우주론 - 우주의 물질 및 분포와 미래

 

 

 

 

우주의 역사

대폭발의 초기에는 밀도와 온도가 너무 높았으므로 그 당시 상황에서 일어난 제반 물리적 현상들을 설명할 수 있는 믿을 만한 이론이 아직도 마련되어 있지 않다. 그럼에도 현대 입자물리학의 이론에 근거하여 우주의 가장 기본적인 성질을 이해하려는 많은 시도가 있었다. 예를 들어 우주에 상당량의 반물질이 존재한다는 것을 입증할 만한 증거가 아직 발견된 바 없다. 그러므로 어떤 이유에 의하여 물질의 양이 반물질 양의 1.000000001배 정도로 약간 많았음에 틀림없다.

바로 이 대칭성 파괴 때문에 강입자가 쌍소멸 과정에서 소멸되고 나머지만 남아서 은하와 그 외의 모든 천체를 형성하였다 우주 대폭발의 초기 순간에서 입자 물리 과정에 의해 대칭성이 파괴되었다고 추측하고 있다.

초기 우주에서 기본적 대칭성의 파괴는 우주의 급팽창이라고 알려진 상황으로 이어졌다고 알려져 있다. 대칭성 파괴의 결과로 우주의 에너지 밀도는 양자장의 영점 에너지로 채워지게 되었고, 이는 인플레이션이라는 강력한 가속 팽창을 유발하였다. 그 때문에 물질 분포의 불규칙성이 희석되고, 밀도가 임계밀도 값에 매우 근접하게 되었다. 이것으로 현재 우주의 균질성, 등방성, 편평성 등이 유래하게 된 이유를 설명할 수 있다.

매우 뜨거웠던 우주의 초기에는 광자와 무거운 입자들이 서로 변환되고 있었다. 즉 높은 에너지를 갖는 광자들이 서로 부딪쳐서 입자-반입자의 쌍들을 만들기도 하고 또 이러한 입자들이 쌍 소멸하여 광자로 다시 변신하기도 하였다.
우주가 점점 식어가자 광자들의 에너지가 너무 낮아져서 더 이상 물질과 광자가 이러한 평형상태를 유지할 수 없게 된다. 우주의 온도가 문턱값 온도보다 더 내려가면, 주어진 종류의 입자가 더 이상 생성될 수 없게 된다.


랩톤시대

대폭발 이후 랩톤시대에는 광자들의 에너지가 쌍생성 과정을 거쳐 전자-양전자 쌍과 같은 가벼운 입자들을 만들 수 있었다. 물질-반물질 대칭성 깨어짐 때문에 물질인 전자가 약간 살아남아 현재 우리가 보는 천체로 만들어졌다. 랩톤시대에 와서 물질과 중성미자가 분리되는 중성미자분리가 일어났다.

복사시대

대폭발 순간에서 1초쯤 경과하여 랩톤시대가 끝날 당시 가장 중요한 에너지의 형태는 전자기 복사였다. 그래서 이 시기를 복사시대라고 부른다. 복사시대는 약 100만년이 경과한 후 복사에너지 밀도가 물질에 에너지 밀도와 같아질 때 끝나게 되는데, 이때의 온도는 40,000K가 된다. 복사시대의 초기 수백 초 동안에 헬륨이 만들어졌다.

헬륨이 합성되기 바로 직전에 자유 중성자가 붕괴함에 따라 자유 양성자 대 자유 중성자의 개수 비가 점차 변하고 있었다. 이때까지 남아있던 중성자는 중양자로 만들어졌고 이어서 헬륨 핵은 합성에 모두 쓰이게 된다. 그러므로 합성된 헬륨의 양은 t = 100초 당시의 양성자 대 중성자 비가 14:2였다. 16개의 핵자 중에서 양성자 2개와 중성자 2개가 헬륨 핵으로 합성된다. 질량의 25%가 헬륨으로 변환되었다.

