과학자들이 우주가 팽창하고 있다는 사실을 발견한 지 거의 100년이 되어 간다. 그 후 수십 년 동안, 이 발견의 측정 정확도, 해석, 그리고 그 의미에 대한 논쟁은 치열했다. 우리는 이제 우주가 빅뱅(Big Bang)이라 불리는 사건에서 고도로 압축된 상태에서 극적으로 등장했다는 것을 알고 있다.
현재 우주의 팽창 속도, 즉 허블 상수(Hubble constant) 또는 H₀(에이치-노트라고 발음한다)의 측정 정확도는 초기보다 상당히 개선되었다. 그러나 최근 천문학계에서는 새로운 논쟁이 벌어지고 있다. 서로 독립적인 두 H₀ 측정 결과가 일치해야 함에도 불구하고 서로 다른 결과를 내고 있는 것이다. 이 상황은 "H₀ 긴장" 또는 허블 긴장(Hubble tension)이라고 불린다.
이 문제를 수많은 학회, 리뷰 논문, 학술지가 헌신적으로 다루고 있다. 일부는 이를 우주론의 "위기"라고 표현하며, 우리의 우주에 대한 이해에 패러다임 전환이 필요하다고 주장한다. 우주의 팽창은 빅뱅 이후 우주의 역사에서 핵심적인 부분이기 때문에, 우리의 이해에 많은 다른 요소들을 뒷받침한다.
일부 학자들은 H₀ 긴장을 단지 측정팀이 자신들의 데이터를 완전히 이해하지 못했음을 나타내는 신호로 보고 있으며, 더 나은 데이터가 확보되면 이 "위기"는 해결될 것이라고 주장한다. 그러나 이 문제의 해결은 여전히 요원하다.
이 논쟁의 중심에 있는 두 가지 측정 방법은 "거리 사다리(distance ladder)"와 "우주 배경 복사(cosmic microwave background)"이다. 거리 사다리는 두 방법 중 오래된 것으로, 우주의 팽창이 처음으로 관측된 이후 여러 형태로 사용되어 왔다.
최초의 증거는 희미한 구름 같은 물체들에 대한 선구적인 측정에서 나왔다. 우리는 현재 이 물체들이 우리 은하계 밖의 은하들임을 알고 있다. 미국의 천문학자 V.M. 슬라이퍼(Slipher)는 이 물체들로부터 나오는 빛에서 화학적 특징을 측정했다. 그는 분광학(spectroscopy) 기법을 사용하여 이 특징을 알려진 분자들의 특징과 비교하였고, 그 결과 이들의 파장이 표준 실험실 결과에 비해 늘어나 있다는 것을 발견했다.
우주 팽창에 대한 최초의 증거는 우리 은하 밖의 희미한 은하들에 대한 측정에서 나왔다. 미국 국립공원관리청.
다른 은하들로부터 오는 빛의 파장이 늘어나는 현상은 "적색편이(redshift)"로 알려져 있으며, 도플러 효과(Doppler effect)에 의해 발생한다. 이 현상은 또한 비상 차량이 접근할 때 사이렌의 음조가 높아졌다가 지나가면서 낮아지는 현상의 원인이기도 하다. 1917년 중요한 논문에서 슬라이퍼(Slipher)는 그가 관측한 거의 모든 은하들이 우리 은하로부터 멀어지고 있다고 발표했다.
슬라이퍼의 데이터는 이후 에드윈 허블에 의해 사용되어, 1929년 그의 유명한 연구에서 은하가 멀리 있을수록 더 빠르게 멀어지며, 따라서 적색편이도 더 크다는 것을 보여주었다. 적색편이와 거리 간의 비율이 바로 허블 상수이다.
우주의 팽창은 이미 이론가들에 의해 예측되고 있었다. 1920년대 초반, 알렉산드르 프리드만과 조르주 르메트르는 각각 알버트 아인슈타인이 최근 발표한 일반 상대성이론이 팽창하는 우주를 예측할 수 있다는 것을 깨달았고, 그로 인해 은하의 적색편이가 거리와 함께 증가한다는 함의를 도출했다.
거리 사다리
먼 은하들은 우주의 팽창 때문에 우리로부터 멀어지고 있다. 허블 상수의 측정은 이러한 물체들의 거리와 그것들이 멀어지는 속도 사이의 관계를 규명하는 것에 의존한다.
이러한 이유로 H₀의 단위는 통상적으로 "킬로미터/초/메가파섹"으로 표현된다. 여기서 메가파섹은 천문학자들이 사용하는 거리 단위로, 약 300만 광년에 해당한다.
