시간과 공간

  광활한 ...... 

 

■  우주의 개념도

       

         우주 크기의 개념을 정리해 본 그림 (클릭하면 확대)

 

 

 

 

 

■   바하와 함께 보는 "은하와 별" (유튜브 중에서)

        Galaxies with the music of Johann Sebastian Bach

 

1. Air on the G String   J.S. Bach: High Definition Video Voices of Music

2. Concerto for Two Violins  J.S. Bach: in D Minor, Largo BWV 1043

3. Aire  aria J. S. Bach

 

4. Quasar  The first galaxies, Big Bang, Death of the Sun. Bach's music.  

5. Galaxies. Bach's music.

6. Spiral Galaxies

 

7. BWV 849  J S Bach through the Hubble telescope with

8. BWV 582  Bach - Thema Fugatum - Karl Richter - Organ

9. Milky Way  Bach's music.

 

 

 

 

■  우주의 기원과 진화

                                                                                                   ウィキペディア  & 위키백과

. 빅뱅 이론    . 높은 온도와 밀도 상태에서 우리 우주가 시작되었고   . 지금까지도 팽창을 계속하고 있으며   . 초기의 우주는 인플레이션이라 불리는 가속 팽창기를 겪으며 평편해지고   . 초기의 불균일한 상태도 균일하게 바뀌었으며   . 그 이후도 우주는 팽창하면서 식어가고, 동시에 밀도도 줄어들고 있다는 이론

 

   . 거의 균일한 우주 초기에 존재하던 작은 비균일성은    . 그 후 중력 불안정성으로 말미암아 은하, 은하단과 같은 구조를 만들어냈고   . 현재, 관측 가능한 우주 안에는 약 천억(10^11) 개 정도의 은하가 존재하며   . 각각의 은하에는 약 천억(10^11) 개 정도의 별이 있다고 함

 

. 현대 물리학이 본 우주    . 풍선처럼 유한하고 경계가 없는 공간   . 허블 이후의 관측에 따르면, 모든 은하가 멀어지는 것을 알 수 있고   . 모든 은하가 멀어지는 것을 잘 설명하는 이론은 우주가 팽창하고 있다는 것임   . 우주가 팽창한다는 사실을 거꾸로 생각해 보면      우주는 아주 작은 크기에서부터 시작했다고 추론할 수 있다는 것   . 이러한 이론을 빅뱅 이론이라고 함   . 우주의 팽창은 아인슈타인 방정식의 해인 프리드만 방정식으로 기술됨

 

 

 □  우주의 의미

 

. 사전적 의미

   . 무한한 시간과 만물을 포함하고 있는 끝없는 공간의 총체   . 물리 : 물질과 복사가 존재하는 모든 공간   . 천문 : 모든 천체(天體)를 포함하는 공간   . 철학 : 만물을 포용하고 있는 공간

 

. 기원이나 의미는 불명하지만, 다음과 같은 설들이 있음   .  “우”는 공간 전체,  “주”는 시간 전체(과거. 현재. 미래)를 의미   .  “우주”는 시공 (시간과 공간)의 전체를 의미           (중국 한나라 “회남자 천문훈(淮南子 天文訓)”에서)   .  ”우”는 “하늘” , “주”는 “땅”을 의미   .  즉 “우주”는 “천지”를 뜻하기도 함  

 

. 철학적.종교적 관점   . 우주 전체의 일부이면서 전체와 유사한 것을「소우주」라 하는데 대해   . 우주 전체를「대우주」라고 부름

 

. 천문학적 관점   . 「우주」는 모든 천체.공간을 포함한 영역을 말하며   . 은하를「소우주」라고 부르는데 대해「대우주」라고도 말함    . 일설에는 관측할 수 있는 영역은 우주의 지평선의 안쪽으로 한정되지만    . 대우주는 그것보다 훨씬 크다고 생각되고 있음

 

. 물리학적 관점   . 「우주」는 물질.에너지를 포함하는 시공 연속체의 통합체임   . 현대 물리학에 있어서의「우주」란, 물리학적인「세계」전체가 아니고,      생성.팽창.수축.소멸하는 물리계의 하나임   . 이론적으로는 무수한 우주가 생성.소멸을 반복하고 있다고도 생각되고 있음

 

.「지구의 대기권외의 공간 」이라고 하는 의미   . 국제 항공 연맹(FAI)의 규정에 의하면 고도 100 km이상을 가리킴   . 미군에서는 고도 50 노티컬 마일 (92.6 km, 1nm = 해리 = 1.852km) 이상의     고공을「우주」라고 정함

 

. 우주의 연령    . 우주는 약 137억 년 전에 태어났다고 추정   . 2003년 미국 항공 우주국(NASA)이 발표한 우주 배경 방사 관측 위성 WMAP의 관측 결과임

 

. 우주의 크기    . 지구상에서 본 우주란,    . 인간이 물리적으로 관측 가능한 최대 범위를 가리키는 말로서    . 우주는 계속 팽창하고 있기 때문에, 우주의 크기를 표현하는 몇 개의 단위가 별도로 있음

 

   . 지구로부터 인류가 관측 가능한 우주의 끝까지,      지금 현재의 길이인 공동 거리(共動距離, co-moving distance)는,    . 지구를 중심으로 한 전체 방향으로 약 465억 광년으로 추정되고 있음 (지름은 2배인 930억 광년)   . 이 최대 범위의 경계면은 입자적 지평면이라고 불리며   . 이 곳은 현재도, 광속의 약 3.5배의 속도로 지구로부터 멀어지고 있다고 함       (465억 광년 / 137억년  = 3.5배)

 

   . 빛이 여행한 시간에 광속을 건 것을 Light travel distance라고 부르는데   . Light travel distance로는 전자파로 관측되는 우주의 크기가      반경 137억 광년으로 추정되며, (우주왜곡으로 실제거리는 465억 광년)   . 빛이 지구에 닿는 동안에도 우주는 팽창하므로, 그 때문에 빛에 닿는 거리가      늘어나 다시 빛이 발사한 공간은 멀어지게 됨   . 이 때문에 Light travel distance는 지금 현재의 길이인 공동 거리(共動距離,      Co-moving distance)와는 값이 어긋나게 됨   . 또, 현재 지구가 있는 장소로부터 이 장소까지의, 137억 년 전     (우주의 팽창 직후) 길이는 약 4천만광년(= 0.4억 광년)으로 추정되고 있음

 

   . 관측 가능한 우주를 포함한 우주의 전체는,    . 인플레이션 이론에 의한다면 아주 광활할 것임   . 광년 단위를 이용해도 억이나 조라는 일상생활에 이용하는 수로 표현하지 못     하고, 10^30 광년 등이라고 하는 지수로서 표기가 필요한 크기로 예상되고      있지만, 아직도 그 크기가 유한한가 무한한가는 모름

 

. 우주의 팽창    . 우주는 팽창을 계속하고 있음이 관측됨   .  1929년 에드윈 허블은 먼 곳의 은하들의 후퇴 속도를 관측하고, 거리가 먼     은하일수록 큰 속도로 지구로부터 멀어지고 있는 것을 발견했음 (허블의 법칙)    .  1915년에 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 발표되어 에너지와 시공(時空)의     곡율(曲率) 간의 관계를 기술하는 중력장 방정식(아인슈타인 방정식)이 발표됨

 

   . 이에 따라, 우주는 같은 모양의 등방형 이라고 하는 우주 원리를 충족하는      아인슈타인 방정식의 해와, 아인슈타인 자신 및 위렘 드 지터 등에 의해서      풀이되었으며 그 답들은 모두 시간과 함께 우주가 팽창(또는 수축)하는 것을 나타내고 있음

 

   . 당초, 아인슈타인은 우주는 정상상태라고 생각하고 있었기 때문에,      자신이 찾아낸 해석에 정수(우주 정수)를 더해 우주가 정상이 되도록 했지만,     후에 허블에 의해서 관측적으로 우주 팽창이 발견되어 팽창 우주라고 하는 개념이 정착했음

 

□  우주의 탄생

 

. 빅뱅 이론에서는, 우주는 극단적인 고온 고밀도 상태로 태어났다고 여겨짐

그 후, 공간 자체가 시간의 경과와 함께 팽창해, 은하는 그 가운데에서 서로 떨어져 가며, 우주의 시작은 빅뱅으로 불리는 대폭발이었다고 여겨지고 있음

 

. 허블의 법칙에 의하면, 지구로부터 멀어지는 천체의 속도는 지구로부터의 거리에 비례하기 때문에, 반대로 시간을 거슬러 올라가면, 과거가 있는 시점에서는 모든 천체는 한 점에 모여 있던, 즉 우주 전체가 매우 작고 고온•고밀도 상태에 있었던 것으로 추정됨

 

. 이러한 초기 우주의 모델은「빅뱅.모델」이라고 불려 1940년대에 러시아 태생의 재미 학자 조지 가모프(George Gamow ; 1904~1968)에 의해서 제창되었음

 

. 그 후, 1965년에 Bell 연구소에서 근무하면서 전파 안테나를 실험 제작하고 있었던 Penzia와 Wilson 의해서, 우주의 모든 방위로부터 절대온도 3도의 흑체 방사에 상당하는 마이크로파가 방사되고 있는 것이 발견되었음 (우주 배경 방사). 이것은, 우주 초기의 고온인 시대에 발해진 열방사의 자취라고 생각할 수 있어 빅뱅•모델의 올바름을 증명하는 것으로 이해되고 있음

 

. 그러나 그 후, 우주의 지평선 문제나 평탄성 문제라는, 초기의 단순한 빅뱅 이론에서는 설명할 수 없는 문제가 나왔기 때문에, 이것들을 해결하는 이론으로서 1980년대에 인플레이션 이론이 제창되고 있음

 

. 또 장(場)의 양자론에 의하면, 발생 초기의 우주는 진공의 에너지로 가득 차 있어 그것이 척력(斥力)이 되어 우주 팽창의 원동력이 되었다고 여겨지고 있음

 

□  우주의 죽음

 

. 팽창하는 우주가 앞으로 어떠한 운명을 걸을지는, 아인슈타인 방정식의 해인    . 우주 모델에 따라 달라지는 것으로 해석되고 있음

 

. 일반적으로 같은 모양 등방형 이라고 하는 우주원리를 만족하는 우주 형태에서는       . 공간 곡율이 0인 평탄한 우주,    . 곡율이 정(正)인 닫힌 우주,    . 곡율이 부(負)인 열린 우주의 세가지 방법을 생각할 수 있음

 

. 평탄한 우주나, 열린 우주라면 우주는 영원히 팽창을 계속하지만,    . 닫힌 우주라면 어떤 시점에서 팽창이 수축으로 변해서,    . 종국에는 크기 0으로까지 쪼그라들게 됨(빅 클런치)   . 2005년 시점의 최신 관측 결과에 의하면, 우주는 평탄한 시공이며,      이대로 계속하여 퍼져가므로 멈춤은 없을 것으로 생각되고 있음

 

. 우주의 연령이나 크기와도 관련되지만,    . 평탄한 우주나 열린 우주의 체적은 무한대이며,    . 이러한 우주에서는 우주 탄생 당초부터 체적은 무한대임

 

. 이것은, 우주가 소립자보다 작은 크기로부터 팽창을 시작했다고 하는    . 빅뱅 우주론이나 팽창 우주론과는 상치되는 이야기가 됨   . 무한으로부터 무한에의 팽창은 모순되지 않지만    . 유한부터 무한에의 팽창에는 적어도 한 번은    . 무한대의 팽창 속도가 필요하므로, 팽창 우주론으로도 설명될 수 없음

 

. 다만「열린 우주」는 현재 유한(으로 닫혀 있는) 우주이지만    . 영구히 팽창을 계속한다고 하는 의미로 시공적으로 무한이라고 하는 의미로      사용되기도 함  . 이 경우에는 팽창 속도 무한대의 문제는 생기지 않게 됨

 

. 우주가 평탄하고 영원히 팽창을 계속하는 것은,    . 최종적으로 우주는 절대 영도로 향해 계속 하는 것을 의미함   . (현재는 3 K, 약 -270도라고 함)

 

 

□  우주의 계층구조

 

. 안드로메다 은하 0.7 메가파섹(Mpc) 저 쪽 지구는 혹성의 하나이며,    몇 개의 혹성이 태양의 주위를 돌고 있음  태양과 그 주위를 도는 혹성, 그 주위를 도는 위성, 그리고 준혹성, 소행성이나   혜성이 태양계를 구성하고 있음

 

. 태양과 같이 스스로 빛나고 있는 별을 항성이라고 함   항성이 모여 성단을 형성하며, 항성이나 성단이 모여 은하를 형성하고 있음

 

. 은하는 단독으로 존재하기도 하고, 집단으로 존재하기도 함   . 은하의 집단을 은하단 이라고 하여,    . 은하단이나 초은하단의 분포가 망상으로 엮여서 우주의 대규모 구조를 형성함   . 망상 사이의 공간은 은하는 거의 존재하지 않아 초공동(超空洞, 보이드)이라함

 

. 메가 파섹 (Mpc = 1000 kpc)은 천문적인 거리를 나타냄   . 보통 광년을 많이 이용하지만,    . 은하간의 거리나 우주의 구조를 취급하는 경우는 메가 파섹(Mpc)도 사용          (메가파섹(Mpc = 1000 kpc)은 약 3백만 광년)

 

      . 우주의 최대 관측 가능 거리： 4200 Mpc (약 126억 광년)        . 초공동 보이드의 직경：      30~10 Mpc (약 0.9~0.3억 광년)         . 안드로메다 은하까지의 거리： 0.7 Mpc (약 2백만(=0.02억) 광년)         . 우리 은하계의 직경：            0.03 Mpc (약 10만(=0.001억) 광년)

 

 

 

 

□  우주의 크기에 버금가는 것들

 

          벌판에 널려진 모래 한 알 한 알,

            봄날의 흩날리던 꽃잎, 

            스치던 바람결

            그리고 그 순간들 ......

 

 

. 순수의 전조

(Auguries of Innocence)

 

      한 알갱이의 모래 속에서 세계를 보며

      한 송이 들꽃 속에서 우주를 본다.

 

      그대 손바닥 안에 무한을 쥐고

      한 순간 속에 영원을 담아라.

                                      by William Blake (영국시인, 1757-1826)

 

 

. 작은 것 속에 숨어 있는 행복

 

 

                                   (신현봉)

   꽃들이 한꺼번에 피어나는 봄날

   흩날리는 꽃잎이 되어 날아갔었네

 

   신록 속을 소리치며 달리는 바람은

   봄꽃으로 포장된 한 줄의 답신을 보내왔네

 

   평범한 날이 반가운 사람을 만나

   특별한 날이 되었다 하였네

 

   오래 꺼져 있던 내 안의 등불 하나가

   소리없이 한 봄을 밝히고 있었네

 

   수없이 많은 봄이 지나간 뒤에

 

 

 

 

■  관측 가능한 우주

                                                                                                    인용:   ウィキペディア

 

근적외선으로 하늘을 관측하여 은하계에서 멀리 떨어진 은하의 분포를 알 수 있다. 은하에 관한 화상은 UGC, CfA, Tully NBGC, LCRS, 2dF, 6dFGS, SDSS 조사, 또는 NASA의 은하 외계 자료수집 등 다양한 관찰로서 얻거나, 혹은 K 밴드 (2.2 μm)에 의해서 추정한 "적색편이(偏移) "에 의해 채색이 이루어진다.

파란색은 가장 가까운 광원 (z <0.01)이고, 녹색은 중간 거리의 광원 (0.01 <z <0.04), 빨간색은 2MASS의 분석 중 가장 먼 광원 (0.04 <z <0.1)이다.

 

빅뱅 우주론에서 말하는 "관측 가능한 우주 (observable universe)"는 중심에 있는 관찰자가 공간의 물체를 충분히 관측할 수 있는 만큼의 크기, 즉 빅뱅 이후의 어떤 시점에서 그 물체로부터 방출되는 신호로서, 그것이 광속으로 진행하여 현재 관찰자 위치에 닿을 때까지 충분한 시간이 될만한 구형(球型) 공간 영역이다. 어느 곳이던 거기에서 관측 가능한 우주가 있으며, 그것은 지구를 중심으로 하되, 겹치는 부분과 겹치지 않는 부분이 있다.

 

여기서 말하는 "관측 가능"이란, 현대의 기술로 공간의 물체에서 방출되는 에너지를 감지할 수 있는지 여부와는 무관하다. 간단하게 그 물체로부터의 빛이나 다른 복사 에너지가 지구상 관찰자의 위치에 도달할 수 있다는 원리상 가능성에 불과하다. 실제로 관찰할 수 있는 것은 우주가 맑게 갠 "최종 산란 표면"에 있는 물체까지이다. 맑게 개기 전의 우주는 빛(光子)이 불투명 할 것이다. 그러나 중력파 (역시 광속으로 이동하고 있음)를 검출해서 그 이전의 정보를 추정 할 수 없는 것은 아니다.

 

 

□  실제의 우주와, 관측 가능한 우주

 

우주론에 대한 연구 논문은 일반인이나 전문가 모두, "우주"라고 하면 "관측 가능한 우주"를 가리키는 경우가 많다. 우주는 우리와 인과율적(因果律的)으로 단절된 것이기 때문에, 직접적인 실험 방법으로는 우주의 어느 부분에 대해서도 전혀 아무것도 모른다는 것이 사실이다. 물론 우주 팽창과 같은 신뢰할 수 있는 많은 이론에서는 관측 가능한 우주보다 더 큰 우주가 필요하게 된다.

 

관측 가능한 우주의 경계면이 실제 우주의 물리적인 경계면과 정확히 일치하는 것을 암시하는 증거는 없다 (그런 경계면이 있다는 이야기이지만). 양 경계면이 일치하는 것은 우선 없다고 생각하는 게 좋다. 만약 일치한다면 지구가 실제 우주의 중심부에 있는 것이 되므로, 우주 원리에 위배된다. 확실시 되는 것은 가시우주 (可視宇宙 ≠ 관측 가능한 우주)에 있는 은하가 실제 우주의 전체 은하계 가운데 극히 일부 밖에 나타내지 않는다는 것이다.

 

실제의 우주가, 관측 가능한 우주보다 "작다" 는 것도 물론 가능하다. 만일 그렇다면, 아주 멀리 있는 것처럼 보이는 은하가, 실은 가까이에 있는 은하의 빛이 우주를 돌아 옴으로서 발생하는 복제 이미지라는 것도 있을 수 있다. 이 가설을 실험을 통해 테스트하는 것은, 은하의 다른 상(像)이 그 일생의 서로 다른 시대를 가리킬 수도 있어 곤란하다. 2004 년도의 어느 논문에서는 전체 우주의 직경은 24 기가파섹 (780 억 광년)이 하한선이라고 주장하고 있는데, 이 경우는 관측 가능한 우주보다 약간 작은 것이 된다.

 

 

□  우주의 크기

 

지구에서 "가시우주” (可視宇宙, 우주 光의 지평면) 끝까지의 거리는 모든 방향으로 약 14 기가파섹 (465 억 광년)이다. 이는 관측 가능한 우주의 최소의 공동반경(共動半径)이 명확하다. 무엇보다 앞에서 설명한 바와 같이, 가시 우주는 관측 가능한 우주보다 약간 작은 것으로 생각된다. 이것은 재결합 (우주가 맑게 개인) 이후에 방사되는 우주 배경 복사의 빛 밖에 보이지 않기 때문이다. 이 우주 배경 복사에 의해 우리에게는 천체의 "마지막 산란면 "이 보이고 있다는 것이 된다 (중력파에 의해 이 천체의 외부 영역에서 재결합 시기 이전의 형상을 관찰할 수 있음, , 어디 까지나 이론적임). 즉, 가시 우주는 지름 약 28 기가파섹 (약 930 억 광년)의 천체라고 하게 된다.

 

우주 공간은 대체로 유클리드 평면이기 때문에, 이 크기는 약 즉 3 × 10^80 입방 미터의 공동체적(共動体積)에 상당 한다.

 

위에 인용한 수치는 (우주 시간으로)  "지금"의 거리이며,  "빛이 방사되는 시점"에서의 거리가 아니다. 예를 들면, 지금 이 순간 보이는 우주 마이크로파 배경 복사 (CMBR)는 137 억 년 전에 일어난 빅뱅에서 379,000 년 후의 재결합 때 방출되는 것이다. 이 복사 에너지는 그 중간시기에 밀집하여 현재는 은하수가 있는 물질에서 방출되는 것이다. 이 은하는 현재 우리로부터 약 460 억 광년의 거리에 있다고 되어 있다. 빛이 방출되는 시점에서 그 물질 사이의 거리를 추정하기 위해서는 "팽창의 수학적 모델"을 선택하고 또한, 스케일 인자 a (t) 를 빅뱅에서의 임의의 시간 t에 대해 계산해야만 한다 .

 

관측에 적합한 Λ - CDM 모델은 WMAP 위성에서의 데이터를 이용하는데, 이 같은 계산에 의해 대략 1292이라는 스케일 인자의 변화를 얻게 된다. 이것이 의미하는 것은, 우주가 CMBR 광자가 방출되었을 때 크기의 1292 배 팽창했다는 것이다. 따라서 현재 관측할 수 있는 가장 먼 물질 (460 억 광년)는 현재 받고있는 마이크로파가 방출될 때에는 지구가 받게 되는 물질에서 불과 3600 만 광년 밖에 떨어져 있지 않았던 것이다 .

 

 

□  잘못된 여러 가지 해석들

 

지금까지 다양한 잘못된 가시우주(可視宇宙) 크기들이 "보고"되고 있는데, 몇 가지를 예시한다.

 

. 137 억 광년

우주의 나이는 약 137 억 살이다. 빛보다 빠른 것은 없다는 것은 일반적으로 알려진 사실이다. 그러므로 관측 가능한 우주의 반경은 137 억 광년 밖에 안 된다는 오해가 적지 않다. 이 논리는 우주가 특수상대론에서의 편평한 시공 인 경우에만 의미가 있다. 그러나 실제 우주에서의 시공 연속체는 우주 스케일에서 상당히 왜곡되어 삼차원 공간 (대체로 편평함)은 허블 법칙에서 입증된 바와 같이 팽창하고 있는 것이다. 즉, 광속과 우주 시간을 곱해서 얻어진 거리는 어떠한 물리적 의미도 갖지 않는다.

 

. 158 억 광년

이 숫자도 137 억 광년과 같은 방식으로 얻은 것이지만, 이것은 어느 유명 잡지사가 2006 년 중반, 우주의 나이를 잘못 발표한 것이 발단이 된 것이다.

 

. 270 억 광년

이것은 반경 137 억 광년이라는 오해에 기초한, 직경이다.

 

. 780 억 광년

이것은 우주 마이크로파 배경복사(背景放射, CMBR)의 대척점(對蹠點, 지구의의 서로 반대지점) 간의 현재 측정값을 기반으로 한 전체 우주 크기의 하한(下限)이다. 따라서 CMBR이 형성하는 천체 "직경"을 나타낸다. 만약 전체 우주가 이 천체보다 작다면, 빛은 빅뱅 이후 천체의 주위를 도는 데만 그치는 시간이 있는 것으로, CMBR에는 서로 다른 여러 개의 이미지를 내고 몇 겹의 원을 그리게 된다. Cornish et al은 24 기가파섹 (780 억 광년)까지의 스케일로 그런 효과를 찾으려 했지만 결국 찾지 못하고, 만약 자신의 학문이 가능한 전방위에 확장할 수 있다면 "우리가 사는 우주가 직경 24 기가파섹 보다 더 작은 가능성을 배제할 수 있다 "는 것이라고 시사하고있다. 게다가 "노이즈가 적고, 해상도가 높은 CMB 분포도 (WMAP 연장 미션과 플랑크의 데이터)"가 있으면, "더 작은 원형 패턴을 찾고, 하한을 28 기가파섹까지 확장할 수 있을 것이다"고 추정하고있다. CMBR 천체의 최대 직경이 최소 28 기가파섹이라고 추정하는 것은 반경 14 기가파섹에 대응한다. 이것은 앞에서 언급한 숫자와 일치한다.

 

. 1560 억 광년

이것은 780 억 광년을 반경으로 곱하면 얻을 수 있다. 780 억 광년 자체가 지름인데, 이중으로 곱한 잘못된 것이다. 그러나 자료들 곳곳에서 이 수치가 눈에 보인다.

 

. 1800 억 광년

우주의 나이를 158 억년으로 하는 경우의 추정치. 1560억 광년을 잘못하여 15 % 증가시키면 얻을 수 있다.

 

 

□  내용 물질

 

관측 가능한 우주에는 3×10^22  ~ 7×10^22 개 (300 ~ 700 개의 핵)의 별이 있는데,  800 억 개 이상의 은하에 모여있고, 각각은 다시 은하군(銀河群)이나, 은하단(銀河団), 초은하단을 형성하고 있다.

 

다음과 같은 2 가지의 대략적인 계산을 근거로, 각각 관측 가능한 우주의 원자 수는 약 10^80로 계산 된다.

