시간의 역사 2 (스티븐 호킹)

<시간의 역사 2 >, 스티븐 호킹 지음  책의 뒷 부분은 필자의 이해 한계를 크게 뛰어넘어 일부만 소개합니다. 관심 있는 분만 읽어 보시기 바랍니다. 1. 불확정성 원리 맥스웰에 의해서 빛이 전자파의 하나임이 밝혀진 후, 과학자들은 뜨거운 물체에서 나오는 빛의 복사에너지(파동)는 연속적인 주파수 분포를 보여야 한다고 생각했다. 그러나 관찰 결과는 예상과 달랐다. 이 명백한 오류를 피하기 위해서 독일의 과학자 막스 플랑크는 1900년에, 뜨거운 물체에서 나오는 에너지 복사(스펙트럼)는 연속적이 아니고 양자(quantum)라고 부르는 특정한 다발의 형태로 비연속적으로만 방출된다고 주장하며 그는 실험결과를 훌륭하게 설명할 수 있었다.  이 때 그 빛의 방출에너지는 hf( h는 플랑크 상수, f 는 빛의 주파수를 말함)라는 것이었다.( 필자 주 ) 플랑크의 가설은, 맥스웰이 발견한 빛의 파동성과는 상충되는 것이다. 플랑크의 양자가설은 빛이 파동이지만, 어떤 경우에는 마치 입자로 구성되어 있는 것처럼 움직이며. 다발 혹은 양자들의 형태로만 방출되거나 흡수될 수 있다는 것이었다. 그 후, 빛의 입자적 성질은 아이슈타인이 광전효과(photoelectron effect)를 설명함으로써 입증되었다.(그 공로로, 플랑크와 아인 슈타인은 각각 노벨상을 수상했다) 한편, 1926년 독일의 베르너 하이젠베르크는 그의 유명한 불확정성 원리(uncertainty principle)를 발견했다. 그가 발견한 것은 관찰자가 한 입자의 위치를 보다 정확하게 측정하려고 시도하면 할수록 그 속도(운동량)는 그만큼 덜 정확하게 측정되며 그 역도 성립한다는 것이었다. 이를 수식으로 표현하면; 입자의 위치의 오차 x 입자의 속도(운동량)의 오차 = > 플랑크 상수(h)가 된다.  하이젠 베르크의 불확정성 원리는 입자들이 어떤 면에서 파동과 흡사하게 움직인다는 것을 함축하고 있으며 플랑크의 양자가설을 설명할 수 있다. 그역시 노벨상을 수상했다. 플랑크의 가설은 1923년 프랑스의 드 브로이가 물질은 입자와 파동의 이중성(duality)을 가지고 있다는 것을 발견함으로써 더욱 정당화 되었다. 예를 들어, 두 개의 좁다란 틈이 나란히 나 있는 칸막이를 향해 빛 혹은 일정한 속도를 가진 전자를 방출시키면 양 쪽의 경우 모두, 칸막이 뒷 쪽에 장착한 스크린에 줄무늬의 간섭 패턴이 니타난다는 것이 실험적으로 증명 되었다. 입자로 생각되는 전자가 경우에 따라서 빛처럼 파동성을 가지고 있다는 의미다. 단, 하나의 틈만을 가진 칸막이를 통과한 전자들은 스크린에 줄무늬가 나타나지 않는다. 불확정성 원리는 이 세계의 근본적이며 피할 수 없는 특성이다. 그 후, 이 원칙을 기반으로 에르빈 슈뢰딩거, 폴 디랙 등에 의해 새로운 이론으로 양자역학(quantum mechanics)이 정립되었다. 양자역학은 하나의 관찰에 대해서 단일하고 분명한 결과를 예측하지 않는다. 대신에 여러가지 가능한 결과를 예측하고 , 각각의 결과에 대한 확률에 대해서 이야기 해준다. 전자와 같은 입자들이 어떤 면에서 파동과 흡사하게 움직인다는 것은 그 입자들이 분명한 위치를 점하지는 않지만 특정한 확률분포로 확산되어 있다는 뜻이다. 