외부 은하와 활동 은하핵

본문

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퀘이사는 수십억 광년 떨어져 있는데도 별처럼 또렷하게 보이는 천체이다. 그 밝기는 우리은하 전체의 수백 배에 이른다. 그런데 퀘이사의 밝기는 며칠 만에 눈에 띄게 오르내린다. 은하처럼 수만 광년 크기의 천체라면 이렇게 빨리 밝기가 변할 수 없다. 밝기가 변하는 시간에서 빛을 내는 곳의 크기를 어떻게 알아낼까? 그리고 그 작은 곳에서 그렇게 큰 에너지를 내는 것은 무엇일까?

밝기가 변하는 시간 (10의 거듭제곱 시간) 블랙홀 질량 (10의 거듭제곱 태양 질량)

그림 1. 밝기 변동 시간이 정하는 빛을 내는 영역의 최대 크기, 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름, 그리고 블랙홀이 낼 수 있는 최대 광도(에딩턴 광도). 막대는 로그 길이이다.

먼저 알아야 할 것외부 은하의 분류, 빛의 속력(지구과학), 우리은하의 회전과 질량(우리은하의 구조와 회전).

3.9.1변광 시간이 알려 주는 크기

지름이 \(D\)인 천체가 한꺼번에 밝아져도, 지구에서는 가까운 쪽의 빛이 먼저 오고 먼 쪽의 빛이 \(D/c\)만큼 늦게 온다. 그래서 그 천체의 밝기 변화는 적어도 \(D/c\)의 시간에 걸쳐 흐려져 보인다. 거꾸로 밝기가 \(\Delta t\) 만에 크게 변한다면, 빛을 내는 영역은 \(c\Delta t\)보다 작아야 한다. 퀘이사의 밝기가 하루 만에 변한다면 그 영역은 빛이 하루에 가는 거리, 곧 약 170 AU보다 작다. 태양계 크기 정도의 영역에서 은하 수백 개만큼의 빛이 나오는 셈이다.

정리 3.9.1 크기의 한계와 에딩턴 광도

밝기가 \(\Delta t\) 만에 변하는 천체의 크기는 \(R \lesssim c\Delta t\)이다. 질량 \(M\)인 천체로 떨어지는 물질이 내는 빛의 압력이 중력을 넘으면 물질이 날려 가므로, 광도에는 상한 \[L_E \approx 1.26 \times 10^{31}\left(\frac{M}{M_\odot}\right)\ \text{W}\]이 있다. 이를 에딩턴 광도라 한다. 질량 \(M\)인 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 \(R_S = 2GM/c^2\)이다.

그림 1에서 두 값을 바꾸어 보자. 밝기가 약 하루 만에 변하면 영역은 약 170 AU보다 작다. 질량이 태양의 1억 배인 블랙홀의 슈바르츠실트 반지름은 약 2 AU로 그 안에 충분히 들어간다. 그리고 이 블랙홀의 에딩턴 광도는 태양의 약 3조 배로, 우리은하 전체(태양의 약 100억 배)의 수백 배이다. 그래서 퀘이사의 빛은 은하 중심의 거대한 블랙홀로 물질이 소용돌이치며 떨어질 때 나오는 것으로 설명된다. 떨어지는 물질의 정지 에너지 가운데 10%쯤이 빛으로 바뀌어, 핵융합보다 열 배 넘게 효율적이다.¹

3.9.2은하의 다양성과 충돌

외부 은하는 모양에 따라 타원 은하, 나선 은하, 막대 나선 은하, 불규칙 은하로 나뉜다. 그런데 모양이 같아도 크기와 질량은 수천 배씩 다르다. 그리고 회전 속력이나 은하단 속 은하들의 움직임으로 잰 질량은 별빛으로 어림한 질량보다 훨씬 커서, 대부분의 은하가 암흑 물질에 둘러싸여 있음을 알려 준다. 은하들은 서로 가까이 지나가며 중력으로 별을 끌어내 긴 꼬리를 남기고, 결국 하나로 합쳐지기도 한다. 합쳐질 때 기체가 중심으로 쏟아져 들어가면 블랙홀이 활발하게 물질을 삼켜 활동 은하핵이 된다. 우리은하도 약 45억 년 뒤 안드로메다은하와 합쳐질 것으로 예상된다.

