2014-028 無로부터의 우주

2014-028 無로부터의 우주

 

로렌스 크라우스 지음 | 박병철 옮김

2013, 승산

 

대야도서관

SB092544

 

443.1

크292ㅁ

 

A UNIVERSE FROM NOTHING

 

우주는 왜 텅 비어 있지 않고

무언가가 존재하게 되었는가

 

"먼 미래의 우주를 바라보는 크라우스의 관점은 역설적이면서도

소름끼칠 정도로 놀랍다. 과학이 거꾸로 가는 듯한 착각이 들 정도이다."

- 리처드 도킨스 후문

 

뉴욕타임스 베스트셀러 ★★★★★ 아마존닷컴 베스트셀러

 

우주는 무엇으로부터 생겨났는가?

우주가 탄생하기 전에는 무엇이 있었는가?

우주의 미래는 어떻게 될 것인가?

우주는 왜 텅 비어 있지 않고 무언가가 존재하게 되었는가?

 

과학을 바라보고 평가하는 크라우스의 자세는 참으로 솔직하다. 저자의 말대로 불안정한 무(無)는 우리에게 매우 고무적이다. 경이로움과 함께 지적 탐구심을 자극하는 모든 것들이 바로 이 무(無)에서 탄생했기 때문이다.

- 네이처 Nature

 

첨단물리학을 소개하는 탁월한 안내서이다. 크라우스는 어렵고 딱딱한 과학을 쉬운 어휘로 풀어내는 타고난 이야기꾼이다. 우리는 우주의 역사에 대해 무엇을 알고 있으며, 그것을 어떻게 알게 되었을까? 저자는 이 질문에 완벽한 답을 제시한다.

- 뉴사이언티스트 New Scientist

 

최근 들어 과학자들의 뛰어난 통찰과 놀라운 발견이 우주를 뒤흔들었다. 그 격동의 한복판에 로렌스 크라우스가 있다. 그는 넘치는 활력과 탁월한 기지로 놀라운 우주이야기를 멋지게 풀어냈다. '우주는 왜 텅 비어 있지 않고 무언가가 존재하게 되었는가? --- 이 심오한 질문에 해답을 제시하면서 크라우스의 통찰은 절정에 달한다.

- 프랭크 윌책 Frank Wilczek, 노벨물리학상 수상자, 『존재의 우아함 Lightness of Being』의 저자

 

지성의 심연으로 이끄는 탁월한 안내서. 크라우스는 우주의 특성을 설명하는 최신이론을 소개하면서 우리 자신의 위치를 다시 한번 돌아보게 한다. 흥미로운 책이다.

- 마리오 리비오 Mario Livio, 『황금 비율의 진실 The Golden Ratio』의 저자

 

우주가 신의 손을 거치지 않고 완전한 무(無)로부터 물리적 과정을 거쳐 탄생했다는 크라우스의 주장은 매우 논리적이면서 우주에 대한 경이를 더욱 실감 나게 일깨워준다. 강력하게 추천하고 싶은 책이다.

- 라이브러리 저널 Library Jounnal

 

달콤한 꿈이건 악몽이건 간에, 우리는 경험의 세계에서 깨어 있는 채로 살아갈 수밖에 없다. 지금 우리는 과학이 방방곡곡에 퍼져 있는 '완전하면서 현실적인' 세상에서 살고 있다. 완전함과 현실성 중 어느 한 쪽 편을 든다고 해서 우리의 삶이 게임으로 변하지 않는다.

- 제이콥 브로노프스키(JACOB BRONOWSKI)

 

차례

 

페이퍼백 서문

서문

 

CHAPTER 1 우주의 미스터리 : 탄생

CHAPTER 2 우주의 미스터리 : 우주의 무게

CHAPTER 3 태초의 빛

CHAPTER 4 헛소동

CHAPTER 5 달아나는 우주

CHAPTER 6 우주 최후의 순간에 주어지는 공짜선물

CHAPTER 7 비참한 미래

CHAPTER 8 기막힌 우연?

CHAPTER 9 무(無)는 곧 유(有)이다

CHAPTER 10 불안정한 무(無)

CHAPTER 11 화려한 신세계

 

맺음말

후문

저자와의 문답

역자후기

찾아보기

 

1897년, 이곳에서는

아무 일도 일어나지 않았다.

- 우디 크리크 주점의 벽에 걸린 액자에서

우디 크리크(Woody Creek), 콜로라도

 

여행과 관련하여 제일 처음 떠오르는 미스터리는 디음과 같다 : 여행자는 여행이 시작되는 지점에 어떻게 도달했을까?

- 루이스 보건(Louise Bogan)

『방 안의 여행(Journey Around My Room)』

 

일반상대성이론

[General Theory of Relativity]

물리학자 알베르트 아인슈타인이 1916년에 발표한 이론.
특수상대성을 중력까지 확장한 개념으로 빛의 진로가 강한 중력의 장 속에서 굽어진다는 이론이다.

아인슈타인은 특수상대성 이론을 발표한 후 뉴턴의 중력 이론을 자신의 특수상대성 이론의 틀에 맞게 수정하는 작업을 시작하였다.

이 시도는 1916년에 최종적으로 정리 발표된 일반상대성 이론의 개발로 발전하였다. 이 이론에 일반이라는 이름이 붙은 것은 그것이 특수 상대론의 일반화 또는 확장이었기 때문이다. 즉 자연 현상을 서로 상대적으로 등속도 운동하는 관찰자 사이에 관찰되는 현상에 대한 이론이었던 특수 상대성 이론을 가속도 운동의 경우까지 확장시킨 것이다.

특수상대성이론의 두 개의 기본원리인 상대성원리와 광속도불변의 원리에, '관성질량'과 '중력질량'이 같다는 등가원리(等價原理)를 합치고, 구부러진 공간(리만공간)의 기하학적 구조에 대한 중력이론을 더하여 전개하였다.

'관성질량'이란 물체에 일정한 힘을 가했을 때 물체가 얻은 가속도의 비를 비교하여 얻은 질량. 물체의 관성의 크기를 나타내는 질량으로 즉, 물체의 질량이 클수록 가속도가 작다는 것은 물체의 관성이 크다는 것을 의미한다.

'중력질량'이란 양팔저울을 이용해서 물체의 무게를 측정하여 얻은 질량. 물체에 작용하는 중력(무게)의 크기는 질량에 비례하므로(W=mg) 물체에 작용하는 중력의 크기를 비교하면 중력 질량을 측정할 수 있다.

아인슈타인은 일반상대성이론에서 '관성질량=중력질량'이라는 '등가원리'를 내세웠다.

또한 일반상대성이론에서는 시공간에 대한 전혀 새로운 개념이 도입되었는데, 그것은 중력장의 효과가 시공간의 휨(curvature)으로 나타난다는 것이다. 물질의 분포와 운동상태가 시공간의 휨을 결정하고 시공간의 휨이 물체의 운동에 영향을 미친다.

일반상대성이론으로 그때까지 뉴턴역학으로 설명이 되지 않았던 수성(水星)의 근일점이동(근일점이동은 수성의 타원궤도가 닫히지 않아 근일점이 1백년마다 각크기 43초씩 이동하는 것을 말한다.) 현상이 설명되었을 뿐 아니라, 별빛이 태양 부근에서 휜다는 것과 별빛의 스펙트럼의 적색편이가 실측됨으로써 이론의 정당성이 확증되었다.

중력이론으로서는 현재까지 가장 성공적인 이론이며, 천체관측기술의 진보와 더불어 우주론의 형성에도 큰 기여를 하였다.

 

사고실험

(thought experiment )

단순화된 장치 등의 조건을 설정하고 거기서 일어나리라고 예상되는 현상을 이론에 입각, 사유적(思惟的)으로 추구하는 사고과정. 구체적 조건의 제약을 받지 않고 실험 오차를 수반치 않는 점에서 현실적 실험의 극한을 취한 이상화 실험이라고 볼 수 있다.