물질 시대와 복사의 분리

우주가 팽창함에 따라서 복사의 질량 밀도가 물질보다 빠르게 감소하는 셈이다. 복사밀도가 물질 밀도보다 작아지면 복사시대가 끝난다. 이후 물질이 우주의 밀도를 지배하게 되는 물질 시대가 열리면서 은하, 항성, 행성, 그리고 인간을 비롯한 생명체가 만들어진다.
현재는 복사밀도가 물질 밀도보다 현저하게 낮으므로 우주의 역학적 특성은 거의 전적으로 무거운 입자들의 밀도에 의하여 결정된다.

복사시대가 끝나고 우주의 나이가 대략 40만 년이 되었을 때 복사는 물질에서 분리된다. 복사의 분리는 우주의 온도가 약 3,000K로 떨어지면서 양성자가 전자와 결합하여 수소 원자로 되면서 일어난다. 이때부터 암흑시대가 시작된다. 이 시기에 우주는 암흑물질, 흑체복사, 그리고 서서히 식어가는 중성 가스만이 존재하였다.

현재의 우주에서 복사는 공간을 자유롭게 전파되어 간다. 세상은 빛에 대하여 투명하다. 멀리 있는 은하에서 오는 빛의 세기는 감소하는 동시에 적색이동에 의한 영향만을 받을 뿐이다.


초거대구조

복사 분리 이후 여러 다른 척도에서 구조들이 자유롭게 성장하였다. 중요한 경계선은 주어진 요동이 나머지 우주와 같이 여전히 팽창하고 있으냐 아니면 팽창을 멈추고 수축하였으냐는 것이다. 이미 수축한 계는 상당히 빠르게 비리얼화된다. 역학적으로 평형인 정상상태에 도달하게 된다. 그러한 계는 안정된 천체 계를 이룬다.

그처럼 비리얼화된 천체 중에 가장 큰 것은 은하단이다. 더 거대한 구조인 초은하단이 존재하느냐 하는 것이 논쟁의 대상이었다. 답은 초은하단을 어떻게 정의하느냐에 달려 있다는 것을 깨닫게 되면서 이 논쟁을 끝나게 되었다. 은하단보다 크며 100Mpc에 이르는 척도에서도 고밀도 지역이 존재하지만, 그것들은 은하단과 같이 근사적인 평형상태에 있는 독립적인 구조를 이루고 있지는 않다.


우주의 미래

표준 우주 모형들은 우주의 미래에 관하여 두 가지 다른 전망을 제시하고 있다. 영원 무궁히 팽창하든가, 또는 역으로 수축하여 모든 것이 결국 한 점에 다시 모인다는 것이다. 재수축하는 경우, 최후의 수축 순간에는 우주의 초기 역사가 반대 방향으로 재현된다. 은하, 항성, 원자, 핵자 등의 순서로 쪼개진다. 그리하여 현재 우리의 물리학적 이론으로는 서술이 불가능한 상황에까지 이른다.

하지만, 최신 관측에 따르면 우주의 운명은 그러한 예상과 달리 영원히 팽창할 것이며 심지어 팽창은 가속될 것이다. 항성은 진화하여 다음의 네 가지 중 하나에 귀결된다. 백색왜성, 중성자성, 블랙홀 중 하나든가 아니면 완전히 파괴되어 버릴 것이다.

어떤 별들은 은하에서 튕겨 나가는가 하면, 어떤 것들은 은하 중심에 극도로 높은 밀도의 성단을 형성할 것이다. 중심 밀도가 지나치게 높아져 결국 블랙홀로 변한다. 블랙홀이라고 해서 영원히 지속되는 것은 아니다. 양자역학적 터널 효과에 의하여 블랙홀의 질량이 자신의 사상의 지평선을 넘어 무한의 영겁으로 사라진다. 이 현상을 증발이라고 표현하며 호킹 과정이라고도 부른다. 블랙홀의 증발률은 질량에 반비례한다. 끝에 가서는 복사만 남아서 절대온도 영도로 냉각되고 있을 것이다.