ÁöÇÐ¥±(247~259)

Transcription

1 Ⅳ 천체와우주 ëî éì íìç ß ãûåû 3 01 우주는어떤모습인가? 02 우주는팽창하는가? 03 우주는어떻게변해가는가? 들어가기 은하의운동을조사해보면은하들은우리은하로부터멀어져가고있으며, 다른은하들역시서로멀어져가고있다. 이것은우주가팽창하고있음을의미한다. 팽창하고있는우주의특성으로부터우주의크기, 나이등을알수있으며, 또우주의기원에대해서이야기할수있게되었다. 그러면우주는어떤특성을가지며, 어떻게생성되었고, 장차어떻게될것인가? 알고가기 1 우리은하는무엇으로구성되어있는가? 2 은하는어떤모양을하고있을까? 3 우주관은어떻게변해왔는가? 단원학습목표 1 천체의적색편이를이용하여허블법칙을설명하고이를우주의나이, 크기와관련짓는다. 2 우주의기원에대한여러가지이론을조사하고, 우주의미래에대하여예상한다. / 알 / 고 / 가 / 기 / 1_ 별 ( 항성 ), 구상성단, 산개성단, 성운등 2_ 구형, 타원형, 막대나선, 나선, 불규칙한형태 3_ 하늘은둥근천장처럼보이고별과태양등모든천체는하루에한바퀴씩동쪽에서떠올라서서쪽으로진다. 이러한현상을보고고대인들은하늘이거대한바퀴처럼돌고있다고생각했다. 이것으로부터지구는우주의중심에서움직이지않으며, 그둘레를태양, 그리고다섯개의행성이각각고유의천구에붙박힌채공전한다고하는지구중심설이생겨났다. 지구중심우주관을체계화한프톨레마이오스의천동설은 16세기에이르기까지인간의우주관을지배해왔으나코페르니쿠스의자동설모형과갈릴레이의천문관측사실들에의해인간의우주관은혁명적인변화를겪게되었다. 그후코페르니쿠스의지동설모형도케플러나뉴턴등의천체물리학적연구에의해수정되고보완되었다. Ⅳ. 천체와우주 1 3. 팽창하는우주

2 01 ãûåûç ß ãóñóß Üõâ ã ßÄì? 허블은 1918년에서 1938년까지그당시세계에서가장큰윌슨산천문대의 100인치광학망원경을이용해서외부은하에대한체계적인연구를 NASA 시작하였다. 현재천문학자들은거대한광학망원경뿐만아니라전파망원 우리은하의구성원및구조에대하여말할수있다. 우주는공간적으로광대함을알수있다. 경, 적외선망원경, X선검출기등을이용해서멀리있는외부은하에대해훨씬더많은자료를수집하고있다. 태양은우리은하속에아주작은공간을차지하고있 우주에는안드로메다은하처럼우리은하와비슷한모양을가진은하를 은하단 거대공동 고, 우리은하는다양한모양을가진수많은은하들과함께우주의한부분을차지하고있다. 그러면우리은하의구성원과구조는어떠할까? 그리고우주는어떤모습으로존재하고있을까? 포함하여다양한색과모양을가진외부은하들이천억개이상존재하는데, 이들을외부은하라고한다. 대형광학망원경으로외부은하들을관측해보면, 외부은하들의모양은여러가지형태라는것을알수있다. 허블은이외부은하들을형태에따라그림 Ⅳ- 65와같이분류하였다. Ⅳ-64 허블망원경 나선은하 은하들이거품 (Bubble) 처럼모여있는모습 은하면 태양 은하중심 3 만 광년 Ⅳ-63 우리은하의구조와구성원 은하의질량은태양의운동을이용하여구할수있지요. 은하핵 헤일로 구상성단 우리은하는나선팔을가진나선은하로은하의중심부에해당하는은하핵과은하면에해당하는둥근은하원반, 구상성단이공모양으로둘러싸고있는헤일로로구성되어있다. 은하원반에는젊고푸른별들과가스와티끌로이루어진성간물질이분포하고있다. 볼록하게부푼은하핵은지름이약 12000광년이고, 두께는약 1만광년이다. 은하핵과은하원반을둘러싸고있는헤일로에는늙고붉은별들로이루어진구상성단이분포하고있다. 우리은하에서볼때, 지구는매우작은존재이다. 지구의질량은 5.98_10 kg이고, 태양계의대부분을차지하는태양의질량은지구질량의약 33만배이다. 그렇다면우리은하의질량은얼마나될까? 우리은하의질량은? 