 

마찰이나 저항을 수반하지 않는 물체의 운동을 조사하고 선 현미경의 실험 등은 그 실례이다.

사고실험은 양을 정의하는 수단으로서 또 이론 체계에 존재할 수 있는 모순의 검토 등에 이용된다.

 

근일점

[近日點, perihelion]

 지구의 공전궤도가 타원이므로, 지구와 태양과의 거리가 1억 4천 7백만 km로 가장 가까워지는 때를 말한다. 보통 1월 3일 경에 나타난다. 행성이나 혜성 등은 타원궤도나 포물선, 쌍곡선 궤도를 지니고 있으며, 그러한 궤도상에서 태양에 가장 가까운 점을 근일점이라 한다. 일반적으로 행성의 근일점은 그 방향이 다른 행성의 인력에 의해서 변한다. 또한 A. 아인슈타인의 일반상대성이론에 따르면 태양의 존재에 의해서도 행성궤도의 근일점 방향이 이동한다. 상대성이론에 따른 근일점 이동은 수성궤도의 관측으로 확인되었다.

지구의 근일점은 다른 행성의 섭동(攝動)에 의해 공전방향으로 1년에 11.63˝씩 이동한다. 행성 등의 궤도운동에서 태양에 가장 가까운 근일점까지의 거리를 근일점거리라고 한다. 그리고 행성이나 혜성이 근일점을 통과하는 것을 근일점통과라고 말한다. 혜성의 경우 태양에 가장 가까워지므로 태양복사의 작용이 크며, 근일점통과일 때 꼬리가 크고 넓어지는 경우가 많다. 행성 등의 궤도를 결정하는 6가지 요소의 하나로 근일점통과시각이 있다. 정해진 시각의 궤도상의 위치가 정해지면, 그 천체의 운동을 나타낼 수 있게 된다. 그러기 위해서는 태양에 가장 가깝고 속도가 빠른 근일점통과시각으로 정해두는 것이 편리하다.

 

현대과학은 태초의 빛(Fiat Lux, 창세기 1장 3절 : "빛이 있으라")을 포착하는 데 성공했다. 태초에 무(無)의 상태에서 빛과 복사에너지, 그리고 물질이 쏟아져 나왔으며, 이로부터 각종 원소들이 탄생하여 수백만 개의 은하가 형성되었다. 이 모든 것은 물리학적으로 이미 엄밀하게 증명된 사실이다. 우리의 우주가 창조주의 손에 의해 만들어졌음을 과학이 입증한 것이다. 그러므로 창조의 순간은 분명히 존재한다. 우리는 선언한다. "그러므로 창조주는 존재했으며, 따라서 신도 존재한다!"

 

- 교황 비오 12세(Pius ⅩⅡ)가 1951년 과학이 창세기의 내용을 증명했다는 취지로 발표한 선언문 

 

 

 

흡수선

[吸收線, absorption line]

 기체 분자 혹은 원자의 양자 내부에너지(전자에너지, 진동에너지, 회전에너지)가 상위 준위에서 하위 준위로 복사 전이되면 그 에너지 준위의 차이에 해당하는 진동수(파장)의 빛, 즉 ΔE ＝ hv을 만족하는 진동수의 빛을 방출하여 방출선(emission line)이 되고, 외부에서 빛이 입사할 때 이 진동수에 해당하는 빛을 흡수하여 하위 준위에서 상위 준위로 복사 전이하면서 흡수선을 만든다. 흡수스펙트럼을 보면 개개의 흡수선은 폭이 매우 좁은 선으로 나타난다. 

 

도플러효과

(Doppler effect)

파원(波源)과 관측자 중 한쪽 또는 양쪽 모두가 운동하고 있을 때 관측자에게 관측되는 파원의 진동수가 변하는 현상. 1842년 오스트리아의 물리학자 J. C. 도플러가 이중성(二重性)의 빛에 관하여 별의 운동방향과 색의 변화를 연구하던 중 처음 발견했다.

〔음파의 도플러 효과〕 정지해 있는 관측자 쪽으로 진동수 (Hz)의 음을 내는 음원(音源)이 속도 (m/s)로 접근하는 경우를 가정하자. 음의 속도는 (m/s)라 한다.

어느 순간에 음원에서 나온 음파의 마루는 1초 사이에 만큼 진행한다.

이 사이에 음원도 만큼 진행하고 음파의 마루를 개 낸다.

음원이 진행하는 방향에서는 사이에 파의 마루가 개 있으므로 파장은 =()/가 되어, 음원이 정지하고 있을 때보다 짧아진다.

그러나 파의 진행속도는 변하지 않기 때문에 관측자에게서는 그 음의 진동수가

가 된다.

즉, 진동수가 증가되어 실제의 음보다 높은 소리로 들린다.

반대로 음원이 멀어질 경우에는

′=

가 된다.

다음에 음원이 정지해 있고 관측자가 음원 쪽으로 (m/s)의 속도로 접근해 가는 경우를 가정해 보자.

음원이 정지해 있기 때문에 공간을 전파하는 음파의 파장은 변함이 없어 이다.

그러나 운동하고 있는 관측자에 대해 파의 마루는 속도 로 다가간다.

그 결과 관측자에게는 파의 진동수는

가 된다.

음원 및 관측자가 모두 운동할 때는 음원에서 관측자 쪽으로 가는 방향을 양으로 하여 속도를 각각 라고 정하면, 그 진동수는

가 된다.

〔광파의 도플러 효과〕도플러 효과는 음파뿐 아니라 모든 파동현상에서 일어난다.

다만 빛의 경우에는 빛의 속도가 매우 빨라 도플러 효과의 영향이 미미하다.

그래서 광원과 관측자의 상대속도가 광속에 비교할 수 있을 정도로 충분히 빠를 때에만 관측된다.

특수상대성이론은 로렌츠 변환을 이용하여 기술한다.

음파와 다른 점은 어느 좌표계(관성계)에서도 진공 속의 광속 가 일정한 값을 가지는 것이다.

광원의 좌표계가 관측자의 좌표계 쪽으로 속도 로 병진운동을 할 때, 그 광원이 복사하는 진동수 의 광파가 방향으로 진행하고 관측자에게는 진동수 로 관측된다.

이 진동수의 비는

이다.

여기서 은 속도 의 방향 성분이다.

특히 가 에 평행한 경우는

이고, 가 에 반대방향으로 평행하다면

가 된다.

이들의 비는 ()이 1에 비해 무시될 수 있을 때에만 음파의 도플러 효과의 식과 같은 형식이 된다.

즉, 가 에 수직인 경우를 예로 들면

이 된다.

이 진동수의 비는 가 크고 ()이 1에 비하여 무시될 수 있을 때에만 1과 다른 값을 가진다.

이것은 광파에서만 볼 수 있는 효과로 가로의 도플러 효과라고 한다.

별이나 성운 중에는 지구에 대하여 시선방향으로 매우 큰 상대속도를 갖고 멀어져 가는 것이 있다.

그 스펙트럼을 정밀분석하면 특정원자의 선스펙트럼이 도플러 효과에 의하여 적색이동을 일으킴을 알 수 있다.

〔마이크로파의 도플러 효과〕항공기나 자동차의 속도측정에 응용된다.

또한 레이저광의 도플러 효과를 이용하여 액체의 유속을 측정하는 도플러 유속계도 실용화되었다.