 

WMAP에서 CMB 데이터를 관찰하면, 우주 공간 곡률은 거의 제로에 가까운 것으로 생각되며, 이에 따라 현재의 우주 모델은 우주의 밀도 매개변수의 값이 어떤 임계값에 아주 가까울 수 있음을 암시하고 있다. 총 밀도는 9.9 × 10^-27 kg/m3 가 되고, 1 입방 미터 당 수소 원자 약 5.9 개 분이 된다.  WMAP 데이터 분석 결과, 임계 밀도의 약 4.6 %가 정상 원자 모양이고 23 %는 찬 암흑 물질 (SDM), 72 %는 암흑 에너지로 이루어진 것으로 생각된다. 그러면 1 입방 미터 당 0.27의 수소 원자가 남아 있고 이것에 가시 우주의 체적을 걸면 약 8 × 10^79 개의 수소 원자를 얻는다.

 

전형적인 별의 질량은 2 × 10^30kg이고, 별 1 개에 약 1 × 10^57의 수소 원자가 된다. 전형적인 은하에는 약 4000 억 개의 별이 있기 때문에, 은하 1 개 당 1 × 10^57 × 4 × 10^11 = 4 × 10^68의 수소 원자가 계산된다. 우주는 800 억 개의 은하가 있다고 알려져 있기 때문에, 관측 가능한 우주는 4 × 10^68 × 8 × 10^10 = 3 × 10^79 개의 수소 원자가 된다. 그러나 이것은 최저 치를 나타낸 데 불과하며, 수소 원자는 별 이외에도 존재한다.

 

. 관측 가능한 우주의 질량

관측 가능한 우주 물질의 질량은 밀도와 크기로부터 추정 가능하다.

 

. 별의 밀도 측정에 근거한 추정

관측 가능한 우주를 구성하는 가시 물질의 질량을 계산하는 방법 한 가지는 평균 태양 질량을 가정하고, 여기에 관측 가능한 우주의 별의 총 수를 곱하는 것이다. 우주의 별 추정 총수는 관측 가능한 우주의 체적과, 허블 우주 망원경의 관측 값에서 계산한 별 밀도에서 유도된, 관측 가능한 우주의 별의 추정 총 수 9 × 10^21 (90 개 핵) 개가 된다.

 

태양의 질량 (2 × 10^30 kg)을 평균 태양질량 (대다수 왜성이, 태양보다 질량이 큰 별의 수가 적절하다고 함)으로 하고, 별의 수를 10^22 개로 하면 관측 가능한 우주 별의 총 질량은 3 × 10^52 kg이 된다. 그러나 앞에서 언급한 바와 같이, WMAP 데이터는 Λ - CDM 모델로 추정하면, 관측 가능한 우주의 총 질량의 5 % 미만이 별 등의 가시적인 물질로 구성되며 나머지는 암흑 물질이나, 암흑 에너지가 차지하고 있다고 예측된다.

 

 

□  관측 가능한 우주

                                                                                                                            위키백과

관측 가능한 우주(Observable universe)는, 우주 팽창의 시작 이후 빛이나 신호가 어느 정도의 시간이 걸려 우리에게 도달하여, 오늘날의 지구에서 관찰할 수 있게 된 은하 및 기타물질로 구성되어있다.

 우주가 등방성을 가지고 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 거의 모든 방향으로 동일하다. 고로 관측 가능한 우주는 전체 우주의 형테와 무관하게, 관측자를 중심으로 하는 원형을 이룬다. 우주의 실제 모양은 구형이 아닐 수도 있다.

 

여기에서의 관측이라는 단어는 그저 원칙적으로 지구에서 특정 거리만큼 떨어진 곳에서 오는 신호가 지구에 닿을 수 있다는 것을 나타내기 때문에, 현대기술로 실제로 어떠한 신호를 감지할 수 있는 지와는 무관하다.

우주 배경 복사가 나타내는 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 현재 143억 파섹(약 466억 광년)으로 계산된다.

 

 

 

 

■ 우주의 구조 (시간과 공간, 그 근원을 찾아서)브라이언 그린 지음, 박.병철 옮김 

 

(서문 중에서 발췌)

   . ......

 

   .  “텅 빈 공간이란 무엇인가?”라는 질문을 예로 들어 보자.
      완전하게 비어 있는 공간은 상상 속에서만 존재하는 허구인가? 
      아니면 텅 빈 화폭처럼 실제로 존재하는 그 무엇인가? 

   . 17세기의 뉴턴은 공간을 실재하는 물리적 객체로 간주했고 
      19세기의 에른스트 마흐(Ernst Mach)는 텅 빈 공간이 존재하지 않는다고 주장했으며 
      20세기의 아인슈타인은 시간과 공간을 하나의 세트로 통합하여 완전히 새로운 시공간의 개념을

      만들어 냄으로써 마흐의 주장을 반박했다.

 

   . 현대에 와서는 텅 빈 공간에 양자장(quantum field)이라는 일종의 장(場)이 존재하며, 
   . 우주상수(cosmological constant)라 불리는 균일한 에너지로 가득 차 있다는 가능성이 제기되면서 
      과거의 에테르aether이론과 비슷한 형태로 회귀하고 있다.

 

   . 요즘은 공간 속에 여분의 차원이 숨겨져 있음을 주장하는 끈이론(string theory)이 설득력을 얻고 있다.
      끈이론에서 출발하여 우주의 근본적인 구조를 추적하는 M-이론에 의하면 
      우리가 살고 있는 공간은 더욱 큰 우주의 한 단면에 불과하며 
      심지어는 우리의 우주조차도 다양한 우주의 한 측면일 뿐이다.

   . ......

(번역자)

   . 시간과 공간은 우주의 삼라만상이 진행되는 무대이자 
      인간의 육체와 정신을 전적으로 지배하고 있는 무형의 울타리이다.

   . 종교적 신념이 인간의 행동규범을 지배했던 과거에는 
      과학자들이 시간과 공간에 불변의 속성을 부여하여 “확인할 수는 없지만 항상 그곳에 있으며, 
      척도가 영원히 변치 않는 절대적 객체”로 간주했었다.

 

   . 이러한 믿음은 뉴턴의 시대에 이르러 ‘절대공간과 절대시간’이라는 물리적 개념으로 구체화되었고, 
      그 후로 시간과 공간은 모든 운동의 기준이 되는 절대적 기준계의 역할을 했다.

   . 절대적인 시간과 공간의 개념이 오랜 세월 동안 수용되어 온 또 다른 이유는 
      그것이 인간의 경험이나 직관과 정확하게 일치하기 때문이다. 
      ......

   . 뉴턴의 절대공간과 절대시간은 근 250년 동안 과학적 전제를 넘어서 당연한 사실로 받아들여졌다.

   . 공간에 대한 뉴턴의 고전적 개념에 처음으로 심각한 타격을 입힌 사람은 에른스트 마흐였다. 
      그는 운동의 기준을 꾸준히 파고든 끝에 “공간은 실체가 아니며 가속운동은 우주의 전체적인 질량

      분포에 대하여 상대적이다”라는 상대적 개념의 공간을 주장하였다.

 

   . 알베르트 아인슈타인은 특수상대성이론을 발표하면서 
      절대적인 시간과 공간의 개념에 비로소 종지부를 찍었다. 
      알고 보니 시간과 공간은 서로 독립된 객체가 아니라 관측자의 운동상태에 따라 변하는 하나의

      세트였던 것이다. 
      육면체를 정면에서 바라보면 앞면만 보이지만 각도를 조금 돌리면 앞면과 옆면이 같이

      보이는 것처럼,  시간과 공간은 관측자의 운동상태에 따라 다양한 비율로 섞이는 양이었다.

      즉, 한 사람이 바라보고 있는 공간을 다른 사람(운동상태가 다른 사람)이 보면 일부는 공간으로, 
      일부는 시간으로 보인다는 뜻이다. 이리하여 시간과 공간은 하나의 체계 속에 통합되었고, 
      그 통합체에는 시공간(spacetime)이라는 이름이 붙여졌다.

      한 걸음 더 나아가 자연에 존재하는 모든 상호작용(힘)들을 하나의 체계로 통합하는

      통일장이론을  연구하였다. 그는 결실을 맺지 못하고 세상을 떠났으나,

 

   . 그러던 중 1980년대 중반에 이르러 초끈이론(superstring theory)이 탄생하면서

      통일장이론은 혁명적인 변화를 겪게 된다. 
   . 초끈이론에 의하면 우리는 3차원 공간이 아니라 무려 10차원이나 되는 공간 속에서 살고 있다. 
      만일 이것이 사실이라면 그 많은 차원들 중에서 왜 3개의 차원만 우리의 눈에 보이며 
      나머지는 어디에, 어떻게, 왜 숨어 있는지를 규명해야 한다. 
      아직 명쾌한 결론은 내려지지 않았지만, 끈이론학자들은

      공간의 개념을 새로 구축 ......노력을 기울이고 있다.

      ......

 

   . 시공간의 비밀이 풀리면 우주의 비밀도 자연스럽게 풀릴 것이다. 
      시공간은 우주라는 양탄자를 구성하는 실이기 때문이다.

(추천사 중에서)

   . ......

 

   . “과연 삶이 살 만한 가치가 있느냐”하는 질문이 
      “공간이 왜 3차원이냐”하는 질문보다 더 중요하다고 주장했던 카뮈와는 달리, 
      저자의 삶에 있어서는 후자가 더 중요했다는 것을 이야기의 출발점으로 잡고 있다.

 

   . 시간과 공간에 대한 인간 이해의 역사 

      모든 것을 뉴턴의 정적인 시간과 공간의 개념으로부터 시작해서, 
      보다 역동적인 아인슈타인의 이론으로 설명하고 있다.

   . 양자역학적 우주의 실체에 대한 새로운 개념을 이야기하고 있다.

   . 우리의 우주는 양자현상으로 가득 찬 곳임에도 불구하고, 
     우리가 가지고 있는 개념과는 너무도 다른 것이기 때문이다.

     “과연 시간의 흐름이라는 것이 무엇인가?”하는 질문에 대한 열역학적인 견해를 밝히고 있다. 
      이를 위해 우리는 엔트로피가 무엇인지 열역학이 무엇인지 하는 것을 배우게 된다. 

   . 물리학자들 간에 논란이 남아 있는, 양자적 세계에서의 시간의 성질에 대해서도 알게 될 것이다.

   . 특히 “우주의 빅뱅에서 무엇이 터졌는가?”하는 질문을 하게 된다. 
     이를 위해 눈송이의 예를 들어 ‘대칭성’을 설명한다.

    . “진공이 과연 무엇인가”하는 질문을 물리에서 던진다는 것을 알게 될 것이며, 
      “우주를 어떻게 만들 수 있는가”하는 질문도 접할 것이다.

 

    . 끈이론이 제시하는 시공간의 개념들,
      고차원의 시공간에 떠돌아다니는 낮은 차원의 ‘막-우주’와 
      이들의 충돌에 의해 시작된 빅뱅의 가능성에 대해 듣게 된다. 
      21세기 물리학에서는 빅뱅 이전에 대해서도 논의하고 있구나하는

      시공간의 실체를 규명과
      시공간에서의 여행 특히 타임머신에 대한 이야기를 하고 있다.

    . ‘시간과 공간’은 물체의 운동을 설명하기 위해 필요한 가장 기본적인 개념이지만 
       역설적으로 물리학에서 완벽히 정립되지 않은 매우 어려운 개념 중의 하나이기도 하다.

    . ......

 

 

 

 ■ 항성과 은하

 

□   항성

 

항성(恒星) 또는 붙박이별은 플라스마 상태의 기체로 이루어진 스스로 빛을 내는 천체이며, 태양도 항성에 속한다. 항성은 스스로를 구성하고 있는 기체가 중심부에서 핵융합 반응을 하는 과정에서 발생하는 에너지를 방출함으로써 빛을 내게 된다. 그리고 이 과정에서 헬륨에서 철에 이르는 원소들이 만들어진다.

항성은 성간 물질에서 밀도가 높은 지점인 분자 구름이 수축하는 과정에서 만들어지는데, 처음으로 만들어지는 원시별의 질량에 따라 항성의 운명이 결정된다. 질량이 태양과 비슷한 별들은 적색 거성 단계를 거쳐 백색 왜성으로 변하지만, 질량이 태양보다 무거운 별들은 초신성 폭발을 거쳐 중성자별이나 블랙 홀로 변한다.

 

항성의 분광형과 밝기, 표면 온도를 측정하면 항성의 나이와 질량, 화학적 조성 등을 알 수 있다. 분광형과 표면 온도를 기준으로 항성을 분류한 것이 헤르츠스프룽-러셀 도표인데, 이를 통하여 항성의 나이와 진화 단계를 더 쉽게 알 수 있다.

 

항성은 항상 혼자 있는 것이 아니라, 두 개 이상의 항성이 중력에 의해 묶여 있는 경우도 있다. 이러한 경우를 쌍성 또는 다중성계라고 한다.

 

□  은하

 

은하(銀河)는 항성, 성간 물질, 플라즈마, 암흑 물질 등으로 이루어진 거대한 계이다. 보통 은하에는 무게중심 주위를 공전하는 1000만개에서 1조개의 항성이 있다.

수십 개의 은하가 모인 것을 은하단이라 한다.

 

. 우리은하

 

우리 은하(銀河)는 태양계가 속해 있는 은하이다. 우리가 속해 있는 곳이기 때문에 단순히 "은하" 또는 "은하계"라고도 불린다. 지구에서 봤을 때 천구를 가로지르는 밝은 띠로 보인다. 이 밝은 띠는 다수의 별들로 이루어져 있다. 은하 중심부가 있는 궁수자리 방향에서 가장 밝게 보인다. 천구상에서 은하면은 북쪽으로 카시오페이아자리까지, 남쪽으로 남십자자리까지에 이른다. 황도에 대한 경사로 보아, 이는 은하면에 대한 태양계 대부분의 행성 궤도면(≒황도면)이 기울어져 있다는 것을 뜻한다. 은하가 천구를 거의 똑같이 나누고 있다는 사실은 곧 태양계가 은하면에서 그리 멀리 떨어져 있지 않다는 것을 뜻한다.

 

. 은하의 구조

 

우리은하는 정상나선은하에 속하며, 안드로메다 은하와 똑같은 Sb형이다. 질량은 태양 질량의 10^12배이며, 2000억에서 4000억 개의 항성으로 이루어져 있다. 우리은하의 지름은 약 10만 광년이며 중심에서 태양까지의 거리는 약 27,700 광년이다. 2008년에 우리 은하에 지름 24km짜리의 블랙홀이 있다는 것이 밝혀졌다. 약 5000만 년 후에는 외부 가스 구름과 충돌한다는 추정이 있다.

 

은하의 별들은 은하의 중심부를 중심으로 공전한다. 이는 은하 중심에 초거대 블랙홀이 있기 때문이라 여겨지며, 궁수자리 A*가 이 거대 블랙홀의 유력한 후보이다. 태양계의 경우 은하계를 공전하는 데에 2억 2600만년이 걸리며, 태양계의 나이로 봤을 때 지금까지 25번 공전했다. 태양의 공전속도는 초속 217km이며, 이는 1 AU를 8일만에, 1광년을 1400년 만에 갈 수 있는 속도이다. 별들의 공전속도는 중심과 떨어진 거리와 상관없이 초속 200~250km로 일정하다. 그렇기 때문에 공전주기는 은하의 중심에서 떨어진 거리에 거의 비례한다. 은하의 중심부에는 팽대부가 있다.

 

우리 은하에는 네 개의 큰 팔과 최소한 두 개의 작은 팔이 있다고 여겨진다. 팔의 이름은 안쪽부터 다음과 같다.

 

   . 직각자자리 팔 (3kpc 팔)    . 방패-남십자자리 팔 (켄타우르스자리 팔)    . 궁수자리 팔 (사수-용골자리 팔)    . 오리온자리 팔 - 태양계가 이 팔에 속해 있다.    . 페루세우스자리 팔    . 고니자리 팔    . 은하는 구 모양의 헤일로로 둘러싸여 있다. 헤일로에는 구상 성단들이 있다.

 

 

 

. 우리 태양에서 가장 가까운 항성계는    . 켄타우르스 자리의 삼중성, 이중 두 개는 리길 켄타우르스   . 우리 태양과의 거리는 4.3광년이며,      나머지 별 하나가 프록시마 별로서 4.28광년 거리에 있음   . 태양과 가장 가까운 항성이고, 태양과의 거리는 408억 5800만 Km

 

. 우리 은하는 지름이 10만 광년이며, 겨우 중간 정도 밖에 안 된다고 함   . 우리 은하는 처녀자리 은하단의 가장자리에 존재함   . 이 은하단은 몇 천 개의 은하를 거느리고 있음

 

. 자전 및 공전 속도   . 지구 자전속도: 1,609km/h, 0.447km/s    . 지구의 태양 공전속도:  107,160km/h, 29.77km/s    . 태양계의 우리은하 공전속도: 180,000 km/h, 50km/s   . 태양계의 처녀자리 은하단 공전 속도:  792,000km/h, 220 km/s   . 태양계 행성의 평균공전속도      . 수성: 47.36 km/s      . 금성: 35.02 km/s      . 지구: 29.78 km/s      . 화성: 24.08 km/s      . 목성: 13.06 km/s      . 토성: 9.64 km/s      . 천왕성: 6.80 km/s      . 해왕성: 4.67 km/s (왜행성) 

 

□  이웃 은하

 

우리 은하를 포함해서 35개의 은하가 가까이 모여 있는데, 이를 국부 은하군이라고 한다. 국부 은하군의 주 은하로는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하가 있다. 국부 은하군은 처녀자리 은하단의 일부이다.

 

국부 은하군에는 우리 은하 주위를 공전하는 왜소은하가 있다. 그 중 가장 큰 것은 지름이 2만 광년인 대마젤란 은하가 있다. 용골자리 왜소은하, 용자리 왜소은하, 사자자리 왜소은하 Ⅱ는 지름이 500광년으로 가장 작은 은하들이다. 다른 왜소은하로 소마젤란 은하, 큰개자리 왜소은하(가장 가까운 은하), 궁수자리 왜소은하, 작은곰자리 왜소은하, 조각가자리 왜소은하, 육분의자리 왜소은하, 화학로자리 왜소은하, 사자자리 은하 등이 있다.

 

. 안드로메다 은하

안드로메다 은하(M31, NGC 224)는 우리 은하와 함께 국부 은하군을 이루는 나선은하이다. 나선은하 Sb형으로 우리 은하와 흡사한 점이 많다. 안시등급이 3~5등으로 눈으로 보면 희미하게 보인다. 안드로메다 은하 우리 은하는 1시간에 50만 킬로미터씩 가까워지고 있다. 약 30억 년 뒤에는 안드로메다 은하와 우리 은하가 부딪칠 것으로 예상된다. 성운은 아니지만, 일부 출판물에서는 안드로메다 대성운이라고도 한다. 안드로메다자리 방향으로 약 250만 광년(약 780 kpc = 0.78 Mpc) 거리에 있는, 우리 은하에서 가장 가까운 나선은하이다. 안드로메다 은하의 이웃 은하는 2-3개인데, 하나는 타원 은하 M32이고, 또 하나는 타원 은하 M110이다. 질량은 각각 M32는 안드로메다 은하 질량의 1/100이고, M110은 안드로메다 은하 질량의 1/40이다.

 

안드로메다는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하와 약 30개의 다른 작은 은하계들로 구성된 국부은하군 중 가장 크다. 안드로메다 은하에는 우리 은하보다 더 많은 별이 있으며, 광도도 우리 은하의 두 배로 추정된다. 하지만 질량은 약 12.3 × 10 11 M☉으로, 우리 은하에 비해 약간 낮은데, 이는 우리 은하가 암흑 물질을 더 많이 가지고 있어서이다.

 

안드로메다 은하는 광해가 없는 어두운 곳이라면 밤에 맨 눈으로도 볼 수 있다. 전체 각지름은 보름달의 일곱 배에 이를 정도로 크지만, 중심부만 맨 눈으로 관측이 가능하다.

 

. 대마젤란 은하

 

대마젤란 은하는 우리 은하 주위를 도는 왜소 은하이다. 약자로 LMC(영어: Large Magellanic Cloud)라 부르기도 한다. 남천인 황새치자리와 테이블산자리에 걸쳐 있으며, 겉보기 밝기는 0.9 등급이다. 국부 은하군에 속해 있으며, 그 중에 네번째로 큰 은하이다.

 

대마젤란 은하는 우리로부터 50 킬로파섹 (~16만 광년) 떨어져 있다. 반지름은 35,000 광년으로 우리 은하의 약 1/20이며, 별의 개수는 10^10개로 우리 은하의 1/10 정도이다. 다소 불규칙하게 생겼지만, 나선 구조의 흔적이 보인다. 따라서 대마젤란 은하가 한 때 막대 나선 은하였다가 우리 은하의 조석력에 의해 불규칙하게 변했다는 주장이 있다.

 

 

 

 ■  디랙의 진공

  (

없다고 하는 것은 무엇인가?)

                                                                                                           

인용자료 : Fm 양.형진

현대물리학의 상대론이나 양자역학 모두, 측정한 것이 관측 대상의 성질만으로 결정되지 않는다

 

상대론에서 두 사건이 어떤 상대운동을 하느냐에 따라 달라진다.
빠르게 운동하는 사람의 시간이 느리게 운동하는 사람의 시간보다 천천히 흘러간다
상대적으로 운동하는 두 사람은 서로 다른 두 개의 시계를 가지고 있는 셈이다

 

특수상대론에서 관측되는 대상의 길이도
대상과 관측자가 어떤 상대운동을 하느냐에 따라 달라진다

 

서로 다른 운동 상태에 있는 관찰자에게는 서로 다른 시간과 서로 다른 공간이 펼쳐진다
그래서 시간과 공간이라는 절대적인 대상이 존재하고 모든 관측자가 그것을 그대로 동일하게 받아들이지는 않는다
시간과 공간은 그 자체로 고정되어 있는 게 아니라 우리가 감지하는 대상이며, 우리가 어떤 물리적 상태에 있느냐에 따라 달라지는 양이다

 

대상에 대한 관측이 대상 자체의 성질에 의해 모든 관측자에게 동일하게 나타나지 않는다는 것은 양자역학에서도 마찬가지다.
파동과 입자의 이중성이 그 좋은 예다

상황에 따라서 양자가 파동의 측면을 드러내기도 하고 입자의 측면을 드러내기도 한다.
빛이나 전자는 어떤 관계의 맥락이 설정되느냐에 따라 때로는 파동의 모습을 보이고 때로는 입자의 모습을 보인다.

따라서 빛이나 전자 자체는 파동이면서 입자라고 할 수도 있지만
파동도 아니고 입자도 아니라고 말할 수도 있다.

관측 대상 자체의 성질에 따라 대상의 모습이 전적으로 나타나지 않는다는 가장 결정적인 것은

디랙(Dirac)의 상대론적 양자역학에서 나오는 진공(vacuum)이다.

진공이란 아무것도 없는 것이라고 보통 생각한다.
그러나 상대론적 양자역학에서 진공은 기준이 되는 어떤 에너지 이하의 모든 상태가 하나도 빠짐없이 입자로 가득 차 있는 상태를 의미한다.

그러므로 진공은 아무 것도 없는 상태가 아니라 오히려 완전한 ‘충만’의 상태다.

그러면 입자로 가득 찬 이 충만의 상태를 보면서 우리는 왜 아무것도 없다고 느끼는가.

 

그건 물이 가득 찬 어항 속의 물고기가 물을 보지 못하는 것에 비유된다.

어항 속에 들어 있는 기포를 생각해보자.

 

기포가 있다는 것은 그 자리에 물이 없다는 것인데, 이런 물의 없음이나 물의 결핍이 있을 때 물고기는 무언가를 보면서 무언가가 있다고 생각한다.

이와 달리 어항이 물로 꽉 차 있다면 물고기는 아무것도 볼 수 없게 된다.

이 물고기와 같이 우리는 충만의 상태를 아무것도 없는 것처럼 인식하는 세계에 살고 있다는 것이 상대론적 양자역학의 입장이다. 이 상태를 아무것도 없다고 느끼게 하는 구조의 세계 안에 우리는 살고 있으며, 이 상태를 우리는 진공이라고 부른다.

 

어떤 현상이 나타날 때 그 현상을 나타나게 하는 그 무언가가 있다는 것을 부정하기는 어렵겠지만,

 그것이 우리가 믿는 바로 그것이라고 말할 수는 없다.

상대론과 양자역학의 세계에서 대상은 우리가 어떤 상태에서 대상을 관측하느냐에 따라 서로 다른 모습으로 우리에게 나타난다.

우리에게 나타나는 것은 우리와 대상 사이에 형상되는 관계의 맥락에서 표출되는 것이지 대상 그 자체의 성질에 의해 일의적으로 결정되는 것은 아니다.

 

 

 

■ 우주론의 과제
                                                                                                           

  인용자료 : Fm  이.철훈

 

표준모형 우주론을 통하여 우리는 우주의 진화에 대한 이해의 기본 틀은 갖추었다고 할 수 있다.

그러나 세부적이고 구체적인 사항들 중에 많은 미해결의 문제들이 남아 있다.

