천문학자들은 멀리 떨어진 천체들을 관측하기 위해서 거대한 망원경을 사용한다. 현재 지상과 우주에는 강력한 망원경들이 관측을 위해 오늘도 하늘을 향하고 있다. 그런데 사실 천문학자들이 관측을 위해서 사용할 수 있는 가장 큰 렌즈는 사실 저 멀리 우주에 있다. 아인슈타인이 예언했고 실제로 그 존재가 증명된 중력렌즈가 바로 그것이다. 아인슈타인의 상대성 이론은 빛의 경로가 중력에 의해서 휘어짐을 예언했다. 영국의 천문학자 에딩턴은 개기일식 때 실제로 태양의 중력에 의해 빛이 휘어진다는 것을 입증했고 이는 아인슈타인의 상대성 이론이 옳다는 결정적인 증거를 제시했다. 아인슈타인은 더 나이가 은하 같은 거대한 천체의 중력이 멀리서 오는 빛을 휘어지게 해 마치 렌즈와 같은 역할을 하게 될 것이라고 예언했다. 이 중력렌즈 현상은 오늘날 은하나 혹은 은하들이 모인 집단인 은하단에 의해서 실제로 관측된다. 단순히 관측되는 것뿐만이 아니라 천문학자들이 수십억 광년 떨어진 천체들을 관측할 때 매우 요긴하게 사용되는 것이 중력렌즈다. 최근 국제 천문학자 팀은 PKS 1830-211라는 거대 질량 블랙홀을 관측하기 위해서 다른 은하를 중력렌즈로 사용했다. 이 경우 관측하려는 천체와 지구 사이에 거대한 질량을 가진 은하나 은하단이 존재해야 한다. 이 경우에는 물론 운 좋게 그런 '렌즈'를 구할 수 있었다. 제네바 대학의 안드리 네로노프(Andrii Neronov of the University of Geneva, Switzerland)와 그의 동료들은 블랙홀에서 나오는 강력한 물질의 흐름인 제트와 주변 구조를 이해하기 위해 거대 은하를 중력렌즈로 사용해 이를 관측했다. 지구 근처에서 이를 관측한 위성들은 나사와 유럽 우주국의 스위프트, 페르미, 인테그랄 위성이다. 거대 질량 블랙홀은 대개 은하의 중심에 위치한다. 아무리 질량이 크다고 해도 그 크기는 은하보다 매우 작아서 천문학자들은 이를 관측하는 것이 마치 달에 있는 개미 한 마리를 관측하는 것과 같다고 비유했다. 천문학자들은 매우 작은 부위를 확대한 미세 중력 렌즈(micro gravitational lens)를 이용해 멀리 떨어진 블랙홀의 중앙부의 데이터를 얻는 데 성공했다. 감마선 영역에서 관측은 사실 처음 얻은 것이라고 한다. 이 데이터를 분석함으로써 앞으로 거대 질량 블랙홀의 내부 구조를 이해하는 데 큰 도움이 될 것으로 기대된다. 종종 자연은 인간에게 예기치 않은 선물을 주는 경우들이 있는데, 이와 같은 미세 중력 렌즈 효과 역시 자연이 인간에게 준 또 하나의 선물이다. 이를 관측한 과학자들의 노고에 못지않게 우리가 자연의 은혜에 고마워해야 하는 이유다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

우리 태양의 1조 배가 넘는 질량을 가진 거대한 타원은하인 M87이 다른 중소 규모의 은하를 ‘수십억 년에 걸쳐 집어삼켰다’는 것이 관측 연구로 밝혀졌다. 천문학자들은 지금까지 M87과 같은 거대 은하는 작은 은하를 집어삼키면서 성장하고 있다고 예상했다. 하지만 이런 은하 합병 과정에서는 작은 은하의 별이 큰 은하의 별과 섞이므로 흔적이 남지 않아 증거를 발견하기가 쉽지 않다. 독일 막스플랑크 외계물리연구소의 알레시아 롱고바디가 이끄는 천문학 연구팀은 은하의 별을 관측하는 대신 은하 ‘해일로’(은하계 일부로서 은하와 우주공간의 경계)에 있는 행성상 성운에 주목했다. 행성상 성운은 태양과 같은 별이 일생의 마지막 단계를 보여주는 모습으로, 별에서 방출된 가스가 독특하고 연한 녹색 빛깔로 빛나 주변 별과 확연하게 구별할 수 있다. 연구팀은 유럽남방천문대(ESO)의 초거대망원경(VLT)에 장착된 분광기를 이용하면 행성상 성운의 움직임을 통해 과거 은하간 충돌의 단서를 얻을 수 있다고 판단했다. 이로써 사상 처음으로 행성상 성운 300개의 움직임을 추적 조사했고, 이 가운데 지구로부터 약 5000광년 떨어진 거대 타원은하인 M87의 해일로에 있는 행성상 성운에 주목했다. 연구팀은 그 움직임을 분석하는 것으로 과거에 은하 합병이 일어난 흔적을 발견할 수 있었다고 밝혔다. 롱고바디 연구원은 “이번 연구결과는 우주에서 가장 거대하고 밝은 구조에 해당하는 은하가 근본적인 방법으로 성장을 계속해 나가고 있음을 보여주는 것으로, 은하들은 결코 멈추지 않는다”며 “M87의 해일로 외곽 상당 부분에서 충돌이 발생하지 않았을 경우에 나타날 것으로 예상되는 밝기보다 두 배 이상 밝은 빛이 관측됐다”고 설명했다. 이번 연구에 참여한 막스플랑크 외계물리연구소의 오트빈 게하르드 박사는 “우리는 중간 크기 은하가 M87의 중심부를 통과하며 추락한 위치에서 거대한 중력조석작용의 결과로 최근 발생한 단일 강착 현상을 목격할 수 있었다”며 “이렇게 빨려든 은하에 자리잡고 있었던 별들은 원래 배치보다 100배나 더 광활한 영역으로 퍼져나간 상태였다”고 말했다. 연구팀은 또 M87의 외곽부에 존재하는 빛의 분포를 매우 주의깊게 분석해 과거 M87에 삼켜진 은하의 별들로부터 발생하는 여분의 빛이 있다는 증거를 발견했다. 이번 관측을 통해 M87에 삼켜진 은하가 M87에 비교적 젊고 푸른 빛의 별을 추가시켰다는 사실을 보여주므로, M87에 삼켜진 은하는 별의 생성이 진행중이던 나선은하였을 것으로 추측하고 있다. 이번 연구에 참여한 ESO의 마그다 아나볼디 박사는 “수십만 광년에 걸쳐 펼쳐진 은하의 해일로 속에 흩어져 있는 별들을 확인할 수 있다는 것은 정말 흥미롭다”면서 “녹색 빛을 발하는 행성상 성운은 마치 건초 더미 속에 숨겨져 있는 바늘을 찾는 것과 같은 것으로, 이런 특이 천체야말로 이런 별들에게 무슨 일이 일었는지 말하는 단서가 될 것”이라고 말했다. 이번 연구성과는 ‘천체물리학 저널 레터’(The Astrophysical Journal Letters) 최신호에 실렸다. 사진=행성상 성운의 분포를 나타낸 타원은하 M87(Chris Mihos/ESO) 윤태희 기자 th20022@seoul.co.kr

우리 은하계에는 무수히 많은 별이 있다. 그리고 이 별 가운데 상당수는 태양처럼 행성을 거느리고 있다. 과학자들은 과거 다른 별도 태양처럼 행성을 거느리고 있으리라 추정했을 뿐 확실한 근거는 찾지 못했었다. 그러나 지난 수십 년간 외계 행성에 대한 연구는 놀라운 속도로 발전해서 이제는 수천 개에 달하는 외계 행성을 찾아내는 시대에 이르렀다. 하지만 아직도 직접 망원경에 담은 외계 행성의 수는 손으로 꼽을 만큼 작다. 외계 행성의 밝기가 대부분 별의 밝기의 100만 분의 1도 되지 않기 때문이다. 이를 관측하는 일은 서치라이트 옆에 있는 반딧불 사진 찍기나 다를 바 없다. 많은 과학자가 이 어려운 과제에 도전하고 있는데, 최근 네덜란드 레이던 대학, 미국 애리조나 대학, 캐나다 몬트리올 대학 등 다국적 과학자팀이 벡터 APP 코로나그래프(vector Apodizing Phase Plate' (vector-APP) coronagraph)라는 장치를 개발해 실제 외계 행성의 사진을 찍는 데 성공했다. 코로나그래프는 본래 태양의 밝은 중심 부분을 가려서 주변의 코로나를 관측하는 장비이다. 하지만 이 경우에는 밝은 별을 가려서 주변의 행성을 찍는 장비라고 할 수 있다. 연구팀은 이 장치를 칠레에 있는 6.5m 구경의 마젤란 클레이 망원경(Magellan Clay telescope)에 장착해서 외계 행성의 사진을 찍는 연구를 진행했다. 그리고 그 결과 실제로 외계 행성의 사진을 찍는 데 성공했다. 연구팀은 지구에서 64광년 떨어진 에타 크루시스와 지구에서 320광년 떨어진 베타 센타우리라는 별 주변을 공전하는 작은 외계 행성의 사진을 직접 찍는 데 성공했다. 지금까지 대부분의 외계 행성을 간접적인 방식(행성이 별의 앞을 지나면서 빛을 가리거나 중력 작용으로 별을 흔드는 경우)으로 발견한 점을 고려할 때, 이 신기술은 앞으로 외계 행성을 직접 관측해서 여러 가지 새로운 사실을 알아내는 데 도움을 줄 것으로 보인다. 외계 행성을 직접 관측하면 이를 통해서 대기의 존재나 구성 등 여러 가지 사실들을 알아낼 수 있다. 그리고 우리 은하계에 지구처럼 생명체가 살기에 적합한 행성이 얼마나 많은지도 알아낼 수 있다. 연구팀은 현재 건설 중인 차세대 거대 망원경에 이 기술을 접목하면 직접 관측이 가능한 외계 행성의 수가 상당히 많아질 것으로 기대하고 있다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

