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영원히 고요하다던 우주가 팽창하고, 뜨거운 시작을 갖고, 다시 가속하기까지 — 100년 우주관의 발전사
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우주에 '시작'이 있다는 생각은, 생각보다 최근의 것이다. 100년 전만 해도 대부분의 물리학자에게 우주는 영원하고, 전체적으로 변하지 않는 무대였다. 별들은 태어나고 죽지만, 우주 자체는 늘 거기 그렇게 있었다는 것 — 시작도 끝도 없이.
이 글은 그 통념이 어떻게 무너졌는지를 시간순으로 따라간다. 영원히 고요하다던 우주가 팽창하는 우주가 되고, 뜨거운 시작(빅뱅)을 얻고, 정밀하게 측정되어 표준모형으로 굳고, 그리고 — 가장 극적으로 — 다시 가속하기 시작하면서 한때 폐기됐던 아인슈타인의 우주상수를 부활시킨 이야기다. 마지막에는, 이 성공한 그림에 지금도 남아 있는 균열들을 정직하게 짚는다.
이 역사의 창립 논문들(아인슈타인 1917, 프리드만 1922, 르메트르 1927, 허블 1929, 펜지어스·윌슨의 CMB 발견 1965 등)은 arXiv 프리프린트 시대(1991년 시작) 이전에 나왔다. 그래서 이 글은 그 원 논문들을 직접 인용하지 못하고, 그것들을 되짚는 현대의 리뷰·역사 논문을 근거로 삼는다. 오래된 사실은 교과서적 역사로 서술하되, 그에 대한 서술의 출처는 현대 리뷰다.
1915년 아인슈타인이 일반상대성이론을 완성한 직후, 그는 이 이론을 우주 전체에 적용해 보았다. 문제가 하나 있었다. 중력은 모든 것을 서로 끌어당기니, 가만히 멈춰 있는 우주는 결국 스스로 붕괴해야 했다. 당시 관측은 우주가 정적이라고 말하는 듯했으므로, 아인슈타인은 1917년 방정식에 우주상수(Λ)라는 항을 손으로 넣어 중력을 상쇄시키고 정적 우주를 지켰다. 그러나 곧 에딩턴이 이 정적 모델은 불안정하다는 것을 증명했다 — 살짝만 건드려도 팽창하거나 수축해 버리기에, 자연에서 실현될 수 없다 (arXiv:2511.06018).
한편 수학은 다른 답을 준비하고 있었다. 1922년과 1924년 알렉산드르 프리드만은 일반상대성 방정식의 비정적(non-stationary) 해 — 팽창하거나 수축하는 우주 — 를 찾아냈다. 당시 소련에서 이 해는 오랫동안 우주에 대한 서술이 아니라 순수한 수학적 결과로만 취급됐다 (arXiv:2511.06018).
1927년 조르주 르메트르는 프리드만과 매우 유사한 결과에 독립적으로 도달했고, 한 걸음 더 나아가 은하의 후퇴 속도가 거리에 비례한다는 관계 — 훗날 허블 법칙이라 불릴 관계 — 를 유도했다. 다만 그는 이를 그리 널리 읽히지 않는 벨기에 학술지에 실었다. 얼마 뒤 에드윈 허블이 같은 관계를 관측으로 확립했다 (arXiv:2511.06018).
먼 은하일수록 더 빠르게 우리에게서 멀어진다는 것 — 이것은 우주가 통째로 팽창하고 있다는 신호였다. 은하들이 서로 날아가고 있다는 이 발견 이후 100년 동안, 천문학자들은 "얼마나 빠르게"를 재는 데 매달려 왔다. 그 팽창 속도를 나타내는 값이 다 ().
팽창하는 우주에서 우주상수는 더 이상 필요 없었다. 정적 우주를 지키려던 Λ는 폐기됐다. 아인슈타인이 이를 "일생 최대의 실수"라 불렀다는 일화는 유명하다(이 일화 자체는 교과서적 전승이다). 우주가 팽창한다면, 시간을 거꾸로 되감으면 모든 것이 한 점에 모였던 순간 — 르메트르가 "원시 원자(primeval atom)"라 부른 뜨겁고 밀도 높은 시작 — 이 있었을 것이다 (arXiv:2511.06018).
