Fig. 1. Artist’s impression of JWST. Structure in gold color is the primary mirror of the telescope, and one can see the sun-shield in silver. [Credit: NASA]

최근 과학 기사에 단골 메뉴로 등장하는 것이 제임스웹 망원경(James Webb Space Telescope, JWST; 그림 1)이 찍은 우주의 모습이다. JWST는 현존하는 우주 망원경 중에서 최고 성능을 자랑한다고 해도 과언이 아닌 망원경이라, 그것이 관측한 우주의 모습은 모두 우리가 알던 예전 우주의 모습보다 한층 업그레이드된 것이다. 그래서 그런지 JWST는 사람들의 관심을 한 몸에 받고 있다. JWST가 보여주는 우주의 모습을 보면 우주의 신비에 자연스레 빠져들 정도로 매우 아름답다.

그렇지만 JWST의 주목적은 그냥 우주의 아름다운 모습을 보여주는 것이 아니라, 우주의 여러 가지 비밀을 과학적으로 제대로 이해하기 위한 것이다. 우주 최초 은하의 탄생과 진화 연구, 외계행성과 외계생명체의 존재 가능성 연구, 우주를 구성하는 물체들을 이해하고 우주의 과거와 미래를 살펴보는 우주론 연구, 별의 탄생과 진화에 대한 비밀을 풀기 위한 연구 등 인류가 우주에 대해서 가질 만한 원초적인 궁금증을 풀어내고자 하는 것이 바로 JWST가 하는 일이다.

위대한 발견 뒤에는 그만한 큰 노력이 있다는 것은 누구나 쉽게 상상할 수 있을 텐데, JWST도 예외가 아니다. JWST가 탄생하기까지는 매우 긴 여정이 있었으며 그런 노력 덕분에 우리가 여러 매체에서 우주의 아름다운 모습을 접할 수 있게 되었다.

이 글에서는 JWST가 탄생하기까지의 긴 여정이 어떠했는지 먼저 기술하겠다. 그리고 JWST의 스펙 및 성능과 그런 망원경을 만들게 된 과학적인 배경을 설명하겠다. 그런 다음 마지막으로 JWST가 보여주는 초기우주에 대한 최신성과를 소개하겠다.

Fig. 2. Early design of JWST. The telescope was housed in a large cylindrical cryo-chamber. [Credit: Garth Illingworth(UCO/Lick Observatory)1)]

우주 초창기를 보자는 의도로 개발된 것이 JWST이다. 사실 JWST 탄생의 역사는 HST가 발사되기도 전인(1990년 발사) 1987년경으로 거슬러 올라간다.1) 그 당시 HST의 과학적 임무를 관장하는 우주망원경 연구소(Space Telescope Science Institute) 소장이었던 자코니 박사(Ricardo Giaconni)가 허블 뒤를 이을 대형 우주 망원경 계획을 구상하기 시작하면서 JWST의 역사가 시작되었다. 자코니 박사는 X-선 천문학 시대를 연 공로로 2002년 노벨 물리학상을 받은 학자로 허블이 발사되기 전에 벌써 그런 계획을 추진한 그의 통찰력이 놀랍다. 그때 최초 목표는 구경 8 m에서 10 m급의 우주 망원경을 발사하여 약 80억 년 전의 우주를 연구하자는 것이었다. 총예산이 당시 돈으로 20조 달러에 이르는 매우 고가의 프로젝트로 2009년 발사를 목표했었다(그림 2). 그러나 그런 야심 찬 계획은 1991‒1992년 닥친 경제 공황 때문에 된서리를 맞게 된다. 그 결과 좀 더 싼 5조 달러짜리 버전인 4 m 구경 우주 망원경 계획이 수립되었다.

