우주 물리학에서 우주 탄생 초기 급격한 팽창이 일어났다는 "인플레이션 우주 모델". 이 인플레이션의 흔적 "원시 배경 중력파"는 나노헤르츠라는 매우 긴 주기의 중력파로 관측될 것이라는 사실은 이전 기사에서도 소개해드린 바 있습니다.
그러면, 그 나노헤르츠 중력파를 포착하려면 어떻게 해야 할까요? 출간과 함께 큰 화제가 된 '우주는 어떻게 시작되었는가: 나노헤르츠 중력파와 우주 탄생의 물리학'에서 이번에는 "아스트로메트리=위치 천문학"이라 불리는 천문 분야의 연구를 소개합니다.
사실, 은하계의 별 위치를 정확히 알 수 있다면, 지금까지 관측할 수 없었던 암흑 물질이라는 미지의 물질 관측이나 초장주기 중력파 "나노헤르츠 중력파"를 포착할 수 있습니다!
이전 기사 "우주 공간을 '거대한 중력파 망원경'으로! 미지의 나노헤르츠 중력파를 포착한 '펄사 타이밍 방법'"에서는, 펄사라는 우주의 초정밀 시계를 사용해 매우 긴 파장의 중력파를 탐구하는 방법을 소개했습니다. 사실, 이 펄사 타이밍 방법이 매우 긴 파장의 중력파를 탐색하는 유일한 수단은 아닙니다.
여기서, 은하계 내의 지도 만들기를 소개합니다. 이 중력파와 관계없어 보이는 지도 만들기가, 중력파 탐색과 관계하며 또 하나의 은하계 크기의 중력파 망원경이 되는 것을 설명하고자 합니다.
애초에, 이전 기사에서 소개한 전파망원경은, 펄사 관측을 통한 중력파를 검출하기 위해 건설한 것이 아닙니다. 본래는, 성간 물질이나 은하 등의 연구를 주된 목적으로 건설된 것입니다. 그것을 펄사의 지속 관측에 사용함으로써, 지금까지 없었던 과학 탐구를 할 수 있게 되었습니다. 그것이 펄사 타이밍 방법입니다.
그와 마찬가지로, 여기서 소개하는 또 하나의 중력파 검출법도, 전혀 다른 천문학적 목적을 위해 만들어진 관측 장치를 사용합니다. 그것이 위치 천문학 전용 인공위성입니다.
"위치 천문학"이란, 읽는 그대로 천체의 위치를 측량하는 천문학에 있어서의 한 분야입니다. 근년에는, 천체의 위치뿐만 아니라, 속도 등의 측정도 포함하는 더 넓은 연구 분야로서, 위치 천문학 대신에 카타카나 표기로 "아스트로메트리"라 불리는 경우가 많아졌습니다.
먼저, 위치 천문학에 대해 간단히 소개한 후, 위치 천문학을 사용해 어떻게 중력파를 탐색하는지를 설명하고자 합니다.
자주, "저 별은 몇 광년 떨어져 있습니다"라는 이야기를 듣습니다. 하지만, 광속으로도 몇십 년, 몇 억 년 걸리는 천체까지의 거리를 어떻게 측량하고 있을까요.
더욱이, 그 위치를 정하려면 어떻게 해야 할까요. 천체를 본 것만으로 위치가 정해질까요. 당연히, 한 번 본 것만으로는 천체의 방향밖에 알 수 없습니다. 더욱이, 거리는 어떻게 알 수 있을까요.
예를 들어, 가까운 물체라면, 물체에 빛을 비추어 반사된 빛을 검출하면, 그 빛의 왕복 시간으로부터 그 물체까지의 거리를 추정할 수 있습니다. 이것은 레이더의 기본 원리와 같습니다.
실제로, 태양계 내의 행성, 예를 들어, 금성이나 화성 등에 대해서는, 빛(전파)을 보내어 반사를 조사함으로써, 행성 표면까지의 거리가 레이더 측량됩니다.
하지만, 몇십 광년이나 떨어져 있는 먼 천체까지 레이더 측량하는 것은 불가능합니다. 물론, 별에서 오는 빛이 지구에 도달할 때까지의 시간을 알면, "도착하는 데 걸린 시간과 광속을 곱하는" 것으로, 그 별까지의 거리를 계산할 수 있습니다. 하지만, 언제 별을 떠난 빛인지 알 수 없기 때문에, 이 방법은 사용할 수 없습니다.
삼각 측량을 사용해 별까지의 거리를 측정한다 삼각 측량의 개념도. 두 곳에서 보는 것으로, 물체의 위치가 분명해진다.
태양계에 가까운 천체까지의 거리를 측정하는 데 도움이 되는 것이, "삼각 측량의 원리"입니다.
태양 주위를 지구는 공전하고 있습니다. 따라서, 시기에 따라 태양계에 가까운 항성의 겉보기 위치는 다릅니다. 이 공전에 의한 겉보기 방향의 변동을 "시차"라고 부릅니다. 지구의 공전 궤도는 잘 알려져 있으므로, 삼각 측량의 원리를 사용하면, 태양계 부근의 항성까지의 거리를 측정할 수 있습니다.
19세기 초, 독일의 천문학자 프리드리히 베셀은, 백조자리 61번성이라 불리는 항성의 시차를 측정했습니다. 그 시차는 0.3초각이었습니다.
