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1. 우주와 생명

Ⅰ 우주의 기원과 진화

1 우주의 기원

1 아인슈타인의 고민

고민중...

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아인슈타인(1879~1955)

◦ 독일의 물리학자

◦ 1921년 노벨물리학상 수상: 광전효과 발견

◦ 1905년 특수 상대성 이론 발표

◦ 1915년 일반 상대성 이론 발표

◦ 브라운 운동, 물체의 비열, 질량-에너지 등가원리 등

훌륭한 업적을 많이 남김

나로 말할 것 같으면...

1905년은 아인슈타인(1879-1955)이 특수상대성이론, 광양자가설, 브라운운동이론 등 물리학사에 길이 남을 3편의 논문을 발표한 해다. 당시 그는 세상에 전혀 알려지지 않은 26세의 무명 과학자에 불과했다.�아인슈타인은 1879년 3월 14일 독일 울름에서 태어났다. 그는 학교생활에 제대로 적응하지 못해 고등학교를 중퇴했다. 그 뒤 사업에 실패한 아버지를 따라 이탈리아, 스위스 등으로 떠돌다가 아버지와 같은 전기공학자가 되겠다고 결심하고 재수 끝에 취리히공과대학에 입학했다. 물리학에 흠뻑 빠지기 시작한 것은 그때부터였다.��대학을 졸업한 아인슈타인에게 앞길은 그리 평탄하지 못했다. 일자리가 없어 고등학교 임시교사와 가정교사를 전전하면서 겨우 입에 풀칠이나 하는 형편이었다. 이 와중에 그를 따뜻하게 품어준 이는 같은 과 친구인 밀레바 마리치였다. 그녀는 가난한 아인슈타인과 동거하며 딸 리제를 낳았다. 아인슈타인은 대학을 졸업한 2년 뒤에야 스위스연방특허국에 일자리를 얻었다. 친구인 수학자 마르셀 그로스만이 아버지의 연줄을 동원했던 것이다. 그곳에서 3년간 아인슈타인은 조용한 사색을 통해 3개의 논문을 준비한 후 1905년에 발표했다. 그런데 이 3편의 논문이 세상을 흔들어 놓을 줄이야. 1999년 2월 과학동아��특수상대성이론

당시 물리학계는 몇가지 딜레마에 빠져 있었다. 우선 뉴턴 물리학을 설명하는데 절대적으로 필요한 에테르를 찾지 못했다. 또 19세기 말 발견된 X선, 베크렐선 등과 같은 고에너지 방사선들이 어디서 나오는지를 알지 못했다. 그리고 광전효과의 원리를 설명하지 못했다.�20세기 초까지 물리학자들은 빛을 파동이라고 생각했다. 1873년 영국의 물리학자 맥스웰(1831-1879)은 빛이 전자기파의 일종이라는 것을 밝혀냈다. 또 빛은 회절(빛이 모서리를 돌아 구부러지는 성질)과 간섭(두개의 빛이 서로 만날 때 서로 보강되거나 상쇄되는 성질) 현상을 보이기 때문에, 빛이 파동이라는 사실은 추호도 의심할 수 없었다.��그래서 물리학자들은 파동인 빛을 전달할 매질을 찾아 나섰다. 마치 소리가 공기라는 매질을 통해 전달되듯이. 그런데 빛을 전달한다고 생각된 에테르(그리스어로 ‘불꽃’이라는 뜻)가 1887년 미국의 두 과학자 앨버트 마이컬슨(1852-1931)과 에드워드 몰리(1838-1923)의 실험을 통해 존재하지 않는다는 것이 밝혀졌다. 그들은 빛의 속도가 언제나 일정하다는 사실만 알아냈을 뿐이다.�에테르가 존재하지 않는다는 것은 절대좌표가 없다는 것을 뜻한다. 이는 절대운동을 기술할 좌표가 필요했던 당시의 물리학자들을 당황하게 만들었다. 기차가 달릴 때 움직이지 않는 배경이 절대좌표가 돼 기차의 속도를 결정한다. 그런데 배경인 지구가 태양 주위를 돌고, 또 태양이 은하 주위를 돌기 때문에 사실상 절대좌표란 존재하지 않는다. 결국 절대좌표로 활용하려고 했던 에테르의 존재가 부정되자 지금까지 절대좌표를 기준으로 서술해온 뉴턴(1642-1727)의 운동법칙이 설자리를 잃었다.��사촌이자 두번째 부인인 엘자와 함께�그런데 혜성처럼 나타난 아인슈타인의 특수상대성이론이 뉴턴물리학이 안고 있는 숙제를 풀어냈다. 즉 등속운동할 경우 관찰자에 관계없이 물리법칙은 항상 동일하다는 것을 설명함으로써 뉴턴물리학에서 내세웠던 절대좌표의 필요성을 없앴다. 또 빛의 속도는 항상 일정하며, 어떤 물질도 빛의 속도보다 빨리 달릴 수 없음도 증명했다.�특수상대성이론은 2백여년 동안 물리학계를 지배해온 뉴턴 물리학을 무너뜨렸다. 또 지금까지 전혀 별개의 것으로 생각됐던 시간과 공간이 불가분의 관계를 맺고 있음을 밝혀냈으며, 우리에게 4차원의 시공간을 일깨워주었다.��하지만 이보다 일반인들에게 더욱 잘 알려진 것은 특수상대성이론에서 유도된 질량에너지등가원리(E=mc2)이다. 이것은 질량은 곧 에너지라는 것을 밝힘으로써 방사성물질에서 나오는 에너지가 어떻게 생기는지를 설명해주었다. 외부에서 에너지가 공급되지 않더라도 질량이 붕괴되면 엄청난 에너지가 만들어진다는 것을 알려준 것이다. 결국 파괴될 위기에 처했던 에너지보존법칙은 질량에너지보존법칙으로 되살아났다. 게다가 질량에너지등가원리는 원자력에너지를 끄집어냄으로써 20세기 운명을 바꾸어놓았고, 태양과 별의 에너지가 어떻게 만들어지는지를 설명해주었다.��광양자가설

빛이 파동이라는 믿음은 또 하나의 현상을 설명하는데 걸림돌이 되고 있었다. 빛을 쬐면 금속판에서 전자가 튀어나온다. 이때 빛의 세기를 증가시키면 전자가 많이 나오고, 진동수를 증가시키면 방출되는 전자의 에너지가 커진다. 이를 광전효과라고 한다. 그런데 빛이 파동이라고 생각하면 빛의 세기를 크게 할 때 튀어나오는 전자의 에너지가 증가해야 한다. 현상과 맞지 않는 것이다. 그런데 아인슈타인이 빛을 입자(광자)라고 가정함으로써 광전효과의 원리를 말끔하게 설명해냈다. 그 공로로 아인슈타인은 1921년 노벨물리학상을 받았다.��아인슈타인 이전에 빛을 입자와 비슷한 에너지 덩어리(양자)로 본 사람이 있었다. 독일의 물리학자 플랑크(1858-1947)였다. 그는 1900년 빛이 진동수에 비례하는 에너지 덩어리로 방출된다는 사실을 밝혀냈다. 그러나 양자물리학의 세계를 처음으로 연 그의 연구는 아인슈타인이 광전효과를 설명하기 전까지 주목받지 못했다. 결국 플랑크는 아인슈타인 덕분에 빛을 보았고, 1918년 양자론으로 아인슈타인보다 먼저 노벨물리학상을 받았다.�아인슈타인의 광양자가설은 양자론을 꽃피우고 수많은 발명품들이 태어나는데 밑거름이 됐다. 텔레비전, 태양전지, 사진 노출계, 도난경보기, 자동문 등은 빛이 전기로 전환되는 광전효과를 이용한 것이다.��그러나 아인슈타인은 빛이 입자이면서 어떻게 파동의 성질을 가질 수 있는지를 설명하진 못했다. 빛(전자기파를 포함해)이 입자와 파동의 이중성을 가지고 있다는 것은 1924년 프랑스 물리학자 루이 드 브로이(1892-1987)에 의해 풀렸다.�1905년 아인슈타인이 발표했던 또 하나의 논문은 브라운운동이론이다. 1827년 영국의 식물학자 로버트 브라운(1773-1858)은 꽃가루를 물 위에 띄우고 현미경으로 그 움직임을 관찰한 결과 꽃가루가 매우 무질서하게 움직인다는 것을 알아냈다. 이것이 브라운운동이다. 그런데 그 원리를 아인슈타인이 수학적으로 설명해낸 것이다.�1905년 아인슈타인이 발표한 광양자가설(3월), 브라운운동이론(5월), 특수상대성이론(6월) 등의 논문은 불과 몇개월 만에 완성됐다. 마치 계시를 받은 것처럼 그는 밤을 지새우며 논문들을 줄줄이 썼고, 논문이 완성된 후 기진맥진했다고 한다. 그래서 과학사가들은 1905년을 ‘아인슈타인의 기적의 해’라고 부르기도 한다. 하지만 이것은 아인슈타인의 출발에 불과했다. 그는 제2의 혁명을 준비하고 있었다. 1916년 발표된 일반상대성이론이 바로 그것이다.