▲ 태양계 탄생의 비밀을 간직한 ‘우주의 방랑자’ '공포의 대마왕' 우주에는 그 규모나 내용에서 우리의 상상을 초월하는 엄청난 사건들이 일어나고 있지만, 사람의 눈으로 볼 수 있는 천체현상 중 최고의 장관은 단연 혜성 출현일 것이다. 어떤 장대한 혜성의 꼬리는 태양에서 지구까지 거리의 2배에 달하며, 그 주기가 수십만 년을 헤아리는 것도 있다 하니 참으로 상상하기조차 힘든 일이다. 혜성이 남기고 간 부스러기라 할 수 있는 별똥별을 보며 소원을 빌어온 우리에겐 입이 딱 벌어질 스케일이라 하겠다. 태양계의 방랑자, 혜성은 태양이나 큰 질량의 행성에 대해 타원이나 포물선 궤도를 도는 태양계에 속한 작은 천체를 뜻하며, 우리말로는 살별이라고 한다. 혜성(彗星)의 ‘혜(彗)’가 ‘빗자루’라는 뜻에서도 알 수 있듯이, 빛나는 머리와 긴 꼬리를 가지고 밤하늘을 운행하는 혜성은 예로부터 고대인들에 의해 많이 관측되었다. 연대가 확실한 가장 오랜 혜성관측 기록으로는 기원전 1059년, 중국의 ‘주 나라 때 빗자루별이 동쪽에서 나타났다’는 기록이다. 유럽에서는 기원전 467년 그리스 사람들이 혜성 기록을 남겼다. 그리스 어로 혜성을 코멧(Komet)이라 하는데, 머리털을 뜻한다. 묘하게도 동서양이 혜성에 대해서는 하나의 일치된 관념을 갖고 있었는데, 그것은 혜성 출현이 불길한 징조라는 것이다. 왕의 죽음이나 망국, 큰 화재, 전쟁, 전염병 등 재앙을 불러오는 별이라고 믿었다. 고대인에게 혜성은 ‘공포의 대마왕’으로 두려움의 대상이었던 것이다. 혜성의 시차를 측정하여 혜성이 지구 대기상에서 나타나는 현상이 아닌 천체의 일종임을 최초로 밝혀낸 사람은 16세기 덴마크의 천문학자 튀코 브라헤였다. 이는 아리스토텔레스의 우주관을 뒤엎은 대단한 발견이었다. 아리스토텔레스는 달을 경계로 삼아 지상과 천상의 세계를 엄격하게 나누었는데, 무상한 지상의 세계와는 달리 천상은 세계는 변화가 없는 완전한 세계라고 주장했던 것이다. 그러나 튀코의 이 발견으로 천상의 세계 역시 무상하다는 것이 밝혀진 셈이다. 혜성이 태양계의 구성원임을 입증한 사람은 17세기 영국 천문학자 에드먼드 핼리였다. 1682년, 핼리는 어느 날 혜성을 본 후, 옥스퍼드 대학 도서관에 있던 옛날 혜성기록을 뒤져본 결과, 1456년, 1531년, 1607년에 목격된 혜성이 자기가 본 것과 비슷하다는 점을 깨닫고, “이 혜성은 불길한 일을 예시하는 별이 아니라, 76년을 주기로 지구 주위를 타원궤도로 도는 천체로, 1758년 다시 올 것이다“라고 예언했다. 그는 자신의 예언을 확인하지 못하고 죽었지만, 과연 1758년 크리스마스 밤에 이 혜성이 나타난 것을 독일의 한 농사꾼 아마추어 천문가가 발견했다. 이로써 이 혜성이 태양을 끼고 도는 하나의 천체임이 증명되었고, 핼리의 업적을 기리는 뜻에서 ‘핼리 혜성’이라 이름지어졌다. ▲ 핼리 혜성에 얽힌 한 소설가의 슬픈 사연 이 핼리 혜성에는 한 소설가의 슬픈 사연이 얽혀 있다. '톰 소여의 모험', '허클베리 핀의 모험' 등으로 우리에게도 친숙한 마크 트웨인이 그 주인공으로, 그는 핼리 혜성이 온 1835년에 태어나서, 혜성이 다시 찾아온 1901년에 세상을 떠났다. 76년 주기인 혜성과 주기를 같이한 트웨인은 만년에 불우한 삶을 살았다. 70세 때 아내와 장녀인 수지가 같은 시기에 세상을 떠나고, 몇 년 후에는 셋째 딸마저 간질로 그 뒤를 따랐다. 남은 자식이라고는 둘째 딸 클라라뿐이었다. 그는 실의에 빠진 채 만년을 보냈는데, 유일한 즐거움은 과학책을 읽는 것이었다. "나는 1835년 핼리 혜성과 함께 왔다. 내년에 다시 온다고 하니 나는 그와 함께 떠나려 한다. 내가 만일 핼리 혜성과 함께 가지 못한다면 그것은 내 인생에서 가장 실망스러운 일이 될 것이다"라고 말했던 트웨인은 1910년 어느 날 밤 별이 뜰 무렵 둘째 달 클라라의 손을 잡고 “안녕, 클라라. 우린 꼭 다시 만날 수 있을 거야”라고 말을 남겼는데, 그때 핼리 혜성이 다시 지구를 찾아왔고, 트웨인은 그 이튿날 세상을 떠났다. 1910년 4월 21일이었다. 핼리 혜성이 가장 최근에 나타난 해는 1986년이었고, 다음 방문은 2061년으로 예약되어 있다. 필자뿐 아니라 현재 지구 행성에서 살고 있는 70억 인구 중 3분의 1은 그때 핼리 혜성이 태양을 향해 달려가는 장관을 볼 수 없을 것이다. 핼리 혜성은 7만 6000년 후에 수명을 다하게 된다. 핼리 혜성처럼 태양계 내에 붙잡혀 길다란 타원궤도를 가지고 주기적으로 태양을 도는 혜성을 주기 혜성이라 하고, 포물선이나 쌍곡선 궤도를 갖고 있어 태양에 딱 한 번만 접근하고는 태양계를 벗어나 다시는 돌아오지 않는 혜성을 비주기 혜성이라 한다. 주기 혜성은 200년 이하의 주기를 가지는 단주기 혜성과, 200년 이상 수십만 년에 이르는 주기를 가진 장주기 혜성으로 나누어진다. 혜성은 크게 머리와 꼬리로 구분된다. 머리는 다시 안쪽의 핵과, 핵을 둘러싸고 있는 코마로 나누어진다. 핵이 탄소와 암모니아, 메탄 등이 뭉쳐진 얼음덩어리라는 사실이 최초로 밝혀진 것은 1950년 미국의 천문학자 위플에 의해서였다. 그러니 혜성의 정체가 제대로 알려진 것은 반세기 남짓밖에 되지 않은 셈이다. 핵을 둘러싼 코마는 태양열로 인해 핵에서 분출되는 가스와 먼지로 이루어진 것으로, 혜성이 대개 목성궤도에 접근하는 7AU 정도 거리가 되면 코마가 만들어지기 시작한다. 우리가 혜성을 볼 수 있는 것은 이 부분이 햇빛을 반사하기 때문이다. 코마의 범위는 보통 지름 2만~20만km 정도로 목성 크기만 하기도 하고, 때로는 지구와 달까지 거리의 약 3배나 되는 100만km를 넘는 것도 있다. 혜성의 꼬리는 코마의 물질들이 태양풍의 압력에 의해 뒤로 밀려나서 생기는 것이다. 이 황백색을 띤 꼬리는 태양과 반대방향으로 넓고 휘어진 모습으로 생기며, 태양에 다가갈수록 길이가 길어진다. 꼬리가 긴 경우에는 태양에서 지구까지의 거리 2배만큼 긴 것도 있다니, 참으로 장관이 아닐 수 없겠다. 태양에 가까이 다가가면 두 개의 꼬리가 생기기도 하는데, 앞에서 말한 먼지꼬리 외에 가스 꼬리 또는 이온 꼬리라고 불리는 것이 생긴다. 태양 반대쪽으로 길고 좁게 뻗는 가스 꼬리는 이온들이 희박하여 눈으로는 잘 보이지 않지만, 사진을 찍어 보면 푸른색을 띤 꼬리가 길게 뻗어 있는 것을 볼 수 있다. 근래에 온 혜성으로 단연 화제를 모았던 것은 1994년 7월 16일 목성과 충돌한 슈메이커-레비9 혜성이었다. 21개로 쪼개어진 조각들이 목성의 남반구에 차례로 충돌했는데, 충돌 당시 전 세계의 관심을 모았으며, 방송에서는 큰 화제가 되기도 했다. 외계 물체 중 최초로 태양계의 물체에 충돌하는 장관을 실감나게 보여주었던 것이다. 혜성 탐사선으로는 미국의 스타더스트 호가 99년 2월에 발사되었다. 이 탐사선은 2004년 1월에 혜성 와일드 2로부터 표본을 채취해 지구로 돌아왔다. 또한 67P/추류모프-게라시멘코’ 혜성에 착륙을 시도하기 위한 유럽우주국의 로제타 호는 2004년 3월에 발사되었는데, 지난 2014년 11월 12일 로제타 호의 탐사 로봇 ‘필레’가 역사상 최초로 67P 혜성에 성공적으로 착륙했다. 현재 로제타 호는 태양에 접근해가는 혜성 궤도를 돌면서 같이 따라가고 있는 중이다. ▲ '혜성들의 고향' 혜성은 어디에서 오는가? 혜성의 고향을 알기 위해서는 먼저 그 기원을 알지 않으면 안된다. 널리 받아들여지는 혜성 기원론에 따르면, 혜성은 행성과 위성들이 만들어지고 남은 잔해이기 때문에 태양계만큼이나 오래된 천체라는 것이다. 이 잔해들이 해왕성 너머 30~50AU 공간에 납작한 원반 모양으로 분포하고 있는데, 이곳이 바로 단주기 혜성들의 고향으로 카이퍼 대라 한다. 장주기 혜성의 고향은 그보다 훨씬 멀리, 5만~15만AU 가량 떨어진 오르트 구름이다. 지름 약 2광년으로, 거대한 둥근 공처럼 태양계를 둘러싸고 있는 오르트 구름은 수천억 개를 헤아리는 혜성의 핵들로 이루어져 있다. 탄소가 섞인 얼음덩어리인 이 핵들이 가까운 항성이나 은하들의 중력으로 이탈하여 태양계 안쪽으로 튕겨들어 혜성이 되는 것이다. 이 혜성은 온도가 매우 낮은 태양계 바깥쪽에 있었기 때문에 태양계가 탄생할 때의 물질과 상태를 수십억 년 동안 그대로 지니고 있는 만큼 태양계 탄생의 비밀을 간직한 ‘태양계 화석’이라 할 수 있다. 단주기 혜성의 경우, 태양에서 목성과 해왕성 사이를 타원궤도를 그리며 운동한다. 태양계 내의 천체가 태양에서 가장 멀리 떨어져 있을 때의 거리를 원일점, 가장 가까이 있을 때의 거리를 근일점이라 하는데, 단주기 혜성은 원일점의 위치에 따라 목성족, 토성족, 천왕성족, 해왕성족으로 나누어진다. 예컨대, 가장 짧은 3.3년 주기의 엥케 혜성은 목성족, 76년 주기의 핼리 혜성은 해왕성족에 속한다. 장주기 혜성은 해왕성 바깥까지 갔다가 되돌아오는 길쭉한 타원궤도로, 대부분의 혜성이 이에 속한다. 원일점은 대략 1만~10만AU 정도 거리에 있다. 우주 속에 영원한 것이 어디 있으리오마는, 혜성의 경우는 더욱 극적이다. 태양의 인력에 이끌려 태양계 안으로 들어온 혜성들은 각기 다른 운명을 겪는데, 태양과 행성들의 인력에 따라 궤도가 달라져, 어떤 것은 태양계 밖으로 밀려나 다시는 돌아오지 못하고 우주의 미아가 되거나, 행성의 강한 인력으로 쪼개지기도 한다. 또 어떤 것은 태양이나 행성에 충돌하여 최후를 맞는 경우도 있다. 보통 혜성은 서울시만한 크기로, 혜성이 태양을 방문할 때마다 핵에서 약 1억 톤 가량의 물질을 방출하기 때문에 핵 표면이 약 3m씩 줄어든다고 한다. 엥케 혜성은 천 번 곧, 3,300년 후, 수백억 년을 사는 별에 비해서는 참으로 찰나의 삶을 사는 존재라 하겠다. 혜성은 궤도를 운행하면서 티끌이나 돌조각들을 궤도상에 흩뿌리는데, 이러한 혜성의 입자들이 혜성 궤도 주위에 모여 있는 것을 유성류(流星流)라 한다. 공전하는 지구가 이 유성류 속을 지날 때 지구 대기와의 마찰로 불타며 떨어지는데, 이것을 유성 또는 별똥별이라 하며, 많은 유성이 무더기로 떨어지는 것을 유성우(流星雨)라 한다. 유성우는 지구 대기권으로 평행하게 떨어지지만, 우리가 보기에는 하늘의 한 곳에서 떨어지는 것처럼 보인다. 이 중심점을 복사점이라 하고, 복사점이 자리한 별자리의 이름을 따라 유성우의 이름이 정해진다. 유성우 중에서는 특히 사자자리 유성우가 유명한데, 주기 33년의 템펠-터틀 혜성이 연출하는 것으로서, 매년 11월 17일과 18일을 전후하여 시간당 십수개에서 많은 경우 수십만 개의 유성이 떨어진다. 혜성이 지구가 형성되기 전부터 존재했다는 것은 알려져 있지만, 아직도 혜성의 많은 부분은 신비에 싸여 있다. 어떤 학자들은 혜성이 가져다준 물이 지구의 바다를 만들었다고 주장하기도 하고, 어떤 학자들은 지구에 생명의 씨앗과 생명의 물질을 공급해왔다는 주장도 한다. 한편, 중생대 말 공룡을 비롯한 지구상의 생물 대부분을 멸종시킨 거대한 재앙의 근원이 혜성 충돌 때문이라는 주장은 거의 정설로 굳어가고 있다. 만약 이러한 주장들이 사실이라면 혜성은 지구 생명의 창조자이자 파괴자이며, 인류의 미래와 운명에 직결되어 있는 존재인 셈이다. 마지막으로 장주기 혜성 하나. 1975년에 발견된 웨스트 혜성은 원일점이 13,560AU(1AU는 지구-태양 간 거리 1.5억km)로, 현재까지 가장 긴 주기를 가진 혜성의 하나로 기록되고 있는데, 그 주기가 무려 55만 8300년이다. 지난 75년에는 태양을 지나친 뒤 네 조각으로 쪼개지면서 장관을 연출했던 웨스트 혜성의 다음 도래년은 서기 569,282년이다. 우리 인류가 문명사를 엮어온 것이 고작 5000년인데, 과연 그때까지 이 지구 행성에서 살아남아, 웨스트 혜성이 태양을 향해 시속 34만km로 돌진해가는 장관을 다시 볼 수 있을까? 이광식 통신원 joand999@naver.com　

혜성은 어디에서 오는가? 혜성의 고향을 알기 위해서는 먼저 그 기원을 알지 않으면 안된다. 널리 받아들여지는 혜성 기원론에 따르면, 혜성은 행성과 위성들이 만들어지고 남은 잔해이기 때문에 태양계만큼이나 오래된 천체라는 것이다. 이 잔해들이 해왕성 너머 30~50AU 공간에 납작한 원반 모양으로 분포하고 있는데, 이곳이 바로 단주기 혜성들의 고향으로 카이퍼 대라 한다. 장주기 혜성의 고향은 그보다 훨씬 멀리, 5만~15만AU 가량 떨어진 오르트 구름이다. 지름 약 2광년으로, 거대한 둥근 공처럼 태양계를 둘러싸고 있는 오르트 구름은 수천억 개를 헤아리는 혜성의 핵들로 이루어져 있다. 탄소가 섞인 얼음덩어리인 이 핵들이 가까운 항성이나 은하들의 중력으로 이탈하여 태양계 안쪽으로 튕겨들어 혜성이 되는 것이다. 이 혜성은 온도가 매우 낮은 태양계 바깥쪽에 있었기 때문에 태양계가 탄생할 때의 물질과 상태를 수십억 년 동안 그대로 지니고 있는 만큼 태양계 탄생의 비밀을 간직한 ‘태양계 화석’이라 할 수 있다. 단주기 혜성의 경우, 태양에서 목성과 해왕성 사이를 타원궤도를 그리며 운동한다. 태양계 내의 천체가 태양에서 가장 멀리 떨어져 있을 때의 거리를 원일점, 가장 가까이 있을 때의 거리를 근일점이라 하는데, 단주기 혜성은 원일점의 위치에 따라 목성족, 토성족, 천왕성족, 해왕성족으로 나누어진다. 예컨대, 가장 짧은 3.3년 주기의 엥케 혜성은 목성족, 76년 주기의 핼리 혜성은 해왕성족에 속한다. 장주기 혜성은 해왕성 바깥까지 갔다가 되돌아오는 길쭉한 타원궤도로, 대부분의 혜성이 이에 속한다. 원일점은 대략 1만~10만AU 정도 거리에 있다. 우주 속에 영원한 것이 어디 있으리오마는, 혜성의 경우는 더욱 극적이다. 태양의 인력에 이끌려 태양계 안으로 들어온 혜성들은 각기 다른 운명을 겪는데, 태양과 행성들의 인력에 따라 궤도가 달라져, 어떤 것은 태양계 밖으로 밀려나 다시는 돌아오지 못하고 우주의 미아가 되거나, 행성의 강한 인력으로 쪼개지기도 한다. 또 어떤 것은 태양이나 행성에 충돌하여 최후를 맞는 경우도 있다. 보통 혜성은 서울시만한 크기로, 혜성이 태양을 방문할 때마다 핵에서 약 1억 톤 가량의 물질을 방출하기 때문에 핵 표면이 약 3m씩 줄어든다고 한다. 엥케 혜성은 천 번 곧, 3,300년 후, 수백억 년을 사는 별에 비해서는 참으로 찰나의 삶을 사는 존재라 하겠다. 혜성은 궤도를 운행하면서 티끌이나 돌조각들을 궤도상에 흩뿌리는데, 이러한 혜성의 입자들이 혜성 궤도 주위에 모여 있는 것을 유성류(流星流)라 한다. 공전하는 지구가 이 유성류 속을 지날 때 지구 대기와의 마찰로 불타며 떨어지는데, 이것을 유성 또는 별똥별이라 하며, 많은 유성이 무더기로 떨어지는 것을 유성우(流星雨)라 한다. 유성우는 지구 대기권으로 평행하게 떨어지지만, 우리가 보기에는 하늘의 한 곳에서 떨어지는 것처럼 보인다. 이 중심점을 복사점이라 하고, 복사점이 자리한 별자리의 이름을 따라 유성우의 이름이 정해진다. 유성우 중에서는 특히 사자자리 유성우가 유명한데, 주기 33년의 템펠-터틀 혜성이 연출하는 것으로서, 매년 11월 17일과 18일을 전후하여 시간당 십수개에서 많은 경우 수십만 개의 유성이 떨어진다. 혜성이 지구가 형성되기 전부터 존재했다는 것은 알려져 있지만, 아직도 혜성의 많은 부분은 신비에 싸여 있다. 어떤 학자들은 혜성이 가져다준 물이 지구의 바다를 만들었다고 주장하기도 하고, 어떤 학자들은 지구에 생명의 씨앗과 생명의 물질을 공급해왔다는 주장도 한다. 한편, 중생대 말 공룡을 비롯한 지구상의 생물 대부분을 멸종시킨 거대한 재앙의 근원이 혜성 충돌 때문이라는 주장은 거의 정설로 굳어가고 있다. 만약 이러한 주장들이 사실이라면 혜성은 지구 생명의 창조자이자 파괴자이며, 인류의 미래와 운명에 직결되어 있는 존재인 셈이다. 마지막으로 장주기 혜성 하나. 1975년에 발견된 웨스트 혜성은 원일점이 13,560AU(1AU는 지구-태양 간 거리 1.5억km)로, 현재까지 가장 긴 주기를 가진 혜성의 하나로 기록되고 있는데, 그 주기가 무려 55만 8300년이다. 지난 75년에는 태양을 지나친 뒤 네 조각으로 쪼개지면서 장관을 연출했던 웨스트 혜성의 다음 도래년은 서기 569,282년이다. 우리 인류가 문명사를 엮어온 것이 고작 5000년인데, 과연 그때까지 이 지구 행성에서 살아남아, 웨스트 혜성이 태양을 향해 시속 34만km로 돌진해가는 장관을 다시 볼 수 있을까? 이광식 통신원 joand999@naver.com　

