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지난호





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특집

2020 노벨물리학상

블랙홀: 상상에서 현실로

작성자 : 이형목 ㅣ 등록일 : 2021-01-15 ㅣ 조회수 : 547 ㅣ DOI : 10.3938/PhiT.29.045

저자약력

이형목 교수는 프린스턴대학교에서 박사학위를 받았고 현재 서울대학교 물리천문학부 교수로 재직 중이며, 한국천문연구원 원장을 역임하였다. 한국중력파연구협력단 단장으로도 활동 중이다. (hmlee@snu.ac.kr)

Black Holes: From Imagnation to Reality

Hyung Mok LEE

Supermassive black holes in the central parts of galaxies have been extensively studied after a quasar was discovered in 1963. Quasars and active galactic nuclei are known to emit large amounts of electromagnetic radiation over a wide range of wavelengths within a very small volume. These objects are suggested to harbor massive black holes because a plausible mechanism for producing energy efficiently is conversion of the deep gravitational energy of a massive and compact object right after the discovery of the quasar. Astronomers also discovered that the central part of our galaxy has a strong concentration of mass as initially inferred from the rapid motion of the ionized gas near the center. In order to investigate the nature of that concentrated mass, a German group led by Reinhard Genzel and a US group led by Andrea Ghez improved the angular resolution by adopting speckle interferometry and adaptive optics in the near infrared so that very high resolution imaging of the stars in a small region around the Galactic center became possible. Since the mid 1990s, these two groups have made precision measurements of the positions of a large number of stars in the Galactic center and obtained their trajectories accurately. The gravitational field is found to be consistent with that due to a nearly point mass of about 4 million solar masses. Together with gravitational wave observations, imaging of the black hole shadow by with the Event Horizon Telescope, we now have firm observational evidence for the existence of black holes with a huge range of masses in the universe. Another big question to be answered is how these supermassive black holes are formed.

블랙홀의 등장

블랙홀이 천문학자들 사이에서 관심의 대상이 된 것이 언제인지 특정짓기는 쉽지 않다. 일반 상대론이 나오기 훨씬 전인 1784년 영국의 자연철학자 존 미첼(John Michell)1)은 물체의 밀도가 매우 높으면 탈출 속도가 너무 커져서 빛조자 빠져 나오지 못할 수 있다는 사실을 뉴튼 역학으로부터도 유추될 수 있었고 빛은 나오지 못하지만 주변 별의 운동으로부터 이러한 물체의 존재를 유추할 수 있다는 점까지 지적하였다. 일반 상대성 이론이 발표되고 곧바로 알려진 슈바르츠실트 해(Schawarzschild Solution)는 실제로 슈바르츠실트 반지름 안쪽에서는 빛조차 바깥으로 나올 수 없음을 잘 보여주었다. 그 후 1930년대부터 별의 압력이 충분치 못하면 중력 수축을 막지 못하고 궁극적으로 블랙홀이 될 것임을 알게 되었으나 당시 기술로 관측적 증거를 찾기는 어려웠다.

1963년 마틴 슈미트(Martin Schmidt)에 의해 발견된2) 퀘이사는 크기가 매우 작으면서 막대한 에너지를 내는 천체라는 점에서 곧바로 천문학계의 지대한 관심사가 되었다. 퀘이사는 Quasi-stellar Radio Source를 줄여 만든 신조어이다. 밤하늘에 보이는 천체들 가운데 별은 거리에 비해 크기가 매우 작아 점광원으로 보이는 반면 은하는 아주 멀리 있어도 큰 망원경으로 보면 확대가 가능한 퍼진 광원이다. 퀘이사는 광학적으로는 점광원처럼 보이는데 스펙트럼을 조사해 보면 적색 이동이 큰 아주 먼 거리에 있는 천체이고 점광원처럼 보이기 때문에 크기에 대한 직접적인 정보를 얻기 어렵다. 처음으로 발견된 퀘이사인 3C273의 적색이동은 \(\small z=0.158\)3)이며 허블 상수 \(\small H_0 \approx 70\) km/sec를 적용하고 최근 널리 사용되고 있는 가속 우주모형을 적용하면 대략 750 Mpc, 또는 25억 광년의 거리에 위치한다. 따라서, 관측된 밝기에 거리를 보정하면 이 천체의 광도는 아주 밝은 은하 전체의 밝기인 태양 광도의 약 \(\small 4\times 10^{12}\)배 정도이다. 빛을 내는 영역의 크기는 변광 현상을 이용해 추정할 수 있다. 실제로 3C273는 며칠 정도의 시간만에 밝기가 변하는 것이 관측되었다. 이는 빛을 내는 영역의 크기가 빛으로 달려 수일 걸리는 정도보다는 작다는 뜻이다. 지구에서 가장 가까운 별까지 거리인 4.3광년의 수백분의 1에 불과한 크기이다. 따라서 퀘이사가 과연 어떤 방법으로 그렇게 작은 공간에서 많은 빛을 낼 수 있는가 하는 의문을 가지게 된다. 이에 대한 답으로 케임브리지 대학의 린덴-벨(Donald Lynden-Bell)은 질량이 매우 큰 블랙홀의 중력 에너지를 이용해 퀘이사나 이와 유사한 성격을 가지는 활동성 은하핵을 설명할 수 있다는 점을 지적하였다.4) 활동성 은하핵은 대개 퀘이사보다 훨씬 가깝고 겉모습으로는 보통 은하와 거의 비슷하지만 중심 부분만 보면 퀘이사와 비슷한 천체를 말한다.

