ATERUI III 시뮬레이션과 JWST가 푸는 ‘리틀 레드 닷’의 수수께끼

JWST가 초기 우주에서 발견한 리틀 레드 닷(Little Red Dots·LRD) 은 작고 유난히 붉게 보이는 광원들이다. 최근 두 연구는 이 수수께끼의 서로 다른 부분을 설명한다. 선미연 촌 연구팀의 ATERUI III 시뮬레이션은 블랙홀이 우주 초기에 어떻게 매우 큰 씨앗을 얻고 폭발적으로 성장할 수 있는지 제시한다. 로한 나이두 연구팀의 JWST 연구는 그 성장기가 관측상 어떤 모습일 수 있는지를 보여준다. 513

핵심은, 이것이 모든 리틀 레드 닷이 완전히 같은 천체라는 확정 판정은 아니라는 점이다. 다만 두 결과를 합치면, JWST가 두꺼운 가스에 가려진 초기 초대질량 블랙홀의 급성장 단계를 보고 있을 수 있다는 검증 가능한 그림이 나온다.

하나는 ‘어떻게 성장했나’, 다른 하나는 ‘무엇처럼 보이나’를 묻는다

촌 연구팀의 연구는 우주론 시뮬레이션이다. 질문은 간단하다. 우주가 아직 매우 젊었을 때 블랙홀은 어떻게 그렇게 빠르게 거대해질 수 있었을까? 연구진은 원시 은하단처럼 물질이 빽빽한 환경을 모델링해, 무거운 블랙홀 씨앗의 형성과 빠른 물질 흡적 경로를 찾았다. 5

반면 나이두 연구팀은 JWST가 본 한 천체, MoM-BH-1*의 성질을 분석했다. 이 연구가 선호하는 해석은 매우 조밀하고 수소가 풍부한 가스 외피 안에서 물질을 흡적하는 블랙홀이다. 외피가 방출 에너지를 흡수하고 재처리하기 때문에, 겉으로는 노출된 활동은하핵(AGN)보다 붉은 별의 대기처럼 보일 수 있다. 110

즉, 시뮬레이션은 형성과 성장의 물리적 경로를, JWST 관측은 가스에 파묻힌 성장 단계의 관측 모습을 제시한다.

1단계: 보통의 별 형성을 억제해 무거운 씨앗을 만든다

시뮬레이션에서 주변의 젊은 은하가 내는 강한 원자외선은 가스 구름의 분자 냉각을 억제한다. 일반적으로 냉각은 붕괴하는 가스 구름을 여러 작은 덩어리로 쪼개고, 결국 보통의 별들을 만들게 한다. 그러나 분열이 억제되면 가스 구름은 더 일관되게 붕괴할 수 있다. 5

그 결과 약 50만~90만 태양질량의 초거대별이 형성되고, 이 짧은 수명의 별이 붕괴하면서 보통의 별이 죽은 뒤 남는 잔해보다 훨씬 무거운 블랙홀 씨앗을 남긴다는 것이다. 5

출발점이 중요하다. 씨앗이 태양질량 약 100만 배에 이르면, 일반적인 무거운 별의 잔해에서 출발하는 경우보다 초기 우주의 거대 블랙홀 질량에 도달하는 데 필요한 시간이 크게 줄어든다. 이는 우주가 아직 젊은데도 수백만~수십억 태양질량급 블랙홀이 어떻게 나타날 수 있었는지에 관한 오래된 시간 문제를 겨냥한다. 5

2단계: 빛이 빠져나가기 어려운 두꺼운 원반에서 빠르게 자란다

블랙홀 씨앗이 만들어진 뒤에도 주변에는 조밀한 가스 원반이 남는다. 이 원반은 광학적으로 두꺼워 블랙홀 근처에서 나온 복사가 쉽게 밖으로 빠져나가지 못한다. 따라서 복사압이 유입되는 가스를 밀어내 성장을 늦추는 통상적인 피드백 효과가 약해질 수 있다. 5

이 조건에서 시뮬레이션 속 블랙홀은 표준적인 에딩턴 한계 흡적률보다 수십 배 높은 속도로 물질을 끌어들일 수 있었다. 연구팀은 빅뱅 뒤 약 6억 년에 블랙홀 질량이 약 3,000만 태양질량에 이르는 경로를 보고했다. 5