단 한장의 사진이지만 이 속에는 인간의 머리로는 상상이 가지않는 '우주'가 가득 담겨있다. 최근 유럽우주기구(ESA)가 허블우주망원경으로 촬영한 은하들의 모습을 홈페이지를 통해 공개해 관심을 끌고있다. 사진 속 장소는 지구로부터 약 1억 1000만 광년 떨어진 고래좌에 위치한 '힉슨 밀집은하군 16'(Hickson Compact Group 16·이하 HCG 16)이다. 이 한 장의 사진 속에는 놀랍게도 HCG 16에 포함된 총 7개의 은하 중 4개의 은하가 포함돼 있다. 가장 좌측부터 순서대로 NGC 839, NGC 838, NGC 835, NGC 833으로 모양 만큼이나 각 은하의 특징도 다르다. 먼저 NGC 839는 소위 은하가 은하를 잡아먹는 '은하 포식'(galactic cannibalism) 모습을 띄고있다. 다소 괴기스럽게도 느껴지지만 은하가 은하를 잡아먹는 일은 우주에서 매우 흔한 일이다. 작은 은하들은 점차 합체되면서 대형 은하로 발전하며 우리 은하 역시 과거 수많은 은하를 잡아먹은 흔적이 있다. 또한 NGC 838은 폭발적으로 별을 생성하는 은하로 중심에 블랙홀은 없는 것으로 추정된다. 이에반해 NGC 835과 NGC 833는 믿기 힘들 만큼의 밝은 빛을 내뿜는 세이퍼트 은하(Seyfert galaxy)로 분류되며 그 중심에 초질량 블랙홀을 가지고 있다. 한마디로 상상을 초월하는 우주의 흥망성쇠가 이 사진 속에 모두 펼쳐지고 있는 셈이다. ESA 측은 "이 이미지는 허블우주망원경과 유럽남방천문대(ESO)의 데이터를 합쳐 만든 것" 이라면서 "검은 배경에서 점으로 빛나는 천체 역시 은하" 라고 설명했다. 박종익 기자 pji@seoul.co.kr

지구로부터 아주 먼거리에 있는 은하 속 ‘괴물 블랙홀’의 무게를 천문학자들이 알마 전파망원경의 도움으로 측정하는 데 성공했다고 미국과 일본의 천문학자들이 밝혔다. 이런 거대 블랙홀의 질량은 은하와 블랙홀의 진화 관계를 밝히는 데 매우 중요한 정보가 된다. 많은 은하 중심에는 거대한 블랙홀이 존재하는 것으로 여겨진다. 천문학자들은 우리 태양의 수백만 배에서 수백억 배에 달하는 것을 ‘초거대질량 블랙홀’이라고 부른다. 이런 블랙홀의 질량과 이를 포함한 은하(모은하) 중심(팽대부)의 질량 혹은 밝기 사이에는 상호관계가 있는 것으로 알려졌는데 은하의 성장과 발전에는 이런 거대한 블랙홀이 크게 영향을 주고 있는 것으로 시사된다. 즉 이런 관계를 확인하기 위해서는 초거대질량 블랙홀의 질량을 구하는 것이 중요하다. 블랙홀의 중력 영향을 받는 천체의 움직임을 측정하면 질량을 추정할 수 있지만, 고해상도 측정이 필요해 블랙홀 중력 이외의 영향을 고려해야 해 계산이 쉽지 않다고 한다. 천문학자들은 화로자리 방향으로 약 5200만 광년 거리에 있는 막대나선은하 NGC 1097을 알마 전파망원경으로 관측한 데이터를 이용해 이 은하 중심에 있는 초거대질량 블랙홀의 질량을 계산하는 데 도전했다. 이들이 사용한 방법은 은하 중심 부근 분자가스의 분포와 운동 모습을 전파 관측으로 정밀하게 측정하는 것이다. 분자가스는 주위의 영향을 받기 어려우므로 움직임을 측정하기 쉽고 블랙홀의 질량을 구하는 데 효과적이라고 한다. 이런 관측결과를 바탕으로 천문학자들은 천체모델을 만들고 분자가스의 움직임을 재현하기 위해 조건을 조사했다. 그 결과, NGC 1097의 중심부에 있는 초거대질량 블랙홀의 질량은 태양의 약 1억 4000만 배인 것으로 확인됐다. 연구에 참여한 미국 국립전파천문대의 카틱 쉬스 박사는 이런 막대나선은하를 비롯해 나선은하와 같은 만기형 은하에 대해 이런 방법으로 초거대질량 블랙홀의 질량을 측정한 사례는 이번이 처음이라고 설명했다. 연구를 이끈 일본 소고켄큐대학원대학의 오오니시 쿄코 연구원은 “알마 망원경은 단 2시간 정도 관측으로 은하 중심부 가스의 운동 데이터를 얻을 수 있었다”면서도 “은하 중심 블랙홀의 관계를 밝히기에는 다양한 형태의 많은 은하로부터 블랙홀 질량을 구할 필요가 있지만 알마 망원경을 사용하면 현실적인 시간에 많은 은하 관측을 수행할 수 있을 것”이라고 말했다. 이번 연구성과는 국제 학술지 ‘천체물리학 저널’(Astrophysical Journal) 19일 자에 게재됐다. 윤태희 기자 th20022@seoul.co.kr

만유인력의 법칙을 밝힌 뉴턴의 '프린키피아'는 1687년에 출간되었다. “나는 이제 세계의 기본 얼개를 선보이겠다”는 뉴턴의 자랑스런 선언을 담고 있는 이 책은 뉴턴 물리학을 집대성 것이었다. '프린키피아'에서 뉴턴은 행성의 운동을 비롯하여, 조석의 움직임, 진자의 흔들림, 사과의 낙하 같은 다양한 현상들을 단일한 원리로 통일하고, 다시 그것을 수학적으로 완벽하게 제시했다. 신과 같은 이 놀라운 솜씨는 마침내 지상의 물리학과 천상의 물리학을 하나로 통합했던 것이다. 이것은 일찍이 갈릴레오가 그토록 이루기를 갈망했으나 끝내 성공하지 못했던 것이었다. 뉴턴 이전에는 땅의 세계와 하늘의 세계가 엄격히 구분돼 있었다. 땅의 세계는 불완전한 사멸과 변화의 세계고, 천상의 세계는 비물질적이며 완전하고 불변하는 신의 세계였다. 그러나 뉴턴으로 인해 우주에서 비물질적이고 관념적인 것들은 모두 제거되고 하나의 법칙으로 통합되었으며, 인류는 문명사 6000 년 만에 비로소 우주를 이성적으로 사고할 수 있게 된 것이다. ​ 뉴턴이 찾아낸 만유인력의 법칙은 한마디로 우주 안의 모든 것들이 하나의 법칙으로 작동하고 있다는 것이며, 그것을 문장으로 표현하면 다음과 같다. "모든 물체는 각기 질량의 힘으로 서로 끌어당긴다. 이 힘은 두 물체의 질량의 곱에 비례하며, 두 물체 사이 거리의 제곱에 반비례한다." 이를 수식으로 나타내면 허망할 정도로 단순하다. F = G m1 m2/r^2(F는 인력, G는 만유인력 상수, m1, m2'는 두 물체의 질량, r은 두 물체 사이의 거리) 이 간단한 방정식 하나로 우주 안의 만물은 서로 감응한다. ‘나’라는 존재도 온 우주의 만물과 서로 중력을 미치며, 사과 한 알이 떨어져도 온 우주가 감응한다는 뜻이다. 뉴턴 역학이 전하는 복음은 분명했다. 한마디로, 이 세계는 모두 우주 역학의 결과이며, 모든 천체들이 고유한 중량과 그것들의 운행에서 나오는 힘들에 의해 움직이고 있다. 행성운동은 말할 것도 없고, 우주 안에서 일어나는 모든 현상은 원자들의 상호관계에서 일어나는 역학의 결과이다. 그러므로 이 세계 안에 우연이란 것은 없다. 말하자면 모든 것은 결정되어 있다는 '결정론적 우주관'이다. 이 같은 내용을 담고 있는 '프린키피아'는 출간되자마자 많은 논쟁을 불러일으켰다. 그중에는 ‘우주는 유한한가, 무한한가’라는 유서 깊은 논쟁도 있었다. 예리한 논리로 ‘우주는 태어난 지 오래지 않다’라고 추론했던 고대 로마의 철학자 루크레티우스(BC 96년경 ~ BC 55)는 이에 대해 다음과 같은 사려깊은 결론을 내린 바 있다. “우주는 모든 방향으로 무한히 뻗어 있다. 만일 우주에 끝이 있다면 그 끝을 이루는 경계가 있어야 하고, 이는 곧 우주의 바깥에 또 무언가가 존재한다는 뜻이다. (...) 그런데 우주를 이루는 모든 차원들은 아무런 방향성도 없고, 그 바깥에 무언가 존재한다는 것도 확인된 바 없으므로 우주는 끝이 없어야 한다.” 뉴턴의 중력 이론은 우주가 유한하든 무한하든 모순을 피할 수 없게 된다. 리처드 벤틀리라는 한 성직자가 뉴턴에게 편지를 보내 이 점을 지적했다. "중력이라는 것이 작용거리가 무한하고 한 방향으로만 작용하는 힘이라고 할 때, 만약 우주가 무한하다면 별들은 각기 임의의 물체를 중력으로 잡아당길 것이고, 그렇다면 우주는 각자의 방향으로 찢어져 혼돈에 찬 종말을 맞이할 것입니다. 만약 우주가 유한하다면 별들은 서로의 중력에 의해 끌어당길 것이고, 우주는 결국 하나의 점으로 붕괴되어 충돌하는 처참한 종말을 맞이할 것입니다." 이것이 바로 중력이론을 우주에 적용할 때 나타나는 역설적인 결과를 최초로 지적한 ‘벤틀리의 역설’로, 올베르스의 역설과 함께 천문학 역사상 유명한 역설에 속한다. 뉴턴 역시 중력 이론의 모순을 알고 있었다. 심사숙고 끝에 내놓은 뉴턴의 대책은 이런 것이었다. “우주공간에 떠 있는 하나의 별이 무한히 많은 다른 별들에 의해 당겨지고 있다면, 오른쪽으로 끌어당기는 힘과 왼쪽으로 끌어당기는 힘이 서로 상쇄될 것이다. 모든 별들이 이런 식으로 균형을 이루고 있기 때문에 정적인 우주가 유지된다. 그러려면 우주는 무한하며 균일해야 한다.” 그러나 이 정적인 균형은 위태로운 것이다. 별 하나만 요동쳐도 일시에 균형이 와해되어 파국을 맞을 수 있기 때문이다. 자신의 해법이 만족스럽지 못하다는 것을 안 뉴턴은 이런 대형사고를 피하기 위해 신의 자비를 구하며 다음과 같이 편지를 마무리했다. “태양과 항성들의 중력에 의해 한 점으로 붕괴되지 않으려면 주기에 따라 태엽시계에 시간을 돌려서 맞추듯이 우주의 시계에도 전지전능한 신의 도움이 가끔씩은 필요할 것입니다.” 지금에서 보면 황당한 얘기처럼 들릴 수도 있는 말이지만, '프린키피아' 자체를 인간에게 신의 길을 가르치기 위한 노작으로 보는 뉴턴으로서는 무난한 결론이기도 할 것이다. 오히려 과학이란 단지 물리적 우주를 이해하려는 시도일 뿐이라는 현대의 견해를 뉴턴이 듣는다면 크게 놀랄 것이 틀림없으니까. 어쨌든 뉴턴은 이 만유인력의 발견으로 모든 시대를 통틀어 가장 위대한 천재, 마호메트와 예수 다음으로 인류 역사를 바꾼 인물로 평가받는 과학자가 되었으며, 인류는 뉴턴 역학으로 인해 우주에 대해 깊은 이해에 도달할 수 있는 열쇠를 갖게 된 것이다. 지금도 지구 궤도를 돌고 있는 수많은 인공위성들의 궤도 계산이나 로켓 발사, 그리고 우주 탐사선의 우주 여행 등이 모두 300여 년 전에 확립된 뉴턴의 이론적 모델에 기초하고 있다는 사실만 보더라도 뉴턴의 공적이 얼마나 큰 것인지 알 수 있다. 이러한 이유 등으로 사람들은 뉴턴을 가리켜 ‘신의 마음에 가장 가까이 간 사람’이라 평하기도 한다. 자, 이제 '벤틀리의 역설'의 정답을 말해보자. 정답은 첫째, 은하 내의 별들이 중력을 거슬러 서로의 거리를 유지하는 것은 은하 중심을 공전하고 있기 때문이다. 이는 행성들이 공전함으로써 태양과의 거리를 유지하는 것과 같은 이치다. 둘째, 은하들이 한 점으로 붕괴되지 않는 것은 '빅뱅 우주론'에 의한 우주팽창 때문이다. 여기에는 물론 암흑 에너지도 한몫한다. 우리가 잘 알다시피 우주는 결코 뉴턴 생각처럼 정적이 아니며, 인력에 반하는 팽창력이 척력으로 작용함으로써, 은하나 별들이 한 점으로 붕괴되거나 찢어지는 일 없이 지금의 상태를 유지하고 있는 것이다. 이는 천하의 천재인 뉴턴도 상상하지 못한 일일 것이다. 우주란 얼마나 오묘한가! 이광식 통신원 joand999@naver.com　

멀고 먼 우주의 '아름다운 보석'들이 가장 빼곡히 모여 빛나는 곳은 어디일까? 최근 미 항공우주국(NASA)은 허블우주망원경으로 촬영한 아치스 성단(Arches Cluster)의 모습을 사진으로 공개했다. 셀 수 없이 많은 별들이 찬란하게 빛나는 이 성단은 우리 은하의 중심부인 궁수자리에 위치해 있다. 지구에서 무려 2만 5000광년이나 떨어져 있는 이 성단은 특히 가장 '인구 밀도'가 높은 것으로 유명하다. 반경이 약 1광년에 달하는 이 성단에는 무려 10만 개 이상의 별들이 오밀조밀 모여있을 것으로 추정된다. 또한 확인된 150개의 젊은 별들은 우리 태양보다 몇 배 정도 크고 질량도 무겁다. 특히 이 중에는 태양 질량의 100배가 넘는 별도 3개(F1, F6, F9)나 포함돼 있다. 그러나 이 별들은 우리 태양이 약 100억 년의 수명을 가진 것과는 달리 굵고 짧게 '생'을 마감할 것으로 보인다. NASA 측은 "이 별들은 너무 밝고 질량이 무거워 수백 만 년이라는 우주적 관점에서 짧은 시간 안에 '연료'를 다 태울 것" 이라면서 "이같은 이유 때문에 성단 안에는 초창기 별들이 만들어낸 무거운 원소의 양이 특이할 정도로 많다"고 설명했다. 이어 "아치스 성단은 거대한 먼지 구름 때문에 가시광선으로는 보이지 않는다" 면서 "이번 관측은 X-선, 적외선 등의 데이터를 활용해 볼 수 있었다"고 덧붙였다. 박종익 기자 pji@seoul.co.kr