퀘이사나 활동성 은하핵의 블랙홀 최소 질량은 에딩턴 광도를 이용하면 추정할 수 있다. 즉 블랙홀 주변에서 나오는 강력한 빛에 의한 광압이 너무 크면 주변 물질을 다 날려보낼 수 있어 더 이상 빛을 낼 수 없다. 이렇게 물질을 밀어낼 수 있는 최소 광도를 에딩턴 광도라고 부르며 이 광도는 중심 블랙홀의 질량에 비례한다. 에딩턴 광도는 블랙홀이 낼 수 있는 최대 광도에 해당한다. 따라서, 관측된 광도와 에딩턴 광도의 비교를 통해 블랙홀 질량의 최솟값을 구할 수 있다. 이렇게 구한 퀘이사나 활동성 은하핵의 블랙홀 질량은 대개 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이른다. 이미 항성 진화 이론을 통해 별이 수명을 다하고 중심 부분만 남았을 때의 질량이 어느 상한선을 넘으면 중력 수축을 멈추지 못해 결국 블랙홀이 될 것이라는 이론적인 연구가 잘 알려져 있었고5)6) 그 질량은 태양 질량의 수십 배 내외일 것으로 예상되었다. 항성의 진화에 의한 블랙홀을 ‘항성질량 블랙홀(stellar mass black holes)’이라고 부르고 퀘이사나 활동성 은하핵에 존재할 것으로 믿어지는 블랙홀은 ‘거대질량 블랙홀(supermassive black hole)’이라고 부른다. 이 두 가지 질량 사이에는 엄청난 간격이 있음을 알 수 있다. 

강력한 엔진으로서의 블랙홀

물질이 블랙홀 주변으로 접근하면 강력한 중력장 때문에 빛의 속도에 가깝게 빠른 속도로 운동해야 하고 이러한 고속의 물질이 서로 부딪치면 운동 에너지가 빛 에너지로 바뀔 수 있다. 만약 블랙홀 주변에 가스로 이루어진 회전 원반이 만들어지면 블랙홀의 중력 에너지를 빛 에너지로 매우 효율적으로 변화시킬 수 있다. 블랙홀로부터 \(\small r\)만큼 떨어져 회전하는 원반 물질의 회전 각속도는 \(\small r^{‒3/2}\)에 비례하는 차등회전7)을 하기 때문에 인접한 궤도를 도는 물질의 마찰에 의해 열이 발생하고 원반 물질은 각운동량과 에너지를 잃으면서 서서히 안쪽 궤도로 이동한다. 이런 원반을 강착원반(accretion disk)이라 부른다.

블랙홀이 만들어내는 중력장은 충분히 먼 거리에서는 뉴튼 중력장과 구별이 되지 않지만 안쪽으로 갈수록 일반상대론적 효과가 강하게 나타난다. 특히 블랙홀 아주 가까운 곳에는 안정된 원궤도를 형성할 수 없는 영역이 존재한다. 블랙홀로부터 최대한 가까운 안정된 원궤도(Innermost Stable Circular Orbit, ISCO)의 위치는 블랙홀의 회전 유무에 따라 달라지는데 회전하지 않는 블랙홀은 슈바르츠실드 반지름의 3배에 해당하고 회전하는 블랙홀은 더 안쪽에 있다. 원반 물질이 이 영역에 도달하면 궤도가 불안정해져서 블랙홀로 바로 떨어진다. 따라서, 물질이 회전 원반을 형성하면서 서서히 블랙홀로 빨려 들어갈 때 바깥으로 낼 수 있는 에너지는 ISCO에서의 중력포텐셜 에너지에 해당하며 이는 정지질량 에너지의 10% 정도에 해당한다. 회전하는 블랙홀의 경우에는 ISCO가 더 작으므로 추출 가능한 에너지는 더 높아진다. 즉 물질은 정지 질량의 10%를 빛 에너지로 방출하고 90%만 블랙홀로 들어간다는 뜻이다. 별의 중심부에서 일어나는 수소 핵융합 반응이 0.7%의 질량 에너지를 방출한다는 점을 감안하면 블랙홀은 매우 효율적인 에너지원이 될 수 있다는 것을 의미한다. 더구나 회전하는 블랙홀은 훨씬 더 효율적인 에너지원이 될 수 있다. 다만 주변에 원반을 형성할 물질이 없다면 블랙홀 스스로 에너지를 방출하지는 못한다. 블랙홀의 존재 유무는 활동성에만 의존해 판단할 수 없다. 과연 활동성이 없는 은하들의 중심부에도 블랙홀이 있을까?

