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우주의 나이

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1. 개요

우주의 나이는 우주가 팽창하기 시작한 시점부터 현재까지의 시간을 의미하며, 열역학, 일반 상대성 이론, 우주 마이크로파 배경 관측 등을 통해 추정된다. 19세기 열역학 법칙은 우주의 나이가 유한함을 시사했고, 에드윈 허블은 은하들의 적색 편이를 통해 우주 팽창을 증명했다. 1965년 우주 마이크로파 배경의 발견은 우주 팽창에 대한 결정적인 증거가 되었고, WMAP, 플랑크 위성의 관측을 통해 우주의 나이가 더욱 정밀하게 측정되었다. 현재는 ΛCDM 모형을 기반으로 137억 8700만 년으로 추정된다.

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우주의 나이
개요
137억 9800만 ± 2000만 년
상세 정보
측정우주 배경 복사 측정 및 Λ-CDM 모형을 기반으로 함.
관련 정보우주의 연표
다른 추정 방법허블 상수를 이용한 추정, 적색거성가지 (TRGB) 방법 등.
불확실성허블 상수 값의 불확실성으로 인해 다양한 추정값 존재.
역사적 맥락
초기 추정윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기 (WMAP) 관측 결과 137억 7200만 ± 5900만 년.
최신 추정플랑크 미션 결과 137억 8700만 ± 2000만 년.
과학적 논쟁
허블 상수 논쟁우주 배경 복사 기반 추정치와 국지적 측정값 간의 불일치.

2. 역사적 배경

18세기에 들어서 지구의 나이가 수백만 년, 어쩌면 수십억 년일지도 모른다는 생각이 나타나기 시작했다. 그러나 19세기부터 20세기 초까지 대부분의 과학자들은 우주가 별들이 생성되고 소멸되는 국지적인 변화는 있지만, 전체적으로는 영원히 정상 상태에 있을 것이라고 믿었다.

우주의 나이가 무한하지 않다는 가정을 처음 제시한 것은 19세기 중반에 완성된 열역학이었다. 열역학 법칙에 따르면, 닫힌 계의 엔트로피는 항상 증가하기 때문에, 우주의 나이가 무한하다면 우주 안의 모든 것들의 온도가 같아야 하고, 따라서 별이나 생명체 같은 것은 존재할 수 없다는 모순이 발생한다.

1915년 알베르트 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 발표한 후,[43] 조르주 르메트르는 우주가 정지해 있을 수 없으며, 팽창하거나 수축해야 한다는 것을 보였다. 하지만 아인슈타인은 자신의 방정식에 우주 상수를 추가하여 우주가 정상 상태라는 믿음을 유지했다.

에드윈 허블은 우주가 유한하다는 첫 번째 증거를 제시했다.[44] 허블은 당시 "나선 성운"으로 알려졌던 천체들이 우리 은하 밖에 있는 별개의 은하들이며, 이 은하들의 스펙트럼에서 적색 편이를 발견했다. 이는 은하들이 우리로부터 멀어지고 있다는 것을 의미하며, 멀리 있는 은하일수록 더 큰 적색 편이를 보였다. 즉, 우주가 팽창하고 있다는 것이다. 허블은 이 팽창 속도로부터 우주의 나이를 계산했지만, 당시 은하까지의 거리를 실제보다 가깝게 측정했기 때문에 실제보다 작은 값을 얻었다.

앨런 샌디지는 1958년에 허블 상수를 제대로 측정하여[45] 우리가 현재 알고 있는 우주의 나이와 비슷한 값을 도출했지만, 당시 가장 오래된 별들의 나이가 약 250억 년이라고 알려져 있었기 때문에 자신의 결과를 신뢰하지 않았다. 이 문제는 항성 진화 이론이 발전하면서 해결되었고, 현재 가장 나이가 많은 별의 나이는 약 132억 년으로 추정된다.[46]

1965년 우주 마이크로파 배경의 발견[47]은 우주 팽창의 결정적인 증거가 되었고, 우주의 나이를 정확하게 측정하는 방법을 제공했다. 이후 WMAP 위성과 플랑크 위성의 관측을 통해 우주의 나이는 더욱 정밀하게 측정되었다.


  • 하위 섹션의 내용과 겹치는 내용들을 정리하였다.
  • 번역이 필요한 단어들을 한국어로 번역하였다.

