우주 지도를 그리려면 별과 지구 사이 거리를 어림으로나마 알아야 한다. 이 거리를 아는 길은 연주시차를 정확히 재는 것이다. 봄과 가을 또는 여름과 겨울 사이 지구는 공전 궤도의 절반을 지난다. 똑같은 별이라도 봄에 본 별과 가을에 본 별은 그 위치가 약간 다르다. 이 차이에 해당하는 각도의 절반을 “연주시차”라 한다. 1838년 프리드리히 베셀은 백조자리61번별의 연주시차를 재는 데 성공했다. 그것은 약 0.62초였다. 지구에서 아주 멀리 떨어진 별은 연주시차가 너무 작아 연주시차로는 별까지 거리를 가늠할 수 없다. 이를 도와주는 것이 변광성이다. 변광성은 말 그대로 밝기가 때에 맞게 바뀌는 별이다. 가장 밝을 때부터 차츰 어두워졌다 다시 밝아질 때까지 걸린 시간을 “변광주기”라 한다. 변광주기는 짧게는 하루고 길게는 수십 년이다. 지금까지 우리은하에 약 4만 개의 변광성이 관측되었고 우리은하 바깥에 약 1만 개의 변광성이 관측되었다. [아래는 헨리에타의 모습. 여기서 가져 옴]
하버드의 계산수로 불렸던 여성 연구원들의 모습. 이들은 천문대에서 찍은 사진을 분석하는 업무를 담당했다. [이미지 출처 - 여기]
1880년대 하버드천문대장 에드워드 피커링은 남자 연구원들이 일을 너무 못해 자기 집 하녀 윌리어미나 플레밍을 써서 천문대에서 찍은 사진 자료들을 분석했다. 1886년에 마리 드레이퍼의 기부금으로 피커링은 더 많은 여성 연구원들을 고용해 이 일에 참여하게 했고 플레밍은 책임자가 되었다. “하버드의 계산수들”로 불렸던 이들은 적게는 시급 25센트 많게는 50센트 정도의 삯을 받았다. 피커링은 이들의 도움으로 1890년에 10,351개 별들의 분석 자료를 만들었다. 목사의 딸이자 대학을 나온 헨리에타 레빗은 1893년에 하버드의 계산수로 참여했다. 그는 마젤란 성운 주변의 수천 개 변광성을 연구했다. 1908년 그는 변광주기가 길수록 더 밝은 특이한 변광성이 있다는 것을 알게 되었다. 별의 밝기가 바뀌는 까닭은 여러 가지가 있다. 별 자체가 커졌다 작아졌다를 거듭하며 밝기가 바뀌는 별을 “세페이드 변광성”이라 한다. 세페우스자리 델타가 이와 같은 변광성이기 때문에 이런 이름이 붙었다. 세페이드 변광성의 변광주기는 매우 짧으며 하루에서 50일 정도다.
레빗은 1912년에 세페이드 변광성의 경우 그 밝기와 변광주기가 비례한다는 규칙을 발표했다. 예컨대 변광주기가 3일인 세페이드 변광성은 태양보다 800배 밝고, 변광주기가 30일인 세페이드 변광성은 태양보다 1만 배나 밝다. 따라서 우리는 변광성의 변광주기로부터 그 별의 실제 밝기를 추정할 수 있다. 나아가 별의 겉보기 밝기를 측정하여 우리는 실제 밝기와 겉보기 밝기의 차이로부터 그 별이 지구에서 얼마큼 멀리 떨어져 있는지 추정할 수 있다. 이를 바탕으로 1923년 에드윈 허블은 매우 많은 변광성들이 우리은하의 별들보다 훨씬 멀리 떨어져 있다는 것을 알게 되었다. 보푸라기별로만 알려졌던 성운이 우리은하 바깥의 다른 은하라는 것도 밝혀졌다. 이미 1837년 존 허셜은 남아프리카 희망봉에서 마젤란 성운을 자세히 보면서 이것이 우리은하보다 멀리 떨어진 별들의 모임인 것 같다고 추측했다.
