최초의 3분 - Chapter.5 강 성 모 - 2000007506 유 승 환 - 1999010438 물리 현상의 원리 최초의 3분 - Chapter.5 강 성 모 - 2000007506 유 승 환 - 1999010438 이 상 수 - 1999010483 김 성 준 – 2000007625 최 대 한 - 1999010698 이 동 민 - 1999009241 임 민 규 - 1999008691

개 괄 우주의 사건들은 우주의 온도에 맞춘 시간으로 보여주는것이 유익하다. 개 괄 우주의 사건들은 우주의 온도에 맞춘 시간으로 보여주는것이 유익하다. 그리고 어려운 수학문제들을 피하기 위해 1000억 도까지 우주가 식었을 때, 다시 말해 최초의 약 100분의 1초 후부터 이야기를 시작한다. 우리는 이 3분을 5프레임을 먼저 살펴본 후 그 후까지 살펴보기로한다. 2005.10. 5

First Frame ☞ 우주는 물질과 복사의 수프로 채워짐 ☞ 각 입자는 다른 입자들과 빈번히 충돌 ☞ 우주의 온도는 1000억K ☞ 우주는 물질과 복사의 수프로 채워짐 ☞ 각 입자는 다른 입자들과 빈번히 충돌 ☞ 거의 완전한 열평형을 이루고 있음. ☞ 여기서 전하, 바리온수, 렙톤수와 같은 보존량들은 거의 0 에 가깝다. ☞ 양방향 변환이 비슷하게 일어남 빠른 속도로 팽창 복사 복사 2005.10. 5

-> 각 입자들의 반응열(파괴열)을 알 수 있다. -> 각 입자들의 질량을 예측할 수 있다. ☞ 복사에너지를 알아야 되는 이유 -> 각 입자들의 반응열(파괴열)을 알 수 있다. -> 각 입자들의 질량을 예측할 수 있다. -> 우주의 나이를 예측 가능하게 한다. -> 그 밖의 등등… ☞ 1000억K > 전자와 양전자의 문턱온도 광자와 뉴트리노, 그 밖의 다른 입자들이 복사와 같이 행동 -> 여러 종류의 복사에너지밀도의 궁금함 제기 2005.10. 5

☞ 복사에너지=(전자+양전자)+(뉴트리노+반뉴트리노)+광자 9/2 = (7/4) + (7/4) + 1 9/2 = (7/4) + (7/4) + 1 -> 순수한 전기복사의 에너지밀도의 9/2배 ☞ 슈테판-볼츠만의 법칙에 의해 전자기복사의 에너지밀도는 리터당 4.72 x 1044 전자볼트 -> 우주의 에너지 밀도는 21 x 1044 2005.10. 5

첫 번째 화면에서 중요한 사건 ☞ 급속히 팽창하며 식어감. ☞ 특성 팽창 계수 = 0.02초 ☞ 반뉴트리노, 양성자 ⇔ 양전자, 중성자 ☞ 뉴트리노, 중성자 ⇔ 전자, 양성자 ☞ 반뉴트리노의 수 ≒ 뉴트리노의 수 ☞ 전자 수 ≒ 양전자 수 ☞ 양방향 변환이 비슷하게 일어남 빠른 속도로 팽창 2005.10. 5

양성자 중성자 = 중성자 양성자 (같은 빈도수) 그러므로 평형은 “양성자 = 중성자”를 요구 가정 : 렙톤수와 광자당 전하는 아주 작다. 조건 : 뉴트리노수 ≒ 반뉴트리노수 전자수 ≒ 양전자의 수 양성자 중성자 = 중성자 양성자 (같은 빈도수) 그러므로 평형은 “양성자 = 중성자”를 요구 핵을 쪼갤 때 필요한 에너지 < 1011K의 열에너지 결과 : 따라서 복잡한 핵들은 그들이 생성되는 만큼 빨리 파괴된다. 2005.10. 5

