赤色적색 偏移편이 探査탐사와 銀河은하의 分布분포

◁ 銀河은하의 回轉회전 曲線곡선과 暗黑암흑 物質물질 ｜ 宇宙우주의 巨視的거시적 構造구조 ▷
【背景배경】宇宙우주의 膨脹팽창과 現代현대 宇宙論우주론

■ 12行행宇우03-04: 大規模대규모로 이루어진 外部銀河외부은하의 赤色적색 偏移편이 探査탐사의 成果성과를 理解이해하고, 銀河은하의 空間공간 分布분포를 把握파악함에 있어서 分光분광 觀測관측 資料자료의 重要性중요성을 認識인식할 수 있다.

---

宇宙우주의 地圖지도를 그리는 方法방법

하늘의 位置위치와 깊이

밤하늘의 寫眞사진은 宇宙우주를 平面평면에 눌러 담은 그림입니다. 寫眞사진으로 알 수 있는 것은 天體천체가 하늘의 어느 方向방향에 있는가, 곧 赤經적경과 赤緯적위라는 두 座標좌표뿐이고, 그 天體천체가 얼마나 멀리 있는지는 寫眞사진만으로 알 수 없습니다. 가까운 어두운 銀河은하와 먼 밝은 銀河은하가 寫眞사진에서는 나란히 붙어 보이기도 합니다. 그래서 20世紀세기 中葉중엽까지 天文學者천문학자들이 만든 銀河은하 分布분포 地圖지도는 하늘에 銀河은하가 얼마나 빽빽한지를 보여 주는 二次元이차원 地圖지도였고, 銀河은하들이 空間공간에서 實際실제로 어떻게 모여 있는지는 알기 어려웠습니다.

宇宙우주의 立體입체 地圖지도를 그리려면 세 番번째 座標좌표인 距離거리가 필요합니다. 별까지의 距離거리는 年周연주 視差시차나 별의 밝기로 잴 수 있지만, 數千萬수천만 光年광년 너머의 銀河은하 하나하나에 세페이드 變光星변광성 같은 距離거리 測定法측정법을 쓰는 것은 現實的현실적으로 不可能불가능합니다. 數十萬수십만, 數百萬수백만 개의 銀河은하에 한꺼번에 쓸 수 있는 距離거리의 尺度척도가 바로 赤色적색 偏移편이입니다.

赤色적색 偏移편이에서 距離거리로

멀리 있는 銀河은하의 스펙트럼에서는 吸收線흡수선과 放出線방출선이 實驗室실험실에서보다 波長파장이 긴 쪽으로 밀려나 있습니다. 波長파장이 늘어난 比率비율을 赤色적색 偏移편이 $z$라 하며, $z = \dfrac{\lambda_{\text{관측}} - \lambda_{\text{본래}}}{\lambda_{\text{본래}}}$로 나타냅니다. 퀘이사 3C 273의 例예로 이 式식을 쓰는 方法방법은 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 보았습니다. 赤色적색 偏移편이가 宇宙우주의 膨脹팽창 때문에 생기며 먼 銀河은하일수록 빨리 멀어진다는 허블-르메트르 法則법칙은 「宇宙의 膨脹과 現代 宇宙論」에서 다룹니다. 여기서는 그 法則법칙을 距離거리를 재는 道具도구로 쓰는 方法방법만 살펴봅니다.

赤色적색 偏移편이가 작을 때는 後退후퇴 速度속도를 $v \approx cz$로 어림할 수 있고, 허블-르메트르 法則법칙 $v = H_0 d$에 따라 距離거리는 $d \approx \dfrac{cz}{H_0}$가 됩니다. 허블 常數상수 $H_0$를 約약 70 km/s/Mpc로 잡으면, 赤色적색 偏移편이가 0.02인 銀河은하는 秒速초속 約약 6,000 km로 멀어지고 있으므로 約약 86 Mpc, 곧 約약 2億억 8千萬천만 光年광년 떨어져 있는 셈입니다. 1 Mpc(메가파섹)는 約약 326萬만 光年광년입니다. 赤色적색 偏移편이가 커지면 이 簡單간단한 比例式비례식은 맞지 않게 되고 宇宙우주의 膨脹팽창 歷史역사를 考慮고려한 計算계산이 必要필요하지만, 赤色적색 偏移편이가 클수록 멀리 있다는 順序순서 自體자체는 變변하지 않습니다. 이렇게 銀河은하 하나하나의 赤色적색 偏移편이를 재어 하늘의 位置위치에 깊이를 더하는 作業작업을 赤色적색 偏移편이 探査탐사라 합니다.

