대마젤란 은하

1. 개요

대마젤란 은하는 남반구에서 관측되는 은하로, 우리 은하의 위성 은하 중 하나이다. 10세기 페르시아 천문학자에 의해 기록되었으며, 1519년 페르디난드 마젤란의 항해를 통해 서구 세계에 알려져 그의 이름을 따 명명되었다. 막대 구조와 나선팔을 가진 마젤란형 왜소나선은하로 분류되기도 하며, 활발한 별 생성 활동을 보이고 있다. 대마젤란 은하까지의 거리는 세페이드 변광성을 포함한 다양한 표준 촉광을 이용하여 측정되며, 최근에는 163,000 광년으로 측정되었다.

2. 역사

대마젤란 은하는 남반구 원주민들에게는 오래전부터 알려져 있었다. 10세기 페르시아의 천문학자 알 수피는 964년경 저술한 "항성에 관한 책"(Book of Fixed Stars)에 대마젤란 은하로 추정되는 천체에 대한 기록을 남겼다. 그는 이 천체를 "알 바크르(Al Bakr)", 즉 흰 황소라고 불렀다고 기록했다. 하지만, 알 수피가 언급한 것은 카노푸스 남쪽의 별들을 잘못 이해한 것이라는 주장도 있다.

1503년부터 1504년 사이에 아메리고 베스푸치는 세 번째 항해에 관한 편지에서 "세 개의 카노푸스, 밝은 두 개와 어두운 하나"라고 언급했는데, 여기서 "밝은" 것은 두 개의 마젤란운을, "어두운" 것은 석탄자루 성운을 가리킨다. 1519년, 페르디난드 마젤란은 항해 중 대마젤란 은하를 목격했으며, 그의 기록을 통해 서구 세계에 널리 알려지게 되었다. 이 은하는 현재 그의 이름을 따 명명되었다.

1603년 독일의 요한 바이어는 성도 『우라노메트리아』에서 Nubecula Major라고 기록했다. 1801년 독일의 요한 엘레르트 보데는 성도 『우라노그라피아』( Uranographia )에서 Nubecula Major라고 칭하고, 독립된 별자리로 취급했다.

2006년 허블 우주 망원경을 이용한 측정 결과, 대마젤란 은하는 우리 은하를 공전하기에는 너무 빠른 속도로 움직이고 있을 가능성이 제기되었다. 2021년 11월에는 유럽 남방 천문대의 초거대 망원경(VLT)을 사용하여 대마젤란 은하 내부에서 새로운 블랙홀이 발견되었다.

2.1. 대한민국에서의 관측

3. 기하학적 구조

대마젤란 은하는 주로 불규칙 은하로 간주되지만, 막대 구조의 흔적을 보이며, 종종 마젤란형 왜소나선은하로 분류되기도 한다. 중심 막대와 나선팔을 가지고 있는데, 중심 막대는 휘어져 있어 동쪽과 서쪽 끝부분이 은하 중심보다 우리 은하에 더 가깝다. 2014년 허블 우주 망원경의 관측 결과, 대마젤란 은하는 약 2억 5천만 년의 주기로 회전하는 것으로 추정된다.

대마젤란 은하는 오랫동안 지구로부터 단일 거리에 위치한 평면 은하(planar galaxy) 또는 정면향 은하(face-on galaxy)로 간주되었다. 그러나 1986년 콜드웰과 컬슨이 LMC의 북동부에서 낱세페이드 변광성들을 발견하였는데, 이 변광성들은 남서부의 세페이드 변광성보다 우리 은하와 더 가까이 위치해 있다. 이후 세페이드 변광성, 핵헬륨연소 적색군(red clump)의 별, 적색거성가지의 첨단부의 별들을 통해 이러한 경사진 구조는 확인되었다. 여러 연구에서 정면향 은하가 0°의 경사를 가지는 것에 반해, 대마젤란 은하는 약 35° 기울어져 있다는 사실이 밝혀졌다. 탄소별들의 운동을 통한 연구에서는 LMC의 원반이 두껍고 나팔꽃 형태로 휘어져 있다는 것이 밝혀졌다. 쇼머 등은 ~80개의 성단에 관해 속도를 측정하였으며 LMC의 성단계가 원반형 분포에서의 성단의 운동과 일치하는 운동을 하고 있음을 발견하였다. 이러한 결과는 그로촐스키 등이 입증하였다.

4. 거리 측정

대마젤란 은하까지의 거리는 표준 촉광(standard candles)을 이용하여 측정된다. 가장 널리 사용되는 표준 촉광은 세페이드 변광성이며, 이 별들의 변광 주기와 광도 사이의 관계를 이용하여 거리를 계산한다. 그러나 세페이드 변광성의 중원소함량(metalicity)이 주기-광도 관계에 영향을 미치기 때문에, 이를 보정하는 과정이 필요하다. 불행하게도 주기-광도 관계의 눈금으로 사용되는 우리은하의 세페이드 변광성은 대마젤란 은하에서 발견되는 세페이드 변광성보다 중원소가 더 풍부하다.

