Evolution of the Universe

우주의 진화

* The figures refer to Astronomy Today / Chaisson & McMillan - 8th edition, p.693 and p.702, Pearson ⓒ 2014




빅뱅은 시간과 공간의 특이점(singularity)-우주가 제로 사이즈와 무한대 온도와 밀도를 가졌던 순간을 지칭함-이었다. 현대 물리학에서는 아직은 특이점을 통과할 어떤 이론도 존재하지 않는다. 그렇지만 그 이후에 현대 물리학이 측정할 수 있는 10^^-43초동안에는 하나로 뭉쳐져 있던 4가지 기본힘들(중력, 전자기력, 강력, 약력)이 나누어졌다.* 양자역학과 일반상대성이론을 결합하는 것이 양자중력이론(quantum gravity)인데 우주의 역사에서는 양자역학 창시자인 플랑크의 이름을 따서 10^^-43초까지를 '플랑크시기'(plank epoch)라고 부른다. 이때까지는 우주는 방사와 아원자(subatomic) 입자들만으로 채워졌었으며 기초힘들 가운데 중력만이 분리가 되고 온도는 10^^32 K가 되었다. 다음은 '대통일이론시기'(Grand Unified Theories GUT's epoch)라고 부른는 세가지 기본력들의 결합인 초힘(superforce)이 분리되기전 10^^28 K 온도를 까지인 10^^-35초끼지를 지칭한다. 이 동안 에 아래 도표이하에서 설명한 우주급팽창이 일어났다.) 대통일이론시기에서의 중요한 유산은 아마도 일반물질과 대단히 약하게 작용하는 대단히 무거운 기본 입자들의 혼합 상태의 출현과 이어진 잔존이다. 이것이 앞장에서 논의되었었던 암흑물질의 주요 후보가 된다.

위 도표의 첫번째 대분류 '복사 시대'(Radiation Era)의 다음의 세분류인 '쿼크시기'(quark epoch)는 모든 무거운 기본 입자들-양성자와 중성자와 그들을 구성하는 쿼크-들이 복사와 함께 열적 평형을 이루는 시기로 강력을 매개로 상호작용하는 모든 입자들의 기본 요소가 쿼크들이기 때문에 이름 붙여졌다. 우주가 계속 팽창하고 식어서 10^^15 K가 된 10^^-10초 후에 '전자기약력'(electroweak)의 결합력이 구분되기 시작한다. 이때의 전자기력을 위한 W와 Z입자들이 양성자의 100배 질량을 갖도록 작용한다.** 빅뱅 후 일만분의 일초가 되면 쿼크로 된 가장 가벼운 양성자와 중성자가 만들어지는 한계온도인 10^^13 K가 되고 쿼크 시대가 끝이난다. 이때의 우주의 주요 구성은 가벼운 물질들-뮤온, 전자, 중성미자와 반입자들로서 모두 복사와 열적 평형을 이루고 있었으며 이 단계에는 양성자와 중성자가 대부분 파괴되어 야주 극소량만이 남게된다. 이 가벼운 입자들을 그리스어로 가볍다는 뜻의 렙톤이라 하고 이 시기를 '렙톤시기'(lepton epoch)로 부른다. 이 시대에는 빅뱅 후 약 1초에 3*10^^10 K까지 내려가는데 이때 중성미자만이 자유롭게 날라다니고 있었다. 이 렙톤 시기는 약 100초가 되었을 때 끝났고 온도는 10^^9 K가 되어 전자-양전자 쌍이 생성되기에는 이미 온도가 낮아졌다. 이때의 밀도는 물의 10배 정도였다. '복사 시대'의 마지막 단계에는 양성자와 중성자가가 무거운 원자핵을 형성하기 시작할 때를 우리는 '핵시기'(nuclear epoch)라고 부르며 초기에는 온도는 수억도가 되고 융합이 빠르게 일어나 중수소와 헬륨이 빠르게 생성되는데 이때가 빅뱅 후 15분정도 되었는데 우리가 오늘날 관측하는 대부분의 헬륨은 이 시기에 생성되었다.

우주의 지배적인 구성체가 물질로 바뀐 '물질 시대'(Matter Era)는 '복사 시대'의 마지막인 5만년 후부터 1억년 경까지인데 초기의 폭발이 그 강도가 감소하면서 우주 역사상 아마도 가장 중요한 변화가 생긴 것 같다. '핵시기'의 말에는 아직 복사가 물질을 압도해서 양성자와 전자가 결합을 하자마자 복사가 그들을 파괴시켜 가장 단순한 원자나 분자들이 생성되지 못하게 하였다. 그렇지만 우주가 팽창하고 차가워지면서 초기의 우세하던 복사는 마침내 끝났다. 그래서 일단 형성된 원자는 보존되었고 우리는 '원자시기'(atom epoch)라고 부르는데 빅뱅 후 2억년경 끝나게 되는데 이 시기에 초기 별들이 생기고 그들의 강력한 복사가 우주를 재이온화시켜(reionized).*** 우리는 빅뱅 후 2억년 후부터 30억년까에 본격적으로 최초 별들과 은하들이 형성되었으므로 '은하시기'(galactic epoch)라고 부른다. 이 시기말에는 거대구조(large-sclae structure)와 대부분의 은하가 형성되었고 퀘이사들이 밝게 빛나고 있었고 초기 세대의 별들은 타다가 폭발했고 그들 부모 은하의 미래 모습을 결정하게 되었다. 이후로는 은하들이 통합되고 진화해왔고 별들은 그 생성의 정점을 찍었으며 행성들과 생명이 우주에 탄생하였다. 그러한 빅뱅 후 30억년 이후 오늘날까지인 '별시기'(stella epoch)는 아직도 은하들 안에서 무수한 별들이 생성되고 있으므로 붙여진 이름이다. '암흑에너지 시대'(Dark Energy Era)는 빅뱅 후 65억년경부터 알 수 없는 암흑에너지가 작용하면서 우주팽창 가속을 하개된 오늘날까지의 대분류 시대이다.


