<4D F736F F F696E74202D20C3B5C3BCBFCDBFECC1D62D31312DBFECC1D6B7D0C0C720B5B5C0FC2E >

Size: px

Start display at page:

Download "<4D F736F F F696E74202D20C3B5C3BCBFCDBFECC1D62D31312DBFECC1D6B7D0C0C720B5B5C0FC2E >"

재환 채
6 years ago
Views:

1 천체와우주 11. 우주론의도전

2 우주열역사의주요장면 관측으로확인된장면 열평형의깨짐이우주의역사를만든다. 바리온창조현재바리온의양을설명하는바리온비대칭성이만들어진다. 암흑물질분리열탕으로부터암흑물질입자가분리되어현재의양으로고정된다. 전자기 - 약상전이전자기상호작용과약상호작용이통일된힘에서분리된다. 양자색역학상전이쿼크로부터양성자와중성자가만들어진다. 중성미자분리약한상호작용에의한열평형이깨지면서중성미자가열탕에서분리되고, 양성자-중성자비율이고정된다. 빅뱅핵합성양성자, 중성자로부터가벼운핵들이합성된다. 우주배경복사분리전자와양성자가결합하여수소원자가만들어지면서광자와바리온이분리된다. 고온, 고에너지에서일어나는과정 입자물리학, 핵물리학의지식이필요하다.

3 바리온비대칭성 바리온 우리몸을구성하는물질 : 바리온 ( 양성자, 중성자, 핵 ), 렙톤 ( 전자 ) 별, 행성, 가스 ( 바리온의대부분을차지 ), 먼지, 바리온비대칭성 (Baryon Asymmetry) 미시세계이론 ( 입자물리학표준모형 ) - 바리온과반바리온에대해서매우대칭적 우리우주의바리온 - 반바리온의비 - 바리온에비해반바리온의양은매우적다. 바리온의양 빅뱅핵합성과우주배경복사의비등방성이주는결과가일치 ( 광자 10 억개당바리온 4 개 )

4 바리온창조 바리온창조 (Baryogenesis) 우주의시작에서는바리온이대칭상태일것으로가정 바리온비대칭이없는경우, 바리온 / 반바리온종분리의결과는로너무작다. 초기우주에서바리온비대칭성이생겨나는과정이필요 Sakharov의 3가지조건 1. B 대칭성깨짐 2. C&CP CP 대칭성깨짐 우리의존재를설명하기위해서는바리온창조가필요하다. 3. 열평형의깨짐 Andrei Sakharov 입자물리표준모형은충분한양의바리온을만들지못한다. 새로운이론필요 표준모형은위의 3가지조건을모두갖추었으나 CP 대칭성깨짐의크기가너무작고, 열평형의깨짐이충분히크게일어나지않아필요한만큼의바리온을만들어내지못한다.

5 중성미자분리 약상호작용의분리 빅뱅후시간 t ~ 1 초, 온도 T ~ 1 MeV 에서일어난다. 평형상태에있는입자들 : 양성자, 중성자, 전자, 광자, 중성미자 온도가 1 MeV 보다낮아지면전자기상호작용에의한평형은유지되지만, 약상호작용에의한평형은더이상유지되지못한다. 중성미자분리 중성미자와전자사이의평형이깨진다. 약상호작용에의한중성자의 β- 붕괴 양성자대중성자의비고정 중성자와양성자사이의평형이깨진다. 전자-반전자소멸과광자와중성미자의온도차온도가전자의질량 (0.51 MeV) 보다낮아지면전자-반전자의수는급격히줄어들고, 이들이가지고있던에너지와엔트로피는광자로전해져서광자의온도는조금천천히떨어진다. 반면열탕에서분리된중성미자는팽창에반비례해서온도가떨어져서, 광자의온도와중성미자의온도에조금의차이가생기게된다.

6 빅뱅핵합성 빅뱅핵합성 (Bing Bang Nucleosynthesis) 우주가식으면서양성자와중성자로부터가벼운핵들 ( 수소, 헬륨, 리튬 ) 이만들어지는과정 ( 무거운핵들은별의진화과정에서만들어진다.) 빅뱅핵합성은가벼운핵들의상대비를잘설명함으로써빅뱅이론의중요한근거가되었다. 바리온양에따라빅뱅핵합성의결과가달라진다. 우리우주의바리온양을알수있다. 빅뱅핵합성을맞추려면

7 우주배경복사분리 우주배경복사 (Cosmic Microwave Background, CMB) ) 의분리 양성자, 전자, 수소원자와빛의전자기상호작용에의한평형상태 온도 T 가수소의결합에너지 E bind 보다충분히낮아지면 ( 빅뱅후시간 t ~ 30 만년 ) 수소원자생성 전자수의감소 광자의분리 전자가사라지면서우주는투명해진다. 현재보는우주배경복사 최종산란면 Th L S i The Last Scattering Surface, an art installation at the Henry Art Gallery on the University of Washington campus in Seattle

