우주 마이크로파 배경

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
(우주 배경 복사에서 넘어옴)
이동: 둘러보기, 검색

천문학에서, 우주 마이크로파 배경(宇宙micro波背景, 영어: cosmic microwave background, 약자 CMB)은 관측 가능한 우주를 균일하게 가득 채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오는 것을 확인할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 대폭발 우주론의 중요한 증거이며, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 오늘날에 관측되는 것이다. 우주 마이크로파 배경은 1964년에 미국의 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스로버트 우드로 윌슨이 발견하였고, 이들은 이 공로로 1978년 노벨 물리학상을 수상하였다.[1]

성질[편집]

COBE 위성으로 찍은 우주 마이크로파 배경 스펙트럼을 나타낸 그림이다. 세상에서 가장 정밀하게 측정된 흑체복사이며, 이론값과 측정값이 굉장히 잘 일치한다. 둘 사이의 오차를 나타낸 선은 너무 작아서 보이지 않는다.

균등성과 등방성[편집]

우주 마이크로파 배경은 모든 방향에 대하여 균질하고, 거의 등방적이며, 계절에 영향을 받지 않는다. 우주 마이크로파 배경은 매우 균등하여, 이론적인 비등방성과 다른 은하나 별로부터 오는 잡음을 제거한 뒤에는 가장 높은 온도와 가장 낮은 온도 사이에 상대적으로 10^{-5} 정도의 차이밖에 보이지 않는다.[2] 또한, 우주 마이크로파 배경은 태양계나 우리 은하의 모양과 상관되지 않는다. 이는 우주 마이크로파 배경이 우리 은하 밖에서 오며,우주 전체에 골고루 퍼져 있음을 의미한다.

흑체 복사 스펙트럼[편집]

우주 마이크로파 배경의 또 하나의 특징은 파장과 에너지의 관계가 2.725 K에서의 흑체복사 형태를 띄고 있다는 것이다. 플랑크 법칙에 따라, 2.725K의 흑체 복사 스펙트럼에서 세기가 가장 강한 빛의 파장을 구하면 1.9mm(160.2GHz의 진동수)의 값을 얻게 되는데, 이는 우주 마이크로파 배경 그래프에서의 값과 잘 일치한다. 만약 플랑크의 법칙이 아닌, 근사를 통한 빈의 법칙을 이용하게 된다면 1.06mm(283GHz의 진동수)의 파장을 얻게 된다. 이러한 우주 마이크로파 배경의 스펙트럼은 굉장히 정밀하게 측정되어, 현재까지 측정된 흑체 복사 스펙트럼 중 가장 정밀하다.

우주 마이크로파 배경의 흑체 복사 스펙트럼은 허블의 법칙과 함께 대폭발의 존재를 뒷받침하는 중요한 증거이다. 우주 마이크로파 배경의 관측된 온도 2.725 K은 조지 가모프랠프 애셔 앨퍼 등이 대폭발 우주론을 통해 계산한 온도와 일치한다.

비등방성[편집]

WMAP 우주 마이크로파 배경 온도의 비등방성을 나타낸 그림

우주 마이크로파 배경을 통해 바라본 우리 우주는 굉장히 균질하고 등방적이다. 즉, 어떠한 방향으로 바라보아도 대부분 평균 온도 2.725K에 가까운 온도를 지니고 있다. 다만 미세한 규모에서는 우주 마이크로파 배경은 비등방성을 가진다. 도플러 효과를 제거하면, 이 비등방성의 크기는

\Delta T/T = 1.23 \times 10^{-3}

정도이다.

관측되는 우주 마이크로파 배경의 비등방성은 다음과 같은 요인으로부터 기여한다.

