[뉴스스페이스=이승원 기자] 제임스 웹 우주망원경(JWST)이 마침내 우주 ‘첫 별’로 불리는 종족 III 별(Population III)의 존재를 정면으로 겨냥한 관측 결과를 내놓으면서, 수십 년간 이론 속에만 존재하던 우주 여명기의 시나리오가 구체적인 데이터로 모습을 드러내고 있다.

빅뱅 이후 약 4억년이 지났을 때의 우주에서 포착된, 은하 GN-z11 주변의 작은 동반체 ‘헤베(Hebe)’에서 나온 특이한 방출선이 그 주인공이다.

JWST, 우주 최초의 별에 대한 역대 가장 강력한 증거

phys, arxiv, thedebrief, starlust에 따르면, 이번 연구는 영국 케임브리지대 로베르토 마이올리노(Roberto Maiolino) 연구팀과 이탈리아 피렌체대 엘카 루스타(Elka Rusta) 연구팀이 각각 주도한 두 편의 동반 논문으로 정리돼 arXiv에 공개됐다. 관측 대상은 적색편이 z≈10.6 수준, 즉 빅뱅 후 약 4억년 시점에 해당하는 고적색편이 은하 GN-z11 주변에서 발견된 희미한 동반 천체 ‘헤베’다.

마이올리노 팀은 JWST의 근적외선 분광 장비 NIRSpec-IFU를 이용해 GN-z11의 ‘헤일로(halo)’ 영역을 스캔하던 중, 연속 복사는 거의 보이지 않는데 특정 파장에서만 강하게 솟아오른 하나의 방출선을 포착했다. 정체는 파장 1640Å에 해당하는 이중 이온화 헬륨(He II λ1640) 방출선으로 확인됐는데, 이 선을 만들려면 54eV에 달하는 극도로 고에너지 자외선 복사가 필요하다. 더 중요한 점은, 같은 위치의 스펙트럼에서 탄소·산소 등 금속선이 전혀 검출되지 않았다는 사실이다.

GN-z11 곁 ‘헤베’에서 나온 이중 이온화 헬륨 신호

연구진이 새 관측으로 해상도를 높여 분석한 결과, 이 He II 방출선은 초당 약 120km의 속도 차이를 두고 분리된 두 개의 성분으로 구성된 것으로 드러났다. 헤베는 GN-z11 중심부로부터 약 3킬로파섹(약 1만 광년)의 거리에서, GN-z11에 비해 약 450km/s 정도 청색편이된 속도로 움직이는 가스 덩어리로 해석된다. 마이올리노 팀은 논문에서 “관측된 He II 방출을 설명하는 다른 종류의 천체나 메커니즘은 현재까지 만족스러운 대안이 없다”며, 종족 III 별이 가장 그럴듯한 설명이라고 못 박았다.

‘금속선 없는 He II’…종족 III 시그니처에 가장 근접

종족 III 별은 우주 초기에 형성된 ‘최초 세대’ 별로, 빅뱅 직후의 거의 순수한 수소·헬륨 가스에서 태어나 금속이라고 부르는 무거운 원소를 전혀 포함하지 않은 상태로 진화했을 것으로 이론이 예측해왔다. 이들은 태양보다 훨씬 무겁고 뜨거우며, 수백만 년 수준의 짧은 생을 마치고 초신성 폭발로 우주에 금속을 뿌린 뒤, 이후 세대 별과 은하 형성의 씨앗을 제공했을 것으로 여겨진다.

문제는 지금까지 종족 III 별이 직접 확인된 적은 없다는 점이었다. 그동안 천문학계가 제시해 온 ‘후보’들은 대부분 He II 방출은 보이지만 동시에 금속선도 함께 검출돼, 진정한 의미의 ‘금속 없는’ 종족 III 서명이라 보기엔 모호했다. 이번 헤베 관측이 주목받는 이유는 바로 여기에 있다. 강한 He II λ1640 방출과 함께, 고감도 관측에서도 탄소(C), 산소(O), 규소(Si) 등의 금속선이 일체 검출되지 않았기 때문이다.

피렌체대 루스타 팀은 별도의 동반 논문에서, 헤베에서 검출된 헬륨·수소 방출선의 비율을 이론적 모델(NEFERTITI 코드와 CLOUDY 기반 모형)을 통해 정량 분석했다. 그 결과, 관측된 He II/HI 비를 만족시키려면 항성 집단의 초기질량함수(IMF)가 ‘상단 편중(top-heavy)’ 형태, 즉 태양 질량의 약 10~100배에 해당하는 고질량 별이 다수를 차지하는 분포가 필요하다는 결론을 얻었다. 이는 종족 III 별이 오늘날 별보다 훨씬 질량이 크고 뜨거웠을 것이라는 이론적 예측과 정합적이다.

