우주에 관한 정보

발전 궤적

지금 우주의 모습

빅뱅(5장)은 아직 알려지지 않았고, 인간은 과감하게 상상하고 있다. 어떤 사람들은 우주가 실제로 인간과 유사한 생물의 작은 세포라고 말하는 반면, 다른 사람들은 우주가 인간보다 지능이 높은 컴퓨터 생물이 만든 프로그램이나 작은 원본이라고 말합니다. 우주는 전자보다 훨씬 작은 것입니다. 우주는 전혀 존재하지 않거나 보이지 않습니다. 빅뱅 이론에 따르면, 우주의 발전 역사는 오른쪽 그림과 같이 오른쪽 끝이 열린 닫힌 곡선 몸체로 표현될 수 있습니다. 왼쪽 끝의 중심은 폭발 특이점으로, 오른쪽으로 137억 광년을 뻗어 현재의 구멍에 도달합니다. 왼쪽부터: 특이점, 40만년의 초기 팽창, 거의 4억년에 달하는 암흑기, 별, 은하, 행성의 발달 기간, 암흑 물질과 암흑 에너지가 포함된 가속 팽창 기간.

이 나이 편집

나이 정의

화려한 우주(사진 40장) 우주 나이 정의: 우주 나이(우주 나이) ) 우주는 순간부터 현재까지의 특정 시간 간격에서 시작됩니다. 뉴턴 우주론, 계층적 모델, 정상상태 모델 등과 같은 일부 우주론 모델의 경우 우주의 나이는 의미가 없습니다. 일반적인 진화론적 우주 모델에서 우주의 나이는 우주 규모 계수가 0이었던 때부터 현재 순간까지의 시간 간격을 의미합니다. 일반적으로 허블 나이는 우주 나이의 상한선이며 우주 나이를 측정하는 척도로 사용될 수 있습니다.

나이 추정

우주의 나이는 약 137억 5천만년이다. 연구자들은 최근 은하 전체를 렌즈로 삼아 크기를 측정하는 정밀한 방법을 사용했다. 그리고 우주의 나이, 그리고 그것이 얼마나 빨리 팽창하는지. 이번 측정으로 우주의 크기를 나타내는 '허블상수'의 유용성이 확인됐고, 우주의 나이가 약 137억5000만년이라는 사실도 확인됐다.

우주에서 가장 큰 구조물 - 슬론 만리장성(사진 33장) 연구팀은 밝은 활동성 은하에서 방출된 빛이 지구까지 다양한 경로를 따라 이동하는 거리를 측정하기 위해 중력 렌즈라는 기술을 사용했습니다. 연구자들은 각각의 이동 시간과 경로의 유효 속도를 이해함으로써 은하계의 거리를 추론하고 은하계가 우주로 확장되는 세부 사항을 분석할 수 있습니다. 과학자들은 우주의 먼 은하에서 방출되는 밝은 광원과 가까이 있는 희미한 광원 사이의 차이를 식별하는 데 어려움을 겪는 경우가 많습니다. 중력 렌즈는 이 문제를 우회하고 먼 빛의 전파에 대한 다양한 단서를 제공할 수 있습니다. 이러한 측정을 통해 연구자들은 우주의 크기를 결정할 수 있고, 천체물리학자들은 이를 허블 상수로 표현할 수 있습니다. KIPAC 연구원인 필 마샬(Phil Marshall)은 “우리는 렌즈가 허블 상수를 물리적으로 측정할 수 있다는 것을 오랫동안 알고 있었습니다. 현재의 중력 렌즈는 매우 정확한 측정을 달성하고 장기적인 결정을 위한 도구 역할을 할 수 있습니다.”라고 말했습니다. 초신성 및 우주 마이크로파 배경 관찰과 같은 허블 상수 균등화. 그는 중력렌즈 현상이 천체물리학자들이 우주의 나이를 알아내는 데 가장 좋은 측정 도구 중 하나로 사용될 수 있다고 지적했습니다.

우주 구조 개념의 발전에 관한 이 섹션 편집

많은 관점

고대에는 우주 구조에 대한 사람들의 이해가 매우 다양했습니다. 매우 순진한 상태입니다. 그들은 대개 자신의 생활 환경을 따라 우주의 구조를 추론합니다.

밝은 별이 빛나는 하늘. 중국 서주(周周)나라 때 중국 땅에 사는 사람들은 하늘이 마치 항아리와 같아서 평평한 땅 위에 거꾸로 놓여 있다는 천간론을 초기에 내놓았는데, 이는 나중에 후기 이론으로 발전했다. 땅의 모양도 아치형이라고 믿었던 천국의 틈. 기원전 7세기 바빌로니아 사람들은 하늘과 땅이 아치 모양을 이루고 있으며, 땅을 중심으로 바다와 산이 둘러싸여 있다고 믿었습니다. 고대 이집트인들은 우주를 하늘을 뚜껑으로 하고 땅을 바닥으로 하고 그 중심에 나일강이 있는 큰 상자로 상상했습니다. 고대 인도인들은 원반 모양의 흙이 여러 마리의 코끼리에 실려 있고, 그 코끼리들은 거대한 거북의 등에 섰다고 상상했다. 기원전 7세기 말, 고대 그리스의 탈레스는 지구가 물 위에 떠 있는 거대한 원반이라고 믿었다. 물. , 아치형 하늘로 덮여 있습니다. 어떤 사람들은 지구가 단지 거북이 위에 있는 갑판일 뿐이고, 거북이는 거북이를 하나씩 안고 탑 위에 서 있다고 믿습니다...

