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초전도체 레이저 인공위성 등을 이용한 중력파검출작업이 최근 활발히 진행되고 있다.

만유인력이라고도 알려져있는 중력의 이론은 뉴턴에 의해서 처음 정립되었다. 그런데 이 뉴턴의 중력이론에 따르면 중력파는 존재하지 않는다. 그 이유는 두 물체간의 중력은 거리의 제곱에 반비례할 뿐 시간에는 전혀 무관한 것이기 때문이다. 즉 아무리 멀리 떨어진 물체라도 중력은 순간적으로 영향을 미친다고 생각했던 것이다.

이러한 생각은 물론 아인슈타인의 특수상대성 원리와는 정면으로 위배된다. 왜냐하면 상대성이론에 의하면 이 세상 그 무엇도 빛보다는 빨리 움직일 수 없기 때문이다.

아인슈타인은 이 모순점을 해결하기 위하여 10년동안 고심한 끝에 상대론적인 중력이론을 만드는데 성공했는데 이를 일반상대성 이론이라 부르고 있다.

이 이론은 물체의 운동과 시간 공간 그리고 중력현상을 모두 통합하는 위대한 걸작품이다. 다만 한가지 아쉬운 점이 있다면 전기력이나 핵력과 같은 다른 종류의 힘과의 관계가 주어지지 않는 점이다.

아인슈타인은 이들까지 포함하는 통일장이론을 구상하였으나 결국 성공하지 못하고 오늘 날 물리학자들의 연구과제로 남겨 놓았다.

일반상대론에 따르면 모든 물체는 그 주위에 중력장을 형성한다. 또 물체가 가속도운동을 하면 그 중력장에 변화가 생겨 이 변화가 물결처럼 멀리 퍼져 나가게 된다. 이것이 곧 중력파의 발생이다.

예를 들어 지상에서 물체가 떨어지는 상황을 생각해 보자. 이 경우 지구의 중력장에 변화가 일어나고, 이 변화는 지구 주위로 점점 멀리 퍼져 나갈 것이다. 아마도 지상으로 돌멩이 하나가 떨어지거나, 로켓 하나를 쏘아 올린다 하더라도 중력파가 발생, 멀리 퍼져나갈 게 분명하다.

이런 식으로 중력파는 수없이 많이 발생될 것이지만, 그렇다고 해서 이 중력파를 실험적으로 관찰할 수는 없다.

중력파는 대부분의 경우 너무나 약하기 때문에 도저히 알아낼 수 없는 것이다.

얼마나 약하면…

중력이 얼마나 약한가를 말해주는 예를 하나 들어 보자. 원자들을 묶어주는 전자기력에 비하여 이들간의 중력은 1/${10}^{39}$정도로 미약하다. 이렇게 미약하므로 중력파의 발생이나 영향도 약할 수 밖에 없다.

그렇다면 지구상에서 우리가 느끼는 중력이 강한 이유는 무엇인가? 그것은 지구가 거대한 물체이기 때문이다. 즉 지구 안의 원자수가 천문학적으로 많으므로 이들의 인력이 모두 합해서 나타나는 것이다.

이 사실은 중력파의 검증을 위해서는 큰 물체가 필요하다는 것을 의미한다. 그래서 중력파의 발생장치를 지상에서 만들지 않고, 천상의 별과 같이 큰 물체들의 붕괴나 폭발과 같은 현상들을 이용하는 것이다.

하늘에서 보내오는 중력파를 잡는 안테나를 설명하기 전에 먼저 중력파와 전자기파의 차이를 간단히 설명하는 것이 도움이 될 것 같다.

전자기파는 전자 등 전하를 띤 입자들이 가속운동을 할 때 발생한다. 예컨대 방송국 안테나에 전자가 왔다갔다 하면 전자기파가 발생, 공간으로 퍼져 나간다. 이 파가 가는 곳에 전하들이 있으면 분리되어 진동하게 된다. 이와 같은 파동을 이극성(dipole, 二極性)파동이라 부른다(그림 1).
 

