퀘이사
1. 개요
QUASAR
'''퀘이사'''는 6억 광년에서 280억 광년 사이[3] 범위에서 발견되는 밝은 점광원이자 전파원이다.
마치 하나의 항성처럼 보이지만 그 정체는 우리 은하의 밝기보다 수십~1000배[4]까지 밝은 초대질량 블랙홀을 핵으로 가진 은하이다. 가시광선 뿐만 아니라 모든 파장에서 막대한 에너지를 뿜어내고 있어서 오랫동안 수수께끼의 천체로 여겨지곤 했다.
2. 명칭 유래
처음에 이 천체는 "별처럼 보이는 전파원(QUASi-stellAR radio source)"의 약자로 "QUASAR"라는 이름이 붙어졌다. 허나 퀘이사가 딱히 전파만 발산하는 천체는 아니기 때문에[5] 풀네임만 '준항성상 천체(QSO : QUASi-stellAR object)'로 살짝 고쳐서 부르고 있다.
'준성(準星)'이라 부르기도 하고, 실제로 과거에는 둘을 합쳐서 '준성 전파원'이라고도 불렀으나, 역시 퀘이사가 전파만 뿜어내는 천체가 아니라는 똑같은 이유로 인해 대체로 퀘이사라고 불리게 되었다.
3. 우주 탄생 초창기 천체
관측 가능한 우주의 반지름이 수백억 광년[6]으로 추산됨을 고려할 때 많은 수의 퀘이사들이 우리가 관측할 수 있는 천체들 가운데서는 비교적 우주 탄생 초창기에 존재했다는 것을 알 수 있다. 멀리 떨어진 천체일수록, 빛이 우리 눈에 도달하는 데 걸리는 시간이 있는 만큼 더 옛날의 모습이 관측되고 있는 것이기 때문이다.
이를 통해 퀘이사를 빅뱅 우주론의 유력한 증거로서 제시할 수 있는데, 최근으로 올수록 퀘이사가 적게 발견되는 것으로 보아 과거 우주[7]와 현재 우주가 밀도 등의 면에서 달랐다는 사실을 알 수 있기 때문이다. 가까운 거리, 즉 최근의 우주에서는 퀘이사가 전혀 발견되지 않는다는 사실로부터, 우주 생성 초기에 있었던 퀘이사들이 우주 환경의 변화로 활동성을 잃어 더 이상 보이지 않게 된 것이라는 유추가 가능해진다.
4. 에너지원
4.1. 발견과 추측
1950년대 특정 전파원들이 별과 비슷한 점광원의 형태를 띤다는 것이 발견되어 준성 전파원, 즉 퀘이사라는 이름이 붙었다. 이러한 퀘이사들은 점점 더 많이 발견되기 시작했고, 전파를 내지 않는 단순 준성체(QSO)들도 발견되었다.
사진으로 찍으면 구체적인 형태가 보이는 은하와는 달리 이들 퀘이사는 겉보기에도 별처럼 보였고, 종종 단기간의 밝기 변화를 일으키는 것이 관측되어 발견 당시에는 많은 학자들이 퀘이사가 우리 은하 내에 있는 천체일 것이라고 잘못 추측했다. 하지만 퀘이사의 빛을 분광하여 얻은 스펙트럼은 당시까지 알려진 그 어떤 항성과도 일치하지 않았는데, 그도 그럴 것이 이 스펙트럼이 사실은 엄청나게 적색편이된[8] 수소선이었기 때문이다. 우리 은하 내에 위치한 별이 아니라 수십억 광년 이상 떨어진 천체라는 사실이 드러났다.
하지만 곧 퀘이사가 우주론적 거리에 있다면 우리 은하 전체보다 수십~수백 배나 밝아야 한다는 점[9] 때문에 퀘이사의 정체에 대한 논란은 2000년대 초반까지 이어졌다. 특히 어떤 퀘이사들은 수시간~수일에 걸쳐서 밝기 변화를 일으키는 것으로 보였는데, 이는 막대한 에너지를 뿜어내고 있는 이 퀘이사의 주 에너지원이 커봐야 태양계 크기 정도밖에 되지 않는다는 것을 뜻했다.[10] 당시 지식으로는 이 정도 좁은 공간에서 퀘이사 정도의 에너지를 내는 메커니즘은 존재하지 않았다. 블랙홀도 1970년대에 그 존재가 증명되기 전까지는 이론상으로만 존재하던 천체였다.
