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센타우루스자리 오메가

센타우루스자리 방향에 있는 구상성단

센타우루스자리 오메가(영어: Omega Centauri, ω Cen), NGC 5139는 센타우루스자리 방향에 있는 구상성단이다. 1677년 에드먼드 핼리가 발견했다. 지구에서 약 15,800 광년(4,859 파섹) 떨어진 곳에 위치한 오메가는 우리은하의 구상성단 중 가장 거대한 것으로서 직경이 약 150 광년에 달한다. 약 1천만 개의 별들이 성단 속에 포함되어 있을 것으로 추산되며, 총 질량은 태양의 4백만배에 상당한다.[7]

센타우루스자리 오메가

(NGC 5139)

관측 정보
별자리 센타우루스자리
적경 13h 26m 45.89s[1]
적위 -47 ° 28 ' 36.7 [1]
적색 편이 15.8 ± 1.1 kly (4.84 ± 0.34 kpc
거리 15,800 ± 1,100 광년(4,840 ± 340 파섹)[2]
겉보기 등급 +3.9[3]
물리적 성질
형태 구상 성단
질량 ~ 1 × 10 37 kg(~5,000,000 M☉)[4]
항성의 수 1,000만
반지름 86 ± 6 광년[5]
번호 NGC 5139,[6] GCl 24,[6] ω Centauri,[2]
메시에 천체 목록
NGC 천체 목록

오메가는 다른 구상성단들과 구분되는 특징들이 너무 많기 때문에, 사실 우리은하에게 잡아먹힌 왜소은하의 중심핵이 아닌가 생각되고 있다.[8]

관측 역사

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기원후 150년 그리스-로마 시대의 천문학자 프톨레미가 《알마게스트》에서 이 천체를 말(센타우루스)의 견갑골에 해당한다고 썼다. 독일의 법률가이자 지도제작자인 요한 바이어는 1603년 《우라노메트리아》에서 프톨레미의 자료에 따라 이 천체를 "센타우루스자리 오메가"라고 명명했다. 1677년, 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 남대서양 세인트헬레나에서 망원경을 이용해 센타우루스자리 오메가를 관측하고, 이것이 별이 아니라는 것을 밝혀냈다. 1715년 핼리는 오메가를 비롯한 천체 여섯 개의 발견을 왕립학회에 발표했다.[9]

1746년 스위스의 천문학자 장필립 드 셰조는 21개 성운목록에 센타우루스자리 오메가를 포함시켰고,[9] 1755년에는 프랑스의 니콜라 루이 드 라카유도 마찬가지로 성운으로 분류, L I.5 라는 번호를 부여했다. 이것이 구상성단임이 밝혀진 것은 1826년 스코틀랜드의 천문학자 제임스 던롭에 의해서였다.[10][11]

물리적 성질

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센타우루스자리 오메가는 지구에서 약 15,800 광년(4,850 파섹) 떨어져 있으며, 육안으로 볼 수 있는 몇 안 되는 구상성단 중 하나이다. 어두컴컴한 시골에서는 거의 보름달만큼 크게 보인다.[12] 질량은 4백만 태양질량으로, 우리은하의 구상성단 중 가장 크고 가장 밝고 가장 무겁다.[4] 국부은하군을 통틀어 보아도 오메가보다 크고 밝은 성단은 안드로메다 은하에 딸린 메이올 II 하나뿐이다.[13] 오메가는 수백만 개의 항성종족 2형 별들을 품고 있으며, 나이는 약 1백 2십억 년이다.[14]

오메가의 중심 부근은 별의 개수밀도가 워낙 높아서 별들과 별들 사이 거리가 겨우 0.1 광년밖에 되지 않을 것으로 생각된다.[14] 성단의 내부동역학은 469개 별들의 시선속도를 측정하여 분석된 바 있다.[15] 성단을 이루고 있는 별들은 질량중심을 최대 속도분산 초속 7.9 킬로미터로 돌고 있다.

중심 블랙홀의 증거?

