알고 있는 우주론이라고 하면 우리는 흔히 빅뱅을 떠올린다. 하지만 어디까지나 빅뱅은 우주론의 한 모델 중 하나로 언제든지 다른 유력한 모델이 나오면 뒤집어질 가능성이 있다. 현재까지의 빅뱅 모델이 어떻게 진행되어 왔고 빅뱅 모델이 설명하지 못하는 현상들이 무엇이며 그 한계가 무엇인지 살펴보고자 한다.
우주론의 역사
{존 핸즈, 코스모사피엔스, 소미미디어, 2022, 58p~63p}
이전 시대의 우주관: 우주는 영원하고 변하지 않으며 별들 또한 움직이지 않는다라는 고정 우주론이 지배적
1915년: 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 나옴
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[토막 상식]
특수 상대성 이론(1905): 빛을 기술하기 위한 이론이다. 빛의 속도는 일정하고 그 속도는 우주 내에서 동일하며, 빛보다 빠른 것은 없고, 속도가 빠르면 시간이 느리게 흘러감을 밝혀냄
일반 상대성 이론(1915): 중력에 의한 시간과 공간의 변형을 기술하기 위한 이론이다. 우주 속에 존재하는 모든 별과 행성은 물론 세상에 존재하는 질량을 가진 모든 물체는 그 질량의 크기만큼 그리고 가속의 크기만큼 시공간의 곡률을 만들게 되며(중력이 강할수록 시공간의 곡률도 심해짐), 진공 속 항상 동일한 속도를 가지는 빛이 휘어진다는 성질(빛은 직선으로 가길 원하지만 빛이 움직이는 시공간이 굽었기 때문에 빛도 따라서 굽어지는 것_증거: 태양의 중력에 의해 별빛이 휘는 것을 관찰 가능)을 근거로 곡률이 심한 중력장에 놓여있는 시간은 그렇지 않은 시간보다 더 느리게 흐르게 됨을 밝혀냄 (다르게 말하자면 중력이란 = 시공간의 곡률로 들어가는 현상이다)
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1927년: 가톨릭교회 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 아인슈타인의 장 방정식의 해에 대한 연구를 통해 우주의 팽창이 수학적으로 가능함을 보였고, 후대에 허블-르메트르의 법칙이라 불리는 것을 유도함 (은하가 거리에 비례하는 속도로 지구에서 멀어지고 있다는 물리 우주론의 관측)
1929년: 천문학자 허블이 적색편이를 발견함으로써, 은하들이 점점 더 멀어지고 있고 우리에게서 멀리 있는 은하일수록 더 빠르게 움직인다는 것을 밝혀냄, 팽창하는 우주를 설명하기 위해 아인슈타인의 일반 상대성 장 방정식에 대한 다른 해결책을 제시하는 이들에게 귀를 기울이기 시작
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[토막 상식]
적색편이: 먼 은하로부터 온 빛이 적색편이를 보이며 그 은하가 우리에게서 떨어져 있는 거리가 멀면 멀수록 적색편이가 더 커짐 (투명한 빛을 프리즘에 투과하면 파장이 짧은 쪽은 푸르게, 파장이 긴 쪽은 붉게 나옴)
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1948년: 미국 조지 워싱턴대학의 물리학자 조지 가모와 랄프 알퍼, 로버트 헤르만은 빅뱅 우주론을 발표함. 우주가 시작되는 상황을 추론한 것이며 이들은 점에서 시작하여 대폭발(빅뱅)을 일으킨 우주가 현재까지 계속 팽창하고 있는 것으로 가정하였는데, 대폭발(빅뱅) 이후 38만 년이 지난 시점에서 우주배경복사(cosmic background radiation)가 우주로 퍼져나갔으므로, 우주배경복사를 발견하면 빅뱅 우주론을 입증할 수 있다고 주장함
1964년: 천문학자 아노 펜지어스와 로버트 윌슨이 우주배경복사를 발견
1960년대 중반 이후: 과학계 대다수는 우주 기원에 대한 모델로 빅뱅 모델을 받아들이게 됨, 이에 동의하지 않는 이들은 곤경에 처함
초기 빅뱅 모델
초기 빅뱅 모델의 이론적 토대는 단연코 아인슈타인의 두 상대성 이론이다. 이 이론을 토대로 미분기하학을 활용해 아인슈타인이 장 방정식들을 만들었는데 이 방정식은 무수히 많은 해를 가질 수 있기에 관측 데이터와 가장 유사한 해를 찾는 것이 관건이었다.
