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우주 대 관측 가능한 우주 그 범위는 어디까지일까

by 큰머니 2023. 6. 7.
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관측 가능한 우주는 지구와 우주 모두에서 망원경과 탐사선을 사용하여 현재 관측할 수 있는 우주의 영역을 말합니다. 그것은 우주 팽창이 시작된 이후로 우리에게 도달할 충분한 시간을 가진 모든 물질과 전자기 복사를 포함합니다. 관측 가능한 우주의 추정 은하 수는 수천억에서 최대 2조에 이릅니다.


이 문맥에서 "관찰 가능"이라는 용어는 물체나 정보를 감지하는 우리의 기술적 능력만을 의미하는 것이 아니라 빛의 속도에 의해 제한됩니다. 어떤 것도 빛보다 빨리 이동할 수 없기 때문에 그 물체에서 나오는 빛이나 신호가 아직 우리에게 도달하지 않았기 때문에 아무것도 감지할 수 없는 최대 거리가 있습니다. 이 최대 거리는 입자 지평선으로 알려져 있습니다.


관측 가능한 우주는 등방성으로 간주되며 이는 가장자리까지의 거리가 모든 방향에서 거의 동일함을 의미합니다. 따라서 관찰자를 중심으로 하는 구형 영역으로 시각화할 수 있습니다. 우주의 모든 지점에는 지구를 중심으로 하는 우주와 중첩될 수도 있고 중첩되지 않을 수도 있는 고유한 관측 가능한 우주가 있습니다.



천체 물리학자들은 때때로 "보이는" 우주를 재결합(수소 원자가 형성되고 광자가 방출될 때) 및 우주 팽창(예: 빅뱅 또는 인플레이션 기간) 후에 방출된 신호와 연관시킵니다. 이것은 이러한 시대의 시작부터 신호를 포함하는 "관찰 가능한" 우주를 구별합니다.


계산에 따르면 보이는 우주의 반지름을 나타내는 우주 마이크로파 배경 입자까지의 현재 공변 거리(우주 팽창을 설명하는 적절한 거리)는 약 140억 파섹 또는 457억 광년입니다. 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변량 거리는 약간 더 커서 약 143억 파섹 또는 466억 광년입니다. 따라서 관측 가능한 우주의 추정 반경은 약 465억 광년이며 지름은 28.5 기가파섹 또는 930억 광년입니다.


임계 밀도와 관측 가능한 우주의 직경을 사용하여 우주에 있는 일반 물질의 총 질량은 약 1.5 × 10^53 킬로그램으로 계산할 수 있습니다. 2018년 11월 천문학자들은 외부은하 배경광(EBL)의 광자 수가 4 × 10^84라고 보고했습니다.


우주의 팽창이 가속화됨에 따라 우리 지역 초은하단 외부의 물체는 점점 더 붉고 희미한 빛을 방출하여 결국 관측할 수 없게 됩니다. 예를 들어 적색 편이가 5에서 10인 물체는 40억에서 60억 년 동안 관측 가능합니다. 그러나 현재 약 190억 파섹인 특정 공변 거리를 넘어서는 물체에서 방출되는 빛은 지구에 도달하지 않습니다.

 

전체 우주의 크기는 알 수 없으며 그 범위는 무한할 수 있습니다.우주의 일부는 대폭발 이후 방출된 빛이 지구나 우주 기반 기기에 도달하기에 충분한 시간을 가지기에는 너무 멀리 떨어져 있으므로 관측 가능한 우주 밖에 있습니다

 

미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 이동하는 데 더 많은 시간이 걸리므로 추가 영역이 관측 가능하게 될 것으로 예상할 수 있습니다. 그러나 허블-르메트르 법칙으로 인해 지구에서 충분히 멀리 떨어져 있는 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있습니다.

 

특수 상대성이론은 같은 지역에 있는 가까운 물체가 서로에 대해 빛의 속도보다 빠르게 움직이는 것을 방지하지만, 멀리 있는 물체 사이의 공간이 확장될 때 그러한 제약이 없습니다.  더욱이 암흑 에너지로 인해 팽창률이 가속되는 것으로 보입니다

암흑 에너지가 일정하다고 가정하고(불변하는 우주 상수) 우주의 팽창 속도가 계속 가속된다고 가정하면, 그 너머에는 물체가 무한한 미래의 어느 시점에서든 관측 가능한 우주에 절대 들어가지 않을 "미래 가시성 한계"가 있습니다.

 

그 한계를 벗어난 물체에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달할 수 없습니다. (미묘하게, 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 조금 더 빠르게 지구에서 멀어지는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있습니다.

 

이 미래 가시성 한계는 우주가 영원히 계속 팽창할 것이라고 가정할 때 190억 파섹(620억 광년)의 공변거리에서 계산되며, 이는 무한한 미래에 이론적으로 관찰할 수 있는 은하의 수를 의미한다(다음 단락에서 논의되는 바와 같이 적색편이로 인해 일부는 실제로 관찰이 불가능할 수 있다는 문제를 제외하고)는 현재 관찰 가능한 수치보다 2.36배만 더 클 뿐입니다

 

지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변 거리는 모든 방향으로 약 14.26기가파섹 또는 465억 광년입니다. 이것은 관측 가능한 우주가 약 28.5기가파섹 또는 930억 광년의 직경을 가진 구형으로 시각화될 수 있음을 의미합니다. 공간이 거의 평평하다고 가정하면 이것은 약 1.22 × 104 기가파섹 세제곱의 공변량 부피에 해당합니다.


위에서 언급한 거리는 빛이 방출된 시점의 거리가 아니라 시공간의 현재 거리를 나타냅니다. 예를 들어, 우리가 지금 관찰하고 있는 우주 마이크로파 배경 복사는 약 138억 년 전에 발생한 빅뱅 이후 약 38만 년 후에 방출되었습니다. 중간 시간 동안 복사는 대부분 은하로 응축된 물질에서 비롯되었으며 현재 우리로부터 약 460억 광년 떨어져 있는 것으로 추정됩니다.


빛이 처음 방출되었을 때 물질까지의 거리를 추정하기 위해 과학자들은 팽창하는 우주를 설명하는 Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker 메트릭을 사용합니다. 수신된 빛의 적색 편이를 측정하여 빛이 방출된 시간의 스케일 팩터를 결정할 수 있습니다. 다른 측정과 결합된 9년 WMAP 결과는 z = 1091.64 ± 0.47과 같은 광자 분리의 적색편이를 제안하며 이는 광자 분리 시점의 스케일링 계수가 약 1/1092.64임을 나타냅니다. 따라서 처음에 가장 오래된 우주 마이크로파 배경 광자를 방출한 물질이 현재 460억 광년 거리에 있다면, 해당 광자가 처음 방출되었을 때 약 4200만 광년 떨어져 있었을 것입니다.


관측 가능한 우주의 가장자리까지의 빛의 이동거리는 약 138억년이라는 우주의 나이에 빛의 속도를 곱해 계산한다. 이것은 우주 마이크로파 배경에서와 같이 빅뱅 직후에 방출된 광자가 지구의 관찰자에게 도달하기 위해 이동했을 거리를 나타냅니다. 그러나 우주가 팽창함에 따라 시공간의 곡률로 인해 이 거리는 특정 순간의 실제 거리와 일치하지 않습니다.

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