제임스 웹, 빅뱅 9억 년 뒤 나란히 있는 거대 블랙홀 두 개 발견

제임스 웹 우주망원경이 우주의 나이가 10억 년도 채 되지 않았을 시기에 나란히 물질을 삼키고 있는 두 개의 초대질량 블랙홀을 발견했다. 이들은 지금까지 확인된 가장 오래된 쌍둥이 퀘이사이며, 그 간격은 태양과 우리 은하 중심 사이의 거리보다 더 짧다.

이 쌍둥이 퀘이사가 중요한 이유는 이처럼 이른 시기에 이런 천체가 발견될 것이라고 예상한 사람이 아무도 없었기 때문이다. 두 블랙홀은 각각 태양 질량의 수억 배에서 수십억 배에 달하며, 그 시대에 이렇게 가까이 붙어 있는 두 개의 블랙홀이 존재할 확률은 현재의 초기 우주 모델이 예측하는 것보다 훨씬 높다.

이 천체계의 공식 명칭은 J1602+4228AB이다. 하와이어 이름인 Nāpōwawāʻenakaulua는 하와이 대학교 하와이어 전문대학의 래리 키무라가 A Hua He Inoa 명명 프로그램을 통해 지었다. 이 이름은 ‘열이 우주로 재생되는 에너지의 광휘 속에서 측량할 수 없이 강력한 어둠을 지닌 두 개의 천체’라는 뜻이다. 이 연구는 NSF NOIRLab의 실비아 오노라토가 이끌었으며, 《천체물리학 저널 레터》에 게재되었다.

우리가 관측한 빛은 빅뱅 이후 약 9억 년이 지난 시점에 이 쌍둥이 퀘이사를 떠났다. 더 큰 블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 15억 배이고, 더 작은 블랙홀은 약 4억 배이다. 두 블랙홀은 약 1만 8100광년 떨어져 있는데, 이는 우리 은하 지름의 약 5분의 1에 해당한다.

퀘이사는 엄청난 양의 가스를 삼키고 있는 초대질량 블랙홀로, 그 주변 물질이 모은하의 모든 별보다 더 밝게 빛난다. 이 쌍둥이 퀘이사의 두 구성원 모두 에딩턴 한계(뜨거운 가스에서 바깥으로 밀어내는 복사압과 가스를 안으로 끌어당기는 중력이 균형을 이루는 속도)에 도달했거나 그보다 약간 더 빠른 속도로 물질을 삼키고 있다. 따라서 두 블랙홀 모두 물리학이 일반적으로 허용하는 최대 속도에 가깝게 성장하고 있다.

오노라토는 NOIRLab의 발표 자료에서 “우주 초기에 이렇게 거대한 퀘이사 하나가 어떻게 존재할 수 있는지에 대한 확실한 이론적 설명조차 없는데, 두 개가 존재한다는 것은 더더욱 설명하기 어렵다”고 말했다.

웹과 제미니가 두 번째 퀘이사를 찾아낸 방법

이 쌍둥이 퀘이사는 NSF NOIRLab과 국제 제미니 천문대의 에마누엘레 파올로 파리나가 이끄는 웹 망원경 프로그램인 Aether 관측에서 발견되었다. 이 관측은 웹의 근적외선 분광기를 사용해 최초 10억 년 동안의 퀘이사 200개(해당 시기 알려진 모든 퀘이사의 약 43%)를 관측한다. 이 기기는 단일 스펙트럼 대신 각 목표 주변의 하늘 작은 영역마다 별도의 스펙트럼을 기록한다.

모든 데이터 큐브를 육안으로 확인하던 중 연구팀은 기존에 알려진 퀘이사 J1602+4228이 거의 정확히 같은 거리에 있는 희미한 동반 천체를 가지고 있다는 사실을 발견했다. 조사된 199개 관측 영역 중에서 이 천체만이 광범위한 방출선(블랙홀 근처에서 빠르게 움직이는 가스의 특징)을 가진 유일한 동반 퀘이사였다. 웹은 이 영역을 약 45분 동안 관측했다.

