Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

은하와 우주- 허블 법칙, 우주의 크기, 우주론과 우주의 나이

No description
by

Han-ul Lim

on 12 April 2015

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of 은하와 우주- 허블 법칙, 우주의 크기, 우주론과 우주의 나이

Edwin Powell Hubble
(1889~1953)
Christian Johann Doppler
(1803~1853)
도플러 효과
이 문제를 해결한 사람이 있었다.
별이 속력 Vr로 관측자로부터 멀어진다.
정지했을 경우
Vr로 멀어질 경우
적색편이량(z)
원래 정지 파장 에 비해 얼마나 적색편이되었는지 나타낸 비율
은하의 후퇴속도
따라서,
그리고 허블은 은하를 관측했다.
허블 상수의 값은 50~100㎞/s/Mpc으로 추정됨
오늘날에는 WMAP 위성이 관측한 71.4±4 ㎞/s/Mpc
은하들이 멀어지는 시선 속도는 거리에 비례한다.
멀리 있는 은하일수록 후퇴 속도가 빠르다.
우주는 어느 방향으로나 똑같은 비율로 팽창하고 있다.
H: 허블 상수(㎞/s/Mpc)
기울기 H
허블 상수 H
BUT!
밤하늘은 왜 어두울까
올버스의 역설
우주가 무한하다면, 모든 천구면은 별의 표면이 덮고 있어야 한다.
그러므로 우리가 밤하늘을 볼 때 모든 표면이 태양처럼 밝게 빛나야 한다.
그러나 그렇지 않다.
올버스는 암흑 성운이 멀리로부터 오는 별빛을 차단한다고 생각했다.
그러나 언젠가는 그 성운도 주변의 별빛에 의해 가열되어 같은 밝기를 가지게 되는 문제점이 있었다.
우주가
정적이지 않고 팽창
한다면 우리로부터 일정 거리 이상 떨어진 별들과 지구 사이의 공간은 빛의 속도 이상으로 팽창하게 되므로 그 별로부터 온 별빛이 우리에게 도착할 수 없다.
좀 더 정확히 말하면...
위 식은 일 때, 즉 일 때 성립한다.
상대론적 효과를 고려하면 다음과 같이 쓸 수 있다.
위의 내용은 관측자와 광원의 상대적인 운동 방향이 시선 방향일 경우이고,
관측자와 광원의 상대적 운동 방향과 시선 방향이 이루는 각을 라 하면
수직일 때는 특별히 다음과 같이 쓸 수 있다.
아인슈타인의 정적 우주
중력=척력
완전한 균형을 이루는 우주를 주장
척력을 발생하는 힘이 있다고 생각함
당시 우주에 대한 견해: 정적(static) 우주
일반상대론적 견해에 우주상수를 추가해 넣음
우주의 공간적 단면은 삼차원 구가 된다고 주장
그의 정적 우주 모형에 따르면, 어떤 방향으로 빛을 쏘면 그 빛이 반대 방향에서 관측자에게로 다시 돌아온다.
이론적 혼선
아인슈타인은 우주상수항이 들어있는 그의 이론으로는 진공에 아무런 해가 없을 것으로 믿었다.
1917년 네덜란드 천문학자 William de Sitter는 진공의 해(데시터의 우주)를 찾았다.
데시터의 우주에서는 어떤 실험 입자 하나를
진공
에 넣으면
척력
을 받아서 좌표계의 중심에서부터 먼 곳으로
이동
한다.
이런 운동을 가능케 하는 우주는 정적 우주가 아니다!
정적 우주는 유일한 해가 아니라 가능한 많은 해의 한 특별한 종류
BUT!
이론적 혼선
1922 러시아의 수학자 Alexander Friedmann이 Eistein 방정식의 다른 해를 찾았다.(Friedmann Universe)
운동하는 우주가 존재할 수 있다!
아인슈타인이 이 소식을 들었을 때 처음에는 매우 비판적이었으나, 논문에 아무런 수학적 하자가 없음을 확인하고 나서, 비정적우주에 대한 관점을 달리하게 되었다.
이론적 혼선
1927년 벨기에의 신부 Abbe George Lemaitre가 Friedmann과 같은 해를 독자적으로 찾았다.
같은 해에 미국의 H. P. Robertson도 같은 해를 찾아냈다.
Hubble's Law
The Future of our Universe
&Cosmology

