우주의 우주론적 모델은 무엇입니까? 우주의 미래. 우주의 미래를 설명하기 위해 다양한 우주론적 시나리오가 제안되었습니다.

소개

오랫동안 인간의 생각은 우리 세계의 기원, 우주의 출현 및 운명의 문제를 해결하려고 노력해 왔습니다. 이 질문은 영원한 질문 중 하나이며 아마도 사람들의 마음을 끊임없이 자극할 것입니다. 각기 다른 시기에 이 문제에 대한 다양한 해결책이 제안되었습니다. 그들 중 하나에 따르면 세상이 창조되었고 한때 존재하기 시작했습니다. 다른 사람들에 따르면 세상은 영원하고 시작이 없습니다. 우주가 주기적으로 발생하고 파괴된다는 알려진 관점도 있습니다.

우주의 기원과 진화

우주는 약 200억년 전에 밀도가 높고 뜨거운 원시물질로부터 탄생했습니다. 오늘날 우리는 우주의 조상 물질이 어떠했는지, 어떻게 형성되었는지, 어떤 법칙을 준수했는지, 어떤 과정을 거쳐 팽창했는지 추측할 수 있을 뿐입니다. 원형물질은 처음부터 엄청난 속도로 팽창하기 시작했다는 관점이 있다. 초기 단계에서 이 조밀한 물질은 흩어지고 모든 방향으로 흩어지며 충돌 중에 끊임없이 분해되는 불안정한 입자의 균질하고 끓어오르는 혼합물이었습니다. 수백만 년에 걸쳐 냉각되고 상호 작용하면서 우주에 흩어져 있는 이 물질 전체 덩어리는 크고 작은 가스 형성으로 집중되었으며, 수억 년에 걸쳐 접근하고 합쳐지면서 거대한 복합체로 변했습니다. 그 결과 더 밀도가 높은 영역이 발생했습니다. 별과 심지어 은하계 전체가 이후에 형성되었습니다. 중력 불안정의 결과로, 태양 질량에 가까운 질량을 가진 조밀한 "원시성 형성"이 형성된 은하의 다른 영역에서 형성될 수 있습니다. 시작된 압축 과정은 자체 중력장의 영향으로 가속화됩니다. 이 과정은 구름 입자가 중심을 향해 자유낙하하는 것을 동반하며 중력 압축이 발생합니다. 구름의 중심에는 수소 분자와 헬륨 분자로 구성된 압축이 형성됩니다. 중심의 밀도와 온도가 증가하면 분자가 원자로 분해되고 원자가 이온화되며 조밀한 원시성 핵이 형성됩니다. 우주의 순환 상태에 대한 가설이 있습니다. 한때 초밀도의 물질 덩어리에서 발생했습니다. 우주는 이미 첫 번째 주기에서 자체적으로 수십억 개의 항성계와 행성을 생성했을 수 있습니다. 그러나 필연적으로 우주는 순환의 역사가 시작된 상태로 경향을 보이기 시작하고 적색 편이는 보라색으로 바뀌고 우주의 반경은 점차 감소하며 결국 우주의 물질은 원래의 상태로 돌아갑니다. 원래의 초밀도 상태로 모든 생명체를 무자비하게 파괴합니다. 그리고 이것은 매 주기마다 영원히 반복됩니다! 1930년대 초에는 우주의 주요 구성 요소가 은하이며, 은하 각각은 평균 1000억 개의 별로 구성되어 있다고 믿어졌습니다. 태양은 행성계와 함께 우리 은하계의 일부이며, 우리가 관찰하는 별의 대부분은 은하수의 형태입니다. 별과 행성을 제외하고. 은하계에는 상당한 양의 희박 가스와 우주 먼지가 포함되어 있습니다. 우주는 유한한가 아니면 무한한가, 기하학은 무엇인가? 이러한 질문과 기타 많은 질문은 우주의 진화, 특히 관찰된 팽창과 관련이 있습니다. 현재 믿고 있는 것처럼 은하의 "팽창" 속도가 백만 파섹마다 75km/s씩 증가한다면, 과거로 추정하면 놀라운 결과가 나옵니다. 약 100억~200억년 전에 전체 우주가 집중되었습니다. 아주 작은 지역에서. 많은 과학자들은 그 당시 우주의 밀도가 원자핵의 밀도와 같았다고 믿습니다. 간단히 말해서, 당시 우주는 하나의 거대한 “핵 덩어리”였습니다. 어떤 이유에서인지 이 "방울"은 불안정해져서 폭발했습니다. 우리는 이제 은하계로서 이 폭발의 결과를 관찰하고 있습니다. 우주의 불가침성에 대한 가장 심각한 타격은 유명한 미국 과학자 E. Hubble이 얻은 은하 제거 속도 측정 결과에 의해 처리되었습니다. 그는 모든 은하가 평균적으로 거리에 비례하는 속도로 우리로부터 멀어지고 있다는 것을 발견했습니다. 이 발견은 마침내 아리스토텔레스 시대부터 존재해 왔던 정적이고 흔들리지 않는 우주에 대한 생각을 파괴했지만, 별의 진화 발견과 관련하여 이미 흔들리고 있었습니다. 이것은 은하가 서로 같은 거리에 매달려있는 우주 등불이 전혀 아니며, 더욱이 멀어지고 있기 때문에 과거 어느 시점에 우리에게 더 가까웠을 것임을 의미합니다. 약 200억 년 전, 모든 은하계는 분명히 한 지점에 집중되어 있었고, 그로부터 우주의 급속한 팽창이 현재 크기로 시작되었습니다. 그런데 이 지점이 어디죠? 답: 어디에도 없고 동시에 어디에나 있습니다. 그 위치를 나타내는 것은 불가능하며 이는 우주론의 기본 원칙에 위배됩니다. 또 다른 비교를 통해 이 진술을 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다. 일반 상대성 이론에 따르면, 공간에 물질이 존재하면 곡률이 발생합니다. 물질의 양이 충분하면 곡선 공간의 모델을 구성하는 것이 가능합니다. 지구를 따라 한 방향으로 이동하면 4만km를 이동한 후 최종적으로 출발점으로 돌아가야 합니다. 구부러진 우주에서도 같은 일이 일어날 것입니다. 그러나 400억 광년이 지나면; 또한 '바람의 장미'는 세계 4개 지역에만 국한되지 않고 위아래 방향도 포함됩니다. 따라서 우주는 은하계가 그려져 있는 풍선 공과 유사하며, 지구본과 마찬가지로 점의 위치를 ​​결정하기 위해 평행선과 자오선이 표시됩니다. 그러나 우주의 경우 은하의 위치를 ​​결정하려면 2차원이 아닌 3차원을 사용해야 합니다. 우주의 팽창은 이 풍선을 팽창시키는 과정과 유사합니다. 표면에 있는 다양한 물체의 상대적 위치는 변하지 않으며 풍선에 지정된 지점이 없습니다. 우주에 있는 물질의 총량을 추정하려면 우리 주변의 모든 은하계를 세면 됩니다. 이렇게 함으로써 우리는 아인슈타인에 따르면 우주의 "풍선"을 닫는 데 필요한 것보다 적은 양의 물질을 받게 될 것입니다. 열린 우주의 모델이 있는데, 그에 대한 수학적 해석은 마찬가지로 간단하고 물질의 부족을 설명합니다. 반면에, 우주에는 은하 형태의 물질뿐만 아니라 우주가 닫히는 데 필요한 양의 보이지 않는 물질도 포함되어 있다는 것이 밝혀질 수 있습니다. 이 문제에 대한 논란은 아직도 가라앉지 않고 있다.

물리적 진공의 창조적 역할

진공이라는 단어를 발음할 때 우리는 보통 특수 실험실에서 연구되거나 우주 공간에서 관찰되는 극히 희박한 환경을 상상합니다. 그러나 진공은 공허함이 아니라 완전히 다른 것입니다. 즉, 물리적 진공이라고 불리는 일상 생활에서 관찰할 수 없는 특별한 물질 상태입니다.

물론 빈 부피 속에는 평범한(실제) 입자는 없지만 양자이론은 가상 입자라고 불리는 다른 많은 입자의 존재를 예측한다. 이러한 입자는 특정 조건에서 실제 입자로 변할 수 있습니다.

질량이 m인 입자의 수명은 약

와 함께. 이 값은 매우 작으며 "생명"에 대해 이야기하는 것이 아니라 매우 이상한 입자 및 이와 관련된 장의 단기적인 생명 폭발에 관한 것입니다.

따라서 관찰할 수 없는 입자의 바다는 특정 조건에서 일반 입자로 변할 준비가 되어 있습니다.

물리적 진공 상태는 진공 중에 반드시 존재해야 하는 스칼라장과 같은 양자장의 에너지 값이 가장 낮은 것을 특징으로 할 수 있습니다. 이 장은 초중보손의 예인 가상의 힉스 입자(이를 제안한 과학자 힉스의 이름을 따서 명명됨)와 연관되어 있으며 그 질량은 아마도 다음과 같습니다.

양성자의 질량의 배이다. 이러한 입자는 K의 온도에서 탄생할 수 있습니다. 과학자들은 입자의 상호 작용을 관찰하여 힉스의 존재 현실을 확인하기를 희망하는 거대한 가속기 프로젝트가 있습니다.

미국 엔지니어와 물리학자들은 금세기 말에 프로젝트 중 하나를 실행할 계획입니다. 이는 매우 강력한 충돌 빔 가속기가 될 것이며 초전도 자석은 둘레 84km의 링 설치에서 에너지 소비를 줄이기 위해 사용될 것입니다. 미래의 가속기는 SSC 초전도 슈퍼 충돌기라고 불립니다.

물리적 진공의 놀라운 특성 중 하나는 음압을 생성하여 자연적으로 반발력의 원인이 될 수 있다는 사실입니다. 이 속성은 "팽창하는 우주" 시나리오에서 매우 중요한 역할을 합니다.

고정된 우주의 역설

1744년에 스위스의 천문학자 장 필립 드 셰조(Jean Philippe de Chézeau)는 가정된 우주의 무한성과 관련된 측광 역설을 발견했습니다. 그 본질은 이것입니다. 무한한 우주에 수많은 별이 있다면 어떤 방향에서든 지상 관찰자의 시선은 확실히 어떤 별을 만날 것이고 하늘은 태양의 밝기와 비슷한 밝기를 갖게 될 것입니다. 실제로 관찰됨. 1826년에 독일의 천문학자 하인리히 올베르스(Heinrich Olbers)도 독립적으로 동일한 결론에 도달했습니다. 그 이후로 광도계 역설은 Chezo-Olbers 역설이라고 불렸습니다. 과학자들은 Chezo와 Olbers가 시도한 것처럼 별의 고르지 않은 분포 또는 가스 및 먼지 성간 구름에 의한 빛의 흡수를 암시하면서 이 역설을 제거하기 위해 다양한 방법으로 노력해 왔습니다. 그러나 나중에 밝혀진 바와 같이, 가스와 먼지 구름은 가열되어 흡수된 광선을 스스로 다시 방출해야 했으며, 이 사실로 인해 우리는 광도계의 역설을 피할 수 없었습니다.

1895년 독일의 천문학자 휴고 젤리거(Hugo Seeliger)는 우주의 무한성 추정과 관련된 중력 역설을 발견했습니다. 그 본질은 이것이다: 무한한 우주에 균등하게 분포된 수많은 별(질량)이 있다면, 어떤 물체에 작용하는 그들의 중력은 무한히 커지거나 (계산 방법에 따라) 무한해지며 이는 관찰되지 않습니다. 그리고 이 경우 중력의 법칙에서 중력에 대한 다른 공식을 가정하거나, 우주의 질량밀도가 0에 가깝다는 점을 고려하여 중력 역설을 피하려는 시도가 이루어졌다. 그러나 태양계 행성의 움직임에 대한 정확한 관찰은 이러한 가정을 반박했습니다. 역설은 여전히 ​​유효했습니다.

오늘날 특수 상대성 이론에 이의를 제기하는 물리학자는 단 한 명도 없으며, 일반 상대성 이론의 기본 교리에 이의를 제기하는 사람도 소수에 불과합니다. 일반 상대성 이론이 해결하지 못한 중요한 문제가 많은 것은 사실입니다. 또한 이 이론을 뒷받침하는 관찰과 실험이 거의 없으며 항상 설득력 있는 것은 아니라는 점에도 의심의 여지가 없습니다. 그러나 증거가 전혀 없더라도 일반상대성이론은 물리학에 큰 단순화를 가져오기 때문에 여전히 매우 매력적일 것입니다.

단순화? 누군가가 한때 전 세계에서 12명만이 그것을 이해할 수 있다고 말한 매우 진보된 수학을 사용하는 이론과 관련하여 이 단어를 사용하는 것이 이상하게 보일 수 있습니다. 일반적으로 받아들여졌습니다).

상대성 이론의 수학적 장치는 실제로 복잡하지만 이러한 복잡성은 전체 그림의 탁월한 단순화로 보상됩니다. 예를 들어 중력과 관성을 같은 현상으로 환원하는 것만으로도 일반상대성이론은 세계관을 형성하는 데 가장 유익한 방향이 되기에 충분하다.

아인슈타인은 1921년 프린스턴 대학에서 상대성 이론을 강의하면서 이 아이디어를 표현했습니다. 관성과 중력의 수치적 동등성을 자연의 통일성으로 설명하는 능력은 일반 상대성 이론에 고전 역학의 개념에 비해 이점을 제공하므로 여기서 직면하는 모든 어려움은 작은 것으로 간주되어야 합니다. ...»

게다가 상대성 이론에는 수학자들이 "우아함"이라고 부르는 특징이 있습니다. 이것은 일종의 예술 작품이다. 로렌츠는 “모든 아름다움을 사랑하는 사람은 그것이 옳기를 바라야 한다”고 말했습니다.

이 장에서는 상대성 이론의 확고하게 확립된 측면을 제쳐두고 독자는 격렬한 논쟁의 영역, 즉 관점이 수용되거나 거부될 수 있는 추측에 불과한 영역으로 빠져들게 될 것입니다. 과학적 증거.

우주 전체는 무엇입니까? 우리는 지구가 9개의 행성으로 구성된 시스템에서 태양으로부터 세 번째 행성이고 태양이 우리 은하를 구성하는 약 천억 개의 별 중 하나라는 것을 알고 있습니다. 우리는 가장 강력한 망원경으로 조사할 수 있는 우주 영역에 다른 은하계가 흩어져 있으며 그 수도 수십억 개에 달한다는 것을 알고 있습니다. 이게 무한정 계속되나요?

