페르세우스자리 A 은하: 두 판 사이의 차이

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'''페르세우스자리 A 은하({{lang|en|Perseus A}}, NGC 1275)'''는 페르세우스자리에 있는 타원 은하이다. 타입 1.5의 세이퍼트 은하에 속하며, 전파를 방출하는 은하이다. 페르세우스자리 은하단의 중심 은하이기도 하다.
'''페르세우스자리 A 은하'''(Perseus A, '''NGC 1275''', '''Caldwell 24'''로도 알려져있다)는 [[세이퍼트 은하|1.5형 세이퍼트 은하]]<ref name="hoetal1997">{{cite journal
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== 동역학 ==
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페르세우스자리 A 은하는 두 [[은하]]로 구성되어 있다. 페르세우스자리 은하단 중심부의 [[Type-cD 은하|cD형 은하]], 그리고 "고속계(high velocity system)"(HVS)로 불리는 cD형 은하 앞에 위치한 것이다. HVS는 지배적인 계(cD형 은하) 방향으로 초당 3000 km<ref>Minkowski R., 1957, in IAU Symp 4, Radio astronomy, p107
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필라멘트의 존재는 의문을 제기한다. 필라멘트는 근처의 은하단간 구름보다 차갑다. 그것들은 어떻게 1억년 동안 온도가 유지될 수 있었는지, 왜 그것들은 덥혀지지 않았고, 소멸되거나 붕괴하여 별이 형성되지 않았는지.<ref name="nature20080821">{{ cite journal | url=http://www.nature.com/nature/journal/v454/n7207/abs/nature07169.html | title=Magnetic support of the optical emission line filaments in NGC 1275 | author=A. C. Fabian, et al. | journal=[[Nature (journal)|Nature]] | volume=454 | pages=968–970 | date=2008-08-21 | doi=10.1038/nature07169 | pmid=18719583 | issue=7207 |bibcode = 2008Natur.454..968F |arxiv = 0808.2712 }}</ref><ref name="nytimes20080821">{{cite news | url=http://www.nytimes.com/2008/08/26/science/space/26galaxy.html | title=Hubble Images Solve Galactic Filament Mystery | first=Kenneth | last=Chang | publisher=[[The New York Times]] | date=2008-08-21 }}</ref> 한가지 가능성은, 필라멘트에 약한 [[자기장]](지구의 자기장 세기의 10000분의 1)이 필라멘트 구조를 유지할 수 있을만큼 충분한 힘이 실가닥 내의 [[이온]]에 가하고 있다는 것이다.<ref name="nature20080821"/><ref name="nytimes20080821"/>

페르세우스자리 A 은하는 130억 태양질량의 [[수소]] 분자를 포함한다. 그 수소는 페르세우스자리 은하단의 내부은하단 매질의 냉각 흐름으로 부터 활동은하핵에 연료로써(feeding), 별의 형성에 필요한 양의 물질로써 유입되고 있는 것 처럼 보인다.<ref name=Lim2008>
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== 갤러리 ==
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File:NGC 1275 Hubble WikiSky.jpg|허블 우주 망원경으로 페르세우스자리 A 은하를 시야각 1.73′로 좁혀 봤을 때
</gallery>

== 참조 ==
{{reflist}}

== 바깥 고리 ==
* {{WikiSky}}
* [http://apod.gsfc.nasa.gov/apod/ap030505.html APOD (2003-05-05)] – NASA image & description
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050725.html APOD (2005-07-25)] – NASA image showing unusual gas filaments
* Fabian, A.C., et al. [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306036 "A deep Chandra observation of the Perseus cluster: shocks and ripples"]. ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. Vol. 344 (2003): L43 (arXiv:astro-ph/0306036v2).
* Fabian, A.C. ''[http://www.nature.com/nature/journal/v454/n7207/abs/nature07169.html Nature 454]'', 968-970.
* Gabany, R. Jay. [http://www.cosmotography.com/images/ngc1275.html cosmotography.com] – An image made with a 20" telescope, which displays the unusual gas filaments

