[우주,인류사] 우주론-어느 것이 맞나?/빅뱅에서 나온 원소/태양 빛의 원천

[혜천]

우주에 시작이 있는가 아니면 시작도 끝도 없이 영원한가? 이것은 인류의 오래된 의문이었다. 우주의 시초가 있다고 주장하는 빅뱅우주론이 등장하자, 이에 맞서 영원한 우주를 주장하는 정상상태 우주론이 등장하여 상반된 두 우주론 사이에 열띤 논쟁이 벌어졌었다.

우주는 영원 불멸 한가, 그렇지 않은가?

인류가 자신을 둘러싸고 있는 우주라는 존재를 인식하기 시작하면서 믿음과 상상에 바탕을 둔 신화적(종교적) 또는 철학적 우주론이 나타났다. 인류가 내다볼 수 있는 우주의 범위는 시대마다 한정되어 있었지만, 여기에 인간의 상상력이 더해져서 다양한 우주론이 등장하였다. 유사 이래 인류가 생각해온 우주관은 크게 두 가지 유형으로 구분되는데 그것은 우주가 영원불멸인가 아니면 기원을 갖는가 하는 것이다.

무한하고 정적인 우주? 이에 반하는 증거의 발견, 우주 팽창

뉴턴의 중력이론과 아인슈타인의 일반상대성이론이 등장하면서부터 우주론은 신학이나 철학의 영역에서 과학의 영역으로 들어오게 되었다. 뉴턴이나 아인슈타인은 무한하고 정적인 우주를 선호했다. 하지만 이러한 우주는 ‘벤틀리의 역설(Bentley's paradox)’이나 올버스의 역설(Olbers' paradox)과 부딪히게 된다. 뉴턴이 만유인력의 법칙을 발표하자 성직자였던 리처드 벤틀리(Richard Bentley, 1662~1742)는 1692년에 뉴턴에게 한 통의 편지를 보내 '만약 중력이 인력으로만 작용한다면 우주 안의 모든 것들은 서로를 끌어당겨 우주가 붕괴할 것’이라는 사실을 지적하였다.

올버스의 역설은 “밤하늘이 왜 어두운가?”라는 의문으로부터 제기된 것으로, 우주가 무한하고 별들이 고르게 분포한다면 어떤 방향으로 봐도 무한히 많은 별들이 보여야 하므로 밤하늘이 어두울 수 없다는 역설이다. 이 두 가지 역설은 수백 년 동안 물리학자와 천문학자들을 괴롭혀 왔다.

1912년 베스토 슬라이퍼(Vesto Slipher, 1875~1969)는 은하들이 엄청나게 빠른 속도로 지구로부터 멀어지고 있다는 사실을 발견했다. 우주는 뉴턴이나 아인슈타인이 생각했던 것처럼 정적이지 않다는 사실을 처음 발견한 것이다. 허블(Edwin Powell Hubble, 1889~1953)은 이 문제를 철저히 조사하기로 결심하고 하늘의 24개 은하를 세심하게 관측하여 멀리 있는 은하일수록 더 빠른 속도로 멀어진다는 사실을 확인했다. 나아가 허블은 은하가 멀어지는 속도(V)는 거리(r)에 비례한다는 사실을 밝혀냈다.

우주가 팽창한다는 사실로부터 자연스럽게 나온 진화우주론, 빅뱅이론

우주가 팽창한다는 관측사실로부터 자연스럽게 도출되는 우주론은 우주가 시간에 따라 진화해왔다고 설정하는 진화우주론이다. 우주가 팽창하고 있다면, 우주의 팽창이 시작된 시점이 있으며 이 점으로부터 우주가 폭발적으로 팽창해왔다고 주장하는 것이 빅뱅이론이다. 가모브(George Gamow, 1904~1968)가 주장한 빅뱅이론은 우주에 존재하는 원소의 대부분이 수소와 헬륨이라는 사실에 착안하여 우주에 존재하는 경원소들의 존재량을 정확히 설명하여 주목을 받게 되었다.

빅뱅이론은 한동안 고무적이었지만 곧 어려운 문제에 봉착했다. 가모브는 빅뱅 시점에서 수소로부터 모든 원소들이 합성된다고 주장했지만, 원소의 생성은 헬륨단계에서 멈춰버린다는 사실이 밝혀졌다. (하지만, 원소합성의 문제는 빅뱅이론의 문제만은 아니었다. 이것은 경쟁 관계에 있는 정상상태 우주론의 문제이기도 했다.)