은하계의 수는 무한합니까? 아니면 공간에는 여전히 유한한 차원이 있습니까? (아마도 우리는 "우리의 공간"이라고 말해야 할 것입니다. 왜냐하면 우리의 공간이 제한되어 있다면 다른 제한된 공간이 없다고 누가 말할 수 있겠습니까?)

천문학자들은 이러한 질문에 답하기 위해 열심히 노력하고 있습니다. 그들은 소위 우주 모델, 즉 전체적으로 고려한다면 세계에 대한 상상의 그림을 구성합니다. 19세기 초에 많은 천문학자들은 우주가 무한하며 무한한 수의 태양을 포함하고 있다고 가정했습니다. 공간은 유클리드적인 것으로 간주되었습니다. 직접적인 소나기는 모든 방향에서 무한대로 퍼졌습니다. 우주선이 어떤 방향으로든 출발하여 직선으로 이동한다면 그 여행은 영원히 지속될 것이며 결코 국경에 도달하지 못할 것입니다. 이 견해는 고대 그리스까지 거슬러 올라갑니다. 그들은 전사가 자신의 창을 우주로 점점 더 멀리 던지면 결코 끝까지 도달할 수 없을 것이라고 말하기를 좋아했습니다. 그런 결말을 상상했다면 전사는 거기 서서 창을 더 멀리 던질 수도 있었을 것이다!

이 견해에는 한 가지 중요한 반대가 있습니다. 독일의 천문학자 하인리히 올버스(Heinrich Olbers)는 1826년에 태양의 수가 무한하고 이 태양들이 우주에 무작위로 분포되어 있다면 지구에서 어떤 방향으로든 그어진 직선은 결국 어떤 별을 통과하게 될 것이라고 지적했습니다. 이것은 밤하늘 전체가 눈부신 별빛을 발산하는 하나의 연속적인 표면이었을 것임을 의미합니다. 우리는 이것이 사실이 아니라는 것을 알고 있습니다. 현재 알베르스의 역설이라고 불리는 것을 설명하려면 밤하늘의 어둠에 대한 몇 가지 설명을 고안해야 합니다. 19세기 후반과 20세기 초반의 대부분의 천문학자들은 태양의 수가 제한되어 있다고 믿었습니다. 그들은 우리 은하계에는 존재하는 모든 태양이 포함되어 있다고 주장했습니다. 은하계 밖에는 무엇이 있나요? 아무것도 아님! (우리로부터 엄청난 거리에 수백만 개의 은하계가 있다는 반박할 수 없는 증거가 나타난 것은 20세기 중반이 되어서야였습니다.) 다른 천문학자들은 먼 별에서 나오는 빛이 성간 먼지 덩어리에 흡수될 수 있다고 가정했습니다.

가장 독창적인 설명은 스웨덴 수학자 W. K. 찰리에(W. K. Charlier)가 제시했습니다. 그는 은하계가 성협으로, 성협이 슈퍼 결합으로, 슈퍼 결합이 슈퍼 슈퍼 결합으로, 등등 무한히 그룹화되어 있다고 말했습니다. 통일의 각 단계에서 집단 간의 거리는 집단의 규모보다 더 빠르게 커진다. 이것이 맞다면 우리 은하에서 직선이 더 멀리 이어질수록 다른 은하와 만날 가능성은 줄어듭니다. 동시에 이러한 연관 계층은 무한하므로 우주에는 무한한 수의 별이 포함되어 있다고 말할 수 있습니다. Albers 역설에 대한 Charlier의 설명에는 다음과 같은 더 간단한 설명이 있다는 점을 제외하면 잘못된 것이 없습니다.

상대성 이론에 기초한 최초의 우주 모델은 아인슈타인이 1917년에 발표한 논문에서 직접 제안한 것입니다. 그것은 우아하고 아름다운 모델이었지만 나중에 아인슈타인은 이를 포기할 수밖에 없었습니다. 중력장은 대량의 물질이 존재할 때 발생하는 시공간 구조의 곡률이라는 점은 이미 위에서 설명했습니다. 그러므로 각 은하계 내부에는 시공간이 유사한 방식으로 뒤틀리고 휘어지는 현상이 많이 있습니다. 은하 사이의 광대한 빈 공간 영역은 어떻습니까? 한 가지 관점은 은하로부터의 거리가 멀수록 공간이 더 평평해진다는 것입니다(더 유클리드적인). 우주에 모든 물질이 없다면 공간은 완전히 평평할 것입니다. 그러나 어떤 사람들은 이 경우 구조가 전혀 없다고 말하는 것이 전혀 의미가 없다고 믿습니다. 두 경우 모두 시공간 우주는 모든 방향으로 무제한으로 확장됩니다.

아인슈타인은 유혹적인 반대 제안을 했습니다. 그는 우주에 있는 물질의 양이 전체적으로 양의 곡률을 제공할 만큼 충분히 크다고 가정했습니다. 그러면 우주는 모든 방향에서 스스로 닫힐 것입니다. 이는 4차원 비유클리드 기하학을 탐구하지 않고서는 완전히 이해할 수 없지만, 2차원 모델을 이용하면 그 의미를 꽤 쉽게 파악할 수 있다. 2차원 생물이 살고 있는 플로스코비아(Ploskovia)라는 평평한 나라를 상상해 보자. 그들은 그들의 나라를 모든 방향으로 끝없이 확장되는 유클리드 평면으로 간주합니다. 사실, Ploskovia의 태양으로 인해 이 평면에 다양한 돌출이 나타나지만 이는 전체적인 부드러움에 영향을 주지 않는 국지적 돌출입니다. 그러나 이 나라의 천문학자들이 상상할 수 있는 또 다른 가능성이 있습니다. 아마도 각각의 국지적인 볼록함은 전체 평면의 약간의 곡률을 생성하여 모든 태양의 총 작용으로 인해 이 평면이 덩어리진 구의 표면과 유사한 것으로 변형될 것입니다. 그럼에도 불구하고 그러한 표면은 어떤 방향으로든 영원히 움직일 수 있고 결코 경계에 도달할 수 없다는 점에서 무한할 것입니다. Ploskovia의 전사는 납작한 창을 던질 곳이 없는 곳을 찾을 수 없었습니다. 그러나 국가의 표면은 유한할 것이다. 충분히 오랫동안 "직선"으로 여행하는 여행자는 결국 그가 출발했던 곳으로 다시 도착할 것입니다.

수학자들은 그러한 표면이 "닫혀 있다"고 말합니다. 물론 무제한은 아닙니다. 무한한 유클리드 공간처럼 중심은 어디에나 있고 주변은 존재하지 않습니다. 이러한 표면의 위상학적 특성인 이 "폐쇄성"은 이 나라의 주민들이 쉽게 확인할 수 있습니다. 한 가지 기준은 이미 언급되었습니다. 모든 방향으로 구 주위를 이동하는 것입니다. 확인하는 또 다른 방법은 이 표면을 칠하는 것입니다. 이 나라의 주민이 어떤 곳에서 출발하여 점점 더 큰 원을 그리기 시작하면 결국에는 구면 반대편의 한 지점 안에 자신을 가두게 될 것이다. 그러나 이 영역이 크고 거주자가 작은 부분을 점유하는 경우 이러한 위상학적 테스트를 수행할 수 없습니다.

아인슈타인은 우리의 공간이 거대한 초구(4차원 구)의 3차원 “표면”이라고 제안했습니다. 그의 모델에서 시간은 곡선으로 남아있습니다. 그것은 과거로 무한히 뻗어나가고 미래를 향해 무한히 뻗어나가는 직접적인 좌표이다. 이 모델을 4차원 시공간 구조로 생각하면 초구체라기보다는 초원통형에 가깝습니다. 이러한 이유로 이러한 모델을 일반적으로 "원통형 우주" 모델이라고 합니다. 언제든지 우리는 공간을 일종의 하이퍼실린더의 3차원 단면으로 봅니다. 각 단면은 초구체의 표면을 나타냅니다.

우리 은하는 이 표면의 작은 부분만을 차지하고 있기 때문에 그 폐쇄성을 증명할 수 있는 위상학적 실험을 수행하는 것은 아직 불가능합니다. 그러나 종결을 증명할 수 있는 근본적인 가능성이 있습니다. 충분히 강력한 망원경을 한 방향으로 배치하면 특정 은하에 초점을 맞춘 다음 망원경을 반대 방향으로 돌려 같은 은하의 먼 쪽을 볼 수 있습니다. 빛의 속도에 가까운 속도를 가진 우주선이 있다면 우주를 한 바퀴 돌면서 가능한 가장 직선으로 어느 방향으로든 움직일 수 있을 것입니다.

우주는 말 그대로 "채색"될 수 없지만, 점점 더 큰 크기의 우주 구형 지도를 만들어 본질적으로 동일한 작업을 수행할 수 있습니다. 지도 제작자가 이 작업을 충분히 오래 수행하면 자신이 매핑하는 영역 내부에 있음을 알 수 있습니다. 이 구체는 플로스코비안이 자신을 한 지점에 가둘 때 작아지는 원처럼 그가 직업을 계속할수록 점점 작아질 것입니다.

어떤 면에서는 아인슈타인의 비유클리드 모델은 공간이 곡선이 아닌 고전 모델보다 단순합니다. 원이 직선보다 단순하다고 할 수 있는 것과 같은 의미에서 더 단순합니다. 직선은 양방향으로 무한대로 뻗어 있는데, 수학에서 무한은 매우 어려운 문제입니다! 원의 편리함은 그것이 제한되어 있다는 것입니다. 끝이 없습니다. 아무도 이 선에 무한히 무슨 일이 일어날지 걱정할 필요가 없습니다. 깔끔한 아인슈타인 우주에서는 누구도 우주론자들이 "경계 조건"이라고 부르는 무한대의 모든 느슨한 끝점에 대해 걱정할 필요가 없습니다. 아인슈타인의 아늑한 우주에는 경계가 없기 때문에 경계 문제도 없습니다.

일반 상대성이론과 완전히 일치하는 다른 우주론적 모델이 20년대에 논의되었습니다. 그들 중 일부는 아인슈타인의 원통형 우주보다 훨씬 더 특이한 특성을 가지고 있습니다. 네덜란드 천문학자 빌렘 드 시터(Billem de Sitter)는 시간이 공간과 마찬가지로 곡선을 이루는 폐쇄적이고 제한된 우주 모델을 개발했습니다. 드 시터 공간을 더 멀리 볼수록 시계가 느리게 움직이는 것처럼 보입니다. 충분히 멀리 보면 시간이 완전히 멈춘 곳을 볼 수 있습니다. "광인 Shlyapochkin의 다과회에서와 같이" Eddington은 "여기는 항상 저녁 6시입니다."라고 썼습니다.

“어떤 종류의 경계가 있다고 생각할 필요가 없습니다”라고 Bertrand Russell은 “상대성이론의 ABC”에서 설명합니다. “우리 관찰자가 로토파지의 나라라고 생각하는 나라에 사는 사람들은 관찰자 자신과 똑같은 소란 속에서 살고 있으며, 그 자신이 영원한 고요 속에 얼어 붙은 것처럼 보입니다. 사실, 당신은 이 육식 동물의 땅에 대해 결코 알지 못할 것입니다. 왜냐하면 빛이 그곳에서 당신에게 도달하는 데는 무한히 오랜 시간이 걸리기 때문입니다. 멀지 않은 곳에 있는 장소에 대해 알아낼 수 있지만 그 자체는 항상 지평선 뒤에 남아 있을 것입니다.” 물론, 우주선을 타고 이 지역을 여행하고 망원경으로 지속적으로 관찰한다면, 가까이 다가가면서 그곳의 시간 흐름이 천천히 가속되는 것을 볼 수 있을 것입니다. 그곳에 도착하면 모든 것이 정상 속도로 움직일 것입니다. 많이 먹는 사람들의 땅은 이제 새로운 지평의 가장자리에 있게 될 것입니다.

비행기가 당신 위로 낮게 날아가 급격하게 이륙할 때 엔진에서 나오는 소리의 음조가 즉시 약간 감소한다는 사실을 알고 계셨습니까? 이것은 19세기 중반에 이 효과를 발견한 오스트리아 물리학자 크리스티안 요한 도플러의 이름을 따서 도플러 효과라고 불립니다. 설명하기 쉽습니다. 비행기가 접근하면 엔진에서 나오는 음파가 비행기가 정지해 있을 때보다 더 자주 고막을 진동시킵니다. 이렇게 하면 소리의 피치가 높아집니다. 비행기가 멀어지면 소리 진동으로 인해 귀가 느끼는 충격이 덜 빈번해집니다. 소리가 낮아집니다.

광원이 사용자를 향해 빠르게 이동하거나 멀어질 때에도 똑같은 일이 발생합니다. 이 경우 빛의 속도(항상 일정함)는 변하지 않지만 파장은 변하지 않아야 합니다. 사용자와 광원이 서로를 향해 움직이면 도플러 효과로 인해 빛의 파장이 짧아지고 색상이 스펙트럼의 보라색 끝쪽으로 이동합니다. 사용자와 광원이 서로 멀어지면 도플러 효과로 인해 스펙트럼의 빨간색 끝 쪽으로 유사한 이동이 생성됩니다.

그의 강의 중 하나에서 Georgy Gamow는 도플러 효과에 대한 이야기(의심할 바 없이 일화임)를 들려주었는데, 이 이야기는 여기에서 언급하지 않을 수 없을 정도로 훌륭합니다. 이것은 빨간불을 켜서 볼티모어에 구금되었던 존스 홉킨스 대학교의 유명한 미국 물리학자 로버트 우드에게 일어난 것 같습니다. 심사위원 앞에서 Wood는 도플러 효과를 사용하여 자신의 빠른 속도로 인해 빨간색 빛이 스펙트럼의 보라색 끝으로 이동하여 녹색으로 인식하게 되었다고 훌륭하게 설명했습니다. 판사는 Wood에게 무죄를 선고하려는 경향이 있었지만 최근 Wood가 실패한 Wood의 학생 중 한 명이 우연히 재판에 참석했습니다. 그는 신호등이 빨간색에서 녹색으로 바뀌는 데 필요한 속도를 빠르게 계산했습니다. 판사는 원래의 혐의를 기각하고 Wood에게 과속 혐의로 벌금을 부과했습니다.

