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21세기 천문학 중력파 천체물리학이란?

질량을 가진 물질이 움직이면서 방출하는 중력파. 크기가 너무 미약해 우리 주변에는 검출되지 않지만 거대 질량의 별들이 격렬하게 진화하는 우주의 모습을 밝히는데 매우 중요한 분야로 부각되고 있다.

고요한 수면에 돌을 던지면 원형의 물결이 퍼져나감을 보게 된다. 이와 마찬가지로 초신성(supernova)의 폭발과 같은 급격한 천체물리학적 현상은 우주 공간에 중력파(gravitational radiation)를 방출하게 된다. 이제 이러한 중력파가 우리 인류의 기술로 검출될 수 있는 날이 멀지 않았다.(이미 검출하였다고 단정하는 학자들도 있다.)

천체에서 비롯된 중력파를 검출할 수 있다면 천체 물리학의 세계가 바뀌는 것은 당연한 일이다. 21세기에 새로운 천문학으로 등장하게 될 중력파 천제물리학에 관하여 알아보기로 하자.

「운동권」 천체들이 남긴 자국

중력파의 성질은 전가기파(elecrtromagnetic radiation)를 쏙 빼닮았다. 움직이는 질량은 마치 움직이는 전하가 전자기파를 방출하는 것처럼 중력파를 방출한다. 예를들어 우리가 서로 헤어질 때 손을 흔들어 인사하는 경우 이때도 이론적으로 중력파는 방출한다.

중력파는 또한 파원(radiation source)으로부터 에너지를 빼앗아 광속으로 전파한다는 점에서도 전자기파를 닮았다.

한가지 중력파가 전자기파와 크게 다른 점이 있다면 중력파는 그 강도(strength)가 너무 약해서 검출이 극히 어렵다는 사실이다.

영화 스타워스(Star wars)에서 은하제국이 레리아(Leia) 공주의 고향인 올데란(Alderaan) 행성을 깨뜨렸을 때에 방출되는 중력파만 해도 천체물리학적으로는 주목받을 수 없을 정도이다. 이는 중력이 전자기력보다 약 ${10}^{36}$배 약하다는 사실로부터 쉽게 짐작할 수 있는 일이다. 따라서 중력파를 검출하기 위해서는 자연히 보다 큰 질량을 갖는 천제가 만들어 내는 천체물리학적 현상으로 눈을 돌릴 수 밖에 없는 실정이다.

밤하늘에 보이는 별들의 세계는 한없이 평화롭고 포근해 보이지만 사실은 전혀 그렇지 않다는 사실에 유념해야 한다. 현대천문학이 밝혀낸 우주는 초신성, 중성자별(neutron star), 검은구멍(black hole)과 같은 '운동권' 천체들이 곳곳에서 격렬하게 진화하는 모습을 하고 있다. 예를 들어 약 ${10}^{10}$ 개의 별들이 모여 있는 한 은하(galaxy)에서 초신성 1개가 폭발하는 경우 그 초신성의 밝기는 은하 전체의 밝기와도 맞먹을 정도가 된다. 이와같은 격렬한 천체 현상만이 우리가 검출할 수 있는 세기의 중력파를 제공하게 된다. 거리가 가까우면 가까울수록 검출이 더욱 용이하여지는 것은 물론이다.

중력파 천체망원경

중력파로 천제를 직접 관측할 수 있다면 중력파 검출기는 훌륭한 '천체망원경'인 셈이다. 그러나 그 모습은 우리 머릿속에 들어 있는 천체망원경의 모습과는 다를 수 밖에 없을 것이다.

전자기파가 진행하면서 전하를 움직이게 하는 것처럼 중력파도 질량을 움직이게 한다. 중력파가 진행하는 방향에 대하여 수직인 면에 원형으로 배치되어 있는 물체들은 (그림1)과 같은 진동이 중첩(superposition)된것처럼 움직인다. (그림1)에서 (a)→(b)→(c)→(d)→(e)까지 돌아오는 데는 중력파의 1사이클(cycle)에 해당되는 시간이 걸리게 된다. 중력파는 파원의 종류에 따라 매초 ${10}^{-4}$~${10}^{4}$의 폭 넓은 진동수를 갖게 된다.

지금까지 만즐어지고 있는 대부분의 중력파 검출기들은 공중에 매달려 있는 m 짜리의 금속(알루미늄) 원통으로, 중력파가 면에 수직으로 지나갈 때 일어나는 (그림1)과 같은 진동을 측정한다.

