허블의 법칙, 허블상수와 오래된 우주의 나이

[짜르르]

허블의 법칙 
허블상수와 오래된 우주의 나이

서론

허블(Hubble)이라는 이름은 현대 천문학과 밀접한 관계에 있다. 허블 망원경(Hubble telescope), 허블 상수(Hubble constant) 또는 허블 변수, 허블 길이와 다이아그램(Hubble length and diagram), 그리고 허블 법칙(Hubble law)이 있다. 허블 상수 H 는 특별한 중요성을 가지고 있다. 그것은 우주가 얼마나 빨리 팽창하고 있는지를 측정하는 것으로 정의된다. 많은 천문학자들은 H 가 우주의 나이를 아는 데에 중요한 열쇠인 것으로 믿고 있다. 오늘날 사람들 사이에 우주의 나이에 관해서는 커다한 혼란이 일어나고 있다. 그리고 그렇게 된 정당한 이유들이 있다. 천문학 논문들은 우주의 나이에 대해서 60억 년부터 250억 년 이상까지 각각 다른 의견들을 가지고 있는 것처럼 보인다. 가끔 어떤 구형 성단의 나이는 심지어 우주 자체의 나이보다 더 오래된 것으로 보고되기까지 한다. 이러한 혼란의 주된 이유에는 허블 상수가 포함되어 있다. 그 값은 수십 년 동안 천문학자들을 괴롭혀 왔다. 그렇지만 아직도 확실한 값은 알려져 있지 않다. 사실, 우주의 나이는 오늘날의 천문학에서 대답되지 않은 많은 질문들 중에 단지 하나일 뿐이다. 아래의 부록 A는 천문학에서 그러한 근본적인 질문들을 제시해 놓았다.

에드윈 포웰 허블 (Edwin Powell Hubble, 1889-1953)

그가 죽은 지 거의 반세기가 지나가지만, 에드윈 허블은 천문학 분야에서 아직도 깊숙이 자리잡고 있다. 그는 실제적으로 현대 천문학에서 사용되는 공식 문서형태 등과 같은 것에 그의 기록 스타일들이 자주 발견된다.

전형적인 허블의 문장은 다음과 같다.

”성운(Nebulae)은 단독으로, 혹은 수백여 개가 치밀하게 성단을 이루며 여러 크기의 그룹으로 발견된다.” 

에드윈 허블(Edwin Hubble)은 미국 미조리주에서 7명의 자녀들 중 하나로 태어났다. 그는 고등학교에서 명예로운 학생이었고, 또한 운동을 잘하는 학생이었다. 16세에 그는 물리학과 천문학을 공부하기 위해서 유명한 시카고 대학에 입학했다. 그후 그는 로데스(Rhodes) 장학금은 받고, 영국 옥스퍼드에 있는 퀸즈 대학(Queen’s College)에 들어가 법률(law)를 공부하고 학위를 취득했다. 그러나 허블에게 법률 분야는 적성에 맞지 않았다. 그는 인디아나주에서 야구부 코치가 되었다. 그리고 다시 천문학으로 박사 학위를 하기 위해서 시카고로 돌아왔다. 그리고 미국이 제1차 세계대전에 참가하던 해인 1917년에 박사학위를 받았다. 그는 참전하여 2년 동안 유럽에서 공훈을 세웠고, 고향으로 돌아와 캘리포니아 남부의 윌슨산 천문대(Mount Wilson Observatory)에서 천문학 경력을 쌓기 시작하였다.

그리고 그 이후 4반세기 동안, 허블은 2.54m(100 inch)의 윌슨 망원경(Wilson telescope)을 사용하여 많은 주요한 발견들을 하였다. 그는 망원경을 관측할 때 항상 넥타이를 착용하였는데, 관측할 때의 형식 스타일을 만들어내었다. 그는 두 권의 고전적인 책 ‘성운의 세계(The Realm of the Nebulae)’ (1936)와 ‘우주론의 관측 입문서(The Observational Approach to Cosmology)’ (1937)을 썼다. 에드윈 허블은 분명히 신앙인이 아니었다. 그의 책에서건 자서전에서건 성서나, 성서적 창조에 대해서는 조금도 언급하고 있지 않다.

