빅뱅우주론

Big Bang Cosmology

세상의 시작

진공에서 무엇이 나타난 것이 아니라

시간과 공간조차 없는 상태에서

시간과 공간이 시작된…

그러니까, 이때가 시간의 시작 0초

공간의 시작이므로 아주 아주 작게

그리고 헤아릴 수 없이 뜨겁게

http://joke-battles.wikia.com/wiki/File:Space-explosion-gif-1.gif

우주의 탄생과 진화, 우주론 Cosmology

공간

시간

빅뱅

0

(138억년 전)

급팽창

빛 등 기본입자

10-32 초

※ 시간과 공간의 크기의 비율은 정확하지 않고 개략적인 것임

최초의 별

수 억년

빛의 해방

38만년

H, He 원자핵

3분 92억년 (46억년 전)

태양계

Big Bang 우주론 개괄

Big Bang

<10-43 s

Planck 시기

未知의 영역

시공간의 시작

하나의 원시 힘

급팽창 시기

1026 팽창(원자 1 광년) 수준

10-36 ~ 10-32 s

10-32 ~ 10-12 s

약전자 시기

1022 ~ 1015 K(~100 GeV)

Standard model 입자들

질량 획득(Higgs ~ 125GeV)

빛의 해방

원자(He, H)의 탄생

38만년 ~

우주배경복사 (등방성 및 국소적 차이)

원시 핵합성

최초의 별

~4억년 우주팽창 (1929 관측)

빅뱅우주론(급팽창 포함)의 증거

우주팽창 원시핵합성 (He/H, 2H/H, …)

원시 가스구름 은하와 퀘이사의

분포, 형태

Inflation 이론의 장점

• Flatness Problem

• Horizon Problem • Magnetic Monopole

Cosmology(우주론) 개괄-1

Big Bang

Planck epoch

<10-43 s

>1032 K

TOE > QG, …

未知의 영역?

중력의 분기

Grand Unification epoch

<10-36 s

>1028 K

성공적 GUT 부재

未完의 영역

? ⊃ SU(3) x SU(2) x

U(1) Standard model

내용 기준 : https://en.wikipedia.org/wiki/Chronology_of_the_universe

https://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_the_formation_of_the_Universe

https://www.zmescience.com/science/what-is-photon-definition-04322/

Inflationary epoch

<10-13 s

>1022 K

핵력의 분기

급팽창(Inflation)

1026 (원자 1 광년)

Electroweak epoch

10-12 s

>1015 K

Quarks epoch

10-6 s

>1012 K

quark-gluon plasma

대부분 입자들의 쌍생성,

쌍소멸이 빈번히 일어나

는 radiation dominant

약력의 분기

현재와 같은 4 개의 힘

물질이 질량 갖게 됨

Standard model 입자들

Cosmology(우주론) 개괄-2 https://thespectrumofriemannium.wordpress.com/tag/cosmic-neutrino-background/

http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Particles/qbag.html

Hadron epoch

1 s

1010 K

Lepton epoch

10 s

109 K

Lepton질량 우세

뉴트리노 해방

렙톤-反렙톤 소멸로

photon 시대로

Photon epoch

38만y

4000 K

10초 : Photon 우세,

암흑물질 뭉침 시작

3분~20분 : 핵합성

수소 75%, 헬륨 25%

Dark ages

15백만y

60 K

Quark confinement

하드론(baryon, meson)

생성(양성자, 중성자 등)

하드론-反하드론 소멸

바리온 비대칭 결과물

10-6 s

>1012 K

38만년 : 원자 형성, 빛의 해방

CMB, 관측 가능한 우주한계

가시광선 아닌 photons ~ dark

10백만~17백만(373K~273K) 물의

존재 및 원시생명체 가능성 언급

Cosmology(우주론) 개괄-3 내용 기준 : https://en.wikipedia.org/wiki/Chronology_of_the_universe

