NGC 1275

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※ 붉은색 바탕은 성단, 노란색 바탕은 성운, 푸른색 바탕은 은하.

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NGC 1275 페르세우스자리 A Perseus A

관측 정보
위치	적경	03h 19m 48.1s
	적위	+41° 30′ 42″
	별자리	페르세우스자리
물리적 성질
형태		CD pec형 거대타원은하
거리		약 2억 2천만 광년 6,820만 파섹
광학적 성질
겉보기 등급		12.6
규모
지름		22만 9천 광년 7만 2천 파섹
겉보기 크기		2′.2 × 1′.7
명칭
페르세우스자리 A, NGC 1275, C 24, UGC 2669, PGC 12429, QSO B0316+413, 3C 84

1. 개요2. 상세3. 관련 문서

1. 개요

페르세우스자리 A/Perseus A

페르세우스자리 A는 페르세우스자리 방향으로 약 2억 2천만 광년 떨어진 거대타원은하이다.

2. 상세

페르세우스자리 은하단에 속해 있으며 은하단의 중심은하이다. 또한 세이퍼트 1.5형 은하 [1], 전파 은하로도 분류된다.

매우 특이하게도 전파 은하로 분류되는데 감마선과 X선파장에서도 매우 밝으며 이런 경우는 관측가능한 우주를 통틀어서도 매우 적은 숫자를 가지고 있을 것이라고 한다.

NGC 1275는 은하단의 중심은하인 거대타원은하와 은하 앞쪽에 있는 HVS또는 고속 시스템[2][3]으로 구성되어 있으며 HVS는 거대타원은하 방향으로 약 3,000 Km/s 속도로 이동하고 있다고 한다. 지금은 대략 20만 광년이나 떨어져 있기 때문에 서로에게 직접적인 영향을 주지는 않지만 만약 충돌할 경우 지금보다 더욱 더 많은 별들을 생성할 것으로 추정되고 있다. 물론 세이퍼트 은하로 분류된 만큼 지금도 HVS와 거대타원은하는 서로간 상호작용을 하고 있으며 그 도중에 HVS가 성간우주를 이동하면서 발생하는 램 압력 스트리핑[4]은 지금도 어마무시하게 많은 양의 별들을 형성하고 있다.[5]

은하 중심에는 AGN(활동 은하핵)이 위치해 있으며 이 활동 은하핵 중심에는 태양질량의 8억배의 질량을 가진 초대질량 블랙홀이 있는 것이 확인되었다. 이 블랙홀은 회전하는 분자 가스원반으로 둘러싸여 있다고 추정된다. 또한 활동 은하핵에선 고에너지 감마선이 방출되고 있으며 이 방출은 천문학적으로는 매우 짧은 시간인 40년만에 방출되는 양이 극적으로 감소하거나 증가하고 있으며[6][7]그만큼 활동 은하핵도 1960년대와 1970년대 10년동안 매우 밝아졌었다고 한다.[8]

또한 활동 은하핵 근처에서는 3개의 고리구조가 확인되었으며 이 고리구조는 활동은하핵의 상대론적 플라즈마로 인해 생겨났다고 추정되는 중이다.

NGC 1275는 X선 방출가스 필라멘트를 방출하는 스펙트럼으로 구성된 거대한 네트워크가 있으며 연구를 통해 은하 중심의 활성화 블랙홀이 일으키는 상대론적 플라즈마로 인해 은하 중심으로 끌려지고 있다고 밝혀졌다. 필라멘트는 은하계 바깥으로 폭 200광년, 길이 2만광년으로 매우 얇고 길게 뻗어있으며 총 질량은 웬만한 왜소은하 1개의 질량과 거의 같은 태양질량의 백만배라고 한다.

