아름답고 신비로운 형태를 자랑하는 ‘우주의 하트’ 사진이 지난 7일자 미국 항공우주국(NASA)의 ‘오늘의 천체사진’(APOD)에 게시되어 눈길을 사로잡고 있다. 바로 두 개의 은하가 만나면서 만들어낸 놀라운 은하들의 춤이다. 은하들은 왜 만나면 이렇게 춤을 추는가? 정말 반가워서 그러는 걸까? 정답은 360년 전 뉴턴이 알아냈다. 질량을 가진 물체들은 서로를 끌어당기며, 그 힘의 크기는 두 물체의 질량의 곱에 비례하고 거리 제곱에 반비례한다는 만유인력의 법칙이다. 식으로는 이렇게 나타낸다. (F : 두 물체 간의 중력 크기, G : 중력상수, m1-m2 : 두 물체, r : 두 물체의 거리) 우주 삼라만상의 모든 것들이 바로 이 공식에 따라 작동한다. 뉴턴이 천상과 지상의 물리학을 통합한 이 위대한 공식을 알아낸 1666년은 아인슈타인이 특수 상대성 이론을 발표한 1905년과 같이 ‘기적의 해(miracle year)’로 불린다. 위 사진의 두 은하는 중력의 법칙으로 서로를 끌어당기는 중력의 춤을 추면서 거대한 우주의 심장을 만들어내고 있는 것이다. 두 주인공은 더듬이 은하로 알려진 NGC 4038과 NGC 4039로 분류된 한 쌍의 은하다. 이 은하의 쌍은 은하의 척도로 보면 지척이라 할 수 있는 불과 6000만 광년 지구로부터 떨어져 있기 때문에 밤하늘에서 가장 잘 연구된 상호작용 은하 중 하나다. 약 12억 년 전, 더듬이 은하는 두 개의 독립된 은하였다. NGC 4038은 나선은하였으며, NGC 4039는 막대은하였다. 두 은하가 중력의 춤을 추기 시작한 것은 그들이 서로 유난히 가까운 경로를 지나간 10억 년 전부터다. 이처럼 두 은하가 상호작용하면서 충돌할 때도 별들이 서로 충돌하는 사건은 거의 일어나지 않는다. 별과 별 사이의 공간이 너무나 광대하기 때문이다. 따라서 별들은 서로의 사이를 스쳐 지나갈 뿐이다. 그러나 광대한 성간 가스의 충돌은 피할 수 없다. 그 결과 새로운 별들이 폭발적으로 형성된다. 예를 들어, 춤추는 은하 듀오의 측면에서 뻗어 나온 긴 더듬이에서 일부 새로운 별이 이미 형성되고 있음을 볼 수 있다. 두 은하가 완전한 하나의 은하로 합병이 완료되는 것은 지금으로부터 약 10억 년 후의 일이다. 그때도 지구상에 인류가 살아 있다면 두 은하의 성간 가스가 만들어낸 수십억 개의 새로운 별들을 볼 수 있을 것이다. 이광식 과학 칼럼니스트 joand999@naver.com

태양계에는 행성보다 작으면서 행성의 위성이 아닌 수많은 소행성과 혜성이 존재한다. 과학자들은 이 가운데 혜성 활동을 보이는 미스터리 소행성을 발견했다. 목성과 해왕성 궤도 사이에 있는 켄타우로스(Centaurs)는 신화 속 반인반마처럼 혜성과 소행성의 특징을 지니고 있으면서 다른 소행성이나 혜성에서 볼 수 없는 목성–해왕성 간 타원궤도를 공전하는 미스터리 천체로 과학자들의 관심을 모았다. 일부 과학자들은 켄타우로스가 태양계가 밖에서 우연히 진입한 외계 천체라는 가설을 내놓기까지 했다. 행성과학연구소의 과학자인 에바 릴리와 동료들은 켄타우로스의 공전 궤도와 혜성 활동 데이터를 모아 켄타우로스의 비밀을 파헤쳤다. 연구팀에 따르면 사실 켄타우로스의 탄생에는 그렇게 복잡한 설명이 필요하지 않다. 필요한 것은 목성과 토성의 강한 중력뿐이다. 어떤 이유로든 태양계 외곽의 소행성이 목성과 해왕성 사이 궤도에 진입하면 태양계에서 태양 다음으로 큰 중력을 행사하는 목성과 토성의 간섭을 받게 될 가능성이 높다. 중력 간섭은 무작위적으로 일어나기 때문에 일부 천체는 태양계 먼 곳으로 튕겨 나갈 수도 있고 반대로 목성에 더 가까운 위치로 이동할 수도 있다. 이 과정에서 태양에 더 가까운 궤도로 이동하면 이 천체는 타원 궤도를 공전하는 도중에 태양에 가까운 위치에서 이전보다 더 높은 열에너지를 받게 된다. 그러면 이때까지 기화하지 않았던 낮은 온도에서 기화하는 휘발성 물질(이산화탄소나 물 등)이 기화하면서 혜성과 유사한 행동을 보인다. 하지만 켄타우로스로 분류되는 천체들은 혜성처럼 낮은 온도에서 증발하는 휘발성 물질이 많지 않기 때문에 완전히 혜성으로 분류할 수 있을 만큼 활발한 물질 분출을 일으키지 않는다. 그리고 여러 차례 공전 궤도를 돌고 나면 더 기화할 물질도 남지 않아 혜성 같은 활동을 중단하고 평소의 소행성 형태로 돌아가게 된다. 따라서 전체 켄타우로스 가운데 10% 정도만 혜성 활동을 보이고 나머지는 휴면 상태에 있게 된다. 물론 켄타우로스가 혜성은 아닌데 가끔 혜성 비슷한 활동을 보이는 이유를 알기 위해서는 더 많은 정보가 필요하다. 지구에서의 관측과 이를 토대로 한 이론적 모델만으로는 충분치 않기 때문에 결국은 탐사선을 직접 보내 자세한 정보를 캐내야 한다. 당장에는 계획이 없지만, 언젠가는 탐사가 이뤄질 가능성이 높다. 여담이지만, 많은 소행성이 목성과 토성의 강력한 중력에 이끌려 흡수되거나 아니면 아예 태양에서 더 먼 자리로 이동한다. 반대로 말하면 목성이나 토성이 외곽 소행성들이 함부로 태양계 안쪽으로 들어오지 못하게 막는 파수꾼 역할을 한다. 덕분에 지구 같은 내행성들이 안전한 셈이다. 만약 목성이 없다면 공룡을 멸종시킨 소행성 충돌은 훨씬 자주 발생했을 것이다. 켄타우로스가 지구를 향해 돌진하지 못하고 미스터리 천체로 남게 된 것 역시 태양계 맏형인 목성의 든든한 보호 덕분일 것이다. 고든 정 과학 칼럼니스트 jjy0501@naver.com

매우 작은 크기의 소행성이 지구와 충돌하기 불과 몇 시간 전 발견된 것으로 확인됐다. 특히 이 천체는 실제로 독일 베를린 외곽에 유성으로 떨어져 현지의 밤 하늘을 환하게 밝혔다. 지난 21일(이하 현지시간) 미국 CBS뉴스 등 외신은 이날 새벽 직경 1m 크기의 초소형 소행성이 지구 대기권에 진입해 독일 동부 상공을 통과하면서 불타 사라졌다고 보도했다. 국제천문연맹(IAU)에 의해 공식적으로 ‘2024 BX 1’으로 명명된 이 소행성은 이날 지구로 떨어지기 불과 몇 시간 전 헝가리 피스케스테퇴 천문대 천문학자 크리스티안 사르네츠키가 발견했다.그리고 미 항공우주국(NASA)도 2024 BX 1의 존재를 확인하고, 지구에 떨어지기 20분 전 소셜미디어 엑스를 통해 ‘초소형 소행성이 베를린 서쪽에 무해한 불덩어리로 붕괴될 것’이라고 공지했다. 실제로 2024 BX 1은 거의 수직으로 떨어지면서 환하게 불꽃을 발하며 사라졌으며 피해는 발생하지 않았다. 보도에 따르면 소행성이 지구에 충돌하기 직전에 발견된 것은 이번이 8번째다. 이번 사례는 지구를 위협하는 소행성 이야기가 단순히 영화 속 일이 아니라는 사실을 보여준다. 다만 영화에서는 지구로 날아올 소행성의 덩치가 커 일찌감치 그 존재가 확인됐지만 이번처럼 초소형 천체는 그렇지 못하다. 이에앞서 지난 2022년 3월에도 천문학자 사르네츠키는 약 2ｍ 크기의 초소형 소행성 ‘2022 EB5’를 제일 먼저 발견해 화제를 모은 바 있다. 이 소행성은 지구와 충돌하기 불과 2시간 전 관측됐으며 결국 북극해 노르웨이령 화산섬 얀 마이엔 남서쪽 상공 대기권에서 사라졌다.그러나 이처럼 초소형 소행성이 충돌 몇시간 전에서라도 발견된 것은 사실 긍정적인 면이 크다. 그만큼 희미한 작은 천체도 찾아낼 만큼 관측 기술이 발달됐다는 것을 의미하기 때문이다. 미 항공우주국(NASA) 지구근접천체연구센터(CNEOS) 폴 코다스 소장은 과거 인터뷰에서 “지구를 위협하는 초소형 소행성은 무수히 많다”면서 “이같은 소행성은 지구에 근접하기 전 매우 희미하고, 관측 시점과 방향까지 맞아 떨어져야 포착할 수 있다”고 밝힌 바 있다.