별빛을 쪼개 살펴보면 그 별과 지구 사이의 거리뿐만 아니라 그 별이 주로 어떤 물질로 이뤄져 있는지도 알 수 있다. 별빛을 주파수에 따라 펼쳐 놓으면 스펙트럼 곧 빛띠를 이룬다. 이 빛띠에서 특정 주파수의 빛은 다른 주파수의 빛에 견주어볼 때 어렴풋하다. 이것은 별빛이 별 안에서 만들어져 바깥으로 빠져나올 때 그 별에 있던 원자들이 특정 주파수의 빛을 빨아먹었기 때문이다. 이 때문에 별빛 띠에서 빠진 선을 “흡수선”이라 한다. 별빛의 흡수선을 잘 살펴보면 별이 주로 어떤 물질들로 이뤄져 있는지 알 수 있다. 1848년에 이폴리트 피조는 별빛을 쪼개 살펴보면서 흡수선들이 주파수가 낮은 쪽으로 약간 치우친다는 사실을 알아챘다. 가시광선의 빨주노초파남보 가운데 빨강의 주파수가 가장 낮기 때문에 흡수선의 주파수가 약간 낮게 측정되는 현상을 “적색편이” 또는 “빨강치우침”이라 한다. 크리스티안 도플러가 1842년에 밝혔듯이 빨강치우침은 파동이 생기는 곳과 파동을 재는 곳 사이 거리가 멀어질 때 나타난다. 별빛에 나타난 빨강치우침은 별이 지구로부터 차츰 멀어지고 있음을 뜻한다. 윌리엄 허긴스는 1868년 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 재었다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 은하의 빨강치우침을 관측하고 은하들이 지구로부터 멀어지고 있다고 판단했다. 그는 대부분 은하들이 초속 수백 킬로미터 넘는 빠르기로 멀어지고 있음을 알게 됐다. 1929년 허블과 밀턴 휴메이슨은 어느 쪽에 있는 은하든 모든 빛띠들에서 빨강치우침이 나타나고 멀리 있는 은하일수록 빨강치우침이 더 크게 나타난다는 법칙을 발표했다. 지구가 우주의 중심이라면 이 현상은 모든 은하들이 지구로부터 멀어진다는 것을 뜻한다. 만일 지구가 우주의 중심이 아니라면 전체 우주가 불어나고 있다고 봐야 한다. [아래는 빨강치우침. 여기서 가져 옴]
모든 별빛에 빨강치우침이 나타나는 현상을 설명하는 유일한 가설은 전체 우주가 불어나고 있다는 가설이다. 이리하여 팽창 우주 가설이 나타나게 되었다. 이 가설은 1922년의 알렉산드르 프리드만, 1927년의 조르주 르메트르, 1929년의 허블, 1948년의 조지 가모프, 1964년의 프레드 호일 등 여러 연구에 힘입어 오늘날 정통 이론으로 자리 잡았다. 관측에 따르면 우주가 불어나는 속도는 매우 느리다. 예컨대 가까운 두 은하 사이 거리가 1% 늘어나는 데 대략 수천만 년이 걸린다. 아인슈타인 이론에 따르면 우주가 불어난다는 것은 주어진 공간 안에서 은하들이 서로 멀어진다는 것을 뜻하지 않는다. 우주의 팽창은 시공간 자체가 불어난다는 것을 뜻한다. 이를 거꾸로 돌리면 시공간 자체가 오그라든다. 1931년 르메트르는 이 생각을 밀고 나가 처음에 우주가 시간과 공간도 없는 하나의 점이었다고 주장했다. 한 점이던 우주가 갑자기 크게 불어나는 일을 “대폭발” 또는 “빅뱅”이라 한다.
