우주의 나이는 얼마나 되었을까요?
근원적 기원이 항상 궁금합니다
빅뱅으로 시작해서 별과 은하가 만들어지고
태양이 생기고 태양계, 지구 등이 생긴 우주의
기원이 궁금합니다
2개의 답변이 있어요!안녕하세요. 꾀꼬리입니다.너무나 광범위하고 답을 하기에 어려운 질문인데요 햔대의 과학자들은 이 지구의 해와 달과 별이 약 137억 7천만년 +-4천만년이라고 하는데요 정확한건지는 확실치 않아요
안녕하세요. 자드락비입니다.
우주의 나이
[ age of the universe ]
우주의 나이는 빅뱅이 일어난 때부터 우주가 팽창하는 과정을 거쳐 현재까지 흐른 시간을 의미한다. 천문학적인 방법론을 사용하여 은하의 형성 이후의 시점부터 시간을 측정하여 우주의 나이를 대략적으로 유추하기도 하지만, 우주배경복사의 비등방성을 이용하면 빅뱅이 있은 이후의 시간을 정확하게 결정할 수 있다. 우주배경복사 온도 및 편광 자료를 중심으로 바리온 음향진동, 초신성, 허블상수 등의 외부 관측결과들을 모두 이용하면, 우주의 나이는 137.99 억년이고 오차는 2천 1백만년 정도가 된다. 그런데 우주론적인 측정값은 우주상수가 존재한다는 가정하에서 추정된 값이다. 아직 정체가 규명되지 않은 암흑에너지의 진화과정이 우주상수의 진화과정과 다를 경우 관측결과는 다르게 해석될 수 있고 우주의 나이도 달라질 수 있다. 그림 1은 빅뱅으로부터 시작된 우주의 역사를 간략하게 보여 준다.
그림 1. 빅뱅부터 시작된 우주의 역사.
우주배경복사가 시작된 시기를 기점으로 그 이전과 이후에 발생한 주요 사건을 보여 준다. (출처: 송용선/한국천문학회)
우주의 역사와 나이
초기우주
빅뱅 이후 1조 분의 1초 동안에는 양자중력이론으로만 이해할 수 있는 플랑크규모(Planck scale)의 첫 우주가 있었고, 우주거대구조의 씨앗을 생성한 초기 급팽창이 있었다. 빅뱅 이전의 다른 우주가 있었다고 설명하는 이론도 있기는 하지만, 일반적으로는 빅뱅과 함께 우주가 시작되었다는 우주표준모형이론에 근거하여 우주의 나이 시작을 빅뱅으로 가정한다. 초기 급팽창(inflation)은 빅뱅 이후에 시작했다고 추론되지만, 정확한 시작과 끝은 아직 알려져 있지 않다. 초기 급팽창이 끝나게 되면 입자물리 표준모형에서 설명하는 입자들이 형성되기 시작하고, 아주 짧은 시간 안에 이 우주의 물질 및 에너지를 형성하는 기본 입자들이 만들어 진다.
