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은하를 관측하는 방법은 다양하다. 우리가 맨눈으로 볼 수 있는 빛에서부터 전파 자외선 X선 감마선 등이 총동원된다. 우주에서 오는 어떤 신호도 은하와 관련된 정보를 가지고 있기 때문이다.

1900년경 까지는 흔히 은하수로 불리는 우리은하 밖에 또다른 은하가 존재하는지를 알지 못했다. 우리은하가 우주에 존재하는 수많은 은하들 중의 하나라는 사실은 마치 코페르니쿠스가 지구가 태양계의 중심이 아니라고 주장했던 것과 같이, 천문학적 사실에서뿐만 아니라 인간의 우주관 또는 철학관에까지 영향을 미쳤다.

오래 전부터 특히 망원경이 고안된 이후에, 밤하늘에 별과 달리 희미하게 퍼져있는 물체가 있음을 알고 있었다. 이들의 이름은 빛을 내는 구름과 유사하다는 뜻에서 성운이라고 불리어 졌다. 이중에는 오리온자리에 있는 대성운처럼 뜨거운 별 주변에서 이온화된 가스구름이 빛을 방출하는 우리은하 속에 있는 성운이 있고, 우리은하 근처에서 우리은하와 유사한 형태를 가지고 있는 안드로메다 은하도 포함돼 있었다. 안드로메다 성운이라고 흔히 불리는 이유는 예전에 그것이 외부은하인지를 몰랐기 때문이다.

1920년경 천문학자들 사이에 안드로메다와 같은 성운들이 우리은하 속에 있는 물체인가 아니면 외부에 존재하는 또다른 은하인가에 관한 논쟁이 크게 일어났다. 물론 그 답은 우리가 알고 있듯이 외부은하다. 허블우주망원경으로 우리에게 잘 알려져 있는 에드윈 허블이 이를 해결했다. 세페이드라고 불리는 변광성은 그 특성상 밝기가 변화하는 주기와 그 별의 광도(또는 절대등급) 사이에 상관관계가 있어 거리를 재는 중요한 도구로 사용되어진다. 허블이 안드로메다은하에서 세페이드 변광성을 발견하였고, 이것으로 측정된 거리는 우리은하의 크기보다 훨씬 크다는 것을 밝힘으로써 외부은하의 존재가 확연히 드러난 것이다.

우리은하의 크기는 반지름이 약2만~3만파섹(parsec, 줄여서 pc라 씀)정도이고, 우리은하의 위성은하에 해당되는 남반구에서 보이는 마젤란은하까지의 거리는 약 6만pc, 안드로메다은하까지의 거리는 약 70만pc이다. 천문학에서 거리의 기본단위로 많이 이용되는 1pc의 거리는 빛이 여행하는데 약 3년이 걸린다. 다시 말해서 1pc는 약 3광년에 해당되므로 안드로메다은하의 거리는 약 2백10만 광년에 해당된다. 은하들은 주로 모여서 집단을 이루는데, 별이 모여 있는 것을 성단이라고 부르는 것처럼 이를 은하단이라고 한다. 우리은하에서 가장 가까운 은하단으로 외부은하 연구에 중요한 실험실 역할을 하는 처녀자리의 은하단(Virgo Cluster)의 거리는 약 4천만 광년이다.
 

파장에 따른 관측

이렇게 멀리 떨어져 있는 희미한 외부은하를 정밀하게 관측하기 위해서는 감도가 대단히 뛰어난 관측장비가 필요하리라 하는 것은 쉽게 짐작할 수 있다. 외부은하의 관측법은 관측하는 파장에 따라 나누어진다. 이는 파장에 따라 크게 다른 방법이 사용되고 있기 때문이다. 오랫동안 외부은하의 관측은 가시광선 영역에 국한되어 있었다. 1950년대 이후로 전파를 이용한 관측과 그후 가시광선에 가까운 파장의 적외선(이를 내적외선이라고 한다) 관측이 지상에서 이루어지기 시작했다. 최근 우주시대를 맞이하면서 이제까지 지구 대기에 가려져서 관측이 불가능했던 X선 자외선 원적외선(적외선 중 파장이 긴쪽) 감마선 등의 관측이 인공위성을 이용해 이루어지고 있다.

