보는 것이 믿는 것이다

  2017년 4월, 블랙홀의 존재를 가장 직접적으로 증명하기 위하여 전 세계 여섯 대륙에 있는 전파망원경들은 처녀자리에 있는 거대 타원은하 M87과 우리 은하 중심 궁수자리에 있는 블랙홀 SgrA*(Sagittarius A*)에 대한 관측을 진행하였다. 사건 지평선 망원경(EHT: Event Horizon Telescope)은 블랙홀의 강한 중력장으로 인하여 빛조차 탈출할 수 없는 시공간의 경계인 ‘사건의 지평선(Event Horizon)’ 주변을 빠른 속도로 회전하는 고온의 가스에서 나오는 빛을 직접 관측하기 위하여 크기가 지구만 한 가상의 전파망원경을 구현하는 대규모 국제 공동 연구 협력 프로젝트이다.

  현대 천문학에서는 대부분의 은하중심에 초대질량 블랙홀(supermassive black hole)이 존재하는 것으로 알려져 있다. 블랙홀은 막대한 중력으로 주변의 물질을 끌어당기는 동시에 물질 유입과 상대론적 제트 분출을 통해 밝은 빛을 내는 은하의 가장 강력한 엔진이다. 모은하와 상호작용을 하는 블랙홀은 은하의 형성과 우주의 진화를 연구하는 데 매우 중요한 천체이지만 관측의 어려움으로 인해 지금까지는 간접적인 방법으로 그 존재를 확인해 왔다. 따라서 분해능이 높은 망원경을 이용하여 블랙홀(사건의 지평선 주변)을 직접적으로 관측하는 것은 천체물리학 분야의 오랜 목표였다. 이러한 관측으로 아인슈타인의 일반상대성이론에서 예측하는 블랙홀 주변의 강한 중력장이 만들어내는 현상들과 사건 지평선의 존재 여부, 블랙홀의 물질 유입과 방출(제트 현상)에 대한 해답을 구할 수 있기 때문이다.

  블랙홀이라는 용어는 미국의 이론물리학자인 존 휠러(John Wheeler)가 1967년경부터 보편적으로 사용하기 시작하였지만, 개념적으로는 이보다 한 세기 이상 앞서 존 미첼(John Michell)이 “어두운 별(dark star)”이나 “보이지 않는 별(invisible star)”의 개념으로 제시하였다. 그는 1784년 논문에서 태양의 탈출 속도는 빛의 속도보다 약 497배 느릴 것으로 계산했고, 이를 근거로 태양과 밀도가 같은 어떤 별의 반경이 497배 더 클 경우에 그 별에서 나오는 빛을 볼 수 없을 것이라 생각했다.^[1]

  1916년 아인슈타인은 일반상대성이론을 발표하고 이를 검증하기 위한 수단으로 중력장으로 인한 빛의 휘어짐 효과를 관측할 것을 제시하였다. 3년 뒤 영국의 천문학자 아서 스탠리 에딩턴(Arthur Stanley Eddington)은 태양 바로 곁을 통과하는 별빛이 태양의 중력에 의해 휘어지는 효과(태양 중력렌즈 효과)를 관측하기 위하여 1919년 5월 29일 개기일식이 일어나는 아프리카 근처의 프린시페 섬으로 향했다. 태양 뒤편에 있는 별은 관측할 수 없지만 태양 중력렌즈 효과가 있다면 별빛이 태양 중력장에 의해 휘어져 우리에게 도달하게 되므로 개기일식 때 이 별을 관측할 수 있을 것으로 생각했다. 이때 관측되는 별의 위치는 실제 별의 위치보다 태양의 바깥쪽 방향으로 더 이동하여 보인다([그림 1] 참조). 에딩턴의 개기일식 관측은 성공적이었다. 이로부터 정확히 100년 뒤, 2019년 EHT 국제 공동 연구팀은 사상 최초로 블랙홀의 모습을 가장 직접적으로 관측한 결과를 발표하였다([그림 2] 참조).

