[비즈한국] 밤하늘은 수많은 별로 아름답게 빛나고 있다. 하지만 밝게 빛나는 별과 은하는 우주의 극히 일부분이다. 우주의 대부분은 미지의 암흑 물질과 암흑 에너지로 가득 차 있다. 천문학자들은 100년 가까운 세월 동안 쌓인 관측 데이터를 바탕으로 이를 추정한다. 하지만 여전히 많은 사람들은 암흑 물질과 암흑 에너지의 존재 자체에 대해 의문을 품거나, 심지어 다소 격하게 감정적으로 부정하는 경우도 있다. (아마 암흑이라는 말 자체가 주는 두려움이나 거부감 때문일지도 모르겠다.)
그래서 오늘부터는 몇 주 동안 각 잡고! 이 이야기를 하겠다. 직접 관측할 수 없는 암흑 물질의 존재를 어떻게 추정했는지, 그리고 많은 사람들이 궁금해하는 암흑 물질의 대체 이론 MOND 가설이 어떤 의미를 가지며 왜 아직 암흑 물질의 완벽한 대체제가 되지 못하는지를 간단하게 소개하고자 한다.
우주에 숨어 있는 암흑 물질의 존재를 어떻게 유추했을까?
19세기 물리학자 윌리엄 톰슨 켈빈은 우리 은하 속의 별을 연구했다. (절대온도의 단위, 켈빈의 바로 그 켈빈이다.) 그는 태양계 주변을 떠도는 별들이 얼마나 빠르게 우주 공간에서 움직이는지를 측정했다. 별들은 우리 은하계 전체 중력에 붙잡혀 있다. 따라서 이 별들이 움직이는 속도만 재면, 그들을 붙잡고 있는 우리 은하의 중력, 나아가 우리 은하의 질량을 잴 수 있을 거라 생각했다. 당시까지만 해도 우리 은하가 우주의 전체라고 생각했다. 즉 켈빈의 시도는 당시로선 우주 전체의 질량을 재겠다는 아주 대단한 시도였던 셈이다.
그런데 켈빈은 이상한 문제를 발견했다. 분명 태양계 주변 별들은 꽤 빠르게 우주 공간을 떠돌았다. 그렇게 빠른 속도로 움직이는 별들을 계속 붙잡아놓으려면 우리 은하의 중력도 꽤 강해야 한다. 하지만 밤하늘에서 은하수를 채우고 있는 별은 너무 적었다. 하늘에서 보이는 별만으로는 우리 은하(우주 전체)의 강한 중력을 채울 수 없었다. 그래서 켈빈은 우주에는 어쩌면 밝게 빛나지 않는 어둠의 별, 다크 스타가 있지 않을까 추정했다.
이후 1920년대 천문학 대논쟁의 시기를 지나, 에드윈 허블이 안드로메다까지의 거리를 측정하는 데 성공하면서 우리 은하가 우주의 전부가 아니라는 사실을 입증했다. 그리고 본격적으로 우리 은하 바깥 은하들도 연구하는 외부은하 천문학의 시대가 시작되었다.
스웨덴의 천문학자 크누트 룬드마크는 당시 새롭게 발견되던 새로운 외부은하들의 질량을 측정했다. 은하의 질량을 재는 방법은 크게 두 가지가 가능하다. 우선 하나는 은하가 얼마나 밝게 빛나는지 전체 광도를 활용하는 방법이다. 은하의 전체 광도를 채우기 위해 얼마나 많은 별이 있어야 할지 알 수 있고, 별의 개수에 별의 평균 질량을 곱하면 은하 전체의 질량을 유추할 수 있다. 이것을 광도 질량이라고 한다.
또 하나는 켈빈처럼 은하 속 별들의 움직임을 통해 각 별을 붙잡고 있는 은하의 전체 중력을 유추하는 방법이다. 중력은 곧 은하의 질량으로 결정된다. 이렇게 구한 은하의 질량을 중력 질량, 또는 역학적 질량이라고 부른다.
