우주의 팽창

시리즈의 일부(on)
물리우주론
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확장 · 미래 허블의 법칙 · 적색편이 우주의 팽창 FLRW 미터법 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적인 운명
구성요소 · 구조 구성 요소들 람다-CDM 모형 암흑에너지 · 암액 · 암흑물질 구조. 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하형성 큰 퀘이사군 대규모 구조물 재이온화 · 구조형성
실험 블랙홀 이니셔티브(BHI) 부메랑 우주배경탐험가 (COBE) 암흑에너지조사 일러스트리스 프로젝트 플랑크 우주 관측소 Sloan Digital Sky Survey(SDSS) 2dF 은하 적색편이 조사("2dF") 윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브(WMAP)
사이언티스트 아론슨 알벤 앨퍼 바라드와즈 코페르니쿠스 드 시터 디케 엘러스 아인슈타인 엘리스 프리드만 갈릴레오 가모우 거스 호킹 허블 케플러 르마 î트르 마더 뉴턴 경이다. 펜로즈 펜지아스 루빈 슈미트 스무스 쑨체프 순야예프 톨만 윌슨 젤도비치 우주론자 목록
과목이력 우주 마이크로파 발견 배경 복사 빅뱅이론사 의 종교적 해석 빅뱅이론. 우주론 연표
카테고리 천문포털
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우주의 팽창은 시간에 따라 관측 가능한 우주의 중력적으로 구속되지 않은 부분들 사이의 거리가 증가하는 것입니다.^[1]그것은 본질적인 팽창입니다. 우주는 어떤 것으로도 팽창하지 않으며, 우주 밖에 존재하기 위한 공간을 필요로 하지 않습니다.우주의 모든 관측자들에게, 가장 가까운 은하를 제외한 모든 은하는 관측자와의 거리에 비례하는 속도로 평균적으로 후퇴하는 것으로 보입니다.물체가 빛보다 빠르게 움직일 수는 없지만, 이 제한은 로컬 기준 프레임에만 적용되며 우주론적으로 먼 물체의 후퇴 속도를 제한하지는 않습니다.

우주의 팽창은 빅뱅 우주론의 주요 특징입니다.프리드만-르마 î트르-로버트슨-워커 메트릭(FLRW)을 사용하여 수학적으로 모델링할 수 있으며, 여기서 우주의 시공간 메트릭 텐서의 공간적 부분(공간의 크기와 기하학적 구조를 지배하는)의 규모 증가에 해당합니다.이 프레임워크 내에서 시간에 따른 객체의 분리는 공간 자체의 확장과 관련이 있습니다.그러나 이는 일반적으로 공변적인 설명이 아니라 좌표를 선택한 것일 뿐입니다.일반적인 오해와 달리 공간이 확장되지 않고 물체가 상호 중력의 영향을 받으면서 단순히 떨어져 있는 묘사를 채택하는 것도 마찬가지로 타당합니다.^[2][3][4]우주 팽창은 일반 상대성 이론의 결과로 종종 틀에 잡히지만, 뉴턴의 중력에 의해서도 예측됩니다.^[5][6]

인플레이션 이론에 따르면, 빅뱅 후 약 10초의⁻³² 팽창기 동안 우주는 갑자기 팽창했고, 그 부피는 최소 10배⁷⁸(3차원에서 각각 최소 10배의²⁶ 거리 팽창) 증가했습니다.이것은 길이가 1 나노미터인 물체를 약 10⁻⁹.6 광년(약 10m¹⁷ 또는 62조 마일) 길이로 확장하는 것과 맞먹습니다.우주 팽창은 이후 훨씬 더 느린 속도로 감속되어 빅뱅(40억 년 전) 이후 약 98억 년이 지나서야 점차 빠르게 팽창하기 시작했고, 여전히 그렇게 하고 있습니다.물리학자들은 이러한 늦은 시간의 가속도를 설명하기 위한 방법으로 가장 간단한 중력 모델에서 우주 상수로 나타나는 암흑 에너지의 존재를 가정했습니다.현재 선호되는 우주론적 모델인 람다-CDM 모델의 가장 단순한 외삽법에 따르면, 이 가속도는 미래로 갈수록 더 우세해집니다.

역사

1912년 베스토 M. 슬리퍼는 멀리 떨어진 은하계의 빛이 적색편이된 것을 발견했고,^[7][8] 이것은 나중에 지구에서 멀어지는 은하로 해석되었습니다.1922년에 알렉산더 프리드만은 우주가 팽창하고 있다는 이론적 증거를 제공하기 위해 아인슈타인 장 방정식을 사용했습니다.^[9]

스웨덴의 천문학자 Knut Lundmark는 1924년에 팽창에 대한 관측적 증거를 발견한 최초의 사람이었습니다.NASA/IPAC 은하 거리 데이터베이스의 이안 스티어(Ian Steer)에 따르면, "런드마크의 은하 거리 추정치는 허블의 추정치보다 훨씬 더 정확했으며, 오늘날 가장 좋은 측정치의 1% 이내인 팽창 속도(허블 상수)와 일치했습니다."^[10]

1927년 조르주 르마 î트르는 독립적으로 이론적 기초 위에서 프리드만과 비슷한 결론을 내렸고, 또한 은하까지의 거리와 그들의 후퇴 속도 사이의 선형 관계에 대한 관측적 증거를 제시했습니다.에드윈 허블은 1929년에 룬드마크와 르마 î트르의 발견을 관측적으로 확인했습니다.우주론적 원리를 가정한다면, 이러한 발견은 모든 은하들이 서로 멀어지고 있다는 것을 의미할 것입니다.

