빅뱅 이론

약 137 억 년 전에 전체 우주는 원자핵의 한계까지 압축되었습니다. 특이성으로 알려진 상황은 공간이나 시간이 없었던 창조 전의 순간입니다. 우리의 우주를 설명하는 확립 된 우주 론적 모델에 따르면, 놀라운 폭발, 열대성 온도 및 무한 밀도는 근본적인 아 원자 입자뿐만 아니라 나머지 물질뿐만 아니라 공간과 시간 자체를 만들었습니다. 우주론 이론은 천문학 자들의 관측과 결합하여 우주 론자들은 빅뱅 (Big Bang)으로 알려진 사건의 원시 연대기를 재창조 할 수있게 해주었다.

타임 라인 _ 초상화

양자 이론은 폭발 후 그 순간을 제안 10 -43 초 자연 강력한 핵 약한 핵, 전자기 및 중력의 네 가지 힘이 마침내 "하이퍼 파워"에 결합했다. 원소 쿼크 입자는 광자, 양전자 및 중성자를 형성하면서 3 개로 결합되기 시작하며, 동시에 그들의 항체가 생성됩니다. 이 단계에는 매우 적은 양의 양성자와 중성자가 있으며, 10 억 광자, 중성자 또는 전자마다 약 1이 있습니다. 생명의 첫 순간에 우주의 밀도는 10 94g / cm 3 인 것으로 생각됩니다방사선의 형태로 대부분. 우주의 시작 부분에서 만들어진 10 억 쌍의 물질과 반물질 입자마다, 오직 하나의 물질 입자 만이 살아남 았으며 이것이 현재 세계입니다. 나머지 입자-항체는 조사를 위해 즉시 추출되었다.

이 창조와 입자의 멸종 동안, 우주는이 빛의 속도의 여러 배 팽창률에 노출되었다. 인플레이션 시대로 알려진이 시대에, 밀리 초 미만의 우주는 크기가 최소 100 배 이상 두 배가되었으므로, 원자핵의 크기로 시작하여 현재 10 30 미터에 이릅니다. 그냥 우주 끝의 등방성 인플레이션 10 -35 거의 완벽한 평탄도를 작성 defterolepta. 그러나 이론가들이 주장하는 것처럼 물질의 밀도 분포에 약간의 변화가 없다면, 은하계는 형성 될 수 없었습니다.

이 시점에서 우주는 물질과 방사선이 끊어지지 않은 이온화 된 생물이었다. 또한, 같은 양의 입자와 항체가있었습니다. 비록 작지만 중성자와 양성자의 비율은 같습니다. 우주가 100 분의 1 초씩 노화하자 중성자들은 엄청나게 부패하기 시작했습니다. 이러한 절단으로 인해 자유 전자 및 양성자가 다른 입자와 결합 할 수있었습니다. 결국 나머지 중성자들은 양성자와 결합하여 중수소 (중수소)를 형성합니다. 이 중수소 핵은 두 개로 결합되어 헬륨 핵을 형성했다. 에너지에 의한 물질의 형성은 남작과 반 바리온에서 수행되는 광자에 의해 수행되며, 그것들이 제거되면 순수한 에너지로 변환됩니다. 이러한 충돌과 삭제로 인해 전자 폭격으로 인해 광자가 흩어지기 전에 몇 나노초 이상 물질이 생존 할 수 없었습니다. 스펀지 안에 갇힌 물처럼 방사능은 매우 조밀했습니다 (10 14 g / cm 3 ) 방사선이 보이지 않는 곳. 이 시점에서 "마지막 산란 시간"으로 알려진 온도는 강력한 핵, 약한 핵 및 전자기 상호 작용을 통해서만 전력을 개별적으로 발휘할 수있는 경우에만 10 13 K로 급격히 떨어졌습니다 .

최초의 폭발 이후 가스 구름이 1 초 만에 팽창하고 우주의 온도가 100 억 도로 떨어짐에 따라 광자는 더 이상 물질의 생성을 방해하고 에너지를 물질로 변환시키는 에너지를 갖지 않습니다. . 3 분 후, 온도는 10 억도에 도달했으며, 양성자와 중성자는 핵 형성이 가능한 지점으로 감속합니다. 헬륨 핵은 2 개의 양성자와 2 개의 중성자로 형성되었으며, 각각의 헬륨 핵에 대해 약 10 개의 양성자가 자유로 워져 우주의 25 %가 헬륨으로 구성되었습니다. 다음 중요한 팽창 단계는 약 30 분 후에 전자-양전자 쌍의 산란을 통해 광자의 생성이 증가했을 때 나타났다. 우주가 양전자보다 약간 더 많은 전자로 시작되었다는 사실은 오늘날 우리가 보는 것처럼 우리 우주가 형성 될 수있게 해주었다.

