은하중심
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1. 개요
은하중심은 우리 은하의 중심부로, 가시광선으로는 관측이 어렵고 감마선, 적외선, 전파 등을 통해 연구된다. 1755년 이마누엘 칸트는 우리 은하 중심에 큰 별이 있다고 언급했으며, 1918년 할로 섀플리는 구상 성단이 궁수자리에 집중되어 있음을 발견했다. 1940년대 월터 바데는 성간 먼지 띠의 빈 공간인 '바데의 창'을 발견했고, 1954년 조셉 레이드 파우시 팀은 궁수자리 A를 은하 중심의 강력한 전파원으로 확인했다. 국제천문연맹은 궁수자리 A의 위치를 은하 좌표계의 기준으로 삼았으며, 2022년에는 은하 중심에서 생물기원 분자를 포함한 RNA 관련 분자가 발견되었다. 은하 중심까지의 거리는 약 24,000~28,400 광년으로 추정되며, 우리 은하 중심에는 초거대 질량 블랙홀 궁수자리 A*가 존재한다. 궁수자리 A*는 강력한 전파원이며, 주변에는 수천 개의 별들이 존재하지만 젊은 별들의 존재는 '젊음의 역설'로 불린다. 또한, 은하 중심에서는 '페르미 거품'이라고 불리는 감마선과 X선을 방출하는 구조가 발견되었으며, 궁수자리 A* 블랙홀에 의해 생성된 것으로 추정된다.
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2. 발견 및 관측
은하 중심은 시선 방향에 있는 성간 먼지 때문에 가시광선, 자외선, 낮은 에너지의 X선으로는 관측할 수 없다. 따라서 감마선, 높은 에너지의 X선, 적외선, 전파 파장을 통해서만 관측이 가능하다.[3]
복잡한 전파원인 궁수자리 A는 은하 중심에 거의 정확하게 위치하며, 그 안의 궁수자리 A*는 우리 은하 중심부의 초대질량 블랙홀과 같은 공간에 있다. 블랙홀 주변의 착증 디스크에서 에너지가 방출되지만, 현재 관측 장비로는 그 크기가 너무 작아 보기 어렵다.
은하 중심의 또 다른 기준점은 머리털자리에 있는 은하의 북극점이다. 북극점의 방위는 적경 12h 51m 25s, 적위 +27˚ 07´ 48˝이다.
2022년 7월, 천문학자들은 RNA 관련 분자를 포함한 생물기원 분자들이 우리 은하 중심에서 대량으로 발견되었다고 발표했다.[9][10]
2. 1. 초기 관측
시선 방향에 위치한 차가운 성간 구름 때문에 은하중심을 지구에서 가시광선, 자외선, 낮은 엑스선 파장대로 관측하는 것은 불가능하다. 은하중심을 관측할 수 있는 파장 영역은 감마선, 높은 엑스선대, 적외선, 전파 파장대이다.1918년 할로 섀플리는 구상 성단 분포를 연구하면서 은하중심의 위치를 발견했다. 적도 좌표계에 의한 은하중심의 방위는 적경 17h 45m 40.04s, 적위 -29° 00' 28.1" (J2000 원기)이다.
복잡한 전파원 궁수자리 A는 은하중심에 거의 정확하게 자리잡고 있는 것으로 보이며, 복잡하면서 극도로 밀집된 전파원 궁수자리 A*는 우리 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀과 같은 공간을 공유하고 있다.
