우주의 신비

우주의 신비     지은이:폴 할펀          어느날 잠에서 끼어 거대한 미지의 바다를 천천히 떠내려 가는 보트 위에 고립되어 있는 자신을 발견했다고 상상해보라. 당신이 어떻게, 또는 왜 그 보트 위에 있게 되었는지를 알려 주는 것은 없다. 당신은 얼마나 오랫동안 그곳에 혼자 있게  될 것인가를 생각해 보아야 한 다. 당신은 보트의 선실을 둘러보고 여러  가지 유용한 물건 꾸러미들을 찾게 된다.  그것들 중에는 쌍안경, 상당량의 물과 식료품 통,  해수탈염기, 그리고 다른 필수 보급품들이  있다. 실제로 당신은 보트에서 내리기 전까지, 쌍안경을 들고 뱃전으로  나가서 육지가 어디 있는 지 찾기 시작할 것이다.   쌍안경으로 육지를 찾을 때, 처음에는 아무 것도 없는 빈 공간처럼 보일 것이다. 매우  넓 고,특징이 없다. 그러나 당신은 싸안경을 봄더 정확히 맞추어 사용하면서, 당신의 주위에 있 는 구조물들이 구분되는 표시를 관찰하기 시작한다. 여기저기 바위 덩어리들과 산호초 조각 들이 평온한 푸른 바다 위로 울룩 불룩 솟아있다. 겉으로  보기에 그 형태들은 매우 다양해 보인다. 어떤 것들은 크고 바위투성이며, 어떤 것들은 매끈하거나 찌그러져 있다. 그 색깔들 또한 조개처럼 흰색에서 빛나는 흑옥색까지 다양하다. 처음에는 이러한 구조들이 바다 위에 아무렇게나 분포하고 있는 것처럼 보일 것이다. 그러나 세밀한  방법으로 바다를 좀더 가까 이 관찰할수록 어떤 질서가 있다는 뚜럿한 증거를 발견할 수  있다. 예를 들어 산호의 덩어 리들은 구불구불한 산호초를 형성하는 것처럼 보인다. 그것들은 바다 위에서 뱀처럼 복잡하 게 구불구불한 모습을 형성한다. 당신은 또한 멀리 서 있는 바위 중 일부가 작은 섬들의 경 계와 내부를 구성하는 것처럼 보인다는 것을 알게 된다.  산호초들과 섬들에 의해서 만들어 지는 이런 형태는 대부분 일정한 형태로 구성된 주변의 순수한 단순성을 깨뜨리고 있다. 당 신이 쌍안경의 새로운 조절 상태를 찾게 되면, 쌍안경의 시야를 확대하고 초점을 정확히 맞 추게 된다. 이제 당신은 좀더 멀리 볼 수 있고, 이전에 놓텨 버린 모습들을 추가해서  볼 수 있게 된다. 당신이 찾은 산호초들은 주로  같은 방향으로 발달해 있다. 섬들도 어떤  형태를 이루고 있다. 그것들은 군집을 이루어 모여 있다. 이러한 군집은 차례차례로 복잡한  다도해 를 형성하며, 목걸이의 진주처럼 바다를 가로질러 한줄로 나열되어 있다. 수주일 동안  지속 적으로 당신은 관측을 계속한다. 시간이 지날수록 당신은 사방이 구조화되어 있다는 사실을 보게 된다. 당신은 수천 개의 개별 섬들,  산호초 장벽들, 열도, 열도가 서로 연결된  것들과 그밖에 관찰된 여러 가지들을 기록한다. 주위의 바다는 처음에 당신이 아무 것도 없는 넓은 불로지가 아닌가 의심했던 것보다 훨씬 복잡한 것으로 보인다.  마침내 당신의 탐험은 한계 에 도달한다. 당신은 이제 더 이상 볼 수 없다. 그렇지만 많은 의문들이 아직 당신의 탐색의 손길이 닿지 않은 채로 남아 있다. 예를 들어 바다는 계속  펼쳐질 것인가? 또는 대륙에 의 해 둘러싸여 있는 것인가? 그리고 당신 주위에 있는 복잡한 모습의 기원은 무엇인가/ 왜 군 집을 이루고 있는 섬들과 산호초들은 주로 같은 방향으로 나열되어 있는가? 이러한 수수께 끼의 대답을 찾기 위해서는 뭔가 노력이 필요할 것이다. 그러나 분명한 사실은 당신이 충분 한 시간을 가지고 있다는 것이다. 우리의 우주선인 지구는  우주라는 거대한 대양을 재빠르 게 미끄러져 간다. 현재 우리가 이 우주선 위에 서 있을 때, 우리는 꼬인 중력의  흐름에 올 라타도록 운명지어졌다. 우리는 전적으로 혼자이다. 지구의 가장  가까은 이웃인 금성과, 화 성들은 수백만 마일이나 떨어져 있다. 더 나아가서 가장 가까운 생명이 있는 행성체는 거의 백조 마일이나 떨어져 있다. 언젠가는 인간이 무척 멀리 있는  별까지 여행할 수 있는 능력 을 개발할 것이다. 그때까지 우리의 우주의 구조에 대한 정보의 원천은 하늘을 관측하는 것 에서 얻을 수 밖에 없다. 이것은 사실 심각한 제한이다. 이런 제약에도 불구하고 우리는  망 원경과 다른 관측장비를 사용함으로써 우주의 본질에 대해 오랜 시간에 걸쳐 많은 것을 알 아내어 왔다. 우주를 보는 우리의 관점은  계속 변화한다. 관측 기구가 발달함에 따라  우리 주변의 구조에 대한 우리의 지식은 계속 증대되어 왔다. 과거에는 우주는 작고 정적이고, 크 기를 잴 수 있는 것으로 생각되었다. 현재 우주는 거대하고, 변화가 심하고, 많은 면에서 이 해하기 힘든 것으로 간주되고 있다. 생각해 보면 이러한 관점  변화의 규모는 매우 큰 것이 다. 역사적으로 좀더 좋은 광학 장비를 위한 개발에 자극되어 우리가 우주를 바라보는 관점 에 3가지 주요한 변혁이 일어났다. 첫 번째로 17세기에 갈릴레오가 지구를 하늘의 중심에서 떼어냈다. 갈릴레오는 그의 초기 망원경을 별과 행성을 향해 맞추어 놓고, 그들의 위치를 파 악하여 우리의 세계가 우주 공간의 작은 부분들을 차지할  뿐임을 증명하였다. 18세기와 19 세기 동안에 천문학자들은 하늘을 훑어보고 별들로 얼룩진 영원한 우주의 자세한 모습을 알 아냄으로써 갈릴레오의 발견을 확신하였다. 그  후 20세기 초에 로스엔젤레스  근교의 월슨 산에 후커 망원경과 같은 거대한 우주 탐색 장비의 발달에 자극 받아 인류의 우주관에 있어 기억할 만한 또 다른 변화가 일어났다. 그곳에서 허불은  많은 천문학자들이 의심하던 일들 을 증명해 냈다. 그것은 우주의 별들은 은하라고 부리는 좀더  큰 단위에 모여 있다는 것이 다. 우리의 은하, 즉 은하수는 단지 많은 은하 중위  하나이다. 더 나아가서 그는 우주에 있 는 은하들의 대부분은 상호간에 무척 빠른 속도로 멀어지고  있는 것을 발견하였다. 나중에 과학자들은 이 사실과 또 다른 증거를 가지고 초기에 우주는 하나의 점의 공간을 차지하고 있었으며, 이러한 점으로부터 대폭발이라는 '터짐'에 의하여 바깥으로 퍼져 나갔다고 결론지 었다. 대부분의 과학자들은 이러한 일들이 일어난 시기를 가장 오래 된 별들의 나이를 고려 해 본다 해도 무척 오래 전인 대략 150억에서 200억  년 전으로 추정하였다. 오늘날 21세기 직전에 세 번째 주요한 변혁이 일어났다. 아마도 대폭발  이론의 재해석이라는 말이 어울릴 것이다. 이번 경우에는 매우 많은 망원경이 재해석을 위한  결정적인 관측 결과를 제공하는 데 사용되었다. 그것들은 땅 위에 설치된 하와이에 있는  거대한 켁 망원경에서부터 허블망 원경과 같이 로켓에 실려 발사되는  새로운 장비, 또한 기구에 의한  관측, 전파 망원경, 그 밖의 색다른 도구들에 이르기까지 무척  다양하다. 빛을 기록하는 이러한  장치들은 우주에 관하여 언뜻 보기에 이상하고 복잡한 일들을 알려준다. 1994년에, 카네기 연구소의 프리드먼 과 그의 몇몇 동료들은 허블 우주 망원경을 사용하여 우주의 나이를 측정하였다. 그들이 사 용한 기법은 지구로부터 처녀자리 은하단으로 알려진 은하들의 모임까지의 거리를 측정하는 방법과 관련이 있으며 이러한 정보를 우주의 현재 팽창률을 추측하는 데 사용하였다. 이 팽 창률로부터 그들은 우주가 초기의 폭발로부터 얼마나  오래 되었는지를 계산하였다. 놀랍게 도 그들은 우주가 상당히 어리다는  증거를 발견했다. 그들의 추측에  딸면 80억에서 120억 년 사이이다. 이것은 상당수 별들의 나이보다 적은 것이다. 이제 연구자들은 이러한  나이상 의 불일치를 설명해 줄 우주의 모델을 개발하기 위해서 자료를 모으고 있는 중이다. 나이의 문제- 언뜻 보기에 불일치하는 것처럼 보이는 천문학적  시간 척도를 조화시키는 문제 -는 우주론 논쟁의 주요 쟁점이 되어왔다.  그리고 그것이 문제의 전부는 아니다. 우주를 가로지 르는 거대한 구조가 발견되었다. 우주의 거품, 벽, 그리고 빈 공간들이 그것이다. 또한  거대 한 흡입구라고 불리는 하늘의 한 구역이  발견되었는데 그것은 은하를 자신을 향해  신기할 정도로 강하게 끌어당긴다. 은하의 중심에서는 블랙홀이 발견되었고, 은하의 주변부에서  알 려지지 않은 물체의 MACHOs(Massive Compact  Objects)가 발견되었다. 과학자들은 우주 에 있는 은하의 개수를 최근에  와서는 5배로 증가된 100억에서500억  개로 추측하고 있다. 좀더 나아가 과거 몇 년 사이에 우주의 대부분은 우리가 감지할 만한 빛을 내지 않는  물질 로 되어 있다는 것이 명백해졌다. 만일 우리 선조들이 우주 대부분이 보이지 않는 물질이라 는 사실을 알았다면, 그들이 무엇이라고 말했을 것인지를 상상해 보는 것은 어렵지 않다. 바 빌로니아 점성술에서 현대 천문학까지 간이 천체의에서 허블 우주 망원경까지 피타고라스에 서 프리드먼까지 이르는 길은 사실 길고 험난하다. 거기에는  우회로, 막다른 길, 그리고 다 른 길을 따라가는 샛길도 있다.  따라서 우주의 본성에 대한 우리  시대의 지표를 논의하기 이전에 우리는 우주론적인 역사의 시작에서 출발하여 우리의 선조들이 처음 우리의  우주를 인식한 방법을 식별하도록 하자.         행성들의 행진  우리는 고대인들 중 누가 처음으로 행성을 발견했는지 알지 못한다.  ['행성'(Planet)은고대 그리스어인 'Planetes'에서 왔는데 이것은 '방랑자' 혹은 '나그네'라는  뜻이다. ] 우리는 단 지 관측자들이 배경을 이루는 여러 다른 별의 움직임 속에서 행성의 운동을 구멸해 내는 어 떤 역사적인 순간을 가정할 수 있을 뿐이다. 보통의 별들이 매일 밤 서로 조화를 이루는 운 동을 보이는 데 비해서 행성들은 독립적인 경로를 따라 움직이는 것으로 보였기에 사람들의 주의를 끌었다. 이러한 사실을 처음 알아차린, 누군지 모를 그 사람이 행성의 진정한 발견자 라고 말할 수 있을 것이다. 예를 들어 북두칠성과 같은  별들의 형태는 배경의 별들에 대하 여 배우 안정되어 있는 데 반해, 화성이나 목성과 같은  행성들은 보통 별들의 규칙적인 운 동에서 벗어나는 운동을 하는 경향이 있다는 것을 알아차림으로써 별과 행성의 이러한 차이 점을 구분할 수 있다. 만일 당신이 북반구의 어느 한 지점에 서서 하늘을 올려다보면,  북두 칠성 주위에는 항상 같은 별들이 있는 것처럼 보인다. 반면에 화성과 목성은 별들에 대하여, 또 서로에 대하여 계속적으로 하늘에서 움직인다. 이러한 행성들은  어떤 날에는 서로 가까 이 접근해 있는 것처럼 보이기도 하고, 또 한달 쯤 지난  후에는 서로 멀리 떨어져 있는 것 처럼 보이기도 한다.   고대 문명은 행성의 상대적인 위치가 지구상의 사건에 영향을  주다고 믿었다. 그들은 행 성의 운동을 주의 깊게 분석하고 파악함으로써 전쟁, 화재,  홍수, 그리고 기근과 같은 재난 들을 예측할 수 있다고 믿었다. 따라서 초기 점성술사들은 행성들의 운동에 관한 상세한 기 록을 가지고 있었고, 주기적으로 임박한 격변에  대해 무섭게 경고하기도 했다. 두 개  혹은 그 이상의 행성이 가장 근접하게  모이는 합의 시기는 특별히 의미  있는 전조로 여겨졌다. 더욱 많은 행성들이 일렬로  정렬할수록 또 그런 사건이  드물면 드물수록, 고대인들에게는 더욱 의미있는 것으로 여겨졌다. 행성에 대한 초기으 기술 중 가장 자세하고 과학적인 것은 고대 그리스인에 의하여 기원전 6세기에서  4세기에 걸쳐 시작되었다. 그 당시  피타고라스, 플라톤 그리고 아리스토텔레스와 같은 전통적인 그리스의 철학자즐은 행성들이  (그 당시에 는 태양, 달, 그리고 별들도 마찬가지로)지구 주위를 원 운동한다고 생각했다. 피타고라스와 플라톤은 이러한 조화로운 운동을 자연의 수학적인 조절, 음색의  척도에 의해 표현되는 음 악적인 조화, 그리고 평면 기하학의 형태등과 연관시켰다. 아리스토텔레스는 천체의  운동을 신에 의해 결정된 규칙적인 물리적 질서의 일부로 보았다. 피타로라스와 플라톤의 우주론이 초자연적인 요소를 가지고 있는 데  반하여 아리스토텔레스가 생각하는 우주는  기본적으로 그렇지 않았다. 그러나 둘 다 지구를 중심으로 하여 천체들이 완전한 구형의 궤도를 돈다는 생각에서는 일치히고 있었다.  이러한 초기의 지구 중심적인 행성 운동 모델은 정확한  것은 아니었다. 그들은 행성이 지 구의 주위를 완전히 일정하게 원 운동한다는 생각을 공유하고  있었다. 그러나 사실 행성들 은 하늘에서 항상 한 가지 경로로만 움직이는 것으로 나타나지는 않았다. 오히려 그들은 때 때로 그 들의 운동 방향에서 거꾸로 가는 것으로 보이기도 했다. 앞으로, 뒤로 그리고  다시 앞으로 움직인다. 이러한 역행은 주기적으로  일어났고, 단순한 원 궤도 이론으로는  설명할 수 없었다. 역행이라고 불리는 이러한 현상을 설명하기  위하여 기원전 3세기경의 그리스의 철학자인 페르가의 아폴로니우스(Apoolonius)는 좀더 복잡한 행성의 운동 모델을 개발했다. 이 이론에 따르면 행성은 우주 공간에서 지구 주위의 큰 원을 따라 돌면서 주전원이라고 불 리는 작은 원을 그린다. 이러한 궤도의 조합으로 주기적인 역행을 설명하였다. 천문학에  대 한 고대 그리스인들의 이러한 인식은 유럽과  북아프리카에 걸쳐 널리 퍼지게 되었고  중세 말까지도 남아 있게 된다. 이러한 인식은 유럽과 북아프리카에 걸쳐 널리 퍼지게 되었고, 중 세 말까지도  남아있게  된다. 이러한  생각은  2세기경 알렉산드리아의   프톨레마이오스에 (Ptolemaeos)에 의해 쓰여진 알마게스트 (Almagest:아라비아어로  거대한 시스템이라는 뜻) 라  는 책에 요약되어 있다. 전통적이 지식을 그의 독자적인  아이디어를 통하여 조합한 프 톨레마이오스의 업적은 행성체의 운동을 신뢰성 있게 설명함으로써 중세 학자들의 눈에  띄 게 된다. 그의 이론은 행성의 지구 중심모델을  주장하였고, 아폴로니우스의 주전원과, 또한 이심원(지구로부터 약간 벗어난 중심을 도는 원)과  이심(주전원이 움직이는 중심에서 벗어 난 위치)과 같은 기하학적 요서를 포함하는 것이었다. 이러한 복잡한 기하학적 형태는 관측 된 행성의 운동을 재해석하기 위하여 첨가된 것이었다. 그러나  행성의 복잡한 궤도와는 달 리 태양, 달, 그리고 별들은 지구의 주위를  간단한 원 궤도를 따라 돌고 있는 것으로  보였 다. 프톨레마이오스 식의 접근 방법 때문에 수백 년 동안 지구는 우주의 물리적인 중심으로 여겨졌으며, 그 주의는 궤도체의 복잡한 배열로 둘러싸여 있었다. 우주론족인 사고에 졸라운 혁명이 일어날 때인 르네상스 시대까지 이것은 주된 관심사였다. 우주론적인 관점의 중대한 전환으로 말미암아 지구는 태양계의 왕좌에서 쫓겨나고 태양이 그 자리를 대신하게 되었다. 그 시대 이후부터 더 이상 우리의 지구가 우주의 주요한 위치로 여겨지지 않았다.   최초의 중요한 태양 중심 우주론의  주창자는 16세기 폴란드의 천문학자인  코페르니쿠스 (Nicholas Copernicus)였다. 코페르니쿠스는 잘  정리되어 있는 프톨레마이오스의  세계관과 플라톤의 간단한 원형 궤도 모델 사이에 혼란스럽게도 일치하지 않는 점이 있다는 것을 알 아 냈다. 이러한 모순을 해결하기 위하여, 기원전 3세기경에 기록된 그 당시 그리 널리 알려 지지 않았던 그리스 철학자 아리스타르쿠스의 지구가 태양 주위를 돈다는 생각을 다시 끌어 왔다. 수년간에 걸쳐 태양 중심적 우주의 의미에 대하여 신중환 계산과 심사숙고 RMx에 코 페르니쿠스는 1543년에 그의 가장 중요한 업적인 '천체의 회전에 대하여'(Revolution of the Celestial Spberes)를 내놓았다. 그는 죽기전에 급하게 인쇄된 이  학술 논문에서, 지구와 기 존에 알려진 5개월의 행성들이 태양의 주위를 단순한 원 궤도를 따라 돈다는 관점을 전개하 였다. 또 별들이 마치 '고정'된 것처럼 보이는 모습을 설명하기 위햐여 그는 별들이 태양에 중심을 둔 구형의 껍질에 위채하고 있으며 행성의 영역보다 완전히 바깥 부분에 있다고 언 급하였다. 마지막으로 그는 달은 홀로 지구의 주위를 돌고 있다고 기술하였다. 교회는  코페 르니쿠스적인 세곗관을 불경스러운 것으로 취급했는데, 교회는  상당기간 과학 발전을 저해 하여 왔다. 지구는 하늘에서, 그리고 실제적으로 유일한 세계라는 기독교적인 가르침 때문에 교회는 지구 중심적인 관점, 특별히 아리스토텔레스의 우주관을 완고한 태도로 고집하고 있 었다. 코페르니쿠스가 지구를 다른 행성들과 동등한 위치로 끌어내리는 것은 다른 행성들도 물리적으로 지구와 같다는 것을 의미한다. 이제 지구는 우주론에서 특별한 위채를 차지하는 것을 그만두었다. 당연히 이것은 교회가 받아들이기에 너무 엄청난 사건이었고, 교회는 코페 르니쿠스의 저술들을 비난하였다. 이탈리아의 철학자인 브르노(Giordano Bruno) 는 교회의 권위에 도전하면서 1584년에 무한의,우주와 세계(of infinity,the universe and the world)라는 책을 펴내, 코페르니쿠스의 우주관을 옹호하고 나섰다. 브루노는 코페르니쿠스보 다 한걸음 더 나아가 태양의 주위에 행성계가 있을 뿐만 아니라 각각의 별들 주위에도 행성 계가 있다고 주장하였다 그는 그의 가설에 대한 확실한  증거를 제시하지는 않았으나, 그의 주장을 형성하기 위하여 개념적인 논의를  도입하였다. 교회는 브르노의 생각에  대해 과거 코페르니쿠스 시절에 대처했던 것보다 훨씬 엄격하게 대하였다. 1600년 브르노는 그의 이단 적인 신념 때문에 로마에서 말뚝에 묶여 화형당했다.     *갈릴레오의 재판*   갈릴레오의 천문학에 대한  논문, 두 개의  큰 세계에 관한  대화(Dialougue on the  two Great Systems)는 인류가 우주를 바라보는 관점을 영원히 바꾸어 놓았고, 지구가 우주의 중 심이라는 생각을 없애 버렸다. 그러나  그것은 이탈리아 교회의 권위에  대항하는 이단적인 문서였고, 교회가 갈릴레오에게 1616년에 내린 명령,구체적으로 말해 코페르니쿠스의 주장을 논의하는 것을 금지한 명령에 대한 모욕이 담겨있었다. 포고령에  대한 불복종 문제로 1633 년 갈릴레오는 종교 재판소에 서게 되었다. 일반적으로 역사가들은 갈릴레오가 지구중심 우 주론자들을 공공연히 비난하지 않았다면 용서를 받았으리라는  점에 동의한다. 불행히도 갈 릴레오는 그의 책에서 그의 힘센 상대방들을 '정신의 난쟁이','바보 같은 천치'그리고 '인간 이라 불릴 가치가 없는 자들'이라고 언급했다. 당연히 이 사실은 교회를  더욱 화나게 했다. 공포에 질린 갈릴레오는 법정에서 그의 저서는 코페르니쿠스를 지지하기보다는  논박하였다 고 주장하였다. 그 종교 재판소는 갈릴레오의 부인을 믿으려 하지 않았다. 그가 유죄임을 입 증하는 증거는 도처에 있었다. 마침내,  갈릴레오는 그의 책이 코페르니쿠스 지지자와  같은 독자들에 의하여 제작되었다고 인정하도록 압력을 받았다. 그는 이러한 그의 '실수'에 대하 여 사과하였고 재판관은 그 책을 고치도록 하였다. 종교  재판소는 불쌍한 갈릴레오에게 더 이상 압력을 가하지 않았다. 그들은 그에게 상대적으로  (흔히 종교 재판소가 해 왔던 것에 비하면)가벼운 판결을 내렸다. 갈릴레오는 그의 남은 일생을 자택 연금 상태로 보내게 되었 고 다시느 우주론에 관한 글을 쓸 수 없게 되었다. 1922년, 그가 죽은지 350년이 지난  후에 교황 요한 바오로 2세에 의하여 그의 혐의가 풀리게 되었다.   코페르니쿠스놔 브루노의 생각은 경험적이라기보다는 추론적이다.  어떤 철학자도 단정적 으로 지구와 행성들이 태양의 주위를 궤도 운동 한다는 것을 증명하지 못했다. 그들의 입장 을 주장하기 위해서는 관측적인 증거가 필요하였다. 더 나아가 궤도 운동에 대한 정밀한 예 측을 하기 위햐여 행성의 운동에 대한 수학적인 기술이  요구되었다. 마침내 행성의 운동을 지매하는 규칙과 천체간의 상호 작용을 연결하기  위햐여 새로운 물리 법칙을 정립해야  할 필요가 생기기 시작하였다. 이러한 요구는 17세기에 갈릴레오,케플러, 그리고 뉴턴에 의하여 각각 절묘하게 만족된다.   갈릴레오 갈릴레이는 1564년에 피사에서 태어났다.  소년 시절 그의 과학적  소양은 매우 대단하였다. 피사 대학의 학생이었던 시절에 그는 많은 중요한 발견을 하였는데, 그  중에는 일정한 길이를 가진 진자는 기준 위치에서 얼마나 떨어져 있는가와 상관없이 일정한 비울로 흔들린다는 것이 포함되어 있다. (전설에 따르면 그가  간단한 중력 실험-다른 질량을 가진 물체가 같은 속도로 떨어진다는 것을 보여 주기 위하여 그 물체들을 높이를 알고 있는 건물 에서 떨어뜨리는 실험을 한 장소가 또한 피사였다고 한다.) 1592년에 갈릴레오는 피사 대학 을 떠나 파두아 대학의 수학과 학과장으로 임명되었다. 그 후 8년은 그의 일생에서 가장 생 산적인 시기였다. 그때 쓴 움직이는 물체의 과학인 역학에 대한 저작은 그에게 대단한 명성 을 가져다 주었다. 그러나 과학에 큰 충격을 준 것은  뭐니뭐니 해도 그의 천문학적 발견이 었다. 자신이 직접 제작한 원시적인 망원경을 가지고 갈릴레오는 행성들의 겉모습과 운동을 전례가 없는 범위까지 파악해 나갔다. 그는 달에 있는 산을 발견했고, 목성 주위를 돌고  있 는 위성을 발견했다. 