https://en.wikipedia.org/wiki/Ultimate_fate_of_the_universe

Reionization

10 억y

19 K

Galaxy epoch,

Acceleration

100 억y

4 K

은하의 생성과 병합

10억년 : 최초의 은하단 형성

50억년 : 암흑에너지 우세

가속팽창

92억년 : 태양계를 만들 초신

성 성운 태양 행성

138억y

2.7 K

최초의 별 탄생

1억년 : Halo에 의한 응집 원

시항성 형성 빛 재이온화

4억년 : 최초의 별 탄생

6억년 : 우주 전역에 가시광선

15백만y

60 K

현재

우주밀도 값

(아직 불확정)에 따라 결정

Big Freeze Big Rip

계속 팽창하여

절대온도 0 K

무한 가속팽창

모든 것이 찢김

Big Crunch

Big Bounce

False vacuum

Cosmic uncertainty

4억y

최초의 별

플랑크 시기 Planck epoch

0 ~ 10-43 초 (플랑크 시간 Planck time) , 온도 : > 1032 K

• 이 영역을 기술하는 Quantum Gravity 이론들이 시도돼왔으나, 공인되지 않음

未知의 영역(시간이 언제, 공간이 어떻게 시작되었는지조차 알지 못함)

“빅뱅 以前은 무엇이었나?”라는 질문도 의미 없을 수 있음.

• 이 영역의 온도와 밀도가 ∞라고 말하는 것도 불확실함.

통상 Big Bang을 특이점(singularity)라고 하는 것은 수학적인 발산과는 다른

의미로 봐야 함. 우리가 아는 물리학이 적용되지 않는 미지의 영역으로 봐야 함.

(중력붕괴가 일어나는 Black Hole의 내부의 특이점과 비슷한 사례)

그러나! 빅뱅 우주론(Big Bang Cosmology)은,

• 관측과 이론이 잘 양립하는 우주론(플랑크 시기 이후의 우주진화 과정)

• 현재의 우주를 꽤 설명할 수 있음(물론 모르는 것들이 아직 많이 있지만)

대통일 시기 Grand Unification epoch

10-43 ~ 10-36 s , 1032 ~ 1028 K ~1018 MeV(가속기 ~ 107 MeV)

• 이 영역을 기술하는 GUT(Grand Unified Theory)는 아직 성공적이지 않음

• GUT ⊃ SU(3) x SU(2) x U(1) Standard model을 하위로 포함하는 더 큰 체계

https://phys.libretexts.org/TextMaps/General_Physics_TextMaps/Map%3A_University_Physics_(OpenStax)/Map%3A_University_Physics_III_(OpenStax)/11%3A_Particle_Physics_and_Cosmology/11.7%3A_Evolution_of_the_Early_Universe

급팽창 이론의 장점

지평선 문제(Horizon problem) : 왜 우리 우주가 이렇게나 균질하고 등방적인가?

평편성 문제(Flatness problem) : 우주초기의 밀도가 왜? 그렇게(평편한 우주가 되기 위한 값에) 조정됐나?

자기홀극 문제(Magnetic-monopole problem) : 대부분의 GUT에서 예견하는 monopole이 왜 안 보이나?

빅뱅 모델의 장점에도 불구하고, 풀리지 않던 다음의 문제들을 설명

Flatness problem

급팽창 시기 Inflation epoch

10-36 ~ 10-32 s , 1028 ~ 1022 K

• 우리우주가 관측범위 정도의 평편성(flat), 균질과 등방(homogeneous &

isotropic ~ 우주원리 Cosmological Principle)이기 위해, 1026이상 급팽창

이것은 원자 크기(10-10 m)가 약10-32 초 만에, 1 광년(1016 m) 이상으로 팽창한 수준이다.

• 급팽창 하는 동안, inflaton장 외의 모든 것(시공간 곡률, 불균일성과 비등방성, 입

자)의 밀도는 희박해지며, 밀도 차이는, 큰 수준에서는 무시될 만 함

그러나 이렇게 국소적인 밀도차이는, 추후에 거대구조(은하, Halo, …)의 씨앗으로

• 급팽창이 끝나며, Inflaton이 Standard Model의 물질들(현재의 물질들)로 붕괴

• 강한 힘(strong interaction)이 분기되며, 약전자 시기가 시작됨.

• Baryon 비대칭, 암흑물질, 암흑에너지를 만족스럽게 설명하지는 못함

표준모형의 기본입자들(과학적 이론)

Spin

½ matter, anti-matter

1 gauge bosons

0 Higgs boson

https://en.wikipedia.org/wiki/Fundamental_interaction

약전자 시기 Electroweak epoch

10-32 ~ 10-12 s , 1022 ~ 1015 K (~105 MeV = 100 GeV)