이마누엘 칸트는 그의 저서 ''일반 자연사 및 천체 이론''(1755)에서 우리 은하의 중심에 큰 별이 있으며, 시리우스가 그 별일 수 있다고 언급했다.[3] 1918년에 할로 섀플리는 우리 은하를 둘러싼 구상 성단의 헤일로가 궁수자리의 별 무리에 중심을 둔 것처럼 보이지만, 그 지역의 어두운 분자 구름이 광학 천문학의 시야를 가린다고 말했다.[4]
1940년대 초 마운트 윌슨 천문대의 월터 바데는 인근 로스앤젤레스의 전시 정전 상황을 이용하여 약 254.00cm 후커 망원경으로 중심을 탐색했다. 그는 별 알나슬 (궁수자리 감마) 근처에 있는 성간 먼지 띠에 1도 너비의 빈 공간이 있어, 우리 은하의 핵 주변에 있는 별 무리를 비교적 선명하게 볼 수 있다는 것을 발견했다.[5] 이 틈은 그 이후로 바데의 창으로 알려져 있다.[6]
호주 시드니 도버 하이츠에서 CSIRO의 전파물리부의 조셉 레이드 파우시가 이끄는 전파 천문학자 팀은 "해양 간섭계"를 사용하여 황소자리 A, 처녀자리 A, 센타우루스자리 A를 포함한 최초의 성간 및 은하 간 전파원을 발견했다. 1954년까지 그들은 약 24.38m 고정형 접시 안테나를 건설했고, 이를 사용하여 궁수자리에서 감지된 매우 강력한 전파 방출 벨트에 대한 상세한 연구를 수행했다. 그들은 이 벨트의 중심 근처에 있는 강렬한 점 광원을 궁수자리 A로 명명했으며, 당시 추정했던 은하 중심에서 남서쪽으로 약 32도 떨어진 곳에 위치해 있지만, 은하의 바로 중심에 위치하고 있음을 깨달았다.[7]
1958년 국제천문연맹(IAU)은 궁수자리 A의 위치를 은하 위도 및 경도 시스템의 진정한 영점 좌표로 채택하기로 결정했다.[8]
2. 2. 전파 관측
시선 방향에 위치한 차가운 성간 구름 때문에 은하중심을 지구에서 가시광선, 자외선, 낮은 엑스선 파장대로 관측하는 것은 불가능하다. 은하중심을 관측할 수 있는 파장 영역은 감마선, 높은 엑스선대, 적외선, 전파 파장대이다.[3]복잡한 전파원 궁수자리 A는 은하중심에 거의 정확하게 자리잡고 있는 것으로 보이며, 복잡하면서 극도로 밀집된 전파원 궁수자리 A*는 우리 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀과 같은 공간을 공유하고 있다. 블랙홀 주변에 형성되어 있을 가능성이 큰 착증 디스크는 전파원에 해당하는 에너지를 방출하며, 자체 크기는 블랙홀보다 훨씬 더 크다. 다만 이 디스크는 현재의 관측 기구로 보기에는 너무 작다.
호주 시드니 도버 하이츠에서 CSIRO의 전파물리부의 조셉 레이드 파우시가 이끄는 전파 천문학자 팀은 "해양 간섭계"를 사용하여 황소자리 A, 처녀자리 A, 센타우루스자리 A를 포함한 최초의 성간 및 은하 간 전파원을 발견했다. 1954년까지 그들은 고정형 접시 안테나를 건설했고, 이를 사용하여 궁수자리에서 감지된 매우 강력한 전파 방출 벨트에 대한 상세한 연구를 수행했다. 그들은 이 벨트의 중심 근처에 있는 강렬한 점 광원을 궁수자리 A로 명명했으며, 당시 추정했던 은하 중심에서 남서쪽으로 약 32도 떨어진 곳에 위치해 있지만, 은하의 바로 중심에 위치하고 있음을 깨달았다.[7]
1958년 국제천문연맹(IAU)은 궁수자리 A의 위치를 은하 위도 및 경도 시스템의 진정한 영점 좌표로 채택하기로 결정했다.[8]
2. 3. 현대 관측
차가운 성간 구름 때문에 은하중심을 지구에서 가시광선, 자외선, 낮은 엑스선 파장대로 관측하는 것은 불가능하다. 은하중심을 관측할 수 있는 파장 영역은 감마선, 높은 엑스선대, 적외선, 전파 파장대이다.1918년 할로 섀플리는 구상 성단 분포를 연구하면서 은하중심의 위치를 발견했다. 적도 좌표계에 의한 은하중심의 방위는 적경 17h 45m 40.04s, 적위 -29° 00' 28.1" (J2000 원기)이다.