  • 잡음: 관측되는 마이크로파 배경은 초기 우주에서 기인하지 않는 각종 잡음이 추가돼 있다. 이 가운데 가장 큰 요인은 도플러 효과로 인한 쌍극 비등방성이다.
  • 우주 초기 요동: 도플러 효과에 의한 잡음을 제거하면, 초기 우주의 밀도 요동에서 유래하는, 10^{-5} 정도의 온도차가 나타난다. 이들은 대체로 쌍극이 아닌 다중극 비등방성이다. 이들은 다음과 같이 두 가지로 분류된다.
    • 일차 비등방성(영어: primary anisotropy)은 최종 산란면 이전에 생성된 비등방성이다. 이는 크게 두 개의 메커니즘으로 발생한다.
      • 음향 진동(영어: acoustic oscillation)은 광자중입자의 서로 반대되는 효과에 의하여, 특정한 진동 모드에서 스펙트럼의 피크가 생성되는 현상이다.
      • 확산 감쇠(영어: diffusion damping)는 플라스마의 밀도가 매우 낮아져 더 이상 유체로 간주하기 힘들 때 발생하는 현상이다.
    • 이차 비등방성(영어: secondary anisotropy)은 최종 산란면 이후에 발생하는 각종 효과들을 총칭한다.

일차 비등방성은 우주 초기의 급팽창 이론을 일으킨 인플라톤들의 양자 요동으로부터 온 것이며[3], 우주 초기의 상태를 탐구하는 중요한 관찰 자료이다. 즉, 초기 우주에서 주위보다 물질의 밀도가 조금 더 높은 곳은 중력에 의해 물질을 더 많이 끌어당기게 되고, 중력에 대한 위치 에너지운동 에너지로 변화하게 되면서 주위보다 약간 더 높은 온도를 가지게 된다. 이렇게 생겨난 우주의 대규모 구조를 따라서 우주 마이크로파 배경에는 온도의 높고 낮음이 나타나게 되고, 이러한 우주 마이크로파 배경의 정확한 측정을 통해 초기 우주의 상태를 연구할 수 있다.

도플러 효과[편집]

우주 마이크로파 배경의 주된 잡음 가운데 하나는 도플러 효과로 인한 쌍극 비등방성이다. 쌍극 비등방성은 태양계와 지구가 가만히 정지한 상태에서 우주 마이크로파 배경을 받고 있는 것이 아니라, 그러한 우주 마이크로파 배경의 기준틀에 대해 상대속도를 가지고 움직이기고 있기 때문에 나타난 도플러 효과에 의한 비등방성이다.[4] 지구우리 은하를 포함하는 국부은하군은 우주 마이크로파 배경에 대하여 약 600 km/s의 상대 속력으로 움직인다. 즉, 지구가 움직이는 방향으로의 우주 마이크로파 배경은 청색 편이가 일어나 온도가 높게 측정이 되고, 그 정반대 방향으로의 우주 마이크로파 배경에는 적색 편이가 일어나 온도가 낮게 측정된다.

음향 진동[편집]

재결합 시기에, 비등방성이 생성이 될 때에 광자는 작은 규모의 비등방성을 지우려는 효과를 가지는 반면, 질량이 큰 중입자는 중력으로 다른 물질들을 잡아당김으로서 비등방성을 증폭시키는 효과를 가지게 된다. 따라서 중입자와 광자, 이 둘은 서로 경쟁관계에 있게 된다. 이 둘이 서로 경쟁하면서 파워 스펙트럼 상에 규칙적으로 나타나는 극점들을 만들게 되며, 이러한 효과를 음향 진동이라고 한다. 음향 진동에 의한 극점들은 광자들이 물질들로부터 분리되었을 때 광자가 가지고 있던 비등방성의 규모와 대략적으로 일치한다.

파워 스펙트럼에서 나타나는 이러한 극점들의 위치는 초기에 존재하던 밀도 요동들의 종류에 대해서도 이야기한다. 일반적으로 모형들은 크게 두 가지 종류의 밀도 요동을 예측한다.

