대폭발

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빅뱅 모형에 따르면, 극도로 뜨겁고 작은 것으로 응집되어 있던 물질이 폭발하여 우주가 만들어진 이후, 계속 팽창하고 있다. 일반적 추론에 따르면, 공간 자체가 팽창하고 있으며, 은하들간의 거리도 부풀어 오르는 빵 속의 건포도처럼 멀어지고 있다. 위의 개념도는 평면 우주의 일부가 팽창하는 모습을 간략화한 그림이다.

대폭발(大爆發宇宙論, Big Bang 빅뱅[*])[1]천문학 또는 물리학에서, 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 약 150억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 되었다고 보는 이론이다.[2][3] 이 이론에 따르면, 폭발에 앞서, 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 갇혀 있었다. 우주 시간 0초의 폭발 순간에 그 작은 점으로부터 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게서 멀어지기 시작했다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미한다.

조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 빅뱅 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 "원시원자에 대한 가설"이라 불렀다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인일반 상대성 이론과 단순화 가정(공간의 균질성등방성과 같은)을 기반으로 한다. 이것의 지배방정식은 알렉산드르 프리드만에 의해 공식화되었다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이비례하다는 것을 발견했다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 소음이 난다는 사실을 발견했다. 이 소음은 어떤 한 영역에서 나오는 것이 아니라, 우주의 곳곳에서 발생했다. 이 소음은 초기 빅뱅에서 남겨진 복사 소음으로 추정되고 있다. [4] 만일 현재 은하 클러스터들 간의 거리가 점차 멀어지고 있다면, 과거에는 모두가 서로 가까이 모여있었을 것이다. 이러한 발상은 결국 극도로 밀집되고 극도로 뜨거웠던 시점이 과거에 존재했을 것이라는 추측으로 귀결되었고,[5]이론과 비슷한 상황을 재현하고 확인하기 위해 커다란 입자 가속기가 만들어졌지만, 입자 가속기는 결국 이러한 고에너지영역을 조사하는 데 기능적 한계를 나타냈다. 빅뱅 이론이 최초의 팽창 이후 우주의 일반적인 변화에 대해 설명해낼 수 있다 하더라도, 팽창 직후와 연관된 아무런 증거도 없이는 이러한 기본적인 상황에 대해 어떠한 입증도 할 수 없다. 우주를 통틀어 보이는 빛에 대한 관측 결과는, 빅뱅 핵합성에 충분히 논리적으로 설명된 예측, 즉 우주 처음 몇 분 간의 급속한 팽창과 냉각 속에서 발생한 핵반응으로부터 형성된 빛에 대한 계산과 거의 맞아 떨어졌다.

프레드 호일빅뱅 이라는 단어를 1949년 어느 라디오 방송에서 처음 언급했다. 그가 주장했던 정상우주론을 본인이 별로 중요히 여기지 않는다는 이야기가 퍼지자, 호일은 이를 강하게 부정하고 방송에서의 언급은 단지 두 우주론의 가장 큰 차이점을 설명하기 위해 사용한 단어일 뿐이라고 일축했다.[6][7][8] 호일은 나중에, 가벼운 원소로부터 무거운 원소가 형성되는 항성 핵합성 과정을 이해하기 위해 연구에 매진했다. 1964년 우주 배경 복사를 발견하고, 그것의 스펙트럼(각 파장으로부터 계산된 복사량)으로부터 흑체 곡선을 그려낸 후, 이 증거를 들어 대부분의 과학자들은 과거 빅뱅 시나리오가 발생한 것이 확실하다고 믿게 되었다.

