은하단의 원소 조성은 균일

별은 우리가 평소 생각하는 것보다 훨씬 더 깊이 생명과 연결되어 있다. 우리 몸조차도 옛날에 별의 중심부에서 합성된 원소들로 이루어졌다. 우리가 흡입하는 산소나 해안 모래에 포함된 실리콘(규소) 등 탄소보다 무거운 모든 원소는 별의 라이프사이클에서 형성되었다.

별은 이러한 원소를 중심부의 핵융합반응으로 만들어낸다. 이 과정이 별을 빛나게 하는 에너지원이기도 하다. 대부분의 별은 수소의 핵융합반응으로 헬륨을 합성하고 헬륨을 탄소나 산소로, 최후에는 '탄소 산소 백색왜성'으로서 그 일생을 마친다. 백색왜성이란 원자가 꽉 찬 공과 같은 것이다. 전자의 축퇴압이 중력을 지지하고 있다. 즉, 전자가 접근할 수 없는 한계거리가 있어서 그것이 중력과 균형을 잡는 반발력을 낳고 있는 것이다. 그런데 전체의 1% 정도의 가장 무거운 별에서는 중력이 전자의 축퇴압을 이긴다. 이 별에서는 탄소와 산소가 차례로 네온, 나트륨, 마그네슘, 알루미늄, 실리콘, 황, 아르곤, 칼슘, 니켈 및 철로 변환된다. 이 원소 합성 과정은 마지막으로 별의 외층을 날려 버리는 대폭발에 의해 종말을 맞이한다. 이렇게 죽어가는 별은 폭발 후 며칠 동안 매우 밝게 빛난다. 때때로 그것이 속하는 은하 전체보다 밝아져 초신성이라고 불린다. 가장 무겁고 밝은 별에서는 수소에서 격렬한 기세로 무거운 원소로 합성이 진행되기 때문에 연료를 순식간에 소모한다. 이런 종류의 '중력붕괴형' 초신성 폭발은 별이 태어난 지 수백만 년 정도의 비교적 짧은 시간 내에 발생한다.

별이 초신성 폭발에 이르는 또 다른 경로가 있다. 이것은 백색왜성이 반성을 가질 때 발생한다. 반성 표면의 물질이 백색왜성에 서서히 떨어지고(강착) 중력의 압착에 전자의 축퇴압이 견디는 한계까지 백색왜성을 뚱뚱하게 한다. 한계에 도달하면 탄소나 산소로부터 니켈이나 철까지의 무거운 원소로의 합성이 단번에 진행된다. 그것에 의해 개방된 핵에너지가 백색왜성 전체를 폭발에 이르게 하고 우주공간에 원소를 흩뿌린다. 이것을 Ia형 혹은 열핵반응형 초신성이라고 부른다. 이 원리에서는 우선 저질량성 별이 진화하여 백색왜성이 되고 여기에 반성으로부터 질량이 강착해야 한다. 따라서 초신성 폭발까지 중력붕괴형 초신성보다 오랜 시간이 걸릴 것으로 생각된다.

중력붕괴형 초신성과 Ia형 초신성에서는 우주공간으로 방출되는 원소의 조성비 패턴이 크게 다르다. 전자는 산소와 마그네슘과 같은 비교적 가벼운 원소를 다량으로 생성하지만 후자는 주로 철이나 니켈과 같은 무거운 원소를 생성한다. 실리콘이나 황과 같은 중간 질량수의 원소는 어느 쪽이든 같은 정도로 만들어진다. 그래서 우리는 우주의 원소 조성비를 측정함으로써 생명의 진화에 필요한 원소가 언제, 어디에서, 어떻게 생성되었는지 그 이력을 밝힐 수 있을 것으로 기대를 가지고 있다. 초기 우주는 오늘과 완전히 다른 것이었을까? 우리와 완전히 다른 원소 조성비를 가진 장소가 우주의 어딘가에 존재할까?

직관에 반하는 것처럼 보이지만 이러한 질문에 대한 대답은 사실 별 자체가 아니라 오히려 별이 없는 은하와 은하 사이의 공간을 관찰함으로써 발견할 수 있다. 왜냐하면 우주의 '보통 물질'의 대부분은 별이 아닌 은하 사이에 충만하는 매우 고온에서 희박한 가스(플라즈마)에 포함되어 있기 때문이다. 따라서 탄소나 그 이외의 무거운 원소도 대부분은 은하 간에 있는 것이다. 이것은 은하의 큰 집단인 '은하단'에서 특히 두드러진다. 은하단에 있어서는 보통 물질의 약 90%가 X선을 방사하는 고온의 'ICM(intra-cluster medium, 은하단을 채우는 물질)'이라는 플라즈마이다. ICM의 화학 조성비는 X선 분광 관측에 의해 측정할 수 있다. 원소는 특정 에너지의 빛(휘선)을 방사하는 성질이 있기 때문에 휘선의 파장으로부터 그 방사원의 원소를 특정하고 휘선 강도로부터 원소량을 추정할 수 있다.
*보통 물질 : 최신 연구에서 우주는 약 4%의 별과 우리를 만드는 물질(바리온), 약 23%의 다크마터, 약 73%의 다크에너지로 구성되어 있다고 한다.

