메시에 32
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1. 개요
메시에 32(M32)는 안드로메다 은하(M31)의 동반 은하로, 소형 타원 은하이다. M32의 기원은 명확하지 않으며, 안드로메다 은하의 조석력에 의해 나선 은하가 변형되었거나, 과거 국부 은하군에서 세 번째로 큰 은하였던 M32p의 잔재일 가능성이 제기된다. M32는 늙은 별들로 구성되어 있으며, 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다. 1749년 기욤 르 장티에 의해 발견되었다.
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지구에서 약 254만 광년 떨어진 안드로메다 은하는 964년 알수피에 의해 처음 기록되었고, 1920년대 허블에 의해 독립된 은하임이 밝혀졌으며, 우리 은하와 충돌하여 거대한 은하를 형성할 것으로 예측되는 나선 은하이다. - 안드로메다 준은하군 - NGC 185
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NGC 185는 안드로메다자리에 위치하며 거리가 약 202만에서 208만 광년으로 추정되는 왜소 타원 은하이다.
| 메시에 32 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 메시에 번호 | 32 |
| NGC 번호 | 221 |
| 기타 명칭 | UGC 452 PGC 2555 Arp 168 LEDA 2555 |
| 은하 형태 | cE2 타원 은하, 상호작용 은하 |
| 별자리 | 안드로메다자리 |
| 적경 | 00시 42분 41.8초 |
| 적위 | +40도 51분 55초 |
| 거리 | 249 ± 8만 광년 (763 ± 24 킬로파섹) |
| 적색 편이 | -200 ± 6 km/s |
| 겉보기 등급 | +8.08 |
| 시직경 | 8.7' × 6.5' |
| 참고 사항 | 안드로메다 은하의 위성 은하 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 3 × 10^9 M☉ |
| 지름 | 약 8,000 광년 |
| 시선 속도 | -199.0 km/s |
| 고유 운동 (적경) | -17.0 밀리초/년 |
| 고유 운동 (적위) | -5.0 밀리초/년 |
| 발견 | |
| 발견일 | 1749년 10월 29일 |
| 발견자 | 기욤 르 장티 |
| 발견 방법 | 망원경 관측 |
| 위치 | |
| 위치 정보 | 안드로메다자리에서 M31의 남동쪽에 위치함 |
2. 기원 및 진화
M32의 구조와 별 조성은 일반적인 은하 형성 모델로는 설명하기 어렵다. M32의 형성과 진화에 대해서는 여러 가설이 제기되고 있다.
일반적인 왜소 타원 은하와 달리 M32는 희미한 외부 원반을 가지고 있다는 증거가 있다.[12] 그러나 M32 외곽에서 관찰되는 색상과 별의 분포는 안드로메다 은하(M31)의 별 헤일로와 일치하지 않는다.[14] 이는 M32가 조석 작용에 의해 별을 잃은 것이 아닐 수도 있음을 시사한다. 즉, M32는 처음부터 작게 형성되어 자체 별의 대부분을 유지했을 가능성이 있다. 실제로 거대한 동반 은하 없이 고립된 채 발견된 유사한 cE 은하도 존재한다.[15]
최근 시뮬레이션에서는 약 8억 년 전 M32의 중심이 아닌 충돌이 현재 M31 원반의 뒤틀림을 설명한다고 제시한다.[13]
2. 1. 조석 상호작용 가설
안드로메다 은하(M31)의 강력한 조석장으로 나선 은하 또는 렌즈상 은하였던 M32의 전신 바깥층이 벗겨지고, 중심부 팽대부만 남아 현재의 왜소 타원 은하가 되었다는 가설이 있다.[10] 작은 원반 은하가 M31 중심으로 떨어지면, 외부 층의 상당 부분이 벗겨져 나간다. 이때 작은 은하의 중심 팽대부는 영향을 덜 받으며 형태를 유지한다. 중력 조석 효과는 가스를 안쪽으로 밀어 넣어 작은 은하의 핵에서 별 형성을 유발하는데, 이는 오늘날 관찰되는 M32의 높은 밀도로 이어진다.[11] M32 외곽에서 발견되는 희미한 외부 원반은 이러한 가설을 뒷받침하는 증거 중 하나이다.[12]2. 2. M32p 잔재 가설
