삼각형자리 은하

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1. 개요
2. 어원
3. 가시성
4. 관측 역사
5. 천문학적 특성
6. 안드로메다 은하와의 관계
참조

1. 개요

삼각형자리 은하는 삼각형자리 방향에 있는 나선 은하로, 국부 은하군에서 세 번째로 크다. 육안으로 관측이 가능하며, 안드로메다 은하와 중력적으로 연결되어 있을 가능성이 있다. 약 273만 광년 거리에 위치하며, 약 400억 개의 별을 포함하고 있다. 은하의 구조는 SA(s)cd형으로 분류되며, 활발한 항성 형성이 이루어지고 있다. 안드로메다 은하와의 상호작용을 통해 미래가 결정될 것으로 예상된다.

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삼각형자리 은하
기본 정보
삼각형자리 (M33)의 상세한 모습
영어	Triangulum Galaxy
별자리	삼각형자리
유형	SA(s)cd
별 개수	400억 ()
겉보기 등급	5.72
식별 정보
명칭	NGC 598 MCG +05-04-069 UGC 1117 PGC 5818 CGCG 502-110 IRAS 01310+3024
기타 명칭
다른 이름	Triangulum Pinwheel
일본어 명칭
일본어 이름	さんかく座銀河 (삼각형자리 은하)
한글 명칭
한국어 이름	삼각형자리 은하

2. 어원

삼각형자리 은하는 이 은하를 관측할 수 있는 삼각형자리에서 이름을 따왔다.^[36] 일부 아마추어 천문가나^[37] 몇몇 공공 기관에서는 "바람개비 은하"라고 부르기도 하지만, SIMBAD 같은 천문학 전문 데이터베이스에 의하면 "바람개비 은하"(Pinwheel Galaxy)는 공식적으로 메시에 101을 지칭하며,^[38] 많은 천문학 관련 인터넷 사이트에서도 바람개비 은하를 메시에 101로 인식한다.^[39]^[40]

3. 가시성

광공해가 없는 매우 어두운 하늘이라면, 삼각형자리 은하를 육안으로 볼 수 있다.^[20]^[41] 삼각형자리 은하는 천체 망원경의 도움 없이 맨눈으로 볼 수 있는 가장 먼 심원천체 중 하나이다.^[70]^[42] 매우 흐릿하게 보이기 때문에, 가시성은 적은 양의 빛공해라도 심각하게 영향을 받는다. 그 범위는 매우 어두운 하늘에서 바로 볼 수 있는 것에서부터 시골이나 부도심의 하늘에서의 어려운 회피 시야까지이다.^[41] 그런 이유로 삼각형자리 은하는 보틀 척도(Bortle Dark-Sky Scale)에서 가장 중요한 심원천체 중 하나이다.^[43]

앤드류 크루미(Andrew Crumey)는 M33의 전체 겉보기 V-등급이 5.72이지만, 유효 시각 등급은 약 6.6으로, 관측자가 적어도 그보다 더 희미한 별을 볼 수 있어야 관측 가능하다는 것을 보여주었다.^[4] 광학 기기 없이 관측 가능성은 어둡고 맑고 투명한 하늘 아래 깊은 시골 지역에서 직접 시야로 비교적 쉽게 볼 수 있는 것부터, 좋은 관측 조건에서 얕은 시골 지역의 교외 너머에 있는 관측자가 회피 시야를 사용해야 하는 것까지 다양하다. 보틀 암흑 하늘 등급의 참조 대상 중 하나이다.

희미하게 퍼져 있기 때문에 육안으로 확인하기는 어렵다. 이시다 고로가 "애리조나 사막에서는 보일 것입니다"라고 말한 곳에서 전국에서 일본에서도 보인다는 사람이 속출했다. 1970년대에는 천체를 관측하는 조건이 일본에 비해 훨씬 좋은 미국의 아마추어 천문가 존 마라스조차 "육안으로는 보이지 않는다"라고 기록했기 때문에 논란이 되었지만, 가로등 등 광해가 없는 고산 등에서는 보인다는 것으로 결론이 났다.

육안으로 보이는지 여부에 대해 스웨덴의 천문학자 Knut Lundmark|크누트 룬드마르크^영어가 논한 적이 있었다. 미국의 아마추어 천문가 해럴드 피터슨(Harold Peterson)은 육안으로 여러 번 실패했지만, 어쩐지 중심이 있는 희미한 확산이라고 했다. 브리태니커 백과사전에서는 오리온 대성운(M42)이나 안드로메다 은하와 함께 육안으로 보이는 3대 성운으로 여겨졌다.