分光분광 觀測관측이 必要필요한 까닭

스펙트럼과 赤色적색 偏移편이의 測定측정

赤色적색 偏移편이를 재려면 銀河은하의 빛을 波長파장에 따라 펼친 스펙트럼을 얻어야 합니다. 銀河은하의 스펙트럼에는 수많은 별의 빛이 合합쳐진 連續연속 스펙트럼 위에 特定특정한 元素원소가 만드는 線선들이 나타납니다. 늙은 별이 많은 楕圓타원 銀河은하에서는 칼슘 이온이 만드는 393.4 nm와 396.8 nm의 强강한 吸收線흡수선 한 雙쌍이 뚜렷하고, 별이 活潑활발하게 태어나는 螺旋나선 銀河은하에서는 水素수소의 656.3 nm 放出線방출선 같은 밝은 線선이 보입니다. 이 線선들의 觀測관측 波長파장을 實驗室실험실 波長파장과 견주면 赤色적색 偏移편이를 小數點소수점 아래 네 자리 程度정도까지 正確정확하게 얻을 수 있습니다. 速度속도로 바꾸면 秒速초속 수십 km의 精密度정밀도이며, 距離거리로는(아래에서 볼 特異특이 速度속도를 無視무시하면) 1 Mpc 안팎의 差異차이를 가려낼 수 있는 水準수준입니다.

測光측광 赤色적색 偏移편이

스펙트럼을 얻는 일은 寫眞사진을 찍는 것보다 훨씬 어렵습니다. 빛을 波長파장마다 잘게 나누므로 한 波長파장에 돌아가는 빛이 적어지고, 그만큼 오래 빛을 모아야 하기 때문입니다. 그래서 여러 色색 필터로 찍은 寫眞사진의 밝기만으로 赤色적색 偏移편이를 어림하는 方法방법도 쓰입니다. 銀河은하의 스펙트럼에는 特定특정 波長파장에서 밝기가 크게 꺾이는 特徵특징이 있는데, 赤色적색 偏移편이가 커지면 이 꺾이는 자리가 붉은 쪽으로 옮겨 가 필터별 밝기의 比비가 달라집니다. 이를 利用이용해 얻은 값을 測光측광 赤色적색 偏移편이라 합니다.

測光측광 赤色적색 偏移편이는 한 番번에 엄청나게 많은 銀河은하에 쓸 수 있지만, 誤差오차가 赤色적색 偏移편이 0.02~0.05 程度정도로 큽니다. 앞의 計算계산에 따르면 赤色적색 偏移편이 0.02의 差異차이는 距離거리로 約약 3億억 光年광년에 가깝습니다. 銀河은하들이 모인 壁벽과 텅 빈 空間공간의 크기가 數千萬수천만~數億수억 光年광년이라는 것을 생각하면, 이 誤差오차로는 視線시선 方向방향으로 構造구조가 뭉개져 보이지 않게 됩니다. 銀河은하가 空間공간에 어떻게 分布분포하는지를 實際실제로 드러낸 것은 分光분광 觀測관측으로 얻은 赤色적색 偏移편이였고, 赤色적색 偏移편이 探査탐사의 歷史역사가 곧 더 많은 銀河은하의 스펙트럼을 더 빨리 얻기 위한 技術기술의 歷史역사인 것도 이 때문입니다.

多天體다천체 分光器분광기

初期초기의 赤色적색 偏移편이 測定측정은 望遠鏡망원경을 銀河은하 하나에 맞추고 좁은 틈으로 빛을 받아 스펙트럼을 찍는 方式방식이었습니다. 어두운 銀河은하 하나에 數十수십 分분에서 몇 時間시간이 걸렸으므로, 1970秊代년대까지 赤色적색 偏移편이가 알려진 銀河은하는 數千수천 개에 不過불과했습니다. 이 限界한계를 깬 것이 여러 天體천체의 빛을 한꺼번에 받는 多天體다천체 分光器분광기입니다. 望遠鏡망원경의 焦點面초점면에서 銀河은하마다 光纖維광섬유의 한쪽 끝을 갖다 대고, 다른 쪽 끝을 分光器분광기 앞에 한 줄로 늘어놓으면 數百수백 개 銀河은하의 스펙트럼을 한 番번에 얻을 수 있습니다. 光纖維광섬유의 자리를 맞추는 方法방법은 金屬板금속판에 銀河은하의 位置위치대로 구멍을 뚫어 꽂는 方式방식에서 로봇 팔이 光纖維광섬유 끝을 하나하나 옮기는 方式방식으로 發展발전했습니다.

