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숲의 역사를 알려면 먼 곳에서 숲이 변하는 모습을 오랫동안 관찰하면 된다. 하지만 우리은하의 진화를 연구하는 일은 숲의 연구와 다른 본질적인 어려움이 있다. 은하는 공간적으로 너무 크고 시간적으로 너무 느리게 변하기 때문이다. 우리은하를 떠나 외부에서 관찰할 수 없고, 인간의 수명은 은하의 수명에 비하면 찰나에 지나지 않는다.

이러한 제약에도 불구하고 우리는 우리은하의 모습과 역사를 그려볼 수 있다. 숲의 모습을 알기 위해 먼저 관찰자를 둘러싼 주변의 나무와 풀들을 자세히 관찰해야 하는 것처럼 천문학자들은 우리은하 내부의 성단, 성운, 별들을 자세히 관찰한다. 그리고 먼 곳에 있는 다른 은하를 보고 우리은하의 모습을 유추한다. 또한 빛의 속도가 유한하기 때문에 먼 곳의 은하를 관측하면 우리은하의 과거 모습도 그려볼 수 있다. 더 먼 거리에 있는 은하를 본다는 것은 더 먼 과거에 떠난 빛을 보는 것이기 때문이다.

커지는 우리은하

우리은하의 모습을 처음으로 설명한 사람은 윌리엄 허셜이다. 허셜은 모든 별이 본래 밝기가 같다고 가정하고, 하늘을 6백83구역으로 나누어 그 구역 안에 있는 별들을 하나하나 세어 분포를 조사했다. 그 결과 허셜은 태양이 우리은하의 중심에 있고, 길이가 폭의 5배 되는 납작한 원반 형태의 은하를 그려낼 수 있었다.

하지만 이것은 별들의 거리가 고려되지 않은 모습이었다. 1900년대 초 캡타인은 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를 결정하고 허셜보다 더 정량적인 우리은하의 모습을 그려냈다. 태양이 은하의 중심으로부터 약 2천2백광년 떨어져 있고, 지름이 약 3만광년, 두께가 약 1만8천광년인 원반모양이었다. 그러나 이 모형도 지금에 비하면 매우 작은 것이었다.

1910년대 후반에 와서야 현재의 은하모형과 유사한 모델이 발표됐다. 샤플리는 구상성단의 분포를 연구해 태양은 구상성단 분포의 중심으로부터 약 5만광년 떨어져 있고, 지름이 약 30만광년인 원반형의 우리은하 모습을 그릴 수 있었다. 샤플리가 생각한 우리은하는 캡타인의 은하보다 10배 큰 모형이었다.

1920년대 초반 린드블레드는 구상성단의 시선속도를 측정해 우리 은하가 적어도 2백50km/초의 속도로 회전한다는 것을 알아냈다. 또한 별들은 은하계 중심에 대해 약 2백-3백km/초의 속도로 회전하기 때문에 우리은하의 모양이 원반처럼 생겼다고 결론을 내렸다.

한편 1930년대부터 은하수로부터 오는 전파를 감지하고 이것이 중성수소에서 발생한다는 것이 알려지면서 은하연구에 전파천문학적 방법이 도입됐다. 1958년 오르트와 그 동료들은 전파망원경을 이용해 우리은하의 중성수소 분포를 조사한 결과, 우리은하가 이웃 안드로메다 은하와 마찬가지로 나선은하임을 밝혀냈다. 그리고 1975년 피터스는 더욱 정밀한 관측을 통해 우리은하 중심의 운동이 원운동이 아니라는 사실을 기초로 우리은하가 막대를 갖는 막대나선은하라고 제안했다.