천문학자들이 미국항공우주국(NASA)의 허블 우주망원경을 사용해 빠르게 늙어가는 거대 별에 관한 새롭고 놀라운 단서를 발견해냈다. 이는 우리 은하에서는 발견된 적이 없다. 천문학자들은 이 별이 너무 이상하다고 여겨 공식 명칭인 ‘NaSt1’을 빗대 ‘네스티원’(Nasty 1, 첫번째 못된 것의 의미)이라는 별칭으로 부르고 있다. 네스티원은 초거대 별들의 진화에서도 극히 짧은 진화 단계를 갖는 대표 별로 여겨진다. 수십 년 전, 처음 발견된 네스티원은 우리 태양보다 훨씬 무거운 질량을 갖고 있으면서 빠르게 진화하는 볼프레이에(Wolf-Rayet, WR) 별로 식별됐다. WR 별은 수소로 가득 채워져 있는 외각 껍질층을 빠르게 잃고 헬륨이 타오르고 있는 극도로 밝은 초고온의 핵을 드러낸다. 반면 네스티원은 이런 전형적인 WR 별과는 다른 모습을 보여줬다고 천문학자들은 말한다. ■ 거대한 가스 원반 과학자들은 허블 망원경을 이용해 별의 반대 방향으로 흘러들어가는 두 개의 가스 구체를 볼 수 있을 것으로 기대했었다. 그 모습은 아마 WR 별의 후보인 용골자리 에타별(에타 카리네, Eta Carinae)에서 뿜어져 나오는 가스와 유사할 것으로 예측됐다. 하지만 허블에 나타난 네스티원은 팬케이크 모양의 가스 원반을 둘러싸고 있었다. 가스 원반의 너비는 약 3조2000억km에 달하며, 아마 새로 생성된 WR 별의 외곽 가스를 집어삼키고 있는 눈에 보이지 않는 동반성 때문에 형성된 것으로 예측된다. 현재 측정치에 의하면 이 두 별을 둘러싸고 있는 구름의 나이는 고작 수천 년 정도 수준으로, 지구로부터의 거리는 3000광년 밖에 되지 않는다. 연구를 이끈 존 마우어핸(UC버클리)은 “이 원반 구조가 쌍성 간의 상호작용으로 WR 별이 생성되고 있는 증거일 수 있으므로 이를 봤을 때는 정말 놀랐다”면서 “이런 예는 이 과정 자체가 너무 짧은 기간에 일어나 우리 은하에서 정말 보기 어렵다”고 말했다. 이어 “아마 그 시간은 10만 년 정도 수준에 지나지 않을 것인데 이런 시간 규모에서도 원반을 발견할 시기는 고작 1만 년 정도에 지나지 않을 것”이라고 덧붙였다. 연구팀이 제안한 시나리오에서 거대 별은 빠르게 진화하고 수소 연료가 떨어지기 시작할 때 몸집이 부풀어 오른다. 외층을 둘러싸고 있는 수소 껍질은 점점 더 느슨하게 풀리고 근처에 있는 동반성의 중력에도 쉽게 벗겨져 나갈 수 있는 상태가 된다. 그 과정에서 더 밀도높게 뭉쳐있는 동반성이 질량을 얻게 되고, 원래 무거운 질량을 가지고 있었던 주성은 수소 껍질을 잃게 되면서 헬륨 핵이 노출돼 WR 별이 되고 만다는 것이다. 또 다른 시나리오는 무거운 별이 자신의 수소층을 대전입자가 가득한 강력한 항성풍과 함께 분출해 형성된다는 것이다. 동반성이 존재하는 쌍성 간의 상호작용에 의한 모델이 천문학자들에게 좀더 매력을 끄는 데 이는 거대 별들의 최소 70%가 동반성을 거느린 쌍성계이기 때문이다. 하나의 별이 직접 질량을 잃는다는 가정은 우리 은하에서 아직 덜 진화한 거대 별들에 관련한 WR 별들의 숫자를 설명하지 못한다. 연구에 참여한 나단 스미스(애리조나대)는 “우리는 전통적인 항성풍 이론으로는 우리가 관측한 모든 WR 별의 형성을 설명하기가 어렵다는 것을 알아냈다”며 “왜냐하면 질량 손실은 우리가 생각했던것처럼 그다지 강력한 작용이 아니기 때문”이라고 설명했다. 이어 “쌍성계에서 질량의 교환은 WR 별이나 이들이 만들어내는 초신성을 설명하는데 있어 필수적인 것처럼 보인다”며 “짧은 생애 주기를 지닌 쌍성들을 발견하는 것은 이런 과정을 이해하는데 도움을 줄 것”이라고 덧붙였다. 하지만 이 거대한 쌍성계에서의 질량이 이동하는 과정이 항상 효율적인 것은 아니다. ■ 쌍성 간의 중력 싸움 한 별로부터 벗겨져나간 일부 물질은 별 간에 일어나는 역동적인 중력 싸움 도중 유실될 수 있으며 이 때문에 주위에는 가스 원반이 형성될 수 있다. 마우어핸은 “바로 그것이 바로 네스티원에서 발생하고 있는 사건이라고 생각한다”며 “WR 별이 숨겨져 있는 성운은 이런 물질 전달 과정으로 생성된 것”이라고 말했다. 이어 “바로 이런 별들 사이에 만연한 ‘항성 포식’(stellar cannibalism)이 그 이름에 걸맞는 네스티원을 만든 것”이라고 덧붙였다. 네스티원의 공식 명칭인 NaSt1은 1963년 이 별을 각각 처음으로 발견해 논문을 제출한 두 명의 천문학자인 제이슨 나소우(Jason Nassau)와 찰스 스페픈슨(Stephenson)의 머릿글자를 따서 만들어졌다. ■ 연구 과정 네스티원의 관측은 쉽지 않은 일이었다. 이 쌍성계는 너무나 두꺼운 가스와 먼지속에 갇혀있으며 이 먼지와 가스들은 허블 망원경의 시야도 가리고 있다. 연구팀은 각 별의 질량과 서로 떨어져 있는 거리, 그리고 동반성으로 흘러들어간 물질의 양 따위를 측정할 수 없었다. 따라서 네스티원에 관한 이전 관측자료가 가스 원반에 관한 정보를 제공했다. 예를 들어 가스 원반의 물질은 외부 성운에서 시속 3만 5,200km의 속도로 움직이고 있는데 이는 다른 비슷한 별들보다 느린 속도이다. 이처럼 상대적으로 느린 속도는 시속 수십만 km의 속도로 움직이는 가스가 존재하는 용골자리 예타별의 폭발적인 분출보다는 훨씬 덜 파괴적인 사건에 의해 물질들이 분출되고 있음을 알려주는 것이다. 또한 네스티원은 물질을 산발적으로 분출할 수도 있다. 적외선을 이용한 이전 연구는 중심에 있는 별들에서 매우 가깝게 붙어있는 뜨거운 먼지덩어리를 관측한 바 있다. 연구팀이 칠레 라스캄파나스 천문대(LCO)의 마젤란 망원경을 이용한 최근 관측은 중심 별들로부터 발생한 빛들이 간접적으로 산란되면서 식별된 것으로 보이는, 이전 연구보다 비교적 차가우면서 거대한 먼지 덩어리를 발견했다. 이런 따뜻한 먼지가 존재한다는 것은 이들이 아마도 분출과정을 통해 최근에 두 개 별 폭풍으로부터 쏟아져나온 화확적으로 풍부한 조성을 가진 물질이 서로 다른 방향으로 충돌하고 뒤섞이며 밀쳐 나가면서 식는 과정을 통해 형성됐을 것이라는 것을 암시한다. 항성풍의 강도나 동반성이 주성의 수소 껍질을 빼앗아오는 비율의 산발적인 변화는 가스 원반의 최외곽부에서 관측되는 덩어리 구조나 간극을 설명해줄 수 있을른지도 모른다. 각 별에서 초음속의 항성풍을 측정하기 위해 천문학자들은 찬드라 X선망원경도 사용했다. ■ 결과... 그리고 예측 그 결과, 구름에서 맹렬하게 이글거리는 플라즈마가 관측됐는데 이는 두 별로부터 쏟아져나오는 폭풍이 충돌하면서 X선에서 빛을 내는 고에너지 충격파를 양산해내고 있음을 의미하는 것이다. 이런 결과는 천문학자들이 다른 WR 별들로부터 발견하는 현상과 일치하는 것이었다. 혼란스러운 물질 전달 과정이 WR 별이 모든 물질을 소진할 때까지 계속될 것이다. 결국, 가스 원반 상의 먼지는 모두 뿔뿔이 사라져버릴 것이고 쌍성계만을 선명하게 볼 수 있게 될 것이다. 마우어핸은 “이 별이 어떤 진화의 과정을 겪게 될지는 불확실하지만, 그 과정이 지루하지 않을 것이라는 것은 확실하다”면서 “네스티원은 또 하나의 용골자리 에타별과 같은 별로서 진화해 갈 수 있을 것”이라고 말했다. 또 “이런 변화의 여정에서 질량을 획득한 동반성은 거대한 폭발을 경험할 수 있을 것”이라면서 “왜냐하면 새로 형성된 WR 별로부터 획득한 물질과 연관된 몇몇 불안정성이 있기 때문”이라고 말했다. 이어 “아니면 WR 별 자체가 초신성으로 폭발할 수도 있다”면서 “항성 간 충돌은 이 별들의 공전궤도에 관한 변화 양상을 봤을 때 또 하나의 가능성 있는 결과다”고 덧붙였다. 한편 이번 연구성과는 ‘영국왕립천문학회월간보고’(MNRAS) 최근호(5월 21일자) 개재됐다. 사진=NASA 윤태희 기자 th20022@seoul.co.kr

멀고 먼 우주의 '아름다운 보석'들이 가장 빼곡히 모여 빛나는 곳은 어디일까? 최근 미 항공우주국(NASA)은 허블우주망원경으로 촬영한 아치스 성단(Arches Cluster)의 모습을 사진으로 공개했다. 셀 수 없이 많은 별들이 찬란하게 빛나는 이 성단은 우리 은하의 중심부인 궁수자리에 위치해 있다. 지구에서 무려 2만 5000광년이나 떨어져 있는 이 성단은 특히 가장 '인구 밀도'가 높은 것으로 유명하다. 반경이 약 1광년에 달하는 이 성단에는 무려 10만 개 이상의 별들이 오밀조밀 모여있을 것으로 추정된다. 또한 확인된 150개의 젊은 별들은 우리 태양보다 몇 배 정도 크고 질량도 무겁다. 특히 이 중에는 태양 질량의 100배가 넘는 별도 3개(F1, F6, F9)나 포함돼 있다. 그러나 이 별들은 우리 태양이 약 100억 년의 수명을 가진 것과는 달리 굵고 짧게 '생'을 마감할 것으로 보인다. NASA 측은 "이 별들은 너무 밝고 질량이 무거워 수백 만 년이라는 우주적 관점에서 짧은 시간 안에 '연료'를 다 태울 것" 이라면서 "이같은 이유 때문에 성단 안에는 초창기 별들이 만들어낸 무거운 원소의 양이 특이할 정도로 많다"고 설명했다. 이어 "아치스 성단은 거대한 먼지 구름 때문에 가시광선으로는 보이지 않는다" 면서 "이번 관측은 X-선, 적외선 등의 데이터를 활용해 볼 수 있었다"고 덧붙였다. 박종익 기자 pji@seoul.co.kr

미국 항공우주국(NASA)은 허블 우주 망원경으로 찍은 은하 NGC 3923를 공개했다. 이 은하는 우주에 흔한 타원은하(elliptical galaxy) 가운데 하나로 지구에서 약 9000만 광년 떨어진 은하다. 이 은하에서 특이한 부분은 가장자리에서부터 여러 개의 동심원의 껍질 같은 구조가 있다는 것이다. 사실 이 은하는 타원은하에서 껍질 은하(shell galaxy)라고 불리는 종류로 천문학자들은 전체 타원 은하 중 10%가 이런 은하일 것으로 추산하고 있다. NGC 3923의 양파 같은 구조(onion-like structure)의 기원은 사실 이 은하가 다른 은하들을 잡아먹은 과거의 흔적이라고 생각하고 있다. 은하 포식(galactic cannibalism)은 우주에서 매우 흔한 일이다. 작은 은하들은 점차 합체되면서 대형 은하로 발전한다. 우리 은하 역시 과거 수많은 은하를 잡아먹은 흔적이 있다. 단 우리 은하나 안드로메다 은하 같은 나선 은하에서는 절대 이런 껍질 구조를 볼 수 없다. 이 독특한 구조의 기원은 타원은하가 작은 은하와 합체되는 과정에서 서로의 질량 중심으로 다가서는 데서 비롯된다. 그 결과 은하의 별들은 중력의 영향에 따라 하나의 층을 형성하게 된다. 그리고 마지막에 작은 은하는 흡수되어 사라지거나 위성은하가 된다. 이 사진에서는 뚜렷한 껍질을 몇 개밖에 관찰할 수 없지만 사실 이 은하는 20개 이상의 층을 가지고 있는 것으로 알려졌다. 그만큼 많은 은하를 흡수 합병했다는 이야기다. 과학자들은 이 은하의 껍질 구조가 아주 드물게 원형이라는 사실에 주목하고 있다. 본래 이런 식으로 완전히 동심원에 가까운 구형 구조는 보기 어렵기 때문이다. 과연 어떤 원인으로 인해 이런 구조가 되었는지는 앞으로의 연구 과제다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

미국 항공우주국(NASA)은 허블 우주 망원경으로 찍은 은하 NGC 3923를 공개했다. 이 은하는 우주에 흔한 타원은하(elliptical galaxy) 가운데 하나로 지구에서 약 9000만 광년 떨어진 은하다. 이 은하에서 특이한 부분은 가장자리에서부터 여러 개의 동심원의 껍질 같은 구조가 있다는 것이다. 사실 이 은하는 타원은하에서 껍질 은하(shell galaxy)라고 불리는 종류로 천문학자들은 전체 타원 은하 중 10%가 이런 은하일 것으로 추산하고 있다. NGC 3923의 양파 같은 구조(onion-like structure)의 기원은 사실 이 은하가 다른 은하들을 잡아먹은 과거의 흔적이라고 생각하고 있다. 은하 포식(galactic cannibalism)은 우주에서 매우 흔한 일이다. 작은 은하들은 점차 합체되면서 대형 은하로 발전한다. 우리 은하 역시 과거 수많은 은하를 잡아먹은 흔적이 있다. 단 우리 은하나 안드로메다 은하 같은 나선 은하에서는 절대 이런 껍질 구조를 볼 수 없다. 이 독특한 구조의 기원은 타원은하가 작은 은하와 합체되는 과정에서 서로의 질량 중심으로 다가서는 데서 비롯된다. 그 결과 은하의 별들은 중력의 영향에 따라 하나의 층을 형성하게 된다. 그리고 마지막에 작은 은하는 흡수되어 사라지거나 위성은하가 된다. 이 사진에서는 뚜렷한 껍질을 몇 개밖에 관찰할 수 없지만 사실 이 은하는 20개 이상의 층을 가지고 있는 것으로 알려졌다. 그만큼 많은 은하를 흡수 합병했다는 이야기다. 과학자들은 이 은하의 껍질 구조가 아주 드물게 원형이라는 사실에 주목하고 있다. 본래 이런 식으로 완전히 동심원에 가까운 구형 구조는 보기 어렵기 때문이다. 과연 어떤 원인으로 인해 이런 구조가 되었는지는 앞으로의 연구 과제다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

우리 은하계는 수천억 개의 별이 모인 거대한 집단이다. 비록 우리 은하가 대형 은하에 속하기는 하지만, 사실 우리 은하 같은 은하계는 우주에 무수히 많이 존재한다. 그리고 우리 은하보다도 더 거대한 초대형 은하 역시 셀 수 없을 만큼 많이 존재한다. 밝기를 기준으로 따져도 우리 은하보다 훨씬 밝은 은하는 전혀 드물지 않은 존재다. 하지만 최근 나사의 WISE(Wide-field Infrared Survey Explorer)탐사 위성이 발견한 은하 WISE J224607.57-052635.0는 이전의 모든 기록을 뛰어넘어 인간이 관측한 가장 밝은 은하로 등극했다. ELIRG(extremely luminous infrared galaxies)로 분류되는 이 은하는 그 밝기가 태양의 300조 배가 넘는다. 아이러니하게도 이 엄청난 밝기의 비결은 모든 것을 흡수하는 거대한 블랙홀 때문에 가능하다. WISE J224607.57-052635.0의 중심부에는 다른 은하의 중심부처럼 거대 질량 블랙홀이 존재한다. 이 블랙홀의 중력에 이끌려 온 가스와 먼지들은 주변에 거대한 원반 모양의 물질의 흐름인 강착 원반을 만들며 나선 모양으로 블랙홀로 끌려간다. 그러나 블랙홀로 모든 물질이 들어가기에는 입구가 좁다. 사실 막대한 물질들이 제트(jet)의 형태로 뿜어져 나오면서 블랙홀은 이름과는 달리 역설적으로 밝게 빛나게 된다. 다만 그 엄청난 밝기에도 불구하고 우리는 육안으로는 절대 이 은하를 볼 수 없다. 거리가 125억 광년에 달하기 때문이다. 대신 이 거리 덕분에 과학자들은 우주의 초기 모습을 들여다볼 수 있다. 빛이 달려온 거리가 125억 년이라는 의미는 우리가 125억 년 전의 은하에서 온 빛을 보고 있다는 의미이기 때문이다. 우주 초기에는 이렇게 활동적인 은하들이 다수 존재했다. 하지만 WISE J224607.57-052635.0의 밝기는 시기적인 부분을 고려해도 엄청난 밝기를 가진 것이 사실이다. 따라서 이를 연구한 과학자들도 어떻게 이렇게 밝은 블랙홀이 존재할 수 있는지 궁금한 건 마찬가지다. 나사 제트 추진 연구소의 피터 에이센하트는 가장 간단한 설명을 제안했다. 그냥 은하와 블랙홀이 커서 밝다는 게 그의 설명이다. 물론 이 단순한 설명은 왜 이렇게 거대한 블랙홀이 우주 초기에 존재하느냐는 다른 의문을 낳는다. 이 연구의 다른 저자들은 그 외에도 이 블랙홀이 흡수할 수 있는 물질의 이론적 한계인 에딩턴 한계(Eddington limit)를 뛰어넘는 블랙홀이거나 혹은 생각보다 느리게 자전하는 블랙홀로 더 빠르게 물질을 흡수할 수 있다는 설명도 같이 내놓았다. 가능한 가설 가운데 어떤 것이 옳은지는 현재 판단하기 어렵지만, WISE J224607.57-052635.0의 존재는 과학자들에게 여러 가지 질문을 던지고 있다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

