The Big Bang Theory

빅뱅 이론

빅뱅 이론(대폭발 이론)은 우주의 알려진 초기부터 큰 축척에서의 진화까지를 설명하는 지배적인 우주론 모형이다. 이 모형은 어떻게 우주가 대단한 고밀도와 고온 상태로부터 팽창했는지를 기술하며 우주의 기벼운 원소들의 충만, 우주 마이크로파 배경 복사(Cosmic Microwave Background Radiation), 대규모(large-scale) 구조와 허블의 법칙(Hubble's law)* 등을 포함한 현상들의 폭넓은 범위를 포괄적으로 설명한다. 알려진 물리학의 법칙들로부터 최고 밀도의 상황까지를 추론한다면 그 결과는 빅뱅 이론과 전형적으로 연관되는 특이점(singularity)인 것이다. 우주의 팽창 비울의 상세한 측정으로 이 순간을 약 138억년전으로 설정하면서, 그것을 우주의 나이로 간주한다. 최초 팽창 후에 우주는 아원자 입자(subatomic particle)**들의 형성되도록 충분히 냉각되었고 나중에 단순한 원자들이 형성되었다. 이들 원시 요소들의 거대 구름이 나중에 암흑 물질 헤일로(dark matter halo)***들 속에서 중력을 통해 결합되여고, 마침내 오늘날 가시적으로 보이는 별들과 은하들을 형성하게 된 것이다.

조르주 르메트르(G. Lemaitre)가 1927년 처음으로 확장하는 우주가 원래의 한점으로 추적할 수 있다고 주장한 이후에 과학자들은 그의 우주 팽창론을 만들었다. 과학계에서는 두가지 다른 우주론들인 빅뱅 이론과 정상 우주론, 둘로 나뉘었지만 실험적인 증거들이 전자를 강력하게 지지하였다. 1929년 은하의 적색편이(redshift) 분석에 의해 에드윈 허블(E. Hubble)은 은하들은 멀어지고 있다고 결론을 내렸는바, 이것이 우주 팽창의 가설과 일치하는 중요한 관측적 증거인 것이다. 1964년에 우주 마이크로파 배경 복사(cosmic microwave background radiation)가 발견되어서, 그것이 빅뱅 모형의 결정적인 증거가 되어는데, 그 이론이 그것이 발견되기 전에 우주 전체에 마이크로파 배경 복사가 존재함을 예견하였기 때문이다. 1990년대 말에는 초신성들(supernovae)의 적색편이의 측정이 암흑 에너지의 존재를 입증하는 관측인 우주 팽창이 가속하고 있음을 가르키고 있다. (아렇게) 이미 알려진 자연의 물리적인 법칙들이 극한적 밀도와 온도의 최초 상태까지 디테일하게 우주의 특성을 계산하도록 사용될 수 있는 것이다.

빅뱅 모형을 위한 틀은 알베르트 아인슈타인(A. Einstein)의 일반 상대성이론과 공간의 균질성(homogenety)과 '등방성'(anisotropy)에 의존하고 있다. 지배적인 방정식은 알렉산더 프리드만(A. Friedmann)에 의해서 공식화되었고 유사한 해법이 빌럼 더 시터르(W. De Sitter)에 의해 연구되었었다. 그 이후로 천체물리학자들이 빅뱅 모형에 관측적이고 이론적인 추가를 합체시켜서 람다-CDM 모형으로의 매개변수화는 이론적 우주론의 현행의 조사를 위한 뼈대로서 공헌하고 있다. 람다-CDM 모형이 현재의 빅뱅 우주론의 '표준 모형'이어서, 우주론에 관련된 여러가지 측정과 관측을 설명할수 있는 가장 단순한 모형이라는데 합의가 이루어져 있다.

1964년 아르노 펜지어스(A. Penzias)와 로버트 윌슨(R. Wilson)은 우연하게 우주 마이크로파 배경 복사를 발견하였는데 마이크로파 밴드에서의 무방향성 신호였다. 그들의 발견이 1950년경 랲프 알퍼(R. Alpher), 로버트 허먼(R. Herman)과 가모프(G. Gamow)에 의한 빅뱅 예측의 실증적 확인를 제공했다. 1970년대에 그 복사는 모든 방향에서 흑체 스펙트럼과 개략 일치하는 것으로 발견되었는 바, 이 스펙트럼은 우주팽창에 의해 적색편이를 일으키고 오늘날에는 대략 2,725K에 일치한다. 이것이 빅뱅 이론 쪽으로 기울게 만들었고 1978년 펜지어스와 윌슨은 노벨상을 받게 되었다.