빅뱅우주론을 위태롭게 만든 문제는 우주의 나이였다. 빅뱅이론은 허블이 발견한 우주의 팽창속도로부터 역산하여 우주의 나이를 추정할 수 있다. 허블 상수의 역수(1/H)가 우주의 대략적인 나이가 된다. 허블이 관측한 허블 상수 값은 H=500km/s/Mpc (2009년 HST 자료로 추정한 값은 74km/s/Mpc)였고, 이로부터 추정된 우주의 나이는 18억 년이었다. 당시 방사성 연대측정으로 얻어진 지구의 나이는 30억 년이 넘었으므로 우주의 나이가 지구나 별들의 나이보다 적은 모순을 드러내고 있었던 것이다. (이것은 당시 허블의 거리 측정에 심각한 오류가 있었기 때문이었다.)

빅뱅 이론의 모순을 지적하며 등장한 정상상태 우주론

프레드 호일(Fred Hoyle, 1915-2001)과 토마스 골드(Thomas Gold, 1920 – 2004)는 정기적으로 헤르만 본디(Hermann Bondi, 1919-2005)의 집에 모여 토론을 벌였다. 그들은 빅뱅이론에 비판적이었는데 우주의 나이가 별들의 나이보다 젊다는 것과 빅뱅이전의 일을 설명할 수 없다는 점 때문이었다. (빅뱅이론은 흔히 우주의 탄생과 근원을 설명하는 이론으로 알려져 있지만, 사실 빅뱅이론은 빅뱅이 일어난 직후부터 우주의 진화과정을 설명하는 이론이지 빅뱅의 순간이나 그 이전을 설명하는 이론은 아니다.) 하지만, 허블이 관측한 우주의 팽창은 명백했으므로 받아들일 수밖에 없었다. 우주가 팽창한다면 시간이 감에 따라 우주의 밀도는 작아진다. 따라서 진화하면서도 변화하지 않는 우주모델을 생각해야 했다. 토마스 골드는 우주가 팽창함에 따라 은하 사이의 공간에서 새로운 물질이 나타난다는 착상을 했다.

호일과 본디는 처음에는 말도 안 되는 생각이라 여겼지만, 모순이 없을 뿐 아니라 넓은 범위의 천문학적 관측사실과도 부합된다는 것을 깨닫게 되었다. 이것은 동적이며 무한한 우주를 상정한 것이다. 우주가 무한하다면 우주가 2배로 커져도 역시 무한하다. 은하 사이에 물질이 만들어지기만 하면 우주 전체는 변하지 않고 그대로 남아 있게 된다. 이렇게 하여 정상상태이론(Steady State theory, Infinite Universe Theory)이 등장하게 되었다. 정상상태이론은 영원하고 정적인 우주를 수정한 것이다. 우주는 팽창하지만, 영원하고 근본적으로 변하지 않는다.

인간은 우주를 탐구해오면서 우주원리(cosmological principle)라 부르는 대칭성을 발견하게 된다. 인간이 처음 상정한 우주는 지구가 우주의 중심이고 모든 천체가 지구주위를 돈다는 지구중심 우주모델이다. 이 모델은 코페르니쿠스의 태양중심 모델의 등장으로 부정되었고 지구는 특별하지 않으며 우주는 공간적으로 등질성을 갖는다는 ‘코페르니쿠스 원리’를 받아들이게 되었다.

우주가 팽창한다는 사실이 발견되고 우주의 팽창은 중심이 없으며 모든 은하는 서로 멀어지고 있다는 사실로부터 우주에는 특별한 중심이 없고 어떤 방향으로도 동일하다는 ‘우주원리’를 받아들이게 되었다. 이 원리는 우리 은하와 주변 환경은 우주의 다른 곳과 근본적으로 같다는 것으로 우리는 우주의 특별한 장소에 사는 것이 아니라는 것이다. 이 원리는 아인슈타인이 일반상대성이론을 전체 우주에 적용할 때 적용한 원리이기도 하다.

그런데 정상상태이론은 여기서 한 걸음 더 나아가 우주는 시간적으로도 동일하다는 것이다. 이것은 우리 주위의 우주가 다른 지역의 우주와 같을 뿐 아니라 우리 시대가 다른 시대와 같다는 말이다. 다시 말해 우리는 우주의 특별한 장소에 살고 있는 것도 아니며 특별한 시대에 살고 있는 것도 아니라는 것이다. 이 우주원리는 시공간 모두에 대해 대칭성을 주장하는 것으로 ‘완전우주원리’라 부른다.

그러나, 정상상태 우주론으로도 풀리지 않는 의문은 존재한다

정상상태이론에서 제기되는 첫 번째 질문은 ‘새로 생성된 물질은 어디에 있는가?’ 라는 것이다. 호일은 새로운 별과 은하가 어디에서 발견될지 아무도 예측할 수 없다고 했다. 두 번째 질문은 ‘물질은 어디에서 오는가?’ 라는 것이다. 호일은 C-장(창조장)이 우주 전체에 퍼져 있어서 자발적으로 원자를 창조하고 우주를 같은 상태로 유지한다고 설명했다. 호일은 C-장이 물리적으로 어떤 의미인지 알지 못한다는 것을 인정했지만, 연속적인 창조가 한 번의 전능한 창조보다 더 그럴듯하다고 생각했다. 물질은 얼마나 생겨나는가? 호일은 1세제곱 미터의 공간에서 10억 년에 수소 원자 1개 정도가 생성된다고 했다. 이것은 너무 적어서 지구에서 도저히 관측 가능한 양이 아니다.

