우주는 얼마나 큰 것일까?

우주는 얼마나 클까?

20세기 초, 섀플리는 우리 은하계를 가로지르는데 30만 광년이 걸린다고 믿었다. 최근 이론보다 3배나 크지만, 그의 측정값은 그 당시로써는 꽤 괜찮았다. 특히, 그는 은하수 내에서 정확한 비례 거리를 계산했다. 그러나 당시 사람들에게는 30만 광년이라는 시간이 터무니없이 큰 수치로 보였다. 사실, 섀플리 자신은 은하수가 예외적으로 크다고 믿었다. 망원경으로 볼 수 있는 다른 은하수 같은 나선은하들은 우리의 항성계와 비교가 안 된다고 주장했다. 하지만 커티스의 생각은 달랐다. 그는 정확히 우리 은하만큼 큰 다른 은하들이 우주 전체에 퍼져 있다고 생각했다. 그러나 흥미롭게도, 그의 출발점은 은하수가 섀플리가 계산한 것보다 훨씬 작다는 믿음이었다. 커티스가 사용한 계산에 따르면 은하수의 지름은 겨우 3만 광년이었다. 현대의 측정과 비교하면 3배 정도로 너무 작았다. 3배만큼 크거나 3배만큼 작다. 우주적 스케일의 큰 거리에 대해 말할 때, 거의 1세기 전에 토론했던 천문학자들의 수치가 약간 틀릴 수 있다는 것도 납득이 된다.

오늘날 천문학자들은 은하수의 지름이 약 10만 광년에서 15만 광년 사이라고 꽤 확신한다. 물론 관측 가능한 우주는 훨씬 더 크다. 현재 이론에 따르면 관측 가능한 우주의 지름은 약 930억 광년이다. 어떻게 그렇게 확신할 수 있을까? 그리고 우리가 어떻게 지구에서 이런 측정을 할 수 있었을까?

코페르니쿠스가 지구가 태양계의 중심이 아니라고 주장한 이후로, 사람들은 항상 우주가 무엇인지 생각해왔다. 특히 우주가 얼마나 클지에 대한 선입견을 깨는 것이 어렵다는 것을 알게 된 것 같다. 오늘날에도 천문학자들은 우주 전체가 몇몇 사람들의 생각보다 훨씬 더 클 수 있다는 것을 보이기 위해 새로운 증거를 모으고 있다.

우주에서의 거리 측정 방법

천문학자들은 지구에서 태양계의 다른 물체까지의 거리뿐만 아니라 은하 사이의 간격과 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 여정을 계산하기 위해 기발한 도구와 측정 시스템을 개발했다. 이 모든 것들을 측정하는 단계는 '우주 거리 사다리'라고 알려져 있다. 사다리의 첫 번째 층은 비교적 쉽고 정확하다. 바로 파동을 이용하는 것이다. 금성이나 화성과 같은 태양계 근처의 행성에서 전파를 튕겨내서 그 파동이 지구로 돌아오는 데 걸리는 시간을 잴 수 있다. 그 측정은 꽤 정확하다. 푸에르토리코에 있는 아레시보 같은 대형 전파 망원경은 이런 종류의 일을 할 수 있지만, 그것보다 더 많은 일을 할 수도 있다. 예를 들어, 아레시보는 태양계 주위를 날아다니는 소행성을 탐지할 수 있고, 심지어 전파가 소행성 표면에서 반사되는 방식을 바탕으로 소행성의 이미지까지 만들 수 있다.

그러나 태양계 너머의 거리를 측정하기 위해 전파를 사용하는 것은 효과적이지 않다. 우주 거리 사다리의 다음 받침대는 시차 측정이라고 알려진 것이다. 이것 또한 우리가 깨닫지 못하고 항상 하는 일이다. 인간을 비롯한 많은 동물은 두 개의 눈을 가지고 있어서 자신과 물체 사이의 거리를 직관적으로 인식한다. 만약 당신이 앞에 있는 물체를 잡고 한쪽 눈을 뜨고 바라본다면, 손이 약간 옆으로 움직이는 것을 볼 수 있다. 이것을 시차라고 한다. 이 두 관측치 사이의 차이를 사용하여 해당 개체까지의 거리를 확인할 수 있다. 우리의 뇌는 우리 양쪽 눈의 정보를 가지고 자연적으로 거리를 인식한다. 그리고 천문학자들은 망원경으로 근처의 별들을 관찰하여 시차를 인식한다. 우주에 두 개의 눈이 떠 있다고 상상하면, 지구의 궤도 덕분에 배경에 있는 물체들에 대한 별들의 이동을 볼 수 있다. 1월에 하늘에 별이 있는 곳을 측정하고 6개월을 기다렸다가 태양의 반대편에 있는 7월에 같은 별을 측정하는 식이다. 그러나 물체가 너무 멀리 떨어져 있어(약 100광년) 관측된 이동이 너무 작으면 의미 있는 계산을 할 수 없다. 이 거리에서, 우리는 여전히 우리 은하의 가장자리 근처에는 없다.

