GW150914

블랙홀 쌍성의 병합에서 방출된 중력파 관측

100년 전 발표된 알버트 아인슈타인의 일반상대성 이론에 대하여 물리학자 막스 본은 “자연에 대한 인류의 가장 위대한 업적”이 라고 평가했다. 우리는 최초로 중력파을 검출했고 두 블랙홀이 충돌 후 병합하는 과정을 최초로 관측하였다. 아인슈타인 이론의 핵심적인 예측과 관련된 이 두 개의 중요한 과학적 발견에 대하여 보고하고자 한다. 이 격렬한 폭발적인 사건은 GW150914라고 명명된 중력파 신호를 발생시키면서 지구로부터 10억광년 이상 떨어진 먼 은하에서 발생하였다. GW150914는 2015년 9월 14일 두 곳의 레이저 간섭계 중력파 관측소(라이고, LIGO)에서 관측되었는데, LIGO는 지금까지 건설된 과학 측정장치 중 가장 정밀한 것이라고 말할 수 있다. 라이고는 우주의 모든 별과 은하들이 초당 발생시키는 에 너지를 모두 합한 것 보다 10배 큰 양의 에너지를 블랙홀이 하나로 병합되는 마지막 순간에 중력파로 방출했다고 추정했다.

그림 1. (출판된 논문의 그림 1에서 가져옴) 라이고 핸포드 (H1, 왼쪽)과 라이고 리빙스톤(L1, 오른쪽) 검출기에서 관측된 중력파 이 벤트 GW150914. 두 개의 도표에서 이 이벤트가 만들어낸 중력파 스트레인(아래 참조)가 각 검출기에서 시간(초 단위)과 주파수(헤 르츠 단위, 초당 몇 번의 반복되는 파동수)에 따라 어떻게 변하는지를 두 도표가 보여주고 있다. 두 도표 모두 GW150914의 주파수 가 35Hz에서 부터 150Hz까지 0.2초만에 예리하게 쓸어 올려 지는 모습을 보여주고 있다. GW150914는 L1에 먼저 도달하고 0.007 초 후 H1에 도착했다. 이는 빛 또는 중력파가 두 검출기 사이를 날아가는 시간과 잘 부합된다.

서론 및 배경

중력파는 무거운 밀집성의 충돌과 병합처럼 우주에서 가장 격렬한 사건에 의해 발생하는 4차원 시공간의 ‘잔물결’이다. 중력파의 존재는1916년 아인슈타인에의해서 예측 되었는데, 당시 그는 가속하는 질량가진 물체가 시공간을 심하게 뒤흔들면 뒤틀린 시공간이 파동의 형태로 파원으로부터 퍼져나간다는 것을 보였다. 이 잔물결은 빛의 속도로 날아가면서 중력의 성질에 대한 귀중한 단서 와 폭발적인 중력파의 근원에 대한 정보를 실어나른다.

지난수십년간 천문학자들은주로우리은하내부에 있는 서로 매우 가까운 거리에서 공전하는 쌍성의 움직임에 중력파가 끼치는 영향을 연구함으로써 중력파가 존재한다는 강력한 증거를 수집했 다. 이 간접적인 연구의 결과는 놀라울 만큼 아인슈타인의 이론과 잘 일치한다. 중력파로 에너지가 방출되어 정확히 예측된대로 쌍성의 공전궤도가 줄 어든 것이다. 그럼에도 불구하고 과학자들은 중력파가 지구에 도달해서 직접 검출하는 것을 애타게 기다려왔다. 중력파의 직접 검출은 극한(역자주: 강 한 중력장)의 조건하에서 일반상대론을 검증하는 새롭고 보다 엄격한 방식들을 제공하고 우주를 탐험할 수 있는 완전히 새로운 수단을 마련해주기 때 문이다.

