우주론은 무엇을 밝히고자 하는가? 우주론 : 우주의 생성과 진화를 설명하는 각본scenario

우주론은 무엇을 밝히고자 하는가? 우주론 : 우주의 생성과 진화를 설명하는 각본scenario
시공간 생성 : 우주기원론(Cosmogenesis) 물질 생성 시 간 천체생성 : 우주구조기원론(Cosmogony) 현재 : 시공간의 크기와 구조, 천체의 조성과 분포, 자연법칙 미래: 우주의 궁극적 운명. 종말

우주론의 특징 1. 자연과학의 한 가지 접근 방법 : 천문학+물리학+화학+생물학+철학 등 여러 학문이 관련
2. 객관적 관찰과 실험에 한계가 있는 연구 대상이다. 연구 주체가 연구대상에 포함된다. 3. 거시적 우주는 관찰만이 가능하며, 하나 뿐이다.

대폭발 우주모형 역사 17-18세기 뉴튼 시대 18세기말 올버스 파라독스 1917: de Sitter이 은하적색이동 예측
1922: Wirtz가 은하관측에서 v ∝ r 발견 : Friedmann 균일공간에 대한 일반상대론의 해 발견 1923: Slipher의 은하적색이동 발견 1927: Lemaitre가 프리드만의 해 재발견. 우주가 옛날에 고밀도 상태(원시원자)에서 진화해왔음을 주장! 1928: Robertson이 v ∝ r 재발견 1929: Hubble이 v ∝ r 재재발견

공간의 균일팽창 역사 : V. Slipher가 관측한 41개 은하 중 36개가 적색이동. (파장관측-파장방출)/파장방출 ≡ z > 0 H. Robertson(’28), Hubble(’29). 은하후퇴속도 ∝ 거리 우주공간이 고무 막처럼 늘어남. 외부은하 적색이동 스펙트럼 사진

우주의 과거 - 표준우주진화모형 대폭발 모형(폭발 : 공간 차제 그리고 에너지와 물질의 폭발) 2. 급팽창 가설
3. 차가운 암흑물질 4. 양자역학적 요동의 중력수축으로 천체생성

우주의 과거 - 표준우주진화모형 현재 은하와 별 생성 물질우세시기. 중력수축시작 수소원자생성 및 빛의 분리 핵합성 중성미자분리
시간 140억년 10억년 50만년 2만년 3분 1초 10-11초 10-34초 10-43초 현재 은하와 별 생성 물질우세시기. 중력수축시작 수소원자생성 및 빛의 분리 핵합성 중성미자분리 전자기력과 약한힘 분리 급팽창 강한힘의 분리 시공간의 혼돈. 중력의 분리

The Story of the Big Bang
If you could visit the universe when it was only 10 millionths of a second old, you would find it filled with high-energy photons having a temperature well over 1 trillion (1012) K and a density greater than 5 x 1013 g/cm3—nearly the density of an atomic nucleus. If they have enough energy, two photons can combine and convert their energy into a pair of particles—a particle of normal matter and a particle of antimatter. When an antimatter particle meets its matching particle of normal matter—when an antiproton meets a normal proton, for example—the two particles annihilate each other and convert their mass into energy, in the form of two gamma rays.

In the early universe, the photons were gamma rays and had enough energy to produce proton–antiproton pairs or neutron–antineutron pairs. When the particles collided with their antiparticles, however, they converted their mass back into photon. Thus, the early universe was filled with a dynamic soup of energy flickering from photons into particles and back again.

While all this went on, the expansion of the universe cooled the gamma rays to lower energy. By the time the universe was second old, its temperature had fallen to 1012 K. By this time, the average energy of the gamma rays had fallen below the energy equivalent to the mass of a proton or a neutron. So, the gamma rays could no longer produce such heavy particles. The particles combined with their antiparticles and quickly converted most of the mass into photons.

It would seem from this that all the protons and neutrons should have been annihilated with their antiparticles. However, for reasons that are poorly understood, a small excess of normal particles existed. For every billion protons annihilated by antiprotons, one survived with no antiparticles to destroy it. Thus, you live in a world of normal matter—and antimatter is very rare.

Though the gamma rays did not have enough energy to produce protons and neutrons, they could still produce electron–positron pairs, which are about 1,800 times less massive than protons and neutrons That continued until the universe was about 4 seconds old, at which time the expansion had cooled the gamma rays to the point where they could no longer create electron–positron pairs. Again, most of the electrons and positrons combined to form photons, and only one in a billion elections survived. The protons, neutrons, and electrons of which the universe is made were produced during the first 4 seconds of its history.