지구는 원래 구형입니다

지구가 구형이라는 사실을 최초로 깨달은 사람은 고대 그리스인이었습니다. 기원전 6세기 피타고라스는 미학의 개념에서 출발하여 모든 입체 도형 중에서 가장 아름다운 것은 구라고 믿었고, 우리가 살고 있는 천체와 지구는 모두 구형이라고 주장했습니다. 이 개념은 이후 많은 고대 그리스 학자들에 의해 계승되었으나, 지구가 구형이라는 개념이 최종적으로 확증된 것은 1519~1522년 포르투갈의 F. 마젤란이 원정대를 이끌고 세계 최초의 세계일주를 완성한 이후였다.

지구 중심 이론, 태양 중심 이론 및 만유 인력의 법칙

서기 2세기에 C. 프톨레마이오스는 완전한 지구 중심 이론을 제안했습니다. 이 이론은 지구가 우주의 중심에서 움직이지 않고 달, 태양, 행성, 그리고 가장 바깥쪽 별들이 모두 서로 다른 속도로 지구 주위를 돌고 있다고 주장합니다. 행성 운동의 불균일성을 설명하기 위해 그는 또한 행성이 주전원을 중심으로 회전하고 주전원의 중심이 주륜을 따라 지구 주위를 회전한다고 믿었습니다. 지구중심설은 유럽에서 1,000년 이상 동안 유포되어 왔습니다. 1543년 N. 코페르니쿠스는 태양이 우주의 중심에 있고 지구는 태양 주위를 원형 궤도로 공전하는 평범한 행성이라고 믿는 과학적 태양 중심 이론을 제안했습니다.

16세기 코페르니쿠스가 지동설을 정립한 후에야 지구가 태양을 공전하는 행성 중 하나이며, 지구를 포함한 8개의 행성이 태양의 주 구성원인 태양을 공전하는 행성계를 구성한다는 것이 일반적으로 인식되었다. 태양계. 1609년 J. 케플러는 지구와 행성이 태양을 중심으로 타원형 궤도를 돈다는 사실을 밝혀 코페르니쿠스의 지동설을 발전시켰다. 같은 해 갈릴레오 갈릴레이는 망원경으로 하늘을 관찰하는 데 앞장섰고 이를 대형 망원경으로 확인했다. 관측 사실의 수. 태양 중심 이론의 정확성. 1687년에 I. 뉴턴은 태양 주위의 행성 운동에 대한 기계적 이유를 심오하게 밝혀 태양 중심 이론에 견고한 기계적 기초를 제공하는 만유 인력의 법칙을 제안했습니다. 그 후, 사람들은 점차 태양계에 대한 과학적 개념을 확립하게 되었습니다.

은하수만이 우주에 있는 유일한 것은 아니다

코페르니쿠스의 우주 이미지에서 별은 가장 바깥쪽 별의 하늘에 있는 빛의 점일 뿐이다. 1584년에 조르다노 브루노(Giordano Bruno)는 이 항성하늘을 대담하게 폐지하고 별은 모두 먼 태양이라고 믿었습니다. 18세기 전반에 E. Halley의 별의 고유 운동에 대한 개발과 J. Bradley의 별의 먼 거리에 대한 과학적 추정으로 인해 브루노의 추측은 점점 더 많은 지지를 얻었습니다. 18세기 중반에 T. Wright, I. Kant, J.H. Lambert는 하늘 전체에 있는 별과 은하수가 거대한 천체계를 구성한다고 추측했습니다. 프리드리히 윌리엄 허셜(Friedrich William Herschel)은 망원경을 사용하여 하늘의 선택된 여러 영역에 있는 별의 수와 밝은 별과 어두운 별의 비율을 계산하는 통계 샘플링 방법을 개척했습니다. 1785년에 그는 처음으로 평평하고 평평한 그림을 얻었습니다. , 들쭉날쭉한 외곽선과 태양을 중심으로 한 은하계의 구조도로서 은하수 개념의 기초를 마련합니다. 다음 세기 반 동안 H. Shapley는 태양이 은하수의 중심에 있지 않다는 것을 발견했고, J.H. Oort는 은하수의 회전팔과 나선팔을 발견했으며, 많은 사람들이 은하수의 직경과 두께를 측정했습니다. , 그리고 마침내 은하수의 과학적 개념이 확립되었습니다. 태양

18세기 중반에 칸트와 다른 사람들도 우주 전체에 우리와 같은 천체계(은하수를 지칭함)가 셀 수 없이 많다고 제안했습니다. 당시 구름처럼 보였던 '성운'은 아마도 바로 그런 천체였을 것이다. 그 후 170년 동안 계속된 험난한 탐사 과정을 거쳐 1924년이 되어서야 E.P. 허블은 세페이드 시차법을 사용하여 안드로메다 성운과 다른 은하들까지의 거리를 측정하여 은하외 은하의 존재를 확인했습니다.

