처녀자리 은하단

1. 개요

처녀자리 은하단은 타원 은하와 나선 은하가 혼합되어 있으며, 현재도 형성 중인 역동적인 은하단이다. 메시에 87을 중심으로 하는 Virgo A, 메시에 86을 중심으로 하는 영역, 메시에 49를 둘러싸는 Virgo B 등 적어도 세 개의 하위 은하단으로 구성되어 있다. 은하단 내에는 은하간 매질과 은하간 별이 존재하며, 처녀자리 초은하단에 위치하여 국부 은하군의 후퇴 속도에 영향을 미친다.

2. 특징

처녀자리 은하단은 타원은하와 나선은하가 비교적 불균일하게 섞여 있는 것이 특징이다. 2004년 기준으로, 은하단 내의 나선은하들은 우리 은하에서 볼 때 시선 방향을 따라 길게 늘어진, 마치 길쭉한 타원체(또는 시가 모양) 형태의 필라멘트 구조에 분포하는 것으로 여겨진다. 이 필라멘트 구조는 너비보다 길이가 약 4배 더 길다. 반면, 타원은하들은 나선은하와 달리 은하단의 중심부에 더 집중적으로 모여 있다.

이러한 구성원의 분포 특징 외에도, 은하단 내 은하들이 보이는 높은 특이 속도(은하단 중심에 대해 최대 1,600 km/s에 달함)는 은하단의 거대한 질량을 시사하며, 이는 처녀자리 은하단이 여러 하위 구조들이 병합하며 여전히 형성되는 과정에 있는 역동적인 천체임을 보여준다. 은하단은 더 큰 구조인 처녀자리 초은하단의 중심부에 위치하며, 그 강력한 중력은 주변 국부 은하군의 후퇴 속도를 약 10% 정도 늦추는 효과를 미친다. 또한, 은하단 내부의 극단적인 환경은 은하 내 분자 가스를 휩쓸어가 별 생성을 억제하는 요인으로 작용하기도 한다.

2.1. 하위 은하단

처녀자리 은하단은 적어도 세 개의 뚜렷하게 구분되는 작은 무리(소밀집 영역)들이 합쳐진 구조이다. 이 하위 은하단들은 현재 하나의 거대한 은하단으로 합쳐지는 병합 과정 중에 있다. 주요 하위 은하단과 그 특징은 다음과 같다.

이 주요 하위 은하단들 주변에는 주로 나선은하로 구성된 'N 구름(N Cloud)', 'S 구름(S Cloud)', '처녀자리 E(Virgo E)'와 같은 더 작은 은하 구름들이 존재하며, 이들도 주 은하단으로 떨어지면서 합병되는 과정에 있는 것으로 보인다. 더 나아가, 코마 I 은하구름과 같이 더 멀리 떨어진 고립된 은하들이나 은하군들도 처녀자리 은하단의 중력에 이끌려 미래에 합병될 것으로 예상된다. 이는 처녀자리 은하단이 아직 형성 과정에 있는, 동역학적으로 젊은 은하단임을 시사한다.

한편, 근처의 'M 구름(M Cloud)', 'W 구름(W Cloud)', 'W' 구름(W' Cloud)'으로 알려진 다른 은하 집합체들은 주 은하단과는 독립적인 배경 시스템으로 여겨진다.

2.2. 역동적인 진화

처녀자리 은하단은 여러 하위 구조들이 합쳐지는 과정에 있는, 역동적으로 진화하는 젊은 은하단으로 평가받는다. 은하단은 최소 세 개의 주요 하위 은하단(subcluster)으로 구성된다. M87을 중심으로 하는 '처녀자리 A'(Virgo A), M86 주변의 영역, 그리고 M49를 중심으로 하는 '처녀자리 B'(Virgo B)가 그것이다. 이 중 '처녀자리 A'는 타원은하, 렌즈상 은하, 가스가 부족한 나선은하 등이 섞여 있으며, 질량이 약 10¹⁴ M_☉으로 다른 두 하위 은하단보다 약 10배 더 크다. 거대 타원은하 M87에는 초대질량 블랙홀이 있으며, 그 사건 지평선은 2019년 사건 지평선 망원경 협력단에 의해 관측되었다.

이 세 하위 은하단은 현재 하나의 거대한 은하단으로 합쳐지는 과정 중에 있다. 또한, 주로 나선은하로 이루어진 'N 구름'(N Cloud), 'S 구름'(S Cloud), '처녀자리 E'(Virgo E)와 같은 더 작은 은하 구름들도 이들 주 은하단으로 떨어지며 병합되고 있다. 더 나아가, 코마 I 은하군과 같은 멀리 떨어진 고립된 은하나 은하군들도 처녀자리 은하단의 강력한 중력에 이끌려 미래에 합병될 것으로 예상된다. 이러한 지속적인 병합 과정은 처녀자리 은하단이 아직 형성 단계에 있는, 동역학적으로 매우 활발하고 젊은 천체임을 강력하게 시사한다.

