소립자와 우주론: 하늘의 끝자락 보기

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서필 마
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1 소립자와우주론 : 하늘의끝자락보기 김항배 ( 한양대학교물리학과 ) 1. 우리우주의모습 2. 현대우주론 3. 우주의끝자락

2 1. 우리우주의모습 우리가살고있는세상은어떤모습이며그끝은어디인가? 인류의원초적호기심 답은그시대의지식과사상을반영 옛날사람들이생각했던우주 인도 메소포타미아 이집트 그리스 - 로마 우주의모습을알려면? 하늘을보자

3 하늘보기 1 해 낮과밤 태양이인류에미치는영향은절대적 달 행성 음양오행 ( 陽, 陰, 水, 金, 火, 木, 土 ) 저녁하늘에보인 5 행성

4 하늘보기 2 별 별과행성의차이? 손님별 : 혜성 (comet), 신성 (nova) 별까지의거리? 천구 은하수 우리은하의발견 성운 (nebula) 외부은하 18 세기 Herschel 이그린우리은하의모습 20 세기초까지도사람들은우리은하의모습이이렇다고생각했다. 현재우리는이렇게생각하고있다.

5 망원경의역사 Tycho Brahe : 눈으로천문관측 행성에대한방대한데이터 Galileo Galilei : 망원경을천문학에사용 금성의상변화 : 지동설확립에결정적인기여 은하수가별들의집단임을확인 Isaac Newton : 최초의반사망원경 Edwin Hubble : Mt. Wilson observatory 외부은하의별을관측, 통해우주의팽창발견 Brahe s observatory 금성의상변화 Galilei 의망원경 Newton 의망원경 Mt. Wilson 망원경

6 거대반사망원경들 Mt. Wilson Observatory in California, 2.5m (1917) Palomar Observatory in California, 5m (1948) Gemini, 8m x 2 (North and South) Keck, 10m x 2 Hubble Space Telescope Radio Telescope Infrared Telescope X-ray Telescope γ-ray Telescope Neutrino Telescope Gemini 전자기파스펙트럼 HST 전파망원경 Chandra X-ray Telescoep IceCube Neutrino Telescope

7 우리우주의모습 Large scale Homogeneous & Isotropic Small scale - Structures 은하의분포 SDSS Telescope 우주지도작성백만개이상의은하 Hubble Deep Field

8 2. 현대우주론 우주론 우리우주의기원, 진화, 종말을이해하기위해큰스케일에서의우주의성질을과학적인방법으로연구하는학문 근대 (?) 우주론 태양과행성들 Tycho Brahe 행성의운동에관한데이터수집 Johannes Kepler 행성의운동에대한 3 개의 Kepler 의법칙 Isaac Newton 운동의법칙과중력의법칙으로행성의운동을설명

9 Ptolemi - 천동설 Copernicus - 지동설 Newton 의중력 Newton 이론의성공과실패수성궤도의세차운동 호기심의끝은없다!

10 현대우주론 큰스케일에서의우주의모습 Large Scale 균일 & 등방 Albert Einstein 일반상대론 우주원리 Edwin Hubble 우주팽창의발견 Newton 의중력법칙과 Einstein 의일반상대론비교 Newton 의중력법칙 질량 힘 Einstein 의일반상대론 에너지 시공간기하

11 우주원리 우리우주 ( 시공간 ) 의모습 ( 물질분포 ) 에대한가정 공간 : 균일 (Homogeneous) & 등방 (Isotropic) Robertson-Walker Metric, Scale Factor a(t) 시간의함수 2 차원에서균일, 등방공간의예 Scale factor 의시간변화 증거 : 우주배경복사, 은하의분포

12 우주동력학 에너지 - 운동량텐서 : : 에너지밀도 : 압력 Friedmann 방정식 : 물질방정식 ( 상태방정식 ) : Scale Factor 의변화 Hubble parameter : 팽창속력 Density parameter : 물질의양

