좌표: 00h 42m 44.3s, +41° 16' 9
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안드로메다 은하

Andromeda Galaxy
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안드로메다 은하
안드로메다 은하의 가시광선 이미지입니다. 메시에 32는 은하핵의 왼쪽에 있고 메시에 110은 오른쪽 하단에 있습니다.
관측자료(J2000 epoch)
발음/ænˈdrɒmɪdə/
별자리안드로메다
적승00h 42m 44.3s[1]
데클로네이션+41° 16' [1]9
적색편이z = -0.001004 (minus 기호는 파란색 이동을 나타냅니다)
태양 중심 반지름 속도-301 ± 1km/s
거리765 kpc (2.50 Mly)[3]
겉보기크기 (V)3.44[4][5]
절대규모 (V)−21.5[a][6]
특성.
유형SA(s)b[1]
덩어리(1.5±0.5)x1012[7] M☉
별의 수~1조(1012)[10]
크기46.56kpc(152,000ly)
(직경; 25.0 mag/arcsec2 B 밴드 등광선)[1][8][b]
겉보기크기 (V)3.167°x1°
기타지명
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, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

안드로메다 은하는 막대 나선 은하이며 은하수에 가장 가까운 주요 은하입니다. 이 성운은 원래 안드로메다 성운으로 명명되었으며 메시에 31, M31, NGC 224로 분류되어 있습니다. 안드로메다의 지름은 약 46.56 킬로파섹(152,000 광년)[8]이며 지구로부터 약 765 kpc(250만 광년) 떨어져 있습니다. 이 은하의 이름은 그것이 나타나는 지구의 하늘의 영역인 안드로메다 별자리에서 유래되었는데, 안드로메다 별자리는 그리스 신화에서 페르세우스의 아내였던 공주의 이름을 따서 지어졌습니다.[8]

안드로메다 은하의 바이러스 질량은 1조 태양질량(2.0×10kg42)으로 우리 은하와 같은 크기입니다. 두 은하의 질량은 정확하게 추정하기 어렵지만 안드로메다 은하는 은하보다 25%에서 50%[11] 정도의 차이로 더 질량이 크다고 오랫동안 생각되어 왔습니다. 안드로메다 은하의[11] 질량이 더 낮을 가능성이 있고 은하의 질량이 더 높을 가능성이 있다는 21세기 초의 연구들에 의해 이것은 의문시되어 왔습니다.[12][13] 안드로메다 은하의 지름은 약 46.56 kpc(152,000 ly)로, 확장 측면에서 국부 은하군 중 가장 큰 구성원입니다.[13]

은하수와 안드로메다 은하는 약 40억~50억 년 후에 충돌하여 거대한 [14]타원은하 또는[15] 큰 렌티큘러 은하를 형성할 것으로 예상됩니다.[16] 안드로메다 은하는 겉보기 등급이 3.4로 메시에 천체 중 가장 밝은 천체이며,[17] 달이 떠있지 않은 밤에 지구에서 육안으로 볼 수 있습니다.[18][8]

관측이력

안드로메다 은하는 역사적으로 어두운 하늘을 감안할 때 육안으로 볼 수 있었습니다. 따라서 어느 한 개인에 의해 "발견"되었다고 말할 수 없습니다. 서기 964년경, 페르시아의 천문학자 압드 알 라만 알 수피는 안드로메다 은하를 공식적으로 처음 묘사했습니다. 그는 그의 고정 별들의 책에서 그것을 "신경질적인 비방" 또는 "작은 구름"이라고 언급했습니다.[19][20]

그 시기의 성표들은 그것을 작은 구름이라고 이름 붙였습니다.[21] 1612년 독일 천문학자 시몬 마리우스는 망원경 관측을 바탕으로 안드로메다 은하에 대한 초기 설명을 했습니다.[22] Pierre Louis Maupertuis는 1745년에 흐릿한 점이 섬 우주라고 추측했습니다.[23] 1764년 찰스 메시에는 안드로메다를 M31 천체로 분류했고, 육안으로 볼 수 있음에도 불구하고 마리우스가 발견자로 잘못 인정했습니다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 안드로메다의 중심부 지역에서 희미한 붉은 색을 발견했습니다.[18] 그는 안드로메다가 모든 "위대한 성운"들 중 가장 가깝다고 믿었고, 성운의 색깔과 크기로 미루어 볼 때, 그는 안드로메다가 시리우스로부터 2,000배 이상 떨어져 있지 않다고 잘못 추측했습니다, 즉 약 18,000 ly (5.5 kpc).[24]

1850년, 3대 로즈 백작 윌리엄 파슨스가 안드로메다의 나선형 구조의 첫 번째 그림을 그렸습니다.[citation needed]

1864년 윌리엄 허긴스는 안드로메다의 스펙트럼이 기체 성운의 스펙트럼과 다르다는 것에 주목했습니다.[25] 안드로메다의 스펙트럼은 물체의 화학적 구성을 식별하는 데 도움이 되는 어두운 흡수선과 중첩된 주파수 연속체를 보여줍니다. 안드로메다의 스펙트럼은 개별 항성의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이로부터 안드로메다가 항성의 성질을 가지고 있다는 것이 추론되었습니다. 1885년 안드로메다 은하에서 관측된 최초이자 지금까지 유일한 초신성(S 안드로메다)이 안드로메다에서 관측되었습니다.[26] 그 당시에 그것은 "노바 1885"라고 불렸습니다.[27] 현대적 의미의 "노바"와 초신성의 차이는 아직 알려지지 않았습니다. 안드로메다는 가까운 물체로 여겨졌고, "노바"가 일반 노바에 비해 훨씬 밝다는 것은 깨닫지 못했습니다.[citation needed]

1888년 12월 29일, 아이작 로버츠가 찍은 네불라 대 안드로메다자리 "Nebula"의 초기 사진.

