안드로메다 은하의 은하 구조

2005 년에 천문학자들은 케크 망원경을 이용하여 바깥으로 분사되고 뻗어 있는 작은 별을 관찰했는데, 그것들은 실제로 주 아스트롤라베의 일부였다. 이것은 안드로메다 은하의 나선판이 이전에 예상했던 것보다 3 배 더 크다는 것을 의미한다. 이 증거는 안드로메다 은하판이 지름이 22 만 광년이 넘는 거대한 아스트롤라베라는 것을 보여준다. 지름에 대한 초기 추정치는 70,000 ~ 65,438+020,000 광년입니다.

지구에 대한 은하의 경사도는 77 도 (측면에서 직접 90 도) 로 추정되며, 은하 횡단면은 평면이 아닌 글자 S 의 모양과 같습니다. 이 모양 왜곡의 한 가지 가능한 원인은 M3 1 근처와 위성 은하 중력의 상호 작용이다. 분광기의 관측은 은하가 코어에서 다른 반지름에서 회전하는 속도에 대한 상세한 측정을 제공한다. 코어 근처 지역에서는 회전 속도가 최고 225km/s (140mph) 에 이릅니다. 반경 1, 300 광년, 7000 광년 최저 50km/초 (3 1 마일/시간) 로 떨어지기 시작했다. 그런 다음 속도가 꾸준히 상승하여 반경 33000 광년 지점에서 최고 250 km/s (155 mph) 에 도달합니다. 이 거리를 넘으면 8 만 광년 지점에서 속도가 천천히 200 km/s (124 mph) 로 떨어집니다. 이러한 속도 측정 결과, 코어에 집중된 질량은 약 6×109M ◨, 총 질량은 선형적으로 45,000 광년의 반경으로 증가한 다음 반경이 증가함에 따라 점차 느려지는 것으로 나타났다.

안드로메다 은하의 회전 팔은 일련의 이온화 수소 지역을 확장하는데, 버드는 그것을 일련의 진주로 묘사했다. 그것들은 서로 꼭 얽혀 있는 것처럼 보이지만, 우리 은하에서는 아주 멀리 떨어져 있다. 수정된 은하도는 나선은하 주위를 시계 방향으로 회전하는 회전팔이 있다는 것을 분명히 보여 줍니다. 약 1, 600 광년 떨어진 두 개의 연속 회전 팔이 코어에서 바깥쪽으로 드래그되며, 이들 사이의 가장 가까운 거리는 약 1.3 만 광년입니다. 나선형 패턴은 M32 와의 상호 작용 때문일 수 있습니다. 이러한 대체는 별의 중성 수소 구름을 통해 관찰할 수 있다.

1998 년 유럽우주국 적외선 우주 천문대의 영상에 따르면 안드로메다 은하의 전체 이미지가 고리형 은하로 전환될 수 있습니다. 안드로메다 은하의 가스와 먼지는 여러 개의 겹치는 고리를 형성하는데, 그중에서 가장 두드러진 고리는 코어로부터 32,000 광년 떨어진 반경 내에 있다. 이 고리는 차가운 먼지로 이루어져 있어 가시광선 이미지에서는 보이지 않는다.

좀 더 상세한 관측에 따르면, 안에 더 작은 먼지 고리가 있는데, 이는 200 만 년 전 M32 와의 상호 작용으로 인한 것으로 여겨진다. 시뮬레이션에 따르면 이 작은 은하는 극축을 따라 안드로메다 은하의 판면을 통과한다. 충돌은 작은 M32 에서 질량의 절반 이상을 벗겨내고 안드로메다 은하에서 고리 모양의 구조를 만듭니다.

M3 1 확장의 후광에 대한 연구에 따르면 일반적으로 은하계와 비교될 수 있으며, 우주의 별들도 빈금속으로 거리가 늘어나면서 더 가난해진다. 이 증거들은 이 두 은하가 비슷한 진화 노선을 따른다는 것을 보여준다. 지난 654 억 38+02 억년 동안 그들은 654.38+0-200 개의 저품질 은하를 삼켰을 것이다. M3 1 의 확장 후광 중의 별은 두 은하 간 거리의 3 분의 1 에 가까울 수 있다.