우주연령문제

Cosmic age problem
'나이의 위기'는 여기서 방향을 바꾼다.인생의 위기는 사춘기 위기와 중년의 위기를 보라.

우주연령 문제는 우주연령에 관한 천문학의 역사적 문제다.문제는 우주의 팽창 속도는 허블 상수라고도의 측정에서 추정된 것은 20세기에 다양한 시기에 우주에서 일부 개체의 빅 Bang,[1]이후 경과 시간보다 나이가 더 많을 거, H0를 설명한다. 이후 일반적으로 다양하다(이, 더 정확히는 허블 매개 변수라고 불린다 것을 추정했다. 재치h 시간).만약 그렇다면, 이것은 모순을 나타낼 것이다, 왜냐하면 빅뱅 직후에 은하, 별, 행성과 같은 물체들이 극한의 온도와 밀도 속에서 존재할 수 없었을 것이기 때문이다.

1997-2003년경부터 문제는 대부분의 우주론자들에 의해 해결된 것으로 생각된다: 현대 우주론적 측정은 138억년의 우주의 나이(즉 빅뱅 이후 시간)를 정확하게 추정하게 되고, 가장 오래된 물체에 대한 최근 나이 추정치는 이보다 젊거나 일관된 측정을 허용한다.확실한 것

초년

1920년대 알렉산더 프리드만과 조르주 르메르트르에 의한 프리드만 방정식의 이론적 전개와 1929년 에드윈 허블에 의한 팽창 우주를 발견한 후, 이 팽창의 역추적(역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주:역주역주:역주:역주역주역주역주역주역주역주역주역주역주역주역주역주역주처음에 르메트르에 의해 "Primbal Atom"으로 알려진 이 개념은 후에 현대 빅뱅 이론으로 구체화되었다.과거에 우주가 일정한 비율로 팽창했다면, 지금 우주의 나이(즉 빅뱅 이후 시간)는 단순히 허블 상수의 역행으로, 흔히 허블 시간으로 알려져 있다.우주 상수와 양의 물질 밀도가 0인 빅뱅 모델의 경우 실제 나이는 이 허블 시간보다 다소 젊어야 한다. 일반적으로 물질의 밀도에 따라 허블 시간의 66%에서 90% 사이일 것이다.

허블의 초기 상수[2] 추정치는 550(km/s)/Mpc로, 그 반전은 18억년이다.1920년대 아서 홈즈와 같은 많은 지질학자들이 지구가 아마도 20억년 이상 된 것일 것이라고 믿었지만, 큰 불확실성을 가지고 있었다.[citation needed]지구와 우주의 나이 사이에 있을 수 있는 불일치는 아마도 빅뱅의 대안으로 1948년 안정 상태 이론의 발전에 대한 하나의 동기였을 것이다;[3] (지금의 구식) 안정 상태 이론에서는 우주는 무한히 오래되었고 평균적으로 시간에 따라 변하지 않는다.안정 상태 이론은 우주가 팽창함에 따라 평균 밀도를 일정하게 유지하기 위해 물질의 자발적 생성을 가정했고, 따라서 대부분의 은하는 여전히 1/H0 미만의 나이를 가지고 있다.그러나 H가0 550(km/s)/mpc였다면 우리 은하계는 대부분의 다른 은하들에 비해 유난히 크기 때문에 일반 은하보다 훨씬 오래 될 수 있기 때문에 나이 문제를 없앨 수 있었다.

1950–1970

1950년대에 허블의 외삽적 거리 눈금에서 두 가지 실질적인 오류가 발견되었다. 1952년에 월터 바에드는 세페이드 변광성 등급이 두 가지라는 것을 발견했다.허블의 표본은 인근 은하와 다른 은하계에서 서로 다른 등급으로 구성되었고, 이 오류를 수정하면 다른 모든 은하가 허블의 값보다 두 배나 더 멀어지게 되어 허블의 시간이 두 배로 늘어났다.[4]두 번째 오류는 앨런 샌다지와 동료들에 의해 발견되었는데, 로컬 그룹 너머 은하계의 경우 세페이드들은 허블의 기구로 관측하기에는 너무 희미했기 때문에 허블은 가장 밝은 별들을 거리 지표로 사용했다.허블 망원경의 "가장 밝은 별들" 중 많은 것들은 실제로 많은 별들을 포함하는 HII 지역이나 성단이었고, 이것은 더 먼 은하계의 거리를 또 다른 과소평가하게 만들었다.[5]따라서 1958년 Sandage는[6] 허블 상수를 현대 추정치인 68–74 (km/s)/Mpc에 근접한 75 (km/s)/Mpc에서 최초로 합리적으로 정확한 측정을 발표했다.[7]

지구의 나이(실제 태양계)는 클레어 패터슨이 1955년경 45억5000만세로 처음 정확하게 측정했는데, [8]이는 본질적으로 현대의 가치와 동일하다.H0~75(km/s)/Mpc의 경우 H의0 역행은 13.0억년이기 때문에 1958년 이후 빅뱅 모델시대는 지구보다 편안하게 나이가 들었다.

그러나, 1960년대 이후, 항성 진화 이론의 새로운 발전은 구상 성단이라고 불리는 큰 별 성단의 나이 추정을 가능하게 했다. 이는 일반적으로 상당한 산란을 동반한 약 150억 년의 나이 추정을 가능하게 했다.[citation needed]1970년대에 Sandage와 Gustav Tammann에 의한 허블 상수의 추가 수정은 50–60 (km/s)/Mpc의 값과 16–[9]200억 년의 역효과를 주어 구상 성단 연령과 일치했다.

