안드로메다 은하

3. 구조

가시광선 대역에서 안드로메다 은하는 드 보클레르-샌디지 확장 분류 체계에서 SA(s)b형 나선은하로 분류된다.^[70] 그러나 2MASS 탐사 자료에 따르면, 안드로메다 은하의 팽대부는 상자 모양을 하고 있어, 우리 은하와 같은 막대나선은하이며 안드로메다 은하의 막대가 은하 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 시사한다.^[107]

2005년 켁 망원경 관측 결과, 은하 바깥으로 뻗어 나가는 미약한 항성 구조가 실제로는 주 원반의 일부임이 밝혀졌다.^[108] 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반 직경이 이전 측정값보다 세 배나 크다는 것을 의미하며, 거대한 항성 원반으로 인해 은하 직경이 22만 광년(67 kpc)에 이른다는 증거가 된다. 이전 측정값은 7만~12만 광년(21~37 kpc) 범위였다.

안드로메다 은하는 지구에 대해 약 77° 기울어져 있으며, 90° 경사각에서는 은하 가장자리만 보이게 된다. 단면 형상 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 평탄한 원반이 아닌 S자 모양으로 굽어져 있다.^[109] 이는 주변 위성은하와의 중력 상호작용 때문일 수 있으며, 삼각형자리 은하도 나선팔 굽힘에 영향을 줄 수 있지만, 더 정밀한 거리 및 시선속도 연구가 필요하다.

분광학적 연구를 통해 안드로메다 은하 중심핵으로부터 거리에 따른 회전속도를 측정한 결과, 중심핵에서 1,300광년(8,200만 AU) 지점에서 초당 225km(140mi/s)로 최대이며, 7,000광년(4억 4천만 AU) 지점에서 초당 50km로 최소이다. 이후 회전속도는 33,000광년(2.1×10⁹ AU) 지점에서 250km/s(160mi/s)로 정점에 도달하고, 이후 점차 감소하여 80,000광년(5.1×10⁹ AU) 지점에서 약 200km/s(120mi/s)에 이른다. 이러한 속도 측정은 중심핵에 약 6×10⁹ ''M''_☉이 집중되어 있음을 나타낸다. 은하 총질량은 45,000광년(2.8×10⁹ AU)까지 선형적으로 증가하다가 이후 완만하게 증가한다.^[110]

발터 바데는 안드로메다 은하의 나선팔이 연속적인 H II 영역을 보여주며, "실에 꿰인 구슬"과 같다고 묘사했다. 그의 연구는 꽉 감긴 듯 보이지만 우리 은하보다 느슨하게 감긴 두 나선팔을 보여주었다.^[111]

안드로메다 은하는 거의 가장자리만 보여 나선 구조 연구가 어렵다. 사진상으로는 시계 방향으로 중심에서 약 1,600광년(1억 AU) 거리에서 시작, 최소 13,000광년(8억 2천만 AU)까지 뻗어 있는 독립된 두 나선팔이 감긴 정상나선은하처럼 보이지만, 단일 나선팔,^[58] 길다란 필라멘트형 양털나선,^[59] 얇은 나선구조^[70][60] 등 다른 나선 구조를 가졌다는 연구도 발표되었다.

나선 구조 왜곡은 위성은하 메시에 32, 메시에 110과의 상호작용 때문으로 추정되며, 별에 대한 중성수소 구름 변위로 확인 가능하다.^[112]

1998년 유럽우주국 적외선 우주 관측선 사진은 안드로메다 은하가 고리 은하 형태로 전이 중임을 보여주었다. 기체와 티끌은 여러 겹의 고리 구조를 이루며, 특히 중심핵에서 32,000광년(2.0×10⁹ AU) 거리에 뚜렷한 고리가 있는데, 일부 천문학자들은 이를 "불의 고리"(''ring of fire'')라 부른다.^[61] 이 고리는 주로 차가운 티끌과 별형성영역으로 이루어져 가시광선에서는 보이지 않는다.^[62]

스피처 우주 망원경 연구 결과, 적외선 영역에서 안드로메다 은하 나선 구조는 중심 막대에서 시작, 거대한 고리 너머로 이어지는 두 나선팔로 구성되어 보이지만, 이 나선팔은 연속적이지 않고 분할된 구조이다.^[63]