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일반 상대성 이론

시간과 공간의 휘어짐으로 설명

(그물 모양)

중력이 미치는 공간(중력장)

나는 생전에 특수상대성이론을 생각해내게 된 과정을 여러 차례 이야기했었지만, 그런 이야기 마다 이가 듬성듬성 빠져 있었다. 그런데 신기하게도 저승 와서도 이승의 사람들이 나에 대해서 쓴 이야기들을 볼 수 있었다. 얼토당토않은 이야기들도 많았지만 내가 빠뜨린 것을 찾아낸 것도 여럿 있었다. 저승에서도 기억은 가물가물해지는지라 더 늦기 전에 내가 특수상대성이론을 찾아낸 과정을 다시 이야기해야겠다.��모순을 찾아내다

블랙홀 연구로 유명한 스티븐 호킹의 연구실에 놓인 아인슈타인의 사진. 오른쪽 아래에는 아인슈타인만큼이나 유명한 뉴턴과 사과 그림이 보인다.그 과정은 1895년 10월말부터 1896년 9월까지 머물렀던 스위스 아라우시 아가우 칸톤 고등학교에서 시작됐다. 아라우에 간 것은 내가 취리히의 스위스 연방공대에 낙방했기 때문이었다. 나는 고등학교 졸업장도 없는 채로 남들보다 1년 일찍 특례입학하려다가 실패했다. 자퇴와 낙방 때문에 내가 사회 부적응자였던 것처럼 말하는 이야기들이 있는데, 그것은 뭘 모르는 이야기다. 김나지움 시절 내 성적은 언제나 상위권이었다. 내가 흥미를 못 느끼는 과목은 상대적으로 성적이 나빴지만, 그런 과목도 언제나 평균 수준 이상은 유지했다. 다만 교실 뒤쪽에 앉아 국가제도에 대한 존경, 충성, 복종, 규율을 주입하려는 김나지움 교사들을 냉소했을 뿐이었다. 오죽 나에게 깊은 인상을 받았으면 공대학장과 물리학과의 베버 교수가 아가우 칸톤 고등학교 특례입학을 주선하고, 다음해에 꼭 다시 시험 치라고 당부했을까.��아라우에서 내가 연방공대 입학시험을 위해 공부했던 책 중에는 프랑스 물리학자 비오레가 1882년에 쓴 역학 교과서의 독일어 번역본이 있었다. 프랑스의 영향이 강한 스위스에 있었기에 망정이지 계속 뮌헨에 있었다면 이 책을 보지 못했을지도 모른다. 이 책은 1892년에야 독일어로 번역됐기 때문이다. 그 책은 갈릴레오 상대성을 이용해 뉴턴의 운동 제1법칙 F=ma를 유도했다. 갈릴레오 상대성이야말로 물리학의 근본이라는 것이 이 책의 요지였다. 요즘은 상대성이라고 하면 내가 만든 특수상대성이나 일반상대성을 떠올리지만, 당시만 해도 물리에서 상대성이라고 하면 ‘상대운동의 원리’라고도 부르는 갈릴레오 상대성을 뜻했다. 그전부터 기발한 문제풀이방법보다 원리만을 이용한 문제해결을 좋아했던 나는 그 책에 무척 감명 받았다.��상대운동의 원리를 간단히 설명하면 이런 것이다. 얼음판 위에 돌멩이 하나가 있고 내가 미끄러져 가는 것이나, 내가 서있고 그 돌멩이가 미끄러져 오는 것이나 물리적으로 같은 현상이라는 뜻이다(물론 나와 돌멩이 사이의 관계만 따질 때 그렇다는 뜻이다). 이 중요한 원리를 처음 말한 사람이 그 유명한 갈릴레오라서 이를 갈릴레오 상대성이라고 부른다. 자, 여기서 퀴즈를 풀어보자. 비오레의 책을 읽은 내가 상대운동의 원리를 어디에 적용해봤을까? 당연히 나는 상대운동의 원리를 맥스웰 전자기 이론에 적용시켜봤다. 한번 파산했던 소규모 전기설비업자 집안인 우리집 내력으로 보나 당시 물리학계의 상황으로 보나 전기장과 자기장의 관계, 즉 전류와 자석의 관계를 설명하는 기본 이론인 맥스웰 전자기 이론이야 말로 가장 중요한 이론이었다.��뉴턴과 그 후계자들의 시대만 하더라도 물체의 운동을 다루는 역학, 전기 현상을 다루는 전기학, 자석과 관계된 자기학, 빛을 다루는 광학, 열을 다루는 열역학 등 갖가지 분야가 서로 관계가 없다는 생각이 대세였다. 하지만 내가 뮌헨 시절에 우리 집에 머물던 의학도였던 탈미 형과 함께 이런 저런 책을 읽고 토론할 무렵에는 이런 분야들이 물체의 운동을 다루는 역학을 중심으로 통합됐다. 남은 것은 전자기와 광학 두 분야였는데, 전자기 현상을 일으키는 전자기 에테르나 빛을 만드는 빛 에테르 모두 역학법칙을 따르는 것으로 알려져 있었다. 그런데 맥스웰이 예언한 전파를 내가 9살 때 헤르츠가 발견해 전자기 에테르와 빛 에테르가 사실은 하나임이 알려졌다. 에테르들은 역학 법칙을 따라 움직이므로 잘만 하면 모든 물리현상을 하나의 이론으로 설명할 수 있을지도 몰랐다.��어렴풋이 이런 생각을 품었지만, 나는 아직 복잡한 맥스웰 방정식 풀이는 손대지 못했다. 대신 빛에 대해 구체적인 상황을 상상하면서 생각해봤다. 빛은 진동하면서 퍼져나가는 전자기파다. 만일 내가 빛과 같은 속도로 빛을 따라가면서 빛을 본다면 나는 빛을 일정한 크기의 전기장과 자기장이 변하지 않고 동시에 같이 있는 전자기장으로 관찰할 수 있을 것이다. 하지만 맥스웰 이론에 따르면 전기장과 자기장의 세기가 변하지 않으면서 동시에 함께 있는 전자기장은 존재할 수 없었다. 그리고 그런 전자기장을 관찰한 실험결과도 알려진 것이 없었다. 뭐가 잘못된 걸까? 나는 상대운동의 원리와 맥스웰 이론 사이에 뭔가 근본적인 모순이 있다고 느꼈다. 아직 물리 지식이 깊지 않았던 나는 중요한 발견을 할 수 있는 힌트를 찾은 것에 만족했다.��빛의 속도가 일정할 것이라고 짐작하다