복잡한 전파원 궁수자리 A는 은하중심에 거의 정확하게 자리잡고 있는 것으로 보이며, 복잡하면서 극도로 밀집된 전파원 궁수자리 A*는 우리 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀과 같은 공간을 공유하고 있다. 블랙홀 주변에 형성되어 있을 가능성이 큰 착증 디스크는 전파원에 해당하는 에너지를 방출하며, 자체 크기는 블랙홀보다 훨씬 더 크다. 다만 이 디스크는 현재의 관측 기구로 보기에는 너무 작다.
이마누엘 칸트는 그의 저서 ''일반 자연사 및 천체 이론''(1755)에서 우리 은하의 중심에 큰 별이 있으며, 시리우스가 그 별일 수 있다고 언급했다.[3] 할로 섀플리는 1918년에 우리 은하를 둘러싼 구상 성단의 헤일로가 궁수자리의 별 무리에 중심을 둔 것처럼 보이지만, 그 지역의 어두운 분자 구름이 광학 천문학의 시야를 가린다고 말했다.[4]
1940년대 초 마운트 윌슨 천문대의 월터 바데는 인근 로스앤젤레스의 전시 정전 상황을 이용하여 약 254.00cm 후커 망원경으로 중심을 탐색했다. 그는 별 알나슬 (궁수자리 감마) 근처에 있는 성간 먼지 띠에 1도 너비의 빈 공간이 있어, 우리 은하의 핵 주변에 있는 별 무리를 비교적 선명하게 볼 수 있다는 것을 발견했다.[5] 이 틈은 그 이후로 바데의 창으로 알려져 있다.[6]
호주 시드니 도버 하이츠에서 CSIRO의 전파물리부의 조셉 레이드 파우시가 이끄는 전파 천문학자 팀은 "해양 간섭계"를 사용하여 황소자리 A, 처녀자리 A, 센타우루스자리 A를 포함한 최초의 성간 및 은하 간 전파원을 발견했다. 1954년까지 그들은 약 24.38m 고정형 접시 안테나를 건설했고, 이를 사용하여 궁수자리에서 감지된 매우 강력한 전파 방출 벨트에 대한 상세한 연구를 수행했다. 그들은 이 벨트의 중심 근처에 있는 강렬한 점 광원을 궁수자리 A로 명명했으며, 당시 추정했던 은하 중심에서 남서쪽으로 약 32도 떨어진 곳에 위치해 있지만, 은하의 바로 중심에 위치하고 있음을 깨달았다.[7]
1958년 국제천문연맹(IAU)은 궁수자리 A의 위치를 은하 위도 및 경도 시스템의 진정한 영점 좌표로 채택하기로 결정했다.[8] 적도 좌표계에서 위치는 적경 17h 45m 40.04s, 적위 -29° 00' 28.1" (J2000 시점)이다.
2022년 7월, 천문학자들은 생물기원 분자를 포함하여, RNA와 관련된 일부 분자를 우리 은하계의 은하 중심에서 대량으로 발견했다고 발표했다.[9][10]
3. 은하 중심까지의 거리
1918년 할로 섀플리가 구상 성단 분포를 연구하면서 은하중심의 위치를 발견했다. 적도 좌표계에 의한 은하중심의 방위는 적경 17h 45m 40.04s, 적위 -29° 00' 28.1" (J2000 원기)이다.
태양계와 은하 중심 사이의 거리는 정확하게 알려져 있지 않지만, 2000년 이후 추정치는 범위 내에 있다.[11][12]
3. 1. 거리 측정 방법
태양계와 은하 중심 사이의 정확한 거리는 확실하지 않지만,[11] 2000년 이후의 추정치는 24kly에서 28.4kly 범위 내에 있다.[12] 기하학적 기반 방법과 표준 촛불을 사용한 최신 추정치는 은하 중심까지의 거리를 다음과 같이 제시한다.
변광성(예: RR Lyrae 변광성) 또는 표준 촛불(예: 적색 덩어리 별)에서 얻은 은하 중심까지의 거리를 정확하게 결정하는 것은 다음과 같은 여러 요인으로 인해 어렵다.