두 층의 원반

1970년대 이전까지 우리은하 원반이 태양보다 안쪽에서는 중심으로부터 거리에 따라 회전속도가 비례해 증가하는 강체회전을 하고, 태양보다 바깥쪽에서는 행성의 운동처럼 거리가 멀수록 속도가 느린 케플러 운동을 하는 것으로 믿어져 왔다. 이것은 밖으로 갈수록 별의 밀도, 즉 질량 분포가 줄어든다는 것을 의미한다. 그런데 1970년대에 우리은하의 외곽부분의 운동이 그동안 생각해왔던 것과 달리 밖으로 갈수록 속도가 크게 감소하지 않는 것으로 밝혀졌다. 이렇게 속도가 떨어지지 않는 것은 결국 외곽에도 물질이 많이 있다는 것을 뜻한다. 때문에 천문학자들은 은하의 외곽부에 관측되지 않는 암흑물질(dark matter)이 있다고 믿게 됐다. 하지만 암흑물질의 존재가 결정적으로 확인되지 않기 때문에 우주론과 은하천문학의 숙제로 남아있다.

1983년 길모어, 1987년 프리만 등은 은하 원반의 수직방향에 대한 별의 분포를 연구해 지금까지 생각했던 것과 달리 우리은하의 원반이 두층으로 이루어져 있다는 사실을 발견했다. 하나는 은하원반에 납작하게 분포하는 높이척도(scale height)가 작은 성분과 원반에서 좀더 높게 분포하는 높이척도가 큰 원반성분이었다. 두께가 약 3천광년인 높이척도가 작은 원반성분을 ‘얇은 원반’이라 부르고, 두께가 약 1만광년인 높이척도가 큰 원반성분을 ‘두꺼운 원반’이라 한다.

우리은하 신상명세서

지금까지 수많은 천문학자들의 노력으로 우리은하의 모습은 점점 더 정교해져 왔다. 그러나 어느 것도 아직 완전하다고 말할 수 없다. 각종 관측과 추론을 통해 현재 학계에서 정설로 받아들이고 있는 우리은하의 모양은 다음과 같다.

1. 지름 약 10만광년 두께 3천광년인 얇은 원반, 두께가 약 1만광년인 두꺼운 원반, 그리고 지름 약 1만5천광년인 중앙팽대부(bulge)가 은하의 주요 부분을 형성한다. 이 원반에 페르세우스 팔, 백조자리 팔, 궁수자리 팔, 용골자리 팔이 분포하고, 중심에 막대가 있는 막대나선은하이다. 원반에는 대부분의 가스와 산개성단, 젊고 푸른 별들이 집중돼 있고 중앙팽대부에는 오래된 별들이 집중돼 있다.

2. 태양은 원반에 속해 있으며, 은하의 중심에서 약 3만광년 떨어진 곳에 위치하고, 헤르쿨레스자리를 향해 주위의 별에 대해 약 20km/초의 속도로 이동하고 있다. 태양은 은하의 중심에 대해 속도가 약 2백50km/초이고, 주기가 약 2억년인 회전 운동을 하고 있다.

3. 은하 헤일로는 크기가 약 15만광년 이상인 타원체로 그 경계가 불분명하다. 헤일로에 구상성단과 약간의 오래된 별들이 포함돼 있고, 일부 구상성단은 은하중심으로부터 대마젤란 성운까지의 거리(약 15만광년)보다 먼 약 23만광년 떨어진 곳까지 분포한다. 구상성단은 은하중심에 대해 구형으로 분포하고 있으며, 은하 중심방향에 집중돼 있다. 헤일로에 암흑물질이 있을 것으로 추정되며, 암흑물질을 제외한 헤일로의 질량은 은하 전체 질량의 약 2%로 추정된다.

4. 우리은하의 전체 질량은 태양의 약 2천억배이다.