 

현재 팽창하고 있는 우주공간이 결국은 팽창을 멈추고 다시 수축할 지

아니면 계속 팽창할 지 아직은 단정적인 결론을 내릴 수 없다.

우주공간에는 현재의 검출기술로는 중력효과 이외의 어떤 효과도

검출되지 않는 암흑물질의 존재가 있다.

 이 암흑물질의 정체가 무엇인지 밝혀야 될 것이다.

 

우주초기에 공간이 가속적으로 팽창한 소위 인플레이션 기간이 있었다는 것이

거의 정설로 자리 잡고 있는데,

 

그러한 인플레이션이 어떻게 유발되었으며

그 구체적인 과정은 어떠하였는지를 밝히는 것도 과제로 남아 있다.

 

우주의 시작에 대한 질문은 가장 근본적이고도 어려운 질문이라고 할 수 있다.

 

표준모형 우주론에서 말하는 우주의 시작은 무한대 에너지 밀도의 상태이다.

이러한 상태에서는 물리이론을 더 이상 적용할 수 없고 그 이전에 대한 논의도 의미가 없어진다.

이 문제에 대한 답이 양자중력이론으로부터 올 지 어떤 혁명적인 다른 이론으로부터 올 지,

시간에 대한 근본적인 새로운 개념이 나타날 지 알 수 없다.

우주론은 오랫동안 우리의 상상력을 자극하는 흥미로운 연구과제로 계속 존재할 것이다.

 

 

 

□  우주론의 전개 과정  

(클릭하면 확대)

                                                                                                               

(FM: 스마일루 닷컴)

 

 

 

■ 블랙홀자료인용 발췌 -  박.명구  천문학사전

□ 블랙홀이란 ?

 

   . 블랙홀에 대한 과학적인 이해는 A. Einstein이 1916년 일반상대성이론을 발표한 이후 비로소 가능해졌지만, 블랙홀의 특성을 가진 별의 존재 가능성에 대해서는 1783년 영국의 성직자이자 지질학자였던 John Mitchell과 1795년 프랑스의 수학자 Pierre Laplace가 처음 언급하였다. Laplace는 Newton의 중력이론을 적용하여 지구와 밀도가 같은 어떤 별의 크기가 태양의 250배가 되면 이 거대한 별의 표면에서의 탈출속도가 빛의 속도와 같아져 별 표면에서 방출되는 어떤 빛도 외부에 도달하지 못해 이 별은 보이지 않게 될 것이라 예측하였다.

 

   . 상대성이론으로 이해되는 블랙홀은 이보다는 좀 더 복잡하지만 블랙홀의 가장 중요한 특성 중 하나를 잘 예측했다고 할 수 있다. 즉 블랙홀의 첫 번째 특성은 공간 상의 어떤 영역이 있어서 그 영역 안은 외부와 완전하게 차단된다는 것이다. 광자를 포함한 어떤 입자(또는 파동)도 빠져나가지 못하며 따라서 그 영역 안에서 일어난 어떤 사건들도 외부에 알려지거나 영향을 미치지 못한다. 이 영역을 블랙홀의 영역이라 생각할 수 있다.

 

   . Einstein 스스로 이 방정식은 비선형 편미분방정식이어서 완전한 해를 구하는 것은 거의 불가능할 것으로 생각하였다. 그러나 일반상대성이론이 발표된 바로 몇 달 뒤 천문. 수학. 물리학자 Karl Schwarzschild는 1차 대전의 포화 속에서 장방정식 최초의 해를 발표하였다. 이 Schwarzschild의 해는 Laplace가 말했던 빛도 빠져나올 수 없는 특성을 지닌 최초의 블랙홀 해였다. Schwarzschild 시공간이라 불리는 이 시공간은 점 질량 주위의 시공간을 나타내는 것으로 구형대칭성을 지닌 가장 간단한 블랙홀이다.

 

   . 모든 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량 이렇게 세 가지 물리량만 가지는 것이 증명되었다. 즉, 세 가지 물리량이 같은 블랙홀은 어떤 방법으로도 구분할 수 없다는 것인데 질량, 전하, 스핀 등의 물리량만 가지는 기본 입자들과 비슷한 셈이다.

 

□ 종류와 크기

 

   . 실제적으로 블랙홀은 질량만으로 모든 특성이 결정되는 돌지 않는 블랙홀 즉 Schwarzschild 블랙홀과 질량과 각운동량으로 그 특성이 결정되는 돌고 있는 블랙홀 즉 Kerr 블랙홀 이 두 가지 종류가 있다고 할 수 있다

 

   . Schwarzschild 블랙홀의 경우 이 영역은 공 모양이며 그 반경을 Schwarzschild 반경이라 부른다. 질량이 태양 질량과 같은 Schwarzschild 반경은 약 3 km이고 이 반경은 블랙홀 질량에 비례하므로 질량이 태양의 10배인 블랙홀의 반경은 30 km, 지구와 같은 질량을 가진 블랙홀의 반경은 고작 1 cm가 된다

 

   . 블랙홀이 외부와 단절되는 영역을 주로 말하는 것이라면 블랙홀의 질량을 주는 물질은 어디에 어떤 상태로 있는지 궁금해 할 수도 있는데 일반상대성이론에 따르면 이 물질들은 블랙홀 중심부, 반경이 0인 곳에 무한대의 밀도로 존재해서 정상적인 물리이론을 적용하기 어려운 특이점(singularity)이 되어야 한다. 아직 양자역학이 제대로 고려된 중력이론이 완성되지 않아서 정확하게 알지 못한다.
즉 블랙홀은 가장 중심에 존재하는 특이점에 의해 구멍과 같은 휜 시공간이 만들어진 상태를 말한다고 볼 수 있다.

 

□ 관측과 발견

 

   . 잘 알려진 천체들의 특성과 다르면서 이론 또는 경험적으로 예측되는 블랙홀의 특성과 비슷한 특성을 보이는 천체가 발견되면 블랙홀일 가능성을 조사하게 된다.

 

   . 블랙홀의 특성 중 가장 우선적으로 점검되는 점은 그 자신은 거의 빛을 내지 않고 작지만 무겁다는 특성이다. 보통 별보다 훨씬 작고 밀도가 높은 별로는 백색왜성과 중성자별이 있다. 백색왜성은 어둡긴 하지만 망원경으로 확인 가능하므로 보통 별과 달리 X-선이나 감마선 같은 에너지가 큰 광자들을 많이 방출하면서 가시광선 영역 등에서 잘 보이지 않으면 중성자별이나 블랙홀일 가능성이 있는 셈이다.

 

   . 이중 중성자별은 블랙홀처럼 작고 중력이 강해서 그로 인해 고에너지 현상들이 일어날 수 있으나 블랙홀과는 달리 안정적으로 유지될 수 있는 한계질량이 존재한다. 아직 정확하게 결정되지는 않았지만 이 한계질량은 대략 태양 질량의 2∼3배 정도로 추정된다. 따라서 Cygnus X-1 같이 여러 관측적 특성으로 보아 중성자별 아니면 블랙홀로만 설명이 가능하지만 중성자별의 한계질량보다 큰 것으로 판명되면 블랙홀로 판정되게 된다. 따라서 대부분의 블랙홀은 크기에 비해 그 질량이 커서 다른 천체로 설명이 불가능함이 관측적으로 입증되어야 하는데 어떤 천체의 질량은 대부분의 경우 주변에 있는 기체나 별 등의 운동을 관측하여 역학적인 방법으로 결정한다. 따라서 블랙홀을 확인하기 위해서는 어떤 천체 아주 가까이서 주변 기체나 다른 별(들)이 아주 빠른 속도로 운동하고 있는 것이 입증되어야 한다.

 

   . 이런 방법으로 확인된 블랙홀은 대략 두 가지이다.

 

   . 첫 번째는 X-선 등이 관측되는 쌍성계에서 동반성의 궤도 운동으로 질량이 결정되는 경우이다. 별 질량 블랙홀(stellar mass black hole)이라 불리는 이런 블랙홀의 질량은 대략 태양 질량의 10배 내외로 별의 진화과정에서 생긴 블랙홀 들이다. 우리 은하 내에서 발견된 이 같은 쌍성계 블랙홀 후보의 수는 약 50여 개에 이른다.

 

   . 두 번째 종류의 블랙홀은 은하들의 중심부에 있는 별이나 기체들의 운동에 의해 밝혀진 블랙홀들이다. 그 대표적인 예가 우리 은하 중심부의 블랙홀이다. 우리 은하 중심부에는 전파에서 감마선까지 방출하는 Sgr A*라 불리는 특이한 전파원이 있는데 이 Sgr A* 근처 별들의 운동을 관측해본 결과 Sgr A*가 태양의 350만 배에 이르는 블랙홀이 아니라면 주변 별들이 그렇게 빨리 운동할 경우 이미 흩어졌어야 한다는 결론에 도달하게 되었다.

안드로메다 은하 등 비교적 가까이 있는 은하 중심부를 관측해보아도 중심 아주 가까이서 빠른 속도로 움직이는 별들이나 기체들이 확인되고 이로부터 은하들 중심부 블랙홀의 질량이 결정되었다. 이렇게 결정된 은하 중심부 블랙홀들의 질량은 태양의 백만 배에서 10억 배 정도에 까지 이르므로 이런 블랙홀을 초거대질량 블랙홀(supermassive black hole)이라 부른다. 현재 초거대질량 블랙홀 후보의 수는 60여 개에 이른다.

□ 블랙홀의 형성

 

   . 어떤 천체를 블랙홀이 될 수 있을 정도로 압축하는 것은 쉽지 않지만 적어도 한 가지 방법은 비교적 잘 알려져 있다.

 

    . 질량이 큰 별이 진화해서 마지막 단계에 이르면 중심에 더 이상 핵융합이 일어나지 않는 철로 된 핵이 만들어진다. 이런 핵에서는 전자들의 겹침압력(degenerate pressure)이 중력과 평형을 이룬다. 그러나 별의 질량이 너무 크면 이렇게 만들어진 철 핵의 질량이 너무 커져 겹침압력이 평형을 유지할 수 없게 되면서 핵이 중력붕괴(gravitational collapse)되어 계속 수축한다. 이 수축과정에서 핵자들이 중성자로 변하게 되어 중성자 겹침압력이 생겨나는데 이 겹침압력이 충분히 커지면 수축이 정지하게 되어 반경 10∼15 km 정도의 중성자별이 만들어지고 이때 발생되는 중력 퍼텐셜에너지에 의해 핵을 제외한 별 전체가 폭발적으로 팽창하는 초신성이 된다. 그러나 별 전체의 질량이 태양의 20∼30배를 넘게 되면 수축하는 핵의 질량이 중성자별의 한계질량을 넘어서게 되어 수축이 멈추지 않고 진행되어 결국 블랙홀이 형성된다.

 

   . 별질량 블랙홀이 만들어질 수 있는 또 다른 방법은 쌍성계에 있는 중성자별이 동반성에서 끌려 들어오는 기체들을 포획하여 질량이 점차 늘어나서 한계질량을 넘기게 되어 블랙홀이 만들어지는 것이다. 

 

□  입자와 빛의 운동

 

   . 블랙홀이 물리적 측면에서 흥미로운 이유는 블랙홀 주변의 시공간이 크게 휘어 있어서, 즉 중력이 강해서, 중력이 약한 경우에는 보기 힘든 현상들이 일어나기 때문이다. 뉴튼 역학의 경우 점질량의 중력에 의해 만들어지는 궤도는 2차곡선으로 속박된 경우에는 타원, 속박되지 않은 경우에는 포물선이나 쌍곡선이 된다. 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 경우 시공간의 휨에 의한 중력효과는 뉴튼 역학과 거의 같아지므로 궤도 역시 같아진다. 그러나 블랙홀에 가까워지면 뉴튼 역학과의 차이가 커지게 된다.

우선 블랙홀 주위를 도는 별의 궤도를 살펴보면 출발점에 다시 돌아오는 정확한 타원이 아니라 조금씩 회전하는 타원궤도를 돌게 된다.

 

   . 또한 타원이 아니면 포물선이나 쌍곡선이 되는 뉴튼 역학에서의 궤도와 달리 나선모양으로 블랙홀로 점차 끌려들어가는 궤도도 존재한다. 그렇지만 블랙홀 주위의 모든 물체들이 언제나 블랙홀로 끌려 들어가는 것은 아니다. 블랙홀로 끌려 들어가는 궤도 조건을 지닌 물체들은 블랙홀로 끌려 들어가게 되지만 그렇지 않은 물체들은 블랙홀을 피해가게 된다.

   . 일단 블랙홀의 영역 안(Schwarzschild 블랙홀의 경우 Schwarzschild 반경 안쪽)으로 들어간 입자들의 궤도를 계산해보면 절대로 그 영역 밖으로 빠져나올 수 없게 되어 이 영역 안에서 일어나는 사건들은 외부에 알려지지도 영향을 미치지도 못하게 된다. 그래서 이 영역의 경계를 사건의 지평선(event horizon)이라 부른다. Scharzschild 블랙홀의 경우 Schwarzschild 반경을 가진 구면이 사건의 지평선이다.

 

   . 블랙홀 주위에 있는 기체들은 위에서 설명된 역학적 궤도를 돌다 사건의 지평선 안으로 끌려들어갈 수 있다(블랙홀 부착 black hole accretion). 끌려들어가는 기체들은 각운동량의 정도에 따라 구형이나 원반 모양을 형성하게 되는데 중력에 의해 끌려들어가는 과정에서 기체들은 압축되거나 마찰을 겪으면서 높은 온도로 가열되어 빛을 방출하게 된다. 우주에서 발견되는 대부분의 블랙홀들은 이런 부착에 의해 X-선이나 감마선 등의 빛을 내고 있다.

 

   . 입자들과 마찬가지로 빛의 궤도 또한 다양하다. 우주에서 최고 속도를 가진 빛이지만 블랙홀 가까이서는 아주 많이 휘게 되며 이로 인해 강한 중력렌즈 효과가 발생한다. 또 특별한 경우 빛이 블랙홀에서 일정한 거리에서 원운동을 하는 것도 가능하다. 게다가 블랙홀 가까이서는 시간도 느리게 흐른다. 블랙홀 가까이서 1초의 시간이 걸리는 현상을 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 관찰자는 그보다 훨씬 긴 시간이 걸리는 현상으로 보이게 된다. 회전하지 않는 블랙홀의 경우 사건이 Schwarzschild  반경에 가까우면 가까울수록 이 시간늘어짐(time dilation)은 커지게 되어 Schwarzschild  반경에서 일어난 사건은 외부관찰자에게 무한히 오랜 시간이 걸리는 사건으로 보이게 된다. 이 시간늘어짐과 밀접하게 연관된 현상이 중력적색이동(gravitational redshift)이다. 블랙홀 근처에서 1초에 한 번 진동하는 파동을 멀리 있는 관찰자가 관찰하면 한 번 진동하는데 그보다 훨씬 더 긴 시간이 걸려 원래보다 낮은 주파수의 파동을 관측하게 된다. 예를 들어 Schwarzschild 반경의 4/3배에서 방출된 파장 3,500의 청색 빛은 멀리 있는 관찰자에게 파장 7,000Å의 적색 빛으로 보이게 된다. 빛의 파장이 장파장으로 이동한다고 하여 이를 중력적색이동이라 부른다. 따라서 블랙홀 근처의 모습은 멀리 있는 관찰자에게 일그러져 보이고 스펙트럼도 적색이동되어 보이게 된다.

 

    . Hawking은 고전적인 블랙홀에 대한 여러 뛰어난 연구들에 이어 블랙홀의 지평선에서 일어날 수 있는 양자역학적인 과정을 연구하였다. 결국 그는 1975년 블랙홀이 검지만은 않다는 중요한 사실을 발견하였다. 블랙홀의 지평선에서 입자들이나 광자들이 생겨나서 방출되어야 함을 이론적으로 증명한 것이다. 이들 블랙홀에 의한 복사를 Hawking 복사라고 부른다.
따라서 블랙홀은 주변에 물질들이 있으면 포획하지만 동시에 에너지나 입자들을 방출할 수도 있음이 밝혀졌다. 물론 에너지 보존법칙에 따라 물질들을 삼킬 경우 블랙홀의 질량은 증가하고 빛이나 물질들을 내뱉을 경우 블랙홀은 그만큼 가벼워져서 이를 블랙홀 증발이라고 부르기도 한다. 블랙홀은 영원히 없어지지 않고 마냥 자라기만 하는 천체가 아니라 증발해서 없어질 수도 있다는 것이다.

 

 

 

■   빅 뱅

                                       유.동일,  다음카페에서

 

     대폭발 이론이란 간단히 말해서 우주가 어떤 한 점에서부터 탄생하여 팽창하고 그래서 지금의 우주에 이르렀다는 것이다.  얼핏 생각하기엔 황당한 생각 같은 느낌이 들지도 모르고 그것을 수백억 년 전을 어떻게 알 수가 있을까 하는 생각도 들겠지만 무시하지 못할 많은 과학적인 증거들을 가지고 있다.

 

빅뱅우주론은 현재 우주모델의 표준이 되는 것으로서 상당히 강력한 지지 기반을 가지고 있다. 우주는 어떤 특이점에서 생겨나서 지금까지 약 130-200억년 정도의 나이를 가졌다. 우리는 양자론과 일반상대성이론을 가지고 플랑크타임 이후의 우주 진화를 설명할 수 있고 예측도 할 수 있다.

 

물론 예전에 지평선문제(Horizom problem)이라는 것과 평평함의 문제(Flatness problem)이 대두되어 위기를 맞기도 했으나 구스의 인플레이션 이론으로 인해 어느 정도 해결을 보았다. 하지만 문제는 이 인플레이션 이론이 아직 완벽하지 않다는 것이다.

 

 

□  대폭발이론과 팽창하는 우주의 개관

 

대폭발에 대해서 "그것이 언제 어떻게 일어났는지"와 우주의 팽창에 대해서는 많은 오해들을 하기가 쉽다. 나는 그것들 중 몇 가지 오해를 제거하고자 한다. 대폭발이 어떠했을 지를 상상하는 것은 물론 불가능하지는 않으나 대단히 어렵다. 올바르게 이해하는 것이 중요한 것이다.

 

. 모든 곳에서 발생했던 폭발

 

대폭발을 조사해볼 적절한 방법은 무엇일까? 여러분은 어쩌면 그것을 유한한 공간에서 발생한 폭발로 상상할 것이다. 그러나 천문학자들은 그렇게 보지 않는다. 대폭발은 공간 안에서 일어난 것이 아니었다. 오히려 그것을 통해 공간이 창조되었다. 대폭발이전에는 공간도 시간도 물질도 존재하지 않았다. 그것들은 모두 대폭발로 창조되었다. 그러면 이런 물음을 던질 것이다. 대폭발이전에는 무엇이 있었느냐고? 그 대답은 이렇다. 아무 것도 없었다. 그러나 이 "무"라는 상태가 어떠한 것인지를 상상하기가 쉽지 않으므로 아예 상상하려고 하지 않는 것이 최선일 것이다.

대폭발로부터 터져 나온 물질은 입자들이 빽빽이 모여있는 가스 형태였다. 이 가스구름이 팽창하면서 냉각했고 몇 백만년 뒤 더 작은 가스구름들로 부서지기 시작했다. 때로 이 구름들은 중력적으로 와해되어 은하를 형성하기도 했다. 오늘날도 우리는 은하들 사이의 공간이 팽창함으로써 이들 은하들이 여전히 멀어지고 있는 것을 본다.   

 

 

□  폭발의 증거

 

그러한 폭발이 실제로 일어났었다는 어떤 증거가 있는가? 우리가 갖고 있는 주요 증거는 물론 은하들의 후퇴이다. 은하들의 스펙트럼을 보면 은하들은 모두 우리에게서 멀어지고 있으며, 허블의 도면에 따르면 멀리 떨어져 있으면 있을수록 더 빨리 후퇴하고 있다. 사실 은하의 후퇴속도를 알고 있다면, 우리는 이 다이아그램을 이용해서 은하의 거리를 결정할 수 있다.

허블 도면에 있는 선의 기울기는 특히 중요하다. 그것은 속도가 거리에 따라 얼마나 빨리 증가하느냐 하는 정도를 알려줄 뿐만 아니라, 우주의 나이에 관한 근사치를 준다. 허블의 머릿글자를 따서 H라고 불리는 그 기울기는 우주론에서 가장 중요한 두 상수 중 하나이다. 만일 H를 대단히 정확히 알고 있다면 우주에 대해서 알아야 하는 것들 중 많은 것을 알 수 있을 것이다. 그러나 불행히도 그렇지 못하다. H는 측정하기 어려우며 따라서 여전히 그 값에 대해서는 상당한 논쟁이 있다. 어떤 천문학자들은 그것이 Mpc(Mpc는 메가파섹, 약 3백만 광년이다) 당 50km/sec라고 하는 반면, 어떤 이들은 그것이 100km/sec라고 믿고 있다.

실질적으로 모든 천문학자들이 적색편이를 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 표시로 받아들이고 있기는 하지만, 우리는 그렇지 않을 가능성의 여부를 자문해 봐야 할 것이다. 어떤 다른 해석이 있을까? 현재로서 우리가 알고 있는 유일한 대안은 그 편이가 빛의 "피로" 때문에 일어날 가능성이다. 그러나 몇 가지 논증들은 이 아이디어와 모순된다. 첫째, 그것은 우주가 팽창하고 있지 않으며 정지해 있어야 한다고 가정한다. 그러나 일반상대성 이론은 팽창하는 우주를 예측하고 있으므로, 만일 우리가 지친 빛 우주론을 받아들인다면 일반상대성 이론을 수정해야만 할 것이다. 둘째, 만일 우주가 정지해 있다면 우주의 나이는 무한대일 것 같다. 그러나 후에 알게 되겠지만 우주의 나이가 유한함을 보여주는 몇 가지 방법이 있다. 이 모든 방법들은 대략 같은 나이를 준다. 세째, 만일 우주의 먼 물체에서 온 광자들이 "지쳤다면" 분명 상당한 양의 에너지를 잃어버렸을 것이다. 그렇다면 이 에너지는 지금 어디에 있는가? 우리는 우주배경복사에서 많은 에너지를 본다. 그러나 그것은 지친 빛 우주론에 의해 설명될 수 없다. 이와 같은 논증들을 근거로 생각해 볼 때 적색편이는 후퇴속도로  해석되어야 할 것 같다. 적어도 더 나은 무언가가 나올 때까지는 말이다.

만일 정말로 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다면 은하들 사이의 공간이 증가해야 한다. 즉 이것은 과거에는 은하들이 더 가까이 있었다는 것을 의미한다. 사실 만일 시간을 거꾸로 돌릴 수 있다면 은하들이 결국엔 모두 함께 모이게 될 것이다. 따라서 우주의 팽창을 받아들인다면 특이점과 대폭발 역시 받아들여야만 할 것 같다. 그러나 이 견해에 모든 사람들이 동의하고 있지는 않다.

 

□  우리가 우주의 중심에 있는가?

 

허블 도면에 따르면 모든 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다. 그러나 왜 하필 우리에게서 일까? 우리가 우주의 중심에 있는 것일까? 언뜻 보면 그럴 것 같아 보인다. 하지만 좀더 자세히 살펴보면 그렇지 않다는 것을 알게 된다. 이것을 설명하기 위해 간단한 우주모형 하나를 생각해보도록 하자. 은하들은 3차원 공간에서 실제로 우리에게서 멀어지고 있겠지만 간단히 우주가 2차원 평면에 놓여 있다고 가정할 것이다. 에딩턴이 비유한 팽창하는 풍선의 표면은 특히 유용하다. 우선 풍선의 표면 위에 은하를 나타내는 작은 원들을 균일하게 붙이자. 내가 "붙이라"고 말한 것을 명심해라. 만일 은하들을 펜으로 그린다면 그 비유물은 올바른 것이 되지 못할 것이다. 왜냐하면 풍선이 팽창할 때 그 점들도 팽창할 것이기 때문이다. 우주에서 은하들은 팽창하지 않는다. 다만 은하들 사이에 있는 공간이 팽창할 뿐이다.

풍선이 커짐에 따라 원들은 마치 은하들이 멀어지는 것과 똑같이 서로 점점 더 멀리 떨어질 것이다. 사실 멀리 떨어지는 것은 은하단들이다. 은하단내에 있는 개개의 은하들은 서로 중력적으로 묶여져 있으며 이 인력은 떨어지려는 은하들의 경향을 극복하기에 충분하다. 따라서 더 정확히 말해서 은하단들이 서로 멀어지고 있는 것이라고 말해야겠지만, 나는 간단히 그것들을 은하라고 할 것이다.