그로 인해 퀘이사를 설명하기 위한 여러 가지 대안 가설들이 제시되었는데...
- 은하에서 빠른 속도로 떨어져 나온 일종의 투사체라는 가설이 있었다. 그러나 우리를 향해 날아오는 퀘이사가 없다는 문제점이 있었음으로 사라진 가설이다.
- 퀘이사가 실은 멀리 떨어진 은하가 아니라 우리 은하 내에 있는 밝은 중성자별의 일종이라는 주장도 있었다. 퀘이사에서 나타나는 높은 적색편이는 사실 강한 중력장에서 나타나는 상대론적 적색편이라는 것이다. 그러나 퀘이사로부터 온 빛이 (근처에 위치한) 은하단에 의해 휘어지는 중력 렌즈 현상이 관측되어 이 이론도 신빙성을 잃게 되었다. 이는 퀘이사의 빛이 은하단 뒤편에서 왔다는 의미기 때문이다.
- 화이트홀이란 주장이 있었다. 확실히 모든 것을 빨아들이는 이미지인 블랙홀과는 정반대로 에너지를 미친듯이 뱉어내고 있었기 때문에 이런 주장이 나온 것. 하지만 화이트홀의 존재는 이론적 근거가 희박하다.
4.2. 활동성 초대질량 블랙홀
현재 정설로 받아들여지는 퀘이사의 에너지원은 '''거대한 블랙홀'''이다. 이러한 블랙홀이 생기는 과정에 대해서는 아직 확인된 바가 없으며 현재 학계에서 활발히 연구되는 주제이다. 몇가지 논의 중인 가설이 있는데 그 중 하나를 소개하자면 다음과 같다.
빅뱅 이후 탄생한 최초의 별들이 초신성 폭발을 하게 되면 충격파가 주변의 가스를 휩쓸고 지나가면서, 뭉치게 되는 부분이 생기게 되고, 뭉친 가스들이 이후 자체의 중력에 의해 계속 수축해서[11] 거대한 별이 수백~수만 개나 태어나 신생 성단이 형성된다. 어떤 곳은 태양 질량의 100배가 넘는 거대한 별이 1만 개 이상 밀집되어 태어나기도 한다. 이 중 어떤 별은 태양 질량의 450배나 되는 거대한 별인데 이 별은 신생 성단의 중심지에 위치하고 있다. 초기에는 중원소 함량이 낮아 더 큰 별이 만들어질 수 있다.(항성 목록 참고) 또한 밀집된 곳이라 가스가 뭉쳐서 처음부터 이런 괴물별이 만들어질 수 있었고, 쌍성이나 다중성이 만들어졌다 하더라도 워낙 가까이 좁은 공간에 대형별이 수백 수천 개가 형성된 터라 이들 별들 중 일부는 서로 충돌하여 합쳐져서 괴물별이 탄생할 수 있다. 이러한 별이 초신성 폭발을 하게 되면 태양 질량의 15배의 거대한 블랙홀이 태어나는데 일반적으로 태어나는 블랙홀(태양의 3~4배)보다 훨씬 크다.
워낙 가스가 밀집된 지역이고 주위에 있는 대형별들도 초신성 폭발을 하고 밀집된 가스의 중력으로 외부 가스가 계속 유입되고 대형별이 또 태어나고를 반복한다. 이 과정이 반복되면서 가스의 일부는 블랙홀로 들어오는데 워낙 가스가 많다 보니 계속 들어온다. 결국 중심의 블랙홀은 급격히 성장하면서 퀘이사로 발전한다.