우리은하 중심부에 주목하다

만약 블랙홀이 중심에 있다면 가까이 있는 별이나 가스는 매우 빠르게 움직이므로 빛을 내지 않는 블랙홀의 존재를 확인하려면 이들 천체의 속도를 측정하여야 한다. 이러한 관측은 멀리 있는 은하일수록 불리하다. 따라서 천문학자들은 가장 가까운 은하핵인 우리 은하의 중심부에 주목하기 시작했다.

우리 은하 중심부는 가깝기는 하지만 은하 평면에 있는 많은 양의 성간물질, 특히 성간 먼지 때문에 가시광선으로 중심부 방향을 관측하면 전면에 있는 가까운 별만이 관측된다. 성간 먼지에 의한 흡수나 산란은 파장이 길어질수록 적어지기 때문에 파장이 긴 적외선으로 관측하면 은하 중심까지 꿰뚫어 볼 수 있다. 그러나 문제는 적외선을 흡수하는 지구의 대기이다. 다행히 지구 대기에서 적외선을 흡수하는 것은 공기 분자들인데 모든 파장을 골고루 흡수하지는 않고 1.2, 1.6, 2.2, 3.4, 4.6, 10 mm 등 일부 파장대의 빛은 통과시켜 지상 관측이 제한적으로 가능하다. 물론 우주 망원경을 이용하면 이런 제한은 없지만 비용이 매우 많이 들고 아주 낮은 온도로 냉각시켜야 하기 때문에 크게 만들기 어렵고 수명도 짧다. 파장이 길면 길수록 성간 먼지에 의한 흡수는 작아지지만, 그 대신 지구 대기 자체가 내는 빛이 밝아지므로 무작정 긴 파장이 유리한 것만은 아니다. 또 관측 정밀도에서 중요한 각도분해능(angular resolution)은 파장이 길수록 불리해진다는 사실도 고려해야 한다.

적외선에 비해 파장이 훨씬 큰 전파는 성간 먼지에 의한 영향을 거의 받지 않기 때문에 은하 중심부에 비교적 강력한 전파광원이 있다는 사실이 오래 전부터 알려져 있었다. 예컨대 전파천문학을 개척한 잔스키(Karl Jansky)는 1933년에 아주 초보적인 전파 망원경을 이용해 두 개의 전파 광원을 특정할 수 있었는데 그중 하나는 태양이고 또 하나는 은하 중심부가 위치한 궁수자리로부터 오는 것이었다.9) 그 후 전파 망원경의 성능이 좋아지면서 궁수자리 전파원은 아주 크기가 작은 것과 그 부근에 분포하는 여러 성분으로 구성되어 있음을 알게 되었다. 그중 전파로 볼 때 점광원으로 작게 보이는 것을 궁수자리 A*라고 부르고 이 천체는 우리 은하의 역학적 중심점에 해당한다는 것이 차츰 밝혀졌다.

근적외선을 관측할 수 있는 초창기 검출기는 단일 화소의 측광 센서로서 하늘을 여러 차례 훑어가는 스캔 관측을 통해 1968년 처음으로 은하 중심부에 강하게 집중된 적외선 방출 영역이 있음을 볼 수 있었다.10) 근적외선은 주로 별빛에 의한 것으로 이 사실은 은하 중심부에 실제로 별들이 매우 집중되어 있음을 보여주는 것이다.

은하 중심부에 대한 적외선 관측은 더 긴 파장인 중적외선 영역11)으로까지 확대되고 검출기의 발달에 따라 공간 분해능도 점차 개선되었다.12) 전파 관측으로부터 알려진 궁수자리 A* 영역은 여러 개의 중적외선 방출 천체들로 이루어져 있다는 사실이 알려지기 시작했다.13) 이러한 중적외선 방출은 별에 의한 것이 아니고 비교적 온도가 높은 먼지(절대온도 100도 정도)로부터 나오는 열적 복사에 의한 것이다. 성간 먼지는 따로 존재하는 것이 아니고 가스와 잘 섞여 있으므로 이러한 중적외선을 내는 천체는 이온화된 가스 영역일 가능성이 높다. 결국 중적외선 분광 관측을 통해 이온화된 네온 가스로부터 나오는 파장 12.8 mm의 금지선(Forbidden lines)14)이 방출선으로 관측되었다.15) 이러한 방출선의 관측을 통해 개개 덩어리는 매우 빠른 속도로 은하 중심에 대해 움직이고 있음을 볼 수 있었다. 천체의 운동은 결국 중력장 때문에 나타나는 것이므로 중력장을 만들어내는 질량 분포를 구할 수 있게 해 준다. 초기 관측의 각분해능은 썩 좋은 편이 아니어서 질량 분포를 세밀하게 측정할 수 없었으나 그래도 은하 중심으로부터 지름 1 pc(3.26광년) 정도 되는 영역에 있는 질량이 태양 질량의 8백만 배 정도 된다는 추정을 가능하게 해 주었다.16) 이렇게 큰 질량이 아주 작은 영역에 몰려 있다는 것 자체로도 대단히 흥미로운 것이었다. 이제 천문학자들은 과연 어떤 형태로 이렇게 많은 질량이 은하 중심부에 몰려 있을지를 규명하는 연구에 집중하기 시작했다.

