0. 목차
- 빛의 속도
- 상대성 이론
- 우주의 팽창
- 빅뱅 이론의 탄생
- 우주의 끝
- 우주의 모양
- '암흑 물질'과 '암흑 에너지'
1. 빛의 속도
밤하늘을 보면 수많은 천체들이 들어온다. 그런데 우리가 '지금' 보고 있는 천체는 '지금'의 모습이 아니다. 밤하늘에 보이는 별은 '과거'의 우주다. 왜 그럴까? 그것은 '빛의 속도'가 유한'하기 때문이다. 지구에서 보는 달만 해도 약 1.28초 전의 모습이다. (빛은 1초에 약 30만 km을 날아가고 지구와 달은 약 38만 4000km 떨어져 있음) 빛의 속도와 빛이 여행한 거리를 생각하여 우주의 탄생에서부터 현재까지를 하나의 그림으로 그리면 다음과 같은 모양이 된다.
아랫부분이 '빅뱅(Big Bang)'의 시작이고 윗부분은 현재의 우주의 크기이다. 가운데에 물방울 모양은 우리가 관측할 수 있는 우주이다. 우리가 '현재'의 우주를 관측할 수 없는 이유는 '빛의 속도'가 유한하기 때문이다.
1-1. 빛의 속도 측정
그러면 빛의 속도를 어떻게 알아낼 수 있었을까? 16~17세기의 과학자 갈릴레이는 광속이 유한하다고 생각하고 실험을 했다. 몇 km 떨어진 두 장소에서 빛의 신호를 주고받아 왕복시간을 계측하려고 한 것이다. 하지만 빛이 몇 km를 왕복하는데 걸리는 시간은 10만 분의 몇 초에 불과했다. 당시에 이처럼 짧은 시간을 잴 수 있는 방법은 없었다.
'광속(빛의 속도)'의 측정에 처음으로 성공한 사람은 덴마크의 천문학자인 '올레 뢰메르(Ole Rømer, 1644~1710)'였다. 목성의 위성 중에는 '이오(Io)'라는 위성이 있다. '올레 뢰메르'는 '이오'가 목성의 그림자에 들어가는 '식(蝕; 한 천체가 다른 천체에 의하여 완전히 또는 부분적으로 가려지는 현상)' 현상을 이용해 광속을 추정하였다. 목성의 위성인 '이오'는 약 42.5시간의 주기로 목성의 그림자에 들어가게 된다. 지구가 목성에 가까울 때는 '식'의 간격이 짧아지고 멀 때는 길어지는데, 르메르는 이 시간차를 이용해 빛의 속도를 측정하였다. 당시 뢰메르가 이 방법으로 추정한 빛의 속도는 초당 약 21만 km였다.
1-2. 천체와 지구의 거리
빛의 속도는 유한하기 때문에 어떤 천체에서 나온 빛은 지구에 오기까지 시간이 걸린다. 태양도 예외가 아닌데 태양과 지구는 평균 약 1억 5000만 km 떨어져 있다. 빛의 속도는 약 30만 km이기 때문에 이를 계산해보면 태양에서 나온 빛이 지구에 이르기까지 약 500초(8분 20초)가 걸리게 된다.
훨씬 더 멀리 있는 천체와의 거리를 측정할 때는 '광년(Light Year)'이라는 단위를 사용한다. '광년(Light Year)'이란 빛이 1년 동안 나아가는 거리를 말한다. '오리온자리 대성운(M42, NGC1976)'는 '우리 은하(Milkyway Galaxy)'에 있는 천체 중 하나인데 '오리온자리 대성운'까지의 거리는 약 1500광년이라고 한다. 또한 우리 은하의 지름은 약 10만 광년이며, '안드로메다 대은하(M31)'은 약 230만 광년 떨어져 있다고 한다. 우리가 지구에서 보는 '안드로메다 대은하'는 약 230만 년 전에 출발한 빛이다. 더 먼 천체일수록 우리가 보는 모습은 더욱 과거의 모습일 것이다.