파트 7B2

향후 380,000 년 동안 우주는 10,000K의 온도로 팽창하고 냉각되기 시작할 것입니다. 이러한 조건으로 인해 헬륨 핵이 자유 전자를 흡수하고 첫 번째 헬륨 원자를 형성 할 수있게되었습니다. 한편, 수소 원자는 함께 결합되어 리튬을 형성 하였다. 우주의 밀도가 이제 빛을 인식 할 수있는 시점에 도달 한 시점입니다. 그때까지는 광자가 문제에 갇혀있었습니다. 결국 방사선은 점점 더 조밀 해짐에 따라 빛과 물질이 분리 될 수있게되었다. 거기에서 물질과 방사선이 분리 된 다음 우주에서 태어난 가장 오래된 유물 방사선이 있습니다.

1814 년 영국 물리학 자 윌리엄 월라스 턴 (William Wollaston)이 분광 과학을 개발하여 태양의 연속 스펙트럼 내에 여러 개의 어두운 선이 있음을 관찰했습니다. 이 라인들은 독일의 물리학 자 Joseph von Fraunhofer의 관심을 끌었습니다. 그 후 1850 년에 독일 물리학 자 구스타프 키르히 호프 (Gustav Kirchhoff)와 로버트 분센 (Robert Bunsen)이 분광기를 개선했습니다. 그런 다음 누출 될 때까지 다양한 요소를 가열하고 분광기를 사용하여 전자기 스펙트럼의 가시 부분에서 요소의 해당 선을 결정하는 방법을 배웠습니다.

1863 년 아마추어 천문학자인 윌리엄 허긴 스 (William Huggins)는 쌍안경에 분광기가 부착 된 8 인치 쌍안경을 통해 근처의 별을 보았습니다. 그는 원래 의도했던 것을 발견했습니다. 우리 태양에서 똑같은 스펙트럼 선이 관찰되었습니다. 한편 Kirchhoff와 Bunsen은 수소, 나트륨 및 마그네슘을 포함한 많은 원소의 스펙트럼 라인을 성공적으로 분류했습니다. 허긴 스는 자신이 관찰 한 먼 별에서 같은 스펙트럼 선을 발견했으며, 키르히 호프와 분센이 입력 한 동일한 데이터 중 일부가이 천체에서 나온 것임을 정확하게 예측했습니다.

20 년 전 오스트리아의 기독교 도플러는 음파의 주파수가 음원의 상대 속도에 의존한다는 것을 발견했습니다. 관찰자가 소리를 제거하면이 소리는 더 커집니다 (주파수가 낮을수록). 또한, 소스가 움직이지 않고 관찰자가 움직이면 사운드 주파수에 상응하는 변화가있을 것입니다. 도플러는 음파에서 이와 동일한 이동이 광파에서 발생할 것이라고 가정했다. 프랑스 물리학 자 Armand Fizeau는 1848 년 관측자가 별을 제거했을 때 가시 스펙트럼의 선이 빨간색 끝으로 이동한다는 것을 증명했습니다. 반대로, 관찰자에게 물체를 옮길 때 Fizeau는 스펙트럼의 선이 파란색 끝으로 이동했음을 발견했습니다. Huggins는 Sirius 수소 라인에서 스펙트럼의 적색 끝쪽으로 이동하는 것을 관찰했습니다. 적색으로의이 이동은 별 시리우스가 우리에게서 멀어지고 있음을 보여 주었다. 몇 년 후 그는 42에서 58km / 초 사이의 시리우스의 방사 속도를 계산할 수있었습니다.

1890 년대에, 캘리포니아의 Lick Observatory는 가스 성 및 행성상 성운뿐만 아니라 많은 별들의 방사 속도 (실제로 별이 볼 때 움직이는 속도)를 모니터링하고 계산하기 시작했습니다. Lick의 천문학 자들은 방사 속도와 실제 속도를 포함하여 400 개의 별 속도를 계산했습니다. 1910 년 Vesto Slipher는 안드로메다 성운의 속도가 이전에 관찰 된 것보다 30 배 빠른 300km / sec임을 측정했습니다. 4 년 후 Slipher는 14 개의 나선형 성운의 방사 속도를 확인하며, 대다수는 스펙트럼의 적색 끝으로 이동합니다.

허블의 법칙

1913 년경 Edwin Hubble을 포함한 몇몇 천문학 자들은 Cephesians (강도가 다른 별)로 알려진 가변 별을 사용하여 기간-광도 관계를 측정했습니다. 이것은 우리 동네의 모든 Cephes의 거리를 정확하게 찾을 것입니다. 허블은 우리 은하계 밖에서 독립된 은하계를 발견 할 수있는 최초의 천문학자가되었습니다. 허블은 우리와 안드로메다 은하의 거리가 우리 은하수의 계산 된 크기보다 900,000 광년이라고 계산했다.

