우주의 팽창
현대우주론에 따르면 태초에는 아무 것도 없었다. 은하도 별도 원자도 없었다. 그리고 시간과 공간마저도 태어나지 않았다. 처음 시간과 공간이 태어나는 시점을 우리는 대폭발, 혹은 빅뱅(big bang)이라고 부른다. 물론 그 전에는 무(無)의 세계, 알 수 없는 세계였다.
현대우주론의 출발점은 1917년 아인슈타인(Albert Einstein)이 발표한 정적우주론에 있다. 아인슈타인은 여기서 "우주는 팽창하지도, 수축하지도 않는다."라 주장했다. 그런데 1916년에 발표된 아인슈타인의 일반상대성이론을 면밀히 살핀 러시아의 수학자 프리드만(Friedman)과 벨기에의 신부 르메트르(Lemaitre)의 생각은 달랐다. 그들의 생각은 우주가 팽창해야 한다는 것이다. 프리드만은 1922년 "우주는 극도의 고밀도 상태에서 시작돼 점차 팽창하면서 밀도가 낮아졌다"는 논문을, 르메트르는 1927년 "우주가 원시원자들의 폭발로 시작됐다"는 논문을 각각 발표했다. 그러나 아인슈타인은 그들의 논문을 무시해버렸다.
그리고 아인슈타인에게 충격적인 사건이 1929년에 발생했다. 미국의 천문학자 허블(Edwin Powell Hubble)이 은하들이 후퇴하고 있음을 관측해 우주가 팽창한다는 사실을 발표한 것이다. 결국 아인슈타인은 1931년 "우주는 무한하고 정적이다"라는 당시의 상식에 맞추기 위해 억지로 우주상수를 도입했던 것을 철회했다.
허블의 우주팽창설은 두 가지 점에서 과학자들의 궁금증을 자아냈다. 하나는 우주가 팽창하기 전으로 돌아가면 어떤 모습일까 하는 것이고, 또 하나는 우주가 언제까지 팽창할 것인가 하는 것이다.
초기 우주의 모습을 처음으로 계산해낸 과학자는 프리드만의 제자인 러시아 출신의 미국 물리학자 조지 가모프(George Gamov)였다. 그는 1946년 초기 우주는 고온고밀도 상태였으며 급격하게 팽창했다는 논문을 발표했다. 이에 따르면 탄생 후 우주의 온도가 1초 때 1백억°C, 3분 후 10억°C, 1백만 년이 됐을 때는 3천°C로 식었을 것이다. 또한 우주 초기에는 온도가 너무 높아 무거운 원자들은 존재할 수 없었고, 이때 생긴 수소(75%)와 헬륨(25%)이 현재 우주 질량의 대부분을 차지한다는 것이다. 그리고 1948년 미국의 물리학자 랠프 앨퍼(Ralph Asher Alpher)와 로버트 허먼(Robert Herman)은 초기 우주의 흔적인 복사선(우주배경복사)이 우주 어딘가에 남아 있으며, 그 온도는 영하 268°C일 것이라고 예언했다.
허블이 발견한 은하들의 적색이동, 가벼운 원소들이 풍부하게 존재한다는 사실, 그리고 우주배경복사를 바탕으로 하는 것이 대폭발이론, 즉 빅뱅우주론이다. 그런데 호일(Fred Hoyle), 본디(Hermann Bondi), 골드(Thomas Gold)등 영국 케임브리지대학 천문학과 교수들은 빅뱅이론이 못마땅하게 생각했다. 우주의 시간을 거꾸로 돌리면 원시 우주에는 모든 물질(현재 우주의 모든 것)이 한 점에 모이는 초고온 초밀도의 특이점이 생긴다. 즉 물리학으로는 도저히 설명할 수 없는 현상이 벌어지는데, 이 점을 납득하기 어려웠던 것이다. 그래서 그들은 1948년 '정상우주론'(steady state cosmology)을 발표하였다.
정상우주론에서는 우주가 시공간적으로 균일할 뿐만 아니라 등방적이기 때문에, 우주는 옛날이나 지금이나 늘 같은 꼴이라고 말한다. 또 우주는 모든 방향으로 같은 비율로 늘어나기 때문에 허블 법칙을 만족한다는 것이다. 관측사실과 잘 일치하고, 특이점을 피할 수 있는 정상우주론은 학자들의 지지를 받으며 빅뱅이론과 선의의 경쟁을 벌였다.
