안드로메다 - 성운과 은하, 설명, 역사, 별의 특성과지도, 별자리와 행성, 우주선과 블랙홀

안드로메다 은하 또는 안드로메다 성운 (M31)은 나선 은하입니다. 그것은 은하수에 가장 가까운 가장 큰 은하계를 설명하며 최신 계산에 따르면, 770 킬로 파섹 (250 만 광년 이상)의 거리에있는 우리와 멀리 떨어져있는 안드로메다 별자리에 있습니다.

안드로메다 은하계 : 관측의 역사로부터

안드로메다 은하의 최초 기록은 946 년 페르시아 천문학자인 알 수피 (Al-Sufi)가 작곡 한 고정 된 별 목록에 포함되어 있으며 "작은 구름"으로 묘사되어있다. 1612 년 독일 천문학 자 시몬 마리우스 (Simon Marius)가 망원경으로 관측 한 내용을 토대로 그 대상을보다 자세하게 설명했다. 유명한 Charles Messier 카탈로그가 만들어 졌을 때, 그 물체는 M31으로 등록되었고, 그 발견은 Marius에 잘못 기인했다.

1785 년 William Herschel은 M31의 중심에 희미한 붉은 반점을 발견하는 데 성공했다. 그는이 은하가 지구에 가장 가까운 것이라고 제안했다.

1864 년 M31의 스펙트럼을 관찰했을 때, William Haggins는 가스 먼지 성운의 스펙트럼 특성과의 차이점을 발견 할 수있었습니다. 이 데이터는 Andromeda M31이 엄청난 수의 별들의 집합임을 나타냅니다. 이로 인해, 허긴 스는 그 대상의 별의 본질에 대한 가정을 만들었습니다.

1885 년 M31에서 초신성 SN 1885A의 발병이 기록되었고, 천문학 문헌은 S Andromeda라고 묘사했습니다.

이 은하의 첫 번째 사진은 웨일스 어 천문학자인 Isaac Roberts (1887)에서 발생했습니다. 서 섹스에서 자신의 작은 전망대를 사용하여 그는 M31의 사진을 받았으며 처음에는 나선형 구조를 확신했습니다. 그러나 그 당시 과학자들은 M31이 우리 은하계의 일부라고 믿었고 Roberts는 그 자체가 행성이 형성된 또 다른 태양계라고 정확하게 믿지 않았다.

M31의 방사 속도는 1912 년 미국의 천문학 자 Vesto Slipher에 의해 결정되었습니다. 스펙트럼 분석을 사용하여 그는 은하계가 태양의 방향으로 시간의 천문학적 인 천체 (약 300km / s)에서 전례없는 속도로 움직이고 있다고 계산할 수있었습니다.

안드로메다 은하계 : 일반적인 특성

안드로메다 은하계는 우리 은하계와 마찬가지로 로컬 그룹 중 하나입니다. 그것은 300km / s의 속도로 태양 방향으로 움직입니다. 천문학 자들은이 두 은하계가 대략 3 ~ 40 억년 내에 충돌 할 것이라고 밝혔다.

그리고 이런 일이 발생한다면, 둘 다 가장 큰 은하 체계로 합쳐 져야합니다. 이 경우 우리 태양계는 중력의 섭동을 은하계의 공간으로 강제적으로 가할 가능성이 있습니다. 우리 대성공의 파괴뿐만 아니라이 대격변으로 시스템의 모든 행성이 파괴 될 것입니다.

안드로메다 : 구조 설명

안드로메다 은하계는 우리 은하계보다 1.5 배 더 큰 질량을 가지고 있습니다. 또한 지역 그룹에서 가장 큰 규모입니다. 천문학 자들은 Spitzer 우주 망원경을 사용하여 얻은이 정보를 바탕으로이 은하계에 약 1 조 개의 별이 있음을 발견했다. 또한 M32, M110, NGC 185, NGC 147 및 기타 여러 난장 위성이 있습니다. M31의 길이는 260,000 광년이 될 수 있으며 이는 은하수보다 2.6 배 더 큽니다.