천문학자 Walter Baade는 알려진 우주의 크기를 1940년대에 다시 계산했는데, 1929년 Hubble에 의해 계산된 이전의 두 배였습니다.^[13][14][15]그는 1952년 로마에서 열린 국제천문연맹 회의에서 이 발견을 상당히 놀랍게 발표했습니다.20세기 후반 대부분의 기간 동안 허블 상수의 값은 50에서 90(km/s)/Mpc 사이로 추정되었습니다.

1994년 1월 13일, NASA는 허블 우주 망원경의 메인 미러와 관련된 수리의 완료를 공식적으로 발표하여 더 선명한 이미지와 결과적으로 관측 결과에 대한 더 정확한 분석을 가능하게 했습니다.^[16]수리가 완료된 직후, 웬디 프리드먼의 1994년 키 프로젝트는 처녀자리 은하단 중심부에서 M100의 후퇴 속도를 분석하여 80±17⁻¹ km mpc⁻¹(메가 파섹)의 허블 상수 측정값을 제공했습니다.^[17]같은 해 말, Adam Riess et al.은 Ia형 초신성의 광도를 좀 더 세밀하게 추정하기 위해 가시광선 띠 모양 곡선의 경험적 방법을 사용했습니다.이를 통해 허블 상수의 시스템적 측정 오차를 67±7km⁻¹ mpc로⁻¹ 최소화할 수 있었습니다.근처 처녀자리 성단의 침체 속도에 대한 리스의 측정은 허블 상수가 73±7km⁻¹ mpc로⁻¹ 추정되는 1a 초신성의 세페이드 가변 보정에 대한 후속 및 독립적인 분석과 더 밀접하게 일치합니다.^[18]2003년, 윌킨슨 마이크로파 이방성 탐사 위성(WMAP)의 첫 해 관측 동안 우주 마이크로파 배경에 대한 데이비드 스페르겔의 분석은 지역 은하의 추정 팽창 속도인 72±5 km⁻¹ s Mpc와⁻¹ 더욱 일치했습니다.^[19]

우주 팽창 구조

가장 큰 규모의 우주는 우주론적 원리와 일치하는 균질(어디서나 동일)과 등방성(모든 방향에서 동일)으로 관찰됩니다.이러한 제약 조건은 우주의 어떤 팽창도 물체가 각 관측자로부터 그 관측자에 대한 위치에 비례하는 속도로 후퇴하는 허블의 법칙에 부합하도록 요구합니다.즉, (observer 중심) 위치 $x$ → ${\displaystyle$ ${\vec {x}}$에 따른 경기 $침체$ 속도 v → {\displaystyle ${\vec {x}}$ 스케일

${\displaystyle {\vec {v}}=H{\vec {x}},}$

여기서 Hubble rate $H{\displaystyle }$ ${\displaystyle H}$는 팽창 속도를 정량화합니다$$.${\displaystyle H}$ ${\displaystyle H}$는 우주 시간의 함수입니다.

우주 팽창의 역학

우주의 팽창은 (아마도 인플레이션으로 인한) 초기 충격의 결과로 이해될 수 있는데, 이것은 우주의 내용물을 흩뜨려 버렸습니다.물질과 우주 내의 방사선의 상호 중력 인력은 시간이 지남에 따라 이러한 팽창을 점차 늦추지만, 그럼에도 불구하고 초기 충격에서 남은 운동량으로 인해 팽창은 계속됩니다.또한 암흑 에너지와 인플레이션과 같은 특정한 이국적인 상대론적 유체는 우주론적 맥락에서 중력 반발력을 발휘하여 우주의 팽창을 가속화합니다.우주 상수도 이런 영향을 줍니다.

수학적으로, 우주의 팽창은 은하와 같은 물체 사이의 평균 거리에 비례하는$$${\displaystyle$ a$}$ $스케일{\displaystyle }$ $팩터$에 의해 정량화됩니다.스케일 팩터는 시간의 함수이며, 통상적으로 현재 시간에서 $a$ = ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle$a = $1}$로 설정됩니다.우주가 팽창하고 있기 때문에 ${\displaystyle a}$은(는$$) 과거에는 더 작고 미래에는 더 커집니다.특정 우주론 모델로 과거를 추정하면 척도 인자가 0이었던 순간이 발생합니다. 현재 우주론에 대한 우리의 이해는 이번에 137억 87 ± 0.0200만 년 전으로 설정됩니다.만약 우주가 영원히 팽창한다면, 미래에는 척도 인자가 무한대에 가까워질 것입니다.또한 우주가 팽창을 멈추고 수축을 시작하는 것은 원칙적으로 가능하며, 이는 시간이 지남에 따라 감소하는 척도 인자에 해당합니다.

스케일 인자 $a{\displaystyle }$ ${\displaystyle a}$는 FLRW 메트릭의 매개 변수이며 시간 진화는 프리드만 방정식에 의해 제어됩니다.두번째 프리드만 방정식은

${\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

는 우주의 내용물이 우주의 팽창 속도에 어떤 영향을 미치는지 보여줍니다.여기서 $G$ ${\displaystyle G}$는 중력 상수, ρ ${\displaystyle \rho}$는 우주 내 에너지 밀도, $p$ ${\displaystyle p}$는 압력, $c$ ${\displaystyle c}$는 빛의 속도, λ ${\displaystyle \Lambda}$는 우주 상수입니다.양의 에너지 밀도는 팽창을 감속시키고, ¨ <0 ${\ddot {a}}<0}$의 $스타일$은 팽창을 더욱 감속시킵니다에 p -ρ c / 3 ${\displaystyle$ p$<-\rhoc^{2}/3}$인 충분한 음압은 팽창을 가속화하고 우주 상수도 팽창을 가속화합니다.비상대론적 물질은 본질적으로 압력이 없고 ${\displaystyle p}$ ≪ ρ ${\displaystyle c^{}}$ 2 ${\displaystyle$p$\ll \rho$ c$^{2}}$인 반면$,$ 초대론적 입자의 기체(광자 기체 등)는 양압 $p$ = ρ c ${\displaystyle 2^{}}$/ 3 ${\displaystyle$p=\$rho$ c$^{2}/3}$입니다$.$ 암흑 에너지와 같은 음압 유체는 실험적으로 확인되지 않았습니다.하지만 암흑 에너지의 존재는 천문학적 관측으로부터 추론됩니다.

