나선팔

나선팔은 정상나선은하의 중심 또는 막대나선은하의 막대 끝으로부터 바깥쪽으로 휘감겨 나오는 나선 형태의 구조물이다(그림 1). 별의 밀도가 높고, 새로운 별이 활발하게 형성하는 장소로서, 성간물질과 새로 생긴 젊은 별들이 밀집되어 있다. 나선팔은 은하의 구조 및 역학적, 화학적 진화에 매우 중요한 역할을 한다. 나선팔의 기원 및 형성된 나선팔의 세기, 모습 등은 은하에서의 광역적 별생성률, 은하 분류의 허블 계열의 본질 등에 대한 실마리를 제공한다.

목차

아래 사진은 가시광선(그림 2a), 근적외선(그림 2b), 적외선(그림 2c)을 이용하여 촬영한 소용돌이은하 M51의 모습을 보여준다. 가시광선 사진은 젊은 별과 성간물질의 분포를 보여주며, 근적외선 사진은 나이가 많은 만기형 항성의 분포를 나타낸다. 적외선 사진에서 푸른색은 나이가 많은 만기형 항성이 방출하는 적외선에 해당하고, 붉은색은 온도가 비교적 높은 성간먼지가 방출하는 적외선을 나타낸다. 이 은하는 반시계 방향으로 회전하고 있는데, 중심에서 바깥쪽으로 시계 방향으로 휘감겨 나오는 나선팔의 모습이 뚜렸하다. 나이가 많은 별들은 비교적 매끈하고 밀도 변화가 적은 밋밋한 나선형 분포를 하고 있지만, 성간물질과 젋은 별이 이루는 나선팔은 밀도 변화가 매우 크며, 다양한 규모의 여러가지 구조물도 갖고 있다. 나선팔을 따라 늘어선 가는 띠 모양의 어두운 영역을 먼지띠(dust lane)라고 부른다. 먼지띠는 기체와 먼지가 고밀도로 압축된 곳으로 배경 별빛을 소광시켜 어둡게 보인다.

가시광선 사진(그림 2a)에서 분홍색으로 보이는 영역은 OB성협과 전리수소영역 등 별생성 영역을 나타낸다. 이들은 마치 진주목걸이처럼 나선팔과 먼지 띠를 따라 분포하고 있다. 먼지띠로부터 수직으로 짧고 가늘게 돋아난 어두운 돌기를 깃털(feather)이라고 부른다. 나선팔과 연관된 깃털은 성간먼지의 분포를 보여주는 적외선 사진에서도 뚜렸하다. 특히, M51의 적외선 영상(그림 2c)은 깃털과 관련된 성간먼지가 나선팔과 팔 사이에서 필라멘트로 길게 늘어서 있는 모습을 보여준다. 깃털의 형성에 대한 많은 연구가 진행되고 있지만 구체적으로 어떤 요인에 의해 형성되었는지는 아직 확실하지 않다.

나선은하의 관측으로부터 알 수 있는 나선팔의 물리적 특성은 다음과 같다.

나선팔의 종류

나선팔은 그림 3과 같이 은하의 회전 방향과 팔이 감기는 방향 사이의 관계에 따라 후속나선팔(trailing spiral arm)과 선도나선팔(leading spiral arm)로 나뉜다. 은하 중심에서부터 나선팔이 감겨 나오는 나오는 방향이 은하 회전의 반대 방향이면 후속나선팔이며, 은하 회전과 동일한 방향으로 감겨 나오는 나선팔은 선도나선팔이다. NGC 462와 같은 특별한 경우를 제외한 대부분의 나선은하는 후속나선팔을 갖고 있다. 수치실험에 의하면 두 은하의 궤도 운동 방향이 은하의 회전 방향과 반대일 경우, 조석 상호작용에 의해 형성된 나선팔은 선도나선팔이 될 수 있다.

나선팔의 개수

대부분의 나선은하는 2개 또는 4개의 나선팔을 갖고 있다. 우리은하도 4개의 나선팔을 갖고 있다. 1개 또는 3개의 나선팔을 갖고 있는 은하도 소수 발견된다. 그림 4는 1개 또는 3개의 나선팔을 가진 것으로 분류된 은하의 모습을 보여 준다. Q2343-BX442는 적색이동이 z=2.18로 아주 멀어서 영상의 해상도가 좋지 않다.

