우리는 어떻게 우주를 전체적으로 연구합니까?
저의 작업은 빅뱅의 희미한 에너지 잔재 인 우주 전자 레인지 배경 (CMB)에 중점을두고 있으며, 측정이 어떻게 우주를 이해하는 길을 안내 할 수 있는지에 중점을 둡니다. 그러나 우주를 연구하는 다른 많은 방법이 있으며, 그것을 연구하는 물리학 자들은 일반 상대성, 열역학, 기본 입자 이론에 이르기까지 모든 것을 전문으로합니다.
우리는 거의 모든 파장 체제에서 측정 및 최첨단 입자 검출기를 사용하여 관찰합니다. 관찰은 근처와 가장 먼 공간에 도달 한 곳에서 나옵니다. 이 모든 증거와 이론은 놀랍도록 단순한 표준 우주론 모델로 구성 될 수 있으며, 이는 6 개의 매개 변수가 있습니다. 이것들은 우리의 모든 우주를 정의하는 숫자입니다.
우주의 내용
처음 세 매개 변수는 우주의 내용에 대해 알려줍니다. 우리는 파이 차트의 구성 요소와 같이 총 물질과 에너지 예산의 일부로 설명합니다. 첫 번째 파라미터는 정상 물질 의 양을 설명합니다 우주에서, 또는 원자, 그리고 원자는 우주의 5 %만을 차지한다고 말합니다.
두 번째 매개 변수는 Dark Matter 을 설명합니다 , 우리가 아직 이해하지 못하는 새로운 기본 입자의 일부 유형은 우주의 25 %를 차지합니다.
놀랍게도, 우주 마이크로파 배경 방사선에서 미세한 온도 변동의 측정에서 도출 할 수있는 암흑 물질의 양은 별과 은하의 움직임 관찰에서 추론 된 값에 동의합니다. 그러나 CMB 측정에서 얻은 값은 훨씬 더 정확합니다.
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우리의 측정은 또한 우리에게 다른 것을 알려줍니다. CMB는 디퍼 커플 링 시대에서 우리에게옵니다 - 초기 우주가 빅뱅 이후 수십만 년 동안 묶인 뜨거운 플라즈마로부터 자유를 놓을 수있을 정도로 냉각되었을 때 우주가 투명 해졌다. 우리는 초기 우주에 암흑 물질이 분명히 존재한다는 것을 알 수있다. 또한, 우리는 우리가 만든 원자가 우주의 총 질량의 6 분의 1을 차지한다는 것을 알 수 있습니다.
세 번째 매개 변수는 우주적 상수 입니다 , 우주의 가속 확장의 뿌리에있는 신비한 암흑 에너지. 이는 우주 총 물질 및 에너지 예산의 70 %를 차지합니다. 우리는이 암흑 에너지가 무엇인지 알지 못하지만 우주 가속을 통해 직접적으로 측정했기 때문에 그것이 존재한다는 것을 알고 있습니다.
.별과 은하 형성
네 번째 파라미터는 광학 깊이 입니다 , 또는 우주가 그것을 통과하는 광자들에게 어떻게 불투명했는지. 이것은 우주론 표준 모델의 모든 매개 변수 중 가장 천체 물리학입니다. 이에 의해, 우리는 그것이 첫 번째 별의 형성과 후속 폭발과 우주의 첫 은하의 형성에 대한 우리의 다소 소진 된 지식을 포착한다는 것을 의미한다.
.이 초기 별들과 은하의 강렬한 빛은 우주에서 널리 퍼진 수소가 구성 양성자와 전자로 옮겨져 reinionisation 을 유발했습니다. 우주의. 이 과정에서 CMB 광자의 약 5-8 % (분리 시점에 방출 된 광자)는 재조사되었습니다.
Dark Matter에 대해 자세히 알아보십시오 :
- 필사적으로 암흑 물질을 찾는다 :우주의 95 %를 찾는다
- 과학의 야생 아이디어 :암흑 물질은 우리의 발 아래에있을 수 있습니다
우주가 이전에 투명 해졌다는 것을 고려할 때 비유를 사용하려면 마치 약간의 안개가 들어간 것처럼 보입니다. 너무 많지는 않습니다 - 여전히 먼 해안을 볼 수는 있지만 가시성은 줄어들 었습니다. 흥미롭게도 우주의 광학 깊이를 결정하려면 편광 을 측정해야합니다. CMB의
강도와 파장과 함께 편광은 광파의 세 가지 특성 중 하나입니다. 편광은 광파가 진동하는 방향을 지정합니다. 예를 들어, 차의 후드에서 반사 된 빛은 수평 편광입니다. 즉, 광파는 수평으로 앞뒤로 진동합니다. 편광 선글라스는이 진동 방향을 차단하고 관련 반사 된 눈부심.