This soup of hot gas and radiation continued to cool. High-energy gamma rays can break up an atomic nucleus. So, the formation of nuclei that formed could not occur until the universe had cooled somewhat. By the time the universe was about 2 minutes old, protons and neutrons could link to form deuterium—the nucleus of a heavy hydrogen atom. By the end of the next minute, further reactions began converting deuterium into helium.

No heavier atoms could be built, though. No stable nuclei exist with atomic weights of 5 or 8. Nuclei with these atomic weights are radioactive and decay almost instantly into smaller particles.

By the time it was 3 minutes old, the universe had become so cool that almost all nuclear reactions had stopped. By the time it was 30 minutes old, the nuclear reactions had ended completely. About 25 percent of the mass was helium nuclei. The rest was in the form of protons—hydrogen nuclei That is the cosmic abundance seen today in the oldest stars. The heavier elements were built later by nucleosynthesis inside many generations of massive stars. The cosmic abundance of helium was fixed during the first minutes of the universe.

At first, the universe was so hot that the gas was totally ionized, and the electrons were not attached to nuclei. The free electrons interacted with photons so easily that a photon could not travel very far before it encountered an electron and was deflected. The gamma rays interacted continuously with the matter—and the radiation and the matter cooled together as the universe expanded. In these circumstances, the universe was dominated by the radiation. The matter could not cool faster than expansion could cool the gamma rays

As the young universe expanded, it went through three important changes First, when the universe reached an age of roughly 50,000 years, the density of the energy present in the form of photons became less than the density of the gas. Before this, matter could not clump together as the intense sea of photons smoothed the gas out. Once the density of the radiation fell below that of matter, the matter could begin to draw together under the influence of gravity and form the clouds that eventually became galaxies. The expansion of the universe spread the particles of the ionized gas farther and farther apart.

As the universe reached the age of a few hundred thousand years, the second important change began. The free electrons were spread so far apart that photons could travel for thousands of parsecs before being deflected by an electron. That is, the universe began to grow more transpare At about the same time, the third change happened. As the falling temperature of the universe reached 3,000 K, protons were able to capture and hold free electrons to form neutral hydrogen—a process called recombination. As the free electrons were gobbled up, the gas finally became transparent. Eventually, the photons could travel through it without being deflected.

Although the gas continued to cool, the photons no longer interacted with the gas. So, the photons retained the black body temperature that the gas had at recombination. Those photons, with a black body temperature of 3,000 K, are observed today as the cosmic microwave background radiation. The large redshift makes that gas appear to have a temperature of about 2.7 K. Recombination left the gas of the big bang neutral, hot , dense and transparent. At first, the universe was filled with the glow of the hot gas. As the universe expanded and cooled, however, the glow faded into the infrared

The universe entered what cosmologists call the dark age. This was a period before the formation of the first stars lasting hundreds of millions of years. During the dark age, the universe expanded in darkness. The dark age ended as the first stars began to form. The gas from which these first stars formed contained almost no metals and was, consequently, highly transparent. Mathematical models show that—because the first stars formed from this metal-poor gas—they were very massive, very luminous, and very short-lived

That first violent burst of star formation produced enough ultraviolet light to begin ionizing the gas. Today’s astronomers, looking back to the most distant visible quasars and galaxies, can see traces of that reionization of the universe Reionization marks the end of the dark age and the beginning of the age of stars and galaxies in which you live today.

대폭발 1.팽창우주의 나이 우주에 관한 관측적 사실 1. 모든 은하들의 적색이동의 크기는 거리에 비례 우주 팽창의 의미
2. 은하들의 거시적 분포는 등방 균질  우주론 원리 3. 우주내의 물질 변화: 수소와 헤륨 중원소 4. 중력에 의한 시공간의 휨 5. 우주의 배경복사 (2.7K)

Big Bang Big Bang

1 팽창 우주의 나이 허블 시간 중력 이론 : 우주는 팽창 또는 수축 아인슈타인 – 우주 상수 항 (척력 도입)
관측 : 우주가 팽창  과거 : 대폭발  나이 : To = d/v 허블 법칙 : v = H d (H 허블 상수) 우주 나이 :To = 1/H  허블 시간 관측 : H=15 – 35 km/s/106LY (22-> 70km/s/Mpc To = 130억 ) 허블 시간 = 최대 우주 나이 (팽창속도 감속 결국 이 될 경우:나이= 2/3 허블시간) 우주나이 = 90 – 130 억년(구상성단->160억 130억년 )

