대폭발

Question: 빅뱅이론을 처음 주장한 사람은 누구인가?


대폭발(大爆發, )[1] 은 천문학 또는 물리학에서, 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 약 137억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 되었다고 보는 이론이다. 이 이론에 따르면, 폭발에 앞서, 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 갇혀 있었다. 우주 시간 0초의 폭발 순간에 그 작은 점으로부터 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게서 멀어지기 시작했다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미한다. 정상우주론을 제외하면 아직 거의 유일한 과학적 우주 탄생 이론이다.
벨기에의 로마가톨릭 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 대폭발 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 "원시원자에 대한 가설"이라 불렀다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 단순화 가정(공간의 균질성과 등방성과 같은)을 기반으로 한다. 이것의 지배방정식은 알렉산드르 프리드만에 의해 공식화되었다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이와 비례하다는 것을 발견했다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 초단파 잡음이 난다는 사실을 발견했다. 이 초단파 잡음은 어떤 한 영역에서 나오는 것이 아니라, 우주의 모든 곳에서 발생했다. 이 초단파 잡음은 초기 대폭발에서 남겨진 복사 잡음으로 추정되고 있다.[2] 만일 현재 은하단들 사이의 거리가 점차 멀어지고 있다면, 과거에는 모두가 서로 가까이 모여있었을 것이다. 이러한 발상은 결국 극도로 밀집되고 극도로 뜨거웠던 시점이 과거에 존재했을 것이라는 추측으로 귀결되었고,[3][4][5] 이 이론과 비슷한 상황을 재현하고 확인하기 위해 커다란 입자 가속기가 만들어졌지만, 입자 가속기는 결국 이러한 고에너지영역을 조사하는 데 기능적 한계를 나타냈다. 대폭발 이론이 최초의 팽창 이후 우주의 일반적인 변화에 대해 설명해낼 수 있다 하더라도, 팽창 직후와 연관된 아무런 증거도 없이는 이러한 기본적인 상황에 대해 어떠한 입증도 할 수 없다. 우주를 통틀어 보이는 빛에 대한 관측 결과는, 대폭발 핵합성에 충분히 논리적으로 설명된 예측, 즉 우주 처음 몇 분 간의 급속한 팽창과 냉각 속에서 발생한 핵반응으로부터 형성된 빛에 대한 계산과 거의 맞아 떨어졌다.
영국의 천문학자 프레드 호일은 "대폭발"() 이라는 단어를 1949년 어느 라디오 방송에서 처음 언급했다. 그가 주장했던 정상우주론(우주가 밀도를 일정하게 유지한 채 물질이 계속 생성되면서 팽창한다는 이론)을 본인이 별로 중요히 여기지 않는다는 이야기가 퍼지자, 호일은 이를 강하게 부정하고 방송에서의 언급은 단지 두 우주론의 가장 큰 차이점을 설명하기 위해 사용한 단어일 뿐이라고 일축했다.[6][7][8] 호일은 나중에, 가벼운 원소로부터 무거운 원소가 형성되는 항성 핵합성 과정을 이해하기 위해 연구에 매진했다. 1964년 우주 마이크로파 배경을 발견하고, 그것의 스펙트럼(각 파장으로부터 계산된 복사량)으로부터 흑체 곡선을 그려낸 후, 이 증거를 들어 대부분의 과학자들은 과거 대폭발 시나리오가 발생한 것이 확실하다고 믿게 되었다.
역사

