레이저 간섭계 우주 안테나

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1. 개요

레이저 간섭계 우주 안테나(LISA)는 조밀한 이중성계와 초대질량 블랙홀의 합병으로 생성된 중력파를 감지하고 측정하는 것을 목표로 하는 우주 기반 중력파 관측소이다. LISA는 세 대의 우주선이 레이저를 주고받으며, 각 우주선에는 레이저 간섭계를 구성하는 망원경, 레이저, 시험 질량이 탑재된다. 이 세 우주선은 태양 궤도를 따라 지구보다 약간 뒤쳐진 위치에 배치되며, 5천만 킬로미터의 거리를 유지한다. LISA는 중력파가 시공간을 왜곡시켜 발생하는 암 길이의 미세한 변화를 측정하여 중력파를 관측하며, 다양한 천체 물리학적 현상, 특히 은하 내 쌍성계, 외계 행성, 블랙홀 병합 등을 연구하는 데 기여할 것으로 기대된다.

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레이저 간섭계 우주 안테나

2. 임무 설명

LISA 임무의 주요 목표는 조밀한 이중성계와 초대질량 블랙홀의 합병으로 생성된 중력파를 감지하고 측정하는 것이다. LISA는 레이저 간섭계로 감지된 팔 길이의 차등 변화를 측정하여 중력파를 관측한다.^[23]

LISA 우주선의 궤도 및 간섭계 – 태양 중심 궤도의 연간 주기 운동.

LISA는 세 대의 우주선으로 구성되며, 각 우주선에는 다른 두 우주선을 향하는 두 개의 광학 조립체에 배열된 두 개의 망원경, 두 개의 레이저, 두 개의 시험 질량(각각 46mm, 약 2kg의 금/백금 코팅 큐브)이 있다.^[11] 이들은 각 우주선에 중심을 두고 시험 질량이 팔의 끝을 정의하는 마이켈슨 간섭계와 유사한 간섭계를 형성한다.^[24] 이 배열은 지구와 같은 거리에서 태양 궤도에 배치되지만 지구보다 20도 뒤쳐져 있으며, 세 우주선의 궤도면은 황도면에 대해 약 0.33도 기울어져 있다. 이는 삼각형 우주선 형성이 황도면에서 60도 기울어지는 결과를 낳는다. 달 궤도보다 10배나 크며, 지구와 형성 지점 사이의 평균 거리는 5000만km이다.^[23]^[25]

각 우주선은 시험 질량에 대한 빛의 압력 및 태양풍과 같은 비중력적 힘을 제거하기 위해 제로 드래그 위성으로 제작된다. 시험 질량은 내부에서 자유롭게 떠다니며, 사실상 자유 낙하 상태이다. 주변의 우주선은 이러한 모든 국부적인 비중력적 힘을 흡수한다. 정전 용량 변위 센서를 사용하여 질량에 대한 우주선의 위치를 결정하고, 매우 정밀한 추력기를 사용하여 우주선을 조정하여 질량 주위에 자체적으로 중심을 유지한다.^[26]

1980년대에 우주에 레이저 간섭계를 쏘아 올리는 계획이 시작되었다. 지상에서는 레이저 간섭계의 긴 기선 길이를 확보하는 데 막대한 비용이 들지만, 우주에서는 정밀한 궤도 제어를 통해 미약한 진동을 포착하는 것이 가능하다.

JPL과 ESA는 허블 우주 망원경 기술 등을 활용하여 중력파 관측 기술을 개발하고 있다. 구체적으로 레이저 광을 발진하고 반사하는 위성 3기를 쏘아 올려, 각 위성이 서로를 공전하면서 레이저파를 송수신하며 레이저 광의 미약한 간섭 무늬를 관측한다. 위성 간 동기는 원자 시계를 탑재한 마스터 클럭으로 수행되며, 이 클럭과 간섭 무늬의 상호 비교를 통해 중력파를 포착한다.

중력파는 레이저 광 경로 중간에 중력파가 통과할 때 발생하는 미세한 광자 진동으로 관측되므로, 서로 오가는 레이저 광에 간섭 무늬가 발생한다.

2. 1. 작동 원리

LISA는 세 대의 우주선이 정삼각형을 이루며, 각 우주선은 레이저 간섭계를 사용하여 서로 간의 거리를 정밀하게 측정한다. 중력파가 지나가면 시공간이 왜곡되어 우주선 사이의 거리가 미세하게 변화하며, 이를 레이저 간섭계를 통해 감지한다.

