안녕하세요. #국립과천과학관입니다. 허블 텐션에 대해 들어본 적 있어요? 오늘 2024 미래과학 트렌드에서는 허블 상수와 허블 텐션에 대해 배워보려고 합니다! 안녕하세요. #국립과천과학관입니다. 허블 텐션에 대해 들어본 적 있어요? 오늘 2024 미래과학 트렌드에서는 허블 상수와 허블 텐션에 대해 배워보려고 합니다!
천문학.
인류가 지구 밖 천체에 처음 발을 들여놓은 지 반세기, 그 사이 다양한 연구와 기술 개발을 통해 꾸준히 우주에 대한 우리의 지평을 넓혀가고 있습니다. 2023년 8월 인도 찬드라얀 3호가 달 남극에 착륙하며 우주 진출에 대한 기대감을 높였고, 제임스웹 우주망원경을 필두로 최신 망원경은 계속해서 우주의 놀라운 모습을 새롭게 보여주며 대중의 이목을 집중시키고 있습니다. 한국도 이런 정세에 맞춰 한국형 발사체, 다누리 탐사선 등으로 우주 개발에 박차를 가하고 있습니다. 인류가 지구 밖 천체에 처음 발을 들여놓은 지 반세기, 그 사이 다양한 연구와 기술 개발을 통해 꾸준히 우주에 대한 우리의 지평을 넓혀가고 있습니다. 2023년 8월 인도 찬드라얀 3호가 달 남극에 착륙하며 우주 진출에 대한 기대감을 높였고, 제임스웹 우주망원경을 필두로 최신 망원경은 계속해서 우주의 놀라운 모습을 새롭게 보여주며 대중의 이목을 집중시키고 있습니다. 한국도 이런 정세에 맞춰 한국형 발사체, 다누리 탐사선 등으로 우주 개발에 박차를 가하고 있습니다.
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다누리호 발사 (출처-한국항공우주연구원) 다누리호 발사 (출처-한국항공우주연구원)
그럼 우주를 연구하는 분야에는 어떤 것들이 있을까요? 우주와 관련된 산업이 늘어나면서 과거에 비해 매우 다양해졌지만 전통적으로 두 가지로 분류할 수 있습니다. 첫째, 우주를 활용하는 기술을 개발하는 우주 과학 둘째, 우주와 천체, 그 자체를 연구의 대상으로 하는 천문학입니다. 오늘 2024 미래과학 트렌드에서는 천문학에 좀 더 집중해서 이야기해 볼 예정입니다. 그럼 우주를 연구하는 분야에는 어떤 것들이 있을까요? 우주와 관련된 산업이 늘어나면서 과거에 비해 매우 다양해졌지만 전통적으로 두 가지로 분류할 수 있습니다. 첫째, 우주를 활용하는 기술을 개발하는 우주 과학 둘째, 우주와 천체, 그 자체를 연구의 대상으로 하는 천문학입니다. 오늘 2024 미래과학 트렌드에서는 천문학에 좀 더 집중해서 이야기해 볼 예정입니다.
천문학의 세부 분야는 우주의 크기만큼이나 무궁무진합니다. 그렇다면 천문학자는 이러한 다양한 연구를 통해 무엇을 찾고 싶은 것일까요? 이에 대한 답은 한국천문연구원 앞 비문에 새겨진 글씨를 통해서 알 수 있습니다. 우리는 우주에 대한 근원적인 의문에 과학으로 답한다. 천문학의 세부 분야는 우주의 크기만큼이나 무궁무진합니다. 그렇다면 천문학자는 이러한 다양한 연구를 통해 무엇을 찾고 싶은 것일까요? 이에 대한 답은 한국천문연구원 앞 비문에 새겨진 글씨를 통해서 알 수 있습니다. 우리는 우주에 대한 근원적인 의문에 과학으로 답한다.
