<상상조차 어려운 인플레이션 이론>
우주가 생긴 시점에서 생각해 보아도 우주의 양 끝은 다녀올 수 없는 거리다. 우주의 역사 초기에는 우주의 크기가 아주 작았겠지만 우주가 생긴 지 얼마 안 돼 끝에서 끝까지 갈 시간은 부족하다는 뜻이다. 우주의 모든 지점에서 이런 문제가 생기는데 이는 빛의 속도보다 빠르게 달리지 않으면 불가능한 일이다.
이를 현 과학 단계에서 설명해주는 것이 인플레이션 이론이다.
그러나 우주의 인플레이션 이론은 현대 과학 즉 상대성이론이 지배하는 우주에서는 매우 이해하기 어려운 면이 있는 것은 사실이다.
그럼에도 불구하고 인플레이션 이론이 도출된 것은 빅뱅우주론에 두 가지 결정적인 문제점이 있기 때문이다. 그것은 우주의 평탄성 문제(flatness problem)와 지평선 문제(horizon problem)이다.
우주의 평탄성 문제는 우선 빅뱅 이후 우주는 100억 년 이상 팽창을 계속하고 있다는 점이다. 이런 현상은 우주의 미래에도 계속 팽창하게 되는가 또는 언젠가는 팽창을 멈추고 다시 수축하게 될까 하는 점이다.
그런데 우주가 팽창하는 동안에도 우주 안의 물질들 사이에는 서로 끌어당기는 인력(중력)이 작용하고 있는 것은 사실이다. 이는 우주의 팽창은 일종의 브레이크가 걸려 있는 상태이므로, 언젠가 우주의 팽창이 멎게 되면 중력에 의해 우주는 다시 수축하게 될 것이라고 유추하는 것은 자연스러운 일이다.
그런데 이것은 우주 안에 있는 물질의 양이 얼마나 되는가에 달렸다. 이 물질의 양을 표현하는 방식으로 우주의 밀도 즉 우주의 팽창을 멈추게 하는 임계밀도(critical density)가 제시된다.
많은 학자들의 연구에 의해 우주의 임계밀도는 10^-29g/cm^3로 알려진다. 이 숫자는 1세제곱미터의 우주공간 안에 겨우 6개의 수소 원자가 있는 것에 불과하다는 것으로 정말로 작은 숫자다. 이 밀도는 행성 사이의 공간 밀도보다 1억 배나 높은 고진공이고, 지구에서 상상할 숫자는 아니다. 예를 들면 우리 대기 1세제곱미터 안에 1025개의 원자가 있다는 것을 보면 알 수 있다.
곧이어 제기되는 질문은 우주의 평균밀도가 어느 정도이냐이다. 이를 흔히 평균밀도 대신 Ω(오메가)라는 값을 정의하여 사용한다.
김충섭 교수는 세 가지 경우의 수를 다음과 같이 설명한다.
만일 Ω<1이면 우주의 밀도는 임계밀도보다 작아서 우주는 끝없이 팽창하는 열린 우주(open universe)가 된다. 이런 우주공간에서 두 평행선은 서로 만나지 않으며, 삼각형의 내각의 합은 180°보다 작은 음의 곡률을 갖는다.
반대로 Ω>1이면 중력이 충분히 커서 우주는 어느 시점에서 팽창을 멈추고 다시 수축하는 닫힌 우주(closed universe)가 된다. 이런 우주공간에서 평행선은 어딘가에서 반드시 만나며 삼각형의 내각의 합은 180°보다 큰 양의 곡률을 갖는다.
매우 특별한 경우이지만 Ω=1인 상태도 생각할 수 있다. 이때 우주는 열린 우주와 닫힌 우주의 중간상태를 절묘하게 유지하면서 영원히 팽창한다고 설명한다. 이런 우주공간에서 삼각형의 내각의 합은 180°가 되며 곡률이 없는 평탄한 우주(flat universe)가 된다.
세 가지 경우의 수 중 우리 우주가 어떻게 될 것인가는 우주의 Ω 값을 알면 될 일이다. 학자들은 현재까지 알려진 Ω의 값은 항성들의 질량만으로 계산하면 0.01 이상이지만 Ω의 값이 1에서 크게 벗어나지 않을 것으로 예상한다.
Ω의 값이 1로부터 조금만 벗어나도 편차에 의해 현 우주의 나이를 137억 년으로 볼 때 엄청나게 증폭되는데도 불구하고 현 우주는 오래전에 수축하여 사라지지도 않았고 반면에 너무 빨리 팽창하여 은하나 별들이 생성될 여유조차 없을 정도로 확대되어 은하나 별이 거의 없는 우주가 되지도 않았다.