10년 전의 당시를 되돌아보면 은하단의 매우 고밀도이고 밝은 영역을 제외하고 ICM의 원소 조성비를 고정밀도로 측정하는 것은 매우 어려웠다. 그 당시에는 은하단의 반경과 함께 원소 조성비가 변화한다는 흥미로운 연구결과가 몇 가지 보고되었다. 그러나 중심으로부터의 거리가 큰 장소에서는 X선의 방사가 약하고 게다가 배경 노이즈가 크기 때문에 그 결과에 확신을 가지지 못했다. 사실 논문에 따라 결론이 다르다.

X선 천문위성 '스자쿠'는 이 문제를 해결하기 위해 몇 주간의 장시간 관측을 실시했다. '스자쿠'의 배경 노이즈는 현재 운용 중인 다른 X선 검출기보다 낮기 때문에 은하단 외연의 옅은 영역에어서의 원소 조성 패턴을 높은 정밀도로 측정하는 데 성공했다. 가장 가깝고 밝은 페르세우스자리 은하단의 초기 관측결과는 은하단 간 가스에서 철의 존재 비율이 매우 균일하게 분포하는 것으로 나타났다. 이는 과거의 관측이 시사하고 있던 것과는 반대로 은하단 외연부가 중력붕괴형 초신성뿐만 아니라 Ia형 초신성도 금속량의 증가에 기여하고 있음을 시사하고 있다. 그러나 이러한 매우 큰 공간 크기에서 어떤 종류의 초신성이 ICM에 금속을 공급했는지 실제로 밝히려면 두 종류의 초신성의 원소 조성비 패턴을 직접 비교해야 한다. 즉, Ia형 초신성의 생성물뿐만 아니라 중력붕괴형 초신성에 의해 지배적으로 공급되는 원소의 조성비도 측정해야 한다. 이것은 페르세우스자리 은하단에서는 불가능했다. 이 천체의 평균적인 가스 온도에서는 철 이외의 원소로부터의 휘선은 매우 미약하고 검출이 곤란하기 때문이다. 이러한 측정은 페르세우스자리 은하단보다 온도가 낮고 중력붕괴형 초신성에서 유래하는 원소의 휘선이 상대적으로 강한 은하단을 관측하는 것이 필요하다.

그래서 전천에서 두 번째로 X선이 밝고 온도가 낮은 처녀자리 은하단을 '스자쿠'로 2주간(페르세우스자리 은하단의 관측과 같은 시간) 관측했다. 이 새로운 관측 데이터는 처녀자리 은하단의 중심에서 가장자리에 걸쳐 연속적으로 철뿐만 아니라 마그네슘, 실리콘, 황을 검출하는 데 성공했다. 처녀자리 은하단 전체를 통하여 철, 실리콘, 마그네슘, 황의 상대 조성비가 일정하고 그 값이 태양 및 우리은하의 대부분의 별과 대체로 일치한다는 점을 발견했다. 이것은 우주에서 원소가 매우 잘 섞여 태양 반경(수십만 km)에서 은하단 크기(수백만 광년)까지 균일하게 유지된다는 것을 의미한다. 우주의 다른 부분이 우리와 크게 다른 원소 조성비를 갖지 않는 것 같다. 생명은 다른 어느 곳에서나 똑같이 진화할 수 있다!

이러한 큰 공간에서 금속이 혼합되기 위해서는 금속 원소의 대부분이 옛날에 공급되어야 한다. 우리는 100억 년 전의 젊은 우주가 격렬한 별 형성의 시대를 거쳤다는 것을 알고 있다. 아마도 그때 많은 초신성 폭발이 일어났고 그 폭발 에너지와 그 시대의 활동적인 블랙홀에서 강한 바람이 은하 밖으로 금속원소를 밀어내어 은하 사이 공간에 섞였을 것이다. 이것은 Ia형 초신성과 중력붕괴형 초신성이 모두 우주의 금속량 증가에 기여하고 우주가 현재의 1/3 연령일 때 이미 우리가 오늘 보는 원소 조성비와 거의 같은 값에 이르렀음을 의미한다. 즉, 오랫동안(확실히 지구 연령보다 훨씬 오랫동안) 모래사장이나 적혈구를 형성하는데 필요한 원소는 풍부하게 존재해 왔다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 銀河団の元素組成は一様だった
https://www.isas.jaxa.jp/feature/forefront/160118.html