차시명: 1주차 제2강

주제: 행성 지구 1부 – 우주의 기원

동기 유발: 우리가 지구로부터 얻는 여러 자원의 개발과 이용, 그리고 그로 인한 환경 문제점들에 대해 논의하기에 앞서, 우리가 살고 있는 행성 지구 자체에 대해 이해하는 것이 매우 중요합니다. 그 이유는 지구가 항상 우리 얘기의 중심에 있으며, 앞으로의 주제를 이해하는데 있어서 지구에 대한 기본적인 지식이 반드시 필요하기 때문입니다.

이 단원에서는 우주의 기원, 태양의 탄생, 지구를 비롯한 태양계의 형성 등에 대해 먼저 간략히 살펴보고, 원시 지구로부터 현재 모습의 지구가 되기까지의 어떻게 진화하였는지를 살펴보겠습니다. 숫자가 가득한 정량적인 자료보다는, 태초부터 현재에 이르기까지 우주-태양계- 그리고 우리 지구에 어떠한 일이 있었는지 큰 특징과 중요한 줄거리를 살펴봅시다.

학습 목표: 현대 우주의 탄생 가설을 지시하는 과학적 증거의 의미를 파악하자

강의 타이틀: 1. 행성 지구 – 1-1. 우주의 기원

[slide #1]

안녕하십니까. 오늘은 우리 지구가 속한 태양계, 그리고 우리 태양계가 속한 이 우주가 어떻게 시작되었는지 알아보도록 하겠습니다.

우주 안에는 우리를 비롯해 이웃의 별들, 그리고 저 멀리 우리가 아직 모르는 은하계를 포함하는 총체적 시공간이 모두 들어있습니다.

(해당 설명에 해당하는 부분 차례로 확대해서 보여준 후 되돌아 가기)

우주의 구성은 별을 기본 단위로 해서 살펴볼 수 있습니다. 흔히 우리가 “별”이라고 부르는 것으로 스스로 빛을 내는 천체로서 한자말로는 항성(恒星)이라고 합니다.  항성은 보통 그 주위에 자신의 중력으로 붙잡아둔 행성들을 거느립니다. 행성들은 보통 항성보다 훨씬 작으며 스스로 빛을 내지는 못하는데, 우리 지구가 바로 항성인 태양 주위를 돌고 있는 행성들 중 하나입니다. 행성들은 항성 주위를 공전하며, 자신을 중심으로 공전하는 보다 더 작은 위성들을 거느리고 있기도 합니다. 이 밖에 항성 주위에는 행성들과는 다른 매우 긴 주기의 타원궤도를 그리는 혜성, 행성들보다 매우 작은 소행성, 고체 파편인 운석, 이보다 작은 미세한 먼지, 그리고 가스들이 존재할 수 있습니다. 항성과 항성 주위의 이러한 천체들을 합쳐 항성시스템, 영어로는 star system이라고 합니다.

여러 개의 항성시스템과 항성시스템이 모여 하나의 거대한 은하를 형성합니다. 우리 기준으로는 가장 가까운 별과 별 사이의 거리라도 엄청나게 멀지만, 우주 전체의 크기를 기준으로 할때는 거의 붙어 있는 것이나 마찬가지로 보일 수 있습니다.  특별히 매우 많은 별들이 이렇게 밀집해 모여 있는 곳이 있는데 이곳이 바로 은하입니다. 예를 들면, 태양에서 가장 가까운 별은 알파 캔타우르스인데, 우리 태양계로부터 4.37광년 떨어져 있습니다. 1광년은 빛의 속도로 1년 이동해야 도달할 수 있는 거리로 약 10조(1013)km 정도 됩니다. 인간이 개발한 가장 최신 우주선으로 여행한다면, 대략 2만5천년 정도 걸리는 거리입니다. 하지만, 이 별도 우리 은하에 속하는 별입니다. 태양과 이 별과의 거리는 은하와 은하간의 거리에 비하면 그야말로 바로 옆에 붙어 있는 것과 마찬가지입니다. 은하수라 부르는 우리 은하와 가장 가까운 은하는 안드로메다 은하인데, 우리와는 250만 광년 떨어져 있는 것을 보면 이를 잘 이해할 수 있을 것입니다. 이 거리는 우리와 가장 가까운 별 알파 켄타우르스와의 거리보다 무려 57만 배 긴 거리보다 더 먼 거리입니다.

[slide #2]

이 것은 밤하늘에서 볼 수 있는 우리 은하의 모습입니다. 가운데 빛을 내는 길게 늘어진 구름같이 보이는 것이 사실은 수많은 성운 물질과 항성계가 모여 그렇게 보이는 것입니다. 이 사진은 유럽남부관측기구(ESO; European Southern Observatory)의 천문학자 유리 벨렛츠키(Yuri Beletsky)가 2007년 7월 21일 파라날(Paranal, Chile)에서 찍은 것입니다. 하늘에 100도 이상 각도로 넓게 퍼진 별과 먼지구름의 띠가 보이는데, 이것이 우리가 속한 은하, Milky Way(은하수? 미리내?)입니다. (해당 부분 네모로 표시하며)사진 가운데에 두 개의 밝은 별이 보이는데, 더 밝은 것이 목성(Jupiter)이고 덜 밝은 것이 안타레스(Antares: 전갈자리의 알파별)입니다. 사진에는 4개 중 3개의 거대 망원경이 보이며, 은하의 정 중앙을 가리키는 레이저는 그 중 4번째 망원경인 예푼(Yepun)에서 쏘아진 것입니다. 노출 사건은 5분이며, 은하에 초점을 맞추느라 망원경은 흐릿하게 번져 보입니다.

