제 3 부.중력파는 어떻게 찾는가 - II

빅독(Big Dog)사건이후 가짜신호임이 판명되긴 했어도 그 흥분과 또한 실제 신호가 주어졌을때 어떻게 대처하고 어떤 절차와 분석이 더 필요한지 알게된 중요한 사건이었어요. 이 빅독신호에 사람들이 올인하게 된 이유는 여섯번째의 과학가동(Science Run)이 2009년 7월부터 2010년 10월 까지로. 이미 10월에 라이고 검출기가 종료하기로 되어 있었기 때문에 향후에 무엇인가가 해보기 위해서는 기회가 없기 때문이었죠. 라이고는 현재까지 총 6번의 과학실험가동(Science Run)을 수행했습니다. 그 실적은 이렇습니다.

  • S1: 2002년 8월 23일 ~ 2002년 9월 9일
  • S2: 2003년 2월 14일 ~ 2003년 4월 14일
  • S3: 2003년 10월 31일 ~ 2004년 1월 9일
  • S4: 2005년 2월 22일 ~ 2005년 3월 23일
  • S5: 2005년 11월 4일 ~ 2007년 10월 1일
  • S6: 2009년 7월 7일 ~ 2010년 10월 21일

  • 초기부터 일년내내 가동한게 아니었죠. 처음에 기기의 시험과 분석툴의 개발 등 S1~S5까지는 목표민감도를 달성하기위한 준비기간이었어요. 이시기를 “초기라이고 (initial LIGO:iLIGO)” 시기라 부릅니다. 주로 기기 장비의 안정성, 분석소프트웨어의 개발등에 초점이 맞추어져 의미있는 과학가동은 아니었죠. 앞서 이야기 한대로 S5 기간인 2007년에서야 비로소 목표 민감도 도달에 성공했고, 실제 S5후반부 에는 특히 2007년 9월 21일 부터 2007년 10월 1일까지 처음으로 3대의 검출기 (핸포드 관측소, 리빙스턴 관측소, 버고 관측소)가 동시에 가동되기 시작했습니다. 그리고 S6시기에 진정으로 의미있는 과학가동이 시작되었어요. S5와 S6사이에 약 1년 9개월간의 공백은 기기의 작은 업그레이드가 있었습니다. 이는 민감도를 조금더 향상시켜주었지요. 민감도가 커지는 것은 우리가 볼 수 있는 우주의 영역이 좀더 넓어지는 것입니다. 다르게 표현하면 우리가 듣는 소리가 더 많아진다는 뜻이에요. 이 S6시기를 그래서 “개선된라이고(enhanced LIGO:eLIGO)”시기라 부릅니다.

    그리고 2010년 10월 21일 S6를 마지막으로 라이고 검출기 두대는 해체하게 됩니다. 핸포드 관측소에는 사실 한대의 검출기가 아니라 4km짜리 내부에 2km짜리 한대를 더 설치했었습니다. 여러가지 이유인데, 이제 이 2km짜리는 S6시기에 해체되어 박물관으로가고, S6를 마지막으로 라이고 연구단은 미국과학재단으로 부터 다음 프로젝트의 지원을 승인받습니다. 바로 “진보된 라이고(Advanced LIGO:aLIGO)” 프로젝트입니다. 이 프로젝트는 eLIGO시기가 끝나기 전인 2008년 3월 27일에 “라이고 검출기의 민감도를 향상시켜 성공적인 중력파 최초 검출”을 목표로 7년간 2억 5백만불 (약 2천 1백 83억원)의 지원을 약속받습니다. 그리고 이 라이고 검출기는 현재 2015년 가동을 목표로 업그레이드 중입니다.

    이 aLIGO의 민감도는 eLIGO에 비해 10배가 향상됩니다. 위 그림에서 보듯이 최대 민감한 100Hz~1kHz사이 약 까지 내려가지요. 실제 이 aLIGO에서는 초기 입력 레이저 파워가 10W에서 180W 레이저로 향상되며 파브리-페로 공동을 통과한 증폭된 레이저는 10kW에서 850kW로 향상됩니다. 거울의 질량도 11kg 거울에서 40kg 의 융합실리카(fused silica) 거울로 교체되지요. 진동감쇄장치는 원래 라이고에서는 용수철스프링을 이용한 감쇄장치를 사용했는데, 이미 버고검출기에 적용되었던 향상된 최신 기술인 진자추를 이용한 감쇄장치로 업그레이드 됩니다.

    이런 업그레이드의 결과로 최종 민감도가 10배가 향상되며, x, y, z 삼차원 공간방향으로 10배씩 1000배의 볼수 있는 감도가 좋아집니다. 이는 앞서 말한대로 우리가 볼 수 있는 우주의 공간이 더 멀어짐을 의미합니다.

    왼쪽 그림에서 보듯이 iLIGO, eLIGO, aLIGO가 보는 범위를 보시면 aLIGO의 업그레이드 효과가 눈에 보이죠. 이 향상된 장치로 실제 계산결과는, iLIGO, eLIGO에서의 중성자별 쌍성계(가장 확률이 높다는)의 검출확률(event rate)가 약 100년당 4개 정도라고 했었죠. 그런데 이 aLIGO에서는 아무리 비관적으로 잡아도 1년에 0.4~400회 정도가 되며 평균 한달에 2-3개 정도가 되리라 기대하고 있습니다.. 따라서 aLIGO의 가동과 함께 중력파의 최초 검출 소식을 기대하는 것은 초읽기에 들어갔다고 해도 과언이 아니죠. 이는 검출기의 민감도가 높아지면서 중력파 검출기가 볼 수 있는 우주의 범위가 넓어지면서 그 안에 검출가능한 중력파원의 후보들이 점차 많이 들어오기 때문입니다. 이 때를 발맞춰서 약 2016년경에는 버고 검출기의 업그레이드 작인 “advanced Virgo :AdV”가 가동을 시작하고, 2020년에는 일본의 차세대 중력파 검출기 카그라 검출기 (KAGRA)가 가동을 시작하고, 인도의 중력파 검출기인 라이고-인디아(LIGO-India)가 가세합니다. 이렇게 여러대의 중력파 관측소를 두는 이유는 중력파원의 위치를 정확하게 찾기 위해서입니다. 기본적으로 삼각측량법에 의해 한곳의 위치를 찾게 되는데, 천구상에서는 중력파의 위치가 많으면 많을수록 그 검출 정확도가 높아지게 되죠.