태양은은하의중심으로부터약 3만광년떨어진원반상에서약 250km/s의속도로약 2억년에한번씩은하중심주위를회전하고있다. 이때, 태양이은하의중심주위를운동하려면은하계가태양에미치는만유인력은태양이회전하기위하여필요한구심력의역할을한다. 우리은하의질량은얼마인지알아보자. E0 E7 S0 타원은하는편평도에따라 E0에서 E7까지나누어진다. 나선은하는우리은하처럼은하중심에핵이있고그주위에나선팔이있는정상나선은하와, 은하의중심부를가로지르는막대의끝에서나선팔이뻗어나와있는막대나선은하로나누어진다. 불규칙은하는규칙적인모양을이루고있지않은은하로대표적인것은지구의남반구에서볼수있는마젤란은하이다. 최근에정밀한관측에의해, 여러가지형태의무수히많은은하들이집단을이루면서우주공간에흩어져서나타난다는것을알았다. 은하들은단독으로존재하는것보다집단을형성하고있는경우가많다. Ⅳ-66 여러가지은하 Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 249 타원은하 Sa SBa Sb 막대나선은하 SBb Sc SBc 불규칙 은하 Ⅳ-65 허블의은하분류타원은하 E0~E7 까지분류하는데, 비교적늙은별들로구 Irr 성되며, 그크기가다양하다. 나선은하정상나선은하는나선팔이감겨진정도와은하핵의크기에따라 Sa, Sb, Sc로, 막대나선은하는막대길이의정도에따라 SBa, SBb, SBc로분류한다. 불규칙은하모양이일정하지않은것으로 Ⅰ형과 Ⅱ형으로분류하는데, 그모양이다양하다. 은하들이거품 (Bubble) 처럼모여있는모습 우주의구조모형삽화이다. 은하가모여은하단을이루고, 이은하단은서로연결되어있으며그사이에는거대한공동이있다. 스스로해보기 해설 은하계가태양에미치는만유인력과태양이회전하기위하여필요한구심력은같다. 태양의공전속도를 V, 태양과은하계중심사이의거리를 R, 태양의질량을 m, 은하계의총질량을 M이라고하면, GmM mv = 이므로 R R V R M= G M?1.5_10 m이다. ( 단, G는만유인력상수이다.) 4p a 케플러의제`3 법칙이용하여 M+m= 의식에서질 G P 량은태양의질량에비해매우크므로태양의질량은무시할수있고, 이식을통해은하의질량을구할수있다. 태양과은하계중심까지의거리를 a, 태양이은하계의중심을도는데걸리는시간을 P, 태양의질량을 m, 은하의질량을 M이라고하면 a (Au) M= 이므로 P ( 년 ) (2.06_10 ) M? (2.5_10 ) M?1.4_10 m이다. 외부은하 허블은맥동변광성의변광주기를이용하여그거리를측정함으로써외부은하의존재를입증하였다. 외부은하의약 77% 가나선은하이고정상나선은하와막대나선은하의분포는비슷하다. 그리고약 3% 가불규칙은하이다. 은하의분류 1 타원은하 : 성간물질이거의없는타원형인은하이다. 납작한정도에따라 E0에서 E7까지세분하는데, E0에서 E7로갈수록편평도가커진다. 2 정상나선은하 : 나선팔이감겨진정도와은하핵의크기에따라 Sa, Sb, Sc로세분한다. 3 막대나선은하 : 막대의길이의정도에따라 SBa, SBb, SBc로세분한다. 4 불규칙은하 : 비대칭적이거나규칙적인모양을보이지않는은하이다. Ⅳ. 천체와우주 2 3. 팽창하는우주

3 은하들이모여있는규모에따라은하의집단을나누어보면, 수십개의은하들이모여이루어진은하군과수백내지수천개의은하들이모인은하단, 이은하단들이또여러개모인초은하단으로나눌수있다. 우리은하부근의은하는그림 Ⅳ-67과같이마젤란은하, 안드로메다은하등을포함하여약 30여개의은하로구성된국부은하군을이루고있다. 국부은하군은처녀자리은하단의가장자리에위치하고있으며, 처녀자리은하단은약 2500개의외부은하들로구성되어있다. 이은하단의지름은약 1000만광년이나된다. 안드로메다 (M31) 국부초은하단에는처녀자 NGC147 리은하단과수십개의은하 M32 NGC185 군이포함되어있다. 