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2-1. 태초에는 - 빅뱅이론
[그림] Edwin Powell Hubble.
우리가 그 끝을 알지도 못하는 이 광대한 우주는 최초에 어떻게 생기고,
지금과 같은 모습으로 발전했을까? 그리고, 우리가 나고 큰 다음 늙어 죽는 것과 같이
우주도 결국에는 없어지고 말 것인가? 이와 같은 질문은 일면 철학적일 뿐만 아니라,
종교적인 문제이기도 하다. 이 단원에서는 철학적 종교적 사변은 그만두고 소위
과학적인 관점에서 우주의 탄생을 이야기하도록 하자. 우주의 탄생에 대한 이론중
가장 대표적인 것은 아마도 아인슈타인(A. Einstein)에 의한 "정적 우주론"과
프리드만(A. Friedman; 1888-1925) 및 르메트르(G. Lemaitre)에 의한 "팽창론"일 것이다.
정적우주론은 "우주는 팽창하지도, 수축하지도 않는다"고 주장하는 학설이다. 그런데
1916년에 발표된아인슈타인의 일반상대성이론을 면밀히 살핀 러시아의 수학자 프리드만과
벨기에의 신부 르메트르(G. Lemaitre; 1894-1966)의 생각은 달랐다. 그들의 생각은
우주가 팽창해야 한다는 것이었다. 프리드만은 1922년 “우주는 극도의 고밀도 상태에서
시작돼 점차 팽창하면서 밀도가 낮아졌다”는 논문을, 르메트르는 1927년 “우주가
원시원자들의 폭발로 시작됐다"는 논문을 각각 발표했다. 그러나 아인슈타인은 그들의
논문을 무시해버렸다. 그러나, 1924년 미국의 천문학자 에드윈 허블(E. Hubble;
1889-1953)이 은하의 후퇴속도(적색이동)를 관측해 우주가 팽창한다는 사실을 발표하면서,
아인슈타인은 1931년 당시의 상식에 맞추기 위해 억지로 우주상수를 도입하며 고집했던
정적우주론을 철회할 수 밖에 없게 되었다. 그 후로 과학자들 사이에 팽창론이 우주론의
근간으로 자리잡게 되었다.
[그림] Georgy Antonovich Gamow
팽창론은 다시 "빅뱅론(Big bang theory)"과 "정상우주론(steady-state
cosmology)"으로 나뉘었다. 빅뱅론은 러시아 출신 미국인 과학자 조지 가모프(G. Gamow;
1904-1968)가 우주의 초기 모습을 정확하게 계산하기 위해 처음으로 사용한 가설로
우주는 처음 고온 고압의 특이점(singularity)으로부터 거대한 폭발 후 생기고 진화해서
현재와 같은 모습에 이르렀다는 가설이다. 정상우주론은 특이점을 상정해야만 하는
빅뱅론을 못마땅하게 여긴 영국의 캠브리지대 물리학과 교수들인 호일(Fred Hoyle; 1915-2001),
본디(Herman Bondi; 1919-2005), 골드(Thomas Gold; 1920-2004)가 주장한 학설로, 수소가 계속해서 창조되기 때문에 우주가
공간적으로 시간적으로 균일하고 등방적이어서 우주는 옛날이나 지금이나 늘 같은 꼴이라고
주장하는 것이다. 그러나 이 논쟁은 1964년 벨연구소에 근무하던 독일 태생의 미국
천체물리학자 아노 펜지아스(Arno Penzias; 1933-)와 로버트 윌슨(Robert Wilson; 1936-)이
우주배경복사를 발견하면서 종결되었다. 이 우주배경 복사는 빅뱅이론이 예측한 것으로,
정상우주론을 무대 뒤켠으로 사라지게 만든 것이다. 결론적으로, 우주의 탄생에 관해서는
아직도 풀리지 않는 많은 문제가 있긴하지만, 현재에는 우주의 형성과 진화를 빅뱅론에
근거하여 설명한다.
