태양계가 속한 우리 은하 밖에도 은하가 존재한다는 사실을 밝혀낸 사람은 미국의 천문학자 '에드윈 허블(Edwin Hubble)'이다. 또한 그가 유도해낸 '허블의 법칙(Hubble's law)'은 우주의 팽창을 시사했다. 이는 당시의 우주관을 크게 바꾼 획기적인 발견이었다.
0. 기본 데이터
- 이름: 에드윈 허블 (Edwin Hubble, Edwin Powell Hubble)
- 출생-사망: 1889년 11월 20일 ~ 1953년 9월 28일
- 국적: 미국
- 출생지: 미국
0-1. 목차
- 에드윈 허블
- 성운까지의 거리를 계산하다.
- 우리은하 밖의 은하를 발견하다.
- 우주는 팽창하고 있다.
- 허블의 계산도 현재는 크게 수정되었다.
1. 에드윈 허블
1-1. 처음에는 변호사가 되기위해 법학을 공부했다.
1889년에 미국 미주리 주 '마시필드(Marshfield)'의 오지에서 태어난 '에드윈 허블(Edwin Hubble, 1889~1953)'은 수줍음이 많으면서도 야망에 찬 소년기를 보냈다. 변호사이자 보럼 대리인이었던 그의 부친은 자신의 아들이 변호사로 성공하기를 바랐으나, 소년 허블은 '쥘 베른(Jules Verne)'의 소설과 별의 매력에 흠뻑 빠져 있었다. 당시 그는 '해저 2만 리(Twenty Thousand League Under the Sea)'와 '지구에서 달까지(From the Earth to the Moon)' 등의 고전 공상과학소설을 가장 좋아했다고 한다. 또한 그는 실력 있는 권투선수이기도 했다. 한 프로모터는 '에드위 허블'에게 프로선수로 전향하여, 당시 헤비급 세계 챔피언이었던 '잭 존슨(Jack Johnson, 1878~1946)'과 타이틀전을 가질 것을 권유했을 정도였다.
고등학교를 졸합한 후에 허블은 '옥스퍼드 대학'에 '로즈(Rhosdes)' 장학금을 받고 진학하여 법학을 공부했는데, 이 기간 동안 그는 영국 상류사회의 매너리즘에 점차 익숙해져갔다. 그는 이때부터 정장을 입고 파이프 담배를 피우기 시작했으며, 강한 영국식 억양으로 결투에서 얻은 상처를 자랑하곤 했다. 그러나 소문에 의하면 그 상처는 자해로 생긴 것이라고 한다. 일류 대학의 장학생이 되었음에도 불구하고, 허블은 전혀 행복하지 않았다. 소송이나 재판과 같은 세속적인 일들은 결코 그를 즐겁게 할 수 없었다. 소년 시절부터 그의 이상향은 언제나 밤하늘의 별이었기 때문이다. 결국 그는 다니던 학교를 과감하게 때려치우고 '시카고 대학(University of Chicago)'으로 옮겼다.
1-2. 천문학자가 되었다.
'에드윈 허블'은 1914년부터 시카고 교외에 있는 '여키스 천문대(Yerkes observatory)'에서 천문 관측을 하게 되었다. 그리고 제1차 세계 대전에 종군한 뒤, 1919년부터는 캘리포니아에 있는 '월슨산 천문대(Mount Wilson Observatory'로 파견되어 본격적인 천문학자의 길을 걷기 시작했다. 그 무렵 이 천문대에 2.5m 반사 망원경이 만들어졌는데, 허블은 이것을 이용해 연구했다. 다른 사람보다 천문학 공부를 늦게 시작한 허블은 남들보다 몇 배의 노력을 기울여 밀린 공부를 따라잡았고, 얼마 지나지 않아 천문학 역사상 가장 어려운 문제를 해결함으로써, 현대 천문학의 아버지로 세계만방에 이름을 떨치게 되었다.
