블랙홀 충돌까지 100년 남았다? 논문 계산을 직접 따져 봤습니다

두 블랙홀의 충돌

두 초거대질량 블랙홀이 충돌하면 무슨 일이 일어날까요? 아무도 그런 장면을 본 적 없습니다. 태양 질량 수 배에서 100배 넘는 작은 블랙홀은 이제 정기적으로 충돌 후보와 검출 사례로 포착됩니다. 2015년 이후 중력파 검출기는 충돌 후보와 검출 사례 200건 넘게 기록했습니다.

중력파는 무거운 천체가 서로 돌 때 우주 공간으로 퍼지는 물결입니다. 하지만 큰 은하 중심의 거대 블랙홀은 다릅니다. 질량은 태양 수백억 개에 이를 수 있습니다. 2026년 4월, 본 막스 플랑크 전파천문학 연구소의 실케 브리첸 연구팀은 가까운 후보 쌍을 발표했습니다.

이 은하는 마카리안 501이라고 합니다. 보도자료는 실제 질량에 따라 두 블랙홀이 "빠르면 100년 안에 합쳐질 수 있다"고 밝혔습니다. 막스 플랑크 협회 제목은 물음표로 끝났습니다. "최초로 가까운 초거대질량 블랙홀 쌍이 검출됐나?" 이 영상은 그 물음표를 다룹니다.

먼저 안심할 부분입니다. 이 은하는 4억 4천만 광년보다 더 멉니다. 광년은 빛이 1년 동안 가는 거리로 약 9조 5천억 킬로미터입니다. 그곳에서 무슨 일이 일어나도 지구엔 닿지 않습니다. 두 거대 블랙홀은 왜 함께 있을까요?

천문학자들은 실제로 무엇을 본 걸까요? "100년"이라는 숫자는 어디서 나왔고, 정말 타당할까요? 두 블랙홀이 합쳐지면 누가 알아챌까요? 우리는 논문을 읽고 숫자를 다시 계산했습니다. 각 숫자의 출처를 보여드리겠습니다.

은하가 충돌하면 블랙홀도 만나야 한다

먼저 그 거대 블랙홀들부터 보겠습니다. 초거대질량 블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 10만 배에서 수백억 배까지 다양합니다. 은하들은 서로를 끌어당기고 충돌하며 천천히 하나로 합쳐집니다. 두 은하가 합쳐지면 각 은하는 중심 블랙홀을 하나씩 데려옵니다.

그러니 언젠가는 그 두 블랙홀이 만나게 될 것입니다. 여기 은하 병합이 진행 중인 모습이 하나 포착돼 있습니다. 이것은 약 4억 광년 떨어진 NGC 6240입니다. 뒤엉킨 빛 속에는 약 3천 광년 떨어진 두 초거대질량 블랙홀이 자리하고 있습니다.

훨씬 더 가까운 쌍은 0402+379라는 은하에서 발견됐습니다. 천문학자들은 이런 거리를 파섹으로 측정합니다. 1파섹은 약 3.3광년입니다. 영 사 영 이 플러스 삼 칠 구에서 두 블랙홀은 약 칠 파섹, 대략 이십삼 광년 떨어져 있습니다. 두 블랙홀의 질량을 합치면 태양 150억 개 정도이고, 한 바퀴 도는 데 약 3만 년이 걸립니다.

이 은하는 약 7억 5천만 광년 떨어져 있으며, 2017년 천문학자들은 두 블랙홀이 서로 주위를 돌고 있다는 증거를 보고했습니다. 그 연구의 천문학자 로저 로마니조차도 "수십 년 안에" 한 바퀴를 도는 계를 발견한다면 기쁘겠다고 말했습니다. 우리가 아직 분명하게 본 적 없는 것은 마지막 단계입니다. 곧 합쳐질 만큼 가까운 쌍입니다. 그리고 그 마지막 단계를 포착하기가 아주 어려운 이유가 있습니다.

