져서 조석꼬리()라고 하는 일련의 구조가 만들어진다. 이러한 예로서는 NGC 4676이나 더듬이 은하()가 있다. 다른 예로는 현재 약 130 km/s의 속도로 서로 가까워지고 있는 우리은하와 안드로메다 은하가 있다. 아마 60억년 정도가 지나면, 아마 두 은하는 충돌할 것으로 여겨진다. 과거에 우리은하가 안드로메다 같이 큰 은하와 충돌했었다는 증거는 없지만, 우리은하가 다른 작은 왜소은하들과 충돌하거나 잡아먹었다는 연구 결과는 계속해서 늘어나고 있다.
은하

하지만 시간이 흐르고 우주가 팽창하면서 이렇게 비슷한 질량을 가진 은하의 충돌은 점점 적어지며, 현재 우주에서 실제로 이러한 큰 규모의 상호작용은 매우 드물게 일어난다. 따라서 현재 가장 밝고 무거운 은하들은 주로 먼 과거에(약 100억년 전) 많은 별을 생성했으며, 최근 약 20억년 동안은 거의 변하지 않고 남아 있었다. 은하들의 거대구조와 환경. 은하들의 개수와 분포들을 조사해 보면 은하들은 홀로 떨어져서 독립적으로 존재하는 것이 아니라. 다른 은하들과 무리를 이루고 있다. 외톨이로 떨어져 있는 은하들은 전체의 약 5%정도에 불과하다. 보다 큰 규모에서 우주는 계속 팽창하고 있으며, 따라서 개별 은하 사이의 거리는 허블의 법칙을 따라 계속 늘어난다. 그러나 은하들이 만약 집단을 이루고 있으면 국지적인 규모에서는 서로의 중력이 더 중요해지기 때문에 이러한 팽창을 극복할 수 있다. 우주의 초기에 생성된 이러한 은하의 무리들은 점점 주변의 은하들이나 다른 무리들과 합쳐지면서 우주가 나이를 먹어감에 따라 점점 커다란 은하단 구조로 발달하게 된다. 이러한 병합 과정 중에 은하단 안의 희박한 가스는 거의 3천만 - 1억도에 이르는 아주 높은 온도를 갖게 된다. 은하단의 약 70–80%는 암흑물질로 이루어져 있으며, 약 10–30%는 뜨거운 가스에, 그리고 나머지 몇 퍼센트는 개별 은하 자체에 속해 있다. 대부분의 은하들은 다른 은하들과 중력으로 묶여 있다. 몇 개의 은하들로 이루어진 은하들의 모임을 은하군()이라고 하며, 이러한 은하군들이 또 모여서 보다 큰 구조를 이루는 식으로 우주는 수직적인 계층() 구조를 갖고 있다.
은하

이러한 계층구조의 가장 아래쪽을 차지하는 은하군은 가장 흔한 은하들의 모임이며, 대부분은 은하들과 우주의 바리온들은 이러한 은하군에 포함된다. 은하군 보다 더 큰 구조는 수 천개의 은하들이 수 Mpc내에 모인 것인데 이를 은하단()이라고 부른다. 은하단의 중심부에는 은하단 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 두드러지는 거대한 은하가 종종 존재하는데, 이를 거대확산 은하, cD(cluster Diffuse) 은하, BCG(Brightest cluster galaxy)라고 부른다. 이러한 은하들은 주위의 작은 은하들을 병합하면서 크게 성장한 것으로 보인다. 초은하단()은 은하단, 은하군, 개개의 은하들이 모여 이루는 거대한 구조이며 수천, 수만 개의 은하를 가진다. 초은하단의 규모에서 은하들은 커다란 공동을 둘러싼 가느다란 실이나 넓은 판과 같은 구조(filaments and sheets)를 이루며 분포한다. 초은하단보다 큰 규모에서 본다면, 우주는 등방적()이고 균일(homogeneous)하다. 우리 은하는 지름이 약 1 Mpc인 비교적 작은 크기의 국부 은하군()에 속한다. 국부은하군에서 가장 밝은 은하는 우리은하외에 안드로메다 은하가 있으며, 그 외의 구성원들은 모두 두 은하들의 위성 은하이다. 국부은하군 자체는 처녀자리 은하단()을 중심에 두고 있는 처녀자리 초은하단() 또는 국부 초은하단()의 외곽에 위치한다. 여러 파장에서의 은하 관측. 우리 은하 밖의 은하가 처음으로 발견된 이후로, 대부분의 관측은 가시광선에서 이루어져 왔다. 별들이 가시광에서 대부분의 빛을 내고, 이온화 된 H II 영역에서 나오는 빛이 여기에 속하므로, 은하들의 광학 관측은 역사적으로 관측 천문학의 주요 분야로 발전해왔다.
은하

그러나 은하들의 특성들을 종합적으로 알아내기 위해서는 다양한 파장에서의 연구가 필요하다. 예를 들어, 우주 공간의 성간 먼지는 가시광선을 흡수한다. 반면 적외선은 이러한 먼지에 잘 흡수되지 않으므로, 별이 생성되는 거대 분자 구름의 속을 관찰하거나 먼지로 가려진 은하수의 중심 부분을 자세히 관측할 수 있다. 또한 적외선은 우주 초기에 생성된 아주 먼 고적색편이 은하들을 관측하는 데 쓰이기도 한다. 대기 중의 수증기와 이산화탄소가 천체에서 오는 적외선을 대부분 흡수해 버리므로, 적외선 망원경은 아주 높은 지역이나 우주 궤도에 위치한다. 역사적으로 가시광 이외에 처음으로 은하 연구에 사용된 전자기파는 전파였다. 전파 망원경으로 21 cm 선을 이용해서 우리은하 또는 외부 은하의 중성 수소를 관측할 수 있으며, 거대한 전파 간섭계()를 사용하면 활동은하핵에서 나오는 제트를 아주 높은 분해능으로 볼 수 있다. 또한 밀리미터의 파장을 이용해서 은하의 분자 구름들을 관측하기도 한다. 자외선과 X-선을 이용하면 아주 높은 에너지가 발생하는 물리 현상을 관측할 수 있다. 자외선은 은하들에서 막 생성된 아주 젊은 별들의 분포를 연구하는 데 이용된다. 또한 먼 은하에서 별이 중심의 블랙홀로 빨려 들어가면서 강한 조석력 때문에 찢어지면서 내는 플레어를 관측하기도 한다. X-선을 이용하면 은하단 내의 뜨거운 가스의 분포를 연구할 수도 있고, 은하 중심의 아주 무거운 블랙홀을 검출할 수 도 있다.
아랍-이스라엘 분쟁

아랍-이스라엘 분쟁()은 이스라엘과 주변 아랍 세계 국가 사이에 벌어진 여러 차례의 전쟁을 말한다. 역사. 중동 지역 분쟁은 1948년 이스라엘 건국 이후, 팔레스타인 문제, 석유 자원을 둘러싼 강대국의 개입, 쿠르드족 문제, 이슬람교 내 시아파와 수니파의 갈등 등으로 인해 대단히 복잡한 양상을 띠고 있다. 그 중 중동 전쟁은 이스라엘 건국이 원인이 되어, 이스라엘 건국을 막으려던 1차 중동 전쟁 이후 모두 4차례의 큰 전쟁을 치렀으나, 번번이 이스라엘의 승리로 전쟁은 끝났고, 이스라엘은 건국 당시보다 더 확장된 영토를 갖게 되었다. 그러나 이 전쟁의 여파로 1970년대부터 세계는 이슬람계 테러 집단의 계속되는 테러를 겪게 되었으며, 전쟁이 끝났어도 평화는 정착되지 않아 아직도 중동은 불안한 정세 속에 있다. 1차 중동 전쟁 (1948년). 1차 중동 전쟁은 1948년 이스라엘 건국과 이로 인한 팔레스타인 문제로 아랍 연합군과 이스라엘 간에 벌어졌다. 5월 16일에 이집트 전투기들이 이스라엘을 폭격했고 전 아랍이 전쟁 상태에 돌입했다. 이집트, 요르단, 시리아, 레바논, 이라크 등 5개국 아랍 군이 이스라엘을 공격했다. 이에 이스라엘 민간인들이 부족한 무기들로 싸웠고 20일 넘게 일어난 전투 끝에 결국 유대인들은 예루살렘과 텔아비브를 지켜내 1948년 6월 11일 스웨덴의 중재로 휴전 협상이 시작되었다.
아랍-이스라엘 분쟁

그 사이 미국의 지원으로 현대적인 전투 군대로 변한 이스라엘군은 모셰 다얀 장군의 지휘 아래 이집트 카이로, 요르단 암만, 시리아 다마스쿠스를 폭격해 승리를 거두면서 1949년 2월에 평화 조약 조인으로 제1차 중동 전쟁은 이스라엘의 승리로 끝이 났다. 이 전쟁을 이스라엘 독립 전쟁이라고도 불린다. 2차 중동전쟁 (수에즈 위기, 1952년). 1952년 7월에 이집트의 가말 압델 나세르가 쿠데타를 일으켜 국왕을 쫓아내고 대통령이 되었다. 나세르는 소련과 친선 관계를 유지했고 미국과 영국이 아스완 댐 건설 지원 요청을 거절하자 나세르가 수에즈 운하 국유화를 선언하며 수에즈 운하를 점령해 전쟁이 일어났다. 영국과 프랑스가 반발해 공군을 동원해 수에즈를 폭격했고 이스라엘도 동맹을 맺고 이집트 시나이반도를 침공했다. 하지만 이 전쟁이 자칫 세계 대전으로 번질 위험이 있어서 미국과 소련이 압력을 가했고 유엔 총회가 삼국 군대가 철수하면서 끝이 났다. 아랍권에서는 "삼국 침략"이라고도 부른다. 3차 중동전쟁 (6일 전쟁, 1964년). 제2차 중동전쟁 후 1964년경부터 아랍 게릴라의 활동이 시작되어, 게릴라의 기지가 된 시리아에 대해 이스라엘은 1967년 4월 대규모 공격을 감행하였다. 이에 대해 붕괴에 직면한 아랍의 결속강화를 이스라엘과의 대결에서 회복하려는 대통령 나세르는 대군을 시나이반도에 투입, 유엔긴급군의 철수를 요청하고 아카바만(灣)의 봉쇄를 선언하였다.
아랍-이스라엘 분쟁