은하 외은하가 우리에게 점점 가까워지고 있다

지난 반세기 동안 외은하 연구를 통해 사람들은 은하단, 초은하 등 더 높은 차원의 천체계를 발견했을 뿐만 아니라 클러스터를 통해 우리의 시야를 약 200억 광년 떨어진 우주 깊은 곳까지 확장했습니다.

우주 진화 개념의 발전에 대한 이 단락 편집

우주

중국에서는 일찍이 서한 왕조 시대에 "회남자 추전순" "라고 지적했습니다. "시작이 있습니다. 시작이 있습니다. 시작이 있습니다. 시작이 있습니다. 시작이 있습니다. 시작이 있습니다. 세상이 있다고 믿어집니다." 개봉이 있으면 개봉 전 기간이 있고, 개봉 전 이전 기간도 있습니다. "회남자 천문순"은 또한 보이지 않는 물질 상태에서 혼돈 상태, 하늘과 땅에 있는 모든 것의 생성과 진화에 이르기까지 세계의 과정을 구체적으로 설명합니다. 고대 그리스에서도 비슷한 견해가 있었습니다. 예를 들어, 레우키포스(Leucippus)는 빈 공간에서 원자의 소용돌이 운동으로 인해 가벼운 물질이 외부 공극으로 빠져나가고 나머지 물질은 구형 천체를 형성하여 우리 세계를 형성한다고 제안했습니다. 태양계 개념이 정립된 ​​이후, 사람들은 태양계의 기원을 과학적 관점에서 탐구하기 시작했습니다. 1644년에 R. 데카르트는 1745년에 태양계의 기원에 대한 소용돌이 이론을 제안했고, G.L.L. Buffon은 1755년과 1796년에 큰 혜성의 충돌로 인해 발생한 태양계의 기원에 대한 이론을 제안했습니다. , Kant 및 Rapp Lars는 각각 태양계의 기원에 대한 성운 이론을 제안했습니다. 태양계의 기원을 탐구하는 현대 네오네뷸라 이론은 칸트-라플라스 성운 이론을 바탕으로 발전되었다.

은하의 이 부분 편집

1911년에 E. Hertzsprung은 1913년에 Bertrand Arthur가 그림으로 은하수 성단의 최초의 색과 등급 지도를 만들었습니다. 별의 분광광도 다이어그램, 헤르츠-고무 다이어그램. 러셀은 이 도표를 얻은 후, 별이 적색거성에서 시작하여 먼저 주계열로 축소되고, 그 다음 주계열 아래로 미끄러져 내려가 최종적으로 적색왜성이 된다는 항성진화론을 제안했습니다. 1924년에 Arthur Stanley Eddington은 1937년부터 1939년까지 별의 질량-빛 관계를 제안했고, C.F. Weizsacker와 Bethe는 별의 에너지가 헬륨으로의 수소 융합의 핵 반응에서 나온다는 것을 밝혔습니다. 이 두 가지 발견은 러셀의 이론을 부정하고 별의 진화에 관한 과학적 이론을 탄생시키는 결과를 가져왔습니다. 은하의 기원에 대한 연구는 비교적 늦게 시작되었습니다. 현재 일반적으로 은하가 우주 형성의 후기 단계에서 원시 은하로부터 진화했다고 믿어지고 있습니다. 은하수

1917년에 A. 앨버트 아인슈타인(A. Albert Einstein)은 새로 창설된 일반 상대성 이론을 사용하여 "정적, 유한, 무한" 우주 모델을 확립하여 현대 우주론의 기초를 마련했습니다. 1922년에 G.D. 프리드먼(G.D. Friedman)은 알베르트 아인슈타인(Albert Einstein)의 장 방정식에 따르면 우주가 반드시 정지해 있는 것은 아니며 팽창하거나 진동할 수도 있다는 사실을 발견했습니다. 전자는 열린 우주에 해당하고 후자는 닫힌 우주에 해당합니다.

1927년에 G. Lemaître는 팽창하는 우주 모델을 제안했습니다. 1929년에 허블은 은하의 적색 편이가 거리에 비례한다는 것을 발견하여 유명한 허블의 법칙을 확립했습니다. 이 발견은 팽창하는 우주 모델을 강력하게 뒷받침합니다. 20세기 중반 G. Gamow 등은 뜨거운 빅뱅 우주 모델을 제안했으며, 이 모델에 따르면 우주에서 저온 배경 복사가 관찰되어야 한다고 예측했습니다. 1965년 마이크로파 배경 복사의 발견은 Gamow 등의 예측을 확증해주었습니다. 그 이후로 많은 사람들은 빅뱅 우주 모형을 우주의 표준 모형으로 간주하게 되었다. 1980년에는 미국의 거스(Guth)가 핫 빅뱅 우주 모델을 바탕으로 빅뱅 초기 단계의 인플레이션 우주 모델을 추가로 제안했습니다. 이 모델은 현재 알려진 대부분의 중요한 관찰을 설명할 수 있습니다.

