宇宙우주의 膨脹팽창과 現代현대 宇宙論우주론

◁ 銀河은하의 分類분류와 特異특이 銀河은하 ｜ — ▷
【背景배경】10tonggwa1-0201 ／ 【深化심화】赤色적색 偏移편이 探査탐사와 銀河은하의 分布분포 ｜ 宇宙우주의 巨視的거시적 構造구조

■ 12地지球구03-05: 허블-르메트르 法則법칙으로 宇宙우주의 膨脹팽창을 理解이해하고 宇宙우주의 進化진화에 對대한 多樣다양한 說明설명 體系체계의 意義의의를 現代현대 宇宙論우주론의 觀點관점에서 比較비교할 수 있다.

靜的정적 宇宙우주에서 膨脹팽창하는 宇宙우주로

아인슈타인의 靜的정적 宇宙우주

20世紀세기 初초까지 天文學者천문학자 大部分대부분은 宇宙우주가 처음도 끝도 없이 늘 같은 모습으로 있다고 생각했습니다. 1917秊년 아인슈타인은 自身자신이 세운 一般일반 相對性상대성 理論이론을 宇宙우주 全體전체에 適用적용해 最初최초의 現代的현대적 宇宙우주 模型모형을 만들었는데, 이때 그도 宇宙우주가 變변하지 않는다는 前提전제에서 出發출발했습니다. 그런데 一般일반 相對性상대성 理論이론의 方程式방정식을 그대로 풀면 物質물질이 서로 끌어당기는 重力중력 때문에 宇宙우주는 가만히 있지 못하고 收縮수축하게 됩니다. 아인슈타인은 宇宙우주를 멈춰 세우기 위해 方程式방정식에 重力중력과 反對반대로 作用작용하는 項항을 하나 덧붙였습니다. 이를 宇宙우주 常數상수라 하며 흔히 그리스 文字문자 $\Lambda$(람다)로 나타냅니다. 宇宙우주 常數상수가 物質물질의 重力중력과 꼭 맞게 均衡균형을 이루면 宇宙우주는 膨脹팽창하지도 收縮수축하지도 않습니다. 이처럼 크기가 變변하지 않는 宇宙우주를 靜的정적 宇宙우주라 합니다.

그러나 이 均衡균형은 칼날 위에 세운 銅錢동전처럼 不安定불안정했습니다. 宇宙우주가 조금이라도 膨脹팽창하면 密度밀도가 낮아져 膨脹팽창이 더 빨라지고, 조금이라도 收縮수축하면 收縮수축이 더 빨라져 均衡균형이 무너집니다. 靜的정적 宇宙우주는 理論的이론적으로는 可能가능하지만 實際실제로 오래 維持유지되기는 어려운 模型모형이었던 것입니다.

프리드만과 르메트르

1922秊년과 1924秊년 러시아의 프리드만은 宇宙우주 常數상수를 억지로 맞추지 않고 一般일반 相對性상대성 理論이론의 方程式방정식을 풀면, 宇宙우주가 膨脹팽창하거나 收縮수축하는 解해가 自然자연스럽게 나온다는 것을 보였습니다. 宇宙우주에 들어 있는 物質물질의 密度밀도에 따라 宇宙우주는 영원히 膨脹팽창할 수도, 膨脹팽창하다가 다시 收縮수축할 수도 있었습니다. 아인슈타인은 처음에 이 結果결과를 받아들이지 않았고, 프리드만은 1925秊년 젊은 나이에 世上세상을 떠나 自身자신의 理論이론이 確認확인되는 것을 보지 못했습니다.

벨기에의 르메트르는 1927秊년 프리드만과 獨立的독립적으로 膨脹팽창하는 宇宙우주의 解해를 얻었고, 여기서 한 걸음 더 나아가 이를 實際실제 觀測관측과 연결했습니다. 그보다 앞서 1910秊代년대에 美國미국의 슬라이퍼는 소용돌이 模樣모양의 星雲성운, 곧 오늘날 우리가 外部銀河외부은하로 알고 있는 天體천체들의 스펙트럼을 찍어 그 大部分대부분이 赤色적색 偏移편이를 보인다는 것을 알아냈습니다. 르메트르는 이 速度속도 資料자료와 허블이 發表발표한 距離거리 資料자료를 함께 써서, 銀河은하가 멀수록 빠르게 멀어진다는 比例비례 關係관계를 理論이론에서 끌어내고 그 比例비례 常數상수를 어림했습니다. 다만 그의 論文논문은 벨기에의 學術誌학술지에 프랑스語어로 실려 널리 읽히지 못했고, 1931秊년 英國영국에서 英語영어로 옮겨 실을 때는 이 어림값을 담은 部分부분이 빠졌습니다. 그 뒤 이 法則법칙은 오랫동안 허블의 이름으로만 알려졌습니다.

허블-르메트르 法則법칙

赤色적색 偏移편이와 後退후퇴 速度속도

天體천체가 내는 빛의 스펙트럼에는 元素원소마다 정해진 波長파장의 吸收線흡수선이나 放出線방출선이 나타납니다. 이 線선들이 實驗室실험실에서 잰 本來본래 波長파장보다 긴 쪽, 곧 붉은 쪽으로 밀려나 있는 것을 赤色적색 偏移편이라 합니다. 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 본 것처럼 赤色적색 偏移편이의 크기 $z$는 波長파장이 늘어난 比率비율로 나타냅니다.

