모든 사람을 위한 빅뱅 우주론 강의 by 이석영

[시냇물]

모든 사람을 위한 빅뱅 우주론 강의 by 이석영 (tistory.com)

모든 사람을 위한 빅뱅 우주론 강의 by 이석영

사이언스북스
2017. 03. 24
5강. 우주의 나이가 38만 년이 되기까지
빅뱅은 시공간의 탄생이나 빅뱅 순간은 물리학적 시간의 한계 밖에 있으므로 빅뱅 순간의 정의는 불가능. 이 한계는 플랑크 시간planck time
플랑크 시간 : 빅뱅 이후 10-43초 정도가 지난 시점
10-43초 : 1 ÷ (1억 × 1억 × 1억 × 1억 × 1억 × 1000)
하이델베르크의 불확정성 원리 : 사건이 일어난 운동량과 위치 두 가지 모두를 정화하게 알 수 없다 ☞ 결정하고자 하는 운동량의 불확실도와 위치의 불확실도의 곱이 늘 플랑크 상수보다 커야 한다
☞ 단위를 바꾸면 에너지와 시간 불확실도 사이의 관계 파악도 가능
☞ 결정되는 에너지의 불확실도와 사건이 벌어지는 시간의 불확실도의 곱이 플랑크 상수보다 크다
☞ 이 개념을 팽창하는 우주에 적용하면, 우주가 플랑크 시간보다 어렸을 때에는 시간을 물리학적으로 의미있게 다룰 수 없다는 결론. 양자역학의 불화정성 원리에 위배되기 때문
 
10-43초∽10-34초 (대통일이론 시대) 전자기력, 약력, 강력은 통합되어 존재, 중력만 따로
10-35초∽10-32초 (급팽창 시대)
10-32초∽10-4초 (강입자 시대) 온도가 낮아지면서 물질의 기본 입자인 쿼크로 구성되는 최초의 원자를 포함한 강입자 생성
1초 ∽ 3분 (빅뱅 핵합성 발생) 수소와 헬륨 생성
∽1만년 (빛의 시대) 우주의 팽창이 광자로 인한 에너지 변화에 따라 결정
1만년 ∽ (물질의 시대 or 먼지의 시대) 우주 팽창으로 인한 도플러 효과로 인해 광자가 에너지를 잃고 온도가 낮아져 빛보다 물질이 우주 에너지의 더 큰 비중을 차지

 
 
6강. 태초의 3분
○ 양성자는 안정적이며, 그 자체로 수소의 원자핵
○ 중성자는 양성자보다 0.1% 큰 질량을 가지며 전기적으로 중성. 자연상태에서 원자핵을 이루지 않고 불안정해서 양성자로 변환. 이때 중성자와 양성자의 질량 차에 해당하는 100만 전자볼트의 에너지 방출
○ 중성자는 양성자로 변환되는 경향성이 있으나, 우주의 나이 1초 전처럼 고온 상태에서는 고에너지 광자(빛)가 양성자와 반응해 다시 중성자를 생성하기 때문에 양성자와 중성자 간 열적 평형 상태.
○ 우주 규모의 쌍소멸 즈음 양성자와 중성자의 열적 평형이 깨지면서 우주의 물질들이 다양한 원소들로 이루어지도록 하는 시발점(빅뱅 핵합성의 시대)
 
7강. 우주의 운명은?
○ 지구중력의 임계속도는 약 초속 11km(시속 3만 9600km)
○ 우주의 팽창속도는 300만 광년 멀어질 때마다 약 초속 70km 증가
○ 우주의 질량 밀도가 그 임계값보다 작다면 우주는 계속적으로 팽창 가능
○ 우주의 물질 밀도는 1세제곱미터 안에 수소 원자 0.2개 정도 포함(엄청난 진공 상태)
○ 우주가 계속 팽창할지 다시 수축할지를 결정하는 임계 질량 밀도는 1세제곱미터 안에 수소 원자가 5개 들어 있는 정도에 불과.
○ 질량 밀도가 임계밀도보다 작은 우주, 즉 Ω오메가가 1보다 작은 우주는 텅 빈 우주를 포함해서 열린 우주open universe
○ 우주의 밀도가 임계 밀도보다 크다면, 즉 Ω가 1보다 크다면, 우주는 결국 팽창을 멈추고 수축(닫힌 우주closed universe)
○ 우주가 정확히 임계 밀도를 가지는 경우, 즉 Ω=1는 편평한 우주flat universe, 편평한 우주는 기하 구조를 말하는 것일 뿐, 실제로는 계속 팽창

 
○ 열린 우주는 공간적으로 팽창하지만 그 안에 있는 은하와 별들도 함께 팽창하지는 않음. 은하의 경우 별들 사이의 만유인력이 우주 팽창의 영향보다 훨씬 크기 때문.
 