赤色적색 偏移편이 探査탐사의 歷史역사

CfA 探査탐사와 '宇宙우주의 한 조각'

本格的본격적인 赤色적색 偏移편이 探査탐사는 1970秊代년대 末말 美國미국 하버드-스미스소니언 天體物理學천체물리학 센터(CfA)에서 始作시작되었습니다. 첫 探査탐사로 밝은 銀河은하 約약 2,400개의 赤色적색 偏移편이를 얻은 데 이어, 1980秊代년대 中盤중반부터 더 어두운 銀河은하까지 넓힌 두 番번째 探査탐사가 進行진행되었습니다. 1986秊년 드라파랑, 겔러, 허크라는 하늘의 幅폭 6°, 길이 117°인 띠 模樣모양 領域영역에서 銀河은하 約약 1,100개의 位置위치를 赤色적색 偏移편이와 함께 그린 그림을 發表발표했습니다. '宇宙우주의 한 조각'이라는 題目제목의 이 論文논문은 宇宙우주 地圖지도의 歷史역사에서 轉換點전환점이 되었습니다.

그림 속 銀河은하들은 고르게 흩어져 있지 않았습니다. 銀河은하들은 얇은 막처럼 이어져 거품의 表面표면 같은 模樣모양을 이루었고, 그 사이에는 銀河은하가 거의 없는 지름 1億억~2億억 光年광년 規模규모의 빈 空間공간이 있었습니다. 그림 한가운데에는 몸통 部分부분이 視線시선 方向방향으로 길게 늘어난 사람 模樣모양의 構造구조가 있어 '막대 人間인간'이라는 別名별명을 얻었는데, 늘어난 部分부분은 머리털자리 銀河團은하단이었습니다. 이 늘어남은 實際실제 模樣모양이 아니라 赤色적색 偏移편이로 距離거리를 잴 때 생기는 일그러짐이며, 아래에서 다시 살펴봅니다. 探査탐사 領域영역을 넓혀 가던 겔러와 허크라는 1989秊년 길이 적어도 約약 5億억 光年광년, 幅폭 2億억~3億억 光年광년, 두께 約약 1,500萬만 光年광년에 이르는 銀河은하의 壁벽을 報告보고했고, 이것은 'CfA2 長城장성(巨大거대 長城장성)'이라 불리게 되었습니다. 우주의 構造구조가 探査탐사 領域영역의 크기만큼 크다는 事實사실은, 더 넓고 깊은 探査탐사가 必要필요하다는 것을 뜻했습니다.

2dF와 슬론 디지털 天球천구 探査탐사

1990秊代년대에는 칠레 라스캄파나스 天文臺천문대의 探査탐사가 銀河은하 約약 2萬만 6千천 개의 赤色적색 偏移편이를 얻어 더 먼 距離거리까지 거품 模樣모양의 構造구조가 이어진다는 것을 보여 주었습니다. 이어 오스트레일리아의 앵글로-오스트레일리아 望遠鏡망원경에서 進行진행된 2dF 銀河은하 赤色적색 偏移편이 探査탐사는 지름 2°의 넓은 視野시야에 光纖維광섬유 400개를 로봇으로 배치하는 裝置장치를 써서, 1997秊년부터 2002秊년까지 銀河은하 約약 22萬만 개의 赤色적색 偏移편이를 測定측정했습니다.

같은 時期시기 美國미국 뉴멕시코주 아파치포인트 天文臺천문대의 지름 2.5 m 專用전용 望遠鏡망원경으로 始作시작된 슬론 디지털 天球천구 探査탐사(SDSS)는 寫眞사진 觀測관측과 分光분광 觀測관측을 함께 하는 計劃계획이었습니다. 먼저 넓은 하늘을 여러 色색 필터로 찍어 天體천체의 目錄목록을 만들고, 그 가운데 고른 銀河은하와 퀘이사에 光纖維광섬유 數百수백 개를 꽂아 스펙트럼을 얻었습니다. 2000秊년에 本格본격 觀測관측을 始作시작한 뒤 여러 段階단계를 거치며 數百萬수백만 개 天體천체의 스펙트럼을 쌓았고, 2003秊년에는 이 資料자료에서 길이가 13億억 光年광년을 넘는 銀河은하의 壁벽이 報告보고되어 '슬론 長城장성'이라 불렸습니다. 다만 이처럼 큰 構造구조를 하나로 이어진 構造구조로 볼지, 偶然우연히 늘어선 여러 構造구조로 볼지는 硏究者연구자마다 意見의견이 갈립니다.

