천체와 우주

천체와 우주

11. 우주론의 도전

우주 열 역사의 주요 장면 우주 열 역사의 주요 장면

 열 평형의 깨짐이 우주의 역사를 만든다. 열 평형의 깨짐이 우주의 역사를 만든다

• 바리온 창조 현재 바리온의 양을 설명하는 바리온 비대칭성이 만들어진다.

• 암흑물질 분리 열탕으로부터 암흑 물질 입자가 분 리되어 현재의 양으로 고정된다.

• 전자기-약 상전이 전자기 상호작용과 약 상호작용 이 통일된 힘에서 분리된다.

• 양자색역학 상전이 쿼크로부터 양성자와 중성자

• 양자색역학 상전이 쿼크로부터 양성자와 중성자 가 만들어진다.

• 중성미자 분리 약한 상호작용에 의한 열평형이 깨 지면서 중성미자가 열탕에서 분리되고, 양성자-중 관측으로

성자 비율이 고정된다.

• 빅뱅 핵합성 양성자, 중성자로부터 가벼운 핵들이 합성된다.

우주배경복사 분리 전자와 양성자가 결합하여 수 확인된

장면

• 우주배경복사 분리 전자와 양성자가 결합하여 수 소원자가 만들어지면서 광자와 바리온이 분리된다.

 고온, 고에너지에서 일어나는 과정

• 입자물리학, 핵물리학의 지식이 필요하다.

바리온 비대칭성 바리온 비대칭성

 바리온 바리온

• 우리 몸을 구성하는 물질 : 바리온 (양성자, 중성자, 핵), 렙톤 (전자)

• 별, 행성, 가스 (바리온의 대부분을 차지), 먼지, …

 바리온 비대칭성 (Baryon Asymmetry)

바리온의 양

• 미시세계이론(입자물리학 표준모형) - 바리온과 반바리온에 대해서 매우 대칭적

• 우리 우주의 바리온-반바리온의 비 - 바리온에 비해 반바리온의 양은 매우 적다.

 바리온의 양

• 빅뱅 핵합성과 우주배경복사의 비등방성이 주는 결과가 일치

(광자 10억 개당 바리온 4 개) (광자 10억 개당 바리온 4 개)

바리온 창조 바리온 창조

 바리온 창조 (Baryogenesis) 바리온 창 ( y g )

• 우주의 시작에서는 바리온이 대칭 상태일 것으로 가정

• 바리온 비대칭이 없는 경우, 바리 반바리 리의 결과 바리온/반바리온 종 분리의 결과는

로 너무 작다.

• 초기 우주에서 바리온 비대칭성이 생겨나는 과정이 필요

생겨나는 과정이 필

• Sakharov의 3가지 조건 1. B 대칭성 깨짐

2. C & CP 대칭성 깨짐

우리의 존재를 설명하기 위해서는 바리온 창조가 필요하다.

2. C & CP 대칭성 깨짐

3. 열 평형의 깨짐 Andrei Sakharov

 입자물리 표준모형은 충분한 양의 바리온을 만들지 못한다.  새로운 이론 필요

• 표준모형은 위의 3가지 조건을 모두 갖추었으나 CP 대칭성 깨짐의 크기가 너무 작고, 열 평형의 깨짐이 충분히 크게 일어나지 않아 필요한 만큼의 깨짐이 충분히 크게 일어나지 않아 필요한 만큼의 바리온을 만들어내지 못한다.

중성미자 분리 중성미자 분리

 약 상호작용의 분리 약 상호작용의 분리

• 빅뱅 후 시간 t ~ 1초, 온도 T ~ 1 MeV 에서 일어난다.

• 평형상태에 있는 입자들 :

양성자, 중성자, 전자, 광자, 중성미자 양성자, 중성자, 전자, 광자, 중성미자

• 온도가 1 MeV 보다 낮아지면 전자기 상호작용에 의한 평형은 유지되지만, 약 상호작용에 의한 평형은 더 이상 유지되지 못한다.