Second Frame 우주 온도 : 300억。K 구성물 : 전자, 양전자, 뉴트리노, 반뉴트리노, 광자(열평형) 상태온도 문턱 온도보다 훨씬 높음 에너지 밀도는 감소, 특성 팽창 시간은 0.2초 소수의 핵입자들은 핵으로 묶여지지 않음 온도가 떨어짐에 따라 보다 무거운 종성자가 더 가벼운 양성자로 변환되는 것이 이것의 역반응보다 쉬워짐 핵입자들의 비 : 중성자 38%, 양성자 62% 에너지 밀도 ∝T^4 특성팽창시간 ∝ 1/ 특성팽창속도 ∝1/T^2 2005.10. 5

Third Frame 우주의 온도 : 1010。K(100억。K) 밀도와 온도의 감소 뉴트리노와 반뉴트리노 평균 자유 시간을 증가 → 자유 입자처럼 행동(전자, 양전자, 광자들과 비열평형) 전체 에너지 밀도 : 물의 밀도의 380000배 특성팽창 시간은 약 2초로 증가 온도는 전자와 양전자의 문턱 온도의 두 배 → 이들은 복사로부터 재생성되기보다 더 빨리 소멸 핵입자 비 : 중성자 24%, 양성자 76% 2005.10. 5

Forth Frame 우주의 온도 : 3×109。K 첫 frame으로부터 13.82초 후 우주의 온도가 전자와 양전자에 대한 문턱온도보다 낮아 → 급속히 소멸되기 시작→소멸에너지로 냉각속도 늦춤 → 여분의 열을 얻지 못한 뉴트리노는 전자, 양전자, photon들보다 더 차가움, 우주의 에너지 밀도는 약간 더 빨리 감소 우주가 빠르게 팽창하고 있어서 핵들은 빠른 2입자 반응으로만 생성될 수 있기 때문에 He4과 같이 안정한 원자생성 불가능 핵입자의 구성비 : 중성자 17%, 양성자 83% 2005.10. 5

He4(헬륨)의 생성과정 1. p + n → H 하나의 양성자와 중성자는 하나의 중수소 혹은 deterium을 형성할 수 있고 이 때 여분의 에너지와 운동량은 photon에 의해 방출 2. H + p or n → He3 or H3 중수소 핵은 양성자 또는 중성자와 충돌해서 두 개의 양성자와 하나의 중성자로 된 가벼운 동위원소 헬륨(He3)이나 양성자 하나와 두 개의 중성자로 된 수소의 가장 무거운 동위원소 트리튬(H3)을 만듬 3. H3 + n → He4, H3 + p → He4 헬륨3은 한 중성자와 충돌할 수 있고, 트리튬은 하나의 양성자와 충돌할 수 있 는데, 이 두 경우에 두 개의 중성자와 두 개의 양성자로 구성된 보통의 헬륨 (He4)의 핵이 형성 2005.10. 5

중수소 병목 현상 초기 우주에서는 높은 에너지의 감마선이 중수소를 양성자와 중성자로 쉽게 분해 → 중수소가 생성되지 않고는 헬륨이 생성될 수 없음 우주의 나이가 3분이 되자, 우주 배경 복사의 광자들에 충분한 적색 이동 일어남 광자들은 더 이상 중수소를 분해하지 않게 되고, He4(헬륨) 생성 2005.10. 5

Fifth Frame 전자와 양자는 대부분 사라짐 광자, 뉴트리노 , 반뉴트리노가 우주의 주성분 전자-양전자의 소멸에서 나온 에너지는 광자들에게 뉴트리노의 온도보다 35% 높은 온도를 줌 2005.10. 5

A Little Later 첫 frame으로부터 3분 45초 후 온도가 중수소 핵들이 뭉쳐질 수 있는 점까지 떨어지고, 2입자반응의 연쇄로 더 무거운 핵들이 빨리 형성 중수소가 형성될 수 있는 온도에 이르면, 남아있는 중성자들은 거의 헬륨핵이 됨 정확한 온도는 photon당 핵입자의 수에 약간 의존  높은 입자밀도가 핵이 형성되는 것을 쉽게 만듬 핵입자당 10억 개의 photon이 있다면 핵합성은 0.9×109。K의 온도에서 시작 중성자 붕괴 핵합성이 시작전 중성자와 양성자의 구성비를 중성자 13%와 양성자 87% 핵합성 후에 헬륨의 무게 비율은 핵입자들 중에 중성자의 비율의 두 배인 약 26% 2005.10. 5