  • 단열 밀도 요동(영어: adiabatic density perturbation)에서는 이는 어떠한 지점에 대해 중입자의 에너지가 평균보다 1% 높다면, 광자, 중성미자와 같은 다른 물질들도 그 지점에 대해서는 평균보다 1% 만큼 높은 에너지를 가진다. 이러한 단열 밀도 요동은 급팽창 이론에 의해 예측된다. 단열 밀도 요동의 경우, 파워 스펙트럼에서의 극값들의 측정 각도 규모가 1:2:3... 비율의 형태를 가지게 된다.[5]
  • 등곡률 밀도 요동(영어: isocurvature density perturbation)은 어떠한 지점에 대해 중입자의 에너지와 광자의 에너지가 둘 다 평균보다 1% 높다면 중성미자의 에너지는 평균보다 2% 만큼 낮은 식으로, 전체적으로 에너지의 비율의 합이 보존되는 형태이다. 이러한 등곡률 밀도 요동은 우주끈(영어: cosmic string) 모형에 의해 예측된다. 등곡률 밀도 요동의 경우 극값들의 측정 각도 규모가 1:3:5....비율의 형태를 띄게 된다.

우주 마이크로파 배경의 실제 관측 결과는 우주 초기에 등곡률 요동보다 단열 요동이 압도적으로 많았음을 의미하며, 이는 급팽창 이론을 지지한다.

확산 감쇠[편집]

일차 비등방성의 두 번째 요인은 확산 감쇠이다. 재결합을 통해 우주 공간 내 플라스마의 밀도가 급격히 감소했었고, 분리가 비교적 짧은 시간동안 유한하게 이루어졌다는 두 가지 상황으로 인해, 광자의 평균자유행로는 단시간 내에 급격하게 증가하게 된다. 따라서 그 당시의 광자들이 가지고 있던 작은 규모의 비등방성들은 광자가 갑자기 물질로부터 분리되어 자유롭게 뻗어져 나감으로써, 더 큰 규모의 비등방성으로써 희석된다.

이차 비등방성[편집]

이차 비등방성의 경우 가장 두드러진 효과는 전리성간물질에 의한 영향이다. 재결합이 이루어지고 최초의 , 초신성이 생성된 후, 그들에 의해 발생된 고에너지 광자들은 우주에 존재하던 고밀도의 수소 원자들을 다시 전리시켰다. 이렇게 ‘재전리’된 수소 입자들은 고밀도 상태로 우주 공간에 존재하여 우주 마이크로파 배경의 광자들과 다시 상호작용하여 그들을 산란시켰고, 소규모의 비등방성들을 알아볼 수 없게 만들었다.

비등방성의 전개[편집]

우주복사 내의 온도의 비등방성을 측정 각도로 나타낸 파워스펙트럼이다. 데이터는 WMAP (2006), Acbar (2004) BOOMERanG (2005), CBI (2004), 그리고 VSA (2004) 으로부터 얻은 것을 사용하였다. 이론적 예상값도 굵은선으로 함께 표시되어 있다.

우주 마이크로파 배경을 분석하기 위해서는 온도를 방향에 대한 함수로 나타내어  T(\theta, \phi) 와 같은 형태로 나타내는 것이 편하다. 여기서 \theta구좌표계에서의 편각, \phi방위각을 나타낸다. 이러한 종류의 구면함수들은 구면 조화 함수  Y_{lm}(\theta, \phi) 들의 합으로서 전개 될 수 있는데, 이것을 라플라스 급수라고 하며 아래와 같이 표기한다.

T(\theta , \phi) = \sum_{l=0}^{\infty} \sum_{m=-l}^{l} a_{lm}Y_{lm}(\theta, \phi)

이러한 전개는 푸리에 급수와 굉장히 많이 닮았는데, 라플라스 급수에서의 고차 항은 푸리에 급수에서 높은 진동수를 지닌 조화 함수에 해당한다. 따라서 l값이 크면 클수록, 더 작은 각도 규모에서의 온도 요동을 나타낼 수 있게 된다.

