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안드로메다 은하

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안드로메다 은하
밝게 찍은 안드로메다 은하.
밝게 찍은 안드로메다 은하.
위치
별자리 안드로메다자리
적경 00h 42m 44.3s[1]
적위 +41° 16′ 09″[1]
은하좌표 121.1743 -21.5728
물리적 성질
질량 1.23 × 10 12 M☉
시선 속도 −301 ± 1 km/s[2]
거리 254만 ± 6만 광년 (77.8만 ± 1.7만 파섹)[2][3][4][5]
형태 SA(s)b[1]
규모
크기 190′ × 60′[1]
지름(광년) 150,000
광학적 성질
색지수 0
겉보기등급 +4.4[1]
절대등급 −20.0[6]
기타 성질
위성 은하 수 36
명칭 M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core)[1], LEDA 2557
메시에 천체 목록
NGC 천체 목록

좌표: 하늘 지도 00h 42.44m 30s, +41° 16′ 10″

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안드로메다자리의 모습.
자외선 파장대에서의 안드로메다 은하 모습.
아이작 로버트가 찍은 "안드로메다 대성운"의 모습.

안드로메다 은하(~銀河, 영어: Andromeda Galaxy, M31, NGC 224)는 우리 은하와 함께 국부 은하군을 이루는 나선은하이다. 나선은하 Sb형으로 우리 은하와 흡사한 점이 많다. 안시등급이 3~5등으로 눈으로 보면 희미하게 보인다. 안드로메다 은하와 우리 은하는 1시간에 40만 킬로미터씩 가까워지고 있다. 약 37억 5천만 년 뒤에는 안드로메다 은하와 우리 은하가 부딪칠 것으로 예상된다. 일부 출판물에서는 안드로메다 대 성운이라고 하지만 우리 은하가 포함된 국부 은하군의 최대급 은하로 성운은 잘못된 표기이다. 안드로메다자리 방향으로 약 250만 광년(약 780 kpc) 거리에 있는, 우리 은하에서 가장 가까운 나선은하이다. 안드로메다 은하의 이웃 은하는 2-3개인데, 하나는 타원 은하 M32이고, 또 하나는 타원 은하 M110이다. 질량은 각각 M32는 안드로메다 은하 질량의 1/100이고, M110은 안드로메다 은하 질량의 1/40이다. 지구에서 250만 광년 떨어져 있다. [4][7]

안드로메다는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하와 약 30개의 다른 작은 은하계들로 구성된 국부은하군 중 가장 크다. 안드로메다 은하에는 우리 은하보다 더 많은 별이 있으며, 광도(光度)도 우리 은하의 두 배로 추정된다. 하지만 질량은 우리 은하의 80% 정도이며 그 질량은 약 1.23 × 10 12 M☉으로, 우리 은하에 비해 약간 낮은데, 이는 우리 은하가 암흑 물질을 더 많이 가지고 있어서이다. [8] 중심부에도 우리은하보다 더 큰 질량의 초거대 블랙홀이 존재하지만 왜 우리 은하에 더 많은 암흑물질이 존재하는지는 아직 알려지지 않았다.

안드로메다 은하는 광해가 없는 어두운 곳이라면 밤에 맨 눈으로도 볼 수 있다. 전체 각지름은 보름달의 일곱 배에 이를 정도로 크지만, 중심부만 맨 눈으로 관측이 가능하다.[9]그리고 미항공우주국(NASA)은 공식 홈페이지를 통해 안드로메나 은하에서 26개 블랙홀이 발견됐다고 발표했다.[1]

관측 역사

이미 964년에 페르시아 제국의 천문학자인 알 수피가 안드로메다 은하를 보고 '작은 구름'으로 묘사한 바 있다. 이 후 1612년 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 망원경으로 처음 관측했는데, 1764년 메시에가 이 천체를 M31로 분류하면서, 발견자를 시몬 마리우스로 잘못 기술하였다.

1885년 안드로메다 은하에서 초신성이 발견되었으며, 1887년 Isaac Roberts가 처음으로 사진을 찍었다. 1912년 베스토 슬라이퍼가 시선방향 속도를 측정해서, 안드로메다 은하가 우리로부터 초당 300킬로미터로 가까워진다는 사실을 밝혀냈다.

