JAXA 연구팀, 전자 추적 카메라로 은하 중심 감마선 직접 영상화

기구 비행 관측으로 7.9 시그마 신호 포착

2018년 호주 상공으로 띄운 망원경이 우리은하 중심에서 나오는 감마선 방출을 직접 영상화하고, 150~600 keV 에너지 대역에서 배경 복사보다 표준편차 7.9배 높은 신호를 검출했다. 이번 결과는 오랫동안 정밀한 천체 관측이 어려웠던 에너지 범위에 새로운 영상화 방법을 적용할 수 있음을 보여준다.

일본 우주항공연구개발기구(JAXA), 기타사토대, 일본 산업기술종합연구소, 교토대는 2026년 10월 6일 연구 결과를 발표했다. 이들의 공동 연구 발표는 기하광학 원리에 기반한 선형 영상화 방식을 이용해 이 에너지 대역에서 은하 중심의 양전자 소멸 방출 스펙트럼을 정밀하게 측정한 첫 사례라고 설명했다.

이 차이는 중요하다. 이번 연구가 해당 영역의 감마선이나 반물질 소멸을 처음 검출한 것은 아니다. 감마선이 도달한 위치를 영상 속 위치와 연결하는 다른 방식을 입증한 것이다. 이를 통해 밝기와 에너지 측정이 천체 광원의 배열에 관한 가정에 덜 의존하게 된다.

연구진은 포지트로늄 관련 방출량도 추정했으며, 그 값은 기존 INTEGRAL 측정치의 약 두 배였다. 그러나 불확실성이 상당하고, 논문은 두 측정값이 통계적으로 일치한다고 설명한다. 이번 결과가 은하 중심의 밝기가 높아졌다거나 암흑물질을 검출했다는 점을 입증하는 것은 아니다.

연구팀에는 기타사토대 교수이자 교토대 명예교수인 도루 다니모리, 산업기술종합연구소 연구원 도모노리 이케다, 교토대 부교수 아쓰시 다카다, JAXA 우주과학연구소 조교수 요시타카 미즈무라가 참여했다. 다음 실험으로 제안된 SMILE-3은 2028년 호주에서 예정된 JAXA 기구 비행 기회에 참여할 후보로 준비되고 있다.

카메라가 바꾸는 것

이 장비는 전자 추적 콤프턴 카메라(ETCC)다. 기존 광학 렌즈로 감마선을 모으는 대신, 검출기 내부에서 일어나는 상호작용을 바탕으로 감마선이 도달한 방향을 재구성한다.

감마선이 콤프턴 산란을 겪으면 에너지 일부를 전자에 전달하고 다른 방향으로 계속 이동한다. 일반적인 콤프턴 카메라는 산란된 광자를 측정하지만, 반동 전자의 방향을 충분히 완전하게 측정하지 못한다. 따라서 개별 사건은 하늘의 한 지점이 아니라 가능한 위치들이 이루는 고리로 거슬러 올라간다.

ETCC는 산란된 광자의 에너지와 위치뿐 아니라 전자의 궤적도 기록한다. 이 측정값들을 함께 이용하면 들어온 방향을 재구성해 영상 속 특정 위치에 대응시킬 수 있다. 다만 장비의 각도 불확실성은 여전히 존재한다.

이 방식으로 선형 영상화가 가능해진다. 간단히 말해, 하나의 광원에서 측정한 기여량은 그 광원을 단독으로 관측하든 다른 광원들과 함께 관측하든 일관되게 유지돼야 한다. 따라서 복잡하게 겹친 고리를 주로 재구성하는 데 의존하지 않고도 영상으로 밝기를 정량 측정할 수 있다.

광학 천문학과의 비교는 영상화 원리에 관한 것이지 장비나 결과 영상의 선명도에 관한 것이 아니다. ETCC는 유리 렌즈로 감마선의 초점을 맞추지 않으며, 은하 중심 영상도 여전히 넓게 퍼져 있다. 이번 진전은 검출 사건과 하늘의 위치 사이 관계를 더 직접적이고 측정 가능하게 만든 데 있다.

은하 중심을 향해 다섯 시간 관측

SMILE-2+ 기구는 2018년 4월 7일 오전 6시 24분(호주 중부 표준시)에 호주 중부 앨리스스프링스에서 발사됐다. 비행은 약 하루 동안 이어졌지만 은하 중심을 유효하게 관측할 수 있었던 시간은 훨씬 짧았다.