20세기 중반, 우주론은 두 진영으로 갈렸다. 한쪽은 르메트르·가모프 계열의 뜨거운 빅뱅 모델 — 우주는 뜨겁고 밀도 높은 상태에서 시작해 팽창하며 식어 왔다. 다른 쪽은 정상우주론(steady state) — 우주는 팽창하되 새 물질이 계속 생겨나 평균 밀도를 일정하게 유지하므로 시작이 필요 없다는 그림이었다. (이 논쟁의 원 논문들 역시 프리프린트 시대 이전이라 여기서는 교과서적 역사로만 서술한다.)
결정적인 것은 예측이었다. 르메트르-가모프 계열의 뜨거운 우주 모델은 초기 우주의 잔열이 오늘날 몇 켈빈(K) 온도의 배경복사로 남아 있어야 한다고 예견했다 (arXiv:2511.06018). 정상우주론에는 그런 잔열이 있을 특별한 이유가 없었다. 이제 남은 것은, 하늘 어디를 보든 존재하는 그 미약한 열의 화석을 찾는 일이었다.
1965년, 벨연구소의 펜지어스와 윌슨은 안테나에서 아무리 없애려 해도 사라지지 않는 잡음을 발견했다 — 하늘 모든 방향에서 오는 미약한 마이크로파. 그것이 바로 예견됐던 우주배경복사(CMB), 빅뱅의 식은 잔열이었다(이 발견도 프리프린트 시대 이전이다). 이 화석은 정상우주론이 자연스럽게 설명할 수 없는 것이었고, 논쟁의 무게추를 결정적으로 빅뱅 쪽으로 옮겼다.
두 번째 증거는 가벼운 원소들의 비율이었다. 뜨거운 초기 우주에서 팽창과 냉각이 진행되며, 중성자와 양성자를 서로 바꾸던 약한 상호작용의 반응들이 하나둘 "얼어붙는다(freeze out)". 그 결과 우주 최초의 약 20분 동안 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 리튬-7 같은 가벼운 핵종들이 만들어졌다 — 이것이 빅뱅 핵합성(BBN)이다 (arXiv:astro-ph/0307244, arXiv:2301.12299). 이 원소들의 예측 비율은 우주의 바리온(보통 물질) 밀도와 초기 팽창률에 민감하게 달려 있다. 놀랍게도, BBN이 요구하는 바리온 밀도와 약 38만 년 뒤 방출된 CMB가 요구하는 바리온 밀도가 서로 일치했다 — 우주 역사의 완전히 다른 두 시기가 같은 그림을 그려낸 것이다 (arXiv:astro-ph/0307244).
빅뱅이 옳다면, 다음 질문은 "얼마나 정확히?"였다. 1990년대부터 위성들이 CMB를 정밀 측정하기 시작했다.
COBE/FIRAS 위성은 CMB의 스펙트럼을 잰 결과, 그것이 거의 완벽한 흑체복사임을 밝혔다. 흑체 스펙트럼에서 벗어난 정도가 정점의 5만분의 1(50 ppm) 미만이었고, 온도는 2.728 K로 측정됐다 (arXiv:astro-ph/9605054). 자연에서 이렇게 완벽에 가까운 흑체는 뜨겁고 밀도 높은 열평형 상태 — 즉 빅뱅과 같은 시작 — 에서만 자연스럽게 나온다.
이어 WMAP 위성이 CMB의 미세한 온도 요동 지도를 그렸다. 그 요동의 통계를 분석하자 우주의 나이·구성·기하가 유례없는 정밀도로 결정됐다. WMAP은 관측만으로 표준 ΛCDM 모형의 여섯 매개변수 부피를 이전보다 6만 8천 배 이상 좁혔고, 비바리온 암흑물질과 우주 중성미자 배경의 존재, 공간의 평탄함, 그리고 원시 요동이 완전한 척도불변에서 살짝 벗어난다는 것까지 보여줬다 (arXiv:1404.5415). 평탄한 ΛCDM 모형은 데이터를 놀랍도록 잘 맞췄고, 물질만으로 채워진 아인슈타인-드지터 모형은 맞지 않았다. 서로 다른 여러 관측이 같은 결론으로 수렴하는 "우주적 일관성"이 드러났다 (arXiv:astro-ph/0306381). 이후 Planck 위성이 2018년까지 이 그림을 더욱 정밀하게 다듬었고, 그 concordance ΛCDM 매개변수는 오늘날 표준 참조값으로 널리 쓰인다 (arXiv:2511.21991). 정밀 우주론은 이렇게 ΛCDM을 우주의 표준모형으로 굳혔다 (arXiv:2606.20434).