일부 연구 결과에 따르면 우리 은하에 대한 새로운 정보가 나타났습니다. 그것이 밝혀 졌을 때, 은하수에는 더 많은 Dark Matter가 포함되어 있습니다. 그 결과, 우리 은하가 지역 그룹에서 가장 큰 은하가 될 수 있습니다.

안드로메다 은하의 핵심

M31 갤럭시의 핵심은 다른 많은 은하계 (은하수도 예외는 아닙니다)와 같이 초대형 블랙홀이 될 수있는 후보 별에 의해 "채워집니다". 계산에 따르면, 그러한 물체의 질량은 우리 태양의 질량이 1 억 4 천만에 달하는 질량을 초과 할 수 있습니다. 2005 년에 우주 망원경 허블은 거대한 블랙홀을 둘러싸고있는 청색 별을 포함하는 신비한 원반을 발견했다.

그들은 태양 주위의 행성계와 같은 방식으로 상대 론적 대상을 중심으로 회전합니다. 천문학 자들은 그러한 토러스 모양의 디스크가 그러한 거대한 물체에 아주 가깝게 형성되는 방식에 조금 의아해했다. 계산에 따르면, 초대 질량 블랙홀의 타이탄 조력은 응축과 새로운 별의 형성에서 가스 - 먼지 구름을 제한해야합니다. 더 많은 관찰이이 퍼즐에 대한 단서를 제공 할 가능성이 있습니다.

그러한 디스크가 발견 된 후에 블랙 홀 (black hole)의 존재에 관한 일반적인 이론으로 또 다른 중요한 논쟁이 나타났다. 처음으로 천문학 자들은 1995 년 허블 우주 망원경을 사용하여 은하계 핵에서 푸른 빛을 발견했다. 3 년 후, 푸른 별이있는 집단과 함께 빛이 밝혀졌습니다. 그리고 2005 년에만 망원경에 장착 된 분광기를 사용하여 관측통들은 약 2 억 년 전에 형성된 400 개 이상의 별이 클러스터에 있다고 결정했습니다.

디스크에 형성된 별의 지름은 1 년 미만입니다. 원반의 바로 중앙에, 허블의 도움으로 더 일찍 발견 된 더 오래되고 더 차가운 붉은 별들이 관찰됩니다. 디스크의 별들의 반지름 속도를 계산하는 것이 가능했습니다. 중력 영향으로 인해 비정상적으로 높았으며 1000 km / s에 달했으며 최대 360 만 km / h입니다. 그런 속도로, 우주선은 지구 전체와 달 사이의 거리를 극복하고 단지 40 초 만에 지구 전체를 날아갈 수 있습니다.

supermassive 블랙홀과 푸른 별이있는 디스크 외에도 M31 코어에도 다른 물체가 있습니다. 따라서 1993 년에 안드로메다 은하 중앙에 이중 별 무리가 발견되었습니다. 두 개의 클러스터를 하나로 합치는 것은 약 10 만 년이라는 짧은 기간에 일어날 수 있기 때문에 이것은 천문학자를위한 파란색의 볼트가되었습니다.

계산에 따르면 합병은 수백만 년 전에 일어 났었어야했는데, 이것은 이상한 이유 때문에 발생하지 않았습니다. Princeton University의 대표 인 Scott Tremaine이 설명을했습니다. 그의 가설에 따르면, M31의 중간에는 이중 덩어리가 없지만 그 안에 늙은 빨간 별이있는 반지 같은 것이 있습니다. 이 링은 두 개의 클러스터 형태를 가질 수 있습니다. 왜냐하면 우리가 관찰 할 때 링의 반대쪽에서만 별을 볼 수 있기 때문입니다. 결과적으로,이 반지는 supermassive 블랙홀에서 5 광년 떨어진 거리에 머물러 있어야하며, 또한 푸른 색 별과 함께 디스크를 둘러 쌉니다.

