IC 1101
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1. 개요
IC 1101은 1790년 발견된 초거대 타원 은하로, 아벨 2029 은하단에서 가장 밝은 은하(BCG)이다. 수많은 은하 병합을 겪으며 성장하여 현재 우주에서 가장 크고 밝은 은하 중 하나로 추정되며, 600 kpc에 달하는 거대한 헤일로를 가지고 있다. 은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하며, 은하단 내 다른 은하들을 흡수하며 진화해온 것으로 여겨진다.
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| IC 1101 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 처녀자리 |
| 적색 편이 | 0.078054 ± 0.000027 |
| 후퇴 속도 | 22419 km/s |
| 거리 | 10억 4500만 광년 (3억 5400만 파섹) |
| 무리 | 아벨 2029 |
| 형태 | cD; S0- |
| 겉보기 등급 | 13.22 |
| 크기 | 1.2' × 0.6' |
| 기타 명칭 | UGC 9752 PGC 54167 A2029-BCG |
| 물리적 특징 | |
| 유효 반지름 | 64 ± 12 kpc (20만 광년) |
| 질량 | 6 × 10^12 태양 질량 |
| 크기 (D25 B-band 및 총 K-band 등광도선 기준) | 123.65 ~ 169.61 kpc (40만 ~ 55만 광년) |
| 식별 정보 | |
| 기타 명칭 | BWE 1508+0555 4C 06.53 GRA B1508+05 RX J1510.9+0544 SDSS J151056.10+054441.1 UGC 9752 UZC J151056.1+054441 |
2. 발견 및 관측 역사
IC 1101은 1790년 6월 19일 영국의 천문학자 윌리엄 허셜에 의해 처음 발견되었다. 발견 당시에는 성운과 같은 특징을 가진 천체로 여겨졌다. 약 100년 후인 1895년, 존 루이스 에밀 드라이어는 이 천체를 성운 및 성단에 대한 색인 목록(IC 천체)의 1,101번째 천체로 등재하였다.[5]
1932년 에드윈 허블이 일부 '성운'들이 실제로는 독립된 외부 은하임을 밝혀낸 이후, 분석을 통해 IC 1101 역시 거대한 은하 중 하나임이 확인되었다.
IC 1101은 아벨 2029 은하단의 중심에 위치하며, 은하 및 은하단 진화 연구의 중요한 대상이 되어왔다. 1960년대부터 전파 방출 연구[6]가 시작되었고, 1970년대에는 앨런 드레스러 등에 의해 은하의 속도 분산 등 역학적 특성에 대한 연구가 이루어졌다.[7][36][8] 1980년대에는 X선 관측을 통해 은하단 내부의 뜨거운 가스가 연구되었고[9], IC 1101 자체와 주변 은하들의 역학[10] 및 광대한 헤일로의 존재[14] 등이 밝혀졌다.[11][12][13]
2000년대 이후 찬드라 X선 관측소[15]와 허블 우주 망원경[23] 등 첨단 관측 장비를 이용한 연구가 활발히 진행되었다. 이를 통해 은하단의 적색편이 조사[17][18], 은하 중심부의 상세 구조 분석, 중심 초대질량 블랙홀의 질량 추정[23], 은하단 간 빛 연구[19] 등 다양한 연구가 이루어지고 있다.[16]
2. 1. 초기 발견
IC 1101은 1790년 6월 19일 영국의 천문학자 윌리엄 허셜에 의해 발견되었다. 발견 당시에는 성운과 같은 특징을 가진 천체로 관측되었다. 약 100년 후인 1895년, 존 루이스 에밀 드라이어는 이 천체를 성운 및 성단에 대한 색인 목록 (IC 천체)의 1,101번째 천체로 목록에 포함시켰다.2. 2. 허블의 재발견