은하단의 거대한 질량은 구성 은하들이 매우 높은 특이 속도(peculiar velocity, 우주 팽창에 의한 후퇴 속도 외의 속도 성분)를 갖게 한다. 일부 은하들은 은하단 중심에 대해 최대 1,600 km/s에 달하는 속도로 움직인다.

처녀자리 은하단은 더 큰 구조인 처녀자리 초은하단의 중심부에 위치하며, 강력한 중력으로 주변 은하들의 움직임에 영향을 미친다. 특히 우리 은하가 속한 국부 은하군의 후퇴 속도를 약 10% 정도 늦추는 효과를 가지고 있다.

또한, 처녀자리 은하단의 극단적인 환경은 '우주 빗자루'처럼 작용하여 은하 내의 분자 가스를 휩쓸어 가는데, 이는 은하들이 새로운 별을 만드는 것을 방해하는 요인으로 작용한다.

한편, 'M 구름'(M Cloud)과 'W 구름'(W Cloud), 'W' 구름으로 알려진 근처의 다른 은하 집합체들은 주 은하단과는 독립적인 배경 시스템으로 여겨진다.

3. 은하단 내부 물질

다른 많은 무거운 은하단과 마찬가지로, 처녀자리 은하단의 은하단 내부 물질(ICM)은 약 3천만 켈빈에 달하는 매우 뜨겁고 희박한 플라스마 상태로 존재하며, 강한 X선을 방출한다. 이 뜨거운 가스는 은하단 전체 질량의 상당 부분을 차지한다.

은하단 내부 물질 속에는 단순히 뜨거운 가스만 있는 것이 아니라, 다양한 천체들이 떠돌아다니고 있다. 대표적으로 은하간 별(은하단 전체 별의 최대 10%), 행성상 성운, 구상 성단, 심지어 별 생성이 일어나는 H II 영역까지 발견되었다.

또한, 은하단 내부 물질은 은하단의 진화에도 중요한 역할을 한다. 뜨거운 가스가 마치 거대한 우주 빗자루처럼 은하를 휩쓸고 지나가면서 은하 내부의 차가운 분자 가스를 제거하는 현상이 관측된다. 이로 인해 은하들은 새로운 별을 만들 재료를 잃게 되어 별 생성이 억제되는 효과가 나타난다. 은하단 내부 물질에서 관측되는 난류는 이러한 가열 과정과 관련이 있으며, 은하단 전체가 빠르게 식는 것을 막는 중요한 요인으로 생각된다.

3.1. 은하간 별의 기원

다른 많은 무거운 은하단처럼, 처녀자리 은하단의 은하단 내부 물질(은하단간 매질, ICM)은 약 3만에 달하는 뜨겁고 희박한 플라스마로 채워져 있으며, 이 플라스마는 X선을 방출한다. 이 은하단 내부 물질 속에서는 많은 수의 은하간 별(떠돌이 항성)이 발견되는데, 이는 은하단 전체 별의 약 10%에 달하는 양이다. 일부 행성상 성운도 이들 별과 함께 은하단 사이를 떠돌아다니는 것이 확인되었다.

이러한 은하간 별들은 원래 특정 은하에 속해 있었으나, 다른 은하와의 상호작용 과정에서 발생한 기조력 등에 의해 자신이 속했던 은하로부터 튕겨져 나온 것으로 추정된다. 이 별들이 원래 속했던 곳은 구상성단이나 기조력에 의해 파괴된 왜소 은하, 혹은 적어도 하나의 별 형성 영역(H II 영역)이었을 것으로 여겨진다.

4. 주요 구성 은하

아래 표는 처녀자리 은하단의 밝거나 주목할 만한 은하들과, 해당 은하들이 속한 하위 은하단(소은하단)을 보여준다. 연구자에 따라 은하가 속한 하위 단위 분류는 다를 수 있다.

* 열 1: 은하의 이름.
* 열 2: 역기점 2000 기준 적경.
* 열 3: 역기점 2000 기준 적위.
* 열 4: 은하의 청색 겉보기 등급.
* 열 5: 은하 유형: E=타원은하, S0=렌즈형은하, Sa,Sb,Sc,Sd=나선은하, SBa,SBb,SBc,SBd=막대나선은하, Sm,SBm,Irr=불규칙은하.
* 열 6: 은하의 각 크기(분).
* 열 7: 은하의 지름(천 광년).
* 열 8: 우주 마이크로파 배경에 대한 은하의 후퇴 속도(km/s).
* 열 9: 은하가 위치한 소은하단.

은하단 내 더 어두운 은하는 일반적으로 처녀자리 은하단 목록 번호로 알려져 있으며, 특히 수많은 왜소 은하 집단의 구성원이다.

5. 발견

처녀자리 은하단은 1781년에 샤를 메시에가 처음 발견했다. 그는 이 은하단의 거대한 타원은하인 M87을 포함하여 여러 구성 은하의 위치를 메시에 목록에 기록했다.