우리 은하에 가장 가까운 은하 중 하나인 소마젤란은하 뒤에 또 다른 은하가 숨어 있다는 새로운 연구 결과가 발표됐다. 소마젤란은하는 대마젤란은하와 함께 우리 은하의 위성 은하로 천문학자들에게 매우 친숙한 은하다. 새로운 연구 결과에 따르면 지구에서 약 19만 9000광년 떨어진 곳에 있는 소마젤란 은하는 지금까지 하나의 은하처럼 보였지만 실제로는 2개의 은하로 이루어진 것이다. 한 은하가 소마젤란 은하 뒤에 숨어 있었던 것이다. 소마젤란은하 뒤의 숨어 있었던 은하 발견  이번 발견을 위해 메릴랜드 우주망원경과학연구소의 천문학자인 클레어 머레이가 이끄는 연구진은 소마젤란운 주변의 가스 구름과 그 안에서 태어나는 어린 별들의 움직임을 추적했다. 연구진은 폭이 우리 은하의 5분의 1에 약간 못 미치는 약 1만 8900광년 떨어진 이 작은 은하에 서로 수천 광년 떨어진 2개의 별 산란실이 있다는 것을 발견했다. 연구 결과는 천체물리학 저널(The Asphysical Journal)에 게재됐으며, 온라인 저널 '아카이브'(arxiv.org)를 통해 제공됐다.  소마젤란은하와 대마젤란은하는 모두 우리 은하에 중력적으로 묶여 있으며, 먼 미래에 충돌과 합병을 위해 우리 은하를 향해 꾸준히 끌려오고 있는 왜소 은하들이다.  대마젤란은하는 우리 은하와 비슷한 원반 모양을 하고 있는 반면에 소마젤란운은 불규직 은하에 속한다. 소마젤란은하의 질량은 대마젤란의 3분의 1에 불과하지만 질량은 태양 질량의 약 70억배에 달한다.   가스구름으로 가득찬 왜소 은하의 '난파선' 판단  연구진은 소마젤란은하가 우리 은하 및 대마젤란과의 중력 상호작용에 의해 찢어져나간 가스구름으로 가득 찬 왜소 은하의 '난파선'일 것으로 판단했다. 소마젤란은하에 대한 새로운 조사를 위해 그들 연구진은 서호주 지역에 있는 안테나 36개로 구성된 ASKAP(Australian Square Kilometer Array Pathfinder) 전파 망원경을 사용해 왜소 은하계의 수소 가스에서 방출되는 전파를 집중 관측했다. 연구진은 현재 은하계 별의 3D 지도를 작성하고 있는 유럽 우주국(ESA)의 가이아 우주선을 사용해 1000만년 이상 더 어린 소마젤란은하에 있는 수천 개의 별의 속도와 방향을 추적했다.연구진은 가스와 먼지로 이루어진 2개의 별 탄생 영역을 발견했다. 두 영역의 구름 덩어리는 수소나 헬륨보다 무거운 원소인 '금속'의 함량이 서로 다랐다. 연구진이 풀고자 하는 미스터리 중 하나는 두 별 영역의 탄생이 중력에 의해 서로 끌어당겨졌는지, 아니면 대마젤란운과의 중력 상호작용에 의해 분리되어 나온 가스로 구성되어 있는지의 여부였다.  이 같은 설명을 뒷받침하는 증거는 두 구름이 비슷한 질량을 갖고 있다는 사실이다. 만약 하나가 다른 하나로부터 분리된 것이라면 '딸 구름'은 '조상 구름'보다 작을 것이라는 것이 합리적이다. 반면 두 구름이 서로 관련이 없다면 소마젤란은하가 하나가 아니라 두개의 천체라는 것을 의미한다.  많은 과학자들은 소마젤란은하에 새로운 이름이 필요할 수도 있다는 사실에 찬성하고 있다. 두 왜소 운하는 15~16세기 포르투갈의 탐험가 페르디난드 마젤란의 이름을 따서 붙여진 것인데 마젤란이 대마젤란운이나 소마젤란운을 최초로 발견한 사람이 아니고, 지구를 탐험하면서 수천 명의 원주민을 죽이고 노예로 삼은 데 책임이 있는 만큼 명예롭지 못한 이름이라는 이유 때문이다.

반지를 구성하는 금을 비롯해 보석, 원자력발전소의 연료로 사용되는 우라늄은 중성자별이라고 불리는 두 초밀도 별이 충돌할 때의 폭력적인 조건에서 생성된다. 중성자별들 사이의 충돌은 또한 중력파라는 시공간 파동과, 감마선 폭발이라고 하는 고에너지 방사선 폭발, 지구에서 감지할 수 있는 킬로노바라고 하는 빛의 섬광을 생성한다. 이러한 이벤트의 신호가 2017년 8월 17일에 감지되었다. 막스플랑크 중력물리학연구소와 포츠담 대학 연구원을 포함한 과학자 팀은 첨단 소프트웨어 도구를 사용하여 이 킬로노바 폭발의 특징을 분석한데다 다른 중성자별 폭발의 전파 및 X선 관측 데이터를 비롯해, 지구상의 입자 가속기에서 수행된 충돌 실험에서 얻은 핵물리학 계산 결과를 추가했다. 이러한 노력은 초고밀도의 죽은 별들이 서로 충돌하여 철보다 무거운 중원소를 생성할 수 있는 유일한 환경과 그 생성 과정을 과학자들로 하여금 보다 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있다. 막스 플랑크 연구소 연구원인 중력 물리학 과학자 팀 디트리히는 “우리의 새로운 방법은 극도의 고밀도에서 물질의 특성을 분석하는 데 도움이 될 것이며, 또한 이를 통해 우주의 팽창과 중성자별 합병 중 중원소가 어느 정도 형성되는지 더 잘 이해할 수 있게 될 것”이라고 말했다. 극한 우주 실험실…중성자별 충돌 중성자별은 거대한 별이 핵융합을 위한 연료를 소진했을 때 탄생한다. 이로 인해 별의 외층이 방출되는 동안 핵이 빠르게 붕괴되어 태양 질량의 1~2배에 해당하는 약 20km 너비에 달하는 질량의 천체가 남게 되는데, 이것이 바로 중성자별이다. 결과적으로, 중성자별을 구성하는 물질은 너무 밀도가 높아서, 각설탕 한 개 크기의 덩어리가 엠파이어 스테이트 빌딩 3000개 또는 인류 전체의 무게와 맞먹을 정도의 질량이다. 이 죽은 별 물질에는 중성자가 풍부한데, 이 중성자들은 일반적으로 양성자와 함께 원자핵 안에 갇혀 있다. 중성자별이 충돌하면 중성자가 풍부한 물질이 분사되어 우주로 방출된다. 이는 다른 원자에 의해 빠르게 흡수될 수 있는 자유 중성자로 가득 찬 환경을 조성하여 주기율표의 한계를 넘어서는 매우 무거운 원소를 생성한다. 과학자들은 이를 ‘신속 포획 과정’ 또는 ‘r-과정’이라고 부른다.이들 원소는 불안정하여 금이나 우라늄 같은 안정적인 중원소로 붕괴된다. 이러한 붕괴는 킬로노바 섬광을 형성하는 빛인 전자기 복사의 방출을 동반한다. 이는 중성자별 합병 후에 발생하는 킬로노바를 연구하는 것이 가장 무거운 별의 중심부에서도 생성될 수 없는 철 이외의 중원소를 생성하는 물리적 과정을 이해하는 독특한 경로임을 의미한다. 지금까지 수축 쌍성계에서 중성자별의 합병은 단 한 번만 중력파와 전자기 방출에 기록되었다. W170817로 명명된 이 사건은 지구에서 1억 3000만 광년 떨어진 곳에 위치한 두 중성자별이 충돌하면서 발생했으며, 서로 소용돌이치고 합쳐지면서 2017년 지구에서 발견된 신호를 생성했다. 팀은 소프트웨어를 사용하여 충돌하기 전 서로 주위를 도는 중성자별의 마지막 몇 개의 나선에서 나오는 중력파를 비롯해, 충돌이 발생하면서 발사되는 감마선 폭발, 그리고 합병이 발생한 후 며칠에서 몇 년 사이 별에서 방출되는 킬로노바 방출로 구성된 이 사건의 모델을 만들었다. 이를 통해 팀은 1억 3000만 년 전에 발생한 중성자별 합병 중에 발생한 일을 정확하게 자세히 설명할 수 있었고, 이 합병은 금과 우라늄 기타 중원소로 주변 환경을 풍부하게 했을 것이다. 팀이 개발한 모델이 다른 중성자별이 충돌할 때 발생하는 사건을 자세히 설명하는 데 사용하기에 적합해야 한다는 것은 말할 필요도 없다. 이번 조사는 미국의 LIGO와 이탈리아의 Virgo, 일본의 KAGRA 중력파 탐지기가 향후 관측작업에 앞서 업그레이드를 받음에 따라 더욱 강화될 것으로 기대되는데, 그러면 중성자별 충돌로 인해 발생하는 시공간에서 더 많은 파문을 듣게 될 것이다.