대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 이론적 고찰로부터 만들어졌다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하의 도플러 편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한 '성운'들이 과연 우리 은하 바깥의 '개별 은하'인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문이다.[9][10] 10년 뒤, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정식을 도출해낸다.[11] 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운 '성운'의 엄청난 거리는, 이러한 천체들이 결국엔 다른 은하였다는 것을 알려줬다. 1927년, 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭교회의 사제였던 조르주 르메트르는, 프리드만의 방정식만으로 성운들의 후퇴가 우주의 팽창에 기인하고 있음을 예견했다.[12]
1931년 르메트르는 더 나아가, 시간의 흐름에 따른 명백한 팽창은, 과거로 갈수록 우주가 수축하고 결국에는 우주의 모든 물질이 하나의 점인 "원시 원자"로 모여, 시간과 공간이 존재하지 않는 시점이 있었다는 것을 보여준다고 언급하였다.[13]
1924년 초, 허블은 윌슨 산 천문대에 설치된 100 인치 (2,500mm) 구경의 후커 망원경을 사용하여, 우주 거리 사다리의 시초라 할 수 있는 원거리 계산법을 개발하였다. 이로써 그는, 대부분 슬라이퍼에 의해 이미 적색 편이가 계산된 은하들의 거리를 추산할 수 있었다. 1929년 허블은 허블의 법칙으로 알려진, 거리와 후퇴 속도와의 관계를 발견해냈다.[2][14] 르메트르는 우주원리를 통해, 이미 이러한 발견을 예견한 바 있다.[15]

1930년대에만 해도, 밀른 모형과[16] 진동 우주(프리드만이 처음 제안했으나 알베르트 아인슈타인과 리처드 톨먼이 주장한),[17] 그리고 프리츠 츠비키의 지친 빛 가설을[18] 포함한 여러 생각들은 허블의 관측을 뒷받침하는 비정상우주론으로 여겨졌다.
2차 세계대전 이후, 두 가지 차이점이 드러났다. 하나는 우주가 확장을 하게 된다면 새로운 물질이 생성될 것이라는 내용의 프레드 호일의 정상우주론으로, 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 같은 상태이다.[19] 또 다른 하나는 르메트르의 대폭발 이론으로, 랄프 알퍼, 로버트 허먼과 협력하여 대폭발 핵합성(BBN)을 소개하였고[20] 우주 마이크로파 배경을 예견한 조지 가모프가 지지하고 발전시켰다.[21] 역설적이게도, 1949년 3월에 있었던 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론을 "이 대폭발 아이디어"라고 비꼬아 언급하여 결국 모두가 사용하는 명칭으로 만든 장본인은 바로 호일 이었다.[22][주 1] 당분간은 이 두 가지 이론으로 사람들의 지지가 나뉘었지만, 결국 그때 가장 유력했던 정상우주론이 승리하였다.
그러나, 1964년의 우주 마이크로파 배경은[23] 대폭발 이론을 우주의 기원과 진화를 설명하는 데 가장 훌륭한 이론으로 자리잡게 하였다. 우주론에 관련된 최근의 연구 중 상당수는 대폭발 이후 은하들이 어떻게 형성되었는지, 초창기의 우주가 갖고 있는 물리적 특성이 무엇인지 이해하기 위한 것이거나, 기존의 이론과 관측 결과를 일치시키기 위한 것이 많았다.
대폭발 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE나[24] WMAP과[25] 같은 위성으로부터 모은 방대한 자료의 분석과 더불어 큰 발전을 이루었다. 우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 변수들에 대한 거의 정확한 계산값을 갖게 되었고, 더 나아가 이전에는 예상하지 못했던, 우주의 팽창이 더 가속화되고 있음을 발견하였다.
개괄

대폭발의 연대기

일반상대성이론을 이용하여 외삽법으로 우주의 팽창을 되짚어보면, 과거 특정 지점에서 무한한 밀도와 온도를 나타내게 된다.[26] 이러한 특이점은 일반 상대성이 붕괴됨을 나타낸다. 우리가 이 특이점을 얼마나 정확히 계산해 낼 수 있을지 몰라도, 플랑크 시대보다는 앞서지 않을 것이다. 그보다 앞선, 매우 뜨겁고 조밀한 단계를 "대폭발"이라고 하고,[주 2] 이를 우리 우주의 "탄생"으로 여긴다.
기본 가정