팽창하는 우주의 거리

이동좌표

팽창하는 우주에서, 우주의 팽창을 고려하여 구조의 진화를 연구하는 것은 종종 유용합니다.이는 축척 계수에 비례하여 증가하도록 정의된 이동 좌표의 사용에 동기를 부여합니다.만약 물체가 다른 움직임 없이 팽창하는 우주의 허블 흐름만으로 움직이고 있다면, 물체는 좌표 이동 중에 정지해 있을 것입니다.이동 좌표는 FLRW 메트릭의 공간 좌표입니다.

우주의 모양

우주는 4차원 시공간이지만, 우주론적 원리에 따르는 우주 안에는 3차원 공간 표면의 선택이 자연스럽게 존재합니다.좌표 이동에 정지해 있는 관측자들이 우주의 나이에 대해 일치하는 표면들입니다.특수 상대성 이론에 의해 지배되는 우주에서, 그러한 표면들은 하이퍼볼로이드일 것입니다. 왜냐하면 상대론적 시간 팽창은 빠르게 후퇴하는 먼 관측자들의 시계가 느려져서, 공간 표면들이 먼 거리에 걸쳐 "미래로" 휘어져야 하기 때문입니다.그러나, 일반 상대성 이론 내에서, 이러한 이동하는 동기 공간 표면들의 형태는 중력에 의해 영향을 받습니다.현재 관측치는 이러한 공간 표면이 기하학적으로 평평한 것과 일치합니다(예를 들어 삼각형의 각도가 최대 180도가 되도록).

우주 지평선

팽창하는 우주는 일반적으로 유한한 나이를 가지고 있습니다.빛과 다른 입자들은 유한한 거리만 전파할 수 있습니다.그러한 입자들이 우주의 나이에 걸쳐 덮을 수 있는 이동 거리는 입자 지평선으로 알려져 있고, 우리의 입자 지평선 안에 있는 우주의 영역은 관측 가능한 우주로 알려져 있습니다.

오늘날 우주를 지배하는 것으로 추론되는 암흑 에너지가 우주 상수라면, 입자 지평선은 무한한 미래에 유한한 값으로 수렴합니다.이것은 우리가 관찰할 수 있는 우주의 양이 제한되어 있다는 것을 암시합니다.암흑 에너지의 반발 중력에 의해 유도되는 우주 사건 지평선이 존재하기 때문에 빛이 결코 우리에게 도달할 수 없는 많은 계들이 존재합니다.

우주 내 구조의 진화를 연구할 때, 허블 지평선이라고 알려진 자연적인 척도가 나타납니다.허블 지평선보다 훨씬 큰 우주론적 섭동은 역동적이지 않은데, 중력 영향은 그것들을 가로질러 전파할 시간이 없는 반면 허블 지평선보다 훨씬 작은 섭동은 뉴턴 중력 역학에 의해 직접적으로 지배되기 때문입니다.

우주 팽창의 결과

속도 및 적색편이

물체의 고유한 속도는 움직이는 좌표 격자에 대한 속도, 즉 주변 물질의 평균 움직임에 대한 속도입니다.이것은 입자의 움직임이 어떻게 팽창하는 우주의 허블 흐름으로부터 벗어나는지를 측정하는 것입니다.비상대론적 입자의 특이한 속도는 우주가 팽창함에 따라 우주 규모 인자와 반비례하여 붕괴됩니다.이것은 자기 분류 효과로 이해될 수 있습니다.어떤 방향으로 움직이는 입자는 그 방향으로 우주 팽창의 허블 흐름을 점차 추월하여 자신의 입자와 같은 속도로 물질에 점차 접근합니다.

보다 일반적으로, 상대론적 입자와 비상대론적 입자의 특이한 운동량은 척도 인자와 반비례하여 붕괴됩니다.광자의 경우 우주론적 적색편이로 이어집니다.우주론적 적색편이는 종종 "공간의 확장"으로 인한 광자 파장의 확장으로 설명되지만, 더 자연스럽게 도플러 효과의 결과로 간주됩니다.^[3]

온도

우주는 팽창함에 따라 냉각됩니다.이는 위에서 논의한 바와 같이 입자의 독특한 운동량의 붕괴에 따른 것입니다.이것은 또한 단열 냉각으로 이해될 수 있습니다.종종 "방사선"이라고 불리며 우주 마이크로파 배경을 포함한 극초단파 유체의 온도는 스케일 팩터와 반대로 스케일링됩니다(즉, $T$ ∝ ${\displaystyle {}^{}}$ -${\displaystyle 1^{}}$ ${\displaystyle T\propto$ a$^{-1}).$비상대론적 물질의 온도는 더 급격히 떨어지며, 스케일 인자의 역제곱으로 스케일링됩니다(즉, $T$ ∝ ${\displaystyle {}^{}}$ -${\displaystyle 2^{}}$ ${\displaystyle T\propto$ a$^{-2}).$

밀도

우주의 내용물은 팽창함에 따라 희석됩니다.이동하는 볼륨 내의 입자 수는 고정된 상태로(평균적으로) 유지되고 볼륨은 볼륨이 확장됩니다.비상대론적 물질의 경우, 에너지 밀도가 ρ ∝ ${\displaystyle a}$ -${\displaystyle 3^{}}$ ${\displaystyle \rho \propto a^{-3}}$만큼 떨어짐을 의미합니다$.$ 여기서 ${\displaystyle$ a$}$는 척도 인자입니다.