영국의 물리학자 제임스 클러크 맥스웰. 1873년 전자기학 연구를 집대성한 ‘전자기론’에서 전자기파가 존재하며 그 전파 속도는 빛의 속도와 같음을 보였다.1896년 가을 연방공대에 입학한 후에도 복잡한 수식 보다 물리적 현상의 본성을 중시하는 내 버릇은 바뀌질 않았다. 수학 및 물리학과의 유명한 민코프스키 교수의 강의도 후반부에는 아예 들어가지 않았다. 수학은 어느 문제에 어떤 분야가 쓸모있는지 가늠할 정도로만 공부했다. 대신 나는 대부분의 시간을 물리실험실에서 보냈다. 복잡한 기계 공작실 같은 실험실에서 물리현상을 직접 접하고 관찰하는 일은 나를 매혹시켰다. 날 좋게 보았던 베버 교수가 실험물리학 담당이었던 덕분에 나는 실험실에 맘껏 박혀 있을 수 있었다. 하지만 베버 교수는 전자기학과 역학의 관계에 대해 관심이 없었다. 자연히 나는 갖가지 전자기학 책을 구해서 독학하다시피 공부했다. 전자기학의 대가인 로렌츠 교수의 논저도 구해 읽었고, 좀 구식이지만 역학을 중시하는 볼츠만 교수의 전자기학 책도 공부했다. 하지만 결과적으로는 이들보다도 마하 교수의 역학 책과 푀플 교수의 전자기학 책이 내게 가장 큰 영향을 미쳤다.��마하 교수는 여러 가지 과학 개념에 독특하고 웅장한 주장을 한 사람이다. 그런데 내 관심을 끈 것은 그런 주장이 아니라 오로지 경험만을 물리학의 기본 개념과 법칙들의 근거로 따져보려는 태도였다. 덕분에 나는 기본 개념의 경험적 근거를 끝까지 따져 봐야 한다는 내 생각이 옳다고 확신하게 됐다. 그런 확신은 푀플 교수의 책을 공부하면서 빛을 봤다. 그 책은 공대생을 위해서 맥스웰 이론의 핵심을 간명하게 설명한 책이었다. 실은 맥스웰이나 로렌츠의 논저가 너무 복잡해서 참고서 삼아 본 것이었다.��그런데 푀플 교수는 나름대로 간명하게 설명한답시고 상대운동의 원리를 부정하고 ‘절대운동’ 개념을 도입했다. 그리고는 “절대운동이란 그 물체에 무관하게 멀리 있는 에테르에 대해 물체가 행하는 운동으로 이해돼야한다”고 주장했다. 아니 이게 무슨 소리람? 경험증거가 없는 절대운동 따위는 절대 받아들일 수 없었다. 하지만 푀플 교수의 논리는 일관성이 있었다. 그러고 보니 당시에 에테르의 운동은 물체의 운동에 영향을 미치지만 에테르 자체는 절대로 직접 관찰되지 않는 것이라고들 설명하고 있었다. 에테르가 있다는 직접 경험증거가 없다! 그렇다면 굳이 에테르 개념을 집어넣지 않고서도 전자기 이론을 만들 수 있지 않을까?�여기까지 생각이 미치자 대표적인 전자기파인 빛에 대한 중요 관찰 사실들부터 점검해야겠다는 생각이 들었다. 때마침 1899년 빌헬름 빈 교수가 전자기파의 속도 변화를 검출하려는 13가지 실험을 정리한 논문을 발표했는데, 그 논문에 따르면 13가지 실험은 모두 다 실패한 것이었다.��그렇다면 빛의 속도는 언제나 똑같은 속도로만 측정되는 것이 아닐까? 사람이 생각해낸 에테르 이론에 따라 빛의 속도가 변해야 한다고 주장할 것이 아니라, 실험결과대로 빛의 속도는 불변임을 받아들인 후에, 거기에 맞는 전자기 이론을 만들어야 하는 것이 아닐까? 하지만 1900년부터 나는 시련을 겪었다.��빛의 속도가 문제다

1896년 스위스 아가우 칸톤 고등학교 시절의 아인슈타인. 앞줄 맨 왼쪽에 앉아 있는 학생이 아인슈타인이다.1900년 8월의 졸업시험은 작은 시련이었다. 같은 과 동기였던 그로스만이 노트를 빌려줘 몇 달 동안만의 공부로도 졸업시험은 합격했다. 입학동기 11명 중 수학 전공으로 3명, 물리학 전공으로는 나만 합격했다. 하지만 베버 교수와 사이가 나빠질 대로 나빠져 있었다. 그는 나에게 “너는 똑똑한 녀석이야, 아인슈타인, 정말 똑똑하지. 하지만 큰 문제가 있어. 너는 어떤 충고도 받아들이질 않아”라며 조교자리를 주지 않았다. 베버 교수 밑에서 박사학위를 받을 수 없게 된 것이었다.��취직자리도 마땅치 않아 이곳저곳에서 임시교사 생활을 했다. 1901년에는 전자기 이론 문제를 연구할 실험방법이 떠올랐지만 결국 아이디어에 그쳤다. 하는 수 없이 서둘러 박사학위를 받으려고 연방공대가 아닌 취리히대 물리학과에 볼츠만 기체이론에 대한 논문 초고를 써서 제출했지만 너무 과격하다고 해서 자진철회 했다. 다행히 1902년 들어 상황이 좋아지기 시작했다. 나는 친구 베소와 함께 베른의 연방 특허국에 임시 3등 특허심사관으로 취직했다. 기계 도면을 보면서 작동원리를 찾아내는 일은 내 적성에 잘 맞았다.��1903년에는 결혼도 하고 베른의 지방학회에 가입할 정도로 여유를 찾았다. 베소를 비롯한 몇몇 친구들과 ‘올림피아 아카데미’라는 모임을 만들어 과학과 철학에 대해 밤새워 토론도 했다. 그 해 가을에는 베른 지방학회에서 전자기 이론에 대해 발표까지 했다. 1904년 9월에는 정규직으로 승진했다. 여유를 되찾아서인지 1904년에서 1905년으로 넘어가는 겨울에 나에게 새로운 아이디어가 떠올랐다. 움직이는 관찰자가 봐도, 정지해 있는 관찰자가 봐도 빛이 항상 일정한 속도로 보이도록 빛이 처음부터 제각기 다른 속도로 나온다면? 이 아이디어는 언뜻 생각하기엔 그럴듯했다. 하지만 막상 이론을 만들려고 하니까 이 아이디어대로라면 관찰자마다 전자기파를 서술하는 수식이 제각기 조금씩 달라야 한다는 것을 깨달았다. 물리현상은 하나인데 그 현상을 서술하는 수식이 여러 개라는 것은 말도 안됐다. 속도. 거리/시간에 불과한 속도. 속도가 골칫거리였다.��기차역 시계 맞추기

