31장 천체 물리학과 우주론 © 2014 Pearson Education, Inc.

31장의 내용 별과 은하, 별의 진화: 별의 생성과 소멸, 거리 측정 일반 상대성이론: 중력과 공간의 곡률 팽창하는 우주: 적색 편이와 허블 법칙 대폭발과 우주 마이크로파 배경 복사 표준 우주 모형: 초기 우주의 역사, 인플레이션 암흑 물질과 암흑 에너지,우주의 거대 구조 마침내... © 2014 Pearson Education, Inc.

31. 천체 물리학과 우주론 31.1 별과 은하 31.2 별의 진화: 별의 생성과 소멸 31.3 거리 측정 31.4 일반 상대성이론: 중력과 공간의 곡률 31.5 팽창하는 우주: 적색 편이와 허블 법칙 31.6 대폭발과 우주 마이크로파 배경 복사 31.7 표준 우주 모형: 초기 우주의 역사 31.8 인플레이션 31.9 암흑 물질과 암흑 에너지 31.10 우주의 거대 구조 31.11 마침내...

31장 주요용어 천체 물리학(astrophysics) 퀘이사[준성천체(quasistellar objects) 31장 주요용어 . 천체 물리학(astrophysics) 퀘이사[준성천체(quasistellar objects) 우주론(cosmology) 고유 광도(intrinsic luminosity) 겉보기 밝기(apparent brightness) 은하수(Galaxy) 주계열(main sequence) 성단(star cluster) 적색 거성(red giants) 성운(nebula) 백색 왜성(white dwarfs) 은하계 밖 천체(extragalactic object) 별의 진화(stellar evolution) 원시별(protostar) 은하단(galaxy cluster) 핵합성(nucleosynthesis) 초은하단(supercluster) 찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit) 활동 은하핵(AGN; Active Galactic Nuclei) 역베타붕괴(inverse beta decay)

중성자 축퇴(neutron degeneracy) 휘어진 공간(curved space) 중성자성(neutron star) 측지선(geodesic) 초신성(supernova) 중력적 붕괴(gravitational collapse) 중성자 포획(neutron capture) 슈바르츠실트 반지름(Schwarzschild radius) 블랙홀(black hole) 시차(parallax) 사건 지평선(event horizon) 도플러 효과(Doppler effect) 파섹(parsec) 적색 편이(redshift) 일반 상대성이론(general theory of relativity) 허블 법칙(Hubble’s law) 등가 원리(principle of equivalence) 허블 상수(Hubble parameter) 관성 질량(inertial mass) 우주론적 적색 편이(cosmological redshift) 중력 질량(gravitational mass) 중력 렌즈 현상(gravitational lensing) © 2014 Pearson Education, Inc.

중력 적색 편이(gravitational redshift) COBE(COsmic Background Explorer) 비등방성(anisotropy) 적색 편이 인자(red shift parameter) 되돌아보기 시간(lookback time) 마지막 산란면(surface of last scattering) 축척 인자(scale factor) 전 우주(entire universe) 등방적(isotropic) 가시적 우주(observable universe) 동질적(homogeneous) 우주의 지평선(horizon) 우주 원리(cosmological 표준 우주 모형(Standard Cosmological Model) principle) 특성 팽창 시간(characteristic expansion time) 플랑크 시간(Planck time) 대통일 시대(GUT; grand unified era) 정상 상태 모형(steady-state model) 대폭발(Big Bang) 관측 가능한 우주(observable universe) 우주 마이크로파 배경 복사(CMB; cosmic microwave background radiation)

인플레이션 시나리오(inflationary scenario) 대함몰(big crunch) 임계 밀도(critical density) 전약 시대(electroweak era) 암흑 물질(dark matter) 쿼크의 구속(confinement of quark) 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMPs; weakly interacting massive particles) 강입자 시대(hadron era) 렙톤 시대(lepton era) 진수(quintessence) 복사 시대(radiation era) 복사 지배적(radiation-dominated) 우주 상수(cosmological constant) 우주론 모형(cosmological model) 재결합 시대(recombination epoch) 차가운 암흑 물질(cold dark matter) 물질 지배적(matter-dominated 중력파(gravity) 암흑 에너지(dark energy) 인류 원리(anthropic principle) 양자 요동(quantum fluctuations) 자기 홀극(magnetic monopole)