미국의 웨버(Weber)는 이미 50년대 후반부터 중력파안테나(antenna)를 제작하는 일에 착수하여 이 방면의 선구자로 알려지고 있다.

1968~1975년 사이에 웨버는 중력파를 검출하였다고 발표하였으나 아직은 안테나의 성능이 크게 뒤떨어져 있어서 일반적으로 받아들여지고있지 못한 실정이다. 하지만 보다 성능이 우수한 안테나의 출현은 시간 문제인 것으로 인식된다.

최근에는 레이져 간섭게(laser interferometer)를 이용한 안테나의 제작 방법이 알려져 활발히 연구되고 있다. 이미 사용중인 안테나들과 새로 제작 중인 안테나들을 모두 합치면 훌륭한 네트워크(network)를 구성하게 되어 조직적인 중력파 연구도 가능하게 될 것으로 보인다.

그러면 천체물리학적인 현상에서 비롯되는 중력파를 알아보기 위해 우선 별의 진화 과정부터 살펴보기로 하자.

 

(그림 1) 지면에 수직으로 진행하는 중력파에 의한 물체의 진동(그림 1) 지면에 수직으로 진행하는 중력파에 의한 물체의 진동
 

자동온도조절장치를 가진 별

고대 그리스의 철학자 '헤라클레이토스'(Herakleitos)의 말처럼 이 우주에 존재하는 모든 것은 진화한다. 별들도 예외는 아니어서 성간물질(interstellar matter)에서 태어나 일생을 살다가 어느 시간이 되면 다시 암흑속으로 사라지게 된다.

별들은 일생의 대부분을 대단히 '안정된'구조를 유지하며 보내게 된다. 이처럼 안정된 별의 내부에서는 2가지 종류의 압력이 두드러진 역할을 맡게 되는 데, 하나는 입자들의 운동에 의한 기체압력(gas pressure)이고 또 하나는 빛에 의한 복사압력(radeation pressure)이다. 이 압력들은 물질을 별의 바깥쪽 방향으로 밀어내기 때문에 별이 팽창하도록 만든다. 그러나 별 자신의 중력(gravitation)은 물질을 중심방향으로 끌어당겨 별이 수축하도록 만든다. 따라서 압력과 중력이 평형을 이룰 때만이 별은 안정된 모습을 갖추게 되는 것이다(그림2). 즉(중력)=(압력)의 등식이 성립할 때 별은 팽창하거나 수축하지 않고 (중력)>(압력)일 경우는 수축, (중력)<(압력)일 경우는 팽창한다.

그러면 예를들어 압력이 갑자기 증가한 경우 별의 구조는 어떻게 변화하겠는가 알아보자. 만일 팽창이 멎지 않고 계속된다면 별은 언제 수명이 끝날 지 모르는 운명에 처하게 될 것이다. 그러나 실제의 별들은 대단히 안정된 구조로 장수를 누리고 있다. 이것은 기체압력, 복사압력이 모두 별의 내부 온도 T와 밀접한 관련이 있기 때문이다. (기체압력과 복사압력은 각각 T, ${T}^{4}$에 비례한다.) 따라서 압력이 갑자기 증가하여 별의 팽창이 시작되면 떨어지는 내부 온도 T가 압력을 감소시키고 궁극적으로 별의 팽창을 멎게 만든다. 이리하여 별은 새로운 평형 상태를 찾아가게 된다.

반대로 별 내부에서 압력이 갑자기 감소한 경우도 중력 수축에 따른 T의 상승으로 다시 별은 안정을 회복한다. 별은 이처럼 일생을 통하여 수축과 팽창을 반복하여 안정된 구조를 유지하게 된다. 별은 마치 자동온도조절장치처럼 내부 온도를 압력과 중력이 평형을 이루도록 스스로 조절할 수 있는 놀라운 기능을 갖추고 있는 셈이다!
 

(그림 2) 별 내부의 압력과 중력(그림 2) 별 내부의 압력과 중력
 

자율기능 퇴조한 노년기 별

별이 내는 에너지의 대부분은 핵융합(neclear fusion)에서 비롯된다. 내부 온도 T가 차츰 상승함에 따라 별의 중심에서 가장 먼저 일어날 수 있는 핵반응(nuclear reaction)은 4개의 수소원자핵이 모여서 1개의 헬륨액을 이루는 과정이다(4H→He). 핵반응의 결과로 태어난 헬륨들은 수소보다 질량이 크기 때문에 가라앉아 별의 중심에 차곡차곡 쌍이게 된다. (그림3)에는 4H→He 반응이 진행 중인 별의 구조가 그려져 있다. 헬륨이 축척된 별의 중심에서 T가 더욱 상승하면 마침내는 헬륨을 연료로 하는 2He→C와 같은 핵반응이 점화되고, 이런 식으로 하여 C, N, O와 같은 원소들이 생성된다. 이렇게 해서 처음에는 대부분이 H인 화학조성을 가지고 태어난 별이라 할 지라도 시간이 지남에 따라 질량이 큰 원소들을 포함하게 된다.