초상대론적 입자("방사선")의 경우 ρ ∝ ${\displaystyle a}$ - 4 ${\displaystyle \rho \propto$ a$^{-4}}$만큼 에너지 밀도가 더 급격하게 떨어집니다$.$ 이는 입자 수의 부피 희석 외에도 각 입자(휴면 질량 에너지 포함)의 에너지 또한 고유 운동량의 붕괴로 인해 크게 떨어지기 때문입니다.

일반적으로 압력 $p$ = ${\displaystyle w}$ ρ ${\displaystyle$p = $w\rho}$인 완벽한 유체를 고려할 수 있으며$,$ 여기서 ρ ${\displaystyle \rho}$는 에너지 밀도입니다.매개 변수 $w{\displaystyle }$ ${\displaystyle w}$은(는) 상태 방정식 매개 변수입니다.이러한 유체의 에너지 밀도는 다음과 같이 떨어집니다.

${\displaystyle \rho \propto a^{-3(1+w)}}.$

비상대론적 물질은 $w$ = ${\displaystyle 0}$ ${\displaystyle$w = $0}$이고 $복사$는 w = $1${\$displaystyle$ w =$1/$3$\}$입니다. 암흑 에너지와 같이 부압을 가진 특이한 유체의 경우 에너지 밀도가 더 천천히 떨어집니다. $w$ =${\displaystyle }$- ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle$w = -1$}$인 경우 시간에 따라 일정하게 유지됩니다.< - ${\displaystyle w<-1$ 팬텀 에너지에 해당하면 우주가 팽창함에 따라 에너지 밀도가 증가합니다.

확장이력

우주팽창

인플레이션은 약 10초의^-32 시간에 발생한 것으로 가정되는 가속 팽창의 기간입니다.그것은 양의 에너지를 가진 거짓 진공 상태를 가진 장인 인플라톤에 의해 구동되었을 것입니다.인플레이션은 원래 자기 모노폴과 같은 거대한 통일 이론에 의해 예측되는 이국적인 유물의 부재를 설명하기 위해 제안되었습니다. 왜냐하면 급속한 팽창이 그러한 유물을 희석시켰기 때문입니다.이후 가속화된 확장은 지평선 문제와 평탄도 문제도 해결할 수 있음을 알게 되었습니다.게다가, 팽창 중 양자 변동은 우주의 밀도에 초기 변동을 일으켰을 것이고, 나중에 중력이 증폭되어 물질 밀도 변동의 관측된 스펙트럼을 산출했습니다.

인플레이션 기간 동안 우주 규모 인자는 시간에 따라 기하급수적으로 증가합니다.지평선과 평탄도 문제를 해결하기 위해 인플레이션은 적어도 e배⁶⁰(약 10배²⁶) 증가할 정도로 충분히 오래 지속되었을 것입니다.

방사선 시대

인플레이션 이후 그러나 약 1초 전의 우주의 역사는 대부분 알려져 있지 않습니다.^[20]그러나 우주는 약 1초의 중성미자 분리 시간에 의해 종래 방사선이라고 불리는 초상대론적 표준 모델 입자에 의해 지배된 것으로 알려져 있습니다.^[21]방사선이 지배하는 동안, 우주 팽창은 감속되었고, 스케일 팩터는 시간의 제곱근에 비례하여 증가했습니다.

물질시대

우주가 팽창함에 따라 방사선이 적색편이를 하기 때문에 결국 상대론적이지 않은 물질이 우주의 에너지 밀도를 지배하게 됩니다.이러한 변화는 빅뱅 이후 약 5만년이 지난 시점에 일어났습니다.물질이 지배적이었던 시대에는 우주 팽창도 느려졌고, 스케일 팩터는 시간의 2/3 파워로 커졌습니다(a ∝ ${\displaystyle {}^{}}$ ${\displaystyle {2/3}^{}}$ ${\displaystyle a\propto^{2/3}).$또한 중력 구조 형성은 비상대론적 물질이 지배할 때 가장 효율적이며, 이 시대는 은하의 형성과 우주의 대규모 구조를 담당합니다.

암흑에너지

약 30억 년 전, 약 110억 년의 시기에 암흑 에너지가 우주의 에너지 밀도를 지배하기 시작했다고 믿어집니다.이러한 전환은 우주가 팽창함에 따라 암흑 에너지가 희석되지 않고, 대신 일정한 에너지 밀도를 유지하기 때문에 발생합니다.인플레이션과 마찬가지로 암흑 에너지는 확장을 가속화하여 규모 요소가 시간에 따라 기하급수적으로 증가합니다.

팽창율 측정

팽창 속도를 측정하는 가장 직접적인 방법은 은하와 같은 먼 물체의 후퇴 속도와 거리를 독립적으로 측정하는 것입니다.이 양들 사이의 비율은 허블의 법칙에 따라 허블 속도를 제공합니다.일반적으로, 거리는 고유 밝기가 알려진 물체 또는 사건인 표준 촛불을 사용하여 측정됩니다.관측된 겉보기 밝기로부터 물체의 거리를 유추할 수 있습니다.한편, 불황 속도는 적색편이를 통해 측정됩니다.허블은 세페이드 변광성의 밝기와 그들의 중심 은하의 적색편이를 측정함으로써 팽창 속도를 측정하기 위해 이 접근법을 사용했습니다.최근 Ia형 초신성을 이용하여 팽창 속도는 H = 73.24 ± 1.74 (km/s)/Mpc로 측정되었습니다. 이는 관측자로부터 100만 파섹의 거리에 대해 해당 거리에 있는 물체가 초당 약 73킬로미터(160,000mph)로 물러나고 있음을 의미합니다.