블랙홀의 존재를 확신한 찰스 타운스

은하 중심의 블랙홀 연구의 선구적 역할을 한 사람으로 타운스(Charles Townes)를 꼽지 않을 수 없다. 그는 레이저를 발명한 공로로 1964년 노벨상을 받은 후 프로보스트로 재직하던 MIT를 그만 두고 1967년 캘리포니아 대학 버클리 캠퍼스로 옮기고 천문학으로 연구 분야를 넓혀갔다. 타운스는 버클리에서 적외선 분광학을 발전시켜 적외선 천체의 운동 데이터를 얻고 이로부터 우리 은하 중심부에는 태양 질량의 수백만 배에 이르는 블랙홀이 존재한다는 논문을 처음으로 1980년에 발표했다.17) 그 후 버클리 그룹은 점차 관측의 정밀도를 높여가면서 블랙홀의 증거를 공고히 하기 시작했다.

내가 타운스를 처음 본 것은 1985년으로 기억하는 프린스턴 대학 천문학 콜로퀴움에서였다. 그는 지금 여기서 이야기하고 있는 네온 방출선을 이용해 은하 중심부의 질량 분포에 대한 발표를 했고 대학원생이었던 나에게는 매우 놀라운 사실로 받아들여졌다.

한편 금년에 노벨상을 받은 겐젤(Reinhard Genzel)은 1980년부터 버클리의 밀러 펠로우로 있다가 교수로 임용되었다. 그는 전파천문학자였으나 점차 적외선 분야로 연구 범위를 확장시켜 나갔다. 그는 1986년부터 막스 플랑크 외계물리 연구소(Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics, MPE로 약칭함) 소장을 맡기 위해 버클리를 떠나지만 타운스와의 공동 연구는 계속 이어갔다.18)

나는 구상 성단과 같은 독립된 성단의 역학에 대한 박사학위 논문을 썼고 그 가운데는 밀도가 높은 성단 중심부에서는 별의 잦은 충돌 때문에 여러 별이 합쳐져서 무거운 별이 될 수도 있다는 내용도 포함되어 있었다. 특히 어떤 조건이 만족되면 별 질량의 폭주 성장이 가능해져서 블랙홀을 만들 수도 있다는 점도 지적하였다.19)

1986년 학위를 마치고 캐나다 토론토 대학에서 박사후 연구원으로 근무하면서 가끔 프린스턴을 방문해 프린스턴 고등연구소(Institute for Advanced Studies, IAS)의 연구원으로 일하던 굿맨(Jeremy Goodman)과 은하 중심부 환경에 대한 토론을 하게 되었다. 굿맨은 나에게는 프린스턴 대학 3년 선배이며 지금은 프린스턴 대학 천체물리학과 교수이다.

1988년 5월에는 굿맨과 나는 가까이 있으면서 성간 티끌이 없어 광학적으로 좀 더 관측이 용이한 M31과 M32 중심 관측 사실이 과연 블랙홀의 존재를 증명하는지를 들여다 보기로 했다. 이들 은하 중심부에 대해서도 분광 관측을 통해 우리 역시 태양 질량의 수백만 배 정도에 해당하는 블랙홀이 있다는 논문이 그 당시에 나오기 시작했기 때문이다.20) 결국 블랙홀이 아닌 다른 형태의 천체로는 두 은하의 중심부를 설명하는 것이 쉽지 않았고 특히 광도가 아주 낮은 태양 질량의 0.1배 정도 되는 별들은 지상 관측으로는 구별이 쉽지 않지만 우주망원경을 통해서는 충분히 구별될 것으로 예측하였다.21) 사실 이 논문에서 주로 지적했던 것은 관측의 한계보다는 역학적 안정성이었다. 즉 블랙홀이나 중성자별로 이루어진 암흑 성단이 있었다면 우주의 나이만큼 안정되게 유지하기 힘들거나 아예 중심 블랙홀로 수축될 것이기 때문에 일시적으로는 존재 가능하지만 보편적으로는 불가능하다는 것이었다. 이러한 우리의 논지는 겐젤 그룹에서 은하 중심부의 관측 사실을 해석하는데도 종종 사용되었다. 이 논문이 투고될 무렵 내가 근무하던 토론토 대학에서 열린 “밀집 성단의 역학”에 대한 워크숍에 참석했던 겐젤도 그 내용을 이미 알고 있었다. 