성미자 리 성미자와 전자 사이의 평형이 깨진다 약 상호작용에 의한 중성자의 β-붕괴

• 중성미자 분리 – 중성미자와 전자 사이의 평형이 깨진다.

• 양성자대 중성자의 비 고정 – 중성자와 양성자 사이의 평형이 깨진다.양성자대 중성자의 비 정 중성자와 양성자 사이의 평형이 깨진다

• 전자-반전자 소멸과 광자와 중성미자의 온도 차

온도가 전자의 질량(0.51 MeV)보다 낮아지면 전자-반전자의 수는 급격히 줄어들고, 이들이 가지 고 있던 에너지와 엔트로피는 광자로 전해져서 광자의 온도는 조금 천천히 떨어진다 반면 열탕 고 있던 에너지와 엔트로피는 광자로 전해져서 광자의 온도는 조금 천천히 떨어진다. 반면 열탕 에서 분리된 중성미자는 팽창에 반비례해서 온도가 떨어져서, 광자의 온도와 중성미자의 온도에 조금의 차이가 생기게 된다.

빅뱅 핵합성 빅뱅 핵합성

 빅뱅 핵합성 (Bing Bang Nucleosynthesis) 빅뱅 핵합성 ( g g y )

• 우주가 식으면서 양성자와 중성자로부터 가벼운 핵들(수소, 헬륨, 리튬)이 만들어지는 과정 (무거운 핵들은 별의 진화과정에서 만들어진다.)

• 빅뱅 핵합성은 가벼운 핵들의 상대 비를 잘 설명함으로써 빅뱅 이론의 중요한 근거가 되었다.

• 바리온 양에 따라 빅뱅 핵합성의 결과가 달라진다. ⇒ 우리 우주의 바리온 양을 알 수 있다.

빅뱅 핵합성을 맞추려면

우주배경복사 분리

 우주배경복사(Cosmic Microwave Background, CMB)의 분리

우주배경복사 분리

우주배경복사( g , )의 분리

• 양성자, 전자, 수소원자와 빛의 전자기 상호작용에 의한 평형 상태

• 온도 T가 수소의 결합에너지 E_bind보다 충분히 낮아지면 (빅뱅 후 시간 t ~ 30만년)

수소원자 생성 전자 수의 감소 광자의 분리 수소원자 생성 ⇒ 전자 수의 감소 ⇒ 광자의 분리

• 전자가 사라지면서 우주는 투명해진다.

현재 보는 우주배경복사 – 최종 산란면

Th L S i The Last Scattering Surface, an art installation at the Henry Art Gallery on the University y of Washington campus in Seattle

우주는 균일하지 않다 우주는 균일하지 않다.

 우리 우주의 구조물 우리 우주의 구 물

• 우리 우주는 매우 큰 거리척도(약 400 Mpc 이상)에서는 매우 균일(δρ/ρ ~ 10^-5)하고 그 보다 작은 거리척도에서는 다양한 구조(δρ/ρ = 10^-5 ~ 10⁵)를 가지고 있다.

• 완벽하게 균일한 우주는 현재 우리가 보고 있는 별, 은하, 은하단, 초은하단 등의 구조물을 만들 할

수 없으며, 구조의 형성 없이 별, 행성, 생명의 탄생 등, 우리의 존재를 설명할 수 없다.

Galaxy: Andromeda Galaxy Cluster: Coma Galaxy Supercluster: Perseus Large Scale Structures

우주와 지구의 모습 비교

 우주와 지구의 모습 비교

• 지구는 큰 척도에서 매우 균일한 구이지만, 작은 척도에서는 표면 구조(δρ/ρ ~ 10^-3)를 가지고 있다.

• 지구가 완벽한 구라면 생명이 탄생할 수 있을까?

• 지구가 완벽한 구라면 생명이 탄생할 수 있을까?

• 지표면의 구조는 언제, 어떻게 만들어졌는가?

 우주 구조 형성에 대한 이해 우주 구 형성에 대한 이해

• 기본 생각 : 초기 우주의 작은 원시밀도요동이 중력의 작용으로 증폭되어 현재의 구조물들을 형성했다.