그는 수백 개의  별들을 구분해 내었고, 금성의 위상 변화를  기록했으 며, 태양 흑졈의 운동을 그려 놓았다.  그는 그의 작업을 1610년에 별의 전령이라는  책으로 펴냈다. 갈릴레오는 폭넓은 연구를 통하여 관측된 행성과 달은 지구와 많은 부분 유사한 모 습을 공유하고 있다는 인식을 가지게 되었다. 그리하여 그는  이러한 천체즐이 무릴ㅈ적 세 계에서 각각의 권리를 가지며 말단의 위치를 차지하는 것으로  생각하게 되었다. 그는 코페 르니쿠스의 태양 중심 모델이 프톨레마이오스나 아리스토텔레스의 접근보다 이러한  행성들 의 '민주주의'상태를 가장 잘 설명할 것이라고 결론지었다. 그는 코페르니쿠스에 대한 그의 지지를 1632년 출간된 '두개의 큰 세계에 관한 대화'라는 책에서 소개하였다. 그가 1642년에 죽었을 때 이미 유럽 천문학계의 대부분은 그의 책에 있는 논의대로 지구가 태양의 주위를 돌고 있다고 생각하기 시작하였다. 갈릴레오의 믿을 만한 지지자는 독일 과학자인 케플러였 다. 케플러는 갈릴레오늬 코페르니쿠스적 우주론에 대한 강한 믿음을 가지고 있었다. 그러나 갈릴레오와는 달리 케플러는 그의 신념을 공공연히 지지하였고 결코 그의 표출된 신념을 굽 히려 하지 않았다.   케플러는 1572년 나중에 신성로마제국의 일부가 되는 베일 데어슈타트라는 마을에서 태어 났다. 그는 신학과 수학 교육을 받았고 1601 운좋게도 프라하의 황실 수학자인 브라헤의 뒤 를 잇게 되었다. 케플러가 이 자리를 계승할 무렵, 그는 수십 년 동안 브라헤가 관측해 놓은 행성의 천문학적 육안 관측 자료를 살펴볼 기회를 얻게 되었다.수년 동안 케플러는 이 자료 를 분석하고 검토하였으며, 행성의 운동에 대한 코페르니쿠스적 서술을 증명하는 증거를 찾 았다. 특별히 그는 화성의 궤도가 태양 주위의 원이라는 것을 보이기 위햐여 노력하였다. 그 러나 그의 노력에도 불구하고 그는  브라헤의 자교와 일치하는 원 궤도를  찾을 수 없었다. 그러나 그는 화성의 궤도가 '타원'이라고 불리는 기하학적 모양과 매우 일치한다는 것을 발 견했다.타원은 정확한 수학적 특징을 가진  달걀 모양의 형태이다. 특별히 이것은  초전이라 불리는 재부의 두 점에 의해 정의되는데, 타원 위의  어느 주어진 점으로부터 한초점까지의 거리와 그 점에서 다른 초점까지의 거리의 합이 일정한 것이다.  좀더 많은 연구 끝에 페플 러는 그때까지 알려진 어떠한 행성의 궤도도 태양을 하나의 초점으로 하는 타원으로 기술될 수 있다는 것을 알았다. 그래서 그는 여러 주전원이  반복된다기보다는 태양계의 여러 천체 들의 궤도는 모두 타원이고 모드들 태양이라는 하나의 초점을  공유한다는 것을 보였다. 비 록 케플러는 행성이 어떻게 움직이는가에 대하여 수학적으로 완벽한 기볍을 사용한  과학적 개념을 제시하였지만, 행성들이 왜 그렇게 움직이는가에 대한 설명을 하는 것에는 실패하였 다. 이 이후의 과제는 많은 사람들에 의하여 모든 시대에 걸쳐 가장 위대한 과학자의 한 사 람으로 생각되는 뉴턴에 의하여 수행되었다.   뉴턴은 갈릴레오가 죽은 해에 영국의 울스트로프에서  태어났다. 그는 케임브리지의 수학 교수라는 오랜 과학자로서의 경력 동안 수학, 물리학, 그리고 천문학의 영역에서 실질적이며 중요한 공헌을 하였다.뉴턴은 중력 이론으로 가장 널리 알려져 있다. 나무에서 사과가  떨어 지는 것을 보고 그가 중력 현상에 관해 관심을 갖기  시작했다는 전설이 있다. 아마도 그는 그후에 서로를 잡아당기는 물체의 힘의 근본에 대해 생각하기 시작했을 것이다. 곧 그는 사 과가 지구에 떨러지도록 당기는 힘과 같은 것이 달을 지구로 끌아당기고, 지구를 태양의 주 위를 돌고 있는 행성의 타원 궤도는 간단한 수학적 방정식을 사용하여 예측될 수 있다는 것 을 증명하였다. 이 법칙에 의하면 중력은 물체들 사이에서  그들 거리의 제곱에 반비례하여 작용하게 된다. 다시 말해서 두 개의 물체가 접근하면 접근할수록 상호간 거리의 제곱에 해 당하는 비율로 중력적 인력은 증가한다. 이러한 중력 법칙은 그의 운동 법칙과 결합되고, 또 이러한 원리를 태양과 행성의 상호작용에 적용하여 뉴턴은 행성이 태양을 하나의  초점으로 한느 간단한 타원 궤도를 따라 운동한다는 것을 보였다.  뉴턴의 법칙은 우주론이라는 과학 을 영원히 바꾸어 놓았다. 뉴턴 이전에 우주 연구는 초과학적인 모험으로 생각되었다.  확고 한 수학적 원리를 사용하여 이를 예측한다는 것은 불가능한  것으로 여겨졌고, 초기의 과학 자들에게 행성과 항성의 운동은 신앙과 영감을 사용하는 문제였다. 그러나 뉴턴적인 우주론 은 신학에의 의존이 필요치 않았다. 뉴턴의 방정식을 통하여  서로 관련되어 우주의 정밀한 모습을 형상화하였다. 뉴턴 시대 이후에 천문학자들은 태양계 안에서 3개의 행성을 더 발견 하였다. 천왕성, 해왕성, 그리고 명왕성이 그것이다. 안쪽의 6개 행성과 같이 이것들은  거의 타원 궤도를 따르고 있다. 그러나 과학자들은 이제 행성들의  궤적이 정확히 타원은 아니라 는 것을 알고 있다. 중력의 법칙에 의하면, 행성들은 단지 태양에 의해서만 뜰리는 것이  아 니다. 그들은 또한 상호간에도 중력이  작용하여 서로를 잡아당긴다. 따라서 각각의  행성의 궤적은 다른 모든 것들의 중력적 효과에 의하여 영향을 받는다. 이러한 상호 작용은 행성들 이 가장 가까울 때 가장 강하고, 행성의 궤도에 있어서 '비틀거림'으로 나타나게 된다. 이러 한 '비틀거림'의 존재는 현대 천문학에서 보이지 않는 행성의 존재를 예측하는 데 사용되었 다.  허셜(Willism Herschel)이 천왕성을 1781년에 발견한 후, 두명의 과학자들-프랑스의 르 베리에와 영국의 애덤스-이 천왕성의 궤도에 이상한  점이 있다는 것을 독립적으로 발표하 였다. 이러한 비정상적인 사실은 해왕성-요한 갈레에  의하여 1846년 처움으로 발견된다. - 에 의한 것으로 판명되었다. 해왕성이 천왕성에 접근할 때마다 그 행성에 강한 인력이 작용 한다. 또 해왕성이 멀리 달아날 때  천왕성을 당기는 힘이 약해진다. 그래서 해왕성의  일력 때문에  천왕성의  태양  공전  궤도는  약간씩  섭동을  받게  된다.   1930년 톰보(Clyde Tombaugh)에 의해 발견된 명왕성은 비슷한 방식으로 그 존재가 예측되었는데 이는 해왕성 궤도의 불규칙성을 관측하였기 때문이다. 비록 이러한  관측된 불규칙성들이 관측 오차일분 인 것으로 판명되었지만, 이런 불규칙성이 존재한다는 사실로부터 천문학자들은 9번째 행성 을 찾는 것에 대한 영감을 얻었다. 여기에 관심을 가진  톰보는 하늘을 무척 자세하게 관측 하였고 마침내 9번째 행성을 찾았다.(그것은 자료의 오차로부터 예측되는 것과는 매우 다른 특징을 가지고 있었다.) 태양계에는 단지 9개뿐인  행성 외에 훨씬 더 많은  물체들이 있다. 많은 위성들이 (그 수가 60개가 넘으며  아직도 파악하고 있는 중이다.)행성의 주위를 돌고 있으며, 반지름의 크기는 10마일에서 수천 마일의 범위에 걸쳐 다양하다. 이러한 위성의  대 부분은 거대한 행성 주위를 돌고 있다. 지구와 명왕성은 각각 1개의 위성을 가지고 있고, 화 성은 2개, 그리고 나머지는 위성을 가지고 있지 않다. 네 개의 커다란 행성은 또한 '고리'로 알려진 구조를 가지고 있다. 그 행성들을 감쓴 복잡한 띠는  수십억 개의 암석과 얼음의 큰 조각들로 구성되어 있다. 토성의 고리계는  갈릴레오의 관측 이후로 알려져 있다.  바깥쪽의 거대한 행성들이 가진 희미한 고리는  20세기 후반에 처음으로 관측되었다.  목성과 화성의 사이에는 실제로 존재한 적이 없었던 행성의 파편들이 있다.  소행성이라고 불리는 수천 개 의 작은 암석 조각들은 이 넓은 범위안에서 태양의 주위를  돈다. 이러한 물체들은 현재 명 왕성 궤도 안쪽의 태양계를 과거에 채우고 있었던 시행성체(행성의 이전  단계로 암석과 얼 음으로 구성되어 있었다.)의 집합에서 남은 것이다. 소행성대를 제외하고는 이러한 미시행성 의 대부분은 서로 무수히 많은  횟수에 걸쳐 충돌하여 걸국 행성으로  결합된다. 따라서 몇 개의 길 잃은 미시행성들을 제외하고는 ,태양계 내행성 부분에는 이러한 천체들이 존재하지 않는다. 그러나 목성 근처에서 작용하는 강력한 중력은 커다란  규모의 결합이 일어나는 것 을 막았다. 결합이 일어나는 대신 그 원시적인 암석체들은 소행성으로 남게 되었다. 그 소행 성대는 마치 전체 태양계가 행성계로 형성되기 이전의 모습을 보여 주는 화석으로 남게 되 었다. 소행성대 이외에 행성들이 형성될 기회를 가지지 못한 태양계의 또다른 부분이  있다. 이는 명왕성의 궤도 바깥 부분으로, 태양의 인력이 가장 약하고  온도가 낮은 곳에 수조 개 의 얼음 조각들이 있다. (이 영역중에서 우리에게 가장 가까이 있는 부분을 40년 전에 이것 을 예언한 퀴퍼의 이름을 따서 '퀴퍼대'라고 이름 붙였고, 허블 우주 망원경에 의하여 1995 년에 처음으로 확인되었다.)이러한 흩어진 파편들은 얼어붙은 화학 물질들로 구성된 미시행 성체를 포함한다. 이따금 이러한 얼음덩어리 중위 하나가 그것의  궤도레서 떨어져 나올 때 마다 그 덩어리는 태양과 내행성들을 향하여 집어던져진 것처럼  날아오게 된다. 비록 태양 계가 우주에서 우리에게 가장 잘 알려진 부분이기는 하나 태양계는 여전히 많은 미스터리를 가지고 있다. 거대한 행성 틈에 끼여 있는 명왕성의 기원은 무엇인가? 왜 그것은 다른 행성 중의 어떤 것의 중력에 의하여 포획되지  않았을까? 왜 토성의 고리는 다른 거대  행성들에 비하여 유난해 눈에 띄는가? 지구의 위성인  달은 어떻게 형성되었는가? 외계에서 온 생명 체의 형태가 지구위에 있는가?그리고 지구이외에 생명체, 적어도  생명체의 기원이 된는 것 이라도 가진 행성이 존재하는가? 과학자들은 미래의 유인 혹은 무인 우주선에 의하여 우리 가 우리의 행성계에 대하여 좀더 잘 이해할 수 있고,  위에서 제시된 다른 중요한 질문들이 해결되는데 도움이 되기를 바라고 있다.       *열 번째 행성*   태양계에는 탐지되지 않는 범위안에 열 번째 행성이 있을지도 모른다? 그렇지 않다. 태양 주위의 우리 태양계는 명왕성을 거의 끝난다. 비록 명왕성 바깥에 무수히 많은 쳔체들이 있 지만 진짜 행성으로 확인된 것은 없다. 이렇게 멀리 떨어져 있는 물체들은 대개 해성,  소행 성, 그리고 파편 종류들이다. 그것들은 지나체게 작고 또 그 궤도는 너무 불규칙적이어서 행 성으로 간주할 수 없다. 많은 사진  관측이 태양계 밖을 향하여 수행되었다. 하지만  10번째 행성의 존재를 알려주는 암시는 없다. 그리고 1983년에, 적외선 탐지  위성인 IRAS(Infrared Astronomy Satellite)가 거의 전체 하늘에 대한 관측을 완료했으며, 그러한  천체에 대한 증 거를 찾는데 실패했다. 아직 발견되지 않은 행성이 존재한다면 그것은 극단적으로 어둡거나, 극단적으로 멀리 있거나 혹은 둘 다일 것이다.       별들의 향연   자신의 관측을 통하여 갈릴레오는 만일 행성을 향하여 망원경을 겨냥하면 점처럼  보이는 행성의 모습이 원반의 모습으로 커지게 된다는 것을 알아냈다.  그러나 그가 망원경을 향성 을 향하여 고전하고 보았을 때도 그 항성은 여전히 점으로 보였다. 갈릴레오는 이것이 항성 들이 행성보다 매우 멀리 떨어져 있기 때문이라고 생각했다. 다른 한편 항성들의 구조는 확 대를 하면 또렷이 잘 보일 거라고 생각했다. 항성은 극단적으로 멀리 떨어져 있다는 갈릴레 오의 의구심은 1838년까지도 해결되지 않아다.  그 해에 독일의 천문하자인  베셀은 태양이 아닌 다른 별까지의 거릴를 처음으로  측정하였다. 시차라고 알려진 방법을  사용하여 그는 61Cygni라는 이중성계와 지구까지의 거리를 측정하였다.  시차는 무척 이해하기 쉬운  거리 측정의 기법이다. 이 책은 읽는 당신도 그것을  혼자 시도해 볼 수 있다. 손가락 중  하나를 당신의 코 앞 1인치쯤에 세우라. 눈 하나를 감고 다른 하나의 눈으로 그것을 쳐다보라. 이제 당신이 감았던 눈을 뜨고 뜨고 있던 눈을 감으면, 그  손가락은 당신의 얼굴 앞에서 위치를 변화시키는 것처럼 보인다. 시차라 불리는  이러한 겉보기 운동은 관측의  각도가 달라지기 때문에 일어나는 현상이다. 시차가 거리 측정에 어떻게 사용되는지는  누구라도 쉽게 알 수 있다. 같은 손가락을 다시 당신의 얼굴에서 12인치쯤 떨어진 곳에 가져가라. 그리고 양쪽 눈 각각을 당신이 이전에 했던 것과  동일하게 계속해서 떳다 감았다 해보라.  곧 시차에 의한 편차가 훨씬 작아졌다는 것을 알  것이다. 관측되는 물체까지의 거리가  멀어질수록 시차에 의한 이동량은 비례해서 작아진다. 이러한 원리는 주어진 물체가  얼마나 멀리 떨어져 있는 가를 정하는데 이용될 수 있다.  첫 단계로 일정한 거리에 대하여  예측되는 시차가 얼마나 된느지 계산할 수 있다. 그리고 나서 대상을 관측하기  쉬운 두곳에서 관측함으로써 실제로 일어나는 이동량을 측정할 수 있다. 마지막으로 이러한 이동량을 이용하여 물체까지의 거리 를 측정할 수 있다. 베셀이 61Cygni의 거리를 측정하기로  했을 때, 그는 확실한 큰 시차를 얻을 만큼 서로 충분히 떨어져 있는 두 개의 관측  지점을 선택해야 한다는 것을 깨달았다. 그는 두 관측 지점으로 1년 중에  서로 반대인 계절을 선택하였다. 즉  여름과 겨울 사이를 선택하였다. 지구는 태양 주위의 궤도를 수억 마일 이상을 가로질러 여행한다. 이러한  위치 상의 이동 때문에 근처의 많은 별들은 시차 효과를 만들어  내게 된다. 베셀은 그의 망원경 을 사용하여 61Cygni의 하늘에서의 각 위치가 1년동안 대략1,000분의 1정도  이동한다는 것 을 알아냈다. 그는 시차에 대한 지식을 이용하여 61Cygni의 위치를 대략 60조 마일 정도 로 계산하였다. 우리는 일반적으로 현대 천문학 용어에서 마일보다는 광년을 사용한다. 1광년은 빛이 1년동안 이동하는 거리이며 대략 6조 마일 정도이다. 따라서 우리는 61Cygni를 10광년 정도 떨어져 있는  것으로 추정할 수  있다. 태양을  제외하고 지구에서 가장  가까운 별은 61Cygni가 아니고 프록시마 켄타우리라고  불리는 4광년밖에 안 떨어진  다소 어두운 붉은 천체이다. 다른 별들에 비해 가까운 천체임에도 불구하고, 여전히 프록시마 켄타우리는 태양 계에 가장 멀리 떨어져 있는 천체보다도 수천 배 이상이나  멀리 있다. 만일 우리가 지구와 프록시마 켄타우리까지의 거리를 축구장 크기에 비교한다면 지구에서 명왕성까지의  거리는 성냥개비 길이 정도의 거리 밖에 안 될 것이다.  지구에서 프록시마 켄타우리까지의 여행은 현재의 우주선 속도로는 대fir 수백만  년 정도의 시간이 걸릴 것이다.  이것은 명백히 너무 긴 시간이므로 오늘날의 우주인이 여행할 수는  없다. 무척 빠르고, 한 가족이 여러  세대에 걸쳐 여행하는 것이 가능한 우주선이 등장하고 나서야 항성간  여행은 실현될 것이다. 베셀 의 시대 이후에 수백만 개의  별들의 거리가 측정되고 기록되었다. 그러나  이 중 대다수는 시차 이외의 방법에 의존한 것이다. 시차의 방법은 수백 광년보다 먼 별의 경우에는 부적절 한 것으로 판명되었다. 그 대신 '광도 비교'와 같은 방법이 사용되어야만 한다. 광도 비교법 은 각각의 별들은 모두 그들이 방출하는 빛의 실질적인 양을 나타내는 절대적인 밝기를 가 지고 있으며, 별들은 지구에서 그것이 얼마나 밝게 보이는가를  나타내는 겉보기 밝기를 가 지고 있다는 사실에 근거를 두고 있다. 마치 밝게 불 밝혀진 방에 있는 전구의 효율성은 그 전구의 와트 수와 방의 크기 모두에 달려 있는 것과 같이 항성의 밝기는 그것의 절대  밝기 와 겉보기 밝기에 보두 의존한다. 그러므로 만일 우리가 항성에  대하여 두 가지 형태의 밝 기를 모두 안다면 우리는 그것이 얼마나 떨어져 있는지 계산할  수 있다. 항성의 겉보기 밝 기를 결정하는 것은 매우 쉬운 것처럼 보인다. 단지 그것이 얼마나 발게 보이는가를 측젼하 면 된다. 그러나 절대 등급을 구하는 것은 매우 어려운 작업이다. 확실하게 말하자면 우리가 그 별로 여행가서 그것이 실제로 뿜어내는 에너지가 얼마나 되는지를 측정할 수는 없다. 그 래서 그 별에 접근하지 않고도 그 별에 실제로 얼마나 에너지가 많이 있는지를 신뢰성 있게 추측할 수 있는 방법이 필요하다. 운 좋게도 천문학자들은 대부분의 알려진 주요 별들에 대 하여 항성의 밝기와 온도 사이에 상관 관계가 있다는 것을 알아냈다. 항성의 온도는 직접적 인 방법으로 측정할 수 있는데 항성의 온도가 항성으 식으로 표현되기 때문이다. 예를 들면 푸른색 별은 오렌지색 별보다 뜨겁고, 오렌지색 별은 붉은색 별보다 뜨겁다. 대부분의  경우 에 이러한 정보를 이용하여 특정한  별이 내놓는 에너지가 얼마나 되는지  결정할 수 있다. 항성의 온도와 그들의 절대 등급을 H-R(Hertzsprung-Russel  diagram)도라고 불리는 그래 프 위에 그려 보면 대부분의 별들은 주계열이라고 불리는  부분에 위치하게 된다. 주계열을 따라서 항성이 뜨거우면 뜨거울수록 밝기는 더욱 커지게 된다. 따라서 푸른색의 주계열성들 은 노란색의 주계열성보다 빛을 많이 내놓게 된다. 차례로 밝은 노란색은 오렌지색 보다 몬 래의 밝기가 크고, 오렌지색 별들은 붉은색 별보다 더 밝다. 태양은 가장 훌륭한 주계열성의 본보기이다. 태양의 온도와 밝기는 이러한 분류에서 적절한 범위 안에 있다. 어떤 별이 주계 열에 존재한다는 것을 알아내면, 천문학자들은 그 별의 거리를 서　게 추정할 수 있다. 일단 그들은 일정한 시간 간격 동안 별빛이  지구에 도달하는 양을 측정함으로써 항성의  겉보기 밝기를 얻는다. 그리고 나서 별의 색깔을 주의 깊게 결정함으로써 온도를 측정한다. 이 작업 은 일반적인 경우 분광기을 통하여 이루어진다. 분광기는 별에 의해 방출된 빛을 보든 파장 에걸쳐 측정할 수 있는 도구이다. 다음에 같은 온다를 가진  H-R도상의 다른 주계열성들과 그 별을 비교한다 마지막으로 그 별들 사이의 겉보기 밝기와 절대 밝기의 비율을 겨정한다. 이 비율이 적을수록 그 별은 지구에서 멀리 떨어져 있는  것이다. 모든 별들이 주계열에 있 는 것은 아니다. 적색 거성이라  부리는 어떤 별들은 붉은색을 띠고  있지만 거대하고 매우 밝다. 비록 그것들은 밝게 빛나지만 극단적으로 낮은 표면 온도를 가지고 있다. 백색 왜성이 라 불리는 다른 별들은 작고 어두우며 매우 뜨겁다. 이러한 예외적인, 주목할 많나 항성들은 주계열성보다 나이가 많으며 주계열성의 일생 중  마지막 단계 근어에 있는 것으로  생각된 다. 일정한 비유로 빛을 내는 물체-예를 들어 전구-와는 달리 항성은 그들의  일생 동안 단 계별로 좀더 크거나 적은 광도를 보여 준다. 궁극적으로 모든 항성은 타 없어지지만 ,그  과 정에서 아주 장관인 빛의 쇼를 보여 주기 전에는 일생을 마치지 않는다.   *별들의 이상한 성질*   대부분의 별들은 온도와 밝기가 밀접하게 관련되어 있는 위치인 주계열을 따라서  존재한 다. 다소간 차이는 있어도 주계열성들은 거의 일정한 비율로 빛을 낸다. 그러나 모든 법칙에 는 예외가 있다. 별들의 거인인 적색 거성은 그들의 거대한 표면적을 통하여 에너지를 급속 도로 방출하면서 빠르게 타버린다. 그와는 달리 백색 왜성은 매우 뜨겁고 어두우며, 캠프 파 이어의 잿불처럼 서서히 식어간다. 그러나 하늘에는 심지어 이상한 별이 숨어 있기도  하다. 세페이드로 알려진 노란색의 거성들은 크기와 광도가  주기적으로 변한다. 그들은 규칙적으 로 팽창과 수축을 하며 주름말처럼 늘었다 줄었다 한다. 그 별들은 수축 할 때 에너지를 급 격히 방풀하는 데 천문학자들은 이러한 에너지 방출의 비율이 전적으로 그 별의 절대 등급 과 관련이 있다는 것을 발견했다. 다시 말해서 세페이드의 주기는 밝기에 비례한다.  항서의 절대 밝기에 대한 지식은 그것이 얼마나 멀리 있는가를 알아내는 것과 같은 것이므로, 세페 이드는 훌륭한 거리의 지표가 된다.     20세기 초반에서 중반 이전까지 과학자들은 항성이 수축하는 것에 의해서 에너지를  만들 어 낸다고 믿었다. 그것은 단지 생각일 뿐이었지만 항성들이 수축하면서 점점 더 뜨거워 지 고 이러한 작용에 의하여 빛을 낸다고 생각했다. 그러나 이것은 항성이 빛나는 원론적인 방 법이 될 수 없다. 민일 그렇다면 항성들은 우리가 현재  알고 있는 나이인 수십억 년보다는 훨씬 적은 시간인 겨우 수백만 년을 지탱할 수 있었을  것이다. 현재 우리들은 항성이 가벼 운 원소로부터 무거운 원소를 만들어 재는 관정인 핵융합에 의하여 연료를 공급받고 있다고 알고 있다. 핵융합이 일어날 때마다  에너지가 부산물로 방출된다. 우주 공간으로  방출되는 이 에너지가 바로 우리가 보는 별빛인 것이다. 핵융합 과정은  두 개의 수소 원자핵이 서로 충돌하여 중양자(deuteron)라고 불리는 것을 형성하는  것으로 시작된다. 중수소(deuterium) 의 원자 핵인 중양자는 전기적으로 양성인 양성자와 중성인 중성자의 결합체이다. 중양자느 또다른 양성자와 쉽게 결합하여 헬륨을 형성한다. 차례로 헬륨은  서로 융합하여 탄소와 같 이 좀더 무거운 원소를 형성할 수 있다. 