\Delta \theta \approx \frac{180^\circ}{l}

여기서 각 l에 해당하는 구면 조화 함수들의 합이 전체 구면함수에 얼마나 기여하는가에 대한가를 상수  C_l 로써 아래와 같이 나타낼 수 있다.

 C_l = \frac{1}{2l+1} \sum_{m=-l}^{l} |a_{lm}|^2

X축을 l값으로, Y축을 각 l값들에 해당하는  C_l 값들로 하여 그린 그래프를 파워 스펙트럼(power spectrum)이라 부른다.

형성 과정[편집]

우주 마이크로파 배경을 분석하여, ΛCDM 모형의 매개변수들 및 우주 의 각종 성질 (편평도, 에너지 밀도, 허블 상수, 중입자-광자 비율) 등을 측정할 수 있다.

우주 마이크로파 배경은 우주 초기에 생성된 광자들로부터 기인한다. 초기 우주에서는 온도가 매우 높았으므로, 전자양성자들이 전리되어 플라스마 상태로 존재하였다. 플라스마를 구성하는 이온들은 강한 전자기 상호작용을 겪으므로, 광자의 평균자유행로가 매우 짧다. 즉, 플라스마 상태는 광자에 대하여 불투명하다.

우주의 팽창에 따라서 우주의 온도는 서서히 감소하였고, 결국 플라스마를 구성하는 전자와 양성자들이 수소 원자로 결합하는 상전이가 발생하였다. 재결합이라고 불리는 이 사건은 대폭발 이후 약 37만 8천년 이후(적색편이 z=1100)에 발생하였다. 재결합 이후, 우주는 대부분 전자기 상호작용을 약하게 겪는 중성 원자들로 구성되게 되며, 따라서 광자의 평균자유행로가 길어지고, 우주는 광자에 대하여 투명하게 되었다. 즉, 이 때부터 광자들은 크게 방해받지 않고 움직일 수 있다. 오늘날 관측되는 우주 마이크로파 배경은 이 광자들로 구성되며, 따라서 재결합 시기의 우주의 상태를 기록하고 있다.

우주 마이크로파 배경이 처음 생성될 당시 (재결합 시대) 우주의 온도는 약 3000 K 정도였다. 하지만 복사의 온도는 팽창에 반비례하여 계속해서 낮아졌고, 현재 2.725 K까지 낮아졌다. 간단하게 팽창과 복사온도 사이의 관계를 살펴보면, 우주 전체에 있는 광자의 총 숫자는 일정하다 볼 수 있음으로, 광자의 밀도는 팽창의 세제곱에 반비례 한다 생각할 수 있다. 또한 각 광자의 에너지는 적색 편이 효과에 의해 팽창에 반비례함으로, 결국 빛의 에너지 밀도는 팽창의 네제곱에 반비례한다는 결론에 도달할 수 있다.[6]

최종 산란면[편집]

지구를 중심으로 하여, 현재 관측되는 우주 마이크로파 배경 광자들이 마지막으로 산란을 일으켰던 장소들까지의 평균 거리를 반지름으로 하는 구각을 최종 산란면이라고 부른다. 우주 마이크로파 배경의 광자들의 최종 산란은 대략 재결합과 일치한다.

우주 마이크로파 배경이 뿜어져 나온 어떠한 ‘순간’을 생각해 볼 때, 우리가 현재 관측하고 있는 우주 마이크로파 배경이 과거에 방출되었던 우주의 ‘공간’들을 생각해 볼 수 있다. 우주 마이크로파 배경이 지구를 중심으로 한 구각 형태로 관측이 되므로, 이러한 우주 마이크로파 배경 방출 지점들도 우주에서 지구를 중심으로 한 거대한 구각을 이룬다. 이러한 구각을 최종 산란면이라고 부르며, 최종 산란면까지의 거리는

d_p ({t_ls}) = R({t_0})\int_{t_ls}^{t_0} \frac{dt}{R(t)}

의 형태로 입자 지평선을 구함으로서 얻을 수 있다.[7]:240 여기서 t_{ls}는 최종 산란이 일어난 시각, t_0는 현재를 나타내며, R(t)는 어떠한 길이가 시간에 따라 상대적으로 변화하는 모습을 묘사하는 함수이다.

