우주 팽창 가속화

시리즈의 일부
물리 우주론
빅뱅 · 우주 우주의 나이 우주의 연대기
초기 우주 인플레이션 · 핵합성 배경 중력파(GWB) 전자레인지(CMB) · 중성미자(CNB)
확장·미래 허블의 법칙 · 레드시프트 공간의 메트릭 확장 FLRW 메트릭 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적 운명
구성품·구조 구성 요소들 람다-CDM 모형 암흑 에너지 · 다크 유체 · 암흑 물질 구조. 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하 형성 큰 퀘이사군 대규모 구조물 이온화 · 구조 형성
실험 블랙홀 이니셔티브(BHI) 부메랑 우주배경탐사기(COBE) 암흑 에너지 조사 일러스트리스 프로젝트 플랑크 우주 관측소 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift 조사 ('2dF') 윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브(WMAP)
과학자 아론손 알펜 알퍼 바라드와이 코페르니쿠스 드 시터 다이케 엘러스 아인슈타인 엘리스 프리드만 갈릴레오 가모우 거스 호킹 허블 케플러 레마슈트르 마더 뉴턴 경이다. 펜로즈 펜지아 루빈 슈미트 스무트 선체프 수냐예프 톨만 윌슨 젤도비치 우주론자 목록
대상 이력 우주 마이크로파 발견 백그라운드 방사선 빅뱅 이론의 역사 종교적 해석 빅뱅 이론 우주론 연대표
카테고리 천문 포털
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관측 결과 우주의 팽창 속도가 빨라지고 있어 멀리 있는 은하가 관측자로부터 멀어지는 속도는 시간에 ^[1][2][3]따라 지속적으로 증가하고 있습니다.우주의 가속 팽창은 1998년 두 개의 독립된 프로젝트인 초신성 우주론 프로젝트와 High-Z 초신성 탐색 팀에 의해 발견되었는데, 둘 다 ^[4][5][6]가속도를 측정하기 위해 먼 Ia형 초신성을 사용했다.Ia형 초신성의 고유 밝기(표준 초)가 거의 같고, 멀리 있는 물체가 더 어두워 보이기 때문에 초신성까지의 거리를 측정하기 위해 관측된 밝기를 사용할 수 있다는 생각에서였다.이 거리는 초신성이 발생한 이후 우주가 얼마나 팽창했는지를 측정하는 초신성의 우주론적 적색편이와 비교될 수 있습니다; 허블 법칙은 물체가 우리로부터 멀어질수록 더 빨리 물러난다는 것을 증명했습니다.예상치 못한 결과는 우주의 물체들이 서로로부터 더 빠른 속도로 멀어지고 있다는 것이었다.당시 우주학자들은 우주의 물질의 중력 때문에 후퇴 속도가 항상 느려질 것이라고 예상했습니다.이 두 그룹의 세 멤버는 그 ^[7]발견으로 노벨상을 받았다.확인 증거는 바리온 음향 진동과 은하단 분석에서 발견되었습니다.

우주의 가속화된 팽창은 약 50억 년 전 ^{[8][notes 1]}우주가 암흑 에너지 지배 시대로 접어들면서부터 시작된 것으로 생각된다.일반 상대성 이론의 틀 안에서, 가속 팽창은 "암흑 에너지"라고 불리는 양의 진공 에너지의 존재와 동등한 우주 상수 δ의 양의 값으로 설명될 수 있다.대체적인 설명이 있지만, 암흑 에너지(양 δ)를 가정한 설명은 현재 우주론의 표준 모델에 사용됩니다. 이 모델에는 차가운 암흑 물질(CDM)도 포함되며 람다-CDM 모델로 알려져 있습니다.