전형적인 항성의  경우 무거운 원소가 상당량 만들 어질 때까지 핵융합이 일어난다. 우리는  여기서 두 개위 서로 다른  종류의 별을 구분해야 한다. 종족1과 2가 그것이다. 이들 그룹은 상대적인 연령 차이에 의하여 구분되는데, 후자가 전자보다 나이가 많다. 그들은 또한 존재하고  있는 위치에 의해서도 구분될 수 있다.  우리 은하인 은하수는 마치 비행접시처럼 생겼다.  중심의 불룩 튀어나온 부분을  납작한 원반이 감싸고 있는 형태이다. 종족1은 주로 은하의 원반 부분에서 발견되는 데 반하여 종족2는 은 하 중심의 불룩 튀어나온 부분을 감싸고 있는 헤일로  부분에 주로 존재한다. 종족2형 별들 의 나이는 우주의 초기 상태까지 거슬러올라간다. 우주가 수소와 헬륨으로 가득 차 있을 때 형성되었으며, 실질적으로 그들은 무거운 원소를  가지고 있지 않다. 그들의 별빛은  수소와 중수소 같은 가벼운 원자핵의 핵융합 반응을 통하여 방출되느  것다. 그들은 융합한 가능한 물질이 다 소진될 때까지 빛날 것이다. 종족2형 별이 죽을 때, 그것을 구성하고 있던 물질은 우주 공간으로 널리 흩어진다. 이런 먼지들의 일부는 새로운  종족1형 별을 만드는 데 사용 될 것이 확실하다. 이러한 방법으로 우주의 물질은 순환하게 된다. 비록 종족1형 별이  주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있지만 그들 또한 무거운 원소를 가지고 있는데, 이 원소들은 항 성 질량의 1-2%를 차지하고 있다. 이러한 무거운 원소들은 이들 별이 형성될 때 모았던 가 벼운 원소로부터 생성된 것이다. 태양은 종족1형 별의 좋은 예이다. 태양은 한때 자신의  전 세대였던 별에 속했던 물질을 가지고 있다. 태양이 죽을 때 과연 무슨 일이 벌어질까? 수십 억 년 동안 우리의 엄마별은 좀  더 밝게 빛날 것이다. 그것은 자신이  가진 원래의 수소의 양이 거의 남아 있지 않게 될 때까지 핵융합 반응을 더욱 확장시켜 나간다. 그리고 나서, 미 래의 어느 순간, 태양 내부의 모든 핵융합 반응은 멈춘다.  '핵융합 후 단계'로 접어들기 전 에 태양은 두 개의 서로  다른 영역으로 명확히 구분된다. 내부의  영여고가 외부의 영역이 그것이다. 내부의 영역에는 수소가 거의 남아 있지 않고, 외부의 영역에는 수소가 조금 남아 있다는 것으로 이들 영역을 구분할 수 있다. 태양을 이렇게  분리 시키는 변화는 빠르게 일 어난다. 내부 영역에서 핵융합 반응이 더 이상 일어나지 않으며 자신의 무게의 영향으로 수 축하기 시작한다. 이 부분은 작고 뜨거운 핵으로 수축도리  것이며 밀도가 높아지고 어두워 진다. 반대의 운명이 기체의 구를 서로 약하게 잡고 있는 외부의 영역을 기다리고 있다.  안 쪽 영역에서 발생된 충격파가 안쪽 물질을 자꾸 바깥으로 밀어낸다.  짧은 시간 도안 그 바 깥쪽 영역은 빠르게 커지게 되며, 부풀게 되고, 크기가 수백 배로 늘어나게 된다. 그것이 팽 창하면서 식어가게 되어 온도가 수천 도 정도로 낮아지게 된다. 이제 필연적으로 태양은 차 갑고 밝은 적색 거성이 된다. 이것은 현재 지구의 궤도 근방까지 차지할 만큼 크기가  크고, 수천 광년 떨어진 곳에서 육안으로 보일 만큼 밝다. 수백만  년 동안 그러한 상태를 유지하 면서 점진적으로 자신의 바깥쪽 껍질의 물질을 우주 공간으로  방출한다. 마침내 태양의 기 체로 된 바깥 영역에는 아무 것도 남지 않게 된다. 남은 모든  것은 오로지 뜨겁고 하얀 핵 뿐이다. 태양은 백색 왜성이 될 것이다.  그 핵은 오그라들면서 에너지으 남은 양을  방출할 것이며, 마침내 태양은 소멸될 것이다.     *태양의 중성미자의 딜레마*   별들을 빛나게 하는 핵융합 반응의 결과 중 하나가 중성미자라 불리는 준원자 입자의 생 성이다. 예를 들면 태양은 수소가 헬륨으로 계속 융합되는 매 시간 동안 계속하여 중성미자 를 만들어 낸다. 따라서 태양 내부의 핵융합이 일어나는 것을 증명하는 하나의 방법으로 방 출되는 중성미자의 개수를 세수 것이 될 수 있다. 중성미자는  매우 감지하기 어려운 즉 잡 기 힘든 입자로 악명이 높다. 그들은 다른 입자들과 지극히 드물게 반응하며, 하나의 중성미 자를 멈추게 하려면 1광년 정도 길이의 납이 필요하다.  그럼에도 불구하고 인간은 그 정체 를 밝히기 위해 끈질기게 추구하여 이 붙잡기 어려운  물체를 포획하는 방법을 개발하였다. 20년 동안, 사우스 다코타주의 홈스테이크 금광 깊은 곳에서  염소가 포함되어 있는 순수한 물이 가득 차 있는 수백 갤런의 큰 통 속에서 탱양 중성미자를 잡기 위한 실험이 계속 진행 되고 있다. 이 실험은 태양에서는 많은 수의 중성미자가 방출되며 그 중 일부는 반응한다는 사실에 기반을 두고 있다. 태양 중성미자가 액체와 충돌하면서  그것들은 염소 중의 일부를 방사능 붕괴성 아르곤으로 변화시킨다. 그리고 만들어지  아르곤의 양이 과학자들에게 얼마 나 많은 양의 중성미자가 방출되었는지를 알려 준다. 그리고 나서 이 양은 이론적으로 예측 되는 값들과 비교된다. 그러나 오랜 시간 동안 이론은 불완전한 것이었다. 태양 핵융합 반응 모델은 실제로 관측되는 것보다 많은 양의 중성미자를 예측하고 있었다. 중성미자는 질량이 없다는 -따라서 다른 입자들로 붕괴하지 않는다는 -가정을 감안하더라도 예상되는 태양 중 성미자 양의 4분의 1정도만이 실제로 감지되고 있는 사실을  과학자들은 설명할 수 없었다. 최근에 로스 알라모스 실험실의 물리학 팀이 중성미자는 비록 작기는 하지만 0은 아닌 질량 을 가지고 있다는 것을 실헙적으로 알아 내었다. 만일 이것이 정확하다면, 이러한 발견은 위 에서 기술된 이론과 관측상의 불일치를 설명할 수 있을  것이다. 겉보기에는 태양에서 방출 되는 많은 둥성미자들은 탐지기에 도달하기 전에 붕괴되는 것처럼  보인다. 오랜 시간 동안 풀리지 않았던 수수께끼가 푸리는 것처럼 보인다.     펄사의 비밀   태양의 2,3배 질량에 못 미치는 별들은 태양과 운명이 비슷하다. 그 별들은 필연적으로 백 색 왜성이 될 것이며, 점차로 빛이 약해진다. 이러한 방식으로 태양과 동일한 경로를 거치게 된다. (그 속도는 각기 다른데 그것은 항성의 질량에 달려  있다. )그러나 무거운 별들은 좀 더 극적인 형태의 진화를 거치게 된다. 그별들은 강력한 초신성 폭발로 종말을 맞는데, 이때 에는 비록 잠시 동안이지만 은하 내에 같이 있는 별들보다도  밝은 빛을 낸다. 1987년 세계 는 기대하지 않았던 항성의 불꽃 놀이를 목격하였다. 초신성성 폭발이 그것이다. 그  섬광을 처음 목격한 사람은 칠레의 라스 캄파나스 천문대의 기술자인 듀할드였다. 2우러 24일 이른 아침에 커피를 마시면서 그는 거미 성운 이라 부릴는 기체 덩어리 근처의 하늘의 한 영역이 여느 때와는 달리 매우 빛나고 있음을 알아차렸다. 그러나 그는  몇 시간 후 동료인 캐나다 의 천문학자 셀톤을 만나기 전까지는 이 사실을 대수롭지  않게 생각하였다. 캐나다 토론토 대학이 파견한 라스 캄파나스 천문대의 상주 관측자라는 영구 직업을 갖기 위하여 대학원을 중도에 그만둔 셸톤은 그날 아침  평상시와 마찬가지고 대마젤란 성운을  관측하고 있었다. 관측을 위해 그는 사진 건판을 시야가 넓은 망원경으로 모은 빛에 노출시키는 천체 사진 작 업을 하고 있었다. 나중에 그 건판을 현상할 때, 그는 그 자리에 있어서는 안될 커다랗고 밝 은 빛의 점을 발견하였다. 셸톤은 놀랐다. 그는 장비에 하자가 있거나 EH는 뭔가 새로운 것 이 거기에 나타났기 때문이라고 생각했다. 그는 바깥으로 걸어나가서  신 새벽의 하늘을 바 라보았다. 대마젤란 성운이 포함된 하늘의 일부 영역의 가운데  부분에 갑자기 나타난 밝은 점은 그전까지 아무도 보지 못했던 새로운 별이라는 것이  거의 확실하였다. 셸톤은 자신이 중요한 발견을 했다는 것을 확신하면서 듀할드와 그의 동료들이 일하고 있었던 곳으로 걸어 갔다. 셸톤과 듀할드는 그들의 경험을 같이  이야기 하였고, 그들이 초신성-10만 광년 떨어 져서 터지는 별-을 목격했다는 것으로 결론을 내렸다. 듀할드와 그의 동료들은 천문학의 발 견을 종합하는 곳인 매사추세츠에 있는 중앙천문전보국으로  재빨리 전보를 보냈다. 칠레에 있는 그룹이 그들의 관측을 기록했고 잠시 후, 뉴질랜드의  아마추어 천문가인 존스가 독립 적으로 그의 독자적인 초신성 목격을 보고해 왔다. 이러한  이유로 1987년의 초신성은 때로 는 셸톤-듀할드-존스초신성이라고 불린다. 좀더 일반적인 명칭으로는 초신성 1987A로 알려 져 있다. 초신성 폭발은 초거성이라고 불리는 매우 거대한 별의 일생에서 마지막 단계 중의 하나로서 발생한다. (우리가 여기서 말하는 초신성은 일종의  친숙한 초신성 그룹인 2형 초 신성이다.) 몇 가지 면에서 이 거대한  별들은 일반적인 거성을 닮았다. 둘 다  모두 차가운 기체의 외각 부분을 가지고 있고, 뜨겁고  압축된 핵을 가지고 있다. 거성의 중심부  온도는 단지 몇 개의 무거운 원소들을 합성할 수 있는 핵융합 반응을 점화할 수 있을 정도밖에  되 지 않는다. 따라서 핵융합 반응 과정은 멈추게 되고 필연적으로 백색 왜성이 남게 된다.  그 와는 달리 초거성의 핵은 밀도가 훨씬 높으며 따라서 온도도  높다. 그 벌들은 가벼운 원소 들끼리 융합하여 여러 가지 종류의 무거운 원소를 만들어 내는 큰 솥과 같으며 점진적으로 좀더 복잡한 물질을 만들어낸다. (탄소에서부터  마그네슘,그리고 규소,황 마침내는 철에 이 르기까지.) 일단 철이 그 별들의 핵에서 생성되면 그 초거성은 진화  선상의 끝에 다다른다. 철은 그들끼리 서로 융합하여 좀더 무거운 원소를 만들지 못한다. 따라서 좀더 거대한 액융 합 반응의 가능성이 없는 상태에서 그핵이 에너지를 좀더 얻을 수 있는 방법은 스스로 수축 하는 것뿐이다. 따라서 이 별들은 약 10만분의 1초 동안에 급격히 수축하게 되며 그 별들의 핵은 지름이 70마일 정도 되는 구형으로 축소되어 버린다. 이러한 급격한 수축은 별의 나머 지 부분을 우주 공간상의 수백만 마일까지 날려 버리기에 충분할 만큼의 믿을 수 없을 정도 의 강력한 에너지를 방출한다. 이러한 충격파에서 밀려나온 기체들은 때때로 초신성 잔해라 고 알려진 여러 가지 색깔의 희미한 형태로 자리잡는다.  게성운이 이러한 잔해의 대표적인 예이다. 초신성 폭발이 갑작스럽게 일어난다는 것은 의심할 여지가 없다. 눈 깜짝할  사이에 우주에서 가장 큰 항성들 중의 하나인 초거성이 완전히 분해되어 버린다. 원래 항성의 질량 중에서 단지 압축된 핵만이 남게 된다. 이것이 그 별들이 순수한 중성자로만 이루어졌기 때 문에 붙여졌다. (중성자는 양성자와 전자가 서로  압축되어 만들어진다.) 천문학자들이 중성 자별을 확인하는 전형적인 방법은 전파의  형태로 방출되는 강한 복사를  관측하는 것이다. 그런 천체를 처음 본 것은 1967년 벨과 휴이시가 그들이 관측하고 있던 별자리에 있는 전파 원으로부터의 전파 신호에서 규칙적인 변동이 있음을  알아차렸을 때이다. 그들은 처음에는 이런 주기적인 신호가 외게 문명이 보내는 메시지일지도 모른다고 생각하였다. 그들은 멀리 있는 외계 행성의 진보된 문명 사회가 지구로 인사를 보낼 수 있을지도 모른다고 생각하였 다.     *감마선 폭발*   천문학에서 가장 오랫동안 수수께끼로 남아 있던 것 중의 하나는 감마선 폭발이라 불리는 강한 고에너지 폭발의 근원이 무엇인가라는 것이다. 감마선 폭발은 1960년 미국방부가 핵폭 발을 탐지하기 위한 목적으로 위성 탐사를 하던 중에 발견되었다. 이러한 복사의 흐름은 하 늘의 모든 부분에서 오는 것으로 보인다. 평균적으로 하루에 한 번씩 폭발이 나타난다. 1973 년 이후로 이런 변화에 대한 정보는 기밀 문서에서  해제되었으며, 이론가들은 더욱 어려운 문제를 풀기 위해서 바빠졌다. 무엇이 이런 빈번하고 강력한 폭발을 만드는가? 예루살렘 히 브리 대학의 피란을 포함하여 많은 연구자들이 감마선 폭발은 중성자별 붕괴의  산물이라는 것을 진지하게 연구하여 왔다. 피란의 모델에 의하면 두  개의 중성자별이 쌍성계로 구성되 어 서로 다른 것의 주위를 돈다. 마침내 그 쌍성계는  불안정해지고 하나의 천체가 다른 하 나에 충돌하여 부서진다. 이 충돌은 입자의 형성을 급격히 일어나게 만들고, 자신을  고주파 수의 감마선 형태로 유지시킨다. 다른 연구자들은 이웃의 별에서  물질이 빠른 속도로 중성 자별로 빨려 들어갈 때 이런 폭발이 일어난다고 이론화하였다.  이것은 복사의 홍웃를 만들 어 낸다. 천문학자들은 이러한 가설들을 알려진 중성자별들 가운데  가까운 것을 주의 깊게 관측함으로써 검증해 보기를 원하고 있다. 곧 그들은 이 신화의 진정한 근원을 알아 내었다. 지름이 대략 6마일 정도 되는 중성자별이었다. 그들은 관측된 신호를 만들어 내기 위해서는 이 천체가 1과 3분의 1초 동안 한 바퀴를 돌아야 한다고 추정하였다. 규칙적인 신호의 빠른 생성 때문에 그들은 이것을  펄사라고 불렀다. 오늘날 '중성자별'그리고  '펄사'라는 용어는 다소간 혼동되어 사용되기도 한다. 전형적으로 전자는 이론적인 논의에서 사용되며, 특히 물 체의 구성 성분에 대한 용어이고, 후자는 물리적인 기술을 위한 용어인데, 특히 물체의 회전 성질에 관한 용어이다. 왜 펄사는 그 토록 빠르게 회전하는가? 그 대답은 '각운동량의 보존 '이라는 물리적 원리에서 찾을 수 있다. 각 운동량은 다음의 세 가지 성질에 의존하는 물체 의 물리적 성질이다. 질량과 물체의 형태가 뻗어 있는 길이, 그리고 얼마나 빠른 속도로  도 는가가 그것이다. 그 각운동량은 본질적으로 일정한데, 이것은 고립된 물체에서  각운동량은 생성되거나 소멸되지 않는다는 의미이다.  그러므로 회전하는 물체가  일정한질량을 가지고 있다고 가정하면, 그것은 밖으로 퍼져 나갈수록 느리게 회전해야 하며, 안으로 움츠러들수록 빠르게 회전해야 한다. 이와 같은 원리는 스케이트 선수들이 자신의 팔을 몸 안쪽으로 끌어 당기면 점점 더 빨리 회전하게 되는 것에서 볼 수 있다. 각  운동량 보존 법칙을 펄사에 적 용하게 되면, 우리는 왜 그것들이 그토록 빨리 도는지를 알 수 있게 된다. 펄사를  형성하는 별의 중심핵이 수축함에 따라 펄사는 전체 각운동량을 보존하기 위하여 점점 더 빨리 회전 할 수 밖에 없다. 그러므로 펄사가 그토록 빠른 속도로 돌고 있다는 것은 그것의 수축이 그 만큼 심각하기 때문이다. 벨과 휴이시의 빌견 직후에 펄사가 게 성운에서 발견되었다.  천문 학자들은 게 성운이 초신성의 잔해라고 몇 년 전부터 생각하고 있었다. 그러므로 펄사가 그 곳에서 발견되었다는 것은 폭발 중에 중성자별이 형성된다는 벨과 휴이시의 이론을  확인시 키는 것이었다. 벨과 휴이시의 발견 이래로 수백 개의 펄사가 우리 은하에서 관측되었다. 그 러나 여전히 많은 펄사들이 발견되지 않은 채 남아있다.  덴마크의 아러스 대학의 타우리스 같은 과학자들은 너무 어두워 보이지 않는 펄사들이 수십만 개 정도 존재한다고 이론화하기 도 했다. 타우리스는 PRS J0108-1431이라고 불리는 케터스자리의  280광년 떨어진 곳의 희 미한 펄사를 직접 발견한 것을 토대로 이러한 주장을 하고 있다. 1994년에 그는 1분에 74회 전하는 이 천체를 오스트레일리아의 팍스에 있는 전파 망원경을 사용하여 발견했다. 이것은 지금까지 발견된 가장 가깝고 가장 어두운 펄사이다.       블랙홀   대부분의 사회에는 자신의 정체를 알리지 않고 사는 소수의  사람들이 있게 마련이다. 이 러한 은둔자들은 남의 눙을 피해 생활하며, 자신들이 홀로 남겨지기를 원하고, 또한 다른 사 람들이 너무 많은 질문을 하지 않기를 바란다. 우중에도 이러한 은둔자들이 있다. '블랙홀', 즉 공간에서 가장 무거운 별들의 무척 밀도가 높은 최종 산물들은, 우주의 신비로운 은둔자 들이다. 블랙홀은 비밀의 장막으로 가려져 있고, 실제로 자신의 비밀이 드러나는 그 어떤 정 보도 누설하지 않는다. 블랙홀이라는 용어는 프린스턴의 물리학자인 휠러가 1968년에 쓴  < 우리의 우주, 알고 있는 것과 모르는 것들>이라는 논문에서 처음 등장해다. 휠러는 '중력적 으로 붕괴된 물체'라는 용어를 사용하는  데 지쳤고, 좀도 간단하고  뜻을 명확하게 기술할 수 있는 용어를 만들기를 원했다. 그는 '블랙홀'이라는 말이 좀더 그 의미를 활기시킬 수 있 다고 생각했다.블랙홀은 가장 무거운 초거성의 수축에 의해 형성된다. 이러한 과정에서 중성 자별이 생기는 것처럼, 항성 중심의 철의  핵이 자신의 무게 때문에 배우 빠르게  수축하며, 강력한 에너지의 방출을 일으킨다. 그러나 중성자멸의 경우에는 이러한 수축이 중심의 핵에 있는 물질이 전부 중성자로 바뀌고 박은 공 모양으로 압축되면  곧 멈춘다. 그와는 달리 블 랙홀은 중심핵의 질량이 너무 커서 그 수축이 무한히 계속될 때 탄생하게 된다. 중성자들은 자신들의 중력적인 인력 때문에 가루로 부서지게 된다. 그런 과정을 통해 남게 되는 물질은 상상할 수 없을 정도로 밀도가 큰  것들이다. 블랙홀은 너무 무겁기 때문에, 그들은  거대한 중력장을 내포하고 있다. 이러한 힘은 너무도 강력하여 아무 것도 그들로부터 탈출할 수 없 으며, 심지어 빛조차도 그러하다. 그것이 그들이 '블랙'이라고 불리는 이유이다. 그들은 그들 경계의 내부에 있는 어떤 것도 볼 수 없게 한다.  그들의 내부로부터 모든 물질들을 달아나 지 못하게 하는지를 이해하기 위하여 우리는 일반상대성 원리라는 것을 논의해야 할 필요가 있다. 일반상대성 이론은 아인슈타인이 주장한 것으로 행성, 항성 그리고 블랙홀 등과  관령 이 있는 중력에 관한 매우 성공적인 이론이다. 1916년 아인슈타인이 제기한 이 이론은 공간 과 시간이 거대한 물체에 의하여 어떻게 휘어지는가를 기술한다.  간단히 말해서 그것은 물 질이 공간을 휘어지게 만들고 공간의 휘어짐은 차례로 그 공간을 지나는 물체의 운동에 영 향을 준다는 것을 기술하고 있다. (흔히 말하는 '공간 이동'-공상 과학 소설과 영화의  도처 에 있는 -은 이러한 원리를 표현하는 것이다. 아인슈타인의 모델이 어떻게 작요하는지 설명 해 보자. 첫 단계로 길이, 너비, 부피의 3개의 차원에 뒤이은 실제의 4번째 차원으로서 시간 을 생각하자. 이제 아인슈타인의 이론에 의해 질량이 시공간을  휘게 만드는 상태에 대하여 설명해 보자. 우리는 이것을 트램펄린  막의 표면에 몰멩이를 하나 놓는  것으로 표현할 수 있다. 그 돌의 무게는 팽팽하게 당겨진 트램펄린의 막을 아래쪽으로 약간 처지게 만든 것이 다. 비록 그 트램펄린이 여전히 팽팽하기는 하지만 중앙에 약간 움푹 패인 곳이 있게  된다. 이제 우리는 몇 개의 돌을 트램펄린의 표면에 올려 놓는다. 이 돌들은 좀더 큰 효과를 가지 게 되며 막의 표면을 능동적으로 만들어 좋는다. 사실 좀더  많은 돌을 올려 놓을수록 트램 펄린의 표면은 좀더 많이 휘게  될 것이다. 같은 방식으로 무거운  물체들은 우주의 구조를 휘게 만들어 놓는다. 마치 10개의 돌이 한 개의 돌보다  트램펄린의 표면을 많이 휘게 만들 어 놓듯이, 태양보다 좀더 무거운 질량을 가진 물체는 태양  질량 혹은 그이하의 질량을 가 진 물체에 의한 효과보다 더욱 크게 공간을 휘어 놓는다.  만일 테니스 공이 팽팽하게 당겨 진 트램펄린의 평평한 표면위를 굴러간다면,  그것은 일직선을 따라서일 것이다. 그와는  달 리, 어느 움푹 들어간 곳의 주위를 빙빙 돈다면, 그  공은 휘어진 경로에 관계하게 된다. 비 슷하게, 시공간상에서 평평한 지역(무거운 믈질을 거의 가지고 있지 않은)을 지나가는 물체 는 일직선 경로로 계속 가게 되고, 휘어진 시공간(매우 무거운 물질을 가지고 있는)을 여행 하는 물체는 휘어진 경로를 따라 운동하게 된다. 우리의  이론적인 분석을 완성하기 위하여 이제 블랙홀이 그들 주변의 시공간에 미치는 영향을 조사해  보자. 오른쪽의 그림처럼 극단 적으로 밀도가 높은 물질을 트램펄린의 막 위에 올려 놓아진  둥근 돌로 표현해 보자. 당연 히 이것은 막에 심각한 영향을 줄 것이다. 그것은 막을 휘게 할 뿐만 아니라, 아마도 찢어놓 을 수도 있을 것이다. 같은 방식으로 우주의 어느 영역에  있는 블랙홀의 존재는 주변을 찢 어놓을지도 모른다. 이러한 시공간상의 찢아진 구멍을 우리는 특이점이라고 부른다. 이제 우 리는 왜 물질이 블랙홀에서 탈출할 수 없는지 알아보자. 트램펄린의  막 위를 굴러 둥근 돌 에 의해 만들어진 구명에 빠지는 테니스공과 같이, 블랙홀  주위를 움직이던 물체들은 그것 의 가파른 중력적 벽에 의하여 붙잡히게 된다. 더 나아가  블랙홀의 경우에는 이 재수 없는 물질을 구명에서 다시 꺼내기 위해서는 무한한 양의 에너지가  필요하게 된다. 당신은 블랙 홀에 영원히 붙잡히는 일이 없이 얼마나 가까이 다가갈 수 있는 것으로 판명되었다. 되돌아 올 수 없는 지점은 '사건의 지평선'으로 알려져 있는데, 블랙홀에서부터 슈바르츠실트 반경 으로 알려진 거리만큼 떨어진 곳에 있는 구형의 지점이다. 이 반경은 단지 블랙홀의 질량에 만 의존한다. 예를 들면 태양 질량 정도 되는  블랙홀은 2마일보다 작은 슈바르츠실트 반경 을 가진다. 따라서 당신이 2마일 이내로 접근하지만 않는다면 당신은 안전하게 되돌아올 수 있다. 