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마페이 1

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마페이 1
관측 자료 (역기점 J2000)
관측 데이터
별자리카시오페이아자리
적경02h 36m 35.4s[1]
적위+59° 39′ 19″[1]
태양 중심 시선 속도태양시선속도 66.4 ± 5.0 km/s[2]
거리2.85 ± 0.36 Mpc[3]
4.4+0.6
-0.5 Mpc[4]
특성
형태S0− pec,[1]
E3
크기3′.36 × 1′.68[1]

마페이 1(영어: Maffei 1)은 카시오페이아자리에 있는 타원 은하이다.

소속 은하군

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한때, 국부 은하군의 일원으로 여겨진 적이 있었지만, 지금은 자신만의 은하군, IC 342/마페이 은하군에 속한 것으로 알려져 있다.

명칭의 유래

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은하의 명칭은 1967년에 적외선 방출 관측을 통해 이 은하와 그 이웃 은하인 마페이 2를 발견한 파올로 마페이의 이름을 따서 붙여졌다.

형태

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마페이 1은 약간 평탄한 핵형 타원 은하이다. 상자 형태를 띠고 주로 늙은 금속 풍부성으로 이루어져 있다.

은하핵

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계속해서 별들로 이루어진 매우 작은 청색의 은하핵을 가지고 있다. 모든 거대타원은하와 같이, 마페이 1은 두드러지는 분포의 구상 성단들을 가지고 있다. 마페이 1은 우리 은하로부터 3~4 Mpc만큼 떨어진 곳에 위치한다. 이 은하는 우리 은하로부터 가장 가까운 거대타원은하이다.

관측의 어려움

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마페이 1은 회피대에 위치하며 우리 은하의 별과 먼지로 심하게 가려져 있다. 만약 이 은하가 회피대에 가려지지 않았다면, 하늘에서 가장 크고(보름달의 크기의 약 3/4배) 가장 밝으며, 가장 유명한 은하 중 하나였을 것이다. 마페이 1은 매우 어두운 하늘에서 30~35cm 또는 그보다 거대한 망원경을 이용하여 가시적으로 관측될 수 있다.

거리

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지구에서 약 3~4 메가파섹(900만 광년) 만큼 떨어져 있다.

처음 발견되었을 때에는 거리가 320만 광년으로 추측되면서 국부 은하군에 속해있다고 추정되었으나 이후 적색 거성의 색지수를 분석한 결과 거리가 900만 광년 이라는 결과가 나왔다.

구상 성단

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일반적인 타원 은하같이 평균적으로 100억 년의 나이를 가진 1,100개의 많은 구상 성단이 존재한다고 한다.

안드로메다 은하와의 상호 작용

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안드로메다 은하와 상호 작용을 한 뒤, 튕겨저 나간 설이 있기도 하다.

발견

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이탈리아의 천문학자 파올로 마페이는 적외선 천문학의 선구자 중 한명이었다. 1950년대에서 60년대까지, 초근적외선 영역(I-대역, 680~880 nm)에서 천체에 대한 고해상도 사진을 얻기 위해 마페이는 화학적으로 극도로 민감한(hyper-sensitized) 표준 이스트먼 감광유제 I-N을 이용하였다.[note 1] 극도의 민감화를 이루기 위해서 마페이는 그것을 3~5분 동안 5% 암모니아수에다 담구었다. 이 방법을 통해 감도는 열 배 정도까지 향상되었다. 1957년에서 1967년 사이에, 마페이는 이 기법을 이용하여 구상성단, 행성상성운과 같은 많은 천체들을 관측하였다. 이들 천체 중 일부는 청색(250-500 nm)에 민감한 건판에서 보이지 않았다.[6]

마페이 1 은하는 1967년 9월 29일 아시아고 천문대의 슈미트 망원경과 연동한 극도로 민감한 I-N 사진건판을 통해 발견되었다. 마페이는 무정형성운과 황소자리 T형 별을 탐색하는 과정에서 마페이 1과 함께 그것의 동반은하인 나선은하 마페이 2도 발견하였다.[2] 이 천체는 근적외선 영역에서 겉보기 크기가 최대 50"이지만 청색광에 민감한 건판에서는 보이지 않는다.[7] 은하의 스펙트럼에는 어떠한 방출 또는 흡수선조차도 없었다. 후에 마페이 1은 약전파(radio-quiet)를 보여주었다. 1970년에 하이런 스핀래드는 마페이 1이 근처에 있는 숨겨진 거대타원은하임을 주장하였다.[8] 마페이 1은 은하수의 뒤에 가려지지 않았다면 북반구 하늘에서 가장 밝은 은하 열 손가락 안에 꼽혔을 것이다.[6]

마페이 1이 희미해 보이기 때문에, 마페이 1에 대한 안시관측은 매우 어두운 하늘에서 고품질의 성도와 최소한 직경 30~35 cm의 망원경을 필요로 한다.[9]

