초기 거대 은하에는 예상보다 훨씬 많은 별이 있었다

별의 ‘출생 분포’를 측정하다

별은 태어날 때부터 질량이 제각각이다. 천문학자들은 특정 질량의 별이 얼마나 많이 태어나는지를 나타내는 분포를 **초기질량함수(IMF)**라고 부른다. 지금까지 먼 은하의 질량을 계산할 때는 대체로 우리은하에서 관측되는 IMF와 비슷하다고 가정해 왔다.

라이덴대학교가 이끈 국제 연구팀은 이 가정을 그대로 사용하지 않고, 은하 안에 저질량 별이 실제로 얼마나 많은지를 분광 관측으로 조사했다. 연구 대상은 적색편이 약 0.7, 즉 지금으로부터 약 70억 년 전의 거대 정지 은하 9곳이었다. 이 은하들은 이미 별을 활발하게 만들던 시기를 끝낸 상태여서, 축적된 별들의 특성을 정밀하게 분석할 수 있었다.

제임스 웹과 VLT 자료를 결합한 이유

연구팀은 JWST-IMFERNO 프로그램으로 얻은 제임스 웹 우주망원경 NIRSpec의 초심층 분광 자료에 유럽남방천문대(ESO)의 초대형망원경(VLT) LEGA-C 탐사의 더 깊고 짧은 파장대 광학 분광 자료를 더했다.

두 관측 자료를 함께 사용하면 서로 다른 정보를 분리해 해석할 수 있다.

• 근적외선 영역에서는 저질량 왜소별이 남기는 미세한 흡수 특징을 살필 수 있다.
• 광학 영역에서는 별들의 나이, 금속함량, 탄소·마그네슘·철 등 원소의 상대적 함량을 제약할 수 있다.

저질량 별은 밝기가 매우 약하기 때문에 개별적으로 보이지는 않는다. 하지만 이들이 남기는 집단적인 분광 흔적을 분석하면 은하의 별 질량 분포를 추정할 수 있다.

우리은하보다 ‘저질량 별’이 많았다

관측 결과는 아홉 은하 모두에서 우리은하와 비교해 저질량 별이 과도하게 많다는 것을 보여줬다. 다시 말해 이 은하들의 IMF는 저질량 편향을 보였다.

이 결과가 중요한 이유는 저질량 별이 은하의 빛에는 거의 기여하지 않지만, 전체 별 질량에는 상당한 몫을 차지할 수 있기 때문이다. 우리은하와 비슷한 IMF를 전제로 한 기존 질량 추정은 이런 ‘어두운 질량’을 놓쳤을 가능성이 있다.

특히 표본에서 가장 오래된 두 은하에 측정된 IMF를 적용하자, 추정 별 질량이 기존 계산보다 3~4배 증가했다. 이 두 은하는 제임스 웹이 발견한 이른바 ‘불가능할 정도로 이른’ 성숙 은하들의 후손으로 해석된다.