배경

네이처 타임라인
이 상자: 보다 말해라.
−13 — – −12 — – −11 — – −10 — – −9 — – −8 — – −7 — – −6 — – −5 — – −4 — – −3 — – −2 — – −1 — – 0 —	암흑 시대 이온화 물질 지배적 시대 고속 확장 지구의 물 단세포 생활 광합성 다세포 인생 척추동물	← 초기 우주 ← 초기 별 ← 초기 은하 ← 퀘이사/블랙홀 ← 센타우루스자리 오메가 ← 안드로메다 은하 ← 은하 나선은하 ← NGC 188 성단 ← 센타우루스자리 알파 ← 지구/태양계 ← 알려진 가장 오래된 수명 ← 초기 산소 ← 대기 산소 ← 성적 생식 ← 초기 균류 ← 초기 동식물 ← 캄브리아기 폭발 ← 초기 포유동물 ← 초기 유인원/인간 L i f e
(억 년 전)

1965년 ^[9]우주 마이크로파 배경(CMB)이 발견된 이후 수십 년 동안 빅뱅 모델은 우리 우주의 진화를 설명하는 가장 일반적인 모델이 되었다.프리드만 방정식은 우주의 에너지가 어떻게 팽창을 움직이는지를 정의한다.

${\displaystyle H^{2}=왼쪽({\frac {a}}{a}}\오른쪽)}^{2}=black {8gpi }G}{3}}\rho - {\flac {\kappa }c^{2}}{a^{2}}}$

여기서 θ는 우주의 곡률, a(t)는 스케일 팩터, θ는 우주의 총 에너지 밀도, Hubble ^[10]매개변수를 나타냅니다.

임계 밀도를 정의합니다.

${\displaystyle\rho_{c}=black{3}H^{2}}{8{\pi}G}}}$

및 밀도 파라미터

$(\displaystyle \Omega = frac {\rho } {\rho _{c}}})$

허블 매개변수를 다시 쓸 수 있습니다.

${\displaystyle H(a)=H_{0}{\sqrt {\Omega _{k}a^{-2}+\Omega }_{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{\mathrm {DE}}}a^{-3(1+w}}}}}}}}}}}}}}}}:$

현재 우주의 에너지 밀도에 대한 네 가지 가설이 있는 요소는 곡률, 물질, 방사선, 암흑 ^[11]에너지이다.각 구성 요소는 우주의 팽창에 따라 감소합니다(확대되는 스케일 팩터). 단, 암흑 에너지 용어는 제외됩니다.물리학자들이 우주의 가속도를 결정하기 위해 사용하는 것은 이러한 우주론적 변수들의 값이다.

가속도 방정식은 시간에 따른 스케일 팩터의 진화를 설명합니다.

${\displaystyle {\frac {a}}=-{\frac {4gpi }G}{3}\left(\rho +{\frac {3})P}{c^{2}}\right}$

여기서 압력 P는 선택된 우주론적 모델에 의해 정의된다.(다음 모델 설명 참조)

물리학자들은 한때 우주의 팽창에 대한 감속을 확신하여 소위 감속 매개₀ 변수 ^[12]q를 도입했습니다. 현재 관측 결과 이 감속 매개 변수는 음수입니다.

인플레이션과의 관계

우주 인플레이션 이론에 따르면, 아주 초기의 우주는 매우 빠르고, 준지수적인 팽창기를 거쳤다.이 확장 기간의 시간 척도는 현재의 확장 기간보다 훨씬 짧았지만, 이것은 현재의 시대와 비슷한 몇 가지 가속화된 확장 기간이었다.

기술적 정의

"가속 팽창"의 정의는 우주 스케일 팩터의 두 번째 시간 $도함수$인$$δ$(\display\dot$ {$a$가 양수이며, 이는 감속 $파라미터{\displaystyle }$ q(\$displaystyle$q$)$가 음수인 것과 같다.그러나 이는 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 증가한다는 것을 의미하지는 않습니다.허블 파라미터는 H${\displaystyle }$(${\displaystyle t}$ )${\displaystyle a\stackrel{}{}}$ a ${\displaystyle (}$ a (${\displaystyle t}$) /${\displaystyle a}$ ( ${\displaystyle t}$ )${\displaystyle }$\$display$ H $( t$ ) \ $equiv${ dot { $a$} ($t$ ) /$a$ ($t$ $)$로 정의되므로 허블 파라미터의 도함수는 다음과 같이 정의됩니다.

