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| M31 안드로메다 은하 |
 [1] |
| 관측 정보 |
| 형태 | SA(s)b형 정상나선은하 |
| 적경 | 00h 42m 44.3s |
| 적위 | +41° 16′ 9″ |
| 거리 | 2,500,000광년 778,000파섹 |
| 별자리 | 안드로메다자리 |
| 겉보기 등급 | 3.4등급 |
| 질량 | 1.5x1012M☉ |
| 반지름 | 110,000광년 |
| 명칭 | M31 NGC 224 |
1 개요
안드로메다 은하(Messier 31, M31, NGC 224)는 우리 은하가 속해 있는 국부 은하군에서 가장 밝은 은하이다.[2] 원래 성운으로 보았으나 에드윈 허블에 의해 은하라는 것이 밝혀졌다.
2 역사
905년 페르시아의 천문학자인 이스파한이 처음 관측을 했다고 알려져있다. 이후 964년 페르시아의 천문학자 압드 알 라만 알-수피가 발간한 책인 '고정된 별들의 책'(The book of Fixed Stars)에 작은 구름이란 묘사로 기록되어있다.
1500년대에 네덜란드의 천문도에 안드로메다은하가 기록되어 있기도 하였다. 망원경 기반의 첫 발견은 1612년 12월 15일 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 하였다.
1654년 이전에 이탈리아의 천문학자 지오반니 바티스타 호디에르나가 독립적으로 재발견하였다고 그의 책에 기록되어 있다.
1716년 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 그의 책에서 이 성운[3]은 자신보다 약 150년 이전에 살던 프랑스의 천문학자인 '불리알두스(혹은 이스마일 보윌라우드)'가 1661년에 처음 발견했다고 밝히기도 했다.
1764년 8월 3일 프랑스의 천문학자 샤를 메시에가 관측하고 메시에 천체 목록에 기록하였다.
1780년 8월 6일 영국의 천문학자 윌리엄 허셜이 관측한 뒤 기록하였다. 그는 M31이 큰개자리 알파(α) 시리우스(Sirius, αCma)보다 2,000배 밝다고 추정하였다.
1833년 영국의 천문학자 윌리엄 헨리 스미스 제독(Admiral William Henry Smyth)이 관측 후 기록을 남겼다.
1864년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스(William Huggins)가 처음으로 M31의 스펙트럼을 측정하였고 '일반적인 가스로 이루어진 성운과 다르다' 라는 결과를 발표했다.
1923년 10월 4일 미국의 천문학자 에드윈 허블이 M31에서 발견한 세페이드 변광성을 이용하여 거리를 측정하였다. 측정된 값은 약 150만 광년으로 우리 은하의 영역보다 멀리 있다는 것을 알게 되었다. 이 발견은 그를 일약 스타로 만들었다. 그 동안 우리 은하가 우주의 전부라고 인식하던 우주의 영역을 수십억 배 확장 시키는 발견이였기 때문이다.
3 특징
M31은 우리 은하에 비해 약 2배의 크기이다. 광도 역시 우리 은하보다 2배 가량 밝다. 그 이유는 안드로메다 은하에 있는 별의 개수가 우리 은하의 최소 두 배 가량인 1조 개 정도이기 때문인데, 이는 과거에 안드로메다 은하가 별형성역사에서 언제 한 번은 활발한 별생성활동을 했을 것으로 추정되는 원인이다. 헤일로가 더 넓고 구성성단도 더 많으며 별의 갯수도 훨씬 많으니 우리 은하처럼 비교적 작은 은하들을 야금야금 꾸준히 먹은게 아닌 중형급 이상의 거대 은하를 집어삼킨 커다란 대 변혁을 한번 이상 겪은 경험이 있다. 중심부에 있는 블랙홀은 태양 질량의 약 1억 천만~2억 3천만배로 추정된다. 참고로 우리 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 430만배로 추정된다. 은하의 질량은 태양의 1조 5천억 배로 추정되는데, 참고로 우리 은하는 기존의 측정으로부터 안드로메다 은하의 질량의 ~80%까지로 측정되었다.[4]
최근에는 우리 은하의 질량은 4.5~5조배, 안드로메다 은하는 2.5~3조배로 측정되기도 하는데 관측기술의 발전덕분이다.
