초거대질량블랙홀의 불꽃, "우주의 새 표준 촛불" 후보 등극
초거대질량블랙홀의 불꽃, "우주의 새 표준 촛불" 후보 등극
  • 함예솔
  • 승인 2020.05.26 14:45
  • 조회수 3465
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새로운 '표준 촛불' 후보가 될 천체는?!

 

우주를 이해하는 데 가장 중요한 것은 천체까지 거리를 측정하는 겁니다. 우주에서 우리 은하를 벗어나 다른 은하까지의 거리를 측정하는 대표적인 방법은 '표준 촛불(standard candle)'로 고유 밝기를 알고 있는 천체를 이용하는 겁니다. 얼마나 밝은지 고유밝기를 알고 있는 천체가 있다면, 그 빛이 지구에서 얼마만큼 희미해 보이는지 겉보기 밝기만 알아도 그 별까지의 거리를 측정할 수 있습니다.

이번 연구의 대상인 활동은하핵 3C 84를 포함하고 있는 은하 NGC 1275.연구진은 3C 84에서 분출되는 제트의 크기를 계산해 광원까지의 거리를 측정하는 방법을 제시했다. 출처: 한국천문연구원
이번 연구의 대상인 활동은하핵 3C 84를 포함하고 있는 은하 NGC 1275.연구진은 3C 84에서 분출되는 제트의 크기를 계산해 광원까지의 거리를 측정하는 방법을 제시했다. 출처: 한국천문연구원

한국천문연구원 제프리 호지슨(Jeffrey Hodgson) 박사와 이상성 박사가 이끄는 국제연구팀은 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나인 활동은하핵(AGN, Active Galactic Nuclei) '3C 84'를 관측한 미국 초장기선간섭계(이하 VLBA, Very Long Baseline Array) 자료를 활용해 새로운 표준촛불 후보 검증에 성공했습니다. 해당 연구는 <Monthly Notice of Royal Astronomical Society Letter>에 게재됐습니다. 

 

지금까지 밝혀진 여러 표준촛불 중에 가장 먼 거리를 정확하게 측정할 수 있는 표준촛불은 제Ia형(제일에이형) 초신성입니다. 그러나 100억 광년이 넘는 멀리 있는 은하에서는 밝기의 한계로 제Ia형 초신성이 관측되지 않습니다. 이는 크기가 140억 광년인 우리 우주를 이해하는 데 제한적입니다. 이에 연구진은 더 멀지만 제Ia형 초신성에 비해 훨씬 밝은 천체인 활동은하핵을 더 먼 우주까지 측정이 가능한, 새로운 표준촛불 후보로 제시했습니다.

 

활동은하핵에서 변광 특성 발견

 

우주에는 먼 거리에서 밝은 천체들이 존재하는데 그 중 하나가 활동은하핵입니다. 이는 다양한 파장에서 대량의 에너지를 방출하는 특별한 활동성이 보이는 은하의 중심 영역을 말하는데 태양 질량의 백만 배에서 수십억 배 질량에 이르는 초거대질량블랙홀이 존재한다고 알려져 있습니다. 초거대질량블랙홀이 주변 물질을 빨아들이고 그 과정에서 부착 원반을 형성하며 그 중심에서 원반의 수직 방향으로 물질을 내뿜는 제트가 형성됩니다. 이 제트는 빛의 속도에 가깝게 빠르게 분출되며 아주 강한 복사에너지를 방출합니다. 

활동은하액 3C 84의 광도 곡선. 활동은하핵 3C 84의 제트 분출로 인한 광도 변화 주기를 관측해 제트의 실제 크기를 계산했다. 출처: 한국천문연구원
활동은하액 3C 84의 광도 곡선. 활동은하핵 3C 84의 제트 분출로 인한 광도 변화 주기를 관측해 제트의 실제 크기를 계산했다. 출처: 한국천문연구원

연구진은 페르세우스자리 A 은하 중심에 있는 활동은하핵 '3C 84'의 제트가 일부 영역에서 변광 특성을 보이며 광도가 146일 주기 동안 약 2.7배 정도 증가하는 것을 밝혀냈습니다. 활동은하핵 제트가 빛의 속도로 변광 주기 동안 이동한 거리를 광원의 크기 즉, 제트의 실제 크기라고 가정하고, 이를 고해상도 전파 관측이 가능한 미국 VLBA의 영상 지도를 통해 얻은 각크기와 비교해 활동은하핵 '3C 84'제트까지 거리는 2억 2천만에서 2억 5천만 광년임을 알아냈습니다. 본 결과는 같은 은하 내의 표준촛불 제Ia형 초신성 관측을 통해 계산한 2억~2억 7천만 광년과 비슷합니다. 이는 활동은하핵을 활용한 거리측정 방법이 새로운 표준촛불 후보로서 자격이 있다는 것을 의미합니다.

