강경연님 ^^

1. 우주의 온도는 몇 도인가?
답) 약 섭씨 -270도

우리가 하늘에 전파망원경을 대고 관측을 하게 되면 온갖 종류의 전파들이 관측이 됩니다. 일반적으로 전파라하면 매우 긴 파장의 에너지가 낮은 빛이라 할 수 있습니다. 우리가 라디오 방송용으로 쓰이는 FM이나 AM파들도 모두 전파의 일종입니다. 우리는 안테나에 밀려드는 수많은 전파들 중 우리가 듣고 싶은 것을 선택해서 듣고 있습니다. 우리가 느끼지 못하고 알지 못하는 전파들도 무지 많습니다.
우연히 잡음으로 발견된 우주배경복사는 모든 하늘의 영역에서 균질하게 관측이 됩니다. 이렇게 모든 영역에서 균질하게 관측이 된다는 것과 그것이 3K정도의 온도를 가진 물체가 흑체복사를 한다고 했을 때의 플랑크 곡선과 거의 일치하는 다는 것으로 빅뱅이론은 그 위상을 한층 높였습니다. 왜냐하면 다른 우주론(예를 들면 정상우주론)들은 그것의 원인을 설명하지 못하지만 빅뱅이론은 그것을 당연한 결과로서 우주배경복사를 설명할 수 있기 때문입니다.

우주배경복사는 빅뱅이론의 강력한 증거로 그리고 1990년대 초반에 쏘아지 COBE위성이 떠올랐습니다. 자세한 관측을 하였고 약간의 비균질성을 발견하였고 더 높은 해상도로 비균질성을 검출하기 위해 2000년도에 MAP위성이 쏘아집니다. 그럼 우주배경복사의 역사와 그 의미들을 살펴보겠습니다.