또한 주위 블랙홀도 중심 블랙홀한테 큰 영향을 준다. 주위 블랙홀은 중심 주위에 존재했던 수천개의 대형별들 중 일부가 초신성 폭발 후 형성하여 신생 성단 중심부에는 블랙홀이 다량 존재하기도 한다. 즉 우주 초기 133억 9천만 년 전 태양 질량의 116~260배 사이의 별은 쌍 불안정성 폭발을 하여 아무것도 안 남기는 폭발을 하였고, 그러한 별이 우주 거대별의 90% 이상 대다수를 차지하였지만 그 외의 질량대의 별은 폭발 후 블랙홀을 남겼다. 5% 미만이지만 신생 성단내에 별이 2만 개가 있다면, 그중 대형별은 천 개가량이 있었다는 것이므로 그 성단에는 수백 개의 블랙홀이 존재했었다고 볼 수 있다. 물론 작은 별도 태어나기는 했지만 133억 9천만 년 전까지는 작은 별과 큰 별의 탄생비율이 50%로 큰별의 탄생 비율이 매우 높았다. 이 큰 별들 중에서 90% 이상은 쌍불안정성 초신성 폭발을 하였고, 5% 미만이지만 초신성 폭발 후 블랙홀이 되었다. 나머지 5%는 질량에 따라 중성자별 또는 질량이 큰 백색왜성이 되었다. 작은 별이라도 태양 질량의 평균 5배나 되었으므로 일찍 수명을 마치고 백색왜성이 되어 Ia형 초신성 폭발을 주도하였다[12]. 이처럼 우주에서는 거대한 별이 주류를 이루었고, 이후 급격히 작은 별의 비율이 높아져 불과 천만년밖에 지나지 않은 133억 8천만 년 전에는 중심핵에서 탄소와 산소까지만 형성할 수 있는 작은 별[13]의 탄생비율이 큰 별[14]보다 개체수 10배까지 늘어났고, 132억 6천만 년 전에는 100배를 넘었으며, 이후 시간이 갈수록 작은 별의 탄생 비율은 계속 증가하였다.
이들 블랙홀은 주위의 가스를 조금씩 먹으면서 성장하는 과정에서 시간이 가면 갈수록 중심에 있는 블랙홀로 이끌리는데, 이끌리는 과정에서 가스를 한움큼 움켜쥐고 중심의 블랙홀과 합쳐진다. 또한 중성자별도 주위에 가스를 삼킴으로써 폭발을 반복하면서 중심의 블랙홀에 합쳐졌으며, 백색왜성은 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 가스를 요동치게 하여 중심부의 블랙홀의 활동을 더 크게 하였다. 중심의 블랙홀은 은하 내에 존재하는 다수의 블랙홀과 중성자별과 Ia형 초신성 폭발로 인해 요동치는 가스를 잡아먹음으로써 더 커지고, 더 많은 가스를 받아들일 수 있다.
우주 초기는 지금보다 훨씬 가스의 밀도가 높았다. 130억 년 전의 우주 부피와 현 우주 부피는 수천 배나 차이나므로 밀도도 상당히 높았을 터인즉 많은 가스를 블랙홀로 들이기 충분했다. 끌려들어가는 가스 자체도 중력이 있으므로, 주위의 가스도 계속 빨려들게 된다. 이런 식으로 중심의 블랙홀은 급격히 성장한다. 110억 년 전에도 이미 우리 은하의 중심 블랙홀의 질량은 이미 태양의 400만 배를 넘었다. 참고로 현재 우리 은하 중심 블랙홀의 질량은 태양의 431만 배이다.
그래도 우리 은하는 주변의 상대적으로 작은 은하들과 가스들을 야금야금 잡아먹었기에 은하 질량에 비해 블랙홀의 질량이 그리 큰 편이 아니다. 대략 116만분의 1 수준.(5조vs431만) 따라서 우리 은하는 퀘이사 시절 때에도 과거의 다른 퀘이사들에 비해 밝지는 않았을 것이다. 그래도 현 태양의 수조 배에 달하는 막대한 에너지를 뿜었겠지만.
하지만 몇몇 퀘이사들은 자신의 질량과 비슷한 거대한 은하를 잡아먹는 경우가 있다. 과거의 우주는 지금보다 밀도가 훨씬 높았으므로 은하 간 합병이 훨씬 빈번했다. 이러한 퀘이사들은 급격히 커져 우주 탄생 10억 년 만에[15] 은하 중심부에 이미 태양의 수십억 배나 되는 거대 블랙홀을 탄생시키기도한다. 이러한 거대 퀘이사들은 태양의 100조~1000조 배, 심지어 1경 배가 넘는 에너지를 내뿜었으며 자신이 가지고 있던 가스의 90% 이상을 이온화시켜서 은하 밖으로 방출시킨다. 하지만 시간이 지나면 이들은 결국 은하는 일반적인 은하수준으로 활동을 멈추게 된다.