이리하여 별이 진화할수록 중심은 높은 온도, 높은 밀도를 갖게 된다. 전자(electron)는 다른 입자들 보다 질량이 가벼워서 가장 활발히 운동하게 되는 데, 진화한 별의 중심에 조밀하게 모이게 된다. 이리하여 전자들 사이의 평균 거리가 너무 가까와지면 마침내 양자물리학(quantum physics)의 세계에서 나타나는 새로운 종류의 압력이 별의 중심에 등장하게 된다. 이렇게 입자가 조밀한 상태를 우리는 물질이 축퇴(degenerate)되었다고 부르고, 이 때 입자들 사이에 작용하는 압력을 축퇴압력(degenerate pressure)이라고 한다. 이 축퇴압력은 온도와는 전혀 무관한 성질을 갖는다.

이렇게 물리적 성질이 판이한 축퇴압력이 별의 중심에서 점점 더 비중을 차지하게 됨에 따라 별의 진화는 막바지에 이르러 전혀 다르게 진행된다. 예를들어 압력이 조금 감소하여 별이 수축을 시작하는 경우, T가 상승하여도 축퇴압력이 지배하는 내부 압력은 전처럼 증가하지 않는다.따라서 별의 수축은 멎지 않고 계속 진행되어 T는 급격히 상승하게 된다. 즉 축퇴압력이 지배하는 진화한 별의 자동온도조절장치는 더 이상 작동하지 않게 된다.

초신성의 탄생

자동온도조절장치가 고장난 별의 운명은 질량 M에 따라 천차만별의 양상을 띠게 된다. 진화의 최종 단계에서 M이 태양질량(Mo)의 약 1.4 배보다 작은 별은 중력이 전자들의 축퇴압력과 평형을 이룰 수 있는 정도로 작으므로 다시 수축을 멈추고 안정된 구조를 갖게 된다. 즉 M≦1.4Mo 인 경우는 거의 헬륨으로 이루어진 백색왜성(white dwarf)이라고 불리우는 별이 된다. 여기서 한계값인 1.4 Mo를 발견한 이름을 따라 '찬드라 세카르의 한계'(Chandrasekhar's limit)라고 부른다. 찬드라세카르는 천체물리학자로서는 드물게 1983년 노벨물리학상을 받았다.

질량이 1.4 Mo ≦M ≦8 Mo 인 별들은 가장 불확실한 진화의 마직막 단계를 거치는 것으로 알려져 있다. 어떤 것들은 질량 분출을 통하여 백색왜성으로 서서히 진화하기도 한다. 이러한 질량을 갖는 별들은 C, O 핵을 가질 때까지 핵반응이 진행되는 데 C반응이 점화될 수도 있다. 자동온도조절장치는 이미 깨어진 상태이므로 T는 급속히 상승하게 되고 핵반은 급격히 진행되어 엄청난 에너지가 순식간에 방출된다. 이 에너지는 별을 폭발시켜 초신성이 되게 한다. 이 경우 초신성이 폭발한 자리에는 아무 것도 남지 않게 된다.

질량이 8 Mo ≤M ≤15 Mo에 해당되는 별들은 O, Ne, Mg 핵을 가질 때까지 핵반응이 진행되는 데 중심부에서는 높은 밀도와 온도에 의해 양성자(proton)가 전자를 포획하여 중성자(neutron)가 되는 과정이 일어나게 된다. 이 때 별의 중심부가 수축하게 되고 그 과정에서 생성되는 충격파(shock wave)가 별의 나머지 부분을 날려버리면서 초신성이 된다. 그러나 이 경우에는 수축한 중심이 거의 중성자로 구성된 중성자별로 남게 된다.

