소용돌이 은하

1. 개요

소용돌이 은하는 사냥개자리에 위치한 나선 은하로, 1773년 샤를 메시에에 의해 발견되었다. 1845년 로스 백작이 나선 구조를 발견했으며, 이후 에드윈 허블에 의해 은하로 인식되었다. 소용돌이 은하는 지구로부터 약 2,300만에서 3,100만 광년 거리에 있으며, 우리 은하의 약 88% 크기이다. 동반 은하인 NGC 5195와의 상호작용으로 뚜렷한 나선 구조와 조석 특징을 가지며, 중심에는 블랙홀이 존재한다. 이 은하에서는 여러 초신성이 관측되었으며, 외계 행성 후보가 발견되기도 했다. 소용돌이 은하는 M51 은하군에서 가장 밝은 은하이다.

2. 발견 및 관측 역사

소용돌이 은하(소용돌이 은하)는 1773년 10월 13일, 혜성을 찾던 샤를 메시에가 처음 발견하여 메시에 천체 목록에 M51로 등재했다. 그는 이 천체를 "별이 없고 매우 희미하다"고 기록했다. 이후 1781년 3월 21일, 메시의 동료 피에르 메샹이 M51 옆의 더 작은 동반 은하(NGC 5195)를 발견했으며, 메시에 역시 같은 해 목록에서 이를 "이중 구조"로 언급하며 두 천체가 상호작용할 가능성을 시사했다. 초기 관측자들인 존 허셜, 스미스, 요한 보데 등은 M51의 모습을 각자의 방식으로 기록했으나 그 본질을 명확히 파악하지는 못했다.

M51 관측 역사에서 중요한 전환점은 1845년 윌리엄 파슨스 제3대 로스 백작이 아일랜드 비르 성의 약 182.88cm 반사 망원경으로 M51의 뚜렷한 나선 구조를 최초로 관측하고 스케치하면서 마련되었다. 이 발견으로 M51은 나선 구조가 확인된 최초의 "나선 성운"으로 기록되었지만, 당시에는 이러한 천체들이 우리 은하 내부에 있는지 외부 은하인지에 대한 논쟁이 있었다. 이 논쟁은 이후 에드윈 허블이 세페이드 변광성 관측을 통해 이들이 독립적인 외부 은하임을 증명하면서 종결되었다.

전파 천문학의 발달 이후 관측된 M51의 전파 이미지는 소용돌이 은하(NGC 5194)와 그 동반 은하(NGC 5195)가 실제로 중력적으로 강하게 상호작용하고 있음을 더욱 명확하게 보여주었다. 이 때문에 M51이라는 명칭은 때때로 이 은하 쌍 전체를 지칭하는 데 사용되며, 이 경우 개별 은하는 각각 M51a (NGC 5194)와 M51b (NGC 5195)로 불리기도 한다.

2.1. 샤를 메시에와 피에르 메샹의 발견

소용돌이 은하는 1773년 10월 13일, 혜성을 찾는 과정에서 혼동을 줄 수 있는 천체를 목록화하던 샤를 메시에에 의해 처음 발견되었다. 메시에 자신은 이 천체를 "별이 없고 매우 희미하다"고 기록했으며, 메시에 천체 목록에 M51이라는 번호로 등재했다.

이후 1781년 3월 21일에는 메시의 동료였던 피에르 메샹이 M51 옆에 있는 더 작은 동반 은하(NGC 5195)를 발견했다. 메시에 또한 같은 해 발간된 자신의 목록 최종판에서 이 동반 은하의 존재를 언급하며 M51에 대해 다음과 같이 묘사했다: "이중 구조이며 각자 잘 빛나는 중심부를 가지고 있으며, 둘은 4분 35초(4′35″) 떨어져 있다. 두 '대기(atmospheres)'는 서로 접촉하고 있으며, 한쪽이 다른 쪽보다 어둡다." 이는 M51 (NGC 5194)과 그 동반 은하 NGC 5195가 서로 상호작용하고 있음을 시사하는 초기 관측 기록 중 하나이다. 때때로 M51이라는 명칭은 이 두 은하 전체, 즉 은하 쌍을 아우르는 말로 사용되기도 하며, 이 경우 주 은하는 M51a(NGC 5194), 동반 은하는 M51b(NGC 5195)로 구별하여 부르기도 한다.

