과학자들은 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체(ALMA)를 사용하여 적색편이 4.3의 원시 클러스터인 SPT2349-56에서 뜨거운 성단 내 가스를 직접 관측했는데, 이는 우주가 15억 년 미만이었던 시기에 해당한다. Nature에 보고된 이 발견은 은하단 형성 및 성단 내 매질(ICM) 가열에 대한 기존의 이론적 모델에 이의를 제기한다.

이번 관측은 열적 선야에프-젤도비치(SZ) 효과, 즉 우주 마이크로파 배경(CMB)의 광자가 ICM 내의 뜨거운 전자를 통과하면서 에너지를 얻는 현상을 감지하여 가능했다. 이 효과는 은하단에 퍼져 있는 뜨거운 가스를 직접적으로 탐사할 수 있는 방법을 제공한다. 초기 우주에 위치한 SPT2349-56은 분자 가스의 상당한 저장소와 약 100킬로파섹의 비교적 작은 영역 내에 있는 세 개의 활동성 은하핵(AGN)을 보유하고 있다.

SPT2349-56 코어에서 측정된 열에너지는 약 10^61erg인데, 이는 중력만으로 예상되는 것보다 약 10배 더 크다. 이는 클러스터 조립 초기에 상당한 가열 메커니즘이 작용했음을 시사한다. 연구 논문에 따르면, 이 발견은 가스가 여전히 조립되고 가열되는 과정에 있기 때문에 초기 시간으로 갈수록 ICM의 질량과 온도가 감소할 것이라는 현재의 이론적 예상과 모순된다.

은하단은 우주에서 가장 큰 중력적으로 묶인 구조이다. 그들은 뜨거운 가스의 확산된 플라스마인 ICM에 묻힌 수백 또는 수천 개의 은하를 포함한다. 이 ICM은 클러스터 내 중입자 물질(양성자 및 중성자로 만들어진 일반 물질)의 대부분을 포함하며 수백만 도의 켈빈 온도로 가열된다. ICM이 어떻게 형성되고 진화하는지 이해하는 것은 우주의 전체적인 진화를 이해하는 데 매우 중요하다.

우주론적 시뮬레이션은 오랫동안 은하단 형성을 모델링하는 데 사용되어 왔다. 이러한 시뮬레이션은 가스가 여전히 클러스터에 흡수되고 중력 과정과 AGN의 피드백에 의해 가열되기 때문에 ICM이 초기 시간에 질량이 더 작고 더 차가울 것이라고 예측한다. 그러나 SPT2349-56의 새로운 관측은 원시 클러스터 내의 AGN의 강렬한 활동으로 인해 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 일찍 상당한 가열이 발생할 수 있음을 시사한다.

이 발견의 의미는 은하단 형성에 대한 우리의 이해에 중요하다. 이는 AGN 피드백과 같은 ICM을 가열하는 과정이 이전에 가정했던 것보다 초기 우주에서 더 효율적이거나 더 널리 퍼져 있을 수 있음을 시사한다. 이러한 결과를 확인하고 ICM의 초기 가열을 유도하는 메커니즘을 더 잘 이해하려면 높은 적색편이에서 유사한 원시 클러스터에 대한 추가 관측이 필요하다. 이러한 관측에는 다른 망원경과 장비를 사용하여 SPT2349-56 내의 가스와 은하의 특성을 더 자세히 연구하는 것이 포함될 수 있다.