매년 12월 말에 쏟아지는 마지막 유성우인 작은곰자리 유성우(Ursids)가 23일 최고조에 달한다. 모처럼 들이닥친 한파를 무릅쓸 각오가 되어 있는 별지기라면 오늘밤 밝은 빛줄기와 간헐적으로 발생하는 '불덩어리(화구)'의 유성우를 보는 마지막 기회를 잡을 수 있을 것이다. 작은곰자리 유성우는 지난 18일부터 27일 사이에 활성화되는 중급 유성우로, 크리스마스 이브와 크리스마스 날까지 유성을 볼 수 있다는 장점을 갖고 있다. ​별똥별이라는 이름으로 더 잘 알려진 유성은 혜성이나 소행성에서 부서진 잔해가 지구 대기권과 충돌하면서 마찰열로 인해 밝게 빛나는 것을 말한다. 큰 덩어리는 미처 다 타지 못한 채 지상으로 떨어지기도 하는데, 이것을 운석이라 한다. 유성우는 평상시보다 많은 유성이 집중적으로 떨어질 때를 말한다. ​작은곰자리 유성우는 터틀 혜성(8P/Tuttle)의 잔해가 만들어내는 천체현상이다. 13.6년을 주기로 태양을 도는 터틀은 중간 크기 혜성으로 분류되지만, 지름은 여전히 약 4.5km로 맨해튼 섬 크기와 비슷하며 알려진 혜성의 약 99%보다 크다. 터틀이 지구에 마지막으로 접근하고 태양계 내부를 통과한 것은 지난 2008년 1월이었다. 이 혜성이 남긴 잔해들이 만들어내는 작은곰자리 유성우는 작은곰자리 방향에서 퍼져나오는 것처럼 보이기 때문에 이런 이름을 얻었다. 천문학자들은 이 활동성이 높은 지점을 유성우의 복사점이라고 부른다. ​작은곰자리는 북극성을 포함하는 별자리이기 때문에 항상 지평선 위에 있다. 따라서 북반구 별지기들이 가장 편하게 지평선 위로 볼 수 있는 유성우인 셈이다. 작은곰자리 유성우의 극대기는 정확히 23일 오후 1시경이며, 최대 시간당 10개가 떨어지는 것으로 나와 있다. 따라서 우리나라에서는 극대기의 유성우를 볼 수 없지만, 하늘이 어두워지면 상당 개수의 유성을 볼 수 있을 것으로 예상된다. ​북극성은 북두칠성의 두 끝별 사이 선분을 5배 연장하면 만나게 되는 2등성이니, 어렵지 않게 찾을 수 있다. 서울 기준으로 올려다본 각은 약 38도인데, 이것은 서울이 북위 38도쯤 된다는 뜻이다. 한 가지 안 좋은 소식은 월령 10.5의 달이 좀 밝다는 점이다. 하지만 그에 벌충할 만한 보너스가 있다. 바로 달과 천왕성이 2.5도 간격으로 근접하며, 달의 오른쪽에 빛나는 목성을 감상할 수 있다는 점이다. ​긴 궤적을 그으며 순간적으로 나타났다 사라지는 유성은 하늘이 어둡고 사방이 트인 곳이라면 육안으로도 쉽게 관측할 수 있는 만큼 빛공해가 적고 남동쪽이 툭 트여 있는 곳을 찾아 관측하는 것이 요령이다. 밤공기가 차가우므로 철저한 방한대책을 잊어서는 안되겠다. 끝으로 별똥별을 발견하는 순간에 빌 수 있는 소원 한 개씩을 꼭 준비하자. 별지기들은 그때 비는 소원은 이루어질 확률이 높다는 믿음을 가진 사람들이니까.

천문학자들이 제임스웹 우주망원경(JWST)을 사용하여 ‘우주 산란실’에서 갓 태어난 별을 잡아냈다. 이 아기별은 아직 가스와 먼지로 뒤덮은 빛나는 물질 구름 속에서 숨쉬고 있었다. 이른바 '허빅-아로 천체'(Herbig-Haro Object)로 불리는 이 천체는 갓 태어난 별들이 가스나 먼지구름과 초속 수백㎞의 속력으로 충돌할 때 방출되는 가스로 이루어진 작은 성운 뭉치다. 일반적으로 갓 태어난 별에서 가스 제트가 분출되면서 별이 탄생한 가스와 먼지에 충격파를 일으키면서 생성된다. 웹 망원경의 근적외선 카메라(NIRCam)로 포착한 해당 이미지에서 아래쪽 절반을 차지하고 있는 허빅-아로 천체는 HH 797로 지정되었다. 항성이 탄생한 ‘별 산란실’은 지구로부터 약 1000광년 거리에 있는데, 이곳은 페르세우스 암흑운 복합체의 동쪽 가장자리에 있는 산개성단 IC 348 에 가까운 위치다. NIRCam과 같은 적외선 장비는 어린 별을 연구하고 허빅-아로 천체를 조사하는 데 적합하다. 이러한 천체는 종종 초기에 형성되었던 가스와 먼지 잔재로 둘러싸여 있어 별에서 방출되는 다른 파장의 빛을 흡수, 차단하기 때문이다. 반면에 적외선은 이 먼지 가스막을 관통할 수 있다. 웹 망원경은 NIRCam으로 갓 태어난 별을 관찰해 충격과 충돌로 인해 수천 도까지 가열된 분자운을 잡아냄으로써 천문학자들이 어린 별에서 유래하는 구조를 결정할 수 있게 되었다. HH 797은 그간 지상 망원경으로 광범위하게 연구되었으며, 이전 관측에서는 가스가 지구에서 멀어지면서 남쪽에서 파장이 늘어나 ‘적색편이’되는 반면, 북쪽의 가스는 지구를 향해 이동하고 있음을 나타내는 ‘청색이동’이 발생하는 것으로 나타났다. 우주 팽창은 지구를 향하는 빛의 파장을 늘려 전자기 스펙트럼에서 낮은 주파수 영역인 ‘붉은색’ 쪽으로 이동시키는 적색이동을 만든다. 천문학자들은 또한 HH 797의 동쪽 가장자리에서 서쪽 가장자리의 가스보다 더 많은 가스가 적색이동을 보이고 있음을 발견했다. 이러한 변화는 이전에 HH 797에서 유출된 가스가 회전함으로써 나타난 것으로 여겨진다. 그러나 웹 망원경 이미지의 고해상도를 통해 유출된 것으로 보였던 것이 실제로는 두 개의 평행 제트로서, 각각 일련의 충격을 일으키는 것으로 밝혀졌다. 이로써 HH 797 주변의 가스 속도의 비대칭성을 설명할 수 있게 되었다. 이러한 쌍둥이 유출의 원인은 이미지 오른쪽의 어두운 빈 공간에 있다. 유출의 이중 특성은 이 어두운 거품에 하나가 아닌 두 개의 별이 존재함을 시사한다.

1998년 개봉한 영화 '딥 임팩트'는 갑자기 발견된 미확인 혜성이 지구에 충돌한다는 내용을 다루고 있다. 물론 영화의 내용은 허구지만, 갑작스럽게 나타난 혜성이 지구에 충돌할 가능성 자체는 0%는 아니다. 다행히 지구 근방 소행성 가운데서 가까운 미래에 충돌할 소행성은 없지만, 태양계 외곽에 자리 잡은 얼음 천체들의 모임인 오르트 구름에서 갑자기 태양계 안쪽으로 진입하는 혜성이 생길 수 있기 때문이다. 작년 일부 천문학자들은 미래 태양계가 그런 일을 실제로 겪을 수 있다는 증거를 발견했다. 이 과학자들이 유럽우주국(ESA)의 가이아(Gaia) 관측 위성 데이터를 분석한 결과 고물자리 방향으로 36광년 떨어져 있는 백색왜성 'WD 0810-353'은 태양계 방향으로 진입하는 것으로 나타났다. 연구팀의 계산에 의하면 WD 0810-353은 2만 9000년 후 태양에서 4.6조㎞ 거리를 지나가게 된다. 지구~태양 거리의 3만 1000배 정도 더 멀리 떨어진 장소다. 그러면 별 영향이 없는 게 아니냐고 반문할 수 있지만, 이 백색왜성이 지나는 곳이 하필이면 장주기 혜성의 고향인 오르트 구름이 있는 궤도다.백색왜성은 태양 같은 별이 타다 남고 남은 잔해로 크기는 작지만, 별과 비슷한 중력을 지니고 있다. WD 0810-353의 질량은 태양의 2/3 정도로 스쳐 지나가면서 많은 오르트 구름 천체의 궤도를 바꿀 수 있다. 이 가운데 일부는 태양계 안쪽으로 들어와 지구를 위협할 수 있는 셈이다. 하지만 이 연구 결과에 의문을 품은 다른 과학자 팀이 유럽남방천문대(ESO) 대형 망원경인 VLT의 FORS2 장치를 이용해 WD 0810-353를 다시 관측했다. 그 결과 WD 0810-353이 태양계 외곽의 오르트 구름을 휘젓고 지나갈 가능성은 낮은 것으로 확인됐다. 사실은 가이아의 WD 0810-353 스펙트럼 관측 결과에 오차가 많아 속도와 방향을 잘못 계산했던 것이었다. 할리우드 영화 업계에는 아쉬운 소식일지도 모르지만, 이번 연구 결과는 과학자에서 지속적인 검증이 중요한 이유를 보여주고 있다. 과학적 방법으로 밝혀진 사실이라도 후속 연구를 통해 뒤집힐 수 있기 때문에 수많은 검증을 거쳐야 학계에서 인정받을 수 있다. 다만 이 연구와 별개로 오르트 구름은 태양에서 멀리 떨어져 있을 뿐 아니라 넓게 분포되어 있어 지나가는 별의 중력에 간섭 받을 가능성이 높다. 과거 지구에 충돌한 혜성 중 일부는 이런 식으로 도달했을 가능성이 있다. 따라서 미래 태양계를 스쳐 지나갈 수 있는 다른 천체에 대해 연구는 앞으로 계속 필요하다.

