(Pseudo-RGB composite image of B14-65666, where F356W (red), F277W (green), and F150W (blue) bands reflect continuum light. The RGB images are convolved to match the spatial resolution of the F444W-band image. B14-65666 shows complex morphology including the elongated galaxy W and the galaxy E, which has a compact core being surrounded by the red tails. Credit: Sugahara et al., 2024.)
제임스 웹 우주 망원경이 역대 가장 먼 거리인 130억년 전 우주에서 합체되는 은하인 큰 세마리 용 (Big Three Dragons)을 포착했습니다. 우리가 현재 보는 대형 은하들은 처음에는 대부분 지금처럼 크지 않았지만, 중력으로 주변 은하들을 끌어 당겨 합체를 통해 더 커졌습니다.
이론적으로 보면 우주의 밀도가 지금보다 높았던 우주 초기에 아런 충돌이 자주 일어났을 가능성이 높습니다. 하지만 100억 광년 이상 먼 거리에서는 허블 우주 망원경으로도 은하기 작은 점처럼 보입니다. 이 거리에서 초기 은하의 충돌을 가장 상세하게 관측할 수 있는 망원경은 인류가 지닌 가장 강력한 망원경인 제임스 웹 우주 망원경입니다.
일본 국립천문대의 유마 스가하라 (Yuma Sugahara of the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ))가 이끄는 연구팀은 제임스 웹 우주 망원경과 역시 가장 강력한 전파 망원경인 ALMA를 이용해서 130억 광년 떨어진 은하 B14-65666를 관측했습니다. 왜 세마리 용이라고 이름 붙였는지는 다소 의문이지만, 보기에 따라 머리가 세 개인 용처럼 보이기도 하는 이 은하는 사실 두 개의 은하가 합체 중인 충돌 은하입니다.
B14-65666의 나이는 10억 년 이내로 빅뱅 직후 초기 생성된 은하가 합체로 커지면서 성장하는 장면을 보여주고 있습니다. 그냥 봐서는 제임스 웹 우주 망원경으로도 흐릿한 덩어리처럼 보이지만, 과학자들은 스펙트럼 등 여러 가지 정보를 확인해 많은 정보를 얻을 수 있습니다.
분석 결과 B14-65666의 질량은 태양 질량의 7억 7000만 배 수준에 불과하지만, 연간 생성되는 별의 숫자는 태양 질량의 200배가 넘는 것으로 나타났습니다. 이는 우리 은하처럼 나이든 은하보다 현저히 높은 수준입니다. 가스는 많고 별은 적은 초기 은하인데다, 충돌로 인해 가스 밀도가 높아진 것이 주요 원인으로 생각됩니다.
사진에서 보이는 두 개의 밝은 점은 은하 E와 W의 핵입니다. 은하 E의 핵은 반지름 277광년 이내로 매우 작은 편이고 W는 5400광년 정도로 넓게 퍼져 있습니다. 하지만 별이 생성되는 속도는 은하 E가 연간 태양 질량의 180배로 W의 네 배 수준입니다. 은하 E 주변의 먼저의 온도는 4-5만도에 달해 매우 뜨겁습니다.
어쩌면 우리 은하 역시 우주 초기에 이런 과정을 거쳐 성장하고 새로운 별을 만들었을지도 모릅니다. 우리가 130억 년 전 우주로 되돌아가서 그 과정을 확인할 순 없지만, 대신 제임스 웹 우주 망원경 같은 강력한 망원경을 통해 과거를 들여다볼 수 있습니다. 앞으로도 그 활약을 기대합니다.
참고
https://phys.org/news/2024-04-reveal-complex-morphology-big-dragons.html
Yuma Sugahara et al, RIOJA. Complex Dusty Starbursts in a Major Merger B14-65666 at z=7.15, arXiv (2024). DOI: 10.48550/arxiv.2403.17133
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