우리 은하계는 수천억 개의 별이 모인 거대한 집단이다. 비록 우리 은하가 대형 은하에 속하기는 하지만, 사실 우리 은하 같은 은하계는 우주에 무수히 많이 존재한다. 그리고 우리 은하보다도 더 거대한 초대형 은하 역시 셀 수 없을 만큼 많이 존재한다. 밝기를 기준으로 따져도 우리 은하보다 훨씬 밝은 은하는 전혀 드물지 않은 존재다. 하지만 최근 나사의 WISE(Wide-field Infrared Survey Explorer)탐사 위성이 발견한 은하 WISE J224607.57-052635.0는 이전의 모든 기록을 뛰어넘어 인간이 관측한 가장 밝은 은하로 등극했다. ELIRG(extremely luminous infrared galaxies)로 분류되는 이 은하는 그 밝기가 태양의 300조 배가 넘는다. 아이러니하게도 이 엄청난 밝기의 비결은 모든 것을 흡수하는 거대한 블랙홀 때문에 가능하다. WISE J224607.57-052635.0의 중심부에는 다른 은하의 중심부처럼 거대 질량 블랙홀이 존재한다. 이 블랙홀의 중력에 이끌려 온 가스와 먼지들은 주변에 거대한 원반 모양의 물질의 흐름인 강착 원반을 만들며 나선 모양으로 블랙홀로 끌려간다. 그러나 블랙홀로 모든 물질이 들어가기에는 입구가 좁다. 사실 막대한 물질들이 제트(jet)의 형태로 뿜어져 나오면서 블랙홀은 이름과는 달리 역설적으로 밝게 빛나게 된다. 다만 그 엄청난 밝기에도 불구하고 우리는 육안으로는 절대 이 은하를 볼 수 없다. 거리가 125억 광년에 달하기 때문이다. 대신 이 거리 덕분에 과학자들은 우주의 초기 모습을 들여다볼 수 있다. 빛이 달려온 거리가 125억 년이라는 의미는 우리가 125억 년 전의 은하에서 온 빛을 보고 있다는 의미이기 때문이다. 우주 초기에는 이렇게 활동적인 은하들이 다수 존재했다. 하지만 WISE J224607.57-052635.0의 밝기는 시기적인 부분을 고려해도 엄청난 밝기를 가진 것이 사실이다. 따라서 이를 연구한 과학자들도 어떻게 이렇게 밝은 블랙홀이 존재할 수 있는지 궁금한 건 마찬가지다. 나사 제트 추진 연구소의 피터 에이센하트는 가장 간단한 설명을 제안했다. 그냥 은하와 블랙홀이 커서 밝다는 게 그의 설명이다. 물론 이 단순한 설명은 왜 이렇게 거대한 블랙홀이 우주 초기에 존재하느냐는 다른 의문을 낳는다. 이 연구의 다른 저자들은 그 외에도 이 블랙홀이 흡수할 수 있는 물질의 이론적 한계인 에딩턴 한계(Eddington limit)를 뛰어넘는 블랙홀이거나 혹은 생각보다 느리게 자전하는 블랙홀로 더 빠르게 물질을 흡수할 수 있다는 설명도 같이 내놓았다. 가능한 가설 가운데 어떤 것이 옳은지는 현재 판단하기 어렵지만, WISE J224607.57-052635.0의 존재는 과학자들에게 여러 가지 질문을 던지고 있다. 고든 정 통신원 jjy0501@naver.com

천문학자들이 관측할 수 있는 우주 끝에서 ‘네쌍둥이 퀘이사’를 발견했다. 퀘이사(Quasar)는 ‘Quasi-stellar radio source’(별과 비슷하게 보이는 전파원)으로, 지구에서 관측할 수 있는 가장 밝은 천체이다. 이런 퀘이사는 보통 산개해 존재하지만 이번에 발견된 네 개의 퀘이사는 불과 65만 광년이라는 좁은 범위에서 북적거리고 있다. 연구를 이끈 독일 하이델베르크에 있는 막스플랑크 천문학연구소(MPIA)의 요제프 헨나위 박사는 “평균적으로 퀘이사끼리는 1억 광년쯤 떨어져 있다. 네 퀘이사가 이렇게 좁은 공간에서 발견될 확률은 1000만분의 1”이라고 말했다. 1960년대 초, 퀘이사가 처음 발견됐을 때는 그 정체가 수수께끼에 싸여 있었다. 수십억 광년 너머에 있는 천체가 이렇게 밝게 빛나려면 막대한 양의 에너지를 방출하지 않으면 안 된다. 하지만 그런 물리학적인 과정은 당시에는 알 수 없었던 것이다. 오늘날, 퀘이사의 ​​에너지원은 활동 은하의 중심에 있는 거대질량 블랙홀임이 밝혀지고 있다. 이런 블랙홀에 대량의 가스가 빨려 들어갈 때, 가스는 섭씨 수백만 도까지 가열돼 엄청난 양의 에너지를 방출하는 것이다. 이번 발견이 천문학자들을 놀라게 한 이유는 ‘네쌍둥이 퀘이사’ 때문만은 아니다. 네 퀘이사는 차가운 수소가스로 이뤄져 있으며, 별 1000억 개 분량의 질량을 가진 거대한 성운 속에 숨겨져 있는 것이다. 이 성운 역시 일반적으로는 생각할 수 없다고 한다. 헨나위 박사는 “이론적으로 확률이 매우 낮은 것을 발견했다면 믿을 수 없을 정도로 운이 좋았거나 이론이 잘못됐거나 둘 중 하나”라고 설명했다. 천문학자들이 네쌍둥이 퀘이사에 특히 놀란 이유는 퀘이사 자체가 드물기 때문이다. 퀘이사의 ​​에너지원인 거대질량 블랙홀은 아주 흔한 천체로 거대 은하 대부분이 중심에 거대질량 블랙홀을 하나쯤 갖고 있다. 하지만 이런 블랙홀이 밝게 빛나려면 대량의 가스를 삼켰을 때뿐이다. 헨나위 박사에 따르면, 은하의 생애에서 그런 일은 거의 일어나지 않는다. 참고로 은하계 중심에 있는 거대질량 블랙홀은 태양 400만 개 분의 질량을 가진 퀘이사가 되기에는 너무 가볍다. 우리 이웃 안드로메다은하의 거대질량 블랙홀은 태양 1억 개분의 질량을 지니고 있으므로 퀘이사였던 시절이 있었을지도 모른다. 현재 관측 가능한 우주에는 약 1000억 개의 은하가 있는데, 그중 퀘이사로 활동하고 있는 것은 약 50만 개이다. 미 오하이오주립대의 천체물리학자 데이비드 웨인버그 박사는 이번 연구에는 참여하지 않았지만, 네쌍둥이 퀘이사가 발견된 것의 의미를 다음과 같은 비유로 설명했다. “지구 상의 모든 사람이 분홍색 하와이안 셔츠를 한 장씩 가지고 있고 평생에 한 번만 입는다고 생각하자. 당신이 어느 날 그런 셔츠를 입은 사람이 보이면 ‘와우! 화려한 셔츠구나’라고 생각할 것이다. 한두 번 보이면 ‘우연이다!’고 생각할 것이다. 하지만 네 명이라면 ‘뭔가가 일어나고 있는 것이 틀림없다’고 생각할 것이다” ‘네쌍둥이 퀘이사’를 감싸는 거대하고 차가운 가스 구름은 퀘이사 형성에 관한 단서를 쥐고 있을지도 모른다. 천문학자들은 은하가 원래 빅뱅(대폭발)으로 발생한 가스가 암흑물질 덩어리에 빨려들어갈 때 탄생했다고 생각하고 있다. 암흑 물질은 빛으로 관측할 수 있는 별과 은하의 5배나 되는 질량에도 불구하고, 그 정체가 아직 밝혀지지 않은 물질이다. 보통, 가스 구름이 중력으로 수축할 때 고온이 된다. 하지만 헨나위 박사 등 연구팀이 발견한 구름의 온도는 불과 섭씨 1만 도 정도다. 이에 대해 웨인버그 박사는 “우주론에서 1만 도는 저온이다. 가스 구름이 중력으로 수축할 때 온도는 1000만 도 정도가 되기 때문”이라고 설명했다. 또한 이 가스 구름의 밀도는 이론가가 생각하는 밀도보다 훨씬 높았다. “그런 가스 구름이 왜 존재하는지 전혀 모른다”고 헨나위 박사는 말했다. 이상한 성운에서 이상한 퀘이사 집단이 있는 것은 우연이 아닐지도 모른다. 이 성운의 차가운 가스가 연료가 된다면, 퀘이사가 보통보다 장기간 활동할 수 있게 되고 동시에 빛날 확률이 높아졌을지도 모른다. 미 애리조나주립대의 천체물리학자이자 ‘세상은 어떻게 끝나는가’ 등의 저서를 펴낸 크리스 임피 박사는 “어떤 현상에 대해 시뮬레이션과 관측이 일치하지 않는 것은 ‘관측을 통한 우주론’의 중요성을 다시 한 번 일깨워준다”고 말했다. 한편 이번 연구성과는 세계적인 학술지 ‘사이언스’(Science) 15일 자에 발표됐다. 사진=MPIA 윤태희 기자 th20022@seoul.co.kr

천문학자들이 관측할 수 있는 우주 끝에서 ‘네쌍둥이 퀘이사’를 발견했다. 퀘이사(Quasar)는 ‘Quasi-stellar radio source’(별과 비슷하게 보이는 전파원)으로, 지구에서 관측할 수 있는 가장 밝은 천체이다. 이런 퀘이사는 보통 산개해 존재하지만 이번에 발견된 네 개의 퀘이사는 불과 65만 광년이라는 좁은 범위에서 북적거리고 있다. 연구를 이끈 독일 하이델베르크에 있는 막스플랑크 천문학연구소(MPIA)의 요제프 헨나위 박사는 “평균적으로 퀘이사끼리는 1억 광년쯤 떨어져 있다. 네 퀘이사가 이렇게 좁은 공간에서 발견될 확률은 1000만분의 1”이라고 말했다. 1960년대 초, 퀘이사가 처음 발견됐을 때는 그 정체가 수수께끼에 싸여 있었다. 수십억 광년 너머에 있는 천체가 이렇게 밝게 빛나려면 막대한 양의 에너지를 방출하지 않으면 안 된다. 하지만 그런 물리학적인 과정은 당시에는 알 수 없었던 것이다. 오늘날, 퀘이사의 ​​에너지원은 활동 은하의 중심에 있는 거대질량 블랙홀임이 밝혀지고 있다. 이런 블랙홀에 대량의 가스가 빨려 들어갈 때, 가스는 섭씨 수백만 도까지 가열돼 엄청난 양의 에너지를 방출하는 것이다. 이번 발견이 천문학자들을 놀라게 한 이유는 ‘네쌍둥이 퀘이사’ 때문만은 아니다. 네 퀘이사는 차가운 수소가스로 이뤄져 있으며, 별 1000억 개 분량의 질량을 가진 거대한 성운 속에 숨겨져 있는 것이다. 이 성운 역시 일반적으로는 생각할 수 없다고 한다. 헨나위 박사는 “이론적으로 확률이 매우 낮은 것을 발견했다면 믿을 수 없을 정도로 운이 좋았거나 이론이 잘못됐거나 둘 중 하나”라고 설명했다. 천문학자들이 네쌍둥이 퀘이사에 특히 놀란 이유는 퀘이사 자체가 드물기 때문이다. 퀘이사의 ​​에너지원인 거대질량 블랙홀은 아주 흔한 천체로 거대 은하 대부분이 중심에 거대질량 블랙홀을 하나쯤 갖고 있다. 하지만 이런 블랙홀이 밝게 빛나려면 대량의 가스를 삼켰을 때뿐이다. 헨나위 박사에 따르면, 은하의 생애에서 그런 일은 거의 일어나지 않는다. 참고로 은하계 중심에 있는 거대질량 블랙홀은 태양 400만 개 분의 질량을 가진 퀘이사가 되기에는 너무 가볍다. 우리 이웃 안드로메다은하의 거대질량 블랙홀은 태양 1억 개분의 질량을 지니고 있으므로 퀘이사였던 시절이 있었을지도 모른다. 현재 관측 가능한 우주에는 약 1000억 개의 은하가 있는데, 그중 퀘이사로 활동하고 있는 것은 약 50만 개이다. 미 오하이오주립대의 천체물리학자 데이비드 웨인버그 박사는 이번 연구에는 참여하지 않았지만, 네쌍둥이 퀘이사가 발견된 것의 의미를 다음과 같은 비유로 설명했다. “지구 상의 모든 사람이 분홍색 하와이안 셔츠를 한 장씩 가지고 있고 평생에 한 번만 입는다고 생각하자. 당신이 어느 날 그런 셔츠를 입은 사람이 보이면 ‘와우! 화려한 셔츠구나’라고 생각할 것이다. 한두 번 보이면 ‘우연이다!’고 생각할 것이다. 하지만 네 명이라면 ‘뭔가가 일어나고 있는 것이 틀림없다’고 생각할 것이다” ‘네쌍둥이 퀘이사’를 감싸는 거대하고 차가운 가스 구름은 퀘이사 형성에 관한 단서를 쥐고 있을지도 모른다. 천문학자들은 은하가 원래 빅뱅(대폭발)으로 발생한 가스가 암흑물질 덩어리에 빨려들어갈 때 탄생했다고 생각하고 있다. 암흑 물질은 빛으로 관측할 수 있는 별과 은하의 5배나 되는 질량에도 불구하고, 그 정체가 아직 밝혀지지 않은 물질이다. 보통, 가스 구름이 중력으로 수축할 때 고온이 된다. 하지만 헨나위 박사 등 연구팀이 발견한 구름의 온도는 불과 섭씨 1만 도 정도다. 이에 대해 웨인버그 박사는 “우주론에서 1만 도는 저온이다. 가스 구름이 중력으로 수축할 때 온도는 1000만 도 정도가 되기 때문”이라고 설명했다. 또한 이 가스 구름의 밀도는 이론가가 생각하는 밀도보다 훨씬 높았다. “그런 가스 구름이 왜 존재하는지 전혀 모른다”고 헨나위 박사는 말했다. 이상한 성운에서 이상한 퀘이사 집단이 있는 것은 우연이 아닐지도 모른다. 이 성운의 차가운 가스가 연료가 된다면, 퀘이사가 보통보다 장기간 활동할 수 있게 되고 동시에 빛날 확률이 높아졌을지도 모른다. 미 애리조나주립대의 천체물리학자이자 ‘세상은 어떻게 끝나는가’ 등의 저서를 펴낸 크리스 임피 박사는 “어떤 현상에 대해 시뮬레이션과 관측이 일치하지 않는 것은 ‘관측을 통한 우주론’의 중요성을 다시 한 번 일깨워준다”고 말했다. 한편 이번 연구성과는 세계적인 학술지 ‘사이언스’(Science) 15일 자에 발표됐다. 사진=MPIA 윤태희 기자 th20022@seoul.co.kr

