우주여행의시작과끝

우주여행의 시작과 끝

우주로의 여행

충북대학교 천문우주학과 김 용 기 교수

1. 허블 우주 망원경과 떠나는 우주의 끝?시작?

• 김용기교수

• 충북대학교 천문우주학과

• 2016년 11월 29일

1996

1996년에 보여진 HST의 심천영상

Hubble Deep Field (HDF)

• HST로 분해해서 관측하기에 너무 작다고 여겨졌던 외부은하들을 관 측

• 단일 WFPC2관측 영역에서 3000개 이상의 외부은하 들을 발견하여 먼 은하들의 연구가 능 하게 됨

2004

ACS장착으

로 2004년

본 Hubble

Ultra Deep

Field (HUDF

영상):만개의

은하들이 관

측

2004

WFC3장착 으로 좁아진 필드의 Hubble

Ultra Deep

Field (HUDF)

를 연구가능

2009

HUDF-IR:

우주론적 적

색편이 현상

으로 먼 우주

에서 오는 빛

일수록 적외

선쪽으로 편

이가 일어난

다(빅뱅이 일

어난 후 십억

년 이후까지

볼 수 있게

해줌)

2014

자외선-가시

광 –적외선

관측자료를

합성해서 나

타낸 HUDF

Hubble Ultra Deep Field 2014 -

행성

분 - 시간

항성

년 – 수 천년 은하

백만 년– 수 십 억년

우주

수 십억년

시간/우주위치

빛이 그곳에서 지구까지 도달 할 때 걸리는 시간

HUDP 2014:

• 2002-2012동안 HST의 UV, visible, IR 관측기기로 얻은 자료 의 합성

• 하늘의 달크기 정도의 작은 영역 에 만개 정도의 은하들이 보인다

• 작은 빨간 점들은 새로 발견된 은 하들로 가장 멀리 있으며, 아주 초 기에 형성된 것들이다 (130억년)

~ 빅뱅 후 수 백만년 밖에 안된 우 주의 모습

Frontier Field A bell 2744

행성

분 - 시간

항성

년 – 수 천년 은하

백만 년– 수 십 억년

우주

수 십억년

시간/우주위치

빛이 그곳에서 지구까지 도달 할 때 걸리는 시간

Frontier Field Program:

• 은하단이 있는 영역들을 다양한 각도에서 관측하여 우주 형성 초 기의 상태에 대해 자세한 정보를 얻기위한 노력

• 우주가 수백만년밖에 되지 않았을 때 존재했던 은하들의 분포를 알 려준다

• HST와 Spitzer, Chandra위성관 측으로 은하들의 거리와 질량이 단일위성관측으로 얻어지는 경우 보다 더 정확하게 측정가능 (대형 우주망원경이 필요)

Abell 2744영역의 중력렌즈 현상:

• 중력렌즈을 일으키는 성단의 질량 과 중력렌즈 강도추정이 가능

• 거대질량 블랙홀을 지니고 있는 배경은하에 대한 정보가 얻어짐

2012

중력렌즈현상으로 밝아지는 천체관

측

HST 20주년 기념으로 공개된 사진들

인류는 먼 옛날부터 밤하늘에 대해 의문을 품고 그 속에 담긴 의미를 알기 위해 애써 왔다.

우주론이란 ?

2. 우주론

우주론이란 ? 우주의 기원,

그 거대한 구조 및 진화를 연구

수학을 이용해서 가상의 '우주 모델'을 만들고, 이 모델의 특성과 알려져 있는 우주의 특성을 비교한다

정상 우주 빅 뱅 모델

새로운 물질이 계속 생성되어 일정한 밀도를 유지

우주가 한 차례의 대폭 발로부터

계속 팽창

우주에 관한 관측적 사실

• 모든 은하들의 적색이동

• 은하들의 거시분포는 등방 균질

• 우주의 내용물이 시간에 따라 변함

• 중력은 시공간을 휘게 한다

팽창

우주의 팽창

- 별이 우주 내에서 생겨나기 위해선 우주 내에 먼지나 티끌 같은 물질이 있어야

-> 이런 물질들은 초기에 원시우주의 대폭발에 의해 생겨났다 (빅뱅 이론)

-> 처음에 혼돈이 있었고, 곧 이어 폭발이 있었음을 암시

우주의 팽창

- 빅뱅 이 일어난 직후 폭발되는 물질 덩어리의 뜨거운 온도는 우주가 사방으로 팽창하면서 온도가 급속히 떨어지기 시작

-> 3분 후 10억도

-> 70만 년 정도가 지나면 3000도정도 (물질생성) -> 혼돈의 세계가 정돈

-> 빛이 물질 속을 통과 -> 초기 우주의 가스구름을 형성 -> 은하와 별들이 형성 (10억년 후) -> 항성(태양)과 행성(지구)들이 형성

- 복사는 우주가 팽창하면서 냉각되어 적색이동

팽창우주의 나이

• 허블 시간: 시간 = 거리/속도

• 우주의 나이: 허블 상수의 역수

V = H d

허블상수의 측정이 관건: 은하들의 속도와 거리를 측정해야 허블상수: 15 - 35 km/s/10⁶ly

우주의 나이: 100억년 - 200억년

허블상수: 25 km/s/10⁶ly 우주의 나이: 130억년 최근 관측결과

우주 나이측정의 다른 방법

구상성단

47 Tucanae:

우리은하에서 가장늙은 천체 (약 150억년)

