마젤란 은하
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1. 개요
마젤란 은하는 남반구 하늘에서 관측되는 대마젤란 은하와 소마젤란 은하를 통칭한다. 964년 페르시아 천문학자 알 수피가 대마젤란 은하를 기록한 것이 최초의 언급으로 추정되며, 유럽에서는 페르디난드 마젤란의 세계 일주 항해 이후 '마젤란'의 이름으로 불리게 되었다. 두 은하는 우리 은하의 위성 은하로 여겨졌으나, 최근 연구에서는 우리 은하에 중력적으로 속박되어 있지 않을 가능성도 제기되었다. 마젤란 은하는 은하수와 상호작용하며, 별의 생성과 마젤란 흐름과 같은 특징을 보인다.
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소마젤란 은하는 남반구에서 관측 가능한 불규칙 은하로, 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 통해 거리를 추정했으며, 현재는 두 개의 별개 구조로 이루어져 있다는 사실이 밝혀졌다. - 국부은하군 - 대마젤란 은하
대마젤란 은하는 우리 은하의 위성 은하로, 불규칙 은하 또는 마젤란형 왜소나선은하로 분류되며, 뚜렷한 중심 막대와 나선팔 구조, 활발한 별 생성 영역인 타란툴라 성운을 포함하고, 약 16만 광년 떨어져 별의 탄생과 진화 연구에 중요한 천체이자 초신성 SN 1987A가 관측된 은하이다. - 국부은하군 - 우리 은하
태양계가 속한 막대나선은하인 우리 은하는 은하수라고도 불리며 중심핵, 나선팔, 헤일로로 구성되어 2,000억~4,000억 개의 별을 포함하고 주변 은하를 흡수하며 성장하고, 안드로메다 은하와 충돌하여 합쳐질 가능성이 있다.
| 마젤란 은하 | |
|---|---|
| 지도 | |
| 명칭 | |
| 한국어 | 마젤란 은하 |
| 영어 | Magellanic Clouds |
| 라틴어 | Nubeculae Magellani |
| 기본 정보 | |
| 유형 | 왜소은하 |
| 소속 | 국부은하군 |
| 모은하 | 우리은하 |
| 구성 | 대마젤란 은하 소마젤란 은하 |
| 거리 | |
| 대마젤란 은하 | 163,000 광년 (50 kpc) |
| 소마젤란 은하 | 206,000 광년 (63 kpc) |
| 특징 | |
| 가스 흐름 | 마젤란 흐름 선도 가스 흐름 |
| 역사 | |
| 발견 | 페르디난드 마젤란이 항해 중 발견 |
| 천문학적 연구 | 대마젤란 은하와 소마젤란 은하는 별개의 은하로 확인 서로 상호작용 우리은하와 중력 상호작용 |
| 기타 | |
| 참고 | 두 은하는 마젤란 성운 또는 마젤란 계통으로 불림 남반구에서 관측 가능 |
2. 역사
마젤란 은하는 남반구에서 오래전부터 알려져 있었다. 육안으로 쉽게 볼 수 있어 남반구와 북반구 저위도 지역 사람들에게는 원시 시대부터 알려져 있었을 것으로 추측된다. 중동에서는 보이지 않지만, 이슬람 시대에는 여행자 등을 통해 알려져 있었던 것으로 보인다.
