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안드로메다 은하 관측 역사
페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 항성에 관한 책 에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다. 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름(Little Cloud)으로 표시하였다. 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다. 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 약 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다. 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다. M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는데 도움을 준다. 또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다.
안드로메다 은하 초신성의 관측 역사
1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다. 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 첫 사진
M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리 은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선 성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘 못 생각하였다.
안드로메다 은하 시선 속도
태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다.
안드로메다 은하 섬 우주 가설
1917년, 미국의 천문학자 히버 커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했다. 그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을 더 발견하였다. 커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 +10등급은 어둡다고 기록하였다. 이를 통해 커티스는 M31 까지의 거리를 약 50만 광년(3.2×1010 AU)으로 추산할 수 있었는데, 때문에 그는 나선 성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬 우주"(island universe) 가설의 지지자가 되었다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 원반 질량의 변화
여기서 놀라운 점은 현재 안드로메다의 총 원반 질량은 4 X 1011 태양 질량이지만 불과 몇십 억 년 전까지만 하더라도 안드로메다 은하의 원반 질량은 현재보다 4배 적은 약 1,011 태양 질량 정도였을 것으로 추정된다는 것이다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 원반 질량의 변화의 이유
이 질량 차이는 약 20억년 전 M32p로 알려진 나선 은하와의 충돌로 인해 폭발적 항성 생성 사건이 발생해 기하급수적으로 질량이 증가하였기 때문이다.
안드로메다 은하 옛 논쟁
1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리 은하와 나선 성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러 이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리 은하의 티끌 성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리 은하 바깥 멀리 있음을 의미한다. 에드윈 허블은 1925년에 안드로메다 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운 까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리 은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리 은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다.
안드로메다 은하 은하 연구에서의 중요한 역할
M31은 가장 가까운 큰 은하(가장 가까운 은하는 아님)이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다. 그는 이들의 중원소 함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다. 이 명명법은 후에 우리 은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다.) 또한 바데는 세페이드 변광성에 두 가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31 까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들 까지의 거리 측정 방법이 배가되었다.
안드로메다 은하 전파 방출
안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다. (전파 천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파 천문학 연구 집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파 지도가 만들어졌다. 2C 전파 천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 행성 발견
2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다. 이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력 렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다.
안드로메다 은하 옛날의 거리 측정
안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다. 1990년대, 표준 적색거성과 적색군 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금화하는 데 이용되었다.
안드로메다 은하 형성 및 역사
2010년에 한 천문학자 연구 집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.
2012년 연구에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시 은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다.
안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이다. 그러한 격변적인 충돌로 안드로메다 은하의 (금속 풍부)헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다. 때문에 안드로메다 은하는 이 때부터 약 1억 년 간 발광 적외선 은하였을 것이다. 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐 지나간 적이 있다. 이 사건으로 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상 성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다.
안드로메다 은하 형성 및 역사
지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이다. 이 시기에 안드로메다 은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비 활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다. 그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다. 안드로메다 은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성 은하들은 서로 상호작용하고 있는데, 이러한 상호 작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다. M31의 중심에서 발견된 역 회전(counter-rotating) 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다.
안드로메다 은하 최근의 거리 추정
안드로메다 은하 까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다.
2003년의 적외선 표면 밝기 요동(I-SBF)과 2001년 프리드먼 등의 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2 등급/dex의 중원소 함량 정정을 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×1011 ± 3.8×109 AU)이다.
2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40 kpc)이다.
안드로메다 은하 식쌍성 발견
2005년, 스페인 국립 연구회(CSIC)의 이그나시 리바스와 그의 동료들은 안드로메다 은하에서 식쌍성의 발견을 발표하였다. M31 VJ00443799+4129236으로 명명된 이 식쌍성은 두 개의 밝고 뜨거운 O형 및 B형의 청색 항성으로 이루어져 있다. 천문학자들은 약 3.54969 일에 한 번씩 발생하는 별의 식에 관한 연구를 통해서 이들의 크기를 측정할 수 있었다. 별의 크기와 온도를 알고 있다면 이들의 절대 등급을 구할 수 있다. 그리고 겉보기 등급(관측을 통해 이루어짐)과 절대 등급을 알고 있다면, 그 별 까지의 거리를 측정할 수 있다. 이러한 방법을 통해 측정된 별과의 거리는 252 ± 14만 광년(1.594 ×1011 ± 8.9 × 109 AU)이며 안드로메다 은하 자체는 대략 250만 광년(1.6 × 1011 AU) 거리로 추정된다. 이렇게 새로이 측정된 값은 세페이드 변광성에 기반한 이전의 거리 값과 정확히 일치한다.
안드로메다 은하 식쌍성을 이용한 거리 측정
안드로메다 은하는 거리 측정에 적색거성가지의 첨단부(TRGB) 기법을 사용할 수 있을 정도로 가까운데, 2005년에 이를 통해 측정된 은하 까지의 거리는 256±8만 광년(1.619×1011 ± 5.1×109 AU)이다.
모든 거리 측정 값을 종합하면, 안드로메다 은하 까지의 거리는 평균 254 ± 11만 광년(1.606 × 1011 ± 7.0 × 109 AU)이다. 그리고 측정된 시직경 4.96˚을 통해 삼각법의 활용으로 얻을 수 있는 안드로메다 은하의 장축은 220 ± 3 kly(67,450 ± 920 pc)이다.
안드로메다 은하 헤일로 질량
암흑물질을 포함한 안드로메다 은하의 헤일로에 관한 질량 측정은 대략 1.5 × 1012 M☉(또는 약 1.5조 태양질량)이라는 값을 산출하였다. 이에 비해 우리 은하의 질량은 8 × 1011 M☉이다. 이는 안드로메다 은하가 우리 은하와 질량이 거의 같아 보인다는 이전의 측정과는 상반된다. 그렇지만 안드로메다 은하의 은하구가 실제로 우리 은하보다 더 높은 항성 밀도를 가지고 있으며, 은하의 항성 원반은 우리 은하의 것보다 약 두 배에 해당하는 크기를 가지고 있다. 안드로메다 은하의 총 항성들의 질량은 약 1.1 × 1011에서 1.5 × 1011 M☉으로 추정되는데, (즉 우리 은하의 항성 질량보다 두 배 정도로 무겁다) 다른 측정에 따르면 그 질량의 약 30%가 중심의 팽대부에 있으며, 56%는 원반, 그 나머지 14%는 헤일로에 있다.
안드로메다 은하 성간 매질
안드로메다 은하의 성간 매질은 중성 수소의 형태로 적어도 약 7.2 × 109 M☉, 수소 분자 형태(가장 안쪽에서 10 킬로파섹 이내에)로 최소 3.4 × 108 M☉, 티끌의 형태로 5.4 × 107 M☉으로 이루어져 있다.