• 자세한 모형 :

원시밀도요동 우주 구조물

관측과 비교

중력의 작용 - 밀도요동의 진화

복사지배 시대 | 물질지배 시대 | 광자 분리

관측과 비교

• 스펙트럼 분석

원시밀도요동의 근원은?

• 초팽창 (Inflation)

• 위상 결함 (Topological defects)

 구조형성 연구로부터 알게된 사실

• 원시밀도요동의 크기는 10^-5 정도 척

• 밀도요동의 길이척도에 따라 다르게 자란다.

길이척도가 수평선 안으로 들어온 후에 커지기 시작한 후, 복사지배시대에는 매우 느리게 성장, 물질 지배시대부터 본격 성장.

• 바리온만 있을 경우 빛(나중에 바리온과 분리되어 우주배경복사가 된다.)과의 상호작용에 의해 충분 한 구조 형성이 되지 않는다. 구조 형성을 설명하 기 위해서는 차가운 암흑 물질 (Cold Dark Matter 기 위해서는 차가운 암흑 물질 (Cold Dark Matter, 빛을 내지 않는 바리온이 아닌 물질)이 필요하다.

암흑 물질 암흑 물질

 우주 구조물의 설명을 위해서는 암흑 물질의 존재가 필요 우주 구 물의 설명을 위해서는 암흑 물질의 존재가 필

• 은하의 분포

• 우주배경복사의 비등방성

 암흑물질이 존재한다는 다른 관측 증거들 암흑물질이 존재한다는 다른 관측 증거들

• 은하 회전 곡선

• 중력 렌즈, 바리온과 물질(은하)분포의 불일치

은하단 충돌 - bullet clusters

바리온(붉은색, X-선)과 암흑물질(푸른색, 력렌 의 가 일치하지 않음을 중력렌즈 효과는 빛을 내는 천체와 우리 사이에

눈에 보이지 않는 물질이 존재함을 보여준다.

은하의 회전 곡선은 은하의 원반 바깥에 눈에 보이지

않 질이 재함을 여 중력렌즈)의 분포가 일치하지 않음을 보

여준다. 은하들은 암흑물질의 분포와 일 치함은 중력렌즈효과 관측으로 확인된다.

않는 물질이 존재함을 보여 준다.

암흑 물질의 정체는?

 암흑 물질의 정체는?

• WIMP, 가장 가벼운 초대칭 입자(LSP) – Neutralino

• Axion, Gravitino, Axino, LKK, …

• WIMPzilla, …

 암흑 물질 찾기

• 직접 검출 지구를 지나는 암흑물질 입자를 검출

• 직접 검출 – 지구를 지나는 암흑물질 입자를 검출

• 간접 검출 – 은하나 태양의 중심에서 암흑물질이 쌍소멸 하면서 나오는 감마선을 검출

암흑 물질 입자를 직접 검출하려는 실험들이 세계 여러 곳에서 진행되 있다 실험들은 우주선의 영향을 최 화하기 위해 암흑 물질 입자를 직접 검출하려는 실험들이 세계 여러 곳에서 진행되고 있다. 실험들은 우주선의 영향을 최소화하기 위해 모두 지하 깊은 곳에서 이루어진다. 아래는 가장 최근에 진행된 LUX 실험의 장치와 결과를 보여준다. 암흑 물질 입자는 검출 되지 않았으며, 그 질량과 산란단면적에 대한 한계는 이전에 검출을 주장한 다른 실험들의 결과와 상충한다.

뜨거운 빅뱅 우주의 문제점들 뜨거운 빅뱅 우주의 문제점들

 왜, 어떻게 우주는 평평하고, 균일 한가? 왜, 어떻게 우주는 평평하 , 균일 한가

• 평평성 문제 – 빅뱅 우주에서는 현재 우주의 평 평한 공간을 얻기 위해서는 우주 초기의 에너지 밀도를 임계밀도에 10^-60 수준으로 맞춰야 한다.

평선 제 빅뱅 케일팩터 다

• 수평선 문제 – 빅뱅 우주는 스케일팩터보다 수 평선이 커지는 속도가 빨라서 현재 우주의 균일 한 상태가 인과관계로 설명이 안 된다.