  1919년 에딩턴의 태양 중력렌즈 현상 관측과 2019년 EHT의 M87 블랙홀 관측 성공은 아인슈타인의 일반상대성이론을 증명한 대표적인 두 가지 사례이다. 전자는 태양 질량(∼2×10³⁰ kg)에 의해 휘어진 시공간을 따라 나오는 별빛을 보여주었다면, 후자는 초대질량 블랙홀의 사건의 지평선 바깥을 빠르게 회전하는 고온 가스가 내는 빛이 블랙홀의 막대한 질량으로 인해 휘어진 시공간을 따라 나오는 현상을 보여주었다. 즉, 아인슈타인의 일반상대성이론이 태양 질량에서뿐 아니라 무려 태양의 65억 배 질량의 경우에도 성립함을 보여준 것이다.

초장기선 전파간섭계 ― 우주를 보는 가장 정밀한 눈

  아인슈타인과 함께 독일의 이론 물리학자 막스 폰 라우에(Max von Laue)는 1921년 상대성이론에 관한 자신의 책에서 특정 방향으로 들어온 빛(광자)이 블랙홀의 막강한 중력장의 영향으로 휘어지거나 중력장에 포획되어 블랙홀 주변을 회전하게 되는 궤도에 대한 계산과 함께 삽화를 제시하였다.^[2] EHT 프로젝트는 이러한 현상을 직접 관측하기 위하여 최첨단 과학기술 역량을 결집한 것이지만, 그 시작은 100년 전으로 거슬러 올라간다.

  1916년 독일의 물리학자 슈바르츠실트(Schwarzschild)는 회전하지 않는 블랙홀에 대하여 ‘슈바르츠실트 반지름’, ‘사건의 지평선 반지름’으로 불리는 아인슈타인의 일반상대성 이론의 해를 도출하였다. 이 반지름은 2GM/c²(G는 중력상수, M은 블랙홀 질량, c는 빛의 속도)로 나타낼 수 있으며, 이때 블랙홀의 크기는 그 질량에 비례한다.^[3] 즉, 블랙홀의 질량이 클수록 사건의 지평선의 크기(블랙홀의 크기)도 커지기 때문에 질량이 큰 블랙홀이 상대적으로 관측하기 쉽다. 하지만 당시에는 아무리 질량이 크다 해도 블랙홀을 직접적으로 관측하는 것은 불가능하다고 여겼다.

  블랙홀의 존재는 시그너스 X-1(Cygnus X-1)과 같이 항성질량 블랙홀 주변에 있는 별의 가스를 빨아들이면서 나오는 강력한 X선 빛을 관측하거나, 우리 은하 중심에 있는 궁수자리 블랙홀(Sagittarius A*)과 같이 블랙홀 주변을 공전하는 별들의 궤도를 추적하거나, 막대나선은하인 NGC 4258과 같이 은하중심의 부착원반(accretion disk)^[4]에서 나오는 물 분자의 운동을 분석하는 등 블랙홀 주변에서 나타나는 현상들을 관측하여 그 존재를 간접적으로 증명해 왔다. 블랙홀의 사건의 지평선 부근에서 일어나는 현상을 직접적으로 관측할 수 있는 분해능 높은 망원경이 없었기 때문이다.