LISA 레이저 빔/암 경로에 대한 + 편광 중력파의 증폭된 효과 보기(양식화)

LISA는 레이저 간섭계를 기반으로 한다. 중력파가 간섭계를 통과하면, 파동으로 인해 발생한 시공간 왜곡으로 인해 두 LISA 각 변의 길이가 달라진다. LISA는 위상 변화를 빛의 간섭을 통해 하나의 로컬 레이저와 하나의 원거리 레이저 사이에서 측정한다. 관측된 레이저 빔 주파수(반환 빔)와 로컬 레이저 빔 주파수(전송 빔) 간의 비교는 파동 매개변수를 나타낸다. 레이저 간섭계 위성 간 거리 측정 원리는 GRACE Follow-On에 탑재된 레이저 거리 측정 간섭계에서 성공적으로 구현되었다.^[30]

지상의 중력파 관측소와 달리, LISA는 각 변의 길이를 고정할 수 없다. 위성 간의 거리는 매년 궤도에서 크게 변동하며, 검출기는 매초 거리의 변화량(수백만 개의 파장)을 지속적으로 추적해야 한다. 그런 다음, 신호는 주파수 영역에서 분리된다. 즉, 하루 미만의 주기를 가진 변화는 관심 신호이고, 한 달 이상의 주기를 가진 변화는 관련이 없다.

이러한 차이점 때문에 LISA는 지상 검출기와 같은 고정밀 파브리-페로 공진 암 공동 및 신호 재활용 시스템을 사용할 수 없다. 그러나 각 변의 길이가 거의 백만 배 더 길기 때문에, 감지해야 할 움직임도 그에 비례하여 더 커진다.

LISA는 중력파에 의해 탐사 질량에 유도되는 영구적인 변위에 민감하며, 이는 중력 메모리 효과로 알려져 있다.

2. 1. 1. 마이켈슨 간섭계 구성

LISA는 각 우주선에 망원경 두 개, 레이저 두 개, 시험 질량 (금-백금 합금) 두 개를 탑재하여 마이켈슨 간섭계와 유사한 형태로 구성된다.^[11] 세 대의 우주선은 서로 레이저를 주고받으며, 각 변은 두 간섭계의 일부가 된다.^[24]

각 우주선은 제로 드래그 위성으로 제작되어, 태양풍과 같은 비중력적 힘의 영향을 제거한다. 시험 질량은 우주선 내부에서 자유롭게 떠다니며, 우주선은 정전 용량 변위 센서를 통해 시험 질량에 대한 위치를 측정하고, 정밀한 추력기를 사용하여 시험 질량 주위에 중심을 유지한다.^[26]

2. 1. 2. 우주선 배치 및 궤도

세 대의 우주선은 지구에서 약 5000만km 떨어진 태양 중심 궤도를 따라가며, 지구보다 20도 뒤쳐진 위치에서 공전한다. 우주선 배열은 황도면에 대해 60도 기울어진 정삼각형 형태를 유지한다.^[23]^[25] 달 궤도보다 10배나 큰 이 전체 배열은 지구와 같은 거리에서 태양 궤도에 배치되지만 지구보다 20도 뒤쳐져 있으며, 세 우주선의 궤도면은 황도면에 대해 약 0.33도 기울어져 있다. 이는 삼각형 우주선 형성이 황도면에서 60도 기울어지는 결과를 낳는다.^[23]

시험 질량에 대한 빛의 압력 및 태양풍과 같은 비중력적 힘을 제거하기 위해 각 우주선은 제로 드래그 위성으로 제작된다. 시험 질량은 내부에서 자유롭게 떠다니며, 사실상 자유 낙하 상태이며, 주변의 우주선은 이러한 모든 국부적인 비중력적 힘을 흡수한다. 그런 다음, 정전 용량 변위 센서를 사용하여 질량에 대한 우주선의 위치를 결정하고 매우 정밀한 추력기를 사용하여 우주선을 조정하여 질량을 따라가도록 하여 질량 주위에 자체적으로 중심을 유지한다.^[26]

2. 2. 검출 원리

LISA는 레이저 간섭계를 사용하여 중력파에 의한 우주선 간 거리 변화를 측정한다. 중력파가 간섭계를 통과하면 시공간 왜곡으로 인해 두 LISA 팔의 길이가 달라진다. LISA는 로컬 레이저와 원거리 레이저 사이의 위상 변화를 빛의 간섭을 통해 측정하며, 관측된 레이저 빔 주파수(반환 빔)와 로컬 레이저 빔 주파수(전송 빔) 간의 비교를 통해 파동 매개변수를 분석한다.^[30]

