[비즈한국] 우리 우주는 빠르게 팽창하고 있다. 사방에서 빠르게 멀어지는 은하들의 움직임, 빠르게 팽창하며 아주 고르게 낮은 온도로 식어버린 우주 전역의 배경 온도 등 다양한 관측 결과들이 모두 우주가 팽창하고 있다는 하나의 결론을 가리킨다. 우주가 얼마나 빠른 속도로 팽창하는지 팽창율을 알면 우주가 그 팽창 속도로 지금의 크기까지 팽창하는 데 걸린 시간, 즉 현재 우주의 나이를 추정할 수 있다. 우주의 역사가 시작된 순간이 언제인지, 우주의 정확한 나이를 재기 위해서는 바로 이 우주의 팽창율을 정확하게 측정해야 한다.
그런데 바로 여기에서 지금까지 천문학자들을 괴롭히는 중요한 문제가 발생했다. 먼 은하들의 거리와 후퇴 속도로 추정한 우주의 팽창율과 우주 전역에 퍼져 있는 우주배경복사로 추정한 우주의 팽창율이 서로 다르다는 것이다! 분명 똑같은 하나의 우주를 재는데 두 방법은 다른 값을 내놓는다. 현재 우주가 팽창하고 있으며 먼 과거 빅뱅을 통해 우주의 팽창이 시작되었다는 사실 자체는 두 가지 방식 모두 지지한다. 다만 우주의 팽창율이 다르게 측정되는 것이 문제다.
천문학자들은 이 난감한 사태를 ‘허블 텐션(Hubble Tension)’이라고 부른다. 이번에 우주로 올라간 제임스 웹 우주 망원경의 중요한 과제 중 하나가 이 미스터리를 해결하는 것이다. 말 그대로 ‘현대 우주론의 위기(Crisis in Cosmology)’라고까지 부르는 이 허블 텐션을 대체 어떻게 해결할 수 있을까? 21세기 현대 천문학의 가장 뜨거운 논쟁 중 하나인 허블 텐션의 근황을 소개한다!
관측 방식에 따라 우주의 팽창률, 허블 상수는 다른 값이 나온다. 과연 둘의 차이는 왜 생긴 것일까?
에드윈 허블이 발견하기 전부터 멀리 떨어진 은하들이 빠르게 멀어지고 있다는 사실은 알려져 있었다. 1927년 천문학자 베스토 슬라이퍼는 은하 46개의 스펙트럼을 관측했고, 그 중 대부분 은하들의 스펙트럼이 파장이 긴 붉은 쪽으로 치우쳐 있음을 발견했다. 이는 이 은하들이 모두 우리에게서 빠르게 멀어지면서 빛의 파장이 길게 늘어나는 적색편이를 겪었다는 것을 의미했다. 하지만 그는 각 은하까지의 정확한 거리를 알지 못했다. 그래서 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 것만 확인했을 뿐, “더 먼 은하일수록 더 빠르게 멀어진다”는 우주 팽창의 법칙은 발견하지 못했다.
에드윈 허블에겐 먼 은하까지의 거리를 잴 수 있는 노하우가 있었다. 앞서 또다른 천문학자 헨리에타 리빗이 개발한 ‘세페이드 변광성’을 활용하는 방법이었다. 이 별들은 아주 일정한 주기로 밝기가 밝아졌다가 어두워졌다가를 반복한다. 게다가 더 밝기가 밝은 별일수록 더 긴 주기로 밝기가 변한다. 리빗은 마젤란은하 속 별들을 활용해서 세페이드 변광성의 변광 주기와 절대 밝기의 명백한 관계를 발견했다. 즉 운 좋게 먼 은하에서 일정한 주기로 밝기가 변하는 세페이드 변광성을 발견한다면, 리빗이 발견한 변광 주기와 절대 밝기의 관계를 활용해서 그 별까지의 거리를 몰라도 별의 실제 밝기를 알아낼 수 있다. 이렇게 알아낸 별의 실제 밝기와 하늘에서 보이는 겉보기 밝기를 비교하면 아주 간단하게 그 변광성이 살고 있는 은하까지의 거리를 알 수 있다.
