우 주 암 흑 기

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우 주 암 흑 기

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• 온도 냉각을 야기하는 또 하나 효과:

• 온도가 수천도아래로 떨어지면, 복사는 적외선영영으로 이동된다

• 우주내에 어느것도 가시광선을 빛을 만들어내기에 충분한 온도를 지니고 있지 않다

• 우주는 완전히 어둡다

• 이 우주 암흑기 는 아마 1억년 정도 지속했던 것 같다

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우 주 암 흑 기

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• 팽창이 계속되면서 광자들은 계속 에너지를

잃어버리지만 물질들은 에너지를 지니고 있다

• 물질들이 우세하게 되면 중력이 중요해지기 시작한다

• 이런 작은 밀도요동은 이제 요동이 일어나는 곳 주위에 물질덩어리를 생성하게 한다

• 주변보다 약간 밀도가 높은 영역들은 더 많은 물질들을 끌어당긴다

• 더 밀도가 커진다

• 그들의 중력을 증가시킨다

• 중력이 구조를 만들어내기 시작한다

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U n i v e r s e S i m u l a t e r

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• 이런 현상이 어떻게 일어나는지 설명해주는 물리는 극도로 복잡하다:

• 구조가 어떻게 형성되는지 이해하기 위해서는 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션이 필요하다

• 밀레니움 시뮬레이션이 처음으로 시도된 대형시뮬레이션이다.

• 2005년 독일 뮨헨의 Garching에 있는 슈퍼컴퓨터에서 계산되었다

• CPU사용시간이 350,000 시간이었고 28일동안 계산하였다

• 100억개 입자들의 진화를 추적하였는데, 각 입자들은 태양질량의 10억배정도의

암흑물질을 나타내주고 있다

• 체적은 한변이 700 Mpc인 정육면체이다

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시 뮬 레 이 션 결 과

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• 시공이 조금만 꿈틀거려도 암흑물질이 이 오목파진 곳으로 떨어져서 diffuse halo를 형성한다

• 암흑물질 입자는 아주 약한 상호작용을 하기 때문에, 이 halo는 diffuse한 상태를 유지한다

• 보통물질은 또한 인력이 작용하여 끌어당겨지고, 이들은 밀도높은 가스구름을 형성한다

• 결국 물질은 필라멘트 그물구조를 형성하고 이런 밀도가 더 높은 지역을 분리해주는 void가 형성되게 된다

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우 주 의 3 차 원 지 도

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이런 필라멘트와 voids들은 오늘날 은하의 분포에서 관측된다

• 2dF Galaxy Redshift Survey

• 거의 25만개의 은하들의 거리를 측정

• 우주의 3차원지도를 제작

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최 초 의 별

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• 그러는 동안, 어두움속에서는 물질이 계속 뭉쳐져서 더 밀도가 높아진다

• 결국 밀도가 가장 높은 영역이 수축을 하고 수소가 헬륨으로 핵융합할 정도로 온다가 높아지게 된다

• 우주에서

최초의 별들 (first stars), 1세대 별

^{이 탄생한다}

• 우주의 암흑기가 끝나게 된다

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최 초 의 별

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• 최초의 별, 1세대 별들은 오늘날 우주에 존재하는 별들과는 완전히 다르다

• 당시 존재했던 원소는 수소와 헬륨뿐이었기 때문에, 1세대 별들은 오늘날의 보통별들에 존재하고 있는 무거운 원소들중 어느것도 포함하고 있지 않았다

• 모델들은 그런 별들은 오늘날 가장 무거운 별들보다도 더 밝았고 더 질량이 컸었던 것 같다

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1 세 대 별 의 죽 음

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• 1세대 별들의 죽음이 가져오는 2가지 결과:

