우주의 배경복사

  원소의 기원을 설명하는 빅뱅우주론에서 가장 어려운 문제는 탄소를 비롯한 무거운 원소들의 기원이었다. 하지만 프레드 호일(Fred Hoyle, 1915~2001)의 노력으로 무거운 원소들이 별 속에서 생성된다는 사실이 밝혀졌고, 우주배경복사의 발견으로 빅뱅우주론은 정상상태 우주론보다 확실한 우위에 서게 되었다. 하지만 이것이 빅뱅우주론에 대한 검증이 모두 끝났음을 의미하는 것은 아니었다. 오히려 본격적인 빅뱅이론의 검증이 시작됨을 의미했다.

   우주에서 오는 7.35cm 초단파 잡음, 빅뱅의 잔향인가?

  초단파를 이용한 무선통신에서는 잡음이 들릴 때가 잦은데, 이 잡음은 주로 공간을 떠다니는 초단파 때문에 생긴다. 이들 중 특히 4,080MHz 대역에서 들려오는 초단파 잡음이 우주에서 오고 있다는 사실을 미국 벨연구소의 아노 펜지어스(Arno Allan Penzias)와 로버트 윌슨(Robert Woodrow Wilson)이 1964년에 최초로 감지하였다. 이 잡음은 빅뱅의 잔향이라고 생각하는데, 그 증거는 어디에 있을까?

첫 번째 증거는 등방성이다. 초단파 잡음은 하늘의 모든 방향에서 같은 세기로 오고 있으며 지구의 운동에 따른 영향도 받지 않는다. 이런 사실은 초단파 잡음이 태양계 바깥에서 오고 있으며 우주에 골고루 퍼져 있음을 의미한다.   두 번째 증거는 흑체복사 이론으로 설명할 수 있다는 점이다. 흑체복사 이론에 의하면 절대온도 0K 이상인 모든 물체는 모든 파장의 복사를 방출하는데, 온도에 따라 특정 파장에서 최고의 세기를 갖는 복사선을 방출한다. 그런데 이 초단파 잡음은 절대온도 약 3K에 해당하는 흑체복사 스펙트럼과 일치한다는 것이 밝혀졌다. 이러한 특징은 가모프(George Anthony Gamow, 1904~1968)와 앨퍼(Ralph Asher Alpher, 1921~2007) 등이 빅뱅이론에서 주장한 우주배경복사의 특성과 일치한다.   다만 펜지어스와 윌슨이 감지한 초단파 잡음은 7.35cm 파장(진동수로는 4,080MHz에 해당한다)에 국한되어 있었으므로, 이 잡음이 절대온도 3K에 해당하는 흑체복사임을 확증하기 위해서는 여러 가지 파장, 특히 최대 세기가 되는 2mm 파장대에서 확인할 필요가 남아 있었다. 하지만 이 파장대는 지구 대기에 의해서 흡수되어 지상까지 도달하지 않으므로 지상에서 관측하기에는 어려운 문제가 남아 있었다.

 

  펜지어스와 윌슨이 발견한 우주배경복사는 정상상태 우주론의 도전을 물리치고 빅뱅모델을 우주론 논쟁에서 결정적인 우위에 서도록 하였지만, 다른 한편으로는 더욱 더 진지한 시험대에 서게 하였다. 빅뱅우주론의 다음 과제는 빅뱅으로 급격히 팽창하는 우주에서 어떻게 우주의 거대구조인 은하단이나 은하들이 형성할 수 있도록 진화했는지를 밝혀야 했다. 이미 호일은 “대폭발로 우주가 팽창하고 있다면 은하와 같은 물질 덩어리가 만들어질 수 없다.”라고 주장한 바 있었다.

   균일하지 않은 초기 우주의 증거, 우주배경복사에 우주의 주름으로 남아있어야

  오늘날에도 천문학자들이 우주의 은하들이 어떻게 형성되었는지는 완전히 파악한 것은 아니지만, 물질이나 복사 분포의 아주 작은 불균일성에서 시작된 진화과정의 산물로 간주하고 있다. 그렇다면 이 불균일성은 우주의 생성 초기에 존재했어야 한다. 왜냐하면 우주가 팽창하기 시작했을 때 완전히 평탄하고 균일했다면, 오늘날에도 여전히 그 상태로 남아 있을 것이다. 그러므로 우주에는 은하나 별 그리고 다양한 화학원소도 없었을 것이고 행성이나 생명체도 생겨날 수 없었다.