DESI

2021秊년 5月월에는 美國미국 애리조나주 키트피크 國立국립 天文臺천문대의 지름 4 m 메이올 望遠鏡망원경에서 暗黑암흑 에너지 分光분광 裝置장치(DESI)의 探査탐사가 始作시작되었습니다. 로봇이 움직이는 光纖維광섬유 5,000개가 몇 分분 만에 새 자리를 잡아, 하룻밤에 10萬만 개가 넘는 스펙트럼을 얻을 수 있습니다. 5秊년 동안 數千萬수천만 개의 銀河은하와 퀘이사를 觀測관측해 只今지금까지 가장 큰 宇宙우주 立體입체 地圖지도를 만드는 것이 目標목표입니다. 2024秊년 發表발표된 첫해 資料자료의 分析분석에서는 暗黑암흑 에너지가 時間시간에 따라 變변할 수 있다는 暗示암시가 나와 注目주목을 받았고, 2025秊년 3年연 資料자료에서는 그 暗示암시가 더 뚜렷해졌지만, 아직 確定확정된 結論결론은 아닙니다. CfA의 첫 探査탐사에서 DESI까지 約약 40秊년 사이에 赤色적색 偏移편이를 아는 銀河은하의 數수는 數千수천 개에서 數千萬수천만 개로 늘어났습니다.

探査탐사가 보여 준 銀河은하의 分布분포

작은 規模규모의 不均一불균일

赤色적색 偏移편이 探査탐사가 그린 宇宙우주의 地圖지도에서 銀河은하는 고르게 흩어져 있지 않습니다. 銀河은하는 무리를 지어 銀河群은하군과 銀河團은하단을 이루고, 銀河團은하단과 銀河團은하단 사이는 실 같은 필라멘트와 넓은 막 같은 壁벽으로 이어지며, 그 사이에는 銀河은하가 거의 없는 보이드가 있습니다. 이 全體전체 模樣모양이 그물이나 거품과 비슷하다고 해서 宇宙網우주망이라 부릅니다. 銀河은하의 集團집단과 宇宙網우주망의 構造구조가 어떻게 이루어져 있고 어떻게 생겨났는지는 「宇宙의 巨視的 構造」에서 仔細자세히 다룹니다.

이런 構造구조가 赤色적색 偏移편이 探査탐사 以前이전에 거의 알려지지 않았던 것은 앞에서 본 것처럼 二次元이차원 地圖지도에서는 앞뒤의 構造구조가 겹쳐 보이기 때문입니다. 視線시선 方向방향으로 數億수억 光年광년에 걸친 銀河은하들이 한 平面평면에 눌리면 壁벽과 빈 空間공간이 서로를 메워 버려, 하늘에는 銀河은하가 比較的비교적 고르게 퍼져 있는 것처럼 보입니다. 宇宙우주의 構造구조는 分光분광 觀測관측으로 깊이를 얻은 뒤에야 비로소 눈에 보이게 되었습니다.

큰 規模규모의 均一균일

그러나 探査탐사 領域영역을 더 넓혀 數億수억 光年광년보다 큰 箱子상자로 宇宙우주를 나누어 보면 이야기가 달라집니다. 箱子상자 하나하나에 들어 있는 銀河은하의 數수가 거의 같아지기 때문입니다. 銀河은하 數수의 差異차이는 箱子상자가 커질수록 줄어들어, 大略대략 3億억~4億억 光年광년보다 큰 規模규모에서는 宇宙우주가 어디서나 비슷한 密度밀도를 가진 것으로 나타납니다. 작은 規模규모에서는 울퉁불퉁하지만 큰 規模규모에서는 고른 宇宙우주, 이것이 赤色적색 偏移편이 探査탐사가 그려 낸 宇宙우주의 모습입니다. 큰 規模규모에서 宇宙우주가 均一균일하고 方向방향에 따라 다르지 않다는 생각을 宇宙우주 原理원리라 하며, 現代현대 宇宙論우주론의 出發點출발점입니다. 宇宙우주 原理원리가 처음에는 計算계산을 簡單간단히 하기 위한 假定가정에 가까웠다면, 赤色적색 偏移편이 探査탐사는 그것을 觀測관측으로 確認확인하는 役割역할을 했습니다.

