2 우종학 교수 연구팀, 빛의 메아리 효과로 블랙홀 엔진을 분해하다.

빛의 메아리 효과로 블랙홀 엔진을 분해하다. - 가스방출선 영역의 크기와 블랙홀 광도의 상관관계를 새롭게 밝히다. -   □ 연구필요성  블랙홀의 존재는 이미 확인되었지만 사건지평선 밖에서 일어나는 다양한 물리현상은 여전히 베일에 쌓여있다. 그 이유는 블랙홀 엔진이 작동이 영역이 매우 크기가 작기 때문이며, 최첨단 관측기기를 사용해도 분해능의 한계 때문에 공간적 정보를 얻기 어렵다. 반면, 빛의 메아리 효과를 이용하면 빛이 도착하는 시간차를 이용하며 블랙홀 엔진의 다양한 구성요소의 크기를 측정하여 탐구할 수 있다. 이렇게 측정된 가스 방출선 영역의 크기는 가스의 속도와 함께 블랙홀 질량 측정에 필요한 두 물리량이다. 광이온화(photo-ionization)의 모형에 따르면 가스방출선 영역의 크기는 가스원반의 광도와 비례할 것으로 예측되는데 이를 검증하는 연구는 블랙홀 엔진의 이해와 블랙홀 질량 결정에 매우 중요하다.    □ 연구성과/기대효과 이 연구는 빛의 메아리 효과를 이용하여 수소방출선 영역의 크기를 측정하고 가스원반의 광도와 비교분석하여 블랙홀 엔진의 광이온화를 밝히고 간접적인 블랙홀 질량 측정의 기초를 마련한 중요한 의미가 있다. 연구결과에 따르면 기존에 알려진 상관관계와 달리 고광도 활동성 블랙홀들의 가스방출선 영역 크기가 예측보다 줄어들었음을 밝혔으며 이는 에딩턴 비율이 커질수록 광이온화 영역이 줄어든다는 사실을 드러낸다. 이 결과에 따라 새롭게 블랙홀의 질량을 측정하면 기존의 측정법 보다 블랙홀 질량이 줄어든다. 이는 고광도 블랙홀의 경우, 블랙홀 질량이 3배까지 과측정되었음을 드러낸다.  이 결과는 블랙홀의 질량함수 및 블랙홀 밀도에 크게 영향을 주고 특히 제임스웹 우주망원경 등으로 측정한 먼 우주의 블랙홀 질량이 크게 수정되어야 함을 제시한다.   < 본문 > □ 블랙홀로 가스가 빨려 들어가면서 엄청남 빛과 에너지를 방출하는 활동성 블랙홀의 엔진은 어떻게 작동하는 것일까? 사건지평선 너머로 가스가 사라지기 전에 사건지평선 바깥쪽에는 가스의 강착원반이 형성되어 매우 높은 광도의 빛이 방출된다. 이 빛은 가까이 있는 영역 (가스 방출섡 영역)의 가스를 이온화시키고 수소의 전자들을 들뜨게 하여 수소 방출선 등을 만들어낸다. 과학자들이 예측하는 블랙홀 엔진은 이렇게 고온의 강착원반과 가스방출선 영역으로 구성되어 있지만 블랙홀 엔진은 여전히 베일에 가려져있다. 사건지평선 망원경 (Event Horizon Telescope)으로 연구된 블랙홀은 두 개 (우리은하 중심의 블랙홀과 M87 은하 중심의 블랙홀) 밖에 없으며, 사건지평선 망원경은 전파 망원경이기 때문에 이 두 경우 마져도 블랙홀 엔진을 자세히 연구할 수 없다. 그렇다면 블랙홀 엔진을 파헤치기 위해서는 어떤 방법이 가능할까?    □ 블랙홀 연구자들은 빛의 메아리 효과 방법을 개발해 냈다. 강착원반에서 나오는 자외선/가시광은 지구에서 직접 관측할 수 있지만 주변의 가스를 이온화시키며 다양한 방출선을 만들어 낸다. 수소가 만들어내는 수소방출선이 대표적이다. 그러나 가스 방출선 영역에서 생성된 빛은 강착원반에 비해 지구에 늦게 도착한다. 왜냐하면 강착원반에서 출발한 자외선/가시광이 가스영역에 도착할 때 걸리는 시간만큼 시차가 생기기 때문이다. 이를 빛의 메아리 효과라고 한다. 마치 산에서 소리를 지르면 메아리가 늦게 들리는 효과와 마찬가지다. 