우주 사진 편집

현대 천문학 연구 결과에 따르면 우주는 계층 구조를 갖고 있으며, 천과 같으며, 끊임없이 팽창하고, 다양한 물질 형태를 갖고 있으며, 끊임없이 움직이고 있습니다. 그리고 천체 시스템을 개발 중입니다. 계층 구조 행성은 가장 기본적인 천체 시스템입니다. 태양계에는 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 등 8개의 행성이 있습니다. (명왕성은 이제 행성에서 쫓겨나 왜소행성으로 강등되었습니다.) 수성과 금성을 제외하고 다른 모든 행성에는 궤도를 도는 위성이 있습니다. 지구에는 달이라는 위성이 1개 있고, 위성이 가장 많은 것은 토성이 28개입니다. 행성, 소행성, 혜성, 유성체는 모두 중심 천체인 태양 주위를 공전하며 태양계를 형성합니다. 태양은 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지하며, 지름은 약 140만km로 가장 큰 행성인 목성의 지름은 약 14만km이다. 태양계의 크기는 약 120억km(명왕성을 경계로)이다. 우리 태양계 외부에 다른 행성계가 존재한다는 증거가 있습니다. 태양과 성간 물질과 유사한 2,500억 개의 별이 더 큰 천체계, 즉 은하수를 구성합니다. 은하수에 있는 대부분의 별과 성간물질은 편구형 공간에 집중되어 있다. 옆에서 보면 '원반'처럼 보이고, 앞에서 보면 소용돌이처럼 보인다. 은하수의 직경은 약 100,000광년입니다. 태양은 은하계 중심에서 약 30,000광년 떨어진 은하수의 나선 팔 중 하나에 위치하고 있습니다. 은하계 외부에는 종종 은하계라고 불리는 은하외 은하라고 불리는 유사한 천체 시스템이 많이 있습니다. 약 10억 개가 관찰되었습니다. 은하들은 또한 은하단이라고 불리는 크고 작은 그룹으로 모여 있습니다. 평균적으로 각 은하단에는 지름이 수천만 광년에 달하는 약 100개의 은하가 있습니다. 수만 개의 은하단이 발견되었습니다. 은하수를 포함하여 약 40개의 은하로 이루어진 작은 성단을 국부은하군이라고 합니다. 여러 개의 은하단이 모여 초은하단이라 불리는 더 크고 더 높은 수준의 천체계를 형성합니다. 초은하단은 종종 길쭉한 모양을 갖고 있으며 직경은 수억 광년에 이릅니다. 일반적으로 초은하단에는 소수의 은하단만 포함되고, 소수의 초은하단에는 수십 개의 은하단이 포함됩니다. 국부은하군과 근처 은하단 약 50개로 이루어진 초은하단을 국부초은하단이라고 부른다. 현재 천문관측의 범위는 전체 은하계라 불리는 200억 광년의 광대한 공간으로 확대됐다. 마젤란운&>

우주의 역사

이 문단의 유래 수정

우주의 지속적인 팽창

빅뱅 앨범(6 사진) 일반적으로 우주는 150억년 전 대폭발로 탄생했다고 믿어진다. 빅뱅 이후 30억년이 지나서 물질의 첫 파동이 나타났습니다. 빅뱅 이후 20억~30억년이 지나면서 퀘이사는 점차적으로 형성되었습니다. 빅뱅이 일어난 지 100억년 후에 태양이 태어났다. 지구상의 생명체는 38억년 전부터 점진적으로 진화하기 시작했습니다. 빅뱅에서 방출된 물질은 우주에 떠다니고 있습니다. 수많은 별들로 구성된 거대한 은하계는 이 물질로 이루어져 있습니다. 원래 사람들은 중력으로 인해 우주가 팽창을 멈출 것이라고 상상했습니다. 그러나 과학자들은 우주의 팽창을 가속시키는 척력을 생성하는 '암흑에너지'가 우주에 존재한다는 사실을 발견했습니다. 빅뱅 이후의 팽창 과정은 중력과 반발력의 싸움이다. 폭발로 인해 발생하는 힘은 우주의 천체가 멀어지게 만드는 반발력이다. 천체가 멀어지는 것을 막고 심지어 서로 멀어지도록 시도합니다. 중력의 크기는 천체의 질량과 관련이 있다. 따라서 빅뱅 이후 우주가 계속해서 팽창할 것인지, 아니면 결국 팽창을 멈추고 작아질 것인지는 전적으로 우주에 있는 물질의 밀도에 달려 있다. 우주. 우주의 내주변은 중력이고, 외주변은 반발력(암흑에너지)이다.