이 경우 설명할 수 있는 것은 Ω가 1에 매우 근접하는 경우다. Ω의 값을 항성들의 질량만으로 계산하면 0.01보다 크다고 생각하지만 Ω 값이 1에서 크게 벗어나지 않을 것으로 추측하는 이유이다.
두 번째 문제는 평탄성 문제이다. 어떤 이유로 Ω 값이 1과 거의 같을 것으로 추정하지만 학자들의 의문은 매우 날카롭다. 빅뱅 순간, Ω는 어떤 값을 갖고 있었을까하는 점이다.
현재 우주의 밀도가 임계밀도에서 크게 벗어나지 않았고, 우주는 137억 년 동안 팽창을 계속해왔기 때문에 과거의 우주는 현재보다 임계밀도에 더욱 가까이 접근하며 빅뱅의 순간에 다가갈수록 그 정도가 더욱 심하다고 예상하는 것은 자연스러운 일이다.
학자들은 오늘날 Ω의 값을 대체로 0.1〜10 범위의 값을 갖는다고 가정하면, 빅뱅 후 1초가 지났을 때 Ω의 값은 1의 값에서 10^-15 정도의 차이를 가졌을 것으로 예상한다. 즉 Ω=1.000000000000000이었으며 물리학적으로 상상할 수 있는 가장 짧은 순간(플랑크 시간 : 10^-43초), 즉 우주 탄생의 순간에 Ω는 1.0000000000 0000000000 0000000000 0000000000 0000000000 0000000000이어야 한다고 계산했다.
이것은 우주가 팽창을 시작할 때 팽창과 중력이 믿을 수 없을 정도로 정확하게 조정된 상태에서 출발했으므로 우리 우주가 곡률이 없는 평탄한 우주라고 설명하는 이유다.
빅뱅의 두 번째 문제점은 우주의 크기가 상상 이상으로 거대하다는 점이다.
현재 지구인들의 수준에서 우주가 유한한가 아니면 무한한가는 아직 미지수다.
그러므로 천문학자들은 가시적 우주(visible universe)라는 개념을 사용한다. 가시적 우주란 우주가 팽창을 시작한 이래 빛이 우리에게 도착할 때까지 진행해온 영역으로 정의한다. 따라서 가시적 우주는 중심에 우리가 있고 반지름이 137억 광년 되는 가상적인 구로 생각할 수 있다.
반면에 관측 가능한 우주(observable universe)라는 개념을 차용하기도 한다.
가시적 우주에서 우리가 볼 수 있는 우주의 지평선은 137억 광년 거리에 있지만, 우주는 팽창을 계속하고 있기 때문에 현재 이 지평선은 그보다 훨씬 더 멀리 가 있다고 추정하는 것이다. 우주의 팽창을 고려할 때 우주의 반경이 465억 광년으로 늘어난다.
그런데 현재 지구인의 실력으로 우주를 관찰한 결과 우주는 거대한 규모에서 볼 때, 균일하다는 점이다. 즉 우주 은하들의 분포가 전체적으로 매우 균일하다는 사실이다.
이것은 우주의 지평선 문제로 귀결된다. 우주 공간의 은하들은 은하단과 초은하단이라는 구조를 이루며 분포하지만, 이보다 더 큰 거대규모에서 볼 때 전 우주의 물질 분포는 균일하다는 뜻이다.
우주의 탄생과 직결되는 우주배경복사 역시 우주의 물질이 전 우주에 걸쳐 매우 고르게 분포하고 있음을 말해준다. 우주배경복사탐사선(COBE)을 통하여 관측된 우주배경복사는 빅뱅으로부터 38만 년 후의 우주의 밀도분포를 보여주는데, 전 우주에 걸쳐 1/10만 범위의 오차 내에서 고르게 분포하고 있음을 보여준다. 이와 같은 사실들은 우주가 전체적으로 고르게 분포하고 있을 뿐 아니라 모든 방향으로 대칭적으로 팽창하고 있음을 말해준다.
이것은 학자들이 매우 납득하기 어려운 사실로 인식된다. 가시적 우주의 끝에서 끝까지의 거리는 137억 광년의 2배인 274억 광년이다.
