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관측 우주론

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목차

1. 개요

관측 우주론은 우주의 팽창, 구조, 원소의 기원 등을 연구하는 학문으로, 초기에는 제한된 관측에 기반했지만, 20세기 후반부터 천문학적 관측을 통해 발전했다. 주요 관측으로는 은하의 거리와 후퇴 속도 간의 관계를 나타내는 허블-르메트르 법칙, 우주 마이크로파 배경(CMB)의 탐지, 원소의 우주적 풍부도 연구가 있다. 현대에는 적색편이 탐사, CMB 실험, 망원경 관측, 우주선 관측 등을 통해 암흑 물질, 암흑 에너지 연구가 진행되고 있으며, 미래에는 우주 중성미자 및 중력파 관측을 통해 우주의 기원을 탐구할 예정이다.

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관측 우주론

2. 초기 관측

초기 우주론은 제한된 관측 자료와 사변적인 이론에 의존했다. 기원전 400년경 그리스의 데모크리토스는 은하가 많은 별들로 이루어져 있다고 주장했지만, 이는 관측에 근거한 것은 아니었다. 1609년 갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 사용하여 은하수를 관측하고, 은하수가 무수한 항성의 집합체임을 확인했다. 1788년 윌리엄 허셜은 별의 겉보기 밝기를 거리에 대응시켜 은하수의 지름과 두께를 추측했다. 20세기에 들어 정확한 구조가 관측되었다.

물리 우주론은 섀플리-커티스 논쟁 이후 우주가 우리 은하보다 더 큰 규모를 가지고 있다고 결정되면서 정의되었다. 이는 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론으로 설명될 수 있는 우주의 크기와 역학을 확립한 관측에 의해 촉발되었다. 초창기 우주론은 매우 제한된 수의 관측에 기반한 사변적 과학이었으며, 정상우주론 이론가들과 대폭발(빅뱅) 우주론 지지자들 사이의 논쟁으로 특징지어졌다. 1990년대 이후가 되어서야 천문학적 관측이 경쟁 이론들을 제거하고, 1992년 미국국립과학원 콜로키움에서 데이비드 슈람이 예고한 "우주론의 황금기"로 과학을 이끌 수 있게 되었다.[1]

2. 1. 허블-르메트르 법칙과 우주 거리 사다리

헨리에타 스완 레빗이 발견한 세페이드 변광성의 주기-광도 관계는 우주 거리 사다리의 핵심 요소이다. 1908년 레빗은 세페이드 변광성에 대한 표준 촉광 측정법을 발견했는데, 이는 에드윈 허블에게 나선은하까지의 거리를 결정하는 데 필요한 우주 거리 사다리의 가로대를 제공했다.[18] 허블은 윌슨산 천문대의 100인치 후커 망원경을 사용하여 해당 은하의 개별 별을 식별하고 개별 세페이드를 분리하여 은하까지의 거리를 결정했다. 이를 통해 나선 성운이 우리은하 외부에 있는 천체임을 확고히 했다.[18]

1927년, 조르주 르메트르는 허블의 거리 측정치들과 베스토 슬라이퍼의 이러한 물체에 대한 적색편이 결정치들을 결합하여 은하의 거리와 "후퇴 속도" 사이의 비례 상수를 처음으로 추정하여 약 600km/s/Mpc의 값을 찾았다.[20][21][22][23][24][25] 그는 이것이 일반 상대성이론에 기초한 우주 모형에서 이론적으로 예상되는 것임을 보여주었다.[20] 2년 후, 허블은 거리와 속도 사이의 관계가 양의 상관관계이며 약 500km/s/Mpc의 기울기를 가짐을 보여주었다.[26] 이 상관 관계는 허블-르메트르 법칙으로 알려지게 되었고, 우주팽창 이론의 관측적 기반이 되었다. 슬라이퍼, 위르츠Wirtz, 허블 및 그들의 동료들의 관측 결과가 출판과 이론가들에 의한 아인슈타인의 일반 상대성이론에 비추어 이론적 의미의 수용한 것은 현대 우주론 과학의 시작으로 간주된다.[27]