2 시공의 기하학 아인슈타인의 일반 상대론: 중력과 시공간 차원 개념: 3차원 공간 :3개의 독립된 방향
차원 개념: 3차원 공간 :3개의 독립된 방향 중력이 4차원에서 3차원 공간 우주를 구부린다. 예: 풍선 표면 : 2차원 -> 경계가 없다. -> 어디나 중심 -> 팽창 :거리가 멀수록 속도가 빠르게 벌어짐 -> 팽창 : 표면이 늘어남 굽은 우주 -> 닫인 우주,(<->열린 우주) 우주 팽창 : 공간의 확장  적색이동 = 전자기 파가 전파해가는 공간 차체가 확장하기 때문

우주 시공간에 대한 개념 우주원리 (Cosmological Principle)
우주는 매우 큰 공간 규모에서 보면 균일∙등방하다. 서기전 5C: 그리스 Empedocles. “신(우주)은 모든 곳에 중심을 두고 그 경계가 없는 원이다” 서기전 1C: Lucretius. “우주는 어느 곳에 가든지 모든 방향으로 똑같이 무한히 뻗어있다.” 1917: 아인쉬타인. “우주의 모든 곳이 똑 같다.  정지우주 모형

공간적 균일∙등방성 우주는 시간적으로는 진화할 수 있다. (단 자연법칙은 진화하지 않는다고 가정)
공간의 기하학적 성질 균일. 중심과 경계 없음 물질의 양, 종류가 공간적으로 균일 자연법칙 공간적으로 균일 공간/물질의 진화 속도 (예. 공간팽창속도) 균일 작은 공간 규모에서는 불균일∙비등방할 수 있다.

완벽한 우주원리 (Perfect Cosmological Principle)
우주는 거시적으로 보았을 때 공간적으로 뿐만 아니라 시간적으로도 균일∙등방하다. 1948년: Hermann Bondi, Thomas Gold 제안. Fred Hoyle  정상우주 모형 우주는 진화하지 않는 영원 불변의 세계 작은 시간 규모에서는 시간적 변화가 가능함.

올버스(1758-1840) 파라독스 무한히 별(은하)가 우주 공간에 퍼져있다면 밤하늘은 왜 어두울까?
문제의 해결: 우주의 시간적 유한성, 피곤해진 빛 the night sky should glow as brightly as a star’s surface. This conflict between observation and theory is called Olbers’s paradox after Heinrich Olbers, a Viennese physician and astronomer, who discussed the problem in 1826.

올버스( ) 파라독스 The problem of the dark night sky was first discussed by Thomas Digges in 1576 and was further analyzed by astronomers such as Johannes Kepler in 1610 and Edmund Halley in 1721. Olbers gets the credit through an accident of scholarship on the part of modern cosmologists who did not know of previous discussions.

올버스(1758-1840) 파라독스 The universe is not eternal.
Olbers’s paradox makes an incorrect prediction because it is based on an incorrect assumption The universe is not eternal. That is, it is not infinitely old Edgar Allan Poe in 1848. He proposed that the night sky was dark because the universe was not infinitely old but had been created at some time in the past.

올버스( ) 파라독스 The radiation that comes from this great distance has a tremendous redshift. The most distant visible objects are faint galaxies and quasars, with redshifts a bit over 10. In contrast, the radiation from the hot gas of the big bang has a redshift of about 1,100. Thus, the light emitted by the big bang gases arrives at Earth as infrared radiation and short radio waves. You can’t see it with your eyes, but it should be detectable with infrared and radio telescopes

The Cosmic Background Radiation
If radiation is arriving now from the big bang, then it should be detectable. The story of that discovery begins in the mid-1960s when two Bell Laboratories physicists, Arno Penzias and Robert Wilson, were using a horn antenna to measure the radio brightness of the sky.

Their measurements showed a peculiar noise in the system—which they at first attributed to droppings from pigeons living inside the antenna. Perhaps they would have enjoyed cleaning the antenna more if they had known they would win the 1978 Nobel Prize in physics for the discovery they were about to make.