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센타우루스자리 오메가의 중심 부분. 아래쪽 그림은 위쪽 그림에서 흰색 네모로 강조된 부분의 별들의 미래 위치를 예측한 것이다. 각각의 자국은 600년 뒤를 나타내며, 점과 점 사이는 30년에 해당한다. 2010년 10월

2008년 허블우주망원경과 제미니 천문대의 관측 결과를 바탕으로 한 연구 결과 센타우루스자리 오메가의 중심에 중간질량 블랙홀이 존재한다는 증거가 포착되었다.[16][17] 허블의 첨단관측카메라는 오메가의 중심 근처의 별들이 무리를 짓는 것을 포착하고, 이것은 별빛이 중심 근처에서 서서히 증가한다는 것으로 뒷받침되었다. 제미니 천문대의 기기를 이용해 성단 중심을 공전하는 별들의 속도를 측정한 결과, E. Noyola와 연구진은 중심에 가까운 별들이 중심에서 먼 별들보다 더 빠르게 움직인다는 것을 알아냈다. 이것은 중심에 존재하는 보이지 않는 무언가가 주위의 별들과 중력적으로 상호작용한다는 것으로 해석된다. 천문학자들은 가장 그럴듯한 이유는 매우 밀도가 높고 질량이 큰 천체, 예컨대 블랙홀 같은 것의 인력이라고 결론을 내렸다. 계산에 의하면 그 블랙홀의 질량은 4.0 x 104 태양질량 정도이다.[16]

하지만 최근의 연구에서는 상기의 기존 결론에 대한 도전이 제기되고 있는데, 특히 성단 중심의 위치가 논쟁의 대상이 된다.[18][19] 중심 위치를 수정한 계산 결과에서는, 별들의 운동 속도가 거리에 따라 그리 심하게 변하지 않는다. 또한 동일한 연구에서 별빛이 중심으로 갈수록 증가하는 것이 아니라 상대적으로 일정한 값을 유지한다는 것이 밝혀졌다. 논문 저자들은 자신들의 연구 결과가 Noyola 연구진의 블랙홀 제안을 완전히 폐기하는 것은 아니지만, 그렇다고 해서 블랙홀의 존재를 확정하는 것도 아님을 강조했다. 그리고 만약 블랙홀이 있다 하더라도 그 최대 질량은 1.2 x 104 태양질량 정도일 것이라고 한다.

퇴락한 왜소은하

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센타우루스자리 오메가는 우리은하에게 잡아먹힌 왜소은하의 중심핵이 남아서 생긴 것으로 추측된다.[14] 실제로, 지구에서 불과 13광년 떨어져 있는 캅테인의 별은 원래 오메가에 속해 있던 별이었을 것으로 생각된다.[20] 메이올 II와 마찬가지로 오메가는 금속성과 나이가 다양한 별들을 품고 있으며, 이것은 그 별들이 일반적인 구상성단에서 그렇듯 한꺼번에 동시에 만들어지지 않았음을 보여준다. 즉 이 성단은 사실 오래 전 우리은하에 잡아먹힌 작은 은하의 핵만 남아있는 것일 가능성이 매우 크다.[21]

