처녀자리 A 은하
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1. 개요
처녀자리 A 은하는 처녀자리 방향에 있는 거대한 타원 은하로, 1781년 샤를 메시에에 의해 발견되었다. M87은 처녀자리 은하단의 중심 은하 중 하나이며, 우리 은하보다 훨씬 크고 질량이 크다. M87 중심에는 M87*로 명명된 초대질량 블랙홀이 존재하며, 2019년 사건의 지평선 망원경(EHT)에 의해 블랙홀의 그림자가 처음으로 촬영되었다. 또한, M87은 은하 중심에서 뻗어 나오는 제트(jet)를 가지고 있으며, 감마선과 X선을 강력하게 방출하는 것으로 알려져 있다.
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| 처녀자리 A 은하 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별칭 | 처녀자리 A 처녀자리 X-1 NGC 4486 UGC 7654 PGC 41361 VCC 1316 Arp 152 3C 274 3U 1228+12 |
| 별자리 | 처녀자리 |
| 관측 정보 | |
| 시선 속도 | 1,284 ± 5 km/s |
| 적색 편이 | 0.00428 ± 0.00002 |
| 겉보기 등급 | 8.6 |
| 시직경 | 7.2 × 6.8 arcmin |
| 거리 | 16.4 ± 0.5 Mpc (5350만 광년) |
| 물리적 특성 | |
| 유형 | E+0-1 pec, NLRG Sy |
| 크기 | (25.0 mag/arcsec2 B-밴드 등광도선) |
| 지름 | 25만 광년 |
| 명명 | |
| NGC | 4486 |
| 기타 명칭 | 처녀자리 A 3C 274 |
| 추가 정보 | |
| 발견 | 1781년 3월 18일 |
| 발견자 | 샤를 메시에 |
| 발견 방법 | 망원경 관측 |
2. 역사
1781년, 프랑스의 천문학자 샤를 메시에는 혜성과 혼동될 수 있는 천체 목록을 작성하는 과정에서 M87을 발견했다.[22] 메시에 목록은 혜성과 혼동되는 천체를 알아내기 위해 만들어졌으며, M87은 이 목록의 87번째 천체로 등재되었다.[22] 메시에는 이 천체를 "별이 없는 성운. 8등급 별에 가깝다. M84, M86과 비슷한 밝기"라고 기록했다. 1864년에 존 허셜은 "매우 밝고, 꽤 크고 둥글다. 중심부는 갑자기 밝아지고 거기에 핵이 있다"고 기록했다. 1880년대에 존 루이스 에밀 드레이어는 존 허셜의 관측 자료를 토대로 NGC 목록을 만들었으며, M87은 NGC 4486으로 이 목록에 추가되었다.[21][22]
1918년, 미국의 천문학자 헤버 커티스는 M87 중심부에서 뻗어 나오는 "기묘한 곧은 광선", 즉 제트를 발견했다. 그는 M87에 나선 구조가 없다는 점을 언급하며, 이 광선이 은하 중심 근처에서 가장 밝게 보인다고 기록했다.
2. 1. 발견과 초기 관측
1781년, 프랑스의 천문학자 샤를 메시에는 혜성과 혼동될 수 있는 천체 목록을 작성하는 과정에서 M87을 발견했다.[22] 메시에 목록은 혜성과 혼동되는 천체를 알아내기 위해 만들어졌으며, M87은 이 목록의 87번째 천체로 등재되었다.[22] 1880년대에 존 루이스 에밀 드레이어는 존 허셜의 관측 자료를 토대로 NGC 목록을 만들었으며, M87은 NGC 4486으로 이 목록에 추가되었다.[21][22]1918년, 미국의 천문학자 헤버 커티스는 M87 중심부에서 뻗어 나오는 "기묘한 곧은 광선", 즉 제트를 발견했다. 그는 M87에 나선 구조가 없다는 점을 언급하며, 이 광선이 은하 중심 근처에서 가장 밝게 보인다고 기록했다.
2. 2. 은하로서의 정체성 확립
샤를 메시에는 1781년에 M87을 포함한 103개의 천체 목록을 만들었으며, M87은 이 목록의 87번째 천체이다.[22] 1880년대에는 엔지시 목록에 4486번째 천체로 추가되었다.[21][22]1922년, 에드윈 허블은 M87을 나선 구조가 없는 밝은 구상 성운 중 하나로 분류했다. 1926년, 허블은 새로운 은하 분류 체계를 제시하며 M87을 명확한 연장이 없는 타원형 은하 외 성운(E0)으로 분류했다.
1931년, 허블은 M87이 처녀자리 은하단의 구성원임을 확인하고, 지구로부터의 거리를 추정했다. 당시 M87은 개별 별을 분해할 수 있는 유일한 타원 성운이었지만, 그 거리에서는 구상 성단과 개별 별을 구별할 수 없었다.