8강. 빅뱅 우주론은 완벽하지 않았다
(1) 우주의 지평 문제
○ 우주의 지평은 우주의 나이 범위 안에서 서로 정보를 교환할 수 있는 범위의 한계. 우주으 지평 크기는 대략 우주의 나이에 광속을 곱하고 또 3을 곱한 값(우주가 팽창하므로. 우주나이 1년일 때 우주 지평은 3광년, 우주 나이 137억년일 때 우주의 지평은 411억 광년)
○ 빛이 도달할 수 있는 한계인 우주의 지평 밖에 위치하는 사건들은 서로 인과 관계가 성립되지 않을 것임. 그러나 우리 은하를 중심으로 최후의 산란면 한쪽 끝과 다른 쪽 끝은 서로 같은 정보를 공유. A와 B는 서로 약 822억 광년 떨어져 있으므로, 우주의 지평(411억 광년)을 훨씬 넘어서 있고, 우주의 나이와 비교할 때 서로 정보를 주고받을 시간이 턱없이 부족. 인과 관계가 끊어짐
○ 그러나 A와 B는 서로 같은 온도와 같은 온도 변이를 보임 ☞ 우주의 지평 문제

 
(2) 편평도 문제
우주의 나이 100만분의 1초일 때, 우주의 물질 밀도가 아주 조금만 달랐어도 지금의 우주는 존재할 수 없다. 왜 우리 우주는 이토록 신묘한 밀도를 가지고 시작된 걸까?

 
○ 빅뱅 우주론에 따르면, 초기 우주가 무슨 이유에서였든지 간에 정확하게 임계 밀도를 가졌다면Ω=1, 한번 편평한 우주는 영원히 편평하게 유지(임계 밀도에서 조금이라도 크거나 작으면 재수축하거나 생명 없는 텅 빈 우주로 변함). 즉, 오로지 편평한 우주만이 안정적인데, 지금까지 관측된 우리 우주의 밀도는 임계 밀도의 4%밖에 안되는 열린 우주임
(3) 원시 입자의 문제
빅뱅 초기에는 우주가 매우 뜨거웠고 입자 물리학 이론에 따르면, 우주의 나이가 약 10-43초였을 때, 즉 대통일력이 지배하던 시기에 엄청난 질량을 가진 자기 단극자magnetic monopole라는 원시 입자들이 탄생했을 것이고, 그 질량은 수소 원자의 100억 배 정도일 것으로 추측되나 지금까지 발견된 원시 입자가 단 하나도 없음
 
9. 보이는 게 전부가 아니다
바리온baryon : 원자핵으로 구성된 보통의 물질을 통칭. 무겁다는 뜻의 고대 그리스어 barys에서 온 말로, 물리학에서 주로 세 개의 쿼크로 구성된 입자군을 통칭(중입자라고도 함). 가장 단순한 예로 수소 원자핵 역할을 하는 양성자와 그 형제입자인 중성자가 있음
은하와 은하단이 보이는 바리온 물질만으로 이루어져 있다면 관측 질량과 은하 속도에서 추산한 역학적 질량이 같아야 하는데, 실제로 은하들이 매우 빠른 속도로 운행하는 것을 관찰(프리츠 츠위키)
바리온 질량보다 7배 큰 질량. 빨리 도는 은하들은 은하단의 중력계를 떠나야 하는데, 모두 중력과 평형 ☞ 보이지 않는 물질(암흑 물질)이 있다고 결론

 
 
