| 메시에 천체 | ||||
| M30 메시에 30 염소자리의 구상성단 | ← | M31 안드로메다은하 안드로메다자리의 정상나선은하 | → | M32 메시에 32 안드로메다은하의 위성은하 |
| NGC 천체 | ||||
| NGC 223 고래자리의 렌즈형은하 | ← | NGC 224 안드로메다자리의 정상나선은하 | → | NGC 225 카시오페이아자리의 산개성단 |
| M31 안드로메다은하 Andromeda Galaxy | ||
| | ||
| 관측 정보 | ||
| 위치 | 적경 | 00h 42m 44.3s |
| 적위 | +41° 16′ 9″ | |
| 별자리 | 안드로메다자리 | |
| 겉보기 등급 | 3.44 | |
| 물리적 성질 | ||
| 형태 | SA(s)b형 막대나선은하[2] | |
| 거리 | 77만 8,000(± 33,000) 파섹 254(±11)만 광년 | |
| 절대 등급 | −21.5 | |
| 질량 | 1.5x1012M☉ | |
| 운동 | 시선속도 | −301(±1) km/s (적색편이량 : z = −0.001001)[3] |
| 규모 | ||
| 지름 | 152,000 광년[4] 46,560 파섹 | |
| 겉보기 크기 | 190′ × 60'[5] | |
| 항성 수 | ~ 1조(1012) 개 | |
| 명칭 | ||
| M31, NGC 224 | ||
| UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, 보데 3, 플램스티드 58, 헤벨리우스 32, Ha 3.3, IRC +40013 | ||
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1. 개요
| <nopad> |
| 2015년 1월 5일, 허블 우주 망원경이 촬영한 안드로메다은하[6] |
안드로메다은하(Andromeda Galaxy)는 안드로메다자리에 있는 막대나선은하로 우리 은하가 속해 있는 국부 은하군에서 가장 밝고 거대한 은하이다.
우리 은하를 제외한 외부 은하중 대중적으로 인지도가 가장 높은 은하로, '안드로메다은하'가 정식 명칭이지만 그냥 '안드로메다'라고 불리기도 한다. 원래는 그리스 로마 신화의 등장인물 안드로메다에서 안드로메다자리의 이름을 따왔고, 그 별자리의 이름에서 다시 이 은하의 이름을 따온 것이지만, 신화 등장인물 안드로메다나 안드로메다자리보다 이 은하가 훨씬 더 유명하기 때문에 안드로메다라고 하면 보통 사람들은 그리스 로마 신화나 별자리가 아닌 은하를 떠올리는 경우가 압도적으로 많다.
흔히 은하라고 하면 유명한 게 안드로메다라 그런지, 우리 은하 다음으로 지구와 가장 가까운 은하가 안드로메다은하라고 생각하는 경우가 있는데, 실은 우리 은하 주변에도 마젤란은하, 궁수자리 왜소은하 등 무수히 많은 위성 은하들이 있기 때문에 가장 가까운 은하는 아니다. 다만 우리 은하와 비슷한 규모를 가진 은하 중에서는 가장 가까운 은하라고 할 수 있다.
안드로메다 은하가 맨눈으로 관측 가능한 가장 먼 천체로 흔히 알려져 있으나, 이는 사실무근이며 이보다 먼 센타우루스 A 은하나 보데 은하, NGC 300, NGC 55, M83도 육안 관측이 가능하고, 이론상 안시로 관측이 가능한 가장 먼 천체는 2,000만 광년 떨어져 있는 바람개비 은하[7]이다. 다만, 대한민국에서는 보틀 등급 이론상 2등급 이하의 지역이 존재하지 않기 때문에, 사실상 삼각형자리 은하가 눈으로 볼 수 있는 가장 먼 천체이다.
과거에는 안드로메다 성운으로 불렸으나, 에드윈 허블에 의해 외부 은하라는 것이 밝혀졌다. 이러한 과거의 영향으로 '안드로메다 대성운', 혹은 '안드로메다 대은하'라고 표기한 서적도 많다.
