우주는 어떻게 시작했고 어떤 모양인가? 광활한 우주만큼 끝이 없는 인간의 호기심 덕에 다양한 우주이론이 우주를 설명한다.

1924년 미국 천문학자 에드윈 허블은 우주에 우리 은하 외에도 다른 은하들이 있다는 사실을 처음으로 밝혀냈다.

그는 우주에 아주 많은 은하들이 있으며 은하들 사이에는 넓고 빈 공간이 있다는 것을 알아냈다.

그는 별의 원래 밝기인 광도(luminosity)와 멀리서 봤을 때 밝기인 겉보기 밝기(apparent brightness)를 이용해 지구에서 별까지 거리를 계산해 9개나 되는 다른 은하와의 거리를 측정할 수 있었다.

우리 은하계 같은 은하가 많이 존재한다는 사실은 큰 충격이었다.

오늘날에는 1000억개 정도의 은하가 있고 그 각각의 은하 또한 1000억개 정도의 별을 갖고 있다고 여겨진다.

허블은 또 많은 별빛의 스펙트럼을 분석한 결과 놀라운 사실을 발견했다.

모든 스펙트럼에서 적색편이(red shift)를 발견한 것이다.

이는 빛을 내는 별이 우리에게서 멀어지고 있음을 뜻한다.

1929년 허블은 거의 모든 별에서 적색편이를 발견했고 멀리 떨어진 별일수록 그 정도가 크다는 것을 발표했다.

모든 별이 우리에게서 멀어지고 있는 것이다.

멀리 떨어진 별일수록 더 빠르게 우리에게서 멀어지고 있는 것이다.

즉 우주가 팽창하고 있는 것이다.

허블이 우주팽창을 발견하기 전 일반상대성이론을 완성했던 알베르트 아인슈타인도 정적인 우주를 절대적으로 믿고 있었던 것이 분명하다.

1915년 아인슈타인은 자신이 주창한 일반상대성이론이 우주의 팽창을 암시하자 당황한 나머지 이미 완성해 놓은 방정식에 팽창을 조절할 수 있는 특별항인 우주상수를 추가했다.

그는 이 우주상수값을 잘 조절해 우주를 팽창시키는 힘을 조절할 수 있었다.

그러나 정적인 우주에 연연하지 않았던 물리학자들이 있었다.

알렉산드르 프리드만과 조지스 르메트르는 각각 1922년과 1927년에 아인슈타인의 일반상대성이론에 근거해 동적인 우주를 예측할 수 있었다.

물리학 법칙의 보편성은 우주의 등방성과 균질성을 요구한다.

프리드만은 이러한 보편성을 전제로 아인슈타인의 방정식을 푼 결과 우주가 팽창할 수도 있고 수축할 수도 있다는 답을 얻었다.

우주는 정말로 등방성과 균질성을 갖고 있는 것일까? 우주는 어느 특정한 방향을 선호하지 않는다는 등방성은 은하수 같은 우리 주변의 은하들이 아니라 먼 곳의 은하들을 봤을 때 대체로 그렇다고 해야 할 것이다.

균질성도 우주 전체를 놓고 평균값을 구하면 대체로 균질하다고 해야 할 것이다.

1965년 벨연구소 연구원이던 두 명의 물리학자 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 프리드만의 가정을 뒷받침해 줄 현상을 우연히 발견했다.

당시에 그들은 매우 성능 좋은 마이크로파 안테나를 시험하고 있었다.

그들은 정체불명의 전파 잡음을 우연히 수신했다.

방향을 아무리 바꿔 봐도 7.35㎝ 파장의 전파 잡음이 같은 세기로 계속 잡혔다.

그들은 이 전파 잡음이 프리드만의 학생이던 게오르그 가모브가 1948년 논문에서 그 존재를 예측했던 우주배경복사(cosmic background radiation)라는 사실을 알게 됐다.

빅뱅 당시 초기 우주의 온도는 매우 높았다.

그러나 우주가 팽창함에 따라 점차 식어 오늘날에는 절대온도 3도까지 냉각됐다.

절대온도 3도 물체에서 발생하는 흑체복사 파장이 바로 7.35㎝다.

따라서 온도가 절대온도 3도인 우주의 모든 곳에 퍼져 있는 전파의 파장은 7.35㎝고, 이것을 우주배경복사라고 부른다.

이것은 빅뱅의 유물이다.

프리드만과 르메트르는 우주의 물질밀도와 관련해 세 가지 가능성을 예측했다.

첫 번째는 우주 물질밀도가 임계밀도보다 높으면 우주 안의 물질들이 당기는 중력에 의해 팽창하던 우주는 수축된다는 것. 두 번째는 우주 물질밀도가 임계밀도보다 작으면 우주의 팽창을 막을 중력이 충분치 않기 때문에 우주는 무한히 팽창한다는 것. 세 번째는 우주 물질밀도가 임계밀도와 일치하면 우주의 팽창은 급격하기보다 매우 점진적으로 진행한다는 내용이다.