국부초은하단의지름은약1억광년이다. 또, 크기는보통은하보다훨씬작지만보통은하보다훨씬많은에너지를방출하고적색이동이매우큰천체를퀘이사라고한다. 퀘이사는큰후퇴속도를갖는것으로보아매우먼거리에있는은하라고생각된다. 지금까지발견된퀘이사중에는후퇴속도가광속의약 90% 에달하는것도있다. 가장멀리관측되는퀘이사까지의거리는 150억광년이나된다. 과학자들은퀘이사를은하발달단계중초기의은하로생각하고있으며, 가장먼퀘이사를자세하게조사하면초기우주의형성과정이밝혀질것으로기대하고있다. Ⅳ-68 퀘이사 PKS2349 NASA M33 용 작은곰 사자 II 우리은하사자I 조각실 대마젤란은하 소마젤란은하 NGC6822 화학로 용골 100만광년 IC 만광년 국부은하군 éì Äõ åìöù 우주의구조우리은하는국부초은하단에속해있고, 이초은하단의지름은약 1억광년에달한다. 지금까지의연구에의하면, 초은하단의모양은구형이아니라납작한형태를가지며길게띠모양으로분포하는데그길이가 3~6억광년이나된다. 이띠를 3차원상에서보면벽과같은구조를보여그레이트월 (Great Wall) 이라고부른다. 은하단들은서로연결되어거품의표면같은형태를이루며그사이에는구형의빈터가존재한다. 은하들이없는구형의빈터를거대공동이라고한다. 즉, 우주의구조는거대한거품들이있고그거품의표면에은하가분포하며, 거품의안쪽은거대공동을이루는형태이다. 은하의분포그림은하나의은하를한개의점으로나타내었을때의우주구조를보여주는것이다. 처녀자리 초은하단의 대략적인범위 íúì ã ßíìÄ 1 우리은하의구성원은무엇인가? 2 허블이외부은하를분류한기준은무엇인가? 3 외부은하는우주에서무리를이루어분포하고있다. 그크기에따라명칭을나열하여라. Ⅳ-67 국부은하군과국부초은하단 Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 국부초은하단 251 은하의분포와집단 은하군 : 수십개의은하가모인것으로은하군의지름은약 300만광년이고전체적인모습은원반형이다. 은하단 : 수백 ~ 수천개의은하가모인것으로지름은약 1200만 ~3000만광년이다. 초은하단 : 은하군과은하단들이여러개모인것으로, 국부초은하단의지름은약 1억광년이다. 초은하단은연속적인조직을가지고있고이들사이에는지름이약 1억 5000만광년되는구형의빈터즉, 거대공동이존재한다. 띤천체를발견하였다. 크기는보통은하보다훨씬작지만보통은하의수백배에이르는에너지를방출하고적색이동이매우큰천체를퀘이사 (Quasar:Quasistella radio source의준말 ) 또는더줄여서 QSO라고한다. 대부분의퀘이사들은아주큰적색이동을보이는데, 이적색이동이도플러효과로생긴것이라면퀘이사는빛의속도의 92% 로우리에게서멀어져가야한다. 퀘이사는우주중심의먼거리에서우주팽창에참여하는천체로생각하고있다. 전파은하 은하들중에는밝은핵을가졌거나제트분출을하거나싱크로트론복사를방출하는등의활발한활동을하는은하가있다. 전파은하는이러한활동은하중에서보통의은하보다수백 ~ 수백만배이상의강한전파를방출하는은하로, 은하내부의큰폭발이나은하중심의강한충돌때문에강한전파를방출하는것으로생각된다. 퀘이사 1960년에별과비슷하게보이나전파를방출하는푸른색을 확인하기정답 1_ 우리은하는태양을비롯한별 ( 항성 ), 성단과성운, 성간물질등으로이루어져있다. 별과별사이에있는가스나티끌을성간물질이라고하고, 성간물질의한곳에많이모여있어서구름처럼보이는것을성운이라고한다. 2_ 은하의모양에따라분류한다. 3_ 은하군 : 수십개의은하가모인것은하단 : 수백 ~ 수천개의은하가모인것초은하단 : 은하군과은하단들이여러개모인것 Ⅳ. 천체와우주 3 3. 팽창하는우주

