적외선 광학으로 은하 중심에서 광시간 이내에 공전하는 별을 발견하다

우리 은하 중심부의 거대한 질량 집중으로부터 2만 5천 광년 떨어진 곳에 있는 태양계는 은하 중심 주위를 공전하는 데 2억 3천만 년이 걸린다. 천체물리학자들 사이에서는 태양보다 약 300만 배 무거운 초대질량 블랙홀이 은하가 돌고 있는 질량 집중의 중심부에 숨어 있다는 의견이 지배적이다. 최근 몇 달 동안, 두 관측자 그룹은 여러 개의 별이 은하 중심에서 광시간 내를 지나 15년 정도의 짧은 주기로 공전하는 것을 관찰함으로써 그러한 추정을 현저하게 강화했다. 이렇게 빠르고 촘촘한 궤도를 도는 것은 어떤 성단보다도 밀도가 높은 중심 질량의 집중을 의미한다. 칠레와 하와이의 대형 망원경에서 적응광학과 스펙클 이미징으로 수행된 이러한 관측은 적외선 천문학의 투어이다. 가시광선 파장에서, 은하 중심 근처의 별들은 중간 먼지에 의해 우리의 시야에서 완전히 가려진다. 그러나 근적외선에서 2µm일 때, 대략 10분의 1의 항성 광자가 은하 먼지를 통과한다. 그럼에도 불구하고, 대기의 흐릿함과 싸우는 방법이 없다면, 가장 깨끗한 하늘 아래에 있는 가장 큰 지상 망원경조차도 우리 은하 중심을 둘러싼 매우 혼잡한 영역에서 궤도를 도표로 그릴 수 있을 만큼 충분히 개별 별들을 잘 해결할 수 없을 것이다.

 

가장 빠른 궤도선

라인하르트 겐젤(독일 가칭 소재 막스 플랑크 외계물리학연구소)이 이끄는 연구팀은 1년 넘게 칠레 유럽남방천문대 초대형망원경(VLT) 복합망원경 8m 망원경에서 적응광학계를 이용해 은하계의 가장 안쪽을 관측하고 있다. 지난 봄, 가칭 그룹은 은하 중심을 초속 5,000 km 이상의 속도로 돌고 있었고, 가장 가까운 접근("주위")은 겨우 17 광시간(초속 30 km)의 속도로 돌고 있었기 때문에 매우 이심률이 높은 항성의 궤도를 관측할 수 있었다. 그 전례 없는 모습은 가칭 그룹이 10년 동안 S2의 궤도를 그려온 정점이었는데, 대부분 VLT가 1년 전에 사용되기 전 ESO의 3.6m 신기술 망원경에 스펙클 이미징을 사용했다. 현재 은하 중심에 대한 완전한 공전 궤도의 절반 이상을 명확하게 관측한 이 은하단은 S2의 공전 주기를 15.2 ± 0.8년으로 계산한다.

 