정상상태우주론과 빅뱅우주론, 어느 우주론이 옳은가?

가모브와 호일은 각각 빅뱅우주론과 정상우주론이 옳다며 주장을 굽히지 않고 논쟁을 벌였다. 두사람 사이에 벌어진 우주론 논쟁은 대중들의 관심을 불러일으키는데 성공했지만, 어느 우주론이 옳은가는 관측을 통해서 판별할 수밖에 없었다. 빅뱅 우주론과 정상상태 우주론은 서로 전혀 다른 예측을 하고 있었다. 정상상태 우주론에서는 새로운 물질은 우주의 모든 곳에서 만들어지며 시간이 지나면 새로운 은하를 형성한다고 주장한다. 따라서 초기 은하는 우주 전체에 흩어져 있게 된다. 하지만 빅뱅 우주론에서는 전체 우주가 동시에 창조되었고 모든 것은 비슷한 방법으로 진화해왔다고 주장한다. 모든 은하는 초기은하였던 시기가 있었지만, 현재는 모두 성숙해 있다. 따라서 오늘날 초기 은하를 볼 수 있는 방법은 아주 먼 곳을 보는 것이다. 왜냐하면 먼 은하의 빛이 지구에 도달하는데 오랜 시간이 걸리기 때문이다.

가모브와 호일이 활발한 논쟁을 벌이던 1940년대 말~1950년대 초의 관측 장비와 기술로는 초기 은하와 성숙한 은하를 구별할 수 없었다. 따라서 당시로써는 명확한 결론이 나지 않는 논쟁이었다. 다음 표는 당시까지 알려져 있던 사실에 기초하여 두 가지 우주론의 장단점을 비교한 것이다. 두 이론은 실제의 우주를 설명하는데 어느 정도 성공하고 있었지만, 어느 쪽도 과학자들의 절대 다수의 지지를 얻지는 못하고 있었다. 정상상태 우주론은 증명하거나 부정할 관측 사실이 없었던 반면 빅뱅 우주론은 우열이 확실히 갈렸다. 어떤 사실은 긍정적으로 나타난 반면 어떤 것은 부정적으로 나타났다. 이 때문에 천문학자들 사이에는 빅뱅우주론 보다는 정상우주론이 무리 없는 듯이 비치기도 했다.  빅뱅우주론 앞에는 극복해야 할 과제가 여러 개 놓여있었다.

글 김충섭 / 수원대학교 물리학과 교수

서울대학교 물리학과를 졸업하고 동 대학에서 박사학위를 받았다. 현재 수원대학교 물리학과 교수이다. 저서로 <동영상으로 보는 우주의 발견> <메톤이 들려주는 달력 이야기> <캘빈이 들려주는 온도 이야기> 등이 있다.

이미지 TOPIC / corbis

빅뱅에서 태어난 원자 2009.09.18

별속에서 어떻게 핵합성이 일어나는지 밝혀낸후, 물리학자들은 더 궁극적인 의문에 도전했다.

태양빛의 원천 2009. 06.12

엄청난 태양에너지 그 근원은 무엇인가?

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빅뱅에서 태어난 원자

원자핵물리학은 별 속에서 어떻게 핵합성이 일어나는지 밝혀내는데 기여하였다. 별 에너지의 근원을 알아낸 물리학자들은 이를 바탕으로 보다 더 궁극적인 의문, 즉 만물을 구성하는 원소들이 어떻게 생겨났는가 하는 의문에 도전했다.

금은 귀하고 철은 흔하다. 이상하지 않은가?

자연에는 90여종의 원소들이 발견된다. 그런데 이상한 것은 원소들의 종류에 따라 산출량에 엄청난 차이가 있다는 사실이다. 예를 들어 철이나 산소‧탄소와 같은 원소는 지구에 풍부하지만 금이나 백금과 같은 원소는 매우 희귀하다. 사실 금이나 백금이 값비싼 이유도 여기에 기인한다. 장소에 따라 풍부한 원소들의 종류도 다르다. 지구중심에는 철과 니켈이 풍부하지만 지각에는 산소‧규소‧알루미늄과 같은 원소들이 많다. 바다에는 수소와 산소가 풍부하고 대기는 질소와 산소가 대부분을 차지한다.

