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| 마젤란은하 중 하나인 대마젤란은하 | |
1. 개요
Magellanic cloud우리 은하의 위성은하인 마젤란은하[1]는 대마젤란은하와 소마젤란은하가 있으며, 두 은하 모두 형태적으로 왜소 불규칙 은하로 분류된다. 이는 고전적인 분류로, 현재 대마젤란 은하는 막대나선은하로 보는 것이 정설이다. 그러나 우리 은하의 영향으로 나선 구조는 대부분 파괴되었다.
2. 상세
처음에는 성운처럼 보인다고 하여 '마젤란 성운'이라고 불렸으나, 이후 여러 관측을 통해 이것이 우리 은하의 바깥에 있는 천체이고, 수많은 별들의 집합이며 초신성까지 관측된 바 있어 은하로 재분류되었으며, 정식 명칭도 '마젤란은하'라고 정해졌다. 물론 일반인 사이에서는 여전히 '마젤란 성운'이라는 이름도 즐겨 사용되고 있다.'마젤란'이라는 이름은 마젤란이 세계 일주를 하던 중에 관찰한 기록이 널리 알려지면서 붙은 이름이지만 사실 위도가 낮고 장거리 무역이 활발했던 아랍에서는 오래전부터 이미 알던 천체였다.
이는 유럽이 아라비아 지역보다 위도가 높아서 마젤란 은하를 관측하기에는 무리가 있는 지역이기 때문이였다. 런던이 북위 51도, 파리가 북위 47도인데 비해 바그다드는 북위 33도이며, 그나마도 바그다드에서는 보이지 않고 위도가 20도 정도로 내려가는 아라비아반도 남해안 같은 곳에서나 겨우 볼 수 있다.[2] 이 은하에 관한 가장 오래된 기록은 10세기 경 페르시아의 문헌이다.
또한 과거에는 대마젤란은하와 소마젤란은하가 우리 은하를 공전하는 것으로 생각하였으나, 이후 관측에 의하면 이 은하들이 우리 은하에 중력적으로 속박되기엔 빠른 속도로 움직이고 있어 가설에 맞지 않는다.
바운스볼에서도 등장한다 바운스볼/월드/마젤란 은하 항목으로.
2.1. 대마젤란은하
2.2. 소마젤란은하
3. 특성
지구에서 대마젤란은하는 157,000 광년, 소마젤란 은하는 197,000 광년 정도 떨어져 있다.따지고 보자면 은하 중에서는 2,300,000 광년 떨어진 안드로메다은하보다 훨씬 더 가까운 은하이지만 대중들에게는 잘 알려져 있지 않다. 이는 상술된 바와 같이 대마젤란은하와 소마젤란은하의 적위는 각각 -69°와 -72° 정도로 북반구 중위도/고위도 지방에서는 관측할 수 없기 때문일 가능성이 크다. 남반구나 적도 인근에서만 관측할 수 있으며 그중에서도 은하수가 보일 정도로 광공해가 적은 곳에서만 맨눈으로 확인할 수 있다. 언뜻 보기에는 구름(Cloud)이라는 이름답게 평범한 조각구름이 하늘에 떠 있는 것으로 착각할 수도 있는데, 쌍안경이나 망원경의 도움을 받아야만 비로소 무수히 많은 별들이 빼곡하게 모여 이룬 은하라는 것을 인식할 수 있다.
두 은하의 겉보기 등급은 1~2등급 정도로, 하늘이 깨끗하기만 하면 육안으로 쉽게 볼 수 있다. 10만 광년 이상 떨어진 거리에서조차 이 정도 밝기면 활동성이 꽤나 큰 것이다. 일례로 1987년 대마젤란은하에서 요하네스 케플러의 관측 이후 283년 만에 눈으로 보이는 초신성 SN 1987A가 나타나 천문학계를 뒤집어 놓은 적이 있다.
그리고 둘 다 마젤란은하라는 이름을 가지고 있어서 서로 가까이 붙어있는 것으로 착각할 수 있는데 대마젤란은하는 황새치자리와 테이블산자리 영역에 걸쳐있으며, 소마젤란은하는 큰부리새자리에 위치해 있어 지구에서 볼 때 서로 멀리 떨어져 있다.