이론적으로는 일정한 임계밀도가 있다. 우주의 물질의 평균 밀도가 임계 밀도보다 작으면 우주는 계속 팽창할 것입니다. 이를 "개방 우주"라고 합니다. 물질의 평균 밀도가 임계 밀도보다 크면 팽창 과정이 중단됩니다. 조만간 수축이 일어나게 되는데 이를 '열린 우주'라고 합니다. 문제는 매우 간단한 것 같지만 그렇지 않습니다. 이론적으로 계산된 임계 밀도는 5×8^-30 g/cm3입니다. 그러나 우주에 있는 물질의 평균 밀도를 결정하는 것은 그리 쉬운 일이 아닙니다. 은하 사이에는 광대한 은하 간 공간이 있습니다. 지금까지 관찰된 모든 발광 물질의 질량이 우주 전체에 퍼져 있다면 평균 밀도는 2×10^-31 g/cm3에 불과할 것입니다. 임계 밀도 이상. 그러나 다양한 증거에 따르면 우주에는 아직 관측되지 않은 암흑물질이 존재하며, 그 양이 눈에 보이는 물질의 양을 훨씬 초과할 수 있어 평균 밀도를 결정하는 데 큰 불확실성을 가져옵니다. 따라서 우주의 평균밀도가 실제로 임계밀도보다 작은지 여부는 여전히 논란의 여지가 있는 문제로 남아 있다. 그러나 지금으로서는 우주가 열릴 가능성이 더 높다.

별이 고급 단계로 진화하면 물질(가스)의 일부가 성간 NGC 5139 오메가 센타우루스자리

공간에 던져지고, 이러한 가스는 다음 세대의 별을 형성하는 데 사용될 수 있습니다. 이 과정에서 가스의 양이 점점 줄어들 수 있습니다(이 과정에서 이 가스가 감소하는지 여부는 확립되지 않았습니다.). 더 이상 새로운 별이 나올 수 없도록 말이죠. 10^14년 후에는 모든 별이 밝기를 잃고 우주는 더욱 어두워질 것입니다. 동시에 별들은 계속해서 상호작용으로 인해 은하계로부터 탈출하게 되고, 은하계는 에너지 손실로 인해 수축하게 되며, 그 결과 중심부에 블랙홀이 형성되고 근처를 지나가는 별들을 집어삼키며 성장하게 된다. (질량과 에너지 보존의 법칙에 따라 별을 형성하는 기체는 감소하지 않고 다른 형태로 변환되기 때문에 새로운 별이 계속 생성될 수 있다.) 10^17~10^18년 후에도 은하의 경우 블랙홀과 흩어져 있는 죽은 별들만 있을 것입니다. 이때 별을 구성하는 양성자는 더 이상 안정적이지 않습니다. 10^32년이 지나면 양성자는 광자와 다양한 렙톤으로 붕괴되기 시작합니다. 10^71년이 지나면 이 붕괴 과정이 완료되고 광자, 렙톤 및 일부 거대한 블랙홀만 우주에 남게 됩니다. 10^108년 후, 증발을 통해 에너지 입자가 거대한 블랙홀에서 빠져나올 것입니다. 우주는 어둠으로 변할 것입니다. 이것은 우주의 '끝'이 다가오는 장면일지 모르지만, 우주는 여전히 느리고 지속적으로 팽창하고 있습니다. (그러나 양성자가 붕괴할지 여부는 아직 결론이 나지 않았으므로 질량과 에너지 보존의 법칙에 따라 우주의 질량과 에너지는 계속 변환됩니다.) 닫힌 우주의 결과는 어떻게 될까요? 닫힌 우주에서 팽창 과정이 끝나는 시간은 우주의 평균 밀도에 따라 달라집니다. 평균밀도가 임계밀도의 2배라고 가정하면, 간단한 이론적 모델에 따르면 400억~500억년 후 우주의 반경이 현재 크기의 약 2배로 팽창하게 되면 중력이 우세해 팽창하기 시작한다. 그리고 우주는 줄어들기 시작했습니다. 미래의 상황은 우주 영화가 상영된 후 되감기하는 것과 거의 같을 것입니다. 빅뱅 이후 우주에 일어난 모든 주요 변화는 반전될 것입니다. 수백억 년의 수축 후에 우주의 평균 밀도는 대략 현재 상태로 돌아갑니다. 그러나 지구에서 멀어지는 은하의 원래 역행 운동은 지구에 더 가까운 운동으로 대체됩니다. 수십억 년 안에 우주 배경 복사는 400 켈빈까지 상승할 것이며, 그 결과 우주는 매우 뜨겁고 밀도가 높아질 것입니다. 붕괴 과정에서 은하들은 서로 합쳐지고 별들은 자주 충돌합니다. 이러한 결말은 단지 가설적인 추론일 뿐입니다. 최근 몇 년 동안 서양 천문학자 그룹은 "우주에는 시작도 끝도 없다"는 새로운 결론을 발표했습니다. 그들은 우주가 '탄생'하는 날도 끝도 없으며, 끝없는 주기로 계속해서 큰 폭발을 일으키며 움직인다고 믿습니다. '우주에는 시작도 없고 끝도 없다'는 새로운 이론이 맞는지에 대해 과학자들은 국제 천문계가 몇 년 안에 이를 검증할 것으로 예상하고 있다.

