BIG BANG

[센타우리]

Big Bang 대폭발 이론이란 간단히 말해서 우주가 어떤 한 점에서부터 탄생하여 팽창하고 그래서 지금의 우주에 이르렀다는 것이다. 얼핏 생각하기엔 황당한 생각같은 느낌이 들지도 모르고 그것을 수백억년 전을 어떻게 알 수가 있을까 하는 생각도 들겠지만 무시하지 못할 많은 과학적인 증거들을 가지고 있다.

빅뱅우주론은 현재 우주모델의 표준이 되는 것으로서 상당히 강력한 지지 기반을 가지고 있다. 우주가 어떤 특이점에서 생겨나서 지금까지 약 130-200억년정도의 나이를 가졌다. 우리는 양자론과 일반상대성이론을 가지고 플랑크타임 이후의 우주 진화를 설명할 수 있고 예측도 할 수 있다.

물론 예전에 지평선문제(Horizom problem)이라는 것과 평평함의 문제(Flatness problem)이 대두되어 위기를 맞기도 했으나 구스의 인플레이션이론으로 인해 어느정도 해결을 보았다. 하지만 문제는 이 인플레이션 이론이 아직 완벽하지 않다는 것이다.


<대폭발이론과 팽창하는 우주의 개관>

대폭발 모형이 어떻게 그리고 왜 공식화되었는지에 대해 조금 알게 되었으니, 이제 그것을 좀 더 상세히 살펴보도록 하자. 대폭발에 대해서-그것이 언제 어떻게 일어났는지-와 우주의 팽창에 대해서는 많은 오해들을 하기가 쉽다. 나는 그것들 중 몇 가지 오해를 제거하고자 한다. 대폭발이 어떠했을지를 상상하는 것은 물론 불가능하지는 않으나 대단히 어렵다. 올바르게 이해하는 것이 중요한 것이다.
모든곳에서 발생했던 폭발
대폭발을 조사해볼 적절한 방법은 무엇일까? 여러분은 어쩌면 그것을 유한한 공간에서 발생한 폭발로 상상할 것이다. 그러나 천문학자들은 그렇게 보지 않는다. 대폭발은 공간안에서 일어난 것이 아니었다. 오히려 그것을 통해 공간이 창조되었다. 대폭발이전에는 공간도 시간도 물질도 존재하지 않았다. 그것들은 모두 대폭발로 창조되었다. 그러면 이런 물음을 던질 것이다. 대폭발이전에는 무엇이 있었느냐고? 그 대답은 이렇다. 아무것도 없었다. 그러나 이 "무"라는 상태가 어떠한 것인지를 상상하기가 쉽지 않으므로 아예 상상하려고 하지 않는것이 최선일 것이다.
대폭발로부터 터져나온 물질은 입자들이 빽빽이 모여있는 가스 형태였다. 이 가스구름이 팽창하면서 냉각했고 몇 백만년 뒤 더 작은 가스구름들로 부서지기 시작했다. 때로 이 구름들은 중력적으로 와해되어 은하를 형성하기도 했다. 오늘날도 우리는 은하들 사이의 공간이 팽창함으로써 이들 은하들이 여전히 멀어지고 있는 것을 본다.


<폭발의 증거>
그러한 폭발이 실제로 일어났었다는 어떤 증거가 있는가? 우리가 갖고있는 주요 증거는 물론 은하들의 후퇴이다. 은하들의 스펙트럼을 보면 은하들은 모두 우리에게서 멀어지고 있으며, 허블의 도면에 따르면 멀리 떨어져 있으면 있을수록 더 빨리 후퇴하고 있다. 사실 은하의 후퇴속도를 알고 있다면, 우리는 이 다이아그램을 이용해서 은하의 거리를 결정할수 있다.
허블도면에 있는 선의 기울기는 특히 중요하다. 그것은 속도가 거리에 따라 얼마나 빨리 증가하느냐하는 정도를 알려줄 뿐만 아니라, 우주의 나이에 관한 근사치를 준다. 허블의 머릿글자를 따서 H라고 불리는 그 기울기는 우주론에서 가장 중요한 두 상수 중 하나이다. 만일 H를 대단히 정확히 알고 있다면 우주에 대해서 알아야 하는 것들 중 많은 것을 알수 있을 것이다. 그러나 불행히도 그렇지 못하다. H는 측정하기 어려우며 따라서 여전히 그 값에 대해서는 상당한 논쟁이 있다. 어떤 천문학자들은 그것이 Mpc(Mpc는 메가 파세크로, 약 3백만광년이다) 당 50km/sec라고 하는 반면, 어떤 이들은 그것이 100km/sec라고 믿고 있다.
실질적으로 모든 천문학자들이 적색편이를 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 표시로 받아들이고 있기는 하지만, 우리는 그렇지 않을 가능성의 여부를 자문해 보야야 할것이다. 어떤 다른 해석이 있을까? 현재로서 우리가 알고 있는 유일한 대안은 그 편이가 빛의 "피로" 때문에 일어날 가능성이다. 그러나 몇가지 논증들은 이 아이디어와 모순된다. 첫째, 그것은 우주가 팽창하고 있지 않으며 정지해 있어야 한다고 가정한다. 그러나 일반상대성 이론은 팽창하는 우주를 예측하고 있으므로, 만일 우리가 지친 빛우주론을 받아들인다면 일반상대성 이론을 수정해야만 할 것이다. 둘째, 만일 우주가 정지해 있다면 우주의 나이는 무한대일 것 같다. 그러나 후에 알게 되겠지만 우주의 나이가 유한함을 보여주는 몇가지 방법이 있다. 이 모든 방법들은 대략 같은 나이를 준다. 세째, 만일 우주의 먼 물체에서 온 광자들이 "지쳤다면" 분명 상당한 양의 에너지를 잃어버렸을 것이다. 그렇다면 이 에너지는 지금 어디에 있는가? 우리는 우주배경복사에서 많은 에너지를 본다. 그러나 그것은 지친 빛 우주론에 의해 설명될수 없다. 이와같은 논증들을 근거로 생각해 볼때 적색편이는 후퇴속도로 해석되어야 할 것 같다. 적어도 더 나은 무언가가 나올 때까지는 말이다.
만일 정말로 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다면 은하들 사이의 공간이 증가해야 한다. 즉 이것은 과거에는 은하들이 더 가까이 있었다는 것을 의미한다. 사실 만일 시간을 거꾸로 돌릴수 있다면 은하들이 결국엔 모두 함께 모이게 될 것이다. 따라서 우주의 팽창을 받아들인다면 특이점과 대폭발 역시 받아들여야만 할것 같다. 그러나 이 견해에 모든 사람들이 동의하고 있지는 않다.

<우리가 우주의 중심에 있는가?>
허블도면에 따르면 모든 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다. 그러나 왜 하필 우리에게서일까? 우리가 우주의 중심에 있는 것일까? 언뜻 보면 그럴것 같아 보인다. 하지만 좀더 자세히 살펴보면 그렇지 않다는 것을 알게 된다. 이것을 설명하기위해 간단한 우주모형 하나를 생각해보도록 하자. 은하들은 3차원 공간에서 실제로 우리에게서 멀어지고 있겠지만 간단히 우주가 2차원 평면에 놓여 있다고 가정할 것이다. 에딩톤이 비유한 팽창하는 풍선의 표면은 특히 유용하다. 우선 풍선의 표면위에 은하를 나타내는 작은 원들을 균일하게 붙이자. 내가 "붙이라"고 말한것을 명심해라. 만일 은하들을 펜으로 그린다면 그 비유물은 올바른 것이 되지 못할 것이다. 왜냐하면 풍선이 팽창할때 그 점들도 팽창할 것이기 때문이다. 우주에서 은하들은 팽창하지 않는다. 다만 은하들 사이에 있는 공간이 팽창할 뿐이다.
풍선이 커짐에 따라 원들은 마치 은하들이 멀어지는것과 똑같이 서로 점점 더 멀리 떨어질 것이다. 사실 멀리 떨어지는 것은 은하단들이다. 은하단내에 있는 개개의 은하들은 서로 중력적으로 묶여져 있으며 이 인력은 떨어지려는 은하들의 경향을 극복하기에 충분하다. 따라서 더 정확히 말해서 은하단들이 서로 멀어지고 있는것이라고 말해야겠지만, 나는 간단히 그것들을 은하라고 할 것이다.
한발짝 더 나아가 그 풍선이 너무 커서 우리가 다루고 있는 지역이 대체로 평평하다고 가정하자. 그러므로 우리가 볼수 있는 거리까지는 작은 원들이 있는 평평한 판모양을 갖게 될 것이다. 이제 원 A(그림을 보라)가 우리 은하를 나타낸다고 가정해보자. A에서 모든 방향을 바라보면 우리는 모든 다른 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 것을 알게 된다. 그러나 우리가 만일 다른 원, 말하자면 B로 가서 바깥쪽을 본다해도 역시 모든 다른 원들이 우리에게서 멀어지고 있는 것을 보게될 것이다. 사실 우리가 어떤 원으로 간다고 해도 우리는 동일한 것을 보게될 것이다. 따라서 우리가 어느 은하에 있는냐에 상관없이 우리주위에 있는 모든 은하들이 우리에게서 멀어지고 있는것처럼 보일 것이다. 이것을 보면 우리 은하가 우주의 중심에 있는것이 아님을 쉽게 알수 있다.

우리는 또한 멀리 떨어져 있는 은하일수록 더 빨리 후퇴하고 있다는 것을 알고 있다. 예를들어, 만일 은하가 두배만큼 멀리 떨어져 있다면 두배만큼 더 빨리 멀어지고 있다. 그러면 우리의 고무판 모형이 이것을 설명할수 있는지 알아보도록 하자. 우리가 원 A에 있다고 가정하고, 특정한 방향으로 떨어진 곳에 또 다른 원 B가 있다고 가정하자. 즉 거리가 10미터 떨어져 있다고 하자. 그리고 같은 방향으로 다시 10미터 떨어진 곳에 원 C가 있다. 어떤 시간에 걸쳐 B가 20미터의 거리를 움직였다고 하자. 그러면 C도 물론 B로부터 20미터 움직였을 것이다. 이것은 이 시간에 B가 20미터를 움직인 동안 C는 40미터를 움직였다는 것을 의미한다. 그러므로 2배만큼 빨리 움직이고 있는 것이다. 따라서 우리의 모형은 거리에 따르는 속도의 적절한 증가를 예측한다.
우리가 풍선위에 원들을 균일하게 붙이기는 했지만 그러나 은하들은 많은 다른 크기로 모여있으며 분포도 불규칙적이다. 이것이 문제가 될까? 그것이 우리의 모형을 타당하지 않게 만들까? 대단히 큰(우주적) 규모로 볼때 우리의 모형은 대단히 좋다. 이런 규모에서 우주는 일반적으로 균일하기 때문이다. 우주의 기본적 가설들중 하나인 우주론적 원리는 사실 대단히 큰 규모로 보았을때 우주가 균일하며 등방(모든 방향에서 같다)이라고 가정하고 있다.