천문학자들은 블랙홀 엔진의 강착원반과 방출선 영역을 함께 모니터링 관측하여 각각의 밝기 변화를 측정하고 강착원반이 밝아진 이후에 방출선 영역이 밝아지기까지 걸리는 시간차를 측정한다. 이 시간차는 빛이 방출선 영역에 도착하는데 걸리는 시간이며 빛의 속도를 곱하면 거리를 구할 수 있다.  □ 이번 연구는 200개에 가까운 활동성 블랙홀들의 빛의 메아리 효과를 측정한 기존의 연구들과 더불어 서울대학교 블랙홀 연구실에서 지난 6년간 모니터링 관측을 수행하여 얻은 광도가 높은 활동성 블랙홀 32개의 표본을 합하여 광이온화 모형을 검증하고 방출선영역의 크기와 강착원반의 광도의 상관관계를 통일된 분석방법과 통계처리를 통하여 구한 연구다.    □ 연구결과    ※ 이번 연구 결과에 따르면 빛의 메아리 효과로 측정된 방출선 영역의 크기는 블랙홀이 내는 광도의 0.4승에 비례한다. 이 결과는 지금까지 알려진 비례관계와 현저한 차이가 있으며 강착원반의 광도의 0.5승에 비례하여 방출선 영역의 크기가 결정된다는 광이온화 모형과도 불일치한다. 최근에는 이런 문제를 제기하는 연구결과들이 발표되면서 이 주제는 논쟁적이 되었는데 이번 연구결과는 대형표본과 통일된 분석법으로 방출선 영역과 광도의 관계를 명확히 밝혀냈다. 특히 광도가 높고 에딩턴 비율이 높은 활동성 블랙홀들은 광이온화 모형이 제시하는 것보다 방출선 영역의 크기가 훨씬 작음을 경험적으로 밝혀냈다. 이 결과는 고광도 블랙홀들의 엔진 구조가 광도가 낮은 블랙홀들에 비해 체계적으로 다름을 암시하며 블랙홀 엔진의 구조와 특성이 에딩턴 비율에 따라 달라짐을 제시한다.    더불어 이번에 제시된 상관관계는 현재 광범위하게 사용되는 블랙홀 질량 측정법의 오류가 있음을 드러낸다. 이 상관관계를 이용하여 간접적으로 블랙홀 질량을 측정한 기존의 방법은 고광도 활동성 블랙홀의 경우, 질량이 3배까지 과측정됨을 드러냈다. 즉, 이번 결과를 수용하며 기존에 측정된 블랙홀 질량들을 크게 수정해야 하며, 이는 우주 전체의 블랙홀 질량 밀도가 지금까지 알려진 것보다 훨씬 낮음을 드러낸다.    □ 저널링크 : Revisiting the Hβ Size–Luminosity Relation Using a Uniform Reverberation-mapping Analysis - The Astrophysical Journal Supplement Series (IF = 8.6)   □ 용어설명 ● 블랙홀 엔진: 블랙홀로 가스가 유입되며 일어나는 다양한 현상으로 엄청난 양의 빛과 에너지가 방출된다. ● 강착원반: 사건지평선 너머로 가스가 들어가기 전에 가스 원반이 형성되며 마찰에 의해 매우 고온을 갖기 때문에 엑스선, 자외선, 가시광 등의 빛이 방출된다.  ● 가스 방출선 영역: 블랙홀 사건 지평선에서 조금 떨어진 영역에 있는 가스가 강착원반에서 나오는 자외선/가시광을 받아서 광이온화가 되는 영역. 블랙홀 중력장 때문에 가스가 매우 빠른 속도로 운동한다.  ● 광이온화 모형: 강착원반에서 나오는 자외선/가시광이 가스를 이온화시킬 때 가스영역의 크기를 결정하는 모형으로 광도의 0.5승에 비례하여 그 크기가 결정된다. [그림 1] 블랙홀 엔진의 메아리 효과 (자료출처: NASA) 강착원반에서 나오는 자외선/가시광은 파란색으로, 가스 방출선 영역에서 나오는 빛은 붉은색으로 표현함. 강착원반의 빛(파란색)이 먼저 지구에 도착한 뒤에 방출선의 빛이 지구에 도착하며, 그 차이는 자외선이 (파란색) 방출선 영역에 도달하는 시간차에 해당됨.       [그림 2] 서울대학교 블랙홀 연구실에서 관측한 강착원반과 방출선 영역의 광도 변화. 