우주의 물질밀도는 얼마나 될까? 관측할 수 있는 모든 은하의 질량을 다 더해도 임계밀도의 100분의 1도 안된다.

우주에는 우리가 관측할 수 있는 은하들 외에도 보이지 않는 물질인 암흑물질(dark matter)이 많다.

우주 내 암흑물질의 양은 관측할 수 있는 기존 물질보다 훨씬 많다.

최근 질량이 매우 작다고 알려진 뉴트리노(neutrino)를 암흑물질에 포함한다 해도 팽창을 막을 수 있는 물질의 10분의 1밖에 안된다.

그렇다면 우주는 무한히 팽창해야 할 것이다.

1989년 우주배경복사를 더욱 자세히 관측하기 위해 발사한 관측위성 COBE(Cosmic Background Explorer) 관측 자료를 분석한 결과 우주는 프리드만과 르메트르의 세 번째 팽창 모델을 따른다는 사실이 밝혀졌다.

이로써 물리학자들은 임계밀도에 훨씬 못 미치는 우주의 질량을 보충해 줄 암흑에너지(dark energy)라는 새로운 물질의 존재를 가정하게 됐다.

2003년 우주배경복사를 더 연구하기 위해 발사한 WMAP 위성에 따르면 우주 물질의 4%는 기존 물질이고 23%가 암흑물질이며 나머지 73%가 암흑에너지다.

텅 빈 우주가 아닌 물질이 들어 있는 우주에 대한 아인슈타인 방정식을 만족하는 여러 가지 풀이는 한 가지 중요한 공통점을 갖고 있다.

팽창하는 우주의 시간을 거꾸로 돌려보면 수축에 수축을 거듭한 끝에 모든 은하가 한 점에 모이는 시간이 있다는 것이다.

이 한 점은 바로 특이점으로, 반지름이 0인 구(球)이며 이때 밀도는 무한대다.

이 시간이 바로 빅뱅의 순간이다.

빅뱅으로 시작된 우주는 팽창과 더불어 냉각돼 갔다.

빅뱅 때 생긴 입자들은 질량이 없는 광자(photon)였다.

그러나 빅뱅 후 1초가 지난 후 온도는 섭씨 100억도였다.

이때는 주로 광자, 전자, 뉴트리노와 이것들의 반입자, 약간의 양성자, 중성자들과 역시 이것들의 반입자가 활동하고 있었을 것이다.

높은 에너지의 광자와 광자가 충돌해 전자와 양전자쌍 혹은 쿼크(quark)와 반쿼크쌍을 만들었을 것이다.

이렇게 생겨난 입자와 반입자들은 서로의 반입자들과 충돌해 소멸되며 광자들을 만들었을 것이다.

팽창과 더불어 온도가 점점 더 내려가면서 광자들은 서로 충돌해도 더 이상 전자와 양전자쌍을 만들 수 없을 정도로 에너지가 낮아졌을 것이다.

그러나 양전자와 전자의 충돌은 에너지와 상관없이 소멸되며 광자들을 만들었다.

따라서 전자 수는 원래보다 줄어들고 광자는 더욱 더 많아졌을 것이다.

빅뱅이 발생하고 100초가 지난 후 우주의 온도는 뜨거운 별의 내부 온도인 섭씨 10억도가 됐다.

이 온도에서 양성자와 중성자는 결합돼 중수소(deuterium) 원자핵을 만든다.

중수소 원자핵끼리의 결합으로 헬륨 원자핵을 만들었을 것이다.

이와 같은 방법으로 질량이 더 큰 원자핵들도 만들어졌을 것이다.

이러한 과정을 거치며 우주의 양성자와 중성자의 4분의 1이 헬륨 원자핵으로 변환됐을 것이며, 나머지 중성자는 질량이 약간 작은 양성자로 붕괴됐을 것이다.

온도가 수천 도까지 떨어졌을 때는 전자기력에 의해 전자와 원자핵들이 결합돼 원자들이 만들어지기 시작했다.

빅뱅 이론은 중력에 관한 아인슈타인 이론에 따른 예측들이다.

그러나 빅뱅이라는 아주 작은 시공간의 초기 우주를 연구하려면 양자역학의 도움이 필요하다.

많은 물리학자들과 천문학자들은 빅뱅의 순간이라는 시공간의 특이점을 포함해 우주 전체를 이해하는 데 필요한 양자역학과 중력 이론의 통합을 위해 노력하고 있다.

※ 자료＝한국과학창의재단사이언스올 [정리 = 심시보 기자]