삼각형자리 은하
삼각형자리 은하()는 지구에서 300만 광년 가량 떨어져 있는 삼각형자리에 위치한 나선 은하이다. 삼각형자리 은하는 메시에 천체 목록에 M33으로, 신판일반목록(NGC)에 NGC598로 등록되어 있고, 종종 별칭인 바람개비 은하(Pinwheel Galaxy)라고도 불린다. 참고로 해당 별칭은 메시에 101(바람개비 은하)의 이름과 같다.
삼각형자리 은하는 우리 은하와 안드로메다 은하를 포함하는 국부 은하군에 속해 있는 은하 중 3번째로 크고 무거운 은하이다. 또한 육안으로 볼 수 있는 가장 먼 심원천체(Deep Sky Object)이기도 하다.
삼각형자리 은하는 종종 비공식적으로 Steven Omeara같은 일부 아마추어 천문가나 몇몇 공공 기관에서 "바람개비 은하"라고 불린다. 그러나 SIMBAD 같은 천문학 전문 데이터베이스에 의하면, "바람개비 은하"(Pinwheel Galaxy)는 공식적으로 메시에 101(Messier 101)을 지칭하며, 그렇기에 많은 천문학 관련 인터넷 사이트에서도 바람개비 은하를 메시에 101로 인식한다.
광공해가 없는 매우 어두운 하늘이라면, 삼각형자리 은하를 육안으로 볼 수 있다. 삼각형자리 은하는 천체 망원경의 도움 없이 맨눈으로 볼 수 있는 가장 먼 심원천체 중 하나이다. 매우 흐릿하게 보이기 때문에, 가시성은 적은 양의 빛공해라도 심각하게 영향을 받는다. 그 범위는 매우 어두운 하늘에서 바로 볼 수 있는 것에서부터 시골이나 부도심의 하늘에서의 어려운 비껴보기까지이다. 그런 이유로 삼각형자리 은하는 보틀 척도(Bortle Dark-Sky Scale)에서 가장 중요한 심원천체 중 하나이다.
삼각형자리 은하는 아마도 지오반니 바티스타 오디에르나에 의해 1654년 이전에 발견되었을 것이라 추정된다. 그의 책 "De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus" ("혜성 궤도의 분류 및 하늘에서 볼 만한 천체에 대하여")에서, 그는 그 천체를 구름같은 모습이라 비유하고, 그 위치에 대해 '삼각형 부근에'(near the Triangle 'hinc inde') 있다는 표현을 썼다. 그는 아마도 삼각형자리 부근에 있는 또 하나의 삼각형이라 추정한 것으로 보인다. 그 천체의 겉보기 등급은 M33과 일치했고, 이에 따라 그가 수록한 천체는 삼각형자리 은하일 확률이 높다.
삼각형자리 은하는 1764년 8월 25일~26일에 프랑스의 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)에 의해 발견되었다. 해당 천체는 1771년 메시에 목록에 M33으로 등록되었다. 윌리엄 허셜(William Herschel)이 허셜 천체 목록이라는 400개 천체를 수록한 목록을 출간하기 전에, 그는 메시에가 발견한 대부분의 천체를 수록하지 않았다. 그러나 삼각형자리 은하는 예외적으로 1784년 9월 11일에 H V-17이라는 명칭으로 추가되었다.
허셜은 또한 삼각형자리 은하에 있는 가장 거대한 H II 영역(이온화된 수소를 포함한 발광 성운)을 H III.150이라는 이름으로 목록에 추가했다(삼각형자리 은하와는 별개의 것이다). 지구에서 보았을 때, NGC 604는 삼각형자리 은하의 중심핵으로부터 북동쪽에 위치해 있다. 이는 가장 큰 H II 영역 중 하나로, 반지름은 1,500광년에 육박하며 스펙트럼은 오리온 성운의 그것과 매우 비슷하다. 허셜은 나머지 3개의 H II 영역도 관측했다(NGC 588, 592 and 595).
또한 이것은 1850년 윌리엄 로스 백작에 의해 최초로 확인된 '나선 성운'(Spiral nebulae)이다. 1922년~1923년에, 존 샤를 던컨과 막스 울프가 이 '성운'에서 변광성을 발견했다. 에드윈 허블은 삼각형자리 은하에서 발견된 변광성 중 35개가 세페이드 변광성임을 1926년 보였고, 이에 따라 거리 추정이 가능해졌다.
그 결과, 삼각형자리 은하는 단지 우리 은하 내부에 위치해 있는 성운이라기보다는 서로 독립되어 있는 외부 은하임이 최종적으로 확인되었다.
지름이 대략 50ㅡ60,000광년인 삼각형자리 은하는 국부 은하군에서 3번째로 큰 은하이다. 또한 안드로메다 은하와 중력적으로 묶여 있을지도 모른다.(하단의 내용을 참조하라.) 삼각형자리 은하에는 약 400억 개의 항성이 있으며, 반면에 우리 은하에는 4,000억 개, 안드로메다 은하에는 1조 개가 있다.