1) 초신성이 된다

• 중원소들을 주변에 흩어 뿌린다

• 계속되는 별탄생에 기여하게 된다 2) 핵이 폭축하면서 블랙홀을 남긴다

• 질량이 큰 블랙홀로 성장할 수 있는 씨앗을 제공

• 오늘날 퀘이사와 은하들 중심에서 이런 질량이 큰 블랙홀을 관측하고 있다

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퀘 이 사 스 펙 트 럼 의 적 색 편 이

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• 적색편이가 큰 퀘이사가 관측된다는 사실의 의미

• 질량이 큰 블랙홀이 이미 존재하고 있었다

• 빅뱅 후 십억년이 되지 않은 시기에 이미 질량이 큰 블랙홀로 성장되고 있었다

• 가장 멀리 떨어진 퀘이사,

ULAS J1120+0641

• 7.08의 적색편이

• 우주의 나이가 7억 7000만년되었을 때

탄생

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은 하 충 돌

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• 은하들의 충돌을 통해 은하들과 블랙홀들이 성장한다

• 우리가 우주의 과거를 깊이 들여다 보면 볼수록 이런 은하의 충돌은 더 빈번히 일어났던 것 같다

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은 하 충 돌 의 결 과

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은하충돌의 결과 2가지

• 가스들이 은하들을 탄생시킨다

• 동시에 가스들 일부는 중심으로 빨려들어가 블랙홀로 빨려들어가 블랙홀이 성장하게 한다

high resolution Milky Way dark matter halos simulated on

NASA's Columbia and

ORNL's Jaguar supercomputers

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빅뱅 후 약 40만년 후:

• CMB의 기원

빅뱅 후 약 3분 후:

• 수소, 헬륨과 몇몇 가벼운 원소 형성

빅뱅 후 10 -⁴³ 초 후:

• 이 시각 이전에 나온 정보를 알 수 없다

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빅 뱅 의 증 거

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• 빅뱅이론을 지지해주는 주요 관측적 증거가 4개가 있다

• 어떤 이론이 빅뱅이론을 대체하려면 이 4가지 관측적 사실을 설명해 낼 수 있어야 한다

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빅 뱅 의 증 거 1 . 우 주 팽 창

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• 먼 우주에 있는 은하들과 퀘이사 등 모든 천체들의 관측스펙트럼은 적색편이를 보인다

• 이 천체들은 우리로부터 멀어져 가고 있다

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빅 뱅 의 증 거 2 . 마 이 크 로 파 우 주 배 경 복 사 ( C M B )

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• 우리가 우주의 어느곳을 바라보던지 2.75K온도의 전파신호가 관측한다

• 수소원자가 처음으로 안정상태가 되기 전의 뜨거운 플라즈마에서 나온 것으로 기대되는 신호

• 이 빛이 적색편이가 되어 현재 ~3K가 되었다

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빅 뱅 의 증 거 3 . 가 벼 운 원 소 함 량 비

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• 우주가 원소를 형성할 만큼 충북히

냉각되었을때, 낮은 질량의 중수소, 헬륨 과 리튬이 형성된다

• 각 원소들의 함량비는

바리온 밀도

라고 하는 한가지 숫자에 따라 달라진다

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빅 뱅 의 증 거 4 . 은 하 들 의 진 화

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• 서로 다른 적색편이를 지닌 은하들과

퀘이사를 관측해보면 겉보기 모습이 아주 다르다

• 적색편이가 큰경우, 모든 은하들은 심하게 찌그러져 있다

• 적색편이가 작은 경우에 은하들은 아주 확신한 대칭형이다

• 퀘이사의 숫자는 적색편이가 달라지면서 변화한다

• z=2인 퀘이사가 2보다 낮거나 또는 더 큰 적색편이를 지닌 퀘이사의

수보다 더 많다

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빅 뱅 의 증 거

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• 외부은하의 관측된 진화모습이 빅뱅을 지지해준다

• 멀리 있는 전파퀘이서의 적색편이가 2 -3

• 국부 은하군에서는 관측되지 않는다

Recent observations by the HST show the evolution of spiral galaxies over time.

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• 빅뱅모델로부터 더 많은 예측들을 해볼 수 있고 검증해볼 수 있다

• Baryon acoustic oscillation

^{의 검출}