V2.8 결론(Conclusion)

[에드엑스 강좌] ANUx -ASTRO4x Cosmology (우주론)

제1부(요약). 공간과 시간(Space and Time)
제2부. 우리 우주의 역학과 기하학(Geometry and Dynamics of our universe)
    V2.1 로버트슨-워커 측량(The Robertson-Walker Metric)
    V2.2 원주율(π, Pi)
    V2.3 휘어진 공간(Curved Space)
    V2.4 프리드먼 방정식(The Friedman Equation)
    V2.5 임계 밀도(Critical density)
    V2.6 밀도 변화(Density Evolution)
    V2.7 우주의 진화(Evolution of the Universe)

V2.8 결론(Conclusion)



[00:00] 브라이언: 정말 놀랍네요. 우리는 단 한개의 미분 방정식으로 우리가 사는 우주를 담아 냈습니다. 바로 프리드먼 방정식(Friedmann equation) 입니다. 미래에 우리의 우주가 현재의 상태에 따라 어찌 변해갈지 예상할 수 있게 해주었죠.

[00:17] 폴: 그리고 이 모든 계산은 밀도를 근거로 하였습니다. 우리는 그 밀도를 오메가 Ω로 표시 하였죠. Ω는 우주의 밀도를 임계밀도에 대한 비율로 나타낸 것입니다. 아울러 우주공간의 곡률(curvature of space)을 나타내는 k와 관계도 알려 주었습니다.

만일 오메가가 임계밀도보다 크면 오메가 값이 1보다 큰 값(Ω>1)을 갖게 되는데 우주가 결국 팽창을 멈추고 다시 쪼그라 들어서 은하들이 모두 갈려 합쳐지게 되는 빅 크런치 혹은 그냅 깁(Gnab Gib)이 될 겁니다. 그렇게되면 종말은 아주 참혹할 겁니다.

[00:43] 브라이언: 예. 그런 우주에 산다면 좋은 결말은 아니죠. 우주가 합쳐지는 종말 이라니요. 그 종말은 아주 끔찍 할 겁니다. 시간적으로 우주가 유한(탄생에서 종말까지) 하다는 의미는 공간이 유한하기 때문입니다. 우주를 이루는 재료의 양이 유한 하다는 의미일 테구요. 미래에 우주가 아주 커지는 반면 예를들어 만일 그런 그냅 깁이 되어 모두 합쳐지는 일이 발생하면 종말에 이르러 아무것도 남지 않을 거잖습니까. 흥미로운(이상한) 특성이라고 볼 수 있죠. 도데체 우주를 구성하는 재료의 양은 얼마나 될까요.

[01:16] 폴: 네. 그런 우주(k>0, Ω>1, 구형우주)에서 시간과 공간이 유한 합니다. 시작과 끝이 확실히 정해져 있죠. 그런데 (공간이 유한하다면서도) '여기가 땅끝'이라는 팻말이 붙은 벽을 마주칠 일도 없어요. 한길로 쭉 가다보면 시작점에 다시 도달하죠(구형 spherical universe 이다).  이론적으로 이런 우주에 살고 있다고 말할 수도 있을 겁니다. 만일 아주 큰 규모로 파이(원주율)을 측정해 보면 이제까지 믿어왔던 그 값보다 작을 것입니다. 그리고 평행한 두 선도 원칙적으로 잴 수만 있다면 만나게 됩니다. 아마도 원 둘레를 측정 할 수 있을 거라고 생각되요. 부피를 주어진 반경내에 월마나 많은 물질이 담겨 있는지 측정할텐데, 그리고 어떻게 변화 할지도.