2. 2. 핵종 풍부도

천체에서 나오는 빛에 대한 초기 분광학적 측정과 지구에서 확인된 화학 원소의 특정 전자 전이에 해당하는 방출선 및 흡수선을 확인함으로써 원소의 우주적 풍부도를 결정하는 연구가 이루어졌다. 예를 들어, 헬륨 원소는 지구에서 기체로 분리되기 전에 태양의 분광학적 특징을 통해 처음 확인되었다.[28][29]

운석의 원소 구성 측정에 상응하는 분광학적 관측을 통해 원소들의 상대적 풍부도가 계산되었다.

2. 3. 우주 마이크로파 배경(CMB)의 탐지

우주 마이크로파 배경은 1948년 조지 가모프, 랠프 앨퍼, 로버트 허먼이 대폭발(빅뱅) 모형에 기인한다고 예측했다.[30] 앨퍼와 허먼은 온도를 추정했지만, 널리 논의되지는 않았다. 1960년대 초 로버트 딕과 야코프 젤도비치가 재발견했고, 1964년 봄 소련의 A. G. 도로슈케비치A. G. Doroshkevich와 이고리 노비코프의 짧은 논문에서 CMB 복사를 감지 가능한 현상으로 처음 인식했다.[31] 1964년 프린스턴 대학의 데이비드 토드 윌킨슨과 피터 롤Peter Roll은 우주 마이크로파 배경 측정을 위해 딕 복사계를 만들기 시작했다.[32] 1965년 아노 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 뉴저지 홀름델 타운쉽(Holmdel Township, New Jersey) 벨 연구소 크로포드 힐(Crawford Hill) 위치에서 전파 천문학 및 위성 통신 실험에 사용할 딕 복사계를 만들었다. 그들의 기기는 설명할 수 없는 3.5K 초과 안테나 온도(antenna temperature)를 보였다. 크로포드 힐에서 온 전화를 받은 딕은 "얘들아, 우리가 특종을 잡았어."라고 말했다.[33] 프린스턴과 크로포드 힐 그룹 간 회의에서 안테나 온도가 실제로 마이크로파 배경 때문임을 확인했다. 펜지어스와 윌슨은 이 발견으로 1978년 노벨 물리학상을 받았다.

3. 현대의 관측

오늘날 관측 우주론은 이론적 우주론의 예측을 시험하고 우주론 모형을 개선하는 데 기여하고 있다. 암흑 물질에 대한 관측 증거는 구조 형성 및 은하 형성 이론 모델링에 큰 영향을 미쳤다. 1990년대 후반, 정확한 초신성 표준 촛불을 사용하여 허블 다이어그램을 보정하는 과정에서 암흑 에너지에 대한 관측 증거가 확보되었다. 이러한 관측들은 ΛCDM 모형으로 알려진 6개 매개변수 프레임워크에 통합되었으며, 이 모형은 구성 물질 측면에서 우주의 진화를 설명한다. 이 모형은 특히 WMAP 실험을 통해 우주 마이크로파 배경에 대한 상세한 관측으로 검증되었다.

3. 1. 적색편이 탐사

자동화된 망원경과 분광기 기술의 발달로, 적색편이를 이용하여 우주를 3차원 지도로 작성하는 여러 협력 연구가 진행되었다. 이러한 적색편이 탐사는 적색편이와 각 위치 데이터를 결합하여 하늘의 특정 영역 내 물질의 3차원 분포를 지도로 나타낸다. 이를 통해 우주의 거대구조를 파악할 수 있다.