역사[편집]

우주 마이크로파 배경의 역사
1946 로버트 H. 디키 우주물질에서 오는 복사가 약 20 K보다 작을 것이라고 예측하였다. 배경 복사는 언급하지 않았다.[8]
1948 조지 가모프가 우주의 온도를 50 켈빈이라고 계산하였다. (우주의 나이를 30억 년이라 예측)[9]
1948 랠프 애셔 앨퍼로버트 허먼은 우주의 온도를 약 5 켈빈이라고 예측하였다. 우주 마이크로파 배경에 대한 정확한 언급은 없었지만 간략히 설명은 되어 있었다.[10]
1950 랠프 애셔 앨퍼로버트 허먼은 우주의 온도를 약 28 켈빈으로 다시 예측하였다.
1953 조지 가모프가 우주의 온도를 약 7 켈빈으로 예측하였다.[8]
1956 조지 가모프가 우주의 온도를 약 6 켈빈으로 예측하였다.
1960 로버트 H. 디키마이크로파 배경 복사(MBR) 온도를 약 40 켈빈으로 예측하였다.[8]
1964 도로시케비치(러시아어: А. Г. Дорошкевич)와 이고리 노비코프가 우주 마이크로파 배경 현상을 측정 가능하다는 논문을 발표하였다.[11]
1964~65 아노 앨런 펜지어스로버트 우드로 윌슨은 3 켈빈인 우주 마이크로파 배경의 온도를 측정하였다. 로버트 디키, P. J. E. 피블스, 피터 롤(영어: Peter G. Roll), 데이비드 토드 윌킨슨은 이 현상을 대폭발의 잔향으로 해석하였다.
1983 RELIKT-1 소련의 우주 마이크로파 배경 비등방성 실험이 실행되었다
1990 COBE가 우주 마이크로파 배경 스펙트럼을 흑체 복사의 형태로 정밀하게 측정하였다.
1992 COBE DMR을 분석한 과학자들이 초기 온도의 비등방성을 발견하였다.[12]
1999 TOCO, BOOMERanG, 그리고 멕시마 실험을 통해 처음으로 우주 마이크로파 배경 비등방성 각 파워 스펙트럼의 진동을 측정하였다.
2002 우주 마이크로파 배경의 극성이 DASI로 인해 발견되었다.[13]
2004 E 모드 극성 스펙트럼이 CBI에 의해 측정되었다.[14]
2005 랠프 애셔 앨퍼대폭발 핵합성에서의 획기적인 연구와 우주의 팽창이 우주 마이크로파 배경을 남긴다는 예측으로 미 국립 과학상 훈장을 수여하였다.
2005 COBE의 수석 연구원, 조지 스무트존 C. 매더가 우주 마이크로파 배경 복사의 정밀한 측정으로 2006년에 노벨상을 수상하였다.

우주 마이크로파 배경 발견 이전[편집]

20세기 중반, 천문학자들은 우주의 탄생을 설명하기 위한 두 가지 이론을 주장하였다. 일부는 우주가 시작과 끝없이 영원히 존재한다는 정상우주론을 지지하였다. 일부에서는 대폭발 이론을 지지하였는데, 이는 137억 년 전에 어마어마한 폭발과 함께 우주가 형성되었다는 이론이다. 우주 마이크로파 배경은 1948년 조지 가모프, 랠프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼[15][16][17]에 의해서 처음 언급되었다. 앨퍼와 허먼은 연구를 통해 우주 마이크로파 배경의 온도를 예측하였다. 하지만 그 예측값은 정확하지 못하였다.

