우주는 팽창한다.. 스티븐 호킹

우주는 팽창한다.. 스티븐 호킹

 

별의 겉보기 광도는 두 요소에 의해 결정된다.

한 요소는 절대광고디고, 다른 하나는 별이 우리로부터 떨어진 거리이다.

근처의 별들에 대해 겉보기 광도와 거리를 둘 다 측정할 수 있으므로, 그 별들의 절대 광도를 계산할 수 있다.

거꾸로 만일 우리가 다른 은하에 있는 별들의 절대광도를 안다면, 우리는 그 별들의 겉보기 광도를 측정함으로써 거리를 알아낼 수 있다.

허블은 특정 유형의 별들은 절대 광도가 항상 동일하다고 논증했다. 이는 그 유형의 별들 중에서 가까이 있는 것들을 측정하여 얻은 결론이었다. 그러므로 만일 우리가 그런 별들을 다른 은하에서 발견하다면, 우리는 그것들도 절대광도가 같다고 생각할 수 있다. 따라서 우리는 그 은하까지의 거리를 계산할 수 있다.

만일 우리가 동일한 은하에 있는 여러 별들에 대해 그 같은 계산을 할수 있고, 그 결과가 항상 동일한 거리로 나오며, 우리는 우리 계산을 상당히 신뢰할 수 있다. 이런 방법으로 에드윈 허블은 9개의 서로 다른 은하들까지의 거리를 각각 계산했다.

 

오늘날 우리느느 우리 은하가 현대적인 망원경으로 관출할 수 있는 수천억 개의 은하들 가운데 하나에 불과하며, 각각의 은하는 수천억 개의 별들로 이루어졌다는 것을 알고 있다.우리 은하는 지름이 약 10만 광년이며 천천히 회전하고 있다.

우리 은하의 나선팔들에 있는 별들은 은하의 중심을 약 1억 년에 한 바퀴 회전합니다.

우리의 태양은 평균 크기에 평범한 노란 별이며, 한 나선팔의 바깥쪽 가장자리 근처에 있다. 우리는 아리스토텔레스와 프톨레마이오스가 지구를 우주의 중심으로 생각했을 떄 보다 확실히 많이 진보했다.

 

별들은 너무 멀리 있어서 그저 밝은 점으로만 보인다.

우리는 별들의 크기나 모양을 알아낼 수 없다. 그렇다면 별들의 유형을 어떻게 구별할 수 있을까?

대부분의 별에서 우리가 제대로 관측할 수 있는 특징은 단 하나, 별들이 내는 빛의 색이다.

뉴턴은 태양에서 온 빛이 프리즘을 통과하면 무지개처럼 여러 색의 성분들로, 곧 스펙트럼으로 갈리진다는 것을 발견했다. 우리는 홀로 있는 별이나 은하 하나에 망원경을 고정하고 그 별이나 은하가 내는 빛의 스펙트럼을 뉴턴과 비슷한 방식으로 관출할 수 있다. 별들은 저마다 다른 스펙트럼을 가지지만, 다양한 색들의 상대적 밝기는 뜨겁게 달궈진 물체에서 방출되는 빛에서 발견할 수 있는 것과 항상 정확하게 같다. 따라서 별빛의 스펙ㅌ럼을 보고 별의 온도를 알아 낼 수 있다. 더 나아가 우리는 별빛의 스펙트럼에서 특정한 색들이 빠져 있는 것을 발견할 슀는데, 그 빠진 색들은 별마다 다를 수 있다. 한편 우리는 화학원소들이 저마다 매우 특수한 색의 빛들을 흡수한다는 것을 알고 있다. 따라서 그 색들을 별빛의 스펙트럼에서 빠져 있는 새들과 대조하면 별의 대기에 어떤 원소들이 있는지도 정확히 알아낼 수 있다.