우주론, 빅뱅이론, 및 시간의 역사등에 대해서는 인터넷을 통해 거의
무한한 자료를 얻을 수 있다. 따라서 이에 관심이 있는 사람은 각자 정보를 찾아보기
바란다. 다만, 이 단원을 준비하는데
http://my.netian.com/~greece21/에 기술된 내용이 대단히 많은 도움이 되었음을
밝히고 싶다:
아래 글은
http://members.tripod.com/~ssscott/BigBang.html에 있는 "빅뱅이론"에 대한 설명을
간략히 옮긴 것이다.
빅뱅(big bang; '쾅'하면서 대폭발이 일어났다는 뜻)이란 모든 물질이
한 점에 모여 있어 시간도 공간도 없던 그런 상태에서, 큰 폭발과 그로 인한 급속한
팽창으로 인해 현재 우리가 알고 있는 모든 물질의 근원이 만들어지고, 시간과 공간이
존재하기 시작하였으며, 그로부터 이 우주가 형성되었다는 이론이다. 지금으로부터
150억년전에 현재 우주의 모든 물질과 에너지는 원자핵 정도의 크기에 모여있었다
(이 상태를 특이점 (singularity, 또는 단일상태?)라 부른다). 이 상태는 극도로
높은 온도와 압력하에 있었으며, 여기서 엄청난 폭발이 일어나면서 비로서 물질과
에너지의 근본 물질인 소립자들과 시간과 공간이 창조되었다. 양자론에 따르면, 폭발
후 10-43초 후에는 자연계의 네 가지 근본적인 힘, 즉 강한 핵력 (strong
nuclear force), 약한 핵력(weak nuclear force), 전자기력(electromagnetic force),
그리고 중력(gravity force) 등이 모두 한 데 묶인 초거력(super force) 상태로
있었다(Wald, 1992). 또 "쿼크(quark)"라 불리는 기본 입자들이 이들의 반입자들과
함께 만들어졌고, 이 퀴크들은 또 서로 결합하여 광자(phton), 양전자(positron),
중성미자(neutrino)등을 만들기 시작하였다. 이 때, 양성자(proton)과 중성자(neutron)는
광자, 중성미자, 전자 등 1억개당 한 개 정도 존재할 정도로 그 양이 아주 작았다(Maffei,
1989). 초기 우주의 밀도는 1049g/cm3정도 되었을 것으로 추측되며,
이 때 만들어진 입자(hadron)들 중 10억개 당 하나는 입자와 반입자의 충돌로 소멸되었다.
그리고 그 나머지가 현재 우주의 물질을 구성하고 있는 것이다.
이와 같이 입자들의 생성과 소멸이 진행되는 동안 우주는 빛의 속도보다
훨씬 빠른 속도로 팽창하였다. 이 시기를 팽창기(inflationary epoch)라 하는데, 이
동안 우주는 수천분의 1초에 그 크기가 두 배가 되었으며, 이런 두 배 팽창이 수백번
반복되었다. 초기 팽창은 등방성이었으며, 이 등방성 팽창은 폭발 후, 10-35초가
지난 후 종료되었다. 이 등방성 팽창 동안 모든 성질은 완벽히 일정한 경향을 가지며
진행되었다. 이론가들은 만일 그 후 물질의 밀도에 있어 약간의 변동이 없었다면
(이와 관련하여 "인플레이션 이론"을 찾아보자) 은하계들은 생성될 수 없었을 것이라고
생각한다(Parker, 1993).
이 때까지는 아직 우주는 물질과 빛이 분리되지 않은 이온 플라즈마와
같은 상태에 있었으며, 입자와 반입자, (적은 양이지만) 양성자와 중성자의 양은 같았다.
폭발 후 100분의 일초가 지났을 때, 지금까지 만들어진 중성자들은 대량으로 붕괴되기
시작하였고, 이로부터 자유 양성자와 전자가 만들어졌다. 이 후, 붕괴되고 남은 중성자는
양성자와 결합하여 중수소 핵(dueterium nuclei)을, 중수소 핵은 헬륨 핵을 만들었다.