1902년 아인슈타인은 스위스 베른의 특허국에 취직했다. 특허국에서 시계 관련 특허를 심사한 것은 특수상대성이론의 아이디어를 얻는 계기가 됐다. 사진은 베른의 시계탑.다른 논문들을 마무리한 1905년 5월 초, 이 문제를 다시 고심하던 나는 근무가 끝난 뒤 베쏘를 찾아가 “요즘 골치 아픈 문제를 생각하고 있어. 오늘 자네랑 그 문제 좀 따져 보려고 왔지”라며 이야기를 꺼냈다. 문제가 풀린 것은 그날 밤이었다. 다음 날 나는 사무실에서 베소를 보자마자 “고마워. 그 문제 완전히 다 풀렸어!”라고 외쳤다. 그 때부터 5주 동안 정신없이 논문을 써버린 탓에 베쏘와 어디까지 이야기했는지는 정확히 생각나질 않는다. 하지만 이야기를 나누다 우리가 특허국에서 자주 다루던 문제에 생각이 미친 것은 분명하다.��당시 특허국에는 멀리 떨어진 기차역 시계들을 똑같이 맞추는 방법에 관한 특허가 자주 출원됐고, 나나 베쏘는 그런 특허를 심사했었다. 가령 베른역의 시계가 1시를 가리키는 바로 그 순간에 취리히역의 시계도 1시를 가리키는지 베른역에서는 도저히 알 수가 없었다. 이를 확인하려면 베른역의 시계가 1시를 가리키는 순간 취리히역으로 빛 신호를 보내고, 잠시 후에 신호를 받은 취리히역에서 신호를 받은 순간 취리히역의 시계가 가리키는 시각을 베른역에 보내는 방법을 쓰면 된다. 예를 들어 베른역의 신호가 취리히역 시계로 1시 1초에 취리히역에 도착하고, 취리히역에서 1시 1초에 신호를 받았다는 답신이 1시 2초에 베른역에 도착하면, 베른역에서 취리히역으로 신호가 가는데 걸리는 시간이나 취리히역에서 베른역으로 신호가 오는 시간이 같을 테니까 베른역과 취리히역의 시계가 동시에 1시를 가리켰다고 할 수 있다(물론 실제로는 1초씩이나 걸리지 않는다). 출원된 특허들은 전부 이 원리를 응용한 것들이었다.��베른역에서 취리히역으로 달리는 기차 위에서 기차 앞뒤에 놓인 시계를 맞춘다면? 달리는 기차 위에서는 기차역 사이에서 쓰는 방법 그대로 기차의 끝에서 빛으로 신호를 보내서 기차 앞에서 반사시켜 보내면 된다. 달리는 기차 위에서 그런 방식으로 시계 맞추는 것을 베른역에서 관찰한다면? 베른역에서 볼 때는 기차 끝에서 앞으로 보내는 빛 신호는 빛 신호가 기차 끝에서 앞으로 가는 시간 동안 기차가 앞으로 달려간 거리만큼 더 가고, 돌아올 때는 대략 그 거리만큼 덜 온다. 빛의 속도는 언제나 일정하고, 빛 신호가 오고 간 거리가 다르므로 베른역에서 볼 때는 시계를 제대로 맞춘 것이 아니다. 즉 관찰자가 기차를 따라 움직이느냐 아니면 역에 서있느냐에 따라 시계를 맞추는 방법이 다르다. 시간은 시계로 측정하므로, 이는 기차를 따라 움직이느냐 아니면 역에 서있느냐에 따라 시간이 달리 흐른다는 뜻이다.��이제 필요한 것은 두 시간 사이의 관계를 수식으로 표현하는 것이었다. 그런 수식을 얻는 방법의 원리는 간단하다. 한국 고교 수학 교과서에 나와 있는 방법만으로도 필요한 수식을 얻을 수 있었다. 그렇게 얻은 관계식을 맥스웰 방정식에 집어넣어 고치니 모든 문제가 말끔하게 풀리기 시작했다. 물론 특수상대성이론을 ‘쉽게’ 설명하겠다는 책들이 많이 있지만 살아생전이나 저승에 온 이후에도 내가 쓴 논문보다 더 쉽게 설명한 것은 못 봤다. 왼쪽의 내 설명을 보면 이해가 더 잘 될 것이다. 이렇게 상대성의 원리(이 말은 ‘상대운동의 원리’를 줄인 말이다)와 광속 불변의 원리만 이용해 시계를 맞추고 거리를 측정하는 방법을 고안하고 그에 기초한 새로운 전자기 이론을 담은 것이 요즘 사람들이 ‘특수상대성이론 논문’이라고 부르는 내 1905년 6월 논문, ‘움직이는 물체의 전기 역학에 대하여’인 것이다.��이관수 교수는�서울대 물리학과를 졸업하고, 동대학 과학사및과학철학협동과정에서 컴퓨터를 사용한 통계적 계산방법인 몬테칼로 방법의 역사에 대한 연구로 박사학위를 받았다. 현재 가톨릭대 교양교육원에서 과학사를 강의하고 있다. ‘사회 속의 과학, 과학 속의 사회’ 등을 공저했고, 제2차 세계대전 이후 물리학(자)과 정보기술(자)이 주고받은 영향에 관심을 갖고 있다.

2005년 1월 과학동아�

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일반 상대성 이론

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천체의

실제 위치

천체의 겉보기 위치

1919년 개기일식이 일어난 날 아인슈타인의

일반상대성 이론을 증명한 에딩턴(Eddington)

달

태양

개기일식 순간에는 하늘이

까맣게 되어 별들이 보인단다

태양에 의해 휘어진 시공간

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태양의 중력에 의해

휘어진 시공간

실제 위치

겉보기 위치

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실제 천체의 위치

천체의

겉보기 위치

천체의

겉보기 위치

중력 렌즈

은하

지구

매우 멀리 떨어진 천체에서 나온 빛은 지구까지 오는 도중에 은하 및

은하단과 같은 거대한 천체들의 중력장의 영향을 받아 굴절된다.

도중에 놓여 있는 은하와 은하단의 중력이 볼록렌즈처럼 작용하여

빛을 모은다. 다만 렌즈는 빛을 촛점에 모이게 하지만, 중력장에 의한

빛의 굴절은 초점이 없으므로 한 곳에 모이지 않고 여러 개의 상을

만들게 된다.

이러한 중력렌즈의 상은 여러 가지가 있다. 빛을 내는 천체와 빛을

굴절시키는 천체 및 관측자가 일직선을 이룰 때 생기는 고리 모양의 상

(아인슈타인링)이 있는가 하면, 4개의 영상이 십자가 모양으로 배열

(아인슈타인십자가)하기도 하고 거대한 호 모양으로 늘어서기도 한다.

퀘이사에는 중력렌즈 효과가 자주 나타나는데, 이것은 퀘이사가 멀리

있는 천체임을 증명하는 또 다른 증거이기도 하다.

이러한 중력렌즈 효과에 대한 연구는 우주에서 질량의 대규모 분포에

대한 정보를 얻는 데 기대되는 새로운 방법이기도 하다.

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아벨1689 은하단의 중력렌즈 현상

아인슈타인의 링: 둥근 고리 모양

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중력렌즈 현상

아인슈타인의 십자가

4억 광년 떨어진 은하

80억 광년 떨어진 퀘이사

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중력렌즈 현상

Explanation: What's large and blue and can wrap itself around an entire galaxy? A gravitational lens mirage. Pictured above, the gravity of a luminous red galaxy (LRG) has gravitationally distorted the light from a much more distant blue galaxy. More typically, such light bending results in two discernible images of the distant galaxy, but here the lens alignment is so precise that the background galaxy is distorted into a horseshoe -- a nearly complete ring. Since such a lensing effect was generally predicted in some detail by Albert Einstein over 70 years ago, rings like this are now known as Einstein Rings. Although LRG 3-757 was discovered in 2007 in data from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the image shown above is a follow-up observation taken with the Hubble Space Telescope's Wide Field Camera 3. Strong gravitational lenses like LRG 3-757 are more than oddities -- their multiple properties allow astronomers to determine the mass and dark matter content of the foreground galaxy lenses.