$z$가 1보다 充分충분히 작을 때는 天體천체가 멀어지는 速度속도, 곧 後退후퇴 速度속도 $v$를 빛의 速度속도 $c$와 $z$의 곱으로 어림할 수 있습니다.

例예를 들어 水素수소의 放出線방출선 하나가 本來본래 656.3 nm에서 669.4 nm로 밀려나 觀測관측되었다면 $z \approx 0.02$이고, 이 銀河은하는 秒速초속 約약 6,000 km로 멀어지고 있는 셈입니다.

距離거리와 速度속도의 比例비례

1929秊년 허블은 距離거리를 잴 수 있었던 20여 個개의 外部銀河외부은하에 對대해 그 距離거리와 後退후퇴 速度속도를 그래프로 그렸습니다. 點점들은 흩어져 있었지만 멀리 있는 銀河은하일수록 빠르게 멀어지는 傾向경향이 뚜렷했습니다. 그 뒤 허블은 휴메이슨과 함께 훨씬 먼 銀河은하까지 觀測관측해 이 關係관계를 確固확고히 했습니다. 이 比例비례 關係관계를 式식으로 쓰면 다음과 같습니다.

여기서 $d$는 銀河은하까지의 距離거리, $H_0$는 허블 常數상수입니다. 天文學천문학에서는 距離거리를 메가파섹(Mpc) 單位단위로 많이 쓰는데, 1 Mpc는 約약 326萬만 光年광년입니다. 허블 常數상수를 $70\ \text{km/s/Mpc}$로 잡으면, 100 Mpc 떨어진 銀河은하는 秒速초속 約약 7,000 km로, 200 Mpc 떨어진 銀河은하는 秒速초속 約약 14,000 km로 멀어집니다. 反對반대로 赤色적색 偏移편이를 재어 後退후퇴 速度속도를 구하면 이 式식을 거꾸로 써서 銀河은하까지의 距離거리를 알 수 있습니다. 먼 銀河은하의 距離거리를 赤色적색 偏移편이로 재는 方法방법은 宇宙우주의 3次元차원 地圖지도를 그리는 바탕이 되며, 이는 「赤色 偏移 探査와 銀河의 分布」에서 이어집니다.

2018秊년의 改名개명

이 法則법칙은 오랫동안 '허블 法則법칙'이라 불렸습니다. 2018秊년 國際국제 天文천문 聯盟연맹(IAU)은 總會총회에서 르메트르의 先驅的선구적 業績업적을 기리자는 決議案결의안을 내고 會員회원 全體전체의 電子전자 投票투표를 거쳐, 이 法則법칙을 '허블-르메트르 法則법칙'으로 부르도록 勸告권고했습니다. 科學과학 法則법칙의 이름을 投票투표로 바꾸는 것이 適切적절한지에 對대해서는 反論반론도 있었지만, 우리 敎育課程교육과정도 이 새 이름을 쓰고 있습니다. 理論이론으로 膨脹팽창을 豫言예언하고 比例비례 關係관계를 처음 끌어낸 사람과, 觀測관측으로 이를 確立확립한 사람의 이름이 나란히 놓이게 된 것입니다.

허블 常數상수와 宇宙우주의 나이

銀河은하들이 只今지금의 速度속도로 줄곧 멀어져 왔다고 假定가정하면, 時間시간을 거꾸로 돌렸을 때 모든 銀河은하가 한 點점에 모이는 時刻시각을 計算계산할 수 있습니다. 距離거리 $d$만큼 떨어진 銀河은하가 速度속도 $v$로 멀어졌다면 걸린 時間시간은 $d/v$이고, 허블-르메트르 法則법칙에 따라 이 값은 모든 銀河은하에 對대해 똑같이 $1/H_0$이 됩니다.

허블 常數상수의 單位단위 km/s/Mpc에는 距離거리의 單位단위가 두 番번 들어 있으므로, 單位단위를 맞추면 $1/H_0$은 時間시간이 됩니다. 1 Mpc는 約약 $3.09 \times 10^{19}$ km이므로 $H_0 = 70\ \text{km/s/Mpc}$일 때 다음과 같습니다.

1秊년은 約약 $3.16 \times 10^{7}$秒초이므로 이는 約약 140億억 秊년입니다. 膨脹팽창 速度속도가 時間시간에 따라 變변해 왔기 때문에 이 값이 宇宙우주의 나이와 正確정확히 같지는 않지만, 宇宙우주의 나이를 어림하는 出發點출발점이 됩니다. 허블 常數상수가 클수록, 곧 같은 距離거리의 銀河은하가 더 빨리 멀어질수록 宇宙우주의 나이는 짧게 計算계산됩니다.

허블이 처음 얻은 허블 常數상수는 約약 500 km/s/Mpc로 只今지금 값의 7倍배쯤 되었고, 여기서 나온 宇宙우주의 나이는 約약 20億억 秊년이었습니다. 이는 放射性방사성 元素원소로 잰 地球지구 巖石암석의 나이보다도 짧아 큰 矛盾모순이었습니다. 이 問題문제는 1950秊代년대 初초 바데가 세페이드 變光星변광성에 性質성질이 다른 두 種類종류가 있다는 것을 밝혀 外部銀河외부은하까지의 距離거리를 2倍배 程度정도로 고쳐 잡으면서 풀리기 始作시작했습니다. 距離거리의 基準기준이 되는 變光星변광성의 性質성질에 對대해서는 「變光星과 超新星」에서 仔細자세히 다룹니다.