사람마다 이견이 있겠지만 일반적으로 대중이 궁금해하는 우주에 대한 근원적 의문은 크게 두 가지로 귀결됩니다. ‘우주의 시작과 끝은 무엇인가’와 ‘우리는 혼자인가’라는 점입니다. 그 중 오늘은 ‘우주의 시작과 끝은 무엇인가’에 대해 알아보겠습니다. 표준우주론인에 따라 이견이 있겠지만, 일반적으로 대중이 궁금해하는 우주에 대한 근원적 의문은 크게 두 가지로 귀결됩니다. ‘우주의 시작과 끝은 무엇인가’와 ‘우리는 혼자인가’라는 점입니다. 그 중 오늘은 ‘우주의 시작과 끝은 무엇인가’에 대해 알아보겠습니다. 표준 우주론
우주의 규모와 역사는 우리의 인식 범위를 훨씬 초월하기 때문에 시작과 끝을 직접 알 방법이 없습니다. 대신 사람들은 우주에 대한 다양한 관측 결과를 바탕으로 이를 설명할 수 있는 이론인 우주론을 만들어 우주를 이해하려고 했던 것입니다. 현재 우주론은 우주가 한 점에서 비롯됐다는 빅뱅 이론이 기반입니다. 1900년대 초에는 우주는 정적인 상태에서 항상 같은 모습이라고 생각되었습니다. 우주의 규모와 역사는 우리의 인식 범위를 훨씬 초월하기 때문에 시작과 끝을 직접 알 방법이 없습니다. 대신 사람들은 우주에 대한 다양한 관측 결과를 바탕으로 이를 설명할 수 있는 이론인 우주론을 만들어 우주를 이해하려고 했던 것입니다. 현재 우주론은 우주가 한 점에서 비롯됐다는 빅뱅 이론이 기반입니다. 1900년대 초에는 우주는 정적인 상태에서 항상 같은 모습이라고 생각되었습니다.
과거 천문학자의 모습 (출처-위키피디아) 과거 천문학자의 모습 (출처-위키피디아)
하지만 외부 은하의 관측을 통해 거리가 멀수록 멀어지는 속도가 빨라지고 우주가 팽창하고 있다는 허블-르메트르 법칙이 등장하게 됩니다. 우주가 과거와 미래에 같은 규칙을 따른다고 가정했을 때, 미래로 갈수록 우주가 커지면 반대로 과거로 갈수록 우주는 점점 작아집니다. 그리고 어느 시점에서 우주가 한 점에 모여 있었다고 추측할 수 있습니다. 당시로서는 매우 파격적이어서 ‘우주가 펑하고 폭발했다는 것인가?(Big Bang)’라는 비웃음을 받았지만 관측 자료가 늘어날수록 결과는 이를 지지해 빅뱅 이론이 전면에 등장했습니다. 하지만 외부 은하의 관측을 통해 거리가 멀수록 멀어지는 속도가 빨라지고 우주가 팽창하고 있다는 허블-르메트르 법칙이 등장하게 됩니다. 우주가 과거와 미래에 같은 규칙을 따른다고 가정했을 때, 미래로 갈수록 우주가 커지면 반대로 과거로 갈수록 우주는 점점 작아집니다. 그리고 어느 시점에서 우주가 한 점에 모여 있었다고 추측할 수 있습니다. 당시로서는 매우 파격적이어서 ‘우주가 펑하고 폭발했다는 것인가?(Big Bang)’라는 비웃음을 받았지만 관측 자료가 늘어날수록 결과는 이를 지지해 빅뱅 이론이 전면에 등장했습니다.
lubDM 모델 (출처-위키피디아) lubDM 모델 (출처-위키피디아)
그러나 이 우주론에는 여전히 설명할 수 없는 부분이 있었는데, 이때 인플레이션 이론 등을 추가하면서 빅뱅 이론을 보완해 나가는 방향으로 발전해 왔습니다. 관측 기술이 발전하면서 우주가 단순히 팽창하는 것이 아니라 시간이 지날수록 팽창 속도가 더 빨라지는 가속 팽창을 한다는 것이 밝혀진 것입니다. 이를 효과적으로 설명하기 위해 1990년대 말에는 무엇인지 정체를 알 수 없는 암흑물질과 암흑에너지가 도입됐습니다. 그리고 그들이 우주의 95%를 차지하는 펍지엠 모델이 많은 관측 사실을 설명하면서 표준 우주론으로 받아들여지고 있습니다. 그러나 이 우주론에는 여전히 설명할 수 없는 부분이 있었는데, 이때 인플레이션 이론 등을 추가하면서 빅뱅 이론을 보완해 나가는 방향으로 발전해 왔습니다. 관측 기술이 발전하면서 우주가 단순히 팽창하는 것이 아니라 시간이 지날수록 팽창 속도가 더 빨라지는 가속 팽창을 한다는 것이 밝혀진 것입니다. 이를 효과적으로 설명하기 위해 1990년대 말에는 무엇인지 정체를 알 수 없는 암흑물질과 암흑에너지가 도입됐습니다. 그리고 그들이 우주의 95%를 차지하는 펍지엠 모델이 많은 관측 사실을 설명하면서 표준 우주론으로 받아들여지고 있습니다.
