대폭발과 거품론의 우주생성이론

[신으로]

대폭발과 거품론의 우주생성이론

1. 대폭발 우주론 (big bang universe)

4반세기정도 계속 지지를 받아온 대표적인 우주론. 천체의 대부분은 그 구성물질의 23∼27%가 헬륨으로 구성되어 있다. 이 사실에서 우주는 대략 25%가 헬륨으로 이루어져 있다고 추정된다. 헬륨은 수소의 핵융합에 의해 만들어 지는데 이것만으로는 지금의 양과 큰 차이가 생긴다. 그래서 관측된 헬륨의 양은 대폭발설의 강력한 근거가 되고 있다.

다른 하나는 배경복사로 모든 방향에서 거의 같은 밀도로 관측된다. 그 전파의 각 파장당 강도도 대폭발설이 나타내는 수치와 일치했다. 모든 방향에서 관측되었기 때문에 우주 그자체에서 발생했다고 할 수 있으며 배경은 모든 장소를 의미한다. 절대적 진공에서 한 점의 원형적 잠재력이 나타나 생성 순간에 모든 물질, 차원, 에너지와 시간을 폭발하며 배출했다. 그리고 폭발 순간 모든 힘과 물질은 구분할 수 없었다. 우주가 팽창하고 식어감에 따라 물질과 힘이 떨어지고 갈라진 뒤로는 다시 합쳐지지 않았다.

이 격변을 일으킨 힘 역시 산산이 갈라졌고 새로이 쪼개어지면서 쿼크와 경입자를 형성했다. 그리고 이 입자들은 힘들과 영원히 결합되었고 이 힘 가운데 셋은 원자 가운데 있다. 이들 가운데서 가장 힘이 센 것이 원자핵 구성입자들의 성분---양자와 중성자들을 만드는 쿼크---들을 묶어 주는 강핵력이다. 그 보다 1000배 약한 것이 전자기력으로 원자핵 주변의 전자들을 지배한다. 이힘은 전파와 광파의 원인이 된다. 그보다 100배약한 것이 약핵력으로, 이 힘은 중성자들을 서서히 무너뜨리는 방사성붕괴를 일으킨다. 이상은 벡터 보존에 의해 보존되는데, 글루온이라는 보존의 일종이 강핵력을 낳고, 광자는 빛의 성분으로 전자기력을 낸다.

중력은 제일 약한 힘으로 강핵력보다 1038배나 약하다. 아직 탐지되지 않은 벡터 보존이 중력자이고 이론상으로 중력을 일으킨다. 중력은 큰 질량에서만 작용하므로 원자 내부에는 의미 있는 영향을 끼치지 않는다. 그러나 '특이점'이라는 개념과 배경 복사의 균질성을 적절히 설명하지 못했으며 대폭발설은 우주속 공간의 본질에 대하여 평면성을 설명하기위하여 공간을 구체의 표면이 아니라 평평한 탁자의 표면과 같다고 간단히 치부했다. 또한 별이나 은하의 생성을 설명할 수 없었다. 다음은 우주 생성의 과정을 역순으로 배열한 것이다.

