[정성글]  2020년 노벨 물리학상 - 2) 우리 은하 중심에 있는 디따 무거운 물체!

안녕하세요, 노벨상시리즈가 돌아왔습니다.

2020년 노벨물리학상의 절반을 수상한 로저 펜로즈경에 대해 쓴 지 하도 오래되서 기억이 가물가물하실 텐데, 얼마전에 벌써 2021년 노벨상 수상자 발표가 있었더군요. 갑자기 글을 마무리 지어야겠다는 생각이 들어서 빨리 2020년 물리학상을 마무리 짓고, 2020년의 다른 상으로 갈지, 아니면 2021년 물리학상으로 갈지 고민해 보겠습니다. 사족입니다만, 본 글의 저작권은 저에게 있슴당!

 

이제 2020년 노벨 물리학상의 나머지 절반, 즉 우리 은하 중심에 블랙홀로 추정되는 매우 무거운 물체가 존재한다는 걸 밝힌 공로에 대해 말씀드리겠습니다. 

앞서 말씀드린 것처럼 많은 은하들이 저마다 중심에 블랙홀 하나씩은 품고 있을 것으로 추정은 되지만, 이를 어떻게 확인해야 할까요?

 

블랙홀의 주된 특징은 매우 무거운 질량과 밀도로서, 그 주변에 너무 가까이 가면 빛조차도 빠져나올 수 없습니다. 따라서 어떤 천체가 블랙홀인지를 확인하려면 블랙홀 주변의 다른 별들이나 성운의 움직임을 관찰하면 될 것입니다. 이들의 움직임으로부터 근처의 매우 무거운 질량의 천체가 있는 것을 유추할 수 있습니다. 그런데… 만약 해당 물체가 매우 무겁지만 또 매우 크다면 - 즉 밀도가 낮다면 - 어쩌면 블랙홀이 아닐지도 모릅니다. 따라서 블랙홀로 추정되는 천체로부터 꽤 가까운 천체들의 움직임을 관찰해야만 합니다. 그래서 블랙홀 주변을 관찰하는 망원경의 성능이 매우 중요합니다.

 

블랙홀의 크기는 지난번 글에서 설명드렸다시피 ISCO로 정의할 수 있을 것입니다. 블랙홀의 중심에서 이 거리 이상은 떨어져 있어야만 천체가 블랙홀로 빨려 들어가지 않습니다. 슈바르쯔쉴드 블랙홀의 경우 ISCO는 Rs(중심에서 이벤트 호라이즌까지의 거리)의 3배이므로 이로부터 반지름이 ISCO인 블랙홀의 평균 밀도를 계산할 수 있는데, 중심질량에 따라 매우 달라집니다.

 

 

만약 우리 태양이 블랙홀이 된다면 ISCO는 불과 9km밖에 되지 않고 이 때 밀도는 물의 약 684조배가 됩니다. 하지만 태양은 블랙홀이 되기에는 너무 작고 가벼워서, 내부 연료를 다 소진하고 나면 적색 거성을 거쳐 백색 왜성이라 불리는 모습이 최종적인 형태가 될 것이라 합니다. 즉, 태양만한 질량을 가진 작은 블랙홀은 생기기 어렵다는 것이죠. 

 

만약 태양의 약 4백만배 질량을 가진 초거대질량 블랙홀(supermassive black hole)이 있다면, 반지름은 약 3천5백만 킬로미터, 평균 밀도는 대략 물의 40배 정도 됩니다. 흐음…?

밀도가 생각보다 작은 것 같죠? 하지만 우리가 이야기하는 블랙홀의 크기를 감안하면, 평균 밀도가 약 40g/cm3이면 매우 높은 밀도입니다. 만약 어떤 천체의 질량이 태양의 수백만배인 것이 확인이 되었고, 그 크기가 예를 들어 반지름이 1억 킬로미터보다 작다, 이러면 아마 틀림없이 블랙홀일 것입니다. 

그런데 그 천체가 얼마나 작은지 알아내는 것은 망원경 성능에 달렸을 것입니다. 망원경 성능이 좋지 못하면 근처가 다 흐리게 나타날 것이고, 결국 반지름의 상한값을 크게 부를 수밖에 없겠죠.

 

예를 들어 그 거대질량을 가진 존재가 만약 블랙홀이 아니라면 무엇일까요? 