제2차 세계대전 동안 허블은 그의 재능을 미육군 발리스틱 연구소(Ballistics Research Lab)에서 발휘하였다. 동시에 그는 윌슨 산으로부터 80 km 떨어져 있는 팔로마 산(Mount Palomar)에 유명한 5.08m(200 inch)의 헤일 망원경(Hale telescope) 설치 계획을 도왔다. 허블은 1953년 뇌졸중으로 쓰러질 때까지 팔로마에서 그의 연구를 계속하였다.

허블의 발견들

허블은 천문학 분야에서 오랫동안 성공적인 연구들을 수행했다. 그의 업적 중에서 가장 유명한 3 가지를 소개하도록 하겠다. 첫째로, 허블은 알려져있던 별들 사이의 거리 척도를 엄청나게 확장시켰다. 여러 해 동안, 밤하늘에서 발견되는 어떤 나선형 성운 물체(spiral nebular objects)들에 관해서 논쟁이 계속되고 있었다. 이것은 1920년에 국립과학 아카데미에서 유명한 ‘샤플리-커티즈 논쟁(Shapley-Curtis debate)’에서 최고조에 달했다. 윌슨산 천문대(Mount Wilson Observatory)의 할로우 샤플리(Harlow Shapley)는 신비로운 성운들은 우리 은하계(Milky Way galaxy) 내에 있는 작고 가까이에 있는 가스 구름들이라고 믿고 있었다. 그러나 근처에 있던 릭 천문대(Lick Observatory)의 허버 커티즈(Heber Curtis)는 그 물체들은 사실 그들 자체가 매우 멀리 떨어진 그리고 매우 커다란 은하들이라고 반박했다. 이 시기에 윌슨산에 새로운 100인치 망원경이 완성되었고, 그 ‘첫번째 빛(first light)’을 보게 되었다. 에드윈 허블은 재빠르게 나선 성운들에 관한 연구를 시작했다. 특별히 그에게 흥미로웠던 하나는 우주 물체들에 대한 샤를 메시에 목록(Charles Messier catalogue, 프랑스 천문학자 샤를 메시에가 만든 천체목록)에서 M-31로 라벨이 붙여진 안드로메다(Andromeda) 라고 불렸던 은하였다. 허블이 보았던 것은 나선형 팔 내에 있는 개개의 항성들이었다. 더욱 중요한 것은, 이들 별들의 일부는 지구로부터의 거리를 나타내는 세페이드 변광성(Cepheid variables)들이었다. (Appendix B을 보라).

처음에 허블은 안드로메다까지의 거리가 93만 광년이라는 잘못된 거리를 도출해 내었다. 오늘날에 그 거리는 220만 광년으로 알려져 있다. 1920년 논쟁에서 허버 커티즈가 옳았다. 그 성운들의 다수는 정말로 먼 은하들이었다. 때때로 우주의 이 건축용 조각들은 부정확하게 ‘섬우주(island universes)’라고 불려진다. 그러한 은하(galaxies)들은 각각 전형적으로 약 1,000억 개의 항성(stars)들을 포함하고 있다. 또한, 우주에는 이러한 은하들이 대략 1,000억 개가 존재하는 것으로 알려져 있다. 따라서 현재까지 가시적 우주 안에는 대략 10²²(10 billion trillion) 개의 항성들이 존재하는 것으로 알려져 있다.

허블의 두 번째 공헌은 은하들의 분명한 타입들을 목록화 한 것이다. 이것들은 타원(elliptical), 나선(spiral), 막대나선(barred spiral), 불규칙(irregular) 형태들을 포함한다. 허블 이후 많은 천문학자들은 한 타입의 은하는 수십억 년에 걸쳐서 다른 형태로 진화해 나간다고 제안해오고 있다. 일부 천문학자들은 타원은하는 나선은하로 진화한다고 믿고 있고, 다른 천문학자들은 나선은하에서 타원은하로 진화한다고 믿고 있다. 실제로, 그러한 은하 진화의 증거는 부족하다. 만약 은하들이 정말로 변화된다면, 러셀 험프리(Russell Humphreys, ‘Starlight and Time’의 저자)의 상대론적 우주론(relativistic cosmology)은 창조론적 설명을 제공하고 있는 것이다. 이 모델에서, 은하들은 그들 자신을 기준(reference)으로한 틀에서는 매우 천천히 나이를 먹게될 것이지만, 지구를 기준으로한 젊은 세계의 틀에서는 완전히 다른 시간 척도로 나이를 가지게 되는 것이다.