아인슈타인이 중력파를 예측한 해에 물리학자 칼 슈바르츠쉴트는 아인슈타인의 연구 결과가 너무도 밀도가 높아서 빛조차 빠져나갈 수 없는 블랙홀이 라는 이상한 천체의 존재를 허용한다는 것을 증명했다. 비록 정의된 것 처럼 우리는 블랙홀로 부터 나오는 빛을 직접 “볼” 수는 없지만 천문학자들은 블랙홀 후보들이 바로 인접한 주변 물질에 끼치는 영향을 연구하여 블랙홀이 존재한다는 많은 양의 정황증거를 축적했다. 예를 들면, 우리 은하를 포함 한 우주의 대부분의 은하들 중심에는 태양 질량의 수 백만 배에서 수 십억 배에 달하는 초거대 질량 블랙홀이 있다고 여겨지고 있다. 또한 (태양 질량의 수 배에서 수 십배에 정도 인) 보다 작은 질량의 블랙홀 후보들에 대한 증거도 있는데, 이 블랙홀들은 중심핵 붕괴 초신성이라고 알려져 있는 격렬한 폭발을 겪은 죽은 별의 잔해라고 천문학자들 은 믿고 있다.

블랙홀에 대한 간접적인 관측이 크게 진전되는 것과 나란히 이 이상한 천체에 대한 이론 적인 이해도 극적인 발전을 이루었다. 지난 십 년간 한 쌍의 블랙홀 (이하 블랙홀 쌍성)이 병합하기 직전 마지막 몇 바퀴의 공전하는 모델에 대한 괄목할만한 진전이 있었다. 이 컴 퓨터 모델을 통해 우리는 일반상대론을 따라 두 블랙홀이 서로 접근하고 마침내 충돌하여 하나의 더 큰 블랙홀로 병합되는 과정에 발생하는 중력파의 패턴인 중력파형을 정밀하게 만들 수 있었다. 따라서 블랙홀 쌍성이 병합하는 것을 직접 관측하는 일은 아인슈타인의 이론을 검증하기 위한 강력한 우주 실험인 셈이다.

라이고 검출기

라이고는 세계에서 가장 큰 중력파 관측소인 동시에 가장 정교한 물리학 실험이다. 수 천 킬로미터 떨어진 루이지아나 주 리빙스톤과 워싱턴 주 핸포드 에 위치한 두 대의 거대한 레이저 간섭계로 구성되어 있는 라이고는 중력파를 검출하기 위하여 빛과 공간 자체의 물리적인 성질들을 이용하는데 이러한 구상은 1960년대 초와 1970년대에 처음으로 제안되었다. 일본의 타마 300(TAMA300),독일의 지오600(GEO600),미국의 라이고 그리고 이탈리아의 비르고(Virgo)와 같은 초기 간섭계들이 2000년대 초에 완성되었다. 2002년부터 2011년 사이에 이들 검출기들의 일부가 공동 관측을 수행하였지만 어떤 중력파원도 발견하지 못했다. 대규모의 업그레이드에 들어간 라이고는 2015년 어드밴스드 라이고(Advanced LIGO)라는 이름으로 성능 검출기 네트워크가 되었다.

라이고와 같은 간섭계는 (각각이 길이가 4km인) 직교하는 두 “팔”로 이루어져 있고, 레이저 빔이 이 팔을 따라서 발사되면 팔 끝에 있는 거울(공중에 매달린 테스트 질량)에서 반사된다. 만약 중력파가 간섭계를 통과할 때 공간을 늘였다가 찌그러뜨리는 현상 이 발생하여 간섭계를 구성하는 두 팔의 길이가 번갈아가면 늘어났 다가 줄어든다. 한 팔이 늘어나는 동안 다른 한팔은 줄어들고 그 다음 순간에는 반대로 늘어났던 팔은 줄어들고 줄어들었 던 팔은 늘어난다.간섭계의팔길이가변하는동안레이저빔이각각의팔 을 왕복하는 시간이 달라진다. 다시 말해 두개의 레이저 빔이 더 이상 보조를 맞추어(같은 위상을 가지고) 진행하지 않게 되어 이른 바 간섭무늬가 생기게 된다. 이러한 이유로 라이고 검출기를 간섭계라고 부른다.

