초기의 우주론

 

이 개척자적 연구는 그 주요 세부 사항에 다소 착오가 있긴 했지만 핵물리학과 우주론을 결합시키는 역할을 하였다. 이들 연구가들은 초기 우주는 일종의 열핵 반응로(thermal nuclear reactor) 로 볼 수 있다고 설명하였다. 이 이론의 한 결과로, 물리학자들은 빅 뱅에서 만들어진 가벼운 원소들의 함량을 측정하였다. 그 후 성간매질에서의 반응과 별 내부에서의 핵반응으로 인해 어떻게 변했는지를 정확히 계산하였다.

 

초기 우주에 우세했던 조건들을 파악했다고 해서 이것이 은하들이 어떻게 생성되었는가를 이해하는 데에 직접 연결되는 것은 아니다. 그렇지만 우리는 퍼즐을 맞추어 낼 조각들을 꽤 여러 개 가지게 되었다. 중력은 밀도가 높은 영역의 팽창을 느리게 만들어 그 밀도를 더욱 높이게 하므로, 물질 분포의 밀도 요동을 증가시킨다. 가까운 은하단의 성장에서 이런 과정이 관측되었으며, 은하들 자체도 더 작은 규모에서 일어나는 동일한 과정을 통해 형성된 것이라 여겨진다.

초기 우주에서는 이러한 구조들의 성장이 복사압(radiation pressure)에 의해 방해받았지만, 우주가 현재 크기의 0.1% 정도로 팽창하였을 때는 상황이 바뀌었다. 그 시점에서는, 온도가 약 3천 절대온도였는데, 이는 이온과 전자가 결합하여 중성 수소나 헬륨을 형성하기에 충분히 낮은 온도였다. 이 중성 물질들은 방사선을 피해 빠져나가 가스 구름을 형성할 수 있었고, 이것이 다시 수축하여 은하단을 이루게 된 것이다. 관측 결과를 보면, 우주가 현재 크기의 5분의 1 정도 되었을 당시, 물질은 한곳으로 모여 어린은하들이라 불리기에 손색이 없는 가스 구름이 되었다.

 

지금 당면하고 있는 문제는, 초기에는 우주가 분명 균일한 밀도를 가졌는데, 어째서 지금은 덩어리진 은하 분포를 나타내는지를 잘 설명해 내는 것이다. 천문학자들은 우주 배경 복사에서 단지 미세한 불규칙성만 발견되는 것으로 보아, 초기 우주 밀도에는 큰 변화가 없었음을 알고 있다.

 

지금까지는 그럭저럭 관측 결과와 부합하는 이론을 만드는 데에 큰 어려움이 없었지만, 보다 엄밀한 검증을 받게 될 날이 다가오고 있다. 특히 은하 형성을 다룬 여러 이론들은 방향에 따라 약 1 이하의 단위로 측정한 우주 배경 복사 분포에서 각기 서로 다른 요동이 나올 것을 예상하고 있다. 이런 미세한 요동을 측정하는 것은, 아직 수행되지 않았지만, 아마 현재 진행 중인 실험에서 성취될 수 있을 것이다. 현재 연구되고 있는 은하 형성 이론 중에서 어떤 것이 이 검증을 통과할 것인지 주시해 보는 것도 흥미로운 일이다.

 

 

오늘날 우주는 우리가 알고 있는 한 생명의 발달에 풍부한 기회를 제공해 왔다. 관측 가능한 부분의 우주에는 태양과 유사한 별들이 1억조(10^20) 개 가량 있다. 그러나 빅 뱅 우주론에서 생명은 한정된 시간 동안만 가능함을 암시한다. 우주는 먼 과거에는 너무 뜨거웠고, 미래에는 자원이 고갈될 것이다. 대부분 은하들은 아직도 새로운 별을 만들고 있지만, 공급할 가스를 다 써버린 것들도 많다. 지금부터 30억 년 후에는 은하들이 훨씬 더 어두울 것이고 죽은, 혹은 죽어 가는 별들로 가득 찰 것이다. 그래서 현재 존재하는 것과 같은 생명을 지원할 수 있는 행성의 수는 훨씬 줄어들 것이다.

 

우주는 영원히 팽창할 수도 있다. 이 경우에는 모든 은하와 별들이 점점 어둡고 차가워질 것이다. 이 거대한 암흑 세계(big chill)에 대조되는 것이 대붕괴 big crunch이다. 우주 질량이 충분히 크다면, 중력이 점차 팽창을 역전시켜 모든 물질과 에너지는 재결합할 것이다. 다음 세대 중에는, 연구자들이 우주 질량을 측정하는 기술을 개선하여, 현재의 팽창이 대암흑기로 갈 것인지 대붕괴로 갈 것인지 알게 될 것이다.

 

가까운 미래에, 빅 뱅을 더 잘 이해하는 새로운 실험이 나오리라 기대한다. 팽창률과 우주의 나이를 더 잘 측정하게 되면 별이 과연 팽창하는 우주보다 더 젊다는 것을 확실히 알 수 있을 것이다. 최근 더 큰 망원경이 완성되거나 제작 중에 있어, 우주 질량이 시공의 곡률(curvature of spacetime)에 어떤 영향을 미치는지를 알게 될 것이다. 그러면 먼 은하계의 관측에도 영향을 줄 것이다. 또한 우리는 빅 뱅 우주론에서 접근하지 않은 주제도 연구를 계속할 것이다. 우리는 왜 빅 뱅이 일어났으며, 그 전에는 무엇이 존재했는지 모른다. 그리고 우리 우주가 우리의 관측에서 벗어난 팽창 중인 다른 영역을 갖고 있을지도 모른다. 우리는 자연의 기본 상수가 왜 그 값을 갖는지 그 이유도 모른다. 입자물리학의 발전은 이 문제에 대한 답을 줄 수 있는 흥미로운 방법을 제시하고 있다. 당면한 도전은 이 아이디어들을 검증할 수 있는 실험을 발견하는 것이다.

 

우주론 문제에 대한 이러한 논의들을 살펴 나갈 때에 우리는 모든 물리 이론이 너무 깊이 밀고 들어가면 틀릴 수도 있는 실재에 대한 근사일 뿐이란 점에 주의해야 한다. 물리학은 실험의 지원을 받은 그 이전의 이론들을 더 크고 포괄적인 틀로 묶는 과정에서 발전한다. 빅 뱅 이론은 우주 배경 복사, 가벼운 원소의 함량, 그리고 허블 팽창 등 풍부한 증거의 지원을 받고 있다. 따라서 새로 나타날 우주론은 분명 빅 뱅 이론의 내용을 그 안에 함축하는 것이 될 것이다. 다음 세대에 이루어질 발전이 어떠하든 간에 우주론은 이미 철학의 한 분야에서 그 가설들이 관측과 실험의 검증을 거쳐야 하는 물리 과학으로 이미 전환되었다.