대부분의 현대 중력파 관측소와 마찬가지로, LISA는 레이저 간섭계를 기반으로 한다. 세 개의 위성은 반사체의 역할을 하는 두 개의 "트랜스폰더" 위성과 소스 및 관측자의 역할을 하는 하나의 "마스터" 위성으로 거대한 마이컬슨 간섭계를 형성한다. 중력파가 간섭계를 통과하면, 파동으로 인해 발생한 시공간 왜곡으로 인해 두 LISA 암의 길이가 달라진다.^[24]

지상 관측소와 달리 LISA는 팔 길이를 고정할 수 없다. 대신 위성 간 거리는 궤도에서 크게 변동하며, 검출기는 매초 거리 변화량(수백만 개의 파장)을 지속적으로 추적해야 한다. 신호는 주파수 영역에서 분리된다. 즉, 하루 미만의 주기를 가진 변화는 관심 신호이고, 한 달 이상의 주기를 가진 변화는 관련이 없다.

이러한 차이점은 LISA가 지상 검출기와 같은 고정밀 파브리-페로 공진 암 공동 및 신호 재활용 시스템을 사용할 수 없다는 것을 의미하며, 이는 길이 측정 정확도를 제한한다. 그러나 암의 길이가 거의 백만 배 더 길기 때문에, 감지해야 할 움직임도 그에 비례하여 더 커진다.

중력파 검출은 레이저 광의 도중에 중력파가 통과할 때 발생하는 미세한 광자의 진동으로 관측되므로, 서로 오가는 레이저 광에 간섭 무늬가 발생하게 된다.

2. 3. 팔 길이

암이 길수록 탐지기는 장주기 중력파에 더 민감해지지만, 암 길이보다 짧은 파장의 중력파에 대한 감도는 감소한다.^[23] 2,500,000 km는 8.3s이며, 주파수로 환산하면 0.12Hz이다. (참고로 LIGO의 피크 감도는 약 500Hz이다.)^[23] 위성은 자유 비행 상태이므로 발사 전에 간격을 쉽게 조정할 수 있다. 간섭계 각 끝단에 필요한 망원경의 크기는 발사체의 페이로드 페어링 크기에 의해 제한되며, 별자리 궤도의 안정성에 의해 상한이 부과된다. 더 큰 별자리는 다른 행성의 중력 효과에 더 민감하여 임무 수명을 제한하기 때문이다.^[23] 보상해야 하는 또 다른 길이 의존적 요소는 들어오고 나가는 레이저 빔 사이의 "선행 각도"이다. 망원경은 몇 초 전에 파트너가 있었던 곳에서 들어오는 빔을 받아야 하지만 몇 초 후 파트너가 있을 곳으로 나가는 빔을 보내야 한다.^[23]

2008년의 원래 LISA 제안은 5Gm 길이의 암을 가지고 있었다.^[27] 2013년 eLISA로 축소되었을 때, 1Gm 길이의 암이 제안되었다.^[28] 2017년 승인된 LISA 제안은 2.5Gm 길이의 암을 가지고 있다.^[29]^[11]

3. 과학적 목표

LISA는 중력파의 직접적인 측정을 통해 천체 물리학적 시스템을 연구하고 아인슈타인의 중력 이론을 검증하고자 한다. 중력파의 간접적인 증거는 헐스-테일러 펄서와 같은 이중 펄서의 궤도 주기가 감소하는 관측에서 도출되었다.^[36] 2016년 2월, Advanced LIGO 프로젝트는 블랙홀 병합에서 직접 중력파를 감지했다고 발표했다.^[37]^[38]^[39]

중력파를 관측하려면 강력한 중력파 소스와 극도로 높은 감지 감도가 필요하다. LISA는 100만 킬로미터 거리에서 헬륨 원자 직경보다 작은 20 피코미터의 해상도로 상대적인 변위를 측정할 수 있어야 하며, 이는 밀리헤르츠 부근의 저주파 대역에서 10²⁰분의 1보다 나은 변형 감도를 제공한다.