<우주에 끝이 있을까?>
이제 우리의 풍선으로 시선을 돌려 그 원들을 각각 조사해보자. 우리는 곧 그것들이 결코 끝나지 않으리라는 것을 알게 될 것이다. 우리가 어느 방향으로 움직이든지, 혹은 우리가 얼마나 멀리 가든지 원들은 항상 있다. 간단히 말해 끝이 없다는 것이다. 같은 방법으로 만일 우리가 우주안에서 은하에서 은하로 여행한다고 해도 우리는 결코 끝을 찾지 못할 것이다. 그렇지만 이상하게도 지구에서 보면 우리의 우주에 "관측적인" 끝이 있다. 다시 말해서 그 너머로는 아무것도 보이지 않는 지점이 있다는 것이다. 그 이유는 후퇴속도를 살펴보면 금방 알수 있다. 두배만큼 멀리 떨어져 있는 은하는 두배만큼 빨리 움직이고 있을 것이다. 그리고 종국에 은하들은 이론적으로 볼때 우리에 대해서 광속으로 움직이고 있게될 것이다. 그러나 특수상대성 이론에 따르면 어떤것도 광속으로 움직일수 없으므로 이 지점 너머에서는 우리가 아무것도 보지 못하게 될 것이다.
이 경계를 살펴보는 한가지 좋은 방법은 후퇴하는 은하들에 의해 방출되고 있는 광자(빛의 "입자")들을 고찰하는 것이다. 은하가 우리에게서 빨리 멀어지면 멀어질수록 그 적색편이는 크다. 이것은 파장이 증가한다는 것을 의미한다. 마침내 은하가 광속으로 멀어질때 그 파장은 너무나 쭉 펴져서 평평해진다. 다시 말해서 그것은 파장이 아니다. 그러므로 우리는 어떤 빛도 보지 못하게 된다. 이런 현상이 일어나는 지점을 우리 우주의 "지평선"이라고 부른다. 우리는 이 지평선 너머로는 아무것도 보지 못한다. 그러나 이것이 그 너머에 아무것도 없다는 것을 의미하는 것은 아니다. 우리 우주에서와 똑같이 그곳에도 은하들이 존재할지도 모른다. 단지 우리가 그것들을 보지 못할 뿐이다. 만일 풍선을 직경이 몇마일 될때까지 부풀린다면 우리도 같은 유형의 지평선을 갖게 될 것이다. 그러나 우리가 그 꼭대기위에 서서 주위를 둘러본다고 해도 몇 백 야드까지 뻗쳐있는 원들만 보게 될 것이다. 물론 이 너머에도 원들이 있다는 것은 알고 있지만 우리는 그것들을 볼 수 없다. 바다에 있는 배도 같은 유형의 지평선을 갖는다. 지구의 곡률때문에 그 배위에 있는 사람은 몇 마일밖에 볼 수 없다. 그는 그의 주위 전체에 지평선을 가지고 있다. 이것은 대단히 강력한 망원경이 있다고 해도 우리의 지평선때문에 어떤 특정한 거리까지만 볼수 있음을 의미한다. 이 거리는 얼마나 멀까? 그 거리가 150억 광년이라는 것은 쉽게 알수 있다. 그리고 그 이유는 우주의 나이가 150억년이기 때문이다. 우주속을 들여다 본다는 것은 과거를 보는 것이며 그 이전에는 아무것도 없었으므로 우주의 창조때보다 더 멀리를 볼수는 없다. 우주는 그때 존재하지 않았기 때문이다.
간단히 말해서 우리는 우리 둘레에 지평선을 갖고 있으므로 우리의 우주에 끝이 있는가의 여부를 묻는것은 아무 의미가 없다. 우리에게는 이 지평선이 끝인 것이다.


<광속보다 큰 속도들?>
우리는 우리의 지평선 너머를 볼수는 없지만, 우리의 우주 바깥에 있는 관측자는 그것을 볼수 있다. 우리처럼, 그 역시 모든 은하들이 그에게서 멀어지고 있는것을 보며 따라서 그도 우리처럼 관측가능한 우주를 갖는다. 그러나 그가 관측할수 있는 우주는 우리의 것과 다르다. 그는 우리가 보지 못하는 은하들을 보기 때문이다.
먼 관측자가 보게될 것을 좀 더 상세히 살펴보도록 하자. 그는 그림에서 B 지점에 있으며 우리는 A 지점에 있다고 가정하자. 우리가 만일 B까지 가는 선을 따라 위치 X에 있는 은하를 본다면 우리는 그것이 광속에 가까운 속도로 우리에게서 멀어져가고 있는것을 본다. 그러므로 당신은 아마도 B는 그것이 그에게 다가오고 있는것을 본다고 생각할지도 모른다. 그러나 그렇지 않다. 그는 그것이 비교적 작은 속도로 그에게서 멀어지고 있다고 본다.
위에 언급한 것처럼, 그는 또한 우리가 보지 못하는 은하들을 본다. 근본적으로 우리는 그것들이 광속보다 큰 속도로 후퇴하고 있기때문에 그것들을 보지 못하는 것이다. 그러나 만일 광속보다 큰 속도로 우리에게서 멀어지고 있는 은하들이 있다면, 그것은 마치 특수상대성 이론이 위반되어지는 것으로 여겨질 것이다. 과연 그럴까? 그렇지 않다. 서로에게서 멀어져갈때 은하들은 공간을 통해서 움직이고 있는것이 아니다. 실제적으로 팽창하고 있는것은 은하들 사이의 공간이다. 풍선 유사물을 기억해보라. 원들은 그것들 사이에 있는 고무가 펴지기때문에 멀리 떨어지는 것이다. 같은 방법으로 우리는 은하들 사이의 공간은 늘어나지만, 그것들은 정체되어 있는 물체라고 생각해야만 한다. 그러나 은하들은 공간의 팽창과 무관하게 운동을 갖고 있다. 예를 들면, 우리 은하는 안드로메다 은하를 향하는 "특이"속도를 가지고 있다. 이것은 우리가 사실 다른 형태의 두 속도를 가지고 있다는 것을 의미한다. 후퇴속도와 특이속도가 그것이다. 후퇴속도는 공간의 팽창으로 인한것이며 특이속도는 공간을 통한 은하들의 운동때문에 생기는 것이다. 우주론적 관점에서 보면 특이속도는 일반적으로 상당히 작다.
이제 광속보다 큰 속도의 가능성으로 돌아가보자. 만일 우주의 반대쪽끝에 두 은하가 있다면, 그 은하들 사이의 공간팽창은 정말로 광속보다 큰 속도로 그것들을 떼어낼수 있다. 그리고 그것은 상대성 이론에 위배되지도 않는다. 왜냐하면 특수상대성 이론은 공간의 팽창에 적용하는 것이 아니라 공간속에서 이루어지는 운동에만 적용되기 때문이다. 후퇴속도는 실제의 운동속도가 아니므로 은하들의 적색편이를 도플러 효과에 기인한것으로 생각하는것은 옳지 않다. 도플러 효과는 실제로 공간을 통해 움직이는 물체에만 적용된다. 은하들의 적색편이는 공간이 펴질때 그들의 광파가 펴짐으로써 파장이 증가하기때문에 존재한다. 이것은 사실 적색편이가 위에 설명된것처럼 우주론적인 것과 도플러 효과에 기인한 것 이렇게 두가지 유형이 있다는 것을 의미한다.
우리의 지평선 문제로 돌아가보자. 여러분은 아마도 우리의 제한된 시야를 해결할 방법이 있는것처럼 보인다는 것을 눈치챘을지도 모른다. 다시말해 우리가 관측할수 있는 우주의 바깥을 엿볼수 있는 길이 있을지도 모른다. 다시 두 관측자 A와 B를 생각해보자. 그리고 A가 우리라고 가정하자. B는 우리가 관측할수 있는 우주내에 있지만 우리가 볼수없는 은하들을 볼수 있다. B가 밖을 내다보고 은하 C(우리가 볼수없는)를 본뒤 우리에게 그것에 대해 말해주는 신호를 보내는것이 가능할까? 만일 그렇다면 우리는 우리가 볼수없는 은하들에 대한 정보를 얻게 될 것이므로, 사실 우리의 지평선 너머를 보고있는 것일 것이다. 좀더 상상을 해보자. C에 있는 관측자는 B가 볼수없는 은하들을 관측할수 있다. 그는 그러므로 B에게 자신만이 볼수 있는 은하에 대해 알려줄수 있을 것이다. 그리고 이런식으로 계속해 나갈수 있을 것이다. 우리는 이 방법을 사용함으로써 우리의 "진짜" 우주의 끝까지 볼수 있을런지도 모른다. 그러면 과연 이것이 가능할지 한번 살펴보도록 하자.
우선 B가 우리에게서 140억 광년 떨어진 곳에 있다고 가정하자. 그리고 그가 저 너머에 60억 광년 거리에 있는 은하를 관측한다고 더 가정해보자. 만일 그가 우리에게 이 은하에 대해 말해주기위해 신호를 보낸다면, 그 신호가 우리에게 도달하는데는 140억 광년이 걸릴 것이다. 이것은 그 신호가 140억년 전에 떠났어야만 한다는 것을 의미한다. 그러나 140억년 전에는 그의 지평선이 아주 작았으므로 그는 은하 C는 볼수도 없었을 것이다. 만일 이 시나리오를 좀더 살펴본다면 그가 여러분에게 여러분이 볼수없는 은하들에게 어떤 정보도 보낼수 없다는 것을 알게 될 것이다. 우리의 시야는 이 우주 지평선에 의해 한정되어지기 때문이다

<팽창의 감속>
은하들은 모두 서로에게서 멀어지고 있다. 그러나 그것들이 멀어지고 있는 동안 폭발하는 폭탄에서 나온 모든 조각들을 중력이 다시 지구로 끌어당기는 것과 같이, 중력이 그것들을 다시 잡아당기고 있다. 이것은 중력이 우주의 팽창을 늦추고 있으며, 과거에는 팽창률이 지금보다 훨씬 더 컸었다는 것을 의미한다.
이로 인해 생기는 문제가 있다. 그림의 위치 X에서 어떤 은하를 관측하고 있다고 하자. 그리고 그 은하의 후퇴속도를 측정한다. 이것은 물론 그 은하가 오늘날 갖고있는 후퇴속도는 아니다. 만일 예를들어 그 은하의 빛이 우리에게 도달하는데 50억년이 걸렸다면, 이것은 그것이 50억년전에 가졌던 후퇴속도이다. 그 은하는 이제 더 멀리 위치 Y에 있다. 그 후퇴가 일정하다면 Y가 어딘지를 결정하는데 아무 문제도 없을 것이다. 그러나 그렇지 않다. 팽창률이 변했으므로 Y가 지금 어딘지를 결정하려면, 그 감속률의 정확한 척도가 필요하다. 그러나 불행히도 우리에겐 그 척도가 없다. 이것은 속도-거리 도면을 만들때 은하들의 과거 속도들을 기입해야 한다는 것을 의미한다. 그러나 천문학자는 감속의 정확한 척도를 갖고 현재 그들의 속도를 기입하는 쪽을 훨씬 더 선호할 것이다.