우리는, 수소 원자핵 주위를 도는 전자를 파동으로 생각할 수 있으며 동시에 양자화되어 특정하게 허용된 궤도와 에너지 준위만을 가지게 된다. 이 개념은 더 큰 원자의 구조에까지 연장될 수 있다.(필자 주) 이처럼, 양자역학은 파동과 입자 사이의 이중성으로 세계를 관찰한다. 양자역학은 현대 문명과 기술의 꽃인 반도체와 집적회로의 기본원리를 지배하며 현대 화학과 생물학의 기반을 이루고 있다. 아인슈타인의 일반상대성 이론은 양자역학의 불확정성 원리를 고려에 넣지 않았다. 그것은 우리가 일상적으로 경험하는 중력장이 매우 약해서 이론과 관찰이 잘 일치했기 때문이다. 그러나 빅뱅이나 블랙 홀과같은 매우 작은 특이점(무한한 밀도의 점)에서는 양자역학의 효과가 중요해 질것이다. 우리는 아직까지 상대성이론과 양자역학을 하나로 통일시키는 완전하게 일관된 이론을 가지고 있지 못하다. 호킹박사는 1970대 초부터 일반상대성이론과 양자역학을 결합하는 '양자중력이론'의 수립을 통한 우주 탐색에 매진했다.  2. 블랙홀 1925년 볼프강 파울리에 의해서 유명한 배타원리(Pauli's exclusion principle)가 발표되었다. (그도 노벨상을 받았다) 파울리의 배타원리란 두 개의 비슷한 입자가 같은 상태에 있을 수 없다는 것이다. 즉, 두 입자는 불확정성 원리에 의해서 주어지는 한계 내에서 , 같은 위치와 속도를 가질 수 없다는 뜻이다.  이 원칙에 의해 . 쿼크( 양자 중성자를 만드는 최소 소립자)들이 , 명확하게 정의된 양성자와 중성자 혹은 원자를 형성하는 것이 가능하게 된다. 이 원칙이 없다면 쿼크들은 모두 붕괴해서 거의 균일한 밀도의 .수프'가 되어 버렸을 것이다. 물론, 오늘날의 지구는 없을 것이다. 최초 블랙홀의 개념은,1783년에 영국의 존 미첼에 의해 정립되었다. 그는, 충분한 질량과 밀도를 갖춘 별은 강한 중력장을 가지기 때문에 빛조차도 그 별을 빠져나오지 못할 것이라고 주장했다. 방출되는 모든 빛은 인력에 의해서 다시 이끌리게 되기 때문이다. 모든 별들은 생명의 주기를 가진다. 엄청난 양의 가스(대부분 수소)가 자체의 인력 때문에 응축하면서 별(태양)이 형성된다. 이 때 가스 입자들이 서로 가까워지면서 이들 간의 충돌 에너지가 점점 커지며 결국 수소원자들의 융합에 의해 헬륨이 형성된다.  그결과, 수소폭탄과 같은 핵 융합 열에 의해 별( 태양)은 뜨겁고 빛나게 된다. 별들은 이러한 상태로 핵반응에서 나오는 열과 중력의 인력이 균형을 이루면서 오랜 기간 안정을 유지한다. 그러나 언젠가는 별은 수소나 헬륨 등 모든 핵연료를 소비하게 될 것이다. 태양의 경우 앞으로 약 50억 년 동안 사용할 연료를 가지고 있다. 별은 모든 연료를 소비하고 나면 냉각되면서 수축하기 시작할 것이다. 인도출신의 찬드라 세카르(노벨상 수상자)는 냉각하는 별들의 수축 과정을 다음과 같이 설명했다: 별의 크기가 작아질수록, 물질입자들은 서로 가까워질 것이고 파울리의 배타원리에 따르면 그 입자들은 서로 다른 속도를 가질 것이고 이것은 팽창하는 경향을 가질 것이다.  따라서, 별은 중력의 인력과 배타원리에서 비롯된 반발력 이 서로 균형을 - 그 이전 단계에서 열과 중력이 균형을 이루었던 것과 똑같이- 이루는 크기로 유지될 것이다. 