10 우주는 균일하지 않다. 않다 우리 우주의 구 구조물 물 우리 우주는 매우 큰 거리척도(약 400 Mpc 이상)에서는 매우 균일(δρ/ρ ~ 10-5)하고 그 보다 작은 거리척도에서는 다양한 구조(δρ/ρ = 10-5 ~ 105)를 가지고 있다. 완벽하게 균일한 우주는 현재 우리가 보고 있는 별, 은하, 은하단, 초은하단 등의 구조물을 만들 수 없으며, 구조의 형성 없이 별, 행성, 생명의 탄생 등, 우리의 존재를 설명할 할 수 없다. Galaxy: Andromeda Galaxy Cluster: Coma Galaxy Supercluster: Perseus 우주와 지구의 모습 비교 지구는 큰 척도에서 매우 균일한 구이지만, 작은 척도에서는 표면 구조(δρ/ρ ~ 10-3)를 가지고 있다. 지구가 완벽한 구라면 생명이 탄생할 수 있을까? 지표면의 구조는 언제, 어떻게 만들어졌는가? Large Scale Structures

11 우주구조형성에대한이해 기본생각 : 초기우주의작은원시밀도요동이중력의작용으로증폭되어현재의구조물들을형성했다. 자세한모형 : 원시밀도요동 원시밀도요동의근원은? 초팽창 (Inflation) 위상결함 (Topological defects) 중력의작용 - 밀도요동의진화복사지배시대 물질지배시대 광자분리 우주구조물 관측과비교 스펙트럼분석 구조형성연구로부터알게된사실 원시밀도요동의크기는 10-5 정도 밀도요동의길이척도에따라다르게자란다. 길이척도가수평선안으로들어온후에커지기시작한후, 복사지배시대에는매우느리게성장, 물질지배시대부터본격성장. 바리온만있을경우빛 ( 나중에바리온과분리되어우주배경복사가된다.) 과의상호작용에의해충분한구조형성이되지않는다. 구조형성을설명하기위해서는차가운암흑물질 (Cold Dark Matter, 빛을내지않는바리온이아닌물질 ) 이필요하다.

12 암흑물질 우주구조물의설명을위해서는암흑물질의존재가필요 은하의분포 우주배경복사의비등방성 암흑물질이존재한다는다른관측증거들 은하회전곡선 중력렌즈, 바리온과물질 ( 은하 ) 분포의불일치 은하의회전곡선은은하의원반바깥에눈에보이지않는물질이존재함을보여준다. 중력렌즈효과는빛을내는천체와우리사이에눈에보이지않는물질이존재함을보여준다. 은하단충돌 - bullet clusters 바리온 ( 붉은색, X-선 ) 과암흑물질 ( 푸른색, 중력렌즈 ) 의분포가일치하지않음을보여준다. 은하들은암흑물질의분포와일치함은중력렌즈효과관측으로확인된다.

13 암흑물질의정체는? WIMP, 가장가벼운초대칭입자 (LSP) Neutralino Axion, Gravitino, Axino, LKK, WIMPzilla, 암흑물질찾기 직접검출 지구를지나는암흑물질입자를검출 간접검출 은하나태양의중심에서암흑물질이쌍소멸하면서나오는감마선을검출 암흑물질입자를직접검출하려는실험들이세계여러곳에서진행되있다실험들은우주선의영향을최화하기위해암흑물질입자를직접검출하려는실험들이세계여러곳에서진행되고있다. 실험들은우주선의영향을최소화하기위해모두지하깊은곳에서이루어진다. 아래는가장최근에진행된 LUX 실험의장치와결과를보여준다. 암흑물질입자는검출되지않았으며, 그질량과산란단면적에대한한계는이전에검출을주장한다른실험들의결과와상충한다.

수평선문제 빅뱅우주는스케일팩터보다수평선이커지는속도가빨라서현재우주의균일한상태가인과관계로설명이안된다.

바리온창조는언제, 어떻게일어났나? 암흑물질은실체는무엇이며, 언제, 어떻게생겨났는가? 암흑에너지는실체는무엇인가?