집중력과 분해능

외부은하의 관측은 은하까지의 거리가 멀기 때문에 대형망원경이 절대적으로 필요하다. 대형망원경으로는 미국 팔로마산 천문대의 5m 망원경 등이 있고(망원경의 크기는 주경의 지름을 의미한다), 최근 10m급의 초대형 망원경이 미국 유럽 일본 등에서 건설중에 있다.

큰 망원경은 빛을 모으는 집광력과 섬세한 부분을 구별할 수 있는 분해능의 두가지 큰 장점이 있다. 전자의 경우, 예를 들어 보면 2m크기의 망원경은 1m크기의 망원경보다 주경의 면적이 4배 크므로 4배 흐린 물체까지 관측할 수 있다. 10m 망원경의 경우 약 22~23등급까지의 천체를 관측할 수 있게 된다. 등급은 천문학에서 쓰는 밝기의 단위로 5등급의 차이가 밝기 1백배의 차이에 해당되어 0등급의 백조 자리에 있는 베가별은 5등급의 별보다 약 1백배가 밝다.

그러나 분해능의 경우에는 상황이 크게 다르다. 지구 대기의 영향 때문에 아무리 큰 망원경이라도 분해능의 한계가 있다. 이것은 어린이들이 즐겨 부르는 노래에 있듯이 밤하늘의 별이 반짝거리는 것과 같은 이유이다. 지구 대기에 의한 분해능의 한계는 망원경이 있는 고도에 따라 차이는 있으나 각도로 대략 1초 전후이다(각도 1도를 60으로 나누면 각도 1분이고 각도 1분을 또 60으로 나누면 각도 1초다). 다시 말해 두 물체 사이의 시각이 1초보다 더 가까운 것들은 구별할 수 없게 된다. 천문관측의 최적지인 고도가 높고 날씨가 아주 좋은 하와이 마우나케아 산위에 설치된 망원경의 경우 분해능 한계는 이의 절반정도 된다.

외부은하를 관측할 때 집광력 뿐아니라 분해능이 중요한 이유는 외부은하가 멀리 떨어져 있기 때문이다. 멀리 있을수록 분해할 수 있는 한계의 실제 거리가 크다. 1pc 떨어진 곳에서 1초의 실제 길이는 약 20만분의 1pc인 지구와 태양 사이의 거리(1천문단위)에 해당된다. 우리은하 중심에서 1초의 길이는 약 0.05pc이고, 안드로메다은하에서는 3pc, 처녀자리 은하단에서는 60pc에 해당된다. 지구 대기에 의한 분해능의 한계를 극복하기 위해서는 광학망원경을 싣고 지구대기 바깥으로 나갈 수 밖에 없고, 이를 위해 허블우주망원경이 많은 천문학자들의 노력으로 1990년 궤도에 진입하게 되었다. 이미 허블망원경을 통한 중요한 관측결과가 발표되고 있고, 1993년에 예정된 주경의 결함보완을 완료하면 우주망원경을 통해 천문학의 일대 혁신이 이루어지리라 기대된다.

한편 지상에서 분해능의 한계를 넘을 수 있는 방법으로 응용광학(adaptive optics )이라고 부르는 방법이 고안되고 있다. 이 방법은 빛의 경로 상에 공기의 밀도 차이에 의해 발생된 효과를 고려해서 보정하려는 것으로 현재 레이저광선을 이용해 연구 중이며 앞으로 수년 후에 실용화 될 전망이다.