4 E A R T H S C I E N C E - Ⅱ 02 ãûåûç ß ëî éì íìç ßÄì? 적색이동을보여주는스펙트럼 K 와 H 선 적색이동 후퇴속도 거리 (Mpc) 외부은하 별자리 외부은하까지의거리와후퇴속도의관계를설명할수있다. 우주가팽창하고있음을설명할수있다. 1210km/s 19 처녀자리 우주는팽창한단다. 그걸어떻게알지? 많다는것을나타낼때, 하늘의별만큼많다고한다. 그러면밤하늘에보이는별은얼마나많은것일까? 또, 별이있는그너머에는무엇이있을까? 광활한우주를보면누구나철학자가된다 km/s 300 큰곰자리 우주의팽창과나이에대해서어떻게알수있을까? 21600km/s 430 북쪽왕관자리 외부은하들의스펙트럼을조사해보면, 국부은하군밖의모든은하들 은파장이긴적색쪽으로치우치는적색이동현상이나타난다. 1929년허블은먼은하들의스펙트럼사진에나타나는흡수선이적색 39300km/s 770 목자자리 쪽으로만이동한다는사실로부터먼은하들은우리로부터멀어져가고있 다고생각하였다. 은하의후퇴속도는거리와어떤관계가있는지탐구를 통하여알아보자 km/s 1200 히드라자리 êì Äû 1 허블의법칙과우주의팽창 자료해석, 자료변환, 토의 Ⅳ-69 먼은하들의적색이동 도플러효과소리 ( 빛 ) 를내는물체가관측자에게접근하면파장이짧아지고멀어지면파장이길어지는현상 과정 그림 Ⅳ-69는외부은하사진과이들의스펙트럼사진에나타나있는흡수선의적색이동을이용하여외부은하들의후퇴속도를계산한것이다. 1. 거리는가로축, 후퇴속도는세로축에표시하여각은하들의거리와후퇴속도를그래프로그려보자. 적색이동과후퇴속도는어떤관계가있는가`? 후퇴속도와은하까지의거리는어떤관계가있는가`? 그래프의기울기를허블상수라고한다. 허블상수는얼마인가`? 2. 은하까지의거리 (r) 와후퇴속도 (Vr) 의관계를나타낸것이허블의법칙이다. 허블의법칙을식으로나타내어보자. 정리 거리 (Mpc) 2. 허블의법칙은무엇을의미하는가 `? 3. 시간에따라우주크기는어떻게변하는가? 1. 우주의팽창속도는거리에따라어떻게변하는가`? Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 후퇴 600 속도 ( 100km/s) 탐구 1 해설 과정 1_ 은하까지의거리와후퇴속도 700 후퇴 600 속 500 도 ( ) 100km/s 거리 (Mpc) 적색이동과후퇴속도는비례관계에있다. 후퇴속도와은하까지의거리는비례관계에있다. 기울기에해당하는허블상수는은하의후퇴속도를은하까지의거리로나누면구할수있다. 따라서각은하들의허블상수는다음과같다. 1210km/s -`처녀자리은하 :?64km/s/Mpc 19Mpc 1500km/s -`큰곰자리은하 :?50km/s/Mpc 300Mpc 21600km/s -`북쪽왕관자리은하 :?50km/s/Mpc 430Mpc 그래프의기울기즉, 허블상수는약 51km/s/Mpc 이다. 2_ 은하까지의거리 (r) 가멀수록후퇴속도 (V ) 가크다. 이를식으로나타내면 V =H r(h: 허블상수 ) 이다. 정리 39300km/s -`목자자리은하 :?51km/s/Mpc 770Mpc 61200km/s -` 히드라자리은하 :?51km/s/Mpc 1200Mpc 1_ 우주의팽창속도는은하까지의거리가멀수록빨라진다. 2_ 은하까지의거리와후퇴속도의관계를나타내며우주가팽창함을알수있다. 3_ 시간이지남에따라더커진다. 우주의팽창 우주팽창의증거 : 외부은하들의스팩트럼사진에모두적색이동이나타난다. 우주가균일하게팽창하면은하들상호간의거리가멀어지므로팽창하고있는우주에는특별한중심이없다. Ⅳ. 천체와우주 4 3. 팽창하는우주