6월 5일 이집트-이스라엘 간에 전투가 개시되었고, 전란은 시리아 ·요르단으로 확대, 전면적인 전쟁으로 확대되었다. 이스라엘은 6월 5일에 이스라엘 공군기를 전 출동해 이집트 공군기지를 맹폭격하여 170분에 걸친 폭격 끝에 이집트 전투기 300 대를 파괴했고 6월 6일에는 시리아, 요르단, 이라크 전투기 416대를 파괴해 아랍측 공군력을 괴멸시킨 이스라엘군은 압도적인 우세 속에서 4일 만에 시나이반도를 점령하였으며, 요르단강 서안(西岸)지역, 시리아 국경의 골란고원을 공략하였다. 국제 연합 안전보장 이사회는 6월 6일 즉시 정전을 결의하였고, 쌍방의 수락에 의해 6월 9일 정전이 실현되었다. 또한 안전보장이사회는 그해 11월 중동분쟁의 정치적 해결을 위한 결의 242호를 채택하였다 4차 중동전쟁 (욤키푸르 전쟁, 1973년). 1973년 10월 6일 이집트의 기습선제공격으로 전쟁이 시작됐다. 이 날은 이스라엘의 종교적인 축제일인 욤키푸르(사죄의 날) 이었다.많은 병사들이 이날때문에 휴가를 떠난 이때 이집트군의 병력은 75만, 무기들은 탱크 3,200대, 소련제 미사일(SA-6)까지 총동원해 이스라엘을 공격했다. 하지만 이스라엘의 병력은 이집트군의 3분의 1도 안 됐고 무기들도 이집트군의 절반도 안 됐다.
아랍-이스라엘 분쟁

개전 48시간 만에 이스라엘은 17개 여단이 전멸되었다.시리아 역시 소련제 무기를 앞세우며 이스라엘 영내로 진격했다.이집트와 시리아의 승리가 코앞이었으나 미국이 이스라엘에 대대적 지원을 해주었다. 이 전쟁에서 소련이 35억 달러를 아랍국에, 미국이 22억 달러를 이스라엘에 쏟아부었다. 미국은 30일간 포위됐던 이스라엘에 군수물자를 운반하기 위해 무려 5,566번의 비행 수송작전을 펼쳤다. 이스라엘은 미국의 지원을 등에 업고 반격에 나섰고 비교적 허약한 시리아의 골란고원을 집중포격했다. 골란고원 전투에서 이스라엘이 시리아 군 탱크 867대, 차량 3,000대 이상을 파괴했다. 욤키푸르에서 촉발된 전쟁이기 때문에 욤키푸르 전쟁이라고도 부른다.
서수로

부산해협(釜山海峽) 또는 대한해협 서수로(大韓海峽 西水路)는 대한해협의 부산광역시에서 쓰시마 사이의 서쪽 구간을 가진 해협이다. 다만, 일본에서는 조선해협()라고 부른다.
QWERTZ 자판

QWERTZ 자판(쿼즈 자판)은 독일어권에서 사용되는 타자기/컴퓨터 자판 배열이다. QWERTY 자판에서 Z가 Y보다 많이 쓰이고, 또 Z와 A가 연달아 나오는 경우가 많아 자판의 배열을 바꾼 것이다. 독일, 리히텐슈타인, 오스트리아, 스위스(독일어권), 체코, 슬로베니아(QWERTY와 병기), 크로아티아에서 채택해서 쓰고있다. 개요. QWERTZ와 QWERTY의 주요 차이점은 키와 키의 위치가 바뀌었다는 것이다. 이러한 변화는 두 가지 주요 이유로 이루어졌다. 다른 비영어 키보드와 유사한 점은 아래와 같다.: 일부 특수키 글자는 약어 대신 그래픽 기호로 변경되는 경우가 많다(예: caps lock은 아래를 가리키는 속이 빈 화살표가 되고, 백스페이스는 왼쪽을 가리키는 화살표가 된다). 독일어 키보드와 오스트리아어 키보드에서 다른 약어 표기의 대부분은 독일어로 되어 있다: Ctrl 키는 독일어 축약한 "Strg"로, Delete 키는 를 축약한 "Entf"로 표기되어 있다. 그러나 숫자 키패드의 Esc 키 및 Enter 키는 번역되지 않는다. 변형. QWERTZ 배열은 독일과 라틴 문자를 사용하는 대부분의 중부 유럽 및 발칸 국가에서 상당히 광범위하게 사용된다. 독일어를 사용하는 많은 지역에서는 이 배열을 사용하지만, 독일어를 사용하는 벨기에의 독일어 사용지역은 대신 AZERTY를 사용한다. 알바니아어. QWERTZ는 마이크로소프트 윈도우에서 알바니아어를 위한 기본 자판 배열이다. 독일, 오스트리아. 독일과 오스트리아에서 일반적으로 사용되는 PC 자판 배열은 독일 표준 DIN 2137-2의 이전판(1988년 10월)에 정의된 것을 기반으로 한다.
QWERTZ 자판

현행판 DIN 2137:2012-06에서는 이를 "T1"( 또는 "자판 배열 1")이라고 부르며 3개 배열 중 1번째(기본)로 표준화되었다. 데드 키를 사용하여 “ä”와 같은 악센트 문자를 입력하고, AltGr 키를 사용하여 3개 문자키( “[”, “]”, “@”, “€”, “µ”)를 입력할 수 있다. 2012년 독일 표준의 2012년판에 명시된 “T2” 판은 그룹 선택(group selection)을 사용하여 긴 S(ſ)같은 특수 문자 또는 “Æ” 또는 “Ə”과 같은 외국어 문자를 입력할 수 있다. 소르브어. 소르브어 QWERTZ는 독일어 배열과 사실상 동일하지만, 추가 소르브 문자를 데드 키로 입력할 수 있으며, 세 가지 배열이 있다. 모두 Windows에서 지원된다.(Windows 7 이상에만 해당). 체코어 (QWERTZ). 체코에서는 일반적으로 QWERTZ 자판이 사용되지만, 비공식적으로 QWERTY 자판의 변형을 사용하기도 한다. 체코의 미국 자판의 문자(@#$&\|[]{} ^`~*)와 체코 기계식 타자키 자판에서 누락된 일부 문자 및 분음부호(÷×¤€ßĐđŁł°˘˝·˛¸)는 AltGr 키로 불러올 수 있다. 그림의 배열은 윈도우에서 지원된다. 헝가리어. 일부 키보드에서는 "ű" 키가 엔터 키의 왼쪽에 있는 반면, 다른 키보드에서는 백스페이스 키의 왼쪽에 위치한다.(오른쪽의 두 그림 참조) 이 헝가리어 자판 배열의 특이한 기능은 0의 위치인데, 1의 왼쪽에 위치하며, 악센트 부호가 있는 문자 대부분은 키보드의 오른쪽에 위치하기도 하다. 공식 배열은 QWERTZ 자판으로, 헝가리내에서 가장 널리 사용되는 자판 배열이다.
QWERTZ 자판

QWERTY는 구형 컴퓨터에서 헝가리 전용 배열이 없었던 과거에 널리 보급되었지만, 헝가리 전용 배열이 널리 보급된 현재에는 거의 모든 사람이 일상적인 컴퓨터 작업에서 QWERTZ를 사용한다. "" 키보드(두 그림에서와 같이)에서 í는 왼쪽 시프트 키의 오른쪽에 위치한다. 해당 키가 없는 101/102 키보드에는 이에 대응하기 위해 MS 윈도우 QWERTY 배열은 일반적인 0키 자리에 í를 배열하고 0은 해당 키의 AltGr/Option 자리로 이동했으며, Mac에서는 두 배열(QWERTY 및 QWERTZ)이 모두 이러한 적용을 가진다. 폴란드어. 폴란드에서는 QWERTZ 자판의 변형이 사용되었으나, 1990년대 초부터 QWERTY 자판이 우세했다. 루마니아어. SR 13392:2004 표준에 의해 확립된 표준 자판 배열은 QWERTY이다. 그러나 윈도우 9x/2000/ME/XP에서 루마니아어 QWERTZ 자판(기존 표준에 대응)이 설치되었다. "Ș"(S-콤마)와 "Ț"(T-콤마)가 "Ş"(S-세디유)와 "Ţ"(T-세디유)와 합치기전에 고안되었기 때문에, 세디유가 있는 문자로 표기되어 있다. 2012년에는 반점으로 개정이 이루어졌다. 슬로바키아어 (QWERTZ). 슬로바키아의 타자기는 체코 타자기에 사용되는 배열과 유사한 QWERTZ 배열을 사용했다. 슬로바키아어 QWERTZ 배열은 각각 체코어 키보드의 대신 , 대신 , 대신 가 위치한다. 2개 문자키의 경우, 체코어의 가 슬로바키아어에서는 로 대체되어 있다.
QWERTZ 자판