1948년 조지 가모프, 랠프 앨퍼, 로버트 허먼은 우주 공간 전체에 대폭발의 흔적이 있을 것이라 추측했다. 이를 “배경복사” 또는 “바탕내비침”이라 한다. 이 흔적이 마이크로파라고 짐작되기 때문에 “우주 마이크로파 배경”이라고도 한다. 마이크로파는 파장이 1m에서 1mm 사이 또는 주파수가 300MHz에서 300GHz 사이 빛을 말한다. 1964년 봄에 러시아의 도로시케비치와 노비코프는 이 전자기파를 잴 수 있다는 논문을 발표했다. 벨전화실험실에 있던 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 1964년 5월 20일 우주의 모든 방향에서 지구로 쏟아지는 마이크로파를 측정했다. 하지만 이들은 이 전자기파가 무엇 때문에 생겨나는지 설명할 수 없었다. 한편 1964년 무렵 프린스턴의 로버트 딕은 제임스 피블스, 피터 롤, 데이비드 윌킨슨에게 우주 마이크로파 배경을 측정하도록 부추겼고 관측 장비를 준비했다. 이들은 펜지어스와 윌슨의 관측 소식을 듣고 그것이 대폭발의 흔적이라고 올바로 해석했다. 우주의 모든 방향에서 거의 비슷한 세기로 측정되는 이 우주배경복사를 설명하는 가장 좋은 길은 현재의 우주가 빅뱅으로부터 팽창되었다고 설명하는 것이었다. [아래는 펜지어스와 윌슨 및 그들의 관측장치 홀름델 혼 안테나. 여기서 가져 옴]
1981년 앨런 구스는 우주 전체에 거의 한결같이 남겨진 이 흔적을 설명하려고 우주가 처음에 매우 빠르게 불어났다는 “급팽창” 또는 “인플레이션” 이론을 제안했다. 물론 물질과 에너지가 우주에 완전히 한결같이 퍼져 있지는 않다. 곳곳에 은하와 별이 있다는 것은 우주에 다른 결과 약간의 주름이 생겼음을 뜻한다. 처음 우주에 무늬 또는 결이 아주 작게라도 생겨야 나중 우주에 구조가 생길 수 있다. 1970년에 해리슨, 피블스, 유 등은 1만분의 1 정도 다른 결이 있을 것이라 주장하는 논문을 발표했다. 미국의 조지 스무트는 1976년 열기구와 공군 정찰기로 우주 마이크로파의 결을 측정하려 했다. 1983년 6월 1일에 소련은 이를 재려고 인공위성까지 쏘아 올렸다. 1989년 11월 18일 미국 나사는 스무트의 제안에 따라 우주배경탐사선 곧 코비를 쏘아 올렸다. 코비는 2년 뒤 10만분의 1 수준으로 잔결을 관측했다. 2001년 6월 30일에는 윌킨슨마이크로파비등방성탐색기 곧 더블유맵을 쏘아 올렸다. 이것은 코비에 견주어 우주배경의 결을 45배나 더 꼼꼼하게 볼 수 있다. 유럽 우주국은 플랑크 우주선을 2009년 5월 14일에 쏘아 올려 더블유맵보다 3배 더 자잘하게 우주의 결을 재고 있다. 우리는 여러 관측자료를 바탕으로 우주 팽창 속도를 재고 이로써 우주의 나이를 어림한다. 이 어림값은 138억 년이다. 클라라 20190715. [아래는 코비, 더블유맵, 플랑크의 우주 마이크로파 배경 해상도 비교. 여기서 가져 옴]
우주 지도를 그리려면 별과 지구 사이 거리를 어림으로나마 알아야 한다. 이 거리를 아는 길은 연주시차를 정확히 재는 것이다. 봄과 가을 또는 여름과 겨울 사이 지구는 공전 궤도의 절반을 지난다. 똑같은 별이라도 봄에 본 별과 가을에 본 별은 그 위치가 약간 다르다. 이 차이에 해당하는 각도의 절반을 “연주시차”라 한다. 1838년 프리드리히 베셀은 백조자리61번별의 연주시차를 재는 데 성공했다. 그것은 약 0.62초였다. 지구에서 아주 멀리 떨어진 별은 연주시차가 너무 작아 연주시차로는 별까지 거리를 가늠할 수 없다. 이를 도와주는 것이 변광성이다. 변광성은 말 그대로 밝기가 때에 맞게 바뀌는 별이다. 가장 밝을 때부터 차츰 어두워졌다 다시 밝아질 때까지 걸린 시간을 “변광주기”라 한다. 변광주기는 짧게는 하루고 길게는 수십 년이다. 지금까지 우리은하에 약 4만 개의 변광성이 관측되었고 우리은하 바깥에 약 1만 개의 변광성이 관측되었다. [아래는 헨리에타의 모습. 여기서 가져 옴]
하버드의 계산수로 불렸던 여성 연구원들의 모습. 이들은 천문대에서 찍은 사진을 분석하는 업무를 담당했다. [이미지 출처 - 여기]
1880년대 하버드천문대장 에드워드 피커링은 남자 연구원들이 일을 너무 못해 자기 집 하녀 윌리어미나 플레밍을 써서 천문대에서 찍은 사진 자료들을 분석했다. 1886년에 마리 드레이퍼의 기부금으로 피커링은 더 많은 여성 연구원들을 고용해 이 일에 참여하게 했고 플레밍은 책임자가 되었다. “하버드의 계산수들”로 불렸던 이들은 적게는 시급 25센트 많게는 50센트 정도의 삯을 받았다. 피커링은 이들의 도움으로 1890년에 10,351개 별들의 분석 자료를 만들었다. 목사의 딸이자 대학을 나온 헨리에타 레빗은 1893년에 하버드의 계산수로 참여했다. 그는 마젤란 성운 주변의 수천 개 변광성을 연구했다. 1908년 그는 변광주기가 길수록 더 밝은 특이한 변광성이 있다는 것을 알게 되었다. 별의 밝기가 바뀌는 까닭은 여러 가지가 있다. 별 자체가 커졌다 작아졌다를 거듭하며 밝기가 바뀌는 별을 “세페이드 변광성”이라 한다. 세페우스자리 델타가 이와 같은 변광성이기 때문에 이런 이름이 붙었다. 세페이드 변광성의 변광주기는 매우 짧으며 하루에서 50일 정도다.