& The Size of the Universe
"우리는 도무지 이해가 되지 않는 결과를 얻은 것이다. 어떤 전파원도 이것을 설명할 수 없었다. 당시만 해도 알려진 전파원은 모두 긴 파장의 전파를 내지 짧은 파장의 전파원에 대해서는 아는 바 없었다. 이런 전파는 흑체에서만 나올 수 있는데 우리 하늘에는 흑체 복사가 없고 빈 공간임을 알고 있었다. 그래서 우리는 신비롭게 여기고 있었을 뿐이었다."
우주 배경 복사(CMB)가 발견되었다.
미국 벨연구소의 Arno A. Penzias와 Robert W. Wilson
그러다가...
그 무엇도 빛보다 빨리 운동할 수 없다.
그 무엇도 빛보다 운동할 수 없다.
...상대성 이론에 의하면
팽창하는 우주에서 시간을 거꾸로 돌리면 우주는 점점 작아져 유한한 시간에 아주 작은 점으로 모인다.
가장 멀리 있는 은하의 후퇴 속도는 빛의 속도다.
LY
우주의 크기는?
우주에서 오는 7.35cm 초단파 잡음
러시아의 가모브(G. Gamow)가 예견한 5K 배경복사
디케(Dicke)가 예견한 10K 복사
배경복사는 6개월 후 프린스톤 연구진에 의하여 3.2cm에서, 그리고 영국 케임브리지 대학교
연구진에 의하여 20.7cm에서 각각 관측되어 흑체복사임이 확인되었다.
초단파 잡음은 하늘의 모든 방향에서 같은 세기로 오고 있으며 지구의 운동에 따른 영향도 받지 않는다.
태양계 바깥에서 오고 있으며 우주에 골고루 퍼져 있다.
절대온도 약 3K에 해당하는 흑체복사 스펙트럼과 일치
빅뱅이론에서 주장한 우주배경복사의 특성과 일치
그런데...
잡음이 절대온도 3K에 해당하는 흑체복사임을 확증하기 위해서는 여러 가지 파장, 특히
최대 세기가 되는 2mm 파장대
에서
확인할 필요
가 있었다.
지구 대기에 흡수되어 관측 불가능
우주의 은하들은 초기 우주에서 물질이나 복사 분포의
아주 작은 불균일성
에서 시작된 진화과정의 산물로 간주된다.
그 흔적은 우주배경복사 속에 남아있을 것
초기우주에서 밀도가 높은 부분에서 나온 빛은 에너지를 더 잃어 약간 더 긴 파장을 가지고, 반대로 약간 밀도가 작은 부분에서 나온 빛은 에너지를 덜 잃어 약간 더 짧은 파장을 가진다.
우주배경복사가
비등방성
을 갖는다는 증거를 찾아야 했다.
우주배경복사 탐사선(COBE: Cosmic Microwave Backgrond Explorer)프로젝트
스펙트럼 분포가 흑체복사의 특성과 완전히 일치한다는것을 밝혀냄
2.73K 흑체복사 곡선과 완전히 일치
1/10만 수준에서 우주구조를 설명하는 씨앗을 발견함
초기우주에 밀도의 파동이 있었음을 증명
사진의 각분해능 약 7도
윌킨슨초단파비등방 탐사선(WMAP)
파장 3mm~1.5cm 영역에서 우주배경복사지도를 각분해능 15분의 해상도로 제작
물질 : 암흑물질 : 암흑에너지 비율 = 4.6% : 23% : 72%
우주는 완벽한 흑체
흑체복사는 빈의 법칙을 따르므로 파장과 온도의 곱 일정
우주가 팽창하면 우주론적 적색편이에 의해
파장 길어지므로 온도 감소
우주가 현재보다 1000배 정도 작았을 때 1000K 정도였으므로 현재는 약 3K
플랑크 위성이 작성한 CMB 지도
대폭발설의 확립 과정
1905
Albert Einstein(1879~1955)
우주는 정적인 상태를 영원히 유지한다.
Aleksandr Fridman(1888~1925)
1922
최초로 팽창하는 우주를 주장했다.
Georges Lemaitre(1894~1966)
1927
우주는 원시 원자에서 폭발로 시작되었다.
1929
Edwin Powell Hubble(1889~1953)
우주가 팽창하고 있다는 증거를 발견했다.
George Gamow(1904~1968)
1948
대폭발 우주론을 제안했다.
Thank You :)
Robert Woodrow Wilson (1936~ )
Arno Allan Penzias (1933~ )
1964
우주 배경 복사를 발견하였다.
COBE(1989), WMAP(2003), PLANCK
우주 배경 복사의 온도 분포를 관측하였다.
Latest
BIG BANG THEORY
대폭발 우주론의 증거이다!
1927년 르메르트가 제안
1948년 가모프가 체계화
허블의 우주 팽창설을 기초
우주 내의 모든 물질을 포함하는 원시 원자가 폭발한 결과
팽창하는 우주가 생성
BIG BANG
BOMB
옐름(중성자로 이루어진 초고밀도의 원시 입자)
폭발하여 30분 내에 여러 원소가 생성
모여서 별을 형성
우주는 지금도 팽창하고 있다
대폭발설이 설명하는 우주는...
진화론적 우주
이다.
_시작과 끝이 있다.
우주의 평균 밀도는 점점 감소한다.
우주가 팽창함에 따라 은하간의 거리 증가하지만 총 질량은 일정하다.
온도는 점점 낮아지고 어두워진다.



