안드로메다 는 중력의 영향을받는 별계, 먼지, 가스의 집합체로 구성된 은하입니다. 그것은 지구에서 250 만 광년 떨어진 곳에 위치하고 있으며 은하수에 속하지 않는 육안으로 볼 수있는 유일한 물체입니다.
은하의 첫 번째 기록은 페르시아 천문학 자 Al-Sufi가 그것을 안드로메다 별자리에있는 작은 구름으로 묘사 한 961 년으로 거슬러 올라갑니다. 아마도 다른 고대 사람들도 그것을 인식 할 수있었습니다.
그림 1. 자외선에서 본 은하수와 유사한 안드로메다 은하. 출처 : Wikimedia Commons.
나중에, 갈릴레오를 따라 간 천문학 자들은 망원경으로 그것을 단순히 "성운"이라고 불렀습니다. 19 세기 중반에 가장 강력한 망원경은 지름이 72 인치였으며 일부 성운의 흥미로운 나선형 구조를 직접 관찰 한 아일랜드 천문학 자 William Parsons가 만들었습니다.
천문학 자 에드윈 허블이 안드로메다 나선 성운이 은하수의 일부가 아니라는 것을 깨달은 것은 1924 년이었습니다. 이를 위해 그는 정기적으로 밝기가 주기적으로 변하는 별의 부류 인 세 페이드의 특성을 사용했습니다.
세 페이드의 크기와 온도는 매우 정확한 방식으로 광도와 기간과 관련되어 증가 및 감소합니다. 이러한 방식으로 허블은 우주에 대한 거리 척도를 설정하고 안드로메다와 은하수 사이의 거리를 추정 할 수있었습니다. 이것은 사실 성운이 독립적 인 은하이고 우주는 그들이 상상했던 것보다 훨씬 더 큰 장소임을 확인시켜 주었다.
안드로메다의 특징
안드로메다는 우리 은하수와 비슷한 모양의 나선 은하입니다. 중앙에 돌출부가 있고 여러 개의 나선 팔이있는 평평한 디스크 모양입니다. 모든 은하에이 디자인이있는 것은 아닙니다.
수백 마리를 관찰 한 허블은 그의 유명한 음차 다이어그램이나 오늘날에도 여전히 사용되는 허블 시퀀스에서 이들을 타원형 (E), 렌즈 형 (L), 나선형 (S)으로 분류했습니다.
그림 2. 허블 튜닝 포크. 출처 : Wikimedia Commons.
차례로 나선은하는 중앙에 막대가있는 것과없는 것의 두 그룹으로 구분됩니다.
현재의 합의에 따르면 우리 은하수는 외부에서 볼 수는 없지만 금지 된 나선 은하 Sb이지만 안드로메다는 여기에서 거의 가장자리에서 보이는 단순하거나 금지되지 않은 나선 은하 Sb입니다.
Andromeda의 가장 중요한 데이터는 다음과 같습니다.
-이중 코어 (아래 구조 섹션 참조)
-그 크기는 은하수와 비슷합니다. 안드로메다는 크기가 약간 더 크지 만 은하수는 더 거대하고 암흑 물질이 더 많습니다.
-안드로메다는 중력 적으로 상호 작용하는 여러 개의 위성 은하를 가지고 있습니다 : 타원 왜성 은하 : M32와 M110, 그리고 작은 나선 은하 M33.
-지름은 200,000 광년입니다.
-별 10 억 개로 은하수보다 약 2 배 밝습니다.
-안드로메다가 방출하는 에너지의 거의 3 %가 적외선 영역에있는 반면 은하수의 경우이 비율은 50 %입니다. 일반적 으로이 값은 별 형성 속도와 관련이 있으므로 은하수에서는 높고 안드로메다에서는 낮습니다.
안드로메다를 보는 방법?
1774 년까지 거슬러 올라가는 110 개의 천체 목록 인 Messier 카탈로그는 같은 이름의 별자리에서 볼 수있는 안드로메다 은하의 이름을 M31과 같은 이름으로 지정합니다.
NGC 카탈로그 (New General Catalog of Nebulae and Clusters of Stars)에서는 NGC 224라고 부릅니다.
