LIGO의 중력파 검출에 관한 이야기

전자기학에서 가속하는 하전입자는 전자기파를 방출하면서 점점 에너지를 잃는다.

비슷한 현상이 중력에서도 발생한다.

즉, 가속운동을 하는 질량을 가진 물체는 중력파를 방출하면서 점점 에너지를 잃게 된다.

대표적인 예가 매우 빠른 속도로 서로 공전을 하는 펄서(Pulsar)나 블랙홀의 경우이다.

#image1. 서로 공전하는 거대블랙홀과 배경의 별들(시뮬레이션으로 얻어진 이미지)

배경의 별빛은 블랙홀의 중력렌즈 효과에 의해 우리에게 왜곡되어 관측된다.

이러한 중력파는 4차원 시공간 자체에 영향을 미치기 때문에 질량을 가진 모든 물체, 더불어 질량이 0인 빛에게도 영향을 미친다.

수면위에 떠 있는 공이 물결에 의해 위아래로 진동하는 것을 상상하면 된다.

그러므로 이 "떨림" 을 느낀다면 우리는 중력파를 느낀, 즉 관측하게 되는 것이다.

#image2. 서로 공전하는 블랙홀은 점점 가까워지다가 하나의 블랙홀로 합쳐지며, 이 모든 과정에서 발생하는 중력파는 퍼져나가면서 시공간에 영향을 미친다.

그러나 문제는 중력이 자연계에서 가장 약한 힘이라는 것이다.

그렇기때문에 오늘(2/12)발표가 있기 전까지 중력파에 대한 증거들은 전부 간접적인 관측만 이루어 졌었다.

예를들면 우주배경복사가 중력파에 의해 간섭을 받은 것을 관측하는 식으로.

그러나 이는 '중력파가 아니라 다른 무언가에 의해 영향을 받았을 수도 있지 않느냐?' 라는 의견에 대해서는 별다른 할말이 없기 때문에 무엇보다 직접적인 관측이 중력파, 나아가서 중력과 나머지 세 힘들을 통합하는 대통일장이론으로 연결되는 주요쟁점이 되는 것이다.

(※ 중력을 제외한 세 힘은 통일장이론으로 상당부분 통합이 완성되었다)

중력파 검출을 위한 LIGO, LISA 등 여러 프로젝트가 있었지만 미국에 위치한 LIGO(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory : 레이저 간섭 중력파 관측소)가 오늘 세계최초로 중력파 직접관측에 성공했다고 발표한 것이다.

#image3. LIGO의 관측데이터

기본적으로 중력파 에너지원의 질량이 더 클수록, 가속도가 더 클 수록 중력파의 세기도 커지기 때문에

중력파 검출연구는 자연히 공전하는 블랙홀쌍을 타겟으로 잡는 경우가 많다.

이번 관측대상인 블랙홀쌍은 130억광년 떨어진 태양질량 30배의 블랙홀이었다.

그림3 에서는 아인슈타인의 일반상대론에 의해 예측된 값(가는 선)과 실제 관측값 과의 비교를 나타낸 것이다.

Hanford와 Livingston 두 곳의 서로 다른 곳에 위치한 검출기에서 얻어진 Data와 이론값과의 일치성을 주목해보자.

세번째 그래프에서는 두 관측값을 겹쳐서 그렸다.

(첫번째 그래프에서 거리상 Hanford가 7천분의 1초 더 늦게 빛이 도착하며 위상차이에 대한 reverse 보정이 들어갔다)

#image4. 레이저 간섭계를 이용한 중력파 검출 방법

기본적인 원리는 마이켈슨 간섭계(Michelson Interferometor)를 이용한다. 

1. 한쪽에서 빛을 나눠주는 Beam Splitter로 레이저를 쏜다.

2. 둘로 나뉜 각각의 빛은 정해진 경로('팔' 이라고 부른다)를 진행한 후 끝단의 거울에 반사된다.

3. 반사된 빛은 다시 Beam Splitter에서 합쳐지며 이를 관측한다.

이때, 두 빛이 서로 다른 경로를 진행했다면 다시 합쳐진 후에 간섭무늬가 나타나게 된다.

앞서 언급했듯이 중력파는 빛이 진행하는 경로의 변화를 주기 때문에 한쪽 '팔' 을 우리가 목표로 잡은 블랙홀쌍을 마주보게 잡으면

다른 한쪽 '팔' 은 정확히 수직을 이루게 된다.

그러므로 각 팔을 지난 두 빛의 경로에서 차이가 발생하게 된다 !!

#image5. 레이저 간섭계에 입사되는 중력파

이러한 중력파 관측에 있어서 중요한 점은 세 가지가 있다.

1. 구조적으로 각 팔의 길이가 완벽하게 동일할 것

2. 팔의 길이가 길 수록 중력파에 노출되는 구간이 길어지므로 관측정밀도가 상승한다

3. 레이저의 세기가 셀 수록 관측해상도(resolution)가 상승한다

LIGO 에서 각 '팔' 의 길이는 4km이나 정밀도를 높이기 위해 거울을 하나씩 더 달아 400번 반사시킨 후 다시 모이게 된다.

즉, 사실상 '팔' 이 1600km 인 실험장치가 된 셈.

LIGO의 정밀도는 양성자크기의 1000분의 1 변화 까지도 측정이 가능한, 달리 말하면 10^-22 m 의 변화도 측정가능한 정밀도를 가지고 있다.

레이저의 세기는 사실 더 많은 양의 전기를 끌어오면 되지만 효율적인 활용을 위해 다수의 recyling mirror를 설치하여 Splitter에 의해 낭비되는 빛을 다시 모아서 쏘아줌으로써 기본 200W 성능의 레이저 장치임에도 실질적으로 750kW의 레이저를 관측에 사용하게 되었다.

#image6. 레이저 발생장치(상단)와 40kg짜리 메인 거울 두개(하단)

오늘 발표된 data는 작년 9월 14일 관측된 것이며 약 반년간의 검증 끝에 확정발표가 났으며 결과값의 정확도는 5.1 sigma 이다.

(이는 달리 말하면 오차일 확률이 6백만분의 1인 셈)

#image7. 지구 대기에 의해 지표면에서는 가시광선, 전파 두 영역으로만 관측이 가능하다

1609년 갈릴레오가 광학망원경으로 처음 관측을 시작했을때 가시광선의 창문이 열렸고,

1930년대 잰스키가 전파망원경으로 처음 관측을 시작했을때 전파의 창문이 열렸다.

그리고 오늘 중력파의 직접적 검출이 증명되면서

인류의 세번째 우주관측인 중력의 창문을 활짝 열 준비를 하고 있다.

더불어 이미 통합된 세 힘과 중력이 합쳐지는 대통일장 이론(Theory Of Everything)에도 한걸음 다가가게 된 것이다.

참고항목

https://www.youtube.com/watch?v=FXlg3cr-q44

https://www.ligo.caltech.edu/