밝기거리 : 밝기가알려진물체 (standard candle) 가필요 - Cepheid Variables -

13 우주의팽창 우주구성물질의양 팽창속도의변화를결정 적색편이 (red shift) 와밝기거리 (luminosity distance) 관계 적색편이 - 공간의팽창 -> 운동량적색편이 - 선스펙트럼을분석하여쉽게알수있다. 밝기거리 : 밝기가알려진물체 (standard candle) 가필요 - Cepheid Variables - SuperNovae Ia 관계식 적색편이와각지름거리 (angular diameter distance) 관계 크기가알려진물체가필요

14 외부은하의 Cepheid Variables 관측하여우주의팽창을처음발견한 Edwin Hubble SN Ia 의개념도 Ia 형초신성관측을통해본우주의팽창

15 우주의가속팽창 SN Ia 를이용한우주의팽창관측 암흑에너지 (Dark Energy) 의존재

16 우주의구성물질 복사 (Radiation) 상태방정식 : ( 상대론적입자로이루어진이상기체 ) 우주배경복사 (Cosmic Microwave Background Radiation, CMB) - George Gamow 와 Ralph Alpher 가예견 (1948) - Arno Penzias 와 Robert Wilson 이발견 (1965) - 등방 (isotropic), T=2.73 K 의완벽한흑체복사 Isotropy of CMB, δt/t~10-5 CMB is a dominant component of radiation.

17 우주배경복사의의미 2.73K 의흑체복사스펙트럼 우리우주가옛날에열적평형 (thermal equilibrium) 상태에있었다. 열적평형상태하의온도와 Scale Factor 관계 우주의팽창 과거로갈수록 a 가작아진다 T 가커진다. Hot Big Bang : 우리우주는고온의열적평형상태에서시작했다. High T High E Short Distance 우주의과거 (High T) 를이해하기위해서는미시세계 (High E, 소립자물리학 ) 의이해가필요하다. 열적평형의깨짐 열적평형을유지하기위해서는팽창속도보다빠른반응속도가필요 열적평형의깨짐이우주의역사를만든다. 우주배경복사의분리 Big Bang Nucleosynthesis

18 소립자물리학 끈이론 초대칭 막이론

19 우주의열역사 (Thermal Histroy)

20 우주의구성물질 Baryon 우리몸을구성하는물질 : 바리온 ( 양성자, 중성자 ), 렙톤 ( 전자 ) 별, 행성, Gas ( 바리온의대부분을차지 ), Dust, 우리우주의바리온양 - 빛을내는바리온 ( 별, 가스등 ) : - Big Bang Nucleosynthesis :

초기우주에서바리온비대칭성이생겨나는과정 -Sakharov s 3 conditions 1. B violation 2.

21 우주의구성물질 Baryon 바리온비대칭성 (Baryon Asymmetry) - 미시세계이론 ( 입자물리학표준모형 ) 바리온과반바리온에대해서매우대칭적 - 우리우주의바리온 - 반바리온의비 : Baryogenesis : 초기우주에서바리온비대칭성이생겨나는과정 -Sakharov s 3 conditions 1. B violation 2. C & CP violation 3. Out of equilibrium - 바리온비대칭의양 BBN 과 CMBA 가주는결과가일치 - 입자물리표준모형은충분한양의바리온을만들지못한다. 새로운이론이필요

22 우주의거대구조 (Large Scale Structure) 우리우주는매우큰스케일에서는균일등방하다. 완벽하게균일등방한우주는현재우리가보고있는구조물을만들수없다. 우주구조물 : Galaxy Cluster - Supercluster Galaxy: Andromeda Cluster: Coma Supercluster: Perseus

우주구조형성에대한이해 기본생각 : 작은원시밀도요동 자세한모형 : 중력의작용 우주구조물 초기밀도요동 진화 우주구조물 Perturbation on a given scale λ -P(k) = Ak n, simple power-law -scale-invariant spectrum (n=1) 초기밀도요동의근원?