블랙홀의 최종 파섹 문제

1980년, 천체물리학자 세 명 미첼 베겔먼, 로저 블랜드퍼드, 마틴 리스는 네이처에 짧은 논문을 썼습니다. 이들은 활동성 은하가 서로 도는 두 무거운 블랙홀을 품으면 무슨 일이 일어나는지 물었습니다. 활동성 은하는 중심 블랙홀이 물질을 먹어 밝게 빛나는 은하입니다. 이들은 이것이 일부 전파 제트가 휘거나 세차 운동처럼 보이는 까닭을 설명할 수 있다고 제안했습니다.

제트는 블랙홀 근처에서 거의 빛의 속도로 뿜는 뜨거운 전하 기체 흐름입니다. 세차 운동은 팽이처럼 흔들리며 축이 천천히 원을 그리는 것입니다. 궤도의 직접 효과를 찾으면 이 생각을 검증할 수 있다고 했습니다. 처음엔 각 블랙홀이 천문학자들이 동역학적 마찰이라고 부르는 현상 때문에 중심으로 가라앉습니다.

무거운 천체의 중력이 뒤에 별 무리를 끌며 생기는 저항입니다. 두 블랙홀이 중력적으로 묶이면 별을 내던지며 가까워집니다. 쌍을 스치는 별은 새총 돌처럼 튕겨 나갑니다. 별은 쌍의 공전 에너지를 가져가 궤도를 줄입니다.

손잡은 두 스케이터가 무거운 공을 밖으로 던진다고 보세요. 던질 때마다 가까워집니다. 하지만 둥근 은하의 가장 단순한 모형에선 알맞은 궤도 별이 빨리 바닥납니다. 그러면 이론상 두 블랙홀은 약 1파섹에서 멈춥니다. 중력파도 에너지를 가져가지만 그 거리에서는 너무 약합니다.

중력파만으로 궤도를 줄이면 우주 나이보다 훨씬 오래 걸립니다. 이를 블랙홀의 마지막 파섹 문제라고 부릅니다. 밀로시 밀로사블례비치와 데이비드 메릿이 2003년 논문에서 이름 붙였습니다. 해법은 몇 가지 제안됐습니다. 하나는 실제 은하가 완벽히 둥글지 않다는 설명입니다.

세 축 길이가 다른 삼축 은하에서는 별이 새 궤도로 계속 중심에 떨어집니다. 2015년 연구는 이것만으로 문제가 풀려 병합이 약 10억 년 이내에 일어날 수 있다고 밝혔습니다. 또 나중의 병합에서 세 번째 블랙홀이 들어와 둘을 함께 뒤흔들 수 있습니다. 2024년의 세 번째 방안은 암흑물질과 관련 있습니다.

암흑물질은 은하를 붙잡는 보이지 않는 질량이며, 우리는 중력으로만 검출합니다. 암흑물질 입자가 서로 부딪히면 블랙홀 주변 조밀한 덩어리가 보충돼 끌림이 이어집니다. 이 모형에선 주 블랙홀이 태양 30억 개 정도인 쌍이 약 1억 년에서 10억 년 사이에 합쳐질 수 있습니다. 하지만 이 가설 지지자조차 현재 자료로 이 효과를 별과 기체 효과와 구분할 수 없다고 지적합니다.

마지막 파섹 문제에는 후보 해법이 있지만 실제 은하에서 어느 것이 작동하는지는 모릅니다. 마지막 파섹 안쪽 쌍이 확정되면 자연이 이 장벽을 넘는다는 강력한 증거가 됩니다.

오래전부터 의심받은 Markarian 501

마카리안 501은 블레이저입니다. 블레이저는 제트가 거의 정면을 향해 매우 밝은 활동성 은하입니다. 매우 높은 에너지 감마선으로 빛나 천문학자들은 이를 테라전자볼트 블레이저라 부릅니다. 이 천체는 알려진 블레이저 중 가까운 편이고 적색편이는 영점 영삼사입니다.