1888년, 아이작 로버츠는 안드로메다의 첫 번째 사진들 중 하나를 찍었습니다. 안드로메다는 여전히 우리 은하 안에 있는 성운이라고 일반적으로 생각되었습니다. 로버츠는 안드로메다와 비슷한 "나선 성운"을 항성계가 형성되는 것으로 착각했습니다.[28][29]

1912년 베스토 슬립허는 분광학을 이용하여 안드로메다의 태양계에 대한 반지름 속도를 측정했는데, 이 속도는 지금까지 측정된 것 중 가장 큰 속도이며, 이 속도는 190 mi/s입니다.[30]

"섬 우주" 가설

안드로메다자리에 있는 안드로메다 은하(M31)의 위치.

일찍이 1755년 독일의 철학자 임마누엘 칸트는 그의 책 세계자연사와 하늘의 이론에서 은하수가 많은 은하들 중 하나일 뿐이라는 가설을 제시했습니다. 그는 은하수 같은 구조물이 위에서 보면 원형 성운처럼 보이고, 각도로 보면 타원형처럼 보일 것이라고 주장하면서, 당시 달리 설명할 수 없었던 안드로메다 같은 관측된 타원형 성운은 사실 성운이 아니라 은하수와 비슷한 은하라는 결론을 내렸습니다. 안드로메다가 흔히 생각했던 것처럼 말입니다.[31]

1917년, 헤버 커티스는 안드로메다 안에서 초신성을 관측했습니다. 사진 기록을 검색해보니 11개의 노배가 더 발견됐습니다. 커티스는 이 초신성들이 평균적으로 하늘의 다른 곳에서 발생한 것들보다 10등급이 희미하다는 것을 알아차렸습니다. 그 결과, 그는 50만 ly(3.2×1010 AU)의 거리 추정치를 도출할 수 있었습니다. 이 추정치는 현재 사용 가능한 최고의 추정치보다 약 5배 낮지만, 안드로메다까지의 거리에 대해 알려진 최초의 추정치로 크기의 순서에 정확했습니다(즉, 현재의 정확도 높은[2][32][6][33] 추정치의 10배 이내로 정확했으며, 이는 약 250만 광년입니다). 커티스는 나선 성운이 실제로는 독립적인 은하라는 소위 "섬 우주" 가설의 지지자가 되었습니다.[34]

1920년에, Harlow Shapley와 Curtis 사이의 대토론이 은하수의 본질, 나선 성운, 그리고 우주의 차원에 관한 것이었습니다.[35] 커티스는 안드로메다 성운이 사실상 외부 은하라는 그의 주장을 뒷받침하기 위해 안드로메다 은하 내 먼지 구름과 유사한 어두운 차선의 출현과 안드로메다 은하의 중요한 도플러 이동에 대한 역사적 관찰에 주목했습니다. 1922년 에른스트 외픽은 측정된 별들의 속도를 이용하여 안드로메다의 거리를 추정하는 방법을 제시했습니다. 그의 결과는 안드로메다 성운을 우리 은하 바깥쪽 멀리 떨어진 곳에 약 450 kpc (1,500 kly) 거리에 놓았습니다.[26] 에드윈 허블은 1925년 안드로메다의 천체 사진에서 처음으로 은하계 외 세페이드 변광성을 발견하면서 논쟁을 해결했습니다. 이것들은 100인치 (2.5 m) 후커 망원경을 사용하여 만들어졌고, 그것들은 대 안드로메다 성운의 거리를 측정할 수 있게 해주었습니다. 그의 측정은 이 특징이 우리 은하 내에 있는 별과 가스의 군집이 아니라 은하수에서 상당한 거리에 위치한 완전히 별개의 은하라는 것을 결정적으로 보여주었습니다.[35]

1943년, 월터 바이드는 안드로메다 은하의 중심 영역에서 별들을 처음으로 해결한 사람이었습니다. Baade는 금속성을 바탕으로 두 개의 별개의 항성 집단을 발견했는데, 원반에서 젊고 속도가 빠른 별들은 유형 I로, 나이가 많은 별들은 유형 II로 명명했습니다.[36]이 명명법은 이후 은하수 내의 항성들과 그 밖의 다른 항성들에 대해 채택되었습니다. (이전에 얀 오르트가 두 개의 서로 다른 집단의 존재를 언급했습니다.)[36] Baade는 또한 두 종류의 세페이드 변광성이 있다는 것을 발견했는데, 이로 인해 안드로메다까지의 거리 추정치와 우주의 나머지 부분이 두 배로 증가했습니다.[37]

1950년, 안드로메다 은하의 전파 방출은 조드렐 은행 천문대의 핸버리 브라운과 시릴 아자르에 의해 감지되었습니다.[38][39] 최초의 전파 지도는 1950년대에 존 볼드윈과 캠브리지 전파 천문학 그룹의 협력자들에 의해 만들어졌습니다.[40] 안드로메다 은하의 중심부는 2C 전파천문학 카탈로그에서 2C 56이라고 합니다. 2009년, 거대한 물체에 의한 빛의 편향에 의한 현상인 마이크로렌즈의 발생으로 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었을 수 있습니다.[41]