23 우주구조형성에대한이해 기본생각 : 작은원시밀도요동 자세한모형 : 중력의작용 우주구조물 초기밀도요동 진화 우주구조물 Perturbation on a given scale λ -P(k) = Ak n, simple power-law -scale-invariant spectrum (n=1) 초기밀도요동의근원? - 초팽창 (Inflation) -Topological Defects - Perturbed Einstein Equation Linear Regime -Horizon size H -1 t -Beginning of Matter Domination -Amount of Baryons, CDM, Non-linear Regime -N-body simulations 관측과비교 - 스펙트럼분석 알게된사실 Baryon-only model does not work. Cold Dark Matter (non-baryonic, non-luminous) is required.

24 우주의구성물질 암흑물질 우리우주에서의암흑물질의양 : 암흑물질이존재한다는다른증거들 Galaxy rotation curve Gravitational lensing Colliding clusters

25 초기밀도요동의존재에대한다른증거가있는가? CMB Anisotropies (CMBA) Photon Decoupling Last scattering surface CMBA 의근원 밀도요동 (CDM) 에의한중력포텐셜 바리온진동 (Baryon Acoustic Oscillation) -Tightly coupled baryon-photon plasma -Sound horizon

26 CMBA 의관측 2.73 K 1/1,000 K 1/100,000 K Multipole expansion

27 Combined Analysis

28 Best-fit parameters

29 우주의구성물질요약 우리는우주구성물질의 95% 를모르고있다.

30 초팽창 (Inflation) Big Bang 우주의문제점들 왜, 어떻게우주의시작이평평하고, 균일등방한가? Growth of Scale Factor Growth of Horizon size 현재우리가보는우주는옛날에는인과관계가없었다. 초기밀도요동은어떻게생겨났는가? 인과관계가없는큰스케일의밀도요동을만들수없다. 초팽창이란? Scale Factor 가가속팽창 초팽창은우주를평평하게만든다. 초팽창에의해 Scale Factor 가 e^{60} 이상팽창하면, 현재우리가보는우주는초팽창이전에인과관계가연결되어있었다.

31 초팽창 (Inflation) 초팽창의어떻게일어나는가? 진공에너지 스칼라장 (Inflaton) 이평평한포텐셜에서천천히굴러떨어짐 초팽창에의한초기밀도요동의발생 양자요동 δφ 밀도요동 δρ : nearly scale-invariant spectrum 초팽창에서 Big Bang 우주로넘어가기 우주데우기 초팽창은어떻게시작되었는가?

32 3. 우주의끝자락 현재우리가보는우주의끝 ( 시간은 Big Bang 후 ) 현재 : 140 억년 Dark Energy : Structure formation & the first star :?? moment of genesis? CMBR : 30 만년 Big Bang Nucleosynthesis : 1 초 Cold Dark Matter :?? Baryogenesis :?? CMBA :??, maybe the earliest? (~ 초팽창의시기 ) Big Bang : Does it really exist? 우주의끝자락과소립자물리학의연결고리 CMBR 과 BBN 은현재의입자물리학으로이해할수있다. Baryogenesis 는어떻게일어났는가? 미시세계이론에서초팽창이자연스럽게일어나는가? CDM 은무엇인가? Dark Energy 는무엇인가?

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<4D F736F F F696E74202D20C3B5C3BCBFCDBFECC1D62D31312DBFECC1D6B7D0C0C720B5B5C0FC2E > 천체와우주 11. 우주론의도전 우주열역사의주요장면 관측으로확인된장면 열평형의깨짐이우주의역사를만든다. 바리온창조현재바리온의양을설명하는바리온비대칭성이만들어진다. 암흑물질분리열탕으로부터암흑물질입자가분리되어현재의양으로고정된다. 전자기 - 약상전이전자기상호작용과약상호작용이통일된힘에서분리된다. 양자색역학상전이쿼크로부터양성자와중성자가만들어진다. 중성미자분리약한상호작용에의한열평형이깨지면서중성미자가열탕에서분리되고,