연구 원고에 따르면 은하 중심은 4월 8일 오전 1시쯤 선택된 시야에 들어왔으며, 약 다섯 시간 동안 관측할 수 있었다. 영상에는 기구가 약 39.6km 고도에서 안정적으로 떠 있던 시간대의 자료가 사용됐다.

망원경의 시야는 3.1 스테라디안이었다. 스테라디안은 평면의 면적이 아니라 각도상의 면적을 나타내는 단위다. 전체 하늘은 약 12.6 스테라디안이므로 장비는 한 번에 하늘의 약 4분의 1을 관측할 수 있었다. 다만 분석에서는 대기 오염을 줄이기 위해 관측 방향을 제한했다.

연구의 진행 시점은 최초 비행과 이후 과학적 분석으로 나뉜다.

• 2018년 4월 7일: SMILE-2+가 앨리스스프링스에서 발사됐다.
• 2018년 4월 8일: 은하 중심을 약 다섯 시간 관측할 수 있었다.
• 2022년: 연구팀이 은하 중심 검출에 관한 첫 보고를 《천체물리학 저널》(Astrophysical Journal)에 발표했다.
• 2026년 8월 11일: 새로운 영상화·분광 연구가 《피지컬 리뷰 D》(Physical Review D)에 게재됐다.
• 2026년 10월 6일: 일본의 네 기관이 공동으로 연구 결과를 발표했다.
• 2028년: JAXA가 호주 기구 비행 기회를 계획하고 있으며, SMILE-3은 참여 후보로 준비되고 있다.

강한 검출이 곧 상세 지도는 아니다

《피지컬 리뷰 D》에 실린 논문은 114권 논문번호 043026으로, 은하 중심 영상에서 7.9 시그마의 초과 신호를 보고했다. 시그마는 추정된 배경에서 예상되는 통계적 변동에 비해 신호가 얼마나 큰지를 나타낸다.

이는 해당 분석에서 영상 속 방출이 존재한다는 강력한 증거다. 하지만 이 결과만으로 방출을 일으킨 천체가 무엇인지 밝히거나, 방출이 작은 광원에 집중됐는지 넓은 영역에 퍼져 있는지 판단할 수는 없다.

저자들은 방출을 세 가지 방식으로 설명해 검증했다. 은하 중심의 단일 광원, 여러 구성 요소로 이뤄진 구조, 그리고 2차원 가우스 분포로 표현한 매끄럽고 대칭적인 분포다. 여러 구성 요소를 가정한 구조에는 좁은 팽대부, 넓은 팽대부, 희미한 원반, 중심 광원이 포함됐다.

연구를 수행한 이케다 연구원과 공동 저자들은 논문 초록에서 관측 결과만으로는 이 설명들 가운데 어느 것이 맞는지 결정적으로 구분할 수 없다고 밝혔다.

세 가지 모두 자료와 통계적으로 일치하는 것으로 나타났다.

가우스 분포 적합 결과 폭은 26 ± 12도였으며, 이에 해당하는 반치전폭은 61 ± 28도였다. 그러나 통계 검정에서는 확장된 광원이 반드시 필요하다는 점을 입증하지 못했다. 따라서 연구팀은 해당 영역의 방출을 신뢰도 높게 검출했지만, 물리적 구조를 확정적으로 분해하지는 못했다.

플럭스가 두 배여도 모순은 아닌 이유

포지트로늄과 관련된 방출량은 제곱센티미터당 초당 광자 수로 (3.2 ± 1.4) × 10의 마이너스 2승으로 추정됐다. 포지트로늄은 전자와 그 반물질 짝인 양전자가 일시적으로 결합한 상태다. 포지트로늄이 소멸하면 감마선이 발생하며, 그중 연속 스펙트럼이 관측 에너지 대역에 기여한다.

논문은 이 추정치를 INTEGRAL의 측정값인 제곱센티미터당 초당 광자 수 (1.4 ± 0.3) × 10의 마이너스 2승과 비교한다. 중심값을 나누면 3.2 ÷ 1.4로 약 2.3이 된다. 이는 연구 결과가 약 두 배 높다는 발표 내용을 뒷받침한다.