그런 분위기는 1995년에 있었던 허블 딥 필드 관측으로 다시 뒤바뀐다. 당시 NASA 국장이었던 골딘(Dan Goldin)이 1996년 미국천문학회에서 이제 2.4 m 구경 망원경인 허블만 가지고도 125억 년 전(적색이동 5)의 우주를 연구할 수 있으니 4 m 구경 우주 망원경은 너무 꿈이 적은 것이라고 언급한 것이다. 그 결과 지금과 같은 6‒7 m 구경을 가진 차세대 우주 망원경 계획이 자리 잡게 되었다. 그동안 축적한 기술력을 사용하면 2007년까지 합리적인 예산 범위 내에서 차세대 우주 망원경 발사가 가능할 것이라는 전망에, 당시 JWST 계획에 참여하고 있던 필자는 가슴 설레면서도 의심스러워했던 기억이 난다. 아니나 다를까 망원경 완성 일이 차일피일 미루어졌으며 그사이 2011년, 2018년 경제적, 정치적 상황의 변화 때문에 JWST 프로젝트가 취소되는 위기를 맞지만 결국 2021년 발사에 이르게 되었다. 1980년 중반에 시작된 계획이 35년 만에 빛을 보는 순간이었다.

Fig. 3. Distant galaxies appear to be receding from us nearly at the speed of light. Hence, their lights are redshifted and invisible or red in visible light (top) while they are more vividly visible in infrared. [Credit: Myungshin Im (Seoul National University)]

HST와 JWST의 또 다른 큰 차이는 HST는 가시광선을, JWST는 적외선을 주된 관측 파장으로 삼는다는 점이다. JWST가 적외선으로 우주를 살피게 된 이유는 JWST의 원래 연구목표가 우주 초창기를 관측하여 우주 천체의 시초를 알아내고자 했기 때문이다. 빛은 세상에서 가장 빠르다지만 그 속도가 유한해서 먼 곳에 있는 천체를 관측한다는 것은 지금 그 천체의 모습이 보는 것이 아니라 빛이 그 먼 거리를 여행하는 데 걸리는 시간에 해당하는 과거 천체의 모습을 보게 되는 것이다. 그래서 우주의 초창기를 보려면 매우 먼 곳에 있는 천체를 보면 된다. 그러나 우주의 팽창에 관한 허블의 법칙에 따르면 먼 곳에 있는 천체일수록 우리로부터 더 빠른 속도로 멀어지고 있다. 과거 작은 우주에서 나온 빛의 파장은 현재 큰 우주에서는 그만큼 긴 파장으로 적색이동(redshift)되어 있다. 그래서 천문학자들은 적색이동을 거리의 척도로 사용한다. 적색이동 5나 6 정도 되면 은하에서 나온 빛이 가시광선에서는 관측이 어려울 정도로 적색파장으로 이동하였기 때문에 먼 과거를 보려면 가시광선보다 더 긴 파장의 빛인 적외선 관측이 필수적이다(그림 3). 따라서 우주 초창기를 관측하기 위한 망원경인 JWST는 적외선을 주로 보는 망원경으로 설계되었다.

마지막으로 HST와 JWST가 다른 특이한 점은 그 궤도에 있다. HST는 지구를 중심으로 궤도 운동을 하는, 우리가 흔히 아는 많은 인공위성과 비슷한 궤도를 가진다. 반면 JWST는 라그랑쥐 2 (L2)라고 하는 지구에서 멀찍이 떨어져 있으면서도 지구와 함께 태양 주변을 도는 궤도를 따라 움직인다. JWST의 궤도가 L2에 위치하게 된 이유는 JWST가 적외선 망원경이기 때문이다. 적외선은 열에 민감해서 지구나 망원경 자체에서 나오는 열복사에 의한 빛이 관측을 저해하는 큰 잡신호로 잡힌다. 예컨대 지구 주위를 도는 HST는 열복사의 영향을 크게 받아서 적외선 관측이 매우 어렵다. 그런 잡음을 최소화하려면 가능한 망원경을 지구라는 열원에서 멀리 떨어진 차가운 공간에 놓아야 열을 효율적으로 식혀서 열복사 잡신호를 최소화시킬 수 있다. 아니면 망원경을 식히기 위해 냉장고와 같은 큰 구조물에 망원경을 넣어야 하는데, 그렇게 하면 망원경 중량과 크기가 늘어나 발사 비용이나 망원경 제작이 더 어려워진다. 1990년 전후에 JWST 예산이 어마어마했던 것은 그런 이유 때문이다. L2에 위치하여도 태양빛을 차단하기 위해서 태양 빛 차단판을 태양 향하는 쪽으로 설치하였다. 이런 노력 덕분에 JWST는 HST보다 3배 가까이 구경이 큰 망원경임에도 불구하고 전체적인 크기나 중량에서 큰 차이를 보이지 않는 망원경으로 만들어졌다.