슬로바키아어 문자(ľščňťžôúáíýéä°´ˇ§)로 인해 슬로바키아어 키보드에서는 미국 키보드의 17개 문자(@#$&\|[]{} ^`~*')가 누락되었다. 사용자는 키로 불러올 수 있으나, 불러올 수 있는 문자 위치는 운영체제에 따라 다르다. 타자기 시대에서 계승된 QWERTZ 배열 외에도, 슬로바키아의 컴퓨터 사용자들은 QWERTY 배열도 사용한다. 유일한 차이점은 키와 키가 바뀌어 있다는 점이다. 구유고슬라비아 (라틴 문자). 보스니아어, 크로아티아어, 세르비아어(라틴 문자), 슬로베니아어 자판 배열은 Č, Ć, Ž, Š, Đ 문자 5개를 추가로 가지고 있다. 이 자판 배열은 1980년대에 유고슬라비아에서 표준화되었다. Ć, Đ 문자는 가이 라틴 문자의 일부일 뿐 슬로베니아어 문자의 일부는 아니지만, 슬로베니아어 키보드에 남아있다.(경제적 이유, 역사적 이유, 밀접하게 연관된 남슬라브어군의 단어 쓰기). Ž은 더 긴 백스페이스 키와 ㄱ자형 Enetr 키를 가진 키보드의 Ć 키 오른쪽에 있다. 배치는 비알파벳 문자의 경우 AltGr(오른쪽 Alt) 키를 많이 사용하고 라틴 문자에 분음부호를 추가하는 경우 데드 키 조합을 많이 사용한다. 보스니아어/크로아티아어/세르비아어 자판 배열만으로 독일어와 이탈리아어를 입력 할 수 있다. 새로운 슬로베니아어 자판 배열에 제안된 변형이 있는데, 상단 배열에서 Ć 및 Đ가 제거되고 대신 @가 추가되었다. 명령키도 슬로베니아어로 번역되고 약간의 2단계 배열 변경이 이루어진다.
QWERTZ 자판

세르비아어의 경우 Q와 W가 각각 Љ (Lj) 및 Њ (Nj)로 대체된 키릴 자모 자판변형도 있다. 그러나 크로아티아어용 애플 키보드는 QWERTY 자판을 사용한다. 스위스 (독일어, 프랑스어, 이탈리아어, 로망슈어), 리히텐슈타인, 룩셈부르크. 스위스 자판 배열은 국가 표준 SN 074021:1999에 의해 정해졌다. 프랑스어, 독일어, 이탈리아어의 자주 사용되는 분음부호를 쉽게 입력할 수 있도록 설계되었다. 스위스 독일어()와 스위스 프랑스어() 배열의 차이점은 독일어판에는 데드 키 없이 입력할 수 있는 독일어 움라우트 문자(ä, ö, ü)가 있고 프랑스어판에는 프랑스어 악상 문자(é, à, è)가 있는 것이 특징이다. 실제 키보드에는 두 가지 변형 모두에 대한 키가 표시되어 있으며, 차이점은 드라이버 설정에만 있다. 최신 버전의 윈도우에는 스위스 이탈리아어 및 스위스 로망슈어 시용 드라이버 설정이 별도로 나열되어 있지만, 각각 스위스 프랑스어 및 스위스 독일어 배열에 해당된다. Mac OS X 10.6에서는 스위스 프랑스어와 스위스 독일어만 사용할 수 있다. 윈도우에서 스위스 독일어는 독일과 오스트리아에서만 사용되는 에스체트(ß)를 포함하지 않는다. 즉, 스위스에서는 해당 문자가 중요하지 않으므로 키보드에서 찾을 수 없다. 리눅스는 일반적으로 AltGr-s에 ß를 할당하였다. 독일어 키보드는 키캡에 독일어 명칭(예: Ctrl 대신 Strg)으로 각인되어 있지만 스위스 키보드는 스위스의 국어 모두가 사용되므로 "중립" 대책으로 영어 약어를 사용한다. 룩셈부르크에는 자체 자판 배열이 없다.
QWERTZ 자판

공공 교육 및 관리는 룩셈부르크용 Microsoft Windows 표준 키보드 레이아웃으로 표시되는 스위스-프랑스어 키보드를 사용한다. 리히텐슈타인은 주로 스위스 독일어와 리히텐슈타인 독일어 방언을 사용하므로 ß 문자없이 스위스 독일어 배열을 사용한다.
백야

백야(白夜)는 위도 48.5° 이상인 지역에서 여름 동안 어두워지지 않는 현상을 말한다. '하얀 밤'이라는 표현은 러시아에서 쓰는 것으로, 스웨덴 등 다른 지방에서는 이를 '한밤의 태양'으로 부른다. 현상. 하루 중 태양의 최저 고도가 -18° 이상일 때 일어난다. 즉, 천문박명, 항해박명, 시민박명으로 인한 백야 현상도 모두 포함한다. 백야 시간. 대표적으로 백야가 일어나는 장소는 노르웨이의 노르카프라는 도시이며, 이곳은 여름철일 때마다 항상 태양이 지평선 아래로 내려가지 않는다. 그래서 노르카프 지역에는 사람들이 여름철마다 백야로 인해 많은 관광에 몰린다. 하지만, 노르웨이의 노르카프보다 더 높은 지역이자, 최단 북쪽에 위치한 스발바르 제도 지역에서는 태양이 자정이 되어도 하늘에 멀쩡하게 떠있어 대낮같이 환하다. 하지만 하지의 경우에는 북위 69도 정도의 노르웨이의 트롬쇠 지역에서도 태양이 지평선 아래로 지지 않는 장면을 관측할 수는 있다. 핀란드 등에서도 백야가 발생하는데 이 곳은 오후 10시 40분부터는 태양이 지평선 아래로 내려가지만 그다지 어두워지지는 않고 노을이 북쪽하늘로 점점 이동하여 남아있기 때문에 초저녁이나 새벽처럼 하늘이 듬성듬성할 뿐이다. 그러다가 오전 3시쯤이면 북동쪽에서 다시 태양이 차차 떠오르기 시작한다. 그리고 핀란드의 헬싱키, 토르니오, 콘츄라 등의 도시에서도 백야가 발생한다. 그리고 핀란드의 쿠오피오이라는 도시에서도 백야가 일어나기도 한다. 이외에 미국의 알레스카와 러시아 북쪽지역과 아이슬란드 등에서도 백야가 일어난다.
백야

핀란드의 토르니오 지역에서는 자정까지 태양이 북쪽에 간신히 보이다가 이후 지평선 아래로 내려갔다가 새벽 3시 20분이 되면 태양이 북동쪽에서 다시 뜬다. 대척점인 남극과 그 주변 해상 지역에서도 관측된다. 이곳은 태양이 서쪽에서 지평선 아래로 내려가는 게 아니라 북서쪽으로 천천히 내려가 북쪽이 가장 낮은 높이의 절정에 이르고 북동쪽으로 천천히 떠오른다. 백야가 일어나는 지역도 다른 지역처럼 태양이 위 아래로 움직이는 이유는 지구가 23.5 도 기울어져 있는 상태에서 자전하기 때문이다. 사실, 계절과 지구의 어느 지역이든지 상관없이 동쪽에서 떠서 서쪽으로 태양이 져도, 이미 지평선 아래로 사라진 태양이 가장 낮은 북쪽(남반구는 남쪽) 하늘을 거쳐서 동쪽으로 다시 뜨기 마련이다. 기간. 백야 현상이 일어나는 기간을 태양의 적위로 나타내면 다음과 같다. 즉, 위도 76.6° 이상인 지역에서는 하루 내내 태양이 지평선(또는 수평선) 아래로 내려가지 않아, 하루 내내 낮이 지속되는 경우가 있고, 이 현상은 특히 극점에서는 춘분에서 추분까지 150박 151일 동안 지속된다. 만약, 천문박명으로 인한 백야 현상까지 포함한다면, 극점에서는 이보다 더 길어질 것이다. 또한, 위도 58.6° 인 지역에서는 천문박명으로 인한 백야 현상만 일어난다. 그리고 그 날짜는 하지 때이다. 그리고 위도가 높은 지역으로 올라갈수록, 이 현상이 일어나는 기간이 점점 길어진다. 반대로 겨울에 위도 84.6° 이상인 지역에서 낮에 어두워지는 현상이 일어나는데, 이 현상을 극야(極夜)라고 부른다. 극야란 뜻은 극단적으로 밤이 긴 현상을 뜻한다.
백야

그리고 백야와 극야는 서로 다른 반구에서 일어나는데, 북반구에서 백야가 일어나면 남반구에서는 극야가 일어나고, 남반구에서 백야가 일어나면 북반구에서는 극야가 일어난다. 이런 현상 또한 지구 자전축이 기울어져 있어서 남반구와 북반구의 계절이 반대로 되기 때문에 일어난다.
쿤구르

쿤구르()는 페름 지방 쿤구르스키 군의 도시다. 인구는 7만6,600명이고 면적은 68.7 km2이다.
속구

속구(速球) 또는 패스트볼(Fastball)은 야구에서 가장 흔하고 일반적인 투구의 구종으로서 다른 구종에 비해 가장 직선에 가깝고 빠르게 날아가는 공이다. 특징. ‘(Power Pitcher)’로 불리는 투수들은 150~160km/h의 속구를 던질 수 있으며, 이를 통해 타자가 공을 치지 못하게 한다. 직구의 효과는 타자가 공을 볼 수 있는 시간을 줄이는 것으로 나타나며, 150km/h가 넘는 강속구를 제때 맞추려면 통상 공이 투수의 손을 떠난 뒤 0.3 초 안에 방망이를 휘두를 시기와 위치를 결정해야 하기 때문에 가장 간단하면서도 가장 위력적인 공이 된다. 종류. 사이드암 패스트볼. 사이드암의 패스트볼은 옆으로 던지기 때문에 투심 형태의 움직임을 보이며 구불거리는 움직임 때문에 뱀직구라고 부른다.
키시팀