도플러는 자신이 발견한 효과가 먼 별의 겉보기 색을 설명한다고 생각했습니다. 붉은 별은 지구에서 멀어지고 푸른 별은 지구를 향해 이동해야 합니다. 결과적으로는 그렇지 않았습니다(이 색상은 다른 이유로 설명되었습니다). 금세기 20년대에 먼 은하에서 나오는 빛이 뚜렷한 적색 편이를 나타내는 것이 발견되었는데, 이는 이 은하들이 지구에서 움직인다는 가정 외에는 설득력 있게 설명할 수 없습니다. 더욱이, 이 변위는 은하계에서 지구까지의 거리에 비례하여 평균적으로 증가합니다. 만약 은하 A가 은하 B보다 두 배 더 멀리 떨어져 있다면, A로부터의 적색편이는 B로부터의 적색편이의 약 2배입니다. 영국 천문학자 Fred Hoyle에 따르면, 바다뱀자리에 있는 은하들의 연합에 대한 적색편이는 이러한 연합이 다음과 같다는 것을 나타냅니다. 약 61,000km/초의 엄청난 속도로 지구로부터 멀어지고 있습니다.

도플러 효과 이외의 다른 방법으로 적색 편이를 설명하려는 다양한 시도가 있었습니다. "광피로" 이론에 따르면, 빛의 이동 시간이 길어질수록 진동 주파수는 낮아집니다. (이것은 가설의 완벽한 예입니다. 애드 혹, 즉, 이 특정 현상에만 관련된 가설입니다. 왜냐하면 이를 지지하는 다른 증거가 없기 때문입니다.) 또 다른 설명은 우주 먼지를 통한 빛의 통과가 변위의 출현으로 이어진다는 것입니다. 드 시터의 모델에서 이러한 변위는 분명히 시간의 곡률에 따른 것입니다.

그러나 알려진 다른 사실과 가장 잘 어울리는 가장 간단한 설명은 적색편이가 은하의 실제 움직임을 나타낸다는 것입니다. 이러한 가정을 바탕으로 새로운 일련의 "우주 팽창" 모델이 곧 개발되었습니다.

그러나 이러한 팽창은 은하 자체가 팽창하고 있거나 (현재 믿고 있는 것처럼) 은하 연합에서 은하 사이의 거리가 증가하고 있다는 것을 의미하지는 않습니다. 분명히 이러한 확장은 협회 간의 거리 증가를 수반합니다. 수백 개의 건포도가 산재되어 있는 거대한 반죽 공을 상상해 보십시오. 각 건포도는 은하계의 연합을 나타냅니다. 이 반죽을 오븐에 넣으면 모든 방향으로 고르게 팽창하지만 건포도의 크기는 그대로 유지됩니다. 건포도 사이의 거리가 늘어납니다. 그 어떤 하이라이트도 확장의 중심이라고 할 수 없습니다. 단일 건포도의 관점에서 보면 다른 모든 건포도는 그로부터 멀어지는 것처럼 보입니다.

건포도까지의 거리가 멀수록 제거 속도가 빨라집니다.

아인슈타인의 우주 모델은 정적입니다. 그는 천문학자들이 우주의 팽창을 발견하기 전에 이 모델을 개발했기 때문입니다. 중력에 의한 우주의 수축과 그 죽음을 막기 위해 아인슈타인은 자신의 모델에 또 다른 힘이 있다고 가정해야 했습니다(그는 이를 소위 "우주 상수"를 사용하여 모델에 도입했습니다). 별을 밀어내고 서로 일정한 거리를 유지하는 것입니다.

나중에 수행된 계산에 따르면 아인슈타인의 모델은 동전이 가장자리에 서 있는 것처럼 불안정한 것으로 나타났습니다. 조금만 밀면 앞면이나 뒷면에 떨어지게 되는데, 첫 번째는 팽창하는 우주에 해당하고 두 번째는 수축하는 우주에 해당합니다. 적색편이의 발견은 우주가 어떤 경우에도 수축하지 않는다는 것을 보여주었습니다. 우주론자들은 팽창하는 우주의 모델로 눈을 돌렸습니다.

팽창하는 우주의 모든 종류의 모델이 구축되었습니다. 소련 과학자 Alexander Friedman과 벨기에 대수도원장 Georges Lemaitre가 가장 유명한 두 가지 모델을 개발했습니다. 이러한 모델 중 일부에서는 공간이 닫혀 있는 것으로 가정하고(양의 곡률), 다른 모델에서는 열린(음의 곡률) 것으로 가정하고, 다른 모델에서는 공간이 닫혀 있는지에 대한 질문이 열린 상태로 유지됩니다.

모델 중 하나는 Eddington이 제안한 것으로, 그는 매혹적인 책 The Expanding Universe에서 이를 설명했습니다. 그의 모델은 본질적으로 아인슈타인의 모델과 매우 유사합니다. 마치 거대한 4차원 공처럼 닫혀 있고 세 가지 공간 차원 모두에 걸쳐 균일하게 확장됩니다. 그러나 현재 천문학자들은 우주가 그 자체로 폐쇄되어 있는지 확신하지 못합니다. 명백히 우주의 물질 밀도는 양의 곡률을 유도하기에 충분하지 않습니다. 천문학자들은 안장 표면과 유사한 전체적인 음의 곡률을 갖는 개방형 또는 무한한 우주를 선호합니다.

독자는 구의 표면에 양의 곡률이 있으면 이 표면 내부에서 음의 곡률을 갖게 될 것이라고 생각해서는 안 됩니다. 구형 표면의 곡률은 외부에서 보든 내부에서 보든 상관없이 양수입니다. 시트 표면의 음의 곡률은 이 표면이 어느 지점에서든 다르게 구부러져 있다는 사실로 인해 발생합니다. 손을 뒤에서 앞으로 움직이면 오목하고, 한쪽 가장자리에서 다른 쪽 가장자리로 손을 움직이면 볼록합니다. 한 곡률은 양수로 표현되고 다른 곡률은 음수로 표현됩니다. 주어진 지점에서 이 표면의 곡률을 얻으려면 이 두 숫자를 곱해야 합니다. 이 숫자가 모든 지점에서 음수이면 표면이 어느 지점에서든 다르게 구부러져야 하므로 이 표면은 음의 곡률을 갖는다고 합니다. 원환체(도넛)의 구멍을 둘러싸는 표면은 음의 곡률 표면의 또 다른 잘 알려진 예입니다. 물론, 그러한 표면은 음의 곡률을 갖는 3차원 공간의 대략적인 모델일 뿐입니다.

아마도 더 강력한 망원경의 출현으로 우주의 곡률이 양수인지, 음수인지, 아니면 0인지에 대한 문제를 해결하는 것이 가능할 것입니다. 망원경을 사용하면 특정 구형 볼륨에서만 은하계를 볼 수 있습니다. 은하가 무작위로 분포되어 있고 공간이 유클리드(곡률 0)인 경우, 그러한 구 내부의 은하 수는 항상 이 구의 반경의 세제곱에 비례해야 합니다. 즉, 이전 망원경보다 두 배 더 멀리 볼 수 있는 망원경을 만든다면 눈에 보이는 은하의 수는 다음과 같이 증가해야 합니다. N~ 전에 8n. 이 점프가 더 작아지면 우주의 곡률이 양수임을 의미하고, 크면 음수를 의미합니다.

반대 방향이어야 한다고 생각할 수도 있지만 양수 곡률과 음수 곡률이 있는 2차원 표면의 경우를 고려해 보십시오. 평평한 고무판에서 원을 잘라냈다고 가정해 보겠습니다.

건포도는 서로 0.5cm 떨어진 곳에 붙어 있습니다. 이 고무를 구형 표면의 모양으로 만들기 위해서는 압축해야 하며 많은 건포도가 뭉쳐지게 됩니다. 즉, 구형 표면에서 건포도가 서로 0.5cm 간격을 유지해야 한다면 건포도가 더 적게 필요합니다. 안장 표면에 고무를 적용하면 건포도가 더 먼 거리로 떨어져 이동합니다. 즉, 안장 표면의 건포도 사이에 0.5cm 거리를 유지하려면 더 많은 건포도가 필요합니다. 이 모든 것의 교훈은 유머러스한 방식으로 표현될 수 있습니다. 맥주 한 병을 살 때 판매자에게 긍정적인 곡선이 아닌 부정적인 곡선의 공간이 포함된 병을 원한다고 말해야 합니까?

팽창하는 우주의 모델에는 아인슈타인의 우주 상수가 필요하지 않으며, 이로 인해 가상의 별 반발이 발생합니다.

(나중에 아인슈타인은 우주 상수의 개념을 자신이 저지른 가장 큰 실수라고 생각했습니다.) 이러한 모델의 출현으로 밤하늘의 밝기에 대한 알버스의 역설 문제는 즉시 더욱 분명해졌습니다. 아인슈타인의 정적 모델은 이와 관련하여 거의 도움이 되지 않았습니다. 사실, 여기에는 한정된 수의 태양만 포함되어 있지만 모델의 닫힌 공간으로 인해 이러한 태양의 빛은 시공간의 국지적 곡률에 따라 궤적을 구부리면서 영원히 우주를 돌아야 합니다. 그 결과, 우주가 너무 젊어서 빛이 제한된 수의 원형 궤도만 만들 수 있다고 가정하지 않는 한, 밤하늘은 무한한 수의 태양이 있는 것처럼 밝게 빛납니다.

팽창하는 우주라는 개념은 이러한 역설을 매우 간단하게 제거합니다. 먼 은하가 거리에 비례하는 속도로 지구로부터 멀어지면 지구에 도달하는 총 빛의 양은 감소해야 합니다. 은하계가 충분히 멀리 떨어져 있다면 그 속도는 빛의 속도를 초과할 수 있으며, 그로부터 나오는 빛은 전혀 우리에게 도달하지 않습니다. 이제 많은 천문학자들은 우주가 팽창하지 않는다면 문자 그대로 밤낮의 차이가 없을 것이라고 진지하게 믿고 있습니다.

지구를 기준으로 먼 은하계의 속도가 빛의 속도를 초과할 수 있다는 사실은 어떤 물질적 몸체도 빛보다 빠르게 움직일 수 없다는 원칙을 위반하는 것처럼 보일 것입니다. 그러나 우리가 챕터에서 본 것처럼. 4, 이 조항은 특수 상대성 이론의 요구 사항을 충족하는 조건에서만 유효합니다. 일반 상대성 이론에서는 다음과 같이 바꿔야 합니다. 어떤 신호도 빛보다 빠르게 전송될 수 없습니다. 그러나 중요한 질문은 여전히 ​​​​논란의 여지가 있습니다. 먼 은하계가 실제로 빛의 장벽을 극복하고 보이지 않게 되어 사람이 상상할 수 있는 가장 강력한 망원경을 가지고 있더라도 사람의 시야에서 영원히 사라질 수 있는지 여부입니다. 일부 전문가들은 빛의 속도가 실제로는 한계이며, 가장 멀리 떨어져 있는 은하들은 완전히 보이지 않게 되지 않고 단순히 어두워질 것이라고 믿습니다(물론 사람들이 이를 관찰할 수 있을 만큼 민감한 장비를 가지고 있다면).

누군가가 말했듯이 오래된 은하계는 결코 죽지 않습니다. 그들은 점차적으로 사라질 뿐입니다. 그러나 은하계의 물질이 우주에서 사라진다고 해서 은하계가 사라지는 것은 아니라는 점을 이해하는 것이 중요합니다. 지구상의 망원경으로 탐지하는 것이 불가능하거나 거의 불가능해지는 속도에 도달합니다. 사라지는 은하계는 가까운 모든 은하계에서 계속해서 보입니다. 각 은하에는 망원경이 통과할 수 없는 구형 경계인 "광학 지평선"이 있습니다. 이 구형 지평선은 어떤 두 은하에서도 일치하지 않습니다. 천문학자들은 은하가 우리의 "시야"에서 사라지기 시작하는 지점이 현대 광학 망원경의 범위보다 약 두 배 더 멀다고 계산했습니다. 이 가정이 정확하다면, 언젠가 관측할 수 있는 모든 은하의 약 8분의 1이 이제 눈에 보일 것입니다.

우주가 팽창하고 있다면(공간이 평평하든, 열려있든, 닫혀있든 상관없습니다), 이런 까다로운 질문이 생깁니다. 이전에는 우주가 어땠나요? 이 질문에 대답하는 데는 두 가지 다른 방법이 있습니다. 즉 두 가지 현대 우주 모델이 있습니다. 두 모델 모두 다음 장에서 논의됩니다.

노트:

책 캐릭터 루이스 크롤"이상한 나라의 앨리스". - 메모 번역.

풍요로움과 나태함의 땅, The Odyssey를 참조하세요. - 메모 번역.

우주의 기원과 발전에 대한 모델의 형태로 공식화되었습니다. 이는 우주론에서는 다른 자연 과학에서와 마찬가지로 재현 가능한 실험을 수행하고 그로부터 법칙을 도출하는 것이 불가능하다는 사실 때문입니다. 게다가 각각의 우주 현상은 독특합니다. 따라서 우주론은 모델과 함께 작동합니다. 주변 세계에 대한 새로운 지식이 축적됨에 따라 새로운 우주론 모델이 개선되고 개발됩니다.

고전 우주론 모델

18~19세기 우주론과 우주발생론의 발전. 이는 과학적 우주론 발전의 초기 단계가 된 고전적인 다원적 세계 그림의 창조로 정점에 달했습니다.

이 모델은 매우 간단하고 이해하기 쉽습니다.

1. 우주는 공간과 시간에 있어서 무한, 즉 영원하다고 간주됩니다.

2. 천체의 움직임과 발달을 지배하는 기본법칙은 만유인력의 법칙입니다.

3. 공간은 그 안에 위치한 신체와 결코 연결되지 않으며 이러한 신체를 위한 수동적 컨테이너 역할을 합니다.

4. 시간은 또한 물질에 의존하지 않으며 모든 자연 현상과 신체의 보편적인 지속 기간입니다.

5. 모든 육체가 갑자기 사라진다면 공간과 시간은 변하지 않을 것입니다. 우주의 별, 행성, 항성계의 수는 무한히 많습니다. 각 천체는 긴 수명의 길을 거칩니다. 죽은, 아니 오히려 소멸된 별들이 새롭고 젊은 스타들로 대체되고 있습니다.

천체의 기원과 죽음에 대한 자세한 내용은 여전히 ​​불분명하지만 기본적으로 이 모델은 조화롭고 논리적으로 일관성이 있는 것처럼 보입니다. 이러한 형태의 고전적인 다중심 모델은 20세기 초까지 과학에 존재했습니다.