FLRW 우주 모형

지평선

팽창의 증거
분광법
항성과 항성이 일정 주기로 겹쳤을때 내보내는 적외선의 스펙트럼으로 도플러 효과로 알아내는 방법이 있다.
역학적 계산
만유인력과 구심력을 통해서 태양의 질량을 알 수가 있다. 즉, 지구의 공전속도와 태양에 잡혀 회전하는 구심력을 통해서 태양 질량을 알 수 있다.
만유인력: F=GMm/r2
구심력: F=mv2/r
M:태양질량, m:지구질량, G:만유인력상수, v:공전속도, r:태양과 지구간의 거리
만유인력과 구심력이 같으므로, 태양 질량을 얻을 수 있다.
이런 원리로 태양계의 무게를 알면 은하의 무게를 알 수 있고, 우리 은하에 있지 않은 임의의 천체 하나의 위치를 우리 은하와의 거리를 관측한 후 멀어지는 속도를 측정하는 방법도 있다.
온도 측정
임의의 어떤 우주공간 지점에 온도를 측정하는 방법이다. 최초 대폭발시 어떤 온도가 존재 한다면, 시간과 공간도 이때부터 생긴 것이다. 대폭발시 온도는 일정한데,우주가 넓어질수록 온도가 떨어지기 때문이다.
적색편이
현재 멀리 떨어진 은하에서 나오는 빛의 스펙트럼을 조사해보면 적색편이가 보이는데, 이는 우주가 팽창하고 있다는 이론을 뒷받침하는 증거다. 허블의 법칙은 이를 정량화한 것으로, 우주가 팽창하는 속도는 거리에 비례함을 수식을 통해 정리했다. 허블의 법칙을 통해서, 시간을 거슬러 올라가 보면 우주가 작은 크기였다는 것을 추론할 수 있다.
우주의 팽창속도는 대략 초속 50만 킬로미터이다.[주 3] 우주가 검게 보이는 이유도, 빛의 속도로는 우주의 끝에 반사되어 돌아온 빛이 없기 때문이다.
대폭발 이론의 문제점
대칭적인 초기우주에서는 반물질과 물질이 동일한 비율로 생성될 것이라는 생각에 따라, 빅뱅이론으로는 현재 우주의 물질과 반물질 비율을 설명할 수 없다는 의혹이 제기되었으나 이는 곧 자발 대칭 깨짐을 통해 설명할 수 있게 되었다고는 하지만 이는 어디까지나 검증안된 가설에 불과하며 정작 수학적으로 분명히 있어야할 반물질이 도대체 우주 어디에 있는가 하는 문제가 필연적으로 남게된다.
봄 역학(Bohmian mechanics)을 이용해서 일반 상대성이론에 국소항을 찾아내어 대폭발의 특이점이 없다는 것을 보인 연구가 있었으나,[27] 레이저 간섭계 중력파 관측소의 중력파 관측 내용을 토대로 직접 장방정식을 검증할 수 있게 되었다고는 하지만 이는 아직 가설수준에 불과하며, 정작 수학적 계산에 의해 필연적으로 존재해야하는 우주 내부의 물질양만큼의 천문학적 반물질양이 어디에 존재하는지는 여전히 미스테리로 남아있다.

나선은하 팔의 형태와 은하중심과으로부터의 거리에 대한 별의 궤도속도가 고전역학을 통한 계산값보다 크지만, 높은 안정성을 보이는 이유를 설명해내지 못하고 있다.
대폭발 후의 우주 모형(이론상)
텅 빈 우주
열린 우주(암흑 에너지 발견 전의 우리 우주의 추측 모습.)
평평한 우주
닫힌 우주
가속 팽창하는 우주(현재)
대폭발 이후 우주의 역사