2. 상대성 이론
2-1. 특수 상대성 이론
'공간(Space)' 자체가 과학이 된다는 사실을 깨달은 사람은 20세기 초의 '알베르트 아인슈타인(Albert Einstein, 1879~1955)'이었다. '아인슈타인'은 '빛에 가까운 속도로 쫓아가면서 빛을 보면 어떻게 될까?'라는 의문을 시작으로 '특수 상대성 이론(Special Theory of Relativity)'을 만들어냈다. '특수 상대성 이론'의 토대가 된 것은 '상대성 원리(Relativity Principle)'와 '광속 불변의 원리(Principle of Constancy of Light Velocity)'였다.
- 상대성 원리(Relativity Principle): 주변에 아무것도 없는 우주선 A가 등속 직선 운동을 하고 있을 때 우주선 안에 있는 사람은 자신이 움직이고 있는지 멈춰있는지 알 수가 없다. 이때 우주선 B가 등속 직선 운동으로 우주선 A에게 가까이 오고 있다고 가정하자. 그러면 우주선 A에서보면 자신이 정지해있고 우주선 B가 가까이 오는 것처럼 보일 것이다. 이처럼 '관성계'에서는 어느 쪽이 멈춰있거나 움직이고 있는지를 정할 수가 없다. 이를 '상대성 원리'라고 한다.
- 광속 불변의 원리(Principle of Constancy of Light Velocity): 아인슈타인 이전에는 공간이나 시간은 절대적인 것이라고 보았다. 하지만 아인슈타인은 빛의 속도가 변하는게 아니라 시간이나 공간이 변한다고 보았다. 이것은 '광속 불변의 원리'라고 한다.
하지만 '특수상대성 이론'은 '관성계(Inertial referenc)'에서만 성립할 뿐 가속하는 장소에서는 성립되지 않는다. '특수 상대성 이론'은 '특수'한 상황에서만 성립하는 이론이었으며, 중력을 다룰 수도 없었다. 이에 아인슈타인은 중력도 포함한 '일반 상대성 이론'을 만들어야겠다는 생각을 하게 되었다.
2-2. 일반 상대성 이론
중력의 개념이 포함된 '일반 상대성 이론(general theory of relativity)'은 1915년부터 1916년에 걸쳐 발표되었다. '일반 상대성 이론'이 나오기 전까지 중력은 '만유인력의 법칙'에 의해 설명되었다. '일반상대성 이론'에서는 공간이 중력에 의해 휘어진다. 또한 빛은 공간을 따라 나아가기 때문에 공간이 휘어지면 빛도 같이 휜다. 1919년의 개기일식 때, 태양의 뒤에서 오는 별빛이 휘어진다는 사실이 실제로 확인되었다. 현재에는 거대한 '은하단(Galaxy cluster)'이나 '퀘이사(Quasar)'에 의해 공간이 휘어져 더 먼 곳의 천체가 관측되는 '중력 렌즈 효과(Gravitational Lensing Effect)' 등에 의해서도 빛이 휜다는 사실이 확인되었다. 지금은 '중력 렌즈 효과'을 이용해 '암흑물질'의 질량과 분포를 조사하는 연구도 진행되고 있다.
당시 '수성의 근일점 이동'이라는 현상이 알려져 있었다. '근일점(Perihelion)'이란 '공전 궤도 가운데 태양에서 가장 가까운 장소'를 말하는 것이다. '수성(Mercury)'은 한 바퀴마다 '근일점'이 조금씩 어긋나는 현상이 일어났는데, 이는 '만유인력의 법칙'에 의한 계산과 달랐다. 반면 '일반 상대성'이론에서는 '수성의 근일점 이동'을 정확하게 계산할 수 있었다.
2-2-1. 중력 렌즈 효과'란 무엇인가?
아인슈타인의 상대성 이론에 의해 예측된 현상 중에는 '중력 렌즈 효과'가 있다. '중력 렌즈 효과(Gravitational Lensing Effect)'란 어떤 천체에서 나온 빛이 지구에 도달할 때, 중간에 있는 어떤 다른 무거운 천체에 의해 휘어져 렌즈와 같은 효과가 나타나는 현상이다. 렌즈처럼 빛이 모아지기 때문에 원래는 보이지 않을 먼 곳의 천체가 보이기도 하고, 또는 천체의 상이 일그러지거나 갈라져 보이기도 한다.
