우주론의 역사 5조5조
우주 초단파 배경 복사 1964 년 우주 초단파 배경복사의 검출은 20 세기 가장 중요한 발견 중 하나 였다. 그러나 이발견은 우연적으로 발견되었다.
*** 우주 배경 복사 *** 빅뱅 이후 우주가 빛에 대해 투명해 질 때, 이 때 만들어진 빛은 온 우주에서 생겨서 우리 우주의 배경을 형성하므로, 이 빛을 일컬어서 우주배경복사라 한다. 이 때의 빛은 주 로 가시광과 적외선이었는데, 현재 우리가 이 빛을 볼 때 에는 우주의 팽창 때문에 적색이동이 되어 초단파 (Microwave) 영역의 전파로 보인다. 이 우주 배경 복사는 Bell 연구소에서 근무하면서 전파 안 테나를 실험 제작하고 있었던 Penzia 와 Wilson 두 사람이 우연히 발견하였다. 이들은 자신들이 만든 전파 안테나에 잡힌 잡음이 온갖 방향에서 골고루 들어오는 초단파 영역 의 전파라는 사실을 깨닫고, 이 사실을 우주 배경 복사를 찾으려고 애쓰고 있었던 Princeton 대학의 천체물리학자 들에게 알렸다. 이들 천문학자들로부터 Penzia 와 Wilson 은 자신들이 잡은 잡음이 우주 배경 복사라는 사실을 알게 되었고, 이 업적으로 이들은 노벨 물리학상을 받았다.
우주 초단파 배경복사 1965 년 이전에도 우주 초단파 배경복사를 예언하 고 그것의 탐색을 시작할 수 있었다. 20~30 퍼센트의 헬륨과 70~80 퍼센트의 수소라는 관측된 현재의 우주적 존재비로부터 핵자들 중 중 성자의 비율이 10~15 퍼센트로 떨어졌을 시기에 핵합성이 시작되었어야 한다는 추리가 가능했을 것이다.
이 중성자 비율의 값은 우주의 온도가 약 10 억 K 이 되었을 때 도달되며 이 순간에 핵합성이 시작 되었다는 조건에서 핵자들의 밀도를 대략 추산 할 수 있다. 그리고 이 온도에서 광자의 밀도는 알려 진 흑체복사의 성질로부터 계산 할 수 있다. 따라서 이 시기의 광자와 핵자수의 비도 알 수 있 었고 이 비는 변치 않으므로 현재값도 알려진 셈 이다. 따라서 현재의 핵자밀도의 관측으로부터 현재의 광자밀도를 예측할 수 있었을 것이고, 현 재 1~10K 범위의 값을 갖는 우주 배경복사의 존 재를 추측 할 수 있을 것이다.
그러나 1~10K 의 온도를 갖는 우주배경복 사의 존재를 추측하는 사람은 거의 없었고, 그 결과 전파 천문학자들은 배경복사를 탐 사하는 데 관심을 갖지 못했다.
가모브, 앨퍼, 허먼 1948 년 배경 복사를 예언하는 예측이 있었다. 가모브, 앨퍼, 허먼은 1940 년대 말 ‘ 대폭발 ’ 우주 론을 연구 했다. 그들의 연구결과에 따르면 우주 배경복사는 약 5K 정도를 가져야 한다는 것이다 년에 하야시에 의해 계산의 오류가 주목 되 었고 1953 년에 이르러 그들의 모델을 수정했다. 이것은 우주 초기역사에 관한 최초의 완벽한 현대 적인 분석이었다.
그럼에도 1948 년이나 1953 년 누구 한 사람도 예 언된 초단파 복사를 찾는 일에 착수 하지 않았다 년 이전의 대폭발 이론에서는 수소와 헬륨의 존재비의 근거가 우주배경복사가 아니었다. 뿐만 아니라 이 우주배경복사가 실제로 관측될 수도 있 다는 사실이 천체물리학자들에게 널리 알려져 있 지도 않았다. 그리고 그 후 10 여년 동안 이런 맥락의 추리를 한 사람이 한 명도 없었다.
그리고 또 수수께끼 같은 것은 앨퍼와 허먼 의 예측을 알았던 사람들 조차 우주배경복 사를 크게 강조하지 않았다는 사실이다. 그리고 우주배경복사를 관측하기에 충분한 기술은 1950 년대 중반 혹은 1940 년대 중반 에 이미 보유하고 있었다. 무엇이 잘못 되었던 것일까 ?
흥미로운 세 가지 이유 첫째, 가모브, 앨퍼, 하먼, 폴린 등은 하나의 보다 광범위한 우주진화론의 맥락에서 연 구하고 있었다. 둘째, 실험가와 이론가의 교신에 문제가 있 었다. 셋째, 초기우주의 어떤 이론이건 간에 이것 을 심각하게 취급하기가 물리학자들에게는 비범하게 어려움 일이었다.
결론 과학적 발견들 단지 우리가 보기에는 하루 아침에 뚝딱하고 나온 것 같지만 그 안을 들 여다 보면 어렵고, 미궁에 빠지기도 쉽고, 단계 밟기도 어려운 것이다. 이런 어려움을 이해 하지 못한다면 과학의 성공들을 이해 하는 것은 불가능하다고 생각한다.