 

허블의 법칙

[Hubble’s law]

미국의 천문학자 E. 허블이 도플러효과를 빛에 적용해 거리(r)와 적색편이(赤色偏移)의 관계를 밝힌 법칙이다. 1929년 허블은 외부은하의 스펙트럼 사진을 촬영한 결과 스펙트럼선이 적색으로 치우친 것을 발견하고 그 원인을 외부은하가 지구로부터 멀어지고 있기 때문이라고 설명함으로써 우주팽창설의 관측적 기초를 마련하였다. 허블은 100인치 망원경으로 안드로메다성운 중의 세페이드를 발견, 그 거리가 90만 광년이며, 따라서 이 소용돌이 성운이 은하 밖에 있음을 입증했다.
이 법칙은 '20세기 천문학의 최대 발견'이라고 칭해진다.

Vr = H × r (Vr : 은하의 후퇴속도, H : 허블상수, r : 은하까지의 거리)

 

초신성

(supernova)

1

이전까지 매우 어두웠던 항성이 갑자기 큰 폭발을 일으켜, 며칠 사이에 약 15등급(100만 배)이나 밝기가 커지는 현상. 폭발 변광성(爆發變光星)은 탄생에서 사멸에 진화과정을 거치는 동안, 예측할 수 없는 큰 폭발로 인해 갑자기 대단히 밝아졌다가 어두워지는 별인데, 폭발의 규모가 작으면 신성(新星), 대단히 크면 초신성이라고 한다.

태양의 10배 이상의 질량을 갖는 무거운 별이 진화의 최종상태(사멸)를 맞는 것이라고 생각되며, 그 결과 중성자별(中性子星) · 펄서(pulsar ; 脈動電波星) · 블랙홀 등이 형성된다.

폭발할 때 발생하는 총 에너지는 태양이 일생(약 100억 년) 동안 방출하는 양과 거의 같은 10⁴⁴J정도이다.

이것을 불과 며칠 동안에 방출해 버리기 때문에, 그 폭발 직후의 밝기는 -18~-19등(절대등급)으로 태양의 100억 배가 된다.

별 중심부에서의 열핵반응(熱核反應)에 의해 수소가스를 헬륨 · 탄소 · 질소 · 산소 및 새로운 원소로 잇따라 변환하면서 에너지를 생성해 온 무거운 별은 그 진화의 최종단계에서 중심부에 철의 코어를 형성한다.

중심의 온도가 약 50억 K에 이르면 선 강도가 매우 높아져 철의 코어는 광분해를 일으키고, 다량의 열에너지를 흡수해 압력이 저하한다.

그러면 별의 외층부는 그 중심을 향해 급격히 낙하하고, 중력에너지가 해방되어 고온이 되며, 철의 코어 근처에서 규소 등의 열핵반응이 폭주하는데, 그 결과 별의 외층을 폭발적으로 날려 버린다(호일-파울러의 설).

광분해 때 발생하는 다량의 중성자는 철 · 코발트 · 니켈 등의 원자핵에 포획되어, 별의 내부에서는 만들어지지 않았던 철보다 무거운 원자핵을 계속 형성해 간다.

이것이 초신성에 의한 중원소(重元素)의 합성이다.

이것들과 탄소 · 질소 · 산소 · 황 등의 원소를 다량으로 함유한 별의 외층가스는 성간공간(星間空間)의 가스와 서로 섞여 가스의 화학(원소) 조성을 변화시킨다.

이 성간가스는 곧 차가워지고, 거기에서 다음 세대의 새로운 별이 탄생하는데, 몇 천만 년 후 다시 초신성이 되어 폭발을 되풀이한다.

은하 속에서는 이와 같이 별의 탄생 · 진화, 초신성의 폭발과 원소합성, 성간가스로의 회귀와 별의 재형성이라는 사이클이 되풀이되고 있다는 사실이 1955년 G. 버비지, W. A. 파울러 등에 의해 밝혀졌다.

폭발한 가스는 초속 1만~2만 km의 속도로 성간공간을 향해, 충격파로 가열되면서 팽창을 계속해 초신성의 잔해(殘骸)로 가스성운을 형성한다.

별의 중심에 있는 철의 코어는 광분해 때 외층의 급격한 낙하에 의한 압력으로 강하게 압축되어 중성자별이나 블랙홀이 되며, 펄서 · X선별로서 관측된다.

이들 천체는 강한 자기장을 갖고 있으며, 하전입자(荷電粒子)를 수십억 eV로까지 가속해 지구에 내리찍어 우주선(宇宙線)으로 관측된다.

은하계 내에서도 드물게 나타나 1054년 황소자리 초신성, 1572년 카시오페이아자리 초신성, 1604년 뱀주인자리 초신성의 3개가 관찰되었다.

 

2

별이 갑자기 태양의 100억배, 다시 말해서 하나의 은하에도 필적할 정도의 밝기로 빛나는 현상. 한국·중국·일본·아라비아·유럽의 기록에서, 우리의 은하계에서는 185년 이래로 적어도 8개 출현했다는 것이 알려져 있다. 그중에서도 1006년, 1054년, 1572(티코의 별), 1604년(케플러의 별)의 4개가 특히 유명하다. 1054년의 초신성후에는, <게성운>이 발견되었다. 티코의 별과 케플러의 별은 중세 유럽의 <천공은 불변이다>라는 우주관을 뒤집는 역할도 하였다. 망원경의 발달에 의하여 은하계 이외의 은하에서도 초신성이 관측되게 되었는데, 매년 10여 개가 발견되었다. 하나의 은하에서는 약 50년에 1회의 비율로 출현하는 것으로 생각되고 있다. 케플러의 별 이래로 은하계에서는 초신성은 발견되어 있지 않은데, 은하계에서 약 16만 광년 떨어진 바로 이웃 은하, 대 마젤란운에서, 1987년 2월 24일, 384년만에 육안으로 보이는 초신성(초신성 1987 A)이 나타났다. 초신성은 별이 그 진화의 마지막에 일으키는 대폭발로, 스펙트럼의 특징으로, 수소를 포함하지 않는 I형과 수소를 포함하는 II의 2가지로 나뉘어진다. 대 마젤란운의 초신성은 Ⅱ형이다.

 

케플러의 법칙

[Kepler’s laws]

케플러는 브라헤의 행성 관측 결과로부터 행성(planet)들의 움직임을 설명하는 세 가지의 법칙, 즉 타원 궤도의 법칙, 면적의 법칙, 주기의 법칙을 찾아냈다. 케플러의 법칙은 후에 뉴턴이 만유인력을 발견하는 데 핵심적인 수학적 기초를 제공해 주었다. 케플러의 법칙은 태양 주위의 행성의 궤도들로부터 유도되었지만, 위성에도 적용된다.

① 타원 궤도의 법칙(The Law of Orbits) : 제1법칙으로, 모든 행성은 태양을 초점으로 하는 타원 궤도를 그리며 공전한다는 것이다. 궤도가 타원인 이유는 중력이 역제곱의 법칙을 따르기 때문이다. 역제곱의 법칙(Inverse Square Law)이란 힘(또는 양)이 떨어진 거리의 제곱에 반비례하는 법칙으로, 전기력, 중력 등의 자연 법칙이 이 법칙을 따르고 있다.

② 면적의 법칙(The Law of Areas) : 제2법칙으로, 한 행성과 태양을 잇는 선은 같은 시간에 같은 면적을 휩쓸고 지나가므로, 행성은 태양과 가까워질수록 더 빨리 움직이고, 멀어질수록 더 느리게 움직인다는 것이다. 면적의 법칙을 따르는 이유는 운동량의 보존(Conservation of angular momentum) 때문이다.

③ 주기의 법칙(The Law of Periods) : 제3법칙으로, 행성의 공전 주기의 제곱은 공전궤도의 긴 반지름의 세제곱에 비례한다고 본다. 주기의 법칙을 따르는 이유는 뉴턴(Newton)의 중력의 법칙(Law of gravitation) 때문이다.

