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빅뱅은 가장 유명한 우주 생성 이론입니다. 기본적으로 빅뱅 이론은 우주가 한때 더 작고 조밀했으며 억겁의 세월 동안 팽창했다고 말합니다. 이 영상은 빅뱅 이론에 대해 설명하고 우주가 존재하게 된 근본 원인에 대한 몇 가지 추측적인 아이디어(양자거품, 다중우주, M 이론 등)를 보여드립니다.
* 이 영상의 일부는 NASA 및 페르미 국립가속기연구소(Fermilab)가 제공하는 퍼블릭 도메인 영상을 활용하였습니다.
Credit: NASA | Fermilab, U.S. Dept. of Energy
This video mainly used public domain footages provided by NASA and Fermilab.
Thank you Dr. Don Lincoln
[자막]대부분 사람들은 어떤 것의 기원에 관심이 있습니다
우리는 원인과 이유를 궁금해 하며, 어떤 경우에는 답이 간단하죠
예를 들어, 우리의 기원은 당연히 부모님이고 더 위로 가면 할아버지와 할머니입니다
더 멀리 올라가면 호모 사피엔스 종이며 이런 식으로 진화의 사슬을 계속 이어나갈 수 있습니다
근원적인 곳까지 들어가면 비록 모든 세부사항을 알지는 못해도 전체 그림은 이해할 수 있죠
이러한 기원에 관한 이야기 중에서 아마도 가장 대단한 것은 모든 것의 기원인 우주의 탄생일 겁니다
우주의 탄생 또한 우리가 모든 것을 알지는 못하지만 큰 틀을 비롯해 많은 것이 밝혀져 있습니다
우리의 우주는 약 140억년 전에 빅뱅이라고 불리는 대폭발로 시작되었습니다
빅뱅 이론의 핵심은 크게 두 가지죠.
첫째, 우주는 더 뜨겁고 더 조밀한 형태에서 오늘날 우리가 보는 우주로 팽창되었습니다.
둘째, 그 팽창이 오늘날에도 계속되고 있습니다.
이 이론이 보편적으로 받아들여지는 많은 이유가 있는데, 몇 가지를 살펴보겠습니다
1929년에 에드윈 허블은 먼 은하가 우리에게서 멀어지고 거리가 멀수록 더 빠르다는 사실을 발견했습니다
그의 연구는 단지 약 6백만 광년 떨어진 은하들만 관련되었지만 20세기 중반에 수십억년 거리의 우주를 관측한 결과도 마찬가지였습니다
두 번째 증거는 우주를 살펴볼 때 관찰되는 수소와 헬륨의 비율입니다.
1948년 세 과학자가 우주가 형성될 때 생성된 수소 원자 수와 헬륨 원자 수의 비율을 예측했습니다
매우 분명한 이 예측은 92개의 수소 원자마다 8개의 헬륨 원자가 있어야 한다고 주장했습니다
우주 관측 결과 이 예측이 매우 잘 들어맞는다는 것이 확인되었습니다
1960년대에 세 번째 증거가 발견되었습니다
우주가 원시 불 덩어리로 시작되었다면 팽창함에 따라 온도가 떨어져야 합니다
1964년 우주 온도는 절대온도 2.7도 또는 섭씨 약 -270도로 결정되었습니다
당신이 우주 어디를 보더라도 그곳의 온도는 이 온도이죠
지난 50년 간 관측 기술이 발전함에 따라 초기 우주를 이해할 수 있는 데이터가 대량으로 확보됐습니다
그리고 이 데이터는 빅뱅 이론을 강력하게 강력하게 뒷받침합니다
또한 원시 우주는 10조분의 1초 동안 존재했는데, 입자가 찰나의 순간에만 존재하는 입자가속기에서도 예외적인 온도가 생성된다는 사실에서 영감을 얻었습니다
한마디로 모든 데이터는 초기 우주는 눈 한번 깜박이는 데서 나왔다는 생각을 뒷받침합니다
사실 과학자들이 빅뱅을 말할 때는 팽창이 시작된 정확한 순간은 포함하지 않습니다
무엇이 우주를 팽창하게 만들었는가는 현재 빅뱅 모델에 포함되지 않는 주제이죠
그럼 무엇이 우주를 움직이게 만들었는가, 무엇이 작게 뭉친 우주를 팽창하게 했는가
더 중요한 질문이지만, 사실 과학자들은 아직 잘 모릅니다
그렇지만, 과학적으로 믿을 만한 가설들이 있고 점차 높은 가능성으로 발전해 왔습니다
가장 일반적인 것은 우주가 훨씬 작고 조밀했으므로 양자역학의 법칙이 지배했으리라는 추측입니다
초기 우주는 수시로 나타났다 사라지는 입자로 가득찼을 것이며 그것을 양자 거품이라고 부릅니다
그리고 양자 거품에서 어쩌다 양자 요동이 발생하여 작은 우주의 구속력을 극복하고 우주를 팽창으로 내몰았습니다
뜬구름 잡듯이 들리지만 오늘날 실제로 관찰되며 상당히 잘 이해하고 있는 현상입니다
우주가 시작되기 전에 거대한 다차원 끈들이 존재했다는 이론도 있습니다
막들이 어떤 고차원 공간에서 떠다니다가 서로 충돌해 많은 에너지를 방출하면서 우주가 만들어졌다는 것입니다
또 다른 아이디어는 이러한 모델 중 일부에 루프 양자 중력을 도입했습니다
우주는 일련의 큰 격동을 경험하며 그 과정에서 우주는 팽창했다가 수축하고 이를 다시 반복한다는 이론입니다
우주의 팽창 단계는 끝이 없는 것 같다는 생각과 결이 다른 아이디어입니다
어쩌면 새로운 물리학이 팽창 단계에 반하는 수축을 가능케 할 지도 모릅니다
네 번째 대담한 아이디어는 초끈 이론의 확장인 M 이론을 사용합니다
여러 우주가 아주 오랫 동안, 아마도 영원히 존재해 왔다고 주장합니다
우주들 중 하나가 우리 우주인데 마치 방울이나 거품 같은 것이죠
여러 우주를 통틀어 부르는 단어가 다중우주입니다
우주라는 단어는 전통적으로 모든 것을 의미하므로 다중우주라는 말은 혼란스러울 수 있습니다
하지만 우주가 각기 독립적이고 서로 교류하지 않는다면 타당한 말일 수 있죠
네 가지 아이디어를 말씀드렸지만, 그 무엇도 확실한 것은 없습니다.
오랜 시간이 흘러야 진전이 있겠지만 이번 세기에 아인슈타인 같은 천재가 나오면 좋겠습니다.
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대폭발 – 위키백과, 우리 모두의 백과사전
대폭발(大爆發, 영어: Big Bang 빅뱅) 이론은 가장 이른 시기부터 그 이후의 거대구조 진화까지의 관측 가능한 우주의 존재를 설명하는 일반적인 우주론 모형이다.
Source: ko.wikipedia.org
Date Published: 9/11/2021
View: 2291
빅뱅 우주론 | 천문학습관 – 천문우주지식정보 – 한국천문연구원
빅뱅이론이란 간단히 말해서 우주가 어떤 한 점에서부터 탄생한 후 지금까지 팽창하여 오늘의 우주에 이르렀다는 이론이다. 얼핏 생각하기엔 황당하기도 하고, …
Source: astro.kasi.re.kr
Date Published: 12/19/2022
View: 3286
빅뱅 우주론 – 나무위키
‘빅뱅(Big Bang) 이론’은 원어로 들어보면 그럴 듯하게 들리지만 의미를 풀어 보면 ‘대폭발/큰 쾅 이론’이란 뜻이며, 초기엔 태초의 화염구(primitive …
Source: namu.wiki
Date Published: 9/18/2022
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빅뱅(대폭발)이란 무엇인가? – 딱따구리의 지식연구소
대폭발(大爆發, 영어: Big Bang 빅뱅)은 천문학 또는 물리학에서, 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 …
Source: knowledge-lab.tistory.com
Date Published: 5/1/2021
View: 156
우주의 시작과 끝, ‘빅뱅 이론’ – 아홉시
‘빅뱅’이란 단어는 빅뱅 우주론과 대비되는 정상우주론을 지지했던 물리학자 프레드 호일이 팽창 우주론을 비꼬려고 사용했다는 말도 있고, 그저 팽창 …
Source: ahopsi.com
Date Published: 4/30/2022
View: 2104
점에서 시작된 우주, 빅뱅 자체는 모르는 ‘빅뱅 이론’ : 과학 – 한겨레
우주의 삼라만상은 모두 한 점에서 비롯됐다. ‘빅뱅'(대폭발)은 우주가 어떻게 만들어졌고 어떻게 팽창해가는지를 설명하는 대표적 이론으로 자리잡았다.
Source: www.hani.co.kr
Date Published: 5/19/2021
View: 4028
빅뱅 우주론의 개요와 몇 가지 오해 – 녹색아카데미
“빅뱅이론”이란 미국 드라마가 무척 인기가 좋았었는데, 그 주제가가 재미있습니다. The Big Bang Theory Song by Barenaked Ladies from The Big Bang …
Source: greenacademy.re.kr
Date Published: 4/5/2022
View: 655
빅뱅우주론의 탄생 | 과학문화포털 사이언스올
참고로 빅뱅이란 이름은 이기간 동안에는 존재하지 않았다고 합니다. 우습게도 “빅뱅”이란 말을 처음 쓴 것은 르메트로도 가모브도 아닌 정상상태이론 …
Source: www.scienceall.com
Date Published: 1/28/2022
View: 2927
빅뱅이란 무엇인가요? – 네이버 블로그
빅뱅이란 무엇인가요? … 우주가 태초의 대폭발로 시작되었다는 이론. 빅뱅론이라고도 한다. 1920년대 A.프리드만과 A.G.르메트르가 제안하였으며, 40년대 …
Source: m.blog.naver.com
Date Published: 6/3/2021
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주제에 대한 기사 평가 빅뱅 이란
- Author: 인터스텔라
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- Date Published: 2021. 10. 17.
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위키백과, 우리 모두의 백과사전
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대폭발(大爆發, 영어: Big Bang 빅뱅[*] ) 이론은 가장 이른 시기부터 그 이후의 거대구조 진화까지의 관측 가능한 우주의 존재를 설명하는 일반적인 우주론 모형이다.[1] 이 모형은 초기 높은 밀도와 온도의 상태에서 어떻게 우주가 팽창했는지를 설명하고,[2] 풍부한 가벼운 원소들, 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사 및 거대구조를 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다.
우주의 가상의 관측 불가능한 부분을 포함하는 공간이 원형 단면으로 매번 표시되는 우주팽창 의 연대표. 왼쪽에서, 극적인 팽창은 급팽창 시대 에서 발생하며; 또한 가운데에서, 팽창이 가속한다 (아티스트의 개념, 축척대로 아님).
결정적으로, 이 이론은 허블-르메트르 법칙, 은하가 지구에서 멀수록 더 빨리 멀어진다는 관측과 양립할 수 있다. 이 이론은 알려진 물리법칙을 사용하여 이 우주팽창을 시간적으로 역으로 외삽함으로써 시공간이 의미를 잃는 특이점(일반적으로 “대폭발 특이점”이라고 함)이 선행하는 점점 더 집중된 우주를 설명한다. 우주의 팽창 속도를 자세히 측정한 결과 빅뱅 특이점은 약 138억 년 전으로 나타나, 그래서 우주의 나이로 간주된다.[3]
초기 팽창 후, 종종 “빅뱅”이라고 불리는 대폭발 사건이 발생한 후, 우주는 아원자 입자와 이후의 원자를 형성할 수 있을 정도로 충분히 냉각되었다. 이 원시 원소의 거대한 구름(대부분 수소, 일부 헬륨 및 리튬 포함)은 나중에 중력을 통해 합쳐져 초기 항성들과 은하들을 형성했으며, 그 전래물들을 오늘날 볼 수 있다. 천문학자들은 이러한 원시 건축 재료 외에도 은하를 둘러싼 알려지지 않은 암흑 물질의 중력 효과를 관찰한다. 우주의 중력 퍼텐셜은 대부분 이런 형태로 존재하는 것으로 보이며, 대폭발 이론과 여러 관측에 따르면 이 과잉 중력 퍼텐셜은 보통 원자와 같은 중입자 물질에 의해 생성된 것이 아니다. 초신성의 적색편이를 측정한 결과는, 암흑 에너지의 존재로 인한 관측인, 우주의 팽창이 가속되고 있음을 나타낸다.[4]
조르주 르메트르는 1927년에 팽창하는 우주가 “원시 원자”라고 불렀던 단일 지점으로 시간을 거슬러 올라갈 수 있다고 처음 언급했다. 에드윈 허블은 1929년 은하의 적색편이 분석을 통해 은하들이 실제로 멀어지고 있음을 확인했으니; 이것은 팽창하는 우주에 대한 중요한 관측 증거이다. 수십 년 동안, 과학계는 둘다 팽창에 대한 설명을 제공하는 대폭발과 라이벌 정상우주론 모형의 지지자들로 나뉘었지만, 정상상태 모형은 빅뱅의 유한한 나이와 대조적으로 영원한 우주를 규정했다. 1964년, CMB가 발견되어 많은 우주론자들에게 정상우주론이 틀렸음을 확신하게 되었으니, 정상우주론과 달리, 뜨거운 대폭발은 먼 과거의 높은 온도와 밀도로 인해 우주 전체에 걸쳐 균일한 배경 복사를 예측했기 때문이었다. 그리고 먼 과거의 밀도. 광범위한 경험적 증거는 이제 본질적으로 보편적으로 받아 들여지는 대폭발을 강력하게 지지한다.[5]
모형의 특징 [ 편집 ]
대폭발 이론은 가벼운 원소들의 존재, CMB, 우주 거대구조 및 허블의 법칙을 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다. 이 이론은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요 가정에 의존한다. 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중 하나이다. 우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 균질하고 등방성이며- 위치에 상관없이 모든 방향에서 동일하다고 말한다.[6]
이러한 아이디어는 처음에는 가정으로 간주되었지만 나중에 각각을 테스트하기 위한 노력이 이루어졌다. 예를 들어, 첫 번째 가정은 우주의 대부분의 나의에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10-5차라는 것을 보여주는 관찰에 의해 태스트되었다.[7] 또한 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계의 규모에서 엄격한 테스트들을 통과했다.[8][9][노트 1]
거대한 규모의 우주는 지구에서 볼 때 등방성으로 보인다. 만약 그것이 정말로 등방성이라면, 우주론 원리는 선호되는 (또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 더 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있다. 이를 위해 CMB 온도 관측을 통해 우주론 원리가 10-5 수준으로 확인됐으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다.[10]
공간의 팽창 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량 입니다.
우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측을 통해 추론되었으며 대폭발 이론의 핵심 요소이다. 수학적으로, 일반상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 거리함수(metric)로 시공간을 설명한다. 은하들, 별들 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 놓여진 좌표도 또는 “격자”를 사용하여 지정된다. 우주론 원리는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW)을 고유하게 선별하는 대규모의 균질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시한다. 이 지표에는 시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자가 포함되어 있다. 이를 통해 공변 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있다. 이 좌표계에서 격자는 우주를 따라 팽창하며, 우주팽창 때문에 움직이는 물체는 격자의 고정점에 머무른다. 그들의 ‘좌표’ 거리(공변거리)는 일정하지만, 그와 공변하는 두 점 사이의 ‘물리적’ 거리는 우주의 축척인자에 비례하여 확장된다.
대폭발은 빈 우주를 채우기 위해 바깥으로 이동하는 물질의 폭발이 아니다. 대신, 공간 자체는 시간과 함께 모든 곳에서 확장되며 공유점 사이의 물리적 거리를 증가시킨다. 다시 말해, 대폭발은 우주’에서의’ 폭발이 아니라 우주’의’ 확장이다.[2] FLRW 계량은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에, 우리 우주에는 오직 대규모로만 적용되어-우리 은하와 같은 물질의 국부적 농도가 전체 우주와 같은 속도로 팽창할 필요는 없다.[11]
지평선 [ 편집 ]
대폭발 시공간의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재이다. 우주에는 유한한 나이가 있고 빛은 유한한 속도로 여행하기 때문에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 과거의 사건이 있을 수 있다. 이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계 또는 ‘과거 지평선’ 을 둔다. 반대로, 공간이 팽창하고 더 멀리 있는 물체가 점점 더 빨리 후퇴하기 때문에 오늘날 우리가 방출하는 빛은 매우 먼 물체를 “따라잡지” 못할 수도 있다. 이것은 우리가 영향을 미칠 수 있는 미래의 사건을 제한하는 ‘미래 지평선’ 을 정의한다. 두 유형의 지평선의 존재 여부는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모형의 세부 사항에 따라 다르다.[12]
아주 초기 시대로 거슬러 올라가는 우주에 대한 우리의 이해는 과거의 지평선이 있음을 시사하지만 실제로 우리의 시야는 초기 우주의 불투명성에 의해 제한된다. 따라서 우리의 시야는 시간적으로 더 뒤로 확장될 수 없지만, 지평선은 공간에서 후퇴한다. 만일 우주의 팽창이 계속 가속화되다면 미래의 지평선도 또한 있다.[12]
열평형화 [ 편집 ]
초기 우주의 일부 과정들은 우주의 팽창 속도에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달했다. 다른 것들은 열평형화에 도달할 만큼 충분히 빨랐다. 극초기 우주의 과정이 열평형에 도달했는지 여부를 알아내기 위해 일반적으로 사용되는 매개변수는 과정의 비율(일반적으로 입자 간의 충돌 비율)와 허블 매개변수 간의 비율이다. 비율이 클수록 입자가 서로 너무 멀리 떨어지기 전에 열평형화해야 하는 시간이 늘어난다.[13]
타임라인 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 우주의 역사 입니다.