오늘날에도 허블 常數상수의 正確정확한 값은 論爭논쟁거리입니다. 宇宙우주 背景배경 輻射복사의 觀測관측으로부터 宇宙우주 模型모형을 통해 計算계산한 값은 約약 67 km/s/Mpc인데, 세페이드 變光星변광성과 Ia型형 超新星초신성으로 가까운 宇宙우주의 距離거리를 차근차근 재어 얻은 값은 約약 73 km/s/Mpc입니다. 두 方法방법의 誤差오차 範圍범위가 서로 겹치지 않을 만큼 測定측정이 精密정밀해졌는데도 差異차이가 줄지 않고 있어, 이를 허블 張力장력이라 부릅니다. 어느 한쪽 測定측정에 아직 모르는 誤差오차가 있는 것인지, 아니면 現在현재의 宇宙우주 模型모형에 무언가 빠진 것인지는 아직 밝혀지지 않았습니다.

膨脹팽창하는 것은 空間공간이다

中心중심 없는 膨脹팽창

모든 銀河은하가 우리에게서 멀어진다는 것은 우리 銀河은하가 宇宙우주의 中心중심이라는 뜻일까요? 그렇지 않습니다. 허블-르메트르 法則법칙처럼 距離거리에 比例비례하는 速度속도로 멀어지는 膨脹팽창에서는, 어느 銀河은하에 서서 보더라도 다른 銀河은하들이 똑같은 法則법칙에 따라 멀어지는 것으로 보입니다.

이를 흔히 乾葡萄건포도빵에 빗대어 說明설명합니다. 乾葡萄건포도가 박힌 반죽이 오븐 속에서 고르게 부풀면, 어느 乾葡萄건포도에서 보아도 다른 乾葡萄건포도들이 멀어지고, 멀리 있는 乾葡萄건포도일수록 더 빨리 멀어집니다. 고무 風船풍선 表面표면에 點점을 찍고 風船풍선을 불 때 點점들 사이가 고르게 벌어지는 模型모형도 자주 쓰입니다. 그러나 두 模型모형 모두 限界한계가 있습니다. 乾葡萄건포도빵에는 가장자리와 中心중심이 있고, 風船풍선은 3次元차원 空間공간 속에서 안과 밖, 中心중심을 갖습니다. 實際실제 宇宙우주에는 가장자리도 中心중심도 없으며, 風船풍선 模型모형에서 意味의미가 있는 것은 2次元차원 表面표면 위의 點점들 사이의 關係관계뿐입니다. 宇宙우주의 膨脹팽창은 이미 있는 빈 空間공간 속으로 物質물질이 터져 나가는 爆發폭발이 아니라, 空間공간 自體자체가 늘어나 그 안의 銀河은하들 사이가 벌어지는 現象현상입니다.

모든 것이 다 늘어나는 것은 아닙니다. 原子원자와 分子분자는 電磁氣力전자기력으로, 太陽系태양계와 銀河은하는 重力중력으로 단단히 묶여 있어 宇宙우주가 膨脹팽창해도 크기가 變변하지 않습니다. 가까이 있는 銀河은하들도 서로의 重力중력으로 묶여 있어서, 우리 銀河은하와 안드로메다 銀河은하는 오히려 서로 다가오고 있고 안드로메다의 스펙트럼은 靑色청색 偏移편이를 보입니다. 膨脹팽창이 드러나는 것은 重力중력으로 묶이지 않은 큰 規模규모, 곧 銀河團은하단과 銀河團은하단 사이 같은 規模규모에서입니다.

宇宙論的우주론적 赤色적색 偏移편이

먼 銀河은하의 赤色적색 偏移편이는 自動車자동차가 지나갈 때 소리의 높낮이가 바뀌는 도플러 效果효과와 비슷해 보이지만, 그 原因원인은 다릅니다. 銀河은하에서 떠난 빛이 우리에게 오는 동안 空間공간이 늘어나고, 빛의 波長파장도 空間공간과 함께 늘어납니다. 그래서 赤色적색 偏移편이는 빛이 出發출발했을 때와 到着도착했을 때 宇宙우주의 크기가 얼마나 달라졌는지를 直接직접 알려 줍니다.

例예를 들어 $z = 1$인 銀河은하의 빛은 宇宙우주의 크기가 只今지금의 절반이었을 때 出發출발한 빛입니다. $z$가 1보다 커지면 $v \approx cz$라는 어림은 더 이상 맞지 않습니다. 오늘날 觀測관측된 가장 먼 銀河은하들은 $z$가 10을 넘는데, 이는 그 빛이 宇宙우주의 크기가 只今지금의 10분의 1도 되지 않던 때에 떠났다는 뜻입니다.

