허블 텐션(Hubble Tension)은 더 깊은 미궁에 빠졌다 : 제임스웹 우주망원경 관측 결과

허블상수(the Hubble Constant)는 우주가 얼마나 빨리 팽창하는지를 의미하는 상수로서 우주론의 기본적 상수 중 하나이다. 

그러나 다양한 관측을 통해 계산된 허블 상수와 빅뱅의 여파인 우주배경복사를 통해 예견된 허블상수와는 차이가 존재하는데 이 차이를 허블텐션(Hubble Tension)이라 한다. 

허블텐션의 가장 강력한 관측 증거 일부를 검증하고 개선하기 위한 제임스웹 우주망원경 관측이 진행되고 있다. 

노벨상 수상자인 존스홉킨스대학 및 우주망원경과학연구소의 애덤 리스(Adam Riess)는 
허블상수의 국부적 측정치를 개선하기 위해 진행한 제임스웹우주망원경 관측현황을 발표하였다.

 

다음의 내용은 애덤 리스의 발표 내용을 요약한 것이다. 

 

Credit: NASA, ESA, CSA, and A. Riess (STScI)

사진 설명>

이 사진은  NGC 5584 은하의 사진으로서

제임스웹우주망원경의 NIRCam(근적외선 카메라)와 허블 WFC3(광대역 카메라3)의 데이터를 합친 것이다.
이 은하는 지구로부터 7,200만 광년 거리에 위치하고 있다. 
이 은하는 세페이드 변광성과 Ia초신성이라는 특별한 유형의 별을 품고 있다. 
천문학자들은 세페이드 변광성과 Ia 초신성을 우주의 팽창률을 측정하기 위한 거리 식별자로 사용하고 있다.

당신의 시야 가장자리에 있는 신호를 보기 위해 노력해 본 적이 있습니까?
그것이 말하고자 하는 것이 무엇인지? 그것이 의미하는 것이 무엇인지 생각해 본 적이 있습니까?
아무리 성능이 좋은 망원경을 이용해도 천문학자들이 보고자 하는 그 '신호'는 너무나 작습니다. 
그래서 우리는 여전히 악전고투하고 있죠. 

우주론 학자들이 보고 싶어하는 그 신호는 우주의 속도 한계 신호입니다.
우주가 얼마나 빨리 팽창하고 있는지 말해주는 정보죠. 
이 정보를 담고 있는 수를 일컬어 허블상수라 합니다. 
 
이 기호는 머나먼 은하의 별 하나하나에 새겨져 있습니다.
 
그 은하에서 특정한 유형에 해당하는 별의 밝기는 그들이 우리로부터 얼마나 떨어져 있는지,

그래서 그 빛이 우리에게 도달하기까지 얼마나 오랜시간 동안 날아왔는지 말해줍니다. 
 
또한 은하의 적색편이는 우주가 오랜 시간동안 얼마나 많이 팽창해왔는지, 즉, 자신의 팽창률을 우리에게 말해줍니다.
 
세페이드 변광성(Cepheid variables)과 같은 특정 유형의 별은 지난 한 세기 이상 가장 정확한 거리 측정치를 알려주었습니다. 이 유형의 별은 비정상적으로 밝은 별이죠. 
세페이드 변광성은 그 밝기가 태양의 수십 만배에 달하는 초거대 별(Supergiants)입니다. 
게다가 수 주의 주기로 지속되는 이 별의 맥동은 상대적인 밝기와 연관이 있죠. 
 
맥동 주기가 길면 길수록 그 별은 더 밝은 별입니다. 
 
이 별은 수억 년 또는 그 이상 멀리 떨어진 은하까지의 거리를 측정하는 데 있어 최고의 기준으로 활용되어 왔습니다.
허블상수를 결정짓는 가장 핵심적인 단계가 바로 이것이었죠.
 
하지만 안타깝게도 머나먼 은하에 있는 별들은 아주 작은 공간에 뭉쳐 있습니다.
그래서 해상도가 좋지 않으면 동일선상에 위치한 별들을 구분해내지 못하죠. 
 
허블우주망원경을 만든 주요 이유는 바로 이 문제를 풀기 위해서였습니다. 

1990년, 허블우주망원경의 발사와 후속 연구가 진행되기 이전의 우주팽창률은 너무나 정확하지 않아서 
천문학자들은 우주가 팽창해 온 기간이 100억 년인지, 200억 년인지 알 수가 없었습니다. 

 

팽창률이 빠르면 빠를수록 우주의 나이는 어리다는 결과가 도출되었고, 
팽창률이 느리면 느릴수록 우주의 나이가 훨씬 많다는 결과가 도출되었습니다. 
 