우주 배경 복사
헬륨 원소의 존재 비율
퀘이사의 발견
대폭발이 시작된 1초 후
우주의 온도가 1.0E+10K로 낮아지면서 안정한 양성자, 전자, 중성자 생성
3분 후
우주의 온도가 6.0E+8K로 낮아지면서 양성자와 중성자의 합성으로 수소, 헬륨 등의 가벼운 원소가 생성되고, 최종 단계에서
수소와 헬륨
이 각각
75%, 25%
의 비율로 생겨났다.
오늘날 별들을 관측하여 추정되는 값과 일치
별의 진화 과정에서 수소는 핵융합 반응을 하여 헬륨으로 변해간다.
따라서 늙은 별에는 헬륨의 함량이 훨씬 많아야 한다.
실제로는 성간 물질에서 새로 탄생한 젊은 별이나 늙은 별의 헬륨 함량이
별 차이가 없다
.
우주 내 헬륨의 대부분이 이미 오래 전 우주 초기에 대폭발에 의해 생성되었다.
퀘이사
우리은하계로부터 매우 먼 거리에 있는 은하
광도는 우리 은하의 100배
현재 우리은하계에 가까운 퀘이사는 발견되지 않았다.
먼 거리에 있는 퀘이사의 빛이 우리에게 도달하는 시간은 우주의 나이와 거의 같다고 볼 수 있다.
퀘이사는 우주가 폭발하는 초기에 생성된 것으로 설명됨
우주의 가속 팽창
초신성
별의 일생 중 마지막 단계에서 짧은 시간에 거대한 에너지를 내뿜으며 폭발
지구의 망원경으로 관측할 수 있을 정도로 밝다.
가장 멀리 있는 초신성에서 나온 빛이 지구에 도달하는 데 수십억 년
초신성의 관측을 통해
우주 팽창의 역사
를 알아낼 수 있다.
우주의 팽창 속도는 현재보다 과거에 더 느렸다.
Ia형 초신성
쌍성계를 이루는 백색 왜성이 근접한 적색 거성의 물질을 빨아들여 생성
찬드라세카르 질량한계를 넘게 된 경우, 백색왜성을 이루는 전자들의 축퇴압력이 중력을 지탱하지 못하고 폭발(태양 질량의 1.4배)
초신성이 내뿜는 빛의 밝기는 폭발 당시의 질량에 비례
Ia형 초신성들은
밝기가 거의 같다
.
거리를 계산할 수 있다!
암흑 에너지
Ia형 초신성의 관측 결과 우주의 팽창 속도는
점점 더 빨라지고 있다
.
우주의 팽창이 가속되려면
에너지 필요
우주 공간에 내재된 것으로 해석
우주의 구성 성분
0.4% 별, 은하
3.6% 성간가스
대폭발설의 문제점
The Flatness Problem
초기 우주의 편평성 문제
The Horizon Problem
우주지평선 문제
The Monople Problem
자기 홀극 문제
대폭발이론의 장방정식에 따르면
현재의 우주가 열린우주이거나 닫힌우주이거나 상관없이, 과거 초기 우주의 모습은
거의 완벽한 편평우주
에 다가가는 구조를 지니고 있음
대통일장 시기에 우주는 대략 10-52의 오차 범위 내 에서 '편평'우주가 된다.
모든 물리상수들을 10-52 의 오차한계만 허용하는 '
정밀성
'요구
이론상 초기 우주에서 양성자만큼이나 많은 자기 홀극이 생성되었다.
지구상에서 실험관측된 자기 홀극은
단 하나도 없다
!
_지금 어디로, 어떻게 사라졌는가?
그 무엇도 빛보다 빠를 수 없다.
정보가 밤하늘의 끝에서 끝까지 전달되려면 우주의 나이보다 긴 시간이 소요된다.
우주배경복사는 빅뱅 이후
약 130억 년 동안 공간을 표류
했다.