동반 퀘이사는 주 퀘이사보다 약 19배 더 희미하며, 두 천체는 하늘에서 약 1각초(4km 떨어진 곳에서 본 동전의 너비 정도) 미만으로 떨어져 있다. 이를 별개의 천체로 확인하기 위해 연구팀은 하와이 마우나케아에 있는 제미니 북쪽 망원경의 제미니 근적외선 분광기를 사용했으며, 분광기 슬릿을 두 퀘이사를 동시에 덮도록 배치했다. 희미한 퀘이사는 3시간 이상 노출되었다. 오노라토는 “마우나케아의 하늘이 너무 맑고 선명해서 단 이틀 만에 데이터를 수집할 수 있었다”고 말했다. 세 번째 기기인 제미니 다중천체 분광기는 희미한 동반 천체의 가시광선 데이터를 추가로 확보했다.

우주 팽창이 빛을 얼마나 늘렸는지를 나타내는 척도인 두 퀘이사의 적색편이는 초속 약 15km만 차이가 나는데, 이는 두 천체가 지구로부터 실질적으로 같은 거리에 있음을 의미한다.

이렇게 오래된 블랙홀에게 ‘가깝다’는 것의 의미

이번 발견은 최초의 은하들이 형성된 시기인 우주 새벽 시대에 발견된 세 번째 쌍둥이 퀘이사이며, 그중에서도 가장 가까이 붙어 있다. 이전에 가장 가까웠던 초기 쌍둥이 퀘이사인 J2037-4537은 약 2만 4000광년 떨어져 있었으며, 우주 역사상 약 1억 년 후에 관측되었다. 비슷한 시대의 또 다른 후보인 J1215-0148은 약 3만 9000광년 간격을 가지고 있으며, 천문학자들은 이것이 실제 쌍둥이 퀘이사인지에 대해 여전히 논쟁 중이다.

비교를 위해 설명하자면, 태양은 우리 은하 중심에 있는 블랙홀 궁수자리 A*로부터 약 2만 6000광년 떨어져 있다. 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 400만 배이다. 이번에 발견된 쌍둥이 퀘이사 중 더 큰 블랙홀은 그보다 약 380배 더 무거우며, 우주의 나이가 현재의 약 6.5%에 불과했을 때 그 질량에 도달했다.

연구팀은 또한 이런 쌍둥이 퀘이사가 얼마나 자주 나타나야 하는지에 대해서도 분석했다. 퀘이사가 대규모로 어떻게 뭉쳐 있는지에 대한 측정 결과를 이 쌍둥이 퀘이사의 규모까지 확장하면, 199개 관측 영역 중 하나꼴로 나타나는 이번 발견보다 훨씬 적은 수의 이웃 퀘이사가 예측된다. 연구팀이 더 희미한 밝기 기준을 사용했을 때도, 관측된 쌍둥이 퀘이사는 이러한 외삽값보다 100배에서 1000배 더 높은 수치를 보였다.

이 쌍둥이 퀘이사가 아직 해결하지 못한 문제

첫 번째 미해결 질문은 이것이 정말 두 개의 퀘이사인지 여부다. 우리와 먼 단일 퀘이사 사이에 은하가 위치하면 빛이 휘어져 같은 천체의 두 이미지를 만들어낼 수 있는데, 이를 중력 렌즈 효과라고 한다. 스펙트럼은 이 가능성에 반대되는 증거를 제시한다. 두 퀘이사는 빛의 기울기와 먼지에 의한 감광 정도가 다르며, 산소 방출선에서 관측되는 빠르게 흘러나오는 가스의 형태도 다른데, 중력 렌즈는 이러한 형태를 바꿀 수 없다. 따라서 연구팀은 잠정적으로 실제 쌍둥이 퀘이사일 가능성에 무게를 두고 있다. 그러나 허블 망원경의 과거 이미지에서는 희미한 퀘이사 근처에 전경 은하로 의심되는 천체가 포착되었다. 저자들은 스펙트럼만으로는 중력 렌즈 효과를 배제할 수 없으며, 완전한 렌즈 모델이 아직 준비 중이라고 밝혔다.

두 번째 한계는 질량 자체에 있다. 단일 스펙트럼에서 도출된 블랙홀 질량은 약 2배의 계통적 불확실성을 지니므로, 15억 배와 4억 배라는 수치는 정확한 측정값이 아니라 추정치다.

세 번째 한계는 초과 현상과 관련된다. 뭉침 예측은 훨씬 더 큰 규모에서 측정되었으며, 저자들이 이론적으로 극도로 불확실하다고 말하는 테스트 범위 아래로 확장되어야 한다. 단 하나의 쌍둥이 퀘이사만으로는 이러한 시스템이 흔한지, 아니면 이번 사례가 드문 우연인지 알 수 없다.

