관측 가능한 우주: 두 판 사이의 차이
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'''관측 가능한 우주'''({{llang|en|observable universe}})는 우주 팽창의 시작 이후 빛이나 신호가 어느 정도의 시간이 걸려 우리에게 도달하여, 오늘날의 지구에서 관찰할 수 있게 된 은하 및 기타물질로 구성되어있다. |
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|title = 관측 가능한 우주 |
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|image = [[파일:Observable Universe with Measurements 01.png|300px]] |
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|caption = 관측 가능한 우주 전체의 시각도. 관측 가능한 우주의 크기는 많은 수의 초은하단들을 작은 알갱이로 나타낼 만큼 크다. 우리은하가 포함된 [[처녀자리 초은하단]]은 그 중심에 노란 화살표로 표시되어 있지만 시각도로 보기에는 너무 작아 보이지 않는다. |
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|label1 = 직경 |
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|data1 = 8.8×10<sup>23</sup> [[킬로미터|km]] {{nowrap|(28.5 [[기가파섹|Gpc]] 또는 93 [[광년|Gly]])}}<ref name="extradimension"/> |
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|label2 = 부피 |
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|data2 = 4×10<sup>80</sup> [[입방미터|m<sup>3</sup>]]<ref name="universevolume"/> |
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|label4 = 밀도 |
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|data4 = 9.9×10<sup>-30</sup> g/cm^<sup>3</sup> (입방미터 당 [[양성자]] 6개와 동일)<ref name="universedensity"/> |
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|data6 = 2.72548 [[켈빈|K]]<ref name="universetemp" /> |
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| data7 = [[중입자#중입자 물질|보통 (중입자)]] [[물질]] (4.9%)<br />[[암흑물질]] (26.8%)<br />[[암흑에너지]] (68.3%) |
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'''관측 가능한 우주'''({{llang|en|observable universe}})는 현재 [[지구]]에서 관측될 수 있는 모든 [[물질]]로 이루어진, [[우주]] 속의 구형 공간이다. 이와 같은 개념은 [[천체]]에서 발생하는 [[빛]]과 다른 [[신호]]가 [[우주팽창|우주의 팽창]]의 시작부터 지구에 이르는 데까지 시간이 걸리기 때문에 만들어졌다. 관측 가능한 우주에는 최소한 2,000조 개의 [[은하]]가 있으며,<ref name="Conselice"/><ref name="NYT-20161017"/> [[별 (천체)|별]]은 지구에 있는 [[모래알]]의 개수보다도 더 많다.<ref name="SU-20020201"/> 우주가 [[등방적]]이라고 가정하면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 어느 방향으로나 동일하다. 즉 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심에 두는 공의 형태다. 우주에서 어떤 위치든 간에 그 위치에서 그 위치를 중심점으로 두는 관측 가능한 우주가 있으며, 그 관측 가능한 우주는 지구를 중심으로 두는 관측 가능한 우주와 겹칠 수도 있고, 겹치지 않을 수도 있다. |
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[[파일:Observable universe logarithmic illustration.png|thumb|right|250px]]우주가 등방성을 가지고 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 거의 모든 방향으로 동일하다. 고로 관측 가능한 우주는 전체 우주의 형태와 무관하게, 관측자를 중심으로 하는 원형을 이룬다. 우주의 실제 모양은 구형이 아닐 수도 있다. |
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''관측 가능한''(observable)이라는 용어는 현대 [[기술]]이 실제로 그 영역으로부터 발생하는 모든 [[복사]]를 감지할 수 있는지 따위와 같은 의미를 내포한 채 사용되는 것이 아니다. 이 용어는 단순히 천체에서 발생하는 빛 또는 다른 신호가 지구의 관찰자까지 이르는 데 ''이론적으로'' 가능하다는 것을 의미한다. 실제로 우리는 [[재결합|재결합 시대]]에서 [[광자]]가 분리(디커플링)되기 시작한 이후부터 방출된 빛만을 볼 수 있다. 이는 입자들이 처음으로 광자를 방출할 수 있었던 때로, 다른 입자들에 의해 재빨리 재흡수되지 않는 때다. 그 이전에 우주는 광자가 탈출하기엔 [[불투명도|불투명한]] [[플라스마]]로 채워져 있었다. [[중력파]]의 탐지는 재결합 시대 이전에 발생된 비광(非光)신호를, 그 너머로부터 탐지할 수 있는 가능성을 열었다. |
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여기에서의 '''관측'''이라는 단어는 그저 원칙적으로 지구에서 특정 거리만큼 떨어진 곳에서 오는 신호가 지구에 닿을 수 있다는 것을 나타내기 때문에, 현대기술로 실제로 어떠한 신호를 감지할 수 있는지와는 무관하다. |
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[[우주배경복사#최종 산란면|최종산란면]]은 광자 분리 시기에 발생한 광자들이 오늘날 우리에게 이르고 있으며, 동일한 거리상에 있는 우주의 여러 지점들로 이루어진 면이다. 최종산란면의 광자들은 오늘날 우리가 [[우주배경복사]](CMBR)로써 탐지하는 광자들이다. 기술의 발전으로 우주배경복사보다 훨씬 오래된, [[우주배경중성미자|고대배경중성미자]]나 그보다 더 먼 거리에서 일어난 사건을 [[중력파]](또한 [[광속]]으로 전파된다)를 통해 관측할 수 있을지도 모른다. 가끔씩 [[천체물리학자]]들은 재결합 시대 이후부터 방출된 신호들만으로 구성되는 ''가시적'' 우주(visible universe)와 우주의 팽창의 시작(전통적인 [[물리우주론]]에서 [[대폭발|빅뱅]], [[현대우주론]]에서는 [[우주 인플레이션|인플레이션 시대]]의 종점) 이후부터 발생한 신호들로 구성되는 ''관측 가능한'' 우주를 구별짓기도 한다. 계산에 따르면, CMBR이 방출된 지점에 있는 입자까지의 ''[[공변거리]]''(comoving distance, 현재 [[고유거리]]), 즉 가시적 우주의 반경은 약 140억 [[파섹]](457억 [[광년]])이지만, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(466억 광년)으로,<ref name="mapofuniverse"/> 전자보다 2% 더 크다. |
