JWST가 던진 초기 블랙홀 성장의 단서 3가지

JWST는 초기 우주에서 작고 붉게 보이는 조밀한 천체 집단, 이른바 ‘작은 붉은 점’(Little Red Dots·LRD) 을 발견했다. 이들 가운데 일부는 빠르게 물질을 끌어들이는 거대 블랙홀과 연관됐을 가능성이 있다. 문제는 수와 추정 성장 속도다. 모든 블랙홀이 평범한 별의 붕괴 잔해로 출발해 꾸준히 성장했다는 단순한 그림만으로는, 너무 이른 시기에 나타난 거대 블랙홀을 설명하기 어렵다.

최근 연구들은 하나의 만능 해답이라기보다, 서로 보완하는 세 갈래의 가능성을 제시한다. 블랙홀은 처음부터 더 무거운 ‘씨앗’으로 시작했을 수 있고, 상호작용과 병합으로 질량을 보탰을 수 있으며, 때로는 짙은 가스에 가려져 일반적인 퀘이사와 전혀 다른 모습으로 급성장했을 수 있다.

1. 아주 이른 암흑물질 헤일로가 더 무거운 씨앗을 만들었을 수 있다

‘완전히 원시적이지는 않은(not-quite-primordial) 블랙홀’ 제안은 두 익숙한 시나리오의 중간에 놓인다. 인플레이션 직후 곧바로 원시 블랙홀을 만들 만큼 큰 밀도 요동을 요구하지는 않는다. 대신 그보다 약한 증폭된 요동이 암흑물질 헤일로, 즉 중력으로 묶인 암흑물질 구조를 유난히 이른 시기에 붕괴시킬 수 있다는 구상이다. 33

적색편이 약 200보다 이른 시기에 형성된 헤일로에서는 우주배경복사(CMB)가 분자수소의 생성을 억제할 수 있다. 분자수소는 가스를 식히는 중요한 통로인데, 이것이 막히면 유입된 가스가 별들로 잘게 쪼개지지 않고 블랙홀로 직접 붕괴할 조건이 마련될 수 있다. 33

핵심 장점은 간단하다. 일부 블랙홀이 자기 은하에서 보통의 별 형성보다 앞서 생겼다면, 별의 잔해에서 출발한 씨앗보다 더 이르고 더 무거운 상태로 시작할 수 있다. 그러면 관측된 초기 거대 블랙홀을 설명하기 위해 뒤늦게 요구되는 극단적 성장을 줄일 수 있다. 다만 그 필요성을 완전히 없애는 것은 아니다.

아직은 이론적 메커니즘이다. 실제 LRD 집단을 설명할 수 있는지는 이런 희귀한 조건이 얼마나 자주 나타났는지, 또 그 뒤를 이은 천체들이 JWST 관측과 맞는지에 달려 있다.

2. 가까운 LRD 쌍은 병합 성장 경로를 가리킬 수 있다

별도의 JWST 영상 분석 연구는 약 125억~128억 년 전 우주에서, 서로 유난히 가까운 LRD 후보 쌍 4개를 찾았다. 이 가운데 두 쌍은 분광 관측에서 구성원들의 적색편이가 거의 같게 나타났다. 우연히 시선 방향으로 포개져 보인 것이 아니라 실제로 가까운 공간에 있었음을 뒷받침하는 결과다. 15

LRD가 활발히 성장하는 블랙홀을 추적하는 표지라면, 가까운 은하 간 만남은 두 가지 방식으로 중요해질 수 있다.

• 가스 유입: 중력 상호작용이 가스를 은하 중심으로 몰아넣어 블랙홀의 흡입을 위한 연료를 공급할 수 있다.
• 최종적 합체: 모은하들이 병합하면서 중심 블랙홀도 쌍성을 이루고, 궁극적으로 합쳐져 질량을 직접 늘릴 수 있다.

하지만 이는 블랙홀 병합을 직접 관측했다는 뜻은 아니다. 현재 관측된 것은 LRD 후보 쌍이다. 두 구성원 모두 거대하고 물질을 흡입하는 블랙홀을 품는지, 실제로 장차 병합할지는 추가 분광 자료와 운동학적 제약, 그리고 궁극적으로는 중력파 관측으로 확인해야 한다. 지금 단계에서는 초기 성장기에서 가까운 환경이 중요했을 수 있음을 보여 주는 증거로 보는 편이 적절하다. 15

3. ‘블랙홀 별’은 가스 속에 숨은 급성장을 보여 줄 수 있다

MoM-BH-1*은 블랙홀이 어떻게 태어나거나 다른 블랙홀과 합쳐지는지가 아니라, 표준적인 활동은하핵과 다르게 보이면서도 어떻게 성장할 수 있는지를 보여 주는 단서다.

제안된 해석에 따르면 이 천체는 빽빽한 수소 외피에 감싸인, 물질을 흡입 중인 블랙홀이다. MoM-BH*-1은 적색편이 7.7569에서 관측됐으며, 이는 우주 나이가 약 6억6000만 년일 때의 모습이다. 모형에서 가스 외피의 범위는 약 10~100천문단위(AU)로, 태양계에 견줄 만한 규모다. 2326

이 그림에서는 블랙홀로 떨어지는 물질이 방출한 에너지가 주변 가스에 흡수·산란된 뒤 다시 방출된다. 그 결과 동력원은 물질 흡입인데도 스펙트럼은 별처럼 보일 수 있다. 모형은 중심 블랙홀의 질량을 태양 약 10만 배, 광도를 태양의 약 800억~1000억 배 수준으로 연결한다. 2426

이 해석이 LRD에 중요한 이유는 짙은 가스가 블랙홀에 연료를 공급하는 동시에, 천문학자들이 관측하는 빛의 성질도 바꿀 수 있기 때문이다. 따라서 가스에 둘러싸인 블랙홀 집단은 강렬히 성장하면서도 작고 붉은 천체로 보일 수 있다. 다만 MoM-BH*-1은 매우 특이한 단일 천체이며, 현재 결론은 모형에 근거한 해석이다. 모든 LRD가 블랙홀 별이라는 증거는 아니다.

하나의 해법이 아니라, 여러 단계를 잇는 그림

세 아이디어를 함께 놓으면 다음과 같은 성장 경로를 생각해 볼 수 있다.

1. 더 이르고 무겁게 시작하기: 유난히 이른 헤일로에서의 직접붕괴가 보통 별보다 먼저 블랙홀 씨앗을 만들 수 있다.
2. 효율적으로 먹이 공급받기: 고밀도 가스 외피가 밝고 빠른 물질 흡입을 가릴 수 있다.
3. 구조 형성과 함께 몸집 키우기: 은하 상호작용과 블랙홀 병합이 질량을 더하고, 추가 가스 유입도 촉발할 수 있다.

가장 큰 불확실성은 이것들이 전체 LRD 집단에 얼마나 널리 적용되는가다. LRD는 하나로 균질한 부류가 아닐 수 있다. 현재 증거도 이론 제안, 후보 쌍 관측, 특이한 단일 천체의 해석에 걸쳐 있다. 그럼에도 이 조합은 ‘작은 별 잔해가 어떻게 그렇게 빨리 커졌나’라는 단일하고 극단적인 성장 경로에서 벗어나게 한다. 초기 거대 블랙홀에는 태어나고, 먹이를 얻고, 합쳐지는 여러 길이 있었을 수 있다.