2. 역사
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| 샤를 메시에가 그린 안드로메다 대성운[A] |
905년 페르시아의 천문학자인 이스파한이 처음 관측을 했다고 알려져 있다. 이후 964년 페르시아의 천문학자 압드 알 라만 알-수피가 발간한 책인 '고정된 별들의 책'(The book of Fixed Stars)에 작은 구름이란 묘사로 기록되어 있다.
1500년대에 네덜란드의 천문도에 안드로메다은하가 기록되어 있기도 하였다. 망원경 기반의 첫 발견은 1612년 12월 15일 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 하였다.
1654년 이전에 이탈리아의 천문학자 지오반니 바티스타 호디에르나가 독립적으로 재발견하였다고 그의 책에 기록되어 있다.
1716년 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 그의 책에서 이 성운[A]은 자신보다 약 150년 이전에 살던 프랑스의 천문학자인 '불리알두스(혹은 이스마일 보윌라우드)'가 1661년에 처음 발견했다고 밝히기도 했다.
1764년 8월 3일 프랑스의 천문학자 샤를 메시에가 관측하고 메시에 천체 목록에 기록하였다.
1780년 8월 6일 영국의 천문학자 윌리엄 허셜이 관측한 뒤 기록하였다. 그는 M31이 큰개자리 알파(α) 시리우스(Sirius, αCma)보다 2천 배 밝다고 추정하였다.
1833년 영국의 천문학자 윌리엄 헨리 스미스 제독(Admiral William Henry Smyth)이 관측 후 기록을 남겼다.
1864년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스(William Huggins)가 처음으로 M31의 스펙트럼을 측정하였고 '일반적인 가스로 이루어진 성운과 다르다'라는 결과를 발표했다.
1923년 10월 4일 미국의 천문학자 에드윈 허블이 M31에서 발견한 세페이드 변광성을 이용하여 거리를 측정하였다. 측정된 값은 약 150만 광년으로 우리 은하의 영역보다 멀리 있다는 것을 알게 되었다. 이 발견은 그를 일약 스타로 만들었다. 그동안 우리 은하가 우주의 전부라고 인식하던 우주의 영역을 수십억 배 확장시키는 발견이었기 때문이다.
3. 특징
우리 은하에 비해 약 2배 크기이며 광도 역시 우리 은하보다 2배가량 밝다. 그 이유는 안드로메다은하에 있는 별의 개수가 우리 은하의 최소 2배가량인 1조 개 정도이기 때문인데 이는 안드로메다은하가 과거에 한번 이상 폭발적 항성생성 사건이 발생하였음을 시사한다. 자세한 점은 후술.안드로메다은하 형성과정은 여타 다른 은하들과 동일하게 우주의 평균 밀도보다 약간 더 큰 밀도를 가지고 있던 하나 또는 여러개의 부분에서 가스가 압축되면서 시작되어ㅛ으며 특히나 국부 시트 문서에서도 확인할 수 있지만 주변에 위치해 있는 타원은하인 마페이 1, 센타우루스 A가 국부시트 근처에 위치해 있던 가스들을 국부시트의 중심부분에 위치해 있는 국부 은하군으로 유입시키게 되면서 국부 은하군 소속 은하들의 질량이 일반적인 은하군보다 상대적으로 커지게 되는 원인중 하나가 되었다. 해당 과정에서 형성된 가장 큰 은하가 바로 안드로메다은하와 우리 은하라는 것이다. 실제로 안드로메다은하 및 우리은하의 질량은 근처 5,000만 광년 내에서 가장 질량이 많은 나선은하중 하나이기도 하다.