빛보다 빠른 後退후퇴

$v = H_0 d$에 따르면 距離거리가 充分충분히 먼 銀河은하는 後退후퇴 速度속도가 빛의 速度속도를 넘게 됩니다. $H_0 = 70\ \text{km/s/Mpc}$일 때 그 境界경계는 約약 140億억 光年광년입니다. 「特殊 相對性 理論」에서는 어떤 物體물체도 빛보다 빨리 움직일 수 없다고 했는데, 이것은 矛盾모순이 아닙니다. 特殊특수 相對性상대성 理論이론의 制限제한은 空間공간 속을 움직이는 運動운동에 對대한 것이고, 宇宙우주 膨脹팽창에서 銀河은하가 멀어지는 것은 銀河은하가 空間공간 속을 달리는 것이 아니라 그 사이의 空間공간이 늘어나는 것이기 때문입니다. 實際실제로 오늘날 우리가 보는 먼 銀河은하들 가운데에는 只今지금 이 瞬間순간 빛보다 빠르게 멀어지고 있는 것들도 많습니다.

빅뱅 宇宙論우주론과 定常정상 宇宙論우주론

두 가지 說明설명 體系체계

宇宙우주가 膨脹팽창하고 있다면, 時間시간을 거꾸로 돌렸을 때 過去과거의 宇宙우주는 只今지금보다 작고 密度밀도가 높았을 것입니다. 르메트르는 1931秊년 宇宙우주가 하나의 '原始원시 原子원자'에서 始作시작되었다는 생각을 내놓았습니다. 1948秊년 美國미국의 가모프와 앨퍼는 이를 發展발전시켜, 아주 뜨겁고 密度밀도가 높았던 初期초기 宇宙우주에서 가벼운 元素원소가 만들어지는 過程과정을 計算계산했습니다. 같은 해 앨퍼와 허먼은 그 뜨거운 初期초기 宇宙우주의 빛이 膨脹팽창으로 식어 只今지금은 絶對절대 溫度온도 몇 K(켈빈) 程度정도의 輻射복사로 宇宙우주에 가득 남아 있을 것이라고 豫測예측했습니다. 宇宙우주가 뜨겁고 密度밀도 높은 狀態상태에서 膨脹팽창하며 식어 왔다는 이 理論이론을 빅뱅 宇宙論우주론이라 합니다.

같은 1948秊년 英國영국의 본디, 골드, 호일은 전혀 다른 說明설명을 내놓았습니다. 宇宙우주는 膨脹팽창하지만, 銀河은하들 사이가 벌어진 자리에 새로운 物質물질이 아주 조금씩 계속 생겨나 宇宙우주의 密度밀도는 늘 一定일정하게 維持유지된다는 것입니다. 이렇게 하면 宇宙우주에는 처음도 끝도 없고, 어느 時代시대에 보아도 宇宙우주의 모습은 같습니다. 이를 定常정상 宇宙論우주론이라 합니다. 必要필요한 物質물질의 量양은 매우 적어서, 1 m³마다 約약 10億억 秊년에 水素수소 原子원자 하나 꼴이면 充分충분했으므로 直接직접 確認확인하기는 어려웠습니다. '빅뱅'이라는 이름은 호일이 1949秊년 BBC 라디오 放送방송에서 이 理論이론을 가리켜 쓴 말에서 비롯되었습니다. 이 말이 빅뱅 理論이론을 깎아내리려는 뜻이었다는 이야기가 널리 퍼져 있지만, 호일 自身자신은 그런 意圖의도가 아니었다고 말했습니다.

두 理論이론은 모두 허블-르메트르 法則법칙을 說明설명할 수 있었으므로, 膨脹팽창 그 自體자체로는 勝負승부가 나지 않았습니다. 勝負승부를 가른 것은 두 理論이론이 서로 다르게 豫測예측하는 觀測관측 事實사실들이었습니다. 定常정상 宇宙論우주론에 따르면 먼 宇宙우주, 곧 過去과거의 宇宙우주도 只今지금과 같은 모습이어야 합니다. 그런데 1960秊代년대 퀘이사와 强강한 電波전파 銀河은하가 大部分대부분 먼 宇宙우주에서만 發見발견되었습니다. 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 본 것처럼 이는 過去과거의 宇宙우주가 只今지금과 달랐다는 뜻이어서, 定常정상 宇宙論우주론에 첫 打擊타격이 되었습니다. 決定打결정타는 宇宙우주 背景배경 輻射복사의 發見발견이었습니다.

宇宙우주 背景배경 輻射복사

1964~1965秊년 美國미국 벨 硏究所연구소의 펜지어스와 윌슨은 衛星위성 通信用통신용으로 만든 커다란 뿔 模樣모양 안테나로 電波전파를 測定측정하다가, 어느 方向방향으로 안테나를 돌려도 똑같이 들어오는 雜音잡음을 發見발견했습니다. 안테나를 아무리 손보아도 사라지지 않던 이 雜音잡음은 絶對절대 溫度온도 約약 3 K에 해당하는 微弱미약한 電波전파였습니다. 가까운 프린스턴 大學대학의 디키 硏究陣연구진은 마침 빅뱅 宇宙論우주론이 豫測예측한 輻射복사를 찾기 위한 裝置장치를 만들고 있었고, 이 雜音잡음이 바로 그 輻射복사라는 것을 알아보았습니다. 두 사람은 이 發見발견으로 1978秊년 노벨 物理學賞물리학상을 받았습니다. 이 輻射복사를 宇宙우주 背景배경 輻射복사라 합니다.