러시아의 기상학자 알렉산드르 프리드만은 우주에 두 가지 가정을 도입해 이 방정식을 단순화시켰다.
첫째, 등방성(isotropy) : 우리가 어느 시점에 어느 쪽으로 보더라도 우주는 같은 모양
둘째, 전중심(Omnicentrism) : 우리가 어느 지점에서 우주를 관찰하더라도 동일하다
이 두 가정은 우주가 균질(homogeneous) 하다는 것을 의미하게 된다.
이로써 아인슈타인의 방정식을 간단한 형태로 변화시켰는데, 프리드만의 해를 좌우하는 세 가지 변수는 다음과 같다.
H : 우주의 팽창 속도를 좌우하는 상수. 허블상수(Hubble's constant)
Ω(오메가) : 우주 공간의 평균밀도계수
Λ(람다) : 빈 공간과 관련된 에너지. 암흑에너지
'만약, Ω<1 이면 우주는 계속해서 팽창하다가 전체적으로 얼어붙게 되고, Ω>1이면 어느 날 팽창을 멈추고 수축되기 시작해 빅 크런치(big crunch)로 끝난다. 그리고 Ω=1 이면 우주는 평탄한 상태를 유지하면서 영원히 팽창한다는 의미이다.
그리고 허블이 자신의 데이터를 발표한 이후 대부분의 과학자들은 매우 뜨거운 빅뱅에서부터 출발한 평면 우주가 관측 결과에 가장 잘 부합한다는 결론 내였고, 이에 프리드만-르메트르의 수학 모델이 정설로 받아들여졌다.
밤하늘의 물리학 hunhani 님 글에서 사진 발췌
빅뱅 모델의 문제점
{존 핸즈, 코스모사피엔스, 소미미디어, 2022, 70p~72p}
후대에 이론 입자 물리학과 실험 입자 물리학, 플라스마 물리학, 양자 물리학이 발전하면서 이들을 빅뱅 모델에 적용함에 따라 4가지 문제점을 발견하였다.
첫째, 단극입자: 입자 & 플라스마 물리학에 따르면 빅뱅 직후 극히 높은 온도와 에너지 상태인 플라스마 상태에서는 극성이 하나인 단극입자(S극 없는 N극 혹은 그 반대)가 생성되어야 한다고 했으나 우주에서는 단극 입자가 하나도 발견된 적이 없음.
둘째, 균질성: 정통 모델의 가정인 균질성에 의하면 우리가 밤하늘에 볼 수 있는 태양계, 은하, 성단 등은 우주가 균질하지 않다는 증거. (우주론자들은 우주 전체 규모에서 이 정도는 균질한 것이라고 이야기함)
셋째, 우주배경복사의 등방성: 빅뱅이 있고 나서 380,000년 후에 플라스마 물질에서 분리되어 나온 복사(radiation)에너지인 우주 마이크로파(배경복사)는 측정 시 2.73K의 온도로 등방성을 띄면서 관측됨. 하지만 이렇게 모든 방향에서 동일한 온도가 측정되려면 태초의 우주가 매우 균일하였다는 뜻이다. 균일한 우주는 우주를 구성하는 입자가 균일하게 분포되어 있다는 의미이고 이는 우주를 구성하는 입자들 사이에 작용하는 중력이나 전자기력 같은 모든 힘이 완벽하게 균형을 이루고 있다는 의미이다. 그러나 우리가 관측하는 우주의 모습은 균일성과는 거리가 멀다.