 원시밀도요동은 어떻게 생겨났는가? 원시밀도요동은 어떻게 생겨났는가?

• 원시밀도요동 문제 - 복사지배의 초기 우주에서 는 인과관계가 없었던 큰 거리척도의 밀도요동 을 만들 수 없다.

 바리온 창조는 언제, 어떻게 일어났나?

 암흑 물질은 실체는 무엇이며, 언제, 어떻게 생겨났는가?

 우리 우주는 어떻게 시작되었는가?

• 뜨거운 빅뱅 우주의 문제점들은 모두 빅뱅 우주의 시작 상태와 관련돼 있다

언제, 어떻게 생겨났는가?

 암흑 에너지는 실체는 무엇인가?

 우주의 시작을 과학으로 이해할 수 있 는가?

우주의 시작 상태와 관련돼 있다.

• 왜 우리 우주는 현재의 이론으로 보기에 아주 특별한 상태로 시작 되었는가?

• 중력의 문제

는가?

• 입자물리학의 문제

초팽창 초팽창

 초팽창(Inflation)이란? 팽창( )이란

• Scale factor가 상당 기간 동안 가속 팽창 되는 것 (Scale factor가 수평선보다 훨씬 빨리 커진다.)

• 초팽창은 큰 진공에너지 밀도를 가진 스칼라장(inflaton)이 평 평한 포텐셜에서 천천히 굴러 떨어지면서 실현될 수 있다.

 초팽창의 기능

• 우주를 평평하고 균일하게 만든다.

초팽창에 의해 l 가 ⁶⁰ 이상 팽창했다면 현재 우리 ^{Alan Guth} Andrei Linde 초팽창에 의해 Scale Factor가 e⁶⁰ 이상 팽창했다면, 현재 우리

가 보는 우주는 초팽창 이전에는 인과관계로 연결되어 있었다.

– 뜨거운 빅뱅 우주의 평평성 문제, 수평선 문제 해결

• 양자요동을 밀도요동으로 변환시켜 원시밀도요동을 만든다.

초팽창을 처음 제안

양자 동을 밀 동 변환시켜 원시밀 동을 만든다 - 뜨거운 빅뱅 우주의 원시밀도요동 문제 해결

양자요동 δφ  밀도요동 δρ, 척도불변인 파워스펙트럼

 초팽창의 시작과 끝 팽창의 시작과 끝

• 초팽창이 끝나면서 초팽창에 의해 차가워진 우주를 뜨거운 우 주로 데우는 과정이 필요하다. 이 과정이 뜨거운 빅뱅 우주의 시작 온도를 결정한다.

창 우주의 시작 문제를 파고드는 것은 러시

• 초팽창은 어떻게 시작되었는가?

- 혼돈 초팽창, 다중 우주, …

우주의 시작 문제를 파고드는 것은 러시 아 인형(Matryoshka)을 열어보는 것과 같은 것인가?

1990년대 우주론의 대발견들 1990년대 우주론의 대발견들

Accelerating Universe CMB Anisotropies Accelerating Universe CMB Anisotropies

2011 Nobel prize

2006 Nobel prize

우주배경복사의 비등방성 우주배경복사의 비등방성

 원시밀도요동의 존재에 대한 다른 관측 증거가 있는가? 원시밀 동의 존재에 대한 다른 관측 증거가 있는가

 우주 배경복사의 비등방성 (CMB Anisotropies)

• 밀도요동이 우주배경복사의 온도요동을 만든다.

