우주론과 천체물리학

11.1 근대 천문학의 발전

근대 천문학의 시대는 망원경이 항해 도구를 넘어 우주의 지도를 그리는 도구가 된 18세기 말과 19세기에 시작되었다. 윌리엄 허셜의 별 조사에서 별빛의 분광 분석에 이르기까지, 이 시기는 천문학을 위치를 기록하는 목록 작성에서 천체의 물리학인 천체물리학으로 바꾸었다.

11.1.1 윌리엄 허셜과 은하수 지도 작성

윌리엄 허셜(1738–1822)은 원래 하노버 출신 음악가로 영국에 이주했다. 광학에 매료된 그는 당시 최대 규모에 속하는 반사망원경들을 직접 제작했다.

1781년 3월 13일 그는 천왕성을 발견했다. 이는 맨눈으로 보이는 다섯 행성 외에 기록된 역사에서 처음 발견된 행성이었다. 이 발견은 태양계의 경계를 넓혔고, 하늘에 여전히 발견을 기다리는 비밀이 있음을 보여 주었다.

그러나 허셜의 포부는 행성을 넘어섰다. 여러 혜성을 직접 발견한 여동생 캐럴라인 허셜과 함께 그는 밤하늘을 체계적으로 조사했다. 두 사람은 밤마다 수천 개의 별과 성운을 세고 목록으로 정리했다. 윌리엄은 이 계수 자료를 바탕으로 우리 태양계가 별들로 이루어진 원반 안에 있다고 가정하며 은하수의 대략적인 ‘지도’를 그리려 했다.

당시 알려지지 않았던 성간 먼지에 의한 별빛 소광 때문에 한계는 있었지만, 허셜의 연구는 대규모 조사가 우주의 구조를 드러낼 수 있다는 통계천문학의 시작을 알렸다.

11.1.2 분광 분석의 등장

19세기 중반까지 별은 본질적으로 신비로운 빛이었다. 거리는 측정할 수 없고 구성 성분은 알아낼 수 없다고 여겨졌다. 분광학의 발견은 이를 극적으로 바꾸었다.

요제프 폰 프라운호퍼는 1814년 태양 스펙트럼에 수백 개의 어두운 흡수선이 있음을 관찰했다. 이후 1850년대에 구스타프 키르히호프와 로베르트 분젠은 이 선들을 특정 화학 원소와 연결했다. 각 원소는 빛에 고유한 ‘지문’을 남기므로, 과학자들은 멀리 있는 천체에 손을 대지 않고도 그 화학 조성을 알아낼 수 있게 되었다.

이는 혁명이었다. 인류는 처음으로 ‘별의 DNA’를 읽을 수 있게 되었다.

이때부터 천문학은 물리학 및 화학과 합쳐져 천체물리학이 되었다. 태양과 별에 수소, 헬륨, 더 무거운 원소들이 들어 있음이 밝혀지면서, 천체가 완전하고 변하지 않는 어떤 ‘에테르’로 이루어졌다는 고대의 믿음은 뒤집혔다.

11.1.3 별의 에너지 문제

19세기 말에 이르자 심오한 수수께끼가 떠올랐다. 태양과 별의 에너지원은 무엇인가?

헤르만 폰 헬름홀츠와 켈빈 경이 제안한 중력 수축 모형은 태양이 자체 중력으로 서서히 수축하기 때문에 빛난다고 설명했다. 방출되는 퍼텐셜 에너지는 실제로 열을 만들어 내지만, 계산에 따르면 태양이 빛날 수 있는 기간은 약 2천만 년에 불과했다. 그러나 지질학과 생물학의 증거는 이미 지구와 그 위의 생명이 수억 년, 심지어 수십억 년으로 훨씬 오래되었음을 시사했다.

이 역설은 고전물리학이 별의 에너지를 설명하기에 불충분하다는 사실을 예고했다.

11.1.4 양자 및 상대론 혁명

해결책은 20세기에 핵물리학과 아인슈타인의 상대론이 만나면서 비로소 등장했다. 질량–에너지 등가 관계

$$E=m{c}^2,$$

는 아주 적은 질량이 막대한 에너지로 바뀔 수 있음을 보여 주었다. 별의 중심에서 수소가 헬륨으로 융합하는 핵융합이 결국 별의 에너지원으로 인정되었다. 그러나 그 돌파구에 이르기 전까지 에너지 문제는 수십 년 동안 천체물리학을 괴롭히며 새로운 물리학을 찾도록 이끌었다.

11.1.5 주요 발전 연표(18–19세기)

연도	과학자	발견 및 기여
1781	윌리엄 허셜	천왕성 발견
1785	윌리엄·캐럴라인 허셜	별 계수와 은하수 지도 작성
1814	요제프 폰 프라운호퍼	태양 스펙트럼의 어두운 선 확인
1859	키르히호프·분젠	스펙트럼선과 화학 원소의 연결
1862	안젤로 세키	최초의 항성 스펙트럼 분류
1890년대	헬름홀츠, 켈빈(앞선 시기) 등	항성 에너지의 중력 수축 모형

11.1.6 되돌아보기

이처럼 19세기는 천문학을 바꾸었다. 천문학은 단순한 ‘하늘의 기하학’을 넘어 별의 삶, 조성, 역학을 다루는 물리과학이 되었다. 은하의 본질, 우주의 구조, 별의 운명이라는 남은 수수께끼들은 다음 세기의 연구를 지배하게 된다.

이것이 천체물리학의 여명이었다.

11.2 일반상대론과 최초의 우주 모형

20세기의 시작은 물리학과 천문학 모두에 격변을 가져왔다. 뉴턴 중력은 2세기가 넘도록 행성과 혜성의 운동을 설명했지만, 균열을 드러내기 시작했다. 가장 유명한 사례는 좀처럼 설명되지 않는 수성 궤도의 비정상적인 세차였다. 새로운 중력 이론이 필요했고, 알베르트 아인슈타인은 1915년 일반상대론으로 그 답을 제시했다.

11.2.1 아인슈타인의 휘어진 시공간

아인슈타인의 핵심 통찰은 중력이 뉴턴적 의미의 힘이 아니라 시공간 자체의 곡률이 드러난 것이라는 점이었다. 물질은 시공간에 어떻게 휘어질지 알려 주고, 시공간은 물질에 어떻게 움직일지 알려 준다.

일반상대론의 기본 방정식은 아인슈타인 장방정식이다.

$$G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }=\frac{8\pi G}{c^4}{T}_{\mu \nu },$$

여기서

• $G_{\mu \nu }$는 시공간의 곡률을 나타내는 아인슈타인 텐서이고,
• $\Lambda$는 우주상수이며,
• $T_{\mu \nu }$는 물질과 에너지를 나타내는 에너지–운동량 텐서이다.

이 방정식은 행성이나 별뿐 아니라 우주 전체를 기술하는 해를 허용했다.