[01:48] 브라이언: 그래서 작은 파이썬(Python) 프로그램을 작성 해봤죠. 그 프로그램을 실행해보면 우주의 여정을 살펴볼 수 있죠. 또한 우주가 광자(photon, 상대론적 물질)과 일반 물질로 구성되었을 때를 구분하여 실행 시켜 볼 수도 있어요.(k=0인 평평한 우주일 때 프리드먼 미분 장정식을 풀 수 있었다. 그 결과 배울 인자 a(t)에 대해 두가지 답을 얻었다.) 그 결과 우주가 어떤 모습으로 변해 갈지 살펴 볼 수 있을 겁니다. 그 모습을 분명하게 보여주었죠. 하지만 일반적은 수순은 다 같아요(k>0인 구형 우주와는 달리 영원히 팽창하는). 만일 당신이 광자들만으로 채워진 우주라면 팽창율이 줄어들 겁니다. (처음에는)팽창율(a닷, 기울기)이 아주 빠르게 줄어들거구요. 서서히 팽창율은 작아지죠. 만일 광자로 되어 있다면 일반 물질로 되었을 때 보다 빠르게 수축율이 줄어들 겁니다.

[02:23] 폴: 네. (k=0, Ω=1 인 평평한 우주에서는) 특이하게 (복사물질과 일반물질에 따라) 다소의 차이를 만들어 내죠. 저는 개인적으로 오메가가 1인 우주를 선호 합니다. 적어도 다른 것보다 좋아하죠. 당신이 어떤 것을 좋아하는지 모르겠네요. 항상 수업시간에 선호도 조사를 합니다. 어떤 모형을 좋아하는지. 학생들은 대개 50 대 50으로 나뉘죠. 오메가가 1보다 작거나 1이라면 우주는 영원히 팽창하는 모형입니다. 공간과 시간 모두 무한대 입니다.

[02:47] 브라이언: 저는 시작이 있다면 끝도 있는 그런 우주를 확실히 선호하는 그런류의 인간입니다. 마치 대칭성 있어 보이잖아요, 무한대를 생각할 필요도 없죠.

[02:56] 폴: 저는 무한대에 대해 생각해보는게 좋습니다. 영원한 우주를 좋아해요. 불행 하게도 이번 강죄에서 다뤄 봤듯이 우주가 영원하더라도 우리는 그렇지 않죠. 우주는 결국 자유 에너지, 엔트로피를 소모해버려 열죽음 할겁니다. 곡소리 내며 죽어가는 우주죠. 우리도 그런식으로 죽을 겁니다.

[03:14] 브라이언: 네. 맞아요.

[03:16] 폴: 그중에 어느 모형이 맞을까요? 실제로 우주가 다시 쪼그라 들지, 혹은 영원히 팽창 할지 그도 아닌 이상하게 변해갈지 실제로 관측 할 수 있게 될까요?

[03:24] 브라이언: 그거 참 흥미로운 질문인데요. 저의 경력의 상당량이 그것(우주진화 모형)에 대한 이해를 높이기 위한 연구 였습니다. 연구를 위해 이론적으로나마(사실상) 우주를 관찰하고 우주가 어떻게 움직이는지 관측해 왔다고 볼 수 있죠(실제 관측이라기 보다는 이론연구). 우리가 우주에 대해 심어진 편견을 극볼 할 수 있도록 계산해 보려고 노력했습니다.
저는 그것(굳은 편견)을 크게 신경 쓰지 않았어요.

[03:44] 폴: 이 강좌의 끝에가서 이에 대해(천체물리학의 미래) 좀더 이야기 해 볼 것입니다. 우리는 앞으로 측정(계산)과 그로부터 얻을 놀라운 결과에 대해 이야기 해보려고 합니다. 먼저 모든 연구의 시작이 우주가 어디를 보나 동일하고 균일 하다는 가정에 기반합니다. 그것(균일한 우주라는 가정)은 사실 아주 이상합니다(받아들이기 쉽지 않다). 다음 강의에서 인플레이션 이론에 대해 논의할 것입니다. 이 이론은 왜 우주의 균일함이 가장 중요한 전제조건 이어야 하는지 설명합니다.

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Three cosmological model.

k>0, Ω>0, a finite, spherical universe that will eventually collapse. In this universe, is small on large scales and parallel lines will eventually meet.

k=0, Ω=1, an infinite flat universe with normal geometry, that will expand forever but at a perpetually decreasing rate.

k<0, Ω<0, an infinite saddle-shaped universe that will expand forever. In this universe, is larger on large scales and parallel lines diverge.

Which (if any) of these models is true? That is a question to be answered experimentally.

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