월슨 산 천문대는 로슬앤젤레스에서 북동쪽으로 약 50km 떨어진 표고 1742m의 고지에 있다. '태양 분광 사진기(Solar Spectrophotometers)'를 만든 것으로 유명한 '조지 헤일(George Hale, 1868~1938)'의 노력에 의해, '카네기 재단(Carnegie Trust)'의 기부를 얻어 건설된 것이다. 처음에는 높은 산 위의 태양 관측소로 발족해, 2개의 '태양탑(Solar Tower)'과 '스노 수평 망원경(Snow Horizontal Telescope)'으로 태양 관측을 하고 있었다. 그러나 이후 1907년에 1.5m, 1917년에 2.5m의 반사 망원경을 설치한 뒤로는 이름을 '월슨산 천문대'로 바꾸고 항성 우주 연구에 힘을 쏟게 되었다. 허블은 여기서 '성운'을 연구하기 시작했다. '성운(nebula)'이란 맨눈 또는 소형 망원경으로 볼 때 구름처럼 보이는 천체이다. 망원경의 분해능이 나쁜 19세기에는 하늘에 있는 구름 모양의 천체를 모두 '성운'이라고 했다. 하지만 분해능이 좋아짐에 따라 차츰 문제가 복잡해졌다.
2. 성운까지의 거리를 계산하다.
2-1. '샤를 메시에'의 성단 분류
성운에 대해 최초로 계통적인 연구를 한 사람은 프랑스의 천문학자 '샤를 메시에(Charles Messier, 1730~1817)'였다. 그는 원래 '혜성(comet)' 연구자였으며, 누구보다 먼저 혜성을 발견하는 것을 무한한 기쁨으로 생각했다. 하지만 그를 괴롭히는 것이 있었는데, 그것은 바로 '성운(nebula)'이었다.
그래서 '샤를 메시에(Charles Messier)'는 다른 혜성 연구자를 위해서, 100개 이상의 성운을 모아 놓은 표를 만들었다. 그 후 혜성의 발견자들은 혜성 비슷한 것을 발견하면, 먼저 이 메시에의 표를 확인하고, 그 뒤에 발견을 선언하게 되었다. 그의 표에 수록된 천체는 지금도 M1, M2 등으로 표시하고 '메시에 1', '메시에 2'등으로 부른다. 예컨대 'M31'은 '안드로메다 은하(Andromeda galaxy)'으로, 안드로메다 은하는 오랫동안 '안드로메다 성운'으로 알려져 있었다.
2-2. 우리 은하는 우주의 전부가 아니었다.
그 후 독일계의 영국인 천문학자 '윌리엄 허셜(William Herschel, 1738~1822)'은 메시에가 정리한 성운 가운데 몇 가지가 무수한 별의 집합체임을 발견하고, 이들을 '은하계 성단(galactic star cluster)'이라고 불렀다.
미국의 천문학자 '할로 섀플리(Harlow Shapley, 1885~1972)'는 우리의 태양계를 포함하는 우리 은하의 크기와, 그 안에 있는 태양계의 위치를 밝혀냈다. 그에 따르면, 우리 은하는 렌즈 모양이며, 지름은 약 10만 광년, 중심의 두께는 약 1.5만 광년이고, 태양은 우리 은하의 중심에서 약 2만 6000년 광년 정도 떨어진 곳에 있다.
1910년대 초에는 미국의 천문학자 '헨리에타 리비트(Henrietta Leavitt, 1868~1921)'가 '소마젤란성운'을 연구해서 그것이 우리 은하 밖에 있는 성단임을 밝혀냈다. 현재 소마젤란성운은 은하임이 밝혀져 '소마젤란은하(Small Magellanic Cloud)'라고 불리고 있으며, 지구에서 약 20만 광년 떨어져 있다는 사실이 밝혀져 있다.
2-3. 먼 천체의 거리를 어떻게 쟀는가?