간단하게 생각하면 방법만 다를 뿐, 결국 동일한 은하의 질량을 쟀다면 그 값은 비슷하게 나와야 할 것이다. 사람의 체중을 대충 옷 사이즈로 유추를 했건, 인바디로 정확하게 쟀건, 보통은 크게 차이가 나지 않는 것처럼 말이다. 그런데 룬드마크는 대부분의 은하들에서 역학적 질량이 광도 질량보다 압도적으로 크다는 사실을 발견했다. 천문학에서는 역학적 질량이 광도 질량에 비해 얼마나 더 무거운지를 나타내는 것으로 질량 대 광도 비율(M/L ratio)을 사용한다. 룬드마크의 관측에 따르면 대부분 은하들의 M/L 비는 10에서 100까지 다양한 값이 나왔다. 이를 통해 룬드마크는 은하 속에 빛을 내지는 않지만 질량, 중력에만 기여하고 있는 어둠의 물질이 숨어 있다고 생각했다.
다만 이때까지만 해도 오늘날 천문학이 추정하듯 신비로운 이상한 물질을 추정한 건 아니었다. 단지 별처럼 스스로 밝게 빛나지 않고 어둠 속에 숨어 있는 천체들, 이를테면 행성, 소행성, 혜성과 같은 천체들이 미지의 나머지 질량을 채울 거라고 생각했다.
1933년 또 다른 역사적인 발견이 뒤따랐다. 스위스 천문학자 프리츠 츠비키는 이번엔 은하가 아닌 은하단에서 비슷한 분석을 시도했다. 그는 1000개 넘는 은하가 바글바글 모여 있는 거대한 머리털자리 은하단을 관측했다. 은하 속 별들의 움직임이 그 은하의 중력으로 결정되듯, 은하단 속 은하들의 움직임 역시 은하단 전체 중력으로 결정된다. 츠비키 역시 은하단 속 은하들이 지나치게 빨리 돌아다니고 있다는 사실을 발견했다. 겉으로 봤을 때 은하단 속 은하들 사이 빈 공간은 그저 암흑의 텅 빈 공간일 뿐이었다. 그런데 이 정도 속도라면 각 은하는 진작 은하단의 중력을 벗어나 밖으로 날아가버렸어야 했다. 이 은하들이 은하단에 안정적으로 붙잡혀 있으려면 은하단 전체 질량이 겉으로 보기보다 훨씬 더 무거워야만 했다.
이후 천문학자 호레이스 밥콕과 베라 루빈이 연달아 안드로메다은하 속 별들의 움직임을 더 정밀하게 관측했다. 안드로메다은하 중심에서 외곽으로 가면서 각 별의 움직임 속도가 어떻게 변하는지를 추적했다. 겉으로 봤을 때는 은하는 중심부만 밝게 보일 뿐, 외곽으로 가면 빠르게 어두워졌다. 그래서 은하 속 질량 대부분은 중심에 밀집된 것처럼 보였다. 마치 태양계 질량 대부분이 중심의 태양에 밀집되어 있듯이.
뉴턴의 만유인력 법칙이 이야기하듯이, 우주와 같은 거시적인 스케일에서 중력은 거리의 제곱에 반비례하며 빠르게 약해진다. 태양계 행성들도 태양에서 멀어지면서 중력이 점점 더 약해진다. 그래서 가장 안쪽의 수성은 강한 중력으로 태양에 붙잡혀 있는 만큼 제일 빠르게 궤도를 돌지만, 멀리 있는 명왕성은 태양의 중력이 약하기 때문에 더 느리게 돈다. 밥콕과 루빈 역시 안드로메다 속 별들의 움직임도 은하 중심에서 외곽으로 벗어나면서 그 속도가 빠르게 느려질 거라고 생각했다. 하지만 실제 관측 결과는 그렇지 않았다.