여기까지의 이야기에는 자연스러운 예상이 하나 깔려 있었다. 우주가 팽창한다면, 그 안의 모든 물질이 중력으로 서로 끌어당기니 팽창은 점점 느려져야 했다. 남은 질문은 "얼마나 느려지는가, 언젠가 멈추고 다시 수축할 것인가"였다.
1998년과 1999년, 두 독립적인 연구팀이 이 예상을 시험하려 먼 초신성(제Ia형)을 관측했다. 제Ia형 초신성은 최대 밝기가 비교적 균일해 우주적 거리를 재는 "표준 촛불"로 쓸 수 있다. 그런데 결과는 예상과 반대였다. 먼 초신성들이, 우주상수가 없는 저밀도 우주에서 기대되는 것보다 평균 10~15% 더 멀리(즉 더 어둡게) 보였다. 애덤 리스 팀은 이를 두고 "우주 팽창이 현재 가속하고 있으며(감속 매개변수 q₀ < 0), 양의 우주상수가 필요하다"고 결론지었다 (arXiv:astro-ph/9805201). 거의 동시에 솔 펄머터의 초신성우주론계획(SCP)은 42개의 고적색편이 초신성으로 "우주상수가 0이 아니고 양수일 확률이 99%"라는 결과를 내놓았다 (arXiv:astro-ph/9812133).
우주를 가속시키는 이 정체불명의 반발력에 암흑에너지라는 이름이 붙었다. 초신성 데이터를 종합한 분석은 물질 밀도 Ω_M ≈ 0.28, 암흑에너지 밀도 Ω_Λ ≈ 0.72라는 그림을 그렸는데, 이는 WMAP·CMB 결과와 거의 완벽히 일치했다 (arXiv:astro-ph/0309739). 그리고 이 반발력의 가장 단순한 후보가 바로 — 아인슈타인이 70여 년 전 정적 우주를 위해 넣었다가 폐기한 그 우주상수 Λ였다 (arXiv:astro-ph/0309739). "일생 최대의 실수"가 이번엔 우주의 운명을 지배하는 항으로 부활한 것이다. 이 발견은 2011년 노벨 물리학상으로 이어졌다.
ΛCDM은 놀랍도록 성공적이다. 하지만 정직한 그림에는 균열이 있고, 그 균열이 지금 우주론의 최전선이다.
① 허블 텐션 — 초기 우주와 후기 우주가 다른 팽창 속도를 말한다. 허블 상수 H₀를 재는 방법은 크게 둘이다. 하나는 초기 우주(CMB)에서 표준모형을 가정해 추론하는 방법으로 약 67 km/s/Mpc가 나오고, 다른 하나는 가까운 우주에서 세페이드 변광성·초신성의 거리 사다리로 직접 재는 방법으로 약 73 km/s/Mpc가 나온다 (arXiv:2601.00650). 거리 사다리 최고 추정치들은 대체로 73~75 범위에 있다 (arXiv:2305.11950, arXiv:1103.2976). 두 값의 차이는 측정이 정밀해질수록 줄어들기는커녕 더 벌어졌고, 이제 많은 연구자가 이를 표준모형의 실질적 위기로 본다 (arXiv:2606.20434). 이 불일치는 CMB에 의존하든 안 하든, 거리 사다리에 의존하든 안 하든 끈질기게 남는다 (arXiv:2606.20434). 애초에 고·저 적색편이 측정을 비교하는 것 자체가 표준모형을 시험하는 일이었고 (arXiv:1406.1718), 지금 그 시험이 균열을 드러내고 있다.
