1. 초기 가까운 만남 :
두 은하가 서로 접근함에 따라 그들의 중력 상호 작용은 서로의 구조에 영향을 미치기 시작합니다. 가스 구름은 한 은하에서 다른 은하로 당기기 시작할 수 있습니다. 이것은 만남 동안 생성 된 조력 꼬리를 따라 별 형성의 버스트를 유발할 수 있습니다.
2. 가스 압축 및 스타 버스트 :
은하가 계속 가까워지면서 두 은하의 가스 구름이 충돌하여 압축을 일으 킵니다. 이 압축은 은하 내에서 개선 된 별 형성 영역으로 이어져 새로운 별이 형성됩니다.
3. 중력 상호 작용 및 병합 :
두 은하 사이의 중력 상호 작용은 모양과 구조의 왜곡으로 이어질 수 있습니다. 은하계의 가스, 별 및 암흑 물질은 재분배 및 섞일 수 있습니다. 시간이 지남에 따라 은하는 단일의 더 큰 은하로 합쳐 지거나 복잡한 구조를 형성 할 수 있습니다.
4. 조력 파괴와 형성 :
충돌하는 동안 강한 중력 세력은 두 은하 모두에서 조력 중단을 유발할 수 있습니다. 별은 원래의 궤도에서 꺼내어 은하의 본체에서 멀리 떨어진 별 흐름과 조석 꼬리가 형성 될 수 있습니다.
5. 초대형 블랙홀 :
두 은하 모두 중심에 대기적인 블랙홀이 있으면 서로 상호 작용할 수도 있습니다. 합병의 경우, 두 개의 블랙홀은 이진 시스템을 형성하거나 결국 더 큰 블랙홀로 합쳐질 수 있습니다.
6. 형태 학적 변형 :
충돌은 은하의 형태에 중대한 변화를 가져올 수 있습니다. 결과적인 은하는 충돌의 세부 사항에 따라 타원형, 렌즈형 또는 불규칙한 형태와 같은 독특한 모양을 가질 수 있습니다.
7. 별의 만남과 중력 산란 :
충돌하는 동안 한 은하의 별은 다른 은하에서 별을 만나게 될 수 있습니다. 가까운 별의 만남은 별의 궤적, 속도 및 에너지를 변화시킬 수있는 중력 상호 작용으로 이어질 수 있습니다.
8. 합병 잔재 :
충돌 및 병합 프로세스 후, 최종 결과는 원래 두 은하의 질량과 특성을 결합한 새롭고 더 큰 은하 일 수 있습니다. 합병 잔재의 구조, 역학 및 별 형성 기록은 충돌의 특정 세부 사항에 달려 있습니다.
은하 충돌은 복잡한 사건이며, 정확한 결과는 수많은 요인에 의해 영향을받을 수 있습니다. 은하와 시뮬레이션 병합의 관찰은 그러한 충돌과 관련된 과정과 우주 시대에 걸친 은하의 진화를 이해하는 데 중요한 역할을합니다.
