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아인슈타인(9)
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5) 중성자별 및 중력파 발견
중성자별은 아인슈타인의 상대성이론을 확고히 증명해 준 것으로도 유명하다.
1967년 케임브리지대학교의 대학원생 조슬린 벨 버넬(Jocelyn Bell Burnell)과 지도교수 앤터니 휴이시(Antony Hewish)는 퀘이사로 알려진 곳에서 날아오는 전파에서 이상한 신호를 발견했다. 추후 그것은 퀘이사에서 날아온 것이 아니었는데 놀라운 것은 그 전파가 1.337초마다 한 번씩 0.3초 동안 맥동을 나타낸다는 점이다. 이런 현상은 전에 한 번도 관측된 일이 없었다. 그때까지 관측된 퀘이사의 전파 신호는 언제나 일정하게 계속되었기 때문이다.
처음이 버넬과 휴이시는 이것이 외계인이 보낸 전파일지도 모른다고 생각하여 LGM(little green man, 작은 녹색인간)이라 불렀다. 그러나 포착된 신호가 정상과는 다소 다르므로 얼마 후부터 맥동하는 전파 별에서 나오는 것으로 판단하여 펄서라고 불렀다.
빠르게 회전하는 물체가 원심력에 따라 사방으로 흩어지지 않으려면 천체의 밀도가 매우 높아야 한다. 예를 들어 주기가 0.033초인 게자리 펄서는 밀도가 1300억g/㎤보다 큰데, 이 밀도는 손가락 마디 하나에 10만t의 질량을 넣은 것보다 크다. 그러므로 과학자들은 펄서가 굉장히 단단하게 뭉친 고밀도 천체인 중성자별이라고 결론을 내렸다. 무거운 별은 최후에 초신성 폭발을 일으키고 난 뒤 중성자별을 남긴다. 중성자별은 지름이 10~20㎞이고 질량이 태양의 1.4~2.1배로 결국 펄서는 빠르게 회전하는 중성자별이다.
휴이시는 펄서를 발견한 공로로 1974년에 노벨 물리학상을 받았지만 당시 대학원생인 조슬린 벨 버넬은 수상자 명단에서 빠졌다. 물론 그녀는 노벨상을 수상하지는 못했지만 명성 높은 영국 왕립학회의 회원이 되어 과학계를 이끌어가는 선두주자 중에 한 명으로 인정받고 있다.
미국의 천체물리학자 조셉 테일러 (Joseph Taylor)박사는 푸에르토리코 아레시보(Arecibo) 천문대에서 1974년 러셀 헐스(Russell Hulse) 박사와 함께 15,000광년 정도 떨어져 있는 곳에서 ‘쌍성 펄서 1913+16’라는 새로운 유형의 펄사를 발견했다. 쌍성펄서는 또 다른 붕괴된 별 둘레를 대단히 가까이에서 빠르게 궤도비행하며 두 개의 별 체계를 이루고 있기 때문이다.
보이지 않는 펄서의 짝은 백색왜성 즉 또 다른 중성자 또는 블랙홀로 추정한다. 여하튼 이 펄서는 1초에 약 17회 전파 에너지를 발산하며 대단히 정밀한 시계 역할을 하는데 보이지 않는 펄서의 궤도는 먼저 지구 쪽을 향하다가 다음에는 멀어지는 식이다. 몇 년 동안 이 쌍펄서의 궤도를 관찰한 후 테일러는 그 행동을 정확하게 예측할 수 있었고 아인슈타인의 이론으로부터 쌍펄사의 질량이 태양 질량의 2.83배임을 계산해 냈다.
그들은 계속하여 쌍펄서를 관찰한 결과 두 펄서가 점점 가까워지고 쌍펄서의 공전주기가 매년 100만 분의 75초 정도 짧아지고 있는데 그 원인이 아인슈타인의 일반상대론에 따라 중력파를 방출해 궤도 에너지를 잃기 때문이라고 결론을 내렸다. 질량을 가진 물체가 움직일 때 나오는 중력파의 존재를 간접적으로 증명한 것으로 아인슈타인이 중력파를 검출하면 자신의 상대성이론을 증빙된 것으로 간주할 수 있다고 한 바로 그것이다. 이들도 1993년 노벨물리학상을 수상했다.