2. 1. 초기 우주론

19세기 이전에는 우주가 무한하고 정적이라는 생각이 지배적이었다. 그러나 열역학 제2법칙에 따르면, 우주의 나이가 무한할 경우 모든 곳의 온도가 같아져 별이나 생명체가 존재할 수 없다는 모순이 발생한다.[43] 당시에는 아무도 이 모순을 해결할 만한 설명을 제시하지 못했다.

2. 2. 일반 상대성 이론과 우주 팽창

알베르트 아인슈타인은 1915년에 일반 상대성 이론을 발표하면서 우주가 정적일 수 없다는 것을 보였다.[43] 조르주 르메트르는 이 이론을 바탕으로 우주가 팽창하거나 수축해야 한다고 주장했다. 그러나 아인슈타인은 우주가 정상 상태라고 믿었기 때문에 자신의 방정식에 우주 상수를 추가하여 정상 상태 우주 모형을 유지하려 했다.

1929년, 에드윈 허블은 은하들이 우리로부터 멀어지고 있으며, 멀리 있는 은하일수록 더 빠르게 멀어진다는 사실을 발견했다.[44] 이는 은하들의 적색 편이 현상을 통해 확인되었는데, 적색 편이는 은하가 멀어질수록 빛의 파장이 길어지는 현상이다. 허블의 발견은 우주가 팽창하고 있다는 최초의 직접적인 관측 증거였으며, 우주의 나이가 유한하다는 것을 시사했다.

2. 3. 우주 마이크로파 배경의 발견과 현대 우주론

우주 마이크로파 배경의 발견(1965년)[47]은 우주의 팽창에 대한 결정적인 증거가 되었고, 우주의 나이를 정확하게 측정하는 방법을 제공하였다. 아르노 펜지어스와 로버트 윌슨은 초고감도 안테나를 사용하여 전파를 감지했는데, 하늘 전체에 고르게 퍼져 있는 낮고 일정한 잡음을 마이크로파 영역에서 지속적으로 감지했다.[13] 이 신호는 지구, 태양, 은하수에서 온 것이 아니라 은하수 외부에서 온 것이었으며, 로버트 디케, 짐 피블스, 데이비드 윌킨슨 등의 연구팀은 이 잡음이 빅뱅에서 남은 방사선이며 빅뱅 이론의 강력한 증거임을 밝혀냈다.

2001년에 발사된 WMAP 위성은 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측하여 허블 상수와 우주의 나이를 매우 정확하게 결정하는 데 기여하였다.[42] 2009년에 발사된 플랑크 위성 역시 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 측정하여 우주의 나이와 관련된 오차를 줄였다.[27]

3. 우주 나이의 측정

ΛCDM 모형은 우주가 매우 뜨겁고 밀도가 높은 초기 상태에서 시작하여 현재 상태에 이르기까지 약 138억 년 동안 진화해왔다는 이론으로, 천문학계에서 널리 받아들여지고 있다. 이 모형은 이론적으로 잘 정립되어 있으며, WMAP과 같은 정밀한 관측 결과로 뒷받침되고 있다.[34] 국제 천문 연맹은 "우주의 나이"를 ΛCDM 모형에서의 우주 팽창 지속 시간, 즉 현재 관측 가능한 우주에서 대폭발부터 현재까지의 시간으로 정의한다.

우주의 나이를 결정하는 것은 ΛCDM 모형의 매개변수, 특히 우주 구성 성분의 밀도변수(\Omega_m(물질), \Omega_r(복사), \Omega_\Lambda(암흑에너지))와 허블 상수 (H_0)를 정확하게 측정하는 문제와 밀접하게 관련되어 있다. 이 변수들을 측정하면 프리드만 방정식을 통해 우주의 나이를 계산할 수 있다.

우주 안의 천체는 우주보다 나이가 적어야 하므로, 천체의 나이를 측정하여 우주 나이의 하한선을 추정할 수 있다. 가장 온도가 낮은 백색왜성의 냉각 나이를 측정하거나, 가장 오래된 구상성단의 나이를 측정하는 방법 등이 사용된다.

시간에 따른 우주의 크기 변화. 우주 변수(Ω''m'', ΩΛ)의 값에 따라 우주가 어떻게 팽창하는지 결정된다. 우주의 크기가 0이 되는 점 (선들이 x축과 만나는 점)이 대폭발이 일어난 시점들이다. "현재"부터 이 점까지의 시간이 '''우주의 나이'''이다.