이상하지만 흥미로운 우주의 성질 하나가 이 감속과 관련되어 있다. 앞서 언급했던것처럼 우리의 지평선 너머에 있는 은하에서 나온 빛이 아직 우리에게 도달하지 않았으므로 우리는 그 너머에 있는 것은 아무것도 볼수가 없다. 그러나 실제적으로 모든 우주론 모형에서는 감속이 있다 하더라도 지평선이 우주자체보다 더 빨리 팽창한다. 따라서 시간이 지남에 따라 지평선 바깥에 있는 은하들이 그 안으로 들어와서 그것들을 관측할수 있다. 다시말해서 우리가 관측할수 있는 우주의 가장 바깥쪽 지역에서 계속적으로

"새로운" 은하들이 나타나는것을 보게 될 것이다.
반면 만일 이것을 역으로 돌리면, 즉 우리가 만일 과거의 시간으로 돌아가면 우리가 관측할수 있는 우주에서 점점 더 작은수의 은하들을 보게 될 것이다. 사실 우리가 충분히 먼 과거로 돌아간다면 우리의 은하이외엔 어떤 다른 은하도 보지 못하게 될 것이다. 그리고 조금 더 과거로 돌아간다면 별들만을 그리고 종국에는 원자들만을 보게 될 것이다.


<우주의 곡률>
지금까지 나는 우리 우주의 중요한 성질 하나를 무시해왔다. 우리는 우주의 팽창을 설명하는 좋은 모형이 원들로 뒤덮힌 풍선이라는것을 앞에서 보았다. 그러나 풍선의 표면은 구부러져 있다. 우리의 우주가 구부러져 있을까? 그렇다. 그리고 이것이 바로 우리가 풍선을 이용했던 주요 원인들중 하나이다. 왜냐하면 그 곡률을 쉽게 볼 수 있기 때문이다. 물론 은하들은 풍선의 경우에서처럼 2차원 표면위에서가 아닌 3차원 공간에서 우리로부터 멀어지고 있다. 그럼에도 불구하고 이 3차원 공간도 굽어져 있다. 그런데 우리는 왜 그것을 볼수 없을까? 이 물음에 답변하기 위해 우리의 풍선으로 다시 돌아가보자. 우리가 풍선의 굽어진 표면을 볼수 있는것은 풍선이 2차원이고 3차원 공간으로 둘러싸여 있기 때문이다. 특히 그 곡률을 보려면 그것을 둘러싸고 있는 3차원 공간이 필요하다. 이것은 만 우리가 3차원적으로 굽어진 공간을 보려고 한다면 4차원 공간이 필요할 것임을 의미한다.
그러나 이 비유물을 이용해 3차원적으로 굽어진 공간에서 어떻게 되는지 알아볼 수 있다. 우리는 양성적으로 굽어진 2차원 표면엔 어떤 중심도 어떤 가장자리도 없다는 것을 알고 있다. 이것은 양성적으로 굽어진 3차원 공간에도 적용된다. 더우기 우리는 2차원 표면 위에 있는 어떤 특정한 방향에서 출발한다고 해도 결국 같은 지점으로 돌아간다. 마찬가지로 양성적으로 굽어진 3차원 공간에 있다면 어느 지점에서 출발하든지 같은 지점으로 돌아가게 된다. 물론 우리가 움직일 때 공간이 팽창하고 있다는 것을 기억해라. 우리는 이런 일이 일어나는 우주를 닫혀있다고 말한다.
그렇다면 음성곡률의 경우는 어떠할까? 음성적으로 굽어진 표면의 좋은 예로는 말안장이 있다. 이런 형태의 곡률내에 있는 공간은 열려있다고 한다. 만일 그러한 공간에서 직선여행을 시작한다면, 여러분은 결코 같은 지점으로 돌아갈 수 없을 것이다.

우리의 우주는 어떤 형태의 곡률을 가질까? 우리의 2차원 모형로 돌아가 보자. 평평한 표면위에 삼각형을 그리면 그 내각의 합은 180도(두개의 예각)이다. 그러나 만일 우리가 풍선 표면위에 삼각형을 그린다면 그 내각의 합은 180보다 클 것이다. 그러므로 양성적으로 굽어진 표면은 그 위에 삼각형을 그려봄으로써 확인될수 있다. 이것 역시 양성적으로 굽어진 3차원 공간에 적용된다. 반면 만일 음성적으로 굽어진 표면에 삼각형을 그린다면 그 내각의 합은 180도 보다 작을 것이다. 이것은 우리가 만일 어떤 공간에 있는 거대한 삼각형의 내각들을 측정할 수 있다면 그 공간이 양성적으로 굽어져 있는지 아니면 음성적으로 굽어져 있는지를 결정할 수 있음을 의미한다. 그러나 실제적으로 이것은 불가능하다. 그러나 천문학자들은 우주의 곡률을 결정하는 것과 유사한 어떤 방법을 알고 있다. 그들은 우주 저 멀리에 있는 은하들의 위치를 도면에 그린다. 만일 우주가 평평하다면 일정한 분포를 얻게될 것이다. 그러나 우주공간이 양성적으로 굽어져 있다면 이 점들은 양성적으로 굽어진 표면위에 그려져야만 할 것이다. 그리고 이렇게 한뒤 그 표면을 평평하게 펴면 중심부근에 점들의 과잉이 나타날 것이다. 따라서 만일 그들이 처음에 평평한 종이위에 그 점들을 그린다면, 우주가 양성적으로 굽어져 있을때는 그 중심부근에서 과잉을 기대할 수 있을 것이고, 우주가 음성적으로 굽어져 있다면 먼거리에서 과잉을 기대할 수 있을 것이다.
이것이 우주의 형태를 결정하는 비교적 쉬운 방법같이 들릴지는 모르겠지만, 사실 적용하기란 쉽지가 않다. 왜냐하면 그 효과가 대단히 작고 실제로 광학망원경으로 탐지할 수가 없기 때문이다. 따라서 전파망원경을 이용해 이런 유형의 많은 조사들이 이루어져오고 있지만, 그 결과는 아직까지 확실치 않다.
만일 우주가 양성곡률을 갖는다면 근처 은하들의 과잉분포가 나타날 것이며 음성곡률을 갖는다면 먼 우주에서 과잉분포가 나타날 것이다.
그러나 우주의 곡률이 그 팽창과 어떤 관계가 있을까? 중요한 관계가 있다는 것이 밝혀졌다. 우주의 곡률은 그 안에 있는 물질의 양, 다시말해서 그 평균밀도로 결정된다. 우주의 팽창률은 또한 그 평균밀도에 의존한다. 그러므로 곡률이 팽창률을 결정한다. 예를들어 만일 우주가 양성적으로 굽어져 있다면 그 팽창률은 비교적 낮을 것이다. 이런 경우 중력이 결국 은하들을 압도하게 될 것이므로 은하들이 움직이는 것을 멈추고 수축해서 원래로 돌아갈 것이다. 이것은 그 평균밀도가 2 10-29g/cm보다 클때 일어난다. 우리는 이 숫자를 임계밀도라고 부른다. 만일 그 평균밀도가 이것보다 작으면 우주는 음성적으로 굽어져 있는 것이며 영원히 팽창할 것이다. 그리고 그것이 정확히 임계밀도라면, 그 우주는 평평하다.그렇다면 우주의 평균밀도는 얼마일까? 그러나 불행히도 천문학자들은 이것에 대해 알지 못한다. 그 문제는 우리가 우주안에 있는 물질의 많은 부분-우리가 암흑물질이라고 부르는 물질-을 볼수 없기때문에 상당히 복잡해진다.


< 대 폭 발 >
자, 이제 우주의 폭발에 관한 영화 한편을 택하고(물론 우리의 상상으로) 그 영화를 거꾸로 돌려보자. 은하들은 물론 함께 움직일 것이며, 만일 그 영화를 충분히 오래 돌린다면 우주의 모든 물질들이 하나의 매우 작은 우주지역으로 돌아가리라는것을 쉽게 알수 있다. 이것이 바로 레마트르가 원시핵이라고 불렀던 것이다. 그는 그것이 단 몇광년의 직경을 가졌다고 생각했다. 그러나 오늘날 우리는 그것을 하나의 점-특이점-으로 생각한다.
약 150억년전에 이 특이점이 불안정하게 되어 폭발했다. 초기에는 혼돈이 있었다. 그러나 눈깜짝할 사이에 질서가 자리잡게 된다. 우리는 고에너지 가속기라는, 입자들을 가속시키는 기계속에서 대단히 무거운 입자들이 생산될수 있다는 것을 알고 있다. 이 단계에서는 본질적으로 우주가 하나의 가속기였다. 그러므로 최초의 입자는 무거운 것들이었다. 이 초기단계에서는 관측가능한 우주의 반경(그 중심에 있는 가설적 관측자가 보게될 것)이 대단히 작았다. 그것은 대폭발이후 경과된 시간에 빛이 여행하는 거리에 의해 결정된다. 예를들어 10-23초였을때 관측가능한 우주는 원자핵 정도의 크기였다. 실제의 우주는 이것보다 더 크다. 그저 관측될수 없을 뿐이다. 사실 초기의 우주를 논의할때 우리는 주의해야만 한다. 우리는 우주가 양성적으로 굽어져 있고 닫혀있을때에만 그것을 팽창하는 하나의 작은 구로 생각할수 있다. 만일 우주가 사실상 열려있다면 그것은 무한반경을 갖는다. 그리고 무한한 우주가 어떻게 유한한 지역으로 압축될수 있는지를 상상하기란 어렵다. 이런 이유때문에 대폭발이후 다양한 시간에 "관측가능한 우주"의 반경에 대해 논하는것이 더 좋다.입자들의 가스구름은 바깥으로 팽창함에 따라 냉각되었다. 초기우주에서의 온도에 대해서는 여전히 논란이 있지만, 10-23초였을때의 온도는 어림잡아 1022도이다. 10-4초가 되었을때 무거운 입자들이 전자들과 같은 더 가벼운 것으로 붕괴하기 시작했다. 그리고 많은 입자들이 복사방출과 함께 서로를 소멸시키기 시작했으며, 이것때문에 몇분되지 않아서 팽창하는 가스구름이 대부분 복사가 되었다. 가스구름은 팽창을 계속하면서 더욱 냉각되었다. 그리고 마침내 그 안에 있는 미세한 파동이 그것을 와해시켰다. 그렇게해서 생긴 조각들은 우주의 팽창으로부터 벗어나와 응축함으로써 은하를 형성하기 시작했다. 이제 우주가 닫혀있다고 가정하자. 그러면 그것은 수축해서 원래로 돌아갈 것이다. 그렇다면 그 우주엔 종국에 어떤일이 일어날까? 그것이 만일 특이점으로 시작했다면 수축해서 특이점으로 돌아가겠지만, 이 특이점이 과거에 불안정해졌다면 그런일이 반복될수 있을 것이다. 이것은 진동형 혹은 맥박형 우주모형이라 불린다. 흥미롭게도 존 휠러와 몇몇은 만일 우주가 정말로 팽창과 수축을 반복하며 "새로운" 우주로서 나타났다면 이 새로운 우주는 우리의 현재우주의 기초상수들과 다른 기초상수들(광속과 기초입자들의 질량과 같은 것들)을 가질것이라고 밝혔다. 그리고 이런 이유때문에 상황이 상당히 달라질 것이다. 별과 은하등은, 그것들이 형성되었다고 가정할때, 다른 크기와 질량을 갖게될 것이다. 더우기 총체적인 우주는 다른 최대 반경을 가질 것이다. 그러나 코넬 대학교의 토마스 골드는 우리의 우주뒤에 오게될 우주는 어떤 것이라도 그 최대반경이 더 커져야만 할 것이라고 밝혔다. 그러므로 진동하는 우주는 점차적으로 증가하는 최대반경을 갖게될 것이다.


