전파가 오는 우주 (3)

 

  제 2차 세계대전 중에 레이다 기술이 발전하며 전파 탐지 기술이 비약적으로 성장했습니다. 1946년에 전파 방출을 연구하는 과정에서 영국의 헤이, 파슨스 그리고 필립스에 의해 이상하리만큼 강한 전파를 보내고 있는 전파원의 존재에 대한 증거가 밝혀냈습니다. 이들은 1.7m 파장 영역의 전파를 관측할 때 백조자리 전파원이 약 1분에 한 번 씩 밝기가 변하는 관측을 하게 되었고, 이것이 바로 백조자리 A라고 알려진 최초의 은하계 밖의 전파원입니다. 이 강도 변화를 신틸레이션이라고 부르고 있는데 그 이유는 지구대기가 고르게 분포해 있지 않은 전리층 내에서 나타나는 현상으로 보고 있기 때문입니다. 잰스키와 레버 이후 전파 은하의 발견에 대한 연구가 계속되고 있었습니다. 백조자리 A는 이후 전파천문학에서 중요한 역할을 했으며, 활동 은하로서 그 구조와 물리적 특성이 상세히 분석되었습니다.

 

 1948년에는 하버드대학교 천문대에서 중요한 관측을 수행했던 윌리엄 볼턴과 윌리엄 스탠리가 전파 수신과 관련한 역할을 수행했던 시기입니다. 이들은 두 개 이상의 파동이 한 점에서 만날 때 진폭이 서로 합해지거나 상쇄되는 현상인 간섭현상인 전파원에서 안테나에 도달하는 전파에 수면에 반사된 전파를 중첩하는 현상을 일으키게 되면 더 선명한 상을 얻을 수 있을 것이라는 추측을 했습니다. 이들은 시드니 바닷가에 간섭계 안테나를 만들어 설치한 후 백조자리 부근을 관측하였습니다. 이들의 예측대로 백조자리 전파원의 직경이 8인치보다 작은 지름으로 되어 있음을 알아내었습니다. 이 관측 결과는 케임브리지 대학교의 라일과 스미스에 의해 확인되었습니다. 볼턴의 보고로 우주전파가 아주 먼 곳의 천체로부터 온다는 것을 최초로 밝혀낸 사례가 되었습니다.

 

 백조자리 A는 강력한 전파원으로 흥미로운 전파로 꼽혔습니다. 하지만 백조자리 A가 방출하는 전파의 파장이 가시광선 파장보다 길기 때문에 이 전파가 방출되는 위치를 광학적인 방법으로는 찾아낼 수가 없었습니다. 이 당시 전파망원경으로 관측되는 천체를 광학망원경으로 관찰할 수도 있었으나 그 빛은 너무 약했습니다. 캠브리지 그룹의 스미스도 백조자리 A에 흥미를 가졌지만, 천체의 광학적인 위치를 확인하기는 힘들었습니다.

천문학자들은 1946년 라일이 개발한 간섭계를 개선시키기 위해 노력했고 약 2년 후에 케임브리지 그룹이 새로운 간섭계를 완성했습니다. 이들은 이 간섭계로 백조자리 A를 더 관찰하다가 카시오페이아자리에서 또 다른 강력한 전파원을 발견하였습니다. 이는 카시오페이아 자리 A입니다. 하지만 간섭계로는 두 천체의 위치를 정확하게 파악하기에 역부족이었습니다.

 

 그러다 드디어 전파를 방출하는 천체가 광학적으로 확인된 첫 번째 사례가 나왔습니다. 전파원을 확인한 성과는 호주의 볼턴이 하였고 볼턴은 황소자리에서 발견된 강력한 전파원이 게성운과 일치한다는 것을 발견하였습니다. 게성운은 이미 위치가 알려져 있던 천체였습니다. 이후에 1951년 케임브리지 대학교에서는 백조자리 A의 정확한 위치를 찾아낼 수 있게되었습니다. 스미스는 이것을 그해 8월 미국 팔로마 천문대 연구원인 바데에게 알려주었습니다. 그다음 달에 바데는 스미스가 알려준 위치에서 5m 망원경으로 백조자리 A를 찍는 데 성공하여 중대한 성과를 이루어냈습니다. 하지만 이 사진건판에서 얼룩진 어두운 자국을 발견했는데 이는 마치 멀리 있는 은하계 두 개가 서로 겹쳐 있는 것처럼 보였고, 은하의 충돌 혹은 천문학자들은 이것이 초신성의 잔해가 아닌지 의문을 품고 있었습니다. 결국 전파원들의 정체는 밝혀지지 않은 것입니다.

