우주의 나이

개요

ΛCDM 모형은 현재 천문학자들에게 널리 받아 들여지고 있는 이론으로써 우주가 매우 고온 고압의 원시 상태에서 시작해서 현재 상태에 이르기까지 137.98억년 동안의 진화를 설명하는 이론이다. 이 모형은 현재 이론적으로 매우 잘 이해되고 있으며, WMAP과 같은 매우 정밀한 관측 결과들에 의해 뒷받침되고 있다. 반면, 현대 물리학 및 천문학은 이 원시우주가 왜, 어떻게 시작되었는지는 잘 설명하지 못하는 한계를 가지고 있다. 만약 ΛCDM 모형을 우리가 잘 이해하고 있는 시기부터 계속 과거로 확장하면, 우주는 "대폭발 특이점"이라는 중력 특이점(特異點,singularity)에 도달하게 된다. 이 특이점에서는 물리학의 법칙이 적용되지 않기 때문에 이 점은 특별한 물리적 의미를 갖지는 못 한다. 하지만 편의 상 "우주의 나이"는 이 대폭발에서부터 현재까지 흐른 시간을 의미하는데 쓰이고 있다. 예를 들면, "대폭발 후 10⁻⁶초"는 우주의 진화에서 표준모형이 잘 적용되는 시간대이다. 따라서 "대폭발 후 10⁻⁶초"에서부터 현재까지의 시간은 매우 잘 정의되는 시간이지만, 이 때부터 대폭발 특이점까지의 시간은 잘 정의되지 않는다.
국제 천문 연맹 은
"우주의 나이"를 ΛCDM 모형에서의 우주팽창이 지속된 시간, 또는 현재 관측 가능한 우주에서 대폭발부터 현재까지의 시간을 의미한다고 정하였다.

우주 나이의 하한선

아들이 아버지보다 나이가 많을 수 없는 것처럼, 우주 안의 천체는 당연히 우주보다는 젊어야 하기 때문에, 여러 종류의 천체를 관측하여 그 나이를 추정하는 것으로 우주의 나이의 하한선을 얻을 수 있다. 가장 많이 쓰이는 방법 중 하나는 가장 온도가 낮은 백색왜성의 나이를 측정하는 것이다. 백색왜성은 태양과 비슷한 질량을 가진 별들이 죽으면서 만들어지는데, 백색왜성은 당시 가지고 있던 열 이외에 다른 에너지원이 없기 때문에 나이가 들면서 점점 식고, 어두워지게 된다. 따라서 가장 어둡고, 가장 온도가 낮은 백색왜성을 찾아서 그 냉각 나이를 측정하면 우주의 나이의 하한선을 얻을 수 있다.
또 다른 방법은 가장 오래된 구상성단의 나이를 측정하는 방법이다. 처음에 성단이 만들어질 때 성단을 구성하는 별들은 모두 헤르츠스프룽-러셀 도표 위에서 주계열에 놓이게 된다. 그러나 성단이 나이를 먹어 가면서 가장 질량이 무거운 별들은 이 주계열에서부터 진화하기 시작하여 적색거성이 된다. 따라서 주계열에서 갈라지는 분기점을 통해 성단의 나이를 추정하여 우주의 나이의 하한선을 얻을 수 있다.

WMAP 관측

2013년 기준으로, 9년에 걸친 NASA의 WMAP 관측으로부터 우주의 나이는 137.72±0.59억년으로 결정된 상태이다.
물론 이 결과는 이 프로젝트의 계산 모형이 옳다는 것을 가정하고 있으며, 다른 방법으로 우주의 나이를 계산하면 약간 다른 나이나 정확도를 얻을 수도 있다. 예를 들면 상대론적 입자 때문에 생기는 배경을 가정한다면, 우주의 나이의 오차 범위가 최대 10배까지 커 질 수 있다는 주장도 있다.
WMAP에 의한 우주 변수 결정 (따라서 나이 결정)은 우주 마이크로파 배경 파워스펙트럼에서 첫 번째 acoustic peak의 위치로부터 "마지막 산란면"의 크기를 측정하는 방법을 통해 이루어진다. 이 마지막 산란면의 크기는 재결합시기의 우주의 크기와도 같다.

