천체 물리학 서론 정리 (part7) - 활동은하, 퀘이사, 멀리 떨어진 활동은하의 흡수선, 우주론 물리학, 우주 배경복사와 빅뱅이론

소개글

천체 물리학 서론 정리 (part7) - 활동은하, 퀘이사, 멀리 떨어진 활동은하의 흡수선, 우주론 물리학, 우주 배경복사와 빅뱅이론에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 활동은하
2. 퀘이사
3. 멀리 떨어진 활동은하의 흡수선
4. 우주론 물리학
5. 우주 배경복사와 빅뱅이론

본문내용

같이, 초기 우주에서는 자기 홀극이 상당히 많이 생성되며, 이에 따라 오늘날 자기 홀극의 밀도가 상당히 높아 쉽게 관측될 수 있어야 한다. 하지만 실제로 자기 홀극은 관측된 적이 없는데, 이 문제를 자기 홀극 문제(영어: magnetic monopole problem)라고 한다. 자기 홀극 문제는 급팽창 이론의 주요 도입 목적 가운데 하나다. 급팽창 이론에 따르면, 초기 우주는 급격히 팽창하여, 자기 홀극 밀도를 관측 가능량 미만으로 희석시키므로 관측이 불가능하다고 여긴다.
인플레이션 이론 - 빅뱅이론의 세 가지 문제점 해결
Alan Guth(알렌 구스)는 이러한 문제를 해결하기 위해서 인플레이션 이론을 제안하였다. 비슷한 성질을 지닌 우주의 한 지역이 음의 압력(암흑에너지)로 엄청나게 팽창하여 현재 우주와 같이 진화하게 되었다는 것이다. 이는 우주의 평탄성 문제와 우주 지평선 문제, 그리고 자기홀극 문제를 해결할 수 있는 이론이다. 이 당시에 우주는 빛의 속도보다 훨씬 더
빠르게 팽창했으며, 인플레이션이 일어날
당시의 우주의 지평선 거리는 현재 빛이
도달할 수 없는 거리보다 훨씬 바깥에 존
재한다. 즉, 인플레이션 이론에 따르면
우리가 보는 우주의 지평선은 인플레이션
이 일어날 당시에는 지평선 거리보다 훨
씬 안쪽에 있으므로 우주 지평선 문제가
해결된다. 특수 상대성 이론에서 빛보다
빠른 물질은 없다. 하지만, 이는 일정한
공간 내에서 그렇다는 것이지, 공간 자체
가 팽창하는 영역에서 적용될 수는 없기
때문이다. 또한, 우주는 굉장히 편평하다. 물론 우주는 곡률이 있다고 여겨지지만, 이를 느낄 수 없을 만큼 굉장히 편평하다. 의 값은 완전 0에 가까울 정도로 매우 작다. 만약 이 0보다 조금이라도 벗어날 경우, 우주가 진화해온 137억 년의 기나긴 시간동안 값은 0에서 많이 벗어나게 되어 우리는 우주의 곡률을 측정할 수 있을 것이다. 하지만, 오늘날의 의 관측 값은 0에 수렴한다. 그렇다면 과거의 값은 더욱 0에 수렴했을 거란 이야기인데, 인플레이션 이론에서는 이를 우주의 급팽창에 의해 우리가 곡률을 느낄 수 없을 만큼 팽창하여 의 값이 0에 가깝게 나온다는 것을 설명하고 있다.
자기홀극 문제 또한 마찬가지다. 힉스입자가 보존되기 때문에 자기홀극은 존재하여야 하는데, 우주가 갑작스런 급팽창으로 인하여 자기홀극이 존재함에도 불구하고 관측이 불가능할 정도로 밀도가 희박해졌다고 주장한다.
인플레이션 이론
(빅뱅이론 뒷받침 가설)
설 명
우주 평탄성 문제
ㆍ우주는 놀랄 만큼 평탄(값이 0에 가까움)
- 우주의 급팽창으로 인하여 값이 0에 가까움을 설명
우주 지평선 문제
ㆍ신호를 주고받을 수 없는 지역이 존재하지만, 놀랄 만큼 물
리적 성질이 비슷
- 과거에는 서로 신호를 주고받을 수 있는 지역이 인플레