거리

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마페이 1은 회피대의 중심에 있는 은하면으로부터 거의 0.55˚만큼 떨어져 있으며 가시광선에서 소광 등급이 약 4.7 등급(약 1/70배)이다. 소광 뿐만 아니라 마페이 1에 대한 관측은 은하가 그 자체와 쉽게 혼동될 수 있는 무수히 많은 우리은하의 희미한 별들에 의해 가려져 있다는 사실로 인해 더욱 힘들다. 그에 대한 결과로 마페이 1까지의 거리를 측정하는 것은 특히나 어려움이 있어왔다.[2]

1971년, 마페이 1의 발견 직후에 하이런 스핀래드는 마페이 1까지의 거리를 국부은하군의 내부에 해당하는 약 1 Mpc 정도로 측정하였다. 1983년에 로널드 부타와 마셜 맥콜은 이 측정을 타원은하에 대한 광도와 속도분산 사이의 일반 관계를 이용하여 2.1+1.3 -0.8 Mpc 정도로 수정하였다.[2] 그러한 거리는 마페이 1이 국부은하군의 꽤 바깥쪽에 있음을 시사하나, 이전의 값에 영향력을 주기에 충분할 정도로 가까웠다.[4]

1993년 게라드 루피노와 존 톤리는 표면밝기 요동을 이용하여 마페이 1까지의 거리를 4.15 ± 0.5 Mpc 정도로 측정하였다. 2001년 말에, 팀 데이비지와 시드니 반 덴 버그는 조율된 광학기구(adaptive optics)를 통해 마페이 1에 있는 가장 밝은 점근거성가지 별을 관측하여 태양으로부터 은하까지의 거리가 4.4+0.6-0.5 Mpc에 있음을 결론내렸다.[4][2] 마페이 1까지의 거리에 대한 최신의 측정은 개선된 타원은하의 광도/속도분산 관계와 갱신된 성간소광량에 근거하여 2.85 ± 0.36 Mpc이다.

지난 20년 간 보고된 먼 거리(≥3 Mpc)는 마페이 1이 국부은하군이 마페이 1의 운동에 상당한 영향을 미칠 정도로 충분히 가깝지 않음을 시사한다.[3]

마페이 1은 태양으로부터 약 66 km/s의 속도로 멀어지고 있다.[2] 그러나 국부은하군의 질량중심에 대한 은하의 속도는 297 km/s이다. 이것은 마페이 1이 우주의 팽창에 영향을 받음을 의미한다.[10]

형태

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마페이 1은 위 사진의 우측 하단 근처에서 보이는 푸른색 타원 모양의 천체이다. 좌측 상단의 나선은하는 마페이 2이다.

크기 및 형태

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청색(B-대역) 및 근적외선(I-대역) 영역에서의 마페이 1의 표면밝기 윤곽.[11]

마페이 1은 허블 분류 체계에서 E3형으로 분류된 거대타원은하이다.[11] 이는 약간 평탄하고 단축이 장축의 70%에 해당함을 의미한다. 또한 마페이 1은 상자형(E(b)3형)을 띠고 있는 것에 비해서, 중심 영역(반경 ~ 34 pc)은 r1/4 법칙에 비해 방출광이 모자라다.[note 2] 이것은 마페이 1이 타원 핵형임을 의미한다. 상자 형태와 어두운 핵의 존재는 무거운 타원은하와 왜소한 타원은하 사이에 있는 전형적인 중간형 타원은하에서 나타난다.[12]

겉보기 크기

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마페이 1의 겉보기 크기는 파장에 따라서 크게 다르다. 그 이유는 우리은하에 의해 심하게 가려져 있기 때문이다. 청색광에서의 크기는 1~2'인데 비해 근적외선에서는 장축이 23'(달의 시지름의 3/4 이상)에 이른다. 3 Mpc의 거리에 있을 때 실제 크기는 약 23 kpc이다.[11] 마페이 1의 총 가시절대등급 Mv = -20.8으로, 우리은하의 밝기와 견줄 만하다.[3]

은하핵 구조

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마페이 1은 중심에 약 1.2 pc 크기의 매우 작은 청색의 은하핵을 가지고 있다. 이 은하핵은 약 29 태양질량에 해당하는 이온화된 수소를 포함하고 있다.[12] 이는 은하핵이 최근에 별의 형성을 겪었음을 시사한다. 마페이 1의 중심에는 활동은하핵(AGN)의 징후가 없다. 중심에서의 X-선 방출은 거대해서 수 많은 항성 광원으로부터 발생한 것으로 보인다.[13]

은하군의 구성원

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마페이 1은 국부 은하군 근처에 있는 은하군의 주요 구성원이다. 은하군의 다른 구성원으로는 거대나선은하 IC 342와 마페이 2가 있다.

