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안드로메다 은하

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안드로메다 은하 (M31, NGC 224)
관측 자료 (역기점 J2000)
관측 자료 (역기점 J2000)
위치
별자리 안드로메다자리
적경 00h 42m 44.3s[1]
적위 +41° 16′ 9″[1]
물리적 성질
질량 ~1.5×1012 M☉[2]
적색편이량 z = −0.001001
(마이너스는 청색편이를 의미)[1]
시선 속도 −301 ± 1 km/s[3] (태양시선속도)
거리 254 ± 11만 광년
(778 ± 33 kpc)[3][4][5][6][7](주 2)
형태 SA(s)b[1]
규모
크기 190′ × 60′[1]
항성의 수 ~1조(1012) 개[8]
지름(광년) 직경 ~22만 광년[9]
광학적 성질
겉보기등급 3.44 등급[10][11]
절대등급 −21.5 등급[5](주 4)
기타 성질
명칭 M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core),[1] CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, 보데 3, 플램스티드 58, 헤벨리우스 32, Ha 3.3, IRC +40013
메시에 천체 목록
NGC 천체 목록

안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 떨어져 있는 나선은하이다.[5] 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 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 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다.

초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만,[12] 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는,[13] 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.[8]

우리은하의 질량이 8.5 × 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 × 1012 태양질량으로 추정된다.[2] 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다.[14] 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하[15] 또는 거대 원반은하[16]를 형성할 것이다.

안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다.[17] 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 천체망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.

예전에 안드로메다가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.

관측 역사

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아이작 로버트가 1899년에 촬영한 안드로메다자리 대성운.

페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 항성에 관한 책에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다.[18][19] 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름(Little Cloud)으로 표시하였다.[19] 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다.[20] 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.[21] 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.[22] 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. 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.[23] 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다.

초거대 망원경 위의 M31.[24]

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 나선성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다.[출처 필요] 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.[25]

섬우주

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안드로메다자리에서 M31의 위치.중심부에 M32와M110이 같이 있다

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 나선성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬우주"(island universe) 가설의 지지자가 되었다.[26]

1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리은하와 나선성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부의 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리은하의 티끌성운과 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.[27] 에드윈 허블은 1925년에 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.[28]

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 중원소함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다. 이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다)[29] 또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가되었다.[30]

안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다.[31][32] (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.[33] 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.[34]

일반

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NASA의 광역 적외선 탐사선이 촬영한 안드로메다 은하.

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.[35][36]

형성 및 역사

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2010년에 한 천문학자 연구집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.[37]

2012년 연구[38]에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들의 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 상호작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다. 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 측정

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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.

갈렉스가 자외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하.

2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40 kpc)이다.[3][4]

2005년, 스페인 국립 연구회(CSIC)의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견을 발표하였다. M31VJ00443799+4129236으로 명명된 이 식쌍성은[주 1] 두 개의 밝고 뜨거운 O형 및 B형의 청색성으로 이루어져 있다. 천문학자들은 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 겉보기등급(관측을 통해 이루어짐)과 절대등급을 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.[5] 이렇게 새로이 측정된 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리값과 정확히 일치한다.

안드로메다 은하는 거리측정에 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.[6]

모든 거리 측정값을 종합하면, 안드로메다 은하까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 1011 ± 7.0 × 109 AU)이다.[주 2] 그리고 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 활용으로 얻을 수 있는 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다.