별들은 빅뱅 이후

최소 10억년후에 탄생

최소한 160억년 우주의 나이

아직 우주의 나이는 불확실

우주의 모형

• 우주 팽창속도의 감속: 물질의 중력에 의해

• 우주의 임계밀도: 우주의 팽창을 멈추게 할 정도의 중 력을 내는 밀도

우주의 실제평균밀도가 임계밀도보다 크다

우주는 언잰가 팽창을 멈추고 수축

우주는 팽창을 영원히 계속 우주의 실제평균밀도가 임계밀도보다 작다

우주의 3가지 모형

• 단힌우주(1): 평균밀도 > 임계밀도

• 열린우주(2): 평균밀도 < 임계밀도

• 평탄우주(3): 평균밀도 = 임계밀도 (가까스로 영원팽창)

임계밀도:

허블상수의 함수 예:

H₀= 25km/s/백만광년 임계밀도: 10^-29 g/cm³

우주의 실제밀도 측정이 중요

우주모형의 예

우주모형 나이

(10억년)

평균밀도(g/cm³) 궁극적 운명

닫힌 우주 9 이하 10^-29 이상 팽창 정지 후 수축

평탄 우주 9 대략 10^-29 겨우 영원 팽창

열린 우주 9 이상 10^-29 이하 영원히 팽창 10^-31 - 10^-30 g/cm³

현재 관측치

빅뱅의 증거, 배경복사

• Alper & Hermann (1940년대후반) : 배경복사 예측

• Penzias & Wilson (1967) : 배경복사 관측 (2.7K) 1978년 노벨물리학상 수상

• COBE 위성: 우주배경복사를 관측

이론과 관측의 일치

COBE 우주 배경복사 관측결과

1. 오늘날 우리가 보는 우주는

뜨겁고, 균일한 상태로부터 진화한 것 2. 한쪽 방향에서 측정한 CBR가

정반대방향에서 측정한 CBR보다

약간 더 뜨거운 기체에서 나오는 것처럼 보인다.

우리가 어디로 움직이는 지 알 수 있다

우리은하가 속한 국부은하단이 바다뱀자리 방향으로

약 500 km/s의 속도로 움직이고 있다

3. CBR세기가 모든 파장에서 정확하게 흑체복사와 일 치

초기우주는 아주 평온

표준 대폭발 이론의 제 문제

성공 - 우주의팽창및 우주배경복사의 관측을 설명 - 가벼운 원소들의 함량을 정확하게 예견

설명

못하는 점

- 왜 우주에는 반물질보다 물질이 많은가?

- 은하형성을 가능 케 하는 밀도요동의 기원은?

- 왜 우주전체가 균일한가?

- 왜 우주의 밀도가 임계값에 가까운가?

온도가 높은 상태에서는 한가지 힘이존재, 온도가 낮아지면서 여러가지 힘으로 분리 대통일장이론

전자기력 10³⁶ 우주전체 원자,분자,전기,자기장

약한 핵력 10³³ 10^-17 m 방사능붕괴

강한 핵력 10³⁸ 10^-17 m 원자핵의 존재

중력 1 우주전체 행성,별,은하운동

힘 상대적세기 작용범위 중요 적용대상

자연의 여러가지 힘들

네 가지 힘과 우주냉각

10^-35 초 이전의 초기우주에서 4가지 힘이 통합

중력이 척력으로 우주팽창을 일시적으로 가속시켰을 수도

힘이 분리 될 때

우주초기의 급격한 팽창

급팽창 우주

우주초기의

급격한 팽창 우주크기가 빅뱅이론이 예견하는 것보다 10⁵⁰ 배나 더 커졌다

모든 부분들이 아주 작은 영역에

갇혀 있어서 각자의 정보교환 가능

우주의 많은 부분들이

상호간의 지평선거리를

넘어섬

10^-30 초 이후 완전히 동일 A시간 동안:

전자,양전자 그리고 가벼운 원자핵

생성 B:

우주가 복사에 대해

투명

우주의 밀도문제

급 팽창 우주는 우주밀도가 임계밀도와 비슷함을 예견

급팽창으로

풍선을 엄청난 크기로 부풀어 버린 결과를 초래하여 우리에게 곡률자체가 잘 보이지 않게 되어 평평하게 됨

부분적으로 거의 평평하게 보일 정도로 팽창한 우주의 밀도는 임계밀도와 같다

실제 관측된 밀도는

임계밀도의 10% - 20%정도 암흑물질

암흑물질의 가능성

충분한 질량을 지닌 중성미자

• 우주의 밀도 (암흑물질포함)에 기여하는 천체들

천체 임계밀도에 대한 %로 나타낸 밀도

항성 1 %이하

개개의 은하들 1 - 3%

은하단 10 - 20%

보이지 않는 질량 50 - 100%

WIMPs

(Weakly Interachting Massiv Particles)

우주여행의 시작과 끝

빅뱅 시점까지

•우주의 시작? 추적 ^{우주생성론} (cosmogony)

우주의 미래

•우주의 끝? 추적 ^우주론

(cosmology)

우주 전체에 대한 알파와 오메가는 아직 모른다!

관측 가능한 우주( observable universe)

결론

• E. Hubble의 성운의 세계 (The Realm of the Nebulae)

그러므로 보면 볼수록 더 미궁으로 빠지는 우주 . . . . 먼 곳을 볼수록 쓸모 없어지는 우리의 지식 . . . . 그러나 잘못된 관측들 사이에서,

우리는 희미하게 숨겨진 실체를 찾고 있네

https://www.youtube.com/watch?v=HdPzOWlLrbE

Origins of the Universe 101

| National Geographic