빅뱅이론 (-理論 Big-Bang) 나름의 해석

L1 (주)누리인프라 10.02.11. 16:09:38

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빅뱅이론 (-理論 Big-Bang) 나름의 해석

요약: 우주는 모든 물질이 한 점에 모여 일으킨 대폭발의 결과라는 천문학이론.
설명

우주는 모든 물질이 한 점에 모여 일으킨 대폭발의 결과라는 천문학이론. 현재의 우주는 처음에 대폭발을 일으켜 그 폭발의 여파로 팽창을 계속하는 단계에 있다는 이론으로 대폭발설이라고도 한다. 이 이론에 따르면 팽창우주는 생성되고부터 유한한 시간밖에 지나지 않았으며, 우주의 평균밀도는 끊임없이 감소하여 현재와 같은 희박한 상태가 되었다고 한다. 1929년 E.P. 허블이 팽창하는 우주를 발견하였고, 1948년 G. 가모프가 빅뱅에 의한 우주기원론을 제창하였다. 빅뱅 우주론은 연속창생(Continuous Creation) 우주론에게 승리를 거둔 뒤에도 퀘이사라는 수수께끼 천체가 등장하면서 한때 진위를 의심받기도 했지만 이후 여러 가지 검증을 거쳐 정설로 자리잡았다.

허블이 발견한 우주의 비밀
1929년 미국의 천문학자 E.P. 허블(Hubble)은 윌슨 산(Mt. Wilson) 천문대에서 은하들을 연구하다가 놀라운 우주의 비밀을 알아냈다. 그것은 곧 모든 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 사실이다. 오늘날 천문학자들은 이러한 우주를 ‘팽창우주’라고 부른다. 따라서 과거로 시간을 거슬러 올라갈 경우, 이번에는 먼 은하일수록 더 빨리 우리에게 접근해 와서 어느 시점에 이르면 모든 은하가 한 곳에 모이게 된다. 바로 그 순간을 우리는 ‘태초’라고 부른다. 태초는 지금으로부터 약 150억 년 전에 있었던 것으로 보인다. 아인슈타인이 세운 중력 이론인 일반상대론의 기본 방정식에도 팽창우주를 기술하는 답이 포함되어 있다. 허블의 팽창우주에서 주의할 일은, 우리 은하가 우주의 중심이라는 뜻은 결코 아니라는 사실이다. 태초의 우주는 밀도가 엄청나게 크고 무지막지하게 뜨거웠을 것이다. 우주의 모든 물질이 한 점에 모여 있었으니 이는 당연하다. 빅뱅 우주론은 그 상태에서 대폭발을 일으켜 팽창우주가 됐다는 것이다.

빅뱅 우주론과 연속창생 우주론
빅뱅 우주론과 달리, 태초의 우주가 모든 면에서 지금과 마찬가지였다는 우주론이 한때 제시되기도 했다. 즉 우주가 과거로 거슬러 올라감에 따라 은하가 하나씩 없어지면 높은 밀도와 온도를 피할 수 있다는 줄거리를 갖는 우주론이다. 따라서 시간이 제 방향으로 흐른다면 이 우주론에서는 은하가 하나씩 생겨야 한다. 그래서 이 우주론을 연속창생 우주론이라고 부른다. 빅뱅 우주론이 연속창생 우주론을 이기는 데는 우주에 존재하는 헬륨의 양이 결정적으로 기여했다. 우주에서 우리 눈에 보이는 물질 중 약 3/4은 수소이며 나머지 약 1/4은 헬륨이다. 핵융합을 통해 헬륨이 생성되려면 태초 한때 온도가 1000만℃ 이상이어야 한다. 따라서 헬륨이 무려 수소의 1/3가량이나 존재한다는 사실은 엄청난 고온에서 태초가 시작됐다는 증거가 된다. 미국의 A. 펜지어스(Penzias)와 R. 윌슨(Wilson)이 1964년 우연히 발견한 우주배경복사도 빅뱅 우주론이 연속창생 우주론을 제압하는 데 결정적 역할을 했다. 여기서 우주배경복사란 태초의 뜨거운 우주 속에 고르게 퍼져 있던 빛이 식은 것을 말한다. 즉 뜨거운 물로 막 목욕을 마친 목욕탕에 남아 있는 수증기와 같은 것이라고 생각하면 된다. 그 수증기를 보고 방금 목욕을 마친 사람이 찬 물이 아니라 뜨거운 물을 사용했다는 사실을 추리할 수 있는 것처럼, 우주배경복사를 보고 태초 우주는 뜨거웠다고 결론을 내릴 수 있는 것이다. 펜지어스와 윌슨은 이 발견으로 1978년 노벨 물리학상을 수상했다.

