아인슈타인이 틀렸다?…‘백색왜성’ 질량 측정 성공

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중력에 의해 빛이 휜다는 일반상대성이론
1919년 개기일식 때 최초 관측 입증됐으나
아인슈타인 “태양계 밖에선 불가능” 예견
허블망원경 연구팀이 ‘가능’으로 뒤집어
<사이언스>에 논문 “우주 운명 이해에 도움”

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아인슈타인이 자신이 만든 일반상대성이론에 따른 별빛의 굴절 현상을 이용해 질량을 측정하는 것이 불가능할 것이라고 예견했던 태양계 밖 별의 질량을 미국 연구팀이 처음 측정해냈다.

미국 우주망원경과학연구소(STSI) 연구팀은 7일(현지시각) 허블망원경 관측자료를 토대로 아인슈타인의 일반상대성이론을 적용해 지구에서 18광년 떨어진 기린자리의 백색왜성 ‘스타인 2051 비’(Stein 2051 B) 질량이 태양의 68%인 것을 측정해냈다고 밝혔다. 우주망원경과학연구소는 미국 항공우주국(나사)이 허블망원경 운영 대행을 맡긴 대학연합체가 운영하는 연구소다. 연구팀은 연구성과를 이날 텍사스주 오스틴에서 열린 제230회 미국천문학회 봄철학술대회에서 발표했다. 논문은 과학저널 <사이언스> 9일치에 실릴 예정이다.

아인슈타인은 1915년 중력에 의해 시공간이 휜다는 일반상대성이론을 발표했다. 그는 앞쪽에 질량이 큰 별(전경항성)이 있으면 뒤쪽 별(배경항성)의 빛이 앞쪽 별의 중력에 의해 휘어서 겉보기 위치와 실제 위치가 달리 보일 것이라고 예측했다. 4년 뒤인 1919년 영국 천체물리학자 아서 에딩턴은 개기일식 때 태양의 중력으로 별의 빛이 굴절하는 값을 계산해 별의 실제 위치와 겉보기 위치가 다르다는 것을 관측해 내어 아인슈타인 예측을 입증했다. 그러나 1936년 아인슈타인은 동료 물리학자들과 함께 “태양계 밖에서 직접 (이런) 관측을 하는 것은 불가능하다”는 논문을 <사이언스>에 발표했다.

아인슈타인의 일반상대성이론에 따라 뒤쪽 별(배경항성)에서 나오는 빛이 앞쪽 별(전경항성)의 중력에 의해 굴절돼 관찰자 입장에서는 하나의 원이 생기는데, 이를 ‘아인슈타인 링’이라 한다. 이 링의 크기는 별의 중력에 비례하고, 중력은 질량에 의해 결정되기 때문에 굴절 값을 알면 질량을 역산할 수 있다. 허블망원경 연구팀은 백색왜성의 움직임에 따른 타원 모양의 아인슈타인 링을 이용해 극히 미세하게 움직인 배경항성의 겉보기 위치를 측정해 굴절 값을 계산하고, 이를 이용해 백색왜성의 질량을 계산해냈다.

아인슈타인 이론은 큰 천체 곧 은하나 은하단의 위치와 질량을 측정하는 데는 쉽게 적용할 수 있다. 은하 전체 별의 질량이 크고 따라서 중력이 크기 때문에 빛의 굴절 값을 관측하기 쉬워서다. 하지만 백색왜성은 질량이 작아 빛이 휘는 정도가 작아 굴절 값을 측정해내기 쉽지 않다.

인도 출신의 천문학자 카일라시 찬드라 사후 등 우주망원경과학연구소 연구팀은 2014년 3월 허블망원경으로 관측한 백색왜성 스타인 2051 비 영상을 분석해 이 별의 질량이 태양의 0.675±0.051배인 것을 계산해냈다. 이 별의 빛이 굴절하는 값은 1919년 에딩턴이 관측했던 것의 1000분의 1에 불과할 정도로 작지만 일반상대성이론에는 잘 들어맞았다. 연구팀이 관측한 백색왜성(앞쪽 별)의 빛은 뒤쪽 별보다 400배나 밝아 백색왜성 빛에 섞여 있는 뒤쪽 별 빛을 구별해내기 쉽지 않았지만 연구팀은 ‘측성학적 방법에 의한 마이크로렌징’(애스트로메트릭 렌징)이라는 방법으로 굴절 값을 구했다.

백색왜성은 별이 진화하는 과정에 질량이 태양의 1.4배보다 적을 때 생긴다. 태양보다 질량이 1.4배보다 크고 3.2배보다 작으면 중성자별이, 그보다 크면 블랙홀이 된다. 우주의 별 가운데 97%는 결국 백색왜성으로 일생을 마쳐 백색왜성의 질량을 관측하는 것은 우주의 역사와 진화를 이해하는 지름길로 여겨져왔다.

김승리 한국천문연구원 책임연구원은 “백색왜성의 질량은 여러 방법으로 추정돼 왔지만 아인슈타인이 거의 불가능할 것이라고 여겼던 방법으로 태양계 밖 별의 질량을 측정해냈다는 점에서 의미있는 연구다. 2013년에 유럽우주국이 쏘아올린 가이아 관측 위성을 이용하면 우주망원경과학연구소 연구팀의 측성 방법을 더 활발하게 사용할 수 있을 것”이라고 말했다.

이근영 선임기자 [e-mail]