- 모호한 적색화 법칙
- 은하 팽대부의 가까운 쪽으로 별을 선호적으로 표본 추출하여 은하 중심까지의 거리가 작아지는 편향(성간 소멸)
- 은하 팽대부 방향에서 발견된 변광성 그룹의 평균 거리가 은하 중심까지의 거리와 어떻게 관련되는지에 대한 불확실성[24][25]
은하 중심을 가로지르는 은하수의 막대 특성 또한 활발히 논의되고 있으며, 반 길이 및 방향 추정치는 1~5 kpc(짧거나 긴 막대) 및 10~50° 사이이다.[21][24][26] 일부 학자들은 은하수가 서로 안에 둥지를 트는 두 개의 뚜렷한 막대를 특징으로 한다고 주장한다.[27] 막대는 적색 덩어리 별(또한 적색 거성 참조)에 의해 경계가 정해진다. 그러나 RR Lyrae 변광성은 눈에 띄는 은하 막대를 추적하지 않는다.[24][28][29] 막대는 은하수에 존재하는 분자 수소의 큰 부분을 포함하고 대부분의 은하수 별 형성 활동을 포함하는 ''5-kpc 링''이라고 하는 고리로 둘러싸여 있을 수 있다. 안드로메다 은하에서 보면 은하수의 가장 밝은 특징이 될 것이다.[30]
3. 2. 거리 측정의 어려움
태양계와 은하 중심 사이의 정확한 거리는 확실하지 않지만,[11] 2000년 이후의 추정치는 24kly에서 28.4kly 범위 내에 있다.[12] 기하학적 기반 방법과 표준 촛불을 사용한 최신 추정치는 은하 중심까지의 다음 거리를 산출한다.
변광성(예: RR Lyrae 변광성) 또는 표준 촛불(예: 적색 덩어리 별)에서 얻은 은하 중심까지의 거리를 정확하게 결정하는 것은 다음과 같은 수많은 효과로 인해 어려움을 겪는다.[24][25]
- 모호한 적색화 법칙
- 은하 팽대부의 가까운 쪽으로 별을 선호적으로 표본 추출하여 은하 중심까지의 거리가 작아지는 편향(성간 소멸)
- 은하 팽대부 방향에서 발견된 변광성 그룹의 평균 거리가 은하 중심까지의 거리와 어떻게 관련되는지에 대한 불확실성
은하 중심을 가로지르는 은하수의 막대의 특성 또한 활발히 논의되고 있으며, 반 길이 및 방향 추정치는 1~5 kpc(짧거나 긴 막대) 및 10~50° 사이이다.[21][24][26] 일부 연구자들은 은하수가 서로 안에 둥지를 트는 두 개의 뚜렷한 막대를 특징으로 한다고 주장한다.[27] 막대는 적색 덩어리 별(또한 적색 거성 참조)에 의해 경계가 정해진다. 그러나 RR Lyrae 변광성은 눈에 띄는 은하 막대를 추적하지 않는다.[24][28][29] 막대는 은하수에 존재하는 분자 수소의 큰 부분을 포함하고 대부분의 은하수 별 형성 활동을 포함하는 ''5-kpc 링''이라고 하는 고리로 둘러싸여 있을 수 있다. 안드로메다 은하에서 보면 은하수의 가장 밝은 특징이 될 것이다.[30]
4. 초대질량 블랙홀: 궁수자리 A*
1918년 할로 섀플리가 구상 성단 분포를 연구하면서 은하중심의 위치를 발견했다. 적도 좌표계에 의한 은하중심의 방위는 적경 17h 45m 40.04s, 적위 -29° 00' 28.1" (J2000 원기)이다.
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있다. 이들 대부분은 늙고 붉은 색의 주계열성들이지만, 무거운 질량을 지닌 별들도 많다. 이 곳에서 OB항성 및 울프-레이에별이 100개 이상 발견되었다. 이들은 모두 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보인다. 이렇게 젊은 별들이 존재한다는 사실은 전문가들에게 놀라운 사실이었다. 기존의 이론에 의하면 중심부에 있는 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다고 믿었기 때문이다. 이를 '젊음의 역설''(paradox of youth)이라고 부른다(S2는 궁수자리 A*에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 항성으로, 젊음의 역설을 더욱 극명하게 보여주는 존재이다).
