삼중수소(三重水素) 또는 트리튬(tritium)은 수소의 동위원소로 3H로 표기하며 흔히 T(←Tritium)로도 표기한다. 수소의 가장 풍부한 동위원소인 경수소 원자핵은 중성자를 가지고 있지 않는 반면, 삼중수소의 원자핵은 하나의 양성자와 두 개의 중성자로 구성되어 있다. 삼중수소의 원자 질량은 3.0160492이다. 표준 기온 및 압력에서 기체 형태이며, T2나 3H2로 표기한다. 삼중수소는 산소와 결합하여 삼중수(T2O 혹은 THO)를 형성하며, 이는 중수소 산화물인 중수와 유사하다. =
에너지 자원 삼중수소는 중성자 2개와 양성자 1개로 이루어져 있는데, 중수소는 중성자 1개와 양성자 1개로 이루어져 있다. 중수소 2개를 핵융합시키면 양성자와 삼중수소가 나오며 엄청난 에너지가 나온다. 이 삼중수소는 중수소와 다시 핵융합시키면 또 엄청난 에너지와 중성자, 헬륨가스가 나온다. 또 중수소와 중수소를 핵융합시키면 삼중 수소의 대체품인 헬륨 3이 나온다. 헬륨 3은 중성자 1개와 양성자 2개로 이루어져 있고 중수소와 핵융합시키면 엄청난 에너지와 양성자와 헬륨가스가 나오며 이 과정에서 얻은 에너지는 전기로 만들 수 있는 것은 물론이고 오염없는 친환경 에너지도 만들 수 있다. 그러므로 기존의 화력 발전소가 만든 온실 가스와 핵분열 발전소가 만든 방사성 물질이 만들어지지 않는다. 또한 이 에너지는 다른 대체 에너지보다 상상도 못하게 많으며 강력한 에너지 중의 강력한 에너지다. 또한 중수소는 바닷물에 많다.
반응 삼중수소는 방사능을 지니며, 반감기는 약 12.3년이다. 다음과 같은 식을 통해 헬륨-3으로 붕괴한다.
T 1 3 ⟶ He 2 3 + e − + � ¯ e {\displaystyle {\ce {^{3}_{1}T}->{^{3}_{2}He}+{e^{-}+{\overline {\nu }_{e} 이 과정에서 18.6 keV의 에너지를 방출한다. 전자는 6.5 keV의 운동 에너지를 지니고 있으며, 남은 에너지는 전자 반중성미자에 의해서 전달된다. 삼중수소가 생성하는 에너지의 베타 입자는 먹거나 흡입할 경우에 위험하다. 삼중수소가 발생하는 방사능이 낮은 에너지를 지니는 이유로, 액체 섬광 계측(en:liquid scintillation counting)과 같은 방식이 아니고는 삼중수소로 표식을 한 물질을 검출하기가 힘들다.
삼중수소는 우주선과 대기 기체와의 상호 작용에 의해 자연적으로도 생긴다. 자연적인 생성에서 가장 중요한 반응은, 고속 중성자와 대기 질소와의 결합이다.
N 7 14 + n 1 ⟶ C 6 12 + T 1 3 {\displaystyle {\ce {^{14}_{7}N}+{^{1}n}->{^{12}_{6}C}+{^{3}_{1}T} 하지만 삼중수소는 비교적 짧은 반감기를 가지고 있으므로, 이러한 방식으로 생성된 삼중수소는 범지구적인 규모로 볼 때는 누적되는 수준은 아니며, 존재 정도는 무시할만 하다. 공학적으로, 삼중수소는 리튬-6를 이용하여 핵 반응로에서 만들 수 있다.
Li 3 6 + n 1 ⟶ He 2 4 + T 1 3 {\displaystyle {\ce {^{6}_{3}Li}+{^{1}n}->{^{4}_{2}He}+{^{3}_{1}T} 삼중수소는 중수 감속로에서 중수소가 중성자를 포획하면서 생성된다. 하지만 이 반응은 매우 낮은 반응 단면적을 지니고 있기 때문에, 매우 높은 중성자 선속을 지니는 반응로에서만 유용한 삼중수소 생성원으로 작용할 수 있다. 이 외에도 붕소-10이 중성자 포획을 거치면서 생성한다.
삼중수소는 핵융합 연구에서 중요한 물질인데 삼중수소가 중수소와 높은 반응 단면적을 보이고, 17.6 MeV라는 높은 에너지를 방출하기 때문이다. 이 반응식은 다음과 같다.
T 1 3 + D 1 2 ⟶ He 2 4 + n {\displaystyle {\ce {^{3}_{1}T}+{^{2}_{1}D}->{^{4}_{2}He}+n} 모든 원자핵은 양성자와 중성자로 구성되어 있으며, 양전하로 말미암아 서로를 밀어낸다. 하지만 태양 중심부에서와 같이 충분한 온도 및 압력을 지니고 있다면, 원자핵은 전자기 척력을 극복하고 강한 상호작용이 영향을 미칠 수 있을 정도로 가깝게 접근하고 융합할 수 있다. 삼중수소는 일반적인 수소와 같은 전하를 지니고 있기 때문에 동일한 전자기 척력을 보인다. 하지만 질량이 더 높으며, 이로 인해 전자기력에 덜 영향을 받고, 더욱 쉽게 핵융합을 일으키게 되는 것이다. 비록 보다 가벼워서 그 정도는 덜하기는 하더라도 중수소 역시도 보다 쉽게 핵융합을 일으키며, 이것이 갈색왜성에서 수소는 연소시키지 못하더라도 중수소는 연소시킬 수 있는 이유이다.
응용 삼중수소는 핵무기에서 핵융합을 통해 보다 높은 핵출력을 얻기 위해 사용된다. 하지만 삼중수소는 감쇠하며 저장해두기가 힘들기 때문에 많은 핵무기는 삼중수소 대신 리튬을 지니는데, 리튬은 폭발시에 높은 중성자 선속과 작용하여 삼중수소를 생성한다. 보다 자세한 사항은 핵무기 설계를 참조하기 바란다.
수소와 같이 삼중수소를 가두어 두는 것은 어렵다. 고무, 플라스틱, 기타 강철 계열은 삼중수소에 대해 어느 정도의 투과성이 있다. 그러므로, 만약 삼중수소가 핵융합로에서와 같이 대량으로 사용된다면 방사능 오염을 유발하게 된다.
대기 중에서의 핵실험은 의외로 해양학자들에게 유용한 점이 있다. 핵실험은 해수면의 삼중수소의 비율을 급격히 높이며, 이 수치는 시간이 흐름에 따라 해수가 얼마나 섞이는지를 판단하는 근거로 작용한다.
소량의 삼중수소로부터 방출되는 전자는 인이 빛나도록 하며, 이러한 원리는 비상구 표시나 시계등에 사용되는 스스로 빛을 발하는 트레이서라는 장치의 원리이다. 일부 국가에서는 빛나는 열쇠 고리를 만들기 위해서도 사용된다. 근래 동일한 방식으로 화기의 조준기를 만든 적도 있다. 원래 사용되던 라듐은 독성이 있어서 퇴출되었고, 그 자리를 삼중수소가 대신하게 되었다.
삼중수소화 된 티미딘은 세포 증식 분석에서 사용된다. 세포 분열 동안에 세포가 복제됨에 따라 뉴클레오사이드 분자는 DNA에 결합되게 된다. 여기서 세포 증식의 양을 판단하기 위해 액체 섬광 계측 기법이 사용된다.
역사 삼중수소는 1920년대 말 "나선형" 주기율표를 사용한 월터 러셀(Walter Russell)에 의해 처음으로 예측되었으며, 어니스트 러더퍼드가 마크 올리펀트(Mark Oliphant), 폴 하텍(Paul Harteck)과 함께 1934년 수소의 또 다른 동위 원소인 중수소를 변환해 제조하였다. 러더퍼드는 삼중수소를 분리할 수 없었으며, 루이스 알바레즈는 삼중수소가 방사능을 방출한다는 것을 추론해 내었다. W. F. 리비는 삼중수소를 이용하여 지질학적 표본 및 포도주 등의 연대 측정에 사용될 수 있다는 것을 증명했다.
대중 매체 삼중수소는 스파이더맨 2에서 등장한 적이 있으며, 뉴욕을 거의 파괴해버린 옥토퍼스 박사의 핵융합 반응의 원천이었다.
다중 우주론(多重宇宙論) 또는 멀티버스(multiverse)는 우주가 여러 가지 일어나는 일들과 조건에 의해 통상적으로 시간과 공간에서 갈래가 나뉘어, 서로 다른 일이 일어나는 여러 개의 다중 우주(multiverse)가 사람들이 알지 못하는 곳에서 무한하게 존재하고 있다는 가설이다.
다중 우주는 급팽창 이론, M이론, 양자역학 등을 설명하는 데 유용한 이론으로 생각되며, 과학계뿐만이 아니라 예술이나 철학과도 관련이 있다. 다중 우주론을 이용하면, 시간 여행에 의한 역설이 발생하지 않아, 타임 머신 같은 기기를 만들 수 있을 수도 있을 것이라는 견해가 있다. 과거로 돌아가 어떠한 영향을 주었다 하더라도 이에 영향받은 우주와 관계가 없는 우주가 평행으로 진행되기 때문이다.
이 다중 우주에 대해서는 부정적인 견해도 존재한다. 대부분 우리 우주에 영향을 주지 않는, 평행하게 진행하고 있는 다른 우주를 관측하는 것이 불가능한 이상, ‘관측할 수 없는 것이 존재하고 있다’는 것은 합당하지 않다는 주장이다.
다중 우주와 평행 우주는 혼용되어 사용하기도 하나, 엄밀하게 구분하자면 둘은 다른 개념이다. 평행 우주는 다중우주의 하위 개념으로, 다중 우주에서 설명하는 수많은 막들은 우리 우주가 나아갈 수 있는 또 다른 경우의 수를 제시하고 있다는 이론이다. 다중 우주를 주장하지만 평행 우주를 반박하는 리사 랜들은 개개의 막(우주)가 현재 우리가 살고 있는 우주와 동일하다고 볼 수는 없다고 주장한다. 랜들의 설명에 의하면 5차원 이상의 공간 속, 4차원 시공간이 막처럼 존재할 수는 있지만 그 다른 우주가 우리 우주와는 전혀 다른 세계가 될 것이며 또 다른 우리는 있을 수 없다고 주장하고 있다. 따라서 다중 우주와 평행 우주는 차이점이 분명히 존재한다.
물리학의 다중 우주 우주 배경 복사와 다중 우주 2003년 WMAP 과학 위성이 우주 배경 복사를 매우 정밀하게 측정한 데이터를 살펴보면 우주에 있는 물질의 분포와 구성성분에 대해 알 수 있다. 관측결과에 따르면 양성자와 중성자로 이루어져 있는 보통의 물질은 전체 우주에서 4%밖에 안 되고, 우주의 22% 정도는 이와는 다른 암흑 물질로 이루어져 있다. 나머지 74% 정도는 암흑에너지로 이루어져 있다. 암흑 에너지는 다른 물질을 당기는 중력은 가지고 있지 않고 물질들을 서로 멀어지게 하는 작용을 가지고 있다. 암흑에너지의 구체적인 값과 관련된 문제를 단번에 해결하는 한 가지 방법은 우주가 하나가 아니고 여러 개 존재한다는 다중 우주라는 아이디어이다.
일반 상대성 이론과 다중 우주 일반 상대성 이론에 몇 가지 가정을 추가하면 휘어지는 빛과 대폭발을 포함한 우주의 일반적인 특성을 계산할 수 있으며, 이 모든 값들은 관측결과와 매우 정확하게 일치한다. 뿐만 아니라 우주 상수를 고려한 ΛCDM 모형은 현재까지 관측된 거의 모든 우주론적 데이터를 설명할 수 있다. 한마디로, 일반 상대성 이론은 우주의 탄생과 죽음을 설명해주는 가장 설득력 있는 이론이라 할 수 있다. 그러나 이 이론에서 블랙홀과 웜홀 등 상식을 거부하는 비정상적인 개념들이 파생된다. 이 개념들은 지금까지도 그 정체를 시원하게 드러내지 않은 채 과학자들을 괴롭히고 있다. 아인슈타인 방정식이 낳은 비정상적인 해(블랙홀, 화이트홀, 웜홀 등)들은 평행우주와 그들 사이를 연결하는 통로의 존재를 암시하고 있다.
일반 상대성 이론을 사용하게 되면, 균등하고 등방적인 우주는 프리드만 방정식을 따른다. 프리드만 방정식의 해는 세 가지 유형이 있는데, 닫힌 우주, 열린 우주, 그리고 평평한 우주다. 닫힌 우주란 우주의 초기 팽창 속도가 우주의 중력을 이기지 못할 정도여서 우주가 일정 기간 팽창한 후에는 다시 수축을 하게 되어 우주가 빅크런치(Big Crunch)로 종말을 맞이한다. 열린 우주는 초기 팽창 속도가 커서 우주가 영원히 팽창하게 되는 경우로, 우주는 절대 영도의 동결상태인 빅프리즈(Big Freeze)의 종말을 맞이한다. 평평한 우주는 이 두 가지 유형의 경계에 아슬아슬하게 있는 것으로서 계속 팽창을 하긴 하되 겨우 팽창을 유지하는 경우이다. 이 세 가지 유형은 우주에 들어 있는 물질(또는 에너지)의 양이 얼마나 많은 가에 달려 있다. 우주에 들어 있는 물질이 충분히 많으면(밀도가 충분히 높으면) 중력이 강해져서 우주는 닫힌 우주가 되고, 우주의 물질이 적으면(밀도가 너무 낮으면) 열린 우주가 된다. 초기 팽창 속도와 물질의 밀도가 조화를 이룰 경우에만 평평한 우주가 된다. 우리의 우주는 (거의) 평평한 우주처럼 보이는 것으로 관측되었다. 그렇다면 여러 가지 우주 밀도의 가능성 중에서 하필이면 왜 평평한 우주인가 하는 의문점을 낳게 된다. 우리가 사는 우주가 왜 하필 무한히 많은 가능성 중에서 단 한 경우뿐인 평평한 우주인지가 상당한 미스터리였다.
대통일 이론과 다중우주 1970년대 중반에 물리학자들은 자연에 존재하는 네 종류의 힘(중력, 전자기력, 약력, 핵력)들 중 중력을 제외한 세 개의 힘을 하나로 통일하는 이론을 거의 완성하였으며, 여기에는 표준 모형이라는 이름이 붙여졌다. 표준 모형은 물리학 역사상 가장 성공적인 이론이었지만, 임의의 상수가 별다른 개연성도 없이 무려 19개나 도입되었다는 점에서 전혀 깔끔하지 못했다. 그래서 물리학자들은 보다 통합적인 대통일 이론에 더 큰 매력을 느끼고 있었다. 이 이론에 의하면, 대폭발이 일어나던 순간에 네 종류의 힘들은 '초힘'(superforce)이라는 단 하나의 힘으로 통합된 상태였다. 즉, 네 종류의 힘들이 모두 같은 세기로 작용하면서 구별이 되지 않는 상태였다는 뜻이다. 탄생의 순간에 우주는 이와 같이 완벽한 대칭성을 갖고 있었다. 그러나 우주가 급속하게 팽창하면서 온도가 내려감에 따라 원래의 초힘은 몇 개의 서로 다른 힘으로 분리되기 시작했다. 현재의 우주는 완전히 얼어붙은 상태이며 우리 눈에 보이는 우주는 전혀 균일하지 않고 대칭적이지도 않으며 온갖 종류의 물체들이 불규칙적으로 배열되어 있다. 그리고 우주에 존재하는 네 종류의 힘들 사이에는 아무런 상관관계도 없다. 오랜 세월 동안 온도가 하강하면서 원래 갖고 있던 대칭성이 붕괴되었기 때문에 지금과 같이 무질서한 우주가 되어버린 것이다. 평행우주를 논리적으로 이해하려면, 우주의 탄생과정, 특히 자발적인 붕괴(우주의 위상변화가 일어나는 과정, 우주가 한 상태에서 전혀 다른 상태로 전환되는 과정)을 이해해야 한다. 하나의 우주가 탄생하여 자발적인 붕괴가 일어나면 기존의 이론에 포함되어 있던 대칭성도 함께 붕괴된다. 대칭성의 자발적 붕괴가 일어나면 GUT 대칭은 여러 가지 방법으로 깨질 수 있다. 다른 우주들은 우리의 우주와 전혀 다른 여분대칭(대통일 대칭이 깨지고 남은 대칭)을 갖고 있을 것이다. 이 평행우주들을 서술하는 데 필요한 19개의 매개변수들은 우리의 우주와 다른 값을 가질 것이다. 다시 말해, 개개의 우주마다 힘의 종류와 세기가 다르고, 따라서 우주의 기본적인 구조도 다르다는 뜻이다. 이론적으로 대통일 대칭은 무한히 많은 방식으로 깨질 수 있다. 이때 얻어지는 무수한 해들은 각기 다른 우주를 나타낸다.
급팽창 이론과 다중우주 급팽창 이론은 앨런 구스가 도입하였다. 구스는 우주가 태어나자마자 빠르게 팽창되었다고 가정하였다. 우주의 시공간은 인플레이션을 겪으면서 엄청난 규모로 팽창되어 현재는 거의 평탄한 상태이다. 당시의 표준 대폭발 이론으로는 우주 공간이 평평한 이유를 설명할 수 없었으나, 충분히 팽창되어 우주공간의 밀도가 1에 가깝다는 결론을 내릴 수 있었다. 이러한 급팽창 이론을 보완한 안드레이 린데는 시간과 공간 속의 임의의 지점에서 자발적으로 붕괴되는 우주를 구상하고, 붕괴가 일어날 때마다 팽창이 일어날 것으로 가정하였다. 이 때의 팽창 효과는 크지 않지만, 충분히 긴 시간 동안, 꾸준히 팽창한 것과 동일한 효과를 낳는다. 그렇다면, 팽창은 연속적으로 영원히 계속되며, 대폭발이 수시로 일어나면서 여러 개의 우주가 탄생하게 된다. 즉 다중우주의 모습을 띠게 된다. 하나의 우주는 영원하지 않지만, 다중우주의 원리는 계속 적용이 되며, 일부는 우주밀도 값이 너무 크기 때문에 소멸되거나, 혹은 너무 작아 계속 팽창하는 우주도 있다.
끈 이론과 M이론으로 설명되는 다중우주 끈 이론에 대한 설명 <nowiki /> 이 부분의 본문은 끈 이론입니다. 끈 이론은 만물의 이론의 강력한 후보로 떠오르는 이론이다. 끈 이론에 따르면, 매우 작지만 0이 아닌 길이를 가진 끈이 만물을 구성한다. 끈은 지금까지 알려진 모든 과학적 대상들 중 가장 높은 대칭성을 갖고 있다. 끈 이론은 우리가 사는 4차원에서는 수학적인 모순을 가지고 있기 때문에 반드시 10차원에서 정의해야 한다. 6개의 추가 차원을 축소화하는 방법에 따라 끈이론의 해는 4차원뿐만 아니라 다양한 차원에서 얻어질 수 있으며, 각각의 해는 나름대로 타당한 우주를 서술한다. 따라서 여섯 개의 차원은 작게 만들어 거의 보이지 않게 만들어야만 하는데, 이러한 작은 여섯 개의 차원을 ‘여분의 차원(extra dimension)'이라 부른다. 작게 말린 여분의 차원은 관측이 불가능해서 보이지 않는다. 이 보이지 않는 차원에 존재하는 우주는 생각하는 것보다 가까이에 있을 수 있다. 필립 칸델라스, 개리 호로위츠, 앤드루 스트로민저, 에드워드 위튼이 6차원의 여분의 차원을 칼라비-야우 다양체를 이용하여 처리하는 방법을 제안했다. 칼라비-야우 공간은 수학적으로도 매우 복잡하게 정의되는 6차원 공간이다. 끈 이론의 조건을 만족하는 칼라비-야우의 공간의 모습이 여러 가지가 될 수 있는데, 살펴야 할 칼라비-야우 공간이 수백만 가지나 되어 도대체 이들 중에서 어떤 것이 우리의 자연을 기술하는지 정하는 것 자체가 매우 큰일처럼 다가왔다. 그리고 설령 우리의 자연과 가장 가까운 칼라비-야우 공간을 찾더라도 모두 초대칭적인 세상을 주기 때문에 사실상 자연을 완벽하게 기술하는 것이라 볼 수 없다.
중력과 빛으로 보는 차원과 다중우주 중력이 전파되는 시공간의 차원과 빛이 전파되는 시공간의 차원이 다를 수 있다. 즉 4차원의 막 위에 모든 물질과 힘이 갇혀 있고, 단지 중력만이 10차원 전 공간을 자유로이 퍼져나갈 수 있다. 현재 우리가 살고 있는 우주가 4차원처럼 보이는 이유는 빛이 4차원 막 위로만 전파되고 있기 때문에 빛을 이용해서 우주를 볼 때 4차원 세계만이 보이기 때문이다. 우리의 4차원 공간과 평행한 다른 차원의 공간에 들어 있는 물질은 우리에게는 중력으로만 영향을 미치기 때문에 우리는 그 효과를 암흑물질로 착각할 수 있다. 그리고 이러한 평행한 우주에서의 물리학은 우리와 다를 수도 있다. 심지어 평행한 우주가 하나만 있는 것이 아니라 여러 개의 숨은 다중 우주들이 있을 수 있으며, 이들 사이의 배열 방식이 격자 모습을 이루는 가능성도 있다. 우주들이 서로 평행하게 얽혀 있는 네트워크를 이루고 있고 우리 우주와는 평행하게 매우 가까이 있는 우주의 물질에서는 빛이 오지 못하는 반면 중력은 올 수 있기 때문에 우리 우주에서 볼 때는 암흑물질로 보인다.
퍼즐 형태의 로고 우주 평행 네트워크 끈 이론의 가능성 끈 이론을 통하면 태초의 모습을 볼 수 있다. 대폭발 이론에 따르면 대폭발로부터 우주가 시작되었고, 인플레이션이론에 의하면 현재의 우주는 팽창하고 있으며 그것도 점점 빠르게 팽창하고 있다. 그리고 그러한 뜨거운 상태에서부터 시작한 흔적은 우주에서 오는 마이크로파에 남아 있다. 그렇지만 대폭발 이전은 결코 알 수 없는 영역이었다. 우리의 우주가 4차원 막에 있다면, 막들 사이의 충돌이 대폭발과 같은 고온 고압의 상태를 만들었다고 하는 매우 흥미로운 아이디어도 제안된 바 있다. 끈 이론가들은 차원이 10차원이라는 것 이상의 혁명적인 아이디어를 제안했다. 끈 이론에서는 공간을 찢고 이어 붙여서, 우주의 다른 공간을 연결시킬 수 있다. 이것이 이른바 웜홀인데 아인슈타인의 이론에서는 웜홀을 만들기 위해 구멍을 내는 것이 사실은 불가능하다. 그전까지는 우주 초기의 알 수 없는 격렬함으로 시공간에 구멍을 만든다고 해왔는데, 끈 이론에서는 부드럽게 시공간에 구멍을 낼 수 있다. 시공간에 웜홀이 있으면 수십 광년 떨어져 있는 다른 별로의 여행도 가능하다.
M이론 <nowiki /> 이 부분의 본문은 M이론입니다. M이론은 10차원의 끈 이론이 11차원으로 확장된 이론으로써 가장 큰 특징은 끈뿐만 아니라 다양한 차원의 막이 등장한다는 점이다. M이론이란 프린스턴의 에드워드 위튼과 케임브리지 대학의 폴 타운젠드가 제안한 것으로 M은 'membrane(막)', 'magic(마술)', 'mystery(신비)', 'matrix(행렬)'의 첫 자 M을 따서 만든 것이라고 한다. 그들에 의하면, 지금까지 발견된 다섯 개의 끈이론들은 아직 기본적인 방정식이 알려지지 않은 11차원 M-이론의 근사적인 이론이다. 즉, 11차원 M-이론을 10차원으로 줄이는 데에 다섯 가지 방법이 있다. 11차원의 관점에서 10차원을 내려다보면 다섯 개의 끈이론들은 한 이론(M-이론)의 다섯 가지 단면에 불과했음을 알 수 있다. 이 이론에 따르면 점입자는 기하학적으로 아무런 차원도 갖고 있지 않기 때문에 '0-브레인'이고, 길이를 갖고 있는 1차원 끈은 '1-브레인'이고, 농구공의 '표면'처럼 길이와 폭으로 정의되는 물체는 '2-브레인'이며, 우리가 살고 있는 우주는 길이와 폭, 그리고 너비를 갖고 있는 일종의 '3-브레인'이라 할 수 있다. 고전적인 사고방식에 따르면 시공간의 차원은 고정되어 있지만, 끈 이론에 의하면 시공간의 차원은 바뀔 수 있다. 끈 이론에서는 1차원적인 작은 끈들로 만물이 이루어져 있고, 그 끈들의 진동에 따라 다양한 물질 및 에너지가 된다. 이 끈들이 점점 강하게 상호작용을 하게 되면, 숨겨져 있던 11번째의 차원이 점점 커지고, 이 커지는 차원의 방향을 따라, 끈의 차원도 한 차원이 높은 2차원적 막으로 바뀌게 된다. 이렇듯 끈이 약하게 상호작용을 할 때는 10차원이던 시공간이 강하게 상호작용하면 끈들의 숨겨진 차원이 하나 더 나타나게 되고, 저절로 시공간의 차원도 하나가 더 늘어나게 되는 것이다. 다시 말해 근원적 끈들이 서로 강하게 상호작용하게 될 때는 이들이 더 이상 끈이 아니고 막이 된다는 것이며, 우리가 끈으로 보아온 것들은 상호작용이 작은 경우의 근사적인 모습이라는 것이다.
M이론이 적용된 우주론 로버트 브란덴버거 이들은 시공간이 4차원인 이유를 끈의 기하학적 특성에서 유추하려고 노력했다. 그들의 주장에 의하면 우주는 높은 차원들이 플랑크길이의 영역 안에 감긴 채 완벽한 대칭성을 갖고 출발했다. 우주의 초창기에는 끈과 반끈antistring(끈과 반대방향으로 차원을 감고 있는 끈)이 차원을 감고 있었기 때문에 팽창이 일어나지 않았다. 그러다가 끈과 반끈이 충돌하여 무無로 사라지며 속박된 차원이 풀려나면서 차원의 규모가 커지기 시작했다. 규모가 큰 차원은 빈 공간이 많았으므로 끈의 충돌이 거의 일어나지 않아서 풀려나지 못했다. 그들은 3차원, 또는 그 이하의 차원에서 끈과 반끈의 충돌이 더욱 빈번하게 일어난다는 것을 증명했다. 그들은 이것이 대폭발의 근원이라고 주장했다. 이 이론에 의하면 더 높은 차원의 우주도 가능하긴 하지만, 이들은 아직도 끈과 반끈으로 묶여 있을 가능성이 높기 때문에 지금과 같은 4차원 시공간 우주가 탄생했다는 것이다.
브레인 충돌가설 이들의 논리에 따르면 대폭발은 한 우주에서 다른 우주가 발화하면서 발생한 것이 아니라, 두 개의 평행한 브레인 우주가 충돌하면서 발생한 사건으로 해석할 수 있다. 그들은 막이론과의 조화로운 결합을 위해 '여분차원의 규모는 무한대까지 커질 수도 있다'는 에크피로틱 우주모형을 제안하였다. 이 모형은 평평하고 균질한 최저에너지상태의 평행 3-브레인에서 출발한다. 원래 이 브레인들은 차갑고 텅 빈 우주였지만 중력에 의해 서서히 끌리다가 결국 충돌하여 방대한 양의 운동에너지가 물질과 복사로 전환되면서 지금과 같은 우주가 탄생하였다. 여기에는 기본적으로 '두 브레인의 충돌'이라는 가정이 깔려 있기 때문에, 일부 물리학자들은 이 이론을 대폭발이라는 이름 대신 '빅 스플랙'으로 부르고 있다. 두 우주가 충돌한 후에는 서로 상대방을 밀쳐내고, 각각의 우주는 급격하게 식으면서 지금과 같은 우주로 진화한다. 온도의 하강과 부피의 팽창은 우주의 온도가 절대온도 0K에 이르고 밀도가 1000조광년 세제곱당 전자 하나가 존재할 정도로 낮아질 때까지 수조년에 걸쳐 계속된다. 이 정도가 되면 우주는 사실상 완전히 비어 있는 거나 다름없다. 그러나 중력은 두 우주를 다시 끌어당길 것이므로 수조 년이 지나면 다시 충돌을 겪으면서 동일한 주기를 반복하게 된다. 이 새로운 이론은 여러 면에서 기존의 인플레이션이론을 보완해주고 있다(평평성 및 균질성 문제). 우주가 평평한 이유는 두 개의 브레인이 원래 평평했기 때문이며, 우주가 모든 방향으로 균질한 이유는 평형상태에 도달할 만큼 충분한 시간이 흘렀기 때문이다. 인플레이션이론은 우주의 팽창이 갑작스럽게 일어났다는 논리로 지평선문제를 해결하고 있지만, 브레인 충돌가설은 우주가 평형상태를 찾아 서서히 변해간다는 가정으로 이 문제를 해결했다. 이 가설에 의하면 초공간에 떠다니는 다른 우주도 존재할 수 있다. 그리고 이 우주들은 먼 훗날 우리의 우주와 충돌하여 또 하나의 빅 스플랫을 야기시킬 수도 있다. 우리의 우주는 팽창이 가속되고 있으므로 다른 충돌이 일어날 가능성은 얼마든지 있다. 스타인하르트는 '우주팽창의 가속현상(중력에 의한 가속현상)은 충돌의 전조라고 할 수 있다. 우리에게 다가올 미래치곤 그다지 반가운 사건이 아니다'라고 했다.
선대폭발이론 퍼즐 형태의 로고 선대폭발이론 이 이론은 우주가 블랙홀에서 시작되었다는 가정으로부터 출발한다. 선대폭발이론에 의하면 우주는 거의 무한대에 가까운 나이며, 아득한 옛날에 차갑고 텅 빈 상태에서 시작되었다. 우주의 초창기에 중력이 작용하면서 물질들이 한 곳에 집중되기 시작했고, 일부 지역의 밀도가 서서히 높아지면서 블랙홀이 되었다. 그리고 블랙홀의 주변에 형성된 사건지평선은 내부와 외부를 영원히 차단하게 되었다. 각 사건지평선 안에서는 물질들이 중력에 의해 더욱 압축되어, 결국 블랙홀은 플랑크길이(끈 이론이 허용하는 최소 길이)까지 축소되었다. 이렇게 작은 규모까지 압축된 블랙홀은 엄청난 규모의 폭발을 일으켰다. 이것이 바로 대폭발이다. 이 과정은 블랙홀이 생성된 곳이라면 어디서나 일어날 수 있으므로, 지금도 우주 저편에는 다른 블랙홀이나 다른 우주가 존재할 수도 있다.
인간 중심 원리와 다중우주 <nowiki /> 이 부분의 본문은 인간 중심 원리입니다. 인간 중심 원리란 인간을 출현시키고 살게 하는 물리적 성질들은 우연만으로는 설명할 수 없고, 인간의 존재 자체가 이런 법칙들을 설명하고 있다는 주장이다. 최근 논의되고 있는 인간 중심 원리는 우주의 성질 중 최대의 미스터리인 우주 상수에 대해 설명하고 있다. 우주 상수는 암흑 에너지의 밀도에 해당한다. 1990년대 말의 천문 관측 결과 이 우주 상수가 우주 전체 밀도의 70% 가량을 차지함을 알게 되었다. 이러한 값은 끈 이론에서 자연스럽게 나타나는 추정치와는 달랐다. 이를 설명하기 위해 인간원리가 동원된 것이다. 우주상수와 관련하여 인간원리를 처음으로 제기한 사람은 스티븐 와인버그이다. 와인버그는 우주 상수는 우주의 팽창을 가속하는 경향이 있는데, 만일 현재 관측 값보다 10배 이상 컸다면 우주상수가 주는 밀치는 힘 때문에 우주의 먼지들이 한데 모이기 어려워져 은하가 만들어질 기회가 없었고 따라서 태양계나 행성도, 생태계도 불가능하다고 생각했다. 그래서 이론적으로 설명하기 힘든 우주 상수의 값은 인간 중심 원리로 설명할 수 있다는 것이다. 그런데 이 설명이 설득력이 있으려면 마치 지구가 우리 우주 안의 수많은 행성 중 하나인 것처럼 우리의 우주 역시 다양한 성질을 가지는 수많은 소우주 중 하나에 불과해야 할 것이다. 오직 우리 우주만 존재하고, 기막힌 우연으로 인류가 탄생했다는 것은 전혀 과학적이지 않다. 그렇기에 이 세상은 현재 우리가 살고 있는 우주와 그 외 다른 모든 우주를 포함한 어떤 ‘대우주’ 안에 있어야 한다. 그리고 끈 이론에서는 이러한 대우주를 만들어낼 수 있는 구조를 찾아냈다.
다중 우주와 철학 자유 의지와 다중 우주 고전 물리학에서 물리법칙은 결정론적인 특성을 가지고 있다. 고전역학에 따르면, 우주의 현재 상태를 완벽하게 알고 있다면 법칙들을 이용하여 우주의 모든 과거와 미래를 알아낼 수 있다. 그러나 인간의 자유의지는 물리 법칙과 별다른 관계가 없다. 고전역학에 따르면 모든 입자들의 과거와 미래를 결정하므로, 인간의 자유의지는 의미가 없어진다. 그러나 양자역학은 관측이라는 문제가 개입하면, 확률에서 결과로 넘어가는 중간단계에 자유의지가 개입할 여지가 있을 수 있다. 따라서 일부 물리학자들은 인간의 자유의지가 파동함수라는 양자적 안개를 명확한 관측결과로 바꿔주는 촉매의 역할을 할 수 있다고 주장한다. 다중우주 해석은 양자적 파동함수에 포함되어 있는 여러 가지 가능성들이 관측을 통해 하나의 값으로 정해질 때마다 이 우주가 여러 갈래로 나뉘어 진행된다. 자유의지는 이 여러 갈래의 우주들 중 어떤 우주로 나아갈지 결정하게 된다.
가능 세계와 다중 우주 가능 세계(possible universe)란 사물이 현실에 그렇게 있는 방법(현실세계) 외에 사물이 그렇게 있을 수 있는 많은 방법이 있다고 생각할 때 이 ‘그렇게 있을 수 있는’ 세계들을 이르는 말이다. D. 루이스는 양상실재론과 관련하여, 상대역이론과 양상양화논리에 대해서 논문을 쓴 루이스는 독립된 우주들이 무한이 존재하며, 그것은 우리의 우주만큼이나 현실적이나, 그들의 작동 방식은 다를 수 있다. 그에 따르면 실재란 단순히 문맥적 의미의 수준이다. 이러한 가능 세계의 역사는 라이프니츠로 거슬러 올라가며, 다중우주와 맥락을 같이 한다.
다중 우주와 종교 다중 우주와 종교 사이의 논쟁 다중 우주론의 해석에 있어서 스티븐 호킹은 초자연적인 존재, 혹은 신의 개입은 우주의 창조에 아무런 영향을 끼칠 수 없다고 주장한다. 그는 M-이론에 따른 다중우주는 물리법칙에서 자연적으로 발생하고, 그것들의 존재는 과학의 예측에 의한 존재라고 주장했다. 이 글은 스티븐 호킹과 레오나르드 믈로디노프의 ‘위대한 설계’의 일부이다. “우주 각각은 많은 가능한 역사들을 지녔고 많은 가능한 미래 상태들을 지녔다. 그 상태들의 대부분은 우리가 관찰하는 우주와 사뭇 다르고 어떤 형태의 생명도 존재하기에 전혀 부적합할 것이다. 우리와 같은 생물의 존재를 허용하는 미래 상태는 극소수일 것이다. 요컨대 우리의 존재는 그 방대한 미래 상태들 가운데 우리의 존재와 양립 가능한 상태들만 선택하는 것을 정당화한다. 그러므로 우리는 우주의 규모에서 하찮고 미미하지만 어떤 의미에서 창조자라고 할 수 있다.” 그는 만약 신이 물리법칙을 만들었다고 한다면, 신은 그 법칙들 말고 다른 법칙들을 선택할 수 있는가에 대해 부정적인 견해를 피력하며, 종교와 과학의 논쟁을 불러 일으켰다.
다나바타(일본어: 七夕 たなばた[*]→칠석)는 일본의 명절 중 하나이다. 대부분의 신을 기리는 의식은 7월 7일 오전 1시경에 행해지며, 축제는 7월 6일 밤부터 7월 7일 새벽 사이에 이루어진다. 오전 1시경에는 천정 부근에 주요 별이 올라가고, 은하수, 견우성, 직녀성의 세가지가 가장 절정에 달한 시간대이기도 하다.
조합론에서 포함배제의 원리(包含排除의原理, 영어: inclusion–exclusion principle)는 유한 집합의 합집합의 원소 개수를 세는 기법이다. 조합론에서 널리 쓰이는 근본적인 기법이며, 이에 대하여 조합론자 잔카를로 로타는 다음과 같이 평했다.
“ 유명한 포함배제의 원리는 이산 확률론과 조합론에서의 열거 문제에서 가장 유용한 기법 가운데 하나이다. 잘 적용하면, 이 원리를 사용하여 수많은 조합론적 문제를 해결할 수 있다. One of the most useful principles of enumeration in discrete probability and combinatorial theory is the celebrated principle of inclusion–exclusion. When skillfully applied, this principle has yielded the solution to many a combinatorial problem.
”
— [1] 정의 유한 측도 공간 {\displaystyle (X,{\mathcal {A},\mu )}{\displaystyle (X,{\mathcal {A},\mu )}가 주어졌다고 하자. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 가측 집합 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}{\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle \mu (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\mu (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\mu (A_{1}\cap \cdots \cap A_{n})}{\displaystyle \mu (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\mu (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\mu (A_{1}\cap \cdots \cap A_{n})} 특히, 2개의 가측 집합 {\displaystyle A,B\in {\mathcal {A}{\displaystyle A,B\in {\mathcal {A}에 대한 포함배제의 원리는 다음과 같다.
{\displaystyle \mu (A\cup B)=\mu (A)+\mu (B)-\mu (A\cap B)}{\displaystyle \mu (A\cup B)=\mu (A)+\mu (B)-\mu (A\cap B)} 또한, 3개의 집합 {\displaystyle A,B,C\in {\mathcal {A}{\displaystyle A,B,C\in {\mathcal {A}에 대한 포함배제의 원리는 다음과 같다.
집합의 원소 개수의 경우 유한 집합 {\displaystyle A}A의 원소 개수는 {\displaystyle |A|}|A|로 표기한다. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 유한 집합 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}A_{1},\dots ,A_{n}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{i=1}^{n}|A_{i}|-\sum _{1\leq i<j\leq n}|A_{i}\cap A_{j}|+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}|A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k}|-\cdots +(-1)^{n-1}|A_{1}\cap \cdots \cap A_{n}|}{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{i=1}^{n}|A_{i}|-\sum _{1\leq i<j\leq n}|A_{i}\cap A_{j}|+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}|A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k}|-\cdots +(-1)^{n-1}|A_{1}\cap \cdots \cap A_{n}|} 특히, 2개의 집합 또는 3개의 집합의 경우는 각각 다음과 같다.
{\displaystyle |A\cup B|=|A|+|B|-|A\cap B|}{\displaystyle |A\cup B|=|A|+|B|-|A\cap B|} {\displaystyle |A\cup B\cup B|=|A|+|B|+|C|-|A\cap B|-|A\cap C|-|B\cap C|+|A\cap B\cap C|}{\displaystyle |A\cup B\cup B|=|A|+|B|+|C|-|A\cap B|-|A\cap C|-|B\cap C|+|A\cap B\cap C|} 집합의 원소 개수는 어떤 유한 집합 {\displaystyle X}X의 멱집합 {\displaystyle {\mathcal {P}(X)}{\mathcal P}(X)에 국한시켰을 때 유한 측도를 이루며, 이를 셈측도라고 한다. 집합의 원소 개수에 대한 포함배제의 원리는 셈측도 공간 {\displaystyle (X,{\mathcal {P}(X),||)}{\displaystyle (X,{\mathcal {P}(X),||)} 위의 포함배제의 원리와 같다.
확률의 경우 확률 공간은 유한 측도 공간이므로, 포함배제의 원리는 유한 개의 사건들의 확률에 대해서도 성립한다. 확률 공간 {\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}{\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}이 주어졌다고 하자. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 사건 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {F}{\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {F}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A_{1}\cup \cdots A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\operatorname {Pr} (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\operatorname {Pr} (A_{1}\cap \cdots A_{n})}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A_{1}\cup \cdots A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\operatorname {Pr} (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\operatorname {Pr} (A_{1}\cap \cdots A_{n})} 2개 또는 3개의 사건의 경우 다음과 같다.
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)\geq \operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-1}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)\geq \operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-1} 예 완전 순열의 수 <nowiki /> 이 부분의 본문은 준계승입니다. {\displaystyle n}n개의 원소 {\displaystyle \{1,\dots ,n\}\{1,\dots ,n\}의 완전 순열의 개수를 구하는 문제를 생각해 보자. {\displaystyle \{1,\dots ,n\}\{1,\dots ,n\}의 완전 순열은 임의의 {\displaystyle i\in \{1,\dots ,n\}i\in \{1,\dots ,n\}에 대하여, {\displaystyle \sigma (i)\neq i}{\displaystyle \sigma (i)\neq i}인 순열 {\displaystyle \sigma \in S_{n}{\displaystyle \sigma \in S_{n}을 뜻한다. 완전 순열의 집합을 {\displaystyle D_{n}D_{n}이라고 하고, 각 {\displaystyle i\in \{1,\dots ,n\}i\in \{1,\dots ,n\}에 대하여,
{\displaystyle A_{i}=\{\sigma \in S_{n}\colon \sigma (i)=i\}{\displaystyle A_{i}=\{\sigma \in S_{n}\colon \sigma (i)=i\} 가 {\displaystyle i}i의 위치를 변경하지 않는 순열들의 집합이라고 하자. 그렇다면, 완전 순열의 정의에 따라 {\displaystyle D_{n}=S_{n}\setminus (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})}{\displaystyle D_{n}=S_{n}\setminus (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})}이다. 서로 다른 {\displaystyle A_{i_{1},\dots ,A_{i_{k}{\displaystyle A_{i_{1},\dots ,A_{i_{k}의 교집합은 {\displaystyle i_{1},\dots ,i_{k}{\displaystyle i_{1},\dots ,i_{k}를 제외한 {\displaystyle n-k}n-k개의 원소들의 순열의 집합과 일대일 대응하므로,
{\displaystyle |A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|=(n-k)!}{\displaystyle |A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|=(n-k)!} 이다. 포함배제의 원리에 따라
스케이트(skate, 문화어: 스케트)는 신발 바닥에 쇠 날을 붙이고 얼음 위를 지치도록 만들어진 운동 기구이다.
스케이트는 그 역사가 매우 오래된 운동으로, 석기시대에 이미 동물의 뼈를 이용하여 만들어진 것으로 여겨진다. 북유럽 지역에는 이러한 유물이 발견되고 있으며, 당시에는 운동 기구가 아니라, 얼음판 위의 운반기구로 사용된 것으로 보인다.
스케이트를 스포츠 도구로 활용하게 된 것은 비교적 최근의 일이다. 처음에는 북유럽 지역에서 시작되었고, 후에 영국과 네덜란드로 건너갔으며, 19세기에 제철 기술이 발달하면서 급속히 발전하기 시작하여 스케이트 타기는 겨울철에 즐기는 대표적인 여가 활동이 되었다. 이에 따라 스케이트 타기에 대한 규칙이 마련되면서 경기로도 발전하여, 스피드스케이팅, 피겨스케이팅, 아이스하키, 쇼트트랙 경기로 발전하였고, 그에 맞는 스케이트화(靴)도 개발되었다.
최근에는 얼음 위에서뿐만 아니라, 맨 땅에서도 탈 수 있도록 바퀴를 단 롤러 스케이트와 이것이 더욱 개량된 인라인 스케이트도 크게 인기를 모으고 있다.
스타트램(StarTram) 또는 스페이스트램(space tram)은 자기 부상으로 추진되도록 제안된 우주 발사 시스템이다. 초기 1세대 시설은 지표 표면 수준에 머무르는 운송 튜브를 사용하여 고도 3~7km(9,800~23,000피트)의 산봉우리에서 화물만을 이동시키도록 설계되었다. 매년 약 150,000톤이 궤도에 올려질 수 있다고 계산되었다. 승객을 위한 2세대 시스템에는 보다 진보된 기술이 필요하다. 대신 긴 트랙이 끝에서 점차적으로 22km(72,000피트) 고도에서 더 얇은 공기로 구부러지고 자기 부상에 의해 지원되어 각 캡슐이 진공관에서 대기로 전환될 때 중력을 감소시킨다. SPESIF 2010 프레젠테이션에 따르면 2010년에 자금 지원이 시작되면 1세대는 2020년 또는 그 이후에, 2세대는 2030년 또는 그 이후에 완료될 수 있다고 밝혔다.[1]
올란드 제도(스웨덴어: Landskapet Åland 란스카페트 올란드[*])는 발트해 북쪽 보트니아만 어귀에 자리잡은 제도이자 핀란드의 자치령이다. 수도는 마리에함이며 핀란드어권에서는 아흐베난마 제도(핀란드어: Ahvenanmaan maakunta 아흐베난만 마쿤타[*])라고 부른다. 공용어는 스웨덴어이다. 핀란드에서 면적이 가장 작은 지역이며 핀란드 전체 인구의 0.5%, 넓이의 0.49%를 차지한다.
올란드 제도는 주 섬인 파스타 올란드(Fasta Åland, 인구의 90%가 거주함)[1]와 6500개 이상의 암초와 섬들로 구성된 동쪽 군도로 이루어져 있다. 파스타 올란드는 스웨덴 해안에서 서쪽 오픈 워터(open water)의 40킬로미터까지 구분된다. 동쪽의 올란드 제도는 사실상 핀란드의 다도해와 인접해 있다. 올란드 제도 유일의 내륙 국경은 스웨덴과 국경을 공유하는 메르케트섬에 있다.[2] 이름
한 설에 따르면, 올란드의 원래 이름은 "물의 땅"을 뜻하는 독일어 Ahvaland였다. 스웨덴어로, 이 단어는 Áland로 전개되었으며 마침내 Åland로 발달되었다.[3]
또다른 설은 핀란드어 Ahvenanmaa가 스웨덴어 Åland로부터 기인하여 군도의 원래 이름이 되었을거라고 시사한다.[4] 역사
1809년 9월의 프레드릭스함 조약 이후에 패전국 스웨덴은 러시아 제국에 일부 영토를 양도했다. 그 결과 핀란드의 다른 지역과 마찬가지로 올란드 제도는 반자치 상태인 핀란드 대공국의 일부가 되었다. 이후 1832년부터는 섬이 요새화되기 시작했으며, 크림 전쟁 중인 1854년 영국-프랑스 연합군에 의해 점령당해 파괴되었다. 크림 전쟁 이후에 체결된 파리 조약에 따라 올란드 제도는 비무장 지대로 공인되었다. 이후 핀란드가 독립하면서 올란드 제도는 핀란드 영토에 속하게 되었으나, 이 과정에서 분쟁이 일어난다. 올란드 제도의 자치 올란드 제도의 자치는 1921년 국제 연맹에 의해 공인되었고 1995년 핀란드의 유럽 연합 가입에 관한 조약에서 다시 확인되었다. 법률에 따라 올란드 제도는 정치적으로 중립 지역으로 남아 있으며 올란드 제도의 주민들은 핀란드의 병역 의무 및 핀란드 방위군 복무 의무 등이 면제되었다. 1920년에는 핀란드 국회가 올란드 제도의 자치권에 관한 법률을 제정하면서 광범위한 자치권을 부여받았다. 이 법률은 1951년과 1991년에 같은 이름의 법률로 개정되었다.
버즘나무속 학명 플라타누스 은 프로테아목의 단형 과인 버즘나무과 학명 플라타나케아이 의 유일한 속이다. 버즘나무과는 조록나무목에 있었지만 유전자 연구 결과에 의해 프로테아목에 속하게 되었다. 버즘나무속 나무, 특히 양버즘나무를 플라타너스 라 부른다. 버즘나무와 양버즘나무의 교배종인 단풍버즘나무는 대기 오염에 대한 저항이 강해 흔히 가로수로 심는다.
두루마리 휴지( - 休紙) 또는 토일렛 페이퍼(영어: toilet paper, toilet roll, toilet tissue, bathroom tissue, loo roll)는 용변시 배설 기관에 묻은 배설물을 닦고 깨끗이 하기 위해 사용되는 티슈 페이퍼(휴지)를 말한다. 방향 <nowiki /> 이 부분의 본문은 휴지 거는 방향입니다.
수평벽에 두루마리 휴지를 설치할 경우, 휴지를 위에서 당기거나 아래에서 당기는 2가지 방향으로 놓을 수 있다. 어느 쪽을 선택할지는 습관에 기인한 바가 크고, 대부분 취향의 문제라고 할 수 있다. 미국에서는 소비자와 욕실 · 화장실의 전문가를 대상으로 조사가 실시된 적이 있으며, 60~70%의 응답자가 종이의 끝을 앞으로 향하게 하는 것을 선호하였다.
사화산(死火山)은 현재 활동을 하고 있지 않으며, 미래에도 활동을 할 것으로 예상되지 않는 화산이다.
사화산을 단정하는 것은 상당히 어렵다. 아주 오랜 기간 동안 활동이 없어 사화산으로 여겨졌던 화산이 다시 활동을 재개하는 일도 종종 있어왔다. 최근의 예로는 알래스카주에 있는 포피크드산(Fourpeaked Volcano)가 있다. 이 화산은 약 1만 년간 활동이 없어 사화산으로 여겨졌다가 2006년 9월 화산활동을 시작하여 활화산으로 인정되었다.
우주의 음악(宇宙- 音樂, musica universalis 또는 music of the spheres)은 태양과 달 그리고 행성들과 같은 천체의 이동에 있어서의 조화를 음악의 한 형태로 여기는 고대의 철학적 개념이다. 여기서의 '음악'은 일반적으로 들리는 것은 아니지만, 고조파나 수학 또는 종교의 개념이다. 이러한 개념은 르네상스 시대가 끝날 때까지 계속해서 사상가들의 관심을 끌었으며, 인본주의자들을 포함하여 많은 분야의 학자들에게 영향을 주었다. 과학적으로 설명이 가능한 현상으로는 궤도 공명이 있다.
역사
아폴로와 무세들, 행성구들 그리고 음악적 비율을 보여주는 르네상스 이탈리아의 판화. 천구들의 즉 우주의 음악은 조화된 양식 안에서 모두 연결된 수학적 관계가 수치와 시각적 각도, 구체 그리고 소리로 나타나는 힘의 음질이나 '음조'를 표현하는 형이상학적 원리를 통합한다. 피타고라스가 음표의 높이는 그 소리를 내는 현의 길이에 비례하며, 화음의 진동수 사이의 간격은 단순한 수치 비율로 구성된다는 것을 처음 인정했다.[1] 천구들의 조화로 알려진 한 이론에서, 피타고라스는 태양과 달 그리고 행성들은 모두 그것들마다의 궤도 공전에 기초하는 고유의 소리를 발하며,[2] 지구에서의 삶의 질은 물리적으로 인간의 귀로는 들을 수 없는 천체 소리의 대의를 반영한다고 했다.[3] 그에 이어서, 플라톤은 천문학과 음악을 감각 인지의 "쌍둥이" 학문으로 묘사했다.: 천문학은 눈으로 보고, 음악은 귀로 듣는데, 둘은 모두 수학적 비례에 대한 지식을 요한다.[4]
밀교적 기독교 중세의 무시카(musica, 음악)에 대한 개념의 세 가지 갈래는 보이티우스 그의 저서 《음악론(De Musica)》에서 표현되었다.:[5]
세상의 음악(musica mundana) 또는 우주의 음악 인간의 음악(musica humana): 사람의 몸 내면의 음악. 악기의 음악(musica quae in quibusdam constituta est instrumentis): 가수와 연주자에 의해 만들어지는 소리. 막스 하인델의 장미십자회 저서들에 따르면, 하늘의 "구(球)들의 음악"은 조화의 대양인 정신계의 하위 영역 즉 실체적 사고의 영역에서 들린다고 한다.[출처 필요] 밀교적 기독교에서 그 영역은 "두 번째 하늘"로 알려진 의식 상태가 존재하는 곳으로도 언급된다.
유효선량(effective dose)은 인체의 여러 조직이 방사선에 균일 또는 불균일하게 조사된 경우, 조직별 상대적인 위험도의 차이를 반영하여 전체적 영향을 평가하기 위해 도입된 양이다. 조직 또는 장기의 등가선량에 조직가중치(계수)(Tissue weighting factor, WT)를 곱하여 합한 값이다.
이온화 방사선의 SI 선량단위 관계도 단위 방사선의 수를 표시하는 양은 플루엔스(fluence, 특정시간에 단위면적을 통과하는 입자수), 방사선이 운반하는 에너지 양은 커마(Kerma)로 부르며, 커마와 흡수선량은 피폭받은 물질의 단위질량당 흡수된 평균 에너지 양으로 기본단위는 Joule/kg이고 SI 단위로는 그레이(Gy)다.[1][2]
흡수선량의 국제표준단위인 1Gy는 물질 1kg당 1 Joule(J)의 에너지가 흡수된 양을 뜻하므로
1Gy = 1J/kg 구 단위는 rad이며, 1 rad는 100 erg/g으로 정의되므로,
1Gy = 100rad 정의 방사성 동위 원소가 안정화되는 과정에서 방출되는 방사선은 물질을 만나면 구성원자에 자신이 갖고 있던 에너지를 전달하며 이온화(ionization) 또는 여기화(excitation) 과정과 같은 전리현상을 일으킨다. 이러한 전리현상 과정에서 방사선이 물질에 전달한 에너지의 양을 결정하기 위해 방사선이 물질과 상호작용하여 물질의 단위질량당 흡수된 에너지의 양을 방사선 흡수선량으로 정의한다.
유효선량(effective dose)은 인체의 여러 조직이 방사선에 균일 또는 불균일하게 조사된 경우, 조직별 상대적인 위험도의 차이를 반영하여 전체적 영향을 평가하기 위해 도입된 양이다. 조직 또는 장기의 등가선량에 조직가중치(계수)(Tissue weighting factor, WT)를 곱하여 합한 값이다.
《20세기 파리》(Paris au XXe siècle)는 쥘 베른이 1860년 <5주간의 기구여행>과 같은 시기 집필한 초기작이다. 이 작품은 집필 시점부터 100년 뒤인 1960년대 파리를 배경으로 한 미래 소설이다. 취업난을 겪는 한 인문학도 청년 미셸과, 고층 유리 빌딩, 에어컨, 인터넷, 국제 금융에 시달리는 사람들 등 20세기와 21세기를 예견한 내용들이 그려져 있다. 하지만 이 책은 헤첼에게 내용이 다소 충격적이라는 이유로 20년 뒤 발간하도록 요구되고 결국 베른의 증손자가 마지막으로 베른의 금고를 정리하던 중 원고를 발간해 약 130년 뒤인 1994년 출판되었다.
해체주의 건축(解體主義建築, 영어: Deconstructivism)은 포스트모더니즘 건축의 일파이며 년대 후반 이후 년대에 이르기까지 세계 건축계를 석권하고 있다. 조각 같은 건축물의 형상, 설계 과정에서 비선형 기법, 구조 및 포장 등 건축 요소에 왜곡과 혼란을 일으키는 비유클리드 기하학의 응용 등의 특징을 가진다. 명칭의 유래는 프랑스 철학자 자크 데리다의 해체주의 과 구성주의 건축 의 혼성어이다.
용융염 원자로(Molten Salt Reactor, MSR)는 1차 냉각 계통으로 용융염을 사용하는 원자로 유형으로, 용융염의 낮은 증기압과 안정성, 그리고 액체 나트륨보다 반응성이 낮으며, 또한 고열을 뽑아낼 수 있어 높은 열효율을 보여준다. 이 원자로에서 사용되는 핵연료는 고체 연료봉을 쓰거나 아님 연료를 녹여 냉각제에다가 집어넣는데, 이렇게 함으로써 연료 집합체가 없어져 원자로 구조의 간소화, 연소도의 균일화, 그리고 원자로 작동중에도 재처리를 할 수 있게 되었다.
많은 디자인에서는, 연료를 UF4형태로 녹인후 용융된 불소염 화합물에 집어넣는 걸로 되어있다. 이 화합물은 감속재 역할을 하는 흑연 노심에서 임계가 된다. 용융염로는 잠재적인 원자로 사고는 줄어들지만, 잠재적 재처리중 사고는 증가하게 된다.[1] 최근의 많은 실험들은 고압에 저압을 가진 1차 계통에 초점을 두고 있는데, 많은 현대적 디자인들은 흑연구조에 세라믹 연료를 집어넣는 걸 신뢰하고 있다. 용융염은 노심에서 열을 빼내는 데 효과적일 뿐 아니라, 펌프와 파이프, 그리고 노심의 크기를 줄여 크기를 대폭 줄일 수 있다.
1954년 실행된 항공기 원자로 실험에서 영감을 얻은 작은 크기의 디자인을 발전시켜, 1965년에서 69년 용융염로 실험에서는 토륨 연료주기를 가진 증식로를 가진 원자력 발전소의 원형이 되었다. 4세대 원자로디자인 중 하나로 용융염과 고체 연료봉을 이용하는 원자로는 2025년까지 1000MWe의 원자로를 개발하기로 되어 있다.
용융염 원자로의 다른 장점은 작은 노심으로, 이점은 좀 더 많은 핵연료가 중성자를 흡수할 수 있도록 도와준다. 이점은 토륨 232가 우라늄 233으로 증식할 수 있는 요건이 된다. 그래서 작은 노심을 가진 용융염 원자로는 특히 토륨 연료주기에 적당한 원자로로 여겨지고 있다. 최근에는 용융염 원자로에 토륨 연료주기를 가동시키기 위해서 우라늄과 플루토늄을 집어넣지 않고 연료에 양성자 빔을 조사하여 생긴 중성자로 원자로를 가동시키는 구상도 진행되고 있다.
역사 항공기 원자로 실험
오크리지 국립 연구소의 항공기 원자로 실험 건물, 여기서 나중에 용융염로 실험이 개장되었다. 포괄적인 용융염로 실험은 미국의 항공기 원자로 실험에서 시작되었다. 이 실험에선 높은 출력밀도를 가진 2.5MWth의 원자로를 디자인하여 원자력 비행기의 연료로 사용하려고 하였다. 이 계획에선 여러 실험들을 내놓았는데, 그중 열 운반 원자로 실험들로, 엔진 실험용 원자로로 열운반용 원자로 실험 혹은 Heat Transfer Reactor Experiments로 불렸으며 HTRE-1, HTRE-2, HTRE-3 이 세개가 있다. 그중 하나가 녹은 불소염(NaF-ZrF4-UF4, 53-41-6 mol)을 연료로 쓴것이 있었는데, 이것은 베릴륨 산화물(BeO)를 감속재로 썼으며, 2차 냉각계통으로 액체 나트륨을 사용했다. 이 원자로의 최대 온도는 860도까지 올라갔으며, 1954년에 1000시간을 가동했다. 이 실험에선 인코넬 600 합금을 가지고 금속 구조물과 파이프를 만들었다.
용융염로 실험
MSRE 플랜트 도해 오크리지 국립 연구소에선 1960년대에 용융염로 실험을 하였으며, 그들의 용융염로 실험이 정점에 오른 때이기도 하다. 이 실험에선 7.4MWth출력의 원자로를 가지고 토륨증식로에 대한 기술적인 점들을 실험했다.여기에선 우라늄과 플루토늄이 용융된 연료를 사용하였다. 이 실험에서 233UF4을 이용한 토륨 연료주기의 경우 방사성 폐기물도 적고, 반감기도 50년 이내인점을 밝혀내었다. 최고 온도가 650도인 이 원자로는 가스터빈과 같은 높은 열효율을 보였다. 이 실험에서는 하스텔로이-N을 사용하여 파이프, 노심통 그리고 금속 구조물을 만들었으며, 파이로리틱 흑연을 감속재로 사용하였다. 이 원자로는 1965년 임계에 들어가 4년동안 가동하였다. 이 원자로의 연료는 Lif-BeF2-ZrF4-UF4 (65-30-5-0.1)을 사용하였으며, 2차 냉각계통으로 FLiBe(2Lif-BeF2)을 사용하였다. 이 원자로의 최고 온도는 650도였으며, 최대 출력으로 1.5년에 상당하는 가동을 할 수 있었다.