IC 1101은 발견 당시 성운과 유사한 특징을 가진 천체로 여겨졌다. 1932년, 에드윈 허블은 기존에 '성운'으로 분류되던 천체 중 일부가 실제로는 우리 은하 외부에 존재하는 독립된 은하임을 밝혀내는 중요한 발견을 하였다. 이러한 허블의 발견 이후 여러 천체에 대한 재분석이 이루어졌으며, 이 과정에서 IC 1101 역시 단순한 성운이 아닌 거대한 외부 은하 중 하나로 확인되었다.2. 3. 현대의 관측 연구
1964년, IC 1101은 전파원을 동반한 은하 연구에서 확산 타원은하로 분류되었다. 이 연구에서 IC 1101 자체가 강력한 전파원으로 간주되지는 않았지만, 전파 방출을 보이는 다른 은하들과 유사한 수준의 약한 전파가 감지되었다.[6]1978년, 천문학자 앨런 드레스러는 IC 1101이 속한 아벨 2029를 포함하여 매우 밀집된 12개의 은하단을 분석하는 연구를 수행했다.[7] 이듬해 그는 IC 1101의 움직임과 특성에 초점을 맞춘 논문을 발표하며, 은하 중심에서 바깥쪽으로 갈수록 별들의 속도 분산(속도 분포의 폭)이 증가하는 경향을 보인다는 사실을 밝혔다.[36] 이후 그는 은하단과 은하에 대한 당시까지의 연구 결과를 종합하는 논문을 발표하기도 했다.[8]
1985년에는 한 천문학자 팀이 아벨 2029를 포함하여 X선 파장에서 밝게 빛나는 여러 은하단 내부 가스의 스펙트럼을 분석했다.[9] 그 직후, IC 1101과 그 주변 수백 킬로파섹 범위 내 은하들의 움직임에 대한 조사가 이루어졌다.[10]
은하단의 중심부는 은하와 은하단 진화 과정을 연구하기에 가장 좋은 환경 중 하나로 여겨지기 때문에, 1980년대 후반부터 1990년대 초반까지 관련 연구가 활발히 진행되었다. 이 시기에는 IC 1101을 포함한 가장 밝은 은하단들에 대한 여러 연구 논문이 발표되었다.[11][12][13] 특히 R 필터(적색광)를 이용한 광도 분포 연구를 통해, IC 1101이 은하 중심으로부터 수백 킬로파섹 이상 뻗어 나가는 매우 거대하고 희미한 헤일로(halo)를 가지고 있음이 밝혀졌다.[14]
2002년에는 찬드라 X선 관측소를 이용한 아벨 2029 은하단 조사의 결과가 분석되었다.[15] 2011년에는 IC 1101을 포함하여 430개가 넘는 가장 밝은 은하단들에 대한 대규모 조사가 이루어졌다.[16]
2017년에는 은하단의 적색편이를 측정하는 조사가 수행되어, 은하들의 속도 분산 목록을 작성하고 이를 통해 은하단의 전체적인 움직임을 파악하는 데 기여했다.[17][18] 같은 해, 허블 우주 망원경으로 촬영된 이미지를 분석하여 IC 1101 중심부의 상세한 구조를 연구한 결과, 예상보다 크지만 밀도가 낮은 확산된 형태의 은하 핵이 발견되었으며, 중심에 위치한 초대질량 블랙홀의 질량도 추정되었다.[23]
2019년부터 2020년까지는 170개의 가까운 은하단을 대상으로 가장 밝은 중심 은하, 은하단의 구조, 그리고 은하단 사이에 희미하게 퍼져 있는 별빛(은하단 간 빛)에 대한 연구가 진행되었다.[19]
3. 형태 및 구조
IC 1101은 초거대 타원은하(E)에서 렌즈형은하(S0) 사이로 분류되는 은하이며,[39] 아벨 2029 은하단에서 가장 밝은 은하(BCG)이다.[40][41] 이 은하는 지금까지 발견된 것 중 가장 거대한 은하 중 하나로 알려져 있으며, 특히 반지름이 600kpc(약 )에 달하는 매우 거대한 은하 헤일로를 가지고 있는 것이 특징이다.[43] 이러한 거대한 크기와 밝기 때문에 "우주에서 가장 거대하고 가장 밝은 것 중 하나일지도 모른다"고 평가받기도 한다.[43] 은하의 정확한 형태 분류나 크기 측정에 대해서는 여전히 논쟁이 있으며,[38][43] 대부분의 거대 은하처럼 태양보다 훨씬 오래된 금속 함량이 풍부한 별들로 주로 구성되어 있다.