그림 2. 밝기가 빨리 변할수록 빛을 내는 영역은 작아야 한다.

3.9.3예제 풀이

예제 3.9.2

어떤 퀘이사의 광도는 태양의 \(10^{12}\)배이다. 이 광도가 에딩턴 광도를 넘지 않으려면 중심 블랙홀의 질량은 적어도 얼마여야 하는가? 이 퀘이사가 광도를 정지 에너지의 10% 효율로 낸다면, 1년에 몇 태양 질량의 물질을 삼켜야 하는가? 태양의 광도는 \(3.8 \times 10^{26}\) W, 질량은 \(2.0 \times 10^{30}\) kg이다.

광도는 \(3.8 \times 10^{38}\) W이다. 에딩턴 광도의 식에서 \(M \ge 3.8 \times 10^{38} \div 1.26 \times 10^{31} \approx 3 \times 10^7\) 태양 질량이다. 적어도 태양의 3000만 배인 블랙홀이 필요하다.

1년 동안 내는 에너지는 \(3.8 \times 10^{38} \times 3.16 \times 10^7 \approx 1.2 \times 10^{46}\) J이다. 효율 10%이면 \(mc^2 = 1.2 \times 10^{47}\) J이어야 하므로 \(m = 1.2 \times 10^{47} \div 9 \times 10^{16} \approx 1.3 \times 10^{30}\) kg, 곧 약 0.7 태양 질량이다. 즉 1년에 태양 하나에 못 미치는 물질만 삼켜도 은하 수백 개만큼 빛날 수 있다. 그래서 거대한 블랙홀로 떨어지는 물질은 우주에서 가장 효율 좋은 발전소이다.

아래 탐구 카드에서 외부 은하를 모양으로 분류하고, 활동 은하핵과 은하의 충돌이 남긴 흔적을 살펴보자.

2019년 사건의 지평선 망원경은 처녀자리의 은하 M87 중심에서 태양 질량의 약 65억 배인 블랙홀의 그림자를 처음 찍었다. 그 그림자의 지름은 태양계보다 크다.

마무리

밝기가 빨리 변하는 천체는 빛이 그 시간 동안 건너는 거리보다 작아야 하므로, 며칠 만에 변하는 퀘이사의 빛은 태양계만 한 영역에서 나온다. 그 작은 영역에서 은하 수백 개만큼의 에너지를 낼 수 있는 것은 물질이 떨어지는 거대한 블랙홀뿐이며, 에딩턴 광도가 그 질량의 하한을 알려 준다. 그래서 처음 질문의 밝은 빛은 은하 중심의 거대한 블랙홀로 떨어지는 물질이 태양계만 한 곳에서 내는 빛이다.

탐구 1

은하는 모양으로 어떻게 나눌까?

허블 분류 · 직접 분류하기

정답: ?
맞힌 수: 0 / 0

은하 그림은 실제 사진이 아니라 분류 기준(팽대부의 크기, 나선팔이 감긴 정도, 막대의 유무)을 담아 코드로 만든 모식이다.