최근에는 식쌍성, 초신성 1987A의 빛메아리 등 다양한 방법을 이용하여 거리를 측정하고, 그 정확도를 높이고 있다. 2006년, 다양한 중원소함량을 가지는 은하, 메시에 106 속의 세페이드 변광성들을 이용하여 재눈금화하여 절대거리지수 $(m-M)\_0$ = 18.41, 또는 48 kpc(~157,000 광년)에 해당하는 거리를 측정하였다.

상호연관적인 서로 다른 측정 방법을 통해서 측정 거리 범위를 제한할 수 있는데, 현재 그를 통한 잔차는 측정된 LMC의 크기변수보다 더 적다. 2013년 연구에서는 2.2%의 오차로 49.97 kpc(163,000 광년)이라는 정밀한 거리를 얻었다.

5. 특징

많은 불규칙 은하들과 마찬가지로, 대마젤란 은하는 가스와 먼지가 풍부하며 현재 활발한 별 생성 활동을 하고 있다. 대마젤란 은하에는 국부 은하군에서 가장 활동적인 별 생성 영역인 타란툴라 성운이 있다.

대마젤란 은하는 다양한 은하 천체와 현상을 가지고 있어 로버트 번햄 주니어에 따르면 "천문학적 보고, 별의 성장과 진화 연구를 위한 훌륭한 천체 실험실"로 알려져 있다. 이 은하에 대한 조사 결과 약 60개의 구상 성단, 400개의 행성상 성운, 700개의 산개 성단과 수십만 개의 거성과 초거성이 발견되었다. 최근 몇 년 동안 가장 가까운 초신성인 1987A 초신성은 대마젤란 은하에 있었다. 라이오넬 머피 SNR (N86) 질소가 풍부한 초신성 잔해는 오스트레일리아 국립대학교의 스트롬로 산 천문대의 천문학자들에 의해 명명되었는데, 이는 오스트레일리아 고등법원 판사 라이오넬 머피의 과학에 대한 관심과 그의 큰 코와의 유사성을 인정한 것이다.

가스의 다리가 소마젤란 은하(SMC)와 대마젤란 은하(LMC)를 연결하고 있는데, 이는 은하들 사이의 조석 상호 작용을 보여준다. 마젤란 은하들은 중성 수소의 공통 껍질을 가지고 있는데, 이는 오랫동안 중력적으로 결합되어 있었음을 나타낸다. 이 가스 다리는 별 생성 장소이다.

5.1. 엑스선 광원

대마젤란 은하는 여러 엑스선 광원을 포함하고 있다. 1966년 9월 20일, 나이키-토마호크 로켓 발사 실험에서는 엑스선이 검출되지 않았으나, 이후 1968년 10월 29일 실험에서 황새치자리에 해당하는 위치(적경 05시 20분, 적위 -69도)에서 엑스선 광원이 처음으로 관측되었다. 이 광원은 대마젤란 은하와 일치하며, 크기는 약 12°에 달했다. 1.5~10.5 keV 범위에서 방출률은 50 kpc 거리에서 4×10³⁸ erg/s였다.

대마젤란 은하에서 처음으로 발견된 엑스선 광원인 LMC X-1은 고질량 엑스선 쌍성(HMXB)이다. LMC X-2는 대마젤란 은하에서 유일하게 밝은 저질량 엑스선 쌍성(LMXB)이다.

초신성잔해 DEM L316은 두 개의 초신성 잔해로 구성되어 있는데, 찬드라 엑스선 관측선의 관측 결과 좌측 상단 잔해는 1a형 초신성, 우측 하단 잔해는 2형 초신성의 결과물로 추정된다. SNR 0538-69.1에서는 16 밀리초의 엑스선 펄사가, SNR 0540-697은 ROSAT을 통해 발견되었다.

6. 대마젤란 은하에서 본 우리 은하

대마젤란 은하의 위치에서 우리은하의 총 겉보기 등급은 지구에서 대마젤란 은하를 봤을 때보다 14배 이상 밝은 -2.0 등급이다. 우리 은하는 보름달의 70배 크기에 해당하는 폭 36˚ 정도로 보인다.

더욱이, 대마젤란 은하의 높은 은위로 인해 대마젤란 은하의 관찰자는 우리 은하의 은하면에 관한 연구가 어려운 지구에 비해, 성간티끌의 간섭으로부터 자유롭게 우리 은하를 비스듬한 형태로 전부 볼 수 있다. 소마젤란운은 약 0.6등급으로 지구에서 보이는 대마젤란 은하보다 상당히 밝다.

7. 사진

8. 대중 문화

지구 밖의 실존 천체를 다룬 사물#대마젤란 은하 문서에서 대마젤란 은하를 소재로 한 작품들을 확인할 수 있다.