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[사이언스] 우리 은하는 살찌고 있다!

주변 가스 물질 흐름 새롭게 파악, 유입량이 배출량보다 많아

2019.10.14(Mon) 11:55:45

[비즈한국] 지금 내 몸무게는 몇일까? 우리는 늘 자기 몸이 얼마나 무거운지를 신경 쓰면서 살아간다. 누군가는 지금보다 살을 더 빼고 싶어하고, 또 누군가는 지금의 마른 몸에 살집을 붙이고 싶어한다. 몸이 가볍든 무겁든, 애석하게도 그 누구도 자신의 현재 질량에 만족하지 못하고 살아가는 듯하다. 

 

우리 태양계가 살고 있는 우리 은하도, 인간 못지않게 체중 변화에 아주 예민하다. 많은 천문학자들이 달라붙어 매일매일 은하의 질량 변화 경향을 검사하기 때문이다. 매일 우리 은하가 얼마나 많은 물질을 섭취했는지, 얼마나 많은 물질을 밖으로 배출했는지를, 과거 왕의 음식과 변을 모두 검사하던 어의처럼 체크한다. 유명 연예인들 곁을 지키는 전문 트레이너들이 매일 아침저녁 식단과 운동량 등을 검사하고, 매일 인바디 테스트를 받게 하는 것처럼, 우리 은하 역시 혹독한 관리를 받고 있는 셈이다. 

 

체중계 위에 몸을 올리고 우리는 매일 진실의 순간을 맞이한다. 오늘 과연 나는 얼마나 무거워졌을까. 혹은 얼마나 가벼워졌을까? 이처럼 천문학자들도 매 순간 우리 은하의 질량을 체크한다. 사진=최준필 기자

  

#은하가 살찌우는 방법 

 

사실 살을 빼고 찌우는 방법은 그 원리만 보면 아주 간단하다. 살을 빼고 싶으면 섭취하는 물질의 양보다 몸 밖으로 배출하는 양을 늘리면 된다. 반대로 덩치를 키우고 몸집을 불리고 싶으면 섭취하는 양을 몸 밖으로 빼내는 양보다 늘리면 된다. 간단하게 내 몸으로 들어오는 인풋(input)과 아웃풋(output)의 총량을 비교하면, 현재 내 몸이 더 무거워지고 있는지 가벼워지고 있는지 변화 방향을 파악할 수 있다. 

 

그렇다면 별들이 수천억 개에서 수조 개 단위로 모여 있는 은하는 어떻게 살을 찌우고 줄일까? 우선 은하들이 새로운 물질을 섭취하는 방법을 알아보자. 

 

빅뱅 직후 지속적으로 중력에 의해 모이는 가스 물질의 흐름 속에서 은하가 반죽되는 모습을 보여주는 시뮬레이션 영상. 온도가 낮은 가스 물질은 주황색으로 표현되어 있다. 영상 가운데 빚어지고 있는 어린 은하의 왼쪽에서 밝게 빛나는 천체가 은하보다 더 먼 우주에 있는 밝은 퀘이사다. 먼 우주의 퀘이사의 빛이 은하 주변 가스 물질을 통과하는 것을 이용해 은하 주변 가스 물질의 흐름의 방향과 속도를 파악할 수 있다. 영상=ESO/L. Calçada/ESA/AOES Medialab(음악=movetwo)

 

TNG100-1 시뮬레이션으로 구현한 초기 우주에서 은하들의 형성 순간. 온도가 높은 가스 헤일로의 분포는 그 온도에 따라 보라색에서 주황색으로 표현되어 있다. 은하 간 우주 공간에 펼쳐져 은하들을 연결하고 있는 가스 필라멘트는 붉은 선으로 표현되어 있다. 이미지=The TNG Collaboration

 

일반적으로 모든 은하들은 초기 우주 시절 중력에 의해 모여들기 시작한 암흑 물질의 골격을 따라 가스 물질이 모이면서 형성되기 시작한다. 암흑 물질은 다른 가스 구름과 같은 일반적인 물질–바리온(baryon)-과 달리, 전기적이나 화학적 상호작용을 전혀 하지 않고, 오직 서로 끌어당기는 중력을 통해서만 상호작용한다. 

