중앙 분자 지역

{{{#!wiki style="margin:-5px -10px; padding: 5px 20px; background: linear-gradient(to right, #000020, #000008, #000000, #000008, #000020)"	<tablealign=center><tablebordercolor=black>	우리 은하 구조와 내부 천체	}}}
{{{#!wiki style="margin: 0 -10px -5px; min-height: calc(1.5em + 5px);" {{{#!folding [ 펼치기 · 접기 ] {{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; word-break: keep-all;"	우리 은하의 구조
팽대부	원반						헤일로
	나선팔
중앙 분자 지역	방패자리-센타우루스자리 팔	페르세우스 팔	오리온자리-백조자리 팔	용골자리-궁수자리 팔	직각자자리 팔	3kpc 팔	내부 헤일로	외부 헤일로
중심 블랙홀	스퍼			다리
궁수자리 A*	돛자리 스퍼	직각자자리 스퍼	센타우루스자리 스퍼	-
특이 구조
합병 은하		위성 은하들의 잔해		페르미 거품			스미스 구름
가이아 엔셀라두스	크라켄 은하	마젤란 흐름	그 외 별 흐름

}}}}}}}}} ||

중앙 분자 지역 Central Molecular Zone(CMZ)
<nopad> 촬영: Spitzer Space Telescope (NASA, 2006)
관측 정보
거리	27,700 광년 8,500 파섹

1. 개요2. 상세3. 구성원4. 관련 문서

1. 개요

중앙 분자 지역/CMZ

우리 은하는 막대나선은하로 분류되기 때문에 팽대부로 불리는 거대한 막대구조를 가지고 있다. 이 막대 구조의 중앙부에는 핵(Nucleus)으로 불리는 항성 밀집 구역이 존재하며 이 핵의 최중심부 1,600 ~ 1,900 광년 범위에 있는 분자운 내부에 위치해 있는 고밀도의 성간가스지역을 중앙 분자 지역, 또는 CMZ라고 한다.

2. 상세

중앙 분자지역을 비롯한 우리 은하의 중심부에는 뱀주인자리, 전갈자리, 궁수자리의 경계선 부근에서 궁수자리로 살짝 치우친 곳에 위치해 있다. 그러나 27,700 광년에 걸쳐 존재하고 있는 여러개의 암흑 성운들이 우리 은하의 중심부에서 방출된 밝은 빛들을 소광시켜 가시광선 파장에서는 관측이 불가능하다. 따라서, 대부분의 은하 중심에 대한 연구는 적외선 또는 전파를 이용해 이루어지고 있다.

허블 우주 망원경, 스피처 우주 망원경, 찬드라 X선 망원경으로 촬영된 궁수자리 A의 3색 이미지[1]

은하 중심부의 중심에는 궁수자리 A로 불리는 거대한 전파원이 위치하고 있으며 이 궁수자리 A의 중심부에 그 유명한 궁수자리 A*이 위치해 있다. 여기서 많은 사람들이 오해할 소지가 있는 부분이 우리 은하의 중력적 중심(은하계 공전궤도 회전축)과 우리 은하 중심의 블랙홀의 좌표는 일치하지 않는다는 점이다. 궁수자리 A*를 비롯한 모든 은하의 중심 초대질량 블랙홀은 최소 100만에서 최대 10억 태양질량이 넘는 어마어마한 질량을 가지고 있다. 그러나, 이 질량으로 30000 광년 이상 퍼져 있는 수천만 ~ 수조개의 항성들과 헤일로에 있을 수많은 항성들이 타원 궤도를 돌게 할 정도로 강력한 중력적 영향을 준다는 것은 불가능한 일이다. 즉, 은하의 구조를 유지하는 힘은 은하의 중심 블랙홀의 강력한 인력에서 유래되는 것이 아니라 막대한 질량을 가지고 있는 은하 자체의 중력에서 나온다.

나선팔로부터 우리 은하의 중심부로 모여든 상상을 초월하는 양의 성간가스들이 어마무시한 밀도로 뭉쳐져 중앙 분자 지역에는 강력한 별 형성이 발생하고 있으며 과거에 발생한 별 형성의 결과인 다섯쌍둥이 성단과 아치스 성단 역시 은하 중심에 위치하고 있는데 각 성단 하나의 질량이 무려 10,000 태양질량[2]이며 성단 하나에 10개 이상의 볼프-레이에별과 30개 이상의 O형 주계열성이 포함되어 있다. 그중에서도 다섯쌍둥이 성단에는 피스톨 별을 포함한 3개의 LBV가 위치해 있다. 8,500 광년 떨어져 있음에도 불구하고 겉보기 등급이 1.0에 달하는 용골자리 성운조차 하나의 LBV를 포함하고 있다는 것과 비교하면 이 두 성단의 형성과정이 얼마나 격렬했을지를 알 수 있다. 다섯쌍둥이 성단과 아치스 성단을 비롯한 은하 중심부의 젊은 항성들은 수백만년에 벌어진 폭발적 별 형성 사건, 단 하나로 인해 형성되었을 가능성이 높다.