장성은 폭이 5억 광년이 넘는 거대한 초은하단으로, 적색편이 탐사를 통해 발견된 거대구조의 대표적인 예시이다.[34]



최초의 적색편이 탐사는 Cfa 적색편이탐사(CfA Redshift Survey)로, 1977년에 시작되어 1982년에 초기 데이터 수집이 완료되었다.[36] 더 최근에는, 2dF 은하 적색편이 탐사가 220,000개 이상의 은하들에 대한 z-값(적색편이 값)을 측정하여 우주의 한 섹션의 거대구조를 결정했다. 데이터 수집은 2002년에 완료되었으며, 최종 데이터 세트는 2003년 6월 30일에 발표되었다.[37] 2dF는 은하의 대규모 패턴을 매핑하는 것 외에도, 중성미자 질량의 상한선을 설정하기도 했다.

또 다른 주목할 만한 탐사인 슬론 디지털 전천탐사(SDSS)는 2011년 현재 진행 중이며, 약 1억 개의 천체들에 대한 측정을 목표로 한다.[38] SDSS는 은하에 대해 최대 0.4의 적색편이를 기록했으며, z = 6 이상의 퀘이사 탐지에도 기여했다. DEEP2 적색편이 탐사(DEEP2 Redshift Survey)는 새로운 "DEIMOS" 분광기와 함께 켁 망원경을 사용하며, DEEP1의 후속 프로그램이다. DEEP2는 적색편이가 0.7 이상인 희미한 은하들을 측정하도록 설계되어 SDSS 및 2dF를 보완할 것으로 계획되었다.[39]

1980년대에 수행된 CfA 적색편이 탐사를 통해 은하가 밀집된 영역과 희소한 영역이 존재한다는 것이 밝혀졌다. 그 구조는 마치 비눗방울처럼 비눗물과 공기처럼 되어 있어, 비눗물 영역에는 은하가 밀집되어 있고, 공기 영역에는 은하가 거의 존재하지 않는다. 이러한 구조를 우주의 대규모 구조라고 한다.

2dF 은하 적색편이 탐사와 슬론 디지털 스카이 서베이 등의 관측을 통해 우주의 대규모 구조가 더욱 자세히 밝혀졌다. 특히 슬론 디지털 스카이 서베이는 북천을 원뿔 모양으로 관측하여 광대한 우주의 3차원 지도를 작성하고 있다.

3. 2. 우주 마이크로파 배경(CMB) 실험

COBE, WMAP 및 플랑크 위성으로부터의 CMB 결과 비교 (2013년 3월 21일)


우주 마이크로파 배경(CMB) 발견 이후, 이 복사의 특징을 측정하고 특성화하기 위한 수백 건의 실험이 진행되었다. 가장 유명한 실험은 1989년부터 1996년까지 궤도를 돌았던 NASA의 COBE 위성으로, 탐지 능력 한계 내에서 대규모 비등방성을 탐지하고 정량화했다.[40]

COBE의 극도로 등방적이고 균질한 배경 관측 결과에 영감을 받아, 이후 10년 동안 지상 및 풍선 기반 실험들이 더 작은 각도 스케일에서 CMB 비등방성을 정량화했다. 이 실험들의 주요 목표는 COBE가 충분한 분해능을 가지지 못했던 첫 번째 음향 피크의 각도 스케일을 측정하는 것이었다. 이 측정들은 우주 구조 형성의 주요 이론으로서 우주 끈(cosmic string)을 배제하고, 급팽창 이론이 올바른 이론임을 시사했다.

1990년대에 감도가 증가하면서 첫 번째 피크가 측정되었고, 2000년까지 BOOMERanG 실험은 가장 높은 전력 변동이 대략 1도의 축척에서 발생한다고 보고했다. 다른 우주론 데이터와 함께, 이 결과들은 우주의 기하학이 평평하다는 것을 의미했다. VSA(Very Small Array), DASI(Degree Angular Scale Interferometer), CBI(Cosmic Background Imager)를 포함하는 많은 지상 기반 간섭계는 향후 3년 동안 더 높은 정확도로 변동 측정값을 제공했다. DASI는 CMB의 편광을 처음으로 감지했으며, CBI는 T-모드 스펙트럼과 위상이 다르다는 강력한 증거와 함께 최초의 E-모드 편광 스펙트럼을 제공했다.

