안드로메다 은하란?

안드로메다 은하란 지구로부터 약 250만 광년 떨어져 있는 나선은하
안드로메다 은하는 우리은하로부터 가장 가까운 큰 은하로 알려져 있다. 옛날 문헌에서는 안드로메다자리를 대성운으로 표현했다고 알려져 있는데 은하의 명칭은 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다고 하고 그리스로마 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따와 붙여진 이름이라고 한다. 폭은 대략 22만 광년이라고 알려져있으며 우리 은하, 삼각형자리 은하와 대충 44개의 작은 은하들을 포함하는 국부은하군에서 가장 큰 은하이다.

여기에서 국부운하군이란
우리 은하가 포함된 은하군이며 안드로메다 은하를 포함해서 크고 작은 40개 이상의 은하로 이루어져 있는 지름 5백만 광년을 말한다.

안드로메다 은하 겉보기 등급은 3.4등급으로 천체 중에서 가장 밝아서 광공해가 적은 지역에선 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도라고 한다. 하지만 큰 망원경을 통해 촬영한 모습에서는 보름달보다 여섯배나 커 표면밝기로 인해 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체망원경을 통해서만 보인다. 그렇다보니 은하는 실제로 별과 비슷하게 보인다.

안드로메다가 우리 은하에 속해있다는 옛날 얘기와 반대로 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견도 있었지만 허블이 안드로메다 은하는 우리 은하와는 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.

초반에는 우리은하가 많은 암흑물질을 포함하고 있어서 국부은하군에서 가장 클 것이라고 생각하였지만, 2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측에서 안드로메다 은하가 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되고 우리은하의 적어도 그에 두 배에 해당하는, 1조 개의 별들을 포함하는 것을 확인시켜 주었다고한다.

우리은하의 질량이 8.5×1011 태양질량으로 예측되는 것에 비하여 안드로메다 은하의 질량은 1.5×1012 태양질량으로 추정되며 2006년의 연구에서 우리은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 80%임을 얘기했지만  2009년의 연구에서는 우리은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 확인시켰다고한다. 또한 우리은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되고 있는데 그 결과로 서로 병합하여 거대타원은하 또는 거대 원반은하를 형성할 것이라는 추측이 나오고 있다.

2010년에 한 연구집단의 연구에는 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 추측했고 2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생과 관련하여 작성되었다. 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시은하들이 병합을 통해 현재 우리가 보는 모습보다 더 작은 형태로 형성되었다고 말한다.

지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어닜지만 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이며 이 시기에 원반 도처에서의 별의 형성은 활동이 거의 없는 수준으로까지 감소하였을 것으로 생각해왔지만 최근 들어서 증가하였다. 안드로메다 은하에 흡수되고 있는 M32나 M110나 또 다른 위성은하들은 서로 상호작용을 하는데 그 상호작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 구조들이 형성되어 왔다. M31의 중심에서 발견된 역회전 기체 원반과 그 속의 항성 개체들을 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정하고 있는 상태이다.

안드로메다 역사에 관해서 가장 중요한 것은 위에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이라고 생각한다. 그 충돌로 안드로메다 은하의 헤일로 대부분이 형성되고 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 빠르게 일어났다. 때문에 이 때부터 약 1억 년 간 발광적외선은하였을 것이며 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐지나간 적이 있는데 이 일로 인해 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의가 형성되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이라고 추정하고 있다.

최근의 안드로메다 거리를 측정하려면 적어도 네 개의 기법으로 측정을 할 수 있다고 하는데 1. 적외선 표면밝기요동 2. 2001년 프리드먼 3. 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2 등급/dex의 중원소함량 정정
이 세가지를 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×1011 ± 3.8×109 AU)이라고 한다.

하지만 2004년에 발표되었던 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정해 본 결과 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40 kpc)이라고 나왔다.

2005년, 스페인 국립 연구회의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견 했다고 발표했다. M31VJ00443799+4129236으로 이름된 식쌍성은 두 개의 밝고 뜨거운 O형 및 B형의 청색성으로 이루어져 있다고 알려졌으며 천문학자들은 3.54969일에 한 번씩 발생하는 별의 식에 관한 연구로 크기를 측정할 수 있었는데 별의 크기와 온도를 알고 있다면 절대등급을 구할 수 있다고 한다. 그리고 겉보기등급과 절대등급을 알고 있다고 하면 그 별까지의 거리를 측정할 수 있다고 한다. 이러한 방법을 통해 측정된 별과의 거리는 252 ± 14만 광년(1.594 ×1011 ± 8.9 × 109 AU)이며 안드로메다 자체는 대략 250만 광년(1.6 × 1011 AU) 거리로 예측되어지고 있다. 새롭게 측정된 이 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리값과 정확하게 일치하여 소름 돋는다.

안드로메다 은하는 가까워서 거리측정에 적색거성가지의 첨단부(TRGB) 기법을 사용할 수 있을 정도인데, 2005년에 이를 통해 측정된 은하까지의 거리는 256±8만 광년(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)이었다.

지금까지의 측정값을 종합해보면 안드로메다 은하까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 1011 ± 7.0 × 109 AU)일 것 이다. 또 그렇게 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 계산으로 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다.