같이 보기

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각주

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  1. ↑ 가 나 Goldsbury, Ryan; 외. (December 2010). “The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. X. New Determinations of Centers for 65 Clusters”. The Astronomical Journal 140 (6): 1830–1837. arXiv:1008.2755. Bibcode:2010AJ....140.1830G. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1830. 
  2. ↑ 가 나 van de Ven, G.; van den Bosch, R. C. E.; Verolme, E. K.; de Zeeuw, P. T. (January II 2006). “The dynamical distance and intrinsic structure of the globular cluster ω Centauri”. 《Astronomy and Astrophysics》 445 (2): 513–543. arXiv:astro-ph/0509228. Bibcode:2006A&A...445..513V. doi:10.1051/0004-6361:20053061. best-fit dynamical distance D=4.8±0.3 kpc ... consistent with the canonical value 5.0±0.2 kpc obtained by photometric methods 
  3. ↑ Skiff, Brian A. (1999년 5월 2일), “Observational Data for Galactic Globular Clusters”, 《The NGC/IC Project》, 2019년 3월 22일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2013년 8월 13일에 확인함. 
  4. ↑ 가 나 D'Souza, Richard; Rix, Hans-Walter (March 2013). “Mass estimates from stellar proper motions: the mass of ω Centauri”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 429 (3): 1887–1901. arXiv:1211.4399. Bibcode:2013MNRAS.429.1887D. doi:10.1093/mnras/sts426. 
  5. ↑ distance × sin( diameter_angle / 2 ), using distance of 5kpc and angle 36.3', = 86 ± 6 ly. radius
  6. ↑ 가 나 “SIMBAD Astronomical Database”. 《Results for NGC 5139》. 2006년 11월 16일에 확인함. 
  7. ↑ http://apod.nasa.gov/apod/ap100331.html
  8. ↑ Noyola, Eva; Gebhardt, Karl; Bergmann, Marcel (2008). “Gemini and Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate Mass Black Hole in omega Centauri”. 《The Astrophysical Journal》 676 (2): 1008. arXiv:0801.2782. Bibcode:2008ApJ...676.1008N. doi:10.1086/529002. 
  9. ↑ 가 나 O'Meara, Stephen James (2013). “Deep-Sky Companions: Southern Gems”. Cambridge University Press: 244. ISBN 1107015014. 
  10. ↑ Dunlop, J. (1828). “A catalogue of nebulae and clusters of stars in the southern hemisphere, observed at Parramatta in New South Wales”. 《Philosophical Transactions of the Royal Society》 118: 113–151. Bibcode:1828RSPT..118..113D. doi:10.1098/rstl.1828.0010.  Omega Centauri is listed as No. 440 on p. 136.
  11. ↑ Harrington, Phil (2013년 5월 1일), “Binocular Universe: Songs of the Deep South”, 《Cloudy Nights Telescope Reviews》, 2013년 8월 13일에 확인함. 
  12. ↑ “Black hole found in Omega Centauri”. ESA. 2008년 4월 2일. 2009년 11월 6일에 확인함. 
  13. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (1998년 3월 22일), “NGC 5139”, 《The Munich Astro Archive》, 2020년 6월 28일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2013년 8월 13일에 확인함. 
  14. ↑ 가 나 다 “Peering into the Core of a Globular Cluster”, 《Hubble Site news Center》, 2001년 10월 4일, 2013년 11월 5일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2013년 8월 13일에 확인함. 
  15. ↑ Merritt, David; Meylan, Georges; Mayor, Michel (September 1997). “The stellar dynamics of Omega Centauri”. The Astrophysical Journal 114: 1074–1086. arXiv:astro-ph/9612184. Bibcode:1997AJ....114.1074M. doi:10.1086/118538. 
  16. ↑ 가 나 Noyola, E.; Gebhardt, K.; Bergmann, M. (April 2008). “Gemini and Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in ω Centauri”. The Astrophysical Journal 676 (2): 1008–1015. arXiv:0801.2782. Bibcode:2008ApJ...676.1008N. doi:10.1086/529002. 
  17. ↑ Noyola, Eva; Christensen, Lars Lindberg; Villard, Ray; Michaud, Peter (2008년 4월 2일), 《Black hole found in enigmatic Omega Centauri》, ESA, 2013년 9월 1일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2013년 8월 13일에 확인함. 
  18. ↑ Anderson, J.; van der Marel, R. P. (February 2010). “New Limits on an Intermediate-Mass Black Hole in Omega Centauri. I. Hubble Space Telescope Photometry and Proper Motions”. The Astrophysical Journal 710 (2): 1032–1062. arXiv:0905.0627. Bibcode:2010ApJ...710.1032A. doi:10.1088/0004-637X/710/2/1032. 
  19. ↑ van der Marel, R. P.; Anderson, J. (February 2010). “New Limits on an Intermediate-Mass Black Hole in Omega Centauri. II. Dynamical Models”. 《The Astrophysical Journal》 710 (2): 1063–1088. arXiv:0905.0638. Bibcode:2010ApJ...710.1063V. doi:10.1088/0004-637X/710/2/1063. 
  20. ↑ “Backward star ain't from round here”. New Scientist. 2013년 8월 13일에 확인함. 
  21. ↑ Hughes, J. D.; Wallerstein, G. (December 1998). “Age and Metallicity Effects in Omega Centauri I: Stromgren Photometry”. Bulletin of the American Astronomical Society 30: 1348. Bibcode:1998AAS...193.6809H. 
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