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[[2015년]] 현재 우주의 나이의 가장 정확한 값은 137억 9,900만 ± 2,100만 년이지만,<ref name="Planck 2015"/> 우주의 팽창 때문에 사람은 원래 매우 가까웠으나 지금은(우주론적 고유거리의 면에서) 138억 광년보다 훨씬 멀리 떨어져 있는(이 거리는 현재의 공변거리와 동일하다) 천체들을 관측하고 있다.<ref name="expandingconfusion"/> 관측 가능한 우주의 지름은 약 28.5 [[기가파섹]](930억 광년, 8.8×10<sup>23</sup> [[킬로미터]], 5.5×10<sup>23</sup> [[마일]])로 추정되는데,<ref name="extradimensions"/> 이는 약 465억 광년 떨어져 있는 관측 가능한 우주의 가장자리에 반대편 가장자리를 하나 더 얹은 것이다.<ref name="cosmology"/><ref name=ly93/> 우주에 있는 (암흑물질과 대비되는, 즉 관측 가능한)보통 물질의 총질량은 관측 가능한 우주의 [[임계밀도]]와 질량을 이용하여 계산할 수 있는데, 약 5×10<sup>53</sup> kg이다.<ref name="ordinarymatter"/> |
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== 우주 대 관측 가능한 우주 == |
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{{물리우주론}} |
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우주의 일부분들은 빅뱅 이후 그곳에서 방출된 빛이 지구까지 이르는 데 현재도 충분한 시간이 흐르지 않은 만큼 멀리 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 바깥에 위치해 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 추가적으로 지구에 더 이르게 될 것이므로 현재 관측 가능한 우주의 바깥 부분 중 일부가 관측 가능한 우주의 영역이 될 것이다. 그렇지만 [[허블의 법칙]]에 따르면 지구로부터 충분히 멀리 있는 영역은 [[빛의 속도]]보다 더 빨리 멀어지고 있으며([[특수 상대성]]은 동일한 국부 [[좌표계]]에서 가까이에 있는 물체들이 서로에 대해 빛보다 훨씬 빠르게 움직이는 것을 막는다. 하지만 그들 사이의 공간이 팽창할 때 멀리 있는 물체에 대해서는 그러한 제약이 없다.) 더욱이 [[암흑에너지]]로 인해 우주의 팽창속도가 가속되고 있는 것처럼 보인다. 암흑에너지를 상수(불변하는 [[우주상수]])로 둔다면 우주의 팽창속도는 계속해서 가속되어, "미래 가시성 한계"(future visibility limit)가 존재하게 되면서 그 너머의 천체는 그 천체에서 방출된 빛이 지구에 닿을 수 없게 되기 때문에 무한한 시간이 지나도 우리의 관측 가능한 우주로 들어올 수 없게 된다. (미묘한 점은, [[허블상수|허블변수]](허블상수)가 시간에 따라 줄어들기 때문에 지구로부터 빛보다 아주 약간 빠르게 멀어지는 은하가 종래에 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우도 있을 수 있다는 것이다.<ref name=ly93 /><ref name="superluminal"/>) 이 미래 가시성 한계는 공변거리로 190억 파섹(620억 광년) 떨어져 있는 것으로 계산되는데, 우주가 영원히 팽창을 유지할 것이라는 가정하에, 무한한 미래에 우리가 이론적으로 관측할 수 있는 은하의 수는 (일부가 실제로 [[적색편이]] 때문에 관측이 불가능하다는 문제는 제외하고)현재 관측 가능한 은하의 수의 2.36배 많다.<ref name="mapofuniverse2"/> |
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[[파일:Observable universe logarithmic illustration.png|thumb|left|250px|[[로그|로그스케일]]로 표현한 ''관측 가능한 우주'', [[태양계]]를 중심에 두고 [[내행성]], [[외행성]], [[카이퍼벨트]], [[오르트 구름]], [[센타우루스자리 알파]], [[페르세우스자리 팔]], [[우리 은하]], [[안드로메다 은하]], 가까운 [[은하]]들, [[우주 그물]], [[우주배경복사]] 그리고 가장자리에는 빅뱅 직후 불투명한 [[플라스마]]로 뻗어나간다.]] |
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이론적으로 미래에 많은 은하들이 관측 가능하게 될 것임에도 불구하고, 실제로 증가하고 있는 은하의 수는 우주의 팽창으로 인해 극도로 적색편이화 될 것이다. 그래서 이들은 관측시 사라진 것처럼 보이게 되어, 결국 볼 수 없게 된다.<ref>{{cite journal|last = Krauss|first = Lawrence M.|author2=Robert J. Scherrer|title = The Return of a Static Universe and the End of Cosmology|journal = General Relativity and Gravitation|volume = 39|issue = 10|pages = 1545–1550|date = 2007|doi = 10.1007/s10714-007-0472-9|arxiv=0704.0221|bibcode = 2007GReGr..39.1545K }}</ref><ref>[http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=102715275 Using Tiny Particles To Answer Giant Questions]. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the [http://www.npr.org/templates/transcript/transcript.php?storyId=102715275 transcript], [[Brian Greene]] makes the comment "And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance."