현대 우주론의 이해

목차

1. 서론

2. 우주론적 관측 사실
1)허블의 법칙
2)우주 배경복사

3. 대폭발 우주론의 형성 과정

4.대폭발 우주론의 5가지 증거
1) 첫 번째 증거 : 우주의 나이
2) 두 번째 증거 : 핵합성
3) 세 번째 증거 : 많은 유형의 기본입자들
4) 네 번째 증거 : 우주 배경복사의 존재
5) 다섯 번째 증거 : 우주 배경복사의 비균질성

5. 대폭발 이론의 맹점

6. 인플레이션 우주론의 등장.

7. 현재의 우주를 통해 본 우주의 역사

8. 우주의 미래

9. 결론

본문내용

도 그 결합은 깨지지 않은데 CERN이 이 원시적인 물질을 만들어내기 위해 양성자와 중성자에 강한 열과 압력을 가해서 이 입자들을 녹여 쿼크와 글루온으로 나눠지게 했고 덕분에 쿼크와 글루온이 사상 최초로 실험실 안에서 자유롭게 떠다니는 모습을 보게 됐다. 이 실험의 결과로 우주가 탄생한 최초의 순간과 빅뱅의 원인을 밝혀내는 데 큰 도움이 될 것이다.
2) 10-35sec : 1027℃. MIT 대학의 과학자 앨런 구서가 제안한 급팽창가설이 도입되는 시기로 우주가 초기에 매우 급격한 팽창을 겪었다는 짧은 순간에 1030배 이상 커지는 시기다. 이 팽창을 일으키고 있던 기운은 극미하지만 위치 에 따라 기운이 세고 약한 차이를 가게 되고 뒤에 별과 은하와 은하의 그룹인 은하단등의 구조물로 태어난다.
3) 10-23sec : 1015℃. 우주 공간은 쿼크(quark)와 렙톤(lepton)과 빛으로 채워져 있었다.
4) 10-4sec : 쿼크가 우세한 '쿼크 시대'라 한다. 무거운 입자시대
5) 1sec : 가벼운 입자(렙톤등)시대. 광자, 전자, 중성미자와 그들 각각이 충돌하여 생성된 그들의 반입자(-입자)로 이루어져 있고 그들(입자+와 입자+ 또는 입자+와 반입자-)은 번번히 부딪히면서 끊임없이 생성, 소멸한다. 그리고 +의 전기를 띠고 대다수의 원자핵 입자의 약 반수를 차지하는 입자인 양성자와 양성자와 유사한 전기량이 없는 대다수의 원자핵의 약 반을 이루는 중성자로 이루어진다. 이 양성자와 중성자 는 세 개의 쿼크로 이루어진다.
6) 100sec : 가장 뜨거운 별의 내부 온도 중성자와 양성자가 결합하여 중수소의 원자핵을 구성하고 원자핵은 다른 중성자와 양성자를 더 끌어들어 두개의 중성자와 양성자로 이루어진 헬륨의 원자핵을 만든다. 그리고 리튬, 베릴륨 같은 몇 개의 무거운 원소들이 적은 양이 생성된다. 이쯤에서 원소의 생성은 끝난다.
7) 30만년 : 빛 우세 시대 전자와 원자핵이 결합한 수소와 헬륨기체, 암흑물질이 뒤섞인 상태로 팽창해 나간다.
8) 10억 년 : 물질이 덩어리를 형성하면서 별, 은하 등이 생성되었다.
9) 150억 년[현재] : 원자들이 서로 연결하여 복잡한 분자들과 생물이 형성되고 현재 인간이 나타났다. 망원경으로 잠재적으로 파악된 우주의 부피는 1031광년(1광년=빛이 1년 동안 간 거리)을 훨씬 넘어가며, 100억 개 이상의 은하들로 가득 차 있다.
8. 우주의 미래
아직까지의 우리의 지식으로는 우주의 미래를 논하는 것은 상상의 범주에 속하는 일일지도 모른다. 우리는 이 우주가 열린 우주인가 혹은 닫힌 우주인가 하는 기본적인 의문에 대한 정확한 답도 구하지 못하고 있기 때문이다. 그러나 열린 우주와 닫힌 우주, 그리고 평평한 우주의 미래는 예측해 볼 수 있다.
