허블의 법칙과 우주 팽창 (r1)

허블의 법칙은 은하의 후퇴 속도와 그 거리가 비례한다는 관계를 나타낸다. 이 법칙의 핵심 수학적 표현은 v = H₀ × d 이다. 여기서 v는 은하의 후퇴 속도(단위: km/s), d는 지구로부터의 거리(단위: Mpc[2]), H₀는 허블 상수를 의미한다.

이 공식은 우주가 균일하게 팽창하고 있음을 시사한다. 거리가 두 배인 은하는 두 배의 속도로 멀어지고, 거리가 세 배인 은하는 세 배의 속도로 멀어진다. 이러한 선형 관계는 우주의 대규모 구조에서 공간 자체가 팽창하고 있음을 가장 간명하게 설명하는 증거가 된다. 속도 v는 적색편이 관측을 통해 간접적으로 측정할 수 있다.

이 법칙의 의미는 단순한 속도-거리 관계를 넘어선다. 이는 우주가 정적이지 않고 역동적으로 변화하며, 과거 어느 순간 모든 물질이 한 점에 집중되어 있었을 가능성을 암시한다. 따라서 허블의 법칙은 현대 빅뱅 이론의 가장 중요한 관측적 근간이 되었다.

허블 상수(H₀)는 허블의 법칙에서 은하의 후퇴 속도와 거리 사이의 비례 상수를 나타낸다. 이 상수는 우주의 현재 팽창 속도를 정량화하는 가장 중요한 값 중 하나이다. 그 단위는 일반적으로 거리와 시간의 조합으로 표현되며, 가장 흔히 사용되는 단위는 킬로미터 매 초 매 메가파섹(km/s/Mpc)이다. 이는 지구에서 1 메가파섹(약 326만 광년) 떨어진 은하가 초당 몇 킬로미터의 속도로 멀어지고 있는지를 수치적으로 보여준다.

허블 상수의 값은 우주의 나이와 직접적으로 연관되어 있다. 팽창 속도가 일정하다고 가정할 때, 허블 상수의 역수는 우주의 나이에 대한 상한선을 제공한다. 이는 과거로 거슬러 올라가 모든 물질이 한 점에 모여 있었을 때를 추정하는 데 사용되는 기본 개념이다. 그러나 실제 우주의 팽창 속도는 시간에 따라 변할 수 있으므로, 허블 상수의 역수가 정확한 우주의 나이는 아니다.

허블 상수의 측정은 현대 우주론의 핵심 과제 중 하나이며, 주로 두 가지 독립적인 방법론을 통해 이루어진다. 첫 번째는 국부 우주의 천체, 예를 들어 세페이드 변광성이나 Ia형 초신성을 이용해 거리를 직접 측정하고 그 적색편이와 비교하는 '국부 사다리' 방식이다. 두 번째는 우주 마이크로파 배경 복사의 세부적인 요동 패턴을 분석하여 우주의 초기 상태를 모델링하고 현재의 팽창 속도를 추론하는 방식이다.

오랜 기간 동안 이 두 방법으로 측정된 허블 상수 값 사이에는 약간이지만 통계적으로 유의미한 불일치가 존재해 왔다. 이 차이는 '허블 장력'으로 불리며, 이는 측정 오류를 넘어서는 새로운 물리학이 개입되었을 가능성을 시사한다. 따라서 허블 상수의 정밀한 결정은 단순한 수치 확정을 넘어, 우주의 구성 요소와 진화 역사를 이해하는 데 중요한 열쇠가 된다.

1929년, 에드윈 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치 후커 망원경을 사용하여 획기적인 관측 결과를 발표했다. 그는 여러 은하의 거리와 그 은하에서 관측된 적색편이 사이에 선형적인 관계가 있음을 발견했다. 즉, 은하가 멀리 있을수록 그 적색편이 값이 커져서 더 빠른 속도로 우리로부터 멀어지고 있다는 사실을 확인한 것이다.