당신이 사건의 지평선 내에 있게 되면 귀환이란 있을 수 없게 된다. 당신은 아마도 시 간과 공간의 특이점이 존재하는 구멍의  죽음의 중심으로 끌려들어가게 될  것이다. 시간의 조각 안에서 아마도 당신은 그곳에 있는 무한한 중력의 힘에  의하여 가루가 될 것이다. 우 리는 한 번 블랙홀 안으로 들어간 물체는 다시는 떠날  수 없다고 말하였다. 하지만 과학자 들은 블랙홀이 약간의 에너지를 방출하고 있다는 사실을 알아  내었다. 어떻게 이것이 가능 한가? 저 유명한 영국의 물리학자 스티븐 호킹은 1974년에 블랙홀이 0도가 아닌 온도를 가 지고 있으며, 심원우주보다 다소 높은 온도를 가지고 있다는 것을 보여 주었다. 주변의 온도 보다 뜨거운 모든 물질들은 열을 방출해야만 한다. 그리고 블랙홀도 예외는 아니다.  그러나 전형적인 블랙홀이 이러한 방식으로 완전히 증발(자신의 에너지를 모두 내놓는것)하려면 수 십억의 수십억 녀이 걸릴 것이다. 블랙홀이 내놓은 에너지는 호킹 복사라고 불린다. '블랙홀 ''이라는 용어는 일반 대중에게 가장 친숙한 천문 용어 중의 하나이다. 그러나 이러한 친숙 함과 블랙홀의 실제성을 직접 연관짓는 것은 논의 밖의 일이다.  사실 오랜 시간 동안 블랙 홀은 가설상의 존재였다. 수학적인 관점에서 보자면 대학원생들을 위한 좋은 연습문데 정도 였다. 그러나 최근에 와서 블랙홀이 존재한다는  것에 대한 증거가 점차 즐어나고 있다.  그 증거들은 직접적인 것들은 아니며-결국 블랙홀은 보이지 않으므로-사건의 지평선으로 떨어 지는 물질들로부터 방출되는 빛을 통하여 나타나게 된다. 이러한 방법으로 블랙홀을 감지하 는 것은 마치 연기의 그림자를  보고 캠프화이어의 불타는 석탄을 찾는  것과 같다. 1994년 여름, 블랙홀의 강력한 증거가 허블 우주 망원경에  의하여 M87이라고 불리는 오천만 광년 떨어진 처녀자리 은하단에 있는 은하의 중심에서  발견되었다. 우주망원경을 사용하여 찍은 사진은 상당량의 빛나는 성간물질들이 굉장한 속도로 이동하는 것을  보여 주고 있다. 이러 한 큰 속도는 질량이 태양의 20억 배  정도 되지만 지름은 수천억마일 이내인 물체에 의해 형성되는 것처럼 보였다. 이러한 거대한 밀도는 M87의 중심에 초거대 블랙홀이 존재한다는 것을 강하게 의미하고 있다. 많은 이론가들은 우리 은하의  중심에도 또한 초거대 블랙홀이 존재한다고 확신하고 있다. 더 나아가, 이런 사실의 긍정적인 증거가 발견되고 있다. 과학자 들은 허블우주 망원경을 사용한 미래의 관측이 이러한 놀라운 질문에 도움이 될 것으로 희 망하고 있다.     은하의 리듬   허블 우주 망원경이 최근에 블랙홀 증거를 찾은M87과 같은 천체들은  지구로부터 수백만 광년이나 떨어져 있다 그것들은  은하수의 가장자리 바깥에 위치하고  있으며, 따라서 우리 은하에 속해 있지 않다. 더욱이 그것들은 자신의 독자적인  권리를 가지는 독립적인 은하들 이다.  흥미롭게도 과학자들이 우리 은하의  바깥에 은하가 존재한다는 것을 알아  낸 것은 최근의 일이다. 오랫동안 과학자들은 은하(우리가 현재 알고 있는 것)를 성운이라 불리는 기 체 구름으로 믿고 있었으며, 우리 은하의 영역 안에 존재하는 것으로 알았다. 망원경을 사용 하면 이들 성운들은 여러 가지 형태와 크기를 가진 흐릿한 모습으로 하늘에 흩어져 있는 것 처럼 보인다. 젊은 천문학자인 허블이 이들 '성운의 거리를 측정하여 이것들이 우리 은하의 영역에 존재할 수 없다는 것을 증명한 시기는 1920년대이다 허블은 두 번의 세계대전 중간 에 윌슨 산에 있는 후커 망원경을 사용하여 이러한 많은 천체들의 위치를 결정하고 기록하 였다. 지구로부터 그것들이 얼마나 떨어져 있는가를 계산할때 그는 세페이드 변광성 기법을 사용하였다.   세페이드별은 고유한 성질 - 천문 측정에  있어서는 매우 바람직한 - 을  가지고 있는데, 그것은 세페이드의 절대 밝기에 따라서 그 별들이 내놓는 빛의 변화 주기가 빨라지기도 하 고 늦어지기도 한다는 것이다. 그러므로 이러한 변광 주기를 측정함으로써 세페이드의 절대 밝기를 측정할 수 있다. 그리고 나서 세페이드의 절대 밝기를 겉보기 밝기에 결합시킨 다음 그것에 의해 세페이드가 얼마나 떨어져 있는가를 알아 내는  것이다. 이러한 이유로 세페이 드는 '표준 광원' 으로 알려지게 되었다.  이것의 예측 가능한 방출광은 세페이드를 뚜렷한 거리 표시계로 만들었다.   길고 통풍이 잘 되는 복도의 한쪽에 깜빡이는  촛불을 죽 나열해 놓은 광경을 상상해 보 자. 각각의 촛불은 같은 양의 빛을  낸다. 갑자기 하나를 제외하고 각각의 촛불들이  바람이 불어서 꺼졌다. 우리는 남아 있는 불꽃의 밝기를 표준적인  촛불의 밝기에 비교함으로써 아 직 불타고 있는 촛불까지의 거리를 계산할 수 있다. 비슷한 방법으로, 천문학자들은  세페이 드의 밝기를 그들까지의 거리를 측정하는 데 사용하였다. 허블은 세페이드의 방법을 안드로 메다 성운으로 알려진 나선구조를 가진 천체에까지  확장하였다. 1924년에 그는 안드로메다 성운에서 십여 개의 세페이드를 발견하였으며, 그들의 변광 특성을 그들까지의 거리를 측정 하는 데 사용하였다. 그의 결론은, 안드로메다  성운은 우리 은하의 지름보다 10배나 더  큰 거리인 백만 광년만큼 떨어져 있는 것으로 나왔다. 그래서  허블은 안드로메다가 그 이전에 생각했던 것보다 훨씬 멀리 떨어진.그러므로 훨씬 더 큰 것임에 틀림없다는 것을 증명하 였 다. 안드로메다의 크기를 재평가하는 과정에서 그는 그것을 은하의 규모로 계산하였다. 허블 덕분에 오늘날 우리는 안드로메다 은하가 우리  은하에 가장 가깝고 모양과 크기에서  많이 닮았다는 사실을 알게 되었다. 좀 작기는 하지만 안드로메다 은하보다 우리 은하에 좀더 가 까운 은하들이 몇몇 있다. 이미 오래 전부터 마젤란 성운이라고 불렸던 두 개의 구조물들은 우리 은하에 부속된 '섬 은하'로 믿어져 왔다.  두 개 중에서 좀더 가까운 대마젤란 성운은 약간 불규칙적인 형태의 은하로 우리 은하로부터 17만 광년 떨어진 곳에 있다. 그것과 소마 젤란 성운은 우리 은하의 위성 은하이고, 줄에 매인 개처럼 우리 은하에 중력적으로 속박되 어 있다.   1994년 케임브리지 대학의 천문학자인 이바타(Rodrigo  Ibata), 어윈(Mike Irwin), 그리고 글리모어 (Gerry Glimore)는 오스트레일리아에 있는 슈미트 망원경을 사용하여 마젤란 성운 보다 우리 은하에 좀더 가까운 은하를 발견했다고 발표했다 사수자리 왜소 은하(Sagittarius dwarf)로 이름 붙여진 이것은 우리 은하 중심에서 단지 5만 광년  떨어진 것이 었다. 이 은 하는 너무도 근접해 있어서 결국 우리 은하 쪽으로 떨어져 들어와 수억 년 주기 이내에  우 리 은하에 의하여 잡아먹힐 운명이다.   왜 이러한 가까이 있는 은하들이 좀더 일찍 발견되지 않았을까? 이유는 명백하다. 사수자 리 왜소 은하는 우리 은하  중심의 불룩 튀어나온 부분 뒤편에  자리잡고 있었기 때문이다. 이 불룩한 중심부 안에는 많은 개수의 극단적으로 무거운 별들이 존재하고 있으며, 성간 먼 지와 기체들의 안개로 둘러싸여 있다. 이렇게 복잡한 영역의  바깥에 존재하는 은하들이 거 의 보이지 않는 것은 놀라운 일이 아니다.   새로운 은하를 자세히 관측하기 위하여,과학자들은 다중광섬유 분광기 (multiple - optical - fiber spectrograph)라는 기계를 사용하였다. 이 기계는  멀리 있는 별들이 내는및의 주파 수의 변동을 측정함으로써 시선방향 속도를 조사한다. (이것은 도플러 효과에 기반을 둔 것 으로, 주파수와 속도와의 관계는 뒤의 6장에서  기술될 것이다. )  케임브리지 연구팀은  이 장치를 은하수의 불룩한 부분에 존재하는 수백만 개의 항성의 속도를 결정하는 데 사용하였 다. 그 중에서 2백여개의 별들은 일정한 조화 속에서  움직이는 것처럼 보이는 집단을 형성 하고 있었다 더 나아가 이 같은 항성 집단은 기본적으로 동일한 구성 원들을 가지고 있는 것처럼 보였다. 천문학자들은 이러한 자료로부터 이들은 은하수에 속하 는 것들이 아니며,새로운 은하,즉 사수자리 왜소 은하에  속한다고 결론지었다. 우리는 이미 나선 은하, 불규칙 은하, 그리고 왜소 은하 등 여러 가지 다른 형태의 은하들이  존재한다고 말한 바 있다. 전자의 두 개의 범주는  형태의 기술에 의한 것이고, 세 번째 분류는  크기에 의한 구분이다. 그러므로 그 분류에는 왜소 나선 은하와 왜소 불규칙 은하, 거대 나선  은하 와 거대 불규칙 은하 등의 구분이 있을 수 있다. 나선 은하들은 나선 모양의 원반에 의하여 둘러싸여 있는 불룩한 중심 부분으로 특징지을 수 있다. 그 은하들은 젊은 종족 1의 별에서 부터 나이가 많은 종족 2의 별까지에 걸쳐 온갖 종류의 나이를 가지는 별들을 포함하고  있 다. 안드로메다는 이러한 종류의 은하의 좋은 예이다. 이와는 달리 대소 마젤란 성운과 같은 불규칙 은하는 뒤틀어진 모습을 하고 있다 대부분의 경우 그들은 이웃에 있는 은하의 중력 에 의하여 심한 영향을 받아 형태가 일그러진다. 아마 이런 현상이 마젤란 성운에도 일어나 고 있는 것 같다. 이것은 글자 그대로 우리 은하에서 작용하는 힘에 의하여 찢겨진  것이다. 은하를 모습에 따라 분류할 때, 타원 은하와 막대 은하도 그 분류에 포함된다. 은하  중에서 가장 일반적인 형태인 타원 은하 -다른 말로 하면  축구공 은하 -는 자신의 중심축을 기준 으로 하여 돌고 있는 달걀과 같은 모양으로 보인다. 그것들은 새로운 별을 만들 수 있을 정 도로 충분한 기체를 가지고 있지 않은 것으로 보아 대부분 종족 2와 같이 나이 많은 별들을 포함하고 있다. 일반적으로 타원 은하는 크기가 매우 작다. 즉 대부분 왜소 은하이다.   규칙적인 형태를 가진 은하들 중  가장 드문 경우인 막대 은하는,  나선형 팔을 연결하는 중심의 밝은 막대 때문에 보통의 나선 은하와 구별된다.  이러한 막대가 왜 형성되었는가는 아직 완전히 알려져 있지 않다. 전통적으로 은하수는 보통의 나선 은하로 생각되어 왔다. 따라서 우리 은하는  안드로 메다 은하와 형태상으로 매우 흡사한 것이라고 생각 되어 왔다. 그러나 최근에는 우리 은하 가 막대 나선 은하일지도 모른다는  증거들이 나타나고 있다. 우주에는  적어도 5백억 개의 은하들이 있다 하지만 가장 최근까지도  천문학자들은 단지 100억 개의 은하들만을  파악할 수 있었다. 그러나 허블 우주 망원경의 훌륭한 관측 능력  덕분에 1996년에 이르러 관측 가 능한 은하의 개수가 상당히 늘어나게 되었다. 이러한 특이한 결과는 볼티모어의 우주망원경 연구소에 있는 연구자들이 허블의 광각 카메라(Wide-field camera)를  사용하면서 가능해졌 다. 북두칠성 근처의 작은 영역을 확대하여 봄으로써, 그 이전에는 없던 것으로 여겨졌던 수 천 개의 은하들을 볼 수 있었다. 통계적으로 따져 보면  우주는 과거에 생각했던 것보다 훨 씬 그 구성원의 수가 많다는 증거인 셈이다.  우주의 은하들은  일정하게 분포하고 있지 않 으며. 오히려 다발로 발견되는 경향이 있다. 은하수를 따라서 다양한 모양과 크기를 가진 많 은 수의 은하들이 분포하고 있으며,  중력적으로 서로 느슨하게 결합되어 있다.  은하단이라 불리는 이런 집단들 안에는 안드로메다,  마젤란 성운, 사수자리 왜소  은하, 그리고 우주를 방랑하는 수십 개의 다른 은하들이  있다. 이렇게 모인 은하들이 공간을  움직일 때 그들은 조화속에서 운동하는 것처럼 보이며 각자  다른 은하들로부터 결코 멀리  벗어나지 않는다. 우주에는 주로 은하들로 구성되어 있는 무수히 많은 은하단들이  존재한다. 우리 은하가 속 해 있는 것을 국부 은하단이라고 부른다. 다른 은하단들 중에는  수천 개 이상의 은하 구성 원을 가지고 있는 것으로 생각되는 처녀자리 은하단(대략 5천만 광년 떨어진 것으로 추정되 는)이 있고, 머리털자리 은하단(대략 3억에서 4억 5천만 광년 떨어진 것으로 추정되는) 역시 이런 은하단들 중의 하나이다.   이러한 은하들과 은하단들의 기원은 무엇인가? 그들은 현재의 형태대로 늘 존재하는 것인 가? 이러한 질문에 대답하기 위하여, 초기 우주의 상태를 점검할 필요가 있다. 우주론자들은 과거의 우주는 현재보다 훨씬 작고 뜨거졌다고 믿고 있다.  그리고 이토록 아름답게 만들어 지는 현재 우주의 상세한 모습이 초기 우주의 작은 영역 안에 모두 들어 있었다.     **은하수의 생김새**    우리는 은하수의 나선형 팔 중 하나의 바깥쪽 부분에  살고 있다. 이러한 위치상의 불리 한 점을 극복할 수도 얼고 우리 은하를 위에서 바라볼 수도 없기 때문에, 우리 은하의 전체 적 모습은 추측에 의존할 수밖에  없다. 지난 세기 동안의 망원경  관측을 통하여 과학계는 은하수의 모습을 바람개비 모양에 가깝다고  결론지었다. 1995년, 그러나 이런 오랜  믿음은 - 거의 자명한 이치로 알려져 왔던 - 시험의 대상에 올라가게 되었다.  은하의 모습을 밝혀 내 기 위하여 중력 마이크로렌징(gravitational microlensing)이라  불리는 새로운 형태의 분 석기법이 도입되었고, 그 첫 성과가 나왔다. 미국, 영국, 오스트레일리아 연구팀에 의하여 은 하수의 중심에는 그동안 예상했던 달걀 노른자위 형태의 핵 대신에 막대 모양의 핵을 가지 고 있는 것으로 드러났다. 중력 마이크로렌징은 물질의 존재는 공간을 휘어지게 만들고,  따 라서 빛의 경로에도 영향을 준다는 일반상대성 이론에 기반을 둔 것이다. 매우 무거운 물체 들은 이러한 방식으로 마치 거대한 렌즈처럼  작용하여 들어오는 광선을 휘게 하고  초점을 모아 멀리 있는 천체의 뒤틀어진 상을 만들어 낸다. 이러한 경우에 대마젤란 성운에서 나온 빛은 중간에 존재하는 의하여 그 경로가 휘어서 우리에게 도달하게 된다. 우리 은하 자신의 별도 이 빛의 경로를 휘게 하고 대마젤란 성운이 보이는    약간의 영향을  준다. 연구팀은 우리 은하의 모습을 알아내기 위하여 이러한 표과를 분석하였다.     **퀘이사**     수천 개의 별을 가지고 있는 은하들은 우주에서 가장 밝고 강력 한 것으로 여겨질지도 모른다. 그러나 실제로는 그렇지 않다. 우주공간 깊숙한 곳에는 좀더 강력한 에너지의  근원 이 있다. 그것들은 비록 매우 작은 크기지만- 수백 개의 은하들 전체 에너지와 맞먹을 정도 로 강력하다. 이러한 에너지가 집약된 천체들은 전파 영역에서 빛을 내고 있는 것으로 밝혀 졌으며,  '퀘이사(quasar)'   라는 이름으로   불린다.  퀘이사는   준항성전파원(quasistellar radiosources)의 약자로 이런 이름은 혼란을 일으킬 소지가 있는데, 실제로 많은 퀘이사들은 전파 영역에서 빛을 내지 않는다.     퀘이사는 월슨 산 천문대에서 3C273이라고 불리는 유난히  밝고 강한 전파원을 관측하 고 있던 네덜란드의 천문학자 슈미트 (Maarten Schmidt)에 의하여 1963년에 발견되었다. 처 음에 이 천체는 우리 은하 내에 있는 별의 일종으로  생각되었다. 그러나 슈미트는 이 천체 가 우리 은하 밖에 존재하여, 그 거리는  20억 광년 떨어져 있다는 것을 증명해 내었다.  이 천체까지의 거리가 결정됨으로써 그는 이 천체의 절대 밝기를  결정할 수 있었는데, 그것은 자그마치 보통 별의 1억 배에 해당하는 양이었다. 곧  이러한 퀘이사들이 수백 개가 발견되 었다. 누구도 이토록 강력한 '우주의 등대' 의 기원에 대해 확실히 알지     못한다. 그러나 그 중 가장 돋보이는 이론은 퀘이사가 현재  형성 중인 젊은 은하의 밝고 압축된 핵이라는 것이다. 그들의 강력한 에너지 방출은 이론적인 모델에서 계산이 가능한데, 이론적인 모델이 란      은하핵 있는 매우 거대한 블랙흘로 물질들이 빨려 들어가는 모델이다. 기체들이 블 랙흘로 빨려 들어가면서 남은 잉여의 중력 에너지는 방출된다. 이 모델을 사용하여 매우 작 은 광원이 그토록 강력한     에너지를 방출하는 이유를 설명할 수 있다.          시간의 시작 아인슈타인은 물질이 공간의 유연성과 어떻게 관련되어 있는지를 훌륭하게 설명한 일반상대 성 이론을 제시한 후에, 그의 이  이론을 시험하고 적용할 방법을 찾기 위하여  노력하였다. 만일 그 실례를 찾지 못하면 그의 이론은 실질적인 물리 상황을 표현하기보다는 단지 수학 적인 연습 문제로 존재한다고 생각하 였기 때문이다.  특별히 그는 자신의 모델이 우주의 전체적인 행동을  기술할 수 있기를 바 랐다. 아인슈타인은 이러한 목적을 가지고 1917년에 우주의 일반상대성 이론의 청사진을 제 작하기 위한 작업에 착수하였는데, 이 작업은 우주가 시간에  대하여 어떻게 보이는가에 대 한 수학적인 기술이었다.   아인슈타인은 실제 우주에 적용 가능한 우주론을 만들기 위한 첫번째 시도가 실패라고 생 각하였다. 일반상대성 이론 방정식을 우주 공간 전체에 적용했을 때, 그 방정식의 해가 불안 정한 것을 보고 매우 실망 하였다 그의 우주 모델에서는  기대하지 않았던 결과, 즉 공간상 의 거리가 일정한 상태로 유지되는 대신에 주변 상황에 따라서 시간에 대하여 좀더 크거나 작은 값을 가지게 되는 경향이 나타나게 되었다   아인슈타인은 그가 중대한 실수를 저질렀다고 생각했다. 왜 우주 공간상의 두 점 사이 거 리가 변하는가? 우주는 스스로 늘거나 줄어들지 않는데, 그의 결과에서는 마치 우주가 젖은 양털 담요처럼 늘었다 줄었다 하는 것처럼 보였다. 아인슈타인은  이러한 일이 벌어지는 것 에 대해 물리적 해답을 찾기는 어렵다고 생각했다.  그는 이러한 '실수'를 고치기 위하여 그 의 방정식에 별도로 하나의 항을 보탰다. 그가 '우주 상수'항이라고 불렀던 이 새로운 항의 첨가 덕분에 그의 방정식은 상당히 안정되었고,우주공간상에서 시간에 대하여 두 점 사이의 거리가 변하지 않도록 보장해 주었다. 우주 상수의 도입은 다소간 임시 변통적인 것으로 보 였다. 그럼에도 불구하고, 아인슈타인은 우주  공간이 원래 가지고 있는 안정성을  보존하는 데 우주 상수의 도입만큼 좋은  방법을 찾을 수 없었다.  아인슈타인이  나중에 아인슈타인 우주라고 알려지게 되는 그의 변형 모델을 발전시킨 후 몇  년이 지나서, 그는 실제로 우주 가 팽창한다는 증거가 존재한다는 사실을  알고 놀랐다. 1920년대에 수집된  관측 자료들은 우주는 일정한 상태로 유지되는 것이  아니며 , 오히려 문자 그대로  각각 날아가는 것같이 보인다는 것을 나타내 주었다. 이러한 새로운 증거들이 제시되자 아인슈타인은 그의 모델에 우주 상수항을 덧붙인 것을 그 일생의 가장 큰 실수라고  말하며 매우 후회하였다.  우주가 팽창하고 있다는 사실은 천문학자인 허블과 슬라이퍼(Vesto Melvin Slipher)가 은하들의 거리와 속도를 자세하게 관측하면서 알려지게 된  것이다. 1924 년에 허블은 세페이드 변광성을 이용한 방법을 우리 은하로부터 다른수많은 은하들이  얼마 나 멀리 떨어져 있는지를 알아  내는 데 사용하였다. 이 세페이드  변광성을 이용한 방법을 다시 한 번 복습해 보면, 하나의 특정한 은하 내에서 세페이드별을 선정해, 그 별의 빛이 변 하는 시간 간격을 측정하고, 이러한 정보를 그 별의 절대  등급을 정하는 데 이용하는 것이 다. 이러한 절대 등급과 상대 등급을 알아내는 것으로부터 그 별의 거리  - 그리고 그 별이 속해 있는 은하까지의 거리 - 를 계산해낼 수 있다.   허블이 은하의 거리 측정을 준비하고 있던 비슷한 시기에 애리조나 로웰 천문대의 슬라이 퍼는 은하의 발광 스펙트럼을 분석하던 중에 놀라운 발견을  하였다. 슬라이퍼는 멀리 있는 은하들로부터 방출되는 빛을 분석하고 있었는데 이 관측은 은하 내에 어떤 원소들이 존재하 는가를 결정하기 위하여 그들의 파장 형태를 조사하는 것이었다.  사람의 지문이 모두 다르 듯이 각각의 화학적 원소들은 - 수소,헬륨,리튬등 - 우리가 미리 예측할 수 있는 파장의 스 펙트럼을 방출한다. 전형적인 스펙트럼은 마치  무지개처럼 자신을 구분할 수  있는 특정한 색깔로 보여주는 것이다. 그런데 이상하게도 슬라이퍼는  관측된 은하들의 스펙트럼의 형태 가 현저하게 긴 파장쪽(낮은 주파수 쪽, 빨간빛 쪽)으로 변동되어  있는 것을 알아 냈다. 다 시 말하자면 그가 오렌지 색깔의 빛을 기대하고 있던 곳에서는 붉은색을 찾아 냈고, 노란색 을 기대했던 곳에서는 오렌지 색을 발견하게 되었던 것이다.   슬라이퍼는 그가 '도플러 효과'의 예를 보고 있다는 것을 즉시 알아 차렸다. 1842년 빈의 과학자 도플러(Christian Doppler)가 발견한 이 효과는 움직이는 물체에서 나오는 빛의 주파 수 및 파장의 변화와 관련이있는 것이다. 도플러는 관측자로부터 멀어지는 광원에서 나오는 빛은 스펙트럼의 붉은색 쪽으로 이동하고, 관측자에게로 접근하는 광원에서 나오는 빛은 푸 른색 쪽으로 이동한다고 지적하였다. 더 나아가 물체의 후퇴  속도가 빠르면 빠를수록 점점 더 붉게 보이고, 접근 속도가 빨라지면 빨라질수록 점점 푸르게 보인다. 