우주냉각기
우주나이 1초가 되면 중성미자가 상호작용에서 분리되어 전 우주공간을 채우고 중성자와 양성자가 형성되게 된다. 우주가 서서히 냉각 되면서, 우주나이 3분 정도 되는 시간부터 우주나이 20분까지는 우주 핵융합을 통해 가벼운 원소들이 만들어 진다. 우주나이 20분이 지나면 물질 생성은 중단되지만, 빛과 전자 사이의 상호작용에 의해서 빛과 자유전자는 충돌하면서 함께 움직인다. 초기 급팽창이 만들어 놓은 작은 고밀도 지역에는 다른 입자들과 전혀 상호작용이 없는 암흑물질들이 모이면서 중력장이 진화하게 된다. 이 중력장 주변에 위치한 빛-바리온 플라스마는 암흑물질이 만들어 놓은 중력장에 이끌리며 수축하게 된다. 이렇게 수축하다가 아주 좁은 지역에 밀집하게 되면 빛의 복사압력에 의해 수축을 멈추고 중력장 밖으로 팽창을 한다. 빛-바리온 플라스마가 중력장으로부터 충분히 멀어지게 되면 다시 바리온의 질량에 의한 중력이 커져 수축하는데, 수축 및 팽창이 반복되는 이러한 현상을 바리온음향진동(baryon acoustic oscillation, BAO)이라고 부른다. 우주나이 47,000년에는 복사에너지밀도가 물질의 에너지 밀도보다 작아지게 되고, 빛과 바리온이 플라스마에서 분리되고, 바리온 음향진동 현상이 끝나게 된다. 이 시기는 우주배경복사에서 빛과 물질에너지밀도의 비율을 관측하게 되면 계산할 수 있다. 빛이 플라스마에서 분리된 이후에도 여전히 밀도가 높은 전자들과의 산란에 의해 자유롭게 진행하기는 어렵다. 그러다가 우주나이 377,000년이 되면 전자들의 밀도가 충분히 낮아져 빛이 우주 전 공간에서 자유롭게 진행할 수 있게 된다. 이 시점이 우주배경복사가 시작되는 기점이고, 우주배경복사 관측으로 빛, 바리온 그리고 암흑물질 사이의 비율을 알게되면 정확히 결정된다.
우주배경복사 이후의 우주
물질이 우주를 지배하기 시작한 이후에는, 빛에서 분리된 바리온이 암흑물질의 중력장에 끌려 들어가서 고밀도 지역의 중력장이 성장하기 시작한다. 우주나이 수 백 혹은 수 천만년이 지나기 전까지는 고밀도 지역 내부의 중력이 충분히 강하지 못하여 관측이 가능한 천체가 형성되지 못하는데, 이러한 시기를 우주암흑시대(Cosmic Dark Age)라고 부른다. 이 우주암흑시대가 언제까지 지속 되었는 지는 아직 알 수가 없고, 가까운 미래에 광시야 전파관측이 실현되면 21cm 파장대 관측에 의하여 정확한 연대 측정이 가능해 질 수 있다. 우주에 관측가능한 천체들이 생기기 시작하면, 여러가지 다양한 방법으로 관측한 천체가 형성된 시기부터 지끔까지의 시간을 측정할 수 있다. 여기서는 이러한 방법들 보다는, 우주배경복사가 시작된 직후 377,000년부터 지금까지의 시간을 추정하는 방법으로 결정된 우주의 나이를 소개한다. 이러한 방법으로 우주의 나이를 결정하게 되면, 우주암흑시대가 끝나는 시점을 알 지 못하더라도, 우주의 나이를 결정할 수 있다. 빅뱅부터 우주배경복사가 시작된 시점까지 377,000년은 정확하게 결정되어 있고, 우주의 나이에 비해 아주 작은 값이기 때문에, 더 신뢰할 수 있는 우주나이 추정이 가능해 진다.
우주배경복사를 이용한 우주의 나이 관측
우주나이 관측 원리
우주나이 47,000년 이전까지 바리온 음향진동에 의해서 형성된 파장의 크기는 우주배경복사 비등방 지도를 분석하면 알 수 있다. 수축과 팽창에 의해서 생긴 미세한 밀도변화에 의해 형성된 파형은 스펙트럼 상에서 파도 모양을 만들어 낸다. 이 파도 모양의 높낮이가 나타나는 각을 스펙트럼의 모양으로부터 유추할 수 있는데, 이렇게 되면 일반적인 삼각 측량법에 의해서 우주배경복사가 시작된 이후 현재까지 빛이 여행한 거리를 측정할 수 있다. 하지만 우주곡률 등의 다른 변수들도 존재하기 때문에 이러한 단순한 방법으로는 우주의 나이를 정확히 추정하기 어렵다.