11.2.2 우주상수와 아인슈타인의 ‘가장 큰 실수’

아인슈타인이 1917년 자신의 이론을 우주 전체에 처음 적용했을 때, 그는 우주가 정적이고 영원해야 한다고 가정했다. 그러나 방정식은 자연스럽게 팽창이나 수축을 예측했다. 정적 평형을 얻기 위해 그는 우주적 규모에서 중력에 맞서는 추가 항인 우주상수 $\Lambda$를 도입했다.

이후의 발견은 우주가 팽창하고 있음을 드러냈다. 아인슈타인은 $\Lambda$의 도입을 자신의 *‘가장 큰 실수’*라고 불렀다고 전해진다. 그러나 현대 우주론에서 우주상수는 우주 가속 팽창의 원동력인 암흑 에너지로 재해석되어 돌아왔다.

11.2.3 알렉산드르 프리드만과 동적인 우주

1922년 러시아 수학자 알렉산드르 프리드만은 정적 우주를 가정하지 않고 아인슈타인 방정식의 해를 구했다. 그는 우주가 균일하고 등방적이면 척도 인자 $a(t)$가 오늘날 프리드만 방정식이라 부르는 식에 따라 시간에 대해 변한다는 것을 보였다.

$${\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)}^2=\frac{8\pi G}{3}\rho -\frac{k{c}^2}{a^2}+\frac{\Lambda c^2}{3},$$ $$\frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho +\frac{3p}{c^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3},$$

여기서 $\rho$는 에너지의 질량 환산값을 포함한 질량 밀도이고, $p$는 압력이며, $k$는 공간 곡률을 나타낸다. 여기서는 척도 인자가 길이 차원을 갖고 곡률 지수는 무차원이다.

프리드만의 연구는 우주가 팽창하거나 수축할 수 있음을 뜻했다. 이는 정적 모형에서 벗어나는 급진적인 변화였다.

11.2.4 조르주 르메트르와 ‘원시 원자’

벨기에의 사제이자 물리학자인 조르주 르메트르도 독립적으로 1927년 우주가 팽창한다고 제안했다. 1931년에는 더 나아가 우주가 ‘원시 원자’에서 시작되었다고 주장했는데, 이러한 폭발적 시작은 빅뱅 이론을 예고했다. 처음에 그의 생각은 회의적인 반응을 얻었으며, 특히 아인슈타인은 그에게 *‘당신의 계산은 옳지만 물리학은 형편없다’*라고 말했다고 전해진다.

아이러니하게도 곧 관측이 그의 구상을 확인하면서 역사는 르메트르의 손을 들어 주었다.

11.2.5 1919년 일식과 에딩턴 탐사대

대담한 실험이 없었다면 일반상대론은 수학적 호기심으로 남았을지도 모른다. 1919년 5월 29일 일식 때 영국 천문학자 아서 에딩턴은 태양 중력에 의한 별빛의 편향을 측정하기 위해 아프리카 연안의 프린시페와 브라질의 소브랄로 향한 탐사대를 이끄는 데 참여했다.

아인슈타인은 뉴턴 이론의 예상값의 두 배인 1.75각초의 편향을 예측했다. 에딩턴의 측정은 아인슈타인의 이론과 일치했고, 결과는 세계 각지 신문의 1면을 장식했다. 아인슈타인은 하룻밤 사이 국제적인 유명 인사가 되었으며 일반상대론은 경험적 정당성을 얻었다.

11.2.6 주요 이정표(1915–1930)

연도	과학자	기여
1915	알베르트 아인슈타인	일반상대론 정립
1917	아인슈타인	정적 우주를 위한 우주상수 도입
1919	아서 에딩턴	일식 탐사로 빛의 휘어짐 확인
1922	알렉산드르 프리드만	동적인 우주론적 해
1927	조르주 르메트르	팽창 우주(‘원시 원자’ 가설은 1931년에 제안)

11.2.7 되돌아보기

1930년대에 이르자 우주를 근본적으로 다시 상상할 무대가 마련되었다. 우주는 더 이상 정적인 배경이 아니라, 시작이 있을 수도 있는 동적인 존재였다. 일반상대론의 도구는 이를 기술하는 새로운 언어를 제공했다. 곧 관측 천문학자들, 특히 에드윈 허블이 결정적인 증거를 제시하게 된다.

이것이 현대 과학 분야로서 우주론의 탄생이었다.

11.3 은하의 발견과 허블 법칙

아인슈타인의 이론이 동적인 우주를 예측하고 프리드만–르메트르 모형이 팽창을 제시하면서, 핵심 질문은 *우주가 실제로 어떻게 생겼는가?*가 되었다. 20세기 초 천문학자들은 이른바 ‘나선 성운’의 본질에조차 의견이 일치하지 않았다. 그것들은 우리은하 안의 가스 구름인가, 아니면 우리은하 밖의 또 다른 은하 전체인가?

11.3.1 섀플리–커티스 논쟁(1920)

1920년 미국 국립과학원은 두 저명한 천문학자 사이의 **‘대논쟁’**을 개최했다.

• 할로 섀플리는 우리은하가 우주 전체이며 나선 성운은 비교적 가까운 가스 구름이라고 주장했다. 그는 구상성단의 분포를 측정하여 우리은하가 이전에 생각했던 것보다 훨씬 크고, 그 크기가 수십만 광년에 이른다고 결론지었다.
• 히버 커티스는 안드로메다 같은 나선 성운이 실제로는 우리은하와 크기가 비슷하며 수백만 광년 떨어진 은하, 즉 ‘섬우주’라고 주장했다.

당시 증거는 결정적이지 않았다. 사진에는 나선 성운이 보였지만 거리는 알려지지 않았다. 이 논쟁은 우주의 규모에 관한 불확실성을 부각했다.

11.3.2 에드윈 허블과 안드로메다의 돌파구

답은 캘리포니아의 윌슨산 천문대에서 연구하던 에드윈 허블에게서 나왔다. 그곳에는 당시 세계 최대였던 100인치 후커 망원경이 있었다. 1923–24년 허블은 안드로메다 성운(M31)에서 세페이드 변광성을 확인했다. 헨리에타 리비트가 앞서 발견한 세페이드의 주기–광도 관계 덕분에 허블은 그 거리를 계산할 수 있었다.

결과는 안드로메다가 우리은하의 경계보다 훨씬 멀리 있음을 보여 주었다. 허블은 처음에 약 90만 광년으로 추정했으며, 현대 측정값은 200만 광년 이상이다. 이 발견은 논쟁을 끝냈다. 나선 성운은 실제로 외부 은하였다. 우주는 갑자기 누구도 상상하지 못했던 만큼 커졌다.