이것은 일상적인 청 각 현상과 비슷한데, 접근하는 경찰차의 사이렌 소리는 좀더 크게 들리고, 멀어지는  사이렌 소리는 작게 들리는 것과 같은 이치이다 멀리 있는 은하의 스펙트럼들이 붉은색 쪽으로 치 우쳐 있기 때문에 슬라이퍼는 이러한 은하들이 우리로부터 멀어지고 있다고 결론지었다.   1929년 허블은 그의 은하 거리 자료를  슬라이퍼가 수집한 빛의 스펙트럼 자료와  결합해 본 후에 특이한 사실을 알게 되었다. 그는 우리에게서 멀리  있는 은하일수록 그 복사의 붉 은색으로의 도플러 이동이 더욱 크다는 사실을  발견하였다 즉 우리가 보는 우주에서  멀리 나갈수록 은하들은 우리로부터 더욱 빠르게 멀어지고  있다는 것이다. 이것은 은하의 (우리 로부터의)후퇴 속도가 은하까지의 거리에 비례한다는 것을 의미하는데 이것은 나중에 '허블 의 법칙' 으로, 그리고 후퇴 속도와 거리 사이의 비례상수는 '허블 상수' 로  알려지게 되었 다. 그 허블 상수는 거리의 함수로서 , 은하들이 얼마나 빠르게 후퇴하고 있는가를 알려  주 고 있다.   허블은 우리 은하가 우주 공간상에서 어떤 특별한 위치를 차지하고 있지는 않다고 가정하 였다 그러나 모든 멀리 있는 은하들이 우리 은하를 중심으로 멀어지고 있기 때문에, 은하들 은 상호간에 서로 멀어지고 있는 것이라고 추측하였다. 따라서  그는 우주의 거대한 규모의 은하들 모두가 상호간에 멀어지고 있는 것이라고  결론지었다. (그러나 은하들은 은하단 그 리고 좀더 큰 그룹으로 서로 묶여 있고, 은하들끼리 서로 가까이  결합하려는 경향이 있다.)  천문학자들은 은하들이 서로 상호간에 빠르게 멀어지고 있다는 강력한 증거를 토대로  하여 우주는 팽창하고 있다는 논리적인 결론에 도달 하였다. 우주  공간은 마치 바람이 들어가고 있는 고무 풍선처럼 늘어나 고 있다. 더 나아가 이러한  현상이 최근의 것이 아니라고 생각 하면 - 그리고 이것이 왜 오랜 시간 동안 계속하여 일어났다는 많은 증거들이 있다 - 과거 의 우주 공간은 지금의 크기보다 훨씬 작았을 것이다.  당연한  이야기지만 다른 종류의 설 명도 존재한다. 그렇지만 뚜렷한 증거를 만들어 내는 것은 없다 '지친 빛의 가설(tired light hypothesis)'이라고 불리는 모델이 츠비키 (Fritz  Zwicky)에 의하여 제시되었는데, 그 가설 에서 그는 빛 등의 전자기파는 그들이 공간을 여행하는 동안  나이를 먹게 되고, 따라서 그 들의 진동의 횟수가 느려지게 된다고 기술하고 있다 이러한 주파수상의 느려짐은 마치 붉은 색 쪽으로의 도플러 이동처럼 관측된다. 그러나 전자기파가 나이를 먹는다는 물리적인 뚜렷 한 증거가 없었기 때문에, 이 가설은 일반적으로 신뢰성을 인정받지 못하게 되었다.  그리고 또 다른 가설인 정상 우주론(steady-state theory of the universe)도 많은 천문학자들에  의 하여 물질적인 증거가 없다는 이유로기각되었다. 대부분의  과학자들은 우주는 과거에 매우 작았으며 계속적으로 팽창하였다는 것을 확신하면서, 이러한  관점을 옹호하는 우주 모델을 지지 하게  되었다. 그러한  우주 모델  중의 하나가  1922년 러시아의  이론가인 프리드만 (Alexander Friedmann)이 제기한 것이다.  프리드만은 그의 모델을 아인슈타인의 일반상대 성 이론 중력 방정식에서 구해 냈는데, 우주 상수는 없는 상태로 구하였다. 이러한 안정화항 을 제거하였기 때문에 프리드만의 해는 정적이라기보다는 동적이다. 이러한 동적인 변형 가 능성은 우주를 계속적인 운동 상태로 기술하는데 있어 매우  중요하다.  프리드만의 우주론 에는 세 가지 다른 형태가 있는데, 그것들은 열린 우주,  닫힌 우주, 그리고 편평한 우주 등 으로 알려져 있다. 이러한 것들은 시간의 흐름에 따라 우주가  얼마나 크게 성장할 수 있는 가(또는 얼마나 작게 수축할 수 있는가) 하는 오랜 시간 동안의  행동 양태로 구분할 수 있 다. 열린 우주 모델은 하나의 점으로부터 시작한다. 시작 때의 우주 의 크기는 영이다. 열린 우주가 발달해 가면서 점점 그 크기는 성장하기 시작한다 그리고 일단 우주가 팽창하기 시 작하면, 그것은 영원히 팽창을 계속한다 꾸준히 분비되는 뇌하수체  호르몬을 가진 늙지 않 는 영원한 청년처럼, 그 어떤 것도 우주의 끝없는 성장 속도를 멈출 수 없다.              **정상 우주론**    1948년  영국의  천문학자인  호일(Fred  Hoyle),   골드(Thomas Gold),   그리고 본디 (Hermann Bondi)등은 우주가 한 점에서 팽창 했다는  팽창 이론에 대비되는 정상 상태 우 주 모델을 제안하였    다. 그들은 대폭발(Big Bang)이라는 개념을 매우 좋지 않게 여겼는 데, 왜냐하면 그것은 우주의 모든 물질과 에너지가 절대적인  무의 상태에서 순간적으로 생 겨났음을 의미하기 때문이다. 그들이 제시한 대안은  우주는 안정적이고 정상적이라는 것이 다. 이런 견해는 모든 시대에 걸쳐 우주가 같은 모습으로 보인다는 것이다. 즉 은하가  후퇴 하는 순간에 관측이 가능한 정도의 도플러 편차를 만들어 내면서 즉시 새로운 물질이 만들 어져서 그 남겨진 빈 공간을 채운다는 것이다. 이러한 새로운 물질은 차례차례로 새로운 은 하의 씨앗이 된다. 따라서 우주 공간상의 은하의 분포는  필연적으로 일정한 상태를 유지한 다.       정상 우주론이 제기된 이후 수십 년 동안 우주는 과거에 매우 밀도가 높은  뜨거 운 불덩어리였다는 증거가 계속 발견되었다. 이러한 이유로 영국 우주론자들의 제안은 오늘 날 그 지지자들을 거의 확보하지  못하게 되었다. (비록 그  제안자들이 정상우주론을 오랜 시간에 걸쳐 계속 수정하여 제대로 작동하도록 하였지만 말이다.)   그와는 달리 닫힌 우주 모델은 자신의 성장에 한계를 가지고  있다. 그들은 마치 열린 우 주 모델과 같이 한 점에서 바깥으로 폭발적으로 팽창하며 모든 방향으로 뻗어 나가는 방식 으로 시작한다. 그러나 그들의 진화 선상의 한 점에서 우주의 팽창은 정지될 정도로 느려지 게 된다. 궁극적으로 우주의 성장을 느려지게 하는 것과 같은 힘이 우주를 반대의 과정으로 되돌리고 하나의  점으로 다시  수축하게 한다.   이러한 시나리오는 때로는  '큰 수축(Big Crunch)'이라고 불린다. 마지막으로, 편평한 우주는 이러한 두 개의 범주 사이에 놓여 있다. 그들은 전자의 두 경우와는 매우 다르게 시작한다. 그리고 나서, 비록 그들은 계속하여 팽창 하기는 하지만 수축이 시작되는 영역의 가장자리를  계속적으로 아슬아슬하게 지나간다. 우 리의 우주가 이들 중 어떤 모델에 해당되는가를 결정하기 위하여, 이론가들은 '오메가 파라 미터'라는 물리적인 변량을 사용한다. 오메가는 프리드만의 아인슈타인 방정식 해에서 나타 나는 양이다. 이것은 우주가 얼마나 많은 물질을 가지고 있는가를  표현하는 양으로 - 보이 는것뿐 아니라 보이지 않는 물질까지 포함하여 - 수축에 필요한 어떤 특정한 값에 대한 비 율로 표현된다. 오메가의 값은 문제가 되고 있는 우주가 열려 있는가, 닫혀 있는가 혹은  편 평한가를 결정해 준다. 만일 오메가의 값이 1보다 작으면, 우주는 열린 상태이고 영원히  팽 창한다. 만일 1보다 크면, 우리는 언젠가는 자신의 경로를 되밟아 하나의 점으로 수축해  버 릴 닫힌 우주에서 살고 있는 것이다. 그리고 만일 오메가가 정확하게 1과 일치하면,  우주는 편평한 것이다.  오메가 파라미터에 의해 결정된 우주의 운명이 어떻든지 간에, 그것의 기원 은 모두 동일하다. 천문학자들은 오늘날  우주에 존재하는 모든 물질들은 -  별, 행성, 성간 기체 등 - 한때 부피가 무한히 작고 밀도가 무한히 큰 하나의 '점'에 압축되어 있었다고 믿 는다. 그리고 나서, 대폭발이라 불리는 시기 동안 이 '점'  은 무에서부터 바깥으로 터져 나 갔다. 우주가 아주 어렸을 적에 일어난 이 사건들은 오랜 시간 동안 비밀 속에 가려져 있었 다. 그러나 이제 현대의 입자물리학덕분에 과학자들은 최초의 짧은 시간 동안 무슨 일이 일 어났는지 에 대하여 믿을 만한 추론을 할 수 있게 되었다. 우주의 초기 단계에서 일어난 사 건들 중에서 어떠한 것들이 밝혀졌는지 를 알아보자. 우리는 대폭발 직후 100분의 1초가 흐 른 뒤의 우주 역사의 시대에서 시작한다. 그 시기에 우주는 믿을 수 없을 만큼 뜨거웠다. 온 도는 1000억 도를 넘어갔다. 이러한 엄청난 온도 때문에 정상적인 물질은 존재할 수 없었다. 원자와 분자들은 그들이 채 형성되기도 전에 열에 의하여 분리되어 버렸다. 대신 우주를 채 우고 있었던 것은 '죽(soup)'이라고 불리는 풍부한 기본 입자들이었는데, 전자, 중성미자(중 성자가 양성자와 전자로 분리될 때 생기는 입자), 양전자(전자의 반물질로 양으로 대전된 입 자), 반-중성미자(중성미자의 반물질), 그리고 광자들이 같은 양만큼씩 섞여  있었다. 중성자 와 양성자를 포함하는 좀더 무거운 입자들은 다소 적은 양이  있었고, 또한 현재 암흑 물질 을 구성하는 정체를 알 수 없는 입자들도 또한 있었다.  어떻게 우주가 과거에 그토록 작을 수 있었는지를 이해하는 것은 매우 어려운 일이다. 현존하는 것보다 수십억 배나 작은 영역 에 모든 물리적 실체들이 압축되어 들어 있었다고 상상해 보라. 그렇지만 이러한 작은 부피 는 오랜 시간 동안 그런  형태를 유지하지는 않았다. 간단히 말해서  우주의 크기는 빠르게 증가하여 나갔다 최초의 수초 동안 우리의 우주는 원래의 모습에서 100배나 커져 버리게 된 다. 우주가 점차 성장하면서 그 안에 있던 물질들은 식어가게 된다. 이것은 고립된 계  안에 있는 물질은 그 계가 팽창하면 온도가 내려간다는 물리학의  원리 때문이다. 이러한 급격한 냉각은 몇 가지 중요한 변화를  야기시킨다. 첫째로, 전자와 중성미자같이 우주에  존재하는 입자들의 많은 수가 그들의 반물질들과 결합할 기회를 가지게  되었다. 이러한 결합이 중요 한 이유는 입자들이 그 과정에서 에너지를 얻는다는 것이다. 물질과 반물질이 결합할 때, 그 들은 서로 쌍소멸되며 광자의 형태로 복사를 방출하게 된다.  이러한 이유로 인해서 광자의 수는 이 시기에 상당히 증가하게 된다. 동시에 우주에 있는 대부분의 중성자들은 양성자, 전 자, 그리고 중성미자로 바뀌게 된다. 그러므로 이 시기의 마지막에 남는 것은 광자의 바다인 데, 여기에는 양성자, 전자, 중성미자, 그리고  중성자들과 적은 양의 좀더 회귀한  입자들이 곳곳에 흩어져 있게 된다. 우리의 우주 진화에 대한 다음 번  시각은 대폭발 이후 3분이 지 난 후의 상황이다. 우주는 지난번 원래의 모습보다 현저하게 냉각되어 있다. 이러한  온도의 하강 때문에 입자들의 속도는 현저하게 줄어들고, 그들이 결합되어 안정된 원자핵을 형성할 수 있게 된다. 처음으로 형성된 원자핵은(단순한 양성자로 구성된 수소 원자핵은 제외) 무거 운 수소로 알려진 중수소 원자핵이다. 중양자라고도 불리는 중수소 원자핵은 하나의 양성자 와 하나의 중성자로 구성되어 있다. 얼마 후 우주에 있는 대부분의 자유 중성자들은 중양자 에 포획되어 버리고 만다. 다른 간단한 원소들도 이러한 방식으로 양성자, 중성자, 중양자로 부터 형성되었다. 회귀한 형태의 헬륨인  헬륨-3(Helium-3)는 나중에 만들어지는데, 중양자 가 양성자와 같이 결합함으로써 형성된다. 그후 중성자가 헬륨-3와 충돌하면서 보통의 헬륨 이 나타나게 된다. 차근차근 순서대로  가벼운 원자핵 종류로 알려진 것들  - 수소에서부터 리튬까지 - 이 기본적인 성분으로부터 형성되게 된다. 현재의 이러한 물질들의 함량은 우주 의 대폭발 모델의 강력한 증거가 되고 있다 과학자들은 현재 우주 공간에 수소가 얼마나 있 는지를 추정할 수 있으며, 위에서 기술한 이론을 적용하여 헬륨의 양과 비교할 수 있다.  그 리고 나서 그들은 한 개의 헬륨에 대하여 12개의 수소라는 이론적인 예측이 측정되는 원소 의 함량 값들과 얼마나 잘 일치하는지를 알 수 있다.  더 나아가 대폭발 시나리오는 이러한 검증이 적용되었을 경우에도 매우 잘 맞아들어 간다. 1995년  처음으로 대 폭발에서 만들어 진 초기 헬륨이 직접 관측되었다. 존스  흠킨스 대학의 데이비슨(Arthur Davidsen), 크리스 (Gerard Kriss), 창(Wei Zhang)들은 적외선 망원경을 우주왕복선인 인데버 호에  실어서 퀘 이사로부터 오는 빛을 자세하게 측정하였다. 그들은 은하간 물질  내에 존재하는 헬륨에 의 한 홉수 신호의 증거를 찾기 위하여 이 복사를 조사하였다. 그 결과 그들은 우주 전체에 대 단히 많은 양의 이러한 물질이 널려 있음을 나타내는 특징적인 흡수 스펙트럼의 형태를 찾 아 냈음을 화신했다. 그들이 관측한 영역에서 발견된 헬륨의  양은 이론적인 대폭발 모델에 서 예측하고 있는 12 :1이라는 수소: 헬륨의 비율과 매우 잘  일치한다. 리튬보다 무거운 원 자의 핵들은 대폭발 과정에서 형성되지 않는다. 리튬이 형성되는  시기에 우주의 온도가 너 무 내려가게 되어 이런 좀더 무거운 원소를 융합하는 것이 불가능하기 때문이다. 이런 무거 운 원소들은 모두 훨씬 나중에 별의 중심핵의 뜨거운  지역에서 만들어진다. 우주의 진화에 서 다음의 중요한 단계는 '재결합의 시대(era of recombination)' 이다. 이 시기 동안 우주에 존재하는 양으로 대전된 이온들(원자핵) 중 대부분은 중성의  원자를 만들기에 충분한 음으 로 대전된 전자들을 끌어 모으게 된다. 그 과정에서 많은 양의 복사가 방출된 다. 이러한 복 사 방출은 광자들이 대전된 이온들과 전자들 사이에서 쫓겨 다니면서 그것들에게 가깝게 붙 어 있으려는 경향이 있기 때문이다. 일단 이온들이 중성의 원자가 되면, 전자는 그들 주위의 밀착된 궤도에 붙어 있게 되고, 광자는 우주 공간을 자유롭게 날아다니게 된다. 이러한 사실 로부터, 우주는 배경 복사의 바다에 잠겨 있는 형태가 되었다. 초기에는 그 복사가 매우  뜨 거웠으나, 우주가 팽창함에 따라 온도가 현저하게  떨어지게 되었다. 오늘날 절대 0도  바로 직전으로 매우 낮은 온도인 2.735도까지 냉각되어 버린 이런  초기의 에너지는 대폭발 시기 의 마지막 남은 흔적으로 전 우주에 계속 스며들게 되었다. 과학자들은 위에서 기술된 이러 한 모든 과정이 실제로 일어났을  것이라고 확신하고 있다. 그들이 아직  모르고 있는 것은 이러한 원시적인 일들이 일어난 시기가 얼마나 오래 되었는가  하는 것이다. 우주의 나이에 대한 의문은 현대 우주론의 가장 큰 쟁점이다.      **우주의 인플레이션(Cosmic Inflation)**    인플레이션 우주 시나리오는 1980년대에 MIT의  이론가인 구스(Alan Guth)와 모스크바 대학의 린데(Andrei Linde), 또한 펜실베이니아 대학의 슈타인하르트(Paul Steinhardt)와 알 브레히트(Andreas Albrecht)에 의하여(후자의 두 사람을 제외하고는 각기  모두 독립적으로 고안해 냈다.) 표준적인 대폭발 이론의  몇 가지 알려진 난점들을  지적하기 위한 방안으로 개발되었다. 지평선의 문제로 말려진 이런 딜레마 중의 하나는  거대한 규모에서 보았을 때 공간의 일정성에 관한 문제를 다루는 것이다. 즉 이러한 의문은 왜 물질과 에너지의 공간상의 분포는 모든 방향에 대하여 일정한가 하는 것이다. 무 엇이 우주를 이런 거대한 방식으로 편평하게 만들어 놓았는가? 두 번째 문제는 편평성의 문 제라고 불리는데, 우주 상수인 오메가가 이론적으로는 그것이 어떠한  값이라도 가질 수 있 음에도 불구하고 거의 1에 가깝다는 사실이다. 인플레이션의  배경이 되는 기본적인 생각은 대폭발 직후 10의 마이너스 35승초 정도의 시간이 경과한 아주 초기의 상태일 때 우주가 급 격한 팽창을 겪었다는 것이다. 그리고 나서. 어떻게든  이러한 인플레이션의 시대가 끝나고, 현재 우리가 보고 있는 완만한  팽창의 시대가 되었다는 것이다.  인플레이션은 불균일성을 펼쳐 버리기 때문에 지평선의 문제를 해결했다. 급격한 팽창의  상태는 우주를 강제로 편평 하게 만들었으며, 그리고 결국 오메가의  값을 1에 가깝게 만들어  놓았기 때문에 편평성의 딜레마를 해결하였다. 인플레이션 우주론의 핵심적인 예측 가운데 하나는 우주 배경 복사가 '규모에 무관하게 일정' 하다는 것인데, 그것이 어떠한 상태에서 관측되어도 같은 값을 가진 다는 것을 의미한다. 코비(COBE  ; Cosmic Background Explorer)위성에서  얻어진 증거는 이러한 것을 잘 보여 주었다.         우주의 나이   허블이 은하의 후퇴를 발견한 이래로 천문학자들은 우주가 얼마나 오래 되었는지를  알아 내기 위하여 노력하였다. 수년간에 걸쳐 많은 연구팀들이 우주의  나이를 추정하기 위한 방 안들을 고안해 냈다. 그렇지만 그들의 연구 결과는 명백하게  서로 배치되어 나이의 범위를 80억 년에서 200억 년까지로 늘려 잡아야할 형편이다. 추정  나이가 넓은 범위에 걸쳐 있다 는 이러한 사실은 때로는 연구자들간에 천문학적 방법론에 관하여 격렬한 논쟁을  일으키기 도 하였다. 그러나 모든 천문학자들이 우주의 나이를 추정하기 위해서 최근의 허블 상수 값 을 구해야 한다는 사실에는 동의한다. 허블 상수는 은하들이 자신의 거리에 따라 얼마나 빨 리 후퇴하는가를 나타내는 것이었다는 사실을 기억하기 바란다. 그  값이 결정된 후에야 실 제로 고려하는 우주의 모델에 따라서(열린, 닫힌, 또는 편평한 우주; 우주 상수가 있거나 혹 은 없거나)우주가 현재의 속도로 팽창하기 위해서는 나이가 얼마나 되어야 하는가를 결정할 수 있다. 허블 상수와 우주의 나이 사이의 가장 간단한 관계는 우주가 인플레이션 우주론자 들이 가장 선호하는 모델인 편평하다는 상태에서는  쉽게 구할 수 있다. 그러한 경우,  허블 상수는 우주의 나이에 역비례한다. 편평  우주론자들에 따르면 일단 허블  상수가 결정되면 우주의 나이를 구하는 것은 상대적으로 쉬운 일이라고 한다.  간단히 수학적으로 역수를 취 하기만 하면 된다. 오랜 기간에 걸쳐 가장 높게 평가된 우주 나이의 추정치는 수십 년 캘리 포니아 패서디나의 카네기 천문대(Camegie Observatories)에 있는 존경받는 천문가인  샌디 지 (Allan Sandage)가 구했다. 그는 허블의 학생 가운데 한 사람이었고, 다른 은하의 초신성 을 수년간 관측하여 그것을 거리의  지표로 삼았다. 샌디지가 왜  초신성을 훌륭한 '거리의 지표로 삼았는가에는 여러 가지 이유가 있다. 무엇보다도 초신성의 폭발은 너무나 강력하여 먼 거리에 있는 은하 속에서도 잘 보인다 그리고 비록 특정한 하나의 은하에서는 그 폭발이 드물게 일어나지만, 우주 공간에는 이러한 은하들이 무척 많으므로  최소한 일주일에 한 번 은 하늘의 어느 곳에선가 새로운 초신성이 나타나게 된다. 또한 중요한 사실 중의 하나는 I 형이라고 불리는 특정한 형태의 초신성은 거의 일정한 밝기를 나타낸다는 것이다. 그러므로 이러한 범주에 속하는 초신성들은 그들이 얼마나 멀리 있는 가에 상관없이 이론적으로 예측 가능한 양의 빛을 방출하게 된다.  1형 초신성은 일반적으로 타원  은하에서 발견되며 또한 나이 많은 나선 은하에서도 발견된다. 샌디지의 초신성을 이용한  우주의 나이 계산법은 매 우 간단하다 일단 이론적인 값을 관측된  초신성의 광도와 비교하여 초신성이 얼마나  멀리 있는지를 계산한다. 당연한 이야기지만 이러한 거리는 그 초신성을 포함하고 있는 은하까지 의  거리가  된다.   샌디지는 많은   은하들의  거리와   속도 자료로부터   허블  상수를 50km/sec/Mpc(Mpc는 326만 광년)으로 결정하고, 우주의 나이를 150억 년에서 200억 년 사 이로 잡았다. 최근에 바로 그의 아래층 연구실에서 일하는  젊은 과학자에 의하여 샌디지의 생각이 의문으로 제기되었다. 14명의 천문학자  가운데 한 사람인 프리드먼은  허블 상수를 결정하는 새로운 방법을 개발하였다. 그녀의 허블 상수 값은 샌디지의 값보다 훨씬 큰 값 - 결과적으로 우주 나이를 매우 젊게 추정하는 - 이었다.  M100이라고 불리는 원거리 은하에 있는 세페이드와 관련된 프리드먼의 방법은 허블 우주 망원경의 놀라운 능력을 많이 이용하 고 있다. 허블 우주 망원경이  발사되기 이전에도 천문학자들은 안드로메다와  같은 가까운 은하의 거리를 측정하는 데 세페이드 변광성 법을 자유롭게  이용하였다. 그러나 그들은 지 상 망원경의 한계 때문에 세페이드를 이용하는 방법을 먼 거리 은하에 적용하는 것은 불가 능하다는 것을 알게 되었다. 이러한 이유로 초신성과 같은 밝은 천체가 거리의 지표로 더욱 매력을 가지게 되었다. 하지만 여전히 천문학자들은 세페이드 방법을  좀더 정밀한 관측 기 구를 가지고 확장할 수 있기를  바라고 있었다. 그들은 허블 우주  망원경의 발사를 이러한 목표를 달성 할 수 있는 좋은  기회로 여겼다. 당연히 허블 우주 망원경은  멀리 있는 은하 속의 세페이드를 찾으려는 천문학자들을 도을 수 있도록 특별히 설계되었다.   1994년, 프리드먼 연구팀은 허블 우주 망원경을 M100으로  향하게 하고 수개월간 4만 개 이상의 별들을 관측하였다. 그들은 모인 자료들로부터 20개의 항성을 정확히 세페이드로 판 별하였다. 