2. 3. 현대 천문학 연구
1947년, 주요 전파원인 처녀자리 A는 측정 위치 오류와 함께 M87의 위치와 겹치는 것으로 확인되었다. 1953년까지 이 전파원은 M87임이 확인되었으며, 은하 중심에서 뻗어 나오는 선형 상대론적 제트가 그 원인으로 제시되었다. 1969~1970년, 전파 방출의 강한 성분이 제트의 광학원과 밀접하게 일치하는 것으로 밝혀졌다.1966년, 미국 해군 연구소의 에어로비 150 로켓은 처녀자리에서 최초의 X선원인 처녀자리 X-1을 확인했다. 1967년 7월 7일 화이트 샌즈 미사일 사격장에서 발사된 에어로비 로켓은 처녀자리 X-1의 원인이 전파 은하 M87이라는 추가 증거를 제시했다. 이후 HEAO 1과 아인슈타인 관측소의 X선 관측 결과 M87의 활동 은하핵을 포함한 복잡한 광원이 나타났다. 그러나 X선 방출의 중심 집중은 거의 없다.
M87은 은하 중심의 초대질량 블랙홀 질량을 측정하는 기술의 중요한 시험장이었다. 1978년, M87의 질량 분포에 대한 별 역학 모델링은 50억 ''M''☉의 중심 질량에 대한 증거를 제공했다. 허블 우주 망원경에 코스타 보정 광학 모듈이 설치된 후, 허블 희미한 물체 분광기 (FOS)를 사용하여 M87 중심부의 이온화된 가스 원반의 회전 속도를 측정했는데, 이는 수리 후 허블 장비의 과학적 성능을 테스트하기 위해 설계된 "초기 공개 관측"이었다. FOS 데이터는 24억 ''M''☉의 중심 블랙홀 질량을 나타냈으며, 불확실성은 30%였다. M87 내의 구상 성단은 금속성 관계를 보정하는 데에도 사용되었다.[4]
M87은 2017년 대부분의 기간 동안 사건의 지평선 망원경 (EHT)에 의해 관측되었다. EHT에 의해 중심 블랙홀의 사건의 지평선이 직접 촬영되었고, 블랙홀 그림자의 첫 번째 이미지를 걸러냈다.
3. 특징
### 형태 및 구조
제라르 드 보큘레르의 수정된 허블 순차 은하 형태 분류 방식에서 M87은 E0p 은하로 분류된다. "E0"는 납작함이 없는, 즉 구형으로 보이는 타원 은하를 나타내며, "p" 접미사는 특이 은하를 나타낸다. 이 경우 특이성은 핵에서 나오는 제트의 존재이다. 예르케스(모건) 방식에서 M87은 cD 은하로 분류되는데, D 은하는 광범위하고 먼지가 없는 확산 외피로 둘러싸인 타원형 핵을 가지고 있다. D형 초거성은 cD 은하라고 불린다.
M87과 같은 타원 은하는 하나 이상의 작은 은하 병합의 결과로 형성되는 것으로 여겨진다. M87의 타원형은 우리 은하와 같은 나선 은하에서 발견되는 더 정돈된 회전 운동과 대조적으로, 구성 별들의 무작위 궤도 운동에 의해 유지된다. 초대형 망원경을 이용한 천문학자들의 연구에 따르면, M87은 지난 10억 년 동안 중간 크기의 별 형성 나선 은하를 흡수했으며, 이로 인해 M87에 일부 젊고 푸른 별이 추가되었다. 행성상 성운의 독특한 스펙트럼 특성을 통해 천문학자들은 파괴된 은하의 불완전한 위상 공간 혼합에 의해 생성된 M87의 헤일로에서 갈매기형 구조를 발견했다.
1918년, 헤버 더스트 커티스는 이 은하의 중심에서 뻗어 나오는 우주 제트를 발견했다. 이 제트는 구경이 큰 망원경이라면 가시광선으로도 확인할 수 있다. M87의 중심부에서 방출되는 제트의 길이는 7,000~8,000광년에 달하는 것으로 추정된다.
우리 은하와 비교하면, 지름은 대략 같지만, 구에 가까운 형태(타입 E0-1)를 하고 있기 때문에, 더 많은 별을 가지고 있다 . 또한, 은하를 둘러싼 구상 성단도, 우리 은하의 주변에 200개 정도인 것에 비해 15,000개에 달하는 것으로 생각된다 .
### 크기, 질량, 구성 성분
M87은 국부 우주에서 가장 질량이 큰 은하 중 하나로, 직경은 약 132,000 광년으로 추정된다.[1] 이는 우리 은하보다 약 51% 더 큰 크기이다.[1] M87의 총 질량은 우리 은하의 200배에 달할 수 있다.