이러한 지정은 컴퓨터와 전화를위한 많은 천문학적 응용 프로그램에서 사용되기 때문에 하늘지도에서 은하를 찾을 때 기억하는 것이 좋습니다.
안드로메다를 시각화하려면 먼저 보는 방식에 따라 문자 W 또는 M의 형태로 매우 독특한 모양을 가진 별자리 카시오페아를 찾는 것이 편리합니다.
카시오페아는 하늘에서 시각화하기가 매우 쉽고 안드로메다 은하는 그것과 안드로메다 별자리 사이에 있습니다.
그림 3. 안드로메다 은하를 찾기위한 천체지도의 세부 사항. 출처 : F. Zapata.
육안으로 은하계를 보려면 하늘이 매우 어둡고 주변에 인공 조명이 없어야합니다.
그러나 맑은 밤에는 인구가 많은 도시에서도 은하계를 볼 수 있지만 항상 적어도 쌍안경의 도움으로 볼 수 있습니다. 이러한 상황에서 작은 희끄무레 한 타원형이 표시된 장소에서 구별됩니다.
망원경을 사용하면 은하의 더 많은 세부 사항을 구별 할 수 있으며 작은 동반 은하 두 개도 찾을 수 있습니다.
보기에 가장 적합한시기는 다음과 같습니다.
- 북반구 : 연중 눈에 덜 띄지 만 최적의 달은 8 월과 9 월입니다.
- 남반구 : 10 월 ~ 12 월
마지막으로, 초승달 동안 하늘이 매우 어두워 지도록 관찰하고 계절에 적합한 옷을 입는 것이 좋습니다.
지역 은하군
안드로메다 은하와 은하 자체는 모두 총 40 개의 은하를 그룹으로 묶은 지역 은하 그룹에 속합니다. 은하수, 안드로메다, 삼각형 은하는이 그룹의 가장 큰 구성원입니다.
나머지는 마젤란 구름을 포함하는 타원, 나선 또는 불규칙한 유형의 왜소 은하로 구성됩니다.
구조
안드로메다의 구조는 기본적으로 모든 나선 은하의 구조와 동일합니다.
그림 4. 전형적인 나선 은하의 구조. 출처 : 매니토바 대학교.
-초 거대 블랙홀을 수용하는 핵.
-핵을 둘러싸고 별들로 가득 찬 전구가 진화를 진행했습니다.
-성간 물질의 원반.
-이미 명명 된 구조물을 둘러싸고있는 거대한 확산 구인 후광은 이웃 은하수의 후광과 혼동됩니다.
기원과 진화 안드로메다는 어떻게 시작 되었습니까?
이 은하의 기원은 우주를 일으킨 대폭발 인 빅뱅 직후에 상대적으로 조직화 된 원시 은하 또는 원시 가스 구름에 있습니다.
빅뱅 기간 동안 더 가벼운 원소 인 수소와 헬륨이 형성되었습니다. 이런 식으로 첫 번째 원은하는 필연적으로 이러한 요소로 구성되었습니다.
처음에는 문제가 균질하게 배포되었지만 어떤 점에서는 다른 것보다 조금 더 축적되었습니다. 밀도가 더 높은 곳에서는 중력이 작용하여 더 많은 물질이 축적되었습니다. 시간이 지남에 따라 중력 수축으로 원 은하가 발생했습니다.
안드로메다는 약 100 억년 전에 발생한 여러 원 은하가 합쳐진 결과 일 수 있습니다.
우주의 추정 나이가 137 억년이라는 점을 감안하면 안드로메다는 은하수처럼 빅뱅 직후에 형성되었습니다.
존재하는 동안 안드로메다는 다른 원시 은하와 은하를 흡수하여 현재의 모양을 유지하는 데 도움이되었습니다. 또한 별 형성 속도는 그 시간 동안 변했습니다. 왜냐하면 이러한 접근 과정에서 별 형성 속도가 증가하기 때문입니다.
우주가 팽창하는 것으로 알려져 있지만 안드로메다 은하는 현재 300km / s의 속도로 은하수에 빠르게 접근하고 있으므로 먼 미래에는 둘 또는 적어도 하나의 접근 사이에 "충돌"이 발생할 것으로 예상됩니다. 둘 다 크게 변형됩니다.