이렇게 따지면 우리 은하가 안드로메다 은하보다 1.5~1.8배나 더 무거운 은하가 되는 셈인데... 빛에 의해 보이지 않는 암흑물질과 그로 인한 은하의 자전속도 때문이다. 또한 은하의 이동을 관측해보면 우리 은하가 안드로메다 은하보다 더 무겁다는 증거들이 계속 발견되고 있다.
국부 은하군에서 두번째로 은하이며, 사실상 국부 은하군의 2인자라고 할 수 있다.[5] 아주 모범적인 나선은하이기 때문에 나선은하의 대표적인 모델 역할이 되어주고 있다.[6]
우리 은하와 비교했을 때 안드로메다 은하의 별생성속도는 25% 정도이며, 이를 통해서 안드로메다 은하 내에 있는 별생성물질의 수가 우리 은하에 비해 적다는 것을 알 수 있다. 자부심을 갖도록 하자 [7]
이는 우리 은하는 안드로메다 은하와는 다르게 비교적 풍부한 가스와 자신의 질량의 10% 이하의 비교적 작은 은하를 야금야금 꾸준히 먹었기 때문에 지금도 풍부하게 가스들이 존재하고 있다. 안드로메다 은하는 예전에 자신의 최대 30%급의 거대 은하와 충돌하여 은하 전체적으로 많은 별을 생성하여 지금은 가스가 우리 은하에 비해 턱없이 부족하지만 대신 1조 2천억개나 되는 별을 가지고 있다.
3.1 우리 은하와의 충돌
우리 은하로부터의 약 250만 광년 떨어져있고, 최근의 관측 결과에 따르면 대략 초속 110km의 속도로 다가오고 있으며, 약 24억 년 후에 우리 은하와 인피니티 빅뱅 스톰 충돌할 예정이라고 한다. 야 신난다! 이 새로운 은하를 밀코메다(Milkomeda)라고 하는데, 자세한 내용은 항목 참조.캐삭빵을 1662억년 동안 준비중 그럼 그때 개념 주워오면 되겠네. 아직 개념은 도착도 못했다... 원래는 약 300km/s로 추정했으나 이는 태양계가 우리 은하를 225km/s로 공전하고 있다는 계산이 포함된 것이다. 즉 실제로는 110km/s의 속도로 우리 은하에 접근중이고 실제로 충돌까지는 약 24억년 걸린다.
하지만 안드로메다 은하는 우리 은하와 충돌하기 전인 10억년 전[8]에 국부 은하군에서 3번째로 큰 삼각형자리 은하와 충돌하여 5억년만에 완전히 병합한 상태로 더 커져 있을 것이다. 25억년 후 안드로메다 은하의 별의 갯수는 2조개를 돌파하게 된다. 역시 우리은하도 주위의 왜소 은하와 마젤란 은하를 집어 삼켜서 더 커져 있다. 역시 우리은하의 별의 갯수도 1조개를 돌파하게 된다.