모른 천체물리학자들에게 반가운 사건이 1987년 2월에 터졌다. 우리 은하계의 바로이웃이라고 할 수 있는 대마젤란은하(Large Magellanic Cloud)에서 초신성이 관측된 것이다. 이 초신성은 1987년에 처음으로 발견된 것이어서 1987A라고 명명되었는데, 불과(?) 16만 광년 떨어진 곳에서 관측되었기 때문에 더욱 천체물리학자들을 흥분시킬 수 있었다.(즉 16만 년 전에 폭발한 것이다.)

초신성 1987A는 물론 중력파를 연구하는 천체물리학자들에게도 커다란 도움을 주었다. 이에 대해서는 이 글의 마지막 부분을 참고하기 바란다. 최근에 초신성 1987A가 폭발한 장소에서 중성자별이 발견되어 천체물리학계를 더욱 사기가 높아지게 되었다.
 

(그림 3) 4H→He 핵반응이 진행중인 별(그림 3) 4H→He 핵반응이 진행중인 별
 

서울만한 크기, 중성자별

백색왜성이 전자의 축퇴압력에 의해 지탱되는 것돠 마찬가지로 중성자별은 중성자의 축퇴압력에 의하여 그 구조가 유지된다. 따라서 중성자별의 경우에는 한계가 되는 질량이 존재하는데, 그값은 소련의 란다우(Landau) 등에 의해 2~3 Mo 인 것으로 알려져 있다. 태양 정도의 질량을 갖는 중성자별은 대략 서울만한 크기를 갖게 된다. 중성자별은 이처럼 엄청난 별의 수축 끝에 탄생하기 때문에 대단히 빠르게 자전한다. 이는 피겨 스케이터가 팔다리를 안으로 움추릴수록 더 빨리 돈다는 점에 유의하면 이해할 수 있다(각운동량 보존의 법칙).

1969년 미국의 골드라이히(Goldreich)는 강한 중성자별의 자기장이 빠른 회전 때문에 강한 전기장을 갖게 됨을 보였다. 이때 양성자, 전자와 같이 전하를 가진 입자는 중성자별의 두 자극(magnetic pole)에서 가속되어 빛을 내게 되는 데 (그림4), 마치 우주 공간 속의 등대처럼 깜박이게 된다. 이 현상은 1967년 영국의 벨(Bell)에 의해서 처음 발견되엇고 펄사(pulsar)라고 이름지어졌었다. 대표적인 펄사의 예로 게성운(Carb Nebula) 안의 펄사를 들 수 있겠다. 게성운은 1054년에 폭발한 초신서의 잔해(remnant)로서 매초 30번씩 깜박이는 펄사를 진고 있다.

중성자별 자체로서는 그다지 매력적인 중력파의 파원이 될 수 없다. 그러나 중성자별이 다른 별과 쌍성(binary)을 이룰 경우는 중력파에 대한 많은 자료를 간접적으로 제공할 수 있다. 1974년 여름 미국의 헐스(Hulse)와 테일러(Taylor)는 펄사가 보이지 않는 다른 별과 쌍성을 이루고 있는 '쌍성 펄사'(binary pulsar) PSR 1913+16을 발견하였다. 이 두별은 불과 태양 반경 정도의 거리 밖에 떨어져 있지 않기 때문에 초속 약 3백 KW의 엄청난 속도로 약 8시간 마다 공전하고 있다. 이 쌍성 펄사가 내는 중력파는 앞서 말한 것 처럼 에너지(운동량)를 빼앗아 달아나기 때문에 두 별이 점점 접근하도록 만들어 공전 주기가 짧아진다. 이것이 관측될 수 있으면 중력파 물리학은 정당성이 입증되는 셈이다.

1978년 테일러는 정밀한 관측 결과 PSR 1913+16의 공전 주기가 매년 7.5X${10}^{-5}$ 초씩 짧아지고 있다는 사실을 알아내었다. 이 값은 이론적으로 계산한 결과와 정확히 일치해서 중력파의 존재 여부에 관하여 다소 의심을 품고 있던 천체물리학자들까지도 확신할 수 있도록 해주었다.
 

(그림 4) 펄사의 정체-강한 자기장을 가진 중성자별(그림 4) 펄사의 정체-강한 자기장을 가진 중성자별
 

여러가지 중력파원들

질양이 15 Mo≦M≦30 Mo 인 별들의 중심에서 가장 안정된 원소인 철(Fe)이 생성될 때까지 핵반응이 진행되며 양성자와 전자포획이 일어나기 때문에 이렇나 별들은 초신단계를 거치지 않고도 중성자별이 된다고 믿어진다.(물론 상당한 질량 분출이 있어야 한다.) 하지만 질량이 M≧30 Mo인 별들은 중성자의 툭퇴압력으로도 지탱할 수 없을 만큼의 강한 자체 중력에 의해 결국 검은 구멍이 된다. 이러한 중력수축 과정은 순식간에 일어나기 때문에 중성자별이나 검은구멍이 만들어 질 때 강한 중력파가 방출된다.

