[기획] 왜소은하 중심 벗어난 블랙홀 후보, 자기 중력이 만든 ‘가스 꼬리’를 먹나

배가 물을 가르면 뒤로 항적이 길게 남는다. 우주에서는 눈에 보이지 않는 블랙홀도 비슷한 흔적을 만들 수 있을까. 약 1970만 광년 떨어진 왜소불규칙은하 UGCA 320의 주된 별생성 원반 밖에서, 태양 약 3만5000배 질량으로 추정되는 활동성 블랙홀 후보가 발견됐다. 연구진은 이 천체가 움직이면서 주변 가스의 길을 중력으로 휘게 하고, 뒤쪽에 만들어진 압축된 ‘중력 후류’에서 연료를 공급받는다는 첫 관측 증거라고 주장했다.

후류를 사진으로 찍은 것은 아니다. 블랙홀 앞과 뒤, 더 안쪽에서 비롯됐다고 해석되는 가스의 빛을 분광기로 나눠 속도와 밀도를 추론한 결과다. 더구나 이 연구는 2026년 8월 11일 공개된 24쪽짜리 프리프린트로, 8월 16일 현재 동료심사를 마쳤다는 기록이 없다. ‘첫 증거’라는 표현도 발견이 확정됐다는 뜻이 아니라 연구진의 해석을 가리킨다.

중심에서 약 1750광년 옆, 무엇이 블랙홀을 가리켰나

대상 은하 UGCA 320은 DDO 161이라는 이름으로도 불리며, 별질량은 태양의 1억3000만배, 중성수소 질량은 태양의 9억7000만배다. 자외선으로 추정한 별생성률은 1년에 태양질량 약 0.04개 수준이다. 연구진이 UGCA320-IMBH라고 이름 붙인 천체는 이 은하와 분광 적색편이가 일치해 같은 계에 속한다고 판단됐다. 논문 좌표와 채택 거리를 이용해 계산하면 은하 좌표에서 투영거리 약 1750광년 떨어져 있다. 다만 불규칙은하에서 논문이 사용한 좌표가 정밀한 역학적 중심을 뜻한다고 단정할 수는 없다.

연구진이 이 천체를 블랙홀 후보로 본 근거는 네 갈래다. 2021년 유럽남방천문대 초거대망원경의 MUSE 관측에서 수소가 내는 Hα와 Hβ 방출선이 넓게 퍼져 나타났다. 특히 넓은 Hα의 폭은 약 초속 855km였다. 블랙홀 가까이에서 매우 빠르게 도는 가스는 관측자 쪽으로 오는 빛과 멀어지는 빛이 섞이면서 방출선의 폭을 넓힌다.

넓은 Hα가 나온 위치는 허블우주망원경의 미분해 점광원과 약 0.05초각 이내에서 일치했다. Pan-STARRS·ZTF·가이아 기록에서는 약 14년에 걸쳐 약 0.15등급 규모의 불규칙한 밝기 변화가 확인됐다. 자외선부터 가시광선까지의 스펙트럼에너지분포, 즉 파장별 밝기를 펼쳐 놓은 모양도 단일별이나 쌍성보다 두꺼운 가스에 일부 가려진 활동은하핵의 멱법칙 연속광으로 더 잘 설명됐다.

질량 약 3만5000태양질량은 블랙홀의 운동을 직접 추적해 잰 값이 아니다. 한 시점의 Hα 밝기와 폭을 경험식에 넣은 비리얼 추정치다. 빠르게 움직이는 가스가 블랙홀 중력에 묶여 있다는 가정을 이용하는 극도로 간접적인 방법이어서 체계오차가 크며, 현 논문도 공식적인 질량 신뢰구간을 제시하지 않았다.

5년 사이 사라지고 돌아온 수소선

이 후보는 몇 년 사이 얼굴을 바꿨다. 2021년 뚜렷했던 넓은 Hα와 Hβ는 2025년 4월과 6월 거의 사라졌다. 같은 해 7월 일부가 돌아왔다가 2026년 4월 다시 약해졌다. 연구진은 중심 광원 자체가 완전히 꺼졌다기보다 불투명한 가스 덩어리가 시야를 오가며 가린 ‘변신형’ 현상으로 해석했다.

