깜깜한 우주가 어두운 이유에 다가가 보자.

깜깜한 우주가 어두운 이유에 다가가 보자.


1940년대에 가모프는 우주의 태초 물질 가운데 헬륨, 중수소, 그 밖에 다른 원소들에 대한 수소 비율이 초기 우주의 물질의 밀도와 밀접하게 연관된다는 것을 알아냈다. 초기 우주에 이렇게 중입자 밀도가 높았다면, 천문학자는 태초 가스구름에서 훨씬 더 많은 헬륨과 다른 원소들을 보게 될 것이고 수소는 적게 볼 것이다. 한가지 극단으로 초기 우주에 중입자가 상대적으로 적었다고 상상해보자. 다시 말해 빅뱅 핵 합성 시기에 중입자들 사이에 상대적으로 많은 공간이 있었다고 생각해보자. 당신이 우연히 다른 사람과 만날 가능성은 별로 없다. 주변에 만날만 한 다른 사람이 거의 없기 때문이다. 그래서 초기 우주에 중입자들의 밀도가 아주 낮았다면, 양성자와 중성자들은 서로 자주 충돌하지 않았을 것이고, 따라서 중수소와 헬륨이 거의 생성되지 않았을 것이다. 천문학자가 거의 비어 있는 은하계들 사이 공간을 떠도는 태초 재료인 태초 가스 구름을 바라본다면, 거의 수소만으로 이루어져 있음을 보게 될 것이다. 이럴 경우 양성자와 중성자들이 서로 충돌할 가능성은 별로 없다. 둘 사이에 너무 많은 비어있는 공간이 있기 때문이다. 이것은 알래스카의 황야를 돌아다니는 것과 비슷하다.  그리고 헬륨과 중수소는 거의 없을 것이다. 핵 합성 시기가 끝나기 전에 그런 재료들이 거의 만들어지지 않았을 것이기 때문이다. 또 다른 극단을 가정하여 만일 초기 우주에 중입자들의 밀도가 매우 높았다면, 다시 말해 양성자와 중성자들이 아침 출근 시간 도쿄의 지하철 안에 출근하는 사람들처럼 바글바글 붐비고 있었다면, 그들은 쉬지 않고 서로 부딪쳤을 것이다. 그리고 부딪칠 때마다 중수소, 헬륨, 리튬, 그 밖의 여러 더 무거운 원소들이 만들어졌을 것이다. 온도가 떨어져서 합성이 불가능하게 되기 전에 말이다. 아주 많은 수소가 더 무거운 원소들로 바뀌었을 것이다. 

천문학자들은 정교한 분광기를 이용하여 태초 가스구름을 통과하는 빛을 분석하고 가스가 흡수한 빛의 지문을 봄으로써, 구름 속에 들어 있는 다양한 원소들의 비율을 아낼 수 있다. 우주에서 눈으로 볼 수 있는 모든 물질을 합쳐보면 그들은 약 0.005의 값을 갖는다. 빅뱅 핵 합성에 근거하여 예상되는 것의 약 1/10 정도이다. 그렇다면 이런 불일치를 어떻게 설명할 수 있는가? 바로 암흑물질이다. 세월이 지나면서 측정값도 더 정확해졌고, 이제 천문학자들은 저 가스구름에서 더 무거운 원소들에 대한 수소의 비율이 어떻게 나타나는지를 상당히 잘 알고 있다. 이러한 계산들로부터 오메가 b가 0.05 정도라는 것을 계산해냈다. 그러므로 우주에 얼마나 많은 은하계가 있으며 이들 은하계가 각기 얼마나 많은 물질을 포함하고 있는지를 계산함으로써 천문학자들은 또 다른 통계를 얻을 수가 있다. 하지만 이 방법이 산출한 결과는 앞에 있는 것에 비해 적었다. 훨씬 적었다. 이 말은 중입자 물질이 그 자체만으로는 우주를 평평하게 만드는데 필요한 전체 물질의 5% 정도를 차지한다는 의미이다. 우주에 있는 중입자 물질의 총계를 내는 또 다른 방법이 있다. 중입자 물질은 우리가 익숙하게 보는 보통 물질이다. 원자, 별, 은하계, 그 밖에도 밝게 빛나는 재료들이 중입자 물질이다. 