한 발짝 더 나아가 그 풍선이 너무 커서 우리가 다루고 있는 지역이 대체로 평평하다고 가정하자. 그러므로 우리가 볼 수 있는 거리까지는 작은 원들이 있는 평평한 판 모양을 갖게 될 것이다. 이제 원 A가 우리 은하를 나타낸다고 가정해보자. A에서 모든 방향을 바라보면 우리는 모든 다른 은하들이 우리에게서 멀어지고 있다는 것을 알게 된다. 그러나 우리가 만일 다른 원, 말하자면 B로 가서 바깥쪽을 본다 해도 역시 모든 다른 원들이 우리에게서 멀어지고 있는 것을 보게 될 것이다. 사실 우리가 어떤 원으로 간다고 해도 우리는 동일한 것을 보게 될 것이다. 따라서 우리가 어느 은하에 있느냐에 상관없이 우리주위에 있는 모든 은하들이 우리에게서 멀어지고 있는 것처럼 보일 것이다. 이것을 보면 우리 은하가 우주의 중심에 있는 것이 아님을 쉽게 알 수 있다.

 

우리는 또한 멀리 떨어져 있는 은하일수록 더 빨리 후퇴하고 있다는 것을 알고 있다. 예를 들어, 만일 은하가 두 배만큼 멀리 떨어져 있다면 두 배만큼 더 빨리 멀어지고 있다. 그러면 우리의 고무판 모형이 이것을 설명할 수 있는지 알아보도록 하자. 우리가 원 A에 있다고 가정하고, 특정한 방향으로 떨어진 곳에 또 다른 원 B가 있다고 가정하자. 즉 거리가 10미터 떨어져 있다고 하자. 그리고 같은 방향으로 다시 10미터 떨어진 곳에 원 C가 있다. 어떤 시간에 걸쳐 B가 20미터의 거리를 움직였다고 하자. 그러면 C도 물론 B로부터 20미터 움직였을 것이다. 이것은 이 시간에 B가 20미터를 움직인 동안 C는 40미터를 움직였다는 것을 의미한다. 그러므로 2배만큼 빨리 움직이고 있는 것이다. 따라서 우리의 모형은 거리에 따르는 속도의 적절한 증가를 예측한다.

우리가 풍선 위에 원들을 균일하게 붙이기는 했지만 그러나 은하들은 많은 다른 크기로 모여있으며 분포도 불규칙적이다. 이것이 문제가 될까? 그것이 우리의 모형을 타당하지 않게 만들까? 대단히 큰(우주적) 규모로 볼 때 우리의 모형은 대단히 좋다. 이런 규모에서 우주는 일반적으로 균일하기 때문이다. 우주의 기본적 가설들 중 하나인 우주론적 원리는 사실 대단히 큰 규모로 보았을 때 우주가 균일하며 등방 (모든 방향에서 같다)이라고 가정하고 있다.

 

 

□  우주에 끝이 있을까?

 

이제 우리의 풍선으로 시선을 돌려 그 원들을 각각 조사해보자. 우리는 곧 그것들이 결코 끝나지 않으리라는 것을 알게 될 것이다. 우리가 어느 방향으로 움직이든지, 혹은 우리가 얼마나 멀리 가든지 원들은 항상 있다. 간단히 말해 끝이 없다는 것이다. 같은 방법으로 만일 우리가 우주 안에서 은하에서 은하로 여행한다고 해도 우리는 결코 끝을 찾지 못할 것이다. 그렇지만 이상하게도 지구에서 보면 우리의 우주에 "관측적인" 끝이 있다. 다시 말해서 그 너머로는 아무 것도 보이지 않는 지점이 있다는 것이다. 그 이유는 후퇴속도를 살펴보면 금방 알 수 있다. 두 배 만큼 멀리 떨어져 있는 은하는 두 배만큼 빨리 움직이고 있을 것이다. 그리고 종국에 은하들은 이론적으로 볼 때 우리에 대해서 광속으로 움직이고 있게 될 것이다. 그러나 특수상대성 이론에 따르면 어떤 것도 광속으로 움직일 수 없으므로 이 지점 너머에서는 우리가 아무것도 보지 못하게 될 것이다.

이 경계를 살펴보는 한가지 좋은 방법은 후퇴하는 은하들에 의해 방출되고 있는 광자(빛의 "입자")들을 고찰하는 것이다. 은하가 우리에게서 빨리 멀어지면 멀어질수록 그 적색편이는 크다. 이것은 파장이 증가한다는 것을 의미한다. 마침내 은하가 광속으로 멀어질 때 그 파장은 너무나 쭉 펴져서 평평해진다. 다시 말해서 그것은 파장이 아니다. 그러므로 우리는 어떤 빛도 보지 못하게 된다. 이런 현상이 일어나는 지점을 우리 우주의 "지평선"이라고 부른다. 우리는 이 지평선 너머로는 아무것도 보지 못한다. 그러나 이것이 그 너머에 아무것도 없다는 것을 의미하는 것은 아니다. 우리 우주에서와 똑같이 그곳에도 은하들이 존재할지도 모른다. 단지 우리가 그것들을 보지 못할 뿐이다. 만일 풍선을 직경이 몇 마일 될 때까지 부풀린다면 우리도 같은 유형의 지평선을 갖게 될 것이다. 그러나 우리가 그 꼭대기 위에 서서 주위를 둘러본다고 해도 몇 백 야드까지 뻗쳐있는 원들만 보게 될 것이다. 물론 이 너머에도 원들이 있다는 것은 알고 있지만 우리는 그것들을 볼 수 없다. 바다에 있는 배도 같은 유형의 지평선을 갖는다. 지구의 곡률 때문에 그 배위에 있는 사람은 몇 마일밖에 볼 수 없다. 그는 그의 주위 전체에 지평선을 가지고 있다. 이것은 대단히 강력한 망원경이 있다고 해도 우리의 지평선 때문에 어떤 특정한 거리까지만 볼 수 있음을 의미한다. 이 거리는 얼마나 멀까? 그 거리가 150억 광년이라는 것은 쉽게 알 수 있다. 그리고 그 이유는 우주의 나이가 150억년이기 때문이다. 우주 속을 들여다 본다는 것은 과거를 보는 것이며 그 이전에는 아무 것도 없었으므로 우주의 창조 때 보다 더 멀리를 볼 수는 없다. 우주는 그 때 존재하지 않았기 때문이다. 간단히 말해서 우리는 우리 둘레에 지평선을 갖고 있으므로 우리의 우주에 끝이 있는가의 여부를 묻는 것은 아무 의미가 없다. 우리에게는 이 지평선이 끝인 것이다.

 

 

□  광속보다 큰 속도들?

 

우리는 우리의 지평선 너머를 볼 수는 없지만, 우리의 우주 바깥에 있는 관측자는 그것을 볼 수 있다. 우리처럼, 그 역시 모든 은하들이 그에게서 멀어지고 있는 것을 보며 따라서 그도 우리처럼 관측 가능한 우주를 갖는다. 그러나 그가 관측할 수 있는 우주는 우리의 것과 다르다. 그는 우리가 보지 못하는 은하들을 보기 때문이다.

먼 관측자가 보게 될 것을 좀 더 상세히 살펴보도록 하자. 그는 그림에서 B 지점에 있으며 우리는 A 지점에 있다고 가정하자. 우리가 만일 B까지 가는 선을 따라 위치 X에 있는 은하를 본다면 우리는 그것이 광속에 가까운 속도로 우리에게서 멀어져 가고 있는 것을 본다. 그러므로 당신은 아마도 B는 그것이 그에게 다가오고 있는 것을 본다고 생각할지도 모른다. 그러나 그렇지 않다. 그는 그것이 비교적 작은 속도로 그에게서 멀어지고 있다고 본다.

위에 언급한 것처럼, 그는 또한 우리가 보지 못하는 은하들을 본다. 근본적으로 우리는 그것들이 광속보다 큰 속도로 후퇴하고 있기 때문에 그것들을 보지 못하는 것이다. 그러나 만일 광속보다 큰 속도로 우리에게서 멀어지고 있는 은하들이 있다면, 그것은 마치 특수상대성 이론이 위반 되는 것으로 여겨질 것이다. 과연 그럴까? 그렇지 않다. 서로에게서 멀어져 갈 때 은하들은 공간을 통해서 움직이고 있는 것이 아니다. 실제적으로 팽창하고 있는 것은 은하들 사이의 공간이다. 풍선 유사물을 기억해보라. 원들은 그것들 사이에 있는 고무가 펴지기 때문에 멀리 떨어지는 것이다. 같은 방법으로 우리는 은하들 사이의 공간은 늘어나지만, 그것들은 정체되어 있는 물체라고 생각해야만 한다. 그러나 은하들은 공간의 팽창과 무관하게 운동을 갖고 있다. 예를 들면, 우리 은하는 안드로메다 은하를 향하는 "특이"속도를 가지고 있다. 이것은 우리가 사실 다른 형태의 두 속도를 가지고 있다는 것을 의미한다. 후퇴속도와 특이속도가 그것이다. 후퇴속도는 공간의 팽창으로 인한 것이며 특이속도는 공간을 통한 은하들의 운동 때문에 생기는 것이다. 우주론적 관점에서 보면 특이속도는 일반적으로 상당히 작다.

이제 광속보다 큰 속도의 가능성으로 돌아가보자. 만일 우주의 반대쪽 끝에 두 은하가 있다면, 그 은하들 사이의 공간팽창은 정말로 광속보다 큰 속도로 그것들을 떼어낼 수 있다. 그리고 그것은 상대성 이론에 위배되지도 않는다. 왜냐하면 특수상대성 이론은 공간의 팽창에 적용하는 것이 아니라 공간 속에서 이루어지는 운동에만 적용되기 때문이다. 후퇴속도는 실제의 운동속도가 아니므로 은하들의 적색편이를 도플러 효과에 기인한 것으로 생각하는 것은 옳지 않다. 도플러 효과는 실제로 공간을 통해 움직이는 물체에만 적용된다. 은하들의 적색편이는 공간이 펴질 때 그들의 광파가 펴짐으로써 파장이 증가하기 때문에 존재한다. 이것은 사실 적색편이가 위에 설명된 것처럼 우주론적인 것과 도플러 효과에 기인한 것 이렇게 두 가지 유형이 있다는 것을 의미한다.

우리의 지평선 문제로 돌아가보자. 여러분은 아마도 우리의 제한된 시야를 해결할 방법이 있는 것처럼 보인다는 것을 눈치챘을지도 모른다. 다시 말해 우리가 관측할 수 있는 우주의 바깥을 엿볼 수 있는 길이 있을지도 모른다. 다시 두 관측자 A와 B를 생각해보자. 그리고 A가 우리라고 가정하자. B는 우리가 관측할 수 있는 우주 내에 있지만 우리가 볼 수 없는 은하들을 볼 수 있다. B가 밖을 내다보고 은하 C(우리가 볼 수 없는)를 본 뒤 우리에게 그것에 대해 말해주는 신호를 보내는 것이 가능할까? 만일 그렇다면 우리는 우리가 볼 수 없는 은하들에 대한 정보를 얻게 될 것이므로, 사실 우리의 지평선 너머를 보고 있는 것일 것이다. 좀더 상상을 해보자. C에 있는 관측자는 B가 볼 수 없는 은하들을 관측할 수 있다. 그는 그러므로 B에게 자신만이 볼 수 있는 은하에 대해 알려줄 수 있을 것이다. 그리고 이런 식으로 계속해 나갈 수 있을 것이다. 우리는 이 방법을 사용함으로써 우리의 "진짜" 우주의 끝까지 볼 수 있을지도 모른다. 그러면 과연 이것이 가능할지 한번 살펴보도록 하자.

우선 B가 우리에게서 140억 광년 떨어진 곳에 있다고 가정하자. 그리고 그가 저 너머에 60억 광년 거리에 있는 은하를 관측한다고 더 가정해보자. 만일 그가 우리에게 이 은하에 대해 말해주기 위해 신호를 보낸다면, 그 신호가 우리에게 도달 하는 데는 140억 광년이 걸릴 것이다. 이것은 그 신호가 140억년 전에 떠났어야만 한다는 것을 의미한다. 그러나 140억년 전에는 그의 지평선이 아주 작았으므로 그는 은하 C는 볼 수도 없었을 것이다. 만일 이 시나리오를 좀더 살펴본다면 그가 여러분에게 여러분이 볼 수 없는 은하들에게 어떤 정보도 보낼 수 없다는 것을 알게 될 것이다. 우리의 시야는 이 우주 지평선에 의해 한정되어지기 때문이다

 

□  팽창의 감속

 

은하들은 모두 서로에게서 멀어지고 있다. 그러나 그것들이 멀어지고 있는 동안 폭발하는 폭탄에서 나온 모든 조각들을 중력이 다시 지구로 끌어당기는 것과 같이, 중력이 그것들을 다시 잡아당기고 있다. 이것은 중력이 우주의 팽창을 늦추고 있으며, 과거에는 팽창률이 지금보다 훨씬 더 컸었다는 것을 의미한다.

이로 인해 생기는 문제가 있다. 그림의 위치 X에서 어떤 은하를 관측하고 있다고 하자. 그리고 그 은하의 후퇴속도를 측정한다. 이것은 물론 그 은하가 오늘날 갖고 있는 후퇴속도는 아니다. 만일 예를 들어 그 은하의 빛이 우리에게 도달하는데 50억년이 걸렸다면, 이것은 그것이 50억년 전에 가졌던 후퇴속도이다. 그 은하는 이제 더 멀리 위치 Y에 있다. 그 후퇴가 일정하다면 Y가 어딘지를 결정하는데 아무 문제도 없을 것이다. 그러나 그렇지 않다. 팽창률이 변했으므로 Y가 지금 어딘지를 결정하려면, 그 감속률의 정확한 척도가 필요하다. 그러나 불행히도 우리에겐 그 척도가 없다. 이것은 속도-거리 도면을 만들 때 은하들의 과거 속도들을 기입해야 한다는 것을 의미한다. 그러나 천문학자는 감속의 정확한 척도를 갖고 현재 그들의 속도를 기입하는 쪽을 훨씬 더 선호할 것이다.

 

이상하지만 흥미로운 우주의 성질 하나가 이 감속과 관련되어 있다. 앞서 언급했던 것처럼 우리의 지평선 너머에 있는 은하에서 나온 빛이 아직 우리에게 도달하지 않았으므로 우리는 그 너머에 있는 것은 아무 것도 볼 수가 없다. 그러나 실제적으로 모든 우주론 모형에서는 감속이 있다 하더라도 지평선이 우주자체보다 더 빨리 팽창한다. 따라서 시간이 지남에 따라 지평선 바깥에 있는 은하들이 그 안으로 들어와서 그것들을 관측할 수 있다. 다시 말해서 우리가 관측할 수 있는 우주의 가장 바깥쪽 지역에서 계속적으로  "새로운" 은하들이 나타나는 것을 보게 될 것이다.  

반면 만일 이것을 역으로 돌리면, 즉 우리가 만일 과거의 시간으로 돌아가면 우리가 관측할 수 있는 우주에서 점점 더 작은 수의 은하들을 보게 될 것이다. 사실 우리가 충분히 먼 과거로 돌아간다면 우리의 은하 이외엔 어떤 다른 은하도 보지 못하게 될 것이다. 그리고 조금 더 과거로 돌아간다면 별들만을 그리고 종국에는 원자들만을 보게 될 것이다.

 

 

□  우주의 곡률

 

지금까지 나는 우리 우주의 중요한 성질 하나를 무시해왔다. 우리는 우주의 팽창을 설명하는 좋은 모형이 원들로 뒤 덥힌 풍선이라는 것을 앞에서 보았다. 그러나 풍선의 표면은 구부러져 있다. 우리의 우주가 구부러져 있을까? 그렇다. 그리고 이것이 바로 우리가 풍선을 이용했던 주요 원인들 중 하나이다. 왜냐하면 그 곡률을 쉽게 볼 수 있기 때문이다. 물론 은하들은 풍선의 경우에서처럼 2차원 표면 위에서가 아닌 3차원 공간에서 우리로부터 멀어지고 있다. 그럼에도 불구하고 이 3차원 공간도 굽어져 있다. 그런데 우리는 왜 그것을 볼 수 없을까? 이 물음에 답변하기 위해 우리의 풍선으로 다시 돌아가보자. 우리가 풍선의 굽어진 표면을 볼 수 있는 것은 풍선이 2차원이고 3차원 공간으로 둘러싸여 있기 때문이다. 특히 그 곡률을 보려면 그것을 둘러싸고 있는 3차원 공간이 필요하다. 이것은 만일 우리가 3차원적으로 굽어진 공간을 보려고 한다면 4차원 공간이 필요할 것임을 의미한다.

그러나 이 비유물을 이용해 3차원적으로 굽어진 공간에서 어떻게 되는지 알아볼 수 있다. 우리는 양성적으로 굽어진 2차원 표면엔 어떤 중심도 어떤 가장자리도 없다는 것을 알고 있다. 이것은 양성적으로 굽어진 3차원 공간에도 적용된다. 더욱이 우리는 2차원 표면 위에 있는 어떤 특정한 방향에서 출발한다고 해도 결국 같은 지점으로 돌아간다. 마찬가지로 양성적으로 굽어진 3차원 공간에 있다면 어느 지점에서 출발하든지 같은 지점으로 돌아가게 된다. 물론 우리가 움직일 때 공간이 팽창하고 있다는 것을 기억해라. 우리는 이런 일이 일어나는 우주를 닫혀있다고 말한다.

그렇다면 음성곡률의 경우는 어떠할까? 음성적으로 굽어진 표면의 좋은 예로는 말 안장이 있다. 이런 형태의 곡률 내에 있는 공간은 열려있다고 한다. 만일 그러한 공간에서 직선여행을 시작한다면, 여러분은 결코 같은 지점으로 돌아갈 수 없을 것이다.

 

우리의 우주는 어떤 형태의 곡률을 가질까? 우리의 2차원 모형으로 돌아가 보자. 평평한 표면 위에 삼각형을 그리면 그 내각의 합은 180도(두 개의 예각)이다. 그러나 만일 우리가 풍선 표면 위에 삼각형을 그린다면 그 내각의 합은 180보다 클 것이다. 그러므로 양성적으로 굽어진 표면은 그 위에 삼각형을 그려봄으로써 확인될 수 있다. 이것 역시 양성적으로 굽어진 3차원 공간에 적용된다. 반면 만일 음성적으로 굽어진 표면에 삼각형을 그린다면 그 내각의 합은 180도 보다 작을 것이다. 이것은 우리가 만일 어떤 공간에 있는 거대한 삼각형의 내각들을 측정할 수 있다면 그 공간이 양성적으로 굽어져 있는지 아니면 음성적으로 굽어져 있는지를 결정할 수 있음을 의미한다. 그러나 실제적으로 이것은 불가능하다. 그러나 천문학자들은 우주의 곡률을 결정하는 것과 유사한 어떤 방법을 알고 있다. 그들은 우주 저 멀리에 있는 은하들의 위치를 도면에 그린다. 만일 우주가 평평하다면 일정한 분포를 얻게 될 것이다. 그러나 우주공간이 양성적으로 굽어져 있다면 이 점들은 양성적으로 굽어진 표면 위에 그려져야만 할 것이다. 그리고 이렇게 한 뒤 그 표면을 평평하게 펴면 중심부근에 점들의 과잉이 나타날 것이다. 따라서 만일 그들이 처음에 평평한 종이 위에 그 점들을 그린다면, 우주가 양성적으로 굽어져 있을 때는 그 중심부근에서 과잉을 기대할 수 있을 것이고, 우주가 음성적으로 굽어져 있다면 먼 거리에서 과잉을 기대할 수 있을 것이다.

이것이 우주의 형태를 결정하는 비교적 쉬운 방법같이 들릴지는 모르겠지만, 사실 적용하기란 쉽지가 않다. 왜냐하면 그 효과가 대단히 작고 실제로 광학망원경으로 탐지할 수가 없기 때문이다. 따라서 전파망원경을 이용해 이런 유형의 많은 조사들이 이루어져오고 있지만, 그 결과는 아직까지 확실치 않다.

만일 우주가 양성곡률을 갖는다면 근처 은하들의 과잉분포가 나타날 것이며 음성곡률을 갖는다면 먼 우주에서 과잉분포가 나타날 것이다. 

그러나 우주의 곡률이 그 팽창과 어떤 관계가 있을까? 중요한 관계가 있다는 것이 밝혀졌다. 우주의 곡률은 그 안에 있는 물질의 양, 다시 말해서 그 평균밀도로 결정된다. 우주의 팽창률은 또한 그 평균밀도에 의존한다. 그러므로 곡률이 팽창률을 결정한다. 예를 들어 만일 우주가 양성적으로 굽어져 있다면 그 팽창률은 비교적 낮을 것이다. 이런 경우 중력이 결국 은하들을 압도하게 될 것이므로 은하들이 움직이는 것을 멈추고 수축해서 원래로 돌아갈 것이다. 이것은 그 평균밀도가 2 10^-29g/cm보다 클 때 일어난다. 우리는 이 숫자를 임계밀도라고 부른다. 만일 그 평균밀도가 이것보다 작으면 우주는 음성적으로 굽어져 있는 것이며 영원히 팽창할 것이다. 그리고 그것이 정확히 임계밀도라면, 그 우주는 평평하다. 그렇다면 우주의 평균밀도는 얼마일까? 그러나 불행히도 천문학자들은 이것에 대해 알지 못한다. 그 문제는 우리가 우주 안에 있는 물질의 많은 부분(우리가 암흑물질이라고 부르는 물질)을 볼 수 없기 때문에 상당히 복잡해진다.

 

 

□  대 폭 발

 

자, 이제 우주의 폭발에 관한 영화 한편을 택하고(물론 우리의 상상으로) 그 영화를 거꾸로 돌려보자. 은하들은 물론 함께 움직일 것이며, 만일 그 영화를 충분히 오래 돌린다면 우주의 모든 물질들이 하나의 매우 작은 우주지역으로 돌아가리라는 것을 쉽게 알 수 있다. 이것이 바로 레마트르가 원시핵이라고 불렀던 것이다. 그는 그것이 단 몇 광년의 직경을 가졌다고 생각했다. 그러나 오늘날 우리는 그것을 하나의 점-특이점-으로 생각한다.

 

약 150억년 전에 이 특이점이 불안정하게 되어 폭발했다. 초기에는 혼돈이 있었다. 그러나 눈깜짝할 사이에 질서가 자리잡게 된다. 우리는 고 에너지 가속기라는, 입자들을 가속시키는 기계 속에서 대단히 무거운 입자들이 생산될 수 있다는 것을 알고 있다. 이 단계에서는 본질적으로 우주가 하나의 가속기였다. 그러므로 최초의 입자는 무거운 것들이었다. 이 초기단계에서는 관측 가능한 우주의 반경(그 중심에 있는 가설적 관측자가 보게 될 것)이 대단히 작았다. 그것은 대폭발 이후 경과된 시간에 빛이 여행하는 거리에 의해 결정된다. 예를 들어 10^-23초였을 때 관측 가능한 우주는 원자핵 정도의 크기였다. 실제의 우주는 이것보다 더 크다. 그저 관측될 수 없을 뿐이다. 사실 초기의 우주를 논의할 때 우리는 주의해야만 한다. 우리는 우주가 양성적으로 굽어져 있고 닫혀있을 때에만 그것을 팽창하는 하나의 작은 구로 생각할 수 있다. 만일 우주가 사실상 열려있다면 그것은 무한반경을 갖는다.  그리고 무한한 우주가 어떻게 유한한 지역으로 압축될 수 있는지를 상상하기란 어렵다. 이런 이유 때문에 대폭발 이후 다양한 시간에 "관측 가능한 우주"의 반경에 대해 논하는 것이 더 좋다. 입자들의 가스구름은 바깥으로 팽창함에 따라 냉각되었다. 초기우주에서의 온도에 대해서는 여전히 논란이 있지만, 10^-23초였을 때의 온도는 어림잡아 10^22도이다. 10^-4초가 되었을 때 무거운 입자들이 전자들과 같은 더 가벼운 것으로 붕괴하기 시작했다. 그리고 많은 입자들이 복사방출과 함께 서로를 소멸시키기 시작했으며, 이것 때문에 몇 분 되지 않아서 팽창하는 가스구름이 대부분 복사가 되었다. 가스구름은 팽창을 계속하면서 더욱 냉각되었다. 그리고 마침내 그 안에 있는 미세한 파동이 그것을 와해시켰다. 그렇게 해서 생긴 조각들은 우주의 팽창으로부터 벗어나와 응축함으로써 은하를 형성하기 시작했다. 이제 우주가 닫혀있다고 가정하자. 그러면 그것은 수축해서 원래로 돌아갈 것이다. 그렇다면 그 우주엔 종국에 어떤 일이 일어날까? 그것이 만일 특이점으로 시작했다면 수축해서 특이점으로 돌아가겠지만, 이 특이점이 과거에 불안정해 졌다면 그런 일이 반복될 수 있을 것이다. 이것은 진동형 혹은 맥박형 우주모형이라 불린다. 흥미롭게도 존 휠러와 몇몇은 만일 우주가 정말로 팽창과 수축을 반복하며 "새로운" 우주로서 나타났다면 이 새로운 우주는 우리의 현재우주의 기초상수들과 다른 기초상수들(광속과 기초입자들의 질량과 같은 것들)을 가질 것이라고 밝혔다. 그리고 이런 이유 때문에 상황이 상당히 달라질 것이다. 별과 은하 등은, 그것들이 형성되었다고 가정할 때, 다른 크기와 질량을 갖게 될 것이다. 더욱이 총체적인 우주는 다른 최대 반경을 가질 것이다. 그러나 코넬 대학교의 토마스 골드는 우리의 우주 뒤에 오게 될 우주는 어떤 것이라도 그 최대반경이 더 커져야만 할 것이라고 밝혔다. 그러므로 진동하는 우주는 점차적으로 증가하는 최대반경을 갖게 될 것이다.