M87은 우리 은하보다 훨씬 많은 구상 성단을 가지고 있다. 이는 우리 은하 주변의 150~200개와 비교된다. M87의 구상성단은 우리 은하의 구상성단과 크기 분포가 유사하며, 대부분 유효 반지름이 1~6 파섹이다.
헤버 더스트 커티스는 1918년 M87의 중심에서 뻗어나오는 우주 제트를 발견했다. 이 제트는 구경이 큰 망원경으로 가시광선으로도 확인 가능하다.
중심부에서 32kpc 반경 내 질량은 태양 질량의 약 2.4 x 1012배이다. M87은 연간 2~3 태양 질량의 가스 유입을 경험하며, 대부분은 핵심 영역에 축적될 수 있다.
| 반경 (kpc) | 질량 (×1012 M☉) |
|---|---|
| 32 | 2.4 |
| 44 | 3.0 |
| 47 | 5.7 |
| 50 | 6.0 |
M87 핵 영역의 스펙트럼은 수소(HI, HII), 헬륨(HeI), 산소(OI, OII, OIII), 질소(NI), 마그네슘(MgII) 및 황(SII)을 포함한 다양한 이온의 방출선을 보여준다. 약하게 이온화된 원자의 선 세기가 강하게 이온화된 원자의 선 세기보다 강한 이러한 스펙트럼 특성을 가진 은하 핵은 저이온화 핵 방출선 영역인 LINER로 불린다.
초대형 망원경을 이용한 연구에 따르면, M87은 지난 10억 년 동안 중간 크기의 별 형성 나선 은하를 흡수했으며, 이로 인해 M87에 일부 젊고 푸른 별이 추가되었다.
### 성간 물질 및 별의 진화
M87 내 별들 사이의 공간은 확산된 성간 매질로 채워져 있으며, 이 물질은 별들이 진화하면서 방출한 원소들로 화학적으로 풍부하다. 중간 질량 별들이 점근 거성 가지를 통과하면서 탄소와 질소를 지속적으로 공급하고, 초신성 폭발을 통해 산소에서 철까지의 무거운 원소들이 생성된다. 무거운 원소 중 약 60%는 붕괴형 초신성으로, 나머지는 Ia형 초신성에서 생성되었다. 산소 분포는 대략 균일하며, 태양값의 절반 정도이고, 철 분포는 중심 근처에서 최대를 나타내며 태양의 철값에 근접한다. 산소는 주로 은하 초기 단계와 외부 별 형성 지역에서 발생하는 붕괴형 초신성에 의해 생성되므로, 이러한 원소들의 분포는 붕괴형 초신성으로부터의 성간 매질의 초기 농축과 M87의 역사 전반에 걸쳐 Ia형 초신성의 지속적인 기여를 시사한다.
M87에는 나선 은하의 먼지 띠가 없지만, 중심을 향해 떨어지는 가스에서 발생하는 광학적인 필라멘트가 관찰되었다. 이 필라멘트의 추정 질량은 약 10,000 M☉이다. 은하를 둘러싸고 있는 것은 뜨겁고 밀도가 낮은 가스가 있는 확장된 코로나이다.
| 원소 | 풍부도 (태양값) |
| C | 0.63 ± 0.16 |
| N | 1.64 ± 0.24 |
| O | 0.58 ± 0.03 |
| Ne | 1.41 ± 0.12 |
| Mg | 0.67 ± 0.05 |
| Fe | 0.95 ± 0.03 |
3. 1. 형태 및 구조
제라르 드 보클뢰르의 수정된 허블 순차 은하 형태 분류 방식에서 M87은 E0p 은하로 분류된다. "E0"는 납작함이 없는, 즉 구형으로 보이는 타원 은하를 나타내며, "p" 접미사는 특이 은하를 나타낸다. 이 경우 특이성은 핵에서 나오는 제트의 존재이다. 예르케스(모건) 방식에서 M87은 cD 은하로 분류되는데, D 은하는 광범위하고 먼지가 없는 확산 외피로 둘러싸인 타원형 핵을 가지고 있다. D형 초거성은 cD 은하라고 불린다.M87은 국부 우주에서 가장 질량이 큰 은하 중 하나로, 직경은 약 132,000 광년으로 추정되며, 이는 우리 은하보다 약 51% 더 크다.[1] 타원 은하로서 납작한 원반이 아닌 구형이며, 이는 M87의 훨씬 더 큰 질량을 설명한다. 반경 내에서 질량은 태양 질량의 2.4 ± 0.6 x 1012배이며, 이는 우리 은하 은하 질량의 두 배이다. M87은 약 6.3 ± 0.8의 질량 대 광도비를 가지고 있으며, 은하 질량의 약 6분의 1만이 에너지를 방출하는 별의 형태를 띠고 있다. 이 비율은 코어에서 9-40 kpc 영역에서 r1.7에 비례하여 약 5에서 30까지 다양하다. M87의 총 질량은 우리 은하의 200배일 수 있다.