② 암흑에너지의 정체 — Λ가 정말 상수인가. 우주의 약 70%를 차지하면서도, 우리는 암흑에너지가 무엇인지 모른다. 이론적으로는 대칭성·수정중력·홀로그래피·양자우주론 등 서로 다른 수많은 시나리오가 후보로 제시돼 있다 (arXiv:1209.0922). 최근 DESI의 바리온 음향 진동(BAO) 측정을 CMB·초신성과 결합하면, 암흑에너지가 단순한 상수 Λ가 아니라 시간에 따라 변하는(동역학적) 것일 수 있다는 힌트가 나온다 (arXiv:2606.21826, arXiv:2606.12980). 한 분석은 암흑에너지의 상태방정식 w(z)가 적색편이에 따라 변하며 "팬텀 경계"를 두 번 넘는다고 재구성하기도 했다 (arXiv:2510.14390). 다만 이 선호도는 어떤 매개변수화와 데이터 조합을 쓰느냐에 크게 좌우되고, 데이터 간 계통오차나 내부 긴장이 결과를 흐릴 수 있어 아직 결론이 아니다 (arXiv:2606.21826). 관련 논문 상당수는 아직 동료심사 전 프리프린트다.
③ S8(구조 성장) 텐션. CMB가 예측하는 우주 구조의 뭉침 정도와, 후기 우주의 약한 중력렌즈 관측이 시사하는 뭉침 정도 사이에도 긴장이 있다. 한 대규모 모형 비교 연구는 이 S8 텐션이 고차원적이며 일부 확장 모형에서는 부분적으로 해소될 수 있다고 본 반면, 허블 텐션은 저차원적이고 모형을 바꿔도 끈질기게 남는다고 보고했다 — 그러면서도 데이터를 종합하면 표준 ΛCDM이 여전히 가장 자주 선호된다고 결론지었다 (arXiv:2511.04661).
④ 리튬 문제. 빅뱅 핵합성은 대부분의 가벼운 원소 비율을 훌륭히 맞추지만, 리튬-7만은 예외다. WMAP 기반 바리온 밀도로 예측한 리튬-7 양이 오래된 별에서 실제 관측되는 양보다 약 세 배 많다 (arXiv:astro-ph/0410418). 별 표면의 리튬 소진이나 새로운 물리로 설명하려는 시도가 이어지고 있다.
⑤ 빅뱅 '이전' — 인플레이션. 뜨거운 빅뱅 직전에 우주가 급격히 부풀었다는 인플레이션 이론은 CMB의 여러 특성을 잘 예측하지만, 아직 결정적으로 확증되지는 않았다. 현재 데이터는 평탄한 포텐셜을 가진 단순한("바닐라") 인플레이션 모형을 선호하며, 결정적 검증은 미래의 CMB 편광(B-모드)·원시 중력파 측정에 달려 있다 (arXiv:1502.05733).
우주관의 발전사가 흥미로운 건, 그것이 과학이 스스로를 크게 뒤집는 과정을 통째로 보여주기 때문이다. 영원하고 고요하다던 우주는 팽창하는 우주가 됐고(그래서 우주상수는 버려졌고), 팽창하는 우주는 뜨거운 시작을 가진 우주가 됐다(CMB와 원소 비율이 결판을 냈다). 정밀 측정은 그 그림을 ΛCDM 표준모형으로 굳혔지만, 바로 그 정밀함이 마지막 반전을 드러냈다 — 우주는 감속이 아니라 가속하고 있었고, 그래서 폐기됐던 우주상수가 암흑에너지로 부활했다.
그리고 지금, 허블 텐션과 암흑에너지의 정체, S8 텐션, 리튬 문제가 이 성공한 그림에 균열을 내고 있다. 이 균열들이 결국 계통오차로 판명될지, 아니면 다음 패러다임 전환의 씨앗일지는 아직 아무도 모른다. 100년 전 아인슈타인이 방정식에 한 항을 손으로 넣었다 뺐다 하던 그 자리에서, 우주는 여전히 우리에게 답을 다 주지 않았다.
이 글이 다루는 최신 결과들(특히 허블 텐션과 동역학적 암흑에너지)은 상당수가 동료심사 전 프리프린트이며, 결론이 바뀔 수 있습니다. 또한 이 역사의 창립 논문들은 arXiv 프리프린트 시대(1991~) 이전에 나왔으므로, 그에 대한 서술은 현대의 리뷰·역사 논문을 근거로 삼았습니다.