그러나 이 우주 모델에는 몇 가지 결함이 있었습니다.

만유인력의 법칙은 행성의 구심 가속도를 설명했지만, 행성과 모든 물질체가 균일하고 직선적으로 움직이려는 욕구가 어디서 나온 것인지는 밝히지 않았습니다. 관성 운동을 설명하려면 모든 물질적 물체를 움직이게 하는 신성한 “첫 번째 추진력”이 그 안에 존재한다고 가정해야 했습니다. 또한 우주체의 궤도를 바로잡는 일에도 하나님의 개입이 허락되었다.

소위 우주론적 역설(광도 측정, 중력, 열역학)의 고전 모델 틀 내에서의 모습. 이 문제를 해결하려는 욕구로 인해 과학자들은 새롭고 일관된 모델을 찾게 되었습니다.

따라서 고전적인 다중심 우주 모델은 본질적으로 부분적으로만 과학적일 뿐이며 우주의 기원에 대한 과학적 설명을 제공할 수 없으므로 다른 모델로 대체되었습니다.

우주의 상대론적 모델

우주의 새로운 모델은 A. Einstein에 의해 1917년에 만들어졌습니다. 그것은 중력의 상대론적 이론, 즉 일반 상대성 이론에 기초를 두고 있습니다. 아인슈타인은 공간과 시간의 절대성과 무한성에 대한 가정을 포기했지만 정상성의 원리, 시간에서의 우주의 불변성, 공간에서의 유한성은 유지했습니다. 아인슈타인에 따르면 우주의 특성은 중력 질량의 분포에 의해 결정되며, 우주는 무한하지만 동시에 공간적으로 폐쇄되어 있습니다. 이 모델에 따르면 공간은 균질하고 등방성입니다. 모든 방향에서 동일한 속성을 가지며, 물질이 고르게 분포되어 있고, 시간은 무한하며, 흐름은 우주의 속성에 영향을 미치지 않습니다. 그의 계산을 바탕으로 아인슈타인은 세계 공간이 4차원 구라는 결론을 내렸습니다.

동시에, 이 우주 모델을 일반적인 구 형태로 상상해서는 안됩니다. 구형공간은 구형이지만 시각적으로 표현할 수 없는 4차원 구형이다. 비유하자면, 공의 표면이 유한한 것처럼 공간의 부피도 유한하다는 결론을 내릴 수 있으며 유한한 수의 제곱센티미터로 표현될 수 있습니다. 4차원 구의 표면은 유한한 수의 입방미터로 표현됩니다. 이러한 구형 공간에는 경계가 없으며 이러한 의미에서 무한합니다. 그런 공간을 한 방향으로 비행하다 보면 결국 출발점으로 돌아가게 된다. 그러나 동시에 공 표면을 따라 기어가는 파리는 선택한 방향으로 움직이는 것을 금지하는 경계나 장벽을 어디에서도 찾을 수 없습니다. 이런 의미에서 모든 공의 표면은 유한하지만 무한합니다. 무한함과 무한함은 다른 개념입니다.

따라서 아인슈타인의 계산에 따르면 우리 세계는 4차원 구체라는 결론이 나왔습니다. 그러한 우주의 부피는 비록 매우 크지만 여전히 유한한 수의 입방미터로 표현될 수 있습니다. 원칙적으로 닫힌 우주 전체를 날아다니며 항상 한 방향으로 이동할 수 있습니다. 이러한 상상의 여행은 지상 세계를 여행하는 것과 비슷합니다. 그러나 모든 구체의 표면에 경계가 없는 것처럼 부피가 유한한 우주는 동시에 무한합니다. 아인슈타인의 우주에는 비록 크지만 여전히 유한한 수의 별과 항성계가 포함되어 있으므로 광도계 및 중력 역설이 적용되지 않습니다. 동시에 아인슈타인의 우주에는 열사병의 유령이 다가오고 있습니다. 공간적으로 유한한 그러한 우주는 필연적으로 시간이 지나면 종말을 맞이하게 됩니다. 영원은 그 안에 내재되어 있지 않습니다.

따라서 아이디어의 참신함과 심지어 혁명적인 성격에도 불구하고, 그의 우주론 이론에서 아인슈타인은 세계의 정적 성격에 대한 일반적인 고전적 이데올로기적 태도를 따랐습니다. 그는 모순되고 불안정한 세계보다는 조화롭고 안정된 세계에 더 끌렸다.

확장하는 우주 모델

아인슈타인의 우주 모델은 일반 상대성 이론의 결론을 바탕으로 한 최초의 우주 모델이 되었습니다. 이는 먼 거리에 걸쳐 질량의 상호 작용을 결정하는 것이 중력이라는 사실 때문입니다. 그러므로 현대 우주론의 이론적 핵심은 일반상대성이론인 중력이론이다. 아인슈타인은 자신의 우주론 모델에서 우주의 정상성과 불변성을 보장하는 특정 가상 척력이 존재한다고 가정했습니다. 그러나 이후의 자연과학의 발전은 이 아이디어에 상당한 변화를 가져왔습니다.

5년 후인 1922년에 소련의 물리학자이자 수학자 A. 프리드먼(A. Friedman)은 엄격한 계산을 바탕으로 아인슈타인의 우주가 고정되거나 변하지 않을 수 없음을 보여주었습니다. 동시에 프리드먼은 우주의 등방성과 균질성이라는 두 가지 가정에 기초하여 자신이 공식화한 우주론적 원리에 의존했습니다. 우주의 등방성은 구별된 방향이 없고 모든 방향에서 우주가 동일하다는 것을 의미합니다. 우주의 균질성은 우주의 모든 지점의 동일성으로 이해됩니다. 우리는 그 중 어느 곳에서나 관찰을 수행할 수 있으며 등방성 우주를 볼 수 있는 모든 곳에서 볼 수 있습니다.

우주론적 원리에 기초한 프리드먼은 아인슈타인의 방정식에 우주가 팽창하거나 수축할 수 있는 다른 비정상 해법이 있음을 증명했습니다. 동시에 우리는 공간 자체를 확장하는 것에 대해서도 이야기하고 있었습니다. 세계의 모든 거리가 증가하는 것에 대해. 프리드먼의 우주는 반경과 표면적이 지속적으로 증가하는 팽창하는 비누 방울과 비슷했습니다.

처음에 팽창하는 우주 모델은 가설에 불과했으며 경험적으로 확증되지 않았습니다. 그러나 1929년에 미국의 천문학자 E. 허블은 스펙트럼 선의 "적색 편이"(스펙트럼의 적색 끝을 향한 선의 이동) 효과를 발견했습니다. 이는 도플러 효과(파원과 관찰자의 상대적인 움직임으로 인한 진동 주파수 또는 파장의 변화)의 결과로 해석되었습니다. "적색편이"는 은하들이 거리에 따라 증가하는 속도로 서로 멀어지는 결과로 설명되었습니다. 최근 측정에 따르면 팽창 속도의 증가는 매 백만 파섹당 약 55km/s입니다.

그의 관찰 결과, 허블은 우주가 은하의 세계이고, 우리 은하만이 그 안에 있는 유일한 은하가 아니며, 엄청난 거리로 분리된 많은 은하가 있다는 생각을 입증했습니다. 동시에 허블은 은하간 거리가 일정하게 유지되지 않고 증가한다는 결론에 도달했습니다. 따라서 팽창하는 우주의 개념은 자연 과학에 나타났습니다.

우리 우주에는 어떤 미래가 기다리고 있을까요? 프리드먼은 우주의 발전을 위해 세 가지 모델을 제안했습니다.

첫 번째 모델에서는 우주가 천천히 팽창하므로 서로 다른 은하 사이의 중력 인력으로 인해 우주의 팽창이 느려지고 결국 멈춥니다. 그 이후로 우주는 줄어들기 시작했습니다. 이 모델에서는 공간이 휘어져 스스로 닫혀 구를 형성합니다.

두 번째 모델에서는 우주가 무한히 팽창했고, 공간은 안장 표면처럼 곡선이면서 동시에 무한했다.

프리드먼의 세 번째 모델에서 공간은 평평하고 무한합니다.

우주의 진화에 따른 세 가지 옵션 중 어느 것이 팽창하는 물질의 운동 에너지에 대한 중력 에너지의 비율에 따라 달라집니다.

물질 팽창의 운동 에너지가 팽창을 방해하는 중력 에너지보다 우세하다면 중력은 은하의 팽창을 멈추지 않을 것이며 우주의 팽창은 되돌릴 수 없게 될 것입니다. 이 버전의 우주 동적 모델을 열린 우주라고 합니다.

중력 상호 작용이 우세하면 팽창 속도는 완전히 멈출 때까지 시간이 지남에 따라 느려지고, 그 후에는 우주가 원래의 특이점 상태(무한히 높은 밀도의 점 부피)로 돌아올 때까지 물질의 압축이 시작됩니다. 이 모델 버전을 진동 또는 닫힌 우주라고 합니다.

제한적인 경우, 중력이 물질의 팽창 에너지와 정확히 같을 때 팽창은 멈추지 않지만 시간이 지남에 따라 속도는 0이 되는 경향이 있습니다. 우주의 팽창이 시작된 지 수백억 년이 지나면 준정지 상태라고 할 수 있는 상태가 발생하게 됩니다. 이론적으로는 우주의 맥동도 가능합니다.

E. 허블이 먼 은하들이 점점 더 빠른 속도로 서로 멀어지고 있음을 보여 주었을 때 우리 우주가 팽창하고 있다는 명확한 결론이 내려졌습니다. 그러나 팽창하는 우주는 변화하는 우주, 즉 시작과 끝이 있고 모든 역사를 지닌 세계입니다. 허블 상수를 사용하면 우주 팽창 과정이 계속되는 시간을 추정할 수 있습니다. 100억년 이상 190억년 이하인 것으로 밝혀졌습니다. 팽창하는 우주의 가장 가능성 있는 수명은 150억년으로 간주됩니다. 이것은 우리 우주의 대략적인 나이입니다.

과학자의 의견

일반 상대성 이론에 기초한 가장 이색적인 우주론적(이론적) 모델도 있습니다. 다음은 케임브리지 대학의 수학 교수인 John Barrow가 우주 모델에 관해 말하는 내용입니다.

“우주론의 자연스러운 임무는 우리 우주의 기원, 역사, 구조를 최대한 잘 이해하는 것입니다. 동시에 일반상대성이론은 물리학의 다른 분야를 차용하지 않고도 거의 무제한의 매우 다양한 우주론적 모델을 계산할 수 있게 해줍니다. 물론, 선택은 천문학 및 천체 물리학 데이터를 기반으로 이루어지며, 이를 통해 현실 준수를 위해 다양한 모델을 테스트할 수 있을 뿐만 아니라 가장 적절한 구성 요소를 결합할 수 있는 구성 요소를 결정할 수도 있습니다. 우리 세계에 대한 설명. 이것이 현재 우주의 표준 모델이 발생한 방법입니다. 따라서 이러한 이유만으로도 우주론 모델의 역사적 다양성은 매우 유용했습니다.

하지만 그 뿐만이 아닙니다. 천문학자들이 오늘날 가지고 있는 풍부한 데이터를 아직 축적하지 않았을 때 많은 모델이 만들어졌습니다. 예를 들어, 우주의 등방성의 실제 정도는 지난 20년 동안 우주 장비 덕분에 확립되었습니다. 과거 공간 모델러는 경험적 제약이 훨씬 적었음이 분명합니다. 또한, 오늘날의 기준으로 볼 때 이색적인 모델이라도 미래에는 아직 관측할 수 없는 우주의 일부를 설명하는 데 유용할 가능성이 있습니다. 그리고 마지막으로, 우주론적 모델의 발명은 단순히 일반 상대성 이론에 대한 알려지지 않은 해를 찾고자 하는 욕구를 자극할 수 있으며, 이는 또한 강력한 인센티브이기도 합니다. 일반적으로 그러한 모델의 풍부함은 이해할 수 있고 정당화됩니다.

최근 우주론과 입자물리학의 결합도 같은 방식으로 정당화됩니다. 대표자들은 우주 생명의 초기 단계를 기본 상호 작용의 법칙을 결정하는 우리 세계의 기본 대칭을 연구하는 데 이상적으로 적합한 자연 실험실로 간주합니다. 이 결합은 이미 근본적으로 새롭고 매우 깊은 우주론 모델의 팬 전체를 위한 토대를 마련했습니다. 앞으로도 그다지 유익한 결과를 가져올 것이라는 데는 의심의 여지가 없습니다.”

우리가 관찰하는 우주에는 상당히 명확한 경계가 있다는 것을 알고 계셨나요? 우리는 우주를 무한하고 이해할 수 없는 것과 연관시키는 데 익숙합니다. 그러나 현대 과학은 우주의 “무한성”에 관해 질문을 받았을 때 그러한 “명백한” 질문에 대해 완전히 다른 대답을 제시합니다.

현대 개념에 따르면, 관측 가능한 우주의 크기는 약 457억 광년(또는 14.6기가파섹)입니다. 그런데 이 숫자는 무엇을 의미하는가?

평범한 사람의 마음에 떠오르는 첫 번째 질문은 우주가 어떻게 무한하지 않을 수 있느냐는 것입니다. 우리 주변에 존재하는 모든 것을 담는 그릇에는 경계가 없어야 한다는 것은 의심의 여지가 없는 것 같습니다. 이러한 경계가 존재한다면 정확히 무엇입니까?

어떤 우주 비행사가 우주의 경계에 도달했다고 가정해 보겠습니다. 그 앞에는 무엇이 보일 것인가? 단단한 벽? 방화벽? 그리고 그 뒤에 무엇이 있습니까? 공허함? 또 다른 우주? 하지만 공허함이나 다른 우주가 우리가 우주의 경계에 있다는 것을 의미할 수 있을까요? 결국, 이것이 거기에 "아무것도" 없다는 의미는 아닙니다. 공허함과 또 다른 우주도 "무언가"입니다. 그러나 우주는 절대적으로 모든 "무언가"를 포함하는 것입니다.

우리는 절대적인 모순에 도달합니다. 우주의 경계는 존재해서는 안 되는 무엇인가를 우리에게 숨겨야 한다는 것이 밝혀졌습니다. 또는 우주의 경계는 "무언가"로부터 "모든 것"을 차단해야 하지만 이 "무엇"도 "모든 것"의 일부여야 합니다. 일반적으로 완전한 부조리입니다. 그렇다면 과학자들은 우리 우주의 제한된 크기, 질량, 심지어 나이까지 어떻게 선언할 수 있습니까? 이러한 값은 상상할 수 없을 정도로 크지만 여전히 유한합니다. 과학은 명백한 것과 논쟁을 벌이는가? 이를 이해하기 위해 먼저 사람들이 우주에 대한 현대적 이해에 어떻게 도달했는지 추적해 보겠습니다.