연구진은 또 헤베 내부 원시 성단의 총 항성 질량을 태양 질량의 약 2만~60만 배 범위로 추정하고 있다. 앞서 2023년 JWST-JADES 관측을 분석한 선행 연구에서는, GN-z11 헤일로에서 포착된 He II 클럼프의 볼로메트릭(전파장대역) 광도가 약 7×10⁹ 태양광도, 해당 별탄생 에피소드에서 형성된 항성 질량이 약 2×10⁵ 태양질량 수준이라는 추정도 제시된 바 있다. 이번 관측은 그와 같은 시나리오를 보다 정교한 분광 데이터로 뒷받침하는 셈이다.

블랙홀 vs 종족 III…대안 시나리오와 남은 변수들

이처럼 종족 III 별 시나리오가 가장 유력하다는 공감대가 형성되고 있지만, 연구진은 대안 시나리오를 완전히 배제하지는 않는다. 후보로 거론되는 것은 직접붕괴 블랙홀(direct-collapse black hole)이나 원시 블랙홀, 혹은 GN-z11 중심부의 활동은하핵(AGN)에서 나온 강한 방사선이 헤베를 비추는 경우 등이다.

다만 기존 모델에 따르면 AGN이나 일반적인 Pop II 별, 저질량 X선 이원계 등으로는 이번에 측정된 수준의 He II 등가폭(EW)과 금속선 부재를 동시에 재현하기가 쉽지 않다. 2023년 JADES 분석에서도, GN-z11의 AGN 복사만으로는 관측된 He II 광도를 설명하기 어렵다는 결론이 나온 바 있다. 직접붕괴 블랙홀의 경우 일부 조건에서는 He II 강선을 만들 수 있지만, 헤베의 스펙트럼 전반과 속도 구조(두 성분으로 나뉜 120km/s 분리)를 동시에 설명하려면 매우 특수한 환경을 요구한다는 지적도 있다.

이번 연구의 핵심은, 다양한 대안 메커니즘을 검토한 뒤에도 여전히 “가장 자연스럽고 경제적인 설명은 종족 III 별 집단”이라는 점에 있다. 그렇다고 해서 ‘우주 최초의 별을 최종 발견했다’고 선언하기엔 아직 갈 길이 남아 있다. 관측은 여전히 단일(또는 소수) 천체에 대한 사례 연구에 가까우며, 후속 관측으로 유사한 He II–무금속 원시 클럼프가 추가로 발견되고, 최신 시뮬레이션과의 정량 비교가 축적돼야 통계적 확증이 가능하다.

JWST 이후의 과제: 우주 여명기 인구통계학으로

향후 관건은 두 가지 축으로 정리된다. 첫째, JWST를 활용한 후속 관측이다. 마이올리노와 윕러(Übler) 등 연구팀은 GN-z11 및 주변 환경에 대한 더 깊고 넓은 분광 관측을 통해 헤베의 공간 구조, 속도장, 추가 방출선 탐지 등을 시도할 계획이다. 여기서 보다 미약한 금속선이 발견된다면 ‘완전히 금속이 없는 종족 III’가 아니라 극저금속 Pop II/III 혼합 시나리오로 해석이 수정될 수 있다.

둘째, 이론·시뮬레이션 측면에서의 정교화다. 루스타 등이 사용하는 NEFERTITI 기반 모형과, 최근 제시된 Pop III 형성·선 방출 시뮬레이션 연구들은 He II, HI, [O III] 등 여러 선들의 조합으로 Pop III-지배 환경과 Pop II 혼합 환경을 구분할 수 있는 ‘선 시그니처 지도’를 제시하고 있다. 이번 헤베 사례는 그러한 이론 지도 위에서 실제 관측 점 하나가 찍힌 셈이며, 앞으로 유사한 점들이 늘어날수록 우주 여명기 별 탄생의 ‘인구통계학’이 구체화될 것으로 보인다.

이번 JWST 헤베 관측은 “우주 최초의 별을 완전히 확인했다”기보다는, 종족 III 별을 가리키는 신호 중 지금까지 가장 정제되고 모호성이 적은 사례를 손에 넣었다는 데 의미가 있다. 수십 년간 이론과 시뮬레이션 속에서만 존재하던 우주 여명기의 주역이, 마침내 관측 천문학의 무대 전면으로 걸어나올 채비를 하고 있는 것이다.