질량 및 광도 측정

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질량

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안드로메다 은하 주변의 거대한 헤일로.[39]

암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012 M☉[2](또는 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리은하의 질량은 8 × 1011 M☉이다. 이는 안드로메다 은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며,[40] 은하의 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다.[9] 안드로메다 은하의 총 항성 질량은 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011 M☉으로 추정되는데,[41][42] (즉 우리은하의 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.[43]

덧붙여 안드로메다 은하의 성간매질은 중성수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109 M☉[44], 수소분자 형태(가장 안쪽에서 10 킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108 M☉, 티끌의 형태로 5.4 × 107 M☉으로 이루어져 있다.[45]

2015년에 발표된 허블 우주 망원경의 도움을 통해 진행된 연구에서는 안드로메다 은하를 감싸는 뜨거운 기체로 이루어진 거대하고 무거운 은하헤일로를 발견하였다. 이 헤일로는 안드로메다 은하 그 자체에 있는 별의 질량의 절반을 포함하는 것으로 추정된다. 2015년 5월 7일 기준으로, 이 헤일로는 이전에 측정된 값보다 대략 여섯배는 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.[46][47][48][49][50]

광도

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안드로메다 은하는 우리은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다. 이들은 대개 연령이 7×109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×1010 L☉로,[43] 우리은하의 광도보다 약 25% 크다.[51] 그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다. 다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음,[52] 즉 두번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대등급은 -22.21 등급[주 3] 또는 그에 가깝다.[53]

2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대등급(청색대역)이 -20.89 등급(+0.63의 색지수를 갖고 있으므로 가시절대등급은 -21.52 등급[주 4], 참고로 우리은하는 -20.9 등급)이다. 모든 대역에서 안드로메다 은하의 총 광도는 3.64×1010 L☉임을 시사하였다.[54]

우리은하의 별형성률이 연간 3~5 태양질량인데 비해, 안드로메다 은하는 연간 약 1 태양질량으로 우리은하보다 훨씬 낮다. 우리은하의 초신성 발생률 또한 안드로메다 은하의 값보다 두 배나 크다.[55] 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.[51] 이런 상태가 계속되면 안드로메다 은하의 광도는 우리은하의 광도에 따라잡히게 된다.

최근의 연구에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하처럼 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 모의실험에 따르면, 별의 형성은 예측되는 안드로메다 은하와 우리은하의 충돌로 인해 별형성률이 짧은 기간 동안 증가하다가 현재로부터 약 50억 년 이내에 끝날 것이라고 한다.[56]

구조

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스피처 우주 망원경이 적외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하. 스피처 망원경은 NASA의 네 가지 위대한 우주 관측선 중 하나이다.
스피처 망원경이 24 마이크로미터 적외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하. (제공:NASA/JPL–칼텍/K. Gordon, 애리조나 대학교)
안드로메다 은하에 관한 스위프트 탐사.
은하 진화 탐사선이 촬영한 안드로메다 은하. 청백색 대역에서 두드러지게 보이는 은하의 고리들은 어리고 뜨거우며 무거운 별들의 보금자리 근처에 있다. 현재 별의 형성이 이루어지는 밀한 고치 구름 영역을 뒤따라가는 이러한 고리들에 대해 암청회색으로 보이는 차가운 티끌로 이루어진 띠가 삭막하게 보인다. 가시광선에서 봤을 때, 안드로메다 은하의 고리는 나선팔처럼 보이지만, 자외선 영역에서 보았을 때는 예전에 NASA의 스피처 우주 망원경이 적외선에서 본 것처럼 고리형에 가까운 구조가 드러난다. 천문학자들은 스피처 망원경을 통해 이러한 고리들이 안드로메다 은하가 이웃 M32와 2억 년도 더 전에 정면 충돌을 겪었음에 대한 증거로 이해하고 있다.

가시광선 대역에서의 관측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선은하에 관한 드 보클레르-샌디지의 확장 분류 체계에서 SA(s)b형 은하로 분류된다.[1] 그러나 2MASS 탐사에서의 자료는 안드로메다 은하의 팽대부가 상자모양의 외양을 가진다는 것을 보여주는데, 이는 은하가 실제로 우리은하와 같은 막대나선은하이며, 안드로메다 은하의 막대가 은하의 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 암시한다.[57]

2005년에 천문학자들은 켁 망원경을 이용하여 은하에서 바깥으로 뻗어나가는 미약한 항성 구조가 실제로 주 원반 자체의 일부임을 보여주었다.[9] 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반의 직경이 이전에 측정된 직경보다 세 배나 더 크다는 사실을 의미한다. 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.