그러나 상대성 이론( 모든 입자는 빛의 속도를 초과할 수 없다)에 의하면 배타원리에 의한 반발력은 충분한 밀도에 의해 발생하는 중력의 인력보다 작을 것이다.  찬드라세카르는 태양 질량의 대략 1.5배(찬드라세카르 한계) 이상인 죽은 별은 자체 중력을 지탱하지 못할 것이라고 계산했다. 만일 어딴 별의 질량이 찬드라세카르 한계보다 작으면 그 별은 수축을 멈추고 수천 마일의 반경을 가진 백색왜성(white dwarf)으로 정착하게 될 것이다.  실제로 이러한 백색왜성은 무수히 관측되었다. 전자가 아닌 중성자와 양성자 사이에서 작용하는 배타원리의 반발력에 의해서 지탱되는 별들은 중성자 별이라고 부른다, 반경은 불과 10마일 정도지만 밀도는 1 세제곱 인치당 수억 톤이나 된다. 이 별도 실제로 발견되었다.  배타원리가 찬드라세카르 한계보다 질량이 큰 별의 붕괴를 정지 시킬 수 없다는 것은 블랙혹의 존재를 암시하는 것이었다. 별의 중력장은 시공 속에서의 광선의 경로를 원래의 경로로 부터 바꾸어 놓는다.  별이 특정한 임계 반경 이내로 줄어들면, 표면의 중력장이 너무 강해져서 빛은( 그 아무것도) 더 이상 별 표면을 빠져나오지 못하게 된다. 따라서 그 별은 그곳을 빠져나와 멀리 떨어진 관측자에게 도달할 수 없는 사건(event)의 집합, 즉 시공의 영역을 가지게 되며 , 그 영역을 블랙홀이라고 부르는 것이다.   일반상대성이론에 의하면 움직이고 있는 무거운 물체(지구처럼)는 중력파(공간 곡률상의 파문)를 만들며 빛의 속도로 퍼질 것이다. 중력파가 발생하면 그것이 방출된 물체들에서 에너지를 빼앗는다. 그 양은 극히 미소하지만 , 오랜 시간이 지나면 결국에는 정상상태에 이를 것이다. 예를 들면. 지구도 태양에 점점 가까이 접근하고 있으며 약 10의 27승 년 후(영겁의 세월)에는 더 이상 태양 주위를 돌지 못할 것이다. 실제로, 중력파를 방출하며 에너지를 잃고, 서로 나선을 그리며 접근하고 있는 두 개의 중성자 별 (pulsar)이 관측되었다. . 그 밖에도 블랙홀의 존재를 뒷받침하는 많은 관측 증거가 확인 되었다. 오늘날, 우리의 눈에 보이는 별들의 수는 우리 은하에만 1000억 개에 이른다. 과학자들은 눈에 보이지 않는 블랙홀들이 별들의 수보다 많을 것으로 생각하고 있다. 별들의 질량만으로는 은하의 회전을 설명하기에 불충분하다.  우리의 은하의 중심에는 태양 질량의 약 10만 배에 달하는 훨씬 더 큰 블랙홀이 있다는 증거를 가지고 있다. 또한, M87이라고 불리는 또 다른 은하에는 태양 질량의 20억 배에 달하는 블랙홀이 있다는 증거도 가지고 있다. 아인슈타인의 일반상대성이론은 빅뱅 순간이나 혹은 블랙홀 속에 들어있는 특이점에서 시공은 종말을 맞을 것이라고 예견했다. 블랙홀 속으로 떨어져 들어가는 모든 물질은 특이점에서 파괴될 것이고 블랙홀 주위의 중력장은 너무 강해서 인근 별로부터 물질을 벗겨낸다. 양자효과를 고려에 넣는다면 블랙홀은 (흑체 복사처럼 감마선, 엑스 선을 방출할 것이다. 필자 주 ) 그 내부의 특이점과 함께 증발해서 완전히 사라질 것이다. 그 과정에서도, 열역학 제 2법칙은 유지된다. 블랙홀의 형성과정에서의 엔트로피 감소는 방출된 복사의 엔트로피에 의해 충분히 보상되기 때문이다. *                                 하이네(m choi)