허블은 거리 측정을 위해 세페이드 변광성을 중요한 표준 촉광으로 활용했다. 당시 헨리에타 스완 리빗이 발견한 변광성의 주기-광도 관계를 바탕으로, 은하 내 세페이드 변광성의 겉보기 밝기를 관측하여 그 은하까지의 거리를 계산할 수 있었다. 이 방법으로 안드로메다 은하를 비롯한 여러 나선 은하까지의 거리를 추정했다.

동시에, 베스트 슬라이퍼가 수집한 은하의 스펙트럼 자료를 분석하여 각 은하의 적색편이를 정량화했다. 적색편이는 도플러 효과에 의해 발생하는 파장의 변화로 해석되어, 은하의 후퇴 속도를 나타내는 지표가 되었다. 허블은 이 두 데이터 세트, 즉 거리와 후퇴 속도를 비교하여 그 유명한 관계를 도출해냈다.

이 관측 결과는 단순한 경험적 법칙을 넘어서는 중대한 의미를 지녔다. 그것은 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 강력한 관측적 증거를 제시했으며, 이후 빅뱅 이론을 지지하는 핵심 기반이 되었다. 허블의 발견은 우주론을 추상적인 이론의 영역에서 정량적인 관측 과학의 영역으로 끌어올리는 전환점이 되었다.

베스트 슬라이퍼는 1910년대 초반, 로웰 천문대에서 은하의 스펙트럼을 연구하던 미국의 천문학자였다. 그는 여러 나선 성운(당시 은하를 부르던 명칭)의 스펙트럼을 분석하여, 그 빛이 대부분 적색편이를 보인다는 사실을 발견했다[5]. 이는 천체가 지구에서 멀어지고 있음을 의미하는 현상이었다.

슬라이퍼는 1912년부터 1917년 사이에 25개 가량의 은하의 시선 속도를 측정하여 그 결과를 발표했다. 그의 관측 데이터는 아래 표와 같이 정리될 수 있다.

그의 데이터는 두 가지 중요한 점을 시사했다. 첫째, 안드로메다 성운을 제외한 대부분의 관측 대상이 지구로부터 멀어지고 있었다. 둘째, 그 속도는 매우 컸는데, 당시 알려진 항성의 고유 운동 속도보다 훨씬 빠른 수백 km/s에 달했다.

슬라이퍼 자신은 이 현상에 대한 우주론적 해석을 공식적으로 제시하지는 않았다. 당시 일반 상대성 이론이 막 등장한 상황이었고, 정적 우주관이 지배적이었기 때문이다. 그러나 그의 정밀한 관측 데이터는 이후 에드윈 허블이 은하까지의 거리를 측정하는 결정적 단서와 결합할 수 있는 기초를 마련했다. 슬라이퍼의 업적은 은하의 스펙트럼 선이 체계적으로 적색편이된다는 경험적 사실을 최초로 광범위하게 확립했다는 데 그 의의가 있다.

적색편이는 천체가 방출하는 빛의 파장이 길어지는 현상이다. 이는 도플러 효과에 의해 발생하며, 천체가 관측자로부터 멀어질 때 관측된다. 우주에서 관측되는 대부분의 은하 스펙트럼은 이러한 적색편이를 보이며, 이는 은하들이 우리로부터 멀어지고 있음을 직접적으로 증명한다.

적색편이의 정도는 은하의 후퇴 속도와 비례한다. 파장의 변화량(z)은 공식 z = Δλ / λ₀ = v / c 로 표현될 수 있으며, 여기서 v는 후퇴 속도, c는 빛의 속도이다. 에드윈 허블은 이 적색편이 데이터와 은하까지의 거리 측정값을 결합하여, 후퇴 속도가 거리에 비례한다는 관계를 발견했다. 이 관측은 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 가장 강력한 경험적 증거가 되었다.

특히 먼 거리의 은하에서 관측되는 적색편이는 단순한 운동학적 효과를 넘어서, 시공간 그 자체가 팽창함에 따라 빛의 파장이 늘어나는 우주론적 적색편이로 해석된다. 이는 우주가 과거에 더 밀집된 상태에서 시작되어 현재까지 팽창해 왔음을 의미하며, 빅뱅 이론을 지지하는 핵심 증거 중 하나이다.

