ASTROCLASS

1920년대 아인슈타인의 일반상대성이론을 우주론으로 응용하여 확장한 것을 기반으로, 외부 은하의 적색이동 현상의 관측을 통해 우주가 팽창하고 있음을 알아냈다.

1929년 미국의 천문학자 에드윈 허블은 은하들의 후퇴속도가 거리에 비례하여 늘어난다는 허블의 법칙을 발견하였다. 망원경으로 찍은 먼 공간에 흩어져 있는 은하들의 분광사진을 보면, 그 속에 나타난 흡수선(검은 선)의 위치가 그 본래의 위치로부터 붉은 쪽(즉 파장이 보다 긴 쪽)으로 옮겨져 있음을 알 수 있다. 도플러 법칙에 의하면 관측자로부터 광원이 멀어지면 스펙트럼의 파장이 긴 적색영역으로 이동한다. 즉, 관측자로부터 후퇴하는 별은 더 붉게 보이는 적색편이(red shift)를 한다. 따라서 분광사진의 흡수선이 붉은 쪽으로 옮겨진 것은 빛을 내는 먼 은하들이 우리에게서 더 멀어져 가고 있기 때문에 일어나는 현상이다. 그리고 도플러 법칙에 의해 길어진 파장의 값으로부터 그 은하가 우리로부터 멀어져 가는 후퇴속도를 계산할 수 있다.

허블은 후퇴속도를 결정하기 위하여 먼저 18개 은하의 거리를 그 구성별들의 겉보기 밝기로부터 추정했다. 그 다음에 이 은하들의 적색편이를 측정하여 그 속도를 결정한 뒤, 속도와 거리 사이에 대략적인 선형관계가 있음을 밝혔다. 그 결과 멀리 있는 은하는 가까운 은하보다 거리에 정비례하여 더 빠르게 멀어지는 것을 알 수 있었다. 이 결과에 따르면 거리 1억 광년에 있는 은하는 초속 3000km, 10억 광년인 은하는 초속 3만 km로 멀어져 가고 있다.

지금까지의 우주의 팽창에 대한 사실은 관측 사실에 근거하고 있으며, 이를 근거로 앞으로의 팽창에 대해 추정한다. 앞으로의 팽창을 결정하는 것은 관측되는 물질(즉 우주를 구성하는 수많은 은하들)의 밀도이다. 즉 우주물질의 밀도가 어떤 한계값과 같거나 더 작을 때는 우주의 팽창은 영원히 계속되고, 반대로 이보다 클 때는 장차 어느 시기에는 팽창속도가 0이 되어 그 후는 우주가 수축을 하게 된다는 것이다. 그 까닭은 은하들의 후퇴운동(즉 우주의 팽창속도)이 그들 사이의 인력으로 감속되기 때문인데 그 크기는 은하들의 질량과 거리, 즉 물질의 밀도에 따라 다르기 때문이다.

현재까지 관측된 은하들의 자료만으로 계산된 우주의 물질밀도는 위의 한계값에 미달하므로 우주의 팽창은 영원히 계속될 가능성이 있는 것으로 추정되지만, 아직까지 관측되지 않은 물질(어두운 천체, 블랙홀 등)이 있을 가능성도 있다. 그러므로 우주의 팽창의 앞날에 관해서는 아직 확실한 결론을 내릴 수 없다고 보는 편이 타당하다.