은하 최외곽의 별들도 은하 중심부 별 못지않게 계속 빠른 속도를 유지했다. 처음에는 가시광 관측으로 확인할 수 없는 은하 속 가스 물질이 은하 질량을 더 무겁게 만드는 것이 아닐까 생각했다. 하지만 1950년대 이후 본격적으로 시작된 전파 관측을 통해 가스 물질의 분포까지 직접 볼 수 있게 되면서 이 역시 해답이 되지 못했다. 게다가 가스 분포는 별 원반을 훨씬 벗어난 먼 외곽까지 분포했는데, 가스 구름의 속도도 똑같이 아주 빠르게 유지되었다. 이것은 은하 원반을 벗어난 먼 거리까지 눈에 보이지 않는 추가 질량이 높은 밀도로 채워져 있어야만 설명이 된다. 당시 천문학자들은 이 미지의 존재를 ‘눈에 보이지 않는 질량’이라고 불렀다. 이후 빛을 내지 않아 어두운 ‘암흑 물질’이라는 용어로 굳어졌다.
암흑 물질에 암흑(dark)이라는 이름이 붙은 것은 ‘뭔지 모르겠다’는 뜻이 아니라, 빛을 발하지 않는 ‘어둠’의 존재라는 뜻에서 켈빈이 이름 지은 다크 스타에서 기원했다. 이후 20세기에 와서 새롭게 발견된 암흑 에너지의 이름을 지을 때, 앞서 존재하는 또 다른 미스터리 암흑 물질과 이름을 비슷하게 짓는 과정에서 미지의 에너지라는 뜻으로 암흑 에너지라는 이름이 붙었다. 암흑 물질의 이름을 지을 때부터 암흑이 ‘미지’라는 뜻으로 쓰인 것은 아니다.
하지만 암흑 물질 가정을 탐탁치않아 하는 천문학자들도 많았다. 이런 이상한 물질을 추가하지 않고 미스터리를 설명하려는 시도가 있었다. 우선 츠비키가 머리털자리 은하단 속 은하들이 너무 빠르게 돌고 있다는 사실을 발견했을 때, 일부 천문학자들은 은하단이 형성된 지 얼마 안 되어 은하단 속 은하들이 아직 안정화되지 않은 상태일 수 있다는 가설을 제기했다. 처음에는 꽤 그럴듯한 대안으로 주목 받았지만, 얼마 지나지 않아 은하들의 정확한 나이를 측정할 수 있게 되면서 폐기되었다. 실제로 은하단은 수십억 년 전에 형성되어 역학적으로도 충분히 안정화된 세계라는 사실이 밝혀졌기 때문이다.
일부 천문학자들은 룬드마크 시대부터 이어지는 가설을 이어받아, 암흑 물질이 단순히 블랙홀, 떠돌이 행성, 소행성, 혜성 등 스스로 빛나지 않는 어두운 천체들일 수 있다고 추정했다. 그리고 이런 천체들을 은하 헤일로를 떠도는 무겁고 밀도 높은 작은 천체라는 뜻에서 ‘MACHO(Massive Halo Compact Object)’라고 불렀다. 우주 전역에 숨어 있는 어둠 속 마초들을 찾는 다양한 서베이 관측이 진행되었다. 덕분에 정말 많은 마초들의 존재가 새롭게 드러났지만, 우주를 채우기 위해서 필요한 암흑 물질의 2%도 안 되는 미미한 질량만 설명할 수 있을 뿐이었다. 결국 마초 역시 암흑 물질의 본질은 아니었다.