${\displaystyle\frac{dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}$

따라서 Hubble 매개변수는q< - \ $displaystyle$q < -$1$ .관측 q${\displaystyle -}$ -${\displaystyle 0.55}$ { $displaystyle$$q$ \$apprough$ - 0.55$$}가 $선호$됩니다. 즉, ${\$ { $displaystyle$$}$은 $양수$이지만$displaystyle dH/dt$는 $음수$입니다.본질적으로, 이것은 특정 은하의 우주 후퇴 속도가 시간에 따라 증가하고 있지만, 속도/거리 비율은 여전히 감소하고 있다는 것을 의미합니다. 따라서 고정된 반지름의 구를 가로질러 확장되는 다른 은하들은 나중에 구를 더 느리게 교차합니다.

위에서 보면 "가속/가속 제로$"$는 t$${$displaystyle$$$t$\},$ q$$ ${\displaystyle =}$ {$displaystyle$$q$$=$0$\},$ $a{\displaystyle \stackrel{}{}}$ ${\displaystyle =}$ ${\displaystyle c}$ ${\displaystyle \mathrm{on}}$ s$$ {$display$ {a}= $const$ $=$ / $(t)$의 $선형{\displaystyle }$ 함수입니다.

가속의 증거

우주의 팽창 속도에 대해 배우기 위해 우리는 표준 촛불을 사용한 천문학적 물체의 크기-빨간색 이동 관계 또는 표준 눈금자를 사용한 거리-빨간색 이동 관계를 살펴봅니다.우리는 또한 대규모 구조의 성장을 볼 수 있고, 우주론적 매개변수의 관측된 값이 가속 팽창을 포함하는 모델에 의해 가장 잘 설명된다는 것을 발견할 수 있습니다.

초신성 관측

1998년, Ia형 초신성의 관측으로부터 가속에 대한 첫 번째 증거가 나왔는데, 이 초신성은 안정 한계를 초과하여 폭발하는 백색왜성을 가지고 있다.질량이 비슷하기 때문에 고유의 광도를 표준화할 수 있습니다.초신성을 발견하기 위해 하늘의 선택된 영역을 반복적으로 촬영하고 후속 관찰을 통해 최대 밝기를 제공하며, 이는 광도 거리로 변환됩니다(자세한 ^[13]내용은 우주론의 거리 측정 참조).빛의 스펙트럼 라인을 사용하여 적색 편이를 결정할 수 있습니다.

적색편이 0.1 미만인 초신성, 즉 우주 연령의 10퍼센트 미만의 빛 이동 시간의 경우 허블의 법칙으로 인해 거리-적색편이 관계가 거의 선형으로 나타납니다.더 먼 거리에서는 우주의 팽창 속도가 시간에 따라 변화하기 때문에 거리-적색 이동 관계는 선형성으로부터 벗어나며, 이 편차는 팽창 속도가 시간에 따라 어떻게 변화했는가에 따라 달라집니다.완전한 계산에는 프리드만 방정식의 컴퓨터 통합이 필요하지만, 다음과 같이 간단한 유도를 얻을 수 있습니다. 즉, 적색 편이 z는 초신성 폭발 시점의 우주 규모 인자를 직접 제공합니다.

${\displaystyle a(t)=black {1}{1+z}}$

따라서 측정된 적색 편이 z = 0.5인 초신성은 우주가 존재했음을 암시합니다. 1/1 + 0.5 = 초신성이 폭발했을 때의 현재 크기의 2/3.가속화된 확장의 경우 $¨({$ 스타일 ${dot {a})$이 $양수$이므로 ${\(\$ 스타일 ${a})$은 현재보다 작았습니다.따라서 가속하는 우주는 일정한 $(\displaystyle\dot$ {$a})$와 현재 허블 상수의 동일한 값을 가진 비가속 우주와 비교하여 현재 크기의 2/3에서 1배로 팽창하는 데 더 오랜 시간이 걸렸습니다.그 결과 빛의 이동 시간이 길어지고 거리가 길어지며 초신성이 희미해지며, 이는 실제 관측 결과와 일치합니다.Adam Riesset al.은 "높은 적색편이 SNe Ia의 거리는 우주 상수 없이 낮은 질량 밀도 δ_M = 0.2 우주일 때 평균적으로 예상보다 10%에서 15% 더 멀었다"^[14]는 것을 발견했다.이는 측정된 높은 적색 편이 거리가 가까운 거리에 비해 감속하는 ^[15]우주에는 너무 컸다는 것을 의미합니다.