 

따라서 아무것도 없던 초기 우주의 아주 초창기부터, 서로의 중력에 이끌려 암흑 물질이 먼저 모이기 시작한다. 또 다른 화학적, 열적 상호작용을 통해 너무 가깝게 모이는 것을 방해하는 열에 의한 압력이나 반발력이 생기지 않기 때문에, 암흑 물질은 오롯이 그 중력에 의지해서만 빠르게 골격 구조를 다잡아 간다. 이렇게 암흑 물질이 기초 공사를 마치고 나면, 그 인프라를 따라 주변에 퍼져 있던 다른 일반적인 가스 물질이 모일 수 있게 된다. 

 

만약 우주에 암흑 물질이 지금처럼 풍성하지 않았다면, 현재의 우주에는 지금까지도 이렇다 할 큰 규모의 은하들이 거의 만들어지지 못했을 것이다. 암흑 물질 없이 오직 보통의 가스 물질만 모여서 은하를 형성하기에는, 가스 물질이 서로 뭉치면서 오히려 내부의 뜨거운 열에 의한 팽창 압력이 강해지면서, 모이던 가스 덩어리가 다시 터지고 흐트러지기 때문이다. 암흑 물질이 없는 우주였다면, 은하들이 지금과 같은 규모와 숫자로 형성되기 위해서는 현재의 우주 나이보다 더 긴 시간이 필요했을 것이다. 

 

덕분에 우리 우주는 천문학적으로 ‘불과’ 137억 년 만에 은하들을 이렇게 많이 아름답게 빚어낼 수 있었다. 

 

그런데 은하의 제작 과정은 지금도 진행되고 있다. 현재 우주에 존재하는 모든 은하들은 최종 완성본이 아니다. 137억 년 전부터 지금까지 꾸준히 아주 느리지만 지속적으로, 한 번도 쉬지 않고 계속 성장하고 있다. 이렇게 지속되는 가스 물질의 유입을 은하의 가스 축적(Gas accretion)이라고 한다. 

 

유입되는 가스의 흐름은 우주 거대 구조의 가닥을 이루는 필라멘트의 흔적을 통해 확인할 수 있다. 필라멘트의 흐름들이 한데 모여 반죽되는 큰 매듭을 중심으로 은하들이 모여 있는 은하단이 형성되기 때문이다. 우리 은하를 비롯해 오늘날의 우주에서 발견되는 대부분의 은하들 역시, 뚜렷하지는 않지만 먼 과거 은하가 처음 빚어지던 시절의 필라멘트를 따라 계속해서 물질이 유입된다. 

 

하지만 이런 필라멘트를 따라 유입되는 가스 물질의 섭취 방식은 아주 느리고 그 양도 적다. 가끔 예능 프로그램에서 나오는 벌칙처럼, 아주 긴 수 미터짜리 빨대로 음료수를 빨아먹는 느낌일 것이다.

 

이런 답답한 방식 말고, 아주 속 시원하게 한 번에 벌컥벌컥 새롭고 신선한 물질을 들이켤 수 있는 방식이 있다. 주변의 작은 은하와 한 차례 격한 충돌과 병합을 거치면서 그 작은 은하가 갖고 있던 물질을 모두 뺏는 방식이다. 은하가 은하를 잡아먹는다는 뜻에서, 갤럭틱 카니발리즘(Galactic Cannibalism)이라는 다소 잔인한 별명으로 불리는 이 과정은, 은하가 살을 찌우는 가장 확실하고 효율적인 방식 중 하나다. 