이 상황을 설명하기 위한 이론으로, 질량이 큰 성단에서 떨어져 나온 별들이 자리를 옮겨 왔거나, 또는 중심 블랙홀 근처에 형성된, 질량이 크면서 작은 크기의 착증 디스크에서 항성이 탄생했다고 보고 있다. 이들 100개의 젊은 별은 중심부 블랙홀 사방으로 불규칙하게 분포되어 있는 것이 아니라, 대부분 한 면 또는 두 개의 면 위에 분포되어 있다. 그러나 현재 시점에서 이 관측 결과에 대해 확증적인 결론을 내리지는 못하고 있는 상황이다.
현재 은하중심에서 항성은 새로 태어나고 있지는 않아 보이지만, 은하중심을 도는 분자 구름의 핵주위원반지대는 항성이 탄생하기에 적합한 조건을 갖춘 곳으로 보인다. 안토니 스타크, 크리스 마틴은 2002년 은하중심 주위 400광년 이내의 가스 밀도를 지도로 그려 냈는데, 여기에는 태양 질량의 수백만 배에 이르는 고리가 있었으며 항성이 탄생하기에 충분한 밀도의 물질이 존재하고 있었다. 이들은 약 2억 년 내로 은하중심에서, 현재의 수백 배에 이르는 비율로 항성들이 빠르게 태어나고 초신성으로 일생을 마치는 스타버스트 사건이 발생할 것으로 내다봤다. 스타버스트와 함께, 물질들이 블랙홀로 떨어지면서 은하 제트 현상도 일어날 것이다. 우리 은하는 5억 년마다 한 번씩 스타버스트 사건을 겪는 것으로 생각된다.
4. 1. 블랙홀의 특징
궁수자리 A는 은하 중심에 거의 정확하게 자리잡고 있는 것으로 보이는 복잡한 천문학적 전파원이며, 우리 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀과 같은 공간을 공유하고 있는 극도로 밀집된 전파원 궁수자리 A*를 포함한다.[31] 블랙홀 주변에 형성되어 있을 가능성이 큰 착증 디스크는 전파원에 해당하는 에너지를 방출하며, 자체 크기는 블랙홀보다 훨씬 더 크지만 현재의 관측 기구로 보기에는 너무 작다.2008년 하와이, 애리조나, 캘리포니아의 전파 망원경을 연결한 연구(초장기선 간섭계)에서 궁수자리 A*의 직경을 4,400만 킬로미터(0.3 AU)로 측정했다. 이는 태양 주위의 지구 궤도 반지름(약 1억 5,000만 킬로미터, 1.0 AU)과 수성이 태양에 가장 가까이 접근했을 때의 거리(근일점, 4,600만 킬로미터, 0.3 AU)를 비교했을 때, 수성과 태양 사이의 거리보다 약간 작은 크기이다.
독일 막스 플랑크 외계물리학 연구소의 과학자들은 칠레 망원경을 사용하여 은하 중심에 약 430만 태양 질량에 달하는 초거대 질량 블랙홀의 존재를 확인했다.[19] 이후 연구에서는 370만 또는 410만 태양 질량으로 추정했다.[22]
2015년 1월 5일, 미국 항공우주국(NASA)은 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 X선 플레어를 관측했다고 보고했는데, 이는 기록적인 수치이다. 천문학자들에 따르면 이례적인 사건은 블랙홀로 떨어지는 소행성의 파괴 또는 궁수자리 A*로 흘러 들어가는 가스 내의 자기력선의 얽힘으로 인해 발생했을 수 있다.[36]
4. 2. 블랙홀 관측
시선 방향에 위치한 차가운 성간 구름 때문에 은하중심을 지구에서 가시광선, 자외선, 낮은 엑스선 파장대로 관측하는 것은 불가능하다. 은하중심을 관측할 수 있는 파장 영역은 감마선, 높은 엑스선대, 적외선, 전파 파장대이다.복잡한 전파원 궁수자리 A는 은하중심에 거의 정확하게 자리잡고 있는 것으로 보이며, 복잡하면서 극도로 밀집된 전파원 궁수자리 A*는 우리 은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀과 같은 공간을 공유하고 있다. 블랙홀 주변에 형성되어 있을 가능성이 큰 착증 디스크는 전파원에 해당하는 에너지를 방출하며, 자체 크기는 블랙홀보다 훨씬 더 크지만 현재의 관측 기구로는 보기에는 너무 작다.
