은하 충돌 후, 새로운 별이 태어나는 이유는?
은하 충돌은 가스를 압축하고 중력을 강화해 충격파·난류·내부 유입을 일으키며, 그 결과 짧은 시간에 폭발적으로 새로운 별이 태어납니다.
밤하늘의 별들은 고요해 보이지만, 우주의 무대 뒤편에서는 은하와 은하가 서로 끌어당기며 거대한 춤을 춥니다. 두 은하가 지나치거나 부딪히면 가스와 먼지가 흔들리고 눌리면서 ‘별의 씨앗’인 분자운이 빠르게 뭉칩니다. 이 과정에서 중심부로 가스가 몰려가거나, 바깥쪽에 길게 늘어선 조석 꼬리에서도 새 별이 태어나는 모습이 관측됩니다.
이 글은 초등학생도 이해할 수 있도록 어렵지 않은 비유로 원리를 풀어 설명하되, 연구에서 다루는 핵심 개념(충격파, 난류, 불안정성, 가스 유입, 피드백)을 빠짐없이 담았습니다. ‘별끼리 부딪혀서’가 아니라 ‘가스가 압축되어’ 별이 생긴다는 사실이 핵심입니다.
※ 아래는 “두 은하가 스쳐 지나가며 중앙으로 가스가 쏠리고, 바깥쪽에 조석 꼬리가 생기면서 별이 태어나는 과정”을 단계별로 그린 개념 삽화 이미지입니다.
목차
- 🌌 은하 충돌은 왜 흔할까 — 중력의 춤과 느린 만남
- 💥 가스 압축과 충격파 — 별의 씨앗이 깨지는 순간
- 🪢 조석 꼬리·브릿지 — 외곽에서도 피어나는 별
- 🏙️ 중심부 가스 유입과 스타버스트 — 은하 핵의 폭발적 탄생
- 🌪️ 난류·자기장·중력 불안정 — ‘Toomre Q’를 쉬운 말로
- 🔥 별 탄생의 브레이크 — 초신성과 항성풍의 피드백
- 💧 ‘젖은’ 병합 vs ‘마른’ 병합 — 가스가 있을 때만 폭발한다
- 🧭 관측 신호와 시간표 — 우리는 무엇으로 구분할까(정리 포함)
🌌 은하 충돌은 왜 흔할까 — 중력의 춤과 느린 만남
우주는 비어 보이지만, 은하는 중력으로 서로를 계속 끌어당깁니다. 가까운 거리에서 속도가 충분히 빠르지 않다면, 두 은하는 마치 느리게 스치는 자동차처럼 여러 번 스치고 감속하며 결국 하나로 합쳐집니다. 이 과정은 수억 년에 걸쳐 진행되기 때문에, 별끼리 직접 ‘쾅’ 하고 부딪힐 확률은 매우 낮습니다. 별 사이의 거리는 어마어마하게 멀기 때문입니다.
그럼에도 충돌이 큰 변화를 일으키는 까닭은, 별과 달리 가스는 서로를 통과하지 못하고 마찰과 충격을 겪기 때문입니다. 가스가 부딪히면 속도가 줄고, 압력이 높아지며, 밀도가 상승합니다. 바로 이 밀도 상승이 ‘별 만들기’ 버튼을 누릅니다.
오해 주의: 새 별이 생기는 이유가 “별끼리 충돌했기 때문”은 아닙니다. 결정적인 주역은 가스의 압축입니다.
💥 가스 압축과 충격파 — 별의 씨앗이 깨지는 순간
두 은하의 가스 구름이 만날 때는 물결이 부딪힐 때처럼 충격파가 생깁니다. 충격파는 가스를 짧은 시간에 눌러 밀도를 높이고, 온도를 올립니다. 뜨거워진 가스는 방출선(특정 파장에서 빛)으로 열을 빠르게 식히며 다시 차갑게 응축됩니다. 이때 차갑고 조밀한 분자운이 만들어지고, 자기 자신의 중력에 이겨 별이 태어납니다.
쉽게 말해, “포근한 솜뭉치”였던 가스가 충격파로 꾹 눌리면서 “떡”처럼 달라붙고, 그 덩어리 가운데가 무겁게 내려앉아 별이 되는 셈입니다. 이런 압축 효과가 겹치면 은하 전역에서 별 탄생률이 여러 배로 상승해 ‘스타버스트(starburst)’라 불리는 폭발적 활동이 벌어집니다.
🪢 조석 꼬리·브릿지 — 외곽에서도 피어나는 별
충돌 중에는 중력의 당김이 비대칭이 되어, 은하의 바깥쪽 물질이 길게 조석 꼬리(tidal tail)나 두 은하를 잇는 브릿지를 형성합니다. 여기에도 가스가 모여 작은 분자운 덩어리가 만들어지고, 그 안에서 별이 태어납니다. 아주 조밀한 덩어리는 작은 위성은하처럼 독립적인 ‘조석 왜소은하’를 이루기도 합니다.
따라서 별 탄생은 은하의 중심부에서만 일어나는 것이 아니라, 외곽 구조에서도 다채롭게 발생합니다. 먼지와 가스가 많을수록, 그리고 꼬리의 가스가 충분히 차갑고 조밀할수록 그 효율이 높아집니다.
🏙️ 중심부 가스 유입과 스타버스트 — 은하 핵의 폭발적 탄생
충돌은 은하 원반의 회전을 어지럽히고, 내부에 비대칭 토크를 만들어 가스를 안쪽으로 밀어 넣습니다. 이 가스가 중심부(수백~수천 광년 규모)에 쏟아지면, 밀도가 급상승하고 짧은 시간에 많은 별이 탄생합니다. 이 현상이 바로 ‘중심부 스타버스트’입니다.