(밀도요동이 중력요동을 만들고, 빛도 중력의 영향을 받는다.) (밀 동이 중력 동을 만들 , 빛 중력의 영향을 받는다 )

• CMBA의 근원

밀도요동(CDM)에 의한 중력의 작용

바리온 진동 (Baryon Acoustic Oscillation)바리온 진동 ( y ) - 강하게 결합된 바리온-광자 플라즈마의 진동

 CMBA의 관측

• 우주배경복사에 대해 10만분의 1 (10^-5) K 수준의 정밀성을 가진 관측이 필요

• 우주배경복사에 대해 10만분의 1 (10 ⁵) K 수준의 정밀성을 가진 관측이 필요

• 1992년, COBE가 처음으로 관측에 성공 (2006년 노벨물리학상)

2.73 K 1/1,000 K 1/100,000 K

밀도요동과 비등방성의 진화 밀도요동과 비등방성의 진화

 밀도요동, 비등방성의 진화방정식

중성미자 중력

• 9개의 밀도요동변수 :

• 밀도요동의 진화는 초기 조건 (원시밀도요동)과 요동 진화방정식에 의해 결정된다.

미자 광자 암흑

중력 전자기력

• 초기 조건 (원시밀도요동) – 초기에는 요동의 거리 척도가 지평선보다 크고, 9개의 변수는 모두 중력 퍼텐셜에 연동되어 있다.

단열 요동 (C=0) Metric

광자 물질

콤프턴 단열 요동 (C=0)

등곡률 요동 (C≠0)

 진화의 3단계

전자 바리온

콤프턴산란

쿨롱 힘 • 초기 – 모든 모드가 수평선 밖에 있다.

• 중기 – 모드들이 수평선 안으로 들어오고,

우주는 복사지배에서 물질지배로 넘어간다.

쿨롱 힘

• 후기 – 모든 모드들이 똑같이 진화한다.

무작위 열 운동

손실, 진동 과밀도(δ>0)를 증폭 지수적 성장

 관측결과와 비교

• 은하분포 – 물질 파워스펙트럼 밀도요동 진화의 기본적인 이해 – 중력은 과밀도를

성장시키고 압력은 성장을 방해한다 과밀도의 성 • 은하분포 물질 파워스펙트럼

• 우주배경복사 - 비등방성 성장시키고 압력은 성장을 방해한다. 과밀도의 성

장은 물질지배 시대에 일어나고, 바리온과 전자의 과밀도는 광자와 분리된 후에 성장할 수 있다.

 은하의 분포와 물질 파워스펙트럼

바리온(실선)과 차가운 암흑물질 (점선)의 밀도요 동의 성장 동의 성장

우주배경복사의 비등방성

 우주배경복사의 비등방성

우주배경복사의 비등방성으로부터 우리 우주에 대한 많은 정보를 알아낼 수 있다.

우주의 팽창은 가속되고 있다 우주의 팽창은 가속되고 있다.

 초신성 Ia형 신성 형

• 표준촛불 – 매우 밝고 밝기가 일정, 광도곡선을 통해 정밀한 보정이 가능

• 적색편이–밝기거리 관계를 이용하여 먼 과거까지 팽창의 역사 추적이 가능 초신성 Ia형은 백색왜성과

적색거성으로 구성된 이중 성으로 적색 거성의 물질 이 백색왜성에 침착되면서 질량이 찬드라세커 극한에 질량이 찬드라세커 극한에 접근하여 폭발을 일으키는 것으로 믿어지고 있다.

초신성 Ia형은 밝을수록 더 오래 빛을 낸다 광도곡선 오래 빛을 낸다. 광도곡선 을 관측하면 밝기를 정밀하 게 보정할 수 있다.

정확한 광도곡선을 얻기 위 해서는 폭발 초기에 발견하 해서는 폭발 초기에 발견하 는 것이 중요하다. 먼 거리 에 있는 초신성을 발견하기 위해서는 달이 없는 밤을 이용하여 전 하늘을 추적관 찰, 새로운 별이 나타난 곳 을 찾아야 한다.

 초신성 Ia형을 이용한 우주의 팽창 추적 신성 형을 이용한 우주의 팽창 추적

• 큰 적색편이를 가진 초신성 Ia형 관측

• 밝기거리-적색편이 관계

허블의 법칙과 허블 상수 감속 파라미터 - 물질의 종류와 양 허블의 법칙과 허블 상수

팽창속도 - 우주의 나이와 크기

가속이 되려면 음의 압력(w<-1/3)을 가진 물질이 지배해야 한다

감속 파라미터 물질의 종류와 양

가진 물질이 지배해야 한다.