1975–1990

그러나 1990년대 초반에 1970년대 후반 나이 문제:허블 상수의 새로운 예측(km/s)[11]Sandage과 Tammann 값 50-60을 주장하는 것 계속되는 동안 마크 Aaronson과 동료들 80-90에 값을 주었다 제라드 드 Vaucouleurs 90–100(km/s)[10]값으로 추정함에 따라, 기간에 보다 높은 값을 주었다 re-appeared.cont의로버시는 때때로 "허블 전쟁"이라고 불린다.[citation needed]H에0 대한 높은 값은 구상 성단 나이보다 어린 우주를 예측하는 것으로 나타났으며, 1980년대에 빅뱅 모델이 심각하게 부정확하다는 추측을 낳았다.

1990년대 후반: 가능한 해결책

나이 문제는 결국 1995년과 2003년 사이의 몇 가지 발전에 의해 해결된다고 생각되었다. 첫째, 허블 우주 망원경을 가진 대형 프로그램이 허블 상수를 10%의 불확실성으로 72km/s/Mpc로 측정했다.[12]둘째로, 1995년에 개정된 구상 성단의 거리를 5~10퍼센트까지 증가시킨 히파르코스 우주선의 시차 측정은 그들의 별들을 이전에 추정되었던 것보다 더 밝게 만들었고 따라서 젊게 만들었고, 그들의 나이 추정치는 약 12억년에서 130억년으로 낮아졌다.[13][14]마지막으로, 1998년부터 2003년까지 초신성, 우주 배경 관측, 큰 은하 적색 편향 조사를 포함한 많은 새로운 우주학적 관찰이 암흑 에너지를 수용하고 람다-CDM 모델을 우주론의 표준 모델로 설정하게 되었다.암흑에너지의 존재는 우주가 현재 나이보다 절반 정도 더 느리게 팽창하고 있었다는 것을 암시하는데, 이것은 주어진 허블의 가치에 대해 우주를 늙게 만든다.위의 세 가지 결과를 조합하여 추정된 구상 성단 나이와 우주의 나이 사이의 불일치를 근본적으로 없앴다.[15]

환율 억 years[16]의 우주의 나이의 0.3%불확실성(표준 Lambda-CDM 모델에 기반한)과 구상성단[17]과 다른 물체들에 대한 견적, 현대 나이 측정 현재 측정 unc(이내에 이 값보다 작은 사람들에게 WMAP과 플랑크 우주선에서 더 많은 최근 측정 납.ertainti따라서 상당수의 우주론자들은 나이 문제가 해결되었다고 믿는다.[18]

볼티모어에 있는 우주 망원경 과학 연구소의 노벨상 수상자 아담 리스가 이끄는 팀을 포함한 새로운 연구 결과에서, 우주가 플랑크 연구 결과에 동의하지 않고 125억년에서 130억년 사이인 것으로 밝혀졌다.이것이 단지 데이터 수집의 오류에서 기인한 것인지 아니면 암흑 에너지나 암흑 물질과 같이 아직 설명되지 않은 물리학의 측면과 관련이 있는 것인지는 아직 확인되지 않았다.[19]

참조

  1. ^ Björn Feuerbacher와 Ryan Scranton의 빅뱅에 대한 증거.2006년 1월 25일.2007년 4월 16일 검색됨
  2. ^ Hubble, E. (15 March 1929). "A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (3): 168–173. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160.
  3. ^ Kragh, Helge (1999). Cosmology and Controversy. Princeton Univ. Press. ISBN 978-0691005461.
  4. ^ Baade, W. (February 1956). "The Period-Luminosity Relation of the Cepheids". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 68 (400): 5. Bibcode:1956PASP...68....5B. doi:10.1086/126870.
  5. ^ Humason, M. L.; Mayall, N. U.; Sandage, A. R. (April 1956). "Redshifts and magnitudes of extragalactic nebulae". The Astronomical Journal. 61: 97. Bibcode:1956AJ.....61...97H. doi:10.1086/107297.
  6. ^ Sandage, Allan (1958). "Current Problems in the Extragalactic Distance Scale". Astrophysical Journal. 127: 513. Bibcode:1958ApJ...127..513S. doi:10.1086/146483.
  7. ^ Riess, A.; Macri, Lucas; Casertano, Stefano; Lampeitl, Hubert; Ferguson, Henry C.; Filippenko, Alexei V.; Jha, Saurabh W.; Li, Weidong; Chornock, Ryan (2011). "A 3% solution: determination of the Hubble constant with the Hubble Space Telescope". Astrophysical Journal. 730 (119): 119. arXiv:1103.2976. Bibcode:2011ApJ...730..119R. doi:10.1088/0004-637X/730/2/119. S2CID 53531339.
  8. ^ Patterson, C.; Tilton, G.; Inghram, M. (21 January 1955). "Age of the Earth". Science. 121 (3134): 69–75. Bibcode:1955Sci...121...69P. doi:10.1126/science.121.3134.69. PMID 17782556.
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  10. ^ de Vaucouleurs, G. (23 September 1982). "Five crucial tests of the cosmic distance scale using the Galaxy as fundamental standard". Nature. 299 (5881): 303–307. Bibcode:1982Natur.299..303D. doi:10.1038/299303a0. S2CID 4331115.
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외부 링크