Westerbork Synthesis Radio Telescope, Effelsberg 100m Radio Telescope, Very Large Array로 선편광 전파 방출을 관측한 결과 가스와 별 형성의 "10-kpc 고리"를 따라 정렬된 정렬된 자기장이 나타났습니다.[42] 총 자기장의 세기는 약 0.5nT이며, 이 중 0.3nT가 차수가 됩니다.[citation needed]

일반

안드로메다 은하와 우리 은하 사이의 거리는 1953년에 두 배로 증가했는데, 그 때 세페이드 변광성의 또 다른 종류가 있다는 것이 발견되었습니다. 1990년대에는 표준 적색 거성과 히파르코스 위성의 적색 거성을 측정하여 세페이드 거리를 보정했습니다.[43][44]

형성과 역사

H-alpha를 강화하여 별을 형성하는 영역을 강조한 안드로메다 은하의 처리된 이미지

안드로메다자리에서 20~30억 년 전에 대규모 합병이 일어났으며, 질량비가 약 4인 두 개의 은하가 관련되어 있습니다.[45][46]

안드로메다 은하에서 최근에 합병된 사실이 발견된 것은 처음에는 안드로메다 은하의 변칙적인 나이-속도 분산 [47]관계를 해석하는 것과 20억 년 전 안드로메다 원반 전체에서 별 형성이 오늘날보다 훨씬 활발했다는 사실에 근거했습니다.[48]

이 격렬한 충돌의 모델링은[45] 그것이 자이언트 스트림을 포함한 은하계의 (금속이 풍부한) 은하 헤일로의 대부분을 [49]형성했고 정적인 10kpc 고리를 포함하여 확장된 두꺼운 원반인 젊은 나이의 얇은 원반을 형성했음을 보여줍니다. 이 시대 동안, 그것의 별 형성 속도는 매우 높았을 것이고, 약 1억년 동안 발광 적외선 은하가 되었을 것입니다. 모델링은 또한 팽대부 프로파일, 큰 막대 및 전체 후광 밀도 프로파일을 복구합니다.

안드로메다와 삼각형 은하(M33)는 20-40억 년 전에 매우 가까운 경로를 가졌을 수 있지만 허블 우주 망원경의 마지막 측정에서는 그럴 것 같지 않습니다.[50]

거리추계

축척을 위해 각 은하의 크기와 두 은하 사이의 거리를 모두 보여주는 그림.

지구에서 안드로메다 은하까지의 거리를 추정하기 위해 최소한 네 가지의 별개의 기술이 사용되었습니다. 2003년에는 적외선 표면 밝기 변동(I-SBF)과 새로운 주기-광도 값 및 -0.2 mag dexin−1(O/H)의 금속성 보정을 사용하여 2.57 ± 0.06만 광년(1.625 × 1011 ± 3.8 × 109 천문단위)의 추정치를 도출했습니다. 2004년 세페이드 변광법은 이 거리를 2.51 ± 0.13만 광년(770 ± 40kpc)으로 추정했습니다.[2][32]

2005년, 안드로메다 은하에서 식히는 쌍성이 발견되었습니다. 쌍성은[c] O형과 B형의 뜨거운 푸른 별 두 개입니다. 천문학자들은 별의 일식을 연구함으로써 별의 크기를 측정할 수 있었습니다. 별들의 크기와 온도를 알고 있었기 때문에, 그들은 별들의 절대적인 크기를 측정할 수 있었습니다. 시각적, 절대적 크기를 알 수 있을 때 별까지의 거리를 계산할 수 있습니다. 별들은 2.52×10^6 ± 0.14×10^6ly (1.594×1011 ± 8.9×109 AU)의 거리에 있고 안드로메다 은하 전체는 약 2.5×10^6ly (1.6×1011 AU)에 있습니다.[6] 이 새로운 값은 이전의 독립적인 세페이드 기반 거리 값과 매우 일치합니다. 2005년에는 2.56×10^6 ± 0.08×10^6ly(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)의 거리를 제공하는 TRGB 방법도 사용되었습니다.[33] 평균적으로 이 거리 추정치는 2.54×10^6 ± 0.11×10^6ly(1.606×1011 ± 7.0×109 AU)의 값을 제공합니다.[d]

질량추정

안드로메다 은하[51] 주변의 거대한 후광

2018년까지 안드로메다 은하의 헤일로 질량 추정치는 8×10에11 비해 약 1.5×10의12M☉ 값을 나타냈습니다.[52] M☉ 은하수를 위하여 이것은 안드로메다 은하와 은하의 질량이 거의 같다는 것을 나타내는 것처럼 보였던 초기 측정과 2018년까지 상반된 것으로, 질량의 동등성에 대한 초기 측정이 라디오 결과에 의해 약 8×10으로11 다시 확립되었습니다. M☉.☉2006년[53][54][55][56] 안드로메다 은하의 회전 타원체는 은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있는 것으로 밝혀졌고,[57] 은하계의 항성 원반은 은하계의 지름의 두 배로 추정되었습니다.[9] 안드로메다 은하의 총 질량은 8×1011 정도로 추정됩니다. M☉[53] 그리고 1.1×1012 M☉.M31의 ☉항성[58][59] 질량은 10–15×10입니다10. M☉,그 질량의 30%는 중심 팽대부에, 56%는 원반에, 나머지 14%는 항성 후광에 ☉있습니다.[60] 전파 결과(은하와 비슷한 질량)는 2018년 기준으로 가장 가능성이 높은 것으로 여겨져야 하지만, 분명 이 문제는 전 세계 여러 연구 단체들에 의해 여전히 활발한 조사가 진행 중입니다.