When the antenna was cleaned, they measured the brightness of the sky at radio wavelengths and again found the low-level radio noise. The pigeons were innocent. So, what was causing the signal? The explanation for the noise goes back to 1948—when George Gamow predicted that the early big bang would be very hot and would emit copious black body radiation A year later, physicists Ralph Alpher and Robert Herman pointed out that the large redshift of the big bang would lengthen the wavelengths of the radiation into the far-infrared and radio part of the spectrum.

There was no way to detect this radiation until the mid-1960s—when Robert Dicke at Princeton concluded the radiation should be just strong enough to detect with newly developed techniques. Dicke and his team began building a receiver When Penzias and Wilson heard of Dicke’s work, they recognized the noise they had detected as radiation from the big bang—the cosmic microwave background radiation

It was not until January 1990 that satellite measurements confirmed that the background radiation was black body radiation, with an apparent temperature of / K—in good agreement with theory.

It may seem strange that the hot gas of the big bang seems to have a temperature of only 2.7 degrees above absolute zero. However, it has a tremendous redshift. Observers on Earth see light that has a redshift of about 1,100. That is, the wavelengths of the photons are about 1,100 times longer than when they were emitted. The gas clouds that emitted the photons had a temperature of about 3,000 K. Also, they emitted black body radiation with a λmax of about 1,000 nm. Although this is in the near-infrared, the gas would also have emitted enough visible light to glow orange-red.

However, the redshift has made the wavelengths about 1,100 times longer. So, λmax is about 1 million nm (which equals 1 mm). Thus, the hot gas of the big bang seems to be 1,100 times cooler—about 2.7K.  the cosmic microwave background radiation is clear evidence of the big bang

감속팽창과 우주의 기원점 등속팽창 가속팽창 감속팽창
등속팽창 가속팽창 감속팽창 거리 거리 거리 시간 시간 시간 우주의 물질이 만유인력을 내는 보통의 물질이라면 우주는 감속팽창을 할 것이다. 그 결과로 유한한 과거에 우주의 모든 점들의 거리가 0 이 되는 시점이 존재한다. 즉 우주가 생성된 기원점이 존재한다.

1. 평탄한 우주 2. 열린 우주 우주평균밀도 = 임계물질밀도 (10^-29 g/cm^3)
우주팽창 운동 에너지 = 중력 에너지. 영원히 팽창 공간 : 무한 크기. 곡률 0. 시간 : 과거로 경계점(대폭발점). 미래로 무한. 2. 열린 우주 우주평균밀도 < 임계물질밀도 우주팽창 운동 에너지 > 중력 에너지. 영원히 팽창 공간 : 유한 크기의 쌍곡선형 공간. 곡률 < 0. 시간 : 과거로 경계점. 미래로 무한 (1수소원자/180)는 허블상수가 70일 경우

3. 닫힌 우주 우주평균밀도 > 임계물질밀도 우주팽창 운동 에너지 < 중력 에너지
공간 : 유한한 구형 공간. 곡률 > 0 시간 : 과거로 경계점. 미래로 경계점(대붕괴점). 우주공간의 크기 열린우주 평탄한 우주 닫힌우주 대폭발 대붕괴 시간

시공간 2차원 평탄한/ 무한공간 + 1차원 무한시간 1차원 구형/닫힌/유한공간 + 1차원 무한시간
팽창하는 1차원 구형 닫힌공간 + 1차원 무한시간 1차원 구형 유한공간의 진화 + 1차원 유한시간

시공개념=적색편이 as space-time expands, it stretches any photon traveling through space to longer wavelengths Photons from distant galaxies spend more time traveling through space and are stretched more than photons from nearby galaxies. That is why redshift depends on distance

일반상대론과 시공간 뉴톤의 중력론 아인쉬타인의 일반상대론 중력장 vs 물질 시공간 구조 vs 물질
시공간은 그것에 담긴 물질과 상호종속적 관계에 있다. 시공간은 물리적 실존재이다. 공간은 늘거나 줄거나 부분적으로 이그러질 수 있다. 공간의 크기나 기하학적 구조, 시간의 길이는 우주 물질의 종류와 양과 운동 상태에 의해 결정됨. 우주공간이 평탄한 공간, 구형공간, 쌍곡선형 공간 중 어떤 것 일까는 우주에 있는 물질에 의해 결정된다. 또 공간 팽창이나 수축, 우주가 존재할 수 있는 총 시간도 물질이 결정. 역으로 물질의 상태도 공간과 시간의 변화에 따라 진화.