천문학자들이 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지를 계산하는 세 가지 기본 단계는 허블 상수라 불리는 값을 구하기 위한 것이다. 여기에는 우주의 '거리 사다리'를 구축하는 과정이 포함된다. 나사(NASA)/유럽우주국(ESA)/A. 필드(STScI).
약 100년 전 슬라이퍼가 했던 것처럼, 은하들의 후퇴 속도는 분광학을 사용해 쉽게 측정할 수 있다. 그러나 은하까지의 정확한 거리 측정은 대단히 어려운 일로 악명이 높다. 이 때문에 거리 사다리(distance ladder)가 사용된다.
사다리의 가장 낮은 "단계"는 우리가 직접적인 방법으로 거리를 측정할 수 있을 만큼 충분히 가까운 천체들을 나타낸다. 예를 들어, 지구가 태양 주위를 도는 운동이 물체의 각 위치에 주기적인 변화를 일으키는 시차(parallax) 방법이 있다. 이후의 단계들은 점점 더 멀리 있는 천체들에 대한 거리를 측정하는 과정을 나타낸다.
RS 퍼피스(RS Puppis)와 같은 세페이드 변광성은 거리 사다리의 단계로서 특히 유용하다. 나사(NASA), 유럽우주국(ESA) 및 허블 유산 팀; H. 본드(STScI 및 펜실베이니아 주립대학).
이 단계들은 상대적인 거리를 측정하기 쉬운 천체들로 선택되지만, 마치 숫자가 없는 자처럼 그들의 절대 거리는 보정되어야 한다. 이 기능은 사다리의 가장 낮은 단계에 있는 천체들이 제공한다.
세페이드 변광성, 즉 밝고 거대한 맥동하는 별들은 특히 유용한 단계로 사용된다. 이는 1908년 헨리에타 스완 리빗이 발견한 맥동 주기와 밝기 사이의 밀접한 상관관계 덕분이다. 가장 먼 단계는 보통 Ia형 초신성(Type 1a supernovae)으로 이루어져 있다. 이는 특정 별들이 수명을 다했을 때 일어나는 폭발로, 우주의 팽창 속도가 증가하고 있다는 결정적인 증거를 제공하기도 했다.
우주 배경 복사
논쟁의 중심에 있는 또 다른 측정 방법은 우주 배경 복사(Cosmic Microwave Background, CMB)이다. 이는 우주가 겨우 수십만 년 되었을 때 방출된 빛으로, 별이나 행성이 형성되기 훨씬 이전의 것이다. 그 당시에는 뜨거운 플라스마가 공간을 가득 채우고 있었으며, 빅뱅에서 기원한 것으로 생각되는 음파를 제외하면 거의 완벽하게 균일했다.
이 시기의 우주 물리는 놀랍도록 간단해서, 우리는 이러한 파동의 특성에 대해 강력한 예측을 할 수 있다. 정밀한 측정과 결합하면, 우리의 수학적 모델은 이 초기 우주의 팽창 속도가 어땠는지 알려준다. 이후의 팽창 역사를 모델링하면, 우리는 H₀에 대해 매우 정밀한 예측을 할 수 있다.
우주 배경 복사 지도. ESA와 플랑크 공동 연구
이제 각 방법이 측정한 H₀ 값을 살펴보자. 가장 정밀한 거리 사다리 측정 결과는 노벨상 수상자인 애덤 리스가 이끄는 SH0ES 과학 팀에서 나왔다. 이들의 최신 측정 결과에 따르면 H₀는 73.2km/s/메가파섹이다. 가장 정밀한 우주 배경 복사(CMB) 측정 결과는 유럽우주국(ESA)의 플랑크(Planck) 위성 팀에서 나왔으며, H₀는 67.4km/s/메가파섹이다.
이 두 측정값은 서로 10% 이내의 차이를 보이지만, 각각의 측정이 퍼센트 단위로 매우 정밀한 것과 비교하면 그 차이는 상당히 크다. 또한 이 차이는 과학자들이 순전히 무작위 확률에 의한 것이 아님을 나타내는 "5 시그마" 통계 기준을 초과하는 수준이다.
그렇다면 이 두 측정 사이의 큰 차이를 일으키는 원인은 무엇일까? 한 가지 원인은 CMB로부터 H₀를 예측하는 데 사용된 모델이 잘못되었을 가능성이다. 어쩌면 우주에 대한 대체 모델이 있다면 CMB 예측값과 거리 사다리 측정값이 일치할 수도 있다. 이러한 방향으로 지난 몇 년간 이론가들 사이에서 활발한 연구가 진행되었다.
