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[사이언스] '빅뱅 이론이 틀렸다'는 초기 은하의 미스터리를 풀었다!

초기 우주에 존재한 질량이 지나치게 무거운 은하, 그 수수께끼의 전말은?

2023.05.30(Tue) 10:27:10

[비즈한국] 얼마 전 제임스 웹이 우주 끝자락에서 빅뱅 이론을 부정하는 듯한 충격적인 은하 여섯 개를 발견했다는 소식이 전해졌다. 물론 자극적인 기사와 달리 논문 저자들은 논문에서 그런 수준의 이야기까진 하지 않았다(관련 기사 [사이언스] 제임스 웹이 '빅뱅 이론이 틀렸다'는 증거를 발견했다고?).

 

최근 추가 연구를 통해 이 미스터리가 드디어 깔끔하게 해결되었다. 기존의 빅뱅 이론을 부정한다며 몇몇 기사가 호들갑 떨었던 논란이 어떻게 정리됐는지 자세한 이야기를 소개한다. 

 

우선 첫 발견의 내용을 간략히 요약해보겠다. 당시 천문학자들은 제임스 웹 관측을 통해 적색편이가 7~9에 달하는 먼 초기 은하 여섯 개를 포착했다. 이 은하들은 지금으로부터 133억~131억 년 전에 존재했다. 그런데 질량을 추정해보니 무려 태양 질량의 100억~1000억 배에 달하는 엄청난 질량이었다. 빅뱅 직후 아주 먼 과거에 존재한 은하라고 보기엔 지나치게 질량이 무거웠다. 이것이 당시 첫 발견의 가장 큰 문제였다. 

 

제임스 웹이 우주 끝자락에서 발견한 육중한 은하들. 사진=NASA, ESA, CSA, I. Labbe


빅뱅 이후 탄생한 우주는 계속 빠르게 팽창했다. 그리고 그 속의 물질이 서로의 중력에 이끌려 반죽되었다. 우주의 팽창과 중력 수축이 함께 이어지며 지금 같이 복잡한 우주의 거대 구조가 빚어졌다. 우주 팽창은 암흑 에너지에 의해 진행된다. 반면 중력 수축은 우주 질량 대부분을 차지하는 암흑 물질에 따라 좌우된다. 이 두 가지로 이루어진 오늘날의 표준 우주론 모델을 ΛCDM 모델이라고 한다. 

 

우주 팽창과 우주 배경복사 등 다양한 관측을 통해 우주를 구성한 암흑 물질과 암흑 에너지의 양을 파악할 수 있다. 이를 통해 초기 우주가 얼마나 빠르게 팽창했을지, 또 그 와중에 물질은 얼마나 빠르게 반죽될 수 있었을지 유추할 수 있다. 초기 우주 때부터 현재에 이르기까지 우주가 나이를 먹어가면서 매 시기마다 얼마나 무거운 은하까지 만들어지는 게 가능했을지 그 한계 질량을 계산할 수 있다. 

 

그런데 당시 제임스 웹으로 발견한 여섯 개의 초기 은하는 그 이른 시기에 빚어진 어린 은하라고 보기엔 너무나 질량이 무거웠다. 현재 모델에선 태양 질량의 100억~1000억 배 수준의 질량까지 성장하려면 훨씬 더 오랫동안 은하가 반죽되고 성장해야만 한다. 초기 우주에 존재한 어린 은하라고 보기 어려울 정도로 너무 빠르게 나이 든 ‘노안’ 은하 같았다. 

 

 

ΛCDM 모델에 따르면 먼 과거 초기 우주에서 얼마나 많은 바리온(일반 물질)이 반죽될 수 있었는지, 그리고 한 은하에 얼마나 무거운 별 질량이 반죽될 수 있는지 그 범위가 정해진다. 별은 당연히 바리온의 일부다. 따라서 한 은하의 별 질량이 우주에서 최대로 반죽될 수 있는 바리온 반죽 덩어리의 질량 한계를 초과하는 건 불가능하다. 위 그래프에서 이 두 가지를 비교한 불가능한 영역이 보라색으로 표현되어 있다. 그런데 참 난감하게도 최근 제임스 웹으로 발견한 은하의 질량을 그래프 위에 찍어보면 보라색 영역에 걸쳐서 찍힌다. 사실상 현재의 모델로는 존재 불가능하다는 뜻이다. 

 

그렇다면 이대로 ΛCDM 모델이 위태롭게 되는 걸까? 전혀 그렇지 않다. 지난 칼럼에서 소개했듯이 사실 은하의 질량을 계산하는 과정은 그리 간단하지 않다. 쉽게 생각하면 더 무거운 은하는 그만큼 별을 더 많이 갖고 있고 더 밝게 보일 것이다. 따라서 은하가 더 밝게 보인다면 더 무거운 은하라고 볼 수 있다. 