11.3.3 팽창 우주: 허블 법칙(1929)

허블은 거기서 멈추지 않았다. 대부분의 나선 성운이 멀어지고 있음을 알아낸 베스토 멜빈 슬라이퍼의 적색편이 측정을 이용하여, 허블은 은하의 후퇴 속도 $v$와 거리 $d$를 비교했다. 1929년 그는 놀라운 선형 관계를 발표했다.

$$v=H_{0}d,$$

여기서 $H_0$는 허블 상수이다.

이는 우주가 팽창한다는 중요한 관측 증거였다. 프리드만과 르메트르의 동적인 우주 모형을 강하게 뒷받침했고 현대 우주론의 관측적 토대를 놓았다.

11.3.4 허블의 겸손함, 혹은 그 부재

흔히 허블만의 공로로 여겨지지만, 은하 적색편이의 대다수는 슬라이퍼가 측정했고, 르메트르는 허블의 발표 전에 일반상대론에서 선형 관계를 유도했다는 사실을 기억할 필요가 있다. 그럼에도 허블이 거리와 속도 자료를 종합한 일은 주장을 설득력 있게 만들었다.

아이러니하게도 허블 자신은 ‘팽창 우주’라는 해석을 받아들이기를 주저했다. 그는 강한 우주론적 주장 없이 자료를 제시하는 편을 선호했다. 우주 자체가 늘어나고 있다고 명시적으로 연결한 사람은 르메트르였다.

11.3.5 대팽창의 연표

연도	과학자	기여
1912	V. M. 슬라이퍼	나선 성운의 최초 시선속도 측정(안드로메다는 청색편이)
1920	섀플리–커티스 논쟁	나선 성운은 은하인가?
1923–24	에드윈 허블	안드로메다의 세페이드 변광성이 외부 은하 거리를 입증
1929	허블(슬라이퍼의 연구를 토대로)	속도–거리 법칙, $v=H_{0}d$
1931	르메트르	팽창 우주와 원시 원자의 연결

11.3.6 되돌아보기

1930년대 초까지 인류의 우주관은 바깥으로 폭발적으로 확장되었다. 우리은하는 수십억 개 은하 가운데 하나에 불과했다. 공간 자체가 팽창하며 은하들을 서로 멀어지게 했다. 과학은 처음으로 우주에 구조뿐 아니라 역사도 있음을 제시했다.

다음 질문은 자연스러웠다. 우주가 팽창한다면 그 시작은 무엇이었는가? 빅뱅 이론의 씨앗이 심어진 것이다.

11.4 우주 마이크로파 배경과 빅뱅 이론

팽창 우주의 발견은 심오한 질문을 제기했다. 그 기원은 무엇인가? 우주는 영원히 존재했는가, 아니면 시간 속에 시작이 있었는가? 20세기 중반에는 경쟁 이론들, 특히 빅뱅 모형과 정상우주론이 등장했다. 결정적인 증거는 초기 우주의 희미한 잔광인 **우주 마이크로파 배경(CMB)**에서 나오게 된다.

11.4.1 조지 가모프와 잔류 복사의 예측

1940년대 러시아계 미국 물리학자 조지 가모프는 랠프 앨퍼, 로버트 허먼과 함께 뜨겁고 밀도가 높은 초기 우주의 조건을 연구했다. 그들의 계산은 우주가 뜨거운 원시 불덩이에서 시작했다면 팽창하면서 식었을 것임을 보여 주었다. 이 시대의 잔류 복사는 오늘날에도 공간을 채우고 있어야 하지만, 그 온도는 절대영도보다 불과 몇 도 높은 매우 낮은 값이어야 했다.

그들은 우주 전체에 퍼진 균일한 마이크로파 복사, 즉 빅뱅 자체의 화석 같은 메아리를 예측했다.

당시 이 생각은 거의 주목받지 못했다. 많은 천문학자는 프레드 호일, 헤르만 본디, 토머스 골드가 제안한 정상우주 모형을 선호했다. 이 모형에서 우주는 시작이 없으며, 팽창하는 동안 일정한 밀도를 유지하기 위해 물질을 계속 만들어 낸다. 호일은 BBC 라디오 방송에서 조롱 섞인 농담으로 *‘빅뱅’*이라는 말까지 만들어 냈다.

11.4.2 펜지어스, 윌슨, 그리고 비둘기 사건(1965)

약 20년 뒤인 1965년, 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 뉴저지의 벨 전화 연구소에서 민감한 마이크로파 안테나를 시험하고 있었다. 그들은 사라지지 않는 과도한 전파 잡음, 즉 지속적인 배경 잡음을 만났다. 비둘기 둥지를 제거하고 안테나의 배설물을 청소하는 것까지 온갖 방법을 시도했지만 잡음은 남았다.

그들이 모르는 사이 프린스턴 대학교에서는 로버트 디키가 이끄는 연구진이 바로 그런 우주 배경 복사를 찾고 있었다. 두 연구팀이 정보를 비교하자 사실이 분명해졌다. 펜지어스와 윌슨은 가모프와 동료들이 예측했던 바로 그 빛을 우연히 발견한 것이다.

이 발견으로 펜지어스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다.

11.4.3 우주 마이크로파 배경의 성질

오늘날 CMB는 다음 온도의 거의 완벽하게 균일한 흑체 스펙트럼으로 관측된다.

$$T\approx 2.725\text{K}.$$

COBE 위성의 FIRAS 장비가 정밀하게 측정하고 1990년 초기 결과를 발표한 이 스펙트럼은 뜨거운 초기 우주에서 남은 복사라는 이론적 예측과 일치한다. COBE는 1992년 온도 비등방성을 발표했고, 이후 WMAP과 플랑크가 이를 더 자세히 지도화했다. $10^{-5}$ 정도의 미세한 온도 요동에는 은하와 대규모 구조의 씨앗이 된 밀도 변화에 관한 정보가 담겨 있다.

11.4.4 정상우주론의 종말

CMB의 검출은 정상우주 모형에 반하는 결정적인 증거를 제공했다. 고전적인 정상우주 모형은 이처럼 널리 퍼진 흑체 복사장을 자연스럽게 설명할 수 없었다. 우주에는 뜨거운 초기 단계의 지문이 남아 있었던 것이다. 빅뱅 모형은 추측에서 표준 패러다임으로 자리 잡았다.

11.4.5 주요 이정표

연도	과학자	기여
1948	앨퍼, 베테(이름으로 참여), 가모프	원시 핵합성 예측(‘αβγ 논문’)
1948	앨퍼·허먼	우주 배경 복사 예측
1965	펜지어스·윌슨	CMB의 우연한 발견
1990, 1992	COBE 위성	정밀한 CMB 스펙트럼, 원시 온도 비등방성 발견
2001–2013	WMAP·플랑크	CMB 요동의 고해상도 지도 작성

11.4.6 되돌아보기

우주 마이크로파 배경은 흔히 ‘창조의 잔광’이라 불린다. 이를 통해 우리는 거의 140억 년 전, 우주의 나이가 불과 38만 년이었고 물질과 복사가 처음 분리되던 시기를 들여다볼 수 있다. 그 발견은 빅뱅을 우주론의 지배적인 모형으로 확고히 했다.