λCDM 우주론 모델 (출처-NASA) λCDM 우주론 모델 (출처-NASA)
그럼에도 여전히 펍지엠 모델로 해결할 수 없는 문제들이 산재해 있고, 관측 기술이 고도화되면서 설명하기 어려운 부분은 더욱 두드러집니다. 대표적인 것이 허블 상수(H0)의 측정치입니다. 허블 상수의 단위는 ‘km/s/Mpc’로, 1메가파섹(1Mpc=3*101919km) 거리의 은하가 멀어지는 속도를 의미합니다. 허블 상수는 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지 알려주고, 역수를 취하면 우주의 나이를 보여주기 때문에 우주의 팽창 역사를 담은 중요한 지표입니다. 허블이 처음 측정했을 때는 500km/s/Mpc였지만 관측 기술의 발달로 50~100km/s/Mpc 값으로 통용되었습니다. 이후 2000년대 들어 다양한 방법으로 측정되어 현재 67~75km/s/Mpc까지 낮아졌습니다. 그럼에도 여전히 펍지엠 모델로 해결할 수 없는 문제들이 산재해 있고, 관측 기술이 고도화되면서 설명하기 어려운 부분은 더욱 두드러집니다. 대표적인 것이 허블 상수(H0)의 측정치입니다. 허블 상수의 단위는 ‘km/s/Mpc’로, 1메가파섹(1Mpc=3*101919km) 거리의 은하가 멀어지는 속도를 의미합니다. 허블 상수는 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지 알려주고, 역수를 취하면 우주의 나이를 보여주기 때문에 우주의 팽창 역사를 담은 중요한 지표입니다. 허블이 처음 측정했을 때는 500km/s/Mpc였지만 관측 기술의 발달로 50~100km/s/Mpc 값으로 통용되었습니다. 이후 2000년대 들어 다양한 방법으로 측정되어 현재 67~75km/s/Mpc까지 낮아졌습니다.
허블상수측정방법-우주사다리 허블상수측정방법-우주사다리
허블 상수의 측정 방법은 크게 두 가지입니다. 하나는 가까운 우주에서 거리와 속도를 정밀하게 측정하는 것이고, 다른 하나는 먼 우주(초기 우주)에서의 물질 분포와 현재의 분포를 비교하여 우주의 역사에 걸쳐 얼마나 확장되었는지를 측정하는 것입니다. 허블 상수를 구하는 전통적인 방법으로 천체까지의 거리를 정확하게 측정하는 것이 핵심입니다. 어떤 사물의 거리를 가장 정확하게 재는 방법은 바로 정의된 자(ruler)를 이용하는 것입니다. 허블 상수의 측정 방법은 크게 두 가지입니다. 하나는 가까운 우주에서 거리와 속도를 정밀하게 측정하는 것이고, 다른 하나는 먼 우주(초기 우주)에서의 물질 분포와 현재의 분포를 비교하여 우주의 역사에 걸쳐 얼마나 확장되었는지를 측정하는 것입니다. 허블 상수를 구하는 전통적인 방법으로 천체까지의 거리를 정확하게 측정하는 것이 핵심입니다. 어떤 사물의 거리를 가장 정확하게 재는 방법은 바로 정의된 자(ruler)를 이용하는 것입니다.
그러나 물리적인 자(ruler)는 일정한 크기 이상으로 제작하기 어렵기 때문에 사람들은 실체가 없는 자를 만들었습니다. 빛을 활용하는 것입니다. 빛의 빠르기는 진공 상태에서 항상 속도가 일정하고 지구를 1초에 7바퀴 반을 돌 수 있기 때문에 지구 내에서 매우 정밀한 거리 측정이 가능합니다. 그러나 물리적인 자(ruler)는 일정한 크기 이상으로 제작하기 어렵기 때문에 사람들은 실체가 없는 자를 만들었습니다. 빛을 활용하는 것입니다. 빛의 빠르기는 진공 상태에서 항상 속도가 일정하고 지구를 1초에 7바퀴 반을 돌 수 있기 때문에 지구 내에서 매우 정밀한 거리 측정이 가능합니다.