가려진 가스의 성질도 흡수선으로 추정했다. 국소 기준속도보다 약 초속 50km 청색편이된, 즉 관측자 쪽으로 더 빠르게 움직이는 흡수 성분이 나타났다. CLOUDY 모형에서는 내부 수소밀도가 1㎤당 1000억∼1조개, 수소 기둥밀도는 1㎠당 약 5×10²²개로 계산됐다. 이는 완전 피복을 가정한 값이며, 가스가 광원의 일부만 가린다면 기둥밀도는 더 커질 수 있다. 흡수체의 위치는 초속 50km를 공전속도로 놓았을 때 약 0.06파섹이라는 차수의 추정값이다.

2024년 12월 찬드라 X선우주망원경은 2∼10keV 대역을 총 50킬로초 관측했지만 유의미한 X선을 검출하지 못했다. 제시된 플럭스는 1㎠당 초당 5×10⁻¹⁵erg 미만이라는 상한값이지 검출 신호가 아니다. 연구진은 수소 기둥밀도가 1㎠당 10²³개 이상인 짙은 가스가 X선을 가렸을 가능성을 제시했지만, 이는 예상 X선 밝기와 스펙트럼에 의존한 해석이다.

블랙홀 중력이 만든 항적이라는 해석

핵심 개념은 본디–호일–리틀턴 흡적이다. 움직이는 무거운 천체가 주변 물질의 궤도를 중력으로 휘게 해 뒤쪽에 조밀한 흐름을 만들고, 그 일부를 끌어당기는 과정이다. 배가 물을 밀어 꼬리를 만드는 것과 달리, 여기서는 블랙홀이 물질을 뒤로 내뿜는 것이 아니다. 블랙홀의 중력이 앞에서 들어온 성간가스의 경로를 모아 뒤쪽에 압축된 중력 후류를 만든다는 설명이다. 이 이론의 출발점은 1939년 호일과 리틀턴의 연구로 거슬러 올라간다.

연구진은 세 가지 분광 성분을 이 흐름에 대응시켰다. 첫째, 국소 기준속도보다 약 초속 27km 청색편이된 저밀도 가스는 블랙홀 앞쪽에서 들어오는 주변 성간가스로 해석했다. 전자밀도는 1㎤당 약 40개였다. 둘째, 약 초속 27km 적색편이된 성분은 블랙홀 뒤쪽에서 멀어지는 고밀도 후류 후보로 봤다. Fe II와 Ca II 선이 존재하는 조건을 근거로 밀도가 1㎤당 100만개를 넘을 가능성이 있다고 추정했다.

두 값을 단순 비교하면 뒤쪽 가스가 앞쪽보다 2만5000배 이상 조밀해 보인다. 그러나 이는 같은 방법으로 직접 잰 압축비가 아니다. 앞쪽 값은 황 이온선으로 진단한 전자밀도이고, 뒤쪽 값은 특정 철·칼슘 선이 강하게 나타나는 조건에서 얻은 모형 하한성 해석이다. 셋째, 약 초속 50km 청색편이된 고밀도 흡수 가스는 블랙홀의 포획반경 안쪽까지 들어온 덩어리로 대응시켰다.

블랙홀 질량을 약 3만5000태양질량으로 놓고 음속 초속 10km, 상대속도 초속 30km를 가정하면 본디–호일–리틀턴 포획반경은 약 0.3파섹, 약 1광년이다. 질량을 그대로 가정해 계산한 사건지평선 지름 약 20만7000km와 비교하면, 블랙홀이 직접 삼켜지는 경계보다 훨씬 먼 곳에서부터 가스의 진로에 영향을 줄 수 있다는 뜻이다. 다만 초속 30km는 측정된 이동속도가 아니다. 후보의 고유운동과 실제 3차원 궤도는 확인되지 않았다.

‘꼬리’보다 망원경의 눈이 100배 거칠다

가장 큰 한계는 공간 해상도다. 포획반경은 약 1광년이지만 MUSE 가스 지도의 해상도는 약 30파섹, 약 90광년에 해당한다. 포획반경보다 약 100배 거친 셈이다. 허블의 점광원 해상도 약 2.8파섹도 포획반경보다 약 9배 크다. X-Shooter 관측 역시 약 1초각 범위의 빛을 합쳤다. 따라서 논문 속 ‘앞쪽·뒤쪽·안쪽’ 구조는 공간적으로 분리된 꼬리 사진이 아니라 서로 다른 속도와 밀도의 선을 이론적 구조에 배치한 결과다.