우주의 창조

1. 일부 우주론자들은 팽창 모델의 가장 급진적인 개혁은 우주의 모든 물질과 에너지가 창조되었음을 관찰하는 것이라고 믿습니다. 무(無)의 관점에서 볼 때, 이러한 관점이 이전에 사람들에게 받아들여질 수 없었던 이유는 많은 보존 법칙, 특히 중입자수 보존과 에너지 보존 법칙이 있기 때문입니다. 그러나 대통일 이론이 발전함에 따라 중입자 수가 보존되지 않고 우주의 중력 에너지는 대략 음수라고 할 수 있으며 전체 에너지가 0인 상태에서 비중력 에너지를 정확히 상쇄할 수 있습니다. 따라서 관찰된 우주가 무(無)에서 진화하는 것을 막는 알려진 보존법칙은 없습니다. 이러한 '무에서 유를 창조한다'는 견해는 철학의 두 가지 측면을 포함한다. ①존재론적 측면. "아무것도 없음"이 절대적인 무(無)라고 생각하는 것은 실수입니다. 이는 인간이 알고 있는 과학적 관행에 위배될 뿐만 아니라, 인플레이션 모델 자체에도 위배됩니다. 이 모델에 따르면, 우리가 연구하는 관측 우주는 전체 인플레이션 영역 중 아주 작은 부분일 뿐이며, 관측 우주 외부에는 절대적인 '아무것도' 존재하지 않습니다. 현재 우주에서 관찰되는 물질은 거짓 진공 상태에서 방출된 에너지로 변형된 것입니다. 이 진공 에너지는 바로 물질과 에너지의 특수한 형태이며 절대적인 '무'에서 생성되는 것이 아닙니다. 더 나아가 이 진공 에너지가 '무'에서 유래하고 따라서 관측된 우주 전체가 궁극적으로 '무'에서 비롯되었다고 말한다면, 이 '무'는 미지의 물질이자 에너지일 수밖에 없습니다. ②인식론과 방법론. 인플레이션 모델에 포함된 우주 개념은 자연과학의 우주 개념이다. 이 우주는 아무리 거대하더라도 유한한 물질계로서 창조와 발전, 파괴의 역사를 갖고 있습니다. 인플레이션 모델은 전통적인 빅뱅 우주론과 대통일 이론을 결합하여 관찰된 우주의 물질과 에너지의 형태가 영원하지 않으며 그 기원을 연구해야 한다고 믿습니다. "무"를 알 수 없는 형태의 물질과 에너지로, "무"와 "존재"를 한 쌍의 논리적 범주로 간주하고, 우리 우주가 미지의 물질과 에너지의 형태인 "무"에서 "무"로 어떻게 변화하는지 탐구합니다. " - 물질과 에너지의 알려지지 않은 형태. 특정 인식론적, 방법론적 의미를 갖는 물질과 에너지의 알려진 형태가 있습니다. 2. 우주는 어떻게 시작되었는가? 공간과 시간의 본질은 무엇인가? 이는 2000여년 전 고대 철학자부터 현대 천문학자들까지 끊임없이 고민해 온 질문이다. 코페르니쿠스, 허셜, 허블의 태양계, 은하수, 은하계 외 은하계의 우주 탐사 3부작 이후, 우주론은 더 이상 심오하고 난해한 추상적 철학적 사변이 아니라 천문학적 관측과 물리학적 실험에 기초하고 있습니다. 과학.