토머스 골드(Thomas Gold)와 프랑코 파치니(Franco Pacini)도 이 수수께끼의 천체를 집중적으로 연구하여 펄서는 중성자별이라는 결론을 얻었다. 중성자별은 아주 빠른 속도로 자전하면서 강한 전파를 방출하는데, 마침 그 방향이 지구를 향하게 되면 회전하는 등대 불빛이 일정한 간격으로 지나가는 것처럼 전파 신호가 맥동하는 것처럼 보인다는 것이다. 그후 펄서는 수백 개가 더 발견되었는데 모두 빠른 속도로 회전하는 중성자 별로 밝혀졌다.
2004년 1월 호주의 물리학자들은 지름이 64미터인 파크스 천체망원경으로 우주공간으로 에너지를 뿜어내고 있는 중성자별의 쌍을 발견했다. 호주 과학자들은 초당 44번씩 회전하고 있는 중성자별을 관측했는데 좀 더 자세히 확인한 결과 2.8초마다 한 번씩 회전하고 있는 또 다른 중성자별이 바로 곁에 있는 것을 확인했다. 천문학자들의 계산에 따르면 두 중성자별은 지금으로부터 8500만년 뒤에 서로 충돌할 것으로 예측됐는데 천문학자들은 이번 관측이 이론적으로만 확인돼온 아인슈타인의 일반상대성이론에 대한 실제 증거로 인식한다.
아인슈타인은 1916년 상대성이론의 한 부산물로 중력파를 예언했다. 그것은 제임스 클러크 맥스웰(James Clerk Maxwell)이 전기와 자기의 통합 이론을 연구한 결과로 전자기파를 예언했던 것과 매우 흡사하다.
학자들에 따라 중력파가 아니라 ‘중력 복사(Gravitational radiation)'라고 부르는 것이 옳다는 지적이 있다. 엄밀한 의미에서 중력파(Gravity waves)는 중력에 의해 영향을 받는 유체 속의 평범한 파장들에 대해 물리학자들이 지칭하는 용어이기 때문이다. 그러나 이곳에서도 중력복사가 아니라 일반적으로 알려져 있는 중력파로 설명한다.
중력파가 무엇이냐에 대해서는 매우 복잡한 논리를 설명해야 하지만 달의 영향으로 생긴다고 알려진 조수로 설명한다. 우주를 생각하면 달은 하나의 모래알보다도 작지만 달이 지구와 아주 가깝기 때문에 달이 조수에 미치는 영향은 태양이 조수에 미치는 영향의 2배 이상이다. 달과 지구간의 거리가 달라지면 중력의 크기가 달라지기 때문에 조수가 발생한다. 조수는 굽어진 공간을 말하는데 공간의 굴곡은 빛이 휘어지는 척도다. 이를 원용하면 중력의 영향에 의한 소위 중력파를 이해할 수 있을 것이다.
인간의 욕심은 한정이 없다. 1993년 노벨물리학상을 수상한 조셉 테일러 (Joseph Taylor)박사와 1974년 러셀 헐스(Russell Hulse)가 중력파를 간접적으로 확인했다고는 하지만 직접 검출해보겠다는 것이다. 학자들이 중력파를 검출하는데 열중하는 것은 우주는 과거에 대한 증거 즉 빅뱅의 흔적을 가지고 있는데 바로 중력파가 빅뱅이 일어났다는 가장 강력한 증거 중 하나로 인식하기 때문이다. 문제는 중력파가 너무 미미해서 관측하기가 어렵다는 점이다.
학자들은 우리 주변의 모든 물질과 지구, 태양, 은하, 그리고 우리 자신이 만들어진 것은 약 137억 년 전 빅뱅에 의해서라고 설명한다. 한마디로 우주의 나이가 약 137억 년이라는 설명이다. 고밀도의 점으로부터 폭발해 이 모든 물질이 만들어졌고 엄청나게 급속한 팽창을 했다는 빅뱅 이론(정확히는 인플레이션 이론)인데 그 강력한 증거가 우주 전역에 걸쳐 매우 균일한 온도로 퍼져있는 우주배경복사이며 1964년 펜지아스(Arno A. Penzias)와 윌슨(Robert W. Wilson)이 메이저 증폭기를 이용하여 우주배경복사를 발견했다. 그들은 1978년 노벨물리학상을 수상했다.