적색편이는 우주 팽창이 오는 빛을 얼마나 늘였는지 나타냅니다. 작을수록 가깝습니다. 이 천체는 헤르쿨레스자리에 있습니다. 천문학자들은 예전부터 두 블랙홀을 숨겼을 가능성을 의심했습니다. 2000년, 프랭크 리거와 카를 만하임은 1997년 폭발 때 엑스선과 감마선 플레어에서 약 23일 주기 리듬을 발견했습니다.

공전 주기 약 6년에서 14년인 쌍성계를 제안했습니다. 오늘 뉴스 모형과는 다른 숫자의 다른 모형이었습니다. 이천이십삼 년, 실케 브리첸의 연구팀은 마카리안 오 영 일의 이십삼 년 전파 영상을 살폰습니다. 이 영상은 하와이부터 미국령 버진아일랜드까지의 같은 25미터 전파 접시 10개, 초장기선 배열에서 얻었습니다.

각 관측소 신호를 기록해 나중에 합쳐, 접시들은 폭 약 8천 킬로미터 망원경처럼 작동합니다. 접시를 멀리 놓으면 하나보다 훨씬 세밀하게 봅니다. 안쪽과 훨씬 큰 바깥쪽 제트가 약 90도 다른 방향을 가리킨다는 것을 발견했습니다. 제트 구조물도 제트에 직각으로 옆 이동했습니다.

논문은 쌍성 블랙홀을 주장하지 않았고, 흔들리는 제트 기저부와 쌍성 블랙홀은 검증할 가능성으로만 제시했습니다.

두 번째 제트

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society에 실린 새 연구는 같은 배열의 더 선명한 이미지를 썼습니다. 연구팀은 2011년부터 2023년까지 43기가헤르츠에서 관측한 83건을 다시 분석했습니다. 전파 주파수가 높을수록 선명해 43기가헤르츠는 앞서 쓴 15기가헤르츠 이미지보다 세밀합니다. 이를 15기가헤르츠와 8기가헤르츠의 이전 결과와 비교했습니다.

알려진 제트 외에 주 제트 반대편인 역제트 쪽에서 시작해 중심부를 도는 듯한 또 다른 제트를 보고했습니다. 이를 제트 2라 부릅니다. 보도자료는 이 제트가 주 제트와 다른 방향이라 찾기 어려웠다고 합니다. 논문은 이전 이미지가 이를 주 제트의 밝은 가장자리로 잘못 봤을 가능성도 제시합니다.

브리첸은 말했습니다. "너무 오랫동안 그것을 찾았는데, 완전히 놀라운 일이었습니다. 두 번째 제트를 볼 수 있었을 뿐 아니라 그 움직임까지 추적할 수 있었기 때문입니다." 브리첸은 "자료를 분석하는 일은 배에 탄 것처럼 느껴졌습니다."라고 했습니다. 43기가헤르츠에서 제트 전체는 약 7년 주기로 옆 이동합니다.

전체 밝기도 비슷한 약 7.4년 주기로 오르내립니다. 중심부 밝기는 훨씬 짧은 약 121일 리듬을 암시합니다. 시간에 따른 천체 밝기 기록을 광도 곡선이라 부릅니다. 논문도 121일 주기가 "잘 제약되지 않았다"고 말합니다.

제트 2 움직임도 비슷했습니다. 약 146일마다 같은 모양으로 돌아오는 듯했고, 오차는 약 3주였습니다. 연구팀은 각 제트가 자기 블랙홀에서 나오고 두 블랙홀이 몇 달마다 공전한다고 해석합니다. 공전면이 천천히 흔들려 약 7년마다 제트 방향을 크게 바꾼다고 봅니다. 연구팀 말로는 이런 쌍성이 관측을 "합리적으로 설명할 수 있습니다".

질량이 같다면 초록은 각 블랙홀을 태양 질량 1억 개에서 10억 개 정도로 추정합니다. 두 블랙홀 사이는 슈바르츠실트 반지름의 27배에서 128배 정도입니다. 슈바르츠실트 반지름은 블랙홀에서 돌아올 수 없는 경계 거리입니다. 태양 질량 10억 개 블랙홀의 반지름은 지구와 태양 거리의 약 20배입니다.