그런데 우주가 균일해지기 위해서는 우주의 모든 곳, 우주의 한쪽 끝과 그 반대쪽 끝이 서로 정보를 교환할 수 있어야 한다고 생각한다. 놀라운 것은 이들은 빛의 속도로도 도달할 수 없을 만큼 멀리 떨어져 있음에도 불구하고 우주의 모습이 어디나 똑같이 닮아있다는 것이다.
우주가 균일하고 우주의 모든 부분이 똑같은 물리법칙을 따르면서 똑같은 방식으로 동시에 팽창하고 있다는 것을 의미하는데 학자들은 이를 우주의 지평선 문제로 인식한다.
여기에서 관건은 중력이다. 중력이 우주의 팽창을 늦춰주는 요인인데 우리 우주가 현재보다 더 젊고 더 압축되어 있었을 때, 우주는 더 빨리 팽창하고 있었고 서로 간에 신호 전달이나 어떤 인과적인 접촉이 일어날 수 있는 시간도 훨씬 적었다고 볼 수 있다.
대폭발이론이 다소 곤경에 처해져 있을 1979년대 말 코넬대학의 알란 구스(Alan Guth)가 빅뱅 모형의 몇 가지 어려움을 제거할 수 있는 방법을 발견했다. 그는 대폭발 후 약 10^-35초가 되었을 때 우주가 ‘과냉각’ 상태로 진입하면 빅뱅이론에서 문제가 되는 팽창문제 등을 해결할 수 있다고 주장했다. 그는 이 상태를 소위 ‘가짜 진공(false vaccum)'이라고 표현했는데 결론은 우주가 가짜 진공상태에서 현재의 우주인 진짜 진공상태로 옮겨갔다는 것이다. 그 결과 팽창률이 급격히 변했으며 이를 인플레이션이 일어났다고 한다. 구스는 폭발 후 약 10^-35초에서 10^-33초 까지 이 상태가 지속되었다고 계산했다.
즉 구스는 이 문제를 빅뱅보다 더 큰 폭발이 있었다면 해결할 수 있다는 것이다.
한마디로 빛보다 빠른 속도로 우주 공간 자체가 부풀었다는 것이다. 아인슈타인에 의하면 빛보다 빠른 것은 없다고 말했다는 것이 걸림돌이지만 이는 어떤 입자가 빛보다 빠르게 달린 것이 아니라 공간 자체가 빛보다 빨리 늘어났다는 설명이므로 물리적으로도 틀린 개념이 아니다.
그러나 인플레이션이론을 일반사람들이 상상하는 것이 간단한 일은 아니다. 핀 머리만한 것이 커다란 오렌지나 축구공 크기로 단숨에 변했다는 것이 아니다. 놀랍게도 우주의 부피가 한 순간에 10의 50제곱, 다시 말해 1에 0이 50개 붙는 비율로 증가했다는 것이다.
구스의 아이디어가 발표되자 천문학자들은 대통일장이론에서 주장하는 힘의 상전이가 일어날 때 10^-35초마다 2배씩 증가하는 극단적인 가속팽창이 일어날 수 있다고 주장했다. 그런데 인플레이션이 일어난 시기는 대폭발 후 10^-37초에서 10^-33초까지이다.
순간적으로 급팽창하는 시점이 지나면 우주는 상대적으로 매우 완만하게 증가하며 현재까지 지속된다는 것이다. 이 말은 우주가 최초의 순간에는 슈퍼맨처럼 활동적이었으나 현재는 그런 변화를 그만두고 기나긴 우주의 역사 동안 본래의 평범한 인간으로 돌아가 생활하고 있는 것이다.
인플레이션 이론이 도출되자마자 많은 천문학자들이 환호성을 지른 것은 가장 골머리를 썩이던 평평함 문제를 해결할 수 있기 때문이다. 우선 인플레이션이 일어날 때 공간의 팽창 속도는 광속불변의 원리에 의해 제한을 받지 않는다는 점이다. 인플레이션에 의한 팽창은 빛의 속도를 능가하는데 우주의 팽창은 공간 그 자체가 뻗어나가는 것이기 때문이다. 대규모 팽창을 통해 나타나는 첫 번째 현상은 곡선이 평평하게 펴지는 모습을 보여준다는 뜻이다. 예를 들어 100원짜리 동전이 지구만큼 커졌을 때는 동전의 테두리가 수평선과 같은 직선으로 보인다. 우주의 지평선 문제를 보다 수월하게 설명하는 것으로는 현재 관측되는 우주가 우주 지평선 이내의 영역에 해당되기 때문에 방향에 상관없이 우주배경복사가 거의 같은 온도를 지닌다는 것이다.