2019년 기준, 탈출 속도와 동역학적 질량 측정을 기반으로 한 현재 계산에 따르면 안드로메다 은하는 0.8×10입니다12. M☉,☉2019년[61] 1.5×10으로12 계산된 새로운 은하 질량의 절반에 불과합니다. M☉.[62][63][64]

안드로메다 은하의 성간 매질은 별들 외에도 적어도 7.2×10개를9 포함하고 있습니다. M☉[65] 중성 수소의 형태로, 적어도 3.4×108. M☉ 분자 수소(가장 안쪽에 있는 10 킬로파섹 내)와 5.4×10으로7, M☉ 먼지투성이의[66]

안드로메다 은하는 은하에 있는 별들의 절반의 질량을 포함하고 있는 것으로 추정되는 뜨거운 가스의 거대한 후광으로 둘러싸여 있습니다. 거의 보이지 않는 후광은 중심 은하에서 우리 은하까지의 중간 지점까지 약 100만 광년에 걸쳐 있습니다. 은하의 시뮬레이션은 안드로메다 은하와 같은 시기에 형성된 후광을 나타냅니다. 후광은 초신성으로부터 형성된 수소와 헬륨보다 더 무거운 원소로 풍부하며, 그 성질은 은하의 색-크기 도표의 "녹색 계곡"에 위치한 은하에 대해 예상되는 것입니다(아래 참조). 초신성은 안드로메다 은하의 별이 가득 찬 원반에서 폭발하여 이 무거운 원소들을 우주로 방출합니다. 안드로메다 은하의 일생 동안, 별들에 의해 만들어진 무거운 원소들의 거의 절반이 은하의 지름 20만 광년의 항성 원반보다 훨씬 더 멀리 분출되었습니다.[67][68][69][70]

광도 추정치

안드로메다은하는 은하와 비교할 때 나이가 7×10년9 이상 된 별들이 대부분인 것으로 보입니다.[60][clarification needed] 안드로메다 은하의 추정 광도는 ~2.6×10으로10 우리 은하의 광도보다 약 25% 높습니다.[71][72] 그러나 지구에서 볼 때 은하계는 높은 경사를 가지고 있으며 성간 먼지는 알 수 없는 양의 빛을 흡수합니다. 따라서 실제 밝기를 추정하는 것은 어렵고 다른 저자들은 안드로메다 은하의 광도에 대한 다른 값을 제시했습니다(일부 저자들은 안드로메다 은하가 우리 은하의 반경 10 메가파섹 내에서 솜브레로 은하에 이어 두 번째로 밝은 은하이며,[73] 절대적인 크기는 -22.21[e] 또는 근접하다고[74] 제안하기도 합니다).

2010년에 발표된 스피처 우주 망원경을 이용하여 추정한 결과, 절대 등급은 -20.89(색상 지수 +0.63은 우리 은하의 -20.9에 [a]비해 절대 등급은 -21.52), 총 광도는 3.64×10입니다10. L☉.[75]

안드로메다 은하는 1년에 약 1개의 태양질량만을 생성하는데 비해 우리 은하의 별 생성 속도는 훨씬 높습니다. 은하수의 초신성의 속도 또한 안드로메다 은하의 두 배입니다.[76] 이것은 후자가 한때 큰 별 형성 단계를 경험했지만 현재는 상대적으로 정지 상태에 있는 반면 은하수는 더 활발한 별 형성을 경험하고 있음을 시사합니다.[71] 이 상태가 계속된다면, 우리 은하의 광도는 결국 안드로메다 은하의 광도를 추월할 수도 있습니다.

최근 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 은하 색도표에서 "녹색 계곡"으로 알려진 곳에 위치해 있는데, 이 지역은 은하수와 같은 은하들이 "푸른 구름" (활동적으로 새로운 별을 형성하는 은하)에서 "붉은 수열" (별 형성이 부족한 은하)로 이행하는 지역입니다. 녹색 계곡 은하의 별 형성 활동은 성간 매질에서 별을 형성하는 가스가 고갈되면서 느려지고 있습니다. 안드로메다 은하와 비슷한 성질을 가진 모의 은하에서는 안드로메다 은하와 은하의 충돌로 인한 예상되는 단기간의 별 형성 속도 증가를 감안하더라도 약 50억 년 내에 별 형성이 소멸될 것으로 예상됩니다.[77]

구조.

