암흑물질과 우주의 팽창 - 1 -

2007년 '허블의 발견'항목에 첫 번째로 등장하는 내용은 암흑물질(Dark Matter)에 대한 내용이다.

암흑물질과 관련하여 추가로 알 수 있는 흥미진진한 내용이 있으니, 바로 '도망가는 우주'에 대한 내용이다.
이하의 내용은 브라이언 그린의 '우주의 구조(The Fabric of the Cosmos)'의 내용을 기준으로 작성된 것이다.

 

'암흑 물질'이란 가시광선이 방출되지 않아 우리 눈에 보이지 않는 우주의 모종의 물질을 말한다.

- 즉, 이름과는 달리 검은 색의 가시광선을 내뿜는 것은 분명히 아니며, 상상을 초월하는 밀도로 주위의 모든 것을,

심지어는 빛까지 빨아들여서 우리 눈에 보이지 않는 블랙홀과는 아주 다른 존재이다. 

다음의 사진은 우리나라에도 보도된 바 있는 2007년 5월에 발표된 암흑물질에 대한 허블 사이트의 보도자료이다.

 

 

뉴스에서는 위의 사진이 소개되었으나 실재로는 이와 같은 에너지 분포 처리이전의 원판 사진은 아래와 같았다.

 

 

이 사진을 눈으로 봐서는 암흑 물질이 무엇인지 이해를 하기가 어려울 것이다.
그러나 사진을 자세히 보면 무언가의 영향으로 모습이 일그러진 천체의 모습을 발견할 수 있다.

 

 

노란색 원과 화살표를 보면 원래는 타원형이나 원 형태로 보여야 할 은하들이 심하게 찌그러져 있는 모습들을 볼 수 있다.
그런데 이렇게 찌그러진 패턴을 잘 따라가 보면 하나의 동심원을 그릴 수 있다.
즉, 이 현상은 깊은 우주를 배경으로 한 중간에 어떤 물체가 있어서 그 물체의 중력장에 의해 배경 우주로부터 날아오는 가시광선이

굴절되고 있음을 보여주는 것으로서 중력 렌즈라 불리는 현상이다.

 

그런데 일반적으로 중력 렌즈란 후면에 위치한 천체로부터 출발한 빛이 전면에 위치한 '은하'와 같은 거대 천체에 의해 빛이 휘면서

동심원의 빛의 형태를 만들어내는 것인데 문제는 앞의 사진에는 이러한 굴절을 만들어 낼만한 천체가 존재하지 않는다는 것이다.
(자세한 내용은 본 블로그 허블 사이트 폴더의 '허블이 발견한 암흑물질의 고리'라는 제목의 글을 참조할 것)

 

 

이처럼 암흑물질이란 우주에 분명히 존재하는 어떤 물체이지만, 그 존재가 눈에 보이지 않는 일종의 물질 혹은 일종의 에너지 덩어리를

말한다고 할 수 있다.

그런데 암흑물질과 관련된 재미있는 사실은 이러한 암흑물질이 우주 전체에서 차지하는 비중이 우리 눈에 보이는 은하나 각종 천체들,

그리고 보이지는 않으나 측정 가능한 양자나 전자가 차지하는 비중에 비해 무려 다섯배에 달한다는 사실이다.

 

분명 우주는 너무나도 광활한 공간이기에 훨씬 많은 비중을 차지하는 암흑 물질에 대해 별로 놀랍지 않다고 생각할 수 있을 것이다.
그렇다면 여기에 또 하나의 놀라운 사실을 추가할 수 있겠는데, 그것은 바로 이렇게 측정된 암흑물질이나,

여타 측정 가능한 양자나 전자의 비중을 합쳐도 전체 우주의 70%를 차지는 무언가는 여전히 그 정체를 알 수 없다는 것이다.