</ref><ref>See also [[Faster than light#Universal expansion]] and [[Future of an expanding universe#Galaxies outside the Local Supercluster are no longer detectable]].</ref> 추가적으로 미묘한 점은, 만약 우리가 어떤 과거 시대(빅뱅 5억 년 후의 은하에서 방출된 신호라고 하자)에 어떤 은하로부터 방출된 신호를 탐지할 수 있다면, 주어진 공변거리 상의 그 은하는 "관측 가능한 우주"에 위치한 것으로 표현되지만, 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변반경보다 작은, 일정한 공변거리(공변거리는 우주의 팽창으로 인해 후퇴속도를 나타내는 데 사용되는 고유거리와는 달리 시간에 대한 상수) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수 없다는 점이다.(그래서 우리는 그 은하를 빅뱅 100억 년이 지난 것처럼 절대 볼 수 없을 것이다)<ref>{{cite journal|last = Loeb|first = Abraham|title = The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy|journal = Physical Review D|volume = 65|issue = 4|date = 2002|doi = 10.1103/PhysRevD.65.047301|arxiv=astro-ph/0107568|bibcode = 2002PhRvD..65d7301L }}</ref> 이런 사실은 시간에 따라 반경이 변하는, 우주론적 [[사건의 지평선]]의 한 유형을 표현하는 데 사용될 수 있다. 예를 들어, 현재 이 지평선의 거리는 약 160억 광년으로, ''현재'' 일어나는 사건에서 발생하는 신호가 160억 광년보다 짧은 거리에서 발생한 것이라면 미래의 어느 순간에 지구에 도달할 수 있음을 의미한다. 하지만 그 사건이 160억 광년보다 멀리 떨어진 곳에서 발생하였다면 신호는 지구에 절대 도달할 수 없다.<ref name=ly93 /> |
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우주론에서 유명하거나 전문적인 연구 기사에서 종종 "우주"라는 용어는 "관측 가능한 우주"를 의미하는 데 쓰인다. 이는 신뢰할 만한 많은 이론들이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 거대한, 전우주(全宇宙)를 필요로 함에도 불구하고, 우리가 지구와 [[인과율 (물리학)|인과적으로 단절된]] 우주의 어떤 부분에 대해서든 직접적인 실험을 통해 어떤 것도 알아낼 수 없는 이유로 정당화될 수 있다. 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계가 된다거나 아니면, 일부 모형들은 우주가 면적은 유한하나 가장자리가 없는 [[구 (수학)|구]]의 2차원 표면과 같이, 고차원 유사체처럼 유한하지만 무한하다는 것을 주장하긴 하나, 어떠한 주류 우주론 모형도 제시하지 못한, 애초에 우주가 어떠한 물리학적 경계선이었을 지도 모른다는 것을 시사하는 증거는 존재하지 않는다. 우리의 관측 가능한 우주 내부의 은하들이 전우주의 극히 일부분에 해당한다는 생각이 그럴듯 하여 보인다. [[앨런 구스]](및 D. 카자나스<ref>{{cite book|title="Dynamics of the Universe and Spontaneous Symmetry Breaking" Kazanas, D., Ap. J. (Lett.), 241, L59-L63.}}</ref>)가 최초로 제창한 우주 [[인플레이션 이론]]에 따르면, 빅뱅 약 10<sup>-37</sup> 초 후 인플레이션이 시작되었다고 가정할 때, 인플레이션 발생 이전 우주의 크기는 우주의 나이와 동일한 시간 만큼 광속으로 움직인 거리와 거의 같으므로, 현재 전우주의 크기가 최소한 관측 가능한 우주의 반경의 3×10<sup>23</sup> 배라는 치수가 나온다.<ref>{{cite book|author=Alan H. Guth|title=The inflationary universe: the quest for a new theory of cosmic origins|url=https://books.google.com/books?id=P2V1RbwvE1EC&pg=PA186|accessdate=1 May 2011|date=17 March 1998|publisher=Basic Books|isbn=978-0-201-32840-0|pages=186–}}</ref> 또한 전우주가 관측 가능한 우주의 250 배 이상이라는 낮은 측정치도 있고,<ref>Universe Could be 250 Times Bigger Than What is Observable - by Vanessa D'Amico on February 8, 2011 http://www.universetoday.com/83167/universe-could-be-250-times-bigger-than-what-is-observable/</ref> 관측 가능한 우주보다 10<sup>10<sup>10<sup>122</sup></sup></sup> 배 크다는 높은 측정치도 있다.<ref>Susskind’s Challenge to the |
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Hartle-Hawking No-Boundary Proposal |
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and Possible Resolutions - by Don N. page on December 15, 2006 http://arxiv.org/pdf/hep-th/0610199v2.pdf</ref> |
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만약 우주가 (구의 표면처럼)유한하지만 무한하다면, 우주는 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이런 경우에서, 우리가 매우 먼 은하로 보이는 것으로 포착한 것이 실제로는 빛이 우주를 일주하면서 만들어진, 가까운 은하의 복제 영상일 수도 있다. 이러한 가설을 실험적으로 검증하는 것은 매우 어렵다. 한 은하의 여러 영상이 서로 다른 시기의 모습을 보여주며, 그 결과 현재와는 상당히 다른 모습을 보여주기 때문이다. 비엘레위츠 등<ref>{{cite arXiv |last1=Bielewicz |first1=P. |last2=Banday |first2=A. J. |last3=Gorski |first3=K. M. |date=2013 |eprint=1303.4004 |class=astro-ph.CO |title=Constraints on the Topology of the Universe}}</ref>은 최종산란면의 지름의 하한값이 27.9 기가파섹(910억 광년)일 것이라 주장한다. 이는 하한값일 뿐이기 때문에 전우주는 그보다 훨씬 크며, 심지어 무한할 수도 있다는 가능성을 열어두고 있다. 이 값은 [[WMAP]]의 7년 자료의 매칭서클 분석에 기반하였으며, 이러한 접근법은 논란이 되어 왔다.<ref>{{cite arXiv |eprint=1007.3466 |author1=Mota |author2=Reboucas |author3=Tavakol |title=Observable circles-in-the-sky in flat universes |class=astro-ph.CO |date=2010}}</ref> |