19세기 천문학자들은 태양계 가장 바깥쪽과 안쪽에서 당시까지 알고 있던 태양계 행성들만 갖고는 설명할 수 없는 이상한 문제들을 발견했다. 아직 해왕성이 발견되기 전, 천왕성이 태양계 마지막 행성이던 시절, 당시 천문학자들은 천왕성의 궤도가 예상을 벗어나 조금씩 미세하게 요동친다는 사실을 발견했다. 이것이 어쩌면 그 너머에 숨어 있는 또 다른 행성의 중력 간섭의 영향일지 모른다고 추정했다. 그리고 뉴턴의 중력 법칙을 적용해 천왕성을 바깥에서 괴롭히고 있을 미지 행성의 위치를 예측했다. 그리고 정말 운 좋게 딱 그 자리에서 새로운 행성 해왕성이 발견되었다. 그냥 망원경으로 하염없이 하늘만 보다가 행성을 발견한게 아니라, 수학을 통해 행성의 존재와 위치를 먼저 예측한 역사적 사건이었다. 뉴턴의 중력 법칙의 위엄을 보여준 사건이기도 했다.
이후 이번엔 태양계 가장 안쪽 수성 궤도가 문제였다. 태양 주변에서 아주 크게 찌그러진 타원을 그리는 수성의 궤도 역시 조금씩 궤도 전체가 틀어지고 있었다. 앞서 해왕성을 발견한 천문학자들은 이번에도 똑같이 접근했다. 천왕성 너머 숨어 있던 해왕성을 발견했듯이, 이번에도 어쩌면 수성보다 더 안쪽에서 태양에 바짝 붙어 궤도를 돌고 있는 또 다른 행성이 숨어 있을 거라 생각했다. 이 미지의 행성에 대장장이 신의 이름을 붙여서 ‘벌칸’이라고 불렀다. 하지만 벌칸의 존재는 아직까지 확인되지 않았다. 아마도 없는 것 같다.
결국 수성의 궤도 변화는 기존의 뉴턴 법칙만으로는 풀리지 않는 미스터리로 남아 있었다. 하지만 1915년 아인슈타인은 기존의 뉴턴 법칙을 더 거대한 규모로 확장한 일반 상대성 이론을 발표했다. 그는 중력이 그저 왜곡된 시공간의 곡률이라는 사실을 발견했다. 이를 통해 풀리지 않던 수성 궤도의 미스터리까지 완벽하게 설명했다.
결국 태양계 안팎에서 벌어진 수성과 천왕성의 궤도 문제는 두 가지 방향의 결말이 모두 가능하다는 것을 보여준다. 뉴턴 법칙처럼 기존의 물리 법칙을 적용해 숨어 있던 미지의 천체를 새롭게 발견하거나, 기존 물리 법칙을 벗어나 새로운 패러다임으로 전환하는 것 역시 해답이 될 수도 있다.
은하 속 지나치게 빠른 별들의 움직임, 은하단 속을 너무 빠르게 누비는 은하들의 움직임…. 천문학자들은 이제 태양계를 벗어나 더 거대한 우주에서 다시 한번 역학적 미스터리를 마주했다. 앞서 뉴턴 법칙을 고수해 미지의 행성 해왕성을 추정했듯이, 아인슈타인의 중력 법칙을 그대로 적용해 암흑 물질이라는 미지의 질량을 추정하고 있다.
그런데 수성 궤도의 역사가 보여주었듯이 두 번째 길, 즉 기존의 법칙을 파괴하고 새로운 패러다임을 받아들이는 것이 해답이 될 수도 있지 않을까? 암흑 물질이라는 미지의 질량으로 우주의 부족한 중력을 채우는 것이 아니라 아예 새로운 중력 이론이 필요한 것은 아닐까? 마치 아인슈타인이 뉴턴의 세계를 무너뜨렸듯이, 아인슈타인의 일반 상대성 이론 역시 변화가 필요한 것이 아닐까? 1980년대 이스라엘의 수학자 모더하이 밀그롬은 이 흥미로운 가능성을 고민했다. 그는 기존의 중력 법칙에 신선한 변화를 시도한 수정 뉴턴 역학(Modified Newtonian Dynamics), MOND 가설을 들고 나온다. (다음 화에 이어집니다.)
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
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