우주 마이크로파 배경 복사는 빅뱅 이론을 지지하는 가장 강력한 증거 중 하나로, 우주 초기의 뜨거운 상태에서 남은 잔광이다. 이 복사는 1965년 아르노 펜지어스와 로버트 윌슨에 의해 우연히 발견되었으며, 우주 공간 전체에서 균일하게 관측되는 마이크로파 대역의 흑체 복사 스펙트럼을 가진다. 이 복사의 존재는 우주가 과거에 매우 고온 고밀도의 상태에서 시작되어 팽창하며 냉각되었다는 예측과 정확히 일치한다.

우주 마이크로파 배경 복사의 온도는 약 2.7 켈빈(섭씨 영하 270도)으로 극도로 낮지만, 그 분포에는 미세한 요동이 존재한다. 이러한 미세한 온도 변동은 우주 초기 물질 분포의 불균일성을 반영하며, 이 불균일성이 후에 은하와 은하단을 형성하는 씨앗이 되었다. COBE 위성, WMAP 위성, 플랑크 위성과 같은 우주 관측선들은 이 복사의 정밀한 지도를 작성하여 우주의 기하학, 구성 성분, 나이에 대한 핵심 정보를 제공했다.

이 복사의 관측은 우주가 평평한 기하구조를 가지며, 암흑 물질과 암흑 에너지로 주로 구성되어 있다는 현대 우주론의 표준 모델인 ΛCDM 모델을 확립하는 데 결정적인 역할을 했다. 또한, 우주 마이크로파 배경 복사의 균일성은 우주의 대규모 구조가 인플레이션이라는 극도로 빠른 초기 팽창 단계를 거쳤음을 시사하는 강력한 증거이기도 하다.

허블의 법칙은 은하들이 우리로부터 멀어지고 있으며, 그 속도가 거리에 비례한다는 관측적 사실을 제공한다. 이 현상은 우주가 과거에 더 작고 더 밀도가 높은 상태에서 현재와 같이 팽창해 왔음을 시사하는 강력한 증거가 된다. 빅뱅 이론은 바로 이러한 우주의 팽창을 역추적하여, 우주가 극도로 고온 고압의 특이점 상태에서 시작되었다는 모델을 제시한다. 즉, 허블의 법칙이 보여주는 현재의 팽창은 빅뱅이라는 과거 사건의 직접적인 결과이다.

시간을 거슬러 올라가면, 우주의 모든 물질과 에너지는 한 점에 집중되어 있었을 것이다. 이 초기 상태에서 발생한 대폭발, 즉 빅뱅 이후 우주는 냉각되면서 팽창하기 시작했고, 그 팽창 속도는 허블 상수로 특징지어진다. 따라서 허블의 법칙은 우주의 역학적 진화를 설명하는 빅뱅 이론의 핵심적인 예측 중 하나를 실증적으로 확인해 주는 역할을 한다.

허블의 법칙과 빅뱅 이론의 관계는 다음 표를 통해 요약할 수 있다.

이러한 관계는 단순히 우주가 팽창한다는 것을 넘어, 우주의 나이를 추정하는 데도 기초를 제공한다. 허블 상수의 역수는 우주의 대략적인 나이, 즉 빅뱅 이후 경과한 시간을 의미하는 허블 시간을 제시한다[9]. 따라서 허블의 법칙은 현대 우주론의 근간이 되는 빅뱅 패러다임을 지지하는 가장 결정적인 관측적 기둥 중 하나이다.

우주의 나이는 허블 상수의 역수와 밀접한 관계가 있다. 허블의 법칙에 따르면, 은하의 후퇴 속도는 거리에 비례하며, 그 비례 상수가 허블 상수(H₀)이다. 만약 우주의 팽창 속도가 일정했다고 가정하면, 시간을 거꾸로 돌려 모든 은하가 한 점으로 수렴하는 순간을 계산할 수 있다. 이렇게 계산된 시간, 즉 허블 상수의 역수(1/H₀)를 허블 시간이라고 부르며, 이는 우주의 대략적인 나이를 의미한다.