중력파도 전자기파와 유사한 파동이지만, 전하와는 관계없이 질량을 가진 물체의 가속 운동에 의하여 발생된다. 중력파가 통과하는 곳에 놓여 있는 물질이 한 방향으로 늘어나면 그에 수직한 방향으로는 줄어드는 현상이 생기는데, 이러한 파동을 4극성(四極性, quadrupole)파동이라 부른다(그림 2).
 

이 4극성 파동이 지날 때 물체가 변형되는 모습을 보면 (그림 3)처럼 시간에 따라서 팽창과 수축의 방향이 번갈아 달라진다. 또 이를 중력장의 방향으로 나타내보면 (그림 4)처럼 보인다.
 

중력파와 전자기파의 비슷한 점과 다른 점을 간략히 모으면 아래와 같다.
 

최초의 시도

중력파의 효과는 너무나 약한 것이기 때문에 아무도 그 측정이 가능하다고 생각하지 않고 있을 때 미국의 매릴랜드(Maryland)대학 교수인 웨버(Joshep Weber)가 1966년에 처음으로 중력파측정 안테나를 고안해 냈다.

그가 만든 장치는 아주 커다란 알루미늄 원기둥으로 진공탱크 안에 줄을 매달아 놓은 것이다. 중력파가 지나가면 이 알루미늄 원주가 진동하게 되어 있다. 이 때 원주 둘레에 부착된 압전감지기(piezoelectric strain transducer, 압력을 받으면 변형이 생기면서 전압이 발생되는 예민한 장치)에 전류가 나오는데 이를 포착, 중력파를 검출한다는 것이다(그림 5).
 

그러나 이때 생기는 신호는 너무 작기 때문에 여러 가지 주의가 요구된다. 먼저 실험실 주위가 진동으로부터 일체 영향을 받지 않도록 방진장치를 해야 한다. 또 전기적인 거짓 신호가 발생되지 않도록 해야 한다. 예를 들면 번개칠 때 생기는 전파, 텔리비전 등 방송 전파, 발전소에서 보내오는 송전선 전압의 미세한 변동 등까지 고려해서 보호장치를 만들 필요가 있다.

웨버는 수년에 걸쳐서 여러 개의 안테나를 만들었는데 그중 하나의 규격을 요약해 보면 다음 표와 같다.
 

이 표에서 공명진동수란 중력파가 이 진동수(1천6백60회/초)를 가질 때만 알루미늄 원주가 공명을 한다는 뜻이다. 다시 말하면 온갖 진동수의 중력파가 통과한다 할지라도 이 진동수를 가진 것만 검출할 수 있다는 것이다. 이 진동수에 해당하는 중력파의 파장은 약 1백80km이다.

이런 정밀한 장치로 실험할지라도 피하기 힘든 어려움이 있다. 그것은 온도에 의한 잡신호(noise)이다. 즉 상온에서 물체는 내부원자들이 모두 제 멋대로 운동을 하고 있기 때문에, 이것이 알루미늄 기둥의 진동으로 나타날 확률이 크다.

따라서 안테나에 신호가 잡혔다 해도 정말로 중력파에 의한 것인지 아니면 열진동에 의한 거짓 신호인지 알 수가 없게 된다. 더욱 유감스런 점은 이 열진동은 어떤 수를 써도 완전히 없앨 수는 없다는 점이다 (온도를 낮추어서 줄일 수는 있다.).

이 문제를 극복하는 방법중의 하나는 두개의 안테나를 써서 신호가 동시에 발생하는지 보는 것이다. 만약 중력파라면 동시에 두개의 안테나에 신호가 나타날 것이지만, 열진동은 그럴 확률이 적으므로 구분이 가능해진다.

