안드로메다은하

안드로메다은하는 안드로메다 별자리에 있는 유명한 은하로서, 우리은하에서 250만 광년 떨어진 곳에 있으며 최초로 발견된 외부은하이다(그림 1). 메시에 31(Messier 31, 또는 M31)로 불리며, NGC 224로도 불린다. 이 은하는 오랫동안 ‘안드로메다성운’으로 사람들에게 알려져 있었다. 겉보기 크기는 보름달의 6배나 되며, 뿌옇고 희미한 성운처럼 보인다. 가을에 북반구 어두운 곳에서는 맨 눈으로도 잘 볼 수 있다. 하지만 이 안드로메다성운에서 세페이드변광성이 발견되면서 그 거리를 결정할 수 있게 되었고, 이 천체가 우리은하 안에 있는 성운이 아니라 사실은 우리은하 바깥에 있는, 우리은하와 비슷한 또 다른 세계, 곧 외부은하임이 알려지게 되었다. 이로써 안드로메다성운은 우리은하와 대등한 은하로서의 지위를 얻게 되었고, 그 이후로는 안드로메다은하로 불리게 되었다. 안드로메다은하는 우주가 이전에 알고 있던 것보다 훨씬 크다는 것을 처음으로 인류에게 알려준 은하이다.

안드로메다은하는 우리은하처럼 거대 나선은하에 속한다. 질량은 태양의 1조 배로서, 우리은하의 질량과 비슷하다. 이 은하의 크기는 22만 광년으로서 매우 크다. 안드로메다은하의 회전곡선은 은하에 암흑물질이 있음을 뒷받침하는 강력한 관측증거가 되었다. 안드로메다은하는 다수의 구상성단과 위성은하를 가지고 있어 은하 형성 연구에 큰 도움이 된다. 안드로메다은하는 우리은하와 더불어 국부은하군에 속한다. 안드로메다은하는 우리은하로 접근하고 있어, 40억년 후에는 두 은하가 충돌하여 합병이 시작될 것이며, 합병이 끝나는 70억년 후에는 하나의 거대한 나선은하가 될 것으로 보인다.

그림 1. 안드로메다은하의 광학사진. 중심에서 왼쪽에 밝게 보이는 작은 원이 M32 타원은하이며, 중심에서 오른쪽 아래에 길쭉하게 보이는 밝은 천체가 M110(NGC 205) 왜소타원은하이다. (출처: , 2005년 강원천문인마을에서 이건호 촬영. )

목차

안드로메다은하는 가을 밤하늘에서 비교적 쉽게 찾을 수 있는 페가수스자리의 사각형(가을의 대사각형)의 북동쪽(카시오페아자리 방향)에 있다. 페가수스의 사각형 북동쪽 꼭지점에 있는 별인 알페라츠의 북동쪽에는 미라흐라는 2등성이 있는데, 이 별의 북서쪽 부근에 바로 안드로메다은하가 있다. 밤하늘이 충분히 어둡다면 카시오페아자리와 페가수스자리의 사각형 사이에서 육안으로 뿌옇게 조각구름처럼 보이는 천체가 보일 것이다. 이 천체가 바로 안드로메다은하이다.

안드로메다은하에서 가장 잘 보이는 부분은 납작하게 보이는 원반이며, 원반의 중심부에는 둥글게 보이는 중앙팽대부(bulge)가 있고, 원반의 바깥까지 널리 둥글게 퍼져 있는 헤일로(halo)가 있다. 원반에는 별과 성간물질이 있으며, 별들이 계속 태어나고 있어 다른 부분에 비해 밝게 보인다. 성간물질 중에서 차가운 성간먼지는 빛을 흡수하므로 광학사진에서는 검게 보이지만, 흡수한 에너지를 적외선으로 방출하므로 적외선사진에서는 밝게 보인다(그림 2). 자외선사진에서는 원반에 있는 젊고 무거운 별에서 나오는 빛이 잘 보인다. 중앙팽대부는 은하 중심부에서 둥글게 보이는 구조이며, 나이가 수십억 년 이상인 늙은 별이 매우 많이 모여 있어 밝게 보인다. 중앙팽대부의 중심에는 작은 핵이 두 개 있으며, 이 중 어두운 핵이 은하의 중심과 일치한다. 이 핵의 중심부에는 질량이 태양의 1억배 정도되는 매우 무거운 블랙홀이 있다. 헤일로는 별헤일로와 암흑물질헤일로로 이루어져 있다. 헤일로별은 나이가 수십억 년 이상인 늙은 별들이며, 별의 밀도가 낮아 일반적인 광학사진에서는 헤일로를 보기 어렵다. 암흑물질헤일로는 별헤일로보다 훨씬 크고 무겁지만, 빛을 내지 않으므로 직접 볼 수는 없다. 자세한 내용은 헤일로 참조.

그림 2. 안드로메다은하의 다파장관측 사진, 왼쪽부터 전파사진, 적외선사진, 광학사진, 자외선사진,엑스선서진. 전파사진은 성간물질에서 나오는 빛, 적외선사진은 성간 먼지에서 나오는 빛, 광학사진은 별에서 나오는 빛, 자외선은 뜨거운 별에서 나오는 빛, 엑스선은 백만도 이상의 고온 천체에서 나오는 빛을 보여준다. (출처: )

과거에는 하늘에서 보이는 모든 별과 성운이 우리은하 안에 있고, 우리은하가 우주의 전체라고 생각했다. 아인슈타인(Albert Einstein)은 1917년에 우리은하에 있는 별에 대한 정보를 바탕으로, 최초의 우주론 모형을 세우기도 했다. 허블(Edwin Hubble)은 1923년에 안드로메다은하와 삼각형자리은하(메시에 33, M33)에서 다수의 세페이드변광성을 발견하고, 이를 이용하여 두 은하의 거리를 측정한 결과 90만 광년의 값을 얻었다. 이 결과는 두 가지 면에서 매우 놀라운 점을 보여주었다. 첫째, 두 은하가 우리은하 바깥에 있는 외부은하이다. 둘째, 하늘에서 작고 어둡게 보이는 안드로메다성운이 실제로는 우리은하와 크기가 비슷한 거대한 은하이다. 이와 같이 허블은 우주가 우리은하보다 훨씬 크며, 수많은 외부은하로 이루어져 있음을 보임으로써, 외부은하천문학이라는 새로운 장을 열었다.