우주의 대부분은 수소와 헬륨이다

지구를 벗어나 우주로 나가면 상황은 완전히 달라진다. 태양은 태양계 전체 질량의 99.9%를 차지하는데 그 대부분이 수소와 헬륨이다. 따라서 태양계 전체로 볼 때 가장 풍부한 원소는 수소와 헬륨이 된다. 그 다음으로 많은 원소는 산소이고 그 다음은 탄소이다. 다음 그래프는 가장 가벼운 수소에서부터 우라늄까지의 원소 중 어떤 원소들이 더 많은지를 비교하여 나타낸 것이다. 원소들의 존재량은 대수(log)값으로 나타내었으므로 1 눈금 차이는 10배의 차이를 나타낸다.

  

우주 전체로 봐도 원소들의 존재량의 비는 태양계와 비슷하다. 우주에 어떤 원소가 얼마나 있는지 알려면 분광기로 별빛을 분석해보면 된다. 우주에서 가장 많은 원소는 수소인데 그냥 많은 것이 아니라 다른 모든 원소보다 압도적으로 많다. 질량으로 보면 70%, 원소의 양으로 보면 90%가 넘는다. 그 다음으로 많은 원소는 헬륨이다. 질량으로 28%, 원소의 양으로는 9%를 차지한다. 다른 원소는 모두 합해도 질량으로 2%, 원소의 양으로 0.1%에 지나지 않는다. 원소들의 존재량에 이렇게 차이가 큰 것은 무슨 까닭일까?

원자핵물리학은 우주의 비밀을 푸는 열쇠

물질은 원자로 구성된다. 오랫동안 물질을 구성하는 원자는 변환되지 않는 것으로 생각되어왔다. 하지만 베크렐에 의해 방사능이 발견(1896년)됨으로써 원자, 좀 더 정확히 말해서 원자핵도 변환될 수 있다는 것을 알게 되었다. 그리고 우라늄과 같이 무거운 원자핵은 중성자를 흡수하면 불안정해져서 보다 작은 원자핵들로 분열을 일으킨다는 것도 알게 되었다.

한편 뜨거운 별 속에서는 가벼운 원자핵이 서로 융합되어 보다 더 무거운 원자핵으로 변환된다는 사실도 밝혀졌다. 태양 내부에서 수소핵융합이 일어난다는 주장은 처음에는 신뢰를 얻지 못했지만 점차 태양 속에서 핵융합이 일어난다는 것이 확실해졌다. 핵분열과 핵융합은 서로 반대되는 핵반응이지만 두 과정 모두 에너지를 방출한다. 우라늄과 같이 무거운 원자핵은 핵분열을 통해서 작은 원자핵으로, 수소와 같이 가벼운 원자핵은 핵융합을 통하여 보다 무거운 원자핵으로 변환된다.

이것은 원자핵들이 보다 결합에너지가 큰 안정된 원자핵를 찾아가는 것이고 그 원자핵은 무거운 원자핵과 가벼운 원자핵 중간 어디엔가 있다는 것을 말해준다. 그것은 바로 철의 원자핵이다. 철(Fe-56)은 가장 큰 결합에너지를 갖는다. 즉, 핵융합의 경우 철보다 무거운 원자핵이 만들어지면 불안정해지고, 핵분열의 경우 철보다 가벼운 원자핵이 만들어지면 불안정해지게 되므로, 두 핵반응의 종착점은 모두 철이 된다.

우주가 하나의 거대한 원자에서 시작했다면?

오늘날 우주가 팽창한다는 것은 부인할 수 없는 관측사실이다. 우주가 팽창한다는 생각은 아인슈타인이 일반상대성이론을 통하여 제시한 장방정식에서 비롯되었다. 아인슈타인의 방정식이 우주의 팽창을 나타낸다는 것을 처음 발견한 사람은 알렉산더 프리드만(Alexander Fri edmann, 1888-1925)이다. 이에 근거하여 조르쥬 르메트르(Georges Lemaître, 1894-1966)는 팽창하는 우주모델을 만들었다. 그리고 허블의 외부은하 관측으로 우주가 팽창하고 있다는 사실이 명백해졌다. 

르메트르는 질량이 아주 큰 하나의 원시원자에서 우주가 시작되었다고 생각했다. 그는 원시원자가 분열에 분열을 거듭하여 작은 파편들로 갈라져 현재의 원자가 만들어졌다고 생각했다. 만약 분열이 항상 같은 크기로 일어났다고 가정하면 원시원자가 260번 정도 분열하면 오늘날의 원자 크기가 된다.

르메트르의 생각은 커다란 원자핵이 불안정하다는 원리에 기초한 것이다. 하지만 이 생각은 오늘날 관측되는 우주와 맞지 않는다. 왜냐하면 불안정한 큰 원자의 분열로 만들어지는 원자들은 주기율표의 중간쯤에 위치하는 원자들이 되기 때문이다. 그렇게 되면 오늘날의 우주는 철이나 니켈과 같은 원소들이 풍부한 우주가 되어야 한다. 하지만 오늘의 우주는 가장 가벼운 원소들이 풍부한 우주이다.