키시팀()은 첼랴빈스크 주에 있는 도시이다. 우랄산맥이 이 도시를 지나간다. 첼랴빈스크에서 북쪽으로 90km에 위치해 있고, 인구는 3만 5325명 (2023 기준)이다.
한국어 위키백과

한국어 위키백과()는 한국어로 운영되는 위키백과의 다언어판 가운데 하나로서, 2002년 10월 11일에 시작되었다. 또한 년 일 현재 한국어 위키백과에는 넘겨주기, 토론, 그림 등 페이지로 불리는 모든 문서를 포함하면 총 개가 수록되어 있으며, 넘겨주기를 포함한 일반 문서 수는 개, 그중 넘겨주기, 를 제외한 일반 문서 수는 개이다. 위키백과 언어판 중에서 번째로 크고 한국어로 된 위키 중에서는 1위 규모이며, 기호는 ko이다. 역사. 위키백과의 최상위 도메인이 .com이던 시절 ko.wikipedia.com에 구판 미디어위키가 깔렸으나 한글 처리에 문제가 있어 글을 올릴 수도 없는 이름뿐인 곳이었다. 2002년 10월에 새로운 위키 소프트웨어를 쓰면서 한글 처리 문제가 풀리기 시작했지만, 가장 많은 사람이 쓰는 인터넷 익스플로러에서는 인코딩 문제가 여전했다. 이런 이유로 초기에는 도움말을 옮기거나 쓰는 일에 어려움을 겪었다. 이런 어려움이 있었는데도 위키백과 통계로는, 2002년 10월에서 2003년 7월까지 열 달 사이에 글이 13개에서 159개로 늘었고 2003년 7월과 8월 사이에는 한 달 만에 159개에서 348개로 늘어났다. 2003년 9월부터는 인터넷 익스플로러의 인코딩 문제가 사라졌으며, 대한민국 언론에서도 몇 차례 위키백과를 소개하면서 참여자가 점증하리라고 예측했다. 참고로 한국어 위키백과의 최초 문서는 2002년 10월 12일에 등재된 지미 카터 문서이다. 2005년 6월 5일 양자장론 문서 등재를 기점으로 총 등재 문서 수가 1만 개를 돌파하였고 이어 동년 11월에 제1회 정보트러스트 어워드 인터넷 문화 일반 분야에 선정되었다.
한국어 위키백과

2007년 8월 9일에는 《한겨레21》에서 한국어 위키백과와 을 취재한 기사를 표지 이야기로 다루었다. 2008년 광우병 촛불 시위 때 생긴 신조어인 명박산성이 한국어 위키백과에 등재되고 이 문서의 존치 여부를 두고 갑론을박의 과정이 화제가 되고 각종 매체에도 보도가 되었다. 시위대의 난입과 충돌을 방지하기 위해 거리에 설치되었던 컨테이너 박스를 이명박 정부의 불통으로 풍자를 하기 위해 사용된 이 신조어는 을 지켰는지와 인지가 쟁점이 되었는데 일시적으로 사용된 신조어일 뿐이라는 주장과 이미 여러 매체에서 사용되어 지속성이 보장되었다는 주장 등 논쟁이 벌어졌고 《다음 아고라》 등지에서 이 항목을 존치하는 방안을 지지하는 의견을 남기기 위해 여러 사람이 새로 가입하는 등 혼란이 빚어졌다. 11월 4일에는 다음커뮤니케이션에서 《글로벌 세계 대백과사전》을 기증받았으며, 2009년 3월에는 서울특별시로부터 를 기증받았다. 2009년 6월 4일에는 액세스권 문서의 등재를 기점으로 10만 개 문서 수를 돌파했다. 2011년 4월 16일에는 대한민국에서의 위키미디어 프로젝트를 지원하는 모임을 결성할 것을 추진하는 논의가 이뤄졌고 이후 2012년 3월 10일 위키미디어 대한민국 지부 창립준비위원회 결성을 거쳤다. 2014년 10월 19일 창립총회를 개최하였으며, 최종적으로 2015년 11월 4일 사단법인 가 결성되어 활동 중에 있다. 그리고 2019년 미국 위키미디어재단으로부터 한국 지역 지부(챕터)로 승인을 받았다.
한국어 위키백과

2012년 5월 19일에는 보비 탬블링 문서의 등재를 기점으로 총 20만 개 문서가 등재되었고 2015년 1월 5일, 《Rojo -Tierra-》 문서 등재를 기점으로 총 30만 개 문서, 2017년 10월 21일에는 충청남도 동물위생시험소 문서 등재로 40만 개의 문서까지 등재되었다. 2020년 6월 15일에는 규장전운 문서의 등재로 50만 개의 문서까지 등재되었으며 2022년 8월 16일 광기의 밍크스 문서를 기점으로 60만 문서가 등재되었다. 2025년 3월 18일에 70만 번째 문서인 존 몽고메리가 등재되었다. 특징. 한국어 위키백과는 한국어의 문자인 한글로 쓰이며 한자는 표제어를 한자 표기하거나 동음이의어로 인한 혼란을 방지하기 위한 병행 표기의 용도로만 쓰인다. 국한문혼용 표기 도입을 추진하는 라는 그룹이 있었고 국한문혼용 프로젝트를 위한 본래 한국어 위키백과와 분리된 프로젝트의 설립이 추진되었으나 메타위키에서 거부되었다. 한국어를 쓰는 사람들은 주로 대한민국과 조선민주주의인민공화국에 거주하고 있으나 조선민주주의인민공화국 사람들은 인터넷 검열로 인해 접속을 하지 못해 한국어 위키백과를 대표하지 않고 있고 대한민국 사람들이 대부분 한국어 위키백과를 편집하고 있다. 이에 따라 현재 한국어 위키백과의 공식 표기는 한국어를 조선민주주의인민공화국에서 가리키는 말인 '조선어'를 쓰지 않고 '한국어'를 쓰고 있다.
한국어 위키백과

다만 '조선민주주의인민공화국'의 표기는 모든 국가와 집단에 대해서 중립적 시각을 지킨다는 원칙에 따라 대한민국에서 쓰는 말인 '북한'이라는 말은 지양하고 대신 '조선민주주의인민공화국'이란 용어로 풀어서 쓰고 있다. 파생 서비스. 한국어 위키백과는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시-동일조건변경허락 3.0에 따라 자유롭게 수정하고 배포할 수 있으므로, 여러 기업에서 다양한 방식으로 위키백과의 콘텐츠를 사용한다. 2005년 8월 11일부터는 엠파스에서 한국어 위키백과 테이터베이스를 검색해 자신들의 통합 검색을 이용하여 검색하는 사용자들에게 제공하기 시작했다. 2007년 7월 6일부터는 SK텔레콤에서 SK텔레콤 가입자들이 휴대전화 무선 인터넷 네이트를 이용해 한국어 위키백과의 문서를 검색하는 서비스를 시작했다. 8월 21일부터는 포털사이트 다음이 백과사전 서비스에 사용하고자 한국어 위키백과와 영어 위키백과의 글을 가져가 반영하였으며 네이버도 2008년 1월 11일부터 한국어 위키백과와 영어 위키백과의 글을 검색 결과에서 우선으로 노출한다. 사건사고 및 비판. 내부적 문제. 인터넷이 잘 발달되어 있다고 평가받는 대한민국에선 다른 언어판인 일본어 위키백과, 영어 위키백과 등 다른 언어판에 비해 부진하다는 평가를 받는다. 이 원인에 대해서 지미 웨일스는 네이버 지식iN 등 집단협업 서비스가 이미 제공되어 있었고 다른 나라에서는 위키백과와 같은 모델에 처음 소개될 때가 인터넷이 막 구축이 되던 시기여서 매우 열광적인 호응을 얻었던 반면 대한민국은 그렇지 않았기에 별다른 반응을 얻지 못해서 부진하고 있다고 말했다.
한국어 위키백과

진중권 교수는 서양에서는 16세기 구텐베르크 인쇄술 발명을 시작으로 해서 문자 문화가 역사적으로 발달해왔지만 대한민국은 문맹 탈출의 역사가 몇십 년 밖에 안되었고 구술 문화가 강해서 부진하고 있다고 분석하였다. 그 외에도 전문직 종사자들이 지식의 기부 활동에 소극적이다는 점, 사회 전반적으로 전문화 수준이 낮다는 점, 대한민국에 협업 문화가 성숙되지 않았다는 점 등이 한국어 위키백과의 부진의 원인으로 거론되고 있다. 한국어 위키백과를 비판하는 사람들은 내용 중에 일차 서술이 아닌 번역된 내용이 많다고 지적한다. 다수의 사람의 참여와 토론으로 전문적 지식을 쌓고자 하는 본연의 취지가 흐려진다는 것이 지적의 이유이다. 2016년 8월 2일, 위키트리는 나무위키가 고유의 편향적 매력으로 서비스 약 1년 만에 대한민국에서 한국어 위키백과를 대체하였다고 보도하였다. 한국어 위키백과는 중립적 시각을 지키고 출처가 있어야 하는 등 진입 장벽은 높은 편인데 반해, 나무위키는 중립적인 시각을 찾기 어렵고 지나치게 주관적이라는 비판이 있으나 편향적 서술을 허용하고 편집도 엄격하지 않게 되어있는 등 진입 장벽이 낮은 편이다. 문서 훼손. 2008년 12월 18일, 한 IP 사용자가 성승헌 문서에 "성승헌은 캐스터이다. 그리고 똥을 잘 싼다. 뿌직뿌직."이라는 내용으로 교체를 하였고 이는 이내 1분 만에 되돌려졌다. 하지만 이 내용이 그대로 네이버 검색에 노출된 채로 장기간 방치되고 이내 여러 사이트에 퍼져 화제가 되고 네이버 실시간 검색어 1위까지 올라갔던 바가 있다.
한국어 위키백과