[slide #3]

우리 은하는 약 1000-4000억 개의 항성으로 이루어져 있으며, 직경은 약 10만 광년 정도 된다고 알려져 있습니다. 은하의 평균 지름은 약 3만 광년 정도이고, 은하간 평균 거리는 약 300만 광년 정도입니다. 이와 같은 은하들은 관찰 범위인 약 930억 광년 범위 내에 1000억 개 이상 있는 것으로 추정됩니다. 관찰 범위 밖에는 또 얼마나 많은 은하들이 있을까요? 바로 이러한 은하들이 모여 우주를 이룹니다.

(화살표로 태양의 위치를 반짝거리며 가리키며) 태양은 우리 은하의 바깥쪽 오리온팔에 위치하고 있습니다

[slide #4]

우리와 가까운 은하들의 이름과 위치를 나타내는 그림입니다. 우리와 가장 가까운 안드로메다, 그리고 그 옆에 트라이앵귤라 은하가 있고, 그 밖에 작은 은하와 별들이 분포하고 있습니다.  이와 같이 은하들이 모여 있는 것을 은하단(local group)이라고 합니다.

[slide #5]

지금까지 살펴 본 우주의 구성만으로도, 이 우주가 얼마나 대단히 큰지 알 수 있을 것입니다. 이렇게 도저히 상상하기도 어려운 광대한 우주는 도대체 어떻게 해서 만들어 졌을까요?

(설명이 진행될 때 해당 우주론을 강조해서 보여주고, 그 우주론을 주장한 인물의 이름이 거론될 때 그 인물의 사진을 보여주고 지우기: 사진은 강의 웹페이지에 있음)

아인슈타인은 우주는 수축하지도 팽창하지도 않는 상태여서 과거에도 현재와 같았으며, 앞으로도 달라지지 않는 완전히 정적인 상태라고 생각하였습니다. 이는 그 당시까지의 대다수 사람들의 생각이기도 하였습니다. 이를 '정적우주론‘이라 하는데, 공교롭게도 이는 아인슈타인 자신이 발표한 일반 상대성 이론에 정면으로 위배되는 것이었습니다. 그의 상대성이론에 따르면, 중력 때문에 우주를 구성하는 물질들은 서로 당겨져 붕괴되어야 하는데, 실제 우리가 보는 우주는 붕괴되는 조짐이 없었던 것입니다. 아인슈타인은 이 모순을 해결하기 위해 소위 우주상수를 식에 더해, 우주가 붕괴되지 않고 정적으로 유지되는 것을 설명하려 하였습니다. 한편, 러시아의 수학자 프리드만과 벨기에의 신부겸 천문학자 르메트르는 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 면밀히 살펴본 결과 우주가 팽창하여야 함을 발표하였지만, 아인슈타인은 이들의 의견을 무시하였습니다. 하지만, 1924년 허블이 적색천이를 관찰하면서 은하가 우리로부터 후퇴한다는 사실을 발표하면서, 아인슈타인은 이 우주상수를 철회할 수밖에 없게 되었습니다. 왜냐하면, 은하가 우리로부터 멀어진다는 것은 우주가 팽창한다는 증거이며, 이렇게 우주가 팽창한다면 상대성이론에서 우주가 중력으로 붕괴하는 것을 걱정할 필요가 없어지기 때문입니다. 아인슈타인은 허블이 적색천이에 대해 발표하고 7년이 지난 후 자신이 억지로 주장하던 우주상수가 잘 못되었음을 인정하였고, 그 자신의 정적우주론의 오류도 인정하였습니다. 이로서 팽창론이 우주론의 정설로 자리잡게 되었습니다.

팽창론이 정적우주론을 밀어내고 우주의 상태를 나타내는 이론으로 자리 잡았지만, 어떤 식으로 팽창하였는가에 대해서는 두개의 서로 다른 의견이 대립하였습니다. 영국 캠브리지대 연구그룹을 이루고 있던 호일, 본디, 그리고 골드는 수소가 계속 창조되면서 우주가 팽창하기 때문에 우주는 늘 시간적 공간적으로 등방성이며 항상 같은 꼴을 보여준다고 주장하였습니다. 이를 정상우주론이라 부릅니다.