중심부로 몰려든 가스는 때로는 중심 초대질량블랙홀의 먹잇감이 되어 강한 활동은하핵(AGN)을 점화하기도 합니다. AGN에서 분출되는 제트·바람은 주변 가스를 다시 밀어내 별 탄생을 억제하거나, 반대로 가장자리에서 압축을 도와 제한된 범위의 별 탄생을 돕기도 합니다. 즉, 스타버스트와 AGN은 서로 밀고 당기는 관계를 가질 수 있습니다.
🌪️ 난류·자기장·중력 불안정 — ‘Toomre Q’를 쉬운 말로
가스 원반이 별을 만들려면, 우선 중력 불안정이 커져야 합니다. 연구자들은 원반이 스스로 무너질지의 여부를 Q라는 숫자로 요약하는데, Q가 낮을수록 무너지기 쉽습니다. 어려운 수식 대신 비유로 설명하면, 빵 반죽을 생각하면 쉽습니다. 반죽(가스)의 두께와 온도(속도 분산)가 낮고, 밀가루(질량)가 많이 모이면 반죽이 늘어져 덩어리를 만듭니다. 충돌은 반죽을 한쪽으로 밀어붙여 덩어리(분자운)가 생기게 하고, 그 중심이 스스로의 무게로 무너져 별이 됩니다.
여기에 난류와 자기장은 ‘버팀목’ 같은 구실을 하기도 하고, 때로는 충격파와 함께 압축을 도와 거대 성단을 만듭니다. 충돌 은하에서 유난히 밝은 초대형 성단이 자주 보이는 이유가 여기에 있습니다.
🔥 별 탄생의 브레이크 — 초신성과 항성풍의 피드백
별이 너무 빠르게 태어나면, 곧이어 초신성과 뜨거운 항성풍·자외선이 주변 가스를 가열·날려 보내 더 이상 별이 태어나지 못하게 만듭니다. 이를 피드백이라고 합니다. 피드백은 별 탄생률을 적절한 수준으로 조절하고, 은하 밖으로 가스를 쫓아내 은하 외부 가스 헤일로를 키우기도 합니다.
결과적으로 충돌이 별 탄생을 ‘스타트’했다면, 피드백은 ‘스톱워치’ 역할을 하며 활동 기간을 제한합니다. 이 덕분에 스타버스트는 대개 수천만~수억 년 규모의 짧고 강렬한 에피소드로 끝납니다.
💧 ‘젖은’ 병합 vs ‘마른’ 병합 — 가스가 있을 때만 폭발한다
가스가 풍부한 은하끼리의 병합을 흔히 ‘젖은(wet) 병합’이라 부릅니다. 이 경우 앞서 설명한 압축·유입·불안정이 크게 일어나 별 탄생률이 급증합니다. 반대로 가스가 거의 없는 ‘마른(dry) 병합’에서는 눈에 띄는 새로운 별 탄생이 일어나지 않습니다. 별이 이미 대부분 만들어져 있어, 충돌의 결과는 주로 궤도 재배치와 모양 변화(더 둥글고 두꺼운 형태)로 나타납니다.
즉, 충돌의 결과가 “불꽃놀이”가 될지 “조용한 합병”이 될지는 가스의 양과 상태에 크게 달려 있습니다.
🧭 관측 신호와 시간표 — 우리는 무엇으로 구분할까(정리 포함)
천문학자들은 여러 파장(자외선·가시광·적외선·전파·X선)을 동시에 관측해 충돌과 별 탄생을 읽어냅니다. 자외선은 아주 젊은 별을, Hα 같은 방출선은 이온화된 가스를, 적외선은 따뜻한 먼지를 보여줍니다. 전파에서는 별의 재료인 분자수소(보통 CO로 추적)가 얼마나 남았는지 측정합니다. 이렇게 얻은 지도들을 겹치면, “가스가 여기서 압축되었고, 저기에서 막 별이 태어났으며, 중심부에서는 스타버스트가 진행 중이다”라는 시간표를 그릴 수 있습니다.
전체 과정을 요약하면 다음과 같습니다. ① 첫 스침에서 가스가 압축·가열되고 충격파가 생긴다. ② 냉각과 함께 분자운이 자라며 외곽 꼬리·브릿지에서도 별이 태어난다. ③ 내부 토크가 가스를 중심으로 몰아 스타버스트를 점화한다. ④ 새로 태어난 별들이 강한 빛·바람·초신성으로 피드백을 걸어 활동을 마무리한다. ⑤ 남은 가스가 적다면 활동은 잦아들고, 은하는 더 커지거나 모양이 바뀐다. 이 모든 단계는 충돌 쌍마다 속도와 크기가 달라, 우리가 보는 우주의 다양한 충돌 은하의 표정을 만들어 냅니다.
결론적으로, 은하 충돌은 별을 직접 ‘부순다’기보다, 가스를 효율적으로 압축해 중력 붕괴를 촉진하는 거대한 장치입니다. 가스가 충분하고, 냉각이 잘 일어나며, 내부로의 유입이 활발할수록 새 별의 폭발적인 탄생이 일어나고, 피드백이 그 불꽃놀이의 길이를 조절합니다. 이것이 바로 “은하 충돌 후, 새로운 별이 태어나는 이유”입니다.