1970년대 이래로 우리 은하가 공전하는 중심의 정확한 위치는 소형 전파원 궁수자리 A*로 확인되었다. 1980년대 초 캘리포니아 대학교 버클리의 찰스 타운스와 동료들은 적외선 도플러 분광법을 사용하여 A* 근처의 가스 구름이 엄청난 질량 농도의 궤도를 돌고 있는 것처럼 보였다는 것을 보여주었다. 당시 겐젤은 타운즈 그룹의 포스트 닥터였다. 그 이후로, Sgr A*로부터 빠르게 변하는 X선 방출과 그 확장된 근처의 가스 구름뿐만 아니라 별들의 움직임에 대한 누적된 증거는 은하 중심이 초대질량 블랙홀이라는 강력한 증거를 제공했다. 그러나 최근 가칭 팀이 S2의 궤도를 결정하기 전에, 그 증거는 중심 블랙홀에 대한 대안을 결정적으로 배제할 수 없었다. 예를 들어, 파울리 배타 원리에 의해 허용된 최대 밀도로 함께 채워진 어두운 항성 천체의 매우 밀집된 성단 또는 무거운 중성미자 또는 다른 추측 페르미온 종의 퇴화된 공이 포함되었다. 그러나 이제 S2가 은하 중심에 매우 근접한 접근법과 케플러 궤도는 적어도 2 × 106 M ⊙ (186 질량)의 블랙홀에 대한 신뢰할 수 있는 대안이 될 가능성을 배제했다. 따라서 암흑성, 중성자별, 항성 블랙홀의 거대한 집합체는 이전에 보고된 S2의 가장 근접한 접근법인 반경 10 광일의 중심핵으로 밀집되어 있을 것으로 생각된다. 그러나 그 질량의 성단이 반경 17광시간의 공 안으로 밀집되어 있는 경우에는 빠르게 소멸하거나 초거대 블랙홀로 붕괴해야 한다. 많은 은하들은 질량이 106 M ⊙인 중심 블랙홀의 X선 또는 전파 증거를 보여준다. 그러나 항성 블랙홀과 달리 그러한 초거대 블랙홀은 천체물리학 이론에 의해 요구되지 않는다. 어쨌든, 우리와 매우 가까운 초거대 블랙홀의 존재가 확인된 것은 관측에 도움이 된다는 것을 증명해야 한다. 그것은 우리에게 은하가 어떻게 형성되는지에 대해 많은 것을 가르쳐줄 수 있다. 그리고 항성의 바로 근처 궤도를 연구하는 능력은 일반 상대성 이론에 대한 엄격한 새로운 시험을 제공할 것을 약속한다. 은하 중심을 빠르게 돌고 있는 별들을 면밀히 조사하는 다른 팀은 UCLA의 안드레아 게즈가 이끌고 있다. 이 그룹은 1995년부터 하와이에 있는 10미터 켁 망원경으로 Sgr A* 근처의 별들을 관찰해왔다. 2000년에 UCLA 그룹은 S2가 하늘을 가로지르는 경로에서 곡률의 최초의 명백한 증거를 보고했다.

텔테일 라인

최근 UCLA 그룹은 켁 망원경의 적응 광학 시스템을 사용하여 S2의 적외선 스펙트럼 라인 측정을 수행하고 있다. 스펙트럼 선은 S2에 대한 두 가지 중요한 정보를 제공한다: 그것의 스펙트럼 등급과 도플러 이동. 3 도플러 이동은 시선을 따라 별의 속도 성분을 제공하며, 가칭 그룹에 의해 추론된 궤도 매개변수를 강화하고, 남은 궤도 평면의 기울기 각도에서 부호 모호성을 해결했다.천체에 대한 궤도 투영은 아무도 모른다. 모호성을 해결하는 것은 사실 S2가 우리 은하의 일반적인 회전과는 반대의 의미에서 Sgr A*에 대해 회전하고 있다는 것을 말해준다. 더 자극적인 것은 분광형이 우리에게 별 자체에 대해 말해주는 것이다. UCLA 그룹은 관측된 수소와 헬륨 흡수선으로부터 S2가 상당히 무겁고(약 15 M ⊙) 1,000만 년보다 젊다고 추정한다. 이 놀랍도록 어린 나이는 별 형성 이론에 수수께끼를 제기한다. 이 별은 의심할 여지 없이 아주 가까이에 있는 초대질량 블랙홀보다 훨씬 젊다. 중심으로부터 S2로부터 가장 먼 거리인 10광일 떨어져 있더라도, 확장된 원시성운은 블랙홀의 조석력에 의해 정상적인 별 형성을 방해할 정도로 심하게 붕괴되었을 것이다. 조석력은 스트레스를 받는 물체의 크기에 비례하기 때문에, 항성이 중심 블랙홀에서 17광시간 이내에 접근하더라도 훨씬 큰 원시별 구름의 수축으로 인해 항성이 형성되면 조석 파괴는 위협이 되지 않는다. 사실, UCLA 그룹은 최근 S16이라는 이름의 또 다른 별을 발견했다고 보고했는데, 이 별의 극도로 이심한 궤도는 45년마다 한 번씩 은하 중심으로부터 8광시간 이내에 도달한다. 그것은 명왕성과 태양 사이의 거리보다 그리 멀지 않다. S16은 S2만큼 젊어 보인다. 파장 θ에서 구경 D의 망원경의 각 해상도에 대한 회절 한계는 대략 θ/D 라디안이다. 적외선 영역에서 2 µm에서 10m 망원경은 대기의 난기류가 없을 때 50 밀리초각의 해상도를 가질 수 있다. 대기는 사실상 점과 같은 항성 이미지의 일관된 파면을 거의 균일한 위상의 패치로 분해한다. 근적외선 파장에서 이 패치들은 너비가 약 1m로 기껏해야 0.5 아크초의 해상도를 산출한다.