<어두운 밤하늘 패러독스>
우주론에서 또하나의 중요한 물음은 밤하늘이 왜 어두우냐 하는 것이다. 사실 우리는 이 관측을 이용해 우주가 팽창하고 있다는 것을 보일수 있다고 말해왔다. 그러나 우리는 이제 이것이 사실이 아니라는 것을 깨닫게 된다.
어두운 밤하늘에 난점이 있다는 것을 알아본 최초의 사람은 초기의 저명한 천문학자인 요하네스 케플러였다. 그에게 그 문제는 우주가 무한한지의 여부에 집중되어 있었다. 케플러는 만일 우주가 무한하다면 밝아야만 할것이라고 확신했다. 결국 무한우주속에는 어디를 본다고 하더라도 별이 있을 것이기 때문이었다.
그러나 오늘날 우리는 그 문제를 약간 다르게 본다. 우주가 정지해 있으며 은하들이 균일하게 흩어져 있을것이라고(별들도 마찬가지로 그럴 것이다) 가정하자. 또한 우주가 무한대로 팽창한다고 가정하라. 이제 우리주위에 동심원들을 그리되, 각각이 같은 거리만큼 떨어져 있게 하자(그림에서 보여진 것처럼). 물론 거리에 따라 은하들의 광도가 감소하므로, 먼 은하일수록 더 희미해 질것이다. 그러나 그림을 보면, 각 동심원이 그 바로 안에 있는 것보다 더 큰 부피를 가지므로 더 많은 은하들을 포함하고 있다. 사실 그것은 줄어드는 밝기의 손실을 상쇄시킬 만큼의 은하만을 더 포함하고 있다. 이것은 각 동심원이 똑같은 양의 빛을 방출하고 있음을 의미한다. 그리고 물론 만일 우주가 무한대로 팽창한다면 무한수의 이런 동심원들이 있을 것이다. 그 결과는 무한양의 빛 혹은 밝은 밤하늘이다. 하지만 우리가 알기로는 밤하늘이 밝지 않다. 이것이 패러독스다.
비록 어떤 문제가 있다는 것을 최초로 깨달은 사람은 케플러였지만, 그 문제를 과학계의 관심사로 끌어들였던 사람은 영국의 에드문드 핼리였다. 그는 1720년에 발표한 두개의 짧은 논문에서 밤하늘이 어두운것은 먼 별에서 나온 빛이 단지 너무 희미해서 육안으로 감지될수 없기때문이라고 밝혔다. 그러나 우리는 이제 이 설명이 타당하지 않다는 것을 알고 있다. 그런데 이상한것은 올버스가 그 패러독스에 관해 연구했던 많은 사람들중의 하나였을 뿐임에도 불구하고 그것이 올버스의 패러독스로 불린다는 사실이다. 그는 1744년에 만일 별빛이 우리와 별들 사이에 있는 흡수 매질에 의해 흡수된다면 그 문제가 해결될수 있다고 제시하는 논문 한편을 썼다. 우리 은하 전체에는 정말 소위 성간물질이라는 매질이 있다. 그러나 윌리암 허쉘은 올버스의 해답이 올바른 설명이 아니라고 밝혔다. 그는 매질이 별빛을 흡수하는 것은 사실이지만 그 매질은 곧 그 별빛을 재방출할것이라고 주장했다.
그 패러독스의 또 다른 설명은 그것이 우주의 팽창에 기인한다는 것이다. 적색편이때문에 먼 은하에서 나온 빛은 희미해진다. 충분히 먼 거리에서는 빛이 너무나 희미해져서 실질적으로 아무빛도 우리에게 도달하지 못하므로 이 너머에서는 밤하늘이 어둡다는 것이다. 그러나 매사추세츠 대학교의 E. R. 해리슨은 비록 얼마만큼의 희미해짐이 있기는 하겠지만, 밤하늘을 어둡게 만들 정도로 그 감소율이 충분하지는 않다고 설명했다. 그는 어두움은 단순히 우주가 충분한 에너지를 갖고 있지 않기때문에 발생하는 것이라고 주장한다. 그는 우주의 모든 물질이 별빛으로 전환된다해도 밝은 밤하늘을 만들기에는 충분하지 않을 것이라고 설명했다. 밤하늘을 밝게하는데 요구되는 대부분의 빛은 우주의 아주 먼 지역-우리의 지평선보다 더 멀리에 있는-으로 부터 온다. 또 다른 방법으로 표현하면, 단순히 우리의 우주가 충분히 오래되지 않았기때문에 밝은 밤하늘을 갖지 못하는 것이라고 말할수 있다.



<대폭발 모형의 증거들>
1960년대에 정상이론이 소멸되면서 대폭발이론이 가장 그럴듯한 우주론이 되었다. 그 이론의 성공은 천문학자들을 고무시켰고, 많은 사람들이 그 이론에 끌리게 되었다. 머지않아 대부분의 천문학자들은 그 이론을 뒷받침하는 증거가 너무나 강력해서 그것이 강력한 기초를 가진다고 생각하게 되었다. 오늘날 그 이론의 수용은 다섯가지의 중요한 대들보에 의존한다. 그 첫번째 대들보는 은하들이 적색편이-거리 관계를 보인다는 허블의 관측이다. 이 관계는 또한 우주의 나이를 말해주므로 "우주의 나이" 대들보라고 생각하는 것이 편리하다. 이 대들보의 강력함중의 하나는 우주의 나이가 세가지 다른 방법으로 계산될수 있는데, 그 세가지 모두가 거의 같은 값을 준다는 사실에 있다.
둘째로 초기우주안에서 예측된 원소들의 함량이다. 초기 핵반응은 중수소(양자 + 중성자)와 헬륨-3(두개의 양자 + 중성자) 그리고 헬륨-4(두개의 양자 + 두개의 중성자)와 리튬-7(세개의 양자 + 4개의 중성자)의 핵들을 만들어냈다. 소위 핵합성 대들보로 불리는 이 대들보는 관측이 그 예측을 대단히 높은 정확도로 떠받쳐주고 있다는 점에서 특히 강력한 것이다.
세째, 대폭발이론은 우주안에 있는 많은 다른 유형의 기본 입자들의 수를 예측한다. 그러나 이것이 중요한 대들보이기는 하지만 위의 두 대들보만큼 강력한것으로 여겨지지는 않는다. 네째, 우리는 우주가 대략 3K의 온도인 복사로 가득 채워져 있어야만 한다고 예측하고 있는데, 정말로 사실이 그러하다. 이 우주배경복사는 우주론에서 너무나 중요한 역할을 하므로 다음 두 장에 걸쳐 살펴보도록 할것이다. 다섯번째로 최근 발견된 우주배경복사의 비균질성을 들수 있다.