    윗 그림에서 H는 핸포드 관측소, L은 리빙스턴 관측소, V는 버고 관측소, I는 라이고인디아, K는 카그라 관측소입니다. 첫그림 (HHLV)와 둘째그림(HIL)에서 보면 중력파원의 위치를 90%의 확률로 그린 원(파란원)이 특정지역에서는 심하게 일그러져 있고, 아예 찾지 못하는 지역도 있습니다. (빨간원) 그러나 그 아래 HILV의 4개의 떨어진 네트워크에서는 찾지못하는 지역이 없어지고, 검출의 정확도도 향상되며, 5개의 관측소를 가동하게 되면 (HIKLV) 그 정확도는 놀랍도록 향상됩니다. 여기에 여러개의 관측소를 운영하게 되면 어느 하나가 기기이상이나, 업그레이드를 위해 쉬게 되어도 연중 검출기 가동률을 100%로 운영할수 있다는 장점이 있어 연중무휴 관측을 할수 있게 됩니다.(최소 3대를 돌릴수 있게 되죠) 이 때문에 세계 각국이 현재에 중력파 검출기를 건설하고 연구에 참여하고 있으며, 차세대의 중력파 검출기 역시 건설을 계획하고 있습니다.

    중력파는 크게 두종류로 나뉩니다. 연속중력파(continuous gravitational waves), 순변중력파(transient gravitational waves). 연속중력파는 말 그대로 지속적으로 중력파를 내는 천체입니다. 순변중력파는 아주 짧게 반짝하고 마는 천체입니다. 연속중력파는 아주 빨리돌아서 찌그러진 중성자별, 펄사, 빅뱅에서 나온 중력파배경복사 등이 되고 순변중력파는 밀집쌍성계(compact binaries: 중성자별쌍성(BNS: Binary Neutron Star), 중성자별-블랙홀 쌍성(BH-NS), 블랙홀쌍성(BBH: Binary Black Holes), 감마선 폭발체, 초신성 폭발체 정도 되겠어요.

    표에서 보듯이. 연속중력파, 순변중력파와 이를 찾는 방법이 다른걸 알수 있습니다. Template-based search란 템플릿. 즉 파원의 공식을 잘 알아서 이를 근거로 찾는 것을 말하고, Template-less search란 이런 공식이 알려지지 않아서 존내 삽질해서 다른 방법을 찾아야 한다는 의미죠. 여튼 중력파 관측소가 데이터를 모아서 적절한 환경변화(지진, 해일, 태풍, 항공기 운항, 기타 사건들)요소와 기기에서 이상이 생겨 나는 잡음들 (정전, 자기장 이상, 소음 등)을 제거하고 순수 데이터를 분석용으로 보내게 되지요. 이 데이터만 해도 상당량인데 95%이상은 그냥 잡음입니다.

    이 잡음 더미에서 신호를 찾는 것은 헬기타고 100km상공에서 하와이 와이키키 모래사장에서 있는 김서방 콧수염 찾기죠. 이렇게 말도 안되는 약한 신호를 찾을수 있는 것은 이런 민감도 커브 때문입니다.

    윗 그림의 빨간선 윗쪽이 중력파 검출기가 검출할수 있는 감도입니다. 그 외 영역은 그림에서 보듯이 이상한 듣도보도 못한 원인의 잡음이 섞여서 신호가 저안에 있다면 검출기는 검출하지 못합니다. 빨간선에 영향을 받는 (즉, 라이고 검출기가 영향을 받는) 주요 잡음은 진동잡음(seismic noise)와 서스펜션 열잡음(suspension thermal noise), 포톤 샷노이즈(photon shot noise) 세종류죠. 진동잡음은 환경, 기기적 이유로 생기는 잡음입니다. 이는 검출기가 땅위에 놓여있기 때문에 생기는 자연스런 잡음입니다. 서스펜션 열잡음은 거울이 매달린 상태에서 그 줄이 받는 탄성에너지 때문에 생기는 열잡음이죠. 그리고 포톤 샷노이즈는 거울에 레이저빛을 쏴주기에 그 에너지 때문에 거울이 진동을 하면서 생기는 잡음입니다. 이러한 한계 때문에 라이고 검출기는 태생적 한계를 가지게 됩니다.

    1. 땅위에 존재하고, 2. 레이저를 쓰고, 3. 거울을 매달고.

    그 결과로 검출가능한 가장 민감한 진동수 대역이 100Hz ~ 1kHz 근방이될수 밖에 없고, 그 결과로 이 영역에서 검출이 가능한 천체에 국한 될 수 밖에 없죠. 그래서, 인간들은 이제 이 한계를 넘을 궁리를 하기 시작했습니다.

    1번을 극복하기 위해서, 땅속으로 들어가고, 또는 우주로 나가고 2, 3번을 극복하기 위해서, 전혀 새로운 형태(레이저 간섭계가 아닌)의 차세대 중력파 검출기를 고안하기 시작합니다. 그 이득은 현재 라이고가 보지 못하는 아주 풍부한 천체들, 그것들을 보기 위해서이지요.

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