빛의 세기를 관측

지금까지 설명된 망원경을 가지고 실제로 관측은 어떻게 이루어지는가를 살펴보자. 외부은하의 관측으로부터 우리가 알고자하는 것은 근본적으로 외부은하로부터 방출되는 빛의 세기이다. 외부은하에서 우리에게 도달하는 거의 유일한 것이 빛이기 때문에(고에너지 물질인 우주선을 제외하고), 이 빛이 은하의 성질을 연구할 수 있게 만드는 유일한 수단인 셈이다. 그런데 은하 전체에서 나오는 전체 빛의 세기보다는 그 은하의 위치에 따른 세기를 알 수 있으면, 빛을 방출하는 물체의 성질에 관한 더 많은 정보를 가지게 된다. 위치에 따라 빛의 세기를 측정하는 방법을 화상학이라고 하고, 파장에 따라 빛의 세기를 측정하는 방법을 분광학이라고 부른다.

화상학에는 사진이 전통적으로 많이 이용되어 왔다. 최근에 Charge Coupled Device의 약자로 CCD라고 불리우는 새로운 검출기가 고안되어 널리 사용되고 있다. CCD는 전후좌우로 수백개의 방(pixel)이 있고 각 방이 하나의 검출기에 해당된다. 수만 또는 수십만개의 검출기에 해당된다. 수만 또는 수십만개의 검출기가 한데 붙어 있는 것과 같다. 각 검출기를 통해 사진과 같은 화상을 만들 수 있고, 그 감도와 정밀도는 사진을 훨씬 능가한다. CCD는 컴퓨터와 연결돼 각 방에서 측정된 빛의 세기가 바로 컴퓨터에 수록되어 진다.

통상 좌우로 5백12개의 방이 있고 앞뒤로 5백12개의 방이 있는 512×512크기의 CCD가 사용되나 최근 1048×1048 또는 2096×2096 CCD가 이용되기도 한다. 각 방에서 빛의 세기에 관한 정보를 가지기 위해 1바이트 (또는 2바이트)가 사용되는데 이는 1048×1048 CCD의 경우 화상 하나마다 1메가바이트(메가란 1백만배를 의미한다) 정도로 개인용 컴퓨터의 고밀도 디스켓 1장의 용량에 해당된다. 휴대용 비디오 카메라에 사용되는 CCD도 근본적으로 같은 것이지만, 천문학용으로 쓰이는 CCD는 그 성능이 우수한 점 이외에 잡음을 줄이기 위해 보통 액체질소를 이용하여 아주 낮은 온도로 냉각시켜 사용한다. H-알파 필터를 이용하여 수소 방출선을 많이 내는 지역 (새로 생긴 별들이 많이 있는 지역)을 알아내기 위해 만든 화상이 윗사진에서 보여진다.

분광학에는 빛을 파장에 따라 분산시키는 장치로 프리즘이나 그레이팅(Grating)등을 첨가해 사용한다. 광원에서 방출되는 빛은 넓은 파장에 걸쳐 방출되는 연속스펙트럼이 있고, 어떤 특정된 파장에서만 보이는 선스펙트럼이 있다. 이는 은하뿐이 아니고 태양과 같은 별의 경우도 마찬가지다. 가시광선에서 보이는 연속스펙트럼은 은하속에 있는 별에서 나오는 것이 대부분이며 파장에 따라 빛의 세기의 차이로부터 은하에 어떤 종류의 별이 얼마나 많이 있는가를 알게 된다.

선스펙트럼은 또 다시 흡수선과 방출선으로 나누어진다. 흡수선은 온도가 상대적으로 낮은 별의 표면에서 온도가 더 높은 별의 안쪽으로 부터 나오는 연속스펙트럼을 흡수함으로써 생긴다. 흡수선의 관측 역시 은하를 구성하고 있는 별의 특성을 알려주는 중요한 정보를 지니고 있다. 방출선은 온도가 높은 성간물질에서 나온다. 오리온 자리에 있는 대성운은 방출선을 많이 내는 천체의 좋은 예다.