<첫번째 대들보: 우주의 나이>
처음으로 적색편이-거리 도면을 만든 직후, 허블은 그 도면을 이용해 우주의 나이를 결정했다. 우리는 앞서 이 도면에 나타난 H라고 알려진 선의 경사가 그 나이의 근사치에 대한 정보를 준다는 것을 보았다. 우주의 나이를 알기위해서는 단순히 그 값의 역수를 취하기만 하면 된다(1/H). 그러나 그것은 단순히 근사치에 불과한 것이다. 왜냐하면 그것은 감속을 고려하지 않고 있기 때문이다. 이런 이유로, 우리는 그것을 허블나이라고 부른다. 즉 그것은 우주의 최대 가능 연령이다.
이 나이를 얻기위해 허블은 많은 가정들을 해야 했다. 그는 "우주의 거리를 측정하는 사다리"를 만들기위해 "표준 촛불"이라는 것을 사용했다. 그가 만든 사다리의 가로대들이었던 이 표준 촛불들은 마치 와트수를 알고 있는 전구들과 같은 것이었다. 그 사다리에는 모두 세개의 가로대가 있었다. 가까운 은하에 있는 세페이드 변광성들과 좀 더 멀리 있는 은하들에 있는 밝은 별들 그리고 마지막으로 가장 먼 은하들의 경우에는 은하들 자체의 밝기를 이용했다.
그런데 허블이 만든 최초의 도면은 약 20억년이라는 작은 나이를 주었다. 그런데 지질학자들은 이미 지구상에 있는 일부 암석들이 이것보다 상당히 더 오래된 것이라고 결정했었음으로 이것은 당황스러운 결과였다. 무언가가 분명 잘못된 것이었다. 허블이 실수를 했음이 틀림없었다. 그리고 곧 몇가지 실수를 했음이 밝혀졌다. 첫번째 실수는 1952년에 마운트 윌슨 연구소의 월터 바데에 의해 지적되었다. 바아드는 세페이드에는 두가지 종류가 있는데, 허블이 가까운 은하까지의 거리를 결정하기위해 사용했었던 세페이드들은 우리의 은하에 있는것과 같은 것이 아니라고 밝혔다. 적절한 수정이 이루어지자 우주의 나이가 두배로 나타났다. 이것은 도움이 되기는 했지만, 그러나 우주가 여전히 지구보다 더 젊었다.
샌디지가 박사학위를 받던 해(1953)에 허블이 죽자, 샌디지는 곧 그의 계승자로 인식되었다. 그는 그에게 주어진 그 새로운 임무에 대해 혼합된 감정을 갖고 있었다. 그것은 막대한 영광이기는 했지만, 동시에 무거운 책임이었던 것이다. 그는 자신이 그에게 기대되고 있는 것을 해낼수 있을지 확신하지 못했다.
그럼에도 불구하고 그는 허블의 프로그램을 밀고 나갔고, 1956년에 첫번째 논문을 발표하기에 이르렀다. 이 논문에서 그는 허블의 우주의 나이 산정법에 또 하나의 변화가 있음을 보고했다. 샌디지는 허블이 표준 촛불들로 사용했던 먼 은하에 있는 밝은 별들이 실제로 별들이 아니라 성단이나 가스 성운이라는 것을 찾아냈던 것이다. 따라서 수정을 가하자 H가 55억년의 나이에 해당하는 Mpc당 180km/sec로 나타났다.
허블이 성단을 별로 잘못 알았다는 사실은 샌디지를 괴롭혔다. 그는 허블이 얼마나 많은 다른 실수를 범했을까 우려되었다. 그리고 허블의 우주 사다리를 재검토할 필요성을 절실히 깨달았다. 허블이 세운 가정들이 타당했을까? 샌디지는 곧 그 가정들중 어떤 것들은 그저 추측에 불과하다는 것을 알았다. 그 사다리는 분명 훨씬 더 확고한 기초위에 놓여져 있어야만 했다. 더우기 감속은 아직 고려되지도 않았다.
샌디지는 진지하게 도전했고, 1950년대말과 1960년대초에는 그 어려움들 제거에 진력을 다했다. 그의 연구에는 두개의 숫자가 중심이었다. 허블상수인 H가 그 하나였고 우주팽창의 감속을 설명하는 q라는 변수가 또 하나였다. H는 우리에게 우주가 얼마나 빨리 팽창하고 있는지와 그 규모를 알려주는 반면, q는 그 팽창이 얼마나 빨리 늦춰지는지를 말해주었다. q의 경우 마법의 숫자는 1/2이었다. 만일 q가 1/2보다 크면 우주는 원래로 수축해 들어갈 것이며, 만일 그것보다 작으면 영원히 팽창할 것이다. 샌디지는 만일 H와 q를 알고 있다면 우리가 우주에 관해 알아야 하는, 말 그대로 모든것을 알게될 것이라고 말했다.
그러나 요구되는 정확도로 이 두 숫자를 결정하는 것은 쉽지가 않았다. H에서의 오차는 여전히 컸으며, q에 대해서는 어떤 측정도 이루어진적이 없었다. 1960년대 중반경 샌디지는 H를 Mpc당 거의 100km/sec까지 감속시켰다. 그것은 100억년의 나이에 해당하는 숫자였다. 그러나 그는 여전히 q를 정확히 측정하지 못하고 있었다. 그는 q를 얻는 한가지 방법은 허블의 그래프를 우주공간 멀리까지 확장하는 것이라고 생각했다. 만일 감속이 있다면 H를 나타내는 직선이 결국 구부러질 것이고, 그 곡률의 양이 q값을 말해줄 것이었다. 만일 그 선이 한 방향으로 굽어진다면, 그것은 q가 1/2보다 작다는 것이며 우주가 열려있다는 것을 의미할 것이다. 그리고 만일 그것이 그 반대방향으로 굽어지면 q는 1/2보다 크고 우주가 닫혀있을 것이다.
샌디지는 점점 더 희미한 은하들까지 바깥쪽으로 계속해서 밀고 나갔다. 그러나 1960년대초에 20억광년 표시를 지났지만 그 선에 곡률이 있다는 어떤 징후도 아직 나타나지 않았다. 샌디지는 그것이 과연 구부러지기는 할것인지를 의심하기 시작했다. 그는 분명히 훨씬 더 멀리까지 탐사해야만 했지만, 이렇게 먼 거리에 있는 은하들은 거의 보이지 않았다.
그뒤 최초의 전파은하가 발견되었다. 그것은 에너지의 대부분이 전자기파 영역에서 방출되는 대단히 왕성한 은하였다. 샌디지에게 특히 중요했던 것은 그것의 거리였다. 도플러의 편이에 따르면 그것은 대부분의 보통 은하들의 저 너머에 있었다. 곧 역시 굉장히 먼 거리에 있는 다른 은하들이 발견되었다. 그것들이 허블 도면에 첨가될수 있을까? 그것들은 보통의 은하들과는 달랐고, 분명히 많은 불확실한 것들이 있기는 했지만 샌디지는 어쨓든 그것들을 검토해 보기로 했다. 그런데 기쁘게도 그것들이 보통의 은하들의 선을 연장한 선위에 놓여있지 않았다. 그 선이 마침내 구부러지기 시작했던 것이다. 샌디지는 q를 산정했고, 대략 1.0을 얻었다. 그것을 보면 우주는 닫혀있는것 같았다. 샌디지는 그뒤 우주가 총 400억년 동안 팽창할 것이며, 그 후에는 그 다음 400억년내에 한 점으로 수축해 들어갈 것이라고 계속해서 밝혔다. 그의 계산에 따르면 우주의 나이는 약 100억년이므로 우주는 앞으로 300억년뒤에 수축하기 시작할 것이다.
하지만 우주가 정말로 닫혀있을까? 허블의 계승자로서 샌디지는 대단히 권위있는 위치에 있었다. 어느 누구도 그에게 도전하지 못했다. 그의 결론은 계속해서 우뚝 서 있었다. 샌디지는 이제 스위스 베셀에 있는 구스타브 탐만과 팀을 이루어 함께 우주 사다리의 각 단계들을 주의깊게 검토해 나갔다. H는 이제 200억년의 나이에 해당하는 50이었다. 이것이 교과서와 논문에 인용되는 나이가 되었다. 그리고 그것이 수용되는 우주의 나이가 되었다.
그러나 1972년에 상황이 변하기 시작했다. 난생처음 샌디지가 도전을 받게되었다. 텍사스 대학교의 베아트리체 틴슬리가 샌디지의 강연중 일어나 청중에게 그가 틀렸다고 말했던 것이다. 우주는 닫혀있지 않고 열려있다는 것이었다. 그녀에겐 증거도 있었다. 그러나 그것은 다윗과 골리앗의 싸움이었다. 틴슬리는 아직 대학원생 학생이었지만, 은하에 있는 별들의 진화에 대해 상당한 양의 연구를 했었으므로 은하들이 나이를 먹음에 따라 변해왔다-점점 더 희미해지고 붉어졌다-고 확신했다. 샌디지는 이 점을 고려하지 않았었다.
그 증거는 설득력이 있었다. 다른 사람들도 곧 틴슬리의 싸움에 동참했다. 제임스 건은 1972년말에 그녀에게 칼텍으로 올것을 권유했고 그곳에 있는 동안 그녀는 대학원생인 데이비드 스크람과 박사후 과정을 하고 있던 리차드 고트를 만났다. 그 네명은 함께 증거를 수집했다. 샌디지는 우주가 닫혀있다는 것을 입증하기위해 허블의 도면을 이용했다. 그러나 고트와 건 그리고 스크람과 틴슬리가 수집한 증거에 따르면, 우주는 열려있었다. 그들은 그들의 견해를 보여주는 "무한한 우주"라는 제목이 붙여진 논문 하나를 썼다. 그것은 1974년 12월에 어스트로피직스 저널에 출판되었다.
드 바쿨러에 따르면 샌디지 연구의 많은 문제점들중 하나는 가까운 은하단들의 중력적 인력을 무시했다는 것이었다. 드 바쿨러는 여러 해를 이들 은하단을 연구하면서 보냈다. 그는 사실 은하수를 포함하는 약 25개의 은하들 그룹인, 우리의 국부 은하단이 그가 초은하단이라고 부르는 은하단들 그룹의 일부라고 결정했다. 그가 국부 초은하단이라고 부르는 이 초은하단은 직경이 수백만 광년에 이르는 거대한 단체였다. 그 중심에는 약 2500개의 은하들을 포함하는 거대한 은하단이 있다. 그것이 처녀자리 방향에 있기때문에 처녀은하단이라고 불렸다. 그리고 총체적인 초은하단은 처녀 초은하단이라고 불렸다.
드 바쿨러가 볼때 그 초은하단의 중심방향에 있는 질량의 많은 집적이 H에 영향을 주어서 우주의 나이를 틀리게 하는 것이 분명했다. 수정이 이루어져야만 했지만 샌디지와 탐만은 그것들을 무시했던 것이다. 드 바쿨러는 자신이 옳다는 것을 입증하는 일에 착수했다. 우선 그는 처녀자리 방향에 있는 은하들을 이용해 H를 계산했다. 그는 그것이 다른 방향의 은하들을 이용해서 얻어진 값과 다른지를 알아보고 싶었다. 그리고 그것이 다르다는 것을 발견했다. H는 처녀자리 방향에서 더 낮고 그 반대방향에서 더 컸다.
드 바쿨러는 그뒤 확장된 새로운 우주 사다리를 만들어 검토하기 시작했다. 그는 샌디지와 탐만에 의해 사용된 간단한 방법을 거의 사용하지 않았다. 그들이 사다리의 첫번째 가로대로서 세페이드 변광성만을 사용했던 곳에서, 드 바쿨러는 세페이드와 신성(폭발하는 별)과 RR 라이레 변광성(단기 변광성) 그리고 식변광성과 초거성들을 이용했다. 드 바쿨러는 샌디지와 탐만이 두번째 가로대의 표준 촛불로서 세개를 이용한것에 비해 여섯개의 다른 물체를 사용했다. 더우기 그는 몇가지 다른 방법으로 그의 방법의 각각을 보정했으며, 샌디지와 탐만이 했던 것보다 더 많은 은하들을 이용했다. 마지막으로 그는 샌디지와 탐만이 무시했던 또 하나의 문제에 대한 보정을 했다. 그들은 우리 은하나 혹은 먼 은하에 있는 먼지들에 대해서는 어떤 참작도 필요하지 않았다고 말했었는데, 왜냐하면 그들은 우리 은하의 디스크에 수직인 먼지가 없는 통로가 있다고 믿었던 것이다. 그러나 드 바쿨러는 우리 은하가 어떤 면에서건 특별하다고는 믿고싶지 않았다. 그러므로 그것에 대해서도 수정했다.