이 은하는 연간 2~3 태양 질량의 가스 유입을 경험하며, 대부분은 핵심 영역에 축적될 수 있다. 이 은하의 확장된 별 외피는 약 150 kpc의 반경에 도달하며, 이는 우리 은하의 약 100 kpc에 비해 크다. 그 거리를 넘어 은하의 외부 가장자리는 어떤 수단에 의해 잘려졌는데, 아마도 이전에 다른 은하와의 만남에 의해 잘린 것으로 보인다. 은하 북서쪽에는 조석 박리에 의해 생성되었을 수 있는 별 스트림의 증거가 있으며, 궤도 은하 또는 작은 위성 은하가 M87을 향해 떨어지고 있다. 또한, 은하의 북동쪽 외부에 있는 뜨겁고 이온화된 가스 필라멘트는 M87에 의해 파괴되었고 활성 핵에 공급할 수 있는 작은 가스 풍부 은하의 잔해일 수 있다. M87은 NGC 4486B와 NGC 4478을 포함하여 최소 50개의 위성 은하를 가지고 있는 것으로 추정된다.
M87과 같은 타원 은하는 하나 이상의 작은 은하 병합의 결과로 형성되는 것으로 여겨진다. M87의 타원형은 우리 은하와 같은 나선 은하에서 발견되는 더 정돈된 회전 운동과 대조적으로, 구성 별들의 무작위 궤도 운동에 의해 유지된다. 초대형 망원경을 이용한 천문학자들의 연구에 따르면, M87은 지난 10억 년 동안 중간 크기의 별 형성 나선 은하를 흡수했으며, 이로 인해 M87에 일부 젊고 푸른 별이 추가되었다. 행성상 성운의 독특한 스펙트럼 특성을 통해 천문학자들은 파괴된 은하의 불완전한 위상 공간 혼합에 의해 생성된 M87의 헤일로에서 갈매기형 구조를 발견했다.
1918년, 헤버 더스트 커티스는 이 은하의 중심에서 뻗어 나오는 우주 제트를 발견했다. 이 제트는 구경이 큰 망원경이라면 가시광선으로도 확인할 수 있다. M87의 중심부에서 방출되는 제트의 길이는 7,000~8,000광년에 달하는 것으로 추정된다.
우리 은하와 비교하면, 지름은 대략 같지만, 구에 가까운 형태(타입 E0-1)를 하고 있기 때문에, 더 많은 별을 가지고 있다 . 또한, 은하를 둘러싼 구상 성단도, 우리 은하의 주변에 200개 정도인 것에 비해 15,000개에 달하는 것으로 생각된다 .
3. 2. 크기, 질량, 구성 성분
M87은 국부 우주에서 가장 질량이 큰 은하 중 하나로, 직경은 약 132,000 광년으로 추정된다.[1] 이는 우리 은하보다 약 51% 더 큰 크기이다.[1] 제라르 드 보큘레르가 수정한 허블 순차 은하 형태 분류 방식에서 M87은 E0p 특이 은하로 분류되는데, 이는 핵에서 나오는 제트의 존재 때문이다. 예르케스(모건) 방식에서는 cD 은하로 분류된다. M87의 총 질량은 우리 은하의 200배에 달할 수 있다.M87은 우리 은하보다 훨씬 많은 구상 성단을 가지고 있다. 2006년 조사 결과 중심부에서 25' 거리까지 약 12,000 ± 800개의 구상 성단이 존재하는 것으로 추정되었는데, 이는 우리 은하 주변의 150~200개와 비교된다. M87의 구상성단은 우리 은하의 구상성단과 크기 분포가 유사하며, 대부분 유효 반지름이 1~6 파섹이다.
헤버 더스트 커티스는 1918년 M87의 중심에서 뻗어나오는 우주 제트를 발견했다. 이 제트는 구경이 큰 망원경으로 가시광선으로도 확인 가능하다.
중심부에서 32kpc 반경 내 질량은 태양 질량의 약 2.4 x 10^12배이다. M87은 연간 2~3 태양 질량의 가스 유입을 경험하며, 대부분은 핵심 영역에 축적될 수 있다.
| 반경 (kpc) | 질량 (×1012 M☉) |
|---|---|
| 32 | 2.4 |
| 44 | 3.0 |
| 47 | 5.7 |
| 50 | 6.0 |
M87 핵 영역의 스펙트럼은 수소(HI, HII), 헬륨(HeI), 산소(OI, OII, OIII), 질소(NI), 마그네슘(MgII) 및 황(SII)을 포함한 다양한 이온의 방출선을 보여준다. 약하게 이온화된 원자의 선 세기가 강하게 이온화된 원자의 선 세기보다 강한 이러한 스펙트럼 특성을 가진 은하 핵은 저이온화 핵 방출선 영역인 LINER로 불린다.