레빗은 1912년에 세페이드 변광성의 경우 그 밝기와 변광주기가 비례한다는 규칙을 발표했다. 예컨대 변광주기가 3일인 세페이드 변광성은 태양보다 800배 밝고, 변광주기가 30일인 세페이드 변광성은 태양보다 1만 배나 밝다. 따라서 우리는 변광성의 변광주기로부터 그 별의 실제 밝기를 추정할 수 있다. 나아가 별의 겉보기 밝기를 측정하여 우리는 실제 밝기와 겉보기 밝기의 차이로부터 그 별이 지구에서 얼마큼 멀리 떨어져 있는지 추정할 수 있다. 이를 바탕으로 1923년 에드윈 허블은 매우 많은 변광성들이 우리은하의 별들보다 훨씬 멀리 떨어져 있다는 것을 알게 되었다. 보푸라기별로만 알려졌던 성운이 우리은하 바깥의 다른 은하라는 것도 밝혀졌다. 이미 1837년 존 허셜은 남아프리카 희망봉에서 마젤란 성운을 자세히 보면서 이것이 우리은하보다 멀리 떨어진 별들의 모임인 것 같다고 추측했다.
별빛을 쪼개 살펴보면 그 별과 지구 사이의 거리뿐만 아니라 그 별이 주로 어떤 물질로 이뤄져 있는지도 알 수 있다. 별빛을 주파수에 따라 펼쳐 놓으면 스펙트럼 곧 빛띠를 이룬다. 이 빛띠에서 특정 주파수의 빛은 다른 주파수의 빛에 견주어볼 때 어렴풋하다. 이것은 별빛이 별 안에서 만들어져 바깥으로 빠져나올 때 그 별에 있던 원자들이 특정 주파수의 빛을 빨아먹었기 때문이다. 이 때문에 별빛 띠에서 빠진 선을 “흡수선”이라 한다. 별빛의 흡수선을 잘 살펴보면 별이 주로 어떤 물질들로 이뤄져 있는지 알 수 있다. 1848년에 이폴리트 피조는 별빛을 쪼개 살펴보면서 흡수선들이 주파수가 낮은 쪽으로 약간 치우친다는 사실을 알아챘다. 가시광선의 빨주노초파남보 가운데 빨강의 주파수가 가장 낮기 때문에 흡수선의 주파수가 약간 낮게 측정되는 현상을 “적색편이” 또는 “빨강치우침”이라 한다. 크리스티안 도플러가 1842년에 밝혔듯이 빨강치우침은 파동이 생기는 곳과 파동을 재는 곳 사이 거리가 멀어질 때 나타난다. 별빛에 나타난 빨강치우침은 별이 지구로부터 차츰 멀어지고 있음을 뜻한다. 윌리엄 허긴스는 1868년 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 재었다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 은하의 빨강치우침을 관측하고 은하들이 지구로부터 멀어지고 있다고 판단했다. 그는 대부분 은하들이 초속 수백 킬로미터 넘는 빠르기로 멀어지고 있음을 알게 됐다. 1929년 허블과 밀턴 휴메이슨은 어느 쪽에 있는 은하든 모든 빛띠들에서 빨강치우침이 나타나고 멀리 있는 은하일수록 빨강치우침이 더 크게 나타난다는 법칙을 발표했다. 지구가 우주의 중심이라면 이 현상은 모든 은하들이 지구로부터 멀어진다는 것을 뜻한다. 만일 지구가 우주의 중심이 아니라면 전체 우주가 불어나고 있다고 봐야 한다. [아래는 빨강치우침. 여기서 가져 옴]
모든 별빛에 빨강치우침이 나타나는 현상을 설명하는 유일한 가설은 전체 우주가 불어나고 있다는 가설이다. 이리하여 팽창 우주 가설이 나타나게 되었다. 이 가설은 1922년의 알렉산드르 프리드만, 1927년의 조르주 르메트르, 1929년의 허블, 1948년의 조지 가모프, 1964년의 프레드 호일 등 여러 연구에 힘입어 오늘날 정통 이론으로 자리 잡았다. 관측에 따르면 우주가 불어나는 속도는 매우 느리다. 예컨대 가까운 두 은하 사이 거리가 1% 늘어나는 데 대략 수천만 년이 걸린다. 아인슈타인 이론에 따르면 우주가 불어난다는 것은 주어진 공간 안에서 은하들이 서로 멀어진다는 것을 뜻하지 않는다. 우주의 팽창은 시공간 자체가 불어난다는 것을 뜻한다. 이를 거꾸로 돌리면 시공간 자체가 오그라든다. 1931년 르메트르는 이 생각을 밀고 나가 처음에 우주가 시간과 공간도 없는 하나의 점이었다고 주장했다. 한 점이던 우주가 갑자기 크게 불어나는 일을 “대폭발” 또는 “빅뱅”이라 한다.