현재 학계에 영향력을 행사하고 있는 '빅뱅 우주론'은 벨기에 수학자 르메트르가 1927년에 제안한 것이다. 그는 원래 우주의 물질이 초원자 '우주 알'에 집중되어 유례없는 빅뱅으로 폭발했다고 믿었다. 수많은 조각으로 쪼개져 오늘날의 우주를 이루고 있다. 1948년 러시아계 미국인 물리학자 가모프(Gamow) 등은 150억년 전 대폭발 이후 일련의 원소를 거쳐 마침내 별과 은하를 형성한 이후 우주가 밀도 있고 뜨거운 특이점에서 어떻게 진화했는지 자세히 설명했습니다. 전체 팽창 진화 과정의 이미지. . 그러나 이 이론에는 혼란스러운 측면이 많이 있습니다. 거시적 우주는 비교적 무한히 확장되어 있습니다. 우주는 태초에 하나의 점에 불과하고 주위는 공백으로 둘러싸여 있었다는 '빅뱅 우주론'의 가설, 즉 인간이 아직 그 범위를 정하지도 못하고 알 수도 없는 우주는 질량을 계산해 보면 아주 작은 공간에 압축되어 있다는 것은 단지 추측일 뿐입니다. 게다가 에너지와 질량의 비례관계를 생각해보면, 작은 점이 아무 이유 없이 갑자기 광활한 우주로 폭발하는 에너지는 어디서 오는 걸까? 인간은 태양 주위를 도는 지구의 공전을 시간, 즉 연도를 측정하는 기준으로 삼는다. 그러나 우주의 모든 천체는 서로 다른 속도로 움직입니다. 우주에는 시간을 측정하는 기준이 없습니다. 예를 들어, 지구상의 동, 서, 북, 남의 개념은 우주에서는 아무런 의미가 없습니다. 우주에는 연도 개념이 존재하지 않는데, 빅뱅 우주론은 우주의 정확한 나이를 계산하기 위해 어떻게 연도 개념을 사용할 수 있는가? 1929년 미국 천문학자 허블은 은하의 적색 편이가 은하 사이의 거리에 비례한다는 허블의 법칙을 제시하고, 은하들이 서로 멀어지고 있다는 우주 팽창 이론을 추론했다. 허블의 법칙은 단순히 은하가 지구에서 멀수록 더 ​​빠르게 움직인다고 말합니다. 은하의 적색 편이는 은하의 거리에 정비례합니다. 그러나 그는 또 다른 매우 중요한 점을 발견하지 못했습니다. 은하의 적색 편이도 은하의 질량에 정비례한다는 것입니다. 우주에서 은하 사이의 거리는 매우 멀고, 우주 물질의 흡수와 방해로 인해 빛의 전파가 점차 약해집니다. 더 빠르게 움직이는 은하들은 질량이 더 큰 은하입니다. 질량이 클수록 에너지 복사가 강해집니다. 따라서 우리가 관찰하는 적색편이가 매우 큰 은하들은 물론 매우 무거운 은하입니다. 이것이 바로 "퀘이사"라고 불리는 먼 은하가 거대한 질량으로 인해 큰 적색편이를 보이는 이유입니다. 또한 질량이 작고 에너지 복사가 약한 은하(대마젤란운과 소마젤란운 등 우리 은하에 매우 가까운 몇몇 은하를 제외)는 관찰하기 어렵기 때문에 현재 우리가 보는 대부분의 은하들은 적색-은하이다. 이동. 은하수에 있는 별들은 지구에 가깝기 때문에 크고 작은 별들을 볼 수 있기 때문에 별들의 적색편이와 보라색편이는 거의 같습니다. 은하의 적색편이가 더 많고 보라색 편이가 적은 또 다른 이유는 우주의 물질 구조가 빅뱅 우주론에서 설명한 것처럼 중심에서 주변으로 방사되는 것이 아니라 특정 범위 내에서 중심을 중심으로 원형 궤적으로 움직이기 때문입니다. 운동. 따라서 지구에서 보이는 보라색 편이 은하의 범위는 매우 좁고 그 수도 매우 적습니다. 그들은 은하수와 같은 방향으로 움직이는 은하일 수밖에 없습니다. 은하수보다 더 크다. 앞으로 고해상도 천문 관측 장비가 개발되어야만 우리는 더 많은 보라색 편이 은하를 볼 수 있습니다. 우주의 물질 분포가 불균형해지면 국지적인 물질 구조는 계속 팽창하고 수축하지만 우주 전체 구조의 상대적 균형은 변하지 않습니다. 단지 지구의 관점에서 관찰된 일부(전부가 아닌) 눈에 보이는 은하와 지구 사이의 거리 변화에만 의존하는 것만으로는 우주 전체가 팽창하고 있는지 수축하고 있는지를 설명할 수 없습니다. 중력에 의해 끊임없이 솟아오르고 물러나는 지구 해양의 조수 현상과 마찬가지로 바닷물의 총량이 증가하거나 감소한다는 것을 의미하지는 않습니다. 1994년 미국 카네기연구소의 프리드먼 등은 우주의 팽창률 추정법을 이용해 우주의 나이를 계산했고, 나이 계산값을 80억~120억년으로 내놨다. 그러나 항성 스펙트럼 분석에 따르면 우주에서 가장 오래된 별의 나이는 140억~160억년이다. 별의 나이는 우주의 나이보다 오래됐다. 1964년 미국 엔지니어 펜지어스(Penzias)와 윌슨(Wilson)이 탐지한 마이크로파 배경 복사는 우주 전체의 다양한 물질 사이의 에너지 전달 효과로 인한 것입니다. 우주에는 물질복사선이 항상 존재하며, 3K나 5K의 온도값은 인간이 스스로 판단하여 고안한 측정기준일 뿐입니다. 이러한 에너지 복사 현상은 우주에서 물질의 중력 효과로 인해 대규모 공간에서 물질의 전반적인 분포가 상대적으로 균일하며 성간 공간에 실제로 많은 양의 "암흑 물질"이 있음을 보여줄 수 있습니다. 현재 관찰할 수 없습니다. 빅뱅 우주론의 헬륨 풍부도 문제에 대해 말하자면, 헬륨은 원래 우주에서 수소 다음으로 매우 풍부한 원자 구조입니다. 유통법. 우주의 대규모 범위에서는 헬륨의 풍부함뿐만 아니라 수소와 산소와 같은 다른 원소의 풍부함도 비슷합니다. 더욱이, 다양한 원소들은 서로 다른 온도와 환경에 따라 끊임없이 변화하며, 항상 동일한 모습을 유지하지 않습니다. 따라서 마이크로파 배경 복사와 헬륨 풍부도와 우주의 기원 사이에는 필연적인 연관성이 없습니다. 빅뱅 우주론이 직면한 또 다른 문제는 우주가 무한정 계속 팽창한다면 최종 결과는 어떻게 될 것인가이다. 독일 물리학자 클라우지우스(Clausius)는 에너지가 불균일 분포에서 균일 분포로 변화하는 과정이 우주의 모든 에너지 형태와 모든 사건에 적용 가능하다고 지적했습니다. 어떤 물체에는 그 총 에너지와 온도에 기초한 값이 있습니다. 그는 이 물리량을 "엔트로피"라고 명명했습니다. 고립계의 "엔트로피"는 항상 증가하는 경향이 있습니다.