Fig. 4. JWST Instruments (top) and their wavelength coverages and example objects to be observed (bottom). [Credit: NASA]

JWST에 실린 관측 기기는 크게 4가지이다(그림 4). 먼저 우주의 근적외선 영상을 촬영하기 위한 Near-Infrared Camera (NIRCam)이 있다. 미국 애리조나 대학(University of Arizona)에서 제작한 NIRCAM의 관측 파장은 가시광선 장파장 끝자락인 0.6 μm에서 5 μm이다. 0.6‒2.2 μm 파장은 지상에서도 관측이 가능하나 앞서 언급한 바와 같은 열복사 때문에 지상관측보다 L2에서의 관측이 배경 열잡음이 100배 이상 낮아 효율이 훨씬 높다. 2.2‒5 μm 파장은 지상에서는 관측이 매우 어려운 파장이다.

또 다른 관측기기는 Near-Infrared Spectrograph(NIRSpec)이다. 유럽우주기구(ESA)와 NASA/Goddard Space Flight Center에서 합동으로 제작한 기기로 관측 파장은 NIRCam과 같다. 차이점은 NIRSpec은 천체의 스펙트럼을 얻는 분광기인 점인데 동시에 약 100개의 천체에 대한 분광관측이 가능하다. 이때 사용되는 micro-shutter array 기술은 원하는 위치의 천체의 스펙트럼을 선택적으로 관찰할 수 있게 하며, 특히 동시에 여러 천체의 스펙트럼을 관찰할 수 있게 해준다. 그림

그다음 기기는 Mid-Infrared Instrument(MIRI)라는 기기이다. ESA와 NASA 제트추진연구소에서 합동으로 제작한 기기이며, 5‒28 μm에 이르는 중적외선에서 우주를 관측하는 기기이다. 지상에서는 불가능한 중적외선 영상 및 분광 관측을 할 수 있는 기기이다.

마지막으로 Fine Guidance Sensor/Near InfraRed Imager and Slitless Spectrograph (FGS/NIRISS)라는 기기를 들 수 있다. 이는 캐나다 우주국(Canadian Space Agency)에서 제작한 기기로 NIRCam, NIRSpec과 마찬가지인 근적외선 파장에서 영상 및 분광 관측을 할 수 있다. 분광 기능에서는 slitless 분광이라고 하는 시야 전체에 있는 모든 천체의 스펙트럼을 얻을 수 있는 관측을 할 수 있으며(대신 서로 다른 천체의 스펙트럼이 겹쳐 분석이 어려울 수 있다), 영상 관측의 경우 밝은 천체의 빛을 차단하는 마스크를 도입하여 밝은 천체 옆에 있는 어두운 천체(예: 항성 옆에 있는 외계행성) 관측을 용이하게 하는 기능을 갖추고 있다.