우주배경복사 비등방지도 관측을 이용하여 초기 급팽창과 관련된 변수들과 바리온, 암흑물질 및 복사에너지 밀도 비를 정확하게 측정할 수 있다. 우주배경복사가 시작된 시점이 우주가속팽창이 시작된 시점보다 훨씬 이전이기 때문에 우주배경복사 관측으로 가속팽창과 관련된 변수들은 정확하게 측정하기는 어렵다. 우주배경복사가 지구에 있는 관측자에게 도착하기 이전에 우주의 고밀도 지역에서 약하게 굴절하는 현상이나, 은하단에서 우주배경복사에너지를 흡수하고 다시 재방출하는 효과 등의 2차 우주배경복사 비등방 현상을 이용해서 우주가속팽창의 영향을 볼 수는 있다. 하지만 이런 현상으로 우주가속팽창 변수는 정밀하게 결정되지 않는다. 따라서 우주가속팽창 변수를 정밀하게 측정할 수 있는, 초신성을 이용한 표준촉광이나 바리온 진동효과를 이용한 표준자 등의 방법을 함께 사용하면 우주의 나이는 정확하게 결정할 수 있다.
우주가속은 우주상수 뿐만 아니고 암흑에너지 및 수정중력에 의해서도 생겨날 수 있다. 하지만 우주가속팽창 변수를 정확하게 결정할 수 있는 관측들은 가까운 미래에 수행될 예정이고, 지금은 기초적인 관측자료만이 있을 뿐이다. 현재 알려져 있는 우주의 나이는 우주가속팽창이 우주상수에 의해서 생겨났을 것이라는 가정하에 계산된 것이다. 만일 이것이 사실이라면, 허블상수나 진공에너지 성분비를 모르더라도 우주의 나이는 정밀하게 결정된다. 우주의 나이는 바리온과 암흑물질을 합친 물질에너지량에 의해 주로 결정되는데, 이 값은 우주배경복사 실험으로 정확하게 측정된다. 따라서 만일 우주의 가속팽창이 우주상수에 의한 것이라면, 가까운 미래에 어떠한 새로운 관측자료가 나온다고 해도 우주의 나이는 지금 알려진 값에 비해 크게 달라지지는 않을 것이다.
우주나이 관측 결과
현재 알려져 있는 우주의 나이는 우주모형으로부터 독립적인 방법으로 관측된 것이 아니고 우주모형을 가정해야 하므로, 자료를 분석하는 방법에 따라 다른 결과가 나올 수 있다. 아래에 소개하는 결과는 모두 우주가속팽창이 우주상수에 의해서 생겼다는 가정하에 나온 추정값이다. 관측자료는 가장 최근에 ESA가 발사한 플랑크위성(Planck) 관측자료에 기반한다.
선형 온도 비등방
플랑크위성은 온도와 편광 비등방 모두를 측정할 수 있도록 설계되었지만, 편광보다는 온도 비등방 관측의 정밀도가 더 높다. 여기에 편광모드 중에서는 비교적 정밀도가 높은 E-mode 편광결과를 사용하게 되면, 초기우주 변수에서 우주재이온화 변수가 분리되어 좀 더 정확한 결과를 낼 수 있다. 비선형 영역으로 가면 이론적인 접근이 어려워지기 때문에, 가장 신뢰할 수 있는 선형 자료만 사용할 수 있다. 그 결과는 우주의 나이 138.18억년에 오차는 3천8백만년이다.
비선형 온도 비등방
이전의 우주배경복사 위성 실험과는 다르게, 플랑크위성 실험은 작은 영역에서도 정밀도를 확보하고 있다. 우주배경복사 빛은 140억년 동안 우주공간을 여행하면서, 고밀도 지역을 통과할 수도 있다. 이 때 빛은 중력장에 의해서 휘어져 조금 굴절하게 된다. 이 굴절된 효과등이 우주배경복사에 영향을 주어 관측된 비등방 지도를 조금씩 변화시킨다. 이 변화는 4차 상관함수 형태로 나타나 작지만, 플랑크 위성의 관측 오차보다는 큰 영향을 주게 된다. 이러한 비선형 온도 비등방 지도와 선형 E-mode 편광 자료를 동시에 사용하면, 우주의 나이는 137.99년에 오차값 3천 8백만년으로 측정된다. 이 값은 선형 관측자료만을 사용한 위 값과 크게 다르지 않다는 것을 알 수 있다.