31-1 별과 은하 우주는 광대하다; 거리 측정을 쉽게 하기 위해 새로운 단위를 정의한다. 광년(ly)은 빛이 일 년간 가는 거리이다: 1 ly = (2.998 × 108 m/s)(3.156 × 107 s/yr) = 9.46 × 1015 m ≈ 1013 km 명왕성(pluto)는 우리로부터 약 6 × 10−4 광년 떨어져있다. 가장 가까이 있는 별은 4.2 광년 떨어져 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

달이 없는 어두운 밤에, 하늘을 가로 지르는 별의 띠를 볼 수 있는데 고대인들은 이 띠를 은하수 또는 미리내라고 하였는데, 이것은 우리 은하를, 우리가 보는 것이다. 그림 31.1 은하수의 단편. © 2014 Pearson Education, Inc.

은하 아직도 우리 은하를 은하수라 하는데, 나선 은하 중 하나로서 나선 팔이 있는 원반 모양을 하고 있다. 우리 은하의 지름은 100,000 ly이며, 두께가 약 2000 ly으로 천억 개 정도의 별을 가지고 있다. 그림은 우리가 은하 밖에서 보았을 때 보게 될 우리 은하의 모습이다; 사진은 적외선으로 찍은 것이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

예제 31.1 [추산] 우리 은하계의 질량 은하계 중심 주위를 돌고 있는 태양의 궤도 운동 자료를 이용하여 은하계의 전체 질량을 추정하라. 은하계의 질량은 중앙에 집중되어 있다고 가정한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

맨 눈, 혹은 망원경으로 보았을 때, 하늘에 흐릿한 그림 조각처럼 보이는 것들이 있는데, 이들은 여러 종류이다: 맨 눈, 혹은 망원경으로 보았을 때, 하늘에 흐릿한 그림 조각처럼 보이는 것들이 있는데, 이들은 여러 종류이다: 성단(star cluster)—우리 은하에 있는 별의 큰 무리 성운(nebulae)—빛나는 기체나 먼지의 구름 은하(galaxy)—우리 은하는 아니지만 그런 것으로, 우리로부터 떨어진 거리가 다양함 © 2014 Pearson Education, Inc.

그림 31.4 이 가스 성운은 용골자리(Carina)에서 발견됐으며, 지구로부터 약 9000광년 거리에 있다. 그림 31.3 이 구상 성단은 헤르쿨레스자리(Hercules) 방향에 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

다음으로 가까운 은하는 안드로메다로서 200만 광년 정도 떨어져 있다 다음으로 가까운 은하는 안드로메다로서 200만 광년 정도 떨어져 있다. 우주에 있는 은하의 수는 우리 은하에 있는 별들의 개수 정도, 즉 수천억 개 정도라고 추정된다. 많은 은하들이 중력으로 묶인 은하단으로 있는데, 어떤 것은 몇 개의 은하로, 어떤 것은 수천 개의 은하로 되어 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

바다뱀자리(Hydra)에 있는 나선형 은하, 한 쌍의 은하들. 더 크고 나선 팔이 두드러져 보이는 소용돌이 은하 (Whirlpool galaxy)의 가시광선 사진 소용돌이 은하의 적외선 사진(인위적으로 색을 입혀 나타냄). 가시광선 사진 (b) 보다 나선 팔에 더 많은 물질이 보인다. 가시광선은 적외선에 비해 성간 물질에 의해 더 많이 산란되고 흡수되기 때문에 적외선이 더 선명한 사진을 제공한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

이 표를 보면 우주에 있는 여러 천체간의 광대한 거리에 대한 감을 얻을 수 있다. 표 31.1 천체의 거리 이 표를 보면 우주에 있는 여러 천체간의 광대한 거리에 대한 감을 얻을 수 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-2 별의 진화: 별의 생성과 소멸 별의 고유 광도 (절대 광도) L은 별이 방출하는 출력(일률)을 와트로 나타낸 것이다. 겉보기 밝기(apparent brightness) b는 지구에서 단위 면적당 출력이다. 별이 지구에서 d 만큼 떨어져 있다면 다음과 같다: 𝑏= 𝐿 4𝜋 𝑑 2 (31−1) © 2014 Pearson Education, Inc.