Fig. 5. JWST deep field simulation, made in 1997 (top). The figure shows 2´ by 2´ field of view observed in I, J, K filters for 10 hours each. High redshift galaxies in the simulation image (bottom). The numbers indicate redshifts of the objects. [Credit: Im & Stockman (1998)2)]

JWST 개발 당시, 주된 과학적 목표는 우리가 아직 보지 못한 초창기 우주를 관측하여 천체와 우주의 역사를 재구성하고 그것이 우리가 알고 있는 우주론 모델과 부합하는지 검증하는 것이었다. 따라서 계획 초창기부터 초기우주를 얼마나 잘 이해할 수 있을지 알아내는 연구가 진행되었다. 1996‒1998년 미국 우주망원경 연구소에서 근무하던 필자의 주된 임무는 당시 차세대 우주 망원경(Next Generation Space Telescope)이라 불리던 JWST로 얼마나 먼 우주를 볼 수 있을 것인지 알아내는 것이었다. 그것을 위해 은하진화 모델을 구성하고 가상 우주 시뮬레이션을 한 것이 그림 5이다.2) 그림 5는 JWST가 I, J, K filter로 약 10시간씩 노출시간을 주어 촬영한 우주의 모습을 보여준다. 그림 5(하)에는 일부 그림을 확대하여 JWST로 볼 수 있을 것으로 예측한 초기우주 은하를 보여준다. 25년 전 시뮬레이션 결과이지만 JWST가 있다면 적색이동 13에 이르는 우주 초창기 천체도 관측 가능하다는 것이 이 시뮬레이션의 결과였다. 이런 초창기 시뮬레이션 결과가 발표된 지 약 25년이 흐른 지금 JWST가 알아낸 초기우주의 모습은 어떠할까?

JWST 발사 직전까지 HST 관측 등으로 알게 된 초기우주의 모습에 대한 성과는 다음과 같다. 우선 적색이동 11에 이르는 초기 은하가 발견되었다. 적색이동 6-10에 이르는 우주에서 여러 은하가 발견되었고 그들은 주로 작은 은하라는 점이 또한 알려졌다. 그리고 우주의 초창기에 다가갈수록 별형성률이 줄어드는 모습이 보였는데, 그것이 과연 은하진화 모델과 얼마나 일치하는지 의견이 분분한 상태였다.

고적색이동 은하들은 희미하고 그 수가 적어서 그들을 찾기가 쉽지 않다. 가장 흔하게 사용되는 방법이 Lyman break이라는 은하 스펙트럼 고유의 특성을 이용하는 것이다. 현재 우주공간은 이온화된 원소들로 채워져 있는 데 반하여 적색이동이 6보다 더 큰 곳에 해당하는 시기(우주의 나이로는 약 9억 년 이하) 우주공간은 기저 상태에 있는 중성수소로 채워져 있었다. 그런 우주공간을 빛이 지나가게 되면 특정 파장 이하의 광자는 기저 상태에 있는 중성수소를 들뜨게 하거나 원소를 이온화시키는 데 소모되어 버린다. 수소 원자를 \(\small n=\)1에서 \(\small n=\)2 에너지 상태로 들뜨게 하려면 121.6 nm의 파장을 가진 광자가 필요하고, 그 이상의 상태로 들뜨게 하거나 이온화를 시키려면 그 이하의 파장을 가진 광자가 필요하다. 따라서, 초기 우주에서 나온 빛 중에서 121.6 nm의 Lyman-\(\small \alpha\) 광자 이하의 파장에서는 빛이 보이지 않게 된다. 적색이동 z에서 정지상태 121.6 nm 파장은 지구 관측자에게는 (1\(\small+z\))배 더 긴 파장에서 관측된다(여기서 \(\small z\)는 적색이동). 예컨대 \(\small z=\)10인 은하의 빛은 11\(\small\times\)121.6 nm\(\small =\)1.216 nm, 즉 근적외선 이상에는 잘 보이지만 그 이하 파장에서는 전혀 보이지 않은데 이렇게 은하가 보이고 안보이는 특성을 이용하여 선별된 은하를 dropout 은하라고 한다(그림 7). 현재 알려진 대부분의 고적색이동 은하 후보들은 이렇게 선별된 dropout 은하이다. 다만 dropout 은하들은 고적색이동 은하라는 심증이 갈 뿐, 실제 매우 큰 적색이동 값을 가진 은하인지, 아니면 그와 색깔만 유사한 특징을 가진 갈색왜성이나 저적색이동에 있는 붉은 은하인지 모르기 때문에 그 은하의 스펙트럼을 찍어 적색이동 값을 확인해야 그 은하가 고적색이동 은하라는 것을 확증할 수 있다.