이론상의 것으로만 짐작되던 '중력 렌즈 효과'가 확인된 것은, 1979년에 '퀘이사 0957+561A, B'라고 불리는 천체를 발견하면서부터이다. '퀘이사 0957+561 A, B'는 아주 비슷한 특징을 가진 두 퀘이사가 나란히 합쳐진 것으로 생각되었다. 하지만 영국의 천문학자 '데니스 윌시(Dennis Walsh, 1933~2005)' 등이 자세히 분석한 결과, 그 둘은 완전히 같은 천체일 가능성이 높다는 사실을 알게 되었다. 더욱이 그 직후에는 퀘이사의 바로 앞에서 렌즈의 역할을 하고 있는 은하도 발견되었다. 이로써 '퀘이사 0957+561A, B'는 각각 다른 천체가 아니라, 하나의 퀘이사가 '중력 렌즈 효과'에 의해 둘로 갈라져 보이고 있었음이 확정되었다.
3. 우주의 팽창
일반 상대성 이론이 등장한 이후 과학자들은 우주가 불변의 존재인지 변화하는 존재인지에 대해서도 생각하기 시작했다. 우주를 팽창시키는 힘과 축소시키는 힘의 균형에 의해 우주의 운명이 결정된다는 사실을 '일반 상대성'이론이 그려냈기 때문이다. 하지만 실제 우주는 오랫동안 믿어온 영구불변의 우주와는 달리 전혀 다른 모습이었다. 우주가 팽창하고 있다는 사실을 처음으로 발견한 사람은 '윌슨 산 천문대'에서 은하 연구를 하고 있던 '애드윈 허블(Edwin Hubble, 1889~1953)'이었다. '애드윈 허블'은 '먼 은하일수록 빠른 속도로 멀어지고 있으며 그 속도는 거리에 비례한다'는 '허블의 법칙(Hubble's law)'을 발견하였다. 우리는 이를 '우주 공간이 팽창한다'고 생각함으로써 이해할 수 있다.
그런데 사실 '에드윈 허블' 이전에 '조르주 르메트르'가 우주의 팽창과 빅뱅 우주론을 최초로 발견하였다. 그래서 이 점을 인정해 2018년에 '허블의 법칙'의 이름은 '허블-르메트르 법칙'으로 바뀌게 되었다.
3-1. 우주의 팽창'에서 팽창하는 것은 무엇인가?
그러면 우주 공간의 팽창에서 팽창하는 것은 무엇일까? 원자일까? 은하일까? 그리고 우리의 몸도 팽창을 할까? 만약 모든 것이 같은 비율로 팽창한다면, 그것은 팽창하지 않는 것과 마찬가지이기 때문에, 누구도 깨닫지 못한다고 생각된다.
우리의 몸이나 주변의 물체는 원자로 되어 있다. 원자는 중심에 전하를 가진 '원자핵(Atomic Nucleus)'을 가지고 있고, 그 주위에 음전하를 가진 '전자(Electron)가 분포하는 구조를 가지고 있다. 원자핵과 전자는 전기적인 인력으로 서로 당겨서 원자의 형태를 유지하고 있다. 이 인력은 매우 단단하다. 우주 팽창은 원자에도 영향을 미칠 텐데 그 힘은 극히 적어서, 전기적인 인력에 의한 결합을 떼어내는 데는 아주 부족하다. 그래서 원자는 우주 팽창에 의해 팽창하는 일은 없다. 우리의 몸이나 주변의 물체도 원자끼리 결합해 있으며, 우주 팽창에서 팽창하는 일은 없다.
태양계도 우주의 팽창으로 팽창하는 일이 없다. 예컨대 태양과 지구는 중력으로 이어져 있는데, 이 결합을 떼어낼 정도의 영향력의 우주 팽창에는 없다. 마찬가지 이유로 '은하(Glaxy)' 자체나 '은하단(Galaxy Cluster)'도 팽창하지 않는다. 결국, 우주 팽창의 효과가 눈에 띄게 나타나는 것은 '서로의 중력의 영향이 무시될 수 있는 그러한 천체 사이의 거리'라고 할 수 있다. 충분히 떨어진 은하끼리, 또는 은하단끼리는 우주 팽창에 의해 거리가 멀어지는 셈이다.