<우주의 나이>

10억년 퀘이사 형성 시작

50만년 소립자들이 모여 원자 형성

10만년 복사와 물질이 갈라짐

3분 강핵력이 양자와 주성자가 결합

온도 섭씨 2천억도 정도

중성자와 양자 생성

우주가 태양계만큼 팽창, 4개의 힘의 통일

작은 Black hole의 형성

우주는 핸드볼공 크기, 온도는 1027K

우주의 크기 10-24cm 에너지 응결 시작

플랑크 벽

2. 거품 우주론

한 세대동안 대폭발론은 단단히 제 구실을 해 왔으나 앞에서 밝힌 문제점때문에 다른 우주론들이 주목받고 있다. 그 중의 하나로 대표적인 우주론이 거품우주론이다. 1981년 시작된 이 우주론은 대폭발설의 문제점을 거의 제거한다. 그러나 다른 한편으로는 전혀 다른 문제를 일으킨다. 그 바닥에는 허공에 떠있는 풍선과 마찬가지로 부풀어 오르는 거품에서 하나가 아닌 여러개의 우주가 생겼다는 관념이 깔려있다. 그리고 또한 이러한 관념은 인플레이션의 개념과 연결되어 있다. 인플레이션이란 대폭발 직후 우주 나이 10-36 초경 우주의 팽창 속도가 비정상적으로 빨라진 현상을 의미한다. 이 인플레이션에 의해 현재 우주의 균질성과 균등성이 설명되는 것이다.

인플레이션은 우주가 소립자 정도의 크기였을 때 시작되었으며 이는 짧은 시간내 양자 요동을 무한히 크게 함으로써 진공으로부터 우주를 탄생시키는 방법을 제시한다. 양자 요동은 양자 역학적인 불확정성 때문에 일어난다. 예를 들어 우리가 전자의 위치에 대해 얘기할 수 있는 것은 그것이 어떤 위치에 있을 확률뿐이다. 불확정성 관계에 있는 짝을 공액 변수(conjugate vanable)라 하는데 에너지와 시간이 그와 같은 관계이다. 위에서 궁극적으로 말하고자 하는 것은 물질이 적당한 시간 t동안 적당히 작은 공간 내에 존재할 수 있음이다.

1970년대 초 뉴욕 주립 대학의 타이런(Ed Tyron)은 만약 에너지가 0이면 원칙적으로 양자 요동은 계속된다고 주장했다. 중력의 작용으로 중력장에 에너지가 축적될 때, 아인슈타인의 질량-에너지 등가 원리에 의해 물질이 양(+)에너지로 표현되면, 중력장에는 음(-)에너지가 축적된다고 보아 우주의 순 에너지는 0이 된다는 것이다. 그의 이론을 인정하면 만물은 무로부터 양자요동을 거쳐 탄생한다는 결론에 다다른다. 양자 우주론은 무로부터 수많은 우주가 창조될 수 있다는 가능성을 제시한다.

다른 우주의 존재 가능성을 연구하는 구스(Alan Guth)는 우주의 창조에서 에너지가 0이라면 그리 큰 질량이 필요하지는 않으나 고밀도와 초고온이 필요한데 대부분의 경우 이때 인플레이션을 일으키지 못하고 블랙홀이 되고 만다고 밝혔다. 그러나 압축된 공간이 모든 시공에 대해 직각 방향, 즉 4차원적인 팽창을 하면 우주가 생성된다. 태초에 에너지화된 점들이 고르지 않게 혼합되어 있었고 그 점 하나하나가 천조의 조배보다 더 뜨거운 온도를 지니고 있었다. 열기로 인하여 그 점들은 대단히 빨리 팽창하여 또한 급속히 냉각되었다. 이 현상은 10-43초의 플랑크 벽을 조금 지나서 일어난다. 그때 이미 중력은 다른 세 힘에서 떨어져 나온 뒤다.

그 초냉각대들은 하버드대 물리학교수 시드니 콜먼(Sidney Coleman)이 거짓진공이라 이름붙인 특성을 갖고 있다. 문제의 거짓진공은 에너지를 끌어들이며, 그 과정이 시작되고 약 10-35초후에 그 초냉각대들은 방대한 에너지의 반격을 받고 폭발하여 거품을 이루고 그 하나가 독자적인 우주가 된다. 거짓진공은 영하로 뚝 떨어진 냉각된 물에 비길 수 있다. 물은 한순간 액체의 상태로 있다가 재빨리 결정을 이루어 얼음이 된다. 초냉각대 역시 한 순간 교란되지 않은 상태로 있을 수 있다. 만들어진 거품들이 식기 시작할 때, 전자기력과 약핵력이 떨어져 독립된 실체를 만든다.