다음 단계는 '메인 시퀀스 피팅'이라고 불리는 기술이다. 주계열성(메인 시퀀스 별)으로 알려진 특정 크기의 별들이 시간이 지남에 따라 어떻게 진화하는지 아는 데 달려 있다. 첫째로, 그들은 나이가 들면서 점점 더 붉어지며 색을 바꾼다. 그들의 색과 밝기를 정확하게 측정한 다음, 이것을 시차로 측정할 수 있는 더 가까운 주계열성들의 거리에 대해 알려진 것과 비교함으로써, 우리는 이 더 먼 별들의 위치를 추정할 수 있다. 이러한 계산을 뒷받침하는 원리는 같은 질량과 나이를 가진 별들이 똑같이 밝게 보일 것이라는 것이 우리와 같은 거리라는 것이다. 그렇지 않은 경우가 많기 때문에 측정의 차이를 사용하여 실제 얼마나 멀리 떨어져 있는지 확인할 수 있다. 주계열성들은 이 분석에 사용될 때, 우리가 수학적으로 계산할 수 있는 크기(또는 밝기)를 의미하는 '표준 초'의 한 종류로 간주된다. 이 양초들은 우주에 점점이 찍혀 있고, 우주를 예측할 수 있는 방식으로 비춰준다. 그러나 주계열성만이 유일한 예는 아니다. 밝기가 거리와 어떻게 관련이 있는지에 대한 이러한 이해는 다른 은하에 있는 별들처럼 훨씬 더 먼 물체까지의 거리를 알아내는 데 매우 기초적이다. 그러나 메인 시퀀스 피팅은 수백만 광년 떨어져 있는 별들의 빛은 정확하게 분석하기 어렵기 때문에 사용되기 힘들다.

하지만 1908년, 하버드의 스완 레빗이라는 과학자는 엄청난 거리를 측정하는 데 도움을 준 환상적인 발견을 해냈다. 스완 레빗은 세페이드 변수라고 불리는 특별한 종류의 별들이 있다는 것을 깨달았다. 그녀는 특정한 종류의 별들이 시간이 지남에 따라 밝기가 변하며, 이러한 별들의 진동인 밝기의 변화는 그것들이 본질적으로 얼마나 밝은지와 직접적인 관련이 있다고 했다. 다시 말해서, 밝은 세페이드산은 흐릿한 세페이드보다 (사실 여러 날 동안) 더 느리게 '박동'할 것이다. 천문학자들은 세페이드 행성의 박동을 비교적 쉽게 측정할 수 있기 때문에, 이 별의 밝기를 예측할 수 있다. 그러고 나서, 그것이 실제로 우리에게 얼마나 밝게 보이는지 관찰함으로써 거리를 계산할 수 있다. 이는 원칙적으로 주계열 피팅 접근법과 유사하며, 밝기가 핵심이다. 하지만 핵심은 거리는 다른 방법으로 측정될 수 있다는 것이다. 그리고 거리를 측정하는 더 많은 방법들이 있을수록, 우리는 우리의 우주의 실제 규모를 더 잘 이해할 수 있다. 우리 은하에서 그러한 별들의 발견이 할로우 섀플리의 엄청난 크기를 확신하게 했다. 1920년대 초, 에드윈 허블은 근처의 안드로메다은하에서 세페이드 변수를 발견했고, 그것이 백만 광년 밖에 떨어져 있지 않다는 것을 알아냈다. 오늘날, 우리의 가장 좋은 추정치는 은하가 실제로 254만 광년 떨어져 있다는 것이다. 하지만 허블의 치수를 수치로 여기지는 않는다. 사실, 우리는 여전히 안드로메다까지의 거리에 대한 최선의 견적을 내려고 노력하고 있다. 254만 광년 수치는 실제로 최근 몇 가지 계산의 평균치이다. 지금 이 순간에도 우주의 거대한 스케일이 계속해서 우리를 복잡하게 한다. 천문학자들은 매우 좋은 추정치를 만들 수 있지만, 사실 은하 사이의 거리를 정밀하게 측정하기는 매우 어렵다. 우주는 정말 그 정도로 크다. 하지만 여기서 다가 아니다. 허블은 또한 폭발하는 백색 왜성 – 타입 1A 초신성의 밝기를 측정했다. 이것들은 수십억 광년 떨어진 꽤 먼 은하에서 볼 수 있다. 이 폭발의 밝기는 계산 가능하기 때문에 세페이드 변수와 마찬가지로 얼마나 멀리 떨어져 있는지 알 수 있다. 1A형 초신성과 세페이드 변수는 모두 천문학자들이 표준 초라고 부르는 것의 추가적인 예이다.