안드로메다 은하의 핵과 전경 별들의 전경
나사 스위프트 위성팀이 만든 안드로메다 은하의 내레이션 투어

가시광선에서의 모습을 바탕으로 안드로메다 은하는 드 보쿨레르-산다주 확장 분류 체계에서 SA b 은하로 분류됩니다.[1] 그러나 2MASS 조사와 스피처 우주망원경의 적외선 데이터에 따르면 안드로메다는 실제로 은하수처럼 막대나선 은하이며, 안드로메다의 막대장축은 원반장축에서 반시계 방향으로 55도 향합니다.[78]

은하의 크기를 정의하는 데 천문학에서 사용되는 다양한 방법이 있으며, 각각의 방법은 서로 다른 결과를 도출할 수 있습니다. 가장25 일반적으로 사용되는 것은 D 표준으로, B 밴드(가시 스펙트럼의 파란색 부분에서 빛의 파장 445 nm)에 있는 은하의 광도계 밝기가 25 mag2/arcsec에 도달하는 등각선입니다.[79] 1991년 제3차 밝은 은하 참조 목록(RC3)은 안드로메다에 대해 이 표준을 사용하여 250만 광년 거리에서 등전 지름 46.56 킬로파섹(152,000 광년)을 산출했습니다.[8] 1981년 이전의 추정에 따르면 안드로메다의 지름은 54킬로파섹(176,000광년)이었습니다.[80]

2005년 Keck 망원경에 의한 한 연구는 은하계 바깥쪽으로 뻗어나가는 별들의 미약한 산란, 즉 은하 후광의 존재를 보여줍니다.[9] 이 헤일로에 있는 별들은 안드로메다의 주 은하 원반에 있는 별들과는 다르게 행동하는데, 주 원반에 있는 별들이 보다 질서정연한 궤도와 200 km/s의 균일한 속도를 가지고 있는 것과는 대조적으로 다소 흐트러진 궤도 운동을 보여줍니다.[9] 이 확산 헤일로는 안드로메다 주원반으로부터 바깥쪽으로 뻗어 있으며 지름은 67.45 킬로파섹(220,000 광년)입니다.[9]

이 은하는 지구에 대해 77°로 기울어져 있습니다(90°의 각도는 가장자리를 향하게 됩니다). 은하의 단면 모양을 분석한 결과, 단순한 원반이 아니라 뚜렷한 S자 모양의 뒤틀림을 보여주는 것으로 보입니다.[81] 이러한 경사의 가능한 원인은 안드로메다 은하 근처의 위성 은하들과의 중력 상호작용일 수 있습니다. 은하 M33은 안드로메다의 품에서 약간의 뒤틀림을 일으킬 수 있지만, 좀 더 정확한 거리와 방사 속도가 필요합니다.

분광학적 연구는 안드로메다 은하의 회전 속도를 중심핵으로부터의 방사상 거리의 함수로 상세하게 측정했습니다. 회전 속도는 중심부에서 1,300ly(82,000,000AU)에서 최대 225km/s(140 mi/s)의 값을 가지며, 중심부에서 7,000ly(440,000,000AU)에서 최소 50km/s(31 mi/s)의 값을 갖습니다. 또한 회전 속도는 반지름 33,000ly(2.1×109 AU)까지 증가하며, 여기서 250 km/s(160 mi/s)의 최고점에 도달합니다. 속도는 그 거리를 넘어 서서히 감소하여 80,000ly(5.1×109 AU)에서 약 200 km/s(120 mi/s)까지 떨어집니다. 이러한 속도 측정은 핵 안에 약 6×10의9 농축된 질량을 의미합니다. 은하의 총 질량은 45,000 ly(2.8×109 AU)까지 선형적으로 증가하고, 그 반지름을 넘어 더 천천히 증가합니다.[82]

안드로메다 은하의 나선팔은 일련의 HII 영역에 의해 윤곽이 잡히는데, 월터 바에드가 처음에 매우 자세히 연구하고 그가 "끈 위의 구슬"을 닮았다고 묘사했습니다. 그의 연구는 우리 은하계보다 더 넓은 간격을 가지고 있지만 단단히 감긴 것처럼 보이는 두 개의 나선팔을 보여줍니다.[83] 각각의 팔이 안드로메다 은하의 장축을 가로지를 때 나선 구조에 대한 그의 설명은 다음과[84]§pp1062[85]§pp92 같습니다.

바이드의 나선팔 M31
암(N=북쪽에서 M31의 장축, 남쪽에서 S=M31의 장축 교차) 중심으로부터의 거리(아크분)(N*/S*) 중심으로부터의 거리(kpc) (N*/S*) 메모들
N1/S1 3.4/1.7 0.7/0.4 HII 영역의 OB 연결이 없는 먼지 팔.
N2/S2 8.0/10.0 1.7/2.1 일부 OB 협회와 함께 팔을 더스트합니다.
N3/S3 25/30 5.3/6.3 N2/S2에 따라, 그러나 일부 HII 영역도 있습니다.
N4/S4 50/47 11/9.9 많은 수의 OB 협회, HII 지역, 그리고 적은 먼지.
N5/S5 70/66 15/14 N4/S4에 따르면 훨씬 희미합니다.
N6/S6 91/95 19/20 느슨한 OB 연결입니다. 먼지가 보이지 않습니다.
N7/S7 110/116 23/24 N6/S6에 따라 그러나 희미하고 눈에 띄지 않습니다.
스피처가 적외선으로 촬영한 안드로메다 은하의 이미지, 24마이크로미터(신용등급: NASA/JPL–Caltech/Karl D. 고든, 애리조나 대학교)

안드로메다은하는 에지온(edge-on)에 가깝게 보이기 때문에 나선형 구조를 연구하기가 어렵습니다. 수정된 은하의 이미지는 상당히 정상적인 나선 은하를 보여주는 것으로 보이며, 서로 최소 약 13,000ly(820,000,000 AU) 떨어져 있고 중심부에서 약 1,600ly(100,000,000 AU) 거리에서 바깥쪽으로 따라갈 수 있는 두 개의 연속적인 후미 팔을 보여줍니다. 단일 나선팔[86] 또는 길고 필라멘트형 및 두꺼운 나선팔의 응집[87] 패턴과 같은 대체 나선 구조가 제안되었습니다.[1][88]