그러한 사건은 드문 일이 아니며 별들 사이의 거리가 멀다는 점을 고려할 때 반드시 폭력적이거나 파괴적인 것은 아닙니다.
충돌하는 은하의 크기가 같으면 모양을 잃고 타원 은하 또는 불규칙 은하를 형성 할 수 있습니다. 하나가 작 으면 큰 것이 흡수하여 모양을 유지하거나 어느 정도 눈에 띄는 변형을 경험합니다.
세 페이드와 천문학적 거리
Edwin Hubble은 Cepheids를 사용하여 Andromeda까지의 거리를 결정하고 은하수가 은하수에서 떨어진 은하임을 보여주었습니다.
Cepheids는 태양보다 훨씬 밝은 매우 밝은 별이기 때문에 멀리서도 볼 수 있습니다. 폴라리스, 폴 스타는 세 페이드의 예입니다.
그들은주기적인 팽창과 수축을 겪고 그 동안 밝기가 일정한 간격으로 증가하고 감소한다는 사실이 특징입니다. 그것이 그들이 맥동하는 별이라고 알려진 이유입니다.
천문학 자 Henrietta Leavitt (1868–1921)은 같은주기 T를 가진 모든 세 페이드가 같은 밝기 또는 고유 크기 Mv를 갖는다는 것을 다음 방정식에 따라 발견했습니다.
Mv = -1.43-2.81 로그 T
이것은 얼마나 멀리 떨어져 있든 상관없이 모든 세 페이드에게 해당됩니다. 따라서 먼 은하에서 세 페이드를 식별 할 때주기를 조사하면 이전에 보정 된 크기 대주기 곡선이 있기 때문에 그 크기도 표시됩니다.
이제 모든 광원에는 고유 크기와 겉보기 크기가 있습니다.
두 개의 똑같이 밝은 빛이 멀리서 밤에 보이면 둘 다 동일한 고유 밝기를 가질 수 있지만 광원 중 하나는 덜 밝고 가까워서 동일하게 보일 수 있습니다.
별의 본질적인 크기는 광도와 관련이 있습니다. 크기가 클수록 광도가 더 커짐이 분명합니다. 차례로, 겉보기 크기와 고유 크기의 차이는 소스까지의 거리와 관련이 있습니다.
크기와 거리의 관계
천문학 자들은 언급 된 세 가지 변수를 연관시키는 다음 방정식을 사용합니다. 고유 크기, 겉보기 크기 및 거리 :
m v -M v = -5 + 5 로그 d
여기서 m v 는 겉보기 크기이고 M v 는 절대 크기이고 d는 광원으로부터의 거리 (파섹 *),이 경우에는 별입니다.
이런 식으로 허블은 안드로메다 성운에서 아주 작은 크기를 가진 세 페이드를 발견했습니다.
허블이이 방법으로 결정한 우리와 안드로메다 사이의 거리는 29 만 광년이 조금 넘는 285 킬로 파섹이었다. 현재 허용되는 값은 250 만 광년으로 허블이 추정 한 것의 두 배가 조금 넘는 것입니다.
허블이 추정을했을 때 두 종류의 세 페이드가 있다는 사실이 알려지지 않았기 때문에 그는 거리를 과소 평가했습니다. 그럼에도 불구하고 그는 안드로메다가 분명히 은하수의 일부가 아니라는 것을 증명했습니다.
* 1 파섹 = 3.26 광년.
참고 문헌
- Taylor, N. 안드로메다 은하 (M31) : 위치, 특성 및 이미지. 출처 : space.com.
- 매니토바 대학교. 연구 프로젝트 1 : 나선 은하. 출처 : physics.umanitoba.ca.
- Pasachoff, J. 2007. 우주 : 새로운 천년의 천문학. 세 번째 버전. Thomson-Brooks / Cole.
- Seeds, M. 2011. 천문학의 기초. 제 7 판. Cengage 학습.
- Wikipedia. 안드로메다 은하. 출처 : es.wikipedia.org.