현재 우주의 크기와 팽창속도를 고려하여 시간을 거꾸로 거슬러 올라가면 은하들 간의 거리는 점점 가까와 지겠죠. 80억년 전에는 은하들의 거리가 현재보다 2배, 100억년 전에는 3배나 더 가까왔구요. 그런데 빅뱅의 시점에서는 물질들이 초고밀도로 압축되어 있었고 그 온도는 상상할 수조차 없는 초고온 상태였습니다. 만약 우주가 이런 극한적인 상태에서 출발했다면, 초기의 그 초고온의 열의 흔적이 남아일지 않을까요? 그렇다면 그것은 아마도 전자기파의 형태로 검출될 것이라고 생각하게 된거죠.
조지 가모프는 이러한 생각에서 빅뱅때 발생한 열이 오늘날까지 남아 있다면 어떤 형태의 우주 복사로 존재할까 계산했죠. 그리하여 이 복사도 물질과 마찬가지로 우주의 상당한 부분을 차지하고 있을 것이고, 팽창하는 우주와 함께 그 복사도 팽창하여 은하간의 거리가 늘어난 것과 마찬가지로 그 파장이 처음보다 엄청 늘어났을 거라 생각하기에 이르죠. 우주의 팽창속도와 현재의 물질 밀도로부터 계산하여 우주배경 복사의 평균파장은 0.06cm. 이것은 초단파영역에 속하는 '전자기파'로서 그 온도는 5K에 해당합니다. (참고: K는 절대온도의 단위로서 0K = -273도. 따라서 5K는 섭시 영하 268도. 0K는 열이 하나도 없는 열적 죽음 상태로 원자나 분자의 모든 운동이 정지하게 됩니다요.) 이 복사는 매우 미약하나 전 우주를 가득 채우고 있을 것이며, 우주 공간의 모든 방향에서 우리를 향해 올 것이라고 생각하였습니다. 하지만 가모프의 대담한 예언은 아무도 신중히 받아들이려고 하지 않았으며, 우주 복사를 발견하려고 노력하는 사람도 없었고요. 그러다가 1964년 벨 전화회사의 두 과학자 펜지아스와 윌슨이 고감도 전파망원경에 생기는 전파잡음의 원인을 연구하고 있던 중 하늘의 모든 방향에서 모종의 잡음이 잡히게 됩니다. 처음에는 전파망원경에 있는 이물질에 의해 발생하는 잡음이라고 여겼으나, 아무리 잡음의 원인을 제거해도 계속해서 잡히게 됩니다. 그들이 다른 과학자들과 이에 대해 논하고 있을 때 프린스턴 대학의 로버트 디케와 제임스 피블스가 가모프의 우주배경복사 이론으로 그 전파잡음을 설명하게 됩니다. 이 두 팀의 이론적 예언과 관측결과를 합동으로 연구 비교해서 이 초단파 전파잡음은 빅뱅의 화석으로 그 온도는 가모프가 예언한 것 보다 조금 낮은 3K라는 결과를 발표하게 됩니다. (잠깐여담. 디케와 피블스 한테는 안된 야그지만 나중에 이 공로로 펜지아스와 윌슨이 노벨 물리학상을 타게 됩니다.)
이건 우주배경복사의 개념의 발생과 관측적 증거의 발견에 대한 것이었고요, '왜 3K복사가 발생했는가'에 대해 깊이 있게 살펴보겠습니다.
현재 우주에 존재하는 것은 크게 '물질'과 '에너지' 두 가지 범주로 볼 수 있습니다. 물질의 평균 밀도는 큰 부피의 우주공간을 택해 그 안에 있는 은하와 별들의 질량을 측정하면 구할 수 있죠. 보이는 것만 따지면 약 3×10^-31 g/cm^3로 계산되어 있습니다.(수소 원자 1개의 질량이 1.7×10^-24 g/cm^3 이므로, 이 값은 5m^3의 공간에 수소원자 1개가 존재하는 셈이죠) 하지만 모두가 알고 있듯이 암흑물질의 존재를 고려하지 않을 수 없게되고 이 물질까지 고려하면 우주에 존재하는 실제 밀도는 10^-29 g/cm^3에 가까울지도 모릅니다.
우주에 존재하는 복사 에너지는 광자들로 이루어져 있고, 물론 별에서 나오는 광자도 많지만 대부분은 3K 우주배경복사가 차지합니다. 그런데 에너지는 곧 질량이고, E = mc^2에 따라 우주복사에너지의 밀도를 계산해 보면 6×10^-34 g/cm^3이란 값이 나오는데 이것은 물질 밀도의 500분의 1에 불과합니다. 이게 다 3K 우주배경복사에 실린 에너지가 너무 작기 때문입니다. 다시 말해 우주에는 물질이 복사보다 훨씬 큰 밀도로 존재한다는 것이죠. 고로 우리는 물질 지배의 우주에 산다고 할 수 있습니다. 하지만 우주배경복사 속의 광자수는 엄청나게 많습니다. 1m^3 속에 존재하는 광자의 수는 약 5억 5000만개나 됩니다. 입자수로만 따진다면 우주는 거의 배경복사의 광자들로만 이루어진 셈이죠. 현재 우리의 우주는 물질이 우세하다 했지만, 전 우주역사를 통해 항상 그랬던 것은 아닙니다.
빅뱅 당시의 과거로 거슬러 올라가 보면, 과거로 갈수록 우주는 더 수축한 모습이 되고 물질의 밀도는 더욱 커지게 됩니다. 광자도 마찬가지로 밀도가 더 커지지만 광자의 경우에는 또 다른 효과가 나타나게 됩니다. 바로 물질과는 달리 '에너지'가 커진다는 것이죠. 즉, 과거로 갈수록 광자에 일어나는 적색이동이 점점 작아지므로, 광자가 지니는 에너지는 급증하게 됩니다. 바로 이 때문에 빅뱅에 가까운 먼 과거로 갈수록 복사 밀도가 더 급속한 속도로 증가하게 됩니다.
즉 태초에는 복사가 우세했고 어느 순간 동일했다가 그 이후로는 오늘날처럼 물질이 복사보다 우세해졌습니다. 즉 빅뱅 100만년 후 복사 지배의 우주에서 물질 지배의 우주로의 전환이 일어난거죠. 그 때부터 오늘날까지 일어난 적색 이동의 정도는 1000배. 즉 그 당시의 광자가 지녔던 파장은 오늘날 1000배로 늘러난 것입니다. 다시 말해 광자의 전형적인 파장은 1mm이니까, 100만년 전에는 0.001mm 이었던 것입니다. 여기서 빈(Wein)의 법칙을 이용하면 당시의 우주배경복사의 온도를 계산할 수 있습니다.(참고 : 절대 온도 T인 흑체(黑體)에서는 여러 가지 파장의 빛이 각기 다른 세기로 방출되는데, 세기가 가장 큰 빛의 파장 λ는 T에 반비례한다는 법칙. 빈의 변위 법칙이라고도 한다. 식으로 나타내면 다음과 같음. λ T = a(a는상수) ) 복사 밀도와 물질 밀도가 똑같을 때, 배경 복사의 온도는 3000K. 이것의 의미를 이해하기 위해서 한가지 더. 우주에 가장 많이 존재하는 것은 수소! 그런데 이 수소 양성자에서 전자를 떼어내는 데에는 많은 에너지가 필요하지 않습니다. 즉 3000K 이상의 온도에서 수소는 쉽게 이온화됩니다. 따라서 빅뱅에서 100만년까지의 시기에는 수소원자가 존재하지 않았다는 이야기죠. 빅뱅에서 100만년까지는 광자들이 매우 큰 에너지를 갖고 있어, 양성자와 전자가 서로 뭉쳐서 수소원자를 만드는 것을 방해하고 있었죠. 100만년(즉 3000K 이하의 온도)이 된 시점에서야 비로소 저들은 결합할 수 있었습니다. 즉 우주배경복사의 광자들에 충분한 적생이동이 일어나 에너지가 낮아졌기 때문이죠.
100만년 이전에는 높은 에너지의 광자들이 우주를 가득 채우고 있어, 이들이 양성자나 전자들과 격렬하게 충돌을 일으켰습니다. 이 상태를 플라즈마(plasma : 원자핵과 전자가 결합하여 원자핵을 이루고 있는 것이 아니라, 따로 떨어져 섞여 있는 상태)라고 하는데 그 때는 마치 방전관 속에 든 기체가 작열하는 것처럼 우주는 불투명했습니다. 피블스 교수는 이 우주 생태를 묘사하기 위해 원시화구(plimodialfireball)라는 이름을 붙였습니다.
아무튼 우주배경복사의 온도가 내려가자, 양성자와 전자는 곳곳에서 결합하여 수소원자를 생성하게 되고, 광자들은 아무런 방해를 받지 않고 우주 공간으로 곧바로 날아갈 수 있었습니다. 드디어 우주는 투명하게 되었고, 이 전환의 시기를 재결합의 시대(era of recombination)이라 합니다. 오늘날 우리가 우주배경복사에서 보는 광자들은 바로 이 시기에 여행을 시작한 광자들입니다.