지구를 비롯한 태양계의 8개 행성과 소행성들은 46억 년 전 원시 태양 주변에 있던 가스와 먼지에서 탄생했다. 이런 가스와 먼지는 별 주변에 원반처럼 모여 있기 때문에 원시 행성계 원반(protoplanetary disk)라고 부른다. 원시 행성계 원반에서 작은 크기의 입자가 합체와 충돌을 반복하면서 점점 더 커진 천체가 최종적으로 같은 궤도에 있는 다른 천체들을 압도하고 행성의 위치에 오른 것이다. 물론 과학자들도 46억 년 전으로 거슬러 올라가 이 과정을 연구할 순 없다. 대신 망원경으로 갓 태어난 행성 주변의 원시 행성계 원반과 원시 행성을 관측하면 단계별로 어떤 일이 일어나는지 조사할 수 있다. 과학자들은 원시 행성계 원반에서 생성되는 행성이나 생성이 시작된 증거를 다수 찾아냈다. 하지만 사실 행성 생성 과정 중 가장 초기 단계에 대한 데이터는 부족했다. 아직 원시 행성이 생성되기 전 순수한 가스와 먼지로 된 초기 단계의 원시 행성계 원반을 관측하기 어려웠던 것이다. 일본국립천문대 오하시 사토시가 이끄는 국제 과학자팀은 칠레에 설치된 강력한 전파 망원경인 ALMA를 이용해 갓 태어난 별인 DG 타우(DG Tau)의 원시 행성계 원반을 관측했다. 그 결과 이 원시 행성계 원반은 행성급 천체가 전혀 없는 깨끗한 원반 구조라는 사실이 드러났다. 일반적으로 원시 행성이 생성되면 그 궤도에서 가스와 먼지를 흡수하기 때문에 마치 레코드판처럼 무늬가 나타나거나 아예 물질이 거의 없는 간극이 나타난다. 하지만 ALMA의 0.87mm, 1.3mm, 3.1mm 트리플 밴드에서 관측한 결과를 분석한 결과 DG 타우에는 이런 흔적이 없었다.(사진) 아직 행성 생성이 시작하기 전 단계를 연구하기에 적당한 대상을 찾은 셈이다. 관측 결과를 더 분석한 연구팀은 기존의 이론적 예측과 달리 원시 행성계 원반의 먼지 입자가 별에서 가까운 쪽이 아니라 먼 쪽으로 갈수록 더 커진다는 사실을 확인했다. 행성이 디스크의 안쪽에서 먼저 생긴다는 예상과는 반대되는 결과이지만, 별에서 가까운 쪽의 먼지와 가스 밀도가 높은 편이기 때문에 앞으로 행성 생성 속도에 가속도가 붙을 수 있다. 46억 년 전 지구도 이런 원시 행성계 원반의 안쪽 디스크에서 생성됐다. 그때로 돌아가 어떻게 지구가 만들어졌는지 확인할 순 없지만, 과학자들은 끊임없이 우주를 관측해 태초에 지구가 만들어진 과정을 하나씩 밝혀내고 있다. 

제임스 웹 우주망원경은 지금까지 관측이 어려웠던 희미한 천체를 관측해 그 진가를 증명해 보였다. 우주 초기에 형성되어 허블 우주망원경으로도 희미한 점 정도로 보였던 은하의 모습도 제임스 웹 우주망원경의 강력한 성능으로 더 자세한 모습과 특징을 연구할 수 있었다. 하지만 우주에는 제임스 웹 우주망원경으로도 관측이 어려운 희미한 은하가 다수 존재한다. 이때 큰 도움을 받을 수 있는 것이 중력 렌즈다. 중력 렌즈는 아인슈타인의 상대성 이론에서 예측된 현상으로 은하나 은하단처럼 질량이 큰 천체 주변에서는 중력에 의해 빛의 경로가 휘어지면서 마치 렌즈처럼 작용하는 현상을 의미한다. 덕분에 멀리 떨어진 은하가 본래 밝기보다 수십 배 밝아지는 경우도 있다. 천문학자들은 제임스 웹 우주망원경이 발사되기 전부터 중력렌즈를 적극 활용해 왔으나 제임스 웹 우주망원경과 중력렌즈의 힘을 합쳐 이제는 더 멀리 떨어진 어두운 천체를 관측하는 데 큰 도움을 받고 있다. 하지만 중력렌즈는 우리가 일반적으로 생각하는 렌즈처럼 깨끗하고 균일한 상을 맺는 경우가 많지 않다. 거대한 은하단의 중력에 의해 빛의 경로가 무작위로 바뀌기 때문에 종종 초점이 맞지 않거나 상이 여러 개 맺히는 경우가 흔하다. 하지만 과학자들은 이를 복원해서 본래 이미지와 스펙트럼 같은 중요한 정보를 얻는 기술을 갖고 있어 연구에는 큰 문제가 되지 않는다. 오히려 여러 개의 상이 맺히는 경우 더 재미있는 연구를 할 수 있다. 일본 교토대학과 캐나다 세인트 메리스대학 연구팀은 거대 은하단인 MACS 0417이 만드는 중력렌즈를 이용해 연구를 하다가 하나의 은하에서 나오는 두 개의 이미지가 서로 다르다는 것을 확인했다. 이 은하는 사실 하나의 은하가 아니라 ELG1와 ELG2라는 두 개의 은하가 충돌해 하나의 더 큰 은하로 성장하는 중으로 우주 초기에는 이렇게 작은 은하들이 서로 충돌해 더 큰 은하가 되는 일이 흔했다. 사실 우리은하 역시 몇 차례의 충돌을 거쳐 대형 은하로 성장했다. 그런데 연구팀이 확인한 두 이미지 A, B는 단순히 초점이 맺혀지지 않은 이미지가 아니었다. 그보다는 서로 다른 각도에서 본 은하였다. 이런 일이 가능한 이유는 은하에서 나온 빛이 은하단의 강력한 중력에 의해 경로가 바뀌면서 다른 각도에서 나온 빛도 지구에 도달할 수 있었기 때문이다. (사진 참조) 예를 들면 지구에서 관측했을 때 얼굴의 정면과 측면 이미지를 한 번에 확인할 수 있는 셈이다. 사실 우주에 있는 천체들은 모두 3차원적인 존재들이다. 따라서 이들을 한 각도에서만 보는 것은 전체 모습을 제대로 파악하기 힘든 이유 중 하나다. 그래도 은하처럼 어느 정도 형태가 알려진 경우는 어려움이 덜한데, 충돌하는 은하처럼 형태와 구조가 제각각인 경우에는 아무래도 전체 형태를 파악하기 힘들다. 과학자들은 우연한 기회에 중력렌즈의 도움으로 같은 은하를 여러 각도에서 파악해서 전체 모습을 더 잘 이해할 수 있게 됐다. 과학자들에게 중력렌즈는 자연이 준 가장 큰 렌즈이지만, 동시에 렌즈 이상의 도움을 주는 자연의 선물인 셈이다.  

