[비즈한국] 1994년 7월 목성을 관측하던 천문학자들은 놀라운 광경을 목격했다. 앞서 1992년 목성에 접근하면서 강한 중력에 의해 21조각으로 쪼개진 슈메이커-레비의 조각들이 목성 표면을 향해 곤두박질쳤다. 목성의 구름 표면 위로 어두운 멍 자국이 남았다. 혜성 조각이 추락하면서 목성 표면에 순간 밝은 충격파가 퍼지는 모습까지 포착되었다. 마침 목성 위로 태양 빛이 비추는 낮 부분과 태양을 등진 밤 부분의 경계 위로 혜성 조각이 추락하면서 충격파의 모습을 더욱 선명하게 볼 수 있었다.
그런데 태양을 등진 목성의 밤 부분에서 볼 수 있는 건 단순히 혜성이 추락할 때 남기는 충격파의 흔적만이 아닐 수 있다. 최근 천문학자들은 태양을 등진 목성의 밤 부분에서 현대 우주론의 오래된 미스터리, 암흑 물질의 흔적을 찾을 가능성을 거론하고 있다!
목성을 비롯한 태양계 외곽의 거대 가스 행성은 많은 양의 수소를 품고 있다. 수소는 우주 전체 질량의 75%를 차지하는 가장 흔한 성분이다. 보통 별과 별 사이, 성간 우주 공간에서 쉽게 볼 수 있는 수소는 수소 원자 두 개가 맞붙은 수소 분자의 형태다. 아주 온도가 낮은 성간 우주 공간에서도 충분히 안정적으로 존재할 수 있는 형태의 수소다.
그런데 주변에서 제트를 내뿜는 블랙홀이나 강렬한 자외선 빛을 내뿜는 밝은 별처럼, 사방으로 강한 에너지를 토해내는 천체가 있다면 조금 다른 형태의 수소가 존재할 수 있다. 세 개의 수소 원자가 모여 이루어지는 3원자 수소 이온(Trihydrogen cation, H3+)이다. 보통 수소 원자 하나는 중심에 양성자 하나, 그리고 주변에 전자 하나로 이루어진다. 안정적인 수소 분자는 이러한 수소 원자 두 개가 모여 총 양성자 두 개, 전자 두 개로 이루어진다.
그런데 만약 주변에서 강한 빛을 내뿜는 천체가 있어 그로부터 강한 에너지를 받게 되면 수소 분자에서 전자 하나가 떨어져 나오면서 이원자 수소 이온(H2+)이 만들어질 수 있다. 이렇게 만들어진 이원자 수소 이온이 주변에 남아 있는 다른 평범한 수소 원자와 다시 결합하면서 최종적으로 수소 원자 세 개에서 전자 하나만 떨어져 나온 채 삼각형 모양으로 결합되는 3원자 수소 이온이 만들어질 수 있다. 독특한 형태의 이 수소 이온은 이미 1911년 물리학자 J. J. 톰슨이 플라즈마를 활용한 실험을 하는 도중에 우연히 발견해 그 존재가 알려졌다.
목성에도 3원자 수소 이온이 존재한다. 태양이 방출하는 고에너지 태양풍 입자들이 그대로 목성의 구름 표면을 향해 쏟아지면서 3원자 수소 이온이 만들어진다. 특히 태양을 바로 마주보는 목성의 밝은 낮 부분에서 3원자 수소 이온을 쉽게 검출할 수 있다. 또 목성은 강한 자기장을 형성하고 있다. 자기장 흐름을 따라 고에너지 입자들이 목성의 북극과 남극에 집중되고, 지구에서처럼 극지방을 중심으로 밝은 오로라가 형성된다. 그리고 극지방 주변에서 더 많은 3원자 수소 이온도 만들어진다. 반면 태양을 등지고 있는 목성의 어두운 밤 부분에는 목성의 구름 속 수소 원자들을 자극할 강한 에너지가 없기 때문에 3원자 수소 이온이 거의 없을 것이라 예상할 수 있다.
그런데 꼭 그렇지 않을 수도 있다! 목성의 구름 속 수소를 자극하는 에너지원이 꼭 태양에서 방출된 태양풍 우주선 입자일 필요는 없다. 예를 들어 암흑 물질을 구성하는 미지의 입자라면 어떨까?
원래 암흑 물질은 은하 속 별들의 지나치게 빠른 움직임을 설명하기 위해 도입된 개념이다. 빛을 흡수하지도 방출하지도 않는, 빛과 그 어떤 상호작용도 하지 않지만 오직 질량만 갖고 있는 미지의 물질로 추정한다. 그래서 우주의 모습을 설명하는 데 부족한 중력을 채우는 역할을 맡고 있다. 암흑 물질의 정체는 아직 밝혀지지 않았다. 애초에 암흑 물질이 다른 기본 입자들처럼 작은 입자로 구성된 물질인지도 확실치 않다.