질문은하는 수천억 개가 넘는다. 그 많은 은하를 무엇을 기준으로 나눌 수 있을까?
복원나선 은하는 가운데 둥글게 부푼 팽대부, 그 둘레의 납작한 원반, 원반에 감긴 나선팔로 이루어지고, 나선팔에는 젊고 푸른 별과 가스가 많다.
설명허블은 1926년 은하를 겉모양으로 나눴다. 나선팔 없이 매끈한 타원 은하(E), 팽대부와 원반은 있지만 팔이 없는 렌즈형(S0), 나선팔이 있는 나선 은하(S)와 막대 나선 은하(SB), 모양이 뚜렷하지 않은 불규칙 은하(Irr)이다.
연결나선 은하는 a, b, c로 한 번 더 나누는데, a는 팽대부가 크고 팔이 촘촘하게 감겨 있고, c로 갈수록 팽대부가 작고 팔이 느슨하다. 이 무리들을 늘어놓은 그림이 소리굽쇠 모양이어서 허블의 소리굽쇠 그림이라고 부른다.
적용‘새 은하’를 눌러 열 개쯤 분류하며 가장 헷갈리는 짝이 무엇인지 보자. 옆으로 기울어져 보이는 나선 은하와 납작한 타원 은하를 무엇으로 구별했는지도 정리해 보자.
판단소리굽쇠 그림의 왼쪽을 ‘조기형’, 오른쪽을 ‘만기형’이라고 부르지만, 은하가 이 순서대로 진화한다는 뜻은 아니다. 허블 자신도 이 이름이 진화 순서를 뜻하지 않는다고 밝혔다. 또 겉모양은 보는 방향에 따라 달라져서, 타원 은하의 E0~E7은 실제 모양이 아니라 우리에게 보이는 납작한 정도이다.

확인조건이 달라지면

어떤 은하가 거의 옆으로 누운 가늘고 긴 모양으로 보인다. 가운데가 조금 부풀었고, 원반을 따라 검은 먼지 띠가 보인다. 가장 알맞은 판단은?

탐구 2

퀘이사는 왜 특이 은하일까?

광도 · 밝기 변화로 크기 추론

밝기가 크게 변하는 데 걸린 시간 = —

3C 273의 광도: —
빛을 내는 곳의 크기: —
비교하면: —

3C 273의 거리(약 24억 광년)와 광도(태양의 약 4 × 10¹²배), 우리은하의 광도(약 5 × 10¹⁰배)는 대표 추정값이다. 크기 상한은 ‘빛이 그 시간 동안 가는 거리’로 어림한 값이다.

질문1960년대 천문학자들은 망원경으로 보면 별처럼 한 점인데, 스펙트럼을 보면 수십억 광년 떨어져 있는 천체를 찾았다. 그렇게 먼데 어떻게 별처럼 밝게 보일까?
복원같은 광도의 천체라도 거리가 2배면 보이는 밝기는 1/4로 줄어든다(역제곱 법칙). 따라서 보이는 밝기와 거리를 알면 광도를 거꾸로 구할 수 있다.
설명가장 밝게 보이는 퀘이사 3C 273은 약 24억 광년 떨어져 있는데도 망원경으로 쉽게 보인다. 거리로 계산하면 광도가 태양의 약 4조 배, 우리은하 전체의 약 80배이고, 모양은 보통 은하와 비슷하지만 중심이 비정상적으로 밝아서 특이 은하로 분류한다.
연결그런데 퀘이사의 밝기는 며칠에서 몇 달 사이에 크게 변한다. 빛을 내는 곳 전체가 한꺼번에 밝아지려면 그 시간 안에 빛이 끝에서 끝까지 갈 수 있어야 하므로, 크기는 빛의 속력에 변하는 시간을 곱한 값보다 작다. 즉 은하 80개만큼의 에너지가 태양계보다 조금 큰 곳에서 나온다.
적용변하는 시간을 ‘하루’, ‘한 달’, ‘1년’으로 바꿔 보며 빛을 내는 곳이 어떤 천체와 비교할 만한 크기인지 보자. 그리고 이렇게 작은 곳에서 이만한 에너지를 낼 수 있는 것이 무엇일지 생각해 보자.
판단현재 가장 유력한 설명은 은하 중심의 거대 블랙홀로 물질이 빨려 들어가며 뜨겁게 달아오른다는 것이다. 다만 블랙홀 자체가 빛을 내는 것이 아니라, 블랙홀 둘레에서 소용돌이치는 물질이 빛을 낸다. 또 “퀘이사는 지금 그 자리에 있다”는 생각도 조심해야 하는데, 우리가 보는 것은 수십억 년 전에 떠난 빛이기 때문이다.

확인조건이 달라지면

어떤 천체의 밝기가 약 1시간 만에 두 배로 변했다. 빛을 내는 곳의 크기에 대해 말할 수 있는 것은?

