빅뱅에 대하여......(5) > 행 성

1.지평선 문제

미즈너는 1969년에 지평선 문제에 대해 간략한 설명을 써서 "Physical Review Letter"에 실었다.

당신이 만일 우주 안을 들여다보고 100억 광년 떨어져 있는 퀘이사 하나를 관측했는데, 그뒤 반대방향에서도 100억 광년 거리에서 또 하나의 퀘이사를 관측한다고 가정해보자. 이것은 만일 당신이 그 중 하나를 중심으로 한 사상의 지평선을 그린다면 다른 것에 도달하지 못한다는 것을 의미한다. 다시 말해서 그들은 인과관계로 연결되어 있지 않다. 그러나 이상하게도 그 두 개의 퀘이사가 닮았고 그들 주변의 이웃들도 닮았다. 더욱 놀라운 것은 그들 각각의 둘레에 있는 우주배경복사가 약 1/10000 의 정확도까지 2.7K라는 온도를 갖는다는 사실이다. 게다가 한 퀘이서 근처의 우주 팽창률이 다른 퀘이서 주변의 팽창률과 정확히 같다. 만일 그것들이 인과관계로 연결되어 있지 않았다면, 어떻게 한 퀘이사를 둘러싸고 있는 온도가 다른 퀘이사를 둘러싸고 있는 온도와 정확히 같을수 있을까? 과거에 두 퀘이서 사이에 인과관계가 있지 않았을까? 그러나 전혀 그렇지 않다. 과거로 갈수록 사상의 지평선들은 서로에게서 더욱 멀리 떨어져 간다.

2.평평함 문제

로버트 딕케는 1979년에 출간된 책에 실린 논문에서 이 문제를 제기했다.

우리의 우주의 나이가 대략 150억 년이라는 것을 알고 있다. 오메가(임계밀도에 대한 우주에 있는 물질의 평균밀도)가 만일 1보다 조금 크게 출발했다면, 말하자면 1.00000001로 시작했다면, 150억년 뒤에 그 값은 굉장히 커졌을 것이다. 마찬가지로 만일 그것이 1보다 약간 작게 출발했다면, 오메가는 아주 작아졌을 것이다. 그러나 오메가는 0.1 과 3 사이, 즉 대략 1.0 이다. 딕케와 피블스는 사실 그것이 지금처럼 1에 가깝게 되기 위해서는 오메가가 1의 소수점 밑으로 59개의 0을 가진 값으로 출발해야만 한다고 밝혔다.

3. 홀극문제

빅뱅이론은 대통일이론(GUT)과 연결해서 자기홀극을 예측하지만 우리는 어떤 것도 찾아내지 못했다. 물론 많은 수의 홀극이 있을 수는 없다. 그랬다면 우주의 평균밀도를 대단히 증가시켰을 것이고, 우주는 오래전에 이미 다시 수축해버렸을 것이다. 그럼에도 그 이론에 따르면 어느 정도는 존재해야만 한다. 그러나 아직 어떤 것도 발견된 적이 없다.

4.엔트로피 문제

열역학 제2법칙에 따르면 우주의 엔트로피는 증가한다. 다시 말해서 시간이 지남에 따라 우주는 점점 더 무질서해진다. 1974년에 펜로스는 열역학 제2법칙을 우주에 적용해서 그 엔트로피를 결정했다. 그런데 그것이 자신이 예상했던 것보다 휠씬 더 작았다. 150억 년 정도 존재했었다고 할 때, 우주의 엔트로피는 상당히 커야만 할 것이다. 그러나 그렇지 않았다. 펜로스는 그뒤 초기우주로 돌아가 엔트로피를 추적했고 그것이 믿을수 없을 정도로 낮았다는 것을 알았다. 우주는 외관상으로는 극심히 질서있는 계로서 시작했던 것이다. 현재의 빅뱅이론은 우리에게 이것을 설명하지 못한다.

5.반물질 문제

만일 초기 우주에서 동등한 수의 입자와 반입자가 있었다면 서로를 완전히 소멸시켰어야만 할 것이다. 따라서 아무것도 남아있지 않아야 할 것이다. 그런데 왜 남겨졌을까? 우주가 초기에 대칭이었다면 어떻게 이것이 가능할까? 이것이 반물질 문제이다.

6.광자 문제

연구에 의하면 모든 바리온마다 대략 10억 개의 광자가 있다. 빅뱅이론에 따르면 이 숫자는 상수이어야만 한다. 그러나 그 이론은 이 상수의 크기가 얼마인지에 대한 어떤 암시도 주지 않는다.