 

단일 천체가 태양의 수백만배의 질량을 가졌다면, 이론적으로는 블랙홀일 수밖에 없을 것입니다. 일반적으로 항성의 질량이 태양의 열배만 되어도, 결국에는 스스로 붕괴하여 블랙홀이 형성된다고 합니다. 우리 은하의 나이는 못해도 100억년 이상으로 추정되므로, 초거대질량의 별이 지금까지 그렇게 안정적으로 유지될 수가 없을 것입니다. 게다가 지금까지 알려진 가장 큰 별의 질량이 태양의 2백배에서 3백배 사이이므로, 만약 수백만배의 질량을 가진 천체가 있다면 이건 보통의 항성일 수가 없을 것 같습니다.

 

하지만 태양의 수백만배에 이르는 질량을 가졌어도, 망원경 성능 (전문용어로 분해능!)이 낮아서 그 크기를 제대로 가늠하지 못했다면, 어쩌면 여러 별들로 이루어진 성단을 단일 천체로 착각하는 것일 수 있을 것입니다. 실제로 대마젤란은하라는 은하에 있는 R136이라는 성단은, 처음에는 태양 질량의 천배가 넘는 무거운 천체로 생각되었다고 합니다. 하지만 분석기술이 발달하면서, 이것이 단일 천체가 아니라 여러 무거운 별들이 빽빽하게 뭉쳐진 성단으로 밝혀졌다고 하네요.

 

천문학에서는 밀도 단위로 M⨀/pc3을 쓰기도 하는데, 여기서 M⨀는 태양의 질량을 뜻하고 pc는 파섹, 약 3.26광년의 거리입니다. 이 단위로 환산하면 우리가 앞에서 가정한, 태양보다 4백만배 무거운 초거대질량 블랙홀의 밀도는 약 6×10^23 M⨀/pc3이라는 어마어마한 값 – 거의 아보가드로 수와 비슷한 - 이 됩니다 지금까지 관찰된 가장 밀도가 높은 구상성단의 밀도가 약 10^5 M⨀/pc3 정도 된다고 하니까, 초거대 질량 블랙홀을 확인하기 위한 밀도값으로는 충분히 차이가 나는 것 같습니다.

 

즉, 태양의 수백만배 질량을 가지는 무언가가 있고, 그것이 블랙홀이라고 가정할 때 계산된 반지름의 수천배 크기 이내에 존재한다고 확인된다면, 그것이 여러 천체들로 이루어진 성단일 가능성은 거의 없다. 그리고 이렇게 무거운 단일천체가 우리 은하처럼 오랜 시간 유지될 가능성은 블랙홀 밖에 없다. 이게 결론이 되겠습니다.

 

자, 이제 대략적인 전략(은하중심에 있는 천체의 질량과 크기를 측정한다)과 숫자(질량이 얼마나 커야 하고 반지름이 얼마나 작아야 하나) 등을 확보했으니, 다시 별볼일 만들러 갑시다~~

 

여러 은하 중심에 존재한다는 블랙홀을 확인하기 위해서, 과학자들은 허블 우주 망원경을 사용하였습니다. 아시죠? 미국 나사에서 지구 궤도에 띄운 거대 망원경으로, 지구대기의 영향을 저언~혀 받지 않으므로 별과 우주에 대한 완벽한 영상을 구현할 수 있습니다…만,

초기에는 망원경 제작에 문제가 있어서 (소위 말하는 구면수차) 깨끗한 영상이 나오지 않았고, 나중에 사람이 직접 우주에서 망원경 수리를 해서 문제를 해결했습니다. 2018년 마지막 A/S를 마치고 지금도 현역이긴 합니다만, 이제 우주왕복선 프로그램도 종료되었고, 뒤를 이을 우주 망원경 계획도 지지부진해서, 앞으로 어찌 될지 모르겠습니다. 아무튼 인상적인 많은 사진들이 있으니 궁금하신 분들은 https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/about 을 방문해 보시는 것도 좋을듯 합니다. 다시 되돌아와서, 

 

초기에 허블 망원경으로 조사했던 은하들 가운데에 처녀자리에 위치한 M87이라는 타원형 은하가 특히 주목을 끌었습니다. 1994년 발표에 의하면, 이 은하 중심에는 태양의 약 10억배의 질량이, 반지름 18파섹(대략 60광년 ~ 550조km) 이내의 원반형 공간 안에 회전하며 존재하는 것으로 예측되었습니다. 계산 결과 18파섹은, 태양의 10억배 질량을 가지는 블랙홀 반지름의 약 만배 정도 되는 크기입니다. 블랙홀의 존재가 추정은 됩니다만… 만약 반지름을 18파섹으로 계산하면 밀도는 약 수만 M⨀/pc3정도 됩니다. 제일 밀도가 높은 구상성단의 평균 밀도가 약 십만 M⨀/pc3까지 관찰된 바가 있으므로, 여러 개의 별들이 좁은 공간에 뭉쳐서 돌고 있다든지 할 가능성을 배제하기에는 반지름의 상한값이 너무 큽니다. 하지만 그 당시 분석기술의 한계로 이 이상 정밀한 확인은 어려웠습니다.

