우주의 기원

사람들은 밤하늘의 별을 쳐다보면서 드넓은 우주를 생각할 때가 있다. 옛날 사람들이 생각했던 우주는 신화와 전설에 바탕을 두어 설명하였기 때문에, 과학적으로 우주를 바라보며 설명하는 오늘날의 우주관과는 거리가 있었다. 이후 고대 그리스 철학자들을 중심으로 과학적인 접근법을 통해 다양한 우주관이 거론되기 시작하였다. 고대 과학적인 우주관을 대표하는 인물에는 아리스토텔레스가 있다. 그는 ‘우주는 시간과 공간적으로 시작과 끝이 없으며 영원불변하고 완전무결한 존재’라고 주장하였다. 이와는 반대로 에피쿠르스 학파는 ‘우주는 불완전한 혼돈의 상태에서 점차 완벽하게 질서가 잡혀가는 변화무쌍한 존재’라고 주장하였다. 오늘날에 와서도 이러한 우주관은 큰 변화가 없었다. ‘우주는 항상 변하지 않는다’는 정상우주론과‘우주는 항상 변한다’는 팽창 우주론은 모두 과거 이들의 주장과 비슷한 관점에서 우주의 모습을 설명한 것이다. 이처럼 수천 년 이전부터 이미 현대 우주론에서 치열하게 대 립하고 있는 두 가지 관점이 시작되었으며, 이러한 대립은 최근까지도 계속되었다. 사람들은 아주 오래전부터 우주는 항상 변하지 않는다고 생각하였다. 상대성 이론으로 유명한 아인슈타인도 처음에는 우주는 변하지 않고 항상 같은 모습이라고 생각 했었다. 그러나 고성능의 망원경이 등장하여 우주를 좀 더 정밀하게 관측할 수 있게 되면서 영원불변할 것으로 생각했던 우주의 모습은 조금씩 다른 모습으로 보이기 시작하였다. 이후 망원경으로 정밀한 천체 관측이 계속되면서 마침내 에드윈 허블에 의해 우주가 팽창한다는 사실이 밝혀지게 되었다. 1919년 허블은 윌슨산 천문대에 설치된 망원경으로 성운을 관측하고, 그 자료를 분석하여 성운까지의 거리를 계산하고 있었다. 성운까지의 거리는 성운에서 발견되는 맥동 변광성을 이용하여 비교적 정확하게 알아낼 수 있었다. 성운의 거리 자료를 분석하면서 그는 성운이라고 알려진 천체 중 일부가 지구에서 수십만 광년 떨어진 먼 곳에 있다는 것을 알게 되었다. 그는 이러한 관측을 바탕으로 그전까지 성운으로 알려졌던 천체들이 실제로는 우리 은하에 포함되지 않는 천체이며, 아주 먼 거리에 있는 또 다른 은하임을 밝혀내었다. 허블이 은하의 거리를 비교적 정확하게 알아낼 수 있었던 것은 맥동 변광성의 절대 등급과 거리가 서로 특별한 상관관계에 있다는 것을 밝혀낸 천문학자인 리비트의 공로가 매우 크다. 맥동 변광성이란 별의 대기층이 팽창과 수축을 반복하면서 시간에 따라 밝기가 변하는 별이다. 리비트는 이러한 맥동 변광성의 밝기가 변하는 시간인 주기와 별의 밝기인 광도 사이의 상관 관계를 찾기 위해 노력하였다. 그녀는 오랜 연 구 끝에 맥동 변광성은 주기가 길어질수록 별의 평균 절대 등급이 낮아져 밝아지는 것을 밝혀냈다. 이를 맥동 변광성의 주기 광도 관계라고 한다. 맥동 변광성의 주기-광도 관계는 별의 거리를 알려 주는 좋은 도구로 이용된다. 예를 들어 멀리 있는 은하에서 맥동 변광성을 찾아내어 변광 주기를 구하면 주기 광도 관계를 이용하여 그 별의 절대 등급을 알 수 있다. 이를 겉보기 등급과 비교하면 맥동 변광성까지의 거리를 계산할 수 있으며, 결국 맥동 변광성이 속해 있는 은하까지의 거리를 알 수 있다. 