5 ] ( 주 4 ) 기타 성질 명칭 M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 ( Core ), [ 1 ] CGCG 535 - 17, MCG 07 - 02 - 016, IRAS 004004059, 2MASX J004244334116074, GC 116, h 50, 보데 3, 플램스티드 58, 헤벨리우스 32, Ha 3. 3, IRC 40013 메시에 천체 목록NGC 천체 목록 안드로메다 은하 ( 영어 : andromeda galaxy - 는 지구로부터 약 780 킬로파섹 ( 250만 광년 ) ( 250만 광년 ) 떨어져 있는 나선은하이다. [ 5 ] 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 [UNK] 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 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형
메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다. 여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, [ 12 ] 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2, 000 ~ 4, 000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, [ 13 ] 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다. [ 8 ] 우리은하의 질량이 8. 5 x 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1. 5 x 1012 태양질량으로 추정된다. [ 2 ] 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~ 80 % 임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. [ 14 ] 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만
위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리은하의 티끌성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹 ( 150만 광년 ) 으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리은하 바깥 멀리 있음을 의미한다. [ 27 ] 에드윈 허블은 1925년에 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2. 5미터 ( 100인치 ) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다. [ 28 ] M31은 가장 가까운 큰 은하 ( 가장 가까운 은하는 아님 ) 이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하
에서 촬영한 안드로메다 은하. 스피처 망원경은 NASA의 네가지 위대한 우주 관측선 중 하나이다. 스피처 망원경이 24 마이크로미터 적외선 영역에서 촬영한 안드로메다 은하. ( 제공 : NASA / JPL - 칼텍 / K. Gordon, 애리조나 대학교 ) 미디어 재생 안드로메다 은하에 관한 스위프트 탐사. 은하 진화 탐사선이 촬영한 안드로메다 은하. 청백색 대역에서 두드러지게 보이는 은하의 고리들은 어리고 뜨거우며 무거운 별들의 보금자리 근처에 있다. 현재 별의 형성이 이루어지는 밀한 고치 구름 영역을 뒤따라가는 이러한 고리들에 대해 암청회색으로 보이는 차가운 티끌로 이루어진 띠가 삭막하게 보인다. 가시광선에서 봤을 때, 안드로메다 은하의 고리는 나선팔처럼 보이지만, 자외선 영역에서 보았을 때는 예전에 NASA의 스피처 우주 망원경이 적외선에서 본 것처럼 고리형에 가까운 구조가 드러난다. 천문학자들은 스피처 망원경을 통해 이러한 고리들이 안드로메다 은하가 이웃 M32와 2억 년도 더 전에 정면 충돌을 겪었음에 대한 증거로 이해하고 있다. 가시광선 대역에서의 관측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선은하에 관한 드 보클레르 - 샌디지의 확장 분류 체계에서 SA ( s ) b형 은하로 분류된다. [
M31 ( 안드로메다 은하 ) 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. [ 92 ] M110 또한 M31과 상호작용하는 것으로 보이는데, 천문학자들은 M31의 헤일로에서 금속풍부성으로 이루어진 성류를 발견하였다. 이것은 위성은하의 박리로 인해 형성된 것으로 여겨진다. [ 93 ] M110은 먼지대를 포함하고 있는데, 이는 최근에 별의 형성이 있었거나 현재 그것이 계속 진행되고 있음을 시사한다. [ 94 ] 2006년에는 아홉개의 은하가 각각의 상호작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다. [ 95 ] 우리은하와의 충돌 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌입니다. 안드로메다 은하는 초당 약 110 킬로미터 ( 68 mi / s ) 의 속도로 우리은하에 가까워지고 있다. 이 현상과 속도가
[ 28 ] M31은 가장 가까운 큰 은하 ( 가장 가까운 은하는 아님 ) 이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다. 그는 이들의 중원소함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다. 이 명명법은 후에 우리은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다. ( 두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다 ) [ 29 ] 또한 바데는 세페이드 변광성에 두가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들까지의 거리 측정 방법이 배가되었다. [ 30 ] 안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. [ 31 ] [ 32 ] ( 전파천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다 ) 1950년대에