 

처음으로 이 한계를 극복한 연구는 1995년에 발표되었는데, 지구로부터 7.3메가파섹 떨어진 NGC4258이란 은하의 중심에서 반지름 0.13파섹 정도의 메이저 리그… 아니 메이저 디스크(maser disk)를 관찰합니다. 메이저는 말하자면 마이크로파(전자레인지가 음식을 데울 때 쓰는 그것! 영어로 전자레인지를 ‘마이크로웨이브’라고 부르죠)를 가지고 만든 레이저라고 보면 되는데, 실험실에서 만들 수도 있지만, 여러 천체에서도 자연적으로 관찰되는 현상입니다. NGC4258에서 관찰된 메이저는 물분자들에 의해 생성된 것으로, 이를 통해 이 은하 중심에 질량은 태양의 약 3천7백만배, 반지름은 0.13파섹 이하의 천체가 있다고 계산되었습니다. 이 경우 밀도는 수십억 M⨀/pc3가 되는데, 이는 이제까지 관찰된 어떤 성단의 밀도보다도 훨씬 높습니다. 즉, 단일 천체일 가능성이 높다는 것이고, 그렇다면 초거대질량 블랙홀일 가능성이 높다는 것이죠.

 

이 연구에 사용된 장비는 VLBA(Very Long Baseline Array)라는 것인데요, 장비의 크기는… 말하자면… 길이가 8천 6백키로미터쯤 됩니다. (헉!)

 

사실 VLBA는 미국 내 10개의 전파망원경을 연결한 거대한 시스템으로, 동서로는 카리브해의 버진 아일랜드에서 태평양의 하와이까지, 북으로는 워싱턴주에서 미국 본토 남쪽으로는 텍사스의 포트 데이비스까지 펼쳐져 있습니다. 각각의 전파 망원경은 지름 25미터의 접시형 전파안테나로 되어 있는데, 허블 망원경이 근적외선부터 가시광선 및 자외선 영역을 관찰하는 데 반해 VLBA는 mm에서부터 90cm에 이르는 전파영역을 관측합니다. NGC4258의 H2O 메이저 디스크를 관측하는데 사용된 파장은 1.3cm였고, 이는 일반 전자레인지에 사용되는 2.45GHz 마이크로파에 해당합니다. (아시죠? 전자레인지에 사용되는 마이크로파는 음식에 있는 수분을 가열하는 데에 최적화되어 있는데, 이 의미는, 물분자들이 이 파장의 마이크로파를 매우 잘 흡수한다는 의미입니다.) 이들은 각각으로도 망원경의 역할을 하지만 각 전파망원경이 수집한 정보를 하나로 연결하면 북미대륙보다도 더 큰 거대한 간섭전파망원경처럼 사용할 수 있게 됩니다. 각 전파망원경이 측정한 데이터는 하드디스크에 저장해서 뉴멕시코의 미국립전파천문관측소(NRAO)로 모으고, 이를 슈퍼컴퓨터로 분석하여 매우 높은 분해능의 정보를 얻을 수 있습니다. 이런 기술을 VLBI, 즉 초장기선 간섭 관측법(Very Long Baseline Interferometry)라고 합니다. 뒤에 잠깐 이야기하겠지만 최초의 블랙홀 이미지를 만들어낸 연구에도 이 VLBI 방법을 사용하게 됩니다. 

 

 

그림1. 미 국립 라디오 천문 관측소 홈페이지 ( http://vlba.nrao.edu/sites/ )에 표시된 VLBA 위치 및 현재 모습

 

자, 이제 본격적으로 우리 은하의 중심을 들여다보죠. 이곳에도 블랙홀이 있을까… 심증은 있으나 물증을 확보할 수 있을 것이냐…

우리 은하의 중심은, 밤하늘에서 보면 궁수자리에서 전갈자리 경계 근처에 위치한 궁수자리 A*라는 밝은 별…은 아니고 밝은… 전파원이라고 합니다. 거리는 지구로부터 약 2만5천광년 떨어져 있습니다. 이것이 블랙홀인지 아닌지 확인하기 위해서는 우선 질량을 알아야 하고, 이것이 단일 천체인지, 아니면 여러 천체의 집합체인지를 알아야 합니다. 2만5천광년이나 떨어져 있는 우리은하의 중심에서 불과(?) 수 파섹 이내의 거리에서 움직이는 천체들의 궤적을 관찰해 내기 위해서는 우선 관측설비의 감도가 충분히 좋아야 하고, 해상도도 매우 높아야 하겠죠. 우선 감도에 대해서 먼저 따져 봅시다.