나선팔의 형태

나선 곡선은 극좌표에서 중심으로부터의 거리 @@NAMATH_INLINE@@r@@NAMATH_INLINE@@과 방위각 @@NAMATH_INLINE@@\theta@@NAMATH_INLINE@@ 사이의 함수로 표시할 수 있는데, 그 관계에 따라 다양한 다양한 형태가 존재한다. 그림5는 나선 곡선의 대표적인 형태와 명칭을 보여준다. 아르키메데스나선(Archimedean spiral )은 @@NAMATH_INLINE@@\theta=r@@NAMATH_INLINE@@을 만족하며 대수나선(logarithmic spiral)은 @@NAMATH_INLINE@@\theta=\log r@@NAMATH_INLINE@@을 따르고, 포물나선(parabolic spiral)은 @@NAMATH_INLINE@@\theta=1/r@@NAMATH_INLINE@@로 주어진다. 대수나선은 황금나선(golden spiral) 또는 피보나치나선(Fibonacci spiral)이라고도 불린다.

나선팔이 비교적 강한 은하의 나선팔은 대부분 대수나선의 형태를 따르며 이러한 나선팔을 대수나선팔(logarithmic spiral arm)이라고 부른다. 그림 6은 전파로 관측한 M51의 나선팔의 형태가 대수나선으로 잘 설명됨을 보여준다. 태풍의 소용돌이 모습, 해바라기 씨앗의 배열이나 선인장 잎의 배열도 대수나선을 따른다.

피치각

피치각(pitch angle)은 그림 5에서 나선팔과 동심원이 이루는 각도 @@NAMATH_INLINE@@\phi@@NAMATH_INLINE@@를 말한다. 촘촘하게 감긴 나선팔일수록 피치각이 작으며 느슨하게 감긴 나선팔은 피치각이 크다. 관측된 나선팔의 피치각은 @@NAMATH_INLINE@@\phi\sim5^\circ-30^\circ@@NAMATH_INLINE@@ 범위에 있다. 최근 연구에 의하면 나선팔의 피치각은 은하 중심에 존재하는 초대질량블랙홀의 질량과 밀접한 관련이 있는데, 블랙홀의 질량이 클수록 나선팔의 피치각이 작다. 또한 젊은 별이 이루는 나선팔의 피치각보다 성간물질로 이루어진 나선팔의 피치각이 약간 작다. 소용돌이은하 M51 나선팔의 피치각은 약 @@NAMATH_INLINE@@20^\circ@@NAMATH_INLINE@@이며, 우리은하 나선팔의 피치각은 약 @@NAMATH_INLINE@@12^\circ@@NAMATH_INLINE@@로 추정된다.

패턴속도

나선팔은 은하 중심에 대하여 회전하는데, 그 회전 각속도를 패턴속도(pattern speed)라고 부른다. 패턴속도는 근사적으로 은하 중심으로부터의 거리에 관계 없이 일정하다. 패턴속도는 은하 역학에서 매우 중요한 물리량이지만 직접 관측이 불가능하므로 간접적인 방식으로 측정하는데, 나선팔과 은하회전의 공명 현상을 이용하는 방법과 관측된 시선속도의 위치에 대한 기울기를 이용하는 방법이 널리 사용된다. 이러한 방식으로 측정된 M51 나선팔의 패턴속도는 약 @@NAMATH_INLINE@@\Omega_p=40\rm\,km\,\,s^{-1}\,kpc^{-1}@@NAMATH_INLINE@@이다.

나선팔의 자기장

외부은하가 가진 자기장의 세기와 방향은 주로 싱크로트론복사의 편광 관측으로 측정한다. 은하 자기장은 일반적으로 정렬된 성분(ordered component)와 난류 성분(turbulent component)으로 나뉘는데, 무편광 싱크로트론복사는 난류 성분에 해당하고 편광된 싱크로트론복사는 정렬된 성분에 해당한다. 그림 7a와 같이 대부분의 나선은하에서 자기장의 세기는 나선팔과 팔 사이의 영역에서보다 나선팔 내부에서 강하다. 나선팔에서는 정렬된 성분보다 @@NAMATH_INLINE@@\sim 50-100\mu\rm G@@NAMATH_INLINE@@(@@NAMATH_INLINE@@1\mu\rm G=10^{-6}\rm G@@NAMATH_INLINE@@)에 이르는 난류 성분이 강한데, 별생성 되먹임(feedback)에 의한 난류 에너지 공급에 의해 증폭되었기 때문일 것으로 생각된다. 나선팔과 팔 사이 영역에서는 정렬된 성분이 강한데, 그 방향은 나선팔에 평행하며 세기는 @@NAMATH_INLINE@@\sim 10-15\mu\rm G@@NAMATH_INLINE@@ 정도이다.