나선형 패턴이 왜곡된 가장 유력한 원인은 은하계 위성 M32와 M110과의 상호작용으로 추정됩니다.[89] 이것은 별들로부터 중성 수소 구름의 변위를 통해 알 수 있습니다.[90]

1998년, 유럽 우주국의 적외선 우주 관측소의 이미지들은 안드로메다 은하의 전반적인 형태가 고리 은하로 바뀌고 있다는 것을 보여주었습니다. 은하 내의 가스와 먼지는 일반적으로 여러 개의 겹친 고리로 형성되며, 특히 눈에 띄는 고리는 중심부에서 반경 32,000리(9.8kpc)에 형성되며,[91] 일부 천문학자들은 이를 불의 고리라고 부릅니다.[92] 이 고리는 주로 차가운 먼지로 이루어져 있고, 안드로메다 은하에서 일어나고 있는 별 형성의 대부분이 거기에 집중되어 있기 때문에 은하의 가시광선 이미지에는 숨겨져 있습니다.[93]

스피처 우주망원경의 도움을 받은 이후의 연구는 적외선에서 안드로메다 은하의 나선 구조가 어떻게 중앙 막대에서 나와 위에서 언급한 큰 고리 너머로 계속 이어지는 두 개의 나선팔로 구성되어 있는지를 보여주었습니다. 그러나 그 팔들은 연속적이지 않고 분절된 구조를 가지고 있습니다.[89]

같은 망원경으로 안드로메다 은하 내부 영역을 자세히 관찰한 결과, 2억 년 전 이상 전에 M32와 상호작용으로 인해 생긴 것으로 추정되는 더 작은 먼지 고리도 발견되었습니다. 시뮬레이션에 따르면 더 작은 은하는 안드로메다 은하의 원반을 극축을 따라 통과했습니다. 이 충돌은 더 작은 M32로부터 절반 이상의 질량을 빼앗아 안드로메다에 고리 구조를 만들어냈습니다.[94] 메시에 31의 가스에 오랫동안 알려진 큰 고리 모양의 특징이 함께 존재하며, 이는 중심으로부터 상쇄되어 새롭게 발견된 내부 고리 모양의 구조와 함께 카트휠 조우의 더 가벼운 버전인 위성 M32와의 거의 정면 충돌을 암시합니다.[95]

안드로메다 은하의 확장된 후광에 대한 연구에 따르면, 후광에 있는 별들은 대체로 "금속이 부족"하며, 거리가 멀수록 점점 더 증가하고 있습니다.[57] 이 증거는 두 은하가 비슷한 진화 경로를 따랐다는 것을 나타냅니다. 이들은 지난 120억 년 동안 약 100~200개의 저질량 은하를 생성하고 동화했을 가능성이 높습니다.[96] 안드로메다 은하와 은하수의 확장된 후광에 있는 별들은 두 은하를 분리하는 거리의 거의 3분의 1을 연장할 수 있습니다.

핵

이중 구조 가능성을 보여주는 안드로메다 은하핵의 허블 이미지. 나사/ESA 사진.

안드로메다 은하는 바로 그 중심에 우리 은하와 비슷한 조밀하고 작은 성단을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다. 큰 망원경은 더 확산된 주변 팽대부에 박혀 있는 별의 시각적 인상을 만듭니다. 1991년, 허블 우주 망원경은 안드로메다 은하의 내부 핵을 촬영하는데 사용되었습니다. 핵은 1.5pc(4.9ly)로 분리된 두 가지 농도로 구성됩니다. P1으로 지정된 더 밝은 농도는 은하 중심에서 상쇄됩니다. 더 희미한 농도인 P2는 은하의 실제 중심에 떨어지며 3–5 × 10에서7 측정된 블랙홀을 포함합니다. M☉ 1993년에,[97] 그리고 1.1–2.3 × 10에서8. M☉ 2005년에[98] 주변 물질의 속도 분산은 ≈ 160 km/s (100 mi/s)로 측정됩니다.

관측된 이중 핵은 P1이 중심 블랙홀 주위의 편심 궤도에 있는 별 원반의 투영인 경우 설명될 수 있다고 제안되었습니다.[100] 이심률은 별들이 궤도 외각에 남아 별들의 집중력을 만들어내는 것입니다. 이전 블랙홀 합병의 결과로 그러한 편심 원반이 형성되었을 수 있다고 추측되어 왔는데, 여기서 중력파의 방출은 별들을 현재의 편심 분포로 "발로" 만들 수 있었습니다.[101] P2는 또한 뜨거운 분광형 A 별들로 이루어진 콤팩트 디스크를 포함하고 있습니다. A 별은 더 붉은 필터에서는 뚜렷하지 않지만, 파란색과 자외선에서는 핵을 지배하여 P1보다 P2가 더 두드러지게 나타납니다.[102]

발견 초기에는 이중핵의 밝은 부분이 안드로메다 은하에 의해 식인된 작은 은하의 잔해라는 가설이 있었지만, 이것은 [103]더 이상 실행 가능한 설명으로 여겨지지 않습니다. 주로 그러한 핵은 중앙 블랙홀에 의한 조석파괴로 인해 수명이 엄청나게 짧기 때문입니다. 만약 P1이 그것을 안정화시킬 수 있는 블랙홀을 가지고 있다면 이것은 부분적으로 해결될 수 있지만, P1에 있는 별들의 분포가 그 중심에 블랙홀이 있다는 것을 암시하지는 않습니다.[100]