2008년 하와이, 애리조나, 캘리포니아의 전파 망원경을 연결한 연구(초장기선 간섭계)에서 궁수자리 A*의 직경을 44000000km로 측정했다. 태양 주위의 지구 궤도 반지름은 약 150000000km이고, 수성이 태양에 가장 가까이 접근했을 때의 거리(근일점)는 46000000km이므로, 전파원의 직경은 수성과 태양 사이의 거리보다 약간 작다.
독일 막스 플랑크 외계물리학 연구소의 과학자들은 칠레 망원경을 사용하여 은하 중심에 약 430만 태양 질량에 달하는 초거대 질량 블랙홀의 존재를 확인했다.[19] 이후 연구에서는 370만 또는 410만 태양 질량으로 추정했다.[22]
2015년 1월 5일, 미국 항공우주국(NASA)은 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 X선 플레어를 관측했다고 보고했는데, 이는 기록적인 수치이다. 천문학자들에 따르면 이례적인 사건은 블랙홀로 떨어지는 소행성의 파괴 또는 궁수자리 A*로 흘러 들어가는 가스 내의 자기력선의 얽힘으로 인해 발생했을 수 있다.[36]
4. 3. X선 플레어
2015년 1월 5일, 미국 항공우주국(NASA)은 궁수자리 A*에서 평소보다 400배 더 밝은 X선 플레어를 관측했다고 보고했는데, 이는 기록적인 수치이다.[36] 천문학자들에 따르면 이례적인 사건은 블랙홀로 떨어지는 소행성의 파괴 또는 궁수자리 A*로 흘러 들어가는 가스 내의 자기력선의 얽힘으로 인해 발생했을 수 있다고 한다.[36]5. 은하 중심의 항성 분포
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있는데, 대부분 늙고 붉은 주계열성들이지만, OB항성 및 울프-레이에별과 같이 무거운 별들도 100개 이상 발견되었다.[1] 이들은 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보이며, 중심부 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다는 기존 이론과 달리 젊은 별들이 존재하여 '젊음의 역설'을 보여준다.[1] 이 젊은 별들은 불규칙하게 분포하지 않고, 대부분 한 면 또는 두 개의 면 위에 분포되어 있다.[1]
현재 은하중심에서는 항성이 새로 태어나고 있지는 않지만, 핵주위원반지대는 항성 탄생에 적합한 조건을 갖추고 있다. 2002년 안토니 스타크와 크리스 마틴은 은하중심 주위 400광년 이내의 가스 밀도 지도를 통해 태양 질량의 수백만 배에 이르는 고리가 존재함을 확인했다.[1] 이들은 약 2억 년 내로 스타버스트 사건과 함께 은하 제트 현상이 발생할 것으로 예측하며, 우리 은하는 5억 년마다 한 번씩 스타버스트 사건을 겪는 것으로 추정된다.[1]
5. 1. 젊은 별들의 존재: 젊음의 역설
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있다. 이들 대부분은 늙고 붉은색의 주계열성들이지만, 무거운 질량을 지닌 별들도 많다. 이 곳에서 OB항성 및 울프-레이에별이 100개 이상 발견되었다. 이들은 모두 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보인다. 이렇게 젊은 별들이 존재한다는 사실은 전문가들에게 놀라운 사실이었다. 기존의 이론에 의하면 중심부에 있는 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다고 믿었기 때문이다. 이를 젊음의 역설(''paradox of youth'')이라고 부른다(S2는 궁수자리 A*에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 항성으로, 젊음의 역설을 더욱 극명하게 보여주는 존재이다).