그 거품 가운데 하나---우리우주---의 안에 있는 에너지가 응어리지면서 경입자및 쿼크같은 입자가 생성되기 시작한다. 이 팽창기의 끝, 태초이후 10-32초에 우리 우주는 모든 별, 은하계, 행성과 모든 것을 구성할 물질을 품고 있으며, 그 크기는 사과만하다. 이 시점에서부터는 일반적인 거품 시나리오를 물려받는다. 거품이론이 주목받는 이유로 우선 우주 팽창기에 우주는 대폭발설에 명시된 것보다는 훨씬 느리게 발달했다. 그에 따라 물질은 시간을 두고 발달하여 고르게 혼합되었고 동일한 온도에 도달했으며 우주 전역에서 균질적인 복사작용을 일으킬 수 있었다. 그 뿐아니라 거품이론은 자의적인 가설이 아닌 자연법칙으로 우주의 평면성을 설명할 수 있다. 거품 하나가 오늘날우주크기로 자랄 동안 큰 구체의 표면이 평면으로 보이듯이 평면으로 퍼져나갔다.

프린스턴 대학의 젊은 천체 물리학자 리처드 고트(J.Richard Gott)의 가설에 의하면 우리들의 우주란 대단히 크면서도 한정된 밀도의 뜨거운 액체속의 거품처럼 무한수의 우주들 가운데 하나일 뿐이며 그의 계산에 따르면 우주 하나하나가 팽창의 각도에서 본다면 열려있고 무한하며 영원히 식지 않고 커진다. 이 거품들은 빌렘 데 지터의 이름을 딴 이른바 데 지터 공간에서 형성되었다. 데 지터는 1917년 처음으로 언제나 팽창하고 있는 곡면의 무한 우주를 서술하고 있는 아인슈타인의 일반 상대성 장방정식에 대한 구체적 해답을 연구하기 시작했다. 데 지터의 팽창우주에서는 어느 개별적인 점도 다른 점과는 서로 멀어지려는 경향이 있고 그 분리 속도는 점차 늘어 간다. 고트의 거품우주에서는 최초의 거품이 그를 에워싸고 있는 데 지터 공간에서 거침없이 틀 지워진다.

그런 중에 특이점이 제거된다. 그 설명으로 방대한 우주는 동질적인데 그러려면 팽창초기의 우주가 한 순간이라도 모든 부분이 다른 모든 부분과 직접 또는 근원적으로 서로 연관되었을 때에 만 생길 수 있다. 표준적인 대폭발설에 의하면 초기 우주의 각 부분은 이어지지 않았다. 팽창이 시작되었을 때 그들 사이의 거리가 너무 멀어 빛이 왕래할 수 없었기 때문이다. 팽창우주론과 마찬가지로 고트의 모델에서도 짧기는 하나 밀도의 정지국면이 있고 이시간에 우주의 모든 부분이 인과적으로 서로 연관을 짓게 된다. 그 사이에 거칠고 들쭉날쭉한 점들을 쓰다듬어 동질적인 우주를 만들게 된다.

그러나 고트의 우주론에는 특이점이 있어 호킹복사를 초기우주에 적용하고 있다. 고트는 중력과 양자역학의 상호작용에 주목했고 Black hole을 둘러싼 사건의 지평선에서는 끊임없이 열복사를 하고 있다는 결론을 내렸다. 그리고 호킹복사가 배경복사를 설명한다는 가설에 도달했다. 그런데 지터 공간의 중요한 성질 중 하나가 사건의 지평선과 호킹복사가 가득한 것이라고 주장한다. 2개의 점이아주 멀리 그리고 대단히 빨리 떨어져나가 그 사이를 광선이 도달할 수 없다고 하자. 그러면 두 점 사이에 사건의 지평선이 일어난다. 거품우주론의 문제로는 우주가 된 거품안에 물질 덩어리들이 어떻게 응결하여 은하계와 별들을 이루었는지 정확히 설명하지 못한다. 그리고 일부 물리학자들은 동시에 여러개의 우주가 생겼다는 가설을 놓고 어리둥절하고 있다. 상식으로 따지면 분리된 우주들은 절대 만날 수 없지만 일부 파격적인 과학자들은 팽창속도가 내려가다가 중지하게 되면 일부우주들은 서로 합칠 수 있으리라고 믿는 것이다.