대폭발 이론에 따르면, 우주는 처음에 매우 뜨겁고 매우 작았으며, 그 이후로 팽창하고 냉각되고 있다.
특이점 [ 편집 ]
일반 상대성이론을 사용하여 시간을 거슬러 우주 팽창을 외삽하면 과거의 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도가 산출된다.[14] 중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이론이 이 체제 regime 의 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 나타낸다. 일반 상대성이론에 기초한 모형만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전-특이점을 향해 외삽할 수 없다.
이 원시 특이점은 때때로 “대폭발”[15]이라고 불리지만, 그러나 이 용어는 또한 우주의 더 일반적인 초기 뜨겁고 조밀한 단계를 나타낼 수도 있다.[16][노트 2] 두 경우 모두, 하나의 사건으로서의 “대폭발”은 우리 우주의 “탄생”으로 구어체로 불리기도 하는데, 이는 우주가 물리 법칙이 다음과 같은 체제에 진입했음을 확인할 수 있는 역사적 시점을 나타내기 때문이다. 우리는 그것들(특히 일반 상대성이론과 입자 물리학의 표준 모형)이 작동한다는 것을 이해한다. Ia형 초신성을 사용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초했을 때, “우주의 나이”로 알려진-그 사건 이후 경과된 시간은 138억 년이다.[17]
이 시기에 블랙홀을 형성하는 데 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 밀도가 매우 높음에도 불구하고 우주는 다시 특이점으로 붕괴되지 않았습니다. 중력붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산 및 한계는 일반적으로, 항성과 같이, 상대적으로 일정한 크기의 물체를 기반으로 하며 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 우주에는 적용되지 않는다. 초기 우주는 즉시 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았기 때문에 그 당시의 물질은 무시할 수 있는 밀도 기울기로 매우 고르게 분포되었음에 틀림 없다.[18]
급팽창과 중입자 생성 [ 편집 ]
대폭발의 초기 단계는 이에 대한 천문학적 데이터가 없기 때문에 많은 추측의 대상이 된다. 가장 일반적인 모형에서 우주는 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력으로 균질하고 등방성으로 채워졌으며 매우 빠르게 팽창하고 냉각되었다. 팽창 후 0초부터 10-43초까지의 기간인 플랑크 시대(Planck epoch)는 전자기력, 강한 핵력, 약한 핵력, 중력의 네 가지 기본력이 하나로 통합된 단계였다. 이 단계에서 우주의 특징적인 축척 길이는 플랑크 길이인 1.6×10-35m이었고, 결과적으로 섭씨 약 1032도의 온도를 가졌다. 심지어 입자라는 그 개념조차 이러한 조건에서는 무너진다. 이 시기에 대한 적절한 이해는 양자 중력의 발전을 기다리고 있다.[19][20] 플랑크 시대는 우주의 온도가 떨어지면서 중력이 다른 힘으로부터 분리되는 10-43초에서 시작하는 대통일 시대(Grand unification epoch)로 이어졌다.[21]
팽창 후 약 10-37초에 상전이가 우주 급팽창을 일으켰고, 그 동안 우주는 광속 불변성에 제약을 받지 않고 지수적 exponentially 으로 성장했으며, 온도는 10만 배나 낮아졌다. 하이젠베르크의 불확정성 원리로 인해 발생한 미세한 양자 요동은 나중에 우주의 거대구조를 형성하는 씨앗으로 증폭되었다.[22] 약 10-36초의 시간에 강한 핵력이 다른 힘과 분리되고 전자기력과 약한 핵력만 통합된 상태에서 약전자기 시대(Electroweak epoch)가 시작된다.[23]
급팽창은 10-33초에서 10-32초대에 멈췄고, 우주의 부피는 적어도 1078배 증가했다. 재가열은 우주가 쿼크-글루온 플라즈마(Quark–gluon plasma)뿐만 아니라 다른 모든 기본 입자들을 쌍생성하는데 필요한 온도를 얻을 때까지 일어났다.[24][25] 입자의 무작위 운동이 상대론적 속도였을 정도로 온도가 아주 높았고, 모든 종류의 입자-반입자 쌍은 충돌로 지속적으로 생성 및 파괴되었다.[2] 어느 시점에서 중입자 생성이라고 불리는 알려지지 않은 반응이 중입자수의 보존을 위반하여 쿼크와 렙톤이 반쿼크와 반렙톤보다 극히 적은-3000만분의 일의 차수의 초과량으로 이끌었다. 이것이 현재 우주에서 물질이 반물질보다 우세한 결과를 초래했다.[26]
냉각 [ 편집 ]
전체 근적외선 하늘의 파노라마 뷰는 우리은하 너머 은하들의 분포를 드러낸다. 은하들은 적색편이 에 의해 색상으로 구분된다.
우주는 계속해서 밀도가 감소하고 온도가 떨어졌고, 따라서 각 입자의 전형 에너지가 감소하고 있었다. 대칭을 깨는(Symmetry-breaking) 상전이는 약 10-12초에 전자기력과 약한 핵력이 분리되면서 물리학의 기본 힘과 기본 압자의 매개변수를 현재 형태로 만든다.[23][27] 약 10-11초 후에 입자 에너지가 입자 가속기에서 얻을 수 있는 값으로 떨어지기 때문에 그림이 덜 추측적으로 된다. 약 10-6초 후에 쿼크와 글루온이 결합하여 양성자 및 중성자와 같은 중입자를 형성한다. 반쿼크에 비해 작은 양의 쿼크 초과가 반중입자에 비해 작은 양의 중입자 초과를 초래했다. 온도는 이제 더 이상 새로운 양성자-반양성자 쌍(중성자-반중성자의 경우와 유사)을 생성할 만큼 충분히 높지 않았으므로 대량 쌍소멸이 즉시 뒤따랐고 원래 물질 입자는 108분의 1만 남고 반입자는 하나도 남지 않았다.[28] 비슷한 과정이 전자와 양전자에 대해 약 1초에서 일어났다. 이러한 쌍소멸 후에 나머지 양성자, 중성자 및 전자는 더 이상 상대론적으로 움직이지 않고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 (중성미자의 미미한 기여와 더불어) 지배되었다.
팽창 몇 분 후, 온도가 약 10억 켈빈이고 우주의 물질 밀도가 현재 지구의 대기 밀도와 비슷할 때 중성자는 양성자와 결합하여 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성하는 대폭발 핵합성(Big Bang nucleosynthesis BBN)이라는 과정을 거쳤다.[29] 대부분의 양성자는 결합되지 않은 상태로 수소 핵으로 남아 있었다.[30]
우주가 냉각됨에 따라 물질의 정지 에너지(rest enrrgy) 밀도는 광자 복사의 에너지 밀도를 중력적으로 지배하게 되었다. 약 379,000년 후, 전자와 핵은 원자(대부분 수소)로 결합되어 복사를 방출할 수 있었다. 거의 방해받지 않고 우주를 통해 계속된 이 유물 복사(relic radiation)는 우주 마이크로파 배경으로 알려져 있다.[30]
구조 형성 [ 편집 ]
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과학자들이 대폭발을 이해하기를 돕기 위해 데이터를 수집하는 WMAP 위성에 대한 아티스트의 묘사
오랜 시간 동안, 균일하게 분포된 물질의 약간 더 밀도가 높은 영역은 중력에 의해 주변 물질을 끌어당겨 더 밀도가 높아져 오늘날 관찰할 수 있는 가스 구름들, 별들, 은하들 및 기타 천문학적 구조를 형성했다.[2] 이 과정의 세부 사항은 우주에 있는 물질의 양과 유형에 따른다. 네 가지 가능한 유형의 물질은 차가운 암흑물질, 따뜻한 암흑물질(Warm dark matter), 뜨거운 암흑물질 및 중입자 물질로 알려져 있다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)에서 사용할 수 있는 최상의 측정값은 데이터가 ΛCDM(Lambda-CDM) 모형에 잘 맞는다는 것을 보여준다. 이 모형에서는 암흑물질이 차갑다고 (따뜻한 암흑물질은 초기 재전리에 의해 배제되고) 가정되고,[31] 우주의 물질/에너지의 약 23%를 구성하는 것으로 추정되는 반면, 중입자 물질은 약 4.6%를 구성한다.[32] 중성미자의 형태로 뜨거운 암흑 물질을 포함하는 “확장 모형”에서,[33] 그래서 만일 “물리적 중입자 밀도” Ω b h2는 약 0.023으로 추정된다면 (이것은 약 0.046인 총 물질/에너지 밀도의 분수로 표현되는 ‘중입자 밀도’ Ω b 와 다르다), 해당하는 차가운 암흑물질 밀도 Ω c h2는 약 0.11이고, 해당 중성미자 밀도 Ω v h2는 0.0062 미만으로 추정된다.[34]
우주 가속 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 우주의 가속 팽창 입니다.
Ia형 초신성과 CMB의 독립적인 증거는 오늘날 우주가, 분명히 모든 공간에 침투하고 있는, 암흑 에너지로 알려진 신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시한다. 관측에 따르면 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 이 형태로 되어 있다. 우주가 아주 어렸을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만, 공간이 적고 모든 것이 더 가까워서, 중력이 우세했고, 그래서 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었다. 그러나 결국, 수십억 년의 팽창 후에는 암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소가 우주의 팽창을 천천히 가속하기 시작하게 하였다.[4]
가장 단순한 공식의 암흑 에너지는 일반 상대성이론의 아인슈타인 방정식에서 우주상수 항의 형태를 취하지만, 그 구성과 메커니즘은 알려져 있지 않으며, 보다 일반적으로, 그것의 상태 방정식의 세부사항과 입자 물리학의 표준 모형과의 관계는 관찰을 통하여 그리고 이론적으로 계속 조사되고 있다.[4]
급팽창 시대(Inflationary epoch) 이후의 이 모든 우주적 진화는 양자역학과 일반 상대성 이론의 독립적인 틀을 사용하는 우주론의 ΛCDM 모형에 의해 엄격하게 기술되고 모델링될 수 있다. 약 10-15초 전에 상황을 설명하는 쉽게 테스트 가능한 모형은 없다.[35] 우주 역사상 가장 초기의 이 시대를 이해하는 것은 현재 가장 큰 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나이다.
역사 [ 편집 ]
어원 [ 편집 ]
영국인 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 한 대담에서 “빅뱅(대폭발)”이라는 용어를 만든 것으로 알려져 있는데,[36] 말하기를: “이 이론들은 우주의 모든 물질들이 먼 과거의 특정 시기에 하나의 대폭발으로 생성되었다는 가설에 기초했다”라고 했다.[37][38] 그러나 그것은 1970년대까지는 유행하지 않았다.[38]
다른 “정상-상태” 우주론 모형을 선호했던 호일은 이것을 경멸적인 것으로 의도했다고 널리 보고되고 있지만,[39][40][41] 호일은 호일은 이를 명백히 부인하며 두 모형 사이의 차이점을 강조하기 위한 눈에 띠는 이미지일 뿐이라고 말했다.[42][43][44] 헬지 크라그 Helge Kragh 는 그것이 경멸적인 의미로 사용되었다는 주장에 대한 증거가 “설득력이 없다”고 쓰고, 또한 그것이 경멸적인 것이 아니라는 여러 징후를 언급한다.[38]
박뱅 용어 자체는 폭발의 발생을 암시하기 때문에 잘못된 이름이다.[38][45] 그러나 폭발은 중심점에서 아직 존재하지 않는 주변 공간으로의 확장을 의미한다. 대폭발은 우주로의 확장이라기보다는 우주 자체의 확장/확장으로 이해하기 훨씬 어려운 개념이다.[46][47] 산토시 매튜 Santhosh Mathew 가 지적한 또 다른 문제는 폭발(뱅)이 소리를 내포하고 있으며, 이를 위해서는 진동하는 입자와 매체가 필요하다는 것이다. 이것은 우리가 상상할 수 있는 모든 것의 시작이기 때문에 소리에 대한 근거가 없으므로 대폭발은 침묵했을 가능성이 크다.[40] 더 적합한 대안을 찾으려는 시도는 성공하지 못했다.[38][41]
발전 [ 편집 ]
허블 익스트림 딥
필드 (XDF) XDF 크기 (XDF는 달의 왼쪽에 있는 작은 상자이며 거의 달 아래에 있음) – 이 작은 뷰에 각각 수십억 개의 별으로 구성된 수천 개의 은하들이 있다. 달 의 크기와 비교한크기 (는 달의 왼쪽에 있는 작은 상자이며 거의 달 아래에 있음) – 이 작은 뷰에 각각 수십억 개의 별으로 구성된 수천 개의 은하들이 있다. XDF (2012) 뷰 – 각 빛의 반점은 하나의 은하이다. – 이들 중 일부는 132억 년이 된 것이다.[48] – 우주에는 2000억 개의 은하가 있는 것으로 추정된다. (2012) 뷰 – 각 빛의 반점은 하나의 은하이다. – 이들 중 일부는 132억 년이 된 것이다.– 우주에는 2000억 개의 은하가 있는 것으로 추정된다. XDF 이미지는 전경 면에서 완전히 성숙한 은하를 보여준다. – 50억년에서 90억년 전의 거의 성숙한 은하들 – 90억 년이 넘은 이미지는 전경 면에서 완전히 성숙한 은하를 보여준다. – 50억년에서 90억년 전의 거의 성숙한 은하들 – 90억 년이 넘은 원시은하 , 타오르는 젊은 별
대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 관찰과 이론적 고찰로부터 발전했다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 나선 성운(나선은하의 구식 용어)의 도플러 효과를 최초로 측정했고, 곧 대부분의 그러한 성운들이 지구로부터 멀어지고 있다는 것을 발견했다. 그는 이 사실의 우주론적 함의를 파악하지 못했으며, 당시 이 성운들이 우리 은하 바깥의 “섬 우주”인지 아닌지에 대해 고도의 논란이 많았다.[49][50] 십년 후, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 아인슈타인 방정식에서 프리드만 방정식을 도출하여, 당시 알베르트 아인슈타인이 주장했던 정적 우주 모형과 대조적으로 우주가 팽창하고 있을 수 있음을 보여주었다.[51]
1924년에 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선 성운까지의 먼 거리를 측정한 결과 이 시스템이 실제로 다른 은하임을 보여주었다. 같은 해부터 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치(2.5m) 후커 망원경(Hooker telescope)을 사용하여 우주 거리 사다리의 전신인 일련의 거리 표시기를 공들여 개발했다. 이를 통해 그는 주로 슬라이퍼에 의해 적색편이가 이미 측정된 은하까지의 거리를 추정할 수 있었다. 1929년에 허블은 거리와 후퇴 속도 사이의 상관 관계를 발견했는데-이는 현재 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있다.[52][53] 그때까지 르메트르는 우주론적 원리를 고려할 때 이것이 예상된다는 것을 이미 보여주었다.[4]
1927년 프리드만 방정식을 독립적으로 유도한 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭 신부인 조르주 르메트르는 성운의 추정된 후퇴가 우주의 팽창 때문이라고 주장했다.[54] 1931년에 르메트르는 더 나아가 우주의 명백한 팽창이 시간을 거슬러 투영된다면 과거에는 우주가 더 작았고 과거의 어느 유한한 시간에 우주의 모든 질량이 시간과 공간의 구조 fabric 가 존재하게 된 시기와 장소인 “원시 원자”라는 단일 지점에 집중되에 있었다고 제안했다.[55]
1920년대와 1930년대에 거의 모든 주요 우주론자들은 영원한 정상-상태의 우주를 선호했으며, 몇몇은 대폭발이 암시하는 시간의 시작이 종교적 개념을 물리학에 도입했다고 불평했으니; 이 반대는 나중에 정상-상태 이론의 지지자들에 의해 반복되었다.[56] 이러한 인식은 대폭발 이론의 창시자인 르메트르가 로마 가톨릭 사제라는 사실에 의해 이런 인식이 강화되었다.[57] 아서 에딩턴은 우주는 시간의 시작을 갖지 않는다, 즉, 물질은 영원하다는 아리스토텔레스의 의견에 동의하였다. 시간의 시작은 그에게 “혐오스러운” 것이었다.[58][59] 그러나 르메트르는 이에 동의하지 않았으니:
세계가 단일 양자로 시작했다면 공간과 시간의 개념은 처음에는 전혀 의미가 없었을 것이니; 그것들은 원래의 양자가 충분한 수의 양자들로 분할되었을 때만 합리적인 의미를 갖기 시작할 것이다. 이 제안이 맞다면, 세계의 시작은 시공간의 시작보다 조금 더 일찍 일어났다.[60]
1930년대에는, 허블의 관측을 설명하기 위한 비표준 우주론으로 다른 아이디어들이 제안되었는데, 밀른 모형(Milne model)[61], 주기적 우주(oscillatory universe)(원래 프라드만이 제안했지만 알베르트 아인슈타인과 라처드 C. 톨만 Richard C. Tolman 이 주창함)[62] 맟 프리츠 츠비키의 피로한 빛(tired light) 가설 등이 포함되었다.[63]
제2차 세계대전 이후 두 가지 뚜렷한 가능성이 나타났다. 하나는 프레드 호일의 정상-상태 모형으로, 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성될 것이다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다.[64] 다른 하나는 대폭발 핵합성(BBN)을 도입하고,[65] 동료인 랠프 앨퍼와 로버트 허먼 Robert Herman 가 CMB를 예측한[66] 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발 이론이다. 아이러니하게도 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론에 적용하게 된 문구를 호일이 만들어 “이 ‘빅뱅(대폭발)’ 아이디어”라고 언급했다.[43][38][노트 3] 한동안, 이 두 이론 사이에서 지자가 분할되었다. 결국, 관측 증거, 특히 라디오 소스 카운트(Source counts)에서 나온 증거는 정상-상태보다 대폭발을 선호하기 시작했다. 1964년 CMB의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확실하게 했다.[67] 현재 우주론의 많은 작업에는 대폭발의 맥락에서 은하가 형성되는 방식에 대한 이해, 더욱더 초기의 우주 물리학의 이해, 및 기본 이론과 관측의 조화가 포함된다.