두 팔 사이의 길이 차이는 간섭계를 통과하는 중력파의 세기에 비 례하는데, 이 세기를 우리는 중력파 변형률(gravitational-wave strain)이라고 부른다. 이 값은 믿기 어려울 정도로 작아서 검출 가능한 전형적인 중력파의 경우에 변형률이 대략 양성자 크기의 1/10,000 정도이다! 그럼에도 불구하고 라이고 간섭계는 아주 감도가 높아서 이런 미세한 길이 변화조차 측정할 수 있다.

그림 2에 어드밴스드 라이고 검출기를 단순화한 모식도가 그려져 있다.

그림 2. 단순화된 어드밴스드 라이고의 모식도(척도는 실제와 다름). 기초 설계에 다음과 같은 몇 가지 핵심적인 기능 향상을 포함하였다. 광학공동(光學空洞): 중력파가 레이저 빛 의 위상에 끼치는 영향을 극대화할 수 있도록 각 팔을 따라 레이저 빛이 여러 번 왕복할 수 있게함, 출력 재활용 거울: 간섭계의 레이저 출력을 전체적으로 증가시켜줌, 신호 재활용 거울: 광검출기에서 추출된 신호를 최적화시킴. 이러한 기능 향상 요소들이 광학공동에 있 는 레이저의 출력을 500배 증폭시키고 (중력파) 신호가 간섭계 내부에서 순환하는 전체 시 간을 증가시킨다. 왼쪽의삽입그림(a)두대의라이고검출기위치와방향을나타내었고,두장소사이을 빛의 속도로 이동하는 시간이 표시되어 있다. 삽입그림 (b)에는 중력파 신호 검출 당시 각 검출기의 기기잡음이 주파수에 따라 어떻게 변하는지 보여주고 있다. 기기 잡음이 낮을 수 록 검출기의 감도는 높다. 대못 처럼 높이 솟아 있는 것들은 기기 잡음이 특히 큰 좁은 주 파수 영역이다.

GW150914와 같은 중력파 이벤트를 성공적으로 검출하기 위해서는 이런 놀라운 감도와 더불어 기기잡음으로부터 진짜 신호를 분리해낼 수 있는 능력까지 겸비해야한다. 기기잡음은 주변환경의 영향 이나기기자체의반응에기인한아주작은이상신호로서우리가찾고자 하는 중력파 변형률이 가지는 특징을 흉내내어 중력파 신호가이 잡음 속에 묻혀버릴 정도이다. 어드밴스드 라이고 검출기 두 대가 있는 이유가 바로 이 때문이다. 오직 진짜 중력파 신호만 두 대의검출기에 동시에 나타날 수 있기 때문에 한 장소에 국한된 기기나주변 환경의 효과로 인한 잡음으로부터 중력파를 구분해낼 수 있다. (물론 중력파가 빛의 속도로 두 검출기가 위치한 관측소 간의 거리을 날아가는 데에 소요되는 수 밀리초의 시간차는 발생한다.) 라이고 검출기에 존재하는 기기의 잡음이 주파수에 따라 달라지는 정도가 그림 2에 삽입된 그래프 (b)에 나타나 있다. 가장 감도가 좋은 주파수대인 수 백 헤르츠 근방이 기기 잡음이 최소가 되고 양 쪽 저주파수 영역과 고주파수 영역에서 잡음이 급격하게 증가하는 것을 볼 수 있다. 각 간섭계의 거울과 테스트 질량을 매단 줄들의 진동 등에 의해 발생하여 날카로운 못처럼 솟아올라 있는 형태의 기기 잡음도 많이 나타나고 있다. 어드밴스드 라이고가 엄청난 감도에 도달하기까지 초기 라이고 설계의 거의 모든 부분에 대한 업그레이드가 필요했다. 다음과 같은 업그레이드가 이루 어졌다.