이런 격렬한 활동을 하고 있는 은하 중심 블랙홀의 질량은 은하 전체 항성질량의 0.1%~0.2%까지 차지하기도 한다[16]. 단 아무리 무거운 중심 블랙홀이라 해도 은하 전체 항성질량의 0.2%를 넘지는 못하는 것으로 보이는데 그 이유는 퀘이사가 가스를 잡아먹는 활동 자체가 격렬한 에너지 방출을 야기해서 은하 내의 먹이가 될 가스를 외부로 날려보내기 때문이다. 결국 한 때 격렬하게 성장하더라도 가스가 줄어들면 퀘이사의 활동도 멈추고 중심 블랙홀의 성장도 멈추게 된다.
블랙홀로 빨려들어가는 가스는 소유한 에너지(mc2)의 10~40%까지 빛에너지로 내뿜으므로 핵융합에 비해 훨씬 더 밝고 뜨겁다. 하지만 블랙홀은 빨려들어가는 물질의 1%도 못 빨아들이고 99% 다시 내뱉는데 강착원반에 엄청난 자기장과 폭발 에너지 때문에 대부분의 물질은 블랙홀의 사건의 지평선내로 들어가기 전에 제트 형태로 블랙홀을 탈출한다.
이렇게 뜨거워서 몇몇 퀘이사의 밝기는 태양의 1000조~1경 배에 이르기도 한다. 이런 엄청난 에너지가 나오는 영역이 극도로 좁은 곳에 집중되어 있다는 점을 생각해 보면 은하 중심부 블랙홀의 활동이 아니면 설명이 불가능해진다. 퀘이사가 은하의 예전 모습을 비춰주는 것이라면 현재 대부분의 은하 중심에서 발견되는 거대 블랙홀이 이러한 퀘이사와 같은 천체의 현재 모습이라는 추측이 가능해진다. 위에서 언급됐듯이 퀘이사의 이런 엄청난 활동은 은하 자체의 밀도를 줄어주는 역할을 하는데 대략 90%의 가스들이 은하 밖으로 탈출하고 10%만 남게 된다. 참고로 우리 은하의 경우도 이렇게 밖으로 분출돼서 헤일로에 분포하는 가스막의 질량이 은하 내부의 질량보다 10배나 더 무겁다.
만약 이런 퀘이사의 활동이 없었다면 은하의 밀도는 지금보다 10배 이상 더 높고 별의 수도 훨씬 더 많았겠지만 퀘이사의 활동으로 별의 생성량이 조절된 것이다. 퀘이사의 활동은 120~132억 년 전 사이에 가장 심하게 활동을 하였고 이후 점차 줄어들었다. 실제로 우주에서 퀘이사의 활동이 끝나가는 80억 년 전부터 은하 내부의 별의 생성이 현재와 비슷해 질 정도까지 줄어들었다.
우주가 나이가 들수록 활동적인 퀘이사의 숫자가 계속 줄어들 것이다. 지금은 비슷한 크기끼리의 은하와 은하와의 합병시 거대 퀘이사 활동이 발생하고 큰 은하가 작은 은하와 가스를 삼킬 때는 약한 퀘이사 활동이 일어난다. 우리 은하처럼 비교적 가스가 많은 은하의 경우는 주기적으로 은하 중심부의 가스가 뭉쳐 대량의 별이 태어날 때에 약한 퀘이사 활동이 일어나는데 2억 년쯤 후에 이런 활동이 일어날 것이다. 우리은하와 안드로메다 은하가 정면 충돌하는 시점에는 거대 퀘이사 활동이 발생할 것으로 추정되지만 퀘이사 활동 규모가 어느정도 될 지는 짐작하기 어렵다고 한다. 우리은하나 안드로메다 은하 모두 활동이 많이 줄어든 은하이기 때문이다.