위성 은하

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또 마페이 1은 위성 은하로 작은 나선 은하 드윙글루 1을 가지고 있으며, 뿐만 아니라 MB1과 같은 수많은 왜소한 위성은하를 가지고 있다. IC 342/마페이 은하군은 우리 은하로부터 가장 가까운 은하군이다.[10]

같이 보기

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각주

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  1. ↑ 가 나 다 라 “NASA/IPAC Extragalactic Database”. 《Results for Maffei 1》. 2006년 11월 18일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 다 라 마 바 Fingerhut, R. L.; McCall, M. L.; De Robertis, M.; Kingsburgh, R. L.; Komljenovic, M.; Lee, H.; Buta, R. J. (2003). “The Extinction and Distance of Maffei 1”. 《The Astrophysical Journal》 587 (2): 672. arXiv:astro-ph/0301414. Bibcode:2003ApJ...587..672F. doi:10.1086/368339. 
  3. ↑ 가 나 다 Fingerhut, R. L.; Lee, H.; McCall, M. L.; Richer, M. G. (2007). “The Extinction and Distance of Maffei 2 and a New View of the IC 342/Maffei Group”. 《The Astrophysical Journal》 655 (2): 814. arXiv:astro-ph/0610044. Bibcode:2007ApJ...655..814F. doi:10.1086/509862. 
  4. ↑ 가 나 다 Davidge, T. J.; Van Den Bergh, S. (2001). “The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1”. 《The Astrophysical Journal》 553 (2): L133. arXiv:astro-ph/0104436. Bibcode:2001ApJ...553L.133D. doi:10.1086/320692. 
  5. ↑ Sanduleak, N. (1961). “Hypersentivisation Gains in the Near Infrared”. 《The Astronomical Journal》 66: 526–8. Bibcode:1961AJ.....66..526S. doi:10.1086/108456. 
  6. ↑ 가 나 Maffei, Paolo (2003). “My researches at the infrared doors”. 《Memorie della Società Astronomica Italiana》 74: 19–28. Bibcode:2003MmSAI..74...19M. 
  7. ↑ Maffei, P. (1968). “Infrared Object in the Region of IC 1895”. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 80: 618. Bibcode:1968PASP...80..618M. doi:10.1086/128698. 
  8. ↑ Bell, M. B.; Seaquist, E. R.; Braun, L. D. (1970). “Nonthermal Radio Emission from an Infrared Object in the Region of IC 1805”. 《The Astrophysical Journal》 161: L13. Bibcode:1970ApJ...161L..13B. doi:10.1086/180561. 
  9. ↑ Trusock, Tom (2005년 11월 6일). “Small Wonders: Cassiopeia” (PDF). 《Cloudy Nights Telescope Reviews》 (cloudynights.com). 2011년 11월 13일에 원본 문서 (pdf)에서 보존된 문서. 2016년 1월 9일에 확인함. 
  10. ↑ 가 나 Karachentsev, I. D.; Sharina, M. E.; Dolphin, A. E.; Grebel, E. K. (2003). “Distances to nearby galaxies around IC 342”. 《Astronomy and Astrophysics》 408: 111. Bibcode:2003A&A...408..111K. doi:10.1051/0004-6361:20030912. 
  11. ↑ 가 나 다 라 Buta, R. J.; McCall, M. L. (1999). “The IC 342/Maffei Group Revealed”. 《The Astrophysical Journal Supplement Series》 124: 33. Bibcode:1999ApJS..124...33B. doi:10.1086/313255. 
  12. ↑ 가 나 Buta, R.; McCall, M. L. (2003). “Maffei 1 with the Hubble Space Telescope”. 《The Astronomical Journal》 125 (3): 1150. Bibcode:2003AJ....125.1150B. doi:10.1086/367789. 
  13. ↑ Davidge, T. J. (2002). “The Upper Asymptotic Giant Branch of the Elliptical Galaxy Maffei 1 and Comparisons with M32 and NGC 5128”. 《The Astronomical Journal》 124 (4): 2012. arXiv:astro-ph/0207122. Bibcode:2002AJ....124.2012D. doi:10.1086/342535. 
인용 오류: <references> 안에 정의된 "Davidge2005"이라는 이름을 가진 <ref> 태그가 위에서 사용되고 있지 않습니다.

내용주

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  1. ↑ "이스트먼 감광유제 I-N"(eastman emulsion I-N)은 20세기에 이스트먼 코닥이 만든 사진 건판의 일종을 의미한다. 이것은 적외선 스펙트럼의 초근적외선 부분에서 민감하며 그 시대에 천문 관측에 폭넓게 이용되었다. 그러나 이 감광유제는 장시간 노출을 필요로 하였고, 종종 극도로 민감화(hyper-sensitized)되었다.[5]
  2. ↑ r1/4 법칙(드 보클레르 법칙)은 타원은하의 표면밝기가 은하의 반지름에 대해 어떻게 변하는지 보여주는 경험적인 관계이다. 법칙의 공식은 다음과 같다. 여기서 r은 반경, μ는 표면밝기(등급/제곱초)이며, A와 B는 경험에 따른 상수이다.[11]

외부 링크

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좌표: 하늘 지도 02h 36m 35.4s, +59° 39′ 19″

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