인류의 오랜 과학사에서 최대의 과학적 발견 하나를 꼽으라면 서슴없이 '우주팽창'을 드는 사람들이 적지 않다. 이 우주팽창의 증거를 발견하여 인류에 고함으로써 20세기 천문학의 최고 영웅이 된 사람은 허블 우주망원경, 허블 법칙 등으로 너무나 잘 알려진 미국의 에드윈 허블이다. 그는 여러 가지 면에서 문제적 인물이었다. -허풍스러운 태도의 '20세기 천문학 최고 영웅' 1889년 미국 미주리 주의 마시필드에서 태어난 허블은 한마디로 온갖 행운을 타고난 사람이었다. 아버지는 변호사이자 보험 대리인이라 유복한 어린 시절을 보냈다. 그는 부모로부터 높은 지능과 강건한 체질까지 물려받은데다 미남형이라 매력이 주체하지 못할 정도로 철철 흘렀다. 허블은 고등학교 시절 육상대표로 7종 경기에서 우승했고, 그밖에도 여러 대회, 여러 종목에서 메달을 수두룩하게 받았다. 공부도 잘했다. 명문 시카고 대학 법학과에 어렵잖게 진학했다. 말하자면 허블은 엄친아 대표선수였다. 대학에서도 발군의 성적을 보인 그는 로즈 장학금을 받고 영국 옥스퍼드 대학으로 유학을 갔다. 이 유학기간 3년이 허블에게 큰 영향을 미친 듯하다. 이때부터 허블은 늘 정장차림에다 파이프를 입에 물고 멋을 내며 허세를 부리기 시작했다. 그리고 허풍스러운 영국식 억양을 쓰기 시작했는데, 이 버릇은 평생 바뀌지 않았다. 천문학 하는 사람 중에 괴짜가 많긴 하지만, 허블도 그런 면에서는 전혀 꿀리지 않는 등급이었다. 아무튼 그런 허블이 어떻게 20세기 천문학계에서 최고의 영웅으로 등극하는 영예를 거머쥐게 되었을까? 가끔 세상에는 별로 힘들이지 않고도 손대는 일마다 떡 먹듯이 성공하는 그런 부류의 인간들이 있는 법이다. 불공평하게 보이고 배 아픈 노릇이지만, 어쩔 수 없는 일이다. 허블이 바로 그런 인간형이었다. 1913년 귀국해서 잠시 변호사 협회에 이름을 걸어놓은 허블은 얼마 후 돌연 하던 일을 접고 시카고 대학 천문학과에 들어갔다. 이에 대해 훗날 허블은 다음과 같이 말했다. “천문학은 성직과도 같다. 소명을 받아야 하기 때문이다. 나는 루이스빌에서 1년 동안 법률업무에 종사한 다음에야 비로소 그 소명을 받았다.” 뒤늦게 시작한 천문학이었지만 그는 뛰어난 머리와 약간의 노력으로 밀린 공부를 따라잡아 1917년 천문학 박사학위를 손에 쥐었다. 졸업 후 은사인 조지 헤일의 추천으로 윌슨 산 천문대에서 일하려던 허블의 계획은 뜻하지 않은 일로 취소되었다. 미국이 뒤늦게 1차대전에 뛰어들었던 탓이다. 육군 장교로 지원한 허블은 전투에서 오른팔에 부상을 입은 덕으로 소령으로 특진되었다. 그 역시 허블에게는 자랑거리였다. 평생 소령 칭호를 입에 달고 살았다니까. -무시받던 '희미한 빛뭉치'에 꽂히다 전선에서 돌아온 허블은 1919년 30살 때 짐을 꾸려서 윌슨 산으로 들어갔다. 말 그대로 입산이었다. 해발 1,800m 산꼭대기에 있는 윌슨 산 천문대에는 당시 세계 최대인 2.5m 후커 반사망원경이 설치되어 있었다. 그러나 노새가 이끄는 수레를 타고 한나절이나 걸려서야 도착할 수 있는 외진 곳이라 생활은 고행이었고, 일과는 고달팠다. 그럼에도 수십 명의 천문학자들이 연구를 위해 이곳에 둥지를 틀었다. 그들은 추운 겨울에도 관측대 위에 앉아 온밤을 지새웠다. 거대한 반사망원경을 조그마한 손잡이를 돌려 조절하며, 렌즈의 십자선을 응시하면서 최고 12시간을 버텨야 했다. 따뜻한 커피를 마실 수도, 난방기구를 이용할 수도 없었다. 망원경에 안 좋은 영향을 끼치기 때문이다. 연구원 숙소에 여자가 머무는 것은 금지되었기 때문에 연구원들은 그곳을 수도원이라 불렀다. '수도원 원장'인 조지 헤일은 천체물리학은 모든 잡념을 버린 남자만이 전념할 수 있는 분야라고 일찍이 설파했다. 윌슨 산 꼭대기에서 허블은 먼 우주에서 희미하게 빛나는 성운들을 향해서 망원경의 주경을 겨누고는, 사진을 찍고 스펙트럼을 찍기 시작했다. 그것은 때로는 열흘 밤을 꼬박 지새워야 하는 고된 작업이었다. 허블은 소년 시절에 할아버지의 망원경으로 별보기를 좋아했다. 그리고 할아버지가 좋아하던 퍼시벌 로웰의 화성 이야기를 들으며 우주로의 꿈을 키워왔다. 허블의 박사논문 주제는 ‘희미한 성운’이었다. 주류 천문학자들은 밝은 별과 행성, 혜성에 연구할 주제가 얼마든지 있는데 무엇하러 그런 희미한 빛뭉치를 연구한다 말인가 하고 의아해했다. 하지만 허블의 깊은 관심은 늘 그 희미한 빛뭉치인 성운에 있었다. ‘저 가스 구름들은 과연 우리 은하 안에 있는 것인가, 아니면 은하 바깥을 떠도는 별들의 도시인가?’ 라틴 어로 '안개'를 뜻하는 성운(nebula)은 20세기 초만 해도 정말 안개에 가려진 천체였다. 허블의 머리속에는 늘 성운에 대한 의문이 떠나질 않았다. 허블이 윌슨 산에 오자마자 대망원경의 주경을 성운 쪽으로 돌린 것은 당연한 노릇이었다. -건달에 가까운 노새 몰이꾼 휴메이슨 이 대목에서 우리는 또 한 사나이를 떠올리지 않을 수 없다. 허블의 조수였던 그 사내 역시 천문학사에서는 전설이 되어 있는 존재이다. 그는 원래 노새 몰이꾼이었다. 이름은 밀턴 휴메이슨, 나이는 허블보다 2살 아래였다. 윌슨 산 천문대로 장비나 생필품을 운반하는 잡일꾼으로 일했던 휴메이슨은 학교는 일찌감치 중2 때 때려치우고, 당구와 도박, 여자 후리기에 한가락하는 사내로, 좋게 말하면 한량, 나쁘게 말하면 건달이었다. 그런데 머리가 영리하고 호기심도 풍부한데다, 도박으로 다져진 눈썰미와 손재주, 머리회전에 힘입어, 천문대의 각종 장비와 기계에 대해 질문하고 익히고 하는 새에 어느덧 엔지니어 비슷한 수준까지 되었다. 그러던 어느 날, 야사가 전하는 바에 따르면 휴메이슨의 놀라운 변신이 펼쳐진다. 야간 관측 보조원이 병결했는데, 대타로 투입할 마땅한 사람이 없었다. 그렇다고 귀한 망원경을 놀릴 수도 없는 노릇이라, 천문대에서는 하룻밤 공칠 요량을 하고 휴메이슨에게 대타로 뛰어볼 용의가 없느냐고 제안했다. 그 업무는 거대한 덩치인 망원경을 다룰 뿐만 아니라 천체사진까지 찍어야 하는 일이었다. 그날 밤 휴메이슨은 임시직 관측 보조원이 되어 왕년에 트럼프 장 다루듯이 거대 망원경을 능숙하게 다루는 솜씨를 자랑했다. 그뿐인가, 천문대 연구원들은 휴메이슨이 찍어놓은 은하 스펙트럼들을 보고는 입을 다물지 못했다. 선명한 화질이 일급 전문가의 솜씨였던 것이다. 이 일로 그는 천문대 정식 직원으로 채용되어 허블의 조수가 되었다. 중학 중퇴로 천문대에 정식직원이 된 것은 전무후무한 일이었다. 이 중학 중퇴 건달과 허풍기 있는 천문학 박사는 만나자마자 악동들처럼 서로 죽이 잘 맞았다. 휴메이슨은 일을 시작하자 이내 양질의 은하 스펙트럼을 얻는 데 어떤 천문학자보다 뛰어난 역량을 발휘했고, 나중엔 '휴메이슨 혜성'을 발견하는 등 훌륭한 업적을 많이 남겨 완벽한 천문학자로 인정받게 되었다. 건달에서 천문학자로의 놀라운 변신이었다. 1923년 10월 어느 날 밤, 마침내 허블은 생애 최고의 사진을 찍었다. 그는 2.5m 반사망원경을 이용해 안드로메다 대성운으로 알려진 M31과 삼각형자리 나선은하 M33의 사진을 찍었다. 며칠 후 안드로메다 성운 사진 건판을 분석하던 허블은 갑자기 “유레카!” 하고 크게 외쳤다. 성운 안에 찍혀 있는 변광성을 발견한 것이다. 1912년 헨리에타 리빗이 변광성의 주기와 밝기가 밀접한 관계가 있음을 발견하고 이를 우주를 재는 표준 촛불로 삼아, 그때까지 알려지지 않았던 하늘의 잣대를 제공한 바 있었다. 리빗의 발견을 잘 알고 있던 허블은 안드로메다 변광성의 주기를 측정해본 결과 31.4일이라는 것을 알아냈다. 여기에다 리빗의 자를 들이대어 지구까지의 거리를 계산해보니 놀랍게도 93만 광년이란 답이 나왔다. 우리 은하 크기보다 10배나 멀리 떨어져 있는 게 아닌가! 단순히 나선 모양의 성운으로 알고 있었던 안드로메다는 사실 우리 은하를 까마득히 넘어선 곳에 있는 독립된 나선은하였다. 칸트의 섬우주론이 200 년 만에 완벽히 증명된 셈이었다. 이로써 인류 역사상 가장 먼 거리를 측정했던 허블은 새로운 우주공간의 문을 활짝 열어젖혔던 것이다. 당시 천문학계는 우리은하의 크기를 놓고 '대논쟁'을 벌이고 있었다. '우리은하가 우주 전체다', '우리은하 외에도 많은 은하들이 있을 것이다'는 두 진영으로 나뉘어 있었는데, 뒤늦게 나타난 신출내기 천문학자가 그 판정을 내려주었던 것이다. 어쨌든 이 하나의 발견으로 허블은 일약 천문학계의 영웅으로 떠올랐다. 나중에 알려진 사실이지만, 허블의 계산은 참값보다 큰 차이가 나는 것이었다. 현재 알려진 안드로메다 은하까지의 거리는 그 두 배가 넘는 250만 광년이다. 밤하늘에서 빛나는 모든 것들이 우리 은하 안에 속해 있다고 믿고 있던 사람들에게 이 발견은 청천벽력과도 같은 것이었다. 갑자기 우리 태양계는 조그만 웅덩이 정도로 축소되어버리고, 태양은 우주라는 드넓은 바닷가의 한 알갱이 모래에 지나지 않은 것이 되었다. 허블의 발견 이후 은하들 뒤에 다시 무수한 은하들이 늘어서 있는 무한에 가까운 우주임이 드러났다. 인류에게 이것은 근본적인 계시였다. -하늘도 불안정하다! 은하를 추적하는 허블의 망원경은 여기서 멈추지 않았다. 그후 6년 동안 허블과 그의 조수 휴메이슨은 은하들의 거리에 관한 데이터들을 모으느라 춥고 긴 밤을 지새우기 일쑤였다. 과학자들은 은하들이 제자리에 고정되어 있지 않다는 사실을 알고 있었다. 1912년, 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼는 은하 스펙트럼에서 적색이동을 발견하고, 은하들이 엄청난 속도로 지구로부터 멀어지고 있다는 사실을 처음으로 알아냈다. 허블은 슬라이퍼의 연구를 기초로 삼고, 그 동안 24개의 은하를 집요하게 추적해서 얻은 자신의 관측자료를 정리하여 거리와 속도를 반비례시킨 표에다가 은하들을 집어넣었다. 그 결과 놀라운 사실이 하나 드러났다. 멀리 있는 은하일수록 더 빠른 속도로 멀어져가고 있는 것이다. 은하는 후퇴하고 있다. 먼 은하일수록 후퇴속도는 더 빠르다. 그리고 은하의 이동속도를 거리로 나눈 값은 항상 일정하다. 이것이 허블 법칙이다.(사실 허블-휴메이슨 법칙이라 불러야 공평하다) 훗날 이 상수는 허블 상수로 불리며, 'H'로 표시된다. 허블 상수는 우주의 팽창속도를 알려주는 지표로서, 이것만 정확히 알아낸다면 우주의 크기와 나이를 구할 수 있다. 그래서 허블 상수는 우주의 로제타 석에 비유되기도 한다. 허블과 휴메이슨의 발견은 우주가 팽창하고 있음을 명백히 보여주는 것이었다. 또한 여러 세기 동안 과학자들을 괴롭혀왔던 올베르스의 역설도 이로써 우주팽창이라는 정답을 얻은 셈이었다. 그러나 당시에는 허블 자신까지 포함해서 이것이 우주의 기원과 연관되어 있으며, 모든 것의 근본을 건드리는 심오한 문제라고 확신하는 사람은 아무도 없었다. 묘하게도 죽이 잘 맞았던 이 덤앤더머 커플이 인류를 우주 기원의 순간으로 데려갈 이론적 토대를 닦았던 것이다. 이는 20세기 천문학사에서 가장 중요한 발견으로 받아들여졌다. 1929년, 이 사실이 발표되었을 때 엄청난 충격을 사람들에게 던져주었다. 이 우주가 지금 이 순간에도 무서운 속도로 팽창하고 있으며, 우리가 발붙이고 사는 이 세상에 고정되어 있는 거라곤 하나도 없다는 이 현기증 나는 사실에 사람들은 황망해했다. 최초로 인류가 지구상을 걸어다닌 이래 우리 인간사가 불안정하다는 것을 알고는 있었지만, 20세기에 들어서는 하늘조차도 불안정하다는 사실을 깨닫게 되었던 것이다. 그것은 제행무상(諸行無常)의 대우주였다. -허블의 유해는 어디에? 허블은 죽을 때까지 열성적으로 은하를 관측했다. 1953년 허블은 팔로마 산 천문대의 지름 5m의 거대 망원경 앞에서 며칠 밤을 새워 관측할 준비를 하던 중 갑자기 심장마비로 숨졌다. 대천문학자다운 열반이었다. 향년 64세. 코페르니쿠스 이후 천문학의 발전에 최대의 공헌을 한 허블의 업적은 노벨 상을 뛰어넘는 것이지만, 허블은 상을 받지 못했다. 노벨 물리학상이 천문학을 배제했기 때문이다. 그러나 뒤늦게 규정이 바뀌어 허블에게도 상을 주기로 결정했지만, 이번엔 상을 받을 사람이 없었다. 허블이 죽은 지 3개월 뒤였던 것이다. 노벨 상은 고인이 된 사람에게는 주지 않는 것이기 때문에, 상을 받으려면 업적 못지않게 수명도 중요한 변수라는 것을 새삼 일깨워주었다. 죽은 뒤에도 허블은 세간의 관심을 모았다. 허블의 유언에 따른 거라는 설도 있지만, 그의 부인 그레이스는 장례식과 추도회를 모두 거부했다. 그리고 남편의 유해를 어떻게 처리했는지에 대해서도 끝내 입을 열지 않았다. 그래서 20세기의 가장 위대한 천문학자였던 허블의 행방은 반세기가 지난 지금까지도 풀리지 않은 미스터리가 되는 바람에 허블을 추념하려면 우주공간에 떠 있는 허블 망원경을 바라볼 수밖에 없다. 1990년 우주 공간으로 쏘아올려진 우주망원경에 허블의 업적을 기리는 뜻에서 그의 이름이 붙여졌기 때문이다. 지금도 지구 중심 궤도를 95분마다 한 바퀴씩 돌며 먼 우주를 담아 보내고 있는 허블 우주망원경은 지난 4월 24일로 관측 25주년을 맞았으며, 2018년 제임스 웹 우주망원경이 발사될 때까지 계속 운용될 전망이다. 마지막 허블의 말로 이 글을 접기로 하자. “오감만 잘 갖춰져 있으면 인간은 우주가 무엇인지 탐험할 수 있으며, 그걸 모험과학이라 부른다.” ​이광식 통신원 joand999@naver.com