3 우주의 모형 우주 팽창과 우주론 원리(균일성)를 바탕
. 감속 팽창하는 우주 모형 : 우주 척도 R이 시간에 따라 일정하게 변화 팽창의 감속률에 따라 1.영원히 팽창 2.멈춘 후 수축 감속률 측정  먼은하들(과거에)의 거리와 속도를 허블법칙과 독립적으로 측정 (제1형 초신성)  우주의 평균 밀도 – 임계밀도 임계밀도 보다 큰 경우 : 팽창정지 수축->대함물  닫힌 우주 (출발점으로 귀환, 시간 흐름의 끝에 공간이 0으로 닫힘)  나이 < 2/3 To 임계 밀도 보다 작은 경우 : 영원히 팽창  열린 우주 (무한대 ) 나이 : 2/3 To - To 임계 밀도와 같은 경우 : 겨우 팽창 지속  평탄 우주 (곡률 0)  나이 = 2/3 To

밀도 During the first few minutes of the big bang, nuclear reactions converted some protons into helium and a small amount into other elements. How much Deuterium, Lithium depends critically on the density of the material. (they are destroyed in stars) the observed amount of deuterium sets a lower limit and the observed abundance of lithium-7 sets an upper limit.

밀도 The normal matter that you are made of cannot make up much more than 4 percent of the critical density. Yet, observations show that galaxies and galaxy clusters contain large amounts of dark matter. The protons and neutrons that make up normal matter belong to a family of subatomic particles called baryons. So, cosmologists believe that the dark matter cannot be baryons. Only a small amount of the mass in the universe can be baryonic. The dark matter must be nonbaryonic matter

되돌아본 시간 (현재=임계밀도의 우주나이)
임계 밀도는 허블 상수의 함수 Ho=25km/s/106LY  g/cm3 관측된 밀도: 2* g/cm3  열린우주 구상성단의 나이 열린우주 아인슈타인의 우주상수 0 이아닌 경우  관측된 밀도가 임계밀도에 접근 가능 (복잡한 우주의 모형들 ) 되돌아본 시간 (현재=임계밀도의 우주나이) 적색이동= 무한대 출발시간= (%)

4 우주의 태초 대폭발 표준 모형 팽창하며 냉각 초기 복사에서 물질 생성(입자 가속기 실험 : 충분한 에너지로 새로운 입자 물질 생성) 우주가 뜨거울 때 질량이 큰 양성자가 생성 10-43 초 이전 : ??? 0.01초 (1011 도): 물질(양성자 중성자)과 복사의 혼재, 복사에서 전자 양전자 (외 특이 입자들) 생성 1 초: 중성미자가 빠져나감 3 분(109도): 양성자 중성자가 원자 핵 형성 현재우주의 중수소 (당시의 밀도 암시 10-31g/cm3  팽창우주 암시)  헬륨 핵 형성 수 십만년(3천도) : 원자핵 개수 밀도 =1000 cm-3  물질과 복사 분리 초기 우주빛 (배경복사) 10억년 : 별과 은하 형성

우주 배경 복사 우주 배경 복사 : 3000천도 흑체 복사의 흔적 펜지아스 와 윌슨 : 배경 잡음 –전하늘
 우주의 배경복사 (CBR)=3 도K COBE(Cosmic Background Radiation Explore)  우주는 뜨겁고 균일한 상태에서 진화  미세 온도 변화 1/10^5[ 그러나 크기가 너무 크다(초은하단)]

5 급팽창 우주 표준 대폭발 이론의 성공점 우주 팽창, 배경복사 설명 가벼운 원소들의 함량 , 3종류의 중성미자 문제점
왜 물질이 반물질보다 더 많은가? 밀도 요동의 기원은 무엇인가? 모든 방향에 동일한 배경복사 ?-지평선 문제초기 급팽창 우주 모형 현재 우주 밀도가 임계값의 10배 오차내=평탄문제(flatness) 급팽창 우주

대통일 이론 힘 세기 범위 적용대상 중력 1 우주전체 행성 별,은하들의 운동
힘 세기 범위 적용대상 중력 우주전체 행성 별,은하들의 운동 전자기력 우주 전체 원자,분자, 전기, 자기장 약한 핵력 –17 m 방사능 붕괴 강한 핵력 m 원자핵의 존재 전기력, 자기력 전자기력 전자기력, 약력, 강력 합대통일장 이론(GUTS; Grand Unified Theories) – 온도가 높은 상태에서 하나  초 이전 우주 (중력은 이보다 훨씬 높은 온도에서 통합)

GUT A century ago, James Clerk Maxwell showed that the electric force and the magnetic force were really the same effect. Physicists now count them as a single electromagnetic force. In the 1960s, theorists succeeded in unifying the electromagnetic force and the weak force in what they called the electroweak force. However, this was effective only for processes at very high energy. At lower energies, the electromagnetic force and the weak force behave differently. Now, theorists have found ways of unifying the electroweak force and the strong force at even higher energies. These new theories are called grand unified theories (GUTs).