넷째, 편평 우주밀도 오메가 값: 빅뱅이 생기려면 오메가 값이 Ω=1이었을 리가 없다. 1이었다면 우주의 초기 팽창 자체가 불가능했기 때문이다. 빅뱅 모델은 우주가 안정적으로 팽창하기 위해 오메가의 값이 1에 한없이 근사하면서도 정확하게 1은 아니었던 이유를 규명하지 못한다.
급팽창 빅뱅 모델: 빅뱅 모델의 수정
{존 핸즈, 코스모사피엔스, 소미미디어, 2022, 73p~72p}
네 가지 문제를 해결할 아이디어로 MIT의 앨런 거스가 1980년에 급팽창 빅뱅 모델을 제시하였다. (Hot bigbang - 급팽창 이후 빅뱅이 일어남)
급팽창 빅뱅 모델: 우주는 특이점에서 거대하면서도 즉각적으로, 1초의 1조 분의 1조 분의 1도 안 되는 시간 동안 수조 배의 크기로 급팽창했고 그 이후 빅뱅이 일어났다. (이 이론을 위해서는 우주가 불안정하고 과냉각 상태에 있어야 한다. 이게 약해지면 급팽창은 멈추고 속도가 줄어드는 팽창을 시작한다)
특이점: 우주 팽창을 역으로 생각해서 과거로 거슬러 올라가 보면 모든 물질이 한곳에 모여 있는 '시작점'
<문제해결>
첫째, 단극입자: 거대한 우주 어딘가에는 단극 입자가 존재할 것, 다만 우리는 급팽창을 했고 우리가 있던 지역은 우주의 아주 일부이기에 보이지 않을 뿐.
둘째, 균질성: 일부 비균질이 보이더라도 급팽창으로 인해 이 문제가 희석된다고 함.(이 부분은 이해가 안 감)
셋째, 우주배경복사의 등방성: 우리가 있는 우주는 아주 작은 부분에 불과하고 관찰 가능한 영역도 그러하기에 미시적으로 보면 우주배경복사가 등방성을 띌 수 있다.
넷째, 편평 우주밀도 오메가 값: 빅뱅 시 중력과 척력 간의 불균형은 급팽창으로 인해 희석되며 이로 인해 급팽창 이후 우주가 안정적으로 오메가 1을 유지하면서 속도가 줄어들면서 안정적인 팽창을 하게 됨 (최근의 관측 결과로는 팽창은 가속화 중이라고 함)
<급팽창 빅뱅 모델이 설명하지 못하는 부분>
- 우주가 급팽창한 이후 빅뱅이 생겼다면, 급팽창 이전에는 무엇이 있었으며 급팽창이 왜, 어떻게, 언제 시작되었는지?
- 급팽창으로 생긴 우주 공간에서 에너지도 없이 어떻게 물질이 탄생하였고, 어떻게 오늘날 관측되는 물질과 에너지 간의 비율이 생성되었는지? (특수 상대성 이론에 의해 E=MC^2)
- 특이점의 조건 중 하나인 초고밀도 상태는 블랙홀로 충분히 변할 수 있는 거대한 중력장인데 이에 맞서 기하급수적으로 급팽창할 수 있도록 만든 메커니즘이 과연 무엇인지? (이에 대응하기 위해 'Λ(람다) : 빈 공간과 관련된 에너지. 암흑에너지' 라는 상수를 도입_아인슈타인은 본인의 실수라며 폐기했던 상수)
- 우주 속에 많은 물질이 있다는 것이 관측되는데 이에 상응하는 반물질은 어디에 있는지? (반물질이 존재는 하지만 눈에 보이는 물질들에 비해 그 비율이 설명할 수 있을 만큼 충분히 크지 않음 = 거의 없다는 얘기)
- 은하와 은하군이 흩어지지 않도록 하는 데 필요한 암흑 물질은 과연 무엇인지?
- 우주의 팽창되는 속도가 이론에 의해 예측된 속도와 부합하기 위해 추가적으로 필요한 암흑 물질은 무엇이고 어디 있는지?