바리온 音響음향 振動진동

赤色적색 偏移편이 探査탐사는 銀河은하의 分布분포 속에 숨은 一定일정한 길이도 찾아냈습니다. 宇宙우주 初期초기, 原子원자가 생기기 前전의 宇宙우주는 빛과 物質물질이 뒤섞인 뜨거운 플라스마였고, 密度밀도가 높은 곳에서는 壓力압력 때문에 物質물질이 音波음파처럼 바깥으로 퍼져 나갔습니다. 宇宙우주가 約약 38萬만 秊년 되었을 때 原子원자가 만들어지면서 빛과 物質물질이 갈라지자 이 波動파동은 그 자리에 멈추었고, 그 痕跡흔적은 銀河은하 두 개가 特定특정한 距離거리만큼 떨어져 있을 確率확률이 조금 높은 模樣모양으로 남았습니다. 이를 바리온 音響음향 振動진동이라 하며, 그 길이는 오늘날의 宇宙우주에서 約약 4億억 9千萬천만 光年광년에 該當해당합니다. 2005秊년 SDSS와 2dF 探査탐사의 資料자료에서 거의 同時동시에 이 痕跡흔적이 確認확인되었습니다.

길이를 미리 알고 있는 物體물체를 尺度척도로 쓰면 그 物體물체가 얼마나 작게 보이는지로 距離거리를 알 수 있습니다. 바리온 音響음향 振動진동의 길이는 宇宙우주 初期초기의 物理물리로 計算계산되므로, 여러 赤色적색 偏移편이에서 이 길이가 얼마로 보이는지를 재면 時代시대에 따라 宇宙우주가 얼마나 膨脹팽창해 왔는지를 알 수 있습니다. DESI 같은 最近최근의 探査탐사가 暗黑암흑 에너지를 調査조사할 수 있는 것도 이 宇宙우주의 자 德分덕분입니다.

赤色적색 偏移편이 空間공간의 일그러짐

赤色적색 偏移편이를 距離거리로 바꿀 때는 注意주의할 點점이 있습니다. 銀河은하의 赤色적색 偏移편이에는 宇宙우주의 膨脹팽창에 따른 部分부분뿐 아니라, 銀河은하가 周圍주위의 重力중력에 끌려 實際실제로 움직이는 速度속도에 따른 도플러 效果효과가 함께 들어 있습니다. 이 特異특이 速度속도는 普通보통 秒速초속 數百수백 km 程度정도지만, 銀河團은하단 안에서는 銀河은하들이 秒速초속 1,000 km가 넘는 速度속도로 이리저리 움직입니다. 우리 쪽으로 다가오는 銀河은하는 實際실제보다 가깝게, 멀어지는 銀河은하는 實際실제보다 멀게 計算계산되므로, 赤色적색 偏移편이로 그린 地圖지도에서 銀河團은하단은 視線시선 方向방향으로 길게 늘어나 우리를 가리키는 손가락처럼 보입니다. 이를 '神신의 손가락' 效果효과라 하며, CfA 探査탐사의 '막대 人間인간'의 몸통도 이렇게 늘어난 머리털자리 銀河團은하단이었습니다.

反對반대로 더 큰 規模규모에서는 構造구조가 視線시선 方向방향으로 납작하게 눌려 보입니다. 密度밀도가 높은 領域영역으로 周圍주위의 銀河은하들이 천천히 떨어져 들어가고 있기 때문에, 그 領域영역의 우리 쪽 銀河은하는 멀어지는 쪽으로, 건너편 銀河은하는 다가오는 쪽으로 움직여 赤色적색 偏移편이 地圖지도에서 서로 가까워 보이는 것입니다. 이 일그러짐은 성가신 誤差오차이기도 하지만, 그 程度정도를 재면 構造구조가 重力중력으로 얼마나 빨리 자라고 있는지를 알 수 있어 重力중력 理論이론을 宇宙우주 規模규모에서 檢證검증하는 道具도구로도 쓰입니다. 赤色적색 偏移편이 空間공간의 地圖지도와 實際실제 空間공간의 地圖지도가 다르다는 것을 알고 補正보정하는 것은, 赤色적색 偏移편이를 距離거리로 쓰는 探査탐사의 基本기본입니다.

整理정리

赤色적색 偏移편이 探査탐사는 寫眞사진 한 張장에 깊이를 더하는 일에서 始作시작해, 宇宙우주가 작은 規模규모에서는 그물처럼 얽혀 있고 큰 規模규모에서는 고르다는 事實사실을 밝혀냈습니다. 그 바탕에는 銀河은하 하나하나의 빛을 波長파장으로 펼쳐 읽어 내는 分光분광 觀測관측이 있었고, 더 많은 스펙트럼을 더 빨리 얻으려는 技術기술의 發展발전이 宇宙우주 地圖지도의 範圍범위를 넓혀 왔습니다.