보도자료는 이를 지구와 태양 거리의 약 250배에서 540배라고 표현했습니다. 지구와 태양 사이 거리 약 1억 5천만 킬로미터를 천문단위라고 합니다. 최대 약 0.0026파섹입니다. 이 쌍은 0402+379보다 2천 배 이상 가깝고 마지막 파섹 깊숙합니다.

지구에선 Event Horizon Telescope로도 그 간격을 분리하기에 약 5배 작습니다. 이 망원경은 M87의 블랙홀을 촬영한 관측망입니다.

하루 동안의 아인슈타인 고리

또 하나의 단서는 2022년 6월 어느 하루에서 나왔습니다. 그날 이미지에서 제트 2 조각은 중심부 주변 거의 닫힌 원을 이룹니다. 무거운 천체는 가까운 빛을 휩니다. 아인슈타인 중력 이론이 예측한 중력 렌즈입니다. 광원이 무거운 천체 바로 뒤면 빛이 주변 원으로 퍼져 보일 수 있습니다. 아인슈타인 고리입니다.

허블은 은하 전체를 두른 이런 고리를 촬영했습니다. 보도자료는 그날 이 계가 지구와 일렬이었다고 해석합니다. 앞 블랙홀은 뒤 두 번째 제트 빛을 휠 수 있습니다. 막스 플랑크 협회는 이 고리를 쌍성과 "양립할 수 있는 설명 가운데 하나"라고 했습니다.

하지만 논문 계산은 다른 변수를 제시합니다. 이 무거운 블랙홀이 그 크기 고리를 만들려면 빛은 약 10에서 100파섹 뒤에서 출발해야 합니다. 두 블랙홀 간격보다 수천 배 먼 거리입니다. 저자들은 고리가 두 번째 블랙홀 옆이 아니라 제트 2의 더 먼 곳에서 나온 빛일 수 있다고 제안합니다.

그렇다면 눈에 띄는 단서입니다. 하지만 뚜렷한 부분 고리는 하나뿐이고 다른 날엔 희미한 호만 보였으며, 해석은 모형에 달렸습니다. 이것만으론 독립 확인이 안 됩니다.

"100년"은 어디서 왔나

이제 제목에 나온 숫자를 보겠습니다. 보도자료는 실제 질량에 따라 이 쌍성이 "빠르면 100년 안에" 합쳐질 수 있다고 했습니다. 한 보도는 그 조건을 구체적으로 밝혔습니다. 블랙홀의 질량이 태양 질량 10억 개에 가깝다면, 최종 병합까지 "100년밖에 안 남았을 수도 있습니다".

논문은 그 숫자가 나온 경로를 직접 보여 줍니다. 논문은 이전 연구에서 전체 계의 질량을 태양 질량 7억 개 정도로 가져옵니다. 그리고 제트의 움직임에서 146일 주기를 사용하되, 우주 팽창으로 빛의 시간이 늘어난 효과를 빼면 약 141일이 됩니다. 그다음 케플러의 제3법칙으로 간격을 구합니다. 질량을 알면 공전 주기로 두 천체가 얼마나 떨어져 있는지 알 수 있습니다.

그러면 두 블랙홀의 거리는 약 470천문단위가 됩니다. 다음은 1964년에 필립 피터스가 처음 정리한 표준 공식입니다. 중력파가 쌍성의 공전 궤도에서 에너지를 얼마나 빠르게 빼앗는지 계산하는 공식입니다. 질량이 같고 원형 궤도라고 가정하면, 논문은 이 쌍성이 적어도 250번 더 공전할 수 있다고 말합니다. 141일짜리 공전 250번은 100년보다 조금 짧습니다.

