오늘날 천문학에서는 우주의 탄생을 '빅뱅이론'을 이용하여 설명하고 있어. 빅뱅이론은 무려 70년도 더 된 오래된 이론이지만, 이 이론을 뒷받침하는
증거들은 매우 강력하고 또한 정확하기 때문에 대부분의 천문학자들은 빅뱅우주론을 믿어의심치 않아. 빅뱅은 태초에 갑자기 생긴 폭발로 공간이
팽창하게 되면서 우주가 탄생했다고 가정하고 있어.
3분동안 우리 모두를 이루고 있는 기본적인 물질들이 전부 다 만들어졌다고해. 1초도 안되는 매우 짧은 시간에 우주를 이루는 기본적인 네 가지 힘인
강력, 약력, 전자기력, 중력은 서로 분리가 되었으며, 힉스장이 비로소 제 역할을 하였고, 비로소 쿼크가 생겨났어.
힘의 분리
이후 쿼크는 자기들끼리 붙어 양성자와 중성자를 비롯한 기본적인 소립자들을 만들어냈고, 1초가 지나 3분정도가 흘렀을 때에는 양성자, 즉 수소원자가
핵융합 반응을 일으켜 헬륨과 소량의 리튬을 만들어내어 오늘날 우주를 구성하게 돼.(수소 74%, 헬륨25%, 리튬 이상 1%)
빅뱅초기에 있었던 핵융합
그 후 38만년이 지나 우주의 온도가 약 3천500도까지 떨어지자 양성자와 우주를 떠돌아다니던 자유전자는 비로소 결합을 하여 중성수소를 만들어냈고,
그동안 자유전자의 방해로 흡수당하거나 튕겨져나갔던 빛은 방해물질이 사라짐으로써 비로소 직진을 하게돼.
이때 직진을 한 빛은 137억년이 넘는 세월을 이동하며 우리에게 도착했는데, 이 빛을 바로 우주배경복사라고 부르지.
빅뱅초기의 핵융합으로 이루어진 오늘날 우주의 구성비와 38만년이 지나 생긴 이 우주배경복사의 존재는 바로 빅뱅이론의 가장 강력한 두 증거이며,
이들은 오차범위내에서 아주 정확하게 들어맞는, 천문학 역사상 거의 유례를 찾아보기 힘든 정확성을 보여줬어.
그러나 이 빅뱅이론에도 여러 문제가 존재했었어. 그중 대표적인 문제 두 개만 꼽아보면, Fine tuning problem이라고 불리우는 미세조정의 문제와
Horizon problem이라 불리우는 지평선 문제가 있지.
1. 미세조정문제?
Fine tuning problem을 직역하면 미세조정문제라고 볼 수 있는데, 쉽게말해 초기우주를 이루는 기본적인 물리량, 즉 핵융합의 질량손실이라든지
오메가라 불리우는 우주의 밀도 등이 아주 미세하게 세팅되어있지 않으면 지금과 같은 우주는 만들어질 수 없다는 문제야.
이 미세조정문제를 알아보기 위해 우리는 먼저 우주의 척도라고 불리우는 값의 개념부터 짚고 넘어가야해.
1930년대 허블은 우주가 팽창하고 있다는 사실, 즉 허블법칙을 발견함으로써 일약 스타덤에 오르게 돼. 그에 따르면 멀리 있는 은하들의 후퇴속도는
거리에 정비례관계를 가졌다고해. 지구로부터 거리가 멀면 멀수록 그만큼 후퇴속도도 빨랐다는 소리지. 이말은 즉 우주가 팽창하고있다는 사실을
의미하고 있어. 그렇다면 현재의 추세를 볼때, 우주는 영원히 팽창할까? 아니면 팽창을 멈추고 수축하여 전 우주적 대충돌을 겪을까?
이 문제는 당시 우주론학자들에게는 최대의 토론거리였지. 당시 유명했던 프리드만(Friedmann)이라는 물리학자는
에너지보존법칙(운동에너지+위치에너지=일정)을 이용하여 유명한 프리드만 방정식을 유도해냈고, 이 방정식을 이용해 우주의 미래를 예측하기 시작했어.