'섀플리'와 '리비트'는 그들의 연구에 '세페이드 변광성(Cepheid variable)'을 이용했다. '세페이드 변광성'은 시간에 따라 밝기가 바뀌는 별로, 세페이드 변광성은 그 종류 중 하나이다. '세페이드 변광성'은 변광 주기와 절대 광도 사이에 비례 관계가 있으며, 주기가 길수록 절대 광도가 그와 비례해 증가한다. 절대 광도는 별의 절대적인 밝기이며, 우리가 눈으로 보는 겉보기 광도와는 다르다.
이것을 이해하기 위해 칸델라나 와트수로 나타내는 전구의 절대적인 밝기인 '광도(intensity of light)'와, 그 전구를 어느 거리만큼 떨어진 곳에서 보는 전구의 밝기인 '조도(intensity of illumination)'를 생각해 보자. 아래에서 설명하듯이 전구의 광도는 별의 절대 광도에, 조도는 겉보기 광도에 해당한다.
2-3-1. 절대 광도를 알면, 거리를 알 수 있다.
아무리 밝은 전구라도 멀리 떨어진 곳에서 보면 어둡게 느껴진다. 마찬가지로 절대 광도가 높은 별이라도 멀리 떨어진 곳에서 그것을 관측하면, 그 겉보기 광도는 낮아질 것이다. 전구에 의해 생기는 어느 면의 조도는 그 전구의 광도에 비례하며, 전구에서 떨어진 거리의 제곱에 반비례한다. 별의 겉보기 광도와, 그 별의 절대 광도 및 별까지의 거리 사이에도 이와 비슷한 관계가 있다. 이것을 '겉보기 광도-절대광도-거리의 관계'라고 부르기로 하자. 이 관계식 가운데, 겉보기 광도는 그 별의 밝기를 관측함으로써 정해진다. 즉, 어떤 방법으로 그 별의 절대 광도를 정할 수 있으면, 그 관계를 사용해 그 별까지의 거리를 정할 수 있을 것이다.
2-3-2. '절대 광도'는 '변광 주기'로 알 수 있다.
그런데 이미 말한 것처럼 '세페이드 변광성'에는 변광 주기와 절대 광도 사이에 비례 관계가 있다. 이것을 '변광 주기-절대 광도의 관계'라고 부른다. 따라서 이 식을 사용하면, 그 별의 절대 광도를 정할 수 있다. 이렇게 해서 정해진 절대 광도를 '겉보기 광도-절대 광도-거리의 관계'의 식에 대입하면, 그 별까지의 거리가 정해질 것이다. '섀플리'나 '리비트'는 이들 관계식을 이용해 연구를 진행했다. 그리고 허블도 이들 관계식을 이용해 각 성운까지의 거리를 측정하려고 했다.
3. 우리은하 밖의 은하를 발견하다.
허블은 1924년에 망원경으로 '메시에 31(안드로메다 성운)'을 관측했다. 그리고 그 내부에 수많은 별이 있고, 그 가운데는 몇 개의 세페이드 변광성이 있다는 사실을 발견했다. 이제까지 설명한 두 관계식을 통해 허블이 정한 안드로메다 성운까지의 거리는 90만 광년이었다. 그 후의 연구에 의해, 지구에서 '안드로메다 성운'까지의 거리는 90만 광년이 아니라 254±11만 광년이라는 사실이 알려져 있다. 하지만 어쨌든, 안드로메다 성운이 우리 은하 바깥에 있는 성운임은 확실했다.
또 연구를 계속한 허블은 이보다 훨씬 멀리 떨어진 10억 광년의 저편에도 성운이 존재함을 확인했다. 이로써 성운에 두 종류의 성운이 있음이 알려졌다. 그 첫째는 '안드로메다 성운' 같은 우리은하 밖의 성운이다. 그것을 실제로 우리은하와 같은 은하로, 무수한 별로 이루어져 있다. 하지만 이들은 멀리 떨어져 있기 때문에 겹쳐서 성운처럼 보이는 것이다. 둘째는 '오리온 성운(지구에서 약 1500광년 떨어진 위치에 있는 발광 성운)'과 같은 가스 등 성간 물질로 이루어지는 구름 모양의 천체이다. '성간 물질(Interstellar Matter)'이란 항성과 항성 사이에 있는 희박한 물질의 총칭이다.