GUT This released tremendous energy—which suddenly inflated the universe by a factor between 1020 and 1030

급팽창 우주 대 통일장 이론 : 10-35초 3+1가지 힘으로 분리 : 중력이 척력으로, 즉 우주 상수가 일시적으로 0 이 아님  급팽창 우주 대폭발 이론 보다 1030배 10-30 초이후 :대폭발 이론과 동일 우주 팽창으로 세 힘이 대칭이 임계 온도이하로 하강 온도가 낮고 비대칭 우주: 핵력> 전자기력 급팽창 이전 : 우주는 지평선 거리안 동일 온도(대폭발 우주 모형의 지평선 문제 해결) 급팽창 우주의 밀도=임계 밀도 :급팽창->평탄 우주  임계밀도 우주

암흑 물질 암흑에너지 천체 임계밀도에 대한 % 항성 1% 이하 개개 은하 1 – 3 % 은하단 10 – 20%
천체 임계밀도에 대한 % 항성 % 이하 개개 은하 – 3 % 은하단 – 20% 거대 인력체 – 100% 암흑 물질 : 1. 중성미자 : 0 이아닌 질량 (초신성 폭발에서 발생된 3 가지 중성미자의 도착시간이 다를 경우 ;최소 일부는 질량을 갖음 2. 미지 입자 WIPS (Weakly Interacting Massive Particles)-원자핵과 충돌로 원자핵을 움직임 암흑에너지

은하 형성 우주초기 (10억년) 밀도 요동 : COBE 관측  은하들 형성에 작은 요동
 빛과 작용 안는 물질=암흑 물질의 밀도 요동이 중력 함정으로 크게 성장  뜨거운 암흑 물질 :암흑 물질이 광속에 가까운 속도로 움직일 경우(뉴트리노)  소규모 밀도 요동은 급히 소멸, 대규모 구조가 먼저 생성 ;은하들의 거대한 모포같은 판구조 예측 (관측 안됨 )  차가운 암흑 물질 : 물질이 서서히 움직일 경우  소규모 구조가 먼저 생김 :

암흑 물질 So long as radiation dominated the universe, it prevented normal matter from contracting to begin forming galaxies. The dark matter, though, was immune to the radiation and could contract to form clouds while the universe was very young. Once the density of the radiation fell low enough, normal matter began falling into the clouds of dark matter to form the first galaxies. Dark matter could have given galaxy formation a head start soon after the big bang. Models with cold, nonbaryonic dark matter are most successful at describing the formation of galaxies and clusters of galaxies early in the history of the universe

우주진화 The figure summarizes the story of the big bang, from the formation of helium in the first three minutes through energy–matter equality, recombination, and finally reionization of the gas

암흑물질 Although the evidence is very strong that dark matter exists, it is not abundant enough to make the universe flat. Dark matter appears to constitute less than 30 percent of the critical density

암흑에너지 1998 : Contrary to all expectations, the expansion of the universe is accelerating

Age of Universe Earlier, you calculated the Hubble time and found it was about 14 billion years. Also, you calculated the age of the universe, on the assumption that it was flat as of two-thirds of 14 billion years, and got an answer of about 9 billion years. That was a problem because the globular clusters are older than that. Now, you are ready to solve the age problem and consider the fate of the universe. If the expansion of the universe has been accelerating, then it must have been expanding slower in the past. That means it can be older than two-thirds of the Hubble time. The latest estimates suggest that acceleration increases the age of a flat universe from 9 billion years back up to about 14 billion years—clearly older than the oldest known star clusters. That solves the age problem

우주의 과거 - 표준우주진화모형 현재 은하와 별 생성 물질우세시기. 중력수축시작 수소원자생성 및 빛의 분리 핵합성 중성미자분리
시간 140억년 10억년 50만년 2만년 3분 1초 10-11초 10-34초 10-43초 우주의 과거 - 표준우주진화모형 현재 은하와 별 생성 물질우세시기. 중력수축시작 수소원자생성 및 빛의 분리 핵합성 중성미자분리 전자기력과 약한힘 분리 급팽창 강한힘의 분리 시공간의 혼돈. 중력의 분리