오크리지 국립 실험실 원자로 1970~76년에 LiF-BeF2-ThF4-UF4을 연료로 하며, 흑연을 감속재로 사용하며 작동년도 4년에 2차 냉각계통으로 NaF-NaBF4를 사용하는 용융염로의 디자인에 대한 오크리지 국립 실험실의 실험은 정점을 찍었다. 이 원자로의 최대 온도는 705도를 기록하였다.[2]
후지 MSR 후지 MSR(Fuji MSR)은 100 MWe의 출력을 지닌 토륨 연료주기를 이용한 증식 용융염로 디자인으로, 오크리지 국립 실험실의 원자로와 기술적으로 유사하다. 이 원자로는 일본, 미국, 러시아 이 세 국가의 컨소시엄에서 개발하였다. 증식로로 이 원자로는 토륨을 핵연료로 전환시켰다.[3] 또한 원자로로서 중성자 조절에 의한 고유의 안정성도 있었다. 대부분의 용융염로가 그렇듯, 화학적으로 안정되어 있으며 저압에 핵폭발과 독소에 내성을 가지고 있었다.[4] 이 원자로는 원래 계획된 크기로 만들기 위해 20년을 개발하기로 되어 있는데[5] 재정에 문제를 겪고 있다[6]
기술적 논쟁 용융된 연료 용융된 연료를 사용하는 원자로는 많은 핵 기술자들을 흥분시켰는데, 그중 제일 저명한 사람은 경수로 특허를 가지고 있을 뿐 아니라, 오크리지 국립 연구소의 중역인 앨빈 웨인버그(Alvin Weinberg)이었다. 두 개의 개념이 연구되었는데, 첫째로는 토륨이 중성자를 흡수해 변환된 우라늄 233을 태우는 토륨 연료주기를 사용하는 높은 중성자 밀도를 가진 2개의 흐름을 가진 원자로였다. 이 원자로를 개발하면서 배관을 어떻게 짜야 되는지, 그리고 그리고 이 파이프를 만들기에 적당한 금속을 찾는 문제가 생겼다. 강철과 니켈 합금은 많은 중성자를 흡수하거나 혹은 금방 부식되었으며, 흑연의 경우 너무 물렀으며, 중성자 노출을 받아 격렬히 부풀러 올랐다. 지르코늄의 경우 중성자에 강했지만, 뜨거운 불화물로 인해서 금방 부식되어 버렸다. 2가지 문제는 그 후 오크리지 국립 실험실의 연구자들이 풀어냈는데, 파이프의 부식을 막기 위해서 티타늄과 하스톨로이-N 합금을 사용하였다.
또한 기술자들은 노심과 블랭킷간의 중성자 농도를 유지시키기 위한 감속재 봉을 조심히 조각해야 된다는 것을 발견하였으며, 간단하지만, 한 흐름을 쓰는 원자로에 비해 값도 싸지만, 토륨과 우라늄염이 공존할 수 있게 재처리를 조절해야 했다.
기술적 장점 이 장점들은 웨인버그와 오크리지 국립 연구소의 연구에서 인용하였다.
가동과 유지에 안전하다 : 녹은 불소염은 1기압 상태에서 방사능과 높은 열에도 불구하고 기계적으로나 화학적으로나 안정상태에 머물러 있다. 용융염은 핵분열 잔재물로 생긴 이온이 포함되어 있는데, 이것들은 순환중에 제거할 수 있다. 심지어 펌프실의 연료가 냉각되거나 분산될 때 발생되는 Xe-135같은 방사성 불활성기체 같은 경우도 예측되어 있으며, 격리시킬 수 있다. 심지어 사고 시에도, 용융염은 물이나 공기 중에서 타지 않으며, 용융염에 포함된 악티늄족과 방사성을 지닌 핵분열성물질도 물에 녹지 않는다. 노심에 고압증기가 있을 필요가 없다. 이 뜻은 용융염 원자로의 경우 증기폭발이 일어나지 않으며, 경수로처럼 고압증기로 인한 비용이 들어가지 않는다. 게다가 용융염로는 노심과 파이프를 만들 때 두꺼운 판으로 만든다. 여기에 쓰이는 금속은 열과 부식에 견디는 하스톨로이-N과 같은 신형 니켈합금으로, 너무 두텁게 만들지 않아도 상관없으며, 얇은 금속은 모양을 만들 때나 용접할 때 그리 비용이 들지 않는다. 토륨 증식로의 경우, 경수로와 비슷하게 에너지가 적은 열 중성자를 사용한다. 이점은 우라늄과 플루토늄을 연료로 사용하는 고속 증식로보다 더 안전하다는 점이다. 토륨 연료주기는 안전한 원자로와, 풍부한 연료, 그리고 비싼 연료 농축 설비가 필요없다는 장점이 있다. 용융염로는 일반 경수로보다 더 높은 온도로 동작한다. 용융염 실험로와 관련된 실험에서는 650도를 기록하였으며, 실험하지 않은 디자인에서는 950도도 가능하였다. 고로 높은 열효율을 가진 가스 터빈 발전기가 가능하게 된다. 용융염 원자로를 4세대 원자로에 넣기도 하는데, 그 이유는 연료에서 높은 열효율을 얻어낼 수 있다는 점, 폐기물의 방출, 보조장치에 들어가는 비용의 50%가 줄어든다는 점 등이 있다. 용융염로는 작은 크기뿐만 아니라, 큰 크기로도 만들 수 있다. 이런 점을 가지고 유용하게 몇몇 개의 조그만 원자로(100 MWe정도의 출력)를 가진 발전소를 만들어, 예산의 지출과 사업적 위험도를 줄일 수 있다. 용융염 원자로는 실험로를 더 만들 필요가 없으며, 새로운 과학기술, 공학적 문제, 모듈 문제 같은 문제가 예전에 해결되었기 때문에 필요가 없다. 새로운 원자로 디자인에서 연료의 공학적 안정성 확보에는 시간이 많이 걸린다. 새로운 원자로 디자인에서 일반적으로 약 10년 이상을 소비해야 하는 데 비해, 용융염 원자로의 경우 예전에 확인을 하였으며, 개발속도도 빠르게 진행할 수 있다. 기술적 단점 토륨 증식로에서는 233Pa을 블랭킷에서 제거해야 되는데, 233Pa은 베타붕괴를 일으켜 233U이 되는데, 233U에서 중성자를 흡수하게 되면 234U로 변하게 된다. 234U는 무기로 사용할 수 있다는 문제가 있다. 233U은 232U가 약간 포함되어 있는데, 이 232U는 강력한 감마선을 방사하며 208Tl로 붕괴한다. 이때 감마선은 전자에 간섭하여, 핵무기를 만드는데 어렵게 만들어버린다. U-232를 제거하기 위해 동위원소 분리를 하면 매우 어렵다. 만약 우라늄이 토륨과 다른 물질과 같이 있다면, 방사능으로 인해 초기보다 더 줄어들며, 반감기 2년짜리 228Th과 짧은 반감기를 가진 토륨 계열로 변화된다. 그러나 천연 우라늄을 농축하는 농축기술로 인해서 핵무기를 만드는 쉬운 길이 될 것이다. 일반 경수로와의 비교 용융염로는 용융염이 화학적으로 잡아놓아 분열 생성물을 느리게 반응하거나 혹은 공기중으로 내놓지 않는다. 또한 용융염은 물이나 공기중에서 타지 않는다. 노심과 1차 냉각계통은 대기압과 비슷한 압력으로 순환되며, 또한 증기도 없어서 증기폭발 우려도 없으며 또한 사고가 생겨도 방사능을 지닌 분열 생성물들이 공기중으로 분산되지 못하게 잡아둔다. 또한 용융염로의 노심은 노심 용융에서 보호받는다. 그래서 제일 최악의 사고는 용융염의 누출사고이다. 이 경우, 용융염은 수동적인 냉각 공간으로 빠지게 되며, 이 경우 사고를 조종할 수 있게 된다. 또한 최근에는 우라늄이나 플루토늄이 필요 없이 양성자 가속기를 사용하여 중성자 빔을 만드는 더 안전화된 원자로 실험이 진행되고 있다.
몇몇 종류의 용융염로는 매우 효율적이다. 노심과 1차 계통은 압력이 낮으며, 얇은 재질로 건설가능해 가격도 싸고 비싼 용접을 하지 않아도 된다. 그래서 두꺼운 압력용기를 쓰는 일반 경수로보다 더 가격이 싸다는 장점이 있다. 또한 몇몇종류의 용융염을 연료로 사용하는 토륨 증식로는 메가와트대비 핵분열성 물질이 다른 원자로에 비해 매우 적으며, 농축공정이나 연료집합체를 사용할 필요가 없어서 가격적으로도 경쟁력이 있다. 또한 높은온도로 가동할 수 있기 때문에, 높은 경제성과 수소를 생산하거나 다른 화학적 반응에도 사용할 수 있다. 이런 점 때문에 용융염로는 4세대 원자로중에 포함되었다.
토륨 원전은 우라늄이 아니라 토륨을 핵분열 연료로 사용하는 원자력 발전소를 말한다. 인도가 개발중인 AHWR이 대표적이다. 토륨은 우라늄보다 방사능 누출이 훨씬 적다.
토륨은 우라늄과 달리 자체적으로 핵분열을 일으키지 않아 연쇄반응이 나오지 않기 때문에, 원자로 스위치를 끌 경우 토륨은 핵분열을 자동으로 멈춘다. 따라서, 후쿠시마 원전 사고와 같이 냉각장치 고장으로 인한 사고가 발생하지 않는다.[1]
역사 2017년 8월 25일, 과학 전문매체 뉴사이언티스트는 네델란드 연구팀이 '토륨 원전' 가동에 성공했다고 보도했다. 네델란드 핵연구소(NNI)가 EU의 핵연구자문그룹(NRG)의 도움을 얻어 용융염을 원료로 한 토륨 기반 원전의 가동에 성공했다. 뉴사이언티스트는 "네델란드 연구팀의 성공은 반세기 넘게 연구해 온 토륨 원전에 신기원을 열었다"고 평했다. 뉴사이언티스트의 보도는 세계 주요 언론을 통해 전해졌고, 세계 물리학자들은 크게 흥분했다. 언제 성공할지 모르는 상온 핵융합 발전을 기다리기 전에 '안전한 원전'을 만들어 낼 수 있게 된 것이다.[2]
연료 순환 토륨 원전은 우라늄 원전과 같이 바로 우라늄 연료를 넣어서 사용하는 것이 아니다.
토륨은 인도가 세계 최고 매장량을 자랑하는 광물로 핵분열성 물질은 아니다. 하지만 고속증식로 등을 이용하여 우라늄-233으로 변환시키고, 이를 핵재처리하여 AHWR에서 이용할 계획을 세우고 있다.
자연에서 얻을 수 있는 토륨(Th232)은 원자력발전에 쓰는 우라늄(U235)과 달리 스스로 핵반응을 일으키지 못한다. 여기에 중성자를 하나 추가하면 토륨-233(Th233)으로 바뀌는데, 이를 한 달가량 놓아두면 일부 원소가 붕괴하면서 우라늄-233(U233)으로 바뀐다. U233을 이용하면 기존 핵연료와 큰 차이 없이 사용할 수 있다. 이렇게 중성자를 추가로 붙이고, 정제 작업을 거쳐 U233을 뽑아내는 과정이 모두 플루토늄이 나오는 핵재처리 공정과 순서나 작업 방식이 대동소이하다. 토륨 핵재처리 과정에서는, 핵무기로 쓰일 수 있는 플루토늄-239가 나오지 않는다.
물리학자들에 따르면 토륨 1톤으로 얻을 수 있는 발전량은 우라늄 200톤으로 얻을 수 있는 수준이라고 한다.
안전성 일본 후쿠시마 원전 사고 이후 토륨이 주목받은 것은 안전성 때문이다. 토륨은 원전이 정지하면 중성자를 공급받지 못해 바로 핵분열을 멈춘다. 냉각수가 떨어져도 토륨에서 나오는 열로 원자로가 녹아내릴 우려가 없다.
토륨 원전이 배출하는 고준위 방사성 폐기물은 기존 원전의 0.1% 수준이다. 방사성 폐기물 전체를 비교해도 기존 원전의 2% 내외다.
원광에서 분리된 토륨을 그대로 쓰면 되기 때문에 농축할 필요가 없다. 토륨 1톤이면 우라늄 200톤, 석탄 350만톤에 해당하는 에너지를 얻을 만큼 효율도 높다. 원전 운용비용이 우라늄의 최대 100분의1밖에 안 되는 이유다. 게다가 농축 과정이 필요 없어 플루토늄이 거의 나오지 않고 폐기물도 기존 원전의 30분의1 수준에 불과하다.
토륨은 기존 사용후핵연료보다 10~1만배 짧은 방사능 폐기물을 배출하며 100% 순수 사용가능한 동위원소로 농축이 필요하지 않다.
토륨 매장량 노벨물리학상 수상자인 카를로 루비아는 토륨 1톤이 우라늄 200톤, 석탄 350만톤에서 생산하는 전력과 같다고 말했다.[3] 토륨은 납보다 흔한 금속이다. 매장량은 우라늄의 4배에 달한다.[1] 따라서 전체 전력생산량은 우라늄 보다 800배 많을 수 있다. 이미 알려진 토륨원소 비축량은 최소 1만 년 동안 지구에 에너지를 제공할 수 있을 정도이다.[4]
토륨은 전 세계적으로 골고루 분포되어 매장되어 있다. 호주 48만9천t(19%), 미국40만t(15%), 터키 34만 4000t(13%), 인도 31만 9000t(12%), 베네수엘라 30만t(12%), 브라질 30만t(12%), 노르웨이 13만 2000t(5%), 이집트 10만t(4%), 러시아 7만 5000t(3%), 그린란드 5만 4000t(2%) 정도 매장되어 있다고 알려져 있다.[5]
인도의 희토류 부존 자원은 모나자이트(토륨과 우라늄 원소를 함유하고 있는 방사성 광물) 기준으로 1070만 톤에 달한다. 이 중 75%가 해변 사광에서 추출돼 암석에서 채취하는 희토류보다 채산성이 높다.[6]
모나자이트는 방사성 원소인 토륨이 다량 함유돼 있어 방사능을 유출하며 태국, 말레이시아, 인도, 브라질, 오스트레일리아 등에서 대량으로 산출된다.[7]
개발국가 인도 인도는 2012년 최초의 AHWR을 착공하여, 이 원전을 해외에 수출할 계획이다. 개량형 중수로라고 부르며, 토륨 연료를 사용해 전력의 2/3를 생산한다.
인도는 50여년 전 "인도 원자력 개발의 아버지"인 호미 바바 박사가 제창한 독자적 3단계 개발 계획을 추진중이다. 인도는 우라늄이 부족한 반면 토륨이 풍부하기 때문에 1단계 중수로, 2단계 고속로, 3단계 개량형중수로(AHWR)를 개발해 "토륨 사이클" 확립을 목표로 하고 있다.[8]
인도가 토륨 원전을 개발하려는 이유는, 핵무기 보유국이면서도 핵무기비확산조약(NPT) 가입을 거부해, 핵공급그룹(NSG)이 핵기술과 핵물질의 수출을 30여년간 금지해왔기 때문이다.[9] 인도에는 우라늄은 없으나, 세계최대 매장량의 토륨을 갖고 있다.
미국 미국은 자국내에 우라늄 매장량은 매우 적어서 대부분을 수입하고 있다. 그러나 토륨은 미국내에 매우 많은 것으로 알려져 있다. 미국 정치인들과 국립연구소들이 토륨 원전을 개발하려고 한다.[10]
미국 오크리지국립연구소가 1964년부터 5년간 토륨 원자로를 시험 가동해 7.6㎿의 출력을 얻은 것을 시작으로 각국이 차세대 원전 개발 경쟁에 돌입했다.
빌 게이츠 빌 앤드 멀린다 게이츠 재단 이사장이 2010년 3500만 달러(약 390억 원)를 투자해 설립한 테라파워는 우라늄 대신 토륨을 원료로 하는 600MW 원자로 개발을 연구해온 것으로 알려졌다. 한때 핵연료 자리를 놓고 우라늄과 경쟁했던 토륨은 자체적으로 핵분열을 일으키지 않는다는 점에서 경제성이 떨어진다는 평가를 받았지만, 매장량이 천연 우라늄의 4배에 달하는 데다 핵폐기물 발생량도 적고 훨씬 안전한 것으로 알려져 있다.
중국 2020년 고비 사막의 토륨 원전을 가동할 계획이다. 용융염을 냉각재로 사용해 해안에 건설할 필요가 없다. 전기출력 12 MWe이다. 이를 확장해서 2030년 세계 최초의 상업용 토륨 원전을 가동할 계획이다.[11]
대한민국 2017년 10월 12일, 국회 과학기술정보방송통신위원회 소속 변재일 의원(더불어민주당)은 과학기술정보통신부 국정감사장에서 원자력발전 연구 패러다임을 토륨원전으로 전환해야 한다고 주장했다. 그러나 반론도 만만치 않다.[12]
2013년 4월 22일, 빌 게이츠 이사장이 방한했다. 한국원자력연구원은 2012년 8월부터 1년여간 게이츠 이사장이 설립한 테라파워 측과 기술 협력을 해왔다. 테라파워의 토륨 원전을 가동하려면 핵재처리를 해야 하는데, 한국이 개발중인 핵재처리 기술인 파이로프로세싱 기술이 토륨 원전 개발에도 필요하다고 한다. 테라파워의 TWR은 핵재처리로 만든 금속연료를 사용하는 원전이다. 그런데, 현재 전세계에서 금속연료를 사용하는 원자로를 개발중인 유일한 나라가 한국이다. 한국은 칼리머-600을 개발중이다. 테라파워는 그래서 TWR 개발과 관련해서, 한국의 칼리머-600 팀과 3-6 개월 동안 공동개발을 하기로 합의했다.
로스해(Ross Sea, 문화어: 로쓰해)는 남대양의 바다로 빅토리아랜드와 마리버드랜드 사이에 있다. 1841년 제임스 클라크 로스에 의해 발견되었다. 로스해 서쪽에는 화산섬인 로스섬이, 동쪽에는 루스벨트섬이 위치하고 있다.
영국의 제임스 클라크 로스(1800년 ~ 1862년) 경은 1839년 10월 ‘에레부스’호와 ‘테러’호로 영국을 떠나 자남극을 찾아갔다. 그는 1841년 1월에는 로스섬 부근까지 갔었다. 당시 자남극점은 남극 대륙 안쪽 800 km 정도 떨어져 있었다. 그는 자남극점까지는가지 못했지만, 이 탐험은 19세기 가장 위대한 탐험으로 기억되고 있다. 그의 탐험으로 인해 로스해와 로스 빙붕을 비롯하여 많은 곳이 발견되었고, 세상에 알려지게 되었다. 서식 동물
로스해는 아델리 펭귄, C형 범고래, 남극밍크고래, 웨델바다표범, 이빨고기 등의 해양생물들의 주요 서식지이다.[1] 유엔에 따르면 생태형-C 범고래의 50%, 아델리 펭귄의 40%, 황제 펭귄의 25%가 서식하고 있다고 한다. 해양보호구역 로스해 생태계는 조업 활동과 기후 변화 등 인간활동에 의한 위협에 직면하게 되었다.[1] 2011년 그린피스 동아시아 서울 사무소, 환경운동연합, 시민환경연구소 등의 환경보호단체가 연대하여 만든 남극보존연대(Antartic Ocean Alliance, AOA)는 로스 해를 해양보존구역으로 할 것을 제안했다.[2] 2012년 미국과 뉴질랜드가 로스해 해양보호구역 제안서를 남극해양생물보존위원회(Commission for the Conservation of Antarctic Marine Living resources CCAMLR, 이하 카밀라) 연례회의에 제출했지만 일부 회원국의 반대로 로스해 해양보호구역 제안은 무산되었다[1]. 5년간의 협의 끝에 마침내 2016년 제35차 카밀라 총회에서 유럽연합을 비롯한 25개 회원국이 남극 로스해에 150만 km2가 넘는 세계 최대 면적의 해양보호구역 지정을 합의했다.[1] 이는 현존하는 해양보호구역 중 가장 넓다.
뱀(영어: snake)은 뱀아목에 속하는 파충류의 총칭으로 다리가 퇴화한 것이 특징이다. 거의 대부분 전체 길이가 1~2m이지만 큰 것은 10m, 작은 것은 10cm인 것도 있다. 현재 456속의 약 2,900종으로 남극과 아일랜드섬을 제외한 세계의 각 대륙에 널리 분포하며, 일부는 북극권 부근까지 서식하고 있다. 어원
국어사 자료에 뱀이 등장하는 최초의 형태는 15세기의 ᄇᆡ얌[/pʌijɐm/]이다. ㆎ이 ㅐ로 대체되고 ㅑ가 ㅏ로 단모음화를 거치며 배암이 되었다가 현대어로 뱀이 되었다. 몸 몸의 모습
몸의 형태는 대단히 가늘고 길며, 나무 위에서 생활하는 것은 꼬리가 전체 길이의 약 1/3을 차지하며 땅 속에서 사는 것은 꼬리가 짧아 몸길이의 1/10 정도를 차지한다. 머리부분은 크고 목부분은 잘록하지만, 땅 속에서 사는 종은 온몸이 같은 굵기로 가늘고 긴 원통모양으로 되어 있다. 그리고 다리가 없다. 비늘
몸의 표피가 각질화된 비늘로 덮여 있고 거의 대부분의 종은 머리부분에서 대형의 비늘로 분화하지만, 반시뱀류·보아류 등 일부는 머리 윗부분이 가는 비늘로 덮여 있다. 다리가 없으며(0개) 보아과와 소경뱀과 등 원시적인 무리에서는 발톱모양을 한 뒷다리의 흔적이 있다. 턱
아래턱이 위아래 또는 앞뒤로 크게 움직일 수가 있으며, 하악골(下顎骨)은 도마뱀과 달리 앞끝이 고착되어 있지 않고 인대 조직으로 결합되어 있기 때문에 왼쪽과 오른쪽을 각각 눌러내려 입을 더욱 크게 벌릴 수 있다. 이는 악골의 가장자리에 유착된 부분에 가늘고 길며 날카롭게 뒤쪽으로 구부러져 나고, 위턱에 4열, 아래턱에 2열로 배열되어 있는데 식성에 따라 이의 수가 적어진 것도 있다. 독사에서는 위턱의 2개가 독액을 주입하는 독니로 된다. 뼈
척추는 200-400개에 이르는 척추골로 이루어져 있으며, 각 척추골은 돌기에 의해 교묘하게 연결되어 왼쪽·오른쪽으로 약 25°, 위·아래로 25-30° 구부릴 수가 있다. 따라서 뱀은 자유롭게 긴 몸을 구부렸다 폈다 하면서 포획물을 감아서 죌 수 있다. 각 늑골은 뒤끝 부분에서는 배판에, 가운데 부분에서는 배판에 접히는 몸비늘과 각각 근육으로 연결되어 보행의 원동력이 된다. 눈
뱀의 눈은 감았다 떴다 하는 눈꺼풀 대신 투명한 비늘로 덮여 있어, 항상 뜨고 있다. 또한 머리 옆부분에 위치하기 때문에 입체적인 시각을 갖지 못해 시력이 나쁘다. 그러나 가까운 거리에서 움직이는 것은 잘 보인다. 뱀의 눈동자는 그 뱀의 주된 활동 시간대에 따라 둥근 형태와 세로로 가는 형태의 눈으로 나뉜다. 거의 대부분의 종들은 이 두가지 눈동자를 가지고 있지만, 일부 나무 위에서 서식하는 종들은 염소와 같이 가로로 긴 눈동자를 하고 있다. 이는 시야가 앞쪽에서 교차하여 입체적 시각을 가질 수 있도록 해준다. 소경뱀류에서는 눈이 퇴화되었다. 청각은 둔하고 귓구멍도 고막도 없으나 땅 위로 전달되는 진동에는 민감하다. 보습코기관이 발달하여 후각은 예민하며, 뱀 특유의 혀에 의한 후각작용이 더해진다. 앞끝이 둘로 갈라진 혀를 날름거리면서 공중에 떠도는 냄새의 미립자를 보습코기관까지 운반하여 사냥해야 할 먹이와 천적의 존재를 알아차린다. 뱀의 혀는 또 공기의 진동·흐름·온도차 등도 감지하는 능력이 있어서, 행동할 때나 먹이에 접근할 때 자주 혀를 날름거린다. 내장
뱀의 내장은 가늘고 긴 모형에 비례해 길며 구부러짐이 적다. 폐는 유영할 때 부력을 증가시키거나 몸통을 부풀게 하여 위협하는 데 유용하며, 또 강한 입김을 토해 내어 '쉿'이라는 위협적인 소리를 낸다. 바다뱀에는 폐의 후실이 몸통의 밑부분까지 이르는 것이 있어, 공기를 저장하고 바다로 들어갈 수 있다. 허물벗기
뱀의 몸은 비늘로 덮여 있는데, 비늘은 매끄럽거나 거칠하다. 뱀의 비늘 피부는 두 겹으로 되어 있다. 안쪽은 계속 분열하여 자라는 세포로 구성되어 있는데, 안쪽의 세포가 죽으면 새로운 세포에 의해 밖으로 밀려나 바깥 세포층을 이룬다. 이 바깥 세포층이 헤어지면 허물을 벗는다(탈피). 짧은 동안이지만 탈피를 하기 전에는 활동이 무디어진다. 그리고 눈이 점차 흐려지다가 탈피를 하기 직전에 다시 맑아진다. 이어서 코 부분을 거친 것에 문질러 주둥이와 머리 부분의 허물을 느슨하게 만든다. 그 다음 낡은 허물을 벗고 새 껍질로 갈아입는다. 뱀이 허물벗기를 얼마나 자주하는지는 뱀의 나이와 그 뱀이 얼마나 활동적인지에 달려 있다. 한참 성장하는 뱀은 늙은 뱀보다 허물벗기를 자주 한다. 더운 지방에 사는 뱀은 추운지방에 사는 뱀보다 활동하는 기간이 길기 때문에 더 자주 허물을 벗는다. 그리고 방울뱀은 탈피를 할 때마다 꼬리의 방울 조각이 늘어난다. 생식기
뱀의 음경은 2개이고 동시에 발기되고 삽입된다. 사실상 마찬가지로 질은 2개, 자궁은 1개이다. 뱀의 독 3일째 방치한, 뱀한테 물린 상처 독니사용
독사는 적을 물어 독니로 독을 주입한다. 사람에게 치명적이거나 약간의 해를 입히는 독사는 약 270종이 있다. 독사에는 아시아에 사는 킹코브라, 아프리카에 사는 검은맘바와 가시북살무사, 오스트레일리아에 사는 타이판이 유명하다. 독의 성분
뱀의 독은 각종 효소와 독성단백질 등의 복잡한 성분으로 되어 있으며, 주요 독성분으로 출혈독·신경독(신경을 마비시키는 독)·심장독·용혈소 등이 있고, 종에 따라 성분 구성이 약간씩 다르다. 독의 주목적은 먹이에 주입하여 저항력을 잃게 해서 효율적으로 먹이를 얻는 것이므로, 성분 중의 효소는 먹이의 소화를 촉진시키는 효과도 있다. 독은 뱀이 자신을 지키기 위한 무기이기도 하다. 일반적으로 독이 없는 뱀은 포획물에게 덤벼들어 몸통으로 감아 죄어서 질식시키는데 작은 먹이는 통째로 삼킨다. 생활 사는 곳
뱀은 전 세계 거의 대부분의 곳에서 발견되며 사막·숲·대양·호수·개울 등지에 서식한다. 보통 땅 위에서 생활하고, 몇몇 종만 땅 속에서 산다. 물 속에서 생활하는 종도 몇몇 있고, 나무 위에서 거의 대부분의 시간을 보내는 종도 있다. 지구상에 뱀이 살지 않는 곳은 얼마 되지 않는다. 일 년 내내 땅이 얼어붙어 있는 지역이나, 극지방과 아주 높은 산꼭대기에는 살지 않는다. 또한 한국의 울릉도, 독도나 아일랜드와 뉴질랜드 같은 몇몇 섬에도 뱀이 없다. 단독생활
뱀은 주로 단독으로 생활한다. 몇몇이 번식기에 집합하거나, 동면에서 집합하는 이외에는 무리를 이루는 일이 없다. 소리를 내지 않고 행동도 조용하기 때문에 사람 눈에 띄는 일이 적다. 변온 동물이기 때문에 체온 조절은 양지와 음지로의 이동에 의해서 하며 먹이를 찾을 때를 제외하면 별로 행동하지 않는다. 이동 사행운동
뱀의 이동은 뱀 특유의 사행운동(蛇行運動)에 의하는데, 이 운동에 따른 역학적 힘의 합성으로 전진함과 동시에 늑골의 앞 끝을 지지물에 붙여대고 기복운동(起伏運動)을 한다. 이때 근육으로 늑골과 연결되는 배판은 복잡한 지형에 대응하여 연속적으로 제동장치의 역할을 하며, 모난 양끝으로 옆으로 미끄러지는 것을 막는다. 나무에 즐겨 오르는 종류는 배판의 모난 양끝으로 나무껍질에 걸친다. 다만 이런 사행운동은 마찰을 필요로 하기 때문에 매끄러운 유리 위는 기어갈 수 없다. 뱀은 또한 전형적인 사행운동인 물결운동으로 수영도 잘 할 수 있다. 특히 바다뱀은 수중생활에 맞게 진화하여, 수영을 잘 할 수 있는 구조를 갖고 있다. 몸통은 옆으로 편평하고 꼬리는 노처럼 생겼다. 또 가로기기 운동은 주로 모래땅에 사는 뱀에서 볼 수 있다. 뱀은 먼저 머리와 꼬리를 지지대로 쓰면서 몸통을 옆으로 미끄러뜨려 움직이고, 다음에 머리와 꼬리를 몸통 쪽으로 당기는 운동을 반복하며 이동한다. 뜀뛰기
그 밖의 특이한 이동방법으로, 몸집이 작은 종이 위험에서 도망치려고 할 때 점프하는 것을 많이 볼 수 있다. 이들은 몸을 감고 있다가 재빨리 쭉 펴서 몸을 앞이나 옆으로 던진다. 남아시아에 사는 두 종류의 활강하는 뱀은 높은 나뭇가지에서 낮은 곳으로, 또 이 나무에서 저 나무로 낙하할 수 있다. 이 뱀은 갈비뼈를 넓게 펴서 몸을 평평하게 함으로써 떨어지는 속도를 줄인다. 번식
암컷은 매우 좁은 구멍, 썩은 통나무 속, 나무 밑동에 알을 낳는다. 한번에 낳는 알 수는 종에 따라서 다르나 보통 6-30개를 낳는다. 거의 대부분 알을 낳고는 떠나지만, 인도비단구렁이와 킹코브라를 포함하는 몇 종은 알 위에 똬리를 틀고 앉아 알을 지킨다. 한국의 구렁이와 누룩뱀도 알을 품는다. 암컷은 알 주위에 몸을 감고 기온이 떨어질 때는 근육을 수축시켜 열을 내 온도를 29℃로 유지시킨다. 뱀의 알 껍질은 가죽질이고, 그 안에서 새끼가 자람에 따라 팽창한다. 새끼는 약 8-10주 만에 껍질을 찢고 나온다. 알 속에 있는 새끼는 위턱에 나 있는 특이한 이로 껍질을 갉고 밖으로 나온다. 이 이는 껍질 밖으로 나온 후에 곧 빠진다. 뱀 중에 약 1/5은 알 대신 새끼를 낳는데, 임신기간은 약 2-3개월이다. 어떤 종은 한 번에 100마리 이상을 낳지만, 대개는 그보다 적다. 새끼뱀은 전적으로 자기 힘으로 살아가야 한다. 성장이 빨라 2-4년이면 성체가 된다. 뱀은 거의 대부분 성체가 된 후에도 몸집이 계속 커진다. 경고-이 공원에는 뱀이 있습니다. 천적으로부터의 보호
일반적으로 뱀은 성질이 온화하여 원칙적으로 자기 방어 이외에 사람을 공격하는 일은 없으며, 사람들이 뱀을 위험한 동물로 여기게 하는 이유인 독도 자신을 보호하기 위한 수단일 따름이다. 많은 종은 목 부분이나 몸통을 부풀리고 꼬리를 심하게 흔들어 위협한다. 느시나 뱀독수리 같은 큰 새, 몽구스와 돼지 같은 포유류, 킹코브라와 왕뱀들, 심지어는 사람도 자양강장식품으로 뱀을 잡아먹는다.
도주
뱀은 적의 공격을 다양한 방법으로 방어한다. 많은 종이 주위와 유사한 색을 띠어 몸을 숨긴다. 적의 위협을 받으면 뱀은 먼저 굴이나 연못 같은, 적이 쫓아오지 못하는 곳으로 잽싸게 도망친다.
위협
뱀은 적이 다가오면 위협하는 소리를 내는데, 방울뱀은 꼬리를 흔들어 소리를 내고 아프리카 가시북살무사는 옆구리의 비늘을 서로 비벼서 거친 소리를 낸다. 어떤 뱀은 적을 쫓아버리기 위해 위협적인 자세를 취한다. 예를 들어, 코브라는 목을 추켜들고 갈비뼈를 펼쳐 평평하게 옆으로 넓게 부채처럼 펼쳐진 목덜미를 만든다. 또 어떤 뱀은 목의 갈비뼈를 넓게 펴고 폐를 부풀려 더 크고 위협적으로 보이려 한다.
의태
뱀을 잡아먹는 많은 동물은 죽은 뱀에는 흥미를 갖지 않는 습성이 있으므로, 어떤 뱀은 죽은 척하여 자신을 보호한다. 독사와 유사한 모습을 하고 있는 독이 없는 뱀은 독사를 두려워하는 적으로부터 안전하다. 어떤 종류는 아예 독사의 행동을 흉내내기도 한다.
독
방어가 실패하면 뱀은 적을 공격하여 문다. 독을 사용한 자기방어를 하는 것이다. 아프리카의 독을 뿜는 코브라는 방어 기술이 매우 발달되어 있어서, 적으로부터 2-2.5m 떨어진 거리에서 적의 눈에 독을 뿜는다. 독은 즉시 고통스럽고, 화끈거리는 증상을 일으키며 때로는 눈을 멀게도 한다. 수컷끼리의 다툼
뱀은 때때로 수컷끼리 싸움이 벌어진다. 전형적인 싸움은 두 뱀이 몸을 곧추세워 서로 몸을 감고 상대를 바닥에 누른다. 싸움은 한쪽이 포기하고 도망갈 때까지 계속된다. 이런 싸움은 특히 독사에게서 자주 볼 수 있지만, 때때로 독이 없는 뱀들도 그렇게 한다.
(먹이) 먹이는 오직 육식만 가능하며 과일은 섭취할 수 없다. 살아 있는 포유류·조류·파충류·양서류·어류 등이며, 작은 종이나 어린 뱀은 지렁이·민달팽이·곤충류를 먹으며 성장한다. 뱀은 탄력성이 큰 두골구조에 의해 입을 크게 벌려 큰 먹이를 삼킬 수 있다. 흉골이 없기 때문에 늑골이 자유로이 개폐되며, 피부는 신축성이 있어 먹이를 통과시킨다. 소화력이 강해 포획물을 며칠씩 걸려 털과 발톱의 일부만 남기고 모두 소화시킨다.
정광 은 금속 광석에서 불순물을 제거하여 품위를 높인 것으로, 광업 분야에서 주로 생산된다. 보통 갓 채굴된 원석은 여러 분쇄 작업을 거쳐 잘게 갈리며, 이 과정에서 맥석 등이 제거되어 정광이 만들어진다.[1] 생산된 정광은 제련소로 수송되어, 금속 물질을 만드는 데 이용된다.
연쇄반응(連鎖反應, 영어: chain reaction)은 한 반응이 일어나면 생성물이나 반응물이 반응이 가지를 쳐서 일어나게 하는 반응이다. 라디칼 반응과 핵 연쇄 반응이 있다. 연쇄 반응에서 양성 피드백이 스스로 증폭하는 연쇄를 일으킨다.
연쇄 반응은 열역학적으로 균일하지 않은 계가 더 높은 엔트로피의 상태에 도달하기 위해서 에너지를 방출하거나 엔트로피를 높이는 방법이다. 예를 들어, 계는 에너지 방출을 가로막는 어떠한 방법에 의해서 방해 받아 더 낮은 에너지 상태에 도달할 수 없을지도 모른다. 만약 반응이 작은 에너지 방출의 결과를 낳는다면 더 많은 에너지 방출을 확장하는 연쇄로 만들 것이고 그렇게 되면 일반적으로 시스템은 폭발적으로 모든 저장된 에너지가 방출될 때까지 붕괴할 것이다. 연쇄 반응이 더 큰 양의 엔트로피와 연관된 형태로 에너지 변형의 결과를 낳기 때문에 열역학 법칙에 따라 반응에서 역은 성립하지 않는다.
연쇄 반응의 거시적인 비유는 눈덩이가 더 큰 눈덩이가 되는 것이다 마침내 눈사태가 일어날 때까지 (snowball effect) 이것은 저장된 중력 퍼텐셜 에너지가 마찰로 인한 방출 방법을 찾기 때문에다. 화학적으로는, 눈사태와 동등한 것은 산불을 일으키는 스파크이다. 핵 물리학에서 하나의 길 잃은 중성자는 원자로의 멜트다운 또는 핵 폭발 같은 즉각적인 치명적인 결과를 낳을 수 있다. 화학적인 연쇄 반응
1913년에 독일의 화학자인 Max Bodestein 은 처음으로 화학적 연쇄 반응의 생각을 했다. 만약 두개의 분자가 반응한다면 마지막 반응 생성물의 분자가 생성 될 뿐만 아니라 안정적이지 않은 분자도 생성 될 수 있다. 원래의 분자와 더욱 많은 반응이 처음 반응보다 보다 훨씬 더 일어날 가능성이 높다. 이 새로운 반응에서, 안정한 물질 외에 더욱 많은 불안정한 분자가 생성된다.
1923년에 덴마크와 네덜란드 과학자인 Christian Cristiansen과 Hendrik Anthony Kramers는 , 중합체의 형성에서의 분석에서 그러한 연쇄 반응이 꼭 빛에 의해 전이된 분자로 시작될 필요는 없다고 말했고 기존의 방법인 빠르게 충돌하는 두 개의 분자로도 연쇄 반응이 시작 될 수 있다고도 말했다.
Christiansen과 Kramers는 또한 만약 연쇄 반응의 한 링크에서, 두 개 또는 그 이상의 불안적한 분자가 생성된다면, 연쇄 반응은 더욱 가지를 치며 뻗어나가고 자랄 것이라는 점에 주목했다. 결과는 기하급수적인 성장이다. 이는 반응 비율이 폭발적인 증가하는 결과를 가져다 주게 된다. 그리고 스스로 화학적인 폭발을 하게 된다. 이것이 처음 화학적 폭발의 메카니즘이라고 추정되었다.
화학적 연쇄 반응의 이론은 소비에트 물리학자인 Nikolay Semyonov가 1934년에 제기했다.
다음은 연쇄 반응의 주요 절차이다.
시작 (이 단계에서 활동적인 입자인, 주로 자유 라디칼을 생성한다.) (자유 라디칼:한 개 또는 그 이상의 비공유전자를 갖고 독립하여 존재할 수 있는 화학종) 확산
여러 기초적인 단계로 구성된다. 예를 들자면, 반응 기초 행동이 있다. 여기서는 활동적인 입자가 반응을 거쳐 다른 활동적인 입자를 생성한다. 이것은 연쇄 반응을 지속시킨다. 다음 기초 스텝에서는 특히 이런 케이스들이 있다.
2.1 연쇄 가지치기 더 많은 새로운 활동적인 입자들이 형성되었을 때의 확산 단계이다. 2.2 연쇄 전이 하나의 활동적인 입자가 활동적이지 않은 입자와 기초적인 반응에 들어갔을 때의 경우이다. 그리하여 이 입자가 또 다른 활동적인 입자가 된다. 또 다른 활동적이지 않은 입자를 형성하면서 제일 첫 활동적인 것으로부터
종료
활동적인 입자가 추가적인 연쇄반응을 일으키지 않으면서 활동성을 잃는 기초적인 스텝이다. 예시
H2 + Br2 → 2 HBr 이 과정은 다음 메카니즘에 의해 진행된다:[1]
시작
Br2 → 2 Br• 각각의 브롬 원자는 자유 라디칼이다. « • » 이 기호는 비공유 전자쌍이다.;
확산 (여기에 두 단계의 순환이 있다)
Br• + H2 → HBr + H• H• + Br2 → HBr + Br• 이 두 단계의 합은 전체적인 반응식과 일치한다. H2 + Br2 → 2 HBr, Br•은 첫 단계에 참여한 촉매이다. ;
지연 방해
H• + HBr → H2 + Br• 이 단계는 이 예제에 한정되어 있다. 처음 확산 단계의 역과 일치한다 ;
종료
2 Br• → Br2
두 라디칼의 재조합, 이 예제에서 처음 단계의 역과 일치한다.
핵 연쇄 반응
핵 연쇄 반응은 중성자가 발견된 직후에 레오 스릴라드에 의해 1933년 처음 제기되었다. 그 이후에, 핵 분열이 1938년 발견되고, 레오 스릴라드는 연쇄 반응에 필요한 특정한 핵 반응으로써 중성자 유도 분열을 사용하는 것의 가능성 깨닫게 되었다. 1939년에 엔리코 페르미와 , 레오 스릴라드는 이 중성자 증배 반응을 우라늄에서 증명했다. 이 반응에서, 중성자와 핵 분열은 처음 반응에서 소비된 것 보다 더 많은 숫자의 중성자를 만드는 분열을 일으킨다. 이렇게 해서 중성자 유도 핵 분열의 메카니즘에 의해서 실질적인 핵 연쇄 반응이 태어났다.
분명히, 하나 또는 그 이상의 유도된 중성자 스스로가 다른 분열 가능한 핵과 상호작용 한다면 이것은 또한 분열을 겪을 것이고 거시적인 전체적인 분열 반응이 멈추지 않을 가능성이 있다. 이것은 그리하여 자기 전파이고 자기 유지 연쇄 반응이다. 또한 원자 폭탄과 원자로의 원리이다.
자기 유지 핵 연쇄 반응의 증명이 엔리코 페르미와 다른 사람들에 의해 이루어 졌고 , 첫 인공적인 원자로가 늦은 1942년에 탄생했다. 기체의 전자 눈사태
전자 눈사태는 기체의 두 개의 연결돼지 않은 전극 사이에서 전기장이 특정한 문턱을 넘을 때 일어난다. 랜덤한 기체 원자의 열 충돌은 적은 자유 전자를 만들고 충돌 전리라고 불리는 과정을 통해서 양전하의 가스 이온을 만든다. 강한 전기장에서 이 프리 라디칼의 가속은 에너지를 얻게 해주고 다른 원자와 충돌 할 때 에너지는 새로운 자유 전자나 이온화의 새로운 방출을 일으킨다. 이는 같은 과정을 또 다시 유도한다.
전자 눈사태는 가스 안의 유전체 과정에 필수적이다. 이 과정은 코로나 방전 ,상향 방전, 전기 스파크나 지속적인 전기 아크로 끝이 난다. 그 과정은 큰 스파크로 확장 될 수도 있다. 번개 방전 안에서의 상향 방전은 높은 퍼텐셜 변화도에서 생성되는 전자 눈사태의 형성에 의해 전파된다. 일단 시작되기만 하면 전자 눈사태는 광전자의 생성에 의해서 자외선 방사의 결과로 쉽게 증대된다. 플라즈마의 결과로 생성되는 극히 높은 온도는 주위의 가스 분자를 쪼개고 자유 이온은 새로운 화합물을 형성하기 위해서 합쳐진다.
그 과정은 또한 한 입자의 통과가 큰 전하로 증폭될 수 있기 때문에 방사를 감지하는데 사용할 수 있다. 이것은 방사능 측정기의 메카니즘이고 또한 방전 상자(하전 입자가 튀는 것을 관찰하는 장치)와 다른 전선들이 이온화가 되는 것을 감지하는 전선상자로 시각화가 가능하다. 반도체에서의 전자 사태 항복 전자 사태 항복 과정은 반도체에서도 일어날 수 있다. 약간 이온화된 기체와 비슷하게 거기서 전기를 전도한다. 이렇게 되면 반도체들은 열 진동에 의해 떨어져 나온 자유 전자에 의존하게 된다. 그리하여 금속과 다르게, 반도체는 온도가 높아질수록 더 좋은 전도체가 된다. 이것은 조건을 설정한다. 양성 피드백의 같은 타임을. 전하의 흐름으로부터의 열은 온도를 높인다. 그것은 전하 운반자를 증가시키고 저항을 감소시키며 더 많은 전하가 흐르게 한다. 이 현상은 보통 저항이 완벽히 없어질 때까지 또는 기기의 파괴까지 지속 가능하다.(거기에 물리적인 피해가 있나 없나에 따라 파괴 현상은 일시적이거나 영구적일 수도 있다.) 특정한 장치,예를 들어 애벌란시 다이오드같은 것들은 고의적으로 이 효과를 사용하기도 한다.
4세대 원자로(Generation-IV Reactor, Gen-IV)는 미국 에너지성이 2030년을 실용화 목표로 제시한 차세대 원자로이다. 제1세대인 초기의 원자로(마그녹스 등), 제2세대인 상용로(CANDU, RBMK, PWR 등), 제3세대 개량형 경수로(유럽형 가압경수로, 개량형 비등수형 경수로) 다음의 원자로로 높은 경제성, 안전성, 적은 방사성 폐기물, 핵 확산 저항성 등을 지닌 신개념 원자로이다.
제3세대(Gen III) 및 제3+세대(Gen III+) 원자로보다 한 차원 높은 안전성과 경제성이 요구되는 제4세대 원자로(Gen IV)가 세계적 협력 아래 개발되고 있다. 대한민국을 포함하여, 미국, 프랑스, 일본 등 원자력 선진국들이 모여, 2001년부터 ‘제4세대 원자력시스템 국제포럼(GIF, generation IV international forum)’ 정책 그룹회의를 운영하고 있다. 제4세대 원자로는 지속성, 안전성과 신뢰성, 경제성, 핵확산저항성과 물리적 방호개념을 추구한다. 이러한 목표들을 달성한다면 현재의 원자력발전소가 갖고 있는 여러 문제점을 완화시키거나 해결할 수 있으리라 예상하고 있다.
2001년 미국을 중심으로 주요 9개국이 결성한 GIF는 이후 스위스, EU, 중국, 러시아가 차례로 가입해 현재 13개국으로 운영되고 있다. GIF는 2002년 전문가의 검토를 거쳐 6개 원자로형의 제4세대 방식을 선정하고, 2020~2030년경 상용화를 목표로 기술로드맵을 작성하여 공동연구를 추진하고 있다. 6개의 신개념 원자로는 가스냉각고속로(GFR), 납냉각고속로(LFR), 소듐냉각고속로(SFR), 용융염로(MSR), 초고온가스로(VHTR), 초임계수냉각로(SCWR)이다.
대한민국은 이미 국제적으로 안정성과 경제성을 인정 받은 바 있는 SFR과 VHTR을 한국원자력연구원에서 연구하고 있다. SFR은 핵연료를 재활용해 에너지효율을 높이는 원자로로, 기존의 원자로와 달리 사용한 핵연료를 재활용해 우라늄 이용률을 100배 이상 높일 수 있고, 고준위방사성폐기물의 양도 100분의 1로 줄일 수 있다. VHTR는 원자로의 열전도와 복사냉각 같은 자연적 현상만으로 원자로를 냉각시킬 수 있는 차세대 원자로로, 기존의 원자로들에서 사용해오던 별도의 냉각 장치와 이를 운영하기 위한 발전장치 등이 필요가 없다는 장점이 있다.
미국은 GNP(next generation nuclear plant) 사업을 통해 이미 전력생산, 산업체 열공급, 수소생산을 위한 VHTR 실증로 건설사업을 진행하고 있다. 또한 일본은 1998년부터 30MWt 열출력을 가지고 있는 실험로를 운전 중이며, 중국은 산둥반도 지역에 VHTR을 건설하고 있다.
국제원자력기구(IAEA)는 2030년경까지는 지금의 제3세대와 제3+세대 원자로가 주로 운영되고, 이후 제4세대 원자로가 건설될 것으로 전망하고 있다.
고속증식로 1977년의 카터쇼크 1977년 카터쇼크가 있었다. 이는 카터 대통령이 고속증식원자로(FBR)의 개발을 모두 멈추고 우라늄 농축 및 재처리 기술의 수출도 전면 금지할 것을 제안한 것이다. 이에 대해 유럽 경쟁국들은 핵확산방지라는 미명아래 원자력 시장의 독점을 되찾기 위한 음모라면서 발끈했다. 유럽 국가들은 원자로, 우라늄농축, 플루토늄재처리에서 미국의 독점이 무너지고, 고속증식로 개발에서도 유럽에 뒤지자 모두의 발목을 잡으려는 것이라고 보았다.
1977년 워싱턴에서 40개국의 참가 속에 INFCE가 결성되고 미국은 고속증식로 개발을 중지했다. 그러나 유럽은 개발을 계속했다.
경수로는 천연 우라늄의 0.7%도 안 되는 우라늄 235를 연료로 사용한다. 그러나 고속증식로는 천연 우라늄의 99.7%를 차지하는 우라늄 238을 연료로 사용한다. 우라늄 238에 고속중성자를 쏘여 플루토늄 239로 만들고 다시 이것이 핵분열을 해서 발전하는 원리이다. 0.7대 99.7이므로 우라늄의 이용율이 100배로 높아진다.
그러나, 카터는 엄청난 플루토늄이 생산된다며 반대했다. 플루토늄은 매우 유독성이 강할 뿐만 아니라, 백만킬로와트급 원전을 1년 운영하면 300kg의 플루토늄이 양산되는데, 테러분자가 4kg만 입수해도 핵폭탄 하나를 만들 수 있다는 것이다.
그러나 전문가들은 실보다는 득이 많다고 고속증식로를 개발해야 한다고 주장하고 있다.[1]
소듐 냉각 고속로(SFR) <nowiki /> 이 부분의 본문은 소듐 냉각 고속원자로입니다. 소듐 냉각 고속로(SFR, Sodium-cooled Fast Reactor)은 제4세대 원자력 시스템 중에서 가장 각광을 받고 있는 원자로로 경수로에서 사용한 뒤 나오는 사용후핵연료를 연료로 재활용함으로써 우라늄 활용도를 100배 이상 높이고 고준위폐기물처분장 크기를 100분 1로 대폭 줄일 수 있다.[1]
한국의 SFR인 칼리머-600은 미국의 SMFR, JSFR와 함께 2002년 4세대 SFR 참조 노형으로 선정됐다. 이명박 정부의 녹색 성장 비전의 하나로 제시되고 있다.[2]
초고온가스로(VHTR, Very High Temperature Reactor) 차세대 수소생산 원자로인 초고온가스로(VHTR, very high temperature reactor)는 헬륨을 냉각재로, 흑연을 감속재로 사용한다. 원자로 출구 온도가 950°C일 정도로, 높은 열에너지를 이용해 이산화탄소의 배출 없이 다량의 수소와 고효율의 전기를 생산할 수 있는 제4세대 원자로이다.
VHTR은 방사성물질 누출 가능성이 낮고 공기로 자연스럽게 냉각되며 원천적으로 폭발이 일어나지 않는다. 또 발전소를 작게 만들 수 있어 해안가에 대규모로 건설하지 않아도 되므로 쓰나미 등 자연재해로부터 안전하다.
가장 큰 특징은 세라믹으로 둘러싸인 우라늄입자를 원료로 사용한다는 점이다. 지름이 0.5mm인 우라늄을 세라믹으로 3중 코팅해 직경 0.9mm의 '피복입자'를 만든다. 크기가 작을 뿐만 아니라 특수코팅 처리가 돼 있어 우라늄이 직접 공기 중에 노출될 일이 없다.
VHTR은 피동안전개념을 채택하고 있다. VHTR은 사고가 발생할 경우, 우선 핵연료에서 발생하는 잔열이 원자로용기(reactor vessel)로 전달되고, 다시 피동안전장치인 원자로공동냉각장치(RCCS)로 전달된다. 그런 다음, 장치 내부에서 가열되어 가벼워진 공기가 상부의 '자연순환 상승관', 즉 굴뚝(chimney)을 통해 외부로 배출된다. 가열된 공기가 빠져나간 공간에 외부의 찬 공기가 흡입되고, 다시 가열되어 배출되는 자연순환 과정이 반복되는 것이다. 격납용기 내부를 공기로 식히기 때문에, 설령 용기가 파손된다 해도 공기가 원자로를 더 잘 식혀줄 수 있다.
감속재로 사용되는 흑연이 열전도성이 우수하기 때문에, 원자로에 문제가 생겨 연쇄반응이 멈추면, 남아 있는 열이 원자로 바깥으로 쉽게 전도된다. 외부 전원이나 운전원의 인위적 조작 없이 자동으로 원자로 용기가 냉각되어 방사성물질의 누출을 방지하도록 설계한 것이다.
VHTR은 고온의 열에너지에 촉매를 더해 물(H2O)을 수소(H2)와 산소(O2)로 분리함으로써, 수소의 대량 생산이 가능하다. VHTR은 950°C 이상의 고온의 열을 바로 전기에너지로 바꾸지 않고 물을 분해하는 데 사용하여 다량의 수소를 경제적으로 생산할 수 있는데, 이 과정에서 기존의 전기분해 방식과 달리 이산화탄소를 배출하지 않고도 생산단가를 크게 낮추게 되는 장점을 가지고 있다.
열린 연료주기 이 주기에서 사용후 연료는 생태계와의 격리를 위한 추가적인 포장밖에 하지 않는다. 열린 연료주기는 미국, 캐나다, 스웨덴, 핀란드, 스페인과 남아프리카 공화국, 대한민국등이 시행하고 있다.[1] 몇몇 나라들, 특히 스웨덴과 캐나다는 사용후 연료를 필요시 인출할 수 있게 디자인된 저장소를 보유하고 있으며, 미국의 경우 사용후 연료를 영구 보관할 수 있는 유카산 저장소를 계획중에 있다.
닫힌 연료주기 몇몇 국가들, 특히 영국과 일본은 핵연료를 재처리하고 있다. 재처리를 하게 되면, 분열 생성물로 소수 악티니드 계열이 나오며, 또한 아직 원자로에서 연소되지 않은 우라늄, MOX 연료를 만드는데 사용되는 플루토늄이 나온다. 현재 열 원자로에 MOX를 장전하는 플루써멀 계획은 없지만, 만약 고속 반응로가 실용화 된다면, 고속 반응로에서 MOX연료를 태울수 있으며 혹은 거의 다른 악티니드 동위원소도 태울수 있다.
현재 산업적 활동 토륨연료주기가 이점이 있지만, 현재 대부분 핵연료에 사용하는 방사성 동위원소는 우라늄 235(U235), 우라늄 238(U238), 플루토늄 239(Pu239)가 쓰인다. 몇몇 원자로의 보조 감속재로 쓰이는 토륨은 지각에서 우라늄보다 3배(U235의 550배) 풍부하지만, 현재 탐사가 부족해 산출자원이 적다. 토륨은 특정국가, 특히 인도에서 우라늄보다 많이 분포한다.[2]
중수로와 흑연감속 원자로는 천연 우라늄을 사용하지만, 전 세계의 대다수 원자로는 농축 우라늄을 사용한다. 일반적인 발전용 원자로는 U235 5%, U238 95%인 농축 우라늄을 사용하지만, 선박용 원자로의 경우 약 93%의 U235를 사용한다.
일반적으로 수소의 동위원소를 융합하여 에너지를 얻는 핵융합의 연료는 핵연료로 치지 않는다.
프론트 엔드 탐사 우라늄 광물을 찾는데는 지구물리학적 기술이 사용되는데, 이 기술을 이용해 우라늄 광맥을 평가하고 표본을 채취해 채산성을 파악, 결정하게 된다. 자연상태의 우라늄은 주로 2가지 동위원소로 구성되는데, U235 , U238이 그것이다. 이 숫자는 각각의 동위원소의 원자량을 나타내거나, 원자핵상의 양성자, 중성자 개수를 합한 값이기도 하다. 천연 우라늄은 대략 99.28%의 U238과 0.71%의 U235로 구성되는데, 우라늄 235는 자유중성자와 충돌시 거의 항상 분열 되지만, 우라늄 238은 중성자를 흡수하고 우라늄 239로 변환된다. 이 우라늄 239는 자연적 방사능 붕괴로 인하여 플루토늄 239로 변하게 되는데, 이 플루토늄은 우라늄 235와 마찬가지로 분열되는 특징을 지니고 있다.
채광 우라늄 광석은 다른 금속을 채광하는 것과 같이 노천채광과 지하채광을 한다. 그중 원위치용액채광법은 미국에서 많이 쓰이고 있는데, 우라늄이 함유된 광물을 녹여, 일정한 간격을 둔 우물로 용해물을 끌어 올려, 지상의 공장에서 다시 용해물을 고체화 시킨다. 미국에서 채굴하는 우라늄 광석에는 0.05 ~ 0.3%의 우라늄 옥사이드(U3O8)가 함유되어 있다. 우라늄 광상은 다른 나라에서도 개발되는데, 미국의 우라늄 광상보다 질이 좋고, 우라늄 수치도 높다. 또한 우라늄은 100만중 50 ~ 200 비율로 해양에서 유래된 인광석에 포함되어 있으며, 매우 낮은 함량에도 불구하고 증기를 이용하여 경제성 있게 회수하고 있다.
정련 채광된 우라늄 광물은 일반적으로 제분 과정을 거쳐 균일한 크기의 가루가 되어 화학적 여과 과정을 거치게 된다. 정련과정을 거치게 되면 우라늄 광석은 노란색 가루로 변하는데, 이를 우라늄정광 혹은 옐로케이크라고 부르며, 우라늄 광석시장에 팔리게 된다.
변환 이렇게 만들어진 옐로케이크는 대다수 농축 공정에 쓰이는 6불화 우라늄(UF6)로 전환된다. 6불화 우라늄 고체는 64.02도, 1137.5 mmhg에서 기화한다. 또한 CANDU와 같이 천연우라늄을 사용하는 원자로에서 사용하기 위해 세라믹 형태의 우라늄 산화물(UO2)로 전환되지만, 6불화 우라늄에 비해 전환되는 양이 적다.
농축 천연 U235는 경수로의 연쇄반응을 유지시킬 만한 양이 부족하기 때문에, U235를 농축시키는 것이 필요하다. 농축의 정도는 고객의 요청에 따라 달라진다. 일반적인 경수로에선 약 3.5%의 U235 정도 농축된 걸 사용하지만, 더 낮은 농축도를 가진 농축 우라늄도 필요하다. 농축은 한 가지 혹은 여러 가지 동위원소 분류법을 사용하는데, 그중 기체확산법과, 원심분리법이 주로 사용되며, 새로운 농축방법도 개발 중에 있다.
농축과정중 부산물의 대부분(96%)인 열화 우라늄은 장갑재, 포탄의 관통자, 방사능 차폐물, 선박의 밸러스트로 쓰이지만 많은 양의 열화우라늄이 창고에 쌓여있다. 미국 에너지성은 약 47만톤 가량의 열화우라늄을 가지고 있으며[3], 그중 약 95%의 열화 우라늄은 6불화 우라늄으로 저장된다.