일반적으로 안드로메다은하가 국부은하군의 제1은하이며 우리은하는 국부은하군의 제2은하라고 알려져 있는 경우가 다수이지만, 최근의 연구결과 대부분은 우리은하와 안드로메다은하의 자체질량은 거의 동일하거나 오히려 우리은하가 더 크다고 언급하고 있다. 물론 크기와 항성의 개수 면에서는 우리은하가 안드로메다은하의 1/2에 불과하지만 이는 우리은하가 우연인지 모를 이유로 은하군 소속 주요 은하들에 항성생성활동이 일반적인 나선은하보다 매우 덜 발생하였기 때문이다. 자세한 것은 우리 은하 문서에서 확인하기 바란다.
여기서 놀라운 점은 현재 안드로메다의 총 원반질량은 4 X 1011 태양질량이지만 불과 몇십억년 전까지만 하더라도 안드로메다은하의 원반질량은 현재보다 4배 적은 1011 태양질량 정도였을 것으로 추정되는데, 이는 앞서 상술했듯이 약 20억년 전 M32p로 알려진 나선은하와의 충돌로 인해 폭발적 항성생성 사건이 발생하였기 때문이다.
| |
| M32p와 안드로메다은하간 충돌사건의 타임라인 |
M32p는 M32p라는 이름에서 유추할 수 있듯이 안드로메다은하의 위성은하로 유명한 메시에 32의 기존 모습으로 원반질량이 현재 국부 은하군에서 3번째로 거대한 은하인 메시에 33보다 약 5배 거대한 1.9 X 10^10 태양질량의 질량을 가진 거대한 나선은하였을 것으로 추정되고 있다. 즉 쉽게 설명하자면 약 20억년 전 원반질량 기준으로 국부 은하군 전체에서 2번째로 거대했던 나선은하와 3번째로 거대했던 나선은하가 직접적으로 충돌하는 사건이 발생하였고 이때 기존 은하 원반에 가해진 강한 충격으로 인해 원반 자체가 재배열되었고 그 이후 폭발적 항성생성 사건이 잇따라 발생하였다고 요약할 수 있다.
결과론적으로 해당 충돌로 안드로메다은하에서는 현재 안드로메다은하의 1/5에 해당하는 항성이 형성되었을 정도의 가히 파괴적인 수준으로 별이 형성되었으며 일시적으로 우주 초기에서 주로 확인되는 밝은 적외선 은하(Luminous infrared galaxy)가 되었을 것으로 추정되기도 한다. 또한, 안드로메다은하의 원반이 이전보다 2배 이상 비대해져 은하 원반 바깥에 위치한 두껍고 늙은 항성들로 구성된 원반, 은하 중심 근처의 젊고 얇은 원반으로 대조되는 두 원반 구조가 형성되었고 비교적 최근에 형성되었던 금속성이 풍부한 항성들이 은하 원반 바깥으로 방출되면서 안드로메다은하의 내부 헤일로가 상대적으로 높은 금속성을 가지게 되었다. 게다가, 합병사건의 마지막 시기인 약 5억년 전에는 충돌의 여파로 핵에서 약 30,000 광년 떨어져 있는 거리에 위치해 있는 고리 구조(10Kpc Ring)가 형성되었다. 물론 가시광선 파장에서는 고리의 존재 여부가 확실하게 확인되지 않지만 적외선 파장에서 선명하게 관측되어 스피처 우주 망원경을 통해 처음으로 발견되었다. 또한, M32 방향으로 20만 광년 이상 뻗어 있는 항성 흐름(Global Stream)과 NE Clump, N Spur, W Shell, G1 Clump등의 현재 확인되는 안드로메다은하의 주요 항성흐름이 당시 M32p와의 상호작용 당시 형성되었을 것으로 추정되고 있는 상황이다.##
이외에도 M32p와의 상호작용에 앞서 메시에 33과의 근접사건이 수십억년전 발생하였을 것으로 추정되기도 하나 해당 사건의 존재 유무에 대해선 학계에서 논란이 어느정도 존재하며 실제로 존재하였다고 하더라도 원반간 직접충돌이 발생한 M32p 상호작용과는 달리 단순히 근접했던 것에 불과하기 때문에 두 은하 사이에 얇은 가스 필라멘트가 형성되거나 중력 섭동으로 인해 두 은하의 별 형성활동이 이전보다 활발해졌다는 것 외에 유의미한 변화는 발생시키지 않았을 것으로 추정된다.