  일반적으로 망원경의 성능은 어두운 천체를 잘 관측할 수 있는 집광력과 멀리 떨어진 물체를 구분할 수 있는 분해능으로 나타낼 수 있다. 망원경의 집광력은 망원경 구경의 제곱에 비례하고 분해능은 회절(diffraction)에 의해 결정되는데, 망원경의 구경이 클수록 집광력도 좋고 회절 간섭무늬가 날카로워져서 분해능이 높다. 분해능은 관측하는 빛(전자기파)의 파장을 망원경의 구경(직경)으로 나눈 값으로 계산하는데, 이 값이 작을수록 분해능이 더 좋다. 전파망원경은 대략 파장이 1밀리미터에서 수십 킬로미터에 이르는 ‘전파’를 관측하기 때문에 구경이 동일하더라도 파장이 500나노미터(nanometer) 정도인 광학망원경의 분해능이 전파망원경보다 2000배에서 최고 200억 배 더 뛰어나다. 하지만 VLBI(Very Long Baseline Interferometry; 초장기선 전파간섭계) 기술을 이용하여 전파망원경으로 구성된 EHT는 허블우주망원경보다 무려 2500배 더 뛰어난 분해능으로 M87 중심에 있는 블랙홀을 관측할 수 있었다.^[5]

  1974년 노벨상을 받은 영국의 전파천문학자인 마틴 라일(Martin Ryle)이 고안한 전파간섭계(Radio Interferometer)는 서로 멀리 떨어진 전파망원경들을 연결하여 같은 천체를 동시에 관측한 다음 거대한 망원경으로 관측한 것과 같은 효과를 낼 수 있도록 각 망원경에서 독립적으로 관측된 데이터를 하나로 합성함으로써 망원경 사이의 거리에 비례하는 높은 분해능을 구현하는 기술이다. 특히 수백 킬로미터 이상 떨어진 전파망원경들을 이용하여 매우 높은 분해능을 구현하는 것을 ‘초장기선 전파간섭계(VLBI)’라고 부른다.

  광학의 반사망원경과 유사하게 전파망원경도 들어오는 전파 신호를 포물면을 이루는 경면에서 반사해 한 초점에 모은다. VLBI는 개별 전파망원경이 가상의 큰 전파망원경이 이루는 경면 위의 특정한 위치에 있는 것으로 생각할 수 있다. 각 전파망원경은 같은 천체를 동시에 관측하면서 수신되는 전파 신호를 수소 원자시계를 이용하여 정밀한 시각 정보와 함께 기록한다.^[6] 이후 각 망원경에서 독립적으로 기록된 전파 신호는 망원경의 위치 정보와 정밀 시각 정보를 이용하여 ‘상관 처리(correlation process)’과정을 통해 한 신호로 합성된다. 즉 가상의 큰 망원경의 초점에 상을 맺게 되는 것이다. 이렇게 하나로 합성된 데이터가 영상처리 과정을 거쳐 최종 이미지가 된다.^[7]

EHT: 사상 첫 블랙홀 관측

  EHT 프로젝트의 총괄 단장인 셰퍼드 돌먼(Sheperd Doeleman) 교수를 비롯한 연구자들은 지구 크기의 VLBI 관측망을 구축하면 우리 은하의 중심 블랙홀 SgrA*(태양 질량의 400만 배, 25000광년 거리)와 M87 블랙홀(태양 질량의 65억 배, 5500만 광년 거리)의 사건의 지평선 부근을 직접적으로 관측할 수 있을 것으로 예측하였다. 2007년 미국의 하와이, 애리조나, 캘리포니아에 있는 전파망원경 3기를 이용한 1.3mm VLBI 관측에서 블랙홀 SgrA*의 슈바르츠실트 반지름의 약 4배까지 관측하는 데 성공함에 따라(Doeleman et al. 2008) 두 초대질량 블랙홀(SgrA*와 M87)을 가장 높은 분해능과 민감도로 관측하기 위한 ‘사건 지평선 망원경(Event Horizon Telescope)’ 프로젝트가 본격적으로 시작되었다.

  EHT 연구팀은 지난 10여 년 동안 전 세계 6개 지역에 있는 전파망원경 8기를 하나로 연결하는 네트워크를 구축하였다([그림 3] 참조).^[8] 특히 ALMA는 직경 12m 전파망원경 37기에서 수신되는 전파 신호를 하나로 합치는 기술을 개발하여 직경 70m에 이르는 대형 전파망원경과 동일한 민감도를 달성할 수 있었고, 이로 인해 전체 EHT 관측 민감도를 10배까지 향상할 수 있었다. 또한 고품질 관측 데이터를 획득하는 데 필요한 초고속 기록기를 비롯하여 블랙홀에 대한 이론적인 연구와 신뢰도 높은 이미지를 위해 다양한 영상·자료 처리 알고리즘도 개발하였다.