안드로메다 은하 헤일로
2015년에 발표된 허블 우주 망원경의 도움을 통해 진행된 연구에서는 안드로메다 은하를 감싸는 뜨거운 기체로 이루어진 거대하고 무거운 은하 헤일로를 발견하였다. 이 헤일로는 안드로메다 은하 그 자체에 있는 별의 질량의 절반을 포함하는 것으로 추정된다. 2015년 5월 7일 기준으로, 이 헤일로는 이전에 측정된 값보다 대략 여섯 배는 크며 1,000배는 무겁다. 거의 보이지 않는 이 헤일로는 주인 은하인 안드로메다 은하로부터 약 백 만 광년까지 뻗어있다. 이는 우리 은하까지 거리의 절반에 해당한다. 은하에 관한 모의실험들은 이 헤일로가 안드로메다 은하와 동시에 형성되었음을 시사한다. 헤일로에는 초신성을 통해 형성된, 수소 및 헬륨보다 무거운 원소들이 풍부하며, 그 본질은 색등급도의 녹색 협곡(Green Valley)에 위치한 은하로 예측된다.(아래 참고) 안드로메다 은하의 항성 원반에서 발생하는 초신성은 은하 바깥 공간으로 중원소를 방출한다. 안드로메다 은하의 일생 동안, 중원소의 거의 절반이 초신성에 의해 만들어져 직경 20만 광년의 항성 원반 바깥으로 방출되었다.
안드로메다 은하 우리 은하와의 항성 수 비교
안드로메다 은하는 우리 은하보다 훨씬 더 많은 별들을 가지고 있는 것으로 보인다.
안드로메다 은하 항성들의 종족 및 나이
이들은 대개 연령이 7×109년 이상인 늙은 별이며, 추정되는 안드로메다 은하의 광도는 ~2.6×1010 L☉이다.
안드로메다 은하 항성들의 광도 측정
안드로메다 은하의 항성들의 광도는 우리 은하의 광도보다 약 25% 크다.
안드로메다 은하 항성들의 광도 측정의 어려움
지구에서 보았을 때 안드로메다 은하의 높은 경사와 자체(별)의 빛을 흡수하는 은하의 성간 티끌로 인해 실제 밝기를 측정하기가 어렵다.
안드로메다 은하 절대 등급
다른 연구자들이 안드로메다 은하의 광도에 관해 각자 다른 값을 산출하기도 하였는데, 이들에 따르면, 안드로메다 은하는 우리 은하의 반경 10 메가파섹 이내에서 솜브레로 은하 다음, 즉 두 번째로 밝은 은하라고 한다. 여기서 추산된 은하의 절대 등급은 -22.21 등급 또는 그에 가깝다.
2010년에 스피처 우주 망원경의 도움으로 이루어진 측정에서는 안드로메다 은하의 절대 등급(청색 대역)이 -20.89 등급(+0.63의 색지수를 갖고 있으므로 가시 절대 등급은 -21.52 등급, 참고로 우리 은하는 -20.9 등급)이다. 모든 대역에서 안드로메다 은하의 총 광도는 3.64×1010 L☉임을 시사하였다.
안드로메다 은하 항성 생성률
우리 은하의 별 형성률이 연간 약 3~5 태양질량인데 비해, 안드로메다 은하는 연간 약 1 태양질량으로 우리 은하보다 훨씬 낮다. 우리 은하의 초신성 발생률 또한 안드로메다 은하의 값보다 두 배나 크다. 이는 안드로메다 은하가 이전에 대규모의 별의 형성 단계를 한 번 겪은 적이 있었으나 현재는 우리은하가 더 활동적인 별의 형성 단계를 겪고 있는 것에 비해서 거의 정적에 가까운 단계임을 시사한다. 이런 상태가 계속되면 안드로메다 은하의 광도는 우리 은하의 광도에 따라잡히게 된다.
안드로메다 은하 항성 생성률
최근의 연구에 따르면 안드로메다 은하는 우리 은하처럼 은하의 색등급도에서 녹색협곡(green valley)으로 알려진, 청색구름(blue cloud)에서 적색렬(red sequence)으로의 전이 과정에 있는 은하들이 위치한 영역에 있다고 한다. 여기서 청색구름은 별의 형성 활동이 활발한 은하의 분류군, 적색렬은 별의 형성 활동이 부족한 은하의 분류군을 일컫는다. 녹색협곡 은하에서의 별의 형성 활동은 성간매질의 별 형성 기체를 거의 다 소진했기 때문에 느리다. 이와 유사한 특성을 가진 은하 모의 실험에 따르면, 별의 형성은 예측되는 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌로 인해 별 형성률이 짧은 기간 동안 증가하다가 현재로부터 약 50억 년 이내에 끝날 것이라고 한다.
안드로메다 은하 보클레르-샌디지의 확장 분류 체계에서의 형태
가시광선 대역에서의 관측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선 은하에 관한 드 보클레르-샌디지의 확장 분류 체계에서 SA(s)b형 은하로 분류된다. 그러나 2MASS 탐사에서의 자료는 안드로메다 은하의 팽대부가 상자 모양의 외양을 가진다는 것을 보여주는데, 이는 은하가 실제로 우리 은하와 같은 막대나선은하이며, 안드로메다 은하의 막대가 은하의 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 암시한다.
안드로메다 은하 항성 구조
2005년에 천문학자들은 켁 망원경을 이용하여 은하에서 바깥으로 뻗어나가는 미약한 항성 구조가 실제로 주 원반 자체의 일부임을 보여주었다. 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반의 직경이 이전에 측정된 직경보다 세 배나 더 크다는 사실을 의미한다. 이렇게 거대한 항성 원반은 은하의 직경이 22만 광년(67 kpc)이라는 증거가 된다. 안드로메다 은하의 크기에 관한 예전의 측정값은 7만 광년에서 12만 광년(21 ~ 37 kpc) 범위에 이르렀다.
안드로메다 은하 지구에 대한 경사각
은하는 지구에 대해 77˚의 경사를 가진 것으로 추정된다. 여기서 90˚의 경사각에 있는 은하는 가장 자리만을 보게 된다. 은하의 단면 형상에 관한 연구에서 안드로메다 은하는 단순한 평탄한 원반이 아니라 S자로 구부러진 모양임을 보여준다. 그러한 굽힘의 이유로는 아마 안드로메다 은하 주변 위성 은하와의 중력 상호 작용 때문일 것이다. 삼각형자리 은하 또한 안드로메다 은하의 나선팔의 굽힘에 어느 정도 원인이 될 것으로 여겨지는데, 더 정밀한 거리 및 시선속도에 관한 연구가 필요하다.