 

우리가 무언가를 알고 있다는 사실을 알고 있으면 그것은 '알려진 지식(known knowns)'이며, 모르고 있다는 사실을 알고 있으면 그것은 '알려진 미지(known unknown)'이다. 그러나 이 세상에는 '알려지지 않은 미지(unknown unknowns)'도 있다. 우리가 무언가를 아직 모르고 있는데, 모르고 있다는 사실조차 인식하지 못할 수도 있는 것이다.

- 도널드 럼스펠트(Donald Rumsfeld)

 

암흑물질

[暗黑物質, dark matter]

우주 총 물질의 90% 이상을 차지하고 있고, 어떠한 전자기파(전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선 등)로도 관측되지 않고 중력을 통해서만 존재를 인식할 수 있는 물질이다. 은하계의 질량은 광학적인 측정으로 구한 항성의 수 또는 그 회전운동의 속도로 추정할 수 있다. 한편 은하계 내에는 수소가스가 떠돌고 있는데, 수소원자에서 발생하는 전파에 의해서도 은하의 넓이와 질량을 추정할 수 있다. 그런데 이 방법으로 얻은 은하의 질량은 빛을 내고 있는 별의 측정으로 구한 질량의 10배나 되고, 은하의 바깥쪽에도 널리 퍼져 있다.

이 사실에서 가시광으로 관측할 수 있는 은하의 외부에 빛이나 전파를 방출하거나 흡수하지 않는 정체불명의 물질이 대량으로 있으며, 수소가스는 중력에 의해 그들 물질을 당기거나 회전시키고 있는 것으로 추정된다. 암흑물질의 정체는 중성미자(中性微子, neutrino) 등의 물질로 예상할 수 있지만 확실한 증거는 얻지 못하고 있다. 별과는 달리 빛을 방출하지 않아 보이지 않는 물질이다. 중력에 의해서만 그 존재를 알 수 있다.

 

대붕괴

[big crunch, 大崩壞]

아인슈타인 중력이론을 균일등방인 우주모형에 적용하면, 우주의 팽창률은 그 속에 포함된 물질의 밀도와 공간의 곡률에 따라 결정된다. 곡률항의 부호에 따라 세 가지 경우가 나타난다. 부호가 음이면 팽창이 진행함에 따라 물질의 밀도는 희박해지지만 팽창은 곡률에 의해 일정한 속도를 유지하게 된다(열린 우주). 곡률항이 양이면 어떤 시점에 이르러 곡률항과 물질항은 값이 같고 부호는 달라 차츰 팽창을 감속하게 되며, 그후에는 수축하여 결국에는 모든 물질이 다시 한 점으로 모이게 되며, 이를 대붕괴라고 부른다(닫힌 우주). 중간 경우로, 곡률이 0이면 물질항만이 팽창을 유지시키므로 시간이 진행함에 따라 밀도가 감소하게 되어 차츰 팽창을 멈추게 된다(평탄 우주).

위의 모든 경우에 팽창의 시작은 대폭발이라고 부르는 밀도와 시공의 곡률이 무한인 점에서 시작하게 되며 초기에는 공간곡률보다는 밀도항이 우세하여 세 가지 경우가 모두 비슷하게 진행된다. 물질밀도와 팽창률의 관측으로부터 공간곡률을 측정할 수 있다. 현재까지의 관측결과로는 열린 우주 쪽을 지지하지만 아직 결론내리기는 어렵다.

 

퀘이사

[quasar]

블랙홀이 주변 물질을 집어삼키는 에너지에 의해 형성되는 거대 발광체로서 '준성(準星)'이라고도 하며 지구에서 관측할 수 있는 가장 먼 거리에 있는 천체이다. 퀘이사는 하늘에서 별처럼 보이지만, 사실은 수천 내지 수만 개의 별로 이루어진 은하이다. 퀘이사가 그렇게 멀리 있음에도 불구하고 관측이 가능하다는 것은, 거대한 에너지를 방출되고 있기 때문이다. 천문학자들은 퀘이사가 이처럼 거대한 에너지를 낼 수 있는 이유를 중심의 블랙홀 때문으로 보고있다. 퀘이사의 중심에는 태양 질량의 10억 배나 되는 매우 무거운 블랙홀이 자리잡고 있으며, 그 주위에는 원반이 둘러싸고 있다. 원반의 물질은 회전하면서 블랙홀로 떨어지고 있으며, 이때 물질의 중력 에너지가 빛 에너지로 바뀌면서 거대한 양의 빛이 나온다는 것이다.

처음에 퀘이사는 우리 은하 내의 평범한 별로 간주되었고 퀘이사에서 오는 전파를 분류해 내지 못하고 단지 우리 은하 내의 어떤 전파원에서부터 나오는 것으로 추측했다. 그러나 네델란드계 미국인 천문학자인 마틴 슈미트가 전파성(전파를 발생하는 별)의 스펙트럼을 연구하던 중 퀘이사를 발견하였다. 퀘이사의 스펙트럼은 수소의 것과 비슷하였으며 이제까지 볼 수 없었던 가장 큰 적색 편이를 보이고 있었다. 이것을 허블의 이론으로 설명하면 이제까지 발견된 어떤 외부 은하보다 더 멀리 있으며 믿을 수 없을 만큼 빠른 속도(어떤 경우는 광속의 90%)로 멀어진다는 것이다. 또한 우리의 은하계 내에는 1,000억 개의 별이 있는데 한 개의 퀘이사가 이 모든 별을 합친 것보다 200배나 더 밝다. 그러면서도 어떤 퀘이사의 경우 직경이 1,600억km밖에 되지 않는다. 퀘이사가 처음 발견되었을 때 이들이 별처럼 보여 준성전파원(Quasar : Quasi-stellar radio source)이라는 의미에서 퀘이사라 불리게 되었으나, 이들이 모두 전파원(radio source)은 아니므로, 정식 명칭은 준항성상 천체(QSO : quasi stellar object)이다. 그러나 통상적으로 퀘이사(Quasar)로 계속 불리고 있다.

 

강입자충돌기

[Large Hadron Collider]

스위스 제네바에 위치한 유럽입자물리학연구소(CERN : European Organization for Nuclear Research)가 제작한 태초에 에너지와 물질이 분리되지 않았던 빅뱅 직후의 고에너지 상태 재현을 위해 빛의 속도에 가깝게 양성자를 가속해 충돌시키는 장치다.

이 장치는 1980년대에 구상되고 94년 사업에 착수한 거대과학의 전형으로, 2008년 9월 10일 완공하여 첫 가동을 할 때까지의 14년 동안 60억 달러(약 6조 원)가 투입됐고, 한국 물리학자 60여 명을 포함하여 80개국 9,000여 명의 세계 물리학자들이 참여한 세계 최대의 실험장치다. 규모만도 길이가 27km에 달하는 둥근 터널 모양의 장치로, 스위스ㆍ프랑스 접경 쥐라산맥 지역의 지하 50∼170m에 건설됐다.

이전까지 가장 큰 가속기였던 미국 페르미국립가속기연구소의 '테바트론(Tevatron)'보다 7배나 큰 에너지를 얻을 수 있는 거대한 장치다. 그러나 장치를 제작하여 첫 가동 실패에 이어 이튿날 실시한 재가동, 2009년 2월에 실시한 3차례의 가동 또한 실패로 돌아가, 양성자를 빛의 속도로 가속시켜 충돌시키고자 하는 실험은 아직 성공하지 못하고 있다.

강입자충돌기(LHC)의 구조
빅뱅 재현을 위해 우선 직선의 가속기로부터 원형의 LHC를 향해 머리카락 굵기의 양성자 빔을 쏜 뒤 자석으로 양성자의 방향을 틀어 원둘레 27km를 시계방향으로 돌게 하고, 이후 반시계방향으로 빔을 쏘아 이 실험이 성공하면, 최종적으로 양쪽 방향으로 양성자를 쏘아 광속에 가깝게 가속, 정면 충돌시킨다. 입자끼리 충돌할 경우 태양의 중심온도보다 10만 배나 뜨겁게 달궈진다.