예제 31.2 겉보기 밝기 어떤 별이 태양과 같은 광도를 갖고 있다고 하자. 만약 이 별이 지구로부터는 10광년 떨어져 있다고 하면 얼마나 어둡게 보이는가? 풀이 역제곱 법칙을 이용하여 별의 밝기 비를 구하면 다음과 같다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-2 별의 진화: 별의 생성과 소멸 별은 질량이 클수록 광도도 크다. 별의 표면 온도는 방출한 스펙트럼으로부터 측정할 수 있는데, 표면 온도는 약 3,500 K에서 50,000 K 정도이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-2 별의 진화: 별의 생성과 소멸 표면온도 T (K) 고유 광도 L(W) H-R 다이어그램 헤르츠 스프룽- 러셀 (Hertzsprung-Russell) 표면온도에 대한 절대광도를 그린 것으로 별을 비교하기 특히 좋은 방법이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

예제 31.4 [추산] H-R 다이어그램과 색깔을 이용한 별까지의 거리 어떤 별을 자세히 관측한 결과 H-R 다이어그램의 주계열에 속하는 것이 거의 분명하다고 가정하자. 측정된 겉보기 밝기가 b = 1.0 × 10-12 W/m2이고, 이 별의 스펙트럼의 최고점 파장은 λP = 600 nm이다. 이 별까지의 거리를 구하라. © 2014 Pearson Education, Inc.

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별의 진화; 핵합성 많은 별들은 H-R 다이어그램에서 주계열(main sequence)선 위에 놓인다. 밖에 있는 것들도 있다: 적색거성(red giant), 온도가 낮고 광도가 높음 백색왜성(white dwarf), 온도가 높고 광도가 낮음 © 2014 Pearson Education, Inc.

별의 진화는 직접 관측되지 않고, 별의 일생에서 여러 순간에 있는 별들을 관측하므로 유추할 수 있다: 별의 진화는 직접 관측되지 않고, 별의 일생에서 여러 순간에 있는 별들을 관측하므로 유추할 수 있다: 별의 생성은 성간 기체와 먼지의 구름이 수축할 때 시작된다. 수축될 때, 중심부에 질량이 모이고 가열되기 시작한다. 중심부가 107 K로 충분히 뜨거워지면 수소의 융합이 시작된다. © 2014 Pearson Education, Inc.

중심부는 결국에는 대부분 헬륨이 된다. 별의 외부 층은 다시 한번 수축하고 열을 낸다. 태양과 같은 별의 경우, 핵융합이 시작하여 안정적으로 융합하는 데는 3천만년 정도가 걸린다. 안정적 핵융합이 일어나는 동안 별은 주계열에 있게 되는데, 100억년 정도 지속된다. 중심부는 결국에는 대부분 헬륨이 된다. 별의 외부 층은 다시 한번 수축하고 열을 낸다. © 2014 Pearson Education, Inc.

수소의 다음 층은, 결국에는 핵융합을 일으킬 만큼 뜨거워진다. 2 4 H e+ 2 4 H e→ 4 8 B e 2 4 H e+ 4 8 B e→ 6 12 C (31.2) © 2014 Pearson Education, Inc.

아직 뜨거워서 헬륨이 탄소로 융합된다; 이것은 태양과 같거나 무거운 별이면 그렇게 된다. 탄소로 된 중심 핵은 다시 수축하고 뜨거워지며, 별의 외부 층들은 팽창하고 방출된다. 별은 이제는 백색왜성이 된다. 더 무거운 별들은 원소들을 철로 융합시킨다. 그리고 초신성으로 수축되었다가 중성자별이나 블랙홀이 된다. © 2014 Pearson Education, Inc.