성형 및 가공 핵연료로 사용되기 위해 농축된 6불화 우라늄은 펠릿 형태로 만들기 위해 우라늄 산화물 가루로 전환된다. 이 가루를 소결로에서 소결시켜 단단한 세라믹 형태의 우라늄 산화물로 만든다. 여기서 만들어진 원통형 펠릿을 균일한 크기로 자른 후, 원자로 노심 디자인대로 쌓은 후 부식되지 않는 합금관에 집어넣는다. 이 관은 펠릿을 넣고 봉해지며, 이 관을 연료봉이라고 부른다. 연료봉은 특별한 연료집합체에 묶은후 원자로에 장전하게 된다.
연료봉에 쓰이는 금속은 원자로의 디자인에 따라 결정되는데, 예전엔 스테인레스 스틸을 사용하였지만, 대부분의 원자로는 지르코늄합금을 사용한다. 비등수형 원자로와 가압수형 원자로는 연료봉을 다발로 묶어서 장전하는데, 이 연료다발을 연료 집합체라고 부른다.[4]
서비스 기간 핵물질 수송 수송은 핵연료 사이클에 필수적인 부분으로, 원자력 발전소와 우라늄 광산, 그리고 여러 과정의 공장들이 세계 곳곳에 퍼져 있기 때문에, 수송이 필요하다. 기체상태로 수송하는 6불화 우라늄을 제외하고 대부분 고체상태로 수송하게 되는데, 대부분 국제적으로 움직이며 종종 초장거리를 이동하기도 한다. 핵물질은 일반적으로 전문 운송회사가 수송한다.
몇몇 핵물질은 방사능을 띠고 있어, 운송중 주변지역과 장비가 방사선에 노출될 수 있다. 그렇기 때문에 그런 핵물질을 수송시 잠재적 오염을 방지하기 위해 방사선 차폐물을 사용한다. 예를 들어 천연 우라늄 연료집합체는 방사성 수치가 낮아 차폐물이 필요없지만, 사용후 연료나 고준위 폐기물은 방사성 수치가 높아 특별 취급이 필요하다. 방사선 수치가 높은 핵물질 수송에는 특별한 컨테이너가 쓰이는데, 이 컨테이너는 일반 상태건 극한 상태이건 간에 핵물질을 유지하도록 설계되어 있다.
노심내 관리 원자로 노심에는 노심의 셀 안에 수백 개의 연료 집합체가 일정한 간격으로 배열되어 있으며, 이 셀을 연료봉 혹은 제어봉이 둘러싸고 있으며, 셀 주위엔 감속재와 냉각제가 있는데 대부분의 원자로는 감속재와 냉각제로 물을 사용한다.
연쇄반응중 연료를 태우게 되고, 오래된 연료봉은 정기적으로 새 연료봉으로 교체되어야 한다(이 교체기간을 "주기"라고 부른다.) 그러나 한 부분의 연료 집합체를 인출하게 되면 연료의 감손도가 균일하지 못하게 된다. 게다가 인출한 연료집합체 자리에 새 연료 집합체를 장전하게 되면 노심 에서의 자리때문에 연소도에 차이를 보이게 된다. 이를 참고로 하여 안전하게 통제하기 위하여 연소도를 최대화시킬 수 있도록 배열해야 한다. 따라서 원자로 운전원들은 새 연료 집합체와 예전 연료 집합체간의 재배열을 시킴으로 노심의 반응을 최대화 시켜, 연료주기에 들어가는 비용을 최소화시켜야만 한다.
이 문제는 개별적인 최적화 문제로, 큰 숫자의 수열과 각각의 복잡한 계산으로 인하여 현재 방법으론 계산이 어렵다. 그러나, 이 문제에 대한 방법들이 제안되고 있으며, 연료 운용을 위한 여럿 상용 소프트웨어 패키지도 있다. 아직 이 문제에 대한 명확한 해답이 없기 때문에, 운전원들은 여럿 계산과 경험에 의존해 이 문제를 풀고 있다.
연속운전할 수 있는 원자로 RBMK와 CANDU같은 몇몇 원자로 디자인은 연료교환을 위해 원자로를 정지시킬 필요가 없다. 이들 디자인은 가압수형 원자로와 비등수형 원자로가 하나의 압력용기를 사용하는데 비해, 각각의 압력튜브에 연료와 냉각제가 들어가 있으며, 각각의 압력튜브는 격리되어 있으며, 운전자가 조정하는 연료교환기에 의해 재교환을 하게 된다. CANDU의 경우, 약 400개의 압력튜브가 있는데, 이중 하루에 8개의 압력튜브의 연료를 교환할 수 있다. 이들 원자로는 효율적인 연료재장전 문제를 지속적으로 다루어, 좀 더 높은 효율성을 얻을 수는 있으나, 각각의 압력튜브에 대한 계산을 수행해야 한다.
백엔드 단계 임시보관 원자로의 사이클이 끝나면, 원자로를 정지시키고 재장전을 하게 된다. 사용후 연료는 일단 원자로 내에 보관하는데, 보통 사용후 연료풀이나, 원자로 건물내에 보관한다. 만약 이 저장풀이 가득차게 된다면, 식은 연료를 독립 사용후연료저장설비라고 불리는 모듈화된 건조저장설비에 저장하는 걸 고려할 수 있다. 사용후 연료봉은 보통 물이나 붕산에 저장하는데, 물과 붕산은 사용후 연료봉에서 일어나는 잔여 방사능 붕괴에 따르는 열과 이온화 방사선에서 생태계와 격리시키는 역할을 하고 있다. 사용후 연료는 몇 년 동안 냉각 후 건조 보관된다.
재처리 원자로에서 인출된 사용후 연료에는 다수의 U235, U238, Pu239와 분열 생성물을 포함한 방사능 물질이 포함되어 있다. 재처리는 사용후 연료봉을 화학적인 방법으로 처리하여 우라늄과 플루토늄을 추출해내는 과정을 말한다. 혼합 산화물 연료, 혹은 MOX 연료는 재처리된 회수 우라늄과 플루토늄, 열화 우라늄을 섞은 연료로, 대다수 원자로에서 사용하는 농축우라늄과 흡사하지만, 동일하지는 않다. MOX 연료는 원자력 발전소에서 쓰이는 경수로용 저농축 우라늄 연료의 대안이 될 수 있으며, 이를 사용하는 계획을 플루서멀계획이라고 부른다. 현재 유럽의 원자력 발전소는 유럽과 일본에서 재처리된 연료를 사용하고 있으나, 미국의 경우 핵확산 우려로 상업적 원자로 연료의 재처리를 허가하고 있지 않지만, 최근 미국이 설립한 국제 핵에너지 협력체에서는 재처리된 플루토늄이 핵연료로 유용하다고 생각하고 있다.
폐기물 처리 현재 원자력 분야의 관심은 사용후 핵연료, 혹은 재처리가 가능할시 재처리된 폐기물을 안전하게 처리 및 격리시키는 것에 있다. 이 폐기물들은 방사선 수치가 안전 수치까지 떨어질때까지 생태계와 격리시켜야 한다. 미국의 경우, 82년 방사성 폐기물에 대한 정책 법안이 미국 에너지성에 의해 제정되어 이들 폐기물의 처리방법의 개발을 맡게되는 제도적 장치가 되었다. 현 계획은 이 폐기물을 고체로 만들어 안정된 지층속 깊숙히 처분하는 쪽으로 가닥이 지어졌으며, 에너지성은 이에 유카산을 처분장으로 지정했지만, 처분장의 가동은 무기한 연기되었다. 몇몇 가압수형 경수로가 아닌 디자인, 그중 토륨을 연료로 사용하는 용융염 원자로의 경우, 고준위 폐기물이 나오지 않는다.
대한민국의 핵연료 주기 현재 대한민국은 프론트엔드 단계중, 성형가공 단계를 제외한 전과정을 해외에 의존하고 있다. 서비스 기간을 거친 사용후 연료에 대한 국가정책은 아직 없으며, 현재 사용후 연료는 발전소내부의 사용후 연료풀에 저장하고 있으며, 영구 처분장이 건설될 경우, 스웨덴과 캐나다처럼 중간저장 방침을 세우고 있다.
고속 중성자로(fast-neutron reactor, FNR) 혹은 고속로는 고속 중성자를 이용하는 열 원자로의 종류이다. 고속로에는 감속재가 필요 없으나, 열 중성자에 비해 분열 효율이 낮기에 다른 열 원자로에 비해 우라늄 농축 정도가 더 높다는 특징이 있다.
장점 평균적으로, 열 중성자로 인해 발생되는 분열에서 더 많은 고속 중성자들이 튀어 나온다. 이 결과 연쇄반응을 유지하는 중성자에 비해 더 많은 중성자가 나온다는데 있다. 잔여 중성자는 다른 연료를 만들 수 있으며, 혹은 반감기가 긴 처리곤란한 방사성 동위원소를 변화시켜, 좀 더 반감기가 짧은 방사성 원소로 변화시키거나 혹은 일반 원자로에서 나오는 방사성 폐기물보다 더 적은 양의 방사성 폐기물을 만들거나 혹은 다른 용도로 전용가능하다. 상업적인 열 원자로에서도 잉여 중성자를 만들지만, 고속 중성자로는 고속중성자를 입자에 흡수시켜 연료를 증식시켜낸다. 이러한 디자인은 보통 고속 증식로라고 불린다.
원자로 디자인 냉각재 열 원자로에서 주로 쓰여온 물은 감속재 역할도 하기 때문에 고속 중성자로에 적합하지 못하다. 그러나, 4세대 원자로 중 초임계압 경수 냉각 고속로같은 경우, 중성자 복사에 영향을 줄만큼 밀도가 높지 않기 때문에, 고속 중성자로로 취급을 한다.
초임계압 경수 냉각 고속로를 제외한 모든 고속로는 액체금속을 냉각재로 쓰고 있다. 초기의 로스앨러모스 국립 실험실의 클레멘타인 원자로는 수은을 냉각제로, 플루토늄 금속 연료를 사용했다. 나트륨과 칼륨 냉각재는 낮은 용융온도로 실험 고속로에서 많이 사용되었다. 액체 납은 해군 원자로와 몇몇 실험용 원자로에서 사용되었다. 모든 대규모 고속로에선 액체 나트륨을 냉각재로 쓴다.
또한 가스냉각 고속 중성자로도 현재 연구 중에 있다.
핵연료 경험상 고속 중성자내에서의 연쇄반응을 지지하기 위해선 고농축 우라늄 혹은 플루토늄을 써야 한다. 왜냐하면, 원자로에선 핵분열 반응에서 얻어내는 열 반응을 선호하는데, 일반 열 중성자로 발생하는 열반응이 100이라고 칠때, U238이 고속중성자로 인해 Pu239로 변하는 비율이 9밖에 안되기 때문이다. 그러므로, 고속 중성자로엔 순수한 천연 우라늄 연료는 어렵다.
그러나, 고속로를 증식로로 만들시, 소모한 연료보다 더 많은 연료를 만들 수 있다. 원자로 내에서 핵분열 하면서 생긴 분열 생성물은 추가된 천연 혹은 열화우라늄이 대체되어, 더이상의 농축은 필요없게 된다. 이게 고속증식로(Fast Breeder Reactor, FBR)의 개념이다.
지금까지, 모든 고속 중성자로들은 MOX 연료를 사용하거나, 혹은 금속합금 연료를 사용해왔다.
제어 다른 열 원자로처럼, 고속 중성자로는 임계상태를 유지하기 위해, 제어봉을 사용한다. 그러나, 고속로엔 도플러 선폭증대(열중성자에 영향을 줌) 혹은 부정적 보이드 계수(감속재가 없으니, 감속재가 끓으며 생기는 반응성 약화도 없다)가 없다. 그러나, 연료의 열팽창이 일어나면, 출력이 낮아지는 민첩한 부정적 피드백은 존재한다.
히로시마·나가사키 원자폭탄 투하(廣島・長崎原子爆彈投下, 영어: Atomic bombings of Hiroshima and Nagasaki)는 제2차 세계대전이 다 끝나갈 무렵 1945년 미국은 일본에 두 개의 원자폭탄을 투하했는데, 8월 6일 히로시마시에 한 개의 원자폭탄을 떨어뜨렸고 8월 9일 나가사키시에 나머지 한 개의 원자폭탄을 떨어뜨렸다.
원자폭탄 두 개를 떨어트리기 전까지 6개월간 미국은 일본인들이 거주하는 도시 67개를 공습했다. 영국, 중화민국과 함께 미국은 포츠담 선언에서 일본에게 무조건 항복을 강요 했으나 일본은 항복하지 않았다. 1945년 8월 6일 월요일 미국 대통령 해리 트루먼이 명령하여 원자폭탄 "리틀 보이"(Little boy)가 히로시마에,[1][2] 3일 후 8월 9일 "팻 맨"(Fat man)이 나가사키에 투하됐다.[3] 원자폭탄 투하가 결정된 히로시마는 당시 일본군 제2사령부이면서 통신 센터이자 병참 기지였으므로, 일본의 군사상으로 중요한 근거지였다.[4]
원자폭탄을 떨어뜨리고 초기 2개월에서 4개월 동안, 히로시마에서는 90,000명에서 166,000명, 나가사키에서는 60,000명에서 80,000명 정도가 사망했으며,[5] 그중 각 도시 사망자 절반은 원자폭탄을 떨어뜨린 당일에 집계되었다. 히로시마 의료기관은 원폭투하 탓으로 60%가 섬광화상으로, 30%가 건물 잔해물로, 10%가 기타 원인으로 죽었다고 한 이 보고가 있은 후 다음 달에 더 많이 죽었는데 이는 원폭투하 탓에 후폭풍과 피폭과 기타 질병 합병증과 부상 탓에 발생했다. 미국에선 이 사건이 최단기에 가장 많은 시민을 죽였다고 평가하였고 15%에서 20%가 피폭으로, 20%에서 30%가 섬광화상으로, 50%에서 60%가 질병과 부상으로 죽었다고 보고했다.[6] 사망자들 중 대부분은 일본제국 시민들이었다.[7][8][9]
나가사키 원폭투하 6일 후 8월 15일 일본은 연합군에 무조건 항복을 선언했으며, 9월 2일 항복 문서[10]에 사인하면서 공식적으로 태평양 전쟁과 제2차 세계대전의 종전을 알렸다. 한편 독일은 이미 5월 7일 유럽에서 항복을 선언했다. 이 원폭투하로 인해 전후 일본은 "핵무기를 만들지 않으며, 갖지 않으며, 들여오지 않겠다"는 비핵 3원칙을 수용했다. 이 항복으로 인해 아시아의 일본 식민지들은 자동적으로 독립하게 된다.[11][12] 계획 <nowiki /> 이 부분의 본문은 맨해튼 계획, 트리니티 및 포츠담 선언입니다.
히로시마 시와 나가사키 시를 대상으로 한 원자폭탄 투하의 역사는 미국의 핵 개발 계획인 맨해튼 계획부터 거슬러 올라간다. 당시 미국과 영국, 캐나다는 비밀리에 초크 강 연구소에서 공동으로 튜브 알로이스 프로젝트를 연구하여,[13][14] 첫 원자폭탄을 설계·제조하였는데, 이를 맨해튼 계획이라고 한다. 과학적 연구는 미국의 물리학자 로버트 오펜하이머가 맡았으며, 미 육군 공병사령부의 레슬리 그로브스 장군이 프로젝트의 총 책임자를 맡았다. 히로시마에 떨어진, 일명 "리틀 보이"(Little Boy)라고 불리는 포신형 원자폭탄은 테네시주 오크리지에 있는, 우라늄 235를 천연 우라늄으로부터 분리해내는 거대한 시설에서 분리된 우라늄 235로 만들어졌다. 이렇게 만들어진 원자폭탄의 첫 실험은 1945년 7월 16일 뉴멕시코주 앨라모고도에서 이루어졌다. 내폭형에 해당하는 테스트에 사용한 원자폭탄인 트리니티(Trinity)와 나가사키에 투하한 원자폭탄인 "팻 맨"(Fat Man)은 플루토늄 239로 만들어졌으며, 그 합성 요소는 워싱턴주 핸포드의 핵융합로들에서 만들어졌다.[15] 포츠담 선언과 일본의 거부
트리니티 실험이 실시된 지 10일이 지난 7월 26일에 미국과 중화민국, 소련 등 연합국 정부 대표는 민주주의 국가로 이행할 것을 요구하는 포츠담 선언을 발표했다. 그러나 일본측은 스즈키 간타로의 공식 성명을 통해 (포츠담)공동성명은 카이로 회담의 재발표라 생각하며, (일본)정부는 (포츠담 회담이) 중대한 가치있는 것이라고는 인정하지 않아 묵살하며, 단호하게 전쟁 완수에 매진한다.(共同聲明はカイロ會談の焼直しと思ふ、政府としては重大な價値あるものとは認めず默殺し、斷乎戰爭完遂に邁進する) 혹자는 이 성명중 묵살부분이 일본에서 거부라는 의미와 결정을 미룬다라는 의미가 둘 다 있는 동음이의어라는 점을 가지고 항복 이후 스즈키 간타로 본인이나 일부 사람들은 묵살 성명이 포츠담 선언의 거부가 아닌 고려 선언이라고 주장하지만,[16] 묵살 문장에서 보이듯 포츠담 선언은 중대한 가치가 없다고 선언했으며, 포츠담 선언의 일본의 무조건 항복을 거부하며 전쟁을 지속하겠다고 명백하게 밝혔기 때문에 스즈키 간타로의 선언은 포츠담 선언의 거부선언이 명백하게 맞다. 결국 정부수장으로부터 일본의 전쟁 선언을 확인한 연합군 정부는 원자폭탄 투하를 집행한다. 목표 도시 설정 원자 폭탄의 투하가 진행된 경로. 고쿠라 지역에서의 투하는 기상 악화로 인해 실패했다.
원폭 투하의 대상이 된 일본의 도시는 여러 곳이 있었으나 니가타와 교토, 히로시마, 고쿠라, 나가사키의 다섯 도시로 좁혀졌다. 그러나 니가타는 외부의 표적과 더 떨어져 있어서 제외되었다. 1945년 5월 11일 오전 10시 로스알라모스 연구소의 (원자 폭탄 투하)목표 설정 위원회(the Target Committee)에서는 조이스 C. 스턴스(Joyce Clennam Stearns)박사를 중심으로 원자폭탄 투하지를 결정하기 위해 3가지 기준을 가지고 일본 도시들을 선별하기 시작한다.
목표 도시는 지름 3마일 이상일 것이며 큰 도시이면서도 중요한 역할을 하는 도시인지 목표 도시에 원폭 투하를 할 시, 효과적인 손해를 입을 수 있는지 8월까지 (연합군의 상륙 폭격 등) 공격이 없을지
이날 회의에서 선별된 원폭 투하 후보 도시는 6장소로 교토, 히로시마(AA급 표적), 고쿠라, 요코하마(A급 표적), 니이가타(B급 표적), 도쿄의 황궁(등급 외)이었다.(실제 투하되는 나가사키는 5월 11일 회의에서는 논의되지 않았다.) 그리고 7월 경 나가사키가 후보지에 추가로 오른다. 특징은 모두 "일본의 기초가 된 도시"였다는 점이었다. 교토는 일본 천황의 조상, 히로시마는 조슈 번 번주였던 모리 가문 조상이 살던 땅이며 고쿠라는 조슈 번이 삼은 도시권에 포함된 규슈와 인접한 도시, 나가사키시는 메이지 유신의 배후였던 토머스 블레이크 글로버의 본거지였다. 또한 히로시마시는 청일 전쟁에서 대본영이 위치한 도시이며 당시에도 육군본부가 있었고 특히 일본 최대 군항인 구레에 물자와 부품을 공급하는 배후 공업도시였다. 고쿠라는 간몬 해협에 직면한 평원의 도시이고 청일 전쟁의 전후 처리 조약이 체결된 도시이며 시모노세키와 국영 제1호 제철소가 세워진 야하타의 중간 지점에 위치한 도시였다.
위의 도시들은 대부분 야간의 기습 폭격 대상에서 제외된 도시들이었고 미국 공군은 이 도시들을 치명적인 무기들을 생산할 수 있는 도시로 지정했다. 히로시마는 "도시에 있는 산업지대 한 가운데에 있는 중요 군사 거점이자 병사들의 승선 지점. 레이다 표적에 용이하며 폭격할 시 도시에 크게 손해를 입힐 수 있는 곳. 주변에 언덕이 있어 폭격 효과를 크게 상승시켜줄 가능성이 있음. 호수가 있어 화재를 일으키기엔 적합한 표적은 아님."[17] 이라고 설명됐다. 원자 폭탄 투하의 궁극적 목적은 일본이 포츠담 선언에 따른 무조건 항복을 하게 시키기 위해서였다. 최종 목표 도시를 선정할 때 당시 위원회는 다음과 같이 언급했다. "목표 도시를 설정할 때 가장 중요시한 것은 이 폭격으로 인해 일본이 얼마나 큰 정신적 충격을 얻을 지였고 또한 국제적으로 얼마나 큰 파장을 일으킬 지였습니다. 교토는 일본의 군수 사업에 있어서 중요한 요충지이자 일본인들에게는 정신적 고향과도 같은 곳이기에 목표 도시로 설정하기엔 적합한 도시입니다. 도쿄 역시 일본 천황의 궁이 있다는 점에서 다른 그 어떠한 도시보다 높은 명성을 가지고 있지만 교토처럼 전략적 요충지는 아닙니다."[17]
2차 세계대전 동안, 에드윈 라이샤워가 미국 군정보부 일본 전문가로 복무하면서 교토 원폭 투하를 반대했다는 일설이 떠돌았으나[18] 라이샤워는 자서전에서 그것을 극구 부인하였다.
교토 원폭투하를 막는데 결정적 역할을 했던 사람은 당시육군 장관에 재임하던 헨리 스팀슨이었다. 스팀슨은 신혼여행을 교토에서 보냈던 것으로 알려져있었다."[19]
일설에는 문화재 보호를 위해 교토를 제외했다고 하나 후에 공개된 미군 사료에 의하면 문화재 보호를 위해 폭격을 하지 않는다는 내용은 전혀 없었다. 제 1순위 목표 도시 선정 시 교토가 빠진 이유는 전후 소비에트 연방과의 대립을 예상한 미국은 자칫 교토에 원폭을 투하하면 일본이 소비에트 연방측으로 돌아설 가능성을 염려한 정치적 판단이었다. 히로시마를 폭격한 후 트루먼은 일본이 항복을 하지 않을 시 원자 폭탄 투하는 계속될 것이라고 경고했고 당시 일본 안에서는 본토 결전 주장과 항복이라는 대립이 맞서는 사이 결국 두 번째 원자 폭탄의 투하가 결정됐다. 투하할 도시는 고쿠라로 선정됐지만 폭격을 시행하던 당시 고쿠라는 구름에 가려 시야가 확보되지 못했으며 연료마저 부족하여 오키나와로 가는 길목에 있던 목표도시인 나가사키에 원폭을 투하했다.[20][21] 히로시마 전쟁 중 히로시마
당시 히로시마는 대규모 산업도시였으며 군사적으로도 중요한 거점이었다. 많은 병영이 설치돼있었으며 일본 육군 5사단 사령부와 일본 영토 남쪽 전체 방어를 지휘하는 육군참모 하타 순로쿠의 제 2 육군 사령부가 있었다. 그리고 일본 해군 입장에서도 일본 최대 군사항구인 구레항에 인접해 물자와 부품을 공급하는 배후공업도시였다. 히로시마는 작은 규모였지만 병참기지였으며 통신 센터, 물류창고, 부대 집결지의 역할을 하고 있었다. 또한 이 도시는 2차 대전 당시 미군의 폭격을 당하지 않는 몇 안 되는 도시들 중 하나였고 이러한 요인들로 인해 곧 원자폭탄 투하 시 폭발 규모를 측정할 수 있게 만들어주었다.[22][23]
히로시마 중심부에는 몇몇 강화 콘크리트 빌딩과 가벼운 구조물들이 있었으며 중심부 바로 바깥에는 가옥을 비롯하여 그 사이사이에 나무로 만들어진 작업장이 밀집해있었다. 교외에는 큰 산업단지가 부분적으로 있었으며, 이 산업단지 안에 있는 대부분의 건물들 역시 목조건물들이었다. 전체적으로 화재에 크게 약한 도시였던 것이었다.
전쟁 초기 히로시마의 인구는 381,000명으로 최대인구를 달성했지만 원폭 투하 후 일본 정부가 시행한 체계적 이주 정책에 의해 꾸준히 감소했다. 원폭 투하 당시 인구는 대략 340,000명에서 350,000명을 웃돈 것으로 예상됐다.[5] 하지만 공식 문서가 소멸했기 때문에, 정확한 수치는 알기 어렵다. 투하 히로시마에 리틀 보이를 투하한 이놀라 게이와 승무원들. 에놀라 게이에서 촬영한 "리틀 보이"가 일으키는 버섯구름.
히로시마 원자 폭탄이 투하될 제 1순위 목표 도시였으며 임무 수행 중 변수가 생길 시 이를 대체할 목표 도시는 고쿠라와 나가사키였다. 8월 6일에 투하된 이유는 그 전에는 기상 문제 때문에 시야가 확보되지 못했기 때문이었다. 393사단 폭격 비행중대에 속했던 B-29 에놀라 게이는 일본 본토 영토에서 비행시간으로 6시간 떨어진 서태평양 티니언섬 북쪽에 있던 비행장에서 이륙하여 히로시마로 향하였으며, 제 509 혼성부대 폴 티베츠 대령이 폭격기를 조종하고 지휘했다. 에놀라 게이는 두 기의 다른 B-29 폭격기와 함께 일본 본토로 향했는데, 그 두 기 중 한 기는 찰스 W. 스위니 소령이 지휘하는 그레이트 아티스트로 원폭투하 후 결과 측정을 담당했으며, 나머지 한 기는 조지 마쿼트 대위가 지휘하는 폭격기로 처음에는 기체명이 정해지지 않았으나 후에 네세서리 이블이란 이름으로 정해졌다.[24]
티니언섬에서 이륙한 후 각 폭격기는 산개비행을 하다가 이오섬 고도 2,440 미터에서 재 집합한 후 일본 본토로 향했다. B-29 에놀라 게이는 목표도시 히로시마에서 고도 9,855 미터 상공에서 시야를 확보했다. 본토로 향하는 동안 해군 대령 윌리엄 파슨스가 이륙 시 끼칠 영향을 최소화하기 위해 분리해뒀던 원폭 리틀 보이를 장착했고, 보조를 담당하던 모리스 젭슨 소위가 히로시마에 도착하기 30분 전에 안전 장치를 분리했다.[25] 원자 폭탄으로 인해 피부가 타버린 희생자.[26]
원폭 투하가 있기 한 시간 전, 일본 조기 경보 레이다는 본토 남쪽 부근에서 일부 미국 비행편대가 오고 있는 걸 발견했다. 히로시마를 포함해 많은 도시에 라디오 방송 등을 통해 공습경보가 울렸다. 오전 8시 무렵, 히로시마 레이다 관측소 측에선 본토로 향해오는 비행기 기체의 숫자가 몇 안 되는 것으로 파악하고 공습경보를 해제했다. 연료와 기체를 아끼기 위해 비행편대가 지나가게끔 방치했다는 것이다. 기존 라디오 방송에서는 실제로 B-29 폭격기들이 포착될 시 방공호로 대피하라는 내용을 방송했다. 하지만 이미 아침 7시 31분에 기상 관측 비행기 스트레이트 플러시가 고도 9,800 미터 상공에서 히로시마의 기상 상태가 양호하다는 내용을 담은 전언을 모스 부호로 보낸 상태였다. 아침 8시 9분 티베츠 대령은 원자폭탄 리틀 보이를 투하했다.[27]
60 킬로그램의 우라늄 235가 담긴 포신형 핵분열 무기 리틀 보이는 히로시마 현지 시각 08시 15분에 투하됐다. 리틀 보이는 고도 9,470 미터 상공에서 43초 동안 떨어져 도시 위 580미터 상공에서 폭파됐다.[28]B-29 에놀라 게이는 후폭풍의 영향을 받기 전까지 도시에서 벗어나 11.5 마일(약 18.5 킬로미터)을 비행했다.[29]
리틀 보이는 옆바람 때문에 본래 조준했던 아이오이 다리에서 240 미터 벗어난 히로시마 외과 병원에 투하됐다.[30] 리틀보이는 TNT 13킬로톤에 상응하는 폭발을 일으켰으며,[31] 반경 1.6 킬로미터 이내의 모든 것을 파괴했으며 11 제곱킬로미터에 해당하는 화재를 일으켰다.[32]미국은 도시의 12 제곱 킬로미터가 파괴된 것으로 측정했으며, 일본은 히로시마의 69%의 건물들이 파괴됐으며 그것을 제외한 31%의 건물들 중 6~7%가 손상을 입었다고 보고했다.[33]
히로시마의 인구 중 70,000명에서 80,000 명, 약 30%[34] 가 원폭 투하 당시 그 자리에서 즉사하였으며 70,000여명이 부상당했다.[35] 또한 도시의 90%의 의사들과 93%의 간호사가 사망하거나 다쳤다. 이들은 도시에서 가장 큰 피해를 받은 시내에 있었다.[36] 투하 후 상황
도쿄 NHK는 히로시마 NHK의 방송이 갑작스럽게 중지하게 되자, 다른 전화선을 이용해 방송 연결을 다시 시도하였으나 실패했다.[37] 약 20분 후 도쿄 철도 전신 센터는 히로시마 북쪽으로 향해있는 전신이 기능을 하지 않는다는 보고를 받았다. 히로시마에서 16킬로미터 떨어진 일부 철도역들에서 비공식적으로 엄청난 폭탄 투하가 있었다는 보고했으며, 이 보고는 일본 군 참모 본부에 전해졌다.
참모 본부는 반복적으로 히로시마 군지휘부에 연락을 시도했으나 아무런 답변이 오지 않았으며 이것은 곧 지휘부에 혼란을 일으켰다. 당시 일본은 3기의 비행기가 그렇게 큰 폭발을 일으키지 않을 것이라고 판단했기 때문이다. 참모본부는 히로시마에 즉시 비행기를 보내 피해를 조사하고 도쿄에 보고할 것을 명령했다. 지휘부는 큰일은 아닐 것이라고 판단했으며 그러한 폭탄투하는 없다며 그저 소문일 뿐이라고 단정 지었다.
비행기는 히로시마 남서쪽으로 향했다. 3시간 여 동안 비행을 한 끝에 비행기 조종사와 함께 파견된 참모 장교는 히로시마에서 약 160킬로미터 떨어진 곳에서 원폭으로 인해 생긴 거대한 연기구름을 목격했다. 비행기는 곧 도시에 다다랐으며 히로시마에 있던 모든 것이 불타고 연기에 뒤덮여있는 광경을 목격하며 히로시마 상공을 비행했다. 참모 장교는 이 사실을 도쿄에 보고한 후 즉시 피해를 측정했다.
1945년 8월 8일 미국은 도쿄 라디오에서 히로시마 폭격을 알리는 내용을 담은 보고를 받았다. 당시 라디오 내용은 이러했다. “사람, 동물, 모든 생명을 가지고 있는 것이 말 그대로 죽음 속에 그슬렸습니다."[38] 사망자
미국 에너지부의 기록에 따르면 히로시마 원폭 투하 당시 즉사한 사망자가 대략 70,000명이라고 돼있다.[39] 의료 물자 부족 때문에 화상과 피폭 및 관련 질병을 입은 환자들은 더욱 더 부상이 심해져 1945년 말 히로시마 원폭 투하로 인해 생긴 총 사망자는 90,000명에서 166,000명이었다.[5][40] 일부는 1950년까지 피폭으로 인한 암과 같은 장기질환 등 때문에 사망한 사람들까지 합하면 약 200,000명에 이를 것이라고 추산했다.[1][7][41] 이 중 한국인 사망자는 3만명에 달한다.[42] 또 다른 연구에 따르면 1950년부터 1990년까지 일본에서 각종 암으로 죽은 사람들 중 9%가 히로시마 원폭 당시 피폭을 맞은 사람들이라고 발표했다.[43]
조선 왕자 중 한 명인 이우. 그는 히로시마에서 일본군 중좌로 복무중이었다. 히로시마에 투하된 원자폭탄에 의해 피폭된 후 다음날 8월 7일 사망.
원폭 유적과 생존자 소축척으로 재현한 히로시마의 그라운드 제로의 모습
일본은 지진이 잦은 환태평양 조산대에 위치하기 때문에 일부 강화 콘크리트 건물들은 굉장히 견고한데, 히로시마에도 이런 건물들이 있었으며 이 건물들 중 일부는 원폭에도 붕괴되지 않았다. 생존자 노무라 에이조(野村 英三)는 그라운드 제로에서 170미터 떨어진 강화 콘크리트 건물(전후엔 레스트 하우스로 바뀜) 지하에 대피해있어 살아남은 것으로 가장 많이 알려져 있다.[44][45] 또한 그라운드 제로에서 300미터 떨어진 히로시마 은행에 있던 다카쿠라 아키코(高蔵 信子)도 대표적인 생존자 중 한 명이다.[46] 원폭 투하가 이루어진 후 폭발은 샛길보다는 큰 길을 향해 퍼져나갔으며 이것은 히로시마 산업 전시관이 폭발에서 붕괴되지 않게 해주었다. 히로시마 산업 전시관은 그라운드 제로에서 150미터 떨어진 곳에 있었다. 후에 이 건물은 히로시마 평화 기념관으로 명명됐으며 1996년 미국과 중화인민공화국의 반대를 무릅쓰고 유네스코 세계 유산으로 지정됐다.[47] 또한 히로시마 원폭 투하 희생자들을 기리는 위령비가 세워졌다.[48][49][50] 나가사키 전쟁 중 나가사키
나가사키시는 일본 본토 남쪽에 있는 가장 큰 항구 도시 중 하나였으며 제 2차 세계대전 당시 대규모 산업 지대를 포함하고 있었고 군수품, 선박, 무기 전쟁 물자를 생산하는 도시였기에 히로시마와 마찬가지로 굉장히 중요한 역할을 담당하는 도시였다.
히로시마의 모습과는 달리 제 2차 세계 대전 당시 나가사키 대부분의 건물들은 목재로 지어진 전통 일본식 집 형태를 띠고 있는 것이 많았다. 수많은 공장과 사무실들 또한 폭발과 화재에 약한 재료나 나무로 지어졌었다. 또한 나가사키는 계획도시가 아니었기 때문에 시민들 중 대부분이 산업 지대 공장에 굉장히 근접한 곳에서 살고 있었다.
나가사키는 원폭 투하가 있기 전에 한 번도 대규모의 공습을 겪지 않은 도시였지만 1945년 8월 1일 수많은 재래식 고성능 폭탄들이 도시 투하됐다. 이로 인해 도시 남서쪽에 있는 조선소와 부두가 피해를 일부 입었으며, 미쓰비시 중공업 공장과 군수공장이 타격을 받았으며 6발의 폭탄이 나가사키 의과 대학과 병원에 떨어졌으며 그 중 세 발이 직접타격을 받았다. 피해는 비교적 적은 편이었으나 나가사키 시와 아이들을 둔 주민들에게는 큰 염려를 불러일으켰으며 곧 나가사키 주민들은 안전을 위해 도시에서 벗어나 시골지역으로 이주했다. 따라서 원폭투하가 이루어졌을 당시 도시의 인구는 줄어들고 있었다.
나가사키 북쪽에는 영국 연방 포로 수용소가 있었다. 이들 중 일부는 석탄 광산에서 노동했으며 원폭투하를 목격했다. 투하
1945년 8월 9일 아침 미국 찰스 393사단 비행 중대 찰스 스위니 소령이 지휘하는 B-29 벅스카가 두 번째 원자폭탄 팻 맨을 싣고 주요 목표 도시 고쿠라로 향했다. 임무 계획은 히로시마 임무와 거의 동일했다. 두 기의 B-29가 팻 맨을 실은 비행기를 뒤따라가면서 기상 관측 및 사진 촬영과 원폭 투하 결과 측정을 맡았다. 스위니 소령은 비행기에 이미 팻 맨을 장착한 상태였지만 전기 안전 플러그는 해제하지 않은 상태였다.[51]
기상 관측을 담당하는 비행기가 고쿠라, 나가사키 모두 시야확보를 스위니 소령에게 보고했다. 그러나 벅스카가 일본 해안에 있는 재 집합 장소에 도착할 무렵 그 뒤를 따르던 세 번째 B-29 빅 스팅크를 조종하던 제임스 I. 홉킨슨 중령이 재 집합에 실패했다. 벅스카와 다른 B-29는 빅 스팅크 없이 40여분 동안 상공을 활주했지만 원폭 투하 계획에서 30분이나 지연됐기 때문에 스위니 소령은 홉킨슨 중령 없이 원폭 투하를 결정했다.[51]
30분 후 B-29는 고쿠라에 다다랐으나 이미 구름이 도시 70%를 가려버려 육안으로 폭격을 하지 못하게 됐다. 도시 상공을 3회 배회한 스위니 소령은 이륙 전 예비 탱크의 연료 공급 펌프를 수리 받지 못해 연료가 부족하게 된 상태가 되어 대체 목표 도시인 나가사키로 향했다.[51] 나가사키에 대한 시야가 확보되지 못할 시 벅스카는 오키나와에서 원폭을 옮겨 필요한 경우 바다에 버려야할 상황이었다. 당시 핵폭탄 발사 준비원이었던 미 해군 중령 프레더릭 애시워스는 나가사키의 시야가 확보되지 못 할 시, 레이다를 이용해 원폭 투하를 하기로 결정했다.[52]
일본 현지 시각 07시 50분 경, 나가사키에 공습경보가 울렸으며 08시 30분에 경보가 완전 해제됐다. 10시 53분, 두 대의 B-29가 포착되자 일본군은 정찰 비행기로 확정하고 아무런 경보를 울리지 않았다.
몇분 후 11시 00분, B-29 그레이트 아티스트를 조종하던 프레드릭 C. 벅 대위는 세 개의 기기들을 낙하했는데, 이 기기들 안엔 캘리포니아 대학교 버클리에서 세 명의 과학자들과 함께 원자 폭탄을 연구한 도쿄 대학 사가네 료키치 교수에게 담긴 편지가 담겨있었다. 이 편지의 내용은 사가네 교수가 대중들에게 원자폭탄의 위험성을 알리라는 것이었다. 이 편지는 일본군 장교들이 앞서 찾아내었고, 한 달이 지나서야 사가네 교수에게 전해졌다.[53] 1949년 이 편지에 관련된 인물인 루이스 앨버레즈는 사가네 교수를 만나 사인했다.[54]
11시 01분, 나가사키에서의 마지막 1분에 벅스카의 폭격수였던 커미트 비핸 대위가 타격지점을 육안으로 확인했다. 약 6.4 킬로그램의 플루토늄 239가 담긴 팻 맨이 나가사키 산업 지대에 투하됐다. 팻 맨은 43초 후 나가사키 남쪽에 있는 미쓰비시 중공업 공장, 군수공장과 북쪽에 있는 미쓰비시-우라카미 어뢰제작공장 사이에 정확히 투하돼 도시 위 상공 439 미터에서 폭발했다. 본래 타격지점에서 북서쪽으로 거의 3킬로미터 떨어진 곳에서 폭발된 것이다. 폭발은 우라카미 계곡에서 한정된 채 일어나 나가사키의 주요 부분은 언덕으로 인해 보호를 받았다.[55] 팻 맨은 TNT 21 킬로톤에 상응하는 폭발을 일으켰으며,[56] 진주만에 91타입 어뢰를 공급하던 미쓰부시-우라카미 어뢰 제작공장이 파괴됐다.[57] 폭발반경은 약 1-2 킬로미터로 측정됐고 후에 화재가 북쪽에서 남쪽까지 3킬로미터 퍼졌다.[58][59] 폭발지점에는 순식간에 섭씨 3,900도의 열이 달아올랐으며 후폭풍의 바람 속도는 1005 km/h로 측정됐다. 사망자
이 원폭 투하로 인해 40,000명에서 75,000명에 이르는 사람이 즉사했으며,[60][61][62] 1945년 말까지 총 80,000여 명이 사망한 것으로 측정됐다.[5] 또한 최소 8명에서 최대 13명의 전쟁 포로가 원폭 투하에 사망된 것으로 확인됐으며, 그 명단은 이러하다.
영국 연방 시민 한 명[63][64][65][66][67] 네덜란드 전쟁 포로 일곱 명(이 중 두 명의 이름은 알려졌다)[68] 전하는 바에 의하면 최소 두 명의 국적불명 전쟁포로가 피폭을 입어 전후 암으로 사망[69]
생존자
알려지지 않은 숫자지만 히로시마 원폭 생존자들 중 일부가 두 번째 원폭이 투하되기 전 나가사키로 이주했다.[70][71] 전하는 바에 따르면 나가사키 원폭 투하 당시 나바호족 출신 미국인 전쟁포로 조 키에유미아(Joe Kieyoomia)가 후폭풍에서 살아남았다고 한다.[72] 1963년 고쿠라 시와 다른 시를 통합시켜 발족된 기타큐슈시에는 나가사키의 종과 평화 기원비가 있다.[73] 추가 원폭 투하 여부
히로시마와 나가사키 원폭 투하 후 미국은 그 해 8월 셋째 주에 한 기, 9월과 10월에 각각 세 기를 추가로 투하하려는 계획을 세웠다.[74] 맨해튼 프로젝트 총 책임자 레슬리 그로브스 장군이 8월 10일 미군 참모총장 조지 마셜에게 ‘다음 투하는 8월 17일 혹은 18일 뒤에 날씨조건이 만족 되는 대로 이루어져야한다’라는 제안을 했다. 마셜은 이 제안에 지지한다는 내용을 담았지만 동시에 ‘대통령의 허락이 있을 때까진 그 시기에 투하를 하지 못할 것’이라는 답변을 보냈다.[74] 또한 몰락 작전 계획 수립이 시작되기 전 이미 미국 육군성에서는 일본이 항복을 하지 않는다는 가정 하에 어떤 식으로 본토공습을 시행할지 의논하였다.[74] 그러나 일본이 항복을 선언하자 곧 추가 원폭 투하 여부 의논은 종식됐다.
일본에 투하할 원자폭탄은 총 15발이 준비되어 있었으며 히로시마와 나가사키에 투하해서 2발만 사용하였다. 일본의 항복
미 전시 내각은 8월 9일까지 일본에게 네 가지 조건을 수용하여 항복할 것을 요구했다. 8월 8일 소련이 얄타 협정에 근거를 두고 소-일 불가침 조약을 파기, 일본에 선전포고를 하자 히로히토는 기도 고이치에게 “소련이 우리에게 전쟁을 선포했으니 즉시 상황을 수습하라”는 명령을 내렸다. 한편, 대한민국 임시 정부에서도 1945년 9월에 일본을 공격하기로 예정이 되어 있었다. 기도는 즉시 제국 회의를 열어 외무 대신 도고 시게노리에게 연합군의 항복 요청을 기존의 네 가지 조건에서 한 가지 조건으로 축소시켜 수락하라고 이야기했으며 동시에 “천황의 지위에 흠이 갈 수 있는 요구에는 타협하지 말 것”이라고 전했다.[75] 8월 12일 히로히토가 황가에 항복의사를 밝혔으며 연합군 측에서 천황제를 방치하려는 움직임이 보이자 이틀 후 14일 히로히토는 연합군 측에 항복을 선언하는 내용을 일본 전역에 방송했다. 이에 다음날 군부 측에서는 항복 선언에 반대하는 봉기가 일어났으나 곧 수그러들었다. 그리고 이후 4만여 명의 미군이 히로시마를 점령했고, 2만 7천 명이 나가사키를 점령했다. 또한 9월에 연합국(영국, 미국, 중화민국, 소련)이 일본을 분할 점령할 목적이 있었는데 이 역시 일본이 예상보다 빨리 항복하는 바람에 무산되고 말았다.
다음은 최고책임자였던 히로히토의 조건없는 항복 방송 중 원자폭탄에 관한 부분이다.
"(중략)…뿐만 아니라, 적은 새로이 잔인한 폭탄으로 죄없는 백성들을 끊임없이 죽이니, 그 참혹함은 참으로 셀 수 없을 정도로 크다. 그리하여 더 이상 전쟁을 계속하는 일은, 결국 우리 민족의 멸망을 불러올 뿐만 아니라, 인류의 문명 또한 부수어버릴 것이다. 이리 되면 짐은 어찌 수많은 백성들을 지키고, 황실과 조상의 신령께 고개를 들 수 있겠는가. 이것이, 짐이 제국 정부에게 하여금 공동 선언에 응하도록 명한 연유이다. 짐은, 제국과 함께 끝까지 동아시아의 해방을 위해 노력한 모든 맹우(盟友)들에 대하여, 유감의 뜻을 보이지 않을 수 없다.
일반 상대성 이론에서 슈바르츠실트 계량(Schwarzschild計量, 영어: Schwarzschild metric) 또는 슈바르츠실트 해(Schwarzschild解, 영어: Schwarzschild solution)는 구형 대칭이며 대전되거나 회전하지 않고, 정적인 질량 분포를 나타내는 아인슈타인 방정식의 해이다. 중심의 천체가 주변에 미치는 공간의 왜곡을 나타내므로, 일반 상대성 이론의 효과를 계산할 때 제일 근사치로서 천체 주위의 물체의 운동을 계산하는 등의 경우에 널리 응용된다. 이 계량으로 나타내어지는, 즉 회전하거나 대전되지 않는 블랙홀을 슈바르츠실트 블랙홀(영어: Schwarzschild black hole)이라고 한다.
정의 일반적으로, 털없음 정리에 따라, 블랙홀은 질량 · 각운동량 · 전하 · 자하(영어: magnetic charge)만으로 결정된다. 슈바르츠실트 계량은 전하·자하가 0인 정적인, 점근적으로 민코프스키 공간에 존재하는 유일한 구면 대칭 해이며, 회전하거나 대전되어 있지 않는 구형 별을 나타낸다. 만약 별의 크기가 슈바르츠실트 계량보다 작다면, 이는 블랙홀이 된다.
{\displaystyle r_{0}r_{0}는 길이의 단위를 가지는, 사건 지평선의 위치를 나타내는 임의의 매개 변수이다. {\displaystyle d\Omega _{d-2}^{2}d\Omega _{d-2}^{2}는 반지름이 1인 {\displaystyle d-2}d-2차원 초구 {\displaystyle S^{d-2}S^{d-2}의 부피 원소이다. 예를 들어, 4차원 {\displaystyle d=4}d=4인 경우, 이는 다음과 같은 구면 좌표계 넓이 원소이다.
{\displaystyle \mathrm {d} \Omega ^{2}=\mathrm {d} \theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \mathrm {d} \phi ^{2}{\displaystyle \mathrm {d} \Omega ^{2}=\mathrm {d} \theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \mathrm {d} \phi ^{2} 3차원 이하에서는 이와 같은, 사건 지평선을 갖는 슈바르츠실트 해가 존재하지 않는다. (다만, 음의 우주 상수의 경우 BTZ 블랙홀이라는 해가 존재한다.)
성질 질량과 열역학 슈바르츠실트 계량의 ADM 질량 {\displaystyle M}M은 다음과 같다.[1]:11
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G} 여기서 {\displaystyle G}G는 {\displaystyle d}d차원 중력 상수이며,
{\displaystyle \operatorname {vol} (S^{d-2})={\frac {(d-1)\pi ^{(d-1)/2}{\Gamma ((d+1)/2)}\operatorname {vol}(S^{d-2})={\frac {(d-1)\pi ^{(d-1)/2}{\Gamma ((d+1)/2)} 는 {\displaystyle d-2}d-2차원 초구의 부피이다. 예를 들어, 4차원의 경우
{\displaystyle M=r_{0}/2G}M=r_{0}/2G 이다.
윅 회전을 통해 계산하면, 임의의 차원에서 슈바르츠실트 블랙홀의 온도는 다음과 같다.
{\displaystyle T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0} 다시 말해, 슈바르츠실트 블랙홀은 이 온도의 호킹 복사를 방출한다.
사건 지평선의 넓이가
{\displaystyle A=\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-2}A=\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-2} 이므로, 슈바르츠실트 해의 엔트로피는
{\displaystyle S=A/4G}S=A/4G 이다.
인과 구조 슈바르츠실트 계량은 점근적으로 평탄하다. 즉, 원점에서 매우 멀리 떨어진 곳에서는 민코프스키 공간에 근접한다. 슈바르츠실트 계량은 {\displaystyle r=r_{0}r=r_{0}에서 사건 지평선을 갖는다. 이를 슈바르츠실트 반지름이라고 한다. 이 점에서 계량 텐서가 발산하는 것처럼 보이지만, 지평선은 사실 좌표 특이점에 불과하며, 다른 좌표계를 사용해 지평선 내부가 존재함을 보일 수 있다.
대칭 슈바르츠실트 계량은 {\displaystyle \operatorname {O} (d-1)\times \mathbb {R} }{\displaystyle \operatorname {O} (d-1)\times \mathbb {R} } 대칭을 갖는다. 즉, 이는 {\displaystyle d-1}d-1차원 공간의 회전에 대하여 불변이며, 또한 시간 변화에 대하여 불변이다. 즉, 이는 총 {\displaystyle (d-1)(d-2)/2+1}{\displaystyle (d-1)(d-2)/2+1}개의 킬링 벡터장에 해당한다.
버코프의 정리에 의하여, 진공이면서 구면 대칭을 갖는 아인슈타인 방정식의 해는 슈바르츠실트 계량 밖에 없다.
일반화 슈바르츠실트 블랙홀에 전하를 띠게 한 해는 라이스너-노르드스트룀 계량이다. 현실에서의 중력 붕괴 현상으로 형성되는 블랙홀은 회전하는 블랙홀이 될 것으로 여겨진다. 회전하는 블랙홀에 대한 해는 커 계량이, 거기에 더해 전하를 띠는 경우에는 커-뉴먼 계량이 유일한 해이다.
슈바르츠실트-더 시터르 계량 양의 우주 상수 {\displaystyle \Lambda =(d-1)(d-2)R^{-2}/2}\Lambda =(d-1)(d-2)R^{-2}/2를 가진, {\displaystyle d>3}d>3차원의 더 시터르 공간에서, 구형 대칭의 정적 비대전 계량은 슈바르츠실트-더 시터르 계량(Schwarzschild-de Sitter計量, 영어: Schwarzschild–de Sitter metric)이라고 하고, 다음과 같다.[2]
{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2}{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2} 질량과 열역학 슈바르츠실트-더 시터르 계량의 질량은 다음과 같다.
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G} 이는 더 시터르 공간의 질량이 0이라고 가정한 것이다.
인과 구조 슈바르츠실트-더 시터르 계량은
{\displaystyle 1=(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}1=(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2} 인 곳에서 킬링 지평선(킬링 벡터 {\displaystyle \partial /\partial t}\partial /\partial t가 영벡터가 되는 점)을 가진다. 이 식은 일반적으로 두 개의 해를 가지는데, 안쪽의 것은 블랙홀의 지평선, 바깥쪽의 것은 더 시터르 공간의 우주론적 지평선(영어: cosmological horizon)이다. 이 두 지평선은 일반적으로 서로 다른 온도를 가지며, 따라서 서로 다른 온도의 호킹 복사를 방출한다.[3][4]
슈바르츠실트-반 더 시터르 계량 음의 우주 상수 {\displaystyle \Lambda =-(d-1)(d-2)R^{-2}/2}\Lambda =-(d-1)(d-2)R^{-2}/2를 가진, {\displaystyle d>2}d>2차원의 반 더 시터르 공간에서, 구형 대칭의 정적 비대전 계량은 슈바르츠실트-반 더 시터르 계량(Schwarzschild-反de Sitter計量, 영어: Schwarzschild–anti-de Sitter metric)이라고 하고, 다음과 같다.[1]:56
{\displaystyle ds^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)dt^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}d\Omega _{d-2}^{2}ds^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)dt^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}d\Omega _{d-2}^{2} 우주 상수가 없는 경우와 달리, 이 경우 3차원에서도 블랙홀이 존재한다. 이를 BTZ 블랙홀이라고 한다.
질량과 열역학 슈바르츠실트-반 더 시터르 계량의 질량은 다음과 같다.
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G} 이는 반 더 시터르 공간의 질량이 0이라고 가정한 것이다.
반 더 시터르 공간의 온도를 질량에 따른 함수 {\displaystyle T(M)}T(M)라고 하자. 이 함수는 어떤 {\displaystyle M_{0}M_{0}에 대하여, {\displaystyle M\leq M_{0}M\leq M_{0}인 경우 감소하지만 {\displaystyle M\geq M_{0}M\geq M_{0}인 경우 증가한다. 즉, 같은 온도를 가지지만 서로 다른 에너지를 가진 두 블랙홀이 존재하며, 블랙홀의 최저 온도 {\displaystyle T_{\text{min}T_{\text{min}가 존재한다. 이 온도에서 블랙홀은 1차 상전이를 겪는다. 이를 호킹-페이지 전이(영어: Hawking–Page transition)라고 하며, 스티븐 호킹과 돈 페이지(영어: Don Page)가 발견하였다.[5] 이는 AdS/CFT 대응성을 통해, 대응하는 등각 장론의 상전이로 해석할 수 있다.
인과 구조 이 계량은
{\displaystyle 1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}=0}1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}=0 이 되는 {\displaystyle r}r에서 사건 지평선을 갖는다.
슈바르츠실트 막 {\displaystyle d}d차원 민코프스키 공간에서, 여차원이 {\displaystyle n}n인 슈바르츠실트 검은 막은 다음과 같다.
{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)\,\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)^{-1}\,dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{n-1}^{2}+dx_{1}^{2}+\cdots +\mathrm {d} x_{d-n-1}^{2}{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)\,\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)^{-1}\,dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{n-1}^{2}+dx_{1}^{2}+\cdots +\mathrm {d} x_{d-n-1}^{2} 이는 {\displaystyle n+1}n+1차원 공간에서의 슈바르츠실트 계량과 {\displaystyle d-n-1}d-n-1차원 유클리드 공간의 곱공간이며, 리치 곡률이 0인 두 다양체의 곱공간 역시 리치 곡률이 0이므로 이 또한 아인슈타인 방정식의 진공해를 이룬다.[1]:§3.2 이 경우, 검은 막의 질량 밀도는 다음과 같다.
{\displaystyle \rho ={\frac {(n-1)\operatorname {vol} (S^{n-1})r_{0}^{n-2}{16\pi G}\rho ={\frac {(n-1)\operatorname {vol}(S^{n-1})r_{0}^{n-2}{16\pi G} 이 검은 막의 온도는 다음과 같다.
{\displaystyle T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0} 슈바르츠실트 검은 막은 {\displaystyle r=r_{0}r=r_{0}에서 사건 지평선을 갖는다.
역사 카를 슈바르츠실트가 1916년 1월에 제출한 8쪽의 짧은 논문에서 유도하였다.[6] 제1차 세계 대전 당시 슈바르츠실트는 출병 전에 일반 상대성 이론을 접한 뒤, 전쟁터에서 계산에 힘써 이 해를 도출해냈다. 그는 그 연구 결과를 알베르트 아인슈타인에게 보내고 같은 해 5월에 전사했다.
자신이 발견한 해에 대하여 슈바르츠실트는 다음과 같이 평했다.
“ 간단한 꼴의 정확해를 유도하는 것은 항상 기분 좋은 일이다. Es ist immer angenehm, über strenge Lösungen einfacher Form zu verfügen. ”
입자 지평선(particle horizon)은 우주론적 지평선(cosmological horizon), 공변 지평선(comoving horizon), 우주 빛 지평선(cosmic light horizon)이라고도 하는데, 어떤 입자로부터 출발한 광자가 우주의 나이 동안 관측자에게 이동할 수 있는 최대 거리에 해당한다. 원래의 지평선 개념과 비슷하게 이 선을 기준으로 관측 가능한 우주와 관측이 불가능한 우주로 나누어지고,[1] 입자 지평선까지의 거리를 관측 가능한 우주의 크기로 볼 수 있다.[2] 광자가 이동하는 동안에 광자가 통과하는 공간 자체가 팽창하므로 우주의 크기는 단순히 빛의 속도에 우주의 나이를 곱한 거리(138억 광년)로 계산할 수는 없고 빛의 속도에 등각시간(conformal time)을 곱하여 구하여야 한다. 우주론적 지평선의 존재, 속성, 중요성은 우주론에 따라 다르다.
등각 시간과 입자 지평선 공변거리의 관점에서 입자 지평선의 정의는 빅뱅 이후 입자가 광속 {\displaystyle c}c로 등각 시간 {\displaystyle \eta }\eta 만큼 이동한 거리를 의미한다. 일반적으로 특정한 시간 {\displaystyle t}t에서 등각시간은 다음과 같다.
{\displaystyle \eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')}{\displaystyle \eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')} 여기서 {\displaystyle a(t)}a(t)는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량의 척도인자이며, 빅뱅 시점을 {\displaystyle t=0}t=0로 두었다. 관습에 따라 아래첨자 0이 붙은 시간을 "오늘날"이라고 하고, "오늘날"의 등각시간은 {\displaystyle \eta (t_{0})=\eta _{0}=1.48\times 10^{18}\ {\rm {s}{\displaystyle \eta (t_{0})=\eta _{0}=1.48\times 10^{18}\ {\rm {s}이다. 여기서 등각시간은 우주의 나이와는 다르다. 여기서 등각 시간은 광자가 우리가 현재 있는 곳부터 우주가 팽창을 멈췄을 때 가장 멀리 볼 수 있는 거리까지 이동하는 데 걸리는 시간과 같다. 따라서 {\displaystyle \eta _{0}{\displaystyle \eta _{0}는 물리적으로 의미가 있는 시간은 아니지만(실제로 이 시각은 지나지 않음) 이것과 관련되어 있는 입자 지평선은 개념적으로 의미가 있는 것임을 알 수 있다.
입자 지평선은 시간이 지남에 따라 계속 멀어지고 있으며, 등각시간 또한 증가하고 있다. 이와 같이 관측 가능한 우주의 크기는 계속 증가하고 있다.[1][3] 주어진 시간에 대한 고유거리는 공변거리에 비례하여 늘어나기 때문에[4](공변거리는 현재 시점에서 고유거리와 같도록 대체로 정의되므로 현재 시점에서 {\displaystyle a(t_{0})=1}{\displaystyle a(t_{0})=1}이다) 시간 {\displaystyle t}t에서 입자 지평선까지의 고유거리는 다음과 같이 주어진다.[5]
{\displaystyle a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {cdt'}{a(t')}{\displaystyle a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {cdt'}{a(t')} "오늘날" 즉 {\displaystyle t=t_{0}{\displaystyle t=t_{0} 시점에서 입자 지평선까지의 고유거리는 다음과 같다.
{\displaystyle H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14.4\ {\rm {Gpc}=46.9\ {\rm {billion\ light\ years}{\displaystyle H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14.4\ {\rm {Gpc}=46.9\ {\rm {billion\ light\ years}. 입자 지평선 개념의 발전 이 단락에서는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW 계량) 우주론 모델을 기반으로 설명한다. 여기서는 우주가 상호작용하지 않는 성분들이 모여 구성된 것이라고 가정하고 있고 각각은 밀도 {\displaystyle \rho _{i}{\displaystyle \rho _{i}, 분압 {\displaystyle p_{i}p_i, 상태방정식 {\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i}{\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i}을 만족하는 이상유체이며 이들을 모두 합한 전체밀도는 {\displaystyle \rho }\rho 이며 전체분압은 {\displaystyle p}p이다.[6] 이에 따르면 방정식들을 다음과 같이 새로 정의할 수 있다.
허블 함수 {\displaystyle H={\frac {\dot {a}{a}{\displaystyle H={\frac {\dot {a}{a} 임계밀도 {\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}{8\pi }H^{2}{\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}{8\pi }H^{2} i번째 무차원 에너지 밀도 {\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i}{\rho _{c}{\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i}{\rho _{c} 무차원 에너지 밀도 {\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}=\sum \Omega _{i}{\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}=\sum \Omega _{i} {\displaystyle z}z에서의 적색편이 방정식 {\displaystyle 1+z={\frac {a_{0}{a(t)}{\displaystyle 1+z={\frac {a_{0}{a(t)} 아래첨자가 0인 모든 함수는 현재 시각 {\displaystyle t_{0}t_{0}(또는 그와 같은 {\displaystyle z=0}z=0)에서의 함수를 의미한다. 마지막 항은 곡률방정식을 포함하여 전부 {\displaystyle 1}1로 만들 수 있다.[7] 허블 함수에서는 다음과 같이 증명 가능하다.
