우주의 나이
우주가 계속 팽창하고 있다면, 과거에는 그 크기가 지금보다 작았을 것이다.
그리고 오랜 과거로 갈수록 그 크기는 점점 더 작았을 것이다.
만약 우리가 아주 오랜 과거로 갔다고 생각해 보자.
그때의 우주는 굉장히 작았을 것이고, 그 속의 물질들은 굉장히 압축된 상태로 있었을 것이다.
처음으로 이러한 생각을 한 사람은 벨기에의 천문학자 게오르게 스 에두아르드 르메트르였다.
1927년, 르메트르는 우주가 "우주의 알(cosmic egg)"의 격렬 한 폭발에서 시작되었다고 주장했다.
우주의 팽창은 그 당시 폭발의 결과라는 것이다.
그 후, 러시아 출신의 미국 천문학자 조지 가 모가 그 사건을 "빅뱅(the big bang)"이라고 불렀다.
이 말이 굳어서 그 사건을 가리키는 용어가 되었다.
그러면 빅뱅은 언제 일어났을까?
만약 은하들이 서로 멀어지는 속도를 알 수 있고, 은하들 사이의 평균 거리도 알 수 있다고 하자.
그러면 우리는 그것들을 거꾸로 계산해서 폭발이 언제 일어났는지를 알 수 있을 것이다.
그러나 빅뱅을 역산하는 데에는 몇 가지 문제가 있다.
우선, 은하들 사이에 서로 얼마나 떨어져 있는지 정확히 알아내기가 어렵다는 것이다.
둘째, 그 은하들이 얼마나 빠른 속도로 서로 멀어지고 있는지를 알기도 어렵다.
셋째, 우주의 팽창이 항상 일정하게 진행됐는 지도 알 수 없다.
허블은 맨 처음 우주가 팽창한다고 발표하면서, 은하 간의 평균 거리, 후퇴 속도, 시간에 따른 팽창률 변화 등에 대해 그가 아는 한 가장 정확한 값을 써서 빅뱅이 약 20억 년 전에 일어났다고 주장했다.
그러나 이 값은 여러 분야에 있는 학자들의 거센 반발에 부딪쳤다.
지금까지 알아낸 지구의 나이만 해도 적어도 20억 년은 넘었다고 확신하고 있었기 때문이다.
그렇다면 우주가 지구보다 젊다는 말인가?
허블은 첫 발표를 한 지 6년 후, 새로운 자료들을 이용하여 빅 뱅이 일어난 시기를 훨씬 뒤로 물렸다.
그것이 오늘날 우리가 알 고 있는 값으로, 빅뱅이 150억 년 전에 일어났다는 것이다.
따라서 우주의 나이는 150억 년쯤 되는 셈이다.
일반적으로 놓고 볼 때 이 값은 적당한 수치이다.
어떤 학자들은 100억 년, 또 다른 학자들은 200억 년을 주장하기도 한다.
하지만 좀 더 확실한 증거가 나타나야 정확한 값을 얻을 수 있을 것이다.
만일 150억 년이 정확한 값이라면 우리 태양계가 만들어질 때쯤에는 우주의 나이가 이미 100억 살쯤 되는 셈이다.
퀘이서의 기원
앞에서 우리는 빅뱅이 일어난 시점은 로 갈 수는 없지만 과거의 사건을 예측할 수는 있다.
우리가 먼 거리에 있는 천체를 볼 때, 그 천체에서 나온 빛 또는 전파는 긴 시간 동안 먼 거리를 이동한 뒤 우리에게 도달한다는 것을 알고 있다.
복사선이 빛의 속도보다 빠를 수는 없으므로, 우리는 복사선이 우리에게 도착했을 당시의 천체의 상황이 아니라, 복사선이 출발할 때의 그 천체의 상황을 보게 된다.
그러므로 안드로메다 은하를 볼 경우, 우리는 지금으로부터 220 만년 전에 안드로메다 은하를 떠난 빛을 보게 되는 것이다.
물론 안드로메다 은하는 220만 년 전의 상황이나 지금의 상황이나 별로 변한 것은 없을 것이다.
따라서 이 경우에는 늦게 본다는 것이 별 의미가 없다.
그러나 우리가 보다 먼 곳의 천체를 본다면 어떨까?
또 우리가 볼 수 있는 가장 먼 천체들은 어떤 것일까?
전파 망원경이 발달하여 마이크로파로 찍은 사진들이 더욱 선명해졌다.
그리고 전파원들의 위치를 더 정확하게 집어낼 수 있게 되었다.
3C48과 3C147과 3C196과 3C273과 3C288등이 그러한 전파원들이다.
여기서 3C는 영국의 천문학자 마틴 라일이 만든 "케임브리지 전파별 제3목록"의 약자이다.
1960년 미국의 천문학자 앨런 렉스 샌디지는 이러한 전파원들을 연구했다.
샌디지는 마이크로파가 은하계의 별로 치면 16등급밖에 안 되는 희미한 별에서 나온다는 사실을 알아냈다.
그러나 보통의 별은 전파 망원경에 걸릴 정도로 강한 마이크로 파를 내지 않기 때문에 그것은 아주 특이한 현상이었다.