宇宙우주 背景배경 輻射복사는 다음과 같이 생겨났습니다. 初期초기 宇宙우주는 너무 뜨거워서 原子核원자핵과 電子전자가 結合결합하지 못한 채 흩어져 있었고, 빛은 自由자유롭게 떠도는 電子전자와 끊임없이 부딪쳐 똑바로 나아가지 못했습니다. 宇宙우주가 膨脹팽창하며 식어 빅뱅 後후 約약 38萬만 秊년이 지나 溫度온도가 約약 3,000 K로 떨어지자, 電子전자가 原子核원자핵과 結合결합해 中性중성 原子원자가 되었습니다. 그러자 빛은 더 이상 電子전자에 가로막히지 않고 宇宙우주를 곧게 나아갈 수 있게 되었습니다. 이때 풀려난 빛이 그 뒤 宇宙우주의 膨脹팽창과 함께 波長파장이 約약 1,100倍배 늘어나, 只今지금은 絶對절대 溫度온도 約약 2.7 K에 해당하는 마이크로波파로 觀測관측되는 것입니다. 宇宙우주 背景배경 輻射복사는 우리가 빛으로 볼 수 있는 가장 오래된 宇宙우주의 모습인 셈입니다.

1989秊년 發射발사된 COBE 衛星위성은 宇宙우주 背景배경 輻射복사가 溫度온도 2.725 K의 黑體흑체 輻射복사 曲線곡선과 거의 完璧완벽하게 一致일치한다는 것을 보였습니다. 한때 뜨겁고 均一균일하게 섞여 있던 狀態상태에서 나온 빛이라는 强力강력한 證據증거입니다. COBE는 또 하늘의 方向방향에 따라 背景배경 輻射복사의 溫度온도가 10萬分만분의 1 程度정도로 아주 조금씩 다르다는 것도 發見발견했습니다. 이 微細미세한 溫度온도 差異차이는 初期초기 宇宙우주의 密度밀도가 아주 조금씩 고르지 않았다는 痕迹흔적이며, 이 얼룩이 자라 오늘날의 銀河은하와 銀河團은하단이 되었습니다. 이 業績업적으로 매더와 스무트는 2006秊년 노벨 物理學賞물리학상을 받았고, 그 뒤 WMAP과 플랑크 衛星위성이 이 溫度온도 얼룩을 훨씬 精密정밀하게 地圖지도로 그려 宇宙우주의 나이와 構成구성을 알아냈습니다.

溫度온도 얼룩의 크기는 空間공간이 휘어 있는지를 알려 주는 잣대이기도 합니다. 背景배경 輻射복사가 풀려날 무렵 宇宙우주 안에서 壓力압력의 波動파동이 퍼져 나갈 수 있었던 距離거리는 計算계산으로 정해지므로, 그 크기의 얼룩이 하늘에서 얼마나 커 보이는지를 재면 빛이 지나온 空間공간의 模樣모양을 알 수 있습니다. 空間공간이 공 表面표면처럼 휘어 있으면 얼룩이 더 크게, 말 鞍裝안장처럼 휘어 있으면 더 작게 보입니다. 2000秊년 무렵부터의 觀測관측에서 가장 흔한 얼룩의 크기는 約약 1°로, 空間공간이 平平평평할 때 豫想예상되는 값과 맞았습니다. 宇宙우주가 거의 完全완전히 平平평평하다는 것은 이렇게 背景배경 輻射복사의 地圖지도로 確認확인되었습니다.

가벼운 元素원소의 比率비율

빅뱅 宇宙論우주론의 또 다른 證據증거는 宇宙우주에 있는 가벼운 元素원소의 比率비율입니다. 빅뱅 直後직후 宇宙우주의 溫度온도가 充分충분히 높았던 처음 몇 分분 동안, 陽性子양성자와 中性子중성자가 結合결합해 헬륨 原子核원자핵이 만들어졌습니다. 宇宙우주가 膨脹팽창하며 빠르게 식었기 때문에 이 核融合핵융합은 짧은 時間시간 안에 끝났고, 計算계산해 보면 質量질량으로 水素수소가 約약 4분의 3, 헬륨이 約약 4분의 1이 되며 重水素중수소와 리튬은 아주 조금 남습니다.

實際실제로 무거운 元素원소가 적은 矮小왜소 銀河은하의 電離전리 氣體기체(HII 領域영역)의 스펙트럼을 分析분석하면, 어디서 재어도 헬륨이 質量질량의 約약 4분의 1을 차지합니다. 「별의 進化」에서 본 것처럼 별 속에서도 水素수소가 헬륨으로 바뀌지만, 138億억 秊년 동안 별들이 만든 헬륨은 이 量양에 훨씬 못 미칩니다. 宇宙우주의 헬륨 大部分대부분이 별이 생기기 前전, 뜨거운 初期초기 宇宙우주에서 이미 만들어졌다는 뜻입니다. 反面반면 炭素탄소나 酸素산소, 鐵철처럼 무거운 元素원소는 初期초기 宇宙우주에서 거의 만들어지지 않았고, 以後이후 별의 內部내부와 超新星초신성 爆發폭발에서 만들어졌습니다.

빅뱅 宇宙論우주론의 補完보완

地平線지평선 問題문제와 平坦性평탄성 問題문제

1960~70秊代년대를 거치며 빅뱅 宇宙論우주론은 標準的표준적인 說明설명이 되었지만, 그대로는 풀기 어려운 問題문제도 남아 있었습니다.