5 1928 년에허블은거리를알고있는은하들의적색이동을측정한결과 우주의크기 Ⅳ-70 허블 (Hubble. E. P.; 1889~1953) 미국의천문학자로은하의후퇴속도와거리관계를연구하여 허블의법칙 을제안함. 거리가먼은하일수록후퇴속도가커진다는사실을발견하였다. 이를통해허블의법칙을제안하였으며은하의거리를 r, 후퇴속도를 Vr 라고하면이법칙은 Vr=H r 의관계가있다. 이식의비례상수H를허블상수라고한다. 천문학자들은허블상수의정확한값을구하기위해많은노력을하고있지만외부은하까지의거리측정이워낙어렵고오차가매우커서정확한값을구하지못하고있다. 지금까지구한허블상수값은대략 50~100km/s/Mpc 사이에있는데, 오늘날에는 55km/s/Mpc을많이사용하고있다. 허블의법칙에의하면우리은하가마치우주의중심에있는것처럼여겨진다. 그러나우주가균일하게팽창하면관측자가어느곳에있든지허블의법칙이성립한다. 그림 Ⅳ-71은두번째와세번째의은하에있는관측자를중심으로했을때은하의후퇴속도와방향을나타낸것이다. 이와같이 마젤란은하나안드로메다은하같이비교적가까이있는은하는그은하내에있는세페이드변광성의변광주기를이용하여절대등급을알아내고겉보기등급을측정하여거리지수공식으로거리를구할수있다. 거리가멀어서변광성이보이지않는은하까지의거리는절대광도가알려진가장밝은 O형과 B형의별, 초신성등을이용하여구한다. 이보다더멀리있는은하까지의거리는허블의법칙을이용하여구해야한다. 허블상수를알고은하의후퇴속도를측정하면그거리도알수있게된다. 현재가장빠른것은광속이므로우주의팽창속도를광속이상으로생각할수없다. 따라서, 우주의최대크기는광속도로후퇴하는은하까지의거리에해당하므로허블의법칙에광속도를대입하여우주의최대크기를구할수있다. 거리지수공식 m-m=-5+5logr 세페이드변광성을이용하면약 1500만광년, O형이나 B형별을이용하면약 1억광년까지은하의거리를측정할수있다. 적색이동정도로보아광속에가까운속도로멀어져가는천체는팽창하는우주의거의끝부분에있다. 은하의분포와그운동속도가어디에서나일정한것이우주의가장큰특 징이다. 결국팽창하고있는우주에는특별한중심이없다고할수있다. 우주의최대크기는? 우주의크기는허블의법칙 (Vr=H r) 을이용하여구할수있다. 허블상수 를 55km/s/Mpc 이라고할때우주의최대크기를구해보자. 60km/s Ⅳ-71 은하의후퇴속도와방향 우주의나이 관측자 관측자 60km/s 허블의법칙에따르면우리은하로부터거리 r만큼떨어진외부은하는 r Vr 의속도로멀어져가고있다. 그렇다면거리 r를속도vr 로나눈 13 는 Vr 다음식과같이그은하가우리은하로부터멀어져간시간이된다. r 1 tº= 13 = 13 Vr H 이러한관계는모든은하에똑같이적용될수있으므로, 시간 tº 는모든 은하중에는매우빠른속도로멀어지고있는것도있다. 최근에측정된 OH471이라는퀘이사의후퇴속도는약 27만 km/s로, 광속의 0.9배정도의속도로빠르게후퇴하고있다. 허블의법칙에따르면이퀘이사의거리는적어도 150억광년이나되는셈이다. 그러므로우리가지금이퀘이사에서받고있는빛이나전파는 150억년전에그곳을떠난것이다. 이렇게거리가먼천체들이우주의가장먼곳에서우주팽창에따라후퇴운동을하고있는것으로여겨진다. 따라서, 허블의법칙은수없이많은외부은하들이분포하고있는우주전체가팽창하고있음을알려준다. 은하가한점에모여있다가팽창하여현재에이른시간이다. 즉, 허블상수 3 우주의나이는허블상수와어떤관계가있는가? 또, 허블상수가변하면우주의나이는어떻게되는가? 의역수를취하면우주의나이가되므로허블상수가작을수록우주의나이 4 우주의최대크기란어떤의미가있는가? 가많아진다 Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 255 íúì ã ßíìÄ 1 관측자를중심으로할때은하는어떻게운동하는가? 2 허블의법칙은무엇이며어떠한의미를갖는가? 우주의나이 우주의팽창속도가과거에서현재까지일정하다고가정하면 r V 의속도로운동하여 r만큼이동할때걸리는시간 (t) 은 V r 1 가된다. 허블의법칙에서 V=H r이므로 = 이된다. V H 1 즉, 전에는모든은하가한덩어리를이루었고, 이덩어리가 H 폭발한뒤팽창해나간것으로볼수있다. 