3. 1. 형태 분류
IC 1101은 초거대 타원은하(E)에서 렌즈형은하(S0) 사이로 분류되는 은하이다.[39] 이 은하는 아벨 2029 은하단에서 가장 밝은 은하이기 때문에 A2029-BCG (BCG는 가장 밝은 은하단 은하를 의미)라는 명칭으로도 불린다.[40][41]
그러나 IC 1101의 정확한 형태 분류에 대해서는 논란이 있다. 이는 지구에서 볼 때 은하의 넓은 면만이 관측되어, 실제로는 평탄한 원반 모양일 가능성을 배제할 수 없기 때문이다. 참고로 대부분의 렌즈형은하는 크기가 15kpc ~ 37kpc (50k ~ 120k) 범위에 속한다.[42]
1991년에 발행된 밝은 은하 제3참조 카탈로그(RC3)에서는 IC 1101의 형태를 S0-로 분류했으며, 이는 허블 단계상 -2에 해당한다.
3. 2. 구성 요소
대부분의 거대한 은하처럼 IC 1101은 금속 함량이 풍부한 별들로 주로 구성되어 있다. 이 별들 중 일부는 태양보다 70억 년이나 더 오래되었으며, 이 때문에 은하 전체가 황금빛을 띤다.[23] 은하 중심부에는 매우 밝은 전파원이 존재하는데, 이는 중심에 자리한 초대질량 블랙홀과 관련이 있을 가능성이 높다. 이 블랙홀의 질량은 코어의 역학적 모델을 통해 400억~1000억 태양 질량으로 추정되거나,[23] 또는 가스 강착률과 성장 모델을 통해 500억~700억 태양 질량으로 추정된다.[24] 이는 IC 1101의 블랙홀이 현재까지 알려진 가장 무거운 블랙홀 중 하나임을 시사한다. 이 블랙홀의 질량 추정치는 우주론적 한계의 상한선에 가까우며,[24] "과대 질량" 블랙홀이라고도 불린다.[23]IC 1101은 비정상적으로 높은 질량-광도비를 가지는 것으로 알려져 왔으며,[29] 독특한 속도 분산 프로파일을 보인다. 이러한 특징들은 거대한 암흑 물질 헤일로의 존재를 강력하게 시사한다.[29] 이 은하는 대략 연간 450 태양 질량에 해당하는 물질을 강착하고 있다.[29] 그러나 중심부에서는 가시광선 영역의 핵 방출이 부족하며, 최근의 별 형성 징후도 관측되지 않는다.[29] 또한 코어 부분에 먼지로 인한 차폐 현상도 발견되지 않았다.[25] 수년 동안 IC 1101이 에이벨 2029 은하단 내 거대 냉각류의 중심에 있다는 주장이 있었으나,[29] 이후 관측을 통해 이는 사실이 아닌 것으로 밝혀졌다.[15]
2017년 발표된 한 연구에 따르면, 허블 우주 망원경(HST)으로 촬영된 IC 1101의 이미지를 모델링한 결과, 이 은하의 코어 반경은 약 4.2kpc ± 0.1kpc로 추정된다. 이는 A2261-BCG(코어 반경 3.2kpc)를 포함하여 현재까지 관측된 모든 은하 중에서 가장 큰 코어 크기이다.[23] 또한 NGC 4889나 NGC 1600과 같은 다른 거대 타원은하들의 코어보다도 대략 10배 정도 더 크다. IC 1101의 구상체의 절대 등급은 이렇게 거대한 코어 크기에 비해 매우 희미한 편이며, 이는 약 4.9×1011 태양 질량에 달하는 큰 별 질량 결손과 약 1.1×1011 태양 광도에 달하는 큰 광도 결손을 시사한다. 이러한 관측적 특징과 특이한 코어 구조에 대해, 은하 형성 과정에서 중심 블랙홀들이 병합하면서 주변 별들을 코어 바깥으로 튕겨내었기 때문이라는 가설이 제기되었다.[23] 그러나 크고 확산된 은하 코어를 연구할 때는 사용된 컴퓨터 모델에 따라 추정치가 달라질 수 있으므로 해석에 주의가 필요하다. 예를 들어, Holmberg 15A는 초기에 가장 큰 은하 코어를 가진 것으로 주장되었으나, 다른 연구에서는 코어를 찾지 못하거나 더 작은 크기로 추정하기도 했다. 또한, 주변 위성 은하들이 확산된 코어의 추정된 특성에 영향을 미쳤을 가능성도 고려해야 한다.[25]
