JWST는 어떻게 작동하는가

웹이 적외선에서 작동하는 이유

가시광은 스펙트럼의 얇은 조각이고, 적외선은 눈이 볼 수 있는 것 바로 너머, 더 긴 파장의 대역이다. 웹은 대략 0.6에서 28 마이크로미터 — 가시광의 붉은 가장자리에서 근적외선을 거쳐 중적외선까지 — 를 아우른다. 세 가지 문제가 그것을 올바른 선택으로 만든다.

첫째, 우주는 팽창하고, 팽창은 빛이 우리에게 오는 길에 그것을 늘인다. 가장 초기의 별과 은하에서 온 자외선과 가시광은 적색편이하여 적외선으로 도달한다. 웹이 먼 과거를 보는 것은 적외선이 “더 오래된” 것이어서가 아니라, 우주 팽창이 그 옛 빛을 그 대역으로 옮겨 놓았기 때문이다. 둘째, 적외선은 가시광을 가로막는 많은 성간 먼지구름을 통과하므로, 웹은 별과 행성이 형성되는 요람 속을 들여다볼 수 있다. 셋째, 차가운 것들 — 행성, 먼지, 혜성 — 은 가시광에서는 희미하지만 적외선에서는 빛난다. 웹을 적외선에서 강력하게 만드는 바로 그것이 또한 그것을 까다롭게 만든다. 망원경은 극도로 차갑게 유지되어야 하며, 그렇지 않으면 자기 자신의 열이 신호를 잠기게 할 것이다.

분할 거울

웹에서 가장 알아보기 쉬운 부분은 금빛 주경이다. 지름 약 6.5미터, 대략 25제곱미터의 집광 면적으로, 18개의 육각형 분절로 만들어졌다. 분할된 까닭은 그 크기의 단일 거울이 로켓 안에 들어가지 못했을 것이기 때문이다. 그것은 접힌 채 발사되어 우주에서 펼쳐졌다. 분절은 베릴륨 — 가볍고, 뻣뻣하며, 매우 낮은 온도에서 안정적이다 — 이고, 적외선을 잘 반사하는 속삭임처럼 얇은 금박 아래에 있다(거울 전체가 그 금을 겨우 수십 그램만 쓴다).

큰 거울은 "확대"한다기보다 광자를 모은다. 면적이 클수록 다다를 수 있는 천체가 더 희미하고, 쓸 만한 신호를 더 빠르게 쌓는다. 발사 후 18개의 분절은 하나의 표면처럼 작동하도록 정렬되어야 했으며, 각각은 오차가 수십 나노미터 — 그것들이 모으는 빛의 파장의 작은 일부 — 로 줄어들 때까지 작은 구동기로 조금씩 밀어졌다.

거의 그 무엇보다도 차갑게

적외선은 열이다. 따뜻한 망원경은 웹이 관측하려는 바로 그 대역에서 빛난다 — 카메라에 등불을 비춘 채 멀리 있는 반딧불을 보는 것과 같다. 그래서 웹은 태양과 지구와 달을 향한 뜨거운 쪽과, 거울과 기기를 실은 차가운 쪽으로 나뉘어 있으며, 테니스 코트만 한 다섯 겹의 차양막이 그 둘을 갈라놓는다. 각 겹은 열을 옆으로 반사하고 다시 복사하므로, 아주 작은 일부만이 반대쪽에 다다른다. 차가운 쪽은 40켈빈(약 −233 °C) 부근에 있고, 중적외선 기기인 MIRI는 그보다 더 차가워야 하며 약 7켈빈까지 내려가는 자체 냉각기를 지니고 있다.

이것은 또한 웹이 지금 있는 곳을 도는 이유이기도 하다. 허블처럼 지구를 도는 대신, 그것은 태양–지구 L2 점 주위를 도는데, 이는 밤 쪽으로 약 150만 킬로미터 떨어진 곳으로, 그곳에서는 태양과 지구와 달이 한쪽에 뭉쳐 있어 차양막이 그것들 모두를 등 뒤에 둘 수 있다.

하나의 관측소, 네 대의 기기

"JWST"는 관측소 전체를 가리키는 이름이다. 과학은 거울 뒤에 장착된 네 대의 기기가 해내며, 그것들을 망원경 자체와 구별해 두는 것이 좋다.

• NIRCam, 근적외선 카메라(약 0.6–5 µm)로, 깊은 영상을 위한 것 — 그리고 거울을 정렬하기 위한 것;
• NIRSpec, 근적외선 분광기(약 0.6–5.3 µm)로, 대략 248,000개의 작은 셔터로 이루어진 격자를 통해 한 번에 약 100개까지의 스펙트럼을 기록할 수 있다 — DESI의 로봇 광섬유와 크게 다르지 않은 발상이다;
• MIRI, 중적외선 기기(약 5–28 µm)로, 차가운 먼지, 분자, 그리고 행성의 열복사 광채를 위한 것;
• FGS/NIRISS, 망원경이 표적에 고정된 채로 있게 하고, 외계행성 통과를 포함한 근적외선 영상 촬영과 슬릿 없는 분광을 더한다.