  2017년 4월 EHT 전파망원경 8기가 모두 참여한 첫 관측 캠페인이 성공적으로 진행되었다. 이렇게 각 망원경에서 관측된 데이터를 독일 막스플랑크 전파연구소와 미국 헤이스택천문대에 있는 슈퍼컴퓨터를 이용하여 지구 크기의 가상 망원경에서 관측한 데이터로 합성하였다.[9] 이후 엄격한 자료 보정, 오차 분석, 영상화 과정을 거쳐 1년이 지난 뒤에서야 첫 M87 블랙홀 이미지를 도출할 수 있었다. 특히 EHT 영상화 과정에서는 알고리즘이나 연구자의 주관에 따라 발생할 수 있는 왜곡 현상을 최소화하기 위하여 네 팀으로 나누어 서로 정보를 공유하지 않고 독립적으로 영상화 작업을 수행하였다. 그 결과 M87 블랙홀 이미지는 모두 중심부가 어두운 고리 모양을 보여주었다.

  EHT 국제 공동 연구팀은 블랙홀 주변 고리 모양의 크기가 약 42 μas(마이크로각초, 1 마이크로각초는 36억 분의 1도), 고리의 폭은 20 μas 이내이며, 고리의 형태가 원 모양에서 10% 정도 벗어나 있음을 확인하였다. 고리의 밝은 부분과 ‘블랙홀 그림자(black hole shadow)’라고 불리는 중심의 어두운 부분의 명암비는 약 10:1이며, 고리 모양의 아랫부분이 더 밝게 보이는 것은 블랙홀 주변에서 빠르게 회전하고 있는 가스에서 나오는 빛이 우리 쪽으로(지구 방향으로) 향하는 경우 더 밝게 빛나는 일종의 도플러 효과 때문이다. EHT 연구팀은 이 블랙홀의 질량이 태양 질량의 65억 배이며, 일반상대성이론에서 예측되는 회전하는 블랙홀(Kerr black hole)과 잘 일치함을 밝혔다. 이러한 내용은 2019년 4월 미국천체물리학회지 EHT 특별호에 논문 여섯 편으로 발표되었다.^[10]

  사상 첫 M87 블랙홀 관측 성공은 불과 10여 년 전까지만 하더라도 불가능하다고 생각한 일을 실현한 것으로, 간접적인 방법으로만 연구해 온 블랙홀을 직접 관측하여 연구하는 시대로 패러다임을 전환하였다. 우리의 일상생활에서 없어서는 안 될 무선인터넷의 표준인 와이파이(WiFi)는 1970년대 스티븐 호킹이 예측한 작은 블랙홀이 소멸하면서 발생하는 전파 신호를 관측하기 위하여 전파천문 관련 기술을 개발하는 과정에서 파생하였고,^[11] 전파간섭계 기술은 의료 분야에서 CT나 MRI 촬영으로 널리 활용된다. 이번 EHT에서 개발된 기술들과 블랙홀 관측이 미래에 어떠한 파급효과를 낳을 것인지 지금은 예측할 수 없지만, 우주와 자연에 대한 본질을 탐구하는 과정에서 나오는 결과물은 어떤 형태로든 우리의 일상생활에 크게 영향을 끼칠 것이다. 현재 EHT 연구팀은 2017년 관측된 M87 블랙홀 주변의 자기장과 우리 은하 중심 블랙홀인 SgrA*의 영상처리를 진행하고 있으며, 머지않아 그 결과를 확인할 수 있을 것이다.

© 대우재단 무단전재 및 재배포 금지