초신성은 매우 먼 거리에서 관측할 수 있어서 빛이 이동하는 시간이 우주의 나이에 근접할 수 있습니다.따라서 현재의 팽창률뿐만 아니라 팽창 이력을 측정하는 데도 사용할 수 있습니다.2011년 노벨 물리학상을 수상한 연구에서 초신성 관측은 현재 시대에 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 것을 밝혀내기 위해 사용되었습니다.^[23]

람다-CDM 모델과 같은 우주론적 모델을 가정함으로써, 또 다른 가능성은 우주 마이크로파 배경에서 볼 수 있는 가장 큰 변동의 크기로부터 현재의 팽창 속도를 추론하는 것입니다.확장 속도가 높다는 것은 CMB 변동의 특성 크기가 작다는 것을 의미하며, 그 반대의 경우도 마찬가지입니다.플랑크 공동연구는 이런 식으로 팽창 속도를 측정하여 H = 67.4 ± 0.5 (km/s)/Mpc를 구했습니다. 이 측정치와 허블 장력으로 알려진 초신성을 기반으로 한 측정치 사이에는 의견이 일치하지 않습니다.

최근에 제안된 세 번째 옵션은 중력파 사건(특히 GW170817과 같은 중성자별의 병합과 관련된)의 정보를 사용하여 팽창 속도를 측정하는 것입니다.^[25][26]이러한 측정은 아직 허블 장력을 해결할 수 있는 정밀도를 가지고 있지 않습니다.

원칙적으로, 우주 팽창 역사는 관측되는 시간의 경과에 따라 적색편이, 거리, 플럭스, 각도 위치, 각도 크기 등이 어떻게 변화하는지 연구함으로써 측정할 수 있습니다.이러한 효과는 너무 작아서 아직 감지할 수 없습니다.하지만 적색편이나 플럭스의 변화는 2030년대 중반에 Square Kmre Array나 Ultra Large Telescope에 의해 관측될 수 있었습니다.^[27]

개념적 고찰과 오개념

확장공간에서의 거리측정

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우주론적 척도에서, 현재 우주는 우주론자들이 기하학적으로 평평하다고 설명하는 유클리드 공간에 따라 실험 오차 내에서 순응합니다.^[28]

결과적으로 유클리드의 다섯 번째 공준과 관련된 유클리드 기하학의 규칙은 3D 공간의 현재 우주에서 유지됩니다.그러나 과거 3D 공간의 기하학적 구조가 매우 굴곡져 있었을 가능성이 있습니다.공간의 곡률은 종종 리만 다양체의 곡률에서 0이 아닌 리만 곡률 텐서를 사용하여 모델링됩니다.유클리드 "기하학적으로 평평한" 공간은 리만 곡률 텐서가 0입니다.

"기하학적으로 평평한" 공간은 3차원을 가지며 유클리드 공간과 일치합니다.그러나 시공간은 4가지 차원을 가지고 있습니다; 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면 평평하지 않습니다.아인슈타인의 이론은 "물질과 에너지 곡선 시공간, 그리고 곡률을 제공하기에 충분한 물질과 에너지가 있다"고 가정합니다.^[29]

그러한 다양한 기하학을 수용하기 위해 부분적으로 우주의 팽창은 본질적으로 일반 상대론적입니다.그것은 특수 상대성 이론만으로 모델링 될 수 없습니다. 그러한 모델이 존재하지만, 그것들은 우주에서 볼 수 있는 물질과 시공간 사이의 관찰된 상호작용과 근본적으로 상충될 수 있습니다.

오른쪽 이미지는 λCDM 우주론 모델에 따라 우주의 대규모 기하학을 보여주는 시공간 다이어그램의 두 가지 보기를 보여줍니다.공간 차원 중 두 개가 생략되어 공간 차원(원뿔이 커짐에 따라 증가하는 차원)과 시간 차원(원뿔의 표면을 "위로" 진행하는 차원)이 하나 남았습니다.도표의 좁은 원형 끝은 빅뱅 후 7억 년의 우주론적 시간에 해당하는 반면, 넓은 끝은 180억 년의 우주론적 시간으로 가속 팽창의 시작을 시공간의 바깥쪽으로 흩날리는 것으로 볼 수 있습니다. 이 모형에서 결국 지배적인 특징입니다.보라색 격자선은 빅뱅으로부터 10억 년의 간격을 두고 우주론적 시간을 표시합니다.청록색 격자선은 현재 시대에 10억 광년 간격으로 이동 거리를 표시합니다(과거에는 적고 미래에는 더 많은).표면의 원형 컬링은 물리적인 의미가 없는 임베딩의 아티팩트이며 예시적인 목적으로 행해집니다. 평평한 우주는 그 자체로 다시 컬링되지 않습니다.(유사한 효과는 유사권의 관 모양에서 볼 수 있습니다.)

도표의 갈색 선은 지구의 세계선(또는 더 정확하게는 그것이 형성되기 전의 우주에서의 위치)입니다.노란색 선은 가장 멀리 알려진 퀘이사의 세계선입니다.붉은 선은 약 130억 년 전 퀘이사에 의해 방출되어 오늘날 지구에 도달하는 광선의 경로입니다.오렌지색 선은 현재 퀘이사와 지구 사이의 거리, 약 280억 광년을 보여주는데, 이는 우주의 나이에 빛의 속도를 곱한 ct보다 더 큰 거리입니다.