초대형 망원경을 이용한 연구에 따르면, M87은 지난 10억 년 동안 중간 크기의 별 형성 나선 은하를 흡수했으며, 이로 인해 M87에 일부 젊고 푸른 별이 추가되었다.
3. 3. 성간 물질 및 별의 진화
M87 내 별들 사이의 공간은 확산된 성간 매질로 채워져 있으며, 이 물질은 별들이 진화하면서 방출한 원소들로 화학적으로 풍부하다. 중간 질량 별들이 점근 거성 가지를 통과하면서 탄소와 질소를 지속적으로 공급하고, 초신성 폭발을 통해 산소에서 철까지의 무거운 원소들이 생성된다. 무거운 원소 중 약 60%는 붕괴형 초신성으로, 나머지는 Ia형 초신성에서 생성되었다. 산소 분포는 대략 균일하며, 태양값의 절반 정도이고, 철 분포는 중심 근처에서 최대를 나타내며 태양의 철값에 근접한다. 산소는 주로 은하 초기 단계와 외부 별 형성 지역에서 발생하는 붕괴형 초신성에 의해 생성되므로, 이러한 원소들의 분포는 붕괴형 초신성으로부터의 성간 매질의 초기 농축과 M87의 역사 전반에 걸쳐 Ia형 초신성의 지속적인 기여를 시사한다.M87과 같은 타원 은하는 하나 이상의 작은 은하 병합의 결과로 형성되는 것으로 여겨지며, 일반적으로 성간 매질이 비교적 적고, 오래된 별이 주로 존재하며, 진행 중인 별 형성은 거의 없다. M87은 적외선 파장에서 과도한 방출이 나타나는데, 이는 따뜻한 먼지의 열 복사를 나타낼 수 있다. M87의 경우, 이 방출은 제트에서 나오는 싱크로트론 복사로 설명될 수 있다. 은하 내 규산염 입자는 중심부의 X선 방출로 인해 4,600만 년 이상 생존하지 못할 것으로 예상된다. 이 먼지는 적대적인 환경에 의해 파괴되거나 은하에서 방출될 수 있다. M87 먼지의 총 질량은 태양 질량의 70,000배를 넘지 않는다.
M87에는 나선 은하의 먼지 띠가 없지만, 중심을 향해 떨어지는 가스에서 발생하는 광학적인 필라멘트가 관찰되었다. 이 필라멘트의 추정 질량은 약 10,000 M☉이다. 은하를 둘러싸고 있는 것은 뜨겁고 밀도가 낮은 가스가 있는 확장된 코로나이다.
| 원소 | 풍부도 (태양값) |
| C | 0.63 ± 0.16 |
| N | 1.64 ± 0.24 |
| O | 0.58 ± 0.03 |
| Ne | 1.41 ± 0.12 |
| Mg | 0.67 ± 0.05 |
| Fe | 0.95 ± 0.03 |
4. 제트
히버 커티스가 1918년에 메시에 87에서 방출되는 전파를 처음 발견하고 "흥미로운 전파"라고 묘사했다.[72] 이 방사선은 적어도 5000광년까지 방출되며, 여러 가지 원소와 화합물, 전파, 빛, X선 등으로 이루어져 초대질량 블랙홀이 그 원인으로 가장 유력하다.[72] M87 은하의 초대질량 블랙홀 질량은 약 30억 태양 질량으로 추정된다.[72] M87은 X선의 강한 근원이기 때문에, 은하핵에서 방출되는 전파를 연구하는 데 매우 적합한 은하이다.[72]
중심에서 나오는 물질의 상대론적 제트는 핵에서 최소 1.5kpc 뻗어 있으며, 초거대 블랙홀에서 분출된 물질로 구성되어 있다. 제트는 매우 정렬되어 있어 중심에서 0.8pc 내에서 60°의 각도로 제한되어 보이며, 2pc에서 약 16°, 12pc에서 6~7°로 보인다. 그 기저는 5.5 ± 0.4 슈바르츠실트 반지름의 지름을 가지고 있으며, 회전하는 초거대 블랙홀 주변의 순행 강착 원반에 의해 구동될 가능성이 크다.