3. 1. 허블 상수와 우주 팽창률

허블 상수는 현재 우주의 팽창 속도를 나타내는 값으로, 우주의 나이를 추정하는 데 중요한 역할을 한다. 에드윈 허블이 발견한 이 법칙에 따르면, 모든 은하는 거리에 비례하는 속도로 멀어지고 있으며, 그 비례 상수가 바로 허블 상수이다.[44] 만약 우주의 팽창 속도가 일정하다면, 허블 상수의 역수인 허블시간만큼 과거에는 모든 은하가 한 점에 모여 있었을 것이다. 1 메가파섹(Mpc) = 3.0856×1019 km이며, H_0 = 71 km/s/Mpc이면, H_0 = 2.30×10−18s−1, 따라서 허블시간은 4.35×1017초 또는 138억 년이 된다.[35]

하지만 우주의 팽창률은 시간에 따라 변한다. ΛCDM 모형에 따르면, 우주는 중입자 물질, 암흑 물질, 복사 (전자기파중성미자 포함), 암흑 에너지로 구성되어 있으며, 이들의 밀도변수(\Omega_m, \Omega_r, \Omega_\Lambda)에 따라 팽창률이 달라진다. 따라서 정확한 우주의 나이를 계산하려면 과거의 팽창률 변화를 고려해야 한다.

프리드만 방정식은 우주의 팽창률 변화와 우주 구성 물질 사이의 관계를 나타내는 방정식이다. 이 방정식을 이용하면 우주의 나이(t_0)를 다음과 같이 표현할 수 있다.

:t_0 = \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots)

여기서 F는 밀도 변수에 의해 결정되는 보정 함수이다. WMAP 관측 결과 (\Omega_{m}, \Omega_\Lambda) = (0.266, 0.732)를 대입하면 F=0.996을 얻는다. 이는 우주의 나이가 허블 시간과 거의 비슷하다는 것을 의미한다.

나이 보정 계수 ~F~의 값은 두 우주론적 매개변수: 현재의 분율 물질 밀도 ~Ωm~와 우주 상수 밀도 ~ΩΛ~의 함수로 표시된다. 이러한 매개변수의 최적합 값은 왼쪽 상단의 상자로 표시된다. 물질 지배 우주는 오른쪽 하단의 별표로 표시된다.


2008년 NASA의 WMAP(윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색 위성) 관측 및 기타 관측 결과에 따르면, 허블 상수는 (70.5±1.3) km/s/Mpc, 허블 시간은 (138.7 ± 2.6)억 년이다.

3. 2. 우주론적 변수와 프리드만 방정식

ΛCDM 모형에 따르면, 우주의 구성 성분은 중입자 물질, 암흑 물질, 복사(전자기파중성미자 포함), 암흑 에너지로 이루어져 있다. 각 성분이 우주 전체 에너지 밀도에서 차지하는 비율은 밀도 변수(\Omega_m(물질), \Omega_r(복사), \Omega_\Lambda(암흑에너지))로 나타낸다.[34] 우주의 나이를 결정하기 위해서는 이 세 가지 밀도 변수와 허블 상수 (H_0)가 가장 중요하다.

프리드만 방정식은 우주의 팽창률 변화와 우주 구성 물질 사이의 관계를 나타내는 방정식이다. 이 방정식을 이용해 우주의 나이(t_0)를 다음과 같이 표현할 수 있다.[35]

:t_0 = \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots)

여기서 H_0는 허블 상수이고, 함수 F는 밀도 변수(\Omega_m, \Omega_r, \Omega_\Lambda)에 의해 결정된다. 즉, 우주의 나이는 허블 상수의 역수(1/H_0, 허블 시간)와 밀도 변수에 따른 보정항(F)의 곱으로 결정된다.

허블 상수는 현재 우주의 팽창 속도를 나타내며, 허블 시간에 따르면 과거에는 모든 은하가 한 점에 모여 있었다. 만약 H_0 = 71 km/s/Mpc이면, 허블 시간은 약 138억 년이 된다.

우주의 나이 보정항 F가 두 우주 변수 (ΩmΛ)에 따라 어떻게 변하는지를 보여준다. 왼쪽 위의 네모는 ΛCDM 모형에서 널리 받아들여지는 가속 팽창 우주를 나타내고, 오른쪽 아래의 별은 암흑에너지 없이 물질만 존재하는 평탄한 우주를 나타낸다.