허블은 그의 세 번째 공헌은 천문학에서 가장 잘 알려져 있다. 이것은 은하들이 팽창되는 우주에서 바깥쪽으로 움직이고 있으며, 그 속도(speed)는 그들의 거리(distance)에 비례한다는 주장이다. 천문학자인 베스트로 슬리퍼(Vesto Slipher)는 1912년에 성운들의 후퇴에 대한 적색편이(red-shifts)들을 보고했다. 그러나, 우주의 총체적인 팽창을 제안했던 사람은 허블이었다. 그의 유명한 1929년 논문에서, 그는 허블법칙(Hubble Law)으로서 알려지게된 ‘적색편이의 법칙(law of red-shifts)’을 기술하였다.

우주의 외관적인 팽창은 빠르게 우주 기원(origins)에 관한 빅뱅 이론(Big Bang theory)의 주요한 증거 중의 하나가 되었다. 허블이 별들의 적색편이의 속도를 해석하는 데에 항상 불확신 가운데 있었다는 것은 흥미롭다. 그는 ‘겉보기 속도(apparent velocities)’에 대해서 말했었지만, 이러한 성격 부여(qualification)는 오늘날 좀처럼 고려되지 않고 있다.

창조론적 시각에서도, 우주의 팽창은 아마도 사실일 것이다. 그러나 빅뱅적 해석은 전적으로 불필요하다. 대신, 우주는 안정성(stability)을 위해 팽창 방식(expanding mode)으로 창조되었을 가능성이 매우 높다. 팽창이 없다면, 중력(gravity)은 우주 그 자체를 붕괴시키기 시작하는 원인이 될 것이다. 행성들의 공전과 항성과 은하들의 회전과 같은 많은 다른 운동들도 또한 안정적이고, 의존할 수 있는 우주를 제공하기 위한 같은 기능을 수행하고 있는 것이다.

허블상수 (The Hubble Constant)

은하들에 대한 팽창 속도(v)와 거리(d)의 관계는 다음과 같이 쓰여질 수 있다.

v = H × d (1)

여기서 H 는 비례상수(proportionality constant), 또는 허블상수(Hubble constant)이다. 그리고 v는 겉보기속도(apparent velocity)이다. 즉, 속도가 정말로 적색편이의 원인이었다면, 관측된 적색편이를 만드는 속도이다. 그 공식에 의하면, 은하들의 속도는 우주 바깥쪽으로 거리가 멀어짐에 따라 직선적으로 증가한다.

허블의 관계식은 수십억 광년의 스케일로 은하의 거리들을 측정하는 데에 매우 많이 사용된다. 이 기법에서는 첫째, 근처에서 후퇴하고 있는 은하(보정 은하, calibration galaxies)들 중에서 v와 d가 같이 알려져있는 은하들을 선정한다. 이것으로부터 H 의 값이 결정될 수 있다. 그 다음 먼 거리의 은하들은 적색편이를 측정하여 그들의 속도를 알아낸 다음, 은하들까지의 거리가 계산되는 것이다.

그러나 실제 적용한다는 것은 그렇게 간단한 것이 아니다. 허블상수를 결정하는, 허블법칙의 보정은 하나의 어려운 문제임이 입증되었다. 은하들의 속도 v는 적색편이가 진정한 별들의 운동에 기인한다는 가정 하에서 측정될 수 있는 것이다. 그리고 은하들의 거리는 더 큰 도전이 되고 있다. 하나는 전형적으로 다른 은하에서 거리를 알 수 있다는 세페이드 변광성에 대한 것이다. (Appendix B을 보라). 그리고 이들 보정 은하(calibration galaxies)들은 예를 들면 허블의 관계식이 적용되지 않는 안드로메다 훨씬 너머에 있는 것들이어야만 한다. 안드로메다 은하는 우리의 근처에 있는 30개 정도의 국소적 은하 그룹들에 속해 있다. 안드로메다는 사실 중력적 인력(gravity attraction)에 기인하여 우리의 은하계(Milky Way)쪽으로 움직이고 있으며, 그 빛은 약간의 청색편이(blue-shift)를 보여주고 있다. 빅뱅 모델에서는 우주 자체가 팽창하고 있다는 주장하는 것에 주목하라. 이 과정에서 은하들은 바깥쪽으로 움직이고 있는 것이다.