1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 엘리스는 수학적 특이점이 대폭발의 상대론적 모형의 불가피한 초기 조건임을 보여주는 논문을 발표했다.[68][69] 이후 1970년대부터 1990년대까지 우주론자들은 대폭발 우주의 특징을 규명하고 해결해야 할 문제를 해결하기 위해 노력했다. 1981년, 앨런 구스는 “급팽창”(inflation)이라고 불렀던 초기 우주의 급속한 팽창 시대를 도입함으로써 빅뱅 이론의 특정 뛰어난 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 돌파구를 마련했다.[70] 한편, 이 수십 년 동안 많은 토론과 불일치를 일으킨 관측적 우주론(Observational cosmology)의 두 가지 질문은 허블 상수[71]의 정확한 값과 우주의 물질 밀도(암흑 에너지가 발견되기 전, 궁극적 우주의 종말에 대한 주요 예측 변수)였다.[72]
1990년대 중반에 특정 구상성단을 관찰한 결과 그 나이는 약 150억 년으로 나타났는데, 이는 당시의 대부분의 우주나이 추정치(실제로 오늘날 측정된 나이)와 상충되었다. 이 문제는 항성풍으로 인한 질량 손실의 영향을 포함하는 새로운 컴퓨터 시뮬레이션이 구상성단의 나이를 훨씬 더 젊게 표시하면서 해결되었다.[73] 성단의 나이가 얼마나 정확하게 측정되는지에 대한 몇 가지 질문이 여전히 남아 있지만 구상성단은 우주에서 가장 오래된 천체 중 일부로서 우주론의 관심의 대상이다.
대폭발 우주론은 1990년대 후반부터 망원경 기술의 발전과 우주배경 탐사선(COBE),[74] 허블 우주 망원경 및 WMAP과 같은 위성의 데이터 분석의 결과로 상당한 발전을 이루었다.[75]우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 매개변수를 상당히 정밀하고 정확하게 측정했으며, 또한 우주의 팽창이 가속되고 있는 것처럼 보인다는 예상치 못한 발견을 했다.[76][77]
관측적 증거 [ 편집 ]
“빅뱅 그림은 모든 영역의 데이터에 너무 확고하게 기반을 두고 있어 그 일반적인 특징이 무효임을 입증할 수 없다.” 로렌스 크라우스[78]
이 이론의 타당성에 대한 가장 초기의 가장 직접적인 관찰 증거는 허블의 법칙(은하의 적색편이가 나타내는 것처럼)에 따른 우주의 팽창, 우주 마이크로파 배경의 발견 및 측정, 그리고 대폭발 핵합성(BBN)에 의한 가벼운 원소의 상대적 풍부함이다. 보다 최근의 증거에는 은하의 형성 및 진화의 관찰과 우주 거대구조의 분포가 포함된다.[79] 이들은 때때로 대폭발 이론의 “4개의 기둥”이라고 불린다.[80]
대폭발의 정밀한 현대 모형은 지구상의 실험에서는 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모형에 통합되지 않은 다양한 기이한 물리적 현상에 호소한다. 이러한 특징들 중 암흑 물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 주제이다.[81] 남은 문제로는 커스피 헤일로 문제(Cuspy halo problem)[82]와 왜소은하 문제(Dwarf galaxy problem)[83]가 있다. 암흑 에너지도 또한 과학자들의 관심이 집중되는 분야이지만, 암흑 에너지의 직접적인 탐지가 가능할지는 확실치 않다.[84] 급팽창과 중입자 형성은 현재 대폭발 모형의 더 사변적인 speculative 특징으로 남아 있다. 그러한 현상에 대한 실행 가능하고 양적인 설명이 여전히 모색되고 있다. 이것들은 현재 물리학의 미해결 문제들이다.
허블-르메트르 법칙과 우주의 팽창 [ 편집 ]
멀리 떨어져 있는 은하들과 퀘이사들을 관찰한 결과 이 물체가 적색편이됨: 즉, 이 물체에서 방출되는 빛은 더 긴 파장으로 이동함을 보여준다. 이것은 물체의 주파수 스펙트럼을 취해서 빛과 상호 작용하는 화학 원소의 원자에 해당하는 방출 또는 흡수선의 분광 패턴을 일치시킴으로써 알 수 있다. 이러한 적색편이는 균질하게 등방성이며 모든 방향에서 관찰된 물체 사이에 고르게 분포된다. 적색편이를 도플러 효과로 해석하면 물체의 후퇴 속도를 계산할 수 있다. 일부 은하의 경우 우주 거리 사다리를 통해 거리를 추정하는 것이 가능하다. 후퇴 속도를 이러한 거리에 대해 표시하면 허블-르메트르 법칙으로 알려진 선형 관계가 관측된다:[52] v = H 0 D {\displaystyle v=H_{0}D} , 여기서
v {\displaystyle v}
D {\displaystyle D}
H 0 {\displaystyle H_{0}} 허블 상수이며, WMAP에 의해 70.4 +1.3
−1.4 km/s/Mpc로 측정되었다.[34]
허블-르메트르 법칙에는 두 가지 설명이 가능하다. 우리가 은하의 폭발의 중심에 있거나-그것은 코페르니쿠스의 원리에 따르면 지지될 수 없다-또는 우주는 모든 곳으로 균일하게 팽창하고 있다. 이 보편적 팽창은 허블이 1929년 분석과 관측을 하기 훨씬 전인 1922년 프리드만과 1927년 르메트르가 일반 상대성이론을 통해 예측한 것으로, 프리드만, 르메트르, 로버트슨, 워커에 의해 개발된 대폭발 이론의 초석으로 남아 있다.
그 이론은 모든 시간에 유효한 v = h d {\displaystyle v=hd} 관계를 팔요로 하는데, 여기서 D {\displaystyle D} 는 적정 거리, v {\displaystyle v} 는 후퇴 속도이고, 또한 v {\displaystyle v} , H {\displaystyle H} 및 D {\displaystyle D} 는 우주가 팽창함에 따라 변화한다(그래서 우리는 현재의 허블 “상수”를 나타내기 위해 H 0 {\displaystyle H_{0}} 를 쓴다). 관측 가능한 우주의 크기보다 훨씬 작은 거리에서 허블 적색편이는 후퇴 속도에 상응하는 도플러 편이로 볼 수 있다. 그러나 적색편이는 진정한 도플러 편이가 아니라 빛이 방출된 시점과 그것이 감지된 시점 사이의 우주의 팽창의 결과이다.[85]
그 공간이 거리함수적 팽창을 겪고 있다는 것은 우주론적 원리와 코페르니쿠스 원리에 대한 직접적인 관찰 증거에 의해 보여지며, 이는 허블-르메트르 법칙과 함께 다른 설명이 없다. 천문학적 적색편이는 극도로 등방성이며 균질하며,[52] 다른 많은 증거와 함께 우주가 모든 방향에서 동일하게 보인다는 우주론 원리를 뒷받침한다. 적색편이가 우리로부터 멀리 떨어진 중심에서 발생한 폭발의 결과였다면 서로 다른 방향에서 그렇게 유사하지 않았을 것이다.
2000년에 우주 마이크로파 배경 복사가 먼 천체 물리학 시스템의 역학에 미치는 영향을 측정한 결과 우주론적 규모에서 지구는 중심 위치에 있지 않다는 코페르니쿠스적 원리가 입증되었다.[86] 대폭발의 복사는 우주 전반에 걸쳐 초기에는 분명히 더 따뜻했다. 수십억 년에 걸친 CMB의 균일한 냉각은 우주가 계량 팽창을 경험하고 있는 경우에만 설명할 수 있으며 우리가 폭발의 유일한 중심 근처에 있을 가능성은 배제된다.
우주 마이크로파 배경 복사 [ 편집 ]
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1964년, 아노 펜지아스와 로버트 윌슨은 우연히 마이크로파 대역의 무지향성 신호인 우주배경 복사를 발견했다.[67] 이들의 발견은 1950년경에 알퍼, 허먼, 가모프의 대폭발 예측에 대한 상당한 확증을 제공했다. 1970년대를 통해 그 복사는 모든 방향에서 흑체 스펙트럼과 거의 일치하는 것으로 밝혀졌으며, 이 스펙트럼은 우주의 팽창에 의해 적색편이되었으며, 오늘날에는 약 2.725K에 해당한다. 이로써 빅뱅 모형에 유리한 증거의 균형이 잡혔고, 또한 펜지아스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다.
CMB의 방출에 해당하는 ‘마지막 산란의 표면’ 은 중성 수소가 안정되는 시기인 ‘재결합’ 직후에 발생한다. 그 이전에는, 우주는 뜨겁고 조밀한 광자-중입자 플라즈마 바다로 구성되어 있었고 광자는 자유 대전 입자로부터 빠르게 산란했다. 약 37.2±1.4만 년에서 정점을 찍고[31] 광자의 평균 자유 경로는 오늘날에 도달할 만큼 충분히 길어지고 우주는 투명해진다.
[88][89] 복사는 대략 100,000분의 1에 대해 등방성이다.[90] 우주 마이크로파 배경 복사의 9년 WMAP 이미지 (2012).복사는 대략 100,000분의 1에 대해 등방성이다.1989년 NASA는 COBE를 발사하여 1990년 고정밀 스펙트럼 측정은 CMB 주파수 스펙트럼이 104분의 1 수준에서 편차가 없는 거의 완벽한 흑체임을 보여주었고 잔류 온도 2.726K(최근 측정에서는 이 수치를 2.7255K로 약간 수정함)를 측정한 두 가지 주요 발전을 아루었고; 그런 다음 1992년에 추가 COBE 측정에서 105분의 1 정도 수준에서 하늘을 가로지르는 CMB 온도의 작은 요동(비등방성)을 발견했다.[91] 존 C. 매더와 조지 스무트는 이러한 결과에 대한 리더십으로 2006년 노벨 물리학상을 수상했다.
다음 10년 동안 CMB 비등방성은 많은 지상 기반 및 풍선 실험에 의해 추가로 조사되었다. 2000-2001년에 여러 실험, 특히 BOOMERanG에서 비등방성의 일반적인 각 크기(하늘의 크기)를 측정하여 우주의 형상이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다.[92][93][94]
2003년 초, 윌킨슨 극초단파 비등방성 탐사선의 일부 우주 매개변수에 대한 당시 가장 정확한 값을 산출한 첫 번째 결과가 발표되었다. 결과는 몇 가지 특정 우주 급팽창 모형들을 반증했지만, 일반적으로 급팽창 이론과 일치한다.[75] 플랑크 우주 탐사선은 2009년 5월에 발사되었다. 다른 지상 및 풍선 기반 우주 마이크로파 배경 실험들은 진행 중이다.
원시 요소의 존재도 [ 편집 ]
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대폭발 모형을 이용하면 우주의 헬륨-4, 헬륨-3, 중수소, 리튬-7의 농도를 일반 수소량 대비 비율로 계산할 수 있다.[29] 상대적인 존재도 abundance 들은 광자와 중입자의 비율이라는 단일 매개변수에 따라 달라진다. 이 값은 CMB 요동의 세부 구조와 독립적으로 계산할 수 있다. 예측된 비율(숫자가 아닌 질량 기준)은 He 4 / H {\displaystyle {\ce {^4He/H}}} 에 약 0.25, H 2 / H {\displaystyle {\ce {^2H/H}}} 에 약 10−3, He 3 / H {\displaystyle {\ce {^3He/H}}} 에 약 10−4 및 Li 7 / H {\displaystyle {\ce {^7Li/H}}} 에 약 10−9이다.
측정된 풍부함은 모두 중입자 대 광자 비율의 단일 값에서 예측된 것과 적어도 대략적으로는 일치한다. 그 일치는 중수소에 대해 우수하지만 가깝지만 He 4 / H {\displaystyle {\ce {^4He/H}}} 에 대해서는 공식적으로는 불일치하고 또한 Li 7 / H {\displaystyle {\ce {^7Li/H}}} 에 대해서는 두배의 차이가 나고(이런 비정상은 우주론적 리튬 문제로 알려져 있다); 후자의 두 경우에는 상당한 체계적인 불확실성이 있다. 그럼에도 불구하고, 그 이론은 빛 요소의 상대적 존재도에 대한 유일한 알려진 설명이며 대폭발이 20-30%의 헬륨을 훨씬 더 많이 혹은 더 적게 생성하도록 “조정”하는 것은 사실상 불가능하기 때문에, BBN이 예측한 존재도와의 일반적인 일관성은 대폭발에 대한 강력한 증거이다.[95] 사실, 예를 들어 젊은 우주(즉, 항성 핵합성 산물이 없는 것으로 추정되는 물질을 연구하여 결정된 항성 형성 이전)가 중수소보다 헬륨이 더 많아야 하거나, 혹은 He 3 / H {\displaystyle {\ce {^3He/H}}} 보다 더 많은 중수소가 있어야 하거나, 또한 일정한 비율이어야 한다는 것 역시 빅뱅 외에는 명백한 이유가 없다.[96]: 182-185
은하의 진화와 분포 [ 편집 ]
은하와 퀘이사의 형태와 분포에 대한 자세한 관찰은 대폭발 이론의 현재 상태와 일치한다. 관측과 이론의 조합은 최초의 퀘이사와 은하가 빅뱅 이후 약 10억 년 후에 형성되었으며 그 이후로 은하단과 초은하단과 같은 더 큰 구조가 형성되었음을 시사한다.[97]
별의 개체군은 노화와 진화를 거듭해 왔으며, 따라서 먼 은하(초기 우주에서의 것으로 관찰됨)는 가까운 은하(더 근래의 상태로 관찰됨)와 매우 다르게 보인다. 더욱이, 비교적 최근에 형성된 은하는 빅뱅 직후에 비슷한 거리에서 형성된 은하와 현저하게 다르게 나타난다. 이러한 관찰은 정상-4상태 모형에 반하는 강력한 주장이다. 별 형성, 은하와 퀘이사 분포, 더 큰 구조에 대한 관찰은 우주 구조 형성에 대한 대폭발 시뮬레이션과 잘 일치하며, 그 이론의 세부 사항을 완성하는 데 도움이 된다.[97][98]
원시 가스 구름 [ 편집 ]
2011년에 천문학자들은 먼 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 깨끗한 구름이라고 추정되는 것을 발견했다. 이 발견 이전에 다른 모든 천체에는 별에서 형성되는 무거운 원소가 포함되어 있는 것으로 관찰되었다. 탄소, 산소 및 규소에 민감함에도 불구하고 이 세 가지 요소는 이 두 구름에서 감지되지 않았다.[103][104] 그 가스 구름은 감지할 수 있는 수준의 중원소가 없기 때문에 빅뱅 후 처음 몇 분 안에 BBN 동안 형성되었을 가능성이 있다.
다른 증거 라인들 [ 편집 ]
허블 팽창과 CMB를 통해 추정된 우주의 나이는 구상성단에 대한 항성진화 이론과 개별 종족 II 별들의 방사능 연대 측정을 통해 측정된 가장 오래된 별의 나이를 사용한 다른 추정치와 잘 일치한다.[105] 또한 Ia형 초신성을 이용한 팽창 및 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초한 추정치와도 잘 일치한다.[17] 이 연령의 독립 측정치의 합치도는 ΛCDM 모형을 지지한다. 왜냐하면 그 모형은 측정치의 일부를 연령 추정치와 연관시키는 데 사용되며 모든 추정치가 일치하기 때문이다. 그럼에도 불구하고, 상대적으로 초기 우주에서 온 천체들(특히 퀘이사 APM 08279+5255)에 대한 일부 관측은 이 천체들이 ΛCDM 모형에서 그렇게 초기에 형성될 충분한 시간을 가졌는지에 대한 우려를 제기한다.[106][107]
과거에 CMB 온도가 더 높았을 것이라는 예측은 높은 적색편이에서 가스 구름의 매우 낮은 온도 흡수선을 관측함으로써 실험적으로 뒷받침되었다.[108] 이 예측은 또한 은하단에서 수냐에프-젤도비치 효과의 진폭이 적색편이에 직접적으로 의존하지 않는다는 것을 암시한다. 관측 결과 이는 대체로 사실이지만, 이 효과는 우주 시간에 따라 변하는 성단의 특성에 따라 달라지기 때문에 정밀한 측정이 어렵다.[109][110]
미래 관측 [ 편집 ]
미래의 중력파 관측소는 대폭발 이후 1초 이내 극초기 우주의 유물인 원시 중력파를 탐지할 수 있을 것이다.[111][112]
물리학의 문제 및 관련 문제 [ 편집 ]
여느 이론과 마찬가지로, 대폭발 이론의 발전의 결과로 많은 미스터리와 문제들이 발생했다. 이러한 미스터리와 문제들 중 일부는 풀린 반면 다른 것들은 여전히 미해결이다. 대폭발 모형의 일부 문제에 대한 제안된 해결책은 그들 자신의 새로운 미스터리를 드러냈다. 예를 들어 지평선 문제, 자기 홀극 문제, 평탄 문제는 급팽창 이론으로 가장 일반적으로 해결되지만, 급팽창 우주의 세부사항은 여전히 해결되지 않은 채로 남아있고 이론의 일부 창시자를 포함한 많은 이들이 반증되었다고 말한다.[113][114][115][116] 다음은 우주론자와 천체물리학자들의 집중적인 조사를 받고 있는 대폭발 이론의 신비로운 측면들의 목록이다.