그는 우주의 미래가 우주의 밀도가 어떤값을 갖느냐에 따라 확연히 달라지는 것을 알아냈는데, 그는 현재 우주의 밀도가 어느 임계밀도를 넘어가게 된다면
우주는 어느순간 팽창을 멈추고 수축하게 될 것이며, 우주의 밀도가 임계밀도보다 작다면 우주는 영원히 팽창할 것이라고 주장했어.
이때 그는 현재 우주밀도를 임계밀도로 나눈 값, 즉 오메가를 파라미터로 정했어.
오메가의 정의
이때 임계밀도란 가속팽창도, 수축도 하지않는 가장 이상적이고 정적인 우주라고 보면 돼. 우주의 밀도가 이상태에 있다면(오메가가 1과 같다면)
태초의 충격파 때문에 우주는 계속 팽창하겠지만, 그 속도는 그렇게 빠르지 않아서 은하들은 항상 그자리에 있는 아주 이상적인 형태의 우주야.
만일 오메가가 1보다 작다면 위 식에서 우주의 밀도가 임계밀도보다 작다는 뜻이므로 우주는 영원히 팽창하며, 오메가가 1보다 크다면 우주의 밀도가
임계밀도보다 크다는 뜻이므로 우주는 팽창을 멈추고 수축하게 된다는거지.
오메가와 우주의 기하학적 모양
그렇다면 현재 우주는 어떨까? 오늘날 우주에서는 이 오메가가 오직 우주에 존재하는 물질들(별이나 은하)로만 구성됐다고 보지 않아.
즉 이러한 물질 외에도 암흑물질과 암흑에너지 값을 보정해줘야하지. 이렇게 모든 경우를 다 고려하여 계산해보면 거의 1에 가까운 값을 가져.
또한 현재의 오메가 값을 가지기 위해선 초기 우주의 오메가 역시 1에 매우 근접한 값을 가져야해. 왜일까? 만약 초기 우주의 오메가가 0.5라고 해보자.
그렇게 된다면 팽창을 멈추기에는 질량이 너무나도 부족하여 우주의 크기가 2배 커지면 오메가는 거의 0.25가 돼버려. 즉 1보다 현저히 작은 값을 가지게 되면
그 수치는 시간이 지남에 따라 기하급수적으로 작아져 물질이 생겨나기도전에 소립자단위로 찢어지는 '빅립'현상이 일어나는거지.
반대로 오메가가 2정도 된다면 우주가 2배로 팽창하기도전에 질량으로인한 중력이 팽창력을 압도하여 수축하는 현상이 벌어져.
그렇기 때문에 초기우주의 오메가가 1에 아주아주아주 근접해있지 않으면 오늘날과 같은 우주를 만나진 못했을거야.
우주의 밀도가 단 0.2g/cm^3만 달라져도 운명이 엄청나게 달라진다.
실제로 오늘날과 같은 오메가 값을 가지기 위해선 빅뱅초기 우주의 오메가 값은 1.000000000000000000000000000000000000000000000000000000000
000000(10^(-62)) 정도로 1에 아주아주아주아주 정밀하게 조정되어야만해. 그렇지 않고 마지막 자리에서 1만 틀어지면 우주는 급팽창을 하거나
급수축을 하여 지금과 같은 우주는 탄생하지 않게 돼. 위의 짤을 보면 왼쪽 위에 우주의 초기 밀도가 나와있어. 상상을 초월하는 어마어마한 큰 수지만,
녹색, 검은색, 빨간색의 밀도차는 불과 0.2g/cm^3에 불과해. 저렇게 큰 수에서 0.2라는 차이는 먼지보다도 더 작은 무시할만한 수준임에도 불구하고
그 차이가 우주의 미래를 결정하는 아주 중요한 값임을 알 수 있어. 바로 이러한 문제를 미세조정의 문제라고 부르지.
2. 지평선 문제?