양성자를 27km 둘레의 원형궤도에 잡아두기 위해서는 강력한 자기장이 필요한데, 이러한 자기장을 얻으려면 초전도자석이 필요하다. 초전도를 유지하기 위해 60톤의 액체 헬륨을 쏟아 부어 내부 온도는 영하 271.3도, 달보다 10배 희박한 진공상태를 유지해야 한다. 지름 6cm 파이프 안에서 충돌이 일어나면 신호 검출은 파이프를 감싼 폭 수십m의 '엘리스(ALICE)', '아틀라스(ATLAS)', '시엠에스(CMS)', 'LHCb' 4대의 대형검출기가 한다.

실험 목적
과학자들이 이 실험을 통해 얻고자 하는 궁극적으로 얻고자 하는 것은 높은 에너지를 가진 양성자를 서로 충돌시켜 이때의 반응을 '관찰'함으로써 1964년 영국의 물리학자 피터 힉스가 예측했던 '힉스입자(Higgs boson)'의 존재를 확인하는 것이다. 물리학자들은 입자충돌기 내부에서 양성자가 서로 충돌하는 과정에서 쿼크 같은 소립자들과 함께 힉스입자가 극히 짧은 순간이나마 그 존재를 나타낼 것이라고 기대하며, 초정밀 검출기를 통해 튀어나오는 입자를 찾겠다는 것이다.

LHC는 힉스입자 탐색뿐 아니라, 우주의 23%를 구성하는 '암흑물질'을 규명, 3차원 공간 외에 또다른 여분 차원이 존재하는지, 보통 입자들과 짝을 이루지만 보이지 않는 초대칭 입자, 원자 크기의 1억분의 1인 미니 블랙홀이 충돌 때 생성되는지도 검증해야 할 과제로 남아 있다.

 

그것은 처음에 그랬듯이 지금도 그렇고, 앞으로도 그럴 것이다.

- 영광의 찬가(Gloria Patri)  중에서

 

쌍곡기하학

[hyperbolic geometry, 雙曲幾何學]

19세기 초, N.I.로바체프스키(1793∼1856)와 J.보여이(1802∼1860)는 유클리드의 평행선의 공리를 부정하고, 대신에 "한 직선 밖에 주어진 점을 지나서 그 직선에 평행한 직선은 무수히 그을 수 있다"라는 공리를 토대로 하여 하등의 모순성이 없는 기하학을 건설했다. 이것을 쌍곡기하학 또는 로바체프스키의 비유클리드기하학이라고 한다.

 

우주마이크로파배경복사

[宇宙-波背景輻射 , cosmic microwave background radiation]

3 K 흑체복사를 말한다. 1950년대부터 우주진화에 관한 두 가지 설 사이에 여러 논의가 있었으나, 65년 우주배경복사의 발견으로 빅뱅이 확인되어 진화우주론이 옳다는 것이 거의 실증되었다. 이것은 마이크로파 인공위성에 의한 텔레비전 중계용 안테나에 항상 일정한 잡음이 남는다는 사실이 계기가 되어 발견되었다. 그 잡음의 원인은 우주에서 등방적으로 들어오는 복사라는 것이 확인되었다. 이 복사에너지의 분포는 절대온도 약 3 K(2.74 K)인 흑체복사의 분포와 잘 일치하므로 3 K 흑체복사 또는 우주배경복사라고 한다. 이 복사의 기원은 진화우주의 입장에서 다음과 같이 보고 있다.

현재에는 먼 곳의 은하도 볼 수 있다는 점에서 알 수 있듯이 우주는 빛에 대하여 충분히 투명한 상태에 있다. 그러나 팽창우주의 초기에는 밀도가 높아서 빛이 자유로이 투과할 수 없는 불투명한 상태였다. 그 시대에는 물질로부터의 복사방출과 그에 의한 흡수가 평형상태를 이루었고, 물질의 온도에 따르는 흑체복사로 우주가 균일하게 채워져 있었다. 3K 흑체복사는 이러한 과거의 흑체복사의 빛이 적색이동을 한 것이다. 1992년에는 우주배경복사탐사위성 COBE에 의해 초기우주의 극히 미세한 온도 차에 따라서 물질의 요동(fluctuation)을 보여주는 마이크로파지도가 작성됨에 따라 빅뱅우주론과 진화우주론의 강력한 증거가 되고 있다.

 

플라스마(플라즈마)

[Plasma]

플라즈마란 초고온에서 음전하를 가진 전자와 양전하를 띤 이온으로 분리된 기체 상태를 말한다. 이때는 전하 분리도가 상당히 높으면서도 전체적으로 음과 양의 전하수가 같아서 중성을 띠게 된다.

일반적으로 물질의 상태는 고체·액체·기체 등 세 가지로 나눠진다. 플라즈마는 흔히 <제4의 물질 상태>라고 부른다. 고체에 에너지를 가하면 액체, 기체로 되고 다시 이 기체 상태에 높은 에너지를 가하면 수만℃에서 기체는 전자와 원자핵으로 분리되어 플라즈마 상태가 되기 때문이다.

플라즈마를 만들려면 흔히 직류, 초고주파, 전자빔 등 전기적 방법을 가해 플라스마를 생성한 다음 자기장 등을 사용해 이런 상태를 유지 하도록 해야한다.

일상생활에서 플라즈마를 이용하려면 이처럼 인공적으로 만들어야 하지만 우주 전체를 보면 플라즈마가 가장 흔한 상태라고 할 수 있다. 우주 전체의 99%가 플라즈마 상태라고 추정된다.

번개, 북극 지방의 오로라, 대기 속의 이온층 등이 플라즈마 상태이다. 대기 밖으로 나가면 지구 자기장 속에 이온들이 잡혀서 이루어진 반 알렌대, 태양으로부터 쏟아져 나오는 태양풍 속에도 플라즈마가 존재한다. 별의 내부나 그를 둘러싸고 있는 주변 기체도 플라즈마 상태이다. 별 사이의 공간을 메우고 있는 수소 기체도 플라즈마 상태이다.

일상 생활에서 볼 수 있는 인공적인 플라즈마상태로는 형광등, 수은등, 네온사인, PDP(plasma display panel) 등이 있다.

플라즈마를 인공적으로 생성 실용화하려는 노력은 오래 전부터 꾸준히 추진되어 왔다.

플라즈마는 수억도의 온도를 갖는 초고온 핵융합에 이용되는 플라즈마로부터 최근의 반도체 공정, 신소재 합성등에 이용되는 저온 글로우 플라즈마나 아크플라즈마에 이르기까지 다양하게 이용된다.

특히 공업적으로 많이 연구, 응용되는 것은 저온 플라즈마. 플라즈마 안에서는 반응성이 극대화되어 물질의 이온화와 재결합이 활발해지기 때문에 플라즈마를 이용하여 기존의 물질의 합성이나 가공 방법으로는 하기 어려웠던 새로운 물질을 만들 수도 있고 공해유발 공정이나 난공정 등을 대체할 수 있다.

 

부족한 것은 남는 것보다 낫다(Less is more).

- 로버트 브라우닝(Robert Browning)의 시구를 미스 반 데어 로에(Miss van der Rohe)가 인용함.