암흑 물질이 만약 어떤 입자로 이루어진 존재라면 실낱같은 희망을 가질 수 있다. 암흑 물질 입자도 결국 그에 대응되는 반물질, 반입자가 존재할 수 있다. 암흑 물질 입자와 반입자가 서로 충돌하면, 두 입자의 전체 질량이 고스란히 에너지로 바뀌면서 함께 사라지는 쌍소멸 과정이 가능하다. 비록 암흑 물질 입자 자체는 빛을 흡수하지도 방출하지도 못하지만 암흑 물질 입자-반입자의 쌍소멸은 주변 우주 공간에 충분히 강한 에너지를 남길 수 있다. 실제로 일부 천문학자들은 이러한 암흑 물질끼리의 쌍소멸에서 방출될지 모르는 고에너지 감마선, 엑스선의 흔적을 찾으려고 했다. 물론 이 관측도 뚜렷한 증거는 찾지 못했다.
암흑 물질은 보통 은하, 은하단 규모에서 그 속의 별과 은하의 움직임을 설명하기 위해 등장한다. 그래서 흔히 암흑 물질이 은하 공간에만 존재할 것이라 생각한다. 하지만 꼭 그럴 필요 없다. 우리 태양계도 우리 은하 안에 포함된 은하의 일부다. 은하 안에 암흑 물질이 곳곳에 퍼져 존재한다면, 당연히 그 일부인 태양계 공간에 암흑 물질이 스며 있을 것이다. 그리고 암흑 물질끼리의 쌍소멸이 태양계 곳곳에서 벌어지면서 강한 에너지의 흔적을 남길 가능성이 있다.
이번 연구에서 물리학자들은 암흑 물질끼리의 쌍소멸이 목성과 같은 거대 가스 행성의 대기권에서 벌어질 가능성에 주목했다. 그렇게 되면 쌍소멸 과정에서 방출된 강한 에너지가 목성의 구름 속 수소 원자들을 자극하고, 앞에서 설명한 과정을 거쳐 아주 불안정한 3원자 수소 이온이 형성될 수 있다. 목성의 구름 속에서 3원자 수소 이온이 우리가 예상한 수준보다 더 많이 검출된다면 그것은 목성 속에서 암흑 물질 입자들끼리의 쌍소멸이 벌어진다는 가능성을 보여주는 간접적인 증거가 될 수 있다.
물론 앞서 설명했듯이, 목성에서 3원자 수소 이온을 만드는 방식은 하나만이 아니다. 태양풍 입자를 얻어맞으면서 구름 속 수소 원자가 이온화될 수도 있고, 목성의 강한 자기장을 따라 오로라가 만들어질 때도 형성된다. 따라서 이런 일반적인 방식으로 만들어지는 3원자 수소 이온들 사이에서 순수하게 암흑 물질의 쌍소멸에서 방출된 에너지를 통해 만들어진 3원자 수소 이온을 구분할 필요가 있다.
이를 위해 이번 연구는 태양 빛이 비추지 않는, 태양을 등진 목성의 어두운 밤 쪽 부분, 특히 극지방으로부터 멀리 벗어난 적도에 가까운 저위도의 밤 부분에 주목한다. 만약 태양을 등지고 있는 깜깜한 목성의 반대편, 밤 부분의 구름 속에서도 꽤 높은 수준의 3원자 수소 이온이 검출된다면 그것은 분명 태양 빛이 아닌 또 다른 미지의 에너지원으로 인해 수소 원자가 이온화되고 있다는 뜻이 된다!
정말 목성 밤 쪽 부분에서도 3원자 수소 이온이 존재할까? 사실 이 관측은 이미 오래전에 시도된 적이 있다. 토성을 향해가던 카시니 탐사선은 2000년 12월, 목성에 접근하면서 목성 플라이바이를 진행했다. 그리고 이때 카시니는 태양을 등진 목성의 깜깜한 밤 쪽 부분을 빠르게 휩쓸고 지나갔다. 이 과정에서 카시니에 탑재된 센서가 목성의 구름 속 3원자 수소 이온의 존재 여부를 확인했다.
다행히 3원자 수소 이온은 우리가 일상적으로 관측할 수 있는 3~5마이크로미터 범위의 적외선 스펙트럼 영역에서 흔적을 남긴다. 그래서 그리 어렵지 않게 그 존재 여부와 함량을 파악할 수 있다. 하지만 아쉽게도 당시 카시니 탐사선은 목성의 밤 부분에서 어떤 흔적도 발견하지 못했다. 즉 카시니 탐사 결과에 따르면 태양을 등진 목성의 밤 부분에서는 3원자 수소 이온이 검출되지 않았다는 뜻이다!