허블 분류에 따르면 안드로메다은하는 정상나선은하로 분류되며 분류형은 SA(s)b로 분류되는것이 일반적이다. 하지만, 최근의 연구결과로는 안드로메다은하는 SB(r)b로 분류된다. 정확하게 설명하자면 기존 분류형인 SA(s)b는 허블 분류상에서 고리가 없는 b형 정상나선은하로 설명될 수 있는데 앞서 상술했듯이 (s)의 경우 안드로메다은하의 중심으로부터 반경 대략 3만 광년에는 M32p와의 상호작용으로 인해 형성된 밝고 거대한 고리가 존재한다는 점에서 고리가 존재한다라는 것을 의미하는 (r)로 변경되어야 한다.
또한 이 문서를 읽는 대부분이 의아해 할수도 있는 사실이 바로 학계에서는 이미 안드로메다은하가 정상나선은하가 아니라 막대나선은하로 분류된지 오래되었다는 점이다. 이미 2006년 2MASS 관측에서 안드로메다은하의 핵 부분에서 막대나선은하만의 고유한 특징인 상자형 팽대부가 발견되었다는 사실을 공표하였으며 이후 이 사실을 좀 더 깊게 연구한 2016년의 논문에선 안드로메다은하가 태양계에서 바라봤을 때 정면보다 약 77도 정도 기울어진 상태에서 관찰되기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 막대구조를 명확하게 확인할 수 없었을 뿐 은하 중심에 위치한 항성과 가스의 운동이 막대를 가지고 있는 은하에서의 움직임과 유사해 안드로메다은하가 은하 장축에서 반시계방향으로 55도 가량 벗어난 각도로 배열되어 있는 막대 구조를 가지고 있는 막대나선은하라고 주장하였다. 이후 2018년 항성 금속성이 막대 중심으로 향할수록 증가하는 막대 구조의 특징이 안드로메다은하의 중심핵에서 관찰된다는 관측결과가 제시되었으며 또 다른 논문에서도 은하 팽대부에서 O III(이중전리산소)의 위치-속도 다이어그램(PVD)에서 보이는 분포가 막대나선은하의 분포와 유사하다는 것이 확인되면서 안드로메다은하의 막대나선은하설을 뒷받침하는 증거가 되었다. 최근인 2022년에는 안드로메다은하의 나선팔에서 중심핵으로 흘러들어오는 고밀도의 가스가 충돌하면서 형성되는 수 Kpc 이상 확장되는 이중전리산소의 대규모 충돌지역이 기존에 추정되었던 막대구조를 따라서 배열되어 있으며 이 충돌지역들이 일반적인 170 km/s−1 이상의 높은 속도 기울기[10]를 가지고 있다는 것을 확인하였다. 이러한 막대 구조에서만 나타나는 특성들이 안드로메다은하의 중심핵에서 연속적으로 발견되고 있다는 점은 더더욱 안드로메다은하가 막대나선은하라는 가설에 힘을 실어주고 있으며 이미 학계에서는 안드로메다은하가 막대나선은하로 분류되어야 한다는 제안이 정설로 받아들여지고 있는 것으로 보인다.
그러나 2025년에 출간된 논문에 따르면 늙은 항성들의 분포가 막대 구조의 면모를 보이지 않으며 막대에서 확인되는 S자형 먼지 차폐 구조가 발견되지 않았다고 한다. 하지만, 이것이 안드로메다은하가 막대나선은하라는 주장에 반론이 되지는 못하며 논문 내에서도 안드로메다은하의 팽대부에서는 정상나선은하에선 볼 수 없는 비원형 구조가 확인되는데 이는 M32p와의 충돌로 인해 가스 원반이 심하게 교란되어 중심 1Kpc[11]의 뜨거운 핵 부분을 제외한 안드로메다은하의 막대 구조가 심하게 교란된 결과인 것으로 설명될 수 있다고 언급하였다. 이러한 관측 결과는 안드로메다은하는 우리가 생각한 것보다 훨씬 독특한 상태에 머무르고 있을수도 있다는 것을 시사한다.