이 토대 위에서 우주론자들은 더 깊은 질문을 던질 수 있었다. 별과 은하는 원시 요동에서 어떻게 생겨나는가? 우주의 기하학은 어떠한가? 우주의 궁극적인 운명을 결정하는 것은 무엇인가?

11.5 별의 삶과 죽음

우주론이 우주 전체를 다룬다면 천체물리학은 가장 기본적인 구성원인 별에 눈을 돌린다. 별은 영원하지 않다. 핵물리학과 중력의 피할 수 없는 법칙에 따라 태어나고 진화하며 죽는다. 항성 진화를 이해한 일은 20세기 천체물리학의 가장 빛나는 업적 가운데 하나가 되었다.

11.5.1 별의 형성: 가스 구름에서 원시별로

별은 성간 가스와 먼지가 차갑고 조밀하게 모인 거대 분자운 안에서 형성된다. 초신성 충격파나 은하 충돌이 유발했을 수도 있는 작은 섭동이 일부 영역을 자체 중력으로 붕괴시킨다. 각운동량 보존으로 회전하는 원시별 원반이 형성되고, 물질은 중심핵으로 강착한다.

밀도와 온도가 올라가면 붕괴하는 구름은 원시별로 바뀐다. 중심 온도가 약 $10^7$ K에 도달하면 수소가 헬륨으로 바뀌는 핵융합이 시작되고, 별은 헤르츠스프룽–러셀 도표의 주계열에 자리 잡는다.

11.5.2 헤르츠스프룽–러셀 도표

20세기 초 에이나르 헤르츠스프룽과 헨리 노리스 러셀은 독립적으로 별의 광도와 표면 온도, 또는 분광형을 대응시켜 도표를 그렸다. 그 결과 놀라운 패턴이 드러났다.

• 주계열: 태양을 포함한 대부분의 별이 놓이는 대각선 띠.
• 거성과 초거성: 오른쪽 위의 밝고 비교적 차가운 별.
• 백색왜성: 왼쪽 아래의 뜨겁지만 어두운 잔해.

이 도표는 별이 일생 동안 어떻게 바뀌는지 보여 주는 항성 진화의 지도가 되었다.

11.5.3 핵융합과 별의 안정성

태양과 비슷한 별은 중심의 수소 핵융합 때문에 빛난다.

$$4{}^1\text{H}\to {}^4\text{He}+2e^{+}+2{\nu }_e+\gamma ,$$

이 반응은 헬륨 핵 하나당 약 26.7 MeV의 에너지를 방출한다. 이 과정은 별을 유지하는 에너지를 공급한다. 정역학적 평형에서는 기체와 복사의 전체 압력 기울기가 안쪽으로 당기는 중력과 균형을 이룬다.

더 무거운 별에서는 탄소, 네온, 산소, 규소 등 추가 핵융합 경로가 활성화되어 철까지 더 무거운 원소를 만든다. 철은 막다른 지점이다. 철을 융합하면 에너지가 방출되는 대신 소모된다.

11.5.4 별의 죽음

별의 운명은 주로 질량에 달려 있다.

1. 저질량 별($<8M_{\odot }$)

   • 수소를 소진하면 적색거성이 된다.
   • 바깥층을 행성상성운으로 방출한다.
   • 전자 축퇴압이 지탱하는 백색왜성을 남긴다.

2. 중간 질량 별

   • 더 무거운 원소의 핵융합을 시작할 수 있지만, 역시 백색왜성으로 생을 마친다.

3. 고질량 별($>8M_{\odot }$)

   • 철이 쌓이면 핵붕괴를 겪는다.
   • 핵붕괴 초신성으로 폭발할 수 있다. 수소 외피가 남아 있으면 II형, 벗겨졌으면 Ib/Ic형이며, 무거운 원소를 우주로 흩뿌린다.
   • 잔해는 중성자 축퇴압이 지탱하는 중성자별, 또는 질량이 톨먼–오펜하이머–볼코프 한계를 넘는 경우 블랙홀이 된다.

11.5.5 항성 잔해: 백색왜성, 중성자별, 블랙홀

• 백색왜성: 지구 정도 크기의 조밀한 별로, 질량은 찬드라세카르 한계($\approx 1.4M_{\odot }$)보다 작다. 핵융합 없이 수십억 년에 걸쳐 서서히 식는다.
• 중성자별: 지름은 약 20 km에 불과하지만 태양 정도의 질량을 가진 초고밀도 잔해이다. 많은 중성자별이 전파 빔을 내보내는 펄서로 관측된다.
• 블랙홀: 사건의 지평선 내부에서 외부로 빛을 보낼 수 없는 천체이다. 상대론이 예측했으며 이제 관측이 뒷받침한다.

11.5.6 항성물리학 연표

연도	과학자	기여
1910년대	헤르츠스프룽·러셀	H–R 도표 개발
1920년대	세실리아 페인	별이 주로 수소로 이루어졌음을 입증
1930년대	수브라마니안 찬드라세카르	백색왜성 질량 한계(1.4 $M_{\odot }$)
1939	오펜하이머·볼코프	중성자별 이론
20세기 중반	한스 베테	항성 핵융합 반응
1967	조슬린 벨 버넬	펄서(중성자별) 발견

11.5.7 되돌아보기

항성 진화의 이야기는 개별 별만의 이야기가 아니라 우주적 재활용의 이야기이다. 초신성은 우리 몸의 탄소부터 혈액의 철에 이르기까지 무거운 원소를 성간 매질에 공급한다. 칼 세이건의 말은 과학적으로 정확하다. ‘우리는 별의 물질로 이루어져 있다.’

별의 삶과 죽음은 핵물리학의 미시세계와 은하 및 우주론의 거시세계를 연결한다. 항성 진화가 없었다면 우주는 생명도 빛도 없는 곳이었을 것이다.

11.6 초신성과 원소의 기원

무거운 별의 죽음은 우주에서 가장 격렬한 사건 가운데 하나이다. 그러나 초신성이라 불리는 이 우주적 폭발은 단순한 대재앙이 아니다. 주기율표의 무거운 원소를 만들어 내는 용광로이기도 하다. 초신성이 없었다면 우리가 아는 행성과 생명은 존재할 수 없었을 것이다.

11.6.1 찬드라세카르 한계와 백색왜성의 운명

1931년 젊은 인도 물리학자 수브라마니안 찬드라세카르는 전자 축퇴압이 지탱할 수 있는 백색왜성의 최대 질량이 대략 다음과 같다고 계산했다.

$$M_{\text{Ch}}\approx 1.44M_{\odot }.$$

이 문턱을 넘으면 전자 축퇴압만으로 붕괴를 막을 수 없다. 당시 이 결과는 자연이 그처럼 기묘한 물질 상태를 만들 수 있다는 생각에 반대했던 아서 에딩턴 경과의 격렬한 논쟁을 불러왔다. 이후 Ia형 초신성 관측은 백색왜성 물리학의 중요성을 부각했다. 이 폭발은 강착이나 병합 경로를 통해 백색왜성에서 열핵 연소가 폭주하면서 일어나며, 언제나 먼저 찬드라세카르 한계를 넘어야 하는 것은 아니다.