 

그러나 문제가 있다. 은하에 살고 있는 별들의 질량이 너무나 다양하다는 것이다. 은하 속에는 아주 질량이 가볍고 희미한 별부터 질량이 훨씬 무겁고 눈부시게 밝은 별까지, 다양한 질량의 별들이 살고 있다. 질량이 가벼운 별과 무거운 별이 은하 속에 얼만큼 포함되어 있는지에 따라 은하의 질량은 크게 달라질 수 있다. 

 

시뮬레이션으로 구현한 초기 우주에서 거대 구조를 만들며 모이는 암흑 물질의 분포. 이미지=The Illustris Collaboration


극단적으로 비교해보자. 태양 질량의 10%밖에 안 되는 아주 어두운 적색왜성과 태양보다 수십 배 무거운 아주 밝은 초거성이 있다고 생각해보자. 적색왜성 수백만 개가 모여야 초거성 두세 개의 밝기를 합한 수준으로 밝게 보일 수 있다. 그런데 워낙에 개수가 많다보니 적색왜성 수백만 개를 모아놓으면 그 전체 질량은 초거성 두세 개의 질량보다 훨씬 무거울 수 있다. 즉 겉으로 보이는 밝기가 비슷한 은하 두 개가 있더라도, 은하가 아주 많은 수의 적색왜성으로 대부분 채워져 있는지 아니면 초거성 몇 개로 채워져 있는지에 따라 은하의 질량 추정치는 천차만별이 된다는 뜻이다.

 

은하에 있는 별들의 질량에 따른 별의 개수 분포를 비교한 것을 초기 질량 함수(IMF, Initial Mass Function)라고 한다.

 

한 은하 속에 가장 가벼운 별부터 가장 무거운 별까지 질량에 따라 별들이 몇 개씩 분포하는지, 그 개수 분포를 은하의 초기 질량 함수(IMF, Initial Mass Function)라고 한다. 질량이 무거운 별은 재료가 더 많이 필요하기 때문에 만들기가 더 어렵다. 수명도 훨씬 짧아서 금방 사라진다. 반면 질량이 가벼운 별은 적은 재료로 쉽게 만들 수 있고 수명도 훨씬 길기 때문에 더 오랫동안 은하를 채울 수 있다. 그래서 보통 한 은하 속에서 질량이 무거운 별은 개수가 적고 질량이 가벼운 별로 갈수록 개수가 많아진다. 천문학자들은 우리 은하 속 별들을 쉽게 관측할 수 있기 때문에 우리 은하에 대해선 비교적 정교하게 IMF를 파악하고 있다. 특히 질량이 무거운 별의 개수는 꽤 정확하게 파악할 수 있다. 다들 밝게 빛나고 있어서 잘 보이기 때문이다. 

 

하지만 질량이 가벼운 별들의 개수는 파악하기가 쉽지는 않다. 애초에 너무 어두워서 정확한 수를 알기 어렵다. 더 가벼운 별 쪽으로 가면서 별의 개수가 꾸준히 많아진다는 것까지만 알 뿐, 우리 은하에 가벼운 별들이 실제로 얼마나 많은지에 대해선 천문학자들 사이에도 조금씩 다른 모델을 가지고 있다. 

 

그런데 우리 은하 바깥에 다른 은하들, 특히 우주 끝자락 아주 먼 거리에 놓은 흐릿한 은하들의 질량을 잴 때 난감한 문제가 있다. 은하가 다양한 만큼 각 은하의 IMF가 완전히 다를 수도 있기 때문이다. 정말 다행히 최근까지 우리 은하 주변 비교적 가까운 은하들만 놓고 봤을 때, 여러 은하들 IMF가 아주 크게 다르지는 않았다. 

 

하지만 빅뱅 직후 우주의 온도와 화학 조성이 지금과는 완전히 달랐던 먼 과거에도 가벼운 별과 무거운 별이 만들어지는 양이 지금과 정확히 같았을까? 

 

이에 대해선 오래전부터 많은 천문학자들이 의심을 해왔다. 하지만 실제 관측으로 확인할 방법은 없다. 거리가 먼 은하 속의 별 하나하나를 구분해서 볼 수 없기 때문이다. 그냥 별 무리 전체가 하나의 작은 점으로 뭉쳐 보일 뿐이다. 그래서 천문학자들은 우주의 모든 은하가 비슷한 IMF를 갖고 있을 것이란 대담한 가정 아래 은하의 질량을 유추해왔다. (그리고 그리 멀지 않은 우주만 연구하던 시절엔 이러한 가정이 큰 문제를 일으키지 않았다.) 이번에 제임스 웹으로 발견한 초기 은하 여섯 개의 질량 역시 이 하나의 IMF를 적용해서 구한 결과였다. 