퀘이사의 수수께끼
빅뱅 우주론은 1963년 수수께끼 천체 퀘이사(quasar)가 발견되면서 미궁에 빠지는 듯했다. 퀘이사는 일명 준성체(QSO : quasi-stellar object)라고도 불리는데, 퀘이사들을 관측한 결과 대부분이 수십억 광년이나 멀리 떨어져 있었다. 허블의 관측 법칙에 의하면 먼 은하일수록 더 빨리 멀어져야 하므로 퀘이사들은 거의 광속에 가깝게 후퇴하고 있어야 한다. 그러나 무엇보다도 천문학자들을 당황하게 만든 것은 퀘이사의 밝기였다. 그렇게 먼 거리에서 그 정도로 빛나려면 우리 은하의 밝기를 한 점에 다 모아놓아야만 한다. 하지만 퀘이사의 에너지원은 우리 태양계 크기밖에 되지 않는다는 사상이 알려졌다. 즉 태양계만한 에너지원에서 별이 1000억 개나 모인 우리 은하의 총밝기에 해당하는 에너지가 나오고 있다는 믿지 못할 결론에 도달한 것이다. 결국 천문학자들은 거대한 블랙홀이 퀘이사의 중앙에 숨어 있다고 가정하면 문제가 쉽게 풀린다는 사실을 알아냈다. 블랜퍼드 등 몇몇 학자들에 의해서 블랙홀 질량이 태양보다 1억 배 정도 크면 충분히 은하 밝기 정도의 에너지를 꺼낼 수 있다는 것이 알려진 것이다. 최근의 관측 자료들은 우리 은하와 안드로메다 은하의 중심에 해 질량의 수백만 배에 이르는 블랙홀이 존재함을 확인시켜 주고 있다. 허블망원경은 많은 은하의 중심에 거대한 블랙홀이 존재한다는 증거를 속속 찾아내 이제는 대부분 은하 중심에 질량이 태양보다 100만∼100억 배 더 큰 블랙홀이 존재한다는 것이 기정사실이 됐다. 퀘이사도 바로 은하의 한 종류로 다만 지나치게 핵이 밝은 나머지 그렇게 멀리 있어도 별처럼 보이는 것이다. 퀘이사와 같이 비정상적으로 밝은 핵을 가진 은하를 활동성 은하, 핵을 가진 은하라고 부른다.

태초와 종말
그러면 태초 이전의 우주는 어떠했을까. 스티븐 호킹은 이를 “북극에선 북쪽이 없다(There is no north direction at the north pole)”라는 비유를 들어 이 질문에 답했다. 우리가 과거로, 과거로 거슬러 올라가면 언젠가는 태초에 도달한다. 하지만 태초에서 더 먼 과거는 없다. 북극에서는 오직 남쪽밖에 없으며, 북극에 서 있는 사람은 어느 쪽으로 넘어져도 남쪽인 것이다. 마찬가지로 태초에서는 미래라는 시간의 방향만이 존재한다. 이번엔 우주의 종말에 대해 알아보자. 태초에 어떤 크기로 대폭발을 했느냐에 따라 무한히 팽창을 계속하느냐, 팽창을 하다가 멈추고 다시 수축하느냐가 결정된다. 즉 어떤 세기보다 더 큰 힘으로 대폭발을 했으면 은하들의 중력이 팽창속도를 감속시킬 수는 있지만 팽창 자체를 저지하지는 못해 영원히 팽창할 수밖에 없다. 하지만 어떤 세기보다 더 작은 힘으로 대폭발을 했다면 은하들의 중력은 팽창을 계속 감속시킨 후 마침내 팽창을 멈추게 할 수 있다는 뜻이다. 현재 천문학자들은 어떤 것이 우주의 운명인지 알지 못한다. 이것은 더 커다란 천체 망원경, 더 정밀한 관측 기술이 개발돼야 해결할 수 있는 분야로 남아 있다. 우주는 대부분 수소와 헬륨으로 구성돼 있지만 끊임없는 별의 핵융합 과정으로 인해 언젠가는 수소와 헬륨이 고갈될 것이다. 이때가 되면 별의 탄생이 더는 일어나지 않을 것이다. 따라서 은하들은 밝은 별들을 더는 갖지 못하고 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 등과 같은 별들의 ‘시체’만 지니게 될 것이다. 이것은 앞으로 약 1조 년 뒤의 일이다.