우주의 현재와 미래
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우주의 미래/종말 현재 우주: 팽창 중
우주의 미래
우주 방정식의 여러 해 존재
열린 우주 평탄한 우주 닫힌 우주
우주의 미래는 현재 주어진 공간 내의 물질의 양에 따라 결정됨 |
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Java Applet 실험: 대포 쏘기
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열린 우주
우주 안의 물질의 양이 기준치 (=임계밀도) 이하일 경우
우주는 영원히 팽창한다
시간은 끝없이 흐르고 시공간은 영원히 존재한다 |
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닫힌 우주
우주 안의 물질의 양이 임계 밀도 이상일 경우
우주는 결국에는 팽창을 멈추고 다시 수축해서 우주 초기와 같은 상황으로 되돌아 가면서 시공간이 소멸된다
대붕괴 |
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평탄한 우주
우주의 밀도 = 임계 밀도 중력 에너지 = 팽창 운동 에너지
우주의 팽창은 결국 느려져 멈추게 된다
공간과 시간 무한
열린 우주에 비해 두 은하 사이의 거리가 더 천천히 멀어진다 |
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현재의 관측 결과
우주의 평균 밀도 계수 우주 안에 얼마나 많은 물질이 있는가?
관측: 0.1-1 (열린 우주) 이론: 1 선호 (평탄한 우주)
암흑 물질 우주 전체 질량의 90% 우주 평균 밀도 결정에 중요한 역할
차가운 입자 vs 어두운 별, 차가운 가스 WIMP vs MACHO |
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허블 상수(H0) 현재 우주가 얼마나 빨리 팽창하고 있는가?
고전적 관측값: 50-100 km/sec/Mpc 최근 HST 결과: 50-75 km/sec/Mpc (HST Key Project 1997: 67 km/sec/Mpc) 허블 상수 전쟁 50 vs 100 --> 50 vs 75 우주의 나이와 관련 |
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현대 표준 우주론
대폭발 이론: 우주가 고온, 고밀도 상태로부터 팽창하여 오늘날 차고 희박한 상태에 이르렀다
급팽창 이론: 우주 진화 초기에 급격한 공간 팽창과 물질 생성이 있었다
우주 안의 물질의 대부분은 차가운 암흑 물질이다
중력 불안정에 의한 우주 구조 기원설: 별에서 거대 구조물에 이르는 온갖 천체들은 급팽창 때 생긴 극미한 요동이 중력 때문에 점점 커져 생겼다 |
대폭발 우주론의 관측적 증거
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대폭발 우주론의 관측적 증거
우주의 팽창
퀘이사와 먼 은하의 관측
헬륨의 함량
우주배경복사 관측 |
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우주의 팽창: 허블의 관측
퀘이사와 먼 은하의 관측
먼 거리(=과거)에는 더 많은 활성 은하와 퀘이사가 발견됨 --> 과거의 우주는 현재와 달랐다 --> 우주의 진화 |
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과거를 어떻게 볼 수 있는가?
빛의 속도가 유한하고 우주가 팽창
거리 = 시간
더 먼 천체 관측 --> 더 오래 전의 과거의 천체 모습
천체망원경 = 과거로 가는 타임머신 |
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우주 내 헬륨의 함량비
24-25% (수소 75%)
항성 내의 핵융합 반응으로 설명하기에는 너무 많다
대폭발 우주론에 의하면 과거 뜨거웠던 초기 우주에 (별이 생성되기 이전) 핵융합이 일어나 헬륨이 생성됨 |
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우주배경복사의 관측
가모브, 알퍼, 허만 (1948): 예측 펜지아스, 윌슨 (1965): 관측
빛/물질 분리 시기에 우리를 향해 떠난 단파장 고에너지의 빛은 우주의 나이 동안 (150-200억년) 우주의 팽창에 의해 장파장 저에너지의 빛으로 바뀜
등방성
태초의 빛
절대온도 3도의 우주배경복사 |
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코비 (COBE) 위성
1989년 발사
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코비 (COBE) 위성 관측 결과
대폭발 후 30만년된 우주 내 물질과 빛의 거시적 모습 --> 거의 등방에 가까운 우주
약한 비등방성/비균질성 --> 물질의 씨앗 --> 별/은하 형성의 열쇠
TV 잡음의 1-10% 차지 |
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