{\displaystyle H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i}{\displaystyle H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i} 여기서 {\displaystyle n_{i}=3(1+\omega _{i})}{\displaystyle n_{i}=3(1+\omega _{i})}이다. 추가적으로 이 공식의 범위는 모든 입자 요소에 적용될 수 있으며 각각은 무한이 많을 수 있다. 이를 다음과 같이 표기할 수 있다.[7]
{\displaystyle {\text{입 자 경 계 선 }~~H_{p}{\text{는}~~N>2{\text{일 때 만 존 재 한 다. }{\displaystyle {\text{입 자 경 계 선 }~~H_{p}{\text{는}~~N>2{\text{일 때 만 존 재 한 다. } 여기서 {\displaystyle N}N은 {\displaystyle n_{i}n_{i}(무한대가 될 수 있음)에서 최대이다. 확장하는 우주({\displaystyle {\dot {a}>0}{\displaystyle {\dot {a}>0})에 대한 입자 지평선의 변화는 다음과 같다.[7]
{\displaystyle {\frac {dH_{p}{dt}=H_{p}(z)H(z)+c}{\displaystyle {\frac {dH_{p}{dt}=H_{p}(z)H(z)+c} 여기서 {\displaystyle c}c는 광속이며 자연단위인 {\displaystyle 1}1로 바꿀 수 있다. 여기서, 거리의 변화율은 FLRW-시간 {\displaystyle t}t에 관한 식이며 {\displaystyle z}z만큼 적색편이 할 때 앞에서 언급한 것과 같이 비례한다고 볼 수 있다. 이 결과는 사건의 지평선과도 비슷하지만 세세한 부분에 있어서는 다르다.
지평선 문제 <nowiki /> 이 부분의 본문은 지평선 문제입니다. 입자 지평선 개념은 대폭발 우주론과 관련된 미해결 문제인 지평선 문제를 설명하는 데에도 사용된다. 우주 마이크로파 배경(CMB)가 방출할 때 재결합 시각을 추정하여 입자 지평선을 추측할 수 있다.
{\displaystyle H_{p}(t_{\rm {CMB})=c\eta _{\rm {CMB}=284\ {\rm {Mpc}=8.9\times 10^{-3}H_{p}(t_{0})}{\displaystyle H_{p}(t_{\rm {CMB})=c\eta _{\rm {CMB}=284\ {\rm {Mpc}=8.9\times 10^{-3}H_{p}(t_{0})}. 이 시간에 해당하는 고유시간은 다음과 같다.
{\displaystyle a_{\rm {CMB}H_{p}(t_{\rm {CMB})=261\ {\rm {kpc}{\displaystyle a_{\rm {CMB}H_{p}(t_{\rm {CMB})=261\ {\rm {kpc} 우주 마이크로파 배경 복사가 실질적으로 우리의 입자 지평선({\displaystyle 284{\text{ Mpc}\ll 14.4{\text{ Gpc}{\displaystyle 284{\text{ Mpc}\ll 14.4{\text{ Gpc})에서 방출되는 것으로 관측되므로, 천구에서 대원(great circle)의 일부에 의하여,
{\displaystyle f=H_{p}(t_{\rm {CMB})/H_{p}(t_{0})}{\displaystyle f=H_{p}(t_{\rm {CMB})/H_{p}(t_{0})} 정도(시직경으로는 {\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ }{\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ })[8] 분리되어 있는 우주 마이크로파 배경은 서로 인과적 접촉(causal contact)이 불가능하여야 할 것으로 예상된다. 그러므로 CMB가 열평형 상태이며 흑체와 매우 유사하다는 점은 표준적인 우주 팽창 이론으로는 설명되지 않는다. 이 문제를 설명하는 가장 유력한 방법은 급팽창 이론이다.
물리 우주론 초기 우주 우주의 팽창 · 미래 성분 · 구조 실험 과학자 주제 역사 vte 우주의 연대기(宇宙年代記, chronology of the universe), 또는 우주의 역사는 대폭발 우주론에 따라 우주의 역사와 미래를 설명한다.
우주 존재의 가장 초기 단계는 138억 년 전에 발생한 것으로 추정되며 68% 신뢰 수준에서 약 2100만 년의 불확실성이 있다.[1]
개요 5단계의 연대기
우주(관측 가능한 부분)의 대폭발(왼쪽)에서, 우주 마이크로파 배경(CMB)-기준 잔광, 현재까지의 진화 다이어그램. 이 요약의 목적을 위해 기원 이후의 우주 연대기를 다섯 부분으로 나누는 것이 편리하다. 일반적으로 시간이 이 연대기 이전에 존재했는지 여부는 무의미하거나 불분명한 것으로 간주하니:
극초기 우주 우주시의 첫 번째 피코초picosecond (10-12초)이다. 여기에는 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대(Planck epoch)가 포함되니; 네 가지 알려진 기본 상호작용 또는 힘의 단계에서 출현 - 첫 번째 중력, 나중에 전자기, 약하고 강한 상호작용; 그리고 우주 급팽창으로 인한 우주 자체의 팽창과 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 과냉각.
이 단계에서 우주의 작은 잔물결은 훨씬 나중에 형성된 거대구조의 기초로 여겨진다. 극초기 우주의 여러 단계는 다른 정도로 이해된다. 그 초기 부분은 입자물리학에서 실제 실험의 범위를 벗어났지만 다른 수단을 통해 탐색할 수 있다.
초기 우주 이 시기는 약 37만 년 동안 지속되었다. 초기에는 다양한 종류의 아원자 입자가 단계적으로 형성된다. 이 입자에는 거의 같은 양의 물질과 반물질이 포함되어 있으므로 대부분이 빠르게 쌍소멸되어 우주에 소량의 물질만 남게 된다.
약 1초에 중성미자 분리(neutrino decoupling)가 되니; 이 중성미자는 우주 중성미자 배경(CνB)을 형성한다. 만일 원시 블랙홀이 존재한다면 역시 우주시의 약 1초에 형성된다. 양성자와 중성자를 포함한 합성 아원자 입자가 나타나며 약 2분 후에 핵합성에 적합한 조건이 된다. 양성자의 약 25%와 모든 중성자는 더 무거운 원소로 융합되며, 초기에는 중수소가 빠르게 주로 헬륨-4로 융합된다.
20분이 지나면 우주는 더 이상 핵융합을 할 만큼 뜨겁지 않지만 중성 원자가 존재하거나 광자가 멀리 여행하기에는 너무 뜨겁다. 따라서 그것은 불투명한 플라스마이다.
전자가 헬륨 핵과 결합하여 He+를 형성함에 따라 재결합 시대(recombination epoch)가 약 1만8000년에 시작된다. 약 4만7000년[2]에 우주가 냉각됨에 따라 우주의 거동은 복사보다는 물질에 의해 지배되기 시작된다. 약 10만 년 후에 중성 헬륨 원자가 형성된 후 헬륨 수소화물은 첫 번째 분자이다. (훨씬 후에 수소와 수소화 헬륨 이온이 반응하여 최초의 항성에 필요한 연료인 수소분자 H2를 형성한다.) 약 37만 년 후에[3][4][5][6] 중성 수소 원자들이 형성을 마치고("재결합"), 그 결과 우주는 더불어 처음으로 투명해졌다. 새로 형성된 원자(주로 리튬의 흔적이 있는 수소와 헬륨)는 광자를 방출하여 가장 낮은 에너지 상태(바닥 상태)에 빠르게 도달하며("광자 분리"), 이러한 광자는 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있다. 이것은 현재 우리가 우주에 대해 가지고 있는 가장 오래된 관측이다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 37만 년에서 약 10억 년까지. 재결합 및 광자 분리(decoupling) 후 우주는 투명했지만 수소 구름은 매우 천천히 붕괴되어 별과 은하를 형성할 뿐이므로 새로운 광원은 없었다. 우주에서 유일한 광자(전자기 복사 또는 "빛")는 분리 중에 방출되는 광자(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)와 때때로 수소 원자에서 방출되는 21cm 전파 방출이었다. 분리된 광자는 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠을 것이며, 약 300만년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색이동하여 가시광선이 없는 상태로 남게 되었을 것이다. 이 기간을 우주 암흑 시대(Dark Ages)라고 한다.
약 2억 ~ 5억 년의 어느 시점에서 가장 초기 세대의 항성과 은하가 형성되고(정확한 시기는 아직 연구 중임), 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품과 같은 암흑물질 은하 필라멘트에 이끌려 초기의 거대구조가 점차 나타난다. 가장 초기 세대의 항성은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았다. 그것들은 거대하고(태양질량 100-300배) 비금속성일 수 있으며 오늘날 우리가 보는 대부분의 항성에 비해 수명이 매우 짧기 때문에 일반적으로 수소 연료를 모두 태우고 겨우 수백만 년 후에 매우 활기찬 쌍불안정성 초신성으로 폭발한다.[7] 다른 이론에 따르면 작은 항성이 포함되었을 수 있으며 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다. 어느 쪽이든, 이 초기 세대의 초신성은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고 우주에 그것들을 심었다.
은하단과 초은하단은 시간이 지남에 따라 나타난다. 어떤 시점에서 가장 초기의 항성, 왜소은하, 아마도 퀘이사의 고에너지 광자는 약 2억5000만 년에서 5억 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 7억 년에서 9억 년 사이에 완료되고 약 10억 년 정도 감소하는 재전리 기간을 이끈다. (정확한 시기는 아직 연구 중임). 우주는 점차 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 변모했고 암흑 시대는 약 10억 년경 완전히 끝났다.
초기 항성은 관찰되지 않았지만 일부 은하는 우주시 약 4억 년(재전리 시작 직후 적색편이 z≈11.1에서 GN-z11)부터 관찰되었다. 이것들은 현재 항상과 은하에 대한 우리의 초기 관측이다. 2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 이것을 z≈20 (우주시 1억8000만 년)으로 되돌리기 위해 의도된 것으로, 최초의 은하(≈2억7000만년)와 초기 항성(≈1억에서 1억8000만 년)을 보기에 충분하다.
오늘날 나타나는 우주 10억 년부터 약 128억 년 동안 우주는 오늘날과 매우 유사해 보였고, 앞으로도 수십억년 동안 계속해서 매우 유사하게 보일 것이다. 우리은하의 얇은 원반은 약 50억 년(88억 년전)에 형성되기 시작했으며,[8] 태양계는 약 92억년(46억년전)에 형성되었으며, 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적은 약 103억년(35억년전)경에 나타난다.
시간이 지남에 따라 물질이 얇아지면 우주의 팽창을 늦추는 중력의 능력이 감소한다. 대조적으로, 암흑 에너지(우리 우주 전체를 통한 일정한 스칼라장으로 믿어짐)는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 일정한 요소이다. 우주의 팽창은 약 50~60억 년 전 변곡점을 지나 우주의 팽창이 현재 감속보다는 가속되고 있는 현대의 "암흑 에너지 지배 시대(dark-energy-dominated era)"에 들어섰다. 현재의 우주는 아주 잘 이해되고 있지만, 우주사 약 1000억 년(약 860억 년 미래)의 시간을 넘어서면 현재 지식의 불확실성으로 인해 우리 우주가 어떤 길을 택할지 확신이 서지 않는다.[9][10]
먼 미래와 궁극적 운명 0:50 허블 우주망원경-허블 울트라 딥 필드 은하에서 레거시 필드(Legacy Field)로 줌아웃 (비디오 00:50, 2019년 5월 2일) 언젠가는 별의 시대(Stelliferous Era)는 더 이상 별이 태어나지 않고 끝날 것이고 또한 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부 은하에 국한된다는 것을 의미한다. 먼 미래와 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오가 있다. 우리의 현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해줄 것이다.
우주의 연표 요약 <nowiki /> en:Timeline of the early universe, en:Timeline of natural history, en:Geologic time scale, en:Timeline of the evolutionary history of life 및 en:Timeline of the far future 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다. <nowiki /> en:Graphical timeline of the universe, en:Graphical timeline of the Big Bang, en:Graphical timeline from Big Bang to Heat Death 및 en:Graphical timeline of the Stelliferous Era 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다. 참고: 아래 표의 복사 온도는 우주 배경 복사를 나타내며 2.725 K·(1 + z로 표시된다. ), 여기서 z는 적색편이이다. 시대 우주시 적색편이 복사 온도 (에너지) 설명 플랑크 시대 (Planck epoch) < 10−43 s > 1032 K ( > 1019 GeV) 플랑크 척도는 현재의 물리적 이론이 적용되지 않을 수 있는 물리적 척도이며 발생한 일을 계산하는 데 사용할 수 없다. 플랑크 시대에 우주론과 물리학은 양자 중력 효과가 지배했다고 가정한다. 대통일 시대 (Grand unification epoch) < 10−36 s > 1029 K ( > 1016 GeV) 표준 모형의 세 가지 힘은 여전히 통합되어 있다(자연이 대통일 이론으로 설명된다고 가정하고 중력은 포함되지 않음). 급팽창 시대 (Inflationary epoch) 전기약 시대 (Electroweak epoch) < 10−32 s 1028 K ~ 1022 K (1015 ~ 109 GeV) 우주 급팽창은 10-36에서 10-32초 정도의 시간에 걸쳐 1026배만큼 공간을 확장한다. 우주는 약 1027에서 1022켈빈으로 과냉각된다.[11] 강한 상호작용은 전기약 작용과 구별되게 된다. 전기약 시대 (Electroweak epoch) 종료 10−12 s 1015 K (150 GeV) 온도가 150GeV 이하로 떨어지기 전에 입자 상호작용의 평균 에너지는 충분히 높기 때문에 W1 W2, W3 및 벡터 보손(전자기약 상호작용)과 H+, H−, H0, H0⁎ 스칼라 보손(힉스 상호작용)의 교환으로 설명할 수 있다. 이 그림에서 힉스장의 진공기대값은 영이고(그러므로 페르미온이 질량이 없다), 모든 전기약 보손은 질량이 없으며(그들은 아직 무거워지기 위해 힉스 장의 구성 요소를 "먹지" 않았다.), 광자 (γ)는 아직 존재하지 않는다. (그것들은 상전이 후에 B와 W3 보손의 선형결합으로 존재하여, γ = B cos θW + W3 sin θW, 여기서 θW 는 와인버그 각이다). 이는 대형 강입자 충돌기에서 직접 관측할 수 있는 가장 높은 에너지이다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광초이다. 쿼크 시대 (Quark epoch) 10−12 s ~ 10−5 s 1015 K ~ 1012 K (150 GeV ~ 150 MeV) 표준모형의 힘은 "저온" 형태로 재구성되니: 힉스와 약전자기 상호작용은 무거운 힉스 보손 H0, W+, W-로 전달되는 약한 힘 및 Z0 보손과 질량이 없는 광자에 의해 전달되는 전자기력으로 재배열된다. 힉스장은 진공 기댓값이 영이 아니므로 페르미온을 무겁게 만든다. 에너지가 너무 높아 쿼크가 강입자에 합쳐질 수 없으며 대신에 쿼크-글루온 플라스마(Quark–gluon plasma)를 형성한다. 강입자 시대 (Hardron epoch) 10−5 s ~ 1 s 1012 K ~ 1010 K (150 MeV ~ 1 MeV) 쿼크는 강입자로 묶여 있다. 초기 단계에서 약간의 물질-반물질 비대칭(중입자 비대칭)은 반중입자를 제거한다. 0.1초까지 뮤온과 파이온은 열평형 상태에 있으며 중입자보다 10:1 정도 많다. 이 시대가 끝나갈 무렵에는 빛에 안정한 중입자(양성자와 중성자)만 남는다. 경입자, 양성자 및 중성자의 밀도가 충분히 높기 때문에 약한 힘의 작용으로 빠르게 서로 변한다. 중성자의 더 높은 질량으로 인해 처음에는 1:1이었던 중성자:양성자 비율이 감소하기 시작한다. 중성미자 분리 (Nutrino decoupling) 1 s 1010 K (1 MeV) 중성미자는 중입자 물질과의 상호 작용을 중단하고 우주 중성미자 배경을 형성한다. 중성자:양성자 비율은 약 1:6에서 동결된다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체는 반지름이 약 10광년이다. 경입자 시대 (Lepton epoch) 1 s ~ 10 s 1010 K ~ 109 K (1 MeV ~ 100 keV) 렙톤과 반렙톤은 열평형 상태를 유지한다 - 광자의 에너지는 여전히 전자-양전자 쌍을 생성할 만큼 충분히 높다. 대폭발 핵합성 (Big Bang nucleosynthesis) 10 s ~ 103 s 109 K ~ 107 K (100 keV ~ 1 keV) 양성자와 중성자는 원시 원자핵: 수소와 헬륨-4로 결합된다. 미량의 중수소, 헬륨-3 및 리튬-7도 형성된다. 이 시대가 끝날 때 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광년이고, 중입자 밀도는 m3당 4g (해수면 공기 밀도의 약 0.3%) 정도이다 - 그러나, 당시 대부분의 에너지는 전자기 복사 안에 있다. 광자 시대 (Photon epoch) 10 s ~ 370 ka 109 K ~ 4000 K (100 keV ~ 0.4 eV) 우주는 핵, 전자 및 광자의 플라스마로 구성되니; 전자가 핵에 결합하기에는 온도가 너무 높게 유지된다. 재결합 시대 (Recombination epoch) 18 ka ~ 370 ka 6000 ~ 1100 4000 K (0.4 eV) 전자와 원자핵은 먼저 중성 원자를 형성한다. 광자는 더 이상 물질과 열평형 상태에 있지 않고 우주는 먼저 투명해진다. 재결합은 약 10만 년 동안 지속되며, 이 기간 동안 우주는 점점 더 광자에게 투명해진다. 우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 이 시기에 발생한다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 4200만 광년이다. 이때의 중입자 물질 밀도는 m3 당 약 5억 개의 수소와 헬륨 원자로, 현재보다 약 10억 배 높다. 이 밀도는 10-17 차수 기압에 해당한다. 암흑 시대 (Dark age) 370 ka ~ 150 Ma? (약 1 Ga까지는 완전히 종료) 1100 ~ 20 4000 K ~ 60 K 재결합과 첫 번째 항성 형성 사이의 시간. 이 시기에 광자의 유일한 원천은 수소선에서 수소가 전파를 방출하는 것이었다. CMB 광자를 빠르게 전파하면서 (약 300만 년 이내) 적외선으로 바뀌었고, 우주는 가시광선이 없었다. 항성 형성과 은하 생성 (Star formation and galaxy formation) 가장 오래된 은하들: 약 300–400 Ma (첫번째 항성: 비슷하거나 이전) 현대 은하들: 1 Ga ~ 10 Ga
(정확한 타이밍은 조사 중) 약 20부터 약 60 K부터 알려진 최초의 은하는 약 3억8천만 년 전에 존재했다. 은하는 약 10억 년(적색편이 z = 6)에 "원시 은하단"으로 합체되고 30억 년(z = 2.1)에 은하단으로 합체되기 시작하며, 약 50억 년(z = 1.2)에 초은하단으로 합체된다. 참조: 은하군 및 성단 목록, 초은하단 목록. 재전리 시대 (Recombination epoch) 시작 250 Ma ~ 500 Ma 완료: 700 Ma ~ 900 Ma 종료: 1 Ga
(모든 타이밍은 대략적) 20 ~ 6 60 K ~ 19 K 망원경으로 관측할 수 있는 가장 멀리 떨어진 천체는 이 기간으로 거슬러 올라가는데; 2016년 현재 관측된 가장 멀리 떨어진 은하는 GN-z11로 적색편이 11.09이다. 가장 초기의 "현대적인" 종족 I 별이 이 시기에 형성된다. 현재 시간 (Present time) 13.8 Ga 0 2.7 K 현재 관측 가능한 가장 먼 광자는 CMB 광자이다. 이들은 반지름이 460억 광년인 구로부터 도착한다. 그 안의 구형 부피는 흔히 관측 가능한 우주라고 불린다. 연대기의 대안적인 세분화 (위의 여러 기간과 중복됨) 복사-지배 시대 (Radiation-dominated era) 급팽창(~ 10−32 sec) 부터 ≈ 47 ka > 3600 > 104 K 이 시간 동안 광속으로, 또는 그에 가깝게 움직이는 광자 및 중성미자와 같은 질량이 없거나 또는 질량이 거의 없는 상대론적 구성요소의 에너지 밀도가 물질 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배한다. 물질-지배 시대 (Matter-dominated era) 47 ka ~ 9.8 Ga[2] 3600 ~ 0.4 104 K ~ 4 K 이 시기 동안 물질의 에너지 밀도는 복사 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배하므로 공간의 거리함수 확장이 느려진다. 암흑 에너지-지배 시대 (Dark-energy-dominated era) > 9.8 Ga[9] < 0.4 < 4 K 물질 밀도가 암흑 에너지 밀도(진공 에너지) 아래로 떨어지고 공간의 팽창이 가속화되기 시작한다. 이 시기는 태양계가 생성된 시기와 생명의 진화 역사와 대략 일치한다. 별의 시대 (Stelliferous Era) 150 Ma ~ 100 Ga 20 ~ −0.99 60 K ~ 0.03 K 종족 III 별들의 첫번째 형성과 모든 항성 형성 중단, 모든 별이 퇴화한 잔해의 형태로 남을 때까지의 시간. 우주의 종말 (Ultimate fate of the universe) > 100 Ga < −0.99 < 0.1 K 마침내 별들은 죽고 별을 대신할 별이 더 적게 태어나면서 우주가 어두워지면서 별의 시대는 끝날 것이다. 다양한 이론이 여러 후속 가능성을 제시한다. 양성자 붕괴를 가정하면 물질은 결국 암흑기로 증발할 수 있다(열죽음). 또는 우주가 대함몰로 붕괴될 수도 있다. 다른 제안된 종말에는 가짜 진공 재앙, 또는 우주의 종말로 가능한 빅 립이 포함된다. 대폭발 <nowiki /> 이 부분의 본문은 대폭발, 우주기원론 및 en:Why there is anything at all입니다. 우주론의 표준 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW 계량)이라고 하는 시공간의 모형을 기반으로 한다. 거리 함수(계량)는 물체 사이의 거리 측정을 제공하고 또한 FLRW 계량은 균질성 및 등방성과 같은 공간의 일부 주요 속성이 참이라고 가정하면 아인슈타인 방정식(EFE)의 정확한 해이다. FLRW 계량은 우주가 대폭발 이후에 팽창했음을 보여주는 압도적인 다른 증거들과 매우 밀접하게 일치한다.
FLRW 계량 방정식이 우주의 시작까지 거슬러 올라가서도 유효하다고 가정하면 방정식이 우주의 모든 물체 사이의 거리가 영이거나 극도로 작음을 시사하는 지점까지 시간을 거슬러 올라갈 수 있다. (이것은 가능성 중 하나이지만 대폭발 당시 우주가 물리적으로 작았다는 것을 반드시 의미하지는 않는다.) 이것은 현재의 모든 물리적 관측과 매우 밀접하게 일치하는 우주 모형을 제공한다. 우주 연대기의 시초의 기간은 "대폭발"(Big Bang)이라고 불린다. 우주론의 표준 모형은 그 순간이 발생한 후에 우주가 물리적으로 어떻게 발전했는지 설명하려고 시도한다.
FLRW 계량의 특이점은 현재 이론이 대폭발 자체가 시작될 때 실제로 일어난 일을 설명하기에는 부적절하다는 의미로 해석된다. 양자 중력에 대한 정확한 이론이 그 사건에 대한 더 정확한 설명을 가능하게 할 수 있다고 널리 믿어지고 있지만, 그러한 이론은 아직 개발되지 않았다. 그 순간 이후, FLRW 계량 자체가 시간이 지남에 따라 변경되어 모든 곳에서 결합되지 않은 모든 객체 사이의 거리에 영향을 미치기 때문에 우주 전체의 모든 거리는 영에서 (아마도) 증가하기 시작했다. 이러한 이유로 대폭발은 "어디서나 일어났다(happened everywhere)"고 말한다.
극초기 우주 우주시의 가장 초기에는 에너지와 조건이 너무 극단적이어서 현재의 지식으로는 가능성만 제시할 수 있으며, 이는 잘못된 것으로 판명될 수 있다. 한 가지 예를 들자면, 영원한 급팽창(eternal inflation) 이론은 인플레이션이 우주 대부분에 걸쳐 영원히 지속되어 "빅뱅 이후 N초"라는 개념을 잘못 정의한다고 제안한다. 따라서 초기 단계는 활발한 연구 영역이며 과학적 지식이 향상됨에 따라 여전히 추측이고 수정될 수 있는 아이디어를 기반으로 한다.
특정 "급팽창 시대"가 약 10−32초에 강조 표시되지만 관측과 이론 모두 대폭발 이후 우주의 물체 사이의 거리가 항상 증가하고 있으며 현재 (한 때 팽창 속도가 크게 느려지면 은하와 대부분의 은하단과 같이 중력에 의해 묶인 물체를 제외하고) 여전히 증가하고 있다. 급팽창 기간은 규모의 매우 급격한 변화가 발생한 특정 기간을 표시하지만 다른 시간에도 동일하게 유지되었음을 의미하지는 않는다. 보다 정확하게는 급팽창 기간 동안 팽창이 가속화되었다. 급팽창 이후, 그리고 약 98억 년 동안, 팽창은 훨씬 더 느리고 시간이 지남에 따라 더 느려졌다(비록 그것이 결코 역전되지 않았지만). 그것은 약 40억 년 전에 다시 약간 빨라지기 시작했다.
플랑크 시대 10-43초보다 짧은 시간 (플랑크 시간) <nowiki /> en:Planck units § In cosmology 문서를 참고하십시오. 플랑크 시대는 알려진 우주를 시작한 사건 직후의 전통적인(비급팽창) 대폭발 우주론의 시대이다. 이 시대에는 우주 내부의 온도와 평균 에너지가 너무 높아 일상적인 아원자 입자가 형성될 수 없었고, 우주를 구성하는 네가지 기본 힘들-중력, 전자기력, 약한 핵력, 강한 핵력-이 결합되어 하나의 근본적인 힘을 형성했다. 이 온도에서의 물리학은 거의 이해되지 않는다. 다른 가설은 다른 시나리오를 제안한다. 기존의 대폭발 우주론은 이 시대 이전에 중력 특이점을 예측했지만, 이 이론은 양자 효과로 인해 이 시대에 무너질 것으로 생각되는 일반 상대성이론에 의존한다.[12]
우주론 급팽창 이론 모형에서는 급팽창이 끝나기 전의 시간(대폭발 후 대략 10-32 초)은 전통적인 대폭발 우주론에서와 같은 타임라인을 따르지 않는다. 플랑크 시대의 우주와 물리학을 설명하는 것을 목표로 하는 모형은 일반적으로 추측적이며speculative "신 물리학(New Physics)"의 범주에 속한다. 예에는 하틀-호킹 상태, 끈 이론 풍경(String theory landscape), 끈 가스 우주론, 에크파이로틱 우주가 포함된다.
대통일 시대 대폭발 후 10-43초에서 10-36초 사이[13] <nowiki /> 이 부분의 본문은 대통일 시대입니다. 우주가 팽창하고 냉각되면서 서로 힘이 분리되는 전이 온도를 넘었다. 이러한 상전이는 일반 물질의 응축 및 동결 상전이와 유사하게 시각화할 수 있다. 특정 온도/에너지에서 물 분자는 행동과 구조를 바꾸고 완전히 다르게 행동한다. 증기가 물로 변하는 것처럼, 우리 우주의 기본 힘들과 입자를 정의하는 장도 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어지면 행동과 구조를 완전히 바꾼다. 이것은 우리가 현재의 우주에서 일반적으로 보는 것보다 훨씬 더 높은 온도에서만 발생하기 때문에 일상 생활에서는 분명하지 않다.
우주의 기본 힘들에서 이러한 상전이는 "대칭 깨짐(symmetry breaking)"라고 불리는 양자장의 현상에 의해 발생하는 것으로 믿어진다.
일상적으로 우주가 냉각됨에 따라 우리 주위에 힘과 입자를 생성하는 양자 장이 더 낮은 에너지 수준과 더 높은 수준의 안정성으로 정착하는 것이 가능해진다. 그렇게 함으로써 그들은 상호 작용 방식을 완전히 바꾼다. 힘과 상호 작용은 이러한 장으로 인해 발생하므로 우주는 상전이 위와 아래에서 매우 다르게 행동할 수 있다. 예를 들어, 후기 시대에 한 상전이의 부작용은 질량이 전혀 없는 많은 입자가 갑자기 질량을 얻고(힉스 장과 다르게 상호 작용하기 시작함) 단일 힘이 두 개의 분리된 힘으로 나타나기 시작한다는 것이다.
이른바 대통일 이론(GUT)으로 자연을 기술한다고 가정하면, 대통일 시대는 중력이 보편적 결합 게이지 힘으로부터 분리되는 이러한 종류의 상전이로부터 시작되었다. 이로 인해 중력과 전기강 작용이라는 두 가지 힘이 이제 존재하게 되었다. 그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만 많은 물리학자들은 그렇게 믿고 있다. 이 강한 상호작용의 물리학은 대통일 이론으로 설명될 것이다.
대통일 시대는 전기-강 작용이 차례로 분리됨에 따라 두 번째 상전이로 끝났고 강한 상호작용과 전기약 작용이라고 하는 두 개의 개별 상호작용으로 나타나기 시작했다.
전기약 시대 대폭발 후 10–36초(또는 급팽창 종료)에서 10–32초 사이[13] <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Electroweak epoch입니다. 시대가 어떻게 정의되고 따라야 하는 모형에 따라 전기약 시대(electroweak epoch)는 급팽창 시대 이전이나 이후에 시작되는 것으로 간주될 수 있다. 일부 모형에서는 급팽창 시대를 포함하는 것으로 설명된다. 다른 모형에서는 약 10–32초에 급팽창 시대가 끝난 후 전기약 시대가 시작된다고 한다.
전통적인 대폭발 우주론에 따르면, 전기약 시대는 대폭발 후 10–36초에 시작되었으며, 이때 우주의 온도는 전기핵력(electronuclear force)이 두 개의 개별 상호작용, 즉 강한 것과 전기약 작용으로 나타나기 시작하기에 충분히 낮았다(1028K). (전기약 작용도 나중에 분리되어 전자기 상호작용과 약한 상호작용으로 나뉜다.) 전기강 대칭(electrostrong symmetry)이 깨진 정확한 지점은 추측적이고 아직 불완전한 이론적 지식으로 인해서 확실하지 않다.
급팽창 시대와 급속한 우주 팽창 대폭발 후 10~32초 전에 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Inflationary epoch 및 우주팽창입니다. 극초기 우주의 이 시점에서 공간 내 거리를 정의하는 거리함수(metric)가 갑자기 매우 빠르게 규모가 변경되어 초기 우주가 이전 부피의 최소 1078 배(및 훨씬 더 많을 수 있음)를 남겼다. 이것은 길이가 1나노미터(10-9 m, DNA 분자 너비의 약 절반)인 물체에 해당하는 모든 공간 차원에서 최소 1026 배의 선형 증가에 해당하며, 아주 작은 찰나의 순간에 약 10.6 광년(100조 킬로미터)의 길이로 확장된다. 이 변화를 급팽창으로 알려져있다.
시공간 내의 빛과 물체는 광속보다 빠르게 이동할 수는 없지만, 이 경우 척도에서 변화한 시공간 자체의 크기와 기하학을 지배하는 거리함수가 되었다. 거리함수에의 변경은 빛의 속도에 의해 제한되지 않는다.
이런 일이 일어났다는 좋은 증거가 있으며 실제로 일어났다는 사실이 널리 받아들여지고 있다. 그러나 정확한 원인은 아직 조사 중이다. 그래서 그것이 왜 그리고 어떻게 일어났는지 설명하는 다양한 모형이 존재한다. 어떤 설명이 정확한지는 아직 명확하지 않다.
더 유명한 몇몇 모형에서는 강한 상호 작용과 전기약 작용의 분리에 의해 촉발되어 대통일 시대를 끝낸 것으로 생각된다. 이 상전이의 이론적 산물 중 하나는 인플라톤 장이라고 하는 스칼라 장이었다. 이 장이 우주 전체에서 가장 낮은 에너지 상태로 정착하면서 엄청난 반발력을 발생시켜 공간 자체를 정의하는 거리함수의 급속한 확장을 초래했다. 급팽창은 오늘날의 우주가 초기 단계에서 매우 무질서했음에도 불구하고 어떻게 매우 큰 규모로 극도로 균질한(유사한) 끝나게 되었는 설명하는 것을 포함하여 다른 방법으로는 설명하기 어려운 현재 우주의 몇 가지 관찰된 속성을 설명한다.
급팽창 시대가 언제 끝났는지는 정확히 알 수 없으나 대폭팔 이후 10-33에서 10-32초 사이로 추정된다. 우주의 급속한 팽창은 대통일 시대에 남아 있던 기본 입자들이 이제 우주 전체에 아주 얇게 분포되어 있음을 의미한다. 그러나 인플라톤 장의 거대한 잠재적 에너지는 급팽창 시대가 끝날 때 방출되었는데, 이는 인플라통 장이 "재가열"로 알려진 다른 입자로 붕괴됨에 따라 발생했다. 이 가열 효과로 인해 우주는 쿼크, 반쿼크 및 글루온의 조밀하고 뜨거운 혼합물로 채워졌다. 다른 모형에서 재가열은 종종 전기약 시대의 시작을 표시하는 것으로 간주되며 따뜻한 급팽창과 같은 일부 이론은 재가열 단계를 완전히 피한다.
대폭발 이론의 비전통적 버전("인플레이션의" 모형으로 알려짐)에서 급팽창은 대폭발 후 대략 10-32초에 해당하는 온도에서 끝났지만 이것이 인플레이션의 시대가 10-32초 미만 지속되었음을 의미하지는 않는다. 관찰된 우주의 균질성을 설명하려면 이러한 모형의 지속 시간이 10-32초보다 길어야 한다. 따라서 인플레이션의 우주론에서 "대폭발 이후" 가장 의미 있는 시점은 급팽창의 '끝'의 시점이다.
급팽창이 끝난 후에도 우주는 계속 팽창했지만 훨씬 느린 속도로 팽창했다. 약 40억년전에 팽창이 점차 다시 가속화되기 시작했다. 이는 우주의 대규모 거동에서 암흑 에너지가 지배적이기 때문인 것으로 여겨진다. 그것은 오늘날에도 여전히 팽창하고 있다.
2014년 3월 17일 BICEP2 협업의 천체물리학자들은 급팽창 이론에 대한 명확한 실험적 증거로 해석된 B-모드(B-mode 파워 스펙트럼(power spectrum)에서 급팽창 중력파의 탐지를 발표했다.[14][15][16][17][18] 그러나 2014년 6월 19일에 우주 급팽창 발견을 확인하는 데 대한 신뢰도가 낮아졌다는 보고가 보고되었고[17][19][20] 마지막으로 2015년 2월 2일에 BICEP2/Keck과 유럽 우주국의 플랑크 위성 마이크로파 우주 망원경에서의 데이터의 공동 분석은 통계적 "[데이터의] 의미가 너무 낮아 원시 B-모드의 탐지로 해석하기에는 너무 낮으며" 또한 주로 우리 은하의 편광 먼지에 기인할 수 있다고 결론지었다.[21][22][23]
초대칭 깨짐 (추측적) <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Supersymmetry breaking입니다. 만약 초대칭 Hqmc-vector.svg 초대칭을 통한 계층 문제의 해결 기본 개념 초대칭 이론 초대칭 파괴 불가능성 정리 수학적 구조 vte 이 우리 우주의 속성이라면 그것은 1TeV 이상의 에너지로 깨져야한다. 그러면 입자의 질량과 그 초대칭짝은 더 이상 같지 않을 것이다. 이 매우 높은 에너지는 알려진 입자의 초대칭짝이 관찰되지 않은 이유를 설명할 수 있다.
전기약 대칭 깨짐 대폭발 후 10~12초 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Electroweak symmetry breaking입니다. 우주의 온도가 계속해서 159.5±1.5GeV 아래로 떨어지자 전기약 대칭 깨짐(electroweak symmetry breaking)이 일어났다.[24] 우리가 아는 한, 그것은 우리 우주 형성의 끝에서 두 번째 대칭 깨짐이었고, 마지막 것은 쿼크 섹터의 카이랄 대칭 깨짐(Chiral symmetry breaking)이였다. 여기에는 두 가지 관련 효과가 있으니:
힉스 메커니즘을 통해 힉스 장과 상호작용하는 더 높은 에너지 준위에서 질량이 없었던 모든 기본 입자들은 무거워진다. 부작용으로 약한 핵력과 전자기력, 그리고 각각의 보손(W와 Z보손과 광자)이 현재 우주에서 다르게 나타나기 시작한다. 약전기 대칭을 깨기 전에는 이들 보존이 모두 질량이 없는 입자였으며 장거리에서 상호 작용했지만 이 시점에서 W와 Z 보손은 갑자기 무거운 입자가 되어 원자 크기보다 작은 거리에서만 상호 작용한다. 반면 광자는 질량이 없고 장거리 상호작용으로 남는다. 전기약 대칭이 깨진 후 우리가 알고 있는 기본 상호작용들-중력, 전자기, 약한 및 강한 상호작용-은 모두 현재 형태를 취하고 기본 입자는 예상 질량을 갖지만 우주의 온도는 여전히 너무 높아 안정을 허용하지 않는다. 우리가 지금 우주에서 볼 수 있는 많은 입자의 형성에는 양성자나 중성자가 없으므로 원자, 원자핵 또는 분자가 없다. (좀 더 정확히 말하면, 우연히 형성되는 모든 복합 입자는 극단적인 에너지로 인해 거의 즉시 다시 깨진다.)
초기 우주 우주 급팽창이 끝난 후, 우주는 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워져 재가열의 잔재가 된다. 이 시점부터 초기 우주의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되고 쿼크시대와 관련된 에너지는 입자 물리학 실험 및 기타 검출기에서 직접 접근할 수 있다.
전기약 시대와 초기 열평형화 대폭발 후 10-22초에서 10-15초 사이에서 시작해서 대폭발 후 10-12초까지 팽창 후 얼마 후 생성된 입자는 상호작용이 열평형으로 이어지는 열평형화(thermalization)를 거쳤다. 우리가 확신하는 가장 초기 단계는 대폭발 후 약 10-15 초 후 약 1015K의 온도에서 전기약 대칭이 깨지기 전의 시간이다. 전자기적 상호작용과 약한 상호작용은 아직 분리되지 않았으며, 우리가 아는 한 모든 입자는 질량이 없었다. 힉스 메커니즘이 아직 작동하지 않았기 때문이다. 그러나 이국적인 거대한 입자 모양의 존재인 스팔레론(sphaleron)이 존재했을 것으로 생각된다.
이 시대는 전기약 대칭이 깨지면서 끝났다. 입자 물리학의 표준 모형에 따르면 이 단계에서 중입자 생성이 이 단계에서 일어나 물질과 반물질 사이의 불균형을 만든다(이 모형을 확장하면 더 일찍 발생했을 수 있음). 이러한 과정의 세부 사항에 대해서는 알려진 바가 거의 없다.
열평형화 <nowiki /> 대폭발 § 열평형화 문서를 참고하십시오. 각 입자 종의 수 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙과 유사한 분석에 의해:
{\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}{\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}, 이것은 대략적으로 바로 {\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}{\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}. 상호작용이 강했기 때문에, 단면 {\displaystyle \sigma }\sigma 는 대략 입자 파장의 제곱이었고 그것은 개략 {\displaystyle n^{-2/3}{\displaystyle n^{-2/3}이다. 따라서 입자 종당 충돌률은 평균자유행로에서 계산될 수 있으며 대략 다음을 제공하니:
{\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}{\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}. 비교를 위해 이 단계에서 우주 상수는 무시할 수 있으므로 허블 매개변수는:
{\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}\approx {\sqrt {\frac {8\pi G}{3c^{2}xnk_{B}T}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}{\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}\approx {\sqrt {\frac {8\pi G}{3c^{2}xnk_{B}T}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1} , 여기서 x ~ 102는 사용 가능한 입자 종의 수였다.[노트 1]
따라서 H는 입자 종당 충돌률보다 훨씬 낮은 차수이다. 이것은 이 단계에서 열평형화를 위한 충분한 시간이 있었다는 것을 의미한다.
이 시대에서 충돌률은 수 밀도의 세제곱근에 비례하므로 {\displaystyle a^{-1}{\displaystyle a^{-1}, 여기서 {\displaystyle a}a는 척도인자이다. 하지만 허블 매개변수는 {\displaystyle a^{-2}{\displaystyle a^{-2} 에 비례한다. 시간을 거슬러 올라가 더 높은 에너지로 이동하고 이러한 에너지에서 신 물리학(new physics)이 없다고 가정하면 온도는:[25]
{\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}{\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}, 대략 대폭발 후 10−22초에.
쿼크 시대 대폭발 후 10-12초에서 10-5초 사이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en: Quirk epoch입니다. 쿼크 시대는 대폭발 후 약 10-12초 후에 시작되었다. 이것은 전기약 대칭 깨짐 직후의 초기 우주로 중력, 전자기력, 강한 상호작용 및 약한 상호작용의 기본 상호작용들이 현재의 형태를 취했지만 우주의 온도는 여전히 쿼크가 서로 결합하여 강입자를 형성하도록 허용하기에는 너무 높았다.[26][27]
쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 경입자 및 그 반입자를 포함하는 조밀하고 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워졌다. 입자들 사이의 충돌은 너무 강력하여 쿼크가 중간자 또는 중입자로 결합하도록 허용할 수 없었다.[26]
쿼크 시대는 입자 상호작용의 평균 에너지가 가장 가벼운 강입자인 파이온의 질량 아래로 떨어졌을 때인 우주의 나이가 약 10-5초였을 때 끝났다.[26]
중입자 생성 아마도 10-11초 정도 <nowiki /> 이 부분의 본문은 중입자 생성입니다. <nowiki /> 경입자 생성 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다. 중입자는 3개의 쿼크로 구성된 양성자 및 중성자와 같은 아원자 입자이다. 중입자와 반중입자으로 알려진 입자는 모두 같은 수로 형성되었을 것으로 예상된다. 그러나 이것이 일어난 것 같지 않고-우리가 아는 한, 우주에는 반중입자보다 훨씬 더 많은 중입자가 남아 있었다. 사실, 자연에서는 거의 반중입자는 관찰되지 않는다. 이것이 어떻게 발생했는지는 분명하지 않다. 이 현상에 대한 설명은 중입자 생성과 관련된 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 우주 급팽창이 끝난 후 어느 시점에 충족되었다는 것을 허용해야 한다. 현재 입자 물리학은 이러한 조건이 충족되는 비대칭을 제안하지만, 이러한 비대칭은 관측된 우주의 중입자-반중입자 비대칭을 설명하기에는 너무나 작아 보인다.
강입자 시대 대폭발 후 10-5초에서 1초 사이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Hadron epoch입니다. 우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라즈마는 양성자와 중성자와 같은 중입자를 포함한 강입자가 형성될 때까지 냉각된다. 처음에는 강입자/반강압자 쌍이 형성되어 물질과 반물질이 열평형 상태에 있다. 그러나 우주의 온도가 계속 내려가면서 새로운 강입자/반강입자 쌍이 더 이상 생성되지 않고 새로 형성된 강입자와 반강입자 대부분이 쌍소멸되어 고에너지 광자 쌍이 생성된다. 비교적 적은 양의 강입자가, 이 시대가 끝났을 때, 우주시의 약 1 초경에 남아 있었다.
이론에 따르면 양성자 6개당 약 1개의 중성자가 남아 있으며 중성자 붕괴로 인해 시간이 지남에 따라 비율이 1:7로 감소한다. 이것은 나중 단계에서 중성자와 일부 양성자가 융합되어 수소, 중수소라고 하는 수소 동위원소, 헬륨 및 기타 측정할 수 있는 다른 원소를 남겼기 때문에 정확하다고 믿어진다. 강입자의 1:7 비율은 실제로 초기 및 현재 우주에서 관찰된 원소 비율을 생성할 것이다.[28]
중성미자 분리와 우주 중성미자 배경(CνB) 대폭발 후 약 1초 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Neutrino decoupling 및 우주 중성미자 배경입니다. 대폭발 후 약 1초 후에 중성미자가 분리되어 우주를 자유롭게 여행하기 시작한다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 이러한 중성미자는 오늘날에도 여전히 존재하며, 이는 대폭발 후 약 37만년 후 재결합 중에 방출된 우주 마이크로파 배경과 유사하다. 이 사건의 중성미자는 매우 낮은 에너지를 가지며 현재의 직접 탐지로 가능한 것보다 약 10-10배 작다.[29] 고에너지 중성미자조차도 탐지하기 어렵기로 악명이 높기 때문에, 이 우주 중성미자 배경(CvB)은 몇 년 동안 조금도 직접적으로 자세히 관찰되지 않을 수 있다.[29]
그러나 대폭발 우주론은 CvB에 대해 많은 예측을 하며, 핼륨의 대폭발 핵합성 예측과 우주 마이크로파 배경(CMB)의 비등방성 둘다로부터 CvB가 존재한다는 매우 강력한 간접적 증거가 있다. 이러한 예측 중 하나는 중성미자가 CMB에 미묘한 흔적을 남길 것이라는 것이다. CMB에 불규칙성이 있다는 것은 잘 알려져 있다. CMB 변동 중 일부는 중입자 음향 진동의 영향으로 인해 대략적으로 규칙적인 간격을 유지했다. 이론상으로 디커플된 중성미자는 다양한 CMB 변동의 위상에 아주 약간의 영향을 미쳤을 것이다.[29]
2015년에는 이러한 변화가 CMB에서 감지된 것으로 보고되었다. 게다가, 변동은 대폭발 이론에서 예측한 온도의 중성미자와 거의 정확히 일치했으며(예측 1.95K와 비교하여 1.96±0.02K), 표준 모형에서 예측한 동일한 수의 중성미자 맛깔들flavors인 정확히 3가지 유형의 중성미자에 해당했다.[29]
원시 블랙홀의 형성 가능성 대폭발 후 약 1초 이내에 발생했을 수 있음 <nowiki /> 이 부분의 본문은 원시 블랙홀입니다. 원시 블랙홀은 1966년에 제안된 가상의 블랙홀 유형[30]으로, 우주 시간의 1 초 이내에 고밀도와 불균일한 조건으로 인해 소위 복사지배 시대(radiation-dominated era)에 형성되었을 수 있다. 무작위 변동으로 인해 일부 지역은 중력 붕괴를 겪을 만큼 밀도가 높아져 블랙홀이 형성될 수 있다. 현재의 이해와 이론은 이러한 물체의 풍부함과 질량에 엄격한 제한을 두고 있다.
일반적으로 원시 블랙홀의 형성은 약 {\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}{\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1} (10%), 여기서 {\displaystyle \rho } \rho 는 우주의 평균 밀도이다.[31] 초기 우주 동안 재가열, 우주적 상전이 및 (소위 "하이브리드 급팽창 모형"에서) 액시온 급팽창을 포함하는 여러 메커니즘이 이 기준을 충족하는 조밀한 영역을 생성할 수 있다. 원시 블랙홀은 항성의 중력 붕괴로 형성되지 않았기 때문에 질량은 항성 질량보다 훨씬 낮을 수 있다(~2×1033g). 스티븐 호킹은 1971년에 원시 블랙홀의 질량이 10−5 g 만큼 작을 수 있다고 계산했다.[32] 그러나 그것들은 어떤 크기도 가질 수 있으므로 또한 클 수도 있고 은하의 형성에 기여했을 수도 있다.
경입자 시대 대폭발 후 1초에서 10초 사이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Lepton epoch입니다. 대부분의 강입자와 반강입자는 강입자 시대가 끝날 때 서로를 쌍소멸시켜 우주의 질량을 지배하는 렙톤(전자, 뮤온 및 특정 중성미자 등)과 반랩톤을 남긴다.
경입자 시대는 이전 강입자 시대와 유사한 경로를 따른다. 처음에는 렙톤과 반렙톤이 쌍으로 생성된다. 대폭발 후 약 10 초 후에 우주의 온도는 새로운 랩톤-반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않고 대부분의 나머지 렙톤과 반렙톤이 서로 빠르게 쌍소멸시키고 고에너지 광자 쌍을 생성하는 지점까지 떨어지고 또한 소멸되지 않은 렙톤의 작은 잔류물을 남긴다.[33][34][35]
광자 시대 대폭발 후 10초에서 37만 년 사이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Photon epoch입니다. 대부분의 경입자와 반경입자가 경입자 시대의 끝에 쌍소멸된 후, 우주의 대부분의 질량 에너지는 광자의 형태로 남아 있다.[36] (나머지 질량 에너지의 대부분은 중성미자와 다른 상대론적 입자의 형태이다.) 따라서 우주의 에너지와 우주의 전반적인 행동은 광자에 의해 지배된다. 이러한 광자들은 계속해서 전하를 띤 입자, 즉 전자, 양성자 그리고 (결국) 핵과 자주 상호작용한다. 그들은 앞으로 약 37만 년 동안 계속 그렇게 한다.
가벼운 원소의 핵합성 대폭발 후 2분에서 20분 사이[37] <nowiki /> 이 부분의 본문은 대폭발 핵합성입니다. 대폭발 후 약 2분에서 20분 사이에 우주의 온도와 압력으로 인해 핵융합이 일어나 수소 이외의 몇 가지 가벼운 원소의 핵이 생성된다("대폭발 핵합성"). 양성자의 약 25%와 모든[28] 중성자는 융합하여 수소 동위원소인 중수소를 형성하고 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성한다.
원자핵은 결합 에너지와 관련하여 특정 온도 이상에서 쉽게 결합을 해제(분리)한다. 약 2 분부터 온도가 떨어진다는 것은 중수소가 더 이상 결합을 풀지 않고 안정하다는 것을 의미하고, 약 3 분부터 중수소의 융합에 의해 형성된 헬륨과 다른 원소들도 더 이상 결합을 풀지 않고 안정적이다.[38]
짧은 지속 시간과 떨어지는 온도는 가장 간단하고 빠른 핵융합 과정만 일어날 수 있음을 의미한다. 더 무거운 원소의 핵합성은 어렵고 항성에서도 수천 년이 걸리기 때문에 헬륨을 넘어서는 핵은 극소량만 형성된다.[28] 소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되지만 이들은 불안정하고 빠르게 다시 손실된다.[28] 지속 시간이 매우 짧기 때문에 소량의 중수소가 융합되지 않은 상태로 남아 있다.[28]
따라서 대폭발 핵합성이 끝날 때 생성되는 안정한 핵종은 양성자(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4 및 리튬-7뿐이다.[39] 질량 기준으로 결과 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 아마도 10-10 질량의 리튬-7이다. 다음으로 생산되는 가장 일반적인 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO 순환")이지만 이들은 질량 기준으로 1015분의 5내지 30 부분으로 예상되어 본질적으로 감지할 수 없고 무시할 수 있다.[40][41]
초기 우주의 각 빛 원소의 양은 오래된 은하에서 추정할 수 있으며 대폭발에 대한 강력한 증거이다.[28] 예를 들어, 대폭발은 양성자 7개당 약 1개의 중성자를 생성하여 모든 핵자의 25%가 헬륨-4로 융합되도록 해야 하며(16개의 핵자 중 2개의 양성자와 2개의 중성자), 이것이 우리가 찾은 양인데, 오늘날에는 다른 과정으로 쉽게 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 많다.[28] 유사하게, 중수소는 매우 쉽게 융합되니; 어떤 대안적인 설명이 중수소가 형성되기 위한 조건이 어떻게 존재했는지를 설명해야 하며, 또한 그 융합되지 않은 중수소가 일부 남야야 하고, 또한 헬륨으로 즉시 다시 융합되지 않아야 한다.[28] 어떤 대안은 또한 다양한 가벼운 원소들과 동위원소의 비율을 설명해야 한다. 리튬-7과 같은 몇몇 동위 원소는 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 밝혀졌지만, 시간이 지남에 따라, 이러한 차이는 더 나은 관측에 의해서 해결되었다.[28]
물질 지배 대폭발 후 47,000년 <nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Scale factor § Matter-dominated era 및 en:Structure formation입니다. 지금까지 우주의 대규모 역학과 거동은 주로 복사에 의해 결정되었다. 즉, 광자 및 중성미자와 같이 상대론적으로(광속으로 또는 가깝게) 움직이는 구성 요소를 의미한다.[42] 우주가 식으면서 약 47,000년 (적색편이 z = 3600)부터[2] 우주의 대규모 거동은 대신 물질이 지배하게 된다. 이것은 물질의 에너지 밀도가 복사 에너지 밀도와 진공 에너지 밀도를 모두 초과하기 시작하기 때문에 발생한다.[42] 약 4만7000년 전후에 비상대론적 물질(원자핵)과 상대론적 복사(광자)의 밀도가 같아지게 되며, 형성할 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는 진스 길이가 (중력적 인력과 압력 효과 간의 경쟁으로 인해서) 떨어지기 시작하고 또한 자유 스트리밍(free streaming) 복사에 의해 소멸되는 대신 섭동은 진폭이 커지기 시작할 수 있다.
ΛCDM 모형에 따르면 이 단계에서 우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 암흑물질이 존재하고 우리 우주를 지배하고 있다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑물질의 정확한 본질이 아직 이해되지 않았기 때문에, 대폭발 이론은 현재 그 형성의 어떤 단계도 다루지 않는다.
이 시점부터 그리고 앞으로 수십억 년 동안 암흑물질의 존재는 우리 우주의 구조 형성(structure formation)을 가속화한다. 초기 우주에서 암흑물질은 중력의 영향으로 거대한 필라멘트로 점차 모여들며 복사압에 의해 붕괴가 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴한다. 이것은 우주 팽창에 의해 남겨진 우주 밀도의 미세한 불균질성(불규칙성)을 증폭시킨다. 시간이 지남에 따라 약간 조밀한 영역은 더 조밀해지고 약간 희박한(더 빈) 영역은 더 희박해진다. 일반 물질은 이러한 농도의 암흑물질이 존재하기 때문에 다른 방법보다 더 빨리 모이게 된다.
복사압 없이 빠르게 붕괴되는 암흑물질의 특성은 복사로 에너지를 '잃지' 않는다는 것을 의미한다. 입자가 특정 지점을 넘어 고밀도의 구조로 붕괴하려면 에너지 손실이 필요하다. 따라서 암흑물질은 거대하지만 확산된 필라멘트와 후광으로 붕괴되고, 항성이나 행성으로 붕괴되지는 않는다. 복사에 의해 에너지를 잃을 수 있는 일반 물질은 고밀도의 물체들을 형성하고 또한 붕괴될 때 성간운도 형성한다.
재결합, 광자 분리 및 우주 마이크로파 배경(CMB) <nowiki /> 이 부분의 본문은 재결합 및 en:Decoupling (cosmology)입니다.
우주 마이크로파 배경 복사의 9년 WMAP 이미지(2012).[43][44] 복사는 대략 10만분의 1 부분에 대해 등방성이다.[45]. 대폭발 후 약 37만년 후에 두 개의 연결된 사건이 발생했으니: 재결합의 종말과 광자 분리(photon decoupling)이다. 재결합은 이온화된 입자가 결합하여 첫 번째 중성 원자를 형성하는 것을 설명하고, 광자 분리는 새로 형성된 원자가 보다 안정적인 에너지 상태로 안정될 때 방출되는("분리된") 광자를 말한다.
재결합 직전 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화된 플라즈마를 형성하는 온도에 있었다. 우주에 있는 대부분의 광자는 전자 및 양성자와 상호작용하며 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없다. 그 결과 우주는 불투명하거나 "흐리게" 되었다. 비록 빛이 있었지만 볼 수 없었으며, 우리가 망원경으로 그 빛을 관측할 수도 없다.
약 18,000년 전부터 우주는 자유 전자가 헬륨 핵과 결합하여 He+ 원자를 형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다. 중성 헬륨 핵은 약 10만 년에 형성되기 시작하며 중성 수소 형성은 약 26만 년에 정점에 달한다.[46] 이 과정을 재결합이라고 한다.[47] 이름은 약간 정확하지 않으며 역사적 이유로 주어졌으니: 사실 전자들과 원자핵들은 처음으로 결합하고 있었다.
약 10만 년에 우주는 첫 번째 분자인 약 10만 년에 우주는 첫 번째 분자인 수소화 헬륨이 형성될 만큼 충분히 냉각되었다.[48] 2019년 4월, 이 분자는 우리 은하 내의 행성상 성운인 NGC 7027에서 성간 공간에서 관찰되었다고 처음 발표되었다.[48] (훨씬 후에 원자 수소는 수소화 헬륨과 반응하여 별 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성했다.[48])
낮은 에너지 상태(바닥 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이므로 이러한 수소 원자는 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자와 함께 형성되며, 일단 결합되면 전자는 낮은 에너지 상태로 전환할 때 하나 이상의 광자의 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이러한 광자 방출을 광자 분리라고 한다. 이러한 디커플된 광자 중 일부는 다른 수소 원자에 의해 포획되고 나머지는 자유로 남는다. 재결합이 끝날 때까지 우주의 대부분의 양성자는 중성 원자를 형성했다. 전하를 띤 입자에서 중성 입자로의 이러한 변화는 포획 효과가 무한대가 되기 전에 광자가 이동할 수 있는 평균자유행로 광자가 이동할 수 있으므로, 포획되지 않은 분리된 광자는 장거리를 자유롭게 이동할 수 있음을 의미한다(톰슨 산란Thomson scattering 참조). 우주는 역사상 처음으로 가시광선, 전파 및 기타 전자기파에 투명해졌다.
이 상자의 배경은 디커플링 중에 방출된 광자가 적색편이되어 우주 마이크로파 배경을 형성하기 전의 원래 4000K 색상에 가깝다. 당시에는 전체 우주가 이와 유사한 색과 4000K의 온도로 밝게 빛나는 안개로 나타났을 것이다. 이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자는 초기에 약 4000K의 온도/에너지를 가졌다. 이것은 눈에 옅은 노란색/주황색 색조 또는 "부드러운" 흰색으로 보였을 것이다.[49] 분리 후 수십억 년에 걸쳐 우주가 팽창함에 따라 광자는 가시광선에서 전파(약 2.7K의 온도에 해당하는 마이크로파 복사)로 적색편이되었다. 적색편이는 우주가 수십억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하는 광자가 가시광선에서 전파로 점차 변화하는 것을 설명한다. 이 동일한 광자는 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고 초기 우주와 그것이 어떻게 발전했는지에 대한 결정적인 증거를 제공한다.
재결합과 거의 동시에 중입자 음향 진동으로 알려진 전자 바리온 플라즈마 내의 기존 압력파가 응축되면서 물질의 분포에 포함되어 대규모 물체의 분포에서 아주 약간의 선호도를 일으켰다. 따라서 우주 마이크로파 배경은 인플레이션(위의 '9 년 WMAP 이미지' 참조) 동안 생성된 작은 변동을 포함하여 이 시대 말의 우주의 그림이며, 우주에서 은하와 같은 물체의 확산은 시간이 지남에 따라 발전함에 따라 우주의 규모와 크기를 나타낸다.[50]
암흑 시대와 거대구조의 출현 대폭발 이후 37만 ~ 10억 년[51] <nowiki /> 수소선 및 최원거리 천체 목록 문서를 참고하십시오. 암흑 시대 <nowiki /> 수소선 문서를 참고하십시오. 재결합과 광자 분리 후, 우주는 투명했고 빛이 장거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었지만 항성이나 은하와 같은 빛을 생성하는 구조는 없었다. 항성과 은하는 중력의 작용으로 기체의 고밀도의 영역이 형성될 때 형성되는데, 이는 거의 균일한 기체 밀도 내에서 필요한 규모로 오랜 시간이 걸리므로 항성이 존재하지 않은 지 재결합 후 아마도 수백만년 된 것으로 추정된다.