4. 우주는 팽창하고 있다.
4-1. 도플러 효과
그후 우리 은하 바깥에 있는 은하는 '섬우주(island unverse)'라고 부르게 되었다. 넓은 우주에서 보면 우리은하 밖에 있는 은하도 거기에 흩어져 있는 섬 같은 것이라고 생각되었기 때문이다. 1929년부터 허블은 섬우주의 '시선 속도'에 관한 연구를 시작했다. '시선 속도(ridial velocity)'란 섬 우주가 우리에게서 계속 멀어지거나 가까워지는 현상이다. 이 연구에 이용된 원리는 오스트리아의 물리학자 '크리스티안 도플러(Christian Doppeler, 1803~1853)'가 최초로 밝힌 '도플러 효과(Doppler effect)'였다.
'도플러 효과(Doppler Effect)'란 멀어지는 곳에서 오는 빛의 파장은 길어지고 가까워지는 곳에서 오는 빛의 파장은 짧아지는 효과를 말한다. 나 자신을 스쳐 지나가는 구급차의 사이렌 소리는 '도플러 효과'를 설명하기 위해 자주 사용된다. 구급차의 사이렌 소리가 가까워지면 소리가 높게 들리고, 반대로 구급차의 사이렌 소리가 멀어지면 소리가 낮은 음이 들린다. 이는 가까이 오는 구급차에서 나오는 파동은 마루와 마루의 간격이 짧아져 '짧은 파장'이 되고, 멀어지는 구급차에서 나오는 파동은 마루와 마루의 간격이 넓어져 '긴 파장'이 되기 때문이다. '높은 소리(진동수 높음)'가 파장이 짧은 소리이고, '낮은 소리(진동수 낮음)'가 파장이 긴 소리이다
4-2. 적색편이(redshift)
이처럼 소리의 경우 진동수가 문제가 되지만, 별에서 오는 빛의 경우에는 파장이 문제가 된다. 즉, 정지해 있는 별에서 오는 파장에 비해, 점점 가까워지는 별에서 오는 빛의 파장은 짧아지고, 멀리 있는 별에서 오는 파장은 길어진다. 가시광선 영역에서, 짧아진 파장은 푸른색으로 보이는 경향이 있고, 길어진 파장은 붉은색으로 보이는 경향이 있다. 이 원리를 이용해, 허블은 각 섬우주의 시선 속도를 정했다. 그 결과, 놀랍게도 지구에서 멀리 떨어진 곳에 있는 섬우주일수록, '적색편이(redshift)'를 나타내고 있었다. 멀리 떨어진 섬우주일수록 그에 비례한 빠른 속도로 계속 멀어져 가고 있었던 것이다. 즉, 우주는 팽창하고 있었다. 이 사실에 의거해, 시간을 거꾸로 돌리면 아득한 옛날에는 모든 우주가 한 점에 있었다는 결론이 나온다. 우리 우주는 그 한점의 대폭발인 '빅뱅'에 의해 우주가 생긴 셈이다.
이제까지 이야기한 것을 수식으로 표현하면 V=H0R이 된다. 섬우주의 후퇴 속도 V와, 섬우주가 지구에서 떨어진 거리 R사이에는 정비례의 관계가 성립한다는 것이다. 여기에서 'H0'라는 비례 상수는 '허블 상수(Hubble constant)'라고 부르는데, 허블의 연구에 경의를 표해 이름 붙여진 것이다. 최근의 연구에 의하면, 허블 상수 H0=70.1km/s·Mpc이다 Mpc는 거리의 단위 '메가파섹(megaparsec)'으로, 1Mpc는 약 329만 9000광년이다. 이것은 거리가 325만 9000광년 늘어날 때마다, 지구에서 본 후퇴 속도가 초속 70.1km씩 늘어남을 의미한다.
5. 허블의 계산도 현재는 크게 수정되었다.