모든 수정을 거치자 드 바쿨러는 Mpc당 100km/sec의 H를 얻었다. 그것은 100억년에 해당하는 나이로 샌디지와 탐만이 얻은 값의 약 반이었다. 그러나 그가 그 결과를 발표했는데도 천문학계로부터는 아무런 반응도 없었다. 대부분의 사람들은 샌디지와 탐만이 실수를 했다거나 아니면 어떤 방향으로든 엉성한 부분이 있었다는 것을 믿으려고 하지 않았다.
과연 누가 옳을까? 우주의 나이는 100억년일까 200억년일까? 필요한것은 분명 완전히 다른 방법에 기초한 독립적인 산정이었다. 신기하게도 그 보다 몇년 앞서 한가지 방법이 개발된적이 있었다. 그 당시 매릴랜드 대학교의 대학원생이었던 브랜트 툴리와 리차드 피셔가 새로운 방법을 고안했었던 것이다.
졸업하기직전에 그들은 졸업이후의 가능한 프로젝트에 관해 서로 대화를 나누게 되었다. 한가지 가능성은 우주의 나이를 결정하는 것이었다. 그들은 어떤 은하의 자전율이 수소 스펙트럼의 21cm 선의 넗어진 폭을 측정함으로써 구해질수 있다는 것을 알았다. 이 넓어진 폭은 도플러 효과에 기인하는 것이었다. 만일 그 은하가 우리쪽으로 기울어져 있다면, 한쪽 끝은 우리에게 다가오고 있을 것이므로 그것으로부터 나오는 빛은 청색편이가 될 것이다. 그리고 다른쪽 끝은 멀어지고 있으므로 그것에서 나오는 빛은 적색편이될 것이다. 그 총체적인 효과가 그 선폭의 확대로 나타나므로 은하가 빨리 자전하면 할수록 선폭이 넓어질 것이다. 그러므로 그들은 만일 이 선의 폭을 측정할수 있다면 자전속도를 측정할수 있을 것이라고 깨달았다. 그러나 은하가 빨리 자전하면 할수록 더 무거워야 하며(자전적 즉 구심력을 거스르기위해 더 큰 질량이 요구된다) 더 많은 질량은 별이 더 많다는 것을 의미하므로 더 빨리 자전하는 은하는 더 밝았다. 21cm선의 두께는 그러므로 그들에게 은하가 얼마나 밝게 보이는지에 대한 척도를 줄 것이다. 따라서 이것을 사진판에 나타난 은하의 밝기와 비교하기만 하면 그 은하의 거리를 결정할수 있을 것이다. 그 다음에는 허블의 도면에서 우주의 나이를 얻을수 있을 것이다.
원리적으로는 간단하지만, 밝혀진것처럼 그 방법은 많은 수정이 요구되었다. 자전속도의 결정은 은하를 모로 보아서 즉 옆에서 보아 측정해야 했는데, 대부분의 은하들은 우리와 임의의 각도로 기울어져 있었다. 그러므로 그 경사에 대한 수정이 이루어져야만 했다. 더우기 그들이 사용했던 사진판들은 청색에 민감한 것들이었지만 먼 은하에 있는 대부분의 별들은 희미하고 붉었다. 그리고 푸른색인 것들 조차도 먼지에 의해 가려져 있었다.
툴리와 피셔가 얻었던 결과는 드 바쿨러의 결과와 상당히 일치했지만 천문학계는 일반적으로 그것을 받아들이려고 하지 않았다. 너무나 많은 수정들이 필요했다. 샌디지와 탐만은 그들의 결과를 특히 심하게 공격했다. 그러나 그것이 그들을 우려케했음이 틀림없었다. 그래서 그들은 자신들의 연구를 툴리-피셔 결과들중 몇가지를 이용해서 철저히 재검토하기로 결정했다. 그러나 그들은 다시 Mpc당 대략 50km/sec인 H값을 얻었다. 아리조나에 있는 스튜어드 연구소의 마크 아론슨은 그 논쟁에 대해 듣고 그것에 관심을 갖게 되었다. 그는 하바드의 존 후크라와 키트 피크 연구소의 제레미 모울드와 팀을 짜서 그 문제를 연구했다. 그들은 툴리와 피셔의 천재성에 깊이 감탄했고, 그들이 그 어려움들을 해결할 어떤 방법을 찾아낼수 있으리라 확신했다. 그들이 볼때 주요 문제들중의 하나는 은하들의 정확한 등급을 결정하는 것이었다. 툴리와 피셔는 청색에 민감한 사진판들을 이용해서 수정을 했다. 아론슨과 후크라 그리고 모울드는 그것을 적외선으로 바꾸기로 했다. 적외선은 먼지를 투과하므로 어떤 큰 수정도 필요하지 않다. 따라서 적외선을 이용하면 먼지문제와 희미한 붉은색 별들로 부터의 기여를 과소평가하는 문제를 해결할수 있을 것이다.
아론슨과 그의 동료들은 처녀자리 방향에서 첫 관측을 했고, 큰곰자리 방향에서도 몇가지 관측을 했다. 그런데 놀랍게도 그들이 얻은 허블 상수값은 Mpc당 65km/sec였다. 이것은 분명히 어느누구도 만족시키지 못할 것이다. 왜냐하면 그것은 이미 얻어진 두 값들 중간에 있는 것이었기 때문이었다. 그리고 샌디지와 탐만의 값에 더 가까운 어떤값을 얻으리라고 기대했었던 것과는 달리, 그것은 드 바쿨러의 값에 좀더 가까웠다. 그들은 어떻게 해야할지 몰랐다. 신중하게 모든것을 검토했지만 결과는 같았다. 그래서 어쨓든 그들은 그 결과를 출판했다.
드 바쿨러는 그들의 논문을 보자 어떤일이 벌어지고 있는지 알것 같았다. 그는 그들에게 편지를 써서 처녀 초은하단의 방향과 다른 방향에 있는 은하들을 검토해 보라고 제안했다. 그들이 드 바쿨러의 제안대로 하자 이번엔 Mpc당 95km/sec의 값을 얻었다. 그것은 약 110억년의 나이에 해당하는 값이었다. 드 바쿨러의 추측이 확실히 옳았던 것이었다. H는 은하들의 방향에 의존했다. 처녀 초은하단이 어떤 영향을 미치고 있는것이 분명했다. 다시말해서 그것이 은하수를 그 중심쪽으로 끌어당기고 있었던 것이다. 따라서 그것이 교정되어야 할 것이다.
그러나 만일 우리가 정말로 처녀 초은하단의 중심방향으로 떨어지고 있다면 확실히 그 인력에 대한 다른 증거가 있어야 할 것이다. 그런데 정말로 그 증거가 있다. 우주배경복사의 온도는 모든 방향에서 동일하지 않다. 그 온도는 사자자리 방향에서 가장 뜨거운데, 그것은 우리가 그 방향으로 움직이고 있음을 나타내는 것이다. 그리고 그 반대쪽 방향에서 가장 낮다. 사실 우리는 그 복사를 통해 우리의 속도가 대략 600km/sec라는 것을 계산할수 있다.
이것으로 상황이 매듭지어졌을까? 불행히도 그렇지 않다. 아직 문제가 남아있었다. 사자자리는 처녀자리의 방향으로부터 약 43도 기울어져 있다. 그러나 처녀 초은하단의 저너머에 약간 다른 방향으로 바다뱀-센타우루스라고 불리는 또하나의 초은하단이 있는데, 그것 역시 우리를 끌어당기고 있다. 그것은 처녀 초은하단보다 상당히 더 무거우므로 인력이 대단히 강하다. 그리고 놀라겠지만, 그 너머에는 역시 우리를 끌어당기고 있는 거대중력체라는 또 하나의 물체가 있다. 이 세개의 초은하단들의 인력으로 일으켜지는 운동은 우주배경복사로부터 얻어진 결과와 상당히 잘 일치한다.
아론슨의 연구팀과 드 바쿨러 모두 이제 대략 100억년의 나이에 해당하는 Mpc당 100km/eec에 가까운 허블 상수를 얻었다. 샌디지와 탐만은 그러나 여전히 확신하지 못하고 있었다. 1982년에 그들은 "허블상수로 가는 길"이라고 이름붙인 연속논문의 하나인 새로운 논문을 출판했다. 그들은 또 한번 맨처음부터 시작했다고 주장했다. 이번에 그들은 표준 촛불로서 먼 은하에 있는 초신성들을 이용했다. 그리고 다시 50에 가까운 값을 얻었다. 아니 사실 이번에 얻은 값은 더 낮아서 Mpc당 42km/sec였다. 따라서 이제 샌디지와 탐만이 신뢰를 잃는듯이 보이기는 했지만 그 논쟁은 분명히 끝난것이 아니었다.
그 문제를 해결할 가능성이 있을까? 입증된 것처럼 우주의 나이를 결정하는데는 두가지의 다른 방법이 있다. 사실 둘 모두 우리 은하의 나이만을 말해주기는 하지만 그것은 바로 우주나이에 대한 최저 한계를 주는 것이다. 첫째 방법은 우리가 알고있는 구상성단에 있는 별들의 일생에 바탕을 두고 있다. 구상성단은 우리 은하와 다른 은하들을 에워싸고 있는 수십만에서 수백만개의 별들이 모여있는 계이다. 어떤 구상성단에 있는 별들의 색-광도 도면(색 혹은 온도에 대해 밝기를 그린 도면)을 보면 점들이 모두 주계열이라는 대각선 방향에 있는것을 알게 될 것이다. 우리 은하내에 있는 젊은 열린 성단들의 경우 주계열이 아주 잘 발달되어 있다. 그러나 구상성단에는 보통 바닥으로부터 조금 떨어져 있는 곳에서 뚜렷한 구부러짐과 함께 주계열이 끝난다. 특히 중요한것은 이 주계열 끝의 위치가 그 성단의 나이를 말해준다는 것이다. 이런 방법으로 구해진 약 15개 구상성단들의 나이가 150억년에서 180억년 범위에 들어있었다.
우리 은하의 나이를 결정하는 두번째 방법은 방사성물질이 붕괴하는 속도를 관측하는 것이다. 그것들은 어떤 원소가 붕괴해서 반으로 줄어드는데 걸리는 시간을 나타내는 반감기라는 것으로 특징지워진다. 반감기는 상당히 넒은 범위에 걸쳐 있으며, 어떤 무거운 원소들의 경우에는 수십만년 정도로 길다. 긴 반감기를 가진 두개의 방사성 원소들의 함량을 비교함으로써 우리 은하의 나이를 결정하는 것이 가능하다. 이 방법으로 결정된 나이는 120억년에서 200억년의 범위에 있다.
비록 우주의 나이를 결정하는 전술한 세가지 방법들간에 분명히 어떤 차이가 있기는 하지만, 그 값들이 비교적 서로 가깝다는 것이 중요하다. 결국 그들은 어떤 임의의 값도 가질수 있었던 것이다. 이것은 대폭발이론에 중요한 이득이기도 하다.
그러나 우주의 나이 범위를 알고 있다고 해도 이런 물음을 던져봐야 한다. 가장 가능한 나이가 무엇일까? 시카고 대학교의 데이비드 스크람과 몇몇 동료들은 "최적의 나이"를 얻어내는 방법 하나를 개발했다. 그들은 그 나이가 우주안에 있는 헬륨의 예측된 함량에 의해 어떻게 영향받는지를 결정한뒤, 나이를 결정하는 세가지 방법에 대해 나이에 따른 헬륨의 함량을 도면에 나타내 보았다. 그리고 그렇게 해서 얻은 "최적의 나이"는 약 150억년이었다.