- 팽창 속도가 느려지다가 어떻게 언제부터 빨리 지기 시작했는지, 그러한 변화를 일으킨 암흑 에너지는 무엇인지?
- 수많은 형태가 가능했는데 우주가 왜 지금의 형태를 취하게 되었는지?
- 어떻게 만물이 무로부터 나왔는지? (빅뱅이 이뤄지기 위한 태초의 에너지 소스가 무엇인지)
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[토막 상식]
반물질: 반물질이란 보통의 물질을 구성하는 입자에 대해 반대되는 입자로 구성된 물질을 말한다. 즉, 양성자, 전자, 중성자 등이 보통의 물질을 구성하는 입자라면 그와 반대의 전하를 띤 반양성자, 양전자, 반중성자 등으로 구성되는 물질이다. 실제로 우리가 관측할 수 있는 우주는 대부분 물질만 있고 반물질은 거의 없다. 그 이유는 우주 초기에 반물질이 주변의 물질과 만나 대부분 소멸했기 때문이라고 추측할 수 있다. 그런데 이렇게 되기 위해서는 최초에 물질이 반물질보다 약간 더 많았어야 한다. 그래야 쌍으로 소멸된 이후에도 남은 물질이 현재의 우리 우주를 구성할 수 있기 때문이다. 왜 우주 초기에 물질이 반물질보다 더 많았었는지에 대해서는 여러 연구가 진행 중에 있으며 아직 완전히 알고 있지는 못하다.
(출처: 사이언스 타임스)
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[토막 상식]
급팽창이 먼저인지? 아니면 빅뱅이 먼저인지?: 아래 그림을 보면 급격한 inflation이 진행되는 구간이 보일 것이다. 그 구간을 기준으로 전 시간대를 A, 인플레이션이 끝난 후를 B 라고 보면 우주론자들 사이에서 A와 B 둘 중에 어느 시점을 빅뱅으로 봐야 하는지는 논란의 여지가 있고 합의점이 현재는 없다. 굳이 나누자면 B는 Hot big bang (고온과 엄청난 복사에너지가 존재하는), A는 Cold big bang이다.
Hot bigbang의 의문점: 급팽창 이전에 어떤 것이 있었으며, 무엇이 급팽창을 만들었는지, 앨런 거스는 이에 대해 "급팽창 이론은 급팽창 이전의 우주의 상태에 관해 매우 폭넓은 가정을 허용한다"라고 말하였다.
Cold bigbang의 의문점: 이 이론은 일반적으로 인플레이션장이라고 불리는 스칼라장 형태를 끌어들인 다양한 메커니즘에 근거하고 있다. 여기에는 혼돈 급팽창, 이중 급팽창, 삼중 급팽창, 하이브리드 급팽창, 중력 사용 급팽창, 스핀 급팽창, 벡터장 급팽창, 끈 이론의 막을 사용한 급팽창 등이 있다. 이들은 모두 서로 다른 시작점을 설정하며, 빛보다 빠른 기하급수적 급팽창이 지속된 시간도 서로 다르고, 끝나는 시간도 다르며, 만들어지는 우주의 크기도 크게 차이가 난다.
(출처: 사이언스 타임스)
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암흑 물질과 암흑 에너지 그 설명의 한계
{윤상석, 더 사이언스타임즈 칼럼 참고}
급팽창 빅뱅 모델이 설명하지 못하는 '은하와 은하 군이 흩어지지 못하게 하는 힘=중력'과 '증가하는 우주 팽창 속도 = 척력'을 설명하기 위해 암흑 물질과 암흑 에너지라는 개념을 필요로 한다. 하지만, 결론부터 말하자면 그 어느 누구도 암흑 물질과 에너지를 발견한 사람은 없으며 그저 개념상의 필요에 의해서 만든 것들이다. (암흑물질의 개념 자체는 1930년대 천문학자들이 은하 무리의 무게를 측정하려고 관측을 하다가 기존의 물질 추정량으로는 이해하기 어려운 중력효과를 설명하기 위해 도입)
암흑 물질이 무엇인지 설명하기 전에 우선 광도 질량과 역학적 질량의 개념을 알아야 한다. 우리가 밤하늘에 볼 수 있는 별의 질량을 직접 가서 재 볼 수는 없지만, 그 빛의 세기를 통해서 질량을 추정할 수 있는데 이때 측정되는 것이 광도 질량이다. 관측되는 은하의 운동 속도를 총해 은하단의 전체 질량을 추정한 것은 역할 질량이다.