중입자 비대칭 [ 편집 ]
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우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 이해되지 않는다.[26] 일반적으로 우주가 젊고 매우 뜨거웠을 때 통계적 평형 상태에 있었고 동일한 수의 중입자와 반중입자가 포함되어 있다고 가정한다. 그러나 관측에 따르면 우주는 가장 멀리 떨어져 있는 부분을 포함하여 거의 전적으로 물질로 이루어져 있다. 비대칭을 설명하기 위해 중입자 생성 baryogenesis 이라고 불리는 과정이 가정되었다. 중입자 발생이 발생하려면 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 충족되어야 합니다. 이를 위해서는 중입자 수가 보존되지 않고 C-대칭 및 CP-대칭이 위반되고 우주가 열역학적 평형에서 벗어나야 한다.[117] 이러한 모든 조건은 표준모형에서 발생하지만 그 효과는 현재의 중입자 비대칭을 설명할 만큼 강력하지 않다.
암흑 에너지 [ 편집 ]
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Ia형 초신성에 대한 적색편이-겉보기등급 관계를 측정한 결과, 우주가 현재 나이의 절반 정도였을 때부터 우주 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있었다. 이 가속도를 설명하기 위해 일반 상대성 이론은 우주 에너지의 대부분이 “암흑 에너지”라고 불리는 큰 음압을 가진 구성 요소로 구성되어야 한다고 요구한다.[4]
암흑 에너지는 추측이지만 수많은 문제를 해결합니다. 우주 마이크로파 배경의 측정은 우주가 거의 공간적으로 평평하다는 것을 나타내며, 따라서 일반 상대성 이론에 따르면 우주는 질량/에너지의 임계 밀도(critical density)를 거의 정확하게 가져야 한다. 그러나 우주의 질량 밀도는 중력 군집화 clustering 으로 측정할 수 있으며 임계 밀도의 약 30%만 있는 것으로 밝혀졌다.[4] 이론에 따르면 암흑 에너지는 일반적인 방식으로 군집되지 않기 때문에 “누락된” 에너지 밀도에 대한 최선의 설명이다. 암흑 에너지는 또한 우주의 전체 곡률에 대한 두 가지 기하학적 측정을 설명하는 데 도움이 되는데, 하나는 중력 렌즈의 주파수를 사용하고[118], 다른 하나는 우주 잣대 cosmic ruler 로 거대구조의 특징적인 패턴을 사용하는 것이다.
음압은 진공 에너지(vacuum energy)의 속성으로 믿어지고 있지만, 암흑 에너지의 정확한 성질과 존재는 대폭발의 위대한 미스터리 중 하나로 남아 있다. 2008년 WMAP 팀의 결과는 73%의 암흑 에너지, 23%의 암흑 물질, 4.6%의 일반 물질 및 1% 미만의 중성미자로 구성된 우주에 관한 것이다.[32] 이론에 따르면 물질의 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 감소하지만 암흑 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 일정하게(또는 거의 비슷하게) 유지된다. 따라서 물질은 과거에 오늘날보다 우주 전체 에너지의 더 많은 부분을 차지했지만, 그러나 암흑 에너지가 심지어 더 우세해지면서 먼 미래에는 물질이 차지하는 비중은 줄어들 것이다.
우주의 암흑 에너지 성분은 이론가들에 의해 아인슈타인의 우주 상수를 비롯한 다양한 경쟁 이론을 사용하여 설명되었을 뿐아니라, 더 이국적인 형태의 퀸트에센스(quintessence) 또는 기타 수정된 중력 계획으로도 확장되었다.[119] 때때로 “물리학에서 가장 당혹스러운 문제”라고 불리는 우주 상수 문제(cosmological constant problem)는 측정된 암흑 에너지의 에너지 밀도와 플랑크 단위에서 순수하게 예측된 것 사이의 명백한 불일치에서 비롯된다.[120]
암흑물질 [ 편집 ]
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1970년대와 1980년대에 다양한 관측에 따르면 우주에는 은하 내부와 은하 사이의 중력의 겉보기 강도를 설명할 수 있는 가시 물질이 충분하지 않다는 것이 밝혀졌다. 이것은 우주 물질의 최대 90%가 빛을 방출하지 않거나 정상적인 중입자 물질과 상호 작용하지 않는 암흑물질이라는 생각으로 이어졌다. 또한 우주가 대부분 정상 물질이라는 가정은 관측과 크게 일치하지 않는 예측으로 이어졌다. 특히, 오늘날 우주는 암흑물질 없이 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 덩어리지고 lumpy 훨씬 적은 양의 중수소를 포함하고 있다. 암흑 물질은 항상 논란의 여지가 있어 왔지만 CMB의 비등방성, 은하단 속도 분산, 거대구조 분포, 중력 렌즈 연구 및 은하단의 엑스선 측정 등 다양한 관찰 결과들에 의해 추론된다.[121]
암흑물질에 대한 간접적인 증거는 실험실에서 암흑물질 입자가 관찰되지 않았기 때문에 다른 물질에 대한 중력의 영향에서 비롯된다. 암흑물질에 대한 많은 입자 물리학 후보가 제안되었으며 이를 직접 탐지하기 위한 여러 프로젝트가 진행 중이다.[122]
또한, 왜소은하 문제[83]와 쿠스피 헤일로 문제를 포함하여 현재 선호되는 차가운 암흑물질 모형과 관련된 눈에 띄는 문제가 있다.[82] 많은 양의 미검출 물질을 필요로 하지 않고 대신 뉴턴과 아인슈타인이 설정한 중력 법칙을 수정하는 대안 이론이 제안되었다. 그러나 현존하는 모든 관측을 설명하는 데 있어 차가운 암흑물질 제안만큼 성공적인 대안 이론은 없다.[123]
지평선 문제 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 en:Horizon problem 입니다.
지평선 문제는 정보가 빛보다 빠르게 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다. 유한한 시대의 우주에서 이것은 인과적 접촉에 있는 공간의 두 영역의 분리에 대한 한계-입자 지평선-를 설정한다.[124] CMB의 관측된 등방성은 이와 관련하여 문제가 있으니: 만일 우주가 마지막 산란의 시대까지 항상 복사 또는 물질에 의해 지배되었다면 그 당시의 입자 지평선은 하늘에서 약 2도에 해당할 것이다. 그러면 더 넓은 지역이 동일한 온도를 갖도록 하는 메커니즘이 없을 것이다.[96]:191–202
이 명백한 불일치에 대한 해결책은 균질하고 등방성인 스칼라 에너지장이 아주 초기(압력 생성 이전)에 우주를 지배한다는 급팽창 이론에 의해 제공된다. 급팽창하는 동안 우주는 지수적 팽창을 겪으며, 입자 지평선은 이전에 가정한 것보다 훨씬 더 빠르게 확장되어 현재 관측 가능한 우주의 반대쪽에 있는 영역이 서로의 입자 지평선 안쪽에 있다. CMB의 관찰된 등방성은 급팽창이 시작되기 전에 이 더 큰 영역이 인과 관계에 있었다는 사실에서 비롯된다.[22]:180–186
하이젠베르크의 불확정성 원리는 급팽창 단계에서 양자 열적 요동이 있을 것이며, 이는 우주 규모로 확대될 것이라고 예측한다. 이러한 요동은 우주의 모든 현재 구조의 씨앗이 되었다.[96]:207 급팽창은 원시 요동이 CMB 측정으로 정확하게 확인된 거의 축척 불변(scale invariance)이고 정규 분포라고 예측한다.[75]:sec 6
급팽창이 발생하면 지수적인 팽창은 우리의 관측 가능한 지평선을 훨씬 넘어서는 넓은 공간을 밀어낼 것이다.[22]:180–186
고전적인 지평선 문제와 관련된 문제는 대부분의 표준 우주 급팽창 모델에서는, 급팽창이 전기약 대칭 붕괴가 일어나기 전에 멈추기 때문에, 관측 가능한 우주의 먼 부분은 전기약 시대(electroweak epoch)가 끝났을 때 인과적으로 분리되어 있었으므로, 급팽창은 전기약 진공(electroweak vacuum)에서 거대 규모 불연속성을 막을 수 없어야 한다.[125]
자기 홀극 [ 편집 ]
자기 홀극 반대는 1970년대 후반에 제기되었다. 대통일 이론(GUTs)은 우주의 위상학적 결함(topological defect)이 자기 홀극으로 나타날 것이라고 예측했다. 이 물체들은 뜨거운 초기 우주에서 효율적으로 생성될 수 있으며, 홀극이 발견되지 않았으므로, 관측 결과와 일치하는 밀도보다 훨씬 더 높은 밀도를 나타낸다. 이 문제는 기하학을 평탄하게 만드는 것과 같은 방식으로 관측 가능한 우주로부터 모든 점 결함들을 제거하는 우주 급팽창에 의해 해결된다.[124]
평탄성 문제 [ 편집 ]
평탄성 문제(노후성 oldness 문제라고도 함)는 FLRW와 관련된 관측 문제이다.[124] 우주는 총 에너지 밀도에 따라 공간 곡률이 양수, 음수 또는 0일 수 있습니다. 밀도가 임계 밀도보다 작으면 곡률은 음수; 크면 양수; 그리고 임계 밀도에서는 0이며, 이 경우 공간이 ‘평평하다’ 고 말한다. 관측은 우주가 평평한 사실과 일치함을 가르킨다.[126][127]
문제는 임계 밀도에서 작은 벗어남이 시간이 지나면서 커지지만 여전히 오늘날 우주는 평평함에 매우 가깝다는 것이다.[노트 4] 평탄성에서 벗어나는 자연적인 시간 척도가 플랑크 시간, 10-43초일 수 있다는 점을 감안할 때,[2] 우주가 수십억 년 후에 열죽음이나 대함몰(Big Crunch)에 도달하지 않았다는 사실은 설명이 필요하다. 예를 들어, 몇 분이라는 비교적 늦은 나이(핵합성의 시간)에도 우주의 밀도는 임계값의 1014분의 1내에 있어야 하며 그렇지 않으면 오늘날과 같이 존재하지 않을 것이다.[128]
우주의 종말 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 우주의 종말 입니다.
암흑 에너지를 관측하기 전에 우주론자들은 우주의 미래에 대한 두 가지 시나리오를 고려했다. 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크면 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴되기 시작한다. 그것은 다시 밀도가 높아지고 뜨거워지며, 시작되었을 때와 비슷한 상태인 대함몰(Big Crunch)로 끝나게 된다.[12]
또는 우주의 밀도가 임계 밀도 이하인 경우 팽창이 느려지지만 결코 멈추지 않을 것이다. 별 형성은 각 은하에서 성간 가스를 소모하면서 멈출 것이다. 별은 타서 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀을 남긴다. 이들 사이의 충돌은 질량이 점점 더 큰 블랙홀로 축적되는 결과를 낳는다. 우주의 평균 온도는 아주 점차적으로 절대 영도-빅 프리즈(Big Freeze)에 점근적으로 접근할 것이다.[129] 또한 만약 양성자가 불안정하면, 중입자 물질이 사라지고 방사선과 블랙홀만 남게 된다. 결국 블랙홀은 호킹 복사를 방출하여 증발한다. 우주의 엔트로피는 열죽음이라고 알려진 시나리오인 어떠한 조직화된 형태의 에너지도 추출할 수 없을 정도로 증가할 것이다.[130]
가속 팽창에 대한 현대의 관찰은 현재 보이는 우주의 점점 더 많은 부분이 우리의 사건 지평선을 넘어 우리와 접촉하지 않게 될 것임을 암시한다. 최종 결과는 알 수 없다. 우주의 ΛCDM 모형은 우주 상수의 형태로 암흑 에너지를 포함한다. 이 이론은 은하계와 같이 중력에 의해 결합된 시스템만이 함께 남아 있을 것이며 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 그들 역시 열죽음의 대상이 될 것을 시사한다. 팬텀 에너지(phantom energy) 이론이라고 하는 암흑 에너지에 대한 다른 설명은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵 및 물질 자체가 이른바 빅 립(Big Rip) 속에서 계속 증가하는 팽창에 의해 산산조각날 것임을 시사한다.[131]
오해 [ 편집 ]
대폭발 모형에 대한 일반적인 오해 중 하나는 그것이 우주의 기원을 완전히 설명한다는 것이다. 그러나 대폭발 모형은 에너지, 시간, 공간이 어떻게 발생했는지를 설명하는 것이 아니라 초밀도 및 고온의 초기 상태에서 현재 우주의 출현을 설명한다.[132] 대폭발의 크기를 일상적인 물체와 비교하여 대폭발을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다. 대폭발 당시 우주의 크기는 우주 전체가 아니라 관측 가능한 우주의 크기를 의미한다.[11]
허블-르메트르 법칙은 허블 거리 너머에 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 후퇴한다고 예측한다. 그러나 특수 상대성이론은 공간을 통한 운동을 넘어서는 적용되지 않는다. 허블-르메트르 법칙은 공간을 ‘통해서’ 보다는 공간의 팽창으로 인한 속도를 설명한다.[11]
천문학자들은 종종 우주론적 적색편이를 오해로 이어질 수 있는 도플러 편이라고 부른다.[11] 유사하기는 하지만, 우주론적 적색편이는 고전적으로 유도된 도플러 적색편이와 동일하지 않다. 왜냐하면 도플러 적색편이의 대부분의 기본적 유도는 공간 확장을 수용하지 않기 때문이다. 우주론적 적색편이의 정확한 유도는 일반 상대성 이론의 사용을 필요로 하며, 더 단순한 도플러 효과 논증을 사용한 처리는 가까운 은하에 대해 거의 동일한 결과를 제공하지만, 가장 단순한 도플러 적색편이 처리에 근거해서 더 먼 은하의 적색편이를 해석하면 혼동을 일으킬 수 있다.[11]
대폭발-이전 우주론 [ 편집 ]
대폭발은 인류의 능력을 훨씬 뛰어넘는 시작 밀도와 온도로부터 우주의 진화를 설명하므로 가장 극한의 조건과 초기 시간에 대한 외삽은 필연적으로 더 추측적이다. 르메트르는 이 초기 상태를 “원시 원자”라고 불렀고 가모프는 물질을 “일렘 ylem “이라고 불렀다. 우주의 초기 상태가 어떻게 시작되었는지는 여전히 미해결 문제이지만 대폭발 모형은 일부 특성을 제한한다. 예를 들어, 특정한 자연 법칙은 무작위로 존재할 가능성이 가장 높지만 급팽창 모형에서 알 수 있듯이 이들의 일부 조합은 훨씬 가능성이 높다.[133] 위상학적으로 평평한 우주는 중력 퍼텐셜 에너지와 다른 에너지 형태들 사이의 균형을 의미하므로 추가 에너지를 생성할 필요가 없다.[126][127]
고전적 일반 상대성 이론을 기반으로 한 대폭발 이론은 우주시간의 기원에 특이점을 가리키며, 이러한 무한한 에너지 밀도는 물리적으로 불가능할 수 있다. 그러나 현재 실현되고 있는 일반 상대성 이론과 양자 역학의 물리 이론은 플랑크 시대 이전에는 적용할 수 없으며 이를 바로잡기 위해서는 양자 중력에 대한 올바른 처리의 개발이 필요하다.[14] 휠러-디윗 방정식과 같은 특정 양자 중력 처리는 시간 자체가 창발적 속성(emergent property)이 될 수 있음을 암시한다. 따라서 물리학은 대폭발 이전에는 시간이 존재하지 않았다고 결론지을 수 있다.[134][135]
초기 우주의 뜨겁고 조밀한 상태에 선행할 수 있었던 것이 무엇인지, 그것이 어떻게 그리고 왜 발생했는지, 심지어 그러한 질문이 합리적인지 여부는 알려지지 않았지만 “우주기원론 cosmogony “이라는 주제에 대한 추측은 무성하다.
이와 관련하여 검증되지 않은 가설을 수반하는 몇 가지 추측적 제안들은:
마지막 두 범주의 제안은 대폭발을 훨씬 더 크고 더 오래된 우주(older universe) 또는 다중 우주에서 일어나는 사건으로 본다.
종교 및 철학적 해석 [ 편집 ]
이 부분의 본문은 이 부분의 본문은 대폭발이론의 종교적 해석 입니다.
우주의 기원에 대한 설명으로서, 대폭발 이론은 종교와 철학에 중요한 영향을 미친다.[148][149] 그 결과, 그것은 과학과 종교 사이의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다.[150] 어떤 이들은 대폭발이 창조자를 암시한다고 믿는 반면, 다른 이들은 대폭발 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.[151][152]
같이 보기 [ 편집 ]
노트 [ 편집 ]
↑ 일반 상대성 이론에 대한 추가 정보와 참고 자료는 일반 상대성 이론 에 나와 있다. ↑ 대폭발 단계가 얼마나 오래 지속되었는지에 대한 합의는 없다. 일부 작가들에게 이것은 초기 특이점만을 나타내고, 다른 작가들에게는 우주의 전체 역사를 나타낸다. 일반적으로 적어도 처음 몇 분(헬륨이 합성되는 동안)은 “대폭발 동안” 발생한다고 한다. ↑ 호일은 이것을 경멸적으로 의도한 것으로 일반적으로 보고된다. 그러나 호일은 나중에 라디오 청취자에게 두 이론의 차이점을 강조하기 위한 인상적인 이미지일 뿐이라며 이를 부인했다. ↑ 엄밀히, 우주 상수 형태의 암흑 에너지는 우주를 평평한 상태로 몰아가는데; 그러나 암흑 에너지 밀도가 상당해지기 전까지 우리 우주는 수십억 년 동안 거의 평평하게 유지되었다.
각주 [ 편집 ]
참고문헌 [ 편집 ]
추가 읽기 [ 편집 ]
참조: 물리적 우주론의 텍스트북 항(Physical cosmology § Textbooks)
Alpher, Ralph A.; Herman, Robert (August 1988). “Reflections on Early Work on ‘Big Bang’ Cosmology”. Physics Today . 41 (8): 24–34.