이산형 소스

고에너지 X선과 자외선을 띤 안드로메다 은하 (2016년 1월 5일 공개)

1968년 말까지 안드로메다 은하에서 X선이 검출되지 않았다고 합니다.[104] 1970년 10월 20일, 안드로메다 은하에서 검출 가능한 하드 엑스레이의 상한을 설정한 풍선 비행.[105] 스위프트 BAT 올스카이 탐사는 은하 중심으로부터 6 초각 떨어진 곳에서 나오는 단단한 X선을 성공적으로 탐지했습니다. 25 keV 이상의 방출은 나중에 3XMM J004232.1+411314라는 단일 소스에서 발생하는 것으로 밝혀졌으며, 작은 물체(중성자별 또는 블랙홀)가 별에서 물질을 접근하는 쌍성계로 확인되었습니다.[106]

이후 유럽우주국(ESA) XMM-뉴턴 궤도 관측소의 관측 결과를 이용하여 안드로메다 은하에서 여러 개의 X선 소스가 검출되었습니다. 로빈 바너드 외. 이들은 유입되는 가스를 수백만 켈빈으로 가열하고 X선을 방출하는 후보 블랙홀 또는 중성자별이라고 가정했습니다. 중성자별과 블랙홀은 주로 질량을 측정하여 구별할 수 있습니다.[107] NuSTAR 우주 임무의 관측 캠페인은 은하계에서 이런 종류의 40개의 물체를 확인했습니다.[108] 2012년, 마이크로 퀘이사, 더 작은 블랙홀에서 나오는 전파 폭발이 안드로메다 은하에서 감지되었습니다. 전구 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하고 있으며 약 10개의 블랙홀을 가지고 있습니다. M☉.☉그것은 유럽 우주국의 XMM-Newton 탐사선에 의해 수집된 데이터를 통해 발견되었고, 그 후 NASA의 스위프트 감마선 버스트 미션과 찬드라 X선 관측소, 초대형 배열, 초장기선 배열에 의해 관찰되었습니다. 마이크로 퀘이사는 안드로메다 은하 내에서 처음으로 관측되었고 은하수 은하계 외부에서 처음 관측되었습니다.[109]

구상성단

안드로메다 은하에[110] 있는 성단

안드로메다 은하와 관련된 구상 성단은 약 460개입니다.[111] Mayall II로 확인된 이 성단들 중 가장 질량이 큰 성단들은 구상성단이라는 별명을 가지고 있으며, 은하단의 다른 알려진 구상성단들보다 더 큰 광도를 가지고 있습니다.[112] 그것은 수 백만 개의 별들을 포함하고 있고, 우리 은하계에서 가장 밝은 구상 성단인 오메가 센타우리보다 약 두 배 더 밝습니다. 구상원(또는 G1)은 몇 개의 항성 집단을 가지고 있으며, 일반적인 구상원에 비해 너무 무거운 구조를 가지고 있습니다. 이에 따라 일각에서는 G1을 먼 옛날 안드로메다가 소비한 왜소은하의 잔존핵으로 간주하고 있습니다.[113] 겉보기 밝기가 가장 큰 구상체는 남서쪽 팔의 동쪽 절반에 위치한 G76입니다.[21] 2006년 안드로메다 은하의 성간 먼지에 의해 심하게 붉게 변한 채 발견된 037-B327이라는 이름의 또 다른 거대 구상 성단은 G1보다 더 질량이 크고 Local Group의 가장 큰 성단으로 여겨졌습니다.[114] 그러나 다른 연구들은 그것이 실제로 G1과 성질이 비슷하다는 것을 보여주었습니다.[115]

상대적으로 낮은 연령 분산을 보이는 은하계의 구상성단과 달리 안드로메다 은하계의 구상성단은 은하 자체만큼 오래된 계부터 훨씬 더 젊은 계까지 연령 범위가 훨씬 넓으며, 연령은 몇억 년에서 50억 년 사이입니다.[116]

2005년, 천문학자들은 안드로메다 은하에서 완전히 새로운 형태의 성단을 발견했습니다. 새롭게 발견된 성단들은 구상 성단에서 발견될 수 있는 비슷한 수의 별들인 수십만 개의 별들을 포함하고 있습니다. 이들이 구상성단과 구별되는 점은 이들이 훨씬 더 크고, 수백 광년에 걸쳐 있으며, 밀도가 수백 배나 낮다는 점입니다. 따라서 별들 사이의 거리는 새로 발견된 확장된 성단 내에서 훨씬 더 큽니다.[117]

안드로메다 은하에서 가장 질량이 큰 구상 성단인 B023-G078은 거의 100,000 태양 질량의 중심 중간 블랙홀을 가지고 있을 것입니다.[118]

PA-99-N2 사건과 은하계의 외계 행성 가능성

메인기사 : PA-99-N2

PA-99-N2는 1999년 안드로메다 은하에서 발견된 마이크로 렌즈 사건입니다. 이에 대한 설명 중 하나는 질량이 태양의 0.02배에서 3.6배 사이인 별에 의한 적색거성의 중력렌즈로, 이 별이 행성의 궤도를 돌고 있을 가능성이 높다는 것을 암시했습니다. 이 가능성 있는 외계 행성의 질량은 목성의 6.34배일 것입니다. 만약 최종적으로 확인된다면, 이 행성은 지금까지 발견된 최초의 은하계 외 행성이 될 것입니다. 그러나 사건의 이상이 나중에 발견되었습니다.[119]

주변 은하와 위성 은하

주 기사: 안드로메다자리의 위성 은하
안드로메다 은하는 위성 은하 M32(은하핵 위 중앙 왼쪽)와 M110(은하 바로 아래 중앙)을 가지고 있습니다.