Sixth Frame 우주의 온도는 3×108。K, 34분 40초가 경과한 후 전자와 양전자는 양성자의 전하를 상쇄하는 데 필요한 약간의 과잉전자들을 제외하고는 완전히 소멸 소멸과정에서 나온 에너지  photon에 뉴트리노보다 40.1% 더 높은 에너지를 공급 우주의 에너지 밀도는 물의 밀도의 9.9%가 되는 질량 밀도와 등가이며, 이 중 31%는 뉴트리노와 반뉴트리노의 형태로, 69%는 photon의 형태로 존재 이 에너지 밀도로 인해 우주는 1시간 15분의 특성 팽창 시간을 갖는다. 핵입자들은 이제 대부분 헬륨핵으로 구속되었거나 자유 양성자들임 헬륨의 무게 비율은 22~28% 2005.10. 5

The Shifting Neutron-Proton Balance (열 평형) 핵합성시기 (중성자 붕과) The Shifting Neutron-Proton Balance 3분, 10억K 2005.10. 5

우주는 계속 팽창하고 냉각할 것이다. 자유전자가 사라짐에 따라 우주는 복사에 투명하게 될 것이다. 최초 3분간에 남아, 초기의 별들을 만든 재료는 22~28%의 헬륨과 그밖에는 거의 전부가 수소로 되어 있다. 펜지어스, 윌슨 (배경복사 발견)  1965년 피블스(우주의 헬륨생산 계산) 로버트 웨고너, 윌리엄 파울러, 호일의 더 정교한 계산 (태양과 별들이 20~30%의 헬륨과 거의 대부분의 수소로 구성된 재료로부터 삶을 시작) 2005.10. 5

우주의 원시 헬륨 존재 비 추정 방법 1. 별의 진화에 관한 상세한 계산 2. 관측된 별의 성질들의 통계적 분석을 비교하는 것 3. 뜨거운 별들과 성간 물질의 스펙트럼에 있는 헬륨 선들을 직접 관측하는 것 실제로 헬륨은 1868년 노먼 로키어에 의해 태양대기의 스펙트럼 연구에서 처음으로 확인 1960년대 초 우리은하 안에 헬륨의 존재비가 클 뿐만 아니라, 공간적 분포에서 더 무거운 원소들의 존재 비와는 달리 거의 변동하지 않는다는 사실에 주목 2005.10. 5

노먼 로키어(J. Norman Lockyer) - 1868년 태양 대기의 스펙트럼 연구에서 처음으로 헬륨을 한 원소로서 확인함 2005.10. 5

윌리엄 파울러 (William fowler) 2005.10. 5 로버트웨고너(Robert Wagoner)-위 오른쪽, 호일(Hoyle)- 아래 오른쪽 윌리엄 파울러(William Fowler) – 아래 왼쪽 윌리엄 파울러 (William fowler) 2005.10. 5

● 수소 ▷ 중수소 ▷ 삼중수소 : ▷ 천연에서 수소의 존재비는 경수소 2005.10. 5 ▷ 경수소 수소의 동위원소 중 질량수가 1인 것 ▷ 중수소 수소의 동위원소 중 질량수가 2인 것 ▷ 삼중수소 : 수소의 동위원소 중 질량수가 3인 것 ▷ 천연에서 수소의 존재비는 경수소 99.985%,중수소 0.015%이며, 삼중수소는 인공적으로 만들어진다. 중수소와 삼중수소를 통틀어 중수소라고 한다. 2005.10. 5

중수소 존재 비의 중요성 -원시 중수소의 존재 비를 결정할 수 있다면 광자 대 핵자의 비를 정확히 결정할 수 있다. 현재의 복사온도가 3K임을 알고 있으므로 우주의 핵 질량 밀도의 정확한 값을 결정할 수 있으며, 우주가 열렸는지 닫혔는지도 판단할 수 있을 것이다. - 핵자당 광자수 중수소 존재비(100만 당) 108 0.00008 109 16 1.1 x 109 20 1010 600 2005.10. 5