포톤은 중입자(重粒子; baryon)과 반중입자로 변해 서로 상쇄되면서 순수한 형태의
에너지로 전환되었고(Maffei, 1989), 이로 인해 이 시기의 물질들은 전자 조사에 의해
이들 광자가 산란되기 전에는 수십억분의 일초 이상 존재하기 어려웠다. 스폰지가
물을 빨아 들인 상태처럼, 빛의 방사 밀도가 너무 높아 (1014g/cm3)
오히려 어떠한 빛도 보이지 않았다. 이즈음을 "마지막 산란기(Epoch of last scattering)"라
부르는데, 이 때의 온도는 절대온도로 1013도까지 낮아졌으며, 비로서 강한
핵력, 약한 핵력, 그리고 전자기력이 본연의 힘을 발휘하기 시작하였다(Chown, 1993).
초기 폭발 후 1초가 지났을 때, 우주의 온도는 수십억도로 감소되었고,
광자는 더이상 물질의 생성을 방해할 만큼 에너지가 높지 않았다. 3분후에는 온도가
십억도가 되었으며 양성자와 중성자의 속도는 상당히 느려져 핵융합반응이 일어날 수
있게 되었다. 두 개의 양성자와 중성자가 결합하여 헬륨 핵을 만든 것도 이 때였으며,
당시 전체 물질의 25% 정도가 헬륨이 되었을 것이다. 30분후에는 양전자와 전자가
합쳐지며 광자를 만들면서 매우 중요한 그 다음 팽창 단계로 접어들었다. 우주가 처음
시작할 때 양전자보다 음전자가 약간 많았던 것이 현재와 같은 우주 모습을 갖게 만들었다고
Parker(1993)는 말했다.
그후 30만년 동안 우주는 계속 팽창하면서 온도는 10,000K까지 냉각되었다.
이 조건에서 헬륨 핵은 주변에 있던 전자를 흡수해 헬륨 원소를 만들었다. 이러는 동안 수소
원자는 서로 결합해 리튬을 만들었으며, 이제서야 우주의 밀도는 빛을 인지할 수 있을 만큼
낮아졌다. 이 전까지는 광자는 물질 내에 갇혀 있었다. 그리고 마지막으로 빛과 물질은
서로 나뉘었으며, 물질과 방사 또한 서로 떨어지면서 가장 오래된 초기 우주의 흔적,
즉 배경 복사를 만들어 냈다(Peebles, 1994). 한참 시간이 흘러, 10억년에서 20억년쯤
됐을 때, 우주에는 수소와 헬륨을 재료로 삼아 은하와 은하단들이 만들어졌다. 그리고
은하가 진화하면서 별들이 태어났다. 무거운 별의 내부에서는 무거운 원소들이 만들어지고,
이 원소들은 별이 초신성으로 폭발하면서 다시 성간물질이 됐다.
우주의 시작이 있었고, 지금도 우주는 팽창하고 있으므로 우주의 크기는
유한할 것이다. 그러나, 이 우주의 끝을 우리가 망원경으로 관찰할 수는 없다. 왜냐하면,
빛이 도달하기에 너무나 많은 시간이 필요하기 때문이다. 우주가 팽창하는 만큼, 공간도
팽창할 것이고, 따라서 우리는 이 우주의 물리적 제약을 벋어나기 힘들 것이다. 만일 저기
어디에 우리와 다른 우주가 있다 하더라도, 우리는 그 곳과 서로 교신할 수 없을 것이다.
미래의 우주는 어떤 모습일까? 영원히 계속 팽창할 것인가? 우리가 우주
전체의 물질의 양을 정확히 안다면 이에 대한 해답을 얻을 수 있을 것이다. 현재 알려진
물질 양으로보면, 우주의 팽창은 중력으로 멈추지 못할 것처럼 보인다. 즉, 우주는 끝없이
팽창해서 점점 더 성기게 되고 추워지게 될 것 같다. 하지만, 우리가 미처 인식하지 못한
많은 물질들이 우주의 여기 저기에 있을지도 모른다. 따라서, 우주의 팽창이 물질들 간의
중력에 의해 멈추거나 또는 오히려 다시 수축될 수도 있는 가능성은 아직 남은 셈이다.
[그림] 시간에 따른 우주의 진화
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