LISA는 중력파 스펙트럼의 저주파 대역에 민감하며, 여기에는 우리 은하 (은하수) 내의 쌍성,^[41]^[42] 다른 은하의 이중 초대질량 블랙홀에서 오는 신호,^[43] 및 초대질량 블랙홀을 공전하는 항성 질량 압축 천체에서 생성된 극단 질량비 나선 및 버스트 신호와 같은 천체 물리학적으로 흥미로운 소스가 많이 포함되어 있다.^[40]^[44]^[45] 또한 우주론적 위상 전이, 우주 끈 및 우주론적 인플레이션 동안 생성된 초기 중력파와 같은 더 추측적인 신호도 관측할 수 있다.^[46]

중력파는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선과 마찬가지로 파동의 성질을 가지므로, 우주 팽창에 의한 적색 편이의 영향을 받는다. 따라서 멀리 떨어진 천체로부터의 중력파를 관측하기 위해서는 긴 기선 길이를 가진 중력파 망원경이 필요하다.

3. 1. 은하 내 쌍성계

LISA는 우리 은하(은하수) 내의 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등으로 구성된 조밀한 쌍성계에서 발생하는 거의 단색의 중력파를 감지할 수 있다. 낮은 주파수에서는 이러한 쌍성계가 너무 많아 LISA 데이터 분석의 배경 잡음을 형성할 정도이다. 더 높은 주파수에서는 약 25,000개의 은하계 조밀 쌍성을 감지하고 분석할 수 있을 것으로 예상된다.^[11]

이러한 쌍성계의 질량, 주기 및 위치 분포를 연구하면 은하계 내 쌍성계의 형성과 진화에 대해 배울 수 있다. 또한 LISA는 현재 전자기 관측을 통해 알려진 10개의 쌍성계를 분석하고, 1제곱도 이내에서 전자기적 대응물을 가진 약 500개를 더 찾을 수 있을 것이다. 이처럼 공동 연구를 통해 조석 상호 작용과 같은 다른 소산 메커니즘을 추론할 수 있다.^[11] LISA가 분석할 수 있는 알려진 쌍성계 중 하나는 주기가 6.91분인 ZTF J1539+5027 백색 왜성 쌍성으로, 지금까지 발견된 두 번째로 짧은 주기 쌍성 백색 왜성 쌍이다.^[47]^[48]

찬드라세카르 질량은 항성이 초신성 폭발을 일으켜 내부에 중성자별을 남기는 임계 질량이다. 현재 항성 진화론에 따르면, 항성은 종말기에 태양 질량의 2.3배 정도에서 초신성 폭발을 일으키며, 4배 정도를 초과하는 질량이라면 중심부에서 생성된 철 원자가 중력 붕괴에 의해 중성자별로 남게 된다. 블랙홀을 생성하기 위해서는, 남은 중성자별이 중력 붕괴를 일으키는 질량이 되어야 한다.

3. 1. 1. 외계 행성 탐지

LISA는 백색 왜성 쌍성 주위를 공전하는 거대 행성과 갈색 왜성의 존재를 감지할 수 있다. 비관적인 시나리오에서는 17개, 낙관적인 시나리오에서는 2,000개 이상으로 추정되며, 심지어 현재 다른 외계 행성 탐지 방법의 능력을 훨씬 뛰어넘어 마젤란 은하에서도 감지가 가능할 것으로 예상된다.^[49]^[50]

3. 2. 거대 블랙홀 병합

LISA는 에서 짹짹 질량을 가진 거대 블랙홀 쌍의 병합에서 발생하는 중력파를 감지할 수 있다. 이러한 관측은 적색 편이 ''z'' ≈ 10 정도의 초기 형성 시점까지 거슬러 올라갈 수 있다.^[11] 이를 통해 블랙홀의 성장 과정과 우주의 진화 과정을 연구할 수 있다.

가장 보수적인 모델을 기준으로도 매년 적어도 몇 건의 거대 블랙홀 병합 사건이 발생할 것으로 예상된다.^[11] 비교적 가까운 거리(''z'' < 3)에서 발생하는 병합의 경우, LISA는 구성 요소 블랙홀의 스핀을 결정할 수 있다. 이는 블랙홀이 주로 강착을 통해 성장했는지, 아니면 다른 블랙홀과의 병합을 통해 성장했는지 등 과거 진화에 대한 정보를 제공한다.^[11]

별 형성이 가장 활발했던 시기(''z'' ≈ 2)에 일어나는 병합의 경우, LISA는 실제 병합이 일어나기 최소 24시간 전에 밤하늘에서 100제곱도 이내의 영역으로 병합 위치를 좁힐 수 있다. 이는 전자기 망원경이 병합에 따른 전자기파 신호를 탐색할 수 있게 해주며, 병합 후 퀘이서가 형성되는 과정을 관측할 수 있는 가능성을 열어준다.^[11]