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<ref name="extradimension">{{서적 인용|author1=Itzhak Bars|author2=John Terning|title=Extra Dimensions in Space and Time|url=https://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|accessdate=2011-05-01|date=2009년 11월|publisher=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|pages=27–}}</ref> |
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<ref name="universevolume">[http://www.wolframalpha.com/input/?i=volume+universe What is the Universe Made Of?]</ref> |
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<ref name="Paul Davies 2006 43">{{서적 인용 | author = Paul Davies | title = The Goldilocks Enigma | url = http://www.amazon.com/Goldilocks-Enigma-Universe-Just-Right/dp/0547053584/ref=sr_1_1?s=books&ie=UTF8&qid=1372701918&sr=1-1&keywords=goldilocks+enigma | accessdate = 2013년 7월 1일 | date = 2006 | publisher = First Mariner Books | isbn = 978-0-618-59226-5 | page = 43–}}</ref> |
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<ref name="universedensity">http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html 2015년 1월 13일</ref> |
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<ref name="Planck 2015">{{저널 인용 | author = Planck Collaboration | date = 2015 | title = Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd). | arxiv = 1502.01589|bibcode = 2016A&A...594A..13P | doi=10.1051/0004-6361/201525830 | volume=594 | journal=Astronomy & Astrophysics | pages=A13}}</ref> |
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<ref name="universetemp">{{저널 인용 | last1 = Fixsen | first1 = D. J. | title = The Temperature of the Cosmic Microwave Background | journal = The Astrophysical Journal | volume = 707 | issue = 2 | pages = 916–920 | date = 2009년 12월 | doi = 10.1088/0004-637X/707/2/916 | bibcode = 2009ApJ...707..916F | arxiv = 0911.1955}}</ref> |
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<ref name="Conselice">{{저널 인용|title=The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications|author=Christopher J. Conselice et al|journal=The Astrophysical Journal|volume=830|issue=2|year=2016|arxiv=1607.03909v2|bibcode=|doi=10.3847/0004-637X/830/2/83|pages=83}}</ref> |
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<ref name="NYT-20161017">{{뉴스 인용 |last=Fountain |first=Henry |title=Two Trillion Galaxies, at the Very Least |url=https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html |date=2016년 10월 17일 |work=[[뉴욕타임즈|New York Times]] |accessdate=2016년 10월 17일 }}</ref> |
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<ref name="SU-20020201">{{웹 인용 |last=Mackie |first=Glen |title=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand |url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html |date=1 2002년 2월|work=[[천체물리학 및 슈퍼컴퓨터 센터|Centre for Astrophysics and Supercomputing]] |accessdate=2017년 1월 28일 }}</ref> |
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| ⚫ | <ref name="mapofuniverse">{{뉴스 인용|last = Gott III|first = J. Richard|display-authors=4|author2=Mario Jurić |author3=David Schlegel |author4=Fiona Hoyle |author5=Michael Vogeley |author6=Max Tegmark |author7=Neta Bahcall |author8=Jon Brinkmann |title = A Map of the Universe|url=http://www.astro.princeton.edu/universe/ms.pdf|journal = The Astrophysical Journal|volume = 624|issue = 2|pages = 463–484|date = 2005|doi = 10.1086/428890|bibcode=2005ApJ...624..463G| arxiv=astro-ph/0310571}}</ref> |