안드로메다 은하 회전 속도
안드로메다 은하에 관한 분광학적 연구들을 통해 안드로메다 은하의 중심핵으로부터 반경 거리에 따른 회전 속도에 관한 상세한 측정이 이루어졌다. 회전 속도는 중심핵으로부터 약 1,300 광년(8,200만 AU) 지점에서 초속 약 225 킬로미터(140 mi/s)로 최대값을 가지며, 최소값은 중심핵으로부터 7,000 광년(4억 4천만 AU) 지점에서 초당 약 50 킬로미터로 추정된다. 그 이후부터 회전속도는 중심 반경 약 33,000 광년(2.1×109 AU) 지점까지 상승하여, 250 km/s(160 mi/s)에서 정점을 이룬다. 그 이상의 거리에서 속도는 점차 감소하여 반경 80,000 광년(5.1×109 AU) 지점에서는 약 200 km/s(120 mi/s)에 이른다. 이러한 속도 측정은 중심핵에 약 6×109 M☉이 집중되어 있음을 시사한다. 은하의 총질량은 45,000 광년(2.8×109 AU)까지 선형적으로 증가하는데, 그 이후에서는 더 완만하게 증가한다.
안드로메다 은하 나선팔 H II 영역의 연구
안드로메다 은하의 나선팔은 연속적인 H II 영역을 보여주는데, 발터 바데에 의해 처음으로 상세하게 연구되었다. 바데는 이를 "실에 꿰인 구슬"과 같다고 묘사하였다.
안드로메다 은하 발터 바데에 의한 나선팔 연구
그의 연구는 꽉 감긴 것처럼 보이지만, 우리 은하의 것보다는 좀 더 느슨하게 감긴 두 개의 나선팔을 보여주었다. 각 나선팔이 안드로메다 은하의 장축을 교차하는, 그러한 나선 구조에 관해 그는 다음과 같이 기술하였다.§pp1062§pp92
안드로메다 은하가 거의 가장자리만 보이기 때문에 은하의 나선 구조에 관한 연구는 어려운 편이다. 사진 상으로는 앞에서 언급한 것과 같이 시계 방향으로, 중심으로부터 대략 1,600 광년(1억 AU) 거리에서 시작하여 최소 약 13,000 광년(8억 2천만 AU)까지 뻗어 있는 독립된 두 나선팔이 감긴 정상나선은하가 보이지만, 안드로메다 은하가 단일 나선팔 구조로 되어 있거나, 길다란 필라멘트형의 양털나선 구조, 얇은 나선구조와 같은 다른 대안적인 나선 구조를 갖고 있다는 연구들이 발표되어 왔다.
안드로메다 은하 나선 구조 왜곡의 원인
나선 구조의 왜곡에 관한 가장 신빙성 있는 이유로는 위성은하인 메시에 32와 메시에 110과의 상호작용이다. 이것은 별들에 대한 중성수소 구름의 변위를 통해 확인할 수 있다.
안드로메다 은하 고리 은하 형태로의 진화
1998년, 유럽 우주국의 적외선 우주 관측선이 촬영한 사진에서 안드로메다 은하의 전반적인 형태가 고리 은하의 형태로 전이하고 있음을 보여주었다. 안드로메다 은하 속의 기체 및 티끌은 보통 여러 개의 겹쳐진 고리 구조를 이루는데, 그 중 특히 뚜렷한 고리 구조는 중심핵으로부터 반경 32,000 광년(2.0×109 AU) 거리에 있는 것이다. 이 고리에는 일부 천문학자들을 통해 "불의 고리"(ring of fire)라는 별명이 붙여졌다. 이 고리는 가시광선 영역에서 은하를 관찰했을 때 보이지 않는데, 그 이유는 고리가 주로 차가운 티끌과 수많은 별 형성 영역으로 이루어져 있기 때문이다.
안드로메다 은하 분할된 나선 구조
스피처 우주 망원경의 도움을 통한 이후의 연구에서는 적외선 영역에서 안드로메다 은하의 나선 구조가 중심 막대에서 시작하여 앞에서 언급한 거대한 고리 너머에서도 계속 이어지는 두 개의 나선팔로 어떻게 구성되어 보이는지를 보여준다. 그러나 이러한 나선팔들은 실제로 연속적이지 않으며 분할된 구조라고 한다.
안드로메다 은하 메시에 32와의 상호 작용
같은 스피처 우주 망원경을 이용한 안드로메다 은하의 안쪽 영역에 관한 조사 역시 작은 티끌 고리 구조를 보여주었는데, 이것은 2억 년 또는 그보다 더 이전부터 시작된 메시에 32와의 상호 작용으로 인해 형성되어온 것으로 추정된다. 이에 관한 모의실험들은 작은 은하가 안드로메다 은하의 후극축(latter's polar axis)을 따라 은하 원반을 관통하였음을 보여준다. 이 충돌로 인해 메시에 32은 절반 이상의 질량을 상실하였으며 안드로메다 은하에 고리 구조가 형성되었다. 무게중심으로부터 편차를 갖는 새로이 발견된 안쪽의 고리형 구조를 포함한, 안드로메다 은하에서 나타나는 길고 거대한 기체 고리의 동시 존재는 위성 은하인 메시에 32와 거의 정면으로 충돌했다는 수레바퀴 근접(Cartwhell encounter)의 중간형임을 암시한다.
안드로메다 은하 헤일로 항성
안드로메다 은하의 거대한 헤일로에 관한 연구는 은하 헤일로가 우리 은하의 헤일로와 거의 같음을 보여주는데, 헤일로에 있는 별들은 일반적으로 "금속 부족성"이며, 먼 거리에서 점점 더 멀어지고 있다. 이것은 두 은하가 유사한 진화적 경로를 따랐음을 시사한다. 이 둘은 지난 120억 년 간 대략 100개에서 200개 사이의 저질량 은하들을 강착하여 소화하였을 것으로 여겨진다. 안드로메다 은하와 우리 은하의 헤일로에 있는 별들의 분포는 두 은하 사이의 거리의 대략 3분의 1까지 뻗쳐있다.
안드로메다 은하 이중 은하핵의 구조
안드로메다 은하의 중심부에는 밀집 성단이 위치한 것으로 알려져 있다. 대형 망원경으로 은하를 관찰할 때 무정형의 팽대부에서 보이는 항성 상은 이 밀집 성단에 의한 것이다. 은하핵의 광도는 매우 밝은 구상 성단의 광도보다 훨씬 크다.