암흑 시대라고 알려진 이 기간은 대폭발 후 약 37만 년경에 시작되었다. 암흑 시대동안 우주의 온도는 약 4000K에서 약 60K (3727°C에서 약 -213°C)로 냉각되었으며 광자의 두 가지 소스만 존재했으니: 오늘날 우리가 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지할 수 있는 광자와 중성 수소 원자에 의해 때때로 방출되는 중성 수소의 21cm 스핀 라인으로 알려진 광자이다. 수소 스핀 라인은 주파수의 마이크로파 범위에 있으며 또한 3백만 년 이내에서 CMB 광자는 가시광선에서 적외선으로 적색편이되었다. 그때부터 첫 번째 별까지 가시광선 광자는 없었다. 아마도 드문 통계적 변칙성을 제외하고는 우주는 진정으로 어두웠다.
종족 III 별로 알려진 1세대 항성은 대폭발 후 수억 년 이내에 형성되었다.[52] 이 항성들은 재결합 후 우주에서 가시광선의 첫 번째 소스였다. 구조는 약 1억5000만 년 전부터 나타나기 시작했으며 초기 은하들은 약 3억8000만 년에서 7억 년 사이에 나타났다. (우리는 아주 초기의 개별 항성에 대한 별도의 관측을 갖고 있지 않으니: 가장 초기에 관찰된 항성은 극초기 은하의 참여자로서 발견되었다.) 그들이 출현하면서 암흑기는 점차 끝났다. 이 과정이 점진적이었기 때문에 암흑 시대는 우주가 현재의 모습을 갖추게 되면서 약 10억년 정도만에 완전히 끝났다.
항성과 은하의 가장 오래된 관측 <nowiki /> 이 부분의 본문은 허블 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경 및 최원거리 천체 목록입니다. 현재 우리가 관측한 항성과 은하계 중 가장 오래된 것은 재전리 시작 직후의 것으로, GN-z11 (허블 우주 망원경, 2016)과 같은 은하는 약 z≈11.1 (우주시 약 4억 년)에 있다.[53][54][55][56] 2021년 12월에 발사된 허블의 후계자인 제임스 웹 우주 망원경은 허블보다 최대 100배 더 희미한 물체를 감지하도록 설계되었으며, 우주 역사에서 훨씬 더 일찍 적색편이 z≈20 (우주시 약 1억8000만 년)으로 거슬러 올라간다.[57][58] 이것은 최초의 은하보다 더 이른 시기이며 최초의 항성 시대 전후로 여겨진다.[57]
또한 원리적으로 초기 우주를 연구하기 위해서는 우주 마이크로파 배경보다 훨씬 더 강력한 도구이기 때문에 희미한 21cm 스핀 라인 복사를 감지하기 위한 관측 노력이 진행 중이다.
추측적인 "거주 가능 시대" 대폭발 후 약 1000~1700만 년 약 660만 년 동안, 대폭발 (적색편이 137–100) 후 약 1,000만 년에서 1,700만 년 사이에 배경 온도는 273–373K(0–100°C)였으며, 이는 액체 물과 일반적인 생물학적 화학 반응에 적합했다. 아브라함 롭Abraham Loeb(2014)은 원칙적으로 원시 생명이 이 기간 동안 나타났을 것이라고 추측했으며, 그는 이 기간을 "초기 우주의 거주 가능 시대"라고 불렀다.[59][60] 롭은 탄소 기반 생명체가 초신성에서 탄소를 방출하는 최소한 하나의 거대한 항성을 생성할 만큼 충분히 조밀했고 행성을 생성할 만큼 조밀했던 초기 우주의 가상 주머니에서 진화했을 수 있다고 주장한다. (만약 그런 고밀도의 주머니가 존재했다면 극히 드물었을 것이다.) 생명체는 또한 균질한 배경 복사가 아니라 열 차이가 필요했을 것이니; 이것은 자연적으로 발생하는 지열 에너지에 의해 제공될 수 있다. 그러한 삶은 원시 상태로 남아 있었을 것이니; 거주 가능 시대의 종말에 가상의 바다가 얼어붙기 전에 지적 생명체가 진화할 충분한 시간을 가졌을 가능성은 거의 없다.[59][61]
가장 초기의 구조와 항성 출현 대폭발 후 약 1억5000만 ~ 10억 년 <nowiki /> 항성 형성, 왜소은하, 중입자 음향 진동, 관측 가능한 우주 § 거대구조, en:Structure formation 및 en:Stelliferous Era 문서를 참고하십시오.
허블 울트라 딥 필드는 초기 별의 시대가 어땠는지 알려주는 고대 시대의 은하를 종종 보여준다.
또 다른 허블 이미지는 근처에서 어린 은하가 형성되고 있음을 보여준다. 이는 이것이 우주론적 시간 척도에서 아주 최근에 발생했음을 의미한다. 이것은 우주에서 새로운 은하의 형성이 여전히 일어나고 있음을 보여준다. 우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 물질지배 시대가 시작된 이래 암흑물질은 중력의 영향으로 거대한 확산(확산) 필라멘트로 점차 모여들고 있다. 일반 물질은 이러한 농도의 암흑물질이 존재하기 때문에 다른 방법보다 더 빨리 모이게 된다. 또한 광자가 분리될 때 물질의 분포에 포함된 초기 중입자 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서 약간 더 밀도가 높다. 암흑물질과 달리 일반 물질은 여러 경로를 통해 에너지를 잃을 수 있다. 즉, 붕괴될 때 분리되지 않을 에너지를 잃을 수 있으며 더 빨리 붕괴되어 더 밀도가 높은 형태로 될 수 있다. 일반 물질은 암흑물질이 밀도가 높은 곳에 모여서 주로 수소 가스 구름으로 붕괴된다. 이 구름에서 첫 번째 별과 은하가 형성된다. 수많은 은하가 형성된 곳에서 결국 은하단과 초은하단이 생겨날 것이다. 별이 거의 없는 큰 거시공동이 그들 사이에 형성되어 암흑물질이 덜 흔해진 곳을 표시한다.
최초의 별, 은하, 초대질량 블랙홀, 퀘이사의 정확한 시기, 재전리로 알려진 기간의 시작과 종료 시기와 진행은 여전
화학(化學, 영어: chemistry)은 물질의 성질, 조성, 구조, 변화 및 그에 수반하는 에너지의 변화를 연구하는 자연과학(自然科學)의 한 분야이다. 물리학(物理學)도 역시 물질을 다루는 학문이지만, 물리학이 원소(元素)와 화합물(化合物)을 모두 포함한 물체의 운동과 에너지, 열적·전기적·광학적·기계적 속성을 다루고 이러한 현상으로부터 통일된 이론을 구축하려는 것과는 달리 화학에서는 물질 자체를 연구 대상으로 한다.[1] 화학은 이미 존재하는 물질을 이용하여 특정한 목적에 맞는 새로운 물질을 합성하는 길을 제공하며, 이는 농작물(農作物)의 증산, 질병의 치료 및 예방, 에너지 효율 증대, 환경오염(環境汚染) 감소 등 여러 가지 이점을 제공한다.[2]
어원 화학은 연금술사들이 물질을 섞으며 발전시켰기 때문에 화학을 뜻하는 영어 ‘케미스트리(chemistry)’는 연금술을 뜻하는 단어 ‘알케미(alchemy)’에서 비롯하였다. 이는 다시 아랍어 ‘알 키미야(الكيمياء, al-kīmiyāʾ)’에서 왔는데, 이 단어의 어원에 대해서는 여러 가지 설이 있다.
‘화학(化學)’이란 단어는 물질의 변화를 다루는 학문이라는 점에 착안한 번역어이다. 이 번역어는 장덕이(중국어판)의 《항해술기(航海述奇)》(1866), 윌리엄 알렉산더 파슨스 마틴(영어판)의 자연과학 교과서 《격물입문(格物入門)》(1866) 등에서 처음 쓰였다.[3]
역사 <nowiki /> 이 부분의 본문은 화학의 역사입니다. 고대 화학(古代化學)
*초기 야금 (冶金, 야금: 금속을 광석으로부터 추출하고 정련하는 기술)
인간에 의해 발견된 최초의 기록된 금속은 금(金)인 것으로 보이며 구석기(舊石器) 후기(BC 40,000)에 스페인 동굴에서 소량의 천연 금이 발견되었다고 한다.
은(銀), 구리(銅), 주석(朱錫) 및 유성 철(鐵) 또한 고대 문화에서 일부 제한된 양의 금속 가공을 허용하면서 고대문화로 발견 될 수 있었다. 기원전 3000년경 유성 철제로 만든 이집트 무기는 "천국의 단검(天國短劍)"으로 높이 평가 받았다.
아마도 통제 된 방식으로 사용된 최초의 화학 반응은 불이였다. 그러나 천년 동안 불은 단순히 열과 빛을 생성하면서 한 물질을 다른 물질 (타는 나무 또는 끓는 물)로 변형시킬 수있는 신비한 힘으로만 알려졌다. 불은 초기 사회의 여러 측면에 영향을 미쳤다. 이들은 요리 및 서식지(棲息地) 조명과 같은 일상 생활의 가장 단순한면에서 도기, 벽돌 및 금속을 녹여 도구를 만드는 것과 같은 고급 기술(高級技術)에 이르기까지 다양했다.
유리(琉璃)의 발견과 금속(金屬)의 정화로 이어지는 불로 인해 야금이 부상했다. 야금의 초기 단계에서 금속의 정화 방법이 요구되었고, 금은 BC 2900년 초기의 고대 이집트의 귀중한 금속이되었다.
17 세기와 18 세기 : 초기 화학(初期化學)
*로버트 보일
로버트 보일 현대 화학의 공동 창립자 영국계 미국인 화학자(化學者) 로버트 보일 (Robert Boyle, 1627-1691)은 연금술(鍊金術)에 대한 현대의 과학적 방법을 정제하고 화학을 연금술과 분리한 것으로 생각된다. 그의 연구가 연금술 전통에 뿌리를 두고 있음에도 불구하고, 보일은 오늘날 현대의 화학자이자 현대화학(現代化學)의 창시자이자 현대 실험 과학 방법의 선구자(先驅者) 중 한 사람으로 불리고 있다. 보일이 원래 발견자가 아님에도 보일은 1662년에 제시한 보일의 법칙으로 가장 잘 알려져있다. 보일의 (法則)은 온도(溫度)만 폐쇄(閉鎖)된 시스템 내에서 일정하게 유지된다면 가스의 절대 압력과 부피가 반비례함을 의미한다. 보일은 또한 화학 분야의 초석으로 간주되는 1661년의 《의심 많은 화학자》 에 대한 획기적인 저서로 인정받고 있다. 작품에서 보일은 모든 현상이 움직이는 입자의 충돌의 결과라는 가설을 제시한다. 보일 (Boyle)은 화학자들에게 실험을 호소했으며 실험은 지구, 화염, 공기 및 물과 같은 고전적인 4 가지 원소만으로 화학 원소를 제한한다는 것을 부인했다. 그는 또한 화학이 의학이나 연금술에 종속되어 과학의 지위로 부상하는 것을 중단해야 한다고 촉구했다. 중요한 것은 과학 실험에 대한 엄격한 접근 방식이라고 주장했다. 그는 모든 이론이 사실로 간주되기 전에 실험적으로 입증되어야 한다고 믿었다. 이 작품은 원자, 분자 및 화학 반응의 가장 초기의 현대적인 아이디어를 포함하고 있으며 현대 화학의 역사의 시작을 나타낸다. 보일은 또한 화학 물질을 정제하여 재현 가능한 반응을 얻으려고 시도했다. 그는 재료 물질의 물리적 특성(物理的特性)과 상호 작용(相互作用)을 설명하고 정량화(定量化)하기 위해 르네 데카르트가 제안한 기계 철학(機械哲學)의 공개적인 지지자였다. 보일은 원자핵론자(原子核論者)였지만 원자보다 더 많은 입자를 선호했다. 그는 속성이 유지되는 물질의 가장 정밀한 부분은 미립자(微粒子)의 수준에 있다고 논평했다. 그는 또한 공기 펌프로 수 많은 조사를 수행했으며, 공기가 펌프로 퍼져 나감에 따라 수은이 떨어지는 것으로 나타났다. 그는 또한 컨테이너에서 공기를 펌핑하면 화염을 없애고 내부에 있는 작은 동물을 죽일 수 있음을 관찰했다.
주요 개념 원자(原子)와 원소(元素) <nowiki /> 이 부분의 본문은 원자 및 화학 원소입니다. 과거 화학에서 더 이상 나뉘지 않는 기초적인 요소가 존재한다고 했는데, 이 기초적인 요소를 원자(原子)라 한다. 원자란 물질을 구성하는 기본적인 입자(粒子)로 고대 그리스의 데모크리토스에서부터 그 존재가 주장되었는데, 1803년 존 돌턴에 의해서 원자론(原子論)으로 정리되었다. 20세기 초, 화학자들은 원자를 구성하는 더 작은 입자들, 즉 전자(電子), 양성자(陽性子), 중성자(中性子)가 존재한다는 사실을 발견하였다. 전자는 음전하를 띠고 있고, 양성자는 양전하를 띠고 있으며, 중성자는 전하를 띠지 않고 있다. 원자는 양성자와 중성자로 구성되어 있는 원자핵(原子核)을 가지고 있으며 전자는 이 주변에 원자 궤도(原子軌道)을 이루며 분포되어 있다.[4]
원소(元素)는 일반적인 화학적, 물리학적 방법으로는 분해되지 않는 물질을 의미한다.[5] 원소는 원자핵에 존재하는 양성자 수로 정의되는 원자 번호(原子番號)로 구별된다. 산소(酸素), 황(黃), 주석(朱錫), 철(鐵) 등은 원소이다. 19세기 중엽까지 약 80가지의 원소가 발견되었는데, 이들은 주기율(週期律)에 따라 배열(配列)될 수 있다.[4]
동위 원소(同位元素) <nowiki /> 이 부분의 본문은 동위 원소입니다. 동위원소(同位元素)는 아이소토프 또는 동위체(同位體)라고도 한다. 서로 화학적으로는 거의 구별하지 못하지만 그것을 구성하고 있는 원자(原子)의 질량(質量)이 서로 다른 원소를 동위원소라고 한다. 영어의 isotope는 그리스어인 isos(같은)와 topos(장소)의 합성어(合成語)인데, 질량은 서로 달라도 원소의 주기율표(週期律表)에서 같은 장소에 배열되는 데서 1901년 영국의 화학자 F. 소디가 isotope라는 명칭을 붙였다. 대부분의 원소는 동위 원소를 가진다. 동위 원소는 원자 번호는 같으나, 중성자수가 다른 원소를 뜻한다. 동위 원소는 화학적인 성질(化學的性質)은 동일하나, 원자량의 차이를 이용하여 분리할 수 있다. 자연에서도 발견되는 92개의 원소 중 88개는 동위 원소가 지표면 상에 존재한다. 자연에서 발견되지 않더라도 동위 원소는 핵반응(核反應)을 이용하여 만들어낼 수 있다. 어떤 동위 원소는 방사능을 가지기도 하는데, 이 경우 동위 원소의 원자핵은 불안정하고 방사선(放射線)을 방출하며 자연적으로 붕괴된다.[4]
동중 원소(同重元素) <nowiki /> 이 부분의 본문은 동중 원소입니다. 동중 원소(同重元素)는 원자 질량(原子質量)은 같으나, 양성자수(陽性子數)가 다른 원소를 뜻한다. 동중 원소는 화학적, 물리적 성질이 다르며 40S, 40Cl, 40Ar, 40K, 40Ca등이 있다.
분자(分子)와 화학 반응(化學反應)
물 분자 <nowiki /> 이 부분의 본문은 분자입니다. <nowiki /> 이 부분의 본문은 화학 반응입니다. 분자(分子)란 원자의 결합체(結合體) 중 독립 입자(獨立粒子)로서 작용하는 단위체(單位體)이다. 일정한 개수의 원자가 특정하게 정렬되어 서로 결합해 분자가 형성된다. 원자가 원소(元素)의 최소단위(最小單位)이듯, 분자(分子)는 화합물(化合物)의 최소단위가 된다. 원자가 결합(結合)될 때 전자의 재배치(再配置)가 일어나는데, 이는 화학에서의 중요한 관심사중 하나이다.
화학 반응은 원자 혹은 분자가 화학적인 변화를 겪는 일을 말한다. 화학 반응은 원자간의 결합이 끊어지는 일과 다시 이어지는 일을 포함한다. 결합이 끊어질 때는 에너지가 흡수되고, 결합이 이어질 때는 에너지가 방출된다. 화학 반응의 간단한 예로는 수소와 산소가 반응하여 물이 되는 것을 들 수 있다. 반응식(反應式)은 다음과 같다.
2 H2 + 2 O → 2 H2O ΔH = - 572kJ 반응식(反應式)에서 알 수 있듯이, 화학 반응에서는 원자가 새로 생성되거나 나타나는 일이 일어나지 않는다. ΔH는 에너지 또는 엔탈피 변화를 뜻한다. 반응은 발열반응(發熱反應)일 수도 있고, 흡열반응(吸熱反應)일 수도 있다. 발열반응은 주위로 열을 방출(放出)하는 반응으로 엔탈피 변화가 음수(陰數)로 나타난다. 반면에 흡열반응은 주위 열을 흡수하는 반응으로 엔탈피 변화가 양수(陽數)로 나타난다. 위 반응의 경우는 발열반응인데, 이는 계(界)로부터 주위(周圍)로 열이 이동(移動)하였다는 의미이다.[4]
화학 결합(化學結合) <nowiki /> 이 부분의 본문은 화학 결합입니다. 화학 결합(化學結合)을 주된 세 가지 부류로 나누어보면 이온 결합(ion結合), 공유 결합(共有結合) 그리고 금속결합(金屬結合)으로 나눌 수 있다. 이온이란 전하(電荷)를 띤 원자 또는 분자를 뜻한다. 이온 결합은 양전하(陽電荷)와 음전하(陰電荷)의 전기적인 인력(電氣的引力)에 의해서 생성되는 화학 결합이다. 예를 들면 염화 나트륨은 양전하를 띤 나트륨 이온(Na+)과 음전하를 띤 염화 이온(Cl-) 사이의 전기적인 결합으로 이루어진 이온 화합물(化合物)이다. 이러한 물질을 물에 녹이면 이온은 물 분자에 의해 수화되고 이렇게 해서 만들어진 수용액(水溶液)은 전기전도도(電氣傳導度)를 가진다.
공유 결합(共有結合)은 원자 궤도(原子軌道)이 겹쳐진 결과 두 원자가 전자쌍(電子雙)을 공유하게 되어 생성되는 결합을 의미한다. 공유 결합이 형성되는 결합은 발열반응(發熱反應)인데, 이때 방출되는 에너지의 양이 그 결합의 결합 에너지이다.[4] 결합 에너지만큼의 에너지를 그 결합에 가해주면 결합은 끊어질 수 있다.[6]
금속 결합(金屬結合)은 금속 원자에서 전자(電子)들이 떨어져 나와 자유전자(自由電子)를 생성하게 되어 생성되는 결합을 의미한다. 금속의 특성인 연성(延性)과 전성(轉成)이 생성되는 이유이기도 하다.
화합물(化合物) <nowiki /> 이 부분의 본문은 화합물입니다. 화합물(化合物)은 구성하고 있는 원자의 종류, 수, 배치에 의해서 그 특성이 결정된다. 자연에서 찾을 수 있거나 인공적으로 합성(合成)할 수 있는 화합물의 수는 엄청나고, 이들 중 대부분은 유기 화합물(有機化合物)이다. 유기 화합물을 이루는 주된 화학 원소(化學元素)인 탄소(炭素)는 다른 화학 원소와는 다르게 매우 긴 사슬 형태로 정렬될 수 있으며, 같은 수많은 이성질체(異性質體)를 형성할 수 있다. 예를 들어, 분자식(分子式) C8H16O는 약 천 개의 서로 다른 화합물을 뜻할 수 있다.[4]
분과 화학은 취급 대상(取扱對象) 및 대상의 취급 방법에 따라서 몇 가지 분과(分科)로 구분될 수 있다. 물질을 분석하는 분석화학(分析化學)은 크게 물질의 존재를 취급하는 정성 분석과 물질의 양을 결정하는 정량 분석으로 나눌 수 있다. 탄소를 포함한 유기 화합물(有機化合物)을 다루는 유기화학(有機化學)과 유기 화합물을 제외한 무기 화합물(無機化合物)을 다루는 무기화학(無機化學)도 있다. 물리학(物理學)과 화학의 경계에는 물리화학(物理化學)이 있고 생물학(生物學)과의 경계에는 생화학(生化學)이 있다. 물리화학에서 특히 분자의 구조와 성질과의 관계를 다루는 부분을 구조화학(構造化學)이라고 부르기도 한다. 제2차 세계 대전(第2次世界大戰) 이후에는 방사성 물질을 다루는 방사화학(放射化學)이 발전하였고 화학 공업을 다루는 공업화학(工業化學)도 있다.[7] 이 외에도 화학의 분과는 매우 다양하다.
화학의 분과는 전통적으로 다음과 같은 5가지로 나눌 수 있으며, 각각의 분과는 더욱 세분화될 수 있다.
무기화학(無機化學) <nowiki /> 이 부분의 본문은 무기화학입니다.
무기 화합물의 예([Cu(NH3)4]2+ 무기화학(無機化學)은 유기화학에서 다루지 않는 물질을 다루며 주로 금속이나 준금속(準金屬)이 포함된 물질에 대해서 연구한다. 따라서 무기화학에서는 매우 넓은 범위의 화합물을 다루게 된다. 초기에는 광물(鑛物)의 구성이나 새 원소의 발견이 주요 관심사였고 여기서부터 지구화학(地球化學)이 분기되었다. 주로 전이 금속(轉移金屬) 등을 이용한 촉매(觸媒)나 생물에서 산소 수송(酸素輸送), 광합성(光合成), 질소 고정(窒素固定) 등의 과정에서 중요한 역할을 하는 금속 원자들에 대해 연구하며 이 외에도 세라믹, 복합재료(複合材料), 초전도체(超傳導體)등에 대한 연구를 한다.[4]
물리화학(物理化學) <nowiki /> 이 부분의 본문은 물리화학입니다. 물리화학(物理化學)은 화학적 현상(化學的現象)에 대한 해석과 이를 설명하기 위한 물리적 원리들에 대해 다루는 분과이다. 화학반응(化學反應)에 관련된 열역학적 원리와 물질의 물리학적 성질에 대한 설명은 물리화학이 다루는 고전적인 주제이다. 물리화학은 양자화학(量子化學)의 발전에도 큰 기여를 하였다. 분광계(分光計)나 자기 공명(磁氣共鳴), 회절(回折) 기기 등 물리화학에서 사용하는 실험 장비나 실험 방법(實驗裝備)들은 다른 화학의 분과에서도 매우 많이 사용된다. 물리화학이 다루는 대상은 유기 화합물, 무기 화합물, 혼합물(混合物)을 모두 포함한다.
분석화학(分析化學) <nowiki /> 이 부분의 본문은 분석화학입니다. 분석화학(分析化學)은 물질의 조성이나 혼합물(混合物)의 구성요소(構成要素) 등을 결정하는 방법에 대해서 연구하는 화학의 분과이다. 혼합물을 이루고 있는 성분의 탐색(探索), 분리(分離), 정량(定量)과 분자를 이루고 있는 원자의 비율을 측정하여 분자식을 결정하는 일 등이 분석화학에서 행해진다. 1950년대의 분석화학의 발전은 많은 질량 분석계를 포함한 분석 기구의 등장을 불러일으켰다. 이 외에도 고해상도(高解像度) 크로마토그래피, 전기화학(電氣化學)에서의 많은 실험방법(實驗方法) 등은 분석화학에 있어서 중요한 분석법이다. 분석화학에 있어서 최종 목표는 더 정확한 측정법(測定法)이나 측정기기(測定機器) 등을 개발하는 것이다. 분석화학의 발전으로 인해 환경오염 물질(環境汚染物質) 등을 피코그램의 수준에서도 감지하는 것이 가능해졌다.[4]
생화학(生化學) <nowiki /> 이 부분의 본문은 생화학입니다.
헤모글로빈 생화학(生化學)에서는 이와 같이 생물체에서 기능하는 물질들을 다룬다.화학의 관점(觀點)에서 다루는 학문이다. 식물(植物)이나 동물(動物)의 세포(細胞)에서 발견되는 물질이나 일어나는 화학 반응들이 주 관심사이다. 생명체(生命體)에서 발견되는 탄수화물(炭水化物), 지방(脂肪), 단백질(蛋白質), 핵산(核酸), 호르몬 등은 유기 화합물이라서 유기화학에서도 다루어지기도 하나, 이들 화합물에 관련된 물질대사(物質代謝) 과정이나 조절 과정에 대한 연구는 생화학의 고유 분야이다. 효소(酵素)와 조효소(助酵素), 그리고 이들의 작용 과정에 대해서도 연구하며, 세포막(細胞膜)을 통과하는 이온과 분자, 신경전달물질(神經傳達物質)과 다른 조절 물질들의 작용에 대해서도 연구한다. 생화학은 내분비학(內分泌學), 유전학(遺傳學), 면역학(免疫學), 바이러스학의 발전에 큰 영향을 끼쳤다.[4]
유기화학(有機化學) 유기화학(有機化學)은 탄소(炭素)로 이루어진 화합물(化合物)을 연구하는 분과이다. 원래 유기 화합물은 식물이나 동물로부터 추출해낸 화합물을 뜻하였으나 지금은 유기 화합물의 범위가 크게 넓어져 탄소 사슬 또는 탄소 고리를 가진 모든 화합물을 뜻한다. 유기화학의 오랜 관심사는 유기 화합물의 합성 메커니즘이다. 현대에 들어서 핵자기 공명법(核磁氣共鳴法)과 X선 결정학(X線結晶學) 등이 개발되어 유기 화합물 분석에 있어서 매우 중요한 방법으로 자리잡았다. 플라스틱, 합성섬유(合成纖維)등의 고분자물질(高分子物質) 등도 유기화학에서 다루어진다.
원자(原子, atom)는 일상적인 물질을 이루는 가장 작은 단위이다. 일상적인 물질들이 원소로 구성되어 있기 때문에, 이는 화학 반응을 통해 더 쪼갤 수 없는 단위와 동의어이다. 모든 고체, 액체, 기체, 플라즈마가 전부 원자로 이루어져 있다. 현대 물리학의 관점에서 볼 때 원자는 원자핵과 전자로 이루어져 있으며, 원자핵은 중성자와 양성자로 구성된다. 또 핵반응을 통해서는 더 작은 단위로 나뉜다. 원자와 혼동하기 쉬운 개념으로 '원소'를 들 수 있는데, 원자가 물질을 구성하는 기본 입자라고 한다면, 원소는 물질을 이루는 성분의 종류라고 하겠다. 한편, 여러 원자의 화학적 결합으로 이루어진 분자는 물질의 성질을 가지는 가장 작은 입자이다.
어원 원자(原子)라는 용어는 우다가와 요안이 독일어 atom을 번역한 것이다. 이 독일어 atom은 고대 그리스어 a-tomos에서 온 것으로서 더 이상 나뉠 수 없는(a-: 부정, tomos: 쪼갬)이라는 뜻을 갖고 있다. 이 뜻과는 약간 달리 동양에서 쓰이는 원자(原子)라는 한자어는 물체의 근본이 되는 것이라는 현대 물리학적 해석에 준용하여 atom을 번역한 것이다.
atom이라는 낱말은 언어적으로 고대 그리스어에 뿌리가 있을 뿐만 아니라, 그 추상적 개념은 이미 기원전 5세기에 고대 그리스 철학자 데모크리토스가 쓴 것이다. 이러한 어원대로라면 당대에 알고 있는 가장 작은 기본 단위(현재는 쿼크와 렙톤)가 원자가 되어야 마땅하겠지만, 물리학과 화학에서는 이 항목의 정의에 따른다.
역사 floating 원자설 <nowiki /> 이 부분의 본문은 원자주의입니다. 세상의 물질들이 작은 입자들로 이루어져 있다는 사상은 고대 그리스와 인도에서부터 발견된다. 물론 이는 과학적 방법에 따른 결과가 아닌, 사상적 철학적 논증의 결과 나타난 사상의 한 갈래이다.[1][2]
돌턴의 배수 비례의 법칙
존 돌턴의 《화학철학의 새로운 세계A New System of Chemical Philosophy (1808)》에 그려진 원자와 분자들의 그림. 존 돌턴은 1803년에 과학자들의 실험 결과를 분석하여 화합물이 만들어질 때 필요한 원소의 질량비가 간단한 정수비를 나타낸다는 사실을 발견하고, 이를 배수 비례의 법칙이라는 이름으로 발표한다. 이에 따라 물질들이 기본적인 질량단위로 구성되어 있다는 사실이 밝혀졌다.
돌턴은 논문에서 세 종류의 화학반응을 예로 들었다. 첫 번째 예시는 산화 주석이다. 검은 가루(SnO)는 주석 88.1%와 산소 11.9%로 이루어져 있고, 흰 가루(SnO2)는 주석 78.7%와 산소 21.3%로 이루어져 있다. 이는 질량비로 나타내면 검은 가루는 주석 100g에 산소 13.5g이고, 흰 가루는 주석 100g에 산소 27g이다. 이 때 필요한 산소의 질량인 13.5와 27은 1:2의 정수비를 가진다. 실제로 각 산화물은 주석 1개당 산소 1개 혹은 2개를 가져간다.[3][4]
두 번째 예시는 산화 철이다. 검은 가루는 78.1%의 철과 21.9%의 산소, 빨간 가루는 70.4%의 철과 29.6%의 산소로 이루어져 있다. 이는 질량비로 나타내면 검은 가루는 철 100g에 산소 28g이고, 붉은 가루는 철 100g에 산소 42g이다. 이 때 필요한 산소의 질량인 28과 42은 2:3의 정수비를 가진다. 실제로 각 산화물은 철 2개당 산소 2개 혹은 3개를 가져간다.[a][5][6]
마지막으로 돌턴은 질소 산화물을 예시로 든다. 아산화 질소는 63.3%의 질소와 36.7%의 산소로, 일산화 질소는 44.05%의 질소와 55.95%의 산소로, 이산화 질소는 29.5%의 질소와 70.5%의 산소로 이루어져 있다. 이는 곧 각각 140g의 질소마다 80g의 산소, 160g의 산소, 320g의 산소가 필요하다는 의미인데, 이 필요한 산소의 질량비는 1:2:4의 비율을 이룬다.[7][8]
기체 분자 운동론 <nowiki /> 이 부분의 본문은 기체 분자 운동론입니다. 18세기 후반에 기체가 작은 입자들의 집합체로 해석함으로써 통계학과 확률론 등을 통해 실제 기체의 운동을 잘 설명할 수 있다는 사실이 밝혀졌다. 돌턴의 원자론이 기체의 화학반응을 통해 물질의 구성성분이 입자임을 밝혔다면, 기체 분자 운동론은 물리적 성질을 통해 밝혔다는 의의가 있다.
브라운 운동 <nowiki /> 이 부분의 본문은 브라운 운동입니다. 1827년에 식물학자 로버트 브라운은 현미경을 통해 물 위에 뜬 티끌들이 변덕스럽게 움직이는 현상을 발견하고, 브라운 운동이라 이름붙인다. 사람들은 여기 원자론을 적용하여 물 분자들이 티끌과 무작위적으로 충돌함으로써 이러한 현상이 발생한다고 추측했다. 이후 1905년에 알버트 아인슈타인이 통계물리학을 통해 브라운 운동의 원인이 실제로 분자의 자발적 운동이라는 것을 밝힌다.[9] 프랑스의 물리학자 장 페랭은 아인슈타인의 이론을 실험으로 검증하여 1926년 노벨 물리학상을 받는다.
톰슨의 전자 발견 <nowiki /> 이 부분의 본문은 톰슨 원자모형입니다.
알파입자 산란실험좌측: 기존의 푸딩 모형이 맞다면 알파입자는 반사나 굴절 없이 그대로 금박을 뚫고 지나갈 것이다.우측: 실험 결과 소량이지만 굴절 또는 반사되는 입자가 관측되어, 양전하가 밀집된 구조가 원자 내에 있다는 것이 밝혀졌다. 1897년 영국의 과학자 조지프 존 톰슨은 음극선이 전자기파의 일종이 아닌, 수소보다 1,800배나 가벼운 입자로 이루어진 빔이라는 사실을 발견한다. 이는 즉 원자보다 가벼운 입자가 존재함을 시사한다. 이 입자는 처음으로 발견된 아원자 입자로 처음에는 소체(小體)라는 의미의 corpuscle라 불렸으나, 이후 전자로 다시 명명된다. 톰슨은 전자가 방사성 물질에서 방출된다는 사실을 밝혔고, 이후 광전 효과에서 튀어나오는 입자도 전자임을 보였다.[10] 금속 내부에서 흐르는 전류의 원인이 전자라는 사실도 곧 밝혀졌다.
원자로 이루어진 음극 판에서 음극선이 방출되므로, 원자가 쪼개질 수 있다는 사실이 너무나 분명하게 드러난 것이다. 이를 바탕으로 1907년에 톰슨은 양전하를 가지는 물체에 음전하를 가지는 전자가 빵 속의 건포도처럼 박혀있는 원자모형을 제시한다.
러더퍼드의 원자핵 발견 <nowiki /> 이 부분의 본문은 러더퍼드 원자 모형 및 알파입자 산란실험입니다. 위의 음극선 실험으로 톰슨은 음전하를 띄는 전자라는 입자가 양전하를 띄는 푸딩 안에 박혀있는 형태의 원자를 제안하게 된다.[11] 이 모형은 푸딩 모형이라고도 불린다.
영국의 과학자 어니스트 러더퍼드와 그 제자인 한스 가이거, 어니스트 마즈든은 알파 입자의 비전하를 측정하는 실험을 하고 있었다. 그러나 입자가 측정기구 내부의 공기중에서 산란되는 현상이 계속 발생하고, 결국 실험을 진행하기 어려울 정도로 오차가 쌓인다. 톰슨도 음극선을 사용해 실험을 계속 진행하며 같은 현상을 마주했는데, 톰슨은 실험기구 내부를 진공으로 만들어 이를 해결했다. 그러나 러더퍼드는 전자보다 수천배 이상 더 무거운 알파 입자를 가지고 실험을 하고 있었기 때문에, 톰슨처럼 간단하게 생각할 문제가 아니었다. 톰슨의 원자 모형에 의하면, 양전하는 원자 내부 어딘가에 뭉쳐있는 것이 아니라 원자 전체에 균질하게 퍼져 있어야 했다. 그러므로 충분한 크기의 전기장을 형성하지 못할 텐데, 알파 입자가 산란되는 현상이 계속 발생하는 것이었다. 이에 따라 러더퍼드와 제자들은 이 산란을 주제로 연구를 시작한다.[12]
러더퍼드는 1908년부터 1913년까지 무려 5년의 시간동안 알파입자를 얇은 금박에 쏘는 실험을 진행한다. 대부분의 알파입자는 금박을 통과했지만, 90° 이상 산란되어 튕겨 나오는 알파입자도 관측되었다. 이러한 현상을 설명하기 위해 러더퍼드는 원자 내에 양전하가 한 군데 모여있으며, 그 위치는 원자의 중심이 되어야만 한다는 것을 논증한다. 이 때 제안된 원자모형은 행성모형이라고도 불린다.[12]
닐스 보어의 원자구조 <nowiki /> 이 부분의 본문은 보어 모형입니다.
보어의 원자모형에서는 전자들이 에너지를 흡수 또는 방출하면서 궤도를 이동하는 "양자 도약"을 설명할 수 있다. 하지만 러더퍼드의 원자모형은 원자의 흡수 방출 스펙트럼을 설명할 수 없었고, 전자가 가속운동할 때 전자기파를 방사하는 싱크로트론 방사로 인해 운동에너지를 잃어버려야 하지만, 실제 원자가 물리적으로 안정한 이유를 설명할 수 없었다.
이를 보완하기 위해 1913년 덴마크의 과학자 닐스 보어는 전자가 각기 다른 에너지를 가지는 층에 존재한다는 양자화된 궤도 개념을 도입하여 가설을 세우고 이에 근거한 원자모형을 제시했다. 이 모형에서 전자는 광자를 흡수 또는 방출하면서 각 궤도 사이를 오갈 수 있다. 이처럼 양자화된 궤도 개념을 통해 전자궤도의 안정성, 불연속적인 흡수 방출 스펙트럼을 설명할 수 있었다.
같은 해 말엽, 헨리 모즐리는 보어 모형의 가능성을 보장하는 실험 결과를 얻는다. 또한 이 실험은 어니스트 러더포드와 안토니우스 반 덴 브룩의 가설, 즉 원자는 원자번호 갯수만큼의 핵전하를 띌 것이라는 가설을 검증한다. 이로써 원자 번호가 물리적 의미를 가진다는 사실이 밝혀진다.[13]
원자간 화학 결합은 1916년에 길버트 뉴턴 루이스에 의해 설명된다. 루이스는 이 원자들이 전자를 공유함으로써 화학 결합이 형성된다고 주장했다. 또 1919년에는 미국의 화학자 어빙 랭뮤어는 원소의 화학적 성질이 주기율표를 따라 주기적으로 반복되는 이유는 한 원자 안에 있는 전자들이 물리적으로 긴밀하게 상호작용하여 하나의 집단을 이루기 때문임을 논증한다.[14] 보어의 모형은 전자껍질이라는 개념을 통해 랭뮤어의 전자집단론이 맞았음을 보이고 있다.
이후 슈뢰딩거에 의해 더 완벽하고 정확한 원자모형이 제시되긴 하지만, 보어 모형은 당시까지 밝혀진 원자의 성질들을 성공적으로 설명할 수 있는 최초의 완전한 원자모형이었다. 다만 수소가 아닌 다른 원자들의 선스펙트럼을 설명하지 못하고, 등속 원운동을 할 때 라모 공식을 따르자면 광자가 방출되어야 한다는 오류를 검증되지 않는 가정으로 해결하고자 하는 등의 문제가 남아있었기 때문에 물리학자들은 더 나은 모형을 탐구하기 시작했다.
슈뢰딩거의 원자 모형 1922년 슈테른-게를라흐 실험을 통해 원자의 속성들이 양자화되어있다는 것이 밝혀졌다. 은 원자 빔이 불균질한 자기장 내부를 통과하면서 경로가 두 갈래로 갈라지는데, 이러한 현상을 설명하기 위해서는 원자의 자기 모멘트가 두 개로 양자화되어있어야만 했다. 스핀의 방향은 처음에는 무작위하게 분포되어 있다가, 빔이 자기장을 통과하면서 위 혹은 아래로 정렬되기 때문에 빔이 두 가닥으로 갈라지는 것이다.
1925년 베르너 하이젠베르크는 양자화된 성질을 다루는데 유용한 행렬 역학을 처음으로 제안한다.[15] 그 작년인 1924년에는 루이 드 브로이가 모든 입자는 파동의 성질을 가진다는 가설인 물질파를 제안했다.[16] 에르빈 슈뢰딩거는 드브로이의 이 가설을 정식으로 채택해 슈뢰딩거 방정식을 유도한다. 여기서 원자는 기존에는 입자로만 해석되었던 것과는 달리, 삼차원 파형을 가진 파동으로 해석된다.[17]
이처럼 입자를 파동으로 해석함으로써 위치와 운동량을 동시에 정밀하게 측정하는 것이 불가능하다는 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리가 자연스레 유도되었다.[15][18] 이처럼 원자를 파동으로 해석함으로써 기존의 보어 모형으로서는 설명될 수 없었던 원소들의 선 스펙트럼을 완벽하게 설명할 수 있었다. 또한 실제 관측결과도 잘 부합하는 터라 행성모형은 폐기되고, 원자 오비탈의 개념이 채택되었다.
하지만 같은 해 10월에 독일의 과학자 보른은 슈뢰딩거 방정식이 전자의 파동함수가 아니라 전자가 존재할 확률함수라고 해석하였다. 이러한 확률적 해석을 바탕으로 원자 주위에서 전자를 발견할 확률을 계산하여 확률의 분포를 점으로 찍어 구름처럼 표시하는 현대의 원자모형이 탄생하였다.
중성자의 발견 질량 분석기의 발달로 인해 원자의 질량을 더욱 정밀하게 측정할 수 있게 되었다. 프랜시스 윌리엄 애스턴은 이 기구를 통해 동위원소들이 서로 다른 질량을 가지며, 원자 질량이 일정 정수비를 가진다는 정수율을 발견했다. 이러한 현상은 1932년에 제임스 채드윅이 양성자와 비슷한 질량을 가지지만 전하를 띄지 않는 입자인 중성자를 발견함으로써 해결되었다. 이로써 동위원소란 같은 수의 양성자를 가지나 다른 수의 중성자를 가지는 종류의 입자라는 사실이 밝혀졌다.
핵분열, 고에너지 및 응집물리학 러더퍼드의 제자이자 독일의 화학자인 오토 한은 초우라늄 원소를 만들고자 중성자를 우라늄 원자에 충돌시켰으나, 예상과는 다르게 우라늄보다 더 가벼운 원소인 바륨이 생성되었다. 이듬해 리제 마이트너와 그녀의 조카인 오토 프리슈는 한이 수행한 실험이 핵분열을 일으켰다는 것을 알아낸다. 1944년, 한은 노벨 화학상을 수상한다. 한은 마이트너와 프리슈에게도 공을 돌리고자 했으나 아쉽게도 오직 한만이 노벨상을 수상하였다.
1950년대에 고성능의 입자 가속기와 입자 검출기가 만들어짐에 따라 과학자들은 고에너지 상태에서의 원자의 행동을 연구하기 시작했다. 이후 연구결과가 이어지며 중성자와 양성자가 강입자에 속하며, 쿼크라는 더 작은 입자들로 구성된다는 사실이 밝혀졌다. 아원자 입자들로 구성된 원자핵의 성질, 아원자 입자들의 상호작용 등을 설명하기 위해 표준 모형도 만들어졌다.
구조 아원자 입자 <nowiki /> 이 부분의 본문은 아원자 입자입니다. "더 이상 나누어지지 않는 것"이라는 원자의 어원이 무색하게, 현대 물리학에서는 원자도 전자, 양성자, 중성자 등의 아원자 입자들로 구성되었다고 말한다.
전자·양성자·중성자의 특성 입자 질량[kg] 상대 질량 전하[C] 상대 전하 전자 9.110×10-28 1/1837 -1.602×10-19 -1 양성자 1.673×10-24 1 +1.602×10-19 +1 중성자 1.675×10-24 1 0 0 전자는 음의 전하를 띄며, 매우 작아 현대의 기술로 형태를 관측하는 것이 불가능하다.[19] 9.11×10−31 kg로 위의 세 아원자 입자들 중 가장 가벼워서 모든 입자들 중 가장 가벼울 것으로 여겨졌으나, 더 가벼운 중성미자가 발견되었다. 일반적으로 양의 전하를 띄는 원자핵 주변에 전자기력으로 포착되어 존재한다. 만일 원자가 가지고 있는 전자의 갯수가 원자번호와 다르다면 원자 자체가 전하를 띄게 되는데 이를 이온이라고 부른다. 조지프 존 톰슨이 1897년에 처음을 발견하였다.
양성자는 양의 전하를 띄며, 전자보다 1,836배 더 무거운 1.6726×10−27 kg의 질량을 가진다. 원자가 가지고 있는 양성자의 갯수는 원자 번호와 동일하다. 어니스트 러더퍼드가 1919년에 질소 원자를 알파 입자와 충돌시키는 실험에서 처음으로 관측하였다. 1886년에 수소의 원자핵으로 처음 발견되었으나 이 실험으로 인해 원자의 일반적인 구성성분임이 널리 인정받아 러더퍼드가 양성자라는 이름을 새로 붙이게 된다.
중성자는 전하를 띄지 않고 전자보다 1,839배 더 무거운1.6749×10−27 kg의 질량을 가진다.[20][21] 이 세 종류의 입자들 중 가장 무겁지만 핵결합에너지 때문에 실제 질량은 이보다 작다. 양성자와 함께 핵자라고도 불리는데, 둘 다 2.5×10−15 m의 비슷한 크기를 가지지만 둘 다 어떤 특정한 형태로 존재하지는 않는다.[22] 1932년에 제임스 채드윅에 의해 처음으로 발견되었다.
표준 모형에서는 전자를 기본 입자로 보는 반면, 양성자와 중성자는 쿼크로 이루어진 합성 입자로 본다. 원자에는 두 종류의 쿼크가 있는데, 양성자는 + 2 / 3 전하를 가지는 위 쿼크 2개와 − 1 / 3 전하를 가지는 아래 쿼크로 한 개로 이루어진다. 중성자는 두 개의 아래 쿼크와 하나의 위 쿼크로 이루어진다. 이러한 차이로 인해 전하와 질량에서 차이가 발생하는 것이다.
쿼크들은 글루온이 매개하는 강한 상호작용으로 서로 묶여있다. 양성자와 중성자는 서로 핵력으로 붙잡고 있는 형태이다. 글루온은 게이지 보손중 하나로 쿼크와 마찬가지로 기본 입자이고, 힘의 매개자로 작용한다.
원자핵 <nowiki /> 이 부분의 본문은 원자핵입니다. 원자핵은 양성자와 중성자가 강한 상호작용으로 결합해 있다. 이들 양성자와 중성자의 개수에 따라 원자를 주기율표로 분류할 수 있으며 화학적인 성질이 결정된다. 이 결합을 바꾸면 아주 강한 힘이 나온다.
핵자 하나가 원자핵에서 분리되기 위해 필요한 에너지. 원자 내의 양성자와 중성자들은 결합하여 원자핵을 만들고, 이러한 성질로 인해 핵자라는 명칭으로 따로 구분되기도 한다. 원자핵의 반지름은 {\displaystyle A}A를 원자의 핵자 수라고 했을 때 대략 {\displaystyle 1.07{\sqrt[{3}]{A}{\displaystyle 1.07{\sqrt[{3}]{A} 펨토미터로 근사된다.[23] 핵자들은 굉장히 짧은 거리에 작용하는 힘인 핵력으로 서로 결합되어있는데, 2.5 펨토미터까지는 이 힘이 정전기력보다 강하기 때문에 양성자들이 서로 밀어내는 힘보다 끌어당기는 힘이 더 강하여 서로 결합될 수 있다.
같은 원소에 속하는 원자들은 같은 갯수의 양성자를 가지는데, 이 갯수를 원자 번호라 한다. 양성자와는 달리 같은 종류의 원자끼리도 서로 다른 갯수의 중성자를 지닐 수 있다. 이처럼 양성자의 수는 같으나 중성자의 수는 다른 원자들의 관계를 동위원소라 하고, 더 세분화하여 핵종을 여러 가지로 나누기도 한다.
양성자 수와 중성자 수가 다른 원자들은 쉽게 방사성 붕괴를 일으킨다. 그러나 원자 번호가 커져서 양성자의 갯수가 많아질수록 원자핵의 안정에 필요한 중성자의 갯수가 늘어나게 된다. 따라서 양성자 수에 대한 중성자 수의 비율은 방사성 동위 원소 원자핵의 안정성을 나타내는 지표가 되기도 한다.
전자, 양성자, 중성자는 모두 파울리 배타 원리를 따르는 페르미온이다. 그러므로 양자적으로 동일한 상태의 입자가 동시에 두 개 이상 존재할 수 없다.
핵융합을 통해 중수소의 원자핵이 만들어지고 있다. 두 개의 양성자가 충돌해 하나의 양성자와 하나의 중성자를 이루고, 이 과정에서 전자의 반물질인 양전자(e+)와 중성미자가 방출된다. 매우 높은 에너지를 통해 원자핵의 양성자나 중성자 갯수를 변화시킬 수 있다. 이런 기술로 여러개의 원자를 강하게 충돌시켜 무거운 원자핵을 합성하는 핵융합이 가장 대표적이다. 핵융합을 위해서는 쿨롱 장벽을 뛰어넘을 만큼 높은 에너지가 필요한데, 태양의 중심에서 충분한 에너지의 공급을 통해 핵융합이 꾸준히 이루어지고 있음이 알려져 있다. 이와는 반대로 큰 원자핵을 두 개 이상의 작은 원자핵으로 나누는 과정인 핵분열도 있다. 이 핵분열은 고에너지의 아원자 입자나 광자를 원자핵에 충돌시킴으로써 유도할 수 있다.
핵융합 후의 원자핵은 그 재료들의 원자핵의 질량의 합보다 더 작은 질량을 가진다. 이 질량의 차이만큼의 에너지는 감마선과 베타 입자로 빠져나가게 되는데, 이는 알베르트 아인슈타인의 질량-에너지 등가 공식 {\displaystyle E=mc^{2}E=mc^{2}를 따라 감소한 질량 {\displaystyle m}m이 빛의 속력 {\displaystyle c}c를 두 번 곱한 만큼의 에너지가 방출된다.[24]
전자 구름 <nowiki /> 이 부분의 본문은 원자 궤도 및 전자 배치입니다.
고전 역학에 의하면 입자는 어떤 위치 x에 도달하기 위해 V(x)만큼의 에너지가 필요하다. 따라서 에너지가 E밖에 없다면 x1과 x2 사이에 위치해야 한다. 원자 내의 전자들은 핵의 양성자에 의해 전자기력으로 포섭되어 있다. 에너지의 관점에서 보자면, 전자는 원자핵을 둘러싼 정전기적 퍼텐셜 우물에 둘러쌓여 있어서, 이를 탈출하려면 일정 수준 이상의 에너지가 추가로 필요한 상태이다. 핵에 더 가까이 위치한 전자일수록 더 강한 인력이 작용하게 되고, 결국 원자 중심에 가까울 수록 전자가 탈출하기 위해 필요한 에너지가 더 많이 필요한 것이다.
수소꼴 원자의 오비탈 모양. g오비탈 이상은 나타나 있지 않다. 전자는 다른 입자들과 마찬가지로 파동-입자 이중성을 가진다. 전자 구름이란 퍼텐셜 우물 내에 형성된 정상파로서 전자가 분포하고 있다는 것을 의미한다. 이 형태는 전자가 각 위치에 존재할 확률을 계산함으로써 유추할 수 있는데, 이를 원자 궤도 또는 오비탈이라고 부른다. 오비탈들은 크기나 형태, 방향에 있어서 같은 것이 하나도 없다. 또한 각각 다른 에너지 준위를 가지고 있고 양자화되어있어서, 충분한 에너지를 가진 광자를 흡수한다면 더 높은 에너지 준위의 오비탈로 전자가 이동할 수 있다. 이와 유사하게 너무 높은 에너지의 광자가 조사된다면 자연방출을 통해 광자를 방출하면서 오히려 더 낮은 에너지의 오비탈로 전자가 이동할 수도 있다. 각 오비탈간 에너지 차이는 선스펙트럼을 관찰하여 알아낼 수 있다.
전자를 떼기 위해 필요한 에너지인 이온화 에너지는 핵자를 뗄 때 필요한 에너지보다 많이 작다. 일례로, 정상상태의 수소 원자에서 전자를 떼어내려면 13.6 eV가 필요하지만, 중수소의 원자핵을 쪼개기 위해서는 2.23 MeV가 필요하다. 원자핵에서 멀리 떨어져 있는 전자는 근처의 원자로 이동하거나, 아니면 여러 개의 원자핵에 동시에 포섭될 수 있다. 분자가 바로 이러한 형태의 화학 결합으로 형성된다. 공유 결합으로 형성된 결정이나 이온 결정같은 경우는 이처럼 단순하게 분석할 수 없다.[25]
원자론의 과학자와 현대 원자와 관련된 이론 원자 단위의 물리학은 원자 광학과 나노 과학에서 이루어진다. 이들 실험은 원자를 옮기고 운동 속도를 조정하며 이루어진다. 원자보다 더 작은 원자핵의 물리학은 핵물리학과 입자물리학의 주제가 된다.
우주원소존재비(宇宙元素存在比, cosmic abundance)[1]란 우주 안에 존재하는 원소들의 비율이다.
원소별 존재비 수소와 헬륨 빅뱅 당시 만들어진 수소와 헬륨이 가장 흔하다. 태양계의 70.7%가 수소, 27.4%가 헬륨이므로 그 이외의 원소는 아무리 다 합해도 2%에 미치지 못한다.
리튬, 베릴륨과 붕소 그 다음 세 원소(리튬, 베릴륨, 붕소)는 빅뱅에서도, 항성 핵융합에서도 많이 합성되지 않았거나, 불안정하기 때문에 드물다.
베릴륨: 헬륨은 상당히 안정된 원소이기 때문에 양성자 4개와 중성자 4개로 이루어진 베릴륨-8은 만들어지자마자 바로 헬륨 2개로 분열된다. 결과적으로 중성자가 하나 더 많은 베릴륨-9밖에 남지 않으므로 우주에는 아주 소량만 존재한다. 탄소: 탄소는 베릴륨과 다르게 헬륨보다 더 안정적이다. 헬륨 2개가 충돌할 때보다 3개가 충돌하는 경우가 드물어서 원래대로라면 탄소는 베릴륨-8보다 더 적은 양이 만들어져야 한다. 그런데 베릴륨8이 안정적이지 않은 만큼 [[탄소12]의 양이 상대적으로 많아졌기 때문에 탄소는 더 많이 존재한다. 리튬과 붕소: 리튬과 붕소도 베릴륨 정도는 아니지만 적게 존재한다. 양성자와 중성자 개수가 우연히 만들어지기 힘든 조합이기 때문이다. 철 철은 1핵자당 결합에너지가 가장 크고 원소가 안정적이므로 많이 존재한다. 그보다 원자번호가 큰 원소는 초신성 폭발 때문에 생겨났고, 불안정적이어서 소량 존재한다. 그래프의 오른쪽으로 갈수록, 주기율표의 아래쪽으로 갈수록 무거운 원소이고 존재량이 적어진다.
원자번호가 짝수인 원소 원자핵은 양성자 수가 짝수인 경우가 홀수인 경우보다 에너지가 안정된다는 성질이 있어서, 결과적으로 원자번호가 짝수인 원소가 많다. 이것을 오도-하킨스의 법칙(영어: Oddo-Harkins rule)이라고 한다.[2]
원소(元素, 영어: element)는 화학적 방법으로 더 간단한 순물질로 분리할 수 없는 물질이다.[1] 원소는 모든 물질을 구성하는 기본적 요소로, 원자핵 내의 양성자 수와 원자 번호가 같다. 중성 원자의 양성자의 개수와 전자의 개수는 같다. 현재까지는 118종이 알려져 있다.
순물질의 구성 입자를 원자라고 부른다. 원자는 양성자와 중성자로 이뤄진 원자핵, 그리고 주위를 도는 전자로 구성되어 있다.
<nowiki /> IUPAC 명명법 문서를 참고하십시오. 원소 이름의 유래는 원소라는 개념 자체가 없던 고대로 거슬러 올라가기 때문에, 황, 금 같이 고대부터 이미 잘 알려져 있던[출처 필요] 원소들은 각 나라와 언어 별로 서로 다른 이름을 가지고 있다. (예를 들어 독일어의 Natrium과 영어의 Sodium은 모두 나트륨을 가리킨다.) 그러나 국제적으로 통용되는 원소의 영어 이름은 국제순수·응용화학연합(IUPAC)이 결정하며, 영국식 영어와 미국식 영어에서 유래한 이름이 서로 섞여 있다. 원소의 한국어 이름은 대한화학회가 결정하며, 2007년부터는 모든 원소의 명칭을 독일어가 아닌 IUPAC에서 정한 대로 부르고 있다.[2]
최근에 발견되어 새로 이름이 붙이는 원소의 경우 발견자에게 그 명명권이 주어지며, 지명이나 사람 이름으로부터 유래하는 경우가 많다. 하지만 대체로 학자적 양식을 지닌 과학자들은 원소 이름의 어원에 대한 몰지각한 관행에 반발하여 다른 명칭으로 부른다. 또한 20세기 후반 이후로는 반감기가 매우 짧아 극히 짧은 시간에만 존재하는 원소들이 실험실에서 많이 발견되었는데, 이 때문에 어느 연구단이 해당 원소를 발견했는지에 대한 논쟁이 일어 원소 이름이 결정되지 않는 경우가 많다.
발견되지 않았거나, 발견되었으나 논쟁 등의 이유로 아직 이름이 결정되지 않은 원소의 경우 원자 번호를 기준으로 체계적 원소 이름이 붙여진다. 예를 들어 원자 번호가 123인 원소는 각 자리에 해당하는 토막인 -un-, -bi-, -tr(i)-를 -ium에 붙여 unbitrium(Ubt, 운비트륨)이 된다.
한자어로 이루어진 원소들의 이름은 개화기 이후 한자 문화권에서 서양 과학을 가장 먼저 받아들였던 일본에서 명명된 것들이다. 일본은 주로 독일에서 원소이름들을 수용하였기 때문에 수소(水素), 산소(酸素), 탄소(炭素), 질소(窒素)등은 각각 독일어 Wasserstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff에서 직역된 이름들이다. 가령 독일어 Wasserstoff는 Wasser와 Stoff의 합성어인데 각각 '물'과 '재료'를 뜻하며, 한자로 水素가 되었다.
원소 기호 고대와 중세 시대
고대의 원소 기호 물질을 기호로 나타내는 일은 예부터 행해졌는데, 금속 7원소를 7가지 별에 비유하여 기호로 나타낸 것은 매우 오래전의 일로 고대 이집트인은 이미 이 기호를 써 왔으며, 이들 기호는 어느 정도의 변화는 있었지만 중세 연금술에 이르기까지 상당히 오래 쓰여졌다. 연금술사들은 자신의 비법을 들키지 않기 위해 기호를 사용했었다고 한다.[3]
근대와 현대 근대에 와서 영국의 과학자 돌턴이 원으로 된 원소기호를 고안하였고, 그 뒤 베르셀리우스가 오늘날 쓰이는 기호를 처음 제안하였다. 다음은 베르셀리우스의 원소 이름 붙이기 규칙이다.
로마자 두 글자로 쓴다. 그리스어나 라틴어의 원소 이름에서 따온다. ex) Cu(구리, 라틴어: Cuprum), Ag(은)(라틴어: Argentum), Au(금)(라틴어: Aurum) 영어나 독일어의 원소 이름에서 따온다. ex) N(질소, 영어: Nitrogen), O(산소, 영어: Oxygen), I(아이오딘, 영어: Iodine), Cr(크로뮴, 독일어: Chrom), Xe(제논, 독일어: Xenon; 어원: 그리스어: ξένον) 위의 원소 기호들은 반드시 첫 글자는 대문자, 두 번째 글자부터는 소문자로 쓴다. 원소 합성 (핵합성) <nowiki /> 핵합성 문서를 참고하십시오.
대폭발 후부터 원소이 합성이 일어났다. 원소는 빅뱅 직후의 대폭발 핵합성, 항성 속에서의 항성 핵합성, 초신성 폭발에 의한 초신성 핵합성, 우주선에 의한 우주선 파쇄, 인공 원소 합성 등으로 원소가 합성된다. 핵합성은 핵융합이나 핵분열을 통해 새로운 원자핵을 만들어 내는 과정이다.
우주의 역사와 함께 원소도 탄생했다. 빅뱅 발생 1초 후에 수소, 3분 후에 헬륨이 만들어졌고, 이후 수소 92%와 헬륨 8%의 원시 지구가 탄생했다. 철까지의 원소는 항성 속에서 핵융합으로 만들어졌고, 철보다 무거운 원소는 초신성 폭발과 인공 원소 합성으로 인해 만들어졌다.
핵합성(核合成, nucleosynthesis)은 핵융합이나 핵분열을 통해 새로운 원자핵을 만들어내는 과정이다.
우주에는 핵합성을 일으키는 것으로 생각되는 몇 가지의 천체물리 현상이 존재한다. 이 현상들에서 R-과정, S-과정, P-과정은 중요한 과정이다.
핵합성의 조건 핵합성이 일어나려면 한 원자핵을 다른 원자핵과 서로 핵력이 작용하는 거리까지 접근시켜야 한다. 하지만 원자핵은 서로 반발하므로 반발력을 뛰어넘는 방대한 에너지인 약 1000만 도 고온이 필요하다.[1] 핵합성의 네 가지의 기본 형태는 다음과 같고, 모두 약 1000만 도를 넘을 때 발생한다.