허블 시간은 단순한 팽창 속도로부터 도출된 추정치이므로, 실제 우주의 나이와는 차이가 있다. 우주의 팽창 속도는 중력과 암흑 에너지의 영향으로 시간에 따라 변해왔기 때문이다. 예를 들어, 초기 우주의 팽창은 중력에 의해 감속되었고, 최근 약 50억 년 전부터는 암흑 에너지에 의해 가속되고 있다. 따라서 우주의 실제 나이는 허블 시간과 정확히 일치하지 않는다.

현대 우주론의 표준 모델인 ΛCDM 모델에서는 이러한 중력과 암흑 에너지의 영향을 모두 고려하여 우주의 나이를 정밀하게 계산한다. 허블 상수와 물질 밀도, 암흑 에너지 밀도 등의 매개변수를 결합하여 방정식을 풀면, 현재 추정되는 우주의 나이는 약 138억 년이다[10]. 이 값은 허블 상수만으로 계산한 허블 시간(약 144억 년, H₀=68 km/s/Mpc 기준)과는 몇 퍼센트 정도 차이가 난다.

이처럼 허블 상수는 우주의 나이를 추정하는 데 출발점이 되지만, 최종적인 계산에는 우주의 구성 요소와 그 진화 역사에 대한 복잡한 물리적 모델이 필요하다.

허블 상수를 측정하는 방법은 크게 두 가지 주요 접근법으로 나뉜다. 하나는 국부 우주의 천체 거리를 정밀하게 측정하여 적색편이와의 관계로부터 직접 추정하는 방법이고, 다른 하나는 우주 마이크로파 배경 복사와 같은 우주론적 관측 데이터를 ΛCDM 모델에 맞춰 간접적으로 도출하는 방법이다.

국부 우주 측정법의 핵심은 정확한 거리 측정에 있다. 역사적으로는 세페이드 변광성이 중요한 표준 촉광 역할을 해왔다. 세페이드의 광도 주기 관계를 이용하여 거리를 구하고, 이를 통해 허블 상수를 계산한다. 최근에는 Ia형 초신성과 같은 더 밝은 표준 촉광, 그리고 천문 단위의 정밀한 기하학적 거리 측정을 가능하게 하는 시차 관측 기술이 발전했다. 특히 가이아 우주망원경은 수십만 개의 별에 대한 고정밀 시차 데이터를 제공하며, 거리 사다리의 정확도를 높이는 데 기여하고 있다.

반면, 우주론적 측정법은 우주 초기의 신호를 분석한다. 우주 마이크로파 배경 복사의 온도 요동 패턴을 정밀하게 측정하여 우주의 기하학적 구조와 구성 성분(예: 중입자, 암흑 물질, 암흑 에너지의 밀도)을 결정한다. 이렇게 확립된 우주 모델을 통해 우주의 진화를 역추적하면, 허블 상수의 값을 이론적으로 예측할 수 있다. 이 방법은 우주 전체의 평균적 특성을 반영한다는 점에서 국부적 측정과 구별된다.

이 두 가지 방법으로 측정된 허블 상수 값 사이에는 지속적으로 약간의 불일치가 존재하며, 이는 현대 우주론의 중요한 미해결 과제 중 하나인 허블 장력을 구성한다.

허블 장력은 허블 상수의 측정값 사이에 존재하는 불일치, 즉 허블 상수의 값이 측정 방법에 따라 서로 다른 두 그룹의 값으로 수렴하는 현상을 가리킨다. 이는 현대 우주론의 가장 큰 미해결 과제 중 하나로 여겨진다.