저희도 같은 조건으로 계산해 보았습니다. 저희 계산에서도 약 470천문단위가 나왔지만, 수명은 190년에 가까웠고 공전 횟수는 거의 480번이었습니다. 그래도 "적어도 250번"이라는 조건에는 들어맞지만, 100년은 추정치의 짧은 쪽 끝이 됩니다. 그리고 질량에 따라 답은 크게 달라집니다.

전체 질량이 태양 질량 1억 개라면 기다리는 시간은 거의 5천 년으로 늘어납니다. 태양 질량 20억 개라면 기다리는 시간은 약 30년으로 줄어듭니다. 한 블랙홀이 다른 블랙홀보다 열 배 무겁다면, 기다리는 시간은 약 세 배 길어집니다. 121일의 리듬이 실제 공전 주기라면 기다리는 시간은 더 짧아져, 논문에서 사용한 질량으로 약 110년이 됩니다.

따라서 이 쌍성의 "100년"은 확정적인 예측이 아닙니다. 그리고 논문 안에도 한 가지 걸리는 점이 있습니다. 저자들이 직접 그린 개략도에서는 7년 주기를 맞추려면 이심률이 영점 팔 이상인 아주 긴 타원 궤도가 필요하다고 나옵니다. 이심률은 궤도가 얼마나 길쭉한지를 나타냅니다. 0은 원이고, 1에 가까운 값은 길고 가느다란 타원입니다.

논문은 그런 궤도라면 쌍성의 수명을 더 정확히 추정해야 한다고 지적합니다. 저희가 피터스 공식으로 추정한 결과, 논문에서 사용한 질량과 그런 타원 궤도라면 두 블랙홀이 합쳐질 때까지는 약 5년밖에 걸리지 않습니다. 그렇다면 100년이라는 이야기와는 전혀 달라집니다. 실제 공전 궤도가 연구팀이 찾은 주기의 절반이거나 두 배라면, 여기 나온 숫자는 다시 모두 달라집니다.

그리고 146일 패턴이 애초에 공전이 아니라면, 이 계산에 필요한 공전 주기를 제공할 수 없습니다. 논문 자체도 제트 2의 시간을 측정한 방식에 약점이 있다고 지적합니다. 망원경은 불규칙한 간격으로 관측했고, 저자들은 이런 고르지 않은 표본 추출이 자신들의 방법을 방해한다고 씁니다. 약 12년 동안의 관측 83건은 7주나 8주에 한 번꼴인데, 찾고 있는 리듬은 겨우 4개월에서 5개월 동안 지속됩니다.

평균적으로 주기마다 두세 번 본 셈입니다. 밝기 리듬을 분석할 때는 고르지 않은 자료에서 반복되는 주기를 찾는 표준 도구를 사용했습니다. 이 도구는 우연한 봉우리가 나타날 가능성을 보여 주지만, 주기를 흉내 낼 수 있는 무작위 깜빡임을 대상으로 한 검정을 찾지 못했습니다. 다음 장에서 살펴볼 함정입니다.

8개 뉴스 보도와 주요 과학 사이트를 확인했지만, 연구팀 외부 전문가의 인용은 찾지 못했습니다. ScienceAlert는 몇 안 되는 매체 중 하나로, 이것이 "결정적인 검출은 아니다"라고 분명히 밝혔습니다.

과거의 블랙홀 쌍 주장

마카리안 501은 가까운 쌍 주장 첫 사례가 아니고, 이전 사례는 경고가 됩니다. 가장 유명한 사례는 약 12년마다 플레어를 내는 블레이저 OJ 287입니다. 쌍성 모형에서 태양 1억 5천만 개 블랙홀은 태양 180억 개 블랙홀 주위를 12.06년마다 돕니다. 모형은 1995년, 2005년, 2007년, 2015년 폭발 시작을 예측했습니다.

하지만 2023년, 스테파니 코모사 연구팀은 2022년 10월로 예측한 플레어가 검출되지 않았다고 보고했습니다. 또 주 블랙홀 질량을 태양 1억 개 정도로 추정하고 다른 쌍성 모형을 더 유력하게 봤습니다. 이 모형 제안자 마우리 발토넨은 지상에서 못 보는 여름 공백기에 플레어가 나타났다고 답했습니다. 2026년 그의 연구팀은 그해 10월에 예측된 충돌 플레어와 다른 조석 플레어도 보고했고, 논쟁은 이어집니다.