2. 1. 초기 기록
964년, 페르시아의 천문학자 알 수피는 저서 《항성의 책》에서 대마젤란 은하를 처음으로 언급했다.[6] 아라비아 반도 북부와 바그다드에서는 대마젤란 은하가 보이지 않지만, 북위 12°15'의 바브엘만데브 해협에서는 관측할 수 있었다.유럽에서는 페르디난드 마젤란이 1519년부터 1522년까지 세계 일주 항해를 하던 중에 발견했다.[10] 하지만 이 은하에 마젤란의 이름이 붙은 것은 훨씬 나중의 일이었다. 1603년 요한 바이어의 책에는 "Nubecula Maior"(큰 구름)와 "Nubecula Minor"(작은 구름)라는 이름으로 쓰였다.[40] 1795년 존 플램스티드의 천체도에는 "Le Grand Nuage"(큰 구름), "Le Petit Nuage"(작은 구름)라는 이름으로 쓰였다.[41]
2. 2. 이름의 유래
964년 페르시아의 천문학자 알 수피는 저서 《Al Bakr(항성의 책)》에서 대마젤란 은하를 처음으로 언급했다.[5] 아라비아 반도 북부와 바그다드에서는 대마젤란 은하가 보이지 않지만, 북위 12°15'의 바브엘만데브 해협에서는 관측 가능했다. 유럽에서는 페르디난드 마젤란이 1519년부터 1522년까지 세계 일주 항해를 하던 중에 발견하였으나, 은하에 마젤란의 이름이 붙게 된 것은 훨씬 나중의 일이었다.[4] 1603년 요한 바이어는 저서에서 "Nubecula Maior"와 "Nubecula Minor"이라는 이름으로 썼다.[11][12] 1795년 프랑스의 존 플램스티드는 천체도에서 "Le Grand Nuage"과 "Le Petit Nuage"라는 이름을 썼는데,[13][14] 이 이름은 각각 라틴어와 프랑스어로 대성운과 소성운을 뜻한다. 2023년, 일부 천문학자들은 마젤란이 살인자였고 천문학자도 아니며 이 왜소 은하들을 발견한 사람도 아니라는 이유로 마젤란 은하의 이름을 바꿔야 한다고 주장한다.[21][22][23]2. 3. 근대 관측
19세기 존 허셜은 남아프리카에서 마젤란 은하를 연구하여 1847년에 보고서를 작성했는데, 이 보고서에는 큰마젤란은하에 919개, 작은마젤란은하에 244개의 천체가 상세히 기록되어 있다.[15] 1867년 클리블랜드 애비는 마젤란 은하가 우리 은하의 별개의 위성이라고 제안했다.[16] 1913년 에이나르 헤르츠스프룽은 헨리에타 리비트가 1912년에 측정한 작은마젤란은하의 세페이드 변광성 측정값을 사용하여 처음으로 거리를 추정했다.[17][18] 할로 섀플리는 세페이드 척도를 재보정하여 측정값을 개선했고,[19] 이 값들은 1952년에 추가 연구를 거쳐 다시 수정되었다.[20]3. 특징
대마젤란 은하와 소마젤란 은하는 남반구에서 맨눈으로 볼 수 있는 천체로, 은하수에서 떨어져 나온 조각처럼 보인다. 이들은 밤하늘에서 약 21° 떨어져 있지만, 실제 거리는 약 75,000광년이다.[24][25][26][27] 1994년 궁수자리 왜소타원은하가 발견되기 전까지는 우리 은하에 가장 가까운 은하로 알려져 있었다.
| 이름 | 기호 | 종류 | 거리(kly) | 지름(kpc) | 겉보기 등급 |
|---|---|---|---|---|---|
| 대마젤란 은하 | LMC, ESO 56-115 | Irr/SB(s)m | ~163 | 7.7 | 0.9 |
| 소마젤란 은하 | SMC, NGC 292 | Irr | ~209 | 3.1 | 2.7 |
대마젤란 은하는 약 160,000광년,[28] 소마젤란 은하는 약 200,000광년 떨어져 있다. 대마젤란 은하의 지름은 약 32,200광년, 소마젤란 은하의 지름은 약 18,900광년으로, 대마젤란 은하가 소마젤란 은하보다 약 70% 더 크다. 참고로, 우리 은하의 지름은 약 87,400광년이다.
지구에서는 현재 남극에서 그리 멀지 않은, 적경 약 1시 - 5시, 적위 약 -70도 부근에서 보인다. 큰마젤란은하와 작은마젤란은하는 서로 7만 5천 광년 떨어져 있으며, 겉보기에는 천구상에서 21도 떨어져 있다.
20세기 말까지 큰마젤란은하와 작은마젤란은하는 우리 은하에 가장 가까운 은하와 두 번째로 가까운 은하로 여겨졌다. 그러나 1994년에 궁수자리 왜소타원은하(SagDEG)가 발견되면서 순위가 밀렸다.