강착원반에서 나오는 가시광(위)과 방출선 영역에서 나오는 빛(아래)을 시간에 따라 모니터링 관측하면 두 광도곡선이 변하는 시간의 차이를 측정할 수 있다. 이 블랙홀의 경우 약 150 일로 측정되었으며 이는 블랙홀 강착원반에서 가스 방출선 영역까지의 거리가 150 광일(light day)임을 드러낸다. 이 데이터는 서울대학교 블랙홀 연구실에서 지난 2015-2021년까지 전세계 여러 망원경들을 동원하며 관측한 결과로 최근 출판되었다. (출처, Woo, Jong-Hak et al. 2024, ApJ, 962, 67)       [그림 3] 방출선 영역의 크기와 강착원반의 광도관계. 약 200개의 활동성 블랙홀들을 표본으로 메아리 효과로 측정된 방출선 영역의 크기 (y축)를 강착원반의 광도(x축)과 비교한 상관관계. 광이온화 모형이 예측하는 기울기는 0.5승이며 기존에 작은 표본을 사용하여 측정한 결과의 기울기도 0.5였다. 그러나 이 연구결과 방출선 영역이 광도의 0.4승에 비례함을 명확히 밝혀냈다. 이 연구를 수행하는 과저에서 서울대학교 블랙홀 연구실의 빛의 메아리측정 연구 데이터 (붉은 점) 가 매우 중요한 역할을 했다.     □ 연구자 ○ 성 명 : 우종학 (교신저자) ○ 소 속 : 블랙홀과 은하진화 연구실              서울대학교 물리천문학부 교수  ○ 연락처 : 02-880-4231, 010-7125-4231 jhwoo@snu.ac.kr    ○ 성 명 : Wang, Shu (제1저자) ○ 소 속 : 블랙홀과 은하진화 연구실              서울대학교 물리천문학부 박사후 연구원, SNU 펠로우 ○ 연락처 : wangshu100002@gmail.com   ※ 연구 이야기 □ 연구를 시작한 계기  o Shu Wang 박사는 북경대학에서 박사학위를 하고 서울대학교 블랙홀 연구실에 박사후연구원으로 함께 연구하기 시작했으며, 그 이후 촉망되는 박사후연구원들에게 서울대학교가 수여하는 SNU 펠로십을 수상하여 3년간 연구비를 지원받고 함께 연구하고 있다. 이 결과는 SNU 펠로십의 모범적인 사례라고 할 수 있음.   o 서울대학교 블랙홀 연구실은 삼성육성재단의 연구비를 지원받아 블랙홀 엔진을 연구하기 위한 빛의 메아리 프로젝트를 2015년에 시작하였으며 2021년까지 6년에 걸쳐 전세계의 여러 관측시설을 사용하여 30 여개의 활동성 블랙홀을 모니터링 관측함. 그중에서 수소방출선 영역을 메아리 효과로 측정한 결과를 담은 핵심 논문을 올해 출판하였으며 (Woo et al. 2024, ApJ), Shu Wang 박사는 이 자료를 분석하고 연구하는 주요한 역할을 함. 후속 연구로 이어진 이번 연구는 지난 수십년 간 전세계의 여러 그룹에서 측정한 메아리 효과 자료를 모두 취합하고 서울대 블랙홀 연구실의 모니터링 자료를 더해서 통일된 방법으로 광도곡선 메아리 효과 측정을 한 결과로 기존의 결과와 다른 논쟁적이고 중요한 결과를 도출함.        □ 이전 연구와 차별화 포인트  o 메아리 측정은 장기간의 모니터링 관측이 필요하며 광도가 높은 활동성 블랙홀들은 최소 5년 이상의 관측이 필요하기 때문에 그동안 연구가 미비하였음. 그러나 서울대 블랙홀 연구실의 장기 관측 프로젝트를 통하여 고광도 블랙홀들을 포함함으로써 방출선영역과 광도 관계의 기울기를 처음으로 정확히 측정한 결과를 도출함. 더불어 이 결과는 간접적으로 측정한 블랙홀 질량값이 수정되어야 함을 암시하기 때문에 이 분야에 중요한 디딤돌이 될 것으로 기대함  