중심부에서 가장 별의 밀도가 높은 곳은 궁수자리 A*의 주변 1 파섹 범위로, 주변 3.26 광년 범위에 1,000만개의 항성들이 빽빽하게 들이차 있다.[3] 현재 은하 헤일로를 제외한 우리은하의 원반에 위치한 항성의 개수가 대략 1,000억개 정도로 추산되고 있는데, 고작 3.2 광년 범위에 은하의 모든 항성의 0.001%가 위치해 있다는 말이다.

또한, 현재 우리 은하의 중심부는 소강 상태로 약 5억년의 주기를 가지고 반복되는 폭발적인 별 형성 사이에 있는 과도기에 위치해 있다. 약 2억년이 지나 폭발적 별 형성 시기가 찾아오면 지금보다 최소 100배 더 빠른 속도로 항성들이 형성되고 일시적으로나마 활동 은하핵에서만 관찰되는 상대론적 제트가 형성될 가능성도 제기되고 있다.

더 놀라운 점은 이런 천문학적인 양의 항성 생성도 우주 전체에서는 소규모에 불과하다는 것이다. 실제로 우리 은하는 100억년 넘게 주요 은하간 합병이 이루어지지 않은 거의 유일하다시피한 사례이기 때문에 은하 역사에서 폭발적인 별 형성이 발생한 시기가 거의 존재하지 않는다. 현재 우리 은하 중심부의 별 형성률은 0.09 ± 0.02 M⊙ yr⁻¹으로 추산되는데 설령 2억년이 지나 폭발적 별 형성이 발생한다고 가정해도 0.9M⊙ yr로 1년에 태양 하나의 항성밖에 생성해내지 못한다.[4] 이와 대비해서 이때까지 발견된 은하들 중에서 가장 높은 별 형성률을 가지고 있었던 것으로 추정되는 은하인 NGC 1277는 은하 전체에서 고작 1년동안 1625 ~ 1800 M⊙만큼의 항성들이 형성되었을 것으로 추정되고 있다.[5]

3. 구성원

찬드라 X선 망원경으로 관측한 우리 은하 중심부의 모습

우리 은하의 중심부에는 아래와 같이 6개의 전파원과 2개의 초성단이 위치하고 있다.

또한, 궁수자리 A 인근에서는 대략 250 광년의 크기를 가지고 있는 거대한 호(Arc) 모양의 구조가 발견되었는데 중심부 근처의 고밀도의 분자운과 블랙홀과 고질량의 항성들을 비롯한 천체들의 자기장 간의 상호작용이 발생하면서 형성되었을 것으로 추정되고 있다.

4. 관련 문서

[1] 왼쪽의 밝은 흰색 부분이 궁수자리 A* 지역, 오른쪽 하단의 직사각형 모양의 성운 근처에 위치한 별들이 피스톨 별을 포함하는 다섯쌍둥이 성단이다.[2] 1,000 광년 내에서 가장 밝은 성단인 플레이아데스 성단의 12.5배에 달한다.[3] 단순 계산으로 보면 1,300만 Km당 하나의 항성이 위치해 있어야 하는데 이 1,300만 Km는 지구-금성간의 거리의 1/3이다.[4] 다만, 현재 우리 은하의 연평균 항성 생성량이 1.7 태양질량이기 때문에 이 별 형성률도 말 그대로 인간의 생각의 범주를 초월한 양이긴 하다.[5] 단순 계산으로 보면 이런 항성 생성률이 일반적인 폭발적 별 형성 유지기간인 수백만년만 지속되어도 대략 수십억 M⊙만큼의 항성들이 형성되는데 국부 은하군에서 4번째로 거대한 은하인 대마젤란 은하의 항성 질량이 30억 태양질량이다. 즉, 고작 수백만년만에 130억년이 넘는 시기동안 천천히 쌓아온 대마젤란 은하의 총 항성질량과 동일한 질량의 항성들을 형성했다는 말이 된다.