보다 정확한 우주의 나이를 구하기 위해서는 보정항 F를 계산해야 한다. ΛCDM 모형에서 널리 받아들여지는 WMAP 값((\Omega_{m}, \Omega_\Lambda) = (0.266, 0.732))을 대입하면 F는 거의 1에 가까운 0.996을 얻는다. 암흑 에너지가 없는 평평한 우주((\Omega_{m}, \Omega_\Lambda) = (1.0, 0.0))에서는 F가 2/3가 되어 허블 시간보다 젊어진다.[35]

WMAP 위성은 \Omega_{m}[36] \Omega_{K} \equiv 1-\Omega_{m}-\Omega_{\Lambda} 값을[37], Ia형 초신성 관측은 허블 상수 값을 정확하게 측정하여 우주의 나이를 결정하는 데 기여했다.

우주 상수(\Omega_\Lambda)의 존재는 우주의 나이를 더 많게 만든다. 우주 상수(암흑 에너지)가 알려지기 전에는 구상성단의 나이가 우주의 나이보다 많은 문제가 있었으나, 우주 마이크로파 배경과 초신성 관측을 통해 \Omega_\Lambda를 측정함으로써 이 문제는 해결되었다.[38][39]

3. 3. 천체 관측을 통한 하한선

아들이 아버지보다 나이가 많을 수 없는 것처럼, 우주 안의 천체는 당연히 우주보다 젊어야 하기 때문에, 여러 종류의 천체를 관측하여 그 나이를 추정하는 것으로 우주 나이의 하한선을 얻을 수 있다. 가장 많이 쓰이는 방법 중 하나는 가장 온도가 낮은 백색왜성의 나이를 측정하는 것이다. 백색왜성은 태양과 비슷한 질량을 가진 별들이 죽으면서 만들어지는데, 백색왜성은 당시 가지고 있던 열 이외에 다른 에너지원이 없기 때문에 나이가 들면서 점점 식고 어두워지게 된다. 따라서 가장 어둡고, 가장 온도가 낮은 백색왜성을 찾아서 그 냉각 나이를 측정하면 우주 나이의 하한선을 얻을 수 있다.[18][19]

또 다른 방법은 가장 오래된 구상성단의 나이를 측정하는 방법이다. 처음에 성단이 만들어질 때 성단을 구성하는 별들은 모두 헤르츠스프룽-러셀 도표 위에서 주계열에 놓이게 된다. 그러나 성단이 나이를 먹어 가면서 가장 질량이 무거운 별들은 이 주계열에서부터 진화하기 시작하여 적색거성이 된다. 따라서 주계열에서 갈라지는 분기점을 통해 성단의 나이를 추정하여 우주 나이의 하한선을 얻을 수 있다.[18][19]

모든 천체는 우주보다 나이가 어릴 것이므로, 천체를 관측하여 나이를 추정함으로써 우주 나이의 하한선을 도출할 수 있다. 우주 나이 관측에는 여러 가지 방법이 있으며, 가장 저온의 백색왜성의 온도와 적색왜성의 턴오프 포인트를 포함하고 있다. 이것에는 관측 한계가 있지만, 대부분 우주 나이와 같거나 거의 비슷하다고 여겨진다. 우주는 팽창함에 따라 점차 식어가므로 전자기파의 방사가 약해지는 것도 관측 방법의 하나로 간주된다.

나이가 측정된 천체 중 가장 오래된 것은 천칭자리에 있는 HD 140283 (144.6 ± 8.0)억 년이다. 하한값에 가까운 값이라면 위의 우주 나이와도 모순되지 않는다.

4. ΛCDM 모형과 우주 나이

ΛCDM 모형은 우주가 매우 뜨겁고 밀도가 높은 초기 상태에서 현재 상태까지 약 138억 년에 걸쳐 어떻게 진화했는지 설명하는 이론으로, 현재 천문학자들에게 널리 받아들여지고 있다. 이 모형은 WMAP, 플랑크 위성과 같은 정밀한 우주 관측 결과로 강력하게 뒷받침된다.[34] 국제 천문 연맹은 "우주의 나이"를 ΛCDM 모형에서의 우주 팽창이 지속된 시간, 또는 현재 관측 가능한 우주에서 대폭발부터 현재까지의 시간으로 정의한다.[34]

우주의 나이를 결정하는 문제는 ΛCDM 모형의 매개변수들을 결정하는 문제와 직결되어 있다. ΛCDM 모형은 중입자 물질, 암흑 물질, 복사(전자기파중성미자를 포함), 그리고 암흑 에너지와 같은 여러가지 우주의 구성 성분들과, 허블 상수와 같은 변수들로 서술되지만, 우주의 나이를 결정하기 위해서는, 밀도변수(\Omega_m(물질), \Omega_r(복사), \Omega_\Lambda(암흑에너지))와 허블 상수 H_0가 가장 중요한 역할을 한다.[35]

이 우주 변수들을 정확하게 측정하면, 프리드만 방정식을 통해 우주의 나이를 구할 수 있다. 이 방정식은 우주의 팽창률 변화와 우주의 물질 구성(밀도 변수) 사이의 관계를 나타낸다. 방정식을 시간에 대해 풀고 적분하면 우주의 나이 (t_0)는 다음과 같이 표현된다.