 

 

□  어두운 밤하늘 패러독스

 

우주론에서 또 하나의 중요한 물음은 밤하늘이 왜 어두우냐 하는 것이다. 사실 우리는 이 관측을 이용해 우주가 팽창하고 있다는 것을 보일 수 있다고 말해왔다. 그러나 우리는 이제 이것이 사실이 아니라는 것을 깨닫게 된다.

어두운 밤하늘에 난점이 있다는 것을 알아본 최초의 사람은 초기의 저명한 천문학자인 요하네스 케플러였다. 그에게 그 문제는 우주가 무한한지의 여부에 집중되어 있었다. 케플러는 만일 우주가 무한하다면 밝아야만 할 것이라고 확신했다. 결국 무한 우주 속에는 어디를 본다고 하더라도 별이 있을 것이기 때문이었다.

그러나 오늘날 우리는 그 문제를 약간 다르게 본다. 우주가 정지해 있으며 은하들이 균일하게 흩어져 있을 것이라고(별들도 마찬가지로 그럴 것이다) 가정하자. 또한 우주가 무한대로 팽창한다고 가정하라. 이제 우리주위에 동심원들을 그리되, 각각이 같은 거리만큼 떨어져 있게 하자. 물론 거리에 따라 은하들의 광도가 감소하므로, 먼 은하일수록 더 희미해 질것이다. 그러나 그림을 보면, 각 동심원이 그 바로 안에 있는 것보다 더 큰 부피를 가지므로 더 많은 은하들을 포함하고 있다. 사실 그것은 줄어드는 밝기의 손실을 상쇄시킬 만큼의 은하만을 더 포함하고 있다. 이것은 각 동심원이 똑같은 양의 빛을 방출하고 있음을 의미한다. 그리고 물론 만일 우주가 무한대로 팽창한다면 무한수의 이런 동심원들이 있을 것이다. 그 결과는 무한양의 빛 혹은 밝은 밤하늘이다. 하지만 우리가 알기로는 밤하늘이 밝지 않다. 이것이 패러독스다.

비록 어떤 문제가 있다는 것을 최초로 깨달은 사람은 케플러였지만, 그 문제를 과학계의 관심사로 끌어들였던 사람은 영국의 에드문드 핼리였다. 그는 1720년에 발표한 두 개의 짧은 논문에서 밤하늘이 어두운 것은 먼 별에서 나온 빛이 단지 너무 희미해서 육안으로 감지될 수 없기 때문이라고 밝혔다. 그러나 우리는 이제 이 설명이 타당하지 않다는 것을 알고 있다. 그런데 이상한 것은 올버스가 그 패러독스에 관해 연구했던 많은 사람들 중의 하나였을 뿐임에도 불구하고 그것이 올버스의 패러독스로 불린다는 사실이다. 그는 1744년에 만일 별빛이 우리와 별들 사이에 있는 흡수 매질에 의해 흡수된다면 그 문제가 해결될 수 있다고 제시하는 논문 한편을 썼다. 우리 은하 전체에는 정말 소위 성간물질이라는 매질이 있다. 그러나 윌리암 허쉘은 올버스의 해답이 올바른 설명이 아니라고 밝혔다. 그는 매질이 별빛을 흡수하는 것은 사실이지만 그 매질은 곧 그 별빛을 재 방출할 것이라고 주장했다.

그 패러독스의 또 다른 설명은 그것이 우주의 팽창에 기인한다는 것이다. 적색편이 때문에 먼 은하에서 나온 빛은 희미해진다. 충분히 먼 거리에서는 빛이 너무나 희미해져서 실질적으로 아무 빛도 우리에게 도달하지 못하므로 이 너머에서는 밤하늘이 어둡다는 것이다. 그러나 매사추세츠 대학교의 E. R. 해리슨은 비록 얼마만큼의 희미해짐이 있기는 하겠지만, 밤하늘을 어둡게 만들 정도로 그 감소율이 충분하지는 않다고 설명했다. 그는 어두움은 단순히 우주가 충분한 에너지를 갖고 있지 않기 때문에 발생하는 것이라고 주장한다. 그는 우주의 모든 물질이 별빛으로 전환된다 해도 밝은 밤하늘을 만들기에는 충분하지 않을 것이라고 설명했다. 밤하늘을 밝게 하는데 요구되는 대부분의 빛은 우주의 아주 먼 지역(우리의 지평선보다 더 멀리에 있는)으로부터 온다. 또 다른 방법으로 표현하면, 단순히 우리의 우주가 충분히 오래되지 않았기 때문에 밝은 밤하늘을 갖지 못하는 것이라고 말할 수 있다.

 

 

 

□  대폭발 모형의 증거들

 

1960년대에 정상이론이 소멸되면서 대폭발이론이 가장 그럴 듯한 우주론이 되었다. 그 이론의 성공은 천문학자들을 고무시켰고, 많은 사람들이 그 이론에 끌리게 되었다. 머지 않아 대부분의 천문학자들은 그 이론을 뒷받침하는 증거가 너무나 강력해서 그것이 강력한 기초를 가진다고 생각하게 되었다. 오늘날 그 이론의 수용은 다섯 가지의 중요한 대들보에 의존한다.

 

그 첫 번째 대들보는 은하들이 적색편이-거리 관계를 보인다는 허블의 관측이다. 이 관계는 또한 우주의 나이를 말해주므로 "우주의 나이" 대들보라고 생각하는 것이 편리하다. 이 대들보의 강력함 중의 하나는 우주의 나이가 세가지 다른 방법으로 계산될 수 있는데, 그 세가지 모두가 거의 같은 값을 준다는 사실에 있다.

 

둘째로 초기우주 안에서 예측된 원소들의 함량이다. 초기 핵반응은 중수소(양자 + 중성자)와 헬륨 3(두 개의 양자 + 중성자) 그리고 헬륨 4(두 개의 양자 + 두 개의 중성자)와 리튬 7(세 개의 양자 + 4개의 중성자)의 핵들을 만들어냈다. 소위 핵 합성 대들보로 불리는 이 대들보는 관측이 그 예측을 대단히 높은 정확도로 떠받쳐주고 있다는 점에서 특히 강력한 것이다.

 

세째, 대폭발이론은 우주 안에 있는 많은 다른 유형의 기본 입자들의 수를 예측한다. 그러나 이것이 중요한 대들보이기는 하지만 위의 두 대들보만큼 강력한 것으로 여겨지지는 않는다.

 

네째, 우리는 우주가 대략 3K의 온도인 복사로 가득 채워져 있어야만 한다고 예측하고 있는데, 정말로 사실이 그러하다. 이 우주배경복사는 우주론에서 너무나 중요한 역할을 하므로 다음 두 장에 걸쳐 살펴보도록 할 것이다.

 

다섯번째로 최근 발견된 우주배경복사의 비균질성을 들 수 있다. 

 

 

□  첫째, 우주의 나이

 

처음으로 적색편이-거리 도면을 만든 직후, 허블은 그 도면을 이용해 우주의 나이를 결정했다. 우리는 앞서 이 도면에 나타난 H라고 알려진 선의 경사가 그 나이의 근사치에 대한 정보를 준다는 것을 보았다. 우주의 나이를 알기 위해서는 단순히 그 값의 역수를 취하기만 하면 된다(1/H). 그러나 그것은 단순히 근사치에 불과한 것이다. 왜냐하면 그것은 감속을 고려하지 않고 있기 때문이다. 이런 이유로, 우리는 그것을 허블 나이라고 부른다. 즉 그것은 우주의 최대 가능 연령이다.

이 나이를 얻기 위해 허블은 많은 가정들을 해야 했다. 그는 "우주의 거리를 측정하는 사다리"를 만들기 위해 "표준 촛불"이라는 것을 사용했다. 그가 만든 사다리의 가로대들이었던 이 표준 촛불들은 마치 와트 수를 알고 있는 전구들과 같은 것이었다. 그 사다리에는 모두 세 개의 가로대가 있었다. 가까운 은하에 있는 세페이드 변광성들과 좀 더 멀리 있는 은하들에 있는 밝은 별들 그리고 마지막으로 가장 먼 은하들의 경우에는 은하들 자체의 밝기를 이용했다.

그런데 허블이 만든 최초의 도면은 약 20억년이라는 작은 나이를 주었다. 그런데 지질학자들은 이미 지구상에 있는 일부 암석들이 이것보다 상당히 더 오래된 것이라고 결정했었으므로 이것은 당황스러운 결과였다. 무언가가 분명 잘못된 것이었다. 허블이 실수를 했음이 틀림없었다. 그리고 곧 몇 가지 실수를 했음이 밝혀졌다. 첫번째 실수는 1952년에 마운트 윌슨 연구소의 월터 바데에 의해 지적되었다. 바아드는 세페이드에는 두 가지 종류가 있는데, 허블이 가까운 은하까지의 거리를 결정하기 위해 사용했었던 세페이드들은 우리의 은하에 있는 것과 같은 것이 아니라고 밝혔다. 적절한 수정이 이루어지자 우주의 나이가 두 배로 나타났다. 이것은 도움이 되기는 했지만, 그러나 우주가 여전히 지구보다 더 젊었다.

샌디지가 박사학위를 받던 해(1953)에 허블이 죽자, 샌디지는 곧 그의 계승자로 인식되었다. 그는 그에게 주어진 그 새로운 임무에 대해 혼합된 감정을 갖고 있었다. 그것은 막대한 영광이기는 했지만, 동시에 무거운 책임이었던 것이다. 그는 자신이 그에게 기대되고 있는 것을 해낼 수 있을지 확신하지 못했다.

그럼에도 불구하고 그는 허블의 프로그램을 밀고 나갔고, 1956년에 첫번째 논문을 발표하기에 이르렀다. 이 논문에서 그는 허블의 우주의 나이 산정법에 또 하나의 변화가 있음을 보고했다. 샌디지는 허블이 표준 촛불들로 사용했던 먼 은하에 있는 밝은 별들이 실제로 별들이 아니라 성단이나 가스 성운이라는 것을 찾아냈던 것이다. 따라서 수정을 가하자 H가 55억년의 나이에 해당하는 Mpc당 180km/sec로 나타났다. ......(중략)

 

그 문제를 해결할 가능성이 있을까? 입증된 것처럼 우주의 나이를 결정하는 데는 두 가지의 다른 방법이 있다. 사실 둘 모두 우리 은하의 나이만을 말해주기는 하지만 그것은 바로 우주나이에 대한 최저 한계를 주는 것이다. 첫째 방법은 우리가 알고 있는 구상성단에 있는 별들의 일생에 바탕을 두고 있다. 구상성단은 우리 은하와 다른 은하들을 에워싸고 있는 수십만에서 수백만개의 별들이 모여있는 계이다. 어떤 구상성단에 있는 별들의 색-광도 도면(색 혹은 온도에 대해 밝기를 그린 도면)을 보면 점들이 모두 주계열이라는 대각선 방향에 있는 것을 알게 될 것이다. 우리 은하내에 있는 젊은 열린 성단들의 경우 주계열이 아주 잘 발달되어 있다. 그러나 구상성단에는 보통 바닥으로부터 조금 떨어져 있는 곳에서 뚜렷한 구부러짐과 함께 주계열이 끝난다. 특히 중요한 것은 이 주계열 끝의 위치가 그 성단의 나이를 말해준다는 것이다. 이런 방법으로 구해진 약 15개 구상성단들의 나이가 150억년에서 180억년 범위에 들어있었다. 

우리 은하의 나이를 결정하는 두번째 방법은 방사성물질이 붕괴하는 속도를 관측하는 것이다. 그것들은 어떤 원소가 붕괴해서 반으로 줄어드는데 걸리는 시간을 나타내는 반감기라는 것으로 특징 지워 진다. 반감기는 상당히 넒은 범위에 걸쳐 있으며, 어떤 무거운 원소들의 경우에는 수십만년 정도로 길다. 긴 반감기를 가진 두개의 방사성 원소들의 함량을 비교함으로써 우리 은하의 나이를 결정하는 것이 가능하다. 이 방법으로 결정된 나이는 120억년에서 200억년의 범위에 있다.

비록 우주의 나이를 결정하는 전술한 세가지 방법들간에 분명히 어떤 차이가 있기는 하지만, 그 값들이 비교적 서로 가깝다는 것이 중요하다. 결국 그들은 어떤 임의의 값도 가질 수 있었던 것이다. 이것은 대폭발이론에 중요한 이득이기도 하다.

그러나 우주의 나이 범위를 알고 있다고 해도 이런 물음을 던져봐야 한다. 가장 가능한 나이가 무엇일까? 시카고 대학교의 데이비드 스크람과 몇몇 동료들은 "최적의 나이"를 얻어내는 방법 하나를 개발했다. 그들은 그 나이가 우주 안에 있는 헬륨의 예측된 함량에 의해 어떻게 영향 받는 지를 결정한 뒤, 나이를 결정하는 세가지 방법에 대해 나이에 따른 헬륨의 함량을 도면에 나타내 보았다. 그리고 그렇게 해서 얻은 "최적의 나이"는 약 150억년이었다.

 

 

□  둘째, 핵합성

 

대폭발 모형을 뒷받침하는 두번째 대들보의 증거는 초기우주에서 일어난 원소들의 생산문제에 집중되어 있다. 그것은 핵합성 대들보라고 불린다.

앞 장에서 보았던 것처럼 1940년대말 조오지 가모프와 그의 학생 랄프 알퍼와 로버트 허만은 원소들이 대폭발로 만들어졌을 것이라고 제안했다. 그러나 질량수 5에서 어려움들이 나타나고 원소들이 별에서 생산된다는 사실이 밝혀지자 그들의 연구에 관한 관심이 사라졌다. 그러나 그 뒤 1964년에 프레드 호일과 K. J. 테일러는 우주에 있는 모든 헬륨이 별에서 생산될 수는 없다고 밝혔다. 그것이 너무 많다는 것이 이유였다. 우주물질의 1/4이 헬륨으로 구성되어 있는데 실제로 이렇게 많은 헬륨이 별에서 만들어질 수가 없었다. 많은 과학자들은 가모프의 연구를 재검토하기 시작했다. 가벼운 원소의 대부분이 대폭발로 생산될 가능성이 있을까? 결국 질량수 5 이전에는 아무 문제가 없었다. 이 문제에 관심을 갖게된 과학자들 중 하나가 프린스톤 대학교의 짐 피블스였다. 그는 각 원소가 얼마나 많이 생산될 것인지를 결정하게 하는 컴퓨터 프로그램을 만들었다.  ......(중략)

1970년대 초에 천문학자들은 마침내 우주 안에 있는 헬륨의 함량을 측정할 수 있었다. 그것은 22-25% 범위에 있었다. 그 이후 몇 가지 연구가 이루어졌고, 이제는 약 23%라고 믿어진다. 따라서 헬륨은 예측과 좋은 일치를 보여주는 것 같다.

그렇다면 중수소는 어떤가? 스크람과 다른 사람들은 1970년대 초에 중수소는 별에서 생산되지 않는다고 밝혔다. 그것은 단지 파괴될 뿐이다. 이것은 우주에 존재하는 중수소 모두가 대폭발로 생산되었음을 의미하므로 이 이론의 좋은 시금석이 될수 있을 것이다. 그러나 예측된 양은 우주 물질의 단 1/10,000정도로 작아서 측정하기가 매우 어렵다. 1960년대 말에 몇 그룹이 시도했지만 성공하지 못했다. 그뒤 1973년에 코페르니쿠스 위성에서 나온 자료는 그것이 예측된 양에 가깝다는 것을 확고히 해주었다. 이것은 그 이후에도 수 차례 입증되어서 이제는 대폭발이론의 성공으로 여겨지고 있다. 이제 헬륨-4와 헬륨-3와 중수소 그리고 리튬-7에 대한 그 이론의 예측은 입증되었다.

실제로 그 예측들은 우주 안에 있는 핵자들의 현재 밀도에 의존한다(그림을 보라). 그러므로 어떤 의미에서는 이러한 관측이 우리에게 정말로 말해주는 것은 우주의 평균밀도(그것이 양자와 중성자로 이루어져 있다고 가정할 때)이다. 관측과 가장 일치하는 값은 4에서 8x 10^-31g/cm3이다. 이것이 우주의 임계밀도(10^-29g/cm3)보다 상당히 작으므로 우주가 열려있는 것을 의미하는 것처럼 보이나 좀더 자세히 살펴보면 허점이 있다. 우주는 핵자만으로 이루어져 있을 때만 열려있다. 그러므로 만일 다른 유형의 입자들이 존재한다면 우주는 닫혀있을 가능성이 상당히 높다. 이 가능성은 뒤에 살펴보기로 하자.

요약하면 리튬까지 이르는 가벼운 원소들의 함량 관측은 그 대폭발이론의 예측과 상당히 잘 일치하고 있다는 것이다.

 

 □  세째,

많은 유형의 기본입자들

 

대폭발이론을 뒷받침하는 세 번째 대들보는 그 이론이 많은 유형의 기본입자들을 예측한다는 것이다. 이 대들보는 핵 합성 대들보만큼 강력하지는 않지만 그 이론에 도움이 된다.

먼저 기본입자들로 시작해보자. 기본입자들은 페르미온과 보오존이라는 두개의 주요 종류로 나뉜다. 페르미온과 보오존은 각각 최초의 자력 핵반응을 실험한 것으로 유명한 이탈리아계 미국인 물리학자 앙리코 페르미와 저명한 인도의 물리학자 S. N. 보즈의 이름을 딴 것이다. 페르미온은 우주의 물질 입자 즉 물질을 이루는 입자이며,보오존은 우주의 힘입자로서 자연의 네 가지 기본 힘을 전달한다. 그렇다면 이 힘들은 무엇일까? 여러분은 분명 그 중 몇 가지에 친숙할 것이다. 예를 들면 중력장이 그 하나이다. 그것은 네 힘 중 가장 약하기는 하지만 거시적인 우주의 요소들을 유지시키는 힘이다. 예를 들면 행성들이 태양주위의 궤도에 있도록 잡고 있으며 지구의 물질도 잡고 있다.

두 번째 힘은 전자기력이다. 그것은 원자를 유지시켜 주고 있다. 알다시피, 원자는 양성전하를 띈 양성자와 중성자 그리고 그 주위를 돌고 있는 전자로 이루어져 있다. 전자기력은 그 전자들이 궤도 속에 유지되도록 한다. 세 번째 힘은 강력이라는 불리는 것으로 핵의 양성자와 중성자를 붙잡고 있다. 그것은 특히 강한 힘으로 중력보다 10^40배나 더 강하며, 대단히 짧은 범위에 걸쳐져 있다. 마지막으로 전자기력보다 수 천 배 더 약한 힘으로 역시 짧은 범위에 걸쳐져 있는 약력이 있다. 그것은 일반적으로 중성자가 붕괴해서 양성자가 되도록 하는 힘으로 생각된다.

그런데 이들 힘이 입자들과 무슨 관계가 있을까? 그 힘들은 입자들을 거쳐 전달되는 것으로 밝혀졌다. 그 힘은 사실 입자교환의 결과인 것이다. 예를 들면 전자와 양성자사이의 전자기력은 광자를 통해 전달된다. 광자는 전자와 양성자 사이에서 그것들을 붙잡고 있으면서 왔다 갔다 한다. 마찬가지로 중력장은 중력자라고 불리는 것에 의해 전달되며, 강력은 소위 글루온(8가지 유형이 있다)이라는 입자에 의해 전달되고, 약력은 중간벡터 보오존(또한 W와 Z이라고 불리는 입자들)이라는 입자에 의해 전달된다.

이제 물질입자들 즉 페르미온에 대해 알아보자. 이것들은 쿼크와 렙톤이라는 두 부류로 나뉜다. 그리고 각 부류마다 6개의 유형이 있다. 쿼크는 위, 아래, 맵시, 야릇한, 꼭대기 그리고 바닥이라는 별난 이름을 갖는다. 꼭대기 쿼크만 제외하고는 모든 것들이 관측되었지만, 과학자들은 쿼크와 렙톤 사이의 대칭성 때문에 그것이 존재한다고 확신하고 있다.

6개의 렙톤은 두 부류로 나뉜다. 한 부류에서 가장 가벼운 것은 보통의 전자이다. 그것과 밀접히 관련된 것으로 뮤온이라고 불리는 입자가 있다. 그것은 전자와 유사하지만 좀 더 무겁다. 마지막으로 더 무거운 전자인 타우 입자가 있다. 다른 세개의 렙톤은 중성미자라고 알려진 것이다. 그것들은 광속 혹은 광속에 대단히 가까운 속도로만 여행하는 붙잡기 어려운 입자들이다. 위에 언급한 세개의 렙톤 각각은 그것과 관련된 하나의 중성미자를 갖고 있다.

쿼크와 렙톤 사이에 놀라운 대칭성이 있다는 것은 쉽게 알 수 있다. 더욱이 그것들은 세 개의 종으로 분류된다. 첫 번째 종은 전자와 그것의 중성미자와 함께 위 아래 쿼크로 이루어져 있다. 두 번째 종은 뮤온과 그것의 중성미자와 함께 맵시 쿼크와 야릇한 쿼크로 이루어져 있다. 그리고 세번째 종은 타우와 그것의 중성미자와 함께 꼭대기 쿼크와 바닥 쿼크로 이루어진다. 

여기서 모든 페르미온들 역시 반입자라고 불리는 것을 가진다는 것을 언급하고자 한다. 그것들은 전하를 제외하면 모든 성질에서 입자들과 유사하다. 그러나 특히 중요한 것은 입자와 반입자가 만나면 한개 혹은 더 많은 광자들을 방출하면서 서로를 소멸시킨다는 것이다.

이 모든 입자들에 대해서 가장 이상스런 것들 중 하나는 우리가 우주에서 보통 만나는 입자들 모두가 첫 번째 부류의 구성원들로 만들어진다는 것이다. 예를 들면, 양성자와 중성자는 순전히 위 아래 쿼크로만 만들어진다. 두 번째와 세 번째 종의 입자들은 가속기에서만 생산된다. 그렇다면 이러한 종류의 입자들을 공부하는 것이 무슨 소용이란 말인가? 우주를 이해할 때 이것들이 정말 필요할까? 아직 확신되고 있지는 않지만, 모든 종들이 필요한 것처럼 보인다. 만일 그것들이 존재하지 않았다면, 초기 우주에서 입자와 반입자들이 완전히 소멸되었을 것이다.

그렇다면 세 번째 이상의 종들은 어떠한가? 우리는 적당한 에너지의 가속기를 이용해 두 번째 종의 입자들을 얻을 수 있다는 것을 알고 있다. 세 번째 종을 얻기 위해서는 더 높은 에너지로 가야만 한다. 만일 그 보다 더 높은 에너지로 올라간다면 어떻게 될까? 네 번째 종을 만나게 될까? 그리고 더 높은 온도로 가면 그 위에 또 하나의 종이 있을까? 만일 점점 더 큰 가속기를 만들 수 있다면 더 많은 종들을 만들어낼 수 있는 것 같다. 그렇다면 끝은 어디일까?

이 물음은 1970년대 중반에 데이비드 스트람을 괴롭히기 시작했다. 1945년에 세인트 루이스에서 태어난 스크람은 학창시절에는 과학에 그저 보통의 관심밖에 가지고 있지 않았다. 그리고 고등학교 때의 주요 관심사는 체육-축구, 레슬링, 그리고 트랙경기 였다. 그러나 과학과 수학 모두를 잘했던 그는 MIT로 갔을 때 그 과목들을 전공하기로 했다. 그러나 곧 자신의 수학적 배경이 생각보다 훨씬 약하다는 것을 알고 물리학과로 들어가기로 결심했다. 그는 1967년에 학사학위를 받은 뒤 칼텍으로 가서 윌리암 파울러 밑에서 연구했다. 그가 우주론과 관련된 핵물리학을 처음으로 맛본 곳이 바로 이곳이었다. 그는 핵 연대학과 우주의 연대를 추정하는 분야에서 논문을 쓴 뒤 곧 핵 합성의 아이디어 쪽에 열의를 보이기 시작했다.

1976년에 스크람은 칼텍의 짐 건과 대폭발과 우주에서의 기본입자들 생산에 대해서 이야기하고 있던중 놀랍게도 우주 안의 헬륨 함량과 그 안에 있는 중성미자 같은 것의 개수 사이에 어떤 관계가 있을 수도 있다는 것을 알아차렸다. 종마다 하나의 중성미자가 있으므로 그들은 이것 역시 헬륨의 함량과 입자들의 종수간에 어떤 관계를 준다는 것을 깨달았다. 다시 말해서 만일 우주 안에 얼마나 많은 헬륨이 있는지를 안다면, 대폭발 모형은 얼마나 많은 입자 종들이 가능한지를 말해줄 것이다.