위에서 설명한 가스 필라멘트는 주변 은하간 성간가스보다 훨씬 더 차갑기 때문에 이미 진작에 성간가스와 융합되어 사라졌어야 했으나 아직까지도 사라지지 않고 있다는 문제점이 있다. 이 이유는 아직까지 밝혀지지 않았으며 은하 주변의 약한 자기장이 필라멘트 내부의 이온에 충분한 힘을 가하기 때문에 아직까지 사라지지 않고 있다는 한가지 가설이 있다.

이외에도 필라멘트를 제외한 중심 은하에만 수천개가 넘는 구상성단이 있는 것이 확인되었으며 이 양은 우리 은하 내부의 구상성단 총 개수보다 무려 6.7배나 더 많은 양이다. 이 구상성단들은 지난 수십억년에 걸쳐 은하 내부에 있는 차가운 가스[9][10]에 의해 생성되었다고 한다.

3. 관련 문서

[1] 세이퍼트 I형 은하와 II형 은하의 특징을 모두 가진 은하 [2] 마젤란 흐름이랑 비슷한 물체이다. [3] HVS는 여러 은하단들의 거대타원은하에서 다수 발견되는데 이들의 기원은 아직 확실하게는 알려지진 않았으나 뜨거운 은하단 성간 매질이 어떠한 이유로 서로 응축되어 만들어졌거나 거대타원은하 중심의 블랙홀의 제트로 인해 발생한 거품으로 인해 적게는 수만광년, 페르세우스자리 A처럼 극단적인 경우 무려 20만광년이 넘게 밀려났다고 추정하는 두가지 가설이 있다. [4] 처녀자리 은하단을 포함한 대부분의 은하단들은 은하단 내부에 은하단 성간 매질이라고 부르기도 하는 은하에서 나온 X선으로 인해 뜨거워진 가스들이 있다. 여기서 은하들이 은하단 사이를 이동할때 이 가스들로 인해 마치 우리가 평소에 느끼는 바람과 유사한 형태로 은하들의 진로를 막는데 램 압력 스트리핑은 이 바람이 은하의 중력을 이길 정도로 충분히 강할 경우 생겨나는 현상이라고 한다. 이 현상이 발생할 경우 은하의 가스들은 은하밖으로 밀려난다고 한다. 그런 예시가 바로 처녀자리 은하단에 있는 NGC 4402이다. [5] 상술했듯 이 필라멘트에 대해선 알려진 것이 거의 없으며 움직임조차 균일하지 않는 등 밝혀내려 시도를 해도 번번이 실패하고 있다고 한다. [6] 더 작은 범위에서 보면 불과 1일에서 10일의 주기로 30%에서 50%의 변화율을 보이고 있으며 이는 블랙홀 주위의 성간물질이 블랙홀과 매우 가까운 거리에서 블랙홀의 강한 중력과 페르세우스자리 A 은하 자체의 자기력선으로 인해 에너지를 방출했기 때문이라고 한다. 이것 이외에도 블랙홀 주위의 강착 원반을 돌고 있는 고농도의 성간가스구름이 방출 과정에 영향을 줬을 가능성도 있다고 한다. [7] 활동 은하핵에는 후술할 X선 방출가스 필라멘트와는 관련이 없이 개별적으로 X선을 방출하고 있는데 신기하게도 X선 방출 주기는 감마선과는 달리 0.01일에서 60일이라는 꽤 불규칙적인 주기를 보이고 있으며 변화율도 15%에서 30%로 감마선보다 확연하게 낮다. [8] 2002년부터 2011년까지 페르세우스자리 A 은하를 관측한 결과 또다시 밝기가 증가하고 있다고 한다. [9] 은하단 매질의 온도가 수천만도인 만큼 이 가스들보다는 훨씬 차갑다는 거지 인간 기준으로는 매우 뜨거운 온도다. [10] 이 차가운 가스는 상술한 HVS를 따라 배열되어 있으며 이 가스 구름에는 매우 많은 숫자의 전리수소영역및 중성수소영역이 발견되었다고 한다.