성승헌 본인은 이 사건에 대해 이 단어를 지적재산권으로 등록하고 사업에서 써먹을 생각하고 있다며 좋게 생각하고 있다고 하였다. 2017년 2월 28일에는 문재인 문서와 이재명 문서에 가해진 문서훼손이 타 사이트로 그대로 노출되는 사건이 있었다. 문재인과 이재명의 기본 정보에서 국적을 대한민국에서 조선민주주의인민공화국의 정치인으로 바꿔놓은 문재인 문서 2017년 2월 27일 (월) 03:23 판와 2017년 2월 27일 (월) 03:13 판이 포털사이트 네이버에 그대로 갱신된 것인데, 위키백과 문서는 오후 9시에 문재인 문서가 수정되었고 이재명 문서도 9시에 수정되었으나 네이버 검색결과는 오후 4시에 들어서 뒤늦게 정정되었다. 이에 대해 문재인 측은 편집의 고의성 여부를 따져 강경하게 대응할 방침을 시사하고, "허위 사실 유포가 개인 행위로 넘기기에는 위험한 측면이 있다"면서 "특정인의 조직적 사주 여부를 확인할 필요"가 있다고 밝혔다. 중앙선거관리위원회 역시 "가짜 정보 유포는 당장 선거법으로 규제하기에는 논란의 여지가 있으나, 선거를 앞두고 당선과 낙선을 위해 의도적ㆍ조직적 허위사실 유포 행위를 지속할 경우, 법적 처벌을 강구할 필요가 있다"는 입장을 밝혔다. 서울중앙지검 공안2부는 이와 같이 문서에 허위 사실을 기재한 건으로 소프트웨어 개발업체 대표 양모씨를 공직선거법 위반과 정보통신망이용촉진 및 정보보호 등에 관한 법률 위반 혐의로 불구속 기소하였다.
오로라

오로라(← '새벽'에서 유래)는 태양에서 방출(放出)되는 플라즈마 입자(전자 또는 양성자)가 지구 대기권 상층부의 자기장과 마찰하여 빛을 내는 광전(光電) 현상이다. 이들 입자의 유래는 주로 태양에서 방출된 것이 대부분인데, 태양풍을 따라 지구 근처에 왔다가 지구 자기장에 이끌려 대기로 진입하는 것이다. 자극(磁極)에 가까운 북반구와 남반구의 고위도 지방, 즉 극지방에 가까울수록 관측이 쉽기 때문에 극광(極光)이라고도 한다. 즉, 북극에서는 북극광, 남극에서는 남극광으로 불린다. 또 지구 이외에 목성, 토성, 화성 등에도 오로라 현상이 있는 것으로 알려졌다. 종류. 오로라는 극관(極冠), 글로오로라, 오로라대형(帶型), 중위도(中緯度)오로라 등 크게 셋으로 나뉜다. 이 가운데서 가장 현저한 것이 오로라, 대형 오로라이고, 보통 오로라라고 하면 다시 커튼형오로라, 패치상(狀) 맥동성오로라, 희미한 부정형(不定形)오로라(diffuse auora)로 나뉜다. 분포. 오로라가 가장 자주 보이는 곳은 남극및 북극 양극지방의 지구자기위도 65∼70도의 범위로서 이 지역을 오로라대(auroral zone)라고 한다. 오로라대보다 고위도(극관지역)나 저위도에서의 출현빈도는 감소한다. 출현하는 위도는 지방시(地方時)에 따라 다르며, 야간에는 65∼70도에 많으며, 주간에는 75∼80도로 위도가 높아진다.
오로라

이렇게 오로라가 출현하는 위도가 지방시에 따라 변화를 보이기 때문에 오로라출현대(지구를 극지의 상공에서 내려다 보았을 때 동시에 오로라가 보이는 영역)를 오로라대와 구별해서 오로라 오벌(aurora oval)이라고 한다. 일련의 오로라오벌은 대개 2종류의 오로라로 구성되는데, 낮에서 저녁을 거쳐 심야에 이르는 시간에는 커튼형오로라이고, 그 이후 아침까지의 반(半)은 주로 맥동성오로라로서 일반적으로 엷은 배경으로 동반한다. 과거에는 관측장치의 감도부족으로 인해서 맥동성오로라를 충분히 관측할 수 없기 때문에 이 부분을 희미한 부정형오로라라고 했었다. 높이. 오로라가 나타나는 높이는 지상 약 80∼수백km의 초고층 대기층이다. 커튼 하단의 높이는 전리층 E층 (100-110km)이고, 커튼 상반부는 400km까지 펼쳐져 있다. 극관글로오로라가 지상 80∼100km, 중위도오로라는 평균적으로 더욱 높아서 지상 300∼600km 등으로 종류에 따라 고도가 다르다. 또 대형오로라는 출현시간, 위도 및 그 종류에 따라 고도가 변화한다. 일반적으로 주간에 고위도에서 출현하는 커튼형오로라는 백수십∼수백km로 높지만, 저녁부터 심야까지는 점차 하강해서 100∼수십백km가 된다. 심야에서 아침까지의 오로라는 주로 맥동성 오로라로서 높이가 커튼형보다 낮아서 90∼100km 정도가 많다.
오로라

발광. 오로라가 발광하는 곳은 초고층대기이며, 발광색은 공기의 주성분인 질소와 산소의 분자와 원자 및 그 이온이 입사입자(전자·양성자)에 의해 충돌되어 들뜨게 되고 다시 들뜬 입자가 낮은 에너지준위로 떨어질 때 방출되는 고유의 빛이다. 오로라의 대표적인 빛은 산소원자가 방출하는 녹색광(파장 557.7nm) 및 적색광(파장 630nm, 636.4nm), 질소분자 이온이 방출하는 청색 스펙트럼(파장 427.8nm 등), 그리고 질소분자의 적색 또는 핑크색 스펙트럼 등이다. 이들 빛은 각각 높이와 분포지대가 다른데, 예를 들어 산소원자의 적색은 200km보다 높은 곳에서 강하고, 산소원자의 녹색과 질소분자 이온의 청색은 100∼200km에서 강하며 또 질소분자의 핑크색은 높이 100km 이하에서 강하다. 따라서 활동적인 커튼형오로라는 상부가 진홍빛이고 중앙이 청록색, 하부가 녹색 또는 핑크색 등으로 다채롭다. 오로라 중에는 저녁때의 저위도와 아침녘의 고위도에서처럼 수소의 휘선(輝線)이 보이는 부분이 있거나 헬륨과 나트륨의 빛이 포함되기도 한다. 활동과 원인. 극관 글로 오로라는 태양의 플레어 현상 때 태양에서 직접 날아오는 100만eV 이상의 고에너지 양성자가 직접 극관지방에 입사함에 의한 것이다. 입사입자는 높은 운동에너지를 가진 양성자이기 때문에 대기권으로 침투하는 깊이가 깊고 따라서 오로라 고도는 낮다. 대기권에서 양성자가 전자를 포착해서 중성수소로 변하기 때문에 수소의 휘선(Hα, Hβ 등)이 강하다.
오로라

대형 오로라는 항상 변동하며, 가장 현저한 활동은 오벌의 한밤중의 부분에서 밝기가 증가하여 격렬해지기 시작하고 몇 분 사이에 오벌의 폭이 수백km로 확대되면서 폭발적으로 발달한다. 이를 오로라폭풍이라고 한다. 태양풍 중의 자기장에서 남향 (지구의 북극에서 남극으로 향한다) 성분이 증가하면 태양풍에서 지구자기권에 유입되는 에너지가 증가하고 그 결과 지구자기권 내에 큰 에너지가 축적된다. 이 에너지에 의해서 자기권 꼬리의 자기중성면 부근에서 입자가 급속하게 가속되고, 다시 지상 수천km 높이 부근의 자기력선에 인접한 전기장에서 속도가 더욱 가속되며 자기력선에 유도되어 초고층대기에 입사된다. 이런 메커니즘을 통해서 입사되는 전자에 의해 발광하는 오로라가 커튼형오로라이다. 커튼형오로라의 높이가 주간에서 저녁때를 거쳐 밤중에 이르는 사이에 점차 낮아지는 것은 이런 가속이 주간보다 야간에 현저하다는 사실을 보여준다. 인공위성과 로켓에 의한 관측에서도 가속전압이 낮에서 밤으로 갈수록 점차 증가한다는 사실이 알려졌다. 이와는 달리 자기권 꼬리의 가속과정에서 직접 대기중에 입사되지 않고 일단 자기권내에 머물다가 다시 안쪽으로 진입하여 비교적 안정된 자기권내에 갇혔던 고에너지 입자가 자기적도면 부근에서 플라스마파동과 상호작용을 일으켜 산란됨으로써 대기에 입사되는 과정을 거치는 것도 있다.이런 과정을 통해 입사된 전자에 의해 발광하는 오로라가 맥동성오로라이다. 큰 자기폭풍 때에 자기권내에 갇혀 있던 고에너지 입자군에서 수일에 걸쳐 조금씩 높거나 낮게 누출되는 에너지에 의해 중위도 오로라가 발광한다.
오로라