그 당시에는 우주의 약 25%가 헬륨이라고 알려져 있었다. 간단한 계산을 통해서 기본입자들은 최대 일곱 개의 종이 있을 수 있었고, 그 당시에 세 개의 종이 알려져 있었으므로 아직 네 개가 더 있어야 함을 밝혔다. 이런 예측은 우주의 에너지 밀도가 중성미자 형태의 수에 의존하기 때문에 따르는 것이다. 총체적인 에너지가 크면 클수록 생산되는 헬륨의 양은 커진다.

흥미롭게도 스크람과 건이 그 발견을 하고 있을 때 동시에 그 당시 델라웨어 대학교에 있었던 게리 스타이거맨도 똑같은 발견을 하고 있었다. 아스펜에서 발표할 대폭발과 핵 합성에 관한 세미나를 준비하는 동안 그는 핵 합성의 기본 방정식들을 주의 깊게 살펴보았고, 스크람과 건처럼 그 역시 중성미자의 수와 우주의 헬륨 함량 사이에 관계가 있음을 알아차렸다.

얼마되지 않아 우주 안에 있는 헬륨 함량이 사실 23%에 더 가깝다는 것이 밝혀졌다. 이것은 가능한 종의 수를 세 개 혹은 아마도 네게로 낮추었고, 그것은 우리가 이미 최대숫자에 와 있거나 대단히 가까이 와 있다는 것을 의미했다. 기껏해야 한 개의 다른 종이 존재할 수 있을 것이다. 이것이 대폭발 모형에 의해 예측되었으므로 그 이론의 또 하나의 승리임이 분명하다. 물론 우리가 몇 개의 종을 더 찾지 못한다고 가정할 때 말이다. 그러나 스크람과 건 그리고 스타이거맨이 처음으로 헬륨의 양과 중성미자 유형의 수 사이의 관계가 있다는 것을 보였던 것은 아니었음을 밝혀둔다. 그것은 1964년에는 호일과 테일러에 의해 그리고 1969년에는 러시아인 V. F. 슈바츠만에 의해 지적된 바 있었다. 그러나 그 당시에는 어떤 그룹도 그것을 끝까지 추적하지도, 종들의 수와 관련해서 그 중요성을 이해하지도 못했다.

이 예측은 우리가 여전히 얼마나 많은 종이 있는지를 실험적으로 알지 못하고 있다는 사실을 고려할때 특별히 강력한 것같이 보이지 않을지도 모른다. 그러나 대폭발과 독립적으로 종의 숫자를 결정하는 또 하나의 방법이 있다. 나는 앞에서 약력의 교환입자들 중 하나가 Z이라고 언급했다. 일단 만들어진 Z 입자는 매우 짧은 생명을 갖는다. 그러나 특히 중요한 것은 이 일생이 중성미자 유형의 수 혹은 입자들의 종수와 관련되어 있다는 것이다.

UCLA의 데이비드 클라인과 그의 그룹이 Z 입자의 일생을 측정했는데 그 결과는 세 개의 종과 일치한다. 물론 그 실험에는 불확실성이 있으므로 한 개 혹은 두 개의 종이 더 존재할 가능성은 있다. 그러나 이것은 여전히 대폭발 예측과 좋은 일치를 보이고 있다.

 

 

 

 

■  우주배경복사

                                                                                                                             위키백과

 

. 우주배경복사(宇宙背景輻射)

    (cosmic microwave background radiation, 간단히 CMB, CMBR, CBR, MBR)

 

가시우주를 균일하게 가득 채우고 있는 열복사를 가리키는 말이다. 이전의 광학 망원경으로 본 빈 우주는 어둠 뿐이었으나, 전파 망원경의 발명으로 별에도, 은하, 혹은 그 어떤 물체에도 관련이 없는 배경복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오고 있음이 발견되었다. 이는 흔히 우주 빅뱅모델의 증거로서 많이 제시되는데, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 현재 관측되는 것으로 설명되고 있다. 이러한 우주배경복사는 1964년 미국인 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 발견한 것이다.

 

. 우주배경복사의 발견 역사

 

1946 로버트 H. 디키 우주물질에서 오는 복사가 약 <20 K이라고 예측하였다. 배경복사는 언급하지 않았다.

1948 조지 가모프가 우주의 온도를 50K라고 계산하였다. (우주의 나이를 30억년이라 예측)

1948 랄프 아퍼와 로버트 허만은 우주의 온도를 약 5 K라 예측하였다. 우주배경복사에 대한 정확한

      언급은 없었지만 간략히 설명은 되어 있었다.

1950 랄프 아퍼와 로버트 허만은 우주의 온도를 약 28K로 다시 예측하였다.

1953 조지 가모프가 우주의 온도를 약 7K로 예측하였다.

1956 조지 가모프가 우주의 온도를 약 6K로 예측하였다.

1960 로버트 디키가 MBR (마이크로 배경 복사) 온도를 약 40 K로 예측하였다.

1964 A. G. 도로스케비치와 이고르 노비코프가 우주배경복사 현상을 측정 가능하다는 논문을 발표하였다.

1964–65 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 3K인 우주배경복사의 온도를 측정하였다.

      로버트 디키, P. J. E. 피블스, P. G. 롤, D. T. 윌킨슨은 이 현상을 빅뱅의 잔향으로 해석하였다.

1983 RELIKT-1 소련의 우주배경복사 비등방성 실험이 실행되었다

1990 COBE가 우주배경복사 스펙트럼을 흑체복사의 형태로 정밀하게 측정하였다.

1992 COBE DMR을 분석한 과학자들이 초기 온도의 비등방성을 발견하였다.

1999 TOCO, BOOMERANG 그리고 멕시마 실험을 통해 처음으로 우주배경복사 비등방성 각 파워

      스펙트럼의 진동을 측정하였다.

2002 우주배경복사의 극성이 DASI로 인해 발견되었다.

2004 E 모드 극성 스펙트럼이 CBI에 의해 측정되었다.

2005 랄프 아퍼가 핵합성에서의 획기적인 연구와 우주의 팽창이 우주배경복사를 남긴다는 예측

2005 COBE의 수석 연구원, 조지 스무트와 존 C. 매더가 CMBR의 정밀한 측정으로

       2006년에 노벨상을 수상하였다.

 

. 우주배경복사 발견 이전

 

20세기 중반, 천문학자들은 우주의 탄생을 설명하기 위한 두 가지 이론을 주장하였다. 일부는 우주가 시작과 끝없이 영원히 존재한다는 정상우주론을 지지하였다. 일부에서는 빅뱅 이론을 지지하였는데, 이는 137억 년 전에 어마어마한 폭발과 함께 우주가 형성되었다는 이론이다. 우주배경복사는 1948년 조지 가모프, 랄프 앨퍼, 로버트 허만에 의해서 처음 언급되었다. 알퍼와 허만은 연구를 통해 우주배경복사의 온도를 예측하였다. 하지만 그 예측값은 정확하지 못하였다.

 

1948년의 연구를 시작으로 앨퍼와 허만은 존스홉킨스대학교의 Applied Physics Laboratory (응용물리연구소)를 떠났던 1955년까지 우주배경복사의 물리적 환경에 대해서 탐구하였다. 그러나 그들의 연구가 천문학계에서 주목 받지 못하던 1960년대, 앨퍼와 허만의 예측은 야코브 젤도비치에 의해 재발견되었다. 또한 로버트 H. 디키 또한 같은 시대에 우주배경복사를 예측하였다. 소련의 천체물리학자, A.G. 도로시케비치는 1964년에 우주배경복사의 측정가능성을 처음 논문으로 등재하였다. 1964년에 프린스턴 대학교에서 디키의 동료였던 데이비드 윌킨슨과 피터 롤은 디키 라디오미터를 만들어 우주배경복사 측정을 시도하였다.

 

. 아노 펜지어스와 로버트 윌슨에 의한 발견

 

1965년 벨 연구소에서 일하고 있던 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 고감도 6미터(20피트)의 혼 안테나로 기구 위성인 에코 위성으로부터 반사된 전파를 측정하였다. 희미한 전파를 측정하기 위해 그들은 수신기의 전파 간섭을 제거하는 작업을 하였다. 주변에 존재하는 모든 레이더와 전파 방송의 영향을 제거하고, 수신기의 열로 인한 전파 간섭을 없애기 위해 수신기를 액화 헬륨을 이용하여 -269도까지 낮춰 측정을 하였다. 하지만 간섭을 없애기 위한 작업 후에도 의문의 잡음이 발견되었다. 이 잡음은 그들이 예상했던 잡음보다 100배 강한 세기를 갖고 있었으며 하늘에 균일하게 퍼져 있었다. 그들은 자신들이 탐지한 파장 7.35cm의 전파 단순히 지구, 태양 또는 우리 은하에서 오지 않았음을 확신하였다.

 

한편 불과 60km 떨어진 프린스턴 대학교에서는 천체물리학자 로버트 디키, 짐 피블스, 데이비드 윌킨슨은 이에 대해서 연구하고 있었다. 그들은 빅뱅이 일어났을 때, 은하를 형성할 수 있는 물질들 말고도 막대한 양의 에너지가 방출되었을 거라고 생각했다. 아노 펜지어스는 대폭발 이후 생긴 전파가 우주 전역에 퍼져 있을 것이라는 논문의 예고를 접했다. 펜지어스와 윌슨은 자신들의 발견이 심상치 않다는 것을 깨닫기 시작했다. 그들이 발견한 전파의 성질은 프린스턴 대학교의 디키와 그 연구원들이 예측한 전파와 정확히 일치하였다. 펜지어스는 프린스턴대학교의 디키를 벨 연구소로 초대해 혼 안테나와 그를 통해 측정한 배경 잡음에 대해서 이야기하였다. 프린스턴 연구팀은 마침내 이 전파를 빅뱅의 신호라고 해석할 수 있었다.

 

그들은 논문을 공동으로 작성하여 학회에 투고하였다. 프린스턴 연구팀인 디키와 그의 동료들은 빅뱅 우주론과 연계되는 우주배경복사의 중요성에 대해서 저술하였고, 펜지어스와 윌슨은 우주배경복사의 존재와 발견에 대해서 저술하였다.

 

1978년에 펜지어스와 윌슨은 우주배경복사를 발견안 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.

 

. 우주배경복사의 해상도

 

펜지어스와 윌슨의 발견은 우주배경복사의 존재를 입증하였고 우주배경복사가 우주의 모든 방향에서 같은 세기로 온다는 등방성을 알아냈다. 하지만 우주가 팽창하기 시작하여 은하나 별 그리고 다양한 화학 원소들이 생성되려면 우주배경복사가 비등방성(우주의 어떤 부분에서 오는 복사선이 다른 부분에서 오는 복사선과 약간 다른 파장을 갖는다는 것)을 갖는다는 증거를 찾아야 했다. 초기 우주에서 아주 조그만 밀도 요동이라도 있어야만 이것이 어떤 특정한 구조로 진화할 수 있기 때문이다.

 

이를 위해 빅뱅 우주론자들은 더욱 정밀한 수준의 우주배경복사 조사를 시작하였다. 1970년대 초반의 관측은 1/100 차이까지 관측할 수 있었지만 우주배경복사가 오는 방향마다의 파장 차이는 관측되지 않았다. 버클리 대학교의 조지 스무트는 열기구와 U-2 정찰기를 통해 하늘 한쪽에서 오는 우주배경복사가 반대쪽에서 오는 우주배경복사보다 파장이 1/1000 정도 길다는 것을 측정하였다. 하지만 이 파장의 차이는 우주배경복사의 차이가 아니라 지구 운동에 의한 도플러 효과로 나타나는 현상으로 밝혀졌다. 도플러 효과에 의한 영향을 제거하여도 열기구나 항공기를 이용한 고공관측은 엷은 대기층으로 인해 측정을 방해 받고 있었기 때문에 비등방성을 검출하기 어려웠다.

 

인공위성을 이용하여 대기권 밖에서 관측하는 것이 유일한 방법이라는 것을 깨달은 스무트는 미국 항공우주국에 인공위성을 이용한 우주배경복사 프로젝트를 제안하여 우주배경복사 탐사선 프로젝트 COBE를 진행하였다. 1989년 11월 18일에 마침내 COBE를 실은 로켓이 발사되었다. 이듬해 COBE위성은 다양한 지점에서 우주배경복사를 관측하여 스펙트럼 분포가 흑체 복사 특성과 완전히 일치한다는 것을 밝혀냈다. 또한 흑체복사의 법칙을 통해 우주배경복사의 온도가 정확하게 2.728±0.002K라는 것을 알아냈다. 하지만 1/3,000 수준의 관측에서도 우주배경복사의 파장 차이는 나타나지 않았다. 2년 정도의 COBE 관측자료가 1/100,000 수준까지 축척 되자 우주배경복사의 변화가 감지되었다. 마침내 우주배경복사의 미세한 온도변화를 통해 초기우주에 밀도의 파동이 있었음을 증명했다. 이 발견을 통해 빅뱅 우주론은 은하의 형성을 설명할 수 있게 되었다.

 

. 빅뱅 우주론과의 관계

 

. 정상우주론이란?

 

정상우주론은 소위 완전한 우주론적 원리라는 철학적 입장을 바탕에 깔고 있다. 이 원리에 의하면 물리 법칙들은 우주 구조에 독립적일 수 없으며, 반대로 우주 구조는 물리 법칙에 의존해야 한다. 따라서 물리 법칙이 변하지 않는다는 것은 우주가 안정한 위치에 있어야 한다. 또한 우주는 모든 곳에서 균일해야 하며 거시적 규모에서 변화가 없어야 한다. 따라서 우주는 팽창함에 따라 은하 사이의 공간에서 새로운 물질이 지속적으로 탄생한다. 이렇게 일정한 평균 밀도를 유지하여 팽창하지만, 영원하고 근본적으로 변하지 않는 우주를 설명할 수 있다.

 

. 정상우주론의 문제점

 

정상우주론의 가장 큰 문제점은 물질의 생성을 명확하게 설명하지 못한다는 점이다. 정상우주론에서는 C-장이 우주 전체에 퍼져 있어서 자발적으로 원자를 창조하고 우주를 같은 상태로 유지한다고 설명했다. 하지만 우주에서 원소들이 얼마나 많은 양을 차지하는지에 대한 것은 설명하지 못하였다. 또한 새로 생성되는 물질들로 이루어진 은하가 어디에서 발견될지 예측할 수 없다.

 

. 빅뱅우주론과 우주배경복사

 

빅뱅이론 모델에 의하면, 우주는 극히 밀도가 높고 뜨거운 점에서 시작하여 지금까지도 팽창하고 있다. 현재 일반적인 견해는 공간 스스로가 팽창을 하고 있으며, 마치 부풀어오르는 풍선 위에 찍혀진 점들처럼 은하들이 공간 위에서 팽창되어 나가는 것으로 생각되고 있다.우주배경복사는 허블의 법칙과 함께 빅뱅 우주론을 설명할 수 있는 중요한 증거이다. 우주배경복사가 빅뱅 우주론의 잔향이라는 증거는 크게 두 가지이다.

 

첫 번째 증거는 등방성이다. 초단파 잡음은 하늘의 모든 방향에서 같은 세기로 오고 있으며 지구의 운동에 따른 영향도 받지 않는다. 이런 사실은 초단파 잡음이 태양계 바깥에서 오고 있으며 우주에 골고루 퍼져 있음을 의미한다.

 

두 번째 증거는 흑체복사 이론으로 설명할 수 있다는 점이다. 흑체 복사 이론에 의하면 절대온도 0K 이상인 모든 물체는 모든 파장의 복사를 방출하는데, 온도에 따라 특정 파장에서 최고의 세기를 갖는 복사선을 방출한다. 그런데 이 초단파 잡음은 절대온도 약 3K에 해당하는 흑체복사 스펙트럼과 일치한다는 것이 밝혀졌다. 이러한 특징은 가모프와 앨퍼 등이 빅뱅 우주론에서 주장한 우주 배경복사의 특성과 일치한다.

 

. 특징

 

1964년, 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 전파망원경을 정비하던 도중 우주 모든 방향에서 보이는 균질하고, 무극성이며 계절에 영향을 받지 않는 빛을 발견하게 된다. 이것이 바로 빅뱅이론의 가장 강력한 증거 중 하나로서 각광받고 있는 우주배경복사이다.

 

우주배경복사의 또 하나의 특징은 파장과 에너지의 관계가 2.725K에서의 흑체복사 형태를 띄고 있다는 것이다. 플랑크 법칙에 따라, 2.725K의 흑체복사 그래프에서 세기가 가장 강한 빛의 파장을 구하면 1.9mm(160.2GHz의 진동수)의 값을 얻게 되는데, 이는 우주배경복사 그래프에서의 값과 잘 일치한다. 만약 플랑크의 법칙이 아닌, 근사를 통한 빈의 법칙을 이용하게 된다면 1.06mm(283GHz의 진동수)의 파장을 얻게 된다. 이러한 우주배경복사의 스펙트럼은 굉장히 정밀하게 측정되어, 현재까지 측정된 흑체복사 스펙트럼들 중 가장 정밀한 것이라고도 볼 수 있다.

 

. 비등방성

 

우주배경복사는 완전히 균일한 것이 아니라 일종의 ‘비등방성’이 존재한다. 그 중에서도 가장 두드러지는 것은 이등방성인데, 이는 지구가 가만히 정지해 있는 것이 아니라 우주배경복사의 기준 틀에 대해 상대속도를 가지고 움직이고 있기 때문에 일어난 도플러 효과에 의한 것이다. 지구가 우주배경복사의 기준 틀에 대해 움직이고 있는 방향으로의 빛은 청색편이가 일어나 약간 더 높은 온도를 띄게 되고, 정반대 방향에서 오는 빛은 적색편이가 일어나 약간 더 낮은 온도를 띄게 된다. 현재 지구는 처녀자리와 바다뱀자리 사이의 컵 자리를 향해 약 371km/s의 속도를 가지고 움직이고 있다. 또한 이등방성 외에도 우주배경복사에는 훨씬 더 작은 규모에서의 다중극 비등방성들이 많이 존재한다. 이들은 우주 초기의 급팽창 이론(인플레이션)을 일으킨 인플라톤들의 양자요동으로부터 온 것이며, 우주 초기의 상태를 탐구하는 데에 가장 강력한 관찰 자료들 중 하나로 남아있다.

 

. 팽창과 냉각

 

우주배경복사가 처음 생성될 당시 우주의 온도는 약 3000K 정도였다. 하지만 복사의 온도는 팽창에 반비례하여 계속해서 낮아졌고, 현재 2.725K까지 낮아졌다. 간단하게 팽창과 복사온도 사이의 관계를 살펴보면, 우주 전체에 있는 광자의 총 숫자는 일정하다고 볼 수 있음으로, 광자의 밀도는 팽창의 세제곱에 반비례 한다 생각할 수 있다. 또한 각 광자의 에너지는 적색편이 효과에 의해 팽창에 반비례함으로, 결국 빛의 에너지밀도는 팽창의 네 제곱에 반비례한다는 결론에 도달할 수 있다. 우주배경복사가 뿜어져 나온 어떠한 ‘순간’을 생각해 볼 때에, 우리가 현재 관측하고 있는 우주배경복사가 과거에 방출되었던 우주의‘공간’들을 생각해 볼 수 있을 것이다. 우주배경복사가 지구를 중심으로 한 구각 형태로 관측이 되므로, 이러한 우주배경복사 방출 지점들도 우주에서 지구를 중심으로 한 거대한 구각을 이루고 있을 것이다. 이러한 구각을 ‘최종산란면’이라고 부른다.

 

우주배경복사를 분석하게 되면 우주의 편평도, 에너지 밀도, 허블 상수, 바리온-광자 비율 등에 대해서도 알 수 있다.

 

. 형성과정

 

. 복사 지배시대와 물질 지배시대

 

우주는 어떠한 시대에 대해 에너지의 대부분이 빛의 형태로 존재하는가, 물질의 형태로 존재하는가에 따라 복사 지배시대와 물질 지배시대로 나눌 수 있다. 그리고 복사 지배시대에 공간의 팽창은 시간의 1/2 제곱에 비례하며, 물질 지배시대에 공간의 팽창은 시간의 2/3제곱에 비례한다. 초기 우주의 대부분 물질들은 온도가 굉장히 높아서 상대론적 입자로서 취급됨으로써 광자와 같은 복사에너지로 취급된다. 따라서 이 때는 복사 지배시대에 해당된다. 하지만, 우주가 시간이 지나며 팽창하고 식으면서 물질들의 정지에너지가 온도에 의한 운동에너지보다 커지게 되고, 우주는 복사 지배시대에서 물질 지배시대로 넘어오게 된다. 그렇게 시대의 전환이 일어난 후에 현재까지 우주는 여전히 물질 지배시대에 속한다고 할 수 있다. 재결합 당시 또한 물질지배시대에 해당한다. 따라서 재결합 이후 현재까지 우주의 팽창은 시간의 2/3제곱에 비례했다고 근사할 수 있다.

 

. 재결합

 

우주 초기에는 입자들의 온도가 굉장히 높았다. 그럼에 따라 대부분의 광자들의 에너지가 수소의 이온화 에너지보다 훨씬 커서, 양성자와 전자가 우연히 중성의 수소로 결합을 하게 되더라도 주위의 고에너지 광자들로 인해 쉽사리 양성자와 전자들로 다시 분리되어 유체처럼 흐르는 플라즈마 상태로 존재하였다.

 

따라서 자유전자의 밀도도 굉장히 높아지기 때문에 광자의 자유전자들과의 상호작용 빈도수가 높아지게 되고, 광자의 평균자유행로가 매우 짧아지게 된다. 이러한 플라즈마 상태를 광자에 대해 ‘불투명하다’라고 표현한다.

 

이러한 상황에서 우주가 팽창을 하게 되면, 적색편이에 의해 광자의 에너지가 점점 줄어들게 된다. 그러면 광자의 에너지가 수소원자의 이온화 에너지보다 낮아지는 지점에 도달하게 되고, 양성자와 전자가 수소원자로 결합을 이루게 된다. 이러한 현상을 ‘재결합’이라고 부른다. 하지만 실제 재결합이 일어나는 광자의 온도는 수소원자의 이온화 에너지(13.6eV)보다 훨씬 더 낮은 0.3eV(3500K) 정도가 된다. 여기에는 두 가지 이유가 있다. 첫 번째는 바리온-광자 비율이  정도로 굉장히 작다는 것이고, 두 번째는 어떤 온도에 대해 모든 광자들이 그 온도에 해당하는 에너지를 가지고 있는 것이 아니라, 맥스웰-볼츠만 분포에 따라 넓은 범위의 에너지 분포를 가지고 있다는 것이다. 따라서 만약 광자의 온도가 수소의 이온화에너지와 같다면, 실제로는 바리온의 숫자보다 비교가 안될 정도로 많은 숫자의 광자들이 수소의 이온화 에너지 보다 더 큰 에너지를 가지고 있다는 뜻이다. 결국 수소의 이온화 에너지 정도의 에너지를 가지고 있는 광자의 숫자가 바리온의 숫자와 비슷해지기 위해서는 전체 광자의 온도는 수소 이온화 에너지보다 훨씬 더 낮은 값을 가져야 하는 것이다. 여기서 현재 우주배경복사의 온도와 재결합 당시 우주의 온도를 암으로, 재결합이 일어난 시간대를 역으로 추적해 볼 수 있다. 먼저 재결합 당시부터 현재까지 우주는 물질지배시대에 속한다 가정할 수 있다. 따라서 공간 팽창은 시간의 2/3제곱에 비례한다. ……

 

 

. 광자의 분리

 

수소원자와 전자 사이의 재결합이 일어나게 되면 자유전자의 밀도가 급격히 떨어지게 되므로, 광자의 평균자유행로도 급격히 길어지게 된다. 이는 광자가 전자와의 상호작용으로부터 자유로워지고 방해를 받지 않은 채로 자유롭게 움직일 수 있다는 뜻이다. 그리하여 광자의 평균자유행로가 그 시대의 가시우주의 크기보다 커지게 되면, 광자가 물질로부터 ‘분리되었다’ 라고 표현한다. 이러한 ‘분리’가 일어나는 온도는 대략 0.26eV(3000K)정도가 되며, '분리'가 일어났던 시간대는 분리가 일어난 후부터 현재까지 우주는 물질지배시대에 속해 있었다는 가정과, 물질의 온도는 팽창에 반비례 한다는 가정을 이용하여 아래와 같이 구할 수 있다.

……

 

또한 우리 지구를 중심으로 하여, 우리가 현재 보는 우주배경복사의 광자들이 마지막으로 산란을 일으켰던 장소들까지의 평균거리를 반지름으로 하는 구각을 ‘최종산란면’이라고 부른다. 그리고 그러한 우주배경복사의 광자들의 최종산란은 광자의 물질로부터의 ‘분리’와 비슷한 시기로 근사할 수 있음으로, 우리가 현재 관측하는 우주배경복사의 광자들은 빅뱅 이후 약 380,000년 때 우리에게 비춰진 빛이라 생각할 수 있다.