한 그룹의 측정값은 국부 우주의 천체를 이용한 '사다리' 방식에서 나온다. 이 방법은 세페이드 변광성과 Ia형 초신성을 거리 지표로 사용하여 허블 상수를 직접 측정한다. 다른 그룹의 측정값은 우주 마이크로파 배경 복사 데이터를 분석하는 방식에서 도출된다. 이 방법은 ΛCDM 모델과 같은 우주 모델의 매개변수를 맞추는 과정에서 허블 상수를 간접적으로 추정한다. 두 방법은 각각 높은 정밀도를 자랑하지만, 그 결과값은 통계적 오차 범위를 벗어난 차이를 보인다.

이 불일치의 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았다. 가능성으로는 측정에 사용된 천체 물리학적 거리 지표에 알려지지 않은 체계적 오차가 있을 수 있으며, 또는 표준 ΛCDM 모델이 완전하지 않아 새로운 물리학이 필요할 수 있다는 주장이 제기된다. 예를 들어, 암흑 에너지의 성질이 시간에 따라 변하거나, 중성미자의 성질, 또는 초기 우주의 급팽창인 급팽창 이론과 관련된 미지의 물리 현상이 원인일 가능성이 탐구되고 있다. 허블 장력의 해결은 우주의 진화와 구조에 대한 우리의 이해를 근본적으로 바꿀 수 있는 중요한 열쇠로 간주된다.

암흑 에너지는 우주 공간 자체에 내재되어 있으며, 중력에 반하는 척력(斥力)을 발생시켜 우주의 팽창을 가속시키는 것으로 추정되는 가상의 에너지 형태이다. 1998년 두 개의 독립적인 연구팀이 먼 Ia형 초신성을 관측한 결과, 우주의 팽창 속도가 시간이 지남에 따라 느려지지 않고 오히려 빨라지고 있다는 증거를 발견했다[12]. 이 예상치 못한 관측 결과는 기존의 빅뱅 이론 모델을 수정하게 만들었으며, 우주를 구성하는 에너지의 약 68%가 이 미지의 성분, 즉 암흑 에너지로 채워져 있다는 현재의 ΛCDM 모델로 이어졌다.

암흑 에너지의 가장 간단한 형태는 아인슈타인이 도입했다가 후에 '최대의 실수'라고 부른 우주상수(Λ)이다. 이는 진공의 에너지, 즉 공간의 기본적인 속성으로 간주된다. 암흑 에너지의 존재는 허블의 법칙을 확장하는 의미를 가진다. 허블의 법칙이 은하의 후퇴 속도와 거리의 선형 관계(v = H₀D)를 설명한다면, 암흑 에너지는 그 관계의 기울기, 즉 허블 매개변수 H(z)가 과거보다 현재에서 더 크다는 것을 의미한다. 즉, 우주의 팽창률이 진화했다는 증거이다.

이 가속 팽창의 발견은 우주의 최종 운명에 대한 전망을 근본적으로 바꾸었다. 암흑 에너지의 밀도가 시간에 따라 변하지 않는 상수라면, 우주는 앞으로도 영원히 가속 팽창을 계속하여 결국 빅 프리즈나 열죽음에 이를 것으로 예측된다. 암흑 에너지의 정체는 현대 물리학과 우주론이 직면한 가장 심오한 미해결 문제 중 하나로 남아있다.

ΛCDM 모델은 현대 우주론의 표준 모델로, 우주의 구성 요소와 진화를 설명하는 이론적 틀이다. 여기서 Λ(람다)는 암흑 에너지를, CDM은 차가운 암흑 물질(Cold Dark Matter)을 가리킨다. 이 모델은 허블의 법칙으로 설명되는 우주의 대규모 구조와 팽창 역사를 매우 정확하게 재현한다.

이 모델의 핵심은 우주의 에너지 밀도가 약 68%의 암흑 에너지, 약 27%의 암흑 물질, 그리고 약 5%의 일반 물질(중입자 물질과 복사)로 구성된다는 것이다[13]. 암흑 에너지(Λ)는 우주의 가속 팽창을 일으키는 원인으로 작용하며, 암흑 물질(CDM)은 중력을 통해 은하와 은하단의 형성과 구조 유지에 결정적인 역할을 한다.