  • 레이저 출력을 큰 폭으로 증가시켜 고주파수 영역의 주요 잡음원을 감소시킴
  • 재활용 공동(空洞)을 재설계하여 레이저 빛의 공간분포를 향상시킴
  • 더 크고 무거운 용융 이산화규소 거울을 사용하여 거울의 무작위 운동을 감소시킴
  • 용융 이산화규소 실을 이용하여 테스트 질량을 매달아, 열 잡음을 줄임
  • 4단계 진자 형태로 테스트 질량을 매달아 진동 잡음으로부터 테스트 질량을 더 효율적으로 격리
  • 지면의 움직임에 의한 영향을 줄이기 위하여 적극적인 “측성과 상괘” 방법을 활용
  • 둘 이상의 검출기 네트워크를 이용하면 각 검출기에 중력파가 도달하는 시간차를 분석하여 하늘에서 중력파가 날아오는 방향을 ‘삼각측량’할 수 있다. 더 많은 수의 검출기를 하나의 네트워크로 묶어서 사용하면 하늘의 중력파원 위치를 보다 더 잘 알낼 수 있게 된다. 2016년에는 이탈리아의 어드밴스 드 비르고(Advanced Virgo) 검출기가 전지구적인 (검출기) 네트워크에 참여하고, 다른 고성능 검출기도 향후 참여할 계획을 가지고 있다. 보다 자세 한 사항은 여기 홈페이지를 참조하면 된다. http://www.ligo.org/science/Publication-ObservingScenario/index.php

    라이고 관측 결과와 그 의미

    2015년 9월 14일 그리니치 표준시 09:50:45에 라이고 핸포드와 라이고 리빙스턴 관측소에서 GW150914라 명명된 신호가 검출됐다. 이 신호는 우리가 지연시간이 짧은(low-latency) 증력파 탐색이라 부르는 방법으로 발견된 것이다. 이 방법은 검출기 데이터를 아주 빠르게 분석할 수 있도록 설계된 것으로, 중력파의 파형에 대한 세부사항을 모두 고려하는게 아니라 중력파 파형과 모양이 대략 비슷한 신호를 찾는데에 특화되어 있다. 실시간 신호 탐색 소프트웨어는 이번에 발견된 신호가검출기에 도달한지 3분도 지나지 않아서 중력파 후보라는 것을 찾아냈다. 이렇게 라이고 간섭계가 찾아낸 중력파 스트레인 데이터를 파형 은행에 미리 저장해둔 이론적으로 예측가능한 수많은 중력파 파형과 일일이 비교하는데, 이런 중력파 모델 파형을 중력파 견본(template)이라고 부르며, 이러한 과정을 정합필터(matched filtering)과정이라고 한다. 이런 과정을 거쳐, 데이터에 담긴 신호와 가장 잘 부합(符合)되는 중력파 파형 모델을 찾는 것이다.

    그림 3. GW150914에 대한 핵심 결과. 라이고 핸포드 관측소에서 검출된 중력파의 변형률(strain, 형태나 크기가 변형되는 비율)과 상대성이론을 바탕으로 계산한 모델 파형 중 데이터와 가장 잘 일치하는 모델 파형을 비교하고 있다. 데이터 및 모델 파형은 블랙홀 병합의 3단계, 즉, 나선궤도 단계 - 충돌 단계 - 막내림 단계를 모두 포함하고 있다. 아래쪽에는 두 블랙홀간 거리(단위: 슈바르츠쉴드 반지름 R_s))와 속력(단위: 빛의 속력 c) 가 병합 단계를 거치면서 어떻게 변하는지를 보였다.

    그림 3은 위에 기술한 세밀한 분석과정의 핵심 내용을 정리한 것이다. 그림 3의 모든 분석 결과들은 GW150914가 두 개의 블랙홀의 충돌로부터 발생한 중력파라는 것을 확실히 가리키고 있다. 그림 중간의 붉은 곡선은 핸포드에서 검출된 중력파 세기(strain)를 (신호만 뽑아) 재구축한 것이다. 중력파의 견본 파형(회색)과 이론적으로 계산한 수치중력모델 결과(붉은색)이 매우 잘 일치하고 있다.

    그림3의 맨 윗부분에는 두 블랙홀의 병합 과정의 세 단계에 대해서 수치중력모델 계산으로 얻은 블랙홀의 지평선(horizon)의 이미지를 붙여두었다: 나선궤도운동(insrpial) 단계는 두 블랙홀이 서로 떨어져 접근하는 단계이다. 충돌(merger) 단계는 블랙홀이 직접 부딪히게되는 단계이며, 마지막 막내림(ringdown) 단계는 두 블랙홀이 하나의 블랙홀로 합쳐지면서 점차 시공간에 발생한 섭동이 잦아드는 단계이다.