중심값은 다르지만 비교할 때 불확실성도 함께 고려해야 한다. 저자들은 두 측정값이 1시그마 이내에서 일치한다고 설명한다. 따라서 새 결과는 INTEGRAL과의 불일치가 확인됐다는 뜻이 아니라, 더 정밀한 측정이 필요한 높은 추정치로 해석해야 한다.

포지트로늄 값은 포지트로늄에서 나온 것으로 유일하게 식별된 광자만 세어 얻은 것도 아니다. 여러 구성 요소를 가정한 모델에서 150~600 keV 대역의 총 측정 플럭스는 제곱센티미터당 초당 광자 수 (5.8 ± 1.2) × 10의 마이너스 2승이었다.

연구진은 같은 단위로 (2.6 ± 0.7) × 10의 마이너스 2승인 역콤프턴 방출량을 추정해 이 값에서 뺐다. 역콤프턴 방출은 고에너지 전자가 광자에 에너지를 전달할 때 발생한다. 이 기여량의 모델링에 따른 불확실성도 최종 포지트로늄 추정치에 반영된다.

직접 영상화에도 배경 보정은 필요하다

카메라의 방향 측정은 모호성을 줄이지만 모든 모델이나 보정의 필요성을 없애지는 않는다. 연구 원고는 사건 수가 제한돼 확산 방출 분포를 완전히 독립적으로 재구성할 수 없었다고 명시한다.

관측 에너지 범위에서는 대기 감마선이 배경의 대부분을 차지했다. 우주선 사건과 서로 관련 없는 검출기 신호가 우연히 겹친 경우도 배경에 기여했다. 기구가 고도에 있어도 우주에서 오는 복사는 망원경에 도달하기 전에 흡수되거나 산란될 수 있다.

연구진은 이런 대기 효과를 모의실험하고 은하 중심이 시야 밖에 있던 시간대의 자료를 이용해 배경 정규화를 보정했다. 또한 Swift와 INTEGRAL 목록을 바탕으로 이미 알려진 밝은 천체의 기여량을 추정했다.

450~600 keV 대역에서 은하 중심 분석 구간에 검출된 사건 중 약 92%가 배경으로 분류됐다. 논문이 제시한 이 대역의 신호 대 잡음비는 8.8%다. 이 비율은 선택된 사건 가운데 신호와 배경이 차지하는 비중을 뜻하며, 영상 검출의 7.9 시그마 유의도와는 다른 수치다.

다른 관측소와 비교할 때도 주의가 필요하다. 관측소마다 하늘에서 측정하는 영역이 다르고 광원을 제거하는 방식도 같지 않기 때문이다. ETCC 분석은 은하 경도와 은하 위도 모두에서 은하 중심을 기준으로 약 33도씩 뻗은 중앙 영역을 사용했다.

논문에서 인용한 COSI와 INTEGRAL 분석은 서로 다른 영역을 사용했다. 논문은 각도상 면적 차이를 반영해 이들의 세기 값을 환산하면서도, 확산 방출 비교는 방출 분포에 관한 가정에도 좌우되므로 대략적인 수준에 그친다고 경고했다.

새 영상의 선명도는 어느 정도였나

ETCC는 활성 부피가 30 × 30 × 30cm인 기체 검출기로 전자의 궤적을 기록하고, 주변에 배치한 108개의 섬광체 배열로 산란 감마선을 검출했다. 연구진은 반동 전자의 방향 재구성을 개선하기 위해 합성곱 신경망도 사용했다.

전자와 양전자의 소멸선에 해당하는 특징적 에너지인 511 keV에서 장비의 반광도 반경은 20도였다. 점광원에서 나온 재구성 사건의 절반이 각도 반경 20도 이내에 들어온다는 뜻이다.

511 keV에서 에너지 분해능은 14%였으며, 이는 검출 응답의 반치전폭으로 표현한 값이다. 단일 광자 에너지에서 나온 사건이 기록된 스펙트럼에서 얼마나 넓게 퍼지는지를 나타낸다.

이 사양을 보면 직접 영상화와 광원 정밀 식별이 서로 다른 성과인 이유를 알 수 있다. 카메라는 정해진 영상 응답에 따라 방향을 지정할 수 있지만, 각도 분해능이 넓어 은하 중심에 밀집한 개별 천체들을 신뢰성 있게 분리하지 못한다.