이곳에서 우주의 시작인 빅뱅에 대해 설명하지 않지만 이를 확인할 수 있는 또 다른 증거가 엄청난 폭발 순간 생성된 ‘중력파’다. 137억 년 전 생성돼 우주에 퍼져 있는 중력파를 검출할 수 있다면 빅뱅이라는 사건의 자취를 눈으로 확인할 수 있는 것이다. 우주배경복사가 생성된 것은 빅뱅 순간으로부터 30만년 정도가 지난 후의 일이지만 우주 초기의 중력파는 빅뱅이 일어난 지 1조 분의 1초 후에 발생한 것을 검출하자는 것이다.
전하를 띤 입자가 가속운동을 할 때 전자기파가 생기는 것과 마찬가지로 질량을 가진 물체가 가속운동을 할 때는 중력파가 퍼져나간다. 수면이 일렁이듯 시공간이 일렁이는 것이다. 중력파는 시공간을 가로질러 빛의 속도로 퍼지며, 중력파가 지나는 곳에서는 공간이 ‘十’자 또는 ‘X’자 모양으로 늘어났다 줄어들었다 하며 일렁인다. 질량이 큰 물체일수록, 운동 속도가 빠를수록 생성되는 중력파의 강도도 커지지만 지금까지 검색할 수 없었던 이유는 중력파의 영향이 너무나 미미하기 때문이다.
세상에 존재하는 네 가지 기본 힘(강력, 약력, 전자기력, 중력) 중 중력은 가장 미약하므로 웬만한 중력을 행사하는 물질이 아닌 한 중력파도 미미하다고 볼 수 있다. 아인슈타인은 풍차와 같은 물체의 팔들을 움직여서 방출되는 에너지를 계산했다. 그는 백만 년 동안 쉬지 않고 회전하는 풍차는 그 회전 에너지의 1/1027에 해당하는 일을 중력파로 바꾼다고 설명했다.
이처럼 작은 양을 검출하는 것이 간단하지 않지만 학자들은 우주에서 어느 정도 수준 이상의 중력파를 낼 수 있는 원천으로 초신성 폭발, 쌍성펄사, 블랙홀끼리의 충돌 등이 있다고 생각한다. 이런 일이 우주에서 일어나 생긴 중력파가 지구에 도달하면 그 중력파의 강도는 1/1020 정도로 추정한다. 즉 1m 길이의 물체가 있는 곳에 중력파가 지날 경우 1/1020에 해당하는 길이가 늘어났다 줄어들었다 하는 시공간의 변화를 야기한다는 것이다. 1/1020 분의 1m는 양성자 1개 크기의 1만분의 1에 불과하다. 지구 전체의 크기 변화라고 해도 0.0000000001㎜가 늘었다 줄었다 하는 정도다.
이처럼 미미한 중력파를 발견하겠다는 과학자들의 고집도 놀랍지만 학자들이 제일 먼저 착수한 것은 중력파를 검증하기 위한 검출기를 제작하는 것이다. 최초의 중력파 검출기는 ‘웨버 바’라고 불리는 것이다. 1960년 미국 메릴랜드 대학의 조지프 웨버(Joseph Weber) 교수가 지름 1m, 길이 1.5m의 알루미늄 관을 만들어 태양이 붕괴할 때 나올 수 있는 중력파의 진동(1,660㎐)에 공명하도록 고안했다. 웨버 교수는 수차례 중력파를 검출했다고 발표했다. 그는 은하수 중심에 가까운 곳에서 중력파들이 오고 있었다고 설명했다.