윌리엄 휴긴스가 1885년 관측 중에 안드로메다 은하에서 폭발한 초신성을 발견하였다. 그 초신성은 안드로메다자리 S로 명명되었으며, 최초의 외부 은하에서 폭발한 초신성이다. M31은 비교적 가까운 은하였으며, 밝기는 +6.0등급으로 눈으로 볼 수 있을 정도였다.

아이작 로버트가 1887년에 안드로메다 은하를 "안드로메다 대성운"(Great Andromeda Nebula)로 이름짓고, 서섹스 천문 관측소에서 사진을 찍었다. 찍은 사진에는 나선 구조가 거의 명확하게 보였다. 그러나, 이 은하는 나선팔이 우리 은하에 비해 거의 붙어 있었다. 이 은하는 늙어가는 나선 은하로 추측하였고, 행성이 존재하는 항성이 없을 것으로 추측하였다.

로웰 천문 관측소에서는 시선속도를 측정하여, 태양으로 1초당 300킬로미터(186마일)씩 가까워진다는 사실을 알아냈고, 이 은하는 적색 편이(偏移)가 아닌 청색 편이를 띠는 성질을 밝혔다. 청색 편이란, 스펙트럼이 청색 쪽으로 기우는 것으로 이는 가까워지고 있다는 것을 말한다.

우주의 섬

1917년, 안드로메다 은하에서 신성이 발견되었고, 총 11개의 신성이 발견되었다. 모두 우리 은하의 외부에 위치한 10 등급 이상의 신성이었다. 거리는 모두 50만 광년으로 추정된다. 그래서 안드로메다 은하는 독립된 나선 은하인 동시에 "우주의 섬"으로 불린다.[10]

1920년, 우리 은하는 안드로메다 은하와 거의 형태가 같은 나선 은하임이 밝혀졌다. 그는 안드로메다 은하를 도플러 효과를 이용하여 발견하였으며, "대 안드로메다 성운"(Great Andromeda Nebula, M31)로 불렀다. 1922년에 에른스트 오피크가 안드로메다 은하의 거리를 최초로 측정하였다. 측정 거리는 450 킬로파섹이었다.[11]

1925년, 에드윈 허블이 세페우스자리의 유명한 변광성인 세페이드 변광성을 관측하였다. 지금은 허블 우주 망원경을 이용하여 안드로메다 은하에 위치한 세페이드 변광성을 더 많이 관측할 수 있다. 그리고 이 은하는 은하군을 이루지 않는 독립적인 것 중에서 가장 큰 은하이다.[12]

이 은하의 형태는 현재 은하 형태 분류의 시초가 되었다. 1943년, 안드로메다 은하에서 별이 미미하지만 형성된다는 것을 발견하였다. 이 은하 역시 중원소들이 풍부하며, 별은 1년에 1개 정도 생성되고, 암흑 물질을 가지고 있는 것으로 알려졌다. 생성 별의 중원소함량 타입은 항성종족 I 또는 항성종족 II이다.[13]

이 은하는 또한 약한 전파를 발산하기도 한다. 그래서 케임브리지 천문 관측소의 항성목록인 케임브리지 전파원 목록 2에 56번으로 등록되었다. 그래서 2C 56으로 불리기도 한다.

잘 알려진 정보

우리 은하와 안드로메다 은하는 서로 1초에 140-160 킬로미터씩 가까워지고 있다. 그러므로 이 은하는 청색 편이를 띤다. 태양 나이가 70억 년쯤 되었을 때 두 은하가 충돌할 것이다. 그러면 안드로메다 은하와 우리 은하가 합쳐져서 더 큰 거대 타원 은하가 된다.[14][15]

1953년, 안드로메다 은하의 위성 은하 두 개가 발견되었으며, 각각 M32, M110으로 명명되었다. 1990년, 세페이드 변광성을 이용하여 또 다른 위성 은하 두 개가 발견되었다. 가장 정확한 안드로메다 은하의 거리는 290만 광년이다.