만약 우주가 열려 있다면 우주는 종말이 없고 팽창은 계속될 것이다. 우주 복사는 점점 식어져서 온도는 절대영도에 이를 것이다. 별의 탄생과 진화가 진행되면서 은하들 내에는 무거운 원소가 쌓이고 수소는 결핍된다. 수소는 우주 탄생 1014년 후에 완전히 사라지게 된다. 이 때의 모든 물질은 중력 적으로 상호작용을 일으켜서 은하 내의 별들이 은하간 공간으로 흩어지면서 은하들은 소멸되어 버릴 것이다. 우주의 나이가 1020년이 되면 양성자가 증발하고 이 때 발생되는 에너지가 그 때까지 남아 있는 별의 온도를 100K 정도로 높여 줄 것이다. 우주의 나이가 1032년 쯤 되면 대부분의 양성자는 분열하여 우주는 대부분 자유전자, 양전자, 블랙 홀, 그리고 약한 복사로 채워지게 된다. 전망할 수 있는 최종 단계는 나이가 10100년일 때로서 블랙 홀은 증발하고 전자, 양성자와 복사만이 남는다.
닫힌 우주라면 진화 선상의 한 점에서 우주의 팽창은 정지될 정도로 느려지게 된다. 이로 우주의 성장을 느려지게 하는 것과 같은 힘이 우주를 반대의 과정으로 되돌리고 하나의 점으로 수축하게 된다. 이를 Big Crunch라고 한다.
평평한 우주는 위의 두 우주론의 범주 사이에 속하는데 수축이 시작되는 영역의 가장자
리를 계속적으로 아슬아슬하게 피해가면서 팽창한다.
우리의 우주가 이중 어떤 모델에 해당되는가는 '오메가 파라메터'( 이하 Ω)를 이용한다.Ω는 우주가 얼마나 많은 물질을 가지고 있는가를 표현하는 양으로 우주밀도를 임계
밀도로 나눈 값이고 임계밀도는 평평한 우주가 되기 위한 밀도를 말한다.
Ω<1 ; 열린 우주
Ω>1 ; 닫힌 우주
Ω=1 ; 평평한 우주
9. 결론
우주는 아주 오래 전부터 인간의 호기심의 대상이었다. 우주의 형태나 탄생, 진화와 그 미래 등 그 호기심은 헤아릴 수 없이 많았다. 20세기 들어서면서 급격한 과학의 기술에 힘입어 우주의 신비가 풀려가기 시작했다. 지난 수십 년 동안 인간은 그 전의 오랜 세월 동안 이루었던 것보다 많은 것을 이룰 수 있었다. 그래서 실제 달의 모습도 알게 되었고 우주에 대한 우리의 지식을 많이 늘릴 수 있었다. 그러나 우리가 우주에 대한 궁금증을 풀어 갈수록 더 많은 궁금증이 생겨난다. 그것은 우주가 인간의 존재에 비해 무한히 큰 존재이기 때문일 것이다. 그리고 그러한 우주의 거대함, 무한함이 인간으로부터 더욱 도전해보고 싶게 하고 더욱 알고 싶게 만든다. 지금 우리에게 일반적으로 받아들여지는 현대의 우주론이 앞으로의 미래에는 또 어떻게 바뀌게 될지는 알 수 없다. 지금의 우주론이 옳을 수도 있고 그렇지 않을 수도 있다. 현대의 우주론이 증명되기 위해서는 앞으로도 우주에 대한 많은 우리의 관심이 필요할 것이다.
참고문헌
http://www.3jeong.com/astro/data/bigbang.html
http://cafe.kyungwon.ac.kr/~science/episode/cmbr1.htm
http://my.netian.com/~greece21/frame1.htm
http://my.netian.com/~romeorsg/main/main/html
http://rlawlsgks111.inticity.com
http://myhome.dreamx.net/psycheey/bigbang.html
교양 천문학. 민영기 외 공저. 형설출판사

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