<두번째 대들보: 핵합성>
대폭발 모형을 뒷받침하는 두번째 대들보의 증거는 초기우주에서 일어난 원소들의 생산문제에 집중되어 있다. 그것은 핵합성 대들보라고 불린다.
앞 장에서 보았던 것처럼 1940년대말 조오지 가모프와 그의 학생 랄프 알퍼와 로버트 허만은 원소들이 대폭발로 만들어졌을것이라고 제안했다. 그러나 질량수 5에서 어려움들이 나타나고 원소들이 별에서 생산된다는 사실이 밝혀지자 그들의 연구에 관한 관심이 사라졌다. 그러나 그뒤 1964년에 프레드 호일과 K. J. 테일러는 우주에 있는 모든 헬륨이 별에서 생산될수는 없다고 밝혔다. 그것이 너무 많다는 것이 이유였다. 우주물질의 1/4이 헬륨으로 구성되어 있는데 실제로 이렇게 많은 헬륨이 별에서 만들어질수가 없었다. 많은 과학자들은 가모프의 연구를 재검토하기 시작했다. 가벼운 원소의 대부분이 대폭발로 생산될 가능성이 있을까? 결국 질량수 5 이전에는 아무 문제가 없었다. 이 문제에 관심을 갖게된 과학자들중 하나가 프린스톤 대학교의 짐 피블스였다. 그는 각 원소가 얼마나 많이 생산될 것인지를 결정하게 하는 컴퓨터 프로그램을 만들었다.
그리고 유사하지만 훨씬 더 정교한 컴퓨터 프로그램이 캘리포니아 공과대학의 로버트 와고너에 의해 만들어졌다. 와고너는 공학으로 출발했지만 대학원에서 상당히 많은 자유시간을 갖게되자 프레드 호일과 노벨상 수상자인 리차드 파인만의 과목 몇개를 수강하기 시작했다. 그리고 곧 강의에 매료되어 물리학으로 전과하게 되었다. 그는 그러나 자신이 실험 물리학에 잘 맞지 않는다는 것을 알았다. 몇년 앞서 일어났던 화학계에서의 몇가지 불운이 그로하여금 이것을 확신하게 했다. 그래서 그는 이론물리학과 우주론을 하기로 결심했고 1965년에 Ph.D.를 받았다.
그 프로젝트를 함께 한 와고너의 동료는 윌리암 파울러와 프레드 호일이었다. 파울러는 핵반응률과 크로스 섹션등을 제공했고 그 프로젝트에 대한 총체적인 지도를 맡았다. 호일은 "아이디어 맨"이면서 결과들을 자세히 기록했으며 와고너는 컴퓨터 프로그램을 작성했다. 그 프로그램은 그들에게 초기우주에서 생산된 가벼운 핵들의 함량을 주었다.
나는 여기서 핵합성이 우주론에서의 많은 예측들과 달리 견고한 증거에 근거하고 있다는 것을 지적하고 싶다. 초기우주에서 일어났던 핵반응은 실험실에서 복제될수 있다. 사실 그것은 심지어 특별히 큰 가속기가 없이도 가능하다.
자, 이제 핵합성을 상세히 알아보도록 하자. 대폭발이후 약 1초가 되었을때 팽창하는 가스구름은 대부분 양자와 중성자로 이루어져 있었다. 간단히 하기위해 다른 입자들의 존재는 무시하고 그것이 중성자와 양자로 이루어진 가스라고, 즉 "핵자 가스"였다고 하자. 1초 직전에 이 가스의 온도는 100억도였다. 이 시기에 양자와 중성자는 평형에 놓여 있었다. 이것은 핵자들이 양자로 그리고 반대 방향으로 전환되고 있다고 하더라도 두개의 반응률이 같아서 양자의 수가 중성자의 수와 동일하게 유지된다는 것을 의미한다.
그러나 중성자가 양자보다 약간 무거우므로 온도가 떨어질때 더 많은 중성자들이 양자로 전환되었다. 그러므로 곧 양자와 중성자간의 평형이 깨지고 양자가 중성자의 수를 넘기 시작했다. 온도가 10억도가 되었을때 둘사이의 비율(n/p)은 1/7로 떨어졌다. 더우기 그 온도는 이제 핵반응이 일어날만큼 충분히 낮아서 핵합성의 시대가 시작되었다.
우선 양자가 중성자에 "달라붙기" 시작해서 수소의 무거운 형태 동위원소인 중수소 핵을 생산했다. 얼마되지 않아 우주의 많은 물질이 중수소 핵으로 전환되었다. 그러나 중성자가 곧 중수소핵에 달라붙기 시작해서 수소의 또 다른 동위원소인 삼중수소를 만들었다. 동시에 양자 역시 중수소에 달라붙기 시작해서 헬륨의 동위원소인 헬륨-3(2개의 양자, 1개의 중성자)를 만들게 된다. 마침내 삼중수소와 헬륨-3가 상호작용해서 헬륨-4(2개의 양자, 2개의 중성자)를 생산했다. 헬륨-4 역시 중수소 핵의 충돌로 만들어졌다.
이 핵반응들은 무기한으로 계속 일어날 것처럼 보인다. 만일 예를들어 헬륨-4가 양자와 중성자에 의해 부딪혀지면 무거운 핵이 생산될 것이며, 다음에 그것들이 또 부딪혀지면 더 무거운 것들이 생산될 것이다. 그러나 이런일은 일어나지 않았다. 앞서 보았던 것처럼 질량수 5에서 "틈"이 있다. 중성자 하나가 헬륨-4를 때려도 달라붙지 않는다. 그 조합은 불안정해서 즉시 떨어진다. 마찬가지로 질량수 8에서 또하나의 틈이 있어서 심지어 두개의 헬륨-4가 부딪힌다고 해도 그들은 서로 달라붙으려 하지 않는다.
그러나 그렇게 많은 입자와 핵들이 주위에 돌아다니고 있으므로 삼중 충돌도 충분히 일어날수 있었을 것 같다. 다시말해 세개의 입자가 한번에 서로 부딪혔을 것이다. 5에서의 틈은 만일 이런일이 일어났다면 뛰어넘을수 있을 것이다. 우리는 이제 이런 일이 정말로 일어났으며 그것이 소량의 리튬-7을 만들었다는 것을 알고 있다. 그러나 온도는 급격히 떨어지고 있었다. 몇분내에 온도가 너무 차가워져서 핵반응이 일어날수 없게 되었고 핵합성의 시대가 끝나고 만다. 따라서 수백초의 기간내에 우주의 중수소, 삼중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 그리고 리튬-7의 대부분이 생산되었다. 그러나 이들중 상당한 양으로 생산된 유일한 것은 헬륨-4였다. 우주 수소의 약 25%가 헬륨-4로 전환되었다. 그리고 다른 가벼운 원소들은 아주 적은 양만이(<<1%) 생산되었다.
파울러와 호일 그리고 와고너에 의해 출판된 논문은 우주가 약 25%의 헬륨과 작지만 특정한 양의 중수소, 헬륨-3, 그리고 리튬-7으로 이루어져 있어야만 한다고 예측했다. 이것은 만일 이 원소들 각각이 우주에 얼마나 많이 있는지를 관측적으로 결정할수 있다면 대폭발이론의 좋은 시금석을 갖게 되는 것임을 의미했다. 그러나 천문학자들은 곧 문제가 있음을 발견했다. 이 원소들중 하나는 또한 별에서도 만들어지는 것이다. 예를들면 헬륨은 수소가 "탈때" 별의 핵에서 생산된다. 다행히도 우리는 이 방법으로 어느정도가 생산되는지를 결정할수 있다. 수소가 타는것과 똑같이 헬륨도 약간 높은 온도에서 타서 탄소를 생산하므로 별의 탄소량을 측정할수 있다. 이것은 우리에게 생산된 헬륨양을 가늠하게 해준다. 이 방법을 이용해 천문학자들은 별에서 생산된 우주에 있는 헬륨의 함량이 대폭발로 생산된 양의 1/10미만이라는 것을 밝혀냈다.
1970년대초에 천문학자들은 마침내 우주안에 있는 헬륨의 함량을 측정할수 있었다. 그것은 22-25% 범위에 있었다. 그 이후 몇가지 연구가 이루어졌고, 이제는 약 23%라고 믿어진다. 따라서 헬륨은 예측과 좋은 일치를 보여주는 것 같다.
그렇다면 중수소는 어떤가? 스크람과 다른 사람들은 1970년대초에 중수소는 별에서 생산되지 않는다고 밝혔다. 그것은 단지 파괴될 뿐이다. 이것은 우주에 존재하는 중수소 모두가 대폭발로 생산되었음을 의미하므로 이 이론의 좋은 시금석이 될수 있을 것이다. 그러나 예측된 양은 우주 물질의 단 1/10,000정도로 작아서 측정하기가 매우 어렵다. 1960년대말에 몇 그룹이 시도했지만 성공하지 못했다. 그뒤 1973년에 코페르니쿠스 위성에서 나온 자료는 그것이 예측된 양에 가깝다는 것을 확고히 해주었다. 이것은 그 이후에도 수차례 입증되어서 이제는 대폭발이론의 성공으로 여겨지고 있다. 이제 헬륨-4와 헬륨-3와 중수소 그리고 리튬-7에 대한 그 이론의 예측은 입증되었다.
실제로 그 예측들은 우주안에 있는 핵자들의 현재 밀도에 의존한다(그림을 보라). 그러므로 어떤 의미에서는 이러한 관측이 우리에게 정말로 말해주는 것은 우주의 평균밀도(그것이 양자와 중성자로 이루어져 있다고 가정할때)이다. 관측과 가장 일치하는 값은 4에서 8x 10-31g/cm3이다. 이것이 우주의 임계밀도(10-29g/cm3)보다 상당히 작으므로 우주가 열려있는것을 의미하는것처럼 보이나 좀더 자세히 살펴보면 허점이 있다. 우주는 핵자만으로 이루어져 있을때만 열려있다. 그러므로 만일 다른 유형의 입자들이 존재한다면 우주는 닫혀있을 가능성이 상당히 높다. 이 가능성은 뒤에 살펴보기로 하자.
요약하면 리튬까지 이르는 가벼운 원소들의 함량 관측은 그 대폭발이론의 예측과 상당히 잘 일치하고 있다는 것이다.