[1] 이 상황을 설명하기 위한 이론으로, 질량이 큰 성단에서 떨어져 나온 별들이 자리를 옮겨 왔거나, 또는 중심 블랙홀 근처에 형성된, 질량이 크면서 작은 크기의 착증 디스크에서 항성이 탄생했다고 보고 있다.[1] 재미있는 점은 이들 100개의 젊은 별들은 중심부 블랙홀 사방으로 불규칙하게 분포되어 있는 것이 아니라, 대부분 한 면 또는 두 개의 면 위에 분포되어 있다는 것이다.[1] 그러나 현재 시점에서 이 관측 결과에 대해 확증적인 결론을 내리지는 못하고 있는 상황이다.[1]5. 2. 항성 분포의 특징
궁수자리 A* 주변 1파섹 범위 내에는 수천 개의 항성들이 있다. 이들 대부분은 늙고 붉은색의 주계열성들이지만, 무거운 질량을 지닌 별들도 많다. 이 곳에서 OB항성 및 울프-레이에별이 100개 이상 발견되었다. 이들은 모두 수백만 년 전에 동시에 태어난 것으로 보인다. 이렇게 젊은 별들이 존재한다는 사실은 전문가들에게 놀라운 사실이었다. 기존의 이론에 의하면 중심부에 있는 블랙홀의 기조력 때문에 항성이 생겨날 수 없다고 믿었기 때문이다. 이를 '젊음의 역설(''paradox of youth'')'이라고 부른다. S2는 궁수자리 A*에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 항성으로, 젊음의 역설을 더욱 극명하게 보여주는 존재이다.[1]이 상황을 설명하기 위한 이론으로, 질량이 큰 성단에서 떨어져 나온 별들이 자리를 옮겨 왔거나, 또는 중심 블랙홀 근처에 형성된, 질량이 크면서 작은 크기의 착증 디스크에서 항성이 탄생했다고 보고 있다. 재미있는 점은 이들 100개의 젊은 별은 중심부 블랙홀 사방으로 불규칙하게 분포되어 있는 것이 아니라, 대부분이 한 면([http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/ UCLA group] 참고) 또는 두 개의 면([http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/ MPE group] 참고) 위에 분포되어 있다는 것이다. 그러나 현재 시점에서 이 관측 결과에 대해 확증적인 결론을 내리지는 못하고 있는 상황이다.[1]
현재 은하중심에서 항성은 새로 태어나고 있지는 않아 보이지만, 은하중심을 도는 분자 구름의 핵주위원반지대는 항성이 탄생하기에 적합한 조건을 갖춘 곳으로 보인다. 안토니 스타크, 크리스 마틴은 2002년 은하중심 주위 400광년 이내의 가스 밀도를 지도로 그려 냈는데, 여기에는 태양 질량의 수백만 배에 이르는 고리가 있었으며 항성이 탄생하기에 충분한 밀도의 물질이 존재하고 있었다. 이들은 약 2억 년 내로 은하중심에서, 현재의 수백 배에 이르는 비율로 항성들이 빠르게 태어나고 초신성으로 일생을 마치는 스타버스트 사건이 발생할 것으로 내다봤다. 스타버스트와 함께, 물질들이 블랙홀로 떨어지면서 은하 제트 현상도 일어날 것이다. 우리 은하는 5억 년마다 한 번씩 스타버스트 사건을 겪는 것으로 생각된다.[1]
6. 페르미 거품 (Fermi Bubbles)
2010년 11월, 우리은하 중심부를 중심으로 감마선과 X선을 방출하는 고에너지 플라스마로 이루어진 두 개의 큰 타원형 로브 구조가 발견되었는데, 이를 '페르미 거품' 또는 'eRosita' 버블이라고 부른다.[37][38] 이 거품은 은하 중심 위아래로 약 25,000 광년까지 뻗어 있다.[37] 은하에 퍼진 감마선 안개 때문에 이전에는 관측이 어려웠지만, G. 도블러의 연구를 바탕으로 D. 핑크베이너가 이끄는 연구팀이 이 문제를 해결했다.[37] 트레이시 슬레이터, 더글러스 핑크베이너, 멍 수는 "예상치 못한 큰 은하 구조인 '페르미 거품'을 감마선으로 발견"한 공로로 2014년 브루노 로시 상을 받았다.[39]
