안드로메다 은하

안드로메다 은하

안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780킬로파섹 떨어져 있는 나선은하이다. 이는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다. 옛 문헌에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda大星雲)으로 표현되었다. 은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다은하는 우리은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다. 우리은하의 질량이 8.5 × 1011태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다은하의 질량은 1.5 × 1012태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리은하와 안드로메다은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반 은하를 형성할 것이다. 안드로메다 은하의 겉보기 등급은 3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다. 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면 밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.

예전에 안드로메다가 우리은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다. 페르시아의 천문학자 앞들 알 라흐만 알 수피는 964년경의 저서 항성에 관한 책에서 별자리에 관해 안드로메다은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름(Little Cloud)으로 표시하였다. 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다은하가 맨눈으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다. 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다. M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹친 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는 데 도움을 준다. 또한 M31의 스펙트럼은 각별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다. 1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주하였는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다. 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다. M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이 작 로버트가 서식스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선 성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다. 태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 배스 토 슬라 이퍼센트의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다. 안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다. 1990년대, 표준 적색거성과 적색근 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금 화하는 데 이용되었다. 2010년에 한 천문학자 연구집단의 연구에 따르면, 안드로메다은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다. 2012년 연구에서는 안드로메다은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다. 안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전쯤에 발생한 병합이다. 그러한 격변 적인 충돌로 안드로메다은하의 (금속풍부) 헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다. 그 때문에 안드로메다 은하는 이때부터 약 1억 년간 발광 적외선은 하였을 것이다. 안드로메다은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐 지나간 적이 있다. 이 사건으로 안드로메다은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다. 지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전보다는 훨씬 작은 수준이다. 이 시기에 안드로메다은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다. 그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다. 안드로메다은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성은하들은 상호 작용하고 있는데, 이러한 상호작용을 통해 안드로메다은하의 거대한 상류와 같은 구조들이 형성되어 왔다. M31의 중심에서 발견된 역회전(counter-rotating) 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다. 안드로메다 은하까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다.

2003년의 적외선 표면 밝기요동(I-SBF)과 2001년 프리드먼 등의 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2등급/DEX의 중원소 함량 정정을 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×1011 ± 3.8×109 AU)이다. 암흑물질을 포함한 안드로메다은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012M☉[2](또는 1.5조 태양질량) 이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리은하의 질량은 8 × 1011M☉이다. 이는 안드로메다은하가 우리은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다은하의 은하수가 실제로 우리은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며 항성 원반은 우리은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다. 안드로메다 은하의 총 항성 질량은 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011M☉어로 추정되는데즉 우리은하의 항성질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다. 덧붙여 안드로메다은하의 성 간 매질은 중성수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109M☉, 수소 분자 형태(가장 안쪽에서 10킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108M☉, 티끌의 형태로 5.4 × 107M☉어로 이루어져 있다.