  이런 이유 때문에 빅뱅우주론자들은 초기우주가 매우 균질하기는 했지만, 완전히 균질하지는 않았을 것이라는 데 희망을 갖고 있다. 어떤 형태로든 우주의 밀도에 차이가 생겨나서 밀도가 높은 지역은 중력으로 물질을 끌어당겨서 밀도가 더욱 높아지게 되었고, 그 과정이 반복되면서 은하가 생성되고 오늘날과 같은 우주의 구조가 형성되었을 것으로 보고 있다.

  만약 이러한 전제가 옳다면 그 흔적은 우주배경복사 속에 남아 있을 것이다. 따라서 우주배경복사를 조사하면 그 변화를 감지할 수 있을 것으로 생각했다. 다시 말해 초기우주에서 밀도가 높은 부분에서 나온 빛은 에너지를 더 잃어 약간 더 긴 파장을 가질 것이고, 반대로 약간 작은 밀도가 작은 부분에서 나온 빛은 에너지를 덜 잃어 약간 더 짧은 파장을 가질 것으로 보았다.

   우주배경복사에 새겨진 파문을 찾아서

  펜지어스와 윌슨은 우주배경복사의 등방성(우주배경복사가 우주의 모든 방향에서 같은 세기로 온다는 사실)을 알아냈지만, 이제는 우주배경복사가 비등방성(우주의 어떤 부분에서 오는 복사선이 다른 부분에서 오는 복사선과 약간 다른 파장을 갖는다는 것)을 갖는다는 증거를 찾아내야 했다.

  이를 위해서는 조금 더 정밀한 수준에서 우주배경복사를 조사할 필요가 있었다. 1970년대 초반의 관측은 1/100 차이까지 감지할 수 있었지만, 방향에 따른 파장의 차이가 관측되지 않았다. 그러자 이 결과를 놓고 정상우주론자들은 처음부터 그러한 차이는 존재하지 않았다며 빅뱅우주론을 공격하기 시작했다. 1/100 이하의 수준에서 변동할 가능성이 남아 있었지만, 공기 중의 수분이 약한 초단파를 방출하고 있었으므로 이 변동을 지상 관측으로 찾아내는 것은 불가능했다. 따라서 이 문제를 해결하기 위해서는 공기가 희박한 대기권 상층으로 올라가서 관측해야 했다.

  이 연구에 열정적이었던 캘리포니아 버클리 대학의 조지 스무트(George Fitzgerald Smoot)는 열기구와 U-2 정찰기를 이용한 고공관측을 시도하여, 하늘 한쪽에서 오는 우주배경복사가 반대쪽에서 오는 우주배경복사보다 1/1,000 정도 긴 파장을 갖는다는 것을 발견하였다. 하지만 이것은 우주배경복사의 차이가 아니라 지구의 운동에 의한 도플러 효과로 나타나는 현상이라는 것이 밝혀졌다. 도플러 효과에 의한 영향을 제거하자 변화는 다시 사라졌다. 이 결과는 찾는 변동이 1/1,000 보다 작다는 사실을 의미하고 있었다. 이렇게 작은 변화는 열기구나 항공기를 이용한 고공 관측으로도 검출하기가 어려웠다. 왜냐하면 항공기가 지나가는 고공에도 엷은 공기층이 있어서 측정을 방해하고 있었기 때문이다.

   최초의 우주배경복사 탐사선 COBE

  유일한 희망은 인공위성을 이용하여 대기권 밖에서 관측하는 것뿐이라는 사실을 깨닫게 된 스무트는 미국항공우주국(NASA)에 인공위성을 이용한 우주배경복사 프로젝트를 제안하여 우주배경복사 탐사선(COBE : Cosmic Microwave Background Explorer) 프로젝트가 시작되었다. 우여곡절 끝에 1989년 11월 18일에 마침내 COBE를 실은 로켓이 발사되었다. 발사현장에는 우주배경복사의 존재를 맨 처음 예측했음에도 제대로 인정받지 못했던 랠프 앨퍼와 로버트 허먼도 자리하고 있었다.

  이듬해 코비 위성은 다양한 지점의 우주배경복사를 관측하여 스펙트럼 분포가 흑체복사의 특성과 완전히 일치한다는 것을 밝혀냈다. 흑체복사의 법칙을 따르는 우주배경복사는 온도만으로 표기할 수 있는데, COBE 위성은 그 온도가 정확하게 2.728±0.002K라는 것을 알아냈다. 이 온도는 현재 우주의 온도라고 할 수 있다. 이제 초단파 잡음이 빅뱅의 잔재라는 것을 더는 의심할 수 없게 되었다. COBE가 관측한 진동수에 따른 우주배경복사의 세기를 나타낸 그래프는 2.73K의 흑체복사 곡선과 완전히 일치한다.