안드로메다 은하 이중 은하핵의 관측 역사
1991년, 토드 R. 라우어는 허블 우주 망원경의 WFPC 카메라를 이용하여 안드로메다 은하의 내부에 있는 은하핵을 촬영하였다. 은하핵은 1.5 파섹(4.9 광년) 이내에서 두 개의 집중 분포로 나뉜다. P1으로 명명된 밝은 집중 분포는 은하의 중심으로부터 편중되어 있다. 그보다 어두운 집중 분포 P2는 은하의 진 중심과 맞아 떨어지며, 1993년에 3~5×107 M☉으로, 2005년에는 1.1~2.3×108 M☉으로 측정된 초대질량 블랙홀을 포함하고 있다.
안드로메다 은하 이중 은하핵 주변 물질의 속도 분산
그 주변 물질의 속도 분산은 ≈ 160 km/s로 측정되었다.
안드로메다 은하 밀집 원반
관측된 이중 은하핵에 관해 스코트 트레마인은 P1의 실체가 항성 원반이라면 중심 블랙홀 주변을 편심 궤도로 돌고 있을 것이라고 설명하였다. (큰)궤도 이심률이 궤도 원점에서 궤도 운동을 하는 별들을 오래 머물게 만들면서 그 지점에서 수많은 별들의 집중 분포가 형성된다. P2 또한 분광형 A형의 뜨거운 별들로 이루어진 밀집 원반을 갖고 있다. A형 별은 적색형 필터에서 눈에 띄지 않지만, 청색 및 자외선 필터에서는 이들이 은하핵에서 가장 눈에 띄기 때문에 P1보다 P2가 더 뚜렷하게 보이게 된다.
안드로메다 은하 이중 은하핵의 원인
발견 초기에 이중 은하핵의 밝은 부분이 안드로메다 은하에 의해 "잡아먹힌" 작은 은하의 잔재일 것이라고 가설화되었으나, 현재는 더 이상 신빙성 있는 설명으로 간주되지 않는다. 그 이유는 그러한 은하핵이 중심 블랙홀에 의한 조석 파괴로 인해 극도로 짧은 수명을 갖기 때문이다. 이것은 P1이 P1 자체를 안정화 시킬 수 있는 자체의 블랙홀을 가지고 있음으로써 부분적으로 해결할 수 있지만, P1 속의 별의 분포는 그 중심에 블랙홀이 없음을 암시한다.
안드로메다 은하 엑스선 관측의 역사
1968년까지, 겉보기에 안드로메다 은하로부터 탐지된 엑스선은 없었다. 1970년 10월 20일, 안드로메다 은하에서 오는 약한 엑스선을 관측할 수 있는 기구를 탑재한 풍선 비행이 이루어졌다.
안드로메다 은하 엑스선 광원의 후보 천체
ESA의 XMM-뉴턴 우주 망원경을 통해 안드로메다 은하에서 다중 엑스선 광원이 관측되어 왔다. 이에 관해 로빈 바너드 등은 이들이 블랙홀 또는 중성자별 후보일 것이라고 주장하였다. 이들은 유입 기체를 수 백만 켈빈으로 가열하여 엑스선을 방출하게 만든다. 중성자별의 스펙트럼은 블랙홀로 추정되는 것과 동일하지만, 추정 질량을 통해 구분할 수 있다.
안드로메다 은하 구상 성단
안드로메다 은하에 속박된 구상 성단으로, 460여개의 구상 성단이 있다.
안드로메다 은하 폭발적 항성 생성의 원인
이렇게나 폭발적인 별 형성은 초신성 폭발, 초거품 붕괴 등의 일반적인 국지적 성운의 형성 요인이 아니라 대규모 성운의 형성 요인인 원반 규모의 가스 불안정화, 특히 고리 구조간 충돌에서 유발되었을 가능성이 높다고 점쳐지고 있다.
안드로메다 은하 2개로 갈라진 고리 구조
NGC 206이 위치해 있는 10 Kpc 고리의 왼쪽 지역을 보면 고리 구조가 2개로 갈라져 있는 것이 확인되는데, 이 교차점의 남쪽 지역에 NGC 206이 위치해 있다.
안드로메다 은하 성협의 폭발적 항성 생성의 원인
따라서 논문에서는 NGC 206이 약 3,000만 년 전 두 고리 구조 간 충돌로 인해 촉발된 별 형성으로 인해 형성되었다.
안드로메다 은하 성협의 마지막 폭발적 항성 생성의 시기
성협의 마지막 폭발적 항성 형성 활동은 약 1,000만 년 전에 발생되었을 것으로 결론내렸다.
안드로메다 은하 성협의 마지막 별 형성 활동
이러한 별 형성 활동의 흔적은 NGC 206의 북쪽에 간신히 남아 있는 성운 구조에서 확인할 수 있다.
안드로메다 은하 무거운 구상 성단
이들 중 가장 무거운 성단은 일 구상 성단(Globular One)으로 명명된 메이올 II로 확인되었는데, 국부 은하군에 있는 은하의 구상 성단 중에서 가장 밝다. 성단은 수 백만 개의 별들을 포함하며, 우리 은하에서 가장 밝은 구상 성단인 센타우루스자리 오메가의 밝기의 두 배에 해당한다. 1 구상 성단(또는 G1)은 수 백만 개의 항성을 갖고 있는 만큼 평범한 구상 성단에 비해 매우 무겁다. 그 때문에, 일부는 G1을 먼 과거에 안드로메다 은하에 흡수된 왜소 은하의 핵으로 간주하기도 한다. 가장 큰 표면 밝기를 가진 구상 성단은 안드로메다 은하의 남서부 나선팔의 동부 중간에 위치한 G76이다. 037-B327으로 명명된 또 다른 무거운 구상 성단이 2006년에 발견되었는데, 이 성단은 안드로메다 은하의 성간 티끌로 인해 크게 적색화 되었는데, G1보다 더욱 무거울 것으로 여겨지며, 따라서 국부 은하군에서 가장 거대한 성단으로 여겨졌다. 그러나 다른 연구에 따르면 이 성단이 실제로 G1의 물리량과 비슷하다고 한다.
안드로메다 은하 구상 성단의 전반적인 연령
안드로메다 은하의 구상 성단은 그 자체가 은하의 연령만큼 늙은 성단부터 수 백만 년에서 50억 년 사이의 연령대의 매우 어린 항성계까지 다양한데, 상대적으로 작은 연령 분산(범위)을 보이는 우리 은하의 구상 성단에 비해 훨씬 큰 연령 범위를 갖고 있다.