많은 최근의 활동에는 대략 5,000만 광년 떨어져 있는 은하계의 큰처녀자리(Virgo cluster)에 있는 맥동하는 변광성 세페이드(Cepheids)를 탐지해오고 있는 것을 포함하고 있다. 이 은하들은 허블상수에 대한 대략적 평가를 할 수 있게 한다. 이것을 외삽하여, 처녀자리보다 훨씬 멀리 떨어져 있는 은하들의 거리를 평가하는 데에 허블법칙이 사용된다. 이것은 ‘붓스트랩 기법(bootstrap technique)’ 이라고 불려지는 것으로, 나중의 결론이 초기의 비판받고 있는 측정에 강하게 기초하고 있는 것이다. 초기의 작은 실수는 나중에 의미없는 결과를 가져올 수 있다.

허블 법칙에 사용되는 단위는 다음과 같다.

v (kilometer/second) = Hd (megaparsecs)

처녀자리 은하의 전형적인 후퇴 속도는 대략 1,200 km/second 이다. 1 파섹(parsec)는 3.26 광년이다. 1 메가파섹(megaparsec)은 1백만 파섹이고, 326만 광년, 또는 18×10¹⁸ 마일 (29×10¹⁸ km) 이다.

빅뱅 시나리오에서, H 는 중력에 의한 점진적인 제동 효과(braking effect) 때문에, 시간이 지나면서 감소해왔다고 생각하고 있다. 상수는 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지에 대한 측정값이다. 그리고 이 팽창은 우주가 젊었을 때 더 컸을 것이라는 것이다. 따라서 H 는 정확하게 말하면 상수가 아니라, 변화하는 변수이다. 빅뱅 열광자들에게, H 의 역수는 우주 나이의 하나의 상한선(an upper limit)이 되고 있다.

이 단위들과 더불어, H 의 역수가 우주의 나이(년)를 나타내기 위해서는 9.64×10¹¹을 곱해야만 한다. 따라서 H = 50 이라면

Universe age = 1/50 × 9.64 × 10¹¹ = 19.3 billion years

그러한 값들은 천문학자들에 의해서 대충 다루어진다. 왜냐하면 H 값은 시간에 따라 감소되었다고 그들도 의심하기 때문이다. 그러므로 우주는 어느 정도 더 젊음에 틀림없다. 우주의 나이를 구하기 위해서 계산된 결과치에 대략 2/3을 곱해주는 것이 관행으로 되어있다. 이 경우에 (계산된 193억 년에 2/3을 곱해서) 130억 년이 되어진다.

가장 먼 은하는 빅뱅 이후 광속 c 로 바깥쪽으로 계속 팽창해 갔을 것이라는 가정에 의해서, 동일과정설적 우주의 크기(universe size)도 H 로부터 구해진다.

다시 적절한 단위들과 H = 50을 가정하면, 우주의 크기는 195억 광년이 된다. 그리고 시간이 지남에 따른 중력 감소인자 2/3 정도가 또 다시 적용된다. 이 길이가 우주의 반경이든, 직경 또는 심지어 원주이든지, 그것은 각 사람의 우주 기하학에 대한 견해에 의존한다.

허블상수 값

허블상수는 빛의 속도(speed of light) 또는 전자(electron)의 질량처럼 정확하게 측정될 수 없다. 과거에 변동이 있었을 가능성에 대한 의심들은 제쳐놓더라도, 오늘날 그 값에 대한 어떠한 일치도 되지 않고 있다. 표 1은 여러 해에 걸쳐 논문으로 발표된 허블상수 값들에 대한 목록이다. 우주의 나이가 주어지지 않는 논문에서, 우주의 나이는 초기에 논의되었던 2/3 중력 인자(gravity factor)를 사용하여, 허블상수로부터 역으로 구해진다. 발표된 우주 나이들은 저자들에 따라 다른 중력 인자들을 사용함으로 상당한 범위로 차이가 있음을 보여준다.

오늘날 허블상수에는 두 가지 인기있는 경쟁적인 값이 있다. 작은 값은 H = 50 정도로 알란 샌디지(Allan Sandage), 구스타프 탬먼(Gustav Tammann)과 그의 동료들에 의해서 주장되고 있다. 이 상수 값에 의하면 우주의 나이는 193억 년 정도가 된다. 큰 값은 H = 100 정도로, 많은 다른 천문학자들(Gerard de Vaucouleurs, Richard Fisher, Roberta Humphreys, Wendy Freedman, Barry Madore, Brent Tully 등등)에 의해서 주장되고 있다. H = 100 의 값은 사용된 중력인자에 의존하여 우주의 나이가 샌디지가 주장한 것의 반 정도인 단지 90억 년 전후가 된다.

