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NGC 6118G 팔로마 5S 3C 321G 호그의 천체G 수리 성운N IC 4756S NGC 6604S NGC 6535S NGC 6539S 뱀자리 독수리자리 균열O W40N 남쪽 뱀자리 성단S S: 성단, N: 성운, G: 은하, O: 기타 천체, ?: 불명
| 틀:별자리 · 뱀자리 · 천문학 관련 정보 |
| PGC 54559 호그의 물체 Hoag`s Object | ||
| <nopad> 촬영: Hubble Space Telescope (NASA, 2002) | ||
| 관측 정보 | ||
| 위치 | 적경 | 15h 17m 14.4118s |
| 적위 | +21° 35’ 07.936” | |
| 별자리 | 뱀자리 | |
| 겉보기 등급 | 16.2 | |
| 물리적 성질 | ||
| 형태 | (RP)E0형 타원은하 또는 (RP)SA0/a형 정상나선은하 | |
| 거리 | 6억 1280만 ± 940만 광년 1억 8790만 ± 290만 파섹 | |
| 운동 | 시선속도 | 12,718 ± 3 km/s[NED/IPAC] (적색편이량 : z = 0.042423 ± 9.13e-6) |
| 규모 | ||
| 지름 | 159,000 광년[NED/IPAC] 49,000 파섹 | |
| 겉보기 크기 | 0.28′ × 0.28′ | |
| 명칭 | ||
| Hoag's Object, PGC 54559, PRC D-51, WISEA J151714.41+213507.9, 2MASX J15171438+2135075, 2MASXi J1517144+213507, 2MASS J15171440+2135078 | ||
1. 개요
호그의 물체/Hoag's Object[3]뱀자리에서 발견된 고리 은하. 이름은 이 천체를 발견한 아서 A. 호그의 이름을 따왔다.
2. 특징
"고리은하라는 분류를 설명할 때 이 은하만큼 고리 은하라는 것을 잘 설명할 수 있는 은하가 존재할까?" 싶은 질문을 던지게 할 정도로 중심핵 주위에서 명확하게 식별되는 고리 구조를 확인할 수 있으며 이러한 독특한 구조로 인해 일반인에게도 잘 알려진 은하중 하나이기도 하다.호그의 물체의 바깥쪽 부분(고리)은 주로 질량이 크고 어린 푸른 주계열성[4]으로 이루어져 있으며 은하의 중심부분 내지 중심핵은 여타 다른 은하들처럼 오래된 항성들로 이루어져 있어 노란색을 띄게 된다. 여기까지는 일반적인 은하들과 동일하지만 호그의 물체만의 독특한 특징은 중심핵과 바깥 고리가 후경 은하[5]가 보일 정도로 별의 밀도가 극도로 낮은 공극에 의해 분리되어 있다는 것인데, 중성수소가스 관측에서도 중심핵과 주변부 고리를 연결하는 가스 필라멘트같은 구조가 관찰되지 않았기 때문에 정말 말 그대로 분리되어 있다는 것을 확인할 수 있다.
3. 역사
호그의 물체는 1950년에 아서 A. 호그에 의해 처음으로 발견되었다.# 발견 당시 아서 A. 호그는 호그의 물체의 독특한 외형으로 인해 처음엔 호그의 물체를 아주 대칭적인 행성상성운으로 소개했지만 일반적인 행성상성운과는 차이가 존재하는 핵의 크기 및 분광 관측 결과로 인해 해당 은하를 고리 은하 새로운 유형의 은하로 추정하였으며 중심의 타원은하[6]에 의해 주변 시공간이 왜곡되면서 만들어진 중력 렌즈 이미지일 가능성도 있다고 언급하였다.[7]이후 1985년 노아 브로쉬(Noah Brosch)가 진행한 연구#에서 막대 불안정성(bar instability)에 의해 호그의 물체가 형성될 수 있다고 제안하였다. 정확하게는 일반적인 막대나선은하는 밀도파 이론에 따라 진화과정에서 기존 원반 구조가 불안정해지면서 별이 밀집되어 있는 막대 구조가 형성되는 "막대 불안정성" 사건이 필연적으로 발생한다. 여기서 일반적인 막대나선은하의 경우 막대가 형성되고 난 후 내부 헤일로에 의해서 원반이 안정되어야 하지만 호그의 물체의 경우엔 내부 헤일로의 질량이 거의 없거나 아예 존재하지 않아 원반의 불안정성이 극대화된 결과로 몇십억년 전에 원반이 자체적으로 붕괴되어 중심핵과 고리구조가 분리된 고리 은하의 형태를 가지게 되었다고 주장하였다.