몇몇 연구자들은 가속이나 "우주학적 원리"^[16]의 가정에 대한 다수의 의견에 의문을 제기했습니다.예를 들어, 2019년 논문은 1998년 분석에 사용된 것보다 10배나 많은 초신성을 포함하는 Ia형 초신성의 조인트 광선-곡선 분석 카탈로그를 분석했으며, "단일극자" 즉,^[17][18] 모든 방향의 등방성 가속에 대한 증거는 거의 없다고 결론지었다.다음 대체 이론에 대한 섹션도 참조하십시오.

바리온 음향 진동

재결합과 디커플링이 일어나기 전의 초기 우주에서는 원시 플라즈마 안에 광자와 물질이 존재했다.광자-바리온 플라즈마에서 밀도가 높은 점들은 압력이 너무 커져서 다시 ^{[12][page needed]}팽창할 때까지 중력에 의해 압축되었다.이 수축과 팽창은 음파와 유사한 진동을 플라즈마에서 발생시켰다.암흑물질은 중력적으로만 상호작용하기 때문에 원래 과잉현상의 원인인 음파의 중심에 머물렀다.디커플링이 일어났을 때,^[19] 빅뱅이 일어난 지 약 38만 년 후에, 광자는 물질로부터 분리되었고 우리가 알고 있는 우주 마이크로파 배경을 만들면서 우주를 자유롭게 흐를 수 있었다.이것은 소리 지평선으로 알려진 거리인 암흑 물질의 과도한 밀도로부터 일정한 반경에 중입자 물질의 껍데기를 남겼습니다.시간이 지나고 우주가 팽창하면서, 은하가 형성되기 시작한 곳은 물질 밀도의 불균일함입니다.따라서 서로 다른 적색편이를 가진 은하들이 성단을 이루는 거리를 보면 표준 각지름 거리를 결정하고 이를 다른 우주론적 모델에 의해 예측된 거리와 비교할 수 있습니다.

피크는 그 상관 관계 함수에(확률은 두개의 은하가 될 것이다 특정 거리)100h−1 Mpc,[11]에(어디서 h는 그 무한한 허블 상수.)사운드 지평선의 크기 및 사운드 수평으로 디커플링(는 우주 배경 복사파를 사용하여)의 시간에 이 비교하여, 우리는 번째 맞는지 확인할 수 있는지 여부를 나타내는 값 발견되었다.eacce우주의 ^[20]팽창을 반복하고 있습니다.

은하단

은하단의 질량 함수를 측정하여 은하단의 수 밀도를 임계 질량보다 높게 설명하면 암흑^{[further explanation needed]} 에너지에 ^[21]대한 증거를 얻을 수 있습니다.이러한 고적분 및 저적분위기의 질량함수와 다른 우주학적 모델에 의해 예측된 질량함수를 비교함으로써 저물질 밀도와 0이 아닌 ^[15]암흑에너지를 확인하는 w 및 δ값을_m 구한다.

우주의 나이

우주 밀도 매개변수의 특정 값을 가진 우주론적 모델이 주어진다면, 프리드만 방정식을 통합하고 우주의 나이를 도출하는 것이 가능하다.

${\displaystyle t_{0}=\int _{0}^1}{\frac {da}{\dot {a}}}}$

이를 우주론적 파라미터의 실제 측정값과 비교함으로써 현재 가속화되고 있으며 과거 ^[15]팽창이 더 느렸던 모델의 유효성을 확인할 수 있다.