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.[58] 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.

안드로메다 은하에 관한 분광학적 연구들을 통해 안드로메다 은하의 중심핵으로부터 반경 거리에 따른 회전속도에 관한 상세한 측정이 이루어졌다. 회전속도는 중심핵으로부터 1,300 광년(8,200만 AU) 지점에서 초당 225 킬로미터(140 mi/s)로 최대값을 가지며, 최소값은 중심핵으로부터 7,000 광년(4억 4천만 AU) 지점에서 초당 50 킬로미터로 추정된다. 그 이후부터 회전속도는 중심 반경 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. 이러한 속도 측정은 중심핵에 약 6×109 M☉이 집중되어 있음을 시사한다. 은하의 총질량은 45,000 광년(2.8×109 AU)까지 선형적으로 증가하는데, 그 이후에서는 더 완만하게 증가한다.[59]

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.[60] 각 나선팔이 안드로메다 은하의 장축을 교차하는, 그러한 나선 구조에 관해 그는 다음과 같이 기술하였다.[61]§pp1062[62]§pp92

안드로메다 은하에 관한 바데의 나선팔 관측
나선팔 (N=북쪽에서 은하의 장축과 교차, S=남쪽에서 은하의 장축과 교차) 중심으로부터의 거리 (분) (N*/S*) 중심으로부터의 거리 (kpc) (N*/S*) 각주
N1/S1 3.4/1.7 0.7/0.4 H II 영역의 OB 성협이 없는 티끌 나선팔.
N2/S2 8.0/10.0 1.7/2.1 OB 성협이 어느 정도 존재하는 티끌 나선팔.
N3/S3 25/30 5.3/6.3 N2/S2와 유사하나, H II 영역이 약간 더 많다.
N4/S4 50/47 11/9.9 수많은 OB 성협, H II 영역으로 이루어져 있으며, 티끌이 적다.
N5/S5 70/66 15/14 N4/S4와 유사하나, 훨씬 희미하다.
N6/S6 91/95 19/20 느슨한 OB 성협들이 있다. 티끌은 보이지 않는다.
N7/S7 110/116 23/24 N6/S6와 유사하나, 희미하여 눈에 띄지 않는다.

안드로메다 은하가 거의 가장자리만 보이기 때문에 은하의 나선 구조에 관한 연구는 어려운 편이다. 사진상으로는 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,[63] 길다란 필라멘트형의 양털나선 구조,[64] 얇은 나선구조[1][65]와 같은 다른 대안적인 나선 구조를 갖고 있다는 연구들이 발표되어 왔다.

나선 구조의 왜곡에 관한 가장 신빙성 있는 이유로는 위성은하인 메시에 32와 메시에 110과의 상호작용이다.[66] 이것은 별들에 대한 중성수소 구름의 변위를 통해 확인할 수 있다.[67]

1998년, 유럽우주국의 적외선 우주 관측선이 촬영한 사진에서 안드로메다 은하의 전반적인 형태가 고리 은하의 형태로 전이하고 있음을 보여주었다. 안드로메다 은하 속의 기체 및 티끌은 보통 여러 개의 겹쳐진 고리 구조를 이루는데, 그 중 특히 뚜렷한 고리 구조는 중심핵으로부터 반경 32,000 광년(2.0×109 AU) 거리에 있는 것이다.[68] 이 고리에는 일부 천문학자들을 통해 "불의 고리"(ring of fire)라는 별명이 붙여졌다.[69] 이 고리는 가시광선 영역에서 은하를 관찰했을 때 보이지 않는데, 그 이유는 고리가 주로 차가운 티끌과 수많은 별형성영역으로 이루어져 있기 때문이다.[70]