 

관찰하고자 하는 대상이 우리 태양과 같은 항성들인데, 이들이 전파를 방출하는 경우는 별로 없을 것이기 때문에 전파망원경으로 관찰하기는 어려울 것이고 가시광이 가장 적당할 것 같습니다. 그런데 가시광은 2만 5천광년의 우주공간을 거쳐 지구까지 오는 동안 성간물질들로 인한 신호감쇄가 너무 심해서 관찰이 불가능했다고 합니다. 그래서 미국과 독일의 두 팀은 2.2마이크로미터의 근적외선 영역, 전문용어로 K-band라고 부르는 파장을 사용하기로 합니다. 이 파장영역에서의 신호 감쇄는 불과 90%밖에 안된다는군요. 10%는 살아남는다는 거죠. 참고로 가시광선에서의 신호 감쇄는 99.9999999%정도라고 합니다!

 

카메라를 다뤄 보신 분들은 아시겠지만, 분해능을 높이려면 렌즈의 구경이 커야 합니다. 아주 큰 망원경이 필요하다는 말이겠죠. 예를 들어 직경 10미터짜리 망원경으로 위에서 이야기한 K-band 파장으로 얻을 수 있는 분해능은 약 0.05각초, 즉 0.000014도 정도의 각만큼 떨어진 두 물체를 구분할 수 있는 정도의 한계를 갖고 있습니다. 지구에서 2만 5천 광년 떨어진 두 물체가 각도로 이정도 떨어져 있다면, 실제 거리는 약 2.5광일(lightday), 즉 빛이 2.5일동안 날아가는 거리에 해당하는데, 이는 태양과 지구 사이의 거리 (= 1AU (Astronomical Unit, 우리말로 '천문단위')의 약 430배에 해당합니다. 태양계의 반지름을 약 100AU라고 보면, 지구에서 10미터짜리 망원경으로 2.2um 근적외선을 사용하여 은하 중심을 관찰하는 경우, 태양계 크기의 4배정도 떨어진 두 행성을 간신히 구분해낼 수 있는 정도가 이론적인 한계가 될 것입니다. (아… 숫자들 계산하느라 순간 머리에 쥐남.) 

비교를 위해서 우리 태양계에서 가장 가까운 다른 항성계는 많이들 아시는 것처럼 알파센타우리…가 아니고 최근에는 프록시마 센타우리라고 더 가까운 별이 알려져 있는데, 어차피 두 별은 지구로부터의 거리가 거의 같습니다. 하나는 약 4.3광년(41조km), 다른 하나는 약 4.22광년(40조km)입니다. 2.5광일보다는 훨씬 멀리 떨어져 있죠. 

참고로 알파 센타우리는 태양이 A와 B 두개가 있는 쌍성계입니다. 프록시마는 이 쌍성계 근처에 있는 별이라고 합니다만, 이 별도 A,B와 함께 다중성계를 이루는, 말하자면 알파 센타우리 C일 것이라는 주장도 있습니다.

 

숫자가 넘쳐나서 숫자 빼고 잠시 정리를 하겠습니다. 겁나 큰 광학 망원경으로 겁나 열심히 잘 관찰하면 우리은하 중심에 있는 가까운 두 항성을 구분할 수 있을 정도의 능력을 갖출 수 있을 것도 같다… (이렇게 쓰니까 또 너무 심심하네…)

 

그림 2. 밝은 두 별 중 왼쪽이 센타우리 알파(두개 별이 겹쳐서 하나로 보임), 오른쪽이 베타입니다. 그리고 왼쪽의 알파 밑에 빨간 원으로 표시한 어두운 점이 프록시마 센타우리입니다. 적색왜성이라 어두워요…

이번에 노벨상을 수상한 막스 플랑크 연구소의 겐젤 박사와 UCLA의 게즈 박사는 자그마치 30년동안이나 우리 은하의 중심 근처에 있는 별들의 움직임을 관찰했다고 합니다. 겐젤박사 팀은 유럽 남방 천문대 (European Southern Observatory, ESO)가 보유한 “아주 큰 망원경” (이름이 Very Large Telescope, VLT입니다. 칠레에 있습니다)과 “신기술 망원경” (이름이 New Technology Telescope, NTT입니다. 역시 칠레에 있습니다) 을 이용하였고 게즈박사 팀은 미국 하와이에 있는 케크 천문대(W. M. Keck Observatory)를 이용하였습니다. W. M. Keck는 천문대를 설립한 자선재단의 이름으로, 재단을 설립한 William Myron Keck는 지금은 엑손모빌에 합병된 미국 석유기업의 창업자입니다. 