2024-11-07

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2 황호성 교수, 2023학년도 자연과학대학 우수강의상 수상

< (왼쪽) 자연과학대학 유재준 학장, (오른쪽) 물리·천문학부 황호성 교수 >   < 수상자 단체사진 >   물리·천문학부(천문학전공) 황호성 교수가 2023학년도 자연과학대학 우수강의상을 수상하였습니다. 우수강의상은 전달력이 뛰어난 훌륭한 강의를 통해 수강생들의 학구열을 고취시키고 학업 성취도를 향상시킨 서울대학교 자연과학대학 교원에게 수여 됩니다. 시상식은 지난 9월 8일 상산수리과학관 대강당에서 열렸으며, 총 5명의 수상자가 선정되었습니다.  

2023-09-22

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2 이명균 교수 연구진, 제임스웹 우주망원경으로 43억 광년 거리에 있는 은하단에서 거대한 구상성단계 발견

배장호 대학원생과 이명균 교수는 시카고 대학의 장인성 박사와 함께, 제임스웹 우주망원경 (그림 1)에 설치된 적외선카메라로 관측한 자료를 분석하여, 43억 광년 거리에 있는 은하단에서 거대한 구상성단계를 발견하고, 그 결과를 Astrophysical Journal Letter (천체물리학저널 레터) 2022년 11월 20일자 (940, L19)에 발표하였다. 이 결과는 2023년 3월 15일 미국천문학회에서 발간하는 AAS NOVA (링크)에 소개되었다. AAS NOVA는 미국천문학회 학술지(ApJ, AJ, ApJL, ApJS, RN)에 실린 최근 논문 중에서 주목할만한 논문을 소개하는 소식지이다.     (그림 1) 제임스웹 우주망원경의 모습. 거울의 지름이 6.5미터인 거대 우주망원경으로서 2021년 12월25일 발사되었다. 이 망원경의 제작과 운영 비용이 13조 원에 달한다. 지구에서 150만 킬로미터 떨어진 곳에서 머물며 적외선 관측장비로 다양한 천체를 관측한다. (출처: NASA/ESA/CSA/STScI) 그림 2의 왼쪽 사진은 제임스웹 우주망원경 적외선 카메라로 관측하여 얻은 은하단의 영상이며, 이 은하단의 이름은 줄여서 SMACS 0723로 부른다. 중심부에 보이는 크고 밝은 천체는 이 은하단에서 가장 밝은 은하이다. 이 은하단은 질량이  커서 도수가 매우 높은 중력렌즈 역할을 한다.  사진에서 뿌옇게 보이는 노란 천체들은 대부분 은하단에 있는 은하들이며, 눈썹처럼 보이는 빨간 천체들은 은하단 뒤에 있는 은하들이다. 멀리 있는 은하에서 나온 빛이 은하단을 통과할 때 중력렌즈 현상이 생겨서 은하의 모습이 눈썹 모양으로 변한다. 제임스웹 우주망원경은 이러한 중력렌즈를 이용하여 매우 멀리 있는 은하를 연구하기 위해 이 은하단을 관측하였다. (그림 2) 왼쪽 그림은 제임스웹 우주망원경 적외선 카메라로 관측하여 얻은 은하단(SMACS 0723)의 영상이다. 뿌옇게 보이는 노란 천체들은 대부분 은하단에 있는 은하들이며, 눈썹처럼 보이는 빨간 천체들은 은하단 뒤에 있는 은하들이다. 