경계 확장

옛날부터 사람들은 주변 세계가 어떤지 관심을 가져왔습니다. 우주를 설명하려는 고대인의 세 기둥과 다른 시도에 대한 예를 들 필요는 없습니다. 원칙적으로 결국 모든 것의 기초는 지구 표면이라는 사실로 귀결되었습니다. 천문학자들이 "고정된" 천구를 따라 행성 운동 법칙에 대한 광범위한 지식을 갖고 있던 고대와 중세 시대에도 지구는 우주의 중심으로 남아 있었습니다.

당연히 고대 그리스에도 지구가 태양 주위를 돈다고 믿는 사람들이 있었습니다. 많은 세계와 우주의 무한함에 대해 이야기하는 사람들이 있었습니다. 그러나 이러한 이론에 대한 건설적인 정당화는 과학 혁명의 전환기에야 나타났습니다.

16세기에 폴란드의 천문학자 니콜라우스 코페르니쿠스는 우주 지식에 있어 최초의 획기적인 발전을 이루었습니다. 그는 지구가 태양 주위를 도는 행성 중 하나일 뿐이라는 것을 확고히 증명했습니다. 이러한 시스템은 천구에서 행성의 복잡하고 복잡한 움직임에 대한 설명을 크게 단순화했습니다. 정지해 있는 지구의 경우, 천문학자들은 행성의 이러한 행동을 설명하기 위해 온갖 기발한 이론을 생각해내야 했습니다. 반면에 지구가 움직이는 것으로 받아들여지면 그러한 복잡한 움직임에 대한 설명이 자연스럽게 나옵니다. 따라서 "태양 중심설"이라는 새로운 패러다임이 천문학에 자리 잡았습니다.

많은 태양

그러나 그 후에도 천문학자들은 계속해서 우주를 “고정된 별들의 구체”로 제한했습니다. 19세기까지 그들은 별까지의 거리를 추정할 수 없었습니다. 수세기 동안 천문학자들은 지구의 궤도 운동에 따른 별 위치의 편차(연간 시차)를 탐지하려고 노력해 왔지만 아무 소용이 없었습니다. 당시의 장비로는 이렇게 정확한 측정이 불가능했습니다.

마침내 1837년에 러시아-독일 천문학자 바실리 스트루베(Vasily Struve)가 시차를 측정했습니다. 이는 공간의 규모를 이해하는 데 새로운 단계를 의미했습니다. 이제 과학자들은 별들이 태양과 아주 유사하다고 안전하게 말할 수 있습니다. 그리고 우리의 발광체는 더 이상 모든 것의 중심이 아니라 끝없는 성단의 동등한 "거주자"입니다.

천문학자들은 별까지의 거리가 정말 어마어마한 것으로 밝혀졌기 때문에 우주의 규모를 이해하는 데 더욱 가까워졌습니다. 그에 비하면 행성의 궤도 크기도 미미해 보였습니다. 다음으로 별들이 어떻게 집중되어 있는지 이해하는 것이 필요했습니다.

많은 은하수

유명한 철학자 임마누엘 칸트는 1755년에 우주의 대규모 구조에 대한 현대적 이해의 기초를 예견했습니다. 그는 은하수가 회전하는 거대한 성단이라는 가설을 세웠습니다. 결과적으로, 관찰된 성운 중 다수는 더 멀리 떨어져 있는 은하계인 은하계이기도 합니다. 그럼에도 불구하고 20세기까지 천문학자들은 모든 성운이 별 형성의 원천이자 은하수의 일부라고 믿었습니다.

천문학자들이 를 사용하여 은하 사이의 거리를 측정하는 방법을 배웠을 때 상황은 바뀌었습니다. 이 유형의 별의 절대 광도는 변동 기간에 따라 엄격하게 달라집니다. 절대 광도를 가시 광도와 비교함으로써 높은 정확도로 거리를 결정할 수 있습니다. 이 방법은 20세기 초 Einar Hertzschrung과 Harlow Scelpi에 의해 개발되었습니다. 그 덕분에 1922년 소련의 천문학자 에른스트 에픽(Ernst Epic)은 안드로메다까지의 거리를 결정했는데, 이는 은하수 크기보다 훨씬 더 큰 것으로 밝혀졌습니다.

Edwin Hubble은 Epic의 주도권을 이어갔습니다. 그는 다른 은하계에 있는 세페이드의 밝기를 측정함으로써 거리를 측정하고 이를 스펙트럼의 적색편이와 비교했습니다. 그래서 1929년에 그는 자신의 유명한 법칙을 개발했습니다. 그의 연구는 은하수가 우주의 가장자리라는 확립된 견해를 확실히 반증했습니다. 이제 그것은 한때 그것의 일부로 여겨졌던 많은 은하들 중 하나였습니다. 칸트의 가설은 그것이 발전된 지 거의 2세기 후에 확증되었습니다.

그 후, 관찰자로부터 은하까지의 거리와 은하가 제거되는 속도 사이의 연관성을 허블이 발견하여 우주의 대규모 구조에 대한 완전한 그림을 그리는 것이 가능해졌습니다. 은하계는 그것의 중요하지 않은 부분이라는 것이 밝혀졌습니다. 그들은 클러스터로 연결되고, 클러스터는 슈퍼클러스터로 연결됩니다. 결과적으로 초은하단은 우주에서 알려진 가장 큰 구조물인 실과 벽을 형성합니다. 거대한 초공동()에 인접한 이러한 구조는 현재 알려진 우주의 대규모 구조를 구성합니다.

겉보기 무한대

위에서부터 단 몇 세기 만에 과학은 지구 중심주의에서 우주에 대한 현대적인 이해로 점차적으로 펄럭였습니다. 그러나 이것이 오늘날 우리가 우주를 제한하는 이유에 대한 답은 아닙니다. 결국 지금까지 우리는 공간의 규모에 대해서만 이야기했을 뿐 공간의 본질에 대해서는 이야기하지 않았습니다.

우주의 무한성을 정당화하기로 결정한 첫 번째 사람은 아이작 뉴턴이었습니다. 만유인력의 법칙을 발견한 그는 공간이 유한하다면 공간의 모든 물체가 조만간 하나의 전체로 합쳐질 것이라고 믿었습니다. 그 전에는 누군가 우주의 무한성에 대한 생각을 표현했다면 그것은 전적으로 철학적 맥락이었습니다. 과학적 근거도 없이 말입니다. 이에 대한 예는 지오다노 브루노(Giordano Bruno)입니다. 그건 그렇고, 칸트처럼 그는 과학보다 수세기 앞서있었습니다. 그는 별이 먼 태양이고 행성도 그 주위를 돌고 있다고 처음으로 선언했습니다.

무한이라는 사실 자체가 상당히 정당하고 명백해 보이지만 20세기 과학의 전환점이 이 '진리'를 뒤흔들었습니다.

고정된 우주

현대 우주 모델을 개발하기 위한 첫 번째 중요한 단계는 Albert Einstein이 취했습니다. 유명한 물리학자는 1917년에 정지 우주 모델을 발표했습니다. 이 모델은 그가 1년 전에 개발한 일반 상대성 이론에 기초를 두고 있습니다. 그의 모델에 따르면 우주는 시간적으로는 무한하고 공간적으로는 유한합니다. 그러나 앞서 언급했듯이 뉴턴에 따르면 유한한 크기의 우주는 반드시 붕괴해야 합니다. 이를 위해 아인슈타인은 먼 물체의 중력 인력을 보상하는 우주 상수를 도입했습니다.

아무리 역설적으로 들리더라도 아인슈타인은 우주의 유한성을 제한하지 않았습니다. 그의 의견으로는 우주는 초구체의 닫힌 껍질입니다. 비유는 지구본이나 지구와 같은 일반적인 3차원 구의 표면입니다. 여행자가 지구를 아무리 많이 여행하더라도 그는 결코 지구 가장자리에 도달하지 못할 것입니다. 그러나 이것이 지구가 무한하다는 것을 의미하지는 않습니다. 여행자는 여행을 시작한 곳으로 돌아갈 것입니다.

하이퍼스피어 표면에서

마찬가지로, 우주선을 타고 아인슈타인의 우주를 횡단하는 우주 방랑자가 지구로 돌아올 수 있습니다. 이번에만 방랑자는 구의 2차원 표면을 따라 이동하지 않고 초구의 3차원 표면을 따라 이동합니다. 이는 우주의 부피가 유한하므로 별과 질량의 수도 유한하다는 것을 의미합니다. 그러나 우주에는 경계도 없고 중심도 없습니다.

아인슈타인은 그의 유명한 이론에서 공간, 시간, 중력을 연결하여 이러한 결론에 도달했습니다. 그 이전에는 이러한 개념이 별개로 간주되었으므로 우주 공간은 순전히 유클리드였습니다. 아인슈타인은 중력 자체가 시공간의 곡률임을 증명했습니다. 이는 고전 뉴턴 역학과 유클리드 기하학을 바탕으로 우주의 본질에 대한 초기 생각을 근본적으로 변화시켰습니다.

확장하는 우주

“새로운 우주”의 발견자 자신도 망상에 낯설지 않았습니다. 아인슈타인은 우주를 공간으로 제한했지만 계속해서 우주를 정적인 것으로 간주했습니다. 그의 모델에 따르면 우주는 영원했고 지금도 영원하며 그 크기는 항상 동일하게 유지됩니다. 1922년 소련의 물리학자 알렉산더 프리드먼(Alexander Friedman)은 이 모델을 크게 확장했습니다. 그의 계산에 따르면 우주는 전혀 정적이지 않습니다. 시간이 지남에 따라 확장되거나 축소될 수 있습니다. 프리드먼이 동일한 상대성 이론을 바탕으로 그러한 모델을 찾았다는 점은 주목할 만합니다. 그는 우주 상수를 우회하여 이 이론을 더 정확하게 적용했습니다.

알베르트 아인슈타인은 이 “수정안”을 즉각 받아들이지 않았습니다. 이 새로운 모델은 이전에 언급한 허블 발견의 도움을 받았습니다. 은하계의 후퇴는 우주 팽창의 사실을 의심의 여지 없이 입증했습니다. 그래서 아인슈타인은 자신의 실수를 인정해야 했습니다. 이제 우주에는 팽창 속도를 나타내는 허블 상수에 엄격하게 의존하는 특정 연령이 있습니다.

우주론의 추가 발전

과학자들이 이 문제를 해결하려고 노력하면서 우주의 다른 많은 중요한 구성 요소가 발견되었고 우주에 대한 다양한 모델이 개발되었습니다. 그래서 1948년에 조지 가모프(George Gamow)는 나중에 빅뱅 이론으로 발전하게 되는 “뜨거운 우주” 가설을 도입했습니다. 1965년의 발견은 그의 의심을 확증해주었다. 이제 천문학자들은 우주가 투명해지는 순간부터 나오는 빛을 관찰할 수 있게 되었습니다.

1932년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 예측한 암흑물질은 1975년에 확인되었습니다. 암흑 물질은 실제로 은하, 은하단 및 우주 구조 자체의 존재 자체를 전체적으로 설명합니다. 이것이 과학자들이 우주 질량의 대부분이 완전히 보이지 않는다는 것을 알게 된 방법입니다.

마침내 1998년에 거리에 대한 연구 중에 우주가 가속 속도로 팽창하고 있다는 사실이 발견되었습니다. 과학의 이 최신 전환점은 우주의 본질에 대한 현대적인 이해를 탄생시켰습니다. 아인슈타인이 도입하고 프리드먼이 반박한 우주론적 계수는 다시 우주 모델에서 그 자리를 찾았습니다. 우주론적 계수(우주 상수)의 존재는 우주의 가속 팽창을 설명합니다. 우주 상수의 존재를 설명하기 위해 우주 질량의 대부분을 포함하는 가상 장의 개념이 도입되었습니다.

관측 가능한 우주의 크기에 대한 현대의 이해

현대 우주 모델은 ΛCDM 모델이라고도 불립니다. 문자 "Λ"는 우주의 가속 팽창을 설명하는 우주 상수의 존재를 의미합니다. "CDM"은 우주가 차가운 암흑물질로 가득 차 있다는 뜻이다. 최근 연구에 따르면 허블 상수는 약 71(km/s)/Mpc로, 이는 우주 나이 137억 5천만년에 해당합니다. 우주의 나이를 알면 관측 가능한 영역의 크기를 추정할 수 있습니다.

상대성 이론에 따르면 어떤 물체에 대한 정보도 빛의 속도(299,792,458m/s)보다 빠른 속도로 관찰자에게 도달할 수 없습니다. 관찰자는 사물뿐만 아니라 과거도 본다는 것이 밝혀졌습니다. 사물이 그에게서 멀어질수록 그는 과거를 더 멀리 본다. 예를 들어, 달을 보면 1초 전의 태양, 8분 전의 태양, 몇 년 전의 가장 가까운 별, 수백만 년 전의 은하 등을 볼 수 있습니다. 아인슈타인의 고정 모델에서 우주에는 연령 제한이 없습니다. 이는 관측 가능한 영역도 어떤 것에 의해 제한되지 않는다는 것을 의미합니다. 점점 더 정교해지는 천문 장비로 무장한 관찰자는 점점 더 멀리 떨어져 있고 고대의 물체를 관찰하게 될 것입니다.

우리는 현대 우주 모델과 다른 그림을 가지고 있습니다. 그에 따르면 우주에는 나이가 있으므로 관찰의 한계가 있습니다. 즉, 우주 탄생 이후 어떤 광자도 137억 5천만 광년보다 더 먼 거리를 이동할 수 없었습니다. 관측 가능한 우주는 관찰자로부터 반경 137억 5천만 광년의 구형 영역으로 제한된다고 말할 수 있습니다. 그러나 이것은 사실이 아닙니다. 우리는 우주 공간의 확장을 잊어서는 안됩니다. 광자가 관찰자에게 도달할 때쯤이면 이를 방출한 물체는 이미 우리로부터 457억 광년 떨어져 있을 것입니다. 연령. 이 크기는 입자의 지평선이자, 관측 가능한 우주의 경계입니다.