11.6.2 핵붕괴 초신성: 무거운 별의 죽음

무거운 별($>8M_{\odot }$)은 연속적인 핵융합 단계를 거치며 양파 같은 층에서 수소, 헬륨, 탄소, 네온, 산소, 규소, 마지막으로 철이라는 더 무거운 원소들을 만든다. 철의 융합은 에너지를 방출하지 않으므로, 철핵이 스스로를 지탱할 능력 이상으로 커지면 중심핵이 붕괴한다.

핵은 1초도 안 되어 붕괴하여 원자핵 밀도에 도달한다. 전자와 양성자가 결합해 중성자가 되면서 중성미자가 쏟아져 나온다. 핵의 반동은 충격파를 일으킨다. 많은 모형에서 중성미자 가열은 정체된 충격파를 되살리는 데 도움을 주고, 거대한 **핵붕괴 초신성(수소 외피가 남아 있으면 II형)**을 통해 바깥층을 방출시킨다.

이 폭발은 은하 전체보다 밝을 수 있다. 중성미자가 대부분을 차지하는 총 방출 에너지는 태양이 평생 내보내는 에너지에 필적할 수 있다.

11.6.3 핵합성: 원소 만들기

초신성은 무거운 원소를 만들고 흩뿌리는 중요한 장소이다. 관련 과정은 다음과 같다.

• 철까지의 원소는 붕괴 전 별 내부의 핵융합으로 만들어진다.
• **더 무거운 원소(구리, 은, 금, 우라늄 등)**에는 여러 핵합성 기원이 있다. 빠른 중성자 포획인 r-과정은 중성자별 병합과 일부 드문 폭발에서 많은 무거운 원자핵을 만들 수 있으며, 별에서의 느린 중성자 포획도 기여한다.

이 과정들이 함께 우주의 화학적 다양성을 만들어 낸다. 초신성 핵합성은 중요하지만 철보다 무거운 원소는 다른 환경에서도 형성될 수 있다.

11.6.4 관측된 초신성: 티코부터 SN 1987A까지

초신성은 역사 전반에 걸쳐 관측되었다.

• 티코의 초신성(SN 1572): 티코 브라헤가 관측했으며, 하늘은 변하지 않는다는 아리스토텔레스적 믿음에 도전했다.
• 케플러의 초신성(SN 1604): 우리은하에서 맨눈으로 관측되어 기록된 마지막 초신성이다.
• SN 1987A: 대마젤란은하에서 일어난 장관으로, 가시광과 중성미자로 모두 검출되어 핵붕괴 설명을 뒷받침했다.

따라서 초신성은 핵물리학과 입자물리학 모두의 실험실 역할을 한다.

11.6.5 우주의 거리자로서 Ia형 초신성

Ia형 초신성은 백색왜성의 열핵 폭발로 생긴다. 최대 광도는 서로 다르지만 광도곡선의 형태와 색에 관한 경험적 관계로 보정할 수 있다. 이 때문에 우주론에서 **‘표준화할 수 있는 촛불’**로 쓰인다. 천문학자는 보정한 고유 밝기와 겉보기 밝기를 비교하여 먼 은하까지의 거리를 측정할 수 있다.

1990년대 먼 Ia형 초신성 관측은 우주의 팽창이 가속되고 있음을 밝혀 암흑 에너지의 발견으로 이어졌다.

11.6.6 주요 발전 연표

연도	과학자	기여
1931	S. 찬드라세카르	백색왜성 질량 한계(1.44 $M_{\odot }$)
1934	바데·츠비키	초신성이 중성자별을 만든다고 제안
1957	버비지, 버비지, 파울러, 호일(B²FH 논문)	별과 초신성의 핵합성 이론
1987	전 세계 관측자	SN 1987A의 중성미자가 핵붕괴를 뒷받침
1998	초신성 우주론 프로젝트·고적색편이 팀	Ia형 초신성으로 가속 팽창 확인

11.6.7 되돌아보기

초신성은 파괴자이자 창조자이다. 별의 삶을 끝내지만 생명에 필수적인 원소를 은하 전역에 흩뿌린다. 우리 뼈의 칼슘과 혈액의 철에는 항성 핵합성과 폭발의 역사가 기록되어 있다. 칼 세이건의 유명한 표현처럼 ‘우리는 별의 물질로 이루어져 있다.’

따라서 별의 죽음은 밤하늘뿐 아니라 우리 자신의 기원도 밝혀 준다.

11.7 은하와 대규모 구조

별의 삶과 죽음을 살펴본 뒤, 이제 그 거대한 집합체인 은하로 눈을 돌리자. 수십억 개의 별, 가스, 먼지, 암흑 물질로 이루어진 광대한 계는 우주를 구성하는 기본 단위이다. 그 구조와 분포를 이해하면서 우주의 건축 양식뿐 아니라 가장 깊은 수수께끼 일부도 드러났다.

11.7.1 허블의 소리굽쇠: 은하 분류

1920년대와 1930년대에 에드윈 허블은 은하의 형태 분류 체계를 고안했다. 오늘날 허블 소리굽쇠 도표로 유명한 체계이다. 은하는 다음과 같이 분류되었다.

• 타원은하(E0–E7): 매끈하고 뚜렷한 무늬가 없는 타원체로, 거의 구형인 것부터 길게 늘어난 것까지 있다.
• 나선은하(Sa, Sb, Sc): 나선팔과 다양한 크기의 팽대부를 가진 원반이며 별 형성이 활발하다.
• 막대나선은하(SBa, SBb, SBc): 중심에 별로 이루어진 막대가 있는 나선은하이다.
• 불규칙은하: 뚜렷한 구조 없이 혼란스러운 모양을 가진다.

처음에는 타원은하에서 나선은하로 이어지는 진화 순서를 나타낸다고 생각했지만, 오늘날 이 도표는 주로 분류 도구로 여겨진다. 그럼에도 허블의 체계는 은하천문학의 토대로 남아 있다.

11.7.2 베라 루빈과 암흑 물질 문제

1970년대 천문학자 베라 루빈은 켄트 포드와 함께 나선은하의 회전 곡선을 측정했다. 질량 대부분이 눈에 보이는 안쪽 영역에 집중되어 있다면, 고전적인 뉴턴 역학은 태양계처럼 은하 중심에서 멀어질수록 공전 속도가 줄어들어야 한다고 예측했다. 그러나 루빈은 반지름이 커져도 속도가 일정하게 유지된다는 것을 발견했다.

