Gamma-ray Burst (GRB)

1. 서  론

"격렬한 감마선의 번쩍임이 갑작스럽게 우주의 여러 방향에서 매일 한 개 이상 발생한다. 멀게는 수 백억 광년 이상의 우주적인 거리에서 발생하고 태양의 질량과 맞먹는 에너지를 수십 초 사이의 짧은 시간에 우주공간에 쏟아내는 감마선 폭발은 현재 천체물리학의 가장 큰 수수께끼의 하나이다. "

자연을 관측하는 중요한 방법 중의 하나는 전자기파를 측정하는 것이다. 사람은 태어난 후 눈을 통하여 사물을 인식하기 시작하고 가시광선에 담긴 정보를 판단한다. 역사적으로 가시광선을 통한 천체 관측은 과학의 발전에 중요한 역할을 하였다. 전자기파는 파장의 크기에 따라 Ultra-Violet(극자외선), Infra-Red(극적외선), 마이크로파, 라디오파 등으로 분류되는데Ultra-Violet 보다 파장이 짧은 파로는  X-선, 감마선이 있다. 대체로 가시광선보다 파장이 짧은 전자파는 대기에 의해 차단이 되므로, X-선과 감마선을 관측하기 위하여는 인공위성을 통한 관측방법을 사용하고 있다.

감마선 폭발이 처음 학계에 공식적으로 알려진 것은 지금부터 약 30년 전인 1973년이다. 핵실험금지조약 이행을 감시하기 위해 올려졌던 인공위성 Vela의(1969-1971) 관측결과를 분석하던 중에 지구 이외의 곳에서 발생된 것으로 추정되는 감마선 폭발 증거를 발견하였다. 그 이후 20여 년간 감마선 폭발은 천체물리학계에서 이해되지 않는  연구대상으로 남아있어 왔다. 1991년 쏘아 올려져 작년 10월까지 위성 관측활동을 계속해 왔던 Compton Gamma Ray Observatory(CGRO)는 감마선 폭발을 이해하는데 중요한 단서들을 제공하였는데 매일 한 건 이상의(총 3000여개) 감마선 폭발이 CGRO에 탑재된 BATSE 에 의해 관측되었다

 

1997년 올려진 X-선 관측위성 BeppoSAX에 의해 감마선 폭발이 일어나는 은하의 적색편이 추정이 가능해졌고 그 거리가 수십억 광년 이상의 우주적인 거리라는 것이 밝혀져 감마선 폭발 연구의 새로운 돌파구를 열었다. 지구 주위를 돌고 있는 위성이 측정한 에너지로부터 추정한 폭발 에너지는 1051 - 1054 erg가 되어야 하는데 이와 같이 태양의 질량(M ⊙c2 = 2 × 1054 erg)과 맞먹는 에너지를 수십 초 사이의 짧은 시간에 우주공간에 쏟아내는 감마선 폭발은 빅뱅 이후의 가장 큰 폭발현상이라고 할 수 있다.

 

2. 왜 감마선폭발을 연구하나?

과학자들은 당연히도 감마선 폭발에 대해 지대한 관심을 가지고 있다. 감마선 폭발은 어느 파장영역에서나 가장 밝은 소스이다. 그것은 우리은하의 가장 멀리 떨어져 있는 곳에서 일어날 수도 있으며 아니면 관측가능한 우주의 가장자리에 있는 전혀 새로운 타입의 천체를 나타내는 것일 수도 있다. 만약 전자가 사실이라면 우리는 현재 어떤 수단으로도 볼 수 없는 우리은하의 먼 부분을 보고 있는 것이고, 후자가 사실이라면 감마선 폭발은 우주의 형성과 진화를 이해하는데 도움을 줄 것이다. 즉 감마선 폭발은 우주론자들에게 새로운 관측도구로 사용될 수 있다. 어쨌든 '감마선 폭발이 무엇인가' 에 대한 해답은 천문학에 커다란 발전을 가져다 줄 것이다.

 

3. 감마선 폭발의 특징

 감마선 폭발을 특징짓는 방법중의 하나는 time profil을 사용하는 것이다. time profil이란 폭발의 광도를 시간의 함수로 나타낸 그래프(아래 그림)로써 감마선 폭발 time profil은 소스에서 얼마나 많은 gamma ray가 감지되는지 측정한다.  