관련 현상. 오로라가 폭발적으로 활동할 때에는 일반적으로 오로라와 그 부근의 전리층 내에 강한 서향전류(西向電流)가 흐르고 있는 것이 극자기폭풍의 원인이 된다. 이 전류는 아침까지는 자기권에서 전리층을 향해 유입되어 오로라 속을 서쪽으로 흘러 저녁때에는 전리층에서 자기권으로 유출된다. 전류가 유입되는 영역이 강한 수소휘선이 보이는 영역에 대응되고, 전류가 유출되는 영역이 커튼형오로라의 가장 활발한 부분에 대응된다. 또 커튼형오로라활동에는 ‘오로라히스-오로라킬로미터파’라는 전파가 동반되며, 맥동성오로라의 활동에는 ‘코러스전파’와 지구자기맥동 등이 수반된다.
아즈나카예보

아즈나카예보()는 타타르 공화국 아즈나카예보 군에 속해있는 도시이름이다. 인구는 3만7,200명이고(2001년), 면적은 15 км²이다.
악사이

악사이(러시아어; Акса́й)는 로스토프 주 악사이 군에 속해있는 도시이다. 악사이 강이 흐르고 로스토프나도누에서 북동쪽으로 18km지점에 위치해 있다.
도로고부시

도로고부시()는 스몰렌스크 주의 드니프로강변에 위치한 역사적인 도시이다. 동쪽으로 125km에 스몰렌스크가, 서쪽으로 71km지점에 뱌지마가 있다. 인구는 1만 2,300명(2003년)이다. 도로고부시는 몽골 제국의 루스 침공 이전에 스몰렌스크의 동쪽에 위치한 요새였다. 현재 시장은 바실리 예라스텐코프(Василий Васильевич Ерастенков)이다.
코로차

코로차(, )는 벨고로드 주의 작은 도시이고 코로차 강이 흐른다. 벨고로트에서 북동쪽으로 57km지점에 위치해 있다. 인구는 6,046명(2002년)이다. 코로차 시는 1638년에 지어졌다.
카드왕 믹스마스터

《카드왕 믹스마스터》(Mix Master)는 대한민국의 한국방송공사와 선우 엔터테인먼트가 공동 제작한 애니메이션이다. 현실세계와 게임 세계가 혼합되어버린 기묘한 상황에 빠진 주인공들이 게임세계의 헨치들을 카드를 통해 혼합하여 진화시키면서, 마을에 일어나는 이상한 사건을 해결해 나가는 과정을 다루었다. 줄거리. 매사에 게으르고 서툰 겜브리지 타운의 초등학생 디트는 어느 날 자칭 타칭 천재 과학자 죠브 박사의 실험에 참여하게 된다. 박사는 인기절정의 게임 믹스마스터의 세계 아트레이아가 실재로 존재하고 있으며, 이제부터 그 세계로 연결되는 문을 만들어 보이겠다고 장담한다. 기괴한 소리를 내며 죠브 박사의 실험장치는 작동하지만 실패하고 만다. 그리고, 장치는 굉음과 연기를 뿜어내며 폭발해버린다. 연기가 걷힌 후, 거기에는 한 번도 본 적이 없는 파찌라는 기묘한 생물이 등장했다. 죠브 박사의 말대로 아트레이아는 실제로 존재하고 있었던 것이다. 한편, 아트레이아의 대마왕 프린스는 궁극의 파괴신을 소환하기 위한 중요한 열쇠인 마스터 헨치를 추적한다. 그러나 대마왕의 부하들은 마스터헨치를 추적하던 중, 눈앞에서 마스터 헨치를 놓쳐버린다. 분노한 대마왕 프린스는 마스터 헨치의 행방을 찾던 중 마스터헨치가 인간세계로 도망친 것을 알게되고, 부하들과 함께 인간세계로 도망친 마스터 헨치를 찾아 금단의 차원이동마법을 사용하여 인간세계로 찾아온다. 그러나 대마왕의 마법이 도중에 실패한 탓에 아트레이아와 디트가 사는 마을 겜브리지 타운이 믹스되는 대 사건이 발생한다.
카드왕 믹스마스터

하늘엔 2개의 달이 뜨고, 빌딩가에는 고대유적이 출현하고, 유원지는 암흑성과 믹스된다. 게임 속 상상의 세계가 현실 속에 공존하게 되면서 겜브리지 타운은 대 혼란에 휩싸인다. 게다가 믹스된 겜브리지 타운은 불가사의한 안개의 벽에 가로막혀 외부 세계와 완전히 단절된다. 겜브리지타운과 아트레이아가 믹스됨과 동시에 아트레이아의 생물인 헨치(몬스터)들도 인간세계에 출현하게 된다. 생존방식과 생활환경이 다른 인간들과 헨치들은 곳곳에서 분쟁을 일으키고, 여러 곳에서 혼란이 발생한다. 그것을 해결하기 위해 죠브 박사는 게임과 마찬가지로 헨치들을 조종할 수 있는 헨치 소환용 믹스건을 만들어 디트에게 준다. 공부도 운동도 못 하는 디트지만 믹스건을 사용할 수 있는 믹스밸러의 소질인 마나를 가진 인간이었기 때문이다. 죠브박사의 실험실에서 만난 파찌, 위기에 빠진 아트레이아를 구하기 위해 전설의 용사 믹스마스터를 찾아온 엘프 소녀 포이, 그리고 믹스밸러의 소질을 가진 3명의 친구 펜릴, 치크, 진과 함께 디트는 혼란에 빠진 겜브리지 타운의 사건을 해결하는 동지가 된다. 끈임 없이 인간세계를 혼란에 빠뜨리고 마스터헨치를 찾아 인간 세계를 지배하려는 대마왕 프린스의 부하들에게 세뇌된 헨치를 물리치고, 모습을 감춘 마스터헨치를 찾아내서 인간과 헨치들을 조화로운 길로 인도하는 것이 디트 일행의 사명이다.
카드왕 믹스마스터

대마왕의 힘에 대항해 혼란스러운 세계를 구할 수 있는 최고의 믹스밸러에게 주어지는 칭호인 믹스마스터가 되기 위해 디트와 친구들은 거듭되는 실패와 계속되는 대마왕의 위협에 맞서 싸워나간다. 과연 디트는 믹스마스터가 되어 세상을 구할 수 있을까?
안드로메다 은하

안드로메다 은하()는 지구로부터 약 780 킬로파섹(약 250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리 은하로부터 가장 가까운 큰 은하("major galaxy")이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 명칭. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 54개의 작은 은하들을 포함하는 국부 은하군에서 가장 큰 은하이다. 우리 은하와의 비교. 초기의 탐사들은 우리 은하가 더 많은 암흑 물질을 포함하며 국부 은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 약 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 대략 1조 개 정도의 별들을 포함하는 것을 보여주었다. 질량. 우리 은하의 질량이 8.5 × 1011 태양 질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 1012 태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리 은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 약 80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리 은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다.
안드로메다 은하

우리 은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반 은하를 형성할 것이다. 원반 관측의 역사. 안드로메다 은하의 원반 구조에 대해 면밀한 관찰은 1950~60년대 독일계 미국인 천문학자인 발터 바데(Wilhelm Heinrich Walter Baade)와 미국인 천문학자인 할튼 아르프(Halton Arp)등의 천문학자등이 최초로 진행하였으며 해당 연구들을 통해 안드로메다 은하의 정면도 및 각 나선팔의 특성에 대해 연구하였다. 다만, 당시에는 안드로메다 은하가 일반적인 정상나선은하로 취급되었기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 불규칙한 나선팔 구조는 고려하지 않고 2개의 주요 나선팔 구조를 가지고 있는 모습일 것으로 추정하였다. 특히, 위키피디아에 자세히 서술되어 있는 발터 바데가 구상한 나선팔 구조(S1 ~ S7, N1 ~ N7)는 당시 천문학자들이 안드로메다 은하를 바라보았던 관점을 보여준다. 형태. 이러한 안드로메다 은하가 정상적인 나선 은하라는 인식은 20세기 이후 스피처 우주 망원경, 찬드라 X선 망원경, 허셜 우주 망원경, 갈렉스 자외선 망원경 등의 망원경을 사용한 관측을 통해 안드로메다 은하가 왜곡된 나선팔 구조와 원반을 가진 비정상적인 나선은하임이 밝혀지면서 사장되었다.
안드로메다 은하

처음엔 이러한 왜곡된 구조의 원인을 삼각형자리 은하, 메시에 32, 메시에 110과의 상호 작용으로 인해 촉발되었으리라고 추정되었지만 2010년대 후반에 M32p의 존재가 도입되면서 현재는 안드로메다은하의 왜곡된 나선팔은 20억년 이후로 계속된 M32p와의 상호 작용에서 대부분 초래되었다고 알려져 있다. 현재 안드로메다은하는 20억 년 전부터 발생한 M32p 또는 메시에 32와의 상호 작용으로 인해 나선팔이 일반적인 나선은하의 나선팔 구조가 아니라 부분적으로 나뉘어 있는 나선팔 구조나 원반 바깥으로 나선팔 일부가 빠져나온 구조등이 관찰되기 때문에 평균적인 막대나선은하보다는 상호작용은하의 면모가 돋보이는 막대나선은하로 알려져 있다. 약 5억년 전 메시에 32와의 충돌 과정에서 형성된 10kpc 고리 구조와 위치해 있는 고리 구조와 외곽 원반의 왜곡된 모습은 상술한 안드로메다은하의 불규칙한 나선구조를 잘 보여주는 단적인 예시이다. 성간 물질의 소모. 안드로메다 은하 내에 있는 성간 물질의 양은 M32p와의 격렬한 충돌과정에서 대부분 소모되어 우리 은하의 양에 비해 상대적으로 적으며 현재 안드로메다 은하는 1,500만 년 ~ 2,000만 년 전의 성폭발 사건 이후 별 형성 활동이 소강 상태에 머무르고 있다. 따라서 우리 은하와 비교했을 때 현재 안드로메다은하의 별 생성 속도는 우리 은하의 약 25% 정도로 낮다.
안드로메다 은하