나선팔보다는 나선팔과 팔 사이의 영역에서 더 강한 자기장을 갖고 있는 은하도 소수 발견된다. 이러한 나선팔을 자기팔(magnetic arm)이라고 부른다. 자기팔을 가진 대표적인 은하로 NGC 6946(그림 7b)과 IC 346을 들 수 있다. 어떠한 이유로 이러한 은하에 있는 나선팔이 약한 자기장을 갖고 있는지 아직 알려지지 않았지만, 다이나모(dynamo)를 통한 자기장의 증폭이나 중심부 막대가 자기장의 배치에 영향을 미쳤을 것으로 추정된다.

물질팔

나선은하가 발견된 이래 천문학자들은 나선팔의 정체에 대해서 의문을 품어왔다. 1960년대 이전의 사람들은 나선팔이 별과 성운과 같은 물질로 구성된 물질팔(material arm)이라고 믿었다. 물질팔 이론에서는 별과 성운이 은하를 회전함에 따라 나선팔도 별과 같은 속도로 은하를 회전한다. 그러나 나선팔이 물질팔이라는 생각은 다음과 같은 팔의 감김문제(winding problem)라는 치명적인 결함을 안고 있다.

그림 8과 같이 처음에 직선 형태로 정렬된 물질팔을 생각해 보자. 은하 회전을 따라 물질팔을 구성하는 별들이 반시계방향으로 회전한다. 그런데 은하 회전은 중심에서 멀어지면서 회전 각속도가 단조 감소하는 차등회전(differential rotation)을 따르므로 안쪽에 위치한 별이 바깥쪽 별보다 빨리 회전한다. 약 1천만 년이 지났을 때 가장 안쪽에 있는 별은 은하를 한 바퀴 회전하고 바깥쪽 별은 약 @@NAMATH_INLINE@@30^\circ@@NAMATH_INLINE@@ 회전하여 후속나선팔의 형태를 띤다. 약 2천만 년이 경과했을 때 형성된 나선팔은 관측된 나선팔의 모습과 비슷하다. 그러나 약 1억 년이 지난 후에는 나선팔이 너무 촘촘히 감겨 더이상 나선팔의 모습을 구분하기 어렵다. 실제 관측된 나선은하 중 나선팔이 중심을 두 바퀴 이상 휘감은 경우가 없으므로 나선팔의 수명이 1억 년 보다 짧거나 나선팔은 물질팔이 아니어야 한다. 대부분의 나선은하에서 나선팔이 발견된다는 사실은 나선팔의 수명이 매우 길다는 것을 시사한다. 따라서 나선팔은 물질팔이 아니어야 한다.

밀도파

밀도파(density wave) 이론에서는 나선팔이 물질팔이 아니라 회전 원반에 나타난 밀도의 파동이라고 해석한다. 밀도파는 운동학적 밀도파와 준정상 밀도파라는 두 종류로 나뉜다.

운동학적 밀도파

1950-60년대에 스웨덴 출신 천문학자 린드블라드(Bertil Lindblad)는 나선팔을 물질팔이 아닌 회전 원반에 존재하는 파동의 한 종류로 해석하였다. 은하에서 별의 궤도는 일반적으로 열린 궤도이지만, 적당한 각속도(패턴속도)로 회전하는 계에서는 닫힌 타원 궤도가 된다. 타원 궤도의 장축이 그림 9의 왼쪽과 같이 동일한 방향으로 정렬되어 있다면, 별의 밀도 분포는 은하면에서 균질할 것이다. 이러한 은하는 나선팔을 갖지 않는다. 한편, 그림 9의 가운데와 오른쪽과 같이 타원의 장축 방향이 반경에 따라 적당히 배열된 은하는 중심에서 바깥쪽으로 뻗어 나오는 비교적 느슨하거나 촘촘히 감긴 나선팔을 가진다. 각 별은 주어진 타원 궤도를 따라 은하를 공전하는데, 별들의 궤도가 모이는 곳은 별의 밀도가 높아지고 궤도가 벌어지는 곳에서는 별의 밀도가 낮아진다. 이런 방식으로 만들어진 나선팔을 운동학적 밀도파(kinematic density wave)라고 부른다. 운동학적 밀도파는 다양한 나선팔의 형태를 설명할 수 있고 팔이 감기는 데 걸리는 시간을 늦출 수 있다는 장점을 갖고 있다. 하지만, 물질팔의 경우처럼 은하의 차등회전에 기인한 팔의 감김문제로부터 완전히 자유롭지 못하다.