하지만 우주의 크기가 워낙 크고, 그에 비해서 항성과 행성의 크기는 보잘것 없기 때문에 직접적으로 안드로메다의 항성이나 행성과 충돌할 가능성은 무시할 만큼 작으며, 항성의 중력이 직접적으로 미치는 범위도 항성간의 거리에 비해 아주아주아주 작으므로 안드로메다 중심에 있는 블랙홀에 잡아 먹힌다든지 중력의 영향으로 지구가 태양계에서 떨어져나갈 확률도 극한적으로 낮으니 안심하도록 하자.[9] 애초에 수십억년 뒤의 일을 우리가 걱정할 이유가 없다. 단 태양계 자체가 은하로부터 떨어져나가서 떠돌이 항성계가 될 가능성은 어느 정도 있다. 뭐 그렇게 된다고 해도 지구에서는 밤하늘이 좀 캄캄해질 뿐 딱히 변하는 건 없다. 현재 지구에 가장 큰 영향을 미치는 것은 태양이고, 그 태양은 독자적으로 기능하는 항성이기 때문이다.[10] 하지만 충돌시 은하에 산재하던 성간물질이 서로 충돌하고 뒤엉키며 압축되어 폭발적으로 별이 생성된다. 이를 폭발적 별생성(starburst) 현상이라고 하는데 양 은하계가 보유하고 있는 막대한 성간물질이 겨우[11] 5억년도 채 못되어 가스의 8% 이상이 소모되어 항성으로 변해버린다. 30억년 후의 안드로메다와 우리 은하의 질량을 합친 값의 8%면 대략 태양 질량의 8,000억배[12]이다. 5억년도 채 못되는 짧은 시간에 태양 질량의 8,000억배에 달하는 성간물질이 별을 생성하여 대략 6조개 이상의 별이 탄생되고 나머지 가스는 휘둘려져 은하계의 중력권을 탈출하거나 헤일로 부근에 둥글게 띠를 말게 된다. 마스터 치프 불러 [13]
또한 분광형 O형의 별 탄생률도 100배나 늘어 뜨거운 별들도 많이 탄생되어 초신성 폭발 빈도도 그만큼 늘게 된다. 이후 35억년간 추가로 2%가량의 가스를 소모하며 타원은하로 변하게 된다.
70억년 후 별의 갯수가 12조개가 넘는 대형 타원은하로 변하게 되지만 가스들은 대부분 은하 밖으로 탈출하고 은하 내부는 별을 몽땅 만들었기 때문에 연간 별 생성률은 고작 0.9~1.2개밖에 되지 않는다. (현재 우리 은하의 연간 별 생성률은 5~6개, 안드로메다 은하는 1.5개이니 이 덩치 큰 은하가 얼마나 적은 별을 생성하는지 알 수 있다.)
우리 은하와 안드로메다 은하의 충돌을 그린 상상도. 마지막에는 두 은하가 합쳐져 거대한 타원은하를 이룬다. 우주 고속도로 대형참사 만약 인류가 그때까지 살아남았고, 우리 은하를 떠나지 않는 이상 이 엄청난 광경을 볼 수 있을 것이다.
우주는 가속 팽창중이고, 우주의 팽창에는 중심이란 것이 없이 모든 은하가 서로에게서 멀어지는 것이다. 하지만 각 은하단 내부의 구성원들은 은하단 자체의 중력에 붙잡혀 있다. 즉 정확히 말하자면 우주는 팽창 중이지만 은하단과 은하단 사이의 거리가 멀어지는 것이지 은하단 내에 있는 은하와 은하가 서로 멀어지는 것은 아니다. 은하와 은하는 은하단에 갇혀서 고유한 이동속도로 움직이는 것일 뿐이다. 태양과 행성들과의 관계로 생각하면 쉽다. 은하단과 은하단 사이의 거리는 멀어지지만 은하단 내의 은하들은 은하단 내의 자체의 중력으로 붙들려 있으며 각자의 고유 이동을 하고 있을 뿐이다. 따라서 우리 은하와 안드로메다 은하 모두 국부은하군 전체의 중력 중심 주위를 공전하고 있는데, 지금은 서로 가까워지고 있는 중이라고 생각해야 할 것이다.[14]
3.2 시선크기
지름이 20만광년 정도이며 250만 광년의 거리에 있기 때문에, 보름달 5개에서 7개 정도의 커다란 시선크기를 차지한다. 위의 그림은 실제의 시선크기로 달과 비교한 합성사진이다.