M32의 구조와 별의 내용은 전통적인 은하 형성 모델로는 설명하기 어렵다. 이론적인 주장[10]과 일부 시뮬레이션은 강력한 M31의 조석장이 나선 은하 또는 렌즈상 은하를 소형 타원 은하로 변환할 수 있다는 시나리오를 제시한다. 작은 원반 은하가 M31의 중심부로 떨어지면, 외부 층의 상당 부분이 벗겨져 나갈 것이다. 작은 은하의 중심 팽대부는 영향을 덜 받으며 형태를 유지한다. 중력 조석 효과는 또한 가스를 안쪽으로 밀어 넣고 작은 은하의 핵에서 별 형성을 유발하여 오늘날 관찰되는 M32의 높은 밀도를 초래할 수 있다.[11] M32가 희미한 외부 원반을 가지고 있다는 증거가 있으며,[12] 이는 일반적인 타원 은하에서 나타나지 않는 특징이다.M32 외곽에서 관찰되는 색상과 별의 분포는 M31의 별 헤일로와 일치하지 않아,[14] M32에서의 조석 손실이 이들의 근원이 아님을 나타낸다. 이러한 상황들을 종합해 보면 M32가 이미 소형 상태로 시작되었고 자체 별의 대부분을 유지해 왔을 수 있음을 시사한다. 적어도 하나의 유사한 cE 은하가 어떤 거대한 동반자도 없이 고립되어 발견되었다.[15]
또 다른 가설은 M32가 실제로 이전 나선 은하인 M32p의 가장 큰 잔재이며, 국부 은하군에서 세 번째로 큰 구성원이었다는 것이다.[16] 이 시뮬레이션에 따르면, M31(안드로메다)과 M32p는 약 20억 년 전에 병합되었으며, 이는 현재 M31 별 헤일로의 특이한 구성과 M32의 구조 및 내용을 모두 설명할 수 있다.[17]
2. 3. 기타 가설
M32의 구조와 별의 내용은 일반적인 은하 형성 모델로는 설명하기 어렵다. 이론적인 주장[10]과 일부 시뮬레이션은 M31의 강력한 조석장이 나선 은하 또는 렌즈상 은하를 소형 타원 은하로 변환할 수 있다는 시나리오를 제시한다. 작은 원반 은하가 M31의 중심부로 떨어지면, 외부 층의 상당 부분이 벗겨져 나간다. 작은 은하의 중심 팽대부는 영향을 덜 받으며 형태를 유지한다. 중력 조석 효과는 또한 가스를 안쪽으로 밀어 넣고 작은 은하의 핵에서 별 형성을 유발하여 오늘날 관찰되는 M32의 높은 밀도를 초래할 수 있다.[11] M32가 희미한 외부 원반을 가지고 있다는 증거가 있는데,[12] 이는 일반적인 타원 은하에서는 보기 드문 특징이다.더 새로운 시뮬레이션에 따르면 약 8억 년 전 M32의 중심이 아닌 충돌이 현재의 M31 원반의 뒤틀림을 설명한다.[13] 그러나 이 특징은 첫 번째 궤도 통과 중에만 발생하며, 조석력이 일반적인 왜소 은하를 M32로 변환하는 데는 여러 궤도가 필요하다. M32의 외곽에서 관찰되는 색상과 별의 분포는 M31의 별 헤일로와 일치하지 않아,[14] M32에서 조석 손실이 그들의 근원이 아님을 나타낸다. 이러한 상황들을 종합해 보면 M32가 이미 소형 상태로 시작되었고 자체 별의 대부분을 유지해 왔을 수 있음을 시사한다. 적어도 하나의 유사한 cE 은하가 어떤 거대한 동반자도 없이 고립되어 발견되었다.[15]
또 다른 가설은 M32가 실제로 이전 나선 은하인 M32p의 가장 큰 잔재이며, 이는 국부 은하군에서 세 번째로 큰 구성원이었다는 것이다.[16] 이 시뮬레이션에 따르면, M31 (안드로메다)과 M32p는 약 20억 년 전에 병합되었으며, 이는 현재 M31 별 헤일로의 특이한 구성과 M32의 구조 및 내용을 모두 설명할 수 있다.[17]
3. 물리적 특징
M32는 지구로부터 약 290만 광년 떨어져 있으며, 질량은 우리 은하의 10분의 1 정도이다. 비교적 나이가 많은 별들로 이루어진 타원 은하이지만, 구상 성단은 발견되지 않았다. 행성상 성운은 확인되었지만, 성간 가스나 먼지가 부족하여 별이 생성될 가능성은 작다. 이는 M32와 M31 (안드로메다 은하)이 과거에 가까워졌을 때, M32 바깥쪽에 있던 구상 성단이나 가스가 M31에 흡수되었기 때문으로 추정된다.
