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우주 우주 의
현대 현대 우주론 에 따르면 에는 에는 아무 것도. 은하 은하 별도 원자 원자 도. 그리고 그리고 시간 과 공간 태어나지 태어나지. 빅뱅 시간 과 이 는 을 을 는 는 는 혹은, 빅뱅 혹은 (Urknall) 이라고 이라고. 물론 물론 전에는 전에는 (無) 의 의, 알 수 없는 세계 였다.

현대 우주론 의 출발점 은 1917 년 아인슈타인 (Albert Einstein) 이 발표 한 정적 우주론 에 있다. 아인슈타인 은 여기서 "우주 는 팽창 하지도, 수축 하지도 않는다." 라 주장 했다. 그런데 1916 년 에 발표 된 아인슈타인 의 일반 상대성 이론 을 면밀히 살핀 러시아 의 수학자 프리드만 (Friedman) 과 벨기에 의 신부 르 메트 르 (Lemaitre) 의 생각 은 달랐다. 그들의 생각 은 우주 가 팽창 해야 한다는 것이다. 프리드만 은 1922 년 "우주 는 극도 의 고밀도 상태 에서 시작 돼 점차 팽창 하면서 밀도 ​​가 낮아졌다" 는 논문 을, 르 메트 르는 1927 년 "우주 가 원시 원자 들의 폭발 로 시작 됐다" 는 논문 을 각각 발표 했다. 그러나 아인슈타인 은 그들의 논문 을 무시해 버렸다.

그리고 아인슈타인 에게 충격적인 사건 이 1929 년 에 발생 했다. 미국 의 천문학 자 허블 (Edwin Powell Hubble) 이 은하 들이 후퇴 하고 있음 을 관측 해 우주 가 팽창 한다는 사실 을 발표 한 것이다. 결국 아인슈타인 은 1931 년 "우주 는 무한 하고 정적 이다" 라는 당시 의 상식 에 맞추기 위해 억지로 우주 상수 를 도입 했던 것을 철회 했다.
허블 의 우주 팽창 설 은 두 가지 점 에서 과학자 들의 궁금증 을 자아냈다. 하나 는 우주 가 팽창 하기 전 으로 돌아 가면 어떤 모습 일까 하는 것이고, 또 하나 는 우주 가 언제 까지 팽창 할 것인가 하는 것이다.

초기 우주 의 모습 을 처음 으로 계산 해낸 과학자 는 프리드만 의 제자 인 러시아 출신 의 미국 물리학 자 조지 가모 프 (George Gamow) 였다. 그는 1946 년 초기 우주 는 고온 고밀도 상태 였으며 급격 하게 팽창 했다는 논문 을 발표 했다. 이에 따르면 탄생 후 우주 의 온도 가 1 초 때 1 백억 ° C, 3 분 후 10 억 ° C, 1 백만 년 이 됐을 때는 3 천 ° C 로 식었 을 것이다. 또한 우주 초기 에는 온도 가 너무 높아 무거운 원자 들은 존재할 수 없었고, 이때 생긴 수소 (75%) 와 헬륨 (25%) 이 현재 우주 질량 의 대부분 을 차지 한다는 것이다. 그리고 1948 년 미국 의 물리학 자 랠프 앨퍼 (Ralph Alpher) 와 로버트 허먼 (Robert Herman) 은 초기 우주 의 흔적 인 복사선 (우주 배경 복사) 이 우주 어딘가에 남아 있으며, 그 온도 는 영하 268 ° C 일 것이라고 예언 했다 .
허블 이 발견 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론 이론. 그런데 호일 (Fred Hoyle) 본디 (Hermann Bondi) 골드 (Thomas Gold) 등 영국 케임브리지 대학 천문학과 교수 들은 빅뱅 이론 이 못마땅 하게 생각 했다. 우주 의 시간 을 거꾸로 돌리면 원시 우주 에는 모든 물질 (현재 우주 의 모든 것) 이 한 점 에 모이는 초고온 초 밀도 의 특이점 이 생긴다. 즉 물리학 으로 는 도저히 설명 할 수 없는 현상 이 벌어지는데, 이 점 을 납득 하기 어려웠던 것이다. 그래서 그들은 1948 년 ‚정상 우주론 (steady state Kosmologie) 을 발표 하였다.