<세번째 대들보: 많은 유형의 기본입자들>
대폭발이론을 뒷받침하는 세번째 대들보는 그 이론이 많은 유형의 기본입자들을 예측한다는 것이다. 이 대들보는 핵합성 대들보만큼 강력하지는 않지만 그 이론에 도움이 된다.
먼저 기본입자들로 시작해보자. 기본입자들은 페르미온과 보오존이라는 두개의 주요 종류로 나뉜다. 페르미온과 보오존은 각각 최초의 자력 핵반응을 실험한 것으로 유명한 이탈리아계 미국인 물리학자 앙리코 페르미와 저명한 인도의 물리학자 S. N. 보즈의 이름을 딴 것이다. 페르미온은 우주의 물질 입자 즉 물질을 이루는 입자이며,보오존은 우주의 힘입자로서 자연의 네가지 기본 힘을 전달한다. 그렇다면 이 힘들은 무엇일까? 여러분은 분명 그중 몇가지에 친숙할 것이다. 예를들면 중력장이 그 하나이다. 그것은 네 힘중 가장 약하기는 하지만 거시적인 우주의 요소들을 유지시키는 힘이다. 예를들면 행성들이 태양주위의 궤도에 있도록 잡고 있으며 지구의 물질도 잡고 있다.
두번째 힘은 전자기력이다. 그것은 원자를 유지시켜주고 있다. 아다시피, 원자는 양성전하를 띈 양성자와 중성자 그리고 그 주위를 돌고 있는 전자로 이루어져 있다. 전자기력은 그 전자들이 궤도속에 유지되도록 한다. 세번째 힘은 강력이라는 불리는 것으로 핵의 양성자와 중성자를 붙잡고 있다. 그것은 특히 강한 힘으로 중력보다 1040배나 더 강하며, 대단히 짧은 범위에 걸쳐져 있다. 마지막으로 전자기력보다 수천배 더 약한 힘으로 역시 짧은 범위에 걸쳐져 있는 약력이 있다. 그것은 일반적으로 중성자가 붕괴해서 양성자가 되도록 하는 힘으로 생각된다.
그런데 이들 힘이 입자들과 무슨 관계가 있을까? 그 힘들은 입자들을 거쳐 전달되는 것으로 밝혀졌다. 그 힘은 사실 입자교환의 결과인 것이다. 예를들면 전자와 양성자사이의 전자기력은 광자를 통해 전달된다. 광자는 전자와 양성자사이에서 그것들을 붙잡고 있으면서 왔다갔다 한다. 마찬가지로 중력장은 중력자라고 불리는 것에 의해 전달되며, 강력은 소위 글루온(8가지 유형이 있다)이라는 입자에 의해 전달되고, 약력은 중간벡터 보오존(또한 W와 Z이라고 불리는 입자들)이라는 입자에 의해 전달된다.
이제 물질입자들 즉 페르미온에 대해 알아보자. 이것들은 쿼크와 렙톤이라는 두 부류로 나뉜다. 그리고 각 부류마다 6개의 유형이 있다. 쿼크는 위, 아래, 맵시, 야릇한, 꼭대기 그리고 바닥이라는 별난 이름을 갖는다. 꼭대기 쿼크만 제외하고는 모든 것들이 관측되었지만, 과학자들은 쿼크와 렙톤사이의 대칭성때문에 그것이 존재한다고 확신하고 있다.
6개의 렙톤은 두 부류로 나뉜다. 한 부류에서 가장 가벼운 것은 보통의 전자이다. 그것과 밀접히 관련된것으로 뮤온이라고 불리는 입자가 있다. 그것은 전자와 유사하지만 좀 더 무겁다. 마지막으로 더 무거운 전자인 타우 입자가 있다. 다른 세개의 렙톤은 중성미자라고 알려진 것이다. 그것들은 광속 혹은 광속에 대단히 가까운 속도로만 여행하는 붙잡기 어려운 입자들이다. 위에 언급한 세개의 렙톤 각각은 그것과 관련된 하나의 중성미자를 갖고 있다.
쿼크와 렙톤사이에 놀라운 대칭성이 있다는 것은 쉽게 알수 있다. 더우기 그것들은 세개의 종으로 분류된다. 첫번째 종은 전자와 그것의 중성미자와 함께 위 아래 쿼크로 이루어져 있다(그림을 보라). 두번째 종은 뮤온과 그것의 중성미자와 함께 맵시 쿼크와 야릇한 쿼크로 이루어져 있다. 그리고 세번째 종은 타우와 그것의 중성미자와 함께 꼭대기 쿼크와 바닥 쿼크로 이루어진다.
여기서 모든 페르미온들 역시 반입자라고 불리는 것을 가진다는 것을 언급하고자 한다. 그것들은 전하를 제외하면 모든 성질에서 입자들과 유사하다. 그러나 특히 중요한것은 입자와 반입자가 만나면 한개 혹은 더 많은 광자들을 방출하면서 서로를 소멸시킨다는 것이다.
이 모든 입자들에 대해서 가장 이상스런것들 중 하나는 우리가 우주에서 보통 만나는 입자들 모두가 첫번째 부류의 구성원들로 만들어진다는 것이다. 예를들면, 양성자와 중성자는 순전히 위 아래 쿼크로만 만들어진다. 두번째와 세번째 종의 입자들은 가속기에서만 생산된다. 그렇다면 이러한 종류의 입자들을 공부하는 것이 무슨 소용이란 말인가? 우주를 이해할때 이것들이 정말 필요할까? 아직 확신되고 있지는 않지만, 모든 종들이 필요한 것처럼 보인다. 만일 그것들이 존재하지 않았다면, 초기 우주에서 입자와 반입자들이 완전히 소멸되었을 것이다.
그렇다면 세번째 이상의 종들은 어떠한가? 우리는 적당한 에너지의 가속기를 이용해 두번째 종의 입자들을 얻을수 있다는 것을 알고 있다. 세번째 종을 얻기위해서는 더 높은 에너지로 가야만 한다. 만일 그 보다 더 높은 에너지로 올라간다면 어떻게 될까? 네번째 종을 만나게 될까? 그리고 더 높은 온도로 가면 그 위에 또 하나의 종이 있을까? 만일 점점 더 큰 가속기를 만들수 있다면 더 많은 종들을 만들어낼수 있는것 같다. 그렇다면 끝은 어디일까?
이 물음은 1970년대 중반에 데이비드 스트람을 괴롭히기 시작했다. 1945년에 세인트 루이스에서 태어난 스크람은 학창시절에는 과학에 그저 보통의 관심밖에 가지고 있지 않았다. 그리고 고등학교때의 주요 관심사는 체육-축구, 레슬링, 그리고 트랙경기-였다. 그러나 과학과 수학 모두를 잘했던 그는 MIT로 갔을때 그 과목들을 전공하기로 했다. 그러나 곧 자신의 수학적 배경이 생각보다 훨씬 약하다는 것을 알고 물리학과로 들어가기로 결심했다. 그는 1967년에 학사학위를 받은뒤 칼텍으로 가서 윌리암 파울러밑에서 연구했다. 그가 우주론과 관련된 핵물리학을 처음으로 맛본 곳이 바로 이곳이었다. 그는 핵 연대학과 우주의 연대를 추정하는 분야에서 논문을 쓴뒤 곧 핵합성의 아이디어쪽에 열의를 보이기 시작했다.
1976년에 스크람은 칼텍의 짐 건과 대폭발과 우주에서의 기본입자들 생산에 대해서 이야기하고 있던중 놀랍게도 우주안의 헬륨 함량과 그 안에 있는 중성미자같은 것의 갯수사이에 어떤 관계가 있을수도 있다는 것을 알아차렸다. 종마다 하나의 중성미자가 있으므로 그들은 이것 역시 헬륨의 함량과 입자들의 종수간에 어떤 관계를 준다는 것을 깨달았다. 다시말해서 만일 우주안에 얼마나 많은 헬륨이 있는지를 안다면, 대폭발 모형은 얼마나 많은 입자종들이 가능한지를 말해줄 것이다.
그 당시에는 우주의 약 25%가 헬륨이라고 알려져 있었다. 간단한 계산을 통해서 기본입자들은 최대 일곱개의 종이 있을수 있었고, 그 당시에 세개의 종이 알려져 있었으므로 아직 네개가 더 있어야 함을 밝혔다. 이런 예측은 우주의 에너지 밀도가 중성미자 형태의 수에 의존하기때문에 따르는 것이다. 총체적인 에너지가 크면 클수록 생산되는 헬륨의 양은 커진다.
흥미롭게도 스크람과 건이 그 발견을 하고 있을때 동시에 그 당시 델라웨어 대학교에 있었던 게리 스타이거맨도 똑같은 발견을 하고 있었다. 아스펜에서 발표할 대폭발과 핵합성에 관한 세미나를 준비하는 동안 그는 핵합성의 기본 방정식들을 주의깊게 살펴보았고, 스크람과 건처럼 그 역시 중성미자의 수와 우주의 헬륨함량사이에 관계가 있음을 알아차렸다.
얼마되지않아 우주안에 있는 헬륨함량이 사실 23%에 더 가깝다는 것이 밝혀졌다. 이것은 가능한 종의 수를 세개 혹은 아마도 네게로 낮추었고, 그것은 우리가 이미 최대숫자에 와 있거나 대단히 가까이 와 있다는 것을 의미했다. 기껏해야 한 개의 다른 종이 존재할 수 있을 것이다. 이것이 대폭발 모형에 의해 예측되었으므로 그 이론의 또 하나의 승리임이 분명하다. 물론 우리가 몇 개의 종을 더 찾지 못한다고 가정할때 말이다. 그러나 스크람과 건 그리고 스타이거맨이 처음으로 헬륨의 양과 중성미자 유형의 수 사이의 관계가 있다는 것을 보였던 것은 아니었음을 밝혀둔다. 그것은 1964년에는 호일과 테일러에 의해 그리고 1969년에는 러시아인 V. F. 슈바츠만에 의해 지적된 바 있었다. 그러나 그 당시에는 어떤 그룹도 그것을 끝까지 추적하지도, 종들의 수와 관련해서 그 중요성을 이해하지도 못했다.
이 예측은 우리가 여전히 얼마나 많은 종이 있는지를 실험적으로 알지 못하고 있다는 사실을 고려할때 특별히 강력한 것같이 보이지 않을지도 모른다. 그러나 대폭발과 독립적으로 종의 숫자를 결정하는 또 하나의 방법이 있다. 나는 앞에서 약력의 교환입자들중 하나가 Z이라고 언급했다. 일단 만들어진 Z 입자는 매우 짧은 생명을 갖는다. 그러나 특히 중요한 것은 이 일생이 중성미자 유형의 수 혹은 입자들의 종수와 관련되어 있다는 것이다.
UCLA의 데이비드 클라인과 그의 그룹이 Z 입자의 일생을 측정했는데 그 결과는 세개의 종과 일치한다. 물론 그 실험에는 불확실성이 있으므로 한개 혹은 두개의 종이 더 존재할 가능성은 있다. 그러나 이것은 여전히 대폭발 예측과 좋은 일치를 보이고 있다.


http://myhome.hananet.net/~sinclair/bigbang.htm에서 퍼온글입니다