                          

아마도 감마선 폭발 time profile 의 가장 두드러진 특징은 time 구조에 있어서의 상이함이다. 몇몇 광도 곡선은 시간내내 커다란 요동을 가지고 뾰족하지만 다른것들은 몇 개의 peak만을 갖는 간단한 구조이다. 또 어떤 폭발은 두 가지의 특징을 동시에 보여주기도 한다. 몇몇 케이스에서 폭발 소스들은 그들의 형상을 반복한다. 그러나 지속적이고 주기적인 형상을 보이는 감마선 폭발은 없다. 감마선 폭발의 지속시간은 30ms에서 1000s 정도되지만 관측하기는 매우 어렵다.

             

또한 감마선 폭발의 큰 특징 중의 하나는  고에너지 방출이다. 대부분이 50KeV이상을 방출하며 soft X-ray 방출이 보여지기도 한다. 에너지 스펙트럼은 얇은 제동복사모양과 비슷하게 보인다.

 

4. 감마선 폭발은 어디에서 일어나는 것인가?

- 감마선 폭발의 각분포
감마선 폭발을 연구하는데 사용하는 가장 간단한 통계자료는 angular distribution에 관련된 것이다. 감마선 폭발의 angular distribution은 폭발이 어디서 발생하는가에 대해 필요한 정보를 제공해주며 각각의 폭발이 감지된 장소를 하늘의 지도상에 점으로 표시한다.


 Distribution of Globular Clusters around the Galactic Center
 

대부분의 천체는 균질적으로 분포하지 않는 대신에 일정한 패턴이나 방향을 가지고 있는데 관측된 감마선 폭발은 등방성의 각분포를 갖는다. 그러나 다른 대부분의 천체와는 달리 우선시되는 방향이나 은하수에 일직선인 경향은 보이지 않는다. 때문에 감마선 폭발은 진원지에 대해 힌트를 줄 angular distribution에 관해 어떠한 특징도 보이지 않는다

- 감마선 폭발의 세기 분포
하지만 운 좋게도 각분포 뿐만 아니라 밝기분포(Brightness distribution) 역시 폭발이 지구에서부터 시선방향으로 어떻게 분포되어있는가를 말해줌으로써 감마선 폭발의 특성에 대한 정보을 제공한다. Brightness distribution은 각 밝기당 관측된 폭발의 개수를 나타낸다.  
감마선 폭발은 단순히 폭발자체에 대한 것뿐만 아니라 폭발이 얼마나 멀리 떨어진 곳에서 일어났는지에도 의존한다. 수학적으로 광도는 거리의 제곱에 반비례하지만 불행히도 감마선 폭발이 어느 정도 떨어진 곳에서 일어나는 것인지는 모르기 때문에 감마선 폭발의 luminosity 즉 소스가 어느 정도 빛을 방출하는지를 알 수 없다. 그러므로 관측적으로 매우 밝게 나타나는 폭발은 상대적으로 약하지만 가까이 있어서 밝게 나타나는 것일수도 있고 먼 거리지만 실제로 매우 강한 폭발일수도 있는 것이다.

이러한 모호함에도 불구하고 천문학자들은 brightness distribution에서 감마선 폭발이 어떻게 분포되어있는지에 대해서 정보를 얻을 수 있다. Brightness distribution는 광도함수 phi(L)과 radial distribution n(r)(폭발소스의 number density)의 관계로 나타내어 지는데 어떤 값 P보다 큰 폭발의 개수는 다음과 같이 나타내진다.

여기서 n(r)이  관측되는 우주를 통틀어 일정하다고 하면(n(r)=A0)  

로 나타내어 지며 결국 아래와 같은 식 얻는다.

