조각가자리 은하
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1. 개요
조각가자리 은하는 조각가자리 방향에 위치한 나선 은하로, 1783년 캐롤라인 허셜에 의해 처음 발견되었다. 우리 은하에서 가장 가까운 은하군 중 하나인 조각가자리 은하군의 중심 은하이며, 허블 우주 망원경으로 상세한 이미지가 촬영되기도 했다. 은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하며, 활발한 별 생성 활동으로 인해 여러 개의 초성단이 생성되었다. 또한, 조각가자리 은하는 위성 은하와의 상호작용으로 구조가 교란되기도 한다.
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| 조각가자리 은하 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 조각가자리 |
| 적색편이 | 0.000807 |
| 시선 속도 | 242 ± 1 km/s |
| 거리 | 1140만 ± 70만 광년 (350 ± 20 만 파섹) |
| 형태 | SAB(s)c |
| 겉보기 등급 | 8.0 |
| 겉보기 크기 | 27′.5 × 6′.8 |
| 크기 | (D27 등광도) |
| 기타 명칭 | 은화 은하 은화 은하 NGC 253 UGCA 13 PGC 2789 캘드웰 65 |
2. 관측 역사
조각가자리 은하는 1783년 캐롤라인 허셜이 혜성을 찾던 중 처음 발견했다.[3][4][29][30] 약 반세기 후, 존 허셜이 희망봉에서 18인치 금속 거울 반사 망원경으로 관측하며 "매우 밝고 크다(길이 24′); 훌륭한 대상... 빛이 다소 줄무늬가 있지만, 4개의 큰 별과 매우 작은 별 1개 외에는 보이지 않으며, 이들은 은하에 속하지 않는 것으로 보이며, 근처에 많은 별들이 있다..."라고 상세히 기록했다.[4][30]
1961년, 앨런 샌디지는 ''허블 은하 도록''에서 조각가자리 은하를 Sc 시스템의 특별한 하위 그룹의 전형적인 예시로 기술하며, "그룹의 은하 사진 이미지는 먼지 패턴에 의해 지배된다. 매우 복잡한 먼지띠와 덩어리가 표면 전체에 흩어져 있다. 나선 팔은 종종 추적하기 어렵다.... 팔은 나선 패턴만큼 먼지에 의해 정의된다."라고 썼다.[5] 시드니에서 연구한 버나드 Y. 밀스는 조각가자리 은하가 꽤 강한 전파원임을 발견했다.[4][30]
1998년, 허블 우주 망원경이 NGC 253의 상세한 이미지를 촬영했다.[6][31]
2. 1. 아마추어 천문가의 관측
조각가자리 은하는 밤하늘에서 가장 밝은 은하 중 하나로, 쌍안경으로 관측할 수 있으며 베타 고래자리 근처에 있다. 안드로메다 은하 다음으로 하늘에서 가장 쉽게 관측할 수 있는 은하 중 하나로 여겨진다.[4][7]구경 300mm 이상의 망원경으로 관측하면 길고 타원형의 팽대부와 얼룩덜룩한 은하 원반을 볼 수 있다.[7] 팽대부는 은하의 나머지 부분보다 약간 밝지만, 원반에 비해 상당히 넓게 퍼져 있다.[7] 구경 400mm 이상의 망원경에서는 활동 은하핵 북서쪽에 어두운 먼지띠가 보이며, 팽대부에 겹쳐 보이는 12개 이상의 희미한 별을 관측할 수 있다.[7] 매우 뛰어난 관측 조건에서는 맨눈으로 이 은하를 관측했다는 주장도 있다.
3. 특징
조각가자리 은하는 우리 은하에서 가장 가까운 은하군 중 하나인 조각가자리 은하군의 중심에 위치한다.[9] 안드로메다 은하, 솜브레로 은하 다음으로 우리 은하 근처에서 고유 밝기가 가장 밝은 은하 중 하나이다.[10]
3. 1. 조각가자리 은하군
조각가자리 은하는 우리 은하에서 가장 가까운 은하군 중 하나인 조각가자리 은하군의 중심에 위치한다.[9] 조각가자리 은하는 은하군에서 가장 밝은 은하이면서, 우리 은하 근처에서 고유 밝기가 가장 밝은 은하 중 하나로, 안드로메다 은하와 솜브레로 은하 다음으로 밝다.[10] NGC 247, PGC 2881, PGC 2933, Sculptor-dE1, UGCA 15 등과 함께 중력적으로 묶여 은하군 중심 근처에 위치한다. 조각가자리 은하군에 속하는 다른 은하들은 대부분 이 중심부와 약하게 중력적으로 묶여 있다.[9][11]3. 2. 스타버스트
NGC 253의 중심부에는 여러 초성단이 존재하는데, 이는 허블 우주 망원경을 통해 발견되었다. 그 중 하나는 의 질량과 최소 -15의 절대 등급을 가지며, 다른 두 개는 의 질량과 약 -11의 절대 등급을 가진다.[12] 이후 연구에서는 성간 먼지에 의해 심하게 가려진 더 거대한 성단이 발견되었는데, 질량은 이고 나이는 약 5.7Myr이며, 울프-레이에 별이 풍부하다.[13] 초성단들은 지구에서 보았을 때 평선으로 보이는 NGC 253의 중심 주위에 타원형으로 배열되어 있다.[14]별 형성은 NGC 253의 원반 북동부에서도 활발하며, 여러 적색 초거성이 발견되었고, 헤일로에는 젊은 별과 일부 중성 수소가 존재한다. 이는 약 2억 년 전에 가스가 풍부한 왜소 은하가 충돌하여 원반을 교란하고 현재의 스타버스트를 시작했음을 시사한다.[15]
메시에 82, NGC 4631, NGC 4666과 같이 강한 별 형성을 겪는 다른 은하처럼, 스타버스트에서 생성된 대규모 별의 항성풍과 초신성 폭발은 NGC 253의 헤일로로 물질을 분출시켜 초풍 형태로 나타나며, 이는 은하 내 별 형성을 억제하는 것으로 보인다.[16]
3. 3. 신성 및 초신성
조각가자리 은하에서는 1940년에 초신성 SN 1940E가 프리츠 츠비키에 의해 발견되었으며, 은하 중심에서 약 54″ 남서쪽에 위치해 있었다.[17][18][33] 2024년에는 신성 AT 2024pid가 블랙잼(BlackGEM)에 의해 19.6등급으로 발견되었다.[19]3. 4. 중심 블랙홀
조사 결과에 따르면 이 은하 중심에는 태양 질량의 500만 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 존재하며, 이는 궁수자리 A*보다 약간 더 무거운 것으로 추정된다.[20]3. 5. 거리 측정
행성상 성운 광도 함수 방식을 사용하여 2005년에 약 1089만 광년(3.34 메가파섹)으로 추정되었다.[21] 적색 거성 가지 끝 (TRGB) 방법을 사용하여 2004년에 약 1280만 광년(3.94 메가파섹)으로 추정되었다.[22][23] 가장 신뢰할 수 있는 거리 추정치의 가중 평균은 약 1140만 광년(3.5 메가파섹)이다.[21]4. 위성 은하
스바루 망원경을 이용한 국제 연구팀의 연구를 통해 NGC 253에 의해 교란된 희미한 왜소은하인 NGC 253-dw2가 확인되었다.[24] 이 위성 은하는 다음 번 모은하를 통과할 때 살아남지 못할 수도 있다. 왜소 은하의 질량이 충분히 크다면, 모은하 또한 약간의 손상을 입을 수 있다. 두 은하 사이의 상호작용은 NGC 253 구조의 교란을 일으킨다.[25]
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