일단 이러한 세페이드가 발견되면 그것들의 주기와 절대 광도가 기록되었다. 이러 한 자료들을 이용하여 그들은 이 은하까지의 거리를 6백만 광년의 오차 범위 내에서 5천  6 백만 광년으로 추정할 수 있었다.   천문학자들은 M100이 처녀자리 은하단의 나선 은하 집단 한가운데에 위치하고 있다고 믿 고 있다. 또한 처녀자리 은하단의 후퇴  속도는 수년 전에 알려져 있었다. 프리드먼과  그의 동료들 덕분에 현재 처녀자리 은하단의 거리 역시 알려지게 되었다. 어떤 사람은 이러한 자 료가 허블 상수를 구하는 데 직접 사용될 것이라고 생각할  수 있을지도 모른다. 그러나 처 녀자리 은하단은 우리의 국부 은하단에 너무나 가까이 있어서 둘 사이에는 상당한 중력적인 상호 작용이 존재하고 있다. 따라서 은하의 후퇴 속도가  거리에 비례한다는 허블의 법칙은 처녀자리의 경우에는 완전히 적용되기 어렵다. 그러므로  처녀자리 은하단의 속도를 그것의 거리로 나누어 얻은 허블 상수는 정확한 것이 아니었다.   허블 상수를 찾기 위하여, 프리드먼의 연구팀은 좀더 복잡한  접근 방식을 적용할 필요가 있었다. 그들의 M100 자료를 사용하여 먼 거리의  머리털자리 은하단까지의 거리를 구하였 다. 머리털자리는 지구로부터 충분히 멀리 떨어져 있어 그 운동은 허블의 법칙을 잘 따른다. 프리드먼과 그녀의 동료들은 머리털자리에 대한 정보가 정확한 허블 상수를 결정하는 데 가 장 이상적인 것이 될 것으로 생각했다.   머리털자리 은하단까지의 거리를 구하는 방법을 자세히 살펴보면, 우선 M100까지의 거리 를 처녀자리에 있는 나선 은하들의 평균 거리와 같다고  가정하였다. 그 다음에 머리털자리 에 있는 비슷한 나선 은하들의 모임을 관측하였다 이들 두 집단의 본질적인 밝기가 비슷하 다는 가정에서 머리털자리에 있는 은하들이 처녀자리에 있는 은하들보다 얼마나 더  어둡게 보이는가를 비교하였다. 이러한 비교로부터,머리털자리는 처녀자리보다 5.5배  가량 멀리 떨 어져 있으며 , 대략 지구로부터 3억 광년 떨어져 있는 것으로 추정할수 있었다.  마지막으로 이미 알고 있는 머리털자리의 후퇴 속도를  거리로 나누어 허블 상수를 80km/sec/Mpc로구 하였다. 처녀자리에 있는M100의 거리는 부정확성으로 인해 대략 20%의 오차가 생길 수 있 다고 생각했다.  프리드먼의 허블 상수 결정은 샌디지의 것보다 상당히 큰 값이다. 결론적으 로 이것은 우주의 나이가 좀더 어리다는 것을 말한다 만일 프리드먼이 옳다면, 우주는 단지 80억 년에서 120억 년 정도의 나이가 된다. 프리드먼의  계산상의 오차에서 상당히 넓은 범 위의 값들이 존재할 수 있고,또한 우주가 열려 있는지,닫혀 있는지 또는 편평한지에 대한 현 재의 지식이 부족하다는 사실로부터도 상당한 오차가  존재한다. 대부분의 과학자들에게 이 러한 나이의 추정은 엉터리 계산으로 보일지 모른다. 우주에 있는  가장 오래 된 항성의 나 이는 적어도 140억 년 정도 되었다  확실히 우주에 있는 별들은 그들을 포함하는  우주보다 나이가 많을 수 없다. 결국 그 누구도  자신의 어머니보다 나이가 많을 수 는 없는  것이다. 오늘날, 우주론에서 가장 부담스런 문제 가운데 하나는 나이를 얼마나 정확히 측정할 수 있 는가이다. 우주와 별들의 나이 사이에서 나타나는 이러한 불일치를 설명하기 위하여 , 또 표 준적인 우주 모델을 고안하기 위하여 수많은 천문학자들이 열심히  연구하고 있다. 어떤 이 들은 우주 상수의 부활을 제시하지만  상당수의 사람들은 대폭발 이론의  (또는 일반상대성 이론의) 해체를 주장하기도 한다. 다른 이들은  프리드먼과 그의 추종자들이 제시한 우주의 나이 추정값은 정확도가 떨어지므로 버려야 한다고 믿고 있다.  나이의 딜레마를 푸는 작업 은 우주의 거대 구조에 대한 자세한 이해가 필요하다. 그 연구를 완성하기 위하여 천문학자 들은 우주의 구조와 역사를 측정하는 시도를  통해 우주의 구석구석을 열심히 파악해  나가 고 있다. 마치 우리의 선조들이 지구의 복잡한 지형을 양피지에 그려  나갔듯이, 현대의 '지 리학자들'은 천문학적인 도구를 사용하여 구조와  변화로 가득 찬 우주의  초상화를 만들어 가는 것이다.         거품 우주   16세기에서 18세기에 걸친 탐험의 시기 동안,수천 척의 배들이 세계의 강과 해협,  그리고 해안선들을 오가며 탐험하였다. 배에 올라탄 탐험가들의 초기 목표에는 새로운 원료를 구하 는 것도 있었지만, 지구의 모습을 정확히 파악하려는 의도 역시 들어 있었다. 유럽의 왕조는 가능한 한 최상의 지도를 원하였는데, 이는 영토권 주장을 확고히 하고 전쟁에서 유리한 위 치를 차지하기 위해서였다. 그러므로 그들은 미지 세계로의 긴  탐험을 물심 양면으로 지원 하였다. 그렇지만 이러한 지도를 완성하는 데까지는 상당한 시간이 걸렸으며, 제작상의 많은 실수들도 저질러졌다. 오스트레일리아는 심지어 19세기  후반까지도 대륙이라기보다는 섬들 이 늘어선 형태인 열도로 생각되었다. 수년이 지난 후 일보 진전된 지도 제작법 덕분에,  우 리는 세계가 가지고 있는 복잡하고 정교한 사실들을 더 잘  알 수 있게 되었다. 점진적으로 우리는 해양의 실제적인 크기와 위치를 알게 되었으며 , 그들이  어떤 형태로 지구 위에 자 리잡고 있는지 알게 되었다. 이러한 자세한지식 덕분에 중요한 발견들이 나타나게 된다.  지 도가 어떻게 이런 중요한 발견의 영감을 제시할 수 있는가에 관한 일례로, 독일의 지질학자 인 베게너(Alfred Wegener)를 생각해 보자. 1912년 베게너는 대륙들의 형태가 마치 한때 그 들이 연결되어 있었던 것처럼,서로 너무 잘 들어맞는다는 사실을 지적하였다. 예를 들어  남 아메리카와 아프리카는 조각 그림 맞추기의 서로 맞물리는 조각들처럼 매우 잘 맞는 것으로 보인다는 것이다. 그러므로 베게너는 이 대륙들이 한때는 판게아라고 불리는 하나의 덩어리 였다는 사실과, 수천 년 동안에 걸쳐 제각기 흩어지게 되었다는 견해를 제안하였다.  베게너 의 영감 - 잘 만들어진 지도를 본 것에서 얻어진 - 은 판구조론(대륙의 이동에  대한 연구) 이라는 현대 과학의 시발점이 되었다. 오늘날 인류의 개척자들은  바다의 물결이 닿는 곳보 다 더 멀리 나아가고 있다.  마치 우리의 선조 탐험가들이 그랬던  것처럼 우리는 알려지지 않은 영토 - 이런 경우에는 우주자체 -의 넓은 부분을 다시 한번 알아내야 한다. 세계 지도 에 대한 넓어진 지식이 베게너의 대륙이동설을 고무시켰듯이, 과학자들은 보이는 우주에 대 한 완벽한 기술이 우주의 역학적  상태를 이해하는 데 도움을 주기를  바라고 있다. 우주를 지도화하는 것은 현대 천문학의 가장 거대한 도전 중의 하나이다. 왜 이러한 작업을 수행할 가치가 있는가에 는 여러 가지 이유가 있다. 첫째로  2차원 지도는 과학적 요구에 충분하지 않다 여러 가지 거대한 우주의 구조  사이의 상호 작용을 측정하기 위해서는  천문학자들은 무엇보다도 하늘에서 그 구조들의 위치를 알아야 한다. 그들은  또한 이러한 구조들이 얼마 나 멀리 있는가에 대한 정보도 반드시 필요하다.  불행히도 소수의 영역을 제외하고는 우주 에 존재하는 물체까지의 거리를 측정하는 일은 매우 어렵다. 우리는 이미 천체가 얼마나 떨 어져 있는가를 알아 내는 몇몇 방법을 논의한 바 있다.  가까운 항성의 경우에는 시차를 이 용한 방법이면 충분하다. 우리 은하에서 멀리 있는 별들의 경우에는 겉보기 밝기와 절대 밝 기를 비교하는 방법을사용해야만 한다. 이웃한 은하와 성단들의 거리를 측정하기 위하여 과 학자들은 좀더 복잡한 방법을 사용해야만 하는데, 세페이드 변광성을  이용한 방법 등이 그 것이다. 허블 우주 망원경이 올라가기 전에는 세페이드가 우리  은하단 내의 은하들의 거리 를 측정하는 지표로 사용되었다. 허블 우주 망원경 덕분에  이러한 방법을 주변의 은하단까 지로 확장시키는 것이 가능하게 되었다. 그리고 우리는 프리드먼이  이 방법을 사용하여 처 녀자리 은하단까지의 거리를 어떻게 측정하였는지를 이미  알아보았다. 하지만 여전히 세페 이드가 너무 어두워서 관측할 수 없는 지역이 존재한다. 이러한 지역에서 과학은 다소간 추 측적인 방법을 사용할 것을 요구한다. 종종 '툴리-피셔 관계 [Tully-Fisher relation, 은하의 절대 밝기와 그것의 특정  스펙트럼 선(예를 들면 붉은색  선)의 넓이(폭)를 서로 연관지어 주는 관측적인 원리]'는 그러한 경우의 대안으로 사용된다. 좀더 일반적인 경우  천문학자들 은 우주의 거대 구조 비율을 측정하고 허블의 법칙과 은하의 후퇴 속도를 이용하여 거리를 추정하기도 한다. 은하의(흑은 은하단의)스펙트럼 선이 얼마나 붉은색 쪽으로 치우쳐 있는가 를 측정함으로써 관측자는 그 은하가 얼마나 멀리 있는지를 추정할  수 있다. 그러나 이 법 칙은 허블 상수를 잘 알 수 있게 되기 전까지는 단지 상대적인 거리만을 제공할 수 있었다. 허블의 법칙은 수십억 광년 이내에서만 적용되는 단순한 비례  관계이다. 이러한 측정의 잣 대를 좀더 먼 거리에 적용하려 할 때, 천문학자들은 시간 지연이라는 문제에 봉착하게 된다. 수십억 광년 이상의 천체에서 오는 빛은 우리에게 도달하는 데는 수십억 년이 걸린다. 그러 므로 그 빛이 우리에게 수십억 년 전에 보이는 상태의  우주를 제공하게 된다. 현재의 모습 이 아니다 이론가들은 아주 오래 전에는 허블  상수가 다른 값을 가졌을 것이라고 믿고 있 다. 그러므로 10억 광년 이상 떨어져 있다고 생각되는 어떠한 천체의 거리 측정에 있어서  , 관측자들은 그들이 생각하는 허블 상수가 현재의 값이 아니라는 점을 고려해야 한다.  시차, 세페이드 스펙트럼 방법 등이 뒤범벅이 되어 있는 천체의 거리 측정법들은 모두 '거리의 사 다리'로 알려져 있다. 그 사다리의 가로대를 한 칸 한 칸 올라가면서 과학자들은 이 단계적 인 사다리를 우리에게 친숙한 영역에 있는  가까운 별들로부터 은하단과 퀘이사가 있는  먼 영역까지 올라가는 도구로 사용한다.  또 다른 거리 측정 방법이 고안되어 새로운 가로대로 사용할 수 있게 되면 이 사다리는 강력해지고 확장되어 우주를 연구하는 강력한 도구로 향 상된다. 거리 측정의 문제에 덧붙여  천문학자들이 어려움에 봉착하는 경우는  관측 가능한 우주의 영역을 파악하려고 시도할 때이다. 왜냐하면 포함해야 할 영역이 믿을 수 없으리 만 치 넓기 때문이다. 망원경을 사용하여 잠재적으로 파악된 우주의  부피는 10의 31승 광년을 훨씬 넘어가며, 100억개 이상의 은하(그들 중 대부분은  허블 우주 망원경을 사용하여 최근 에 발견된 것이다.)들로 가득 차 있다. 이러한 천체들은 각 범주로 분류하는  데만 100년 이 상이 걸릴 것이다.   하버드-스미소니언 천체물리연구소의 겔러와  허츠라와 같은  천문학자들은 관측 가능한 우주의 한 단면을 얻기 위한 중요한 연구를 수행하고 있다 모든 것이 잘 진행된다면,우주에 은하들이 어떻게 분포되어 있는가에 대한 대략적인 모습을 제공해 줄 수 있을 것이다. 우리 는 그 관측을 통해 우주에서 물질 분포의 질서에 관한 기원과 본질을 좀더 잘 이해할 수 있 을지도 모른다. 하버드-스미소니언 연구팀이 선택한 표본들은 우주의  3차원적 단면으로 구 성되어 있다. 그들은 쐐기의 형태를 선택하였는데, 이는 가장 다양한 종류를 포함하는  우주 의 모습을 얻기 위해서이다. 1985년 봄 질러, 허츠라,드 라페랑은 연구의 첫 대표 지역의 모 습을 밝혀냈다. 우선 그들은 1,100개의  은하를 가지고, 6도의 영역에 걸쳐  있는 띠 모양의 공간상의 영역을 선정하였다. 그들이 이러한 형태와 크기의 영역을  선택한 이유는 최단 시 간 동안에 연구를 끝내기 위해서였다. 그들이 얻은 결과는 매우 흥미로운 것이었다.  관측을 해 나가는 과정에 겔러와 그녀의 동료들이  우주에서 질서정연한 거대 구조의 형태를  보게 될 거라는 기대를 한 것은 아니다. 사실, 그들은 그들의 관측이 우주의 조직적인 모습을  보 여 줄 것이라 생각하였다. 즉 그들은 은하와 성단들이 우주  공간에 고르게 흩어져 있는 것 을 보게 될 것이고, 마치 건포도 빵에 건포도가 박혀 있는  것과 흡사한 형태를 보게 될 것 이라고 믿었다 하지만 기대와는 달리 그들은 은하들이 매우 흥미로운 구조로 분포되어 있다 는 것에 대한 직접적인 증거를 얻었다. 은하와 성단들은  그들이 제멋대로 분포하고 있다기 보다는 길고 가는 끈처럼 그리고 넓고 광대한 시트처럼,또한 물질의 거대한 거품 속에 있는 것처럼 보였다. 그 거품의 내부는 이상하리만큼 비어 있는 것으로 보이며 , 마치 그 안에 있 는 은하들을 빨대로 모두 빨아낸 것처럼 보였다.   하버드-스미소니언 연구팀은 우주의 형태가 그들이 기대하던 것과는 다르다는 것에 매우 놀랐다. 수만 개의 은하들이 가득 분포되어 있는 영역에 둘러싸인 우주의 한 부분 - 그들은 이것을 '허공(Void)' 이라고 불렀다. - 은  실질적으로 아무 것도 가지고 있지 않았다  우주 역사의 한 시기에 어떤 형태로든 거대 구조를 형성하는 질서가 우주의 혼돈 속에서 나타났 을 것이다. 그렇지만 연구팀은 그런  일이 왜,그리고 어떻게 일어났는지  설명할 수 없었다. 그들은 단순히 그러한 경우를 관측한  것뿐이었다. 1989년 겔러와 허츠라는  그들의 관측을 좀더 확장하여 관측 영역 내에 수천 개의 은하를 포함하도록 하였다. 이번 관측에서 그들은 추가적인 모습을 관측하였다. 은하들로 형성된 벽(wall)' 이 우주 공간상에 5억 광년 이상이 나 뻗어 있었다. '거대한  벽(Great wall)'이라고 불리는 이러한  장애물은 우주에 존재하는 것들 중 가장 큰 구조로 알려져 있다. 우주의 거대  구조를 알아차린 사람으로 겔러와 그녀 의 동료들이  처음은  아니다. 1950년대에   프랑스의 천문학자인  드 보퀼레르(Gerard  de Vaucouleurs)는 은하와 성단들이 속해 있는 좀더  큰 모임인 '초은하[supergalaxies, 현재는 초은하단(superclusters)이라고 불린다.]' 라는 개념을 제안함으로써 대단한 논쟁을 불러일으 켰다. 그 당시 대부분의 천문학자들은 은하단이 우주에서 가능한  가장 큰 집단이라고 믿고 있었다. 그들은 아인슈타인의 일반상대성 이론에 의하여 표현되는 중력  이론은 더 이상 거 대한 집단이 형성되는 것을 허용하지  않는다고 생각했다. 좀더 거대한 구조는,단지  그것은 생각뿐이었지만, 우주의 팽창이 그들을 떼어 놓으려는 힘에 의하여  서로 아주 약하게만 결 합될 수 있다고 믿고 있었다. 그러므로 그런 거대한  집단은 일시적으로만 지속되며 오늘날 에는 존재하지 않는 것이라고 생각하였다. 그러나 수년간에 걸쳐  천문학 사회는 점차 성장 하여 '은하단의 은하단(cluster of cluster)' 이라는 존재를  받아들이게 되었다. 우리의 국부 은하단은 그 중심부가 처녀자리에 존재하며, 공간상에 1억 광년 이상 뻗어 있는 '국부 초은 하단(Local Supercluster)' 이라 불리는 집단 속에 속해 있다. 또한 다른 초은하단들도 발견 되었는데 이것들은 염주알이 꿰어진 형태를 보이며 우주를 열십자로 가로질러 분포하고  있 었다. 드 보 퀼레르는 젊은 시절에는 급한 성격의 선동가였지만, 이제는 그를 옹호하는 사람 이 많아졌다. 세상이 이제야 그를 따라온 것이다. 지금에 와서야 그는 사람들이 생각을 바꾸 는 데에는 시간이 걸린다는 것을 알았다. 그가 말해 왔던 것은 다음과 같다. "마치 진보적으 로 자라난 아이가 인간사회의 좀더 큰 단위 - 가족, 이웃,도시 등 - 를 알게 되듯이, 천문학 자들은 지난 400년 동안 하늘의 계층적 구조를 알아냈다 이러한 천문학적인 진보는 현재 그 과정 중에 있다." 오늘날 대단히 많은  관측적 증거에 기초를 두고 겔러, 허츠라  그리고 드 라페랑이 제시한 것들, 즉 우주가 복잡한 계층적인 구조를 가지고 있다는 것을 대부분의 천 문학자들이 인정하게 되었다. '필라멘트', '거품' '시트', 허공' 등의 표시적인 용어들은 천문 학자들이 사용하는 용어의 일부분이 되었다.  우주가 거대 구조를 가지고  있느냐 없느냐의 논쟁을 하기보다는 그것이 있다는 것에 동의하고, 이들 구조의  본질과 근원을 이해하는 단 서를 찾고 있다. 본질적으로 우주에는 3가지의 구조 형성 모델이 있다. 각각의 모델은 "은하 가 먼저인가? 아니면 거대 구조가 먼저인가?"라는 질문에 다른 대답을 하고 있다. 그 중 하 나는 '팬케이크 모델' 이라고 이름 붙여진것으로 1970년대  초반에 러시아의 과학자인 젤도 비치에 의하여 제안되었다. 그 팬케이크 모델은  톱-다운(top-down) 이론으로, 시트나 거품 같은 거대 구조가 먼저 형성되고, 그 다음에 그들이 부서져서 초은하단, 은하단 그리고 마침 내는 은하가 되었다는 관점을 지지하는 것이다. 특별히 젤도비치의 접근에서 초기 우주는 ' 팬케이크' 라고 불리는 거대하고, 편평한 물질의 덩어리로 가득 차 있었으며,  나중에 이 팬 케이크는 작은 조각으로 쪼개지게 된다. 마침내 이들 조각은 은하로 진화해 나간다.  젤도비 치의 모델은 은하들이 왜 긴 염주 모양이나 얇은 시트 모양을 하고 있는지를 잘 설명해  준 다. 이 구조는 원래의 '팬케이크' 가 남아 있는 형태이다.  두 번째 접근 방식은 '계층적인 모임' 이라고 불리는 것인데, 그 옹호자 중의 한 사람으로 프린스턴의 천체물리학자인 피블스를 들  수 있다. 이러한 보텀-업(bottom-up)모델은  원시 우주에서 처음으로 생겨난 것은 기체의 구름에서 생겨난 은하들이라고 설명한다 우주가  진 화함에 따라서 이러한 은하들 중 많은 수가  서로 중력적인 힘을 통하여 상호 작용할 만큼 가깝게 접근하게 되었다. 곧이어 은하들의 모임이 무리지어서 은하단을 구성하고, 또한 초은 하단을 구성하게 되었다. 그리고 마치 겨울바람이 눈을 모이는 곳에만 모아 놓고 나머지 영 역의 눈은 쓸어 없애는 것과 같은 방식으로, 모든 물질이  중력에 의하여 당겨져 버리고 남 은 빈 공간은 '허공'으로 우주 공간에 형성되었다는 것이다.     마지막으로 구조 형성의 세 번째 모델은 프랙털 접근  방식이라고 불리는 것이다. 프랙 털이란 자신을 닳은 물체를 말한다. 그것은 모든 규모의 관측에서 같은 상으로 보이는 것이 다. 그들은 러시아의 채색인형 의 풍에 또 다른 인형이  안겨진 것과 비슷한 방식이다 프랙 털 접근 방식에 따르면 은하에서부터 초은하단에 이르기까지 구조상의 많은 계층은  동시에 형성되었다는 것이다 그리고 초은하단의 형성은 은하를 만들었던 것과 동일한 과정의  표현 이다 단지 좀더 클 뿐이다.   최근에 MIT의 겔브(James Gelb) 및 버트싱어(Edmund Bertschinger)와 같은 이론 천문학 자들은 컴퓨터를 이용하여 은하의 형성을 모의 실험하였다. 그  모델에서 그들은 물질의 덩 어리가 멋대로 분포하고 있는 '장난감(toy)' 우주에 씨앗을 뿌려 놓고 이들 씨앗에 작용하는 중력과 다른 종류의 힘들을 관찰하였다. 그들은 특히 암흑 물질(Dark Matter)이라고 불리는 물질의 존재를 그들의 연구에 첨가시켰을 경우에 은하와 다른 구조의 생성을 더욱 잘 계산 할 수 있었다. (암흑 물질은 다음의 9장에서 논의된다. )   암흑 물질은 관측할 만한 빛을 내놓지는 않지만, 질량을 가진 물질이다. 많은  과학자들이 우주의 90% 이상이 알 수 없는 성분으로 된 보이지 않는 물질로 구성되어 있다고  믿고 있 다 그러므로 암흑 물질과 보통의 물질들의 상호 작용을 고려해야 구조 형성의 기작을 완전 히 이해 할 수 있다. 따라서 우주가 어떻게 형성되었는가  하는 문제를 푸는 것은 우주의 ' 잃어버린 질량' 의 비밀이 먼저 해명되어야 가능할 것이다.      **거대한 흡입구**     지식의 최전선을 탐험하는 모든 전문가들은 자신만의 독특할 모습을 가지고 있다. 현대 우주론의 전설을 만들어 낸 은하 관측자들의 국제적인 그룹이 있다. 7인의 사무라이라고 불 리는 이 다국적 연구팀은 1987년 애리조나 주립대학의 버스테인(David Bvrstein),  국립광학 천문대(NOAO)의 데이비스(Roger Davies), 카네기  연구소의 드레슬러(Alan Drossier), UC 산타크루즈외 페이버(Sandra Faber), 케임브리지 대학의  린든-벨(Donald Lynden-Bell), 왕 립그리니치 천문대의   테를레비치(Robert J.   Terlevich), 다트머스   대학의 베그너(Gary Wegner)로 구성되었으며 은하들의 속도 분포에 나타나는 일반적인 패턴을 찾기  위하여 모 이게 되었다. 결과는 매우 특이한 것이었다. 그들은 지구에서 200광년 이상 떨어진 곳에  존 재하는 은하들의 거대한 그룹이 아무 것도 없는 빈 공간상의 한 점을 향하는 방향으로 끌리 고 있는것 같은 증거를 발견하였다. 거대한 흡입구(Great Attractor)라고 명명된 이 점은 마 치 보이지 않는 거대한 질량으로 작용하는 것처럼 보였고, 공간상의 매우 넓은 영역에 걸쳐 강한 중력이 작용하는 것처럼 보였다. 지난 10년 동안 과학자들은 7인의 사무라이들이 제시 한 관측 결과를 만족스럽게 설명하려고 노력하였다. 