우리은하의 탄생

1962년 에겐, 린든-벨, 샌디지는 태양 근처 별들의 은하 중심에 대한 공전 궤도를 조사했다. 그 결과 먼저 생겨 금속함량이 낮은 별은 회전 운동이 작고, 무질서 운동이 크며, 은하면으로부터 높은 곳에까지 존재한다는 것을 알 수 있었다. 이를 토대로 우리은하의 헤일로는 은하 형성 초기 약 2억년의 짧은 기간에 급격하게 수축되면서 형성됐다는 ‘고속 붕괴에 의한 은하 형성이론’이 제시됐다. 헤일로에 있는 별들은 은하 초기 각운동량이 적었을 때 형성됐기 때문에 각운동량이 작고, 궤도 이심률이 크며, 은하 평면에서 수직방향으로 높은 곳에까지 존재하게 됐다는 것이 핵심 주장이다.

이 이론에 따르면, 우리은하는 거의 구형의 회전체이며, 금속함량이 낮은 원시은하운이 거의 자유낙하 상태로 각운동량이 보존되면서 급격하게 수축했다. 은하의 회전이 점차 커지면서 금속함량이 매우 낮은 구상성단과 헤일로 별들이 생성됐다. 이어 먼저 생긴 질량이 큰 별의 내부에서 핵융합으로 만들어진 금속원소들이 초신성 폭발로 성간에 흩어지면서 가스 구름 가운데 금속함량이 높아진 곳이 생겼다. 여기에서 금속함량이 높은 별들이 차례차례 생겨, 마침내 은하는 빠르게 회전하는 얇은 원반을 형성하게 됐다. 그 결과 우리은하의 크기는 최초 원시은하의 1/10로 줄어들게 됐다. 이 이론에서는 은하 형성 초기에 형성된 구상성단간의 나이 차이는 2억년을 넘지 않는 것으로 예측됐다.
 

헤일로 저속붕괴이론

하지만 1977년 서얼의 연구에서 헤일로에 분포하는 구상성단은 은하 중심으로부터의 거리와 무관하게 금속함량이 다른 별들이 폭넓게 분포하는 것으로 나타났다. 이 때문에 헤일로에 있는 구상성단은 하나의 구름에서 생성된 것이 아니라 태양 질량의 약 1억배 정도 되는 구름 조각들이 각각 구상성단을 형성했으며, 개개의 조각 구름은 별의 탄생과 초신성 폭발에 의해 다양한 금속함량을 갖게 됐다는 새로운 이론이 제시됐다. 이 이론은 헤일로가 적어도 10억년 이상의 시간을 두고 천천히 형성된 것으로 보기 때문에 ‘헤일로 비균질 저속붕괴 형성이론’이라 한다.

이미 1970년대 초 헤일로 구상성단의 나이 차이가 대략 20억년으로 크다는 예측이 나와 있어서 저속붕괴 형성이론이 힘을 얻을 수 있었다. 또한 1970년대 후반 여러 연구자들이 금속함량이 적은 별들의 이심률 변화를 살핀 결과 저속붕괴이론에 힘이 실렸다.

1994년 연세대학교 우주망원경 사업단의 이영욱 교수는 별에 대한 새로운 진화 모형을 이용한 구상성단의 진화 모형을 발표했다. 이에 따르면, 우리은하 구상성단의 나이 분포는 안쪽 구상성단이 더 나이가 많고, 바깥쪽 구상성단이 더 젊은 것으로 나타나 고속붕괴이론이 예측했던 것과 반대 결과가 나왔다. 이 결과는 고속붕괴이론 주창자이며 천문학계의 거두인 샌디지가 주장한 모든 구상성단이 나이가 같다는 그 동안의 학계의 정설을 뒤집는 것이어서 천문학적으로 대단한 논쟁거리였다.

병합·충돌설의 등장

하지만 고속붕괴이론이나 저속붕괴 이론은 모두 헤일로 영역의 구상성단에 대해서는 설명이 가능했지만, 우리은하의 ‘두꺼운 원반 성분’의 형성을 설명할 수 없었다. 두꺼운 원반 성분의 기원에 대한 설명 중에서 현재 가장 각광을 받고 있는 이론이 ‘포획 또는 병합에 의한 은하형성이론’이다.