2.2. 윌리엄 파슨스의 나선 구조 발견

소용돌이 은하(M51)는 1773년 10월 13일 샤를 메시에가 혜성 탐색 중 발견했으며, "별이 없고 매우 희미하다"고 기록했다. 이후 메시에 천체 목록에 M51로 등재되었다. M51의 동반 은하인 NGC 5195는 1781년 3월 21일 피에르 메샹이 발견했다. 메시에 자신도 1781년 목록에서 M51을 "이중 구조이며 각자 잘 빛나는 중심부를 가지고 있으며, 둘은 4'35" 떨어져 있다. 두 '대기'는 접촉하고 있으며, 한쪽이 어둡다"고 묘사했다. 존 허셜 역시 1889년 M51을 중앙부 원형 부분과 바깥쪽 링의 이중 구조로 스케치했으며, 스미스는 핵을 둘러싼 희미한 팔과 같은 구조를 그리기도 했다.

1845년, 윌리엄 파슨스 제3대 로스 백작(로스 경)은 아일랜드 비르 성에 설치한 당시 세계 최대 구경의 약 182.88cm 반사 망원경 '리바이어던'을 사용하여 M51을 관측하던 중, 이 천체가 뚜렷한 나선 구조를 가지고 있음을 발견했다. 이는 인류 역사상 처음으로 은하의 나선 구조를 시각적으로 확인한 중요한 관측이었으며, M51은 나선 구조가 확인된 최초의 "나선 성운"으로 기록되었다. 로스 경은 M51의 모습을 상세하게 스케치로 남기며 "나선형. 고배율에서는 더욱 복잡한 구조를 알 수 있다. 큰 쪽과 작은 쪽은 연결되어 있음이 틀림없다. 가장 희귀한 나선 성운이다"라고 기록했다. 1861년에는 "바깥쪽 핵은 소용돌이가 왼쪽으로 돌고 있다는 것이 사실이다"라고 덧붙였다.

로스 경의 발견은 당시 천문학계에 큰 영향을 미쳤다. 웹은 이를 "로스 경의 놀라운 나선 성운"이라 칭했으며, 플라마리온은 "잘 보이는 이중 성운. 각각 중심부가 잘 빛나고 선명하다. 서로의 연락 지점은 분명하다"고 묘사했다. 하지만 당시 기술로는 이러한 '나선 성운'들이 우리 은하 내부에 속한 천체인지, 아니면 멀리 떨어진 독립적인 우주의 섬, 즉 외부 은하인지 명확히 구분할 수 없었다.

이후 에드윈 허블이 M31(안드로메다 은하)을 포함한 여러 나선 성운에서 세페이드 변광성을 관측하고 거리를 측정하는 데 성공하면서, 이들이 우리 은하와는 별개로 존재하는 거대한 은하임을 결정적으로 증명했다. 로스 경의 M51 나선 구조 발견은 이러한 외부 은하 연구의 중요한 시발점이 되었다.

전파 천문학의 발달 이후 관측된 M51의 전파 이미지는 소용돌이 은하(M51a 또는 NGC 5194)와 그 동반 은하(M51b 또는 NGC 5195)가 실제로 중력적으로 강하게 상호작용하고 있음을 더욱 명확하게 보여주었다.

2.3. 허블 우주 망원경과 현대적 관측

전파 천문학의 발전과 M51의 전파 이미지는 소용돌이 은하(NGC 5194)와 그 동반 은하(NGC 5195)가 실제로 상호작용하고 있음을 명확하게 보여주었다. 이 때문에 M51이라는 명칭은 때때로 이 은하 쌍 전체를 지칭하는 데 사용되며, 이 경우 개별 은하는 각각 M51a (NGC 5194)와 M51b (NGC 5195)로 불리기도 한다.

1984년, 프랑스 국립 과학 연구 센터(CNRS)의 우주 천문 연구소(L.A.S.-CNRS)와 오트 프로방스 천문대(O.H.P.)가 공동 개발한 고속 검출기인 이미지 광자 계수 시스템(IPCS)과 하와이 마우나케아 산 정상에 있는 캐나다-프랑스-하와이 망원경(CFHT) 3.60m를 이용한 관측에서 Hua 등은 소용돌이 은하 핵의 이중 구조를 발견했다.

2005년 1월, 허블 유산 프로젝트는 허블 우주 망원경의 첨단 관측 장비(ACS)를 사용하여 M51의 11,477 × 7,965 픽셀에 달하는 상세한 복합 이미지를 공개했다. 이 이미지는 은하의 나선팔을 선명하게 보여줄 뿐만 아니라, 팔 내부의 복잡한 구조와 성간먼지 분포 등 세부적인 특징들을 잘 드러낸다.