    이론 예측과 데이터로 얻은 중력파 데이터를 비교함으로서 상대성이론이 두 블랙홀의 병합과정을 정확히 설명하는지를 확인할 수 있다. 이번의 중력파 발견으로 상대성이론이 블랙홀을 기술하는 성공적인 이론이라는 것이 검증되었다 즉, 이번에 얻은 관측 데이터는 모두 상대성이론의 예측과 잘 일치한다. 또한, GW150914 데이터로부터 충돌 전 두 블랙홀의 질량, 병합후에 형성된 단일 블랙홀의 질량, 지구로부터 중력파원까지의 발생 거리등 중력파를 방출한 천체 시스템에 대한 물리적인 성질을 각각 측정할 수 있다.

    우리가 GW150914에 대해 분석한 결과에 따르면, 이번에 발견된 블랙홀 쌍성계는 각각 태양 질량보다 36배, 29배 무거운 블랙홀로 이뤄져 있었고, 병합 후에 형성된 블랙홀은 태양 질량보다 약 62배 무거운 천체이다. 뿐만 아니라, 우리는 병합 후에 형성된 블랙홀이 스핀각운동량을 갖고 있다는 것도 알아낼 수 있었다. 이런 블랙홀은 "자전하는(회전하는) 블랙홀"이라고도 불리며, 1963년에 수학자인 로이 커(Roy Kerr)가 처음 이론적으로 예측한 바 있다. 마지막으로, 우리는 GW150914가 지구로부터 약 10억 광년 떨어진 곳에서 발생했다는 것도 알아냈다. 라이고 검출기는 이렇게 머나먼 은하 저편에서 오랜 시간 전에 일어난 현상을 지구에서 관측할 수 있는 장치이다! 이제 충돌 전후의 블랙홀 질량을 비교해보자: (36+29)-62=3. 즉, 태양 질량의 3배만큼의 질량이 사라졌다. 따라서, 이만큼의 질량이 불과 1초도 채 되지 않은 병합과정의 마지막 순간에 중력파 에너지로 변환되었다고 해석할 수 있다(태양질량의 3배는 킬로그램으로 치면 6백만 곱하기 1조 곱하기 1조 킬로그램에 해당한다). 이 에너지를 태양에너지와 비교해보자. 태양은 매 초당 태양 질량의 1조분의 2백만 정도만을 전자기파 에너지로 변환하고 있다. 사실 GW150914에서 방출된 중력파의 파워(초당 발생한 에너지)는 우리가 빛(전자기파)로 볼 수 있는 우주의 모든 별과 은하에서 나오는 빛에너지를 합친 것보다도 10배나 더 크다.

    GW150914가 블랙홀 충돌에서 발생했다는 것을 어떻게 알 수 있나?

    앞서 설명한 바와 같이, GW150914로부터 우리가 측정한 충돌 전의 개별 천체 질량은 각각 태양질량의 36배, 29배이다. 그림 3의 아래쪽 부분에서 보인 천체간의 가까운 거리와 엄청난 속력을 감안하면, 측정된 질량값들은 두 천체가 모두 블랙홀이라는 매우 강력한 논거를 형성한다. 그림3의 아랫부분 왼쪽 축의 단위와 숫자를 보면, 충돌시의 속력이 빛의 속력의 50 퍼센트(0.5c)가 넘는다는 것을 알 수 있다. 또한, 나선 궤도 운동에서 충돌 단계로 이어지는 마지막 순간 동안 두 천체간의 거리는 블랙홀의 특징적인 크기를 나타내는 슈바르츠쉴드 반지름(Schwarzschild radius)의 몇 배정도밖에 되지 않는다. 즉, 그림 3의 거리값을 킬로미터로 환산하면, 두 블랙홀이 충돌직전에 불과 몇 백 킬로미터밖에 떨어져있지 않았다는 얘기가 된다. 이 때 방출되는 중력파의 주파수는 약 150 헤르츠(Hz)이다. 블랙홀은 두 별이 이정도 가까이 있어도 충돌하지 않고, 떨어진채로 공전할 수 있는 유일한 천체이다. 중성자별은 (보통 질량이 태양 질량보다 1-2배 정도되며)이번 질량측정값보다 질량이 너무 가볍다. 블랙홀-중성자별 쌍성계라면, 150 헤르츠보다 낮은 주파수(즉, 두 별간 거리가 더 먼 상태)에서 이미 충돌을 했을 것이다.