 

우주상수

[宇宙常數, cosmological constant]

우주상수에 관하여 아인슈타인의 특수상대성이론은 빛의 속도에 가까운 물체의 운동을 설명하는 것이다. 그 이론에 따르면 빛의 속도에 가까운 속도로 달리는 물체는 길이가 줄고, 질량이 늘며, 또 시간이 천천히 흐르는 등의 기묘한 현상이 일어난다. 이 특수상대성이론을 일반적으로 가속도운동을 하는 물체의 경우까지 포함하여 발전시킨 것이 일반상대성이론이다. 이 이론은 특히 질량이 아주 큰 천체나 우주 등을 다룰 때 유용하게 사용된다. 이 이론을 우주에 적용시킨 결과가 바로 우주가 팽창하거나 수축한다는 것이다.

미국 천문학자 허블이 우주가 팽창한다는 사실을 발견하기 이전에는 사람들은 우주는 영원불변한 것으로 보고 있었다. 그러나 그러한 우주의 모형을 설정하면 결국 우주는 수축하여 찌그러지고 말기 때문에 아인슈타인은 우주의 수축을 멈추기 위해 '우주상수'를 식에 첨가하였다. 그러나 아인슈타인은 나중에 이것을 생애 최대의 실수라고 생각하였는데, 오늘날 우주상수는 우주의 탄생이나 진화에서 아주 중요한 역할을 하고 있다.

 

파동함수

(wave function)

양자역학(量子力學)에서, 원자 · 분자 및 원자핵 · 소립자의 상태를 표현하는 데 사용하는 이를 좌표의 함수. 상태함수라고도 한다.

좌표의 함수 대신 운동량과 그 밖의 양(力學變數)의 함수를 쓰기도 한다.

양자역학에서는 물리량은 연산자(演算子)로 표현하는데, 물리량이 어떤 값을 취하는 상태의 파동함수는 이 물리량의 연산자의 고유함수(固有函數)로 주어진다.

예컨대 x방향의 운동량의 연산자는 -(는 플랑크 상수 h의 1/2π)이므로, 고유값 P'의 파동함수 ￠(x)는 고유값방정식 =p'를 만족 하며, 파동함수는 ￠(x)=cexp (ip'x/) 로 주어진다.

단, expα =e를 나타낸다.

C는 각 경우의 물리적 조건에 따라서 결정되는 상수이다.

파동함수 ψ의 시간적 변화는 계(系)의 에너지의 연산자 H를 써서 -로 주어진다.

이것이 슈뢰딩거 방정식이다.

이 계가 고유값 E의 에너지의 고유상태이면 H=E이며, 이 경우의 파동함수의 시간변화는 =exp(iEt/h)가 된다.

여기서 는 시간에 의하지 않는 H=E를 만족하는 파동함수이다.

이 방정식도 슈뢰딩거 방정식이라고 한다.

 

불확정성 원리

[不確定性 原理, uncertainty principle]

하이젠베르크의 불확정성 원리라고도 한다. 하이젠베르크는 원자의 크기인 10^-8cm 이하의 극히 미세한 세계에서의 에너지나 운동량은 야구공이나 축구공이 갖는 에너지나 운동량과는 다르고, 진동수나 파장도 눈에 보이는 줄이나 물결의 진동수 및 파장과 다르다고 생각했다. 전자의 위치와 운동량은 같은 시간 t에 완전히 정확하게 측정할 수 없는 물리량이라고 생각하였다.

전자의 위치와 운동량, 시간과 에너지를 정확하게 측정하려 하면 필연적으로 어느 정도의 오차가 나오는데, 하이젠베르크는 그 오차를 계산한 결과 플랑크 상수(h)를 곱한 수가 오차가 된다는 결과를 얻었다. 또 입자의 위치를 결정한 순간 속도, 운동량이 하나로 정해지지 않고 매번 여러 가지 값으로 나왔다. 즉, 운동량이 불확정해진 것이다. 따라서 △p를 운동량의 불확정성(오차), △x를 위치의 불확정성(오차)이라 하면 △p × △x ≥ h ∕ 4π인 관계가 성립한다는 것이다. 여기서 h는 플랑크 상수다. 이 관계를 바로 하이젠베르크의 불확정성의 원리라고 한다.

고전역학에 의하면 전자의 위치와 운동량을 측정할 때 전자가 어떤 상태에 있더라도 동시에 측정할 수 있으며 완전한 측정 장치를 만들기만 하면 정확하게 측정할 수 있으므로, 그 어떤 불확정성도 존재하지 않을 것이라고 여겼지만, 양자역학에서는 입자의 위치 x와 운동량 p는 동시에 확정된 값을 가질 수 없고 쌍방의 불확정성(오차) △x와 △p가 서로 제약돼 입자의 위치를 정하려고 하면 운동량이 확정되지 않고, 운동량을 정확히 측정하려고 하면 위치가 불확정해지는 것이다.

 

물질의 기원을 생각하는 사람도 있는데, 그에 비하면 생명의 기원은 하찮은 문제에 속한다.

- 찰스 다윈(Charles Darwin)

 

암흑에너지

[dark energy]

우주 '암흑에너지'는 만유인력과 정반대되는 힘으로, 우주 팽창을 가속화하는 에너지이다. 질량을 가진 물질 사이에 서로 끌어당기는 중력만 있다면 우주가 한 점으로 수축했겠지만, 우주가 계속 팽창하고 있는 데서 중력보다 더 강한 밀어내는 힘이 있을 것으로 추측하여 나온 개념이다.

우주는 대폭발에서 출발하여 팽창을 계속해 왔다. 바로 수년 전까지도 우주의 자체 무게 때문에 우주의 팽창 속도가 줄어들 것으로 기대했지만, 최근의 초신성 관측은 팽창 속도가 오히려 커지고 있음을 보여준다. 이것은 암흑에너지가 우주를 지배하고 있음을 보여주는 새로운 관측 결과이다. 암흑에너지는 물질이 서로 끌어당기는 중력과 달리 서로 밀어내는 '척력'의 에너지인데, 중력이 우세하던 감속 팽창의 시기에 이어 암흑에너지가 다시 우세해지면서 가속 팽창을 만들어내고 있다는 것이다.

암흑에너지의 존재는 우주의 가속 팽창 학설이 본격 제기된 1998년 이후 가설로만 남아 있다가, 2003년 2월 미국항공우주국(NASA)이 암흑에너지의 존재를 뒷받침하는 우주의 초기 모습을 공개하면서 처음 입증됐다. 우주 대폭발(big bang)의 흔적으로 지금도 미세하게 남아 있는 '태초의 빛'인 우주배경복사(CBR)를 NASA의 '윌킨슨 마이크로파 관측위성(WMAP)'이 관측해서 보내온 정밀한 데이터에 근거, 과학자들은 우주 전체의 에너지 가운데 별ㆍ은하ㆍ행성ㆍ가스 등 우리가 정체를 알고 있는 물질은 4%에 불과하며, 나머지가 암흑물질(24%)과 암흑에너지(72%)로 이루어져 있다는 결론을 제시했다.

암흑에너지의 존재는 우주의 3차원 지도를 그리려는 국제 연구 프로젝트인 '슬론 디지털 스카이 서베이(SDSS)'의 지상 망원경이 2003년 10월까지 은하 20만여 곳을 관측해 내놓은 데이터의 결과와도 일치됐다. 이로써, 우주가 팽창하는 속도도 계산되었는데 우주는 1초당 71km(약 330만광년 떨어진 은하 기준) 속도로 팽창하는 것으로 나타났다. 또 현재 은하들 사이의 거리와 멀어지는 속도에 근거해 영화필름을 되돌리듯이 거꾸로 계산한 결과, 단일점에서 시작된 우주 탄생의 대폭발은 '137억년 전'(오차 1%)에 일어났다는 계산도 나왔다.

그러나 암흑에너지의 실체는 아직까지 밝혀지지 않고 있다.

 

우주는 크다. 커도 보통 큰 것이 아니라, 상상할 수 없을 정도로 크다. 당신은 약국까지 가는 길이 엄청나게 멀다고 생각하겠지만, 우주에 비하면 새 발의 피에 불과하다.