정상 우주론 에서는 우주 가 시공간적 으로 균일 할 뿐만 아니라 등방 적이기 때문에, 우주 는 옛날 이나 지금 이나 늘 같은 꼴 이라고 말한다. 또 우주 는 모든 방향 으로 같은 비율 로 늘어나 기 때문에 허블 법칙 을 만족 한다는 것이다. 관측 사실 과 잘 일치 하고, 특이점 을 피할 수 있는 정상 우주론 은 학자 들의 지지 를 받으며 빅뱅 이론 과 선의 의 경쟁 을 벌였다.
한편 빅뱅 (Big Bang) 이란 말 은 호일 이 BBC 와의 인터뷰 에서 "우주 가 어느 날 갑자기 빵 (Knall) 하고 대폭발 을 일으켰다 는 이론 도 있다." 며 가모 프 의 이론 을 비아냥 거리 면서 생겨 났다. 이때 부터 가모 프 가 주장한 우주론 은 빅뱅 이론 이라고 불렸고, 가모 프 역시 자신 이 처음 지은 ‚원시 불덩이 (Ur-Feuerball) 란 말 대신 이를 사용 했다. 그러나 수모 를 당하던 빅뱅 이론 을 뒷받침 하는 결정적인 증거 가 또 나타났다. 1964 년 벨 연구소 에 근무 하던 독일 태생 의 미국 천체 물리학 자 아노 펜지 아스 (Arno Penzias) 와 로버트 윌슨 (Robert Woodrow Wilson) 이 1948 년 앨 퍼와 허먼 이 예언 했던 우주 배경 복사 를 발견 한 것이다. 우주 배경 복사 의 온도 는 영하 269.5 ° C (3.5K) 로 예언 과 1.5 ° C 밖에 차이 가 나지 않았다. 펜지 아스 와 윌슨 은 허블 의 우주 팽창 이후 최고의 관측 이라고 불리어 지는 우주 배경 복사 를 발견 한 공로 로 1978 년 노벨 물리학상 을 수상 했다.

빅뱅 이론 을 강력 하게 뒷받침 하는 우주 배경 복사 는 또 하나 의 의문 을 낳았다. 우주 곳곳 에서 빛 의 속도 로 날아 오는 복사선 의 세기 가 어떻게 모두 똑같을 수 있느냐 는 것이다. 이러한 수수께끼 를 풀기 위해 1980 년 MIT 출신 의 천체 물리학 자 앨런 구스 (Alan Guth) 는 인플레이션 가설 을 세웠다. 인플레이션 가설 에 따르면 빅뱅 이후 1 초 이내에 우주 가 '10 억 배 의 10 억 배 의 10 억 배 의 10 억 배' 이상 커졌다 는 것이다. 인플레이션 가설 은 등방성 의 문제 를 해결할 뿐만 아니라 초창기 우주 에 대한 여러 궁금증 들을 해결해 주었다. 그러나 인플레이션 이론 역시 우주 의 초기 에 대해 모든 것을 설명 해주는 것은 아니다. 또 우주 의 운명 이 앞으로 어떻게 될지도 확실 하게 알 수 없다. 이런 상황 에서 1917 년 아인슈타인 이 도입 했던 우주 상수 가 다시 고개 를 들기 시작 했다.
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팽창 팽창 을 하고 사실 을 더 으로 으로 하기 하기, 자그마한 자그마한 실험 을 보자.

풍선, 종잇 종잇, 풀 풀 준비 준비, 작은 종잇 조각 들을 풍선 풍선 에 붙인다. 그리고 그리고 을 불기 불기 시작. 어떤 어떤 이 이? 있다 풍선 은 계속 커지고 있지만 들은 들은 풍선 풍선 풍선 붙어 붙어 있다. 있다 그리고 종잇 조각 의 의 계속 지고 지고 을 을 수 있다 있다. 것이다 여기서 풍선 은 이고 이고 조각 은하 생각 생각 이해 이해 것이다 것이다. 이와 이와 같이 우리 의 는 는 팽창 하고. 것이다 은하 들 사이 공간 공간 팽창 들은 들은 우리 우리 멀어 것이다 것이다. 을까 그렇다면 풍선 을 불기 전의 즉 즉 즉 을 을까? 이런 의문 이 '우주 는 폭발 했다.' 라는 대폭발 이론, 즉 빅뱅 이론 의 시초가 된 것이다.
모든 천문학 자 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다 있다.

현재 로서 우리 가 알고 있는 유일한 대안 은 그 적색 이동 이 ‚빛 의 피로 (Lichtermüdung) 때문에 일어날 가능성 이다. 하지만 하지만 몇 가지 논리적 증거 이 과 과 과 이 이 된다.

첫째 로, 이 생각 은 우주 가 팽창 하지 않고 정지 해 있어야 한다고 가정 한다. 하지만 일반 상대성 이론 은 팽창 하는 우주 를 예측 하고 있으므로, 만일 우리 가 이 우주론 을 받아 들인 다면 일반 상대성 이론 을 수정 해야만 할 것이다.