Fig. 7. One of the first publicly released JWST images of the SMACS 0723 galaxy cluster. Some of the red galaxies are high redshift galaxies. [Credit: NASA]

JWST의 경우 그림 6에 보이는 것처럼 여러 중심파장을 가진 광대역 필터가 탑재되어 있다. 예를 들어 필터 F150W라 하면 F는 filter의 머리글자, W는 wide-band, 즉 폭이 넓은 filter를 뜻하고, 150은 μm 단위로 나타낸 필터 중심파장에 100을 곱한 수치를 뜻한 것이다. 그림 6에 적색이동 10.6에 있는 은하 스펙트럼 모양을 함께 그려놓았는데(적색 선), 은하의 모습이 보이지 않게 될 가장 긴 필터의 중심 파장과 그 이상의 중심파장을 가진 필터를 통해 얻은 색으로 대략적인 적색이동 값을 추정할 수 있다.

JWST 최초의 자료인 SMACS 은하단의 영상이 공개되자마자 세계 여러 그룹이 달려들어 JWST 자료를 분석하였다(그림 7). 그 결과 수십 개의 적색이동 10이 넘는 초기우주 은하를 여러 그룹이 발견하였다(그림 8).4)5)6) 그런데 \(\small z>\)10인 은하들의 수밀도와 밝기를 분석한 결과 놀라운 점이 발견되었다. 초기우주 은하들이 그동안 생각했던 것보다 훨씬 밝고 많이 존재한다는 것이다.5)6) 밝은 초기우주 은하의 수밀도가 지금 우주론 모델에 기반한 은하 형성이론으로 예측된 것보다 수십 배 더 많이 발견된 것이다. 과장을 하자면 현재 우주론 모델의 위기라고 할 수도 있어 그 연구의 귀추가 주목되고 있다. 2023년 5월 현재 기준으로 최근 한두 달 사이에 나온 논문은 \(\small z>\)10에 있다고 주장된 초기우주 밝은 은하 일부는 실제로는 \(\small z<\)10 은하였더라고 밝히고 있어, 고적색이동 은하 후보의 선별에 대한 의문을 던지고 있다. 그렇지만 적색이동 값이 잘못 추정된 은하들을 제외하여도 여전히 이론 예측보다 많은 은하들이 초기우주에 있는 것으로 보여, 연구의 초점이 기존 이론 시뮬레이션 연구가 옳았느냐는 쪽으로 관점이 옮겨가고 있다. 시뮬레이션의 해상도를 높여봤더니 JWST 관측 결과를 설명할 수 있다든가,7) 초기우주 은하 내에서의 별이 탄생하는 방법이 현재 우주 가까운 은하에서의 별 탄생 방법과 다르다면 밝은 고적색이동 은하들의 관측 결과를 설명할 수 있다든가6) 하는 이론적 주장들이 나오고 있다. JWST가 계속 자료를 축적하여 초기우주 은하의 향상된 스펙트럼 및 통계적인 수치가 얻어질 것이다. 그렇게 되면 관측이라는 측면에서는 초기우주 은하의 수밀도와 밝기에 대한 의견의 일치가 어느 정도 이루어질 것으로 보인다. 그런 관측 결과가 여전히 기존 우주론 및 은하 형성 모델과 다른 모습을 보일지 매우 궁금하다.