- 더글라스 애덤스(Douglass Adams),

『은하수를 여행하는 히치하이커를 위한 안내서(The Hitchhiker's Guide to the Galaxy)』

 

잠열

(latent heat)

물질의 상태가 기체와 액체, 또는 액체와 고체 사이에서 변화할 때 흡수 또는 방출하는 열. 예컨대 얼음이 녹아 물이 될때는 둘레 에서 열을 흡수하고, 거꾸로 물이 얼어 얼음이 될 때는 같은 양의 열을 방출한다.

이와 같은 경우, 열의출입 이 있더라도 온도는 변하지 않으므로 이 열을 잠열이라 부른다. 온도를 올렸을 때 생기는 변화에서는 잠열의 흡수가, 그 반대의 변화에서는 잠열의 방출이 일어난다.

알코올을 피부에 대었을 때 차게 느껴지는 것은 알코올이 기화할 때 피부로부터 잠열을 빼앗기 때문이다.

 

 

 

준안정상태

[metastable state, 準安定狀態]

열역학적으로 가장 안정하다고는 할 수 없으나 매우 작은 흔들림에 대해서는 비교적 안정한 상태이다. 보통 들뜬 상태의 에너지 준위의 평균 수명은 10^-8초 정도이나, 준안정상태에서의 수명은 10^-3초로 상대적으로 긴 편이다. 레이저가 발생하려면 적어도 3개 이상의 에너지 준위가 필요하며, 그 중 한 개는 준안정상태이어야 한다. 즉 준안정상태의 원자 수가 바닥상태의 원자 수보다 훨씬 많은 밀도반전 상태가 되어야 한다.

교통 표지나 시계, 계기의 문자판 등에 있는 야광 물질은 인광을 발산하는 물질인데 물질에 빛을 쪼여줄 때 그 물질에서 발하는 빛을 형광이라고 하고, 빛을 제거해도 발광 상태를 유지하는 것을 인광이라고 한다.

인광체가 빛을 흡수하면 이를 구성하는 물질의 전자가 들뜬 상태가 되는데, 들뜬 상태의 전자는 빛이 제거되더라도 바로 바닥상태로 떨어지지 않고 먼저 준안정상태로 이동한 후 다시 바닥상태로 떨어지면서 빛을 방출한다.

 

미래는 더 이상 예전과 같지 않을 것이다.

- 요기 베라(Yogi Berra)

 

주계열성

[主系列星, main sequence star]

천구 상의 별들 가운데 90% 이상의 별들이 주계열성에 속한다. 주계열성은 처음으로 중심핵에서 수소핵융합반응을 시작하여 안정된 평형상태를 이루는 초기의 진화단계이면서도 또한 그의 대부분의 일생을 주계열 단계로서 살아가게 된다. H-R도 상에서 대부분의 별들은 온도가 높고 광도가 밝은 좌상단에서부터 온도가 낮고 광도가 어두운 우하단으로 대각선으로 놓이며 이러한 별들을 주계열성이라 부른다.

태양 근처의 별들에 대한 HR도

구상성단 M5의 HR도

 

슈바르츠실트의 해

[Schwarzschild’s soultion]

아인슈타인의 일반상대성이론에서 하나의 질점 주위에 있는 만유인력장에서의 세계선의 선소(線素)를 나타내는 식.

이는 원점으로부터 무한원인 곳에서는 평탄한 계량이 되는 진공 내 만유인력장 방정식의 하나인 구대칭이며 정적인 해이다. 슈바르츠실트가 이끌어냈다.

 

조물주가 어떤 계획하에 우주를 창조했다고 가정하는 것은 병든 몸으로 태어나도 잘 살아갈 수 있는지 확인하는 어떤 잔인한 실험의 대상으로 우리가 선택되었음을 인정하는 것과 같다.

- 크리스토퍼 히친스(Christopher Hitchens)

 

"우주는 왜 하나인가?"라는 질문은 최근 들어 "여러 개의 미니-우주들 중에서 어떤 것이 우리의 우주인가?"라는 질문으로 바뀌었다. 물론 여전히 어려운 질문이지만, 앞의 질문보다는 쉽다. 인플레이션 시나리오를 받아 들인다면, 우주의 거시적 구조와 우리의 대한 관점을 바꿀 수밖에 없다.

- 린데, 1986년에 발표한 논문에서

 

끈이론

[string theory]

여기서 끈은 흔히 분자로 이루어져 눈에 보이는 끈이 아니라 더 이상의 세부구조를 갖고 있지 않는 가장 기본적인 단위를 말한다.
자연계에는 중력, 전자기력, 약력, 강력의 4가지 힘이 존재한다. 끈이론은 이 4가지 힘을 하나의 원리로 설명하려는 시도에서 출발하였다.
 
끈이론은 자연계의 기본입자가 하나의 자유도를 갖는 점(point)이 아니라 무한한 자유도를 갖는 1차원 끈(string)이라는 가설에서 시작한다. 그리고 끈의 진동 형태에 따라 입자의 질량을 비롯한 모든 물리적 성질이 결정되고 우주도 이에 따라 형성된다고 말한다. 예를 들어, 끈의 진동이 격렬하면 에너지가 크고 질량도 커진다. 끈의 진동 세기에 의해 힘의 크기가 결정되고, 끈의 진동 패턴에 따라 힘의 종류(중력, 전자기력, 약력, 강력)가 결정된다.

끈이론은 이후 초끈이론으로 발전하여 일반상대성이론과 양자역학이 충돌하는 문제를 해결하는 실마리를 주고, 모든 것을 설명하는 통일장이론의 유력한 후보가 되었다. 또한 지난 50년 동안 과학계를 지배했던 점으로부터 시작하는 빅뱅이론을 부정하여 새로운 개념의 우주론을 제시한다. 하지만 아직 완벽한 이론이 되기 위해서는 풀어야 할 문제도 많다.

 

양자중력

[quantum gravity, 量子重力]

양자중력 이론은 중력의 상호작용을 양자화하려는 시도이다. 중력을 양자화하기 위한 현상으로 보통 블랙홀이 거론된다. 블랙홀 내부에서는 상대성이론이 파탄을 초래한다고 생각되며, 여기에서는 시공(時空)을 양자화한 이론이 성립되는 것으로 추측되기 때문이다.

이 방향에 의한 최근의 발전으로는 홀로그래픽 원리를 들 수 있다. 이것은 블랙홀 내부의 정보량의 보존한계는 그 부피가 아니라 표면적에 의존한다는 것을 근거로 하는 이론이다.

양자중력을 생각하는 데 있어 가장 큰 문제점은, 양자중력이 지침으로 삼아야 할 기본적인 원리가 아직 규명되지 않았다는 것이다. 원래 중력은 자연계에 존재하는 4가지 힘 가운데 가장 약한 데다가, 양자화된 중력이 관계하고 있다고 생각되는 현상은 현재 도달할 수 있는 기술 수준에서는 관측되지 않기 때문이다.

그러나 앞으로 고도의 천체망원경에 의해서 블랙홀을 보다 더 자세히 관측할 수 있게 되면 상황이 크게 달라질 것으로 전망된다. 이밖에 양자중력을 다루는 것으로 루프 양자중력이론이 있는데, 초끈이론만이 양자중력을 설명하기 위한 유일한 이론이 아니라는 것을 말해주고 있다.

 

초대칭

[超對稱, supersymmetry]

양자이론에서 기본입자의 특징은 동일입자인데, 이것은 여러 개의 같은 입자(예를 들면 전자)가 있을 때, 이 입자들은 각자의 개별적 특징이 없다는 것을 말한다. 즉, 2개의 입자를 서로 바꾸어도 똑같은 상태가 된다(이 상태의 부호는 원래와 같거나 반대일 수 있음). 2개의 입자를 바꿀 때 부호가 원래와 같은 입자를 보손이라 하며, 부호가 바뀌는 입자를 페르미온이라 한다. 실제의 세계에서 초대칭은 아직 발견되지 않고 있다.

