베라 루빈 천문대와 함께 찾는 특별한 은하들

특이한 은하란 무엇인가요?

은하라고 하면 보통 안드로메다와 같은 크고 웅장한 모습을 떠올리기 쉽습니다. 실제로 대부분의 은하는 그 형태에 따라 크게 나선은하(spiral galaxy)와 타원은하(elliptical galaxy) 두 종류로 나눌 수 있습니다. 실제 연구에서는 은하를 구분할 때 전체적인 모양뿐 아니라 색깔이나 나선팔과 같은 세부 구조도 중요한 기준이 됩니다. 이런 특징들을 서로 비교하면 우주에 존재하는 수많은 은하를 더 체계적으로 분류할 수 있습니다.

NGC 4535 (나선은하) and M49 (타원은하)


(Image Credit: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)

하지만 어떤 은하들의 모습은 잘 알려진 나선은하나 타원은하와 전혀 다른 형태를 가지기도 합니다. 너무 희미해서 찾기조차 어려운 경우도 있고, 형태가 매우 불규칙해서 우리가 일반적으로 은하에서 떠올리는 구조를 거의 알아볼 수 없는 경우도 있습니다. 이 프로젝트에서는 이렇게 일반적인 은하와 크게 다른 천체들을 특이 은하, 극단 은하(extreme galaxies) 라고 부릅니다. 그중에서도 우리가 관심을 가지고 찾는 대상은 푸른 덩어리(blue blobs) 와 확산 은하(diffuse galaxies) 입니다.

푸른 덩어리 (Blue Blobs)

푸른 덩어리는 매우 불규칙하고 여러 덩어리가 뭉쳐 있는 듯한 형태를 보이며, 거의 대부분이 젊고 푸른 별들로 이루어진 독특한 은하입니다. 현재까지 알려진 사례는 손에 꼽을 정도로 적으며, 그중 대부분은 Zooniverse 참가자들이 발견했습니다. 지금까지 알려진 푸른 덩어리들은 모두 처녀자리 은하단 (Virgo Cluster)에서 발견되었습니다. 그런데 처녀자리 은하단은 새로운 별을 만드는 데 필요한 차가운 가스가 유지되기에는 매우 가혹한 환경입니다. 그럼에도 푸른 덩어리는 이런 환경에서 살아남았고, 주변의 다른 은하나 동반 천체와도 떨어져 있는 것처럼 보입니다. 따라서 이처럼 고립된 천체 안에 어떻게 젊고 푸른 별들이 존재할 수 있는지는 아직 풀리지 않은 흥미로운 수수께끼입니다.

처음 발견된 푸른 덩어리 가운데 세 천체인 SECCO1, BC1, BC3의 허블 우주망원경 이미지

(Image Credit: NASA/ESA Hubble Space Telescope)

확산 은하 (Diffuse Galaxies)

확산 은하는 왜소 은하와 비슷하게 백만 개에서 10억 개 정도의 별을 가지고 있습니다. 하지만 이 별들이 수천억 개의 별을 가진 우리 은하와 비슷한 크기의 넓은 영역에 퍼져 있기에 ‘확산 은하’라는 이름이 붙었습니다. 대부분 오래된 어두운 별들로 이루어져 있으며, 일반적인 은하보다 훨씬 넓은 영역에 별들이 퍼져 있기에 같은 면적에서 나오는 빛의 양이 더 적습니다. 천문학에서는 이를 표면 밝기(surface brightness)가 낮다고 표현합니다. 그래서 확산 은하는 이미지에서 희미하고 흐릿하게 번진 빛의 얼룩처럼 보입니다.

거의 투명하게 보이는 은하 LSBVCC437의 LSST DP2 이미지

(Image Credit: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)

특이한 은하가 중요한 이유가 무엇인가요?

불과 10년 전만 해도, 발견된 특이한 은하의 수는 매우 적었습니다. 하지만 천문 탐사가 발전하면서 오늘날에는 이런 천체가 훨씬 더 많이 발견되고 있지만, 왜 이렇게 많은 특이한 은하가 존재하는지는 아직 제대로 설명하지 못하고 있습니다. 예를 들어 푸른 덩어리는 비교적 최근에 발견되었으며, 실제로는 은하가 아니라 은하 밖에서 만들어진 성단일 가능성도 있습니다. 푸른 덩어리와 확산 은하의 기원은 일반적인 은하가 형성되는 것으로 알려진 과정만으로는 설명되지 않습니다. 우리는 이러한 독특한 천체를 연구함으로써 은하가 어떻게 형성되고 진화하는지에 대한 인류의 이해에서 아직 비어 있는 중요한 부분을 채우고자 합니다.

LSST와 DP2를 쓰는 이유는 무엇인가요?