1920년대에 다른 은하에 있는 별들의 스펙트럼을 관측하기 시작한 천문학자들은 매우 특이한 점을 발견했다. 그 스펙트럼에는 우리 은하에 있는 별들의 스펙트럼과 마찬가지로 몇 가지 색들이 빠져 있었는데, 그 빠진 색들은 예외 없이 똑같은 정도로 스펙트럼의 빨간색 끝 쪽으로 이동해 있었다. 유일하게 합당한 설명은 은하들이 우리에게서 멀어지고 있고, 따라서 빛 파동이 도플러효과에 의해 적색편이 된다는 것이었다.

 

* 도플러효과란?

소리나 빛이 도달하는 상대속도에 따라 그 파장이 달라지는 것을 말한다. 즉, 지구와 일정한 거리에 있는 행성에서 오는 빛의 파장은 짧지만, 지구로부터 멀어지는 행성에서 오는 빛의 파장은 길어진다. 빛의 파장이 길면 붉은색 쪽에 짧으면 파란색 쪽에 가까운 색으로 보이기 때문에, 지구로부터 멀어지는 행성으로부터 나오는 빛의 스펙트럼은 붉은색 쪽으로 몰리게 된다. (적색편이)

바로 이 원리를 이용해서 행성들이 우리로부터 멀어지는지 가까워지는지를 알 수 있다.

 

우주가 팽창한다는 것을 발견한 것은 20세기의 위대한 지적 혁명 가운데 하나였다.

지금 돌이켜보면, 왜 더 일찍 우주의 팽창을 생각한 사람이 없었는지 의아하게 생각하기 쉽ㄴ다.

뉴턴을 비롯한 많은 사람들은 정적인 우주가 중력의 영향으로 곧 수축하기 시작해야 한다는 것을 깨달았어야 한다. 그러나 우주는 오히려 팽창하고 있다. 만일 우주가 아주 느리게 팽창한다면, 중력은 결국 팽창을 멈추고 수축이 시작되도록 만들 것이다. 반면 우주가 특정한 한계속도 이상으로 팽창하고 있다면, 중력은 팽창을 멈추지 못하고, 우주는 영원히 팽창할 것이다.

이 사정은 지표면 위로 로켓을 쏘아 올릴 때와 상당히 유사하다. 만일 로켓의 속다가 아주 느리다면, 중력은 결국 로켓을 멈추고 다시 떨어지게 만들 것이다. 반면에 로켓이 특정한 한계속도, 곧 초속 약 11킬로미터 이상으로 솟아오른다면, 중력은 로켓을 다시 끌어당기지 못하고, 로켓은 영원히 지구에서 멀어질 것이다.

 

이같은 우주의 행동은 19세기나 18세기, 심지어 17세기말에도 뉴턴의 중력이론으로부터 예측될 수 있었다.

그러나, 정적인 우주에 대한 믿음은 워낙 강해서 20세기 초까지 유지되었다. 심지어 아인슈타인도 1915년에 일반상대성이론을 정석화할 때 우주가 정적이어야 한다고 확신했다. 

그리하여 그는 자신의 이론을 수정하여 이른바 우주 상수를 방정식에 도임합으로써 정적인 우주를 가능하게 만들었다. 우주상수는 새로운 반중력에 해당했다. 그 힘은 다른 힘들과 달리 어떤 트정한 원천에서 나오는 것이 아니라 시공의 구조 자체에 내재하는 것이었다. 아인슈타인의 우주상수는 시공에 팽창하려는 경향을 부여하며, 그 경향은 우주에 있는 모든 물질의 인력과 정확히 균형을 이루어 정적인 우주를 만들어낼 수 있었다.

 

일반상대성이론을 원래의 모습 그대로 취하려 한 사람은 단 한 명뿐이었다.

아인슈타인을 비롯한 물리학자들이 일반상대성이론이 예측하는 정적이지 않은 우주를 회피할 길을 찾고 있던 시기에 러시아 기상학자 알렉산드르 프리드만은 오히려 정적이지 않은 우주를 설명하는 작업에 착수했다.