은하에서 관측된 선스펙트럼은 은하의 운동에 관한 중요한 정보를 제공한다. 도플러 효과를 이용하면 빛을 방출하는 물체의 상대속도를 알아낼 수 있어 은하의 운동을 연구할 수 있다. 도플러 효과는 소리파에서도 나타나는데, 예를 들어 소리를 내며 달리는 기차가 다가올 때는 고음(진동수가 크고 파장이 짧은 음)을, 멀어질 때는 저음(진동수가 작고 파장이 긴 음)을 내는 것으로 들린다. 즉 상대속도에 따라 파의 진동수와 파장이 바뀌는 것을 말한다. 은하가 회전을 하는 경우 우리에게 다가오는 쪽에서 나온 빛은 파장이 짧아지고, 우리에게서 멀어지는 쪽에서 나온 빛은 파장이 길어지게 된다. 선스펙트럼의 관측을 통해 파장의 변화를 알아내고, 이를 이용하면 은하의 회전 속도를 측정할 수 있게 된다.

은하에서는 중력이 구심력으로 작용해 은하가 회전한다. 은하의 회전 속도는 중력을 만들어 주는 은하의 질량에 관계돼 있다. 다시 말해 은하의 선스펙트럼의 관측은 은하질량을 측정하는 수단이 된다. 우주에는 빛을 방출하지 않는 소위 암흑물질이 많이 존재하는 것으로 추측된다. 암흑물질에 관한 가장 중요한 증거가 바로 이러한 방법에 의해 제시되고 있는 것이다. 여러 나선은하에서 선스펙트럼의 관측으로 구한 속도 자료를 이용해 계산된 은하의 질량이 빛을 내는 물질의 총량보다 훨씬 크다는 사실이 바로 그것이다.

전파관측의 장점

다음으로 전파(장파에서 밀리미터파까지를 일컬음)를 이용하는 경우에는, 전파의 파장이 길기 때문에 전파가 통과하는 경로에 있는 입자나 먼지의 영향을 가장 덜 받는다는 장점이 있다. 다시 말해 어떤 천체 주위에 또는 경로상에서 가시광선을 흡수하는 물질이 많이 있다하더라도 전파를 이용하면 그 천체를 잘 관측할 수 있게 된다. 예를 들어 우리은하의 중심부는 가시광선은 거의 흡수되어 관측이 어렵지만 전파를 이용하면 쉽게 관측이 가능하다. 그러나 위에서 기술한 분해능은 망원경의 크기와 빛의 파장에 따라 달라지기 때문에(파장에 비례하여 분해능의 한계가 커진다), 전파의 경우 광학망원경 보다 아주 큰 망원경이 필요하다. 예를 들어 21cm의 파장을 가진 전파와 5백nm의 (1천만nm가 1cm이다)가시광선에서 1m 망원경을 쓰면 분해능이 각각 10도와 0.1초가 된다.

널리 쓰이는 전파망원경으로는 주로 일산화탄소 분자에서 나오는 방출선(파장이 0.26cm)을 관측하는 10m급 망원경, 파장이 더 큰 전파를 주로 관측하는 독일의 1백m 망원경 등이 있다. 가장 큰 만원경은 푸에르토리코에 있는 아레시보 망원경으로 분지 지역에 지표를 다듬어서 망원경으로(지름이 3백5m)쓰고 있다. 이 망원경은 직접 움직일 수가 없지만 부경을 움직임으로써 관측위치를 변화시켜 천체를 관측한다.

분해능은 망원경의 지름에 비례하는데, 하나의 망원경을 크게 만들지 않고 여러개의 망원경을 넓게 늘어 놓아도 같은 효과를 얻을 수 있다. 간섭계라고 부르는 이 방법을 이용한 예로는 미국 VLA(Very Large Array)가 대표적이다. 25m 망원경 25~30개 정도를 Y자형으로 늘어 놓고 관측을 한다. 가장 분해능을 좋게 하기 위하여 약 26km까지 늘어 놓는다. 더 멀리 늘어 놓으면 더 좋은 분해능을 얻을 수 있으므로 다른 대륙에 있는 전파망원경과 시간을 맞추어 동시에 관측하기도 한다. 이를 VLBI(Very Long Baseline Interferometer)라고 부르며 약 0.01초의 분해능을 얻을 수 있어, 가시광선의 경우보다 오히려 더 좋은 분해능을 얻게 된다.