확산 은하와 푸른 덩어리는 그 특성상, 대부분의 탐사에서 검출 한계에 걸쳐 있는 천체들입니다. 과거의 망원경과 카메라는 밤하늘의 빛 속에서 이렇게 희미하고 넓게 퍼진 천체를 찾아낼 만큼 충분히 민감하지 않았습니다. NSF-DOE 베라 C. 루빈 천문대는 이러한 상황을 크게 바꾸어 놓습니다. 8.4미터 주경과 32억 화소 카메라, 그리고 같은 하늘 영역을 반복해서 깊게 관측하는 방식을 이용하는 루빈 천문대의 시공간 유산 탐사(Legacy Survey of Space and Time, LSST)는 이전보다 훨씬 어두운 표면 밝기의 천체까지 관측할 수 있도록 설계되었습니다. 이처럼 더 깊은 관측은 특히 확산 은하를 찾는 데 매우 중요합니다. 확산 은하의 빛은 넓은 영역에 퍼져 있기 때문에 얕은 관측에서는 대부분의 신호가 잡음에 묻혀 보이지 않습니다. 하지만 충분한 수의 관측 영상을 쌓아 올리면 희미한 빛이 점차 모여, 마침내 알아볼 수 있는 ‘얼룩’처럼 모습을 드러냅니다.

Rubin Data Preview 2(DP2)는 이러한 성능 향상을 실제 관측 자료에서 미리 확인할 수 있는 기회를 제공합니다. 아래 이미지는 이러한 발전이 왜 중요한지를 잘 보여줍니다. M49의 헤일로 안에 있는 확산 왜소 은하 VCC 1249 주변의 같은 하늘 영역을 약 40년에 걸친 여러 세대의 탐사 자료로 비교한 것입니다. 1990년대 사진 건판에서는 간신히 보이는 희미한 얼룩에 불과했던 VCC 1249가 Rubin DP2 자료에서는 구조를 알아볼 수 있는 확산 은하로 뚜렷하게 나타납니다.

루빈 천문대 연구팀도 최근 소셜 미디어 게시물에서 밀집 은하군 RSCG 55를 이용해 이와 비슷한 변화를 소개했습니다. 이제 막 관측을 시작한 루빈 천문대가 앞으로 10년 동안 희미하고 표면 밝기가 낮은 구조를 얼마나 새롭게 보여줄 수 있을지를 미리 보여주는 사례입니다. 지금까지 알지 못했던 새로운 은하들과 그 구조들이 발견될 수 있는 이 변화 속에서, 흥미로운 대상들을 찾아내는 데 여러분 시민천문학자들이 기여할 수 있습니다.

아래의 VCC 1249 영상들은 30년이 넘는 기간 동안 지상 천문 탐사가 어떻게 발전해 왔는지를 보여줍니다.

Skyviewer 링크를 통해 직접 확인해 볼 수 있습니다.

시민 천문학자들의 도움이 필요한 이유는 무엇인가요?

특이한 은하를 연구하기 위한 첫 단계는 다양한 환경에서 더 많은 특이한 은하들을 찾아내는 것입니다. 형태가 비교적 규칙적인 은하는 컴퓨터 알고리즘을 이용해 대규모 자료 속에서 효율적으로 찾아낼 수 있습니다. 확산 은하를 찾기 위한 알고리즘도 개발되어 있지만, 확산 은하는 희미한 얼룩처럼 보이는 경우가 많기 때문에 알고리즘의 결과가 얼마나 정확한지 확인하려면 사람이 직접 찾아낸 결과와 비교하는 과정이 필요합니다. 푸른 덩어리는 서로 모양이 매우 다르고 아주 희미한 경우도 있어 컴퓨터가 찾아내기가 더욱 어렵습니다. 따라서 현재로서는 두 종류의 천체를 모두 사람의 눈으로 직접 확인하는 것이 가장 신뢰할 수 있는 방법입니다. 하지만 방대한 탐사 자료를 한 사람이 모두 살펴보는 것은 거의 불가능합니다. DP2에서 처녀자리 은하단의 M49 주변만 해도 약 10,000개의 분류 대상이 있습니다.

여러분과 같은 많은 시민 천문학자가 함께한다면 이 많은 자료를 함께 살펴볼 수 있습니다. 여러분의 참여는 특이한 은하의 수수께끼를 풀어가는 데 중요한 역할을 하게 됩니다.

아래 지도는 DP2 SkyViewer 미리보기에서 본 M49 관측 영역 전체를 보여줍니다.
(Image Credit: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)

아래 이미지는 처녀자리 은하단의 초기 공개 이미지에 주요 천체를 표시한 모습입니다.
(Image Credit: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)

NSF-DOE 베라 C. 루빈 천문대는 미국 국립과학재단(NSF)과 미국 에너지부 과학국(DOE Office of Science)의 지원을 받고 있습니다.

분류 결과는 어떻게 활용되나요?

여러분의 분류 결과는 은하단 안에서 어떤 곳을 더 자세히 살펴봐야 하는지 연구자들이 파악하는 데 도움이 됩니다. 이 결과를 바탕으로 각각의 특이한 은하를 더 자세하게 연구할 수 있습니다. 연구팀은 시민과학자들이 만든 모든 분류 결과를 검토한 뒤 가장 유망한 후보들을 선정합니다. 이후 다른 망원경으로 추가 관측을 진행해 가스가 존재하는지 확인하고, 그 안의 별들이 어떤 특성을 가지고 있는지도 조사할 예정입니다. 이렇게 더 많은 천체를 확보하고 후속 관측에서 얻은 새로운 정보를 함께 분석함으로써, 이러한 천체들이 어떻게 형성되었고 앞으로 어떻게 진화할지를 더 잘 이해하는 것이 우리의 목표입니다.