{{NGC 천체|1275}}
{{NGC 천체|1275}}


2014년 1월 25일 (토) 15:47 판

페르세우스자리 A 은하[1]
위치
별자리 페르세우스자리
적경 03h 19m 48.1s[1]
적위 +41° 30′ 42″[1]
물리적 성질
시선 속도 5,264 ± 11 km/s[1]
z=0.017559[1]
거리 2억 3,700만 광년[2]
형태 cD;pec;NLRG[1]
규모
크기 2'.2 X 1'.7[1]
광학적 성질
겉보기등급 +12.6
기타 성질
명칭 NGC 1275, Perseus A, Caldwell 24, PGC 12429[1], UGC 2669[1], QSO B0316+413
페르세우스자리 은하단의 중심 은하.
메시에 천체 목록
NGC 천체 목록

페르세우스자리 A 은하(Perseus A, NGC 1275, Caldwell 24로도 알려져있다)는 1.5형 세이퍼트 은하[3]로, 페르세우스자리 방향으로 약 2억 3700만 광년[2] 떨어진 곳에 위치해있다. 페르세우스자리 A는 전파은하 페르세우스자리 A와 동일하고, 거대한 페르세우스자리 은하단의 중심부 근처에 위치한다.

동역학

허블 우주 망원경의 NGC 1275 중심부 이미지.

페르세우스자리 A 은하는 두 은하로 구성되어 있다. 페르세우스자리 은하단 중심부의 cD형 은하, 그리고 "고속계(high velocity system)"(HVS)로 불리는 cD형 은하 앞에 위치한 것이다. HVS는 지배적인 계(cD형 은하) 방향으로 초당 3000 km[4]로 움직이고 있고, 페르세우스 은하단의 병합 과정으로 여겨지고 있다. 그리고 HVS는 cD형 은하로부터 20만 광년 떨어져있기 때문에 별다른 영향을 주지 않고 있다.[5] 그러나 조석 상호작용은 HVS에 지장을 주고 있고, 페르세우스자리 은하단의 내부은하단 매질에 의해 발생하는 램 압력(ram-pressure)은 HVS의 가스를 벗겨낼 뿐만 아니라 엄청난 양의 별의 형성을 발생시키고 있다.[6]

은하단의 중심 은하는 스펙트럼 선을 방출하고 있는 무거운 필라멘트의 망을 포함한다.[7] 보아하니 중심의 활동은하핵에 의해 발생하는 상대론적 플라스마 거품이 떠오르면서 밖으로 밀려나가고 있는 것 같아 보인다.[8] 긴 가스 필라멘트는 은하 밖으로 늘어난 가스 가닥으로 구성되어 있다. 수백만 도에 이르면서 X-선을 방출하고 있는 가스는 은하단을 가득 채우고 있다. 일반적으로 실가닥에 포함된 가스의 양은 대략 태양질량의 100만 배에 이른다. 폭이 겨우 200 광년 밖에 되지 않는 이 실가닥은 보통 매우 곧고, 2만 광년 정도까지 길게 뻗어있다.[9]

필라멘트의 존재는 의문을 제기한다. 필라멘트는 근처의 은하단간 구름보다 차갑다. 그것들은 어떻게 1억년 동안 온도가 유지될 수 있었는지, 왜 그것들은 덥혀지지 않았고, 소멸되거나 붕괴하여 별이 형성되지 않았는지.[10][11] 한가지 가능성은, 필라멘트에 약한 자기장(지구의 자기장 세기의 10000분의 1)이 필라멘트 구조를 유지할 수 있을만큼 충분한 힘이 실가닥 내의 이온에 가하고 있다는 것이다.[10][11]