1948년의 연구를 시작으로 앨퍼와 허먼은 존스 홉킨스 대학교 응용 물리학 연구소(영어: Applied Physics Laboratory)를 떠났던 1955년까지 우주 마이크로파 배경의 물리적 환경에 대해서 탐구하였다. 그러나 그들의 연구가 천문학계에서 주목받지 못하던 1960년대, 앨퍼와 허먼의 예측은 야코프 보리소비치 젤도비치(러시아어: Я́ков Бори́сович Зельдо́вич)에 의해 재발견되었다. 또한 로버트 H. 디키 또한 같은 시대에 우주 마이크로파 배경을 예측하였다. 소련의 천체물리학자 도로시케비치(러시아어: А. Г. Дорошкевич)는 1964년에 우주 마이크로파 배경의 측정가능성을 처음 논문으로 등재하였다.[18] 1964년에 프린스턴 대학교에서 디키의 동료였던 데이비드 토드 윌킨슨(영어: David Todd Wilkinson)과 피터 롤(영어: Peter Roll)은 디키 라디오미터를 만들어 우주 마이크로파 배경 측정을 시도하였다.[19]

펜지어스와 윌슨에 의한 발견[편집]

펜지아스와 윌슨이 우주 마이크로파 배경을 발견하였던 홀름델 혼 안테나의 모습

1965년 벨 연구소에서 일하고 있던 아노 앨런 펜지어스로버트 우드로 윌슨은 고감도 6미터(20피트)의 혼 안테나로 기구 위성인 에코 위성으로부터 반사된 전파를 측정하였다. 희미한 전파를 측정하기 위해 그들은 수신기의 전파 간섭을 제거하는 작업을 하였다. 주변에 존재하는 모든 레이더와 전파 방송의 영향을 제거하고, 수신기의 열로 인한 전파 간섭을 없애기 위해 수신기를 액체 헬륨을 이용하여 섭씨 −269도까지 낮춰 측정을 하였다. 하지만 간섭을 없애기 위한 작업 후에도 의문의 잡음이 발견되었다. 이 잡음은 그들이 예상했던 잡음보다 100배 강한 세기를 갖고 있었으며 하늘에 균일하게 퍼져 있었다. 그들은 자신들이 탐지한 파장 7.35 cm의 전파가 단순히 지구나 태양 또는 우리 은하에서 오지 않았음을 확신하였다.

한편 불과 60 km 떨어진 프린스턴 대학교에서는 천체물리학자 로버트 디키, 짐 피블스, 데이비드 토드 윌킨슨은 이에 대해서 연구하고 있었다. 그들은 대폭발이 일어났을 때, 은하를 형성할 수 있는 물질들 말고도 막대한 양의 에너지가 방출되었을 거라고 생각했다. 아노 펜지어스는 대폭발 이후 생긴 전파가 우주 전역에 퍼져 있을 것이라는 논문의 예고를 접했다. 펜지어스와 윌슨은 자신들의 발견이 심상치 않다는 것을 깨닫기 시작했다. 그들이 발견한 전파의 성질은 프린스턴 대학교의 디키와 그 연구원들이 예측한 전파와 정확히 일치하였다. 펜지어스는 프린스턴 대학교의 디키를 벨 연구소로 초대해 혼 안테나와 그를 통해 측정한 배경 잡음에 대해서 이야기하였다. 프린스턴 연구팀은 마침내 이 전파를 대폭발의 신호라고 해석할 수 있었다.

그들은 논문을 공동으로 작성하여 학회에 투고하였다. 프린스턴 연구팀인 디키와 그의 동료들은 대폭발과 연계되는 우주 마이크로파 배경의 중요성에 대해서 저술하였고, 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경의 존재와 발견에 대해서 저술하였다.

