우리은하, 안드로메다를 만나다

우리 은하와 거대한 이웃이 수십억 년에 걸쳐 어떻게 하나로 합쳐질 수 있는지

단계별로

거대한 두 이웃

안드로메다은하는 대부분의 사람이 맨눈으로 볼 수 있는 가장 먼 천체입니다. 어두운 밤에는 안드로메다자리에 있는 희미한 얼룩처럼 보입니다. 우리가 보는 빛은 약 250만 년 전에 그곳을 떠났습니다. 하늘에서 보름달 폭의 여섯 배에 걸쳐 있지만, 맨눈에는 밝은 중심부만 보입니다.

둘 다 나선은하입니다. 별과 가스로 된 납작한 원반이 밝은 팽대부 둘레를 돌고, 그 바깥을 훨씬 큰 암흑 물질 헤일로가 감싸고 있습니다. 그 암흑 물질까지 합치면 각각 태양 약 1조 개의 질량입니다. 여기에는 태양이 표시되어 있는데, 우리은하 중심에서 약 26,000광년 떨어져 있습니다.

지구에서 잰 값

안드로메다은하의 빛은 파란 쪽으로 치우쳐 있습니다. 초속 301km로 우리에게 다가오고 있다는 뜻입니다. 그 대부분은 태양 자신이 우리은하를 도는 운동 때문이며, 우리은하 중심을 향해서는 안드로메다은하가 초속 약 115km로 다가옵니다.

시선 방향의 속도는 은하 빛의 치우침으로 쉽게 잴 수 있습니다. 하늘을 가로지르는 속도는 그렇지 않습니다. 안드로메다은하의 거리에서는 옆으로 초속 100km로 움직여도 한 세기 동안 100만분의 1도도 움직이지 않습니다. 허블, 그리고 가이아 우주 망원경이 수년 동안 그 별들을 훨씬 먼 은하들과 비교해 추적하며 이 움직임을 쟀습니다.

이 옆 방향 속도가 모든 것을 결정합니다. 만약 0이라면 두 은하는 곧장 서로에게 떨어질 것입니다. 작지만 0은 아니고, 아직 정확히 알려지지 않았기에, 두 은하가 얼마나 가까이 지나갈지는 아무도 확실히 말할 수 없습니다. 이것이 우리가 보는 안드로메다은하의 모습이며, 원반이 우리 쪽으로 크게 기울어 있습니다.

동전 던지기

측정이 허락하는 수십 가지 미래입니다. 각각은 앞으로 100억 년 동안 안드로메다은하가 지나갈 길입니다. 약 절반에서는 두 은하가 합쳐지고, 나머지에서는 멀찍이 지나쳐 다시는 만나지 않습니다.

2025년 천문학자들은 수천 번의 시뮬레이션으로 국부 은하군의 앞으로 100억 년을 추적했습니다. 각각은 측정 오차 안에서 서로 다른 값, 즉 은하들의 질량·거리·운동에서 출발했습니다. 우리은하와 안드로메다은하는 그 기간 안에 약 절반에서만 합쳐졌고, 대개 지금부터 약 76억 년 뒤였습니다.

가장 큰 두 동반 은하도 중요합니다. 안드로메다은하로 떨어지는 삼각형자리 은하는 합병 가능성을 높이고, 궤도가 두 은하의 궤도와 직각으로 엇갈리는 대마젤란운은 가능성을 낮춥니다. 이 이야기는 두 은하가 실제로 합쳐지는 한 가지 미래를 따라갑니다. 더 나은 측정, 특히 안드로메다은하의 옆 방향 운동 측정이 어느 쪽인지 가려 줄 것입니다.

작은 은하가 떨어지다

대마젤란운은 16만 광년 떨어져 있으며 남반구에서는 맨눈으로 쉽게 보입니다. 암흑 물질까지 합치면 우리은하 질량의 10분의 1이 넘습니다. 우리은하의 헤일로를 지나며 뒤에 암흑 물질의 항적을 모으는데, 이것이 대마젤란운을 뒤로 잡아당깁니다. 바로 역학적 마찰로, 안드로메다은하를 끌어들일 것도 같은 제동입니다.

떨어지는 동안 조석력이 대마젤란운을 찢어 놓고, 그 별들은 앞서 삼켜진 여러 작은 은하의 별들처럼 우리은하 곳곳에 흩어집니다. 찢어지는 모습은 여기서 그려 넣은 것입니다. 모든 별이 다른 모든 별을 당기는 힘을 추적하는 시뮬레이션만이 이를 자세히 보여 줄 수 있습니다.

안드로메다의 동반 은하

삼각형자리 은하는 국부 은하군에서 세 번째로 큰 은하로, 폭이 우리은하의 절반을 조금 넘는 나선은하이며 우리에게서 280만 광년 떨어져 있습니다. 안드로메다은하처럼 아주 어두운 하늘에서는 맨눈으로 겨우 보입니다. 처음으로 안드로메다은하를 향해 떨어지고 있는 것으로 보입니다.

그 인력은 우리 자신의 미래에도 중요합니다. 안드로메다은하로 떨어지면서 안드로메다은하를 옆으로 끌어당기고, 연구의 시뮬레이션에서는 이 때문에 우리은하와의 합병 가능성이 높아졌습니다. 여기서도 그 별들이 찢겨 안드로메다은하에 흩어지는 모습은 그려 넣은 것입니다.