IC 1101의 장축은 북동-남서 방향을 향하고 있으며, 이는 에이벨 2029가 에이벨 2033으로부터 물질을 강착하는 축과도 일치한다.[26] 코어나 은하 본체와 같은 주요 구성 요소들은 잘 정렬되어 있지만, 헤일로는 이들과 약 20도 정도 기울어져 있다.[25] 은하의 등광도선(isophote, 표면 밝기가 같은 지점을 연결한 선)은 주로 상자 모양(boxy)을 띤다. 코어에 가까워질수록 등광도선은 더 길쭉해지는데(disky), 이는 핵 원반의 존재를 암시할 수 있다. 이러한 특징은 저광도 활동 은하핵(AGN)이나, 중심 블랙홀에 의해 파괴된 위성 은하가 남긴 미해결 이중 핵 때문에 나타날 수 있다. NGC 4438-B, NGC 5419, VCC 128과 같은 일부 타원은하에서도 두 개의 점 광원으로 인해 높은 타원율이 관측된 바 있다. NRAO VLA 하늘 탐사(NVSS) 결과 IC 1101 근처에서 전파원이 감지되어 단일 AGN의 가능성을 뒷받침하지만, 근처에서 다른 약한 전파원들도 감지되어 이중 AGN의 가능성 또한 완전히 배제할 수는 없다.[25]
대부분의 BCG와 마찬가지로, IC 1101은 거대하고 넓게 퍼진 별 헤일로를 가지고 있으며, 평균보다 많은 양의 헤일로 빛을 방출한다.[30] 이 헤일로는 은하의 본체 및 코어와 비교하여 약 20도 기울어져 있는데, 이러한 특징은 다른 요인들과 함께 이 은하가 RC3 분류 체계에서 렌즈형은하로 분류되는 이유 중 하나로 여겨진다.[25]
3. 3. 구조적 특징
은하는 초거대 타원은하(E)에서 렌즈형은하(S0)로 분류되며[39], A2029 은하단에서 가장 밝은 은하이다. 이 때문에 A2029-BCG (BCG는 가장 밝은 은하단 은하를 의미)라는 다른 이름으로도 불린다.[40][41] 하지만 지구에서 볼 때 넓은 평면만 보여 평탄한 원반 모양일 가능성이 제기되어, 정확한 형태 분류에는 논란이 있다. 참고로 대부분의 렌즈형은하는 크기가 15kpc에서 37kpc(50000ly ~ 120000ly) 범위에 속한다.[42]IC 1101은 지금까지 발견된 은하 중 가장 거대한 것 중 하나로 알려져 있지만, 그 크기의 정확성에 대해서는 천문학계에서 논쟁이 있다. 청색광 사진건판(확산 헤일로 제외)으로 측정한 은하의 유효 반지름(전체 빛의 절반을 포함하는 영역의 반지름)은 65kpc ± 12kpc (212000ly ± 39000ly)이다.[38] 특히 IC 1101은 반지름이 600kpc (약 )에 달하는 매우 거대한 은하 헤일로를 가지고 있으며, 이 헤일로는 매우 낮은 세기의 "diffuse light|디퓨즈 라이트영어"(확산광)을 방출한다.[43] 이 헤일로를 발견한 연구진은 IC 1101이 "우주에서 가장 거대하고 가장 밝은 은하 중 하나일 것"이라고 평가했다.[43]
대부분의 거대한 은하처럼 IC 1101은 많은 수의 금속부유성으로 이루어져 있는데, 이들 중 일부는 태양보다 70억 년이나 더 오래되었다. 이러한 별들의 특성 때문에 은하는 전체적으로 황금색 빛을 띤다. 은하 중심부에는 초대질량 블랙홀과 관련된 것으로 보이는 밝은 전파원이 존재한다.