피 지 일 삼 영 이 대시 일 영 이는 밝기가 약 오 년마다 반복되는 듯 보인 퀘이사입니다. 2016년 사이먼 본과 동료들은 긴 시간척도에서 더 크게 변하는 무작위 변동이 몇 주기 동안 주기적으로 보일 수 있음을 보였습니다. 천문학자들은 이를 적색 잡음이라 부릅니다. 피 지 일 삼 영 이 대시 일 영 이에는 일정 파동보다 단순한 무작위 과정이 더 잘 맞았습니다.

피 케이 에스 이 일 삼 일 대시 영 이 일도 사십오 년 자료에서 약 오 년 전파 주기가 보인 후보입니다. 이 팀 모형은 2년 공전과 약 1만 년 뒤 병합을 예상합니다. 하지만 신호는 1984년 무렵부터 2005년까지 약 20년 사라진 듯 보였습니다. 은하 3C 66B의 제안된 쌍에서 천문학자들은 회전하는 죽은 별인

펄서의 펄스를 재 가능한 질량과 궤도를 제한했습니다. 2026년 분석은 남은 허용 범위 일부를 배제했습니다. 가장 강한 경고는 사건지평선망원경이 블랙홀 그림자를 촬영한 M87에서 나옵니다. M87 제트는 약 11년 주기로 앞뒤 흔들리고, 22년 전파 자료로 추적됐습니다.

하지만 연구는 이를 회전하는 블랙홀 하나로 설명했습니다. 회전 블랙홀은 주변 공간을 끌고 돌아 기울어진 가스 원반을 흔들 수 있습니다. 물리학자들은 이를 Lense-Thirring 세차 운동이라 부릅니다. 브리첸의 2023년 논문도 마카리안 501에서 같은 단일 블랙홀 흔들림을 가능한 설명으로 제시했습니다.

새 논문은 제트를 비트는 물결, 움직이는 전파 핵, 충격파 등 다른 설명을 검토했지만 모두 충분하지 않다고 봤습니다. 우리는 M87을 설명한 단일 회전 블랙홀 모형을 시험했다는 내용을 찾지 못했습니다. 제트 흔들림만으로 블랙홀 둘을 증명할 수 없습니다. 마카리안 오 영 일의 차이는 두 번째 제트와 가능한 고리입니다.

그래서 진지한 후보지만 여전히 후보입니다.

중력파 배경

직접 못 봐도 이런 쌍을 알아낼 다른 방법이 있을지 모릅니다. 2023년 6월, NANOGrav 연구팀은 느린 중력파 배경 증거를 발표했습니다. 이들은 초당 수백 번 돌며 등대처럼 전파 빔을 지구로 쓸어 보내는 죽은 별, 펄서를 이용했습니다. 지나는 중력파는 우리와 펄서 사이 공간을 늘였다 줄입니다.

그래서 펄스가 조금 일찍 또는 늦게 옵니다. NANOGrav는 15년간 펄서 67개의 펄스 도착 시각을 재고, 중력파가 예상하는 패턴대로 하늘 전체에서 서로 연관된 시각 변화를 발견했습니다. 통계 유의도는 약 3.5에서 4 시그마였습니다. 시그마는 결과가 순전히 우연일 가능성이 얼마나 낮은지 나타내며, 물리학자들은 보통 5 시그마를 발견이라 부릅니다.

유럽, 인도, 호주, 중국 연구팀도 같은 날 비슷한 결과를 보고했습니다. NANOGrav는 신호가 여러 초거대질량 블랙홀 쌍과 양립하지만 다른 원인은 배제하지 않는다고 밝혔습니다. 아직 그 배경에서 특정 쌍 하나를 골라내지 못했습니다. 보도자료는 마카리안 501을 펄서 시간 측정 중력파를 특정 쌍과 연결할 유력 후보라고 합니다.