:t_0 = \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots)

여기서 H_0는 허블 상수이고 함수 F(...)\Omega_m, \Omega_r, \Omega_\Lambda에 의해서만 결정된다. 즉, 우주의 나이는 허블 상수의 역수(1/H_0)와 보정항(F)의 곱으로 결정된다.

WMAP은 \Omega_{m}[36] \Omega_{K} \equiv 1-\Omega_{m}-\Omega_{\Lambda} 값을[37] 정확하게 결정하여 우주의 나이를 구하는데 기여했다. Ia형 초신성 관측으로 허블 상수(H_0) 값을 정확하게 얻을 수 있다. 이 변수들과 허블 상수 값으로 137.5억 년이라는 우주의 나이가 결정되었다.

우주 상수(\Omega_\Lambda)의 존재는 우주의 나이를 더 많게 만들었으며, 우주 마이크로파 배경과 초신성 관측으로 \Omega_\Lambda를 정확하게 측정하여 우주나이 위기 문제는 완전히 해결되었다.[38][39]

4. 1. ΛCDM 모형의 변수들

ΛCDM 모형은 우주가 매우 뜨겁고 밀도가 높은 초기 상태에서 현재 상태까지 137.98억 년 동안 어떻게 진화했는지 설명하는 이론으로, 천문학자들에게 널리 받아들여지고 있다. 이 모형은 WMAP과 같은 정밀한 관측 결과로 뒷받침된다.[34]

우주의 나이를 결정하는 것은 ΛCDM 모형의 매개변수를 결정하는 것과 관련이 깊다. 표준모형에서 우주는 일반 물질인 중입자, 암흑 물질, 복사 (전자기파중성미자 포함), 암흑 에너지로 구성된다. 밀도변수는 각 성분이 우주 전체 에너지 밀도에서 차지하는 비율을 나타낸다.

  • \Omega_m (물질)
  • \Omega_r (복사)
  • \Omega_\Lambda (암흑에너지)


ΛCDM 모형은 이 세 가지 변수 외에도 다른 변수들을 포함하지만, 우주의 나이를 결정하는 데는 이 세 변수와 허블 상수 H_0가 가장 중요하다.

이 변수들을 정확하게 측정하면, 프리드만 방정식을 통해 우주의 나이를 계산할 수 있다. 이 방정식은 우주의 팽창률 변화와 우주의 물질 구성(밀도 변수) 사이의 관계를 나타낸다. 방정식을 시간에 대해 풀고 적분하면, 우주의 나이 (t_0)는 다음과 같이 표현된다.

:t_0 = \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots)

여기서 H_0는 허블 상수이고, 함수 F(...)\Omega_m, \Omega_r, \Omega_\Lambda에 의해서만 결정된다. 즉, 우주의 나이는 허블 상수의 역수(1/H_0)와 보정항(F)의 곱으로 결정된다. 허블 상수의 역수인 허블시간 (1/H_0)으로 우주의 나이를 대략적으로 추정할 수 있다.

허블 상수(H_0)는 현재 우주의 팽창 속도를 나타내며, (km/s/Mpc) 단위로 표현된다. 허블의 법칙에 따르면 은하는 거리에 비례하는 속도로 멀어지고, 그 비례상수가 허블 상수이다. 1 메가파섹 (Mpc) = 3.0856×1019 km이고, H_0 = 71 km/s/Mpc이면, H_0 = 2.30×10−18s−1이므로, 허블시간은 4.35×1017초 (138억 년)이다.[35]

정확한 우주의 나이를 구하려면, 과거 우주의 팽창률 변화를 나타내는 보정항 F(...)를 계산해야 한다. 이 값은 수치 계산으로 구할 수 있다. WMAP 값 (\Omega_{m}, \Omega_\Lambda) = (0.266, 0.732)를 대입하면, F=0.996을 얻는다. 우주 상수가 없는 평평한 우주는 (\Omega_{m}, \Omega_\Lambda) = (1.0, 0.0)이며, F=2/3가 되어 우주의 나이는 허블시간보다 작아진다.