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<ref name="expandingconfusion">{{저널 인용|last = Davis|first = Tamara M.|author2=Charles H. Lineweaver |title=Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe|journal = Publications of the Astronomical Society of Australia|volume = 21|issue = 1|pages = 97–109|date = 2004|doi = 10.1071/AS03040 |arxiv=astro-ph/0310808|bibcode = 2004PASA...21...97D }}</ref> |
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<ref name="extradimensions">{{서적 인용|author1=Itzhak Bars|author2=John Terning|title=Extra Dimensions in Space and Time|url=https://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|accessdate=2011년 5월 1일|date=2009년 11월|publisher=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|pages=27–}}</ref> |
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<ref name="cosmology">[http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#DN Frequently Asked Questions in Cosmology]. Astro.ucla.edu. Retrieved on 2011-05-01.</ref> |
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<ref name=ly93>{{웹 인용|last = Lineweaver|first = Charles|author2=Tamara M. Davis|date = 2005|url =http://www.scientificamerican.com/article/misconceptions-about-the-2005-03/|title = Misconceptions about the Big Bang|publisher = Scientific American}}</ref> |
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<ref name="ordinarymatter">해당 기사의 "보통물질의 질량" 항목 참고.</ref> |
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<ref name="superluminal">[http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=575 Is the universe expanding faster than the speed of light?] (마지막 두 단락 참고)</ref> |
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<ref name="mapofuniverse2">The comoving distance of the future visibility limit is calculated on p. 8 of Gott et al.'s [http://www.astro.princeton.edu/universe/ms.pdf A Map of the Universe] to be 4.50 times the [[Hubble radius]], given as 4.220 billion parsecs (13.76 billion light years), whereas the current comoving radius of the observable universe is calculated on p. 7 to be 3.38 times the Hubble radius. The number of galaxies in a sphere of a given comoving radius is proportional to the cube of the radius, so as shown on p. 8 the ratio between the number of galaxies observable in the future visibility limit to the number of galaxies observable today would be (4.50/3.38)<sup>3</sup> = 2.36.</ref> |
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{{우주속의 지구위치}} |
{{우주속의 지구위치}} |
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{{토막글|우주}} |
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2017년 2월 12일 (일) 10:19 판
 관측 가능한 우주 전체의 시각도. 관측 가능한 우주의 크기는 많은 수의 초은하단들을 작은 알갱이로 나타낼 만큼 크다. 우리은하가 포함된 처녀자리 초은하단은 그 중심에 노란 화살표로 표시되어 있지만 시각도로 보기에는 너무 작아 보이지 않는다. | |
| 직경 | 8.8×1023 km (28.5 Gpc 또는 93 Gly)[1] |
|---|---|
| 부피 | 4×1080 m3[2] |
| 질량 (보통 물질) | 1053 kg[3] |
| 밀도 | 9.9×10-30 g/cm^3 (입방미터 당 양성자 6개와 동일)[4] |
| 나이 | 137억 9,900만 년 ± 2,100만 년[5] |
| 평균 온도 | 2.72548 K[6] |
| 조성 | 보통 (중입자) 물질 (4.9%) 암흑물질 (26.8%) 암흑에너지 (68.3%) |
관측 가능한 우주(영어: observable universe)는 현재 지구에서 관측될 수 있는 모든 물질로 이루어진, 우주 속의 구형 공간이다. 이와 같은 개념은 천체에서 발생하는 빛과 다른 신호가 우주의 팽창의 시작부터 지구에 이르는 데까지 시간이 걸리기 때문에 만들어졌다. 관측 가능한 우주에는 최소한 2,000조 개의 은하가 있으며,[7][8] 별은 지구에 있는 모래알의 개수보다도 더 많다.[9] 우주가 등방적이라고 가정하면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 어느 방향으로나 동일하다. 즉 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심에 두는 공의 형태다. 우주에서 어떤 위치든 간에 그 위치에서 그 위치를 중심점으로 두는 관측 가능한 우주가 있으며, 그 관측 가능한 우주는 지구를 중심으로 두는 관측 가능한 우주와 겹칠 수도 있고, 겹치지 않을 수도 있다.
