2026년 9월, NASA의 Nancy Grace Roman 우주망원경이 발사되기 전 허블이 먼저 은하 중심부를 2,000만~ 3,000만 개 규모의 별 카탈로그로 채워두고 있습니다. 이 소식을 접한 순간, 대학원 시절 은하 중심부 데이터와 씨름하던 기억이 즉각적으로 되살아났습니다. 당시 제가 가장 뼈저리게 느꼈던 한계가 바로 이 선행 데이터의 부재였기 때문입니다.
미세중력렌즈가 왜 문제였나, 그리고 허블이 어떻게 풀어냈나
은하 중심부, 즉 갈락틱 벌지(Galactic Bulge)를 관측하다 보면 예상치 못한 복잡함에 금세 부딪히게 됩니다. 별의 밀도가 극도로 높아 개별 항성의 밝기를 측정하는 일 자체가 난관입니다. 제가 MAST(Mikulski Archive for Space Telescopes)에서 허블의 WFC3 근적외선 데이터를 내려받아 분석할 때도 마찬가지였습니다. 일반적인 어퍼처 광도 측정법은 별빛이 서로 겹쳐버려 완전히 무용지물이 됩니다. 결국 PSF 피팅(Point Spread Function Fitting)이라는 기법을 써야 했는데, PSF 피팅이란 각 별의 빛이 퍼지는 패턴을 수학적으로 모델링해 픽셀 단위로 겹친 별빛을 분리해내는 방법입니다. 수개월간 알고리즘 보정과 씨름한 기억이 납니다.
이 어려움의 핵심에는 미세중력렌즈(Microlensing) 현상이 있습니다. 미세중력렌즈란 우리와 먼 배경 별 사이에 질량을 가진 천체가 지나갈 때, 그 중력이 빛을 굴절시켜 배경 별이 일시적으로 더 밝아 보이는 현상입니다. 지구와 은하 중심부 사이를 오가는 유랑 행성이나 중성자별의 존재를 이 방법으로 포착할 수 있습니다. 그런데 문제가 있었습니다. 기존 지상 관측 장비인 OGLE이나 KMTNet으로는 이 사건이 발생했을 때 렌즈 역할을 한 천체와 뒤에 있는 광원 천체가 뒤섞여 보여 사건 전후의 상태를 독립적으로 구분하기가 어렵습니다.
더 근본적인 문제는 질량 축퇴(Mass Degeneracy)입니다. 질량 축퇴란 미세중력렌즈 관측만으로는 주성 항성과 행성의 질량 비율(q = 행성 질량 / 항성 질량)만 유도할 수 있을 뿐, 두 천체의 실제 질량을 개별적으로 확정 짓지 못하는 현상입니다. 쉽게 말해 행성과 별의 상대적 비율은 알지만 그 행성이 지구 크기인지 목성 크기인지 확신할 수 없다는 뜻입니다. Sean Terry 박사 연구팀은 이 오래된 문제를 정면 돌파하기 위해 허블을 먼저 활용했습니다. 2025년 봄부터 시작된 이 선행 서베이는 로만이 관측할 영역 대부분을 미리 촬영해두는 방식인데, 미세중력렌즈 사건이 발생하기 전 렌즈 천체와 광원 천체의 고유 광도(Intrinsic Luminosity)와 색상을 독립적으로 기록해두겠다는 전략입니다. 이 사전 데이터가 있으면 나중에 로만이 촬영한 이미지와 비교해 "이쪽이 붉은 별이고, 저쪽이 파란 별이었다"는 식으로 정확히 분리 분석이 가능해집니다(출처: NASA Science).
이번 허블 선행 서베이가 갖는 의미를 정리하면 다음과 같습니다.
• 렌즈 천체와 배경 광원의 사건 이전 상태를 독립 기록하여 분석 정확도를 대폭 향상
• 성간 소멸(Extinction) 지도 구축으로 빛을 막는 먼지 분포 파악 가능
• 2,000만~3,000만 개 규모의 항성 카탈로그를 사전 확보하여 로만의 후속 분석 기반 마련
• 이전 안드로메다 모자이크 프로그램을 능가하는 역대 최대 규모의 허블 광시야 서베이 수행
🔭 허블(Hubble)과 로만(Roman) 우주 망원경의 시야각(FOV) 비교
첨부된 성능 비교도를 보면 향후 발사될 낸시 그레이스 로만 망원경이 가질 공학적 위력을 직관적으로 이해할 수 있습니다. 기존 허블 망원경(가운데 아주 작은 사각형)은 극도로 좁은 시야각 때문에 수천 개의 별을 쪼개어 정밀 관측하는 데는 유리하지만, 넓은 천구를 서베이하기에는 치명적인 시간적 한계가 있었습니다. 로만 망원경(외각의 거대한 다각형 실선)은 허블 급의 해상도를 유지하면서도 100배 이상 넓은 시야각을 단 한 번의 샷으로 확보할 수 있어, 은하 중심부의 수억 개 항성을 극도로 빠른 템포로 전수 조사하는 시계열 천문학의 새로운 장을 열게 됩니다.
