솔직히 저는 별이라는 게 태양 정도 크기가 일반적이고, 아무리 커봤자 몇백 배 수준일 거라고 막연히 생각했습니다. 그런데 제임스 웹 우주망원경이 포착한 초기 은하의 화학 조성 데이터를 보고 나서, 우주 초기에는 태양보다 수천에서 만 배나 무거운 별이 실제로 존재했을 가능성이 높다는 사실을 알게 됐습니다. 이 발견은 단순히 큰 별이 있었다는 이야기가 아니라, 지금 우리가 보는 구상성단의 탄생 과정과 초기 우주의 화학 진화를 완전히 새롭게 이해하게 만드는 단서였습니다.
질소가 산소보다 많다는 건 대체 무슨 의미일까
제임스 웹이 관측한 GN-z11이라는 은하는 적색편이(redshift) 값이 10.6 정도로 측정됐습니다. 여기서 적색편이란 천체가 우리로부터 멀어지는 속도에 따라 빛의 파장이 길어지는 현상을 수치화한 것으로, 값이 클수록 더 먼 과거의 우주를 보고 있다는 의미입니다. 이 은하는 빅뱅 이후 약 5억 년 시점에 존재했던 초기 은하인 셈이죠(출처: NASA).
문제는 이 은하의 스펙트럼 분석 결과였습니다. 보통 우리 은하 주변 별들은 산소 함량이 질소보다 훨씬 많습니다. 별이 진화 과정에서 핵융합을 통해 무거운 원소를 만들 때, 산소가 먼저 생성되고 질소는 그 이후에 만들어지기 때문입니다. 그런데 GN-z11에서는 정반대 결과가 나왔습니다. 질소 함량이 산소보다 더 많았던 겁니다.
저는 처음 이 부분을 접했을 때 '측정 오류 아닐까?' 싶었습니다. 하지만 제임스 웹의 정밀한 분광 능력을 고려하면, 이건 실제로 초기 우주에서 벌어진 비정상적인 핵융합 환경을 보여주는 증거였습니다. 질소가 이렇게 많이 만들어지려면 별 내부 온도가 7천만 도를 넘어야 하는데, 이는 태양 중심 온도의 약 5배에 달하는 극단적인 환경입니다. 이런 온도를 유지하려면 별의 질량이 태양의 5천 배에서 만 배 수준이어야 합니다.
이것이 바로 초질량별(supermassive star)의 존재를 암시하는 결정적 단서였습니다. 초질량별이란 일반적인 항성 질량 범위를 훨씬 벗어난 거대 천체로, 태양 질량의 수천 배 이상인 별을 의미합니다. 이런 별은 수명이 극도로 짧아서 불과 200만 년 정도만 존재하다가 폭발하며 사라집니다. 현재 구상성단의 평균 나이가 100억 년 이상인 것을 고려하면, 초질량별은 정말 찰나에 존재했다가 흔적만 남긴 셈입니다.
구상성단 형성의 숨겨진 메커니즘
구상성단(globular cluster)은 수만에서 수백만 개의 별이 구 형태로 밀집해 있는 천체 집단입니다. 이 성단 속 별들은 대부분 동시에 태어난 동갑내기인데, 이상하게도 화학 조성은 별마다 상당히 다릅니다. 천문학계에서는 이를 '함량 이상 현상(abundance anomaly)'이라고 부릅니다.
저는 이 부분에서 의문이 생겼습니다. 같은 가스 구름에서 비슷한 시기에 태어난 별들인데 왜 화학 조성이 다를까? 오메가 센타우리(Omega Centauri) 같은 거대 구상성단을 관측한 결과, 이곳에는 명백히 다른 화학 조성을 가진 별들이 여러 세대에 걸쳐 섞여 있었습니다. 이는 오메가 센타우리가 원래 더 큰 왜소은하(dwarf galaxy)였고, 우리 은하에 흡수되면서 외곽이 벗겨지고 밀도 높은 핵만 남은 것임을 시사합니다(출처: ESO).