그래서 웨버는 매릴랜드대학에서 약 1천km 떨어진 시카고 부근의 아르곤국립연구소(Argonne National Laboratory)에 꼭 같은 안테나를 하나 더 설치했다.

1969년에 약 4개월에 걸쳐서 2백60개의 동시발생신호를 얻게 된 웨버는 이들을 항성시간(sidereal time, 태양 대신 멀리 있는 별의 운동을 기초로 하는 시간)의 함수로 그래프를 그렸다. 그 결과 안테나가 은하수의 중심부를 향하고 있을 때 중력파 신호가 가장 많이 나오는 것을 알았다. 그는 은하 중심에서 중력파가 발생하는 것을 보여준다고 결론을 내렸다.

그의 발표는 일반인의 관심을 고조시켰음은 물론이고, 학계에서도 커다란 반향을 불러 일으켰다. 즉시 이론적인 고찰과 후속 실험들이 뒤따르게 되었다.

실패는 계속되고

맨 먼저 모스크바대학의 브라진스키(Vladmir Braginsky)교수가 웨버와 비슷한 장치로 실험을 했으나 부정적인 결과밖에 얻을 수 없었다. 또 미국 벨연구소의 타이슨(J.A.Tyson)은 더 크고 (질량 3.6t, 길이 3백57cm) 더 예민한 안테나를 만들었는데, 공명 진동수는 7백 10Hz였다. 이것 역시 아무런 신호도 잡지 못했다. 그리고 IBM연구소의 가윈(Garwin)과 레빈(Levine)도 실험했으나 모두 부정적인 결과만을 얻었다.

이 실험들은 웨버보다 더 정밀한 장치로 수행한 것이다. 따라서 웨버의 실험에 무엇인가 잘못이 있다는 것이 일반적인 견해였다.

휴즈연구소의 포워드(R.Forward)와 모스(G.Moss)는 웨버의 방법과는 전혀 다른 방식으로 중력파를 측정하려고 시도하였다. 두개의 물체를 매달아 놓고 이들간의 거리를 레이저로 측정하는 장치였다. 중력파가 지나가면 두 물체사이의 거리가 변하기 때문에 측정이 가능하다고 본 것이다(그림 6).
 

이런 형태의 중력파 안테나는 중력파의 진동수에 관계없이 측정할 수 있는 장점이 있으며, 중력파의 에너지를 최대한 다 이용할 수 있게 된다. 그러나 이 실험장치로도 긍정적 결과를 얻지 못했다.

선두주자격인 백호정박사

그뒤 웨버의 장치보다 몇 백만배나 더 정밀한 기구들이 고안되었다.

여기서 주요 개선점은 온도를 절대온도 영도 (-2백73℃)에 가깝게 내리는 작업이었다. 그래서 열진동에서 오는 잡신호를 없애고, 또 초전도현상을 이용하여 금속원주를 공중에 완전히 띄워서 진동을 없애고자 했던 것이다.

실제로 루이지애나 주립대학의 해밀턴(W.Hamilton)교수는 초전도 중력파 안테나 장치를 제작, 중력파검출을 시도했다. 이 방면의 가장 유명한 연구자로는 스탠퍼드대학의 페어뱅크(W.Fairbank)교수를 꼽는데, 한국인 백호정교수가 박사과정 학생으로 있을 때 페어뱅크 교수 밑에서 이 장치의 제작과 실험을 했다.

그후 백교수는 중력파 안테나의 세계적 권위가 되었으며, 현재도 매릴랜드대학에서 이 연구를 계속하고 있다. 아무튼 세계 여러 곳에서 이 실험이 계속되고 있으나 아직껏 중력파를 검출한 곳은 없다.