그러나 우주에는 항상 높은 "엔트로피" 영역과 낮은 "엔트로피" 영역이 있으며, 절대적으로 균일한 상태를 갖는 것은 불가능합니다. 그러므로 '엔트로피'의 수준이 계속 상승하여 최대값에 도달하면 우주는 죽음과 침묵의 영원한 상태에 들어가 결국 '열사'로 죽게 된다는 믿음이 우주의 일부를 결합시키는 것이다. 이제 우리는 그 범위를 우주 전체의 잘못된 개념으로 간주할 수 있습니다. 우주의 구체적인 형태는 천문학적 관측자료와 물리이론을 바탕으로 기술되며, 은하의 형태학적 특성은 우주의 구조를 연구하는 데 매우 중요하다. 은하의 원형 나선 구조는 전체 우주의 축소판입니다. 타원 및 막대 나선과 같은 다양한 은하 모양은 은하의 나이와 다양한 관찰 각도로 인한 시각적 효과일 뿐입니다. 놀라운 나선형 모양은 자연에서 가장 흔하고 기본적인 물질 이동 형태입니다. 이 나선 현상은 우주의 모양을 이해하는 데 중요한 역할을 합니다. DNA 분자만큼 큰 나선 은하가 모두 이 나선에서 생성됩니다. 자연은 직선 형태를 인식하지 못합니다. 자연의 모든 물질의 기본 구조는 곡선 방식으로 원운동을 하는 형태입니다. 원자와 분자부터 행성과 은하, 은하단과 초은하단에 이르기까지 광활한 우주가 하나의 큰 소용돌이라는 것은 의심의 여지가 없습니다. 그러므로 모든 물질의 총합인 '우주'가 곡선운동 모형에서 벗어나 중심을 중심으로 모든 방향으로 무한히 뻗어나가는 '빅뱅 우주 모형'보다 '나선형 운동 우주 모형'의 확립이 더 낫다. 선형 운동은 우주의 실제 구조와 형태를 더 잘 반영할 수 있습니다.

이 단락 편집 빅뱅 우주 모델

이론적 소개

(빅뱅 모델)는 널리 알려진 우주 진화 이론입니다. 요점은 우주가 극도로 높은 온도와 밀도의 상태에서 발생하는 '빅뱅'에 의해 생성되었다는 것입니다. 그것은 적어도 100억년 전에 일어났습니다. 이 모델은 두 가지 가정을 기반으로 합니다. 첫 번째는 우주에서 물질의 중력 효과를 정확하게 설명할 수 있는 아인슈타인이 제안한 일반 상대성 이론이고, 두 번째는 소위 우주론적 원리, 즉 눈에 보이는 것들입니다. 우주의 관찰자는 관찰하는 방향이 위치와 관계가 없습니다. 이 원리는 우주의 대규모에만 적용되며, 우주가 무한하다는 의미이기도 합니다. 따라서 우주의 빅뱅 근원은 공간의 특정 지점에서 발생한 것이 아니라, 공간 전체에서 동시에 발생했다. 이 두 가지 가정을 사용하면 특정 시간(플랑크 시간이라고 함)부터 시작되는 우주의 역사를 계산하는 것이 가능합니다. 그 이전에는 어떤 물리 법칙이 작용했는지가 아직 명확하지 않습니다. 우주는 그 시점부터 급속히 팽창하여 밀도와 온도가 원래 극도로 높은 상태에서 떨어졌고, 양성자의 붕괴를 예고하는 과정은 오늘날 우리가 볼 수 있듯이 반물질보다 훨씬 더 많은 물질을 만들어 냈습니다. 이 단계에서는 많은 기본 입자도 나타날 수 있습니다. 몇 초 후, 우주의 온도는 일부 원자핵이 형성될 만큼 충분히 냉각되었습니다. 이 이론은 또한 오늘날 볼 수 있는 것과 일치하는 특정 양의 수소, 헬륨 및 리튬 핵종의 형성을 예측합니다. 약 백만 년이 더 지나면 우주는 더 냉각되고 원자가 형성되기 시작했으며 우주를 가득 채운 방사선은 공간을 통해 자유롭게 퍼졌습니다. 이 방사선을 우주 마이크로파 배경 방사선이라고 하며, 관측을 통해 확인되었습니다. 빅뱅 이론은 원시 물질과 방사선 외에도 우주는 이제 질량이나 전하가 없는 기본 입자인 중성미자로 채워져야 한다고 예측합니다. 이제 과학자들은 이 물질을 찾기 위해 열심히 노력하고 있습니다.