 

- The Gamma-Ray Burst Spectral Lines

관측되는 감마선 폭발의 스펙트럼의 어떤 것은 평탄한 간격 중에 특이한 굴곡이나 금을 보인다. 이러한 금은 특정한 감마선 에너지가 어떠한 메커니즘에 의해 원래의 스펙트럼을 필터링 시킬 때 나타나는 것 같다. 몇몇 과학자들은 이러한 감마선 에너지가  "picked out" 되거나 강한 자기장에서 전자가 회전함으로써 흡수되었다고 생각하는데 흡수가 일어나는 곳에서 이 특이한 에너지는 전자와 공명현상을 일으킨다고 한다. 자기장에서 전자는 마그네틱 필드라인을 따라 원형 궤도를 도는데 같은 주파수를 갖는 광자가 전자와 충돌할 때 광자는 전자를 높은 에너지 레벨로 만드는데 흡수된다. 광자가 흡수되면 스펙트럼상에서 더 이상 나타나지 않게 되는데 이것이 바로 감마선 폭발의 스펙트럼에서 보여지는 금일지도 모른다고 보는 것이다.  이러한 흡수를 일으키는 에너지를 가지려면 지구의 1조배 정도되는 매우 강한 자기장이 필요한데 이러한 강한 자기장이 발견된다고 믿어지는 천체가 바로 중성자 별이다. 때문에 감마선 폭발의 원인으로 중성자별을 제시하고 이는 감마선 폭발이 우리은하의 디스크상에서 생성되는 현상이라고 보는 것이다.

- The Galactic Neutron Star Paradigm

그러나 중성자별을 감마선 폭발의 원인으로 보기엔 여러 가지 의문점들이 남는다.
우선 중성자별이 원인이라면 폭발의 분포는 은하 평면에 집중되어야 한다. 그러나 관측되는 폭발의 angular distribution은 균질적이다. 또 하나의 의문점은 brightness distribution과 관련되어 있는데 디스크상에서 천체의 분포는 균일하지 않다는 점에서 앞에서 언급한 조건에 모순된다.
의문에 대한 해결책은 관측기구가 얼마만큼 먼 곳까지 볼 수 있느냐에 달렸다. 관측하는데는 한계가 있기 때문에 먼 곳의 소스는 희미해서 angular 나 intensity distribution에 대해서 알아낼 수 없기 때문이다.
BASTE이전의 감마레이 관측기구들은 sensitivity에 한계가 있어서 아주 먼 거리는 보지 못했다. 앞의 의문점들은 초기 감마선 폭발 검출기계들이 우리은하 디스크의 두께보다 먼 거리에서는 관측할 수 없었다는 사실로써 풀리게 된다.  

- The Predictions for BATSE
위의 관측기구들의 문제점을 개선한 것이 바로 CGRO에 탑재된 BATSE로써 BATSE는 전의 관측기구들보다 10배정도의 sensitivity를 제공한다. BATSE가 더욱더 희미한 폭발을 관측함에 따라 과학자들은 우리은하 디스크의 가장자리 부분이 관측될 수 있다고 믿게 되었고 이 가장자리는 두 가지로 나타난다.
첫째, 디스크의 위아래 지역에서 폭발 소스는 없다. 이는 앞에서 언급한 균질성을 위배하고 결과적으로 brightness distribution에 위배되는 것이다.
둘째는 관측기구가 이제는 디스크의 두께 넘어서의 거리에서 일어나는 폭발도 감지할 수 있기 때문에 angular distribution에 있어서 우선적인 방향이 있어야 한다는 것이다. 특별히 먼 거리에서 일어나는 약한 폭발은 은하면쪽으로 정렬되게 보여질 것으로 기대했었다.  

만약 BASTE에 의해 이러한 사실이 관측되었다면 감마선 폭발의 원인이 우리은하의 디스크 종족과 중성자별이라는 것으로 확정되었을 것이다. 그러나 BASTE에 의해 관측된 angular distribution은 이러한 예상을 완전히 부인하고 있다. 감마선 폭발은 확실히 무작위적으로 분포하고 있었으며 은하의 디스크 쪽으로의 우선적인 방향도 없었다. Angular distribution 은 거의 완벽하게 등방성을 나타내고 있었다. 그 결과로 감마선 폭발은 우리은하면에서 발생되는 것이 아니라는 것이 완전히 밝혀졌다.