3K 우주 배경 복사의 특징 중에 하나는 그것이 어느 곳에서 오든 간에 그 강도가 균일하다는 것입니다. 그런데 사실은 1970년대에 뮐러와 스무트가 매우 높은 고도를 나는 U-2기를 이용하여 정밀한 측정을 한 결과 우주 배경 복사의 균일성에 약간의 편차를 발견하게 됩니다. 우주 배경 복사가 사자자리쪽에서 오는 것은 평균보다 0.0035K 더 높고, 180도 반대인 물병자리에서 오는 것은 평균보다 0.0035K 더 낮다는 결과가 나오게 됩니다. 이 온도 변화 현상은 우주 공간 속에서 지구가 움직이기 때문에 일어나는 것으로 만일 지구가 가만히 제자리에 있다면 우주 배경 복사의 온도는 모든 방향에서 똑같겠지만 우리가 우주 배경 복사 속을 움직여 가기 때문에 도플러 효과가 일어나게 됩니다. 우리가 나아가는 방향에서 오는 우주 배경 복사는 그 파장이 평균보다 더 짧아지고, 파장이 짧아진다는 건 광자 에너지가 증가한다는 것을 의미하게 됩니다. 그리고 도플러 효과로부터 계산하면 0.0035K의 온도는 390km/sec의 속도를 의미합니다. 즉 지구는 물병자리에서 사자자리 쪽으로 초속 390km의 속도로 나아가는 것이 됩니다. 여기서 태양이 은하 중심을 도는 속도를 빼 주면, 우리 은하는 처녀자리 쪽으로 520km/sec의 속도로 움직인다는 걸 알 수 있게 됩니다