 

가모프는 이것을 통해 태초 가스구름에 있는 헬륨과 다른 원소들에 대한 수소의 상대적인 양을 측정함으로써, 초기 우주의 상태를 알아 낼 수 있다고 생각했다. 첫눈에 상당히 혼란스럽게 보일지도 모르지만, 우주론자들은 오메가에서 중입자 성분을 나타내기 위하여 오메가라는 기호를 사용한다. 기호 오메가가 우주 재료의 밀도를 서술한다는 점을 기억해 보라. 아인슈타인의 방정식은 우주의 굴곡에 대한 재료의 밀도와 관련된 것이다. 따라서 관례에 따라 우주론자들은 오메가 = 1이라고 규정하였다. 이것은 우주에서 재료의 밀도가 정확하게 시공간을 평평하게 만들 만큼이라는 뜻이다. 만일 오메가> 1 이라면 우주가 공처럼 볼록하게 굴곡져 있을 것이고, 오메가 < 1 이라면 우주는 안장처럼 오목하게 굴곡져 있다는 뜻이다. 우주의 재료가 모두 중입자라면 오메가 b는 오메가와 같아질 것이다. 그러나 우주에 중입자 외에 다른 것들도 있다면 오메가 b는 오메가와 같아질 것이다. 그러나 우주에 중입자 외 다른 것들도 있다면, 오메가 b는 오메가의 한 구성 성분일 뿐이다. 어떤 경우든 우주론자들은 태초 가스구름에서 헬륨4와 다른 원소들에 대한 수소 비율을 알아냄으로써 오메가 b를 알아낼 수 있다. 수소가 많고 헬륨이 적다면 초기 우주에 중입자의 밀도가 낮았다는 뜻이다. 헬륨이 많고 수소가 적다면 중입자 밀도가 상대적으로 높았다는 뜻이다. 가모프는 태초 가스구름에서 헬륨과 다른 원소들에 대한 수소 비율을 관찰함으로써, 우주론자들이 초기 우주의 중입자 비율을 이론적으로 계산할 수 있을 거라고 생각했다. 

우주에 있는 대부분의 물질이 어둡다. 망원경으로 볼 수 없다. 따라서 우리는 태양이 지구를 얼마나 강하게 잡아당기는지, 또 지구는 태양 주변을 얼마나 빠르게 움직일 것인지 계산할 수 있다. 초당 약 29.8km 속도로 움직이는 계산이 나오는데, 이것은 실제 관찰과 정확하게 일치한다. 즉, 질량을 가진 두 물체가 서로 잡아당기는 힘을 관찰한다. 물리학자들은 17세기 이후로 중력을 상당히 잘 알고 있다. 20세기 초에 아인슈타인의 상대성이론은 뉴턴의 이론을 확대한 것이다. 매우 강력한 중력장 안에 있는 물체 또는 매우 빠르게 움직이는 물체들만 빼고는 뉴턴의 법칙은 중력장의 영향 아래 있는 물체들의 움직임을 거의 오류 없이 설명해 낸다. 뉴턴의 법칙들은 우리 태양계에서 아주 훌륭하게 작동한다. 태양계 안에 있는 물체들의 질량과 위치를 알면, 중력이 어떤 물체를 잡아당기는 힘과 방향을 계산할 수 있고 또한 그 물체가 어떻게 움직일지도 계산할 수 있다. 지구는 태양에서 약 1억 5천만 km 떨어진 곳에 있다. 태양에서 훨씬 더 멀리 약 7억8천만 km 떨어진 목성은 태양의 인력을 덜 느끼기 때문에, 초당 약 13km의 속도로 태양을 돈다. 태양계의 중심에서 48억 km 떨어져 있는 해왕성의 당기는 힘을 목성보다도 조금 느끼기 때문에, 초당 5.3km의 속도로 게으르게 돌며, 태양 주변을 한 바퀴 도는 데 거의 165년이나 걸린다. 생각은 당연히 우리 마음을 어지럽힌다. 보이지 않은 물체는 어떻게 알아 낼 수 있단 말인가? 하지만 과학자들은 그것을 보았다. 암흑물질을 찾아내기 위해서는 그것을 직접 바라보는 대신, 그것이 하는 행동을 관찰한다. 바로 암흑물질의 중력을 보는 것이다. 어떤 물체가 태양에서 멀어질수록 태양의 인력을 덜 느낀다. 그리고 인력을 덜 느낄수록 태양계 중심 주변을 더욱 느린 속도로 돈다. 이것은 뉴턴의 중력과 운동 법칙이 알려주는 사실이며, 태양계가 (우리 것만이 아니라는 다른 태양계도) 움직이는 방식이라고 한다.