에드윈 허블은 앞서 슬라이퍼가 측정한 각 은하의 후퇴 속도를 계산해 각 은하까지의 거리와 후퇴 속도를 아래 그래프와 같이 비교했다. 놀랍게도 은하들까지의 거리와 후퇴 속도는 비례했다. 더 먼 은하일수록 우리에게서 더 빠르게 멀어진다. 은하들이 박혀 있는 우주 시공간 자체가 균일하게 팽창하고 있기 때문이다. 이것이 우주 팽창의 가장 중요한 관측적 증거인 ‘허블의 법칙’이다. 물론 지금은 허블보다 앞서 독립적으로 비슷한 법칙을 발견한 르메트르를 함께 기억하기 위해 ‘허블-르메트르의 법칙’이라고 부른다.
이 그래프의 기울기는 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지, 그 팽창율을 나타낸다. 이 기울기를 허블 상수(Hubble constant)라고 부른다. (아쉽게도 법칙의 이름에는 르메트르가 들어갔지만 여전히 이 기울기 자체는 관습에 따라 허블의 이름만 들어가 있다.) 허블 상수는 은하들의 후퇴 속도를 각 은하의 거리로 나눈 값이기 때문에 ‘속도 나누기 거리(km/s/Mpc)’라는 다소 낯선 단위를 갖고 있다. 당시 허블이 처음 추정한 허블 상수의 값은 500km/s/Mpc이었다.
그런데 이 값은 잘못된 수치였다. 당시 허블이 추정한 우주 팽창율을 그대로 적용하면 우주 전체의 나이가 고작 15억 살밖에 안 된다. 이는 1940년대 지질학자들이 알고 있던 지구 자체의 나이 20억 살보다도 훨씬 어리다. 우주가 탄생하고 나서야 나중에 지구가 만들어졌을 테니 당연히 우주의 나이는 지구보다는 많아야 한다. “지구보다 우주가 어리다”는 이 문제는 1940년대까지 우주의 팽창과 빅뱅우주론을 믿지 못하는 천문학자들에게 중요한 반박 증거가 됐다.
여기엔 허블이 미처 몰랐던 큰 실수가 있었다. 천문학자 발터 바데는 허블이 은하들까지 거리를 재는 데 활용한 세페이드 변광성이 종족 I과 II 두 가지 종류가 있다는 것을 발견했다. 변광 주기가 같더라도 종족 I 변광성은 더 뜨겁고 더 밝다. 반면 종족 II 변광성은 더 미지근하고 어둡다. 그래서 어떤 종족의 변광성으로 관계를 표준화하는지에 따라 결과 값이 두 배 가까이 달라질 수 있다. 하지만 당시 허블은 두 가지 종족이 있다는 것을 알지 못했고, 그냥 모두 한 가지 관계로 별까지 거리를 재는 데 사용했다. 그래서 허블은 각 은하의 거리를 실제보다 지나치게 가깝다고 추정해 우주의 팽창율을 실제보다 훨씬 높게 과대평가한 것이다.
바데는 허블이 잰 은하들의 거리를 각 변광성의 종족을 고려해서 바로잡았다. 그 결과 허블 상수 값은 약 100km/s/Mpc이었다. 허블이 추정한 값보다 5배나 더 작은 값이다. 과거 허블이 계산했던 것이 비해 우주가 훨씬 느리게 더 오랫동안 팽창하고 있다는 뜻이다. 바데의 발견 덕분에 우주의 나이는 지구의 나이보다 훨씬 많아졌고, 우주가 지구보다 어리다는 모순은 사라졌다.
이후로도 계속 관측 기술이 정밀해지면서 더 정확한 허블 상수를 측정하는 연구가 이어졌다. 20세기 중반까지 최소 50km/s/Mpc에서 최대 100km/s/Mpc 사이의 다양한 수치들이 제시됐다. 특히 허블의 제자였던 천문학자 앨런 샌디지는 커리어 대부분을 더 정확하고 정밀한 허블 상수와 우주의 나이를 구하는 데 바쳤다. 그는 1958년 더욱 정교해진 항성 진화 모델을 적용해서 세페이드 변광성으로 거리를 구하는 방법을 개선했고, 허블 상수의 값을 70km/s/Mpc 수준으로 낮췄다. 샌디지가 보정한 허블 상수를 적용하면 우주의 나이는 대략 140억 살 정도다. 이렇게 허블 상수를 둘러싼 논쟁이 끝나는 것 같았지만, 21세기 예상치 못한 새로운 문제가 나타나기 시작했다.