어마어마한 양의 수소와 헬륨은 도대체 어디서 왔나?

조지 가모브(George Gamow, 1904-1968)는 우주의 대부분이 수소와 헬륨이고 다른 원소들은 양이 매우 적다는 것에 주목하였다. 만약 우주가 아주 뜨겁고 밀집된 상태로부터 폭발적으로 팽창(빅뱅)해왔다고 가정하면 허블이 발견한 우주의 팽창과 우주에 존재하는 원소들의 기원을 설명할 수 있을 지도 모른다는 생각을 했다. 그리고 가모브는 별들이 헬륨을 만들어내는 속도가 매우 느리다는 사실에도 주목했다. 태양은 초당 5.8x10⁸톤의 헬륨을 생산해낸다. 그런데 태양 속에는 5x10²⁶톤의 헬륨이 있다. 이 양은 태양이 270억년이 걸려야 합성할 수 있는 양이다. 태양의 나이는 겨우 50억년 밖에 안되었는데 이 많은 헬륨은 어디서 온 것인가? 별에서 만들어진 것이 아니라 그전부터 존재하던 것이 아닐까? 아마도 우주에 있는 대부분의 헬륨도 마찬가지일 것이다.

가모브가 빅뱅에 대한 연구를 시작할 즈음에는 별이 헬륨 보다 더 무거운 원소를 만들어 낼 수 없을 것이라는 생각이 지배적이었다. 사실 태양은 수소를 헬륨으로 융합하는 일도 버거워했다. 아무래도 별들은 가벼운 몇몇 원소 외에는 무거운 원소를 생산하는 능력이 없어 보였다(이러한 생각이 틀렸다는 것은 훗날 빅뱅이론에 맞서 정상상태 우주론을 주장한 호일에 의해서 밝혀지게 된다).

수소와 헬륨은 빅뱅으로 생성되었다

가모브는 무거운 원소에서 가벼운 원소가 만들어지는 르메트르의 접근을 버리고, 오늘날의 우주에서 관측되는 사실로부터 출발했다. 가모브는 천문학자들이 조사해온 별과 은하의 분포를 토대로 우주 전체의 밀도를 얻을 수 있었는데 그것은 지구 1000배 부피에 1g이 들어 있는 정도의 아주 낮은 밀도였다. 다음에는 허블의 관측결과를 받아들이고 시간을 거꾸로 돌렸다. 시간을 거슬러 올라갈수록 우주는 작아졌고 탄생의 순간에 접근하자 밀도는 어마어마하게 커졌다.

가모브는 우주초기의 극도로 높은 온도는 모든 물질을 가장 기본적인 형태로 분리해 놓았을 것이라고 가정하여 당시 알려졌던 가장 기본적인 입자인 전자, 양성자, 중성자로 이루어졌을 것으로 보았다. 가모브는 이를 ‘일름(ylem)’이라고 불렀는데 ‘모든 물질이 만들어지는 원시물질’이라는 뜻이 있었다. 가모브는 ‘일름’에서 출발하여 시간을 앞으로 돌리며 매 순간마다 어떻게 기본적인 입자들이 결합하여 오늘날의 원자핵을 형성해 왔는지 알아내려고 했다. 그리고 궁극적으로는 이렇게 형성된 원자들이 어떻게 별과 은하를 형성하며 현재의 우주로 진화해 왔는지를 밝히려고 했다.

빅뱅 때의 원자핵합성은 5분 정도 지속되었다

가모브는 우주 초기의 원자핵 반응을 계산하기 시작했다. 원자핵합성은 한정된 온도조건에서 아주 짧은 시간 동안만 일어날 수 있었다. 원자핵 합성은 우주의 온도가 수조~수백만 K 범위에서만 일어날 수 있는데 우주 초기에는 온도가 너무 높아(에너지가 너무 커서) 양성자와 중성자가 너무 빨리 움직이기 때문에 서로 결합할 수 없다. 따라서 핵반응은 우주의 온도가 어느 정도 식은 후 시작되지만 불과 5분 정도 밖에 지속될 수 없다. 왜냐하면 우주가 빠르게 팽창하고 있기 때문에 시간이 지나면 우주의 온도가 너무 내려가 양성자와 중성자가 핵융합을 할 수 있을 정도의 속도를 가질 수 없기 때문이다.

원자핵합성에 있어서 또 다른 제약은 원자핵의 중요한 성분인 중성자의 생성속도와 수명이다. 중성자는 원자핵 속에 있을 때는 안정하지만 핵 밖에서는 불안정하여 양성자로 붕괴된다. 따라서 자유 중성자가 사라지기 전에 원자핵을 형성해야만 한다. 자유 중성자의 반감기는 10분이다. 빅뱅 후 10분이 지나면 절반의 중성자가 사라지고 1시간이 지나면 2%밖에 남지 않는다. 또 핵반응은 중성자를 생산해내는 온도에 따라 달라지므로 문제는 더욱 복잡했다.