 

TNG50 시뮬레이션으로 재현한 은하들의 충돌과 병합 과정의 모습. 크고 작은 은하들은 은하의 밀도가 높은 영역에서 빈번하게 충돌하며 상호작용을 일으킨다. 각 충돌 영역의 확대된 모습은 작은 사각형 안에 나타나있다. 이미지=The TNG Collaboration

 

우리 은하도 오래전부터 지속적으로 주변을 맴돌던 크고 작은 왜소 은하들을 많이 집어 먹으며 성장해왔다. 동화 속 거대한 괴물의 뱃속에 잡아먹은 생물들의 뼈가 남아 있는 것처럼, 우리 은하도 이런 잔혹한 카니발리즘의 흔적을 곳곳에 남겨놓았다. 우리 은하 외곽에 남아 있는 긴 별과 가스 물질의 흐름(stellar stream) 또는 조석 꼬리(Tidal tail) 등이다. 

 

여전히 아직 다 잡아먹히지 않고 아슬아슬하게 우리 은하 곁을 맴돌고 있는 마젤란은하와 같은 왜소 은하들 역시, 서서히 우리 은하의 중심으로 빨려들어오면서 결국에는 다른 동료들과 비슷한 운명을 맞이하게 될 것이다. 

 

#은하의 다이어트 노하우 

 

은하들은 먹은 만큼 물질을 바깥으로 배출하기도 한다. 특히 은하 중심에 아주 활동적인 초거대질량 블랙홀을 품고 있는 활동성 은하들의 경우 아주 왕성하게 물질을 바깥으로 토해내는 과정을 겪는다. 중심의 초거대질량 블랙홀이 아주 격렬하게 주변 공간으로 강한 물질 분출 제트를 방출하면, 그 빠른 속도로 내뿜어져 나오는 제트의 흐름에 밀려 은하 속에 포함되어 있던 물질들이 빠져나온다. 

 

또 그 초거대질량 블랙홀 주변의 온도가 빠르게 높아지면서 블랙홀 주변 가스 물질들의 온도도 올라간다. 은하가 주변 물질을 더 잘 흡수하고 섭취하기 위해서는 은하 주변의 가스 물질들의 온도가 낮아져야 한다. 가스 물질의 온도가 너무 높아지면, 가스 물질들 자체가 너무 빠르게 돌아다니면서 은하의 중력에 잘 붙잡히지 않아 은하로 흡수가 잘 되지 않는다. 

 

결국 은하 중심의 초거대질량 블랙홀에 의한 물질 분출은 두 가지 방식으로 은하의 급격한 다이어트를 이끈다. 블랙홀이 빠르게 제트를 토해내면서 은하 속 물질 자체를 밖으로 날려버리는 직접적인 방식, 그리고 블랙홀이 은하 중심부의 온도를 뜨겁게 달구면서 은하 주변의 물질이 추가로 유입되는 것을 막는 간접적인 방식이다. 첫 번째가 은하가 직접 물질을 밖으로 배출하게 만드는 변비약이나 설사약 같은 방식이라면, 두 번째는 은하가 추가로 물질을 섭취하는 것을 막는 식욕억제제 같은 방식이다. 

 

은하의 중심에서 포효하는 거대한 초거대질량 블랙홀의 물질 분출이 은하 전체에 미치는 피드백을 보여주는 영상. 블랙홀에서 방출되는 막강한 에너지와 제트 분출은 은하 속에 있는 가스 물질을 날려버리며 은하의 생명력을 떨어뜨릴 수 있다. 영상=NASA’s Goddard Space Flight Center

 

TNG 50 시뮬레이션으로 구현한 은하와 그 주변 가스 물질의 흐름을 표현한 모습. 그림 속 곡선들은 은하 주변 가스 물질의 속도 분포를 나타낸다. 은하 중심에서 벌어지는 블랙홀에 의한 피드백으로 은하의 영향권인 비리얼 반경(Virial radius) (하얀 원) 경계 바깥으로 가스 물질이 빠져나가는 것을 볼 수 있다. 이미지=The TNG Collaboration

 

우리 은하는 비교적 잠잠한, 덜 활동적인 블랙홀을 품고 있다. 물론 과거에는 우리 은하도 꽤 활동적인 블랙홀을 품고 있던 것으로 추정되는 많은 관측 증거들이 발견되고 있다. 하지만 현재는 초거대질량 블랙홀을 활용한 다이어트를 하기에는 역부족인 상황이다. 