3. 3. 극대 질량비 강착 (EMRI)

극대 질량비 강착(EMRI)은 약 10⁵ 태양 질량 정도의 거대한 블랙홀 주위를 천천히 공전하는 항성 크기의 조밀한 천체(60 태양 질량 미만)로 구성된다.^[11] LISA는 이러한 현상을 최대 ''z''=4까지 감지할 수 있다. EMRI는 합병되기 전까지 LISA의 감도 대역에서 몇 달에서 몇 년 동안 10⁵ 궤도 정도를 거치며 천천히 진화하기 때문에, 중심 천체의 질량 및 스핀과 작은 천체의 질량 및 궤도 요소 (이심률 및 경사각)를 매우 정확하게 (10⁴ 중 1의 오차까지) 측정할 수 있다.^[11] EMRI는 대부분의 은하 중심과 밀집된 별 무리에서 규칙적으로 발생할 것으로 예상되며, 보수적인 추정으로는 LISA에서 연간 최소 1개의 감지 가능한 이벤트가 발생할 것으로 예측된다.^[11]

찬드라세카르 한계는 항성이 초신성 폭발을 일으켜 내부에 중성자별을 남기는 임계 질량을 의미한다. 현재의 항성 진화론에 따르면, 항성은 종말기에 태양 질량의 약 2.3배에서 초신성 폭발을 일으키며, 4배를 초과하는 질량이라면 중심부에서 생성된 철 원자가 중력 붕괴에 의해 중성자별로 남게 된다. 블랙홀을 생성하기 위해서는, 남은 중성자별이 중력 붕괴를 일으키는 질량이 되어야 한다.

3. 4. 중간 질량 블랙홀

LISA는 중간 질량 블랙홀(10² ~ 10⁴ 태양 질량) 쌍성이 병합할 때 발생하는 중력파를 감지할 수 있다. 구성 요소가 600에서 10⁴ 태양 질량 사이인 중간 질량 블랙홀의 경우, LISA는 적색편이 1까지의 이벤트를 감지할 수 있다. 중간 질량 블랙홀이 거대 블랙홀(10⁴에서 10⁶ 태양 질량 사이)로 나선형으로 들어가는 경우에는 최소한 ''z''=3까지의 이벤트를 감지할 수 있다. 중간 질량 블랙홀의 모집단에 대해 알려진 바가 거의 없기 때문에, 이러한 이벤트의 발생률에 대한 정확한 추정치는 없다.^[46] 이를 통해 중간 질량 블랙홀의 존재 여부와 특성을 연구할 수 있다.

3. 5. 다중 대역 중력파 천문학

LISA는 지상 기반 검출기 (LIGO, Virgo 등)와 협력하여 다중 대역 중력파 관측을 수행할 수 있다. LISA는 병합 전에 쌍성계를 미리 감지하고, 지상 검출기는 병합 시 발생하는 중력파를 관측하여 블랙홀의 특성을 보다 정확하게 파악할 수 있다.^[51]^[11]

GW150914가 발표된 이후, 비슷한 사건이 병합 훨씬 전에 LISA에 의해 감지될 수 있다는 것이 밝혀졌다.^[51] LIGO가 추정한 사건 발생률을 바탕으로, LISA는 LIGO 검출 대역에서 몇 주에서 몇 달 후에 병합될 약 100개의 쌍성계를 감지하고 해결할 것으로 예상된다. LISA는 병합 시간을 정확하게 예측하고 하늘에서 1제곱도 이내의 위치를 찾을 수 있는데, 이는 전자기적 대응 사건 검색 가능성을 크게 향상시킨다.^[11]

3. 6. 근본적인 블랙홀 물리학

LISA는 블랙홀에서 오는 중력파 신호를 분석하여 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 수정 가능성을 탐색하고, 암흑 에너지나 암흑 물질의 존재를 간접적으로 확인할 수 있다.^[52] 이는 중력파 전파의 수정이나, 무모발 정리에 대한 검증 등을 통해 이루어질 수 있다.^[52]

