DESI는 어떻게 작동하는가

하나의 순환으로 본 아이디어

DESI가 하는 모든 일은 하나의 순환을 반복한다.

은하 5,000개를 고른다 → 각각의 빛을 따로따로 모은다 → 그 빛을 그 색으로 쪼갠다 → 적색편이를 측정한다 → 그 은하를 3D 지도에 배치한다.

이것을 하늘 전체에 걸쳐, 그리고 우주의 시간에 걸쳐 수백만 개의 천체에 대해 하면, 떠오르는 지도는 우주가 어떻게 팽창해 왔는지의 지문을 담게 된다.

무엇을 볼지 고르기

DESI는 하늘을 무턱대고 훑지 않는다. 이미 존재하는 넓은 서베이 영상에서 출발하여, 밝기와 모양과 색에 따라 가장 유용한 표적을 골라낸다. 주요 포획 대상은 다음과 같다.

• 밝고 비교적 가까운 은하;
• 광도 높은 적색 은하 — 무겁고 더 멀리 있다;
• 방출선 은하, 그 스펙트럼에 날카롭고 알아보기 쉬운 특징을 담고 있다;
• 퀘이사, 가장 먼 우주와 우리와 그것들 사이에 놓인 가스를 탐사하는 데 쓰이는 눈부신 등대.

색은 천체의 유형과 거리를 대략적으로 짐작하게 해 준다. 그런 다음 DESI는 분광기로 정밀한 측정을 한다.

5,000개의 로봇과 광섬유

DESI는 애리조나주 키트피크에 있는 니컬러스 U. 메이올 4미터 망원경에 설치되어 있다. 큰 렌즈들이 빛을 지름 약 0.8미터의 휘어진 초점면에 모으며, 이는 대략 3도 너비의 하늘 조각을 덮는다 — 분광기로서는 거대한 시야다.

그 초점면은 쐐기 모양의 열 개 구획으로 나뉘어 있고, 각 구획에는 500개의 작은 로봇이 들어 있다. 전부 합하면 5,000개의 로봇 위치조정기다. 로봇 하나하나는 가느다란 광섬유의 끝을 지니고 있다. 각 노출에 앞서, 소프트웨어는 각 표적이 초점면의 어디에 떨어질지를 계산하여 모든 광섬유를 그 표적으로 몰아간다 — 5,000개의 미세한 빨대를 5,000개의 빛의 점 위에 한꺼번에 올려놓는 것처럼. 이웃한 광섬유는 서로 부딪히지 않아야 하므로, 붐비는 조각에서 모든 표적을 한 번에 잡을 수는 없다. 하늘은 다른 배정으로 다시 방문된다.

빛에서 스펙트럼으로

노출 동안 각 광섬유는 자신이 겨냥된 하나의 천체의 빛을 모은다. 그 빛은 광섬유 다발을 따라 열 대의 분광기로 내려가며, 각 분광기는 500개의 광섬유로부터 빛을 공급받는다. 각 분광기는 그 빛을 근자외선에서 근적외선까지, 대략 360에서 980 나노미터에 이르는 세 개의 파장 대역에 걸쳐 펼친다.

그 결과는 사진이 아니라 천체마다의 스펙트럼이다. 파장에 대한 밝기의 곡선으로, 화학 원소와 별과 가스가 빛을 방출하거나 흡수하는 곳에 봉우리와 골이 있다.

스펙트럼에서 적색편이로

그러한 스펙트럼선은 실험실에서 측정된 파장을 갖는다. 먼 은하에서 그것들은 더 긴 파장으로 늘어난 채 도달하는데, 우주의 팽창이 그 빛을 우리에게 오는 길에 늘여 놓았기 때문이다. 늘어난 양이 적색편이, z다.

z = (관측된 파장 − 방출된 파장) / 방출된 파장.

500 nm에 있어야 할 선이 750 nm에서 보인다면, 그 적색편이는 (750 − 500) / 500 = 0.5이다. 우주론적 적색편이가 클수록 일반적으로 더 멀리서 온, 더 오래된 빛을 뜻한다. DESI의 파이프라인은 각 스펙트럼을 보정하고, 천체를 식별하며, 그 적색편이가 얼마나 신뢰할 만한지와 함께 적색편이를 보고한다.