헬륨 문제, 우주 배경복사, 대폭발 이론

1961년 브란스(Carl Brans)와 디키(Robert Henry Dicke, 1916­1997)는 일반상대성 이론보다는 마흐의 법칙의 관점에 더욱 충실한 새로운 중력이론을 시도했다. 헝가리 물리학자 롤란드 폰 외트뵈슈(Roland von Etvs, 1848­1919)와 그의 공동연구자들은 1888년에서 1922년까지 행한 정밀한 실험을 통해 중력 질량과 관성 질량의 비를 108의 비율까지 정확하게 측정했다. 브란스와 디키는 이 비율에 대한 측정을 1011 이하 수준으로 향상시켰다. 무엇보다도 브란스와 디키는 여기서 중력 상수가 시간에 따라 변화한다고 주장한 폴 디랙의 주장을 다시 부활시켰다. 1937년 디랙(P.A.M. Dirac, 1902­1984)은 우주의 질량, 중력 상수, 우주의 허블 나이 등의 세 기본 우주 상수가 서로 연관되어 있다는 것에 주목하고 이 거대 수 가설(Large Number Hypophesis)에 바탕을 둔 우주론을 언급하면서 중력상수를 비롯한 물리의 기초상수들이 시간에 따라 변한다고 주장했었다.

브란스와 디키는 디랙의 논의를 더욱 발전시켜 중력 상수가 우주가 팽창하면서 1년에 1,000억분의 2의 비율로 아주 조금씩 작아진다는 주장을 내어놓았다. 브란스와 디키의 이론은 일종의 대폭발 이론이었지만, 르메트르와 가모브의 이론과는 다른 전통에 속하는 것이었다. 무엇보다도 브란스와 디키는 1961년의 논문에서 가모브, 앨퍼, 허먼 등이 행했던 과거의 연구에 대해 언급하지 않았다. 하지만 브란스와 디키의 이 비정통 이론은 태초의 우주에서 발생하는 복사에 대해 관심을 갖게 해줌으로써 대폭발 이론이 부상되는 것과 간접적인 연결을 맺고 있었다.

한편 우주 속의 헬륨의 분포에 대한 논의는 정상상태 팽창우주론과 대폭발 이론 사이에서 대폭발 이론에게 유리하게 작용했다. 1964년 호일과 테일러(R.J. Taylor)는 은하에 존재하는 헬륨의 비율이 정상적인 별에서 생성되었다고 하기에는 너무 많다는 것에 주목했다. 즉 무거운 원소들은 전체 원소들의 질량의 약 2 % 정도 되기 때문에 별의 내부에서 핵반응에 의해 생성되었다고 생각할 수 있지만, 헬륨의 경우는 우주상에 정상적인 별에서 생성되었다고 하기엔 너무 많다는 것이었다. 이를 해결하기 위해 호일과 테일러는 헬륨이 정상적인 상태가 아닌 아주 극적인 상태에서 만들어졌다고 가정해야 한다고 지적했다. 즉 우주가 고온, 고압 단계를 거쳤거나 혹은 아주 거대한 물체가 지금까지 생각되던 천체 물리학적 진화 과정에서 더 많은 부분을 차지했다고 가정해야 이 문제가 해결된다는 것이었다. 물론 정상상태 우주론을 지지했던 호일은 거대한 물체의 존재를 선호했고, 테일러는 고온, 고압의 초기 단계를 선호했다.