캐나다에서의 연구원 생활을 마치고 나는 1989년 부산대학교 조교수로 한국에 돌아왔다. 그 당시만 하더라도 한국의 상황은 외국에 비해 매우 열악했고 강의 부담도 많아 연구에 집중하지 못해 돌파구를 찾고 싶어해 하던 중 1993년 봄 나는 겐젤의 이메일을 받게 되었다. 내가 그동한 해 온 별의 충돌 현상에 대해 흥미롭게 생각하고 있으며 그해 7월에 독일 바바리아 지방에 있는 링베르그 성(Schlosss Ringberg)에서 개최하는 “The Nuclei of Normal Galaxies: Lessons from the Galactic Center”에 초청할테니 올 수 있겠느냐는 내용이었다. 링베르그 성은 바바리아 지방을 지배하던 비텔스바하(Wittelsbach) 가문의 일원인 루이트폴드(Luitpold) 공작이 20세기 초에 건설한 중세풍의 건축물로 물려줄 자녀가 없었던 공작의 유언에 따라 1973년 사후 막스플랑크 협회에 기증되어 막스플랑크 연구소들의 회의 장소로 활용되고 있는 아름다운 곳이다.

이 회의에는 타운스를 비롯한 은하 중심을 연구하는 많은 사람들이 참석하였다. 그는 점심 시간에 산책하고 있는 나를 보더니 네가 Lee냐고 묻고는 내 논문들에 대해 이것저것 물어보았다. 나는 이런 유명한 분이 나같은 사람이 쓴 논문에 대해 상세히 알고 있는 것에 매우 놀랐다. 타운스는 벨랩에서 일하시던 한국인 엔지니어인 백운출 박사와도 매우 친한 사이였고 백운출 박사가 중요한 기여를 한 광주과기원 개원을 기념해 1995년 한국을 방문하였다. 나는 그 사실을 언론을 통해서야 알게 되어 바로 백운출 박사께 전화해 그분이 천문학자들과도 만날 수 있는 기회를 갖지 못해 아쉽다는 말씀을 드렸더니, 몇 년 후 한 번 더 모실 기회가 있으니 그때는 꼭 나와 사전에 상의하겠다고 말씀해 주셨다. 백운출 박사는 벨랩 재직 시절 프린스턴에 거주하셨고 대학원생들을 자주 집으로 초대해 주셨기 때문에 잘 알고 있었다. 백운출 박사는 이 약속을 지켜 1997년에 한 번 더 한국에 오신 타운스 교수를 부산에 방문하도록 해 주셔서 내가 모시고 제주도도 다녀오고 강연에 대한 통역도 했었다.

별의 속도 측정에 나서다

버클리 그룹이 네온 방출선을 이용해 은하 중심부 질량 분포를 측정한 것은 매우 의미 있는 일이지만 늘 제기되는 반론은 가스의 운동만으로 중력장을 추정하기는 어렵다는 것이다. 즉 가스는 압력을 가하거나 강한 자기장에 놓여 있을 때에는 중력과 상관 없이 빠른 속도로 가속될 수 있기 때문에 궁극적으로는 별의 속도를 측정해야 질량을 제대로 측정할 수 있다는 것이다. 별의 속도를 측정하기 위해서는 별의 스펙트럼에 있는 방출선이나 흡수선의 중심 파장을 정확히 측정해야 하는데 은하 중심부에 있는 별들에 대해 속도를 측정할 수 있을 정도의 정밀한 스펙트럼을 관측하는 것은 쉬운 일이 아니다. 겐젤은 MPE 소장으로 부임하여 1980년대 후반부터 발견된 중성 헬리움 방출선을 내는 천체에 주목하기 시작했다. 은하 중심부에서 2.2 mm 근적외선으로 관측되는 광원들은 대부분 온도가 낮은 만기형 항성이라고 믿어졌지만 중성 헬리움 방출선을 내는 별도 다수 있다는 사실이 막 알려지기 시작했다. 이들은 주계열을 마치고 거성 단계에 있는 무거운 별들로 온도는 수만도 정도로 높고 대기가 부풀어 올라 있는 상태로 추정된다. 겐젤 그룹은 은하 중심부와 같이 별이 매우 밀집해 있는 영역에서 많은 별의 스팩트럼을 얻을 수 있도록 고안된 3D라는 2차원 분광기를 이용해 223개의 별에 대한 시선 속도를 측정함으로써 은하 중심부 질량 분포와 블랙홀 존재를 확인하는데 한 걸음 더 나아간 것이다.22) 그러나 중심에 몰려 있는 것으로 추정되는 질량이 정말 블랙홀에 의한 것인지를 증명하는데는 여전히 한계가 있었고 좀 더 중심 영역을 탐구하기 시작했다. 또 질량분포를 정확히 측정하려면 시선속도만으로는 알 수 없는 속도 비등방성을 알아야 하는데 고유운동23)과 시선속도를 동시에 측정함으로써 해결할 수 있다. 이러한 사실들을 고려해 고유운동 측정에 나서기 시작한 것이다.