허블우주망원경은 상을 어른거리게 만드는 지구 대기 위에 올라가 있기 때문에 

가시광선 대역에 있어서는 지상에 있는 어떤 망원경보다 훨씬 우수한 해상도를 보여주었습니다. 

 

그래서 수억 광년 거리에 있는 여러 은하에서 개개의 세페이드 변광성을 식별할 수 있었고 
그 별의 밝기가 변하는 주기를 측정할 수 있었습니다. 
 
하지만 우리는 근적외선에서도 세페이드 변광성을 관측해야 했습니다.
근적외선이라야 중간에 버티고 있을지 모를 먼지의 영향을 받지 않을 수 있기 때문이죠. 

 

먼지는 빛을 흡수하고 청색광을 산란합니다. 
그 결과 대상이 실제보다 더 멀리 있다고 착각하게 만들죠. 
  
안타깝게도 허블의 적색광 관측능력은 청색광 관측능력보다 해상도가 좋지 않습니다. 
그래서 세페이드 변광성의 별빛은 동일 관측선상에 있는 다른 별빛과 섞이곤 했죠. 
  
물론 우리는 이렇게 섞여들어온 별빛의 평균치가 얼마나 될지 통계적으로 계산할 수 있습니다.
의사가 저울의 눈금을 보고 대충 걸치고 있는 옷의 무게를 빼서 사람의 체중을 파악하는 것과 같은 방법이죠.
하지만 이러한 작업은 측정치에 어쩔 수 없는 노이즈가 섞여 들어가는 과정이기도 합니다. 
어떤 사람은 좀더 가벼운 옷을 입고 어떤 사람은 좀더 무거운 옷을 입는 것을 고려하지 못하는 것이죠. 

이런 측면에 있어서 제임스웹 우주망원경의 고해상도 적외선 관측 능력은 강력한 성능을 발휘합니다. 
제임스웹 우주망원경은 거대한 거울과 고감도 광학장비를 이용하여 세페이드 변광성에 섞여 들어간 미량의 다른 별빛을 쉽게 구분해 낼 수 있죠.

 

 

Image Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI), W. Yuan (STScI)

그림 설명>

이 그림은 우주의 팽창률을 가늠하는데 사용되는 특정유형의 변광성까지의 정확한 거리를 규명하기 위한 허블우주망원경과 제임스웹 우주망원경의 관측 능력 비교를 묘사한 것이다. 
우선 별들이 모여 있는 대상 영역에 세페이드 변광성이 표시되어 있다. 
그런데 주위 별빛의 오염으로 인해 세페이드 변광성의 밝기 측정 결과가 잘못되었을 수도 있다. 
근적외선 영역에서 훨씬 더 높은 해상도를 가진 제임스웹 우주망원경은 주위 별과 구분된, 좀더 선명하게 고립된 세페이드 변광성을 관측할 수 있다. 
가장 오른쪽 네모에 표시된 그림이 이에 대한 것이다. 
제임스웹 우주망원경을 이용하여 허블우주망원경이 지난 30년 동안 수집한 세페이드 변광성 데이터의 정확성을 확인할 수 있었다.
이 데이터는 그동안 우주의 팽창을 측정하는데 사용되는 우주적 거리 사다리의 기반이 되어온 데이터이다. 

 
우리는 제임스웹 우주망원경의 운용 첫 해동안 일반관측 프로그램 1685(General Observers program 1685) 하에서 
우주적 거리 사다리(the cosmic distance ladder)로 알려져 있는 천체의 관측 데이터와 함께

두 개 단계로 허블우주망원경에 의해 발견된 세페이드 변광성 관측 데이터를 모았습니다. 
 
첫 번째 단계는 기하학적 거리가 알려진 은하 NGC 4258의 세페이드 변광성을 관측하는 것이었습니다. 
이를 통해 세페이드 변광성의 절대 밝기를 가늠해 볼 수 있죠. 
  
두 번째 단계는 최근 Ia 초신성이 발생한 은하의 세페이드 변광성을 관측하는 것이었습니다. 
 
이 두 개 단계에서 수집된 데이터를 합치면 세페이드 변광성의 절대밝기를 가늠하기 위한 초신성까지의 거리를 알수 있죠. 
 
세 번째 단계는 우주의 팽창이 명확하게 나타나는 머나먼 우주의 Ia 초신성을 관측하는 것입니다. 
이 초신성의 밝기와 적색편이로부터 유추된 거리를 비교함으로써 초신성을 품고 있는 은하의 거리를 측정할 수 있죠. 
 
이러한 일련의 과정이 바로 '거리 사다리(the distance ladder)'를 구축하는 과정입니다. 