첫째는 地平線지평선 問題문제입니다. 하늘의 正反對정반대 方向방향에서 오는 宇宙우주 背景배경 輻射복사는 그 빛이 出發출발할 때 서로 너무 멀리 떨어져 있어서, 그때까지 宇宙우주의 나이 동안 빛조차 한쪽에서 다른 쪽으로 건너갈 수 없었습니다. 서로 아무 影響영향도 주고받을 수 없었던 두 地域지역의 溫度온도가 어떻게 10萬分만분의 1의 精密度정밀도로 같을 수 있는지가 問題문제였습니다. 둘째는 平坦性평탄성 問題문제입니다. 宇宙우주의 密度밀도가 어떤 臨界임계 密度밀도보다 크면 空間공간은 공 表面표면처럼 휘고, 작으면 말 鞍裝안장처럼 휘며, 꼭 같으면 平平평평합니다. 觀測관측된 宇宙우주는 거의 完全완전히 平平평평한데, 初期초기에 臨界임계 密度밀도에서 조금만 벗어나 있었어도 그 差異차이는 時間시간이 지날수록 크게 벌어지기 때문에, 처음 密度밀도가 놀라울 만큼 精巧정교하게 맞춰져 있어야 했습니다.

急膨脹급팽창

1980秊년 美國미국의 구스는 이 問題문제들을 한꺼번에 풀 수 있는 생각을 내놓아 이듬해 論文논문으로 發表발표했습니다. 빅뱅 直後직후 約약 $10^{-36}$秒초에서 $10^{-32}$秒초 사이의 아주 짧은 瞬間순간에, 宇宙우주가 엄청난 速度속도로 적어도 $10^{26}$倍배 커졌다는 것입니다. 이를 急膨脹급팽창 또는 인플레이션이라 합니다.

急膨脹급팽창이 있었다면, 只今지금 우리가 보는 宇宙우주 全體전체는 急膨脹급팽창 前전에 서로 影響영향을 주고받을 수 있을 만큼 아주 작은 領域영역이 부풀어 오른 것이므로 溫度온도가 같은 것이 當然당연합니다. 또 공을 地球지구만큼 크게 부풀리면 그 表面표면이 平平평평해 보이는 것처럼, 처음에 空間공간이 조금 휘어 있었더라도 急膨脹급팽창으로 늘어나 거의 平平평평해집니다. 나아가 急膨脹급팽창은 量子양자 水準수준의 아주 작은 흔들림을 宇宙우주 規模규모로 늘여 놓았을 것으로 생각되는데, 이것이 背景배경 輻射복사의 溫度온도 얼룩과 오늘날 銀河은하 分布분포의 씨앗이 되었다고 봅니다. 그 씨앗이 어떻게 자라 거대한 그물 構造구조가 되었는지는 「宇宙의 巨視的 構造」에서 다룹니다.

急膨脹급팽창 理論이론은 背景배경 輻射복사의 溫度온도 얼룩이 보이는 統計的통계적 性質성질을 잘 說明설명해 現代현대 宇宙論우주론의 一部일부로 받아들여지고 있습니다. 그러나 急膨脹급팽창이 남겼을 것으로 豫想예상되는 重力波중력파의 痕迹흔적은 아직 確認확인되지 않았고, 2014秊년 이를 發見발견했다는 發表발표가 나왔다가 다시 分析분석한 結果결과 우리 銀河은하의 먼지가 낸 信號신호였던 것으로 밝혀지기도 했습니다. 急膨脹급팽창을 일으킨 原因원인이 무엇인지도 아직 알지 못합니다.

加速가속 膨脹팽창과 暗黑암흑 에너지

Ia型형 超新星초신성의 觀測관측

宇宙우주 안의 物質물질은 서로 끌어당기므로, 宇宙우주의 膨脹팽창은 時間시간이 지날수록 느려질 것으로 豫想예상되었습니다. 1990秊代년대 두 硏究陣연구진이 이 減速감속의 程度정도를 재기 위해 먼 宇宙우주의 Ia型형 超新星초신성을 觀測관측했습니다. 美國미국의 펄머터가 이끈 超新星초신성 宇宙論우주론 프로젝트와, 슈밋과 리스가 中心중심이 된 高赤色偏移고적색편이 超新星초신성 探査탐사팀입니다. Ia型형 超新星초신성은 最大최대 밝기가 거의 一定일정해서, 겉보기 밝기를 재면 距離거리를 알 수 있는 標準표준 光源광원으로 쓰입니다.

1998秊년 두 팀은 각각 먼 超新星초신성들이 豫想예상보다 어둡다는 結果결과를 發表발표했습니다. 어둡다는 것은 그만큼 멀리 있다는 뜻이고, 이는 膨脹팽창이 느려지기는커녕 오히려 빨라져 왔다는 것을 뜻했습니다. 宇宙우주가 加速가속 膨脹팽창하고 있다는 이 發見발견으로 세 사람은 2011秊년 노벨 物理學賞물리학상을 받았습니다. 그 뒤의 分析분석에 따르면 宇宙우주의 膨脹팽창은 처음에는 物質물질의 重力중력 때문에 느려지다가, 約약 50~60億억 秊년 前전부터 빨라지기 始作시작한 것으로 보입니다. Ia型형 超新星초신성이 왜 밝기가 一定일정한지는 「變光星과 超新星」에서 살펴봅니다.