어떤 연구자들은 거대한 흡입구가 눈에 보일 수 없는 물질의 새로운 형태로 표출된 것이라고 추측하기도 하였다. 하지만 다른 이들 은 이 거대한 흡입구는 실제로 존재하는 것이  아니라는 설명을 선호하고 있다. (이것은 최 근의 허블 망원경에 의하여 지지되고 있다.) 거대한 흡입주는 많은 어두운 은하들의 복합적 인 힘이 그 지역에 표현된 것이라고 생각되고 있다.     허공의 유령   고전 소설인 웰스의 '투명인간' 중에는  빛이 몸을 통과하게 만드는  묘약을 발견한 어떤 사람이 등장한다 그가 그 조제약을 마셨을 때,그의 몸은 시야에서 사라지고, 단지 입고 있는 옷만이 보이게 되었다. 만일 오후 산책 시간에 그가 단지 모자, 장갑, 운동화, 그리고 선글라 스만을 쓰고 있었다면, 사람들은 거리를 걸어가고 있는 그 옷만을  볼 수 있었을 것이다 사 람들은 아마도 이러한 광경을 보고 있는 동안 투명인간이 이런 모든 물체들과 연결되어 있 고, 그들을 움직이게 하고 있다고 결론 내릴 것이다.   몇 년 전 한때 '보이지 않는 개'라고 불리던 히트상품이 있었다. 이 물건은 개 주인이 진 짜 개를 산책하러 데리고 나가는 것처럼 특별히 고안된 개줄로서 진짜 개를 키우기를 원하 지 않으면서 개를 데리고 산책하는  기분을 내게 해 주는 것이었다.  만일 정상적인 사람이 이 '보이지 않는 개' 를 데리고 거리로 나온 광경을 본다면, 그들은 눈에 보이지 않는  무엇 인가가 그 줄의 끝에 묶여 있다고 생각할까? 물론 아니다. 이러한 '애완견'을 보고 어떤 사 람들은 윙크를 하고 마치 진짜 애완견을 본 것처럼 행동할지도 모르지만, 개가 진짜로 묶여 있다고 생각하지는 않을 것이다. 항성이 은하 안에서 움직이는 방법을 관찰해 보면,  그리고 은하들이 은하단 내에서 움직이는 방법들을 보면 거기에는 마치 눈에 보이는 것 이상의 무 엇인가가 존재하는 것처럼 보인다. 과연 무엇이 이런  천체들을 강하게 잡아당기는가? 마치 웰스의 소설에 나오는 투명인간처럼 눈에 보이지는 않지만 존재하는 무엇인가가 과연  있을 까? 또는 일시적 유행이었던 '보이지 않는 개' 처럼 그것은 단지 환상일 뿐인가? 아마도 보 이지는 않지만 존재하는 무엇인가가 있을 것이다. 최근 몇 년  동안 우주 공간에 암흑 물질 이 매우 많이 분포한다는 증거가 계속 발견되었고 축적되어 왔다.   수십 년 동안 과학자들은 별과 은하들의 운동이 단지 보이는 물질의 중력적인 작용에 의 해서만은 완전히 설명되지 못한다는 것을 알고 있었다. 1930년대 초반에 네덜란드의 천문학 자인 오르트(Jan Oort)는 은하계 밖의 별의 역학적 상태를 좀더 잘 이해하려는 목적으로 운 동을 연구하였다. 특별히 이 연구에서 오르트는 은하 평면의  위쪽과 아래쪽에 있는 별들까 지의 거리를 측정하였으며, 그러한 높이와 깊이에 별들을 붙잡아  두려면 은하계가 어느 정 도의 질량을 가지고 있어야 하는가를 계산하였다. 마치 용수철에 매달린 무게추처럼 은하계 의 별들은 위아래로 흔들리면서 움직인다. 별들의 그러한 진동  운동의 폭은 자신을 제외한 은하의 나머지 부분의 질량에 의한 중력 작용에 의존하고 있다.   오르트는 이러한 작용을 일으키는 데 필요한 은하의 질량은 보이는 모든 물질을 모두 더 한 것의 3배쯤 된다는 것을 발견하였다. 오르트가 별에 대한 연구를 하던 거의 같은 시기에 스위스계 미국인인 츠비키는 보이는 우주 이외의 물질이 실제로 존재한다는 강력한  증거를 내놓았다. 츠비키는 머리털자리 은하단에 있는 은하들의 운동을 분석하여, 이들을 묶어 두는 데 필요한 중력적인 힘을 만들기까지 질량이 어느 정도 필요한지를 알아 냈다. 놀랍게도 그 는 관측되는 물질을 더한 값의 300배 정도의 질량이 필요하다는 것을 계산해 냈다. 그는 이 러한 사실로부터 머리털자리 은하단의 대부분의 질량은 암흑 물질이라는 것을 추측할 수 있 었다. 암흑 물질의 존재에 대하여 초기에 제시된 가장 믿을 만한 증거는 아마도 1970년대에 워싱턴에 있는 카네기 연구소의 루빈(Vera Rubin)과 그의 동료들이 제시한 것일 것이다. 이 들은 은하의 회전 곡선을 연구하고 있었다 은하의 회전 곡선은 별들과 기체들의 속도를 은 하의 중심으로부터 거리에 대하여 그래프로 그린  곡선이다. 행성의 속도와 태양으로부터의 거리를 같이 그린 행성 회전 곡선은 태양계의 경우 케플러의 법칙으로 정확히 기술할 수 있 다.   태양계에 존재하는 대부분의 물질은 태양이라고 불리는 중심부에 주로 집중되어있기 때문 에 행성의 속도는 그들의 거리가 증가함에 따라서 급격하게  감소하게 된다. 따라서 명왕성 은 수성의 속도보다 훨씬 느리게 태양 주위를 돈다. 만일 나선은하의 질량이 우리 은하처럼 보이는 은하 물질의 배열에 따라 분포되어 있다면 회전 곡선은 급격히 떨어지는 형태로 나 타날 것이다 대부분의 질량이 은하  중심부의 불룩 튀어나온 부분에 있기  때문에 , 별들의 회전 속도는 거리에 따라서 감소하게 된다. 결론적으로 은하의  회전 곡선은 급격하게 떨어 지는 모습을 보이게 된다.  그러나 우리 은하, 안드로메다 그리고 다른 나선 은하들의 경우 에 그렇지 않은 것으로 판명되었다. 거리에 따라 감소하는 대신에, 이러한 은하들의 회전 곡 선은 평평한 경향을 보이고 있다.  다시 말해서 별들의 속도는 원반  부분에 걸쳐서 일정한 값을 유지하고 있었다. 이것은 이런 은하들의 질량이 중심의 불룩 튀어나온 부분에 모두 집 중되어 있다기보다는, 전체에 걸쳐 고르게 퍼져 있다는 것을 나타낸다. 이것은 은하의  원반 부분에 상당량의 암흑 물질이 존재하는 경우를 나타내는 것이 된다. 너무 많아서 일일이 열 거할 수 없지만 그밖의 다른 연구들도 우주의 90% - 어쩌면 아마도 99% 이상 - 의 물질들 은 망원경으로 직접 관측할 수 없는 물질로 구성되어 있다는 증거를 계속 제공하였다. 암흑 물질은 은하의 영역 내에서 많이 나타난다. 또한 은하와 은하 사이의 우주 공간에도 그것이 존재한다는 사실이 실험을 통하여 알려졌다.   암흑 물질은 심지어 허공의 내부와 같은  은하가 없는 영역에서도 존재하는 것으로  보인 다. 허공은 결국 완전한 빈 공간이 아닐지도 모르는 것이다. 관측에 망원경을 사용한 이후에 도 우주에 있는 물질 중 단지 일부만이 파악되었다고 생각하는 것이 정확한 판단일 것이다. 천문학자들은 단지 빙산의 꼭대기만을 보아 왔을 뿐이다. 이 경우를 다음과 같은 비유로 표 현할 수 있다. 우주는 그 모습을 영원히 우리의 시야로부터 감추었고 빙산의 일각처럼 단지 10%혹은 그 이하의 모습만 표면  위로 나타낸다. 우주에서 가장  많이 존재하는 이 신비의 물질은 무엇인가? 많은 이론들이 최근 몇  년 동안 이 암흑 물질의  본질을 제시하여 왔다. 제시된 후보들은 3개의 범주로 구분할 수 있다. 작은 크기로 압축된 무거운 물질(MACHOs . Massive Compact  Halo Obiects),  약한 상호작용을 하는  무거운 입자(WIMPsinWeakly Interacting Massive Particles), 그리고 무거운 중성자들이 그것이다. 전자의 두 용어는 의문 에 싸여 있는 암흑 물질의 실제를 말하지는 못하며 단지  발견된 장소만을 알려 줄 뿐이다. MACHOs는 은하의 가장자리 영역에  존재하는 무거운 물체이다.  이러한 물체들은 관측을 통하여 구분할수 있는 복사를 내고 있지 않으며, 단지  다른 물질과의 중력적인 상호작용을 통해서만 자신의 존재를 알려 주고 있다. 최초로 알려진 이러한 암흑 물질의 예는 1995년 3 개의 천문학 연구팀에 의해서 발견되었다.  EROS라고 불리는 프랑스의 연구팀, OGLE라고 불리는 폴란드의 연구팀 ,  그리고 MACHO 계획이라 불리는  미국-오스트레일리아의 공동 연구팀이 그들이다. 가장 규모가 큰 세 번째 연구팀은  로렌스 리버모어 국립연구소의 알콕 (Charles Alcock)이 팀장이며 , 로렌스 리버모어의 베네트(David Bennett)와 UC 샌디에이고 의 그리스트(kim Griest) 등이 협력하였다. 그들은 오스트레일리아 캔버라의 스트롬로 산 천 문대에 있는 지름 5피트짜리 망원경을 사용하였다.   연구팀은 대마젤란 구름에 있는 항성이  MACHOs에 의하여 중력 렌즈 효과를  일으키는 뚜렷한 예를 발견하였다. 중력 렌즈  효과는 지구와 멀리 있는 물체  사이에 존재하는 매우 무거운 물질이 멀리 있는 물체의 보이는 상에 영향을 준다는 일반상대성 이론에 입각한 효 과이다. 일반 상대성 이론을 다시 회상하면, 무거운 물체는 빛을 휘게 할 수 있고  심지어는 렌즈처럼 초점을 맞출 수도 있다는 이론이다. 중력  렌즈의 경우 MACHO가 지구와 대마젤 란 구름의 적색 거성 사이를 통과하게 될 때, 그 시간 동안 항성으로부터 지구로 오는 빛을 집중시키게 된다 증폭된 신호는 천문학자들에 의하여  기록되고 분석되며, 그들은 MACHO 의 질량과 부피를 결정하는 데 이 자료를 사용한다. 우리 은하 내의 MACHOs의 존재는 이 러한 항성의 일시적인 밝아짐과 어두워짐 현상에  의하여 예측되었다. 미국-오스트레일리아 연구팀의 경우, 적색 거성은 33일의 주기 동안 마치 자신의 겉보기 복사량이 증가된 것처럼 관측되었고, 그후 원래의 복사 상태로 돌아갔다. 그뒤로 이러한 현상을 설명하는 다른  이론 들은 모두 적절하지 못하다고 판명되었고, 이것은 보이지는 않지만  매우 무거운 물질에 의 한 중력 렌즈 효과의 신호라고 판단되었다.   1996년 1월에 있었던 미국 천문학회 모임에서, 미국-오스트레일리아  합동 연구팀은 우리 은하 원반의 많은 부분이 MACHOs로 구성되어 있다는 강력한 증거를 보고하였다. 이런 증 거는 새로운 일곱 개의 무거운 원반 물질의 발견을 통하여 제시되었다 그 연구자들은 대마 젤란 구름의 중력 렌즈 효과를 사용하여  명확하게 밝혀내지 못했던 이들의 형태의  특징을 다시 연구하였다.   각각의 MACHOS의 크기와 질량은 태양  질량의 1/10에서 태양질량 정도의 범위에  걸쳐 있다 그들의 작은 크기와 어두움으로 미루어 보아 MACHOs는 아마도 백색 왜성일  것으로 추정된다. 그들은 주계열 원반 항성에서 기원하였을 것이며, 태양과 마찬가지로 그들의 핵융 합 에너지를 소진해 나갔을 것이다. 그들은 너무나 미약하게 빛을 발하는, 간신히 관측할 수 있는 정도의 어두운 항성으로 남게 되었다.   또한 MACHOs중의 일부가 적색 왜성,혹은 갈색 왜성일 가능성이 있다 적색 왜성은 지나 치게 차가우며 거의 빛을 내지 않는다. 그러므로 그들을 직접  찾아 낸다는 것은 매우 어렵 다. 심지어 갈색 왜성은 거의 빛을 내지 않는다. 그들은 핵융합을 시작할 화학 물질의  질량 이 부족한 별들 중 대표적인 것이다 그러므로 그들은 핵융합 반응을 일으키지 못한다. 이론 가들에 의하여 제시된 또 다른 MACHOs의 후보자들은 목성 크기의 행성, 중성자별, 그리고 블랙흘 등이다. MACHOS는 전체가 백색 왜성으로구성되어 있거나 그렇지  않으면 백색 왜 성이 부분적으로라도 다른 후보자들과 혼합되어 있는 형태로 추정된다.   현재 과학자들은 MACHOs가 은하의 모든 암혹 물질의 절반 정도이거나 아마도 그  이상 을 설명해 줄 수 있다고 믿고 있다. 불행하게도, 은하 내에서 상당 부분의 보이지 않는 물질 이 아직 설명되지 못한 상태로  남겨져 있으며, 나머지 우주의 암혹  물질의 실제적인 양은 말할 것도 없다. 그러므로 천문학자들은  은하 내의 남은 암혹  물질이 WIMPs로 구성되어 있다고 제안하였다.   WIMPs는 보통의 물질들과는 잘 반응하지 않는 특성을 가지는 물질들을 넓은  범위로 통 칭하는 용어이다. 이들은 엑시온(axion : 초기 우주에서 이론적으로 제시된 무거운 물질), 초 대칭 입자들 그리고 다른 생소한 종류의 준원자 입자들을 포함한다. 어떻게 WIMPs를 탐지 할 수 있을 것인가? 어떤 과학자들은 그들을 거대한 입자 충돌 장치에 놓고 일반적인 입자 와 매우 높은 속도로 충돌시켜 보기도 하였는데, 이는 색다른 부산물을 기대해 본 실험이었 다. UC 버클리의 스노든-이프트(Daniel Snowden-Ifft), 프리먼(Eric Freeman), 그리고 프라 이스(Buford Price)는 자신들이 좀더 좋은 방법을 개발했다고 믿고  있다. 그들은 WIMPs와 충돌했다는 흔적을 찾기 위하여 5억 년 이상 된 작고 얇은 암석의 박편을 조사하였다. 포착 하기는 힘들지만 암석 내의 화학적 전이가 과거의 WIMPs의 충돌 흔적의 좋은 증거를 제공 해 줄 것으로 기대하였다. 입자 이론에  따르면, 만일 WIMP가 하나의 암석과 충돌하게  되 면, 작기는 하지만 그것은 약간의 변화를 일으키게 된다. 그 변화는 암석의 원자핵 중  하나 가 움직이게 되는 것으로 이런 원자핵의  이동은 전자가 차례로 다른 원자핵에게  결정적인 타격을 입혀 변화가 일어나도록 한다. 점차 시간이 지남에 따라, 변형된 원자의 흔적이 암석 전체에 걸쳐 나타나기 시작한다. 이러한 현상의 흔적이 버클리  연구팀이 찾으려 하는 화학 적 변화이다.     **초대칭 입자**    초대칭 이론으로 알려진 입자 물리학 모델의 가설상의 부산물인 초대칭 입자들은 때때로 암흑 물질의 후보자로 제시되곤 한다. 초대칭 이론은 페르미은(Fermions)과 보존(Bosons)이 라는 입자의 큰 두 가지 범주를 하나로 물으려고  시도하였다. 간단하게 말해서 페르미온은 물질을 만드는 벽돌 같은 것을 제공한다. 원자의 구성  물들인 양성자, 중성자, 그리고 전자 들은 모두 페르미온이다. 보존은 그와는 달리 페르미온을 서로  밀착시켜 주는 접착제 같은 것을 제공하기도 하며, 또한 폭발력과 같이 서로를 메어 내는 힘을 제공하기도 한다 전자기 력의 전달 매체인 광자, 중력의 전달자인 중력 자들이 보존의 예이다.    초대칭 모델에 의하면 각각의 페르미온은  보존 입자적인 동반를 가지고  있으며, 또 그 반대의 경우도 마찬가지이다 예를 들어, 전자의 보존은 셀렉트론(Selectrons)이다. 광자와 중 력자의 페르미온은 각각  프로티노(protino)와 그라비티노(Gravitino)이다.  이제까지 이러한 동반 입자가 존재한다는 실질적인 증거는 없었다. 그러나 많은 이론가들은 준원자 입자들의 세계에서 두 가지 큰 범주를 연결시켜 주는 훌륭한  방법으로 초대칭성을 발견하였다. 그들 은 이러한 새로운 입자들 - 프로티노와 그 비슷한 것들 - 이 고 에너지 입자가속기의 자료 에서 짧은 시간 동안이나마 나타날 것을 기대하고 있다. 만일 그렇다면, 암흑 물질의 미스터 리는 실제로 매우 빠른 해결을 보게 될 것이다.   이제까지 연구팀은 암석의 1제곱 밀리미터의  약8%에 해당되는 작은 부분만을  검사하였 다. 그렇지만WIMP의 흔적은 아직 발견되지 않았다. 흔적을 발견할 기회를 더  많이 가지기 위하여, 또 이러한 찾기 어려운 입자가 존재한다는 증거를 발견하기 위하여 그들은 좀더 큰 시료를 관찰하고 있다   암흑 물질의 후보 대열에서 거의 사라졌던 중성미자가 최근에 다시한 번 강력한 경쟁자로 등장하고 있다. 1970년대에는 붕괴 반응  중에 생성된 보통의 중성미자가  모든 과학자들의 암흑 물질의 목록 중 일순위였다.  그 시기에 비록 중성미자는 질량이  영이거나 거의 영에 가까운 것으로 생각되었지만 정확히 알려지지 않았다.  그러나 이론가들은 만일 중성미자가 미소한 질량이라도 가지고 있다면 암흑 물질의 수수께끼는 풀릴 것이라고 계산하였다. 만일 우주에 무수히 많은 중성미자 각각이 질량을 가진다면 그 총합은 대단한 양이 될 것이기 때 문이다. 하지만 안타깝게도 거듭된 실험들(1980년의 믿기 어려운 러시아의 실험을 제외하면) 은 중성미자가 질량이 없는 것임을 보여 주는 것들뿐이었다 중성미자는 더 이상 유력한 경 쟁자로 고려되지 못하게 되었다.   1994년에, 거의 소멸될 위기의 후보자가 다시 화려하게 등장하였다. 화이트(Hywel White) 가 이끄는 로스 알라모스의 물리학자들은 광물질성 기름이 가득  차 있는 탱크와 1,220개의 광전관(광선 감지장치)을 사용하여 붕괴하는 중성미자의 질량을 측정하였다. 이러한 중성미 자는 진동 현상으로 알려진 다른 입자로 전환하는 과정에서  검출된 것들이었다. 그들은 붕 괴하면서 자신의 질량에 의해 결정되는 분포 상태로 빛을  방출한다. 이러한 복사는 검출기 에 의하여 기록되고 과학자들에 의하여 분석된다   중성미자가 이러한 방식으로 변화될 수 있다는 것은 그것이 전자처럼 질량을 가진 물체라 는 것을 의미한다 질량이 없는 입자는 형태를 바꿀 수 없다. 그러나 이와는 달리 질량이 있 는 입자들은 일정한 조건 이 충족되면 붕괴할 가능성이 있다. 로스 알라모스 연구팀에 의하 여 추정된 중성미자의 질량 범위는 0.5에서 5전자볼트(ev)이다. (1전자볼트는 양성자 질량의 10억분의 1에 해당하는 에너지와 같은  양이다. ) 우주에는 1입방피트당  수십억 개 정도의 많은 중성미자가 있다. 이 사실로 미루어 만일 중성미자가 질량을 가지고 있다고  가정하면, 그들의 총질량은 관측된 모든 은하의 질량을 더한 것보다 더 많아지게 된다. 대부분의 과학 자들은 암흑  물질이  하나의 물질로   구성된 것이 아님을   알고 있다.  지난 수년   동안 MACHOs의 존재에 대한 강력한 관측적 증거들이 나타났다. 그들 중에는 질량을 가진 중성 미자의 광범위한   분포라고 생각되는  것들도  있었다. 비록   아직 관측되지는  않았지만 WIMPs는은하의 진화와 우주의 형태의 이론적인 모델에 있어서 중요한 성분으로 추측된다. 그리고 암흑 물질은 이들 전부이거나 혹은  이들 중 어떤 것이 될 수  있을 것이다. 우주의 구조를 형성하는 데 있어서 에너지와 물질의 역할을 이해하기 위하여 우리는 대폭발의 초기 순간에 이러한 물질들이 어떻게 분포되어 있었는가를 알아야 한다. 다행히도 현대의 전파천 문학은 이러한 시기의 상태를 엿볼 수 있는 창문을 우리에게  제공하고 있다. 현재 우주 공 간 전체에 걸쳐 고르게 분포하는 우주 배경 복사의 분석을 통하여 초기 우주의 상당히 자세 한 형태가 나타나고 있다 이러한 복사의 발견은 30여 년 전의 일로, 사실 뜻하지 않은 사건 이었다. 이 사건을 계기로 과학은 대폭발의 복잡한 구조를 연구할 수 있게 되었다.      **암흑 물질:차가운가, 뜨거운가, 또는 양쪽이 혼합되어 있는가?**   암흑 물질의 온도를 두고 천체물리학자들은  심각한 논쟁을 벌이고 있다.  이것이 그토록 열띤 논쟁의주재가 되는 이유는 우주의 구조 형성 모델에서 물질의 평균속도  추정값으로서 특정하게 주어진 온도의 값이 필요하기  때문이다. 평균속도만 온도는 직접 관련되어  있다. 뜨거운 물질은 차가운 물질에 비해 평균적으로 좀더 빠르게 움직이는 입자들로 구성되어 있 다. 그러므로 뜨거운 암흑 물질의  파전들은 좀더 차가운 암흑 물질에  비하여 좀더 빠르게 움직일 것이며, 좀더 큰 구조를 형성하고, 좀더 널게 퍼진 형태의 구조를 만들 것이다. 오랜 시간 동안 차가운 암흑 물질을 포함한(예를 들면 WIMPs) 우주 모델은 일반적인 구조의 형 성에 관한 시나리오였다. 컴퓨터 모의 실험을 통하여 이러한  모델들을 실행시켜 보면 결과 적으로 은하들 의 생성이 잘 재생되는 것으로 보였다. 그러나 이러한 방식의 접근에 있어서 중요한 문제점은 거대 구조상에서 은하들이 적절히 분포되는 실험에는 실패 하였다는  것이 다. 이와는 달리 뜨거운 암흑 물질을 포함하는 시나리오는 (순간적이지만 질량을 가지고 있 는 중성미자의 존재를 포함하여) 우주에서 초은하단, 거품들, 벽들, 그리고 허공들을 포함하 는 일반적인 거대 구조의 형성을 믿을 만하게 수행해 낸다 그러나 불행하게도 그 시나리오 는 은하 정도크기의 물체를 만들어 내는 데는 실패하였다.  현재 대부분의 과학자들은 차가 운 물질과 뜨거운 물질의 혼합물  이 관련되어 있는 절충안을 선호하고  있다. 흔함 모델은 현재 알려진 우주의 형태를 좀더 잘 만들어 낼 수 있을 뿐만 아니라 현재 암흑  물질 안에 포함되어 있다고 생각되는 입자들도 그 모델에 잘 일치한다. MIT의 천체물리학 자인 버트싱어는 80%의 차가운 암흑물질과 20%의 중성미자와 같은 뜨거운 암흑 물질의 혼 합물이 은하의 형성 모의 실험에서 효과적으로 작동한다는 것을 알아냈다.     빛의 출현   1964년, 벨 연구소의 두 과학자인 펜지어스(Amo Penzias)와 윌슨(Robert Wilson)은 대폭 발 이론의 가장 강력한 근거가 되는 놀라운 발견을 하였다.  우주 배경 복사의 발견은 전혀 기대하지 못했던 것이라는 점에서 더욱 놀라운 사실이었다.   펜지어스와 월슨은 은하계로부터 오는 마이크로파를 찾기 위하여 뉴저지 주 홀름델에  있 는 지름 20피트짜리 전파망원경을 사용하던 중, 이상한 종류의  계속적인 잡음에 의하여 방 해를 받았다. 그들이 고치려고 무척 노력을 했음에도 이 잡음은 사라지지 않았다. 처음에 그 들은 이런 잡음이 안테나에 집을 짓고 살고 있는 비둘기 때문이라고 단정하였다.   펜지어스는 비둘기의 배설물, 그가 표현한 대로 하면 '횐색의 절연 물질' 이 들어오는 신 호를 간섭해 잡음을 일으킨다고 생각하였다. 