하지만 안드로메다 은하 내의 별들은 우리 은하 내의 별들에 비해서 몇십배 멀리 있어 굉장히 어둡기 때문에, 맨눈으로 이런 모습을 볼 수는 없다. 달이 저렇게 옆에 붙어있으면 달빛에 묻혀 안드로메다 은하는 전혀 보이지 않는다. 실제로 보면 맨눈으로 보든 쌍원경으로 보든 천체망원경(일반인이 쉽게 구입할 수 있는 가격대의...)으로 보든 밝은 중심 부분만 3등급 정도의 뿌연 별처럼 보인다. 렌즈에 붙은 먼지로 보인다. 별처럼 보였다면 그건 그야말로 어마어마한 행운. 관측동호회 같은데서 수준급이라 손 꼽힐 정도의 망원경으로 봐도 타원형태라는 것이 겨우 확인될정도로 밖에 보이지 않는다. 달의 겉보기 등급은 가장 밝을 때 무려 -12.9, 태양을 제외한 천체 중 가장 밝다. 사진으로 보는 안드로메다 은하는 카메라의 셔터를 오랫동안 노출해서 밝기를 수백배 증폭한 사진이다. 달을 그정도로 노출해서 촬영하면 태양보다도 밝게 나타날 것이다! [15][16]
콜롬비아에서 촬영된 사진. 아주아주아주 기상조건이 좋으면 이 정도로는 보이는 듯하다.
보통 '아주 잘 보인다'라고 해도 이 정도의 시선크기다. (옆의 은하수와 비교해 보자) 참고로 이 사진은 허블캐스트에 올라온, 우주 전문 사진가의 작품이다.
3.3 기타 사진들
2005년 스피처 망원경을 통해 촬영한 적외선 사진무서워
4 위치 및 찾는 방법
 안드로메다 은하의 성도 상 위치 |
 안드로메다 은하를 찾는 스타호핑법 |
1. 가을철 사각형을 이루는 페가수스자리의 북동쪽 꼭지점이자 안드로메다자리 알파(α)인 알페라츠[18]를 찾는다.
2. 알페라츠에서 북동쪽으로 뻗어나가는 두개의 이등성[19]중 첫번째인 미라흐를 찾는다.
3. 미라흐에서 북서쪽으로 3등성인 안드로메다자리 뮤(μ)가 있다. 이 둘 사이의 거리만큼 뮤의 북서쪽으로 연장하면 그 자리에 안드로메다 은하가 자리하고 있다.
카시오페이아자리에서 찾아오는 방법도 있지만 중간에 밝은 이정표가 없어 헤메는 경우가 많으므로 알페라츠에서 찾아가는 방법이 권장된다.
5 여담
수많은 외계인(ex:액션 치킨가면)들의 고향이기도 하며 최근에는 우리 은하에서 개념과 어이 등이 지나치게 많이 보내진 감이 있다. 아마 안드로메다에 인류가 발을 들여놓는다면 수많은 개념과 어이를 회수할 수 있을 듯하지만, 우리들의 실수로 날려버련 개념을 안드로메다의 외계인들이 쉽사리 내놓을지는 미지수다.[20]
은하철도 999에 나오는 999호의 종착지이기도 하다.[21]
벤10 얼티메이트 에일리언에선 이곳에서 온 다섯 외계인의 DNA를 벤이 스캔해서 변신할 수 있게 된다.
나엘을 잡은 장재호와 워크래프트3 밀리로 승부를 벌여도 가볼 수 있다.
일본1군의 전지훈련 장소이기도 하다.
프로파이터들이 자주 가는 장소이기도한다. 특히나 MMA파이터나 중량급의 선수들은 더더욱
Cosmic Fantastic Lovesong의 오덕성퀄리티 앞에 다른 모든 곡이 종착한 곳이기도 하다.(…)
수도권 전철 4호선에서 모 열차의 행선판이 안드로메다행이 된 적이 있다. 실제로는 행선판을 시험하다가 담당자가 실수로고의로 내보낸 멘트라고 한다.