 

그림 3. 하와이 케크 천문대의 망원경 모습

여러 기술적인 이유로 우주망원경을 이용하기 부적합했기 때문에 지상의 관측소를 사용해야 했는데, 이 경우 지구 대기에 의한 신호왜곡을 어떻게 제거할 것인가가 문제입니다. 지구 대기의 상태는 날씨에 따라 계속 바뀌고, 우리가 필요한 은하중심의 천체들의 궤도 정보를 얻기 위해서는 오랜 시간 동안의 관측이 필요하므로, 오랜 시간동안 계속해서 대기 상태에 ‘적응’해서 광학계를 보정해야만 했습니다. 두 그룹의 연구에 있어서 가장 중요한 기술적 도전이었다고 합니다. 그렇다면 어떻게 이 문제를 극복했느냐…

 

첫번째 방법은 ‘스페클 이미징(speckle imaging)’이라는 방법입니다. 대기가 이미지를 흐리게 만드는 원인을 생각해 보면, 대기 상태가 계속 변함으로 인해서, 대기를 통과해서 관측기에 도달하는 신호의 공간적 위치가 계속 변하는 것이 누적된 결과라고 생각할 수 있습니다. (아지랑이 효과?) 따라서 대기 상태가 변하는 속도를 대략 1초 정도의 주기라고 하면, 이보다 빠른 속도, 예를 들면 100msec 정도의 시간에서는 대기가 거의 멈춰 있다고, 즉 움직임을 무시해도 좋다고 가정할 수 있을 것입니다. 그렇다면 이렇게 짧은 시간동안 노출하여 찍은 사진은 대기에 의해 왜곡은 있을 지언정 이미지가 계속 변하면서 흐려지는 것은 막을 수 있을 것입니다. 대신 이번에는 광량이 매우 부족해서 또렷한 이미지가 나오지 않겠죠. 그래서 이번에는, 이렇게 짧은 노출로 찍은 여러 개의 이미지들을, 분석을 통해 위치를 잘 맞춰서 겹치게 하면, 비교적 또렷한 이미지를 얻어낼 수 있을 것입니다. 이 기술을 사용하면, 거의 시스템의 회절한계, 즉 이론적으로 도달가능한 최대 해상도까지 도달할 수 있다고 합니다. 이 한계값이 얼마인지는 아까 계산했었죠. 지름 10미터 망원경으로 2.2um 파장을 사용할 경우 이론적으로 도달 가능한 최고분해능(회절한계)은 0.05각초인데, 이는 지구에서 2만5천광년 떨어진 은하중심에 있는, 약 2.5광일 ~ 430AU 떨어진 두 별을 구분해 낼 수 있는 값이라구요. 참고로 10미터 망원경은 미국의 게즈박사 일행이 사용한 하와이 케크 천문대 망원경의 크기인데, 위에서 기술한 방법으로 거의 회절한계에 도달합니다. 

 

독일의 겐젤 박사 일행이 사용한 유럽 남방 천문대(ESO)의 신기술 망원경… NTT는 지름이 3.5m인데, 1996년에 네이쳐에 발표된 논문에 의하면, 겐젤 박사팀은 1991년부터 해당 망원경과 이 프로젝트를 위해 특별히 제작된 카메라(이름이 SHARP라고… ^^)를 사용하여 0.15각초에 이르는 회절한계의 분해능을 달성합니다. 이 시스템을 가지고 1994년부터 1997년까지 4년에 걸쳐 우리은하 중심부에 위치한 별 39개의 움직임을 관찰하여 속도를 계산하고, 이로부터 은하 중심에 있는 천체의 질량을 유추해 냅니다. 별들의 속도는 어떻게 계산하는가? 일단 지구에서 볼 때 별이 위아래나 좌우로 움직이는 속도는 망원경을 통해 별의 위치를 정밀하게 측정함으로써 계산할 수 있습니다. 지구에서 멀어지거나 가까워지는 방향의 속도는? 아마 도플러 효과를 이용하여 측정 가능할 것입니다. 마치 지구가 태양 주위를 돌 듯 은하 중심에 무거운 천체가 있고 그 주변을 다른 항성들이 돌고 있다면, 그 항성들의 속력은 중심점에서의 거리의 제곱근에 반비례하게 됩니다. (고등학교 때에 물리를 선택하셨던 분들은 어렴풋이 기억이 나실 수도…) 

