Stellar stream의 탄생

석사 과정 연구 한국어로 설명하기

우리 학교는 석사 과정 연구를 2년 과정 중 1년 반 동안 한다. 첫 학기를 제외하고 내내 연구를 하는 것이다. 연구 주제도 첫 학기 때 정해서 앞으로 어떻게 연구를 할지 미리 준비해두고 두 번째 학기가 시작되자마자 본격적으로 연구를 시작한다. 2학년 때 연구 주제를 정하는 다른 대부분의 과들에 비하면 많이 빠른 편이고 그렇기 때문에 석사생들에게 학과 내 오피스를 준다. 어차피 본격적으로 연구를 시작하면 학과 내 미팅도 많이 참여하고 지도 교수나 같은 연구 주제의 다른 연구원들과 많이 만나야 할 텐데 굳이 학과 밖에 있으면 서로 불편하기만 하니 그냥 안에 들어와 있어라 인 것 같다. 

내 연구 주제는 우리 은하 주변에서 관측되는 stellar stream이라는 것을 컴퓨터로 모델링해서 우리 은하의 질량에 대해 공부하는 것이었다. Stellar stream은 은하 주변 궤도를 도는 구상성단(globular cluster)이나 왜소 은하(dwarf galaxy)들이 은하의 질량이 만들어낸 조석력 (tidal force) 때문에 그 안에 묶여있던 별들이 떠나면서 만들어낸 별들의 흐름이다. 구상성단으로 예시를 든다면 이 성단(cluster)이 은하를 도는데 은하에서 조석력을 받게 된다. 지구가 달의 중력에 의해서 당겨지고 조수간만의 차가 발생하는 것처럼 성단도 은하의 중심에서 안과 밖으로 당겨지게 된다. 밖으로 당겨진 별들은 은하 중심과의 거리에 의해서 각속도(angular velocity)가 성단의 중심에 비해서 느려지게 되고 반대로 안쪽으로 당겨진 별들은 각속도가 빨라지게 된다. 이런 차이가 오랜 시간 동안 지속되고 성단은 계속 은하 주변을 돌면서 별들은 점차 성단과는 다른 궤도와 속도로 은하를 돌게 된다. 결국 안쪽의 별들은 이 별들의 흐름을 앞서서 이끄는 leading arm이 되고 바깥쪽의 별들은 이 흐름을 따라가는 trailing arm이 된다. 오랜 시간이 지난 후 이러한 별들의 흐름은 긴 별들의 띠를 형성하게 되고 이것이 지금껏 관측된 stellar stream이 되는 것이다. 

Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech)

Stellar stream을 공부하는 중요한 이유 중 하나로는 stellar stream들이 은하의 중력에 의해 만들어진다는 것 때문이다. stellar stream이 은하 중력에 어떻게 반응하는지 알 수 있다면 그 중력을 만들어내는 질량도 공부할 수 있다. 특히, stellar stream은 은하의 바깥쪽 (halo)에서 궤도를 돌기 때문에 halo의 질량도 알아낼 수 있다. 이 halo는 천문학에서 뜨거운 토픽 중에 하나인 암흑 물질 (dark matter)로 대부분이 구성되어 있기 때문에 halo의 질량을 안다는 것은 우리 은하를 구성하는 암흑 물질의 질량을 알 수 있다는 말이 된다. 실제로 많은 연구들에서 stellar stream을 통해 우리 은하의 질량과 구조에 대해 알아냈고 내 연구에서도 실제 데이터는 아니지만 임시적으로 만들어낸 데이터에서 충분히 은하의 질량을 구할 수 있다는 것을 보일 수 있었다. 

다른 연구들과 내 연구가 조금 달랐던 것은 stellar stream을 컴퓨터로 모델링할 때 가장 많이 사용되는 방법인 "N-body integration"을 사용하거나 stellar stream 중심의 궤도 하나만을 분석하는 것이 아닌 "action-angle formalism"을 사용하여 stellar stream의 모든 별들의 궤도를 "N-body integration" 보다 훨씬 빠르고 효율적이게 알아낼 수 있다는 것이다. 이 주제로 연구를 진행했고 졸업 논문과 발표도 모두 마무리했다. 조금 더 시간이 있었다면 더 깊은 연구와 더 좋은 퀄리티의 결과를 낼 수 있었을 것 같지만 이미 석사를 졸업하기엔 충분하기에 내 연구는 2021년 봄에 마무리가 되었다.