지구가 세차운동을 하면서 천구상의 천체의 위치가 변하면서 위도에 따라 보이게 되는 천체가 있고 볼 수 없게 되는 천체가 생기게 되는데[3] 소마젤란은하는 약 4000여 년 뒤 남극성이 용골자리에 있는 항성으로 바뀔 때쯤이면 우리나라에서도 충분히 관측 가능하게 될 것이다. 반대로 대마젤란은하는 황새치자리에 있는 황도의 남극과 매우 가까운 위치에 있어 세차운동으로도 적위가 거의 변하지 않기에 시간이 지난다고 해서 우리나라에서 보이지는 않을 것이다.[4]
4. 구조
대마젤란은하는 흔히 불규칙 은하의 대명사로 알려져 있지만 실제로는 미약하게나마 나선 구조가 존재하며 회전 성분 또한 엄연히 가지고 있다. 또한 중심부에는 막대와 유사한 구조가 확인되기도 한다. 이 때문에 대마젤란은하를 극단적인 만기형 나선 은하의 한 종류로 분류하여 "마젤란형 은하(Sm, SBm)"로 표기하는 경우도 많다. 다만 이러한 구조들이 단순히 우리 은하의 조석력에 의해 기존 형태가 변형되어 나타났을 가능성도 배제할 수는 없다.대마젤란은하에는 거대한 전리수소영역인 타란툴라 성운[5]이 존재한다. 이 천체의 지름은 600 광년에 달하고 국부은하군에서는 가장 질량이 큰 전리수소영역으로 알려져 있다.
현재까지 발견된 가장 무거운 별인 R136a1이 속한 산개성단 R136 또한 대마젤란은하에 있다.
5. 기원
대마젤란은하와 소마젤란은하는 우리 은하의 영향권 내에서는 가장 규모가 크고 밝은 은하이며 별 탄생과 초신성 폭발 또한 활발하게 지속하고 있다. 심지어 대마젤란은하의 타란툴라 성운 근방에서는 폭발적 항성 생성(starburst)의 결과로 젊은 구상성단이 형성되고 있는 것을 관측할 수 있다. 이들 은하의 별 수량 추정치는 소마젤란은하가 30억 개, 대마젤란은하가 300억 개이며, 이는 4000억 개의 별이 있는 우리 은하에 비하여 통계적으로 무시할 수 없는 규모이다. 이러한 특징은 우리 은하의 다른 위성 은하들과는 확연하게 구분되는 차이를 만들고 있다. 우리 은하에 존재하는 다른 위성은하 대부분은 별 탄생은 고사하고 별들이 극단적으로 느슨하게 분포하고 있어 관측조차도 쉽지 않다.따라서 원래 독립된 은하였다가 우리 은하의 인력에 의해 끌려와 위성 은하가 되었다는 설이 가장 유력하게 받아들여지고 있다. 그 자세한 역사에 대해서는 아직 이견이 존재하지만 최소한 첫 번째 근접 조우를 경험한 직후거나, 우리 은하에 처음 들어오는 중인 나그네 은하일 가능성이 높을 것으로 생각되고 있으며, 이후 후자를 지지하는 증거가 더 많아지고 있다. 맨눈으론 보이지 않지만 마젤란은하들의 꼬리 방향으로 남반구 천구를 크게 휘감는 가스의 띠인 마젤란 흐름(마젤란 스트림)이 발견되었으며, 과거에는 이를 마젤란은하와 우리 은하 간의 근접 조우로 생겨났다고 해석했지만 현대에는 대마젤란은하와 소마젤란은하 사이와의 상호작용으로 생겨난 구조인 것으로 추정하고 있다. 이 마젤란 흐름의 기원은 마젤란은하의 헤일로에게 있다.
6. 충돌
멀리 있는 퀘이사를 기준 삼아 측정한 결과에 의하면, 마젤란은하의 이동속도가 우리 은하로부터의 탈출속도보다 빠르다는 결과도 있지만, 일시적으로 탈출 속도를 벗어났다 한들 결국은 동역학적 마찰과 우리 은하의 조석력에 의해 탈출하지 못하고 붕괴하여, 우리 은하의 일부가 될 것으로 보인다.실제로 2018년의 연구결과에 의하면 대마젤란은하의 질량이 암흑물질에 의해 기존보다 높게 측정되면서 급속히 힘을 잃고 충돌 경로를 밟고 있다 한다. 충돌 시점은 20억 년 후이다. 이미 우리 은하와의 충돌은 진행 중이며 이 과정에서 새로운 별들이 탄생 중이라고 보는 시각도 있다.
약 40억 년 후에 충돌이 일어나게 될 우리 은하와 안드로메다은하와의 충돌보다는 화제성이 낮다.
6.1. 태양계가 받는 영향
태양계에 영향을 줄 확률이 매우 적지만 존재하고, 우리 은하의 잠들어 있는 중심 블랙홀을 깨울 것이라 한다.
[1] 우리 은하와 가장 가까운 거대한 은하인 안드로메다은하 또한 각각 M32와 M110을 위시한 많은 위성은하들을 가지고 있다.[2] 지금의 예멘, 오만 남부, 사우디아라비아 일부 지역.[3] 대표적인 예로 카노푸스와 아케르나르를 들 수 있다. 우리나라를 기준으로 하면 카노푸스는 적위가 낮아져 볼 수 없게 되지만 아케르나르는 반대로 볼 수 있게 된다.[4] 태양이 우리 은하를 약 2억 3000만 년을 주기로 공전하고 있으므로, 수천만 년이 지나면 천체의 위치가 현재와 매우 달라지기에 그때쯤이면 관측이 가능할 수도 있다.[5] 또는 독거미 성운.