기도메타/과학

기도메타는 과학 실험에 있어서 많은 부분에서 이루어집니다. 어떤 실험을설계하고 진행하기까지 성공의 불확실성이 있어 기도메타를 쓰는 경우가 있지만, 할 수 있는 것은 다 한 상태에서 남은 것이 기도밖에 없어 기도메타를 써야하는 상황도 있습니다. 작동 원리 등 내부 상황을 알 수 없는 블랙박스와 같은 작용이 포함된 경우에 기도메타를 자주 활용합니다.

예시/일상

프로그래밍

유사어: Wiktionary:Automagically

장비님의 기분

기계와 장비님의 기분이 좋지 않으면 나올 결과도 나오지 않습니다. 기계와 장비님께서 오늘의 기분이 좋길 기도해야 합니다. 기계와 장비님의 기분을 좋게 하는 방법은 보통 다음과 같습니다.

• 적절한 온도와 습도를 유지해줍니다. 온도와 습도를 만들어주고난 후에도 시간이 필요한 경우가 있습니다. (내부까지 온도, 습도가 전파되어야 함)
• 고전압을 사용하는 기기는 고전압 상태가 인가된 후 기분이 좋아지기까지 꽤 시간이 필요한 경우가 있습니다. 기분이 좋아지실 때까지 기다립니다.
• 장시간 작동하지 않고 쉬던 기계와 장비님은 그 분을 모시던 사람의 의도와는 다르게 변했을 수도 있습니다. 괜찮아지기까지 시간이 걸릴 수 있습니다.
• 그 분을 껐다 켜면 나아지는 경우가 있습니다. 다만, 이 경우는 (1)디지털 프로세싱과 통신이 내장되어 있거나, (2)트립을 자체 제어하는 부분이 있어 초기화가 필요한 경우입니다.
• 아무리 해도 안되면, 오늘은 기분이 좋지 않으신 날이니 내일 그 분을 다시 뵙는게 나을 수 있습니다.

예시/연구

블랙박스는 아니지만, (아는 사람들끼리) 기도메타라고 하는 실험 연구들이 있습니다. 기도로 시작하지만, 현상이 밝혀지고 어느정도 패턴화가 되고나서부터는 기도메타를 벗어나는 경향이 있습니다.

LIGO

레이저 쏴놓고 빌기

LIGO(Laser Interferometer Gravitational Observatory; 라이고, 레이저 간섭계 중력파 관측소)는, 레이저를 간섭하여 그 거리 차이를 활용하여 중력의 변화를 관측하여 중력파를 관측하는 관측소로, 2002년부터 미국 핸포드와 리빙스턴에서 작동을 시작하였습니다. 블랙홀이나 중성자별의 충돌 및 융합과 같은 천체물리학적 사건에 의한 중력파를 관측합니다.

관측하고자 하는 사건인, 블랙홀이나 중성자별의 충돌 및 융합이 일어나는 것은 인간이 조정할 수 없는 일이 아니기에, 레이저를 24시간 켜놓고, 들어오는 신호를 받는 것입니다. 그러니까, LIGO 는 레이저를 쏴놓고 기도메타를 하는 것이라 할 수 있습니다. 2017년 노벨물리학상은 이 LIGO를 주동했던 사람 중, 당시 생존해있던 라이너 바이스, 배리 C. 배리시, 킵 S. 손 세 사람이 받았습니다. 오래 살아야 함. 현재 중력파 관측소는 LIGO 이외에도 Virgo, KAGRA 가 있습니다. (계속 지어지는 중)

중력파 이벤트는 초질량체(블랙홀, 중성자별 등)의 충돌에서 발생하는 것이 대표적인데, 이 사건들이 매우 희귀하지만 충돌 이전에 가장 먼저 관측가능한 것이다보니 관련 관측을 하는 연구자에게 매우 중요한 요소입니다. 그렇기에 중력파 사건이 발생하는 것에 대해 실시간으로 알람을 받을 수 있는 플랫폼을 LVK Collaboration 에서 제공하고 있습니다. 링크 사건 발생 자체는 빌어야 생기지만 이제 좀 덜 빌어도 됨

KamiokaNDE

물떠놓고 빌기

KamiokaNDE(Kamimioka Nucleon Decay Experiment; 카미오칸데, 카미오카 핵자붕괴실험)은 거의 기도메타 실험이었습니다. 카미오칸데는 뉴트리노에 대한 실험으로 알려져있으나, 이름에서 보듯이 이는 뉴트리노에 대한 실험이 아니었습니다. 표준 모형에 의해서는 양성자는 붕괴하지 않는 최종 입자라 하나, 이는 대통일 이론에서는 붕괴가 가능한 것으로 예측되었고, 이것이 실제로 일어나는지를 보기 위한 실험이었습니다.