 

대기가 흐려지는 것을 방지

작년까지, Garching과 UCLA 그룹은 대기 난기류와 싸우기 위해 주로 스펙클 이미징에 의존하고 있었다. 본질적으로, 사람들은 파전면의 끊임없는 주름에 의한 이미지의 흐릿함을 최소화할 수 있을 만큼 충분히 짧은(약 0.1초) 많은 짧은 노출의 시퀀스를 가진 별을 이미지화함으로써 난류를 얼린다. 각각의 짧은 노출은 필드에 있는 모든 별의 여러 개의 희미한 회절 제한 이미지(점박이)의 무작위 간섭 패턴을 생성한다. 그런 다음 각각의 이미지 필드에서 눈에 띄는 별의 가장 밝은 반점을 겹쳐 수백 개의 그러한 노출을 결합한다. S2처럼 밝은 별의 경우, 이 단순한 중첩은 회절 제한 이미지의 합리적인 근사치를 생성하기에 충분하다. S16보다 중심에 더 가까이 접근할 수 있는 별을 찾기 위해 훨씬 더 희미한 별을 촬영하려면 스펙클 이미지의 푸리에 변환이 필요하다. 그러나 은하 중심 근처의 가장 밝은 별들에 대한 분광학을 위해서는 적응광학이 필수적이다. 현재 VLT와 켁 망원경에 장착된 종류의 적응 광학 시스템은 망원경의 광학 시스템에 있는 유연한 보조 거울의 뒷면을 찌르는 수백 개의 액추에이터 배열을 사용한다. 수백 분의 1초마다 컴퓨터 명령에 응답하여, 작동기는 망원경에 도달하는 왜곡된 파면을 보상하기 위해 거울을 국부적으로 1마이크로 단위로 변형시킨다. 작동기에 대한 명령은 모자이크 렌즈를 통해 CCD 배열로 촬영된 망원경의 장에서 밝은 안내 별의 순간적인 대기 왜곡으로부터 실시간으로 계산된다. 모자이크 렌즈의 개별 구성 요소는 도착하는 파면의 다른 세그먼트의 이미지를 생성합니다. 가이드 별 대신 VLT와 켁 적응광학 시스템은 곧 대기의 높은 곳에 초점을 맞춘 레이저 스팟인 인공 별을 일상적으로 사용하게 될 것이다.
은하 중심의 적외선 이미지는 Sgr A*를 나타내지 않으며, 전파와 X선 파장에서만 볼 수 있다. S2의 관측된 궤도에 상대적으로 Sgr A*의 위치를 정확히 파악하기 위해, 가칭과 UCLA 그룹은 2×2 아크 초 중앙장에서 여러 항성 메이저 소스를 사용했습니다. 적색 거성들은 적외선과 전파 파장 모두에서 나타나는데, 이들은 이 그룹의 적외선 이미지를 중앙 영역의 최상의 전파 지도에 맞추는 것을 가능하게 한다. 이 정렬은 Sgr A*의 위치와 S2, S16 및 또 다른 별 S19의 궤도에서 추론한 초거대점 질량 사이의 훌륭한 일치를 보여준다. S2는 여전히 은하 중심에 대한 최단 공전 주기 기록을 보유하고 있으며, S16은 가장 가까운 접근을 주장하고 있다.