그럼 이 원리는 우주에서 어떻게 적용할 수 있을까요? 지구에 가장 가까운 천체인 달까지는 빛의 속도로 1.2초가 걸립니다. 이 거리는 아폴로 미션 시 설치한 반사판에 레이저를 댄 뒤 이 빛이 돌아오는 시간을 측정해 찾아내고 있습니다. 빛의 속도로 태양까지는 약 8분 20초가 걸리고 화성이 가장 멀리 있을 때는 빛의 속도 약 20분 정도, 그리고 태양계 행성 중 가장 멀리 있는 해왕성은 4시간 이상 걸립니다. 그럼 이 원리는 우주에서 어떻게 적용할 수 있을까요? 지구에 가장 가까운 천체인 달까지는 빛의 속도로 1.2초가 걸립니다. 이 거리는 아폴로 미션 시 설치한 반사판에 레이저를 댄 뒤 이 빛이 돌아오는 시간을 측정해 찾아내고 있습니다. 빛의 속도로 태양까지는 약 8분 20초가 걸리고 화성이 가장 멀리 있을 때는 빛의 속도 약 20분 정도, 그리고 태양계 행성 중 가장 멀리 있는 해왕성은 4시간 이상 걸립니다.
제임스 웹 우주망원경 촬영(출처-NASA) 제임스 웹 우주망원경 촬영(출처-NASA)
태양계 밖은 얼마나 걸릴지 예측할 수 있습니까? 태양계 밖의 가장 가까운 별은 약 4광년 떨어져 있습니다. 지금 바로 신호를 보내도 왕복 시간을 고려하여 8년 후에 회신을 받을 수 있는 거리입니다. 또한 매우 강력한 레이저를 발사해도 다시 우리에게 돌아오기 위해서는 적절한 각도와 반사판이 필요한데 이를 먼 천체에 설치하는 것은 불가능에 가깝습니다. 태양계 밖은 얼마나 걸릴지 예측할 수 있습니까? 태양계 밖의 가장 가까운 별은 약 4광년 떨어져 있습니다. 지금 바로 신호를 보내도 왕복 시간을 고려하여 8년 후에 회신을 받을 수 있는 거리입니다. 또한 매우 강력한 레이저를 발사해도 다시 우리에게 돌아오기 위해서는 적절한 각도와 반사판이 필요한데 이를 먼 천체에 설치하는 것은 불가능에 가깝습니다.
연주 시차 개념 (출처 – 나무위키) 연주 시차 개념 (출처 – 나무위키)
그러면 다른 방법으로는 뭐가 있을까요? 기하학을 이용하는 것입니다. 연주 시차라는 개념이 있는데, 이것은 대표적인 기하학적 접근입니다. 지구가 공전함에 따라 비교적 가까운 별은 멀리 있는 배경별에 대해 위치가 바뀌어 천구에 투영됩니다. 전철로 갈 때 먼 산은 멈춰 있는 것처럼, 근처의 나무는 매우 빠르게 움직이고 있는 것처럼 보입니다. 내가 움직였을 때 대상을 보는 시야각이 가까울 때 더 달라지기 때문입니다. 그러면 다른 방법으로는 뭐가 있을까요? 기하학을 이용하는 것입니다. 연주 시차라는 개념이 있는데, 이것은 대표적인 기하학적 접근입니다. 지구가 공전함에 따라 비교적 가까운 별은 멀리 있는 배경별에 대해 위치가 바뀌어 천구에 투영됩니다. 전철로 갈 때 먼 산은 멈춰 있는 것처럼, 근처의 나무는 매우 빠르게 움직이고 있는 것처럼 보입니다. 내가 움직였을 때 대상을 보는 시야각이 가까울 때 더 달라지기 때문입니다.
