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cD은하(영어: type-cD galaxy,[1] cD-type galaxy,[2] cD galaxy[3])는 D형 거대타원은하의 하위유형으로, 거대한 별 헤일로를 가지는 은하의 한 형태분류이다.[4] 이들은 몇몇 부유은하단의 중심 근처에서 발견된다.[5] 초거대타원은하(supergiant elliptical)[6] 나 중심지배은하(central dominant)[7] 로 알려져 있기도 하다.
cD형은 D형과 같이 현재도 쓰이는 여키스 은하 분류의 두 분류 중 하나이다.[8] "cD"에서 "c"는 은하가 매우 크다는 사실, 즉 초거대(supergiant)를 의미하고, "D"는 은하가 확산되어 보인다는 사실을 의미한다.[9] "cD"의 역성어로 자주 중심지배은하(central Dominant)를 의미하는데 쓰인다.[7] cD은하는 흔히 가장 거대한 은하로 간주되고 있기도 하다.[10][11]
cD은하는 렌즈상은하(S0)나 타원은하(E#)와 유사해 보이지만, 일부는 반지름이 백만 광년을 넘는 외포층을 가지고 있는 만큼 몇배나 크다.[12] 이들은 낮은표면밝기의 거대한 외포층을 가지는 타원처럼 보인다.[13] 현재 cD은하는 은하병합의 결과로 여겨지고 있다.[14] 일부 cD은하는 다중 은하핵을 가지고 있다.[15] cD은하는 은하단의 가장 밝은 은하단 은하(BCG)로 자주 발견된다.[16] 많은 화석 은하군 은하는 cD BCG 은하와 유사하다. 이는 일부에게 화석 은하군의 형성 결과가 cD은하이고, 이후 새로운 은하단이 화석 은하군 근처에 응집한다는 가설화로 이어진다.[17] 그러나, cD은하 그 자체는 화석 은하군과는 달리 낱은하로 발견되지 않는다.[13] cD은하의 약 20%는 BCG이다.[13]
cD은하는 은하단의 중심으로 나선을 그리며 떨어지는 은하와의 병합을 통해 성장하는 것으로 여겨지고 있다. 이는 1965년 허버트 J. 루드에 의해 최초로 발표된 이론이다.[18] 이 "포식"(cannibalistic) 성장 방식의 결과로 압도적인 직경과 반지름의 cD은하가 된다.[19] 은하단에서 두번째로 가장 밝은 은하는 보통 cD은하에게 "먹히고" 있는 결과이기 때문에 덜 밝다.[20] "먹힌" 은하의 잔해는 때때로 가스와 먼지로 구성된 확산 헤일로로 보인다.[19] 이 헤일로의 크기는 최대 직경 300만 광년이다.[14] cD은하는 은하단의 12.5 비리얼 반지름 내의 총 중입자 질량에 근거해서 은하단의 질량의 1~7%를 차지하는 것으로 추정된다.[21]
동역학적 마찰
동역학적 마찰은 은하단의 중심에서의 cD은하의 형성에 관한 중요한 규칙의 역할을 하는 것으로 여겨지고 있다.[22] 이 과정은 은하단에서 큰 은하의 운동으로 인해 발생하는 뒤쪽의 흔적(배가 지나가듯이)이 작은 은하와 암흑물질을 끌어당기면서 시작된다. 이로 인한 고밀도 영역은 큰 은하의 뒤를 따라가면서 은하의 속도를 느리게 만드는 일정한 중력을 가하게 된다. 운동에너지를 상실하게 되면서, 큰 은하는 서서히 은하단의 중심방향으로 나선을 그리며 떨어진다. 그렇게 되고나면, 큰 은하의 별, 가스, 먼지, 암흑물질과 큰 은하를 뒤따르는 은하들은 앞서 움직이는 은하와 함께 동일한 운명을 맞이하게 된다.[23] 거대 또는 초거대확산 또는 타원은하는 이 응집의 결과일 것이다.[24] 병합되거나 병합 중인 은하의 중심은 cD 은하의 다중 은하핵으로서, 긴 시간동안 쉽게 알 수 있는 흔적이 남는다.[25]
cD은하는 은하단을 정의하는데 이용되기도 한다. 중심에 cD은하를 포함하는 은하단을 cD은하단이라 일컫는다.[26]
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