멀리 있는 은하에서 나온 빛이 은하단을 통과할 때 중력렌즈 현상이 생겨서 은하의 모습이 눈썹 모양으로 변한다. 오른쪽 그림에서 노란 등고선은 본 연구에서 발견한 구상성단의 밀도 분포를 보여준다. 빨간 원은 은하단 은하를 나타낸다. 오른쪽 아래 흰 선의 길이는 533광년을 나타낸다. (출처: NASA/ESA/CSA/STScI, Lee et al. 2022) 이명균 교수진은 이 은하단의 영상에서 좁쌀처럼 작고 희미하게 보이는 구상성단을 많이 찾아내고 이들의 측광학적인 특성을 조사하였다.  그림 3은 은하단의 중심부를 확대한 사진인데 여기에서 타원 안에 보이는 매주 작고 희미한  점들이 구상성단이다. 구상성단은 수십만 개의 별이 축구공처럼 둥글게 모여있는 매우 밝고 무거운 성단인데 그림 4는 우리 은하에 있는 구상성단 세 개의 영상을 보여준다. 구상성단은 일반적으로 은하 주위에서 발견되며 은하에 있는 구상성단계의 크기는 은하 헤일로와 비슷하다. 반면에 수천 개의 은하로 이루어진 은하단에서는 구상성단계의 크기가 매우 거대하여 은하단의 크기와 비슷하다. 멀리 떨어진 은하단에서는 이런 구상성단들이 별처럼 작고 어둡게 보여 이들을 찾아내는 것이 매우 어렵다. 제임스웹 우주망원경은 이러한 구상성단 탐사에서 최적의 도구이다. (그림 3) 은하단(SMACS 0723) 영상의 중심부를 확대한 영상이다. 타원 안에 좁쌀처럼 작게 보이는 점들이 구상성단이다. 왼쪽 사각형 안에 있는 붉은 천체는 91억 광년 거리에 있는 은하(Sparkler)가 중력렌즈를 통해 보여지는 모습이며, 붉은 점들은 이 은하에 있는 구상성단이다. 이 붉은 구상성단들은 은하단과 무관하다. (출처: NASA/ESA/CSA/STScI, Lee et al. 2022)     이명균 교수진은 구상성단의 분포를 조사하여 은하단만큼 거대한 구상성단계를 발견했다. 그림 3의 오른쪽 사진에서 노란 등고선이 구상성단의 밀도 분포를 보여준다. 등고선이 은하단 전체를 채우고 있음을 알 수 있다. 이전까지 이러한 구상성단계가 알려진 천체 중 가장 먼 것은 36억 광년 거리에 있는 은하단이었으며, 이 은하단의 구상성단계는 2016년 이명균 교수와 장인성 박사가 허블 우주망원경 자료를 분석하여 발견한 바 있다. 이번에 제임스웹 우주망원경을 사용하여 더욱 멀리 있는 은하단에서 구상성단계를 발견한 것이다. 이명균 교수진은 이러한 구상성단계의 특성을 조사하여 은하단에 있는 암흑물질의 분포를 알아내고, 은하단의 형성과 진화 과정을 밝혔다. (그림 4) 왼쪽 사진은 기존에 알려진 우리 은하의 구상성단(M9)의 광학 영상(허블 우주망원경 자료) (출처: NASA). 오른쪽 두 사진은 이명균 교수 연구진이 2018년에 우리 은하에서 발견한 새로운 구상 성단(RLGC 1, RLGC 2)의 적외선 영상. (출처: 2MASS, UKIDSS, Lee et al. 2018). 우주에서 가장 멀리 있는 천체를 발견하는 것은 어렵지만 성공하면 매우 신나는 일이다. 여러분도 이에 도전하고 싶지 않습니까?

2023-03-20

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