중심부에 있는 블랙홀은 태양 질량의 약 1억 1천만 ~ 2억 3천만 배로 추정된다. 참고로 우리 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 430만 배로 추정된다. 은하의 질량은 태양의 1조 5천억 배로 추정되는데, 참고로 우리 은하는 기존의 측정으로부터 안드로메다은하의 질량의 ~ 80%까지로 측정되었다.[12]
안드로메다은하 내에 있는 성간 물질의 양이 상대적으로 적기 때문에 우리 은하와 비교했을 때 안드로메다은하의 별 생성 속도는 25% 정도다.[13]
헤일로의 범위가 1백만 광년에 이른다는 연구결과가 발표되었다.#
3.1. 구조
3.2. 우리 은하와의 충돌
| |
| 지구 시점에서 바라본 충돌 과정 상상도[14] |
안드로메다은하는 우리은하로부터 약 250만 광년 떨어져 있고, 최근의 관측 결과에 따르면 대략 초속 110km의 속도로 다가오고 있으며, 약 40억 년 후에 우리 은하와 충돌할 예정이라고 한다. 이 새로운 은하를 밀코메다(Milkomeda)라고 하며 자세한 내용은 해당 문서에서 확인하기 바란다.
우리은하와의 충돌하기 앞서서 안드로메다은하는 주변에 위치해 있는 여러 위성은하들을 잡아먹을 가능성이 높으며 특히 이미 해체 수순에 접어든 메시에 32와 메시에 110는 최대 20억년 내로 안드로메다은하에 완전히 흡수될 것이다. 이외에도 20개 이상에 달하는 위성은하들을 이 시기에 대부분 흡수할 것으로 예상되지만 딱 하나의 예외가 존재한다. 해당 은하는 국부은하군의 정확한 미래를 예측하기 어렵게 하는 은하 1순위이기도 한 삼각형자리 은하로 최근의 연구조차 삼각형자리은하가 독자적인 영향권을 가지고 있는 주요 은하인지 안드로메다은하의 영향권 아래에 놓인 위성 은하인지를 확증하지 못하고 있으며 이때문에 삼각형자리은하가 어떤 미래를 마주하고 있는지에 대해선 논쟁이 존재한다.[15] 일각에서는 밀코메다가 형성되기 전에 안드로메다은하에 흡수될 것이라고 제안하는 반면 안드로메다은하를 중심으로 하는 궤도를 따라서 이동하다가 안드로메다은하쪽으로 다가오고 있는 우리은하와 먼저 충돌한다는 연구도 존재하며 밀코메다가 형성된 후 마지막으로 흡수될 것이라고 제안하는 연구도 존재하는 등 은하의 미래에 대한 불확실성이 매우 높다.
다만, 가장 최근의 논문에서는 83 ~ 86%의 확률로 33억년 ~ 39억년 사이에 안드로메다은하와 충돌할 가능성이 존재한다고 결론내리고 있으며 밀코메다 형성 후 충돌할 가능성은 1 ~ 2%에 불과한다고 언급하고 있다.
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3.3. 겉보기 크기
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| 지상에서의 겉보기 크기로 달과 비교한 합성사진. 실제 관측된 사진이 아니다. |
지름이 20만 광년 정도이며 250만 광년의 거리에 있기 때문에, 보름달 5개에서 7개 정도의 커다란 시선 크기를 차지한다.