별의 마지막 운명은 그 질량에 의해 결정된다. 별들은 자신의 외각부를 우주 공간으로 유출시켜 질량을 잃을 수 있다. 태양 질량의 약 8배 이하를 가지고 태어난 별 들은 태양 질량의 약 1.4배보다 작은 잔여 질량을 가지고 자신의 삶을 마감한다. 태양 질량의 1.4배 질량은 찬드라세카르 한계 (Chandrasekhar limit)로 알려져 있다. 이 보다 작은 별에서는 더 이상 핵융합의 에너지를 얻을 수 없다. 왜냐하면 핵 사이에 큰 쿨롱 척력이 작용하기 때문이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

이 그림은 태양 같은 별들이 주계열에 있다가 (별은 하나의 위치에 계속 머물러 있었다) 떨어져 나올 때 진화하는 자국을 보여준다. © 2014 Pearson Education, Inc.

대질량 별들 초신성 폭발, 중성자별, 블랙홀 그림 31.9 (a) 화살표가 가리키는 별은 (b)에 보이는 초신성(SN1987A)으로 1987년에 폭발이 관측됐다. (b) 밝은 점은 별의 물리적 크기가 아닌 거대한 에너지 방출을 나타내는 것이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

신성과 초신성 신성(nova)과 초신성(supernova)은 격렬하게 방출하는 것으로, 무거운 별의 초신성을 제외하면 신성과 초신성은 쌍성계에서 생긴다. 이 예에서는 신성이 만들어진다. 만일 백색왜성 대신에 중성자별이 있었다면 초신성이 만들어진다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-3 거리 측정 시차 별의 겉보기 밝기를 안다고 해도 별의 절대광도를 쓰는 H-R 다이어그램 위에 별을 위치해 두기 위해서는 지구에서 별이 떨어져 있는 거리를 알아야 한다. 거리에 따라서 다른 방법들이 사용된다: 시차(parallax)는 멀리 떨어진 별들에 대해서 관심 있는 별이 일 년 동안 움직이는 겉보기 운동을 말한다. 겉보기 위치 이동에 따른 시차각을 측정하고, 삼각 함수를 이용하여 별이 떨어진 거리를 기하적으로 알아낸다. © 2014 Pearson Education, Inc.

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그림 31.11a의 각이 2ϕ = 0.00012°로 측정됐을 때, 별까지의 거리 D를 구하라. 예제 31.5 [추산] 시차를 이용한 별까지의 거리 그림 31.11a의 각이 2ϕ = 0.00012°로 측정됐을 때, 별까지의 거리 D를 구하라. © 2014 Pearson Education, Inc.

멀리 있는 별과 은하들 시차로는 100 광년까지 유용하게 쓸 수 있다. 그 너머에서는 시차각이 너무 작다. H-R 다이어그램을 써서 절대광도를 결정하고, 이를 써서 거리를 알 수 있다. 케페이드 변성성과 같은 변광성은 밝기가 밝기 변화의 주기에 비례한다. Ia형 초신성을 통한 거리 측정, 적색 편이 Ia형 초신성은 모두 똑같은 밝기를 가졌다. 가장 먼 거리에 대해서는 우주의 팽창에 따른 적색변이를 사용한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-4 일반 상대성이론: 중력과 공간의 곡률 등가원리(principle of equivalence): 실험을 통해서 자신이 중력장 속에 있는지 가속되고 있는지를 구별할 수 없다. 균일한 중력장과 균일한 가속은 구별하지 못한다. 중력 질량은 관성 질량과 동일하다. 다른 표현: 뉴턴의 관성의 법칙에 사용된 질량은 만류입력 법칙에 사용된 질량과 같다. © 2014 Pearson Education, Inc.