Best Short Astronomy Videos: APOD editor to speak in New York City on Friday, January 6 �

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우주는…

에딩턴 고마워~

이제 난 최고의 과학자가

되었어 ㅋㅋㅋ

이제부터 내 말이 진리다!

그래서 팽창하지도...

수축하지도... 않아.

우주는 현재상태를 영원히

유지해. 영원히~~

정적(靜的) 우주론

‘시작도 끝도 없는

영원히 한결같은 존재’ 야.

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나, 고민 생겼어 T.T

19쪽 읽고 내 고민 해결해주세요.

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우주

우주는 중력으로

수축하게 된다.

우주는 크기가

변하지 않아야

하는데...

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고민이다 T.T

나도 고민 많이 했었지...

뉴턴-중력이론 만듦

[1642~1727]

벤틀리가 나를 괴롭혀

나에게 쓴 편지를 읽어봐. 20쪽 노란색 포스트잇에 적혀 있어.

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그렇지!!

중력과 반대방향

으로 작용하는게

있을꺼야. 이를

‘우주 상수’라 한다.

우주는 정적이고

변함이 없어.

중력

우주상수

우주 상수가 뭐예요?

나도 몰라~

묻지마~

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1. 우주와 생명

Ⅰ 우주의 기원과 진화

1 우주의 기원

2 프리드만의 팽창 우주설

나, 잘 모르시죠.

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프리드만[Friedmann, A.: 1888~1925]

◦ 러시아의 수학자, 우주론 학자

◦ 동적 우주론의 창시자

◦ 1922년 일반 상대성 이론에 따른

팽창우주의 해를 얻음

◦ 1924년 우주의 곡률에 따라

세 가지의 우주 모형을 제시

◦ 가모[Gamow, 빅뱅 우주론 창시]

를 제자로 둠

나도 대단한 과학자야!

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우주론을 아인슈타인과 다르게 생각한 점

팽창도 수축도 하지 않는 정적인 우주를 믿지 않아.

중력이 작용해도 우주가 정적으로 보이는 것은 우주가 팽창하고 있기 때문이야.

이는 이렇게 비유할 수 있지. 21쪽 만화를 봐.

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아인슈타인 선생님 최고!!

말도 안 되는 주장을 하던 프리드만이 젊은 나이에 병으로 죽었어. 쯧쯧...

당시 분위기는…

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우주는 팽창하고요. 그래서 먼 과거에는 우주가 한 점에 모여있었어요.

으음...

프리드만 보다 더 세군...

르메트르[Lemaitre, G.: 1894~1966]

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우주설	정적 우주설	팽창 우주설
주장한 과학자
우주의 역동성
작용하는 힘
약점

아인슈타인

프리드만, 르메트르

정적 우주

동적 우주

중력, 우주 상수

중력

정체를 모르는

우주 상수가 필요

팽창의 기원과

원인을 모름

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1. 우주와 생명

Ⅰ 우주의 기원과 진화

1 우주의 기원

3 이론은 무너져도 정확한 관측은

사라지지 않는다

이론

실험과 관측

+

과학

수학

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이론

실험과 관측

+

정상 우주설

팽창 우주설

어느 우주설이 맞는지 내가 관측해서 알게 되었지.

허블

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허블[Hubble, E. P.: 1889~1953]

◦미국의 천문학자

◦1920년대 외부 은하의 발견으로

우주의 크기 논쟁 해결

◦ 1929년경 허블의 법칙을 발표

→빅뱅 이론의 토대가 됨

허블 망원경 알지.

내 이름이야.

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외부 은하의 발견으로 우주 크기 확장

◦1920년대 외부 은하의 발견으로

우주의 크기 논쟁 해결

내가 알아냈지…

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별

성운

성단

성간물질

우리 은하의 구성원

가스, 먼지가

조밀하게

모인 것

별의 집단

희박한

가스,먼지

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성간 물질과 지표의 공기 분자 밀도 비교

1 cm³ 부피

지표면 : 2.5 ⅹ10¹⁹ 개

성간물질 : 1 개

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핵

나선팔

태양

10만 광년

우리 은하의 그림

2.5만 광년

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허셜(Herschel, 1738~1822)

: 별의 광도는 모두 같고, 따라서 밝은 별

은 가까이, 어두운 별은 멀리 있다고 믿어,

별들을 일일이 세어서 은하의 모습을 그림

우리 은하의 정체를 알게 되기 까지

태양

허셜은 모든 별이 본래 밝기가 같다고 가정하고, 하늘을 6백83구역으로 나누어 그 구역 안에 있는 별들을 하나하나 세어 분포를 조사했다. 그 결과 허셜은 태양이 우리은하의 중심에 있고, 길이가 폭의 5배 되는 납작한 원반 형태의 은하를 그려낼 수 있었다.�하지만 이것은 별들의 거리가 고려되지 않은 모습이었다. 1900년대 초 캡타인은 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를 결정하고 허셜보다 더 정량적인 우리은하의 모습을 그려냈다. 태양이 은하의 중심으로부터 약 2천2백광년 떨어져 있고, 지름이 약 3만광년, 두께가 약 1만8천광년인 원반모양이었다. 그러나 이 모형도 지금에 비하면 매우 작은 것이었다.2000년 5월 과학동아��

우리 은하의 구조를 처음 연구한 사람은 영국의 윌리엄 허셜이다.�18세기 말 그는 하늘을 여러 영역으로 나누고 각 영역에 있는 별의 수를 헤아려 우리 은하에 있는 별의 분포를 조사했다. 허셜의 관측에 따르면 별의 분포는 타원체를 이루며 태양은 타원체의 중심에서 가까운 곳에 위치했다. 20세기 초 네덜란드의 야코부스 캅테인은 별의 시차를 관측해 우리 은하의 지름이 3만 광년이고 두께가 6500 광년이며 태양은 중심으로부터 3000광년 안에 있다고 주장했다.��1919년에는 미국의 할로 섀플리가 구상성단(수십만 개 이상의 늙은 별들이 공 모양으로 모여 있는 성단)을 관측해 구상성단이 거의 구형으로 분포하며 그 지름이 30만 광년이고 그 중심으로부터 태양은 약 4만 5000광년 떨어져 있다는 것을 알아냈다. 그는 구상성단의 분포 중심이 우리 은하의 중심이라고 가정했다. 섀플리의 우리 은하 모형은 허셜-캅테인 모형과는 달리 태양이 우리 은하의 중심에 있지 않은 셈이다. 이는 코페르니쿠스의 태양중심설보다 더 큰 우주관의 변혁을 가져왔다.10년7월 과학동아��

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캅테인(Kapteyn, 1851~1922)

: 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를

결정하여 납작한 회전 타원체의 모습을

그림

우리 은하의 정체를 알게 되기 까지

태양

3만 광년

허셜은 모든 별이 본래 밝기가 같다고 가정하고, 하늘을 6백83구역으로 나누어 그 구역 안에 있는 별들을 하나하나 세어 분포를 조사했다. 그 결과 허셜은 태양이 우리은하의 중심에 있고, 길이가 폭의 5배 되는 납작한 원반 형태의 은하를 그려낼 수 있었다.�하지만 이것은 별들의 거리가 고려되지 않은 모습이었다. 1900년대 초 캡타인은 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를 결정하고 허셜보다 더 정량적인 우리은하의 모습을 그려냈다. 태양이 은하의 중심으로부터 약 2천2백 광년 떨어져 있고, 지름이 약 3만 광년, 두께가 약 1만8천 광년인 원반모양이었다. 그러나 이 모형도 지금에 비하면 매우 작은 것이었다.2000년 5월 과학동아��

우리 은하의 구조를 처음 연구한 사람은 영국의 윌리엄 허셜이다.�18세기 말 그는 하늘을 여러 영역으로 나누고 각 영역에 있는 별의 수를 헤아려 우리 은하에 있는 별의 분포를 조사했다. 허셜의 관측에 따르면 별의 분포는 타원체를 이루며 태양은 타원체의 중심에서 가까운 곳에 위치했다. 20세기 초 네덜란드의 야코부스 캅테인은 별의 시차를 관측해 우리 은하의 지름이 3만 광년이고 두께가 6500 광년이며 태양은 중심으로부터 3000광년 안에 있다고 주장했다.��1919년에는 미국의 할로 섀플리가 구상성단(수십만 개 이상의 늙은 별들이 공 모양으로 모여 있는 성단)을 관측해 구상성단이 거의 구형으로 분포하며 그 지름이 30만 광년이고 그 중심으로부터 태양은 약 4만 5000광년 떨어져 있다는 것을 알아냈다. 그는 구상성단의 분포 중심이 우리 은하의 중심이라고 가정했다. 섀플리의 우리 은하 모형은 허셜-캅테인 모형과는 달리 태양이 우리 은하의 중심에 있지 않은 셈이다. 이는 코페르니쿠스의 태양중심설보다 더 큰 우주관의 변혁을 가져왔다.10년7월 과학동아��

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섀플리(Shapley, 1885~1972)

: 구상성단들의 분포를 연구하여 은하의 모양을 그렸다.

그는 구상성단의 분포 중심이 우리 은하의 중심이라

고 가정했다.

우리 은하의 정체를 알게 되기 까지

태양

300,000 광년

30,000 광년

구상성단

+

은하 중심

허셜은 모든 별이 본래 밝기가 같다고 가정하고, 하늘을 6백83구역으로 나누어 그 구역 안에 있는 별들을 하나하나 세어 분포를 조사했다. 그 결과 허셜은 태양이 우리은하의 중심에 있고, 길이가 폭의 5배 되는 납작한 원반 형태의 은하를 그려낼 수 있었다.�하지만 이것은 별들의 거리가 고려되지 않은 모습이었다. 1900년대 초 캡타인은 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를 결정하고 허셜보다 더 정량적인 우리은하의 모습을 그려냈다. 태양이 은하의 중심으로부터 약 2천2백광년 떨어져 있고, 지름이 약 3만광년, 두께가 약 1만8천광년인 원반모양이었다. 그러나 이 모형도 지금에 비하면 매우 작은 것이었다.2000년 5월 과학동아��

우리 은하의 구조를 처음 연구한 사람은 영국의 윌리엄 허셜이다.�18세기 말 그는 하늘을 여러 영역으로 나누고 각 영역에 있는 별의 수를 헤아려 우리 은하에 있는 별의 분포를 조사했다. 허셜의 관측에 따르면 별의 분포는 타원체를 이루며 태양은 타원체의 중심에서 가까운 곳에 위치했다. 20세기 초 네덜란드의 야코부스 캅테인은 별의 시차를 관측해 우리 은하의 반지름이 3만 광년이고 두께가 6500 광년이며 태양은 중심으로부터 3000광년 안에 있다고 주장했다.��1919년에는 미국의 할로 섀플리가 구상성단(수십만 개 이상의 늙은 별들이 공 모양으로 모여 있는 성단)을 관측해 구상성단이 거의 구형으로 분포하며 그 지름이 30만 광년이고 그 중심으로부터 태양은 약 4만 5000광년 떨어져 있다는 것을 알아냈다. 그는 구상성단의 분포 중심이 우리 은하의 중심이라고 가정했다. 섀플리의 우리 은하 모형은 허셜-캅테인 모형과는 달리 태양이 우리 은하의 중심에 있지 않은 셈이다. 이는 코페르니쿠스의 태양중심설보다 더 큰 우주관의 변혁을 가져왔다.10년7월 과학동아��

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1920년대 우주의 크기에 관한 논쟁

1920년대의 우주란?

우주에는 수많은 은하가 있다

우주 : 인간 = 은하 :

우리은하라고 가정하면

세포

우리은하

섀플리는 ‘안드로메다성운’을 포함한 모든 천체가 우리 은하 안에 있으며 우리 은하 자체가 우주라고 생각했다. 우리 은하가 우주 자체라는 그의 주장은 많은 반대에 부딪혔다. 대표적인 반대론자는 허셜-캅테인 모형을 받아들여 칸트의 섬우주론을 지지하는 미국의 허버 커티스였다. 커티스는 안드로메다성운에서 관측된 신성(폭발에 의해 갑자기 밝아졌다 서서히 어두워지는 별)의 밝기를 우리 은하에서 관측된 신성의 밝기와 비교해 안드로메다성운까지의 거리를 구했다. 그 거리는 약 40만 광년으로 밝혀졌는데, 이는 섀플리 모형에서 주장하는 우리 은하 크기를 훌쩍 넘어선 거리다. 즉 안드로메다성운은 우리 은하에 있는 성운이 아니라 우리 은하 밖에 있는 외부은하임이 분명하다고 생각했다.

우리 은하 구조와 섬우주론에 대한 논쟁은 1920년 미국 학술원에서 섀플리와 커티스의 논쟁으로 이어졌으나 결론을 내지 못했다. 결국 1925년 미국의 에드윈 허블이 안드로메다성운에서 변광성(시간에 따라 밝기가 변하는 별)을 관측해 거리를 정확히 알아내면서 안드로메다성운이 외부은하로 밝혀졌다. 논쟁은 섬우주론의 승리로 끝난 셈이다. 그러나 우리 은하의 구조에 대해서는 섬우주론에서 채택한 허셜-캅테인 모형이 틀리고 태양이 은하의 중심에서 멀리 떨어져 있는 섀플리 모형이 더 타당한 것으로 결론이 났다.

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1920년대 우주의 크기에 관한 논쟁

우리은하

망원경으로 본 모습

섀플리는 ‘안드로메다성운’을 포함한 모든 천체가 우리 은하 안에 있으며 우리 은하 자체가 우주라고 생각했다. 우리 은하가 우주 자체라는 그의 주장은 많은 반대에 부딪혔다. 대표적인 반대론자는 허셜-캅테인 모형을 받아들여 칸트의 섬우주론을 지지하는 미국의 허버 커티스였다. 커티스는 안드로메다성운에서 관측된 신성(폭발에 의해 갑자기 밝아졌다 서서히 어두워지는 별)의 밝기를 우리 은하에서 관측된 신성의 밝기와 비교해 안드로메다성운까지의 거리를 구했다. 그 거리는 약 40만 광년으로 밝혀졌는데, 이는 섀플리 모형에서 주장하는 우리 은하 크기를 훌쩍 넘어선 거리다. 즉 안드로메다성운은 우리 은하에 있는 성운이 아니라 우리 은하 밖에 있는 외부은하임이 분명하다고 생각했다.

우리 은하 구조와 섬우주론에 대한 논쟁은 1920년 미국 학술원에서 섀플리와 커티스의 논쟁으로 이어졌으나 결론을 내지 못했다. 결국 1925년 미국의 에드윈 허블이 안드로메다성운에서 변광성(시간에 따라 밝기가 변하는 별)을 관측해 거리를 정확히 알아내면서 안드로메다성운이 외부은하로 밝혀졌다. 논쟁은 섬우주론의 승리로 끝난 셈이다. 그러나 우리 은하의 구조에 대해서는 섬우주론에서 채택한 허셜-캅테인 모형이 틀리고 태양이 은하의 중심에서 멀리 떨어져 있는 섀플리 모형이 더 타당한 것으로 결론이 났다.