은하수와 마찬가지로 안드로메다 은하는 20개 이상의 알려진 왜소 은하로 구성된 더 작은 위성 은하를 가지고 있습니다. 안드로메다 은하의 왜소은하의 개체수는 은하수와 매우 비슷하지만 은하수는 훨씬 더 많습니다.[120] 가장 잘 알려져 있고 가장 쉽게 관측되는 위성 은하는 M32와 M110입니다. 현재의 증거로 볼 때, M32는 과거 안드로메다 은하와 근접한 경험을 한 것으로 보입니다. M32는 한때 M31에 의해 항성 원반이 제거되고 중심부에서 별 형성이 급격히 증가한 더 큰 은하였을 수 있으며, 이는 비교적 최근의 과거까지 지속되었습니다.[121]

M110은 또한 안드로메다 은하와 상호작용하는 것으로 보이며, 천문학자들은 후자의 후광에서 이 위성 은하에서 벗겨져 나온 것으로 보이는 금속이 풍부한 별들의 흐름을 발견했습니다.[122] M110은 먼지투성이의 차선을 포함하고 있으며, 이는 최근 또는 현재 진행 중인 항성 형성을 나타낼 수 있습니다.[123] M32에는 젊은 항성종족도 있습니다.[124]

삼각형 은하는 안드로메다에서 750,000광년 떨어진 비왜성 은하입니다. 안드로메다의 위성인지는 현재로서는 알 수 없습니다.[125]

2006년, 9개의 위성 은하가 안드로메다 은하의 중심부와 교차하는 평면에 놓여 있다는 것이 발견되었습니다; 그것들은 독립적인 상호작용에서 예상되는 것처럼 무작위로 배열되어 있지 않습니다. 이것은 위성의 공통 조석 기원을 나타낼 수 있습니다.[126]

은하수와의 충돌

주 기사: 안드로메다-은하 충돌
은하수와 안드로메다 은하의 충돌 경로에 관한 그림

안드로메다 은하는 초속 약 110 킬로미터 (68 마일)로 우리 은하에 접근하고 있습니다.[127] 태양이 은하 중심부를 약 225 km/s의 속도로 공전하고 있기 때문에 태양에 대해 약 300 km/s (190 mi/s)[1]로 접근하는 것으로 측정되었습니다. 이것은 안드로메다 은하를 약 100개의 관측 가능한 청색 이동 은하 중 하나로 만듭니다.[128] 안드로메다 은하의 은하에 대한 접선 또는 측면 속도는 접근하는 속도보다 상대적으로 훨씬 작기 때문에 약 25억~40억 년 후에 은하와 직접 충돌할 것으로 예상됩니다. 충돌의 가능성 있는 결과는 은하들이 합쳐져서 거대한 타원은하[129] 또는 아마도 큰 원반은하를 형성할 것이라는 것입니다.[16] 그런 사건들은 은하군에 속한 은하들 사이에서 자주 일어납니다. 충돌 시 지구와 태양계의 운명은 현재 알려지지 않았습니다. 은하들이 합쳐지기 전에, 태양계가 은하수에서 분출되거나 안드로메다 은하에 합류할 가능성은 작습니다.[130]

아마추어 관측

지구에서 관측된 달과 안드로메다 은하의 크기를 보여주는 중첩 사진. 은하계는 아마추어의 관점에서 볼 때 그다지 밝지 않기 때문에 그 크기가 분명하지 않습니다.[131][132]

대부분의 관측 조건에서 안드로메다 은하는 그 순전한 크기 때문에 육안으로 볼 수 있는 가장 먼 물체 중 하나입니다(M33과 M81은 매우 어두운 하늘에서 볼 수 있습니다).[133][134][135][136] 이 은하는 카시오페이아 별자리와 페가수스 별자리 주변의 하늘에 흔히 위치하고 있습니다. 안드로메다는 북반구에서 가을 밤에 높은 머리 위를 통과하여 10월 자정 무렵에 가장 높은 지점에 도달하고 매달 2시간 일찍 도달하는 것을 가장 잘 볼 수 있습니다. 초저녁에는 9월에 동쪽으로 떠서 2월에 서쪽으로 내려갑니다.[137] 남반구에서 안드로메다 은하는 10월에서 12월 사이에 볼 수 있으며 가능한 한 북쪽에서 가장 잘 보입니다. 쌍안경은 은하계의 일부 더 큰 구조와 가장 밝은 두 위성 은하인 M32와 M110을 드러낼 수 있습니다.[138] 아마추어 망원경은 안드로메다의 원반, 가장 밝은 구상 성단, 어두운 먼지 차선, 큰 별 구름 NGC 206을 밝힐 수 있습니다.[139][140]

참고 항목

메모들

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  4. ^ 평균(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (18 + 40 + 44 + 25) / 2 = 778 ± 33
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