 

우리 은하처럼 덜 활동적인 은하들은 앞서와는 다른 방식의 다이어트 노하우를 갖고 있다. 은하 속에서 가끔씩 폭발하는 무거운 별들을 이용하는 방법이다. 태양보다 수십 배 이상 더 무거운, 아주 육중한 별들은 많은 연료를 빠르게 소진하면서 아주 빠른 진화 트랙을 밟는다. 그래서 우리 태양 정도로 가벼운 별은 수십억 년 정도로 아주 긴 수명을 갖고 있지만, 질량이 아주 무거운 초우량 별들은 수억 년도 채 되지 않는 아주 짧은 삶을 살고 순식간에 사라진다. 

 

이처럼 아주 육중한 무거운 별들은 내부의 불안정한 상태를 오래 지속하지 못한다. 그래서 진화 과정 내내 별은 외곽의 물질을 빠르게 뱉어내는 강한 항성풍을 불어낸다. 그 결과 별 주변의 가스 물질은 빠른 속도로 불려나갈 수 있는 속도를 얻는다. 

 

무거운 별들이 진화의 가장 마지막 단계에서 맞이하는 초신성 폭발은 별의 일생에서 가장 강력한 에너지를 분출하는 마지막 기회이기도 하다. 초신성이 폭발하면 그 주변에 있던 은하 속 가스 물질들도 함께 빠르게 밀려 나가면서, 일부는 아예 중력 영향권을 벗어나 은하 바깥으로 날아가 버린다. 

 

별들의 진화 과정에 의해 은하 속 물질이 빠져 나갈 정도의 강한 속도를 얻게 되는 현상을 은하 속 항성 피드백(Stellar feedback)이라고 한다. 우리 몸에서 피부의 각질이 벗겨지며 아주 미미하지만 지속적으로 몸이 가벼워지는 것처럼, 무거운 별들의 진화가 진행되면서 발생하는 크고 작은 폭발로 은하는 물질을 손실한다. 

 

은하의 중력 영향권 밖으로 날아간 가스 물질 중 일부는 중력 때문에 은하로 재진입하기도 한다. 분수대의 물줄기가 떨어졌다가 되돌아오는 것과 같다는 뜻에서 이 현상을 ‘은하 분수(Galactic fountain)’라고 한다. 이미지=ESA

 

#그래서 우리 은하는 살이 찌고 있을까? 빠지고 있을까? 

 

그렇다면 우리가 살고 있는 우리 은하의 질량 변화는 어느 방향으로 진행되고 있을까? 우리 은하는 갈수록 가벼워지고 있을까? 아니면 조금씩 더 무거워지고 있을까? 이를 파악하기 위해 천문학자들은 우리 은하로 새롭게 유입(인풋)되는 가스 물질의 양과 우리 은하에서 밖으로 손실되어 나가는(아웃풋) 가스 물질의 양을 측정해 비교했다. 

 

우선 천문학자들은 우리 은하에서 돌아다니는 가스 구름 중에서 우리 은하의 중력권에 붙잡혀있다고 보기 어려울 정도로 아주 빠른 속도로 돌아다니는 가스 구름들을 골라냈다. 이처럼 아주 빠른 속도로 돌아다니는 가스 구름은 초고속 구름(HVC, High Velocity Clouds)이라고 한다. 이런 구름들은 그 속도가 아주 빠르기 때문에 다른 평범한 구름 덩어리처럼 우리 은하의 중력에 붙잡혀 있지 않다고 볼 수 있다. 즉 초고속 구름은 우리 은하 바깥에서 우리 은하를 향해 빠른 속도로 유입되는 먹잇감일 수도 있고, 아니면 우리 은하 밖으로 빠르게 탈출해 도망가는 우리 은하의 배설물일 수도 있다. 