또한 우주가 커지면서 은하와 은하단 자체의 밀도는 우주가 커지든 말든 상관없이 유지되지만 은하단 외부의 밀도가 전체적으로 낮아져 아무대서나 은하가 막 생성되기도 어렵게 되었고 생성되어봤자 대부분 작은 적색왜성과 갈색왜성밖에 못 만든다. 은하 내부도 과거의 퀘이사 활동으로 인해 은하 내부의 물질이 외곽으로 밀려나있다. 133억 9천만 년 전까지만 하더라도 우주 자체에서 생성되는 별의 50% 가까이가 태양 질량의 평균 180배에 해당했지만, 현재는 은하 내부에서도 태어나고 있는 별의 98% 이상이 적색왜성들이다. 우주가 커지고 은하 자체도 과거의 퀘이사로 인해 폭발적인 별 탄생률과 가스들의 밀도가 낮아져 퀘이사에게 올 가스가 줄어들었기에 은하 내에 특별한 활동이 없는 한 휴면기에 접어들었고 현재는 빛을 거의 내지 않는 거대 블랙홀의 형태로 발견되는 것이다.
5. 퀘이사의 군집 천체
5.1. 거대퀘이사군(Lage Quasar Gruop, LQG)
1982년에 5개의 퀘이사가 같이 있는 웹스터 LQG(LQG 1)가 발견당시 알려진 최초의 천체구조로 발견된 이래 심원우주에서 여러 거대퀘이사군이 발견되었다. 은하 시트나 장성, 거대가락(Filament)의 선구적인 모습일 것으로 추측되고 있다.
5.2. 초거대퀘이사군(Huge Large Quasar Group, Huge-LQG) U1.27
한편 퀘이사가 모여있는 그룹도 발견되었다.
U1.27이라 부르는 73개의 퀘이사가 모여있는 그룹은 크기가 자그마치 '''40억 광년'''이다. 이는 발견 당시, 관측 가능한 우주의 범위 안에서 가장 거대한 구조였었다. 물론 그 후 '''100억 광년'''이 넘는 규모의 '헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성'의 발견으로 1위의 자리를 내줬지만 여전히 2위 자리를 고수 중이다.
이 그룹은 영국 프레스턴의 센트럴 랭크셔 대학교의 로저 G. 클로즈(Roger G. Clowes)에 의해 사자자리 부근에서 2012년에 발견되었고, 학술적으로는 2013년에 검증되어 논문으로 소개되었다. U1.27이라는 이름은 이 별까지의 거리를 나타내는 적색편이 z 값이 1.27[17]이기 때문에 붙여진 것.
한편 클로즈는 2013년 이 구조를 발표하며, 이러한 초거대퀘이사군의 발견이 우주가 충분히 큰 규모에서 밀도 등 여러가지 측면이 거의 균일하다는 우주등방성을 말해주는 우주 원리(Cosmological principle)를 정면으로 위배하고 있다는 학설을 발표하였다.이 우주 원리(Cosmological principle)를 보강한 자스완트 야다프(Jaswant Yadav) 등의 이론에 따르면, 우주를 프랙탈 차원에 기반하여 균질성 규모의 정의하기 위해 상한균질성 규모의 최대 한계를 설정하였는데 이 최대 한계가 260/h mpc[18]를 넘지 않을거라 결론지었다. 그런대 40억광년, 즉 1.24/h Gpc이라는 상한균질성을 지닌 이 천체가 앞서 말한 최대한계를 훌쩍 넘어버리기 때문에 우주등방성을 말하는 우주 원리의 반례가 되는 것이다. 이후 헤라클레스-북쪽왕관자리 장성처럼 더 큰 천체도 발견되면서, 우주등방성에 대해서는 학계에서 뜨거운 감자가 되었다.
논쟁이 커진 가운데에서 세샤드리 나다투르(Seshadri Nadathur)는 이 초거대퀘이사군을 통계적으로 접근했다. 관측된 초거대퀘이사군 근처에 특징적인 군집이 있는 것이 아니고 발견된 초거대퀘이사군과 같은 크기의 10,000개의 영역에서 랜덤하게 이러한 초거대 퀘이사군이 나타날 확률을 계산해보았고, 통계 결과 초거대퀘이사군와 동일한 군집이 1,000개 정도나 나타난다는 결과를 냈다. 즉 100만광년당 1퀘이사가 나타나기 때문에, 이러한 초거대퀘이사군의 존재 자체를 일종의 '위양성(false positive)'[19] 개념의 발견이라고 비판하였다. 즉, 특정한 퀘이사군이 있는 것이 아니라, 심원우주에서 퀘이사가 고르게 분포한다는 주장인 것이다.
