안드로메다 은하 (Andromeda Galaxy)

개요

안드로메다 은하는 우리에게 가장 잘 알려진 외부 은하이자 지구에서 가장 가까운 은하이기도 합니다. 그 때문일까요? 다른 어떤 은하들보다도 SF 작품에 자주 등장하는 것을 볼 수 있습니다. 안드로메다 은하는 지구로부터 약 250만 광년 떨어져 있고 우리 은하를 포함한 최소 50개의 은하와 함께 국부 운하군에 속해있습니다. 2006년 스피처 우주망원경을 통해 측정한 결과 안드로메다에 별이 약 1조 개 있다는 것을 알게 되었는데, 이는 우리 은하의 별의 수인 최대 4000억 개의 두 배 이상입니다. 안드로메다의 질량은 1조 5천억 M☉(태양질량)으로, 이는 우리 은하의 질량인 8500억 M☉의 약 1.75배입니다. 안드로메다는 맨눈으로 볼 수 있는 몇 안 되는 은하 중 하나입니다. 맨눈으로는 너무 멀리 있어서 마치 평범한 별처럼 보이지만 천체망원경을 통해 들여다보면 은하의 중심부까지는 볼 수 있습니다. 과거 우리 은하를 전체 우주 영역으로 생각했던 시절에는 안드로메다를 우리 은하에 속해있는 성운 중 하나로 여겼습니다. 우리 은하와 안드로메다가 충돌하면 어떻게 될까요?

 

 

관측사

과거 중세 문헌에는 안드로메다가 작은 구름으로 그려졌습니다. 본격적으로 안드로메다가 관측되기 시작한 것은 17세기부터입니다. 1612년에 독일의 천문학자인 시몬 마리우스(Simon Marius)가 최초로 안드로메다에 대한 관측을 기술했습니다. 1764년에는 프랑스의 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)가 안드로메다를 M31로 명명하여 메시에 천체 목록에 추가하였습니다. 1885년에는 많은 과학자가 안드로메다에서 일어난 폭발에 주목합니다. 현대에 와서야 그것이 초신성 폭발이었음을 알게 되었지만, 그 당시에는 단순히 새로운 별이 탄생한 것으로 판단했습니다. 그 당시 사람들도 성운이 별이 탄생하는 별의 요람과도 같은 역할을 하고 있다는 것을 알고 있었기 때문에, 안드로메다가 성운 중 하나에 불과하다는 오해는 깊어져만 갔습니다. 이것이 초신성임이 밝혀진 현재는 이를 안드로메다 S 또는 SN 1885A라고 부릅니다.

 

거리 계산 및 크기

지구에서 안드로메다까지의 거리를 측정하는 데에는 여러 가지 방법이 쓰였습니다. 그중 가장 대표적인 것이 '세페이드 변광성'을 이용한 계산법입니다. 약 100년 전, 에드윈 허블이 '세페이드 변광성'을 통해 안드로메다 은하까지의 거리를 계산하게 되면서 안드로메다가 성운이 아닌 외부 은하임이 밝혀졌습니다. 세페이드 변광성이란 같은 별이면서도 밝기가 주기적으로 변하는 별을 말합니다. 겉보기 밝기와 실제 밝기, 그리고 그 주기 사이의 관계를 이용한 공식을 활용하면 그 별까지의 거리를 측정할 수 있습니다. 허블이 안드로메다에 있는 세페이드 변광성까지의 거리를 계산한 결과 우리 은하 안에 있는 거리가 아님을 밝혀냈습니다. 2000년대 초반, 세페이드 변광성을 이용해 측정한 거리는 약 251±13만 광년이었습니다.

 

최근에는 적외선 표면 밝기 요동 측정법, 적색 거성 가지의 첨단부 기법 등을 사용하여 거리를 측정하였습니다. 이렇게 여러 방법으로 측정된 안드로메다 은하까지의 거리를 종합하면 평균 254±11만 광년입니다. 약 250만 광년이라는 거리를 이용하여 계산한 안드로메다의 크기는 약 22만 광년입니다. 우리 은하의 크기인 약 8만 7천광년보다 약 2.5 배 큽니다.