표준 사이렌으로서의 중력파

최근 LIGO와 VIRGO를 통한 중력파의 발견은 아인슈타인의 예언을 확인했을 뿐만 아니라 우주에 새로운 창을 열었다.이 중력파는 우주의 팽창 속도를 측정하는 일종의 표준 사이렌처럼 작동할 수 있습니다.애벗 외 연구진 2017은 허블 상수 값을 메가파초 ^[22]당 약 70km로 측정했다.변형률 'h'의 진폭은 파동을 일으키는 물체의 질량, 관측 지점으로부터의 거리 및 중력파 검출 주파수에 따라 달라집니다.연관된 거리 측정치는 근처^[22] 물체에 대한 허블 상수 같은 우주론적 매개변수에 의존하며, 먼 ^[25][24]근원에 대한 암흑 에너지 밀도, 물질 밀도 등과 같은 다른 우주론적 매개변수에 의존합니다.

설명 모델

암흑 에너지

암흑에너지의 가장 중요한 특성은 우주공간에서 비교적 균일하게 분포되는 음압(반발작용)을 가지고 있다는 것이다.

${\displaystyle P=wc^{2}\rho}$

여기서 c는 빛의 속도이고 θ는 에너지 밀도입니다.암흑 에너지의 다른 이론들은 우주 가속에 대해 w < -1/3로 w의 다른 값을 제안한다. (이것은 위의 가속도 방정식에서 양의 값 in로 이어진다.)

암흑 에너지에 대한 가장 간단한 설명은 이것이 우주 상수 또는 진공 에너지라는 것입니다. 이 경우 w = -1입니다.따라서 람다-CDM 모형은 2003년부터 현재까지 일반적으로 우주론의 표준 모형으로 알려져 왔으며, 이는 최근 다양한 관측 결과와 잘 일치하는 가장 단순한 모형이기 때문입니다.리스 외 연구진은 초신성 관측 결과를 통해 양의 우주론적 상수(δ_λ > 0)와 현재 가속 팽창₀(q < 0)^[14]으로 모델을 확장하는 것을 선호한다는 것을 발견했다.

팬텀 에너지

현재 관측을 통해 상태 방정식이 w < -1인 암흑 에너지 성분을 포함하는 우주론 모델의 가능성을 허용합니다.이 유령 에너지 밀도는 유한 시간 내에 무한해질 것이고, 우주가 모든 구조를 잃고 빅 ^[26]립으로 끝날 것이라는 엄청난 중력의 반발을 야기할 것이다.예를₀ 들어, w = -3/2 및 H = 70 km⁻¹·s⁻¹·Mpc의 경우, 이 빅립에서 우주가 끝날 때까지 남은 시간은 220억 ^[27]년입니다.

대체 이론

가속하는 우주에 대한 많은 대안적인 설명이 있다.몇 가지 예로는 일정하지 않은 상태 방정식을 가진 암흑 에너지의 제안된 형태인 5진수가 있는데, 그 밀도는 시간에 따라 감소한다.음의 질량 우주론은 우주의 질량 밀도가 양이라고 가정하지 않고 대신 음의 우주 상수를 찾습니다.Occam의 면도칼은 또한 이것이 '더 인색한 가설'^[28][29]임을 시사한다.암흑유체는 암흑물질과 암흑에너지를 하나의 ^[30]틀로 통합하려는 팽창을 가속화하는 대안적 설명입니다.대신, 몇몇 저자들은 우주의 가속화된 팽창은 반물질의^[31][32][33] 반발적인 중력 상호작용이나 중력 자체가 ^[34]질량을 가지고 있다는 것을 의미하는 거대한 중력과 같은 일반 상대성 이론으로부터의 중력 법칙의 편차 때문일 수 있다고 주장해왔다.중력파 이벤트 GW170817에 의한 중력 속도 측정에서는 암흑 ^[35][36][37]에너지의 대안으로 수정된 중력 이론이 많이 배제되었다.