- 중수소 원자들은 수소 원자들처럼 원자가 낮은 에너지 상태에서 ● 코페르니쿠스 인공위성의 자외선 관측 ○ 관측의 원리 - 중수소 원자들은 수소 원자들처럼 원자가 낮은 에너지 상태에서 더 높은 에너지 상태로 전이할 때, 이에 대응하는 특정한 파장에서 자외선을 흡수할 수 있음. 이 파장들은 원자핵의 질량에 의존하므로 핵자의 개수를 파악할 수 있다. ○ 스펙트럼의 관찰 - 별빛의 자외선 스펙트럼을 관찰하면, 성간의 수소와 중수소 혼합물 통과하여 생기는 두 종류의 검은 흡수선이 생긴다. 각각의 흡수선은 하나는 수소로부터 다른 하나는 중수소로부터 온것이다. 2005.10. 5

- 자외선 분광기를 이용하여 베타 켄타우루스 별의 스펙트럼의 흡수선을 관측해냄 ○ 관측결과 ○ 코페르니쿠스의 관찰 활동 - 자외선 분광기를 이용하여 베타 켄타우루스 별의 스펙트럼의 흡수선을 관측해냄 ○ 관측결과 - 100만분의 20의 중수소(수소무게비율당)를 포함함 - 100만리터당 500개 핵자(현 3K 우주복사당) - 핵자의 밀도비교 100만 리터당 3000개(닫힌우주의 최소밀도) > 500개(현우주) ∴ 우주는 열려있다는 결론을 얻을 수 있다. 2005.10. 5

● 중수소의 존재비에 대한 이의 제기 ○ 중수소는 절대적으로 보아 극히 희귀하며, 초신성, 우주선, 준항성체 같은 최근의 천체물리학적 현상에서 생산되었고도 할 수 있음. → 최근 생산 불가능한 헬륨의 존재비에 의한 판단이 요구됨 ● 헬륨의 존재비 ○ 헬륨의 존재비의 중요성 - 헬륨의 존재비는 막대한 복사량의 방출이 따리 않고는 최근에 생산될 수 없음. 최근의 이러한 복사는 관측되지 않고 있어, 존재비가 변하지 않았을 것으로 추정 2005.10. 5

2K의 뉴트리노 배경 관측이 필요한 초기우주의 잔재 (뉴트리노 배경) 우주의 온도가 100억K 이하로 떨어진 이후 뉴트리노의 파장은 단순히 우주의 크기에 비례해서 팽창 온도는 크기에 반비례 동시에 광자의 온도도 같은 과정 뉴트리노 에너지 밀도 전자와 양전자가 소멸하면서 뉴트리노는 데우지 않았고 광자는 데워졌다. 결과로 뉴트리노 온도 < 광자 온도 이차이를 우주의 팽창을 설명시 고려해야함 2005.10. 5

2K의 뉴트리노 배경 뉴트리노와 보통물질의 상호작용은 너무 약함 --아직까지는 우주 뉴트리노 배경을 관측을 못하고 있음 관측이 가능하면 --초기우주에 관한 표준모델이 옳다는 것을 증명 --우주가 큰 랩톤수를 가지는지 여부 증명 지금까지 예측은 랩톤수 밀도가 작다는 가정 랩톤수=뉴트리노수+다른 랩톤수-반뉴트리노수-다른반렙톤수 랩톤수 밀도가 광자수 밀도와 비슷하게 되면 최초 3분간의 중성자-양성자의 균형의 변동에 영향 우주론 적으로 생산된 헬륨과 중수소량도 변화 2005.10. 5

표준모델의 불확실성 이번 장에서의 설명은 모두 “우주가 균질하고 등방적이다”라는 가정이 밑받침 직접적 관측 우리주위로 등방적으로 우주 배경복사가 존재를 증명  우주의 균질성과 등방성을 유추 , 적용 “믹스마스터” 모델 – 찰스 미스너 우주가 초기에는 비균질했고 비등방적 이후 팽창하면서 우주의 부분들이 서로 마찰력을 미쳐 매끄러워 졌을 가증성제시 (이과정에서 생산된 열을 계산 못함) 2005.10. 5

2005.10. 5