• 이 시기부터는 입자물리학의 표준모형(standard model)과 빅뱅우주론의 표준모

형인 Λ-CDM (Lambda cold dark matter)로 비교적 잘 기술됨

• 끝날 무렵, 약전자기력이 약력과 전자기력으로 분기됨 현재의 4 개 힘

• 약력이 분기되며, Higgs 보손과 물질들이 결합하여 질량을 획득

• 참고 : 인간은 현재까지 1017 K ~ 104 GeV 수준의 에너지까지 생성

참고 : 물질의 에너지 표기

에너지 ~ mc2 이므로, 입자물리학에서는 종종 기본입

자의 질량을 eV단위로 표기함(전자 ~ 0.5 MeV,

Higgs ~ 125 GeV, Z0 ~ 91 GeV, W+, W- ~ 80 GeV

에너지 ~ kB T 로 온도와 에너지도 1 : 1로 대응됨

Pair production

중성 보손의 에너지 혹은 온도(에너지)가 입자-반입

자의 질량보다 큰 경우에, 입자-반입자 쌍생성 가능

Pair annihilation

입자-반입자가 충돌하면, 중성 보손으로 쌍소멸하여

복사 에너지(radiation)가 증가함

1 MeV ~ 1010 K

쿼크 시기 Quarks epoch

10-12 ~ 10-6 s , 1015 ~ 3x1012 K (~3x102 MeV = 0.3 GeV )

• 쿼크 시기에는 온도가 너무 높아서, Quark가 결합된 Hadron(meson과 baryon)보

다는 주로 quark-gluon Plasma 상태였음 끝날 무렵 양성자, 중성자 안정화

https://en.wikipedia.org/wiki/Quark_epoch

• quark, gluon, lepton, photon 및

그 반입자들로 이루어진 플라즈마 상태

• 대부분 입자들의 쌍생성, 쌍소멸이

빈번히 일어나는 radiation dominant

참고 : 결합에너지(양성자 : 928.9 MeV, 중성자 : 927.7

MeV)가 각 핵자(nucleon) 질량의 대부분인 99%를 차

지함( up-quark : 2.4 MeV, down-quark : 4.8 MeV)

强입자 시기 Hadron epoch

10-6 ~ 1 s , 3x1012 ~ 1010 K (300 MeV ~ 1 MeV = 전자-양전자 질량)

• 우주 온도가 양성자와 중성자의 결합에너지( > 900MeV)보다 작아지면서, quark

가 속박되어 hadron(baryon, meson : 이들의 반물질 포함) 생성(Baryogenesis)

• 온도가 내려가면서 hadron/anti-hadron 쌍소멸 되고, baryon asymmetry(~1/109)

에 의하여 물질이 남게 됨(미해결 문제) 현재의 우주로 진화할 수 있게 됨

• 전자-양전자 쌍소멸(빅뱅 후 1초)로 뉴트리노 해방(neutrino decoupling)

이 때 우주의 크기는 10 광년, 잘 하면…. CMB처럼 관측 가능?(간접적이라도)

교재 96쪽 수정 사항

π0(u-u*, d-d*), π-(d-u*)로 수정 : 원문을 잘못 번역했음

“전자와 뮤온, …. 광자도 이 무렵에 모습을…” 광자는 인플레이션 이후에 출현하였고, 4.7만년까지

dominant, 또한 렙톤들도 인플레이션 후 출현하여 약력이 분기되며 질량을 획득한 것임

https://en.wikipedia.org/wiki/Scale_factor_(cosmology)

#Radiation-dominated_era

렙톤 시기 Lepton epoch

1 ~ 10 s , 1010 ~ 109 K (1 MeV ~ 0.1 MeV )

• Hadron이 쌍소멸하고, lepton들이 우세하면서 lepton/anti-lepton의 쌍생성, 쌍

소멸의 평형상태 --> 온도가 내려가면서 쌍생성 대신 쌍소멸 반응

비대칭에 의한 lepton이 남고, 쌍소멸로 인한 photon 생성 포톤 시기

http://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr123/Notes/Chapter27.html

http://www.scienceall.com

포톤 시기 Photon epoch

10 s ~ 380,000 y , 109 ~ 4 x 103 K (0.1 MeV ~ 0.4 eV )

• 입자-반입자의 쌍소멸로 인하여 光子(빛 photon)가 풍부한 빛의 시대

• 빛이 전자, 양성자 등과 충돌하면서 산란이 심함 볼 수 없는 불투명 상태

• 원시 핵합성(빅뱅 핵합성 Big Bang Nucleosynthesis)

• 3분 ~ 20분만 진행되었고 냉각되어 더 이상 원시 핵합성이 없음

P : 4He ~ 질량비 75% : 25% 원시 핵합성은 빅뱅이론을 뒷받침한다.