최근 발견된 녹색 혜성 니시무라가 태양과의 근접 조우에서 살아남은 후 강력한 코로나 질량방출(CME)에 몸체가 충돌했다. 혜성의 꼬리가 잠시 날아가버린 이 놀라운 충돌 장면이 미 항공우주국(NASA)의 탐사선 카메라에 포착되었다. NASA의 스테레오-A(Solar Terrestrial Relations Observatory) 우주선이 촬영한 영상에서 니시무라 혜성은 태양 플라스마 기둥에 충돌하여 혜성의 꼬리가 잠시 ‘밀려났다가’ 곧 완전히 흩어져 사라져 버렸다. 이 장면을 담은 비디오를 제작한 미국 해군연구소 천체 물리학자 칼 배텀스는 이 사실을 이메일로 ‘라이브 사이언스’에 제보했다. C/2023 P1으로도 알려진 니시무라 혜성은 지난 8월 12일 일본 아마추어 천문가인 니시무라 히데오에 의해 처음으로 발견되었다. 태양을 향해 빠른 속도로 떨어지고 있던 니시무라의 가파른 궤적은 처음 그것이 태양 주위를 돌고 난 후 태양계를 떠난 ‘오우무아무아(Comet 2I/Borisov)와 같은 성간 물체처럼 보였다. 그러나 후속 관측에 의해 이 천체는 해왕성 궤도 너머에 있는 소행성-우주암석 저장소인 오르트 구름에서 유래했으며, 대략 430년 주기로 태양계 내부로 들어오는 긴 타원 궤도를 지닌 혜성으로 밝혀졌다. 지난 12일, 니시무라 혜성은 지구-달 사이 평균 거리의 약 330배인 1억 2500만㎞ 이내를 지나면서 지구에 가장 가까운 지점에 도달했다. 그 전까지 혜성은 해가 뜨기 직전과 해가 진 직후 지평선 근처에서 선명하게 보였고, 이로 인해 밤하늘을 가로지르는 우주 암석의 멋진 사진들이 찍혔다. 이 사진 중 일부에서 니시무라는 암석 중심부를 둘러싸고 있는 핵(코마)은 가스와 먼지 구름 속에 포함된 고농도의 이산화탄소로 인해 녹색 빛을 발산하는 장면이 뚜렷이 보였다.지난 17일, 혜성은 태양으로부터 최단 거리인 근일점에 도달했으며, 3300만㎞ 거리에서 우리 별 주위를 돌아 나왔다. 이 같은 근접 조우를 할 경우 종종 혜성이 불타고 부서지는 수도 있다. 그러나 천문학자들은 니시무라가 태양 회전의 급가속기동에서 살아남았다는 사실을 곧 발견했다. 니시무라는 태양으로부터 멀어지기 시작하면서 그 동안 혜성을 면밀히 관찰하고 있는 스테레오-A 앞을 지나갔다. 그 후 9월 22일, 강한 태양풍으로 인해 엄청난 양의 플라스마, 즉 이온화된 가스 분출이 있었고, 이와 함께 코로나 물질방출은 혜성의 꼬리를 날려버렸다. 그러나 배텀스은 “그 효과는 일시적일 뿐이며 혜성에 ”완전히 무해하다“고 밝혔다. 이후 혜성은 곧 원기를 회복해 더 많은 먼지와 가스가 분출함으로써 혜성의 꼬리가 다시 자라났다. 니시무라가 꼬리를 잃은 것은 이번이 처음이 아니다. 9월 초, 한 쌍의 태양 코로나 물질방출이 혜성과 충돌하여 적어도 한 번 이 같은 현상이 발생했다. 그러나 니시무라는 끊임없이 태양의 공격에도 불구하고 놀랍게도 ’의연한 자태‘와 원래 궤도를 유지하고 있다고 배텀스은 밝혔다. 

미국 항공우주국(NASA)의 첫 소행성 탐사선이 우주에서 채취한 토양 샘플이 지구에 도착한다. 23일(현지시간) 미국 스페이스닷컴에 따르면 NASA의 소행성 탐사선 ‘오시리스 렉스’(OSIRIS REx)가 채취한 소행성 ‘베누’(101955 Bennu)의 샘플을 담은 캡슐이 미국 동부 표준시로 24일 오전 11시(한국시간 25일 0시)에 미국 유타주 더그웨이 인근 국방부 훈련장에 착륙한다. 2021년 5월 지구로 여행을 시작한 오시리스 렉스는 태양을 두 바퀴 돌며 지구에 접근해 표본 캡슐을 대기에 내려놓을 예정이다. 지구와 교차하기 위해선 958㎞ 속도로 23억㎞ 거리를 주행해야 한다. NASA 측은 이를 소행성 접근 다음으로 어려운 기술이라고 설명했다. ‘오시리스 렉스’는 우주의 기원, 스팩트럼 해석, 자원 식별, 안전, 표토 탐색기(Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security, Regolith Explorer)의 영문 앞 글자에서 따 왔다. NASA는 캡슐의 착륙 과정을 엑스(X·옛 트위터), 페이스북, 유튜브에서 생중계할 예정이다. 45억년 전 생성된 소행성은 지름 200㎞ 이하에 해당한다. 현재 약 70만개가 발견됐다. 개발 및 발사에 9억 8350만 달러(약 1조 3300억원)를 투입한 오시리스-렉스 소행성 탐사선은 2016년 9월 8일 미국 플로리다주 케이프 커내버럴 공군기지에서 발사됐다. 탐사선은 2년간의 항해 끝에 2018년 12월 3일 베누에 도착했다. 약 46억년 전 만들어진 다이아몬드 형상 소행성 베누는 지구에서 3억 3400만㎞ 가량 떨어진 곳에서 태양 궤도를 돌고 있다. 지구에서 화성보다 5배 이상 멀어서 무선신호를 보내도 도달하는 데 18분이나 걸린다. 우주선에서 전해오는 모든 소식은 이미 다 일어나고 난 뒤의 일들이라는 얘기다. 탐사선은 2020년 10월 20일 ‘터치앤드고’(TAG·살짝 착지했다가 바로 다시 기수를 들어 재이륙) 기동을 수행해 평균 지름 492m인 베누 소행성 표면에 정밀하게 접촉한 뒤 로봇 팔로 표면의 흙과 돌을 채취하는 데 성공했다. 통신 신호가 닿는 데에만 18분이나 걸리는 우주 먼 곳에서 발사 후 4년여 비행 끝에 이룬 성과다. 분량도 NASA의 목표치인 60g을 훌쩍 뛰어넘는 약 248g에 이른다. 60g은 매우 적은 양으로 보기 쉽지만, 과거 결과에 비춰보면 엄청난 수준임을 알 수 있다. 일본 우주항공연구개발기구(JAXA)는 2005년 하야부사1 탐사선을 소행성 이토카와로, 2018년 ‘하야부사2’를 소행성 류구로 보내 표본을 채취했다. 하야부사1이 수집한 표본은 1㎎에 불과한 것으로 알려졌다. 하야부사2는 100㎎을 채취했다. 일본의 표본 채취는 전에 없던 큰 성과이지만 이를 활용하는 연구에는 부족할 수밖에 없었다. 과학자들은 “먼 과거 태양계의 비밀을 간직하고 있을 것으로 여겨지는 채취한 샘플을 통해 태양계가 어떻게 형성되고 진화했는지 알아낼 수 있을 것”이라는 기대감을 표했다. 지구 밖의 먼 우주에서 가져온 샘플은 인간의 손을 타지 않은 순수한 상태를 간직하고 있기 때문이다. 만약 유기물을 발견한다면 생명체의 뿌리를 가늠하는 지표가 된다. 표본에서 유용한 광물을 발견한다면, 소행성 내 자원 활용 가능성도 점칠 수 있게 된다. 물론 먼저 채취한 하야부사의 표본과 비교하는 것도 가능하다. 오리시스 렉스의 또 다른 임무는 혹시 모를 지구와의 충돌을 대비, 데이터를 수집하는 것이다. 베누는 6년마다 지구 주변을 지나는데, 22세기에는 아슬아슬한 거리에서 지구를 스쳐지나갈 가능성이 점쳐진다. 크기가 500m가 채 되지 않아 위험도가 그리 크지 않다는 의견이 있지만, 정말 충돌하게 되면 적어도 해당 지역에는 궤멸적인 피해를 안기게 된다. 이번 탐사로 베누를 이루는 물질을 알게 되면, 소행성전체 질량을 추정할 수 있게 된다. 이는 실제 베누의 충돌 파괴력을 아는 핵심 요소다. 오시리스 렉스 탐사선은 캡슐을 지구에 투하한 뒤 지구에 귀환하지 않고 다음 임무를 수행하기 위해 우주여행을 계속한다. 오시리스 렉스는 ‘오시리스 에이펙스(APEX·Apophis Explorer)’라는 이름으로 변경돼 지구접근 천체인 아포피스를 탐사한다. 2004년 6월에 발견된 아포피스는 지름 340m로 추정된다. 탐사선은 2029년 아포피스에 도달할 예정이다. 아포피스는 달과 지구 간 거리(38만 5000㎞)의 44배 먼 1700만㎞ 떨어져 있다. NASA에 따르면 아포피스는 땅콩처럼 두 개의 천체가 붙은 형태다.