역사[편집]

빅뱅 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 이론적 고찰로부터 만들어졌다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하도플러 편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한 '성운'들이 과연 우리 은하 바깥의 '개별 은하'인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문이다.[9][10] 10년 뒤, 러시아우주론자이자 수학자알렉산드르 프리드만알베르트 아인슈타인일반 상대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정식을 도출해낸다.[11] 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운 '성운'의 엄청난 거리는, 이러한 천체들이 결국엔 다른 은하였다는 것을 알려줬다. 1927년, 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭교회의 사제였던 조르주 르메트르는, 프리드만의 방정식만으로 성운들의 후퇴가 우주의 팽창에 기인하고 있음을 예견했다.[12]

1931년 르메트르는 더 나아가, 시간의 흐름에 따른 명백한 팽창은, 과거로 갈수록 우주가 수축하고 결국에는 우주의 모든 물질이 하나의 점인 "원시 원자"로 모여, 시간과 공간이 존재하지 않는 시점이 있었다는 것을 보여준다고 언급하였다. [13]

1924년 초, 허블은 윌슨 산 천문대에 설치된 100 인치 (2,500 mm) 구경의 후커 망원경을 사용하여, 우주 거리 사다리의 시초라 할 수 있는 원거리 계산법을 개발하였다. 이로써 그는, 대부분 슬라이퍼에 의해 이미 적색 편이가 계산된 은하들의 거리를 추산할 수 있었다. 1929년 허블은 허블의 법칙으로 알려진, 거리와 후퇴 속도와의 관계를 발견해냈다.[4][14] 르메트르우주원리를 통해, 이미 이러한 발견을 예견한 바 있다.[15]

WMAP 위성이 과학자들의 빅뱅에 대한 이해를 돕기 위해 자료를 수집하는 모습을 묘사한 그림

1930년대에만 해도, 밀른 모형[16] 진동 우주(프리드만이 처음 제안했으나 알베르트 아인슈타인리처드 톨먼이 주장한),[17] 그리고 프리츠 츠비키지친 빛 가설을[18] 포함한 여러 생각들은 허블의 관측을 뒷받침하는 비정상우주론으로 여겨졌다.

2차 세계대전 이후, 두 가지 차이점이 드러났다. 하나는 우주가 확장을 하게 된다면 새로운 물질이 생성될 것이라는 내용의 프레드 호일정상우주론으로, 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 같은 상태이다.[19] 또 다른 하나는 르메트르의 빅뱅 이론으로, 랄프 알퍼, 로버트 허먼과 협력하여 빅뱅 핵합성(BBN)을 소개하였고[20] 우주 배경 복사(CMB)를 예견한 조지 가모프가 지지하고 발전시켰다.[21] 역설적이게도, 1949년 3월에 있었던 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론을 "이 빅뱅 아이디어"라고 비꼬아 언급하여 결국 모두가 사용하는 명칭으로 만든 장본인은 바로 호일 이었다.[22][주 1] 당분간은 이 두 가지 이론으로 사람들의 지지가 나뉘었지만, 결국 나중에는 실측 가능한 증거와, 특히 전파 근원 분석의 결과로부터 빅뱅 이론에 힘이 실리게 된다. 이 발견과 1964년의 우주 배경 복사의 확인은[23] 빅뱅 이론을 우주의 기원과 진화를 설명하는 데 가장 훌륭한 이론으로 자리잡게 하였다. 우주론에 관련된 최근의 연구 중 상당수는 빅뱅 이후 은하들이 어떻게 형성되었는지, 초창기의 우주가 갖고 있는 물리적 특성이 무엇인지 이해하기 위한 것이거나, 기존의 이론과 관측 결과를 일치시키기 위한 것이 많았다.

빅뱅 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE[24] WMAP[25] 같은 위성으로부터 모은 방대한 자료의 분석과 더불어 큰 발전을 이루었다. 우주론자들은 이제 빅뱅 모형의 많은 변수들에 대한 거의 정확한 계산값을 갖게 되었고, 더 나아가 이전에는 예상하지 못했던, 우주의 팽창이 더 가속화되고 있음을 발견하였다.

개괄[편집]

빅뱅의 연대기[편집]

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

기본 가정[편집]

FLRW 우주 모형[편집]

지평선[편집]

팽창의 증거[편집]

분광법[편집]

항성과 항성이 일정 주기로 겹쳤을때 내보내는 적외선의 스펙트럼으로 도플러 효과로 알아내는 방법이 있다.