그렇다면 이번 연구에서 제안한 목성 자체를 거대한 암흑 물질 검출기로 써먹자는 아이디어는 완전 꽝이 되어버리는 걸까? 아니 애초에, 이미 20년도 더 전인 2000년 당시의 카시니 탐사를 통해서 목성의 구름 속에 3원자 수소 이온이 검출되지 않는다는 사실이 확인된 이 마당에 왜 이제 와서 이런 아이디어를 제시한 걸까?
흥미롭게도, 카시니 탐사 당시에 3원자 수소 이온이 검출되지 않았다는 사실이 아직 미지로 남아 있는 암흑 물질 입자의 특성을 더 명확하게 특정하는 실마리가 될 수도 있다!
카시니 탐사선이 목성을 휩쓸고 지나가던 당시 아무런 신호를 검출하지 못한 것은, 3원자 수소 이온이 하나도 없어서가 아니라 그 양이 너무 적어서였을 수도 있다. 목성의 구름 속 3원자 수소 이온이 방출하는 빛의 세기가 너무 미미해서 카시니 탐사선의 관측 장비가 감지하는 최저선에 미치지 못했을 가능성이 있다. 우리는 아주 정확하게 카시니 탐사선의 장비가 어느 정도 세기 이상의 신호를 검출할 수 있는지, 그 관측 한계를 알고 있다. 따라서 이 한계를 거꾸로 적용하면 당시 목성의 구름 속 3원자 수소 이온의 신호가 어느 수준 이하였을지 범위를 제한할 수 있다. 즉, 목성 속에서 쌍소멸을 하고 있을지 모르는 암흑 물질 입자들이 최대 어느 정도 수준까지 에너지를 만들어내고 있을지, 암흑 물질 입자들이 방출할 수 있는 에너지 수준의 범위가 특정되는 것이다!
암흑 물질 입자가 서로 부딪히면서 사라지는 쌍소멸을 통해 목성에서 얼마나 많은 에너지를 남길 수 있는지는 크게 두 가지 요인으로 결정된다. 우선 첫 번째, 각각의 암흑 물질 입자의 질량이다. 질량은 곧 에너지, 에너지는 곧 질량이라는 등가 원리를 보여주는 아인슈타인의 유명한 공식 E=mc^2에서 알 수 있듯이, 쌍소멸 순간 사라지는 암흑 물질 입자 두 개의 전체 질량은 고스란히 에너지로 환산된다. 따라서 추정되는 암흑 물질 입자들에 의한 에너지의 범위를 통해 암흑 물질 입자의 질량 범위를 정할 수 있다.
두 번째 요인은, 암흑 물질 입자들끼리 얼마나 빈번하게 충돌할 수 있는가다. 각 입자가 얼마나 빈번하게 부딪힐 수 있는지, 입자들의 이동 경로가 겹칠 확률은 입자들의 단면적으로 결정된다. 각 입자의 단면적이 넓으면 그만큼 서로의 단면적이 겹치면서 충돌할 가능성이 높아지고, 단면적이 작으면 서로 잘 겹치지 않고 피해 다닐 수 있게 된다. 결국 목성 속에서 암흑 물질 입자들이 방출할 수 있는 에너지의 전체 양은 암흑 물질 입자의 질량과 각 입자의 단면적, 이 두 가지 요인으로 결정되는 함수라고 볼 수 있다.
앞선 카시니 탐사선의 관측에서 3원자 수소 이온의 신호가 검출되지 않았기 때문에, 우리는 목성 속에 있는 암흑 물질 입자들이 만들어낼지 모르는 에너지의 양이 카시니 탐사선 장비의 관측 한계 이하일 것이라 가정할 수 있다. 카시니 탐사선 관측 장비의 검출 한계를 넘지 않는 범위에서, 가상의 암흑 물질 입자들의 질량과 단면적을 다양하게 바꾸면서 어느 정도 범위에 암흑 물질 입자의 물리량이 놓일 수 있는지를 제안할 수 있다!
이것은 아주 놀라운 발전이다. 우리가 어느 정도에서 암흑 물질 후보 입자를 탐색해야 할지, 적정한 범위를 제한할 수 있기 때문이다. 무턱대고 모든 질량 범위, 모든 단면적 범위에서 암흑 물질 후보 입자를 찾는 것이 아니라, 어느 정도 특정한 범위 안에서만 찾아보면 된다. 이것은 실제 실험실 현장에서 암흑 물질의 정체로 의심되는 후보 입자들을 찾으려고 수십 년째 노력하고 있는 물리학자들에게 아주 훌륭한 가이드가 될 수 있다!