한편 빅뱅(Big Bang)이란 말은 호일이 BBC와의 인터뷰에서 "우주가 어느 날 갑자기 빵(bang)하고 대폭발을 일으켰다는 이론도 있다."며 가모프의 이론을 비아냥거리면서 생겨났다. 이때부터 가모프가 주장한 우주론은 빅뱅이론이라고 불렸고, 가모프 역시 자신이 처음 지은 '원시 불덩이'(primeval fire ball)란 말 대신 이를 사용했다. 그러나 수모를 당하던 빅뱅이론을 뒷받침하는 결정적인 증거가 또 나타났다. 1964년 벨연구소에 근무하던 독일 태생의 미국 천체물리학자 아노 펜지아스(Arno Allan Penzias)와 로버트 윌슨(Robert Woodrow Wilson)이 1948년 앨퍼와 허먼이 예언했던 우주배경복사를 발견한 것이다. 우주배경복사의 온도는 영하 269.5°C(3.5K)로 예언과 1.5°C 밖에 차이가 나지 않았다. 펜지아스와 윌슨은 허블의 우주팽창 이후 최고의 관측이라고 불리어지는 우주배경복사를 발견한 공로로 1978년 노벨물리학상을 수상했다.
빅뱅이론을 강력하게 뒷받침하는 우주배경복사는 또 하나의 의문을 낳았다. 우주 곳곳에서 빛의 속도로 날아오는 복사선의 세기가 어떻게 모두 똑같을 수 있느냐는 것이다. 이러한 수수께끼를 풀기 위해 1980년 MIT 출신의 천체물리학자 앨런 구스(Alan Guth)는 인플레이션 가설을 세웠다. 인플레이션 가설에 따르면 빅뱅 이후 1초 이내에 우주가 '10억 배의 10억 배의 10억 배의 10억 배' 이상 커졌다는 것이다. 인플레이션 가설은 등방성의 문제를 해결할 뿐만 아니라 초창기 우주에 대한 여러 궁금증들을 해결해 주었다. 그러나 인플레이션 이론 역시 우주의 초기에 대해 모든 것을 설명해주는 것은 아니다. 또 우주의 운명이 앞으로 어떻게 될지도 확실하게 알 수 없다. 이런 상황에서 1917년 아인슈타인이 도입했던 우주상수가 다시 고개를 들기 시작했다.
팽창의 의미
팽창을 하고 있다는 사실을 좀 더 구체적으로 이해하기 위해서, 자그마한 실험을 생각해 보자.
풍선, 종잇조각, 풀을 준비하고, 작은 종잇조각들을 풍선에 붙인다. 그리고 풍선을 불기 시작한다. 어떤 현상이 일어나는가? 풍선은 계속 커지고 있지만 작은 종잇조각들은 그대로 풍선에 붙어있다. 그리고 종잇조각 사이의 간격이 계속 넓어지고 있음을 알 수 있다. 여기서 풍선은 우주이고 종잇조각은 은하라 생각하면 이해하기 쉬울 것이다. 이와 같이 우리의 우주는 팽창하고 있다. 은하들 사이의 공간이 팽창하면서 은하들은 점차 우리로부터 멀어지고 있는 것이다. 그렇다면 풍선을 불기 전의 모습, 즉 우주가 팽창하기 전에는 어떤 모습을 하고 있었을까? 이런 의문이 '우주는 폭발했다.'라는 대폭발이론, 즉 빅뱅이론의 시초가 된 것이다.
모든 천문학자들이 적색이동을 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 표시로 받아들이고 있기는 하지만, 우리는 그렇지 않을 가능성에 관해서도 생각해 볼 필요가 있다.
현재로서 우리가 알고 있는 유일한 대안은 그 적색이동이 '빛의 피로'(light fatigue)때문에 일어날 가능성이다. 하지만 몇 가지 논리적인 증거들은 이 생각과 모순이 된다.