우주의 미래 The ultimate fate of the universe depends on the nature of dark energy. If dark energy is described by the cosmological constant, then the force driving acceleration does not change with time. The flat universe will expand forever—with the galaxies getting farther and farther apart and using up their gas and dust making stars and the stars dying until each galaxy is isolated, burnt out, dark, and alone. If, however, dark energy is described by quintessence, then it may be increasing with time. The universe may accelerate faster and faster as space pulls the galaxies away from each other, eventually pulls the galaxies apart, then pulls the stars apart, and finally rips individual atoms apart. This has been called the big rip.

감속->가속 New Observation : the expansion of the universe was slowing down early on but that it shifted gears about 6 billion years ago and is now accelerating The results are also critical because they are almost good enough to rule out quintessence. If dark energy is described by the cosmological constant and not by quintessence, then there will be no big rip.

The Origin of Structure and the Curvature of the Universe
On the largest scales, the universe is isotropic. That is, it looks the same in all directions. On smaller scales, though, there are irregularities Studies of large-scale structure lead to astonishing insights that are changing cosmolog

거대 구조 By measuring the redshifts and positions of over 100,000 galaxies in great slices across the sky, astronomers have been able to create maps revealing that the superclusters are not scattered at random. They are distributed in long, narrow filaments and thin walls that outline great voids nearly empty of galaxies

거대 구조 This large-scale structure is a problem.
The cosmic microwave background radiation is very uniform. That means the gas of the big bang must have been extremely uniform at the time of recombination. Yet, the look-back time to the furthest galaxies and quasars is about 93 percent of the way back to the big bang.

문제 How did the uniform gas at the time of recombination coagulate so quickly to form galaxies? How did it make supermassive black holes and clusters of galaxies so soon? Worse, how did that highly uniform gas form the large-scale structure so early in the history of the universe?

암흑물질 Baryonic matter is so rare in the universe that it does not have enough gravity to pull itself together quickly after the big bang. As you have learned, astronomers propose that dark matter is nonbaryonic and therefore immune to the intense radiation that prevented normal matter from contracting. Dark matter was able to collapse into clouds and then pull in the normal matter to begin the formation of galaxies, clusters, and superclusters.

차가운 암흑물질 Mathematical models have attempted to describe this process.
Cold dark matter does seem capable of jumpstarting the formation of structure

양자요동 What started the clumping of the dark matter?
Theorists say that space is filled with tiny, random quantum mechanical fluctuations smaller than the smallest atomic particles. At the moment of inflation, those tiny fluctuations would have been stretched to very large but very subtle variations in gravitational fields that could have stimulated the formation of clusters, filaments, and walls. The structure you see in the figure may be the ghostly traces of quantum fluctuations in the infant universe

핵합성-최초의 3분간 우주나이~1초일 때. 온도~1010K 우주나이~200초일 때. 온도~109K
중성자(n), 양성자(p), 중성미자(), 전자-양전자, 광자() 등이 평형상태. 이 온도에서 n과 p가 결합해 중수소 d가 만들어지면 쉽게 다시 분열 우주나이~200초일 때. 온도~109K 중수소가 만들어지면 온도가 낮아 분열되지 않고, 헬륨이 만들어짐. 중성자가 양성자보다 약간 무겁기 때문에 이 때의 개수비가 n:p = 2:14 이었다. 따라서 d:p = 2:12, He:p = 1:12가 된다. 헬륨의 질량비는 Y = 4nHe / (p+4nHe) = 4/16 = 0.25! (참조) mp=1.673x10-24 g, mn=1.675x10-24 g 만약 mp=mn이었다면 우주의 모든 물질은 헬륨이 되었을 것이고, 수명이 긴 별들이 만들어질 수 없었을 것. 따라서 생명의 탄생이나 진화가 불가능

우주배경복사 (의 요동)

WMAP The curve shows that the universe is flat, accelerating, and will expand forever. The age of the universe derived from the data is 13.7 billion years. Furthermore, the smaller peaks in the curve reveal that the universe contains 4 percent baryonic (normal) matter, 23 percent dark matter, and 73 percent dark energy. The Hubble constant is confirmed to be 71 km/s/Mpc. The inflationary theory is confirmed, and the data support the cosmological constant version of dark energy—although quintessence is not ruled out.