어떤 결과가 “JWST에서” 나왔다고 보고될 때, 그것은 이들 중 하나를 통해 나온 것이다. 기기와 파장 범위는 망원경의 이름만큼이나 중요하다.

빛에서 스펙트럼으로

카메라는 얼마나 많은 빛이 도달하는지를 기록하고, 분광기는 그 빛이 파장에 걸쳐 어떻게 펼쳐지는지를 기록한다. 빛줄기를 그 파장들로 쪼개면 매끄러운 곡선이 구조로 부서진다 — 밝은 방출선, 어두운 흡수선, 넓은 분자 대역 — 각각은 특정한 원자나 분자의 지문이다. 스펙트럼에서 천문학자들은 무언가가 무엇으로 이루어졌는지, 얼마나 뜨거운지, 얼마나 빠르게 움직이는지, 그 적색편이, 그리고 어떤 분자가 있는지를 읽어 낼 수 있다 — 밋밋한 영상으로는 보여 줄 수 없는 것들이다. 분광기가 이웃한 특징을 얼마나 곱게 갈라낼 수 있는지가 그것의 분해능이며, 이는 파장을 그것이 구별해 낼 수 있는 가장 작은 파장 차이로 나눈 값이다. 분해능이 높을수록 더 많은 것을 드러내지만, 더 많은 빛을 요구한다.

웹이 대기를 읽어 내는 방법

웹은 많은 외계행성을 통과 동안 연구한다 — 우리의 시선에서 볼 때 행성이 자기 별 앞을 가로지르는 때다. 그럴 때 별빛의 가느다란 조각이 우리에게 닿기 전에 행성의 대기를 스쳐 지나가고, 그곳의 기체들은 자기 고유의 특정 파장을 흡수한다. 통과 동안의 별 스펙트럼을 그 바로 바깥의 스펙트럼과 비교함으로써, 천문학자들은 투과 스펙트럼을 뽑아낸다. 별빛에 찍힌, 대기의 희미한 흔적이다. 그 골의 깊이는 또한 별에 대한 행성의 크기 — 행성 대 별의 반지름 비의 제곱에 가깝다 — 를 알려 준다.

이것은 섬세한 작업이다. 대기의 신호는 별빛의 아주 작은 일부이며, 별 자체의 활동, 검출기 잡음, 기기 효과에서 분리되어야 한다. 서로 다른 기기와 파장 범위는 서로 다른 분자에 민감하며, 이 때문에 누구든 어떤 특징을 신뢰하기 전에 같은 행성이 흔히 한 번 이상, 한 대 이상의 기기로 관측된다.

분자 하나가 증명하지 못하는 것

대기에서 어떤 분자를 찾아내는 것은 생명을 찾아내는 것과 같지 않다. 후보 생체징후는 전체 그림에 견주어 저울질되어야 한다. 대기의 화학, 별의 행동, 같은 분자를 만드는 비생물학적 방법, 온도와 압력, 그리고 — 무엇보다도 — 측정 그 자체의 통계적 세기다. 웹은 대기의 특성을 규명하지, 먼 세계의 생물을 촬영하지 않는다. 스펙트럼의 선 하나는 질문을 던지기 시작하는 자리이지, 답이 아니다.

웹이 하지 않는 일

웹은 대폭발을 촬영하지도, 하늘 전체를 한 번에 보지도, 완성된 실제 색 사진을 내놓지도 않는다 — 그것의 빛은 대체로 눈에 보이지 않으며, 색은 나중에 실제 세기 지도에 부여된다. 그것은 무한한 먼지를 뚫고 나갈 수도, 사진 한 장만으로 거리를 잴 수도, 분자 하나로 생명을 식별할 수도 없다. 그것은 심지어 아무 때나 원하는 곳을 겨냥할 수조차 없다. 차양막이 그 기기들과 태양 사이에 있어야 하므로, 각 표적에는 저마다의 철이 있다. 모든 웹의 결과는 감도, 노출 시간, 보정, 물리적 모형, 그리고 주의 깊은 통계 분석에 기대고 있다 — 사진 하나에만 기대는 것이 아니다.

한 문장으로

웹은 차가운 6.5미터 분할 거울로 희미한 붉은빛과 적외선을 모으고, 네 대의 기기로 그 광자들을 영상과 스펙트럼으로 바꾸며, 천문학자들이 은하, 별, 행성, 대기의 구성을 재구성하게 해 준다 — 한 번에 하나씩, 주의 깊게 측정된 스펙트럼으로.