안드로메다 은하 새로운 형태의 초밀집 구상성단
2005년에는 천문학자들이 안드로메다 은하에서 전적으로 새로운 유형의 성단을 발견하였다. 새로이 발견된 성단은 수 십만 개의 별들을 포함하고 있는데, 구상 성단에서 볼 수 있는 별들의 수와 비슷하다. 구상 성단과 차이를 보이는 점은, 이것이 폭 수백 광년으로 구상 성단보다 훨씬 크며 그에 따라 밀도가 구상 성단보다 수백 배나 작다는 것이다. 따라서 별들 사이의 거리는 구상 성단의 경우보다 이들의 경우가 훨씬 크다.
안드로메다 은하 퀘이사의 발견 및 관측 역사
2012년에는 작은 블랙홀이 전파 폭발을 일으키는 미세 퀘이사(microquasar)가 안드로메다 은하에서 발견되었다. 원형 블랙홀은 은하 중심 근처에 위치하며 질량이 약 10 M☉이다. ESA의 XMM-뉴턴 탐사선을 통해 얻은 자료를 통홰 발견되었으며, NASA의 스위프트 및 찬드라, 초거대 배열, 초장기선 배열을 통해 자주 관측되는 이 미세 퀘이사는 안드로메다 은하에서 처음으로 발견된 미세 퀘이사이며, 우리 은하 외부에서 처음으로 발견된 미세 퀘이사이기도 하다.
안드로메다 은하 가장 활발한 별 형성 지역의 분포
현재 안드로메다 은하에서 가장 활발한 별 형성 지역은 10Kpc 고리 오른쪽 지역에 대부분 밀집되어 있으며, 수소알파선 관측에서 성운 구조가 나선팔을 따라 연속적으로 연결되어 있음이 확인되었다.
안드로메다 은하 가장 활발한 별 형성 지역
이 중에서 가장 밝고 거대한 지역은 K403 지역으로 가시광선 파장에서 확인되는 성운의 크기는 최대 1,000 광년에 달한다.
안드로메다 은하 그 외의 중요한 별 형성 지역 및 구조
K403 말고도 안드로메다 은하에서 식별되는 주요 성운 구조는 K442, K703, BA1-360등이 존재하며 이외에도 수 천개 이상의 크고 작은 발광 성운들이 안드로메다 은하 내부에서 식별되었다.
안드로메다 은하 위성 은하
안드로메다 은하는 우리 은하처럼 위성 은하를 가지고 있는데, 20개 이상의 왜소 은하가 안드로메다 은하의 위성 은하인 것으로 알려져 있다. 가장 유명하고 손쉽게 관측되는 위성 은하는 M32와 M110이다. 현재의 관측 자료들에 따르면 M32는 과거에 M31(안드로메다 은하)와 근접 통과를 겪은 적이 있는 것으로 추정된다. M32는 이전에는 M31에 의해 항성 원반이 파괴되면서 비교적 최근까지 중심핵 영역에서 폭발적인 별의 형성이 일어났던 더 큰 은하였을 것으로 여겨진다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하의 성류
M110 또한 M31과 상호 작용하는 것으로 보이는데, 천문학자들은 M31의 헤일로에서 금속 풍부성으로 이루어진 성류를 발견하였다. 이것은 위성 은하의 박리로 인해 형성된 것으로 여겨진다.
안드로메다 은하 메시에 110의 먼지대의 원인
M110은 먼지대를 포함하고 있는데, 이는 최근에 별의 형성이 있었거나 현재 그것이 계속 진행되고 있음을 시사한다.
안드로메다 은하 새롭게 발견된 상호 작용 형태
2006년에는 아홉 개의 은하가 각각의 상호 작용으로부터 예측된 무작위한 배열이 아니라, 안드로메다 은하의 핵을 가로지르는 면을 따라 배열되어 있음이 발견되었다. 이것은 위성은하들이 동일한 조석 기원을 갖는다는 사실을 암시한다.
안드로메다 은하 우리 은하와의 충돌
안드로메다 은하는 초당 약 110 킬로미터(68 mi/s)의 속도로 우리 은하에 가까워지고 있다.이 현상과 속도가 지속된다면, 약 40억 년 후에는 100% 충돌될 것으로 보인다.
안드로메다 은하 우리 은하에 대한 접근 속도
태양에 대한 접근 속도는 초당 약 300 킬로미터(190 mi/s)로 측정되어 왔는데, 이는 태양이 우리 은하의 중심을 약 225 km/s의 속도로 공전하고 있기 때문이다. 그러한 접근 속도로 인해 안드로메다 은하는 관측되는 은하 중 몇 안되는 청색편이 은하이다.
안드로메다 은하 우리 은하와의 정면 충돌
우리 은하에 대해 예측되는 안드로메다 은하의 접선속도는 접근 속도보다 훨씬 작기 때문에 우리 은하와 안드로메다 은하는 약 40억 년 후에 거의 정면으로 충돌할 것으로 예측된다. 충돌에 따른 결과로 두 은하는 병합하여 하나의 거대타원은하 또는 거대한 원반은하가 될 것이다. 이러한 사건은 은하군의 은하 중에서 흔한 편이다. 두 은하의 충돌로 인한 지구와 태양계의 운명은 현재 확실하지 않다.
안드로메다 은하 안드로메다 은하와의 정면 충돌과 태양계의 운명
두 은하가 병합하기 전에 태양계가 우리 은하에서 방출되거나 안드로메다 은하에 편입될 것이라는 낮은 가능성도 있다.
안드로메다 은하 찾는 방법
1. 가을철 사각형을 이루는 페가수스자리의 북동쪽 꼭짓점이자 안드로메다자리 알파(α)인 알페라츠를 찾는다.
2. 알페라츠에서 북동쪽으로 뻗어나가는 두 개의 이등성 중 첫 번째인 미라크를 찾는다.
3. 미라크에서 북서쪽으로 +4 등성인 안드로메다자리 뮤(μ)가 있다. 이 둘 사이의 거리만큼 뮤의 북서쪽으로 연장하면 그 자리에 안드로메다 은하가 자리하고 있다.
국부 은하군
국부 은하군(Local Group) 은 우리 은하가 포함된 은하군으로, 안드로메다 은하를 포함한 크고 작은 50여개 이상의 크고 작은 은하로 이루어져 있다. 지름 약 500만 광년으로, 우리 은하 뿐만 아니라 안드로메다 은하도 속해있다.
달세계 여행
《달세계 여행》(프랑스어: Le Voyage dans la lune, 영어: A Trip to the Moon)은 쥘 베른의 소설 《지구에서 달까지》를 각색해서 만든, 조르주 멜리에스 감독의 1902년작 흑백 무성 영화이다. 초당 16프레임에 총 길이는 14분이다.
최초의 과학 영화이며, 당대의 혁신적인 특수 효과로 유명하다. 달의 눈에 로켓이 착륙하는 장면은 알려진 스톱 모션 기법으로 만들어진 영상 가운데 최초인 것이다.