2010 올스타전에서 홍진호가 임요환을 이곳으로 보낸 적이 있다. 전 팀전 경기 맵의 이름이 이곳이었고 임요환과 홍진호가 해설을 맡았는데 임요환이 다음 경기에서 홍진호를 이곳으로 보내겠다고 선언했으나 홍진호에 의해 이곳으로 보내졌다. 그때 홍진호가 임요환을 관광 보내며 날린 대사는 "이곳이 안드로메다."라고 답했다. 역시 이벤트전 최강자 황신
관련항목 : 개념은 안드로메다로, 수도권 전철 4호선
천체관측 행사 진행요원(전공자든 아마추어이든)들이 가장 잡기 싫어하는 천체 중에 하나이다. 이걸 포착하는건 매우 쉬운 일이지만 관객들의 반응이 보통 "아무것도 안 보여요", "이게요?", "아..." 정도이기 때문. 그리고 실제 사진과 비교해서 보여주면 실제모습보고 이게 무슨 안드로메다냐며 항의. 발암 그리고 잡는 본인도 아리송하다 애초에 일반인들이 생각하는 것 자체가 망원경으로 보면 위의 사진처럼 보일 거라고 생각하기 때문에 들여다보고 실망하는 경우가 부지기수이다.[22]
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- ↑ 근처에 보이는 먼지같은것중 안드로메다 은하에 가까운건 메시에 32, 멀리 있는건 메시에 110이다.
- ↑ 가장 밝은 은하단 은하(brightest cluster galaxy)라고 한다. 그러나 안드로메다 은하는 우리 은하와 질량이 비슷하게 추정되는 만큼 국부은하군의 중심 은하가 아닐 것으로 추정되며, 국부은하군은 형태학적으로도 여러 작은 은하들이 우리 은하와 안드로메다 은하, 두 은하 주변을 맴도는 쌍핵 구조이다. 안드로메다 은하는 은하핵(active galactic nucleus)이 아니라 후술할 수많은 항성개체로 인해 밝게 보이게 된다.
- ↑ 3.0 3.1 이 당시에는 은하라는 개념이 없어 희끄무리해 보이면 죄다 성운이라고 하였다.
- ↑ 그러나 표준 우주론 모형에 따라 우리 은하의 암흑 물질 헤일로가 부여하는 우리 은하의 총질량은 안드로메다 은하와 동일하거나 오히려 더 무거운 태양의 1조 5천억~5조배로 추정된다. 질량값은 앞으로도 변동이 가능하다.
- ↑ 물론 전체 우주로 보면 이들보다 직경기준으로 수십배 큰 은하도 발견된 바 있다. 다만 이들 대다수는 은하 사이의 충돌로 인해 모양이 흐트러진 은하이거나, 단위겉보기면적당 별의 수가 적은 저표면밝기은하, 혹은 무거운 은하단의 중심에서나 찾아볼 수 있는 초거대 타원은하이다. 즉 안드로메다 은하는 밝고(활동은하핵이 없는 정상은하이면서 반경 1000만 파섹 이내에서 활동은하핵을 가진 솜브레로 은하 다음으로 광도가 크다)거대한 나선은하의 표본에 해당한다.
- ↑ 그렇지만 스피처 우주 망원경이 촬영한 적외선 사진에서도 볼 수 있듯이 안드로메다 은하의 중심으로부터 반경 대략 3만 광년에 있는 밝고 거대한 고리의 존재는 안드로메다 은하가 정상적인 상태임이 아님을 의미한다. 과학자들은 이게 위성은하인 M32와의 정면충돌로 발생한 여파로 보고 있다. 즉 M32가 은하의 원반을 정면으로 통과하면서 발생한 것인데, 비유하면 물에 돌멩이를 퐁당 빠뜨렸을 때 수면에 일어나는 수면파와 비슷하다고 해야하나? 또 분석에 따르면 나선팔이 길게 휘감겨 뻗은 것처럼 보이지만, 사실 다 부분마다 끊겨있다고 한다.
- ↑ 우리은하는 연간 5~6개, 안드로메다 은하는 연간 1.5개 꼴, 다만 둘 다 형태적 연령으로 따지면 중년에 해당하는데, 별형성물질의 양이 적기 때문에 점차 푸른 별의 양이 적어지면서 렌즈형은하처럼 창백하다 못해 붉어지는(즉 대부분이 늙은 적색 별들로 이루어진) 원반은하가 된다.