지평선 너머로

그래서 관측 가능한 우주의 크기는 두 종류로 나누어진다. 겉보기 크기는 허블 반경(137억 5천만 광년)이라고도 합니다. 그리고 입자의 지평선이라고 불리는 실제 크기(457억 광년). 중요한 것은 이 두 가지 지평선이 모두 우주의 실제 크기를 전혀 나타내지 않는다는 것입니다. 첫째, 공간에서 관찰자의 위치에 따라 달라집니다. 둘째, 시간이 지남에 따라 변합니다. ΛCDM 모델의 경우 입자 지평선은 허블 지평선보다 빠른 속도로 확장됩니다. 현대 과학은 이러한 추세가 미래에 바뀔지 여부에 대한 질문에 대답하지 않습니다. 그러나 우주가 가속을 통해 계속 팽창한다고 가정하면, 지금 우리가 보는 모든 물체는 조만간 우리의 "시야"에서 사라질 것입니다.

현재 천문학자들이 관찰하는 가장 먼 빛은 우주 마이크로파 배경 복사입니다. 이를 들여다보면서 과학자들은 우주를 빅뱅 이후 38만년 후의 모습으로 봅니다. 이 순간 우주는 오늘날 전파 망원경의 도움으로 감지되는 자유 광자를 방출할 수 있을 만큼 냉각되었습니다. 그 당시 우주에는 별이나 은하계가 없었고 단지 수소, 헬륨 및 미량의 기타 원소로 이루어진 연속적인 구름만 있었습니다. 이 구름에서 관찰된 불균일성으로부터 은하단은 이후에 형성될 것입니다. 우주 마이크로파 배경 복사의 불균일성으로 인해 형성되는 물체는 입자 지평선에 가장 가까운 위치에 있는 것으로 밝혀졌습니다.

진정한 경계

우주에 관찰할 수 없는 경계가 실제로 존재하는지 여부는 여전히 사이비과학적 추측의 문제입니다. 어떤 식으로든 모든 사람은 우주의 무한성에 동의하지만 이 무한성을 완전히 다른 방식으로 해석합니다. 어떤 사람들은 우주가 다차원적이라고 생각하는데, 여기서 우리의 "국소적" 3차원 우주는 그 층 중 하나일 뿐입니다. 다른 사람들은 우주가 프랙탈이라고 말합니다. 이는 우리 지역 우주가 다른 우주의 입자일 수 있음을 의미합니다. 우리는 폐쇄형, 개방형, 평행 우주 및 웜홀을 갖춘 다중우주의 다양한 모델을 잊어서는 안 됩니다. 그리고 매우 다양한 버전이 있으며 그 수는 인간의 상상력에 의해서만 제한됩니다.

그러나 우리가 냉정한 현실주의를 켜거나 단순히 이러한 모든 가설에서 물러난다면 우리 우주는 모든 별과 은하를 포함하는 무한하고 균일한 컨테이너라고 가정할 수 있습니다. 더욱이, 우리로부터 수십억 기가파섹 떨어진 어느 지점에서든 모든 조건은 정확히 동일할 것입니다. 이 시점에서 입자 지평선과 허블 구는 가장자리에 동일한 유물 방사선을 포함하여 정확히 동일합니다. 주변에는 같은 별과 은하가 있을 것입니다. 흥미롭게도 이것은 우주의 팽창과 모순되지 않습니다. 결국 팽창하고 있는 것은 우주만이 아니라 우주 그 자체이기도 하다. 빅뱅 순간에 우주가 한 지점에서 일어났다는 사실은 당시 무한히 작은 (거의 0) 차원이 이제 상상할 수 없을 정도로 큰 차원으로 변했다는 것을 의미합니다. 앞으로 우리는 관측 가능한 우주의 규모를 명확하게 이해하기 위해 이 가설을 정확하게 사용할 것입니다.

시각적 표현

다양한 소스는 사람들이 우주의 규모를 이해할 수 있도록 모든 종류의 시각적 모델을 제공합니다. 그러나 우리가 우주의 크기를 깨닫는 것만으로는 충분하지 않습니다. 허블 지평선, 입자 지평선과 같은 개념이 실제로 어떻게 나타나는지 상상하는 것이 중요합니다. 이를 위해 모델을 단계별로 상상해 봅시다.

현대 과학은 우주의 "외부" 영역에 대해 알지 못한다는 사실을 잊어버리십시오. 다중 우주, 프랙탈 우주 및 기타 "다양성"의 버전을 버리고 그것이 단순히 무한하다고 상상해 봅시다. 앞서 언급했듯이 이는 공간 확장과 모순되지 않습니다. 물론 우리는 허블 구체와 입자 구체가 각각 137억 5천만 광년과 457억 광년이라는 점을 고려합니다.

우주의 규모

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먼저 유니버설 스케일이 얼마나 큰지 이해해 봅시다. 지구를 여행해 본 적이 있다면 지구가 우리에게 얼마나 큰지 잘 상상할 수 있습니다. 이제 우리 행성을 축구장 절반 크기의 수박-태양 주위를 공전하는 메밀알로 상상해 보십시오. 이 경우 해왕성의 궤도는 작은 도시의 크기에 해당하고 면적은 달에 해당하며 태양의 영향 경계 면적은 화성에 해당합니다. 화성이 메밀보다 크듯이 우리 태양계는 지구보다 훨씬 크다는 것이 밝혀졌습니다! 그러나 이것은 시작에 불과합니다.

이제 이 메밀이 우리 시스템이 될 것이라고 상상해 봅시다. 그 크기는 대략 1파섹과 같습니다. 그러면 은하수는 축구 경기장 두 개 크기가 될 것입니다. 그러나 이것만으로는 충분하지 않습니다. 은하수도 센티미터 크기로 줄여야 합니다. 그것은 커피색의 은하계 공간 한가운데에 소용돌이로 둘러싸인 커피 거품과 다소 비슷할 것입니다. 그로부터 20cm 떨어진 곳에 동일한 나선형 "부스러기"인 안드로메다 성운이 있습니다. 그들 주위에는 우리 국부 성단의 작은 은하 떼가 있을 것입니다. 우리 우주의 겉보기 크기는 9.2km가 될 것이다. 우리는 우주 차원을 이해하게 되었습니다.

유니버셜 버블 내부

그러나 규모 자체를 이해하는 것만으로는 충분하지 않습니다. 역학적으로 우주를 실현하는 것이 중요합니다. 우리 은하계의 직경이 센티미터인 거인이라고 상상해 봅시다. 방금 언급한 바와 같이, 우리는 반경 4.57km, 직경 9.24km의 공 안에 있는 자신을 발견하게 될 것입니다. 우리가 이 공 안에서 떠다니고, 여행하며, 1초 안에 전체 메가파섹을 다룰 수 있다고 상상해 봅시다. 우리 우주가 무한하다면 무엇을 보게 될까요?

물론, 우리 앞에는 온갖 종류의 수많은 은하계가 나타날 것입니다. 타원형, 나선형, 불규칙. 일부 지역은 그것들로 가득 차고 다른 지역은 비어 있을 것입니다. 주요 특징은 우리가 움직이지 않는 동안 시각적으로 그들은 모두 움직이지 않는다는 것입니다. 하지만 우리가 한 걸음 내딛자마자 은하계 자체가 움직이기 시작할 것입니다. 예를 들어, 우리가 센티미터 길이의 은하계에서 미세한 태양계를 식별할 수 있다면, 우리는 그 발전을 관찰할 수 있을 것입니다. 우리 은하에서 600m 떨어진 곳으로 이동하면 원시별 태양과 원시 행성 원반이 형성되는 순간을 볼 수 있습니다. 그것에 접근하면 지구가 어떻게 나타나고 생명이 생기고 사람이 나타나는지 보게 될 것입니다. 같은 방식으로 우리는 은하계로부터 멀어지거나 접근함에 따라 은하계가 어떻게 변화하고 이동하는지 살펴볼 것입니다.

결과적으로, 우리가 더 멀리 있는 은하계를 관찰할수록 그 은하계는 우리에게 더 오래되었을 것입니다. 따라서 가장 먼 은하계는 우리로부터 1300m 이상 떨어진 곳에 위치하게 될 것이며 1380m 회전에서 우리는 이미 유물 방사선을 보게 될 것입니다. 사실, 이 거리는 우리에게 상상 속의 거리일 것입니다. 그러나 우주 마이크로파 배경 복사에 가까워질수록 흥미로운 그림을 보게 됩니다. 당연히 우리는 초기 수소 구름에서 은하계가 어떻게 형성되고 발달하는지 관찰하게 될 것입니다. 우리가 형성된 은하 중 하나에 도달하면 우리는 전혀 1.375km가 아니라 4.57km를 모두 덮었다는 것을 알게 될 것입니다.

축소

결과적으로 규모가 더욱 커질 것입니다. 이제 전체 보이드와 벽을 주먹에 배치할 수 있습니다. 그래서 우리는 빠져나올 수 없는 다소 작은 거품에 빠지게 될 것입니다. 거품 가장자리에 있는 물체까지의 거리가 가까워질수록 증가할 뿐만 아니라 가장자리 자체도 무한정 이동합니다. 이것이 관측 가능한 우주의 크기의 핵심입니다.

우주가 아무리 크더라도 관찰자에게는 항상 제한된 거품으로 남아 있을 것입니다. 관찰자는 항상 이 거품의 중심에 있을 것입니다. 사실 그는 그 중심입니다. 거품 가장자리에 있는 물체에 접근하려고 하면 관찰자는 거품의 중심을 이동하게 됩니다. 물체에 접근하면 이 물체는 거품 가장자리에서 점점 더 멀어지고 동시에 변화합니다. 예를 들어 형태가 없는 수소 구름은 본격적인 은하계 또는 더 나아가 은하단으로 변할 것입니다. 또한, 이 물체에 접근하면 주변 공간 자체가 변하기 때문에 이 물체에 대한 경로가 늘어납니다. 이 개체에 도달하면 거품 가장자리에서 중심으로만 이동합니다. 우주의 가장자리에서는 유물 방사선이 여전히 깜박입니다.

우주가 계속해서 가속된 속도로 팽창하고 거품의 중심에 있으며 시간이 수십억, 수조, 심지어 그 이상으로 앞으로 이동한다고 가정하면 훨씬 더 흥미로운 그림을 발견하게 될 것입니다. 우리의 거품도 크기가 커지겠지만, 그 변화하는 구성 요소는 우주의 각 입자가 다른 입자와 상호 작용할 기회 없이 외로운 거품 속에서 따로 떠돌 때까지 이 거품의 가장자리를 떠나 훨씬 더 빠르게 우리에게서 멀어질 것입니다.

따라서 현대 과학은 우주의 실제 크기와 경계가 있는지 여부에 대한 정보를 갖고 있지 않습니다. 그러나 우리는 관측 가능한 우주에 각각 허블 반경(137억 5천만 광년)과 입자 반경(457억 광년)이라고 불리는 가시적이고 실제적인 경계가 있다는 것을 확실히 알고 있습니다. 이러한 경계는 공간에서 관찰자의 위치에 전적으로 의존하며 시간이 지남에 따라 확장됩니다. 허블 반경이 빛의 속도로 엄격하게 확장되면 입자 지평선의 확장이 가속화됩니다. 입자 지평선의 가속이 더 계속될 것인지, 압축으로 대체될 것인지에 대한 질문은 여전히 ​​열려 있습니다.

처음에 우주는 팽창하는 공허 덩어리였습니다. 그 붕괴는 최초의 화학 원소가 단조된 불을 뿜는 플라즈마에서 빅뱅으로 이어졌습니다. 그런 다음 중력은 수백만 년 동안 냉각 가스 구름을 압축했습니다. 그리고 첫 번째 별이 빛을 발하여 수조 개의 창백한 은하로 이루어진 거대한 우주를 밝혔습니다. 20세기의 가장 위대한 천문학적 발견에 의해 뒷받침되는 이 세계 그림은 탄탄한 이론적 토대 위에 서 있습니다. 하지만 이를 좋아하지 않는 전문가도 있다. 그들은 다른 우주론이 현재 우주론을 대체하기를 바라면서 지속적으로 약점을 찾습니다.

1920년대 초, 상트페테르부르크의 과학자 알렉산더 프리드먼(Alexander Friedman)은 단순함을 위해 물질이 모든 공간을 균일하게 채운다고 가정하고 비정상 팽창 우주를 설명하는 일반 상대성 이론(GTR) 방정식의 해법을 찾았습니다. 아인슈타인조차도 우주는 영원하고 변하지 않을 것이라고 믿으며 이 발견을 진지하게 받아들이지 않았습니다. 그러한 우주를 설명하기 위해 그는 일반 상대성 이론 방정식에 특별한 "반중력" 람다 용어를 도입하기도 했습니다. 프리드먼은 곧 장티푸스로 사망했고 그의 결정은 잊혀졌습니다. 예를 들어, 윌슨산 천문대에서 세계 최대의 100인치 망원경을 연구했던 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 이러한 아이디어에 대해 전혀 들어본 적이 없었습니다.

1929년까지 허블은 수십 개의 은하까지의 거리를 측정했으며 이를 이전에 얻은 스펙트럼과 비교하여 예기치 않게 은하가 멀리 떨어져 있을수록 스펙트럼 선이 더 많이 적색편이된다는 사실을 발견했습니다. 적색 편이를 설명하는 가장 쉬운 방법은 도플러 효과였습니다. 그러나 모든 은하계가 우리에게서 빠르게 멀어지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 천문학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 "피곤한 빛"이라는 매우 대담한 가설을 제시한 것은 너무 이상했습니다. 이에 따르면 우리에게서 멀어지는 것은 은하가 아니라 긴 여행 동안 빛의 양자가 움직임에 약간의 저항을 경험하면서 점차적으로 잃습니다. 에너지가 넘치고 빨갛게 변합니다. 그런 다음 그들은 공간 확장에 대한 아이디어를 기억했으며 그다지 이상한 새로운 관찰이이 이상하고 잊혀진 이론에 잘 들어 맞는다는 것이 밝혀졌습니다. 프리드먼의 모델은 또한 적색 편이의 기원이 일반적인 도플러 효과와 매우 유사해 보인다는 사실로부터 이점을 얻었습니다. 오늘날에도 모든 천문학자들이 우주에서 은하의 "산란"이 팽창과 전혀 동일하지 않다는 것을 이해하는 것은 아닙니다. "얼어붙은" 것들이 있는 우주 그 자체, 그 안에 은하계.