스피처 망원경을 이용한 안쪽 영역 조사에서는 작은 티끌 고리 구조가 발견되었는데, 이는 2억 년 전 메시에 32와의 상호작용으로 형성된 것으로 추정된다. 모의실험 결과, 작은 은하가 안드로메다 은하 후극축을 따라 원반을 관통, 메시에 32는 절반 이상 질량을 상실하고 안드로메다 은하에 고리 구조가 형성되었다.^[114] 무게중심에서 벗어난 안쪽 고리 구조와 길고 거대한 기체 고리의 동시 존재는 메시에 32와 거의 정면충돌한 수레바퀴 근접(''Cartwhell encounter'')의 중간형임을 시사한다.^[64]

안드로메다 은하의 거대한 헤일로는 우리 은하 헤일로와 유사하며, 별들은 "금속부족성"이고, 먼 거리에서 더 멀어진다.^[104] 이는 두 은하가 유사한 진화 경로를 따랐음을 의미하며, 지난 120억 년간 100~200개 저질량 은하를 강착하여 소화했을 것으로 추정된다.^[115] 안드로메다 은하와 우리 은하 헤일로 별 분포는 두 은하 거리의 약 3분의 1까지 뻗어있다.

3. 1. 은하핵

4. 물리적 특성

안드로메다 은하(M31)는 지구로부터 약 250만 광년 거리에 있으며, M33과 함께 육안으로 볼 수 있는 가장 먼 천체이다. 약 1조 개의 항성으로 이루어진 나선 은하로, 지름은 22만 광년으로 국부 은하군에서 가장 크다. 21세기 초 관측 결과, 안드로메다 은하의 은하 헤일로 영역으로 여겨졌던 곳의 별들이 실제로는 디스크의 일부임이 밝혀져 은하의 크기가 더 크게 확장되었다.

과거에는 성운과 혼동되어 "안드로메다 성운", "안드로메다 대성운"^[25] 등으로 불리기도 했다. 에드윈 허블이 세페이드 변광성을 이용하여 측정한 초기 거리는 90만 광년이었으나, 이후 거리 산정 방식의 오류가 밝혀져 200만 광년으로 수정되었고, 관측 정밀도가 향상되면서 추정 거리는 점차 더 길어졌다.

안드로메다 은하는 중심핵이 두 개이고, 우리 은하의 팽대부와 비교하여 가스 및 암흑 물질이 매우 적으며, 그 가스가 은하면에 직각인 나선 구조를 가지고 있다는 점이 밝혀졌다. 2MASS 서베이와 스피처 우주 망원경의 적외선 관측 결과, 막대 나선 은하이며, 팽대부의 막대 구조가 원반 장축에서 반시계 방향으로 55도 방향을 향하고 있다는 것이 밝혀졌다.^[26]

964년 압드 알라흐만 아수피는 "작은 구름"으로 기술했다. 1612년 시몬 마리우스는 망원경으로 처음 관측하여 "램프를 비추어 빛나는 촛불의 빛"처럼 보였다고 기록했다.^[25] 윌리엄 허셜은 "핵은 성운상. 별로 쪼개질 것 같다"라고 기록했다. 1864년 윌리엄 허긴스는 스펙트럼을 관측하여 연속 스펙트럼임을 발견했다. 1885년 에른스트 하르트비히는 신성, 세페이드 변광성, 산개 성단, 구상 성단을 발견하고, 자전 속도를 측정했다. 1887년 아이작 로버츠가 처음으로 사진을 촬영했다. 1899년 율리우스 샤이너가 처음으로 스펙트럼 사진을 촬영했다.

M31은 육안으로 볼 수 있으며, 크기는 보름달의 약 5배이다. 쌍안경으로는 긴 타원형의 뚜렷한 광망으로 보인다. 조건이 좋은 곳에서 구경 20cm의 망원경으로 겨우 소용돌이 구조가 보이기 시작한다.

4. 1. 질량

• 중성수소: 최소 ^[43]
• 수소 분자(가장 안쪽 10킬로파섹 이내): 최소 ^[43]
• 티끌: ^[44]

4. 2. 광도

5. 위성은하

우리은하처럼 안드로메다 은하도 위성은하를 가지고 있는데, 현재까지 14개 이상의 왜소은하가 알려져 있다. 가장 잘 알려지고 쉽게 관측되는 위성은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 안드로메다 은하(M31)와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서 폭발적인 별의 형성이 일어났던 더 큰 은하였을 것으로 여겨진다.^[129]

M110 또한 M31과 상호작용하는 것으로 보이는데, 천문학자들은 M31의 헤일로에서 금속풍부성을 가진 성류를 발견하였다. 이것은 위성은하의 박리로 인해 형성된 것으로 여겨진다.^[130] M110은 먼지대를 포함하고 있는데, 이는 최근에 별의 형성이 있었거나 현재 그것이 계속 진행되고 있음을 시사한다.^[131] M32도 젊은 별 개체군을 가지고 있다.