거의 1년 전 미국 항공우주국(NASA)이 ‘쌍(雙)소행성 궤도수정 시험’(DART·다트) 우주선을 고의 충돌시켰던 디모르포스 소행성이 예기치 않은 움직임을 보이고 있다. 영국 과학 매체 뉴사이언티스트 등에 따르면 미국과 영국 공동 연구팀은 디모르포스 소행성이 지난해 9월 다트 우주선과 충돌한 후 한 달 이상의 관측 동안 예기치 않게 움직이고 있었다는 점을 발견했다. 이는 지구에 충돌할 위험이 있는 이런 근지구 소행성으로부터 지구를 지키려는 미래의 임무에도 영향을 줄 수 있다. NASA는 지구에 충돌할 수 있는 소행성의 궤도를 바꿀 수 있는지를 알아보고자 비교적 안전하고 관측이 용이한 디모르포스라는 소행성을 우주선 충돌 시험 대상으로 삼았다. 이 소행성은 달이 지구를 공전하듯 모(母) 소행성인 디디모스의 인력에 묶여 그 주위를 돌고 있기 때문이다. 다트 임무의 목표는 그런 디모르포스의 공전 궤도를 12시간가량 단축시키는 것이었다.시험은 성공적이었다. 마하 18.4(시속 2만 2530㎞·초속 6.25㎞)의 속도로 날아간 다트 우주선과 충돌한 디모르포스의 궤도 주기가 33분 단축됐기 때문이다. 그러나 캘리포니아 태처스쿨의 조너선 스위프트 교사와 그의 학생들이 교내 0.7미터 천체 망원경을 사용해 디모르포스를 관측한 결과, 궤도 주기는 1분 더 단축된 것으로 나타났다. 스위프트는 뉴사이언티스트에 “우리가 관측한 수치는 34분으로 좀 더 변화가 컸다”고 말했다. 그와 그의 학생들이 속한 연구팀은 지난 6월 미국 뉴멕시코주에서 열린 미국천문학회 회의에서 이같은 연구 결과를 발표했고, 다른 천문학자들로부터 긍정적인 반응을 받았다. 관측 결과에 따르면 디모르포스의 궤도는 충돌 후에도 계속해서 변했다. 그러나 이유는 불분명하다. 한 가지 가능성은 소행성이 이전에는 그렇지 않았지만 지금은 부서지고 있다는 것이다.NASA 다트 연구에 참여한 프랑스 코트다쥐르 천문대의 해리슨 아그루사는 이같은 궤도 주기 단축에는 몇 가지 증거가 있다고 말했다. 그는 “그것(디모르포스)은 충돌 후 상당히 자유로워졌다”고 설명했다. 이는 달이 지구에 대해 상대적으로 흔들리고 있는 것처럼 디모르포스 역시 디디모스에 대해 상대적으로 흔들리고 있다는 점을 의미한다. 아그루사는 “이 현상은 소행성이 회전할 수 있는 더 혼란스러운 텀블링으로 발전할 수 있다”면서도 “이런 텀블링이 디모르포스의 궤도 주기를 단축시키지는 않을 것”이라고 말했다. 텀블링에서의 궤적은 실제로 무작위로 바뀐다. 아그루사는 “그 충돌로 인해 수미터 크기의 바위를 포함한 암석 물질이 디모르포스 주변 궤도에 남아있을 가능성이 더 높다. 그러면 이것들이 다시 소행성 표면으로 떨어져 그 궤도 시간이 더 줄어들 수 있다”며 “이것이 가장 그럴듯한 설명”이라고 말했다. NASA 다트 연구를 이끈 메릴랜드 존스홉킨스 응용물리학연구소의 낸시 섀벗은 다트 연구팀은 계속해서 디모르포스를 관측해 왔다며 앞으로 몇 주 안에 자체 결과를 발표할 계획이라고 밝혔다. 그는 다른 연구팀의 이번 관측 연구에 대해 “우리가 디모르포스로 무엇을 했는지 알게 돼 매우 기쁘다”며 “이런 구체적인 세부 관측은 미래에 필요할 경우 이 기술을 사용하는 데 정말 중요하다”고 말했다. 오는 2026년 유럽우주국(ESA)의 헤라 관측 우주선이 디모르포스에 다다른다. 그러면 이 소행성에 충돌 후 무슨 일이 있어났는지를 우리에게 확실히 보여줄 것이다.

이번 주 닷새 사이에 소행성 5개가 잇따라 지구 근처를 지나가지만, 지구와 충돌할 위험은 없다고 미 항공우주국(NASA)이 6일(이하 현지시간) 발표했다. 소행성이란 목성 궤도나 그 안쪽에서 태양 주위를 공전하고 있는 행성보다 작은 천체를 일컫는다. 6일 지구에 근접하는 소행성은 집채만한 크기(18ｍ)로, 지구에서 511만㎞ 거리까지 다가오는데, 이는 지구-달 사이 거리의 약 13배에 달한다. 오는 8일에는 비행기 크기(25ｍ) 소행성과 버스 크기(8ｍ) 소행성 2개가 잇따라 407만∼572만㎞ 거리에서 지구를 스쳐 지나간다. 오는 10일 근접하는 소행성 2개의 크기는 각각 52ｍ, 21ｍ다. 이 가운데 하나는 152만㎞까지 지구에 다가온다. NASA는 지구와 달 사이의 평균 거리(38만 5000㎞)의 19.5배인 750만㎞ 이내로 지구에 접근하는 소행성을 감시하고 있다. 다만 이 거리 안에 있더라도 소행성의 크기가 150ｍ를 넘지 않으면 잠재적 위험이 없는 것으로 본다.NASA는 지난 30일 동안 3개의 소행성이 달보다 더 가까운 거리에서 지구를 지나갔다고 전했다. 지름 1㎞의 소행성이 지구와 충돌할 확률은 50만 년에 한 번 꼴이며, 지름 5㎞짜리의 제법 큰 충돌은 대략 천만 년에 한 번, 지름 10㎞ 이상의 초거대 충돌은 5000만 년에 한 번 꼴로 일어난다. 지름 50m 이상의 물체가 지구와 충돌할 가능성은 천 년에 한 번쯤 되는데, 1908년의 러시아 퉁구스카 폭발사건 때와 비슷한 크기의 폭발을 일으킨다. 가장 최근에 일어난 초거대 충돌은 6600만 년 전 멕시코 유카탄 반도에 떨어져 백악기 제3기 대멸종을 일으킨 칙술루브 충돌구 운석인데, 지름이 약 10㎞로, 충돌구 지름은 180㎞에 이른다. 이 충돌로 지구상의 공룡이 멸종되었다. 약 5만년 전 지름 200m 크기의 소행성 하나가 한반도에 충돌하여 합천 지역에 거대한 충돌 크레이터를 만들었는데, 지름 8㎞의 초계분지가 바로 운석 충돌구이다.  

이제까지 볼 수 없던 나선은하 메시에51(M51)의 놀라운 이미지가 여러 천체사진가들의 협업으로 완성돼 미 항공우주국(NASA)이 운영하는 ‘오늘의 천체사진’(APOD) 8월 12일자에 공개됐다. 대표적인 충돌 은하인 M51은 아빠와 아들이 서로 손 잡고 있는 모습 같다고 해서 흔히 부자(父子) 은하로도 불리는데, 샤를 메시에의 유명한 카탈로그의 51번째 항목이다. 거의 정면으로 보이는 소용돌이 모양의 나선구조를 가진 이 거대한 은하는 NGC 5194(M51a)로도 불린다. 나선팔과 먼지 띠는 동반자 은하(오른쪽)인 NGC 5195(M51b) 앞을 휩쓸고 있다.  사냥개자리 방향으로 약 3100만 광년 거리에 있는 M51은 직접 망원경으로 볼 때는 희미하고 흐릿하게 보인다. 그러나 이 놀랍도록 깊은 이미지는 두 은하의 선명한 색상과 서로의 중력 작용이 만든 광범위한 조석 파괴 현상을 놀랍도록 선명하게 보여준다. M51의 최종 은하 초상화는 여러 천체사진가들은 합동작업으로 열흘 이상(255시간)의 노출을 통해 얻은 결과물을 합성한 것이다. 이 이미지에는  M51 시스템에서 발견된 붉은 이온화 수소가스의 거대한 구름을 보여주는 118시간의 협대역(천체의 자연 전자기파와 달리 목적과 용도에 맞춘 좁은 파장) 데이터가 포함돼 있다.