7.회전 문제

회전 문제는 사실 두 가지 문제이다. 첫번째는 우주 그 자체와 관련된다. 우주는 왜 회전하지 않을까? 우주는 회전하고 있는데 우리가 모를 수가 있을까? 만일 그렇다면 회전축 즉 그것이 회전하고 있는 특정한 방향이 있어야 한다. 그러나 우주에는 어떤 특정한 방향도 없다는 것은 잘 알려진 사실이다. 우주는 모든 방향에서 동일하다. 두번째 회전 문제는 은하에 관한 것이다. 은하는 모두 회전하고 있다. 이 회전은 어떻게 일으켜질까? 그것은 빅뱅으로부터 온 것으로 추정되었지만 마이크로파 배경복사가 나타내고 있는 것처럼 폭발이 그렇게 부드러웠다면 이것은 가능하지 않을 것 같다.

8.디락 상수

우주의 기본상수들 -- 전자의 질량, 광속, 플랑크상수, 그리고 중력상수 와 같은 것들 -- 을 택해서 그것들로부터 무차원 비를 만들었을때 아주 많은 경우에 10-40 이라는 숫자가 나타난다. 이것의 중요성은 무엇일까? 지금까지 어느누구도 그것을 설명할 수 없었다.

9.은하문제 - 거품과 빈 공간 그리고 그레이트 윌

천문학자들을 괴롭혀온 또 하나의 문제는 은하들이 어떻게 형성되었는가 하는 것이다. 비록 지난 몇십 년 동안 어느 정도의 진보가 있기는 했지만 천문학자들은 여전히 그것들이 어떻게 존재하게 되었는지 확신하지 못하고 있다. 빅뱅에서 나온 가스구름이 어떻게 분열되어 은하들을 형성했는가 하는 것은 아직도 수수께끼다.

연구에 의하면 물질-복사 분리 이전에는 두 가지 형태의 밀도요동이 가능하다. 하나는 등온 밀도요동이고 다른 하나는 단열 밀도요동이다. 등온의 경우에 물질만이 요동하며, 복사는 균일하게 남아있다. 단열의 경우엔 물질과 복사 모두 요동 한다. 물질-복사 분리후 등온 밀도요동은 성장했지만 단열 밀도요동은 그렇지 못했다.

1) 피블스의 bottom-up 이론

1965년경 피블스는 자신의 이론에서 은하들이 등온 밀도요동으로 형성되었다고 가정했다. 일단 형성되면 은하들은 불규칙한 속도분포를 가질것이며, 곧 모여 군집을 이루기 시작할 것이다. 그리고 이 은하단들이 다시 다른 은하단들을 끌어당기게 되므로 초은하단이 형성될 것이다. 간단하기는 했지만 문제가 있었다. 현재 우리가 보는 은하단과 초은하단의 분포를 이런 식으로 형성하기에는 빅뱅 이후 충분한 시간이 경과되지 못했다는 것이다. 특히 조세프 실크는 밀도 요동에 미치는 불덩이 복사의 효과에 관심이 있었는데 곧 이 복사가 모든 작은 요동들을 매끄럽게 없애버린다는 것을 발견했다. 그러므로 은하 질량의 수백 배 이상인 큰 것들만 살아남게 될 것이다.

2) 젤도비치의 top-down 이론

젤도비치는 실크의 결과를 이용해 가장 큰 구조가 가장 먼저 형성되고 큰 것들이 분열되어 더 작은 것들이 뒤에 나타나는 이론을 개발했다. 그러나 피블스의 이론처럼 젤도비치의 이론에서도 곧 문제점들이 나타났다. 이 역시 그런 구조를 형성하는 데 우주의 나이보다 더 오랜 시간이 걸렸던 것이다.

3) 암흑물질

우주의 평평함, 큰 특이속도, 인플레이션이론등에서 우주의 밀도가 임계밀도에 매우 가깝다는 것을 알수 있다. 그러나 핵합성이론에 의하면 바리온(baryon)의 양은 임계밀도의 10%에 불과하다. 우주의 대부분이 보통 물질, 즉 바리온들로 구성될 수 없다는 것이다. 전체의 90% 정도는 다소 이상한, 보이지 않는 그리고 바리온이 아닌 형태로 존재해야만 한다. 우주론가들은 그것을 일컬어 '특이 암흑물질'이라고 부른다.

① 뜨거운 암흑물질

젤도비치는 자신의 초기이론에 중성미자(뜨거운 암흑물질)를 포함시켰다. 이에 기초한 1980년대 초의 화이트의 시뮬레이션 초기의 결과들은 만족할 만했다. 나타난 패턴들이 우주 - 적어도 1980년대 초에 알려져 있던 구조 - 와 상당히 닮아보였다. 가는 실과 빈 공간들도 보였다. 그러나 상세한 비교가 이루어지자 문제들이 나타났다. 대규모 구조가 너무 많이 울퉁불퉁하고 빈 공간들이 관측되는 것들보다 일반적으로 더 컸으며, 은하들이 충분이 일찍 형성되고 있지 않았다.

② 차가운 암흑물질

최근에 코비에 의한 관측에서 발견된 우주배경복사의 요동은 차가운 암흑물질 모형에 상당한 영향을 미친 것으로 여겨진다. 아직 모든 파생 효과들이 이해 되지는 않았지만, 현재까지의 배경복사 관측은 차가운 암흑물질 모형과 잘 일치한다.