이는 눈에 보이는 원반보다 훨씬 바깥까지 보이지 않는 질량이 있음을 뜻했다. 중력으로 상호작용하지만 전자기 복사는 관측되지 않는 물질이라는 암흑 물질 개념은 관측을 설명하는 중요한 요소가 되었다. 오늘날 암흑 물질은 우주 **물질의 약 85%**를 차지한다고 여겨진다.

11.7.3 은하단: 츠비키의 사라진 질량

그보다 수십 년 앞선 1930년대에 스위스 천문학자 프리츠 츠비키는 머리털자리 은하단을 연구했다. 그는 은하들이 눈에 보이는 물질만으로 중력에 묶여 있기에는 너무 빠르게 움직인다는 것을 알아차렸다. 사라진 질량을 설명하기 위해 ‘dunkle Materie’, 즉 암흑 물질이라는 말을 사용했다. 당시 주장은 대체로 무시되었지만 루빈의 후속 연구는 그의 선견지명을 확인했다.

11.7.4 우주 거미줄: 대규모 구조

은하는 무작위로 흩어진 것이 아니라 필라멘트, 벽, 공동으로 배열되어 수억 광년에 걸친 거대한 우주 거미줄을 이룬다. 이 구조는 초기 우주의 미세한 요동이 중력에 의해 성장하여 생겨났으며, 그 요동은 오늘날 우주 마이크로파 배경의 작은 비등방성으로 보인다.

슬론 디지털 전천 탐사(SDSS) 같은 현대 적색편이 탐사는 수백만 개 은하의 지도를 작성하여 이러한 패턴을 드러냈다. 우주는 필라멘트를 따라 은하들이 이어지고 그 사이에 거대한 공동이 있는 거대한 스펀지나 거품처럼 보인다.

11.7.5 은하의 진화: 상호작용과 병합

은하는 동적인 계이다. 서로 충돌하고 상호작용하며 병합하고, 이 과정에서 폭발적인 별 형성이 촉발되거나 중심의 초대질량 블랙홀에 물질이 공급되곤 한다. 우리은하 자체도 현재 더 작은 왜소은하들을 흡수하고 있다. 언젠가 안드로메다와 충돌하고 병합할 수도 있지만, 궤도 측정의 불확실성과 다른 은하의 중력 때문에 시기와 결과는 여전히 불확실하다.

11.7.6 주요 발전 연표

연도	과학자	기여
1933	프리츠 츠비키	머리털자리 은하단의 ‘사라진 질량’(암흑 물질)
1926	에드윈 허블	은하 분류(소리굽쇠 도표)
1970년대	베라 루빈·켄트 포드	평탄한 은하 회전 곡선 → 암흑 물질
1990–2000년대	SDSS, 2dF 탐사	대규모 구조 지도 작성
현재	JWST·유클리드 임무	은하 진화와 암흑 물질 분포 탐구

11.7.7 되돌아보기

은하 연구는 우리가 보는 별과 빛나는 가스가 빙산의 일각임을 드러낸다. 우주 물질 대부분은 어둡고 보이지 않으며 우주 거미줄을 빚어낸다. 이런 의미에서 은하는 빛의 섬이면서 더 깊이 숨겨진 현실을 추적하는 표지이다.

이 구조를 더 깊이 들여다보면 다음 탐구의 최전선이 드러난다. 바로 블랙홀과 은하 중심부에서 벌어지는 격렬한 과정들이다.

11.8 블랙홀 천문학

일반상대론의 모든 예측 가운데 블랙홀의 존재만큼 기상천외해 보였던 것은 없었다. 블랙홀은 시공간이 너무 심하게 휘어 빛조차 빠져나올 수 없는 영역이다. 한때 수학적 기이함으로 치부되었던 블랙홀은 이제 퀘이사에 에너지를 공급하고 은하의 모습을 결정하며 검출 가능한 시공간의 잔물결까지 만들어 내는 천체물리학의 핵심 주역이다.

11.8.1 이론적 기원

중력의 심연이라는 발상은 아인슈타인보다 앞선다. 18세기에 존 미첼과 피에르시몽 라플라스는 탈출 속도가 빛의 속도를 넘는 ‘어두운 별’을 상상했다. 그러나 그들의 추론은 뉴턴 물리학에 바탕을 두고 있었다.

상대론은 엄밀한 틀을 제공했다. 1916년 카를 슈바르츠실트는 구대칭 질량 분포의 바깥 진공에서 시공간의 기하를 기술하는 아인슈타인 장방정식의 첫 번째 정확한 해를 찾았다.

$$d{s}^2=-\left(1-\frac{2GM}{r{c}^2}\right)c^{2}d{t}^2+{\left(1-\frac{2GM}{r{c}^2}\right)}^{-1}d{r}^2+r^{2}d{\Omega }^2.$$

블랙홀 해에서는 슈바르츠실트 반지름인 $r=r_s=\frac{2GM}{c^2}$에 돌아올 수 없는 경계, 즉 사건의 지평선이 놓인다. 반지름이 이보다 큰 보통 별에는 이런 지평선이 없다. 그 별의 진공 외부 해는 별 바깥에서만 적용된다.

처음에는 아인슈타인조차 이 대상들이 물리적으로 실재하는지 의심했다. 천체라기보다는 병적인 수학적 대상처럼 보였기 때문이다.

11.8.2 별의 붕괴와 블랙홀의 실재

1939년 로버트 오펜하이머와 하틀랜드 스나이더는 충분히 무거운 별이 핵연료를 소진한 뒤 멈출 수 없는 붕괴를 겪어 블랙홀을 형성할 수 있음을 보였다. 이것이 천체물리학적 블랙홀의 이론적 탄생이었다.

수십 년 동안 이 발상은 추측으로 남았다. 그러나 1960~70년대에 이르러 간접 증거가 쌓이기 시작했다. 백조자리 X-1과 같은 쌍성계의 밀집 X선원은 무겁지만 보이지 않는 동반 천체의 존재를 암시했다. 이들은 최초의 유력한 블랙홀 후보가 되었다.

11.8.3 초대질량 블랙홀과 퀘이사

1963년 마르턴 슈미트는 강한 전파원의 광학 대응 천체인 퀘이사를 연구하면서 그 스펙트럼의 적색편이가 매우 크다는 사실을 알아냈다. 퀘이사는 극도로 멀리 있으면서 상상할 수 없을 만큼 밝았다. 널리 받아들여지는 에너지원은 태양 질량의 수백만~수십억 배에 이르는 초대질량 블랙홀로 물질이 강착하는 과정이다.

오늘날 우리는 우리은하를 포함한 많은 큰 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있음을 안다. 은하 중심의 궁수자리 A*의 질량은 약 $4\times 10^6{M}_{\odot }$이다.