역학적 계산[편집]

만유인력구심력을 통해서 태양의 질량을 알 수가 있다. 즉, 지구의 공전속도와 태양에 잡혀 회전하는 구심력을 통해서 태양 질량을 알 수 있다.

만유인력 : F=GMm/r2
구심력 : F=mv2/r
M:태양질량, m:지구질량, G:만유인력상수, v:공전속도, r:태양과 지구간의 거리

만유인력과 구심력이 같으므로, 태양 질량을 얻을 수 있다. 이런 원리로 태양계의 무게를 알면 은하의 무게를 알 수 있고, 우리 은하에 있지 않은 임의의 천체 하나의 위치를 우리 은하와의 거리를 관측한 후 멀어지는 속도를 측정하는 방법도 있다.

온도 측정[편집]

임의의 어떤 우주공간 지점에 온도를 측정하는 방법이다. 최초 대폭발시 어떤 온도가 존재 한다면, 시간과 공간도 이때부터 생긴 것이다. 대폭발시 온도는 일정한데, 온도는 우주가 넓어질수록 떨어지고, 우주공간은 넓어지고 있기 때문에.

적색편이[편집]

현재 멀리 떨어진 은하에서 나오는 빛의 스펙트럼을 조사해보면 적색편이가 보이는데, 이는 우주가 팽창하고 있다는 이론을 뒷받침하는 증거다. 허블의 법칙은 이를 정량화한 것으로, 우주가 팽창하는 속도는 거리에 비례함을 수식을 통해 정리했다. 허블의 법칙을 통해서, 시간을 거슬러 올라가 보면 우주가 작은 크기였다는 것을 추론할 수 있다.


우주의 팽창속도는 대략 초속 50만 킬로미터이다.[주 3] 우주가 검게 보이는 이유도, 빛의 속도로 돌아가 반사되어 돌아온 빛이 없기 때문이다.

빅뱅이론의 문제점[편집]

빅뱅 우주론에 따르면 우주의 역사 즉, 최초의 대폭발로부터 현재까지 경과한 시간은 약 백억 년 내지 백오십억 년이라고 한다. 은하가 1회 자전하는 데는 약 2억 년 걸리므로, 이 기간 동안 은하는 대략 50회 남짓 자전한 것으로 된다. 고속으로 회전하는 형상을 띠고 있는 은하의 모습치고는 그 수치가 매우 작다.[출처 필요]

빅뱅 후의 우주 모형(이론상)[편집]

  • 텅 빈 우주
  • 열린 우주(암흑 에너지 발견 전의 우리 우주의 추측 모습.)
  • 편평한 우주
  • 닫힌 우주
  • 가속 팽창하는 우주(현재)

빅뱅 이후 우주의 역사[편집]

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

이후 어떤 우주인지에 따라 우주의 운명이 다르게 결정된다. 이는 이론상의 추측이다.

  • 닫힌 우주의 경우 : 우주 나이 < 137억 년 - 언젠가는 다시 수축을 하게 됨 (대수축)
  • 열린 우주의 경우 : 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 영원히 팽창을 계속함
  • 편평한 우주의 경우 : 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 언젠가 편평하게 되어 팽창을 거의 멈추게 됨
  • 가속 팽창하는 우주의 경우 : 우주 나이 > 137억 년 - 현재의 우주로, 지금까지의 우주 모형 즉 감속 팽창이 아닌 가속 팽창을 함.