고유 운동은 적절한 시간 간격을 두고 별의 위치를 매우 정확히 측정하여 시간에 따른 위치의 변화로부터 구할 수 있다. 천구상에서 천체의 절대 위치를 정하는 것은 어려우나 아주 멀리 있는 천체는 거의 고정된 위치에 있다고 해도 무방하기 때문에 퀘이사와 같이 매우 멀면서도 별처럼 보이는 천체를 기준점으로 삼음으로 해결할 수 있다.

만약 은하 중심부에 있는 별이 초속 200 km의 속도로 시선 방향에 대해 수직으로 움직이면 천구면에서 매년 5밀리초 정도씩 이동하게 된다. 지름 1 m 망원경의 이상적인 시상24)은 각주 7)에 주어진 식을 이용하면 0.5초 정도로서 수 밀리초 정도를 분해하기에는 역부족이지만, 별의 위치 자체는 시상의 크기보다 훨씬 정밀하게 특정할 수 있다. 더구나 은하 중심부로 갈수록 별의 속도는 더 높아질 것이며 몇 년 동안 꾸준히 관측한다면 별들의 운동을 측정하는 것이 전혀 불가능하지는 않다.

그러나 기술적으로 극복해야 하는 문제도 있다. 실제 관측에서는 대기의 요동 때문에 망원경 초점면에서의 별의 위치가 계속 흔들려 오차가 심해지므로 이를 보정할 수 있어야 정확한 위치 측정이 가능해진다. 겐젤 그룹은 스펙클 간섭25)이라는 방법을 이용해 1992년 초부터 1996년 초까지 약 4년간 관측한 데이터로부터 19개의 별에 대한 고유 운동을 측정하여 시선속도로 얻은 질량 분포 결과와 매우 잘 일치한다는 사실을 발표하였다.26) 블랙홀의 존재를 증명하는데 한 걸음 더 나아간 것이다. 

한편 칼텍에서 적외선 천문학의 선구자 가운데 한 사람인 노이게바우어(Gerry Neigebauer)의 학생이었던 게즈(Andrea Ghez)는 UCLA로 부임하여 독일의 겐젤 그룹보다는 좀 늦게 출발했지만 당시 세계 최대 크기인 지름 10 m짜리 켁(W. M Keck) 망원경을 이용해 은하 중심부를 1995년부터 약 2년간 관측하여 겐젤 그룹보다 두 배 정도 많은 별에 대한 고유 운동을 더 정확하게 관측한 결과를 1998년에 발표하였다.27) 겐젤 그룹이 사용하는 망원경은 칠레 라시야(La Silla)에 위치한 지름 3.5 m New Technology Telescope(NTT)였다.

그 이후 겐젤 그룹과 게즈 그룹은 앞서거니 뒤서거니 하면서 정밀한 관측을 이어갔다. 초기의 고유운동은 2~3년의 간격을 두고 관측한 데이터를 바탕으로 한 것이었기 때문에 단순히 속도만 측정이 가능했다. 이제 별들의 운동이 가속(즉 곡선) 운동을 하는지 확인하는 것이 다음 과제였다. 이번에는 훨씬 좋은 장비를 가지고 있는 게즈 그룹이 2000년에 은하 중심에서 아주 가까운 별 세 개의 고유 운동이 실제로 곡선을 따른다는 사실을 먼저 발표하였고,28) 겐젤 그룹은 2002년에 이 결과를 확인하였다.29) 게즈 그룹이 사용하는 켁 망원경은 2000년부터 적응광학(adaptive optics)30) 기능이 부가되어 더 효율적인 관측이 가능해진 반면, 겐젤 그룹은 8.2m Very Large Telescope(VLT) 망원경을 활용하면서 기기의 열세를 극복하고자 하였다. 일부 별의 궤적이 곡선을 그리는 것을 확인한 두 그룹은 이제는 근점 통과 후 다시 멀어지는 현상을 찾고자 하였고 이번에는 겐젤 그룹이 2002년에 먼저 그 결과를 발표하였다.31) 그 후 두 그룹은 더 많은 정교한 데이터를 얻으면서 중심 블랙홀의 질량의 정확도를 높여갔다.

은하 중심부에 존재하는 ‘암흑 질량’이 블랙홀인지 아니면 다른 형태인지를 완벽하게 구별하는 것은 매우 어렵다. 우리 은하 중심과 매우 가까운 곳에 있는 별들의 운동을 통해 측정한 질량은 그 위치 안쪽에 있는 질량을 말한다. 게즈 그룹의 2005년 논문32)에 의하면 그때까지 발견된 별 가운데는 중심으로부터 45 AU 정도까지 접근하고 그 안의 질량은 태양질량의 약 400만 배 정도이므로 평균 밀도는 최소 8×1016 Mpc‒3이 되어야 한다. 블랙홀이 아닌 다른 형태로서 이렇게 많은 질량을 작은 공간에 모아 놓는 것은 상상하기 힘들다. 이제 은하중심에 블랙홀이 있다는 사실을 의심하는 천문학자는 거의 없다.