WMAP  over 95 percent of the universe is not understood
Hot dark matter is ruled out. The dark matter needs to be cold dark matter to clump together so rapidly after the big bang. In fact, the data shows that the first stars began to produce light when the universe was only about 400 million years old.  over 95 percent of the universe is not understood

표준 우주진화모형 구성 + + + 관측 이론 성과 대폭발모형 급팽창가설 찬 암흑물질+암흑에너지? 중력불안정 가설
1. 우주의 팽창 공간의 균일팽창 고온 고밀도 초기 상태 2. 일반상대론 프리드만 모형 3. 우주원리 초기우주에서 음의 압력 발생. 가속적 공간팽창 암흑물질 : 속도가 느린 비바리온 물질 암흑에너지 : 퀸테슨스 배제, 우주상수? 초기 구조 초기우주에서 양자역학적 요동발생. 빛의 분리시기 이후 바리온 물질의 중력적 수축과 천체생성 관측 이론 우주의 원소비, 나이 설명. 우주배경복사 존재와 스펙트럼 예측 우주의 균일-등방. 우주공간의 평탄성. 물질요동발생 우주배경복사 스펙트럼 설명 성과 계층적 구조형성이른 구조성장. 대폭발이론의 핵합성 결과 유지

플랭크 시간 우주 진화를 설명하는 현재의 이론 우주의 나이 ~10-43초일 때 공간의 진화 – 일반상대론(중력)
물질의 진화 – 양자장론(전자기력, 강한핵력, 약한핵력) 우주의 나이 ~10-43초일 때 우주의 중력에너지 ~ 양자역학적 에너지 자연의 네 힘이 모두 통합된 양자역학적 중력이론이 필요 시공간의 양자역학적 요동(흔들림). 시간의 선후, 공간의 좌우∙전후∙상하 관계를 말할 수 없음.

양자역학적 흔들림 진공 속에서 입자의 영점 진동 입자의 영점 진동과 같은 우주 시공간의 양자역학적 흔들림

우주기원론 감속팽창하는 우주에는 유한한 과거 존재  우주의 기원하였다? 우주는 생성되지 않았다 ㄱ. 정상우주론 (Hoyle)
우주는 항상 같은 모습을 유지하고, 영원히 존재. 완벽한 우주원리 가정. 가속적 공간팽창 ㄴ. 시작이 없는 유한 과거 우주 우주는 과거가 유한하나 기원점이 없는 존재 자체 Hartle-Hawking가설 – 시공간의 경계 없음 Gott 가설 – 자기 창조 우주

Hawking의 무경계 우주 Gott의 자기창조 우주 Escher의 Drawing Hands

2. 無로부터의 우주 창생 (Tryon 1973) 우주는 무엇으로부터 어떻게, 그리고 왜 생겨났는가?
無에서 저절로, 그리고 필연적으로 생겨났다! 절대 無의 양자역학적 요동 (시공간의 혼돈상태)에서 탄생 닫힌우주의 운동 열린우주의 운동 양자역학적 우주탄생

표준우주진화론에 대한 재고 표준모형이 바탕한 관측적 기반의 오류 우주는 공간적으로 균일,등방하지 않음?
외부은하 빛의 적색이동과 우주공간 팽창은 무관? 우주는 공간적으로 균일,등방하지 않음? 자연법칙의 공간적, 시간적 확대적용 불가?

일반상대론은 쓰임새는 있지만 올바르고 유일한 이론은 아님?
표준모형의 뼈대인 이론에 대한 재고 일반상대론은 쓰임새는 있지만 올바르고 유일한 이론은 아님? - 중력이 매우 강한 경우 새로운 물리적 원리나 현상 우주는 늘 같은 꼴 (定像우주)? – 공간과 물질 생성

새로운 물리적 원리나 현상 제5의 힘? – 중력, 전자기력, 강한핵력, 약한핵력, ? 닫힌우주의 부활?
대폭발 현세 대붕괴 재폭발 내세

우주의 생성과 진화 모형 학문의 복합적 진행상황 현대의 우주상 분명한 하나의 우주상 (결정판)
축적되는 관측사실+다듬어가는 이론 현대의 우주상 우주에 대한 방대한 지식 표준우주진화모형: 짜임새 있는 우주론

우주론은 무엇을 밝히고자 하는가? 우주론 : 우주의 생성과 진화를 설명하는 각본scenario

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