이에 반해, 소련(우크라이나) 출신 미국 과학자 가모프는 처음 고온 고압의 특이점로부터 급격한 폭발(팽창)을 통해 지금과 같은 모습으로 발전하였다고 주장하였습니다. 현재 우주는 팽창하고 있는데, 시간을 되돌리면 이 팽창하는 우주 구성 물질들은 서로 가까워 질 것이고, 결국 어느 시점에 이르러서는 모든 물질이 한 점에 모이는 상태가 되는데, 이 상태를 특이점이라 합니다. 이와 같은 가모프의 주장을 빅뱅론하는데, '빅뱅'이란 우리말로 ('쾅'하는 소리와 함께 폭발한다는 의미로) '큰 폭발' 정도로 이해하면 됩니다. 원래 이 빅뱅이란 말은 가모프 자신이 만들어 낸 말이 아니라, 가모프의 이론을 반대하던 호일이 지어낸 말입니다. 호일은 1949년에 라디오 프로그램 출연해서 빈정거리는 뜻으로 이 말을 사용했다고 생각하는 사람이 많은데, 호일 자신은 후에 이 말이 자신과 가모프의 이론에 있어서 차이점을 가장 잘 설명하는 말이라서 사용하였다고 하였습니다.

정상우주론과 빅뱅론 간의 논쟁은 1964년에 우주배경복사를 발견하면서 종식되었습니다. 우주배경복사란 우주의 별과 별 사이 또는 은하와 은하사이에는 어떠한 별과도 관련이 없는 초단파의 전자기파가 고루 발견되는데, 미국 벨 연구소에서 근무하던 펜지아스와 윌슨이 라디오파를 이용한 우주 관찰을 위해 매우 감도가 좋은 안테나를 설치하면서 관찰하게 되었습니다. 이 우주배경복사가 빅뱅론으로 설명될 수 있게되면서, 우주의 기원으로서 빅뱅론이 더 설득력을 가지게 되었습니다.

이 밖에 진동우주론, 진공요동우주론, 혼돈급팽창우주론, 양자중력우주론 등이 있는데 이에 대한 자세한 내용은 직접 찾아보시기 바랍니다.

[slide #9]

(화살표 애니메이션)

이 그림은 스펙트럼을 관찰할 때 적색천이가 어떻게 일어나는지를 설명하는 것입니다.  흡수 스펙트럼은 특정 원소(특히 수소)가 일정한 파장을 흡수하면서 생기는데, 이 흡수 스펙트럼이 화살표를 따라 빨간색 쪽으로 이동한 것을 보여줍니다.  이러한 이유로 적색천이라 부르는데, 이는 서로 멀어질 때 도플러 효과와 비슷한 효과 때문에 파장이 길어져서 발생하는 현상입니다.

[slide #10]

(데이터 포인트(십자가)를 연속해서 찍어 보여주고, 그 다음 그 위에 곡선을 그려준다)

이 그림은 이론적으로 계산한 우주배경복사 파장의 분포와 COBE(Cosmic Background Explorer)라 불리는 인공위성으로 측정한 것을 비교한 그래프인데, 완전 정확히 일치하는 것을 볼 수 있습니다. 이와 같은 저주파의 복사에너지파가 우주 어떤 방향에서나 거의 동일하게 관찰되어야 하는데, 실제로 그렇게 관찰되고 있습니다.

[slide #11]

(해당 부분을 설명할 때 크게 확대해 보여주고 되돌리기)

이 그림은 빅뱅이론에 따른 우주의 진화를 모식적으로 나타낸 그림입니다. 시간에 따라 빅뱅 이후의 빠른 팽창, 물질과 빛의 생성, 우주 배경 복사의 시작, 별과 은하의 탄생을 거쳐 오늘날 우주의 모습을 갖추기까지의 과정을 나타냅니다. 현재 우주는 불균질하게 여기 저기 은하가 흩어져 있는데, 특별히 이렇게 은하들이 모여 있는 것을 은하단이라 부릅니다.  우리 은하는 이런 은하 중 하나이며, 이 안에 우리 지구가 속한 태양계가 있습니다.

지금까지 우주의 구성과 탄생 이론에 대해 알아보았습니다.  이 강의 홈페이지에서 과제를 확인하여 수행하시기 바라며, 제시된 보충자료도 꼭 읽어보시기 바랍니다.  다음 시간에는 태양계의 형성에 대해 간략히 알아본 다음 바로 지구의 탄생과 진화에 대해 이야기 해 보겠습니다.

안녕히 계십시오.

[끝]

심화 토론:

1. 빅뱅론에 따르면 특이점일 때는 시간도 공간도 없었으나, 큰 폭발 이후부터 빠른 팽창과 함께 시간과 공간이 생겼다고 합니다.  그렇다면 특이점 이전에는 무엇이 있었을까요? 이전이란 말이 존재하기나 하는 걸까요?

2. 적색 천이를 나타내는 스펙트럼을 보면 검은 줄이 스펙트럼 중간 중간에 보이는데, 이 검은 줄은 어떻게 생긴 것일까요?  만일 이런 검은 줄이 없다면 적색 천이를 인지할 수 있을까요?

3. 윌슨과 펜지아스가 우주배경복사를 발견하게 된 일화를 찾아 읽어봅시다. 그토록 간절하게 원하는 사람보다 우연하게 발견하는 사람이 노벨상과 같은 영광을 얻게 되는 것에 대해 생각해봅시다.