4. 크기 및 거리
IC 1101은 아벨 2029 은하단에서 가장 밝은 가장 밝은 은하단 은하(BCG)로,[40][41] 발견된 은하 중 가장 거대한 은하 중 하나로 알려져 있다.[43] 이 은하는 초거대 타원은하(E) 또는 렌즈형은하(S0)로 분류된다.[39]
하지만 IC 1101의 정확한 크기에 대해서는 천문학 연구에서 논쟁이 있다. 이는 은하의 크기를 어떻게 정의하고 측정하는지에 따라 결과가 크게 달라지기 때문이다. 예를 들어, 은하 중심부의 밝은 별빛만을 기준으로 측정하는 경우와[38] 은하를 둘러싼 매우 거대하고 희미한 '확산광' 헤일로까지 포함하여 측정하는 경우[43] 그 크기는 상당한 차이를 보인다. 특히 이 거대한 헤일로는 반지름이 약 600kpc에 달하는 것으로 추정되며,[43] 이를 근거로 IC 1101이 "우주에서 가장 거대하고 가장 밝은 은하 중 하나일 수 있다"는 평가가 나오기도 했다.[43] 그러나 일반적으로 사용되는 다른 크기 측정 기준으로는 더 큰 은하들도 존재한다.
IC 1101까지의 거리 역시 측정 방법에 따라 여러 다른 결과가 제시되어 불확실성이 존재한다. 과거에는 광도나 적색편이 등을 이용한 측정값을 기반으로 다양한 거리가 제시되었으나,[32][2][34][35] 현재는 현대 허블 상수 값을 적용하여 계산된 약 354Mpc 정도의 거리가 일반적으로 받아들여지고 있다.[33]
이처럼 IC 1101의 크기와 거리에 대한 다양한 측정 방법과 그 결과, 그리고 관련된 논쟁에 대한 자세한 내용은 하위 섹션에서 다룬다.
4. 1. 크기 측정 논쟁
은하의 크기를 어떻게 정의하고 측정하는지에 따라 그 값이 달라지기 때문에, IC 1101의 정확한 크기에 대해서는 천문학 연구에서 논쟁이 있다. 은하의 크기를 나타내는 지표는 다양하며, 사용하는 방법과 기준에 따라 다른 결과가 나온다.IC 1101의 크기에 대한 주요 측정 방법과 결과는 다음과 같다.
| 측정 방법 | 기준 | 측정값 (반지름/직경) | 비고 |
|---|---|---|---|
| 청색광 사진 건판 | 유효 반지름 (빛의 절반이 방출되는 반경) | 65kpc (± 12kpc)[38] | 확산 헤일로 제외, 별빛 기준 |
| 확산광 헤일로 | 최대 범위 반지름 | 600kpc[43] | 매우 낮은 세기의 "확산광"으로 이루어진 거대 헤일로. 이 헤일로를 근거로 IC 1101이 "우주에서 가장 거대하고 밝은 은하 중 하나일 수 있다"는 주장이 제기됨.[43] |
| RC3 B-대역 | 25.0 등급/초2 등광면 직경 (D25) | 직경 123.65kpc[1] | 1936년 R.O. Redman이 권장한 방법[31], 현재 받아들여지는 거리 측정 기반.[1][2] |
| 2MASS K-대역 | "총" 조리개 등광면 직경 | 직경 169.61kpc[3] | 근적외선 기준, 현재 받아들여지는 거리 측정 기반.[1][3] |
청색광 사진 건판을 이용한 유효 반지름 측정은 은하 중심부의 밝은 영역을 기준으로 하며, 약 65kpc (± 12kpc) 정도이다.[38] 하지만 IC 1101은 이를 훨씬 넘어서는, 반지름이 약 600kpc (약 200만 광년)에 달하는 거대한 확산광 헤일로를 가지고 있다.[43] 이 헤일로의 존재는 IC 1101을 알려진 가장 큰 은하 중 하나로 만드는 주요 근거가 되었다.[43]
그러나 은하의 크기를 비교할 때 일반적으로 사용되는 ''D25'' 등광 직경(표면 밝기가 25.0 등급/초2에 도달하는 지점까지의 직경)을 기준으로 보면, B-대역(청색광)에서는 약 123.65kpc,[1] 2MASS 서베이의 K-대역(근적외선)에서는 약 169.61kpc로 측정된다.[3] 이 측정값들은 현재 받아들여지는 IC 1101까지의 거리를 기반으로 계산된 것이다.[1]
이러한 측정값들을 고려할 때 IC 1101은 매우 크고 밝은 은하임은 분명하지만, ''D25''와 같은 특정 기준으로는 NGC 623, Abell 1413의 BCG, ESO 306-17 등 더 큰 등광 직경을 가진 은하들도 존재한다. 따라서 어떤 기준으로 크기를 정의하느냐에 따라 '가장 큰 은하'라는 타이틀은 달라질 수 있다.
