중력렌즈

중력렌즈란 질량을 가진 천체가 근처 시공간을 휘게 하여 렌즈와 같은 역할을 하는 현상이다. 우리가 렌즈라 부르는 물체는 유리와 같은 투명한 재질로 만들어져 있어서 빛이 잘 통과하지만 물질 속의 전자와의 상호작용으로 빛의 진행 속도가 굴절률만큼 느려진다. 이 과정에서 파동의 성질을 띤 빛의 진행 방향이 꺾이는 굴절이 일어나게 되고 렌즈의 모양에 따라 렌즈로보는 물체의 모습이 확대(볼록렌즈)되거나 축소(오목렌즈)되어 보인다. 중력렌즈도 렌즈 작용을 하는 천체의 중력에 의해 빛의 굴절이 일어나게 되어 광원인 천체의 모습이 여러 개로 보이거나 변형되어 보이고 이로 더 밝아지거나 어두워지는 현상을 말한다. 대표적인 중력렌즈 현상은 점광원인 동일 퀘이사가 여러 개로 보이는 것이다. 이는 퀘이사와 지구 사이에 있는 무거운 은하가 일으키는 중력렌즈 현상이다. 또 은하단에서 발견되는 밝은 호나 고리는 은하단보다 더 멀리 있는 은하가 광원으로 작용하고, 은하단이 중력렌즈로 작용하여 만들어진 상이다. 이런 현상처럼 뚜렷하지는 않으나 멀리 있는 은하가 중간에 있는 무거운 은하 등이 작용하는 중력 때문에 모습이 약간씩 변형되어 보이는 것을 약한 중력렌즈라고 한다. 은하보다 질량이 훨씬 작은 별도 미세하나마 중력렌즈 현상을 일으킨다. 어떤 별이 그 별과 관측자 사이에 있는 또 다른 별의 중력 때문에 밝기가 변하는 현상을 미시중력렌즈라고 한다. 중력렌즈는 은하단 내의 질량 분포 결정, 암흑물질의 존재 확인과 분포 결정, 외계행성을 탐색 등 다양한 천문학 연구에 활용되고 있다.

목차

중력렌즈의 원리를 처음으로 이해하고 예측한 사람은 아인슈타인(Albert Einstein)이다. 그는 1915년 완성한 일반상대성이론으로 중력의 효과를 휜 시공간으로 설명하였다. 질량은 시공간을 휘게 하고, 빛을 포함한 모든 파동이나 입자들은 이렇게 휘어진 시공간을 따라 자연스럽게 움직이면서 꺾이게 된다[그림 1]. 아인슈타인은 만약 빛이 태양 표면 근처를 통과한다면 약 2″(1″는 1°의 3,600분의 1에 해당하는 각) 정도 휘어야 한다고 예측했는데 이는 뉴튼(Isaac Newton) 역학으로 계산된 꺽임 각의 2배 되는 값이다. 1919년 영국 케임브리지 대학의 천문학자 에딩턴(Arthur Eddington)이 이끈 연구팀은 아프리카와 남아메리카에서 일어난 일식을 이용하여 천구 상의 별들의 위치가 태양이 근처에 올 경우 정확하게 아인슈타인이 예측한 양만큼 위치가 달라져 있음을 관측하였다. 에딩턴의 관측은 태양이 중력에 의해 약한 볼록렌즈가 되어 주변 하늘을 살짝 확대한 것을 확인함으로써 아인슈타인의 일반상대성이론을 실험적으로 검증하여 일반상대성이론이 학계에서 널리 받아들여지는 계기가 되었다. 태양 외에도 질량을 가진 모든 천체나 또는 우주 전체의 기하학적 구조에 의해서도 중력렌즈 현상이 나타날 수 있는데 각 천체에 의해 시공간이 휘어진 모습이 달라서 다양한 중력렌즈 현상이 나타나게 된다.

그림 1. 태양 주위의 휜 시공간에서 빛이 꺾이는 모습(출처: )

그림 2. 멀리 있는 광원(퀘이사 또는 별)이 전방의 렌즈(은하 또는 별)에 의해 중력렌즈 되어 두 개의 상으로 보이는 과정.(출처: 박명구/천문학회)

멀리 있지만 아주 밝은 퀘이사의 전면에 무거운 은하가 위치하게 되면 은하의 중력렌즈 작용으로 퀘이사가 여러 개로 보일 수 있다[그림 2]. 사막에서 덥혀진 공기의 렌즈 작용에 의해 오아시스의 나무가 지평선 아래에 하나 더 보이는 것과 같은 현상이다. 최초의 퀘이사 중력렌즈는 1979년 발견된 쌍둥이퀘이사 Q0957+561이다. 두 개의 퀘이사가 약 6" 정도로 아주 가까이 위치하고 있으며 두 퀘이사의 스펙트럼은 완벽하게 같은 모습을 보여준다. 특히 두 퀘이사 스펙트럼의 분광선들은 우주 팽창에 의한 적색이동 정도가 같았고 두 퀘이사 사이에서 무거운 은하가 발견되었다. 따라서 이 퀘이사들은 하나의 퀘이사가 무거운 은하에 의해 중력렌즈되어 두 개의 상으로 보이는 것으로 인정되었다[그림 2]. 이후 이와 비슷한 퀘이사 중력렌즈들이 계속 발견되었다. 경우에 따라서는 상이 두 개 이상 만들어질 수도 있는데 그림 3은 여러 은하들에 의해 퀘이사가 다섯 개의 상으로 복제되어 보이는 것을 허블 우주망원경으로 촬영한 모습이다.