읽기 3

은하는 빛으로 어림한 것보다 왜 무겁고, 중심은 왜 그렇게 밝을까?

읽기 · 분류 기준 · 크기와 질량–광도비 · 활동 은하핵의 에너지와 통합 모형

허블은 은하를 모양으로 나눴다. 그런데 모양이 비슷해도 크기와 질량은 수천 배씩 다르고, 같은 은하라도 보이는 빛으로 계산한 질량과 별의 운동으로 잰 질량이 크게 다르다. 또 어떤 은하는 지름 1광일보다 작은 중심부가 은하 전체보다 밝게 빛난다.

1무엇을 기준으로 나누나

종류	분류 기준	하위 분류
타원 은하 (E)	겉보기 납작한 정도. 긴지름 a, 짧은지름 b에 대해 n = 10(1 − b/a)	E0(원)~E7(가장 납작)
렌즈형 은하 (S0)	원반과 팽대부는 있으나 나선팔이 없음	타원과 나선의 중간
나선 은하 (S, SB)	막대 구조의 유무, 팽대부의 상대 크기, 나선팔이 감긴 정도	Sa(팽대부 큼, 팔이 촘촘)→Sb→Sc(팽대부 작음, 팔이 느슨). 막대가 있으면 SBa~SBc
불규칙 은하 (Irr)	대칭 구조가 뚜렷하지 않음	마젤란형 등

겉보기 납작함 n은 실제 모양과 보는 방향이 함께 정하므로, E0으로 보이는 은하가 실제로는 납작한 은하를 위에서 본 것일 수도 있다. 모양 분류는 성질과도 이어진다. 타원 은하로 갈수록 늙고 붉은 별이 많고 기체가 적으며, Sc와 불규칙 은하로 갈수록 기체가 많고 지금도 별이 활발히 태어난다.

2크기, 질량, 질량–광도비

	지름	질량 (M_☉)	질량–광도비 M/L (태양 = 1, 대략)
왜소 은하 (왜소 타원·구형)	1~수 kpc	10⁷~10⁹	10~수백 (가장 암흑 물질이 많은 계)
나선 은하 (우리은하 정도)	원반 약 30 kpc	약 10¹² (헤일로 포함)	별만으로는 1~3, 회전 곡선 끝까지 10 이상
거대 타원 은하	100 kpc 이상	10¹²~10¹³	10~수십
은하단 (코마 은하단 등)	수 Mpc	10¹⁴~10¹⁵	수백

질량은 회전 곡선(나선 은하), 별들의 속도 분산(타원 은하), 은하단의 은하 속도와 X선 기체, 중력 렌즈로 잰다. 광도는 측광으로 구한다. 질량–광도비 M/L은 같은 광도에 얼마만큼의 질량이 들어 있는지를 나타낸다. 태양 부근의 별 집단은 M/L이 2 안팎인데, 은하의 바깥까지 포함하면 10을 넘고 은하단에서는 수백이 된다. 큰 규모로 갈수록 빛을 내지 않는 질량, 곧 암흑 물질의 비율이 커진다는 뜻이다. M/L은 관측한 파장대(B, V, 적외선)와 별의 나이에 따라 달라지므로 값을 비교할 때는 같은 기준인지 확인해야 한다.

3활동 은하핵은 무엇으로 빛나나

보통 은하의 빛은 별빛의 합이다. 그런데 일부 은하의 중심부는 다음 특징을 보인다. ① 전파에서 감마선까지 넓은 파장에 걸친 비열적 복사, ② 초속 수천 km에 해당하는 폭 넓은 방출선, ③ 며칠~몇 달 만에 크게 변하는 밝기, ④ 때로는 은하 밖까지 뻗는 제트. 이런 중심부를 활동 은하핵(AGN)이라 한다.