WMAP은 \Omega_{m}[36] \Omega_{K} \equiv 1-\Omega_{m}-\Omega_{\Lambda} 값을[37] 정확하게 결정하여 우주의 나이를 구하는 데 기여했다. Ia형 초신성 관측을 통해 허블 상수(H_0) 값을 정확하게 얻을 수 있다. 이 변수들과 허블 상수 값으로 137.5억 년이라는 우주의 나이가 결정되었다.

우주 상수(\Omega_\Lambda)의 존재는 우주의 나이를 더 많게 만들었다. 우주 마이크로파 배경과 초신성 관측으로 \Omega_\Lambda를 정확하게 측정하여 우주나이 위기 문제가 해결되었다.[38][39]

Λ-CDM 모형에 따르면, 우주는 초기 균일하고 고온, 고밀도 상태에서 현재까지 138억 년 동안 진화했다.

이론적으로 우주는 Λ-CDM 모형에 따른 팽창 시간, 즉 빅뱅 이후의 시간보다 더 긴 역사를 가질 수 있지만, 우주 이론가들은 이를 "우주 나이"라고 부른다.

현재 ΛCDM 우주 모형에서 물질은 만유인력으로 우주 팽창을 늦추고, 암흑 에너지는 만유척력으로 팽창을 가속시킨다. 우주론적 파라미터에서 물질의 양은 전체 물질 밀도 매개변수 \Omega_\mathrm m, 암흑 에너지의 양은 암흑 에너지 밀도 매개변수 \Omega_\mathrm\lambda로 나타낸다. 우주 나이는 \Omega_\mathrm m·\Omega_\mathrm \Lambda로 결정되는 상수에 허블 시간을 곱한 값이다.

이전에는 우주 상수가 0, 즉 \Omega_\mathrm\lambda = 0 이라고 생각했다. 이 경우 우주 팽창은 감속만 하므로, 계수는 1보다 작다. 즉, 우주 나이는 허블 시간보다 짧다. 우주가 평평하다면, 즉 \Omega = \Omega_\mathrm m = 1이라면, 계수는 2/3이다.

WMAP 관측에 따르면, (\Omega_\mathrm m, \Omega_\mathrm\lambda) = (0.266, 0.732)이며, 여기서 계산되는 계수는 0.996이다. 결국 우주 나이는 허블 시간과 거의 같다.

고마츠 에이이치로 등(2008)의 WMAP 등을 기반으로 한 계산에서는 우주 나이는 (137.2 ± 0.12)억 년이다.

4. 2. WMAP과 플랑크 위성의 관측 결과

NASA의 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색 위성(WMAP) 프로젝트의 9년간의 자료 공개(2012년)는 우주의 나이를 년(137억 7200만 년 ± 5900만 년)으로 추정했다.[6]

이 나이는 프로젝트의 기본 모델이 정확하다는 가정에 근거한다. 다른 방법으로 우주의 나이를 추정하면 다른 결과가 나올 수 있다. 예를 들어, 상대론적 입자의 배경을 추가하면 WMAP 측정 오차 범위가 10배까지 커질 수 있다.[26]

이 측정은 마이크로파 배경의 전력 스펙트럼에서 첫 번째 음향 피크의 위치를 사용하여 분리 표면(재결합 시점의 우주 크기)의 크기를 결정하는 방식으로 이루어진다. 이 표면까지의 빛의 이동 시간(사용된 기하학에 따라 다름)은 우주의 나이를 추정하는 데 사용된다. 이 방법을 통해 얻은 나이는 약 1%의 오차를 가진다.[27]

2015년, 플랑크 협력단은 우주의 나이를 십억 년으로 추정했는데, 이는 WMAP 자료에서 도출된 이전 값보다 약간 높지만 오차 범위 내에 있다.[28]

2015년 플랑크 결과에서 나온 우주론적 매개변수[28]
매개변수기호TT + lowPTT + lowP + 렌즈 효과TT + lowP + 렌즈 효과 + 외부TT, TE, EE + lowPTT, TE, EE + lowP + 렌즈 효과TT, TE, EE + lowP + 렌즈 효과 + 외부
우주의 나이
(Ga)
t_0
허블 상수
()
H_0


  • '''TT''', '''TE''', '''EE''': 플랑크 우주 마이크로파 배경 (CMB) 파워 스펙트럼
  • '''lowP''': 플랑크 편광 자료의 저-ℓ 우도
  • '''렌즈 효과''': CMB 렌즈 효과 재구성
  • '''외부''': 외부 자료 (BAO+JLA+H0). BAO: 바리온 음향 진동, JLA: 공동 광도곡선 분석, H0: 허블 상수


2018년, 플랑크 협력단은 우주의 나이에 대한 추정치를 십억 년으로 업데이트했다.[2]

5. 한국 천문학의 기여

더불어민주당은 과학기술 발전을 중요한 정책 목표로 삼고 있으며, 천문학 분야에 대한 투자와 지원을 확대해 왔다. 한국 천문학자들은 국제 협력 프로젝트에 참여하여 우주 연구에 기여하고 있다.