. 41 (8): 24–34. Barrow, John D. (1994). The Origin of the Universe . Science Masters. London: Weidenfeld & Nicolson.
. Science Masters. London: Weidenfeld & Nicolson. Davies, Paul (1992). The Mind of God: The Scientific Basis for a Rational World . New York: Simon & Schuster.
. New York: Simon & Schuster. Lineweaver, Charles H.; Davis, Tamara M. (March 2005). “Misconceptions about the Big Bang” (PDF). Scientific American . Vol. 292 no. 3. pp. 36–45.
. Vol. 292 no. 3. pp. 36–45. Mather, John C.; Boslough, John (1996). The Very First Light: The True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe (1st ed.). New York: Basic Books.
(1st ed.). New York: Basic Books. Riordan, Michael; Zajc, William A. (May 2006). “The First Few Microseconds” (PDF). Scientific American. Vol. 294 no. 5. pp. 34–41.
Weinberg, Steven (1993) [Originally published 1977]. The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (Updated ed.). New York: Basic Books; 신상진 옮김 (2005) 《최초의 3분: 우주의 기원에 관한 현대적 견해》 양문.
빅뱅 우주론
우주가 팽창하고 있다면 어떻게 우주의 기원을 설명하는 이론으로 발전할 수 있었을까? 우주가 점점 팽창하고 있다는 사실을 거꾸로 뒤집으면 과거로 거슬러 올라갈수록 우리 우주는 점차 작아질 것이다. 꽃이 피는 장면을 찍은 필름을 거꾸로 돌리면 꽃봉오리가 다시 오므라지고 돋았던 싹이 땅 속으로 들어가 버리듯이 팽창하는 우주 역시 거꾸로 돌린다면 차츰 축소되어 마침내는 우주가 아주 작은 하나의 덩어리가 될 것이다. 그 덩어리는 다시 작아지고 작아져서 하나의 점이 되고 언젠가는 우리 우주 즉 그 점이 처음 탄생하는 순간이 있었을 것이다. 그렇다면 우리 우주는 처음부터 줄곧 있어 온 것이 아니라 갓난아기가 어머니 뱃속에서 태어나듯이 아득히 먼 어느 날 처음 태어나서 오늘날까지 팽창을 계속해 온 것이 아닐까? 바로 이러한 의문들이 ‘빅뱅’ 즉 대폭발 이론을 탄생하게 만들었다.
허블의 관측 결과와 프리드만, 르메트르의 선구적 연구를 토대로 1956년 러시아 출신의 미국 학자 조지 가모프(George Gamow)는 우주의 초기 상태를 규명하려 했던 것에서 빅뱅이론을 제안하였다. 가모프는 한때 프리드만의 제자이기도 했다.
빅뱅 이론
빅뱅이론이란 간단히 말해서 우주가 어떤 한 점에서부터 탄생한 후 지금까지 팽창하여 오늘의 우주에 이르렀다는 이론이다. 얼핏 생각하기엔 황당하기도 하고, 수백억년 전의 우주를 어떻게 알 수가 있을까 하는 생각도 들지만 무시하지 못할 많은 과학적인 증거들을 가지고 있다. 빅뱅이론은 현재 우주모델의 표준이 되는 것으로 상당히 강력한 과학적 증거들을 가지고 있다. 우주가 특이점에서 생겨나 지금까지 약 140억년 정도의 나이를 가졌다는 것과 양자론, 일반 상대성이론으로 플랑크 타임(10-43초) 이후의 우주 진화를 설명할 수 있고 예측할 수도 있다. 물론 예전에 평평함의 문제(Flatness problem)라는 것과 지평선 문제(Horizom problem), 자기 단극자 문제(monople problem)가 대두되어 위기를 맞기도 했으나 구스의 인플레이션이론으로 인해 어느 정도 해결이 되었다. 하지만 이 인플레이션 이론 역시 아직 완벽하지 않다는 문제점을 가지고 있다.
빅뱅이론과 정상우주론
이 문제에 대해 생각하기 이전에 우리는 먼저 우주가 정지하고 있는가 아니면 팽창하고 있는가? 에 대해 생각해 보아야 한다.
빅뱅 이론은 우주가 왜 대폭발을 일으켰는가에 대한 물음에 답할 수 없었으며 관측의 정확성도 불확실하여, 당시 허블이 계산한 약 20억년이라는 우주의 나이가 지구의 나이 약 46억 년보다도 짧은 모순도 생겼다. 따라서 우주는 영구불변하다는 생각이 계속해서 남아 있었다. 그리하여 1948년에 영국의 본디, 골드, 호일 등은 ‘정상 우주론’ 을 제시하였다.
정상 우주론에서는 우주가 영구불변하므로 우주탄생의 순간을 생각할 필요가 없고, 지구의 나이와도 모순이 생기지 않았지만 정상 우주론에서는 진공에서 물질이 생긴다는 최대의 문제점이 있었다.
우주가 팽창한다는 사실은 과거에 무엇인가 격변이 있었다는 것을 의미한다. 우주팽창을 역으로 생각해서 과거로 거슬러 올라가 보면 모든 물질이 한곳에 모여 있는 ‘시작점’ 에 이르게 될 것이다. 즉 우주의 모든 질량이 무한 밀도로 압축되어 있는 상태이다. 이러한 상태를 ‘특이점’ 이라 한다.
1940년대 거의 동시에 나타난 빅뱅 이론과 정상 우주론은 둘 다 결정적인 증거가 없어, 그 후 격렬한 논쟁이 계속되었다. 하지만 빅뱅 이론을 지지하는 증거가 하나 둘 생겨나자 정상 우주론과의 치열한 논쟁이 거의 매듭짓게 되었다. 여기서 우리는 빅뱅 이론을 지지하는 증거들 가운데 중요한 몇 가지를 살펴보자.
빅뱅이론과 팽창하는 우주
천문학자들은 빅뱅이 공간 안에서 일어난 것이 아니라 오히려 그것으로 인해 공간이 창조 되었다고 생각하였다. 빅뱅이전에는 공간도 시간도 물질도 존재하지 않았고, 그것들은 모두 빅뱅으로 창조된 것이라 믿었다. 즉 “무(無)” 라는 상태라고 할 수 있는 것이다. 이 무라는 것은 상상하기 쉽지 않고 설명이 쉽지 않다.
빅뱅으로부터 터져 나온 물질은 입자들이 빽빽이 모여 있는 가스 형태였을 것이다. 이 가스 구름은 팽창하면서 냉각했고 몇 백만 년 뒤 더 작은 가스구름들로 부서지기 시작했을 것이다. 때로 이 구름들은 부분적으로 뭉쳐져 은하를 형성하기도 했으며, 오늘날에도 우리는 은하들 사이의 공간이 팽창함으로써 이들 은하들이 여전히 멀어지고 있는 것을 볼 수 있다.
빅뱅이론의 문제점
빅뱅이론에 의하면 우리 우주는 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 불덩이에서 시작되었다고 할 수 있다. 그런데 빅뱅 이론으로는 우주가 탄생한 순간을 제대로 설명할 수가 없다. 정확하게 말하면 우주 탄생 약 1초 후 부터는 설명이 가능하다. ‘1초’ 라 하면 우리 생활에서는 짧은 시간이지만 우주의 탄생 과정에서 최초의 1초는 굉장히 중요한 순간이다. 빅뱅 이론으로 우주의 기원에 대한 많은 의문은 풀렸지만 가장 중요한 문제는 여전히 해결되지 않고 있는 셈이다.
인플레이션 이론
갓 태어난 우주는 약 10-33cm 밖에 안 되는 아주 작은 우주였을 것이다. 그러나 그 속에는 무한이라 할 수 있는 진공의 에너지로 가득 차 있었다. 일반 상대성 이론에 따르면, 진공 에너지는 음(마이너스)의 압력을 가지고 있어서 공간을 급격히 팽창시킨다.
우주 탄생으로 부터 10-36초 후, 우주는 광속을 훨씬 넘는 속도로 팽창을 시작하여 짧은 시간 사이에 엄청난 크기로 커졌다. 이것을 우주의 ‘인플레이션'(inflation) 이라고 한다. 이러한 인플레이션이 일어났었던 원인으로는, 진공에너지에 의한 팽창을 가속시키는 효과에 있다고 본다. 보통 진공이라고 해도 전자기파 등의 다양한 요동은 존재한다. 그리고 이러한 요동이 있으면 당연히 그 에너지도 있기 마련이다. 또한 공간은 원자보다도 훨씬 작은 마이크로의 규모로 보면 복잡하게 구부러져 있다. 그 공간의 구부러짐에 의한 에너지가 있을 가능성도 있다. 결국 입자가 없는 진공이라는 상태에서도 그들의 에너지가 어떠한 이유로 상쇄되지 않는 한, 공간에는 에너지로 가득 차 있게 되는 것이다.
이러한 직접적인 증거가 없는 시대인데도 우리가 논의할 수 있는 것은 물리의 기본 법칙 자체는 시대를 초월하여 ‘불변하다’라고 믿기 때문이다. 우리 주변의 물질에는 존재하지 않는 입자라도, 가속기로 만들어 내어 그 성질을 조사할 수 있다. 그 결과 밝혀진 물리 법칙을 이용하여 학자들은 초기 우주에 대한 논의를 계속해서하고 있다. 현재 우주의 진공 에너지는 거의 0에 가깝다고 한다. 만일 그렇지 않다면, 우주 공간은 훨씬 빠른 속도로 팽창하고, 그 결과 모든 천체는 산산 조각으로 흩어질 것이기 때문이다. 그러나 우주 초기에도 그러했다고 말할 수는 없다. 현재의 우주 공간과는 어떠한 의미에서는 성질이 완전히 달랐을 것이므로, 오히려 진공 에너지가 0이 아니었다고 생각하는 쪽이 자연스러운 일일 것이다.
FAQ
1916년, 독일의 아인슈타인(A. Einstein)은 ‘일반 상대성 이론’ 을 발표했다. 아인슈타인의 방정식에 따르면, 공간은 그 곳에 존재하는 물질의 중력으로 팽창하거나 수축하는데, 1917년 아인슈타인은 그 방정식을 우주에 적용시켰다. 그러나 그대로 적용시키면 은하 등 우주에 있는 물질들의 중력으로 우주는 자꾸 수축해 버린다는 결론에 이르게 되었다. 아인슈타인은 우주는 영원하며, 불변하다고 믿었기 때문에 수축을 막는 ‘우주상수’를 방정식에 덧붙였다. 이것으로 인해 우주 전체는 중력에 의한 수축의 힘과 우주상수의 배척력이 어우러져 수축도 팽창도 하지 않고 가만히 정지하고 있는 것으로 생각하게 되었다.
한편, 1922년, 러시아의 프리드만(Friedman)은 우주상수를 방정식에서 떼어내어 우주에 적용한 결과 세 가지의 해답이 있다는 것을 발견한다. 이 해답에 따르면, 만일 우주에 있는 물질의 질량이 작다면 우주는 영원히 팽창을 계속하게 되고, 반대로 우주에 있는 물질의 질량이 크다면 우주는 팽창에서 수축으로 전환하며 두 경계인 경우에는 우주는 감속하면서 영원히 팽창을 계속한다는 것이다. 즉 우주는 시간과 함께 변화한다는 것이 프리드만의 결론이다.
1929년, 미국의 허블(Edwin Powell Hubble)은 실제로 우주가 팽창하고 있다는 것을 발견하였고, 그의 관측에 따르면 은하는 우리로부터 멀어지고 있으며, 더욱이 그 속도는 은하까지의 거리에 비례하고 있다는 것을 알 수 있다. 그런데 놀라운 것은 프리드만의 학설이 허블의 발견과 거의 일치한다는 점이다. 프리드만은 은하들이 지구에서 멀어지는 속도를 계산할 수 있는 방정식까지 만들었는데 허블이 실제로 관측한 속도와 거의 비슷했다.
이 관측 결과를 알게 된 아인슈타인은, 방정식에 우주상수를 덧붙인 것을 생애최대의 과오 라 하며 몹시 후회했다고 한다. 1940년대 이후 이 우주의 팽창을 설명하기 위해 두 우주 모델이 발표되어 큰 논쟁이 벌어졌는데 그 두 모델이 바로 빅뱅이론과 정상우주론이다.
특이점은 독특하고 유일한 사건이다. 이것을 어떻게 과학적인 방법으로 다룰 수 있을 것인가? 우주론을 연구하는 사람들은 물질이 극단적인 고밀도와 고온에서 어떻게 될 것인지를 모른다. 한편 입자물리학자들이 물질의 궁극입자에 대한 연구를 하고 있었다. 입자의 보다 더 하층구조를 연구할수록 더욱 큰 에너지를 갖도록 입자를 가속하는 가속기가 필요했다. 시간이 갈수록 가속기는 거대해졌다. 하지만 이제 그 한계에 도달하고 말았다. 현재의 이론을 검증하기 위해서는 지구보다 더 큰 가속기가 필요하게 된 것이다. 또 다른 문제는 입자를 검출하는 검출기 문제이다. 검출기의 성능은 나날이 향상되어 왔지만 극히 희박한 물질의 기본입자를 검출하는 것은 거의 불가능했다. 이런 것들은 지구상의 자원과 여건만으로는 실험이 불가능해진 것이다. 그리고 이들은 우주의 초기상황을 주목하였다. 빅뱅의 에너지는 현재 우리가 생각할 수 있는 가장 큰 에너지인 것이다. 또한 우주론 연구자들은 물질이 극심한 고온상태에서 어떻게 되는가를 주목하였다. 이렇게 하여 극대를 연구하는 분야와 극미를 연구하는 분야가 서로 밀접하게 관련되게 된 것이다.
입자들의 상호작용은 온도와 에너지가 증가할수록 약해지고 단순해진다. 그리고 입자들의 에너지가 무한히 증가하면 입자들은 전혀 작용하지 않는 상태로 무한히 접근해간다(점근적 자유, asymptotic freedom)는 것이 밝혀졌다.
상전이(phase transition)란 온도변화에 의하여 얼음이 물로 변하거나 물이 수증기로 변하는 것을 말한다. 우주에서도 매우 고온이 되고 여러 개의 입자가 탄생하면 요동의 성질이 갑자기 변하기도 하는데 이것을 공간의 상전이라고 부른다. 우주는 초기의 초고온 상태에서 현재까지 냉각을 계속해 왔을 것이므로 그 동안에 여러 차례 상전이가 있었던 것으로 과학자들을 예상했다.
물속과 얼음 속에서의 물질의 움직임이나 음파의 전달방식 등이 완전히 다르다. 이것을 생각하면 상상할 수 있을 것으로 보이지만, 상전이가 일어나면 공간의 성질이 변하게 되므로 힘의 전달방식도 완전히 달라져 버린다. 원자핵 안에 있는 양성자나 중성자는 쿼크라는 입자 세 개가 모여 형성된다. 현재의 우주에서 쿼크는 단독으로는 존재할 수 없다. 그러나 초기 우주에서는 상전이 때문에 제멋대로 흩어져 있었다고 생각된다. 그 이유는 쿼크 사이의 힘의 작용방식이 전혀 다르기 때문이다.
그리고 초기 우주와 현재 각 입자의 질량은 많이 달랐을 것으로 본다. 현재 우주에서는 질량이 매우 크기 때문에 가속기로도 만들기 힘든 입자가 있다. 그러나 그러한 무거운 입자도 초기 우주에서는 가볍고, 무수히 존재하였을 가능성도 있다.
과거로 거슬러 올라 갈수록 우주공간은 수축하고, 모든 물질이 그 구성 입자로 분해된 초고온·초고밀도의 세계에 이르게 된다. 그 시대를 ‘빅뱅 우주’라고 부르는데, 그 시대가 끝날 무렵의 흔적은 지금도 우주배경복사나 경원소(經元宵)의 형태로 남아 있다. 그러나 그 이전의 우주, 인플레이션 우주나 그 이전 우주의 흔적이라고 할 만한 직접적인 증거는 아무것도 남아 있지 않다. 따라서 빅뱅 시대의 일을 조사하고, 그 이전에 무슨 일이 일어나야 그러한 빅뱅 우주가 되는가를 이론적으로 조사해야만 한다.
하나의 중요한 포인트는 우주배경복사의 요동이다. 이것은 빅뱅 시대의 빛이 세기(온도의 크기)의 장소에 의한 요동이 아직도 남아 있다. 그 시대 물질의 밀도는 요동과 관계가 있으며, 그 후 우주에서 천체 형성의 씨앗이 되는 중요한 파라미터이다. 이 요동의 기원이 무엇인가 하는 것은 우주론에서 중요한 문제이지만, 빅뱅 이전의 우주에 대한 이론과 관계가 있는 복잡한 문제이다. 이것은 진공의 요동과 관계가 있을 가능성도 있다.
우주론에서 ‘무(無)’는 아주 중요한 개념이지만, 이 무에는 두 가지 의미가 있으므로 각각을 구별할 필요가 있다. 그 하나는 공간도 아무것도 없는 무를 뜻하고, 나머지는 공간은 있지만 그 안에 물질이 없는 무, 즉 진공을 뜻한다. 20세기 들어와 양자론의 등장으로, 완전한 ‘무’는 있을 수 없으며 요동이라는 것을 생각해야 한다는 것을 알게 되었다. 이것은 앞에서 말한 두 가지 의미의 무 가운데 어느 것에나 해당된다고 할 수 있다(상대성 이론에 따르면 공간의 변화도 물질의 운동과 같이 생각된다).
우선 공간에 대하여 그 뜻을 생각해 보면, 공간은 크기가 없는 상태에 머물 수 없다. 요컨대 요동으로 우주는 탄생할 수밖에 없었다는 것이다. 무 안에 요동이 있다고 하기보다는 요동이 있기 때문에 ‘완전한 무로서 있을 수 없다.’고 해야 할 것이다.