여기서 중요한 점은 어느 H 의 값이 더 정확한가 라는 것이 아니다. 창조론적 시각에서, 어느 쪽의 H 값도 허용될 수 있다. 다만 H 값으로 우주의 나이를 결론짓는 것에 반대하는 것이다. 무엇보다 흥미로운 것은, 빅뱅 우주론자들은 자신들이 발견한 것들에 의해서 불편한 코너에 몰려 있다는 것이다. 만약 우주가 오래 되었다면 (H = 50), 그러면 그것에 반대되는 많은 양의 자료들이 설명될 필요가 있다. 그리고 만약 우주가 더 젊다면 (H = 100), ‘오래된(ancient)’ 구상 성단들은 설명될 필요가 있다는 것이다

저자	발표 년도	허블 상수	우주의 나이(억년)
Hubble [7]	1929	320	20
Harwit [8]	1973	75	90
Pasachoff [9]	1992	36	180
Gribbin [10]	1993	26	250
Freedman [11]	1994	65-99	80-120
Hawking [12]	1994	43	150
Kuhn [13]	1994	54	120
Matthews [14]	1994	80	80
Ross [15]	1994	38	170
Schmidt [16]	1994	64-82	100-120
Wolff [17]	1994	50	130

표 1. 문헌으로 발표된 허블상수(Hubble constant)와 우주의 나이. 우주의 나이는 발표된 수치에 2/3 중력감소 인자(gravity reduction factor)를 사용하여 식(2)로부터 계산되었다.

허블상수(H)의 창조론적 해석

오늘날 창조론자들은 빅뱅 사건으로부터 우주 바깥으로 ‘느린(slow)’ 팽창을 받아들이지 않고 있다. 태초에 창조주에 의해서 하늘을 ‘펴셨던(spreading out)’ 사건은(참조 : 사42:5, 사45:12, 사51:13, 렘10:12) 거의 순식간에 일어난 일이었을 것이다. 이 태초에 일어난 순간적인 팽창에 뒤이어, 오늘날 관측되는 것과 같은 바깥쪽으로의 느린 팽창이 지속되어 왔던 것이다. 따라서 실제 H 값은 그림 1에 제시된 것처럼 단계적이었다.

태양, 달, 항성들, 은하들이 창조되었을 때인 창조주간 넷째 날에 H의 값은 거의 무한대에 가까웠을 것이다. 단지 흥미를 위해, 이때의 H 값은 방정식 (2)로 부터 대략적으로 구해질 수 있다.

만약 몇 시간이나 몇 분과 같은 더 짧은 창조 시간이 선택된다면, 허블상수 값은 거의 무한에 도달한다. 허블상수의 극히 커다란 상한값을 주장하는 팽창 우주론자들도 이러한 커다란 값을 결코 이해할 수 없을 것이다! 허블상수는 우주의 팽창속도가 빛의 속도를 훨씬 넘어서는 창조주간에는 적용할 수 없다는 것이 나의 생각이다. 허블상수는 은하의 후퇴율이 거리에 따라 비례하는 오늘날의 우주에서만 적용될 수 있는 것이다. 창조 넷째 날에서부터 현재 시기까지 허블상수의 변화는 급격히 떨어졌든지, 지수함수적으로 감소되었다. (그림 1에서 점선). 창조 사건은 한 번만 일어난 사건이기 때문에, 허블상수에 대한 이러한 대안적인 역사를 입증한다는 것은 쉬운 일이 아니다.

그림 1. 시간에 따른 허블 매개변수 H의 창조론적 예측. 하늘들이 펼쳐지고 있던(spread out) 창조 4일 째에 허블상수 H는 거의 무한대에 가까웠다. 후에 그것은 수직적으로 떨어졌든지(a), 지수함수적으로 감소하여(b) 오늘날의 값에 도달했다.

결론

젊은 지구 창조론적 관점에서 허블의 법칙 v = Hd 로부터 어떠한 결론이 내려질 수 있을까? 이러한 점들을 숙고해 보라 :

1. 별빛의 적색편이(red-shift)에 의거한 은하들의 후퇴 속도(v)는 정확할 수 있다. 그리고 우주는 안정성을 위해서 팽창되는 방식(expanding mode)으로 창조되었을 수 있다. 물론, 이 빛들의 증거는 우리의 지식이 제한되어있는 먼 우주로부터 온 것이다.