허블의 계산과 함께 Slipher의 방사형 속도 측정을 사용하여이 은하의 거리와 방사형 속도 사이의 상관 관계를 관찰하기 시작했습니다. 증거는 결정적이었다. 지구상의 은하가 멀수록 멀수록이 은하의 속도는 더 커진다. 허블은 우주가 팽창하고 있다는 명백한 증거를 가지고있었습니다. 1936 년까지 허블은 1 억 광년 이상 떨어진 은하계의 증거를 받았다. 이 거리에서의 적색 이동은 너무 커서 스펙트럼 선의 색이 변했습니다.

우주론 모델

천문학 자들이 관측에 기초하여 우주에 대한 데이터를 수집함에 따라 이론가들은 우주를 설명하려는 모델로 바빴다. 상대성 이론을 갖춘 아인슈타인은 물리적 세계에 대한 설명을 찾은 최초의 사람 중 하나였습니다. 아인슈타인은 등방성 물질 분포를 갖는 정적이고 균일 한 우주를 믿었습니다. 그러나 그의 방정식은 우주가 안정되지 않았지만 팽창하거나 수축 할 수 있음을 보여 주었다. 그러나 그는 우주가 안정적이라고 확신했다. 따라서 그는 원래의 방정식을 수정해야했습니다. 그는 우주의 상수 L이라는 용어를 추가하여 구형의 4 차원 닫힌 우주를 만듭니다.

동시에 네덜란드 천문학 자 빌렘 드 시터는 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 사용하여 우주 모형을 개발했습니다. 그의 모델은 우주에서 물질의 존재를 무시한다는 점에서 독특했습니다. 그러나 그는 시터가 실수를 느꼈고 천체가 떨어지지 않더라도 적색 편이, 즉 우주의 확장을 예측함으로써 아인슈타인의 모형을 극복했습니다. 1930 년대의 학계는 우주의 어떤 모형도 완전히 수용하지 않았습니다.

그런 다음 영국 왕립 천문 학회 비서관은 3 년 전 그의 학생 중 한 명인 조르주 레 마이트 르 (Georges Lemaître)가 이전의 두 주요 작품과는 독립적으로 우주론을 썼다는 정보를 받았다. Lemaître는 우주가 팽창 한 상태에서 영원히 우주를 예고하는 우주론을 창조했습니다. 이 이론은 Monthly Notices 잡지에 재 발표 될 때 10 년 전에 고안된 또 다른 유사한 이론을 밝혀 냈습니다. 러시아 수학자 인 Aleksander Friedmann은 정적 우주를 만들어 낸 아인슈타인의 우주 상수를 분석했습니다. Friedmann은 우주 상수 L이 0 일 때 우주에 대해 세 가지 가능성이 있음을 보여주었습니다. 우주의 물질이 임계 밀도보다 크면 우주는 결국 어느 시점에서 붕괴 될 것입니다. 물질이 임계 밀도보다 작 으면 우주는 영원히 확장 될 것입니다. 우주가 우주 상수 0으로 평평하고 밀도가 임계 밀도와 같으면 우주는 영원히 다시 확장됩니다.

르 마이 트레 아인슈타인아인슈타인과 함께하는 레마

Lemaître와 Friedmann의 솔루션은 모두 아인슈타인에 의해 분석되었고 간단히 거부되었습니다. 그러나 허블이 은하가 실제로 후퇴하고 있음을 증명 한 1932 년까지 이러한 해법의 거부는 지속되었으므로 아인슈타인은 그의 우주의 정적 모델을 거부해야했다. 우주가 프리드만 (Friedmann)과 레 마이트 르 (Lemaître) 모형과 결합하여 팽창하고 있다는 관측 적 증거는 우주 확장이 이론 우주 론자들과 천문학 자들을 성공적으로 통일시켰다. 남아있는 유일한 질문은 우주가 팽창하면이 팽창하는 우주의 기원은 무엇일까요?

Lemaître는 열역학 제 2 법칙을 그의 출발점으로 사용했습니다. 우주의 팽창이 중성자 특이성에서 파생 된 시스템의 교란 증가라고 가정하면,이 원시 핵은 폭발하여 우주의 엔트로피가 명백히 증가합니다. 1931 년 5 월 9 일, Lemaître는 Nature 이론에 자신의 우주 이론을 발표하고 일반적인 회의론에 직면했다.