또한 진공으로 여겨지는 공간에도 사실을 전자기파나 다양한 물질의 극미한 요동이 숨어 있다. 진공 속에 두 개의 금속판을 놓으면, 그 사이에 미소한 힘이 작용하여 서로를 잡아당기게 된다. 이것은 전자기파 요동의 영향에 의한 ‘캐시미어 효과'(casimir effect)라고 불리고 있다.
빅뱅(대폭발)이란 무엇인가?
“빅뱅(대폭발)이란 무엇인가?”
딱딱! 안녕하세요. 지식연구소 딱따구리입니다.반갑딱:)
이번주제는 우주가 처음 거대한 폭발로 인해 만들어졌다고 설명하는 이론, 빅뱅이론에 대해서 다뤄보겠습니다.
그럼 우주가 어떻게 생겨나게 되었는지 같이 알아볼까요?
대폭발(大爆發, 영어: Big Bang 빅뱅)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 이론입니다. 이 이론에 따르면, 폭발에 앞서, 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 같혀 있었다고 합니다. 우주 시간 0초의 폭발 순간에 그 작은 점으로부터 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게서 멀어지기 시작했습니다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었습니다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있습니다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈습니다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미합니다. 정상우주론을 제외하면 아직 거의 유일한 과학적 우주 탄생 이론입니다.
벨기에의 로마 가톨릭 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 대폭발 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 “원시원자에 대한 가설”이라 불렀습니다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 단순화 가정(공간의 균질성과 등방성과 같은)을 기반으로 합니다. 이것의 지배방정식은 알렉산드로 프리드만에 의해 공식화되었습니다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이와 비례하다는 것을 발견했습니다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 초단파 잡음이 난다는 사실을 발견했습니다. 이 초단파 잡음은 어떤 한 영역에서 나오는 것이 아니라, 우주의 모든 곳에서 발생했습니다. 이 초단파 잡음은 초기 대폭발에서 남겨진 복사 잡음으로 추정되고 있습니다. 만일 현재 은하단들 사이의 거리가 점차 멀어지고 있다면, 과거에는 모두가 서로 가까이 모여있었을 것입니다. 이러한 발상은 결국 극도로 밀집되고 극도로 뜨거웠던 시점이 과거에 존재했을 것이라는 추측으로 귀결되었고, 이 이론과 비슷한 상황을 재현하고 확인하기 위해 커다란 입자 가속기가 만들어졌지만, 입자 가속기는 결국 이러한 고에너지영역을 조사하는 데 기능적 한계를 나타냈습니다. 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 없습니다. 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 떨어졌습니다.
영국의 천문학자 프레드 호일은 “대폭발”(영어: Big Bang 빅뱅)이라는 단어를 1949년 어느 라디오 방송에서 처음 언급했습니다. 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 일축했습니다. 호일은 나중에, 가벼운 원소로부터 무거운 원소가 형성되는 항성 핵합성 과정을 이해하기 위해 연구에 매진했습니다. 1964년 우주 마이크로파 배경을 발견하고, 그것의 스펙트럼(각 파장으로부터 계산 된 복사량)으로부터 흑체 곡선을 그려낸 후, 이 증거를 들어 대부분의 과학자들은 과거 대폭발 시나리오가 발생한 것이 확실하다고 믿게 되었습니다.
대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 고잘로부터 만들어졌습니다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하의 도플러편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했습니다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한 ‘성운’들이 과연 우리 은하 바깥의 ‘개별 은하’인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문입니다. 10년 뒤, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 일반 생대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정석을 도출해냈습니다. 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운 ‘성운’의 엄청난 거리는, 이러한 천체들이 결국엔 다른 은하였다는 것을 알려줬습니다. 1927년, 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭교회의 사제였던 조르주 르메트르는, 프리드만의 방정식만으로 성운들의 후퇴가 우주의 팽창에 기인하고 있음을 예견했습니다.
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 언급하였습니다.
1924년 초, 허블은 윌슨 산 천문대에 설치된 100인치(2,500mm) 구경의 후커 망원경을 사용하여, 우주 거리 사다리의 시초라 할 수 있는 원거리 계산법을 개발하였습니다. 이로써 그는, 대부분 슬라이퍼에 의해 이미 적색 편이가 계산된 은하들의 거리를 추산할 수 있었습니다. 1929년 허블은 허블의 법칙으로 알려진, 거리와 후퇴 속도와의 관계를 발견해냈습니다. 르메트르는 우주원리를 통해, 이미 이러한 발견을 예견한 바 있습니다.
1930년대에만 해도, 밀른 모형과 진동 우주(프리드만이 처음 제안했으나 알베르트 아인슈타인과 리처드 톨먼이 주장한), 그리고 프리츠 츠비키의 지친 빛 가설을 포함한 여러 생각들은 허블의 관측을 뒷받침하는 비정상 우주론으로 여겨졌습니다.
2차 세계대전 이후, 두 가지 차이점이 드러났습니다. 하나는 우주가 확장을 하게 된다면 새오운 물질이 생성될 것이라는 내용의 프레드 호일의 정상우주론으로, 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 같은 상태입니다. 또 다른 하나는 르메트르의 대폭발 이론으로, 랄프 알퍼, 로버트 허먼과 협력하여 대폭발 핵합성(BBN)을 소개하였고 우주 마이크로파 배경을 예견한 조지 가모프가 지지하고 발전시켰습니다. 역설적이게도, 1949년 3월 있었던 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론을 “이 대폭발 아이디어”라고 비꼬아 언급하여 결국 모두가 사용하는 명칭으로 만든 장본인은 바로 호일 이었습니다. 당분간은 이 두 가지 이론으로 사람들의 지지가 나뉘었지만, 결국 그때 가장 유력했던 정상우주론이 승리하였습니다. 그러나, 1964년의 우주 마이크로파 배경은 대폭발 이론을 우주의 기원과 진화를 설명하는 데 가장 훌륭한 이론으로 자리잡게 하였습니다. 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 많았습니다.
대폭발 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE나 WMAP과 같은 위성으로부터 모은 방대한 자료의 분석과 더불어 큰 발전을 이루었습니다. 우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 변수들에 대한 거의 정확한 계산값을 갖게 되었고, 더 나아가 이전에는 예상하지 못했던, 우주의 팽창이 더 가속화되고 있음을 발견하였습니다.
어때요? 우주가 어떻게 생겨났는지 알게되셨나요?
정리하자면 엄청난 고에너지를 가지고있는 물질과 공간이 한 점에서 폭발(팽창)되어 우주가 생겨나게 됐다는 말인 것 같습니다. 참으로 신기하지않나요? 폭발이 일어나기 전에는 무의 공간이었을텐데.. 그 공간을 얼마나 무서울까요?? 아무것도 보이지 않고 아무것도 없는 곳.. 상상만 해도 무섭습니다.
자. 이렇게 태초의 우주가 생겨나게 된 빅뱅이론에 대해 알아보았습니다.
다음 시간에는 천재적인 과학자, 일반 상대성이론을 제시한 알베르트 아인슈타인에 대해 알아보겠습니다.
그럼 오늘도 좋은하루보내시구요. 다음시간에 만나요 딱딱:)
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2019/10/25 – 상대성이론이란 무엇인가?
점에서 시작된 우주, 빅뱅 자체는 모르는 ‘빅뱅 이론’
지난 22일 미국항공우주국(NASA)과 유럽우주국(ESA)은 스위스의 로잔공과대학 하킴 아테크 교수가 이끄는 연구진이 허블우주망원경과 중력렌즈를 이용해 빅뱅 이후 6억~9억년이 지난 뒤 태어난 원시 은하들의 모습을 촬영하는 데 성공했다고 밝혔다. 이들 은하는 120억년 전 과거에 존재했던 우주의 모습이다. 나사 제공
[토요판] 별우주론 ① 빅뱅과 우주탄생
우리는 모두 하나의 점에서 시작되었다
▶ 인류는 어디에서 기원했을까. 우리가 사는 지구와 태양계, 은하는 어떻게 생겨난 것일까. 인류 역사 대부분의 기간동안 우주에 대한 의문은 철학과 상상의 영역이었지만, 최근 우리는 여러 과학적 연구 성과를 통해 우주의 섭리를 조금씩 이해해가고 있다. 우주의 삼라만상은 모두 한 점에서 비롯됐다. ‘빅뱅’(대폭발)은 우주가 어떻게 만들어졌고 어떻게 팽창해가는지를 설명하는 대표적 이론으로 자리잡았다. 우주의 기원을 설명하는 우주론을, 3회에 걸쳐 싣는다.
우주는 138억년 전 빅뱅으로 탄생하여 지금까지 팽창을 계속하고 있다. 우리나라 사람 중에 빅뱅이라는 멋진 이름을 모르는 사람은 거의 없을 것이다. 그 이유는 아마도 내가 가장 좋아하는 아이돌 그룹 빅뱅 때문일 것이다. 예전에 연예인들을 상대로 하는 퀴즈 프로그램에서 대략 다음과 같은 문제가 나온 적이 있었다. “우주는 무한히 작은 한 점에서 대폭발이 일어나 탄생했다. 이 대폭발을 영어로 무엇이라고 할까?” 내가 재미있었던 것은 나중에 문제의 답을 알게 된 한 연예인의 반응이었다. 쉬운 문제를 왜 이렇게 어렵게 내느냐는 것이었다. 가수 빅뱅은 쉽지만 우주를 탄생시킨 빅뱅은 어렵다. 가수가 아닌 우주론에서의 빅뱅의 의미, 그리고 그 결과로 우주가 팽창하고 있다는 사실을 알고 있는 사람이 과연 얼마나 될지 나는 항상 궁금하다.
우주가 점점 빠른 속도로 팽창한다는 사실을 발견한 공로로 2011년 노벨 물리학상을 수상한 천문학자 애덤 리스는 학부에서 물리학을 전공한 후 대학원에서 천문학을 공부하면서 우주가 팽창하고 있다는 사실을 처음 알고 큰 충격을 받았다고 고백한 적이 있다. 1920년대에 밝혀진 사실을 1990년대 초반에 물리학을 전공한 과학도가 몰랐을 정도이니 일반 사람들이야 어떻겠는가. 물론 어릴 때부터 충실하게 과학 교육을 잘 받아온 우리나라는 이 정도는 아니겠지만….
우주는 어떻게 태어났으며 어떻게 변해왔고 앞으로는 어떻게 될까? 인류 역사 대부분의 기간 동안 이 의문은 철학과 상상의 영역이었다. 천문학은 영원히 철학과 상상의 영역으로 남아 있을 것만 같던 의문에 과학적인 해답을 제시하고 있다.
빅뱅 이론은 우리가 살고 있는 우주가 빅뱅으로 탄생한 이후 어떻게 변해왔는지를 설명하는 이론이다. 사람들의 기대와는 달리 우리 우주가 어떻게 태어났는지를 설명하는 이론이 아니다. 빅뱅 이론의 부족한 점을 보완하는 중요한 이론인 인플레이션 이론을 제안한 앨런 구스는 이렇게 말했다. “빅뱅 이론은 무엇이 폭발했는지, 왜 폭발했는지, 그리고 폭발하기 전에는 무슨 일이 일어났는지에 대해서 아무것도 이야기해주지 못한다.”
아무리 그래도 궁금한 건 어쩔 수 없다. ‘빅뱅 이전에는 무엇이 있었느냐’라는 질문은 끊이질 않는다. 여기에 대한 아마도 가장 과학적인 대답은 이것일 것이다. 우리가 알고 있는 시간이라는 것도 우주가 탄생하면서 생긴 것이다. 빅뱅이 일어나면서 시간이 시작되었으니 빅뱅 이전이라는 것은 아예 존재할 수가 없다. 이 대답에 만족할 사람은 별로 없을 것이다. 뭔가 변명처럼 들린다는 말에 동의할 수밖에 없다. 잘 모른다는 말을 어렵게 하고 있는 것이 아니냐고 해도 할 말이 없다.
빅뱅 이론은 우주가 탄생한 이후에 어떻게 변해왔는지를 설명하는 이론이지만, 우주가 탄생한 순간부터 10-43초 사이의 극히 짧은 시간은 여전히 설명하지 못한다. 이 시기를 물리학자 막스 플랑크의 이름을 따 플랑크 시대라고 부른다. 이 시대를 설명하지 못하는 이유는 과학 이론이 아직 부족하기 때문이다. 가장 큰 문제는 아주 작은 규모를 성공적으로 다루는 이론인 양자역학과 아주 큰 에너지를 성공적으로 다루는 이론인 일반상대성이론을 통합하는 이론이 아직 없다는 것이다. 아마도 미래에 우리는 두 이론을 통합하는 ‘모든 것의 이론’을 만들어낼 수 있을지 모른다. 그 전까지는 과학으로 플랑크 시대를 다룰 수 없다. 빅뱅 이론은 결국 빅뱅에 대해서는 아무것도 설명해주지 못하는 이론인 것이다. 실망스러운가? 하지만 모르는 것을 정확하게 모른다고 하는 것이 과학의 미덕이다.
플랑크 시대 직후부터 현재까지의 우주가 어떻게 변해왔는지에 대해서는 빅뱅 이론이 비교적 자세하게 설명해줄 수 있다. 탄생 직후의 우주는 엄청나게 뜨거운 에너지의 덩어리였고, 그 높은 에너지 속에서 아주 작은 입자들이 만들어졌다. 우주를 구성하는 기본 입자는 10가지가 넘지만 우리가 주변에서 흔히 보는 보통의 물질을 이루는 기본 입자는 쿼크 중에서 업(up) 쿼크와 다운(down) 쿼크, 그리고 전자 이 세 가지뿐이다. 이 입자들이 만들어지자 바로 이어서 두 개의 업 쿼크와 한 개의 다운 쿼크가 결합하여 양성자가 만들어지고, 한 개의 업 쿼크와 두 개의 다운 쿼크가 결합하여 중성자가 만들어졌다. 우리가 지금 보는 모든 원소들의 기본 재료인 양성자, 중성자, 전자가 빅뱅이 일어난 지 1000분의 1초 이내에 모두 만들어진 것이다.
138억년 전 빅뱅으로 탄생한 우주
시간의 흐름도 빅뱅과 함께 시작
고로 ‘빅뱅 이전’은 존재 않는다
빅뱅 이론은 ‘빅뱅 자체’는 몰라
우주 탄생 뒤 10-43초는 ‘깜깜’ 팽창하는 우주는 한결같은 모습
10억년마다 수소 1개 새로 생겨
폭발의 잔해 우주배경복사 발견
빅뱅 이론, 우주 탄생의 정설로
우리와 전 우주는 원래 하나였다
현재의 우주론이 등장하는 데 커다란 구실을 한 ‘빅뱅 이론’을 제기한 조지 가모프의 쪽지. “(정상상태 이론의 대표자인) 호일이 더는 우주론의 험한 세상에서 허우적거릴 필요가 없게 돼 기쁘다”고 적혀 있다. 날짜 미상. 미국물리학회 누리집
이때 만들어진 양성자가 바로 우주에 가장 많이 존재하는 원소인 수소의 원자핵이다. 우주는 아직 매우 뜨겁고 밀도가 높기 때문에 수소 원자핵이 핵융합 반응을 일으켜 헬륨 원자핵이 만들어진다. 러시아에서 핵물리학을 연구하다 스탈린 체제를 피해 미국으로 망명한 과학자 조지 가모프는 이 시기의 핵융합이 3분 이내의 짧은 시기에 모두 이루어졌고, 우주의 뜨거운 열에서 핵융합으로 만들어진 물질은 전체 물질의 약 25%이며 그 대부분은 헬륨이라고 계산했는데, 이것은 현재의 관측 결과와 잘 맞는다.
우리가 우주에서 관측하는 별과 은하를 이루고 있는 물질의 99%를 차지하는 수소와 헬륨은 빅뱅이 일어난 지 3분 이내에 모두 만들어진 것이다. 나머지 원소들은 한참 후에 별에서 만들어졌다. 우리가 살고 있는 지구나 우리의 몸을 구성하는 물질은 수소와 헬륨보다 다른 원소들이 훨씬 더 많다. 하지만 그런 원소들을 모두 합쳐도 우주 전체 물질의 1%도 되지 않는다.
빅뱅 이론은 우주가 팽창하고 있다는 것을 우주가 점점 커지고 있다는 것으로 이해하여 과거에는 우주의 크기가 더 작았다는 전제에서 나온 이론이다. 빅뱅 이론을 미리 접한 지금의 관점에서 보면 이런 논리 전개가 당연하게 여겨질 수 있겠지만 가모프가 활동하던 1940년대나 50년대에는 꼭 그렇지는 않았다.
많은 사람들은 어느 날 갑자기 생겨나서 팽창하는 우주를 불편하게 생각했다. 우주가 팽창을 계속한다면 우주의 밀도가 계속 낮아지게 되고 결국에는 모든 물질이 공간에 퍼져서 아무것도 남지 않게 된다. 이런 상상은 많은 사람들을 불편하게 만들었다. 사람들에게는 우주가 언제나 한결같으리라는 막연한 믿음 혹은 바람이 있었다.
하지만 우주가 팽창하고 있다는 사실은 분명했다. 팽창하는 우주가 어떻게 한결같은 모습을 유지할 수 있을까? 여기에는 간단한 방법이 있다. 우주가 팽창하면서 새로 만들어지는 공간에 물질도 새로 만들어지면 된다. 이것이 빅뱅 이론에 대응해서 등장한 정상상태 이론의 핵심 내용이다.