같이 보기[편집]

주석[편집]

내용주[편집]

  1. 대부분 호일이 르메트르의 이론을 경멸하려는 의도로 이를 언급했다고 알고 있었다. 하지만 후에 호일은 이를 부인하고, 그때는 단지 두 이론의 차이점을 청취자에게 분명히 전달할 수 있도록 강렬한 이미지의 단어를 사용했을 뿐이라고 하였다. 켄 크로스웰, "The Alchemy of the Heavens", 랜덤하우스, 1995, 9장 참조.
  2. 빅뱅의 순간이 얼마나 오래 지속되었는지는 합의가 도출되지 않았다. 어떤 이들은 이것이 단지 최초의 특이점을 나타내는 것이라고 하고, 다른 이들은 우주의 역사 전체를 뜻한다고도 한다. 보통, 최초의 몇 분 동안(헬륨이 합성되는 기간)을 "빅뱅이 진행된 시간"이라고 한다.
  3. 이 속도는 우주의 크기가 0일때를 기준으로 계산했기 때문에 빛의 속도보다 크게나온다. 이 외에도 허블상수에 우주의 나이를 곱해서 구하는 방법도 있는데 이렇게 하면 빛의 속도를 조금 넘게 나온다

참조주[편집]

  1. 한국천문학회 편, 《천문학용어집》 160쪽 우단 22째줄
  2. Feuerbacher, B.. Evidence for the Big Bang (영어). 《TalkOrigins》. 2009년 10월 16일에 확인.
  3. Wright, E.L.. What is the evidence for the Big Bang? (영어). 《Frequently Asked Questions in Cosmology》. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. 2009년 10월 16일에 확인.
  4. Hubble, E.. A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae. 《Proceedings of the National Academy of Sciences》 15 (3): 168–73. PMID 16577160. doi:10.1073/pnas.15.3.168.
  5. Gibson, C.H.. The First Turbulent Mixing and Combustion (영어). 《IUTAM Turbulent Mixing and Combustion》.
  6. 'Big bang' astronomer dies. BBC 뉴스. 2008년 12월 7일에 확인.
  7. Croswell, K. (1995). 〈Chapter 9〉, 《The Alchemy of the Heavens》. 랜덤하우스 Anchor Books
  8. Mitton, S. (2005). 《Fred Hoyle: A Life in Science》. Aurum Press, 127쪽
  9. Slipher, V.M. The Radial Velocity of the Andromeda Nebula. 《Lowell Observatory Bulletin》 1: 56–57.
  10. Slipher, V.M. Spectrographic Observations of Nebulae. 《Popular Astronomy》 23: 21–24.
  11. (언어 오류) Friedman, A.A. (1922년). Über die Krümmung des Raumes. 《Zeitschrift für Physik》 10: 377–386. doi:10.1007/BF01332580.
    (영문판: Friedman, A. (1999년). On the Curvature of Space. 《General Relativity and Gravitation》 31: 1991–2000. doi:10.1023/A:1026751225741.)
  12. (언어 오류) Lemaître, G. (1927년). Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques. 《Annals of the Scientific Society of Brussels》 47A: 41.
    (영문판: (1931년) A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 91: 483–490.)
  13. Lemaître, G.. The Evolution of the Universe: Discussion. 《네이처》 128: 699–701. doi:10.1038/128704a0.
  14. Christianson, E. (1995). 《Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae》. 뉴욕: Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0374146608
  15. Peebles, P.J.E. (2003년). The Cosmological Constant and Dark Energy. 《Reviews of Modern Physics》 75: 559–606. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. arXiv:0207347.
  16. Milne, E.A. (1935). 《Relativity, Gravitation and World Structure》. Oxford (UK): Oxford University Press. 틀:LCCN
  17. Tolman, R.C. (1934). 《Relativity, Thermodynamics, and Cosmology》. Oxford (UK): Clarendon Press. 틀:LCCN
    1987년 재판됨. 뉴욕 Dover Publications ISBN 0-486-65383-8.
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  19. Hoyle, F. (1948년). A New Model for the Expanding Universe. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 108: 372.
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  25. Spergel, D.N., et al. (2006년). Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology. 2007년 5월 27일에 확인.
  26. 호킹, 스티븐 윌리엄, 조지 엘리스. 《The Large-Scale Structure of Space-Time》. 케임브리지 (영국): 케임브리지 대학 출판사. ISBN 0-521-20016-4

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