일반상대성이론의 등가원리에 따르면, 특수상대성이론의 규칙은 대략 평평한 시공간의 작은 영역에서 국소적으로 유효합니다.특히, 빛은 항상 c의 속도로 국소적으로 이동합니다. 이는 시공간 다이어그램을 구성하는 관례에 따라 광선이 항상 국소 격자선과 45°의 각도를 이룬다는 것을 의미합니다.그러나 빨간색 세계선이 보여주는 것처럼 빛이 시간 t에 거리 ct를 이동한다는 것은 뒤따르지 않습니다.항상 c의 국소적으로 이동하지만, 통과하는 시간(약 130억 년)은 빛이 시공간을 가로지를 때 우주가 팽창하기 때문에 단순한 방식으로 이동하는 거리와 관련이 없습니다.따라서 우주의 규모가 변화하기 때문에 이동 거리는 본질적으로 모호합니다.그럼에도 불구하고 물리적으로 의미가 있는 것으로 보이는 두 가지 거리가 있습니다: 빛이 방출될 때 지구와 퀘이사 사이의 거리와 현재 시대의 거리(공간 차원으로 정의된 차원을 따라 원뿔의 조각을 취하는 것).앞의 거리는 ct보다 훨씬 작은 약 40억 광년인 반면, 뒤의 거리(주황색 선으로 표시)는 ct보다 훨씬 큰 약 280억 광년입니다.다시 말해, 오늘날 우주가 팽창하지 않았다면 빛이 지구와 퀘이사 사이를 이동하는 데 280억 년이 걸렸을 것이고, 더 이른 시기에 팽창이 멈췄다면 40억 년밖에 걸리지 않았을 것입니다.

이 빛은 불과 40억 광년 떨어진 곳에서 방출되었음에도 불구하고 우리에게 도달하는 데는 40억 년 이상이 걸렸습니다.사실, 지구를 향해 방출된 빛은 처음 방출되었을 때 실제로 지구에서 멀어지고 있었습니다; 지구까지의 미터법 거리는 이동 시간의 처음 몇 십억 년 동안 우주론적 시간과 함께 증가했고, 또한 초기에 지구와 퀘이사 사이의 공간 확장이 빛의 속도보다 더 빨랐다는 것을 나타냅니다.이 행동 중 어떤 것도 메트릭 확장의 특별한 속성에서 비롯된 것이 아니라 곡선 표면에 통합된 특수 상대성 이론의 지역 원리에서 비롯됩니다.

공간 확장 위상

시간이 지나면서 우주를 구성하는 공간이 확장되고 있습니다.이러한 맥락에서 '공간'과 '우주'라는 단어는 때때로 서로 다른 의미를 가지고 있습니다.여기서 '공간'은 우리 각자의 위치가 내재된 3차원 다양체를 의미하는 수학적 개념이고, '우주'는 우주의 물질과 에너지, 다양한 끈으로 감쌀 수 있는 여분의 차원, 다양한 사건이 일어나는 시간 등 존재하는 모든 것을 의미합니다.공간의 확장은 이 3차원 다양체와 관련된 것일 뿐이며, 즉 설명에는 추가 차원이나 외부 우주와 같은 구조물이 포함되지 않습니다.^[30]

공간의 궁극적인 위상은 사후세계(원칙적으로 준수해야 하는 것)입니다. 왜냐하면 우리가 살고 있는 공간이 어떻게 연결되어 있는지 또는 공간이 컴팩트한 공간으로 감싸는지 여부에 대해 단순히 추론할 수 있는 제약이 없기 때문입니다.괴델의 우주와 같은 어떤 우주론적 모형들이 그들과 교차하는 기이한 세계선들을 허용하기도 하지만,궁극적으로 우리가 "팩-맨 우주"와 같은 것에 있는지에 대한 질문. 만약 한 방향으로 충분히 멀리 여행한다면 풍선(또는 지구와 같은 행성)의 표면을 도는 것과 같이 단순히 같은 장소로 돌아갈 수 있게 되는 것은 측정 가능하거나 비측정 가능한 것으로 제한되는 관측 질문입니다.우주의 세계적인 기하학적 구조에 의해.현재 관측은 우주의 범위가 무한하고 단순히 연결되어 있는 것과 일치하지만, 우주론적 지평선에 의한 단순한 제안과 더 복잡한 제안을 구별하는 데 한계가 있습니다.우주는 범위가 무한할 수도 있고 유한할 수도 있습니다. 하지만 초기 우주의 팽창 모델로 이어진 증거는 또한 "총 우주"가 관측 가능한 우주보다 훨씬 크다는 것을 암시합니다. 그래서 어떤 가장자리나 특이한 기하학적 구조나 지형은 빛이 어떤 척도에 도달하지 않았기 때문에 직접 관측할 수 없습니다.우주의 그러한 측면들은, 만일 그것들이 존재한다면, 여전히 허용됩니다.어떤 의도와 목적을 위해서라도 우주는 가장자리나 이상한 연결 없이 공간적 범위가 무한하다고 가정해도 무방합니다.^[31]

우주의 전체적인 형태에 상관없이우주가 팽창하는 것에 대한 질문은 팽창을 설명하는 이론들에 따라 답을 필요로 하지 않는 것입니다; 우리가 우리의 우주에서 공간을 정의하는 방식은 무한한 팽창이 무한한 정도를 바꾸지 않고 일어날 수 있기 때문에 그것이 팽창할 수 있는 추가적인 외부 공간을 요구하지 않습니다.광활한 곳확실한 것은 우리가 살고 있는 공간의 다양체가 단순히 시간이 지남에 따라 물체들 사이의 거리가 점점 더 멀어지는 속성을 가지고 있다는 것입니다.이는 아래에서 탐구하는 메트릭 확장과 관련된 단순한 관찰 결과만을 의미합니다.확장을 수행하기 위해 "외부" 또는 하이퍼스페이스에 임베딩할 필요가 없습니다.우주가 무의 거품으로 성장하는 것을 종종 볼 수 있는 시각화는 그런 점에서 오해의 소지가 있습니다.우주가 팽창하는 우주의 "외부"가 있다고 믿을 이유는 없습니다.