외부은하 중에는 아주 강한 전파를 방출하는 은하가 있는데 이를 전파은하라고 부른다. 이 전파은하는 중심부가 밝고, 전파외곽지대라고 불리는 밝은 부분이 중심에서부터 양쪽으로(어떤 경우에는 한쪽으로만)퍼져 있다.

인공위성 관측
 

전파를 방출하는 은하의 크기는 가시광선으로 보이는 크기보다 훨씬 큰 경우가 많이 있다. 아직도 왜 이렇게 많은 전파를 방출하는지는 잘 밝혀지지는 않았지만, 가장 가능성이 많은 설명에 따르면 전파은하 중심에 검은 구멍(Black Hole)이 존재하여 그 주변에 있는 물질들이 검은 구멍으로 떨어지면서 에너지를 방출하는 것으로 여겨진다.

X선의 경우에는 지구대기에 가려 관측할 수 없으나 최근 인공위성을 이용하여 관측이 가능하게 되었다. 1970년대초에 우루(Uhuru), 1978~1981년에 아인슈타인 1980년대 말에 깅가(Ginga) 등의 X선 인공위성이 활용된 바 있으며 현재 미국 영국 독일의 합작으로 로샛 인공위성 (ROSAT, X선을 처음 발견한 뢴트겐의 이름을 따서 지음)궤도에 있다. 1993년 일본의 ASTRO-D와 1999년 미국의 AXAF가 발사될 예정이다.

외부은하에서 X선 관측을 통해 얻어진 가장 획기적인 결과 중 하나는 타원은하에 많은 양의 고온 가스가 있다는 사실이다. 통상적으로 타원은하는 은하생성 초기에 빠른 속도로 별이 형성되어 성간물질이 거의 없다고 알려졌다. X-선 관측으로 찾아진 고온 가스의 존재는 그 동안의 통상적 관점을 크게 바꾸어 놓았다. 이 고온 가스는 온도가 1천만℃ 정도로 태양표면 온도 6천℃나 오리온 대성운의 이온화된 영역의 1만℃에 비하면 훨씬 높은 온도이다. 고온 가스는 은하 외부로 방출돼 은하단에 퍼져있기도 하며, 은하중심의 강한 전파를 방출하는 원인과도 관계가 있는 것으로 여겨진다.

새로운 창을 통해 천체를 관측함으로써 많은 새로운 정보가 얻어지고 있음에 틀림이 없다. 여기서 논의되지는 않았지만, IRAS 적외선 인공위성, IVE자외선 인공위성, COBE 인공위성(우주배경복사를 관측하기 위한 것), GRO 감마선 인공위성 등이 많은 새로운 정보를 가져다 주고 있다. 얼마 전까지는 그저 과학소설에서나 있을 것같은 일들이 실제로 이루어지고 있다. 대기가 없기 때문에 천문관측을 하기 아주 적합한 달표면에 천문대를 세우려는 계획이 이미 논의되고 있어, 달에서 관측을 하는 것도 앞으로 멀지 않은 것 같다.

결론을 대신해 우리나라에서의 천문학을 간략하게 살펴 보자. 최근 사회 전반의 발달 정도에 비하면 천문학에 대한 투자가 극히 적다는 것은 틀린 애기가 아닐 것이다. 현재 한국표준과학연구원 산하 천문대에 14m 전파망원경이 있고 1.8m 광학망원경이 건설중이며, 대학에서 보유하는 40~60cm 크기의 망원경이 우리나라에 있는 관측 장비의 전부다. 우주시대를 맞이하여 이 글을 읽고 있는 독자들을 포함해 국민들의 우주에 관한 관심도가 크게 증가하고 있는 상황에서, 우리도 세계에 내놓아 손색이 없을 만한 장비를 빠른 시일 안에 보유하기를 희망 한다.