대통일이론시기와 플랑크시기 동안 네가지 기본힘들은 거의 모두 결합되어 있었다. 이때의 통일은 양자역학에서 말하는 입자들의 상호작용이 그 입자들의 속성을 결정한다는 '스칼라장'(scalar fields)의 존재를 예측한다. 우리는 스칼라장을 기본힘들이 우주의 물리적 입자들과 가깝게 관계는 하되 분리되어서 모든 공간에 퍼져있었다고 생각할 수 있다. 연구자들은 이 스칼라장들이 일시적으로 그들의 보통의 평형상태를 넘는 에너지가 증가하게 될 수 있음을 깨닫게 되었다. 당시의 우주는 빈 공간은 진공에너지(vacuum energy)을 획득하게되는데, 그 진공에너지가 일정하게 남아있는 동안에 팽창이 가속되는 극적인 결과가 초래하게 되었다는 것이다. 지금의 우주급팽창 모형에서는 위 도표에서처럼 우주는 아주 짧은 시간에 거대하게 팽창하고 이후로는 초기의 보통 팽창율로 돌아왔는데, 우주의 크기는 급팽창 이전보다 10^^50배가 커지게 되었다. 이 검증받지 않은 대략 2*10^^-34초의 우주급팽창의 기간이 '급팽창시기'(inflation epoch)로 알려져 있다. 또한 대통일이론시기(GUT epoch) 후에는 초미세적 스케일들이 '우주적'(cosmic) 크기로 팽창하게 되었다고 기술되어 있다.

실제로 이상하게 느껴질 수 있지만 별도로 기술한 암흑에너지(우주상수와 제5원소)의 선구적 모형들은 모두 스칼라장들이다. 잠깐 언급한 것처럼 제로가 아닌 진공에너지는 우주팽창 가속을 일으킨다고 여겨지고 있다. 마침내 그 스칼라장들이 평형상태로 돌아오고나서 그 지역은 일반적인 진공으로 회복되었다. 도표에서처럼 그 에피소드는 단 10^^32초간 지속되었지만 약 10^^50배라는 믿을 수 없는 크기로 불안정하게 부풀어 올랐다. 앨런 구스는 1980년에 최초로 우주급팽창(cosmic inflation) 모형을 발표하였는데 스칼라장이 강력과 전자기력의 분리를 이으키는 원인으로 생각되었었다. 하지만 이후로 연구자들은 초기의 우주에서 다른 환경과 아마도 여러번 급팽창이 일어날 수 있음을 알게되었다. 이러한 일반화는 정확히 언제 급팽창이 일어나 우리의 우주로 되었는가를 불분명하게 만들고 있지만 실제로는 급팽창을 (표준)이론으로 강화하고 있다.

그럼에도 불구하고 '양자 요동'(quantum fluctuation) 팽창이 지금의 우주가 되었다는 기본적 아이디어는 이제는 상당히 정립되고 있다. 절대적인 '무(無)'로부터의 초기 우주 에너지의 "통계적"(staticstical) 창조이론은 앨런 구스의 '궁극적인 공짜 점심'(the ultimate free lunch)라는 말로 비유되어 왔다. 만은 이론가들에 의하면 모든 우주가 급팽창을 경험하지는 않을 수가 있다는 것에 주목하라. 오직 어떤 지역만이 불안정해져서 우주에 거대한 급팽창한 '거품'(bubble)들을 형성하였는데 우리는 분명히 그 중 한 거품 속에 살고 있으며 그 밖의 우주는 아마도 불가지할 것 같다. 그러므로 우리는 "우주"(universe)라는 용어를 바로 이 거품과 그 내용에 대해서만 사용하고 있다.


* 하나의 희망적인 이론은 모두 입자와 힘들을 끈(string)으로 알려진 초현미경적(submicroscopic) 대상의 특정 진동 모드로서 해석을 활발히 검토하고 있다. '끈이론'(string theory)는 복잡하지만 괴롭혀완던 앞선 노력를의 많은 어려운 기술적 문제들을 해결하여 많은 이론가들은 지금으로서는 자연의 힘들을 통합하는 가장 큰 희망을 제공한다고 간주한다. 1921년 수학자 테어도어 칼루차는 전자기장에 의한 맥스웰 방정식과 중력에 관한 아인슈타인의 방정식을 스칼라장까지 포함하여 통합하려 하였다. 1926년 오스카르 클레인이 5차원을 관측할 수 없는 이론을 더하여 "여분의 공간 차원은 플랑크 크기 정도로 감추어져 있다."는 칼루차-클레인 이론이 지금의 끈이론에서 사용되고 있다.
** 1968년 셀던 글래쇼, 스티븐 와인스버그와 압두스 살람이 개발한 '전자기약력 이론'(Electroweak Theory)에서는 질량이 없는 광자이외에 이들에게 질량을 갖도록 매개하는 보손들(W+, W-, Z)을 예측하였다. 이들 보손들은 뒤에 실험적으로 증명이되어 노벨물리학상을 수상하였다.
*** 재이온화란 수소의 이온화로 중성수소가 수소원자로 변환되는 과정으로서, 빛이 직진할 수 없게되어 관측이 어려워 진다. 별들의 생성된 후 중원소 함유량이 낮은 별이 99%였는데 그들의 표면 온도가 매우 뜨겁워서 주위의 가스를 자외선과 방사선으로 재이온화시켜 대부분의 우주는 플라스마(plasma)로 채워졌다.

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