 

형성과 역사

안드로메다의 형성에 대해서는 다양한 의견이 있습니다. 큰 틀에서 보자면 약 50~100억년 전에 2개 또는 그 이상의 작은 은하들이 충돌하고 병합하여 형성되었다는 의견이 지배적입니다. 이 병합으로 별의 형성이 폭발적으로 이루어져 지금의 안드로메다가 됐는데, 이때 별 형성이 대규모로 이루어진 후 지난 20억 년 동안 별의 형성이 꾸준히 감소하였고, 현재는 별의 형성이 거의 이루어지지 않는 것으로 파악하고 있습니다. 현재 안드로메다에 안에 있는 대부분의 별은 나이가 약 70억 살 이상인 늙은 별들입니다. 최근 연구에서는 안드로메다와 우리 은하가 충돌하게 되면 별 형성률이 일시적으로 증가할 것으로 예상했습니다. 

 

위성 은하

위성 은하는 질량이 훨씬 큰 은하 주변에서 중력에 의해 궤도를 따라 움직이는 작은 은하를 말합니다. 지구가 태양을 공전하는 것과 비슷한 원리지만 규모 면에서는 비교할 수 없을 정도로 훨씬 큽니다. 안드로메다 또한 우리 은하처럼 위성 은하를 갖고 있습니다. 약 14개의 왜소 은하가 안드로메다를 공전하고 있는데 그중 가장 유명한 은하는 M110입니다. 안드로메다의 헤일로에서 금속 성분이 풍부한 성류가 발견되었는데, 이는 M110의 조석으로 형성된 것으로 추정됩니다. 조석력은 작게는 지구와 달에서, 크게는 은하와 위성 은하에서도 일어나고 있는 것입니다.

 

질량

안드로메다의 질량은 1조 5천억 M☉으로, 이는 우리 은하의 질량인 8500억 M☉의 약 1.75배입니다. 또한 안드로메다의 총 항성 질량은 우리 은하의 항성 질량보다 대략 2배 정도 더 무거운 것으로 관측되었습니다. 안드로메다 항성 질량의 약 50%는 안드로메다를 감싸는 은하 헤일로입니다. 이 헤일로는 안드로메다로부터 약 100만 광년까지 뻗어있습니다. 헤일로에는 수소 및 헬륨보다 무거운 원소들이 풍부하게 존재하며 이러한 원소들은 대부분 초신성에서 만들어진 것으로 알려졌습니다.

 

은하핵

특이하게도 안드로메다의 은하핵은 이중으로 보입니다. 천체망원경으로 관측하면 대략 5광년 정도 떨어진 크고 작은 두 개의 구조가 뚜렷하게 확인됩니다. 이 두 개의 별 분포 구조는 P1과 P2라 이름 지어졌습니다. P1은 P2에 비해 크고 밝으며 은하의 중심에서 약간 떨어진 곳에 있습니다. 어느 과학자들은  P1이 안드로메다가 다른 은하를 흡수 병합하면서 남긴 다른 은하핵의 흔적이라는 가설을 주장했지만 이를 뒷받침하는 증거가 발견된 적은 없습니다. 아직 P1의 명확한 구조에 대해서는 밝혀지지 않았습니다.

 

P2는 더 어두운 별 분포를 갖고 있고 안드로메다의 진짜 중심일 것이라고 추정하고 있습니다. 이 장소에는 초대질량 블랙홀이 있습니다. 이 블랙홀의 질량은 태양의 수천만 배~수억 배의 질량일 것으로 예상됩니다. 참고로 우리 은하의 중심에 있는 초대질량 블랙홀의 질량은 430만 M☉입니다.

 

충돌? 밀코메다!

지난 우리 은하 게시글에서도 설명해 드렸듯이, 안드로메다와 우리 은하는 약 40억년 후에 충돌하면서 밀코메다(Milkomeda)가 될 예정입니다. 그러나 이러한 충돌이 은하군 내에 있는 은하들 사이에서는 특별히 드문 일은 아닙니다. 두 은하가 충돌하면 태양계의 운명은 어떻게 될까요? 아직 확실하지는 않습니다만, 별 간의 거리가 워낙 멀기 때문에 지구에 있는 우리는 충돌을 느끼지 못할 수도 있습니다. 물론 인류 또는 지구가 그때까지 생존한다면 말이죠.