중력파를 찾기 위한 새로운 시도 중의 하나로 스코틀랜드 글라스고대학의 짐 하우(J.Hough)가 이끄는 연구팀의 고안한 중력파 망원경을 들 수 있다. 두개의 진공상태인 긴관을 직각으로 설치해 놓을 때 중력파가 지나가면 관의 길이가 서로 달리 변하게 된다. 이 미세한 관 길이의 변화를 레이저광선을 써서 알아내려는 것이다. 즉 진공의 관속에서 레이저 광선이 1천여번 왕복하는 사이에 길이의 변화가 생기면 간섭무늬의 변화를 일으키게 되므로 정밀측정이 가능하게 된다.

이런 관의 길이는 1km정도는 되어야 한다. 비용은 1백50억원 정도가 예상되고, 더구나 동시확인실험을 위해서 지구상에 걸쳐 놓을 장치가 4벌은 있어야 한다. 이런 실험이 성공적으로 수행된다면 중력파의 검출뿐만 아니라 그 에너지 양과 오는 방향등을 알아낼 수 있을 것이다.

아직껏 중력파의 존재에 대한 직접적인 확인은 이루어지지 않고 있다. 가까운 장래에 그것이 가능할른지도 모르지만, 검출장치가 아주 값 비싸고 거대한 것이 될 것이다.

지상에서 이렇게 힘들다면 천체들의 관측을 통해서 간접적으로 알아낼 수는 없는가? 이를 위해서는 중력파가 어떤 천체에서 발생하는지 우선 알아야 한다.

더 찌그러져 있을수록…

원리상으로는 가속도를 받는 모든 물체가 중력파를 내지만 지상의 어떤 현상도 측정할만큼 강한 파를 내지 못한다. 핵폭발 화산폭발 태풍등도 중력파원으로는 너무 미약하다. 현재의 기술로는 오직 큰 천체의 활동만이 측정가능한 파를 낼 것으로 기대된다.

공처럼 둥근 대칭성을 갖고 있는 물체는 중력파를 내지 않는다. 예를 들면 둥근 별이 풍선처럼 부풀었다 줄었다 하는 운동을 격렬하게 하더라도 중력파는 나오지 않는다. 자전운동을 하더라도 마찬가지다. 반면 모양이 찌그러진 별이거나 이중성(二重星, binary star)인 경우, 회전운동이 있으면 중력파가 나오게 된다.

초신성(超新星,supernova)이 태어나는 별의 대폭발과정에서도 강력한 중력파가 발생하리라 예상된다.

태양보다 4배 이상 큰 질량을 가진 별이 있다고 가정해 보자. 이 별은 처음에는 수소의 핵융합때문에 빛을 내다가 수소가 타면서 헬륨으로 변하고, 다시 헬륨이 변하여 탄소가 된다. 이처럼 별의 구성물질이 점차 변화, 마침내 니켈과 철의 단계에 이르면 더이상 핵융합이 일어나지 않는다.

이렇게 되면 중력에 의한 응축을 견딜 수 없게 되므로 갑작스럽게 중심부가 함몰하면서 외곽부가 밖으로 터져 흩어지는 대폭발현상이 나타난다. 그리고 중심부에서는 핵반응이 일어나면서(양전자가 전자를 흡수하면서 중성자로 된다.) 중성미자가 대량 방출된다.

이러한 별의 폭발과정은 매우 짧은 시간에 일어나므로 많은 중력파가 발생할 것으로 보인다. 또 이때 남은 중심부는 전체가 중성자로 구성된 중성자별(neutron star 또는 pulsar)이 된다. 이러한 별들은 보통 빠르게 회전하기 때문에 찌그러진 형태를 갖고 있다. 따라서 강력한 중력파원이 될 것이다.

중성자별이 생기려면 태양보다 4∼8배 큰 질량을 가진 별이 초신성폭발을 일으켜야 된다. 그런데 만약 이보다 더 큰 질량을 가진 별이라면 어떻게 될 것인가?

이 경우에는 중력이 워낙 강하여 중성자별 상태로 견디지 못하고 계속 응축되어 시공간에 일종의 구멍같은 것을 만든다. 이를 검은구멍(black hole)이라 부른다. '검다'는 것은 '볼 수 없다'는 뜻인데 그 이유는 중력이 너무 세어서 그곳에서는 빛까지도 나올 수 없기 때문이다.