1990년 허블 우주 망원경이 올라갔다. 허블 우주 망원경의 가장 중요한 미션 중 하나는 바로 허블 상수를 더 정밀하게 측정하는 것이었다. 아주 멀리 떨어진 은하들까지의 거리를 정밀하게 측정해서 허블 상수의 측정 오차를 최소화하고 우주의 정확한 팽창율과 나이를 구하는 것이 중요한 과제였다. 허블의 이름을 딴 허블 우주 망원경이 직접 허블 상수를 재는 셈이다. 이러한 관측을 통해 허블 우주 망원경은 겨우 2% 내외의 아주 작은 오차로 73km/s/Mpc이라는 값을 얻었다.
우주의 팽창율을 구하는 방법은 또 있다. 빅뱅 이후 차갑게 식으면서 우주 전역에 골고루 퍼져간 우주 배경의 미미한 노이즈, 우주 배경 복사를 측정하는 것이다. 우주 안에 얼마나 많은 암흑 물질, 암흑 에너지가 있는지에 따라 우주의 온도가 식는 속도와 양상이 달라진다. 온기가 남아 있는 자동차 본네트를 만져보면서 얼마 전까지 시동이 걸려 있었는지를 추정하는 것처럼 우주 전역에 퍼져 있는 빅뱅의 잔열을 통해 과거 우주가 얼마나 뜨거웠는지, 우주가 얼마나 오랫동안 팽창해왔는지를 알 수 있다. 특히 가장 최근에 올라간 플랑크 위성의 정밀한 관측을 통해 우주 배경 복사를 10만 분의 1 수준의 아주 높은 정밀도로 관측하고 있다. 그런데 당황스럽게도 우주 배경 복사 관측으로 추정한 우주의 허블 상수는 73보다 약 6 더 낮은 67km/s/Mpc 정도다.
어떤 방법으로 구했는지에 따라 우주의 팽창율, 허블 상수가 다르게 측정되는 것이다! 처음에 천문학자들은 단순히 각 방식의 측정 한계, 관측에서의 오차 때문이라고 생각했다. 그리고 각 관측 방식이 더 정교해지고 관측 에러가 줄어들면 결국 두 가지 방식 모두 동일한 값으로 수렴될 것이라 기대했다. 하지만 실제로 벌어진 일은 정반대였다.
은하들까지의 거리를 재서 허블 상수를 구하는 첫 번째 방식과 우주 배경 복사를 측정해서 허블 상수를 구하는 두 번째 방식 모두 최근까지 그 정밀도가 많이 높아졌다. 하지만 간극은 여전히 해결되지 않았다. 각 방식이 더 정밀해질수록 오히려 둘의 차이가 더 명확해져가고 있다. 우주가 팽창하고 있다는 것 자체는 모두 동일하게 보여주지만 그 팽창이 얼마나 빠르게 벌어지고 있는가에 대해선 측정 방식에 따라 다른 값이 나온다. 이 황당한 문제를 ‘허블 텐션’이라고 부른다. 대체 이것을 어떻게 받아들여야 할까?
우선 한 가지 가능성으로, 은하들까지의 거리나 우주 배경 복사의 측정에 우리가 미처 알지 못했던 관측의 문제가 있을 수 있다. 에드윈 허블이 세페이드 변광성에 두 가지 종족이 있다는 것을 몰라 허블 상수를 지나치게 높게 쟀던 것처럼 말이다. 은하들까지의 거리를 재는 방법과 우주 배경 복사를 재는 방법, 둘 중 무엇이 잘못됐는지를 판단하기 위해선 두 방식과 무관한 또 다른 독립된 새로운 방법으로 허블 상수를 측정해서 어느 쪽의 값을 더 지지하는지를 비교할 필요가 있다.
2015년 검출에 성공한 시공간의 떨림, 중력파가 그 대안이 될 수 있다. 덩치 큰 블랙홀처럼 육중한 천체들이 움직이면 시공간에 파문을 일으킨다. 이 중력파의 진폭은 더 먼 거리까지 퍼져나갈수록 거리에 반비례해서 점점 줄어든다. 즉 중력파 신호가 검출되었을 때 지구에서 얼마나 강한 진폭으로 검출되었는지만 비교하면 변광성이나 초신성, 우주 배경 복사와 전혀 별개로 중력파를 일으킨 천체까지의 거리를 완전히 독립적으로 구할 수 있다!