마찬가지로 지구가 공전하면서 위치가 바뀔 때 가까운 별은 시야각이 크게 변하고, 멀리 있는 별은 미세하게 변하며 천구상에서 가까운 별의 위치가 이동하는 것처럼 보입니다. 이 변하는 각도를 측정하고 삼각함수를 이용하면 별까지의 거리 측정이 가능합니다. 특히 메이저를 이용하면 멀리 떨어진 천체의 거리도 측정할 수 있습니다. 메이저는 마이크로파 영역의 레이저이기 때문에 전파 망원경으로 관측할 수 있습니다. 전파망원경은 간섭계(VLBI)를 활용해 광학망원경에 비해 매우 정밀한 분해능을 얻을 수 있는 장점이 있습니다. 따라서 메이저 관측에 의해 천구상에서 미세한 거리 측정이 가능하게 됩니다. 마찬가지로 지구가 공전하면서 위치가 바뀔 때 가까운 별은 시야각이 크게 변하고, 멀리 있는 별은 미세하게 변하며 천구상에서 가까운 별의 위치가 이동하는 것처럼 보입니다. 이 변하는 각도를 측정하고 삼각함수를 이용하면 별까지의 거리 측정이 가능합니다. 특히 메이저를 이용하면 멀리 떨어진 천체의 거리도 측정할 수 있습니다. 메이저는 마이크로파 영역의 레이저이기 때문에 전파 망원경으로 관측할 수 있습니다. 전파망원경은 간섭계(VLBI)를 활용해 광학망원경에 비해 매우 정밀한 분해능을 얻을 수 있는 장점이 있습니다. 따라서 메이저 관측에 의해 천구상에서 미세한 거리 측정이 가능하게 됩니다.
NGC 4256(출처-위키피디아) NGC 4256(출처-위키피디아)
대표적으로 NGC 4256(M106) 은하의 거리가 그 방법으로 측정되었습니다. NGC 4256의 중심부에는 블랙홀 원반에 위치한 줄자가 관측되는데, 블랙홀 원반의 크기는 질량에 의해 결정되므로 블랙홀 중심에서 원반까지의 물리적인 거리는 간단한 계산으로 알 수 있습니다. 그러나 거리가 더 먼 천체일수록 기하학적 접근법에 의해 측정하기가 어려워집니다. 대표적으로 NGC 4256(M106) 은하의 거리가 그 방법으로 측정되었습니다. NGC 4256의 중심부에는 블랙홀 원반에 위치한 줄자가 관측되는데, 블랙홀 원반의 크기는 질량에 의해 결정되므로 블랙홀 중심에서 원반까지의 물리적인 거리는 간단한 계산으로 알 수 있습니다. 그러나 거리가 더 먼 천체일수록 기하학적 접근법에 의해 측정하기가 어려워집니다.
다음으로 소개할 방법은 별의 특성을 이용한 것으로 가장 많이 활용됩니다. 우주에서 나오는 빛의 대부분은 별에서 발생하고 별은 정해진 물리법칙에 따라 빛을 냅니다. 따라서 우리가 관측하는 별이 어떤 별인지만 알아낼 수 있다면 그 별에서 내는 정확한 에너지 양을 알 수 있습니다. 대표적으로 활용되는 별은 세페이드 변광성, TRGB, la형 초신성으로 이들은 절대 등급이 잘 알려져 있으며 거의 일정합니다. 다음으로 소개할 방법은 별의 특성을 이용한 것으로 가장 많이 활용됩니다. 우주에서 나오는 빛의 대부분은 별에서 발생하고 별은 정해진 물리법칙에 따라 빛을 냅니다. 따라서 우리가 관측하는 별이 어떤 별인지만 알아낼 수 있다면 그 별에서 내는 정확한 에너지 양을 알 수 있습니다. 대표적으로 활용되는 별은 세페이드 변광성, TRGB, la형 초신성으로 이들은 절대 등급이 잘 알려져 있으며 거의 일정합니다.
