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우주의 대규모 구조.
만약 두 번째 우주가 우리 우주의 영향으로 팽창이 저해되고 속도가 느려진다면, 그 밀도는 여전히 높은 수준을 유지하며, 온도 역시 높은 상태를 유지하게 된다. 따라서 두 개의 자기중력적 인구 집단이 서로를 밀어내는 시스템에서 중력 불안정성의 특성을 연구하기로 결정한다.
이론에 따르면, 가장 밀도가 높은 집단이 가장 빠르고 강하게 반응한다. 이 집단이 중력 불안정성을 통해 '유령 물질'의 덩어리들을 형성하게 된다.
중력 불안정성이란 무엇인가? 이미 언급된 제임스 진 경이 처음으로 연구한 개념이다.
밀도가 r이고, 구성 요소들이 열운동 속도 Vth를 가지고 있는 매질을 고려해보자. 그리고 밀도의 변동이 발생했을 때 그 변동이 증가하는지 소멸되는지를 연구해보자. 어느 지점에서 지름이 f인 과밀 구역이 형성되었다고 가정해보자.
열운동은 자연스럽게 이 변동을 흩어뜨리려는 경향이 있다. 얼마나 걸릴까? 그 시간은 f 거리를 원자 하나가 이동하는 데 걸리는 시간과 비슷할 것이다. 즉, 이 덩어리가 지름을 두 배로 늘리는 데 걸리는 시간과도 같다.
이제 열운동 속도가 0이라고 가정해보자. 원자들은 서로를 끌어당긴다. 이 덩어리는 스스로 붕괴하려는 경향을 갖게 된다. 이 덩어리가 수축하는 데 걸리는 시간은 계산할 수 있다. 실제로 자기중력 붕괴를 겪는 '먼지 구름'은 빅뱅의 반대 방향으로 일어나는 현상과 유사하다:
이제 두 시간을 비교해보자.
자기중력에 의한 응축이 일어나기 위해서는 응집 시간이 열운동에 의한 자기분산 시간보다 짧아야 한다.
지름이 특정한 특성 길이, 즉 진 길이 Lj보다 큰 변동은 증폭되어 응축된 덩어리, 즉 물질 덩어리(clumps)를 형성하게 된다.
이 '덩어리'가 형성될 때, 물질은 압축되고 가열된다. 압력이 증가하여 결국 과정을 멈추게 된다.
이를 우리는
중력 불안정성
또는
진 불안정성
라 부른다.
표준 모델을 기준으로 보면 다음과 같이 생각할 수 있다.
- 아주 좋다. 빅뱅 이후 우주는 팽창하면서 냉각되며, 중력 불안정성의 작용을 통해 은하와 별의 형성 과정을 설명할 수 있을 것이다.
그렇게 간단하다면 이미 이루어졌을 것이다. 사실 현재까지 은하의 형성에 대한 모델은 전혀 없다. 일부는 별의 군집이 먼저 형성된 후 은하가, 그 다음 별이 형성되었다고 주장하지만, 다른 이들은 반대의 주장을 한다.
게다가 이 모든 과정은 여전히 매우 활발한 팽창을 겪는 우주에서 일어난다. 매우 큰 적색편이를 보이는 은하의 탐지 결과는 이들이 매우 오래된 천체임을 보여주며, 은하 내 가장 오래된 별의 나이로도 확인되었다. 그러나 이 모든 현상을 이론적으로 다루는 것은 현재까지 불가능하다.
하지만 우리는 두 가지 사실을 알고 있다.
1: 물질의 기체가 '광자 기체'와 강하게 결합되어 있거나, 우주가 이온화 상태인 동안에는 중력 불안정성이 작용할 수 없다. 왜냐하면 광자들은 원자에서 벗어난 자유 전자보다는 원자핵 주위를 도는 전자보다 더 강하게 상호작용하기 때문이다.
광자 역시 자신만의 '기체'를 형성한다. 우주의 팽창으로 인해 이 기체는 물질과 마찬가지로 팽창하며, 자체적인 압력을 가지며 이를 '복사 압력'이라 부른다. 물질과 광자가 강하게 결합되어 있을 때, 이온화된 기체가 수축하려는 경향이 있으면, 그 기체는 함께 광자 기체를 끌고 가게 된다.
- 그러나 광자는 빛의 속도로 움직인다! 유한한 크기를 가진 기체가 어떻게 광자를 '간수'로 가두는가?
여기서 '간수'라는 표현은, 이 기체 내부에서 광자는 계속 흡수되고 재방출된다. 이 흡수-재방출 과정이 반복되면서 광자는 이 기체를 빠져나가기 어렵다. 이 의미에서 광자는 그 안에 갇혀 있다고 볼 수 있다. 태양 중심에서 방출된 광자들도 마찬가지로 표면까지 매우 힘들고 느리게 도달한다.
우주가 50만 년 미만일 때, 복사선은 이온화된 기체 덩어리 속에 갇혀 있으며, 이 덩어리가 덩어리로 응축하려는 시도를 하더라도 복사 압력이 너무 높아 응축이 불가능하다.
결론: 표준 모델에 따르면, 우주는 t = 50만 년까지 균일하거나 거의 균일한 상태를 유지한다. 만약 무언가 일어난다면, 그 이후에 일어난다.
2: 별들은 은하에 모여 있으며, 은하들은 대규모 구조를 형성한다. 일부 은하는 더 큰 단위로 모여서 은하단(코마 은하단, 비르고 은하단 등)을 이룬다. 초기에는 이러한 구조가 더 큰 규모로도 이어질 것이라 생각했고, '슈퍼은하단' 또는 '은하단의 은하단'의 존재를 제안하기도 했다.
그러나 관측 결과는 전혀 다른 상황을 드러냈다. 실제로 은하는 서로 연결된 '비누방울' 같은 구조를 형성한다. 은하단은 이러한 분포에서 나타나는 '노드'에 해당한다. 아래는 1977년 관측 데이터 분석 결과이다.
따라서 은하는 매우 큰 규모(Very Large Structure)에서, 지름이 수억 광년 수준의 거대한 진공 구역 주위에 분포한다.
다른 접근 방식을 통해 연구자들은 단일 우주 내에서 균일한 물질 분포에서 이러한 구조를 재구성해보려 했다. 초기 이론은 평면적 변동의 성장, 즉 '크레페' 형태(제르도비치의 '팬케이크')였다. 그러나 결과는 실망스러웠다. 컴퓨터 시뮬레이션은 일부 세포 구조를 보여주었지만, 열운동으로 인해 매우 빠르게 흩어졌다. 현재까지 이러한 구조의 형성에 대한 설득력 있는 이론은 존재하지 않는다. 최소한 '차가운 어두운 물질'을 사용해 구조를 '강화'함으로써 그 상대적 지속성을 유지하는 데까지는 성공했다.
이 점-질량 분포를 기하학적으로 해석할 수 있는 방법도 있다. 보통 물질은 유령 물질 덩어리에 의해 밀려나며, 이 그림은 이미 위에서 제시된 바 있다.
우주에 텐트의 끝이 둥글게 된 못들 위에 놓인 천이 있다고 상상해보자. 이때 못의 끝이 더 둥글수록 유령 물질 덩어리의 영역이 더 넓어진다. 반대로 못이 더 날카롭다면 덩어리는 작아진다. 무한히 날카로운 못은 곡률이 양성인 특정 영역, 즉 점으로 집중된 영역에 해당한다.
여기서 다음 섹션과 연결되는 또 다른 모델을 제시해보자.
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