4. 관측 역사

조반니 바티스타 오디에르나가 1654년 이전에 처음 발견했을 가능성이 있다. 오디에르나는 그의 저서 ''De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus'' ("혜성 궤도의 분류 및 하늘에서 볼 만한 천체에 대하여")에서 M33을 구름같은 모습이라 비유하고, 그 위치에 대해 '삼각형 부근에'(near the Triangle 'hinc inde') 있다는 표현을 썼다. 그는 아마도 삼각형자리 부근에 있는 또 하나의 삼각형이라 추정한 것으로 보이며, 그 천체의 겉보기 등급은 M33과 일치했다.^[44]

1764년 8월 25일~26일에 샤를 메시에가 독립적으로 발견하여 1771년 메시에 목록에 M33으로 등록했다.^[6] 윌리엄 허셜은 허셜 천체 목록이라는 400개 천체를 수록한 목록을 출간하면서 메시에가 발견한 대부분의 천체를 수록하지 않았으나,^[45] 삼각형자리 은하는 예외적으로 1784년 9월 11일에 H V-17이라는 명칭으로 추가되었다.^[46]

허셜은 또한 삼각형자리 은하에 있는 가장 거대한 H II 영역(이온화된 수소를 포함한 발광 성운)을 H III.150이라는 이름으로 목록에 추가했다(삼각형자리 은하와는 별개의 것이다). 지구에서 보았을 때, NGC 604는 삼각형자리 은하의 중심핵으로부터 북동쪽에 위치해 있다. 이는 가장 큰 H II 영역 중 하나로, 반지름은 1,500광년에 육박하며 스펙트럼은 오리온 성운의 그것과 매우 비슷하다. 허셜은 나머지 3개의 H II 영역(NGC 588, 592 and 595)도 관측했다.

1850년 윌리엄 로스 백작에 의해 최초로 확인된 '나선 성운'(Spiral nebulae) 중 하나이다. 1922년~1923년에, 존 샤를 던컨과 막스 울프가 이 '성운'에서 변광성을 발견했다. 에드윈 허블은 삼각형자리 은하에서 발견된 변광성 중 35개가 세페이드 변광성임을 1926년 보였고, 이에 따라 거리 추정이 가능해졌다.^[72] 그 결과, 삼각형자리 은하는 단지 우리 은하 내부에 위치해 있는 성운이라기보다는 서로 독립되어 있는 외부 은하임이 최종적으로 확인되었다.

5. 천문학적 특성

삼각형자리 은하는 국부 은하군에서 세 번째로 큰 은하이다. 지름은 약 5만~6만 광년이며,^[35] 약 400억 개의 항성을 포함하고 있다. 이는 우리 은하(4,000억 개)나 안드로메다 은하(1조 개)에 비해 적은 수치이다.^[35]

삼각형자리 은하 원반의 질량은 대략 태양의 30억~60억 배 정도이고, 성간 물질(성간 가스, 먼지 등)이 대략 태양의 32억 배 정도를 차지한다. 모든 중입자들이 차지하는 질량은 태양의 100억 배 정도로 추정된다. 암흑 물질까지 고려하면 반지름은 약 55,000광년, 질량은 태양의 500억 배 정도로 추정된다.^[34]

우리 은하나 안드로메다 은하와 마찬가지로, 삼각형자리 은하는 나선 은하로 분류된다. 다만, 은하핵에 팽대부가 없고, 다른 은하와 상호작용하거나 흡수된 경험이 없는 것으로 보인다.^[54] 은하핵 주변에 약한 막대 구조가 존재할 가능성이 있으며, 항성 형성은 안드로메다 은하보다 활발하게 일어나고 있다. NGC 604와 같이 매우 밝은 H II 영역과, M33 X-7과 같은 항성 질량 블랙홀이 발견되기도 하였다.

5. 1. 위치

삼각형자리 은하까지의 거리는 대략 238만~307만 광년으로 추정된다. 중간값은 약 273만 광년으로,^[33]^[32] 안드로메다 은하(약 254만 광년)보다 약간 더 멀다.