4. 빅뱅 이론의 탄생
우주가 팽창한다는 사실이 알려진 후, 우주의 역사를 거슬러 올라가 우주의 시작에 관해 생각하기 시작한 사람은 미국의 '조지 가모프(Gerge Gamow, 1904~1968)'였다. '조지 가모프'는 현재 우주가 팽창하고 있다면 과거에는 더욱 작은 우주가 있을 것이고 최초에는 초고온 초고압의 극소 우주가 있을 것이라고 생각했다. 그리고 그는 우주에 존재하는 '수소(H)'나 '헬륨(He)' 등의 물질은 최초의 고온 고압 우주가 기원이라는 '알파, 감마, 베타 이론'을 제창했지만 처음에 우주의 시작이 있다는 가모의 주장에 대해 저항이 심했다. 그래서 조롱하는 의미를 담아 '빅뱅(Big Bang)' 이론이라는 이름을 붙인 것이다.
하지만 우주 초기의 고온 우주의 흔적인 '우주 배경 복사(cosmic background radiation)'가 발견되면서 '조지 가모프'의 생각이 옳았음이 증명되었다. '우주 배경 복사'는 처음에 미국의 '아노 펜지어스(Arno Penzias, 1933~)와 '로버트 우드로 윌슨(Robert Woodrow Wilson, 1936~)'에 의해 우연히 발견되었고, 그 후 COBE 위성, WMAP 위성, '플랑크(plank)' 위성의 관측에 의해 우주 초기의 모습이 점차 더 자세히 밝혀졌다. 앞으로도 중력파 등 다른 새로운 관측 수단이 정착되면 탄생 직후의 우주의 모습을 더 정확하게 알아낼 수 있을 것이다.
5. 우주의 끝
우주에 관심이 많은 사람이라면 우주의 끝은 어떻게 되어있을지 궁금할 것이다. 이에 대한 답은 '우주 끝의 너머에는 시간도 없고 공간도 없는 무의 상태이다.'라는 답과 '우리가 보는 우주 끝의 너머에는 틀림없이 우주가 펼쳐져 있다.'라는 대답이 있다. 어떻게 하나의 질문에 두 개의 대답이 있을 수 있을까?
물방울 모양으로 그려진 우주를 생각해 보면 빅뱅 이전의 우주는 없으므로 즉, 우주의 끝은 존재하므로 시간도 공간도 없던 우주의 바깥에는 아무것도 없다.'는 대답을 할 수 있다. 한편 빛의 속도가 유한하므로 우리가 볼 수 없는 우주도 있을 것으로 생각된다. 이 경우 '우리가 보는 우주 끝의 너머에는 틀림없이 우주가 펼쳐져 있다.'라는 대답을 할 수 있다.
그런데 사실 우주에는 '끝'도 없고 '중심'도 없다. 아래에 그려진 '우주도'에서는 '지구에서 우주를 봄'을 축으로 그렸지만 지구에서 멀리 떨어진 천체를 중심으로 '우주도'를 그릴 수도 있다. 따라서 우리는 '우주에는 특별한 장소도 없고, 공간은 한결같이 펼쳐져 있으며, 물리적인 성질도 장소에 따라 바뀌지 않는다.'는 '사고방식'을 가질 수 있다. 우리는 이러한 사고방식을 '우주 원리(cosmological principle)'라고 한다.
6. 우주의 모양
그러면 우주는 어떤 모양일까? 현재의 우주론에서는 우주의 모양에 대해 3가지 가능성이 제시되어 있다. 일정한 곡률을 가진 우주 모델은 다음 세 가지중 하나가 된다.