게다가 이번 연구는 더 흥미로운 가이드를 제시한다. 암흑 물질 입자가 굳이 우리 태양계 안에 있는 행성 속에만 스며들 필요가 있을까? 당연히 태양계 바깥 다른 별 곁을 도는 가스형 외계행성 속에도 스며들 가능성이 있다. 그리고 그 속에서도 목성에서와 비슷한 암흑 물질 입자들끼리의 쌍소멸이 벌어진다면, 각각의 별을 등진 깜깜한 외계행성의 밤쪽 부분에서도 더 높은 3원자 수소 이온의 존재를 검출할 수 있어야 한다. 암흑 물질 입자들은 특히 우리 은하에서도 중력이 강한 은하 중심부로 갈수록 더 높은 밀도로 바글바글 채워져 있을 거라 추정된다. 따라서 이왕이면 암흑 물질의 밀도가 높은 은하 중심 부근에 존재하는 외계행성을 관측하는 것이 더 유리하다. 이번 분석에서는 우리 은하 중심으로부터 각각 300광년, 3000광년 정도 거리에 목성 질량의 10배 정도 되는 무거운 가스형 외계행성이 있다면, 그 외계행성 대기 속에서는 어느 정도 수준의 3원자 수소 이온에 의한 신호가 검출될 수 있을지에 대한 예측까지 제시하고 있다!
이번 연구의 주장이 정말 맞다면, 우리는 이제 목성, 토성과 같은 거대한 가스 행성 자체를 하나의 거대한 암흑 물질 검출기로 활용할 수 있게 된다. 가스 행성 속에 몰래 스며든 암흑 물질 입자들의 쌍소멸 과정에서 방출되는 에너지의 흔적을, 짙은 구름 속에서 찾으면 된다. 다만 중요한 한계가 있다. 애초에 암흑 물질 입자에 의한 흔적만 걸러내려면 태양을 등지고 있는 가스 행성의 깜깜한 밤쪽 부분을 봐야 한다. 그런데 지구에서 보게 되는 목성과 토성, 가스 행성들은 항상 태양 빛을 반사하고 있는 밝은 낮 쪽 부분뿐이다. 따라서 지상 망원경, 심지어 지구 곁을 맴도는 허블, 제임스 웹 우주 망원경으로 아무리 관측을 해도 가스 행성들의 태양을 등진 뒤통수는 보지 못한다.
결국 목성과 토성을 거대한 암흑 물질 검출기로 활용하기 위해서는 새로운 탐사선들을 주변으로 보내서 태양을 등진 깜깜한 밤 쪽을 지나가면서 직접 확인할 필요가 있다. 카시니 탐사선도 벌써 20년도 더 전에 목성 곁을 방문한 옛날 구식 탐사선이다. 이제는 그보다 더 미약한 수준의 에너지까지 검출하는 더 발전된 검출기를 탑재한 새로운 탐사선을 보낼 수 있는 시대가 되었다.
물론 여전히 지구에서 목성과 토성까지 가는 데만 수년의 긴 기다림이 필요하다. 하지만 천문학적으로 봤을 때, 그래도 수년 안에 다다를 수 있는 코앞에 놓인 태양계 행성들을 우주의 가장 거대한 미스터리인 암흑 물질의 정체를 확인할 거대한 실험장으로 써먹을 수 있다는 건 정말 큰 행운이라 볼 수 있다. 그저 태양계의 기원과 행성의 진화 등 행성 과학 분야 정도를 위해서만 제 역할을 할 것이라 생각했던 태양계 끝자락 가스 행성들이 이제는 더 거대한 우주론의 미스터리를 해결하는 새로운 실험 무대로 쓰이게 될 날이 머지않았다.
목성 극지방 오로라 영상
https://www.youtube.com/watch?v=dplSgv6qlMk
https://esahubble.org/videos/heic1613a/
목성 자기장 영상
https://svs.gsfc.nasa.gov/4142
우리 은하 중심부에서 암흑 물질 입자들끼리의 쌍소멸로 방출될지 모른다고 추정한 감마선 빛의 흔적을 탐색한 페르미 우주 망원경의 관측 결과 영상
https://svs.gsfc.nasa.gov/11513/
우리 은하 중심 블랙홀 주변에 밀집되어 서로 부딪히며 빠르게 맴돌고 있는 암흑 물질 입자들의 시각화 영상
https://svs.gsfc.nasa.gov/4183/
암흑 물질 후보 입자(WIMP, 약한 상호작용을 하는 무거운 입자)가 서로 부딪히면서 쌍소멸할 때 에너지를 방출하는 과정을 표현한 애니메이션
https://svs.gsfc.nasa.gov/10955/
참고
https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.132.261002
https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2015JA021097
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
writer@bizhankook.com[핫클릭]
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