유사하게, 재 이온화 과정에 의해 분리 된 전자는 CMB 광자를 산란시키고 편광시켰다. 편광 "선글라스"가 있거나없는 CMB를 볼 수 있다면 약간 다르게 보일 것입니다.
양자 변동
마지막 두 매개 변수는 오늘날 우리가 우주에서 관찰 한 모든 구조를 일으킨 분 변동의 씨앗을 설명합니다. 우리가 우주의 완전한 모델을 가지고 있다면-작은 양자 변동으로 시작하여 직경의 2,500 만 광년을 측정하는 구체의 물질의 변동이 무엇인지에 성공적으로 예측했다면-우리는이 두 매개 변수 중 하나를 제거 할 수 있습니다.
.불행히도, 우리는 우주가 어떻게 진화했는지 이해하기위한 매우 성공적인 프레임 워크를 가지고 있지만, 우리는 아직 모든 연결을 알지 못하므로 매개 변수로 필요합니다.
이를 Primordial 전력 스펙트럼이라고합니다 그리고 그것은 3 차원 공간에서 우주의 밀도의 변동을 설명합니다. 초기 우주에서는 이러한 변동이 작았지만 우주가 확장됨에 따라 이러한 밀도 변화는 우주를 가로 질러 크게 기록되었습니다.
원시 우주에 약간 더 밀도가 높은 지역이 있었던 곳에서 물질은 계속 뭉쳐졌으며 이제 은하의 은하 또는 클러스터를 볼 수 있습니다. 밀도가 적은 곳에서는 거의 아무것도 보지 못합니다.
나머지 매개 변수는 Scalar Spectral Index 입니다 , 이해하기 가장 어려운 일이지만 - 우주의 탄생에 대한 우리의 가장 좋은 창입니다. 그것은 영아 우주에 존재했던 작은 에너지 변동, angular scale 에 의존하는 원시 변동이 어떻게 의존하는지 알려줍니다. .
이것을 더 잘 파악하기 위해 음악적 비유를 사용합시다. 이 최종 우주적 매개 변수는“백색 소음”과“핑크 노이즈”를 구별 할 수 있습니다.베이스 노트 (큰 각도 비늘과 유사)는 고음 음 (작은 각도 규모와 유사)보다 다소 큰 소리가납니다.
.우주론에 대해 자세히 알아보십시오 :
- 블랙홀과 암흑 에너지 :허블이 우주의 가장 어두운 비밀을 발견 한 방법
- 양자 중력에 대한 탐구 :왜 잘못이 과학에 필수적인가
CMB를 사용하여, 우리는 원시 변동이 작은 각도에서보다 큰 각도에서 진폭이 약간 더 크다는 것을 발견했습니다. 다른 방법으로, 원시 우주 소음은 약간 분홍색입니다.
이 6 가지 매개 변수를 사용하면 CMB뿐만 아니라 의 특성을 계산할 수 있습니다. 우리가 만들고 싶은 우주적 측정. 예를 들어, 우리는 우주의 시대를 계산할 수 있습니다 :138 억 년 (4 천만 년을 주거나 걸리기).
가장 제한적인 단일 관찰은 CMB 이방성 - 온도의 미세 변동입니다. 그러나 우주론의 표준 모델은 모든 물리학 및 천문학의 모든 측정과 일치합니다.
간단히 말해서, 우리가 우주를 어떻게 보더라도 - 은하 조사, 폭발 별, 빛의 풍부한 요소, 은하의 속도 또는 CMB를 통해 폭발하는 별을 통해, 우리는 위에서 주어진 6 가지 매개 변수와 알려진 물리적 과정 만 필요합니다.
.간단하고 정량적으로 무언가를 묘사 할 수 있다는 것은 무엇을 의미합니까? 그것은 우리가 우주의 조각들이 어떻게 결합되어 전체를 형성하는지 이해한다는 것을 의미합니다. 우리는 본질적으로 깊은 연결을 이해합니다.
그것은 우리가 다른 주장이 아니라 자연의 더 많은 측면을 설명하는 더 나은 정량적 모델에 의해 잘못 될 수 있음을 의미합니다. 과학자들이 연구 할 수있는 시스템은 거의 없습니다. 우리는 관찰 가능한 우주가 그들 중 하나라는 사실에 운이 좋다.
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