1978년에 펜지어스와 윌슨은 우주 마이크로파 배경을 발견한 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.

우주 마이크로파 배경의 정밀 관측[편집]

우주 망원경의 기술 발전

펜지어스와 윌슨의 발견은 우주 마이크로파 배경의 존재를 입증하였고 우주 마이크로파 배경이 우주의 모든 방향에서 대략 같은 세기로 온다는 등방성을 알아냈다. 하지만 우주가 팽창하기 시작하여 은하나 별 그리고 다양한 화학 원소들이 생성되려면 우주 마이크로파 배경이 비등방성을 갖는다는 증거를 찾아야 했다. 초기 우주에서 아주 조그만 밀도 요동이라도 있어야만 이것이 어떤 특정한 구조로 진화할 수 있기 때문이다.

이를 위해 천문학자들은 더욱 정밀한 수준으로 우주 마이크로파 배경을 조사하기 시작하였다. 1970년대 초반의 관측은 1/100 차이까지 관측할 수 있었지만 우주 마이크로파 배경이 오는 방향마다의 파장 차이는 관측되지 않았다. 캘리포니아 대학교 버클리조지 스무트열기구록히드 U-2 정찰기를 통해 하늘 한쪽에서 오는 우주 마이크로파 배경이 반대쪽에서 오는 우주 마이크로파 배경보다 파장이 1/1000 정도 길다는 것을 측정하였다. 하지만 이 파장의 차이는 우주 마이크로파 배경의 차이가 아니라 지구 운동에 의한 도플러 효과로 나타나는 현상으로 밝혀졌다. 도플러 효과에 의한 영향을 제거하여도 열기구나 항공기를 이용한 고공관측은 엷은 대기층으로 인해 측정을 방해받고 있었기 때문에 비등방성을 검출하기 어려웠다.

인공위성을 이용하여 대기권 밖에서 관측하는 것이 유일한 방법이라는 것을 깨달은 스무트는 미국 항공우주국에 인공위성을 이용한 우주 마이크로파 배경 프로젝트를 제안하여 우주 마이크로파 배경 탐사선 프로젝트 COBE를 진행하였다. 1989년 11월 18일에 마침내 COBE를 실은 로켓이 발사되었다. 이듬해 COBE는 다양한 지점에서 우주 마이크로파 배경을 관측하여 스펙트럼 분포가 흑체 복사 특성과 완전히 일치한다는 것을 밝혀냈다. 또한 플랑크 법칙을 통해 우주 마이크로파 배경의 온도가 정확하게 2.728±0.002 K라는 것을 알아냈다. 하지만 1/3000 수준의 관측에서도 우주 마이크로파 배경의 파장 차이는 나타나지 않았다. 2년정도의 COBE 관측자료가 10−5 수준까지 축척되자 우주 마이크로파 배경의 변화가 감지되었다. 마침내 우주 마이크로파 배경의 미세한 온도 변화를 통해 초기 우주에 밀도의 파동이 있었음을 증명했다. 이 발견을 통해 대폭발 우주론은 은하의 형성을 설명할 수 있게 되었다.

COBE 이후, WMAP플랑크 위성이 우주 마이크로파 배경을 더욱더 정밀히 관측하였다.

주석[편집]