2001년 6월, NASA는 두 번째 CMB 우주 임무인 WMAP를 발사하여 전체 하늘에서 대규모 비등방성을 훨씬 더 정밀하게 측정했다. WMAP는 하늘이 아닌 신호 잡음을 최소화하기 위해 대칭, 고속 다중 변조 스캐닝, 고속 스위칭 라디오미터들을 사용했다.[40] 2003년에 공개된 이 임무의 첫 번째 결과는 1도 미만의 축척에서 각 전력 스펙트럼을 상세하게 측정한 것이었고, 다양한 우주론적 매개변수를 엄격하게 제한했다. 이 결과는 우주 급팽창 이론뿐만 아니라 다양한 다른 경쟁 이론들로부터 예상되는 결과와 광범위하게 일치하며, NASA의 우주 마이크로파 배경(CMB) 데이터 뱅크에서 상세하게 이용할 수 있다. WMAP은 CMB의 큰 축척의 각도 변동을 매우 정확하게 측정했지만, 이전의 지상 간섭계가 관측했던 작은 축척에서의 변동을 측정할 수 있는 각도 분해능은 없었다.

세 번째 우주 임무인 유럽 우주국(ESA)의 플랑크 위성은 2009년 5월에 발사되어 2013년 10월에 종료될 때까지 훨씬 더 상세한 조사를 수행했다. 플랑크는 HEMT(High-electron-mobility transistor) 라디오미터와 볼로미터(bolometer) 기술을 모두 사용했고, WMAP보다 작은 축척으로 CMB를 측정했다. 탐지기들은 남극 Viper 망원경의 ACBAR(Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) 실험과 Archeops 풍선 망원경에서 시험되었다.

2013년 3월 21일, 플랑크 우주론 탐사 배후의 유럽 주도 연구팀은 우주 마이크로파 배경의 전천 지도([https://web.archive.org/web/20131202233029/http://esacmt.esac.esa.int/science-e-media/img/61/51553_Planck_CMB_Mollweide_565.jpg 565x318 jpeg], [http://www.nasa.gov/images/content/735683main_pia16873-full_full.jpg 3600x1800 jpeg])를 발표했다.[41][42] 이 지도는 우주가 예상보다 약간 더 오래되었다는 것을 시사했다. 지도에 따르면, 우주의 나이가 약 37만 년이 되었을 때 딥스카이에 미묘한 온도 변동이 각인되어 있었다. 이 자국은 우주 존재 초기 10-30초에 발생한 잔물결을 반영하며, 이 잔물결은 은하단과 암흑물질의 현재 우주 거대 구조를 만들었다. 2013년 데이터를 바탕으로 우주는 4.9% 일반 물질, 26.8% 암흑물질, 68.3% 암흑 에너지를 포함하고 있다. 2015년 2월 5일, 플랑크 임무의 새로운 데이터가 발표되었는데, 이에 따르면 우주의 나이는 137억 9900만 ± 2100만 년이고, 허블 상수는 67.74 ± 0.46(km/s)/Mpc로 측정되었다.[43]

남극의 남극 망원경(South Pole Telescope)과 제안된 Clover 프로젝트, 아타카마 우주론 망원경(Atacama Cosmology Telescope), 칠레의 QUIET 망원경(QUIET telescope) 등과 같은 추가 지상 기반 계측기들은 위성 관측에서 얻을 수 없는 B-모드 편광 등의 추가 데이터를 제공할 것이다.

3. 3. 망원경 관측

다양한 파장(전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선)을 이용한 망원경 관측은 우주에 대한 다각적인 정보를 제공한다.

