우주이야기: 평탄성 문제Flatness problem
앨런 구스의 이론은 우주의 평탄성 문제까지 해결했습니다. 1970년대의 과학자들은 우주공간의 밀도, 즉 Ω의 값이 거의 0.1에 가깝다고 믿었습니다. Ω는 우주의 평균밀도를 임계밀도critically density로 나눈 값입니다. 열린 우주에서 닫힌 우주로 넘어가는 밀도의 경계 값을 말하며, 임계밀도는 우주가 무한히 팽창하는 것을 막을 만큼의 중력이 나타납니다. 따라서 우주가 팽창하다 멈추는 평탄한 우주가 되는 밀도를 임계밀도라고 합니다. 우주의 임계밀도는 1cm3당 수소원자 10개 정도로, 현재 알려진 우주의 밀도는 다시 우주가 수축할 수 있기 위해 필요한 임계밀도보다 작습니다. 빅뱅이 일어난 후 수십억 년이 지났을 때 우주의 밀도가 임계밀도와 거의 같았던 이유는 여전히 미지로 남아있습니다.
우주가 팽창하면 Ω도 당연히 시간과 함께 변해야 합니다. 우주 탄생초기의 Ω의 값을 적절히 가정하고 아인슈타인의 방정식을 풀면 현재의 Ω는 거의 0이라는 결론이 얻어집니다. 따라서 빅뱅이 일어나고 수십억 년이 지났을 때 Ω의 값이 1에 가까웠다는 것은 거의 기적에 가깝습니다. 이것이 천문학에서 말하는 미세조율문제fine-tuning problem입니다. 오늘날 Ω가 0.1에서 10 사이의 값을 가지려면 빅뱅이 일어나고 1초가 지났을 때 Ω의 값은 1.00000000000000이어야 합니다. 즉 초기의 Ω의 값은 100조분의 1단위까지 세밀하게 조율되어 있었다는 뜻입니다. 현재의 Ω가 0.1이 되려면 초창기의 Ω는 엄청난 정확도로 조율되어 있어야 합니다. 그렇다면 현재의 Ω는 왜 1에 가까운 값을 갖게 되었을까?
구스에게 이는 어려운 문제가 아니었습니다. 엄청난 크기로 팽창된 우주를 국소적인 규모에서 바라보면 당연히 평탄하게 보일 것입니다. 이와 같이 천문학자들은 우주가 충분히 크게 팽창되었기 때문에 Ω가 1에 가깝다는 결론을 내렸습니다.