빌리지 보이스(The Village Voice)가 선정한 20세기 100대 영화 가운데 하나로 선정되었으며 순위는 84위를 기록했다.
달세계 여행 줄거리
남북전쟁이 끝난 후 남아도는 대포를 처리하는 방법을 연구하다가 큰 대포를 만들어 안에다가 사람을 태운 우주선을 집어 넣고 달로 쏘아 올리기로 결정한다. 사람들에게 환송을 받으며 천문학자를 태운 로켓이 대포로 발사되고 곧 로켓은 달에 착륙한다. 천문학자는 달에 도착하자마자 잠을 자고, 일어나고 나서 동굴로 가자 거대한 버섯을 발견한다. 한 천문학자가 우산을 펼치자 곧바로 버섯으로 변해 버린다. 이때 외계인이 나타나지만 천문학자는 이를 쉽게 죽인다. 곧 더 많은 외계인이 나타나서 천문학자들은 둘러싸이게 되고, 외계인은 그들을 잡아 우두머리에게 데리고 간다. 천문학자들이 우두머리를 죽이고 도망친다. 다섯 명이 비행선 안으로 들어가고 나머지 한 명은 절벽에 걸친 비행선에 달린 로프에 매달려 비행선을 우주로 떨어뜨린다. 우주선은 지구로 떨어져 바다에 빠진다. 천문학자들은 구조되어 큰 환대를 받는다.
센카쿠 열도
센카쿠 열도(尖閣諸島 (せんかくしょとう), 문화어: 셍까꾸제도) 또는 댜오위다오(중국어 간체자: 钓鱼岛, 병음: Diàoyúdǎo)는 동중국해 남서부에 위치한 다섯 개의 무인도와 세 개의 암초로 구성된 군도로, 대만과 류큐 열도 사이에 있다. 중국과 일본이 영유권을 주장하고 있으며, 현재 일본이 실효지배하고 있다.
센카쿠 열도 명칭
영어권에서는 1884년 영국 해군이 명명한 피너클 제도(Pinnacle Islands →뾰족한 섬들)라고 부르는데, 일본명인 센카쿠(尖閣 →첨각)라는 명칭은 여기서 유래하였다.
센카쿠 열도 지리
이 군도는 북위 25°58' ~ 25°41'45", 동경 123°27'45" ~ 124°41'30" 부근에 위치해 있다. 전체 면적은 7km2로, 현재는 모두 사람이 살지 않는 무인도이다.
가장 큰 섬은 일본명 우오쓰리섬 중국명 댜오위섬으로, 동서 약 3.5km, 남북 약 2km에 이르는 섬이다. 이 섬의 최고점은 해발 362m이다. 이 군도의 주요 섬과 암초는 다음과 같다.
주변 섬에 대한 센카쿠 열도의 상대 위치는 다음과 같다.
센카쿠 열도 역사
명나라 초기 영락(永樂) 원년(1403년)에 출판된 〈순풍상송(順風相送)〉이란 책에 '조어서'(釣魚嶼)란 이름으로 역사에 처음 등장하였고, 1863년에 작성된 세계지도(중국어 정체자: 皇朝一统舆地全图)에는 이 군도가 푸젠성(福建省)에 부속한 댜오위타이 군도(釣魚台群島)로 표시되어 있다.
1895년 청일 전쟁 와중에 일본 제국은 이 군도를 무주지(無主地)라며 일방적으로 자국 영토로 편입시켰다. 제2차 세계 대전이 끝나고 미국은 이 군도를 자국이 위임통치하는 류큐 열도의 관할 안에 두었고, 1972년 류큐 열도의 반환 이후 일본이 실효지배하고 있다. 그러나, 1969년 유엔의 아시아극동경제위원회에서 이 군도 부근 해역에 천연가스와 석유가 대규모로 매장되어 있다고 발표하면서 중국이 이 섬들과 암초들에 대한 영유권을 주장하며 분쟁 지역으로 급부상했다. 1996년 일본의 우익 단체가 우오쓰리섬에 등대를 세웠으며, 2005년부터 일본 정부는 이 등대를 지도에 실어 관리하고 있다. 2012년 7월, 일본이 이 군도를 국유화할 방침을 세우자 중국과 대만이 반발하고 있다.
센카쿠 열도 역사
이 군도는 1885년 오키나와에 살던 후쿠오카 현 출신 사업가 고가 다쓰시로(古賀辰四郞)가 발견한 뒤 일본 정부가 무주지(無主地)임을 확인하고 1895년 1월 14일 오키나와현에 정식 편입했다.
1896년, 코가 타츠시로 는 오키나와현으로부터 개척 허가를 받아 센카쿠 열도에서 알바트로스의 깃털 채취 등 사업을 시작하였다. 이 해에는 오키나와의 군제 시행에 따라 우오쓰리섬(魚釣島)과 쿠바지마(久場島)가 곧 야에야마군(八重山郡)에 편입되었으며, 기타코지마(北小島), 미나미코지마(南小島)와 함께 국유지로 지정되었다.
코가 타츠시로와 그의 아들 젠지(善次) 부자는 알바트로스의 깃털 채취, 구아노(해조분)의 채굴, 가쓰오 어업, 가쓰오부시 제조 등의 사업을 경영하였다. 1909년에는 전성기를 맞이하여 99가구, 248명이 생활하고 있었다.
샌프란시스코 강화조약으로 일본 정부가 대만과 펑후 제도(澎湖諸島)를 포기하였음에도 이 군도를 미국이 류큐 열도의 관할 안에 두고 통치한 것은 이 군도가 대만이 아닌 류큐 열도의 섬과 암초들이기 때문이다. 류큐 열도가 미국으로부터 반환될 때 이 섬들도 류큐 열도와 같이 반환되었으므로, 이 군도는 일본 영토이다.
센카쿠 열도 역사
1863년에 작성된 지도(皇朝一统舆地全图)에 이미 이 군도는 중국 푸젠성(福建省)에 부속한 댜오위타이 군도(釣魚台群島)로 표시되어 있던 중국 영토이다. 중국 영토였던 이 군도를 1895년 청일 전쟁 와중에 일본 제국이 무주지(無主地)라며 자국 영토로 강제편입시킨 것은 불법이며, 당연 무효다.
이 군도는 과거 푸젠성에 속했던 타이완성의 부속도서이다. 대만 반환 이후에도 미국이 이 군도를 중국측에 반환하지 않고 류큐 열도의 관할 안에 두고 통치한 것은 샌프란시스코 강화조약 회의에 중국이 초청받지 않은 상황에서 벌어진 일로, 중국측은 이 섬들에 대한 미국과 일본의 점거를 승인한 적이 없다.