전체적인 공간적 범위가 무한하고 따라서 우주가 더 이상 "더 큰" 것을 얻을 수 없다고 해도, 우리는 여전히 공간이 확장되고 있다고 말합니다. 왜냐하면, 국소적으로, 물체들 사이의 특징적인 거리가 증가하고 있기 때문입니다.무한한 공간이 커지면 무한한 공간으로 남게 됩니다.

팽창시 우주 밀도

매우 어릴 때와 초기 팽창 중에 블랙홀 형성에 필요한 것보다 훨씬 더 밀도가 높았음에도 불구하고, 우주는 블랙홀로 다시 붕괴되지 않았습니다.일반적으로 사용되는 중력붕괴 계산은 보통 별처럼 크기가 비교적 일정한 물체를 기준으로 하며 빅뱅과 같이 급속히 팽창하는 우주에는 적용되지 않기 때문입니다.

팽창이 소규모에 미치는 영향

공간의 팽창은 때때로 물체를 밀어내는 힘으로 묘사됩니다.이것은 우주 상수의 효과에 대한 정확한 설명이지만, 일반적으로 팽창 현상에 대한 정확한 그림은 아닙니다.^[32]

전체적인 팽창을 늦출 뿐만 아니라, 중력은 물질이 별과 은하로 국소적으로 뭉치는 원인이 됩니다.일단 물체들이 중력에 의해 형성되고 결합되면, 그것들은 팽창으로부터 "떨어져" 우주론적 측정법의 영향을 받아 팽창하지 않고, 그것들을 그렇게 하도록 강요하는 힘은 없습니다.

우주의 관성 팽창과 진공 상태에서 주변 물체의 관성 분리 사이에는 차이가 없습니다. 전자는 단순히 후자의 대규모 외삽입니다.

일단 물체들이 중력에 의해 묶여지면, 그것들은 더 이상 서로 물러나지 않습니다.따라서 은하수 은하에 묶여 있는 안드로메다 은하는 실제로 우리 쪽으로 떨어지고 있으며, 팽창하지 않고 있습니다.국소군 내에서 중력 상호작용은 물체의 관성 패턴을 변화시켜 우주론적 팽창이 일어나지 않습니다.국부적 그룹을 넘어서 관성 팽창은 측정 가능하지만, 체계적인 중력 효과는 우주의 더 큰 부분이 결국 "허블 흐름"에서 떨어져 은하의 초은하단 규모까지 묶여 팽창하지 않는 물체가 된다는 것을 의미합니다.그러한 미래의 사건들은 허블 흐름이 변화하는 정확한 방법과 우리가 중력으로 끌어당겨지는 물체들의 질량을 아는 것으로 예측됩니다.현재 국부 은하단은 샤플리 초은하단이나 "위대한 끌개" 쪽으로 중력이 끌어당겨지고 있는데, 만약 암흑 에너지가 작용하지 않는다면, 우리는 결국 합쳐지고 그 시간 이후에 더 이상 우리에게서 멀어지는 것을 볼 수 없을 것입니다.

관성 운동으로 인한 메트릭 확장의 결과는 물질이 진공으로 균일한 국소적 "폭발"을 FLRW 기하학에 의해 국소적으로 묘사될 수 있다는 것입니다. FLRW 기하학은 우주 전체의 팽창을 설명하고 중력의 영향을 무시하는 단순한 밀른 우주의 기초가 되기도 했습니다.특히 일반 상대성 이론은 프레임 드래그와 유사한 현상인 폭발 물질의 국소적인 움직임에 대해 빛이 속도 c로 움직일 것이라고 예측합니다.

암흑 에너지나 우주 상수의 도입에 따라 상황은 다소 달라집니다.진공 에너지 밀도로 인한 우주 상수는 거리에 비례하지 않는 물체 사이에 반발력을 추가하는 효과가 있습니다.관성과는 달리 중력의 영향으로 뭉쳐진 물체, 심지어 개별 원자에도 적극적으로 "당겨"줍니다.그러나, 이것은 물체가 꾸준히 성장하거나 붕괴되는 것을 야기하지 않습니다; 그것들이 매우 약하게 결합되어 있지 않다면, 그것들은 단순히 그렇지 않았을 때보다 약간 더 큰 평형 상태로 정착할 것입니다.우주가 팽창하고 그 안의 물질이 얇아지면 중력 인력은 감소하고(밀도에 비례하기 때문에), 우주론적 반발력은 증가합니다.따라서 λCDM 우주의 궁극적인 운명은 우주 상수의 영향을 받아 점점 더 빠른 속도로 팽창하는 진공에 가까운 것입니다.그러나 은하수와 같은 중력적으로 묶여 있는 물체들은 팽창하지 않고 안드로메다 은하는 우리 쪽으로 빠르게 이동하고 있어서 약 30억 년 후에도 여전히 우리 은하와 합쳐질 것입니다.