스피처 우주 망원경의 도움을 통한 이후의 연구에서는 적외선 영역에서 안드로메다 은하의 나선 구조가 중심 막대에서 시작하여 앞에서 언급한 거대한 고리 너머에서도 계속 이어지는 두 개의 나선팔로 어떻게 구성되어 보이는지를 보여준다. 그러나 이러한 나선팔들은 실제로 연속적이지 않으며 분할된 구조라고 한다.[66]

같은 스피처 우주 망원경을 이용한 안드로메다 은하의 안쪽 영역에 관한 조사 역시 작은 티끌 고리 구조를 보여주었는데, 이것은 2억 년 또는 그보다 더 이전부터 시작된 메시에 32와의 상호작용으로 인해 형성되어온 것으로 추정된다. 이에 관한 모의실험들은 작은 은하가 안드로메다 은하의 후극축(latter's polar axis)을 따라 은하 원반을 관통하였음을 보여준다. 이 충돌로 인해 메시에 32은 절반 이상의 질량을 상실하였으며 안드로메다 은하에 고리 구조가 형성되었다.[71] 무게중심으로부터 편차를 갖는 새로이 발견된 안쪽의 고리형 구조를 포함한, 안드로메다 은하에서 나타나는 길고 거대한 기체 고리의 동시 존재는 위성은하 메시에 32와 거의 정면으로 충돌했다는 수레바퀴 근접(Cartwhell encounter)의 중간형임을 암시한다.[72]

안드로메다 은하의 거대한 헤일로에 관한 연구는 은하 헤일로가 우리은하의 헤일로와 거의 같음을 보여주는데, 헤일로에 있는 별들은 일반적으로 "금속부족성"이며, 먼 거리에서 점점 더 멀어지고 있다.[40] 이것은 두 은하가 유사한 진화적 경로를 따랐음을 시사한다. 이 둘은 지난 120억 년 간 대략 100개에서 200개 사이의 저질량 은하들을 강착하여 소화하였을 것으로 여겨진다.[73] 안드로메다 은하와 우리은하의 헤일로에 있는 별들의 분포는 두 은하 사이의 거리의 대략 3분의 1까지 뻗쳐있다.

은하핵

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HST가 촬영한 이중 구조를 보여주는 안드로메다 은하의 핵. NASA/ESA 사진

안드로메다 은하의 중심부에는 밀집 성단이 위치한 것으로 알려져 있다. 대형 망원경으로 은하를 관찰할 때 무정형의 팽대부에서 보이는 항성상은 이 밀집 성단에 의한 것이다. 은하핵의 광도는 매우 밝은 구상성단의 광도보다 훨씬 크다.

1991년, 토드 R. 라우어는 허블 우주 망원경의 WFPC 카메라를 이용하여 안드로메다 은하의 내부에 있는 은하핵을 촬영하였다. 은하핵은 1.5 파섹(4.9 광년) 이내에서 두 개의 집중 분포로 나뉜다. P1으로 명명된 밝은 집중 분포는 은하의 중심으로부터 편중되어 있다. 그보다 어두운 집중 분포 P2는 은하의 진중심과 맞아 떨어지며, 1993년에 3~5×107 M☉으로,[74] 2005년에는 1.1~2.3×108 M☉[75]으로 측정된 초대질량 블랙홀을 포함하고 있다. 그 주변 물질의 속도분산은 ≈ 160 km/s로 측정되었다.[76]

관측된 이중 은하핵에 관해 스코트 트레마인은 P1의 실체가 항성 원반이라면 중심 블랙홀 주변을 편심 궤도로 돌고 있을 것이라고 설명하였다.[77] (큰)궤도 이심률이 궤도 원점에서 궤도운동을 하는 별들을 오래 머물게 만들면서 그 지점에서 수많은 별들의 집중 분포가 형성된다. P2 또한 분광형 A형의 뜨거운 별들로 이루어진 밀집 원반을 갖고 있다. A형 별은 적색형 필터에서 눈에 띄지 않지만, 청색 및 자외선 필터에서는 이들이 은하핵에서 가장 눈에 띄기 때문에 P1보다 P2가 더 뚜렷하게 보이게 된다.[78]

