백성혜의 "원시우주의 퍼즐을 찾아서"

현재의 관측 기술로 측정할 수 있는 가장 먼 천체들은 137억 년 전 빅뱅을 시점으로 7억 년 이후의 시공간에 존재한다. 우주의 저 머나먼 시공간에 남아 있는 흔적들을 바탕으로 처음 별이 생겨나던 원시우주의 모습을 그려본다.

[새연재] 캄캄한 원시우주에 처음 별이 생기던 순간

(1) 연재를 시작하며


00space.jpg » 허블 우주망원경에 새롭게 장착된 카메라(Wield Field Camera3, 2009년)로 촬영한 적외선 사진. 사진에서 밝고 큰 은하나 별들은 지구에서 가까운 곳의 천체들이고 가장 희미하고 붉게 보이는 점들이 빅뱅 이후 6억~9억 년에 생성된 원시우주의 은하들이다. 출처/ NASA, ESA, G. Illingworth, R. Bouwens, and the HUDF09 Team



쁜 현대인한테는 가끔 밤하늘을 올려다보며 우리 태양계나 우리 은하, 또는 외계 은하를 아우르는 저 거대한 우주에 대해 생각하는 것은 일상 생활과 너무 동떨어진 얘기처럼 들릴지도 모른다. 하지만 유사 이래로 인류가 날마다 보는 자연현상을 어떻게건 설명하고 예측하려 했다는 사실은 우주의 근원에 대한 호기심과 관심이 우리 본성에 가깝다는 것을 의미하지 않을까?

 

오늘날 과학의 테두리 안으로 들어온 우주론이 풀고자 하는 물음도 궁극적으로는 과거의 그것과 크게 다르지 않다. 다른 점이 있다면 신화나 초자연적인 존재를 빌리지 않고 관측과 실험 증거를 사용한다는 점이다. 가끔 우주론을 전공한다고 하면, 눈을 반짝이며 빅뱅 이론을 ‘색즉시공 공즉시색’ 같은 불교의 가치관에 빗대어 설명해주길 바란다거나 노장 사상의 ‘도’나 ‘기’의 흐름으로 우주의 계절과 진화를 주장하는 사람들도 있다.

 

그렇지만 현대 우주론은 과학으로 관측할 수 없고 따라서 증명할 수 없는 것에 대해서는 이야기하지 않으며 오직 객관적인 입장을 취할 뿐이다. 우주가 빅뱅(대폭발)으로 시작되었다면 빅뱅 이전에는 무엇이 있었는지 또는 우주에 벽이 있다면 그 너머에 무엇이 존재하는지에 대해 현대 우주론은 아무런 관측 결과가 없으므로 답하지 못한다. 현대 우주론이 하는 일은 계속 관측 결과를 모으고, 그것으로 다른 과학자들을 만족시킬수 있는 이론을 세우고, 또한 수정해가며 우주 역사를 재구성해 가는 것이다.

 

 

빅뱅 이후 '우주 암흑기' 거친, 현재 '재이온화' 우주


 

<사이언스온> 연재에서 다루고자 하는 이야기는 현대 우주론이 재구성한 우주의 역사 중에서 우주가 빅뱅을 이후 지금 나이(137억 년)의 10%도 되지 않았던 시기에 관한 것이다. 빛은 유한한 속도를 지니는 까닭에 우주 공간 저 멀리서 날아오는 빛은 더 오래된 과거의 모습을 담고 있다. 더 멀리 있는 ‘깊은 우주’를 관측할수록 우리는 시간을 거꾸로 되돌려 우주 공간 저편에서 우주의 과거 모습을 보는 셈이다. 현재 관측 기술은 꾸준히 발전해 137억 년의 우주 역사 중 130억 년 정도를 거슬러 올라가 저 깊은 우주가 간직한 과거 모습을 볼 수 있는 경지에 이르렀다. 우리가 특히 이 시기에 관심을 두는 것은 이 시기가 현재 관측 기술의 한계로 도달할 수 있는 가장 먼 과거에 가깝고, 또한 이 시기가 우주론 분야에서 요즘에 활발한 연구가 이루어지는 대상이 되기 때문이다.

 

우주를 채우고 있는 별이나 가스(아주 작은 먼지나 기체)처럼 눈으로 관측할 수 있는 물질을 ‘바리온’이라고 부른다. 표준 우주론에 따르면 우주를 구성하는 성분 중에 바리온은 약 4%밖에 되지 않으며 그밖에 26%는 밝혀지지 않았지만 물질 형태(암흑물질)로, 나머지 70%는 물질 형태도 아닌 알 수 없는 에너지 형태(암흑에너지)로 이루어져 있다. 즉 우리가 빛으로 관측할 수 있는 것은 우주 전체에서 4%밖에 되지 않는 것이다. 다행히도 그 운동과 진화가 암흑물질과 암흑에너지와도 밀접하게 연관되어 있기 때문에 4%를 분석함으로써 나머지 물질에 관해서도 미루어 짐작하는 게 가능하다.