디스크 링은 우리 은하계로 방향을 돌 렸으며, 거기에서 그들 사이에는 일정한 상호 의존성이 있다고 결론 내릴 수 있습니다. XMM-Newton 망원경의 도움으로 Andromeda 은하의 중심을 연구하는 동안, 유럽의 연구 천문학 자들이 X 선 촬영을 통해 63 개의 별개의 소스를 발견했습니다. 이들 중 대부분은 저 질량 바이너리 X 선 별인 46 개의 물체입니다. 다른 물체는 중성자 별 또는 2 진 시스템의 블랙홀 후보로 나타납니다.

은하 M31의 우주의 다른 대상들

Andromeda Galaxy에는 약 460 개의 등록 된 구상 성단이 포함되어 있습니다.

그 중 :

가장 큰 것은 Mayall II 또는 G1이며 로컬 그룹의 다른 클러스터보다 더 밝은 광도를가집니다. Omega Centauri보다 더 밝아 보입니다. 그것은 M31의 중앙에서 약 1 만 3 천 광년 떨어져 있으며 적어도 30 만 개의 고대 별을 포함하고 있습니다. 그 구조는 가장 다양한 개체군에 속하는 별들과 함께, 분명히이 핵이 안드로메다 성운에 의해 한 번 수집 된 고대의 왜성 은하에 속해 있음을 나타냅니다.
연구에 따르면,이 클러스터의 중간에는 2 만 명이 넘는 블랙홀 후보가 있습니다.

비슷한 대상이 다른 클러스터에서도 관찰됩니다. 그래서 2005 년에 천문학 자들은 안드로메다 은하의 후광에서 완전히 새로운 종류의 성단을 발견했습니다. 방금 열어 놓은 세 개의 성단은 수십만 개의 밝은 별을 포함하고 있습니다 - 거의 구형 성단과 같은 수의 별이 있습니다. 그러나 구상 성단과의 차이점은 지름이 수백 광년이나 크기가 훨씬 더 크다는 것입니다. 그들 사이의 별 사이의 거리 또한 훨씬 더 큽니다. 분명히 그들은 구형 클러스터에서 드워프 spheroids에 이르는 전이 클래스로 나타납니다.

또한, 별 PA-99-N2는 은하에서 발견되었습니다. 외계 행성은 그것 주위로 회전합니다. 이것은 은하 외부에서 발견 될 수있는 최초의 행성입니다.

안드로메다 성운을 보는 법

안드로메다 은하를 관측하는 가장 좋은시기는 가을 겨울입니다. M31은 우리의 행성에서 육안으로 볼 수있는 가장 먼 물체입니다. 또한 빛의 속도가 제한되어 있기 때문에 2500 만 년 전과 같이 볼 수 있습니다.

쌍안경으로 은하는 대도시의 짙은 하늘에서 볼 수 있습니다. 그러나 평균 조리개 (150-200 mm)를 가진 아마추어 망원경의 도움을받는 M31의 관측은 매우 실망 스러울 수 있습니다. 하늘에서 최고의 조건, 특히 달이없는 밤에도, 은하는 흐릿한 가장자리와 밝은 핵이있는 단순한 빛나는 타원체로 나타날 수 있습니다.

세심한 관찰자는 안드로메다 성운의 북서쪽 (관측자와 가장 가까운) 가장자리에있는 몇 개의 둘러싸인 먼지 차선에 대한 힌트를 알아보기 쉽습니다. 또한 남서쪽 (거대한 별 형성 지역)의 밝기를 증가시키는 작은 지역을 발견 할 수 있습니다. 작은 타원형 은하 M32와 M110 인 두 개의 위성을 제외한 다른 세부 사항은 대중적인 문헌에서 다채로운 사진과 삽화와 비슷한 것을 만들지 않을 것입니다.