하지만 안드로메다은하 내의 별들은 우리 은하 내의 별들에 비해서 몇십 배 멀리 있어 굉장히 어둡기 때문에, 맨눈으로 이런 모습을 볼 수는 없다. 달이 저렇게 옆에 붙어있으면 달빛에 묻혀 안드로메다은하는 전혀 보이지 않는다. 실제로 보면 맨눈으로 보든 쌍안경으로 보든 천체망원경[16]으로 보든 밝은 중심 부분만 3등급 정도의 뿌연 렌즈에 붙은 먼지로 보인다. 관측 동호회 같은 데서 수준급이라 꼽힐 정도의 망원경으로 봐도 타원 형태가 겨우 확인될 정도로 밖에 보이지 않는다.[17] 달의 겉보기 등급은 가장 밝을 때 무려 -12.9, 태양을 제외한 천체 중 가장 밝다. 사진으로 보는 안드로메다은하는 카메라의 셔터를 오랫동안 노출해서 밝기를 수백 배 증폭한 사진이다. 달을 그 정도로 노출해서 촬영하면 태양보다도 밝게 나타날 것이다.
달은 밝기도 밝거니와 크기가 매우 크기 때문에 노출 시간이 길어지면 번져버리기 십상이다. 렌즈의 초점거리에 따라 다르겠지만 카메라를 고정한 상태로 촬영하는 경우 1/4초보다 느린 속도로 촬영하면 움직여버린다고 한다. 물론 그 정도 촬영 시간을 줄 필요가 없을 만큼 밝으며, 이는 삼각대 없이 촬영이 가능한 정도이다. 직경이 좀 되는 굴절 망원경으로 달을 관찰하다 보면 눈이 아플 정도의 밝기다. 경험이 없는 사람은 달이 별로 밝지 않다는 심리적 편견 때문에 그냥 보이니까 신기해서 계속 보게 되는 경우가 많은데 어쨌든 안구는 엄청난 광량을 받기 때문에 눈을 떼고 나면 눈이 엄청 쓰라리고 잔상도 오래갈 정도다.[18]
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콜롬비아에서 촬영된 사진. 아주아주아주 기상조건이 좋으면 이 정도로 보인다. 합성이라는 주장이 있지만 실제 사진이 맞다. 안드로메다은하가 언덕 위로 지나가는 순간에 맞추어 망원 렌즈로 촬영하면 저 정도 크기로 보이는 것이 가능하다.[19]
| |
보통 '아주 잘 보인다'라고 해도 이 정도의 시선 크기다.[20] 참고로 이 사진은 허블 캐스트에 올라온 우주 전문 사진가의 작품이다.
4. 위치 및 찾는 방법
| 1. 가을철 사각형을 이루는 페가수스자리의 북동쪽 꼭짓점이자 안드로메다자리 알파(α)인 알페라츠[21]를 찾는다. 2. 알페라츠에서 북동쪽으로 뻗어나가는 두 개의 이등성[22]중 첫 번째인 미라크를 찾는다. 3. 미라크에서 북서쪽으로 4등성인 안드로메다자리 뮤(μ)가 있다. 이 둘 사이의 거리만큼 뮤의 북서쪽으로 연장하면 그 자리에 안드로메다은하가 자리하고 있다. |
카시오페이아자리에서 찾아오는 방법도 있지만 중간에 밝은 이정표가 없어 헤매는 경우가 많으므로 알페라츠에서 찾아가는 방법이 권장된다.
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| 안드로메다은하의 성도상 위치 |
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| 안드로메다은하를 찾는 스타호핑법 |
5. 기타 사진들
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| 적외선 사진 | |
| 촬영 | 2005, 스피처 망원경 |
| 특징 | 고리 형태의 항성 탄생 영역이 잘 나타나 있다. |
| | |
| 자외선 사진 | |
| 촬영 | 2004, GALAX[23] |
| | ||||
| 라디오파 | 적외선 | 가시광선 | 자외선 | X선 |
6. 여담
- 천체관측 행사 진행요원(전공자든 아마추어이든)들이 가장 잡기 싫어하는 천체 중에 하나이다. 안드로메다 은하를 포착하는 건 매우 쉬운 일이지만 관객들의 반응은 보통 "아무것도 안 보여요", "이게요?", "아..." 정도이기 때문. 이런 반응이 나오는 이유는 일반인들은 보통 망원경으로 보면 위의 사진처럼 보일 거라고 생각하기 때문이다. 그래서 망원경으로 들여다보고 실망하는 경우가 많다.