개별적으로 볼 때, 이 블랙홀들은 어떤 규칙도 위반하지 않는다. 그들의 질량과 물질 흡수율은 같은 시대의 단독 퀘이사와 일치한다. 설명되지 않은 것은 어떻게 어떤 블랙홀이 그렇게 빨리 태양 질량의 10억 배까지 성장할 수 있었는지, 그리고 왜 두 개가 그렇게 가까이서 동시에 성장했는지이다.

왜 병합이 이 쌍둥이 퀘이사를 설명할 수 있는가

연구팀은 Nāpōwawāʻenakaulua가 초기 우주에서 물질 밀도가 극도로 높은 지점, 즉 충돌하는 은하들이 많은 양의 가스를 중심부로 밀어넣는 장소를 나타낸다고 제안한다. 그 가스는 동시에 별 형성과 두 블랙홀 모두에 연료를 공급할 것이며, 이는 두 퀘이사가 함께 활성화된 이유를 설명해준다.

두 모은하가 합병 중이라면, 블랙홀들은 결국 합쳐진 은하의 중심으로 가라앉아 묶인 쌍을 이루고, 머나먼 미래에는 합쳐질 것이다. 이런 쌍둥이 퀘이사는 NANOGrav 협력체가 보고한 중력파의 희미한 배경 신호를 생성하는 과정의 초기 단계로 생각된다.

독자들이 퀘이사 쌍에 대해 묻는 질문들

퀘이사 쌍이란 무엇인가?

퀘이사 쌍은 우주 공간에서 가까이 붙어 있는 두 개의 활발히 물질을 삼키는 초대질량 블랙홀로, 일반적으로 그들의 모은하가 상호작용하거나 합병 중이기 때문에 발생한다. 빅뱅 이후 첫 10억 년 동안 발견된 사례는 매우 드물다.

Nāpōwawāʻenakaulua는 얼마나 멀리 있는가?

이 쌍둥이 퀘이사의 빛은 빅뱅 이후 약 9억 년이 지난 시점에 방출되었으며, 이는 적색편이 약 6.08에 해당한다. 이 빛은 웹 망원경에 도달하기 위해 거의 130억 년 동안 여행해 왔다.

천문학자들은 이렇게 먼 거리에 있는 블랙홀의 질량을 어떻게 측정하는가?

블랙홀 주위를 공전하는 가스에서 나오는 수소 방출선의 폭을 측정한다. 궤도 속도가 빠를수록 방출선 폭이 넓어지며, 이를 퀘이사의 밝기와 결합하면 질량을 추정할 수 있다. 이러한 단일 스펙트럼 추정치는 약 2배의 불확실성을 가진다.

두 번째 퀘이사가 중력 렌즈에 의한 착시 현상일 수 있는가?

가능성은 있지만 가능성은 낮은 것으로 간주된다. 두 스펙트럼은 중력 렌즈가 만들어낼 수 없는 방식, 특히 가스 유출 형태에서 차이를 보이지만, 허블 이미지에서 전경 은하로 의심되는 천체가 포착되었다. 상세한 렌즈 모델이 이 아이디어를 검증할 것이다.

향후 계획

웹 망원경은 2025년 4월 2일에 발견 데이터를 기록했고, 제미니 망원경의 후속 관측은 올해까지 이어졌으며, 논문은 2026년 11월 10일에 게재되었다. 오노라토의 연구팀은 현재 두 퀘이사 사이를 이동하는 가스의 역학 연구와 허블 망원경의 과거 이미지를 기반으로 한 렌즈 모델을 준비 중이다. 이탈리아 국립 천체물리학 연구소의 로베르토 데카를리가 이끄는 별도의 논문에서는 Aether 관측 전체에서 발견된 동반 은하들에 대한 결과가 발표될 예정이며, 이는 이와 같은 쌍둥이 퀘이사가 흔한지 드문지 여부를 보여줄 통계적 표본을 구축하기 위한 첫걸음이 될 것이다.

참고문헌: Onorato et al., “Nāpōwawā‘enakaulua: A Close Quasar Pair at Cosmic Dawn in the Aether Survey,” The Astrophysical Journal Letters, 2026. DOI: 10.3847/2041-8213/aeb11f

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