양성자의 붕괴 실험은 "양성자의 반감기를 보는 실험"으로 생각하면 되는데, 굉장히 많은 양성자를 모아두고(수천-수만 톤) 이것중에 몇 개가 붕괴하는지 아닌지를 보아야만 합니다. 양성자를 모아둘 곳이 필요하고, 붕괴를 관측하는데에 문제가 없는 용기가 필요한데, 우연히도 물은 수소(물 분자의 구성요소인 수소의 원자핵은 양성자이고, 그 외 수소이온도 포함함.)를 다량 포함하고 있습니다. 모아둔 양성자가 많을 수록 확률의 모수가 많아져 관측하기가 유리해지기에, 물통의 크기가 클수록 유리한 실험입니다. 초거대 물통의 탄생

예측된 양성자의 붕괴패턴에 의해 붕괴한 입자들이 물을 통과할 때의 체렌코프광으로 관측하는 것으로 설계한, '물통에 물을 떠놓고, 그 통의 벽면 전체에 광검출장치를 달고 검출하는' 장치가 그렇게 탄생하였습니다. 카미오칸데 이전에도 이러한 방식으로 시행한 실험과 관측은 있었습니다만, 2002년과 2015년도에 각각 카미오칸데와 수퍼카미오칸데(Super-K)로 노벨상을 받으면서 "물떠놓고 비는 실험" 의 대표격이 되었습니다. 물 떠놓고 빌면 뉴트리노 신이 점지해주신다. 카미오칸데는 1983년부터 2번의 업그레이드를 거쳐 1995년까지 작동하였고, 수퍼카미오칸데는 1996년부터 2022년 현재까지 작동중입니다. (참고로, 수퍼카미오칸데는 Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment; 수퍼-카미오카 뉴트리노 관측 실험으로 이름부터가 종목을 바꿨습니다.)

카미오칸데 시리즈는 양성자 붕괴를 관측하지는 못했습니다. 노벨상도 양성자 붕괴로 받은게 아닌, 뉴트리노 관측으로 받았습니다. 카미오칸데에서는 1987년 대마젤란은하 초신성 1987A 의 중성미자를, 1988년에 태양 중성미자를 검출하여 2002년 고시바 마사토시와 레이먼드 데이비스 2세가 "천체물리학에 대한 선구적 기여, 특히 우주 중성미자의 검출에 대한 선구적 공헌" 으로 노벨상을 수상합니다. 수퍼카미오칸데에서 T2K(Tokai to Kamioka)실험으로 토카이에서 카미오카까지 지하를 250km 통과한 뉴트리노를 검출하고 그 조성 변화를 관측하여 뉴트리노 진동(Neutrino Oscillation)을 발견하고, 이것으로 가지타 다카아키와 아서 B. 맥도널드가 2015년 노벨상을 수상하였습니다.

뉴트리노 신호는, 핵자 붕괴 실험이라는 측면에서 볼 때 배경 잡음을 측정하는 것이어서 노이즈 잡다가 노벨상 받았다는 측면에서는… 우주배경복사를 찾았던 팬지어스와 윌슨의 비둘기 둥지 치우기와 동일한 느낌이 있습니다.

지금도 수퍼카미오칸데는 천체물리에 있어서의 뉴트리노 검출(태양으로부터, 대기중의, 은하 내 초신성)을 위해 잘 작동중이며, 양성자 붕괴 측정도 계속 하고 있어, 지금도 양성자의 예측 수명 하한은 늘어나는 중입니다.(2022년 기준 3.6x10^22 년, 참고로, 우주의 나이가 13.7x10^9년) 그리고, 하이퍼 카미오칸데(Hyper-K)라는 이보다 더 큰 검출기도 더 큰 물통 지어질 예정입니다.

