은하 고고학자들은 은하수의 진화를 추적한다

 

새로운 정밀 위치 및 속도 데이터와 결합된 별의 나이를 추정하는 개선된 방법은 수십억 년 전 우리 은하를 형성한 주요 사건에 대한 통찰력을 제공하고 있다.

 

고고학자들은 이전 문명의 역사를 재구성한다. 은하 고고학의 새로운 분야의 연구원들은 훨씬 더 큰 야망을 가지고 있다. 그들은 은하수 전체의 역사를 재구성하려고 한다. 그 목표를 달성하기 위해, 은하 고고학자들은 지구의 층을 발굴하는 것과 동등한 일을 할 필요가 있다. 트롤을 사용하는 대신, 그들은 우리 은하를 구성하는 4,000억 개의 별들 중 일부의 나이, 화학적 구성, 움직임을 밝혀낼 수 있는 점점 더 강력한 망원경과 분석 도구로 일하고 있다. 별의 나이를 추정하는 새로운 방법과 데이터의 양이 증가함에 따라, 지난 5년은 우리를 은하의 과거를 발굴하는 데 그 어느 때보다 가깝게 만들면서, 그 분야에서 특히 의미 있는 시간이 되었다.

 

은하수의 기원

은하의 형성은 중력이 작은 별과 먼지 구름을 끌어당겨 더 큰 회전하는 집합체를 형성하는 것에서 시작된다. 우리 은하의 경우, 일부 별에서 동위원소의 방사성 연대 측정은 이 은하가 빅뱅 직후에 태어났음을 시사한다. 1920년대 이후의 관측은 우리 은하가 지름 약 10만 광년의 거대한 회전 나선 원반임을 확인시켜 주었다. 원반은 상대적으로 높은 밀도의 별과 성간 가스 및 먼지를 포함하는 네 개의 나선팔로 구성되어 있다. 우리의 태양계는 은하 중심에서 가시적인 가장자리까지의 중간 지점에 있는 더 작은 분파 팔에 있다. 1940년대에 확인된 별, 먼지, 가스의 중심적이고 밀집된 "은하 팽대부"는 은하의 먼 거리의 일부를 우리의 시야에서 가린다. 1980년대에 천문학자들은 더 많은 은하계 구조를 발견했다. 우리 은하의 나선형 항성 원반은 은하면의 위아래로 약 1000광년의 얇은 안쪽 원반과 면의 양쪽으로 3500광년에 이르는 두꺼운 외피 원반으로 나눌 수 있다. 구상성단의 후광이 두꺼운 원반을 둘러싸고 있다. 얇은 원반은 은하면에 있는 별의 약 85%와 전체 원반 별의 95%를 차지한다. 많은 별들이 상대적으로 젊기 때문에 두꺼운 원반이 형성된 이후 은하가 포착한 가스로 인해 생성된 것으로 보인다.

은하수의 주요 구조물들은 단순히 시간이 지남에 따라 점진적으로 생겨난 것이 아니다. 오늘날 우리가 보는 은하는 다른 은하들과의 격동의 연속적인 충돌을 통해 형성되었다. 은하계의 역사를 이해하기 위해, 은하 고고학자들은 별의 나이와 움직임의 혼란을 풀고 그것들로부터 충돌 사건의 연대와 오늘날 우리가 보는 은하를 형성하는 데 있어서의 그들의 역할을 재구성할 필요가 있다.

 

별들의 나이를 결정하는 것

별의 나이를 직접적으로 추정하는 것은 "불가능하다"고 파리 천문대의 Benoèt Mosser는 말한다. 오히려 연령은 관찰된 매개변수와 모델에서 간접적으로 추론되어야 한다.

그 매개변수들 중 하나는 분광학적 데이터로부터 얻은 화학 조성이다. 우주 초기에는 수소와 헬륨보다 무거운 원소들이 첫 번째 별 안에서 일어나는 핵융합 반응을 통해서만 만들어졌다. 초기 세대의 별들은 알파 입자를 융합하고 산소와 탄소, 마그네슘, 실리콘과 같은 다른 원소들을 생산하기에 충분한 에너지를 공급하는 II형 초신성 폭발을 통해 빠르게 죽었다. 시간이 지나면서 질량이 작은 별들은 Ia형 초신성에서 형성되었다가 죽었고, 이 초신성은 철을 포함한 더 무거운 원소들을 만들어냈다. 이 모든 원소들은 성간매질의 일부가 되었고, 작은 흔적들이 새로운 별들에 통합되었다. 이 별들의 원소들의 균형은 산소와 철의 비율을 측정함으로써 결정되며, 나이에 따라 달라진다. 제한된 상황에서 천문학자들은 온도 대 광도의 헤르츠스프룽-러셀 그림에 대한 항성의 위치를 근거로 항성의 연대를 추정할 수도 있다. 이 방법은 수소를 다 써버리고 거성이 되고 있는 별들에게만 효과가 있는데, 이 점을 주계열 정지점이라고 한다. 모형화는 진화의 이 단계에서 나이가 다른 별들이 예측 가능한 방식으로 질량이 다르다는 것을 보여준다. 이후 적색거성으로 진화하면서 나이별로 별을 구분하기가 다시 어려워진다. 그러나 분광학과 헤르츠스프룽-러셀 접근법 모두에 문제가 있다. 측정된 온도와 화학적 조성은 별들의 표면에 대한 관찰에 기초하고 있으며, 이는 반드시 전체 별의 특성을 반영하지는 않는다. 게다가, 별들은 그들의 진짜 나이를 가리는 변화를 겪을 수 있다. 예를 들어, 쌍성계의 별들 중 하나는 파트너로부터 물질을 흡수할 수 있으며, 이는 잠재적으로 그것을 더 젊게 보이게 한다.