 

천문학자들이 파악한 우리 은하 주변을 빠르게 돌아다니는 ‘폭주족’ 초고속 구름(HVC)을 빨간색과 파란색 점으로 나타냈다. 이 중 파란색 점은 우리 은하로 접근하는 HVC이고, 빨간색 점은 우리 은하에서 멀어지는 HVC다. 이미지=Fox et al.(2019)

 

이제 각각의 초고속 구름 덩어리가 먹잇감인지 배설물인지를 구분해야 한다. 천문학자들은 우리 은하를 기준으로 각 초고속 구름 덩어리들이 움직이는 방향을 확인했다. 이를 위해서 우리 은하 바깥 아주 먼 배경 우주에 놓여 있는 밝은 퀘이사의 빛을 활용했다.[1]

 

아주 먼 거리의 퀘이사에서 우리를 향해 날아오는 빛이 우리 은하 속 가스 구름 덩어리를 통과하면, 가스 구름 속 원자들이 퀘이사의 빛을 일부 갉아먹는다. 그리고 그 흔적은 퀘이사 빛의 스펙트럼에 깊게 파인 흡수선(absorption line)으로 확인된다. 

 

그런데 이때 머나먼 퀘이사에서부터 날아온 빛줄기가 통과한 구름 덩어리가 우리를 기준으로 어떤 방향으로 움직이는지에 따라서 그 흡수선이 생기는 파장이 달라진다. 만약 그 가스 구름 덩어리가 우리를 향해 다가오는 중이라면, 그 가스 구름을 통과한 빛줄기에 남는 스펙트럼의 흡수선은 파장이 더 짧아 푸른 쪽으로 치우치는 청색 편이(Blue shift)를 겪는다.

 

반대로 우리에게서 멀어지는 가스 구름 덩어리를 통과한다면, 그 가스 구름을 통과한 빛줄기에 남는 스펙트럼의 흡수선은 파장이 더 길어 붉은 쪽으로 치우치는 적색 편이(Red shift)를 겪는다. 또 각 스펙트럼 흡수선이 파장이 푸르고 붉은 쪽으로 치우치는 정도는, 그 가스 구름 덩어리가 빠르게 돌아다닐수록 더 강해진다.

 

천문학자들이 각 HVC를 통과해 들어오는 퀘이사의 빛줄기 속 스펙트럼을 통해 각 가스 구름들이 우리 은하로 접근하는지 멀어지는지를 파악하는 원리를 설명하는 그림. 이미지=NASA, ESA, and D. Player(STScI)

 

이를 활용해 천문학자들은 우리 은하에서 발견되는 초고속 가스 구름 덩어리들이 각각 얼마나 빠른 속도로 돌아다니는지, 우리 은하를 향해 다가오는 먹잇감인지 아니면 도망가는 배설물인지를 구분해낼 수 있다.[2] 

 

흥미롭게도 이번 관측을 통해 새롭게 파악한 결과 우리 은하는 시간이 흐를수록 조금씩 더 질량이 무거워지는 것으로 확인되었다. 우리 은하는 평균적으로 매년 태양 질량의 0.53배 정도의 질량에 해당하는 물질을 섭취하고, 동시에 매년 태양 질량의 약 0.16배 되는 양의 물질을 밖으로 손실하고 있다. 즉 전체 인풋의 양이 아웃풋의 양보다 더 많다. 매년 태양 질량의 0.37배 정도의 물질이 늘어나고 있다. 대략 3년마다 태양 하나만큼 살이 찌고 있는 셈이다. 우리 은하는 먹는 양이 싸는 양보다 더 많다는 뜻이다.[3] 

 

은하들이 물질을 손실하거나 도로 물질을 흡수하는 과정을 보여주는 그림. 우리 은하를 비롯한 우주의 많은 은하들은 이렇게 인풋과 아웃풋의 오묘한 균형 속에서 더 무거워지거나 가벼워지는 질량 변화를 겪고 있다. 이미지=NASA/ESA

 

#앞으로 우리 은하의 운명은? 