유럽의 수성탐사선 베피콜롬보가 지난 6월 19일 중력도움으로 수성을 세 번째 플라이바이하면서 크레이터로 가득 찬 표면의 놀라운 클로즈업 이미지를 촬영했다. 2018년에 시작된 유럽과 일본의 합작 수성 탐사 미션은 내부 태양계를 통과하는 7년 항해의 마지막 구간에 접근하고 있다. 베피콜롬보는 2025년 후반 태양 궤도에서 수성 궤도로 전환할 수 있을 만큼 충분히 감속하기 위해 지구와 금성, 수성을 플라이바이하면서 중력도움 비행을 수행하는 중이다. 베피콜롬보의 다음 플라이바이는 2024년 9월 5일에 있을 예정이며, 이어 2024년 12월, 2025년 1월의 근접비행을 통해 더욱 속도를 줄여가며 수성 궤도에 진입한다. 베피콜롬보는 오늘날 널리 쓰이는 우주 탐사선의 항법을 개발한 20세기 이탈리아 과학자 주세페 베피 콜롬보의 이름을 땄다. 중력도움으로 알려진 이 항법은 행성의 중력을 이용해 진로를 바꾸거나 속력을 변화시키는 ‘행성궤도접근통과'(Fly-by) 기술이다.베피콜롬보는 유럽우주국의 ‘수성 행성 궤도선’(MPO)과 일본우주항공연구개발기구(JAXA)의 ‘수성 자기장 궤도선’(MMO) 두 개의 탐사선으로 구성돼 있다. 두 탐사선은 2026년부터 분리돼 각기 고도 480~1500km의 타원궤도를 돌며 1~2년 동안 독립적으로 수성 탐사를 한 뒤 서서히 고도를 낮춰가 수성 표면에 충돌할 것으로 예상된다. 베피콜롬보의 기본 임무는 수성 표면을 촬영하고 자기장을 분석하는 것이다. 또 수성의 거대한 핵을 이루고 있는 철 성분도 분석한다. 수성은 전체의 64%가 철이다. 수성이 핵이 크고 지각이 얇은 행성이 된 것은 거대한 천체가 수성과 충돌하면서 맨틀 대부분을 날려버렸기 때문으로 과학자들은 추정한다. 태양에 가장 가까운 수성, 어떤 행성인가? ​태양에 가장 가까운 제1 행성 수성은 태양을 두번 공전하는 동안 세 번 자전하며, 공전 주기는 88일이다. 반지름은 2,440km, 둘레 43,924km로 가장 작은 내행성이기도 하다. 수성과 지구의 거리는 평균 7,700만km로 지구~태양 평균 거리의 절반 정도다. 그러나 태양 중력의 영향을 많이 받는데다 공전 속도가 초속 47km로 지구보다 1.5배나 빠르고, 표면 온도가 낮에는 400도, 밤에는 영하 170도로 변화가 극심해 우주선이 수성 궤도에 안정적으로 진입하거나 착륙하는 것이 쉽지 않다.수성은 태양계 행성들 중 가장 밀도가 큰 천체로, 그 땅속에 특이할 정도로 금속 성분이 뭉친 덩어리가 굵직하게 있는 것으로 추정된다. 지구의 밀도는 수치상으로는 크지만 사실 자체 중력으로 인해 내부가 압축된 상태임에 반해, 수성은 부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부 또한 그리 압축되어 있지 않다. 이 같은 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고, 핵에 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미한다. 지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42%(지구는 17%)일 것이라고 추측하며, 특히, 최근 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌다. 작은 크기와 59일에 이르는 느린 자전 속도에도 불구하고, 수성은 자기장을 가지고 있다. 매리너 10호의 수성 자기장 크기 측정 결과 지구의 1.1%임이 밝혀졌다. 지름 70㎞ 넘는 ‘윤선도 크레이터‘ 수성의 표면은 달과 비슷하게 충돌구가 많으며, 행성이 식으면서 수축할 때 형성된 길이 수백 km의 장대한 절벽이 존재한다. 약간의 대기가 있지만, 기압은 지구의 1조 분의 1로 매우 희박하다. 중력이 너무 약해 대기를 붙잡아둘 수 없었기 때문이다. 따라서 수성에는 바람이 불지 않는다. 표면에 있는 수많은 충돌구들은 풍화작용이 없으니 수십, 수백만년이 지나도 형태가 그대로 보존된다. 전체적으로 수성 표면은 달에 있는 바다와 유사한 평원과, 수십억 년 동안 활동하지 않는 큰 충돌구가 있다. 46억 년 전부터 38억 년 전까지, 수성 표면에 혜성과 소행성이 충돌하는 기간이 있었는데, 이 기간을 후기 대폭격기라고 한다. 이 기간 동안 수성은 전체적으로 폭격을 받아 충돌구가 급격히 늘어났다. 이는 지구와 달리 수성은 대기가 희박하기 때문에, 충돌체의 속도가 감소하지 않았기 때문이다.또, 이 시기에는 화산 활동도 활발했다. 마그마로 가득 차 있는 분지는 그 때문이다. 2008년 10월, 메신저에서 전송된 수성 표면에 관한 자료는 연구자들에게 큰 도움을 주었다. 이 자료로 수성 표면은 화성이나 달 표면보다 더 이질적라는 것이 밝혀졌다. 태양에 가까워 엄청난 에너지를 고스란히 받는 수성은 표면의 평균온도가 약 452K(179℃)일 정도로 펄펄 끓는 용광로이지만, 온도변화는 약 90K(-183℃)~700K(427℃)로 매우 심하다. 말하자면 냉-온탕 겸비인 행성인 셈이다. 그런데도 놀랍게 1992년 레이더 관측에 의해 수성의 북극 부분에서 물과 얼음이 발견되었다. 이 얼음은 혜성의 충돌이나 수성 내부에서 방출되어 생긴 물이 1년 동안 태양광이 닿지 않는 극지방의 크레이터 바닥에 남겨져 있던 것으로 보인다. 얼음 상태의 물을 보존하는 데는 수성에 공기가 없다는 점이 오히려 도움이 된다. 공기로 인한 열의 전도가 거의 이루어지지 않기 때문이다. 수성의 충돌구는 작은 그릇 형태 구멍부터 수천 km 에 달하는 충돌 분지까지 매우 다양하다. 또한 생성된 지 얼마 안된 충돌구에서부터 이미 크게 풍화된 충돌구에 이르기까지 상태들도 다양하다. 수성 표면에서 가장 큰 충돌구는 직경 1,550km 되는 칼로리스 분지다. 이 분지에 가해진 충격은 매우 강해서 용암이 분출하고, 높이 2km인 동심원 형태 고리가 충돌구를 둘러싼 형태로 퍼져나갔다. 그밖에도 수성의 부분 사진에서 충돌 분지 15개 확인되었다. 주목할 만한 분지는 폭 400 km의 톨스토이 분지다. 베토벤 분지는 분출물 덮개와 비슷한 크기이며, 폭은 625 km이다. 한국인의 이름을 딴 크레이터도 있다. 바로 지름 70km가 넘는 윤선도 크레이터다. 과거 행성 표면 지형에 이름을 붙일 때, 유럽의 유명인사 이름들이 선택되곤 했는데, 20세기 후반 한국도 세계 과학계에서 활발한 활동을 하게 되면서 한국인의 이름이 외계 지명으로 사용되는 사례가 늘어났다. 수성에는 조선 중기를 대표하는 시인이자 정치인인 정철의 이름을 딴 지형도 있다고 한다. 수성은 태양의 강력에 중력에 의해 사로잡힌 조석 고정 상태이기 때문에, 달이 지구에 대해 그렇듯 항상 태양과 같은 면을 마주하고 있다. 그러나 1965년, 레이더 관측으로 3번 자전하는동안 2번 공전하는 3:2 궤도 공명 효과를 받는 것이 증명되었다. 이것 외에도 수성은 엄청난 비밀을 하나 더 숨기고 있다. 수성 궤도를 수치적으로 시뮬레이트한 결과, 수성 궤도 이심율이 차츰 증가하면 목성과의 궤도 공명으로 앞으로 50억 년 안에 이웃 행성인 금성과 충돌할 것이라는 결과가 나왔다. 50억 년 후면 태양은 생애의 거의 막바지에 달해 적색거성의 단계로 접어들 것이고, 지구는 뜨거운 태양에 달구어져 바다는 모두 증발하고 숯덩이처럼 되어 있을 것이다.  

제임스웹 우주망원경(JWST)이 믿을 수 없을 정도로 밝은 감마선 폭발(GRB)을 추적하여 두 중성자 별의 격렬한 충돌을 추적, 발견했다. 중성자별이란 초신성 폭발 후 남은 별의 핵이 중력붕괴로 축퇴되어 원자 내부의 원자핵과 전자가 합쳐져 중성자로 변해서 만들어지는 별로, 각설탕 하나만한 물질의 무게가 무려 10억 톤이나 되는 고밀도의 별이다. 당신의 손가락에 끼여 있는 반지에는 ‘킬로노바'(kilonova)라고 알려진 중성자별 충돌로 생성된 원자가 포함되어 있을 가능성이 높다. 킬로노바는 지속 시간이 긴 GRB를 폭발시킬 뿐만 아니라, 별의 중심부에 있는 핵 용광로에서는 합성할 수 없는 중원소가 만들어지는 장소로 여겨지기 때문이다. 이러한 원소는 금, 백금 및 우라늄을 포함하여 우주에서 가장 무거운 원소를 생성하는 ‘중성자 포획’으로 생성된다. 이 과정의 메커니즘을 이론화한 것을 r-프로세스라 하는데, 이 r-프로세스는 중성자별이 서로 충돌할 때 나타나는 극단적으로 폭력적인 조건에서만 진행될 수 있다. 웹 망원경이 이러한 사건을 감지하는 데 사용된 것은 이번이 처음으로, 강력한 우주망원경은 이 같은 폭발로 생성되는 중원소의 신호도 감지할 수 있었다. 특히 연구팀은 중원소인 텔루륨과 납보다 무거운 15가지 금속 그룹인 란탄족 생성의 증거를 찾아냈다. 연구진들은 "이러한 관찰은 GRB의 핵합성이 광범위한 원자 질량 범위에 걸쳐 r-프로세스 요소를 생성할 수 있고, 우주 전체에 걸친 중원소 핵합성에서 중심적인 역할을 할 수 있음을 보여준다"고 밝혔다. 네덜란드 라드바우드 대학 앤드류 레반 교수가 이끄는 연구팀이 킬로노바 소스를 따라가는 GRB의 발원 천체는 그 자체로도 특별한 존재다. GRB 230307A로 지정된 이 별은 지난 3월 7일 NASA의 페르미 감마선 우주망원경에 의해 처음 발견되었으며, 지금까지 본 GRB 중 두 번째로 밝다. GRB는 약 34초 동안 지속되었고, 다른 여러 망원경으로도 발견되었는데, 이로 인해 천문학자들은 GRB의 출발점을 삼각측량할 수 있었다. 웹 망원경은 킬로노바를 두 차례 관찰했는데, 처음에는 GRB 이후 29일에, 그 다음에는 방사선 폭발 후 61일에 관찰한 결과, 다시 밝기가 급격히 감소하는 것을 발견했다. 두 차례의 관측에서 파란색에서 빨간색으로 전환되었는데, 이는 킬로노바의 특성을 암시하는 것이다. 연구팀은 이 중성자별 충돌의 본거지이자 GRB 230307A의 근원일 수 있는 킬로노바 부근에서 여러 개의 밝은 은하를 확인했다. 그들이 주목하는 것은 지구에서 약 830만 광년, GRB 소스에서 약 13만 광년 떨어진 이 은하들 중 가장 밝은 은하다. 킬로노바는 빛이 아닌 다른 유형의 방출에서도 발견되었을 수 있다. 중성자별의 충돌은 시공간의 구조 자체를 중력파의 형태로 ‘울리는’ 원인이 된다. 이러한 중력파 물결은 레이저 간섭계 중력파 관측소와 같은 감지기로 지구에서 감지할 수 있지만, GRB 230307A가 감마선을 방출했을 당시 LIGO는 활성화되지 않은 상태였다. 당시 이 시설은 3년 동안 폐쇄된 채 업그레이드 작업을 마치고 2023년 5월에야 다시 가동되었다.  