 

즉, 우주를 구성하는 있는 물질은 5%의 일상적인 물질, 25%의 암흑물질, 그리고 70%에 달하는 정체를 알 수 없는 암흑 에너지로

이루어져 있다.

 

이러한 예측은 빅뱅 이론의 이론상 단점을 보완한 이론인 인플레이션 우주론에 의해 계산된 결과이다.

누구나 알고 있는 빅뱅 이론은 지금으로부터 약 130억년 전, 거대한 폭발로 인해 이 우주가 생성되었다는 이론이다.
이에 반해 인플레이션 우주론은 이 폭발의 원인을 추적하여 초기 우주가 급격한 팽창으로 탄생했다는 이론이다.

얼핏 보아 유사해 보이는 두 우주론은 다음과 같은 점에서 매우 큰 차이를 보이고 있다.

좀 돌아가는 것 같긴 하지만 암흑물질의 존재를 처음으로 예견하게 된 계기를 알기 위해서 인플레이션 우주론은 흥미로운 단계로

한 번쯤 짚고 넘어갈만 하다.

 

사실 우주가 절대 공간으로서 정적인 공간만은 아니라는 사실은 아인슈타인의 상대성 이론에서 예견한 내용이다.
아인슈타인의 상대성 이론에 의하면 우주는 팽창하거나 축소하거나 하는 동적인 형태를 갖추고 있어야 했다.
그러나 아인슈타인이 이 이론을 발표한 20세기 초, 물리학의 주류는 우주를 정적인 절대공간으로 합의하고 있었다.

그래서 아인슈타인은 상대성 이론에서 예견한 팽창이나, 축소라는 불균형을 해소하기 위해 그러한 에너지 요동을 상쇄시킬 수 있는

모종의 함수를 이론에 추가하였는데 이를 '우주상수'라고 한다.

 

그러나 바로 얼마 후 현재 허블 우주 망원경의 이름이 된, 미국의 에드윈 허블이 윌슨산 천문대에서 은하로부터 발생한 빛들을

관찰하면서 적색편이(가시광선에서 가장 파장이 긴 빨간색이 보통의 가시광선파장보다 훨씬 길게 나오는 빛의 도플러 효과 )를

발견하고 계산함으로써, 우주가 팽창하고 있다는 사실을 최초로 발견하고 인정받은 사람이 되었다.

 

우주가 팽창하고 있다는 점은 과거의 우주가 지금보다 규모가 작았음을 의미하고 그렇게 역순으로 올라간 어느 지점에서
우주는 하나의 점으로 찍어낼 수 있었을 것이다.

 표준빅빙 이론의 개요도> 브라이언 그린 <우주의 구조(The Fabric of the Cosmos)> 에서 발췌.

이것이 바로 우리가 얘기하는 '빅뱅' 이론의 출발점이다.(인플레이션 이론에 대하여 이 이론을 '표준빅뱅' 이론이라 한다.)

그러나 우주가 순차적으로 팽창한다는 사실자체만으로는 충분히 만족할 만한 설명이 될지 모르나, 표준빅뱅이론으로는 설명이

불가능했던 두 가지 문제가 있다.

첫째는 표준 이론이 우주 배경 복사에서 나타나는 전우주적인 규일한 온도를 설명하지 못한다는 점이다.

아인슈타인의 이론에 따르면 우주의 어떤 것도 빛보다 빠를 수 없으므로 '열전달' 즉, 복사 역시 빛보다 빠를 수는 없다.
그러나 우리가 바라보는 우주에는 아직 어떤 천체에서 출발한 빛이 우리에게 도달하지 못하여 우리에게 보이지 않는 구역들이 있다.

이렇게 빛이 도달하기에도 너무 멀어 우리에게 보이지 않는 우주의 한계선을 '지평선'이라 표현한다.