광선은 중력장에 의해 휘거나 가속에 의해 휜다. 그림 31.13 (a) 가속되지 않는 승강기를 가로질러 가는 빛은 똑바로 진행한다. (b) 위쪽으로 가속되는 승강기 속의 관측자에게 빛은 아래쪽으로 휘어진다. © 2014 Pearson Education, Inc.

그림 31.14 (a) 지구에서 본 하늘의 두 별. (b) 이 별들 중 하나에서 나온 빛이 태양 아주 가까이를 지나가면, 그 별은 실제 위치보다 더 높이 있는 것처럼 보인다. (뒤쪽으로 광선을 따라간다). © 2014 Pearson Education, Inc.

중력렌즈 한 개의 천체가 여러 개의 상을 만들 수 있다. 그림 31.15 (a) 허블 우주 망원경으로 찍은 이른바 ‘아인슈타인 십자가 (Einstein cross)’라 불리는 이 사진은 ‘중력 렌즈 효과’ © 2014 Pearson Education, Inc.

★휘어진 공간(curved space)이란 무엇을 의미하는가? 아인슈타인의 상대론에 따르면 공간 차체가 휘었다. 그러나 3차원에서는 그림으로 그리기 어렵다. 이것은 양의 곡률을 가진 2차원 공간이다. 그림 31.16 휘어진 이차원 면 위에서 삼각형의 내각의 합은 180°가 아닐 수도 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

그림 31.18 이차원 공간은 음의 곡률을 가지고 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우주의 곡률 그림 31.19 (a) 물질에 의해 휘어진 시공간을 고무판에 비유한 것 (b) 근처를 지나가는 물체를 삼킬 수 있는 블랙홀을 고무판에 비유한 것 우주가 전체적으로 양의 곡률을 가졌는지, 음의 곡률을 가졌는지, 혹은 곡률이 없는지, 우리는 모른다. 최근의 증거에 따르면 곡률은 거의 없어 보인다. © 2014 Pearson Education, Inc.

블랙홀 지극한 극한에서 블랙홀은 만들어진다—곡률이 매우 강해서 매우 가까이 가게 되면 빛조차 빠져나오지 못한다. “매우 가깝다” 는 것은 슈바르츠실트 반지름 (Schwarzschild radius) 안쪽이라는 뜻이다: 대부분의 은하 중심에는 태양 질량의 106~109배 되는 블랙홀이 있는 것으로 널리 믿어지고 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

만약 어떤 물체가 이 반지름 안으로 붕괴하면, 일반 상대성이론은 r = 0인 점으로 붕괴하여 무한한 밀도의 특이점을 형성하게 된다고 예측한다. 그러나 이 예측은 불확실하다. 왜냐하면 이 영역에서는 양자역학과 중력을 결합해야 하는데, 통합된 이론은 아직 등장하지 않았기 때문이다. 슈바르츠실트 반지름은 또한 블랙홀의 사건의 지평선을 나타낸다. 사건 지평선(event horizon)은 방출된 어떤 신호도 도달할 수 없는 표면을 의미한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

𝝀 𝒐𝒃𝒔 = 𝝀 𝒓𝒆𝒔𝒕 𝟏+𝒗/𝒄 𝟏−𝒗/𝒄 광원과 관찰자가 서로 멀어지고 있다 (31.3) 31-5 팽창하는 우주: 적색편이와 허블 법칙 멀리 떨어진 은하의 거리에 대한 멀어지는 속도의 비례 관계를 설명하기 위해서 우주의 팽창이 제안되었다. 멀어지는 속도는 도플러 효과에 의해 스팩트럼이 파장이 긴 쪽으로 치우치게 한다. 𝝀 𝒐𝒃𝒔 = 𝝀 𝒓𝒆𝒔𝒕 𝟏+𝒗/𝒄 𝟏−𝒗/𝒄 광원과 관찰자가 서로 멀어지고 있다 (31.3) © 2014 Pearson Education, Inc.

이 도표는 적색편이를 나타낸다. 적색편이는 매개변수 z (적색 편이 인자)로 나타내진다. © 2014 Pearson Education, Inc.