==== 초광속 운동 ====
1999년 허블 우주 망원경 관측 결과, M87 제트의 움직임에서 빛의 속도의 4~6배가 측정되었다.[75] 이는 초광속 운동이라 불리는 현상으로, 제트의 상대론적 속도로 인해 발생하는 착시 현상이다. 이러한 움직임은 BL Lac 천체와 전파 은하에서 공통적으로 나타나는 현상이며, 활성 은하를 다른 관점에서 보았을 때 다르게 보일 수 있다.[75]
==== 감마선 및 X선 방출 ====
M87은 감마선의 강력한 근원이다.[77] 1990년대 후반부터 감마선 관측이 시작되었으며, 최근에는 헤스 체렌코프 망원경을 사용하여 감마선 유량 변화를 측정하고 있다.[77]
찬드라 X선 망원경은 M87의 밝은 은하핵 주변에서 고리, 루프, 압력파 등의 현상을 관측했다.[76] 이는 은하핵과 은하핵이 방출하는 전파의 압력에 의해 나타나며, 초대질량 블랙홀이 가장 유력한 원인으로 지목된다.[76] 초대질량 블랙홀에서 방출하는 전파와 X선, 빛의 속도 변화로 인해 이러한 현상이 발생하며, 6백만 년간 감마선, 전파, 빛, X선 등이 방출되기도 한다.[76] 은하핵의 주요 활동으로 인한 충격파는 85,000광년 떨어진 초대질량 블랙홀 주위에 있으며, 이로 인해 X선 등이 최대 100,000광년까지 퍼진다.[76]
일반적으로 초대질량 블랙홀은 M87 중심에 위치하며, 그 질량은 태양 질량의 수십억 배에 달한다.[77] 2011년 1월 12일, 미국 텍사스대학의 칼 게파르트 박사는 미국천문학협의회(American Astronomical Society)에서 M87 중심 블랙홀의 실제 질량이 태양 질량의 약 66억 배라고 발표했다.[78]
4. 1. 초광속 운동
1999년 허블 우주 망원경 관측 결과, M87 제트의 움직임에서 빛의 속도의 4~6배가 측정되었다.[75] 이는 초광속 운동이라 불리는 현상으로, 제트의 상대론적 속도로 인해 발생하는 착시 현상이다. 이러한 움직임은 BL Lac 천체와 전파 은하에서 공통적으로 나타나는 현상이며, 활성 은하를 다른 관점에서 보았을 때 다르게 보일 수 있다.[75]4. 2. 감마선 및 X선 방출
M87은 감마선의 강력한 근원이다.[77] 1990년대 후반부터 감마선 관측이 시작되었으며, 최근에는 헤스 체렌코프 망원경을 사용하여 감마선 유량 변화를 측정하고 있다.[77]찬드라 X선 망원경은 M87의 밝은 은하핵 주변에서 고리, 루프, 압력파 등의 현상을 관측했다.[76] 이는 은하핵과 은하핵이 방출하는 전파의 압력에 의해 나타나며, 초대질량 블랙홀이 가장 유력한 원인으로 지목된다.[76] 초대질량 블랙홀에서 방출하는 전파와 X선, 빛의 속도 변화로 인해 이러한 현상이 발생하며, 6백만 년간 감마선, 전파, 빛, X선 등이 방출되기도 한다.[76] 은하핵의 주요 활동으로 인한 충격파는 85,000광년 떨어진 초대질량 블랙홀 주위에 있으며, 이로 인해 X선 등이 최대 100,000광년까지 퍼진다.[76]
일반적으로 초대질량 블랙홀은 M87 중심에 위치하며, 그 질량은 태양 질량의 수십억 배에 달한다.[77] 2011년 1월 12일, 미국 텍사스대학의 칼 게파르트 박사는 미국천문학협의회(American Astronomical Society)에서 M87 중심 블랙홀의 실제 질량이 태양 질량의 약 66억 배라고 발표했다.[78]
5. 초대질량 블랙홀 (M87*)
처녀자리 A 은하(M87)의 중심에는 M87*로 명명된 초대질량 블랙홀이 존재하며,[6][7] 그 질량은 태양의 수십억 배에 달한다. 2019년 사건의 지평선 망원경(EHT) 협력단은 블랙홀의 질량을 (6.5 ± 0.2stat ± 0.7sys) × 10^9 태양 질량으로 측정 발표했다. 이는 알려진 블랙홀 중에서도 매우 높은 질량에 속한다.
1947년, 처녀자리 영역에서 강한 전파원 "처녀자리 A"가 발견되었고, 이는 M87의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀, 즉 활동 은하핵에서 기인하는 것으로 밝혀졌다. 이 블랙홀을 관측하기 위해 초장기선 전파 간섭법(VLBI)을 사용한 국제 협력 프로젝트 "사건의 지평선 망원경 (EHT)"이 진행되었다.
