| 웨스터하우트 천체 | ||||
| W56 백조자리의 초신성 잔해 | ← | W57 백조자리의 전파은하 | → | W58 백조자리의 전리수소영역 |
| 3C 405 백조자리 A Cygnus A | ||
| <nopad> | ||
| 관측 정보 | ||
| 위치 | 적경 | 19h 59m 28.3s |
| 적위 | +40° 44′ 02.096″ | |
| 별자리 | 백조자리 | |
| 물리적 성질 | ||
| 형태 | E형 타원은하 전파 은하 | |
| 거리 | 약 7억 6,000만 광년 약 2억 3,000만 파섹 | |
| 운동 | 시선속도 | 16,474 km/s |
| 광학적 성질 | ||
| 겉보기 등급 | 16.22 | |
| 명칭 | ||
| 백조자리 A, W 57, 3C 405, 4C 40.40, 2E 4309, 1C 19.01, Q1957+405, MCG+07-41-003 | ||
1. 개요
백조자리 A백조자리 A는 백조자리에 있는 전파 은하로 현재는 활동 은하로 분류되었다
2. 상세
1939년 미국의 전파천문학자인 그로트 레버(Grote Reber)에 의해 처음 발견되었으며 가장 최초로 전파원임이 확인된 3개의 천체(고물자리 A, 카시오페이아자리 A, 백조자리 A)중 하나다. 이 중에서 백조자리 A만이 유일하게 우리은하 외부에 위치해 있는 전파은하이며, 나머지 둘은 우리 은하 내의 초신성 잔해이다. 중심에 있는 초대질량 블랙홀은 약 25억 태양질량의 질량을 가지고 있으며 이는 궁수자리 A*의 약 625배에 달하는 수치이다.6억 광년이나 되는 먼 거리에 위치해 있음에도 불구하고 지구에서 가장 밝은 전파원 중 하나로 관측되고 있다. 이렇게 강한 전파를 내뿜는 원인은 은하핵과 은하 양쪽에 위치한 전파 로브에서 방출되는 싱크로트론 복사 때문이다. 백조자리 A의 전파 로브는 상대론적 제트에 의해 발생하며 직경이 약 50만 광년에 달한다.
이런 상대론적 제트는 활동 은하핵 문서에서 서술되어 있듯이 중심 블랙홀의 활발한 활동으로 인해 나타난다. 또한, 백조자리 A의 상대론적 제트 양쪽 끝에는 강력한 방사선이 검출되는 지역[1]이 존재하는데, 이 지역을 흔히 핫스팟(Hot-Spot)으로 부르며 은하간 물질과의 충돌로 인해 발생한다.
많은 사람들이 오해하고 있는 점이 상당수의 전파 은하는 사실 크기가 20만 광년 내외일 정도로 생각보다 작다는 점이다. 가장 큰 은하로 잘못 알려져 있는 알키오네우스를 비롯한 대부분의 전파 은하의 크기가 1,000만 광년에서 2,000만 광년 사이라고 말하는 것은 실제 은하 크기가 아니라 은하 양 옆에 위치한 어마어마하게 강력한 상대론적 제트의 크기로 실제 은하의 크기는 훨씬 작다. 백조자리 A도 마찬가지로 상단 틀에 첨부된 사진에서 중앙에 있는 흰 점의 일부분이 실제 백조자리 A 은하이며, 파란색 부분은 은하단 내 물질(ICM), 보라색 부분은 상대론적 제트다.[2]
가시광선 대역에서 백조자리 A는 타원은하로 관측되나, 허블 우주 망원경으로 중심부를 관측한 결과 병합 중인 은하에서 주로 발견되는 특징들인 먼지 띠와 항성 탄생이 존재하는 것이 확인되었다. 이는 비슷한 전파 은하인 센타우루스자리 A에서도 발견되는 특징이며 은하 간의 병합이 활동 은하핵 현상을 발생시키는 주요 원인중 하나라는 가설을 뒷받침해주는 사례이다.