11강. 정체 모를 에너지가 우주를 지배한다
초신성은 방출하는 빛의 성질에 따라 1형과 2형으로 분류.
그중 1a형 초신성들은 최대 밝기가 똑같음. 이런 성질을 이용해 별의 거리를 잴 수 있음. 가령 100와트 전구를 보는 사람에 따라 밝기 차이가 4배라면 4배 어둡게 보이는 사람은 2배 더 먼 거리.
별이 중력으로 수축하면 원자 사이의 거리도 좁아지고, 전자들 역시 가까어짐. 그러나 파울리의 배타원리에 의해 전자들 사이의 거리를 좁히는 데는 한계(전자 축퇴 압력 때문). 그러나 전자 축퇴 압력으로 중력 수축을 막을 수 있는 한계는 태양 질량의 1.44배 정도(찬드라 세카르 질량). 중력 수축이 일어나면 위치 에너지가 급격히 열에너지로 바뀌어 핵융합이 일어나 폭발(초신성)
초신성의 밝기는 주로 폭발하는 질량에 따라 좌우되는데, 이러한 폭발은 늘 찬드라세카르 질량과 비슷한 질량을 가진 백색 왜성에서 일어남.
허블이 가까운 우주만 관측해서 발견한 우주 팽창의 역사는 감속 팽창, 그러나 초신성 연구를 통해 더 먼 우주의 팽창 패턴을 보니 우주는 가속 팽창.
우주의 밀도는 우주가 팽창함에 따라 점점 낮아지고, 따라서 물질이 우주의 팽창에 미치는 영향도 작음. 그러나 우주 상수의 영향력은 우주가 팽창을 해도 일정. 따라서 시간이 지날수록 우주 상수가 우주 팽창에 미치는 영향력은 상대적으로 더욱 중요해짐. 우주 상수의 역할은 에너지를 증가시킴으로써 우주의 팽창을 돕는 것. 곧 반 중력으로 작용. 따라서 우주 에너지에서 우주 상수가 차지하는 비중이 커지기 시작하면 가속 팽창 우주가 가능
 
14강. 암흑 물질은 은하의 요람
우주의 나이 38만 년에 우주가 최후의 산란을 겪음. 우주 온도는 약 3000도, 크기는 지금의 1000분의 1 정도. 최후 산란 이전에는 우주가 작고, 밀도가 높아 광자들과 물질 입자들 간의 산란이 매우 잦았음. 이로 인해 광자도 물질 입자도 자유롭게 움직일 수 없었음.
이 때 10만분의 1 정도의 온도 변이를 가지고 있었는데, 이는 동시에 그 정도의 밀도 변이를 의미. 이러한 차이는 우주가 팽창함에 따라 변하는데, 최후의 산란 이후 우주는 지름이 1000배 성장했고, 밀도도 1000배 정도 증가해 밀도 차이는 100분의 1이 되었음. 그러나 현재 은하가 몰려 있는 지역은 200배 정도의 밀도 차이가 있음(☞암흑 물질의 존재 암시)
우주 나이 38맘 년에 최후 산란이 일어나 광자들과 바리온들이 자유롭게 운동하게 된 순간, 바리온들은 그동안 암측물질들이 이미 많이 모여서 중력장을 형성하고 시공을 휘어 놓아 생겨난 암흑 웅덩이dark halo로 응집하게 되고, 바리온의 밀도 변이는 시간이 갈수록 심화.
은하는 바리온이 모인 암측 물질 웅덩이에서 탄생했으므로 오늘날 우리가 관찰할 수 있는 은하의 분포는 암흑 물질의 분포.
 
16강. 하나의 별이 탄생해 사라지기까지
타원은하 대부분 100억 년 이상 오래된 별들로 구성되고 저온 기체가 별로 없어 별 탄생 연구에 부적합 / 나선은하, 불규칙 은하는 지속적으로 별을 생성되는데, 별은 은하 원반의 기체 구름에서 탄생
은하의 기체가 중력의 작용으로 모여들면서 다양한 물리 현상 발생 : 원자들이 기체 구름 안으로 들어오는 과정에서 중력적으로 마찰을 겪어 위치 에너지를 잃고 다른 중성 원자들과 만나 분자 구조 형성 → 기체 구름은 점차 분자 구름으로 변함 → 분자구름은 태양 질량의 수백만 배로 중심부는 절대 온도 10도(섭씨 –263도) 정도로 극저온의 환경 생성 → 이 상태에서 분자 입자들은 열에너지로 인한 운동이 줄어들어 점점 서로 중력만 커지게 됨 → 자체 중력이 충분히 커지면 중력 수축 발생 → 위치 에너지가 열 에너지로 바뀌면서 온도가 급격히 상승 → 수축 영역의 질량이 태양 질량의 7% 보다 클 경우 열 에너지가 1000만도 이상에 달하므로 수소를 태워 헬륨으로 만드는 핵융합 반응 발생 → 별의 탄생
태양 중심부는 온도가 1000만도. 수소 핵 4개가 모여 연소되는 과정에서 1개의 헬륨 원자핵 생성 → 헬륨 원자핵의 질량은 원료인 4개 수소 원자핵 질량 합에 비해 0.7% 작음 → E=mc2 식으로 계산한 에너지가 별의 에너지원
질량에 따른 별의 일생과 최후

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