또한, 안드로메다 은하는 국부은하군 내부의 다른 주요 은하들이 각각 명확하게 식별되는 항성 형성 구역을 1 ~ 2개 이상 가지고 있는 것과는 달리 항성이 폭발적으로 형성되는 지역은 나선팔 전체에서 손에 꼽을 만큼 적다. 예를 들어, 거의 같은 거리에 떨어져 있는 삼각형자리 은하는 상대적으로 밝은 일부 성운, 성협 구조 수 개가 은하와는 별개로 NGC 목록에 수록되었지만 안드로메다 은하는 은하 남동쪽에서 확인 가능한 밝은 OB 성협인 NGC 206을 제외하면 NGC 목록에 등재될 정도로 밝은 천체가 없다는 점에서 안드로메다은하의 별 형성 활동이나 상대적으로 젊은 항성의 형성활동이 상당히 정체된 상태라는 것을 알 수 있다. 나선팔의 측정 및 구조. 할튼 아르프와 발터 바데는 안드로메다 은하의 나선팔을 은하 핵의 중심에 위치한 S1~2, N1~2 나선팔과 원반에는 N3-S4-N5-S6-N7으로 연결되는 나선팔과 S3-N4-S5-N6-S7으로 연결되는 나선팔, 2개의 주요 나선팔로 구성되어 있을 것으로 추정하였다. 이중에서 S1~2, N1~2는 현재 팽대부 구조를, S3, N3는 팽대부 인근에 위치해 있는 각기 분리되어 있는 여러 개의 나선팔 구조를, S4-N4는 10Kpc 고리 구조, S5-N5는 왜곡된 외부 원반에 위치해 있는 나선팔들, S6-N6는 은하 원반의 최외곽에 위치해 있는 희미한 나선팔 구조로 식별되는 구조들을 나타내고 있으며 S7-N7은 S6-N6 너머에 위치해 있는 나선팔로 S7-N7의 나선팔 구조는 장노출 사진에서나마 겨우 확인할 수 있다.
안드로메다 은하

10Kpc 고리가 형성된 5억년 전의 상호 작용 이후 안드로메다 은하의 원반 구조는 1억 년이 지난 약 4억 년 전에 안정화 단계를 밟기 시작하였고 이에 따라 별 형성률도 5억 년 전과 대비해 상대적으로 낮아지게 되었다. 4억 년 전 이후 대부분의 별 형성은 5 Kpc 고리, 10 Kpc 고리, 15 Kpc 고리에 국한되어 발생하였는데, 이중에서 약 60% 이상의 항성형성활동은 10 Kpc 고리에서 발생되었음이 확인되었다. 5Kpc/15Kpc 고리의 경우 4억 년 전부터 계속해서 존재했던 10 Kpc 고리와는 달리 최대 2억 년의 나이를 가지고 있는 최근에 형성된 구조로 추정된다. 이중 5 Kpc 고리는 약 1억년 전 별 형성률이 정점에 달한 후 고리 구조가 해체되기 시작하였으며 15 Kpc 고리 구조는 약 8,000만 년 전부터 별 형성활동이 발생하기 시작하였으며 현재까지 꾸준히 증가해 오고 있다는 것이 밝혀졌다. 실제로 15 Kpc 고리 구조의 양 끝에서 명확하게 식별되는 성운 복합체 구조를 확인할 수 있다. 성운. 가장 유명한 성운은 V88이라는 이름으로도 알려진 NGC 206으로 안드로메다 은하의 전역에서 유일하게 NGC 목록에 등재된 하위 천체이다. 내부에서 확인되는 항성들의 나이가 대부분 3,000만 년 이내이기 때문에 일반적인 별구름 구조가 아니라 초거대 OB 성협으로도 간주되는데, 이 경우 OB 성협의 크기가 무려 3,000 광년에 달하게 된다. 게다가, 이 3,000 광년이라는 크기의 공간에 빽빽하게 항성들이 들어차 있기 때문에 실제로 성협이 형성될 때에는 최소 3,000 광년 이상의 거대한 성운이 형성되어 있었을 것으로 추정된다.
안드로메다 은하

현재 국부 은하군에서 가장 거대한 성운들인 대마젤란 은하의 타란툴라 성운의 크기가 최대 1,800 광년, NGC 604가 약 1,500 광년의 크기를 가지고 있다는 것을 고려하면 현재 국부은하군에서 가장 큰 성운들보다 최소 2배 이상 거대한 성운이 3,000만 년 전 ~ 1,000만 년 전의 안드로메다 은하에 존재했었다는 걸 알 수 있다. 겉보기 등급. 안드로메다 은하의 겉보기 등급은 +3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다. 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체 망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다. 예전에 안드로메다 은하가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다. OIII 성운. 2023년경 프랑스의 아마추어 천문학자인 Yann Sainty가 촬영한 사진에서 안드로메다 은하를 100여 년간 연구 했음에도 불구하고 발견하지 못했던 OIII 성운을 발견하면서 천문학계에 큰 파장을 불러왔다. 100여 년간 전혀 발견되지 않았던 성운이었기에 한국에서도 우주 먼지의 현자 타임즈같은 천문학 유튜버들을 통해 알려지게 되었다. OIII 성운의 형태.
안드로메다 은하

발견 이후 이 OIII 성운이 우리 은하 내부의 성간물질 구조라고 제안하거나 안드로메다 은하의 외부에 위치해 있는 거대한 확장 방출지역(EELR) 의 일종이라거나, 아니면 안드로메다은하의 항성 흐름(Stellar Stream)의 일종이라는 등 여러 추측들이 오고갔지만 자세한 연구가 이루어지지 않았기 때문에 확답은 얻을 수 없었다. OIII 성운의 연구. 그리고 2024년 말 논문에서 해당 성운에 대한 자세한 연구가 이루어졌다. 해당 논문에 따르면 OIII 성운의 일정 지점을 관측하고 분석한 결과, 성운의 후퇴 속도는 -40 Km/s 이상으로 측정되었는데 안드로메다 은하의 후퇴 속도가 -300 Km/s인 것과는 큰 차이가 존재한다. 또한, 관측 지점의 속도 차이가 불과 몇 Km/s밖에 되지 않는데, 만약 해당 성운이 안드로메다 은하와 같은 거리에 위치한 외부 은하의 성간매질이라면 크기가 최소 몇 만 광년은 되기 때문에 각 지점의 속도 차이가 이보다 훨씬 높게 나타나야 한다는 것이 중론이다. 따라서 해당 성운은 안드로메다 은하의 구조보다는 우리은하 내부의 성간물질 구조일 가능성이 높다고 결론내렸다. 물론, 이 OIII 성운과 같은 구조는 이때까지 단 한번도 관찰된 적이 없기 때문에 정확하게 어떤 분류에 속하는 성운인지는 확인되지 않았다. 관측 역사. 페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 "항성에 관한 책"에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름("Little Cloud")으로 표시하였다.
안드로메다 은하

망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다. 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다. M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는데 도움을 준다. 또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다. 1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다.
안드로메다 은하

안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다. 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다. M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선 성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다. 시선 속도. 태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다. 섬우주 가설. 1917년, 미국의 천문학자 히버 커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했다. 그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을 더 발견하였다. 커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 +10등급은 어둡다고 기록하였다. 이를 통해 커티스는 M31까지의 거리를 약 50만 광년(3.2×1010 AU)으로 추산할 수 있었는데, 때문에 그는 나선 성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬우주"("island universe") 가설의 지지자가 되었다. 논쟁. 1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리 은하와 나선 성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다.
안드로메다 은하

커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러 이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리 은하의 티끌 성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미한다. 에드윈 허블은 1925년에 안드로메다 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다. 은하 연구에서의 중요한 역할. M31은 가장 가까운 큰 은하(가장 가까운 은하는 아님)이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다. 그는 이들의 중원소 함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다.
안드로메다 은하

이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다.) 또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가되었다. 전파 방출. 안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. (전파천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파천문학 연구집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파지도가 만들어졌다. 2C 전파천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다. 2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다. 이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다. 옛날의 거리 측정. 안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다. 1990년대, 표준 적색거성과 적색군 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금화하는 데 이용되었다. 형성 및 역사. 2010년에 한 천문학자 연구집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.
안드로메다 은하

2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시 은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다. 안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이다. 그러한 격변적인 충돌로 안드로메다 은하의 (금속풍부)헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다. 때문에 안드로메다 은하는 이 때부터 약 1억 년 간 발광적외선은하였을 것이다. 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐지나간 적이 있다. 이 사건으로 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다. 지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이다. 이 시기에 안드로메다 은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다. 그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다. 안드로메다 은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성은하들은 서로 상호작용하고 있는데, 이러한 상호 작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다.
안드로메다 은하

M31의 중심에서 발견된 역회전("counter-rotating") 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다. 최근의 거리 추정. 안드로메다 은하까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다. 2003년의 적외선 표면밝기요동(I-SBF)과 2001년 프리드먼 등의 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2 등급/dex의 중원소함량 정정을 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×1011 ± 3.8×109 AU)이다. 2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40 kpc)이다. 2005년, 스페인 국립 연구회(CSIC)의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견을 발표하였다. M31VJ00443799+4129236으로 명명된 이 식쌍성은 두 개의 밝고 뜨거운 O형 및 B형의 청색성으로 이루어져 있다. 천문학자들은 약 3.54969일에 한 번씩 발생하는 별의 식에 관한 연구를 통해서 이들의 크기를 측정할 수 있었다. 별의 크기와 온도를 알고 있다면 이들의 절대등급을 구할 수 있다. 그리고 겉보기 등급(관측을 통해 이루어짐)과 절대 등급을 알고 있다면, 그 별까지의 거리를 측정할 수 있다. 이러한 방법을 통해 측정된 별과의 거리는 252 ± 14만 광년(1.594 ×1011 ± 8.9 × 109 AU)이며 안드로메다 은하 자체는 대략 250만 광년(1.6 × 1011 AU) 거리로 추정된다.
안드로메다 은하

