희미해서 보이지 않던 저질량 별, 초기 은하의 질량을 다시 쓰다

은하의 질량을 가리고 있던 희미한 별들

먼 우주의 거대한 은하를 측정할 때 천문학자들은 별빛을 바탕으로 별의 총질량을 추정한다. 문제는 모든 별이 같은 정도로 빛나는 것은 아니라는 점이다. 질량이 작은 왜소별은 빛을 거의 내지 않지만 수명이 길고, 많은 수가 모이면 은하 전체 질량에 상당한 몫을 차지할 수 있다.

라이덴대학교가 이끈 국제 연구팀은 적색편이 약 0.7에 해당하는 무거운 정지 은하 9곳을 조사해, 이처럼 희미한 저질량 별이 우리은하에서 나타나는 분포보다 더 많이 존재한다는 결과를 얻었다.

여기서 ‘정지 은하’란 최근 별을 활발히 만들고 있지 않은 은하를 뜻한다. 별 형성이 멈춘 뒤 남은 항성 집단을 분석하면 은하가 과거에 어떤 별들을 얼마나 만들었는지 추적하기가 상대적으로 쉽다.

JWST와 지상 망원경의 분광 자료를 결합한 이유

연구팀은 제임스 웹 우주망원경(JWST)의 근적외선 분광기 NIRSpec으로 얻은 초심층 스펙트럼에 유럽남방천문대 초대형망원경(VLT)의 LEGA-C 관측 자료를 더했다. LEGA-C는 적색편이 약 0.6~1.0의 은하들을 대상으로 한 대규모 광학 분광 조사다.

두 자료를 함께 사용한 핵심 이유는 관측 파장대마다 드러나는 은하의 정보가 다르기 때문이다. 은하의 나머지계 근적외선 영역은 희미한 왜소별의 기여에 민감하고, 광학 영역은 별의 나이와 금속도, 탄소·마그네슘·철 같은 원소의 상대적 함량을 파악하는 데 도움을 준다. 연구팀은 이 정보를 종합해 별의 탄생 질량 분포인 ‘초기질량함수(IMF)’를 직접 추정했다.

기존 은하 질량 계산은 대체로 우리은하와 비슷한 IMF를 가정한다. 하지만 실제 은하의 별 분포가 다르다면 같은 밝기라도 별 질량은 크게 달라질 수 있다.

9개 은하 모두 ‘저질량 쏠림’ IMF

IMF는 별이 태어날 때 질량별로 얼마나 많이 만들어지는지를 나타내는 분포다. ‘저질량 쏠림(bottom-heavy)’ IMF에서는 우리은하와 비슷한 분포를 가정했을 때보다 질량이 작은 별의 비율이 높다.

연구팀은 조사한 9개 은하 모두에서 이런 저질량 쏠림 패턴을 확인했다. 저질량 별은 개별적으로는 어둡기 때문에 일반적인 관측에서 쉽게 빠질 수 있다. 그러나 이 별들은 수명이 매우 길고, 수많은 별이 모이면 은하의 별 질량을 크게 늘린다. 우리은하와 같은 IMF를 그대로 적용하면 은하에 포함된 별의 총질량을 실제보다 작게 계산하게 되는 셈이다.

가장 오래된 두 은하의 질량은 3~4배 증가

효과는 표본 가운데 가장 오래된 두 은하에서 특히 두드러졌다. 이들은 JWST가 포착한 이른 시기의 성숙한 은하들과 직접적인 계통 관계를 가진 후손으로 해석된다. 저질량 쏠림 IMF를 적용하자 두 은하의 추정 별 질량은 기존보다 3~4배 커졌다.

이는 단순한 보정치가 아니다. 은하 형성 모형이 짧은 우주 역사 안에서 얼마나 많은 물질을 별로 전환하고 조립해야 하는지 자체를 바꾸기 때문이다. 두 오래된 항성 집단 중 하나는 빅뱅 이후 15억 년이 지나기 전 형성됐을 가능성이 있다. 그 은하의 조상이 같은 별 형성 양식을 보였다면, 기존 추정보다 더 큰 별 질량을 훨씬 빠르게 만들어야 했다는 뜻이다.

‘너무 일찍 성숙한 은하’ 문제를 더 어렵게 만드는 결과

JWST는 이미 우주가 지금보다 훨씬 젊었을 때 거대한 질량과 성숙한 항성 집단을 갖춘 은하들을 발견해 왔다. 예를 들어 정지 은하 GS-9209는 적색편이 4.658에서 분광학적으로 확인됐으며, 이는 빅뱅 후 약 12억 5,000만 년이 지난 시점이다. 당시 분석의 가정에 따른 추정 별 질량은 약 3.8×10¹⁰ 태양질량이었다.

이번 연구가 적색편이 10 이상인, 빅뱅 후 수억 년 안쪽의 은하를 직접 측정한 것은 아니다. 연구팀이 IMF를 견고하게 측정한 대상은 적색편이 약 0.7의 은하들이다. 따라서 이 결과를 JWST의 가장 초기 은하에 적용하는 것은 직접 관측이 아니라 추론이다.

다만 초기 은하가 형성될 때도 저질량 쏠림 별 형성이 일어났다면, 당시 은하의 실제 별 질량은 처음 계산한 것보다 훨씬 컸을 수 있다. 이는 은하 형성 모형이 성숙한 은하가 그렇게 일찍 나타난 이유뿐 아니라, 더 많은 별 질량이 짧은 시간에 어떻게 조립됐는지도 설명해야 한다는 의미다.

저질량 별이 많다면 초기 우주의 행성도 더 많았을까

저질량 별은 수명이 길고 행성계를 거느릴 가능성이 있는 별이다. 만약 젊은 우주에서 저질량 쏠림 별 형성이 흔했다면, 우리은하와 비슷한 IMF를 가정했을 때보다 오랜 기간 살아남을 별과 잠재적인 행성계가 더 많이 만들어졌을 가능성이 있다.

그러나 이는 아직 가설적 가능성이다. 이번 연구가 측정한 것은 별의 질량 분포이지 행성의 존재나 행성 발생률이 아니다. 따라서 저질량 별의 수가 더 많았다는 결과만으로 행성이 얼마나 형성됐는지, 그 행성이 생명체가 살 수 있었는지까지 판단할 수는 없다.

다음 목표는 더 먼 우주의 은하

연구팀은 같은 분석법을 더 높은 적색편이의 은하에 적용할 계획이다. 넓은 나머지계 파장 범위에서 얻은 초심층 분광 자료를 결합하면 저질량 별의 초과가 최초의 별이 탄생하던 시대에 가까워질수록 계속 나타나는지 পরীক্ষা할 수 있다. 적색편이가 충분히 높아지면 IMF에 민감한 특징들이 JWST가 관측할 수 있는 적외선 영역으로 이동한다.

이 관측은 저질량 쏠림 IMF가 지금까지 연구된 무거운 정지 은하만의 특성인지, 초기 우주의 별 형성 전반에 나타난 현상인지, 아니면 우주의 시간과 환경에 따라 달라지는 패턴인지 가려내는 데 중요한 단서가 될 전망이다.