따라서 어떤 은하까지의 거리를 구하려면 그 은하에 속해 있는 맥동 변광성을 찾으면 된다. 허블은 이러한 방법으로 은하까지의 거리를 알아냈으며, 이미 거리를 알고 있는 은하에서 오는 빛을 이용하여 은하의 이동 속도를 구하는 연구를 계속하였다. 은하에서 오는 빛으로 어떻게 은하의 이동 속도를 알 수 있을까? 별이나 은하까지의 거리는 매우 멀기 때문에 여기서 오는 빛의 스펙트럼을 분석하여 이들에 대한 여러 가지 성질을 알아낸다. 특히 은하가 운동하는 속도는 은하에서 관측한 흡수 스펙트럼에 도플러 효과를 적용하여 알아낼 수 있다. 도플러 효과에 의하면 빛을 내는 광원이 관측자에게 가까이 다가올 때는 광원이 정 지해 있을 때보다 빛의 파동이 줄어들어 파장은 짧아지고 진동수는 증가한다. 따라서 이러한 빛의 스펙트럼은 광원이 정지해 있을 때보다 파장이 짧은 파란색 쪽으로 치우친다. 이를 청색 이동이라고 하며, 치우치는 정도는 광원의 이동 속도가 빠를수록 증가한다. 한편 광원이 관측자로부터 멀어질 때는 광원이 정지해 있을 때보다 빛의 파동이 늘어나서 파장은 길어지고 진동수는 감소한다. 따라서 이러한 빛의 스펙트럼은 광원이 정지해 있을 때보다 파장이 긴 빨간색 쪽으로 치우친다. 이를 적색 이동이라고 하며, 치우치는 정도는 청색 이동과 마찬가지로 광원의 이동 속도가 빠를수록 증가한 다. 따라서 도플러 효과로 은하에서 관측된 빛의 파장이 증가 또는 감소하는 정도를 측정하면 은하의 이동 속도를 알아낼 수 있다. 도플러 효과의 예 구급차가 가까이 올 때는 진동수가 높아지므로 소리가 높아지고, 멀어질 때는 진동수 가 낮아지면서 소리가 낮아진다. 빛의 도플러 효과 빛의 도플러 효과에서는 움직이는 광원에서 나오는 빛을 분광기에 비췄을 때 나오는 스펙트럼의 세기를 정지 상태와 비교하여 광원의 운동을 설명한다. 직접 만든 간이 분광기를 이용하여 여러 종류의 빛에서 나타나는 스펙트럼의 차이를 확인 할 수 있다. 빛을 내는 은하가 정지해 있으면 일반적 인 원소의 흡수 스펙트럼이 관측된다. 빛을 내는 은하가 가까이 다가올수록 파장이 파란색 쪽으로 치우친 흡수 스펙트럼이 관측된다. 허블은 이와 같은 방법으로 관측한 은하의 대부분에서 적색 이동이 나타나는 것을 밝혀냈다. 이 사실은 은하 대부분이 우리로부터 멀어져 가고 있다는 것을 의미하는 것으로, 우주가 팽창하고 있다는 것을 알려 준다. 허블은 은하의 관측 자료를 분석한 후, 은하가 멀어져 가는 후퇴 속도와 은하까지의 거리가 서로 관계있다는 것을 알아냈 다. 즉, 그는 분석한 자료를 통해 은하가 멀리 떨어져 있을수록 후퇴 속도가 더 커진다는 결론을 내리고, 은하의 후퇴 속도와 거리 사이의 관계를 단순하게 정립하였다. 이것이 허블 법칙이다. 허블 법칙은 은하가 후퇴하는 속도 v는 관측되는 은하까지의 거리 d에 비례한다는 것을 의미한다. 즉, v=Hd 이다. 여기서 H는 허블 상수이다. 은하가 후퇴하는 속도는 허블 상수로 알 수 있기 때문에 우주의 연구에 매우 중요하다. 허블 상수는 정확하게 측정하기가 매우 어렵기 때문에 새로운 결과를 얻을 때 마다 그 값이 바뀌는 경우도 있다. 가장 최근에 정한 허블 상수는 허블 우주 망원경의 관측을 통해 얻은 값으로, 약 74 km/s/Mpc이다. 