가모브는 작업량이 너무 엄청나서 감당하기 어려웠다. 가모브는 수학적 재능이 그리 뛰어나지 않았을 뿐더러 당시는 컴퓨터가 사용되기 전이었다. 가모브는 수학적 재능을 가지고 있는 랄프 앨퍼(Ralph Alpher, 1921-2007)를 박사과정 학생으로 받아들여 이 계산을 맡겼다. 가모브와 앨퍼는 빅뱅으로부터 어떤 시점에서의 온도와 밀도를 수학적으로 계산할 수 있음을 알아냈다. 모든 핵반응의 결과는 온도와 밀도에 의해 결정되기 때문에 초기 우주의 조건을 찾아내는 것은 매우 중요한 일이었다. 밀도가 높아지면 원자핵이 충돌하여 융합될 가능성이 커지고 온도가 높아지면 원자가 빨리 운동할 수 있는 에너지를 가져서 원자핵이 융합될 가능성이 커진다. 따라서 별 내부의 온도와 밀도만 알면 어떤 종류의 핵반응이 일어날 지 예측할 수 있게 되는 것이다.

우주의 기원, 빅뱅에 대한 과학적 설명을 해냈다

핵융합을 결정짓는 중요한 양은 중성자와 양성자의 충돌단면적이라 불리는 양이다. 이것은 어떤 입자가 다른 입자에게 얼마나 큰 목표물인가를 나타내는 척도가 된다. 타율이 좋은 타자는 공이 크게 보인다고 한다. 그 선수에게는 충돌 단면적이 큰 셈이다. 원자핵 합성에서 가장 핵심적인 문제는 중성자와 양성자가 서로에게 얼마나 큰 충돌 단면적을 갖는가이다. 여기에는 복잡한 물리학적 계산이 필요하다. 가모브와 앨퍼는 초기우주의 조건을 추정하고 거기에 원자핵물리학을 적용하여 시간이 지남에 따라 우주가 어떻게 진화하는지, 원자핵 합성이 어떻게 진행되었는지를 알아내려고 했다.

마침내 앨퍼는 오랜 노력과 계산을 통해 빅뱅 후 몇 분 만에 헬륨이 형성되었는가를 보여주는 정확한 모델을 만들어냈다. 그 결과는 원자핵 합성이 끝날 즈음 10개의 수소원자핵에 하나 꼴로 헬륨 원자핵이 만들어진다는 것이다. 현재 우주의 원소 중 수소가 90%이고 헬륨이 9%라는 관측결과와 일치하며 왜 그렇게 되었는지 그 이유를 설명해주었다. 빅뱅모델은 그 동안 우주의 기원에 대한 사변론적인 생각을 벗어나 과학적인 증거를 갖게 한 대단한 성공이었다.

다만 앨퍼는 다른 원자핵의 합성에 대해서는 제대로 된 모델을 만들지 못했다. 하지만 이 때문에 우주가 시작을 갖고 있다는 빅뱅이론에 반대하는 사람들은 이론이 제시한 수소와 헬륨의 비가 관측결과와 일치하는 것이 단순한 우연이거나 관측사실에 결과를 꿰맞춘 것이라고 비난했다. 가모브와 앨퍼는 이 문제를 나중에 다루려고 생각하고 있었다. 여기에는 몇 가지 어려운 문제가 남아 있었기 때문이었다.

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태양 빛의 원천

우주에는 수없이 많은 별들이 빛나고 있다. 별빛이 광속으로 달려와 우리 눈에 도달하는 데는 보통 수백 내지 수천 년이 걸린다. 별은 너무 멀리 있어서 가장 강력한 망원경으로도 작은 점처럼 보인다. 별들은 어떻게 빛을 내고 또 얼마나 오랫동안 빛나는 것일까?

가장 가까이 있는 별은 태양이다. 태양은 매초 4×1026J 의 에너지를 우주공간으로 방출하고 있다. 태양이 단 1초 동안에 방출하는 에너지양은 지구상의 모든 인류가 100만년을 쓰고도 남을 정도로 막대하다. 이 엄청난 에너지의 근원은 무엇인가? 이것은 20세기 초까지 천문학자들을 괴롭혔던 최대의 수수께끼였다. 태양은 태양계 에너지의 근원이며 지구 생명체에게 절대적인 존재이다. 고대 여러 민족들에게 태양은 신이며 숭배의 대상이었다. 그런 시대에 태양은 신이 아니라 불타는 돌덩어리라고 주장한 사람은 아낙사고라스(Ἀναξαγόρας, BC 500년경~BC 428년경)이다. 아낙사고라스는 태양이 신적 존재가 아닌 물리적 실체라는 것을 밝힌 뛰어난 학자였던 것이다. 하지만 그는 그리스 신들을 모독한 죄로 아테네에서 추방되어 다시는 아테네로 돌아오지 못했다.