현대에 들어서는 아마추어 천문가들도 성능 좋은 망원경을 통해 소용돌이 은하의 모습을 자세히 관측할 수 있다. 쌍안경으로도 희미하게 존재를 확인할 수 있으며, 구경 100mm 망원경으로는 M51과 동반 은하의 기본적인 윤곽을 볼 수 있다. 구경 150mm 망원경으로는 어두운 하늘 아래에서 나선 구조를 어렴풋이 감지할 수 있으며, 구경 300mm 이상의 대형 아마추어 망원경으로는 다양한 나선 띠와 HII 영역을 관측하고 M51이 동반 은하 M51b와 연결된 모습까지 확인할 수 있다. 물론 은하 구조의 전체적인 범위와 세밀한 모습은 장시간 노출을 통한 사진 촬영으로 더욱 명확하게 파악할 수 있다.

3. 물리적 특성

(내용 없음)

3.1. 거리 및 크기

소용돌이 은하는 지구로부터 약 2,300만에서 3,100만 광년 거리에 위치해 있다. 1991년 밝은 은하 제3 참조 목록(Third Reference Catalogue of Bright Galaxies)에 따른 측정 결과, 이 은하의 지름은 B 밴드에서 D₂₅ 등광도를 기준으로 23.58 kpc에 달한다. 이는 전체적으로 우리 은하 크기의 약 88%에 해당한다. 소용돌이 은하의 질량은 약 1,600억 태양 질량으로 추정되며, 이는 우리 은하 질량의 약 10.3% 수준이다.

3.2. 질량 및 구성 성분

질량은 1,600억 태양 질량으로 추정되며, 이는 우리 은하 질량의 약 10.3%에 해당한다.

나선 중심에는 한때 먼지 고리로 둘러싸여 있다고 생각되었지만, 현재는 먼지에 의해 부분적으로 가려져 있다고 여겨지는 블랙홀이 존재한다. 한 쌍의 전리 원뿔이 활동 은하 핵에서 뻗어 있다.

3.3. 중심 블랙홀

소용돌이 은하의 나선 중심에는 블랙홀이 존재하는 것으로 여겨진다. 과거에는 이 블랙홀이 먼지 고리에 둘러싸여 있다고 생각되었으나, 현재는 먼지에 의해 부분적으로 가려져 있는 것으로 추정된다. 또한, 이 활동 은하 핵에서는 한 쌍의 전리 원뿔이 뻗어 나오고 있다.

4. 나선 구조와 상호작용

이 은하는 1773년 10월 13일 샤를 메시에가 처음 발견했으며, 그는 "별이 없고 매우 희미하다"고 기록했다. 동반 은하 NGC 5195는 1781년 3월 21일 피에르 메샹이 발견했다. 메시에 자신도 1781년 목록에서 이 은하를 "이중 구조이며 각자 잘 빛나는 중심부를 가지고 있으며, 둘은 4'35" 떨어져 있다. 두 '대기'는 접촉하고 있으며, 한쪽이 어둡다"고 묘사했다. 이는 존 허셜이 1889년에 남긴 스케치처럼 초기 관측자들이 두 천체가 연결되어 있음을 인지했음을 보여준다.

요한 보데는 "작고 희미하게 빛난다. 아마도 타원일 것"이라고 했고, 존 허셜은 "우리 세계와 같다고 생각된다. 둘러싼 후광은 은하계를 표현한다"고 언급했다. 스미스는 더 나아가 "밝고 흰 한 쌍의 성운이 각각 핵을 가지고 있으며... 남쪽은 중심부가 빛나고 광륜에 둘러싸여 수평이 되었을 때의 링이 있는 토성의 고스트와 닮았다"고 묘사하며, 핵 주변의 희미한 팔 구조를 스케치하기도 했다.

소용돌이 은하는 1845년 로스 경의 관측을 통해 은하의 나선 구조가 처음으로 확인된 역사적인 천체이다. 로스 경은 이를 "가장 희귀한 나선 성운"이라 칭하며, 고배율 관측에서 복잡한 구조와 두 은하의 연결 가능성을 언급했다. 1861년에는 소용돌이가 왼쪽으로 도는 것처럼 보인다고 기록했다. 이후 웹은 "로스 경의 놀라운 나선 성운"이라 감탄했고, 플라마리온은 "잘 보이는 이중 성운... 서로의 연락 지점은 분명하다"고 기술했다.