아무것도 없는 빈 공간에서 새로운 물질이 계속 만들어진다는 주장은 얼핏 말이 안 되는 것처럼 들린다. 하지만 사실 과거의 어느 한순간에 우주의 모든 물질이 갑자기 만들어졌다는 주장도 말이 안 되는 것처럼 들리기는 마찬가지다. 정상상태 이론을 주장한 사람들은 우주의 모든 물질이 어느 한순간에 만들어졌다는 설명보다는 오히려 물질이 서서히 지속적으로 만들어졌다는 설명이 더 쉽고 합리적이라고 주장했다. 새로운 물질이 만들어져서 우주가 항상 일정한 모습을 유지하려면 10억년에 1㎥에서 수소 1개만 만들어지면 된다. 그렇게 불가능해 보이지도 않는다.
정상상태 이론의 대표자인 프레드 호일은 빅뱅 이론을 강력하게 비판하는 데 앞장섰다. 사실은 ‘빅뱅’이라는 이름도 호일이 이 이론을 비판적으로 부르면서 만들어졌다고 알려져 있다. 영국 (BBC) 방송과의 라디오 인터뷰에서 호일은 가모프의 이론을 비판하면서 “그렇다면 우주의 모든 물질이 과거의 어느 한순간에 ‘뻥’(Big Bang) 하고 만들어졌다는 말”이라고 했는데, 유머 감각이 풍부했던 가모프는 이 말을 재미있게 여겨 자신의 이론을 빅뱅 이론이라고 불렀다고 한다.
한 가지 그럴듯한 이론을 내놓고 이것이 정답이니 믿으라고 하는 것은 과학자의 태도가 아니다. 그 이론을 뒷받침할 수 있는 근거를 제시해야 하는 것이다. 가모프의 제자 랠프 알퍼는 동료 로버트 허먼과 함께 빅뱅 이론의 근거가 될 수 있는 또 하나의 중요한 연구 결과를 발표했다. 그들은 초기 엄청난 고온, 고밀도 상태였던 우주가 팽창과 함께 냉각할 때의 밀도와 온도 사이 관계식을 구했다. 우주가 팽창을 하면 물질의 밀도와 온도가 함께 낮아지는데 그 상관관계가 어떻게 되는지 알아낸 것이다. 그리고 현재의 물질 밀도를 이용해 현재 우주의 온도를 절대온도 5K로 계산했다. 이 온도는 현재 우주에 고르게 퍼져 있어야 하고, 여기에서 나오는 열복사는 지금도 관측이 되어야 한다. 우주배경복사의 존재를 처음으로 예측한 것이었다.
1940년대에 예측된 우주배경복사는 1964년에 전파 천문학자 아노 펜지어스와 로버트 윌슨에 의해 발견되었다. 우주배경복사는 빅뱅 이론에 결정적인 승리를 가져다주었다. 빅뱅 이론은 우주배경복사의 존재를 분명하게 예측했지만 정상 상태 이론으로는 우주배경복사의 존재 이유를 설명할 수가 없다. 그래서 우주배경복사가 처음 발견되었을 때 호일은 이것이 별빛과 성간 먼지들의 상호작용으로 생긴 현상일 수도 있을 것이라고 주장했다. 하지만 곧 다른 파장에서의 관측이 이어졌고 이 복사가 빅뱅의 잔해라는 사실이 분명해졌다. 정상상태 이론에 관심을 보이는 사람은 점점 줄어들었고 1970년대 초반에는 빅뱅 이론이 우주의 탄생을 설명하는 정설로 자리잡았다.
펜지어스와 윌슨은 우주배경복사를 발견한 공로로 1978년에 노벨 물리학상을 수상했다. 재미있게도 윌슨은 정상상태 이론의 대표자인 호일에게서 우주론을 배웠던 사람이다. 그의 심경은 꽤 복잡했을 것이다. 윌슨은 훗날 이렇게 회고했다. “나는 정상상태 우주론을 훨씬 더 좋아했다. 철학적으로는 아직도 이쪽이 더 좋다.” 자신의 선호도나 믿음과 일치하지 않더라도 객관적인 자료로 검증된 사실을 받아들이는 것, 이것이 과학의 올바른 자세다.
빅뱅 이론은 우리 우주가 138억년 전에 하나의 점에서 시작됐다고 이야기한다. 개인적으로 빅뱅 이론의 가장 매력적인 부분이 바로 이것이다. 우리는 모두 하나였다. 이것은 우리 인류가 모두 공통의 조상을 가지고 있다거나 지구상의 모든 생명체가 같은 뿌리를 가지고 있다는 정도의 수준이 아니다. 전 우주가 하나였다.
이강환 국립과천과학관 천문우주전시팀장
빅뱅 우주론의 개요와 몇 가지 오해
빅뱅 우주론의 표준적인 역사를 간단하게 정리하는 것이 좋을 듯 합니다.
이 글은 이전 녹색아카데미 홈페이지에 올렸던 글입니다.
“대폭발우주론의 개요와 몇 가지 오해”
이 글을 쓴 것이 2011년이었는데, 지난 10여년 사이에 우주론과 천문학 분야에서도 많은 변화가 있었습니다. 무엇보다도 2015년에 중력파가 검출되고 2019년과 2022년에 블랙홀의 이미지를 성공적으로 얻은 것이 두드러집니다. 또 2011년 노벨물리학상이 우주팽창이 감속이 아니라 가속되고 있음을 1990년에 밝힌 솔 펄머터, 브라이어 슈미트, 애덤 리스에게 주어졌습니다. 2021년 12월에 허블우주망원경과 WMAP 망원경을 잇는 제임스 웨브 우주망원경(James Web Space Telescope)가 발사되었습니다. 이제까지와 비교할 수 없는 정교한 데이터를 보내주리라 기대하고 있습니다.
우선 대폭발 우주론 또는 빅뱅 우주론이라는 이름부터 말하자면, 1949년 프레드 호일(Fred Hoyle)이 BBC 라디오 방송에서 자신의 ‘정상상태이론'(Steady-State Theory)과 경쟁하던 다른 이론을 두고 농담으로 말한 Big Bang idea(큰 꽝이라는 생각)을 그 주창자 중 하나인 게오르기 가모프(George Gamow, Георгий Антонович Гамов)가 받아들였다는 것이 정설입니다.
1912년 베스토 슬리퍼(Vesto Slipher)가 나선’성운’의 빛띠(스펙트럼)에서 적색이동을 관측했습니다. 빛띠라는 것은 무지개처럼 빨주노초파남보의 색이 펼쳐지고 그 속에 특정 원소에 따라 검은 흡수선들이 나오는 것인데 은하에서 오는 빛의 스펙트럼이 지구상에서 보는 것을 기준으로 빨간색(파장이 긴 쪽)으로 치우친 것을 발견한 거죠.
1916년에 아인슈타인이 중력의 일반적인 이론인 일반상대성이론을 발표했는데, 바로 이듬해 이 이론을 써서 우주 전체에 적용해 볼 수 있다고 생각이 나옵니다. 유명한 얘기지만, 중력장 방정식을 우주에 적용하면 자칫 우주가 팽창할 수도 있다는 것을 알아챈 아인슈타인은 이를 막기 위해 중력장 방정식을 수정해 버립니다. 소위 우주 상수를 덧붙인 것이죠.
1922년 러시아의 수학자 알렉상드르 프리드만(Alexandr Friedman, Алекса́ндр Алекса́ндрович Фри́дман)이 아인슈타인의 중력장 방정식을 풀어 우주가 팽창하는 모형을 발표합니다. 1927년에는 벨기에의 물리학자/사제였던 조르주 르메트르(Georges Lemaître)가 프리드만의 연구를 모른 채로 마찬가지의 결과를 얻습니다. 르메트르는 이렇게 우주가 팽창할 수 있다면 과거에는 아주 작은 점에 모여 있었을 것이라는 선견지명 있는 주장도 제시했습니다.
1924년부터 에드윈 허블이 멀리 떨어져 있는 나선은하들의 빛띠를 정밀하게 측정하여, 드디어 1929년에 유명한 허블의 법칙을 발표합니다. 먼 은하들은 모두 우리 은하로부터 후퇴하고 있는데, 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록 그 적색이동의 정도가 크다는 것입니다. 은하의 후퇴속도가 적색이동에 비례하기 때문에, 결국 은하의 후퇴속도가 우리 은하로부터의 거리에 비례한다는 법칙이 등장합니다.
이 관측결과를 어떻게 해석할 것인가를 놓고 1930년대 이후로 치열한 논쟁이 붙은 것입니다. 1948년 프레드 호일, 토머스 골드(Thomas Gold), 헤르만 본디(Hermann Bondi) 등은 공간 속에서 끊임없이 새로운 은하들이 만들어진다는 소위 ‘정상상태 이론’을 제안합니다. 같은 해에 러시아 출신의 게오르기 가모프가 랠프 앨퍼(Ralph Alpher)와 로버트 허만(Robert Herman)과 함께 르메트르의 이론을 토대로 우주공간이 팽창한다는 이론을 발표합니다. 한 가지 재미있는 에피소드는 가모프가 말장난을 좋아해서, 논문에 참여하지 않은 한스 베테(Hans Bethe)를 저자 이름에 넣어 Alpher-Bethe-Gamow의 논문을 만든 뒤, 자기 이론을 알파-베타-감마 이론이라고 부르기도 했다는 겁니다. 이 이론은 단순히 이론적으로 르메트르의 수학적 전개와 사변적 주장을 반복한 것이 아니었습니다. 단열팽창하면 온도가 내려간다는 열역학 법칙을 토대로, 만일 우주공간이 전체적으로 팽창한다면, 우주의 어느 방향에서나 똑같이 배경처럼 깔려 있는 빛의 복사가 있을 것이라고 예측한 것입니다. 당시까지 알려진 수치를 이용하여 그 배경복사가 5 켈빈(즉 영하 268도 섭씨)보다 낮은 온도의 흑체복사에 대응한다는 예측도 했습니다.
하지만 주류 천문학에서는 가모프의 이론이 거의 무시되다시피 했습니다. 그러다가 1964년에 미국의 전파천문학자 아노 펜지어스(Arno Penzias)와 윌슨(Robert Wilson)이 다소 우연히 이 배경복사를 발견함으로써 노벨상까지 타게 된 것은 잘 알려져 있습니다.
이와 관련하여 다시 살펴볼 점 하나는 제임스 피블즈(James Peebles) 의 연구입니다. 펜지어스와 윌슨은 아주 운이 좋아서 우주배경복사에 대해 잘 알지도 못한 채로 이를 발견했다고 할 수 있는데, 같은 시기에 피블즈는 이를 이론적으로 상세하게 해명하고 또 전파망원경으로 그 증거와 흔적을 찾으려 온갖 노력을 다 하고 있었습니다. 펜지어스와 윌슨에게 전파망원경에서 모든 방향으로 균일하게 잡히는 배경잡음의 의미와 내용을 자상하게 설명해 준 것도 피블즈였습니다. 그렇기 때문에 1978년 노벨물리학상에서 피블즈가 제외되었을 때 논란이 일었습니다. 추측할 수 있는 것은 그 해 노벨상의 1/2는 저온물리학의 이론적 연구로 유명한 러시아 출신의 이론물리학자 표트르 카피차에게 돌아갔고, 노벨상은 한 해 최대 3명까지만 줄 수 있습니다. 펜지어스와 윌슨은 논문을 함께 발표했기 때문에 피블즈를 노벨상 수상자에 포함시키면 그 중 한 명에게만 노벨상을 주어야 해서 조금 곤란했을 것 같습니다.
https://www.nobelprize.org/prizes/physics/1978/summary/
여하간 다행히 2019년에 제임스 피블즈는 “물리적 우주론에 대한 업적”으로 노벨물리학상을 받았습니다.
https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2019/peebles/facts/
우주배경복사를 정밀하게 측정하기 위해 1989년에 발사된 COBE (Cosmic Background Explorer) 위성이 10여분이 채 되지 않아 정확히 우주배경복사가 2.72548 ± 0.00057 K의 흑체복사와 10만분의 1 오차 안에서 일치함을 보여주었는데, 많은 사람들이 그 보도를 보면서 무척 신기해 했습니다.
(그림 출처: http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/c_edresources.cfm )
대폭발 우주론은 그 뒤로도 무궁무진하게 발전했습니다. 급팽창우주론(inflationary cosmology), 암흑물질, 암흑에너지, 가속팽창 등이 대표적인 키워드인데, 요즘 나오는 우주론은 따라가기가 그리 녹록치 않습니다.
2005년에 Scientific American 잡지에 실린 대폭발 우주론에 대한 오해(
Misconceptions about the Big Bang
)가 흥미롭습니다.
Charles H. Lineweaver and Tamara M. Davis (2005) Misconceptions about the Big Bang. Scientific American. (제목을 클릭하면 그 글로 바로 갈 수 있습니다.)
논문을 첨부하고, 몇 가지 핵심적인 내용을 요약해서 덧붙입니다.
(1) 대폭발(Big Bang)은 어떤 종류의 폭발인가요?
틀린 답: 대폭발은 마치 폭탄이 터지듯 허공에서 무엇인가가 사방팔방으로 퍼져나가는 것입니다.
맞는 답: ‘대폭발’이라는 이름과 달리, 폭발 같은 것은 없습니다. 공간이 한없이 팽창하고 있을 뿐입니다. 에드윈 허블은 멀리 있는 은하들이 우리 은하로부터 후퇴하고 있음을 발견했습니다. 멀리 있는 은하에서 오는 빛이 전반적으로 빨간색(파장이 긴 쪽)으로 치우쳐 있기 때문에, 은하가 우리로부터 멀어져 가고 있음을 알 수 있습니다. 그런데 그 후퇴 속도가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록 더 빠릅니다. 이를 설명할 수 있는 가장 좋은 관념은 공간 자체가 한없이 팽창하고 있다는 것입니다.
또 다른 결정적인 증거는 COBE (COsmic Background Explorer) 관측위성의 관측 결과입니다.
(2) 은하가 빛보다 빨리 멀어질 수 있나요?
틀린 답: 물론 빛보다 빠를 수 없습니다. 아인슈타인의 상대성이론에 따르면 빛보다 빠른 것이 있을 수 없습니다.
맞는 답: 가능합니다. 은하의 후퇴속도는 특수상대성이론을 따르지 않습니다. 은하의 후퇴 속도는 멀어질수록 한없이 더 커질 수 있습니다. 허블 반지름에 이르게 되면, 은하의 후퇴 속도가 빛의 속도가 되고, 그보다 더 멀리 있는 은하는 빛보다 빠른 속도로 후퇴하게 됩니다. 그러나 이것이 상대성이론과 충돌하는 것은 아닙니다. 은하가 멀어져 가는 것처럼 보인다는 것은 은하가 들어 있는 공간이 팽창하기 때문입니다. 이것은 일반상대성이론에 따른 결과이고, 우주공간의 팽창 자체는 빛보다 빠를 수 있습니다.
(3) 빛보다 빨리 멀어지는 은하를 관측할 수 있나요?
틀린 답: 은하의 후퇴속도가 빛보다 빠를 수 있다고 해도, 거기에서 오는 빛은 우리에게까지 도달할 수 없습니다.
맞는 답: 가능합니다. 소위 ‘허블상수’가 시간에 따라 달라지기 때문에 빛보다 빨리 멀어지는 은하에서 방출된 빛알(광자)이 우리에게까지 오는 일이 있을 수 있습니다.
(4) 우주의 적색이동(빨강치우침)이 있는 이유는 무엇인가요?
틀린 답: 도플러 효과는 광원이 멀어지면 관측자에게 오는 빛의 파장이 길어진다는 것입니다. 은하 스펙트럼(빛띠)에 적색 이동이 있는 것은 광원인 은하가 공간 속에서 후퇴하고 있기 때문입니다.
맞는 답: 은하가 공간 속에서 대단히 큰 속도로 멀어져 가고 있는 것이 아닙니다. 오히려 은하는 거의 정지해 있다고 말하는 게 더 옳습니다. 따라서 처음 은하에서 나오는 빛의 파장 분포(스펙트럼)는 우리가 아는 빛띠(스펙트럼)와 같습니다. 그러나 우주공간 자체가 팽창하고 있기 때문에, 이 빛이 우리에게까지 오는 동안 그 파장이 더 길어집니다.
(5) 관측할 수 있는 우주는 얼마나 큰가요?
틀린 답: 대폭발이 137억년 전에 일어났으므로, 관측할 수 있는 우주의 크기는 137억 광년입니다.
맞는 답: 137억년 전에 방출된 빛이 우리에게까지 도달하는 동안 공간이 팽창해 왔기 때문에, 빛이 지나온 거리는 팽창이 없는 공간 속에서 빛이 137억 년 동안 지나온 거리보다 더 큽니다. 대략 계산해 보면 3배 정도 더 큽니다.
(6) 우주공간이 팽창함에 따라, 그 안의 은하나 그 안의 모든 것이 팽창하고 있나요?
틀린 답: 공간이 팽창하면서 은하도 함께 팽창하기 때문에, 가령 은하단(은하들의 무리)의 테두리도 그만큼 더 커집니다.
맞는 답: 공간이 팽창함에 따라 은하단 속의 은하들은 서로 멀어져 가긴 합니다만, 은하들 간의 인력 때문에 다시 가까워집니다. 두 가지 힘이 평형을 이루도록 은하단의 크기가 달라집니다.