밝기가 Δt 동안 크게 변하면 빛을 내는 영역의 크기는 대략 cΔt보다 작아야 한다. 그 영역 끝에서 끝까지 빛이 건너가는 시간보다 빨리 밝기가 고르게 바뀔 수 없기 때문이다. 며칠 만에 변하는 퀘이사는 태양계 몇 배 크기에서 은하 수천 개분의 에너지를 낸다. 이렇게 작은 곳에서 이만한 에너지를 낼 수 있는 것은 초대질량 블랙홀로 떨어지는 물질뿐이다. 물질이 강착 원반에서 마찰로 가열되며 정지 질량 에너지의 약 10 %를 빛으로 내놓는데(η ≈ 0.1), 이는 수소 핵융합(0.7 %)보다 10배 이상 효율적이다.

L = η Ṁ c², L_Edd ≈ 1.26×10³¹ W × (M / M_☉)

광도가 너무 크면 복사압이 떨어지는 물질을 밀어내므로, 블랙홀 질량마다 최대 광도인 에딩턴 광도 L_Edd가 있다. 광도 10⁴⁰ W인 퀘이사라면 블랙홀 질량이 적어도 약 8×10⁸ M_☉이어야 하고, η = 0.1이면 매년 태양 약 18개 질량의 물질을 삼켜야 한다. 실제로 M87 중심 블랙홀은 약 6.5×10⁹ M_☉(사건 지평선 망원경, 2019), 우리은하 중심의 궁수자리 A*는 약 4×10⁶ M_☉(중심 별들의 궤도, 2020년 노벨 물리학상)으로 측정되었다.

4모양이 다른 활동 은하는 같은 천체일까, 통합 모형

활동 은하핵의 통합 모형(모식, 크기 비율은 실제와 다름). 넓은 방출선을 내는 빠른 기체가 먼지 고리에 가려지는지에 따라 1형과 2형이 갈린다.

세이퍼트 은하, 퀘이사, 전파 은하, 블레이자는 한때 서로 다른 천체로 여겨졌다. 지금은 대부분 같은 구조를 다른 방향에서 보거나, 블랙홀로 떨어지는 물질의 양과 제트의 유무가 다른 것으로 설명한다. 2형 세이퍼트 은하를 편광으로 관측하면 먼지에 반사된 넓은 방출선이 드러나는데, 이것이 통합 모형의 대표적인 증거이다.

5은하가 합쳐지면

순행으로 가까이 스쳐 지나가면 긴 조석 꼬리와 다리가 생긴다(더듬이 은하, 쥐 은하).
기체가 중심으로 몰려 폭발적 별 탄생이 일어나고, 티끌에 가려진 채 적외선으로 매우 밝게 빛나기도 한다.
중심으로 흘러든 기체가 블랙홀에 공급되어 활동 은하핵이 켜지고, 두 블랙홀은 결국 하나로 합쳐진다.
비슷한 질량의 원반 은하가 합쳐지면 타원 은하에 가까운 은하가 남는다. 큰 은하가 작은 은하를 삼키는 일은 훨씬 흔하며, 우리은하의 헤일로에도 삼킨 왜소 은하의 별 흐름(궁수자리 흐름 등)이 남아 있다.

판단“퀘이사는 별처럼 보이니 별의 한 종류”라는 생각은 틀린다. 퀘이사는 적색 편이가 커서 아주 멀리 있고, 그 거리에서 그렇게 밝으려면 은하 전체보다 밝아야 한다. 또 “블랙홀이 빛난다”는 말도 정확하지 않다. 빛을 내는 것은 사건 지평선 바깥의 강착 원반과 제트이다. 질량–광도비가 크다는 것도 ‘어두운 별이 많다’는 뜻만이 아니라, 별과 기체를 모두 더해도 모자라는 질량이 있다는 뜻이다.

확인조건이 달라지면

어떤 활동 은하핵의 X선 밝기가 약 3시간 만에 두 배로 변했다. 이 사실에서 이끌어 낼 수 있는 것으로 가장 알맞은 것은?

탐구 4

두 은하가 스쳐 지나가면 왜 길쭉한 꼬리가 생길까?

