물리 우주론의 의미와 주제 역사

1. 물체 우주론

물리 우주론이란 우주론의 한 분야이며, 우주론 모형의 연구와 관련된 부분이다. 우주론적 모형이라고 불리는 우주론은 가장 큰 규모의 우주 구조와 역학에 대한 설명을 제공하고 우주의 기원, 구조, 진화 등 우주의 궁극적인 운명에 대한 본질적인 질문에 대한 연구를 가능하게 한다. 과학으로서의 우주론은 코페르니쿠스의 원리인 천체가 지구와 동일한 물리 법칙을 따른다는 점과 뉴턴 역학으로 물리 법칙을 최초로 이해할 수 있게 점에서 출발했다. 현재 얘기되고 있는 물리 우주론은 1915년 우리가 잘 알고 있는 아인슈타인의 일반 상대성이론의 발전과 함께 시작되었으며, 주요 관측 발견이 이루어졌던 건 1920년대부터였다. 첫 번째 발견은 에드윈 허블이라는 인물이 우주가 우리 은하 너머에 있는 엄청난 수의 외부 은하들을 포함하고 있음을 얘기했고, 두 번째로는 베스토 슬라이퍼와 다른 사람들의 연구에서 우주가 팽창하고 있음을 보여주는 데에 성공했다. 이러한 발전은 우주의 기원에 대한 추측을 가능하게 했고 우주론을 주도하는 모형으로 현재 가장 지지받는 빅뱅 이론을 확립할 수 있게 해주는 역할을 하였다. 물론 일부 연구자들은 여전히 소수의 대안적 우주론들을 지지하는 경우도 있지만 거의 대부분의 우주론자는 대폭발 이론이 관측을 가장 잘 설명한다는 데 동의하고 있다. 1990년대 이후부터는 과거보다 발전한 과학의 발전으로 원거리 초신성, 은하 적색 편 탐사, 우주 마이크로파 배경 등 관측 우주론의 빠른 발전은 우주론의 표준 모형 개발로 이어졌다. 우주론의 표준 모형은 우주에 현재 그 성질이 잘 알려지지 않은 많은 양의 암흑 에너지와 암흑 물질을 포함할 것을 요구하고 있지만, 많은 다양한 관측과 높은 일치율을 보여주며 상세한 예측을 제공하고 있다.

 

2. 우주론의 이론 물리학과 응용 물리학

우주론은 이론 물리학과 응용 물리학을 이용하여 서로의 연구 분야의 작업에 크게 의존하고 있다. 우주론과 관련된 영역에는 이론적 및 관측적 천체 물리학, 일반 상대성이론, 입자 물리학 실험 및 이론, 양자 역학 및 플라스마 물리학이 포함되어있다. 현대의 우주론은 이론들과 관찰의 트랙을 따라서 발전하기 시작했다. 1916년 우리가 잘 알고 있는 아인슈타인은 일반 상대성이론이라는 것을 발표하며 공간과 시간의 기하학적 속성을 제공하는 중력에 대한 설명을 해내었다. 그때 당시 그는 정적 우주를 믿었지만 이론의 원래 공식에서는 오류가 있다는 것을 발견하게 된다. 이러한 오차는 우주 전체에 분포된 질량이 시간의 흐름에 따라 중력에 의해 끌어당겨지기 때문이다. 하지만 그는 다시 한번 그의 방정식이 우주 규모에서 중력의 인력을 상쇄할 수 있는 상수항의 도입을 허용한다는 것을 깨닫게 되었다. 1917년 아인슈타인은 상대론적 우주론에 관한 논문을 처음으로 발표했는데, 여기서 그는 '우주 상수'를 본인의 장방정식에 추가하여 정적 우주를 모델링하도록 했었다. 아인슈타인 모형은 공간은 유한하고 경계가 없다고 정적인 우주를 설명한다. 그러나 이 아인슈타인 모형은 작은 섭동에 불안정하여 결국에는 팽창이나 수축을 시작할 것이다. 후에 아인슈타인의 모형은 우주론적 원리와 일반 상대성이론이 일치한다는 가능성 세트 중 하나에 불과하다는 사실이 밝혀지게 되었다. 일반 상대성이론의 우주론적 해는 1920년대 초 어떤 인물에 의해 발견되었고, 그의 방정식은 팽창하거나 수축할 수 있으며, 그 기하학은 평평하거나 열렸거나 또는 닫혀있을 수 있다는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 우주를 설명하게 된다.