천문학자들은 오랫동안 마젤란 은하들이 현재 거리에서 은하수를 공전해 왔다고 가정해 왔지만, 최근 관측 및 이론적 증거에 따르면 마젤란 은하들은 조석 상호작용에 의해 크게 왜곡되었다. 대마젤란 은하는 중성 수소에 대한 전파 망원경 이미지에서 매우 명확한 나선 구조를 유지하지만, 중성 수소의 흐름은 이들을 은하수와 서로 연결하며, 둘 다 붕괴된 막대 나선 은하를 닮았다.[30] 또한 마젤란 은하의 중력은 은하수에도 영향을 미쳐 은하면의 바깥 부분을 왜곡시켰다.
두 은하는 우리 은하의 강한 조석력을 받고 있으며, 막대나선형 구조를 가지고 있지만, 조석력에 의해 크게 흐트러져 있다. 한편, 우리 은하의 디스크 또한 마젤란 은하의 영향으로 약간 변형되어 있다.
2006년 허블 우주 망원경을 이용한 측정 결과, 마젤란 은하들은 우리 은하의 동반자라고 하기에는 너무 빠르게 움직이는 것으로 나타났다.[34] 만약 공전한다면, 그 궤도는 최소 40억 년이 걸린다. 아마도 처음 접근하는 중일 것이며, 우리는 은하수가 미래에 안드로메다 은하(그리고 아마도 삼각형자리 은하)와 합쳐질 것으로 예상되는 은하 합병의 시작을 목격하고 있는 것이다.
우주망원경과학연구소 연구팀은 허블 우주 망원경을 사용하여 4년에 걸쳐 마젤란 은하 내 25곳의 장소의 이동 속도를 측정하고, 측정 이미지를 1년 이상 분석했다. 그 결과 이동 속도는 초속 480km로 산출되었는데, 이는 기존 추정치보다 수십 퍼센트 이상 큰 값이다. 이 속도는 두 은하가 우리 은하에 중력적으로 속박되어 있지 않을 가능성을 시사한다.[39]
2019년, 천문학자들은 가이아 데이터를 사용하여 젊은 성단 Price-Whelan 1을 발견했다. 이 성단은 금속량이 낮고 마젤란 은하의 선행팔에 속한다. 이 성단의 존재는 마젤란 은하의 선행팔이 이전에 생각했던 것보다 가까운 은하수에서 90,000광년 떨어져 있음을 시사한다.
3. 1. 구성 및 물리적 특징
대마젤란 은하와 소마젤란 은하는 우리 은하와 비교했을 때 다음과 같은 주요 차이점을 보인다.- 가스 함량: 마젤란 은하는 가스가 풍부하여 질량의 상당 부분이 수소와 헬륨으로 구성되어 있다. 이는 우리 은하보다 높은 비율이다.[31]
- 금속 함량: 마젤란 은하는 우리 은하보다 금속이 부족하다. 가장 젊은 별들의 금속량은 대마젤란 은하와 소마젤란 은하에서 각각 태양의 0.5배와 0.25배 수준이다.[32]
- 별의 다양성: 두 은하 모두 성운과 젊은 항성종족으로 유명하지만, 우리 은하와 마찬가지로 매우 젊은 별부터 매우 오래된 별까지 다양한 연령대의 별들이 존재한다. 이는 오랜 항성 생성 역사를 나타낸다.[33]
- 초신성: 대마젤란 은하는 4세기 만에 가장 밝게 관측된 초신성인 SN 1987A가 위치한 곳이다.