허블 법칙은 그림 8과 같이 우주에 있는 어떤 두 천체가 서로 멀어져 가는 속도는 천체 사이의 거리가 멀수록 더 커진다는 것을 의미한다. 우주의 중심이 지구가 아니기 때문에 우주 공간의 어느 별을 기준으로 해도 허블 법칙은 언제나 성립한다. 이처럼 우리는 우주에 있는 모든 천체가 서로 멀어져 가고 있다는 사실로부터 우주가 팽 창하고 있다는 것을 알 수 있다. 허블 법칙은 우주가 팽창한다는 사실뿐만 아니라 우주의 크기와 나이에 대해서 보다 논리적이고 과학적으로 접근할 수 있게 해 주었다. 우주의 크기와 나이는 허블 법칙을 통해 어떻게 알 수 있는 것일까? 우주가 팽창한다면 과거 어느 순간에는 우주의 모든 것이 한곳에 모여 있었던 때가있었을 것이다. 우주의 모든 것이 모여 있었을 때는 지금의 은하들도 함께 모여 있었을 것이므로, 이때가 바로 우주의 시작이다. 허블 법칙으로 알아낸 우주의 후퇴 속도를 이용하면 우주의 모든 은하가 언제 모여 있었는지를 계산할 수 있다. 즉, 우주의 나이는 가장 멀리 있는 은하까지의 거리 d를 우주의 팽창 속도 v로 나누어 주면 얻을 수 있다. 따라서 우주의 나이는 T가 된다. 과거에서 현재까지 우주가 일정한 속도로 팽창하였다면 우주의 나이는 허블 상수의 역수로 알 수 있다. 이렇게 얻은 우주의 나이를 허블 시간이라고 하며, 현재까지 알려진 우주의 나이는 약 137억 년이다. 즉, 허블 시간은 우주가 현재의 모습으로 되는 데 걸린 시간의 기준이다. 과학자들은 우주가 탄생한 이후 우주의 팽창이 서서 히 느려진 것으로 여기고 있으므로, 현재의 허블 상수로 구한 허블 시간은 실제 우주 나이의 최댓값에 해당된다고 할 수 있다. 또한 허블 상수는 우주의 미래에 대한 예측도 가능하게 해 준다. 허블 상수가 어떤 임계값보다 크면 은하는 우주 전체의 중력을 이겨 내고 점점 멀어 지게 되므로 우주는 언제까지나 팽창을 계속할 것이다. 반대로 허블 상수가 어느 임계값보다 작으면 은하의 후퇴 속도는 우주 전체의 중력 때문에 점점 느려져 일정한 시간이 지나면 우주는 다시 수축하게 될 것이다. 이처럼 허블 상수의 결정은 우주의 미래가 어떻게 변할 것인지에 대한 문제의 핵심이 된다. 허블 법칙에 따르면 우리 은하가 우주의 중심에 위치하는 것처럼 생각하기 쉽다. 그러나 허블 법칙은 우주 어디에서나 똑같이 성립하기 때문에, 팽창하는 우주에서 중심을 정할 수 없다. 따라서 우리 은하는 우주의 중심이 아니다. 또한 허블 법칙이 발견되면서 허블 상수를 정확히 결정하면 우주의 끝에 있는 은하까지의 거리도 알아낼 수 있게 되었다. 이때 우주 의 끝에 있는 은하까지의 거리가 바로 우주의 크기가 된다. 은하의 후퇴 속도가 광속과 같다고 가정하고 허블 법칙으로 거리를 구하면 그때의 거리를 반지름으로 하는 구면이 우리에게는 우주의 지평선이 된다. 어떤 물질도 광속보다 빠르게 움직일 수 없으므로, 우주의 지평선을 경계로 그 바깥의 세계에 대해서는 영원히 알 수 없다. 즉, 우주의 지평선 너머는 우리들이 사고할 수 없는 세계이다. 일반적으로 말하는 우주의 끝은 허블 법칙에서 얻은 우주의 지평선을 의미하며, 현재 그 거리는 약 137억 광년으로 알려져 있다. 즉, 우주는 반지름이 약 137억 광년인 거대한 공간인 것이다.