문제는 웨버가 너무 많은 중력 복사의 폭발을 검출했다는 것이다. 그것을 설명하기 위해서는 매년 적어도 태양에 맞먹는 물질이 은하수의 중심에서 소멸한다는 것을 가정해야 했다. 결국 수많은 검증에 의해 잡음을 중력파 신호로 착각했던 것으로 결론 내렸다. 이후 세계 각국은 LIGO, VIRGO, GEO, TAMA와 같은 보다 정밀한 검출기를 설치했다.
이중 가장 주목받는 것이 LIGO(Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory)다. 레이저 간섭중력파검출기의 기본 개념은 빛을 가득 채운 2~4㎞ 길이의 관을 90도 각도로 펼쳐놓고 중력파가 지날 때 이 관의 길이의 변화를 측정하는 것이다. 하지만 중력파로 인한 길이의 변화가 1/1020 수준으로 미미하므로 잡음과 중력파 신호를 분별하는 것이 간단한 일은 아니다. 지진이나 자동차, 기차가 지나치거나, 나무가 쓰러지거나, 먼 해안가에 부딪히는 파도조차 민감한 검출기에는 잡음으로 영향을 미칠 수 있다.
그러므로 보다 더 야심찬 중력파 검출 계획도 진행 중이다. 지상에서는 아무리 민감한 검출기를 만들더라도 한계가 있으므로 LIGO와 같은 중력파 검출기를 우주 공간에 건설하자는 것이다. LISA(Laser Interferometer Space Antenna)가 바로 그것이다. 미 항공우주국(NASA)과 유럽우주국(ESA)이 공동 추진하고 있는 거대 프로젝트인데 이 우주안테나는 3대의 우주선이 삼각형 모양으로 500만㎞의 거리를 두고 떨어져 500만㎞ 길이의 관 3개가 만들어지는 것과 같은 효과를 내지만 지상의 검출기 길이보다 100만 배나 긴 것으로 실제로 실현되기까지는 상당한 기간이 소요될 것으로 예상한다. 그러나 언젠가 아인슈타인의 이론 중 아직까지 확실하게 검출되지 않은 중력파가 인간에게 포착될 것은 틀림없다.
1982년 미국의 천문학자들은 보통 펄서보다 1000배나 빠르게 자전하는 새로운 펄서를 발견했는데 자전주기가 1.6ms(밀리초, 1ms=1000분의 1초)였다. 자전주기가 0.001~0.01초인 펄서를 ‘밀리초 펄서’라고 하며 보통 펄서는 자전주기가 0.1~10초다. 보통 펄서의 수명은 100만~1000만 년인 반면, 밀리초 펄서의 수명은 10억 년 정도로 알려진다.
자기장이 강한 천체인 마그네타(magnetar)도 펄서의 일종이다. 마그네타가 달과 같은 거리에 있다면 지구상의 신용카드가 전부 무용지물이 될 정도로 자기장이 강하다. 2004년 12월, ‘SGR 1806-20’이란 마그네타가 태양이 10만 년 간 내뿜는 에너지보다 많은 양을 0.1초 만에 방출해 화제가 됐다. 한국천문연구원 안상현 박사는 이런 폭발이 10광년 이내의 거리에서 발생했다면 지구의 오존층을 파괴했을 것이라고 밝혔다. 다행하게도 지구에서 가장 가까운 마그네타는 지구에서 1만3000광년이나 떨어져 있다.
6) 거대한 질량의 해방
E=mc² 처럼 간략하고도 명쾌한 방정식은 거의 없을 것이다. 질량에 광속을 두 번 곱하면 에너지가 된다는 것이다. 이는 모든 원자 안에 수많은 잠재 에너지가 들어 있다는 것을 의미한다.
이 공식을 증명 즉 실험하기 위해서는 우선 어느 특별한 핵의 질량을 정확히 측정한 다음 그것을 파괴해서 방출된 결합 에너지와 각 단편의 질량을 측정하면 된다. 1932년 영국의 콕크로프트(Sir John Douglas Cockrott, 1897〜1967)와 윌턴(Ernest Thomas Sinton Walton, 1903〜1995)이 이 실험에 성공했다고 발표했다. 그들은 리튬의 원자핵에 양자를 충돌시키자 리튬의 원자핵은 두 개로 분열되었다. 상당한 양의 에너지가 방출되고 두 개로 분열된 단편이 질량의 계는 핵의 원래 질량에 비해 예상대로 작아졌다는 것이다.