활동은하핵 3C 84의 전파 관측 영상. 2015년 5월부터 2017년 1월까지 미국 초장기선간섭계(VLBA) 43GHz 주파수 대역에서 활동은하핵 3C 84를 관측한 영상이다. 화살표로 표시된 곳이 밝기가 급격히 밝아진 제트로 추정되는 영역이며, 이 고해상도 전파 영상 지도를 통해 제트의 각크기를 측정했다. 출처: 한국천문연구원
활동은하핵 3C 84의 전파 관측 영상. 2015년 5월부터 2017년 1월까지 미국 초장기선간섭계(VLBA) 43GHz 주파수 대역에서 활동은하핵 3C 84를 관측한 영상이다. 화살표로 표시된 곳이 밝기가 급격히 밝아진 제트로 추정되는 영역이며, 이 고해상도 전파 영상 지도를 통해 제트의 각크기를 측정했다. 출처: 한국천문연구원

이번 연구를 이끈 한국천문연구원 전파천문본부 제프리 호지슨 박사는 "본 연구에서 검증한 새로운 표준촛불 후보는 천문학에서 가장 먼 거리를 측정할 수 있게 하는 중요한 지표가 될 것"이라고 전했습니다. 이상성 박사는 "앞으로 수행할 연구에서는 한국천문연구원에서 운영하는 초장기선간섭계인 한국우주전파관측망(KVN, Korea VLBI Network)을 활용해 더 먼 우주에 존재하는 은하까지의 거리측정에 도전할 것이다"며 "이는 우주론 모형을 검증할 수 있는 새로운 열쇠가 되어 우주의 끝을 밝힐 수 있을 것"이라고 말했습니다.

 

연구진은 더욱 먼 활동은하핵까지의 거리를 측정하고 표준촛불로서의 활용 가능성을 검증해나갈 예정입니다. 또한, 후속 연구를 위해 한국천문연구원에서 운영하는 KVN을 호주, 스페인, 이탈리아 등의 전파망원경들과 연계해 미국의 VLBA를 능가하는 고해상도 국제 전파관측망을 구축할 계획입니다.

 

  • 우주 거리 사다리(Cosmological distance ladder)

천문학에서는 가까운 곳에서 표준척도나 표준촛불을 찾아내서 더 멀리 떨어진 천체까지를 측량해나가는 측량 체계를 '우주 거리 사다리'라고 합니다. 태양계 내에서는 레이더와 비례식으로 시작해서 조금 더 먼 거리는 연주시차로, 마지막으로는 허블-르메트르 법칙까지, 이러한 다양한 거리측정법들을 통해 천체까지의 거리를 측정하고 이 거리는 우주를 연구하는 데에 가장 기본적이지만 중요한 단서가 됩니다. 

우주의 거리를 측정하는 우주 거리 사다리. 출처: 한국천문연구원
우주의 거리를 측정하는 우주 거리 사다리. 출처: 한국천문연구원
  • 표준촛불(표준촉광)

표준촛불은 그 고유 밝기를 알고 있는 천체로서 겉보기 밝기를 측정하면 그 겉보기 밝기가 고유 밝기에 비해 거리의 제곱에 반비례해 어두워지는 물리적 원리를 이용하여 매우 정확하게 거리를 측정할 수 있는 천체입니다. 제Ia형 초신성, 신성, 구상성단, 세페이드 변광성 등이 그 예입니다. 인류가 발견한 표준촛불들은 하나같이 우주에 대한 인류의 이해를 확장하는 데 큰 역할을 했습니다. 겉보기 밝기의 변화 주기와 고유밝기의 상관관계가 잘 알려진 세페이드 변광성(Cepheid variables)을 이용해 1923년 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 우주에는 우리은하를 넘어 무수히 많은 외부 은하가 존재하고 우주는 또한 팽창하고 있다는 혁명적인 지식을 인류에게 선사했습니다. 또한, 1990년대에 과학자들은 표준촛불로 가장 먼 거리를 잴 수 있는 제Ia형 초신성(Type Ia supernovae)을 분석해 초신성들이 우주의 팽창 속도에 비해 밝기가 더 어둡다는 것을 밝혔습니다. 이를 통해 우주가 가속팽창하고 있다는 가설의 관측적 증거를 제시했습니다. 