두 천체가 충돌할 때에도 강한 중력파가 방출된다. 예를 들어 질량이 똑같이 M 인 2개의 검운구멍이 충돌할 경우 최소한 0.001M의 질량이 아인슈타인(Einstein)의 유명한 공식 E=${EC}^{2}$ (E : 에너지, C : 광속 ≃3x${10}^{10}$cm/초)에 의해 중력파로 방출된다. 따라서 각 검은구멍의 질량이 1Mo ≃ 2x${10}^{33}$ g일 경우 충돌시 방출되는 중력파의 에너지는 최소한 E≃2ㅌ${10}^{51}$erg이다. 이는 보통 초신성의 총 폭발 에너지 (≃${10}^{51}$erg)에 해당된다.

여러 은하의 중심에 존재하는 것으로 믿어지는 거대한 검은구멍(M≃${10}^{8}$ Mo)들이 생성되었을 때에도 엄청난 중력파가 방출되었을 것이다. 만일 이러한 거대한 검은구멍들이 우주 초기 거의 동시에 태어났다면 이들이 방출한 중력파는 우주 공간에 균일하게 퍼져있어야 한다. 이러한 '배경복사'(back ground radiation)를 관측할 수만 있다면 벽에 부딪힌 현대 은하형성론(galaxy formation theory)도 큰 도움을 얻게 될 것이다.

중력파는 이외에도 X-선을 내는 쌍성들이나 신성(nova), 왜신성(dwarf nova)등과는 깊이 관련돼 있어 만일 천체가 지구로부터 충분히 가깝기만 하다면 얼마든지 새로운 정보를 제공할 수 있다.

천문학계의 르네상스

천문학(astronomy)에서 중력파를 다루는 분야는 상대론적 천체물리학(relativistic astrophysics)이다. 상대론적 천체물리학은 최근들어 가장 눈부시게 발전하고 과학 분야 중의 하나여서 '상대론 르네상스'(renaissance of relativity)라는 말이 나왔을 정도이다.

우리 나라의 경우도 최근에 상대론적 천체 물리학에 관한 관심이 급격히 높아져 마침내 작은 규모나마 제1회 상대론적 천체물리학 한국-이탈리아 심포지움 같은 모임을 1987년에 갖기 이르렀다. 이 심포지움은 2년 마다 한국과 이탈리아에서 교대로 열리게 되어 있는데 1회 모임이 우리나라에서 있었으므 2회 모임은 올해 7월 이탈리아에서 열렸다. 필자도 2회 모임에 참석하였는 데 한 가지 특히 부러운 사실을 알게 되었다.

초신성 1987A가 발견되었을 당시 세계에는 오직 3개의 중력파 안테나만이 가동 중이었다. 그 중의 하나가 이탈리아 로마대학교에 있는 것이었는데 이탈리아 학자들은 초신성 1987A가 방출한 중력파가 그 안테나에 수신 되었다고 모임에서 발표하였다. 즉 세계적인 발견을 한 셈이다.

다른 나라 학자들의 반응이 어떤지는 아직 모르겟지만 제시된 자료들을 보니 필자의 견해로는 상당히 신빙성이 있어 보였다. 물론 중력파 안테나의 경우는 그 정밀함이 생명일 것이다. 하지만 그다지 규모가 크지도 않은 로마대학교 안테나를 보고 우리도 이제 저런 것 하나쯤은 있어야 하지 않을까 생각이 들었다. 세계 전역10여군데에 걸쳐 중력파 안테나가 설치되어있고. 특히 우리 이웃인 일본 동경과 중국 북경에 하나씩 있다는 점을 고려할 때 그러한 생각은 더욱 절실해졌다.

앞서 말한 바 있지만 성능이 우수한 안테나의 출현은 정말 시간 문제일지도 모른다. 서기 2000년 1월 1일까지 시한을 정해놓고 중력파 건축 가능성에 대해 미국이 저명한 천체물리학자 오스트라이커(Ostriker)와 쏜(Thorne)의 내기는, 필자의 생각으로는 검출 장담한 쏜에게 승산이 있을 것같다.

글 : 박석재 미국 텍사스대

과학동아 1989년 12월호

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