은하의 상호 작용과 병합 · 기조력 · 제한 다체 모의 실험

질량비 (작은 은하 / 큰 은하) = 1.0

가장 가까이 올 때 거리 = 1.6 단위

역학적 마찰 켜기 (모식: 가까울 때 궤도 에너지를 잃음)

경과 시간 (대략): —
두 은하 중심 사이: —
원반 밖으로 끌려 나간 별: —

툼리 형제(Toomre & Toomre 1972)의 제한 다체 방법을 따른 모식 계산이다. 두 은하의 질량은 중심의 부드러운 점 질량으로 두고, 원반의 별은 질량이 없는 시험 입자로 계산한다. 길이 1 단위 ≈ 10 kpc, 큰 은하 질량 ≈ 10¹¹ M_☉로 보면 시간 1 단위 ≈ 4700만 년이다. 처음에는 서로 포물선 궤도로 다가온다.

질문까마귀자리의 더듬이 은하(NGC 4038/4039)나 쥐 은하(NGC 4676)에는 은하 몸체보다 긴 별의 꼬리가 뻗어 있다. 은하끼리 부딪혀도 별과 별은 거의 충돌하지 않는다는데, 무엇이 별들을 이렇게 길게 끌어냈을까?
복원기조력은 물체의 가까운 쪽과 먼 쪽에 작용하는 중력의 차이로, 거리의 세제곱에 반비례한다(∝ M/r³). 달이 지구의 바다를 양쪽으로 늘이듯, 지나가는 은하는 상대 은하의 원반을 자기 쪽과 반대쪽 두 방향으로 늘인다. 은하 원반의 별은 중심을 원 궤도로 돈다.
설명별 사이의 평균 거리는 별 지름의 수천만 배라서, 두 은하가 겹쳐도 별끼리 부딪힐 확률은 거의 0이다. 변하는 것은 각 별이 느끼는 중력이다. 원반의 회전 방향이 상대 은하의 궤도 방향과 같으면(순행), 가장 가까이 오는 동안 별과 상대 은하가 나란히 움직여 오래 같은 쪽으로 끌리므로, 바깥쪽 별이 크게 끌려 나가 조석 꼬리와 두 은하를 잇는 다리가 생긴다. 역행이면 별이 상대 은하를 금방 스쳐 지나가 영향이 짧게 끝난다.
연결실제 은하는 보이는 원반보다 훨씬 큰 암흑 물질 헤일로를 가지고 있어, 서로 지나갈 때 역학적 마찰로 궤도 에너지를 잃고 결국 하나로 합쳐진다. 비슷한 질량의 나선 은하 둘이 합쳐지면 별의 원 궤도가 뒤섞여 회전하는 원반이 사라지고 타원 은하에 가까운 덩어리가 남는다. 이때 기체는 별과 달리 서로 부딪혀 에너지를 잃고 중심으로 쏟아져 들어가, 짧은 시간에 별을 많이 만드는 폭발적 별 탄생을 일으키거나 중심 블랙홀로 흘러들어 활동 은하핵을 켠다.
적용순행, 질량비 1, 근접 거리 1.6으로 시작해 꼬리가 몇 개 생기는지 세어 보자. 같은 조건에서 역행으로 바꾸면 무엇이 달라지는가? 질량비를 0.2로 낮추면 어느 은하의 원반이 더 크게 망가지는가? 근접 거리를 3으로 늘리면 꼬리는 어떻게 되는가? 마지막으로 역학적 마찰을 켜고 두 은하가 합쳐진 뒤 남은 모습을 처음 원반과 비교해 보자.
판단이 계산에서 별은 서로를 끌어당기지 않고, 기체와 별 탄생도 없으며, 역학적 마찰은 손으로 넣은 근사이다. 그래서 꼬리의 모양은 잘 재현하지만, 합쳐진 뒤의 구조는 정확하지 않다. 또 ‘충돌’이라는 말 때문에 별들이 부서진다고 생각하기 쉽지만, 별의 충돌은 거의 일어나지 않는다. 우리은하와 안드로메다 은하도 수십억 년 뒤 이런 과정을 거쳐 합쳐질 것으로 예측된다.

확인조건이 달라지면

질량이 같은 두 나선 은하가 서로의 원반 회전과 반대 방향(역행)으로, 아주 먼 거리를 두고 한 번 스쳐 지나갔다. 예상되는 결과로 가장 알맞은 것은?