공동 저자 엑토르 올리바레스는 말했습니다. "두 거대 천체가 충돌을 향해 나선형으로 다가가면서 주파수가 꾸준히 높아지는 모습까지 볼 수 있을지 모릅니다." 우리 계산으로는 논문 질량에서 상승 폭은 10년 동안 약 2퍼센트입니다. 전체 질량이 태양 1억 개면 약 10분의 1퍼센트, 20억 개면 약 15퍼센트입니다.

합병을 검출할 수 있을까?

병합하면 누가 알아챌 수 있을까요? 중력파 주파수는 헤르츠로 재며, 1헤르츠는 1초에 한 파동입니다. 논문은 이 쌍의 신호를 약 10억분의 80헤르츠로 봅니다. 논문은 미래 펄서 시간 측정이 20개 넘는 펄서를 10년 넘게 측정하면

Square Kilometre Array로 최대 10억분의 100헤르츠에 도달할 수 있다고 합니다. Square Kilometre Array는 남아프리카와 호주에서 짓는 거대 전파 관측소입니다. 10억분의 80은 공전 주파수이고 원형 궤도는 두 배 주파수로 파동을 냅니다. 우리 계산으로는 신호가 약 10억분의 160헤르츠로 그 범위를 조금 넘습니다.

파동 하나가 지나가는 데는 약 10주가 걸립니다. LIGO가 2015년 포착한 첫 충돌은 약 35에서 250헤르츠까지 올라갔고, 사람이 들을 수 있었습니다. 이 쌍 파동을 들을 수 있는 최저음까지 올리려면 약 1억 배 빨라야 합니다. NANOGrav 단일 쌍 탐색은 약 10억분의 6헤르츠에서 가장 민감했습니다.

다음 대형 검출기 LISA는 유럽우주국이 2024년 1월 채택했고 2035년 무렵 발사합니다. LISA는 한 변 약 250만 킬로미터 삼각형으로 비행하며 레이저로 연결된 우주선 3대입니다. LISA는 약 1만분의 1헤르츠에서 1헤르츠 신호를 듣습니다. 태양 10만 개에서 1천만 개 쌍의 병합에 맞습니다.

우리의 대략적 계산으로, 회전하지 않는 원형 쌍이라면 논문 질량에서 마지막 급강하 주파수는 약 100만분의 6헤르츠입니다. 펄서 시간 측정과 LISA 영역 사이 마이크로헤르츠 공백입니다. 2021년 연구는 이 대역을 중력파 하늘 관측의 "가장 큰 공백"이라 불렀습니다. 현재 계획된 주요 검출기는 이 공백용이 없습니다.

느린 접근은 펄서 시간 측정이나 빨라지는 제트 리듬에 흔적을 남길 수 있지만, 검출 가능하다는 근거는 없습니다.

이미 일어났을까?

"100년"을 한 가지 더 보겠습니다. 마카리안 501에서 보는 빛은 수억 년 전 출발했습니다. 그러니 지금 그곳 일도 빛이 도착해야 봅니다. 병합이 100년 뒤 하늘에 나타나면, 그곳에서는 이미 오래전 일어난 일입니다.

소식만 아직 안 왔습니다. Popular Science 말처럼 실제 대단원은 아마 아무도 못 볼 것입니다. 곧 가능한 건 검증입니다. 짧은 리듬이 새롭고 더 잦은 관측에서도 반복되면 쌍성 생각은 강해집니다.

다른 후보처럼 리듬이 사라지면 주장은 약해집니다. 세월 따라 리듬이 빨라지면 두 천체가 나선형으로 가까워진다는 뜻입니다. 쌍성이 확인되면 일부 은하가 실제 마지막 파섹 장벽을 넘는다는 강한 증거가 됩니다. 그때까지 마카리안 501은 막스 플랑크 협회 제목이 암시하듯 남습니다.

물음표가 붙은 검출입니다.