1970년대에 툼니가 대형 타원은하는 거의 같은 질량을 갖는 나선은하의 충돌, 병합에 의해 형성됐다는 가설을 처음 제안한 이래, 1980년대와 90년대 여러 천문학자들에 의해 병합의 증거가 발견됐고, 역학적인 충돌·병합 모형이 계산됐다. 은하에서 병합의 증거는 양파 껍질 모양의 겹구조가 있는 경우, 두개 이상의 핵이 존재하는 경우, 꼬리가 있는 경우, 은하 극 방향으로 고리가 있는 경우, 핵과 원반이 서로 다른 방향으로 회전하는 경우 등에서 확연히 나타나고 있다. 또한 하나의 구상성단을 이루는 별들이 금속함량이 다른 둘 이상의 집단으로 나누어지는 점도 병합이론의 증거가 되고 있다.

예를 들면 서울대학교 이명균 교수팀은 대형 타원은하 M87과 NGC4472에 있는 구상성단의 금속함량 분포가 여러 그룹으로 나뉘는 것을 보여주었다. 이러한 결과는 이 타원은하가 여러번에 걸쳐 다른 은하를 병합함으로써 여러 그룹의 구상성단이 만들어졌다는 증거가 됐다. 또한 허블망원경을 통해 관측한 안테나 모양의 충돌 은하 NGC4038과 4039는 이런 일이 우주에서 실제로 일어나고 있다는 것을 잘 보여주고 있다. 허블우주망원경 영상을 잘 살펴보면 어린 구상성단이 많이 형성되고 있음을 알 수 있다. 그리고 허블우주망원경이 관측한 아주 먼 은하, 즉 은하 형성 초기(지금 나이의 약 반 정도)의 영상에서는 이러한 큰 은하간의 충돌이 많이 일어나고 있는 것을 볼 수 있다.

그렇다면 질량이 상대적으로 작은 왜소은하에서 구상성단은 어떻게 만들어졌을까? 충돌이나 병합, 혹은 포획은 나선은하와 같은 큰 은하에서만 일어나는 것이 아니고, 작은 왜소은하에서도 일어나고 있다. 최근에 필자가 별이 폭발적으로 탄생하고 있는 왜소은하인 청색왜소은하 약 1백개를 조사한 결과, 적어도 이 은하의 약 40%는 은하간의 충돌이나 병합 등에 의한 것으로 조사됐다.

1970년대 이후에 많은 천문학자들이 고속 컴퓨터를 이용해 팽창하는 우주에서 중력에 의한 원시은하의 역학적 진화를 계산한 결과 지속적으로 은하간에 병합이 일어나서 더욱 더 큰 은하가 형성된다는 것을 발견했다. 그래서 많은 천문학자들이 우리은하도 이러한 은하 병합에 의해 형성된 것으로 짐작하고 있다. 그러나 우리은하가 헤일로, 얇은 원반, 두꺼운 원반 따위와 같은 단순하지 않은 구조를 갖고 있기 때문에 단순히 은하의 병합으로 형성됐다고 보기가 어렵다.

왜소은하 기원설

1980년대에 프리만 등의 천문학자는 우리은하 구상성단 및 헤일로 별의 기원에 대해 왜소은하 기원설을 발표했다. 왜소은하 기원설은 다음과 같다. 밝은 핵을 갖는 타원왜소은하와 같은 왜소은하들이 우리은하 같은 큰 은하에 포획돼 왜소은하의 핵을 제외한 부분은 모 은하의 조석력에 의해 깨지고 흩어져 헤일로의 별을 이루었다. 또한 은하의 조석력을 견딜 수 있는 핵이나 성단들은 마치 거미 새끼가 알집에서 부화해 사방으로 퍼지는 것과 같이 구상성단들이 흩어지게 됐다.