삼각형자리 은하 원반의 질량은 대략 태양의 배 정도이고, 그 중에 성간 물질(성간 가스, 먼지 등)이 대략 태양의 배 정도를 차지한다. 이에 따라 모든 중입자들이 차지하는 질량은 태양의 10 배 정도로 보인다. 암흑 물질까지 고려하여 추정한 반지름과 질량은 대략 55,000광년, 태양의 배 정도로 추정된다.
삼각형자리 은하까지의 거리는 대략 238만 ~ 307만 광년으로 추정된다. 이에 따라 중간값은 약 273만 광년으로, 안드로메다 은하보다 약간 더 먼 은하이다(안드로메다 은하까지의 거리는 약 254만 광년). 거리 측정을 위해 최소 3가지 방법이 병행되었는데, 세페이드 변광성법으로 추정한 거리는 2004년 기준 277만 ± 13만 광년이다. 같은 해 점근거성가지법으로 추정한 거리는 259만 ± 8만 광년이었다.
2006년에는 해당 은하에서 식쌍성이 발견되었음이 발표되었다. 해당 식쌍성을 연구한 끝에 대략적인 항성의 크기와 밝기 및 표면온도를 알 수 있게 되었고, 절대 등급을 측정할 수 있게 되었다. 겉보기 등급과 절대 등급을 알면 해당 항성까지의 거리를 구할 수 있다. 발견된 식쌍성은 지구로부터 307만 ± 24만 광년 떨어져 있었다. 1987년부터 시작된 대략 102 가지의 거리 추정이 발간되었는데, 평균 거리 지수 24.69, 평균 거리는 288만 광년이었다.
삼각형자리 은하는 물 분자가 내는 천체물리학적 메이저가 있는 곳이다. 2005년 VLBA를 통해 삼각형자리 은하에 있는 서로 반대 방향에 위치한 2개의 물 분자 메이저를 관측한 결과, 처음으로 각운동량과 고유 회전을 추정할 수 있게 되었다. 우리 은하에 대한 상대 속도는 대략 이었는데, 이는 삼각형자리 은하가 안드로메다 은하쪽으로 이동하고 있으며 거대 은하의 위성 은하일수도 있다는 뜻이다. 2004년에는 삼각형자리 은하와 안드로메다 은하 간에 수소 가스 연결 흐림이 있다는 과학적 증거가 발표되었는데, 해당 발견은 2011년에 확인되었다. 두 은하 간의 거리가 100만 광년 미만이라는 점도 해당 가설을 지지한다.
물고기자리 왜소 은하는 국부 은하군에 위치한 왜소 은하인데, 지구로부터 202만 광년 떨어져 있다. 안드로메다 은하로부터 20°, 삼각형자리 은하로부터 11° 떨어져 있는데, 두 은하 간의 거리가 모두 91만 3천 광년이라는 점을 고려했을 때, 물고기자리 왜소 은하는 둘 중 하나의 위성 은하일 것으로 추정된다. 해당 은하는 은하핵의 지름이 483 광년이며 질량은 태양의 2670만 배이다.
프랑스의 천문학자 제라드 드 보클레르는 허블의 은하 분류를 개정하여, 삼각형자리 은하의 형태를 SA(s)cd로 분류했다. 접두사 "S"는 천문학에서, 은하핵을 중심으로 나선형 구조가 매우 잘 나타나 있는 은하인, 흔히들 나선 은하로 불리는 은하를 말한다. 다음, "A"는 은하핵에서 막대 구조가 있지만 매우 미미하거나 아예 없는 경우를 뜻한다. 그와 반대로 "SB"는 막대 나선 은하를 뜻하며, 우리 은하가 이에 속한다. 미국의 천문학자 앨런 샌디지는 "(s)"의 의미를 나선팔이 은하핵에서 직접 뻗어서 나타나는 경우라는 뜻으로 사용했다. 그와 반대로 "(r)"의 경우에는 은하 내부의 고리에서 나선팔이 나타나는 경우이다. 마지막으로 접미사 "cd"는 나선팔의 모습이 전체적으로 끝부분에서 열려 있음을 의미한다. "cd"는 보통 느슨하게 되어 있는 나선팔을 뜻한다.
삼각형자리 은하는 지구에서 봤을 때 지평면 기준 약 54˚ 기울어져 있고, 이 때문에 가스나 먼지에 가려져 있지 않은 상태에서 구조를 파악할 수 있게 해 준다. 삼각형자리 은하의 원반은 약 8천 파섹의 반지름을 가지고 있다. 이 은하 주변에도 은하 헤일로가 있을 것으로 보이지만, 은하핵에 팽대부(벌지; bulge)가 없다. 이는 이 은하가 지금까지 다른 어떤 은하와 상호작용하지 않았고, 흡수 활동도 하지 않았다는 뜻이며, 소형 회전 타원체 및 우리 은하 간의 조석력도 없다.
삼각형자리 은하는 보통의 나선 은하로 분류되어 있지만, 은하 형태의 분석 결과 은하핵 주변에 약한 막대 구조가 존재하는 것이 보여졌다. 은하핵의 반지름은 대략 800 파섹 가량으로 추정된다. 은하핵 주변에는 H II 영역이 있으며, 또한 강력한 X선원을 가지고 있는데, 에너지 방출량은 대략 초당