그러자 클로즈는 이에 대해서 반박하기 위해서, MG II 흡수체[20]의 스펙트럼의 차이점을 제시하여, 이 초거대퀘이사군이 '위양성'이 아닌 실존하는 천체라 설명했고, 이 주장에 대해서는 반박이 따로 나오지 않았으며, 이후에 리에주 시립 대학의 데미엔 휴츠메이커스(Damien Hutsemékers) 등도 유의미한 편광차이를 확인하는 방식으로 이 초거대퀘이사군의 실존성을 입증하였다.
이렇듯 초거대퀘이사군의 존재는 이른바 악의 축[21]과 함께 우주등방성을 말해주는 우주 원리에 대한 반례가 되어 논쟁을 야기하고 있다.
6. 관련 문서
[1] 이 퀘이사는 태양의 20억 배 질량을 가진 블랙홀에 의해 그 에너지를 얻고 있다.[2] 단순히 봐서는 별과 구분하기 힘들지만 왼쪽 위 방향으로 뻗어나간 분출물과 퀘이사 주변을 감싸고 있는 희미한 모체 은하의 형상이 보인다.[3] 이 때문에 후술하겠지만, 초창기 우주에 존재하였던 천체의 형상이라고 생각되고 있다. 이유인 즉슨 거의 반대 방향으로 팽창해 멀어질수록 과거의 모습을 담은 빛이 오랫동안 보존될테니.[4] 태양의 수조 배[5] 아래에서 나오는대로 감마선에 X선 같은 것도 뿜는다.[6] 보통 460억~780억 광년으로 추산한다. 간격이 큰 이유는 논문에 따라 다르기 때문인데 대개는 460억 근방으로 보는 편이다. 다만 이 부분에 대해 논란이 있었는데, 우주의 생성은 약 138억 년 전, 우주의 반지름은 약 465억 광년이라는 의견이 지배적이다. 자세한 건 해당 항목 참조.[7] 우주가 생성된 지 얼마 되지 않은 시기[8] 대체로 1 이상, 높게는 4~5까지 가는 경우도 있다. 원래는 자외선인 라이먼 계열이 가시광선에서 보이는 수준이다![9] 우주에서는 거리가 멀 수록 역제곱 법칙에 의해 천체의 밝기가 감소한다. 먼 거리에 있으면서도 밝기를 유지하려면 거리의 제곱만큼 해당 천체가 밝아져야 한다.[10] 퀘이사에서 빛을 내는 부분 중 우리와 가까운 곳에서 먼 곳까지의 거리가 수광시~광일 정도 된다는 의미. 즉, 퀘이사의 밝기가 변했을 때 우리에게 보이는 전체 밝기의 변화가 제깍제깍 보인다는 것은 빛의 속도에 비해 퀘이사의 크기가 매우 작다는 것을 의미한다.[11] 초기 우주는 가스의 밀도가 높았다.[12] 중원소 함량이 낮으므로 태양 질량의 5배라도 수명은 4800만 년밖에 되지 않았다.[13] 탄소 핵융합이 불가능한 별로써 태양 질량의 7배 이하.[14] 탄소 핵융합을 할 수 있는 별로써 태양 질량의 7배 이상[15] 지금으로부터 대략 128억 년 전에[16] 질량이 어느정도 큰 타원 은하의 항성질량은 태양의 수천억배 정도를 오가니 중심 블랙홀도 태양 질량의 수억 배나 되는셈.[17] 굳이 환산한다면 137억5천만 광년, 53억6천만 파섹 정도.[18] 여기서 /h는 우주 팽창 속도의 불확실성을 반영하기 위한 단위이다. 우주 팽창 속도는 일정하지 않아서 허블 상수 H 값은 상수라는 이름이 붙어있지만 사실 계속 변한다. 0.5 < h < 0.75 범위의 매개 변수를 사용.[19] 실제로는 퀘이사군이라고 하기에 퀘이사 자체가 우주 전체에서 골고루 분포할 수 있는데, 조사 방법에 있어서 지나치게 민감도가 높게끔 설정했다는 주장이다.[20] 마그네슘 II 흡수체로 심원우주 탐사시에 많이 사용된다.[21] 우주배경복사에서의 극미세한 비등방성이 보이는 축. 최근에는 통계적으로 이러한 비균일성을 증명하려는 시도가 있었는데, 이 방법에 따라 조사한 결과 우주가 특정한 방향성을 가질 확률은 약 12만분의 1 정도라고 한다.