고전적 세페이드 변광성 그래프(출처-위키피디아) 고전적 세페이드 변광성 그래프(출처-위키피디아)
세페이드 변광성과 TRGB는 개수가 많아 관측이 쉽지만 밝지 않아 일정 거리 이상을 측정하기 어렵습니다. 이와 달리 la형 초신성은 별 하나가 은하 전체가 내뿜는 에너지를 내기 때문에 매우 먼 거리에서 측정이 가능하고 거리를 잴 때 가장 강력한 도구입니다. 하지만 언제 어디서 관측할 수 있을지 모르는 한계가 있습니다. 최근에는 관측 기술이 발달하면서 전 하늘을 24시간 모니터링하며 초신성이 폭발하는 것에 주목하고 있습니다. 세페이드 변광성과 TRGB는 개수가 많아 관측이 쉽지만 밝지 않아 일정 거리 이상을 측정하기 어렵습니다. 이와 달리 la형 초신성은 별 하나가 은하 전체가 내뿜는 에너지를 내기 때문에 매우 먼 거리에서 측정이 가능하고 거리를 잴 때 가장 강력한 도구입니다. 하지만 언제 어디서 관측할 수 있을지 모르는 한계가 있습니다. 최근에는 관측 기술이 발달하면서 전 하늘을 24시간 모니터링하며 초신성이 폭발하는 것에 주목하고 있습니다.
속도는 상대적으로 측정하기 쉽습니다. 천체의 시선 방향 속도는 분광 관측을 했을 때 나타나는 선 스펙트럼으로 조사할 수 있습니다. 선스펙트럼은 원자를 구성하는 전자가 바닥 상태와 들뜬 상태를 오갈 때 에너지(빛)를 내거나 흡수하면서 생깁니다. 각 원소의 원자가 보유할 수 있는 전자의 수와 에너지 준위가 정해져 있기 때문에 같은 원소는 항상 같은 파장대에서 선이 관측됩니다. 그런데 관측하는 원자가 빨리 움직이면 문제가 발생합니다. 속도는 상대적으로 측정하기 쉽습니다. 천체의 시선 방향 속도는 분광 관측을 했을 때 나타나는 선 스펙트럼으로 조사할 수 있습니다. 선스펙트럼은 원자를 구성하는 전자가 바닥 상태와 들뜬 상태를 오갈 때 에너지(빛)를 내거나 흡수하면서 생깁니다. 각 원소의 원자가 보유할 수 있는 전자의 수와 에너지 준위가 정해져 있기 때문에 같은 원소는 항상 같은 파장대에서 선이 관측됩니다. 그런데 관측하는 원자가 빨리 움직이면 문제가 발생합니다.
도플러효과(출처-나무위키) 도플러효과(출처-나무위키)
구급차의 사이렌 소리가 다가올 때와 떨어질 때를 비교해 보면 전자일 때 더 높은 소리가 나고 시끄럽게 느껴집니까? 이것은, 다가오는 파동은 파장이 짧아지고(높은 소리), 멀어지는 파동은 파장이 길어지는(낮은 소리) 도플러 효과 때문입니다. 빛도 파동의 성질을 가지고 있기 때문에 같은 현상이 일어나고, 가까워질 때는 실제보다 파장이 짧은 파란색으로, 멀어질 때는 파장이 긴 빨간색으로 보입니다. 따라서 실험실과 천체에서 측정한 원소의 선스펙트럼 위치를 비교하면 이 천체가 우리의 시선 방향으로 얼마나 빨리 다가와 멀어지는지를 알아낼 수 있습니다. 즉, 천체가 분광 가능한 수준의 밝기를 가지고 있다면 속도 측정에는 큰 변수가 없습니다. 이렇게 은하까지의 거리와 시선 속도에서 도출된 허블 상수는 최신 값으로 H0=73.04±1.04km/s/Mpc를 제시하고 있습니다. 구급차의 사이렌 소리가 다가올 때와 떨어질 때를 비교해 보면 전자일 때 더 높은 소리가 나고 시끄럽게 느껴집니까? 이것은, 다가오는 파동은 파장이 짧아지고(높은 소리), 멀어지는 파동은 파장이 길어지는(낮은 소리) 도플러 효과 때문입니다. 빛도 파동의 성질을 가지고 있기 때문에 같은 현상이 일어나고, 가까워질 때는 실제보다 파장이 짧은 파란색으로, 멀어질 때는 파장이 긴 빨간색으로 보입니다. 따라서 실험실과 천체에서 측정한 원소의 선스펙트럼 위치를 비교하면 이 천체가 우리의 시선 방향으로 얼마나 빨리 다가와 멀어지는지를 알아낼 수 있습니다. 즉, 천체가 분광 가능한 수준의 밝기를 가지고 있다면 속도 측정에는 큰 변수가 없습니다. 이렇게 은하까지의 거리와 시선 속도에서 도출된 허블 상수는 최신 값으로 H0=73.04±1.04km/s/Mpc를 제시하고 있습니다.