그렇다면 감마선 폭발은 도대체 어디서 일어나는 것인가?
과학자들은 BASTE의 관측결과를 토대로 세 가지 기하학적인 시나리오를 만들어냈다

1) The Oort Cloud

Oort Cloud는 혜성들이 모여는 태양계내의 오브젝트로써 이 시나리오에서 감마선 폭발까지의 거리는 지구에서 태양까지 거리의 약 1000배정도 된다. 이 거리는 세시나리오중 가장 가까운 거리이며 때문에 감마선 폭발에 요구되는  에너지가 최소이다.
이 시나리오는 관측된 각분포의 등방성과  공간적인 분포의 불균질성을 만족하고 있긴 하지만 감마선 폭발이 일어나는데 필요한 온도가 높고 강한 에너지를 내는 환경조건을 어떻게 만족시키는지 불명확하다는 것등 많은 문제점들이 있기 때문에 널리 받아들여지지는 않고 있다.

2) Large Galactic Corona

두 번째 시나리오는 은하의 디스크가 아니라 거대한 헤일로에 분포하는 중성자별 가까이에서 일어난다는 것이다. 만약 이 시나리오가 옳다면 우리은하 주위의 헤일로는 각분포의 등방성을 만족시키기 위해서 매우 거대해야만 한다. 이 시나리오에서 전형적인 폭발까지의 거리는 은하중심까지거리의 15-20배이다.
Oort의 시나리오와 같이 이것도 관측된 폭발의 분포를 설명하기엔 별문제가 없지만 만약 우리 은하가 이런 거대한 헤일로를 가지고 있다면 다른 은하도 마찬가지여서 서로 코로나가 겹치게 된다. 그렇게 되면 다른 은하의 코로나에서도 폭발이 감지되어 이들 은하쪽으로 폭발위치가 집중되게 된다. 그러나 이러한 현상은 발견되고 있지 않다.

3) Cosmological Bursts

세 번째 시나리오가 천문학자들이 일반적으로 연구하고 있는 것으로써 감마선 폭발이 우주의 매우 멀리 떨어진 곳에서 일어난다는 것이다. 이 시나리오에서 감마선 폭발까지 거리는 처녀자리 은하단까지의 거리를 훨씬 초과하고 있다. 이 막대한 거리는 감마선 폭발이 지금까지 알려진 것 중 가장 막대한 에너지의 오브젝트라는 것을 시사한다.
이 시나리오에서 생기는 질문은 과연 어떻게 막대한 에너지를 짧은 시간에 방출하느냐이다.

 

5. 감마선 폭발의 원인

앞에서 언급한 것처럼 오랫동안 천문학자들은 감마선 폭발이 우리은하내에서 일어난다고 생각했다. 만약 우리은하내에서 일어난다면 감마선 폭발이 어떻게 그 막대한 에너지를 방출할 수 있는지 설명하기 쉬워진다. (만약, 그보다 훨씬 먼 곳에서 감마선 폭발이 일어난다면 훨씬 많은 에너지가 필요하다.) 그러나 감마선 폭발이 우리은하내에서 일어난다면 폭발 장소가 우리은하면에 집중되어야 한다는 문제를 야기시킨다. 왜냐하면 은하평면은 대부분의 별들이 위치하는 장소이고 감마선 폭발이 별의 진화단계와 관련이 있다고 믿어졌기 때문이다.
그러나 관측 위성인 CGRO(Compton Gamma-Ray Observatory) 의 BATSE로부터의 데이터에 의해 그 생각은 틀린 것으로 밝혀졌다. 또한 감마선 폭발은 우주전역에 걸쳐서 무작위적으로 일어나기 때문에 과학자들이 감마선 폭발이 일어나는 이유와 다음 폭발이 어디서 일어날지 알기 어렵게 한다.
사실상 이것이 감마선 폭발연구의 가장 큰 문제이다. 다음 폭발이 어디서 일어날지 모르기 때문에 망원경으로 지속적인 관측을 하기도 어렵고 감마선 폭발을 일으키는 천체를 확인하기도 어렵다.  

그럼 무엇이 감마선 폭발을 일으키는가.

우리가 이에 대한 해답을 찾을 수 있는 한가지 방법은 폭발의  counterpart를 찾는 것이다. counterpart란  감마선 폭발과 가까운 거리에 연관되어 있는 천체를 말하는 것으로써 감마선 폭발을 일으킨 천체를 간접적으로 연구하는데 사용된다. 다행스럽게도 전자기파 스펙트럼부분에서 counterpart를 찾아 볼 수 있다. 이러한 counterpart는 스펙트럼이나 photometry, 거리측정, 다른 천체와의 비교등으로 감마선 폭발의 연구에 도움을 준다. 요즘 이런 counterpart 탐색이 성과를 거두고 있다.