연구팀은 접시 안테나  전체를 깨끗이 닦아 냈 으나 잡음은 여전하였다. 그제서야 그들은 이 잡음이 우주의 깊은 곳에서 오는 진짜 신호를 잡은 것이라고 생각하게 되었다.   1940년대 후반에 가모브(George  Gamow), 알퍼(Ralph Alpher),  허먼(Robert Herman)은 일련의 논문에서 우주 배경 복사의 발견은 대폭발 가설의 중요한 증거가 될 것이라고 주장 하였다. 그들은  현재 우주의  온도를  절대온도 약  3도 정도로   추정하였다. 디케(Robert Dicke)는 1960년대에 같은 계산을 수행하였고, 펜지어스와 월슨이 관측한 잡음의 근원을 즉 시 알아차렸다. 명백하게 그들은 우주의 탄생 이후에 식어 가는 복사를 발견한 것이다. 펜지 어스와 월슨은 자신들의 업적으로 나중에 노벨상을 수상하였다.    이러한 복사의 한 가지 뚜렷한 특징은-일부는 원래 상태인  것이 확인되었고, 어떤 것은 변형을 받았지만 - 극단적으로 편평하다는 사실이다. 그들이 어떠한 방향으로 전파망원경을 돌리더라도 마이크로파 는 같은 온도로 관측되었다. 이러한 일정성은 1960년대 후반과  1970년대 초반에 걸친 계속 된 실험을 통하여 확인되었다.  사실 어떤 의미에서 천문학자들은 우주의 배경 복사가 하늘 전체에 걸쳐서 고르게 분포하는 것이 반가울지도 모른다. 이것은  개개의 은하나 우주의 특 정 지역에 관련된 국부적인 현상이 아닌 우주의 진정한 효과라는 것을 의미한다. 이런 이유 에서 연구자들은 이런 에너지는 현세의 근원에서 갈라져 나온 것이라기보다는 대폭발  직후 재결합의 시대에 생긴 것이라고 확신하게 되었다.   그러나 배경 복사의 온도는 지나치게 일정한 것으로 발견되었다.  우주의 구조 형성의 이 론들은 배경 온도의 미세한 불균일성을 요구한다. 하지만 이러한  작은 변동은 보이지 않았 다. 우주 배경 복사의 변동성에  대한 이러한 예측은 우주의 구조에는  근원이 있다고 믿고 있는 대다수의 과학자들에게서 시작되었다. 대부분의 은하 형성 모델에 따르면,  젤도비치의 톱-다운 접근 방식에서 피블스의 보텀-업 시나리오에 이르기까지 오늘날 보이는 구조의 씨 앗은 초기 우주에 밀도가 불균일한 상태로 뿌려져 있어야만 한다. 달리 말하면 재결합의 시 대의 우주는 밀도가 낮은 부분뿐만 아니라 밀도가 높은 부분도 가지고 있어야 한다는 것이 다. 시간이 지남에 따라, 두툼한 영역은 자신의 중력을 통하여 더 많은 물질을 끌어  모으면 서 오늘날 우리가 보게 되는 은하, 은하단,  초은하단, 시트, 그리고 필라멘트로 성장하였다. 좀더 작은 덩어리들은 좀더 큰 덩어리로 계속하여 성장하였다.  반대로 좀더 밀도가 희박한 지역은 중력적으로 좀더 약하게 잡아당겨지게 되어 '허공'이라 불리는, 오늘날 우리가 보고 있는 은하사이의 텅빈 공간이 되었다.  물리학자들은 오늘날 우리가보고 있는  여러 종류의 구조들이 형성되기 위해 재결합의 시대에 존재했던  밀도의 불균일성의 크기를 계산하였다. 그들은 초기 우주밀도의 약0.1%정도의 밀도변동이 있었다고 추정하였다. 달리  말하면 그러 한 영역은 0.1% 정도 더 밀도가 높아야 하며 , 다른 지역은 평균적인 값에 비하여 0.1% 정 도 밀도가 희박해야 한다는 것이다.  더 나아가 천체물리학의 이론에 따르면, 재결합의 시대 에 방출되는 복사의 온도의 변동은 그 기간 동안의 물질 밀도 분포의 변동과 직접적으로 관 련이 있다고 한다. 이러한 이유로 천체물리학의 이론은 우주 배경 복사에 이어서 물질 분포 의 산과 골짜기를 나타내는 온도의 변동을 요구하게 되었다.    1977년 로렌스   버클리 연구소와  UC버클리의  우주과학연구소의  천문학자인  스무트 (George Smoot)와 그의 연구팀은 배경 복사 온도에 있어서의 변동의 첫번째 증거를 내놓았 다. 이런 변동은 그러나, 오랫동안 기대되었던 원시적인 '물결' 모양은 아니었다. 오히려 그 것은 '쌍극자 비균일성 (dipole anisotropy)' 이라고 불리는 현상을 나타내고 있었다. 쌍극자 비균일성은, 우리 은하가 배경 복사의 바다를 항해해 나가는 운동에 의하여 생긴 것이다. 마 치 배가 바다를 항해해 나갈때 다가오는 물결에 의하여 흔들리듯이, 우리 은하도 우주 배경 복사 속의 파동에 의하여 압력을  받게 된다. 도플러 이동 때문에  전면부와 후면부의 우주 배경 복사는 (우리 은하에 대하여) 달라지는 것처럼 보인다. 그 결과 우리 은하의 전면부는 좀더 뜨거운 것으로, 후면부는 좀더 차가운 것으로 나타나게 된다. 이러한 미묘한 온도의 변 화는 NASA의 U-2 제트기에 탑재되어 올려진 버클리 연구팀의  민감한 전파탐지기에 의하 여 잡혔다.   그것들의 쌍극자 비균일성 감지력을 최대화하기 위하여 이들 감지기는 반대 방향으로  맞 춰졌다. 다행히도 그들이 기록한 신호는 도플러 효과에 대하여  이론적으로 예측한 값과 거 의 일치하게 나왔다. 스무트가 쌍극자 변동량을 발견한 이후에, 그는 초기 우주에서 물려 받 은 진짜 변동량을 찾을 계획을 세웠다. 이러한 목표를  염두에 두고 그는 미분마이크로파감 지기(DMR, differential microwave radiometer)라고 불리는 특별한 고정밀도의 감지기를 고 안하였다. 이 DMR은 그런 종류의 감지기로는 유일한 것인데, 신호점의 온도를 기록하는 대 신에, 한 쌍의 안테나를 이용하여 하늘의  다른 두 지역의 온도의 차이를 측정한다.  이것은 다른 감지기가 관측할 수 있는 것보다 좀더 정밀한 결과를 기록할 수 있다. 그 기기는 온도 의 차이를 100만분의 1까지 측정할 수 있는 것이다. DMR은 실제로 3개의 전파탐지기를 포 함하는데, 각각의 전파탐지기는 3개의 다른 전파 영역을 탐색한다. 이런 주파수가 선택된 것 은 우주 배경 복사가 다른 신호에 비하여 이 영역에서 강한 스펙트럼을 나타내기 때문이다. 예를 들면 이 주파수대에서 우주 배경 복사는 은하의 마이크로파 복사보다 수천 배나 강력 하다. 스무트가 이 탐지기를 완성했을 때,그는 이것을 우주로  올려 보낼 준비를 하였다. 그 러나 챌린저호 사고 때문에 NASA의 우주 계획이 차질을 빚으면서 출항 허가를 얻는 데 수 년의 시간이 걸렸다   마침내 1989년 말에  스무트와 그의 동료들은  NASA로부터 그들의  탐사를 허가받았다. DMR은 동년 11월에 COBE(Cosmic Background Explorer)라고 불리는 위성에 실려 발사되 었다 COBE는지구 대기의 방해를 넘어서는 높은 고도의 궤도에 올라갔으나, 지구의 자기권 에 존재하는 하전 입자들의 방해를 받았다. 1992년 스무트는 오랫동안 기다려 온 우주의 배 경 복사에 남아 있는 고대 유적을 발견하였다고 발표하였다.  1억 광년 이상에 걸친 뜨겁고 차가운 영역이 그것이다. 이러한 영역의 온도는 평균온도인 2.735도에서 10만분의 1  정도의 변동을 보였다. 다시 말해서, 이러한 변동은 대략 100만  도에 대하여 6도 정도에 해당된다. 천문학자들은 즉각 스무트의 결과를 대폭발 이론을 지지하는 강력한 증거로 인정하였다. 그 가 발견한 복사의 평균 온도는 우주 배경 복사의 이론적인 예측값에 소수점 이하 6자리까지 정확하게 일치한다. 더 나아가 그가 발견한 변동량은 구조 형성 모델에 의하여 정확하게 이 론화된 값과도 잘 일치한다. 마지막으로,그의 결과는 우주에 암흑물질이 많이 존재한다는 것 에 대한 확고한 증거를 제시하기도 했다 스무트와 그의 동료들이 발견한 모든 것은 20세기 말 우주론의 가장 위대한 빛나는 승리 중의 하나이다.                                      **위로, 위로, 그리고 멀리**    COBE 위성의 우주 관측이 단지 우주 배경 복사의 성공적인 관측이라는 데 그치는 것은 아니다. 비록 인공위성만큼 높이 을라가지는 못한다는 약점에도 불구하고 기구는 관측 도구 의 운반 수단으로 무척 대중적이라는 사실이 증명되었다. 그  이유는 기구가 인공위성 실험 에 비하여 훨씬 값이 싸게 들고 계획하기 쉽다는 것이다.  1989년 기구에 올려진 관측 기기 들이 뉴멕시코 상공의 하늘을 12시간 동안 관측하였는데, 이때 자세한 우주 배경 복사의 기 록 들을 얻었다 MIT와 프런스턴 대학의 과학자들로  구성된 연구팀은 약4년 동안 이 관측 의 기록들을 분석하여 마침내 1993년 2월에 그들의  결과를 발표하였다. 대다수의 기대대로 그들의 자료는 COBE의 온도 자료와  일치하였다. 다른 기구 관측 계획은  COBE가 밝혀낸 것보다 더 자세한 우주 배경 복사의 구조를 찾음으로써 COBE보다  좋은 결과를 얻기 위한 시도로 수행되었다. 좀더 자세한 관측 자료는 우리에게 재결합의 시대  - 즉 우주의 복사가 자유롭게 나오고 구조가 형성되기 시작하는 시기 -라고  불리는 우주의 한 시기에 대해 좀 더 많은 것을 알려 주였다. 이러한 기구 관측 계획에는 MAX(밀리미터 불균일성 탐사 계획 Millimeter Anisotropy Experiment)와 MSAM (중규모 불균일성 탐사 계획 : Medium-Scale AnisotropyMeasurement)이라고 불리는 계획들이  포함되는데, 이 기구들은  각각 1990년대 초반에 우주로 띄워졌다.   초기 우주의 복사 형태에 대한 상세한 정보를 토대로, 천문학자들은 구조 형성 이론을 개 정하는 일에 몰두하였다. 어떤 학자들은 원시 형태의 씨앗에서 은하들이 어떻게 발달하는가 에 관한 개선된 모델을 연구하는 반면, 다른 이들은  시간적으로 거꾸로 거슬러올라가 이러 한 덩어리들 자체의 기원이 무엇인가를 설명하려고 시도하였다. 그들은 이러한 미세한 불균 일성들이 어떤 식으로 적당한 크기와 개수에서 발생하여 우주의 구조의 원형을 제공하게 되 었는가를 깊이 생각하였다.  현재 원래  밀도의 불균일성의 기원에 관한 몇  가지 선도적인 이론들이 있다. 이런 훌륭한 이론 중의 하나가 인플레이션 우주론과 관련되어 있다. 이 시나 리오에 따르면, 우주는 초창기에 극단적으로 빠른 성장을 겪어 왔다는 것이다. 이런  거대한 성장의 파도가 지난 후에 우주는 오늘날 우리가 보고 있는 느린 팽창의 형태로 안정을 찾게 되었다. 인플레이션 우주론은 은하의 씨앗들이 형성되었을 방법에 대해 기술하고 있다. 인플 레이션 방식을 따라 이러한 불균일성들은 미미한 양자적인 불균일성으로 우주의 발생  시기 에 형성되었다. [양자적인 불균일성은 양자 역학서 예측하는  미세한 에너지의 장(field)으로 어떠한 좁은 공간에서도 반드시 동시에 일어난다.]  다음으로 이러한 불균일성은 우주의 갑 작스런 팽창 시기에 그 크기가 급격하게 늘어났다. 그  불균일성은 필연적으로 우주의 구조 의 씨앗이 될 만큼 크게 성장하였다. 인플레이션 우주론에 대한 또 다른 이론은 '조직의 이 론(theory of textures)'이다. 조직이란 우주의 구조에 있어서 가상적인 '부족분'이며, 상전이 의 시대라고 불리는 기간에 형성된 것으로 믿어지고 있다. 상전이(온도의 변화에 따른 갑작 스런 형태의 변화)는 자연계에 흔히  있는 일이다. 상온에서 액체인  물은 온도가 내려가면 고체인 얼음으로 변화 한다. 우주는 식어 가는 과정에서 그와 유사한 과정을 겪었을 것으로 생각된다. 우주가 식어 가면서, 우주에 분포하는 에너지 장은 변화하게 된다. 아마도 급격하 게 형성되는 얼음에 균열이 생기는 것과 비슷한 방식으로 갈라진 틈 비슷한 조직은 초기 우 주의 역장이 급격하게 변화하는 과정에서 발달했을 것이다. 그리고  나서 이 모델에 의하면 우주의 구조는 공간의 틈새 주변을 따라서 성장하게 되었다. 최근에 제시된 우주의 구조 형 성 이론에는 두 가지 종류만이 있다. 우주 배경 복사의  형태가 좀더 자세하게 알려짐에 따 라서 과학자들은 이들 두 가지 접근  방식을 좀더 잘 구분할 수 있을  것이다. 관측 자료가 무척 빠르게 쏟아지기 때문에, 인간은 우주의 구조가 형성된 방법에 대하여 곧 이해하게 될 것이다.     우주의 운명   펜지어스와 윌슨의 발견으로 시작하여, 20세기의 마지막 3분의 1에 해당하는 기간은 우주 론의 역사에서 대표적인 시기가 되었다. 우리는 공간적으로 더욱 멀리 손길을 뻗을 수 있게 되었을 뿐 아니라, 시간적으로도 단지 수십 년 전만을 상상할 수 있는 것에 비하여 훨씬 더 먼 과거까지 도달할 수 있게 되었다. 실제로 우리는 과거의 어느 때보다 좀더 깊고 넓은 우 주의 지식에 대해 알 게 되었다.    진실을 추구하는 탐구를 통하여 우리는 많은 것을 배워  왔다. 우리는 우주가 한때 무척 뜨거웠으며 또한 상상할 수 없으리 만치 작았다는 것을 알고  있다. 더 나아가 초기 우주는 매우 균일했을 것 - 또는 어떤 주요한 불균일성이 있었더라도 우주가 인플레이션적으로 성 장하는 시기 동안에 그 불균일성이 어떻게든 평  평해졌을 것 - 이라고 추정하였다 하지만 이런 전체적인 균일성에도 불구하고, 아직도 우주는 은하의 전신이  되는 작은 씨앗으로 얼 룩져 있었음에 틀림없다. 과거의 어떤 시점에서 간단한 원자가 형성되고, 우주 복사가  자유 롭게 되어 공간의 모든부분으로 스며들었다. (그리고 결국 펜지어스,윌슨  스무트 그리고 다 른 이들에 의하여 파악되었다. ) 그 시기 동안 새롭게 형성된 원자들은 모여서 우주에서 밀 도가 높은 부분을 형성하게 된다. 그것은 아마도 무거운 암흑  물질로 가득 찬 지역일 것이 다. 점차 응고되는 뜨거운 물질들은 은하, 은하단, 그리고 초은하단의 구조를 만드는 거대한 구름으로 형성된다 동시에 우주의 거품,  필라멘트, 그리고 허공, 또한  거대한 벽들과 같은 거대한 구조들도 형성되었다.   우주가 팽창하는 동안 이러한 물체들은 점점 성장하고 또 서로 멀어지게 되었다 배경 복 사는 점차로 식어 가게 되었다. 곧 은하들은 별을 만들게 된다. 최초의 별 - 종족2 - 은 주 로 수소 기체로부터 형성되었다. 때로는 강렬한 폭발을 수반하는 그 별들의 죽음이 만든 잿 더미에서부터 젊은 별들의 모임 - 종족  1 - 이 만들어졌다. 후자의 종족에  속하는 형태의 별들은 행성계를 가지고 형성되었다. 이런 행성계의 일부분에는 지능을 가진 생명체가 성장 할 수 있는 환경이 만들어졌다. 그리고  지구라고 불리는 이런 행성 중의 하나에서,  당신은 당신의 세계에 대한 이런 역사 서적을 읽고 있는 것이다. 과학자들은 상당히 합리적인 근거 를 가지고 위에서 기술한 이런 모든 일들이 일어났을 것이라고 믿고 있다. 천문학자와 물리 학자들이 30여 년 간에 걸쳐 수집한 자료, 특별히 우주 배경 복사와 관련된 자료와 또한 알 려진 기본 입자의 오늘날의 물리량에 대한 자료를 기반으로 하여 우리 인류는 오늘날 대폭 발을 아주 잘 이해하고 있다. 천문학자들은 우주의 기원을 이해하고 있다고 생각하지만,  우 주의 밀도는 여전히 모르고 있다. 우주는 열려  있는가, 닫혀 있는가, 또는 편평한가? (이것 들은 6장에서 논의된 프리드먼의 모델에  의하여 나열된 선택들이다.) 다시  말하면, 그것은 무한히 팽창할 것인가?어느 정도 팽창하다가 언젠가는  수축할 것인가? 또는 이들 두 극단 적인 경우의 경계선에서 비틀거릴 것인가? 만일 우주가 열려 있거나 편평하다면, 그것의 궁 극적인 운명은 절대적인 정지 상태일 것이다. 점진적으로 우주가  팽창해 나감에 따라 점점 더 많은 별들이 그들의 에너지를 모두  소진하고 백색 왜성, 중성자별, 블랙흘이 될  것이다     백색 왜성은 필연적으로 다 타 버리고 난 뒤 암혹왜성 같은 생명이 없는 천체로  남게 될 것이다. 마침내 마지막으로 빛나는 별의 죽음과, 호킹 과정으로 불리는 블랙흘의 증발과  함 께 우주공간에는 사용 가능한 어떠한 에너지도 남아 있지 않게 될 것이다. 별들의 에너지를 유도하는 힘이 없으므로, 또는 어떠한 연료로부터도 방출되는 에너지가 없으므로 모든 물리 적 현상은 완전히 멈추게 될 것이다. 열적 죽음이라 불리는  이러한 마지막 단계는 시간 자 체의 죽음을 형성하게 될 것이다. 이와는 달리 만일 우주가 닫혀 있다면, 우주가 이지러지는 마지막 시기는 결코 극적이지 않다. 먼 미래의 한 순간에  우주의 허블 팽창은 멈추고 전체 적인 수축으로 돌아가게 된다. 하늘의 모든 은하들은 역과정을 겪으며 마치 우주 자체가 수 축하듯이 서로를 향하여 모여들게 된다.  대폭발의 역과정 시간과 매우 비슷하게 마침내 우 주는 수학적인 특이점으로 모여들게 된다. 이론가들은 이러한 다른 가능성들은 오메가 파라 미터에 의하여 기술된다는 것을 보여 주었는데, 이것은 우주가 다시 수축하는 데 필요한 임 계 질량에 비하여 우주 안에 질량이 얼마나 많은가를 나타내는  것이다. 현재 천문학자들이 오메가 값을 결정하는 방법에는 몇 가지가 있다.   이런 방법 중 하나가 우주 안에 빛을 내는 물질과 암흑 물질이 얼마나 있는가를 측정하는 것이다. 연구자들은 빛을 내는 물질이 우주를 닫힌 상태로  만들기에는 부족하다는 것을 알 아냈다. 더 나아가 현재의 발견을 토대로 암흑 물질이 닫힌 우주나 편평한 우주를 만들기에 는 아직 부족하다고 추정하였다. 이러한 결과는 우주는 열린 것이라는 주장을 지지한다.   하지만 이런 사실에서 우주의 궁극적인 운명을 끌어내는 것은 이른감이 있다. 첫째,  빛을 내지 않는 물질에 대한 연구가 아직 초보적인 단계이다. 우리가 논의해 온 것처럼 천문학자 들의 암흑 물질의 본성과 양에 대한 평가는  새로운 관측 자료가 나오는 대로 개정될 것이 다. 이러한 각각의 재평가들을 통해 그들의 우주 질량 추정은 개선될 것이다. 더 나아가  오 메가 값을 계산하는 방법은 정확한 우주의 임계 질량의 결정에 달려 있다. 불행하게도 임계 질량은 허블 상수의 함수이다. 아직  천문학자들이 허블 상수를 정확하게  결정하지 못했기 때문에 임계 질량 역시 부정확하다. 이러한  장애물을 극복하기 위하여, UC 버클리  대학의 펄뮤터(Saul Perlmutter), 페니팩커(Carl Pennypacker) 그리고  골드하버(Gerson Goldhaber) 등이 이끄는 영국과 미국의 과학자들은 다른 독립적인 방법으로 오메가 값을 찾으려고 노력 하고 있다 그들은 '감속 파라미터(deceleration  parameter)' 라 불리는 관련된 상수의  값을 찾는 중인데, 이것은 우주 팽창의 시간에 대한 변화량의 함수로 정의된다. 프리드먼의  우주 에서 그 상수의 값은 정확하게 오메가 값의  절반이다. 따라서 감속 파라미터가 1/2보다 적 으냐, 1/2과 같으냐, 그리고 1/2보다 많으냐 하는 것은  각각 우주가 열려 있는가, 편평한가, 그리고 닫혀 있는가를 나타낸다. 영국-미국 연구팀은 아프리카 해안의  북서쪽 외각의 카나 리 제도에 있는 강력한 아이작 뉴턴 망원경을 사용하고 있으며  , 멀리 있는 초신성 폭발의 거리와 후퇴 속도를 측정하는 것과 관련이 있다 그들이 연구하는 초신성은 아주 멀리 있어 서 그 빛이 우리에게 도달하기까지는 수십억 년이 걸린다. 따라서 이러한 천체들은 우주 역 사의 초기 단계 - 아마도 허블 팽창이 달랐던 시기  - 를 나타내 준다 영국-미국 연구팀은 이러한 차이점을 기록해서 감속 파라미터를 계산하고, 이러한 결과를 우주의 운명을 예측하 는 데 사용할 수 있기를 바라고 있다.   현대의 천문학자들은 때때로 자신들이 이상한 역설의 거미줄에 걸려 있는 것을  발견하곤 한다. 일반상대성 이론에 따라 그들은 우주 안에 존재하는  물질의 분포를 분석함으로써 우 주의 운명을 찾아낸다. 아직은 이러한 물질이 어떻게 분포하는가를 이해하지 못했으므로, 그 들은 때때로 우주의 향후 행동을 가정하곤 한다. 우주가 열렸거나, 닫혔거나 또는  편평하거 나 간에, 예를 들면 인플레이션 우주론은  현재 우주가 편평하다는 것을 가정 한다.  이러한 예측으로부터 벗어나기 위하여 연구자들은 우주의 형태와 구조에 대해 겸허한 자세를  갖는 것을 배우려고 한다. 즉 대폭발의 본성에 관한 모든 불필요한 가정을 피하려고 한다. 우주의 나이에 관한 현대적 추정,계층적 구조,그리고 물질의 분포등 많은 것들이 합쳐져서 많은  연 구자들은 특별한 반대의견 없이 우주의 '임의로 만들어진 모델'에 동의하고 있다. 다소 황당 한 이 이론들은 현재 알려져 있는 우주론적인 자료에  부합되도록 상세하게 수정되고 있다. 때로는 이런 이론들은 프리드먼 모델에서 벗어나기도 하며, 아인슈타인의 우주 상수와 같은 비정상적인 모습을 감추기도 한다. 단지  미래의 관측만이 이러한 제거된  요소들이 필요한 것이었는지를 말해 줄 것이다. 현재는 우주의 구조를 연구하는 데 분명 매우 적절한 시기이 다. 달리 말하면 최근 수년간 항성 , 은하, 그리고  다른 천체들에 대하여 많은 것들이 알려 져 왔다. 그리고 거의 몇 주 동안은 허블 우주 망원경을 통하여 새로운 발견들이 계속 나오 는 것으로 보인다. 다시 말해서, 나이의 문제,  암흑물질의 딜레마,거대한 흡입구의 비밀, 그 리고 우주의 운명에 관한 문제 등은 상당히 유능한 과학자들이 곤혹스러움으로 머리를 긁적 거리는 상황으로 만든다. 우주가 좀더 친숙한 것이 되어 감에 따라, 그것은 점점 더  기묘한 문제가 되어 가고 있다. 이러한 사실은 당신이 직접 망원경을 붙잡고 밤하늘로 달려가, 당신 스스로의 힘으로 무슨일이 벌어지고 있는지를 보고 싶게 만든다.