따라서 이 장비는 은하 중심 구조 문제를 완전히 해결한 장치라기보다 새로운 방법을 입증한 사례다. 더 강한 신호와 긴 관측 시간, 향상된 성능이 뒷받침되면 하늘과 가장 잘 들어맞는 공간 분포를 가려내는 데 도움이 될 것이다.

반물질의 근원은 여전히 미확인

은하 중심은 511 keV 소멸선의 두드러진 광원이지만 양전자의 기원은 여전히 불확실하다. 연구 원고는 관측된 분포가 알려진 천체 집단 가운데 어느 것과도 뚜렷하게 맞지 않고 다른 파장대의 방출과도 상관관계가 거의 없다고 설명한다.

논문에서 언급한 일반적인 천체물리학적 후보에는 무거운 별과 초신성이 만들어내는 방사성 핵종이 포함된다. 중성자별과 블랙홀 주변의 고에너지 광자 상호작용으로 전자와 양전자가 만들어질 수 있어 이들도 후보로 꼽힌다.

다른 가설로는 암흑물질의 소멸 또는 붕괴, 저질량 원시 블랙홀이 있다. 원시 블랙홀은 별의 붕괴가 아니라 초기 우주에서 형성됐을 것으로 여겨진다. 논문은 양전자 생성 기작으로 호킹 복사를 제시한다.

새 영상은 이들 설명 가운데 어느 것도 입증하지 못한다. 분포가 규명되지 않은 점, 플럭스의 불확실성, 다른 방출을 모델링해 빼낸 과정 때문에 기원에 관해 결론을 내릴 수 있는 범위가 제한된다.

이번 연구의 의미는 관측상의 진전에 있다. 선형 응답을 통해 감마선의 방향과 에너지를 측정하는 장비는 서로 경쟁하는 설명을 검증할 또 다른 방법을 제공한다. 그렇다고 설명되지 않은 신호가 새로운 물리학의 증거가 되는 것은 아니다.

다음 측정을 겨냥하는 SMILE-3

다카다 부교수가 향상된 감도를 갖춘 ETCC를 이용할 SMILE-3 준비를 이끌고 있다. JAXA 발표는 이 장비를 2028년 예정된 다음 호주 기구 비행 기회에 참여할 후보 실험으로 소개했다. 실험 대상으로 최종 선정됐거나 발사 날짜가 확정됐다는 발표는 아니다.

연구 자료에 소개된 모의실험에 따르면 장비를 개선할 경우 450~600 keV 대역의 신호 대 잡음비가 8.8%에서 약 32%로 높아질 수 있다. 두 수치로 계산하면 현재보다 약 3.6배 높은 수준이지만, 이는 비행을 통해 입증된 결과가 아니라 전망치다.

연구 기관들은 더 긴 기구 관측과 위성 관측 가능성도 이 기법을 확장할 방법으로 제시한다. 은하 중심 외에 초신성 잔해, 활동은하핵, 감마선 폭발도 관측 대상으로 거론됐다.

이 관측 대상들은 영상화 기법을 구체적인 과학 측정과 연결한다. 방사성 방출은 핵반응과 원소 생성을 추적할 수 있고, 다른 감마선 신호는 고에너지 입자의 가속 과정을 연구하는 데 쓰일 수 있다. 그러나 당면한 과제는 더 구체적이다. 장비 성능을 개선하고 충분한 자료를 모아 은하 중심의 밝기와 형태를 더욱 확실히 측정하는 것이다.

핵심 요점

• SMILE-2+는 150~600 keV 대역에서 은하 중심 방출을 검출했으며, 영상에서 7.9 시그마의 초과 신호를 확인했다.
• 이번 결과는 전자 추적 콤프턴 카메라를 활용한 선형 영상화의 입증이다. 해당 영역의 감마선을 처음 발견한 것은 아니다.
• 포지트로늄 관련 플럭스 추정치는 INTEGRAL의 중심값보다 약 2.3배 높았지만, 논문은 두 측정값이 통계적으로 일치한다고 설명한다.
• 서로 다른 세 가지 공간 모델이 자료에 부합해 방출의 세부 구조는 아직 규명되지 않았다.
• 이번 관측은 양전자의 근원이 암흑물질이나 원시 블랙홀이라는 점을 입증하지 않는다.
• SMILE-3은 JAXA가 계획 중인 2028년 호주 기구 비행 기회의 후보로 준비되고 있다.