그들은 또한 핵분열의 과정에서 방출되는 에너지 양을 측정했다. 측정된 양은 아인슈타인이 예언한 공식과 일치했다. 아인슈타인의 특수상대성 이론이 발표된 지 27년이 지난 후에 비로소 실증된 것이다. 콕크로프트와 윌턴이 아인슈타인 가설의 검증에 성공한 것은 고압 전원을 사용하여 인공적으로 가속한 ‘양자선(陽子線)’을 만들 수 있었기 때문이다. 이들 연구는 원자핵물리학의 연구에 중대한 의의를 주는 업적으로 1951년 공동으로 노벨물리학상을 수상했다. 이들이 토대가 되어 핵분열에 성공하고 1945년 7월 16일 뉴멕시코 아라모골드에서 최초의 원자폭탄이 성공했다. 아인슈타인의 이론이 실증으로도 증명된 것이다.
만화와 영화에서 큰 인기를 끌었던 「스파이더맨」 시리즈 2편에서 옥터퍼스 박사가 무한에너지를 얻을 수 있는 기술을 개발했으므로 에너지문제는 해결되었다고 장담하며 회심의 역작을 선보인다. 그가 보여준 것은 거대한 핵융합로로 이를 통해 핵융합에너지를 만들 수 있다는 것이다. 문제는 옥터퍼스가 이를 이용하여 전세계를 장악하겠다는 야심을 드러냈는데 그의 말대로라면 그야말로 세계를 석권하는 것이 어려운 것이 아닐지 모른다. 물론 영화의 속성상 우리의 주인공 스파이더맨이 나타나 박사의 계획을 극적으로 멈추게 한다. 한마디로 인류는 위기에서 벗어나지만 이때 옥터퍼스가 보여주는 비장의 무기가 바로 태양처럼 이글이글거리는데 논리적으로만 보면 핵융합을 통한 인공태양이다.
이와 같은 인공태양의 기본원리는 1952년 11월 1일에는 태평양의 마셜 군도에서 수소폭탄이 폭발함으로써 증명되었는데 수소폭탄 역시 아인슈타인의 특수상대성 이론을 그 원리로 채용하고 있다. 단지 수소폭탄은 원자폭탄의 역으로 만든 것이다. 즉 원자폭탄과는 달리 2개 이상의 가벼운 핵을 결합시켜 무거운 핵을 만들고 그 순간에 그 핵의 결합에너지를 방출시키는 것이다. 이를 ‘핵융합’이라고 한다.
질량이 에너지로 변환하고 있는 실체는 태양이다. 원래 태양은 석탄(혹은 그것과 비슷한 물질)으로 이루어져 있다고 생각되었다. 그러나 태양을 실제 질량으로 계산하면 태양은 200〜300년 사이에 모두 연소해 버려야 했다. 그러나 현실적으로 태양은 수십 억 년 이상 오래 타고 있었다.
태양의 비밀을 각각 독립적으로 연구하고 있던 베테(Hans Albrecht Bethe, 1906〜2005)와 바이츠제커(Carl Friedrich von Weizsäcker, 1912〜2007)는 핵반응에 관한 방정식을 발표했다. 태양의 핵융합은 연쇄 반응이므로 4개의 수소핵(4개의 양자)이 하나의 헬륨핵(2개의 양자와 2개의 중성자)을 이루고 있었다. 헬륨 핵이 4개의 수소 핵의 질량의 합계보다 1퍼센트의 7/10이 적으므로 이 소실된 질량이 에너지로 변환된 것이다. 이들은 아인슈타인의 공식을 사용하여 태양의 질량 전체에 대한 에너지 방출의 비율을 계산한 후 우리가 태양에서 받고 있는 방사선의 양을 측정하여 비교했다. 계산값과 측정한 값이 완전히 일치했다. 에너지와 질량의 등가성(等價性)이 또 다시 증명된 것이다. 베테는 「핵반응 이론에 관한 공헌과 특히 항성의 에너지원에 관한 연구」로 1967년 노벨물리학상을 수상했다.
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