페르세우스자리 A 은하

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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.
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페르세우스자리 A 또는 NGC 1275, 콜드웰 24는 페르세우스자리 방향으로 약 2억 3,700만 광년[2] 떨어져 있는 1.5형 세이퍼트 은하이다.[3] NGC 1275는 전파원 페르세우스자리 A에 해당하며, 페르세우스자리 은하단의 중심부 근처에 위치해 있다.

동역학[편집]

허블우주망원경의 NGC 1275 중심부 사진.

NGC 1275는 두 개의 은하로 이루어져 있는데, 페르세우스자리 은하단 중심의 cD형 은하와, 그 앞에 위치한 소위 "고속계"(high velocity system, HVS)[4]라 불리는 것이 그것이다. HVS는 cD 은하의 방향으로 3,000 km/s로 움직이고 있으며, 페르세우스자리 은하단과 합쳐지고 있는 것으로 추정된다. 또 HVS는 cD 은하로부터 20만 광년 떨어져 있기 때문에 그 은하에 영향을 미치지 않고 있다.[5] 그러나 HVS는 조석 상호작용으로 인해 파괴되고 있으며 HVS와 페르세우스자리 은하단의 은하단내부매질과의 상호작용으로 인해 발생한 램압력 분해로 인해 분해되고 있을 뿐만 아니라, 그 내부에서 대규모의 별의 형성이 일어나고 있다.[6]

은하단 중심 은하(cD 은하)는 그물 구조의 방출선을 방출하는 필라멘트들을 포함하고 있다.[7] 이들은 중심의 활동은하핵에 의해 발생한 상대론적 플라스마의 거품의 팽창으로 바깥 방향으로 밀려나가고 있는 것으로 보인다.[8] 기다란 기체 필라멘트는 은하의 바깥, 즉 은하단을 가득 채운 수백만 도의 X-선 방출 기체 쪽으로 뻗어나온 기체가 실구조를 이룬 것이다. 보통 필라멘트 한 가닥에 포함된 기체의 양은 대략 태양의 질량의 백만 배에 해당한다. 폭이 고작 200 광년 밖에 되지 않는 이것들은 종종 매우 길게 뻗어 있는데, 그 길이가 최대 20,000 광년에 이른다.[9]

필라멘트의 존재는 한가지 문제점을 안고 있는데, 이들이 주변의 은하간 구름보다 더욱 차갑기 때문에 어떻게 이들이 그렇게 오랜 시간 동안 존재할 수 있는지 또는 이들이 왜 가열되어 소멸하거나 붕괴하여 별이 되지 않는지 불명확하다.[10][11] 한가지 가능성은 약한 자기장(지구 자기장의 약 만 분의 1배)이 서로를 유지할 수 있을 만큼 필라멘트 안의 이온에 충분한 힘을 가하고 있다는 것이다.[10][11]

NGC 1275는 130억 태양질량의 분자운을 포함하고 있다. 이것은 페르세우스자리 은하단의 중심으로 떨어지고 있는 은하단내부 매질의 냉각류로 보이는데, 활동은하핵의 먹이가 되거나 어마어마한 수준의 별 형성의 재료가 되고 있다.[12][13]

NGC 1275의 중심에는 태양보다 3억 4,000만 배 무거운 초대질량 블랙홀이 존재하는 것으로 여겨진다.[14]

갤러리[편집]

  • 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[편집]

  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. (1997년 10월). “"왜소" 세이퍼트핵에 관한 연구. III. 숙주 은하의 분광변수 및 특성”. 《애스트로피지컬 저널 서플리먼트》 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., NGC 1275의 고속계의 엑스선 흡수 분석, 2004, MNRAS, 348, 159
  6. ↑ Gallagher, John S., III; Lee, M.; Canning, R.; Fabian, A.; O'Connell, R. W.; Sanders, J.; Zweibel, E. (2010). “티끌 기체 및 새로운 별: NGC 1275로 낙하하는 고속의 불청객 은하의 파괴”. 《불러틴 오브 더 아메리칸 애스트로노미컬 소사이어티》 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; Dinh-V-Trung (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. 
  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. 

외부 링크[편집]

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