우주론적 상수

아인슈타인은 곧 그의 가장 간단한 형태의 기본 방정식이 우주가 팽창하거나 수축해야한다는 것을 깨달았습니다. 공간 자체와 함께 문제는 날아가거나 함께 떨어질 것입니다. 아인슈타인은 그 당시 대부분의 천문학 자들과 마찬가지로 2 세기 전 뉴턴과 매우 흡사 한 결론을 내렸다. 그는 대신 무한한 시간을 통해 변하지 않는 정적 우주에 대한 아이디어를 선호했다. 그는 자신의 방정식에는“우주 론적 상수”라고하는 특별한 용어가 포함될 수 있으며, 이것은 중력의 균형을 잡고 우주를 정적으로 유지할 수있는 일종의 반발력을 제공 할 수 있다는 것을 깨달았습니다. 아인슈타인은 우주가 예상대로 변하지 않도록 긍정적 인 가치를 부여했지만 1929 년 미국 천문학 자 에드윈 허블 (Edwin Hubble)은 우주가 실제로 팽창하고 있다는 놀라운 발견을 발표했다. 1920 년대 중반 천문학 자들은 구름과 같은 물체가 그리고 나선 성운이라고 불리는, 실제로 은하라고 불리는 수십억 개의 별들로 이루어진 거대하고 먼 그룹입니다. 허블의 그들의 빛에 대한 분석은 가장 가까운 몇 가지를 제외하고는 모두 지구에서 멀어지고 있으며, 많은 사람들이 엄청난 속도로 움직인다는 것을 보여 주었다. 아인슈타인은 시간이 지남에 따라 진화하는 우주에 대한 기념비적 인 예측을 그의 손에 쥐고 우주 론적 상수로 그것을 취소했다는 것을 깨달았을 때, 그것을 그의 삶의“가장 큰 실수”라고 불렀습니다. 이 은하에있는 거대한 별들의 밝기를 우리의 은하계에서 아마도 비슷한 다른 별들의 밝기와 비교해 봤는데, 그 거리는 다른 여러 가지 겹치는 방법에 의해 계산되었습니다. 색상 스펙트럼의 어두운 선은 지구에 알려진 특정 요소에 의해 생성되는 것으로 식별 될 수 있으며, 이러한 은하에서 선은 정상 파장에서 스펙트럼의 적색, 장파장 부분으로 이동했습니다. 이 효과를 적색 편이라고합니다. 예를 들어 기차가 지나갈 때 기차 휘슬의 피치가 떨어지는 것처럼 보이는 사운드의 도플러 효과와 비슷합니다. 후퇴하는 열차 휘파람에서 나오는 음파는 열차 뒤에서 펼쳐져 더 긴 파장과 더 낮은 피치로 청취자에게 도달합니다. 후퇴하는 물체에서 나오는 빛의 파장도 마찬가지로 길게 늘어져 빛이 다른 것보다 붉게 나타납니다. (은하가 더 가까이 이동하면 빨간색 대신 파란색으로 나타납니다). 허블은 지구로부터의 거리에 비해 은하의 후퇴 속도를 플로팅했으며, 더 먼 거리는 비례 적으로 더 빠른 속도로 멀어지면서 그래프가 거의 직선을 이루고 있음을 발견했습니다. 이 관계는 허블의 법칙으로 알려져 있습니다. v = H × d라고 쓸 수 있습니다. 여기서 v는 후퇴 속도, d는 은하까지의 거리, H는 선의 기울기이며 허블 상수라고합니다. 예를 들어, 다른 은하가 관측자로부터 두 배만큼 멀어 질수록 관측자로부터 2 배 떨어진 은하가있다. 이 확장은 기존 공간을 통해 서로 멀어지면서 은하가 아닌 것으로 생각하는 것이 아니라 은하를 "운반하는"공간 자체의 확장으로 생각할 수 있습니다. 예를 들어, 우주가 현재 크기의 절반 일 때 방출 된 빛은 이제 원래 파장의 두 배인 것으로 볼 수 있습니다. 이 합성 사진은 지금까지 본 우주의 가장 깊은 모습을 보여줍니다. 우주에 묶인 허블 망원경으로 만들어졌으며, 빅뱅 직후부터 은하계를 드러냅니다. 유니버스 유니버스 연구 허블의 연구는 우주가 가지고있는 두 가지 중요한 속성 인 우주론 원리의 증거를 제공했다. 대규모로 우주는 등방성이거나 모든 방향에서 동일하게 보이거나 균질하거나 어디에서나 동일합니다. 광대 한 수의 은하의 위치가 관측 가능한 우주의지도를 형성하기 위해 그려 졌다면, 그들의 대규모 분포는 모든 각도와 모든 지역에서 대략 동일하게 보일 것이다. 이것은 우리가 다른 은하들이 우리에게서 멀어 지더라도,“중심”에 있다고 주장 할 수는 없으며, 우주 어디에서나 관측자는 같은 것을 볼 수 있다는 것을 의미합니다. 우주가 팽창함에 따라 큰 방 허블 (BIG BANG Hubble)의 연구 결과는 매우 흥미로운 의미를 지니고 있습니다. 한 번에 같은 장소에 있었어요 우주는 압축되어 매우 조밀하고 뜨거웠을 것입니다.이 시나리오는 매우 작고 밀도가 높고 뜨거운 초기 상태에서 "폭발 한"우주의 빅뱅 이론으로 알려졌습니다. 1920 년대 Georges Lemaître와 Aleksandr Friedmann은 1940 년대에 George Gamow와 다른 우주 론자들이 수정 한 모델의 초기 버전을 제안했습니다. 추정되는 원점을 향해 우주의 확장을 추적하는 것은 영화를 뒤로 재생하는 것처럼 생각할 수 있습니다. “되감기”로서, 압축되는 가스의 온도와 같이 우주의 평균 온도가 상승하는 것을 발견 할 수 있습니다. 수십만 년이 지나면 기온은 화씨 또는 섭씨로 수천도 였을 것입니다. 이 상태를 목격 할 수 있었다면 모든 방향에서 빛이 났을 것입니다 계산에 따르면 시작 후 약 1 초 후에 온도는 수십억도에 달할 것입니다.