핵합성의 종류 대폭발 핵합성: 대폭발 핵합성의 경우 우주 창조 후 3분에서 20분 정도까지만 일어났으며, 우주에 존재하는 헬륨-4 및 중수소의 대부분을 형성했다. 대폭발 핵합성의 경우 매우 짧은 시간 일어났으며, 리튬보다 무거운 원소는 합성되지 못했다. 항성 핵합성: 항성 핵합성은 항성 내부에서 일어나며, 리튬과 철사이의 무거운 원소를 생성한다. 특히 탄소의 합성에 중요하다. 이 과정에서는 중성자를 느리게 흡수하는 S-과정이 관여한다. 초신성 핵합성: 초신성 핵합성은 철보다 무거운 대부분의 원소를 생성한다. 초신성은 중성자를 빠르게 흡수하면서 원소를 생성하는 R-과정의 주요한 발생지로 생각된다. 하지만 이에 관해서는 여전히 밝혀지지 않은 많은 점이 존재한다. 우주선 파쇄: 우주선(cosmic ray) 파쇄는 입자가 고속으로 물질에 충돌하는 과정을 통해 리튬 및 붕소와 같은 가벼운 원소를 생성한다. 이 과정은 우주선의 우주 내의 다른 물질 혹은 우주선 스스로에 대한 작용에서 발생한다. 인공 원소 합성: 입자가속기를 이용해 인공적으로 원소를 합성하는 방법이다. 주로 반감기가 짧은 우라늄 같은 원소를 합성할 때 쓰인다. 핵합성 이론은 동위원소의 존재 비율을 계산하고 관측 결과와 비교함으로써 검증되었다. 동위원소의 존재 비율은 일반적으로 동위원소 간의 전환 비율을 계산함으로써 계산된다. 종종 이러한 계산은 다른 반응 비율을 조절하는 몇 개의 주요한 반응으로 단순화할 수 있다.
핵합성의 역사
빅뱅 이후 우주의 탄생 과정. 수소와 헬륨 빅뱅이 발생한 100만 분의 1초 후 소립자가, 1초 후에 수소의 원자핵이 만들어졌다. 3분 후에 헬륨도 만들어졌고, 이후 수소 92%와 헬륨 8%의 원시 지구가 탄생했다.[1]
철까지의 원소들 수소가 모여 항성이 만들어지며, 내부의 수소 원자핵이 핵융합으로 헬륨을 만들면서 항성을 빛낸다. 더 나아가 수소가 타버리면 헬륨이 탄소, 질소, 산소처럼 무거운 원소들로 핵융합이 일어난다. 원자핵은 철이 가장 안정적이기 때문에[주 1] 철까지의 원소만 생성될 수 있다.[1]
철보다 무거운 원소들 태양보다 10배 이상 큰 항성은 내부의 연료가 다 타버리면 그 크기를 지탱하지 못하고 초신성 폭발을 일으킨다. 이때 어마어마한 에너지가 방출되고, 초신성 폭발 직후 단 1초 사이에 철보다 무거운 원소들이 생성된다. 태양계에는 철보다 무거운 원소가 존재하기 때문에, 태양과 지구가 탄생하기 전에 이미 초신성 폭발을 경험했다는 것을 의미한다.[1]
인공 원소들 반감기가 긴 원소들은 주로 입자가속기에 의해 인공 합성되었다. 2020년 기준으로가장 원자번호가 높은 인공 원소는 오가네손(118번)이다. 인공 원소 문서에서 인공 원소의 목록을 볼 수 있다.
적색편이(赤色偏移, 영어: redshift 레드시프트[*])는 물체가 내는 빛의 파장이 늘어나 보이는 현상이다. 일반적으로 전자기파의 가시광선 영역에서, 파장이 길수록 (진동수가 작을수록) 붉게 보이기 때문에, 물체의 스펙트럼이 붉은색 쪽으로 치우친다 의미에서 적색(赤色) 편이(偏移)라고 불린다.
적색편이는 여러 원인에 의해 일어나는데, 가장 대표적인 것은 도플러 효과(Doppler effect)에 의한 것이다. 예를 들어, 사이렌을 울리는 소방차가 관측자에게 다가올 때는, 사이렌의 음높이가 높게 들리지만, 옆을 지나쳐서 멀어져 갈 때는 반대로 소리가 낮게 들리는 것을 느낄 수 있다. 이처럼 빛을 내는 천체가 관측자로부터 멀어지는 경우, 빛의 파장이 길어지게 된다. 우주론적 적색편이(cosmological redshift)는 공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상으로 지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측된다. 마지막으로 중력 적색편이 현상(gravitational redshift)은 일반 상대론적 효과로서, 빛이 강한 중력장에서 빠져나오면서 에너지를 잃기 때문에 파장이 길어지는 현상이다. 적색편이의 반대말로 빛의 파장이 줄어들어 보이는 현상은 청색편이(blueshift)라고 하며, 빛을 내는 물체가 관측자에 가까워지거나, 빛이 중력장 안으로 들어갈 때 발생한다.
우리 주위에서 적색 또는 청색편이 현상을 실생활에 응용하는 예로서는 기상관측용 도플러 레이다나 경찰이 속도위반을 단속하는데 쓰는 스피드 건(Radar gun)등이 있지만, 가장 대표적인 적색편이 현상은 주로 천문학에서 천체들의 스펙트럼에서 관측된다.[1][2][3]
민코프스키 공간에서는 특수상대론의 공식을 이용하면, 관측자 부근에서 움직이고 있는 물체의 적색편이를 계산할 수 있다. 반면 블랙홀 주변처럼 중력이 강한 곳이나 전 우주적 규모에서의 적색편이를 이해하기 위해서는 일반 상대성 이론을 이용해야 한다.[4] 일반적으로 이러한 특수 상대성 이론, 중력적, 또는 우주론적 적색편이 현상은 좌표계의 변환(frame transformation laws)이라는 관점에서 설명된다. 한편 이러한 관측자, 광원의 좌표계 사이의 변환 때문에 생기는 적색편이 외에도, 빛의 산란이나 광학적 효과에 의해 빛의 파장이 변하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 적색 또는 청색편이라는 용어보다는 빛의 복사전달의 관점에서 주로 서술된다.
도플러 효과에 의한 적색편이와 청색편이 역사 적색편이의 역사는 19세기 파동역학의 발전과 도플러 효과에 대한 연구로 거슬러 올라간다. 도플러 효과는 1842년에 이 원리를 처음으로 제시한 오스트리아의 과학자 크리스티안 도플러의 이름을 딴 것이다.[5] 도플러는 파동을 내는 물체가 관측자에 대해 움직일 경우, 관측되는 파동의 파장이나 주파수가 달라질 수 있다고 제안했는데, 이 가설은 1845년에 네덜란드의 과학자 Christophorus Buys Ballot이 음파를 이용하여 처음으로 확인하였다.[6] 한편 도플러는 이중성의 색깔이 별들의 운동속도 때문에 달리 보인다는 가설을 제시했지만, 실제로 별들의 색깔이 다른 이유는 별의 온도가 다르기 때문이며, 별의 속도는 별빛의 색깔을 바꿀 만큼 크지는 않다. 비록 그의 이중성에 대한 가설은 옳지 않음이 밝혀졌지만, 도플러가 제시한 원리는 현재 천문학에서 천체들의 속도를 측정하는데 널리 사용되고 있다.[7]
천문학에서의 도플러 효과에 의한 적색편이는 1848년에 피조(Hippolyte Fizeau)에 의해 처음으로 관측되었다. 그는 별빛의 선스펙트럼의 파장이 변하는 것을 발견했는데, 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년에는 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음으로 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 측정했다.[8] 1871년에는 태양의 자전 때문에 프라운호퍼 선들이 약 0.1Å 정도 편이되는 현상이 관측되었다.[9] 1887년에는 보겔(독일어: Vogel)과 샤이너(독일어: Scheiner)가 지구의 공전 때문에 별빛의 파장이 1년에 걸쳐 주기적으로 변하는 현상을 발견했다.[10] 1901년에는 Aristarkh Belopolsky가 실험실에서 회전하는 거울을 이용하여 도플러-피조 효과를 재현해냈다.[11]
적색-편이("red-shift")란 용어가 이음표가 있는 상태로 처음 쓰이게 된 것은 미국의 천문학자 월터 아담스(Walter S. Adams)가 1908년에 "성운의 적색-편이(red-shift)의 본질을 연구하는 방법"이라고 쓰면서부터이다.[12] 붙여쓴 적색편이("redshift")는 1934년에 드 시터(Willem de Sitter)에 의해 쓰이기 시작했으며, 그 전에는 독일어인 Rotverschiebung이 널리 쓰였던 것으로 보인다.[13]
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.[14][15] 슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.[16] 이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.[17] 현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다.[18]
적색편이의 측정과 해석
허블 울트라 딥 필드에서 고적색편이 은하들이라고 추정되는 은하들[19] 어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교함으로써 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교함으로써 아래의 표와 같이 적색편이 값을 결정할 수 있다. 예를 들어, 오른쪽 위의 그림에서처럼, 멀리 떨어져 있는 은하의 스펙트럼에서 흡수선(그림에서는 가로로 된 검은띠로 보인다)이 관측되었다고 하자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하면 화살표가 보여주듯이 같은 패턴을 가진 흡수선들 전체가 파장이 긴 쪽으로, 다시 말해 붉은색 쪽으로, 이동해 있음을 볼 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 어떤 특정한 원소들로 이루어진 가스[주 1]를 통과하면서 그 원소들이 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한 것이다. 이러한 흡수선들의 패턴이 발견되면, 실험실에서 측정해 두었던 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 다음과 같이 계산한다.
적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 다음과 같이 차원이 없는 {\displaystyle z}z라는 값으로 적색편이를 표현한다. 예를 들어 {\displaystyle \lambda }\lambda 와 {\displaystyle f}f가 각각 파장과 주파수를 나타낸다고 하고, 첨자인 'obsv'와 'emit'이 관측자(observer)와 광원(emitter)에서 각각 측정된 값을 의미한다고 하면, 아래의 표와 같이 적색편이값({\displaystyle z}z)이 정의된다.
적색편이 값 {\displaystyle z}z를 계산하는 법 파장을 이용한 계산 주파수를 이용한 계산 {\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }{\lambda _{\mathrm {emit} }{\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }{\lambda _{\mathrm {emit} } {\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }{f_{\mathrm {obsv} }{\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }{f_{\mathrm {obsv} } {\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }{\lambda _{\mathrm {emit} }{\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }{\lambda _{\mathrm {emit} } {\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }{f_{\mathrm {obsv} }{\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }{f_{\mathrm {obsv} } 도플러 적색편이의 경우 {\displaystyle z}z가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. {\displaystyle z}z가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로 {\displaystyle z}z가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우, {\displaystyle z}z가 양수 일 경우는 빛이 관측자가 위치한 곳 보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 한편, 우주의 팽창때문에 생기는 우주론적 적색편이의 경우에는 아주 가까이 있는 극소수의 은하들을 제외하고는 거의 모든 은하들에서 파장이 길어지는 적색편이({\displaystyle z>0}{\displaystyle z>0}) 현상이 관측된다.
적색편이 공식 일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러 가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값({\displaystyle z}z)은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다.
적색편이 요약 적색편이 종류 시공간 공식[주 2] 상대론적 도플러 효과 민코프스키 공간(Minkowski space) (평탄한 시공간) {\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }{c}\right)}{\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }{c}\right)} {\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }{c}{\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }{c} ({\displaystyle v}v가 매우 작은 경우) {\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c} (광원이 관측자로부터 시선방향으로 움직일 때) {\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}{c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}{c^{2} (광원이 시선방향에 수직으로 움직일 때)
{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c} ({\displaystyle v\ll c}{\displaystyle v\ll c} 이면 {\displaystyle \gamma \approx 1}{\displaystyle \gamma \approx 1}이므로) 광원과 관측자 사이의 속도가 빛의 속도에 가까워지게 되면, 특수상대론을 이용하여 적색편이를 구해야 한다.[주 3] 광원이 빛에 가까운 속도로 움직일 경우에는, 특수상대론의 시간지연현상(time dilation) 때문에, 다음과 같이 로런츠 인자(Lorentz factor)라고 불리는 {\displaystyle \gamma }\gamma 항이 적색편이 공식에 추가된다. 상대론적 도플러 효과는 1938년에 Ives-Stilwell 실험에서 처음으로 측정되었다.[20]
{\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}\right)\gamma .}{\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}\right)\gamma .} 지금까지는 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 멀어지거나 가까워지는 경우를 다루었지만, 일반적인 경우의 상대론적 적색편이는 다음과 같이 주어진다. 만약 θ가 관측자와 광원의 상대적인 운동사이의 각도라고 하면, 상대론적 적색편이는 다음과 같다.[21]
{\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2} 만약 광원이 시선방향으로만 움직이는 경우에는, 즉 θ = 0°인 경우, 위의 식은 다음과 같이 간단하게 줄어든다.
{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}.}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}.} 광원이 시선방향에 대해 수직으로 움직이는 특수한 경우를 (즉 θ = 90°)[22] 수직 도플러 효과(transverse redshift)라고 하며, 다음과 같이 적색편이가 주어진다:[23]
{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2} 공간의 팽창에 의한 적색편이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 우주의 팽창입니다. 20세기에 들어 먼 은하까지의 거리와 은하가 멀어지는 속도(적색편이)가 비례한다는 허블의 법칙이 발견되었다. 이 관측 결과와 일반상대론의 우주 모형 방정식을 이용하여, 우주는 중심이 없이 팽창하고 있다는 사실이 확립되었다. 허블이 관측한 먼 은하의 적색편이는 이러한 공간의 팽창 때문에 발생하는 우주론적 적색편이(cosmological redshift)이다. 현대 우주 표준 모형에서 먼 은하의 적색편이 값은 은하에서 빛이 방출되던 당시의 우주의 나이 그리고 당시 우주의 크기와 직접 연관되어 있다. 한때 적색편이를 설명하기 위해서 피곤한 빛 가설같은 설명이 제시되기도 했었지만, 현재는 받아 들여지지 않고 있다.[24]
우주론적 적색편이는 국지적인 도플러 효과 때문에 생기는 적색편이와 구분된다. 우주론적 적색편이는 관측자와 광원의 상대적인 움직임 때문에 생기는 것이 아니며, 빛(광자)이 전파되고 있는 공간 자체가 팽창하여 파장이 늘어나기 때문에 발생한다.[25] '공간'의 팽창 속도는 관측자와 광원의 거리가 멀수록 커지므로, 아주 멀리 떨어져 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 멀어질 수도 있다. 이러한 사실은 마치 '모든 물체는 빛보다 빠르게 움직일 수 없다'는 특수상대론에 위배되는 것처럼 보일 수 도 있으나, 실제 은하는 자신이 속한 국지적인 좌표계에는 정지해 있으므로 실제로는 상대론에 위배되는 것이 아니다.
우주론적 적색편이의 수학적 유도 우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 다음과 같이 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식(geodesic equation)을 적용해야 한다:[주 4]
{\displaystyle ds^{2}{\displaystyle ds^{2}은 시공간 간격(spacetime interval), {\displaystyle dt^{2}{\displaystyle dt^{2}은 시간 간격(time interval), {\displaystyle dr^{2}{\displaystyle dr^{2}은 공간 간격(spatial interval), {\displaystyle c}c는 광속, {\displaystyle a}a는 시간에 따라 변하는 우주의 척도인자(scale factor), {\displaystyle k}k는 우주의 곡률을 나타낸다. 여기서 척도인자는 고유 거리(proper distance)와 공변 거리(comoving distance)의 비를 나타내는 값이다. 공변 거리는 같이 팽창하는 좌표계에서 어떤 기준 시점에서의 두 점 사이의 거리이고, 고유 거리는 실제 관측자가 측정하는 물리적인 거리이다. 두 점 사이의 거리가 {\displaystyle d(t)}{\displaystyle d(t)}, 공변 거리가 {\displaystyle d_{0}\,}{\displaystyle d_{0}\,}라면 {\displaystyle d(t)=d_{0}a(t)\,}{\displaystyle d(t)=d_{0}a(t)\,}이다. 따라서 척도인자는 두 시점 사이의 우주의 팽창 정도를 나타내는 값이다.
과거 어느 순간({\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} })에 먼 곳({\displaystyle r=R}{\displaystyle r=R})에서 방출된 빛이, 현재 ({\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }) 관측자가 위치한 곳({\displaystyle r=0}r=0)에 도달했다고 하자. 이 빛이 여행한 시공간의 경로에 대해 위의 측지방정식을 시간, 공간 항에 대해서 적분을 하면 다음과 같다:
{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.} 이 빛이 방출될 때 광원(예를 들어 먼 은하)의 좌표계에서 이 빛의 파장을 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }, 빛이 현재의 관측자에게 도달했을 때의 파장을 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }이라고 하고, 이 두 파장 사이의 관계를 구하면 적색편이를 계산할 수 있다. 과거에 광원이 빛의 마루를 방출할 때의 파장이 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }이라면, 광원이 그 다음 마루를 방출한 시간은 다음과 쓸 수 있다.
{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c\,.}{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c\,.} 한편, 현재의 관측자에게는 첫 번째 마루는 {\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }에 도착하게 되고, 그 다음의 두 번째 마루는 다음과 같이 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }/c}{\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }/c}만큼 나중에 도착하게 된다. 따라서 두 번째 마루가 도착한 시간은 관측자의 관점에서 볼 때는
{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c\,\,}{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c\,\,}이다. 이 두 번째 마루도 역시 {\displaystyle r=R}{\displaystyle r=R}를 출발해서 {\displaystyle r=0}r=0에 도착했으므로 같은 측지방정식을 적용하면:
{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.} 위의 첫 번째 마루와 두 번째 마루에 대한 측지방정식의 오른쪽 항들이 같으므로
{\displaystyle \int _{t_{\mathrm {now} }^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{\frac {dt}{a}\,.}{\displaystyle \int _{t_{\mathrm {now} }^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{\frac {dt}{a}\,.} 빛이 한 파장만큼 이동하는데 걸리는 시간 정도로 매우 작은 시간 간격 동안, 우주의 공간 척도인자({\displaystyle a(t)}a(t))는 거의 변하지 않으므로, 적분 구간에 대해 상수로 근사할 수 있다. 따라서 위의 식은 다음과 같이 쉽게 적분할 수 있다.
{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }={\frac {1}{a(t)}{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }={\frac {1}{a(t)} 요약하면, 먼 곳의 은하가 방출한 파장과 현재의 관측자에 도달한 빛의 파장의 비율은 당시의 우주와 현재 우주의 상대적 크기(척도 인자)의 비율이다. 이 척도 인자는 우주의 나이에 의해 결정되는 값이므로, 먼 은하의 적색편이는 당시 우주의 크기, 그리고 당시 우주의 나이에 의해 결정된다. 우리가 존재하는 팽창하는 우주에서 척도인자는 계속 증가하므로, 먼 우주에서 도달하는 빛의 적색편이는 항상 0보다 큰 값을 갖는다.
우주론적 적색편이와 국지적인 적색편이의 차이 일반적으로 먼 은하들의 적색편이는 우주의 팽창에 따른 우주론적 적색편이와 국지적인 특이운동(peculiar motion) 때문에 발생하는 도플러 적색편이 모두를 포함하고 있다.[26][27] 앞에서 잠시 언급된 것처럼, 공간의 팽창에 의한 적색편이와 국지적인 운동에 의한 도플러 적색편이 현상은 서로 구분된다. 이는 다음과 같이 풍선을 이용한 비유를 통해 쉽게 설명 할 수 있다. 풍선 위에 두 점이 그려져 있고, 이 두 점들에 물결 또는 파동 모양이 그려져 있다고 하자. 이 풍선에 바람을 넣으면 고무막이 늘어나며 두 점들 사이의 거리는 점점 증가하게 되고, 고무막에 그려져 있던 물결 모양의 크기도 같이 커지게 된다. 이 비유에서 풍선 고무막은 우주를 나타내고, 풍선 고무막이 늘어나는 것은 우주의 팽창을, 물결 모양이 커지는 것은 우주론적 적색편이를 나타낸다. 한편 두 점에 각각 개미가 살고 있다고 상상해 보자. 고무막이 서서히 늘어나도, 개미들은 스스로 움직이지 않고 있기 때문에 자신이 주위에 대해서는 정지해 있는 것처럼 느낄 것이다. 반면 고무막이 늘어나는 동안에 한 점에 있던 개미(B)가 어느 한 방향으로 움직인다고 가정해보자. 이 경우 정지해 있는 다른 개미(A)가 볼 때 B 개미는 고무막이 늘어나는 움직임에 더해서 추가로 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이렇게 개미의 국지적인 움직임 때문에 추가로 적색편이 현상이 발생하게 되는데, 이것이 도플러 효과에 의한 적색편이이다.[28][29]
중력 적색편이 <nowiki /> 이 부분의 본문은 중력 적색편이입니다. 일반 상대론에 따르면, 중력장에서는 시간지연이 발생한다. 이 때문에 빛의 파장이 늘어나는 중력 적색편이가 발생하며, 이는 아인슈타인 편이라고도 불린다.[30] 전하가 없고, 회전하지 않는, 구면 대칭인 질량에 대한 일반상대론의 아인슈타인 방정식을 풀면 슈바르츠실트 해를 얻게 되는데, 이로부터 다음과 같은 중력적 적색편이 공식을 유도 할 수 있다.
{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2},}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2},} 여기서
{\displaystyle G\,}G\,는 중력상수, {\displaystyle M\,}{\displaystyle M\,}는 중력장을 생성하는 물체의 질량, {\displaystyle r\,}r\,은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리, {\displaystyle c\,}c\,는 빛의 속도를 나타낸다. 한편, 위의 중력적 적색편이 공식은 특수상대론과 등가원리(equivalence principle)를 이용해서도 유도할 수 있다.[31]
지구에 의해 만들어지는 중력 적색편이는 매우 작지만, 뫼스바우어 효과(Mössbauer effect)를 응용한 파운드-렙카(Pound-Rebka) 실험을 통해 처음으로 지상에서 측정되었다.[32] 한편 블랙홀 근처처럼 중력장이 매우 강한 곳에서는 이러한 적색편이 값은 매우 큰 값을 갖게 되며, 심지어 블랙홀의 사건 지평선(event horizon)에 가까워지면 그 적색편이 값은 무한대가 된다. 또한 우주 마이크로파 배경에서 관측되는 큰 규모의 온도 요동은 작스-울프 효과(영어: Sachs-Wolfe effect)라고 불리는 중력편이 현상 때문에 발생한다.[33][34]
천문학에서의 적색편이 천문학, 특히 천문 분광학에서 주로 관측되는 적색편이는 도플러 효과에 의한 적색편이와 우주론적 적색편이이다. 적색편이를 측정하기 위해서는 관측된 천체의 스펙트럼에서 흡수선이나 방출선과 같은 특징을 찾아내고, 이 선들이 실제로 관측된 파장과 실험실에서 얻어진 고유 파장을 비교함으로써 천체의 적색편이를 구하게 된다. 이러한 흡수선이나 방출선등은 그 천체에 존재하는 특정한 원소 때문에 생기는 것으로, 실험실에서 이러한 원소가 내는 빛의 파장을 결정할 수 있다.
일반적으로 천체의 적색편이는 스펙트럼을 측정하면 정확히 측정할 수 있지만, 천체의 스펙트럼을 얻는 일은 상당한 시간을 필요로 하므로 많은 천체들의 적색편이를 측정하는 것은 쉬운 일이 아니다. (적색편이 탐사를 참조.) 따라서 어떤 천체의 스펙트럼 자료가 없거나, 너무 어두워서 분광관측이 불가능할 경우, 천체의 측광자료를 이용하여 대략 적색편이 값을 추측할 수 있는데[35], 이렇게 얻어진 적색편이를 측광 적색편이(photometric redshift)라고 부른다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이(spectroscopic redshift)라고 불린다.
가까운 우주에서의 적색편이 우리은하를 포함해 매우 가까운 은하들에서 관측되는 적색편이는 대부분 천체가 시선방향으로 움직이기 때문에 생기는 도플러 적색편이이다. 따라서 천문학자들은 적색편이(또는 청색편이)를 측정함으로써 천체의 속도를 측정하고, 천체의 물리적 특성들을 연구한다. 아래에 있는 여러 가지 예처럼, 적색편이 관측은 천문 분광학에서 가장 중요한 도구 중의 하나이다.
천문 분광학의 초기에 적색편이는 금성과 같은 태양계 행성들의 자전 속도를 측정하는데 이용되었다.[주 5] 이중성의 적색편이(즉 속도)를 측정하면 별들의 질량을 구할 수 있다. 때로는 하늘에서 볼 때 두 별이 매우 가까이 붙어 있어서, 사진에서는 짝별인지 홑별인지 구분하는게 불가능하고, 도플러 효과를 이용해야만 두 별로 이루어져 있음을 알 수도 있다. 이러한 쌍성을 분광쌍성이라고 부른다. 한편 이러한 도플러 효과 기술을 이용해 외계행성계(extrasolar planet)를 탐사하거나, 행성의 물리적 성질(공전주기, 행성 질량, 공전 궤도)을 연구하기도 한다. 또한 태양의 표면(광구)의 적색편이를 아주 정밀하게 측정하여 태양 표면의 미세한 진동을 연구하고 나아가 태양의 내부 구조를 연구하는 분야는 태양지진학(helioseismology)이라고 한다.[36]
우리은하 내부의 수소가스가 방출하는 21cm선의 적색편이와 폭을 측정하면, 우리 은하내의 성간물질이 어떻게 운동하는지 알아 낼 수 있다.[37] 한편 외부은하에서 적색편이가 은하 표면에 걸쳐 어떻게 변하는지를 측정하면,[주 6] 은하의 별, 가스들이 어떻게 회전하는지, 그리고 이를 이용하여 은하의 질량등을 알아낼 수 있다. 그리고 중성자별과 블랙홀에서 나오는 빛의 도플러, 중력적색편이로부터 이들 주변에서 물질이 어떻게 빨려들어가고 또 방출되기도 하는지 등을 연구할 수 있다.[38]
외부 은하의 적색편이 멀리 떨어져 있는 외부은하들로부터 관측되는 적색편이는 주로 우주 팽창에 의한 우주론적 적색편이이다. 멀리 떨어져 있는 은하일수록 큰 적색편이 값을 나타낸다는 허블의 법칙은 우주 팽창의 근거로 받아 들여지고 있다. 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록, 빛이 은하에서 방출된 후에 우주가 더 많이 팽창했다는 뜻이며, 따라서 빛의 파장이 더 많이 늘어나게 되고, 빛이 더 큰 적색편이를 보이게 된다. 즉, 멀리 떨어져 있는 천체일수록 적색편이 값이 커지고 빛의 파장이 적색으로 치우치며 붉은색을 띤다. 현대 우주 모형에 따르면, 아주 멀리 있는 천체의 적색편이를 측정하면, 천체의 거리와 그 천체가 존재하는 과거 우주의 나이가 결정된다. 아주 멀리 있는 천체들의 거리를 직접 재는 것은 매우 힘들기 때문에, 수백 Mpc 이상 떨어져 있는 천체들의 경우, 그 적색편이를 측정하고, 표준 우주 모형을 적용하면 그 거리를 결정할 수 있다.
고적색편이 천체들 <nowiki /> 최원거리 천체 목록 문서를 참고하십시오. 앞에서 설명한 것처럼, 어떤 천체가 멀리 떨어져 있을수록, 즉 우주가 더 젊었던 시기에 존재할수록, 더 큰 적색편이를 보인다. 따라서 천문학자들은 더욱 큰 적색편이를 갖는 천체들을 발견하기 위해 많은 노력을 기울이고 있다. 가장 큰 적색편이 값들은 주로 밝은 빛을 내는 퀘이사나 감마선 버스트 등에서 발견되고 있다.
현재 가장 신뢰할 수 있는 적색편이는 분광학 데이터에 의한 것으로, 가장 큰 적색편이는 GN-z11 은하에 의한 것인데,[39] z = 11.1의 적색편이를 보여주며 이는 대폭발 이후 4억년에 해당한다. 이보다 작은 적색편이는 UDFy-38135539[40]의 z = 8.6이고 이는 대폭발 이후 6억년에 해당한다. 또한 감마선폭발원(gamma ray burst)인 GRB 090423의 적색편이는 {\displaystyle z=8.2}{\displaystyle z=8.2}이다.[41] 가장 멀리 있는 퀘이사(quasar)는 ULAS J1120+0641로서 적색편이는 {\displaystyle z=7.1}{\displaystyle z=7.1}이다.[42][43] 퀘이사나 감마선폭발원이 아닌 천체 중 가장 멀리 떨어져 있는 천체는 IOK-1으로 {\displaystyle z=6.96}{\displaystyle z=6.96}에 위치해 있다.[44][주 7] 가장 멀리 있는 전파은하는 {\displaystyle z=5.2}{\displaystyle z=5.2}에 있는 TN J0924-2201이다.[45] 가장 멀리 있는 천체 중 일산화탄소 분자(CO)가 관측된 천체는 {\displaystyle z=6.42}{\displaystyle z=6.42}를 가진 SDSS J1148+5251 퀘이사이다.[46]
우주 마이크로파 배경의 적색편이는 {\displaystyle z=1089}{\displaystyle z=1089}이며 우주의 나이가 대폭발 이후 약 379,000년인 시기에 해당되고, 그 공변거리comoving distance)는 약 460억 광년이다. 이 우주 마이크로파 배경의 적색편이는 전자기파로 볼 수 있는 가장 먼 거리에 해당한다.[47] 아직 발견되지는 않았지만, "제 3 항성 종족"이라고 불리는 우주 최초의 별들은 약 {\displaystyle 20<z<100}{\displaystyle 20<z<100}에 있을 것으로 예측되고 있다.[48] 빅뱅 이후 약 2초후에 발생했을 것으로 예측되는 우주 중성미자 배경(cosmic neutrino background)은 그 적색편이가 {\displaystyle z>10^{10}{\displaystyle z>10^{10}에 해당한다.[49]
적색편이 탐사
Rendering of the 2dFGRS data <nowiki /> 이 부분의 본문은 적색편이 탐사입니다. 큰 망원경의 등장과 천문 분광학(astronomical spectroscopy)의 발전 덕분에 근래에 들어 우주 거대구조의 지도를 만드는 '적색편이 탐사'(Redshift Survey)가 활발히 이루어지고 있다. 이러한 적색편이 탐사는 하늘의 일정 부분에 있는 많은 외부은하들의 스펙트럼을 얻고, 그 적색편이를 측정함으로써 은하들이 우주에서 어떻게 분포하는지를 보여주는 작업으로 우주의 지도를 만드는 것에 비견된다. 예를 들어 5억광년의 크기를 가진 만리장성(Great Wall)이라고 불리는 초은하단(supercluster)은 적색편이 탐사를 통해 발견된 최초의 우주 거대구조 중 하나이다.[50]
최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사(CfA Redshift Survey)이다.[51] 2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.[52] 역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다.[53] 구경 2.5m의 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하들의 경우 약 적색편이가 0.3-0.4 정도까지 측정이 가능했고, 밝은 천체들의 경우 적색편이가 z = 6 이상인 퀘이사들도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하들의 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 z = 0.7 정도의 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다.[54]
복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상 복사전달(radiative transfer)이나 물리 광학 분야에서 다루어지듯이, 빛이 물질과 상호 작용하고 전파되는 과정에서 빛의 파장 또는 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계의 변환 때문에 발생하는 적색편이와는 달리, 전파되는 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고 받으면서 파장의 변화가 일어난다. 예를 들면, 빛의 산란(scattering) 때문에 파장이 늘어나기도 하고, 전파되고 있는 매질의 굴절률의 바뀌기 때문에 파장이 변하기도 한다.[2] 이러한 현상들을 이를 때 종종 빛이 '적색편이'되었다거나 '청색편이'되었다는 용어를 사용하기도 하지만, 이는 여기서 설명된 적색편이와는 구분되어야 한다.
적색편이는 적색화 현상(reddening)과 혼동되어서는 안 된다. 적색화 현상(천문학에서는 성간적색화)은 파장이 짧은 빛이 파장이 긴 빛보다 쉽게 산란되기 때문에, 광원에서 방출된 여러 파장의 빛 중에서 주로 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 많이 도달하기 때문에 발생한다. 즉 적색편이처럼 광원에서 발생한 모든 스펙트럼 대역의 빛의 파장이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수 또는 산란되어서 광원이 붉게 보이는 현상이다. 즉 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 현상이다. 이러한 적색화 현상의 대표적인 예로서는 해 질 녘 또는 해 뜰 무렵의 노을을 들 수 있다.
전파은하(영어: Radio galaxy)와 강전파퀘이사 및 블레이자는 10 MHz~100 GHz의 전파 대역에서 광도가 최대 1039 W로 매우 밝은 활동은하의 유형이다.[1] 여기서 전파방출은 싱크로트론 과정에 의한 것이다. 전파방출로 관측된 구조는 제트쌍과 외부물질 사이의 상호작용에 의해 밝혀지고, 상대론적 분사출 효과에 의해 조정된다. 숙주은하는 거의 독자적으로 거대한 타원은하이다. 강전파(radio-loud) 활동은하는 그 자체 뿐만 아니라 먼 거리에서 관측되기 때문에 관측적 우주론에 대한 귀중한 도구도 되기 때문에 흥미롭다. 최근에는 특히 은하군과 은하단과 같은 공간의 은하간물질에서 이러한 천체들의 효과에 대한 더 많은 연구가 진행되어 왔다.
방출과정 강전파 활동은하에서의 전파방출은 매우 매끄럽고 넓은대역의 특징과 강한 편광으로부터 추론된 싱크로트론 방출이다. 이는 강전파 방출이 적어도 상대론적 속도(로렌츠 인자 ~104)의 전자와 자기장을 포함하는 플라스마에서 비롯된 것임을 암시한다. 싱크로트론 복사의 방출으로부터 직접적인 구성 입자를 밝히는 방법은 없다. 또 관측으로부터 입자와 자기장의 에너지 밀도를 측정할 방법도 없다. 같은 싱크로트론 복사율은 소수의 전자와 강력한 자기장, 또는 약한 자기장과 많은 전자, 아니면 그 중간 정도에 의한 결과물이기 때문이다. 복사율이 주어진 영역이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도인 최소 에너지 조건을 밝혀내는 것은 가능하다. 그러나 수년간 어디서나 최소 에너지 가까이의 진짜 에너지라고 여길만한 특별한 이유가 없었다.[2]
싱크로트론 방출의 자매 과정은 상대론적 전자가 주변 광자와 상호작용하여 높은 에너지로 톰슨 산란시키는 역콤프턴 과정이다. 강전파 방출원으로부터의 역콤프턴 방출은 X-선에서 특히 중요하게 발생한다.[3] 그리고 방출이 전자밀도에만 의존하기 때문에 역콤프턴 산란의 관측은 어느정도 모형에 의존한, 입자와 자기장의 에너지 밀도의 추정을 할 수 있게 해준다. 이는 다양한 강력한 방출원이 실제로 최소 에너지 조건에 꽤 가까이 있다는 것에 대한 논증으로 이용되어 왔다.
싱크로트론 방출은 전파 대역에만 한정되어 있지 않다. 전파원이 입자를 충분히 높은 에너지로 가속할 수 있다면, 전파에서 관측되는 특징이 적외선, 가시광선, 자외선, 심지어 X-선에서도 보일 수 있다. 후자의 경우에는 방출 원인의 전자가 일반적인 세기의 자기장에서 1 TeV를 넘는 에너지를 가져야 하긴 해도 말이다. 다시, 편광과 연속 스펙트럼은 다른 방출과정으로부터 싱크로트론 방출을 구별하는데 이용된다. 제트와 열점은 보통 고주파 싱크로트론 방출원이다. 관측적으로 싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 구별하는 것은 어려우며, 우리가 특히 X-선에서 보는 일부 천체에서의 과정에 대한 논쟁이 계속되고 있다.
싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 발생시키는 상대론적이고 비열적인 입자 개체가 만드는 과정은 종합적으로 입자가속으로 알려져 있다. 페르미 가속은 강전파 활동은하에서 신뢰되는 입자가속 과정 중 하나다.
전파구조
FRII 전파은하 3C98에서 나타나는 거대한 규모의 전파구조의 의색 사진. 전파엽, 제트와 열점이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다. 전파은하와 그보다 작은 강전파퀘이사는 전파지도에서 폭넓은 범위의 구조를 보여준다. 가장 흔한 거대한 규모의 구조는 전파엽(lobe)이라 불린다. 이러한 구조는 보통 꽤 대칭적인 쌍으로, 활동은하핵의 양쪽에 위치해 있는 거의 타원체 구조이다. 극소수의 낮은 광도의 전파원에서는 보통 그보다 훨씬 더 길게 늘어난 전파플룸(plume)으로 알려진 구조가 나타난다. 일부 전파은하는 하나 또는 둘의 길고 좁으며, 은하핵에서 나와 곧장 전파엽으로 향하는 제트(jet)라고 알려진 구조를 보여준다.(가장 유명한 예는 처녀자리 은하단의 거대은하 M87이 있다) 1970년대부터,[4][5] 가장 폭넓게 받아들여지는 모형은 전파엽 또는 전파플룸이 활동은하핵 가까이에서 나오는 고에너지 입자와 자기장의 방출기둥에 의해 동력을 얻는다는 것이다. 제트는 이 방출기둥의 가시적 모습으로 여겨지고 있다. 그리고 종종 제트라는 단어는 관측 가능한 모습과 근본적인 흐름 둘 다를 지칭하곤 한다.
FRI 전파은하 3C31에서 나타나는 거대한 규모의 전파구조의 의색 사진. 제트와 전파플룸이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다. 1974년, 패너로프와 라일리에 의해 두 유형으로 세분화되었는데, 패너로프-라일리 분류 I형(Fanaroff-Riley Class I, FRI)과 패너로프-라일리 분류 II형(Fanaroff-Riley Class II, FRII)형이 그것이다.[6] 두 유형의 차이는 원래 거대한 규모의 전파방출 형태에 기반한 것이다(유형은 전파방출에서 가장 밝은 점 사이의 거리에 의해 결정된다). FRI 전파원은 중심부 쪽이 가장 밝은데 비해, FRII 전파원은 가장자리 부분에서 가장 밝다. 패너로프와 라일리는 두 유형 사이의 상당히 뚜렷한 광도 차이를 관측했다. FRI는 광도가 낮으며, FRII는 광도가 높다.[6] 더 상세한 전파관측으로, 형태는 전파원에서의 에너지]수송 방식을 반영하는 것으로 밝혀졌다. FRI 천체는 일반적으로 중심부에 밝은 제트를 가지고 있는데 비해, FRII 천체는 제트가 희미하지만 전파엽의 양 끝에 밝은 열점(hotspot)을 가지고 있다. FRII 천체는 전파엽의 끝부분에 에너지를 효율적으로 수송할 수 있는 것으로 보인다. 반면에 FRI 천체의 분사출은 분출되는 동안 상당한 양의 에너지가 복사로 방출된다는 점에서 비효율적으로 보인다.
더 상세히 말하면, FRI/FRII 분류는 FRI/FRII 전이가 더 무거운 은하에서 높은 광도로 나타난다는 점에서 숙주은하의 환경에 달려있다.[7] FRI 제트는 전파방출이 최대인 영역에서 감속 중인 것으로 밝혀졌는데,[8] 그래서 FRI/FRII 전이가 제트/분사출이 성간물질과의 상호작용에 의한 준상대론적인 속도로의 감속 없이 숙주은하를 통해 퍼져나갈 수 있는지 없는지를 반영하는 것처럼 보인다. 상대론적 분사출 효과의 분석으로부터, FRII 전파원의 제트는 전파엽의 끝부분까지 상대론적 속도(적어도 0.5c)를 유지하는 것으로 밝혀졌다. 주로 FRII 전파원에서 보이는 열점은 매우 빨라 초음속(소리의 속도는 c/√3에 이를 수 없다)의 제트가 갑자기 전파원의 끝부분에서 멈추면서 발생하는 충격의 가시적 징후로 받아들여진다. 그리고 이들의 분광 에너지 분포는 옆 사진과 일치한다.[9] 종종 다중 열점이 보이는데, 충격 이후 계속되는 흐름이거나 제트의 종점의 이동 둘 중 하나를 반영한다. 전반적인 열점 영역은 때때로 복합 열점(hotspot complex)이라 불리기도 한다.
전파 구조에 기반하여 몇몇 특별한 전파원의 유형에 이름이 주어진다.
고전적인 이중 전파원(classical double)은 명확한 열점을 가진 FRII 전파원을 일컫는다. 광각 꼬리 전파원(wide-angle tail)은 일반적으로 표준 FRI와 FRII 구조의 중간형 전파원을 일컫는다. 이들은 효율적인 제트와 때때로 열점을 가지며, 전파엽보다는 전파플룸을 가진다. 전파플룸은 은하단의 중심 또는 근처에서 발견된다. 협각 꼬리 전파원(narrow-angle tail) 또는 헤드테일 전파원(head-tail)은 숙주은하가 은하단을 이동함으로써 발생하는 램압력에 의해 휘어져 보이는 FRI 전파원을 일컫는다. 비대 이중 전파원(fat-double)은 희미한 전파엽을 가지지만 제트나 열점이 없는 전파원을 일컫는다. 그러한 전파원 일부는 에너지 공급이 영구적이거나 일시적으로 중단된 흔적(relic)일 것이다. 수명 및 활동 매우 큰 전파은하는 백만 파섹 규모까지 뻗어있는(3C236과 같은 거대 전파은하의 경우처럼) 전파엽 또는 전파플룸을 가지고 있는데, 전파구조의 성장에 관한 시간규모가 수천만 년에서 수억 년 단위임을 암시한다. 이는 매우 작고 어린 전파원의 경우를 제외하면, 우리가 전파원의 활동을 직접 관찰할 수 없음을 의미한다. 그래서 많은 수의 천체에 관한 이론과 추론에 의지해야만 한다. 분명히 전파원은 작은 점에서 시작하여 거대하게 성장해야 한다. 이들의 성장속도가 얼마나 빠른지는 외부물질의 밀도와 압력에 달려있다. 전파엽을 가진 전파원의 경우, 역학적 과정은 꽤 단순하다.[4] 제트는 전파원에 물질과 에너지를 공급하며, 전파엽의 압력을 증가시켜 팽창시킨다. 외부물질의 압력이 가장 높은 시점과, 따라서 역학적인 관점에서의 가장 중요한 시점은 희미하고 뜨거운 가스 X-선 방출이다. 오랜 시간동안 강력한 전파원은 초음속으로 외부물질에 충격을 가해 밀어올리면서 팽창하는 것으로 추정된다. 그러나, X-선 관측은 초음속 팽창에 필요한 강력한 FRII 전파원의 전파엽 내부의 압력이 종종 외부의 열압력과 비슷하고 외부 압력보다 훨씬 크지 않다는 것을 보여준다.[10] 오로지 분명하게 초음속으로 팽창하는 계는 아마 비교적 최근의 활동은하핵의 폭발의 결과로 여겨지는 저출력 전파은하(low-power radio galaxy) 센타우루스자리 A의 전파엽 내부를 포함하는 것으로 알려졌다.[11]
숙주은하와 환경 이러한 전파원들은 한가지 실증적 예외가 있음에도,[12] 거의 대부분 타원은하에서 기생하는 것으로 발견된다. 일부 세이퍼트 은하는 약하고 작은 전파제트를 보여주지만, 강전파로 분류될 만큼 밝은 전파가 아니다. 강전파 퀘이사 및 블레이자의 숙주은하에 대한 그러한 정보는 이들 또한 타원은하에서 기생함을 시사한다.
이렇게 타원은하에 대한 매우 큰 분포에 대한 몇가지 그럴듯한 이유가 있다. 하나는 타원은하가 일반적으로 매우 무거운 블랙홀을 포함한다는 것으로, 그래서 매우 밝은 활동은하를 구동할 수 있다는 것이다(에딩턴 광도 참고). 다른 하나는 타원은하가 일반적으로 전파원에 국한하여 대규모의 은하간물질을 제공하는 부유한 환경에 위치한다는 것이다. 또한 나선은하에서의 많은 양의 차가운 가스가 어떻게 해서 뭉개지거나 억눌려서 제트를 형성할 수도 있다. 지금까지 관측에 대한 설득력 있는 단일 설명은 없다.
통합모형 서로 다른 유형의 강전파 활동은하는 통합모형(unified model)에 의해 연결지어진다. 강력한 전파은하 및 강전파퀘이사에 대한 통합모형의 정설화로 이어지는 중요한 관측은 모든 퀘이사가 우리의 방향으로 분사하고 있는 것처럼 보인다는 것이다. 은하핵에서 초광속 운동과,[13] 우리에게 가장 가까운 전파원 방향으로 밝은 제트를 보여주면서 말이다(랭-게링턴 효과[14][15]). 이것이 사실이라면 전파원은 반드시 우리를 향하여 분사하고 있지 않아야 하고, 우리가 전파엽이 분사출에 영향을 받지 않는다는 것을 알고 있으므로, 퀘이사의 은하핵이 방출원이 측면에서 보일 때 가려져서 전파은하로 보이게 되는 것이다. 적어도 일부 강력한 전파은하들은 '숨겨진' 퀘이사를 가지고 있는 것으로 받아들여지고 있다. 그러한 모든 전파은하가 수직으로 본다면 퀘이사로 보일 것인지는 명확하지 않긴해도 말이다. 같은 방법으로, 저출력 전파은하는 도마뱀자리 BL 천체에 관한 그럴듯한 모집단이다.
전파은하의 사용 먼 전파원 전파은하와 강전파퀘이사는 멀리 있는 은하를 찾기 위해 특히 80년대와 90년대에 폭넓게 이용되어 왔다. 전파 스펙트럼을 기반으로 엄선하고 숙주은하를 관측함으로써 말이다. 이로써 적은 노력과 망원경 사용시간으로 큰 적색편이의 천체를 찾을 수 있는데, 이 방법의 문제는 활동은하의 위치가 그 적색편이에서의 은하가 아닐 수 있다는 것이다. 마찬가지로, 전파은하는 과거에 멀리 있는 X-선 방출 은하단을 발견하기 위해 이용되어 왔다. 그러나 최근에는 선입견 없는 추정 방법이 선호되고 있다.
표준자 일부 연구는 우주론 계수를 측정하기 위한 표준자로서 전파은하를 이용하는 것을 시도했었다. 이 방법은 전파은하의 크기가 나이와 환경에 달려있기 때문에 매우 어렵다. 그래도 전파은하에 기반한 방법이긴 하나 전파원의 모형을 이용할 때, 다른 우주론적 관측과 함께 좋은 협의를 제공할 수 있다.[16]
주변에 미치는 영향 전파원의 초음속 팽창 여부는, 그것이 팽창하여 에너지를 가해 외부물질을 가열시키고 밀어내기 때문에, 외부물질에 대한 연구가 반드시 행해져야 한다. 강력한 전파원의 전파엽에 저장된 최소 에너지는 1053 J이다. 그러한 전파원에 의해 외부물질에 행해지는 일의 양에 관한 최저 한계는 앞의 값의 수배는 된다. 현재 많은 전파원에 대한 관심사는 오늘날 이들이 은하단의 중심에 있음으로써 가지는 효과에 초점을 두고 있다.[17] 마찬가지로 다른 흥미로운 관심사는 이들이 우주론적 시간에 따라 구조의 형성에 영향을 미칠 수 있다는 것이다. 이들은 매우 무거운 천체의 형성을 느리게 하는 피드백 메커니즘을 제공할 것으로 여겨지고 있다.
용어 보통 퀘이사와 전파은하가 동일한 천체로 여겨지기 때문에 폭넓게 이용되는 용어는 불편하다(위 참고). DRAGN(double radiosource associated with galactic nucleus, 은하핵과 연관된 이중 전파원)라는 두문자어가 만들어진 적이 있었다.[18] 그러나 이 용어의 사용은 아직까지도 중단되지 않았다. 외부은하 전파원(extragalactic radio source)도 널리 사용되지만, 특히 폭발적 항성생성 은하와 같은 다른 많은 외부은하 천체도 전파 탐사로 관측되기 때문에 혼란을 줄 수 있다. 강전파 활동은하(radio-loud active galaxy)는 모호성이 없으므로 이 기사에서 자주 사용된다.
블레이자(영어: Blazar)는 활동적이고 거대한 타원은하의 중심부에 있는 것으로 추정되는 거대질량 블랙홀과 연관된 매우 작은 퀘이사다. 블레이자는 우주에서 가장 강렬한 현상 중 하나이고, 외부은하 천문학에서 중요한 주제이다.
블레이자는 활동은하핵(AGN)을 가지고 있는 거대한 활동은하 무리의 일원으로, 극소수의 희귀한 천체들은 가시광격변 퀘이사와 도마뱀자리 BL 천체, 둘의 혼합된 특징을 띠는 "중간형의 블레이자" 일 것이다. "블레이자"(Blazar)라는 명칭은 1978년 천문학자 에드워드 슈피겔이 앞의 두 분류를 아우르는 어구를 만들기 위해 등장했다.
활동은하핵인 블레이자에서 방출되는 상대론적 제트는 일반적으로 지구 쪽을 겨누고 있다. 우리는 제트가 약해지거나 거의 그렇게 됨을 관찰하게 되어, 이것은 블레이자의 두 가지 형태에 대한 빠른 변화 및 작은 특성을 설명한다. 많은 블레이자들은 아마도 상대론적 충격파면 때문에 처음 수 파섹 내의 이들의 제트는 겉보기 초광속 특징을 가지고 있다.[1]
일반적으로 받아들여지는 모습은, OVV 퀘이사는 근본적으로 강력한 전파 은하이고 도마뱀자리 BL 천체는 약한 전파 은하이다. 거대질량 블랙홀을 품고있는 두 경우의 주인 은하 모두 거대 타원은하다.
일반적인 특징과 일치하지 않는 매우 극소수의 관측 사례들은 중력 렌즈와 같은 대안 모형으로 설명할 것이다.
구조 블레이자는 모든 AGN처럼 주인 은하 중심에 있는 거대질량 블랙홀로 떨어지고 있는 물질에 의해 극단적인 활동을 하는 것으로 생각된다. 가스와 먼지, 그리고 이따금씩 별들은 포획되어 나선을 그리며 중심의 블랙홀으로 떨어지면서 광자와 전자, 양전자, 다른 기본입자의 형성으로 막대한 양의 에너지를 발생시키는 강착원반을 형성한다. 이 영역은 대략 10−3 파섹 정도의 크기로 아주 작다.
여기는 중심 블랙홀으로부터 확장된 수 파섹의 거대한 불투명한 토로이드에는 뜨거운 가스와 함께 고밀도의 영역이 들어있다. 이들 "구름"은 블랙홀 근처에서 에너지 흡수하고 재방출 할 수 있다. 이곳의 구름들은 블레이자의 방출 스펙트럼 선에서 감지된다.
강착원반에 수직인, 상대론적 제트 쌍은 매우 큰 에너지의 플라스마를 AGN으로부터 멀리 날려보낸다. 제트는 강렬한 자기장과 강력한 강착원반, 토로이드로부터 발생하는 바람(입자의 흐름)의 조합에 의해 조준된다. 제트의 안에서, 높은 에너지의 광자와 입자들은 서로와, 강한 자기장과 상호작용한다. 이들 상대론적인 제트는 중심의 블랙홀로부터 수십 킬로파섹까지 확장될 수 있다.
이들 모든 영역은 주로 비열적 스펙트럼의 형태에서 몇몇 진동수에서의 높은 편광(보통 몇 퍼센트)과 함께 매우 낮은 진동수의 라디오파에서 극단적인 에너지의 감마선까지 이르는 관측된 에너지의 다양함을 보여줄 수 있다. 비열적 스펙트럼은 라디오파에서 X-선까지 이르는 싱크로트론 복사와, X-선에서 감마선 영역까지 이르는 역컴프턴 복사로 구성되어 있다. 자외선 영역과 희미한 가시광 방출선에서 최고조에 이르는 열적 스펙트럼은 OVV 퀘이사에서 나타나기도 하지만, 도마뱀자리 BL 천체에서는 매우 희미하거나 나타나지 않는다.
상대론적 분사출 관측된 블레이자의 방출은 제트의 상대론적 효과에 의해 크게 가속된다. 이 과정을 상대론적 분사출이라 한다. 제트를 구성하고 있는 플라스마의 전체속도는 빛의 속도의 95~99%에 이를 수 있다. (전체속도는 제트에서의 일반적인 전자나 양성자의 속도가 아니다. 개개의 입자들은 다양한 방향으로 움직인다. 그 결과 플라스마에 대한 계의 속도는 언급된 범위에서 존재하게 된다)
정지 좌표계의 제트에서 방출된 광도와 지구에서 관측된 광도 사이의 관계는 제트의 특징에 의존한다. 이는 제트 내의 자기장과 움직이는 입자 사이의 상호작용 뿐만 아니라, 충격파면으로 인해 광도가 상승한 것인지, 아니면 제트의 밝은 거품에 의한 것인지도 포함된다.
기본적인 상대론적 효과를 이용한 간단한 분사출에 관한 모형은 정지좌표계의 제트에서 방출된 광도, Se와 지구에서 관측된 광도, So와 상관 있다. 이들은 천체물리학에서 도플러 인자로 불리는 용어, D와 연결된다. 여기서 So는 Se×D2와 비례한다.
여기서 보이는 것보다 훨씬 더 자세하게 관측할 때, 세가지 상대론적 효과가 수반된다.
상대론적 수차 D2 요소의 원인이 된다. 수차는 정지좌표계(이 경우, 제트)에서 등방적으로 보이는 방향에서 관찰자의 좌표계(이 경우, 지구)에서의 운동 방향 쪽으로 밀려 왜곡되어 보이게 만드는 특수 상대론적 효과의 결과이다. 시간지연 D+1 요소의 원인이 된다. 이 효과는 에너지의 겉보기 방출 속도를 높여준다. 만약 제트가 자신의 정지좌표계에서 매 분 에너지의 폭발을 일으키고 있다면, 지구에서 이 폭발은 아마 10초당 한 번의 폭발로, 정지좌표계에서보다 더 빨리 일어나는 것처럼 관측될 수 있다. 윈도잉 D-1 요소의 원인이 될 수 있다. 그러므로 증폭량을 감소하는 역할을 한다. 이는 각각의 D 인자에 의해 팽창됨으로써, 관측된 창 내의 보다 적은 유체 요소 D가 존재하기 때문에, 변함없는 흐름에서만 일어난다. 그러나, 자유롭게 증식 중인 물질 거품에 대해서, 복사는 최대 D+3까지 증폭된다. 예 시선방향에 대한 각도 θ = 5˚와 광속의 99.9%에 해당하는 속도의 제트를 생각해 보자. 지구에서 관측된 광도는 제트에서 방출된 광도의 70배이다. 그러나 θ가 0˚로 최솟값이라면, 제트는 지구에서 600배 밝게 보인다.
분사출이 만드는 차이 또한 상대론적 분사출은 또다른 중요한 결과이다. 지구를 향하지 않는 제트는 동일한 상대론적 효과로 인해 어둡게 나타날 것이다. 그러므로 본질적으로 동일한 두 제트는 상당히 비대칭적으로 나타날 것이다. 실제로, 위에 주어진 예에서 θ < 35°에 있는 어떤 제트는 제트의 정지좌표계에서보다 작은 광도로 지구에서 관측될 것이다.
더 나아간 결과는 본질적으로 동일한 AGN 개체가 우주에서 제트 방향이 무작위적으로 향해 있음으로써 지구에서 매우 비동질적인 개체처럼 보일 수 있다는 것이다. θ가 매우 작은 소수의 천체는 아주 밝은 제트를 가지고 있을 것이고, 나머지는 겉보기에 상당히 약한 제트를 가지고 있을 것이다. 90˚가 아닌 θ의 AGN은 비대칭적인 제트를 가진 것처럼 보일 것이다.
이는 블레이자와 전파은하 사이에 숨은 본질이다. 지구에서 시선방향에 가까운 방향으로 놓여 있는 제트를 가진 AGN은 본질적으로 동일하더라도 다른 AGN과 극단적으로 다르게 보일 수 있다.
발견 많은 밝은 블레이자들은 처음에 멀리있는 강력한 은하가 아닌, 우리 은하에 있는 불규칙 변광성으로써 발견되었다. 이들 블레이자는 특정한 패턴을 가지지 않고 며칠, 몇년의 주기로 밝기가 변해서 정말 불규칙 변광성같이 보였다.
전파천문학이 태동하던 초기에 하늘에 많은 밝은 전파원들이 관측되었다. 1950년 대 말 전파망원경의 해상도는 특정한 전파원을 확인 하기에 충분했고, 이는 곧 퀘이사의 발견으로 이어진다. 그리고 이들의 최초의 적색편이는 3C 273(매우 가변적인 퀘이사인 3C 273 또한 블레이자이다)에서 측정되었다.
1968년 "변광성" 도마뱀자리 BL과 강력한 전파원 VRO 42.22.01[2] 사이의 유사한 연관성이 제기되었다. 도마뱀자리 BL은 많은 퀘이사의 특징을 보여주지만, 광학적 스펙트럼에서 적색편이를 결정하는데 사용되곤 했던 스펙트럼 선이 없었다. 그러나 희미하지만 근본적으로 은하를 뒷받침하는 증거가 1974년에 발견되었다.
외부 은하 도마뱀자리 BL의 본질은 놀랍지 않았다. 1972년에 도마뱀자리 BL 유형 천체(BL Lacetae-Type Object)를 포함한 극소수의 가변적인 가시광선, 라디오 전파원이 새롭게 제안된 은하의 분류로써 함께 분류되었기 때문이다. 이 용어들은 곧 "도마뱀자리 BL 천체(BL Lacertae object)", "BL Lac object" 또는 간단하게 "BL Lac"로 짧게 단축되었다. (마지막 단어는 원래의 블레이자를 의미할 수 있다. 그러나 앞에 말한 분류의 모든 것은 아니다)
2003년에, 수천개의 도마뱀자리 BL 천체가 알려졌다.
현재 관점 블레이자는 관찰자의 시선 방향으로 상대론적 제트를 분사하고 있는 활동은하핵으로 여겨지고 있다. 이 특별한 제트의 성질은 많은 블레이자를 관측 할 때의 큰 밝기, 매우 빠른 변광, 높은 편광(블레이자가 아닌 퀘이사와 비교했을 때), 그리고 처음 몇 파섹의 제트에서 초광속 운동이 감지 되는 특이한 성질들을 설명한다.
통합 모형은 일반적으로 매우 변광 폭이 큰 퀘이사들이 본질적으로 강력한 전파 은하와 관계되고, 도마뱀자리 BL 천체는 본질적으로 약한 전파 은하와 관계되어 있다고 받아들여진다. 이 두 연관된 개체 사이의 차이는 블레이자의 각기 다른 방출선 특징을 설명한다.
상대론적 제트/통합 모형에 대한 접근법의 대체 설명은 마이크로 중력 렌즈와 상대론적 제트의 방출까지 포함하여 제시된다. 이는 블레이자의 전반적인 특징 어느 것의 설명도 아니다. 예를 들어 마이크로렌즈는 아크로매틱이다. 스펙트럼의 모든 부분의 기복이 있을 것이다. 이는 매우 분명하게 블레이자에서 관측되지 않는 특징이다. 그러나 이 과정은 충분히 가능하다. 게다가 복잡한 플라스마 물리학은 특정한 관측 또는 세부 사항을 설명할 수 있다.
블레이자의 몇몇 예로, 3C 454.3, 3C 273, 도마뱀자리 BL, PKS 2155-304, 마카리안 421, 마카리안 501이 있다. 마지막의 두 천체는 매우 높은 에너지의 감마선 방출이 일어나기 때문에 "TeV 블레이자"라고 불린다.
활동은하핵(活動銀河核, active galactic nucleus; AGN)은 전자기 스펙트럼의 일부, 또는 모든 대역에서 보통 이상의 광도를 내는 은하의 중심에 존재하는 컴팩트한 영역이다. 활동은하핵이 있는 은하는 전파, 마이크로파, 적외선, 가시광선, 자외선, 엑스선, 감마선 등 다양한 파장에서 대량의 에너지를 방출한다. AGN을 품고 있는 은하를 더러 활동은하(活動銀河, active galaxy)라고 한다. AGN의 전자기 복사는 은하 중심의 초대질량 블랙홀 주위로 질량이 강착됨으로써 발생하는 것으로 생각되고 있다. AGN은 우주에서 가장 밝고 지속적인 광원들 중 하나로서, 멀리 떨어진 천체의 발견에 도움을 줄 뿐만 아니라, AGN의 진화를 살펴봄으로써 우주론에도 기여할 수 있다.
