런어웨이 은하 (runaway galaxy)
우선 영어표현인 런어웨이(runaway)가 무엇인지 알아보겠습니다. 네이버 사전은 이렇게 정의합니다.
‘달아난’ 그리고 ‘가출한’ 이라는 형용사가 가장 먼저 눈에 들어옵니다. 그 다음으로는 ‘제멋대로 가는’, ‘제어가 안 되는’, ‘고삐 풀린’ 등이 뜻으로 나오네요. 세번째는 약간 달라보이는 뜻이 나오듯 하지만 ‘순식간의’, ‘걷잡을 수 없는 등’의 의미 풀이도 발견 할 수 있습니다.
런어웨이 은하는 은하마을인 은하단을 아주 빠른 속도로 휘젓고 다니는 은하라고 말씀 드렸죠. 천문학자들은 이 별종 은하를 은하단의 탈출속도보다 빠르기 때문에 제어 되지 않고, 걷잡을 수 없는 움직임을 보이며 결국 마을을 가출하는 은하로 정의합니다.
최근 하버드-스미소니안 천체물리한 연구소 연구원인 Chilingarian박사는 은하단을 벗어난 런어웨이 은하가 결국 외로운 미래를 맞이 할 것이라고 합니다. 박사는 연구에서 발견한 최대 초속 3,000 km로 움직이는 런어웨이 은하를 포함 다수의 결과를 <사이언스>지에 게제하였습니다.
형성
런어웨이 은하들(runaway galaxies)은 어쩌다가 이렇게 전형적이지 않은 특징을 갖게 되는 걸까요? 물리학에서 말하는 삼체상호작용(three-body interaction)이 답이 될 수 있습니다. 별 두개가 서로를 공전하는 쌍성계를 예시로 들겠습니다. 안정적인 시스템을 구축하고 있던 쌍성계 근처로 블랙홀 같은 질량이 거대한 천체가 다가올 경우 쌍성계 중 별 하나는 블랙혹에 종속되고 나머지 하나는 반대로 아주 빠른 속도로 튕겨 나가게 됩니다.
아래 그림을 참고해볼까요? 행성계 만들기 게임으로 이웃집과학자 홈페이지에서도 참여해 볼 수 있습니다.
본래 질량이 무거운 노란별과 작은 분홍색의 행성이 안정을 이루고 있었습니다. 중간에 거대한 질량의 푸른 별이 하나 추가되니 3개의 물체가 안정을 깨고 가장 작은 행성이 튀어나가게 되었습니다.
천체의 단위를 은하로 넓혀보면 런어웨이 은하도 비슷하게 형성되지 않았나 추측해 볼 수 있습니다. 사이언스지에 발표된 결과를 보면 런어웨이 은하들은 상대적으로 질량이 작기 때문입니다. 즉, 질량이 작은 한 은하가 다른 은하가 은하 마을에서 짝을 이루고 있었는데 질량이 거대한 은하가 어떤 이유에서인지 근접하게 된다면 질량이 작은 은하는 쌍성계가 블랙홀을 만나 별 하나를 튕기듯 은하마을에서 튕겨 나가게 되는 것입니다. 나머지 두개의 은하는 결국 병합해서 하나의 은하로 재탄생 될 것으로 보입니다.
위 이미지는 런어웨이 은하가 만들어지는 과정의 상상도 입니다. 왼쪽 첫번째 그림을 보면 가운데에 거대한 타원 은하가 자리잡고 있습니다. 그 주변으로 작은 은하가 점선을 따라 주위를 돌고 있습니다. 이때 아래쪽에서 나선은하 하나가 다가옵니다. 나선 은하와 작은 은하가 가까워질때 나선 은하는 중력으로 작은 은하를 차버립니다. 결국 나선은하는 중간의 거대한 타원은하에게 먹히고 작은 은하는 은하단 중심으로 부터 멀어지게 됩니다.
런어웨이 은하에 대한 연구는 비교적 최근에 들어 시작되었습니다. Gill et al.(2005)에서는 다체모의시뮬레이션을 통해 은하단 반경의 1~2배되는 공간에 있는 은하들 중 절반 정도는 과거에 은하단 내부로 진입했다가 다시 밖으로 나온 런어웨이 은하일 것이라 예상했습니다. 이들은 은하단 내부에서 큰 질량 손실(~40%)을 겪었을 것으로 예측됩니다.
Mahajan et al.(2011)에서도 시뮬레이션을 통해 런어웨이 은하를 확인하고 은하단 중심으로부터의 거리에 따른 시선속도의 분포를 확인하였습니다. 하지만 이전의 다체 모의시뮬레이션에서는 낮은 입자 분해능과 가스입자의 부재로 런어웨이 은하의 위성은하에 대한 연구와 실제 우주를 구성하고 있는 별들에 대한 직접적인 영향에 대해서는 연구된 바가 없습니다.
