센타우루스자리오메가

그림 1. 센타우루스자리오메가(출처: GettyimagesKorea)

센타우루스자리오메가는 우리은하내에 존재하는 구상성단 중 가장 밝고 무거운 구상성단이다(그림 1) . 센타우루스자리에 있으며 우리 나라에서는 여름철에 남쪽 하늘 지평선 부근에서 가까스로 맨눈 관측이 가능하다. 천구상의 적경은 13시 26분 48.23초, 적위는 -47도 28분 46.1초이다. 지구로부터의 거리는 4.84 킬로파섹이며(kpc) 안시등급은 3.9등급, 질량은 태양 질량의 약 4백만배, 그리고 반경은 약 26 파섹(pc) 이다. 다른 명칭으로 NGC 5139로도 불린다. 그 크기와 별종족의 특이성, 중간급 크기의 블랙홀 존재 가능성 때문에, 천문학자들은 센타우루스자리오메가가 우리은하와의 병합과정에서 조석력으로 부서진 왜소은하의 핵에서 기원한 것으로 보고 있다.

목차

센타우루스자리오메가는 초기 톨레미(Ptolemy)와 베이어에(Johann Bayer) 의해 별로 분류되었다. 헬리(Edmond Halley)에 의해 별이 아닌 천체로 1677년에 분류된 후 19세기 초반에 이르러서야 영국천문학자인 허셸(John Frederick William Herschel; 1792~1871)에 의해 구상성단으로 분류되었다.

그림 2. 센타우루스자리오메가 관측 결과와 다중항성종족 시물레이션 결과.(출처: Joo & Lee, 2013, ApJ, 762, 36 )

일반적으로 구상성단은 단일종족으로 이루어져 나이나 중원소함량이 균질하다고 알려져왔다. 하지만 센타우루스자리오메가의 경우 1970년대 부터 중원소함량이 균질하지 않고 넓은 범위의 중원소함량을 갖는 다는 것이 발견되기 시작한다. 이러한 발견을 바탕으로 천문학자들은 센타우루스자리오메가가 일반적인 구상성단과는 달리 여러 번의 별생성이 가능 했을 것이라는 예측을 내놓기 시작하였다. 1999년에는 대한민국의 천문학자들이 센타우루스자리오메가의 적색거성단계 별들의 분석으로 최초로 측광관측자료로 센타우루스자리오메가가 다중항성종족으로 구성되어 있다는 사실을 밝혀내었다. 다양한 후속 연구들은 센타우루스자리오메가가 중원소함량이 균질하지 않는 특징을 가질 뿐만 아니라 나이가 서로 다른 다양한 별종족이 존재한다는 사실도 밝혀냈으며(그림 2), 이를 바탕으로 센타우루스자리오메가가 형성 초기에 여러 세대에 걸친 별생성이 가능한 왜소은하로 형성되었으나 우리은하에 병합되면서 중심부분을 제외한 바깥 부분을 잃어버리며 남은 왜소은하의 핵이라는 결론을 얻어낸다. 이 연구결과는 우리은하 형성당시 센타우루스자리오메가와 같은 왜소은하들의 잃어버린 질량이 우리은하를 형성하는 별들로 흩어졌다는 것을 시사하며, 초기 우리은하 형성에 센타우루스자리오메가와 같은 왜소은하나 무거운 성단들이 중요한 역할을 담당 했다는 것을 강력하게 암시하는 증거로 쓰이게 되었다.

그림 3. 센타우루스자리오메가 내 블랙홀의 상상도. 연두색 선은 블랙홀 주변을 공전하는 별의 공전궤도를 나타낸 것이다.(출처: GettyimagesKorea)

2008년 허블우주망원경과 칠레에 있는 제미니(Gemini) 망원경 관측으로 천문학자들은 센타우루스자리오메가 중심에서 태양질량의 약 4만배 정도의 블랙홀을(그림 3) 발견하였다고 보고했다. 이 발견은 구상성단의 전체 질량에 비례하는 구상성단 중심 별들의 속도가 센타우루스자리오메가의 경우 전체 질량으로 예측되는 속도보다 매우 빠르다는 사실을 바탕으로 이루어 졌다. 이 발견은 안드로메다은하의(M31) G1 구상성단에서 발견된 중간급 사이즈의 블랙홀이 우리은하 내에서 발견된 최초의 사례이며, 일반적인 질량의 블랙홀과 은하 중심에 있는 매우 무거운 블랙홀 사이의 질량 간극을 메워주는 매우 중요한 발견이다.(여전히 중간급 질량의 블랙홀을 연구하는 천문학자들 사이에서는 이 발견에 대한 논란이 많다.) 만일 이 발견이 사실이라면, 센타우루스자리오메가가 일반적인 구상성단이 아닌 왜소은하의 핵이라는 주장에 더 힘을 실을 수 있게 되었다.