 

현재 우주에 존재하는 바리온은 주로 은하 속에 별이나 가스 형태로 집중되어 있고 나머지 우주 공간은 거의 진공에 가깝다고 볼수있다. 바리온에 작용하는 힘 중에서 가장 중요하게 작용하는 힘은 중력인데, 중력에는 끌어당기는 힘만 있어서 한번 뭉친 물질은 시간이 흘러도 다시 흩어지지 않기 때문이다.

 

그렇다면 시간을 거꾸로 돌리면 어떻게 될까? 뭉쳐졌던 물질은 흩어질 테고 그리하여 물질의 분포는 점점 더 고르고 편평한 모습이 될 것이다. 원시우주는 별도 은하도 없는, 물질이 마치 아침 호수의 자욱한 안개처럼 고르게 퍼져 있는 모습이었으리라. 별도 탄생하기 전 자욱한 가스로 가득찬 이 시기를 우리 연구자들은 ‘우주의 암흑 시기’라고도 부른다. 아무것도 볼 수 없는 캄캄한 상태의 우주였기 때문이다.

 

원자는 중성자와 양성자 그리고 전자로 이루어져 있고 원자가 자외선을 흡수하고 원자에서 전자가 분리되는 현상을 우리는 ‘이온화’라고 부른다. 이온화 상태가 되려먼 원자 상태보다 더 많은 에너지가 있어야 하기 때문에, 주위의 온도가 낮아지거나 자외선 에너지를 흡수할 수 없으면 이온화 원자는 곧바로 전자와 재결합해 이온화 상태에서 벗어나려는 성질을 띤다. 별이 탄생하면 주로 수소로 이뤄진 가스 상태의 원자들이 별에서 나오는 강력한 자외선에 의해 이온화하기 시작한다. 우리는 이를 우주의  ‘재이온화 시기’라고 부른다. 그러므로 우주의 역사에서 별의 탄생은 곧 재이온화 시기의 시작을 의미한다.

 

‘이온화’ ‘재이온화’는 이 연재에서 중요한 개념으로 다뤄지지만 처음 접하는 독자들은 금세 이해하는 데 조금 어려울 수도 있겠다. 이와 관련한 부분은 앞으로도 될수록 풀어쓰려고 노력하겠다. 우선 왜 ‘이온화 시기’가 아니고 ‘재이온화 시기’라고 부르는지에 관해 약간의 보충 설명을 조금 더 곁들이면 이렇다. 앞에서 말한 원시우주의 ‘암흑 시기’ 이전에는 우주가 훨씬 더 높은 에너지 상태에 있었기에 이 시기에는 물질이 처음에 이온화 상태로 탄생했다. 즉 빅뱅 이후 우주가 팽창하고 온도가 낮아지면서 전자와 결합한 원자들의 중성 가스로 가득한 암흑의 시대로 접어들었던 것이다. 그러다가 별이 탄생하면서 다시 이온화의 과정을 겪었다. 이제 재이온화의 시기를 거친 지금의 우주에서 별이나 성간(별과 별 사이) 또는 은하간 물질의 대부분을 채우고 있는 것은 바로 이온화 상태의 물질이다.

 

00spacebigbang.jpg » 물질의 이온화 상태를 기준으로 나눈 우주의 역사. 이온화 상태에서 전자와 결합하여 중성 가스로 변하는 재결합의 시대, 원자 상태의 중성수소로만 가득찬 암흑 시대, 별의 탄생과 더불어 다시 이온화되기 시작하는 재이온화 시대, 현재의 우주. 출처/ Pettini M Proc. R. Soc. A doi:10.1098/rspa.2011.0117


 

 

원시우주의 중성수소 흔적을 찾는 방법들


 

렇다면 지금 환경과 비슷한 우주를 만든 재이온화의 시기는 과연 우주의 역사에서 언제 일어났으며, 그 시기는 어떻게 끝났을까? 이 물음은 오랫동안 우주론에서 풀리지 않은 채 남아 있었다. 우리가 주로 관측하는 것은 별에서 나오는 빛인데, 우주가 대부분 이온화하지 않은 수소 가스로 채워져 있다면 별에서 나오는 자외선은 곧바로 주변 수소에 흡수되어 이온화하는 데 쓰이고 더 이상 우리한테 도달하지는 못할 것이다. 이렇게 별에서 나온 빛이 수소 원자에 가려져 볼 수 없기 때문에 어떻게 그 시기를 관측할 수 있을 것인가 하는 것도 문제였다.