暗黑암흑 에너지

膨脹팽창을 加速가속시키려면 重力중력과 反對반대로 밀어내는 무언가가 宇宙우주에 퍼져 있어야 합니다. 그 正體정체를 모르기 때문에 이를 暗黑암흑 에너지라 부릅니다. 暗黑암흑 에너지를 說明설명하는 가장 單純단순한 方法방법은 아인슈타인이 靜的정적 宇宙우주를 만들려고 넣었던 宇宙우주 常數상수를 다시 살리는 것입니다. 宇宙우주 常數상수는 空間공간 自體자체가 지닌 에너지로 解釋해석되는데, 그 密度밀도는 空間공간이 늘어나도 묽어지지 않고 一定일정하게 維持유지됩니다. 反面반면 物質물질의 密度밀도는 膨脹팽창할수록 묽어지므로, 初期초기에는 物質물질의 重力중력이 優勢우세해 膨脹팽창이 느려지다가 時間시간이 지나 物質물질이 充分충분히 묽어지자 暗黑암흑 에너지의 效果효과가 앞서게 되어 加速가속이 始作시작된 것입니다. 宇宙우주를 멈춰 세우려고 넣었던 項항이, 宇宙우주를 더 빨리 膨脹팽창시키는 原因원인으로 되살아난 셈입니다.

暗黑암흑 에너지가 정말 宇宙우주 常數상수처럼 一定일정한 것인지는 아직 確實확실하지 않습니다. 2024~2025秊년 1千萬천만 個개가 넘는 銀河은하와 퀘이사의 分布분포를 測定측정한 DESI 探査탐사의 結果결과는 暗黑암흑 에너지가 時間시간에 따라 變변해 왔을 可能性가능성을 示唆시사했지만, 아직 確定확정된 結論결론은 아닙니다.

宇宙우주의 構成구성

宇宙우주 背景배경 輻射복사의 溫度온도 얼룩, 銀河은하의 分布분포, 超新星초신성의 觀測관측을 함께 分析분석하면 宇宙우주를 이루는 成分성분의 比率비율을 알 수 있습니다. 플랑크 衛星위성의 2018秊년 分析분석에 따르면, 原子원자로 이루어진 普通보통 物質물질은 宇宙우주 全體전체 에너지의 約약 5%에 不過불과하고, 暗黑암흑 物質물질이 約약 27%, 暗黑암흑 에너지가 約약 68%를 차지합니다.

暗黑암흑 物質물질과 暗黑암흑 에너지는 이름이 비슷하지만 作用작용은 正反對정반대입니다. 暗黑암흑 物質물질은 普通보통 物質물질처럼 重力중력으로 끌어당겨 銀河은하와 銀河團은하단을 묶어 두고, 暗黑암흑 에너지는 宇宙우주 全體전체를 밀어내 膨脹팽창을 加速가속시킵니다. 暗黑암흑 物質물질의 存在존재를 알려 준 證據증거들은 「銀河의 回轉 曲線과 暗黑 物質」에서 仔細자세히 다룹니다. 宇宙우주 常數상수 $\Lambda$와 차가운 暗黑암흑 物質물질(CDM)을 바탕으로 한 이 宇宙우주 模型모형을 $\Lambda$CDM 模型모형이라 하며, 只今지금까지의 觀測관측 大部分대부분을 잘 說明설명합니다. 우리가 그 正體정체를 아는 物質물질이 宇宙우주의 20분의 1에 지나지 않는다는 것은 現代현대 宇宙論우주론이 풀어야 할 가장 큰 宿題숙제이기도 합니다.

觀測관측 可能가능한 宇宙우주

138億억 秊년과 465億억 光年광년

플랑크 衛星위성의 分析분석으로 얻은 宇宙우주의 나이는 約약 138億억 秊년입니다. 그렇다면 우리가 볼 수 있는 가장 먼 곳은 138億억 光年광년 떨어진 곳일까요? 그렇지 않습니다. 138億억 秊년 前전에 出發출발한 빛이 우리에게 오는 동안에도 空間공간은 계속 늘어났고, 그 빛을 낸 天體천체는 只今지금 훨씬 더 멀리 가 있습니다. 이를 計算계산하면 우리가 原理的원리적으로 빛을 받을 수 있는 가장 먼 곳은 只今지금 約약 465億억 光年광년 떨어져 있습니다. 이 範圍범위를 觀測관측 可能가능한 宇宙우주라 합니다.

宇宙우주 背景배경 輻射복사를 例예로 들면 이 差異차이가 分明분명해집니다. 只今지금 우리에게 닿는 背景배경 輻射복사는 約약 138億억 秊년 동안 날아왔으므로, 빛이 지나온 길이로 따지면 138億억 光年광년입니다. 그런데 그 빛을 낸 物質물질은 빛을 낼 當時당시 우리가 있는 자리에서 約약 4,000萬만 光年광년 떨어져 있었을 뿐이고, 그 뒤 空間공간이 1,000倍배 넘게 늘어나면서 只今지금은 約약 460億억 光年광년 떨어진 곳에 있습니다. 먼 天體천체에 對대해 '몇 光年광년 떨어져 있다'고 말할 때는, 빛이 날아온 時間시간을 말하는지 只今지금의 距離거리를 말하는지 區別구별해야 합니다.