어떻게 온도가 수천분의 1 이내로 동일할 수 있는가?
우주배경복사가 처음 생성된 빅뱅 후 38만 년이 지난 시점
빅뱅이론의 계산에 따르면 하늘의 대척점은 90억 광년의 거리를 두고 있었다.
어떻게 태어난 지 38만 년밖에 안 된 우주에서
90억 광년
이나 떨어져 있는 두 지점이
같은 온도
를 유지할 수 있었나?
정상 우주론
인플레이션 이론
_연속 창조설
우주의 나이가 지구의 나이보다 젊다?
허블이 측정한 허블 상수의 값은 500km/s/Mpc 였다.
이로부터 추정된 우주의 나이는 18억 년
당시 방사선 연대측정으로 얻어진 지구의 나이는 30억 년이 넘었다.
우주의 나이가 별들의 나이보다 적다는 모순
허블의 거리 측정에 심각한 오류가 있었기 때문
우주는 항상 현재와 같은 모양으로 존재한다.
우주가 팽창하면서
새로운 물질과 은하
들이 끊임없이 탄생하므로 우주는 모든 곳에서
균일
하다.
시간이 지나도 우주의
밀도, 온도, 밝기는 일정
하며, 우주의
총 질량과 크기는 증가
한다.
문제점
전파 은하 등은 거리가 멀수록 더 많이 발견된다.
과거에 우주의 밀도가 현재보다 높았다.
퀘이사 같은 천체는 과거에만 존재했으며 새로 태어나지 않는다.
2.7K의 우주 배경 복사
과거에 우주가
고온 고밀도
상태에 있었다.
_급팽창 우주론
우주가 탄생하였을 때 우주의 진공 에너지는 무한대
대폭발 순간에 엄청난 가속도로 팽창
그 후 온도의 감소로 팽창이 서서히 느려졌다고 설명
평탄성 문제
우주 초기에 있었던 급속한 팽창이 초기 우주의 곡률을 급속하게 감소시켜 우리가 보는 우주는 거의 평탄하다.
지평선 문제
인플레이션 이론에서는 대폭발설보다 훨씬 작은 크기의 우주에서 급격히 팽창하였기 때문에 팽창이 일어나기 전에는 서로 상호작용이 가능하다고 설명
플랑크 시기(1.0E-43)
급팽창 시기(1.0E-35)
쿼크가 핵자 안에 갇힘(1.0E-11)
핵 합성 시작(1초)
원소의 핵 합성 중단(3분)
물질 우세 시대(2만 년)
우주가 맑게 갬(30만 년)
퀘이사와 거대 블랙홀, 은하와 별 탄생(10억 년)
중력 분리
최초의 물질 탄생
1.0E-35초~1.0E-24초 사이에 우주는 약 1.0+E50배 커짐
전자기력과 약한 핵력 분리
입자와 반입자의 쌍소멸 시작
물질 입자(양성자, 중성자, 중간자) 생성
100억 K
수소, 헬륨, 리튬, 중수소 원자핵 합성 시작
온도(1.0E+9)K
수소: 헬륨 = 3 : 1
빛의 에너지 < 물질의 에너지
암흑 물질이 중력 수축 시작
빅뱅(0초)
온도 약 3000K
전자와 원자핵 결합하여 원자 형성
빛이 우주 공간으로 퍼짐 : 우주 배경 복사
별의 중심에서 핵융합 반응
무거운 원소 생성
2세대 별 탄생, 태양계 형성(100억 년)
우주의 진화
우주의 미래
_관측된 증거에 의하면 현재의 우주는 팽창 중이다. 그러나 과연 미래에도 그럴까?
프리드만 방정식 구경하기
현대 물리학의 한계
우주의 임계 밀도
현재의 팽창 속도에서 보았을 때 편평한 우주가 될 가상의 밀도
이므로, 질량 m인 물체의 에너지는
(이탈한계)
(∵우주는 어느 방향으로나 균일하고 등방)
이때 허블법칙에 의해

