1920년대 우주 자체가 팽창하고 있다는 발견은 우주에 대한 우리의 관점을 완전히 바꿔 놓았습니다. 이는 우주의 기원에 대한 이론인 대폭발 이론을 가능하게 했습니다. 그리고 2001년 허블 키 프로젝트의 완성으로 우주 팽창률이 처음으로 정확하게 계산됐습니다. 그러나 최근의 발견들로 실제는 훨씬 더 복잡하다는 것을 보여 주었고, 우주 모형을 또 한 번 변화시키고 있습니다.
우주 공간의 팽창에 대한 이해
1929년, 허블과 밀턴 휴메이슨은 은하의 거리와 그 빛의 적색 편이 사이의 관계를 비교한 결과를 발표했고 정확한 비례 관계를 보여 주었습니다. 즉, 천체가 더 멀리 있을수록 적색편이는 더 커졌고, 그러므로 더 빠른 속도로 지구로부터 멀어지고 있음에 틀림없었습니다. 이 결과를 일반 상대성 이론과 묶어서 설명하는 유일한 방법은 우주 전체가 팽창하고 있으며 마치 부풀어 오르는 빵 안의 건포도처럼 은하들을 서로로부터 멀리 떨어뜨려 놓고 있다고 해석하는 것입니다. 만약 우주가 일정한 비율로 팽창한다면, 먼 은하들 사이의 거리가 가까운 은하들 사이의 거리보다 더 빨리 증가하는 현상이 이해됩니다.
은하가 서로 멀어지는 이유는 공간 자체가 팽창하기 때문이지 공간 안에서의 물리적인 운동 때문이 아니라는 사실을 깨닫는 것이 중요합니다. 바로 그 이유 때문에 수십억 년 전에 먼 은하를 출발한 빛이 우리에게 도달하기 위해서는 점점 길어지고 있는 영역을 가로질러 와야 했고, 그래서 빛이 처음 출발할 때는 은하가 우리에게 훨씬 더 가까이 있었음에도 불구하고 그 은하에서 나온 빛이 이제야 우리에게 도달한 것입니다.
우주 팽창의 수용과 그에 따른 우주 모형
일반적으로 초당 Mpc(1 Mpc은 326만 광년에 해당한다) 당 킬로미터 단위로 측정되는 우주 팽창 비율은 곧 허블 상수로 알려지게 됐지만, 그것은 여전히 측정하기 어려운 것으로 악명이 높습니다. 그 이유 중 하나는 대부분의 은하들은 허블의 세페이드 변광성에 근거한 외부 은하 거리 측정법의 범위를 훨씬 넘어서는 곳에 존재하기 때문입니다. 그리고 또 다른 이유는 은하군과 은하단 내에서의 국소화 된 중력 효과가 우주 팽창 효과를 흐리는 경향이 있기 때문입니다.
허블 자신은 허블 상수 값을 250km/s/Mpc으로 지나치게 높게 측정했고, 1958년 미국의 천문학자 앨런 샌디지가 처음으로 75km/s/Mpc정도로 비교적 정확하게 측정했습니다. 그럼에도 불구하고 허블 상수의 측정값은 많은 차이를 보였고, 1990년에 발사된 허블 우주망원경의 주요 목표는 세페이드 변광성 측정법의 범위를 더 먼 곳으로 확장해 허블 상수의 정확한 값을 최종적으로 알아내는 것이었습니다.
카네기 천문대의 웬디 프리드만이 주도하여 2001년에 완성된 '허블 키 프로젝트'는 허블 상수 값을 72±8km/s/Mpc으로 제시했는데, 이는 샌디지가 구한 값에 매우 가까운 값이었습니다. 그 이후로 천문학자들은 찬드라 엑스선 우주망원경, WMAP 같은 위성에 탑재된 장치들을 이용해 허블 상수를 측정하는 독창적인 방법들을 찾아냈는데, 그 결과들은 아주 작은 오차 범위 내에서 거의 일치했습니다.
우주 마이크로파 배경복사와 함께 우주의 팽창은 대폭발 이론을 위한 핵심적인 증거로 간주됩니다. 만약 물체들이 서로 멀어지고 있다면 먼 과거에는 이들이 매우 가까이 있었을 것이라는 논리는 무시할 수 없으며 아주 직관적입니다. 다른 대안적인 우주론 모형들은 그 안에 팽창을 포함하고 있는 영원한 우주를 만들어 냈지만, 그 이론들은 우주의 다른 측면들을 설명하기에는 부족했습니다.
일단 우주의 팽창이 널리 수용되자 적색편이는 다른 거리 측정을 위한 유용한 수단이 됐습니다. 심지어 정확한 허블 상수 값이 확립되기 이전에도 적색편이를 측정해 은하들이 더 멀리 있는지 더 가까이 있는지 확인할 수 있었고, 그것들 사이의 거리 비율을 추정할 수도 있었습니다. 왜냐하면 적색편이가 두 배인 은하는 거리도 두 배 멀리 떨어져 있기 때문입니다.