그 전에 둘이 합쳐져서 타원은하가 될 테지만... - ↑ 지금으로부터 20억년 후
- ↑ 태양으로부터 태양계 가장 바깥의 행성인 해왕성까지의 거리는 약 31 AU이다. 이 범위를 태양계의 크기로 보고 지름 1cm짜리 구슬로 축소한다고 하면, 태양에서 가장 가깝다고 알려진 별 프록시마까지의 거리 4.22광년은 대략 43m 거리에 해당한다. 43m 간격으로 떨어진 1cm 크기 구슬 2개가 각각 무작위로 움직이다가 우연히 서로 충돌할 확률이 얼마나 될지 생각해 보자.
- ↑ 뭐, 외계인이 침략해 올 가능성이 조금 줄어들 지는 모를지 모르나 애초에 2천 년 만에 수레 굴리다 우주로 뛰쳐나가게 된 기술 발전 속도를 볼 떄 수십 억년 뒤면 인류는 벌써 우주시대를 열고도 남았을 것이다(...)
- ↑ 동역학적(은하의 회전 등) 시간으로 시간을 잴 수 있는 수준인 은하의 진화에서는 아주 짧은 시간이다.
- ↑ 현재 관측된 두 은하의 수치 중 가장 큰 값에 더불어 삼각형 자리 은하와 마젤란 은하와 주위의 왜소 은하의 질량을 모두 더한 총값중 가장 큰 값이다. 관측 기술의 발전으로 나중엔 이 값으로 대체될 수 있다.
- ↑ 헤일로 부근에 둥글게 띠를 말게 된 가스는 밀도가 매우 낮아 별을 생성하기 어렵다. 즉 별의 밀도가 낮은 띠일 뿐이다.
- ↑ 이렇게 허블의 법칙(우주의 팽창)과 비교한 은하들의 운동속도(특이속도)를 통해 은하군과 은하단, 나아가서 초은하단을 정의할 수 있다.
- ↑ 달은 밝기도 밝거니와 크기가 매우 크기 때문에 노출 시간이 길어지면 번져버리기 십상이다. 렌즈의 초점거리에 따라 다르겠지만 카메라를 고정한 상태로 촬영하는 경우 1/4초보다 느린 속도로 촬영하면 움직여버린다고 한다. 물론 그 정도 촬영시간을 줄 필요가 없을만큼 밝다. 삼각대 없이 촬영이 가능한 정도
- ↑ 직경이 좀 되는 굴절 망원경으로 달을 관찰하다 보면 눈이 아플 정도의 밝기다. 경험이 없는 사람은 달이 별로 밝지 않다는 심리적 편견 때문에 그냥 보이니까 신기해서 계속 보게 되는(...) 경우가 많은데 어쨌든 안구는 엄청난 광량을 받기 때문에 눈을 때고 나면 눈이 엄청 쓰라리고 잔상도 오래 갈 정도.
- ↑ NASA의 주도로 연세대학교 자외선우주망원경연구단과 칼텍 등 여러 대학들이 공동으로 연구개발한 자외선 관측 위성
- ↑ 또는 시라흐라고도 불린다. 둘다 뜻은 '말의 배꼽'
- ↑ 가까운 것이 미라흐, 멀리 있는 것이 알마크
- ↑ 진지하게 따지면 지구에서 출발한 개념은 아직 안드로메다에 하나도 도착 안했다. 실체가 없는 정보인 개념이 광속에 아주 근접한 속도로 이동한다 해도 약 250만년은 걸리는데 지구상 첫 인류의 등장이 약 20만년 전이므로...
- ↑ 정확히는 차장이 말하길 행성-안드로메다 라고 했다.
이보시오! 차장양반!!! 행성 이라니??? - ↑ 우리들이 보는 우주 의 은하계 타항성계 의 모습 이나 초신성 의 관측사진 들은 모두 오랜시간 을 들여 꾸준히 촬영한 사진들 이므로 여기 있어요! 라고 해도 그냥 볼때는 검은배경 의 점 하나 로 보이는게 정상이다! 그걸 찾아내어 알려주거나 알려준것 을 기억해서 설명을 해주는 사람들이 대단한거다!