여하튼 구스에 따르면 인플레이션 동안 우주의 모든 지역이 철저히 혼합되었으므로 따라서 지역들 간의 접촉이 가능했다는 것이다. 물론 그는 우주가 팽창할 때 그것들은 정보를 공유한 상태로 남아있다고 추정했다.
그러나 이 짧은 시간 동안 시공간은 빛 보다 빠른 속도로 팽창하여 우주의 크기는 양성자보다 훨씬 작은 크기에서 1026배 이상 커졌다는 것으로 일반 상식으로는 이해되지 않는 점이 있는 것은 사실이다.
그런데 학자들이 환호하는 것은 인플레이션이론을 도입하면 우주의 지평선 문제를 쉽게 설명할 수 있다는 점이다.
인플레이션에 의해 우주의 크기가 빛의 속도보다 더 빠르게 팽창하므로 인플레이션이 일어날 당시의 우주의 지평선 거리는 현재 빛이 도달할 수 없는 거리보다 훨씬 바깥으로 밀려나간다. 따라서 현재 우리가 보는 우주의 지평선은 인플레이션이 일어날 당시에는 지평선 거리보다 훨씬 안쪽에 있었으므로 우주의 모습이 닮아 있는 것은 당연하다는 것이다.
우주의 평탄성 문제 역시 인플레이션이론으로 설명이 가능하다. 우주의 급격한 팽창은 우주 초기에 있었을지도 모르는 우주의 곡률을 거의 0으로 접근시킨다. 이것은 작은 풍선표면의 곡률은 매우 크게 느껴지지만, 지구표면에서는 지구의 곡률을 느낄 수 없는 것과 같다. 현재 우주가 곡률이 거의 0인 평평한 우주로 인식되는 것은 인플레이션으로 우주가 충분히 크게 팽창하였기 때문이라는 것이다.
인플레이션 이론에 제기된 한 가지 어려움은 인플레이션을 어떻게 부드럽게 끝내느냐 였는데 1981년 펜실베이니아대학교의 폴 스타인하드트(Paul Steinhardt)와 안드레아 알브레치트(Andreas Albrecht)가 해결책을 제시했다. 그들은 가짜 진공 주변의 경계 모양이 약간 변하기만 하면 인플레이션이 부드럽게 끝날 수 있다는 것이다. 이를 신인플레이션 이론(new inflation)으로 불린다. 구소련의 안드레이 린데(Andrei Linde) 박사도 그들의 주장과 같은 견해를 제시했다.
인플레이션 이론은 대폭발이론의 문제점을 상당히 완화시켜 주었지만 우주가 평평하다는 것은 우주의 평균밀도가 임계밀도와 같다는 것을 의미한다. 그러나 현재까지의 측정에 의하면 우주물질의 밀도가 임계밀도의 단 1퍼센트에 불과하다는 점이다. 바로 이점 때문에 우주 안에는 아직 인간들이 탐지하지 못한 상당한 물질이 존재해야 한다고 학자들이 주장하는 이유이지만 이에 대해 명쾌한 해석은 아직 도출되지 않았다.
세 번 째는 보다 심각한 의문점으로 우주에서 발견되는 구조 문제다.
1970년대 중반에 스티븐 그레고리(Stephen Gregory)와 윌리암 티프트(William Tifft) 박사가 코마(Coma) 은하단 지역에서 거대한 빈 공간을 발견했고 이후 은하집단들의 우주 공간에 1억 광년이나 뻗쳐 있는 사슬 모양의 구조들을 발견했다. 학자들은 우주가 거대한 사슬 모양의 은하집단인 초은하단들과 그들 사이에 있는 거대한 빈 공간 즉 은하들이 하나도 없는 지역으로 구성되어 있다고 생각한다.
1989년에는 소위 만리장성(Great Wall)이라 불리는 길이가 5억 광년이고 너비가 2억 광년이며 거의 1,500만 광년의 두께를 가진 은하들로 이루어진 얇은 판형 구조를 발견했다. 그것은 우리 은하로부터 약 2～3억 광년 거리에 있다. 이런 장성은 그후 계속 발견되었고 이를 ‘거대중력체(Great Attractor)'이라 명명한다. 이것은 우리의 국부은하군과 근처의 다른 몇몇 은하군들을 중력으로 무언가가 끌어당기고 있다는 것을 의미한다.