비선형 온도 및 편광 비등방
플랑크위성은 온도 뿐 만이 아니고, E-mode 및 B-mode 편광 비등방지도도 비교적 정밀하게 관측했다. 단지 편광 관측은 온도 관측보다는 관측정밀도가 떨어지고, 전방 노이즈 분석에 있어서도 어려움이 있긴 하다. 관측된 자료를 모두 사용하게 되면 우주의 나이는 138.07억년에 오차 2천 6백만년이 된다.
우주배경복사 관측과 다른 관측 결과 교차 측정
초신성을 이용한 표준촉광, 바리온 음향진동을 이용한 표준자 관측 그리고 허블상수 직접관측 등의 방법을 사용하면 우주의 가속팽창의 원인을 규명할 수 있다. 아직 큰 규모의 관측은 시작되지 않았기 때문에, 지금까지 관측된 자료들 만으로는 우주가속팽창 변수들을 우주의 나이와 동시에 관측하는 것은 어렵다. 하지만 암흑에너지가 우주상수라는 가정을 하면 우주배경복사 관측으로 결정한 우주의 나이보다 오차값을 더 줄일 수 있다. 현재까지 나와있는 모든 우주론 관측자료를 이용하면 우주의 나이는 137.99년에 오차값 2천 1백만년이 된다.
우주의 나이 논쟁
우주의 시작에 관련된 논쟁
플랑크 스케일에서는 중력도 양자화된다. 양자중력이 이해되지 않으면 빅뱅 자체를 이해하기 어렵고, 지금으로서는 초기 급팽창 이전에 있었던 일을 관측할 수 있는 가능성은 없어 보인다. 1964년 우주배경복사의 발견과 함께 빅뱅우주가 표준모형으로 받아들여지고 있지만, 아무도 그 이전에 다른 우주가 존재했을 가능성을 배제할 수는 없다. 본 글에서 논의한 우주의 나이는 빅뱅이 우주의 시작이라고 가정한 것이다.
우주상수와 우주의 나이
현재까지 관측된 자료를 바탕으로 하면 우주가속팽창은 우주상수에 의해서 생겨난 것일 가능성이 높아 보인다. 만일 우주상수가 암흑에너지의 정체라면, 우주배경복사 비등방 관측으로 측정한 우주의 나이는 정확한 것이다. 이 경우 우주의 나이는 물질에너지 밀도에 의해 주로 결정되고, 이 물질에너지 밀도는 우주배경복사 실험 만으로도 정밀하게 측정된다.
허블상수 관측과 암흑에너지 정체 규명 문제
최근에 관측된 허블상수 직접 관측 결과는 우주배경복사 실험으로 결정된 허블상수와 유의미한 차이를 보여준다. 전통적인 거리 사다리 기법을 사용한 관측자료와 우주론적 방법론을 적용한 결과 사이에서 어떤 문제가 있는 것인지는 아직 알 수가 없다. 여기서 우주론적 방법론으로 측정한 허블상수는 암흑에너지가 우주상수라는 것을 가정한 것이다. 이러한 것들을 고려해 보았을 때, 우주배경복사 관측 결과를 전적으로 신뢰할 수 있는지, 그리고 우주가속팽창이 우주상수에 의해서 생겼는지에 대한 의문을 지울 수는 없다. 향후 더 정밀한 분광 광시야 및 측광 광시야 관측 실험 결과들이 나오면, 보다 정확하고 신뢰할 수 있는 우주의 나이를 알게 될 것으로 예상한다.
[네이버 지식백과] 우주의 나이 [age of the universe] (천문학백과)
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