은하의 진화

오늘날 천문학자들은 은하들 사이의 충돌과 병합은 흔하고 규칙적인 사건이며, 우주에서 은하의 우세한 유형은 시간이 감에 따라 많이 변해 왔다고 생각합니다. 두 사실들을 합치면 은하가 진화하는 방식에 대한 매력적인 그림이 그려집니다.

 

과거로 수십억 년의 시간을 되돌아보면, 우리는 현재 발견되는 은하와 매우 다른 은하의 종족들을 발견하게 됩니다. 퀘이사와 다른 활동은하는 훨씬 더 흔해지는 반면, 타원은하들은 덜 퍼져 있으며, 은하들은 더 가까이 있을 때보다 눈에 띄게 푸릅니다. 이 모든 변화들을 은하들이 시간에 따라 진화함을 보여 주지만, 천문학자들이 이런 과정이 어떤 방식으로 일어나는지에 대한 제대로 된 이론을 만드는 데는 오랜 시간이 걸렸습니다. 

 

위로부터의 붕괴

허블의 은하에 대한 소리굽쇠 분류에서 영감을 얻은 초기의 이론들은 나선은하들이 타원은하들로부터 발전한 것이라고 상상했습니다. 1919년경 영국의 물리학자 제임스 진즈는 무거운 기체 구름의 붕괴를 통해 어떻게 별들이 지속적으로 형성되며 편평한 원반으로 둘러싸인 팽대부를 가진 나선 모양의 은하가 만들어지는지 설명했는데, 그 나선팔을 만들어 내는 작용은 1960년대가 돼서야 설명됐습니다.

 

하지만 진주가 작업할 당시에 그는 나선성운을 우리 은하 내부에 있거나 매우 가까이 있는 체계로 생각하고 있었고, 이후 은하들이 훨씬 먼 곳에 있으며 천천히 회전하고 있다는 것이 밝혀지자 그의 이론은 문제에 직면했습니다.

 

그럼에도 불구하고 진즈 모형의 기본은 1962년 올린 J. 에겐, 도널드 린덴-벨 그리고 앨런 샌디지가 발표한 나선은하 형성 모형 속에서 부활했습니다. 이 ELS 모형에서는 은하들이 단일한 기체 구름으로부터 비교적 짧은 시간 안에 붕괴되면서 핵에서 별의 탄생을 촉발하는데, 이 때문에 별을 형성하는 재료들을 빨리 소모하게 됩니다.

 

이와는 대조적으로 주위 원반에서의 별의 탄생은 더 천천히 진행되는데, 그 결과 핵에서 수명이 짧은 무거운 별들이 다 연소되고 조용한 빨간색과 노란색의 은하들만 남겨지게 된 뒤에도 원반은 한참동안 활동적인 지역으로 남아 있게 됩니다.  

 

이 이론은 나선은하에서 발견된 별의 두 종족들을 깔끔하게 설명합니다. 고속 구름들이 발견되면서 더 많은 증거들이 생겼는데, 이 고속 구름들은 우리 은하의 일반적인 회전에 의해 설명될 수 있는 것보다 훨씬 더 빠른 속도로 은하 내부를 이리저리 돌아다니는 중성수소 기체 덩어리들입니다. 많은 HVC는 우리 은하 위로 떨어지고 있는 것처럼 보이는데, 이것은 이 하향식 이론이 옳다면 설명될 수 있습니다.

 

조금씩

하지만 ELS 모형은 타원은하가 어떻게 형성되는지 입증하지 못했습니다. 1977년이 돼서야 에스토니아 태생의 알라르 툼리가 타원은하들은 나선은하들 간 병합의 최종 결과라고 주장했습니다. 은하 충돌이 흔한 것이라는 증거와 함께, 툼리의 이 주장은 1978년 레오나르드 시얼과 로버트 진이 발표한 은하 형성에 대한 계층 이론 또는 상향식 이론의 발전을 가져왔습니다. 

 

이 모형에 따르면, 은하들은 더 작은 단위들이 조금씩 병합되면서 합쳐지며 불규칙은하에서 나선은하로 자리남에 따라 점점 더 복잡한 형태로 발전합니다. 거대한 나선은하들이 충돌할 때, 충격파는 별을 형성하는 기체 구름을 엄청나게 높은 온도로 가열시켜 더 이상 별을 만들지 못하게 하지만, 그 대신 기체들이 탈출해 은하 주위에 헤일로를 형성합니다. 별의 형성은 멈추며 살아남은 별들은 타원은하로 합쳐집니다. 

 

1980년대 이후 계층 이론이 옳다는 많은 증거가 나타났습니다. 가장 큰 거대타원은하들이 은하단의 중심에 위치하는 경향, 은하단의 중심에서 은하들로부터 분리돼 있는 뜨거운 X선을 방출하는 기체들, 초기 우주에서 오늘날의 은하들을 만드는 구성요소가 되는 수많은 작은 청색 불규측은하들의 발견이 그것입니다. 보이지 않는 암흑물질이 은하에 분포돼 있는 방식에 대한 연구는 개별 은하 병합이 그런 것처럼 계층 이론을 지지합니다.

 

혼합 이론

그러나 계층 이론은 최종적인 이론이 될 수 없습니다. 그것은 타원은하에서 다시 나선은하로 되돌아가고 있는 것처럼 보이는 렌즈형 은하와 다른 은하들을 설명하는 데 애를 먹고 있습니다. 2002년 애리조나의 스튜어드 천문대에서 작업하던 독일의 천문학자 마티아스 스타인메츠와 그의 아르헨티나 동료인 브리티시 칼럼비아에 소재한 빅토리아 대학교의 훌리오 나바로는 하향식 모형 역시 수행해야 할 역할이 있다는 증거를 제시했습니다.

 

그들은 컴퓨터 시뮬레이션을 이용해 은하간 매질 내부에 존재하는 냉각된 중성수소 구름이 어떻게 지속적으로 은하에 새로운 기체를 HVC의 형태로 공급하는지 보여 줬습니다. 이 낙하하는 기체들은 우리 은하와 같은 나선은하들이 높은 별 형성 비율을 유지할 수 있게 해주고, 타원은하들이 그 원반을 재생하며, 궁극적으로 나선팔들을 재창조할 수 있게 해줍니다. 그 결과 병합과 재창조가 몇 차례 진행되고 근처에 있는 모든 냉각된 은하간 기체가 소모되고 나면, 그 병합된 은하들은 최종적인 거대타원은하의 상태로 정착하게 됩니다.

 

이 혼합 계층 모형은 설득력 있어 보이지만 이것 역시 몇몇 중요한 질문에 대답하지 못합니다. 예를 들면, 어떤 과정 때문에 은하의 밀도가 매우 높아지기 전에 그 붕괴가 느려지고 멈추는지 아무도 알지 못합니다. 이에 대한 대답은 개별적인 별들이 생성하는 복사 압력에서부터 은하의 헤일로 지역에 남아 있는 암흑물질들의 중력에 의한 끌어당김까지 다양합니다.

 

2011년 우주 초기의 타원은하들이 많이 발견되면서 혼합 계층 이론은 더 많은 도전에 마주하게 됐습니다. 은하들 내부에 있는 별들은 상대적으로 젊어 보였지만, 대폭발 이후에 곧바로 타원은하들을 만들어 내기 위해서는 새롭게 태어난 은하들이 매우 격력하고 아마도 지속할 수 없는 비율로 서로 병합돼야 할 것으로 보입니다. 은하 진화의 대서사시는 아직도 우리를 놀라게 할 만한 것들을 갖고 있을지도 모릅니다.