관측 가능한(observable)이라는 용어는 현대 기술이 실제로 그 영역으로부터 발생하는 모든 복사를 감지할 수 있는지 따위와 같은 의미를 내포한 채 사용되는 것이 아니다. 이 용어는 단순히 천체에서 발생하는 빛 또는 다른 신호가 지구의 관찰자까지 이르는 데 이론적으로 가능하다는 것을 의미한다. 실제로 우리는 재결합 시대에서 광자가 분리(디커플링)되기 시작한 이후부터 방출된 빛만을 볼 수 있다. 이는 입자들이 처음으로 광자를 방출할 수 있었던 때로, 다른 입자들에 의해 재빨리 재흡수되지 않는 때다. 그 이전에 우주는 광자가 탈출하기엔 불투명한 플라스마로 채워져 있었다. 중력파의 탐지는 재결합 시대 이전에 발생된 비광(非光)신호를, 그 너머로부터 탐지할 수 있는 가능성을 열었다.
최종산란면은 광자 분리 시기에 발생한 광자들이 오늘날 우리에게 이르고 있으며, 동일한 거리상에 있는 우주의 여러 지점들로 이루어진 면이다. 최종산란면의 광자들은 오늘날 우리가 우주배경복사(CMBR)로써 탐지하는 광자들이다. 기술의 발전으로 우주배경복사보다 훨씬 오래된, 고대배경중성미자나 그보다 더 먼 거리에서 일어난 사건을 중력파(또한 광속으로 전파된다)를 통해 관측할 수 있을지도 모른다. 가끔씩 천체물리학자들은 재결합 시대 이후부터 방출된 신호들만으로 구성되는 가시적 우주(visible universe)와 우주의 팽창의 시작(전통적인 물리우주론에서 빅뱅, 현대우주론에서는 인플레이션 시대의 종점) 이후부터 발생한 신호들로 구성되는 관측 가능한 우주를 구별짓기도 한다. 계산에 따르면, CMBR이 방출된 지점에 있는 입자까지의 공변거리(comoving distance, 현재 고유거리), 즉 가시적 우주의 반경은 약 140억 파섹(457억 광년)이지만, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(466억 광년)으로,[10] 전자보다 2% 더 크다.
2015년 현재 우주의 나이의 가장 정확한 값은 137억 9,900만 ± 2,100만 년이지만,[5] 우주의 팽창 때문에 사람은 원래 매우 가까웠으나 지금은(우주론적 고유거리의 면에서) 138억 광년보다 훨씬 멀리 떨어져 있는(이 거리는 현재의 공변거리와 동일하다) 천체들을 관측하고 있다.[11] 관측 가능한 우주의 지름은 약 28.5 기가파섹(930억 광년, 8.8×1023 킬로미터, 5.5×1023 마일)로 추정되는데,[12] 이는 약 465억 광년 떨어져 있는 관측 가능한 우주의 가장자리에 반대편 가장자리를 하나 더 얹은 것이다.[13][14] 우주에 있는 (암흑물질과 대비되는, 즉 관측 가능한)보통 물질의 총질량은 관측 가능한 우주의 임계밀도와 질량을 이용하여 계산할 수 있는데, 약 5×1053 kg이다.[15]
우주 대 관측 가능한 우주
| 시리즈의 일부 |
| 물리 우주론 |
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대폭발(빅뱅) · 우주 우주의 나이 우주의 역사 |
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우주의 일부분들은 빅뱅 이후 그곳에서 방출된 빛이 지구까지 이르는 데 현재도 충분한 시간이 흐르지 않은 만큼 멀리 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 바깥에 위치해 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 추가적으로 지구에 더 이르게 될 것이므로 현재 관측 가능한 우주의 바깥 부분 중 일부가 관측 가능한 우주의 영역이 될 것이다. 그렇지만 허블의 법칙에 따르면 지구로부터 충분히 멀리 있는 영역은 빛의 속도보다 더 빨리 멀어지고 있으며(특수 상대성은 동일한 국부 좌표계에서 가까이에 있는 물체들이 서로에 대해 빛보다 훨씬 빠르게 움직이는 것을 막는다. 하지만 그들 사이의 공간이 팽창할 때 멀리 있는 물체에 대해서는 그러한 제약이 없다.) 더욱이 암흑에너지로 인해 우주의 팽창속도가 가속되고 있는 것처럼 보인다. 암흑에너지를 상수(불변하는 우주상수)로 둔다면 우주의 팽창속도는 계속해서 가속되어, "미래 가시성 한계"(future visibility limit)가 존재하게 되면서 그 너머의 천체는 그 천체에서 방출된 빛이 지구에 닿을 수 없게 되기 때문에 무한한 시간이 지나도 우리의 관측 가능한 우주로 들어올 수 없게 된다. (미묘한 점은, 허블변수(허블상수)가 시간에 따라 줄어들기 때문에 지구로부터 빛보다 아주 약간 빠르게 멀어지는 은하가 종래에 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우도 있을 수 있다는 것이다.[14][16]) 이 미래 가시성 한계는 공변거리로 190억 파섹(620억 광년) 떨어져 있는 것으로 계산되는데, 우주가 영원히 팽창을 유지할 것이라는 가정하에, 무한한 미래에 우리가 이론적으로 관측할 수 있는 은하의 수는 (일부가 실제로 적색편이 때문에 관측이 불가능하다는 문제는 제외하고)현재 관측 가능한 은하의 수의 2.36배 많다.[17]