최근까지 soft gamma-ray repeaters를 제외하고 큰 문제는 X-ray보다 긴파장 영역에서 감마선 폭발이 보이지 않는다는 것과 움직이지 않는 counterpart 가 발견되지 않는다는 것이었다. 이것은 감마선 방출 연구에 있어서 커다란 걸림돌이었고 이론적으로 집중되는 오브젝트를 볼 수가 없었다.
그러나 최근 두 개의 optical counterpart 가 지상과 우주의 망원경에서 세밀히 관측되었는데 이 관측은 폭발이 지구에서 수십억 광년 떨어진 곳에서 발생했음을 보여준다. 이는   gamma-ray와 X-ray 그리고  optical astronomy 사이의 새로운 협력의 결과이다.  Gamma-Ray Observatory (GRO)는 하루당 한번꼴로 폭발을 감지하는데 불행히도 정확한 위치를 감지해낼 수 없었는데 BeppoSAX 에 의한 X-ray관측과 지상과 허블우주망원경 사용으로 폭발의 좀더 정확한 위치 가늠이 가능해졌다.

이러한 협력의 결과로 GRB970228로 명명된 폭발의 관측에서는 감마선 폭발이 일어나는 host galaxy라고 생각되는 은하를 발견했으며 허블우주망원경은 폭발이 은하중심으로 생겨나는 것이 아니라 그로부터 갈라진 곳에서 생긴다는 것을 보여주었다. 이로써 감마선 폭발이 은하중심의 거대블랙홀에 의해서 생긴다는 가능성은 배제되었고 중성자별의 충돌같은 특정한 별의 진화의 산물이 감마선 폭발원인의 후보로 제시되었다.

또한 최근에 대두되고 있는 GRB의 원인에 대한 설명 중의 하나가 바로 hypernova이다. 하이퍼노바란 보통의 초신성 폭발보다 백 배 정도 큰 에너지를 내면서 폭발하는 별이다. 무거운  적색거성이 그 핵연료를 다 소모하고 나면 철로 된 핵이 그 자체의 무게를 못이겨서 붕괴하게 된다. 이 철로된 핵은 공간이 휘어져 빛조차 탈출할 수 없는 블랙홀이 될 때까지 붕괴를 계속한다. 별의 중간층은 나선형을 이루면서 블랙홀로 빨려 들어가면서 가열되고 굉장한 폭발을 일으키게 된다. 완벽하게 이해된 과정은 아니지만 폭발의 초기단계에 있어서 광속에 가까운 제트물질이 방출된다는 증거가 있다. 폭발은 별의 바깥층을 뚫고 나가서 우주공간으로 펴져 나간다.
이런 폭발이 팽창되고 식어감에 따라서 그것이 방출하는 빛은 점차적으로 적은 에너지를 갖는다. gamma-ray로부터 X-ray, 자외선, 가시광선으로 점점 줄어들고 결국 마이크로파나 전파의 낮은 에너지를 갖는 형태로 방출되게 된다. 이런 다른 에너지를 갖는 빛들은 다른 종류의 망원경으로 관측해야 볼 수 있다.

 

6. 앞으로의 전망

작년에 관측활동이 끝난 CGRO에 이어 최근에 궤도에 쏘아 올려진 HETE II 위성을 통해 감마선 폭발의 관측은 계속되어 매년 약 30개 정도의 폭발위치를 정할 수 있을 것으로 기대되고 있다.
이러한 관측 결과를 토대로 최근 2-3 년간 감마선 폭발에 대한 연구에 커다란 진전이 이루어졌고 감마선 폭발과 이후의 잔광(after glow)현상에 대한 연구는 어느 정도 완성되었다고 할 수 있지만 폭발의 전조(progenitor, precursor)와 격렬한 에너지 분출을 일으키는 중심엔진이 무엇인지는 아직도 수수께끼로 남아있다. 그러므로 감마선 폭발의 에너지원에 관하 연구와 모델에 대한 보다 많은 관측적 검증이 필요하다고 하겠다.

 

도움을 준 이우경님에게 감사~