빅뱅이론의 문제는 이뿐만이 아니였어. 빅뱅이론으로 예측된 우주배경복사는 빅뱅이론의 가장 강력한 증거가 됐지만 또하나의 커다란 문제를 안겨줬지.
오늘날 관측가능한 우주의 크기는 대략 140억광년정도로 보고있어. 즉 하늘의 한쪽 끝과 반대쪽 끝까지의 거리는 약 280억광년쯤 되겠지.
즉 우주의 나이가 대략 140억년이기 때문에 140억년동안 빛이 죽을힘을 다해 달려도 반대쪽 끝까지 도달하진 못하는 거야. 즉 두 지점 사이에서
정보 교환이 사실상 불가능하지. 그런데? 우주배경복사는 우주의 전 구역에서 불과 10^(-5)정도의 차이를 가지는 아주 정밀한 값을 가지며
매우 고르게 분포되어있어. 아니 두 지점사이의 정보교환이 사실상 불가능한데 어떻게 두 지점이 이토록 똑같은 성질을 지닌걸까?
바로 이 문제가 지평선 문제야. 왜 양쪽끝지점의 정보교환이 불가능한데 마치 정보가 교환된 것처럼 이리도 똑같을까?
3. 해결책은?
이러한 빅뱅이론의 크나큰 문제들은 강력한 뒷받침 증거를 가지고 있음에도 그 존립이 위태로워졌어. 하지만 1970년대 앨런 구스라는 물리학자는
이른바 '인플레이션 이론'이라 불리우는 급팽창이론을 제기함으로써 위의 두 문제를 해결하기에 이르러.
즉 우주가 태어난 후 얼마 지나지 않아 엄청나게 팽창을 했다는 말이야. 이렇게 급팽창을 가정하게 된다면, 미세조정문제와 지평선문제를 동시에 해결하는
그야말로 두 마리 토끼를 모두 잡는 쾌거를 이룰 수 있지.
즉, 우주 초기에는 정보들이 상호교환하기에 충분한 시간이 있었고, 이렇게 상호교환을 하여 두 지점간 차이가 없을 무렵에 갑자기 급팽창을 하게 되어
그러한 성질이 계속 유지되었다는거지. 그렇게 된다면 두 지점이 상호간 정보교환을 할 수 없는 상태에 이른다고 할지라도 기존에 이미 정보교환을
했기 때문에 미세조정과 지평선 문제를 해결할 수 있었던거야.
당시 이 이론을 접한 물리학자들은 저마다 '도데체 내가 왜 이런 간단한 이론을 생각 못했을까' 라며 자신을 한탄했다고해. 그만큼 물리학계 전체가
충격에 휩싸였고 그만큼 열광했다는거지. 현재 이 인플레이션은 앨런 구스가 제창한 이론 외에도 여러개가 더 있어.
신기한 점은 대부분의 인플레이션 이론은 '다중우주'를 예견하고있다는거지. 이에 관해선 인플레이션 다중우주에 관해 설명한 위의 링크를 타고가서
읽어보면 될거야
하지만 이 인플레이션은 또다른 의문을 제기해. 과연 급팽창을 가능케 한 힘은 어디서 나타났는가?
즉 오히려 학자들은 빅뱅의 모순점을 해결한 것이 아닌 그것을 해결하기위한 임시방편에 불과한 것으로, 문제를 오히려 연기시켰다고 말해.
그래서 인플레이션의 증거를 찾기위해 전세계의 과학자들은 골똘히 생각했지. 그때 번뜩하고 스쳐지나간 생각이 있었으니, 바로 '중력파'라는 개념이야.
중력파란 말그대로 중력의 변화로 발생하는 시공간의 물결이라고 볼 수 있어. 우리가 잔잔한 강에 돌을 던지면 물결이 일어나듯이
아무것도 없는 우주공간에 질량체가 떡하니 나타나거나 그 질량이 아주 급격하게 변하게 되면 주변의 중력이 심하게 변하여 그것이 마치
물결파처럼 사방으로 퍼져나간다는거지. 일반적으로 중력자체는 큰 스케일에서 매우 약하기 때문에 중력파 자체도 상당히 약할 것으로 보고있으며,
때문에 중성자별이 충돌하는것과 같은 극히 드문 현상에서만 관측할 수 있다고 보고있어.
