우주팽창의 증거와 미래

천문학 자들은 우주의 운명에만 관심이있는 것이 아닙니다. 그들은 또한 현재의 물리적 상태를 이해하는 데 관심이 있습니다. 천문학자이 대답하려고하는 한 가지 질문은 왜 우주가 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있는지, 그리고 상대적으로 적은 농도의 무거운 원소의 원인이 무엇인지입니다. 1930 년대와 40 년대에 핵 물리학이 부상하면서 과학자들은 더 무거운 원소가 초기 우주의 원시 수소에서 합성되었다고 가정하여 더 무거운 원소의 양을 설명하기 시작했는데요. 1940 년대 후반 미국의 물리학 자 조지 감모와 그의 친구들은 오래 전에 우주가 훨씬 더 뜨겁고 밀도가 높음을 깨달았습니다. 그들은 더 높은 온도에서 일어난 핵 반응이 무거운 원소를 만들 수 있는지를 보여주기 위해 계산을 했습니다. 불행히도 헬륨을 제외하고는 어떤 상당한 양으로도 무거운 원소를 형성하는 것이 불가능하다는 것을 발견했습니다. 오늘날 우리는 무거운 원소가 별의 핵에서 또는 죽어가는 큰 별이 폭발 할 때 초신성 중에 합성되었다는 것을 알고 있습니다.

하지만 허르만과 친구들은 과거에 우주가 더 뜨겁고 밀도가 높았다면 초기 우주에서 방사능이 여전히 남아 있어야한다는 것을 깨달았습니다. 이 방사선은 온도에 따라 잘 정의 된 스펙트럼 (흑체 스펙트럼이라고 함)을 갖습니다. 우주가 확장됨에 따라이 빛의 스펙트럼은 더 긴 파장으로 적색편 이되었고, 스펙트럼과 관련된 온도는 우주가 냉각됨에 따라 1000 배 이상 감소했을 것입니다. 1991년에 코브라는 위성이 전체 하늘의 배경 복사 온도를 측정했습니다. 코브는 100000 개 중 약 5 개 부분에 불과한 변이를 발견했지만 초기 우주의 밀도 변동을 드러낸것을 밝혀냈습니다. 초기 밀도 변화는 시간이 지남에 따라 성장하여 디지털 우주 조사에서 오늘날 관측 된 은하, 은하단, 은하의 초 은하단이 될 구조의 초석이 될 것입니다. 슬라온의 데이터와 코브의 데이터를 통해 천문학 자들은 지난 100 억에서 150 억년 동안 우주 구조의 진화를 재구성 할 수 있습니다. 이 정보를 통해 우리는 우주의 역사를 깊이 이해하게 될 것이며, 이는 거의 믿을 수없는 과학적, 지적 성취가 될 것입니다. 그러나 우주에서 밀도 변화의 진화를 측정하는 것은 여전히 ​​가장 중요한 질문에 답하지 않았는데요. 왜 우주는 처음에 이러한 밀도 차이를 포함할까요?

 

이 질문에 답하기 위해 천문학 자와 천체 물리학자는 밀도 변화의 본질을 이해하고 이러한 변화가 어떻게 발생해야하는지 예측하는 우주 기원 이론을 구성해야합니다. 1963년, 뉴저지 주 홀름 데일의 두 과학자 인 아르노와 로버트는 마이크로파를 측정하도록 설계된 위성을 연구하고있었습니다. 그들은 위성의 안테나를 테스트했을 때 모든 방향에서 똑같이 들어오는 신비한 마이크로파를 발견했습니다. 처음에는 안테나에 문제가 있다고 생각했습니다. 그러나 확인하고 다시 확인한 후 그들은 실제 무언가를 발견했다는 것을 깨달았습니다. 그들이 발견 한 것은 허르만과 친구들이 몇 년 전에 예측 한 방사선이었습니다. 아르노와 로버트가 발견 한 우주 극초단파 배경이라는 방사선은 대부분의 천문학 자에게 빅뱅 이론이 옳다는 것을 확신 시켰습니다. 우주 극초단파 배경 복사를 발견 한 아르노와 로버트는 1978 년 노벨 물리학상을 수상했습니다. 아르노와 로버트가 우주 극초단파 배경 복사을 발견 한 후, 천체 물리학 자들은 그 특성을 사용하여 오래 전 우주가 어땠는지 연구하기 시작했습니다.

 

빅뱅 이론에 따르면, 방사능은 우주가 불과 50 만년 전인 100 억년 전에 물질이 어떻게 분포되었는지에 대한 정보를 담고 있습니다. 그 당시에는 별과 은하가 아직 형성되지 않았습니다. 우주는 뜨거운 전자 수프와 원자핵으로 구성되어 있습니다. 이 입자들은 배경 복사를 구성하는 광자와 지속적으로 충돌했으며, 그 후 온도는 3000도가 넘었습니다. 얼마 지나지 않아 우주는 충분히 팽창하여 배경 복사가 충분히 냉각되어 전자가 핵과 결합하여 원자를 형성 할 수 있습니다. 원자는 전기적으로 중성 이었기 때문에 배경 방사선의 광자는 더 이상 그들과 충돌하지 않았습니다. 최초의 원자가 형성되었을 때 우주는 밀도에 약간의 변화가 있었으며, 이는 오늘날 우리가 보는 밀도 변화 (은하와 성단)로 성장했습니다. 이러한 밀도 변화는 배경 복사의 온도에 약간의 변화를 가져 왔어 야했으며 이러한 변화는 오늘날에도 여전히 감지 가능해야합니다. 과학자들은 하늘의 여러 지역에서 우주 마이크로파 배경 복사의 온도 변화를 측정함으로써 100 억 년 전에 초기 우주의 밀도 변화를 직접 측정 할 수 있다는 흥미로운 가능성이 있다는 것을 깨달았습니다.