그러나그후의우주팽창이서서히둔화되었다고생각되므로이값은우주나이의상한선이된다. 1 우주나이 (t)=?5.6_10 s 55km/s/Mpc 1년은약 3.2_10 s이므로 5.6_10 s?1.76_10 3.2_10 s/ 년 즉, 우주의나이는약 180억년이다. 허블상수의역수를취하면우주나이가되므로허블상수가작을수록우주의나이가많아진다. 우주의크기 은하까지의거리가멀어질수록후퇴속도가크므로우주의크기는광속도로멀어지는은하까지의거리에해당한다. 스스로해보기해설 V 허블의법칙 (V =H r) 에서 r= 이고 V 의최대값은광속 H 이므로은하까지의거리 (r) 는 c 3_10fi km/s r= =?2_10 광년 H 55km/s/Mpc 즉, 약 200억광년으로이것이우주크기의상한선이다. 확인하기정답 1_ 멀어져간다. 2_ 허블의법칙 (V =H r) 은거리가먼은하일수록후퇴속도가커진다는것이고이것은우주가팽창하며, 팽창하는우주의중심은아직알수없다는의미이다. 3_ 허블상수의역수가우주의나이가된다. 따라서허블상수가작을수록우주의나이는많아진다. 4_ 은하는멀리있을수록빠른속도로후퇴하나, 은하의최대후퇴속도는광속을넘을수없다는입장에서팽창하는우주의끝은광속으로후퇴하는곳이며, 그곳까지를우주의최대크기로본다. 즉, 우주의최대크기는후퇴속도가광속일때이다. Ⅳ. 천체와우주 5 3. 팽창하는우주

6 03 ãûåûç ß ãóñóæäò áôßíî ÄìÇ ßÄì? 2. 대폭발설과연속창조설에서시간이지남에따라우주의총질량, 평균밀도, 우주의온도는어떻게변해갈것인지생각해보자. 우주의기원을설명할수있다. 우주의미래에대해이해할수있다. 갓난아이는우주가처음저렇게태어났을때는생겼구나! 어떤모습이었을까? 우주는계속팽창하고있다. 우주가한없이팽창하면은하들간의거리는어떻게될까? 그리고우주의탄생초기의모습은어떠했으며, 오늘날우리가관측하는우주와는어떻게다를까? 정리 1. 대폭발설과연속창조설에서우주의최초의모습은어떠했을것으로생각하는가? 2. 대폭발설과연속창조설에서총질량, 평균밀도, 우주의온도를서로비교하여무엇이문제인지토의해보자. êì Äû 2 대폭발설과연속창조설에대해서알아보자. 우주의기원 과정 자료해석, 토의 1. 그림 ( 가 ) 는초고온이면서초고밀도의물질이대폭발을일으켜현재에도계속팽창하고있다는대폭발설 (big bang theory) 을보여준다. 그림 ( 나 ) 는팽창하는우주내에서는시간과공간에관계없이우주의모습은항상똑같다는연속창조설 (continuous creation theory) 을보여준다. 우주의시작과끝이있다고생각하는진화론적우주론은어느것인지살펴보자. ( 가 ) 대폭발설 우주의팽창을고려하여우주의기원을설명하는우주론중에서가장대표적인이론은대폭발설과연속창조설이다. 대폭발설은과거에서현재까지우주가어떻게변하였는가를설명할수있으므로진화론적우주론이라고한다. 반면에연속창조설은우주가팽창하고있으나우주의과거와현재의모습은변함이없다는것으로정상우주론이라고도한다. 1956년에가모프는우주가태초에폭발에의하여생성되었다는대폭발설 (Big Bang theory) 을제시하였다. 대폭발설에따르면우주의모든물질과에너지가한점에모여있다가대폭발을일으켜팽창하면서현재와같은우주가형성되었다고한다. 1964년미국의천문학자펜지아스와윌슨은파장이 7.35cm인전파가하늘의어느방향에서나같은세기로검출됨을관측하고이것은우주대폭발에의해서생긴우주배경복사임을알게되었다. 그런데이전파의세기는온도가 2.7K인흑체가방출하는복사에너지와일치한다는것을확인하였다. 이것은우주폭발후의잔재가우주의팽창에의하여냉각되어 2.7K 복사로관측되는데, 이는대폭발설에서이론적으로예측된결과와거의일복사치한다. 