허블 법칙 허블 법칙은 멀어지는 속력과 거리간의 관계를 나타낸다: 상수 H0 를 허블 상수라 하는데, 관측으로 측정된다. 허블 법칙은 멀어지는 속력과 거리간의 관계를 나타낸다: 상수 H0 를 허블 상수라 하는데, 관측으로 측정된다. H0 = 67 km/s/Mpc 𝑣= 𝐻 0 𝑑 (31.4) © 2014 Pearson Education, Inc.

적색 편이의 기원 풍선을 상상하면 이차원으로 축소한 우주 모형이 된다. 풍선을 불면(= 팽창하는 우주), 표면에 있는 파동의 파장 은 점점 길어진다(적색 편이). 그림 31.21 풍선을 상상하면 이차원으로 축소한 우주 모형이 된다. 풍선을 불면(=팽창하는 우주), 표면에 있는 파동의 파장은 점점 길어진다(적색 편이). © 2014 Pearson Education, Inc.

31-5 팽창하는 우주: 적색 편이와 허블 법칙 은하들이 우리로부터 멀어진다면, 팽창의 중심이 우리인가? 그렇지 않다—팽창하는 풍선의 표면을 생각해 보자. 표면의 모든 점들이 서로로부터 멀어진다. 중심은 없다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우주 팽창, 그리고 우주 원리 우주의 팽창은 우주의 어떤 점에서 보나 똑같이 보인다. 만일 여러분이 (a)에 보인 것과 같이 지구에 있거나, 은하 A[(b)에 보인 것처럼 관성계에 정지하고 있는]에 있거나 상관없이, 모든 은하들은 여러분들로부터 달아나는 것처럼 보인다. © 2014 Pearson Education, Inc.

오늘날 최선의 관측으로 얻어진 우주의 나이는 약 138억 년인데, 대략적으로 추정한 허블 나이와 놀랄 정도로 일치한다. 우주의 나이는 허블 상수로부터 계산할 수 있다. 즉 140억 년이다. 이렇게 계산된 우주의 나이를 특성 팽창 시간(characteristic expansion time) 또는 ‘허블 나이’라고 한다. 이 값은 우주의 팽창률을 일정하다고 가정하여 (그렇지 아님이 거의 확실하다) 추산한 값이다. 오늘날 최선의 관측으로 얻어진 우주의 나이는 약 138억 년인데, 대략적으로 추정한 허블 나이와 놀랄 정도로 일치한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우주적 팽창을 거꾸로 되돌려 보자—태초에는 우주가 매우 작았을 것이다. 대폭발(Big Bang)—어떤 폭발이 아니라 시공간 자체의 팽창을 말한다. 우주 마이크로파 배경복사(cosmic microwave background radiation, CMB)—모든 방향에서 오는데, 온도가 2.725 K 인 흑체복사 스펙트럼을 가진다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-6 대폭발과 우주 마이크로파 배경 복사 © 2014 Pearson Education, Inc.

펜지어스(오른쪽)와 윌슨. 그들 뒤쪽에 보이는 것은 그들이 관측에 사용했던 ‘뿔 안테나’이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

이 배경복사를 아주 자세하게 지도화했는데, 대폭발을 지지하는 아주 강력한 증거이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우리는 멀리 빅뱅의 순간까지 볼 수는 없다. 우리는 우주 배경 복사를 방출한 ‘마지막 산란면’까지 볼 수 있을 뿐이다. 확대한 그림은 우주의 나이가 38만 년이었을 때의 불투명한 초기 우주를 보여 준다. 광자가 산란을 거듭하다가 마침내 자유로워져서 똑바로 진행하게 된다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-7 표준 우주 모형: 초기 우주의 역사 우리가 이해하는 범위에서 우주 시작을 요약하여 그렸다. © 2014 Pearson Education, Inc.