문제는 역학 질량은 광도 질량보다 400배 정도 무거웠다. 역학 질량은 은하들을 은하단에 잡아두는데 필요한 중력을 통해 구했으므로, 만약 역학 질량보다 훨씬 작은 광학 질량을 은하단의 질량으로 선택한다면, 은하들이 은하단 밖으로 날아가야 한다는 오류가 발생한다.
그리하여 보이지도 않고 빛을 반사하지도 않지만 중력을 만드는 어떠한 물질이 은하와 은하 군이 흩어지지 못하게 만든다고 가정하였고 이를 암흑물질이라 정하였다.
암흑 물질: 빅뱅 이후 남은 입자들로서 양성자의 백배 질량을 가진 중성 미립자 등을 가리킴, 다른 물체와 부딪히지 않으며 빠져나옴 (암흑 물체가 발견되지 않았기에 모두 가정임, 중성미립자이면 안 되는 조건도 아주 많음)
이렇게 되면 또 다른 문제가 우주는 현재 팽창을 하고 있고 밝혀진 바에 따르면 가속 팽창 중이다. 하지만 우주의 빈 공간이 중력을 만들어 내는 암흑물질로 뒤덮여 있으면 우주의 팽창을 가속화시킨 무엇인가 있지 않을까? 이에 만들어낸 요소를 암흑 에너지라고 한다.
1990년대 말 우주가 약 40억 년(우주나이 90억 년쯤) 전부터 점점 더 빨리 팽창(가속팽창)하고 있다는 사실을 알아내면서 이 현상을 일으킬 유력한 원인으로 암흑에너지를 꼽아 그 존재 가능성이 높은 것으로 받아들여지고 있으나 발견된 적은 없다.
현재까지의 관측 결과에 따르면 우주는 일반적 물질이 4%, 암흑물질이 약 23%, 암흑에너지가 약 74%의 비율을 차지하고 있다. 즉 우리가 관측할 수 있는 양성자와 중성자로 이루어진 일반적인 물질(Baryonic Matter)이 관여하는 부분은 4% 이내라는 것. 다시 말해 우주의 전체 질량의 96%가량은 아직 인류가 물리학적인 특성조차도 파악하지 못하고 있다는 뜻이다.
이 모든 가정과 결론을 종합하면 아래의 그림이 탄생한다.
최근 연구결과에 따르면 우주의 나이는 137억 7천만 년 됐다고 한다. 빅뱅 이후 137억 년이 지난 현시점에서 뒤를 돌아보면 정말 오랜 시간이 지난 것처럼 보이지만, 만약에 이 년 수를 달러로 바꾼다고 치면 137억 달러로는 겨우겨우 미국 최신 항공모함 1대를(R&D 비용 포함) 살 수 있는 수준이니 137억 년은 보는 시각을 달리한다면 젊은 축에 속한 것일 수도 있겠다.
어찌 되었든 우리는 그 속에서 치열하게 살아가고 있으며, 모든 인과관계가 명확하진 않지만 밤하늘엔 빅뱅이 남긴 유산들이 우리 눈에 보인다. 그렇다면 균질해야하는 우주에 비균질한 물체들이 생긴 이유는 무엇일까?
다음 파트에서는 엔트로피와 물질의 탄생에 대해 이야기를 이어나가겠다.
<참조한 서적>
본 글은 네이버 블로그에서 발행했던 글입니다. https://m.blog.naver.com/gb145/222802646768
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