오늘날 소용돌이 은하는 밝기가 충분하여 쌍안경으로도 관측 가능하며, 아마추어 천문가들에게 매우 인기 있는 대상이다. 두 은하를 잇는 팔 구조는 구경 10cm 정도의 망원경으로도 볼 수 있다는 보고가 있으며, 마라스는 10cm 망원경으로 주성운의 중심 부분에 농담을 그리고, 동반 성운과 연결된 희미한 팔을 그렸지만, 단순히 "사진을 너무 많이 봐서 그럴지도"라고도 기록했다. 나선 구조가 어느 정도의 망원경에서 보이는가 하면, 슈투르베는 15인치에서는 선명하고, 사고는 13인치 80배에서는 선명하다고 했다. 마라스는 12.5인치에서는 선명하게 보인다고 했다. 조건이 좋으면 구경 8cm 정도의 망원경으로도 팔을 볼 수 있다는 사람도 있다.

4.1. 나선 팔 형성 원인

소용돌이 은하는 시계 방향으로 감기는 매우 두드러진 나선 팔 두 개를 가지고 있다. 이 중 한 팔은 일정한 각도에서 크게 벗어나 있다. 이렇게 뚜렷한 나선 구조는 동반 은하인 NGC 5195와의 가까운 상호작용 때문에 생긴 것으로 여겨진다. 약 5억에서 6억 년 전에 NGC 5195가 소용돌이 은하의 주 원반을 통과했을 가능성이 있다. 이 시나리오에 따르면, NGC 5195는 우리 관찰자 쪽으로 원반을 통과한 후 소용돌이 은하 뒤편으로 갔다가, 불과 5천만에서 1억 년 전에 다시 원반을 통과하여 현재 위치, 즉 소용돌이 은하의 약간 뒤편에 자리 잡게 되었다.

4.2. 조석 특징

NGC 5195와의 상호 작용의 결과로, 소용돌이 은하는 다양한 조석 특징을 만들어 냈다. 이러한 특징들 중 가장 큰 것은 소위 북서 깃털로, 은하 중심에서 43kpc 뻗어 있다. 이 깃털은 색상이 균일하며, 확산된 가스를 가지고 있어 소용돌이 은하 자체에서 기원했을 가능성이 높다. 그 옆에는 위치 때문에 서부 깃털이라고 불리는 두 개의 다른 깃털이 있는데, 색상이 약간 더 푸르다.

2015년, 한 연구에서는 소용돌이 은하와 NGC 5195의 상호 작용으로 인한 두 개의 새로운 조석 특징인 "북동 깃털"과 "남부 깃털"을 발견했다. 이 연구는 NGC 5195가 소용돌이 은하 원반을 한 번만 통과하는 것을 가정한 시뮬레이션은 북동 깃털과 같은 특징을 만들어내기 어렵다고 지적했다. 반면, Salo와 Laurikainen 등이 여러 번의 통과를 고려하여 만든 시뮬레이션은 북동 깃털의 형성을 성공적으로 재현했다.

4.3. 별 생성

M51의 중심부에서는 별 생성이 활발하게 일어나고 있다. 별 생성 효율(새로운 별의 질량 / 별 생성 가스의 질량)은 현재 약 1% 수준으로, 이는 우리 은하를 비롯한 다른 은하들과 비슷한 값이다. 현재와 같이 높은 별 생성률은 앞으로 약 1억 년 동안 지속될 것으로 추정된다. 나선 팔 역시 활발한 별 생성이 이루어지는 영역이다.

5. 초신성 및 외계 행성 후보

소용돌이 은하에서는 여러 초신성과 초신성 모방체, 그리고 외계 행성 후보가 발견되었다.

지금까지 발견된 주요 초신성은 다음과 같다.

또한, 2019년에는 초신성 모방체인 AT 2019abn이 발견되었으며, 이는 나중에 광도 적색 신성으로 확인되었다. 이 천체는 절대 등급 M_r = -14.9를 기록했다.

2020년에는 찬드라 X선 관측선 관측을 통해 은하수 외부에서 발견된 최초의 사례가 될 수 있는 외계 행성 후보 M51-ULS-1b의 발견이 발표되었다. 이 행성 후보는 고질량 X선 쌍성 M51-ULS-1을 공전하는 것으로 추정된다.

5.1. 초신성 관측 기록

소용돌이 은하에서는 여러 초신성과 유사 천체가 관측되었다.

1994년에는 SN 1994I가 발견되었다. 이 초신성은 Ic형으로 분류되었으며, 이는 모성(母星)이 매우 무겁고 폭발 전에 이미 상당량의 질량을 잃었음을 시사한다. 겉보기 등급은 12.91에서 가장 밝았다.

2005년 6월에는 II형 초신성인 SN 2005cs가 관측되었다. 이 초신성의 최고 겉보기 등급은 14였다.