3. 7. 우주 팽창 연구

LISA는 거대 블랙홀 병합 및 극단 질량비 나선(EMRI) 현상에서 발생하는 중력파를 통해, 가까운(''z'' < 0.1) 천체의 적색편이와 거리를 독립적으로 측정할 수 있다. 이를 통해 우주 거리 사다리를 사용하지 않고도 허블 상수 ''H''₀를 독자적으로 결정할 수 있다.^[11] 이러한 측정의 정확도는 관측되는 사건의 수, 즉 임무 기간에 따라 달라진다. 4년간의 임무를 통해 ''H''₀를 0.01 (km/s)/Mpc의 절대 오차로 결정할 수 있을 것으로 예상된다.^[11] 더 먼 거리에서는 LISA가 관측한 사건을 전자기파 관측 결과와 연관시켜 우주의 팽창 곡선을 더 자세히 연구할 수 있다.^[11]

중력파는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선과 같이 파동의 성질을 띄며, 우주 팽창에 의한 적색 편이 현상의 영향을 받는다. 따라서 멀리 떨어진 천체에서 발생하는 중력파를 관측하려면 긴 기선 길이를 가진 중력파 망원경이 필요하다.

3. 8. 중력파 배경

LISA는 초기 우주에서 발생한 확률적 중력파 배경을 탐지하여 인플레이션, 우주론적 상전이, 우주 끈 등 초기 우주 현상을 연구할 수 있다.^[11] 중력파는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선과 마찬가지로 파동의 성질을 가지므로, 우주 팽창에 의한 적색 편이의 영향을 받는다. 따라서 멀리 떨어진 천체로부터의 중력파를 관측하기 위해서는 긴 기선 길이를 가진 중력파 망원경이 필요하다.

3. 9. 기타 중력파원

LISA와 유사한 검출기는 천체 물리학적으로 흥미로운 소스가 많은 중력파 스펙트럼의 저주파 대역에 민감하다.^[40] 이러한 검출기는 우리 은하 (은하수) 내의 쌍성,^[41]^[42] 다른 은하의 이중 초대질량 블랙홀에서 오는 신호,^[43] 및 초대질량 블랙홀을 공전하는 항성 질량 압축 천체에서 생성된 극단 질량비 나선 및 버스트 신호를 관찰할 것이다.^[44]^[45] 또한 우주론적 위상 전이, 우주 끈 및 우주론적 인플레이션 동안 생성된 초기 중력파와 같은 더 추측적인 신호도 있다.^[46]

LISA는 현재 알려지지 않은 (그리고 모델링되지 않은) 중력파원도 탐색할 것이다. 천체 물리학의 역사는 새로운 주파수 범위/감지 매체를 사용할 수 있을 때마다 새로운 예상치 못한 원이 나타났음을 보여주었다. 예를 들어, 여기에는 우주 끈의 꺾임 및 첨점이 포함될 수 있다.^[11]

4. 기술적 특징

LISA는 우주 공간에서 레이저 간섭계를 사용하는 최초의 중력파 관측 임무이다. 1980년대부터 우주에 레이저 간섭계를 설치하는 계획이 시작되었다. 지구에서는 긴 기선을 가진 레이저 간섭계를 설치하는 데 막대한 비용이 들지만, 우주에서는 정밀한 궤도 제어를 통해 미약한 진동을 포착할 수 있다.

JPL과 ESA는 허블 우주 망원경과 같이 천체를 장시간 정밀하게 관측하는 기술을 활용하여 중력파 관측 기술을 개발하고 있다. 이들은 레이저 광을 발사하고 반사하는 세 대의 위성을 쏘아 올릴 계획이다. 각 위성은 서로를 공전하며 레이저를 주고받고, 원자 시계를 탑재한 마스터 클럭으로 동기화하여 레이저의 미세한 간섭 무늬를 관측한다.

4. 1. 우주 레이저 간섭계

LISA는 마이켈슨 간섭계와 유사한 원리로 작동하는 거대한 레이저 간섭계이다. 세 대의 우주선이 삼각형 모양으로 배치되어 있으며, 각 우주선은 다른 두 우주선을 향해 레이저를 발사하고 반사된 레이저를 수신한다. 중력파가 통과하면 우주선 사이의 거리가 미세하게 변하면서 레이저의 위상이 변화하고, 이를 통해 중력파를 검출한다.^[24]

지구 기반 중력파 관측소는 크기 제한과 지구 진동 등의 문제로 저주파 중력파 관측에 어려움이 있다. 반면 LISA는 우주 공간에 배치되어 훨씬 긴 기선(5백만 킬로미터)을 확보함으로써 저주파 중력파 관측에 유리하다.^[25]