둘째 둘째, 만일 만일 우주 가 정지 의 의 는 는 라고 라고 있다. 하지만 하지만 우주 의 나이 유한함 보여주는 가지 가지 가지 이 이 있다. 그리고 그리고 이 방법 은 같은 같은 나이 를.

셋째 로, 만일 우주 의 먼 물체 에서 온 광자 들이 '피로' 가 쌓였 다면 분명 상당한 양 의 에너지 를 잃어 버렸을 것이다. 것인가 그렇다면 잃어버린 이 에너지 지금 어디에 있는 것인가? 우리 우리 는 우주 복사 복사 많은 많은 에너지 를. 하지만 그것은 '빛 의 피로' 우주론 에 의해 설명 될 수가 없다.

이와 같은 논증 들을 근거 로 생각해 볼 때 적색 이동 은 후퇴 속도 로 해석 되어야 할 것이다. 적어도 적어도 더 나은 이론 설명 나타날 나타날 까지는 까지는 까지는. 한다 만일 정말로 은하 우리 에게서 한다 한다 들 의 의 한다 한다 한다. 즉, 이것은 이것은 과거 에는 은하 더 있었다는 있었다는 의미 의미 의미. 된다 만약 시간 을 돌린 돌린 은하 가까워져 가까워져 은 은 한 된다 된다. 이것은 우주 팽창 을 인증 한다는 것으로 팽창 이 시작된 특이점 과 빅뱅 이론 또한 받아 들여야 함 을 의미 한다.
우주 팽창 속도
한다 우주 의 팽창 에 에 를 허블 허블 법칙 법칙 다루어야 한다 한다.

허블 허블 의 그림 그림.
이 이 그림 은 와 와 의 의 관계 를. 식 식 으로

V = Hr

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V: 적색 적색 편이 로 측정 은하 은하 후퇴 후퇴 후퇴
H: 허블 허블
r: 은하 은하 의 의.
이 이 결과 에서 중요한, 은하 은하 거리 후퇴 후퇴 가 가 한다는 한다는 한다는.

허블 상수 의 정확한 값 을 얻는다 는 것은 매우 어렵다. 이러한 값 을 얻으 려면 천문학 자 들 에게는 두 가지 측정 이 필요 하다. 첫 번째 는 은하 의 후퇴 속도 를 알려주 는 적색 이동 을 분광기 를 통해서 관찰 하는 것이고, 두 번째 는 지구 로부터 은하 가 얼마나 떨어져 있는가를 알아 내는 것으로 결정 하기 가장 어려운 값 이다. 변광성, 초신성 과 같은 비교적 정확한 '거리 측정' 을 은하 에도 대입 할 수 있어야 되기 때문 이다. 허블 상수 그 자체 의 값 은, 국부적 인 중력 의 영향 이 무시해 도 괜찮을 만큼 작기 때문에 관측 할 수 있는 매우 먼 거리 의 은하 표본 으로 신중 하게 얻어 낼 수 있었다. 허블 상수 의 단위 는 'km / s / Mpc' 이다. (1Mpc 은 3.26 100 × 만 광년 이다.) 예 를 들어, 만약 허블 상수 가 50km / s / Mpc 이라고 결정 되었고, 한 은하 가 10Mpc 거리 에 있다면, 그 은하 의 후퇴 속도 는 500km / s 가 될 것이다. 허블 이 얻어낸 최초 의 허블 상수 의 값 은 약 500km / s / Mpc 이었다. 하지만, 처음 에 별 들의 거리 를 너무나도 짧게 가정 한 탓 에 허블 상수 의 값 이 과도 하게 크게 나타났다.

과거 30 년 동안, 허블 상수 를 연구 하는 데 에 두 개의 중요한 윤곽 이 드러났다. 카네기 학술 문화 연구 장려 기관 (Carnegie Institution) 의 앨런 샌디 지 (Allan Sandage) 가 포함 되어 있는 한 그룹 이 유도 한 약 50km / s / Mpc 라는 허블 상수 의 값 과, 텍사스 주 대학 의 다른 팀 이 유도 한 100km / s / Mpc 라는 허블 상수 값 이다. 최근 Planck 의 관측 결과 값 은 +/- 67.4 1.4 km / s / mcf 이며, 다른 우주론 데이터 와 함께 계산 된 자료 들 로 추정 된 결과 값 들은 대체적 으로 +/- 67.80 0.77 km / s / mcf 가 사용되고 있다.
최종 수정일

2017 6 년 월 일 19