 

 그림 4. 은하 중심 근처의 별들의 겉보기 속도 분석 결과. 이로부터 은하중심에 있는 천체의 질량을 예측할 수 있습니다. 사용한 공식은 고등학교 물리책 참조! (Eckart, A.; Genzel, R. (1996). "Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre". Nature. 383 (6599))

 

이로부터 우리 은하 중심에 있는, 전파를 내뿜는 천체의 질량은 대략 태양의 2백5십만배쯤이라고 추정이 됩니다. 이 값은 나중에 엄청 큰....VLT와 케크 천문대 결과 등을 종합해서 4백만배로 조정됩니다. 

 

스페클 이미징 방법으로 소기의 성과를 거두긴 했으나, 이 방법은 필요로 하는 별의 광도 및 필요한 관찰시간 등에 제약이 있어서 개선이 필요했습니다. 그래서 이미 1950년대에 제안되었던, 하지만 기술적으로는 비교적 최근에 각광받고 있는, 적응광학(adaptive optics)이라는 기술을 본격적으로 도입합니다. 이 기술은 천체관측 뿐만 아니라 의료기기 등 타 분야에서도 사용되고 있다고 합니다.

 

적응 광학 기술은, 관찰하고자 하는 대상과 관측기 사이에 존재하는 불균일한 매질 (여기서는 대기가 되겠죠)에 의해 이미지가 왜곡되는 것을 실시간으로 보상하여 노이즈를 제거하는 기술입니다. 이를 위해서는, 1) 우선 이미지가 어떻게 왜곡되었는지를 알아내기 위한 시스템이 존재해야 하고, 2) 이를 바탕으로 실시간으로 이미지를 보상하는 광학계도 필요합니다. 

 

이미지가 어떻게 왜곡되었는지를 알아내기 위해서는, 왜곡되기 전의 이미지와, 왜곡된 후의 이미지를 비교하면 될 것입니다. 그런데 우리가 관찰하려는 대상은 보통 너무 희미해서 여러 수단을 통해 이미지를 개선하려고 하는 것이니, 우리가 관찰하려는 대상을 가지고 왜곡 여부를 판단하는 건 무의미합니다. 따라서, 우리가 기준으로 삼을 수 있는, 보다 밝고 또렷한 이미지를 가지는 대상이 필요합니다. 그런데 이 대상은, 우리가 관찰하려는 별 근처에서 보여야만 의미가 있습니다. 아니면 대기에 의해 이미지가 왜곡되는 양상이 달라질 것이므로, 기준값이 되지 못합니다. 이런 별이 우리가 관찰하려는 대상 근처에 존재하면 좋겠지만 이게 항상 근처에 존재하는 것은 아니라서, 보통 많이 사용하는 방법은 인공적인 “기준별” (혹은 안내자의 별? 뭔가 동방박사 느낌도 나고…)을 만드는 것입니다. 무엇으로? 레이저로!

 

가끔 천문대에서 밤하늘의 어딘가를 향해 한줄기 레이저가 뻗어져 나오는 사진을 보신 일이 있으실 겁니다. 이 레이저는 특정 파장대를 사용하여, 대기 중간권이나 열권에 있는 분자들을 여기시켜 특정 빛이 산란되도록 합니다. 이 빛을 망원경으로 관측하면, 대기에 의해 일그러진 상이 보일 것입니다. 이를 정량적으로 정밀하게 측정하는 센서가 개발되어 있는데, “셱-하트만 파면 센서 (Shack–Hartmann wavefront sensor, SHWFS)” 같은 것이 그것입니다. 참고로 이 센서는 천문학 뿐 아니라 안구검사를 위한 안과 설비들에도 사용한다고 합니다. 원리는 기초적인 광학지식이 있으신 분들에게는 비교적 간단하지만, 여기서는 생략하도록 하겠습니다. (너무 길어질 것 같아요 ㅠㅠ)

 

그림 5. 칠레의 파라날에 있는 “아주 큰 망원경 (VLT)”에서 촬영된 레이저빔 영상. 이 레이저는 나트륨 원자를 여기시킬 수 있는 파장(황색! 나트륨 등 색깔이죠)에 맞춰져 있는데, 나트륨 원자는 대기권에서 고도 90km 지점에 분포하고 있다고 합니다. 그래서 이 레이저로 지상에서 90km 떨어진 지점에 인공적인 발광체 (레이저 가이드 스타, LGS)를 만들고, 이를 망원경으로 관측하면서 대기상태를 측정하는 거죠. 마침 사진 속의 레이저가 향한 방향이 은하 중심이군요! (https://en.wikipedia.org/wiki/File:Laser_Towards_Milky_Ways_Centre.jpg (ESO))

 

 

이제 대기에 의해 상이 어떻게 왜곡되는지를 알아냈으면, 이 정보를 가지고 어떻게 하냐면… 반사경 표면을 그에 맞춰 울퉁불퉁하게 조정합니다! 실시간으로요!