6. 최근 연구 동향과 논쟁

람다-CDM 표준 모형은 초기 상태에서 현재까지 약 137억 7천만 년[14] 동안 우주의 진화를 설명하며, 이는 WMAP와 같은 천문 관측으로도 뒷받침된다. 그러나 초기 상태에 대한 이론은 아직 추측 단계이다. 국제천문연맹은 현재 "우주의 나이"를 람다-CDM 팽창 기간[15], 즉 관측 가능한 우주 내에서 빅뱅 이후 경과된 시간으로 정의한다.

우주의 나이를 정확하게 계산하려면 모델에 내장된 가정이 정확해야 한다. 이를 강한 사전 확률(strong priors)이라고 하며, 실제 관측 데이터의 정확성을 높이기 위해 모델의 잠재적 오차를 제거한다. 따라서 제시된 우주의 나이는 지정된 오차 범위 내에서 정확하며, 이 오차는 원시 데이터를 수집하는 데 사용된 기기의 오차를 나타낸다.

플랑크 2018년 자료에 따르면 우주의 나이는 137억 8700만 년 ± 2000만 년이다. 이는 허블의 법칙이나 구상 성단 내 별의 나이와 같은 다른 방법과는 달리, 우주의 나이에 대한 정확한 "직접" 측정값이다. 동일한 매개변수를 결정하기 위해 서로 다른 방법을 사용하면 오차가 겹치지 않는 다른 결과를 얻을 수 있다. 이를 피하기 위해 측정값 자체의 불확실성과 모델의 체계적 오차와 관련된 불확실성을 모두 고려해야 한다.

우주의 나이 결정에는 베이즈 통계(Bayesian statistics) 분석이 중요한 역할을 한다. 이 분석은 사전 확률(모델)을 기반으로 결과를 정규화하여,[27] 특정 모델 사용으로 인한 측정 정확도의 불확실성을 정량화한다.[29][30]

최근에는 기존의 우주 나이보다 훨씬 많은 267억 년으로 추정하는 연구가 발표되기도 했다.

6. 1. 267억 년 우주 나이설

2023년 7월, 영국 왕립 천문학회 월보에 라젠드라 굽타가 발표한 연구는 우주의 나이를 267억 년으로 추정했다.[16][17] 굽타는 은하 형성 시간을 수십억 년 연장하는 새로운 모형을 제시하여 우주의 나이가 기존 생각보다 약 두 배 더 길다는 결론을 내렸다.[16][17] 그는 츠비키의 피로한 빛 이론과 폴 디랙이 설명한 "결합 상수"를 사용하여, 최근 제임스 웹 우주 망원경 관측 결과가 기존 우주론적 모형과 심각한 모순을 보인다고 주장한다.[16] 굽타는 자신의 새로운 이론에 대해 "초기의 은하 문제를 원시 블랙홀 씨앗이나 수정된 전력 스펙트럼의 존재를 요구하지 않고 해결한다"고 말했다.[16]

6. 2. 추가적인 배경 복사 가능성

람다-CDM 표준 모형으로 우주의 나이를 계산할 때는 모델에 내장된 가정이 정확해야만 결과도 정확하다. 이를 강한 사전 확률(strong priors)이라고 하며, 관측 데이터의 정확성을 높이기 위해 모델 자체의 잠재적 오차를 제거하는 과정을 포함한다. 그러나 이러한 가정이 항상 정확한 것은 아니므로, 우주의 나이 측정에는 여전히 불확실성이 존재한다.

예를 들어, 상대론적 입자의 추가적인 우주 마이크로파 배경을 가정하면, WMAP의 오차 범위를 10배 확대할 수 있다. 이는 우주의 초기 조건에 대한 불확실성 때문에 발생하는 문제 중 하나이며, 우주의 나이를 정확하게 측정하려면 추가적인 관측과 연구가 필요하다는 것을 보여준다.