허블의 연구는 그 후 독일 태생의 미국 천문학자 '월터 바데(Walter Baade, 1893~1960)'에 의해 크게 발전했다. '월터 바데'는 뭔스터 대학과 괴팅겐 대학을 졸업한 뒤, 1919년부터 1931년까지 '함부르크 천문대(Hamburg Observatory)'에서 관측원으로 근무했다. 1931년에는 미국으로 건너가 '월슨 산 천문대(Mount Wilson Observatory)'에 근무했고, 1948년에는 '팔로마 천문대(Palomar Observatory)'에서 일했다. 1959년에는 귀국하여 모교 괴팅겐 대학의 교수가 되었다.
'팔로마 천문대'는 '월슨 산 천문대'의 남동쪽 약 200km, 표고 1706m의 고지에 있다. '월터 바데'는 1948년에 완성된 5m 반사 망원경을 이용해, 우리 은하 밖 성운이나 항성 스펙트럼 연구에서 다른 천문대의 추격을 허락하지 않는 업적을 쌓았다. 122cm 슈미트 카메라를 이용해 천문대가 제작한 사진 성도는 많은 천문학자가 애용하고 있다.
'월터 바데'는 1942년경부터 멋진 연구를 시작하였다. 그 무렵은 이미 제2차 세계 대전 중이라 천문대 부근의 로스앤젤레스 거리의 밝기도 어두웠다. 그는 그 어둠을 이용해, 안드로메다 성운에 대한 연구를 시작했다. 이것은 허블을 계승한 연구라 해도 좋을 것이다.
5-1. 셰페이드 변광성에도 제1 및 제2종족의 유형이 있었다.
이윽고 그는 안드로메다 성운 안에는 두 종류의 별이 있는 것 같다는 사실을 알아차렸다. 하나는 성운의 나선 모양을 한 팔의 주변부에 있는 푸른색의 젊은 별과, 다른 하나는 성운 중심부에 있는 붉은색의 늙은 별이었다. 그는 이들 각각을 제1 및 제2종족의 별이라고 불렀다.
이어 그는 성운까지의 거리를 측정하는 데 이용된 '세페이드 변광성'에도 제1 및 제2종족의 유형이 있음을 발견했다. 같은 변광 주기의 제1 및 제2종족 세페이드 변광성의 절대 광도를 비교하자, 전자의 '절대 광도'는 후자의 '절대광도'보다 약 4배 크다는 사실도 알 수 있었다.
5-2. 허블의 거리 측정이 오차가 컸던 이유
앞에서 말한 섀플리에 의한 우리 은하의 크기나, 리비트에 의한 '소마젤란 성운'까지의 거리 층정에는 제2종족의 '세페이드 변광성'이 사용되었다. 그리고 그에 대응한 '변광 주기-절대 광도'의 관계가 이용되었다. 따라서 이렇게 구해진 '우리 은하의 크기와 '소마젤란 성운까지의 거리'는 현재도 옳다. 하지만 우리은하 밖에 있는 은하인 '섬우주'까지의 거리를 정한 허블의 연구에서는, 제1종족의 세페이드 변광성이 이용되었으면서, 당시 유일하게 알려져 있던 제2종족 세페이드 변광성에 대한 '변광 주기-절대 광도'의 관계식이 이용되었다.
앞서 말한 것처럼 같은 변광 주기의 '세페이드 변광성'의 절대 광도를 비교하면, 제1종족의 절대 광도는 제2종족의 절대 광도보다 약 4배가 된다. 이것과 '겉보기의 광도-절대 광도-거리의 관계'의 식을 고려하면, 허블의 연구에서는 섬우주(우리은하 밖 은하)'까지의 거리를 실제 거리보다도 절반 이하라고 보았던 셈이다. 실제로 그는 안드로메다성운까지의 거리를 약 90만 광년이라고 했다. 하지만 현재에는 254±11만 광년이라는 사실이 알려져 있다. 이런 오차 때문에, 허블이 계산한 '허블 상수'는 현재 옳다고 알려진 값보다 무려 7배 이상 큰 값이 부여되었다.