그 외 거대영역 실험들

IceCube, km3net, Utah Telescope Array, AGASA(Akeno Giant Air Shower Array), HWAC(HAWC: the High-Altitude Water Cherenkov Observatory), CREDO(Cosmic-Ray Extremely Distributed Observatory) 등등… (Wikipedia:Category:Gamma-ray_telescopes)

EHT

날씨가 맑아야 해서 역기우제 지내기

EHT(Event Horizon Telescope, 사건의 지평선 망원경)는 블랙홀의 이미지를 만들기 위한 장치 및 연구집단으로서, 2019년 M87 은하의 초거대블랙홀의 이미지를 공개하면서 화제가 된 바 있습니다. EHT 는 전 세계의 여러 전파망원경을 시간 동기화를 시킨 후 VLBI(very large baseline interferometry; 전파의 위상을 측정한 후 가상의 평면에 간섭계산을 함)를 하여 그 원 상을 역연산 측정하는 실험입니다. 측정 대상의 천구상 방위에 대해 각 망원경의 위치와 그 진행방향이 측정 효과를 극대화할 수 있는 상황에서 블랙홀 이미지 관측을 해야하는데, 그 때의 가장 큰 문제는 날씨였습니다.

밀리미터 파장대역을 이용하는데 있어 날씨와 대기 상황은 큰 영향을 줍니다. 대기가 가장 투명하고, 난류가 가장 없을 때는 겨울과 초봄 밤이며 (대부분의 관측지점이 북반구에 있어서 계절 맞추기는 뭐… 쉬웠답니다. 남반구도 뭐 고산지거나, 남극점(SPT, South Pole Telescope)이었음) 이 때 관측하면 폭풍 등의 계절 영향도 대충 피할 수 있었습니다. 매일 밤이 오기 몇시간 전부터, 모든 망원경 사이트의 날씨를 확인하고, 모든 사이트가 동시에 날씨가 좋으면 그 날 EHT 가동을 하는 것이고, 그렇지 않으면 각 사이트는 다른 관측을 했습니다. 그래서… 이것도 날씨가 좋아야…

핵 충돌 실험

기도까지는 아니긴 한데

Q: 핵을 충돌시킨다는데, 어떻게 그렇게 정확하게 충돌시킬 수 있나요?
A: 조준해서 박는게 아니라 어쩌다보니까 그렇게 박는건데요.

LHC 나 RHIC 등에서 진행하는 핵 충돌실험은 두 을 매우 빠르게 가속한 다음에 충돌하는 것으로, 얼핏 보기에는 두 입자를 "매우 좋은 정밀도 (핵 하나 수준 - 수 femtometer 의 길이 정밀도로)" 로 조준해서 부딪히는 것이라 생각하기 쉬운데, 실제로는 그렇지 않습니다. LHC를 예시로 들면, LHC 에서는 1mm 지름 수준으로 입자 빔을 만든 다음에 이를 서로 반대방향으로 진행시킨 후, 이것을 적당히 잘 겹쳐놓으면 입자의 면밀도에 따라 뭐 하나는 충돌이 일어날 수도 있습니다.

LHC 양성자 빔에 대한 설명은 다음과 같습니다.

• 양쪽 양성자 빔에는 (최대 갯수 출력에서) 각각 2808개의 양성자 뭉치(bunch)가 돌고 있습니다.
• (일반적인 실험에서) 각 양성자 뭉치에는 1.15×10¹¹ 개의 양성자가 채워집니다.
• 양성자 뭉치의 길이는 약 30cm 정도입니다.
• 횡방향 길이 (원기둥의 지름)은 거의 1mm 정도의 크기이며, 빔 파이프에서 각 충돌 실험에 (ATLAS, ALICE, CMS, LHCb) 들어갈 때에는 이보다 더 작은 지름으로 작아집니다.(Squeezing) (LHC 에서는 16 마이크로미터까지 작아짐)
• 각 입자는 매우 상대론적(매우 빠르게) 움직이며, LHC 에 처음 들어올 때(Injection)에는 빛의 속력의 99.9997828% 로, LHC 에서 가속하는 최고 속력은(가장 에너지가 높도록 할 때) 빛의 속도의 99.9999991% 으로 움직입니다.

빔에 포함된 뭉치끼리, 서로 반대방향으로 진행하는 뭉치의 경로가 겹쳐(Bunch Crossing)충돌이 일어나면 충돌이 일어난 입자 이외에는 계속 가던 곳 그대로 진행합니다. 다른 Bunch Crossing 에서 겹쳐 충돌할 수도 있고, 아닐 수도 있습니다. 충돌에 참여한 입자의 잔해는 전방에 있는 검출기로 검출할 수 있고, 그 검출기에 검출된 입자는 "충돌하고 남은" 입자이기 때문에 세기가 셀 수록 적은 수준의 겹침이 발생하여 중심충돌도(Centrality)가 작은 충돌(덜 겹친 채로 충돌한 것)로 판명됩니다. 여러 충돌을 받은 후 그 신호의 분포를 분석하여 개개 충돌 사건의 중심충돌도를 판정합니다.

SM-violation 측정

진짜 빌어야됨