활동은하핵 모형 AGN의 동력은 초대질량 블랙홀(106 to 1010 M⊙)에 물질이 강착되어 발생하는 것이라는[1] 견해가 오랫동안 논의되고 있다.[2] AGN은 크기가 매우 작으며 지속적으로 매우 높은 광도의 에너지를 방출한다. 물질이 강착되면 위치에너지와 운동에너지가 방사선 복사로 전환되는데, 질량이 매우 거대한 블랙홀은 에딩턴 광도가 높아서 지속적으로 큰 광도로 복사선을 방출할 수 있다. 현재 질량이 큰 은하들은 모두 또는 대부분 중심에 초대질량 블랙홀을 품고 있는 것으로 생각된다. 그 증거는 블랙홀의 질량과 은하팽대부의 속도분산 사이의 상관관계(M-시그마 관계)이다.[3]
강착원반 AGN의 표준 모형에서, 블랙홀 근처의 차가운 물질들은 강착원반을 형성한다. 강착원반에서 물질은 안으로, 각운동량은 밖으로 향하며 에너지가 흩어지는 과정에서 강착원반이 뜨거워지게 된다. 강착원반의 스펙트럼은 가시광-자외선 대역에서 최고값을 찍는다. 그리고 강착원반 위로 뜨거운 물질들이 코로나를 형성하는데, 이 코로나는 역(逆) 콤프턴 산란을 일으켜 광자의 에너지를 엑스선 대역까지 올려버릴 수 있다. 강착원반에서 방출되는 복사선은 블랙홀 근처의 차가운 원자 물질을 들뜨게 만들고, 물질이 원래 상태로 돌아오면서 특징적인 방출선이 만들어진다. AGN이 방출하는 복사선의 대부분은 강착원반 바로 근처의 성간 가스 및 성간진에 흡수되지만, 시간이 지나면 다른 대역, 대개 적외선으로 재방출된다.
상대론적 제트 일부 강착원반은 한 쌍의 제트를 만들어낸다. 제트는 매우 빠른 고지향성 흐름으로, 원반 가까이에서 시작하여 양 반대쪽으로 진행한다. 제트의 방향은 강착원반의 각운동량 축선 또는 블랙홀의 회전축에 의해 결정된다. 천문 기기의 한계로 인해 제트가 만들어지는 기작과 제트의 정확한 성분 조성은 현재로서는 정확히 밝혀져 있지 않다. 때문에 제트 생산에 관한 다양한 이론적 모델이 제기되어 있음에도 그 중 무엇 하나를 지지하는 증거는 충분히 존재하지 않는다. 제트는 전파 대역에서 가장 두드러진 관측 효과를 나타내며, 초장기선 관측계를 사용해 싱크로트론 복사를 연구할 수도 있다. 다만 제트는 전파에서 감마선까지 모든 파장의 빛을 방출한다. 때문에 제트는 AGN을 볼 때 관측되는 연속 복사의 원인 중 하나로도 꼽힌다.
비효율 복사 AGN 이 문단은 비어 있습니다. 내용을 추가해 주세요. 비효율 복사AGN 이 문단은 비어 있습니다. 내용을 추가해 주세요. 관측적 특징 AGN을 규정할 수 있는 단일한 관측적 특징은 없다. 아래 목록은 지금까지 AGN으로 밝혀진 천체들의 중요한 특징들을 열거한 것이다.
핵광연속복사방출(nuclear optical continuum emission). 강착원반을 직시할 수 있는 각도라면 항상 보인다. 제트 또한 이 방출에 기여할 수 있다. 광방출은 파장과 대략적인 거듭제곱 관계에 있다. 핵적외선방출(Nuclear infra-red emission). 강착원반의 방향이 어떻든 간에 항상 보인다. 은하핵 주위의 기체와 먼지가 빛을 흡수했다가 재방출해서 보이는 빛이다. 열복사이기 때문에 제트나 원반과 관련된 방출과는 구분할 수 있다. 넓은광방출선(Broad optical emission lines). 중심 블랙홀에 가까운 차가운 물질들에서 나오는 빛이다. 그 물질들이 블랙홀 주위를 빠른 속도로 돌기 때문에 도플러 효과에 의해 선이 넓게 보인다. 좁은광방출선(Narrow optical emission lines). 블랙홀에서 좀 멀리 떨어진 차가운 물질들에서 나오는 빛이다. 블랙홀에서 멀기 때문에 회전 속도도 그만큼 느리고 선은 좁아진다. 전파연속복사방출(Radio continuum emission). 이것은 언제나 제트 때문이다. 싱크로트론 복사가 특징적인 스펙트럼을 나타낸다. 엑스선연속복사방출(X-ray continuum emission). 제트에서도 나오고, 강착원반의 뜨거운 코로나에서 나오기도 한다. 둘 중 어느 쪽이던 거듭제곱 스펙트럼을 나타낸다. 전파가 어두운 AGN에서는 보통 나오는 거듭제곱 엑스선에 더해서 연엑스선 방출도 보이는데, 이 연엑스선이 왜 나오는 것인지는 아직 확실하지 않다. 엑스선선방출(X-ray line emission). 차가운 중원소들이 엑스선 연속복사에 의해 형광발광하는 것으로, 6.4 keV 전후의 철(鐵)선이 잘 알려져 있다. 이 선은 좁을 수도 있고 넓을 수도 있다. 활동은하의 종류 AGN은 두 가지 종류로 나누는 것이 편리하며, 그 둘을 관습적으로 전파 대역에서 어두운(radio-quiet) 것과 밝은(radio-loud)이라고 부른다. 전파 대역에서 밝은 경우 AGN의 광도 대부분을 제트가 차지한다. 전파 대역에서는 확실히 제트의 기여도가 크고, 다른 대역에서도 제트가 큰 기여도를 나타낼 수 있다. 전파 대역에서 어두운 경우에는 제트 및 제트의 방출을 무시할 수 있기 때문에 좀더 단순해진다.
AGN의 하위 유형들의 용어는 물리적 차이보다 발견 및 분류의 역사적 맥락에 따라 정해지기 때문에 다소 혼란의 여지가 있다.
전파가 어두운 AGN 저전리 핵방출선 영역(LINER). 이름을 보면 알 수 있다시피, 이것들은 약하게 전리된 원자들의 방출선만 잘 보이고 AGN 방출의 다른 특징들은 보이지 않는다. 모든 LINER이 AGN이 맞는지(다시 말해 초대질량 블랙홀의 강착으로 에너지를 얻는지)는 논란의 여지가 있다. 만약 맞다면, LINER은 전파가 어두운 AGN 중 광도가 가장 낮은 부류를 이룰 것이다. 세이퍼트(Seyfert). 세이퍼트는 AGN의 하위 분류로서 가장 먼저 정립된 축에 속한다. 세이퍼트는 가시광에서 핵연속복사방출을 보이고, 좁은선과 때때로 넓은선, 때때로 강한 엑스선 방출, 드물게 약한 전파 제트를 나타낸다. 세이퍼트는 1형 세이퍼트와 2형 세이퍼트로 다시 나뉜다. 1형은 넓은 방출선이 강하게 나타나지만 2형은 그렇지 않다. 그리고 1형에서 저에너지 엑스선 방출이 보다 강하게 나타나는 것 같다. 세이퍼트 AGN을 품고 있는 은하는 대부분 나선은하 또는 불규칙은하이다. 전파가 어두운 퀘이사(QSO). 사실상 세이퍼트 1형이 더 밝아진 버전이다. 전파가 어두운 퀘이사와 세이퍼트 1형 사이의 구분은 임의적이며, 보통 가시광 대역의 등급을 끊어서 구분한다. 퀘이사는 매우 강한 가시광 연속복사방출, 엑스선 연속복사방출, 가시광 대역의 넓고 좁은 방출선을 나타낸다. 일부 천문학자들은 이 AGN들을 "준성천체"(QSO)라고 부르고, 전파가 밝은 퀘이사만을 퀘이사라고 부르기도 한다. 그렇지 않은 천문학자들은 둘 다 그냥 퀘이사라고 하고 "전파가 밝은 퀘이사", "전파가 어두운 퀘이사"로 구분한다. 퀘이사를 품고 있는 은하는 나선은하일 수도 있고, 불규칙은하일 수도 있고, 타원은하일 수도 있다. 퀘이사를 품은 은하의 질량과 퀘이사의 광도 사이에는 상관관계가 존재하며, 이에 따라 밝은 퀘이사를 품은 은하는 대부분 질량이 큰 은하(타원은하)이다. 2형 퀘이사(Quasar 2). 2형 세이퍼트에 대응되는 존재로, 퀘이사와 유사한 광도를 나타내지만 퀘이사에서 나타나는 강한 핵연속복사방출이나 넓은선방출은 없다. 매우 드문 존재이나, 후보가 될 만한 천체는 많이 발견되어 있다. 전파가 밝은 AGN 여기서는 은하핵의 특징에 관해서만 다룰 터이니, 제트를 비롯한 은하 전반의 특징에 대해서는 전파은하를 참조할 것.
전파가 밝은 퀘이사. 위의 QSO와 완전히 동일하나, 제트 방출선이 더해진다는 것이 차이점이다. 이에 따라 가시광 대역의 연속복사방출, 좁고 넓은 방출선, 강한 엑스선 방출, 전파 방출이 나타난다. 블레이자(Blazar). 밝기가 빠르게 변하고, 가시광, 전파, 엑스선 방출이 편광되어 있다. 도마뱀자리 BL 천체(BL Lac)와 가시광격변 퀘이사(OVV 퀘이사)의 두 종류가 있다. BL Lac는 가시광 방출선이 보이지 않기 때문에, 이것을 품고 있는 은하의 스펙트럼을 살펴야 적색편이를 측정할 수 있다. 방출선은 본질적으로 결여되어 있거나 변광 요소에 의해 압도되어 보이지 않는다. 변광 때문에 안 보이는 것일 경우, 변광이 낮은 단계일 때 방출선이 보이게 될 수도 있다.[4] OVV 퀘이사는 일반적인 전파가 밝은 퀘이사와 비슷하지만, 빛이 빠르게 변한다. BL Lac와 OVV 모두 관측자의 시선 방향으로 상대론적 제트가 발생하여 변광이 발생하는 것으로 생각된다. 상대론적 효과는 제트의 광도와 변광 진폭을 증폭시킨다.
우주선(宇宙線, 영어: cosmic rays) 또는 우주방사선 (cosmic radiation)이란 우주에서 지구로 쏟아지는 높은 에너지를 지닌 각종 입자와 방사선 등을 총칭한다.
발견 우주선을 처음으로 주의깊게 연구한 사람은 1912년 오스트리아의 헤스이다. 그는 비행 기구를 타고 5,000m 상공으로 올라가 실험을 했는데 올라갈수록 대기의 전리 작용(이온화)이 증가된다는 것을 발견하였다. 당시 대기의 전리 작용의 원인이 지구 외부에서 오는 방사선에 의한 것인지 지구 내부의 방사선을 가진 광물에 의한 것인지는 알지 못하고 있었는데, 헤스의 이러한 측정으로 그 원인이 밝혀졌다. 만약 지구 내부에 원인이 있다면 높이 올라갈수록 전리의 세기는 감소될 것이다. 그러나 4,500m쯤 올라가면 전리 작용이 증가되기 시작한다는 것을 알아낸 것이다. 또 1922년 미국의 밀리컨은 사람이 타지 않는 기구를 약 1만 6,000m의 고도까지 올리는 데 성공하였으며, 자동 기록 장치에 의해 대기 중의 전리 작용을 측정하였다. 또 그는 비행중인 비행기 위나 산의 정상, 호수의 수면 밑 등에도 방사선이 존재한다는 것을 확인하였고, 그 기원은 지구의 외부라고 결론지었다. 그래서 우주선이라는 이름을 제안하였다.
종류 1차 우주선 초기 연구에서는 우주선의 정체를 전자라고 생각하였다. 이것이 사실이라면 전자가 가지고 있는 음전하 때문에, 지구라는 큰 자석의 영향으로 동쪽에서 오는 우주선은 배척될 것이고 서쪽에서 오는 우주선은 끌어당겨지는 현상이 일어날 것이다. 그러나 관측 결과 동쪽에서 방사되어 오는 것이 더 많다는 것이 확인됨으로써 1차 우주선의 주체는 양전하를지고 있다는 것을 알게 되었다. 오늘날에는 우주선의 주성분은 양성자(P)이고, 그 외 10% 정도의 헬륨(He)과 적은 양의 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B) 등이 함유된 것이라 생각되고 있다. 우주선 입자가 가지고 있는 에너지는 넓은 범위에 미치고 있으며 현재 알려진 상한은 1020 ~ 1021eV이다. 세계 최대의 양성자 싱크로트론을 만들 수 있는 최대 에너지가 7×1012eV(LHC)밖에 되지 않는다는 것을 생각하면 그 크기를 짐작할 수 있다. 에너지가 큰 우주선일수록 지구에 도달하는 기회가 적다. 1016eV이상의 에너지를 가진 1차 우주선 입자는 1m2당 1년에 1개 정도 방사된다.
2차 우주선 지구의 대기 속으로 돌입한 1차 우주선은 많은 수의 2차 우주선을 만들어낸다. 1차 우주선은 지표에 이르기 전에 평균 10회 정도 대기 중의 원자핵과 충돌하는데 그때마다 2차 우주선을 생성해 낸다. 특히 1015eV나 되는 초대형 에너지를 갖고 있는 1차우주선이 지상에 가까이 이르렀을 때는, 입자의 수가 계속 늘어나서 공기 샤워가 되지만, 그다지 크지 않은 에너지를 갖고 있는 우주선은 광자나 전자, 양성자를 만드는 능력을 점점 잃게 됨으로써, 그 대부분이 공기에 흡수되고 만다. 지상에서 관측되는 우주선은 μ에 전자(e^+를 함유한 것)에 광자나 중성자 등이 혼합된 것이 대부분이다.
기원 우주선의 기원으로는 태양면의 폭발에 의한 것이라는 설도 있으나, 이 우주선은 1010eV 이하의 에너지밖에 갖고 있지 않고 평균해서 1년에 1회 정도밖에 나타나지 않는다. 대부분의 우주선 발생원은 은하계 안의 천체의 폭발에 의한 것이라 생각되고 있다. 폭발의 남은 찌꺼기에는 백조좌 A, 게성운 등 강한 전파를 방사하는 것이 많다. 이들 천체에는 강한 자기장이 있어서 천연적인 대형 가속기가 될 수 있다고 상상할 수 있다. 이와 같은 이론에 의해 예상되는 에너지의 상한은 1016 - 1017eV이므로 그 이상의 초대형 에너지 입자는 은하계 외의 전파 은하 등에서 기원을 구해야 한다. 우주선은 역사적으로는 미립자 물리학의 선도역으로서 큰 역할을 해왔다. 현재도 우주의 신비를 탐구하는 중요한 실마리를 제공해 주고 있다.
방사선(放射線, 프랑스어: rayonnement, 독일어: strahlung , 영어: radioactive rays, 스페인어: radiación)은 입자 또는 파동이 매질 또는 공간을 전파하는 과정으로서 에너지의 흐름이다.[1][2] 방사선은 자연적으로 존재하는 방사선과 인위적으로 생성한 인공방사선이 있으며, 인공방사선은 인위적으로 생성한 방사선으로서 의료분야의 X-선 촬영부터 산업현장, 종자개량, 해충방제 등 광범하게 활용되고 있다.
방사선의 국제 표준화 기호 3엽 마크 ISO-361(☢) 방사선의 종류 방사선은 크게 전리 방사선(이온화 방사선)과 비전리방사선(비이온화 방사선)으로 구분할 수 있다.
전리 방사선(이온화 방사선) <nowiki /> 이 부분의 본문은 이온화 방사선입니다. 전리방사선(ionizing radiation)은 분자에서 입자를 분리시켜 전리(이온화)시킬 수 있는 방사선이다. 알파선 쪽 자외선, 알파선, 베타선, 엑스선, 감마선 등이 포함된다. 보통 방사선이라고 하면 이온화된 방사선(전리 방사선)을 말한다.
알파선 <nowiki /> 이 부분의 본문은 알파선입니다. 알파 입자는 높은 원자번호의 몇몇 방사성 핵종(radionuclides)에 의해 방출되는 빠른 속도의 헬륨핵이다(예, 플루토늄, 라듐, 우라늄): 낮은 투과율(0.1mm 미만)로 종이 한 장도 통과하지 못한다. 방사선원이 체내에 다량 유입(상처난 피부, 호흡, 경구섭취 등)하면 인체는 손상될 수 있다. 라돈가스(Rn-222)는 알파선을 방출하는 방사선원이다.
방사선 원소의 알파붕괴와 함께 나오는 알파입자의 흐름으로써 양성자 2개와 중성자 2개가 결합한 헬륨원자핵으로써, 스핀이 0이며, 보즈-아인슈타인 통계를 따르는 안정한 입자이다. 이온화작용이 강하고 물질을 통과할 때 그 경로를 따라 많은 이온이 발생한다. 투과력은 매우 약하며 500만eV의 알파선은 1atm(기압)의 공기속을 3cm만 통과해도 정지해버리며 신문지만으로도 이 알파선을 막을 수 있다는 것은 알파선의 투과력의 미약함을 보여주는 좋은 예이다.
베타선 <nowiki /> 이 부분의 본문은 베타선입니다. 베타 입자는 불안정한 원자의 핵으로부터 방출되는 고에너지 전자이다(예, 세슘-137, 아이오딘-131). 이들 입자는 피부를 투과할 수 있는 반면 알루미늄같은 금속은 투과하지 못한다. 에너지가 클 경우 피부 조직에 손상을 줄 수 있다.
감마선 <nowiki /> 이 부분의 본문은 감마선입니다. 세 종류의 전리방사선 중 투과력이 가장 강하다. 파장이 짧고 에너지가 높다. 투과력이 아주 높아서 밀도가 높은 납이나 콘크리트를 재료로 1m이상의 방벽을 쌓아서 막아야 한다. X선하고 마찬가지로, X선으로 투과할 수 없는 영역(건물, 교량 등)을 탐구하는 데 쓰인다.
중성자선 원자의 중성자가 빛처럼 나아가는 방사선의 종류 중 하나이다. 핵반응시에 나오므로, 원자로를 가동할 때나 중성자폭탄이 폭발할 때도 나온다.
엑스선 <nowiki /> 이 부분의 본문은 엑스선입니다. 비전리 방사선(비이온화 방사선) 전리(이온화)시키지 않는 방사선이다. 분자구조에 영향을 미치지 않는다. 가시광선쪽 자외선, 가시광선, 적외선, 원적외선, 마이크로파(레이다), 극초단파(이동전화), 초단파(TV), 단파, 중파(라디오), 장파(전력선, 가전제품) 등이 비전리 방사선이다[3].
방사능의 단위 '방사능'은 어떤 물질중의 어떤 방사성핵종이 단위시간내에 몇 번 붕괴를 일으키는가를 나타내는 것으로서, 주목하고 있는 물질중에 함유되어 있는 그 방사성핵종의 양과 반감기에 의하여 결정된다. 소위 발생원의 강도에 상당하는 것이다. 방사능량의 단위로서 종래엔 Ci(퀴리)가 사용되어 왔으나 국제도량형총회의 결의에 따라 Bq(베크렐)을 일본에서도 사용하게 되었다(1978년 5월). 종래의 Ci단위는 보조단위로서 사용할 수 있게 되어 있다. 기타 중성자원 등의 강도를 나타내는 단위에 입자방출률, 바꿔 말하면 단위시간에 방출되는 입자의 방출수(/s)로 나타내는 방법이 있다.
Bq(베크렐) <nowiki /> 이 부분의 본문은 베크렐입니다. 1초에 1번의 붕괴가 발생하는 것을 1베크렐(Becquerel:Bq)이라 한다. 해당 핵종의 방사능을 단위시간당 붕괴하는 원자수로 표시하는 것이다. 국제단위로는 방사능의 발견으로 알려진 베크렐(Antoine Henri Bequerel, 프랑스, 1852-1908)의 이름을 딴 베크렐(Bq)로 하고, 매초 1개의 붕괴수(disintegration per second : dps)를 1 Bq로 했다. 1 Bq = 2.703 E-11 Ci = 27.0 E-1 2Ci =27.0 pCi 해수 및 대기오염의 정도를 표시할 때 사용한다.
Ci(퀴리) <nowiki /> 이 부분의 본문은 퀴리입니다. 라듐을 발견한 물리학자 마리 퀴리의 이름을 따서 명명되었다. 현재 보조단위로서 사용되는 Ci는 역사적으로 1g의 Ra-226의 방사능량을 기준으로 해서 정해진 단위로서, 매초의 붕괴수가 3.7 E+10에 상당하는 방사능의 강도라고 정의된다. 1 Ci는 3.7E+10 Bq과 같다. 여기에는 mCi(3.7E+7 Bq), μCi(3.7E+4 Bq), pCi(3.7E-2 Bq)가 있다(통상, Ra-226의 방사능에는 그 딸핵종도 기여하고 있으므로 1 Ci는 3.7E+10 dps로 고쳐 정의하고 있다.) 1g의 백금(Pt)판속에는 천연방사성핵종인 Pt-190이 약 3.4 pCi(피코퀴리 0.125 Bq) 함유되어 있다. Pt-190은 α붕괴하는 핵종으로 1g의 백금은 매분 7∼8붕괴의 비율로 α붕괴하고 있는 계산으로 된다. 현재의 일본인 체내에는 0.1 μCi(3700 Bq)의 방사성칼륨(K-40)이 함유되어 있다. 1Ci = 3.7E+10 Bq = (3.710 Bq)
입자방출률 중선자원 등의 강도를 나타내는 단위에 입자방출률, 바꿔 말하면 단위시간에 방출되는 입자의 방출수(/s)로 나타내는 방법이 있다.
방사선의 단위 어떤 주목하고 있는 물질중의 어떤 장소를 통과하는 방사선의 수, 또는 방사선이 통과함으로써 그 물질이 흡수한 양(예를 들면 전리량, 발생이온쌍의 수, 흡수에너지 등)을 나타내는 것이다. 소위 방사선의 「장」의 강도, 혹은 방사선의 통과량에 상당한다. 따라서 방사선의 통과에 따르는 어떤 양에 주목하는가에 따라 많은 종류의 「방사선의 양」이 정의되어 있다.
입자플루언스 어떤 장소를 통과하는 단위면적당의 방사선 입자수. 입자 플루언스 「율」이라고 하는 경우는 단위시간당의 입자플루언스를 나타낸다.
조사선량 방사선의 통과에 의하여 발생한 전하량을 기준으로 하는 개념. 표준상태(0℃, 760 mmHg)의 건조공기 1cc 중에 1 esu의 전하를 발생한 경우를 구단위계에서는 1R(뢴트겐)으로 했다. 이것을 신단위계에서 나타내면 2.58E-4 C(쿨롬)/kg에 상당하는데 이미지가 잘 떠오르지 않기 때문에 많이 사용되고 있지 않다. 한편 조사선량은 공기에 대한 흡수선량과 같은 것이며, Gy단위란 1 R=8.7 m(밀리)Gy의 관계가 있다. 보통의 자연γ선 선량률은 수μ(마이크로=1.0E-6)R/시이며 이것을 Gy로 표시하면 수 10 n(나노=1.0E-9)Gy/시로 된다.
흡수선량 <nowiki /> 이 부분의 본문은 흡수선량입니다. 어떤 장소에서 어떤 물질중에 흡수된 방사선에너지양. 구단위계에서는 방사선의 통과에 의하여 주목물질 1g중에 100 erg가 흡수되는 것을 1 rad(라드)로 표시해 왔으나 현재는 Gy(그레이)를 사용한다( Gy=100 rad).
선량당량 및 실효선량당량(Dose equivalent) <nowiki /> 이 부분의 본문은 등가선량 및 유효선량입니다. 신체의 일부 또는 장기(예를 들면 위)에 주목하여 그 부위가 받게 되는 흡수선량에 방사선의 종류와 에너지를 고려하여 결정한 선질계수 QF를 곱한 양을 선량당량이라 한다. 이것은 그 장기에 대한 방사선의 생물학적 영향을 나타내는 지표로서 방사선방호 분야에서 사용되고 있는 개념이다. 단위는 rem(렘: 구단위계)과 Sv(시버트:신단위계, 1 Sv=100 rem)를 사용하다. 실효선량당량 HE는 체내의 모든 장기 i에 대하여 방사선에 대한 감수성과 발암리스크를 고려한 가중계수 Wi를 정해 두고, HE=∑Di×Wi(Di는 장기선량)에 의하여 주어진 것으로, 신체 전체의 방사선영향을 나타내는 양으로 이용되고 있다. 최근에는 실효선량으로 불리고 있으나 정의는 거의 같은 것이다.
방사선이 인체에 미치는 영향 인체의 세포가 방사선에 의해 에너지를 받는 경우, 세포 DNA구조의 변형이 일어날 수 있다. 이때 방사선이 전달하는 에너지의 양이 아주 크면(500 mSv 이상) 많은 세포의 사멸로 인해 피부 홍반과 같은 즉각적인 건강이상이 발생한다. 전달한 에너지의 양이 아주 크지는 않지만, 방사선 전달 에너지의 양이 기준치(100 mSv) 이상이면, 세포가 돌연변이 상태로 생존해 암 또는 유전이상으로 발전할 확률이 커진다. 이 건강이상 확률은 피폭된 방사선량 값에 선형적으로 비례한다. 반면 피폭량이 적은 경우, 세포자체의 효율적인 복구시스템으로 인해 아무런 이상이 나타나지 않는다[4][5].
방사선이 인체에 미치는 영향은 결정론적 영향과 확률론적 영향으로 구분할 수 있다.
결정론적 영향 세포의 수가 단기간에 대량으로 사멸하면 세포는 기능을 상실하게 된다. 일정 방사선량(500 mSv) 이상이 되면 예외없이 누구에게나 결정적인 이상을 일으킨다. 세포사멸이 일어나 건강이상이 나타나도록 하는 일정 수준 이상의 방사선량을 문턱(임계치)방사선량이라고 한다. 문턱방사선량이상에서는 선량의 크기에 비례해 세포가 사멸한다. 문턱방사선량은 가장 낮은 값이 500 mSv[6].
확률론적 영향 세포가 사멸하지는 않지만, 돌연변이 형태로 생존해 증식하는 경우가 있다. 백혈병 등을 초래하는 암세포로 발전하거나 생식세포의 돌연변이로 자손의 유전 결함으로 발전할 수 있다. 피폭한 사람의 나이나 성별 등 여러 요인에 의해 돌연변이 세포가 변화할 수 있는 경로가 달라진다. 초기 돌연변이의 양태에 따라 세포유전과정이 확률적으로 암의 발생으로 이어진다. 100 mSv 이상의 방사선에 피폭되는 경우 암발생 확률은 방사선량이 많을 수록 비례하여 증가한다[7].
저선량 방사선의 영향 저선량으로 분류되는 100 mSv 이하 영역에서는 방사선의 위해성이 관측되지 않는다. 오히려 이롭다는 연구도 있다. 일본 원자폭탄 피해 생존자를 대상으로 한 연구에서 저선량으로 노출된 사람들의 평균 수명이 일본인 평균수명보다 길다. 고형암(Solid cancer)으로 죽은 사람의 수가 일본인 평균보다 원폭생존자 및 낙진노출자 집단이 적다.[8] 라돈의 경우 50~200 Bq/m^3 노출되는 경우, 그 이하 혹은 그 이상 노출되는 경우보다 폐암 발생확률이 낮다.[9] 1950년대 네바다 등 미국 12개 주에 거주했던 사람들은 핵폭탄 실험으로 방사선에 평균 이상 노출됐는데, 이 지역 주민의 폐암 발생이 타 지역 주민에 비해 낮다.[10] 원자력발전소 근무자들의 수명이 일반인보다 더 길다.[11]
방사능 오염과 조사의 구분 방사선에 피폭되는 형태에는 오염(contamination)과 조사(irradiation)가 있다.
방사능 오염(radioactive contamination) <nowiki /> 이 부분의 본문은 방사능 오염입니다. 먼지나 액체 등의 방사성이 있는 물질과 접촉 후 오염 된 것을 말한다. 외부 (external) 및 내부 (internal) 오염으로 나눌 수 있다.
외부 오염(external contamination)은 방사성 물질에 피부나 옷이 오염된 경우이다. 내부 오염(internal contamination)은 방사성 물질 섭취를 하거나, 흡입 또는 피부를 통해서 체내로 들어온 것을 말한다. 체내에 들어온 방사성 물질은 다양한 조직 (갑상선이나 골수 등)으로 이동하고, 방사성 물질이 제거 혹은 소멸될 때까지 계속해서 방사선을 방출한다. 내부 오염은 제거하는 것이 어렵다. 몇 방사선 핵종(radionuclide)은 내부오염 이 가능한데, 역사적으로 피폭자에게 심각한 위험을 준 방사선 핵종은 비교적 적었다: H-3, Co-60, Sr-90, Cs-137, I-131, Ra-226, U-235, U-238, Pu-238, Pu-239, Po-210, Am-241.
방사능 오염의 제거 체내 흡수를 막기 위해 오염된 방사성 물질을 즉시 제거하여야 하는데 오염된 피부는 즉시 많은 양의 비누와 물로 문질러 씻어야 한다. 찔린 작은 상처는 모든 방사성 입자를 제거하기 위해 강하게 씻어야 한다. 오염된 머리카락은 면도하지 말고 짧게 자른다. 면도로 피부가 손상되어 방사성 오염물질이 피부에 침투될 수 있다.
조사(irradiation) 방사선에 노출될 때 방사성 물질이 아닌 것에 노출된 경우를 말한다. 방사선 노출은 방사선 원천(source)이 없어도 일어날 수 있다(방사성 물질, X-선 장비). 방사선 원천이 제거되면, 노출도 끝난다. 전신에 방사선이 조사되었을 경우, 조사량이 과다하게 높으면 전신성 증상과 급성 방사선 증후군이 나타날 수 있다. 몸의 일부에만 조사되면, 국소적인 증상이 나타날 수 있다. 조사된 사람은 방사선을 방출하지 않는다. 햇빛을 쬔 사람이 빛을 방출하지 않는 것과 같은 원리다.
방사선 피폭 후 증상 급성 방사선 증후군 (Acute Radiation Syndrome, ARS) <nowiki /> 이 부분의 본문은 급성방사선증후군입니다. 온몸 혹은 많은 부분에 과량의 방사선에 피폭되면 30일 이내에 조직이나 장기가 심한 장해를 입게 된다. 피폭선량에 따라 다음의 급성 증후군이 나타날 수 있다. 뇌혈관 증후군 (Cerebrovascular syndrome), 위장관 증후군 (GI syndrome), 조혈기 증후군 (Hematopoietic syndrome) 이 이에 해당한다. 이들 증후군에는 3단계가 있다. 방사선 피폭에 의한 증상의 발현과 그 진행률은 방사선 양에 달려있다. 시간 경과에 따른 증상 발현은 방사선량과 일치하기 때문에 조사된 방사선 양을 예측하는데 도움이 된다.
전구단계(Prodromal phase) : 피폭 후 0일에서 2일에 해당한다. 무기력하고 위장관 증후군(메스꺼움, 식욕감퇴, 구토, 설사)이 발생할 수 있다. 잠복성 무증상 단계 : 피폭 후 0일에서 31일에 해당한다. 잠복성 무증상 단계가 나타나는 이유는 현재 몸 안에서 활동하는 세포들의 수명이 다할 때까지는 몸의 기능이 정상적으로 동작하기 때문이다. 그러나 과다한 방사선에 노출된 사람은 새로운 세포가 만들어지는 조직이 파괴되어 수명이 다된 세포들을 대체할 수 없어 각종 증상이 나타나는데 그것이 피폭 후 약 한 달 후이다. 뚜렷한 전신적 질환 단계 : 피폭된 주 조직에 따라 질환이 분류된다. 뇌혈관 증후군(Cerebrovascular syndrome) 30 Gy 이상의 많은 양의 방사선에 전신이 피폭 될 때 나타나는 증상이다. 진행과정은 피폭된지 수 분에서 1시간 내로 전구증(prodrome)이 나타나고, 잠복기가 거의 없다. 피폭자는 몸이 떨리고, 발작, 운동장애, 수 시간에서 1, 2일 내로 대뇌부종에서 사망으로 이어진다.
위장관 증후군 (GI syndrome) 6-30 Gy 정도의 방사선 양이 전신에 피폭된 후 가장 많이 나타나는 증상이다. 전구 증상은 1시간 내로 나타나고 2일 내로 사라진다. 4-5일 정도 잠복기 동안, 위점막 세포들이 죽는다. 심한 메스꺼움(nausea), 구토(vomiting), 설사(diarrhea)로 심한 탈수와 전해질의 불균형을 일으키고, 세포 사망(cell death)으로 이어진다. 또한 소화관의 괴사(necrosis)가 일어날 수 있어서 균혈증과 패혈증이 일어나기 쉽다. 사망하는 경우가 많다. 10 Gy 보다 많은 양에 노출된 환자는 뇌혈관 증상이 일어날 수 있다. 생존자는 또한 조혈기 증후군이 나타난다.
조혈기 증후군 (Hematopoietic syndrome) 1-6 Gy 정도의 방사선 양이 전신에 노출 된 후 가장 많이 나타나는 증상이고 일반적인 범혈구 감소증(pancytopenia)이 나타난다. 피폭 후 1-6시간 후에 약한 전구증이 시작되고 24-48시간까지 지속된다. 골수줄기세포(bone marrow stem cells)가 상당하게 줄어들지만, 순환하는 성숙한 혈액세포는 크게 영향받지 않는다. 순환하는 림프구는 제외로, 노출된 후 수시간에서 하루 내로 림프구감소증(lymphopenia)이 나타난다. 순환하고 있는 세포가 노화(senescence)로 죽고나면 골수줄기세포가 줄어들어, 충분한 수가 대체될 수 없어서 범혈구감소증이 일어난다. 그래서 1 Gy의 양에 노출된 피폭자들은 골수 생산이 감소하는 4주반 정도의 잠복기 동안에는 자각증상이 없다. 백혈구 감소증(neutropenia)으로 감염의 위험이 증가하는데 2-4주에 가장 많이 발생하며 항체 생산이 감소한다. 혈소판감소(thrombocytopenia)로 점상출혈(petechiae)과 점막 출혈(mucosal bleeding)이 3-4주 내로 발현하고 한달동안 지속될 수 있다. 빈혈증은 천천히 발달되는데 적혈구가 백혈구와 혈소판보다 수명이 더 길기 때문이다. 생존자는 백혈병을 포함해서 방사선으로 인한 암 발생이 증가한다.
신체의 국소 부위가 방사선에 피폭되었을 때 나타나는 병변 심장과 혈관 가슴통증, 방사선 심낭염, 방사선 심근염 피부 3 Gy 이상: 탈모(피폭 2-3주 내) 6 Gy 이상: 부분 홍반 8–15 Gy: 건조표피탈락(dry desquamation) (피폭 3–4주 내) 15–20 Gy: 습성표피탈락(moist desquamation) (피폭 3–4주 내) 15–25 Gy: 물집 형성(피폭 2–3주 내) 20 Gy 이상: 궤양(피폭 2–3주 내) 25 Gy 이상: 괴사(necrosis) (피폭 3주 이상) 생식선 정자형성(spermatogenesis) 감소, 무월경(amenorrhea), 성욕 감퇴 5–6 Gy이상: 불임 머리와 목 점막염(mucositis), 연하통(삼킬 때 통증이 있는 것. odynophagia), 갑상선암(thyroid carcinoma) 근육과 뼈 근질환(myopathy), 골육종(osteosarcoma) 눈 2 Gy 이상: 백내장(cataracts) 폐 방사성 폐렴(radiation pneumonitis) 30 Gy 이상: 때때로 치명적인 폐섬유증(pulmonary fibrosis) 신장 사구체여과율(GFR) 감소, 신세뇨관(renal tubular) 기능 감소 6개월에서 1년의 잠복기 후: 단백뇨, 신부전증(renal insufficiency), 빈혈, 고혈압 5주내 누적량이 20 Gy 이상: 방사성 섬유증(fibrosis), 핍뇨성 신부전증(oliguric renal failure) 척추 50 Gy 이상: 골수증(myelopathy) 태아 성장 일부 제한, 선천성 기형, 선천성 대사장애, 태아사망 0.1 Gy 이하: 유의한 영향 없음 소아암 위험이 약 6%/Gy 원전 사고에 의한 영향 지금까지 기록된 최악의 원전사고는 체르노빌 사고다. UNSCEAR보고서(2008)와 WHO보고서(2005)에 따르면 체르노빌 사고로 인해 방사선에 피폭돼 사망한 사람의 수는 2005년까지 총 43명 정도이다[12]. 후쿠시마 사고 때는 방사선 피폭으로 인한 사망자는 UNSCEAR보고서(2013)에 따르면 없었다.[13]
30년후 체르노빌 고방사능 오염지점인 프리피야티의 방사선량은 0.18 ~ 39.32 μSv/h다. 서울 평균은 0.11 μSv/h.[14] 30년 후 체르노빌 일대는 한편으로는 "처참한 불모의 땅"으로 비춰지고[15], 다른 한편으로는 야생동물의 천국으로 묘사되고 있다.[16] 체르노빌 사고로 인한 가장 커다란 공중보건의 문제는 방사선 오염이 아니라, 정신건강에 대한 충격이다.
오구(烏口, ruling pen)는 먹줄을 긋기 위한 제도 용구 또는 수작업으로 하는 제도에서 먹으로 직선이나 원을 포함하는 곡선을 그릴 때 사용하는 제도기구의 앞쪽 부분이다.[1][2] 오구는 부리 모양이 까마귀 입과 비슷하여 붙여진 이름으로 먹줄펜(drawing pen)이라고도 한다.[1] 종류는 선의 굵기에 따라 굵은선용, 중선용, 가는선용 등으로 나누고, 용도에 따라 컴퍼스용, 특수용 등으로 나뉜다.[1]
오구에는 끝이 뾰족하게 가늘어지는 두 개의 유연한 금속 날 사이의 틈에 잉크가 들어있다. 이것은 매우 얇은 선을 정밀하게 그을 수 있다.[3] 오구의 조정은 기름숫돌을 이용해 좌우의 날 끝을 가지런히 한 뒤, 그 모양을 작은 원형으로 모아서 쓴다. 오구로 선을 긋는 경우에는 양쪽 날 사이에 스포이트 등을 이용하여 적당량의 먹물을 집어 넣고, 두 날을 연결하는 조절 나사를 조이거나 벌림으로써 날 끝의 간격을 조정하여 선의 굵기를 정한다.[2][4] 조정 나사는 선택적으로 숫자 다이얼을 장착할 수 있다.
《A Textbook on Ornamental Design》의 오구 그림(1901) 원래는 곧은 자, 운형자와 함께 엔지니어링 및 지도 제작에서 제도용으로 사용되었고, 현재는 액자나 캘리그래피와 같은 특정 분야에서만 쓰인다.[3] 소련에서는 오구가 핀셋과 함께 여성의 눈썹 제모에 널리 사용되기도 했다.[5]
글자는 펜으로 써넣으며 이 작업을 잉킹이라고 한다.[2] 최근에는 테크니컬 펜과 같은 전용 잉크펜이 있어 오구를 쓰는 경우는 거의 없다.
드림캐처(영어: dreamcatcher)는 아메리카 원주민이 만든, 고리를 기본으로 한 수제 장식이다. 그물 모양의 성긴 그물이 내장된 깃털과 구슬 등 독특한 신성한 소품으로 장식되어 있다. 전통적으로 버드나무로 만들어진다. 지니고 있으면 악몽을 잡아주어 좋은 꿈을 꾼다고 한다.
오지브웨 부족의 전설에는 거미여신이 있었고, 아이들에게 잠자리나 창가에 두라고 만들어줬다고 한다.
드림캐쳐의 원형 부분의 그물은 거미줄을 뜻하고, 그것은 악몽을 잡아준다고 한다. 그리고 악몽은 다음날 아침볕에 사라진다고 한다. 드림캐쳐의 깃털부분은 좋은 꿈(기운)은 깃털에 미끄러져 내려온다는 뜻을 가지고 있다고 한다.
드림캐처는 일종의 부적이며 인디언 오지브웨족 발음으로 아사베이키쉬(영어: asabikeshiinh)라고 부른다.
아사베이키쉬=거미줄 뜻으로 오지브웨족 노래가 있는데, 한국에서도 불리는 ‘거미가 줄을 타고 올라갑니다.’ 노래의 원곡이다.
우라늄-235 전체 동위 원소 표 보기 기본 정보 기호 235U 중성자 수 143 양성자 수 92 핵 정보 자연존재비 0.72% 반감기 7.038 억년 부모 동위 원소 235Pa 베타 붕괴 235Np 전자 포획 239Pu 알파 붕괴 붕괴 생성물 231Th 동위 원소의 질량 235.0439299 u 스핀 7/2- 질량 과잉 40914.062 ± 1.970 keV 결합 에너지 1783870.285 ± 1.996 keV 방사성 붕괴 과정별 붕괴 에너지 알파 붕괴 4.679 MeV
우라늄 - 235는 자연계에 존재하는 우라늄의 방사성 동위 원소이다. 반감기는 7억 380만년이며, 양성자 92개 중성자 143개로 구성되어 있다. 자연계에 존재하는 우라늄의 동위 원소들 중 유일하게 열 중성자 핵분열이 될 수 있는 핵분열성 동위체이다.
우라늄은 지각에는 평균 2.7ppm이 함유되어 있으며 우라늄 - 235는 19.5ppb로 매우 극소량이다. 이정도 극소량이 때문에 우라늄-235는 금의 5배, 은의 4분의 1에 불과한 희귀동위체이다. 우라늄은 섬우라늄광, 역청우라늄광, 인화우라늄광, 카르노타이트 등에 경제성 있는 함유량이 있으며 세계적 품위를 자랑하는 우라늄 광석의 우라늄 함유량이 20만ppm까지 함유되어 있는 것도 존재한다. 이러한 우라늄광에는 우라늄 - 235도 1000~2000ppm이상 함유되어 있어 앞으로도 우라늄-235를 많이 채취할 수 있다.
세계 경제성 있는 우라늄 매장량은 550만톤이며 이 중 우라늄-235도 4만톤 가까이 채취 가능하다. 비경제적이지만 앞으로 경제성 있는 것까지 고려하면 4000만톤의 매장량을 나타내며, 이중 우라늄-235도 30만톤에 가까우므로 우라늄-235는 미래에도 다양하게 이용될 수 있을 것이다. 핵연료로써의 이용
핵분열이 되기 때문에 핵연료로 쓰인다. 하지만 자연계에는 0.7204%밖에 존재하지 않기 때문에 농축하게 된다. 일반 경수로에는 4.5%까지 농축하며, 실험용 원자로의 경우, 경우에 따라 10%~60%까지 농축하기도 하며 중수로에는 농축하지 않고 천연연료를 제조해서 집어넣어 사용할 수 있다. 선박용 원자로나 잠수함에는 최대 95%까지 농축하여 사용하기도 하는데 중성자 흡수재인 가돌리늄이나 사마륨을 첨가하여 핵연료를 제조한다. 물론 일반 원자로의 핵연료에도 중성자 흡수재인 가돌리늄, 사마륨, 디스프로슘 등을 첨가하여 펠릿을 제조하는데 잉여 중성자가 넘쳐나서 핵분열이 과도하게 일어나는 것을 막기 위해서이다.
핵연료에는 우라늄 - 238이 많이 있더라도 다음 동위체인 플루토늄 - 239가 중성자를 많이 내며 우라늄 - 235도 열중성자로에서 2.28개의 중성자를 내뿜고 핵분열 효율이 82%에 이르기 때문에 중성자 흡수재를 첨가해야 한다.
이렇게 중성자 흡수재를 첨가하면 제어봉과 펠릿 내부의 흡수재가 중성자를 흡수하여 안정적인 핵분열이 가능하게 된다. 핵무기로써의 이용
스스로 핵분열이 되기 때문에 핵무기로써의 이용도 가능하다. 우라늄 - 235의 열중성자의 핵분열 비율은 78~82%이며, 고속중성자(자원중성자 의 핵분열 비율도 66~67%나 되기 때문에 좋은 핵무기로 이용가능하다.
우라늄 - 238과 분리하여 우라늄 - 235를 최소 60% 이상 농축하여야 하며 농축도가 좋아질수록 무기의 위력이 높아진다. 현재 핵무기의 우라늄 - 235의 농축비율은 90~99%의 비율을 보이고 있다.
임계질량은 54kg이지만 중성자 반사재를 이용하면 10kg까지 줄일 수 있다. 하지만 경제성 있는 핵무기를 만들기 위해선 폭발질량을 20kg로 맞추어 놓을 필요가 있다. 지구 역사와 우라늄 - 235
초장기 지구 시절대 우라늄 - 235는 지각에 2ppm의 농도로 함유되어 있던 시절이 있었다. 당시 우라늄 - 235는 주석만큼이나 풍부하였다. 하지만 반감기가 우라늄 - 238에 비해 월등히 적기 때문에 급격히 줄어들어 현재는 0.7204%까지 함유량이 줄게 되었다.
당시 우라늄 - 235의 우라늄 광석의 함유 비율은 25%가 넘게 함유되어 있던 적도 있었기 때문에 그 자체로도 핵연료로 이용가능했었다. 또한 우라늄 - 235의 붕괴열은 초기 지구의 내부 지열에 상당히 기여했었다. 지금은 지각에 불과 19.5ppb밖에 함유되어 있지 않아 지구 초기랑 비교시 100분의 1 이상 줄어들었다.
먼 미래에 우라늄 - 235는 거의 사라지고 우라늄 - 238이 광석 내부에 거의 100% 가까이 존재하게 될 것이다.
특수핵폭파자재(Special Atomic Demolition Munition, SADM)는 미국이 개발한 초소형 핵무기이다.
그 크기보다 "가방형 핵폭탄"이나 "초소형 핵폭탄"이라고도 불린다.
개요 미국 해군 및 미국 해병대의 특수 부대용 장비로 폭파 장비 중 하나로 분류된다. 공수 강하 혹은 잠수에 의해 은밀 잠입하는 병사에 의해 옮겨져 중요 시설·지점의 소정의 장소에 설치·폭파하는 운용 구상이었다.
전체는 큰 배낭 정도의 크기로 정리하고 있으며, 무게는 68kg. 군인이 짊어지고 나르는 것이 가능하다. 사용탄두는 W54핵탄두이며, 기계식 타이머에 의해 기폭한다. 핵출력은 가변적이며 10t에서 1kt까지 선택할 수 있었다.
1965년부터 배치되어 1989년 냉전의 종결 모두 퇴역했다.
등장 작품 소설 『복수전(PAYBACK)』 냉전 중에 동독에 설치할 목적으로 미국 특수부대 팀이 강하하더라도 사고로 전원 사망하고 SADM도 당국에 압수된다. 때는 흐름 냉전 후 테러리스트 그룹에 SADM과 암호키가 건넜기 때문에 사태가 움직이기 시작한다. 「가방 한 잔의 공포」 냉전 중에 소련에서 개발된 가방 핵폭탄이 미국 국내로 반입되어 그 중 몇 개가 실종됐다. 애니메이션 『성전사 던바인』 거대 공중 전함을 파괴하기 위해 초소형 핵폭탄이 가구로 위장되어 선물로 전해졌다. 만화 『모래의 장미』 테러리스트에 의해 제조된 초소형 핵폭탄을 회수하기 위해 대테러 부대의 주인공들이 출동한다. 게임 『배틀필드 3』 싱글 플레이 ‘OPERATION GUILLOTINE’에서 주인공 헨리 블랙번들이 발견한 소형 핵폭탄은 운반 케이스의 외관이 SADM과 닮았다. 대형의 수용 용기의 빈 스페이스로부터 원래는 3발 수납되고 있었지만, 발견시에는 1발 밖에 들어가 있지 않고, 이쪽은 「FEAR NO EVIL」로 블랙번들의 손에 의해 헬기에 태워 안전 권으로 옮겨졌다. 그리고 남은 2발은 솔로몬과 PLR에 의해 파리와 뉴욕으로 옮겨졌고, 전자는 'COMRADES'의 종반에 폭발해 파리 시민 8만명을 죽일 수 있는 대참사를 일으키지만, 후자는 'THE GREAT DESTROYER'로 블랙 번이 솔로몬과의 싸움에서 승리하여 폭발을 막았다. KAFFAROV의 아미르 카파로프와 또 다른 주인공 디마 디미트리 마야코프스키의 말, 그리고 블랙번을 심문하는 CIA의 심문관의 말을 종합하면, 소형 핵폭탄은 러시아제로 카파로프가 솔로몬의 뜻에 의해 조달 한 것이며, 그 위력은 러시아의 가방 핵폭탄과 일치한다는 것. 사이버펑크 2.0.2.0 및 사이버펑크 2077 제4차 기업 전쟁에서 아라사카 타워를 파괴하기 위해 밀리테크의 돌입부대가 사용. 당초는 타워만 파괴할 예정이었지만 지상 120층에서 폭발했기 때문에 나이트 시티 중심부가 괴멸했다.
특수핵폭파자재(Special Atomic Demolition Munition, SADM)는 미국이 개발한 초소형 핵무기이다.
그 크기보다 "가방형 핵폭탄"이나 "초소형 핵폭탄"이라고도 불린다.
개요 미국 해군 및 미국 해병대의 특수 부대용 장비로 폭파 장비 중 하나로 분류된다. 공수 강하 혹은 잠수에 의해 은밀 잠입하는 병사에 의해 옮겨져 중요 시설·지점의 소정의 장소에 설치·폭파하는 운용 구상이었다.
전체는 큰 배낭 정도의 크기로 정리하고 있으며, 무게는 68kg. 군인이 짊어지고 나르는 것이 가능하다. 사용탄두는 W54핵탄두이며, 기계식 타이머에 의해 기폭한다. 핵출력은 가변적이며 10t에서 1kt까지 선택할 수 있었다.
1965년부터 배치되어 1989년 냉전의 종결 모두 퇴역했다.
등장 작품 소설 『복수전(PAYBACK)』 냉전 중에 동독에 설치할 목적으로 미국 특수부대 팀이 강하하더라도 사고로 전원 사망하고 SADM도 당국에 압수된다. 때는 흐름 냉전 후 테러리스트 그룹에 SADM과 암호키가 건넜기 때문에 사태가 움직이기 시작한다. 「가방 한 잔의 공포」 냉전 중에 소련에서 개발된 가방 핵폭탄이 미국 국내로 반입되어 그 중 몇 개가 실종됐다. 애니메이션 『성전사 던바인』 거대 공중 전함을 파괴하기 위해 초소형 핵폭탄이 가구로 위장되어 선물로 전해졌다. 만화 『모래의 장미』 테러리스트에 의해 제조된 초소형 핵폭탄을 회수하기 위해 대테러 부대의 주인공들이 출동한다. 게임 『배틀필드 3』 싱글 플레이 ‘OPERATION GUILLOTINE’에서 주인공 헨리 블랙번들이 발견한 소형 핵폭탄은 운반 케이스의 외관이 SADM과 닮았다. 대형의 수용 용기의 빈 스페이스로부터 원래는 3발 수납되고 있었지만, 발견시에는 1발 밖에 들어가 있지 않고, 이쪽은 「FEAR NO EVIL」로 블랙번들의 손에 의해 헬기에 태워 안전 권으로 옮겨졌다. 그리고 남은 2발은 솔로몬과 PLR에 의해 파리와 뉴욕으로 옮겨졌고, 전자는 'COMRADES'의 종반에 폭발해 파리 시민 8만명을 죽일 수 있는 대참사를 일으키지만, 후자는 'THE GREAT DESTROYER'로 블랙 번이 솔로몬과의 싸움에서 승리하여 폭발을 막았다. KAFFAROV의 아미르 카파로프와 또 다른 주인공 디마 디미트리 마야코프스키의 말, 그리고 블랙번을 심문하는 CIA의 심문관의 말을 종합하면, 소형 핵폭탄은 러시아제로 카파로프가 솔로몬의 뜻에 의해 조달 한 것이며, 그 위력은 러시아의 가방 핵폭탄과 일치한다는 것. 사이버펑크 2.0.2.0 및 사이버펑크 2077 제4차 기업 전쟁에서 아라사카 타워를 파괴하기 위해 밀리테크의 돌입부대가 사용. 당초는 타워만 파괴할 예정이었지만 지상 120층에서 폭발했기 때문에 나이트 시티 중심부가 괴멸했다.
충돌사건(衝突事件, impact event)은 거대한 운석, 소행성. 혜성 등의 천체가 지구나 다른 행성에 충돌하는 것이다. 역사상의 기록에만도 수백 개의 소소한 충돌사건이 있었으며, 몇몇 경우에는 인적·물적 피해나 여타의 국지적 영향을 끼친 것도 있다.[1] 그뿐 아니라, 지구의 역사를 거슬러 올라가면 환경을 심대하게 파괴하고 대량 멸종을 일으킨 대충돌도 존재한다. 이러한 충돌은 지구상 생명체에 막대한 피해를 가져오기 때문에 인류에게 공포의 대상으로 인식되어 있으며 이를 소재로 한 영화도 제작되었다. 세계 각국은 충돌사건을 예측하여 대비하기 위해 협력하고 있다.[2] 소천체 충돌이 과학계의 주류로 정립된 이래, 충돌사건은 SF에서 각광받는 소재가 되기도 했다.
충돌의 크기와 빈도
대기에 돌입하는 화구. 지구는 작은 천체들과 자주 충돌한다. 천체의 크기와 그 크기의 천체가 지구를 때리는 빈도는 역전관계에 있기 때문이다. 달의 충돌구들을 살펴보면, 어느 크기의 충돌구의 수는 그 충돌구의 지름의 세제곱수에 대략 반비례해서 줄어드는데, 충돌구의 지름은 평균적으로 충돌체의 지름에 비례한다.[3] 지름 1 km의 소행성이 지구와 충돌할 확률은 500,000년에 한 번 꼴이며,[4] 지름 5 km짜리의 제법 큰 충돌은 대략 천만 년에 한 번 꼴로 일어난다. 지름 10 km 이상의 초거대 충돌 중 가장 최근에 일어난 것은 백악기-제3기 대멸종을 일으킨 칙술루브 충돌구 충돌인데, 이것은 6천 5백만 년 전에 일어난 것이다.
지름 5 ~ 10 m 크기의 소행성은 지구 대기로 한 해에 한 개 꼴로 떨어지는데, 이 정도 크기의 소행성은 히로시마에 투하된 원폭 리틀 보이 만큼의 에너지(TNT 15 kt)를 가지고 있다. 이것들은 보통 대기 상층 중간권에서 폭발해 버리고, 그 구성 물질들은 증발해 버린다.[5] 지름 50 m 이상의 물체가 지구와 충돌할 가능성은 천 년에 한 번 쯤 되는데, 1908년의 퉁구스카 폭발사건 때와 비슷한 크기의 폭발을 일으킨다.[6] 지름 1 km 이상의 소행성 중 (29075) 1950 DA가 2880년 3월 16일에 지구와 충돌할 가능성이 있는 것으로 보고되고 있다.[7]
지름이 10 m보다 작은 천체를 유성체라고 하고, 유성체가 땅에 떨어진 것을 운석이라고 한다. 매년 500여 개의 운석이 지상에 도달하지만, 그 중 형체를 보존해서 과학자들에게 발견되는 것은 5 내지 6개도 채 되지 않는다.
대충돌의 지질학 지구는 거대한 소행성이나 혜성의 충돌로 인한 대파국의 시기를 여러 번 겪었다. 이 대충돌들 중 몇은 막대한 기후 변화를 불러왔으며, 그로 인해 엄청난 수의 식물과 동물 종이 사라지는 대량 멸종을 초래했다.
달은 지구 역사의 초기에 엄청난 대충돌을 거쳐 만들어진 것으로 생각된다. 지구의 역사 초기의 대충돌은 파괴적이기만 한 것이 아니라 생산적인 면도 있었다. 혜성이 충돌함으로써 지구에 물이 생겼다는 가설이 있으며, 생명의 기원에 대해서도 충돌하는 천체가 유기 분자나 생명체를 지구 표면에 옮겨줬다는 견해가 존재한다. 이런 견해를 범종설(汎種說, panspermia)이라고 부른다.
유진 슈메이커는 운석 충돌이 지구에 영향을 끼칠 수 있다는 것을 최초로 증명한 사람이다. 지구의 역사에 대한 이런 견해는 비교적 최근까지 부각되지 못했는데, 직접적인 관측 증거가 부족했고, 침식·풍화에 지구에 충돌한 흔적을 알아보기 어려웠기 때문이다. 애리조나 주의 배링거 충돌구 같은 대규모의 지구상 충돌사건의 증거는 매우 드물었다. 오히려 이런 충돌구가 화산 활동의 결과물이라는 생각이 팽배해 있었다. 예컨대 배링거 충돌구는 선사시대의 화산 폭발로 만들어졌다고 생각되어 왔다(서쪽으로 불과 30 km에 화산성의 샌프란시스코 산괴가 있기 때문에 불합리한 가설은 아니다). 달 표면의 충돌구도 비슷한 논리에 의해 화산 활동의 결과물로 여겨졌다.
충적세의 충돌사건
퉁구스카 폭발사건 당시 넘어진 나무들. 미국 지질조사국에 소속되어 있던 유진 슈메이커는 임팩트 비율을 추산하여, 히로시마를 파괴한 핵폭탄과 동일한 위력의 충돌사건이 1년에 한 번 꼴로 발생한다는 결론을 시사했다.
카르다쇼프 척도(Kardashev scale)는 문명의 기술발전을 분류하는 일반적인 방법으로, 1964년에 소련의 천문학자 니콜라이 세묘노비치 카르다쇼프(Никола́й Семёнович Кардашёв)가 처음으로 제안했다. 이 척도는 문명이 사용하는 에너지에 따라 3단계로 분류되며, 로그함수 모양으로 증가된다:
I 유형 — 문명이 하나의 행성에 내리쬐는 에너지를 100% 이용하는 유형으로, 대략 1016 혹은 1017 와트이다.[1]. 실제의 숫자는 일정치가 않다. 지구는 태양으로부터 약 1.74 ×1017 W (174 페타와트)정도의 에너지를 받는다고 추산된다. 카르다쇼프 척도의 원본 I 유형의 정의는 4 ×1012 W이다. (카르다쇼프의 I 유형의 원 정의는 "현재 지구의 기술수준과 유사하다"인데, 여기서 현재는 1964년을 의미한다[2].) II 유형 — 문명이 하나의 항성에서 나오는 에너지를 100% 이용하는 유형으로 약 4 ×1026 W 정도이다.[1] 이 수치도 일정하지 않다; 태양에서 최대한으로 뽑을 수 있는 에너지는 3.86 ×1026 W 인데비해, 카르다쇼프 척도의 원 정의는 4 ×1026 W이다.[2]. III 유형 — 문명이 은하에서 나오는 에너지를 100% 이용하는 유형으로, 대략 4 ×1037 W 정도이다.[1] 이 수치는 극단적으로 일정하지 않으며, 은하는 너무 크기가 거대하기에, 대락적으로 은하수에서 뽑아 낼 수 있는 에너지로 통계를 낸다. 카르다쇼프의 원 III 유형의 정의는 4 ×1037 W이다.T[2].
카르다쇼프의 척도는 가설일 뿐이나 SETI 연구자, 과학 소설 작가들, 그리고 미래학자들의 이론적인 프레임워크 생성에 사용된다.