첫째로, 이 생각은 우주가 팽창하지 않고 정지해 있어야 한다고 가정한다. 하지만 일반상대성이론은 팽창하는 우주를 예측하고 있으므로, 만일 우리가 이 우주론을 받아들인다면 일반 상대성이론을 수정해야만 할 것이다.
둘째로, 만일 우주가 정지해 있다면 우주의 나이는 무한대라고 할 수 있다. 하지만 우주의 나이가 유한함을 보여주는 몇 가지 방법이 있다. 그리고 이 방법은 거의 같은 나이를 준다.
셋째로, 만일 우주의 먼 물체에서 온 광자들이 '피로'가 쌓였다면 분명 상당한 양의 에너지를 잃어버렸을 것이다. 그렇다면 잃어버린 이 에너지는 지금 어디에 있는 것인가? 우리는 우주배경복사에서 많은 에너지를 본다. 하지만 그것은 '빛의 피로' 우주론에 의해 설명될 수가 없다.
이와 같은 논증들을 근거로 생각해 볼 때 적색이동은 후퇴속도로 해석되어야 할 것이다. 적어도 더 나은 이론이나 설명이 나타날 때 까지는 말이다. 만일 정말로 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다면 은하들 사이의 공간이 증가해야 한다. 즉, 이것은 과거에는 은하들이 더 가까이 있었다는 것을 의미한다. 만약 시간을 거꾸로 돌린다면 은하들은 계속 가까워져 결국은 모두 한 곳에 모이게 된다. 이것은 우주 팽창을 인증한다는 것으로 팽창이 시작된 특이점과 빅뱅 이론 또한 받아들여야 함을 의미한다.
우주팽창속도
우주의 팽창속도에 관해서 이야기를 하려면 허블의 법칙을 다루어야 한다.
허블도면의 그림이다.
이 그림은 속도와 거리의 관계를 알려준다. 식으로 나타내면
V = Hr
이 된다.
V: 적색편이로 측정한 은하의 후퇴속도
H: 허블 상수
r : 은하까지의 거리.
이 결과에서 중요한 것은, 은하의 거리와 후퇴속도가 비례한다는 것이다.
허블 상수의 정확한 값을 얻는다는 것은 매우 어렵다. 이러한 값을 얻으려면 천문학자들에게는 두 가지 측정이 필요하다. 첫 번째는 은하의 후퇴 속도를 알려주는 적색이동을 분광기를 통해서 관찰하는 것이고, 두 번째는 지구로부터 은하가 얼마나 떨어져 있는가를 알아내는 것으로 결정하기 가장 어려운 값이다. 변광성, 초신성과 같은 비교적 정확한 '거리 측정'을 은하에도 대입할 수 있어야 되기 때문이다. 허블 상수 그 자체의 값은, 국부적인 중력의 영향이 무시해도 괜찮을 만큼 작기 때문에 관측할 수 있는 매우 먼 거리의 은하 표본으로 신중하게 얻어낼 수 있었다. 허블 상수의 단위는 'km/s/Mpc'이다. (1Mpc은 3.26 ×100만 광년이다.) 예를 들어, 만약 허블 상수가 50km/s/Mpc이라고 결정되었고, 한 은하가 10Mpc 거리에 있다면, 그 은하의 후퇴속도는 500km/s가 될 것이다. 허블이 얻어낸 최초의 허블 상수의 값은 약 500km/s/Mpc이었다. 하지만, 처음에 별들의 거리를 너무나도 짧게 가정한 탓에 허블 상수의 값이 과도하게 크게 나타났다.
과거 30년 동안, 허블 상수를 연구하는 데에 두 개의 중요한 윤곽이 드러났다. 카네기 학술 문화 연구 장려 기관(Carnegie Institutions)의 앨런 샌디지(Allan Sandage)가 포함되어 있는 한 그룹이 유도한 약 50km/s/Mpc라는 허블상수의 값과, 텍사스 주 대학의 다른 팀이 유도한 100km/s/Mpc라는 허블상수 값이다. 최근 PLANCK의 관측결과값은 67.4+/-1.4 km/s/mpc 이며, 다른 우주론 데이터와 함께 계산된 자료들로 추정된 결과값들은 대체적으로 67.80+/-0.77 km/s/mpc 가 사용되고 있다.