여기서, 초각이란, 각도의 단위입니다. 각도 1도를 60분할하여 "1분각"이 정의되며, 그 1분각의 60분의 1이 "1초각"입니다. 즉, 1초각은 3600분의 1도입니다. 이를 통해, 지구에서 그 천체까지의 거리가 약 11광년인 것을 알았습니다.
그 후, 19세기 말까지 대략 60개의 태양계 근방 항성까지의 거리가 시차에 의해 측정되었습니다. 그리고 20세기에 들어서, 망원경은 대형화되고, 관측 정밀도가 향상됩니다.
하지만, 천체의 방향 측정 정밀도 개선에는 한계가 있었습니다. 왜냐하면, 지상에는 대기가 존재하기 때문입니다. 대기 중의 수증기 등은 별에서 오는 빛을 흡수·산란합니다. 따라서, 천체의 방향을 보다 정밀하게 측정하기 위해서는, 공기가 존재하지 않는 우주 공간에서 관측하는 것이 가장 좋습니다.
그래서, 천체의 위치를 정밀 측정하는 것을 주요 목적으로 한, 아스트로메트리 전용 위성을 유럽 우주국(ESA)이 1989년에 발사했습니다. 그 위성은, 히파르코스라고 명명되었습니다.
히파르코스란, 고대 그리스의 유명한 천문학자로, 46성좌의 결정과 춘분점 이동의 발견 등의 업적이 알려져 있습니다.
히파르코스 위성은, 관측을 시작한 지 4년 동안 11만 8218개의 항성의 위치 등을 측정했습니다. 이를 통해, 태양계 근처의 항성의 3차원 지도가 정확히 얻어졌습니다. 이 히파르코스 위성을 사용한 위치 결정 정밀도는, 0.001초각 정도입니다.
밝은 항성의 경우, 많은 빛이 검출기에 모이므로, 그 항성에서 오는 빛의 중심 위치가 정밀하게 결정됩니다. 반면, 어두운 항성의 경우, 도착하는 빛이 적기 때문에, 그 항성에서 오는 빛의 중심 위치가 흐릿해져 정밀하게 결정되지 않습니다.
더 먼 천체를 조사하려면?
연주 시차 천체까지의 거리와 위치 결정 정밀도의 관계를 정량적으로 설명하기 위해, 구체적인 수치를 제시하며, 천문학에서 자주 사용하는 단위계를 조금 소개합니다.
태양과 지구 사이의 평균 거리가, 천문 관측에서 기본이 되는 길이입니다. 그 평균 거리를 유래로 하여, 2012년 국제천문학연맹 총회에서 "1천문 단위"가 정의되었습니다. 1천문 단위는 약 1억 5000만 킬로미터입니다.
이 지구의 공전 반경을 기준으로 측정하는 시차(동일한 정지하고 있는 천체가 보이는 방향의 차이)를 "연주 시차"라고 부릅니다. 연주 시차가 딱 1초각이 되는 천체까지의 거리를 "1파섹"이라 부르며, 천문학에서의 거리의 중요한 단위 역할을 합니다.
태양계 내의 천체, 예를 들어 목성의 공전 반경 등을 표시하려면, 천문 단위를 사용하는 것이 편리합니다. 하지만, 태양계 밖의 천체, 예를 들어 우리가 있는 은하 내의 항성까지의 거리는 파섹 단위로 표시하는 것이 편리합니다. 이 경우, 몇 파섹에서 수만 파섹까지의 범위입니다.
자, 히파르코스 위성을 사용한 연주 시차 결정 정밀도가 전형적으로 0.001초각이라고 가정합시다. 오차 10퍼센트의 정밀도로 그 거리를 측정할 수 있는 천체는, 지구에서 약 100파섹까지의 범위가 됩니다.
태양계는 은하계 중심에서 약 10킬로파섹의 위치에 있으므로, 히파르코스 위성으로 거리를 정밀하게 측정할 수 있었던 항성은 태양계 근처의 별까지이며, 은하계의 대부분 항성의 위치는 정밀하게 구할 수 없었습니다.
은하의 항성에서 암흑 물질까지 은하의 항성 분포, 그리고 그것들의 운동을 이해하는 것은, 은하의 형성을 아는 단서로 이어집니다. 더욱이, 암흑 물질이라 불리는 미지의 물질을 찾는 데도 이어집니다. 이것들은 현대 천문학에서 중요한 과제입니다.
그래서, 히파르코스 위성을 업그레이드한 아스트로메트리 전용 우주망원경의 등장이 기대되었습니다.
앞서 언급한 것처럼, 우리로부터 본 은하 중심까지의 거리는 약 10킬로파섹입니다. 그 주변에 있는 별들까지의 거리를 10퍼센트의 정밀도로 측정하려면, 적어도 0.00001초각 정도의 위치 결정 정밀도가 필요합니다. 이는, 히파르코스 위성의 위치 결정 정밀도인 약 0.001초각과 비교하면 2자리수 작습니다.
그 요구 정밀도를 달성하는 위성 관측이 성공할 때까지는, 약 20년의 시간이 필요했습니다. 그 위성이, 2013년에 유럽 우주국이 발사한 "가이아 위성"입니다.