우리는 최근 제임스웹 우주망원경으로부터 첫 번째와 두번째 단계에 해당하는 데이터를 얻었습니다. 
이를 통해 거리 사다리가 완성되었고 허블우주망원경의 이전 측정치와 비교할 수 있었습니다. 

 

제임스웹 우주망원경은 탁월한 해상도로 세페이드 변광성 관측 데이터에서 노이즈를 드라마틱하게 제거해 주었습니다. 
바로 이런 개선이 천문학자들이 꿈꾸어왔던 것입니다. 

우리는 처음 두 단계 동안 320개 이상의 세페이드 변광성을 관측했습니다. 
이를 통해 허블우주망원경의 데이터에 노이즈가 더 많을지언정 정확도에는 문제가 없다는 것을 알게 되었습니다. 
우리는 또한 제임스웹 우주망원경을 이용하여 초신성을 품은 4개 이상의 은하를 관측하였으며 
모든 샘플에서 유사한 결과를 볼 수 있었습니다. 

Image Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI), and G. Anand (STScI)

그림설명>

이 표는 허블우주망원경과 제임스웹 우주망원경이 관측한 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 비교한 것이다. 

붉은색 점은 제임스웹 우주망원경의 측정치이며 회색 점은 허블우주망원경의 측정치이다. 
위 그래프는 Ia 초신성이 발견된 NGC 5584 은하에 대한 것이다.
아래 그래프가 기하학적 거리가 알려진 NGC 4258에 대한 것이다. 
하단 오른쪽 표에는 각 망원경으로 측정된 NGC 5584과 NGC 4258 거리의 계수적 차이가 담겨 있다. 
비록 밝기 편차가 있을지언정 두 개 망원경의 관측 데이터가 동일 양상을 띤다는 것을 알 수 있다. 


이러한 관측 결과 데이터에서 여전히 설명되지 않는 것은 왜 우주가 더 빨리 팽창하는 것처럼 보이는가 즉, 허블텐션이 왜 여전히 존재하는가 하는 것입니다.

 

우리는 우주의 팽창을 우주가 아기였던 시절의 모습, 즉, 우주배경복사를 관측함으로써 예측할 수 있죠. 
 
그리고 지난 장구한 시간동안 우주가 어떻게 성장해 왔는지를 말해주는 최상의 모델을 채용하여 
오늘날 우주가 얼마나 빨리 팽창해야 하는지도 알고 있습니다. 
 
하지만 이러한 팽창률이 예견상의 팽창률을 현저히 초과하는 것이 사실입니다.

지난 십여 년에 걸쳐 해결되지 않는 이 문제를 우리는  '허블 텐션'이라 부르고 있는 것입니다. 
 
허블 텐션이 의미하는 가장 흥미로운 가능성은 무엇일까요?

저는 우리가 우주를 이해하는데 있어 무언가 빠뜨린 것이 있다는 것을 말해주는 것이라고 생각합니다. 

그것은 특이한 암흑에너지일 수도, 특이한 암흑물질일 수도 있고 중력에 대한 우리의 이해를 다시 수립해야 하는 가능성일 수도 있고, 독특한 입자나 장(Field)의 존재를 암시하는 것일 수도 있습니다. 
 
좀더 평범한 설명으로 같은 결과를 도출하는 측정에서 복수의 에러가 숨어 있기 때문일 수도 있습니다. 
(천문학자들은 독립적 단계 검증을 통해 단일 에러의 가능성은 이미 배제한 상태죠.)

 

그 이유가 무엇이든 좀더 충실한 재측정이 중요하게 다뤄질 수밖에 없는 이유입니다. 
 
허블우주망원경의 측정치를 제임스 웹우주망원경을 통해 확정하였습니다. 
이제 제임스웹 우주망원경의 측정치는 가장 강력한 증거가 될 것입니다. 

 

아울러 허블우주망원경의 시스템적 한계가 만들어낸 에러는 허블 텐션을 규명하는데 있어 더 이상 원인이 되지 못할 것입니다. 
이제 우리 책상 위에 남은 것은 좀더 흥미로운 가능성들입니다. 

허블 텐션의 수수께끼는 더더욱 깊어져 버리고 말았죠. 

 

출처 : NASA 제임스웹 우주망원경 공식 블로그 2023년 9월 12일 포스팅

 

관련 뉴스 1 : 허블상수 값의 차이는 우연이 아니다.(유럽우주국 2019년 4월 25일 보도자료)

관련 뉴스 2 : 독립적인 기법을 통해 측정된 우주의 팽창률 (2020년 1월, 235차 전미 천문학회 발표내용)

 

 

참고 : 허블상수 등 우주론 및 우주일반에 관한 다양한 포스팅은 하기 링크 INDEX를 통해 조회할 수 있습니다. 
          https://big-crunch.tistory.com/12346979