로만이 끌어올릴 것들, 그리고 남은 과제
Roman 우주망원경의 갈락틱 벌지 시계열 탐사(Galactic Bulge Time-Domain Survey)는 6번의 72일짜리 관측 시즌으로 구성되며, 12분마다 약 1.7 평방도, 보름달 8.5개 넓이에 해당하는 하늘을 스냅사진처럼 찍어냅니다. 제가 대학원 시절 허블의 좁은 시야각(FOV) 때문에 소멸 지도(Extinction Map)를 완성하지 못하고 늘 샘플 수 부족에 허덕였던 경험을 떠올리면, 이 사양은 그야말로 판이 바뀌는 수준입니다. 소멸 지도란 성간 먼지와 가스가 별빛을 흡수하거나 산란시키는 정도를 공간적으로 나타낸 지도로, 어느 방향에서 별을 볼 수 있고 어느 방향에서는 볼 수 없는지를 알려줍니다.
로만은 이 탐사를 통해 수백 개의 유랑 행성(Rogue Planet), 즉 모항성에서 이탈해 단독으로 우주를 떠도는 행성들을 처음으로 통계적 표본으로 포착할 것으로 예측됩니다. 여기에 고립된 중성자별과 태양 질량 수준의 블랙홀도 처음으로 체계적인 통계 목록에 오를 가능성이 있습니다. 허블이 구축한 2,000만~3,000만 개 항성 카탈로그에 로만이 2억~3억 개를 추가하면 규모가 열 배 이상 증가합니다. 이 규모의 데이터가 합쳐지면 질량 축퇴 문제는 사실상 해소됩니다. 미세중력렌즈 사건에서 도출된 질량 비율 수식을 깨고, 항성의 절대 질량을 태양 질량 단위로 직접 정량화할 수 있게 되기 때문입니다. Sean Terry 박사의 표현처럼 "토성 질량의 행성이 태양 질량 0.8배의 별 주위를 돌고 있다"는 식의 확신 어린 서술이 가능해지는 것입니다.
다만 제가 우주 망원경 관측 시간 운용의 현실을 고려할 때 한 가지 짚고 싶은 부분이 있습니다. 이번 허블 선행 서베이는 자이로스코프가 노후화된 망원경이 슬루(Slew, 망원경 방향 전환)와 가이드 스타 록온(Guide Star Lock-on, 정밀 추적을 위한 기준 별 확정) 같은 오버헤드 작업에 막대한 관측 시간을 투입하면서 이뤄낸 결과물입니다. 안드로메다 모자이크보다 큰 규모라는 것은 달리 말하면 타 연구팀들의 관측 제안서가 그만큼 많이 밀려났다는 의미이기도 합니다(출처: Astrophysical Journal). 이 선행 데이터가 가치를 증명하려면 로만 초기 운용 단계에서 허블 데이터와의 정렬 및 차동 동화(Differential Assimilation), 즉 두 망원경의 데이터를 픽셀 좌표계 기준으로 정밀하게 결합하는 소프트웨어 파이프라인이 오차 없이 작동해야 합니다. 이 부분이 실패하면 고에너지 천문학계가 치른 기회비용에 대한 비판은 피하기 어려울 것입니다.
로만이 2026년 9월 발사 일정을 지키고, 허블의 선행 카탈로그와 결합이 성공적으로 이루어진다면 은하 중심부에 대한 이해는 질적으로 다른 단계로 진입하게 됩니다. 수십 년간 지상 관측의 한계 안에서 간접적인 질량 비율만을 다뤄온 미세중력렌즈 연구가 마침내 개별 천체의 절대 질량을 직접 측정하는 시대로 넘어가게 됩니다. 대학원 시절 데이터 부족으로 좁혀지지 않던 오차 범위 앞에서 느꼈던 그 갈증이 조금씩 해소되는 느낌입니다. 로만의 첫 관측 데이터가 공개되는 시점을 기다리는 이유가 하나 더 생겼습니다.