세페이드 변광성법으로 2004년에 추정한 거리는 2770e3ly이다.^[47]^[48] 같은 해 점근거성가지법으로 추정한 거리는 2590e3ly이었다.^[49] 2006년에는 이 은하에서 식쌍성이 발견되었는데, 이 식쌍성을 연구하여 항성의 크기, 밝기, 표면온도, 절대 등급을 측정할 수 있었다. 겉보기 등급과 절대 등급을 통해 식쌍성까지의 거리를 구한 결과, 지구로부터 3070e3ly 떨어져 있었다.^[33] 1987년부터 발표된 102가지 거리 추정값의 평균은 거리 지수 24.69, 즉 288만 광년이었다.^[22]

삼각형자리 은하는 물 분자가 내는 천체물리학적 메이저가 있는 곳이다.^[51] 2005년 VLBA 관측 결과, 은하 양쪽 끝에 있는 두 개의 물 분자 메이저를 통해 처음으로 각운동량과 고유 운동 추정이 가능해졌다. 우리 은하에 대한 상대 속도는 약 였는데, 이는 삼각형자리 은하가 안드로메다 은하 쪽으로 이동하고 있으며, 위성 은하일 수 있다는 가설을 제시한다.^[52]

2004년에는 삼각형자리 은하와 안드로메다 은하 사이에 수소 가스 흐름이 연결되어 있다는 증거가 발표되었고, 2011년에 확인되었다.^[73] 두 은하 사이의 거리가 100만 광년 미만이라는 점도 이 가설을 뒷받침한다.^[23]

5. 2. 은하의 구조

제라드 드 보클레르의 은하 분류에 따르면 삼각형자리 은하는 SA(s)cd형 나선 은하이다. 지구에서 봤을 때 약 54° 기울어져 있어, 은하의 구조를 비교적 자세히 관찰할 수 있다.^[58]^[60] 은하 원반의 반지름은 약 8,000파섹이며, 은하핵에 팽대부가 없다.^[54] 이는 이 은하가 다른 은하와 상호작용하거나 흡수 활동을 하지 않았음을 의미한다.^[60]

은하핵 주변에는 약한 막대 구조가 존재할 가능성이 있으며, 은하핵의 반지름은 대략 800 파섹으로 추정된다.^[56] 은하핵 주변에는 H II 영역이 존재하며,^[51] 초당 1.2 × 10³⁹ 에르그 정도의 에너지를 방출하는 강력한 X선원이 있다.^[57] 이 X선원은 국부 은하군에서 가장 강력하며, 106일을 주기로 방출량이 최대 ±20%까지 변화한다.^[57]

초대질량 블랙홀은 없는 것으로 보이며, 태양 질량의 약 3,000배에 달하는 중간 질량 블랙홀이 존재할 가능성이 있다.^[59] 은하 내부에는 은하핵에서 뻗어 나온 두 개의 밝은 나선팔(IN, IS)과 여러 개의 스퍼가 있다.^[58]^[60]^[68]

5. 3. 항성 형성

NGC 604, 허블 우주 망원경이 촬영한 삼각형자리 은하 내부에 있는 항성 생성 영역.

은하 중심의 4분각 정도 되는 영역에서는 원자 상태의 가스가 효율적으로 분자 상태의 가스로 바뀌고 있다. 이것은 일산화 탄소의 방출 스펙트럼 관측으로 보여준다. 이러한 효과는 거대한 분자 구름이 성간 물질 주변을 포위하는 형태로 하여금 분자 구름을 발생시킨다. 이러한 과정은 바깥 4분각 정도의 영역에서도 발생하지만, 효율은 훨씬 낮다. 약 10% 정도의 은하 가스가 분자 상태로 있다.^[58]^[60]

항성 형성은 은하 내부의 가스 밀도에 따라 그 비율이 크게 영향을 받으며, 때문에 삼각형자리 은하의 항성 형성 비율은 안드로메다 은하보다 훨씬 높다. 항성 형성 비율은 대략 34억 년⁻¹ pc⁻² 인데, 안드로메다 은하는 0.74억 년^-1 pc^-2이다.^[61] 삼각형자리 은하에서 항성 형성에 사용되는 질량의 비율은 연간 태양 질량의 45%가량이다. 항성 형성 알짜 비율이 감소하거나 현상유지 중인지는 아직 확실하지 않다.^[58]^[60]

삼각형자리 은하의 화학적 구성 분석 결과에 의하면, 두 부분의 확연히 다른 영역으로 분리되어 있는 것으로 보인다. 반경 3만 광년 이내의 영역에는 중심에서 멀어질수록 성간 물질의 선형적 감소가 눈에 띄는, 전형적인 성간 물질 변화도가 나타난다. 3만 광년에서 8만 2천 광년까지의 영역에서는 그 변화도가 거의 나타나지 않는, 평탄한 양상을 보인다. 이것은 은하 내부 영역, 은하 외부 영역, 그리고 헤일로의 서로 다른 형성 역사를 보여주며, "인사이드-아웃" 은하 형성 시나리오로 설명될 수도 있다.^[54] 이는 은하 외부에서 성간 가스가 축적될 때, 중심핵 주변의 성간 가스가 고갈되면 발생한다. 이것은 은하핵 반지름이 증가하는 데 비해 항성의 평균 나이가 감소하는 이유를 설명할 수 있다.^[62]