 

물론 이번 분석에 활용한 초고속 가스 구름 덩어리의 경우 아주 오랜 시간 유지되는 것이 아니라 길어야 약 수억 년까지만 유지되는 것이기 때문에, 최근 수억 년 동안 벌어지고 있는 질량 변화만 대변할 수 있다. 이번에 활용한 초고속 가스 구름 덩어리의 분석 결과를 가지고 수 십억 년에 걸친 우리 은하의 전체 역사를 대변하기는 어렵다. 

 

또 상대적으로 관측이 어려운 우리 은하 중심부 부근의 초고속 가스 구름 덩어리의 분석은 제외되었기 때문에, 우리 은하 중심부에 살고 있는 초거대질량 블랙홀에 의한 효과도 많이 반영되지 못했다고 볼 수 있다.[4]

 

우리 은하 중심부의 블랙홀에서 발생하는 물질 분출은 우리 은하 위아래로 형성되어 있는 거대한 페르미 거품(Fermi bubble)을 통해 확인할 수 있다. 영상 속 보라색으로 표현되었다. 최근 천문학자들은 우리 은하 주변에 남겨진 별과 가스 흐름에 이 블랙홀의 에너지 분출이 비치면서 발생한 이온화의 흔적을 관측했다. 기존에 알려졌던 것보다 더 최근에도 우리 은하는 꽤 활발한 활동성을 보인 것으로 추정된다. 영상=James Josephides/ASTRO 3D

 

만약 중심부에서 벌어지고 있을, 우리 은하 중심의 초거대질량 블랙홀에 의한 다이어트 효과까지 더 제대로 반영된다면, 이번에 확인된 것보다는 우리 은하의 살찌는 속도가 조금 더 느리게 업데이트될 수 있다. 어쩌면 이번에 제대로 파악하지 못한 엄청난 다이어트 효과가 추후에 새롭게 확인되면, 사실은 우리 은하가 살이 찌는 것이 아니라 살이 빠지고 있었다는 새로운 진실이 밝혀질 수도 있다. 

 

앞으로 우리 은하의 운명은 어떻게 될까? 계속 살이 붙을까? 아니면 다시 ‘폭풍 다이어트’를  시작할까? 우리는 운명을 알 수 없는 우리 은하 속에 살고 있다. 이미지=NASA

 

과연 이 넓은 우주에서 인류와 태양계의 보금자리, 우리 은하는 앞으로 어떤 운명을 맞이하게 될까? 앞으로 추가 관측을 통해 우리 은하의 살찌는 속도와 살 빠지는 속도가 더 정확하게 파악될 수 있을 것이다. 매일 아침 긴장되는 마음으로 체중계 위에 몸을 올리듯, 천문학자들도 매순간 떨리는 마음으로 우리 은하의 질량 변화를 주시하고 있다.

 

우리는 그저 아무것도 모른 채, 우리 은하의 아주 미약한 질량 일부를 채우고 있을 뿐이다. 

 

[1] https://hubblesite.org/contents/news-releases/2019/news-2019-46?fbclid=IwAR0PotYxTWXlxK4AxmCqsc4cq8kmdDr4URS85pRnoKVh3LOZhb9R_TWHcGg

[2] https://aasnova.org/2019/10/08/is-the-milky-way-gaining-or-losing-mass/?fbclid=IwAR0TTVEJwN0UMm50j1KgWsFeMEGL0kmvbCKYdQcmoOgFPeWoLeYpFrUDOMw

[3] https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019arXiv190905561F/abstract

[4] https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019arXiv191002225B/abstract

 

필자 지웅배는? 고양이와 우주를 사랑한다. 어린 시절 ‘은하철도 999’를 보고 우주의 아름다움을 알리겠다는 꿈을 갖게 되었다. 현재 연세대학교 은하진화연구센터 및 근우주론연구실에서 은하들의 상호작용을 통한 진화를 연구하며, 강연과 집필 등 다양한 과학 커뮤니케이션 활동을 하고 있다. ‘썸 타는 천문대’, ‘하루 종일 우주 생각’, ‘별, 빛의 과학’ 등의 책을 썼다.​​​​​​​​​

지웅배 과학칼럼니스트 galaxy.wb.zi@gmail.com​


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