참고 : 결합에너지 비교 (대략적인 수치임)

• 핵자(核子 nucleon)의 결합에너지 ~ < 1 GeV

• 핵자들 간의 결합에너지 ~ 1 MeV /핵자

• 원자의 결합에너지(이온화 에너지) ~ 1 eV

양성자 : 중성자 = 7 : 1 수소핵(양성자) : 헬륨핵 = 3 : 1

104쪽에 "100초가 지났을 무렵에는 전체의 25%가

붕괴된..."은 원문에 100초가 없음. 100초가 지났을

때, 16%정도만 붕괴됨.

108쪽에 "중수소가 다른 중성자나 중수소와 반응하

여..." --> 원문의 잘못. 중성자는 양성자이어야 함

재결합기 Recombination

380,000 y ~, 4 x 103 K ~ (0.4 eV ~ )

• 온도가 원자의 결합에너지(~ 13.6 eV) 아래로 떨어지면서, 전자가 원자로 결합

양전하(H와 He의 원자핵)와 음전하(전자)에 산란되던 빛이 해방됨 : 우주의 투명

우주배경복사(CMB cosmic microwave background radiation)는 빅뱅의 강력한 증거

• 현재 2.7 K 정도(Cosmological red-shift)의 isotropic 우주배경복사(~1/105 편차)

http://scienceblogs.com/startswithabang/2013/03/06/an-atom-in-the-universe/

All-sky mollweide map of the CMB, created from 9 years of WMAP data

수소원자의 결합에너지 -13.6eV

헬륨원자의 결합에너지 -79eV

암흑 시대 Dark ages

380,000 y ~ 15백만 y, 4 x 103 ~ 60 K

• 빛은 수소원자에서 나온 21cm선(Spin Flip에 의한 1천만년 수명의 radiation)과

CMB의 적외선이 유일하여, 우주는 Dark한 시기

• 최초의 별이 아직 탄생하지 않았고, 암흑물질들이 뭉치며 Halo 형성해 감

https://biblescienceforum.com/2015/04/09/cosmic-storytelling/

재이온화 Reionization

15백만 ~ 10억 y, 60 ~ 19 K

• 1억년~ : Halo에 의한 물질의 응집 3억년 ~ 5.5억년 : 최초의 별 생성

6억년 ~ : 은하들, 우주 전역에 가시광선

• 원시항성 내부가 107 K 이상 올라가면서, 재이온화(원시 핵합성의 역과정)

• 온도가 높아서 태양질량보다 상당히 큰 질량으로 원시항성

https://astrobites.org/2016/05/10/whodunit-directly-observing-

the-galaxies-responsible-for-reionizing-the-cosmos/

은하시기 Galaxy epoch

10억 ~ 100억 y, 19 ~ 4 K

• 10억년 : 최초의 은하단 형성 78억년 : 암흑에너지 우세(가속 팽창)

92억년 : 태양계를 만들 초신성 성운 태양 행성

https://www.nasa.gov/hubble

Hubble Space Telescope

1990년 론칭

팽창가속 Acceleration

50억 y ~,

• Dark energy는 진공에너지로 짐작되고 있는데, 우주가 팽창할수록 커진다.

• 물질의 밀도는 우주가 팽창함에 따라 감소하므로, 빅뱅 후 78억년 정도에 역전

• 암흑에너지가 커짐에 따라 우주의 팽창이 가속화됨

https://phys.org/news/2011-09-cosmic-coincidence.html

현재의 우주 Present Universe

138억년, 2.72548 K (평균온도)

• 관측 가능한 우주 : 관측의 이론적 한계

반경 ~ 465억 광년, 밀도 ~ 1m3당 양성자 6개,

2 x 1012 이상의 은하

https://en.wikipedia.org/wiki/Universe http://news.joins.com/article/21093369

전자기파 ~ 0.01 %

반물질 ~ 10-9 %

보통물질의 질량 1053 kg

~ 1080 개의 (수소)원자

Universe, 시기별 사건들 https://phys.libretexts.org/TextMaps/General_Physics_TextMaps/Map%3A_University_Physics_(OpenStax)/Map%3A_University_Physics_III_(OpenStax)/11%3A_Particle_Physics_and_Cosmology/11.7%3A_Evolution_of_the_Early_Universe

우주의 역사 – 개괄과 이해

https://youtu.be/9N_qclc1CHo?t=29

동영상 감상