한울터
빅뱅 | 세 번째 이야기 본문
▶ 우주에서의 관측
▩ 1989년 NASA가 오늘날 은하의 씨앗이 되는 밀도의 변화를 찾아내기 위해 ‘우주배경복사’ 탐사위성 ‘코비’을 우주 궤도에 띄웁니다. 1965년의 관측자료를 정확히 보완하고, 1948년의 빅뱅이론을 다시금 입증하는 결과를 얻었죠.
▩ 1990년 NASA에서 개발한 천문관측용 허블우주망원경을 우주왕복선에 의하여 고도 559 km의 저궤도에 띄웁니다.
다양한 천체들을 사진 촬영하고, 분광 관측함으로써 천문학 발전에 지대한 공헌했습니다. 우주의 나이는 과거 100억년~200억년으로 추정하였는데, 허블 우주망원경을 이용한 관측 덕분에 137억년으로 나이가 산정됩니다.
매우 멀리 있는 초신성의 관측결과 우주는 가속팽창하고 있는 것으로 밝혀졌는데, 이와 관련한 연구자 3명이 노벨상을 수상했습니다. 은하들의 중심핵에 블랙홀이 존재하는 것을 확인하게 됩니다.
▩ 2003년 WMAP 위성 발사로 더 높은 정밀도로 우주배경복사를 측정하였다.
우주의 나아가 137.99 ± 2500만년이라고 계산할 수 있었고, 암흑물질과 암흑에너지 분포까지 포함하는 놀라운 데이터가 확보됩니다. 촬영된 우주배경복사의 타원형 이미지 결과는 우주선으로부터 얻은 온도분포를 나타내는데 이제는 많이 식어서 절대온도 2.7K (섭씨 -270도)에 가까운 온도임을 알게 되었습니다.
이 지도는 빅뱅 이후 우주공간에 에너지와 물질이 어떻게 분포하였는지를 알려주기도 하는 우주의 사진이기도 합니다.
▶ 빅뱅 이론의 증거를 정리해 봅시다.
1) 빅뱅 이론의 예측에 의하면 H : He (질량비) = 3 : 1로 예측합니다.
쿼크들의 결합에 의해 양성자와 중성자 만들어 지는데, 이 직후에 양성자가 중성자로 변환되는 반응과 중성자가 양성자로 변화되는 반응이 모두 일어나 양성자와 중성자의 개수비는 1:1을 유지하고 있었습니다.
P : N (개수비) = 1 : 1
점차 우주의 온도가 낮아짐에 따라 에너지의 흡수하며 일어나는 중성자로의 변화는 일어나지 않고, 에너지의 방출하는 양성자로의 변화만 일어나게 되어 양성자의 수가 더 많아지면서 헬륨원자핵 생성되는 빅뱅으로부터 약 3분 후에는 양성자와 증성자의 개수 비가 7:1 되었습니다.
P : N (개수비) = 14 : 2 = 7 : 1
양성자 14개중 2개와 중성자 2개가 결합하여 헬륨의 원자핵이 되고, 나머지 양성자 12개는 그대로 수소의 원자핵이 되면서 수소와 헬륨의 개수비는 12:1 됩니다.
H : He (개수비) = 12 : 1
수소원자핵 4개와 헬륨핵 하나의 질량이 비슷하므로 수소와 헬륨의 질량비는 3:1 됩니다.
H : He (개수비) = 12 : 4 = 3 : 1
이것은 천체의 스펙트럼 관측에 의해 지금 우주의 질량비도 3 : 1 이라고 확인되었고 이 이론은 빅뱅우주론의 증거로 사용되고 있습니다.
스펙트럼은 빛을 프리즘에 통과시킬 때 나타내는 색의 띠를 이야기하는 것입니다.
크게 연속 스펙트럼과 선 스펙트럼으로 구분하며, 선 스펙드럼은 흡수 스펙드럼과 방출 스펙트럼으로 나누어진다.
- 연속 스펙트럼은 백색광을 프리즘에 통과할 때 무지개형태의 연속적인 색의 띠를 나타낸다.
- 흡수 스펙드럼은 연속 스펙트럼에 검은색 선이 나타난다.
- 방출 스펙드럼 (선 스펙트럼)은 검정 바탕에 몇개의 밝은 선이 나타난다.
선 스펙트럼에 나타나는 선의 개수와 두께 등은 원소의 종류와 양에 따라 다르게 나타나므로 별빛에 선 스펙드럼을 분석하면 별에 존재하는 원소의 종류와 양을 확인할 수 있다.
그럼 이들 스펙드럼이 어떠한 경우에 나타나는지 알아봅시다.
고온의 별에서 방출되는 빛을 그대로 스펙드럼에 투과하면 연속 스펙드럼이 나타나고 저온의 기체를 통과하면서 특정파장의 빛이 흡수는 경우에는 흡수 스펙드럼을 저온의 기체가 가열되어 고온의 기체가 되고, 여기서 발출 되는 빛을 통과시키면 방출 스펙드럼이 나타난다.
2) 우주배경복사 : 원자생성시 빠져나간 빛을 지금도 관측할 수 있다.
가모에 의해 예측되었고 펜지어스와 윌슨에 의해 최초 관측됩니다. 관측 초기 우주배경복사는 모든 방향에서 같은 세기로 관측되었지만, 최근 우주 망원경을 통한 관측에서는 미세한 온도차이가 있음을 확인합니다.
우주배경복사가 처음 관측될 때에 (빅뱅 후 38만년) 온도는 3000K의 에너지를 가진 빛 이였지만, 지금은 약 2.7K(-270.45℃ )의 에너지를 가진 파장이 길어진 상태의 파장영역으로 관측되고 있습니다.
1929년에 허블이 우주가 팽창한다는 허블의 법칙을 발견되자 아인슈타인은 '일생 최대의 실수'라며 버려진 ‘우주상수’가 과학계에서는 ‘암흑물질’과 ‘암흑 에너지’ 이라는 개념으로 다시 부활합니다.
1930년대부터 1990년대 초반까지 우주 상수는 큰 주목을 받지 못하고 무시되었습니다. 그러나 1998년에 우주의 가속 팽창이 관측되면서 중력과 달리 척력으로 작용하는 암흑 에너지가 있어야 함이 밝혀졌죠. 이를 가장 간단히 설명할 수 있는 방법은 우주 상수를 도입하는 것입니다. 이는 또한 우주배경복사나 우주의 은하 분포 등 다른 관측 결과도 잘 설명할 수 있습니다..
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