- 수도권 전철 4호선에서 모 열차의 행선판이 안드로메다행이 된 적이 있다. 실제로는 행선판을 시험하다가 담당자가 실수로 내보낸 멘트라고 한다.
- 2010 올스타전에서 홍진호가 임요환을 이곳으로 보낸 적이 있다. 전 팀전 경기 맵의 이름이 이곳이었고 임요환과 홍진호가 해설을 맡았는데 임요환이 다음 경기에서 홍진호를 이곳으로 보내겠다고 선언했으나 홍진호에 의해 이곳으로 보내졌다. 그때 홍진호가 임요환을 관광 보내며 날린 대사는 "이곳이 안드로메다."라고 답했다.
일본1군의 전지훈련 장소이기도 하다.
6.1. 대중매체
- 매스 이펙트: 안드로메다의 배경이며 플레이어를 포함한 개척자들의 무대는 안드로메다 은하의 외곽 끄트머리에 자리한 헬레우스 성단 으로 제한된다.
- Why? 우주 편의 게스트 우깨비의 고향이다.
- 닥터후에서 42세기 무렵 인류의 식민지가 됐다.
- 가디언즈 오브 갤럭시의 주요 무대가 되는 은하다.
- Cosmic Fantastic Lovesong의 퀄리티 앞에 다른 모든 곡이 종착한 곳이기도 하다.
- R-TYPE 시리즈에서는 R-TYPE TACTICS와 R-TYPE TACTICS II 때 주인공의 일지를 근거로 바이도의 본거지가 이 은하 어딘가에 있다고 알려져 있다.
7. 관련 문서
8. 둘러보기
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| ※ 붉은색 바탕은 성단, 노란색 바탕은 성운, 푸른색 바탕은 은하, 흰색 바탕은 기타 천체. | ||||||||||
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| 센타우루스자리 A | 우리 은하 | 안드로메다 은하 | 마페이 1 | |
| <nopad> | <nopad> | <nopad> | <nopad> | |
| 보데 은하 | 조각가자리 은하 | 남쪽바람개비 은하 | 시가 은하 | |
| <nopad> | <nopad> | <nopad> | <nopad> | |
| 컴퍼스자리 은하 | NGC 4945 | 검은 눈 은하 | 마페이 2 | |
| <nopad> | <nopad> | |||
| 고양이 눈 은하 | IC 342 | |||
| 기타 은하 | ||||
| 新 거인의 의회 | 舊 거인의 의회 | |||
| <nopad> | <nopad> | <nopad> | ||
| NGC 300 | NGC 2403 | M32p | ||
| 거인의 의회에는 # 논문에서 인용된 국부 시트 은하의 태양질량 로그값이 10 이상인 은하들이 포함된다. * NGC 2403/NGC 300의 경우 최근 연구결과에서 항성질량의 로그값이 10을 넘는 수치인 것이 확인되었으며, M32p의 경우 원래 거인의 의회의 일원이었으나, 안드로메다은하와의 상호작용으로 은하의 대부분이 안드로메다은하에 흡수되었다. | ||||
}}}}}}}}} ||
| 틀:항성 및 은하천문학·우주론 · 국부 시트 · 처녀자리 초은하단 |