블랙홀 존재를 확인한 이 두 그룹은 일반 상대성 이론의 검증에 나섰다. 현재 관측된 궤도만으로 일반상대성 이론의 예측 중 하나인 근점 이동을 관측하는 것은 매우 어렵다. 그 대신 속도 정밀도는 상대론적 적색이동과 특수상대론적 도플러 효과를 측정하는데는 충분하다. 이번에도 겐젤 그룹과33) 게즈 그룹34) 모두 상대론적 효과를 측정하는데 성공하였다. 좀 더 많은 관측 데이터는 일반상대론을 검증하는데 활용될 수 있을 것이다.

Fig. 1. Trajectories of the starsaround the Galactic Center from the data taken during 1995-2020 by the UCLA Galactic Center Group. The solid curves are best fitting orbits of these stars. The image size is 1″1″. Note that 1″ corresponds to about 0.039 parsec. The position of the black hole is marked as ‘+’. (This image was created by Prof. Andrea Ghez and her research team at UCLA and are from data sets obtained with the W. M. Keck Telescopes.)Fig. 1. Trajectories of the stars around the Galactic Center from the data taken during 1995-2020 by the UCLA Galactic Center Group. The solid curves are best fitting orbits of these stars. The image size is 1″\(\times\)1″. Note that 1″ corresponds to about 0.039 parsec. The position of the black hole is marked as ‘+’. (This image was created by Prof. Andrea Ghez and her research team at UCLA and from data sets obtained with the W. M. Keck Telescopes.)

지금까지 우리는 우리 은하 중심의 블랙홀 존재를 증명하기 위해 30년 가까운 시간을 투자해온 겐젤과 게즈의 여정을 살펴보았다. [그림 1]은 은하 중심부 별들의 궤적을 보여주는 최신 그림이다. 이 두 사람은 측정 정밀도를 높이기 위해 최첨단의 기기를 사용하였고 세밀한 자료 분석을 했기 때문에 누구도 의심하기 어려운 블랙홀의 증거를 찾아낼 수 있었다. 이러한 과정에는 수많은 사람들의 노력이 있었음은 물론이다. 겐젤은 나에게 자신은 보잘 것 없는 실험물리학자(humble experimental physicist)라고 이야기하곤 했다. 그를 보잘 것 없는 사람이라고 하는데 동의할 사람은 없을 것이다. 자만하지 않고 좀 더 정밀한 결과를 얻기 위해 끊임 없이 연구했기 때문에 노벨상의 영예를 안게 되었을 것이다. 나는 개인적으로 게즈를 잘 모르지만 그 역시 같은 태도를 유지했을 것으로 짐작한다. 

블랙홀 연구의 미래

중력파의 측정, EHT를 이용한 블랙홀 그림자 관측, 그리고 별의 운동 측정 등 다양한 방법으로 천체물리학적 블랙홀의 증거가 속속 밝혀지고 있다. 블랙홀은 오랫동안 상상 속의 천체였지만 이제는 그 존재가 확인되었다고 보아도 과언은 아니다. 지상에서 관측이 가능한 중력파는 항성질량 블랙홀을 연구하는 중요한 수단이 되어가고 있는 반면 EHT와 항성 역학적 방법은 은하 중심부에 존재하는 거대질량 블랙홀을 탐구할 수 있게 해 주었다. 이러한 연구 성과는 새로운 질문으로 이어진다.

항성질량 블랙홀과 은하 중심부의 거대질량 블랙홀 사이에는 엄청난 질량의 간격이 존재한다. 과연 이들 사이의 질량을 가지는 중간 질량 블랙홀은 없을까? 서서히 관측적 증거가 나타나고 있기는 하지만 아직 확인되었다고 보기는 어렵다. 지금보다 더 분해능이 높은 관측, 지금의 검출기보다 더 낮은 주파수에서 작동하는 중력파 검출기 등이 중간질량 블랙홀을 탐구하는 수단이 될 것이며 그 존재가 확인되는 날이 조만간 오게 될 것이다.

또 하나 중요한 질문은 거대질량 블랙홀이 어떻게 만들어지는가이다. 여러 가지 이론이 존재하지만 역시 관측을 통해 그 이론들을 검증해야 한다. 블랙홀에 대한 인류의 탐구는 끝난 것이 아니라 이제 시작이라고도 볼 수 있다.