 

 호주의 볼튼 그룹은 1949년에 전파를 통해 어떠한 천체인지 밝혀내는 작업을 통해서 전파원 황소자리 A게성운 초신성의 잔해인 것을 밝혀내었습니다. 황소자리 A와 처녀자리 A를 타원 은하 M87로 동정하였고, 전파원 센타우르스 A를 타원 은하 NGC5128로 동정하였습니다. 여기서 말하는 동정은 전파 망원경으로 전파원의 위치를 정확하게 파악하고 이를 광학 망원경이나 다른 관측 수단으로 확인된 천체와 일치시키는 것을 말합니다. 먼저 관측 데이터를 획득해서 천체의 위치와 밝기 그리고 스펙트럼 등의 데이터를 수집합니다. 그리고 관측된 데이터를 기반으로 천문 데이터베이스와 비교해서 위치를 확인합니다. 다양한 파장의 관측 결과를 통합해서 동일한 천체인지 아닌지 판별하는 과정을 거칩니다. 위 과정을 통해서 관측한 천체가 기존에 알려진 천체인지 아니면 새로운 천체이지 결정하여 결론을 도출하는 과정을 거치게 됩니다.

이 중 타원 은하 NGC5128 흔히 센타우루스 A라고 불리는 이 천체는 우리은하 근처에서 강한 전파원 중 하나입니다. 약 1,100만 광년 떨어져 있고 형태는 특이 타원은하의 형태를 띠고 있는데 거대한 타원은하에 작은 나선은하가 충돌하여 합쳐지는 과정에서 형성된 것으로 보입니다. 은하 중심을 가로지르는 어두운 먼지 띠가 나선은하의 잔재를 나타내고 이는 밝은 타원의 형태와 대조를 이룹니다. 약 5,900만 광년 떨어진 처녀자리 은하단 중심에 위치한 거대한 타원은하이며 빛의 화살인 제트를 가지고 있는 타원은하 M87은 1918년 미국 캘리포니아주에 있는 릭 천문대에서 커티스에 의해 촬영되었습니다. 활동 은하핵을 가지고 있으며 강력한 X선을 방출하고 있습니다. 처녀자리 은하단에서 가장 밝고 보통 은하계보다 크며 수많은 구상성단을 가지고 있습니다. 현재에는 은하 중심 블랙홀과 주변 물질의 상호작용 그리고 제트의 형성과 방출을 연구하는 데 중요한 관측 대상이지만 이 당시에는 그 중요성을 알 수 없었습니다.

 

 케임브리지 그룹은 이후에 레이더 반사경 두 개를 이용해서 새로운 형태의 간섭계를 제작했습니다. 이 간섭계로 백조자리 A와 카시오페이아 A의 위치를 좁힐 수 있었습니다. 그리고 광학 탐색은 케임브리지 연구소 소장이었던 레드멘에게 측정을 제안하였지만, 그는 바데에게 좌표에 대한 자료를 보냈습니다. 바데와 민코브스키는 이 자료를 넘겨받았습니다. 1954년 10월 바데는 카시오페이아 A 광원을 탐색한 결과 측정된 지점 가까이에 있는 천체가 방출 성운이라는 결과를 스미스에게 보냈습니다. 반면 민코브스키는 카시오페이아 A도 초신성 잔재일 것이라고 생각하였고, 다음 해 4월 망원경으로 관측하고 그 위치에는 충돌하고 있는 두 은하가 있다는 관측 결과를 스미스에게 보냈습니다. 이후 민코브스키는 도플러 효과 측정을 통해서 백조자리 A는 거리가 2억 광년에 있는 먼 곳의 천체이고, 강한 전파원이라는 사실을 밝혀내었습니다. 이 사실들로 보아 두 은하가 충돌 중이며 백조자리 A까지의 거리는 약 6억 광년으로 밝혔지만, 광학적 망원경으로 관측할 수 있는 한계점에 있었습니다.

 

 이 관측 결과는 천문학자들에게 혼란을 주게 되었고, 아주 먼 거리에 있는 천체 탐사에 한계를 느끼게 되었습니다. 그 후 전파 천문학은 전파원의 정체를 규명하기 위해 광학적 관측과 전파 신호를 연결하는 작업에 더욱 몰두하며 비약적인 발전을 이루게 됩니다.

 

 

 

 

 

 

Reference

Modern astronomy

Andy holmes