허블정수 측정방법 – 우주배경복사 허블정수 측정방법 – 우주배경복사
우주를 전파로 보면 모든 방향에서 약 2.7K 온도의 21cm 수소선이 관측됩니다. 이를 우주배경복사라고 하며, 우주가 등방으로 균일하다는 빅뱅 이론의 예측에 부합합니다. 우주배경복사는 우리가 볼 수 있는 가장 오래된 빛이므로 이때부터 더 이상 스스로 멀어지지 않는 초기 우주의 흔적이 있다면 이후 멀어진 거리는 우주 팽창에 의한 것이라고 볼 수 있습니다. 우주 초기 고온의 플라즈마는 미세한 흔들림을 일으켰는데, 이 파도를 따라 물질이 이동했습니다. 그러다 급격하게 우주의 온도가 식으면서 물질이 그 위치에 머물게 되는데, 이 흔적을 바로 BAO(Baryonic Acoustic Oscillation)라고 부르며 현재 은하가 이루는 거대 구조에도 영향을 미칩니다. 우주를 전파로 보면 모든 방향에서 약 2.7K 온도의 21cm 수소선이 관측됩니다. 이를 우주배경복사라고 하며, 우주가 등방으로 균일하다는 빅뱅 이론의 예측에 부합합니다. 우주배경복사는 우리가 볼 수 있는 가장 오래된 빛이므로 이때부터 더 이상 스스로 멀어지지 않는 초기 우주의 흔적이 있다면 이후 멀어진 거리는 우주 팽창에 의한 것이라고 볼 수 있습니다. 우주 초기 고온의 플라즈마는 미세한 흔들림을 일으켰는데, 이 파도를 따라 물질이 이동했습니다. 그러다 급격하게 우주의 온도가 식으면서 물질이 그 위치에 머물게 되는데, 이 흔적을 바로 BAO(Baryonic Acoustic Oscillation)라고 부르며 현재 은하가 이루는 거대 구조에도 영향을 미칩니다.
BAO개념도(출처-ESA) BAO개념도(출처-ESA)
일정한 범위 내에 있는 은하끼리 서로의 거리를 모두 구하고 히스토그램을 그리면 특정한 거리에서 수가 늘어나는데, 이것이 그 시점에서의 음향 밀도파의 크기가 됩니다. 이것을 과거부터 현재까지 모두 손에 넣으면 우주가 어떻게 팽창해 왔는지를 파악할 수 있습니다! WMAP와 Planck는 우주 배경 복사에서 우주 초기의 미세한 흔들림을 관측하는 것을 주요 목적으로 하며, 가장 최근에 도출한 허블 상수 측정치는 H0=67.66±0.42km/s/Mpc입니다. 허블 텐션 일정한 범위 내에 있는 은하끼리 서로의 거리를 모두 구하고 히스토그램을 그리면 특정한 거리에서 수가 늘어나는데, 이것이 그 시점에서의 음향 밀도파의 크기가 됩니다. 이것을 과거부터 현재까지 모두 손에 넣으면 우주가 어떻게 팽창해 왔는지를 파악할 수 있습니다! WMAP와 Planck는 우주 배경 복사에서 우주 초기의 미세한 흔들림을 관측하는 것을 주요 목적으로 하며, 가장 최근에 도출한 허블 상수 측정치는 H0=67.66±0.42km/s/Mpc입니다. 허블 텐션
위의 두 가지 방법으로 구한 허블 상수는 완전히 독립적인 측정으로 서로 영향을 주지 않습니다. 문제는 두 측정치가 일치하지 않는다는 것인데, 이를 허블 상수를 둘러싼 논쟁이라는 의미에서 허블 텐션이라고 부릅니다. 초기에 측정한 값에 비하면 이 정도 차이는 큰 문제가 아니라고 생각됩니다. 위의 두 가지 방법으로 구한 허블 상수는 완전히 독립적인 측정으로 서로 영향을 주지 않습니다. 문제는 두 측정치가 일치하지 않는다는 것인데, 이를 허블 상수를 둘러싼 논쟁이라는 의미에서 허블 텐션이라고 부릅니다. 초기에 측정한 값에 비하면 이 정도 차이는 큰 문제가 아니라고 생각됩니다.