이후 1987년 프랑슈아 슈바이처(Schweizer, Francois) 및 동료 천문학자에 의해 호그의 물체에 대한 더 자세한 관측이 진행되었다. 해당 관측에서 은하 안쪽의 중심 부분과 외곽을 둘러싼 고리 부분의 스펙트럼을 관측한 결과, 둘다 동일한 적색편이를 보였다. 이는 중심부와 외곽 고리가 모두 같은 거리에 있는 하나의 천체임을 의미한다. 만약 호그가 조심스럽게 제안했듯이 이게 정말로 중력 렌즈 이미지였다면, 외곽의 고리 형태가 흐릿하게 뭉개진 모습으로 보였어야 한다. 하지만 새롭게 진행된 관측 이미지를 보면 고리 부분또한 항성과 성단이 선명하게 구분되는데, 이는 호그가 제시한 중력 렌즈 가설이 사실이 아님임을 확인시켜준다.
또한 해당 논문에서는 1985년 노아 브로쉬가 제시하였던 "막대 불안정성 이론"을 정면으로 반박하는 내용이 포함되었다. 논문에서는 호그의 물체가 막대 불안정성 과정을 거치려면 중심에 원반이 위치해야 한다는 전제가 포함되어야 하지만, 호그의 물체는 중심에 작고 밀도가 높은 핵이 위치해 있어 전제와 맞지 않으며 높은 질량 대 광도 비율(M/L)역시 해당 가설을 뒷받침해주지 않는다고 언급하였다. 대신에 이 은하의 형성이 은하간 충돌의 결과라는 가설을 제안하였는데, 원래 평범한 원반 모양을 하고 있던 은하를 향해 약간 작은 은하가 거의 정중앙을 파고들면서 충돌했고, 그 순간 사방으로 둥근 충격파가 퍼져 원래 존재했을 나선팔이 모두 흐트러졌다는 이론이다. 실제로도 안드로메다 은하[8], 수레바퀴 은하와 같은 대부분의 고리은하는 은하간 충돌로 인해 형성되지만 문제는 호그의 물체의 고리 구조를 형성한 상호작용 은하의 흔적이 식별되지 않으며
현재는 전파 관측을 통해 원시 행성체에 의한 강착 과정[9]과 비슷한 케이스로 은하 주변의 가스나 작은 은하 조각들이 중심 은하 주위로 강착되면서 형성되었다는 가설도 있다.
4. 위치 및 찾는 방법
북쪽왕관자리에 위치한 알파성 알페카(Alphecca, α CrB)로부터 동쪽으로 17m, 남쪽으로 5° 8' 떨어져 있고 목동자리에 위치한 알파성 아르크투루스(Arcturus, α Boo)를 기준으로 한다면 동쪽으로 1h 2m, 북쪽으로 2° 24' 떨어져 있다.
주변에 밝은 별이 아르크투루스 빼고 별로 없어 찾기가 쉽지 않다. 이자르(Izar, ε Boo)를 직각으로 하는 아르크투루스와 이자르를 잇는 직각삼각형을 만들면 찾을 수 있다.
하지만, 6억 광년이나 떨어져 있으며 겉보기등급이 16.2에 달하기 때문에 안시관측은 어림도 없으며 장노출 사진으로나마 희미한 은하의 핵과 고리를 확인할 수 있다.
5. 관련 문서
[NED/IPAC] #[NED/IPAC] [3] 호그의 천체라고 불리기도 한다.[4] 하버드 분류법상 O, B, A에 해당한다.[5] 해당 은하와 관련된 자세한 정보는 후술.[6] 호그의 물체의 중심핵에 해당하는 부분[7] 실제로도 아주 절묘하게 렌즈 역할을 하는 무거운 천체와 그 너머 배경 천체가 거의 일직선상에 놓이게 되면, 배경 천체의 허상이 렌즈 역할을 하는 천체를 완벽하게 둥글게 감싸는 모습을 볼 수 있다.[8] 안드로메다은하 문서에서도 확인할 수 있지만 안드로메다은하는 M32p와의 충돌사건이 불과 몇억년 전에 발생해 형성된 고리 구조를 가지고 있으며 적외선 파장에서도 해당 구조를 확인할 수 있다.[9] 원시 행성체 속에 들어있는 미세한 먼지와 얼음 입자들이 정전기적으로 충돌과 결합을 하는 강착 과정