11.8.4 보고 듣는 블랙홀: 현대의 관측

1. X선 쌍성
   쌍성계에서 물질을 강착하는 항성질량 블랙홀은 뜨겁고 X선을 방출하는 강착 원반을 통해 자신의 존재를 드러낸다.

2. 중력파(2015년~)
   LIGO 공동연구진은 블랙홀 병합에서 발생한 시공간의 잔물결을 검출했다. 최초의 사건인 GW150914에서는 태양 질량의 36배와 29배인 두 블랙홀이 하나로 합쳐졌다. 이로써 중력파 천문학의 새 시대가 열렸다.

3. 사건지평선망원경(2019년)
   지구 크기의 전파망원경 배열이 M87 은하에 있는 블랙홀 그림자의 첫 ‘영상’을 만들어 냈다. 2022년 EHT 공동연구진은 궁수자리 A*의 비슷한 영상을 공개했다. 이러한 성과는 강한 중력 영역에서 일반상대론을 확인해 주었다.

11.8.5 주요 발전 연표

연도	과학자 / 연구진	기여
1916	카를 슈바르츠실트	최초의 정확한 블랙홀 해
1939	오펜하이머·스나이더	별의 붕괴 → 블랙홀
1960년대	X선 천문학	밀집 X선원 발견
1963	마르턴 슈미트	퀘이사의 우주론적 적색편이 확인
2015	LIGO 공동연구진	최초의 중력파 검출(블랙홀 병합)
2019	EHT 공동연구진	최초의 블랙홀 영상(M87)

11.8.6 되돌아보기

한때 수학적 호기심의 대상이었던 블랙홀은 기초 물리학의 핵심 실험실이 되었다. 블랙홀은 양자의 세계와 우주를 연결하고, 가장 극단적인 영역에서 일반상대론을 시험하며, 은하의 진화에 영향을 준다.

수브라마니안 찬드라세카르의 표현처럼 블랙홀은 ‘우주에서 가장 완벽한 거시적 대상’이다. 정상 상태의 고립된 블랙홀에 대한 고전적 일반상대론의 기술에서 블랙홀은 질량, 스핀, 전하로 완전히 특징지어진다. 그러나 호킹 복사에서 정보 문제에 이르기까지 역설들이 남아 있어, 블랙홀 천문학은 앞으로도 수십 년 동안 탐구의 최전선에 머물 것이다.

11.9 암흑 물질과 암흑 에너지

20세기 후반 천문 관측이 정밀해지면서 두 가지 심오한 수수께끼가 등장했다. 첫째, 은하와 은하단은 별과 기체에서 볼 수 있는 것보다 훨씬 많은 질량, 즉 암흑 물질에 의해 결합되어 있는 듯했다. 둘째, 우주의 팽창은 느려지기는커녕 가속되고 있음이 밝혀졌으며, 이를 이끄는 미지의 성분은 이제 암흑 에너지라고 불린다. 이 두 보이지 않는 실체가 함께 우주를 지배한다.

11.9.1 암흑 물질 문제

은하 회전 곡선

1970년대 베라 루빈과 켄트 포드는 나선은하에서 별의 회전을 측정했다. 뉴턴 역학에 따르면 질량 대부분이 안쪽 영역에 집중되어 있을 때 바깥쪽 궤도 속도는 반지름이 커질수록 감소해야 한다. 구대칭 질량 분포에 대해서는 다음과 같다.

$$v(r)\propto \sqrt{\frac{GM(r)}{r}}.$$

하지만 그들이 발견한 것은 평탄한 회전 곡선이었다. 바깥쪽에서도 속도는 거의 일정하게 유지되었다. 이는 눈에 보이는 원반 훨씬 너머까지 보이지 않는 질량이 대량으로 퍼져 있음을 뜻했다.

은하단

그보다 수십 년 앞선 1933년 프리츠 츠비키는 머리털자리 은하단을 연구하면서 은하들이 빛나는 물질만으로 묶여 있기에는 너무 빠르게 움직인다는 점에 주목했다. 그는 ‘dunkle Materie’, 즉 암흑 물질의 존재를 추론했다. 처음에는 무시되었지만, 그의 통찰은 이후 루빈이 제시한 더 결정적인 증거를 예고했다.

암흑 물질 후보

가능한 설명에는 다음과 같은 것들이 있다.

• 바리온 암흑 물질: 희미한 별, 갈색왜성, 또는 MACHO(무거운 밀집 헤일로 천체). 관측에 따르면 이들만으로 모든 질량을 설명할 수는 없다.
• 비바리온 암흑 물질: WIMP(약하게 상호작용하는 무거운 입자), 액시온, 비활성 중성미자와 같은 가설적 입자. 집중적인 탐색에도 아직 검출되지 않았다.

오늘날 암흑 물질은 **우주 에너지 밀도의 약 27%**를 차지한다고 여겨진다.

11.9.2 암흑 에너지의 발견

1990년대 후반, 서로 독립적인 두 연구진인 초신성 우주론 프로젝트와 고적색편이 초신성 탐색팀은 멀리 있는 Ia형 초신성을 관측했다. 우주의 팽창은 감속하는 대신 가속하는 것으로 나타났다.

이 놀라운 결과는 공간 전체에 퍼져 있는 반발적 에너지의 존재를 뜻했으며, 이는 아인슈타인의 우주상수 $\Lambda$와 부합했다. 한때 실수로 치부되었던 항이 강렬하게 되돌아온 것이다.

11.9.3 ΛCDM 모형

오늘날 우주론의 ‘표준 모형’은 ΛCDM(람다 차가운 암흑 물질)이라고 불린다. 이 모형은 다음을 가정한다.

• **5%**의 보통(바리온) 물질
• **27%**의 암흑 물질
• **68%**의 암흑 에너지(Λ)

이 모형은 우주 마이크로파 배경복사, 은하의 군집, 대규모 구조를 성공적으로 설명한다. 그러나 더 깊은 질문을 던진다. 암흑 물질은 무엇으로 이루어져 있는가? 암흑 에너지의 본질은 무엇인가?

11.9.4 관측 증거

• **우주 마이크로파 배경복사(CMB)**의 비등방성: COBE, WMAP, 플랑크가 측정했으며, 초기 밀도 요동에 남은 암흑 물질의 흔적을 보여 준다.
• 중력렌즈: 은하 주변에서 빛이 휘는 현상은 눈에 보이는 것보다 많은 질량을 드러낸다.
• 바리온 음향 진동: 은하 분포는 ΛCDM의 예측을 확인해 준다.
• 초신성(1998년): 가속 팽창은 암흑 에너지의 존재를 시사한다.

11.9.5 발견 연표

연도	과학자 / 연구진	발견
1933	프리츠 츠비키	머리털자리 은하단의 ‘사라진 질량’
1970년대	베라 루빈·켄트 포드	평탄한 은하 회전 곡선
1998	초신성 우주론 프로젝트·고적색편이 탐색팀	가속 팽창
2000~2010년대	WMAP·플랑크 위성	정밀 우주론, ΛCDM 모형

11.9.6 되돌아보기

암흑 물질과 암흑 에너지는 함께 **우주의 95%**를 이루지만 그 본질은 여전히 알려지지 않았다. 행성과 사람을 이루는 원자, 즉 보통 물질은 우주 규모에서는 부수적인 존재에 불과하다. 우주론자 숀 캐럴의 익살스러운 표현을 빌리면, ‘물리학은 우주의 조리법을 발견했지만 재료는 아직 찾지 못했다.’