    GW150914가 천체물리학적인 현상이라는게 확실한가?

    간략히 말하면 "그렇다". 물론, 이 질문은 라이고 과학협력단과 비르고 협력단이 함께 고민하고, 여러 방향으로 사실여부를 엄밀히 확인하였다. 심도있는 논의와 분석을 거쳐, 관측 데이터의 분석 결과는 모두 GW150914가 천체물리학적 현상의 발견이라는 사실을 더욱 확고히 만들어주었다. 그 첫 번째 증거는 앞서 기술한 바와 같이 두 대의 라이고 검출기간에 발생한 검출 시간의 차이가 두 관측소(핸포드시와 리빙스턴시)간 거리를 빛으로 이동한 만큼의 시간에 해당한다는 점이다. 그림 1에서 보았듯이, 핸포드와 리빙스턴에서 관측된 신호는 (지표면위에) 거의 나란히 위치한 두 관측소의 지형적 조건에 맞게, 비슷한 패턴으로 검출되었다. 또한 각 관측소에서 배경 잡음보다 더 강하게 '드러날만큼' 강한 신호였다. 이는 사람으로 꽉찬 방안의 소음속에서 누군가의 웃음소리가 귀에 꽂히게 들린 상황과 비슷하다고 할 수 있다.

    검출기의 배경 잡음을 이해하는 것은 데이터 분석의 필수적인 부분인데, 이는 핸포드와 라이고 관측소에 기록된 수많은 환경 데이터를 모니터링해야 가능하다. 환경 데이터의 예로는 온도변화, 전력 계통의 요동(fluctuation)등을 들 수 있다. 동시에, 많은 데이터 채널은 간섭계 상태를 실시간으로 모니터한다 - 예를들어, 간섭계의 여러 레이저 빔들이 설계대로 잘 맞춰져 있는지를 실시간으로 확인해야한다. 이러한 환경 채널이나 기기 채널들에 문제가 발생하면, 검출기 데이터는 연구용으로 쓰이지 않는다. 매우 엄정한 조사를 거쳐, 이번 중력파 발견당시에는 데이터에 아무런 문제가 없었다. 그렇다해도, GW150914가 드물게도 양쪽 검출기에 비슷하게 발생한 잡음인건 아닐까? 이러한 가능성이 있을 수 없다는 것을 밝히기위해서는 이렇게 두 검출기 모두 비슷한 형태를 갖는 잡음이 발생하는 빈도를 계산해보면 된다: 이런 경우가 드물수록, 그 반대 경우, 즉, GW150914가 잡음이 아니라 중력파 이벤트라는 가정이 사실일 가능성이 커진다. 통계 분석으로 "GW150914는 잡음이다"와 "GW150914는 이벤트이다"라는 두 가설 중 어느 쪽이 더 가능성이 큰지 알아보기 위해서, 우리는 16일간의 안정적이고, 좋은 품질의 검출기 변형률 데이터를 그 전 한 달 간의 검출기 데이터와 비교하였다. GW150914는 이 기간동안 양쪽 검출기에서 관측된 (잡음일수도 있고, 중력파일수도 있는) 신호들중에서 가장 강한 신호였다. 여기에, 우리는 핸포드와 리빙스턴 관측소 데이터간에 인위적인 시간차를 집어넣은 뒤에, GW150914만큼 강하거나 혹은 더욱 강한 신호가 있는지 찾아보았다. 리빙스턴과 핸포드 사이를 빛이 이동하는데 걸리는 시간인 10 밀리초보다 더 큰 시간차도 집어넣어봤지만, 이렇게 만든 인공 데이터에서는 두 관측소가 동시에 검출한 신호는 존재하지 않는다는 것을 확인하였다. 그 다음 확인으로는 매우 긴 시간동안의 인공 데이터 세트를 생성한뒤, GW150914와 비슷한 이벤트가 두 관측소에서 동시에 일어날 확률이 얼마나 큰 지를 계산하였다. 이 계산을 통해 오경보율(誤警報率, false alarm rate), 즉 사실은 잡음인 신호를 중력파로 잘못 특정하는횟수(오경보, false alarm)을 확률적으로 구할 수 있다.