암흑물질의 존재는 19세기 말부터 제안되었으며 1933년에는 쯔비키(Fritz Zwicky)가 3억 광년의 거리에 있는 머리털자리 은하단에 대한 연구를 통하여, 이 은하단에 다량의 암흑물질이 있다고 발표하였다. 그러나 암흑물질의 존재를 보여주는 가장 강력한 증거는 안드로메다은하의 회전에 대한 연구로부터 나왔다. 1970년대에 루빈(Vera Rubin)과 포드(Kent Ford)가 안드로메다은하의 바깥부분이 암흑물질이 없을 경우에 비해 매우 빠르게 회전하고 있다는 것을 발견하였고(그림 3), 다른 나선 은하들도 비슷한 특징을 보이고 있음을 밝혔다. 안드로메다은하의 회전곡선은 암흑물질의 존재를 보여주는 강력한 증거가 되었으며, 이를 계기로 하여 1980년대부터 세계 천문학계에서는 암흑 물질의 존재를 인정하기 시작하였다.

그림 3. 루빈과 포드가 측정한 안드로메다은하의 회전속도 곡선. x-축은 은하 중심에서의 거리(단위: 각분), y-축은 회전속도(단위: km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1). (출처: )

우리은하에서는 약 180개의 구상성단이 알려져 있다. 이들은 모두 나이가 80억년 이상이며 평균 나이가 120억년으로써 우주에서 가장 나이가 많은 천체이다. 그러나 안드로메다은하에서는 이보다 훨씬 많은 수의 구상성단이 발견되었다. 2007년에는 김상철 박사 연구진이 이 은하에서 100여 개의 새로운 구상성단을 발견하기도 하였다. 현재까지 수백 개의 구상성단이 알려져 있으며 이들은 은하 중심에서 수십만 광년의 거리에 걸쳐 분포한다. 안드로메다은하의 구상성단은 대부분 우리은하의 구상성단과 마찬가지로 나이가 많지만, 일부는 나이가 10억년보다 적기도하다. 안드로메다은하의 헤일로에 있는 M31 G1구상성단은 많이 일그러진 타원의 모양을 보여주며, 그 중심에는 질량이 태양의 2만배 되는 중간질량 블랙홀이 있다고 알려져 있다(그림 4). 중간질량 블랙홀은 매우 드물다고 알려져 있는데 우리은하 헤일로에 있는 구상성단 M15에는 질량이 태양의 2천배 되는 블랙홀이 있다고 추정된다. 또한 안드로메다은하 주위에서 수십 개의 어두운 위성은하가 발견되었다. 이들 중 M32와 M110(NGC 205) 왜소타원은하가 가장 밝으며, 일반적인 안드로메다사진에서도 잘 보인다(그림 1). 나머지 위성은하는 매우 어둡다. 위성은하의 분포는 3차원 공간에서 안드로메다은하를 중심으로 한 원반의 형태를 보여준다. 이는 위성은하들이 안드로메다은하에서 만들어진 것이 아니라, 안드로메다은하의 바깥에서 들어왔을 것이라 것을 암시한다.

그림 4. 오른쪽은 안드로메다 은하의 헤일로에 있는 구성성단 M31 G1의 사진. 왼쪽은 우리은하의 헤일로에 있는 구상성단 M15의 중심부 사진이다. 허블우주망원경으로 찍음. M31 G1의 중심부에는 태양질량의 2만배, M15의 중심부에는 태양질량의 2천배 되는 무거운 블랙홀이 있다고 추정된다. (출처: )

안드로메다은하와 우리은하는 국부은하군(the Local Group)에 속하며, 국부은하군에서 가장 무거운 구성원들로서 서로의 운명에 영향을 미치고 있다. 안드로메다은하는 태양을 향하여 초속 300킬로미터의 속도로 다가오고 있다. 태양의 공전효과를 고려하면, 안드로메다은하는 우리은하를 향하여 100킬로미터의 속도로 다가오고 있다. 이는 우주팽창의 개념에 어긋나는 것처럼 보이는 데, 두 은하 사이에 작용하는 중력의 영향이 우주팽창 효과보다 크기 때문에 나타나는 현상이다. 이로부터 두 은하의 미래를 예측할 수 있다(그림 5). 시간이 가면서 두 은하 사이의 거리는 점점 줄어든다. 40억 후에는 두 은하가 직접 충돌하고 그 과정에서 조석력 때문에 두 은하가 파괴되기 시작한다. 70억년 후에는 두 은하가 완전히 파괴되면서 합쳐져서 거대한 타원은하가 될 것으로 예상한다.

그림 5. 안드로메다은하와 우리은하의 미래에 대한 상상도. (1) 현재 안드로메다은하(왼쪽 위에 작고 길쭉한 천체)와 은하수(아래 위로 길게 보이는 천체)의 위치. (2) 20억년 후의 모습. (3) 37억5천만 년 후의 모습. (4) 38억5천만 년 후의 모습. (5) 39억년 후의 모습. (6) 40억년 후의 모습. (7) 50억천만 년 후의 모습. (8) 70억년 후의 모습. (출처: )