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M32
글쓴이 : 날짜 : 2007-11-09 (금) 14:14 조회 : 3050

타원은하 M32 (NGC 221), Ttype E2, 안드로메다자리

안드로메다은하 M31의 위성은하


적경

 00h 42.7m

적위

+40° 52′

거리

 2,900,000 광년

밝기

 8.1 등급

크기

 8x6 분

 

M32는 1749년 Guillaume-Joseph-Hyacinthe-Jean Captiste Le Gentil de la Galaziere(Le Gentil)에 의해 발견되었다.

M32는 안드로메다은하 M31의 동반 은하로 작고 밝으며, 국부은하단을 구성하는 은하이다. 이 은하는 안드로메다은하를 관측 할 때 쉽게 관측할 수 있는데, 안드로메다은하의 중심에서 정확하게 남쪽으로 약 22초 떨어져 있으며, 안드로메다은하의 나선팔의 끝자락에 위치한다. M32는 매우 밝고 둥근 조각같이 보이며, 위치각 150~330도에서 약간 늘어져있으며, 작은 망원경으로도 쉽게 관측 할 수 있다. 타원율은 약 E2로서 단축이 장축보다 20% 약간 더 작다.

이 은하는 태양 질량의 약 30억배 정도 되는 왜소타원은하이며, 실제 크기는 약 8,000광년으로 M31에 비해 상당히 작은 편에 속한다. M32는 그 크기면에서 작은 은하에 속하면서도, 그 중심핵의 특성은 M31의 중심핵 특성과 비견될만 하다. 태양 질량의 약 1억배 정도로 파섹 단위 체적당 약 5,000개의 태양이 포함되는 질량이 그 중심에 있는 거대질량 천체 주위를 빠르게 움직이고 있다. NED에 의하면 이 핵으로 인해 때때로 M32는 단순한 E2 대신에 cE2로 분류도기도 한다.

이 은하의 중심 근처는 이 은하에 의해 하늘이 돋보이며, 이 은하의 구성별들로 가득차 있는 반면에 가장자리로 가면 반구(半球)만이 별들로 가득차 있을 뿐이며 다른 곳은 별이 듬성듬성 있고 빈 공간을 보이고 있다. M31쪽으로 보면 이 은하는 M32 바깥 둘레의 밤하늘에서 환상적인 광경을 보여준다.

M32는 보다 큰 M31의 나선팔에 겹쳐진 상태로 보인다. 그래서 거대 은하의 원반 앞쪽에 있는지 아니면 뒤쪽에 있는지가 관심의 대상이 되기도 한다. 스펙트럼 분석결과, M32의 빛이 M31의 성간물질을 통과했을 것이라 예상된 그리고 M32가 M31 부분보다도 더 우리에게 가까이 있을 것이라고 예견된 어떠한 흡수도 보이지 않았다.

M32의 시선속도는 203km/s(R. Brent Tully) 또는 205±8km/s(NED) 속도로 우리에게 접근하고 있는 것으로 측정되었으며, 은하의 회전을 감안하면 M32는 현재 거의 정지상태(RV=0)에 있다. M31과 비교해볼 때 M32는 약 100km/s 정도 느리게 다가오고 있으며, M32와의 보다 가까운 거리를 고려하면 M32는 시선성분에서 이 속도로 M31에 접근하고 있다.

M32와, M31의 다른 밝은 동반천체인 M110은 우리에게 가장 가까이 있는 밝은 타원은하들로서, 조사가 가장 자세히 되어 있다. Walter Baade는 1944년 Wilson산에 있는 100인치 후커망원경을 사용하여 M31을 관측할 때 두 은하에 속해 있는 개개의 별들을 관측 할 수 있었다. Baade는 이 별들이 오래된 종족 II에 속하며, 그 밝기는 M31의 별들과 거의 비슷하다고 생각하면서 그들이 거대한 나선은하에 얼마나 인접해 있는지를 조사하였다. 이 두 왜소은하 간에는 현저한 차이점이 존재한다. M32는 전형적인 타원은하로서, 항성밀도가 매우 높고, 표면밝기가 밝은데 반하여, M110은 매우 느슨하며, 낮은 표면밝기와 조금은 독특한 구조를 보여준다. 현재 M110은 타원은하 대신에 왜소구형은하로 분류가 되고 있다. 놀랍게도 M32에는 구상성단이 전혀 없지만, M110에서는 8개의 구상성단이 발견되었다.

M32는 전형적인 타원은하로서, 대부분 질량이 작은 늙은 별들로 구성되어 있으며 그렇게 오래된 종족에 늘 있듯이 본래 더 희미한 별들이 지금까지 살아남아 있다. 질량이 무거운 별들은 아마도 오래전에 핵소진을 다하고 활동을 끝냈을 것이다. 지금 이들은 백색왜성 혹은 중성자별로 남아 있다. 그러나 이 은하의 분광형을 보면 무거운 원소가 없는 오래된 구상성단의 별들과는 달리 풍부한 원소들이 있는 것으로 나타난다. 대신에 무거운 원소들이 풍부한 별집단으로 보이는데 실제로 20·30억년 된 아주 젊은 별들로서 늙은 별들 사이에 섞여 있다.

M32의 별들 중에는 몇 개의 행성상 성운이 발견되었으나 M32에는 성간물질, 기체구름, 먼지층, 중성수소, 그리고 산개성단들이 없다. 겉으로는 M32는 더 이상 새로운 별들을 탄생시키지 않고, 늙은 별들과 중간나이 별들이 뒤섞여 있는 것으로 보인다. 다층칼라 데이터 분석에 의하면 이 별집단은 전형적인 왜소 구형은하보다도 더 큰 거대타원은하와 아주 비슷하다.

M32에서는 가끔씩 신성(novae)이 폭발한 경우도 있다. 최근에는 1998년 8월 31일 E. Halderson이 이끄는 버클리대학교의 Lick 천문대 초신성 탐사팀에 의해 신성이 발견되기도 하였다. 이 신성은 M32의 중심으로부터 서쪽으로 28.5초, 남쪽으로 약 44.7초 정도되는 지점에서 발생하였으며, 그 밝기는 약 16.5등급까지 밝아졌다. 초신성은 이 은하에서 발견되지 않았다.

별개수, 핵의 크기, 밀집도를 볼 때 M32는 보다 큰 타원은하처럼 보인다. 그래서 M32는 한 때 지금보다 그 규모가 훨씬 더 컸을 것이며, 오래전 과거에 한 번 이상의 M31과의 조우로 인해 그 바깥쪽 별과 모든 구상성단들을 잃어버렸을 것으로 추정된다.

M32가 잃어버린 별들과 성단들은 M31에 흡수되었으며 지금은 M31의 헤일로의 일부가 되어 있다. M32는 최근 M31과의 조우가 진행되고 있으며, M31의 나선팔 형태에 어떤 요동을 주는 것으로 보인다.

M32는 최초로 발견된 타원은하로서 Le Gentil이 1749년 10월 29일에 발견하였다. Charles Messier는 1757년 이 천체를 처음 보았다고 기록하였으며, 1764년 8월 3일 그의 목록에 올렸다. 여기에는 안드로메다의 거대한 성운 그림에 M110과 함께 M32도 포함되어 있다. Halton Arp는 Catalogue of Peculiar Galaxies에 168번째 천체로 올려 놓았다.




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최고관리자 2012-12-20 (목) 02:15
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