태양이 불타고 있는 것이라면 태양 속에서 타고 있는 물질은 무엇일까? 석탄을 연료로 사용하던 19C의 사람들은 석탄과 같은 연료를 생각했다. 만약 태양이 석탄덩어리이고 현재와 같은 비율로 계속 에너지를 방출해 왔다면 태양의 수명은 얼마나 될까? 태양의 질량은 2×1030kg이고, 석탄의 연소열은 5500cal/g이므로 태양은 약 3600년 동안 탈 수 있다는 계산이 간단히 나온다. 그런데 화학적 연소에는 산소가 필요하다. 만약 우주공간에서 산소가 무한정 공급되는 것이 아니라면 태양 질량의 절반 이상은 산소여야 할 것이다. 이 경우 태양의 수명은 2000년도 채 되지 않는다. 하지만 지구에 남아 있는 지질학적 생물학적 증거는 태양이 그 보다 더 오랫동안 안정되게 에너지를 계속 방출해왔음을 말해주고 있다. 따라서 태양이 석탄과 같은 물질의 화학적 연소로 빛난다는 것은 이치에 맞지 않는다.

19C에는 열역학 연구가 발전하여 역학적 에너지와 열이 상호 변환될 수 있음이 밝혀졌다. 1850년대에 마이어(Meyer), 주울(James Prescott Joule) 등과 함께 열역학 제1법칙 확립에 기여했던 헤르만 폰 헬름홀츠(Hermann Ludwig Ferdinand von Helmholtz, 1821~1894)는 태양이 거대한 질량 때문에 수축하면서 중력 위치에너지를 복사에너지 형태로 방출한다는 이론을 세웠다. 만약 태양이 무한히 큰 기체덩어리로부터 현재의 크기까지 수축했다고 가정한다면 중력위치에너지로부터 전환된 에너지를 이용하여 태양은 약 1500만 년 정도 빛날 수 있다. 태양의 수명은 석탄 연소에 비해 거의 1만 배나 늘어나 더 이상 태양의 나이는 문제가 되지 않는 듯 했다.

그런데, 지구의 나이가 측정되면서 태양의 나이가 다시 문제가 되었다. 19세기 초, 켈빈 경(Lord Kelvin, 1824~1907)은 열역학적 방법을 이용하여 지구의 나이를 계산하는 방법을 생각해냈다. 켈빈이 추정한 나이는 수천만 년 정도였다. 그러나 이 나이는 진화를 주장하는 생물학자에게도, 암석을 관찰하는 지질학자도 받아들이기 힘들었다. 지구의 나이를 둘러싸고 벌어진 과학자들 간의 논쟁은 1896년에 헨리 베크렐(Henri Becquerel, 1852~1908)이 방사능을 발견하면서 막을 내리게 된다. 방사성원소를 이용하면 간접적인 지구의 연대 측정도 가능했다. 그것은 방사성원소가 붕괴를 하면서 다른 원소로 바뀌는데 이 때 변화된 원소의 양과 남아 있는 방사성원소의 양을 비교하여 물질이 생성된 연대를 구하는 것이다. 이 방법으로 지구에서 가장 오래된 암석 속에 있는 우라늄을 이용하여 지구의 나이를 추정한 결과 수십억 년 정도가 되는 것으로 나타났다(현재 지구의 나이는 45.6억년). 이렇게 하여 지구의 나이 문제는 일단락되었다. 하지만 지구의 나이가 태양의 나이 보다 무려 300배나 많아지면서 태양의 에너지원 논쟁은 원점으로 되돌아가게 되었다.

태양의 에너지원에 대한 생각을 근본적으로 바꾸어 놓은 사람은 앨버트 아인슈타인(Albert Einstein, 1879~1955)이다. 아인슈타인은 특수상대성이론을 발표하여 물질이 에너지로 바뀔 수 있음(E=mc²)을 시사하였다(1905년). 하지만 그 전환이 어떤 형태로 이루어지는지 아무도 알지 못했다. 10년 후 프랜시스 애스턴(Francis William Aston, 1877~1945)은 다음 실마리를 제공했다. 애스턴은 원자들의 질량을 정밀하게 측정할 수 있는 질량분석기를 고안하여 화학적으로 동일한 원자들 중에 질량이 다른 동위원소들이 있다는 것을 밝혀냈다. 애스턴은 장치를 개선하여 원자량을 1/1000 이상의 정확도로 측정해낼 수 있게 하여 각 원소들의 질량은 양성자 질량의 정수배 보다 약간씩 가볍다는 사실을 밝혀냈다. 이 결과에 주목하여 애스턴이 자신의 실험결과를 출간한지 몇 달 지나서 아서 에딩턴(Arthur Stanley Eddington, 1882~1944)과 제임스 진스(James Hopwood Jeans, 1877~1946) 등은 수소원자 4개가 결합(핵융합)하여 헬륨 원자 1개를 만든다면 태양이나 별 속에서 질량이 에너지로 변환된다고 주장하였다.

