궁수자리A*

궁수자리A*는 우리은하 중심부에 위치한 특이한 전파원을 말한다. 궁수자리 방향에 있는 우리은하 중심부에서 발견된 전파원 궁수자리A의 한 가운데 위치하고 있으며 전파스펙트럼이 특이한 밀집전파원(compact radio source)이다. 정확한 위치는 적경 17^h 45^m 40.04^s, 적위 -29°0′28.12″(2000년 기준)이며 거리는 26,000광년이다. 1974년 발견되었으며 흥미로운 전파원이라는 의미에서 양자역학에서 들뜬 상태를 표시하는 *를 붙여 궁수자리A*라고 불리게 되었다. 궁수자리A*는 별이나 성간물질과는 달리 전파, 적외선, 엑스선(그림 1), 감마선 등 전 전자기파 영역에 걸쳐 빛을 내고 있다. 주변 적외선 별들의 움직임을 오랫동안 관측하여 궁수자리A*에 질량이 태양의 400만배 되는 초대질량블랙홀이 존재하는 것이 확인되었다.

그림 1: 찬드라(Chandra) 엑스선 우주망원경으로 관측한 궁수자리A* (출처: )

목차

궁수자리A(Sagittarius A)는 궁수자리에 위치한 복합 전파원(complex radio source)이다. 우리은하 내 별이나 기체의 운동과 분포 등 관측으로 추정되는 우리은하의 중심에 해당하는 곳에 위치하고 있다. 궁수자리A는 크게 3개의 성분으로 구성되어 있다. 궁수자리A동(Sagittarius A East)은 타원으로 보이는 전파원으로 초신성잔해(supernova remnant)로 보인다. 궁수자리A서(Sagittarius A West)는 세개의 팔을 가진 나선 모양의 전파원이다. 이 궁수자리A서의 가장 서쪽 두 팔이 벌어지는 곳 근처에 궁수자리A*가 위치하고 있다(그림 2). 1.3mm(230GHz) 전파 초장기선간섭계(VLBI)관측으로 결정된 궁수자리A*의 각크기는 약 30마이크로각초 정도이다.

그림 2: 궁수자리A서(West)와 궁수자리A* 전파 영상. 가운데 흰 점 모양의 전파원이 궁수자리A*이다.(출처: )

우리은하(원반)는 회전하고 있고 그 회전 중심이 은하중심(Galactic Center)이다. 궁수자리A*의 위치는 정확하게 은하중심에 위치하고 있다. 성간먼지에 의해 소광이 심한 은하중심까지의 거리는 측정하기 어렵지만 대략 7.4 ~ 8.7kpc 정도로 알려졌다. 전파 초장기선간섭계 (VLBI) 관측으로 측정된 궁수자리A*까지의 거리는 대략 8kpc으로 26,000광년 정도이다.

궁수자리A*는 매우 작으면서도 밝은 전파원이다. 은하중심부는 우리은하의 원반을 통과해서 보아야 하므로 성간먼지들에 의한 소광이 너무 심해서 가시광선에서는 관측이 불가능하다. 파장이 더 긴 적외선이나 전파는 소광이 적거나 없으므로 관측가능하다. 잰스키(Karl Jansky)가 1931년 최초로 은하 중심 쪽에서 전파신호를 검출하였고, 1974년 발릭(Bruce Balick)과 브라운(Robert Brown)이 전파간섭계를 활용한 관측에서 궁수자리A*를 발견하였고 브라운이 1982년 궁수자리A*라는 이름을 사용하기 시작했다. 궁수자리A*의 전파스펙트럼은 전리된 열적 전자가 방출하는 제동복사 방출 및 흡수에 의해 만들어진 열적 전파스펙트럼과 달리 자기장 속에서 상대론적 속도(빛의 속도에 아주 가깝게 움직이는 속도)로 움직이는 전자가 방출하는 싱크로트론복사 스펙트럼의 특성을 보여주었다. 이는 궁수자리A*에서 일반적인 성간기체와 다른 특별한 과정이 일어나고 있음을 의미한다. 궁수자리A*는 전파 외에 적외선, 엑스선에서도 관측된다. 감마선 검출의 경우 각분해능이 나빠서 정확하게 궁수자리A*에서 방출된 것인지는 모른다. 2015년에는 궁수자리A*가 엑스선에서 평소 밝기보다 400배나 갑자기 밝아진 것이 찬드라엑스선우주망원경으로 관측되었고, 소행성이 블랙홀에 붙잡혔거나 자기장이 재배열되면서 생긴 현상이라는 가설들이 제시되기도 했다.