제임스 웹 우주망원경 (출처-위키피디아) 제임스 웹 우주망원경 (출처-위키피디아)
사실 초기에는 각각의 측정치에 오차가 커서 오차범위 내에서 용인할 수 있는 수준이었고, 기술이 개선되고 자료가 쌓이면 둘의 차이가 점점 한 점에 수렴한다고 생각했습니다. 그러나 관측을 거듭할수록 두 가지 차이는 명확해졌고, 현재는 5σ(시그마) 이상의 차이가 있어 전혀 다른 값을 주장하고 있습니다. 각각의 그룹은 자신의 측정치가 맞다고 했고, 이러한 격렬한 줄다리기는 2010년에 플랭크 위성의 결과가 나오면서 더욱 격화되었습니다. 사실 초기에는 각각의 측정치에 오차가 커서 오차범위 내에서 용인할 수 있는 수준이었고, 기술이 개선되고 자료가 쌓이면 둘의 차이가 점점 한 점에 수렴한다고 생각했습니다. 그러나 관측을 거듭할수록 두 가지 차이는 명확해졌고, 현재는 5σ(시그마) 이상의 차이가 있어 전혀 다른 값을 주장하고 있습니다. 각각의 그룹은 자신의 측정치가 맞다고 했고, 이러한 격렬한 줄다리기는 2010년에 플랭크 위성의 결과가 나오면서 더욱 격화되었습니다.
이후 여러 방면에서 교차 검증이 이뤄졌음에도 불구하고 타협점은 보이지 않는 상황입니다. 이에 일각에서는 펍지엠 모델의 근간인 암흑물질과 암흑에너지에도 의문을 갖기 시작했습니다. 대표적인 암흑물질 대체 이론인 MOND(Modified Newtonian Dynamics)는 꾸준히 연구되고 있으며 암흑에너지가 아닌 제5의 힘을 주장하는 이론도 등장했습니다. 허블 텐션을 현실로 기존 이론만으로는 설명할 수 없는 지적 구멍이 있는 상황입니다. 이를 극복하고 모델이 더욱 공고한 입지를 다질지, 새로운 물리이론이 나올지 기대되는 국면이라고 할 수 있습니다. 이후 여러 방면에서 교차 검증이 이뤄졌음에도 불구하고 타협점은 보이지 않는 상황입니다. 이에 일각에서는 펍지엠 모델의 근간인 암흑물질과 암흑에너지에도 의문을 갖기 시작했습니다. 대표적인 암흑물질 대체 이론인 MOND(Modified Newtonian Dynamics)는 꾸준히 연구되고 있으며 암흑에너지가 아닌 제5의 힘을 주장하는 이론도 등장했습니다. 허블 텐션을 현실로 기존 이론만으로는 설명할 수 없는 지적 구멍이 있는 상황입니다. 이를 극복하고 모델이 더욱 공고한 입지를 다질지, 새로운 물리이론이 나올지 기대되는 국면이라고 할 수 있습니다.
낭만우주망원경(출처-위키피디아) 낭만우주망원경(출처-위키피디아)
제임스 웹 우주망원경을 비롯해 2023년에는 유럽우주국의 유클리드, NASA의 낭만 우주망원경 등 다양한 차세대 관측 장비도 속속 준비 중입니다. 지상에서도 20~30m급 망원경이 3기 건설 중이며 루빈천문대도 방대한 특광자료를 수집할 준비를 하고 있습니다. 제임스 웹 우주망원경을 비롯해 2023년에는 유럽우주국의 유클리드, NASA의 낭만 우주망원경 등 다양한 차세대 관측 장비도 속속 준비 중입니다. 지상에서도 20~30m급 망원경이 3기 건설 중이며 루빈천문대도 방대한 특광자료를 수집할 준비를 하고 있습니다.
오늘은 허블 상수와 허블 텐션에 대해 이야기했습니다! 더 자세한 이야기가 궁금하신 분들은 아래 도서를 통해 확인해주세요~ <도서구매 바로가기> 오늘은 허블 상수와 허블 텐션에 대해 이야기했습니다! 더 자세한 이야기가 궁금하신 분들은 아래 도서를 통해 확인해주세요~ <도서구매 바로가기>
감사합니다。 <국립과천과학관 이재현 지음> 감사합니다。 <국립과천과학관 이재현 지음>