역사

18세기에 들어서야 지구의 나이가 수 백만 년, 많게는 수 십억 년일지도 모른다는 생각이 나타나기 시작했다. 그러나 19세기부터 20세기 초까지만 하더라도 대부분의 과학자들은 비록 지역적으로는 별들이 새로 만들어지고 또 사라지기도 하지만, 전체적으로 보면 우주의 나이는 무한하며 우주는 영원히 정상상태에 있을 것이라고 믿고 있었다.
우주의 나이가 무한할 수 없을 것이라는 가정을 처음으로 제시한 것은 19세기 중반에 완성된 열역학이었다. "닫힌 계의 엔트로피는 항상 증가한다"는 열역학의 개념에 따르면, 만약 우주의 나이가 무한하다면 그 안에 있는 모든 것들의 온도는 똑같아야 하며, 따라서 우주에 별이나 생명 같은 것은 존재 할 수 없게 된다는 모순이 발생한다. 하지만 당시에는 아무도 이러한 모순을 해소할만한 설명을 제시하지 못했다. 1915년에 마침내 알베르트 아인슈타인이 일반상대론을 발표했다.
이 이론을 바탕으로 조르주 르메트르는 우주는 결코 정지해 있을 수 없으며, 반드시 팽창하거나 수축하거나 해야 한다는 것을 보였다. 하지만 아인슈타인 자신은 우주가 정상상태에 있을 것이라고 믿었기 때문에, 자신의 방정식에 소위 우주상수라는 항을 추가해서 방정식이 정상상태 우주와 일치하도록 만들었다.
우주가 유한하다는 첫 번째 증거를 제시한 사람은 천문학자 에드윈 허블이었다.
20세기 들어, 허블을 비롯한 천문학자들은 당시에 "나선성운"으로 알려졌던 천체들이 사실은 우리은하 밖에 존재하는 별개의 외부은하들이라는 것을 발견했다. 더욱이 이 은하들은 매우 멀리 떨어져 있으며, 이 은하들의 스펙트럼을 찍어본 결과 선 스펙트럼이 실험실에서 보다 긴 파장으로 관측되는 적색편이(redshift)를 발견했다. 이는 은하들이 우리로부터 멀어지고 있다는 것을 의미한다. 또한 멀리 떨어져 있는 은하일수록 더 큰 적색편이를 보였고, 따라서 더 빨리 우리로부터 멀어지고 있었다. 바로 이 사실이 우주가 정지해있지 않고 팽창하고 있다는 첫 관측적 증거가 되었다. 시간을 거꾸로 돌릴 경우 과거 어느 순간에는 우주의 모든 은하가 한 점으로 수렴하는 순간이 존재하여, 이는 우주에 시작이 있었고, 우주의 나이가 유한함을 의미한다. 허블은 현재의 팽창속도로부터 우주가 언제 팽창하기 시작했는지 계산함으로써 최초로 우주의 나이를 결정할 수 있었다. 허블이 처음으로 계산해낸 값은 우리가 지금 알고 있는 값 보다는 매우 작았는데, 이는 그 당시의 은하까지의 거리를 실제보다 가깝게 측정했었기 때문이다.
우주의 나이를 구하는 데 필요한 우주의 팽창속도(허블상수)를 제대로 측정해 낸 사람은 천문학자 앨런 샌디지이다.
1958년에 그가 측정한 허블상수는 우리가 현재 알고 있는 우주의 나이와 상당히 비슷한 값을 도출하였지만, 그는 그 자신의 결과를 신뢰하지 않았다. 이는 당시에 가장 오래된 별들의 나이가 약 250억년이라고 알려져 있었고 우주의 나이는 이보다 당연히 커야 하기 때문이었다. 따라서 샌디지와 일단의 천문학자들은 계속 측정을 반복하면서, 관측된 허블상수값을 줄이기 위해 (따라서 우주의 나이를 늘리기 위해) 많은 노력을 하였다. 하지만 이 문제는 결국 별들의 나이 측정에 사용된 항성진화이론들이 점점 발전하고, 별들의 나이가 실제보다 많게 측정 되었다는 것이 밝혀지며 해결되었다. 현재 가장 나이가 많은 별의 나이는 약 132억년이다.
우주 마이크로파 배경의 발견(1965년)
 은
우주의 팽창에 대한 결정적인 증거가 되었고, 우주의 나이를 정확하게 측정하는 방법을 제공하였다. 2001년에 발사된 WMAP위성은 수 년에 걸쳐 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측함으로써 허블 상수와 우주의 나이를 매우 정확하게 결정할 수 있도록 기여하였다.