반사방원경에는 상을 맺게 하기 위해 큰 반사거울이 존재하는데, 반사거울이 하나의 통짜 거울이 아니고 여러 개의 작은 거울들로 이루어져 있어서, 이들 거울조각들의 각도를 실시간으로 조정할 수 있게 하여 왜곡된 정보를 보상한다고 합니다. 제어속도도 매우 빨라서 왜곡 검출에서 보상제어까지 수ms 내에 조정된다고 하네요. 적응광학계를 위한 제어시스템은 작은 경우 압전 소자나 MEMS 기술을 이용하지만, Keck나 VLT같은 거대 망원경의 경우 스피커에 들어가는 자기 코어와 같은 방법으로 위치를 제어한다고 합니다. (스피커의 원리를 천문학에 응용하다!)

 

이렇게 만들어진 적응광학 시스템의 도움을 받아서, 겐젤박사팀은 아주큰 망원경…VLT에서 은하 중심에 있는 별들의 개별적인 움직임을 측정할 수 있었다고 합니다. 그 중에서도 S2라고 명명한 별(게즈 박사는 S02라고 명명)은 은하 중심인 Sgr A* 주변을 16년마다 한번씩 공전하는 것을 확인했다고 합니다.(겐젤 박사는 해당 결과를 2002년에, 게즈 박사는 2003년에 저널에 발표했는데, 둘이서 앞서거니 뒷서거니 하면서 진행했나 봅니다.) 참고로 우리 태양도 은하중심을 기준으로 초속 200km라는 맹렬한(?) 속도로 공전 중인데, 한바퀴 도는데 약 2억년 걸린다고 합니다.  

 

이 이후, 측정기술에 또 한번의 혁신이 일어납니다. VLT의 4개 망원경을 연결하여 거대한 간섭 망원경으로 동작하게 하는 설비인 GRAVITY를 구축하였는데, 분해능을 20 마이크로초까지 향상시킵니다. 이는 처음 SHARP를 사용한 speckle imaging 방법에 비해 100배 이상 향상된 성능입니다.

 

그렇게 장장 26년에 걸친 관찰 및 분석, 그리고 관측기술 향상 노력의 결과는 아래와 같이 요약됩니다. 위의 그림이 발표된지 8년 후인 2018년 논문에 실렸습니다. 특히 은하 중심에 가장 가까운 점(peri-centre라고 표시된 부분) 근처의 궤도가 자세히 표시되어 있습니다.

 

그림 6. 우리은하 중심에 있는 별중 하나인 S2의 궤도 분석 결과, (Abuter, R., et al., Gravity Collaboration, 2018, “Detection of the gravitational redshift in the orbit of the star S2 near the Galactic centre massive black hole”, Astronomy and Astrophysics, vol. 615)

 

자, 여기까지의 결론은, 은하 중심에 태양의 약 4백만배의 질량을 가진 전파원이 있고, 그 크기는 위 그림에 비추어 볼 때 대략 100 AU 보다 작다…까지입니다. 이는 은하 중심이 블랙홀이라고 가정했을 떄의 블랙홀 반지름의 수백배쯤 됩니다. (1 AU는 1억 5천만 킬로미터쯤 되고, 태양의 4백만배 질량을 가진 블랙홀의 반지름은 약 3천만~5천만킬로미터 정도 됩니다.) 이 안쪽에 또 어떤 무거운 천체들이 여러 개 모여 있을지도 모른다는 의심을 100% 떨쳐버릴 수는 없겠지만, 그렇지 않을 것이라는 또다른 강력한 증거가 관측이 되었다고 합니다. 약 한시간 정도 지속되는 적외선 플레어가 은하중심에서 관측이 된 것인데, GRAVITY 설비 덕분에 이 플레어의 발생원에 대한 정보가 분석되었고, 광속의 30%정도 속도로 은하중심에서 Rs의 3~5배 정도 떨어진 거리, 즉 거의 정확히 블랙홀 가장자리의 ISCO 근처에서 돌고 있다고 합니다. 우리가 알고 있는 블랙홀의 그림과 맞아 떨어지는 현상이 관측된 거죠. 만세!!! (그런데 이 플레어 분석결과 관련된 자료는 노벨상 업적 설명된 자료에는 있는데 논문에서는 찾지 못했습니다. 혹시 알고 계신 분은 좀 가르쳐 주세요…)