각 우주선에는 두 개의 망원경, 두 개의 레이저, 그리고 두 개의 시험 질량(금 75%와 백금 25% 합금)이 탑재되어 있다.^[11] 시험 질량은 제로 드래그 위성 기술을 통해 외부 힘의 영향을 최소화하고 자유 낙하 상태를 유지한다.^[26] 우주선은 정전 용량 변위 센서를 사용하여 시험 질량의 위치를 정밀하게 측정하고, 미세 추력기를 통해 우주선이 시험 질량을 따라가도록 조정된다.^[26]

LISA는 지구와 같은 거리에서 태양을 공전하지만, 지구보다 20도 뒤쪽에서 궤도를 돌며, 세 우주선의 궤도면은 황도면에 대해 약 0.33도 기울어져 있다.^[23] 이는 삼각형으로 배치된 우주선 형성이 황도면에서 60도 기울어지는 결과를 낳는다.^[23]

LISA는 지상 관측소와 달리 위성 간 거리가 계속 변하기 때문에, 파브리-페로 공진 암 공동 및 신호 재활용 시스템을 사용할 수 없다. 하지만, 암 길이가 훨씬 길기 때문에 감지해야 할 움직임도 커져서 정밀도 문제를 상쇄한다.

LISA는 중력 메모리 효과로 알려진, 중력파에 의해 탐사 질량에 유도되는 영구적인 변위에도 민감하게 반응한다.

우주 레이저 간섭계 계획은 1980년대에 시작되었다. 지구상 레이저 간섭계는 긴 기선을 확보하기 어렵지만, 우주에서는 정밀한 궤도 제어를 통해 미약한 진동을 포착할 수 있다. ESA와 JPL은 허블 우주 망원경 기술 등을 활용하여 중력파 관측 기술을 개발하고 있다.

세 대의 위성은 서로를 공전하며 레이저를 주고받고, 원자 시계를 탑재한 마스터 클럭으로 동기화하여 레이저 간섭 무늬를 관측함으로써 중력파를 포착한다.

4. 2. 위성 간 동기화

LISA는 각 위성에 탑재된 원자 시계를 이용한 마스터 클럭으로 위성 간 동기화를 수행한다.^[23]^[11]^[24]^[25] 이 마스터 클럭과 레이저 광의 간섭 무늬를 상호 비교하여 중력파를 포착한다. 중력파 검출은 레이저 광 도중에 중력파가 통과할 때 발생하는 미세한 광자의 진동으로 관측되므로, 서로 오가는 레이저 광에 간섭 무늬가 발생한다.

5. 다른 중력파 실험

LIGO, 버고(Virgo), GEO600과 같은 지상 기반 중력파 안테나들은 이미 지구에서 작동 중이다. 그러나 이들은 낮은 주파수에서의 감도가 제한적인데, 이는 실용적인 팔 길이, 지진 소음, 그리고 주변의 움직이는 물체(예: 벌목 작업, 고속도로 통행)에 의한 간섭 때문이다.^[55] 반면, NANOGrav는 LISA에 비해 너무 낮은 주파수를 측정한다.

'''그림 1''': 빔 분할기(녹색 선)는 빛(흰색 상자에서 나옴)을 두 개의 빔으로 나누어 거울(청록색 타원)에서 반사시킨다. 각 팔에서 하나의 발신 및 반사 빔만 표시되며 명확성을 위해 분리되어 있다. 반사된 빔이 다시 결합되고 간섭 패턴이 감지된다(보라색 원).
'''그림 2''': 왼쪽 팔(노란색)을 통과하는 중력파는 길이를 변경하여 간섭 패턴을 변경한다.

LISA, NANOGrav 및 지상 기반 검출기와 같은 다양한 유형의 중력파 측정 시스템은 서로 경쟁 관계가 아닌 상호 보완적인 관계이다. 이는 자외선 및 적외선과 같은 서로 다른 전자기 밴드의 천문대와 유사하다.^[55]

중력파는 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선과 마찬가지로 파동의 성질을 가지므로, 우주 팽창에 의한 적색 편이의 영향을 받는다. 따라서 멀리 떨어진 천체로부터의 중력파를 관측하기 위해서는 긴 기선 길이를 가진 중력파 망원경이 필요하다.

TAMA300의 기선 길이는 300m로, MHz 대역의 중력파를 포착할 수 있지만, 이는 은하계 내 중력 붕괴로 인한 중력파 탐지 수준이다.^[64] LIGO는 기선 길이가 4km 및 2km로, 수십 kHz의 중력파를 검출하여 처녀자리 은하단 내 유사 이벤트를 포착할 수 있다.