그렇다면 왜소은하의 포획에 의해 헤일로가 형성됐다는 증거는 있는 것일까? 최근에 우리은하는 현재 궁수자리 왜소은하를 ‘잡아먹고’ 있는 중인 것으로 밝혀졌는데, 이 은하에는 구상성단이 포함돼 있다. 또한 우리 이웃에 있는 대마젤란 성운은 젊은 구상성단이 많고 현재도 생성되고 있다. 이 대마젤란 성운은 현재 우리은하에 질량을 빼앗기고 있다. 언젠가는 대마젤란 성운의 구상성단은 우리은하의 구상성단이 될 것으로 생각된다.

1999년 영국의 저명한 과학잡지 ‘네이처’에 실린 연세대 우주망원경사업단 이영욱 교수팀의 논문은 구상성단 중의 하나가 왜소은하로부터 왔다는 것을 확인해주었다. 이 교수팀은 남반구에 있는 유명한 구상성단 오메가 센타우리(ω Centauri, 센타우루스 자리 오메가 천체)에 속한 별들의 진화를 조사했다(과학동아 1999년 12월호 참조). 그 결과 오메가 센타우리에는 적어도 4개의 서로 다른 나이와 금속함량을 갖는 별들이 존재하고 있다는 사실을 발견했다.

이것은 4번의 서로 다른 시기에 별들이 형성됐거나, 서로 다른 나이와 금속함량을 갖는 별이 포함돼 있는 은하가 합쳐진 후에 우리은하에 포획됐다는 것을 의미한다. 그런데 구상성단과 같은 작은 천체 내에서 서로 다른 시기에 4번 이상 별이 형성됐을 가능성은 거의 없다. 결국 오메가 센타우리는 몇번의 병합을 거친 왜소은하가 우리은하에 포획된 잔해인 것이다. 실제로 우리은하와 안드로메다 은하가 포함돼 있는 국부은하군에 속한 왜소은하에 있는 별들의 진화를 연구한 결과에서도 서로 다른 시기에 탄생한 별이 존재하고 있는 것으로 밝혀졌다. 포획 또는 병합설이 더욱 힘을 얻고 있는 것이다.

위와 같이 우리은하 헤일로의 형성은 왜소은하의 포획으로 설명할 수 있다. 그렇다면 고속 붕괴이론이 설명할 수 없었던 여러 종류의 원반 성분의 존재를 왜소은하의 포획이나 병합으로 설명할 수 있을까? 두꺼운 원반 성분의 형성 역시 은하 충돌, 포획으로 설명할 수 있다. 고속 붕괴 이론과 같이 원반이 형성된 초기 은하에 크기가 상대적으로 작은 은하가 포획돼 나선형으로 충돌하면 두꺼운 원반이 생길 수 있다는 사실이 여러 천문학자의 역학적 충돌 모형 계산에 의해 밝혀졌다. 즉 작은 은하에 낱개로 흩어진 별들과 초기 원반의 별들이 운동 에너지를 얻어 원반에 수직방향으로 높이 올라가 두꺼운 원반을 만들고, 그 두꺼운 원반으로부터 다시 얇은 원반이 만들어진다는 시나리오이다. 즉 헤일로와 마찬가지로 은하의 원반 성분도 왜소은하의 충돌이나 포획이론으로 잘 설명될 수 있다.

현재 우리은하에 대한 형성 이론은 아직도 확실하게 해결 안된 부분이 많다. 예를 들면 암흑물질의 정체, 분포, 역할 따위가 아직 규명되지 않았고, 백색왜성이 두꺼운 원반에 존재하는 문제, 구상성단의 기원, 헤일로의 기원, 은하와 은하 사이 공간에 별이 존재하는 문제, 은하의 경계 및 은하의 크기 따위도 아직 의문점이 많다. 다가오는 21세기에는 한 단계 발달된 대형 망원경의 건설과 효율이 높고 정밀한 관측기기의 개발, 천체관측에 이상적인 조건을 갖는 우주 공간이나 남극에 세운 대형 고정밀 관측 위성을 이용해 우리은하의 과거와 현재의 모습을 보다 더 정확하게 이해할 수 있게 될 것이다.