저주파 전파 방출(10 MHz 및 100 GHz)의 가장 밝은 소스들은 극도로 높은 적색편이들까지 관측될 수 있는 전파은하이다. 전파은하들은 매우 밝기 때문에 천문학자들은 극한의 거리들과 우주 진화에서의 초기 시간을 탐사하는 데 사용해 왔다.[34]

밀리미터 이하 천문학(submillimetre astronomy)을 포함한 적외선 관측은 우주적 거리에서 많은 소스를 밝혀냈다. 현재 적외선 관측 실험에는 NICMOS, 우주 기원분광계(Cosmic Origins Spectrograph), 스피처 우주 망원경, 켁 간섭계, 적외선 천문학을 위한 성층권 천문대(Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) 및 허셜 우주 망원경 등이 있다. NASA에 의해 계획된 차기 대형 우주 망원경인 제임스 웹 우주 망원경도 역시 적외선으로 탐사할 것이다.

광학적 빛은 여전히 천문학의 기본적인 수단이며, 우주론의 맥락에서, 이것은 우주의 거대구조뿐만 아니라 은하 진화에 대해 배우기 위해 먼 은하들과 은하단들을 관측하는 것을 의미한다. 적색편이 탐사(redshift survey)는 2dF 은하 적색편이 탐사, 슬론 디지털 전천탐사 및 곧 출시될 LSST(대형 사놉틱 관측 망원경, Large Synoptic Survey Telescope)들을 포함하는 가장 유명한 일부와 더불어 이를 수행해온 일반적인 수단이었다.

매우 깊은 관찰(어두운 광원에 민감한) 역시 우주론에서 유용한 도구이다. 허블 딥 필드, 허블 울트라 딥 필드, 허블 익스트림 딥 필드(Hubble eXtreme Deep Field), 및 허블 딥 필드 사우스(Hubble Deep Field South) 등이 모두 이의 예이다.

자외선, X선, 감마선 관측은 고에너지 천체 현상을 연구하는 데 필수적이다.

3. 4. 우주선 관측

우주선 관측소를 참고하십시오.

4. 미래의 관측

미래 우주론은 새로운 관측 기술을 통해 우주의 기원과 진화에 대한 더 깊은 이해를 추구한다.

4. 1. 우주 중성미자

대폭발 모형에 따르면 우주는 우주 마이크로파 배경 복사와 유사한 우주 중성미자 배경 복사로 채워져 있다. 우주 마이크로파 배경은 우주의 나이가 약 38만 년이었을 때의 유물이지만, 우주 중성미자 배경은 우주의 나이가 약 2초였을 때의 유물이다.

만약 이 중성미자 복사를 관측할 수 있다면, 우주의 극초기 단계를 들여다볼 수 있는 창이 될 것이다. 하지만 이 중성미자들은 현재 매우 차가워서 직접 관측하는 것은 사실상 불가능하다.

4. 2. 중력파

일반 상대성 이론은 중력이 중력파라는 파동으로 전달된다고 예측한다. 이 중력파를 이용해 천문 현상을 연구하는 학문이 중력파 천문학이다. 현재 미국의 LIGO, 유럽의 Virgo, GEO600 등 중력파 간섭계를 통해 관측이 이루어지고 있다. 일본에서는 TAMA300을 통한 실증 실험이 진행되었으며, 기후현 가미오카 광산 내에 KAGRA가 건설 중이다.

중력파 간섭계를 통한 중력파 직접 관측으로 쌍성 중성자별이나 쌍성 블랙홀의 충돌, 초신성 폭발 등이 포착될 것으로 예상된다. 또한, 중력파가 우주 배경 복사에 미치는 영향, 즉 우주 배경 복사의 편광을 관측하여 우주 초기 배경 중력파를 탐지할 수 있을 것으로 기대된다.

참조

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