1. 우주의 시작

1. 우주의 시작

1. 우주의 팽창

- 슬라이퍼(Slipher, 미국 천문학자)

: 1912년 로웰 천문대에서 팽창하는 우주의 발견과 관계되는 중요한 발견.

: 나선 성운 관찰 중 그 별빛의 선스펙트럼이 약간 장파장 쪽으로 옮겨진 것을 발견.

Ÿ 적색 편이 발견.

Ÿ 그 후에 허블이 당시 윌슨 천문대에서 100인치 망원경을 사용해서 슬라이퍼가 관찰한 별보다 멀리 있는 은하계에서 나오는 별빛은 모두 적색 편이 관찰( 우주 팽창의 중요한 단서 ).

2. 우주의 구조

- 은하계

: 중간이 불룩 튀어나온 접시 모양.

: 접시 위에서 보면 나선형의 팔. 태양계는 접시 중심에서 약간 바깥쪽에 위치.

: 은하수, milky way

: 지름이 약 10만 광년, 약 1000억 개의 별 소유.

< 마젤란 성운>

: 마젤란 1519~1522년 세계일주 여행에서 관찰.

: 우리 은하에서 제일 가까움(약 15만 광년).

< 안드로메다 은하 >

: 1923년 허블 발견

: 우리 은하수에 가장 가까운 은하계 : 나선은하, 우리 은하와 비슷.

: 은하수에서의 거리는 약 200만 광년

- 은하단(cluster)

- 초은하단(supercluster)

- 우주

3. 원소의 선스펙트럼

- 분젠(1811~1899, 독일 화학과교수)

: 분젠 버너 고안, 실험 중 금속염마다 특이한 불꽃색 발견.

: 키르히호프( 물리학교수)의 제안

à최초의 분광기(프리즘과 두개의 망원경 사용)를 통해 불꽃으로부터 원소마 다 특이한 파장의 가는 선으로 빛을 관찰.

: 원소의 선스펙트럼을 원소의 지문이라고 함.

à불꽃 반응에서 관찰되는 선스펙트럼은 어두운 배경에 빛이 나타나는 방출 스펙트럼

- 키르히호프

: 프라운호퍼 선을 설명.

: 태양의 대기의 구성 원소들 알아냄.

4. 도플러 효과 (Doppler effect)

- 도플러 (Doppler, 1803~1853, 오스트리아 ) : 1842년 발표

: 음파나 빛이 관찰자 쪽으로 접근해오거나 멀어지면 음파나 빛의 진동수와 파장 이 변하여 전달되는 현상.

à고막에 음파가 더 빨리 접근하여 진동수가 많아지느냐 (고음), 반대로 음파 가 늦게 고막에 접근하여 진동수가 줄어들어 작게 들리냐.

à도플러 효과가 소리 뿐만 아니라 빛에서도 일어날 것을 예측, 당시 증명할 실험 불가능.

- 적색 편이 설명.

: 빛을 내는 물체가 관찰자에게서 멀어진다는 의미.

1849년 피조(Fizeau)에 의해 별로부터 오는 빛을 관측하는 방법으로 이를 증명.

< 빛의 속도 측정 >

- 갈릴레이(1564~1642, 이탈리아 천문학자)

: 1km 떨어진 곳에서 등불로 빛의 속도 측정 시도.

- 뢰머(1644~1710, 덴마크 천문학자)

: 목성의 주변을 도는 위성 관찰하여 빛의 속도 약 20km 추정.

- 피조(Fizeau, 1817~1896, 프랑스 물리학자) : 빛의 속도 매우 정확하게 측정.

: 8.87km 떨어진 곳에 720개의 톱니를 가진 톱니바퀴를 사용하여 빛의 속도 약 313,000km로 추정. 약 8.87km × 2(왕복) × 25회전 × 720

- 푸코(프랑스 물리학자)

: 1862년 회전거울 사용. 약 298,000km 추정

- 마이컬슨과 몰리(미국 물리학자) : 약 299,796km 발표

- 오늘날

: 달 표면까지 레이저를 쏘아 반사되어 오는 시간을 측정하여 정밀하게 측정.

: 초속 299,792,485 m로 정의

: 1m = 빛이 299,792,485분의 1초 동안에 가는 거리라고 정의.

5. 허블의 법칙

- 허블(Hubble, 1889~1953, 미국 천문학자) : 1929년 허블 법칙 발표.

모든 은하계들은 우리로부터 멀어져 가고, 은하계들 사이의 거리도 멀어지고 있다. 멀리 있는 은하계일수록 멀어져 가는 속도는 더 빠르다.