이들의 경우가 훨씬 크다. [ 90 ] 2012년에는 작은 블랙홀이 전파 폭발을 일으키는 미세퀘이사 ( microquasar ) 가 안드로메다 은하에서 발견되었다. 원형 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하며 질량이 약 10 [UNK]. ESA의 XMM - 뉴턴 탐사선을 통해 얻은 자료를 [UNK] 발견되었으며, NASA의 스위프트 및 찬드라, 초거대배열, 초장기선배열을 통해 자주 관측되는 이 미세퀘이사는 안드로메다 은하에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이며, 우리은하 외부에서 처음으로 발견된 미세퀘이사이기도 하다. [ 91 ] 위성은하 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 안드로메다 은하의 위성은하 목록입니다. 안드로메다 은하는 우리은하처럼 위성은하를 가지고 있는데, 14개의 왜소은하가 안드로메다 은하의 위성은하인 것으로 알려져 있다. 가장 유명하고 손쉽게 관측되는 위성은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 M31 ( 안드로메다 은하 ) 와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서
월 26일에 보존된 문서. 2010년 11월 25일에 확인함. ↑ Davidge, T. J. ; McConnachie, A. W. ; Fardal, M. A. ; Fliri, J. ; Valls - Gabaud, D. ; Chapman, S. C. ; Lewis, G. F. ; Rich, R. M. ( 2012 ). " M31에 관한 최근의 항성 고고학 - 가장 가까운 적색 은하 ". 《 애스트로피지컬 저널 》 751 ( 1 ) : 74. Bibcode : 2012ApJ... 751... 74D. arXiv : 1203. 6081. doi : 10. 1088 / 0004 - 637X / 751 / 1 / 74. ↑ " 안드로메다 은하 주변의 거대한 헤일로를 발견한 허블 ". 2015년 6월 14일에 확인함. ↑ 가 나 Kalirai, J. S. ; 외. ( 2006 ). " The Metal - Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy ( M31 ) ". 《 Astrophysical Journal 》 648 ( 1 ) : 389 - 404. Bibcode : 2006astro. ph.. 5170K.
안드로메다 은하의 일생동안, 중원소의 거의 절반이 초신성에 의해 만들어져 직경 20만 광년의 항성 원반 바깥으로 방출되었다. [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] 광도 [ 편집 ] 안드로메다 은하는 우리은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다. 이들은 대개 연령이 7x109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~ 2. 6x1010 [UNK], [ 43 ] 우리은하의 광도보다 약 25 % 크다. [ 51 ] 그러나 지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체 ( 별 ) 의 빛을 흡수하는 은하의 성간티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다. 다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면 안드로메다 은하는 우리은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, [ 52 ] 즉 두번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대등급은 - 22. 21 등급 [ 주 3 ] 또는 그에 가깝다. [ 53 ] 2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대등급
메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 " 신성 1885 " 로 명칭이 붙여졌다. [ 23 ] 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다. 초거대 망원경 위의 M31. [ 24 ] M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘못 생각하였다. [ 출처 필요 ] 태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다. [ 25 ] 섬우주 [ 편집 ] 안드로메다자리에서 M31의 위치. 중심부에 M32와M110이 같이 있다 1917년
안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780 킬로파섹(250만 광년) 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 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다. 초기의 탐사들은 우리은하가 더 많은 암흑물질을 포함하며 국부은하군에서 가장 클 것이라고 시사하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리은하의 적어도 두 배에 해당하는, 1조 개의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.우리은하의 질량이 8.5 x 1011 태양질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 1.5 x 1012 태양질량으로 추정된다. 2006년의 연구가 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 ~80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다. 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 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 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다. 예전에 안드로메다가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.