100 에처음측정한 너대폭발설의또다른증거는우지 7cm 파 의 10 주내의헬륨의존재비인데, 우세기주에는수소가약 70~75%, 헬 2.7K의 1 복사곡선 륨이 25~30% 의함량비를이루고있다. 별이진화해가는과 펜지아스와윌슨은모두미국의물리학자로, 2.7K 배경복사를발견하여노벨물리학상을수상하였다 정에서 H가핵융합반응을통해파장 (cm) Ⅳ-72 우주론의모형 ( 나 ) 연속창조설 Ⅳ-73 우주배경복사 He으로변해가므로늙은별에 Ⅳ-74 우주의온도변화 Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 257 우주탄생에서 30만년후의 우주 현재의우주 3000K 의빛 2.7K의빛 ( 우주배경복 탐구 2 해설 과정 1_ 진화론적우주론은대폭발설이다. 2_ 대폭발설과연속창조설의비교구분대폭발설연속창조설우주의총질량불변증가평균밀도감소일정우주의온도감소일정 정리 1_ 우주최초의모습은대폭발설의경우하나의큰덩어리, 연속창조설의경우는현재의우주모습과같다고생각한다. 2_ 연속창조설에서총질량이증가하는데따른물질의창조에대해설명하기어렵다. 우주의기원을설명하는우주론 1 대폭발설 ( 진화론적우주론 ): 우주의모든물질과에너지가한점에모여있다가대폭발을일으켜팽창하면서현재와같은우주가형성되었다는이론이다. 2 연속창조설 ( 정상우주론 ): 우주가팽창하는동안빈공간에서새로운은하들이지속적으로생성되어은하들의개수밀도가일정하고, 우주의과거와현재의모습은변함이없다는이론이다. 대폭발설의증거 우주배경복사의검출 : 미국의천문학자펜지아스와윌슨은파장이 7.35cm인전파가하늘의모든방향에서같은세기로검출되는것을관측하였는데, 이전파의세기는온도가 2.7K 인흑체가방출하는복사에너지에해당한다. 즉, 우주가대폭발한후고온일때에나온복사에너지가우주의팽창에따라냉각되어 2.7K 복사로관측될것이라는예측과관측사실이일치한다. 이우주배경복사는우주가대폭발에의해서시작되었음은물론, 우주의등방성과균질성을지지해주는증거가된다. 우주내헬륨의함량비 : 대폭발설에의해추정되는우주초기의수소 (75%) 와헬륨 (25%) 의비율이관측값 ( 수소약 70~75%, 헬륨약 25~30%) 과비슷하다. 헬륨이우주대폭발초기에형성되어그양이일정하게유지되고있다는뜻과일치한다. Ⅳ. 천체와우주 6 3. 팽창하는우주

7 ( 가 ) 열린우주 ( 나 ) 평탄한우주 ( 다 ) 닫힌우주 Ⅳ-75 공간곡률에따른우주의모습 반지름 는젊은별보다많은양의 He이존재해야한다. 그러나관측결과에따르면늙은별이나젊은별에서 He의양에는큰차이가없는데, 이것은대부분의 He이이미오래전우주의대폭발초기에형성되어이후로그양이일정하게유지되고있다는것을뜻한다. 우주의기원에대한다른이론으로는연속창조설이있다. 이이론에서는우주의과거와현재의모습은변함이없으며, 은하들의개수밀도가일정하다는것이다. 그리고우주의팽창과더불어밀도가일정하게유지되기위해서는빈공간에서새로운은하들이끊임없이생겨나야한다고한다. 우주의미래아인슈타인의일반상대성이론에의하면공간의곡률은물질의영향을받는다. 이때문에현재팽창하고있는우주가팽창을계속할것인가, 아니면팽창을하다가어느시점에서수축을하게될것인가하는것은우주내에서의물질의밀도와팽창속도에의해서결정된다. 우주의평균밀도가높으면중력장이커서팽창하던우주가다시수축하게되고, 평균밀도가낮으면중력장이작으므로우주는계속해서팽창하게될것이다. 지금까지의관측과연구를중심으로해서세가지의우주를생각해볼수있다. 첫째는그림 Ⅳ- 75의 ( 가 ) 에서와같이현재팽창하고있는우주가계속팽창하는열린우주이다. 이러한우주에서는모든공간이굽어있으며우주는경계가없고무한하다. 둘째는우주의공간이휘어있지않은평탄한우주이다. 이우주는영원히팽창을하지만궁극적으로속도가 0에수렴한다. 셋째는팽창하다가어느시점에서중력에의해수축되어결국은하나의점으로돌아가는닫힌우주이다. 