14 뜨거운빅뱅우주의문제점들 왜, 어떻게우주는평평하고, 균일한가? 평평성문제 빅뱅우주에서는현재우주의평평한공간을얻기위해서는우주초기의에너지밀도를임계밀도에 수준으로맞춰야한다. 수평선문제 빅뱅우주는스케일팩터보다수평선이커지는속도가빨라서현재우주의균일한상태가인과관계로설명이안된다. 원시밀도요동은어떻게생겨났는가? 원시밀도요동문제 - 복사지배의초기우주에서는인과관계가없었던큰거리척도의밀도요동을만들수없다. 바리온창조는언제, 어떻게일어났나? 암흑물질은실체는무엇이며, 언제, 어떻게생겨났는가? 암흑에너지는실체는무엇인가? 우주의시작을과학으로이해할수있는가? 우리우주는어떻게시작되었는가? 뜨거운빅뱅우주의문제점들은모두빅뱅우주의시작상태와관련돼있다. 왜우리우주는현재의이론으로보기에아주특별한상태로시작되었는가? 중력의문제 입자물리학의문제

15 초팽창 초팽창 (Inflation) 이란? Scale factor 가상당기간동안가속팽창되는것 (Scale factor 가수평선보다훨씬빨리커진다.) 초팽창은큰진공에너지밀도를가진스칼라장 (inflaton) 이평평한포텐셜에서천천히굴러떨어지면서실현될수있다. 초팽창의기능 우주를평평하고균일하게만든다. 초팽창에의해 Scale Factor 가 e 60 이상팽창했다면, 현재우리가보는우주는초팽창이전에는인과관계로연결되어있었다. 뜨거운빅뱅우주의평평성문제, 수평선문제해결 양자요동을밀도요동으로변환시켜원시밀도요동을만든다. - 뜨거운빅뱅우주의원시밀도요동문제해결 양자요동 δφ 밀도요동 δρ, 척도불변인파워스펙트럼 초팽창의시작과끝 초팽창이끝나면서초팽창에의해차가워진우주를뜨거운우주로데우는과정이필요하다. 이과정이뜨거운빅뱅우주의시작온도를결정한다. 초팽창은어떻게시작되었는가? - 혼돈초팽창, 다중우주, Alan Guth 초팽창을처음제안 Andrei Linde 우주의시작문제를파고드는것은러시아인형 (Matryoshka) 을열어보는것과같은것인가?

17 1990년대 우주론의 대발견들 CMB Anisotropies Accelerating Universe 2006 Nobel prize 2011 Nobel prize

18 우주배경복사의비등방성 원시밀도요동의존재에대한다른관측증거가있는가? 우주배경복사의비등방성 (CMB Anisotropies) 밀도요동이우주배경복사의온도요동을만든다. ( 밀도요동이중력요동을만들고, 빛도중력의영향을받는다.) CMBA의근원 밀도요동 (CDM) 에의한중력의작용 바리온진동 (Baryon Acoustic Oscillation) - 강하게결합된바리온-광자플라즈마의진동 CMBA 의관측 우주배경복사에대해 10 만분의 1(10-5 ) K 수준의정밀성을가진관측이필요 1992년, COBE가처음으로관측에성공 (2006년노벨물리학상 ) 2.73 K 1/1,000 K 1/100,000 K

19 밀도요동과비등방성의진화 중력전자기력광자 중성미자 Metric 암흑물질 밀도요동, 비등방성의진화방정식 9 개의밀도요동변수 : 밀도요동의진화는초기조건 ( 원시밀도요동 ) 과요동진화방정식에의해결정된다. 초기조건 ( 원시밀도요동 ) 초기에는요동의거리척도가지평선보다크고, 9 개의변수는모두중력퍼텐셜에연동되어있다. 콤프턴산란 단열요동 (C=0) 등곡률요동 (C 0) 전자 무작위열운동손실, 진동 쿨롱힘 바리온 과밀도 (δ>0) 를증폭지수적성장 진화의 3 단계 초기 모든모드가수평선밖에있다. 중기 모드들이수평선안으로들어오고, 우주는복사지배에서물질지배로넘어간다. 후기 모든모드들이똑같이진화한다. 관측결과와비교 밀도요동진화의기본적인이해 중력은과밀도를성장시키고압력은성장을방해한다. 과밀도의성 은하분포 물질파워스펙트럼장은물질지배시대에일어나고, 바리온과전자의과밀도는광자와분리된후에성장할수있다. 우주배경복사 - 비등방성

20 은하의 분포와 물질 파워스펙트럼 바리온(실선)과 차가운 암흑물질 (점선)의 밀도요 동의 성장

21 우주배경복사의비등방성 우주배경복사의비등방성으로부터우리우주에대한많은정보를알아낼수있다.

22 우주의 팽창은 가속되고 있다. 있다 초신성 신성 Ia형 형 표준촛불 매우 밝고 밝기가 일정, 광도곡선을 통해 정밀한 보정이 가능 적색편이 밝기거리 관계를 이용하여 먼 과거까지 팽창의 역사 추적이 가능 초신성 Ia형은 백색왜성과 적색거성으로 구성된 이중 성으로 적색 거성의 물질 이 백색왜성에 침착되면서 질량이 찬드라세커 극한에 접근하여 폭발을 일으키는 것으로 믿어지고 있다. 초신성 Ia형은 밝을수록 더 오래 빛을 낸다. 낸다 광도곡선 을 관측하면 밝기를 정밀하 게 보정할 수 있다. 정확한 광도곡선을 얻기 위 해서는 폭발 초기에 발견하 는 것이 중요하다. 먼 거리 에 있는 초신성을 발견하기 위해서는 달이 없는 밤을 이용하여 전 하늘을 추적관 찰, 새로운 별이 나타난 곳 을 찾아야 한다.