M 31의 거리 측정

현재 4 가지의 방법으로 안드로메다 은하의 거리를 측정하고 있다. 2003 년, 적외선을 사용한 안드로메다 은하의 표면 변동을 사용하여 측정한 거리는 약 257만 ± 6만 광년(78.7만 ± 1.8만 파섹)이었다. 2004 년, 세페이드 변광성을 이용한 안드로메다 은하의 거리는 251만 ± 13만 광년(77만 ± 4만 파섹)이다.[16][2]

2005 년, 천문학자 이그나시 리버스(CSIC, IEEC)와 그의 동료로 구성된 한 단체가 안드로메다 은하에 있는 일식 작용활동을 하는 이중성을 발견하였다. 이중성 M31V J00443799+4129236 은 약 3.54969일을 주기로 일식 작용활동을 하며, 분광형은 O형과 B형이다. 이리하여 안드로메다 은하의 거리를 구할 수 있었으며, 그 측정 거리는 252만 ± 14만 광년(77만 ± 4만 파섹)이다. 이것은 세페이드 변광성을 이용하여 측정한 거리와 거의 같다.

2005 년, 다시 안드로메다 은하의 거리를 측정하였다. 이번에는 점근거성가지(漸近巨星가지)를 이용하여 측정하였으며, 그 거리는 256만 ± 8만 광년(78.5만 ± 2.5만) 파섹이었다. 다시 측정한 결과 거리는 254만 ± 6만 광년(77.8만 ± 1.7만 파섹)이었다. 이 거리는 지금까지 측정한 거리 중 가장 정확한 값이다.[4]

M 31의 질량 측정

안드로메다 은하의 질량은 1.3×10^12M☉ ~ 1.9×10^12M☉(=(1.6±0.3)×10^12M☉) 이며, 이는 우리 은하의 80% 정도이다. 안드로메다 은하와 우리 은하와의 질량의 차이가 나는 것은 암흑 물질의 양에 따라 달라진다. 안드로메다 은하는 우리 은하보다 5만 광년 더 크다. 즉, 크기(지름)는 15만 광년이다.

그리고 안드로메다 은하의 항성 수는 우리 은하의 항성 수보다 훨씬 많다고 추정되며, 그리고 1년에 생성되는 항성 수도 우리 은하보다 적을 것으로 추정된다. 우리 은하는 연간 3~4개의 별을 생산하며, 안드로메다 은하는 연간 1~2개의 별을 생산한다. 나선 은하에서 생성하는 별의 수가 적을 수록 점점 늙어가고 있다는 것을 의미한다.

은하의 구조

안드로메다 은하를 적외선 영역으로 찍은 사진.
스피처 우주 망원경이 찍은 안드로메다 은하.

안드로메다 은하는 Sb형의 정상 나선 은하(Normality Spiral Galaxy)이다.[1][17]

그리고 나선 팔과 나선 팔의 사이는 약 1,600 광년 정도의 공간이 있으며, 나선 팔과 은하핵 사이에는 약 1,300 광년 정도의 공간이 있다고 추정된다. 이 은하는 차츰 차츰 늙어 가서 나중에 나선팔의 흔적만이 남아 있거나, 또는 '붉은 나선 은하(Red Spiral Galaxy)'의 형태를 띠거나, 그리고 나선팔이 아예 안 보여서 타원은하로 진화할 가능성이 크다.

2005년, 천문학자들이 켁 망원경을 사용하여 안드로메다 은하의 디스크 원반을 촬영하였다. 이 나선 디스크 원반은 대략 안드로메다 은하의 지름과 같다. 이때 극대 모형의 경우에는 220,000 광년(67,000 파섹) 이다. 이전에는, 안드로메다 은하의 지름이 70,000 ~ 120,000 광년으로 측정되었다고 한다.

이 은하는 지구 방향으로 77˚ 정도 기울어져 있다. (실제로 각은 90˚이며, 이것은 옆으로의 기울어짐이다. 앞으로의 기울어짐은 77˚이다.) 이리하여 안드로메다 은하의 나선팔 형태는 S자 형태를 띠는 것으로 조사되었다. 그리고 안드로메다 은하의 강한 중력에 따라 안드로메다 은하의 중력에 속박된 위성 은하 존재의 가능성이 제기되었다. 이리하여 위성 은하의 존재 가설이 확정되었는지 확인하기 위해 위성 은하 관측이 시작되었다.