여기서 중요한 주장은 새로운 이국적 물리가 필요하다는 것이 아니다. 중력, 가스 역학, 복사 피드백, 그리고 초기 우주의 유난히 조밀한 환경만으로 이 경로가 가능하다는 것이 시뮬레이션의 요지다. 5

‘리틀 레드 닷’이 많다는 사실도 설명 후보가 될 수 있다

리틀 레드 닷은 단 하나의 희귀한 예외가 아니다. 여러 개가 발견되는 만큼, 설명도 한 번뿐인 특수 사건이 아니라 집단의 수를 어느 정도 설명할 수 있어야 한다.

ATERUI III 결과가 주목받는 이유는 과밀한 영역, 이웃 은하의 강한 복사, 풍부한 가스, 가스에 묻힌 흡적 단계 같은 조건이 초기 원시 은하단 환경의 시뮬레이션에서 나온다는 데 있다. 5

모델은 관측과 비교 가능한 단서도 예측한다. 빠르게 자라는 블랙홀 주변의 조밀하고 광학적으로 두꺼운 물질은 빠져나오는 빛의 성질을 바꿀 수 있으며, 시뮬레이션 틀에서는 리틀 레드 닷에서 관측되는 넓은 Hα 방출선과 비슷한 특성도 나타난다. 5

이는 많은 리틀 레드 닷이 두꺼운 이온화 가스 고치에 묻힌 채 에딩턴 한계 근처에서 흡적하는, 비교적 젊고 질량이 낮은 초대질량 블랙홀일 수 있다는 분광 연구와도 부합한다. 3

블랙홀이 왜 붉은 별처럼 보일 수 있나

나이두 연구팀이 분석한 MoM-BH*-1은 작고 매우 붉으며, 깊은 발머 불연속을 보인다. 수소와 헬륨보다 무거운 원소의 흔적은 거의 없고, 항성 핵융합만으로 설명하기 쉽지 않은 밝기를 보인다. 1

연구팀의 모델은 약 10만 태양질량의 흡적 블랙홀이 태양계 정도 크기의 매우 조밀한 수소 고치에 둘러싸여 있다는 해석을 선호한다. 이 가스는 일종의 의사 광구처럼 작동한다. 블랙홀로 떨어지는 물질이 내는 에너지를 흡수해 다시 방출하므로, 실제 동력원은 블랙홀 흡적이지만 관측되는 스펙트럼은 붉은 별과 닮아 보일 수 있다. 110

연구자들이 말하는 **‘블랙홀 별(black hole star)’**은 보통의 별도, 블랙홀 자체의 새 이름도 아니다. 광학적으로 두꺼운 가스 대기 속에 성장 중인 블랙홀이 숨은 복합 천체라는 가설적 명칭이다. 110

아직 결론은 아니다

증거는 흥미롭지만, 신중한 해석이 필요하다. 나이두 연구는 특별히 눈에 띄는 한 천체에 대해 강한 직접 사례를 제시했지만, 모든 리틀 레드 닷이 블랙홀 별임을 입증한 것은 아니다. 촌 연구도 가능한 우주론적 성장 경로를 보였지만, 가능한 경로가 곧 관측된 전체 집단의 인구조사는 아니다. 51

리틀 레드 닷은 서로 다른 성질의 천체들이 섞인 집단일 가능성이 있다. 일부는 이온화 가스 고치 속 흡적 블랙홀이 지배적일 수 있고, 다른 일부에는 숙주 은하의 빛, 먼지 효과 또는 매우 조밀한 별 형성이 크게 기여할 수 있다. 이 집단의 물리적 정체는 계속 논의되고 있다. 34

현재 가장 설득력 있는 큰 그림은 이렇다. JWST는 일부 초기 블랙홀이 빠르게 성장하면서도 짙은 가스에 가려져 작은 붉은 점처럼 보이는, 짧지만 결정적인 단계를 포착했을 수 있다. 이 단계는 블랙홀의 조립을 빠르게 만들면서 동시에 그 정체를 별처럼 위장할 수 있다.