우주론 - 우주의 팽창과 나이

 

 

 

우주론에서의 연구는 다음과 같은 질문들에 대한 답을 찾으려는 노력이 있다. 우주란 얼마나 크며, 얼마나 오래되었나? 우주는 어떻게 태어났는가? 우주의 물질은 어떠한 분포를 하고 있는가? 우주의 미래는 무엇일까? 
우주의 과학적 세계관은 아인슈타인이 개발한 일반 상대성 이론과 1920년 이룩한 외부은하에 대한 본질적 이해를 바탕으로 발전되었다.

 

올베르스 역설

밤하늘이 어둡다는 점이 가장 간단한 우주론적 관측 사실이다. 이 사실에 처음 주목한 학자 케플러는 1610년에 이 사실을 우주의 유한성에 대한 증거로 삼았었다. 그러나 코페르니쿠스 혁명의 결과로 우주가 태양과 같은 별들로 무한히 채워진 공간이라는 생각이 퍼지게 되었고, 이에 따라 밤하늘의 어두움은 문제로 남아 있게 되었다.
18,19세기에 들어와 올베르스 등이 이 문제를 논하였고 이후 밤하늘이 어둡다는 사실은 올베르스의 역설이라고 부르게 되었다.

역설인 이유는 다음과 같은데 우주는 무한하고 그 속에 별들이 균질하게 분포되어 있다면 어느 방향을 보든 관측자의 시선방향은 결국 어느 별이든지 하나의 별 표면과 반드시 만난게 될 것이다. 표면 밝기, 플럭스 밀도는 거리의 함수가 아니므로, 전 하늘의 밝기가 태양 표면만큼이나 밝게 빛나야 할 것이다. 그런데 현실은 이와는 확연히 다르다. 이 역설의 현대판 설명은 항성들이 우주에 존재해 온 시간이 유한하기 때문에 아주 먼 별에서 오는 빛은 아직 도착하지 않았다는 것이다.
그래서 올베르스의 역설은 우주의 공간적 유한성을 입증한다기보다는 우주의 나이가 유한함을 보이고 있다.


외부은하 공간

1923년에 허블이 안드로메다은하 M31이 우리은하 밖에 위치한다는 사실을 처음 밝힘으로써 은하수와 안드로메다 성운과의 관계에 대한 오랜 논란이 비로소 해결되었다. 사전에 보이는 수많은 은하가 차지하고 있는 공간은 우리은하에 비교도 안 될 정도로 광막하다. 우리은하 외부에 존재하는 은하와 은하들의 분포와 운동이 우주 어디에서나 우리은하 근처와 같을 것이라는 생각은 우주론에서 매우 중요한 의미를 지닌다.

은하들은 은하군, 은하단, 초은하단 등 여러 계층의 집단을 이루고 있다. 거시적 척도에서 은하 분포의 균질성을 연구하는 한 가지 방법은 주어진 한계 등급 m보다 밝은 은하들의 개수를 조사하는 것이다. 
1934년에 허블이 44,000개의 외부은하를 상대로 조사해 본 바의 의하면, 은하들의 분포는 위치에 무관하며 방향에도 무관하였다. 즉 허블은 우주의 가장자리를 찾을 수 없었으며, 그 이후에 수행된 은하의 수 헤아림 연구에서도 마찬가지이다.



허블 법칙

1920년대 후반기, 허블은 은하의 스펙트럼선들이 긴 파장 쪽으로 이동되어 있으며 그 이동량이 거리에 비례한다는 사실을 발견하였다. 이러한 적색이동이 도플러 효과에 기인하는 것이라면, 이것은 은하들이 서로 멀어지고 있으며 그 후퇴속도가 은하들 사이의 거리에 비례함을 의미한다. 즉 우주는 전반적으로 팽창하고 있는 셈이다. 

우주가 팽창하고 있다면, 과거에는 은하들이 현재보다 훨씬 더 가까이 있었을 것이다. 만약, 팽창률이 일정하게 유지되어 왔다면 허블 상수의 역수가 우주의 나이를 나타낼 것이다. 우주의 팽창이 서서히 감속한다면, 허블 상수의 역수는 우주 나이의 상한값을 준 것이다. 실제로 관측 사실들은 우주의 팽창률이 현재 가속되고 있음을 암시한다. 그러한 경우 우주의 나이는 더 커질 수도 있다.

허블 상수를 결정하는 것이 어려운 이유는 외부은하의 거리를 측정하는 것이 불확실하기 때문이다. 두 번째 문제는 국부 은하군 안에서 태양의 운동을 보정한 은하의 후퇴속도 V의 값이 각 은하의 특이 운동에 상당히 큰 영향을 받는다는 것이다. 은하의 특이 운동은 물질 분포의 국부적 특성, 예를 들면 은하군이나 은하단과 같은 밀집 지역 때문에 생기는 것이다. 국부 은하군은 국부 초은하단의 중심을 향하여 상당히 큰 속도로 끌려간다.

허블 상수를 결정하기 위한 가장 큰 프로젝트에서는 가까운 은하들에 속한 세페이드 변광성의 거리를 측정하기 위하여 허블우주망원경을 사용하였다. 그리고 이 거리들은 툴리-피셔 관계와 초신성 Ia형과 같은 다른 거리지표들의 눈금을 보정하는 데 사용되었다.

현재 허블 상수의 가장 정확한 값은 우주배경복사의 각파워스펙트럼을 연구하여 얻은 것이다. 플랑크 위성의 관측 결과에 따르면 우주의 나이는 138억년 정도이다.


열적 마이크로파 배경복사

1965년에 펜지아스와 윌슨은 범우주적 배경복사를 마이크로 파장대에서 발견하였는데, 이 복사의 스펙트럼은 절대온도 3K의 완전 흑체에 대응한다. 이 발견으로 노벨상을 수상하였다.
열적 우주배경복사의 존재는 이미 1940년 후반에 가모프가 예측하였다. 우주 팽창의 초기 상태를 연구한 최초의 학자들 중 한 사람이다.

열적 우주배경복사의 존재는 우주가 초기에 매우 높은 온도에 있었음을 강력하게 시사하고 있다. 한 걸음 더 나아가서, 우주배경복사의 등방성은 우주의 등방,균질 모형을 뒷받침한다.


우주의 나이

지구, 태양, 구상성단의 추정된 나이들은 특정한 우주론 모형에 의존하지 않는 중요한 우주론적 관측 자료라고 하겠다. 방사성 동위원소의 붕괴를 이용하여 측정된 지구의 나이는 4.6x10의 9승 년이다. 태양은 지구보다 좀 더 늙었으리라고 생각된다. 

이렇게 알려진 천체들의 나이는 분명 우주 나이의 하한값을 제공한다. 팽창 우주의 관점에서 허블 상수의 역수는 우주 나이에 대한 또 다른 추정치를 준다. 직접 측정된 천체들의 나이가 허블 상수에서 추정된 우주의 나이에 이 정도로 가깝다는 점은 매우 놀라운 것이다. 이것은 허블 법칙이 진정 우주의 팽창에서 기인한 것이라는 강력한 증거가 된다. 동시에 가장 오래된 성단들은 우주 역사의 초기에 형성되었음도 알 수 있다.