각주
1)J. Michell, “On the means of discovering distance, magnitude etc. of fixed stars...”, a Letter to Henry Cavendish, Published in Royal Society of London Philosophical Transactions Series 74, 35 (1784).
2)M. Schmidt, Nature 197, 1040 (1963).
3)적색이동의 정의는 \(\small z=\Delta\lambda/\lambda\)로서 1보다 매우 작을 경우 후퇴 속도는 \(\small v=cz\)로 표현될 수 있다. 그러나 정확한 후퇴 속도를 구하려면 상대론적 보정을 해야 하고, 후퇴 속도가 빛의 속도 \(\small c\)에 가까워지면 \(\small z\)는 1보다 훨씬 커질 수도 있다. 여기서 \(\small \lambda\)는 은하로부터 방출된 빛의 파장, \(\small \Delta\lambda\)는 관측된 파장과 방출된 파장의 차이이다.
4)D. Lynden-Bell, Nature 223, 690 (1969).
5)S. Chandrasekhar, Astrophys. J. 74, 81 (1931).
6)J. R. Oppenheimer and H. Snyder, Phys. Rev. 56, 455 (1939).
7)각속도가 거리에 따라 다른 회전을 차등회전이라 부른다.
8)관측 기기로 구조를 구별할 수 있는 가장 작은 각도를 말한다. 이상적인 광학계의 경우 보통 \(\small \Delta\theta\approx 1.22\lambda / D\)로 표현한다. 여기서 \(\small D\)는 망원경의 지름, \(\small \lambda\)는 관측하는 파장이다. 그러나 지상 관측에서는 종종 대기의 요동이 분해능을 결정하는 경우가 많다. 예를 들어 대기 조건이 아주 좋은 천문대라고 하더라도 \(\small \Delta\theta\)는 1초 내외이다.
9)K. G. Jansky, Nature  132(3323), 66 (1933).
10)E. E. Becklin and G. Neugebauer, Astrophys. J. 151, 145 (1968).
11)천문학에서는 대략 5 μm를 기준으로 이보다 짧은 파장의 빛은 근저외선, 더 긴 파장의 빛은 중적외선이라 부른다. 파장이 50 μm를 넘으면 원적외선 영역에 속한다.
12)G. Rieke and F. J. Low, Astrophys. J. 184, 415 (1973).
13)D. Aitken, B. Jones and J. M. Penman, Mon. Not. Roy. Ast. Soc. 169, 35 (1974).
14)높은 에너지 상태에서 낮은 에너지 상태로의 천이 확률이 너무 작아 실험실에서는 가스 밀도가 우주공간에 비해 매우 높아 충돌에 의한 천이가 더 빨리 일어나 측정이 거의 불가능한 방출선을 금지선이라 부른다. 금지선은 주로 희박한 가스가 이온화되어 있는 영역에서 나타난다.
15)D. Aitken, B. Jones and J. M. Penman, Mon. Not. Roy. Ast. Soc. 169, 35 (1974).
16)J. H. Lacy, F. Baas and C. H. Townes, Astrophys. J. 227, L17 (1979).
17)J. H. Lacy, C. H. Townes, T. A. Geballe and D. J. Hollenbach, Astrophys. J. 241, 132 (1980).
18)R. Genzel and C. H. Townes, Ann. Rev. Ast. Astophys. 25, 377 (1987).
19)H. M. Lee, Astrophys. J. 319, 801 (1987).
20)A. Dressler and D. O. Richstone, Astrophys. J. 324, 701 (1988).
21)J. Goodman and H. M. Lee, Astrophys. J. 337, 84 (1989).
22)R. Genzel, N. Thatte, A. Krabbe, H. Krocker and L. E. Tacconi-Garman, Astrophys. J. 472, 153 (1996).
23)천구상에서 천체의 절대 위치가 변하는 운동을 고유운동(proper motion)이라 부른다
24)점광원을 관측했을 때 맺혀진 상의 크기를 시상(seeing)이라 부른다.
25)스펙클(speckle)은 반점이라는 뜻인데 대기 요동이 변하는 것보다 짧은 노출을 반복적으로 하여 얻은 수많은 이미지들을 이용해 대기 요동 효과를 제거하는 방법을 말한다. 이렇게 관측된 이미지들을 처리하는 방법에는 여러 가지가 있는데 겐젤 그룹은 수많은 화상 데이터에서 별들의 위치가 일치하도록 조금씩 이동하여 정렬한 후 이들을 더하는 방법을 택하였다. 이 방법을 shift and add라고 한다.
26)A. Eckart and R. Genzel, Nature 383, 415 (1996).
27)A. Ghez, B. L. Kelin, M. Morris and E. E. Becklin, Astrophys. J. 509, 678 (1998).
28)A. Ghez, M. Morris, E. E. Becklin, A. Tanner and T. Kremenek, Nature 407, 349 (2000).
29)A. Eckart, R. Genzel, T. Ott and R. Schödel, Mon. Not. Roy. Ast. Soc. 331, 917 (2002).
30)대기의 요동에 의해 천체로부터 오는 빛의 파면(wavefront)이 왜곡되는 것을 보정하는 방법이다. 이 방법을 사용하면 관측데이터에 대한 사후 처리 없이 곧바로 고분해능 영상을 얻을 수 있다.
31)R. Schodel et al., Nature 419, 694 (2002).
32)A. Ghez et al., Astrophys. J. 620, 744 (2005).
33)Abuter et al., Astron. Astrophys. 615, L15 (2018).
34)T. Do et al., Science 365, 664 (2019).
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