M31

안드로메다 은하의 스펙트럼은 중심부만 나타난다. 스펙트럼에 따르면, 안드로메다 은하의 자전 속도는 초속 225 킬로미터 (초속 140 마일) 이며 이것의 공전 거리/자전 거리는 1,300 광년(82,000,000 천문 단위), 최소 중심핵 부근의 공전 거리는 7,000 광년 (440,000,000 천문 단위) 에 달한다. 중심핵 부근에서는 초속 50 킬로미터의 속도로 공전한다 (초속 31 마일). 이렇게 되면 공전 거리는 33,000 광년에 이르며(2,100,000,000 천문 단위), 최대 초속 250 킬로미터의 속도로 자전(중심핵), 공전(중심핵 부근 지역)한다 (초속 160 마일). 그리고 부근 지역의 또 다른 부근 지역(느린 부분)을 포함하면 공전 속도는 평균 초속 250 킬로미터에 달하며 (초속 120 마일) 공전 거리는 88,000 광년(5,100,000,000 AU)에 달한다. 중심핵 부근에 위치한 초대질량 블랙홀의 질량은 대략 6×10^9 M☉일 것으로 추정된다. 이것은 총 질량으로 블랙홀 부근 공전 거리가 33,000 광년인 곳까지에 해당되는 질량이다.

M 31 은하의 위성 은하

M 32.
NGC 147.
NGC 185.

안드로메다 은하는 우리 은하보다 위성 은하가 하나 더 많으며, 안드로메다 은하와 가장 가까운 위성 은하는 M32와 M110을 꼽을 수 있다. M32는 M31다음에 오는 천체로, 거리는 260만 광년이다. M110은 메시에 천체 목록의 맨 마지막 천체로, 거리는 251만 광년이다.[18]

M110은 위성 은하 중에서 가장 밝고, 위성 은하 중에서도 큰 편이다.[19] M110은 보통의 타원은하와 달리 왜소타원은하에 속하며, 보통의 타원은하와 달리 크기도 작은 편이다.

2006년에는 11개의 위성 은하가 더 발견 되어 현재 안드로메다 은하의 위성 은하는 15개로 불어났다. 우리 은하는 14개이다.[20]

메시에 목록에 올라와 있는 위성 은하

메시에 32

M32는 타입이 cE2이며, E0보다 조금 납작하게 된 편이다. 거리는 265만 ± 10만 광년이며, 밝기는 +9.0이다. 1749년에 기욤 르 장띠(Guillaume Le Gentil)가 발견하였다. 시직경은 8.7× 6.5분으로 크기는 약 6,500광년으로 작은 편이다. 후퇴 속도는 -200±6km/s이다. 대부분의 타원 은하와 마찬가지로, 가스나 먼지가 없는, 늙은 붉고 노란 별들로 이루어져있다.

M32의 생성과정은 일반적인 은하 생성 모델로는 설명하기 어렵다. 최근 시뮬레이션 결과에 따르면, M31의 강력한 조석력에 의해 나선 은하에서 타원 은하로 변하였다는 주장이 있다.

메시에 110

M110은 타입이 E5 pec이며, E3보다 납작한 편이다. 거리는 269만 ± 9만 광년이며, 밝기는 +8.9이다. 1773년에 샤를 메시에(Charles Messier)가 발견하였다. M110은 국부은하군에 속하며, 안드로메다 은하의 가장 밝은 위성 은하이다. 메시에 목록의 가장 마지막 번호를 부여했다.

NGC 목록에 올라와 있는 위성 은하

NGC 147

NGC 147은 타입이 dSph/dE5이며, 왜소 특이 회전 나선 은하에 속한다. 거리는 267만 ± 18만 광년이며, 밝기는 +10.5이다. 1829년에 존 허셜(John Herschel)이 발견하였다. 1829년 당시 측정한 거리는 267만 ± 18만 광년이었다. 그러나 점근거성가지를 이용하여 측정한 거리는 253만 ± 11만 광년이다.

NGC 185

NGC 185는 타입이 dSph/dE3이며, 왜소 특이 회전 나선 은하에 속한다. 거리는 208만 ± 15만 광년이며, 밝기는 +10.1이다. 1787년에 윌리엄 허셜(William Herschel)이 발견하였다. 1787년 당시 측정한 거리는 208만 ± 15만 광년이었다. 점근 거성 가지를 이용하여 측정한 거리는 205만 ± 13만 광년이다.

국부 은하군과 안드로메다 은하, 우리 은하

또한 안드로메다 은하는 국부 은하군에 속해 있다. 국부 은하군에서 가장 큰 은하이며, 우리 은하는 안드로메다 은하 다음으로 크다. 그런데, 우리 은하의 공전 속도는 91만 km/year로 79만 km/year보다 15만 km/year 더 빨라졌다. 이는 우리 은하가 안드로메다 은하의 동생뻘 정도 된다는 말을 송두리째 뒤엎는 측정이다.