은하의 진화의 일반적인 특징과 한계점
은하의 형성과 진화 과정에는 비밀이 있습니다. 어떤 위치에서 은하가 태어났으며, 은하가 만들어지는 과정에서 어떤 환경에 노출됐는 지 여부입니다.
위 연구는 원래 다음과 같은 방법으로 연구를 해왔습니다. 탄생 순간부터 은하는 다양한 환경에 직면하는 경우가 많습니다. 결과적으로 이러한 환경이 미치는 진화의 과정은 은하의 특성을 완성하는데 중요한 역할을 합니다.
극단적인 예로, 밀도가 높은 은하단 내부의 은하들은 다른 은하들과의 상호작용(interaction)과 병합(merger)과 같은 다양한 중력 작용을 겪으며 형태가 변합니다. 은하단 내부의 뜨거운 가스(intracluster medium)와의 작용으로 새로운 별 생성(star formation)에 큰 영향을 받고, 은하단 자체 중력장, 즉 천체가 만든 바구니에 의해 질량손실(mass loss)을 겪기도 합니다. 그렇기 때문에 은하의 현재 위치를 가지고 주변 환경이 은하 특성에 미치는 영향에 대한 많은 연구들이 있었습니다.
런어웨이 은하는 과거에 복잡한 은하단의 중심 근처를 관통한 은하들입니다. 은하가 많아 밀도가 높은 곳들이죠. 때문에 다른 은하들과 온갖 화학적 반응을 일으키며 말 그대로 산전수전 다 겪습니다. 지금은 비교적 한산한 은하단의 바깥 지역(outskirt)에 자리합니다.
런어웨이 은하의 존재로 현재의 위치만을 가지고 은하의 특성을 판단 하는 방법에 허점이 생긴 것입니다. 그렇기 때문에 현재의 위치 뿐만 아니라 주변의 특성과 개개 은하의 자세한 역사를 연구하지 않는다면 문제가 생길 수 밖에 없습니다.
Sloan Digital Sky Survey(SDSS) 와 같은 대규모의 은하 탐사가 이루어지고 그들의 특징을 통계적으로 연구하는 것이 가능해지면서 은하와 주변환경에 관련된 연구들이 부분적으로 큰 성공을 거두었습니다. 하지만, 단순하게 은하의 현재 위치에서 주변 환경만을 분석하는 방법으로 그 은하의 특성을 이해하려고 하는 시도는 한계점을 가지고 있습니다. 개별 은하들을 자세히 살펴 볼 경우 모두가 서로 다른 진화 역사를 가지고 있기 때문에 '전형적인(typical)' 은하는 실제로 존재하지 않는다는 것입니다. 이제는 개별 은하들이 어떻게 현재와 같은 특징을 가지게 되었는지에 대한 구체적인 연구가 필요한 시점이 찾아 온 것입니다.
관측적으로는 런어웨이 은하와 처음 은하단으로 진입하고 있는 은하(infall galaxy)을 구분해내는 것이 가장 큰 문제입니다. 관측을 통해 알 수 있는 은하들의 운동에 관한 정보는 도플러 효과를 이용해 측정한 시선속도가 유일하기 때문이죠. 그럼에도 앞선 시뮬레이션에서 런어웨이 은하는 은하단 중심에 대한 상대적인 시선속도가 낮을 것으로 예상되며, 실제로 은하단의 비리얼 반경 바로 바깥쪽 영역에서 상대적인 시선속도가 낮은 은하들이 높은 은하에 비해 통계적으로 붉고, 나이가 많고 별 생성률이 낮으며, 타원은하인 비율이 높은 것이 관측을 통해 확인하였습니다 (Mahajan et al. 2011; Pimbblet 2011; Muriel & Coenda 2014).
그러나 관측적인 방법을 통해 얻을 수 있는 정보는 극히 한정되어 있고 특정 은하가 런어웨이 은하임을 직접적으로 지목하는 것은 매우 어려우므로, 이와 관련된 연구는 우선 시뮬레이션을 통해 런어웨이 은하들이 어떠한 특성을 가질 것인지 예측하고 관측을 통해 이를 검증하는 방향으로 진행할 수밖에 없습니다. 현재 런어웨이 은하의 연구에 사용할 수 있는 자료는 시선속도에만 한정되어 있는 만큼 심층 연구를 위해서 이들 은하들의 분포나 측광학적 특징을 보다 많이 얻어낼 필요가 있습니다.