그림 3. 중력렌즈된 퀘이사 SDSS J1004+4112의 모습. 노란 원으로 표시된 별 같은 밝은 천체가 중력렌즈되어 5개로 보이는 퀘이사 상이고, 붉은 타원으로 표시된 천체가 중력렌즈되어 길쭉하게 변형된 은하들이다.(출처: )

은하처럼 광원의 각 크기가 분해되어 보일 정도로 클 경우에는 중력렌즈된 상의 모습이 호(arc) 형태(밝은 호)로 늘어나 보이고(그림 3의 붉은 타원 안의 천체들), 드물게 광원과 중력렌즈가 일직선상에 놓이게 되면 동그란 고리(ring) 모양으로 보이게 된다. 이를 아인슈타인고리(Einstein ring)라 부르는데 그림 4은 허블 우주망원경으로 촬영한 아인슈타인 고리들 사진이다.

그림 4. 허블 우주망원경으로 촬영된 아인슈타인 고리들. 가운데 노란 색의 무거운 은하에 의해 더 멀리 있는 푸른 은하들이 고리 모양으로 변형되어 보인다.(출처: )

우리은하 내에 위치한 별과 별이 거의 일직선 상에 놓이면 앞 별의 중력렌즈 작용으로 뒤 별이 두 개의 상으로 보이게 된다. 그런데 별의 질량은 은하에 비해 아주 작으므로 상과 상 사이의 각 거리가 너무 작아져서 두 상이 따로 구별되어 관측할 수 없다. 하지만 광원 별과 중력렌즈 작용하는 별의 상대적 위치가 별의 운동에 의해 달라지게 되면 중력렌즈된 상의 크기가 변하게 되어 전체적으로 밝기 변화가 생기게 되며 이를 관측으로 찾아낼 수 있다. 이렇게 중력렌즈된 상을 따로 구별하여 볼 수는 없으나 중력렌즈가 일어났음을 확인할 수 있는 경우를 미시중력렌즈(microlensing)라 부른다. 특히 중력렌즈 작용하는 별이 쌍성이거나 행성을 동반하고 있으면 상으로 만들어지는 별의 밝기가 특이한 모양으로 변하게 되고 이론적인 예측과의 비교로 행성의 위치와 질량 등을 알아낼 수도 있다. [그림 5]는 행성을 가진 별의 미시중력렌즈에 의해 더 멀리 위치한 별의 밝기 변화가 생기는 과정을 한국천문연구원의 외계행성탐색시스템(KMTNet)으로 관측하는 모습을 보여주고 있다.

그림 5. 행성을 가진 별의 미시중력렌즈에 의해 더 멀리 위치한 별의 밝기 변화가 일어나는 것을 한국천문연구원의 외계행성탐색시스템(KMTNet)으로 관측하는 모습을 보여주고 있다.(출처: 한국천문연구원)

앞서 설명된 중력렌즈들은 광원이 여러 개의 상으로 나누어지거나 변형된 모습이나 밝기가 뚜렷하게 나타나는 강한 중력렌즈 현상들이다. 이에 비해 아주 약하긴 하지만 여러 개 광원들의 상이 조금씩 변형되고 이를 통계적으로 확인할 수 있는 경우가 있는데 이러한 중력렌즈를 약한 중력렌즈(weak gravitational lensing)라 한다. 은하단같이 질량이 퍼져있어서 시공간의 휨은 미약하지만 넓은 지역에 걸쳐 일어나서 그 뒤에 있는 여러 은하들의 모습이 약간씩 길쭉하게 변형되어 나타나게 된다. 그런데 변형되는 모습은 중력렌즈 작용하는 천체 주변의 휜 시공간을 반영하므로 은하들이 길쭉해진 정도와 방향으로부터 중력렌즈 작용하는 은하단의 질량 분포를 결정할 수 있다. 게다가 시공간의 휨은 질량의 유무에 의해서만 결정되고 해당 질량들이 밝고 어두운 정도와는 무관해서 관측이 안 되는 암흑물질(dark matter)까지 포함된 은하단 내 모든 질량의 분포를 결정할 수 있다. 이 같은 약한 중력렌즈 연구는 은하단 보다 훨씬 더 큰 규모에도 적용할 수 있어서 아주 멀리 있는 은하들의 모습에 대한 관측 자료들이 모아지면 우주 전체의 3차원 질량분포 지도를 그릴 수 있게 해줄 것으로 기대되고 있다. 그림 5는 약한 중력렌즈로 결정된 은하단 아벨(Abell) 520의 질량분포 지도이다.

그림 6. 은하단 아벨 520의 사진과 질량 분포 지도. 희거나 노란 밝은 천체들이 가시광선에서 촬영된 은하와 별, 주황색 뿌연 덩어리는 은하 내 별 빛의 분포, 초록색은 엑스선을 방출하는 고온의 기체 분포, 푸른 색은 약한 중력렌즈로 결정된 전체 질량 분포로서 암흑물질이 대부분을 차지하며 별 빛이나 기체와는 다른 분포를 보여주고 있다.(출처: )

중력렌즈는 우주 전체 시공간의 휨이나 은하단, 은하, 별 등에 의한 작은 규모의 시공간 휨에 의해 생겨난다. 따라서 중력렌즈된 천체들을 발견하여 관측하고 이를 일반상대성이론을 토대로 분석하면 우주의 크기, 기하학적 구조, 팽창 과정에서부터 은하 및 은하단의 질량 분포, 특히 암흑물질의 분포, 우리은하 내 질량의 분포, 외계행성 등에 이르기까지 다양한 정보를 알아낼 수 있다.