  하지만 아직 한 가지 논란의 여지가 남아 있었다. 1/3,000 수준에서 관측한 첫 번째 분석에서 우주배경복사의 변화가 나타나지 않았기 때문이다. 그러자 매스컴들은 부정적인 기사를 쏟아내기 시작했다. 예를 들어 <하늘과 망원경(Sky and Telescope)>지는 ‘빅뱅은 죽었는가, 살았는가?’라는 제목의 기사를 실었다.

   COBE, 1/10만 수준에서 마침내 우주구조를 설명하는 씨앗을 발견하였다

  하지만 2년에 걸친 COBE의 관측 자료가 축척되면서 1/10만 수준에서 변화가 감지되기 시작했다. 아주 작긴 했지만 우주배경복사의 차이는 분명히 존재했다. 1992년 4월 전 세계의 언론매체들은 COBE 위성이 우주배경복사에서 미세한 온도변화를 관측했다는 발표를 보도했다. 이 결과를 발표한 조지 스무트는 기자회견에서 “만일 여러분이 신앙이 있다면, 이것은 신의 얼굴을 본 것과 같다.”라고 설명했다. 스티븐 호킹도 “이 발견은 역사상 최고는 아닐지 모르지만, 금세기 최고의 발견”이라고 평가했다.

  COBE가 처음 2년 동안 관측한 전 하늘의 우주배경복사의 온도 편차를 나타낸 지도를 보면, 붉은색 영역은 평균보다 1/10만 정도 높은 지역을 나타내고, 푸른색은 온도가 낮은 지역을 나타낸다. 이것은 빅뱅 38만 년 후의 우주의 구조를 보여준다.

  사진의 각분해능이 약 7도이므로 전체적으로 흐릿하게 보이고 있는데, 이 사진은 우주의 가장 큰 구조물인 초은하단보다 더 큰 척도로 관측한 것이다. 초은하단의 지름은 수억 광년 정도이지만 천구 상에서 차지하는 각도는 약 1도 정도이므로 이 사진에는 초은하단은 보이지 않는다. 이 사진은 초기우주에 밀도의 파동이 있었음을 증명한다. 이제 빅뱅우주론은 은하의 형성을 설명할 수 있게 되었다. 이 발견은 위기에 빠진 빅뱅우주론을 구해냈다. 그 공로로 조지 스무트와 존 마셔(John Cromwell Mather)는 2006년도 노벨물리학상을 받았다.

   우주배경복사 탐사의 중요성

우주배경복사 지도는 우주론을 연구하는 학자들에게는 보물지도와 같은 것이다. 천체물리학자들은 우주배경복사의 정보와 다른 우주 관측 자료를 결합하여 우주의 여러 성질을 알아내고 있다. 예를 들어 온도가 약간 높은 지역과 낮은 지역의 크기와 온도를 비교하여 초기우주의 인력의 세기를 알아내고 물질이 얼마나 빨리 쌓이게 되었는지 추론할 수 있다. 또 우주배경복사로부터 얼마나 많은 물질과 암흑물질, 그리고 암흑에너지가 우주를 구성하는지 추정할 수 있으며, 우주가 영원히 팽창할 것인지 아니면 팽창속도가 느려질지 아니면 빨라질지도 결정할 수 있다.   COBE는 대단한 성공을 거두었지만, 과학자들은 COBE보다 10배, 100배 더 민감한 장치를 실은 위성을 지구궤도에 올려 더욱 정밀한 관측을 수행하고 있다.

  2001년에 발사된 윌킨슨초단파비등방 탐사선(WMAP)은 파장 3mm~1.5cm 영역에서 우주배경복사지도를 각분해능 15‘의 해상도로 제작하였다. 뒤이어 2009년에 발사된 유럽의 플랑크(Planck) 탐사선은 100만분의 1도 규모의 온도 요동을 측정할 수 있으며, 각해상도 5‘로 파장 0.3mm~1cm 사이의 우주배경복사를 측정하고 있다.

  현재의 우주배경복사연구에서 선구적 역할을 하는 것은 윌킨슨초단파비등방 탐사선(WMAP)의 관측결과이다. 이 위성은 2002년부터 우주배경복사를 관측하기 시작하여 몇 차례에 걸쳐 매우 정밀한 우주배경복사 지도를 작성하였다. 우리는 이 위성 관측에 의해 우주의 나이가 137억 년이고, 우주의 물질과 암흑물질, 그리고 암흑에너지 비율이 각각 4.6%, 23%, 72%라는 것을 알아냈다. 우주배경복사 관측은 빅뱅의 결론을 입증하였을 뿐 아니라 우주론 연구를 정량적인 방향으로 이끌어가고 있다. 모든 과학은 정량적인 관측을 바탕으로 발전하는데 이제 우주론도 정량적인 과학으로 바뀌어 가고 있다.

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