그림 Ⅳ- 76은우주의미래를나타낸것이다. 이러한열린우주 우주의미래는중력을가진물질이우주에얼마나있는가에달려있다. 평탄한우주 팽창을하다가멈추는우주의밀도를임계밀도라고하 우주의미래에대한가능성을검증하려면우리는중력이미칠수있는우주의물질이얼마나있는지와우주의팽창률이변하는지를알아야한다. 하지만우주에는관측되지않은물질이많이있을것이다. 이를암흑물질이라고부르는데, 이때문에현재로서는우주의평균밀도를정확히알수없다. 이에대한결론을얻기위해서는관측할수있는범위가더욱넓어져야할것이다. 우주의팽창률도현재로서는측정하기가어렵다. 이를알려면우주초기의팽창률과현재의팽창률을비교할수있어야하는데, 허블상수조차도정확하지않은상태이므로과거는물론현재의팽창률을정확히결정할수없다. 관측되지않은우주의물질인암흑물질의후보로는어떤물질이있는지조사해보자. 과학이야기 거대한중력장에서빛이휜다는중력렌즈현상을보여주는은하단의모습이허블망원경에의해촬영되었다. 그림에서밝고크게보이는에이벌 2218 은하단뒤로휘어져보이는것이바로그것이다. 중력렌즈현상을이용하여우주에서잃어버린질량을찾기위해지금도물리학자, 천문학자등이노력하고있다. 즉, 관측되지않지만빛을휘게할만큼거대한질량이있기때문에중력렌즈현상이나타나는것으로보고이거대한질량을가진천체를찾는노력을하고있다. Ⅳ-77 에이벌 2218 은하단 á áî íû ã ãóáóö ß Ü ûå ã éìπãìâó 며허블상수로부터계산한값은약 10 g/cm 이다. 1 우주의기원설에는어떤것이있는가? 닫힌우주 우주의평균밀도가임계밀도보다작으면열린우주가 2 대폭발설에유리한증거로는무엇이있는가? 되고, 크면닫힌우주가될것이다. 그러나인류는우주 3 우주론의특징은무엇인가? 시간 의극히일부만알고있기때문에확실한결론을내릴수 4 우주의미래는어떠할것이라고예상하는가? 또, 이에필요한요소는무엇인가? Ⅳ-76 우주의미래 가없다 Ⅳ 천체와우주 3 팽창하는우주 259 íúì ã ßíìÄ 관측되지않은우주의물질 우주의진화 우주내의물질의밀도와팽창속도에의해결정된다. 열린우주 : 평균밀도 < 임계밀도이며, 계속팽창한다. 평탄한우주 : 평균밀도 = 임계밀도이며, 팽창을계속하지만팽창속도가 0에수렴한다. 닫힌우주 : 평균밀도 > 임계밀도이며, 팽창하다가수축한다. 우주의미래 우주론에서진화하는우주의모형을설정하기위해서는우주가균일하다는균질성, 우주는어느곳에서보더라도같게보인다는등방성이있다는기본가정이필요하다. 아인슈타인은우주모형을물질, 복사, 중력의상호작용을함수로하는장방정식을유도해냈다. 오늘날우주론의대부분은이방정식의해를구하는것이라할수있다. 프리드만은아인슈타인이세운방정식의해를팽창우주에관련시켜구했다. 이것이열린우주, 평탄한우주, 닫힌우주가나오게된이론이지만이세가지중우주가어떤형태일것인지를검증하기는어렵다. 그이유로첫째는거대한우주적규모에서우리가관측할수있는범위가좁다는점이고, 둘째는우주의팽창률을측정하기어렵다는점이다. 우주초기의팽창률과현재 의팽창률을비교할수있어야하는데허블상수조차정확하지않으며, 따라서과거는물론현재의팽창률도정확히구할수없기때문이다. 스스로해보기해설중성미자, 호킹이말하는미소블랙홀 확인하기정답 1_ 대폭발설 ( 진화론적우주론 ), 연속창조설 ( 정상우주론 ) 2_ 우주배경복사의발견, 늙은별이나새로탄생하는별에들어있는헬륨 (He) 의존재비가거의일정 3_ 우주는균일하고, 어느방향에서보든지같게보인다. 그러므로우주는중심이없다고할수있다는가정아래우주론이논의된다. 4_ 열린우주, 평탄한우주, 닫힌우주중에서하나가될것이라고생각한다. 그러나인류는우주의극히일부만알고있기때문에확실한결론을내리기는어렵다. 이러한결론에도달하려면우주의평균밀도를알아야하는데아직은알지못한다. 평균밀도가크면닫힌우주, 작으면열린우주가될것으로생각하고있다. Ⅳ. 천체와우주 7 3. 팽창하는우주