블랙홀이 있으면 그 주위의 물질을 강력하게 빨아들일 것이다. 이때 흡수되는 물질이 내는 빛을 보면 블랙홀의 존재를 간접적으로 알아낼 수 있다. 아직까지 블랙홀이 확인된 바는 없으나, 과학자들은 그의 존재를 대부분 인정하는 편이다.

블랙홀의 생성과정에서 강력한 중력파가 발생할 것이고, 또 블랙홀이 주위의 가까운 별을 삼키는 과정에서 많은 파가 나올 것이다.

많은 물리학자들은 우리의 은하수나 다른 은하들의 중심부에서 이런 현상이 일어난다고 추측하고 있으며 이 과정에서 다량의 빛과 중력파가 발생한다고 보고 있다.

요컨대 중력파원으로는 이중성, 초신성, 중성자별의 회전, 블랙홀의 생성과 물질흡수 등을 들 수 있다(그림 7).
 

전자기파와는 다르다

아직까지 중력파의 직접적인 발견은 없다. 1974년 테일러(J.Taylor)와 헐스(R.Hulse)가 '이중 중성자별' (binary pulsar, 두 별중 적어도 하나는 중성자별인 이중성)을 발견함으로써 중력파를 간접적으로 확인할 수 있었다.

이 이중성은 8시간 마다 서로 한바퀴씩 공전을 하는데, 이 회전운동으로 중력파가 발생된다. 동시에 에너지를 잃게 되므로 조금씩 속력이 떨어지게 된다.

이것을 이론적으로 계산해보면 일년에 1만분의 1초 정도 공전주기가 느려지는 것으로 나온다. 약 4년에 걸쳐서 테일러 등이 이 별을 세밀히 관찰해 본 결과 4년동안에 0.000414초만큼 공전주기가 떨어진 것을 알아냈다. 대체적으로 많은 사람들이 이것을 중력파의 간접적 발견으로 받아들이고 있다.

중력파의 검출을 위해 극저온 초전도체를 이용한 실험까지도 해 보았으나 아직 성공을 거두지 못하고 있다. 그러나 레이저의 이용, 인공위성을 사용하는 외계에서의 실험, 중력파에 의한 시간변화의 측정 등 이를 찾기 위한 인류의 도전은 계속될 것이다. 예를 들면 보이저 2호 같이 멀리가는 인공위성에 싣고간 시계와 지상의 시계는 중력파의 영향으로 서로 다른 속력을 갖는다. 이를 정밀한 통신방법으로 비교하면 중력파의 통과를 알아 볼 수 있을 것이다(그림 8).
 

중력파가 발견된다면 아인슈타인의 일반상대성 이론을 입증하는 또 한번의 개가가 될 것이다. 이보다도 실제적인 중요성은 우주와 천체의 관측에 있어서 획기적인 변혁이 온다는 것이다. 비유컨대 소경이 눈을 뜬다고 할만 하다.

왜냐하면 현재 우리가 천문관측에 쓰는 파(波)는 빛 X선 γ선 라디오파 적외선 자외선 등인데 이들이 모두 전자기파이기 때문이다. 파장에 따라 이름을 달리 부를 뿐이다.

이 전자기파로는 별의 내부, 초신성 폭발시의 중심부, 은하계의 핵심부 등을 관찰할 수 없다. 그러나 중력파를 사용하면 이들 내부 현상을 볼 수 있게 된다.

또한 블랙홀과 같은 물체의 성질도 직접 관찰할 수 있게 된다.

이러한 관측이 가능해지려면 상당한 과학 기술의 발전이 선행돼야 하고, 많은 노력이 들 것이지만, 그 결과 우주와 천체에 대한 우리의 이해는 한 차원 높아질 것이다.