 

1965년 당시 박사과정에 있던 제임스 건(현재 프린스턴대학 천문학과 교수, 우주의 거대구조 연구에서 획기적 성과를 이룬 ‘슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)’ 프로젝트를 고안했으며 주임 연구원으로 일했다)은 브루스 피터슨과 함께 ‘퀘이사’를 이용해 재이온화 시기의 중성수소(이온화되지 않은 수소. 현재 우주에 존재하는 수소는 주로 이온화 상태이므로 이런 상태와 구분하기 위해 천문학에서는 중성수소라는 말을 쓴다)를 측정하는 방법을 고안했고 이는 ‘건-피터슨 효과’로 불리게 되었다.

 

☞ 용어설명: 여기에서 ‘퀘이사’란, 빛의 분포가 은하나 성간물질처럼 흩어져 있지 않고 한 점에서 나오는 별처럼 보인다고 하여 퀘이사(Quasi Stella Object)라는 이름이 붙었지만 그 밝기는 일반 별보다 수십 조 배나 되어, 우리 은하 전체의 밝기보다 천 배 정도 더 밝은 천체다. 퀘이사에서 나오는 빛은 은하 중심의 거대 블랙홀 주변 원반의 형태로 빨려 들어가는 가스에 의해 생성되며 그 밝기 때문에 수십 억 광년 떨어진 곳에서도 관측 가능하다. 따라서 우주 거대구조와 원시우주를 비롯해 ‘깊은 우주(deep space)’를 관측하는 데 유용하게 쓰인다.

 

00spacequasar » 가까운 우주에서 발견된 퀘이사(위)와 먼 우주에서 발견된 퀘이사 (아래)의 스팩트럼. 퀘이사의 빛이 지구에 도달하는 동안 중성수소를 만나면 1216Å보다 짧은 파장들은 산란되어 지구에 도달하지 못하고 위와 같은 연속적인 스펙트럼 형태를 아래의 흡수된 형태로 변화시킨다. 출처/ William C. Keel

 

이렇게 고안된 ‘건-피터슨 효과’는 자외선이 중성수소에 민감하게 반응해 산란하는 성질을 이용한 것이다. 위 그림에 나타난 것처럼 연속적이던 퀘이사(위)의 스펙트럼은 깊은 우주로 나아갈수록 위 그림의 ‘아래’와 같은 형태로 관측되는데, 과거의 우주가 현재의 우주보다 더 밀도가 높고 많은 중성수소를 포함하고 있었기 때문이다. 건과 피터슨은 재이온화 시기 근처에서 발견되는 퀘이사들은 그 주위를 둘러싼 상당한 양의 중성수소에 의해 파장 길이가 1216Å(옹스트롬. 길이 단위, 1Å은 10-10 미터를 가리킨다)보다 더 짧은 파장의 빛이 완전히 산란하여 잘려나간 것과 같은 스펙트럼을 보일 것이라고 예측했다.

 

멀리 떨어진 퀘이사에서 이런 ‘건-피터슨 효과’를 찾으려는 노력은 발전하는 관측 기술과 함께 약 40년 동안 계속되었지만 큰 성과를 거두지는 못했다. 그러다가 2001년 로버트 베커가 이끄는 연구팀은 슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)의 망원경을 이용해 처음으로 ‘적색편이’ 6 근방에서 퀘이사의 ‘건-피터슨 효과’를 관측했는데 이 퀘이사는 당시까지 알려진 퀘이사 중에서 가장 먼 것으로서 우주가 현재 나이의 7%밖에 되지 않은 때의 원시우주에 속해 있는 것이었다. 방출된 시점에서 1216Å보다 더 짧은 파장은 모두 산란하여 잘려나간 형태를 보이는데 이것이 최초로 우리가 시간을 거슬러 재이온화 시기에 도달했음을 보여주는 증거가 되었다. 그 이후로도 먼 우주에서 ‘건-피터슨 효과’를 보이는 퀘이사를 찾는 일은 계속되었고 현재까지 적색편이 6 이상에서 ‘건-피터슨 효과’를 보이는 퀘이사가 50여 개 정도 발견되었다. 가장 먼 퀘이사는 적색편이 7.1의 것으로 다니엘 모트록 연구팀에 의해 최근인 2011년에 관측되었다.

 

☞ 용어설명: 적색편이란, 우주의 팽창으로 멀리서 오는 빛들은 도플러 효과로 인해 파장이 길어져 스펙트럼에서 적색으로 나타나는데 이를 ‘적색편이’라고 한다. 처음 방출된 시점부터 지구에 도달하기까지 파장의 길어진 정도를 나타내는 적색편이는 값이 클수록 더 오래되고 먼 공간에서 방출된 빛을 뜻한다.