"피곤한 빛" 가설은 1930년대 말에 조용히 사라졌습니다. 물리학자들은 광자가 다른 입자와 상호 작용해야만 에너지를 잃으며 이 경우 운동 방향이 최소한 약간씩 변할 수밖에 없다는 점을 지적했습니다. 따라서 "피곤한 빛" 모델에서 먼 은하의 이미지는 마치 안개 속에 있는 것처럼 흐려져야 하지만 아주 선명하게 보입니다. 그 결과, 일반적으로 받아들여지는 생각에 대한 대안인 프리드만 우주 모델이 최근 모든 사람의 관심을 끌었습니다. (그러나 1953년 그의 생애가 끝날 때까지 허블 자신은 우주 팽창은 단지 겉보기 효과일 뿐임을 인정했습니다.)

두 번 대체 표준

하지만 우주가 팽창하고 있기 때문에 이전에는 밀도가 더 높았음을 의미합니다. 프리드먼의 학생이자 핵물리학자인 게오르기 가모프(Georgi Gamow)는 정신적으로 그 진화를 뒤집어 초기 우주가 너무 뜨거워서 열핵융합 반응이 일어났다고 결론지었습니다. Gamow는 관찰된 화학 원소의 유병률을 설명하려고 노력했지만 기본 가마솥에서 몇 가지 유형의 가벼운 핵만 "요리"할 수 있었습니다. 세계에는 수소 외에도 23~25%의 헬륨, 100분의 1의 중수소, 10억분의 1의 리튬이 포함되어 있어야 한다는 것이 밝혀졌습니다. 별에서 더 무거운 원소의 합성 이론은 나중에 Gamow의 경쟁자인 천체 물리학자 Fred Hoyle에 의해 동료들과 함께 개발되었습니다.

1948년에 Gamow는 또한 하늘의 모든 방향에서 오는 몇 도 켈빈 온도의 냉각된 마이크로파 방사선인 뜨거운 우주에서 관찰 가능한 흔적이 남아 있어야 한다고 예측했습니다. 아아, Gamow의 예측은 Friedman 모델의 운명을 반복했습니다. 누구도 방사선을 찾기 위해 서두르지 않았습니다. 뜨거운 우주 이론은 그것을 테스트하기 위해 값비싼 실험을 수행하기에는 너무 사치스러워 보였습니다. 또한 많은 과학자들이 거리를 두는 신성한 창조와 유사점이 나타났습니다. 가모프는 우주론을 버리고 당시 등장하던 유전학으로 전환하면서 끝났다.

1950년대에 동일한 Fred Hoyle이 천체 물리학자 Thomas Gold 및 수학자 Hermann Bondi와 함께 개발한 고정 우주 이론의 새로운 버전이 1950년대에 인기를 얻었습니다. 허블의 발견으로 인해 압력을 받은 그들은 우주의 팽창을 받아들였지만 진화는 받아들이지 않았습니다. 그들의 이론에 따르면 공간의 팽창은 수소 원자의 자발적인 생성을 동반하므로 우주의 평균 밀도는 변하지 않습니다. 물론 이것은 에너지 보존 법칙을 위반하는 것이지만 매우 중요하지 않은 것입니다. 공간 입방 미터당 10억 년에 수소 원자가 1개를 넘지 않습니다. Hoyle은 자신의 모델을 "연속 창조 이론"이라고 부르며 음압을 사용하는 특수 C 필드(영어 창조 - 창조)를 도입하여 물질의 일정한 밀도를 유지하면서 우주를 부풀게 했습니다. Gamow의 주장에 반하여 Hoyle은 별의 열핵 과정에 의해 가벼운 원소를 포함한 모든 원소의 형성을 설명했습니다.

Gamow가 예측한 우주 마이크로파 배경은 거의 20년 후에 우연히 발견되었습니다. 그 발견자들은 노벨상을 받았고 뜨거운 프리드만-가모프 우주는 경쟁하는 가설들을 빠르게 대체했습니다. 그러나 호일은 포기하지 않았고 자신의 이론을 옹호하면서 마이크로파 배경은 먼 별들에 의해 생성되고 그 빛은 우주 먼지에 의해 산란되고 다시 방출된다고 주장했습니다. 그러나 하늘의 빛은 얼룩덜룩해야 하지만 거의 완벽하게 균일합니다. 점차적으로 별과 우주 구름의 화학적 구성에 대한 데이터가 축적되었으며 이는 Gam의 1차 핵합성 모델과도 일치했습니다.

따라서 빅뱅의 두 가지 대안 이론은 일반적으로 받아들여졌거나, 오늘날 유행하는 것처럼 과학의 주류로 바뀌었습니다. 그리고 이제 학생들은 허블이 우주의 폭발을 발견했으며 (거리에 대한 적색 편이의 의존성이 아님) 소련 천체 물리학 자 Joseph Samuilovich Shklovsky의 가벼운 손으로 우주 마이크로파 방사선이 유물 방사선이된다는 것을 배웁니다. 뜨거운 우주의 모델은 문자 그대로 언어 수준에서 사람들의 마음 속에 "꿰매어져" 있습니다.

적색편이의 네 가지 원인

거리에 대한 적색편이의 의존성인 허블의 법칙을 설명하기 위해 어느 것을 선택해야 합니까?

	실험실 테스트	실험실 테스트를 거치지 않음
주파수 변화	1. 도플러 효과 방사선원이 제거될 때 발생합니다. 그 광파는 광원에서 방출되는 것보다 약간 덜 자주 수신기에 도착합니다. 이 효과는 시선을 따라 물체의 이동 속도를 측정하기 위해 천문학에서 널리 사용됩니다.	3. 공간의 확장 일반 상대성 이론에 따르면 공간 자체의 특성은 시간이 지남에 따라 변할 수 있습니다. 이로 인해 광원과 수신기 사이의 거리가 증가하면 도플러 효과와 동일한 방식으로 광파가 늘어납니다.
에너지 변화	2. 중력적색편이 빛의 양자가 중력 우물에서 빠져나오면 중력을 극복하기 위해 에너지를 소비합니다. 에너지 감소는 방사선 주파수의 감소와 스펙트럼의 빨간색 쪽으로의 이동에 해당합니다.	4. 가벼운 피로 아마도 공간에서 빛 양자의 움직임은 일종의 "마찰", 즉 이동 경로에 비례하는 에너지 손실을 동반할 것입니다. 이것은 우주적 적색편이를 설명하기 위해 제시된 최초의 가설 중 하나였습니다.

기초 밑을 파다

그러나 인간의 본성은 또 다른 부인할 수 없는 생각이 사회에 자리 잡자마자 즉시 논쟁을 벌이고 싶어하는 사람들이 있는 것과 같습니다. 표준 우주론에 대한 비판은 이론적 기초의 불완전성을 지적하는 개념적 비판과 설명하기 어려운 특정 사실과 관찰을 인용하는 천문학적 비판으로 나눌 수 있습니다.

개념적 공격의 주요 목표는 물론 일반 상대성 이론(GR)입니다. 아인슈타인은 중력을 시공간 곡률과 동일시하면서 놀랍도록 아름다운 설명을 했습니다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 블랙홀은 물질이 무한 밀도 지점으로 압축되는 중심에 있는 이상한 물체인 블랙홀의 존재를 따릅니다. 물리학에서 무한대의 출현은 항상 이론의 적용 가능성의 한계를 나타냅니다. 초고밀도에서는 일반상대성이론이 양자중력으로 대체되어야 합니다. 그러나 양자 물리학의 원리를 일반 상대성 이론에 도입하려는 모든 시도는 실패했고, 이로 인해 물리학자들은 대안적인 중력 이론을 찾게 되었습니다. 그 중 수십 개가 20세기에 지어졌습니다. 대부분은 실험적 테스트를 견디지 ​​못했습니다. 그러나 몇 가지 이론은 여전히 ​​유효합니다. 예를 들어, 그 중에는 곡선 공간도 없고 특이점도 발생하지 않으며 이는 블랙홀이나 빅뱅이 없다는 것을 의미하는 학자 Logunov의 중력 장 이론이 있습니다. 그러한 대체 중력 이론의 예측을 실험적으로 테스트할 수 있는 곳에서는 일반 상대성 이론의 예측과 일치하며, 극단적인 경우(초고밀도 또는 매우 넓은 우주론적 거리)에서만 결론이 다릅니다. 이는 우주의 구조와 진화가 달라야 함을 의미합니다.

새로운 우주론

옛날 옛적에 요하네스 케플러(Johannes Kepler)는 행성 궤도의 반경 사이의 관계를 이론적으로 설명하려고 노력하면서 정다면체를 서로 중첩시켰습니다. 그 안에 묘사되고 새겨진 구체는 그에게 우주의 구조를 푸는 가장 직접적인 길인 것처럼 보였습니다. 그가 그의 책이라고 불렀던 "우주론적 신비"였습니다. 나중에 티코 브라헤(Tycho Brahe)의 관찰을 바탕으로 그는 원과 구의 천상의 완전성에 대한 고대 아이디어를 버리고 행성이 타원으로 움직인다는 결론을 내렸습니다.

많은 현대 천문학자들도 이론가들의 추측적 구성에 회의적이며 하늘을 보면서 영감을 얻는 것을 선호합니다. 그리고 거기에서 우리 은하인 은하수가 국부 은하군이라 불리는 작은 성단의 일부라는 것을 볼 수 있습니다. 이 성단은 국부초은하단으로 알려져 있는 처녀자리 별자리에 있는 거대한 은하구름의 중심에 모여 있습니다. 1958년에 천문학자 조지 아벨(George Abel)은 북쪽 하늘에 있는 2,712개의 은하단 목록을 발표했는데, 이는 차례로 초은하단으로 분류되었습니다.

동의하세요. 물질로 균일하게 채워진 우주처럼 보이지는 않습니다. 그러나 프리드먼 모델의 동질성 없이는 허블의 법칙과 일치하는 팽창 체계를 얻는 것이 불가능합니다. 그리고 마이크로파 배경의 놀라운 부드러움도 설명할 수 없습니다. 따라서 이론의 아름다움이라는 이름으로 우주의 균질성은 우주론적 원리로 선언되었고, 관찰자들은 이를 확인할 것으로 기대되었다. 물론, 우주론적 기준에 따른 작은 거리(은하수 크기의 100배)에서는 은하 사이의 인력이 지배적입니다. 즉, 은하들은 궤도를 따라 움직이고 충돌하고 합쳐집니다. 그러나 특정 거리 규모에서 시작하면 우주는 단순히 균질해져야 합니다.

1970년대에는 관찰을 통해 수십 메가파섹보다 큰 구조가 존재하는지 여부를 확실하게 말할 수 없었으며 "우주의 대규모 균질성"이라는 단어는 프리드만 우주론의 보호 주문처럼 들렸습니다. 그러나 1990년대 초부터 상황은 극적으로 변했다. 물고기자리와 고래자리의 경계에서 국부 초은하단을 포함하여 약 50메가파섹 크기의 초은하단 복합체가 발견되었습니다. 히드라 별자리에서 그들은 처음으로 60메가파섹 크기의 거대 인력체를 발견했고, 그 뒤에는 3배 더 큰 거대한 샤플리 초은하단을 발견했습니다. 그리고 이것들은 고립된 물체가 아닙니다. 동시에 천문학자들은 길이가 150메가파섹에 달하는 복잡한 만리장성을 묘사했으며 그 목록은 계속 늘어나고 있습니다.

세기말에는 우주의 3D 지도 제작이 본격화되었습니다. 한 번의 망원경 노출로 수백 개의 은하 스펙트럼을 얻을 수 있습니다. 이를 위해 로봇 조작기는 광각 슈미트 카메라의 초점면에 수백 개의 광섬유를 알려진 좌표에 배치하여 각 개별 은하의 빛을 분광학 실험실로 전송합니다. 현재까지 가장 큰 규모의 SDSS 조사는 이미 백만 개의 은하의 스펙트럼과 적색편이를 결정했습니다. 그리고 우주에서 가장 큰 알려진 구조는 이전 CfA-II 조사에 따라 2003년에 발견된 슬론의 만리장성으로 남아 있습니다. 그 길이는 500메가파섹으로, 프리드만 우주 지평선까지의 거리의 12%에 해당합니다.

물질의 집중과 함께 많은 황량한 우주 지역, 즉 은하나 신비한 암흑 물질이 없는 공허도 발견되었습니다. 이들 중 다수는 크기가 100메가파섹을 초과하며, 2007년에 미국국립전파천문대(American National Radio Astronomy Observatory)는 직경이 약 300메가파섹인 거대공동체를 발견했다고 보고했습니다.

그러한 거대한 구조의 존재 자체가 빅뱅에서 남은 작은 밀도 변동으로 인한 물질의 중력적 혼잡으로 인해 불균질성이 발생하는 표준 우주론에 도전하고 있습니다. 관찰된 은하의 자연적인 운동 속도로, 그들은 우주의 전체 수명 동안 12메가파섹 이상 이동할 수 없습니다. 그러면 수백 메가파섹을 측정하는 물질의 농도를 어떻게 설명할 수 있습니까?

어둠의 존재

엄밀히 말하면, "순수한 형태의" 프리드먼 모델은 1933년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 발명한 관찰할 수 없는 특별한 실체를 하나 추가하지 않는 한 은하계와 성단과 같은 작은 구조의 형성도 설명하지 못합니다. 코마 성단을 연구하던 중 그는 그 은하단이 너무 빨리 움직이고 있어서 쉽게 날아갈 수 있다는 사실을 발견했습니다. 클러스터가 분해되지 않는 이유는 무엇입니까? Zwicky는 그 질량이 발광원에서 추정한 것보다 훨씬 크다고 제안했습니다. 이것이 오늘날 암흑 물질이라고 불리는 천체 물리학에서 숨겨진 질량이 나타난 방식입니다. 그것 없이는 은하 원반과 은하단의 역학, 이러한 은하단을 지나갈 때 빛이 휘어지는 현상, 그리고 그 기원을 설명하는 것이 불가능합니다. 일반 발광물질보다 암흑물질이 5배 더 많은 것으로 추정된다. 이들은 어두운 소행성도, 블랙홀도, 알려진 어떤 기본 입자도 아니라는 것이 이미 확립되었습니다. 암흑물질은 아마도 약한 상호작용에만 참여하는 일부 무거운 입자로 구성되어 있을 것입니다.

최근 이탈리아-러시아 위성 실험인 PAMELA는 ​​우주선에서 이상한 과잉 양전자를 발견했습니다. 천체 물리학자들은 양전자의 적절한 공급원을 알지 못하며 양전자가 암흑 물질 입자와의 일종의 반응의 산물일 수 있다고 제안합니다. 그렇다면 Gamow의 원시 핵합성 이론은 위험에 처할 수 있습니다. 왜냐하면 초기 우주에 알려지지 않은 수많은 무거운 입자가 존재한다고 가정하지 않았기 때문입니다.