5. 4. 별개의 특성

스피처 우주 망원경의 적외선 관측을 통해, 삼각형자리 은하 내 515개의 개별 방출원이 목록화되었다.^[63] 가장 밝은 방출원은 은하핵 주변에 위치한다.

이들 중 상당수는 항성 형성이 활발한 H II 영역과 관련되어 있다.^[63] 특히 밝은 H II 영역으로는 NGC 588, NGC 592, NGC 595, NGC 604가 있다. 이들은 태양 질량의 12만~40만 배에 달하는 가스를 포함한다. 이 중 NGC 604는 국부 은하군에서 두 번째로 밝은 H II 영역으로, 밝기는 태양의 450만 배에 달한다.^[61] 약 3백만 년 전 폭발적인 항성 형성이 시작되었을 것으로 추정된다.^[66] 그 외에 눈에 띄는 H II 영역으로는 IC 132, IC 133, IK 53이 있다.^[68]

북쪽 나선팔에는 4개의 거대한 H II 영역이 있는 반면, 남쪽 나선팔에는 젊고 온도가 높은 별들이 많이 분포한다.^[68] 삼각형자리 은하의 초신성 폭발 비율은 147년에 1개 꼴로, 2008년 기준 100개 이상의 초신성 잔해가 발견되었다.^[69]^[71] 이 잔해들은 대부분 남쪽 나선팔에 위치하며, 이는 H I 및 H II 영역, O형 주계열성 분포의 비대칭성과 관련이 있다. 이러한 비대칭성 분포의 중심은 은하핵 남서쪽 2분각 지점이다.^[68]

삼각형자리 은하에서는 54개의 구상 성단이 확인되었으나, 실제로는 122개 이상일 것으로 추정된다.^[55] 이 구상 성단들은 우리 은하의 구상 성단보다 수십억 년 젊으며, 약 1억 년 전부터 형성이 활발해진 것으로 보인다. 이는 주변 가스가 은하핵으로 유입되는 현상과 관련이 있다. 무거운 별들의 자외선 방출 수준은 대마젤란 은하와 유사하다.^[64]

2007년, 찬드라 엑스선 관측선을 통해 태양 질량의 15.7배에 달하는 항성 질량 블랙홀 M33 X-7이 발견되었다.^[65]^[67] 이 블랙홀은 3.5일 주기로 짝별과 식현상을 일으키는, 현재까지 발견된 가장 무거운 항성 질량 블랙홀이다.

6. 안드로메다 은하와의 관계

안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 수소선(중성 수소)^[14]^[25] 및 별들의 흐름으로 연결되어 있다.^[14]^[25] 이는 두 은하가 과거 20억~80억 년 전에 상호작용했음을 시사하며,^[15]^[16]^[26]^[27] 25억 년 후에는 더 격렬한 만남이 있을 것으로 예상된다.^[14]^[25]

삼각형자리 은하의 미래는 불확실하지만, 안드로메다 은하와의 관계에 따라 다음과 같은 시나리오가 예측된다.

안드로메다 은하에 흡수: M33은 조석력에 의해 찢겨져 안드로메다 은하에 흡수될 수 있다. 이 과정에서 안드로메다 은하는 성간 가스를 획득하고, M33은 가스를 잃어 항성 형성 능력을 잃게 된다.^[28]
우리 은하-안드로메다 은하 충돌 참여: M33은 우리 은하와 안드로메다 은하의 충돌에 참여하여, 합쳐진 거대한 타원 은하 주변을 돌게 될 수도 있다. 이는 M33이 국부 은하군에서 축출되지 않을 경우 가능하다.^[29]

그러나 가이아 우주선의 측성 데이터(2019년)는 M33과 M31이 궤도에 있다는 가능성을 낮게 보고 있다. 만약 이 데이터가 맞다면, M33은 안드로메다 은하(M31)로 처음 접근하는 궤도에 있는 것이다.^[19]

물고기자리 왜소은하는 삼각형자리 은하나 안드로메다 은하 중 하나의 위성 은하일 가능성이 제기되고 있다.

참조

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