빅뱅후 처음 10−43 초 전에는 우리가 모르는 방식으로 네 개의 모든 상호작용이 통일되었다. 대통일 시대(Grand unified era)—쿼크와 경입자 간의 구별이 없었다. 태초 후 10−35 초 정도에서 강한 상호작용이 다른 것에서 떨어져 나왔다. 강입자 시대(Hadron era)—처음에 경입자-쿼크로 된 죽(lepton-quark soup)이 있었는데, 쿼크들은 강하게 속박된다. © 2014 Pearson Education, Inc.

운동 에너지가 파이온의 질량보다 작아지면 더 이상 강입자들이 만들어지지 않는다. 인플레이션(Inflation) 약 10−6 초에 대부분의 강입자들은 사라진다. 평균 운동 에너지가 핵자 질량 에너지보다 작아지면 핵자가 생성되는 것이 멈추고 물질은 반물질보다 조금 많게 된다. 운동 에너지가 파이온의 질량보다 작아지면 더 이상 강입자들이 만들어지지 않는다. 이것은 10−4 초에서 그렇게 되는데, 경입자 시대(lepton era)의 시작이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

약 10 초 후에 전자-양전자 쌍은 더 이상 만들어지 지 않는다. 이것이 복사 시대(radiation era)의 시작이다; 우주는 주로 광자와 중성미자로 되어있고, 광자는 입자들과 계속 결합함으로 우주는 불투명하다. 약 3 분이 되어서 핵융합이 일어난다. 중수소와 헬륨, 그리고 소량의 리츔이 만들어진다. 약 380,000 년 후에 광자와 물질과의 결합이 풀어지면서 우주는 투명해진다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우주 배경복사는 이 광자들인데, 계속된 팽창으로 식은 것이다. 2억년이 되어서 별들이 만들어진다. 은하는 10억년이 되어서 만들어지기 시작한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-8 인플레이션 초기 우주는 인플레이션 기간을 거친 것으로 생각되어진다. 이때 우주는 1030 배 정도, 혹은 더 크게 팽창하였다. 이것은 다음 세 개의 문제를 해결해준다: 평탄성, 균일성, 우주의 전반적 구조 © 2014 Pearson Education, Inc.

우주가 지금 거의 평탄하려면, 대폭발 거의 직후에 엄청나게 평탄해야 한다 우주가 지금 거의 평탄하려면, 대폭발 거의 직후에 엄청나게 평탄해야 한다. 인태푹발 플레이션은 이를 자연스러운 방식으로 가능게 한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

전우주의 간단한 이차원 모형; 가시적 우주는 우리(파란 점)를 중심으로 한, 작은 원으로 그렸다. 인플레이션 동안 1030배로 커진 우주의 가장자리는 본질적으로 평탄하다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우주는 또한 매우 균일하다. 모든 방향에서, 그리고 모든 위치에서 우주는 거의 똑같다 우주는 또한 매우 균일하다. 모든 방향에서, 그리고 모든 위치에서 우주는 거의 똑같다. 우주의 구조—은하단과 초은하단—는 밀도의 작은 요동이 인플레이션으로 증폭된 것으로 설명할 수 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31-9 암흑 물질과 암흑 에너지 우주의 최후 운명은 어떻게 될 것인가? 이것은 우주가 닫혔는지, 평탄한지, 열렸는지에 따라 다르다. © 2014 Pearson Education, Inc.

임계밀도란 우주가 평탄하게 되는 밀도를 말한다: ρc ≈ 10−26 kg/m3 우주 마이크로파 배경복사의 성질들은 우주가 평탄한 것을 제안하기 때문에 우주의 밀도는 거의 임계밀도에 가깝다. 그러나 보통의 물질에 의한 밀도는 오직 4% 뿐이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

최근에 천문학자들은 놀랍게도 우주가 가속 팽창함을 발견하였다. 이것은 다른 어떤 알려진 힘으로 설명되어질 수 없다. 은하의 회전 곡선을 연구하고, 또 중력렌즈효과를 연구하면서 관측되는 물질보다 더 많은 물질이 있어야 함을 알았다. 이 암흑물질은 현재 전체 밀도의 23%를 차지한다고 생각된다. 최근에 천문학자들은 놀랍게도 우주가 가속 팽창함을 발견하였다. 이것은 다른 어떤 알려진 힘으로 설명되어질 수 없다. 무엇이 가속을 주는지 알지 못하는데, 일반적으로 이를 암흑에너지라 한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