觀測관측 可能가능한 宇宙우주의 境界경계는 宇宙우주의 끝이 아닙니다. 宇宙우주는 그 너머로도 이어져 있겠지만, 그곳의 빛은 아직 우리에게 닿지 않았을 뿐입니다. 地平線지평선 너머의 바다가 없는 것이 아니라 보이지 않는 것과 같습니다. 또 빛으로 直接직접 볼 수 있는 것은 宇宙우주 背景배경 輻射복사가 풀려난 빅뱅 後후 約약 38萬만 秊년까지이며, 그 以前이전의 宇宙우주는 빛이 電子전자에 가로막혀 있었기 때문에 빛으로는 들여다볼 수 없습니다. 그보다 앞선 時代시대는 가벼운 元素원소의 比率비율이나 背景배경 輻射복사의 溫度온도 얼룩 같은 間接的간접적인 痕迹흔적으로 推論추론합니다.

밤하늘은 왜 어두운가

宇宙우주가 끝없이 넓고 영원히 變변하지 않으며 별이 고르게 퍼져 있다면, 어느 方向방향을 보아도 視線시선은 결국 어떤 별의 表面표면에 닿게 됩니다. 멀리 있는 별은 하나하나 어둡게 보이지만 그만큼 數수가 많아지므로, 밤하늘 全體전체가 太陽태양 表面표면처럼 밝아야 합니다. 이 矛盾모순을 19世紀세기 獨逸독일의 올베르스의 이름을 따 올베르스의 逆說역설이라 합니다.

밤하늘이 어두운 理由이유는 宇宙우주에 나이가 있기 때문입니다. 宇宙우주가 生成생성된 지 138億억 秊년밖에 되지 않았으므로 우리는 觀測관측 可能가능한 宇宙우주 안의 별빛만 받을 수 있고, 그 너머의 빛은 아직 到着도착하지 않았습니다. 또 별도 영원히 빛나지 않고 壽命수명이 있습니다. 여기에 宇宙우주의 膨脹팽창으로 먼 天體천체의 빛은 赤色적색 偏移편이되어 에너지가 줄어듭니다. 宇宙우주 背景배경 輻射복사는 한때 하늘 全體전체가 별 表面표면만큼 뜨겁게 빛났던 時代시대의 빛이지만, 膨脹팽창으로 波長파장이 늘어나 只今지금은 눈에 보이지 않는 마이크로波파가 되었습니다. 어두운 밤하늘 自體자체가 宇宙우주에 처음이 있고 宇宙우주가 膨脹팽창한다는 것을 보여 주는 셈입니다.

宇宙우주의 未來미래

프리드만의 模型모형에서 宇宙우주의 未來미래는 物質물질의 密度밀도가 臨界임계 密度밀도보다 큰지 작은지에 따라 갈렸습니다. 密度밀도가 臨界임계 密度밀도보다 크면 重力중력이 膨脹팽창을 이겨 宇宙우주는 언젠가 다시 收縮수축하고, 작으면 영원히 膨脹팽창하며, 꼭 같으면 膨脹팽창 速度속도가 점점 0에 가까워지면서 영원히 膨脹팽창합니다. 加速가속 膨脹팽창이 發見발견되기 前전에는 物質물질의 密度밀도를 재는 것이 宇宙우주의 運命운명을 아는 길이라고 여겨졌습니다.

暗黑암흑 에너지가 發見발견되면서 이 그림은 달라졌습니다. 暗黑암흑 에너지가 只今지금처럼 一定일정하다면 宇宙우주는 앞으로도 加速가속 膨脹팽창을 계속합니다. 그러면 매우 먼 未來미래에는 重力중력으로 묶인 우리 局部국부 銀河群은하군 바깥의 銀河은하들이 점점 더 빨리 멀어져 赤色적색 偏移편이가 끝없이 커지고, 결국 그 빛을 觀測관측할 수 없게 될 것으로 豫想예상됩니다. 오늘날 우리가 膨脹팽창하는 宇宙우주를 觀測관측할 수 있는 것은, 멀리 있는 銀河은하들이 아직 보이는 時代시대에 살고 있기 때문이기도 합니다. 그리고 별들이 材料재료인 氣體기체를 다 써 버리면 새 별이 더 태어나지 않아, 宇宙우주는 점점 차갑고 어두워질 것입니다. 暗黑암흑 에너지가 時間시간이 지날수록 오히려 세진다면 언젠가 銀河은하와 별, 原子원자까지 찢어 놓을 수 있다는 假說가설도 있지만, 이는 暗黑암흑 에너지의 正體정체를 모르는 데서 나온 여러 可能性가능성 가운데 하나일 뿐입니다.

宇宙우주의 歷史역사

只今지금까지의 內容내용을 時間시간 順序순서로 整理정리하면 다음과 같습니다. 時間시간은 빅뱅으로부터 지난 時間시간입니다.

整理정리

宇宙論우주론의 歷史역사는 理論이론과 觀測관측이 번갈아 서로를 고쳐 온 歷史역사입니다. 宇宙우주가 變변하지 않는다는 믿음은 銀河은하의 赤色적색 偏移편이 앞에서 무너졌고, 처음과 끝이 없는 宇宙우주라는 생각은 背景배경 輻射복사라는 옛 빛의 發見발견으로 물러났습니다. 膨脹팽창이 느려지고 있을 것이라는 豫想예상도 먼 超新星초신성의 밝기 앞에서 뒤집혔습니다. 宇宙우주의 大部分대부분을 차지하는 暗黑암흑 物質물질과 暗黑암흑 에너지의 正體정체, 그리고 허블 張力장력은 앞으로의 觀測관측이 다시 理論이론을 고쳐 나갈 자리입니다.