23 초신성 신성 Ia형을 형을 이용한 우주의 팽창 추적 큰 적색편이를 가진 초신성 Ia형 관측 밝기거리-적색편이 관계 허블의 법칙과 허블 상수 팽창속도 - 우주의 나이와 크기 감속 파라미터 - 물질의 종류와 양 가속이 되려면 음의 압력(w<-1/3)을 가진 물질이 지배해야 한다. 한다

24 가속팽창의 해석 일반상대성 - 가속 팽창이 일어나기 위해서는 음의 압력(p<-1/3ρ)을 갖는 물질이 필요하다. 암흑 에너지 (Dark Energy) 변형된 중력 은하보다 더 큰 거리척도에서는 중력이 일반상대론과 달라진다. 암흑에너지의 정체는? 아인슈타인은 우주상수 5차원 막세계 모형에서는 중력을 변형하여 보통의 물 질로도 가속팽창이 있을 수 현재 우주의 가속팽창 있다. 그러나 이런 모형은 은 우주상수를 다시 대개 다른 쪽에서 문제점들 필요로 하고 있다. 있다 을 가지고 있다. 있다 음의 압력(p<-1/3ρ)을 가지며, 빛을 내지 않는다 의 도입을 자기 인생의 (보통의 물질과는 중력 이외의 상호작용이 없다). 최대 실수라고 했지만, 우주상수(진공 에너지밀도, p=- ) Quintessense 천천히 굴러가는 스칼라 장 천천히 굴러가는 스칼라 장은 암흑에너지의 성질을 가지고 있다. 양자역학에서는 진공(바닥 상태)은 아무 것도 없는 빈 상태가 아니라 양자요동과 에너지를 가지고 있다. 진공에너지도 중력을 만든다. 만든다

Albert Einstein Yakov Borisovich Zel'dovich Energy

25 우주상수문제 우주상수 Einstein, 1917 년 일반상대론에서정적우주를얻기위하여우주상수도입 Zeldovich, 1968년 우주상수를진공에너지밀도와동등한것임을보이고, 우주상수문제를제기 진공의에너지밀도를계산할수있는가? 양자장론 진공에너지밀도는 0 점에너지의합 양자장론의예측, 발산한다. Albert Einstein Yakov Borisovich Zel'dovich Energy cutoff 양자장론이성립하는최대에너지 우주상수문제! 우주상수문제의해결책? 양자중력 (quantum gravity) 인류학원리 (anthropic principle)

26 우주론 정밀과학이 되다. 우주론, 되다 우주배경복사 비등방성 COBE WMAP Planck 팽창의 역사 SN Ia BAO 은하의 분포 SDSS 2MASS

27 숫자로본우주 우주의팽창 우주의에너지밀도 에너지밀도 암흑에너지암흑물질바리온 ( 원자 ) 중성미자광자 ( 빛 ) 평평성문제 우주의주름 암흑에너지의실체우주상수문제 암흑물질의실체 바리온창조 초팽창으로설명할수있는부분 현재의입자물리표준모형으로설명할수있는부분 원시밀도요동문제

28 우주를 이해한다는 것 현재 우리는 우리 우주를 잘 이해하고 있다. 하지만 우리는 우리 우주를 채우고 있는 에너지의 95%의 실체가 무엇인지 모르고 있다.

29 하늘을 보는 새로운 창 Tycho s Tycho s Mural quadrant G lil ttelescope Galileo s l Newton s telescope Herschel s telescope Penzias & Wilson s antenna Chandra X-ray telescope Hubble Space Telescope Hubble ss telescope Hubble Planck satellite Jansky s radio antenna

소립자와 우주론: 하늘의 끝자락 보기

소립자와 우주론: 하늘의 끝자락 보기 소립자와우주론 : 하늘의끝자락보기 김항배 ( 한양대학교물리학과 ) 1. 우리우주의모습 2. 현대우주론 3. 우주의끝자락 1. 우리우주의모습 우리가살고있는세상은어떤모습이며그끝은어디인가? 인류의원초적호기심 답은그시대의지식과사상을반영 옛날사람들이생각했던우주 인도 메소포타미아 이집트 그리스 - 로마 우주의모습을알려면? 하늘을보자 하늘보기 1 해 낮과밤 태양이인류에미치는영향은절대적