버스 수 대를 합친 크기의 거대한 소행성이 지구를 향해 빠른 속도로 돌진하고 있다.  미국항공우주국(이하 NASA)에 따르면, ‘2013 WV44’로 명명된 이 소행성은 평균 지름 91m, 최대 지름 160m로, 버스 7~10대를 합친 정도의 거대한 크기다.  해당 소행성이 처음 발견됐던 2013년 당시에는 지구에서 2300만㎞ 가량 떨어진 우주 상공을 날고 있었다. 2018년에 다시 관찰됐을 때에는 지구에서 1804만 4500㎞ 떨어진 곳까지 이동한 상태였다.  현재 지구를 향해 이동 중인 이 소행성의 속도는 초당 11,8㎞로, 음속의 약 34배로 알려졌다. 소행성 2013 WV44가 지구를 향해 돌진중인 것은 맞지만, 지구와의 충돌 위험은 없다. 전문가들은 소행성과 지구의 최근접거리가 210만 마일(338만㎞) 정도일 것으로 예상하고 있다.  소행성 2013 WV44는 지구와 달 거리의 9배에 달하는 먼 우주를 지나갈 예정이지만, NASA는 이를 지구근접물체(NEO)로 분류하고 추적 중이다.  NASA는 “지구근접물체는 인근 행성의 중력에 의해 지구 궤도로 진입할 수 있는 혜성과 소행성을 뜻하며, 2013 WV44 역시 이에 속하기 때문에 추적 관찰 중”이라면서 “해당 소행성은 비록 지구에서 210만 마일 떨어져 지나가지만, 천문학적으로는 비교적 가까운 거리”라고 설명했다. 전문가들은 평균 지름이 140m 이상이고 지구에서 750만㎞ 이내에 있을 경우 ‘잠재적 위험이 있는 소행성’(PHA)으로 분류한다. 다행히 2013 WV44는 위 조건에 부합하지 않아 잠재적으로 위험한 것으로 간주되지는 않으나, 여전히 지구 궤도에 끌려올 가능성은 있다.  일본의 천문학자인 아츠오 아사미 박사는 트위터에서 “2013 WV44는 잠재적 위험 소행성은 아니지만 비교적 큰 천체에 해당한다”고 밝혔다.  해당 소행성이 지구와 가장 근접할 것으로 예상되는 시간은 한국 시간으로 28일 오후 6시 7분경이다.  지구로 접근하는 ‘잠재적 위협 소행성’ 약 2300개 한편, NASA에 따르면 지름이 140m 정도의 소행성이 지구에 추락할 경우, 국가 하나를 초토화할 수 있다고 보고 이를 잠재적 위협 소행성으로 분류해 관측하고 있다.  현재 약 2300개의 소행성이 잠재적 위협 소행성으로 분류돼 있으며, 이중 크기가 1㎞ 이상인 것은 160개에 달한다. 소행성이 지구와 충돌할 경우 막대한 피해를 줄 수 있다. 실제로 1908년 시베리아 퉁그스카에 크기 60m의 운석이 떨어져 서울시 면적 3배 숲이 사라졌다.  전문가들은 크기 140m 이상인 소행성이 100년 안에 지구와 충돌할 가능성은 없다고 입을 모은다. 다만 현재까지 100~300m 크기의 근지구 소행성은 약 16%만 발견됐기 때문에 미래를 위한 적극적인 대비가 필요하다. 

한국 최초의 달 궤도선이 우리 이웃 천체인 달의 숨 막힐 정도로 장엄한 월면 풍경을 놀라운 디테일로 잡아내고 있다.  다누리로도 알려진 KPLO(Korea Pathfinder Lunar Orbiter)는 지난해 12월 중순 달의 낮은 궤도에 진입했으며, 이미 일련의 인상적인 월면 이미지를 지구로 보내온 바 있다. 한국항공우주연구원(KARI)은 이후 달의 지질학적 특징을 뚜렷이 보여주는 놀라운 사진이 포함된 웹페이지를 업데이트했다.촬영된 이미지는 모두 다누리에 탑재된 고해상도 카메라(LUTI)가 촬영한 것으로, 달 지표의 크레이터와 크레이터 내 봉우리 등 자세한 형상까지 선명하게 확인할 수 있다. 4월에 발표된 KARI의 월면 이미지들 속에는 로켓의 이상적인 도달속도는 가스의 분출속도에 비례한다는 로켓 방정식을 공식으로 만든 구소련 물리학자 콘스탄틴 치올콥스키(1857~1935)의 이름을 딴 치올콥스키 크레이터가 포함돼 있다. 달의 뒷면에 있는 이 대형 충돌구는 구소련의 루나 3호가 발견한 것이다.  다누리의 고해상도 카메라가 잡은 이 이미지는 크레이터 바닥 위로 3200m 이상 우뚝 치솟아 있는 중앙 봉우리에 초점을 맞추고 있다.또 다른 이미지들은 마찬가지로 눈길을 끄는 슈뢰딩거 계곡과 비츠만 크레이터다. 달 표면을 가로지르는 폭 8~10㎞, 길이 320㎞의 장대한  슈뢰딩거 계곡 형태와, 19세기 독일 천문학자 모리츠 L. G. 비츠만의 이름을 딴 비츠만 크레이터의 모습을 손에 잡힐 듯이 보여준다. 위의 이미지들은 한국항공우주연구원이 개발한 고해상도 카메라로 촬영되었다. 또한 달 표면에서 반사되는 빛에 민감하도록 최적화된 NASA의 셰도캠을 탑재하여 그림자가 드리워진 분화구를 자세히 들여다볼 수 있다. 다누리의 주요 임무는 1년 동안 달 표면의 수많은 이미지와 측정을 수행하는 것이다. KPLO 임무의 파트너인 미 항공우주국(NASA)에 따르면, 이 데이터는 미래의 달 착륙 로봇 임무를 지원하기 위한 것이다. 미국과 한국은 우주 분야에서 유대를 강화하고 있다. 지난 5월 윤석열 대한민국 대통령과 카말라 해리스 미국 부통령은 NASA 고다드 우주비행센터를 방문해 위성을 활용한 기후변화 모니터링 노력 등 우주 분야에서의 협력을 다짐한 바 있다.

최근 태양의 제1행성인 수성이 태양에 가장 가까운 근일점에 도달했을 때 혜성처럼 밤하늘에 거대한 꼬리를 드러낸 장엄한 모습이 한 천체 사진가의 렌즈에 잡혔다. 혜성은 궤도를 도는 얼어붙은 암석과 먼지 덩어리로, 항상 그 뒤에 두 개의 독특한 꼬리를 달고 있는 것이 특색이다. 하나는 내부에서 방출되는 가스로 만들어지고, 다른 하나는 표면에서 먼지로 생성되는 것이다. 이 두 꼬리는 태양에서 방출된 하전 입자로 이루어진 태양풍에 의해 같은 방향으로 뻗어간다. 태양계에서 가장 작은 행성인 수성은 혜성 같은 꼬리를 가지고 있는데, 이 꼬리는 태양풍과 미세한 유성 충돌에 의해 행성 표면에서 흩어진 나트륨 이온으로 이루어진 것이다. 관련 연구자들은 2001년부터 수성의 꼬리 존재에 대해 알고 있었고, 그 후 수성의 꼬리가 태양에 가까워질수록 길어진다는 사실을 발견했다. 스페이스웨더닷컴(Spaceweather.com)에 따르면, 꼬리가 가장 길 때는 2400만㎞까지 확장되는데, 이는 지구-달 사이 거리의 60배가 넘는 장대한 것이다.  수성은 대기가 매우 희박한 데다 태양에 가까워 태양풍이 행성 표면을 쉽게 찢어버릴 수 있기 때문에 꼬리가 이처럼 길게 늘어나는 것이다.스페이스웨더닷컴에 따르면, 수성의 꼬리는 정확히 수성의 근일점 16일 후 지구에서 가장 잘 보이는데, 그 이유는 아직 밝혀지지 않았다. 수성은 4월 1일에 근일점에 도달했는데, 이는 꼬리가 4월 17일에 가장 밝게 나타났다는 것을 의미한다. 그러나 천체사진가 세바스천 볼트머는 4월 12일 프랑스 북동부의 스피슈렌 근교에서 이 놀라운 행성 꼬리의 이미지를 포착했다.  수성의 꼬리는 일반 관찰자가 보기가 매우 어렵기 때문에 21세기가 되기까지 발견되지 않았다. 그러나 볼트머는 꼬리의 여기된 나트륨 입자에 의해 발산되는 노란색 파장의 빛에 민감한 특수 필터 덕분에 거대한 행성 깃털을 촬영할 수 있었다. 볼트머는 “이런 필터가 없으면 수성의 꼬리는 맨눈으로 거의 보이지 않는다"고 밝혔다. 하지만 수성이 혜성과 같은 꼬리를 가진 태양계의 유일한 천체는 아니다. 달 또한 지구가 달을 통과할 때 한 달에 한 번만 보이는 꼬리를 스카프처럼 두른 모습을 볼 수 있다. 달의 꼬리 역시 수성과 마찬가지로 수백만 개의 나트륨 원자로 이루어져 있다.