일본이 이 군도를 센카쿠 제도라고 표기하기 시작한 것은 청일 전쟁이 종결된 이후이며, 그 이름 역시 1884년 영국 해군이 붙인 '피너클 제도'에서 본뜬 것이다. 군도 중 가장 큰 섬의 이름을 우오쓰리섬으로 한 것도 중국명 댜오위섬에서 본뜬 것이다.
센카쿠 열도 경제
센카쿠 열도 인근 해역에는 막대한 규모의 석유와 천연가스가 묻혀있는 것으로 추정된다. 동중국해에는 흑해 유전만큼 석유가 매장되어 있다고 알려져 있으며, 중국과 일본 양국이 다투고 있는 시라카바 가스전, 대한민국과 일본 양국이 다투고 있는 7광구가 모두 여기에 있다. 일본이 실효 지배 중인 이 군도의 앞바다에는 중국이 실효 지배 중인 시라카바 가스전이 위치해 있으며, 그 북쪽에는 대한민국과 일본이 다투는 7광구가 위치해 있다. 모두 단일한 유전으로 알려져 있어서 각국의 분쟁 대상이다.
오! 인천
《오! 인천》(영어: Inchon)은 1982년 테렌스 영이 감독한 미국의 전쟁 영화로, 인천 상륙 작전을 다루었다. 제작에 5년이 걸렸으며 4,410만 달러가 들어갔지만, 최악의 영화 가운데 하나라는 평을 받았다.
오! 인천 줄거리
이 영화는 1950년 9월 15일부터 19일까지 진행된 6.25 전쟁 중 전쟁의 전환점으로 여겨지는 인천 상륙 작전을 묘사한다. 영화의 주인공은 1950년 인천에서 미군의 기습적인 상륙작전을 이끈 더글러스 맥아더 장군이다. 영화의 서브플롯은 전쟁으로 인해 관계에 어려움을 겪는 한 미국인 부부를 다룬다.
'오! 인천'은 1950년 6월 북한군이 북위 38도를 넘어 남한으로 진격하는 장면으로 시작한다. 사람들은 서울로 피난한다. 피난민 중 한 명은 38선 마을에 사는 미 육군 소령의 아내 바바라 홀스워스이다. 그녀는 리무진을 타고 서울로 가면서 도중에 한국 어린이 다섯 명을 태운다. 운전사가 살해된 후, 그녀는 그들을 '여섯 번째 행복의 여관'이라는 안전한 장소로 데려간다. 도중에 그녀는 북한군 한 명을 쏜다.
오! 인천 줄거리
한편, 그녀의 남편 프랭크 홀스워스는 젊은 한국 여성 림과의 불륜 관계를 정리하려고 한다. 그녀의 아버지 사이토는 딸의 프랭크와의 불륜을 알고 있으며 반대하지 않는다. 프랭크는 북한군의 침공 소식을 듣고, 어거스트 헨더슨 육군 상사의 도움을 받아 바바라를 찾기 위해 북쪽으로 이동한다. 어거스트는 바바라를 만나 그녀의 차량 배터리를 고쳐주고, 그녀를 프랭크와 재회시킨다.
기자 데이비드 펠드, 박, 롱펠로는 도쿄에서 맥아더가 주최하는 기자회견에 참석한다. 하지만 맥아더는 나타나지 않는다. 그는 북한군의 침공으로부터 남한을 구할 수 있는 유일한 사람이 자신이라고 아내 진과 동의한다.
홀스워스와 그의 전 애인은 등대를 켜서 261척의 미국 함선에 신호를 보내는 데 성공하고, 한국 여성의 아버지는 해협에 지뢰를 터뜨린다. 그녀는 이어진 전투 중에 사망한다. 미군은 북한군을 몰아내고 환호하는 사람들은 태극기와 성조기를 흔든다. 영화는 맥아더가 주기도문을 암송하는 것으로 끝나며, 이 장면 이후에는 맥아더의 뉴스 영화가 상영된다.
오! 인천 제작 과정
세계평화통일가정연합을 창시한 문선명은 영화를 찍으라는 신의 계시를 받았다고 한다. 그는 일본의 기업가 사카구치 마츠사부로를 만나 영화 제작에 투자할 것을 제안했다. 당초 예수의 생애를 다룬 영화를 촬영할 예정이었지만, 결국 더글러스 맥아더 장군이 신의 영감을 받아 인천 상륙 작전을 계획했다는 내용의 영화를 찍는 것으로 바뀌었다.
초안은 엘비스 프레슬리를 예수로 캐스팅해서 신약성경 영화를 촬영할 계획이었으나 엘비스 프레슬리가 1977년에 사망하는 등 여러 가지 악재가 겹쳐 인천상륙작전으로 소재가 변경되었다.
문선명과 사카구치 마츠사부로가 절반씩 투자하여 영화를 찍게 되었다. 세 편의 제임스 본드 영화를 찍었던 테렌스 영이 감독으로 뽑혔고, 당대 최고의 배우라는 이미지의 로런스 올리비에가 주연 맥아더 역을 맡게 되었다. 로런스는 맥아더 장군이 평소 화장을 했다는 이야기를 듣고 화장을 했지만 너무 두껍게 해서 여자처럼 보일 때도 있었으며, 신의 영감을 받는 장면을 연기하는 것은 그의 평판에 비해 우습기까지 했다.
오! 인천 제작 과정
게다가 촬영 중에 여러 가지 악재가 겹쳐서, 제작 기간이 길어지고 예산이 더 들어가게 되었다.
문선명이 지나치게 통일교를 강조해서, 로런스는 "통일교를 믿기 싫어!"라고 외치면서 촬영을 거부했다. 이후 개런티를 주급으로 지불한다는 조건으로 재촬영에 돌입했고, 훗날 이 영화가 개봉된 이후 로런스는 "촬영하고 싶지는 않았지만 무척 비싼 개런티에 억지로 찍었다"고 말했다. 매주 현찰을 헬리콥터로 공수해 와서 지불했다고도 한다. 사실 로런스 올리비에는 이 영화를 찍기 직전에 생명이 위독해져서 엄청난 수술을 받았는데, 그 때문에 재산이 없는 상태였으며 그래서 생활고로 인하여 어쩔 수 없이 이 영화의 캐스팅에 응해야만 했다.
오! 인천 상영
칸 영화제에 140분짜리 영화가 상영되었는데, 혹평을 받았다. 제작사는 영화를 105분으로 편집해서 개봉했다. 4,400만 달러가 들어간 영화였지만, 200만 달러 이상 벌지 못했으며, 비디오나 DVD로 나오지도 않았다. 흥행이 너무 심하게 저조한 탓에 이 영화를 개봉하는 극장에서는 추첨을 통해 100만 달러의 상금을 거는 이벤트까지 시도했으나 이럼에도 불구하고 흥행은 크게 실패했다.