  1. The Nobel Prize in Physics 1978. Nobel Foundation (1978). 2009년 1월 8일에 확인.
  2. Wright, E.L. (2004). 〈Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy〉, W. L. Freedman: 《Measuring and Modeling the Universe》, Carnegie Observatories Astrophysics Series. Cambridge University Press, 291쪽. arXiv:astro-ph/0305591. ISBN 0-521-75576-X
  3. (영어) Cirigliano, D., H. J. de Vega, N. G. Sanchez (2005년). Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data. 《Physical Review D》 71 (10): 77–115. arXiv:astro-ph/0412634. doi:10.1103/PhysRevD.71.103518. Bibcode2005PhRvD..71j3518C.
  4. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap090906.html
  5. (영어) Hu, W., M. White (1996년). Acoustic signatures in the cosmic microwave Background. 《Astrophysical Journal》 471: 30–51. arXiv:astro-ph/9602019. doi:10.1086/177951. Bibcode1996ApJ...471...30H.
  6. Weinberg, Steven. 《The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe》
  7. (영어) Grupen, Claus (2010년). 《Astroparticle Physicspublisher=Springer》
  8. Kragh, H. (1999년). 《Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe》. ISBN 069100546X "In 1946, Robert Dicke and coworkers at MIT tested equipment that could test a cosmic microwave background of intensity corresponding to about 20K in the microwave region. However, they did not refer to such a background, but only to 'radiation from cosmic matter'. Also, this work was unrelated to cosmology and is only mentioned because it suggests that by 1950, detection of the background radiation might have been technically possible, and also because of Dicke's later role in the discovery". See also Dicke, R. H., et al. (1946년). Atmospheric Absorption Measurements with a Microwave Radiometer. 《Physical Review》 70 (5–6): 340–348. doi:10.1103/PhysRev.70.340. Bibcode1946PhRv...70..340D.
  9. Gamow, G. [1961] (2004년). 《Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe》. Courier Dover Publications, 40쪽. ISBN 9780486438689
  10. Kragh, H. (1999:132). "Alpher and Herman first calculated the present temperature of the decoupled primordial radiation in 1948, when they reported a value of 5 K. Although it was not mentioned either then or in later publications that the radiation is in the microwave region, this follows immediately from the temperature... Alpher and Herman made it clear that what they had called "the temperature in the universe" the previous year referred to a blackbody distributed background radiation quite different from sunlight".
  11. Doroshkevich, A. G. (1964년). Mean Density of Radiation in the Metagalaxy and Certain Problems in Relativistic Cosmology. 《Soviet Physics Doklady》 9 (23): 4292. doi:10.1021/es990537g.
  12. Sanders, R.; Kahn, J., "UC Berkeley, LBNL cosmologist George F. Smoot awarded 2006 Nobel Prize in Physics", 《UC Berkeley News》, 13 October 2006 작성. 2008년 12월 11일 확인.
  13. Kovac, J.M., et al. (2002년). Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI. 《네이처》 420 (6917): 772–787. PMID 12490941. arXiv:astro-ph/0209478. doi:10.1038/nature01269. Bibcode2002Natur.420..772K.
  14. Readhead, A. C. S., et al. (2004년). Polarization Observations with the Cosmic Background Imager. 《Science》 306 (5697): 836–844. PMID 15472038. arXiv:astro-ph/0409569. doi:10.1126/science.1105598. Bibcode2004Sci...306..836R.
  15. Gamow, G. (1948년). The origin of elements and the separation of galaxies. 《Physical Review》 74 (4): 505–506. doi:10.1103/PhysRev.74.505.2. Bibcode1948PhRv...74..505G.
  16. Gamow, G. (1948년). The evolution of the universe. 《Nature》 162 (4122): 680–682. PMID 18893719. doi:10.1038/162680a0. Bibcode1948Natur.162..680G.
  17. Alpher, R. A., R. C. Herman (1948년). On the relative abundance of the elements. 《Physical Review》 74 (12): 1737–1742. doi:10.1103/PhysRev.74.1737. Bibcode1948PhRv...74.1737A.
  18. Penzias, A. A. (2006). The origin of elements. 《Nobel lecture》. Nobel Foundation. 2006년 10월 4일에 확인.
  19. Dicke, R. H. (1946년). The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies. 《Review of Scientific Instruments》 17 (7): 268–275. PMID 20991753. doi:10.1063/1.1770483. Bibcode1946RScI...17..268D. This basic design for a radiometer has been used in most subsequent cosmic microwave background experiments.

참고 문헌[편집]

바깥 고리[편집]