 

. 비등방성

 

우주배경복사를 통해 바라본 우리 우주는 굉장히 균질하고 등방성을 지니고 있었다. 어떠한 방향으로 바라보아도 대부분 평균 온도 2.725K에 가까운 온도를 지니고 있었다. 하지만, 평균온도에 ‘가까운’ 온도였을 뿐, 정밀한 측정을 통해 얻어진 결과는 분명히 ‘비등방성’이 존재한다는 것이었다. WMAP 실험을 통해 얻어진 결과는 :의 비균질성을 설명한다.

 

이 중에서도 가장 눈에 띄는 비등방성은 이방성이다. 이방성은 태양계와 지구가 가만히 정지한 상태에서 우주배경복사를 받고 있는 것이 아니라, 그러한 우주배경복사의 기준 틀에 대해 상대속도를 가지고 움직이고 있기 때문에 나타난 도플러 효과에 의한 비등방성이다. 태양계와 우주는 컵자리를 향해 약 371km/s의 속력을 가지고 움직이고 있다. 지구가 움직이는 방향으로의 우주배경복사는 청색편이가 일어나 온도가 높게 측정이 되고, 그 정반대 방향으로의 우주배경복사에는 적색편이가 일어나 온도가 낮게 측정이 된다.

 

이러한 이방성을 제거 시켜주고 나면 우주 배경복사 전체에 걸쳐 1/100000  정도의 온도차만이 나타나게 된다. 이러한 온도차는 이방성처럼 커다란 규모가 아닌, 굉장히 작은 각도의 규모에서 나타나는 다중극 비등방성으로서, 초기 우주에 존재하였던 조그마한 밀도 요동에 의해 유래한 것이다. 초기 우주에서 주위보다 물질의 밀도가 조금 더 높은 곳은 중력에 의해 물질을 더 많이 끌어당기게 되고, 중력에 대한 위치에너지가 운동에너지로 변화하게 되면서 주위보다 약간 더 높은 온도를 가지게 된다. 이렇게 생겨난 우주의 대규모 구조를 따라서 우주배경복사에는 온도의 높고 낮음이 나타나게 되고, 이러한 우주배경복사의 정확한 측정을 통해 초기 우주의 상태를 연구할 수 있다.

 

. 일차 비등방성

 

비등방성은 그 형성시간대에 따라 두 가지로 분류할 수 있다. 최종산란면, 혹은 그 이전에 만들어진 비등방성을 ‘일차 비등방성’이라 하고, 최종산란면 이후부터 현재 관찰자 사이에 생겨난 비등방성을 ‘이차 비등방성’이라고 부른다. 일차 이등방성은 일반적으로 두 가지 원리에 따라 생성이 되는데 첫 번째는 어쿠스틱 진동이다. 비등방성이 생성이 될 때에 광자는 작은 규모의 비등방성을 지우려는 효과를 가지는 반면, 질량이 큰 바리온은 중력으로 다른 물질들을 잡아당김으로서 비등방성을 증폭시키는 효과를 가지게 된다. 따라서 바리온과 광자, 이 둘은 서로 경쟁관계에 있게 된다. 이 둘이 서로 경쟁하면서 파워스펙트럼 상에 규칙적으로 나타나는 극점들을 만들게 되는데, 이러한 극점들은 광자들이 물질들로부터 분리되었을 때 광자가 가지고 있던 비등방성의 규모와 대략적으로 일치한다.

 

파워스펙트럼에서 나타나는 이러한 극점들의 위치는 초기에 존재하던 밀도 요동들의 종류에 대해서도 이야기 한다. 일반적으로 두 가지 종류의 밀도 요동에 대해서 이야기하는데 첫 번째는 단열 밀도요동으로서, 이는 어떠한 지점에 대해 바리온의 에너지가 평균보다 1% 높다면, 광자, 중성미자와 같은 다른 물질들도 그 지점에 대해서는 평균보다 1% 만큼 높은 에너지를 가진다는 특징을 가지고 있다. 이러한 단열 밀도 요동은 급팽창 이론(인플레이션)에 의해 예측되는 모형이다. 두 번째는 등곡률 밀도요동으로서, 어떠한 지점에 대해 바리온의 에너지와 광자의 에너지가 둘 다 평균보다 1% 높다면 중성미자의 에너지는 평균보다 2% 만큼 낮은 식으로, 전체적으로 에너지의 비율의 합이 보존되는 형태이다. 이러한 등곡률 밀도 요동은 우주끈 이론에 의해 예측되는 모형이다.

 

단열 밀도 요동의 경우, 파워 스펙트럼에서의 극값들의 측정 각도 규모가 1:2:3... 비율의 형태를 가지게 되지만 등곡률 밀도 요동의 경우 극값들의 측정 각도 규모가 1:3:5....비율의 형태를 띄게 된다. 그리고 우주배경복사를 실제로 관측함으로써 측정된 파워 스펙트럼은 우주 초기에 단열 밀도 요동이 절대적으로 많았음을 이야기해주고, 급팽창 이론이 더욱 타당한 이론임을 보여주었다.

 

일차 비등방성의 두 번째 요인은 비충돌 감쇠이다. 재결합을 통해 우주 공간 내 플라즈마의 밀도가 급격히 감소했었고, 분리가 비교적 짧은 시간동안 유한하게 이루어졌다는 두 가지 상황으로 인해, 광자의 평균자유행로는 단시간 내에 급격하게 증가하게 된다. 따라서 그 당시의 광자들이 가지고 있던 작은 규모의 비등방성들은 광자가 갑자기 물질로부터 분리되어 자유롭게 뻗어져 나감으로써, 더 큰 규모의 비등방성으로써 희석된다.

 

. 이차 비등방성

 

이차 비등방성의 경우 가장 두드러진 효과는 이온화 된 성간물질에 의한 영향이다. 재결합이 이루어지고 최초의 별, 초신성이 생성된 후, 그들에 의해 발생된 고에너지 광자들은 우주에 존재하던 고밀도의 수소들을 다시 이온화 시켰다. 이렇게‘재이온화’된 수소 입자들은 고밀도 상태로 우주 공간에 존재하여 우주배경복사의 광자들과 다시 상호작용 하여 그들을 산란 시켰고, 소규모의 비등방성들을 알아볼 수 없게 만들었다.

 

 

 

 

 

■  빅뱅실험

 

                                                                                                             (연합뉴스 2008.9.10)

      약 137억년전 우주를 탄생시킨 빅뱅(대폭발)을 재현할 목적으로 유럽입자물리학연구소(CERN)는, 2008.9.10. 프랑스 국경지대 지하 100m, 길이 27㎞의 원형터널에 설치된 세계 최대의 입자가속기인 대형강입자충돌기(LHC, Large Hadron Collider)로 빅뱅 재현 실험에 들어간다고 한다.

 

두 개의 수소 양성자 빔이 광속으로 원형터널의 LHC 내에서 서로 반대 방향으로 진행하다가, 대형 검출실에서 충돌하게 되며, 충돌하는 순간, 어마어마한 에너지를 지닌 작은 물질과 공간이 거대한 폭발을 통해 우주를 탄생시켰던 빅뱅 당시의 상황을 연출할 것을 기대하고 있다.

 

지난 14년 동안 95억불(약 10조원)의 투자와 세계 과학자 약 1만명이 참여한 이 프로젝트는 `신(神)의 입자'로 불리는 힉스 입자(Higgs Boson. 반물질)를 찾고, 우주의 대부분을 차지하고 있는 `암흑물질'과 `암흑에너지'의 실체를 규명하는 것이다. LHC는 양성자 빔을 1초에 11,000번 회전(66만 rpm)할 수 있도록 하고 있으며, 충돌 순간 빅뱅의 1천만분의 1초 상태를 재현할 것으로 기대 된다고 한다.     

 

대형 강입자가속기는 지구를 포함한 우주가 무엇으로 만들어졌는지 해답을 줄 것으로 기대된다. 우주는 산소나 수소·철 같은 금속이나 비금속으로 이뤄진 것이 아니다. 지금까지 많은 물리학자가 모범 답안으로 꼽는 것은 17가지의 작은 소립자로 이뤄졌다는 것이다. 이런 내용을 담은 ‘소립자 표준 모형’ 이론이 나온 이후 40년 동안 물리학자들은 16가지 입자를 모두 찾아냈다. 그러나 단 하나, 기본 입자에 질량을 매개하는 역할을 한다는 입자 ‘힉스(Higgs Boson)’만 찾아내지 못했다. 힉스를 ‘신이 숨겨 놓은 입자’라고 하는 연유다. 대형 강입자가속기의 가장 중요한 임무는 힉스 입자를 찾는 것이다.

 

 

                                                                                 

 ……                                                                                       (미디어.오늘, 2008.09.13. 일부발췌)

. 처음 발사된 수소 양성자 빔이 지하 100m에 설치된 지름 8km의 원형 터널을 한 바퀴 돌 때 걸린 시간은

  52 분. 이 양성자 빔은 궤도를 돌면서 점점 속도를 높여 빛의 속도  2.99792458×108m/s의 99.99991%에

  이르면 반대 방향의 양성자 빔과 충돌을 하게 됨

. 이 정도 속도면 이 지름 8km의 원형 궤도를 1초에 11245번씩 돌게 됨

. 양성자 하나가 7TeV의 에너지를 갖는데 반대 방향으로 돌던 양성자가 정면으로 충돌하면 1150TeV의

  에너지를 만들게 됨

. 실험 목표 : 우주 탄생 초기의 블랙홀을 재현하고 물질의 구성 원리를 밝히는 것

     

□  상식

 

. 빅뱅은 137억년 전

. 우리가 미루어 짐작 수 있는 건 크기가 10^-35m 정도로 불어나는 10^-43초 이후부터

  이때 온도는 무려 10^32℃에 이른다. 모든 종류의 쿼크와 렙톤이 뒤엉켜서 서로 부딪히고 끊임없이 형태를

  바꾸는 그런 순간이다. 10^-35초일 때 우주는 사과 정도 크기로 불어난다.

 

. 10^-20초가 되면 우주는 쿼크와 글루온이 뒤섞인 플라즈마 상태가 되고 3억km 정도 크기로 불어난다.

  이때 온도는 10^15℃. 1만분의 1초가 지나 온도가 10^12℃까지 내려가면 이 플라즈마가 굳어져 양성자와

  중성자가 만들어진다. 우주 탄생 이후 3분이 되면 양성자와 중성자가 결합해 최초의 중수소핵이 되고 다시

  이 중수소핵이 결합해 헬륨 원자핵이 된다. 이 헬륨이 아직까지 우주의 80%를 구성하고 있다.

 

. 38만년 뒤에 최초의 원자가 만들어지고 2억년 뒤에 별과 은하계가 나타난다. 우리가 살고 있는 태양계의

  형성은 92억년 뒤. 지구에서 생명이 출현한 때는 100억년 뒤다.

 

. 이번에 가동에 들어간 CERN의 입자 가속기는 시간을 거슬러 올라가 우주 탄생 직후 10^-25초 무렵,

  우주의 온도가 10^17℃였던 무렵을 재현하려는 것이다.

 

 

□  대형 강입자 가속기

 

. 양성자 빔을 양쪽으로 쏘아 충돌시키는 것은 그래야 두 배의 에너지를 얻을 수 있기 때문이다. 양성자 하나의 에너지는 7TeV지만 두 배면 14eV가 된다. 입자 가속기 내부의 압력은 10^-13apm으로 완벽한 진공상태를 유지하고 있다. 온도는 -271.1℃로 이론적인 최저 온도인 -273.15℃보다 1.9℃ 높다. 양성자 빔을 궤도를 따라 회전시키고 가속하기 위해 9600개의 자석이 설치됐는데 자기장은 최대 8.3T에 이른다.

 

. 양성자 빔은 2808개의 다발로 구성되는데 각각의 다발에는 10^11개의 양성자가 들어 있다. 이 다발은 처음에는 길이 수cm에 너비도 수mm에 이르지만 충돌 확률을 높이기 위해 죽 잡아당겨져서 충돌 직전에는 너비가 16㎛ 정도로 가늘어진다. 참고로 머리카락의 굵기가 50㎛다. 이런 다발이 지름 8km의 궤도를 1초에 1만1245번씩 회전하면서 1초에 3160만번(=2808×11245)씩 충돌지점을 통과하게 된다.

 

. 대략 3천 개의 다발에 각각 1천억 개의 양성자가 들어있는 셈이지만 양성자가 워낙 작기 때문에 충돌 가능성은 2천억 개가 지나갈 때 20번 정도 밖에 안 된다. 그러나 이런 다발이 1초에 대략 3천만번씩 지나가기 때문에 1초에 6억 번의 충돌을 만들 수 있다. 양성자 빔은 한번 쏘면 10시간 동안 돌면서 무려 100억km를 달린다. 이 정도면 토성까지 한번 갔다 올 수 있는 거리다.

 

 

□  빅뱅 실험목표

 

. 첫 번째 목표는 신의 입자라고 불리는 힉스 보존을 발견하는 것이다. 힉스 보존은 입자에 질량을 부여하는 입자로 알려져 있다. 양성자 질량의 80배가 넘는 W보존 등이 양성자 안에서 튀어나올 수 있는 것도 바로 이 힉스 보존 때문인 것으로 추정된다. 만약 힉스 보존이 발견되면 중력과 전자기력, 강력, 약력 등 네 가지 힘을 한데 묶는 단일한 이론, 이른바 '모든 것의 이론'을 만들어 낼 수도 있다.

 

. 두 번째 목표는 암흑 물질과 암흑 에너지를 발견하는 것이다. 실제로 우리 눈에 보이는 물질은 4%에 지나지 않고 나머지 96%는 암흑 물질 또는 암흑 에너지라는 게 천체물리학의 관측과 연구 결과다. 실제로 관찰되는 물질의 질량이 너무 작다는 추론에서 나온 결과다. 은하계 바깥쪽의 별들이 더 빠른 속도로 회전하고 우주가 수축하지 않고 계속 팽창하는 것도 보이지 않는 거대한 힘이 작용하고 있음을 의미한다.

 

. 세 번째 목표는 반물질의 실체를 밝혀내는 것이다. 이를테면 양성자는 전자의 1806배의 크기다. 그런데 양성자 크기의 - 전하를 가진 입자는 왜 없을까. 전자 크기의 + 전하를 가진 입자는 왜 없을까. 실험실에서 만들 수도 있고 우주에서 날아오기도 하지만 이런 반입자들은 금방 소멸돼 버린다. 우주는 원래 이렇게 만들어진 것일까? 아니면 우주 반대편에 반입자들로 가득 찬 다른 우주가 또 있는 것일까?

 

. 만약 힉스 보존이 발견되지 않는다면 물리학은 상당 부분 이론을 수정할 수밖에 없다. 게다가 지금까지 발견된 네 가지 힘은 암흑 물질이나 암흑 에너지를 고려하지 않은 결과다. 반물질을 둘러싼 논쟁은 여전히 우리가 알고 있는 것이 많지 않음을 시사한다. 우주는 무지막지하게 넓고 어디선가 물질과 반물질의 경계에서 엄청나게 많은 감마선이 생성되고 있는데 지구까지 도달하지 않았을 가능성도 있다. 다만 우리가 모르고 있을 뿐이라는 이야기다.

 

. 7TeV의 양성자가 정면으로 충돌했을 때 발생하는 에너지는 1150TeV 정도. 1eV=1.602×10^-19J이고 1TeV=10^12eV니까 1150TeV=1.8423×10^-4J이 된다. 1TeV가 2mg짜리 모기 한 마리가 0.4m/s로 날아가는 운동에너지 정도 밖에 안 된다는 비교도 있다. 그러나 물론 손바닥을 그냥 마주치는 것과 손바닥 위에 압정을 올려놓고 마주치는 것은 그 집중도에서 충격이 다르다.

 

. 에너지가 크고 작은 것이 문제가 아니라 그 집중도가 문제라는 이야기다. 실제로 이 입자 가속기에서 작은 크기의 블랙홀이 만들어질 가능성을 이 연구소도 배제하지 않는다. 다만 블랙홀이 외부를 끌어당기려면 엄청난 크기의 중력이 필요한데 양성자의 무게는 1.67×10^-27kg 밖에 안 된다. 이런 작은 블랙홀은 만들어지자마자 10^-12 초 만에 사라진다는 것이 대부분 전문가들의 견해다.      (미디어.오늘, 2008.09.13. 일부발췌)

 

 

 

 

■  시속 320만㎞로 은하단 이끄는 `암흑류' 발견

 

                                                                                                       (인용 : 연합.뉴스 2008.09.24)

암흑에너지는 물론 암흑물질의 정체도 아직 밝혀지지 않았는데 이번엔 기존 물리학 법칙으로 설명되지 않는 새로운 `암흑류'가 발견돼 학자들을 곤혹스럽게 하고 있다고 스페이스 닷컴이 23일 보도

 

. 미국 항공우주국(NASA) 우주비행센터 연구진은,. 최근 우주의 물질들이 매우 빠르게 같은 방향으로 이동하는 현상을 발견. 이는 관측 가능한 우주에서 일어나는 중력현상으로는 설명할 수 없는 것`암흑류'(dark flow)라는 이름을 붙임

 

. `관측 가능한 우주'란, . 빛이 빅뱅 이후 우주의 전 생애, 즉 137억년 동안 행진하는 범위를 가리키는데,. 학자들은 그 너머의 우주가 존재할 지도 모른다고 생각하고 있음

 

. 우주에서 가장 큰 구조인 거대 은하단들을 연구하던 중 이런 현상을 발견함. 거대 은하단은 1천 개 가량의 은하들과 함께 X-선을 방출하는 고온 가스가 몰려있는 구조. 이 X-선과 빅뱅 잔해인 우주마이크로파배경(CMB)과의 상호작용 조사로 은하단 움직임 조사. X-선은 CMB 내부의 광자들을 흐트러뜨려 온도를 변화시키는

이른바 `수니예프-젤도비치 운동 효과'(SZ)를 일으키는데,

. 이런 현상은 이전엔 은하단이 뭉쳐있어 관측되지 않았으나, 60억 광년 거리까지 펼쳐진 700 개의 은하단을 새로운 방식으로 연구하다가 이를 발견. 이들은 은하단들을 NASA의 CMB 지도와 비교하다가,

은하단들이 센타우루스자리와 돛자리 사이의 영역으로 시속 320만㎞(= 888.9 ㎞/s)에 가까운

속도로 움직임을 알게 됨

 

. 연구진은 "관측 가능한 우주 안의 물질은 이런 흐름을 만들어낼 수 없다"며, . 이처럼 빠르게 은하단을 움직이는 것은 우리가 아는 우주 바깥 쪽의 어떤 힘일 것이라고 함

 

. 우주팽창 이론에 따르면, . 우주는 시간과 공간으로 이루어진 작은 거품이 빅뱅으로 급속히 확장됐다는 것이나,. 학자들은 이런 거품 밖에 우리가 볼 수 없는 우주의 다른 부분들이 있을 수도 있다고 봄

 

. 이런 영역에서는 시공간이 매우 달라 별이나 은하도 없을 가능성이 크며, . 우리 우주에 존재하는 어떤 구조보다도 큰 거대한 구조가 있어, . 우리 우주의 은하단들을 끌어 당기며 암흑류를 일으킨다는 것이 학자들의 추측임

 

. 연구진 추측으로는,. 은하단을 움직이는 구조는 우주 팽창에 의해 수천억 광년 밖까지 밀려나,. 가장 먼 거리를 보는 망원경으로도 관측할 수 없을 것이라고 하며,. 이처럼 일관된 흐름을 만들려면 시공간이 왜곡된 매우 이상한 구조를 갖고 있어야 할 것임

 

. 이 발견으로 기대되는 연구 단서로는,. 팽창 이전의 우주에 어떤 일이 있었는지?. 우리가 볼 수 없는 영역에서 무슨 일이 일어나고 있는지?

 

 

□  암흑물질

                                                                                                    글: 곽.영직(수원대), 일부 요약

프리츠 츠비키(Fritz zwicky, 1898-1974)는 보통의 별보다 훨씬 큰 별이 엄청난 폭발과 함께 붕괴하여 밀도가 높은 별이 만들어진다고 주장했다. 그는 폭발하는 동안 짧게 빛나는 이 별을 '초신성'이라고 불렀고 초신성 폭발로 만들어지는 밀도가 높은 별이 중성자별이라는 것을 밝혀낸 뛰어난 과학자였다.

 

츠비키는 은하단을 이루고 있는 은하들의 운동을 관측하다가 암흑물질이 존재해야 한다는 것을 알게 되었다. 우리 은하에는 태양과 같은 별들이 2000억 개 정도 포함되어 있다. 우주에는 우리 은하와 같은 은하가 적어도 수천 억 개나 존재한다. 이들 은하들은 여기저기 아무렇게나 흩어져 있는 것이 아니라 중력으로 상호작용하는 집단을 이루고 있다. 은하들로 이루어진 이런 집단을 은하단이라고 한다. 은하단에는 몇 개의 은하로 이루어진 작은 은하단에서부터 수 천 개의 은하로 이루어진 큰 은하단에 이르기까지 다양한 크기의 은하단이 있다. 은하단에 속한 은하들은 공통의 질량 중심 주위를 회전하고 있다. 은하단을 이루고 있는 은하들의 운동을 관측하던 츠비키는 은하들의 운동 속도가 관측되는 질량으로는 설명할 수 없을 정도로 빠르다는 것을 알게 되었다. 다시 말해 은하 내에서 관측되는 질량에 의한 중력으로는 이런 빠른 운동을 설명할 수 없었다. 그래서 그는 은하에는 관측되지 않는 물질이 있어야 한다고 생각하고 관측할 수 없는 이 물질을 암흑물질이라고 불렀다.

 

미국의 천문학자였던 베라 쿠퍼 루빈(Vera Cooper Rubin)은 1950년대에 애리조나에 있는 키트피크 천문대에서 은하 내의 별들의 회전 속도를 측정하기 시작했다. 

 

은하를 이루고 있는 별들은 가만히 있는 것이 아니라 은하 중심을 돌고 있다. 중력법칙에 의하면 별들의 속도는 중심에서부터 멀어질수록 느려져야 한다. 그러나 루빈이 은하 내의 별들의 속도를 관측했을 때 놀라운 사실을 알게 되었다. 은하 중심에서 가까운 곳에 있는 별들과 먼 곳에 있는 별들이 거의 같은 속도로 회전하고 있었던 것이다. 이것은 우리가 알고 있는 중력법칙이 옳다면 은하에는 우리가 관측할 수 있는 질량 외에도 훨씬 더 많은 질량이 있어야 한다는 것을 뜻했다. 과학자들 중에는 중력법칙을 수정하여 이런 현상을 설명하려고 시도하는 사람들도 있었다. 그러나 그런 학자들의 시도는 성공하지 못했다. 중력법칙이 옳지 않다는 증거는 어디에서도 찾을 수 없었다. 중력법칙이 틀리지 않았다면 암흑물질이 있어야 했다.

 

빛이 중력에 의해 휘어져 진행한다는 것은 아인슈타인의 일반상대성 이론에 의해 예측되었고, 1919년 스탠리 에딩턴의 일식 관측으로 증명되었다. 즉, 질량이 큰 천체는 빛을 휘어가게 해서 렌즈와 같은 역할을 할 수 있다. 이러면 은하 뒤에 있는 별이나 은하의 상을 만들어낼 수 있다. 중력이 빛을 휘어가게 하여 뒤에 있는 천체의 상을 만드는 현상이 중력렌즈 현상이다.

 

20세기 말 관측 기술이 발달하면서 은하나 은하단에 의한 중력렌즈 효과가 속속 관측되었다. 은하에 의한 중력렌즈 효과를 관측한 과학자들은 관측된 정도의 중력렌즈 효과가 나타나려면 은하에는 관측된 질량보다 훨씬 많은 질량이 분포되어 있어야 한다는 것을 다시 확인했다. 중력렌즈 효과가 다시 한 번 암흑물질의 존재를 확인한 것이다.

 

이제 암흑물질의 존재는 거의 확실해졌다. 암흑물질은 보통 물질보다 6배 정도 더 많이 존재하고 있는 것으로 믿어진다. 그렇다면 암흑물질의 정체는 무엇일까? 과학자들은 처음에 많은 물질이 숨겨져 있을 것으로 믿어지는 블랙홀, 아주 작은 질량을 가지고 있지만 우주에 수없이 많이 존재할 것으로 믿어지는 중성미자, 스스로 빛을 내지 못하는 작은 천체들, 우주 공간에 퍼져 있는 성간 물질과 같이 보통의 물질이지만 빛을 내지 않아서 우리가 관측할 수 없는 물체들이 암흑물질의 정체가 아닐까 하고 생각했다. 그러나 마초(MACHO, Massive Compact Halo Object)라고 불리는 이런 물질들로는 암흑물질을 설명할 수 없다는 것을 알게 되었다. 