구상성단의 기원에 대해서는 크게 두 가지 가설이 있습니다.
- 외부 은하 잔해설: 구상성단이 원래 더 큰 왜소은하였으나, 우리 은하에 흡수되면서 외곽이 벗겨지고 중심핵만 남아 지금의 형태가 되었다는 가설
- 내부 성장설: 산개성단(open cluster)처럼 작은 성단에서 출발해 점차 별들이 더 태어나고 모이면서 구상성단으로 성장한다는 가설
제 경험상 이 두 가설은 서로 배타적이지 않습니다. 실제로 우리 은하 주변 구상성단들의 궤도를 추적해 보면, 상당수가 마젤란은하나 궁수자리 왜소은하 같은 외부 은하의 궤도를 따라 분포하고 있습니다. 하지만 웨스터룬드 1(Westerlund 1) 같은 젊은 대질량 성단은 산개성단에서 구상성단으로 진화하는 중간 단계로 보입니다. 이 성단은 나이가 겨우 천만 년밖에 안 됐지만, 이미 10만 개가 넘는 별이 구상성단처럼 높은 밀도로 모여 있죠.
그런데 이미 형성된 성단만 관찰해서는 구상성단의 정확한 탄생 과정을 알 수 없습니다. 제임스 웹이 GN-z11을 관측한 것은 바로 이 한계를 돌파한 사건이었습니다. 이 은하는 빅뱅 이후 5억 년 시점, 즉 구상성단이 막 형성되던 시기의 현장을 보여줍니다. 높은 질소 함량은 초질량별들이 짧은 생애를 마치고 폭발하며 주변 공간에 질소를 대량으로 흩뿌린 직후의 상태를 포착한 것입니다.
이 초질량별들이 남긴 질소와 다른 무거운 원소들은 주변 가스 구름을 '오염'시켰고, 그 속에서 태어난 2세대, 3세대 별들은 서로 다른 화학 조성을 갖게 되었습니다. 이것이 바로 구상성단 속 별들이 동갑내기임에도 화학 조성이 다양한 이유였던 겁니다. 초질량별의 폭발이 시간차를 두고 일어나면서, 각기 다른 화학 환경에서 별들이 태어난 것이죠.
제 생각에 이번 발견이 가장 중요한 이유는, 우주 초기가 지금과는 완전히 다른 물리적 환경이었음을 직접 보여준다는 점입니다. 초질량별 같은 극단적인 천체는 현재 우주에서는 형성되지 않습니다. 초기 우주는 가스 밀도가 훨씬 높았고, 중원소가 거의 없어서 가스 구름이 냉각되지 않고 거대한 덩어리로 뭉칠 수 있었습니다. 그 결과 태양 질량의 만 배에 달하는 괴물 같은 별이 탄생할 수 있었던 것이죠.
하지만 비평적으로 보면, 초질량별의 존재는 아직 간접 증거로만 추론되고 있습니다. 직접 관측된 적은 없습니다. 질소-산소 비율이라는 화학적 신호만으로 초질량별이 존재했다고 단정하기에는 여전히 검증이 더 필요합니다. 다른 메커니즘으로도 비슷한 화학 조성이 만들어질 가능성을 배제할 수 없기 때문입니다.
그럼에도 불구하고, 제임스 웹이 포착한 GN-z11의 데이터는 우리가 우주 역사를 이해하는 방식을 근본적으로 바꾸고 있습니다. 우주 초기는 단순히 지금보다 작고 어린 버전이 아니라, 완전히 다른 규칙이 지배하던 폭력적이고 역동적인 시대였습니다. 그 시대의 유산이 지금도 우리 은하 곳곳에 구상성단이라는 형태로 남아 있고, 제임스 웹은 그 탄생의 순간을 130억 년 시공간 너머에서 포착해 낸 것입니다. 앞으로 더 많은 초기 은하를 관측하고 화학 조성을 분석하면, 초질량별의 실체와 구상성단 형성의 전체 그림이 더 명확해질 것으로 기대됩니다.