    결론 및 전망

    중력파의 첫 번째 직접 검출. 그리고, 블랙홀 쌍성계 충돌의 최초 관측. 이들은 모두 놀라운 성과이다. 그러나 한 편, 이번 발견은 중력파 천문학이라는 흥미로운 새로운 장(章)에서 첫 페이지를 겨우 넘긴 셈이다. 다음 십 년간, 어드밴스드 라이고의 성능은 더욱 더 좋아질 것이 고, 이태리에 건설 중인 어드밴스드 비르고, 일본에서 건설 중인 카그라(KAGRA), 인도에 건설될지도 모르는 라이고-인디아등, 세계 중력파 검출기 네트웍이 구성될 것이다. 국제 검출기 네트웍이 완성되면, 중력파를 방출한 천체의 위치를 지금보다 더 정확하게 측정할 수 있을 것이다. 중력파 천문학은 이제 막 시작되었으 나, 이미 밝게 빛나는 미래를 가졌다.

    그림4 캡션: 출간된 PRL논문의 그림4를 이 홈페이지의 독자들을 위해 적절히 수정한 것으로, 오경보율 계산결과를 보여준다. 검정색 실선과 보라색 곡선은 '배경 잡음', 즉, 위에서 기술한대로 인공적으 로 만든 데이터로부터 얻은 다양한 변형율을 갖는 잡음'이벤트'중에서 핸포드와 리빙스턴 관측소 에서 동시에 검출된 이벤트들의 숫자를 나타낸다. 주황색 사각형은 (인공적으로 집어넣은 시간차 없이) 실제 데이터로부터 관측한 배경잡음이다. 이 그림의 핵심은 이번에 발견된 GW150914 이 벤트가 배경잡음에서 멀리 떨어져있다는 점이다. 다시 말해,GW150914와 비슷한 잡음 이벤트가 발생할확률은아주아주작다고할수있다-좀더정확히말하자면 20만년에한번일어날까말 까하다. 이 오경보율은 '시그마'값으로 변환할 수 있는데, 시그마 값은 (중력파)의 검출 여부를 결 정하는 통계적인 기준이 된다. 이 분석을 통해, 우리는 GW150914가 5시그마이상의 신뢰도를 갖는 실제 (중력파) 이벤트라는 것을 밝혀냈다.

    추가정보

    LIGO 과학협력단 홈페이지(피지컬 리뷰 레터에 출판된 주 논문 링크 포함): http://www.ligo.org
    어드밴스드 비르고 홈페이지: http://public.virgo-gw.eu/language/en/
    주 논문과 동반하여 발표하는 논문들:
  • Observing gravitational-wave transient GW150914 with minimal assumptions: https://dcc.ligo.org/P1500229/
  • GW150914: First results from the search for binary black hole coalescence with Advanced LIGO: https://dcc.ligo.org/P1500269/
  • Astrophysical implications of the binary black hole merger GW150914: https://dcc.ligo.org/P1500262/
  • Localization and broadband follow-up of the gravitational-wave candidate G184098: https://dcc.ligo.org/P1500227/
  • GW150914: a black-hole binary coalescence as predicted by general relativity: https://dcc.ligo.org/P1500213/
  • The rate of binary black hole mergers inferred from Advanced LIGO observations surrounding GW150914: https://dcc.ligo.org/P1500217/
  • Properties of the binary black hole merger GW150914: https://dcc.ligo.org/P1500218/

  • LIGO 오픈 사이언스 센터 (GW150914 데이터 접근 가능): https://losc.ligo.org/about/
  • Full PDF version download

    Translated by C.Kim and S.H.Oh.

    Provided by LSC.