이론적으로 미래에 많은 은하들이 관측 가능하게 될 것임에도 불구하고, 실제로 증가하고 있는 은하의 수는 우주의 팽창으로 인해 극도로 적색편이화 될 것이다. 그래서 이들은 관측시 사라진 것처럼 보이게 되어, 결국 볼 수 없게 된다.[18][19][20] 추가적으로 미묘한 점은, 만약 우리가 어떤 과거 시대(빅뱅 5억 년 후의 은하에서 방출된 신호라고 하자)에 어떤 은하로부터 방출된 신호를 탐지할 수 있다면, 주어진 공변거리 상의 그 은하는 "관측 가능한 우주"에 위치한 것으로 표현되지만, 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변반경보다 작은, 일정한 공변거리(공변거리는 우주의 팽창으로 인해 후퇴속도를 나타내는 데 사용되는 고유거리와는 달리 시간에 대한 상수) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수 없다는 점이다.(그래서 우리는 그 은하를 빅뱅 100억 년이 지난 것처럼 절대 볼 수 없을 것이다)[21] 이런 사실은 시간에 따라 반경이 변하는, 우주론적 사건의 지평선의 한 유형을 표현하는 데 사용될 수 있다. 예를 들어, 현재 이 지평선의 거리는 약 160억 광년으로, 현재 일어나는 사건에서 발생하는 신호가 160억 광년보다 짧은 거리에서 발생한 것이라면 미래의 어느 순간에 지구에 도달할 수 있음을 의미한다. 하지만 그 사건이 160억 광년보다 멀리 떨어진 곳에서 발생하였다면 신호는 지구에 절대 도달할 수 없다.[14]
우주론에서 유명하거나 전문적인 연구 기사에서 종종 "우주"라는 용어는 "관측 가능한 우주"를 의미하는 데 쓰인다. 이는 신뢰할 만한 많은 이론들이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 거대한, 전우주(全宇宙)를 필요로 함에도 불구하고, 우리가 지구와 인과적으로 단절된 우주의 어떤 부분에 대해서든 직접적인 실험을 통해 어떤 것도 알아낼 수 없는 이유로 정당화될 수 있다. 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계가 된다거나 아니면, 일부 모형들은 우주가 면적은 유한하나 가장자리가 없는 구의 2차원 표면과 같이, 고차원 유사체처럼 유한하지만 무한하다는 것을 주장하긴 하나, 어떠한 주류 우주론 모형도 제시하지 못한, 애초에 우주가 어떠한 물리학적 경계선이었을 지도 모른다는 것을 시사하는 증거는 존재하지 않는다. 우리의 관측 가능한 우주 내부의 은하들이 전우주의 극히 일부분에 해당한다는 생각이 그럴듯 하여 보인다. 앨런 구스(및 D. 카자나스[22])가 최초로 제창한 우주 인플레이션 이론에 따르면, 빅뱅 약 10-37 초 후 인플레이션이 시작되었다고 가정할 때, 인플레이션 발생 이전 우주의 크기는 우주의 나이와 동일한 시간 만큼 광속으로 움직인 거리와 거의 같으므로, 현재 전우주의 크기가 최소한 관측 가능한 우주의 반경의 3×1023 배라는 치수가 나온다.[23] 또한 전우주가 관측 가능한 우주의 250 배 이상이라는 낮은 측정치도 있고,[24] 관측 가능한 우주보다 101010122 배 크다는 높은 측정치도 있다.[25]
만약 우주가 (구의 표면처럼)유한하지만 무한하다면, 우주는 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이런 경우에서, 우리가 매우 먼 은하로 보이는 것으로 포착한 것이 실제로는 빛이 우주를 일주하면서 만들어진, 가까운 은하의 복제 영상일 수도 있다. 이러한 가설을 실험적으로 검증하는 것은 매우 어렵다. 한 은하의 여러 영상이 서로 다른 시기의 모습을 보여주며, 그 결과 현재와는 상당히 다른 모습을 보여주기 때문이다. 비엘레위츠 등[26]은 최종산란면의 지름의 하한값이 27.9 기가파섹(910억 광년)일 것이라 주장한다. 이는 하한값일 뿐이기 때문에 전우주는 그보다 훨씬 크며, 심지어 무한할 수도 있다는 가능성을 열어두고 있다. 이 값은 WMAP의 7년 자료의 매칭서클 분석에 기반하였으며, 이러한 접근법은 논란이 되어 왔다.[27]
크기
크기에 대한 오해
우주 거대 구조
지평선
이 부분의 본문은 우주의 지평입니다.우리의 우주 관측의 한계가 퍼져, 우리는 우주에서 다양한 이벤트에 대한 정보를 얻을 수 있으며, 다양한 물리적 제약에 따라 제한하는 우주론적 지평의 집합으로 설정된다. 가장 유명한 지평선은 우주의 유한 시대에 볼 수있는 정확한 거리를 제한하는 입자 지평선이다. 추가적인 지평선은 중성미자와 중력에 의한 마지막 산란 표면 관측은 미래의 퍼짐 (공간의 확장에 의한 입자 수평선보다 큰) 마지막 산란 표면에서 '빛의 지평선」및 관련된 시각과 관련있는 파장이다.