à멀어져 가는 속도(후퇴속도, 우주의 팽창속도)는 은하계까지의 거리에 정비 례한다.

허블상수 v = Hx

여기서 H는 허블 상수(Hubble constant)이다.

허블 상수는 은하가 후퇴하는 속도 또는 우주가 확장하는 속도를 알 수 있기 때문 에 매우 중요.

: 은하계에서 오는 빛의 스펙트럼을 조사하여 은하계까지의 거리 측정

: 먼 거리에서 오는 빛일수록 도플러 효과에 의해 스펙트럼은 적색 쪽으로 이동.

적색 이동(red-shift)

Ÿ 참고 : 천문학에서 잘 사용되는 거리 단위 1 AU : 지구에서 태양까지의 평균 거리 1 광년 : 빛이 1년 동안 가는 거리 1 pc(parsec) : 약 3.26광년 거리

- 은하계

: 우주에 약 1,250억 개의 은하계 존재.

: 은하계에는 수십억에서 수천억 개의 별(태양과 같은) 존재.

: 은하계의 직경은 수천 광년에서 수십만 광년.

- 허블반경(Hubble radius)

: 우주에 산재하는 은하계는 일정한 범위 한에 있는데 이 범위를 허블 반경이라 함.

: 크기는 약 120억 광년.

- 우주 나이

: 허블 상수의 역수를 취하여 우주 나이 계산.

: 최근 발표

130억년 ~ 80억년

6. 빅뱅 모델

- 우주의 역사를 설명하는 두 가지 다른 입장 (우주 창조론)

◈ 정상우주론(우주 항상성 이론)

: 호일(Hoyle, 영국), 골드(미국), 본디(영국) : 1948년 주장.

: 우주는 시작도 없었고 끝도 없다. 우주는 끊임없이 물질을 생산하고 팽창한다.

우주는 항상 같은 비율로 팽창한다.

◈ 빅 뱅 이론(Big Bang)

: 레마이트레(1894~1966, 벨기에 천문학자) : 1927년 발표.

à이 우주에 존재하는 모든 물질은 원래 한 점에 집중되어 있었다. 이 우주는 그 점이 폭발하면서 시작되었다.

: 가모프(Gamow, 1904~1968, 러시아 천문학자) 1948년 ‘화학물질의 기원’ 논문 발표

: 최초의 우주는 한없이 응축되고 뜨거운 한 점이 폭발하면서 시작되었고, 점으로 폭발해 나온 물질은 지금도 퍼져가고 있고, 끝없이 계속될 것이다. 우주의 모든 은하와 별과 행성들은 모두 이 물질로부터 형성된 것이다.

* 영국의 방송 프로그램에서 호일이 가모프의 이론을 빗대어 빅뱅이란 말 사용하 여 대중화 됨.

7. 우주배경 복사

: 1950년에 가모프는 높은 에너지 밀도를 가졌던 우주가 식었다면 그 에너지의 잔재가 남아있을 것이라고 하고, 이론적으로 그 에너지가 3K 정도에 해당하는 마이크로웨이브 파장에서 검출될 것을 예측.

- 펜지아스(Penzias)와 윌슨(Wilson)

: 1960년 벨 연구소에 있던 거대한 마이크로웨이브 안테나로 연구 중 안테나의 잡음을 조사.

à7센티미터 마이크로웨이브 파장의 잡음은 우주의 모든 방향에서 균일하게 변 함없이 일정하게 지구로 들어오고 있다는 사실 발견.

8. 흑체 복사의 스펙트럼

: 우주 배경 복사의 발견은 빅 뱅 모델을 확립하는데 결정적 증거.

: 물체는 온도에 따라 특이한 파장 분포를 갖는다.

: 빅 뱅 당시 우주의 모든 에너지는 한 곳에 집중된 상태였고, 빅 뱅 후 약 30만

년에는 우주의 온도가 섭씨 3000도까지 떨어짐.

à우주가 3000도 까지 식으면 중성원자가 생기면서 에너지가 빛으로 나온다.

à그때 나오는 빛은 3000도에 해당하는 스펙트럼을 나타냄. 3000도의 흑체복 사의 스펙트럼에 해당. 우주가 3000도일때는 가시광선과 자외선 부분에 집 중. 우주가 3도 정도로 식으면 스펙트럼이 마이크로웨이브 파장으로 옮겨감.

: 1973년 캘리포니아 대학 리처드 교수팀

여러 마이크로웨이브 파장에서 3도에 해당하는 스펙트럼 연구.

à흑체 복사의 스펙트럼 얻어냄.