1948년 조지 가모프, 랠프 앨퍼, 로버트 허먼은 우주 공간 전체에 대폭발의 흔적이 있을 것이라 추측했다. 이를 “배경복사” 또는 “바탕내비침”이라 한다. 이 흔적이 마이크로파라고 짐작되기 때문에 “우주 마이크로파 배경”이라고도 한다. 마이크로파는 파장이 1m에서 1mm 사이 또는 주파수가 300MHz에서 300GHz 사이 빛을 말한다. 1964년 봄에 러시아의 도로시케비치와 노비코프는 이 전자기파를 잴 수 있다는 논문을 발표했다. 벨전화실험실에 있던 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 1964년 5월 20일 우주의 모든 방향에서 지구로 쏟아지는 마이크로파를 측정했다. 하지만 이들은 이 전자기파가 무엇 때문에 생겨나는지 설명할 수 없었다. 한편 1964년 무렵 프린스턴의 로버트 딕은 제임스 피블스, 피터 롤, 데이비드 윌킨슨에게 우주 마이크로파 배경을 측정하도록 부추겼고 관측 장비를 준비했다. 이들은 펜지어스와 윌슨의 관측 소식을 듣고 그것이 대폭발의 흔적이라고 올바로 해석했다. 우주의 모든 방향에서 거의 비슷한 세기로 측정되는 이 우주배경복사를 설명하는 가장 좋은 길은 현재의 우주가 빅뱅으로부터 팽창되었다고 설명하는 것이었다. [아래는 펜지어스와 윌슨 및 그들의 관측장치 홀름델 혼 안테나. 여기서 가져 옴]
1981년 앨런 구스는 우주 전체에 거의 한결같이 남겨진 이 흔적을 설명하려고 우주가 처음에 매우 빠르게 불어났다는 “급팽창” 또는 “인플레이션” 이론을 제안했다. 물론 물질과 에너지가 우주에 완전히 한결같이 퍼져 있지는 않다. 곳곳에 은하와 별이 있다는 것은 우주에 다른 결과 약간의 주름이 생겼음을 뜻한다. 처음 우주에 무늬 또는 결이 아주 작게라도 생겨야 나중 우주에 구조가 생길 수 있다. 1970년에 해리슨, 피블스, 유 등은 1만분의 1 정도 다른 결이 있을 것이라 주장하는 논문을 발표했다. 미국의 조지 스무트는 1976년 열기구와 공군 정찰기로 우주 마이크로파의 결을 측정하려 했다. 1983년 6월 1일에 소련은 이를 재려고 인공위성까지 쏘아 올렸다. 1989년 11월 18일 미국 나사는 스무트의 제안에 따라 우주배경탐사선 곧 코비를 쏘아 올렸다. 코비는 2년 뒤 10만분의 1 수준으로 잔결을 관측했다. 2001년 6월 30일에는 윌킨슨마이크로파비등방성탐색기 곧 더블유맵을 쏘아 올렸다. 이것은 코비에 견주어 우주배경의 결을 45배나 더 꼼꼼하게 볼 수 있다. 유럽 우주국은 플랑크 우주선을 2009년 5월 14일에 쏘아 올려 더블유맵보다 3배 더 자잘하게 우주의 결을 재고 있다. 우리는 여러 관측자료를 바탕으로 우주 팽창 속도를 재고 이로써 우주의 나이를 어림한다. 이 어림값은 138억 년이다. 클라라 20190715. [아래는 코비, 더블유맵, 플랑크의 우주 마이크로파 배경 해상도 비교. 여기서 가져 옴]