표준 BPT 선비, 즉 여러 방출선의 세기를 비교해 가스의 주된 에너지원을 가르는 진단에서는 이 후보가 활동은하핵 영역이 아니라 별생성 영역에 놓인다. 연구진은 초신성잔해, 고광도청색변광성, 단일별과 쌍성도 대안으로 검토했으며, 넓은 수소선·점광원·장기 변광·에너지분포를 함께 볼 때 블랙홀 해석이 낫다고 판단했다. 그러나 과거 별생성형 선비를 보인 넓은 Hα 후보 14개가 5∼14년 뒤 모두 사라지거나 모호해진 사례가 있어 독립적인 재관측이 중요하다.

모은하의 가스도 단순하지 않다. 별도 연구에서는 UGCA 320 중성수소의 20% 이상이 비정상적으로 움직이고, 그 성분 가운데 최소 약 30%가 이웃한 UGCA 319와의 조석작용에서 왔다고 분석했다. 전체 중성수소의 약 10%는 원반 밖 필라멘트에 있으며 별생성 유출의 정황도 제시됐다. 이것이 중력 후류 해석을 직접 반박하지는 않지만, 후보 주변의 선들이 블랙홀 규모 흐름인지 은하 규모의 복잡한 가스운동인지 정량적으로 구분해야 한다.

이번 연구가 제시한 가능성은 분명하다. 은하 중심의 연료 공급로를 이용하기 어려운 중심 밖 중간질량 블랙홀도 주변 가스를 중력으로 모으며 성장할 수 있다는 경로다. 그러나 표본은 한 개뿐이고 꼬리와 이동속도, 질량유입률, 에딩턴비, 연간 질량 증가량은 측정되지 않았다. 전용 공개 데이터와 분석 코드 저장소도 제시되지 않았으며 자료는 합리적 요청 때 교신저자가 제공하는 방식이다. 더 높은 해상도의 후속관측과 독립 재현이 있어야, 빛의 속도와 밀도로 그려낸 이 보이지 않는 항적이 실제 블랙홀의 먹이길인지 판가름할 수 있다.

국내 연구진은 '빛의 메아리'로 쟀다…같은 체급, 다른 자리

수만 태양질량대 블랙홀 연구에서 한국은 기준점 하나를 갖고 있다. 서울대 우종학 교수팀이 주도한 국제 연구진은 2019년 왜소은하 NGC 4395 중심 블랙홀의 질량을 약 1만 태양질량으로 측정해 네이처 애스트로노미에 발표했다. 중심 광원의 밝기 변화가 주변 가스에 83±14분 늦게 되울리는 시간지연과 초속 426㎞의 가스 속도폭을 함께 잰 반향관측으로, 한 시점의 밝기와 선폭을 경험식에 넣는 이번 UGCA 320식 추정보다 가정이 적은 방법이다.

두 결과는 자리가 다르다. NGC 4395의 블랙홀이 은하 중심에 앉은 정석 사례라면, UGCA 320 후보는 중심 밖에서 제 중력으로 연료를 모은다는 주장이다. 검증에 쓸 도구도 국내와 무관하지 않다. 한국천문연구원은 한국을 포함한 7개국 16개 기관이 참여하는 거대마젤란망원경(GMT)의 창립 기관이다. 재단에 따르면 미국에서 제작해 칠레에 세우는 이 망원경의 공정률은 40%다.

2035년 중력파 관측소가 기다리는 블랙홀 인구조사

중간질량 블랙홀의 개체수는 다음 세대 관측 계획과 직결된다. 유럽우주국(ESA)은 2024년 1월 우주 중력파 관측소 LISA를 정식 임무로 채택했다. 발사 목표는 2035년이며, ESA는 은하 중심의 거대 블랙홀들이 충돌하며 내는 시공간의 물결을 전 우주 범위에서 검출해 그 기원과 성장 과정을 추적한다는 목표를 내걸었다.

그 기원의 후보로 오래 거론돼 온 단계가 수천~수만 태양질량의 씨앗 블랙홀이다. 왜소은하 안팎에 이런 천체가 얼마나 흔한지, 은하 중심 밖에서도 자랄 수 있는지는 미래 중력파 신호를 예측하는 기초 자료가 된다. UGCA 320 검증이 표본 하나의 문제로 끝나지 않는 이유다. 고해상 후속관측이 이번 해석을 확인하면 '중심 밖 성장'은 블랙홀 인구조사의 정식 항목이 되고, 기각되더라도 넓은 수소선 후보를 거르는 기준은 그만큼 정교해진다.

자료: 웨스트레이크대, 유럽남방천문대(ESO), 샤먼대·서울대학교·한국천문연구원·거대마젤란망원경(GMT) 재단·유럽우주국(ESA)