이션(빛 보다 더 빠른 공간팽창)으로 멀리 떨어지게 됨
자기홀극의 문제
ㆍ힉스입자 보존의 법칙에 의해 자기 홀극이 관측되어야 하
지만, 관측이 불가능
- 우주 급팽창으로 인한 우주 거대 팽창으로 자기 홀극이
존재하지만, 관측이 불가능한 수준의 밀도로 떨어진 것
우주 가속팽창의 증거(1) - 2.7K 우주배경복사
빅뱅이론의 강력한 증거중 하나로
2.7K 우주 배경복사가 있다. 2.7K의 균
일하고 등방한 흑체복사가 있었다는 것
으로 미루어보아 과거 우주는 한 점에
고밀도ㆍ고온의 상태로 모여 있었다고
추정할 수 있다. 우주 어디서나 2.7K로
거의 균일하고 등방하지만, 온도요동이
존재한다. 이는 우주 초기에 우주는 불
균등한 상태임을 시사한다. 이렇게 우주
의 불균등한 상태는 온도요동을 통해서
별과 은하를 형성시키는 원인이 되었다.
우주 가속팽창의 증거(2) - 초기우주의 수소와 헬륨 비
빅뱅 우주론에서 우주 탄생 약 에 양자 합성이 이루어졌다. 빅뱅 우주론으로 계산된 초기 우주의 양성자와 중성자의 질량비는 8:1이다. 만약, 16개의 양성자와 2개의 중성자가 있다고 했을 때, 2개의 양성자와 2개의 중성자는 1개의 헬륨을 형성하고, 나머지 양성자 14개는 14개의 수소를 형성한다.
이러한 이론적 결과를 가지고 굉장히 오래된 별의 대기성분을 관측한 결과 수소와 헬륨의 비가 앞에서와 비슷한 3:1정도로 관측되었다. 이는 우주 가속팽창의 또 다른 증거가 된다.
우주 가속팽창의 증거(3) - 어둡게 보이는 초신성
초신성은 크게 과 형이 존재한다. 형 초신성은 적색거성을 동반성으로 가지고 있는 X-선원(백색왜성 혹은 중성자별 혹은 블랙홀)이 동반성의 대기를 빨아들여 찬드라세카 한계를 초과하게 되면, 열핵반응을 통해서 폭발을 하게 된다. 신성 폭발은 찬드라세카 한계의 도달 직후에 일어나기 때문에 절대밝기는 거의 일정하다. 이는 표준 촉광(Standard Candle)으로 작용한다. 하지만, 멀리 떨어진 은하 내의 신성은 겉보기 등급이 더욱 어둡게 보이는데 이는 우주의 가속팽창에 의한 추가적인 적색이동으로 더 어둡게 보이는 것으로 빅뱅이론의 강력한 증거가 된다.
[그림 24]에서 암흑물질의 존재를 가정하였을 때, 암흑물질을 가정하지 않은 값보다 의 값은 더욱 커진다. 즉, 더욱 어둡게 보인다는 뜻이다. 이는 우주의 가속팽창의 강력한 증거이다.
우주 에너지 함유량
오늘날 우주는 암흑에너지 시기이다. 과거
에는 복사가 우주의 대부분을 차지하는 복
사시대였지만, 복사 밀도는 낮아지고 물질이
합성되면서 물질의 양이 대부분을 차지하여
물질시대가 되었다. 암흑에너지는 우주 탄생
초기부터 꾸준히 증가하여 오늘날에는 우주
전체 물질 중 73%를 암흑에너지가 차지하
는 암흑에너지 시대가 되었다.
여기서 암흑에너지란 음의 압력으로 중력에
반대되는 힘이다. 암흑에너지는 우주를 가속
팽창의 원인이 되는 에너지로 정의한다.
우주의 역사
시 간
특 징
ㆍ양자적 요동
ㆍ중력붕괴
ㆍ급팽창
ㆍ우주 지평선의 급변, 확장
ㆍ핵자(양성자, 중성자, 전자 등) 형성시기
ㆍ우주의 핵합성 시기
ㆍ우주 배경복사 시작
ㆍ이전에는 높은 밀도로 복사가 통과하기 어려운 시기였기 때문에
우주 배경복사가 일어나기 힘든 상태였음
ㆍ은하와 별 형성
ㆍ감속우주 → 가속팽창우주
ㆍ암흑에너지 시대

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