2. 세페이드 변광성(Cepheid variables)을 근거로 결정된 은하들의 거리(d)도(수백만 광년) 꽤 정확할 수 있다. 부정확한 H 값에 의해서 제한은 있지만, 허블법칙에 근거한 더 먼 거리(수십억 광년)들도 어느 정도 정확할 수 있다.

3. 현재의 허블 법칙 v = Hd 는 오늘날에는 유효할 수 있다. 50~100 범위에 있는 허블상수 값은 오늘날의 우주를 잘 설명하고 있을 수 있다. 그러나 하늘들이 초자연적으로 펼쳐진 창조 시기 이후에만 그 표현은 유효할 것이다.

4. 우주의 나이를 추정하기 위해서 허블상수를 역으로 사용하는 것은 거부되어야만 한다. 이 방법은 전 시대에 걸쳐서 동일한 우주 팽창(uniform universe expansion)을 가정하고 있기 때문이며, 또한 허블상수 값이 태초 이후부터 어느 정도 일정했다고 가정하고 있기 때문이다. 창조론적 관점에서, 그것은 분명히 일정하지 않았다. (그림 1을 보라).

5. 또한 우주의 최대 크기를 측정하기 위해서 c/H 비율을 사용하는 것도 거부되어야만 한다. 이 방법은 H 가 대체적으로 일정했다는 것과, 은하의 후퇴(galaxy recession)가 광대한 전 기간을 통해 일정했다는 것을 가정하고 있기 때문이다.

6. 창조론자들의 예상은 우주의 크기는 우주론자들이 믿고 있는 것과 훨씬 다를 수도 있다는 것이다. 공간에 있는 은하들의 수를 고려해볼 때, 우주의 크기는 작기 보다는 더 클 것임이 확실하다. 사실, 물리적인 우주의 크기는 거의 무한일 수도 있다. 이것은 ”하늘이 하나님의 영광을 선포하고”(시편 19:1) 있다는 구절이 그 이유를 말해주고 있다.

허블의 법칙은 현대 천문학에서 가장 큰 공헌이라고 불려져오고 있다. 그것은 우주의 팽창에 대한 일반적인 이해를 기술하고 있다. 그러나 동시에 허블상수의 불확실성은 은하들의 거리, 우주의 나이, 우주의 크기 등과 같은 기본적인 사항들을 이해하는 데에 한계를 보여주고 있다. 분명한 것은 우주의 나이가 훨씬 젊다고 생각하는 창조론적 입장에서 (허블상수를 통해 수십억 년의 우주가 입증된 것처럼 주장하는 것에 대해) 전혀 당황할 필요가 없다는 것이다.

기원에 관한 이론들은 계속적으로 오락가락하고 있다. 그리고 허블상수(H)와 같은 ‘상수(constants)’도 그 수치가 왔다갔다 하고 있다. 그러나 이에 비해 창조론적 견해는 얼마나 신선한가! 그리고 이 견해는 창조주 하나님에 의해서 절대적으로 보증되고 있는 것이 아닌가!

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부록 A

다음은 오늘날의 세속적 천문학에서 대답되지 않는 중요한 질문들에 대한 부분적 목록이다. 언론 매체들은 그렇지 않은 것으로 언급할 수도 있지만, 이것들은 현재의 이슈들로 남아있다.

1. 허블상수의 진정한 값은 얼마인가?

2. 태양의 중성미자 유동(solar neutrino flux)이 기대 수치의 반보다도 더 적은 이유는 무엇인가?

3. 우주의 다른 많은 장소들에서 외계 생명체가 발견되지 않는 이유는 무엇인가?

4. 가정되는 빅뱅의 질량-에너지 ‘핵(kernel of mass-energy)’의 기원은 무엇인가? 그리고 그것이 폭발한 이유는 무엇인가?

5. 어떻게 첫 번째 항성들과 은하들이 자연적으로(spontaneously) 형태를 이루게 되었는가?

6. 별빛의 적색편이(red-shift)는 실제로 우주 팽창에만 기인한 것인가?, 아니면 또 다른 원인이 있을 수 있는가?

7. 달(moon)의 기원은 무엇인가?

8. 퀘이사(quasars)들은 얼마나 멀리 떨어져 있는가? 그리고 실제로 그들은 무엇인가?