문제는 이처럼 빛조차 도달하지 못하는 우주의 모든 부분에서 발생하는 우주배경복사(빅뱅에서 생성된 전 우주적인 배경 복사)의

마이크로파의 온도가 놀라울 정도로 균일하다는 데 있다.(0.001도까지 일치한다고 함)

 

즉, 이러한 사실은 전 우주적인 열평형이 이루어졌다는 말인데, 열은 당연히 빛보다 빠를 수 없으므로 이 우주에 아직 빛조차 도달하지

못한 우주의 지평선 문제를 설명하는데 한계가 있는 것이다.

 

두번째 문제점은 평평성의 문제이다. 표준빅뱅이론에서 계산한 우주의 임계밀도(현재 우주의 임계밀도값은 1세제곱 미터당

수소원자 5개에 해당하는 밀도이다.)의 값이 현재와 같으려면 빅뱅시 초기 우주는 매우 정교하게 통제되고 있었어야 했는데

그 가능성은 대략 1조분의 1초 오차에 해당한다.

즉, 현재와 같이 균일한 우주를 이루기 위해 설정해야 하는 가능성이 너무 인위적이라는 문제이다.

 

 

이러한 문제들을 해결한 것이 인플레이션 우주론이다.

 

 인플레이션 우주론의 개요도> 앞의 표준 빅뱅 모형과 비교하면 그 출발점에 있어서 확실한 차이를 알 수 있다.

태초의 어느 순간 중력이 강력한 '척력'으로 작용하여, 급격한 팽창을 가능하게 하였고, 앞으로 그 팽창이 현재 우주의

중력 임계치를 벗어나면서 팽창이 가속화 될 것임을 암시하고 있다.(브라이언 그린 <우주의 구조(The Fabric of Cosmos)>에서 발췌.

인플레이션 우주론은 힉스장의 일종인 인플라톤장의 과냉각 상태에서 발생한 음압이 우주 팽창의 원인이 됐다고 설명하고 있다는 점

(이에 대해서는 나중에 좀더 자세한 설명이 가능할 것이다.)에서 표준 빅뱅이론에서는 등장하지 않는 대폭발의 현상 자체를 설명하고

있다는 장점도 있지만, 앞서 언급한 두 가지 문제의 해결도 가능하게 한다는데서 큰 장점이 있다고 할 수 있다.

인플레이션 우주론에 의하면 초기 우주의 팽창에서 중력은 '인력'이 아닌 '척력'으로 작용했다.
이로인하여 우주는 일순간에 팽창을 하게 되었는데, 급격한 팽창은 시간이 진행될 수록 기하급수적인 팽창의 형태로 나타나게 된다.

이 얘기는 이 팽창을 역으로 거슬로 올라갈 때 일정 팽창의 반으로 소급되는데 걸리는 시간이 산술 급수적인 팽창에 비해 짧다는 것을

의미하며, 이는 곧 특정 시점에서의 열평형이 공간을 따라잡기에 충분한 여유가 있었음을 의미한다.
브라이언 그린의 표현을 빌리자면 인플레이션이 일어나면서 우주공간이 10의 30제곱배 팽창했다고 가정하고 계산을 진행하면 오늘날

우리가 관측할 수 있는 우주의 모든 지점들은 우주 초기에 부엌과 거실처럼 인접해 있어 쉽게 영향을 주고 받을 수 있었다고 한다.

 

두번째 문제인 평평성의 문제는 우주의 팽창을 가능하게 한 원동력인 '척력으로서의 중력'이 우주의 임계밀도를 지켜내는 힘으로서
작용했다는 점으로 설명된다.
또한 인플레이션 우주론에 의하면 우주는 짧은 시간동안 엄청난 팽창을 겪었기 때문에 현재 우리가 관측할 수 있는 공간은 우주 전체에

비하면 극히 일부분에 지나지 않는다. 즉, 우리가 관측할 수 없는 영역이 얼마나 되는지 모르는 상태에서 그 규모가 크면 클수록

우리가 관측할 수 있는 우주 공간의 평평성은 충분히 확보될 수 있는 것이다.