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astronomy

우주의 대부분은 보이지 않는다.(1)

사용자 글래스애니멀 2019. 10. 10. 10:09

암흑물질

아이지가 뉴턴의 만유인력의 법칙은 인공위성발사, 달 착률, 행성 탐사 미션에 필요한 계산을 수행하는데 적합하다.

뉴턴의 명쾌한 수학은 태양계 규모에서는 대부분의 문제를 해결하는 데 꽤 효과적이지만,훨씬 큰 우주에서는 그렇지 못하다.  그런 웅대한 규모의 문제를 다루려면 중력에 대한 아인슈타인의 상대성이론이 필요하다. 하지만 뉴턴의 중력 
의 법칙만으로도 천문학의 (아직도 풀리지 않은)  최대 수수께끼 중 하나를 드러내 보일 수 있었다. 그것은 바로 암흑 물질이다.  1980년에 미국의 친문학자 베라 루빈(Vem Rubin)은 암흑 물질이 존재한다는 명백한 증거를 제시했다. 루빈 덕분에 대중은 우주의 대부분이 보이지 않는다는 사실을 알게 됐다.


1960년대와 1970년대에 천문학계는 대규모 프로젝트가 주류를 이루었다. 연구자들은 보통 외딴 지역에서 대형 기기를 이용해 블랙홀,펄서,준항성체 같은 특이한 천체를 연구했다. 반면에 루빈은 워싱턴이라는 도시 에서 계속 지내며,자녀를 양육하고 일상생활을 영위하면서 은하의 회전을 연구했다. 그녀는 은하의 바깥쪽 영역의 기이한 움직임을 집중적으로 살펴보기로 했다.

 

회전하는 나선형
루빈이 다룬 문제는 가까운 은하들에서 여러 항성으로 구성된 거대한 원반부가 움직이는 방식이 뉴턴의 중력의 법칙과 부합 하지 않는다는 사실이었다. 원반부의 바깥쪽 영역이 너무 빨리 움직였던 것이다. 그런 기이한 현상은 새로운 문제가 아니 었지만, 전에는 대체로 무시되어온 터였다.
1920년대에 베르틸 린드블라드 등의 학자들은 우리 은하를 비롯한 여러 은하가 항성들이 원반 모양을 이루며 한 점을 중심으로 돌고 있는 천체계임을 밝혔다. 그 이후로 은하는 여느 천체계와 마찬가지로 궤도성 천체계라고 추정되었다. 

태양계에서는 태양에 가까운 천체가 먼 천체보다 빨리 공전한다. 에컨대 수성은 해왕성보나 공전 속도가 훨씬 빠르다.

이는 뉴턴에 따르면 중력이 거리의 제곱에 반비례하기 때문이다. 
행성들의 공전 속도와 태양까지의 거리를 그래프로 나타내보면,그 데이터는 하향하는 매끈한 '회전 속도 곡선'을 이루게 된다. 그렇다면 은하 중심까지의 거리가 저마다 다른 항성들의 궤도 속도(공전 속도)를 그래프로 그려보면 비슷한 곡선이 만들어져야 할터였다.
1923그년에 네덜란드의 천문학자 얀 오르트는 우리 은하가 나언형으로 소용돌이치는 항성들로 구성된 단일한 궤도성 천체계이며 거기서 태양은 2억 2,500만 년 주기로 공전하고 있다는 관측적 증거를 최초로 내놓았다. 오르트는 계산과정에서 우리 은하의 움직임으로 미뤄 볼 때 그 은하는 가시적인 항성들의 총질량보다 두 배로 더 무겁다는 점을 알아차렸다. 숨어 있는 질량의 원천이 분명 존재하리라고 결론을 내렸다. 1년 후에 스위스계 미국인 프리츠 츠비키는 머리털자리 은하단에 속하는 은하들의 상대 운동을 연구하고 있었다. 그 또한 그런 은하들의 움직임으로 미뤄 볼 때 눈에 보이는 천체의 질량이 그곳에 존재하는 전부가 아니라는 점을 알아차렸다. 그는 그런 보이지 않는 물질을 ‘암흑 물질(dunkle materie)'이라고 일컬었다. 오르트가 일씩이 내놓은 측정값은 부정확했고,츠비키의 첫 평가는 ‘암흑 물질’이 가시 물질보다 400배로 많다는 것이었는데 이는 엄청난 과대평가였다. 그래서 그들의연구결과는 측정 오류로 간주되며 무시됐 
다. 하지만 1939년에 미국의 호러스 뱁콕도 안드로메다 은하의 회전에서 특이점을 발견하고서,보이지 않는 물질에서 나오는 빛이 은하 중심에 흡수되는 어떤 메커니즘이 존재하리라고 추측했다.

은하 회전 속도 곡선
그로부터 20여 년 후에 루빈은 은하 회전에 대한 문제로 돌아갔다. 뱁콕과 마찬가지로 그녀는 우리 은하와 가장 가까운 이웃 은하인 안드로메다 은하의 회전에 초점을 맞주기로 했다. 그녀는 카네기 연구소에서 동료 켄트 포드와 협 력해 그 은하의 바깥쪽 영역에 있는 천체들의 속도를 측정해보았다. 이들은 고감도 분광기를 이용한 덕분에 천체들의 적색 이동과 청색 편이를 탐지해 지구에 대한 그들의 상대 속도를 계산살 수 있었다.

더디지만 세심하게 작업한 후에 루빈은 그 은하의 회전 속도를 그릴 수 있을만큼 충분하 데이터를 확보했다. 그 곡석은 태양계의 회전 속도 곡선 처럼 하강하지 않았고, 거리 변화에 따라 크개 달라지는 것 없이 비교적 평평한 모양을 이루었다. 이는 안드로메다 은하의 바깥쪽 영역과 중심 부근이 같은 빠르기로 움직이고 있다는 뜻이었다. 만약 안드로메다

은하의 질량이 망원경으로 관측 가능한 천체들만의 질량에 해당한다면,그 은하의 바깥쪽 영역은 이탈속도보다 빨리 

움직 여 우주 공간으로 날아가 버릴 터였다. 하지만 그런 영역들은 엄연히 그 은하의 전체 질량에 붙들려 이탈하 
지 않고 있었다. 루빈은 그 은하가 바깥쪽 영역을 궤도상에 붙들고 있는 데 필요한 총질량이 가시적 질량의 일곱 배 

정도인 것이라고 추산했다. 가시 물질 대 암흑 물진의 비율은 오늘날 1:6 정도로 여겨지고 있다.

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