3. 2. 마젤란 흐름
대마젤란 은하와 소마젤란 은하가 이동한 궤적에는 두 은하에 포함되어 있던 중성 수소 가스가 남아 있다. 이는 마치 제트기가 비행한 궤적에 비행운이 남는 것과 비슷하며, 우주 공간에는 거대한 가스대(가스의 줄기)인 "'''마젤란 흐름'''"이 형성되어 있다.[30] 이 가스대는 두 은하와 우리 은하의 상호작용을 보여주는 증거이다. 마젤란 흐름은 공전하는 두 은하와 회전하는 우리 은하의 중력, 그리고 가스 자체의 중력 등 복합적인 요인에 영향을 받아 단순화된 모델로는 분석하기 어려운 복잡한 움직임을 보인다.3. 3. 소소마젤란은하 (MMC)
천체물리학자 D. S. 매슈슨(Mathewson), V. L. 포드(Ford), N. 비스바나탄(Visvanathan)은 소마젤란은하(SMC)가 실제로 두 부분으로 나뉘어져 있으며, 그중 더 작은 부분이 (지구에서 볼 때) 소마젤란은하의 주요 부분 뒤에 있고 약 3만 광년 떨어져 있을 것이라고 제안했다. 그들은 이러한 현상이 과거 대마젤란은하(LMC)와의 상호작용으로 소마젤란은하가 분리되었고, 두 부분이 아직도 서로 멀어지고 있기 때문이라고 제안한다. 그들은 이 더 작은 잔해를 소소마젤란은하(Mini Magellanic Cloud)라고 명명했다.[36][37] 이 가설은 2023년에 확인되었다. 지구에 더 가까운 소마젤란은하 부분은 196000ly 떨어져 있는 반면, 더 먼 부분은 215000ly 떨어져 있다.[38]4. 우리 은하와의 관계
마젤란 은하는 우리 은하 원반에 영향을 미치고, 우리 은하는 마젤란 은하의 형태를 왜곡시킨다. 대마젤란 은하는 전파 망원경으로 관측했을 때 매우 뚜렷한 나선 구조를 유지하지만, 중성 수소의 흐름은 대마젤란 은하와 소마젤란 은하, 그리고 우리 은하를 서로 연결하며, 이들 은하는 모두 붕괴된 막대 나선 은하와 비슷한 모습을 보인다.[30] 소마젤란 은하는 대마젤란 은하를 아주 오랫동안 공전해 왔다는 증거가 있으며, 마젤란 은하계는 국부 은하군의 가장자리에 있는 별개의 NGC 3109 은하계와 가장 유사해 보인다.
마젤란 은하의 중력은 우리 은하에도 영향을 미쳐 은하면의 바깥 부분을 왜곡시켰다.[30] 천문학자들은 오랫동안 마젤란 은하들이 현재 거리에서 우리 은하를 공전해 왔다고 가정했지만, 최근 관측 및 이론적 증거에 따르면 마젤란 은하들은 조석 상호작용에 의해 크게 왜곡되었다.[29]
2019년, 천문학자들은 가이아 데이터를 사용하여 젊은 성단 Price-Whelan 1을 발견했는데, 이 성단은 마젤란 은하의 선행팔에 속하며, 마젤란 은하의 선행팔이 이전에 생각했던 것보다 가까운 우리 은하로부터 90000km 떨어져 있음을 시사한다.
4. 1. 위성 은하 논쟁
마젤란 은하는 오랫동안 허블의 설명 이후 정설로 받아들여지며, 지구를 포함한 우리 은하의 위성은하로 여겨져 우리 은하 주변을 공전하고 있다는 것이 일반적인 견해였다.[39]하지만, 마젤란 은하의 이동 속도에 대한 의문이 꾸준히 제기되어 왔다. 허블의 지적 이후, 우리 은하의 총 질량 추정치를 바탕으로 마젤란 은하의 이동 속도(공전 속도)를 추정하는 계산이 여러 번 이루어졌으나, 직접 측정을 통해 확인해야 한다는 필요성이 제기되었다.
마젤란 은하는 형태를 유지하며 평행 이동하고 있기 때문에, 은하 내 별 관측만으로는 측정이 불가능했다. 따라서, 훨씬 먼 거리에 있는 퀘이사를 배경 표식으로 삼아, 마젤란 은하의 상대적 이동에 따른 지구에서 본 각도 변화를 측정하는 방법이 고안되었다.