 가속팽창의 해석 가속팽창의 해석

• 일반상대성 - 가속 팽창이 일어나기 위해서는 음의 압력(p<-1/3ρ)을 갖는 물질이 필요하다.

⇒ 암흑 에너지 (Dark Energy)

• 변형된 중력 – 은하보다 더 큰 거리척도에서는 중력이 일반상대론과 달라진다.

 암흑에너지의 정체는?

5차원 막세계 모형에서는 아인슈타인은 우주상수

• 음의 압력(p<-1/3ρ)을 가지며, 빛을 내지 않는다 (보통의 물질과는 중력 이외의 상호작용이 없다).

• 우주상수(진공 에너지밀도, p=-)

• Quintessense 천천히 굴러가는 스칼라 장

5차원 막세계 모형에서는 중력을 변형하여 보통의 물 질로도 가속팽창이 있을 수 있다. 그러나 이런 모형은 대개 다른 쪽에서 문제점들 을 가지고 있다

아인슈타인은 우주상수 의 도입을 자기 인생의 최대 실수라고 했지만, 현재 우주의 가속팽창 은 우주상수를 다시 필요로 하고 있다

• Quintessense – 천천히 굴러가는 스칼라 장 천천히 굴러가는 스칼라

을 가지고 있다.

필요로 하고 있다.

장은 암흑에너지의 성질을 가지고 있다.

양자역학에서는 진공(바닥 상태)은 아무 것도 없는 빈 상태가 아니라 아무 것도 없는 빈 상태가 아니라 양자요동과 에너지를 가지고 있다.

진공에너지도 중력을 만든다 중력을 만든다.

우주상수 문제 우주상수 문제

 우주상수 우주상수

• Einstein, 1917년 – 일반상대론에서 정적 우주를 얻기 위하여 우주상수 도입

• Zeldovich, 1968년 – 우주상수를 진공 에너지밀도와 동등한

것임을 이 상 제 제기

 진공의 에너지밀도를 계산할 수 있는가?

• 양자 장론 – 진공 에너지밀도는 0점 에너지의 합 것임을 보이고, 우주상수 문제를 제기

Yakov Borisovich Albert Einstein

∞ 발산한다

Energy cutoff

양자장론이 성립하는 최대 에너지

Zel'dovich

∞, 발산한다.

우주상수 문제 !

양자 장론의 예측

 우주상수 문제의 해결책?

• 양자 중력 (quantum gravity) 인류학 원리 (anthropic principle)

• 인류학 원리 (anthropic principle)

우주론 정밀과학이 되다 우주론, 정밀과학이 되다.

 우주배경복사 비등방성 우주배경복사 비등방성

COBEWMAP Planck

…

 팽창의 역사

SN Ia BAO…

 은하의 분포

SDSS2MASS

…

숫자로 본 우주 숫자로 본 우주

 우주의 팽창 우주의 팽창

우주의 에너지밀

암흑 에너지 암흑 물질 바리온 (원자) 중성미자 광자 (빛) 에너지밀도

 우주의 에너지밀도

현재의 입자물리 표준모형으로 설명할 수 있는 부분

바리온 창조 암흑 에너지의

실체우주상수 문제

암흑 물질의 평평성 문제 실체

초팽창으로 설명할 수 있는 부분

 우주의 주름

원시밀도요동 문제

우주를 이해한다는 것

우주를 이해한다는 것 …

우리는 우리 우주를 채우고 있는 에너지의 95%의 실체가 무엇인지 모르고 있다.

현재 우리는 우리 우주를 잘

이해하고 있다. 하지만 …

하늘을 보는 새로운 창 하늘을 보는 새로운 창

Tycho’s G lil ’ t l Hubble’s telescope

Tychos

Mural quadrant Galileo’s telescope

Newton’s telescope Herschel’s telescope

Hubble s telescope

Jansky’s radio antenna

Hubble Space Telescope Chandra X-ray telescope

Penzias & Wilson’s antenna Planck satellite