1989년 미항공우주국(NASA)은 우주 배경 탐사선(Cosmic Background Explorer; COBE)를 발사해서 두가지 성과가 있었는 바, 맨위의 그림이 NASA가 제공한 COBE의 전 하늘에서의 우주 초음파 배경복사의 온도변이 지도이다. 전체적 온도변이는 극히 작아 2/10000도 K 였다. 1990년에 측정한 고정밀 CMB 주파수 스펙트럼은 거의 완벽한 흑체로서 잔여온도는 2,726 K 였었다. 1992년에는 하늘에서 CMB 온도의 1/100,000 정도의 아주 작은 변이를 발견했다. 2006년 COBE 연구팀은 우주 마이크로파 배경의 비등방성과 흑체 형태를 발견한 공로로 노벨상을 수상했다.

두번째 그림은 NASA에 의해 2001년 발사돤 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe; WMAP)의 COBE의 20배 해상도의 22와 90GHz의 지도이다. 급팽창후 약 4만년 후에 대규모 구조를 형성하기 전으로서 은하단들을 만들기 위해 붕괴될 운명에 있는 상태이다. 2003년 WMAP은 우주의 매개변수들의 (당시로서는) 가장 정확한 값들을 산출했는데 급팽창 모형과 일반적으로 일치하였다.

세번째 그림은 2009년 5월에 유럽우주국(European Space Agency; ESA)에 의해 발사된 플랑크(Planck) 위성에 의한 90GHz의 더욱 높은 해상도의 전체 초음파 하늘 지도이다. 지구를 도는 COBE와 달리 WMPA과 플랑크 위성은 150만km 상공에 태양과 지구 연장선상에 자라잡고 있어서 6개월마다 전 하늘의 스캔을 수행한다. WMAP과 플랑크 위성은 우주론적 매개변수의 디테일한 측정치는 약간 다르지만 우측에 보여주는 1도의 온도변이는 대략 30%의 물질과 70%의 암흑에너지라는 이론적인 예측과 훌륭하게 일치하고 있다. WMAP과 플랑크 위성의 데이터들이 현대 우주론의 주된 소스가 되고 있다.

* 허블의 법칙(Hubble's law): 먼 우주로부터 오는 빛의 적색편이는 거리에 비례한다는 법칙으로 1929년에 발표되었다. 허블은 우리 은하계에서 멀리 있는 은하들이 가까이에 있는 은하들 보다 더 빨리 우리로 부터 멀어지고 있다는 사실을 확인하였다. 우주 팽창론의 첫 관측증거이며 빅뱅에 대한 증거로 가장 널리 인용된다. 최신의 우주팽창속도인 허블 상수(Hubble Constant)는 2015년 플랑크 위성 데이터에 따르면 67.80km/s/Mpc이다.

** 아원자 입자(subatomic particle): 입자 물리학(Particle Physics)에 의하면 원자를 구성하는 기본입자로서 기초 입자(elementary particles)와 복합 입자(composite particles) 2종이 있다. 현재 이론에 의한 표준 모형에서 다른 입자로 되어있지 않은 기초 입자는 6종 쿼크(quarks: 업[up], 다운[down], 바텀[bottom], 탑[top], 스트레인지[strange] 참[charm])들과 이에 대응하는 질량은 같지만 전하와 색전하가 반대인 6종의 반쿼크(antiquark)들, 6종 렙톤(leptons: eletron, eletron nutrino, muon, muon neutrio, tau, tau neutrino)들, 힘을 매개하는 12종 게이지 보손(gauge bosons: 광자[photon]->전자기력[eletromagnetism], 3가지 W 보손과 Z 보손[W and Z bosons]->약력[weak force], and 8가지 글루온[gluons]->강력[string force]) 들과 유일한 스칼라 보손(scala boson)으로 입자에 질량을 부여하는 힉스 보손(Higgs boson) 등이다. 복합 입자는 양성자나 원자 핵등으로 기본 입자들의 결합된 상태이다. 예로서 양성자(proton)는 두 업 쿼크와 한 다운 쿼크, 중성자(neutron)은 두 다운 쿼크와 한 업 쿼크로 되어있다. 복합 입자는 모든 강입자/하드론(hardrons)들: 양성자와 중성자 같은 중입자/바리온(baryon)과 -파이온(pions)과 케이온(kaons) 같은 중간자/메존(mesons)를 포함한다.

*** 암흑물질 헤일로: 가시적 은하 은반을 감싸고 있는 은하의 가상적인 요소로서, 그 헤일로의 질량이 전체 질량을 지배하는 것으로 알려져있다. (암흑 물질과 암흑 에너지 항목 참조)