 

초기 우주는 지금에 비해 더 뜨거웠다. 우주에서 별이 탄생하는 별 탄생 지역, 차가운 먼지 구름의 온도 역시 지금보다 더 뜨거웠다. 먼지 구름의 온도를 10K, 20K, 40K 등 다양하게 했을 때 만들어지는 초기 질량 함수의 결과를 비교했다.

 

그렇다면 초기 은하들에게 지금과는 다른 IMF를 적용해볼 수 있을까? 최근 연이어 이와 관련된 놀라운 연구들이 빠르게 진행되고 있다. 특히 먼 과거 우주는 지금보다 훨씬 뜨거웠다. 바로 이 온도의 차이가 IMF에 변화를 일으킬 수 있다. 

 

가스 구름 속에서 별이 안정적으로 반죽되기 위해서는 가스 구름을 수축시키는 자체 중력과 내부의 뜨거운 온도로 인해 반대로 가스 구름을 팽창시키려고 하는 두 가지 힘이 균형을 이루어야 한다. 그런데 애초에 별이 태어나는 현장 자체가 훨씬 뜨겁게 달궈져 있다면 질량이 가벼운 별을 만드는 건 더 어려워진다. 온도가 높은 만큼 가스 덩어리가 바깥으로 팽창하려고 하는 열 압력이 훨씬 강해지기 때문이다. 그 강한 팽창 압력을 애써 짓누르고 하나의 별로 반죽하기 위해선 더 강한 중력으로 가스 구름을 계속 짓누를 수 있어야 한다. 즉 만들 수 있는 별들의 질량 분포가 더 무거운 별 쪽으로 치우치게 된다는 뜻이다. 아까 말했듯이 가벼운 별의 개수가 더 적은 초기 질량 함수를 적용한다면 같은 밝기의 은하라도 그 은하의 전체 질량은 더 가볍게 계산될 수 있다.

 

이번 새로운 연구에서 천문학자들은 10~40K까지 다양한 온도의 가스 구름 속에서 별이 탄생한다면 IMF가 어떻게 달라질 수 있을지를 재현했다. 우리 은하의 경우, 보통 별이 탄생하는 가스 구름의 온도가 20K 정도 된다. 그런데 지금보다 훨씬 먼 과거, 우주가 더 뜨거웠던 시절에는 별이 탄생하는 가스 구름의 온도가 약 40K까지 뜨거웠다. 그리고 40K의 온도에서 만들어지는 IMF의 형태는 우리 은하의 IMF에 비해 가벼운 별의 개수가 확연하게 줄어든다. 

 

이제 우주의 온도 변화까지 고려한 새로운 IMF를 앞서 제임스 웹이 포착한 여섯 개의 초기 은하들에게 적용해본다면? 

 

놀랍게도 처음에 추정했던 질량에 비해 약 10배 가까이 가벼워진다. 모두 10억~100억 배 수준의 훨씬 가벼운 질량으로 계산된다. 이 정도면 초기 우주의 갓 반죽된 어린 은하라고 충분히 볼 수 있을 만큼 이상하지 않은 수준이다. 앞서 봤던 그래프처럼 다시 비교해보면, 원래는 불가능한 영역에 걸쳐 존재하던 점들이 완전히 정상적인 범위로 새롭게 이동하게 된 것을 확인할 수 있다. 즉 제임스 웹으로 발견한 원시 은하들의 너무나 육중한 질량의 미스터리는 ΛCDM 모델을 무너뜨리는 것이 아니라 IMF가 우주가 진화함에 따라 계속 달라져왔을 가능성을 보여주는 너무나 놀라운 증거인 것이다. 

 

혹자는 빅뱅 이론과 ΛCDM 모델을 고수하기 위해 IMF가 과거에는 달랐을 거란 억지 가정을 한 것이 아니냐고 반문할지도 모르겠다. 하지만 이번 연구 결과를 그렇게 해석하는 건 옳지 않다. 오히려 제임스 웹이 올라가기 전 옛날에는 먼 은하를 볼 수 없었기 때문에 미처 확인하지 못한, 우주의 나이에 따른 IMF의 진화 가능성을 드디어 검증할 수 있는 시대가 되었다고 보는 것이 더 타당하다. 

 

몇몇 기사 속 호들갑과 달리 ΛCDM 모델 자체는 앞으로도 계속 유지될 수 있을 것 같다. 하지만 동시에 천문학자들에게 또 다른 큰 고민을 안겨준다. 우주가 진화함에 따라 은하들의 IMF가 실은 크게 변해왔을지 모른다는 의심이 이제 실제 관측 데이터를 통한 입증과 반박이 가능한 천문학 현장 한가운데로 왔다. 이 역시 앞으로 인류가 쓰게 될 천문학 역사의 중요한 변환점이 될 것임은 분명하다. 

 

참고

https://www.nature.com/articles/s41550-023-01937-7https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022arXiv220807879S/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 writer@bizhankook.com


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