COBE위성이 1992년도에 발견한, 우주 배경 복사에서 보이는 미세한 온도 변화, 즉 비균질은 매우 중요한 발견이었고, 몇몇 과장된 언론에서는 이 발견이 역사상 가장 중요한 과학적 발견이라고까지 했었습니다.
이 발견의 의미를 알기 위해서는 먼저 우주의 대폭발에서 현재의 은하와 은하단들이 생기기까지의 과정을 알아야 합니다.지금까지의 이론에 의하면-----
은하와 은하단들은 현재 우주의 평균밀도보다 엄청나게 큰 밀도를 가지고 있습니다. 한 예로 우리은하의 평균밀도는 우주의 평균밀도보다 약 1백만 배가 크지요. 어떻게 해서 우주의 초기상태로부터 이렇게까지 큰 불균형이 생긴 것일까요? 만약 관측한 초기우주에서 나온 우주배경복사가 정말 완벽하게 균일하다면 이런 은하나 은하단 같은 구조는 생기기 어려울 것입니다.
물질이 균질하게 분포한 상태에서 매우 미세한 비균질성이 발생하면 그것은 눈덩이가 불어나듯이 점점 더 커지게 됩니다. 아주 미세한 비균질성이 발생하더라도 조금이라도 물질의 양이 많은 지역 쪽으로 중력이 작용하게 되고, 주변 물질을 끌어당겨 점점 더 크게 성장하는 것입니다. 이러한 과정을 중력불안정(Gravitational instability)라고 하는데 3백년 전에 뉴턴에 의해 최초로 정립되었습니다. 이것은 우주가 팽창하든 팽창하지 않던간에 일어나는 현상인데, 우주가 팽창한다고 가정한다면 현재 우주 정도의 나이에서는 모여 있는 물질의 덩어리들-즉 은하와 은하단들-이 다른 부분들에 비해 밀도가 아주 크므로 우주의 팽창력이 별 영향을 주지 못하게 됩니다. 그 덩어리들은 내부압력과 중력이 균형을 이루어 가면서 안정되어 갑니다.
그런데! 이러한 초기의 작았던 밀도의 불균질성이 주어진 시간 동안 얼마만큼 확대되어 얼마만큼 큰 밀도를 가지게 되는지의 결과는 시작 당시의 밀도 분포-비균질성의 분포에 크게 좌우됩니다. COBE위성은 바로 이것을 발견해 낸 것입니다. 우주가 약 1백만 년 정도 되었을 때, 현재의 1천분의 1 정도의 크기였을 때의 밀도 상태, 이 시기의 상황을 발견한 것입니다. 그 결과에 의하면 우주배경복사의 온도 변화는 10만분의 1정도의 규모로 매우 작은 수치였으나, 우주의 나이가 10억년 되었을 때 최초의 은하와 은하단이 앞에서 말한 중력불안정에 의해 형성되었다고 가정한다면 이를 위해서 얼마나 많은 비균질성 덩어리들이 확장되어야 했는지를 이 수치는 가늠하게 해 주었습니다. 또한 장차 은하나 은하단으로 발전할 근원적인 변동의 증거를 찾아냈다는 점에서도 매우 중요합니다
더욱더 정밀한 분해능을 가진 MAP위성은 이 비균질성에 대해서 더 많은 것을 알려줄 수 있을 것입니다.

2. 우주에서 열은 어떻게 전달 되는가?
답) 복사 - 물체에서 방출하는 전자기파를 물체가 흡수하여 열로 변했을 때의 에너지.

대류를 통해서 열이 전달되지 않고, 열이 직접 이동하는 것을 말한다. 따라서 중간 공기나 진공과는 관계없이 공간을 통과하기 때문에 열전달이 직접적이고 순간적이다. 사람들이 많이 모여 있는 곳이 난로가 있는 사무실보다 더 따뜻한 것은 그 때문이다.

가시광선이나 자외선 등은 광화학작용뿐만 아니라 기타 효과가 나타나는 데 비하여 적외선은 열효과만 나타난다. 일반적으로 모든 물체는 온도의 높고 낮음에 상관없이 복사열을 방출한다. 이 열측정을 위해 열전기쌍 ·복사계 ·복사고온계 ·볼로미터 등을 사용한다.

온도계 2개를 각각 흰색과 검은색 천으로 덮은 다음 햇빛에 노출시키면, 검은색 천으로 덮은 온도계의 온도가 더 빨리 올라간다. 이 때 햇빛을 통해 온도를 높일 수 있는 것은 복사열 때문이다. 검은색은 복사열을 가장 잘 흡수하기도 하지만 가장 잘 방출하는 색이기도 하다