 

그런데 태양과 별 속에 수소가 풍부하게 있는지 어떻게 알 수 있을까? 또 태양이나 별 속에 수소가 풍부하다고 해도 태양이나 별 속이 핵융합을 일으키기에 적당한 조건인지를 어떻게 알 수 있는가? 태양이나 별 속에 어떤 원소가 있는지는 태양과 별에서 오는 빛의 스펙트럼을 관찰하면 된다. 모든 원자는 고유한 파장의 빛을 방출하기 때문에 스펙트럼 분석을 통해서 어떤 원소가 있는지 알아낼 수 있다. 이미 1862년에 안데르스 요나스 옹스트룀(옹스트롬, Anders Jonas Ångström, 1814–1874)은 태양의 대기에 수소가 존재한다는 것을 밝혔고, 1868년에 노먼 로키어(Joseph Norman Lockyer, 1836~1920)는 헬륨이 존재한다는 사실을 밝혀냈다. 오늘날 별과 태양 질량의 대부분은 수소이고, 나머지는 대부분 헬륨이라는 것이 밝혀져 있다. 또 별이나 태양에서 오는 빛의 스펙트럼을 조사하면 태양의 표면온도와 밀도를 알 수 있다. 그리고 그 온도와 밀도 하에서 어떤 핵융합 반응이 가장 잘 일어나는지 실험실에서 입자가속기를 이용하여 핵반응을 수행해 봄으로써 추론할 수 있다. 하지만 가까이 있는 태양이나 멀리 있는 별의 내부를 직접 조사하거나 들여다보는 일은 가까운 장래에도 불가능하다. 별 속에서 어떤 일이 벌어지는지 어떻게 연구할 수 있는가?

천체물리학자들은 물리적 모형을 만들어 연구한다. 천체물리학자들은 별을 공 모양의 기체구로 생각하고 여기에 물리법칙을 적용한다. 별은 내부로 깊이 들어갈수록 위에서 누르는 물질의 양이 점차 많아지므로 압력과 밀도와 온도가 증가한다. 고온 고압 하에서 이 기체는 핵과 전자가 분리되어 전기를 띤 뜨거운 기체, 즉 플라즈마 상태가 된다. 플라즈마 내부의 엄청난 중력 때문에 별은 중심 쪽으로 가라앉아야 하겠지만 그렇게 되지 않는 것은 바깥쪽으로 밀어내는 또 다른 힘과 균형을 이루고 있기 때문이다. 플라즈마 입자들은 급속하게 움직이며 서로 빈번하게 충돌한다. 이러한 충돌이 기체 압력의 근원이며, 이 압력은 입자의 온도에 따라 증가한다. 일단 별이 이런 일이 벌어질 정도로 충분한 질량을 갖게 되면 고속 대전입자들은 플라스마를 형성하면서 자신들의 운동에너지 일부를 방사하는데 이 때 방출된 복사에너지는 차례대로 다른 대전입자와 반응하면서 자신의 질량에 대항하여 기체별을 떠받치는 복사압력을 형성한다. 이렇게 하여 별은 균형 상태를 유지하는데 이것을 정유체역학적 평형이라고 한다.

에딩턴은 태양이 이와 같은 평형상태에 놓여있다는 가정 하에 다양한 깊이에서 태양 내부의 온도와 압력을 계산하여 태양의 중심의 압력은 10억 기압을 넘고 온도는 4000만 K가 넘는다는 결과를 얻었다(현재 태양의 중심온도는 1500만 K, 중심압력은 2500억 기압으로 추정). 하지만 고전물리학적으로 이런 정도의 조건에서 핵융합이 일어날 수는 없다. 고전물리학적으로 같은 전하를 띤 두 개의 양성자가 융합하려면 강한 전기적 반발력(쿨롱장벽)을 이겨내야 한다. 양성자들이 쿨롱장벽을 돌파하고 서로 융합하여 헬륨을 형성하려면 태양은 4억 K 이상으로 뜨거워야 했기 때문이다. 하지만 이러한 문제점은 양자역학의 발전으로 해결되었다. 빅뱅이론을 주장한 조지 가모브(George Anthony Gamow, 1904~1968)는 양자의 터널링 효과에 의해서 고전물리학적으로 추정된 온도 보다 훨씬 낮은 온도에서 핵융합이 가능하다는 것을 밝혔다. 오늘날 수소의 핵융합은 400만 K 이상에서 가능하며 1000만 K 이상에서 안정적으로 일어나는 것으로 알려져 있다.