- 닫힌 우주(Positively Curved): 곡률이 플러스 값을 가지는 경우, 우주는 '닫혀 있다'고 하며, 그 끝은 없지만 넓이는 유한하다. 3차원 공간을 2차원의 면으로 나타내면 구체가 된다. 지구의 표면이 유한하지만 끝은 없는 것처럼, 닫힌 우주도 유한하지만 끝은 없다. (삼각형 내각의 합은 180°보다 커진다.)
- 열린 우주(Negatively Curved): 곡률이 마이너스 값을 가지는 경우, 우주는 '열려 있다'고 하며, 그 넓이는 무한하다. 3차원 공간을 2차원의 면으로 나타내면 말 안장과 같은 쌍곡면이 된다. (삼각형 내각의 합은 180°보다 작아진다.)
- 평탄한 우주(Flat): 곡률이 0인 경우, 우주는 평평하다고 하며, 그 넓이는 무한하다. 3차원 공간을 2차원의 모양으로 나타내면 무한히 퍼지는 평면이 된다. (평행하는 두 직선은 교차하지 않으며 삼각형 내각의 합은 180°가 된다.)
7. '암흑 에너지'와 '암흑 물질'
우주에 존재하는 에너지와 물질 가운데 74%가 '암흑 에너지(Dark Energy)', 22%가 '암흑 물질(Dark Matter)', 나머지 4%가 일반적인 원소로 밝혀져 있다.
7-1. 암흑 에너지
'우주의 팽창률'를 말하는 '허블 상수(Hubble constant)'는 시간 가면서 시시각각 변하고 있다. 팽창률은 언제나 작아지지만, 감소하는 방식은 우주에 포함되어 있는 것에 따라 여러 가지이다. 우주에 물질이 전혀 없는 경우, 팽창은 1이던 길이가 일정한 시간마다 1.05, 1.10, 1.15... 이런 식으로 길어진다. 이를 '등속 팽창'이라고 한다. 한편, 팽창률은 1.05÷1=1.05, 1.10÷1.05=1.0476, 1.15÷1.10=1.0455, 1.20÷1.15=1.0434...처럼 시간과 더불어 감소한다.
하지만 우주에는 물질이 존재한다. 그래서 물질끼리 작용하는 중력에 의해, 팽창률의 감소는 물질이 없는 경우보다 뚜렷할 것이라고 생각되었다. 그런데 1998년, 어떤 종의 '초신성(Supernova)'을 이용해 측정된 은하의 거리에서 팽창률의 감소는 물질이 없는 경우보다 더 낮다는 사실이 밝혀졌다. 다시 말해, 물질의 인력을 넘는 반발력이 존재한다는 것이다. 이 반발력의 근원에 과학자들은 임시로 '암흑 에너지(Dark Energy)'라는 이름을 붙였다. '암흑 에너지'의 정체에 대해서는 아직 완전히 밝혀지지 않았다.
7-2. 암흑 물질
우주에는 엄청나게 많은 은하가 있다. 그런데 이 은하들은 무질서하게 분포되어 있지 않다. 은하가 밀집되어 있는 부분이 있고, 반대로 은하가 거의 없는 부분이 입체적인 그물눈 같은 구조를 만들고 있다. 이를 '우주의 대규모 구조(Large Scale Structure of The Universe)'라고 한다.
그러면 우주는 왜 이런 모양으로 분포해 있을까? 우주가 그물눈 모양으로 분포하게 된 이유가 바로 '암흑 물질(Dark Matter)' 때문이다. 원래 초기 우주에는 암흑 물질이 균일하게 분포되어 있었지만 역사가 지나감에 따라 '불균일함'이 성장해서 오랜 세월을 거쳐 입체적인 그물눈 같은 구조를 만들어냈다. 과거 균일하고 단순한 구조의 우주에서 현재의 불균일하고 복잡한 구조의 우주로 변하는 것이다. 암흑 물질이 비교적 많이 모인장소에서는 그 강한 중력에 의해 주의에서 가스가 모이고, 그들 가스가 마침내 별을 만들고 은하로 성장했을 것으로 생각된다. 아래 그림에서 푸른 실가닥 구조는 물질(주로 암흑 물질)을 나타내고 이들 사이에 있는 빈 공간은 '거시 공동(void)'을 나타낸다.