 

00spaceredshift » 로버트 베커 연구팀이 2001년에 처음으로 관측된 적색편이 6 근처의 퀘이사. 8850A (적색편이를 겪기전 방출된 시점에서는 1216A에 해당) 이하의 파장은 모두 산란되어 관측되지 않는다. 출처/ Bercker et al. 2001, APJ

 

 

차세대 망원경들의 새로운 관측탐험을 준비하며


 

이온화 시기는 이렇게 처음 관측되었다. 그리고 이를 계기로 이 시기에 대한 연구가 가속화하기 시작했다. 건-피터슨 효과가 '적색편이 6'(거리로 따지면 지구에서 192억 광년 떨어져 있으며 빅뱅 이후 9억 년이 지난 시점으로 현재 우주 나이 137억 년의 7%에 해당한다, 팽창하는 우주의 시공간에서는 우주의 나이가 137억년이라고 해도 137광년보다 더 먼 거리가 존재할 수 있다.)에서 처음 관측되었다는 사실은 우주의 재이온화가 그 시점에서 끝나고 다른 시대로 접어들었음을 의미할 뿐 재이온화가 언제, 어떻게 시작되고 진행되었는지를 밝히는 일은 여전히 현대 관측 우주론이 앞으로 풀어야 할 숙제로 남아 있다.

 

국제적인 규모의 여러 차세대 망원경들도 이 흥미로운 시기를 관측하려는 목적에 맞춰 제작되고 있다. 여러 전파망원경을 배열해 길이가 최대 3000킬로미터에 달하는 ‘스카’(SKA: Square Kilometre Array), 허블 우주망원경을 계승할 제임스웹 우주망원경(James Webb Space Telescope), 밀리미터 영역 대의 관측에 강점을 갖춘 ‘알마’(ALMA: Atacama Large Millimeter Array) 등이 이 시기의 우주를 담아낼 것이다.

 

즉 현재 관측우주론에 던져진 중요한 과제 중 하나는 빅뱅 이후 7억 년 동안에 원시우주에서 어떤 일이 일어났는지 밝히는 것으로 요약할 수 있다. 우주의 거대구조가 어떻게 진화해서 첫 번째 별을 탄생시켰는지, 화학적 성분이 지금과는 전혀 달랐던 첫 번째 별들은 어떤 특징을 지녔는지, 첫 번째 은하는 어떻게 생성되고 진화했으며 그 특징은 어떠했는지…, 이런 큰 물음들은 아직 미지의 영역으로 남아 지금은 이론적 예측만이 활발하게 진행 중이다. 이론과 예측만 무성할 뿐 관측으로 증명할 방법이 요원하다면 이 모든 수고도 별 의미가 없을지 모른다. 실험으로 검증받지 못한 이론은 과학적 지식의 울타리 안에 들어올 수 없기 때문이다. 차세대 망원경을 이용한 새로운 관측은 우리들의 다양한 예측과 물음에 확실한 답을 줄 수 있을 것으로 보인다.

 

이 시기의 우주에 대한 연구는 신대륙을 발견하는 일처럼 지금까지 밝혀지지 않은 우주의 모습을 처음 탐구하는 것이라 그 자체가 의미 있는 일이지만 과거부터 현재까지 모든 우주의 모습을 아울러 설명할 수 있는 표준 우주론을 검증하고 정교하게 다듬는 데에도 일조한다는 의미도 지닌다. 그렇지만 가장 먼 우주를 관측하는 일은 가장 희미하고 오염되어 있으며 심지어 가려져 있기도 하므로 아주 어려운 일이 될 것이다. 우리에게 아주 가깝고 밝은 은하들(이를테면 안드로메다 은하)과 달리, 잡음(노이즈)를 제거하기 위해서는 많은 데이터의 재처리 과정을 거쳐야 하기 때문에 획기적인 이론적 전략도 함께 필요해진다. 어떻게 보면 깊은 땅 속에서 선사시대의 유물을 발견하는 고고학자의 일과 깊은 하늘에서 원시우주의 흔적을 찾는 천문학자의 일은 비슷하다고 볼 수도 있다. 앞으로 이 연재에서는 이런 원시우주를 탐험하는 여러 노력들, 그리고 앞으로 이뤄질 관측을 준비하는 이론적 시도들을 소개하고자 한다.

 

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[고침] 작은 제목 "빅뱅 이후 '우주 암흑기' 거친, 현재 '재이온화' 우주' 아래의 네번째 단락 끝에서 "어떠한 빛도 없는 캄캄한 상태의 우주"를 "아무것도 볼 수 없는 캄캄한 상태의 우주"로 바꿉니다. 2012년 5월25일 오전 11시50분.

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백성혜 이탈리아 고등사범학교 연구원
대학에서는 물리를, 대학원에서는 천체물리를 전공했다. 우주론에서 재결합 시대 이후의 원시우주에 관심이 많고 주로 수치적인 방법을 통해 관측을 예측하거나 해석하는 일을 하고있다.
이메일 : sunghye.baek@gmail.com       트위터 : @sunghyebaek      

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