이 수수께끼들은 표준 모형 너머의 물리학을 가리킨다. 새로운 입자나 장, 어쩌면 중력 자체의 수정일 수도 있다. 어떤 해답이 나오든 우주에 대한 우리의 이해를 바꾸어 놓을 것이다.

11.10 현대 우주론의 최전선

21세기의 우주론은 갈림길에 서 있다. 한편으로 ΛCDM 모형은 우주를 놀라울 정도로 정확하게 기술한다. 다른 한편으로 암흑 물질과 암흑 에너지의 진정한 본질, 우주 구조의 기원은 여전히 심오한 수수께끼이다. 이제 우주론자들은 우주의 가장 이른 순간을 탐구하고, 극한 조건에서 일반상대론을 시험하며, 철학과 맞닿은 발상들을 살펴본다.

11.10.1 우주 급팽창: 상상을 초월하는 폭발적 팽창

1981년 앨런 구스는 빅뱅 후 1초도 지나지 않은 최초의 찰나에 공간이 지수적으로 팽창했다는 우주 급팽창 이론을 제안했다. 급팽창은 핵심 난제들을 해결한다.

• 지평선 문제: 왜 CMB는 하늘 전역에서 이토록 균일한가? 급팽창은 멀리 떨어진 영역들이 과거에 인과적으로 연결되어 있을 수 있게 한다.
• 평탄성 문제: 왜 우주의 공간 곡률은 0에 그토록 가까운가? 급팽창은 기하를 평탄하게 만든다.
• 자기 홀극 문제: 급팽창은 대통일 이론이 예측하는 이국적인 잔존물을 희석한다.

수학적으로 급팽창은 퍼텐셜 에너지 밀도 $V(\varphi )$가 동역학을 지배하는 스칼라 ‘인플라톤’ 장으로 기술된다. 빛의 속도를 1로 놓는 단위계에서는 다음과 같다.

$$H^2\approx \frac{8\pi G}{3}V(\varphi ).$$

우주 규모로 늘어난 인플라톤의 양자 요동은 은하 형성의 씨앗을 제공하며, 오늘날 CMB의 비등방성으로 관측된다.

11.10.2 다중우주 가설

급팽창의 일부 형태, 특히 영원한 급팽창은 급팽창이 모든 곳에서 끝나는 것이 아니라 여러 영역에서 계속되며 ‘거품 우주’를 만들어 낸다고 시사한다. 각 거품은 서로 다른 물리 상수와 법칙, 심지어 차원을 가질 수도 있다. 이 급진적인 발상을 다중우주라고 부른다.

다중우주는 추측적인 발상이지만 일부 이론물리학계에서는 진지하게 다뤄진다. 인류 원리적 추론을 통해 상수들의 겉보기 미세 조정(예를 들어 우주상수 문제)을 설명할 수 있기 때문이다. 그러나 그 본성상 검증 가능성과 과학의 경계에 관한 심오한 문제를 제기한다.

11.10.3 정밀 우주론: 플랑크와 그 너머

우주론은 정밀 과학이 되었다. 2013년에 처음 발표된 플랑크 위성의 관측 결과는 CMB를 매우 정밀하게 지도화하여 우주론 매개변수를 몇 퍼센트 이내로 제한했다. ΛCDM 모형에 따른 2018년 최종 결과의 주요 값은 다음과 같다.

• 우주의 나이: $13.80\pm 0.02$ 십억 년.
• 허블 상수: $H_0\approx 67.4\text{km/s/Mpc}$(플랑크 값).
• 물질·에너지 구성: 바리온 5%, 암흑 물질 27%, 암흑 에너지 68%.

국소적으로 측정한 $H_0$(≈ 73 km/s/Mpc)와 플랑크 값 사이의 불일치처럼 긴장은 남아 있다. 이 허블 긴장은 새로운 물리학을 암시할지도 모른다.

제임스 웹 우주망원경(JWST), 유클리드, **베라 루빈 천문대(LSST)**와 같은 차세대 관측 시설은 암흑 에너지, 초기 은하, 우주의 새벽을 탐구하는 것을 목표로 한다.

11.10.4 우주의 운명

우주의 궁극적인 운명은 무엇인가? 몇 가지 시나리오가 있다.

1. 열적 죽음(빅 프리즈)
   암흑 에너지가 일정하다면 팽창은 영원히 계속되고, 중력으로 결합되지 않은 은하계들은 서로 멀어지며, 별은 연료를 다 태우고, 우주는 식어 어둠 속으로 들어갈 것이다.

2. 빅 크런치
   중력이 결국 팽창을 압도한다면 우주는 다시 특이점으로 붕괴할 수 있다. 현재의 증거는 이를 지지하지 않는다.

3. 빅 립
   암흑 에너지가 시간이 흐를수록 강해진다면(팬텀 에너지), 은하와 별, 행성, 심지어 원자까지 찢어 놓을 수 있다.

4. 순환 모형
   일부 이론은 양자중력과 연결될 수도 있는, 팽창과 수축이 반복되는 진동 주기를 제안한다.

현재 ΛCDM 모형은 우주가 차갑고 텅 빈 공간을 향해 영원히 팽창하는 열적 죽음 시나리오를 예측한다.

11.10.5 현대 우주론 연표

연도	과학자 / 탐사 계획	기여
1981	앨런 구스	급팽창 제안
1990~2000년대	COBE, WMAP	CMB 비등방성 지도 작성
2013	플랑크 위성	정밀한 우주론 매개변수
2015	LIGO 공동연구진	중력파가 새로운 관측 창을 열다
2020년대	JWST, 유클리드, LSST	암흑 에너지와 초기 은하 탐구

11.10.6 되돌아보기

현대 우주론은 성취와 겸손이 공존하는 자리에 서 있다. 우리는 빅뱅 후 1초도 지나지 않은 시점까지 우주를 거슬러 추적할 수 있지만, 우주 내용물의 95%는 여전히 수수께끼이다. 슈퍼컴퓨터로 우주 거미줄을 모의실험할 수 있지만, 물리 법칙이 왜 지금과 같은 형태인지 알지 못한다.

스티븐 호킹은 이렇게 말했다. ‘내 목표는 단순하다. 우주를 완전히 이해하는 것, 우주가 왜 지금과 같은 모습이며 왜 존재하는지를 아는 것이다.’

우주론의 최전선은 과학이 끝나지 않았음을 일깨워 준다. 과학은 별들에 걸쳐 쓰이고 있는 미완의 이야기이다.