또 다른 유형의 모델인 역반응 ^[38][39]추측은 우주학자 Syksy Résénen에 ^[40]의해 제안되었습니다. 팽창 속도는 균질하지 않지만, 우리는 팽창 속도가 배경보다 빠른 지역에 있습니다.초기 우주에서의 불균형은 벽과 거품의 형성을 야기하는데, 거품의 내부에는 평균보다 더 적은 물질이 있다.일반 상대성 이론에 따르면, 공간은 벽면보다 덜 구부러져 있고, 따라서 더 많은 부피와 더 높은 팽창률을 가지고 있는 것으로 보인다.밀도가 높은 영역에서는 더 높은 중력에 의해 팽창이 느려집니다.따라서 밀도가 높은 영역의 내부 붕괴는 기포의 가속 팽창과 같아 우주가 가속 ^[41]팽창을 겪고 있다는 결론을 내리게 한다.장점은 암흑 에너지와 같은 새로운 물리학을 필요로 하지 않는다는 것이다.Résénen은 이 모델을 가능성이 높다고 생각하지 않지만, 어떠한 조작도 하지 않으면 가능한 상태로 남아야 한다.작동하려면 다소 큰 밀도 변동(20%)이 필요합니다.^[40]

마지막 가능성은 암흑 에너지가 측정의 편향에 의해 야기된 환상이라는 것이다.예를 들어, 만약 우리가 평균보다 빈 공간에 있다면, 관측된 우주 팽창률은 시간의 변화, ^{[42][43][44][45]}즉 가속도로 오인될 수 있습니다.다른 접근법은 등가 원리의 우주론적 확장을 사용하여 공간이 국부성단을 둘러싼 빈 공간에서 어떻게 더 빠르게 팽창하는 것처럼 보이는지를 보여줍니다.약하지만, 수십억 년 동안 누적적으로 고려된 이러한 효과는 우주 가속의 착각을 일으켜 마치 허블 ^[46][47][48]버블에 사는 것처럼 보이게 하면서 유의미해질 수 있다.하지만 우주의 가속화된 팽창은 우주의 ^[49][50]나머지 부분에 대한 우리의 상대적인 움직임에 의한 착각이거나 사용된 초신성 표본 크기가 충분히 ^[51][52]크지 않았을 수도 있습니다.

우주에 미치는 영향에 대한 이론

우주가 팽창함에 따라 방사선과 일반 암흑물질의 밀도가 암흑에너지 밀도보다 더 빠르게 감소하며, 결국 암흑에너지가 지배하게 됩니다.구체적으로, 우주의 규모가 두 배가 되면, 물질의 밀도는 8배 감소하지만, 암흑 에너지의 밀도는 거의 변하지 않는다. (암흑 에너지가 우주론적 ^{[12][page needed]}상수라면 그것은 정확히 일정하다.)

암흑 에너지가 우주 상수인 모형에서 우주는 먼 미래의 시간과 함께 기하급수적으로 팽창하여 드 시터 우주에 점점 더 가까워질 것입니다.이것은 결국 우주 마이크로파 배경이 더 낮은 강도와 더 긴 파장으로 바뀌기 때문에 빅뱅에 대한 모든 증거를 사라지게 할 것이다.결국, 그것의 주파수는 성간 매체에 흡수될 정도로 낮아질 것이고, 그래서 은하 내의 어떤 관측자로부터도 가려질 것입니다.이것은 우주가 현재 연령의 50배 미만이 될 때 일어날 것이고, ^[53]먼 우주가 어둡게 변하면서 우리가 알고 있는 우주론의 종말을 가져올 것이다.

우주 상수가 0이 아닌 계속 팽창하는 우주는 시간이 지남에 따라 질량 밀도가 감소합니다.이러한 시나리오에서, 현재 이해되는 것은 모든 물질이 이온화되고 전자와 중성미자와 같은 분리된 안정적인 입자로 분해되며 모든 복잡한 구조는 ^[54]소멸된다는 것입니다.이 시나리오는 "우주의 열사"로 알려져 있습니다.

우주의 궁극적인 운명에 대한 대안으로는 위에서 언급한 빅 립, 빅 바운스, 빅 프리즈 또는 빅 크런치가 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

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