다가오다

시간을 빠르게: 수십억 년 동안 두 은하는 서로의 중력에 끌려 점점 더 빠르게 서로를 향해 떨어집니다. 안드로메다은하는 우리 밤하늘에서 점점 커집니다.

둘을 끌어당기는 것의 대부분은 암흑 물질입니다. 각 은하의 암흑 물질 헤일로는 별들보다 몇 배 무겁고 수십만 광년 밖까지 뻗어 있습니다. 헤일로가 겹치면 서로를 붙잡아 끄는데, 바로 이것이 은하들을 합쳐질 만큼 느리게 만듭니다.

지구에서 보면 안드로메다은하는 점점 커지고 밝아져 하늘의 큰 부분을 채울 것이고, 원반은 오늘 우리가 보는 것처럼 기울어 있을 것입니다. 하지만 그때쯤 태양도 달라져 있을 것입니다. 약 50억 년 뒤 태양은 부풀어 적색거성이 되기 시작합니다.

첫 번째 스침

각 은하는 상대 은하의 가까운 쪽을 먼 쪽보다 더 세게 당겨 늘여 놓습니다. 원반이 얼마나 찢기는지는 도는 방향에 달려 있습니다. 안드로메다은하의 원반은 두 은하의 궤도와 같은 방향으로 돌아서 바깥 별들이 끌려가 튕겨 나가지만, 반대 방향으로 도는 우리은하의 원반은 더 잘 버팁니다.

은하들은 서로의 암흑 물질 헤일로를 지나가는데, 헤일로가 이들을 붙잡아 속도를 빼앗습니다. 별들은 거의 절대 부딪치지 않습니다. 별들이 너무 멀리 떨어져 있어서 두 은하가 통째로 겹쳐도 두 별이 충돌하는 일은 극히 드뭅니다.

멀어졌다가 다시

암흑 물질의 제동이 없었다면 다시 멀리 떨어져 갈 수도 있었을 것입니다. 제동 때문에 스칠 때마다 궤도 에너지를 더 잃어, 다음 스침은 더 일찍, 더 가까이 옵니다. 연구의 시뮬레이션에서는 대부분의 합병이 두 번째 스침에서 일어났습니다.

그동안 휘저어진 원반은 조금 가라앉지만, 첫 스침에서 튕겨 나간 별들은 계속 바깥으로 흘러가 두 은하 둘레에 희미한 흐름과 껍질을 만듭니다. 천문학자들이 다른 은하와 만난 적이 있는 많은 은하 둘레에서 보는 것과 같은 모습입니다.

합병

은하가 합쳐지는 동안 각 별에 작용하는 인력이 빠르게 바뀌어, 질서 있던 공전을 모든 방향의 고리로 흩뜨립니다. 가스 구름이 부딪쳐 새로운 별들이 한꺼번에 태어날 수 있고, 중심으로 떨어지는 가스는 블랙홀을 먹여 살리며, 블랙홀들도 결국 함께 가라앉아 합쳐집니다.

우리은하의 블랙홀인 궁수자리 A*는 태양 약 400만 개, 안드로메다은하의 블랙홀은 약 1억 개의 질량입니다. 합병의 마지막 모습은 완전한 시뮬레이션이 보여 주는 대로 여기에 그려 넣었습니다. 여기 보이는 별들은 서로를 당기지 않기 때문입니다.

하나의 은하

수억 년이 지나면 둘은 나선팔 없이 늙은 별들로 이루어진 둥근 은하 하나가 됩니다. 타원은하로, 밀코메다라고 불리기도 합니다.

타원은하는 우리가 보는 가장 큰 은하들 가운데 흔하며, 그중 상당수가 이런 합병으로 생겼다고 여겨집니다. 가스가 거의 남지 않아 새로운 별은 드물게 태어나고, 수십억 년 동안 밝고 푸른 별들이 죽어 가면서 은하의 빛은 붉어집니다.

대마젤란운과 삼각형자리 은하도 그 일부가 되고, 국부 은하군의 여러 작은 은하도 뒤따를 수 있습니다. 그때쯤 은하군 바깥의 은하들은 우주 팽창에 실려 더 멀어져 있을 것입니다.

태양이 도착하는 곳

거의 모든 별처럼 태양도 합병에서 살아남습니다. 이 미래에서 태양은 오늘날 우리은하 중심에서 떨어져 있는 것보다 새 은하의 중심에서 더 멀리 자리 잡습니다.

합병 시뮬레이션들은 태양이 아마 더 바깥쪽으로 옮겨질 것이라는 데 의견이 일치하지만, 정확히 어디인지는 예측할 수 없습니다. 가까운 별들이 행성들을 흔들 만큼 다가오지는 않습니다. 은하가 합쳐지는 동안에도 별들은 서로 수조 km 떨어져 있습니다.

그때 태양은 더 이상 지금의 별이 아닙니다. 약 76억 년 뒤 적색거성으로서 가장 커졌다가, 바깥층을 날려 보내고 백색왜성이 됩니다. 지구만 한 희미한 불씨가 되어 새 은하 속을 계속 돕니다.