적색편이에서 3D 지도로

각 은하에 대해 DESI는 하늘에서의 두 각도를 알고, 적색편이로부터 그것이 시선 방향을 따라 대략 얼마나 멀리 놓여 있는지를 안다. 이런 것 수백만 개를 함께 쌓으면 우주 거미줄이 나타난다. 은하의 필라멘트, 조밀한 성단, 시트 같은 벽, 그리고 거의 텅 빈 거대한 공동이다.

여기에는 미묘한 점이 있다. 적색편이가 곧바로 정확한 거리인 것은 아니다 — 하나를 다른 하나로 바꾸려면 우주가 어떻게 팽창했는지를 알아야 한다. 그리고 바로 그 팽창의 역사가 DESI가 측정하려는 것이다. 지도와 측정은 두 측면에서 본 같은 문제다.

지도가 어떻게 암흑에너지의 측정이 되는가

DESI는 주로 지도의 두 가지 통계적 특징에서 암흑에너지를 읽어 낸다.

첫 번째는 바리온 음향 진동, 곧 BAO다 — 초기 우주에 얼어붙은 표준 자다. 별이 있기 전, 물질과 빛의 뜨거운 플라스마 속으로 압력파가 내달렸다. 우주가 식고 그 파동이 멈추었을 때, 그것들은 은하와 은하 사이에 약간 선호되는 간격, 곧 약 4억 9천만 광년의 동행 척도를 남겼다 — 우주의 팽창을 제외하고 인용되는 거리이므로, 여러 시대에 걸쳐 비교할 수 있다. 그 참된 길이는 초기 우주 물리학에서 알려져 있으므로, DESI는 그 자가 서로 다른 적색편이에서 얼마나 크게 보이는지를 — 하늘에 걸쳐, 그리고 시선 방향을 따라 — 측정하고, 각 시대에 우주가 얼마나 빠르게 팽창했는지를 도표로 그릴 수 있다. 암흑에너지가 우주의 시간에 걸쳐 변해 왔다면, 그것은 그 팽창의 역사에서의 변화로 나타난다.

두 번째는 적색편이 공간 왜곡, 곧 RSD다. 은하는 우주 팽창에 올라타기만 하는 것이 아니라, 성단과 필라멘트를 향해 떨어지기도 한다. 그 여분의 운동은 적색편이를 약간 이동시키고, 통계적으로 우주 거미줄을 시선 방향을 따라 짓눌러 놓는다. 그 효과가 얼마나 강한지는 중력 아래에서 구조가 얼마나 빠르게 자라나고 있는지를 알려 준다 — 가속 팽창은 그것을 늦추는 경향이 있다. 이 둘을 비교하면 우주론자들은 중력과 암흑에너지 모형을 서로 겨루어 검증할 수 있다.

그래서 암흑에너지는 결코 직접 보이지 않는다. 그것은 음향 자와 구조의 성장에 견주어 측정되는 팽창률이 시간에 따라 어떻게 변하는지로부터 추론된다.

DESI가 하지 않는 일

DESI는 암흑에너지의 입자를 검출하지도, 눈에 보이지 않는 물질을 촬영하지도, 각 은하의 거리를 직접 거리측정하지도 않는다. 그것이 매우 잘 측정하는 것은 스펙트럼, 적색편이, 은하의 통계적 분포, 그리고 그 분포가 우주의 시대에 따라 어떻게 변하는지다. 암흑에너지는 그러한 측정이 우주론 모형과 비교될 때 재판대에 오르는 물리적 설명이지, 기기가 기록하는 무언가가 아니다.

한 문장으로

DESI는 수백만 개 은하의 밝은 바코드를 읽고, 그 적색편이로부터 우주의 삼차원 지도를 구축하며, 그 지도의 패턴에서 우주 팽창이 시간에 따라 어떻게 변해 왔는지의 흔적을 찾는다.