준정상 밀도파

1960년대 중반 미국의 린(Chia-Chiao Lin)과 슈(Frank Shu)는 린드블라드의 운동학적 밀도파 이론을 발전시켜 나선팔의 준정상 밀도파(quasi-steady density wave)이론을 내놓았다. 이 이론에 의하면 나선팔은 은하면에 존재하는 물질들이 만들어 내는 밀도 파동의 표준 모드(normal mode)에 해당한다. 즉, 나선팔 형태의 밀도 파동은 자체중력(self-gravity)을 가진 회전하는 항성 원반이 가질 수 있는 다양한 형태의 비축대칭(non-axisymmetric) 밀도 파동 가운데 가장 오랫동안 유지될 수 있는 파동이다. 린드블라드의 운동학적 밀도파에서는 타원 궤도의 장축 방향을 임의로 배열하였지만, 린과 슈의 준정상 밀도파 이론에서는 장축의 방향이 자체중력에 의해 자연스럽게 결정된다. 또한, 밀도파의 자체중력이 파동이 감기는 경향을 자연스럽게 상쇄시켜서 나선팔의 형태가 오랫동안 유지될 수 있다.

그림 10은 준정상 밀도파의 운동 모습을 보여준다. 타원 궤도의 장축 방향이 적절하게 배열되어 밀도파를 형성한다. 검은 점으로 표시된 뭇별은 주어진 타원 궤도를 따라 반시계 방향으로 운동한다. 붉은 점은 주어진 별이 은하 중심에 대해 공전하면서 나선팔에 진입한 후, 일정 시간이 지나 나선팔 밖으로 빠져나오는 모습을 예시한다. 밀도파는 은하 중심에 대해 일정한 각속도로 회전하는데, 이 회전 각속도를 나선팔의 패턴속도라고 한다. 나선팔의 패턴속도는 별의 공전 각속도와 다르다.

나선팔을 오랫동안 유지시키는 힘은 나선팔의 자체중력이다. 이 중력의 대부분은 만기형 항성 원반에 형성된 밀도파로부터 나온다. 그런데 만기형 항성이 이루는 비축대칭 밀도파의 진폭은 항성 원반 밀도의 수 퍼센트에 불과하다. 따라서 은하의 광학 사진에서 나타난 아주 뚜렷한 나선팔 모습은 만기형 항성이 이루는 작은 밀도 변화만으로는 설명되지 못한다.

광학 사진에서 뚜렷한 나선팔은 항성 밀도파에 의해 고밀도로 수축한 성간물질에서 태어난 젊은 별의 자취에 해당한다. 성간물질의 음속은 은하의 회전 속도보다 매우 작기 때문에 밀도파가 미치는 작은 중력에 대해서도 쉽게 반응하여 나선 충격파를 형성한다. 나선 충격파는 광학 사진에서 먼지띠에 해당한다. 나선 충격파를 지나는 기체는 속도가 느려지고 밀도가 충분히 높아져 중력불안정으로 별을 형성한다. 새로 탄생한 별들은 먼지띠로부터 조금 벗어난 영역에서 OB형 별과 거대한 전리수소영역으로 나타나 밝게 빛난다.

연못에 돌멩이를 던졌을 때 동심원으로 퍼지는 수면파의 경우와 같이 모든 파동은 파동을 일으키는 요인이 필요하다. 나선팔이 항성 원반에 형성된 밀도파라면, 밀도파를 일으키는 요인은 무엇일까?

밀도파의 생성 기작으로 내부 요인과 외부 요인이 있다. 내부 요인의 대표적 예는 항성 원반 자체의 중력불안정이다. 항성 원반의 밀도가 매우 높거나 속도 분산이 낮으면 밀도의 작은 요동이 중력불안정이나 그네 증폭(swing amplification)으로 나선팔로 성장할 수 있다. 외부 요인의 대표적인 예는 인접 은하의 조석력이다. 두 은하가 매우 가까운 거리를 지나갈 때 작용하는 강한 조석력은 밀도파를 야기시킬 수 있다. 이렇게 형성된 나선팔은 주로 두 개이며, 원반이 가벼울 때는 운동학적 밀도파의 특성을 띠고 원반이 무거울 때는 준정상 밀도파의 특성을 가진다.