 

3. 우주의 역사

우주의 역사를 살펴보자면 중력파의 경우 대폭발 직후 빛보다 빠른 팽창인 우주 급팽창에서 발생하는 것으로 가정하고 있다. 1910년대에 베스토 슬라이퍼라는 인물은 도플러 효과라고 불리는 나선 성운의 적색편이를 지구에서 멀어지고 있음을 나타내는 것으로 해석했다. 하지만 천체까지의 거리를 측정하는 것은 어렵다. 여러 가지 방법이 있는데 이 중 한 가지 방법은 각도 크기와 물체의 물리적 크기를 비교하는 것인데, 이는 물리적 크기를 가정해야 한다는 점이다. 또 다른 방법은 역제곱 법칙을 이용해 물체의 밝기를 측정, 고유 광도를 가정하는 것인데 이를 통해 거리를 결정할 수 있다. 이 방법을 사용하는 것은 어려웠기 때문에 우주론적 의미에 대해 추측하지도 않았고 성운이 실제로 우리 은하 밖의 은하임을 깨닫지도 못했다. 1927년 벨기에의 로마 가톨릭 사제였던 조르주 르메트르는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 방정식을 유도했었으며, 나선 성운의 후퇴를 기준으로 우주가 "원시 원자"의 "폭발"과 함께 시작되었다고 제안했었다. 이는 나중에 대폭발이라고 불리게 되었다. 1929년 에드윈 허블이라는 인물은 르메트르의 이론에 대한 관찰 기반을 제공했으며, 세페이드 변광성의 밝기를 측정하고 거리를 결정함으로써 나선 성운이 은하임을 증명해 냈다. 또한 은하의 적색편이와 그 거리 사이의 관계도 발견해 낸 인물이다. 그는 이것을 은하들이 거리에 비례하는 속도로 지구에서 모든 방향으로 멀어지고 있다는 증거로 해석했으며, 이는 현재에는 허블-르메트르 법칙으로 알려졌지만, 그가 발견한 후퇴 속도와 거리와 관련하여 발견했던 수치적 요인에 대해서는 알지 못했기 때문에 10배 차이가 났었다. 우주론 원리를 생각해 봤을 때 우주가 팽창하고 있다고 허블-르메트르 법칙은 얘기했었다. 확장에 대해 두 가지 주요 설명이 제기되었다. 하나는 은하가 멀어짐에 따라 새로운 물질이 생성된다는 정상 상태 모형이고 또 다른 설명은 조지 가모프의 옹호와 개발로 만들어진 르메트르의 대폭발 이론이었다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다고 한다. 많은 시간 동안 이러한 이론들에 대한 지지는 균등하게 나뉘어 왔지만, 관측 증거의 경우 우주가 뜨겁고 조밀한 상태에서 진화했다는 생각에 뒷받침되기 시작했다. 1965년 대폭발 모델을 강하게 지지하게 된 우주 마이크로파 배경의 발견과 1990년대에 우주 마이크로파 배경을 우주 배경 탐사선이 정밀하게 측정한 이후로 다른 이론을 진지하게 제안한 우주론자는 거의 없을 정도였다. 우주의 기원과 진화. 이것을 증명하는 표준 일반 상대성이론의 경우 우주는 1960년대에 스티븐 호킹과 로저 펜로즈에 의해 증명되었던 것처럼 특이점으로 시작되었다는 점이다. 우주에는 시작 부분에서 따로 특이점도 없으며 대폭발 모형을 확장하는 견해로부터 우주의 나이는 무한하다는 견해가 제시되기도 하였다.