ΛCDM 모델은 여러 독립적인 관측 데이터와 일치한다. 주요 증거는 다음과 같다.

이 모델은 성공적이지만, 허블 장력과 같은 미해결 문제를 내포하고 있다. 또한 암흑 에너지와 암흑 물질의 정체는 여전히 물리학의 근본적인 미스터리로 남아 있으며, 이들의 본질을 규명하는 것은 현대 우주론의 최전선 과제이다.

허블의 법칙은 오랫동안 그 명칭으로 불려왔으나, 역사적 발견 과정을 고려할 때 조르주 르메트르의 공로가 함께 인정받으면서 "허블-르메트르의 법칙"이라는 명칭이 공식적으로 제안되고 사용되기 시작했다. 1927년, 르메트르는 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 바탕으로 한 우주 모델을 발표했으며, 이 논문에서 그는 은하의 후퇴 속도와 거리 사이의 선형 관계를 유도하고 그 비례 상수를 계산했다[14]. 그러나 이 논문은 프랑스어로 작성되어 주류 천문학계에 널리 알려지지 못했다.

에드윈 허블은 1929년에 르메트르와는 독립적으로, 베스트 슬라이퍼가 측정한 적색편이 데이터와 자신이 측정한 은하까지의 거리 데이터를 결합하여 동일한 선형 관계를 경험적으로 발견하고 발표했다. 이후 수십 년 동안 이 법칙은 주로 허블의 이름과 연관되어 불렸다. 2018년, 국제천문연맹(IAU)은 역사적 정확성과 르메트르의 선구적 기여를 인정하기 위해 회원 투표를 통해 이 법칙의 명칭을 "허블-르메트르의 법칙"으로 공식 채택할 것을 권고했다[15]. 이는 과학적 발견의 우선권 논쟁을 재조명하는 것이 아니라, 과학 발전이 종종 협력과 누적적 과정의 결과임을 상징적으로 보여주는 사례이다.

이 명칭 변경은 법칙의 물리적 내용을 바꾸는 것이 아니라, 그 발견을 둘러싼 역사적 맥락을 더 정확히 반영하는 것이다. 현대 우주론에서 이 법칙은 여전히 우주의 대규모 구조와 역학을 이해하는 가장 근본적인 관측적 기초 중 하나로 자리 잡고 있다.

허블 깊이 필드는 허블 우주 망원경이 1995년 12월에 약 10일간 연속 노출 관측을 수행하여 얻은, 매우 멀고 희미한 은하들의 영상이다. 이 관측은 허블 우주 망원경의 초점을 큰곰자리 방향의 하늘의 매우 좁고 겉보기에 비어 있는 영역에 고정시켜 이루어졌다. 목표는 우주의 깊은 곳, 즉 먼 과거의 모습을 포착하여 은하의 형성과 진화에 대한 단서를 찾는 것이었다.

관측 결과는 예상을 뛰어넘는 것이었다. 이 작은 하늘 영역에는 수천 개의 은하들이 빽빽하게 담겨 있었으며, 그 모양과 색깔, 크기는 매우 다양했다. 이 영상은 우주가 균일하지 않고, 은하들이 시간에 따라 진화했음을 보여주는 결정적인 시각적 증거를 제공했다. 허블 깊이 필드의 성공은 이후 더 깊은 관측인 허블 울트라 딥 필드와 허블 이엑스트림 딥 필드를 이끌었다.

허블 깊이 필드의 과학적 중요성은 다음과 같이 요약할 수 있다.

이 관측은 허블의 법칙으로 설명되는 우주의 팽창을 넘어, 팽창하는 시공간 속에서 은하 자체가 어떻게 태어나고 성장했는지에 대한 질문으로 연구의 초점을 확장시켰다. 허블 깊이 필드는 단순한 천체 사진이 아니라, 우주의 역사를 읽을 수 있는 하나의 타임캡슐 역할을 한다.