하지만 아쉽게도 아직은 중력파의 적색편이를 측정하지 못한다. 그래서 중력파를 일으킨 천체가 우리에게서 얼마나 빠르게 멀어지고 있는지를 재기 위해서는, 여전히 일반적인 빛의 적색편이를 동시에 측정할 필요가 있다. 따라서 중력파 신호로 추정한 거리를 활용해서 허블 상수를 구하기 위해서는, 중력파 신호와 함께 동시에 빛도 방출되어 나오는 현상이 필요하다. 하지만 그간 검출된 중력파 신호 대부분은 빛을 전혀 방출하지 못하는 덩치 큰 블랙홀끼리의 충돌로 발생된 것들뿐이었다.
그런데 2017년 중력파 신호와 함께 빛이 동시에 반짝이며 퍼져나오는 현상이 실제로 벌어졌다! 블랙홀끼리의 충돌이 아닌, 빛을 방출하는 중성자별끼리의 충돌로 인한 중력파 신호가 검출된 것이다. 천문학자들은 서둘러서 지구 전역의 온갖 망원경을 동원해 거의 모든 파장대역의 빛으로 그 충돌 현장을 관측했다. 덕분에 전파, 자외선, 가시광선, 적외선 등 다양한 파장대의 망원경으로 중력파를 일으킨 중성자별의 충돌 현장을 담을 수 있었다. 그리고 이 충돌한 중성자별을 품고 있는 은하 빛의 적색편이를 통해 이 은하가 우리에게서 얼마나 빨리 멀어지고 있는지 속도를 쟀다. 중력파로 구한 값은 어느 쪽의 손을 들어주었을까?
결과는 참 난감했다. 아직 중력파를 활용하는 방식은 정밀도가 그리 좋지 못해 앞선 두 가지 방식에 비해 관측 오차가 훨씬 크다. 중력파 방식으로 구한 허블 상수는 약 70km/s/Mpc이나 관측 오차가 커서 최소 62에서 최대 82km/s/Mpc까지 가능하다. 사실상 허블 망원경이 추정한 범위와 우주 배경 복사로 추정한 범위 모두를 다 포함하는 결과다. 중력파 신호만으로 먼 은하까지의 거리를 재는 방법 자체가 가능하다는 것은 확인할 수 있었지만, 둘 중 어느 쪽이 맞고 틀렸는지 중력파 방식으론 판단할 수 없는 상황이다.
허블 텐션의 논란은 현재 진행 중이다. 하지만 곧 천문학자들은 중력파 방식의 오차를 1% 내외로 줄이면서 정밀도를 더 높여나갈 수 있을 것으로 기대한다. 특히 지구 위에 설치하는 기존의 중력파 검출기뿐 아니라, 아예 지구 바깥 우주에 띄우는 중력파 검출기 LISA 계획까지 실현된다면 허블 망원경과 우주 배경 복사 방식 못지않게 중력파 방식도 아주 정밀한 허블 상수 추정치를 내놓을 수 있을 것이다.
허블 망원경의 뒤를 이어 이번에 우주로 올라간 제임스 웹 우주 망원경 역시 이 허블 텐션에 중요한 해결책을 제시해줄 것이다. 앞으로 제임스 웹이 어느 쪽의 손을 들어줄지를 지켜보는 것도 굉장히 재밌는 관전 포인트가 될 것이다.
67 그리고 73, 과연 우주의 팽창율은 둘 중 어느 쪽으로 결론이 나게 될까? 정말 둘 중 하나의 추정치가 잘못됐다면 대체 무엇이 문제였던 걸까? 모든 수수께끼가 풀릴 때까지 허블 텐션은 21세기 천문학의 가장 중요한 난제로 남게 될 것이다.
참고
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/826/1/56
https://academic.oup.com/mnras/article/494/4/6072/5813265
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab552d
https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2020/09/aa33886-18/aa33886-18.html
https://www.nature.com/articles/nature24471
https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.126.171102
필자 지웅배는? 고양이와 우주를 사랑한다. 어린 시절 ‘은하철도 999’를 보고 우주의 아름다움을 알리겠다는 꿈을 갖게 되었다. 현재 연세대학교 은하진화연구센터 및 근우주론연구실에서 은하들의 상호작용을 통한 진화를 연구하며, 강연과 집필 등 다양한 과학 커뮤니케이션 활동을 하고 있다. ‘썸 타는 천문대’, ‘하루 종일 우주 생각’, ‘별, 빛의 과학’ 등의 책을 썼다.
지웅배 과학칼럼니스트
galaxy.wb.zi@gmail.com[핫클릭]
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