1960년대에 이르러 가모브의 대폭발 이론을 입증하는 우주 배경 복사가 발견되면서 대폭발 이론이 정상 상태 우주론을 누르고 우주론 분야에서 지배적인 학설로 부상되었다. 우주 배경 복사에 대한 이론적인 차원의 논의는 1948년부터 몇 번 있었지만, 1950년대를 통해서 우주 배경 복사를 찾으려는 연구 프로그램은 사실상 중단되었었다. 우주 배경 복사는 우주론과는 직접적으로는 연관 없이 발전했던 전파천문학 분야에서 발견되었다. 1965년 미국 뉴저지 주 벨 전화 연구소에 있는 아노 펜지어스(Arno Penzias)와 로버트 윌슨(Robert Wilson)은 극히 예민한 잡음을 제거하기 위해서 마이크로파 탐지 시험을 하던 중 우주의 모든 방향에서 밤낮과 계절이 상관없이 관측되는 복사선을 발견했다.

1964년 여름과 1965년 2월 프린스턴 대학의 디키는 뉴저지 주 크로포드 힐에 있는 벨 전화 연구소에서 이미 우주배경복사와 관련된 측정을 하는 것을 모른 채로 자신의 동료들인 제임스 피블스(James Peebles), 피터 롤(Peter Roll), 윌킨슨(Wilkinson) 등에게 우주배경복사를 측정해보라고 제안했었다. 1965년 3월 초에 제출한 논문에서 디키와 피블은 뚜렷한 실험적 증거가 없이 단지 정성적으로 논의를 전개했다. 이 프린스턴 연구팀이 실험적 결과를 얻기 전에 그들은 자신들이 찾으려는 복사에 관한 증거를 프린스턴 연구소 근처에 있는 벨 전화 연구소의 과학자들이 발견했다는 것을 알게 되었다. 즉 당시에 디키는 우주배경복사를 확인할 이론은 있었지만, 그것을 뒷받침해줄 증거를 얻지 못한 상태였고, 펜지어스는 이론에 대해서는 모르는 채로 실험 결과만을 확보하고 있었던 것이다. 프린스턴 연구팀의 이론적 해석 도움으로 벨전화연구소의 연구팀이 발견한 복사선은 초기의 우주 팽창 과정에서 생겨나서 우주의 팽창과 함께 변화되어 현재의 마이크로파로 지구에서 관찰된 것으로 판명되었다. 결국 디키, 피블즈, 롤, 윌킨슨 등이 펜지어스와 윌슨의 측정을 대폭발 이론에 입각해서 해석함으로써, 벨전화연구소에서 아무 생각 없이 발견한 우주 배경 복사는 가모브의 대폭발 이론을 지지하는 결정적인 증거로 대다수의 천문학자들에게 받아들여지게 되었던 것이다.

1981년 앨런 구스(Alan H. Guth)는 초기 표준 팽창 우주론이 지니는 문제점으로 보완하기 위해서 인플레이션 시나리오라는 새로운 우주 모형을 발표했다. 구스가 표준 팽창우주론의 문제점으로서는 첫째, 당시의 표준 우주론은 인과적으로 연결되지 않은 우주 내의 여러 지역들이 거의 동일하며, 특히 동시에 같은 온도라는 것을 충분히 설명하지 못하고 있다는 것이다. 둘째, 우주가 현재 우리가 관찰하는 것처럼 균일하기 위해서는 우주 초창기의 허블 상수가 무지무지하게 정확하게 조절되어야 한다는 것이다. 구스는 표준 우주론이 지니는 문제점들은 우주가 초창기에 팽창할 때 기하급수적으로 팽창해서 1028제곱이나 그 이상으로 과냉각되었다는 것을 가정하면 해결될 수 있다고 주장했다. 구스의 이 시니리오를 받아들인다면 우리의 우주는 초기 대폭발이 있을 때 아주 극적인 사건을 겪은 뒤에 오늘과 같이 팽창을 계속하고 있는 것으로 추정되고 있다.

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