우주 나이 ~ 10−43초: 플랑크 시간(Planck time)
하이젠베르크의 불확정성 원리에 따라 계산된 물리학이 정의할 수 있는 최소의 시간단위. 플랑크 시간보다 짧은 시간에 대해서는 어떠한 설명도 할 수 없다.
우주 나이 10−43 ~ 10−35초: 대통일 이론 시대(GUT era)
당시 우주의 온도 약 1027도. 원자핵도 존재할 수 없는 온도로, 빛과 입자의 원료들이 뒤섞인 형태의 에너지만이 존재한다. 물리학의 4가지 기본 힘인 중력, 전자기력, 약력, 강력 중에서 중력을 제외한 나머지 3가지 힘은 이 시기에 대통일력으로 통합되어 존재했을 것으로 추정하며, 이 시간을 대통일 이론 시대라고 부른다.
우주 나이 10−35 ~ 10−32초: 급팽창(Inflation)
이 시기에 우주는 짧은 시간에 지름기준 1043배정도, 부피로는 10129배의 엄청난 팽창을 겪는다(지수 함수적 팽창 조건의 경우). 이러한 급팽창은 우주의 에너지가 상태를 바꾸는 일종의 상전이현상(수증기가 물로 바뀌는 것처럼 물질의 성질이 바뀌는 현상)을 겪으며 강력이 대통일력에서 분리되며 시작되었을 것으로 추정된다.
우주 나이 10−32 ~ 10−4초: 강입자의 시대(Hardron era)
쿼크로 구성된 최초의 강입자의 탄생. 위 쿼크와 아래 쿼크가 모여 양성자(up+up+down)와 중성자(down+down+up)가 탄생. (양성자=수소 원자핵)
우주 나이 10−4 ~ 1 초: 입자와 반입자의 탄생
우주 나이 1 초 ~ 3 분: 대폭발 핵합성
우주의 온도는 100억도~1억도 정도까지 낮아진 상태로, 양성자간의 결합 작용, 즉 수소 핵융합 반응이 일어나는 환경이다. 그 결과로 전 우주에서 다량의 헬륨이 생성되었다.
우주 나이 3 분 ~ 38만 년: 입자와 반입자의 쌍소멸, 입자만 남게 됨
우주 나이 38만 년: 재결합
우주는 팽창하던 중 특정 온도(약3000도)까지 낮아지는 순간, 우주 전체에서 원자핵들이 자유전자와 결합하는 현상이 일어난다(재결합이라는 용어는 사실 적절한 단어가 아니다. 우주 역사상 최초의 핵-전자 결합이기 때문이다.). 그와 함께 단위 부피당 입자수는 절반으로 줄고, 입자들과의 충돌로 자유롭게 움직이지 못하고 있던 빛이 분리된다. 이 때 방출된 빛은, 우주 팽창에 역행하며 우주의 역사에 해당하는 시간동안을 움직여, 지구에 도달한다. 이 빛은 매우 큰 적색편이를 겪어 우리에게 미미한 에너지를 보이는 복사로 보인다. 이론적으로 예측된 이 빛을 우주 마이크로파 배경이라 불렀다.
최초의 별(first star)과 은하의 생성
당시 우주에 존재하던 원소들인 수소와 헬륨이 매우 많이 밀집된 곳에서 태양 질량의 수백 배에 이르는 무거운 별들이 탄생. 이 무거운 별들은 100만 년 정도의 짧은 수명이 지난 후 초신성 폭발과 비슷한 큰 폭발로 최후를 맞으며 자신이 핵융합을 통해 생성한 무거운 원소들을 우주에 뿌렸다.
우주 나이 38만 년 ~ 4억 년: 암흑의 시대
비슷한 시기에 생긴 별들이 비슷한 시기에 폭발로 우주에 에너지를 방출하자, 그 에너지가 재결합 때 이루어진 양성자와 전자의 결합을 분리시켰다. 이로 인해 수억 년간 별과 은하를 만들지 못하는 시기가 지속되었다.
우주 나이 4억 년 ~ 137억 년: 항성 / 은하 / 성운 / 행성 등의 발달
우주 나이 137억 년: 현재의 우주
이후 어떤 우주인지에 따라 우주의 운명이 다르게 결정된다. 이는 이론상의 추측이다.
닫힌 우주의 경우: 우주 나이 < 137억 년 - 언젠가는 다시 수축을 하게 됨 (대수축)
열린 우주의 경우: 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 영원히 팽창을 계속함
편평한 우주의 경우: 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 언젠가 편평하게 되어 팽창을 거의 멈추게 됨
가속 팽창하는 우주의 경우: 우주 나이 > 137억 년 - 현재의 우주로, 지금까지의 우주 모형 즉 감속 팽창이 아닌 가속 팽창을 함.
같이 보기
우주
급팽창 이론
빅 크런치
우주의 역사
우주의 나이
빅 히스토리(en:Big History)
플랑크 시간
각주

참고 문헌

외부 링크


분류:우주론
분류:천체물리학