삼각형자리 은하는 안드로메다에서 떨어진, 왜소은하가 아닌 은하이다. 현재 이 은하가 안드로메다의 위성 은하인지 여부는 알려져 있지 않다.^[20]

2006년에는 아홉 개의 은하가 각각의 상호작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다.^[132]

6. 구상성단

안드로메다 은하에는 460여 개의 구상성단이 있다.^[125] 이 중 가장 무거운 것은 메이올 II(G1)로, 국부은하군에서 가장 밝다.^[126] G1은 수백만 개의 별을 포함하며, 우리은하에서 가장 밝은 센타우루스자리 오메가보다 두 배 밝다. G1은 평범한 구상성단보다 훨씬 무거워, 일부에서는 먼 과거 안드로메다 은하에 흡수된 왜소은하의 핵으로 보기도 한다.^[127] 표면밝기가 가장 큰 구상성단은 안드로메다 은하 남서쪽 나선팔 동쪽에 위치한 G76이다.^[86]

2005년, 천문학자들은 안드로메다 은하에서 새로운 유형의 성단을 발견했다. 이 성단은 수십만 개의 별을 포함하며, 구상성단과 별의 수는 비슷하지만, 폭이 수백 광년으로 훨씬 크고 밀도는 수백 배 낮다. 따라서 별 사이 거리가 구상성단보다 훨씬 크다.^[128]

7. 우리 은하와의 충돌

안드로메다 은하는 초당 약 110km의 속도로 우리 은하에 접근하고 있다.^[71] 태양에 대한 접근 속도는 초당 약 300km로 측정되는데,^[70] 이는 태양이 우리 은하의 중심을 약 225km/s의 속도로 공전하고 있기 때문이다. 이러한 접근 속도로 인해 안드로메다 은하는 관측되는 은하 중 몇 안되는 청색편이 은하이다. 우리 은하에 대해 예측되는 안드로메다 은하의 접선속도는 접근 속도보다 훨씬 작기 때문에 우리 은하와 안드로메다 은하는 약 40억 년 후에 거의 정면으로 충돌할 것으로 예측된다. 충돌에 따른 결과로 두 은하는 병합하여 하나의 거대타원은하^[133] 또는 거대한 원반은하^[34]가 될 것이다. 이러한 사건은 은하군의 은하 중에서 흔한 편이다. 두 은하의 충돌로 인한 지구와 태양계의 운명은 현재 확실하지 않다. 두 은하가 병합하기 전에 태양계가 우리 은하에서 방출되거나 안드로메다 은하에 편입될 것이라는 낮은 가능성도 있다.^[134]

8. 기타

=== 그 밖의 광원 ===

ESA의 XMM-뉴턴 우주 망원경 관측 결과, 안드로메다 은하에서 블랙홀 또는 중성자별 후보로 추정되는 다중 엑스선 광원이 발견되었다. 로빈 바너드 등은 이 천체들이 유입되는 기체를 수백만 켈빈으로 가열하여 엑스선을 방출한다고 주장하였다. 중성자별의 스펙트럼은 블랙홀과 유사하지만, 추정 질량을 통해 구별할 수 있다.^[124]

2012년, 안드로메다 은하에서 작은 블랙홀이 전파 폭발을 일으키는 미세퀘이사가 발견되었다. 이 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하며, 질량은 약 10 태양질량(''M''_☉)이다. 이 미세퀘이사는 ESA의 XMM-뉴턴 탐사선 자료를 통해 발견되었으며, NASA의 스위프트 및 찬드라, 초거대배열, 초장기선배열을 통해 추가 관측되었다. 이는 안드로메다 은하 및 우리은하 외부에서 발견된 최초의 미세퀘이사이다.^[69]

=== 픽션 ===

안드로메다 은하는 우리 은하와 비교적 가까워 인지도가 높기 때문에, 많은 SF 작품에서 외계인의 고향이나 우주 여행의 목적지로 등장한다.

8. 1. 그 밖의 광원

8. 2. 픽션

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