추정된 각도 변화는 매우 작아, 고정밀 망원경으로도 수일~수개월 내 검출이 어려웠다. 연 단위 시간 간격을 두고 관측해야 했으며, 100km 앞 1mm 이동을 검출하는 수준의 정밀도가 요구되었다. 우주망원경과학연구소의 로엘란트 판 더 마렐(Roeland van der Marel) 연구팀은 허블 우주 망원경의 한계 수준 분해능을 활용, 4년에 걸쳐 마젤란 은하 내 25곳의 이동 속도를 측정했다. 1년 이상 이미지 분석 결과, 이동 속도는 480km/s로, 기존 추정치보다 수십 퍼센트 이상 빨랐다.[39]
이 결과는 마젤란 은하가 우리 은하에 중력적으로 속박되지 않았을 가능성을 보여준다. 만약 사실이라면, 마젤란 은하의 영향으로 설명되던 현상들에 대한 수정이 필요하다. 최근 연구에 따르면, 마젤란 은하는 우리 은하를 공전하는 위성 은하가 아니라, 우연히 우리 은하 근처에 왔을 뿐이며, 수십억 년 후 우리 은하 중력을 벗어나 멀리 떠나 다시 만나지 못할 가능성이 제기되고 있다.[39]
4. 2. 상호작용
마젤란 은하는 우리 은하 원반에 영향을 미치고, 우리 은하는 마젤란 은하의 형태를 왜곡시킨다. 대마젤란 은하는 중성 수소에 대한 전파 망원경 이미지에서 매우 명확한 나선 구조를 유지하지만, 중성 수소의 흐름은 이들을 은하수와 서로 연결하며, 둘 다 붕괴된 막대 나선 은하를 닮았다.[30] 소마젤란 은하 또한 대마젤란 은하를 아주 오랫동안 공전해 왔다는 증거가 있으며, 마젤란 은하계는 국부 은하군의 가장자리에 있는 별개의 NGC 3109 은하계와 가장 유사해 보인다.마젤란 은하의 중력은 우리 은하에도 영향을 미쳐 은하면의 바깥 부분을 왜곡시켰다.[30] 천문학자들은 오랫동안 마젤란 은하들이 현재 거리에서 은하수를 공전해 왔다고 가정했지만, 최근 관측 및 이론적 증거에 따르면 마젤란 은하들은 조석 상호작용에 의해 크게 왜곡되었다.[29]
2006년 허블 우주 망원경을 이용한 측정 결과에 따르면, 마젤란 은하들은 장기간 은하수의 동반자일 만큼 충분히 느리게 움직이지 않는 것으로 나타났다.[34] 이는 마젤란 은하가 우리 은하의 위성 은하가 아닐 가능성을 시사하며, 수십억 년 후에는 우리 은하의 중력을 떨쳐내고 멀리 떠나갈 수도 있다는 것을 의미한다.
마젤란 은하와 우리 은하의 상호작용은 은하 진화 연구에 중요한 단서를 제공한다. 2019년, 천문학자들은 '''가이아''' 데이터를 사용하여 젊은 성단 Price-Whelan 1을 발견했는데, 이 성단은 마젤란 은하의 선행팔에 속하며, 마젤란 은하의 선행팔이 이전에 생각했던 것보다 가까운 은하수에서 90000km 떨어져 있음을 시사한다.
5. 관측
마젤란 은하는 남반구에 위치하여 대한민국에서는 관측이 불가능하다. 남반구의 여러 천문대에서 마젤란 은하를 관측하고 연구하는데, 유럽 남방 천문대의 파라날 천문대가 대표적이다.
5. 1. 주요 관측 시설
마젤란 은하는 남천에 위치하고 있어 주요 관측 시설은 지구 남반구에 있다. 유럽 남방 천문대의 파라날 천문대는 해발 2600m 산 위에 7개의 망원경을 설치하여 운영 중이다. 특히 2009년 말에 완성된 VISTA 망원경은 넓은 시야각을 통해 대마젤란 은하와 소마젤란 은하를 한꺼번에 관측할 수 있다. 또한 근적외선 영상 촬영을 통해 마젤란 은하 속 별들을 선명하게 관측하여, 새로운 구상성단 발견 등 마젤란 은하의 별들에 대한 이해를 높이는 데 기여하고 있다.참조
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