페르세우스자리 A 은하

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페르세우스자리 A 은하[1]
NGC 1275 Hubble.jpg
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
겉보기 등급 +12.6
기타 성질
명칭 NGC 1275, Perseus A, Caldwell 24, PGC 12429[1], UGC 2669[1], QSO B0316+413
페르세우스자리 은하단의 중심 은하.
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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[편집]

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 은하단 내부 물질에 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 그것들은 덥혀지지 않고 온도가 유지될 수 있었는지, 왜 소멸되거나 붕괴하여 별을 형성하지 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 물질의 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[편집]

참조[편집]

  1. NASA/IPAC Extragalactic Database. 《Results for NGC 1275》. 2006년 11월 19일에 확인.
  2. Distance Results for NGC 1275. 《NASA/IPAC Extragalactic Database》. 2010년 3월 31일에 확인.
  3. (October 1997) A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. doi:10.1086/313041. Bibcode1997ApJS..112..315H.
  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. (2010년) Dusty Gas and New Stars: Disruption of the High Velocity Intruder Galaxy Falling Towards NGC 1275. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 42: 552. doi:10.1086/523664. Bibcode2008ApJ...672..252L.
  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. A. C. Fabian, et al. (2008년 8월 21일). Magnetic support of the optical emission line filaments in NGC 1275. 《Nature》 454 (7207): 968–970. PMID 18719583. arXiv:0808.2712. doi:10.1038/nature07169. Bibcode2008Natur.454..968F.
  11. Chang, Kenneth, "Hubble Images Solve Galactic Filament Mystery", 《The New York Times》, 2008년 8월 21일 작성.
  12. (2008년) Radially Inflowing Molecular Gas in NGC 1275 Deposited by an X-Ray Cooling Flow in the Perseus Cluster. 《The Astrophysical Journal》 672: 252–265. doi:10.1086/523664. Bibcode2008ApJ...672..252L.
  13. (2007년) Star Formation in the Perseus Cluster Cooling Flow. 《HST Proposal ID #11207. Cycle 16》. Bibcode2007hst..prop11207O.
  14. (2005년) The nature of the molecular gas system in the core of NGC 1275. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 359 (2): 755–764. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08956.x. Bibcode2005MNRAS.359..755W.

바깥 고리[편집]