(EHT Collaboration)
2019년 4월 10일, EHT는 M87 중심부 초대질량 블랙홀의 촬영을 처음 공개하며, 이 촬영을 통해 광자 구와 지름 약 1,000억 km의 블랙홀 그림자가 확인되었다고 발표했다. 블랙홀 본체는 초대질량 65억 ''M''☉이며, 사건의 지평선의 크기는 지름 약 400억 km이다.
이 블랙홀은 쿠물리포에서 유래한 "포웨히(Pōwehi)"라는 이름으로도 알려져 있지만, 국제 천문 연맹에 의해 정식으로 명명된 것은 아니다.
이온화된 가스의 회전 디스크가 블랙홀을 둘러싸고 있으며 상대론적 제트와 대략 수직이다. 디스크는 최대 1,000 km/s의 속도로 회전하며 최대 직경은 25,000 AU이다. 가스는 10년마다 태양 질량 1개의 비율로 블랙홀에 강착된다. 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 120 AU이다.
2021년 3월 24일, 사건의 지평선 망원경 협력단은 편광된 빛에서 보이는 M87 블랙홀 그림자의 모습을 공개했다.[13] 빛의 편광은 블랙홀 그림자 주변의 빛 고리에 있는 자기장의 강도와 방향에 대한 정보를 제공한다.[14]
2023년 4월, 연구팀은 EHT 데이터에서 더 선명한 이미지 재구성을 생성하기 위해 새로운 주성분 간섭 모델링(PRIMO) 기술을 개발했다.[16][17]
5. 1. 존재와 질량
처녀자리 A 은하(M87)의 중심에는 M87*로 명명된 초대질량 블랙홀이 존재하며,[6][7] 그 질량은 태양의 수십억 배에 달한다. 2019년 사건의 지평선 망원경(EHT) 협력단은 블랙홀의 질량을 (6.5 ± 0.2stat ± 0.7sys) × 10^9 태양 질량으로 측정 발표했다. 이는 알려진 블랙홀 중에서도 매우 높은 질량에 속한다.1947년, 처녀자리 영역에서 강한 전파원 "처녀자리 A"가 발견되었고, 이는 M87의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀, 즉 활동 은하핵에서 기인하는 것으로 밝혀졌다. 이 블랙홀을 관측하기 위해 초장기선 전파 간섭법(VLBI)을 사용한 국제 협력 프로젝트 "사건의 지평선 망원경 (EHT)"이 진행되었다.
2019년 4월 10일, EHT는 M87 중심부 초대질량 블랙홀의 촬영을 처음 공개하며, 이 촬영을 통해 광자 구와 지름 약 1,000억 km의 블랙홀 그림자가 확인되었다고 발표했다. 블랙홀 본체는 초대질량 65억 ''M''☉이며, 사건의 지평선의 크기는 지름 약 400억 km이다.
이 블랙홀은 쿠물리포에서 유래한 "포웨히(Pōwehi)"라는 이름으로도 알려져 있지만, 국제 천문 연맹에 의해 정식으로 명명된 것은 아니다.
이온화된 가스의 회전 디스크가 블랙홀을 둘러싸고 있으며 상대론적 제트와 대략 수직이다. 디스크는 최대 1,000 km/s의 속도로 회전하며 최대 직경은 25,000 AU이다. 가스는 10년마다 태양 질량 1개의 비율로 블랙홀에 강착된다. 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 120 AU이다.
2021년 3월 24일, 사건의 지평선 망원경 협력단은 편광된 빛에서 보이는 M87 블랙홀 그림자의 모습을 공개했다.[13] 빛의 편광은 블랙홀 그림자 주변의 빛 고리에 있는 자기장의 강도와 방향에 대한 정보를 제공한다.[14]
2023년 4월, 연구팀은 EHT 데이터에서 더 선명한 이미지 재구성을 생성하기 위해 새로운 주성분 간섭 모델링(PRIMO) 기술을 개발했다.[16][17]
5. 2. 사건의 지평선 망원경 관측
1947년, 처녀자리 영역에서 강한 전파원이 발견되어 "처녀자리 A (Virgo A)"로 명명되었으며, 이 전파원의 정체는 M87과 동일할 것으로 예상되었다. M87의 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재하며, 전파원의 정체는 이 블랙홀에서 기인하는 활동 은하핵으로 생각되고 있다.초장기선 전파 간섭법(VLBI)을 사용하여 지구 크기의 구경을 가진 가상 전파 망원경을 구성하려는 국제 협력 프로젝트 "이벤트 호라이즌 망원경 (EHT)"에 의해 관측이 진행되었다. 2019년 4월 10일 13시 (UTC), EHT의 연구 성과에 대한 기자 회견이 일본, 미국, 벨기에, 칠레, 중국, 대만에서 동시에 개최되었으며, M87 중심부에 있는 초대질량 블랙홀의 촬영이 처음 공개되었다. 이 촬영으로 블랙홀의 사건의 지평선 주위에 있다고 여겨지는 광자 구와 지름 약 1,000억 km의 블랙홀 그림자가 확인되었다고 발표되었다. 블랙홀 본체는 초대질량 65억 ''M''☉이며, 사건의 지평선의 크기는 지름 약 400억 km이다.