하지만 항성 질량에서 생기는 특이점 반경은 수 킬로미터에서 수만 킬로미터에 달한다.^[65] 따라서 은하 탄생 시 활동 은하핵(퀘이사)에서 발생하는 중력파 검출을 위해서는 최소한 같은 기선 길이를 가진 중력파 망원경이 필요하다.

활동 은하핵까지의 거리는 수십억~110억 광년이므로, 허블의 법칙에 따르면 적색 편이는 수십~90%이다. 따라서 기선 길이가 긴 중력파 망원경이 중력파 발생 대규모 현상을 관측할 수 있다.

5. 1. LISA Pathfinder

LISA Pathfinder(LPF)는 ESA의 시험 임무로, (거의) 완벽한 자유 낙하 조건으로 시험 질량을 배치하는 데 필요한 기술을 검증하기 위해 2015년에 발사되었다.^[31] LPF는 단일 우주선으로 구성되며, LISA 간섭계 암 하나를 약 38cm로 단축하여 우주선 내에 들어갈 수 있도록 하였다. 이 우주선은 2016년 1월 22일 라그랑주 점 L1의 헬리오 중심 궤도에 있는 작동 위치에 도달하여 탑재체 시운전을 거쳤다.^[32] 과학 연구는 2016년 3월 8일에 시작되었다.^[33] LPF는 LISA에 필요한 잡음 수준보다 10배 낮은 잡음 수준을 시연하는 것을 목표로 했지만, 이 목표를 훨씬 뛰어넘어 LISA 요구 잡음 수준에 근접했다.^[34]

6. 역사

우주 기반 중력파 검출기 설계 연구는 1980년대에 LAGOS (Laser Antena for Gravitational radiation Observation in Space)라는 이름으로 시작되었다.^[56]^[57] 1990년대 초, LISA는 ESA에 처음 제안되었으며, 처음에는 M3 주기의 후보로, 나중에는 'Horizon 2000 plus' 프로그램의 '핵심 임무'로 제안되었다. 이후 설계는 500만 킬로미터 길이의 세 개의 팔을 가진 세 개의 우주선으로 구성된 삼각 형태로 개선되었다. 1997년, 이 임무는 ESA와 NASA의 공동 임무로 추진되었다.^[56]^[57]

2000년대에 ESA/NASA 공동 LISA 임무는 ESA의 코스믹 비전 2015–2025 프로그램의 'L1' 슬롯 후보로 선정되었다. 그러나 2011년, NASA는 예산 삭감으로 인해 ESA의 L급 임무에 참여하지 않겠다고 발표했다. 그럼에도 불구하고 ESA는 프로그램을 계속 추진하기로 결정하고, L1 후보 임무에 대해 ESA 예산으로 수행할 수 있는 비용 절감 버전을 제시하도록 지시했다. 이에 따라 LISA의 축소된 버전은 NGO (New/Next Gravitational wave Observatory)라는 이름으로 100만 킬로미터 길이의 팔 두 개만으로 설계되었다. NGO가 과학적 잠재력 측면에서 최고 순위를 받았음에도 불구하고, ESA는 목성 얼음 위성 탐사선(JUICE)을 L1 임무로 발사하기로 결정했다. 주요 우려 사항 중 하나는 LISA Pathfinder 임무가 기술적 지연을 겪고 있어, 예상되는 L1 발사 날짜에 기술이 준비될지 불확실하다는 것이었다.^[56]^[57]

그 직후, ESA는 대형 클래스 L2 및 L3 임무 슬롯에 대한 테마를 선택할 것이라고 발표했다. 축소된 NGO는 eLISA로 재명명되었고, "중력 우주"라는 테마가 가상 임무로 구성되었다.^[58] 2013년 11월, ESA는 L3 임무 슬롯에 "중력 우주"를 선택했다고 발표했다 (2034년 발사 예정).^[59] 2015년 9월, LIGO에 의해 중력파가 성공적으로 감지된 후, NASA는 하위 파트너로 임무에 다시 참여하는 데 관심을 표명했다. '중력 우주' 테마의 L3 임무에 대한 ESA의 임무 제안 요청에 따라,^[60] 2017년 1월, 250만 킬로미터 길이의 팔 세 개를 가진 검출기에 대한 임무 제안이 제출되었고, 다시 LISA라고 불리게 되었다.^[11]

2024년 1월 현재, LISA는 이전에 발표된 것보다 2년 빠른 2035년에 아리안 6에 탑재되어 발사될 예정이다.^[1]^[61]

참조

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