발견 초기에 이중 은하핵의 밝은 부분이 안드로메다 은하에 의해 "잡아먹힌" 작은 은하의 잔재일 것이라고 가설화되었으나,[79] 현재는 더 이상 신빙성 있는 설명으로 간주되지 않는다. 그 이유는 그러한 은하핵이 중심 블랙홀에 의한 조석 파괴로 인해 극도로 짧은 수명을 갖기 때문이다. 이것은 P1이 P1 자체를 안정화 시킬 수 있는 자체의 블랙홀을 가지고 있음으로써 부분적으로 해결할 수 있지만, P1 속의 별의 분포는 그 중심에 블랙홀이 없음을 암시한다.[77]

그 밖의 광원

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고에너지 엑스선 및 자외선 영역에서 본 안드로메다 은하.(2016년 1월 5일)

1968년까지, 겉보기에 안드로메다 은하로부터 탐지된 엑스선은 없었다.[80] 1970년 10월 20일, 안드로메다 은하에서 오는 경엑스선을 관측할 수 있는 기구를 탑재한 풍선 비행이 이루어졌다.[81]

ESA의 XMM-뉴턴 우주 망원경을 통해 안드로메다 은하에서 다중 엑스선 광원이 관측되어 왔다. 이에 관해 로빈 바너드 등은 이들이 블랙홀 또는 중성자별 후보일 것이라고 주장하였다. 이들은 유입 기체를 수백만 켈빈으로 가열하여 엑스선을 방출하게 만든다. 중성자별의 스펙트럼은 블랙홀로 추정되는 것과 동일하지만, 추정 질량을 통해 구분할 수 있다.[82]

안드로메다 은하에 속박된 구상성단으로, 460여개의 구상성단이 있다.[83] 이들 중 가장 무거운 성단은 일 구상성단(Globular One)으로 명명된 메이올 II로 확인되었는데, 국부은하군에 있는 은하의 구상성단 중에서 가장 밝다.[84] 성단은 수백만 개의 별들을 포함하며, 우리은하에서 가장 밝은 구상성단인 센타우루스자리 오메가의 밝기의 두 배에 해당한다. 일 구상성단(또는 G1)은 수백만 개의 항성 개체를 갖고 있는 만큼 평범한 구상성단에 비해 매우 무겁다. 그 때문에, 일부는 G1을 먼 과거에 안드로메다 은하에 흡수된 왜소은하의 핵으로 간주하기도 한다.[85] 가장 큰 표면밝기를 가진 구상성단은 안드로메다 은하의 남서부 나선팔의 동부 중간에 위치한 G76이다.[19] 037-B327으로 명명된 또다른 무거운 구상성단이 2006년에 발견되었는데, 이 성단은 안드로메다 은하의 성간티끌로 인해 크게 적색화 되었는데, G1보다 더욱 무거울 것으로 여겨지며, 따라서 국부은하군에서 가장 거대한 성단으로 여겨졌다.[86] 그러나 다른 연구에 따르면 이 성단이 실제로 G1의 물리량과 비슷하다고 한다.[87]

안드로메다 은하 속의 성단.[88]

안드로메다 은하의 구상성단은 그 자체가 은하의 연령만큼 늙은 성단부터 수백만 년에서 50억 년 사이의 연령대의 매우 어린 항성계까지 다양한데, 상대적으로 작은 연령 분산(범위)을 보이는 우리은하의 구상성단에 비해 훨씬 큰 연령 범위를 갖고 있다.[89]