오! 인천 기타
이 영화를 촬영하면서 문선명은 아주 작정하고 돈을 썼는데 헬리콥터에 돈을 하나가득 실어서 운반할 정도였다. 로런스 올리비에는 1980년에 생명이 위독해져서 수술을 받고 간신히 살아났는데 그것 때문에 전재산을 탕진한 상황이었다. 이 상황에서 문선명이 돈을 엄청나게 준다고 했기 때문에 생활고에 시달리던 로런스 올리비에로서는 선택의 여지가 없었고 결국 주연으로 출연했다. 이영후는 단역이었지만 이 영화에 대한 출연료로 집을 샀을 정도였으며 심지어는 보조 출연자들도 돈을 엄청나게 벌었다. 4400만 달러라는 제작비용의 대부분이 출연자들의 급여로 사용되었다.
김혁규
김혁규(金爀珪, 1939년 8월 1일 ~ 2025년 3월 25일)는 대한민국의 정치인이다. 제27·29·30·31대 경상남도지사, 제17대 국회의원을 지냈다.
송환 (영화)
《송환》은 비전향 장기수를 다룬 김동원 감독의 다큐멘터리 영화이다.
영화는 병보석으로 출소되어 1993년부터 감독과 같은 동네에 살게 된 두 비전향 장기수를 담은 화면으로 시작된다. 감독은 그들의 일상을 보여주면서 장기수들이 수감되었던 청년 시기의 순수함을 노인이 되도록 아직도 가지고 있었다고 말한다.
송환 (영화)
1972년 7·4 남북 공동 성명 이후 박정희 정권은 대한민국 체제의 우월성을 과시하기 위해 수감 중인 비전향 장기수를 대상으로 폭력과 회유 등으로 강제 전향 공작을 펴게 되었다. 감독은 장기수들이 전향을 하지 않고 남아 있었던 것은 사상 때문만이 아니라 그것이 비인간적인 공작에 대한 유일한 저항이었기 때문이었으며, 강제 전향을 당했던 사람들의 심적인 고통을 보여주며 그런 수단으로 다른 사람의 생각을 바꿀 수는 없다고 말한다. 마찬가지로 북한의 태도도 강경한 미국의 대북 정책을 상대로 한 유일한 저항으로 생각할 수 있지 않겠느냐고 주장한다. 영화에는 촬영의 어려움도 드러나 있다. 비전향 장기수들은 카메라 앞에서 구체적인 얘기를 하려 하지 않았다. 남한에 있는 장기수들의 가족은 촬영을 거부하기도 했고, 장기수들과 연락을 끊고 사는 가족도 있었다. 감독 자신도 국가보안법 위반 혐의로 구속 수사를 받기도 했는데, 시민 단체 등의 항의로 풀려났다.
비전향 장기수들은 시민 단체와 같이 북으로 돌아가기 위한 운동을 해 왔다. 국가정보원과 보수 단체들이 걸림돌이 되었지만, 이는 2000년 6·15 남북 공동선언이 채택되면서 현실이 되었다. 감독과 같은 동네에 살던 장기수는 동네 사람들과 인간적인 작별을 하고 떠났다.
히말라야산맥
히말라야산맥(네팔어: हिमालय, 티베트어: ཧི་མ་ལ་ཡ, 우르두어: سلسلہ کوہ ہمالیہ, 중국어: 喜马拉雅山脉)은 아시아에 위치한 산맥으로 인도 아대륙과 티베트고원 사이에 놓여 있다. 인도 아대륙과 티베트고원을 나누는 경계선이다. 지구에서 가장 높은 산인 에베레스트산을 비롯해 14 개의 8000미터 봉우리가 모두 이곳에 모여 있다. 해발고도 7,000 m가 넘는 산들은 모두 히말라야산맥에 속하므로, '세계의 지붕'이라고도 불린다.
히말라야산맥은 파키스탄, 인도, 중화인민공화국 티베트 자치구, 네팔, 부탄에 걸쳐 있는데, 개중에 카슈미르 지역은 파키스탄, 인도, 중국의 국경분쟁지대이기도 하다. 넓게는 북쪽으로 히말라야산맥과 이어진 카라코람산맥과 힌두쿠시산맥 및 파미르고원의 여러 산맥을 포함해서 말하기도 한다. 남쪽으로는 인도-갠지스 평원과 접한다. 인더스강, 갠지스강, 얄룽창포강의 발원지로 이 세 강의 유역에서 사는 인구를 합치면 6억에 달한다. 반면 히말라야산맥 안에서 사는 인구는 5,300만이다.
히말라야산맥
히말라야산맥은 인도판이 유라시아판에 섭입되며 지각이 융기되어 생성되었다. 길이는 2,400 km으로, 북쪽 끝은 낭가파르바트산이며 남쪽 끝은 남차바르와산이다. 폭은 서쪽에서는 350 km정도이고 동쪽에서는 150 km 정도이다. 히말라야산맥은 남아시아와 티베트 문명과 깊은 관계를 맺고 있어 여러 봉우리들이 힌두교와 불교에서 신성시된다. 히말라야는 산스크리트어로 "눈이 사는 곳"이란 뜻이다. 남극과 북극 다음으로 많은 얼음과 눈으로 덮여있어 제3극(third pole)이라고도 불린다.
히말라야산맥 지질학
히말라야산맥은 지구상에서 가장 젊은 산맥 중 하나로, 대부분 융기된 퇴적암과 변성암으로 구성되어 있다. 현대 판 구조론에 따르면 이들은 인도-오스트레일리아판과 유라시아판이 충돌하여 수렴 경계를 이루며 형성되었다. 미얀마의 아라칸산맥과 벵골만의 안다만 니코바르 제도 역시 같은 충돌의 결과로 형성되었다.
약 7천만년 전 백악기 후기때 인도-오스트레일리아판은 1년에 약 15 cm씩 북쪽으로 움직이고 있었다. 약 5천만년 전에는 이 판이 유라시아판과 만나며 그 사이에 화산으로 둘러싸인 퇴적암으로 구성된 테티스해가 완전히 닫혔다. 두 판 모두 저밀도 대륙 지각으로 구성되어 있기 때문에 충돌부는 해구를 따라 맨틀 속으로 가라앉지 않고 단층이 충돌하며 산맥이 융기하기 시작했다. 이러한 과정은 에베레스트산 정상 오르도비스기 석회암층에서 발견되는  삼엽충, 바다나리, 패충류 화석이 근거로 제시된다.