9. 은하(galaxies)들은 시간이 지나면서 진화하고 있는가?

10. 빅뱅이 필요로 하는 잃어버린 질량(missing mass)은 어디에 있는가? 이것은 또한 숨겨진 물질, 암흑 물질, 차가운 물질, 외부 물질 등 여러 가지로 불려지고 있다.

11. 우주 방사선(cosmic radiation)의 기원은 무엇인가?

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부록 B

헨리에타 리비트와 세페이드 변광성

태양을 포함하여 모든 항성들은 빛의 방출에 다소간 변동이 있다. 특별히 여러 별들 중에서 한 부류의 별들은 천문학에서 매우 유용하다. 그들은 세페이드 변광성(Cepheid variables)이라고 불린다. 이 별들은 수일의 기간 동안에 팽창과 수축을 함으로서 크기가 10% 정도 실제적으로 변동한다. 그들은 가장 큰 크기에서 가장 밝게 빛난다. 그러한 최초의 변광성은 1784 년에 세페이드 성좌에서 발견되었다. 오늘날에는 북극성(Polaris)을 포함하여 수백 개가 알려져 있다.

세페이드의 중요한 성질은 1 세기 전에 천문학자인 헨리에타 리비트(Henrietta Leavitt, 1868-1921)에 의해서 발견되었다. 그녀는 여러 해 동안에 걸쳐 세페이드 변광성들을 목록화 하였고, 특별히 변광성들의 밝기(brightness)와 밝기 변화의 주기(period)에 대해서 조사했다. 리비트는 1908 년에 다음과 같이 썼다. ”더 밝은 변광성들은 더 긴 주기를 갖는다.... 이것은 주목할만한 가치가 있다.” 더 정확하게 말하면, 항성들의 변동 주기는 별들의 고유한, 그리고 실제적인 밝기에 비례한다는 것이다. 이것은 세페이드가 근처의 다른 은하들에 대한 가장 정확한 거리 지표(distance indicators)로서 사용될 수 있다는 것을 의미하는 것이었다. 그 과정은 다음과 같은 단계로 이루어진다.

1. 한 특별한 세페이드에 대한 변동주기와 명백한 밝기 또는 크기를 측정한다.

2. 주기에 따른, 별들의 실제적인 밝기(또한 절대등급으로 불려지는)를 결정한다.

3. 명백한 그리고 실제적인 별의 등급을 알게 됨으로서, 그 거리는 면밀하게 결정될 수 있다.

세페이드 변광성들은 특별한 밝음을 보여주는 경향이 있다. 따라서 그들의 맥동하는 성질은 다른 은하들에서도 보여질 수 있다. 세페이드들은 오늘날 우주의 크기를 평가하는 데에 기초를 형성하고 있다. 그들은 대략 5,000만 광년까지 정확한 거리를 제공함으로서 허블 법칙을 보정하고(calibrate) 있다. 미스 리비트의 최초의 관측 작업은 우리의 은하(Milky Way)에서 가장 가까운 은하들 중 하나인 마젤란 성운(Magellanic Clouds)에서 였다. 후에 에드윈 허블은 1923-1924 년에 지구로부터 먼 거리를 떨어져 있는 안드로메다 은하(Andromeda galaxy)에서 1 다스 정도의 세페이드 변광성들을 발견하였다.

헨리에타 리비트는 저명한 회중파교회 목사(Congregational minister)의 딸이었다. 그녀는 그녀의 청교도(Puritan) 조상들이 가지고 있었던 보수적 신앙을 가지고 있었다. 미스 리비트는 메사추세츠에 있는 하버드 대학 천문대(Harvard College Observatory)에서 별들을 관측하며 경력을 쌓아갔다. 비록 그녀는 천문학에 대해 훈련받지 못했지만, 빠르게 사진판들을 분석하는 데에 있어서 독특한 우수성을 보여주었다. 그녀는 사진 측광학(photographic photometry)의 책임자가 되었다. 이 당시에 여성은 과학 분야에서 환영받지 못하던 시기였다. 미스 리비트에 관한 빛나는 증언은 그녀의 삶을 엿볼 수 있게 한다 :

”그녀는 그녀의 가족들에게 매우 헌신적이었다.... 친구들 뿐만아니라 남들을 늘 배려하였으며, 매우 성실했고, 진지했으며, 기독교적 삶과 행동을 변함없이 보여주었던 사람이었다.”