2005년에는 천문학자들이 안드로메다 은하에서 전적으로 새로운 유형의 성단을 발견하였다. 새로이 발견된 성단은 수십만 개의 별들을 포함하고 있는데, 구상성단에서 볼 수 있는 별들의 수와 비슷하다. 구상성단과 차이를 보이는 점은, 이것이 폭 수백 광년으로 구상성단보다 훨씬 크며 그에 따라 밀도가 구상성단보다 수백 배나 작다는 것이다. 따라서 별들 사이의 거리는 구상성단의 경우보다 이들의 경우가 훨씬 크다.[90]

2012년에는 작은 블랙홀이 전파 폭발을 일으키는 미세퀘이사(microquasar)가 안드로메다 은하에서 발견되었다. 원형 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하며 질량이 약 10 M☉이다. ESA의 XMM-뉴턴 탐사선을 통해 얻은 자료를 통홰 발견되었으며, NASA의 스위프트 및 찬드라, 초거대배열, 초장기선배열을 통해 자주 관측되는 이 미세퀘이사는 안드로메다 은하에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이며, 우리은하 외부에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이기도 하다.[91]

위성은하

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 이 부분의 본문은 안드로메다 은하의 위성은하 목록입니다.

안드로메다 은하는 우리은하처럼 위성은하를 가지고 있는데, 14개의 왜소은하가 안드로메다 은하의 위성은하인 것으로 알려져 있다. 가장 유명하고 손쉽게 관측되는 위성은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 M31(안드로메다 은하)와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서 폭발적인 별의 형성이 일어났던 더 큰 은하였을 것으로 여겨진다.[92]

M110 또한 M31과 상호작용하는 것으로 보이는데, 천문학자들은 M31의 헤일로에서 금속풍부성으로 이루어진 성류를 발견하였다. 이것은 위성은하의 박리로 인해 형성된 것으로 여겨진다.[93] M110은 먼지대를 포함하고 있는데, 이는 최근에 별의 형성이 있었거나 현재 그것이 계속 진행되고 있음을 시사한다.[94]

2006년에는 아홉개의 은하가 각각의 상호작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다.[95]

우리은하와의 충돌

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 이 부분의 본문은 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌입니다.

안드로메다 은하는 초당 약 110 킬로미터(68 mi/s)의 속도로 우리은하에 가까워지고 있다.이 현상과 속도가 지속된다면, 40억년 후에는 100%충돌될것으로 보인다. [96] 태양에 대한 접근 속도는 초당 약 300 킬로미터(190 mi/s)로 측정되어 왔는데,[1] 이는 태양이 우리은하의 중심을 약 225 km/s의 속도로 공전하고 있기 때문이다. 그러한 접근 속도로 인해 안드로메다 은하는 관측되는 은하 중 몇 안되는 청색편이 은하이다. 우리은하에 대해 예측되는 안드로메다 은하의 접선속도는 접근 속도보다 훨씬 작기 때문에 우리은하와 안드로메다 은하는 약 40억 년 후에 거의 정면으로 충돌할 것으로 예측된다. 충돌에 따른 결과로 두 은하는 병합하여 하나의 거대타원은하[97] 또는 거대한 원반은하[16]가 될 것이다. 이러한 사건은 은하군의 은하 중에서 흔한 편이다. 두 은하의 충돌로 인한 지구와 태양계의 운명은 현재 확실하지 않다. 두 은하가 병합하기 전에 태양계가 우리은하에서 방출되거나 안드로메다 은하에 편입될 것이라는 낮은 가능성도 있다.[98]

같이 보기

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각주

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내용주

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  1. ↑ J00443799+4129236은 천구좌표계에서 적경 00h 44m 37.99s, 적위 +41° 29′ 23.6″에 위치한다.
  2. ↑ 평균거리 (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 2 = 778 ± 33.
  3. ↑ 청색절대등급 −21.58 (해당 주석 참고) – 색지수 0.63 = 가시절대등급 −22.21
  4. ↑ 청색절대등급 −20.89 – 색지수 0.63 = −21.52

참조주

[편집]
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