궁수자리A* 근처에 대한 적외선과 전파 관측으로 우리은하 중심부에 초대질량블랙홀이 있을 것이라는 가설은 1970년대 부터 제시되었다. 이후 적외선에서 시상효과를 극복하는 스페클간섭(speckle interferometry)관측이 가능해지면서 궁수자리A* 근처 적외선별들의 운동을 자세하게 추적할 수 있었고 2002년 겐젤(Reinhard Genzel)이 이끄는 연구팀이 궁수자리A*에 아주 가까이 위치한 S2라 불리는 별의 궤도를 결정할 수 있었다. S2는 우리은하에서 발견된 어떤 별보다 빨리 움직이고 있었고 이렇게 빠른 운동은 질량이 태양질량의 약 260만배되는 초대질량블랙홀에 의해서만 설명됨을 보였다(그림 3). 10여년에 걸친 후속 관측으로 더 정확하게 결정된 블랙홀의 질량은 태양질량의 약 400만배로 비슷한 크기의 외부 은하 중심부에서 발견되는 블랙홀에 비해서는 상대적으로 가볍다. 궁수자리A*에 존재하는 초대질량블랙홀의 존재는 지금까지 발견된 블랙홀의 존재 증거 중 가장 강력한 경우 중 하나이다.

2012년에는 궁수자리A* 주위로 이심률이 아주 큰 궤도를 도는 기체구름(기체에 둘러쌓인 별일수도 있음)이 발견되었다. G2라 불리는 이 기체구름이 궁수자리A* 블랙홀에 접근하면서 조석력에 의해 찢어지면서 흥미로운 일들이 벌여질 수 있다고 기대하였으나 2014년 G2는 큰 변화없이 블랙홀을 최근접 통과하였다.

블랙홀 혼자서는 아무런 빛을 내지 않는다. 블랙홀은 근처의 기체들을 중력으로 끌어들이는 부착으로 빛을 내게 된다. 조금이라도 회전하고 있는 기체들은 부착되면서 회전이 빨라져서 부착원반을 형성하게 된다. 마찬가지로 궁수자리A*도 블랙홀 자체가 아니라 블랙홀에 부착되면서 빛을 방출하는 기체들이다. 다만 궁수자리A*의 광도는 활동성은하나 퀘이사에 비해 매우 약해서 많은 빛 에너지를 방출하는 얇은 부착원반보다는 빛 에너지를 거의 방출하지 않는 이류부착흐름(advection-dominated accretion flow) 등의 모형으로 설명된다.

태양 질량의 400만배 블랙홀의 슈바르츠실트반지름은 1200만km이다. 궁수자리A*까지의 거리는 대략 26,000광년이므로 지구에서 보는 궁수자리A* 블랙홀의 슈바르츠실트반지름, 즉 사건의 지평선은 각크기(각반지름)는 약 10마이크로각초(10^-5″)이다. 이 사건의 지평선은 블랙홀 자체의 중력렌즈에 의해 확대되어 50마이크로각초로 관측될 것으로 예상된다. 관측하기 매우 어려운 작은 각크기이긴 하지만 궁수자리A*는 현재까지 알려진 블랙홀 중 가장 각크기가 큰 블랙홀이다.

이에 고무되어 지구 여러 곳에 흩어져 있는 8대의 전파망원경으로 초장기선간섭 전파관측하여 궁수자리A* 블랙홀의 모습을 직접 결정하려는 사건의 지평선 망원경(Event Horizon Telescope) 연구팀이 마침내 2017년 4월 일주일 간 관측을 수행하였고 현재 방대한 자료를 분석하는 연구를 진행하고 있어 조만간 궁수자리A* 블랙홀의 모습을 보게 될것이다.