EHT의 연구 성과 발표 후, 이 초대질량 블랙홀에 하와이의 창세 신화 "쿠물리포"에서 유래한 "포웨히 (Pōwehi)"라는 이름이 붙은 것처럼 알려졌다. 그러나 이것은 하와이 대학교의 하와이어 연구자가 제안한 것이며, 국제 천문 연맹에 의해 '''정식으로 명명된 것은 아니다'''.
2019년 발표 후, EHT 팀이 공개한 데이터를 세계 각국의 연구팀이 재분석하여 EHT 팀과 마찬가지로 링 모양의 이미지를 얻고 있다. 2022년 6월에는 EHT 팀에 참여하지 않은 미요시 신스케 조교(국립 천문대) 등의 연구 그룹에 의한 "링 구조라고 하는 해석 결과는 오류이다"라는 연구 결과가 천체물리학 저널지에 게재되었지만, EHT 팀은 잘못된 이해에 근거한 것이라고 부정하고 있다. 그러나 미요시 등은 EHT 팀의 주장은 모두 주관적이고 근거가 없다고, 각론에 대한 구체적인 지적을 덧붙여 재반론하고 있다.
5. 3. 포웨히(Pōwehi)
M87*는 하와이 창세 신화인 쿠물리포에서 유래한 "포웨히(Pōwehi)"포베히/Pōwehihaw라는 이름으로도 불리는데, 이는 "장식된 심연의 어두운 창조"를 의미한다. 그러나 이 명칭은 하와이 대학교의 하와이어 연구자가 제안한 것이며, 국제 천문 연맹에 의해 정식으로 명명된 것은 아니다.6. 위성 은하
메시에 87은 최소 50개의 위성 은하를 가지고 있는 것으로 추정되며, 상호작용 은하로는 NGC 4486A와 NGC 4486B가 있다. NGC 4486A와 NGC 4486B는 모두 크기가 준성 수준이다.
NGC 4486A는 크기가 1'.0도 안 되는 작은 타원 은하이다. 메시에 87 근처에 있어 메시에 87을 관측할 때 손쉽게 관측할 수 있다. 크기는 0'.96 X 0'.79이며, 형태는 E0 pec(pec : 이웃 은하)이며, 적색편이는 183 ± 223 km/s이다. 밝기는 +11.2이다.
NGC 4486B는 NGC 4486A보다 크기가 작은 타원 은하이다. 메시에 87 북동쪽에 가까이 있어 메시에 87을 관측할 때 역시 손쉽게 관측할 수 있다. 크기는 0'.46 X 0'.45이며, 형태는 E0-1 pec이다. 적색편이는 1538 ± 39 km/s이며, 밝기는 +14.5이다.
7. 환경
M87은 약 2,000개의 은하로 구성된 처녀자리 은하군의 중심 근처에 위치한다. 처녀자리 은하는 국부 은하군(우리 은하 포함)이 외곽 구성원인 더 큰 처녀자리 초은하단의 핵심을 형성한다. M87은 M49, M86의 세 개의 큰 은하와 관련된 적어도 세 개의 별개의 하위 시스템으로 구성되어 있으며, 질량 측면에서 M87은 가장 클 가능성이 높다.
M87과 M86 사이의 성간 별무리("행성상") 성운의 움직임 측정 결과, 두 은하가 서로를 향해 이동하고 있으며 이것이 첫 번째 만남일 수 있음을 시사한다. M87은 M84와 상호 작용했을 수 있으며, 이는 조석력에 의한 M87의 외부 헤일로의 절단으로 입증된다.
주변에는 M86, M49 등의 타원 은하를 중심으로 다수의 은하가 모여 있으며, 이들은 처녀자리 은하단으로 총칭된다. M87은 이러한 은하 중에서 질량이 한 자릿수 이상으로 크다. 또한 이 은하단은 우리 우리 은하를 포함한 적어도 100개의 은하 그룹에 포함되며(처녀자리 초은하단), 이는 새롭게 제안된 라니아케아 초은하단에서 거대 인력체와 함께 멤버를 구성하는 초은하단 중 하나로 여겨진다.
8. 한국과의 관계
9. 대중 문화
M87은 학술적 중요성과 더불어 여러 대중문화 작품, 특히 일본의 특촬물에서 자주 등장하는 소재이다. 다만, 일본의 일부 작품에서는 M87 성운이 M78 성운과 혼동되어 등장하기도 한다.
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