은하계 고고학자가 파헤친 은하수의 역사

밤하늘에서 은하수의 빛의 띠는 우리 은하를 한 무리의 별과 가스 구름처럼 보이게 한다. 하지만 오늘날 과학자들은 은하 중심을 감싸고 있는 나선팔, 별과 거대한 블랙홀로 가득 찬 중심부 돌출부, 그리고 우리 은하가 마치 별 솜뭉치 안에 갇혀 있는 것처럼 더 희미하고 솜털 같은 별들의 후광을 자세히 알고 있다. 그들은 또한 훨씬 더 확산된 암흑물질 구름이 더 멀리 더 멀리 퍼져 있다는 것을 알고 있으며, 이는 별들의 움직임에 의해 드러난다. 어떻게 은하수가 이렇게 생겼을까? 불과 10년 전만 해도 과학자들은 우리 은하계 이웃에 있는 소수의 별들의 움직임과 거리만을 알았기 때문에 은하수의 진화하는 구조에 대한 부분적인 그림만 가지고 있었다. 하지만 2013년에 발사된 유럽우주국의 가이아를 포함한 최신 망원경은 대부분의 은하계에 우리의 시야를 극적으로 열어주었다. 그들의 자료는 화석처럼 이 은하의 복잡한 역사에 대한 암시를 제공하는 멀리 떨어져 있는 덩어리와 별들의 흐름을 보여준다. 네덜란드 그로닝겐에 있는 캅테인 천문 연구소의 아미나 헬미(Helmi)는 가장 중요한 것, 즉 약 100억년 전 은하계의 젊은 시절 발생한 또 다른 은하와의 거대한 느린 충돌 등 과거 사건들의 잔해를 연구하는 대표적인 은하 고고학자이다. Helmi는 천문학 및 천체물리학 연례 리뷰에서 우리 은하의 원반, 후광, 그리고 지혜로운 별의 흐름이 은하계 충돌과 그 밖의 오래 전의 사건들의 증거를 지니고 있다고 주장했다. 그러나 과거의 격동에도 불구하고 은하수의 과거는 비교적 평화롭다고 헬미는 지적합니다. 은하수는 다른 은하들을 수레로 끌어당기는 것이 아니라 대부분 차가운 가스와 오래된 별들로부터 새로운 별들을 탄생시키는 것으로 모였다. 하지만 이렇게 비교적 조용한 역사조차도 헬미와 그녀의 동료들이 별의 화학적 구성에 대한 단서를 포함하여 자세히 살펴볼 많은 잔재들을 남긴다. 왜냐하면 각각의 세대의 별들은 그들 앞에 있는 별들보다 무거운 원소들에 기울어진 새로운 화학적 특징을 가지고 있기 때문이다.

우리가 중력과 암흑 물질에 대해 알고 있는 대로 팽창하는 우주 모델의 예측에 따르면, 일반적으로 비교적 큰 물체와의 서로 다른 두 개에서 네 개의 서로 다른 합병, 그리고 많은 작은 것들이 오늘날 은하계 크기의 은하로 끝날 것으로 예상된다. 그래서 그 후광이 단 하나의 물체에 의해 지배된다는 것을 알게 된 것은 놀라운 일이었다. 우리는 이 사건이 은하수를 너무 많이 교란시켜서 그 당시에 있었던 많은 별들이 부풀어 올랐거나 뜨거운 두꺼운 원반 안에 있다는 것을 발견했다. 그 후 제 동료들은 은하계의 별들 중 거의 1/5을 포함하는 두꺼운 원반 또한 이 행사에서 형성되었다는 것을 보여주었다. 그 이유는 과거에 은하가 가스가 풍부했을 가능성이 높았기 때문에, 이와 같은 대규모 합병을 할 때, 가스 구름을 함께 끌어당겨서 많은 별 형성을 촉발하는 고밀도 지역을 만들었기 때문입니다. 그리고 우리는 합병과 동시에 별의 형성이 최고조에 달해 은하수의 원반이 상당히 커지는 것을 볼 수 있다.

우리가 이것들과 그 별들에 대한 상세한 정보를 가지고 있지 않기 때문에, 더 멀리 떨어져 있는 다른 은하들에게 이러한 것들을 알아내는 것은 어렵다. 하지만, 다른 은하계에서 스트림과 하위 구조를 찾는 연구가 점점 더 많아지고 있으며, 우리는 일반적으로 병합 과정의 중요성에 대해 배우고 있다. 그리고 현재 또는 곧 합쳐질 물체를 식별하는 상호작용하는 은하 쌍이 얼마나 흔한지에 대한 연구도 있다. 팽창하는 우주에서 은하의 성장에 대한 이론적인 모델들은 또한 은하의 합병 역사에 대한 단서를 어디에서 찾아야 하는지 혹은 어떻게 식별해야 하는지에 대해 우리를 안내하고 있다. 일부 천문학자들은, 은하수가 다른 은하와 비교했을 때, 평균적으로 더 많은 합병을 예측하는 경향이 있기 때문에, 대기하고 있는 것처럼 보인다고 말하지만, 저는 이것을 확고히 하기 위해서는 보다 상세한 평가가 필요하다고 생각한다. 그것은 특히 우리가 100억년 전의 역사를 재구성했을 뿐이고 그 이전에 무슨 일이 일어났는지 모르기 때문이다. 우리는 이것을 알아내기 위해 더 많은, 더 희미한 별들, 특히 은하수에 아주 적은 수의 할로겐성들로 알려진 그것들의 화학 성분들에 대한 데이터가 필요하다.