 

초전도체

[superconductor, 超傳導體]

도체의 경우 온도가 증가하면 전기저항 역시 증가하여 전기가 잘 흐르지 않고, 온도를 감소시키면 저항이 작아져 전도가 잘 일어난다. 특히 온도를 극저온으로 감소시킬 때 전기저항이 0에 가까워지는 현상을 초전도현상이라 한다.

초전도체의 기원
1911년 네덜란드 레이던대학의 물리학교수 카멜린 온네스가 처음으로 초전도체를 발견하였다. 그는 수은의 전기저항을 측정하는 실험을 하다가 절대온도 4.2K(영하 268.8℃)에서 전기저항이 갑자기 없어지는 현상을 발견했는데, 이를 초전도현상(superconductivity)이라 이름 붙였다. 초전도현상이 나타나기 시작하는 온도를 임계온도라 하는데, 임계온도가 너무 낮으면 초전도체를 실용화하기 어려우므로 임계온도를 높이는 것이 중요한 문제로 다루어졌다. 카멜린 온네스 교수 이후 아칸소대학 헤르만 교수가 125K에서 초전도현상이 나타나는 초전도체를 발견하였으며, 1993년 초 스위스에서 임계온도 133K, 1993년 말 프랑스에서 임계온도 250K의 초전도체 박막을 제작하였다.

초전도체의 종류
홑원소물질로 나이오븀(Nb), 바나듐(V) 등 20여 종의 금속원소가 있으며 합금으로는 나이오븀과 저마늄의 합금(Nb₃Ge) 등이 있다. 그러나 이런 금속이나 합금 등이 초전도 상태가 되는 온도는 가장 높은 경우 절대온도 23K으로 매우 낮다. 최근 네오디뮴(Nd), 란타넘(La) 등의 원소를 포함하는 금속화합물이나 특수한 자기물질(세라믹스)에서는 극저온이 아닌 비교적 고온에서 초전도현상이 일어난다는 사실이 발견되었다.

초전도체의 응용
고온에서 사용할 수 있는 초전도체가 실용화되면 전기·전자 분야에서 광범위하게 응용될 것이다. 초전도체 내부에는 자기장이 들어갈 수 없을 뿐 아니라 내부에 있던 자기장도 밖으로 밀어내는 성질인 완전반자성도 있다. 이런 특성 때문에 자석 위에 떠오르는 자기부상현상이 나타난다. 또한 완전한 전도체로서의 성질을 이용하여 전선을 만든다면 20% 이상의 전력 손실이 거의 사라지게 되어 경제적으로 막대한 이익을 얻을 수 있다.

 

초끈이론

[-理論, superstring theory]

우주를 구성하는 최소 단위를 끊임없이 진동하는 끈으로 보고 우주와 자연의 궁극적인 원리를 밝히려는 이론이다. 1970년대 초부터 등장하기 시작해, 1980년대 미국의 이론물리학자 존 슈바르츠(John H. Schwang, 1941∼)와 잉글랜드 물리학자인 마이클 그린(Michael B. Green, 1946∼)에 의해 본격적으로 대두되었다. 초끈이론은 끈이론에서 발전한 이론으로, 우주의 최소 단위가 마치 소립자나 쿼크처럼 보이면서도 이보다 훨씬 작고 가는 끈으로 이루어져 있어, 1차원적인 끈의 지속적인 진동에 의해 우주 만물이 만들어진다고 가정한다.

 

대통일이론

[大統一理論, Grand Unified Theories]

자연계에 있는 기본 입자와 네 가지 힘을 한 가지 입자와 한 가지 힘으로 통합하려 하는 물리 이론이다.

 

나는 무언가를 모른다고 해서 걱정하지 않는다. 무지는 나를 겁줄 수 없기 때문이다.

- 리처드 파인만(Richard Feynman)

 

Fiat justitia - ruat caelum.(옳은 일을 행한 후, 하늘의 처분을 기다려라.)

- 고대 로마 속담

 

양자전기역학

[quantum electrodynamics, 量子電氣力學]

디랙(Paul Dirac, 1902-1984)은 그의 전자이론과 맥스웰 방정식[전기와 자기]의 양자공식을 이용하여 대전된 입자에 대한 복사장의 양자역학적 기술을 하였다. 1927년 디락은 광자의 생성과 소멸에 의해서 복사의 방출과 흡수가 장의 양자상태에 따라 교대로 일어난다고 하였다. 하이젠베르그(Werner Heisenberg, 1901-1976)와 파울리(Wolfgang Pauli, 1900-1958)는 초기의 양자전기역학을 다듬어서, 전자를 하나의 결과적인 점전하로 다루었고, 1930년 오펜하이머는 무한전하밀도를 주목하고 무한한 에너지가 그 자체의 방사장과 무한질량이 상호작용을 이룬다고 하였다.

도모나가(Sin-Itiro Tomonaga, 1906-1979), 쉬빙거(Julian Schwinger, 1918-미상) 그리고 파인만(Richard Feynman, 1918-미상)이 각각 독립적으로 이 같은 비 물리적 난점을 해결할 수 있는 방법을 보여주었다. 전자의 무한자체에너지(self-energy)와 진공의 분극화로 생기는 난점을 설명하기위해서, 그들은 디락 방정식에서 전하와 질량에 무한 보정항을 추가함으로서 실험상에서 측정된 양들과 바꿀 수가 있었다. 무한대에서 나오는 오류를 재 규격화함(renormalization)으로서 초기의 양자전기학은 완벽히 상대론적으로 다룸으로서 이루어졌다. 도모나가와 쉬빙거의 공식은 국소작용에 의한 복사장(방사장, 내비침마당, radiation field)을 통해서 전파되는 전하들 사이의 상호작용을 의미하고, 이에 비해 파인만의 접근은 원격작용에 기초하고 있다[인력]. 이런 방식의 해결책은 현대물리의 새로운 분야를 설명하는데 매우 큰 성공을 거두었다; 즉, 우주선 소나기, 전자의 비정상 자기모멘트, 금속의 초전도[저온학], 헬륨의 초유동, 그리고 전자와 양전자(positron), 포지트로니움(positronium)[입자물리]의 준안정구조 등이다.

 

그것은 최고의 시간이자 최악의 시간이었다.

- 찰스 디킨스(Charles Dickens)

 

이신론

[理神論, deism]

신(神)을 세계의 창조자로 인정하지만, 이를 세상 일에 관여하거나 계시(啓示)하는 인격적인 존재로는 인정하지 않고, 기적 또는 계시의 존재를 부정하는 이성적(理性的)인 종교관. 라틴어 deus(신)에서 온 말이다.
이신론은 기독교 신학과는 대립적으로 계시신앙에 기초하지 않으며, 이론적·과학적 신 해명을 추구한다. 이와 같은 신앙의 추종자를 이신론자(deist) 또는 자연신론자라고 한다. 콜린즈(J.A. Collins)의 《자유사색 논고》(A Discourse on Free Thinking) 속에서 이들은 주로 자유사상가라고 칭하여졌다. 영국의 톨랜드(J. Toland)·틴달(M. Tindal)·샤프츠버리(E of Shaftsbury), 프랑스의 볼테르(Voltaire)·루소(J.J. Rousseau), 독일의 라이마루스(H.S. Reimarus)·레싱(G.E. Lessing) 등이 대표자들이다.

 

경험적 사실을 진리로 확증하는 것은 매우 심오한 과제이며, 르네상스 이후로 인류문명을 이끌어온 원동력이었다.

- 제이콥 브로노프스키(Jacob Bronowski)