인류의 오랜 과학사에서 최대의 과학적 발견 하나를 꼽으라면 서슴없이 '우주팽창'을 드는 사람들이 적지 않다. 이 우주팽창의 증거를 발견하여 인류에 고함으로써 20세기 천문학의 최고 영웅이 된 사람은 허블 우주망원경, 허블 법칙 등으로 너무나 잘 알려진 미국의 에드윈 허블이다. 그는 여러 가지 면에서 문제적 인물이었다. -허풍스러운 태도의 '20세기 천문학 최고 영웅' 1889년 미국 미주리 주의 마시필드에서 태어난 허블은 한마디로 온갖 행운을 타고난 사람이었다. 아버지는 변호사이자 보험 대리인이라 유복한 어린 시절을 보냈다. 그는 부모로부터 높은 지능과 강건한 체질까지 물려받은데다 미남형이라 매력이 주체하지 못할 정도로 철철 흘렀다. 허블은 고등학교 시절 육상대표로 7종 경기에서 우승했고, 그밖에도 여러 대회, 여러 종목에서 메달을 수두룩하게 받았다. 공부도 잘했다. 명문 시카고 대학 법학과에 어렵잖게 진학했다. 말하자면 허블은 엄친아 대표선수였다. 대학에서도 발군의 성적을 보인 그는 로즈 장학금을 받고 영국 옥스퍼드 대학으로 유학을 갔다. 이 유학기간 3년이 허블에게 큰 영향을 미친 듯하다. 이때부터 허블은 늘 정장차림에다 파이프를 입에 물고 멋을 내며 허세를 부리기 시작했다. 그리고 허풍스러운 영국식 억양을 쓰기 시작했는데, 이 버릇은 평생 바뀌지 않았다. 천문학 하는 사람 중에 괴짜가 많긴 하지만, 허블도 그런 면에서는 전혀 꿀리지 않는 등급이었다. 아무튼 그런 허블이 어떻게 20세기 천문학계에서 최고의 영웅으로 등극하는 영예를 거머쥐게 되었을까? 가끔 세상에는 별로 힘들이지 않고도 손대는 일마다 떡 먹듯이 성공하는 그런 부류의 인간들이 있는 법이다. 불공평하게 보이고 배 아픈 노릇이지만, 어쩔 수 없는 일이다. 허블이 바로 그런 인간형이었다. 1913년 귀국해서 잠시 변호사 협회에 이름을 걸어놓은 허블은 얼마 후 돌연 하던 일을 접고 시카고 대학 천문학과에 들어갔다. 이에 대해 훗날 허블은 다음과 같이 말했다. “천문학은 성직과도 같다. 소명을 받아야 하기 때문이다. 나는 루이스빌에서 1년 동안 법률업무에 종사한 다음에야 비로소 그 소명을 받았다.” 뒤늦게 시작한 천문학이었지만 그는 뛰어난 머리와 약간의 노력으로 밀린 공부를 따라잡아 1917년 천문학 박사학위를 손에 쥐었다. 졸업 후 은사인 조지 헤일의 추천으로 윌슨 산 천문대에서 일하려던 허블의 계획은 뜻하지 않은 일로 취소되었다. 미국이 뒤늦게 1차대전에 뛰어들었던 탓이다. 육군 장교로 지원한 허블은 전투에서 오른팔에 부상을 입은 덕으로 소령으로 특진되었다. 그 역시 허블에게는 자랑거리였다. 평생 소령 칭호를 입에 달고 살았다니까. -무시받던 '희미한 빛뭉치'에 꽂히다 전선에서 돌아온 허블은 1919년 30살 때 짐을 꾸려서 윌슨 산으로 들어갔다. 말 그대로 입산이었다. 해발 1,800m 산꼭대기에 있는 윌슨 산 천문대에는 당시 세계 최대인 2.5m 후커 반사망원경이 설치되어 있었다. 그러나 노새가 이끄는 수레를 타고 한나절이나 걸려서야 도착할 수 있는 외진 곳이라 생활은 고행이었고, 일과는 고달팠다. 그럼에도 수십 명의 천문학자들이 연구를 위해 이곳에 둥지를 틀었다. 그들은 추운 겨울에도 관측대 위에 앉아 온밤을 지새웠다. 거대한 반사망원경을 조그마한 손잡이를 돌려 조절하며, 렌즈의 십자선을 응시하면서 최고 12시간을 버텨야 했다. 따뜻한 커피를 마실 수도, 난방기구를 이용할 수도 없었다. 망원경에 안 좋은 영향을 끼치기 때문이다. 연구원 숙소에 여자가 머무는 것은 금지되었기 때문에 연구원들은 그곳을 수도원이라 불렀다. '수도원 원장'인 조지 헤일은 천체물리학은 모든 잡념을 버린 남자만이 전념할 수 있는 분야라고 일찍이 설파했다. 윌슨 산 꼭대기에서 허블은 먼 우주에서 희미하게 빛나는 성운들을 향해서 망원경의 주경을 겨누고는, 사진을 찍고 스펙트럼을 찍기 시작했다. 그것은 때로는 열흘 밤을 꼬박 지새워야 하는 고된 작업이었다. 허블은 소년 시절에 할아버지의 망원경으로 별보기를 좋아했다. 그리고 할아버지가 좋아하던 퍼시벌 로웰의 화성 이야기를 들으며 우주로의 꿈을 키워왔다. 허블의 박사논문 주제는 ‘희미한 성운’이었다. 주류 천문학자들은 밝은 별과 행성, 혜성에 연구할 주제가 얼마든지 있는데 무엇하러 그런 희미한 빛뭉치를 연구한다 말인가 하고 의아해했다. 하지만 허블의 깊은 관심은 늘 그 희미한 빛뭉치인 성운에 있었다. ‘저 가스 구름들은 과연 우리 은하 안에 있는 것인가, 아니면 은하 바깥을 떠도는 별들의 도시인가?’ 라틴 어로 '안개'를 뜻하는 성운(nebula)은 20세기 초만 해도 정말 안개에 가려진 천체였다. 허블의 머리속에는 늘 성운에 대한 의문이 떠나질 않았다. 허블이 윌슨 산에 오자마자 대망원경의 주경을 성운 쪽으로 돌린 것은 당연한 노릇이었다. -건달에 가까운 노새 몰이꾼 휴메이슨 이 대목에서 우리는 또 한 사나이를 떠올리지 않을 수 없다. 허블의 조수였던 그 사내 역시 천문학사에서는 전설이 되어 있는 존재이다. 그는 원래 노새 몰이꾼이었다. 이름은 밀턴 휴메이슨, 나이는 허블보다 2살 아래였다. 윌슨 산 천문대로 장비나 생필품을 운반하는 잡일꾼으로 일했던 휴메이슨은 학교는 일찌감치 중2 때 때려치우고, 당구와 도박, 여자 후리기에 한가락하는 사내로, 좋게 말하면 한량, 나쁘게 말하면 건달이었다. 그런데 머리가 영리하고 호기심도 풍부한데다, 도박으로 다져진 눈썰미와 손재주, 머리회전에 힘입어, 천문대의 각종 장비와 기계에 대해 질문하고 익히고 하는 새에 어느덧 엔지니어 비슷한 수준까지 되었다. 그러던 어느 날, 야사가 전하는 바에 따르면 휴메이슨의 놀라운 변신이 펼쳐진다. 야간 관측 보조원이 병결했는데, 대타로 투입할 마땅한 사람이 없었다. 그렇다고 귀한 망원경을 놀릴 수도 없는 노릇이라, 천문대에서는 하룻밤 공칠 요량을 하고 휴메이슨에게 대타로 뛰어볼 용의가 없느냐고 제안했다. 그 업무는 거대한 덩치인 망원경을 다룰 뿐만 아니라 천체사진까지 찍어야 하는 일이었다. 그날 밤 휴메이슨은 임시직 관측 보조원이 되어 왕년에 트럼프 장 다루듯이 거대 망원경을 능숙하게 다루는 솜씨를 자랑했다. 그뿐인가, 천문대 연구원들은 휴메이슨이 찍어놓은 은하 스펙트럼들을 보고는 입을 다물지 못했다. 선명한 화질이 일급 전문가의 솜씨였던 것이다. 이 일로 그는 천문대 정식 직원으로 채용되어 허블의 조수가 되었다. 중학 중퇴로 천문대에 정식직원이 된 것은 전무후무한 일이었다. 이 중학 중퇴 건달과 허풍기 있는 천문학 박사는 만나자마자 악동들처럼 서로 죽이 잘 맞았다. 휴메이슨은 일을 시작하자 이내 양질의 은하 스펙트럼을 얻는 데 어떤 천문학자보다 뛰어난 역량을 발휘했고, 나중엔 '휴메이슨 혜성'을 발견하는 등 훌륭한 업적을 많이 남겨 완벽한 천문학자로 인정받게 되었다. 건달에서 천문학자로의 놀라운 변신이었다. 1923년 10월 어느 날 밤, 마침내 허블은 생애 최고의 사진을 찍었다. 그는 2.5m 반사망원경을 이용해 안드로메다 대성운으로 알려진 M31과 삼각형자리 나선은하 M33의 사진을 찍었다. 며칠 후 안드로메다 성운 사진 건판을 분석하던 허블은 갑자기 “유레카!” 하고 크게 외쳤다. 성운 안에 찍혀 있는 변광성을 발견한 것이다. 1912년 헨리에타 리빗이 변광성의 주기와 밝기가 밀접한 관계가 있음을 발견하고 이를 우주를 재는 표준 촛불로 삼아, 그때까지 알려지지 않았던 하늘의 잣대를 제공한 바 있었다. 리빗의 발견을 잘 알고 있던 허블은 안드로메다 변광성의 주기를 측정해본 결과 31.4일이라는 것을 알아냈다. 여기에다 리빗의 자를 들이대어 지구까지의 거리를 계산해보니 놀랍게도 93만 광년이란 답이 나왔다. 우리 은하 크기보다 10배나 멀리 떨어져 있는 게 아닌가! 단순히 나선 모양의 성운으로 알고 있었던 안드로메다는 사실 우리 은하를 까마득히 넘어선 곳에 있는 독립된 나선은하였다. 칸트의 섬우주론이 200 년 만에 완벽히 증명된 셈이었다. 이로써 인류 역사상 가장 먼 거리를 측정했던 허블은 새로운 우주공간의 문을 활짝 열어젖혔던 것이다. 당시 천문학계는 우리은하의 크기를 놓고 '대논쟁'을 벌이고 있었다. '우리은하가 우주 전체다', '우리은하 외에도 많은 은하들이 있을 것이다'는 두 진영으로 나뉘어 있었는데, 뒤늦게 나타난 신출내기 천문학자가 그 판정을 내려주었던 것이다. 어쨌든 이 하나의 발견으로 허블은 일약 천문학계의 영웅으로 떠올랐다. 나중에 알려진 사실이지만, 허블의 계산은 참값보다 큰 차이가 나는 것이었다. 현재 알려진 안드로메다 은하까지의 거리는 그 두 배가 넘는 250만 광년이다. 밤하늘에서 빛나는 모든 것들이 우리 은하 안에 속해 있다고 믿고 있던 사람들에게 이 발견은 청천벽력과도 같은 것이었다. 갑자기 우리 태양계는 조그만 웅덩이 정도로 축소되어버리고, 태양은 우주라는 드넓은 바닷가의 한 알갱이 모래에 지나지 않은 것이 되었다. 허블의 발견 이후 은하들 뒤에 다시 무수한 은하들이 늘어서 있는 무한에 가까운 우주임이 드러났다. 인류에게 이것은 근본적인 계시였다. -하늘도 불안정하다! 은하를 추적하는 허블의 망원경은 여기서 멈추지 않았다. 그후 6년 동안 허블과 그의 조수 휴메이슨은 은하들의 거리에 관한 데이터들을 모으느라 춥고 긴 밤을 지새우기 일쑤였다. 과학자들은 은하들이 제자리에 고정되어 있지 않다는 사실을 알고 있었다. 1912년, 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼는 은하 스펙트럼에서 적색이동을 발견하고, 은하들이 엄청난 속도로 지구로부터 멀어지고 있다는 사실을 처음으로 알아냈다. 허블은 슬라이퍼의 연구를 기초로 삼고, 그 동안 24개의 은하를 집요하게 추적해서 얻은 자신의 관측자료를 정리하여 거리와 속도를 반비례시킨 표에다가 은하들을 집어넣었다. 그 결과 놀라운 사실이 하나 드러났다. 멀리 있는 은하일수록 더 빠른 속도로 멀어져가고 있는 것이다. 은하는 후퇴하고 있다. 먼 은하일수록 후퇴속도는 더 빠르다. 그리고 은하의 이동속도를 거리로 나눈 값은 항상 일정하다. 이것이 허블 법칙이다.(사실 허블-휴메이슨 법칙이라 불러야 공평하다) 훗날 이 상수는 허블 상수로 불리며, 'H'로 표시된다. 허블 상수는 우주의 팽창속도를 알려주는 지표로서, 이것만 정확히 알아낸다면 우주의 크기와 나이를 구할 수 있다. 그래서 허블 상수는 우주의 로제타 석에 비유되기도 한다. 허블과 휴메이슨의 발견은 우주가 팽창하고 있음을 명백히 보여주는 것이었다. 또한 여러 세기 동안 과학자들을 괴롭혀왔던 올베르스의 역설도 이로써 우주팽창이라는 정답을 얻은 셈이었다. 그러나 당시에는 허블 자신까지 포함해서 이것이 우주의 기원과 연관되어 있으며, 모든 것의 근본을 건드리는 심오한 문제라고 확신하는 사람은 아무도 없었다. 묘하게도 죽이 잘 맞았던 이 덤앤더머 커플이 인류를 우주 기원의 순간으로 데려갈 이론적 토대를 닦았던 것이다. 이는 20세기 천문학사에서 가장 중요한 발견으로 받아들여졌다. 1929년, 이 사실이 발표되었을 때 엄청난 충격을 사람들에게 던져주었다. 이 우주가 지금 이 순간에도 무서운 속도로 팽창하고 있으며, 우리가 발붙이고 사는 이 세상에 고정되어 있는 거라곤 하나도 없다는 이 현기증 나는 사실에 사람들은 황망해했다. 최초로 인류가 지구상을 걸어다닌 이래 우리 인간사가 불안정하다는 것을 알고는 있었지만, 20세기에 들어서는 하늘조차도 불안정하다는 사실을 깨닫게 되었던 것이다. 그것은 제행무상(諸行無常)의 대우주였다. -허블의 유해는 어디에? 허블은 죽을 때까지 열성적으로 은하를 관측했다. 1953년 허블은 팔로마 산 천문대의 지름 5m의 거대 망원경 앞에서 며칠 밤을 새워 관측할 준비를 하던 중 갑자기 심장마비로 숨졌다. 대천문학자다운 열반이었다. 향년 64세. 코페르니쿠스 이후 천문학의 발전에 최대의 공헌을 한 허블의 업적은 노벨 상을 뛰어넘는 것이지만, 허블은 상을 받지 못했다. 노벨 물리학상이 천문학을 배제했기 때문이다. 그러나 뒤늦게 규정이 바뀌어 허블에게도 상을 주기로 결정했지만, 이번엔 상을 받을 사람이 없었다. 허블이 죽은 지 3개월 뒤였던 것이다. 노벨 상은 고인이 된 사람에게는 주지 않는 것이기 때문에, 상을 받으려면 업적 못지않게 수명도 중요한 변수라는 것을 새삼 일깨워주었다. 죽은 뒤에도 허블은 세간의 관심을 모았다. 허블의 유언에 따른 거라는 설도 있지만, 그의 부인 그레이스는 장례식과 추도회를 모두 거부했다. 그리고 남편의 유해를 어떻게 처리했는지에 대해서도 끝내 입을 열지 않았다. 그래서 20세기의 가장 위대한 천문학자였던 허블의 행방은 반세기가 지난 지금까지도 풀리지 않은 미스터리가 되는 바람에 허블을 추념하려면 우주공간에 떠 있는 허블 망원경을 바라볼 수밖에 없다. 1990년 우주 공간으로 쏘아올려진 우주망원경에 허블의 업적을 기리는 뜻에서 그의 이름이 붙여졌기 때문이다. 지금도 지구 중심 궤도를 95분마다 한 바퀴씩 돌며 먼 우주를 담아 보내고 있는 허블 우주망원경은 지난 4월 24일로 관측 25주년을 맞았으며, 2018년 제임스 웹 우주망원경이 발사될 때까지 계속 운용될 전망이다. 마지막 허블의 말로 이 글을 접기로 하자. “오감만 잘 갖춰져 있으면 인간은 우주가 무엇인지 탐험할 수 있으며, 그걸 모험과학이라 부른다.” ​이광식 통신원 joand999@naver.com