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[설명] 근처에 보이는 먼지 같은 것 중 안드로메다은하에 가까운 건 메시에 32, 멀리 있는 건 메시에 110이다.[2] NED/IPAC 데이터베이스에서는 SA(s)b형으로 언급되어 있지만 최근의 연구결과에 따르면 안드로메다은하는 SB(r)b형으로 분류되는 것이 옳다. 자세한 것은 안드로메다은하의 특징 부분을 참고하기 바란다.[3] 음수는 청색편이를 의미한다.[4] 한국에 알려져 있는 220,000 광년이라는 크기는 안드로메다은하의 내부 헤일로를 포함한 크기로 일반적으로 은하의 지름을 결정할 때 사용되는 방법으로 계산된 수치가 아니다.[5] 달의 시직경이 30'이다.[6] 15억 픽셀에 파일 크기만 4.3GB에 달한다. 원한다면 해당 링크에서 4.3GB 원본 이미지도 다운 받을 수 있다.[7] 물론 이론상이며, 실제로 바람개비 은하를 맨눈으로 관측했다는 기록은 없는 것으로 알려져 있다.[A] 이 당시에는 은하라는 개념이 없어 희끄무레해 보이면 죄다 성운이라고 하였다.[A] [10] 일반적인 정상나선은하의 경우 속도 기울기가 40 Km/s-1 정도로 상대적으로 낮게 측정된다.[11] 약 3,000 광년[12] 그러나 표준 우주론 모형에 따라 우리 은하의 암흑 물질 헤일로가 부여하는 우리 은하의 총 질량은 안드로메다은하와 동일하거나 오히려 더 무거운 태양의 1조 5천억 ~ 5조 배로 추정된다. 질량 값은 앞으로도 변동이 가능하다.[13] 우리 은하는 연간 5 ~ 6개, 안드로메다은하는 연간 1.5개꼴, 다만 둘 다 형태적 연령으로 따지면 중년에 해당하는데, 별 형성 물질의 양이 적기 때문에 점차 푸른 별의 양이 적어지면서 렌즈형 은하처럼 창백하다 못해 붉어지는(즉 대부분이 늙은 적색 별들로 이루어진) 원반 은하가 된다.[14] 마지막에는 두 은하가 합쳐져 거대한 타원 은하를 이룬다. 만약 인류가 그때까지 살아남고, 우리 은하를 떠나지 않는다면 이 엄청난 광경을 볼 수 있을 것이다. 다만 충돌이 일어나기 적어도 30억 년 전(지금으로부터 약 10억 년 후)부터 지구는 이미 태양이 뜨거워져 인간이 살수 없는 지옥 같은 행성이 되기 때문에, 상상도처럼 지구 시점으로 관측하는 것은 힘들 것이다.[15] 상술한 삼각형자리은하와 안드로메다은하간 근접사건에 대한 논쟁도 해당 문제에서 유래된다.[16] 일반인이 쉽게 구입할 수 있는 가격대.[17] 나선팔의 표면 광도가 그다지 높지 않기 때문에 관측 조건지 좋지 않으면 중심부의 타원형 팽대부만 보인다. 사진을 찍어도 충분한 노출을 주지 않을 경우 타원은하처럼 보인다.[18] 단 보름달과 태양의 광도 차이는 14등급으로 밝기는 약 40만 배 가까이 차이 난다.[19] 일주운동을 촬영한 것처럼 배경별이 조금 흐른 것을 보면 노출 중간에 언덕 위에서 잠시만 불을 켰다 끄는 방법으로 단체 사진을 찍었을 가능성이 높다.[20] 오른쪽의 긴 줄이 은하수고, 그 옆의 작은 빛나는 점이 안드로메다다.[21] 또는 시라흐라고도 불린다. 둘 다 뜻은 '말의 배꼽'[22] 가까운 것이 미라크, 멀리 있는 것이 알마크[23] NASA의 주도로 연세대학교 자외선 우주망원경 연구단과 Caltech 등 여러 대학들이 공동으로 연구개발한 자외선 관측 위성.[24] 정확히는 원작 코믹스 및 극장판 2기에서 행성 대(大) 안드로메다라고 나온다. 다만 TV판에서는 행성 프로메슘, 극장판 1기에서는 행성 메텔이라고 다르게 나온다.