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섀플리(Shapley)

1920년대 우주의 크기에 관한 논쟁

커티스(Curtis)

VS

나선 모양의 성운

(현재의 은하)들은 은하수(우리은하)에 속해 있다.

아니다.

은하수 밖에 있다.

섀플리는 ‘안드로메다성운’을 포함한 모든 천체가 우리 은하 안에 있으며 우리 은하 자체가 우주라고 생각했다. 우리 은하가 우주 자체라는 그의 주장은 많은 반대에 부딪혔다. 대표적인 반대론자는 허셜-캅테인 모형을 받아들여 칸트의 섬우주론을 지지하는 미국의 허버 커티스였다. 커티스는 안드로메다성운에서 관측된 신성(폭발에 의해 갑자기 밝아졌다 서서히 어두워지는 별)의 밝기를 우리 은하에서 관측된 신성의 밝기와 비교해 안드로메다성운까지의 거리를 구했다. 그 거리는 약 40만 광년으로 밝혀졌는데, 이는 섀플리 모형에서 주장하는 우리 은하 크기를 훌쩍 넘어선 거리다. 즉 안드로메다성운은 우리 은하에 있는 성운이 아니라 우리 은하 밖에 있는 외부은하임이 분명하다고 생각했다.

우리 은하 구조와 섬우주론에 대한 논쟁은 1920년 미국 학술원에서 섀플리와 커티스의 논쟁으로 이어졌으나 결론을 내지 못했다. 결국 1925년 미국의 에드윈 허블이 안드로메다성운에서 변광성(시간에 따라 밝기가 변하는 별)을 관측해 거리를 정확히 알아내면서 안드로메다성운이 외부은하로 밝혀졌다. 논쟁은 섬우주론의 승리로 끝난 셈이다. 그러나 우리 은하의 구조에 대해서는 섬우주론에서 채택한 허셜-캅테인 모형이 틀리고 태양이 은하의 중심에서 멀리 떨어져 있는 섀플리 모형이 더 타당한 것으로 결론이 났다.

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안드로메다 은하 [M31]

1923년 허블은 안드로메다 성운

의 거리가100 만 광년임을 밝힘

[셰플리 우주 지름: 300,000 광년]

당시 나선 모양의

성운 중에 가장 큰 것

안드로메다 성운은 우리은하 밖에 있어!

현재 밝혀진 안드로메다 은하 까지의 거리는 250만 광년이다.

외부은하까지의 거리 구하는 과정

1) 세페이드 변광성의 주기-광도 관계. 맥동 변광성 중 세페이드 변광성은 변광하는 주기와 광도 사이에 규칙적인 관계가 있다. 세페이드 변광성 중 고전 세페이드의 변광 주기(P)와 광도 사이의 관계는 다음과 같다. 광도는 안시절대등급(MV)으로 표현했다.

M^V=-2.81logP-(1.43±0.1)

2) 거리 지수. 두 별의 절대등급이 같다고 하더라도 먼 별이 더 어둡게 보인다(겉보기등급이 더 크다). 따라서 겉보기등급(m)과 절대등급(M)의 차이는 멀리 있는 별일수록 크며, 이것을 거리의 지수로 사용한다.

m-M=5logr-5

3) 세페이드 변광성의 거리 척도. 세페이드 변광성의 변광 주기를 관측하면 광도(절대등급)를 알 수 있고, 이것을 겉보기등급에서 빼주면 거리를 알 수 있다.

세페이드 변광성의 주기 측정

-> 세페이드 변광성의 절대등급 계산(주기-광도 관계)

-> 세페이드 변광성의 겉보기 등급 측정

-> 세페이드 변광성을 포함하는 은하의 거리(거리 지수)

4) 우리은하 밖의 우주. 20세기 초까지만 해도 우리은하를 우주의 전부로 인식했다. 외부 은하들은 밤하늘에서 뿌옇게 관측되는 성운처럼 우리은하 안에 있는 것으로 생각했으며 실제로 성운으로 불렀다. 몇몇 성운은 우리은하 외부의 것이라는 주장도 있었지만 성운까지의 거리를 측정할 방법이 없어서 논쟁이 지속됐다. 허블은 윌슨산 천문대에서 이러한 성운 중 하나인 안드로메다성운에 있는 세페이드 변광성의 변광 주기를 관측했다. 이를 통해 얻어낸 세페이드 변광성의 거리는 우리은하 안에 있는 천체라고 볼 수 없을 정도로 컸다. 이를 통해 이러한 성운 중 일부는 우리은하 외부에 있으며, 사실 성운이 아니라 또다른 은하임이 밝혀졌다. - 과학동아 11월 3월

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허블은 새롭게 은하로 인정받은 여러 은하의

을 관찰하여 우주가 팽창한다는 사실을 밝혀냈다.

허블의 법칙

스펙트럼(spectrum)

허셜은 모든 별이 본래 밝기가 같다고 가정하고, 하늘을 6백83구역으로 나누어 그 구역 안에 있는 별들을 하나하나 세어 분포를 조사했다. 그 결과 허셜은 태양이 우리은하의 중심에 있고, 길이가 폭의 5배 되는 납작한 원반 형태의 은하를 그려낼 수 있었다.�하지만 이것은 별들의 거리가 고려되지 않은 모습이었다. 1900년대 초 캡타인은 사진관측과 분광관측으로 별의 거리를 결정하고 허셜보다 더 정량적인 우리은하의 모습을 그려냈다. 태양이 은하의 중심으로부터 약 2천2백광년 떨어져 있고, 지름이 약 3만광년, 두께가 약 1만8천광년인 원반모양이었다. 그러나 이 모형도 지금에 비하면 매우 작은 것이었다.2000년 5월 과학동아��

우리 은하의 구조를 처음 연구한 사람은 영국의 윌리엄 허셜이다.�18세기 말 그는 하늘을 여러 영역으로 나누고 각 영역에 있는 별의 수를 헤아려 우리 은하에 있는 별의 분포를 조사했다. 허셜의 관측에 따르면 별의 분포는 타원체를 이루며 태양은 타원체의 중심에서 가까운 곳에 위치했다. 20세기 초 네덜란드의 야코부스 캅테인은 별의 시차를 관측해 우리 은하의 반지름이 3만 광년이고 두께가 6500 광년이며 태양은 중심으로부터 3000광년 안에 있다고 주장했다.��1919년에는 미국의 할로 섀플리가 구상성단(수십만 개 이상의 늙은 별들이 공 모양으로 모여 있는 성단)을 관측해 구상성단이 거의 구형으로 분포하며 그 지름이 30만 광년이고 그 중심으로부터 태양은 약 4만 5000광년 떨어져 있다는 것을 알아냈다. 그는 구상성단의 분포 중심이 우리 은하의 중심이라고 가정했다. 섀플리의 우리 은하 모형은 허셜-캅테인 모형과는 달리 태양이 우리 은하의 중심에 있지 않은 셈이다. 이는 코페르니쿠스의 태양중심설보다 더 큰 우주관의 변혁을 가져왔다.10년7월 과학동아��

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연속 스펙트럼

스펙트럼의 종류

방출 스펙트럼

흡수 스펙트럼

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스펙트럼의 종류와 원리

천체(광원)

흡수 스펙트럼

방출 스펙트럼

연속 스펙트럼

프리즘

별의 대기나 성운(가스)

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흡수 스펙트럼(수소)과 천체 거리의 관계

400

500

700

600

500

600

700

(nm)

가까운 별

가까운 은하

먼 은하

매우 먼 은하

외부 은하의 흡수선은

파장이 긴 쪽(적색)으로 치우친다

=적색 편이(red shift)

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적색 편이(red shift)의 의미는 무엇인가?