미터법적 팽창과 빛의 속도

초기 우주의 팽창기가 끝날 무렵, 우주의 모든 물질과 에너지는 등가원리와 아인슈타인의 일반상대성이론과 일치하는 관성궤적 위에 놓여 있었습니다.이것은 정확하고 규칙적인 형태의 우주 팽창이 기원했을 때입니다(즉, 우주의 물질은 인플라톤 장으로 인해 과거에 분리되었기 때문에 분리되고 있습니다).^{[citation needed]}

특수 상대성 이론은 시공간이 평평하고 변하지 않는 것으로 취급될 수 있는 국소적인 기준 프레임에 대해 물체가 빛보다 빠르게 움직이는 것을 금지하지만 시공간 곡률이나 시간의 진화가 중요해지는 상황에는 적용되지 않습니다.이러한 상황은 일반 상대성 이론에 의해 설명되는데, 일반 상대성 이론은 두 개의 먼 물체 사이의 거리가 빛의 속도보다 더 빠르게 증가할 수 있지만, 여기서 "거리"의 정의는 관성 프레임에서 사용되는 것과 다소 다릅니다.여기서 사용되는 거리의 정의는 로컬 이동 거리의 합 또는 적분이며, 모두 일정한 로컬 적절한 시간에 수행됩니다.예를 들어, 허블 반지름보다 더 먼, 약 4.5 기가파섹 또는 147억 광년 떨어진 은하들은 빛의 속도보다 더 빠른 후퇴 속도를 가지고 있습니다.이러한 물체의 가시성은 우주의 정확한 팽창 역사에 달려 있습니다.오늘날 은하계에서 방출되는 빛은 더 먼 우주론적 사건의 지평선 너머인 약 5기가파섹 또는 160억 광년에 이르지만 결코 우리에게 도달하지 못할 것입니다. 비록 우리는 이 은하들이 과거에 방출했던 빛을 여전히 볼 수 있지만 말입니다.팽창 속도가 높기 때문에 두 물체 사이의 거리가 빛의 속도에 우주의 나이를 곱하여 계산한 값보다 더 클 수도 있습니다.이러한 세부 사항들은 아마추어들과 심지어 전문 물리학자들 사이에 자주 혼란을 야기합니다.^[33]주제의 직관적이지 않은 특성과 일부 사람들에 의해 "무심한" 문구 선택이라고 묘사된 것 때문에, 공간의 메트릭 확장에 대한 특정한 설명과 그러한 설명이 이끌어낼 수 있는 오해는 과학적 개념의 교육 및 커뮤니케이션 분야에서 지속적인 논의의 주제입니다.^{[34][35][36][37]}

우주 팽창에 대한 일반적인 비유

우주의 팽창은 종종 팽창하는 공간을 나타내기 위해 팽창하는 물체를 취하는 개념적 모델과 함께 설명됩니다.이러한 모델은 공간을 확장하면 물체를 운반할 수 있다는 잘못된 인상을 줄 정도로 오해를 불러일으킬 수 있습니다.실제로 우주의 팽창은 서로 멀리 떨어져 있는 물체들의 관성 운동에 해당할 뿐입니다.

"고무줄 위의 개미 모델"에서, 끊임없이 늘어나는 완벽하게 탄력 있는 줄 위를 일정한 속도로 기어가는 개미(점처럼 이상적인)를 상상합니다.만약 우리가 λCDM 척도 인자에 따라 밧줄을 뻗고 개미의 속도를 빛의 속도로 생각한다면, 이 비유는 수치적으로 정확합니다. 시간이 지남에 따른 개미의 위치는 위의 삽입 도표의 빨간색 선의 경로와 일치합니다.

"고무 시트 모델"에서는 로프를 모든 방향으로 균일하게 확장되는 평평한 2차원 고무 시트로 대체합니다.두 번째 공간 차원이 추가되면 시트의 국부 곡률에 의해 공간 기하학의 국부적인 섭동을 보여줄 가능성이 높아집니다.

"풍선 모델"에서 평평한 시트는 (빅뱅을 나타내는) 초기 크기의 0에서 팽창된 구형 풍선으로 대체됩니다.관측은 실제 우주가 공간적으로 평평하다는 것을 암시하는 반면, 풍선은 양의 가우스 곡률을 가지고 있지만, 관측 한계 내에서 국부적으로 평평하도록 풍선을 매우 크게 만들어 이러한 불일치를 제거할 수 있습니다.이 비유는 빅뱅이 풍선의 중심에서 일어났다는 것을 잘못 암시하기 때문에 잠재적으로 혼란스럽습니다.사실 풍선의 표면에서 떨어져 있는 점들은 비록 그것들이 더 이른 시기에 풍선에 의해 점령되었다고 해도 아무런 의미가 없습니다.

"건포도 빵 모델"에서는 건포도 빵 한 덩어리가 오븐 안에서 팽창하는 것을 상상합니다.빵(공간)은 전체적으로 팽창하지만 건포도(중력으로 묶인 물체)는 팽창하지 않고 서로 멀리 떨어져 있을 뿐입니다.

참고 항목

• 이동거리 및 적정거리

메모들

참고문헌

인쇄된 참고 자료

• 에딩턴, 아서.팽창하는 우주: 천문학의 '위대한 논쟁', 1900-1931.1933년 캠브리지 대학의 신문 연합체.
• 리들, 앤드류 R.와 리스, 데이비드 H. 우주론적 인플레이션과 대규모 구조.캠브리지 대학 출판부, 2000.
• 라인위버, Charles H. and Davis, Tamara M. "빅뱅에 대한 오해", Scientific American, 2005년 3월 (비자유 콘텐츠).
• 무크, 델로 E. 그리고 토마스 바지쉬.인사이드 상대성.프린스턴 대학 출판부, 1991.

외부 링크

• Swenson, Jim, 팽창하는 우주에 대한 질문에 대한 대답 Wayback Machine에서 2009년 1월 11일 보관됨
• Felder, Gary, "확장하는 우주"
• NASA WMAP팀, "우주적 팽창에 대한 설명" 초등학교 수준으로
• 위스콘신 대학교 물리학부의 허블 튜토리얼 2014년 6월 9일 웨이백 머신에서 보관됨
• 위니펙 대학교 건포도빵 확대하기 : 삽화, 그러나 설명 없음
• "천문학자에게 묻다"에서 팽창하는 우주를 설명하기 위한 "풍선 위의 개미" 비유 (이 설명을 제공하는 천문학자는 명시되지 않았습니다.)