=1
일반 상대성 이론에 우주론적 원리를 적용하고 우주에 팽창을 도와주는 압력이 없다고 가정하면, 오늘날 우주의 팽창하는 모습을 재현시킬 수 있다.
열린 우주
무한히 팽창하며 팽창속도가 일정한 값으로 다가간다.
편평한 우주
팽창을 계속하나 팽창속도가 0으로 다가간다.
닫힌 우주
팽창을 하다가 멈추고 다시 수축해서 한 점으로 모인다.
밀도 인자
우주의 밀도
우주의 임계 밀도
k=0
삼각형 내각의 합 = 180
o
편평한 우주
>1
k=+1
삼각형 내각의 합 >180
o
닫힌 우주
0< <1
k=-1
삼각형 내각의 합 <180
o
열린우주
우주의 밀도를 측정하는 일은 대단히 어렵다.
관측 불가능한 물질
의 질량을 정할 수 없기 때문이다.
허블 상수도 정확한 값이 아니다.
현재 은하들의 질량을 바탕으로 하여 추정된 우주의 밀도는 대략 1.0E-30g/㎤
현재의 계산대로라면 우리 우주는
열린 우주
다.
BUT,
우주의 장래는 아직 정확히 알 수 없다.
등방성
흑체복사 이론으로 설명 가능
우주론적 원리
등방성
우주는 모든 방향으로 보아도 일정하다.
균일성
위치에 대하여 변하지 않는다.
우주상수 문제(Cosmological constant problem), 미세조정(fine tunning)의 문제
http://ooju.egloos.com/1427068
Cosmological Redshift
우주론적 적색편이
공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상
지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측
완전 우주론
시간에 대해 불변한다.
급팽창의 시기
Jeonnam Science Highschool
23rd 1315 Lim Hanul
Full transcript