25쪽 구급차 그림을 보세요

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음파 속도: 340 m/s 구급차 속도: 0 m/s

두 지점에서 들리는 소리 파동의 파장을 비교하자

A지점

B지점

원과 원 사이의 간격

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음파 속도: 340 m/s 구급차 속도: 17 m/s

파동의 파장이

더욱 길어진다

(=음이 낮아진다)

파동의 파장이

더욱 짧아진다(=음이 높아진다)

도플러 효과(Doppler effect)

지구

(멀어진다!)

은하

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적색 편이(red shift)

가까운 별

가까운 은하

먼 은하

매우 먼 은하

적색

청색

멀리 있는 은하일수록 흡수선은

적색 쪽으로 더욱 더 치우친다

=적색 편이가 더 크게 나타난다

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허블 법칙의 핵심

멀리 있는 은하일수록 흡수선은

적색 쪽으로 더욱 더 치우친다

=적색 편이가 더 크게 나타난다

멀리 있는 은하일수록 지구로부터

더 빨리 멀어진다

=후퇴속도가 더욱 더 빠르다

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우주 공간 팽창의 이해

우주 공간이 팽창하기 때문

멀리 있는 은하일수록 지구로부터

더 빨리 멀어진다

=후퇴속도가 더욱 더 빠르다

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먼 은하일수록

더 많이 멀어진다

(=더 빨리 멀어진다)

우주가 팽창하면(=풍선을 불면)

우주 공간 팽창 실험

우리 은하

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우리 은하가 우주의

중심이 아니라도 된다

우주 공간 팽창 실험

우리 은하

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허블 법칙의 공식

v

은하의 후퇴속도∝외부은하까지의 거리

허블 상수

멀리 있는 은하일수록

적색편이가 더 크게 나타난다

→멀리 있는 은하일수록 지구로부터

더 빨리 멀어진다(=후퇴속도)

r

=Hⅹ

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허블 법칙 그래프

v

r

=Hⅹ

외부 은하까지의 거리(Mpc)

후퇴속도

(km/s)

(Mpc)

1 Mpc = 1,000,000 pc

허블이 측정한 허블상수

558 km/s/Mpc

1,000,000 pc = 3,260,000 광년

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허블 상수 측정 방법

v

r

=Hⅹ

외부 은하까지의 거리(Mpc)

후퇴속도

(km/s)

(Mpc)

허블이 측정한 허블상수

558 km/s/Mpc

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허블 법칙 그래프

v

r

=Hⅹ

외부 은하까지의 거리(Mpc)

후퇴속도

(km/s)

(Mpc)

허블이 측정한 허블상수

558 km/s/Mpc

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허블 법칙 그래프

v

r

=Hⅹ

외부 은하까지의 거리(Mpc)

후퇴속도

(km/s)

(Mpc)

최근 측정된 허블상수

71±4 km/s/Mpc

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허블 상수의 의미

v

은하의 후퇴속도∝외부은하까지의 거리

허블 상수

r

=Hⅹ

=기울기

→허블상수가 크면

은하의 후퇴속도가 크다

→우주의 팽창이 얼마나

빨리 일어나는가를 의미

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허블 상수(v=Hⅹr)의 적용

최근 측정된 허블상수: 71±4 km/s/Mpc

1 Mpc 떨어진 두 은하 사이의 공간이

71±4 km/s 의 속도로 팽창한다!

길이 100억 m의 공간이

1년에 약 71.7 cm 늘어나는 비율!

1 Mpc 떨어진 두 은하가

의 속도로 멀어진다!

71±4 km/s

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허블의 법칙에서 착각하지 말아야 할 것

우주 팽창을 증명한 이유는 단순히 은하 사이의 거리가 멀어져서가 아니라

먼 은하일수록 더 빨리 멀어지기 때문

허블 상수는 상수가 아니다?

허블 상수는 현재의 우주 팽창률이다.

과거에는 팽창률이 다를 수 있었으므로 허블상수는 시간의 흐름에 따라 변해온 값으로 볼 수 있다.

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선생님이 틀렸네요.

우주가 팽창하는데요.

내 생애 최대의

실수를 했군 T.T

우주상수도

철회한다...

허블

아인슈타인

팽창 우주설의 승리

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1. 우주와 생명

Ⅰ 우주의 기원과 진화

1 우주의 기원

4 우주의 나이

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우주

탄생순간

허블 상수로 우주의 나이를 알 수 있다!

최근 측정된 허블상수: 71±4 km/s/Mpc

1 Mpc 떨어진 두 은하 사이의 공간이

71±4 km/s 의 속도로 팽창한다!

현재

1 Mpc

과 거

두 은하가 1Mpc 멀어지는데 걸린 시간

⇒우주의 나이

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우주의 나이 공식

시간=

거리

속도

시간

거리

속도=

v = H ⅹ r

우주나이=

1

H

(속도) 허블상수 (거리)

v

r

=

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우주는 텅 비어 있다

(=밀도가 거의 ‘0’ 이다)

중력에 의한 감속팽창이 없으므로 등속 팽창을 하게 된다

가정

실제로 우주 전체의 평균밀도는

1m³ 당 수소 원자 5개 정도

(=진공 상태)

우주팽창률 일정

허블상수(H) 일정

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중력에 의해 감속 팽창을 했을 경우의

우주가 텅 비어 있지 않다면...

우주의 나이 허블 시간(텅빈 우주)

과거

현재

텅 빈 우주(등속 팽창)

우주의

크기

미래

감속 팽창

허블 시간

우주 나이

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척력에 의해 가속 팽창을 했을 경우의

우주가 텅 비어 있지 않다면...

우주의 나이 허블 시간(텅빈 우주)

과거

현재

텅 빈 우주

(등속 팽창)

우주의

크기

미래

허블 시간

우주 나이

가속 팽창

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3.26ⅹ10⁶ 광년

=

Mpc

허블상수(H)

1

=

[풀이] 우주의 나이=

50 km/s

1

50 km/s

1 Mpc

50 km/s

10⁶ pc

50km/s

=

50km/s

=

50 km/s/Mpc

6.52ⅹ10¹⁷ s

3.26ⅹ10⁶ ⅹ10¹³km

=

되짚어 보기 29쪽

1pc =3.26광년, 1광년=10¹³ km

허블상수 50 km/s/Mpc 일때 우주의 나이?

=

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3.15 ⅹ 10⁷ s

1년은 365 ⅹ24 ⅹ 60 ⅹ 60 s

우주의 나이(년 단위)는

3.15 ⅹ 10⁷ s 이므로

≒

6.52 ⅹ 10¹⁷ s

≒

2.06 ⅹ 10¹⁰ 년

206 억 년

따라서, 우주의 나이는

되짚어 보기 29쪽

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우주의 팽창 속도와 우주의 미래

열린 우주

닫힌 우주

평탄 우주

팽창력(척력)>중력

팽창력(척력)<중력

팽창력(척력)≒중력

밀도가 팽창을

멈추게 할 정도

(아주 약한 팽창)

밀도가 작은 경우

밀도가 큰 경우

시간

0

우주의 크기

열린 우주

닫힌 우주

평탄 우주

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최근 관측 결과-가속 팽창 우주설

과거

현재

미래

A

B

C

D

닫힌 우주

평탄 우주

열린 우주

(등속 팽창)

열린 우주

(가속 팽창)

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과거

현재

미래

암흑물질의 구속

암흑에너지의 척력

우주의 팽창 속도와 우주의 미래

우주의 시작

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일반 물질

4 %

암흑 에너지와 암흑 물질의 비율