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같이 보기
- 길이의 비교
- 다중 우주론
- 대폭발
- 볼쇼이 시뮬레이션 (Bolshoi Cosmological Simulation)
- 암흑류 (Dark flow)
- 우주의 사건의 지평선
- 우주의 역사
- 인과관계
- 일러스트리스 계획 (Illustris project)
- 허블 볼륨 (Hubble volume)
각주
각주
- ↑ Itzhak Bars; John Terning (2009년 11월). 《Extra Dimensions in Space and Time》. Springer. 27–쪽. ISBN 978-0-387-77637-8. 2011년 5월 1일에 확인함.
- ↑ What is the Universe Made Of?
- ↑ Paul Davies (2006). 《The Goldilocks Enigma》. First Mariner Books. 43–쪽. ISBN 978-0-618-59226-5. 2013년 7월 1일에 확인함.
- ↑ http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_matter.html 2015년 1월 13일
- ↑ 가 나 Planck Collaboration (2015). “Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd).”. 《Astronomy & Astrophysics》 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
- ↑ Fixsen, D. J. (2009년 12월). “The Temperature of the Cosmic Microwave Background”. 《The Astrophysical Journal》 707 (2): 916–920. arXiv:0911.1955. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916.
- ↑ Christopher J. Conselice; 외. (2016). “The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications”. 《The Astrophysical Journal》 830 (2): 83. arXiv:1607.03909v2. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.
- ↑ Fountain, Henry (2016년 10월 17일). “Two Trillion Galaxies, at the Very Least”. 《New York Times》. 2016년 10월 17일에 확인함.
- ↑ Mackie, Glen (1 2002년 2월). “To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand”. 《Centre for Astrophysics and Supercomputing》. 2017년 1월 28일에 확인함.
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- ↑ Davis, Tamara M.; Charles H. Lineweaver (2004). “Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe”. 《Publications of the Astronomical Society of Australia》 21 (1): 97–109. arXiv:astro-ph/0310808. Bibcode:2004PASA...21...97D. doi:10.1071/AS03040.
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- ↑ Frequently Asked Questions in Cosmology. Astro.ucla.edu. Retrieved on 2011-05-01.
- ↑ 가 나 다 Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). “Misconceptions about the Big Bang”. Scientific American.
- ↑ 해당 기사의 "보통물질의 질량" 항목 참고.
- ↑ Is the universe expanding faster than the speed of light? (마지막 두 단락 참고)
- ↑ The comoving distance of the future visibility limit is calculated on p. 8 of Gott et al.'s A Map of the Universe to be 4.50 times the Hubble radius, given as 4.220 billion parsecs (13.76 billion light years), whereas the current comoving radius of the observable universe is calculated on p. 7 to be 3.38 times the Hubble radius. The number of galaxies in a sphere of a given comoving radius is proportional to the cube of the radius, so as shown on p. 8 the ratio between the number of galaxies observable in the future visibility limit to the number of galaxies observable today would be (4.50/3.38)3 = 2.36.
- ↑ Krauss, Lawrence M.; Robert J. Scherrer (2007). “The Return of a Static Universe and the End of Cosmology”. 《General Relativity and Gravitation》 39 (10): 1545–1550. arXiv:0704.0221. Bibcode:2007GReGr..39.1545K. doi:10.1007/s10714-007-0472-9.
- ↑ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the transcript, Brian Greene makes the comment "And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance."
- ↑ See also Faster than light#Universal expansion and Future of an expanding universe#Galaxies outside the Local Supercluster are no longer detectable.
- ↑ Loeb, Abraham (2002). “The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy”. 《Physical Review D》 65 (4). arXiv:astro-ph/0107568. Bibcode:2002PhRvD..65d7301L. doi:10.1103/PhysRevD.65.047301.
- ↑ 《"Dynamics of the Universe and Spontaneous Symmetry Breaking" Kazanas, D., Ap. J. (Lett.), 241, L59-L63.》.
- ↑ Alan H. Guth (1998년 3월 17일). 《The inflationary universe: the quest for a new theory of cosmic origins》. Basic Books. 186–쪽. ISBN 978-0-201-32840-0. 2011년 5월 1일에 확인함.
- ↑ Universe Could be 250 Times Bigger Than What is Observable - by Vanessa D'Amico on February 8, 2011 http://www.universetoday.com/83167/universe-could-be-250-times-bigger-than-what-is-observable/
- ↑ Susskind’s Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions - by Don N. page on December 15, 2006 http://arxiv.org/pdf/hep-th/0610199v2.pdf
- ↑ Bielewicz, P.; Banday, A. J.; Gorski, K. M. (2013). “Constraints on the Topology of the Universe”. arXiv:1303.4004 [astro-ph.CO].
- ↑ Mota; Reboucas; Tavakol (2010). “Observable circles-in-the-sky in flat universes”. arXiv:1007.3466 [astro-ph.CO].
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