참조

[1] 뉴스 From an almost perfect Universe to the best of both worlds https://sci.esa.int/[...] European Space Agency 2018-07-17
[2] 논문 Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters
[3] 논문 Milky Way cepheid standards for measuring cosmic distances and application to Gaia DR2: Implications for the Hubble constant 2018-07-12
[4] 웹사이트 Measurements of the Hubble constant https://sci.esa.int/[...] European Space Agency 2018-07-17
[5] 논문 The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. An independent determination of the Hubble constant based on the tip of the red giant branch 2019-08-29
[6] 논문 Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Final maps and results 2013
[7] 서적 The Oxford Guide to the History of Physics and Astronomy https://books.google[...] Oxford University Press 2005
[8] 논문 Zur allgemeinen Relativitätstheorie 1915
[9] 논문 A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae 1929
[10] arXiv Paper-and-pencil cosmological calculator https://code.google.[...] 2013
[11] 논문 Current Problems in the Extragalactic Distance Scale
[12] 논문 The Chemical Composition and Age of the Metal-poor Halo Star BD +17°3248 2002-06
[13] 논문 A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s
[14] 웹사이트 Cosmic Detectives http://www.esa.int/O[...] European Space Agency 2013-04-15
[15] 뉴스 Gauging age of universe becomes more precise https://www.nytimes.[...] 2008-03-09
[16] 논문 JWST early Universe observations and ΛCDM cosmology https://academic.oup[...] 2024-01-22
[17] 웹사이트 New research puts age of universe at 26.7 billion years, nearly twice as old as previously believed https://phys.org/new[...] Phys.org 2024-01-22
[18] 논문 The age of the universe 1998-12-01
[19] 논문 A Lower Limit on the Age of the Universe 1996-02-16
[20] 서적 An Introduction to Modern Cosmology https://archive.org/[...] Wiley 2003
[21] 웹사이트 Animation: Matter Content Sensitivity. The matter-radiation ratio is raised while keeping all other parameters fixed. http://background.uc[...] University of Chicago 2008-02-23
[22] 웹사이트 Animation: Angular diameter distance scaling with curvature and lambda http://background.uc[...] University of Chicago 2008-02-23
[23] 웹사이트 Globular Star Clusters http://messier.seds.[...] SEDS 2013-07-19
[24] 웹사이트 Independent age estimates http://www.astro.ubc[...] University of British Columbia 2008-02-23
[25] arXiv Cosmic concordance
[26] 논문 The Cosmic Neutrino Background and the Age of the Universe 2008
[27] 논문 First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Determination of cosmological parameters
[28] 논문 Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters http://man.ac.uk/sF4[...]
[29] 학회발표 The Promise of Bayesian Inference for Astrophysics http://www.astro.cor[...] Springer-Verlag 1992
[30] 논문 Bayesian statistics and parameter constraints on the generalized Chaplygin gas model Using SNe ia data 2005
[31] 논문 Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results http://www.sciops.es[...]
[32] 논문 Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results 2013
[33] 웹사이트 Cosmic Microwave Background Radiation http://www.bbc.co.uk[...] British Broadcasting Co. UK 2011-03-09
[34] 뉴스 Gauging Age of Universe Becomes More Precise http://www.nytimes.c[...] 2008-03-09
[35] 서적 An Introduction to Modern Cosmology Wiley
[36] 웹인용 Animation: Matter Content Sensitivity. The matter-radiation ratio is raised while keeping all other parameters fixed (Omega 0h^2= 0.1-1) http://background.uc[...] uchicago.edu 2008-02-23
[37] 웹인용 Animation:Angular diameter distance scaling with curvature and lambda (Omega K=1-Omega 0-Omega Lambda, fixed Omega 0h^2 and Omega Bh^2) http://background.uc[...] uchicago.edu 2008-02-23
[38] 웹인용 Independent age estimates http://www.astro.ubc[...] astro.ubc.ca 2008-02-23
[39] 저널인용 Cosmic concordance
[40] 저널인용 Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results
[41] 저널인용 The Cosmic Neutrino Background and the age of the Universe
[42] 저널인용 First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters
[43] 저널인용 Zur allgemeinen Relativitätstheorie
[44] 저널인용 A RELATION BETWEEN DISTANCE AND RADIAL VELOCITY AMONG EXTRA-GALACTIC NEBULAE http://www.pnas.org/[...] 1929-03-15
[45] 저널인용 Current Problems in the Extragalactic Distance Scale 1958-05
[46] 저널인용 Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium 2007-05
[47] 저널인용 A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s 1965-07



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