 

2020년 노벨 물리학상을 블랙홀의 존재를 관측해낸 공로라고 했을 때, 사실 주목받았던 그룹이 또 있습니다. 바로 EHT 프로젝트 팀입니다. EHT는 이벤트 호라이즌 망원경 (Event Horizon Telescope)의 약자이죠. 이름에서 아실 수 있듯이 이 팀도 블랙홀 관측이 목표입니다. 2009년부터 시작해서 주로 M87이라 불리는 거대은하의 중심에 있는 초거대 블랙홀과, 우리 은하 중심에 있는 초거대 블랙홀을 관찰해 왔습니다. 전세계 20여개국 300여명으로 이루어진 거대 팀이고, 지상에 있는 수십개의 전파망원경을 연결해서 거의 지구 크기만한 간섭망원경을 구축했습니다. 앞에서 이야기된 VLBA보다도 훨씬 큽니다. (VLBA도 이 시스템 안에 포함됩니다.)

각 망원경에서 관측된 데이터는 하드디스크에 저장하여 비행기로 운송합니다. 한 곳은 미국 MIT의 건초더미 관찰대… Haystack Observatory이고 다른 한곳은 독일 본의 막스 플랑크 전파천문학 연구소입니다. 모아진 데이터 분석에는 800개 CPU를 연결한 그리드 컴퓨터가 사용됩니다

 

 그림 7. EHT 시스템 구성도

 

이 그룹이 사실 대중에게는 훨씬 잘 알려져 있는데, 2019년에 언론을 통해 유명한 사진을 발표한 덕분이죠. 역사상 최초의 블랙홀 사진입니다. (반지에 제왕 마지막 장면에 나올법한 모습입니다. ^^)

 

 그림 8. 역사상 최초의 블랙홀 이미지! 2019년 언론을 화려하게 장식했었죠.

 

그래서 2020년 노벨상 수상자가 블랙홀 관찰 업적으로 수상했다고 하니까 이 그룹이 받은 줄 아는 사람들도 있었습니다. 이 그룹의 이야기는 넷플릭스 다큐멘터리에도 있으니 관심있으신 분들은 한번 보십시요. 지금 찾아보니까 제목이 “블랙홀, 사건의 지평선에서”인 것 같네요. 그룹을 나누어 서로 경쟁토록 하는데, 노이즈를 제거하는 수많은 기법들을 동원해서 각자 만들어낸 결과물을 비교하는 과정이 흥미롭습니다. 생전의 스티븐 호킹 박사의 모습도 보실 수 있습니다. 

 

아무튼, 2020년 노벨 물리학상의 절반은, 우리 은하 중심에 블랙홀로 추정되는 매우 무거운 천체가 존재한다는 것을 밝힌 공로로, 라인하르트 겐젤 박사와 안드레아 게즈 박사에게 돌아갔습니다.

 

PS.1. 이 시리즈는 작성해 나가면서 점점 분량이 늘어나는 문제가 있네요. 쓰다 보면 자꾸 길어지고 시간도 많이 듭니다. ㅋㅋ 

PS.2. 천체 물리 관련된 내용이다 보니 나오는 단어가 죄다 초거대(supermassive), 매우 큰(very large), 매우 긴(very long) 이런 형용사들이 계속 나오는 게 좀 웃겼습니다. 참고로 “매우 큰 망원경”(Very Large Telescope)의 다음 버전은 “극도로 큰 망원경”(Extremely Large Telescope, ELT)입니다. 2025년 완공 예정이라네요. 원래는 “압도적으로 큰 망원경”(Overwhelmingly Large Telescope, OLT)을 기획했는데, 너무나 거대한 망원경이라 예산도 천문학적으로 많이 들어가게 생겨서 결국 취소되었다고 합니다. 아래 그림에 거대한 천체반사 망원경의 크기를 비교하여 표시한 그림을 참조해 보시면 재미있을 것 같습니다.

 

그림 9. 주요 거대 천체반사 망원경의 반사경 크기 비교. (https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_largest_optical_reflecting_telescopes#/media/File:Comparison_optical_telescope_primary_mirrors.svg )  

 

PS.3. 다음 글은 2021년 노벨물리학상을 다룰지, 2020년 노벨화학상을 다룰지 고민입니다. 둘 다 아주 흥미로운 주제입니다. ^^