4. 2. 거리 측정
IC 1101까지의 거리는 측정 방법에 따라 다른 결과가 나와 불확실성이 존재한다.- 1980년에는 은하의 광도 특성을 이용하여 거리를 계산했다. 당시 허블 상수 H0 = 60 km/s/Mpc를 기준으로 적색편이 z = 0.077로 측정되었고, 이는 약 의 거리에 해당한다.[32]
- RC3 카탈로그는 광학 방출선을 기준으로 거의 유사한 값인 z = 0.078을 제시했다.[2]
- 2017년에는 광도, 별 질량, 속도 분산 함수를 기반으로 이 값들이 재확인되었다. 현대 허블 상수 H0 = 67.8 km/s/Mpc를 기준으로 계산된 거리는 약 이며, 이 값이 현재 받아들여지는 거리이다.[33]
- 다른 파장을 이용한 측정에서는 다른 결과가 나왔다. 2014년 2MASS(Two Micron All-Sky Survey)의 광도 적색편이 측정에서는 z = 0.045라는 더 낮은 값이 계산되었으며,[34] 이는 약 197.1Mpc의 거리로 변환된다.
- 2005년 아레시보 천문대에서 21cm 수소 방출선을 이용한 측정 결과는 적색편이 z = 0.021을 나타냈으며,[35] 이는 약 97.67Mpc ± 6.84Mpc의 거리를 의미한다.
5. 형성과 진화
IC 1101은 아벨 2029 은하단 중심에서 수많은 은하 병합 과정을 통해 형성되고 진화해 온 것으로 여겨진다.[36][23] 은하의 여러 특징들은 이러한 격렬한 상호작용의 역사를 보여주며, 은하단 형성 초기부터 존재했을 가능성을 시사한다.[22][36][25]
5. 1. 은하 병합 가설
아벨 2029 은하단의 중심부에 IC 1101 외에 다른 밝고 빛나는 은하가 부족하다는 점은, 이 은하들이 초기에 IC 1101에 의해 흡수되어 사라졌음을 시사한다.[36] IC 1101의 헤일로가 다소 평평한 형태를 띠고 있는데, 이는 밝고 빛나는 은하들이 흡수될 때 그 분포 형태가 유지되었을 가능성을 보여준다.[36]또한, IC 1101의 고갈된 핵과 헤일로의 성분, 그리고 중심에서 어느 정도 떨어진 거리에서 나타나는 구조와 같은 특징들은 이 은하가 수많은 은하 병합과 상호 작용을 겪었음을 나타낸다. 이러한 병합 과정은 아마도 10번 이상 일어났을 것으로 추정된다.[23] 헤일로가 매끄러운 형태를 보이는 것은 은하단의 역사 초기에 형성되었음을 시사하는 증거로 여겨진다.[22][36][25]
5. 2. 초기 우주 환경
아벨 2029 은하단의 중심부에 IC 1101 외에 다른 밝고 빛나는 은하가 부족하다는 점은, 이들이 초기 IC 1101에 의해 흡수되고 소멸되었음을 시사한다.[36] IC 1101의 헤일로는 상대적으로 매끄러운데, 이는 이 은하가 은하단 형성 초기 역사에 만들어졌음을 암시한다.[22][36][25] 또한 헤일로가 다소 평평한 형태를 보이는 것은, 흡수된 밝은 은하들이 소멸될 때 그 분포를 유지했을 가능성을 보여준다.[36]IC 1101의 고갈된 핵과 헤일로 성분, 그리고 중심에서 적당한 거리에서의 구조와 같은 다른 특징들은 이 은하가 과거에 수많은 은하 병합과 상호 작용을 겪었으며, 그 횟수가 10번 이상에 달할 수도 있음을 시사한다.[23]
참조
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