우리 은하와의 충돌 예상

 이 부분의 본문은 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌입니다.

대부분의 은하가 우리 은하로부터 멀어져 가고 있지만, 국부 은하군 중 가장 큰 은하인 안드로메다은하는 초속 120킬로미터의 속도로 우리 은하를 향해 접근하고 있다.[21] 약 24억 년 후 안드로메다와 우리 은하는 충돌할 것이며, 조석력이 양측 은하의 나선팔 모양을 거대한 조석 꼬리 형태로 바꾸어 놓을 것이다. 천문학자들은 이와 같은 쌍방의 형태 변화가 일어날 때 우리 태양계가 우리 은하의 중력권에서 탈출할 가능성이 12퍼센트이며, 안드로메다은하의 중력권에 편입될 가능성이 3퍼센트라고 보고 있다.[21] 만약 두 은하의 초대질량 블랙홀이 합쳐질 경우, 태양계가 은하계를 이탈할 가능성은 30퍼센트까지 상승한다.

같이 보기

주석

  1. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 “NASA/IPAC Extragalactic Database”. 2006년 11월 1일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 다 Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. “Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations”. 《Astrophysical Journal》 583 (2). doi:10.1086/345430. 
  3. ↑ I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward. “First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy”. 《Astrophysical Journal》 635. doi:10.1086/499161. 
  4. ↑ 가 나 다 McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. “Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 356 (4). doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.  인용 오류: 잘못된 <ref> 태그; "McConnachieetal2005"이 다른 콘텐츠로 여러 번 정의되었습니다
  5. ↑ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. “Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations”. 《Astrophysical Journal》 583 (2). doi:10.1086/345430. 
  6. ↑ Apparent Magnitude of 4.36 - distance modulus of 24.4 = −20.0
  7. ↑ distance × tan( diameter_angle = 190′ ) = 141 ± 3 kly diameter
  8. ↑ average(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 4) = 778 ± 17
  9. ↑ J00443799+4129236 is at celestial coordinates R.A. 00h 44m 37.99s, Dec. +41° 29′ 23.6″.
  10. ↑ Heber D. Curtis. “Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory”. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 100. doi:10.1086/132128.  다음 글자 무시됨: ‘http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100....6C ’ (도움말);
  11. ↑ Ernst, Öpik. “An estimate of the distance of the Andromeda Nebula”. 《Astrophysical Journal》 55. doi:10.1086/142680. 
  12. ↑ E. P. Hubble. “A spiral nebula as a stellar system, Messier 31”. 《Astrophysical JournalEngl》 69. doi:10.1086/143167. 
  13. ↑ John R., Gribbin. 《The Birth of Time: How Astronomers Measure the Age of the Universe》. Yale University Press. ISBN 0300089147. 
  14. ↑ Stephen, Holland. “The Distance to the M31 Globular Cluster System”. 《The Astronomical Journal》 115 (5). doi:10.1086/300348. 
  15. ↑ Stanek, K.Z., Garnavich, P.M. “Distance to M31 With the HST and Hipparcos Red Clump Stars”. 《Astrophysical Journal Letters》 503. 
  16. ↑ I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Hutchmeier, D. I. Makarov. “A Catalog of Neighboring Galaxies”. 《Astronomical Journal》 127. doi:10.1086/382905. 
  17. ↑ V. C. Rubin, W. K. J. Ford. “Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission”. 《Astrophysical Journal》 159. doi:10.1086/150317. 
  18. ↑ K. Bekki, W.J. Couch, M.J. Drinkwater, M.D. Gregg. “A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral?”. 《Astrophysical Journal》 557 (1). doi:10.1086/323075. 
  19. ↑ R. Ibata, M. Irwin, G. Lewis, A.M. Ferguson, N. Tanvir. “A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31”. 《Nature》 412 (6842). doi:10.1038/35083506. 
  20. ↑ A. Koch and E.K. Grebel. “The Anisotropic Distribution of M 31 Satellite Galaxies: A Polar Great Plane of Early-Type Companions”. 《Astronomical Journal》 131 (3). doi:10.1086/499534. 
  21. ↑ 가 나 Fraser Cain. “우리 은하가 안드로메다은하와 충돌할 경우, 태양에는 어떤 일이 생길까?(When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?)”. 

바깥 고리

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