필름 감도 ISO800, 렌즈 F2.8 정도로 5분 정도 가이드하면 쉽게 촬영할 수 있다. 비교적 밝은 은하로, M31을 사진에 담으면 구도 안에 반드시 들어오는 은하이기도 하다. 사진의 완성도에 따라, 사전 지식이 없으면 은하라는 것을 알아채지 못하는 사람도 있다.
3. 1. 거리 측정
M32까지의 거리를 측정하는 데는 적어도 두 가지 기술이 사용되었다. 적외선 표면 밝기 변동 거리 측정 기술은 은하 팽대부의 거친 정도를 기반으로 나선 은하까지의 거리를 추정한다. 이 기술을 사용하여 M32까지 측정한 거리는 2460000ly(755kpc)이다.[18] 하지만 M32는 적색 거성 가지의 끝단 (TRGB) 방법을 사용하여 거리를 추정할 수 있을 정도로 가깝다. 이 기술을 사용하여 M32까지 추정된 거리는 2510000ly(770kpc)이다.[19][20]M32는 여러 추가적인 이유로 M31 뒤가 아닌 앞에 있는 것으로 여겨진다. M32의 별과 행성상 성운은 앞쪽에 있는 가스나 먼지에 의해 가려지거나 붉게 보이지 않는다.[21][22] 2000년 11월 말 M32의 별에 의한 M31의 중력 마이크로렌즈 현상이 한 번 관측되었다(2000년 12월 2일에 최대).[23]
3. 2. 초대질량 블랙홀
M32는 초대질량 블랙홀을 가지고 있다. 그 질량은 태양 질량의 에서 배 사이로 추정된다.[24][25][26][27][28][29] 중심에 위치한 희미한 전파 및 X선원(현재 Sgr A*에 비유하여 M32*로 명명됨)은 블랙홀로의 가스 강착으로 인한 것으로 여겨진다.[30][31]3. 3. 별 구성 및 성간 물질
M32는 주로 늙은 별들로 구성되어 있으며, 젊은 별의 비율은 낮다. 구상 성단은 거의 발견되지 않으며, 행성상 성운이 확인되었음에도 불구하고, 성간 가스나 먼지가 부족하여 별 생성 활동이 거의 일어나지 않는다. 이는 M32와 M31이 과거에 접근했을 때, 외부에 있던 구상 성단이나 가스가 M31에 흡수되었기 때문이라고 생각된다.4. 관측 역사
기욤 르 장티는 1749년 10월 29일에 M32를 발견했다. 그는 18피트 망원경으로 M31을 관측하던 중, 직경 1' 정도의 작은 천체를 발견했다고 기록했다.
참조
[1]
웹사이트
NASA/IPAC Extragalactic Database
http://nedwww.ipac.c[...]
2006-11-29
[2]
간행물
M32
2009-11-29
[3]
논문
The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies
2007
[4]
논문
Surface photometry of six local group galaxies
1987
[5]
논문
Dwarf Galaxies of the Local Group
1998
[6]
논문
Planetary camera observations of the central parsec of M32
https://authors.libr[...]
1992
[7]
문서
Quantifying the coexistence of massive black holes and dense nuclear star clusters
http://adsabs.harvar[...]
[8]
서적
The Night Sky Observer's Guide
Willmann-Bell
1998
[9]
논문
Intermediate age clusters in the field containing M31 and M32 stars
2009
[10]
논문
Tidal Origin of Elliptical Galaxies of High Surface Brightness
1973
[11]
논문
A New Formation Model for M32: A Threshed Early-Type Spiral Galaxy?
http://espace.librar[...]
2001
[12]
논문
Evidence for an Outer Disk in the Prototype Compact Elliptical Galaxy M32
2002
[13]
논문
Signatures of the M31–M32 Galactic Collision
2014
[14]
논문
Tidal Interaction of M32 and NGC 205 with M31: Surface Photometry and Numerical Simulations
2002
[15]
논문
Discovery of an isolated compact elliptical galaxy in the field
2013
[16]
뉴스
The Milky Way's long-lost sibling finally found
https://news.umich.e[...]
2018-07-23
[17]
논문
The Andromeda galaxy's most important merger about 2 billion years ago as M32's likely progenitor
2018-07-23
[18]
논문
Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
2003
[19]
논문
A Catalog of Neighboring Galaxies
2004
[20]
논문
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[21]
논문
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1978
[22]
논문
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1995
[23]
논문
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2002
[24]
논문
Evidence for a central mass concentration in M32
1984
[25]
논문
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1996
[26]
논문
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2001
[27]
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