과학문화포털 사이언스올
지난 이야기에서 중력을 4차원 시공간의 휘어진 기하학으로 설명하는 일반상대성이론을 소개하였습니다. 아인슈타인의 장방정식은 수학적 표현만 놓고 보면 물리학을 전공한 사람들에게도 난해한 것이 되겠지만 포함하고 있는 그 의미만 따지자면 사실 단순합니다. 시간이나 공간이 찌그러지는 정도가 그 주변의 질량과 에너지의 양에 비례한다는 이야기를 미분기하학의 언어로 풀어 놓은 것뿐이지요. 자 이제는 이 지식을 바탕으로 20세기 이후에 이루어진 현대 우주론과 최근의 소식들을 알아보겠습니다. 우주론(宇宙論)은 영어로 Cosmology라 하고 우주의 탄생, 발전과정, 그리고 우주의 미래 등, 우주 전체의 모습을 연구하는 학문분야입니다. 반면 천문학(天文學)은 영어로 Astronomy라 하고 주로 별과 행성들의 종류와 그들의 움직임을 직접 다룬다는 점에서 차이가 있습니다. 우주론을 천문학의 한 부분으로 생각할 수 있지만 물리학의 한 분야로 더 많이 인식되고 있습니다. 한편 영어로 철자가 비슷한 Astrology는 점성술(占星術)로 인간세계가 천문학적 현상과 관계가 있다고 믿는 일종의 미신이니 이와 혼동해서는 안되겠습니다. 사실 우주론도 역사적으로 따진다면 고대부터 중세까지의 우주론은 과학이라고 보기는 힘들고 오히려 철학에 가깝다고 해야 할 것입니다. 기독교 신앙에서 이야기하는 천지창조로부터 프톨레마이오스의 천동설을 지나 17세기 이전까지의 우주론은 엄밀한 과학이라기보다는 가설에 지나지 않았던 것이지요.
우주론은 크게 3번의 혁명기를 거쳤다고들 말합니다. 그 첫 번째 혁명은 코페르니쿠스, 티코브라헤, 그리고 갈릴레이와 케플러를 잇는 시대로부터 뉴턴에 이르기까지의 16, 17세기에 벌어진 우주에 대한 인식변화를 말합니다. 이 시기에는 망원경을 통한 천체 관측이 가능해지면서 천문학이 비약적으로 발전할 수 있었고 또 뉴턴역학이 완성되면서 우주론이 학문의 틀을 갖게 될 수 있었습니다. 지구가 우주의 중심이 아니라는 점과 태양도 수많은 별들 중의 하나라는 실망스런 깨달음도 있었겠지만, 인간이 객관적이고 과학적으로 우주를 논하기 시작했다는 점에서 이 시기는 충분히 제1혁명기라 불릴 수 있는 것입니다. 이후부터 20세기가 오기 전까지 인간은 정적이고 무한히 펼쳐진 우주공간 안에서 뉴턴역학에 의해 시계처럼 완벽하게 돌아가는 은하계와 태양계 속에서 살고 있었습니다.
그림1 올베르스 그림2 벤틀리
무한히 펼쳐진 우주는 그자체로 논리적 모순덩어리였습니다. 왜냐하면 무한히 펼쳐진 우주공간 속에 무한히 많은 별이 존재하고 있다면 밤하늘은 항상 환하게 빛나야 한다는 올베르스(1758-1840, Heinrich Olbers)의 역설이 있고, 또 무한히 많은 별들의 중력에 의해 우리는 매우 불안정한 상태에 있을 수밖에 없다는 벤틀리(1662-1742, Richard Bentley)의 역설이 있기 때문입니다. 일찍이 벤틀리는 뉴턴의 만유인력의 법칙이 나오자마자 이를 근거로 우주가 유한할 수 없다는 주장을 폅니다. 우주가 유한하다면 그 안에 들어 있는 별들이 중력에 의해 서로 잡아당겨 곧 한 점으로 뭉쳐져야 할 것인데, 우리는 항상 변함없는 상태로 있는 것을 보아 우주는 유한할 수 없다는 것이지요. 반대로 우주는 무한할 수도 없는데 왜냐하면 우주가 무한하다면 우리는 사방으로 무한대의 중력을 받아서 산산이 쪼개질 것이기 때문이지요. 이 역설 때문에 뉴턴은 다소 황당한 우주론을 폅니다. 우리를 중심으로 모든 방향으로 중력은 정확히 상쇄되는 매우 정교하게 세팅된 우주를 주장합니다. 우리가 좌측이던 우측이던 간에 어떤 한 방향으로 끌려가지 않는다는 것은 그야말로 우리가 아주 잘 정해진 곳에 운명처럼 위치한다는 것을 말하는 것이고, 이는 곧 우주를 관장하는 절대적인 신이 우주론에 필요한 이유이기도 하였습니다.
그림3 올베르스의 패러독스: 별의 밝기는 거리의 제곱에 반비례하여 줄어들지만 별의 개수가 거리의 제곱만큼 늘어나 결국 밤하늘은 별빛으로 가득차야만 한다.
우주론의 제2혁명은 아인슈타인과 허블이 가져왔다고 말해도 과언은 아닐 것입니다. 아인슈타인의 장방정식은 그 자체를 전체 우주에 적용하면 하나의 우주론이 됩니다. 그러나 아인슈타인은 그의 방정식을 일일이 풀어 볼 필요도 없이 장방정식이 우주를 기술하는데 문제가 있다는 것을 직감하고 있었습니다. 왜냐하면 뉴턴역학과 마찬가지로 아인슈타인의 장방정식도 우주 속에 들어 있는 별들에 의해 결국에는 찌그러들어 한 점으로 수축하는 우주를 만들 것이기 때문이지요. 아인슈타인은 우주가 변함없는 크기를 갖는 정적 우주에 대한 생각을 떨쳐버릴 수가 없었습니다. 그는 결국 1915년에 발표한 일반상대성이론에서 기술한 장방정식에 우주상수라는 것을 억지로 끼어 넣게 됩니다. 뉴턴 역학적으로 말하자면 만유인력 공식을 수정하여 거리에 비례하는 미약한 척력을 임의로 집어넣는 것에 비유할 수 있습니다. 이렇게 되면 태양계같이 작은 영역에서는 그대로 만유인력의 법칙이 적용되는 반면 은하계 넘어 은하들 사이의 먼 거리로 가면 척력이 커져서 찌그러드는 우주를 멈추게 할 수 있다는 생각을 했던 것이지요.
그림4 프리드만
아인슈타인이 정적인 우주를 만들기 위해 노력하는 동안 러시아의 물리학자인 프리드만(Alexander Friedman, 1888-1925)은 아인슈타인의 장방정식을 그대로 우주에 적용하는 일에 몰두합니다. 프리드만은 우주내의 은하들의 분포가 일정하고 또 우리가 어느 방향을 관측하던 우주는 같은 모습 일 것이라는 가정 하에 아인슈타인의 장방정식을 풉니다. 사실 수학이야 복잡하겠지만, 이것은 포탄을 지구에서 발사시키는 뉴턴역학문제와 비슷한 답을 줍니다. 즉 우주 내 물질의 밀도가 크면 우주가 팽창을 하다가 다시 수축하고, 반대로 밀도가 작으면 팽창을 멈추지 않고 계속 끊임없이 팽창한다는 것이지요. 프리드만을 통해 상대론적 우주론은 현대우주론의 근간이 됩니다.
그림5 에드윈 허블
아인슈타인은 등가원리를 고안해낸 1907년을 자신이 가장 행복한 생각에 빠져있던 해로 기억했던 반면 1917년을 그가 가장 큰 실수를 했던 해로 부끄러워했다고 합니다. 왜냐고요? 에드윈 허블(Edwin Hubble, 1889-1953)에 의해 우주는 정적이지 않다는 것이 밝혀졌기 때문이지요. 프리드만의 우주론이 이미 허블의 관측사실을 예견하고 있었던 것이지요. 사실 허블이전까지만 해도 우리의 우주는 우리은하전체와 같은 개념이었습니다. 즉 모든 별들은 은하수 안에 있다고 생각했었던 것이지요. 허블은 몇몇 변광성, 안드로메다은하 등 여러 천체들이 매우 멀리 떨어져 있고 실제 우리 은하의 밖에 존재하고 있다는 것을 보입니다. 당시로서는 기존의 우주론을 통째로 뒤집는 발견이었던 것이지요. 나아가 허블은 1929년에 수십 개의 외부 은하들을 면밀히 관찰하여, 외부은하까지의 거리와 그들이 멀어지는 속도가 비례한다는 사실을 발표합니다. 그 유명한 허블의 법칙이지요. 아주 먼 거리에 떨어진 외부은하들의 움직이는 속도는 사실 쉽게 구할 수 있습니다. 그 은하로부터 나오는 별빛의 색깔을 관측하면 가능합니다. 도플러 효과에 의해 멀어지는 속도가 크면 클수록 별빛의 파장이 점점 더 길어지므로, 알려진 원소들의 스펙트럼(방출되는 빛의 파장대별 분포도)과 별빛의 스펙트럼을 비교하면, 그 별의 속도를 알 수 있는 것이지요.
그림6 허블이 발표한 외부은하의 거리와 속도와의 관계
허블의 법칙을 수식으로 표현하기는 너무 쉽습니다.
외부은하까지의 거리와 속도와의 비례식이 1차 함수이니 중학교 수학시간에 배우는 와 같습니다. 이 식에 나오는 비례상수는 허블상수라고 불리고 이를 정밀하게 측정하는 일은 지금도 계속되고 있습니다. 이 값은 대략 정도입니다. 1파섹(parsec)은 대략 3.26 광년의 거리를 말하므로 1Mpc(백만파섹)이라면 326만 광년을 말하지요. 우리에게 잘 알려진 안드로메다은하는 대략 250만 광년 떨어져 있다고 하니 멀다면 먼 거리이고 가깝다면 가까운 거리이지요. 허블의 법칙은 바로 이렇게 1Mpc정도 떨어진 외부 천체들이 우리로부터 초속 70km/s으로 멀어지고 있다는 사실을 말해 줍니다.
그림7 허블의 법칙에 따라 팽창하는 우주. 시간을 거꾸로 돌리면 한 점으로 수렴해야한다.
허블의 법칙은 우리에게 아주 재미난 상상을 할 수 있게 해줍니다. 만약 시간이 거꾸로 흘러 과거로 돌아간다면 우주는 어떻게 되겠는가? 이 상상은 자명한 결과를 가져옵니다. 시간을 거꾸로 돌리면 외부은하들은 이제 서로 서로 가까워집니다. 우주는 팽창하는 것이 아니고 수축하게 되는 것이지요. 결국에 가서는 우주의 크기는 0이 될 것이고 바로 이 순간이 우주가 탄생하는 빅뱅의 순간이 될 것입니다.
그렇다면 독자들 가운데는 우주의 나이를 허블상수로부터 쉽게 구할 수 있다는 것을 눈치 챈 분들도 있을 것입니다. 어떤 별이 속력 V로 T만큼의 시간 동안 움직여 D만큼의 거리를 이동했다고 가정해 봅시다. 속력은 이동한 거리를 이동에 필요한 시간으로 나누어 구할 수 있으므로, 그 반대로 시간은 거리를 속력으로 나누면 구할 수 있습니다. 그렇다면 허블의 법칙으로부터 시간은 로 구할 수 있습니다. 이 값은 1pc이 대략 로 근사해서 계산하면 그리 어렵지 않습니다. 굳이 이를 계산을 해본다면,
이 값은 140억년으로 우리가 현재 추산하고 있는 우주의 나이입니다. 우리 우주가 겨우 140억 년 전에 대폭발(빅뱅)에 의해 탄생했다는 것이 신기할 따름입니다. 140억년은 길다고 하면 긴 시간이겠지만, 지구의 탄생이 약 45억 년 전이라 하고 최초의 생명체가 30억 년 전에 생겼다고 하니, 거기에 비하면 우주의 나이는 그리 많지 않은 편입니다.
그림8 르메트르 그림9 가모브
아인슈타인은 허블의 발견이후 그가 수정해서 집어넣은 우주상수를 다시 지워버립니다. 원래의 장방정식으로 돌아간 것이지요. 이렇게 아인슈타인의 장방정식과 허블의 발견은 우주론의 제2의 혁명을 이끕니다. 이후 가톨릭 신부이자 물리학자였던 르메트르(Georges Lemaitre, 1894-1966)가 우주는 한 점에서 시작되었다는 주장을 공고히 하였고, 조지 가모브(1904-1968)와 그의 연구팀은 빅뱅으로 시작된 우주가 식었다면 그에 해당하는 우주의 배경복사(Cosmic Microwave Backgroud)가 존재할 것이라는 이론을 내세우는 등 빅뱅 우주론이 활기를 띄게 됩니다.
반면 우주가 항상 그 모습 그대로이길 바랐던 호일(Fred Hoyle, 1915-2001)과 일련의 학자들은 정상상태이론(Steady state model)을 내놓으면서 과연 어떤 우주론이 옳은 가를 놓고 시대의 대결이 펼쳐지게 됩니다. 참고로 빅뱅이란 이름은 이기간 동안에는 존재하지 않았다고 합니다. 우습게도 “빅뱅”이란 말을 처음 쓴 것은 르메트로도 가모브도 아닌 정상상태이론의 주인공이었던 호일이었다고 합니다. 그는 1949년 BBC의 한 라디오 프로그램에 나와서 그의 이론과 르메트르의 이론을 비교 하면서 방청객들이 쉽게 이해 할 수 있도록 하기 위하여 “빅뱅”이란 비유를 처음 사용했다고 합니다. 하여튼 이후 빅뱅이론은 정식이름으로 굳어져 오늘날에 이르고 있습니다.
그림10 펜지아스와 윌슨
우주론의 제3의 혁명은 바로 이 빅뱅의 증거를 찾은 전파천문학의 발달과 기술의 발전에 힘입은 최신의 관측 기술에 힘입은 바 큽니다. 미국의 물리학자 펜지아스와 윌슨은 일찍이 전파수신기를 통한 인공위성과의 통신 기법을 연구하던 중 뜻하지 않게 우주의 배경복사를 발견합니다. 당시 그들의 전파수신기에는 끊임없이 날아오는 잡음이 있었고, 이는 모든 방향에서 날아오고 있었습니다. 그들이 이 잡음을 없애기 위하여 수신기에 붙은 새똥도 치워가며 고생했다는 얘기는 아주 유명합니다. 하여간 그들이 발견한 이 잡음이 빅뱅이 식어 만들어 내는 우주의 배경복사임이 알려지면서 그들은 1978년 노벨상을 타게 됩니다. 우주배경복사의 발견과 함께 빅뱅이론은 하나의 가설에서 관측사실을 바탕으로 한 우주론의 정설이 되었던 것입니다.
그림11 WMAP위성으로 찍은 우주의 배경복사: 뜨거운 빅뱅이 식은 후의 열기가 전자기파의 형태로 전 우주영역에 남아있다.
우주론의 제3혁명은 지금도 계속되고 있습니다. 우주의 배경복사는 이후 COBE와 WMAP 등 더욱 발달된 전파망원경을 바탕으로 더 자세히 연구되었고, 지금도 유럽이 쏘아올린 플랑크위성을 통해 더욱 더 정밀한 연구가 수행되는 중에 있습니다. 또 특별한 성격을 갖는 초신성의 분포를 조사하면서 우주의 팽창이 점점 가속되고 있다는 사실도 발견이 되어 이제는 가속 팽창하는 우주가 현대의 표준 우주론으로 자리 잡고 있습니다. 천문학과 우주론은 20세기에 들어 관측과 이론을 바탕으로 정밀한 과학의 대열에 합류하였고, 입자물리학의 발달과 함께 21세기에 들어서는 가장 각광받는 물리학의 한 분야로 자리 잡아 가고 있습니다. 우주론은 아직 완성되지 않은 학문이고 이제 막 꽃이 피기 시작하는 시기에 있습니다. 앞으로의 이야기가 더욱 재미있을 수밖에 없는 이유입니다.
빅뱅이란 무엇인가요?
우주가 태초의 대폭발로 시작되었다는 이론. 빅뱅론이라고도 한다.
1920년대 A.프리드만과 A.G.르메트르가 제안하였으며, 40년대 G.가모에 의하여 현재의 대폭발론으로 체계화하였다.
이 우주론은 멀리 떨어진 은하일수록 우리 은하계로부터 빠른 속도로 멀어지고 있다는 사실과 3 K라는 우주배경복사에 근거한다.
29년 미국의 H.허블은 외부은하의 스펙트럼에 나타난 적색편이로부터 외부은하들이 우리 은하계로부터 빠른 속도로 후퇴하고, 후퇴속도는 외부은하까지의 거리에 비례한다는 사실을 밝혔다.
그리고 거리가 100만 pc(파섹) 증가할 때마다 은하의 후퇴속도가 50 ~ 100 km/s씩 증가하는 것을 알아냈다. 이는 우주가 팽창하고 있음을 의미하고, 역으로 계산하면 약 200억 년 전에는 우주가 하나의 점과 같은 상태였으며, 이 점에서 일어난 대폭발로부터 현재의 우주가 만들어진 것으로 볼 수 있다. 대폭발 전의 크기가 0이고, 밀도와 온도가 무한대인 상태를 특이점(特異點)이라고 한다.
대폭발설은 현재 ‘표준 우주론’으로 널리 받아들여지고 있다. 특이점의 대폭발로 생긴 원시우주는 폭발 후 짧은 시간 동안 지수함수적으로 급격히 팽창하면서 온도와 밀도가 빠르게 떨어졌다. 그 후 백만 년 동안 우주에서는 각종 소립자들이 만들어졌고, 우주의 온도가 3,000 K에 이르자, 마침내 양성자와 전자가 결합하여 수소원자가 만들어졌다.
G.가모는 이때 생긴 마이크로파가 우주에 널리 퍼져 있을 것이라고 예견했는데, 65년 A.펜지아스와 R.윌슨이 우주배경복사(2.7 K)를 발견함으로써 가모의 예견을 증명하였다.
이 설은 그 이전의 우주상태를 제대로 설명하지 못하는 문제가 있지만, 81년 A.구스가 제안한 인플레이션우주론은 이 점을 다소나마 해결하고 있다.
구스에 따르면 대폭발 이전의 우주는 에너지만으로 가득 차 있었고, 거품 같은 형태의 에너지가 대폭발을 일으켰다는 것이다. 구스의 이론은 현재의 불균일한 우주의 모습을 잘 설명하는 이론으로 받아들여진다.
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