 

따라서 최근에는 대부분의 과학자들이 무거운 입자지만 전자기적 상호작용을 하지 않아 우리가 관측할 수 없는 새로운 입자가 암흑물질의 정체일 것이라고 생각하고 있다. 이런 입자를 과학자들은 윔프(WIMP)라고 부른다. 윔프는 약하게 상호작용하는 무거운 입자라고 번역할 수 있는 Weekly Interacting Massive Particles의 머리글자를 따서 만든 단어이다. 초대칭 이론에서는 이런 입자의 존재를 이미 예측했었다. 그러나 이런 입자가 존재한다는 것이 아직 실험을 통해 확인된 것은 아니다. 윔프 입자를 찾아내기 위한 실험은 현재 전 세계 많은 과학자들에 의해 진행되고 있다.

 

   . 우리가 알아낸 자연법칙이 우리가 관측할 수도 없고, 아직 정체도 알지 못하고 있는

     검은 우주에도 적용될 수 있을까?

 

   . 밝은 우주에 적용되는 자연법칙으로 어두운 부분의 우주를 설명하려는 우리의 시도는

     과연 성공할 수 있을까?  

   . 관측되는 물질보다 6배 정도 더 많이 분포한다는 암흑물질이 과연 우주의 끝일까?

 

 

 

□  우주의 암흑물질 

 

         ☞   (관련기사)

 

......

최근의 측정 결과에 따르면, 우주는 물질 4.9%, 암흑물질 26.8%, 그리고 암흑에너지 68.3%로 이뤄져 있다.

 

우리가 보고 만지고 이용하는 모든 물질들, 생명들, 생각, 사랑, 그리고 밤하늘을 가득 메운 무수한 별과 은하는 다 합쳐도 전체 우주의 5%도 채 차지하지 못하는 것이다.

 

나머지 95%의 우주는, 정체를 드러내지 않은 채 어둠보다 깊은 침묵을 지키고 있다.

......

 

 

 

■ 별빛-거리 문제

        (The Light-Distance Problem) 

                                                                                                          David F. Coppedge,      

                                      한 종교단체의 기존우주론에 대한 부정적 의견이 담긴 주장들을 퍼 온 글         

……

빅뱅 이론에 따르면, 우주는 고밀도의 최초 상태에서 모든 방향으로 확장되면서 팽창하였다. 마음의 눈으로, 그 경로에 있는 작은 부분들을 따라가 보라. 그것들은 다른 방향으로 가고 있는 입자들과 접촉할 시간이 없었다. 우주는 결코 혼합 될 수 없었다. 공간의 각 부분들은 서로 다른 ‘지평선(horizon)’ 너머로 존재하게 되었다. 그런데 여기에 그 문제가 있다. 우주는 동질적(homogeneous)이며, 등방성(isotropic)으로 보인다는 것이다. 이것은 우주의 모든 부분들이 거대 스케일에서 한결같이 균일하게(uniform) 나타난다는 것을 의미한다. 우주 배경복사(cosmic background radiation)의 온도는 100,000 분의 1 내에서 균일하다. 만일 어떠한 부분들도 결코 서로 혼합되지 않았다면, 어떻게 그들은 그렇게 놀랄만한 균일한 온도에 도달할 수 있었을까?

 

지평선 문제는 모든 세속적 우주론자 들에게 하나의 심각한 어려움으로서 인정 되어 지고 있다. 그것은 1980년에 ‘급팽창(inflation, 인플레이션)’이라고 불리는 특별한 제안을 하게 된 동기가 되는 것이었다. 또한, 표준 빅뱅 모델은 덩어리 문제(lumpiness problem, 항성들과 은하들을 이루고 있는 물질 문제. 즉 다양한 구조들이 초기부터 존재하는 문제), 엔트로피 문제(entropy problem, 초기의 우주란 고도의 질서도를 가지고 출발했어야 하는 문제), 점화 문제(ignition problem, 팽창에 대한 원인이 없는 문제), 그리고 최근에 알려진 가속율과 밀도 사이의 놀랍도록 정밀한 균형과 같은 문제들로 괴롭힘을 당하고 있다.

……

 . 평가할 수 없는 물질들

  (Imponderable Substances) 

 

   과학(science)과 의사과학(pseudoscience)은 어떻게 확실히 구별될 수 있을까? 현재를 이해하기 위해서는 과거의 역사를 되돌아볼 필요가 있다. 과학자들은 마술사 제임스 랜디(James Randi)에 감탄하였다. 그는 주장 되던 의사과학적 속임수들을 폭로하는 데에 많은 노력을 기울였다. 그는 과학적으로 설명할 수 없는 현상들을 신비스런 힘(occult forces)들로 설명하던 허풍쟁이들의 수법들을 폭로하는 데에 있어서 매우 영리했다. 진정한 과학(real science)은 오직 관측가능하고(observable), 실험될 수 있으며(testable), 반복되어질 수 있는(repeatable) 것이다. 그것이 이상적인 것이다. 그러나 과학사(history of science)에 있어서, 신비스런(라틴어로 occultus는 secret) 힘들은 자주 사용 되어 왔었다. 가장 악명 높은 두 개가 오늘날에도 널리 사용되어지고 있다.       

 

‘신비스런 힘(occult force)’이라는 용어는 어떤 악마적인 것을 의미할 필요는 없다. 그것은 아직까지 이해되지 않은 어떤 것, 즉 ‘평가(계량)할 수 없는 물질(imponderable substance)’인 것이다. 그것은 관측된 결과들에 대한 알려지지 않은 원인(unknown cause)을 가리키는 말로서 역할을 할 수 있다. 전기(electricity)나 자기(magnetism)는 그 물리적 특성들이 이해되기 오래 전에 명명 되었다. 그리고 중력(gravity)보다 더 실제적인 것이 있겠는가? 그러나 이러한 것들조차도 의심되어 졌었다. 뉴턴(Newton)은 하나의 우주적인 힘을 상상했었다. 그리고 그것을 그의 방정식 안에서 사용했다. 그러나 그는 그것이 무엇인가를 설명하기 위한 가설을 가지지 않은 체 하였다. 데카르트 학파(Cartesians) 사람들은 기계적 설명 없이 어떤 힘을 제안하고 있다고 그를 비판했다. 멀린 떨어진 거리에서 미스터리 하게 작용하는 그의 신비스런 힘은 조롱을 받았다.          

 

한 신비스런 힘은 측정될 수도 있고, 예측된 결과를 만들어 낼 수도 있다. 제안되어진 원인은 시간이 지나 과학적 의견 일치를 가져올 것임에 틀림없다. 과학의 역사는 그 시대마다 널리 받아들여졌던 평가할 수 없는 물질들로 풍성했다. 열소(caloric), 플로지스톤(phlogiston, 산소를 발견하기 전까지 가연물 속에 존재한다고 믿어졌던 것), 동물자기(animal magnetism) 등과 같은 것들은 버려졌다. 그러나 중력(gravity), 전자기(electromagnetism), 강한 핵력, 약한 핵력 등과 같은 것들은 받아들여졌다.

 

우리는 평가할 수 없는 물질들 중에서 받아들여진(accepted) 것을 진정한 과학으로, 버려진 것을 의사과학으로 생각하는 경향이 있다. 그러나 그 구별은 항상 명확하지 않다. 광파(light waves)에 대한 매체로서 작용하는 발광에테르(luminiferous ether)는 존재하는가? 쿼크(quarks)는 진정 존재하는가? 끈 이론(string theory)에서 끈(strings)들은 어떤가? 교대 차원(alternate dimensions)은 존재하는가? 저명한 과학자들과 철학자들은 실제로 존재하는 것들에 대한 어떤 주장들은 기각해 버리는 반면에, 자신들의 주장은 평가할 수 없는 물질들을 이용하여 방어해왔다.

 

오늘날 대부분의 우주론자(cosmologists)들은 우주의 96%가 두 개의 평가할 수 없는 물질들로 구성 되어져 있다고 주장한다. 그 두 개는 암흑물질(dark matter)과 암흑에너지(dark energy)이다. 아무도 이것들이 무엇인지 모르고 있다. 리처드 파넥(Richard Panek)은 2007. 3. 11일자 New York Times 기사에서, “당신은 단지 하나의(암흑물질을 의미) 이빨 요정(tooth fairy) 을 가지고 있었다. 그러나 이제 그 이빨 요정은 두 개가(암흑에너지를 의미) 되었다.”라고 말했다. 2007. 4. 11일자 Nature 지의 한 논문에서 제니 호간(Jenny Hogan)은 최근 우주론 학회의 분위기를 묘사하고 있었다 : 한 우주론자가 말했다. “절망적인 기분입니다.... 표준 모델은 너무도 추합니다(horribly ugly). 그러나 데이터들은 표준모델이 심각하게 잘못되었음을 지지하고 있습니다.” 암흑에너지는 “기본 물리학의 입장에서 하나의 심각한 문제(a profound problem)“로 불려지고 있다는 것이다.

 

우주론자들이 암흑물질과 암흑에너지의 존재를 모든 사람들이 만족하도록 확립할 수 있을지는 앞으로 지켜보면 될 것이다. 그러나 그들의 모델이 대부분 평가할 수 없는 물질들에 의존하고 있을 때, 의사과학이라는 비난으로부터 방어하는 것은 어려워 보인다. 만약 그들이 단지 한 모델이 거짓으로 입증되는 것을 방어하는 역할만 수행한다면, 그들은 신비적인 것처럼 보이는 어두운 것에 호소하고 있는 것이다.

 

. 암흑물질은 유행이 지나가고 있는가?

  (Is Dark Matter Going Out of Style?) 

 

   암흑물질(Dark matter)은 수십 년 동안 우주론에서 중요한 위치를 차지하고 있었다. 이러한 이유 중의 하나는 은하의 회전 곡선(galaxy rotation curves)이 그것 없이는 설명될 수 없었기 때문이다. 또 다른 이유는 은하 성단(galaxy clusters)들이 장구한 시간 동안 뭉쳐져 있기 위해서, 그들을 묶어둘 수 있는 더 많은 물질들이 필요했다. 마지막 이유로, 빅뱅 우주론자들이 그들의 모델들을 연구하기 위해서 풍부한 양의 암흑물질과 (더 최근에는) 암흑에너지(dark energy)를 야기시켰다. 암흑물질이 무엇인지는 대답되어지지 않는 질문으로 남아있었다. 만약 그것이 우리들이 볼 수 있는 보통의 '중입자 물질(baryonic matter)”이라면, 그것은 '암흑”으로 되지 않았을(검출되었을) 것이다.  

 

천체물리학 저널(Astrophysical Journal)에서의 한 논문은 은하 스케일에서 암흑물질에 대한 정당성의 일부를 훼손하였다. 브라운스타인(Brownstein)과 모패트(Moffat)는 암흑물질 없이 은하들의 회전 곡선을 설명할 수 있는 방법을 발견하였다.

 

우주론 스케일에서, 다른 두 논문은 암흑물질과 암흑에너지가 모델을 만들기 위한 단순한 매개변수들이 아닌 것을 보여주었다. 천체물리학 저널에 보고한[2] 미국-이스라엘 연구팀은, 암흑물질 할로(dark matter halos)의 우주론 시뮬레이션이 제한적이며, 그림이 복합적임을 보여 주었다 : '일련의 정지상과 격동상(quiescent and violent phases) 안으로 개개 할로들의 진화를 명백하게 구분하는 것은, 이전의 연구들과 조화되도록 단순한 스케일 관계에 의해서 전체 진화를 적합 시키려는 무능함을 나타내고 있는 것이다.”라고 그들은 말하였다. 사이언스(Science) 지의 새로운 이야기는[3] 우주에서 암흑에너지의 역할에 대해 일부 소동이 있었음을 기술하고 있다. 특별히 천문학자들은 우주론에서 암흑에너지의 역사를 추론하기 위해서 '표준 촛대(standard candle)”로서 감마선 폭발(gamma-ray bursts)을 사용하는 것에 대해서 논쟁하고 있는 중이다. 또한 New Scientist의 보고를 EurekAlert 에서 다시 보도한 것을 보라. 거기에는 '그 결과는 암흑에너지와 다른 시도를 위한 필요성에 대해 우리가 얼마나 알지 못하고 있는지를 강조해 주었다.”고 말하고 있다.

 

 

 

■  우주

 

원래 그리스어 kosmos는 질서를 뜻하는 말로, 혼돈(混沌)을 뜻하는 kaos에 반대되는 말이다. 동양에서는 사방상하(四方上下)를 우(宇)라 하고, 고왕금래(古往今來)를 주(宙)라고 하여, 천지를 가리키는 말이라고 하였는데, 이것이 우리의 소박한 생각인 우주의 뜻, 즉 공간과 시간을 망라한 총체와 상통한다.

 

 

 

 

□  오리온 대성운 (오리온 별자리, The Great Orion Nebula )         

             . M42,  NGC1976                  

             . 지구에서의 거리 :  1500광년   

 

      (클릭하면 확대됨)

 

 

 

□  개펄 성운  (궁수별자리, Lagoon and Trifid Nebulae)

        . M8 and M20 - Lagoon and Trifid Nebulae

        . 지구에서의 거리 :  3900광년 (크기 28광년)        . 사진 : Taken on 26th May 2005

 

    (클릭하면 확대됨)

 

 

 

■   태양계의 다른 행성

                                                                                                             www. scifun.ed.ac.uk.  

. Sun(태양): 태양계(太陽系)의 중심에 자리하여 지구를 비롯한 8개 행성(行星), 위성(衛星).혜성(彗星).유성물질(流星物質) 등의 운동을 직접 또는 간접으로 지배하고 있는 항성(恒星).

 

. Sirius: 큰개자리 α성의 고유명으로 한국과 중국에서는 천랑성이라고 부른다. 하늘에서 가장 밝은 별이고 시리우스의 동반성이 고밀도의 물질로 이루어진 백색왜성이다. 이러한 백색왜성은 반지름이 작고 질량이 커서 표면중력은 어마어마하게 크다.

 

. Vega: 거문고자리 α의 고유명으로 밤하늘에서 4번째로 밝은 별이다. 지름은 태양의 약 3배이며 청백색으로 매우 밝게 빛난다. 동양에서는 직녀성이라고 부른다.

 

. Pollux: 쌍둥이자리 β의 고유명이다. 대략적인 위치는 적경(赤經) 7h 42m, 적위(赤緯) +28°9'이다. 안시(眼視)등급 1.2등, 스펙트럼형 Ko의 적황색 거성(巨星)이며, 표면온도는 약 4,000℃, 거리는 35광년이다. 매초 약 3km의 속도로 태양계에서 멀어지고 있다. 쌍둥이자리 α인 카스토르와 더불어 그리스신화의 쌍둥이의 형상을 이룬다. 한국과 중국에서는 카스토르와 폴룩스를 합쳐서 북하(北河)라 부른다.

 

. Arcturus: 목자자리에서 가장 밝은 별로 북두칠성의 꼬리에서 중천을 향하여 연장해 나가면 볼 수 있는 밝은 오렌지 색의 별이다. 실시등급은 -0.04, 절대등급은 0.2이며 지구로부터 약 34광년 떨어져 있다.

 

. Ardebaran: 황소자리의 α별로 붉은색을 띠는 1.1등성이다. 스펙트럼형은 K 5인 거성이며 초겨울의 밤하늘에 나타난다.

 

. Rigel: 오리온자리 β의 고유명인데, '거인의 왼쪽다리'란 뜻이다. 적경 5h 12.1, 적위 8˚ 15'에 위치하였고, 안시등급 0.06등, 거리 약 600광년, 분광형 B8la의 푸른색 초거성이다. 유효온도는 약 10,000℃이며 방대한 대기를 가진 것으로 생각된다.

 

. Deneb: 여름철 별자리인 백조자리의 꼬리에 위치한 α성이며, 새의 꼬리란 뜻이다. 희색의 밝은 별로 표면온도가 약 9,100℃이고 1500광년 떨어져 위치해 있다.

 

. Pistol Star: 이 거대한 별은 태양이 방출해내는 에너지의 1,000만 배에 달하는 엄청난 에너지를 뿜어낸다고 한다. 하지만 아직까지 육안 관측은 불가능하다고 한다. Pistol Star라는 이름을 가지고 있는 이 별은 적외선 카메라가 장착된 지상 주재의 망원경을 이용하여 남아프리카 공화국과 일본의 천문학자들에 의하여 1990년대 초에 최초로 관측되었다. Pistol Star가 지구로부터 약 25,000 광년 정도 떨어져 있어 은하수의 가운데쯤에 있을 것으로 추측하고 있다. 별들간의 먼지들이 이 별이 뿜어내는 빛의 대부분을 흡수해버리기 때문에 육안으로 이 별을 관측하는 것은 불가능하다. 이 별의 반경의 추측치는 구천 삼백만 광년에서 1억 사천만 마일이라고 한다. 태양의 반경은 430,000마일이고 지구에서 태양까지의 거리가 구천 삼백만 마일에 해당한다. 천문학자들은 Pistol Star가 백만년에서 3백만년 전에 형성되었을 것으로 추측하고 있다. 그리고 당시 태양의 무게보다 200배는 더 무거웠을 것이라고 한다.

 

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□  지구 

                                                                                                  위키백과

□ 궤도 성질 (원기 J2000)

 

  . 원일점  1.016 710 333 5 AU

152,097,701 km

  . 근일점  0.983 289 891 2 AU

147,098,074 km

  . 긴 반지름  1.000 000 112 4 AU

   149,597,887.5 km

  . 짧은 반지름  0.999 860 486 9 AU

      149,576,999.826 km

  . 궤도 둘레  6.179 069 900 7 AU

   924,375,700 km

  . 이심률  0.016 710 219

  . 공전 주기  365.256 41 d

  (1.000 017 5 a)

  . 회합 주기  n/a

  . 최대 공전 속도  30.287 km/s

 (109,033 km/h)

  . 평균 공전 속도  29.783 km/s

 (107,218 km/h)

  . 최소 공전 속도  29.291 km/s

 (105,448 km/h)

  . 궤도 경사  0.000 05 °

              (태양 적도와는 7.25°)

  . 승교점 경도  348.739 36°

  . 근일점 인수  114.207 83°

  . 위성 수   1 개 (달, 3753 크뤼트네와도 궤도를 공유)

 

 

□  물리적 성질

 

  . 종횡비   0.996 647 139

  . 타원율   0.003 352 861

  . 적도 지름   12,756.270 km

  . 극 지름   12,713.500 km

  . 표면적   510,065,284.702 km2

  . 육지 표면적   148,939,063.133 km2 (29.2 %)

  . 물 표면적   361,126,221.569 km2 (70.8 %)

  . 부피   1.0832×10^12 km3

  . 질량   5.9736×10^24 kg

  . 평균 밀도   5,515 g/cm3

  . 적도 상의 중력   9.780 m/s2

       (0.997 32 g)

  . 탈출 속도  11.186 km/s

  . 자전 주기  0.997 258 d (23.934 h)

  . 자전 속도  0.465 km/s (465.11 m/s, 적도 기준)

  . 자전축 기울기  23.439 281°

  . 북극점의 적경  0° (0 h 0 min 0 s)

  . 적위  90°

  . 반사율  0.367

  . 표면 온도 최저   평균   최고

      185 K 287 K 331 K

 

□  대기 성질

 

  . 대기압  100 kPa

  . 질소  77 %

  . 산소  21 %

  . 아르곤  1 %

  . 이산화 탄소  0.038 %

  . 수증기  trace (날씨에 따라 변화)

 

 

□  태양

 

  . 지구에서 떨어진 거리  149.6×10^6 km

(92.95×10^6 mi)

(빛의 속도로 8.31분 거리)

  . 겉보기등급 (V)  −26.8m

  . 절대등급  4.8m

  . 분광형  G2V

 

□  궤도 특성

 

  . 우리은하 중심에서의 거리   ~2.5×10^17 km

(26,000-28,000 광년)

  . 은하 공전주기    2.25-2.50×10^8 년

  . 공전속도    217 km/s

  . 상대속도    20 km/s

  . 물리적 특성

직경 1.392×10^6 km

(지구 직경의 109배)

둘레 4.373×10^6 km

(지구 직경의 342배)

  . 편평도  9×10^−6

  . 표면적  6.09×10^12 km²

(지구의 11,900배)

  . 부피 1.41×10^18 km³

(지구의 1,300,000배)   . 질량 1.988 435×10^30 kg(지구의 332,946배)

  . 밀도 1.408 g/cm³

  . 표면 중력가속도  273.95 m/s-2

 (27.9 g)

 

  . 태양 표면에서의 탈출 속도  617.54 km/s

                           (지구의 55배)

 

  . 표면온도   5785 K

  . 코로나의 온도  5 MK

  . 코어 온도  ~13.6 MK

  . 광도 (Lsol)  3.827×10^26 W

 ~3.75×10^28 lm

 (~98 lm/W efficacy)

  . 평균 밝기 (Isol)   2.009×10^7 W m-2 sr-1

 

□  회전 특성

 

  . 황도경사  7.25°

(황도로부터) 67.23°

  . 적도면에서의 회전주기 

 25.3800일                        (25일 9시간 7분 13초)[1]

 

  . 적도면의 각속도 7174 km/h

 

□  표면 원소 구성비

 

  . 수소 73.46 %

  . 헬륨 24.85 %

  . 산소 0.77 %

  . 탄소 0.29 %

  . 철 0.16 %

  . 네온 0.12 %

  . 질소 0.09 %

  . 규소 0.07 %

  . 마그네슘 0.05 %

  . 황 0.04 %

 

 

 

□  우리은하

 

  . 형태  SBbc (막대나선은하)

  . 지름  100,000 광년

  . 두께  15,000 광년

  . 별의 개수   200~400억 개

  . 태양계 이동 속도   19 km/s

  . 가장 오래된 별   13억 2000만 년

  . 질량   5.8×10^11 M☉

  . 중심에서의 태양의 거리   26,000 ± 1400 광년

  . 태양의 공전 주기   2억 2200만 년

  . 나선팔 회전 시간   5000만 년

  . 중심 회전 시간   1500~1800만 년

  . 우주배경복사 속도  552 km/s

 

 

  . 우리 은하에는 네 개의 큰 팔과 최소한 두 개의 작은 팔이 있다고 여겨짐

    직각자자리 팔 (3kpc 팔)

    방패-남십자자리 팔 (켄타우르스자리 팔)

    궁수자리 팔 (사수-용골자리 팔)

    오리온자리 팔 (태양계가 이 팔에 속함)

    페루세우스자리 팔

    고니자리 팔

 

  . 은하는 구 모양의 헤일로로 둘러싸여 있음(헤일로에는 구상 성단들이 있음)

 

 

□  이웃 은하

 

우리 은하를 포함 35개의 은하가 가까이 모여 있는데, 이를 국부 은하군이라고 함

국부 은하군의 주 은하로는 우리 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하가 있음

국부 은하군은 처녀자리 은하단의 일부임

 

국부 은하군에는 우리 은하 주위를 공전하는 왜소은하가 있음

그 중 가장 큰 것은 지름이 2만 광년인 대마젤란 은하가 있음

용골자리 왜소은하, 용자리 왜소은하, 사자자리 왜소은하 Ⅱ는 지름이 500광년으로 작은 은하임

다른 왜소은하로 소마젤란 은하, 큰개자리 왜소은하(가장 가까운 은하), 궁수자리 왜소은하, 작은곰자리 왜소은하, 조각가자리 왜소은하, 육분의자리 왜소은하, 화학로자리 왜소은하, 사자자리 은하 등이 있음

 

 

□  큰 별들의 목록               

                                                                                                                     (위키백과)

   Star name         solar diameter (Sun = 1)

 

VY Canis Majoris    1950 (1800-2100) 배

VV Cephei              1750 (1600-1900) 배

V354 Cephei           1520

KW Sagitarii            1460

KY Cygni               1420

Mu Cephei (Herschel's "Garnet Star") 1420

V509 Cassiopeiae   910

V838 Monocerotis   800

V382 Carinae          747

Rho Cassiopeiae    738

Antares (Alpha Scorpii) 700

Betelgeuse (Alpha Orionis) 650

S Pegasi                580

S Doradus              550

T Cepheii               540

S Orionis                530

W Hydrae                520

Y1 Aurigae              511

119 Tauri                 510

R Cassiopeiae         500

Delta Canis Majoris (Wezen) 482

Chi Cygni                470

J Cassiopeiae          460

Alpha Herculis (Ras Algethi) 460

Mira A (Omicron Ceti) 400

Eta Carinae              400

R Doradus                370

HR Carinae               350

R Leonis                  350

The Pistol Star          340

La Superba (Y Canum Venaticorum) 300

Deneb (Alpha Cygni) 220

LBV                        1806-20 200

Epsilon Aurigae A    175

Zeta Aurigae           160

Epsilon Pegasi (Enif) 150

Gamma Crucis (Gacrux) 113

Beta Cygni A1          109

Gamma Andromedae 83

Alpha Leporis (Arneb) 77

Rigel (Beta Orionis)   70

Epsilon Carinae        70

R Coronae Borealis   65

Canopus (Alpha Carinae) 65

Delta Orionis (Mintaka) 60

Zeta Orionis (Alnitak) 60

Alpha Persei (Mirfak) 60

Zeta Geminorum (Mekbuda) 60

Eta Aquilae               60

Gamma Draconis (Eltanin) 50

Aldebaran (Alpha Tauri) 43

Beta Ursae Minoris (Kochab) 41