이 암흑 에너지는 밀도의 73%를 차지하여 전체 밀도가 임계밀도가 되는 것으로 밝혀졌다. 이 암흑 에너지는 밀도의 73%를 차지하여 전체 밀도가 임계밀도가 되는 것으로 밝혀졌다. 요약하면 우주의 질량-에너지는 다음으로 되어 있다: 암흑 에너지, 73% 물질, 27%, 이중에서 23% 는 암흑 물질이고 4% 는 보통의 물질이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

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31-10 우주의 거대 구조 우주 마이크로파 배경복사의 작은 비균일성은 은하단의 거대구조와 연관이 있다고 생각되어진다. 이 50,000개의 은하분포를 보면 은하들은 구조를 가지고 있음을 알 수 있다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31.11 마침내... 기본 물리 상수 값을 아주 약간씩 바꿔 우주의 형성과 진화에 대한 계산을 해보면, 우리가 알고 있는 생명이 존재할 수 없는 우주였다. 예를 들면 양성자와 중성자 사이의 질량 차이가 0이거나 전자의 질량 미만이라면, 원자는 존재하지 않게 된다. 양성자는 전자를 포획하여 중성자를 만든다. 이와 같은 결과는 인류 원리(anthropic principle) 라는 철학적인 사고를 낳게 했다. 이것은 우주가 현재와 약간만 달라졌어도 우리는 여기에 존재할 수 없었을 것이라고 말한다. © 2014 Pearson Education, Inc.

우리 물리학자들은, 우리가 존재하는 것이 허용되는 조건을 결정하는 미지 법칙들이 있다면 그것을 찾으려고 노력하고 있다. 반면에 시인은 우주는, 마치 우리가 존재할 수 있도록, 정교하게 조정되어 있다고 말하고 싶을지도 모른다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31장 요약 은하수는 우리 은하이다; 원판 모양을 하고, 천억 개의 별을 포함하고 있다. 천문학적 거리는 광년으로 측정된다. 별은 먼지 구름이 뭉쳐지면서 만들어지기 시작하는데, 수축하면서 열이 난다. 수소융합이 생긴다. 몇몇 무거운 원소들이 만들어진다. 별이 안정되면 주계열성이 된다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31장 요약 내핵 에너지가 다 소진이 되면 별은 팽창하고 식어지는데, 이때 내핵은 수축하고 가열된다. 내핵 에너지가 다 소진이 되면 별은 팽창하고 식어지는데, 이때 내핵은 수축하고 가열된다. 태양 질량의 별은 백색왜성이 된다. 더 무거운 별은 초신성으로 폭발하여 중성자별 혹은 블랙홀이 된다. 등가원리—중력장과 가속은 구별하지 못한다. 중력은 시공간의 곡률이다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31장 요약 멀리 있는 은하는 멀어지는 속도 때문에 도플러효과에서 적색편이를 일으킨다. 우주는 팽창하는데, 나이가 약 137억년이다. 대폭발로 만들어졌다. 우주 마이크로파 배경복사는 대폭발의 잔재이다. 표준 대폭발 모델에 따르면 우주는 처음에 매우 뜨겁고 밀도가 높았으며, 팽창하면서 식어졌고, 여러 반응들이 멈쳤다. © 2014 Pearson Education, Inc.

31장 요약 우주가 식어지면서 수소,중수소, 헬륨, 그리고 미량의 리츔이 생성되었다. 원자들이 만들어지면 별과 은하들이 만들어진다. 관측된 운동을 설명하려면 볼 수 있는 물질보다 더 많은 물질, 즉 암흑물질이 존재해야 한다. 우주는 암흑에너지에 의해 가속팽창을 한다. 암흑에너지, 암흑물질, 그리고 보통의 물질들이 합하여 우주의 임계밀도를 준다. © 2014 Pearson Education, Inc.