페르미 거품의 기원에 대한 연구가 진행 중이다.[40][41] 거품은 고에너지 플라스마 기둥 구조인 '굴뚝'을 통해 은하 중심과 연결되어 있으며, 에너지 수송을 통해 서로 짝을 이루는 것으로 보인다.[42] 2020년에는 처음으로 이 로브가 가시광선으로 관측되었고,[43] 광학적 측정도 이루어졌다.[44] 2022년에는 상세한 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 거품이 궁수자리 A* 블랙홀에 의해 생성되었다는 사실이 추가로 확인되었다.[45][38]
6. 1. 페르미 거품의 특징
2010년 11월, 은하 중심부를 중심으로 감마선과 X선을 방출하는 고에너지 플라스마로 이루어진 두 개의 큰 타원형 로브 구조가 발견되었는데, 이를 '버블'이라고 명명했다.[37] '페르미' 또는 'eRosita' 버블이라고 불리는[38] 이 구조는 은하 중심 위아래로 약 25,000 광년까지 뻗어 있다.[37] 은하의 산만하게 퍼진 감마선 안개가 이전 관측을 방해했지만, G. 도블러의 연구를 바탕으로 D. 핑크베이너가 이끄는 발견 팀은 이 문제를 해결했다.[37] 2014년 브루노 로시 상은 "예상치 못한 큰 은하 구조인 '페르미 버블'을 감마선으로 발견한 공로"로 트레이시 슬레이터, 더글러스 핑크베이너, 멍 수에게 수여되었다.[39]버블의 기원에 대한 연구가 진행 중이다.[40][41] 버블은 고에너지 플라스마의 기둥 구조인 '굴뚝'을 통해 은하 중심과 연결되어 있으며, 에너지 수송을 통해 짝을 이루는 것으로 보인다.[42] 2020년, 처음으로 이 로브가 가시광선으로 관측되었고[43], 광학적 측정이 이루어졌다.[44] 2022년까지 상세한 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 버블이 궁수자리 A* 블랙홀에 의해 생성되었다는 사실이 추가로 확인되었다.[45][38]
6. 2. 페르미 거품의 기원
2010년 11월, 은하 중심부를 중심으로 감마선과 X선을 방출하는 고에너지 플라스마로 이루어진 두 개의 큰 타원형 로브 구조가 발견되었는데, 이를 '버블'이라고 명명했다.[37] 이 구조는 '페르미' 또는 'eRosita' 버블이라고 불리며,[38] 은하 중심 위아래로 약 25,000 광년까지 뻗어 있다.[37] 은하의 산만하게 퍼진 감마선 안개가 이전 관측을 방해했지만, G. 도블러의 연구를 바탕으로 D. 핑크베이너가 이끄는 발견 팀은 이 문제를 해결했다.[37] 2014년 브루노 로시 상은 "예상치 못한 큰 은하 구조인 '페르미 버블'을 감마선으로 발견한 공로"로 트레이시 슬레이터, 더글러스 핑크베이너, 멍 수에게 수여되었다.[39]버블의 기원에 대한 연구가 진행 중이다.[40][41] 버블은 고에너지 플라스마의 기둥 구조인 '굴뚝'을 통해 은하 중심과 연결되어 있으며, 에너지 수송을 통해 짝을 이루는 것으로 보인다.[42] 2020년, 처음으로 이 로브가 가시광선으로 관측되었고,[43] 광학적 측정이 이루어졌다.[44] 2022년까지 상세한 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 버블이 궁수자리 A* 블랙홀에 의해 생성되었다는 사실이 추가로 확인되었다.[45][38]
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