하지만 극한의 거리를 측정하는 데 도움을 줄 수 있는 우주의 또 다른 특징이 있다. 바로 레드쉬프트다. 이것은 도플러 효과를 알면 훨씬 이해하기 쉽다. 도플러 효과를 이해하기 위한 대표적인 사례는 바로 사이렌을 울리는 구급차가 옆을 지나간 경험을 떠올려 보는 것이다. 구급차가 다가올수록 사이렌 소리가 커지고 멀어질수록 다시 작아진다. 이와 같은 일이 빛의 파동에서도 일어난다. 다만 훨씬 더 미세한 규모이다. 우리는 먼 물체에서 오는 빛의 스펙트럼을 분석함으로써 변화를 감지할 수 있다. 이 스펙트럼에는 어두운 선이 있을 것이다. 일부 특정한 색상은 광원 내부와 주변의 요소(예를 들면 별의 표면)에서 흡수되기 때문이다. 물체가 우리에게서 멀리 떨어져 있을수록, 그 선들은 스펙트럼의 빨간색 끝으로 더 멀리 이동될 것이다. 그것은 단지 물체들이 멀리 떨어져 있기 때문만이 아니라, 우주의 팽창 덕분에 시간이 지남에 따라 실제로 우리에게서 멀어지고 있기 때문이다. 그리고 멀리 떨어져 있는 은하로부터 빛의 붉은 변화를 보는 것은 우주가 실제로 팽창하고 있다는 것을 증명하는 한 가지 방법이다. 이것은 풍선의 표면에 두 점을 찍은 다음 풍선을 부는 것과 같다. 풍선이 팽창하면서 표면의 점들 사이의 거리가 커진다. 우주가 팽창함에 따라, 각 은하는 다른 은하들로부터 멀어지고 있다. 은하계가 우리로부터 더 빨리 움직일수록, 더 멀리 떨어져야 하며, 우리가 지구상에서 은하를 다시 분석할 때 그 빛이 더 붉게 변할 것이다. 다시, 에드윈 허블이 먼 은하에서 그의 세페이드 사이에 비례적인 관계가 있다는 것과 그 은하의 빛이 얼마나 붉은색으로 변화했는지를 발견한 것이다.

관측 가능한 우주에서 우리가 감지할 수 있는 가장 붉은 빛의 변화는 138억 년 된 은하에서 우리에게 도달했다는 것을 암시한다. 왜냐하면 이것은 우리가 감지한 가장 오래된 빛이기 때문이다. 이 사실은 우주의 크기에 대한 수수께끼를 해결할 큰 열쇠다. 또한 이것은 우주의 나이를 측정할 수 있게 해준다. 하지만 지난 138억 년 동안, 우주는 계속해서 팽창해 왔다. 처음에는 매우 빠르게 팽창했다. 천문학자들은 이 점을 고려하여 관측 가능한 우주의 가장자리에 있는 은하들이 우리에게 도달하는 데 138억 년이 걸렸을 때 465억 광년 떨어져 있어야 한다는 것을 알아냈다. 그것은 관측 가능한 우주의 반경에 대한 우리의 최선의 측정치이다. 그것을 두 배로 늘리면 직경이 930억 광년이 된다. 이 수치는 수많은 측정과 수 세기 동안 거듭된 연구의 결과이다. 하지만 케이시가 지적한 것처럼, 여전히 명확하지 않은 사실들이 있다. 한 가지 예로, 우리가 탐지할 수 있는 가장 오래된 은하의 복잡성에 비추어 볼 때, 빅뱅 이후 어떻게 그들이 그렇게 빨리 형성될 수 있었는지는 분명하지 않다. 한 가지 가능성은 어딘가에서 우리의 계산 중 몇 가지가 완전히 옳지 않다는 것이다.

우주 관측의 미래

우리가 관찰할 수 있는 그 너머의 우주에 대해 생각하려고 할 때는 더더욱 복잡해진다. 우리가 관측한 우주 말고 '온전한' 우주 말이다. 당신이 선호하는 우주의 모양 이론에 따라, 전체 우주는 실제로 유한하거나 무한할 수 있다. 최근 영국 옥스퍼드 대학의 연구팀은 관측 가능한 우주의 물체에 대한 데이터를 분석하여 우주의 모양에 관한 어떤 것도 알아낼 수 있는지 알아냈다. 컴퓨터 알고리즘을 사용하여 데이터에서 의미 있는 패턴을 찾아본 결과, 새로운 추정치가 나왔다. 전 우주가 관측 가능한 우주보다 적어도 250배는 크다는 것이다. 우리는 이만큼 먼 지역을 볼 수 없다. 과학자들에게 우주는 지속적인 매혹의 원천으로 남아있다.

우주에 대해서 연구를 거듭하다 보면 겸손해질 것 같다. 천문학은 우리가 우주의 중심도 아니고 태양계의 중심도 아니고 은하계의 중심도 아니라는 것을 꾸준히 알려 준다. 언젠가 우리는 우리가 지금까지 꿈꿔왔던 것보다 훨씬 더 멀리 우리 주변의 우주를 여행할지도 모른다. 지금은 보기만 할 수 있지만, 보는 것만으로도 꽤 멀리 갈 수 있다.