우리는 태양으로부터 마이크로파를 검출하지만, 그것은 태양이 너무 가까 이 있기 때문이다.
그리고 다른 별에서는 설사 그 별이 몇 광년밖에 떨어져 있지 않다 하더라도 마이크로파를 검출하지 못한다.
그런데 어떻게 해서 그렇게 희미한 별에서 나오는 마이크로파가 잡히는 걸까?
결국, 천문학자들은 전파원이 정상적인 별이 아님을 알아냈다.
그 후로 그것들을 "준항성체(quasi-stellar) 전파원"이라고 부르기 시작했다.
1964년에 중국계 미국인 물리학자 츄홍예가 그것을 줄여서 "퀘이서(quasar)"라고 불렀는데, 그것이 이름으로 굳어 버렸다.
퀘이서의 정체
1963년, 네덜란드계 미국인 물리학자 마틴 슈미트는 3C273의 스펙트럼을 이해하는데 오랜 기간 동안 연구를 하고 있었다.
그 스펙트럼 선들을 종잡을 수가 없었던 것이다.
그러나 슈미트는 그 선들이 보통 때는 자외선에서 약간 떨어진 곳에 나타나는 잘 알려진 선들 임을 알아냈다.
단순한 적색 스펙트럼이었지만 그 정도가 너무 심해서 슈미트를 헷갈리게 했던 것이다.
슈미트는 이 같은 적색 스펙트럼으로부터, 3C273은 은하계에 속한 정상적인 별이 아니라는 사실을 알아냈다.
그리고 당시까지 알려진 보통의 은하들보다 훨씬 먼 거리에 있는 수십억 광년이나 떨어진 곳에 있는 천체임을 밝혀 냈다.
그러나 대부분의 퀘이서는 그보다도 훨씬 먼 거리에 있고, 3C273이 가장 가까운 퀘이서였던 것이다.
지금까지 수백 개의 퀘이서가 발견되었는데 그중 어떤 것은 100억~120억 광년이나 떨어진 것으로 알려져 있다.
문제는 어떻게 그렇게 먼 거리에 있는 퀘이서가 보이느냐 하는 것이다.
여기서 우리는 퀘이서가 은하들보다도 밝다고 생각하지 않을 수 없다.
퀘이서는 태양의 1조 배, 보통 은하의 100배는 밝은 것 같다.
퀘이서에서 나오는 복사선은 세기가 변하는데, 때때로 그 변화의 주기가 몇 주일밖에 안 된다는 사실이 알려져 있다.
이것은 퀘이서의 지름이 수조 킬로(빛이 몇 주 동안 가는 거리)를 넘지 않음을 보여 준다.
복사선의 세기에 변화를 가져오는 어떠한 신호도 그렇게 짧은 시간에 그보다 먼 거리를 갈 수는 없기 때문이다.
그런데 어떻게 이 작은 천체가 그렇게 많은 에너지를 내는 것일까?
답을 얻기 위해 1943년으로 거슬러 올라가 보자.
그 해에 미국의 천문학자 칼 세이퍼트는 매우 밝으면서도 작은 핵을 가진 은하를 연구하고 있었다.
그 후 비슷한 유형의 은하가 여 러 개 발견되었는데 우리는 이러한 은하들을 "세이퍼트 은하"라 고 부른다.
세이퍼트 은하의 핵은 대단히 활동적이다.
아마도 그 중심부에 굉장히 거대한 블랙홀이 있기 때문인 것 같다.
그렇게 볼 때, 퀘이서는 아마도 특별히 덩치가 크고 밝은 세이퍼트 은하가 아닌가 싶다.
결론
만일 이러한 세이퍼트 은하가 굉장히 먼 곳에 있다고 하자.
우리는 그 은하에서 작지만 격렬하게 활동하는, 그러면서도 굉장히 밝은 빛을 내는 핵만을 보게 될 것이다.
실제로 최근의 연구는 퀘이서가 은하의 외곽부로 여겨지는 흐릿 한 물질에 둘러싸여 있음을 보여 주고 있다.
퀘이서들의 대부분이 우리에게서 수십, 수백억 광년이나 떨어진 곳에 있다.
우주의 초창기인 수백억 년 전에 은하로서의 전성기를 맞이한 것으로 추측된다.
그리고 이 은하들의 대부분은 초창기에 그 중심부에서 블랙홀 안으로 격렬한 짜부라짐이 있었던 것으로 보인다.
시간이 가면서 블랙홀이 주위에서 집어삼킬 수 있는 것들을 모조리 정리해 버렸을 것이다.
그리고 은하들은 좀 더 안정된 상태의 천체로 변했을 것이다.
마침내 10억 년 전쯤에는 완전한 퀘이서로 변해 은하로서의 생명이 끝나 버렸을 것이다.
이것은 초기의 우주가 지금과는 그 모습이 사뭇 다르다는 사실과, 현재의 우주가 진화의 과정에 있음을 보여 준다.
뿐만 아니라 우주에는 진정한 시작이 있을 수 없고 무한의 과거로부터 무한의 미래까지 항상 똑같은 상태를 유지한다는 이른바 정상 우주론이 잘못된 이론이라는 것을 확실하게 보여 준다.