이렇게 새로이 측정된 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리값과 정확히 일치한다. 안드로메다 은하는 거리 측정에 적색거성가지의 첨단부(TRGB) 기법을 사용할 수 있을 정도로 가까운데, 2005년에 이를 통해 측정된 은하까지의 거리는 256±8만 광년(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)이다. 모든 거리 측정값을 종합하면, 안드로메다 은하까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 1011 ± 7.0 × 109 AU)이다. 그리고 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 활용으로 얻을 수 있는 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다. 질량. 암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012 (또는 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리은하의 질량은 8 × 1011 이다. 이는 안드로메다 은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리 은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며, 은하의 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다. 안드로메다 은하의 총 "항성" 질량은 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011 으로 추정되는데, (즉 우리 은하의 항성질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다.
안드로메다 은하

성간매질. 안드로메다 은하의 성간매질은 중성수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109 , 수소분자 형태(가장 안쪽에서 10 킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108 , 티끌의 형태로 5.4 × 107 으로 이루어져 있다. 헤일로. 2015년에 발표된 허블 우주 망원경의 도움을 통해 진행된 연구에서는 안드로메다 은하를 감싸는 뜨거운 기체로 이루어진 거대하고 무거운 은하 헤일로를 발견하였다. 이 헤일로는 안드로메다 은하 그 자체에 있는 별의 질량의 절반을 포함하는 것으로 추정된다. 2015년 5월 7일 기준으로, 이 헤일로는 이전에 측정된 값보다 대략 여섯 배는 크며 1,000배는 무겁다. 거의 보이지 않는 이 헤일로는 주인 은하인 안드로메다 은하로부터 약 백만 광년까지 뻗어있다. 이는 우리은하까지 거리의 절반에 해당한다. 은하에 관한 모의실험들은 이 헤일로가 안드로메다 은하와 동시에 형성되었음을 시사한다. 헤일로에는 초신성을 통해 형성된, 수소 및 헬륨보다 무거운 원소들이 풍부하며 그 본질은 색등급도의 녹색협곡("Green Valley")에 위치한 은하로 예측된다.(아래 참고) 안드로메다 은하의 항성 원반에서 발생하는 초신성은 은하 바깥 공간으로 중원소를 방출한다. 안드로메다 은하의 일생동안, 중원소의 거의 절반이 초신성에 의해 만들어져 직경 20만 광년의 항성 원반 바깥으로 방출되었다. 항성 수. 안드로메다 은하는 우리 은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다.
안드로메다 은하

이들은 대개 연령이 7×109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×1010 로, 우리 은하의 광도보다 약 25% 크다. 그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다. 절대 등급. 다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면, 안드로메다 은하는 우리 은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, 즉 두 번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대 등급은 -22.21 등급 또는 그에 가깝다. 2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대 등급(청색대역)이 -20.89 등급(+0.63의 색지수를 갖고 있으므로 가시절대등급은 -21.52 등급, 참고로 우리 은하는 -20.9 등급)이다. 모든 대역에서 안드로메다 은하의 총 광도는 3.64×1010 임을 시사하였다. 항성 생성률. 우리 은하의 별 형성률이 연간 약 3~5 태양질량인데 비해, 안드로메다 은하는 연간 약 1 태양질량으로 우리 은하보다 훨씬 낮다. 우리 은하의 초신성 발생률 또한 안드로메다 은하의 값보다 두 배나 크다. 이는 안드로메다 은하가 이전에 대규모의 별의 형성 단계를 한 번 겪은 적이 있었으나 현재는 우리은하가 더 활동적인 별의 형성 단계를 겪고 있는 것에 비해서 거의 정적에 가까운 단계임을 시사한다.
안드로메다 은하

이런 상태가 계속되면 안드로메다 은하의 광도는 우리 은하의 광도에 따라잡히게 된다. 최근의 연구에 따르면 안드로메다 은하는 우리 은하처럼 은하의 색등급도에서 녹색협곡("green valley")으로 알려진, 청색구름("blue cloud")에서 적색렬("red sequence")으로의 전이 과정에 있는 은하들이 위치한 영역에 있다고 한다. 여기서 청색구름은 별의 형성 활동이 활발한 은하의 분류군, 적색렬은 별의 형성 활동이 부족한 은하의 분류군을 일컫는다. 녹색협곡 은하에서의 별의 형성 활동은 성간매질의 별형성 기체를 거의 다 소진했기 때문에 느리다. 이와 유사한 특성을 가진 은하 모의 실험에 따르면, 별의 형성은 예측되는 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌로 인해 별 형성률이 짧은 기간 동안 증가하다가 현재로부터 약 50억 년 이내에 끝날 것이라고 한다. 형태. 가시광선 대역에서의 관측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선 은하에 관한 드 보클레르-샌디지의 확장 분류 체계에서 SA(s)b형 은하로 분류된다. 그러나 2MASS 탐사에서의 자료는 안드로메다 은하의 팽대부가 상자모양의 외양을 가진다는 것을 보여주는데, 이는 은하가 실제로 우리 은하와 같은 막대나선은하이며, 안드로메다 은하의 막대가 은하의 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 암시한다. 항성 구조. 2005년에 천문학자들은 켁 망원경을 이용하여 은하에서 바깥으로 뻗어나가는 미약한 항성 구조가 실제로 주 원반 자체의 일부임을 보여주었다. 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반의 직경이 이전에 측정된 직경보다 세 배나 더 크다는 사실을 의미한다.
안드로메다 은하

이렇게 거대한 항성 원반은 은하의 직경이 22만 광년(67 kpc)이라는 증거가 된다. 안드로메다 은하의 크기에 관한 예전의 측정값은 7만 광년에서 12만 광년(21 ~ 37 kpc) 범위에 이르렀다. 지구에 대한 경사각. 은하는 지구에 대해 77˚의 경사를 가진 것으로 추정된다. 여기서 90˚의 경사각에 있는 은하는 가장자리만을 보게 된다. 은하의 단면 형상에 관한 연구에서 안드로메다 은하는 단순한 평탄한 원반이 아니라 S자로 구부러진 모양임을 보여준다. 그러한 굽힘의 이유로는 아마 안드로메다 은하 주변 위성은하와의 중력 상호작용 때문일 것이다. 삼각형자리 은하 또한 안드로메다 은하의 나선팔의 굽힘에 어느 정도 원인이 될 것으로 여겨지는데, 더 정밀한 거리 및 시선속도에 관한 연구가 필요하다. 회전 속도. 안드로메다 은하에 관한 분광학적 연구들을 통해 안드로메다 은하의 중심핵으로부터 반경 거리에 따른 회전 속도에 관한 상세한 측정이 이루어졌다. 회전 속도는 중심핵으로부터 약 1,300 광년(8,200만 AU) 지점에서 초속 약 225 킬로미터(140 mi/s)로 최대값을 가지며, 최소값은 중심핵으로부터 7,000 광년(4억 4천만 AU) 지점에서 초당 약 50 킬로미터로 추정된다. 그 이후부터 회전속도는 중심 반경 약 33,000 광년(2.1×109 AU) 지점까지 상승하여, 250 km/s(160 mi/s)에서 정점을 이룬다. 그 이상의 거리에서 속도는 점차 감소하여 반경 80,000 광년(5.1×109 AU) 지점에서는 약 200 km/s(120 mi/s)에 이른다.
안드로메다 은하

이러한 속도 측정은 중심핵에 약 6×109 이 집중되어 있음을 시사한다. 은하의 총질량은 45,000 광년(2.8×109 AU)까지 선형적으로 증가하는데, 그 이후에서는 더 완만하게 증가한다. 나선팔. 안드로메다 은하의 나선팔은 연속적인 H II 영역을 보여주는데, 발터 바데에 의해 처음으로 상세하게 연구되었다. 바데는 이를 "실에 꿰인 구슬"과 같다고 묘사하였다. 그의 연구는 꽉 감긴 것처럼 보이지만, 우리은하의 것보다는 좀 더 느슨하게 감긴 두 개의 나선팔을 보여주었다. 각 나선팔이 안드로메다 은하의 장축을 교차하는, 그러한 나선 구조에 관해 그는 다음과 같이 기술하였다.§pp1062§pp92 안드로메다 은하가 거의 가장자리만 보이기 때문에 은하의 나선 구조에 관한 연구는 어려운 편이다. 사진 상으로는 앞에서 언급한 것과 같이 시계 방향으로, 중심으로부터 대략 1,600 광년(1억 AU) 거리에서 시작하여 최소 약 13,000 광년(8억 2천만 AU)까지 뻗어 있는 독립된 두 나선팔이 감긴 정상나선은하가 보이지만, 안드로메다 은하가 단일 나선팔 구조로 되어 있거나, 길다란 필라멘트형의 양털나선 구조, 얇은 나선구조와 같은 다른 대안적인 나선 구조를 갖고 있다는 연구들이 발표되어 왔다. 나선 구조 왜곡의 원인. 나선 구조의 왜곡에 관한 가장 신빙성 있는 이유로는 위성은하인 메시에 32와 메시에 110과의 상호작용이다. 이것은 별들에 대한 중성수소 구름의 변위를 통해 확인할 수 있다. 고리 은하 형태로의 진화.