20세기와 21세기에 접어들면서 우주의 표준모델에 신비한 암흑에너지가 긴급하게 추가되어야 했습니다. 얼마 전에 먼 은하계까지의 거리를 측정하는 새로운 방법이 테스트되었습니다. 그 안에 있는 "표준 양초"는 특별한 유형의 초신성의 폭발로, 폭발이 가장 높은 시점에서 항상 거의 동일한 광도를 갖습니다. 이들의 겉보기 밝기는 대격변이 발생한 은하계까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 모든 사람들은 측정 결과 물질의 자기 중력의 영향으로 우주 팽창이 약간 둔화될 것이라고 예상했습니다. 놀랍게도 천문학자들은 반대로 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 사실을 발견했습니다! 암흑에너지는 우주를 팽창시키는 우주적 반발력을 제공하기 위해 발명되었습니다. 사실, 이는 아인슈타인 방정식의 람다 항과 구별할 수 없으며, 더 재미있는 것은 과거 프리드만-가모프 우주론의 주요 경쟁자였던 정지 우주에 대한 본다이-골드-호일 이론의 C-필드와 구별할 수 없습니다. 이것이 인위적인 추측 아이디어가 이론 사이를 이동하여 새로운 사실의 압력 속에서 살아남는 데 도움이 되는 방식입니다.

프리드먼의 원래 모델에 관찰을 통해 결정된 매개변수(우주의 평균 물질 밀도)가 하나만 있었다면 "암흑 실체"의 출현으로 "조정" 매개변수의 수가 눈에 띄게 증가했습니다. 이는 어둠의 "성분"의 비율뿐만 아니라 다양한 상호 작용에 참여할 수 있는 능력과 같이 임의로 가정된 물리적 특성이기도 합니다. 이 모든 것이 프톨레마이오스의 이론을 연상시키는 것이 사실이 아닙니까? 관찰과의 일관성을 유지하기 위해 점점 더 많은 주전원이 추가되었으나, 그 자체의 지나치게 복잡한 설계로 인해 붕괴되었습니다.

DIY 우주

지난 100년 동안 매우 다양한 우주론 모델이 만들어졌습니다. 이전에는 그들 각각이 독특한 물리적 가설로 인식되었다면 이제 그 태도는 더욱 평범해졌습니다. 우주론적 모델을 구축하려면 공간의 특성이 의존하는 중력 이론, 물질의 분포, 의존성이 파생되는 적색편이의 물리적 특성이라는 세 가지 사항을 다루어야 합니다. R(z). 이는 모델의 우주론을 설정하여 "표준 양초"의 밝기, "표준 미터"의 각도 크기, "표준 초"의 지속 시간 및 표면 밝기와 같은 다양한 효과를 계산할 수 있게 합니다. "기준 은하"의 변화는 거리에 따라(또는 적색편이에 따라) 변합니다. 남은 것은 하늘을 바라보고 어떤 이론이 올바른 예측을 제공하는지 이해하는 것입니다.

저녁에 창가에 있는 초고층 빌딩에 앉아 아래로 펼쳐진 도시의 불빛을 바라보고 있다고 상상해 보세요. 멀리에는 그 수가 적습니다. 왜? 어쩌면 거기에는 열악한 외곽이 있을 수도 있고, 심지어 개발조차 완전히 끝났을 수도 있습니다. 아니면 안개나 스모그로 인해 등불의 빛이 어두워질 수도 있습니다. 또는 지구 표면의 곡률이 영향을 미치고 먼 빛이 단순히 지평선 너머로 이동합니다. 각 옵션에 대해 거리에 따른 조명 수의 의존성을 계산하고 적절한 설명을 찾을 수 있습니다. 이것이 우주학자들이 우주의 가장 좋은 모델을 선택하려고 먼 은하계를 연구하는 방법입니다.

우주론 테스트가 작동하려면 "표준" 물체를 찾고 그 모양을 왜곡하는 모든 간섭의 영향을 고려하는 것이 중요합니다. 관측 우주론자들은 이 문제로 80년 동안 고군분투해 왔습니다. 각도 크기 테스트를 예로 들어 보겠습니다. 우리 공간이 곡선이 아닌 유클리드 공간이라면 은하의 겉보기 크기는 적색편이 z에 반비례하여 감소합니다. 곡선 공간을 갖는 프리드만의 모델에서는 물체의 각도 크기가 더 천천히 줄어들고 수족관의 물고기처럼 은하계가 약간 더 커지는 것을 볼 수 있습니다. 은하가 멀어지면서 크기가 먼저 감소한 다음 다시 성장하기 시작하는 모델도 있습니다(아인슈타인은 초기 단계에서 이 모델을 사용했습니다). 그러나 문제는 우리가 멀리 있는 은하계를 과거의 모습으로 볼 수 있으며 진화 과정에서 그 크기가 변할 수 있다는 것입니다. 또한 먼 거리에서는 가장자리를 보기가 어렵기 때문에 안개가 낀 지점이 더 작게 나타납니다.

그러한 효과의 영향을 고려하는 것은 극히 어렵기 때문에 우주론 테스트의 결과는 종종 특정 연구자의 선호도에 따라 달라집니다. 출판된 수많은 작품에서 다양한 우주론 모델을 확인하고 반박하는 테스트를 찾을 수 있습니다. 그리고 오직 과학자의 전문성만이 그들 중 어느 것을 믿을지, 어느 것을 믿지 않을지를 결정합니다. 다음은 몇 가지 예입니다.

2006년에 36명의 천문학자로 구성된 국제 팀이 프리드만의 모델에서 요구하는 대로 먼 거리의 초신성 폭발이 시간이 지남에 따라 확장되는지 여부를 테스트했습니다. 그들은 이론에 완전히 동의했습니다. 섬광은 섬광에서 나오는 빛의 빈도가 감소하는 만큼 정확히 몇 배나 길어집니다. 일반 상대성 이론의 시간 팽창은 모든 과정에 동일한 영향을 미칩니다. 이 결과는 고정된 우주 이론의 관에 또 다른 최종 못을 박는 것일 수 있었습니다(첫 번째 것은 40년 전 스티븐 호킹에 의해 우주 마이크로파 배경으로 명명되었습니다). 그러나 2009년 미국 천체 물리학자 Eric Lerner는 정반대의 결과를 발표했습니다. 다른 방법으로 얻은 것입니다. 그는 특히 팽창하는 우주와 정지된 우주 사이에서 선택을 하기 위해 Richard Tolman이 1930년에 발명한 은하 표면 밝기 테스트를 사용했습니다. 프리드만 모델에서 은하의 표면 밝기는 적색편이가 증가함에 따라 매우 빠르게 감소하며, "피곤한 빛"이 있는 유클리드 공간에서는 붕괴가 훨씬 더 느립니다. z = 1(프리드먼에 따르면 은하계는 우리 근처에 있는 은하계의 절반 정도 젊음)에서는 차이가 8배이고, z = 5에서는 허블 우주 망원경의 성능 한계에 가깝습니다. 200배가 넘습니다. 테스트 결과, 데이터는 "피곤한 빛" 모델과 거의 완벽하게 일치하고 프리드먼의 모델과 크게 다른 것으로 나타났습니다.

의심의 여지

관측 우주론은 암흑 물질과 에너지를 추가한 후 LCDM(Lambda - Cold Dark Matter)으로 불리기 시작한 지배적인 우주 모델의 정확성에 의문을 제기하는 많은 데이터를 축적했습니다. LCDM의 잠재적인 문제는 감지된 물체의 기록적인 적색편이가 급격히 증가한다는 것입니다. 일본 국립천문대의 직원인 이에 마사노리는 은하, 퀘이사, 감마선 폭발(관측 가능한 우주에서 가장 강력한 폭발이자 가장 먼 신호)의 기록적인 공개 적색편이가 어떻게 성장했는지 연구했습니다. 2008년에는 모두 이미 z = 6 임계값을 극복했으며 감마선 폭발의 기록 z는 특히 빠르게 증가했습니다. 2009년에 그들은 z = 8.2라는 또 다른 기록을 세웠습니다. 프리드먼의 모델에서 이는 빅뱅 이후 약 6억년에 해당하며 기존 은하 형성 이론의 한계에 부합합니다. 더 이상 은하가 형성될 시간이 없을 것입니다. 한편 z 지표의 진전은 멈추지 않는 것 같습니다. 모두가 2009년 봄에 출시된 새로운 Herschel 및 Planck 우주 망원경의 데이터를 기다리고 있습니다. z = 15 또는 20인 객체가 나타나면 본격적인 LCDM 위기가 됩니다.

또 다른 문제는 1972년에 가장 존경받는 관측 우주론자 중 한 명인 Alan Sandage에 의해 발견되었습니다. 허블의 법칙은 은하수 바로 근처에서 매우 잘 적용되는 것으로 나타났습니다. 우리로부터 몇 메가파섹 이내에 물질은 극도로 불균일하게 분포되어 있지만 은하계는 이를 알아차리지 못하는 것 같습니다. 이들의 적색편이는 큰 성단의 중심에 매우 가까운 것을 제외하고는 거리에 정확히 비례합니다. 은하계의 혼란스러운 속도는 무언가에 의해 약화되는 것 같습니다. 분자의 열 운동에 비유하면 이 역설은 때때로 허블 흐름의 변칙적 차가움이라고 불립니다. LCDM에서는 이러한 역설에 대한 포괄적인 설명이 없지만 "피곤한 빛" 모델에서는 자연스럽게 설명됩니다. 풀코보 천문대(Pulkovo Observatory)의 알렉산더 라이코프(Alexander Raikov)는 광자의 적색편이와 은하계의 혼돈 속도 감쇠가 동일한 우주론적 요인의 징후일 수 있다는 가설을 세웠습니다. 그리고 같은 이유로 미국의 행성간 탐사선 파이오니어 10호와 파이오니어 11호의 움직임에 이상이 생긴 것을 설명할 수 있습니다. 그들이 태양계를 떠날 때, 그들은 허블 흐름의 차가움을 수치적으로 설명하기에 딱 맞는 작은, 설명할 수 없는 둔화를 경험했습니다.

많은 우주론자들은 우주의 물질이 균일하지 않고 프랙탈적으로 분포되어 있음을 증명하려고 노력하고 있습니다. 이는 우리가 우주를 고려하는 규모에 관계없이 항상 해당 수준의 클러스터와 공극이 교대로 드러날 것임을 의미합니다. 이 주제를 처음으로 제기한 사람은 1987년 이탈리아의 물리학자 루치아노 피오트로네이로였습니다. 그리고 몇 년 전, 상트페테르부르크의 우주론자 유리 바리셰프(Yuri Baryshev)와 핀란드의 페카 티리코르피(Pekka Teerikorpi)는 “우주의 프랙탈 구조”라는 광범위한 논문을 출판했습니다. 많은 과학 기사에서는 적색편이 조사에서 은하 분포의 프랙탈 특성이 최대 100메가파섹 규모까지 확실하게 드러나고 이질성이 최대 500메가파섹 이상까지 추적된다고 주장합니다. 그리고 최근 Alexander Raikov는 상트페테르부르크 주립 대학의 Viktor Orlov와 함께 최대 z = 3 규모의 감마선 폭발 카탈로그에서 프랙탈 분포의 징후를 발견했습니다(즉, 대부분의 경우 Friedmann 모델에 따르면). 보이는 우주). 이것이 확인된다면 우주론은 큰 변화를 겪게 될 것입니다. 프랙탈성은 수학적 단순성 때문에 20세기 우주론의 기초로 받아들여진 균질성 개념을 일반화합니다. 오늘날 수학자들은 프랙탈을 적극적으로 연구하고 있으며 새로운 정리가 정기적으로 입증되고 있습니다. 우주의 대규모 구조의 프랙탈성은 매우 예상치 못한 결과를 초래할 수 있으며, 우주 그림과 그 발전의 급진적인 변화가 우리를 기다리고 있는지 누가 알겠습니까?

마음으로부터 울다

그러나 그러한 예에서 우주론적 "반체제 인사"가 얼마나 영감을 받았는지에 관계없이 오늘날 표준 LCDM과 다른 우주의 구조와 진화에 대한 일관되고 잘 발달된 이론은 없습니다. 집합적으로 대체 우주론이라고 불리는 것은 일반적으로 받아들여지는 개념의 지지자들이 올바르게 제기한 수많은 주장뿐만 아니라 강력한 대체 연구 프로그램이 있다면 미래에 유용할 수 있는 다양한 수준의 정교함을 지닌 일련의 유망한 아이디어로 구성됩니다. 나타난다.

대안적 견해를 지지하는 많은 사람들은 개인의 생각이나 반례를 지나치게 강조하는 경향이 있습니다. 그들은 표준 모델의 어려움을 보여줌으로써 표준 모델을 폐기할 수 있기를 바랍니다. 그러나 과학철학자 임레 라카토스(Imre Lakatos)가 주장했듯이, 실험도 역설도 이론을 파괴할 수는 없습니다. 오직 새롭고 더 나은 이론만이 이론을 죽인다. 아직 대체 우주론을 제시할 수 있는 것은 없습니다.

그러나 새로운 심각한 개발은 어디에서 나올 것인가? "대안"은 전 세계의 보조금위원회, 과학 저널 편집실 및 망원경 관찰 시간 분배에 관한위원회에서 대다수가 표준 지지자라고 불평합니다. 우주론. 그들은 쓸모없는 자금 낭비라고 생각하여 우주적 주류 외부에 있는 작업에 대한 자원 할당을 단순히 차단한다고 말합니다. 몇 년 전, 일단의 우주론자들이 New Scientist 잡지에 매우 가혹한 “과학계에 보내는 공개 서한”을 쓸 정도로 긴장이 최고조에 달했습니다. 국제 공공기관인 대안 우주론 그룹(www.cosmology.info)의 설립을 발표했는데, 이 그룹은 이후 주기적으로 자체 컨퍼런스를 개최했지만 아직 상황을 크게 바꾸지 못했습니다.

과학의 역사는 매우 대안적이고 별 관심이 없는 아이디어를 중심으로 강력한 새로운 연구 프로그램이 예기치 않게 형성된 많은 사례를 알고 있습니다. 그리고 아마도 현재의 이질적인 대안적 우주론은 그 자체로 세계의 모습에서 미래 혁명의 싹을 품고 있을 것입니다.