-천문학자들의 줄자 '우주 거리 사다리' (3) '천문학 역사상 가장 중요한 한 문장' 연주시차가 0.01초이면 326광년이고, 0.1초면 32.6광년, 1초면 3.26광년이 된다. 이처럼 광년의 단위도 별까지 거리가 멀어지면 숫자가 매우 커지므로 연주시차가 1초일 때 1파섹(pc)으로 정했다. 시차(parallax)와 초(second)의 두 낱말의 머릿글자를 따서 만든 말이다. 별의 절대등급은 10pc, 곧 32.6광년의 거리에 위치한다고 가정하여 정한 별의 밝기이다. 그러나 이 연주시차로 천체의 거리를 구하는 것은 한계가 있다. 대부분 별은 매우 멀리 있어 연주시차가 아주 작기 때문이다. 지구 대기의 산란 효과 등으로 인한 오차 때문에 미세한 연주시차는 계산할 수 없으므로, 100pc 이상 멀리 떨어진 별에 적용하기는 어렵다. 따라서 더 먼 별에는 다른 방법을 쓰지 않으면 안 된다. 그렇다면 대체 어떤 방법을 쓸 수 있을까? 사실 시차만 하더라도 일종의 '상식'을 관측으로 찾아낸 것이라 할 수 있다. 그러나 더 먼 우주의 거리를 재는 잣대는 이런 상식에서 나온 것이 아니라 우주 속에서 발견한 것이었다. 그리고 그 발견에는 당시 천문학계의 기층민이었던 '여성 컴퓨터'의 땀과 희생이 서려 있었다. 이 놀라운 우주의 잣대를 발견한 주역은 한 청각장애인 여성 천문학자였다. 그러나 청력과 그녀의 지능은 아무런 관련도 없었다. 1868년 미국 매사추세츠 주 랭커스터에서 태어난 헨리에타 스완 리빗은 1892년 대학을 졸업한 후 하버드 대학 천문대에서 일하게 되었다. 업무는 주로 천체를 찍은 사진 건판을 비교·분석하고 검토하는 일이었다. 시간당 0.3불이라는 저임으로, 이런 직종을 당시 '컴퓨터'라고 불렀다. 그러나 단조롭기 한량없는 그 작업이 그녀의 영혼을 구원해주었을지도 모른다. 페루의 하버드 천문대 부속 관측소에서 찍은 사진 자료를 분석하여 변광성을 찾는 작업을 하던 리빗은 소마젤란은하에서 100개가 넘는 세페이드 형 변광성을 발견했다. 이 별들은 적색거성으로 발전하고 있는 늙은 별로서, 주기적으로 광도의 변화를 보이는 특성이 있다. 이 별들이 지구에서 볼 때 거의 같은 거리에 있다는 점에 주목한 그녀는 변광성들을 정리하던 중 놀라운 사실 하나를 발견했다. 한 쌍의 변광성에서 변광성의 주기와 겉보기 등급 사이에 상관관계가 있다는 점을 감지한 것이다. 곧, 별이 밝을수록 주기가 길어진다는 점이다. 리빗은 이 사실을 공책에다 "변광성 중 밝은 별이 더 긴 주기를 가진다는 사실에 주목할 필요가 있다"고 짤막하게 기록해 두었다. 이 한 문장은 후에 천문학 역사상 가장 중요한 문장으로 꼽히게 되었다. ​리빗은 수백 개에 이르는 세페이드 변광성의 광도를 측정했고 여기서 독특한 주기-광도 관계를 발견했다. 3일 주기를 갖는 세페이드의 광도는 태양의 800배이다. 30일 주기를 갖는 세페이드의 광도는 태양의 1만 배이다. 1908년, 리빗은 세페이드 변광성의 ‘주기-광도 관계’ 연구 결과를 <하버드 대학교 천문대 천문학연감>에 발표했다. 리빗은 지구에서부터 마젤란 성운 속의 세페이드 변광성들 각각까지의 거리가 모두 대략적으로 같다고 보고, 변광성의 고유 밝기는 그 겉보기 밝기와 마젤란 성운까지의 거리에서 유도될 수 있으며, 변광성들의 주기는 실제 빛의 방출과 명백한 관계가 있다는 결론을 이끌어냈다. 리빗이 발견한 이러한 관계가 보편적으로 성립한다면, 같은 주기를 가진 다른 영역의 세페이드 변광성에 대해서도 적용이 가능하며, 이로써 그 변광성의 절대등급을 알 수 있게 된다. 이는 곧 그 별까지의 거리를 알 수 있게 된다는 뜻이다. 이것은 우주의 크기를 잴 수 있는 잣대를 확보한 것으로, 한 과학 저술가가 말했듯이 '천문학을 송두리째 바꿔버릴 대발견'이었다. 리빗이 발견한 세페이드형 변광성의 주기-광도 관계는 천문학사상 최초의 '표준 촛불'이 되었으며, 이로써 인류는 연주시차가 닿지 못하는 심우주 은하들까지의 거리를 알 수 있게 되었다. 또한 천문학자들은 표준 촛불이라는 우주의 자를 갖게 됨으로써, 시차를 재던 각도기는 더 이상 필요치 않게 되었다. 리빗이 밝힌 표준 촛불은 그녀가 암으로 세상을 떠난 2년 뒤에 위력을 발휘했다. 1923년 윌슨산 천문대의 에드윈 허블(1889~1953)이 표준 촛불을 이용해, 그때까지 우리은하 내부에 있는 것으로 알려졌던 안드로메다 성운이 외부 은하임을 밝혀냈던 것이다. 이로써 우리은하는 우주의 중심에서 끌어내려지고, 우리은하가 우주의 전부인 줄 알고 있었던 인류는 은하 뒤에 또 무수한 은하들이 줄지어 있는 대우주에 직면하게 되었다. ​밤하늘에서 빛나는 모든 것들이 우리 은하 안에 속해 있다고 믿고 있던 인류에게 이 발견은 청천벽력과도 같은 것이었다. 갑자기 우리 태양계는 작은 웅덩이로 축소되어버리고, 지구상에 살아 있는 모든 것들에게 빛을 주는 태양은 우주라는 드넓은 바닷가의 모래 한 알갱이에 지나지 않은 것이 되었다. 허블은 표준 촛불을 발견한 리빗에 대해 그의 저서에서 “헨리에타 리빗이 우주의 크기를 결정할 수 있는 열쇠를 만들어냈다면, 나는 그 열쇠를 자물쇠에 쑤셔넣고 뒤이어 그 열쇠가 돌아가게끔 하는 관측사실을 제공했다”라며 그녀의 업적을 기렸다. 이처럼 허블 본인은 리비트의 업적을 인정하며 리빗은 노벨상을 받을 자격이 있다고 자주 말하곤 했다. 그러나 스웨덴 한림원이 노벨상을 주려고 그녀를 찾았을 때는 이미 세상을 떠난지 3년이 지난 후였다. 하지만 불우한 여성 천문학자 헨리에타 레빗의 이름은 천문학사에서 찬연히 빛나고 있을 뿐만 아니라, 소행성 5383 리빗과 월면 크레이터 리빗으로 저 우주 속에서도 빛나고 있다. 우주 팽창을 가르쳐준 '적색편이' 우주 거리 사다리에서 변광성 다음의 단은 적색편이다. 이것은 별빛 스펙트럼을 분석해서 그 별 까지의 거리를 알아내는 방법으로, 이른바 도플러 효과라는 원리를 바탕으로 하고 있다. 도플러 효과를 설명할 때 주로 소방차 사일렌 소리가 예로 제시된다. 소방차가 관측자에게 다가올 때 소리가 높아지다가, 멀어져가면 급속이 소리가 낮아진다는 것을 알 수 있다. 이것은 파원이 관측자에게 다가올 때 파장의 진폭이 압축되어 짧아지다가, 반대로 멀어질 때는 파장이 늘어남으로써 나타나는 현상이다. 이것을 바로 도플러 효과로, 1842년에 이 원리를 처음으로 발견한 오스트리아의 과학자 크리스티안 도플러의 이름을 딴 것이다. 도플러 효과는 모든 파동에 적용되는 원리이다. 빛도 파동의 일종인만큼 도플러 효과를 탐지할 수 있다. 도플러가 제시한 이 원리를 이용한 장비가 실생활에서도 여러 방면에 쓰이고 있는데, 만약 당신에게 어느 날 느닷없이 속력 위반 딱지가 날아왔다면, 그것은 바로 도플러 원리를 장착한 스피드건이 찍어서 보낸 것이다. 현재 천문학에서 천체들의 속도를 측정하는 데 이 도플러 효과가 널리 사용되고 있다. 우주 팽창으로 인해 후퇴하는 천체가 내는 빛의 파장이 늘어나게 되는데, 일반적으로 가시광선 영역에서 파장이 길수록 (진동수가 작을수록) 붉게 보인다. 따라서 후퇴하는 천체가 내는 빛의 스펙트럼이 붉은색 쪽으로 치우치게 되는데, 이를 적색편이라고 한다. 이 적색편이의 값을 알면 천체의 후퇴 속도를 측정할 수 있다. 적색편이가 천문학에 거대한 변혁을 몰고온 것은 미국의 천문학자 베스토 슬라이퍼에서 시작되었다. 그는 1912년 당시 '나선성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다. 슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리은하로부터 초속 수백, 수천km의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 그 뒤를 이어 1924년 초 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견했다. 1929년에는 더욱 놀라운 사실이 밝혀졌다. 에드윈 허블이 우주가 팽창하고 있다는 관측결과를 발표했던 것이다. 이는 인류의 우주관에 혁명을 일어킨 대사건이었다. 따지고 보면, 이 같은 우주 팽창이라든가 빅뱅 이론 같은 것도 리빗의 표준 촛불이 있음으로써 가능했던 것이었다. 리빗이 변광성의 밝기와 주기 사이의 관계를 알아냄으로써 빅뱅의 첫단추를 꿰었다고 할 수 있다. 이러한 발견들은 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 가설을 관측으로 뒷받침하는 것으로, 우주의 팽창과 빅뱅 이론의 문을 활짝 열어젖힌 가장 중요한 근거로 받아들여지고 있다. 우주 거리 사다리의 마지막 단은 '초신성' 우주에서 가장 먼 거리를 재는 우주 줄자는 초신성이다. 초신성이란 진화의 마지막 단계에 이른 별이 폭발하면서 그 밝기가 평소의 수억 배에 이르렀다가 서서히 낮아지는 별을 가리키는데, 마치 새로운 별이 생겼다가 사라지는 것처럼 보이기 때문에 이런 이름이 붙었다. 하지만 사실은 늙은 별의 임종인 셈이다. 우리나라에서는 잠시 머물렀다 사라진다는 의미로 객성(客星, 손님별)이라고 불렀다. 그러면 어떤 별이 초신성이 되는가? 몇 가지 유형이 있는데, 먼저 태양 질량의 9배 이상인 무거운 별이 마지막 순간에 중력 붕괴를 일으켜 폭발하는 것이 있다. 다음으로는, 쌍을 이루는 백색왜성에서 물질을 끌어와 그 한계질량이 태양 질량의 1.4배를 넘는 순간 폭발하는 유형이 있는데, 이것이 바로 거리 측정에 사용되는 1a형 초신성이다. 이는 같은 한계질량에서 폭발하여 같은 밝기를 보이므로, 그 광도를 측정하면 그 별까지의 거리를 알아낼 수가 있기 때문이다. 따라서 1a형 초신성은 자신이 속해 있는 은하까지의 거리를 측정할 수 있게 해주는 중요한 지표가 된다. 또한 초신성이 폭발할 때의 광도는 1000억 개의 별이 내는 광도와 맞먹을 정도이므로 우주 어느 곳에서 터지더라도 관측할 수 있다. 1929년 허블이 적색편이를 이용해 우주의 팽창을 처음으로 알아낸 이후, 우주의 팽창속도가 어떻게 변화하고 있는지가 중요한 관심사가 된 가운데, 1a형 초신성은 먼 은하까지의 거리를 측정하고 우주의 팽창속도를 알아낼 수 있는 최적의 도구가 되었다. 1990년대에 들어 과학자들은 멀리 있는 1a형 초신성 수십 개의 거리와 후퇴속도를 분석한 결과, 초신성들이 우주가 일정한 속도로 팽창하는 경우에 비해 밝기가 더 어둡다는 사실이 밝혀졌다. 이것은 이 초신성들이 예상보다 멀리 있다는 것을 말하며, 그것은 곧 우주의 팽창속도가 점점 빨라지고 있음을 뜻한다. 말하자면 우주는 가속팽창되고 있다는 것이다. 이 획기적인 사실을 발견한 두 팀의 천문학자들은 뒤에 노벨 물리학상을 받았다. 이전까지는 우주에 있는 물질들의 인력 때문에 우주의 팽창속도가 일정하게 유지되거나 줄어들 것으로 생각되었다. 그런데 실제 관측 결과는 이와 정반대로 나타난 셈인데, 우주의 이같은 가속팽창에는 분명 어떤 힘이 계속 작용하고 있음을 뜻한다. 지금으로써는 이 힘의 정체가 무엇인지 알 길이 없지만, 과학자들은 이 정체불명의 힘에 ‘암흑 에너지’라는 이름을 붙였다. 이 암흑 에너지는 우주가 팽창하면 팽창할수록 점점 더 커진다. 그러므로 우리 우주는 앞으로 영원히 가속 팽창할 운명이다. 이런 놀라운 우주의 비밀을 밝혀준 것이 바로 우주의 가장 긴 줄자인 초신성이다. 우주의 가속팽창 그 끝에는 무엇이 기다리고 있을지는 신만이 알 것이다. 표준 촛불 1a형 초신성 폭발 동영상( https://youtu.be/C24PicfBXIo ) 이광식 통신원 joand999@naver.com