3100만광년 거리에 있는 소용돌이 은하(M51). 우주가 이제 막 태동하던 시절부터 존재한 암흑물질간의 중력 상호작용이 은하 회전력의 원천이라는 연구 결과가 나왔다. 미국항공우주국 제공 밤하늘을 수놓고 있는 은하들은 정도의 차이는 있지만 하나같이 회전하고 있다. 지구와 같은 행성이 태양을 돌듯, 은하를 구성하는 수많은 별들은 은하 중심부를 축으로 돌고 있다. 은하 자전 속도와 방향은 은하의 크기와 모양, 그리고 그 안의 별과 가스 사이의 중력 상호작용에 따라 달라진다. 은하는 언제 어떻게 해서 회전하는 힘을 갖게 됐을까? 중국 샤먼대가 중심이 된 국제 연구진이 은하 회전력의 뿌리를 찾아내 국제학술지 ‘네이처 천문학’에 발표했다. 연구진은 우주가 이제 막 태동하던 시절부터 존재한 암흑물질간의 중력 상호작용, 즉 ‘중력 밀당’이 은하 회전력의 원천이며, 이는 은하가 본격적으로 형태를 갖추기 전인 우주 초기부터 영향을 미치고 있었다고 밝혔다. 연구진에 따르면 은하의 탄생은 우주 초기에 암흑물질이라는 미지의 물질이 형성한 거대한 덩어리(헤일로)에서 비롯됐다. 헤일로의 중력은 가스를 끌어당겨 은하 형성을 촉발하는 역할을 했다. 그런데 이 과정에서 어떻게 회전력이 생겨나게 됐을까? 1969년 이를 설명하는 조석력 가설이 나와 주목을 끌었다. 은하 형성 전 헤일로 단계에서 서로 끌어당기는 중력의 차이(조석력) 때문에 회전력(토크)이 발생했다는 이론이다 모바일 손오공추천 . 이에 따르면 길쭉한 형태의 암흑물질 덩어리가 주변의 거대한 질량체로부터 불균일한 중력, 즉 조석력을 받으면서 팽이처럼 돌기 시작했다는 것이다. 헤일로가 회전하자, 헤일로가 끌어들인 가스 덩어리도 회전하기 시작하고, 이것이 은하가 형성된 이후 오늘날까지 이어졌다는 설명이다. 그러나 다른 과학자들은 수많은 은하 충돌과 병합 과정을 거치면서 초기의 회전력은 모두 사라졌으며 지금의 회전력은 은하 충돌에서 비롯됐을 가능성이 크다고 반박했다. 한 타원 은하에서 우주 초기 상태를 바탕으로 계산한 이론상 예측 회전 방향(b)과, 실제 천체망원경으로 관측한 은하의 실제 회전 방향(d)이 서로 일치하는지 비교하여 보여주는 그림. Nature Astronomy (2026). 관측 통해 조석력 가설 첫 입증 국제학술지 사이언스에 따르면 오늘날에는 대체로 두 가지 견해가 모두 일정 부분 타당하며, 대부분의 회전력은 은하 병합에서 비롯됐지만 초기 회전력도 미미하게 남아 있는 것으로 본다. 이번 연구는 이 주류 가설을 검증하기 위한 것이다. 연구진은 우선 대규모 우주 관측과 지도 제작 프로젝트인 ‘슬론 디지털 스카이 서베이’(SDSS)를 통해 작성된 3차원 우주 지도와 시뮬레이션을 활용했다. 바다이야기인어 이를 통해 초기 우주의 헤일로 분포를 역추적하고, 이 원시 헤일로 사이에 작용했을 조석력을 계산해 각 헤일로의 회전 방향과 속도를 계산했다. 또 1600개 이상의 은하에서 방출되는 빛의 파장 변화를 분석해 각 은하의 회전 방향과 속도를 추정하고 비교 분석했다. 그 결과, 현재 관측되는 은하의 회전 방향은 조석력 이론이 예측한 초기 우주의 회전 방향과 잘 들어맞는 것으로 나타났다. 연구진은 계산 수치의 통계적 유의성은 7시그마로 통계적 우연으로 보기 어려운 수준이라고 밝혔다. 7시그마는 ‘어떤 결과가 우연히 나올 확률’이 약 10조분의 1 미만이라는 걸 뜻한다. 연구진은 태초의 회전력이 잘 보존돼 있는 2억5천만광년 거리의 중심타원은하(ID: 1-436574)의 경우, 오늘날 은하가 가진 회전력 중 약 13%가 우주 초기에 부여된 ‘원시 회전력’의 흔적이며, 나머지 87%는 이후 은하 간 충돌과 합병 과정에서 만들어진 것으로 계산했다. 연구진은 “이번 연구를 통해 은하의 회전 방향은 초기 우주의 조석력에 의해 결정됐다는 조석력 가설이 처음으로 입증됐다”고 밝혔다. 이번 연구에 참여하지 않은 아르헨티나 코르도바국립대의 파블로 로페즈 교수는 “원시 회전 운동의 흔적을 확실하게 발견한 연구”라고 평가했다. *논문 정보 A high-significance detection of primordial tidal torque imprints. Nat Astron (2026). https://doi.org/10.1038/s48-w A high-si