이런 구조는 빅뱅 이론을 혼돈에 빠뜨렸다. 대폭발이론은 대규모 우주가 균일해야 한다고 예측하기 때문이다. 우주가 편평하다는 것은 우주의 평균밀도가 임계밀도와 같다는 것을 의미한다. 그러나 현재까지의 측정에 의하면 우주물질의 밀도가 임계밀도의 단 1퍼센트에 불과하다는 점이다. 바로 이점 때문에 우주 안에는 아직 인간들이 탐지하지 못한 상당한 물질 소위 암흑물질이 존재해야 한다고 학자들이 주장하는 이유이다.
더구나 실험측정에 의하면 이들 구조들이 대폭발 후 150～160억 년에 형성되기에는 너무 크다는 것이다. 전형적인 은하속도들은 광속의 약 1/300 정도이다. 그러므로 150～160억 년 안에 2억 광년 길이의 빈 공간을 만들어내기 위해서는 은하들이 상당한 거리를 움직여야 한다. 그런데 천문학자들은 만리장성들이 4억에서 8억 광년 떨어져 있다는 것을 발견했는데 이러한 구조들을 생산해 내기 위해서는 우주의 나이가 몇 배 더 되어야 한다는 것이다.
물론 이 문제에 대한 해답도 보이지 않는 우주물질이 존재한다면 어느 정도 설명이 가능하다. 즉 현 우주는 보이지 않는 물질(암흑물질)이 보이는 물질과 뒤섞여 있다는 설명으로도 풀이된다. 그러므로 보이는 물질 지역은 사실 과잉밀집지역이라고 볼 수도 있으므로 물질이 그렇게 많이 움직일 필요는 없어진다는 설명이다.
또한 일부 학자들은 대폭발이론은 초기우주를 설명하는 것이지 우주가 진화되면서 뒤늦게 발달된 구조는 별개라는 것으로 설명될 수 있다고 말한다.
여하튼 학자들이 빅뱅이론을 선호하는 것은 우주의 과거를 예측할 수 있다는 가능성 때문이다. 빅뱅이론에 의하면 태초의 우주에서의 온도와 밀도를 예측할 수 있다. 이것은 종국에 아인슈타인의 일반상대성이론이 무너진다는 것을 의미한다. 우주가 너무 작아서 양자(원자) 효과가 중요해지면 일반상대성이론보다는 양자우주론이 요구되지만 아직 양자화된 일반상대성이론을 개발하지는 못한 상태이다.
바로 이점이 대폭발 후 10^-43초 이전에 어떤 일이 벌어졌는지 아무도 정확히 모르는 이유이다. 그리고 이 시간은 아주 중요한 시점이라고 배리 파커 박사는 설명했다. 왜냐하면 이때가 바로 우주의 팽창을 위한 초기 조건들이 형성되었던 시간이기 때문인데 역설적으로 말하면 바로 이점이 빅뱅이론의 가장 중요한 문제점이기도 하다.
이외에도 대폭발에서 나온 가스구름이 어떻게 분열하여 은하들을 형성했는가 하는 은하생성문제, 자기홀극(magnetic monopole) 문제, 초기우주가 믿을 수 없을 정도로 낮았다는 엔트로피 문제, 반물질 문제, 광자 문제, 우주에 왜 회전축이 없는가하는 회전 문제 등이 있다.
더불어 빅뱅 이론은 우주에 존재하는 원소의 90%가 수소이고 나머지 대부분이 헬륨이라고 설명하므로 우주에 존재하는 무거운 원소들의 존재비를 설명하지 못하는 문제가 있는 것은 사실이다. 물론 이 질문은 빅뱅 순간에 모든 원소들이 생성되는 것이 아니라는 설명이 가능하다.
여하튼 빅뱅이론이 나름대로 우주론에서 기선을 잡고 있다고는 하지만 아직도 명쾌하게 설명되지 않는 문제점이 있다는 것은 아직 대폭발이론이 완성상태에 있지 않다는 것을 의미할 수 있다. 한마디로 현 상황에서 대폭발 이론이 정설에 근접하다고 생각하지만 아직 진리는 아니다라는 지적이 계속 등장하는 이유다.
참고문헌 :
https://terms.naver.com/entry.nhn?docId=3569050&cid=58941&categoryId=58960
『21세기에 풀어야 할 과학의 의문 21』, 존 말론, 이제이북스, 2003
『물리법칙으로 이루어진 세상』, 정갑수, 양문, 2007
『처음 읽는 우주의 역사』, 이지유, 휴커니스트, 2012
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