주요 장애물은 우주의 진화가 수십 년 동안 축적된 여러 정밀한 측정에 의해 강하게 제약된다는 점이다. 게다가 CMB 측정값은 독립적으로 이루어진 은하 탐사 결과들과도 일치한다. 다크 에너지 분광 기기(Desi) 협력팀에서 나온 최신 측정 결과는 H₀가 68.5km/s/메가파섹이며, 대략 1%의 정밀도를 가지고 있다. 이 값은 CMB 측정값과 일치한다.
창의적인 접근
이 때문에 이론가들은 창의적인 접근을 해야만 했다. 한 가지 제안은, 매우 초기의 우주가 CMB가 방출되기 전에 급격한 팽창 단계를 겪었다는 것이다. 이로 인해 최초의 원자들이 표준적인 예상보다 더 빨리 형성되었다는 것이다. 이 아이디어는 "표준" CMB 측정에서 이러한 효과를 무시한 채 허블 상수가 실제보다 작다고 추론했다는 것이다.
이러한 종류의 해결책이 직면한 도전은, 그들이 플랑크 위성과 다른 망원경들이 매우 정밀하게 측정한 CMB의 다른 세부 패턴들도 예측해야 한다는 점이다.
다크 에너지 분광 기기(Desi) 조사 연구는 애리조나에 있는 마이올 4미터 망원경에서 진행된다. KPNO/NOIRLab/NSF/AURA/P. 마렌펠드, CC BY.
다른 제안된 해결책으로는 자기장이 최초의 원자 형성에 영향을 미쳤다는 가설이나, 심지어 지구가 우주의 비정상적인 부분에 위치해 있어서 그 지역이 유난히 크게 팽창했다는 가설이 있다. 그러나 안타깝게도 제안된 해결책 중 어느 것도 모든 기존 데이터를 만족시키면서 동시에 설득력 있는 것은 없다.
좀 더 현실적인 대안적 접근은 우리가 가진 우주에 대한 물리적 그림은 올바르지만, 한 가지 이상의 측정이 어떤 관측적 효과를 간과했을 수 있다는 것이다. 이는 천문학계와 측정 팀 모두에게 SH0ES와 플랑크 측정에 대한 치열한 검토를 불러일으켰다. 그러나 지금까지는 어느 분석에서도 오류가 발견되지 않았다.
앞으로의 길
그렇다면 앞으로의 방향은 무엇일까? 최근 거리 사다리에서의 대체적인 단계를 사용하는 매우 유망한 기술들이 SH0ES 측정과 경쟁할 만큼 발전했다.
현대 H₀ 연구의 선구자인 웬디 프리드먼이 이끄는 연구팀은 "적거성 가지 끝(tip of the red giant branch, TRGB)"으로 알려진 특정 별들을 사용해 초신성 거리의 새로운 보정을 수행했다. 이 방법은 세페이드 변광성을 사용하는 데 내재된 불확실성을 피할 수 있다. 흥미롭게도 이 방법으로 나온 H₀ 값은 69.8로, 플랑크와 SH0ES 사이의 값이지만 불확실성은 더 크다.
게다가, 프리드먼의 연구팀은 최근 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 사용해 TRGB 별과 세페이드 변광성으로 유추된 은하 거리 간에 불일치를 발견했다. 만약 이 불일치가 향후 분석에서 확인된다면, 거리 사다리 접근법 자체가 훨씬 더 불확실해질 것이다.
H₀ 측정의 품질은 JWST의 새로운 데이터, 새로운 초신성 표본, 그리고 합병하는 블랙홀에서 발생하는 중력파를 사용하는 혁신적인 기술들로 인해 필연적으로 향상될 것이다. 그러나 이러한 노력들이 허블 긴장을 해결할지, 아니면 오히려 악화시킬지는 아직 두고 봐야 한다.
현재로서는 우주에 대한 우리의 이해는 여전히 팽창률 측정의 불일치로 인해 방해받고 있다. 그 개념이 나온 지 100년이 지난 지금도 허블 상수는 여전히 우리를 혼란스럽게 하고 있다.
[번역] 하주영
- 덧붙이는 말
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알렉스 홀(Alex Hall)은 에든버러 대학교 물리 및 천문학부 왕립학회 대학 연구원이다. 이론과 관측의 경계를 연구하는 우주학자로, 현재 주요 연구 관심사는 유럽우주국 우주 망원경인 유클리드(Euclid)의 새로운 데이터로 암흑 물질과 암흑 에너지를 연구하는 것이다. 참세상은 이 글을 공동 게재한다.