중성자별의 충돌
그렇다면 인플레이션과 중력파는 무슨 관계일까?
초기 우주는 아주 작은 영역에 엄청난 양의 물질이 꽉꽉 들어차있었어. 즉 이들로 인한 중력은 엄청났다는 소리겠지.
근데 인플레이션으로 엄청나게 팽창을했다고 생각해보자. 비유를 하자면 감기바이러스만한 우주가 순식간에 지름 수억광년의 초은하단 수준으로
커진 셈인데, 이정도로 커다란 변화가 생기면 감기바이러스만한 우주에 있는 질량과 수십억광년의 초은하단 수준에서 감기바이러스만한 공간의
질량은 확연히 다르겠지? 즉 질량이 아주 급격하게 변했다는거지. 따라서 이 시기에 엄청난 크기의 중력파가 발생했을 거라고 추측하고 있으며,
이들의 잔재는 오늘날 우주배경복사와 같이 전 우주적으로 관측이 되리라고 믿고있어.
바이셉트2가 발표한 중력파로 인한 우주배경복사의 편광
그런데 이런 중력파를 어떻게 검출할까? 바로 빛의 왜곡을 이용하는건데, 중력파로 시공간이 일그러지면 우주배경복사 역시 약간의 편광이 발생해.
그래서 이 편광정도를 측정하면 중력파의 존재와 그 크기를 알아낼 수 있고, 이는 인플레이션의 강력한 증거로 해석될 수 있다는거지.
하버드대학교의 물리학자들은 이를 이용하여 중력파를 검출했다고 주장하였고(2014년 5월) 이들의 주장은 대서특필되어 당시 과학자들을
흥분케 했어. 허나 2015년 2월, 이들의 연구결과가 틀렸다는 관측결과가 나오면서 시무룩해졌지.
그전에도 물론 인플레이션의 증거를 찾기위한 노력은 있었어. 바로 '진공에너지'야. 인플레이션을 일으키게 한 원동력은 바로 우주의 미시적 스케일에서
작용하는 양자적 진동이라고 볼 수 있어. 즉 아주 미시적인 스케일에서 공간은 그 자체로 아주 불안정하여 에너지가 요동을 치고있으며, 이들은
이 순간에도 끊임없이 물질 - 반물질 쌍을 만들고 소멸하고 만들고 소멸하기를 반복한다는 말이야. 이러한 에너지의 요동이 바로 인플레이션의 원동력이라는
해석이 물리학자들의 주장이야. 실제로 이 현상은 캐시미르 효과라 불리우는 대전되지 않은 두 판 사이에 작용하는 인력을 발견함으로써
존재가 증명됐어. 이러한 진공에너지는 후에 암흑에너지와도 연계가 되는데, 진공에너지를 직접 측정하여 이론치와 잘 맞는다면 이 역시
암흑에너지의 존재와 인플레이션을 아주 강력하게 뒷받침하는 증거가 될거라고 믿었어. 그렇지만 현실은 아주 냉혹했지.
실제로 측정된 진공에너지와 양자장이론에서 예측하는 진공에너지 사이의 차이가 무려 10^123 이나 났던거야.
천문학은 아무리 근사적인 학문이라고 하지만 1다음에 0이 123개나 붙는 이러한 차이는 도저히 설명할 수 없었지.
그래서 아직까지 이 인플레이션은 관측적 증거가 없는 그저 가설상태로만 남아있어. 과연 인플레이션의 증거가 발견될까?
만약 발견된다면 그것은 천문학 역사상 가장 위대한 발견 중 하나가 될거야.
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3줄요약.
1. 빅뱅이론에는 커다란 두 문제가 있었다.
2. 바로 미세조정과 지평선 문제
3. 인플레이션 이론은 이 문제를 해결했지만 아직은 가설단계.