표준촛불 원리. 빛의 밝기(I)는 광원으로부터 거리(r) 제곱에 반비례한다. 광원이 2배 만큼 더 멀어지면 밝기는 4배 어두워진다. 표준촛불 원리를 이용하면 고유 밝기를 알고 있는 천체까지의 거리를 구할 수 있다. 출처: 한국천문연구원
표준촛불 원리. 빛의 밝기(I)는 광원으로부터 거리(r) 제곱에 반비례한다. 광원이 2배 만큼 더 멀어지면 밝기는 4배 어두워진다. 표준촛불 원리를 이용하면 고유 밝기를 알고 있는 천체까지의 거리를 구할 수 있다. 출처: 한국천문연구원
  •  표준척도

표준척도는 그 크기를 알고 있는 천체 또는 천체구조로서 그 각크기를 측정하면 각크기가 실제 거리에 반비례하여 작아지는 물리적 원리를 이용해 매우 정확하게 거리를 측정할 수 있는 천체입니다.

 

마치 불꽃놀이에서 불꽃의 폭발 지점까지의 거리를 계산하는 것과 같은 원리입니다. 불꽃이 폭발 시점에서 최대 밝기까지 걸리는 시간과 불꽃이 팽창하는 속도를 관측한다면 불꽃의 최대 크기를 계산할 수 있습니다. 이렇게 계산된 최대 각크기를 실제 눈으로 관측한 불꽃의 겉보기 각크기와 비교하면 불꽃이 폭발한 지점까지의 거리를 계산해낼 수 있는 겁니다. 

표준촛불과 표준척도의 개념도. 출처: 한국천문연구원
표준촛불과 표준척도의 개념도. 출처: 한국천문연구원
  • 활동은하핵(Active Galactic Nuclei 또는 AGN)

 

활동은하핵은 우주에 분포하고 있는 외부 은하 중 모든 파장대 혹은 특정 파장대에서 매우 밝은 광도를 보이는 은하의 중심 영역을 말합니다. 이러한 활동은하핵이 존재하는 은하를 활동은하(Active Galaxies)라고 부릅니다. 활동은하핵은 우주에서 가장 밝은 천체로 꼽히기 때문에 먼 우주에 있는 천체까지도 관측이 가능하다는 점에서 현대 천문학에서 매우 중요한 연구 대상입니다.

 

활동은하핵의 활동성은 주로 은하 중심부에 위치한 초거대질량블랙홀의 존재와 관련이 깊습니다. 태양 질량의 수백 만 배에서 수십 억 배 질량을 가진 이 초대질량블랙홀은 주변 물질을 중력으로 끌어들여 부착원반(accretion disk)을 형성하면서 온도가 올라가게 되어 매우 많은 에너지를 빛으로 방출합니다. 이 과정에서 일부 물질들은 블랙홀의 자전축을 중심으로 원반에 수직한 방향으로 빠르게 분출되는데 이를 제트(jet)라고 합니다. 이 제트의 물질들은 빛의 속도에 가깝게 분출된다. 이 제트는 일부 에너지를 빛으로 방출하는데, 그 빛의 스펙트럼은 전파 영역에서 감마선 영역에 이릅니다. 또한 이러한 제트는 분출될 때 운동에너지가 매우 커서 수천 광년 이상 멀리 뻗어져나갑니다.

활동은하핵. 출처:NASA / SOFIA / Lynette Cook
활동은하핵. 출처:NASA / SOFIA / Lynette Cook
  • 초거질량블랙홀(supermassive black hole)

 

초거대질량블랙홀은 현재까지 관측된 가장 무거운 블랙홀로서 질량이 대략 태양 질량의 수백 만 배에서 수십 억 배 사이인 블랙홀입니다. 아직까지 초대질량 블랙홀이 어떻게 만들어지는가에 대한 이론은 잘 정립되어 있지 않습니다. 무거운 별의 진화 마지막 단계에 중력 붕괴로 인해 생성된 별질량블랙홀(stellar-mass black hole)과는 달리 초대질량블랙홀은 은하의 중심에 위치하고 있습니다. 우리은하를 비롯한 대부분 무거운 은하의 중심에는 초거대질량블랙홀이 있습니다. 우리은하의 경우 은하의 중심지역인 궁수자리A*(Sagittarius A*)에 초거대질량블랙홀이 존재하는 것으로 알려져 있습니다. 초대질량블랙홀은 보통 에너지를 많이 방출하지 않고 조용하게 존재하지만 주변 물질이 유입되는 경우에는 부착원반(accretion disk)을 형성하면서 매우 많은 에너지를 방출합니다. 이것이 퀘이사 혹은 활동은하핵(AGN)의 물리적 기원입니다. 

초거대질량블랙홀은 초기 우주에서 가스의 성질을 변화시키는 데 핵심적인 역할을 했을 것이다.
초거대질량블랙홀은 초기 우주에서 가스의 성질을 변화시키는 데 핵심적인 역할을 했을 것이다.

 

 

 


##참고자료##

 


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