페르세우스자리 A 은하는 130억 태양질량의 수소 분자를 포함한다. 그 수소는 페르세우스자리 은하단의 내부은하단 매질의 냉각 흐름으로 부터 활동은하핵에 연료로써(feeding), 별의 형성에 필요한 양의 물질로써 유입되고 있는 것 처럼 보인다.[12][13]

현재 이 은하 중심부에 있는 거대질량 블랙홀은 태양의 3억 4000만배에 해당하는 질량을 갖고 있을 것으로 보인다.[14]

갤러리

  • 다양한 파장대에서 촬영하고 합성한 페르세우스자리 A 은하
    다양한 파장대에서 촬영하고 합성한 페르세우스자리 A 은하
  • 허블 우주 망원경으로 페르세우스자리 A 은하를 시야각 1.73′로 좁혀 봤을 때
    허블 우주 망원경으로 페르세우스자리 A 은하를 시야각 1.73′로 좁혀 봤을 때

참조

  1. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 “NASA/IPAC Extragalactic Database”. 《Results for NGC 1275》. 2006년 11월 19일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 “Distance Results for NGC 1275”. 《NASA/IPAC Extragalactic Database》. 2010년 3월 31일에 확인함. 
  3. ↑ Ho, Luis C.; Filippenko, Alex V.; Sargent, Wallace L. W. (October 1997). “A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies”. 《Astrophysical Journal Supplement》 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041. 
  4. ↑ Minkowski R., 1957, in IAU Symp 4, Radio astronomy, p107
  5. ↑ Gillmon K., Sanders J.S., Fabian A.C., An X-ray absorption analysis of the high-velocity system in NGC 1275, 2004, MNRAS, 348, 159
  6. ↑ Gallagher, John S., III; Lee, M.; Canning, R.; Fabian, A.; O'Connell, R. W.; Sanders, J.; Zweibel, E. (2010). “Dusty Gas and New Stars: Disruption of the High Velocity Intruder Galaxy Falling Towards NGC 1275”. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 42: 552. Bibcode:2008ApJ...672..252L. doi:10.1086/523664. 
  7. ↑ Lynds R., Improved Photographs of the NGC1275 Phenomenon, 1970, ApJ, 159, L151
  8. ↑ Hatch N.A., Crawford C.S., Johnstone R.M., Fabian A.C.: On the origin and excitation of the extended nebula surrounding NGC1275, 2006, MNRAS, 367, 433
  9. ↑ Hubble Sees Magnetic Monster in Erupting Galaxy Newswise, Retrieved on August 21, 2008.
  10. ↑ 가 나 A. C. Fabian; 외. (2008년 8월 21일). “Magnetic support of the optical emission line filaments in NGC 1275”. 《Nature》 454 (7207): 968–970. arXiv:0808.2712. Bibcode:2008Natur.454..968F. doi:10.1038/nature07169. PMID 18719583. 
  11. ↑ 가 나 Chang, Kenneth (2008년 8월 21일). “Hubble Images Solve Galactic Filament Mystery”. The New York Times. 
  12. ↑ Lim, Jeremy; Ao, Yi Ping (2008). “Radially Inflowing Molecular Gas in NGC 1275 Deposited by an X-Ray Cooling Flow in the Perseus Cluster”. 《The Astrophysical Journal》 672: 252–265. Bibcode:2008ApJ...672..252L. doi:10.1086/523664.  이름 목록에서 |이름3=이(가) 있지만 |성3=이(가) 없음 (도움말)
  13. ↑ O'Connell, Robert (2007). “Star Formation in the Perseus Cluster Cooling Flow”. 《HST Proposal ID #11207. Cycle 16》. Bibcode:2007hst..prop11207O. 
  14. ↑ Wilman, R. J,; Edge, A. C.; Johnstone, R. M. (2005). “The nature of the molecular gas system in the core of NGC 1275”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 359 (2): 755–764. Bibcode:2005MNRAS.359..755W. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08956.x. 

바깥 고리

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