2011년 5월 31일에는 또 다른 II형 초신성이 발견되어 SN 2011dh로 명명되었다. 최고 등급은 12.1에 달했다. 이 초신성은 IIb형으로 분류되며, 평균보다 훨씬 푸른 스펙트럼을 보였고, 수소-발머선에서 빠르게 팽창하는 물질을 나타내는 P 시그니 프로파일을 나타냈다. 모성은 드물게 황색 초거성이었을 것으로 추정되며, 이는 초신성의 일반적인 모성으로 여겨지는 적색 초거성이나 청색 초거성과는 다른 경우이다.

2019년 1월 22일에는 AT 2019abn으로 명명된 초신성 모방체가 발견되었다. 이 천체는 나중에 광도 적색 신성으로 확인되었다. 모성은 스피처 우주 망원경의 과거 적외선 이미지에서 감지되었으나, 허블 우주 망원경의 과거 가시광선 이미지에서는 보이지 않았다. 이는 모성이 성간 먼지에 의해 심하게 가려져 있었음을 시사한다. AT 2019abn은 최고 등급 17에 도달했으며, 절대 등급 M_r = -14.9를 기록했다.

5.2. 초신성 모방체 AT 2019abn

2019년 1월 22일, 메시에 51(소용돌이 은하)에서 AT 2019abn으로 명명된 초신성 모방체가 발견되었다. 이 천체는 나중에 광도 적색 신성으로 확인되었다. 모성(母星)은 스피처 우주 망원경의 과거 적외선 이미지에서 감지되었다. 하지만 과거 허블 우주 망원경 이미지에서는 이 천체의 위치에서 어떠한 물체도 보이지 않았는데, 이는 모성이 성간 먼지에 의해 심하게 가려져 있었음을 나타낸다. AT 2019abn은 겉보기 등급 17에서 최고조에 달했으며, M_r = -14.9의 절대 등급을 기록했다.

5.3. 외계 행성 후보 M51-ULS-1b

2020년 9월, 찬드라 X선 관측선을 통해 이 은하 안에 있는 고질량 X선 쌍성 M51-ULS-1을 공전하는 M51-ULS-1b라는 이름의 후보 외계 행성이 발견되었다는 발표가 있었다. 만약 이 발견이 사실로 확인된다면, 이는 은하수 바깥에서 발견된 최초의 은하 외부 행성 사례가 될 것이다. 이 행성 후보는 식 현상을 통해 발견되었는데, 이 현상은 항성 잔해(중성자별 또는 블랙홀)와 거대한 별(아마도 B형 청색 초거성)으로 이루어진 X선원에서 관측되었다. 이 행성은 토성보다 약간 작은 크기이며, 수십 천문 단위 거리에서 X선원을 공전할 것으로 추정된다.

6. M51 은하군

소용돌이 은하는 M51 그룹으로 알려진 작은 은하 그룹의 일원이다. 이 은하 그룹은 소용돌이 은하를 포함한 여러 은하들로 구성되어 있으며, 천문학 연구에서 중요한 대상으로 여겨진다. M51 그룹에 대한 자세한 정보는 하위 문서를 참고할 수 있다.

6.1. 구성원

소용돌이 은하는 M51 그룹에서 가장 밝은 은하이며, 이 그룹은 M63 (해바라기 은하), NGC 5023, NGC 5229 등을 포함하는 작은 은하 그룹이다. M51 그룹은 지구로부터 약 3700만 광년 거리에 위치한다.

일부 연구에서는 이 작은 그룹이 M101 그룹과 NGC 5866 그룹을 포함하는 더 크고 길쭉한 은하 그룹의 남동쪽 끝에 있는 하위 그룹일 가능성을 제시하기도 한다. 하지만 대부분의 그룹 식별 방법과 목록에서는 이 세 그룹을 별개의 그룹으로 간주한다.

M51 은하군에 속하는 주요 은하들은 다음과 같다.

* NGC 5023
* UGC 8313
* UGC 8331
* M63 (해바라기 은하)
* 소용돌이 은하 (M51A, NGC 5194)와 동반 은하 (M51B, NGC 5195)
* NGC 5229
* UGC 8683

6.2. 은하군 역학

소용돌이 은하는 M51 그룹에서 가장 밝은 은하이다. 이 그룹은 M63(해바라기 은하), NGC 5023, NGC 5229 등을 포함하는 작은 은하 그룹으로, 지구로부터 약 3700만 광년 거리에 위치한다.

M51 그룹은 M101 그룹과 NGC 5866 그룹을 포함하는 더 크고 길쭉한 은하 그룹의 남동쪽 끝에 있는 하위 집단일 가능성도 있지만, 대부분의 은하 그룹 식별 방법 및 목록에서는 이들을 별개의 그룹으로 분류한다.

M51 그룹의 주요 구성 은하는 다음과 같다.