Lemaître는 하나의 거대한 핵이 엔트로피를 증가시키기 시작하여 작은 조각으로 부서진다는 견해에 근거하여 그의 모델을 공식화했습니다. 그는이 원시 핵이 평형이 깨지기 전에 영원히 존재할 수 있다고 믿었고, 그로 인해 원시 핵이 깨졌고 그 성분이 모든 곳에 퍼져 나갔다. 빅뱅의 순간.

George Gamow는 양자 이론의 최근 발견을 사용하여 Lemaître의 연구를 개발했습니다. 따라서 그는 우주의 출발점이 중성자뿐만 아니라 양성자와 전자를 포함하는 핵이라고 생각했다. 초기 우주에서 높은 복사로 인해 온도는 10 억도 이상입니다. 이 5 분의 우주는 결합 될 수없는 입자를 가질 것이라고 가모는 믿고 있었다. 그러나 우주가 팽창함에 따라 기온이 떨어지고 핵융합이 일어날 수있었습니다. 원자는 양성자와 중성자가 서로 결합 할 때 형성됩니다. 그런 다음 Gamow는 우주의 모든 요소가 지금 생성되었다고 가정했습니다. 그러나 1 년 후 Gamow의 수학적 계산은 1,2,3,4 및 핵이있는 핵에 대해서는 정확하지만 원자 질량이 5 (5 핵) 인 핵에는 정확하지 않다는 것을 보여주었습니다. 즉, 질량이 8 인 핵만큼 초기 핵에 의해 생성 될 수 없었기 때문에 무거운 핵이 형성되는 경로가 막혔습니다.

우주의 모든 요소가 원시 불 덩어리에서 나온 것은 아니라는 것이 밝혀졌지만,이 이론은 정상 상태 이론으로 알려진 우주론이 출현 할 때까지 수용되었다. Fred Hoyle (빅뱅 또는 빅뱅이라는 용어를 사용함)과 그의 동료들은 과학적 능력이 아니라 주로 종교적인 이유로 널리 받아 들여지는 우주의 모형을 고안했습니다. 호일은 우주가 무한히 낡았으며 우주가 실제로 확장되었다는 점을 제외하고는 안정된 상태로 남아 있다고 제안했다. 그러나, 은하들은 분리되지 않지만 은하들 사이에는 끊임없이 공간이 만들어집니다. Hoyle은 평균 밀도를 안정적으로 유지하기 위해 공간이 확장되고있는이 새로운 영역에 재료를 만들어야한다고 제안했습니다. 그의 계산에 따르면 실제로 확장하기 위해 매년 100 미터 큐브 크기의 영역에 하나의 수소 원자 만 생성되는 것으로 나타났습니다. 이 자발적인 물질 세대는 호일이 고대 사이에 새로운 은하 형성을 허용 할 것이며 우주는 안정적으로 유지 될 것이라고 주장했다. 그는 심지어 천문학 자들은 아주 오래된 은하의 한가운데서 새로운 은하를 감지 할 수 있다고 주장했다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 100 미터 큐브 크기의 영역에서 실제로 확장됩니다. 이 자발적인 물질 세대는 호일이 고대 사이에 새로운 은하 형성을 허용 할 것이며 우주는 안정적으로 유지 될 것이라고 주장했다. 그는 심지어 천문학 자들은 아주 오래된 은하의 한가운데서 새로운 은하를 감지 할 수 있다고 주장했다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 100 미터 큐브 크기의 영역에서 실제로 확장됩니다. 이 자발적인 물질 세대는 호일이 고대 사이에 새로운 은하 형성을 허용 할 것이며 우주는 안정적으로 유지 될 것이라고 주장했다. 그는 심지어 천문학 자들은 아주 오래된 은하의 한가운데서 새로운 은하를 감지 할 수 있다고 주장했다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 이 자발적인 물질 세대는 호일이 고대 사이에 새로운 은하 형성을 허용 할 것이며 우주는 안정적으로 유지 될 것이라고 주장했다. 그는 심지어 천문학 자들은 아주 오래된 은하의 한가운데서 새로운 은하를 감지 할 수 있다고 주장했다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 이 자발적인 물질 세대는 호일이 고대 사이에 새로운 은하 형성을 허용 할 것이며 우주는 안정적으로 유지 될 것이라고 주장했다. 그는 심지어 천문학 자들은 아주 오래된 은하의 한가운데서 새로운 은하를 감지 할 수 있다고 주장했다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다. 이 문제는 정상 상태 이론에서 발견 된 많은 불일치 중 하나였습니다. 1950 년대에 안정된 상태의 이론가들은 빅뱅 우주론에 따르면 은하가 진화하고 수십억 년 전에 매우 활발하게 활동하고 있음을 보여주는 전파 은하가 발견 될 때 심한 타격을 받았다.Christos Sotiropoulos가 자막 한 " The Big Bang in brief" 비디오도 참조하십시오.