에너지 총계를 멀리 추측해볼 때, 10초 동안의 뉴트리노 폭발로 초신성이 폭발할 때 1046 줄이 나오는 것에 대해서 생각해 볼 필요가 있는데,[3] 이건 대략 III 유형의 문명 1000개를 1년 이상 운영할 수 있을 정도의 에너지이다. 현재 인류문명의 상태
현재 인류는 태양으로부터 받고 있는 에너지를 100% 이용하는 I 단계 문명에 근접하고 있으며, 현재 인류문명은 0 유형이다. 비록 카르다쇼프의 원 제안이 중간 값으로 이야기되고 있지 않지만, 칼 세이건은 카르다쇼프의 원 제안을 보완, 외삽하면 쉽게 정의를 내릴 수 있다고 주장하였다. 1973년 칼 세이건은 인류 문명이 0.73이라 계산해내었고, 이건 카르다쇼프의 0 유형과 I 유형과 관련성이 있다.[4]
카르다쇼프의 척도는 이 공식을 사용한다:
K = log 10 W − 6 10 {\displaystyle K={\frac {\log _{10}{W}-6}{10} {\displaystyle K={\frac {\log _{10}{W}-6}{10}
K {\displaystyle K} K는 문명의 카르다쇼프 척도이며, W {\displaystyle W} W는 에너지원에서 방출하는 에너지이다. 칼 세이건은 10 테라와트를 W {\displaystyle W} W로 잡았고, 현재 제안된 값보다 훨씬 높아지게 되었다.[5] 세이건의 과대평가는 인류 문명의 K {\displaystyle K} K수의 작은 차이점에 관계하고 있다(밑의 표 참조). 게다가 칼 세이건은 카르다쇼프 척도와 비슷한 척도를 만들었고(그의 척도는 정보의 양으로 분류한다), 1973년 인류문명을 0.7H 문명으로 규정하였다. (H는 1013 비트정도의 정보와 유사하다).[1]
국제 에너지 기구의 예상치의[5] 과거와 예측된 행성에너지의 양은 카르다쇼프 척도로 어림된다: Year 에너지 생산 카르다쇼프 척도 엑사줄/년 테라와트 쿼드/년[6] mtoes/년[7] 1900 21 .67 20 500 0.58 1970 190 6.0 180 4500 0.67 1973 260 8.2 240 6200 0.69 1985 290 9.2 270 6900 0.69 1989 320 10 300 7600 0.70 1993 340 11 320 8100 0.70 1995 360 12 340 8700 0.70 2000 420 13 400 10000 0.71 2001 420 13 400 10000 0.71 2002 430 14 410 10400 0.71 2004 440 14 420 10600 0.71 2010 510 16 480 12100 0.72 2030 680 22 650 16300 0.73 문명과의 관련 많은 역사적 예들, 예를 들어 산업혁명과 같이 문명은 거대한 규모의 변이를 받는다. 문명이 가능한 자원을 한계까지 다 써버리거나 새로운 에너지원을 개발 혹은 발견하여, 카르다쇼프 척도의 유형이 변경될때는 사회적 대변동이 일어날 가능성이 매우 크다.
마그네타(Magnetar)는 매우 강력한 자기장을 가지고 있는 중성자성의 유형이다. 자기장의 붕괴는 고에너지 전자기파, 특히 X-선과 감마선을 방출한다.[1] 마그네타에 관한 이론은 1992년, 로버트 덩컨과 크리스토퍼 톰슨에 의해 제기됐지만, 1979년 3월 5일 발견된 마그네타에서 일어난 감마선 폭발이 처음으로 기록됐다.[2] 이후 10년 동안, 마그네타 가설은 '연감마선 연속 방출원(SGRs)'과 '불규칙 X선 펄사(AXPs)'라는 설명으로 널리 받아들여졌다.
최근 이론의 진전은 마그네타에서 팽창하는 초신성 잔해까지의 에너지 쇠퇴(deposition)가 아마 적게 관측된 매우 밝은 초신성의 경우를 설명할 수 있을 것임을 시사한다. 전통적으로 그러한 밝은 사건은 매우 거대한 별이 쌍불안정 초신성(또는 맥동 쌍불안정 초신성)이 될 때 일어난 것이라고 여겨지고 있다. 그러나, 2010년 UC 버클리, 산타 크루즈, 산타 바바라에서 발표된 두 논문[3][4]은 SN 2005ap나 SN 2008es처럼 현재까지 관측했던 가장 밝은 사건 일부를 설명하기 위해 준분석적이고 수적인 모형을 제공했다. 벨파스트 퀸즈 대학교의 퀸즈 수리 물리 스쿨에 있는 천체물리학 연구 센터의 매트 니콜에 의해 주도된, 새롭게 발견된 밝고 일시적인 PTF 12dam을 동일한 메커니즘을 통해 설명하는 연구의 결과가 2013년 10월 17일 네이처지에 발표되었다.[5][6] 개요
다른 중성자성들과 같이, 마그네타는 직경이 약 20 km(10 마일) 정도고, 질량은 태양보다 크다. 마그네타의 내부의 밀도는 골무 크기에 1억 톤이 넘는 물질이 들어있을 정도다.[1] 마그네타는 다른 중성자성과 강력한 자기장을 가지고 있고, 회전이 느려지고 있는지에 따라 구별된다. 그리고 대부분의 마그네타는 일반적인 중성자성의 회전이 1초보다 짧은데 비해 10초에 정확히 한 번 회전한다.[7] 이 자기장은 매우 강력한 특유의 X-선과 감마선의 폭발을 일으킨다. 마그네타의 활동 수명은 짧다. 마그네타의 강력한 자기장은 약 10,000년 정도 지속되다 붕괴하는데, 그 후 활동과 강한 X선 방출이 중단된다. 지금까지 관측된 마그네타의 개수를 통해 우리 은하에 있는 비활동적인 마그네타의 수를 3,000만개 이상으로 추정하기도 한다.[7]
마그네타의 표면에서 발생하는 성진(Starquake)은 자기장을 불안정하게 만들고, 종종 매우 강력한 감마선 방출로 이어진다. 1979년, 1998년, 2004년 기록된 것이 그러한 예다.[8] 자기장
마그네타는 10기가테슬라(1010T)만큼의 매우 강한 자기장을 가지고 있다. 이는 인간이 만든 자기장보다 10만 배 강한 것이며,[9] 지구를 둘러싸고 있는 자기장보다 1,000만 배 강하다.[10] 2010년 기준으로, 마그네타는 우주에서 발견된 천체 중에서 자기장이 가장 강한 천체이다.[8][11]
10기가테슬라(1010T)의 자기장은 지구에서 접하는 자기장에 비하여 매우 크다. 지구는 30 ~ 60마이크로테슬라의 지자기장을 가지고 있으며, 네오디뮴 자석은 대략 1테슬라의 자기장과 4.0×105J/m3의 자기 에너지 밀도를 가지고 있다. 10기가테슬라의 자기장을 봤을 때, 4.0×1025J/m3의 에너지 밀도는 E/c2에 의하여 납보다 10,000배 높은 수치다. 마그네타의 자기장은 1,000 km의 거리에서 조차도 치명적이며, 물의 반자성 때문에 조직을 찢는다. 지구와 달 사이의 절반에 해당하는 거리에 마그네타가 있다면 지구 상의 모든 신용카드 정보를 제거할 수 있다.[12]
사이언티픽 아메리칸 2003년 2월호의 커버 스토리에 소개됐다시피, 놀랄만한 현상이 마그네타의 자기장에서 일어난다. “X선 입자는 쉽게 2개로 분열하고 서로 합쳐지기도 한다. 진공에서는 극성을 띠며, 강한 복굴절 현상이 일어난다. 원자는 전자의 양자 상대론적 파장보다 긴 원통형으로 변형된다.”[2] 대략 105 테슬라의 장에서의 원자 오비탈은 막대기 형태로 변형되며, 1010 테슬라의 장에서는 수소 원자의 축의 반지름이 보통 때보다 200배 줄어든다.[2] 자기장의 근원
대부분의 익숙한 자기 현상들은 전자기와 관련 있지만, 자성의 두 번째 원인은 아원자 입자의 스핀 자기모멘트 때문이다. 스핀 자기모멘트는 마그네타의 자기장의 원인이 되며, 또한 NMR, MRI에도 이용된다. 형성 이 사진은 직경이 7광년인 마그네타 주위의 가스 원반을 적외선으로 찍은 사진이며, 마그네타 SGR 1900+14는 사진 정중앙에 위치해있다. 마그네타는 이 파장으로는 볼 수 없지만, X선으로는 가능하다.
초신성이 중성자별로 붕괴할 때, 그 자기장은 급격히 증가한다. 별의 반경이 반으로 줄면서 자기장은 4배로 증가한다. 덩컨과 톰슨은 다이너모 이론을 통하여 한 중성자별의 자기장이 108테슬라임을 계산했는데, 그 수치가 점점 증가하여 1011테슬라 이상이 되었다. 이는 마그네타였다.[13]
초신성은 폭발할 때 질량의 10%를 잃는다. 거대한 별(태양질량의 10 ~ 30배)이 곧바로 블랙홀로 붕괴하지 않기 위해, 많은 질량(전체질량의 80%)을 버린다. 이는 표준 중성자별이나 펄사보다 더 많은 초신성 폭발의 10개중 1개가 마그네타가 된다는 것을 말해준다.[14] 역사 1979년의 발견
1979년 3월 5일, EST 시각으로 10:51분경, 두 우주선은 태양계로부터의 감마선 방출을 맞았는데, 두 우주선에서 보통 초당 100회에서 200,000회 이상으로 관측됐다.[2]
이 감마선 폭발은 빠르게 퍼져나갔고, 11초 후, 나사(NASA)의 탐사선인 헬리오스 2호가 그 폭발의 영향을 받았다. 곧 금성을 강타했고, 파이오니어 호의 탐지기가 폭발의 영향으로 통제를 잃었다. 몇 초 후, 복사파를 지구에서 받았고, 파장이 태양계를 벗어나기도 전에, ICE를 때렸다. 이 극도로 강한 감마선 폭발 방출 현상은 지금까지 관측된 태양계 외의 폭발보다 100배 이상 강한 폭발이었다. 감마선은 광속으로 이동하기 때문에, 지구 상에서 뿐만아니라, 조금 떨어진 우주선에서도 펄스를 기록했는데, 2각초의 오차로 계산됐다.[15].[8] 별의 잔해와 일치하는 곳에는 B.C. 3000년 경 초신성이 존재했다.[8] 알려진 마그네타 2004년 12월 27일, SGR 1806-20로부터 감마선 폭발이 태양계 내부로 들어왔다 (아티스트의 개념도). 폭발은 너무 강해서 지구의 대기에 영향을 주며, 그 유효거리는 50,000광년 이상이다.
현재(2009년), 마그네타는 13개가 알려져 있고, 5개 이상이 검증 절차를 밟고 있다.
SGR 1806-20: 지구로부터 50,000광년 떨어져 있고 궁수자리의 은하수 바깥쪽에 위치해 있다. SGR 1900+14: 지구로부터 20,000광년 떨어져 있고 독수리자리에 위치해 있다. 2008년 5월 29일, 나사(NASA)의 스피처 우주 망원경이 이 마그네타 주위의 물질 고리를 발견했다. 이것은 1998년의 폭발로 인한 것으로 추정된다. SGR 0501+4516 1E 1048.1-5937: 지구로부터 9,000광년 떨어져 있고 용골자리에 위치해 있다. 마그네타가 되기 전의 원래의 별은 태양질량의 30 ~ 40배였다. 2008년 9월, ESO 보고서에서 한 천체가 초기형 마그네타로 판명났다. SWIFT J195509+ 261406으로 명명된 이 천체는 감마선 방출로 인하여 발견됐다.[16]. CXO J164710.2-455216: 거대한 은하 성단인 웨스터룬드 1에 위치해 있다.
로마 극장은 고대 로마 시대에 건설 된 반원형 극장으로, 그나이우스 폼페이우스 마그누스가 고대 그리스 극장의 특징의 대부분을 도입하고 폼페이우스 극장을 건설한 것이 시작이다. 로마는 그리스에서 건축의 영향을 많이 받았으며, 극장 디자인도 그런 측면에서 다른 건축물과 전혀 다르지 않다. 그러나 로마 극장은 별도의 토대 위에 구축되어 있는 것이 특징이며, 흙을 파거나 경사면을 이용하는 그리스의 극장과는 다르다. 로마 극장은 첫 번째 로마 극장인 폼페이우스 극장의 기본 설계를 계승하고 파생해갔다.
구조 로마 극장은 스페인에서 중동까지 로마 제국의 판도 곳곳에 건설되었다. 로마의 건축이 각지의 건축 기법에 영향을 미치고 세계에 로마 극장의 특징을 갖춘 극장이 건설되었다.
로마 극장은 기본적으로 반원형이며, 위치에 따라 약간의 차이는 있지만, 일정한 고유한 건축 구조로 되어 있었다.
핵융합(核融合, 영어: nuclear fusion)은 물리학에서 핵분열과 상반되는 현상으로, 두 개의 원자핵이 부딪혀 새로운 하나의 무거운 원자핵으로 변환되는 반응이다.
기본적으로 원자핵은 내부의 양성자로 인해 양전하를 띠므로 두 개의 원자핵이 서로 접근하게 되면 전기적인 척력에 의해 서로 밀어내게 된다. 하지만 원자핵을 초고온으로 가열하면 원자핵의 운동에너지가 전기적 척력을 이겨내어 두 원자핵이 서로 충돌하게 된다. 그리고 이후에는 두 원자핵 사이에 강력한 인력이 작용해 하나의 원자핵으로 결합될 수 있다. 가장 가벼운 원소인 수소의 원자핵끼리 핵융합을 위해 필요한 온도는 대략 1억℃({\displaystyle 10^{8}10^8℃) 이상이며, 더 무거운 원자핵들 간의 핵융합에는 더 고온의 환경이 필요하다.
지구의 원소들 중, 철의 원자핵은 모든 원자핵 가운데 가장 강한 결합 에너지를 가지고 있으며, 가장 안정되어 있다. 그러므로, 철보다 가벼운 원자핵들 사이의 핵융합 반응에서는 일반적으로 주변으로 에너지를 방출하며, 철보다 무거운 원자핵들 사이의 핵융합 반응에서는 주변으로부터 에너지를 흡수한다.
핵융합 발전은 위와 같은 수소의 핵융합반응 시 발생되는 에너지를 활용해 전기를 생산하는 발전방식이다. 화력발전이나 원자력발전에 비해 에너지 생산량이 훨씬 많고 환경오염 물질을 발생시키지 않는 장점 때문에 현재 많은 나라의 연구기관들이 국가적 또는 국제적 차원에서 활발히 연구를 수행하고 있다. 국제열핵융합실험로(ITER) 프로젝트가 대표적으로, 대한민국을 포함한 7개국이 참여하고 있다.
핵융합은 태양의 에너지원으로도 잘 알려져 있는데, 태양을 포함하여 대부분의 항성에서 일어나는 핵융합반응은 수소원자를 중수소(Deuterium) 또는 삼중수소(Tritium)로 융합하고, 이들을 헬륨 원자로 융합시키는 연속적인 핵융합반응이다.
무거운 원소의 핵융합은 초신성 폭발과 같은 극단적인 경우에 발생한다. 항성 및 초신성에서의 핵융합은 자연적으로 존재하는 원소가 만들어진 가장 주요한 원인이다.
원자핵을 서로 융합하게 하는 것은 아주 많은 에너지를 필요로 한다. 이는 가장 가벼운 원소인 수소에 대해서도 사실상 마찬가지이다. 하지만 가벼운 원소가 융합해서 무거운 원소 및 자유 중성자를 만들 때, 이 과정에서 발생하는 에너지는 융합하는 데 필요로 했던 에너지 이상이다. 이러한 에너지 생성 과정, 즉 발열반응은 핵융합 반응이 스스로 지속될 수 있도록 한다.
대부분의 핵반응에서 발생하는 에너지는 화학 반응에 의해 발생하는 에너지에 비해 매우 크다. 이는 원자핵을 함께 모아주는 결합 에너지가 전자와 원자핵을 모아주는 에너지보다 훨씬 크기 때문이다. 예를 들어, 전자를 수소에 붙여서 얻는 이온화 에너지는 13.6eV이며, 이는 중수소-삼중수소(D-T) 반응에서 발생하는 17MeV의 백만분의 일조차도 되지 않는다.
핵융합 필요조건 핵융합이 일어나기 위해서는 커다란 에너지 장벽을 극복해야 한다. 원자핵은 양전하로 대전되어 있기 때문에 전자기력에 의해 서로를 밀쳐낸다. 하지만, 두 원자핵이 충분히 가까워지면, 전자기력은 가까운 거리에서만 작용하는 거대한 힘인 강한 핵력 즉 강력에 의해 무시되게 된다. 실제로 가까운 거리에서는 강력>전자기력>약력>중력 순으로 힘의 크기가 크다. 많은 양의 에너지를 방출하는 핵융합반응을 하려면 열이 필요한데, 이것을 열핵반응이라고 한다. 열핵반응을 일으키려면 열을 약 1000만 도 가량으로 높여야 한다. 그러면 물질은 플라즈마라는 특이한 상태로 존재하게 되는데, 플라즈마는 자유 전자와 이온으로 이루어진 기체로 물질의 형태 중 4번째이다(기체와는 독립적으로 분류). 원자핵은 보통 서로 밀어내지만 약 1000만 도로 가열되면 원자핵은 매우 활발해져 서로 융합하게 된다.
핵자(즉 양성자 혹은 중성자)가 원자핵에 결합하면, 강한 핵력은 핵자를 다른 핵자로 끌어당기게 되며, 그 중에서도 가까운 거리로 인해 인접한 핵자에 더욱 밀착시킨다. 원자핵 내부의 핵자의 경우, 표면의 핵자에 비해 훨씬 인접하는 핵자가 많다. 원자핵이 작을수록 부피에 비해 표면적의 비율이 높아지므로, 강한 핵력으로 인한 핵자 당 결합 에너지는 일반적으로 원자핵의 크기에 비례하여 증가하게 된다. 하지만 이렇게 크기에 비례하여 증가하는 핵자 당 결합 에너지는 완전히 둘러싸인 핵자의 결합 에너지를 최댓값으로 가진다.
반면, 정전기력은 거리의 역제곱에 비례하므로(다른 말로 거리의 제곱에 반비례하므로), 원자핵에 추가된 양성자는 원자핵 내부의 모든 다른 양성자로부터 정전기 배척을 느낀다. 즉 원자핵이 커지면 커질수록 정전기력으로 인한 핵자당 정전기 에너지는 최대치 없이 계속 증가하게 된다.
상반된 두 힘의 결과로 말미암아 철과 니켈에 이르는 원소까지는 핵자 당 결합 에너지가 크기에 비례하여 계속 증가하며, 이후로는 감소하게 된다. 결국, 매우 무거운 원자핵에서 결합 에너지는 음수가 되며 불안정해지는 것이다. 가장 강하게 결합된 원자핵을 결합 에너지가 높은 순으로 4개 나열해보면 62Ni, 58Fe, 56Fe, 60Ni과 같다.[1] 비록 니켈 동위원소인 니켈-62가 더욱 안정할지라도 철 동위원소인 철-56이 수십배 더 흔하다. 이는 니켈-62가 항성 내부에서 광자 흡수를 통해 붕괴하는 경우가 훨씬 많기 때문이다.
이러한 일반적인 경향의 두드러지는 예외가 바로 헬륨-4 원자핵이다. 헬륨-4의 결합 에너지는 다음 원소인 리튬보다도 높다. 파울리 배타 원리는 이러한 예외적인 현상을 양성자와 중성자가 페르미온이며, 동일한 상태에 놓일 수 없기 때문이라고 설명한다. 각 양성자 혹은 중성자의 원자핵 내부에서의 에너지 상태는 동시에 위쪽 스핀 입자와 아래쪽 스핀 입자를 가질 수 있다. 헬륨-4는 두 양성자와 두 중성자를 가지고 있으며, 각 핵자가 모두 바닥 상태에 놓일 수 있는 이유로 해서 예외적으로 높은 결합 에너지를 지닌다. 여기에 어떤 핵자라도 추가된다면 보다 높은 에너지 상태로 변해야 한다는 것을 의미한다.
두 원자핵이 가까워지는 경우도 유사하다. 서로 가까워짐에 따라, 하나의 원자핵에 있는 모든 양성자는 다른 원자핵의 모든 양성자를 배척한다. 두 원자핵이 닿을 정도로 가까워지지 않고서야 강한 핵력은 작용할 수 없다. 결국, 최종 에너지 상태가 낮다고 하더라도, 처음의 반응이 시작되기 위해서는 엄청난 에너지 장벽을 넘어야만 한다. 이러한 에너지 장벽을 화학에서는 활성화 에너지라고 하며, 핵물리학에서는 쿨롱 장벽이라고 한다.
쿨롱 장벽은 수소의 동위원소에서 가장 낮다. 이는 수소는 원자핵 내부에 단지 하나의 양전하를 가지고 있기 때문이다. 양성자 두 개만은 불안정하며, 중성자가 관여해야만 한다. 즉 이러한 구성을 지닌 헬륨 원자핵이 이상적이며, 매우 강하게 결합되어 있다.
중수소-삼중수소 연료에서, 에너지 장벽은 0.1 MeV이다. 비교 대상으로, 수소에서 전자를 제거하기 위한 에너지는 13.6eV이며, 이 에너지의 7,500배가 필요한 것이다. 핵융합의 중간 생성물은 불안정한 헬륨-5 원자핵으로, 이는 순간적으로 14.1 MeV의 중성자를 방출한다. 남은 헬륨-4의 되튕김 에너지는 3.5 MeV이므로, 이 과정에서 발생하는 총 에너지는 17.6 MeV이다. 이 값은 에너지 장벽을 극복하기 위한 에너지보다 몇 배 높은 값이다.
만약 하나의 입자를 가속하여 다른 원자핵에 부딪힘으로 핵융합을 유발한다면, 이 핵융합은 빔-과녁 핵융합이라고 한다. 만약 두 원자핵이 모두 가속된다면 이는 빔-빔 핵융합이라고 한다. 원자핵이 열평형 근처의 플라스마의 일부라면, 이는 열핵 핵융합이라고 한다. 온도는 입자의 평균 운동 에너지의 증가 수단이며, 원자핵을 가열함으로써 입자는 에너지를 얻으며, 결국 0.1 MeV 장벽을 넘게 되는 것이다. 전자볼트와 켈빈간의 단위 변환은 0.1 MeV의 장벽은 1 기가켈빈의 매우 높은 온도에서 넘을 수 있다는 것을 보여준다.
실제로 필요한 온도를 낮출 수 있는 두가지의 효과가 존재한다. 하나는 위에서 언급한 1 기가켈빈이라는 온도가 평균 운동 에너지이며, 이 온도에서 일부 원자핵은 0.1 MeV보다 훨씬 높은 에너지를 가지며, 일부는 더 낮은 에너지를 가진다는 것이다. 즉 대부분의 핵융합 반응을 유발하는 것은 속도분포에서 고에너지쪽 끝 부분에 분포한 원자핵이라는 것이다. 다른 하나의 효과는 양자 터널링이다. 원자핵은 실제로 쿨롱 장벽을 완전히 극복할 만한 에너지를 가지지 않는다. 대신 거의 극복할만한 에너지가 되면, 남아있는 장벽을 터널링 효과를 이용해 뚫고 나갈 수 있다. 이러한 이유로, 낮은 온도에서도 비록 낮은 비율이기는 하지만 핵융합을 유도할 수 있다.
중수소-삼중수소 핵융합 반응은 70 keV (8억 켈빈)에 이르기까지 지속적으로 빠르게 증가한 뒤, 차츰 감소한다. 반응단면적 σ는 두 반응 원자핵의 상대 속도의 함수로서 핵융합 반응의 가능성을 나타내는 척도이다. 예를 들어, 열핵융합의 열분포로부터 속도분포를 구할 수 있으므로, 단면적과 속도의 곱의 분포에 대한 평균치는 핵융합의 확률을 의미한다. 반응률, 즉 단위 시간 및 단위 부피 당 핵융합의 수는 반응 물질 밀도의 곱의 <σv>배이다.
{\displaystyle f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle }f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle 특정 원자핵이 자기 자신과 핵융합을 한다면, 예를 들어, 중수소-중수소 반응 등에서는, {\displaystyle n_{1}n_{2}n_{1}n_{2}은 {\displaystyle (1/2)n^{2}(1/2)n^{2}로 치환되어야 한다.
{\displaystyle \langle \sigma v\rangle }\langle \sigma v\rangle 는 실내온도에서는 거의 0이다가 10- 100 keV정도가 되면 의미를 지니게 된다. 그 정도의, 즉 일반적인 이온화 에너지(수소의 경우 13.6 eV)를 아주 상회하는 온도가 되면, 핵융합 반응물질은 플라스마 상태에 놓이게 된다.
기기의 온도와 특정 에너지 가둠 시간에 대한 함수인 <σv>은 로슨 기준에 있어서 더욱 중요해진다.
연료 가둠의 방법 만약 핵융합으로 생산된 에너지가 연료 자체를 뜨겁게 유지할 정도가 되면 핵융합 반응은 스스로 지속될 수 있다.
중력 가둠 - 로슨 기준을 만족하면서 연료를 가둘 수 있는 하나의 힘은 중력이다. 하지만, 이 과정에서 필요한 질량은 너무 커서, 이러한 중력 가둠은 단지 항성에서만 구현될 수 있다. 보다 효율적인 융합 연료인 중수소가 사용된다고 하더라도, 달 크기의 질량이 필요하다. 자기 가둠 - 플라스마는 매우 효율적인 전기 전도체이므로, 자기장 역시 핵융합 연료를 가둘 수 있다. 여러 자기 배치가 사용될 수 있지만, 가장 기본적인 것은 거울 가둠과 토로이드 가둠이다. 대표적인 토로이드 가둠은 토카막(tokamak)과 스텔러레이터(stellarator)이다. 관성 가둠 - 세 번째의 가둠 방식은 빠른 에너지 펄스를 핵융합 연료에 주입하여, 동시 다발적인 "폭발"을 유도해 초고온, 초고압 상태를 유발하는 것이다. 만약 핵연료가 충분히 밀도가 높고, 충분히 온도도 높다면, 핵융합 반응률은 매우 높게 되어, 온도가 떨어지기 이전에 연료를 거의 소진할 수 있을 것이다. 이러한 극한의 조건을 만족하기 위해, 초기의 차가운 연료는 극히 폭발적으로 압축되어야 한다. 관성 가둠은 수소폭탄에서 사용되며, 수소폭탄에서는 핵분열 폭탄에 의해 발생하는 X선이 핵융합 반응을 촉진시킨다. 관성 가둠은 폭탄 등의 제어 불가능한 핵융합이 아니라, 제어 가능한 핵융합에서도 시도 되고 있으며, 이 경우의 핵융합은 레이저, 이온, 전자 광선 등에 의해서 촉발된다. 뮤온 촉매 핵융합 - 뮤온 촉매 핵융합은 상온에서 일어나며 안정하고 재생산 가능한 핵융합의 방법 중 하나이다. 이것은 1980년대 초에 Steven Jones 에 의해서 자세히 연구되었다. 뮤온을 생성시킬 때 필요한 높은 에너지, 2.2µs의 짧은 반감기 그리고 새로운 알파 입자에 뮤온 입자가 속박되어 뮤온 촉매 핵융합을 정지시킬 수 있는 높은 가능성 때문에 뮤온 촉매 핵융합으로 인한 순에너지 생산은 거의 불가능하다. Other principles[edit source | edit] 몇몇 다른 가둠 방식 역시 연구 중이다. 이 가운데에는 Farnsworth-Hirsch fusor (관성 정전기 가둠), bubble fusion 등이 있다.
중요한 핵융합 반응
태양의 핵융합 반응 천체물리학의 연쇄 반응 자연에서 가장 중요한 핵융합 반응은 항성에 에너지를 공급하는 핵융합 반응이다. 4개의 양성자가 하나의 알파 입자로 융합하면서 두 개의 양전자, 두 개의 중성미자와 에너지를 방출한다. 하지만 항성의 질량에 따라 몇 개의 반응이 각각 관여하고 있다. 태양 및 그 이하의 질량을 가진 항성의 경우, 양성자-양성자 연쇄가 지배한다. 더 무거운 항성의 경우는, CNO 순환이 더욱 중요하다. 항성 핵합성을 참조하기 바란다.
항성 내의 온도와 밀도에서의 융합반응 속도는 매우 느리다. 예를 들어, 태양 중심의 온도(약 1500만 켈빈온도)와 밀도(세제곱 센티미터(CC) 당 160그램)에서 나오는 에너지의 양은 세제곱 센티미터 당 276 마이크로 와트 정도밖에 되지 않는다. 이것은 같은 부피의 쉬고 있는 사람 몸에서 생성되는 열의 4분의 1에 지나지 않는다. 따라서 실험실에서 항성 내부의 온도와 밀도를 만들어내는 것은 완전히 비실용적이다. 핵융합의 속도는 온도에 밀접하게 영향을 받기 때문에 (~exp(-E/kT)), 지상의 발전소에서 충분한 에너지 생성속도를 얻기 위해서는 행성 내부의 10에서 100배 정도 높은 온도, 즉 1억도에서 10억 켈빈온도가 요구된다.
지상 핵융합 반응의 조건 및 후보 인간이 만들어내는 핵융합에 있어서는 주 된 연료가 양성자에 국한되지 않으며, 보다 높은 온도 역시 사용될 수 있으므로, 반응 단면적을 보다 넓힐 수 있다. 이는 로슨 기준을 보다 완화시키며, 초기 반응 조건을 보다 완만하게 해준다. 또 다른 고려 대상은 중성자의 생산이다. 중성자의 생산은 삼중수소를 증식시킨다는 장점이 있다. 중성자를 발생시키지 않는 핵융합은 aneutronic(無-중성자)라고 불린다.
에너지원으로 사용되기 위해, 핵융합 반응은 다음과 같은 여러 조건을 만족해야 한다.
발열성 - 발생한 에너지로부터 핵융합을 계속 유지해야하므로 발열반응이어야 한다는 것은 명백하다. 하지만 이 조건으로 말미암아 연료는 결합 에너지 곡선에 있어서 양성자 수가 낮은 영역에 국한된다. 양성자 수가 적은 원자핵 - 핵융합이 일어나기 위해서는 원자핵이 서로의 양성자끼리의 정전기력을 극복하고, 충분히 가까워져야 한다. 즉 양성자 수가 많으면 정전기력이 강해지며, 핵융합이 어려워지며, 양성자 수가 적은 원자가 반응 물질이 되어야 한다. 두 개의 반응 물질 - 항성 밀도 이하에서는, 세 물체가 융합한다는 것은 일어나기 힘든 일이다. 둘 이상의 생성물 - 이는 전자기력에 의존하지 않고도 에너지 및 운동량이 동시에 보존되도록 해준다. 양성자와 중성자 수의 보존 - 약한 상호작용에 대한 반응단면적은 너무 좁다. 소수의 반응만이 이러한 조건을 만족한다. 다음은 반응단면적이 가장 큰 (그리고 조건을 만족하는) 반응들이다.
(1) D + T → 4He (3.5 MeV) + n (14.1 MeV) (2i) D + D → T (1.01 MeV) + p (3.02 MeV) 50% (2ii) → 3He (0.82 MeV) + n (2.45 MeV) 50% (3) D + 3He → 4He (3.6 MeV) + p (14.7 MeV) (4) T + T → 4He + 2 n + 11.3 MeV (5) 3He + 3He → 4He + 2 p + 12.9 MeV (6i) 3He + T → 4He + p + n + 12.1 MeV 51% (6ii) → 4He (4.8 MeV) + D (9.5 MeV) 43% (6iii) → 4He (0.5 MeV) + n (1.9 MeV) + p (11.9 MeV) 6% (7) D + 6Li → 2 4He + 22.4 MeV (8) p + 6Li → 4He (1.7 MeV) + 3He (2.3 MeV) (9) 3He + 6Li → 2 4He + p + 16.9 MeV (10) p + 11B → 3 4He + 8.7 MeV p (프로튬), D (중수소), T (삼중수소)는 모두 수소의 동위원소이다.
제동복사 손실 핵융합을 겪고 있는 이온은 그 자체로만 핵융합을 하는 것이 아니라, 전자와 함께 하는데, 전자는 이온을 중화시키며 플라스마를 형성한다. 전자의 온도는 일반적으로 이온의 온도 이상이므로, 이온과 충돌할 경우 제동복사를 방출한다. 태양 및 항성은 제동복사에 대해 불투명체이지만, 지상에서 이루어지는 핵융합로는 연관된 파장에 대해 광학 깊이가 얕다. 제동복사의 경우 반사하기도 힘들뿐더러 전기로 바꾸기도 어렵다. 그러므로 핵융합시 제동복사 손실 비율은 중요한 이득의 척도가 된다. 이 비율은 일반적으로 전력을 최대화하는 온도보다 훨씬 높은 온도에서 최대치를 가진다.
연료 Ti (keV) P핵융합/P제동복사 D-T 50 140 D-D 500 2.9 D-3He 100 5.3 3He-3He 1000 0.72 p-6Li 800 0.21 p-11B 300 0.57 오른쪽 표는 몇몇 반응에 대한 대략적인 최적 온도 및 해당 온도에서의 전력 비를 나타낸다.[2]
하지만 핵융합의 제동복사에 대한 실질적인 비율은 여러 이유로 인해 상당히 낮아진다. 이는 계산에서 사용된 가정과 실제가 차이를 보이기 때문이다. 첫 번째 이유는, 위 계산은 핵융합 생산물의 에너지가 우선 연료 이온으로 완전히 전달되고, 이후 전자와의 충돌로 인해 에너지를 손실 한 뒤, 제동복사를 통해 에너지를 손실한다는 것을 가정하고 있다. 하지만, 핵융합 생산물은 연료 이온보다 훨씬 빠르며, 많은 경우 직접 전자로 에너지를 전달한다. 둘째로, 플라스마는 단순히 연료 이온만으로 구성되어 있다고 가정되었다. 하지만 실제로, 상당한 비율이 불순 이온이며, 이 이유로 핵융합의 제동복사에 대한 비율은 보다 낮다. 또한 모든 제안된 가둠 방식에 있어, 핵융합 생산물은 에너지를 전달할 때까지 반드시 플라스마로 존재하야하며, 그 후에도 일정 시간 플라스마로 유지된다는 가정이 있다. 마지막으로, 제동복사를 제외한 에너지 손실의 모든 경로는 무시되어있다.
탄도유도탄 잠수함(ballistic missile submarine, SSBN)은 탄도 미사일 (잠수함 발사 탄도 미사일)을 발사할 수 있는 잠수함이다. 미국과 영국에서는 SSBN이라고도 부르는데, 이는 전략 핵탄도 미사일 잠수함을 의미하는 미국 해군의 잠수함 식별부호이다. (여기서 SS는 잠수함을,[1] B는 탄도 미사일을, N은 원자력 추진을 말한다.) 잠수함 발사용 핵 탄도 미사일(SLBM)을 장착한 잠수함이다. 전략원잠이라고도 부른다.
설명 SSBN은 러시아의 R-29나 미국의 트라이던트 미사일을 장착해야 하기 때문에, 다른 잠수함들 보다 크다. 옛날 모델들은 반드시 수면으로 부상한 다음에야 미사일 발사가 가능했으나, 오늘날에는 보통 용골 깊이인 수중 50 m 정도에서 잠수한 상태로 미사일을 발사할 수 있다.
프랑스는 영국과 동일하게 배수량 12000톤급 트리옹팡급 잠수함(SSBN) 4척을 사용중이다. 프랑스에는 이 4척의 잠수함이 유일한 핵무기 공격수단이다. 공군과 육군에는 핵미사일이 없다. 트리옹팡(94년), 테메레르(98년), 비질런트(03년), 테러블(08년)이 진수되었다. 2척은 언제든지 원하는 때에 순찰 임무를 수행할 수 있도록 한다.
디젤 추진 탄도유도탄 잠수함은 대한민국과 조선민주주의인민공화국이 보유 중으로, 조선민주주의인민공화국의 신포급 잠수함, 조선민주주의인민공화국 3천톤급 잠수함과 대한민국의 도산 안창호급 잠수함이 있다. 다만 2021년 이후 이 잠수함들 중 누가 최초로 탄도미사일 발사 기술을 보유하였는지는 대한민국과 조선민주주의인민공화국 양측 사이에서 논쟁이 있다. 대한민국은 2021년 도산 안창호급에서 발사한 현무 4-4 미사일이 최초라고 주장하고 있으며, 조선민주주의인민공화국은 2016년에 자신들이 발사한 북극성 1호 미사일이 최초라고 주장하고 있다.
전자전(electronic warfare, EW)은 상대방의 전자기 스펙트럼 또는 지향성에너지 무기를 제어하여 스펙트럼을 통해 공격하거나 방해하는 것을 말한다. 전자전의 목적은 상대의 장점은 무력화하고 자신은 방해받지 않으면서 전자기 스펙트럼을 보장하는 것이다. 전자전은 하늘, 바다, 육지, 우주에서도 적용되며 레이다나 통신 또는 다른 체제가 목표가 될 수 있다. 전자전은 전자공격(EA), 전자보호(EP), 전자지원(ES) 3가지로 세분화할 수 있다.
전자기 환경 현대전은 전자장비에 크게 의존하게 되면서 전자는 군사작전에 점점 더 중요하게 되었고 전자기 스펙트럼의 복잡한 정보환경에서 군사작전을 수행하게 되었다. 이러한 정보 환경적인 부분을 전자기 환경(EME)이라고 한다. 전자기 환경에 방해 받지 않으면서 전자기 환경을 이용해 군사작전을 지원해야 할 필요성이 생겨났다. 전자전은 정보 전쟁이며 더 구체적으로는 공격과 방어 정보 제압이 요소이다.
역사 적의 유선통신 케이블을 절단하거나 전화기를 케이블에 연결해 도청하는 것이 원시적인 전자전의 형태였다. 최초의 전자전은 1904년 러일 전쟁에서 러시아 함대가 일본의 사격 지휘 정보의 무선 통신을 방해하면서 현대적인 전자전이 시작되었다.제2차 세계 대전에서 레이다 기술이 발전했고, 영국 본토 항공전과 마리아나 해전에 영향을 주었다. 걸프전에서 다국적군의 전자전 공격으로 이라크군의 방어시스템과 지대공 미사일을 무력화하는데 영향을 주었다.
항전장비 GaAs 소자 기반의 레이더보다 수십배는 성능이 현대화된 GaN 소자 기반의 레이더가 개발되어 배치되고 있고[1] 600km거리를 탐색가능한 전투기용 레이더도 등장했으나[2] 전세계의 90% 이상의 공군기들은 아직 EA-18G 그라울러의 전파 방해 거리 이상을 탐색하는 능력이 없는 상태이다. 전쟁이 개시되면 가장 먼저 작전하며 적군이 제일 먼저 보는 기체가 EA-18G이며, 방공 탐색망을 무력화시킨 상황에서 적군은 미 공군기가 어디 있는지 알지도 못한채 전쟁을 치뤄야 한다.
북한 미국·일본 자유 진영에 비해 열등한 공군 장비를 가진 북한은 정상적인 방법으로는 대항할 수가 없다. 이라크 전쟁 당시, 이라크 공군기는 출동 후 평균 100초 만에 미국 공군기에게 격추당했었는데 이는 항전장비의 격차 때문였다. 북한은 이 당시의 이라크보다 나은 공군기가 없다. 북한이 선택한 방법은 전파 교란 능력을 키워서 저항하는 방법을 택했다. 북한은 꾸준히 GPS 교란 및 전자전 능력을 육성했고 실제로 이 능력으로 도발한 경우가 수차례 존재한다.[3] 열등한 공군을 극복하려는 노력이며 북한은 꾸준히 적국의 공군 정보를 취득하길 시도하고 있는데 2021년, 북한으로 간주되는 해커에게 한국형 전투기, 한국형 로켓등이 해킹되는 사태가 발생했다.[4][5][6]
세분화 전자 공격 <nowiki /> 전자 방해책 문서를 참고하십시오. 전자공격(Electronic Attack; EA), 전자방해책(ECM)의 사용과 관련하여 전자기 에너지에 직접 영향을 미칠 의도로 인력, 시설, 또는 장비를 공격하여 전자기 방사 무기를 무력화하여 전투 능력을 파괴하는 것을 말한다. 전자공격의 예로써 통신방해, 레이다 교란, 지향성에너지 무기/레이저 공격, 소모성 유인체(플래어 및 채프) 및 무선·원격조종 급조폭발물(RCIED)등이 있다.
전자 보호 <nowiki /> 전자 방해 방어책) 문서를 참고하십시오. 전자보호(Electronic Protection; EP), 상대의 전자 공격(EA) 활동에서 자기편의 부대, 장비, 작전 목적을 보호하는 모든 활동을 말한다. 전자보호는 자기편의 전자공격의 영향을 회피하기 위해서도 이용된다.
전자 지원 <nowiki /> 전자 지원책 문서를 참고하십시오. 전자지원(Electronic Support; ES), 자신의 전자기 스펙트럼 차단하고 상대의 전자기 스펙트럼 에너지를 수집, 도청, 분석하여 위협을 인식하고 전자전 활동(위협회피, 추적 등)을 지원하기 위한 것을 말한다.
전자전기 미국 EA-18G : ALQ-99를 무장해서 사용하며 전파 간섭 거리는 최대 160km다. (전자전기의 최대 전력사용량은 211kW) EC-37B : (전자전기의 최대 전력사용량은 480kW) 일본 YS-11EA : J/ALQ-7 전파방해 포드를 무장하고 있는 전자전기이다. EC-1 : 전자전 훈련기 명목으로 배치했으나 사실상 전자전기이다. RC-2 : 전파정보 수집기이다. 러시아 Il-22PP : 러시아가 개발한 전파방해 능력을 가진 전자전기이다. 중국 J-15D : J-15를 개량한 전자전기이며 200km 거리의 전파 간섭을 할 수 있다.
계산 가능성 이론(計算可能性理論, 영어: computability theory) 또는 재귀 이론(再歸理論, 영어: recursion theory)은 수학기초론의 중요한 분야이자 컴퓨터 과학에서는 계산 이론의 한 갈래이다.
계산 가능성 이론의 기초는 가산 집합 상에서 함수의 해를 찾는 문제와 관련이 있다. 1930년대 불완전성 정리와 함께 람다 대수와 튜링 기계라는 계산 모형이 만들어지면서, 어떤 집합이 효율적으로 계산 가능한지의 문제는 실질적으로 그 집합을 효율적으로 계산해 내는 함수를 만들어 내는 것과 같은 일이 되었다. 계산 가능성 이론의 초기 성과는 이들 집합을 계산적으로 동치인 것들로 묶어 위계로 분류한 것이다. 수학적으로 유한히 정의된 함수를 계산 가능성에 따라 분류했을 때 어떤 함수의 계산 가능성 문제를 다른 함수(다른 함수들)의 문제로 환원할 수 있다는 것을 보임으로써, 굳이 알고리즘 자체를 증명에 끌어들이지 않고도 계산 가능성을 증명할 수 있는 것이다. 이에 따라 대안적인 공리계를 모색하기 위한 이론적 토대가 마련되었고, 수리논리학과 증명론에서 직관주의가 입지를 공고히 했으며, 유형 이론과 고차 논리, 자연 연역, 헤이팅 대수의 비약적 발전에 영향을 주었다.
계산 복잡도 이론에서는 계산 가능한 집합을 그 함수의 해를 찾는 효율적인 알고리즘에 의해 소모되는 시공간적 자원의 추세를 토대로 분류한다. 이에 따라 계산 복잡도 이론과 계산 가능성 이론 중 어느 쪽이 상위의 개념인지에 관해 다소 논쟁이 있다.
소개 컴퓨터 과학의 핵심과제는 컴퓨터로 푸는 문제들을 이해하여 연산장치의 한계를 밝히는 것이다. 현대의 연산장치는 거의 무한대의 계산능력을 지닌 것처럼 보인다. 그래서 충분한 시간이 있으면 우리는 어떤 문제든 컴퓨터로 풀 수 있을 거라고 생각하기 쉽다. 그러나 문제가 쉬워 보이고 또 엄청난 자원이 주어졌다고 해도 컴퓨터의 계산능력에는 한계가 있으며 한계성을 증명할 수 있다.
컴퓨터 과학자들은 이 분야를 연구하기 위해 주로 컴퓨터가 다음 문제를 대답할 수 있는지에 역점을 둔다.
형식 언어가 주어지고, 문자열 하나가 있다, 이 문자열이 그 언어의 원소인가? 주어진 언어를 소수(2,3,5,7,11...) 길이의 문자열 집합이라고 정의하자. 그러면 어떤 문자열이 주어진 언어의 원소인지는 주어진 문자열의 길이가 소수인지와 같은 문제가 된다. 다른 예로 회문의 집합이나 'a'로만 이루어진 모든 문자열의 집합 등을 생각할 수 있다. 컴퓨터가 이러한 문제를 다루는 경우는 매우 흔하다.
그렇다면 어떤 관점에서 문제가 어려운지를 판단해야 하는가? 특정한 문제가 컴퓨터로 풀기에 얼마나 난해한지를 어떻게 정의할 것인가? 이러한 물음에 답하는 것이 계산가능성 이론의 목적이다.
계산 모형 계산 가능성 이론의 핵심과제를 풀기 위해서는 먼저 컴퓨터를 정의해야 한다. 계산에 쓰이는 많은 모형중에서도 가장 널리 알려진 모형은 튜링 기계이며 현존하는 가장 강력한 모형이다. 여기에 다음과 같은 다른 형태의 모형도 존재한다.
결정적 유한 상태 기계 비교적 간단한 이 계산모형은 결정적 유한 오토마타(deterministic finite automaton, DFA), 간단히 유한 상태 기계로 불린다. 현존하는 모든 연산 장치들은 유한 상태 기계모형으로 설명 가능하다. 유한 상태 기계는 상태, 입출력, 입력에 따른 상태 천이식으로 구성된다. 입력 장치에서 한번에 문자 한개를 전달하면, 현재 상태에 있어서의 상태 천이는 입력에 따라 이루어진다. 만약 입력에 맞는 상태 천이가 존재한다면, 기계는 새로운 상태로 변하게 된다. 일부 상태는 수락(accepting) 상태로 정의되는데, 일련의 입력 끝에서 기계가 수락 상태에 있다면 해당 입력 전체를 수락한다. 내리누름 오토마타 정해지지 않은 크기를 가진 실행 스택을 가졌다는 것을 제외하고는 위의 유한 상태 기계와 거의 같다. 상태 천이는 기존의 기능 외에, 부가적으로 스택에 기호(symbol)를 추가하거나 뺄 수 있으며 스택 위의 기호에 따라 다른 상태로 이동할 수도 있다. 튜링 기계 입력 방식이 실행 테이프(tape)라는 점을 빼고는 내리누름 오토마타와 유사하다. 실행 테이프는 헤드(head)를 이동시키는 방식으로 읽고 쓰기를 수행하며 무한히 길다. 튜링 기계는 실제 기계와는 달리 유한성을 고려하지 않지만 컴퓨터 과학에서 가장 중요한 계산 모형이다. 계산모형의 계산능력 앞서 말한 계산 모형들이 어떤 종류의 형식 언어를 표현할 수 있는지에 따라 각 모형의 한계를 알 수 있다.
유한상태기계의 계산능력 컴퓨터 과학자들은 유한 상태 기계 모형을 만족하는 기계가 받아들일 수 있는 언어를 정규 언어라 한다. 유한 상태 기계에서 가능한 상태는 유한개이다. 따라서 어떤 언어가 정규 언어가 아니라는 것을 보이기 위해서는 그 언어를 표현하기 위해 무한개의 상태가 필요하다는 것을 보여야 한다.
예를 들어 a 와 b를 같은 개수만큼 포함하는 문자열들의 집합을 생각해 보자. 이 언어가 유한 상태 기계 모형으로 다룰 수 없다는 것을 보이기 위해 그런 기계 {\displaystyle M}M 이 있다고 하자. {\displaystyle M}M 은 유한하므로 상태의 수를 {\displaystyle n}n 개라 할 수 있다. 한편 앞에 a가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개, 뒤에 b가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개 있는 문자열 {\displaystyle x}x를 생각하자.
기계 {\displaystyle M}M 이 문자열 {\displaystyle x}x를 읽어 들이면 문자열 'a'를 읽을 때 적어도 한 상태를 두 번 거치게 된다. 'a'가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개 있고 상태가 {\displaystyle n}n 개 있으므로 비둘기집 원리를 적용할 수 있기 때문이다. 이 상태를 {\displaystyle S}S 라 하자. 그리고 상태 {\displaystyle S}S 가 처음 나온 때로부터 두 번째 등장할 때까지 읽은 'a'의 개수를 {\displaystyle d}d 라 하자. 즉, {\displaystyle S}S에서 d 만큼의 'a'를 받아들였을 때 다시 {\displaystyle S}S 상태가 된다는 것이고 따라서 기계가 {\displaystyle (n+d+1)}(n+d+1) 개의 'a'문자를 읽든 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개의 'a'를 읽든 최종에는 같은 상태가 된다. 이는 곧 기계가 문자열 {\displaystyle x}x를 받아들인다면, {\displaystyle (n+d+1)}(n+d+1) 개의 'a'와 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개의 'b'로 구성된 문자열도 받아들인다는 것이다. 이것은 {\displaystyle M}M 이 'a'와 'b'가 같은 개수가 있는 문자열만 받아들인다는 데서 모순이 된다.
따라서 이 언어는 어떤 유한 상태 기계로도 표현할 수 없으며 따라서 정규 언어가 아니다. 더 일반적인 형태로 보이기 위해서 정규 언어에 대한 펌핑 렘마를 쓰는데, 많은 언어들이 유한 상태 기계로 나타낼 수 없다는 것을 보이는 데 쓰인다.
아마 많은 사람들이 이 결과를 의아하게 생각할 것이다. 이러한 언어를 인식하는 프로그램을 컴퓨터로 작성하는 것이 매우 쉽기 때문이다. 하지만 위에서 데스크톱 PC 등 현존하는 모든 컴퓨터들이 유한 상태 기계라고 말하였다. 이것은 컴퓨터에도 엄연히 컴퓨터의 메모리 용량 같은 제한이 존재하기 때문이다. 문자열의 길이가 길어지면 문자의 개수를 세는 데 컴퓨터의 메모리 용량을 다 쓸 것이고, 결국 바닥나 오버플로우할 것이다. 아무리 많은 문자열을 인식할 수 있다고 해도 결국 인식할 수 없는 문자열이 있다. 이러한 사실들은 정규 언어가 어떻게 데스크톱 PC 등에 적용되는지를 이해할 수 있게 해 준다.
내리누름 오토마타의 계산능력 컴퓨터 과학자들은 내리누름 오토마타로 받아들일 수 있는 언어를 문맥 자유 언어라 정의한다. 이 언어는 문맥 자유 문법으로도 표현할 수 있다. 앞에서 'a'와 'b'가 같은 개수만큼 있는 언어는 정규 언어가 아니라고 하였는데, 내리누름 오토마타로는 표현할 수 있다. 일반적으로 내리누름 오토마타가 유한 상태 기계처럼 동작할 수 있고 따라서 정규 언어를 받아들인다. 그러므로 이 계산 모형은 유한 상태 기계보다 더 강력하다.
하지만 내리누름 오토마타로도 표현할 수 없는 언어가 있다. 정규 언어에서와 비슷하게 찾을 수 있는데, 예로는 소수의 집합이 있다(상세히 설명하지는 않겠다.) 정규 언어와 비슷하게, 문맥 자유 언어에 대한 펌핑 렘마도 있다.
튜링 기계의 계산능력 튜링 기계는 모든 문맥 자유 언어를 표현할 수 있으며 내리누름 오토마타로 표현할 수 없는 언어도 표현할 수 있다. 예를 들어 소수로 이루어진 언어를 표현할 수 있다. 따라서 이 모형은 앞의 두 모형보다 더욱 강력하다.
튜링 기계는 자신의 입력 테이프에 내용을 저장하는 기능이 있기 때문에 긴 시간이 주어진다면 다른 계산 모형으로는 할 수 없었던 일들을 할 수 있다. 튜링 기계는 어떤 입력에 대해 영원히 멈추지 않을 수 있다. 만약 튜링 기계가 모든 입력에 대해서 멈추고 결과를 출력한다면 언어를 결정한다라고 하고 그 언어를 순환 언어라 한다. 만약 튜링 기계가 언어의 원소에 대해서는 항상 멈추고 결과를 출력하지만 언어 밖의 문자열에 대해서는 멈추지 않을 수도 있다면 그 언어를 순환 열거 언어라 한다.
튜링 기계로는 많은 일을 할 수 있다. 많은 이들이 튜링 기계 이상의 기계를 만들어내려 노력했지만 모두 실패하였다. 예를 들어 튜링 기계의 테이프 수를 늘려 2-3차원 무한 영역으로 확장한다 하더라고 이것은 1차원 테이프로도 구현할 수 있다. 이런 모형들은 튜링 기계보다 더 편리할 수는 있지만 더 강력하지는 않다. 사실상 튜링 기계 이상의 합리적인 계산 모형이 없다는 것을 처치-튜링 명제를 통해 추측할 수 있다. 튜링 기계 이상의 기능을 갖는 계산 모형들이 많이 제안되었지만, 대체로 비현실적이거나 비합리적인 것 같다 (아래를 참고).
튜링 기계는 계산 가능성의 한계에 대한 질문에 답할 수 있는 매우 강력한 도구이다. 그렇다면 이제 어떤 질문을 해야할 것인가? 두 가지 질문을 제시한다.
순환 열거 언어나 순환 언어가 아닌 언어가 존재하는가? 순환 열거 언어조차 아닌 언어가 존재하는가? 정지 문제 <nowiki /> 이 부분의 본문은 정지 문제입니다. 컴퓨터 과학에서 가장 중요한 문제들 중 하나인 정지 문제는 '튜링 기계와 입력이 주어져 있을 때 튜링 기계가 이 입력에 대해 유한시간 내에 계산을 끝내고 멈출 것인가 아니면 영원히 멈추지 않을 것인가'를 판별하는 문제이다. 평소에 컴퓨터가 어떻게 다루어지는가와, 계산 가능성 이론에 대한 핵심적인 부분을 다루고 있다.
이것은 소수의 개수나 회문과 같은 단순한 문제와는 달리 튜링 기계가 다른 튜링 기계에 대한 물음에 답할 수 있도록 해야한다. 이런 동작을 하는 튜링 기계를 설계하는 것이 불가능하다는 것을 보일 수 있다. (정지 문제 참고)
사실 주어진 프로그램이 어떤 입력에 대해 정지하는지를 아는 일반적인 방법은 단순히 작동시켜보고 멈추는지를 보는 수밖에 없다. 만일 멈춘다면 그 기계가 멈춘다는 것을 알 수 있다. 하지만 멈추지 않는다면 이 기계가 언젠가 멈출지 아닐지 알 수 없다. 정지 언어(튜링 기계와 그 기계를 멈추는 입력의 모든 순서쌍 집합)는 순환 언어가 아니다. 따라서 정지 문제는 계산 불가능 혹은 결정 불가능하다.
정지 문제의 확장으로 라이스의 정리가 있는데, 이 정리에 따르면 어떤 튜링 기계가 수락하는 언어가 자명하지 않은 성질을 가지는지 아닌지는 결정 불가능하다.
순환 언어를 넘어서 정지 문제에 대응되는 언어는 순환 열거 언어이다. 작동시켰을 때 튜링 기계가 그 입력에 대해 멈춘다면 기계가 멈춘다는 사실을 그 시점에서 알게 되기 때문이다. 그러나 순환 열거 언어조차 아닌 언어도 존재하며, 그 예를 들 수 있다.
순환 열거 언어가 아닌 언어로는 정지 언어의 여집합(튜링 기계와 그 기계를 멈추지 않는 입력의 모든 순서쌍 집합)이 있다. 이 언어가 순환 열거 언어가 아니라는 것을 보일 것이다. 멈추는 튜링 기계를 입력으로 받으면 영원히 멈추지 않고 나머지 경우에는 항상 멈추는 튜링 기계 {\displaystyle M}M 이 있다고 가정하자. 그러면 시분할 기법을 이용하여 튜링 기계를 입력으로 하여 {\displaystyle M}M 을 동작시키면서 동시에 입력으로 받은 기계를 동작시키는 기계 {\displaystyle M'}M' 을 만들 수 있다. 만약 입력된 튜링 기계가 멈추지 않는다면 {\displaystyle M}M 이 멈추고 만일 입력된 튜링 기계가 멈춘다면 {\displaystyle M'}M'에서 입력으로 받은 기계를 동작시키는 부분이 멈출 것이다. 즉, {\displaystyle M'}M'의 두 스레드 중 적어도 하나는 멈춘다. 따라서 {\displaystyle M'}M' 은 정지 문제를 판정할 수 있는 기계이며 이것은 정지 문제가 결정 불가능하다는 데서 모순이다. 따라서 정지 언어의 여집합은 순환 열거 언어가 아니다.
가상의 계산모형 처치-튜링 명제를 통해, 튜링 기계보다 더 강력하면서 논리적인 모형은 없다고 추측할 수 있다. 그러나 비논리적인 모형은 생각할 수 있는데, 여기서 몇몇 모형을 살펴볼 것이다. 컴퓨터 과학자들은 많은 종류의 초계산기(hypercomputer)를 생각해냈다. 재귀 이론은 수리논리학의 한 갈래로 이런 계산 모형들을 엄밀하게 다룬다.
무한실행 어떤 기계가 단계를 수행하는 데 전 단계의 반만큼의 실행 시간이 걸린다고 하자. 만일 처음 단계의 실행 시간을 1이라고 둔다면 총 실행시간은
{\displaystyle 1+{1 \over 2}+{1 \over 4}+\cdots }1+{1 \over 2}+{1 \over 4}+\cdots 이 된다. 이 무한급수는 2로 수렴하고, 따라서 이 튜링 기계는 2의 실행 시간 내에 무한 실행이 가능하다. 이 기계는 '무한히' 실행해보는 것을 통해 정지 문제를 판정할 수 있다.
신탁 기계 <nowiki /> 이 부분의 본문은 신탁 기계입니다. 신탁 기계는 결정 불가능한 문제를 풀어내는 특정한 '신탁'에 접속할 수 있다. 예를 들어 '정지 신탁'을 가진 튜링 기계는 임의의 튜링 기계와 입력에 대해 정지 문제를 바로 판정할 수 있다.
초월계산의 한계 이런 기계들이 기존의 한계를 벗어난 것처럼 보여도 다시 각각의 한계를 찾을 수 있다. 이런 기계들이 튜링 기계에 대한 정지 문제를 판정할 수는 있지만 그 기계들 사이의 정지 문제는 결정 불가능하다. 예를 들어 신탁 기계는 임의의 신탁 기계가 멈추는지 아닌지를 판정할 수 없다.
계산가능성 이론의 역사 계산가능성 이론은 일차 논리에 그 뿌리를 두고 있으며, 정지 문제 및 재귀와 관련된 많은 문제들은 불완전성 정리와 밀접하게 연관되어 있다. 다비트 힐베르트와 쿠르트 괴델은 일차논리의 기초를 쌓았다. 계산가능성 이론에 앞서 알론조 처치와 스티븐 클레이니는 람다 셈법을 연구했다. 앨런 튜링은 현대 전산학의 아버지라 불릴 수 있을 정도로 계산 가능성 이론과 복잡도 이론의 중대한 기틀을 다졌다. 튜링의 가장 유명한 업적은 튜링 기계를 제안하여 판정 문제를 해결한 것이다.
알고리즘 정보이론에서 콜모고로프 복잡도는 유한한 길이를 가진 데이터 열의 복잡성을 나타내는 지표 중 하나로서, 출력결과가 그 데이터에 일치하는 프로그램의 길이의 최솟값을 정의한다. 1963년 이것을 주제로 하여 발표한 안드레이 콜모고로프의 이름을 따서 지었으나 이보다 먼저 레이 솔로모노프(Ray Solomonoff)에 의해 제시된 바 있다.[1][2]
이 그림은 망델브로 집합 프랙털의 일부를 나타낸다. 이 그림의 각각의 픽셀의 24비트 색상을 저장하는 것만 해도 백62만 비트가 필요하다. 하지만 작은 컴퓨터 프로그램이 망델브로 집합의 정의를 사용하여 표현할 수 있으며 이미지의 코너를 조정할 수 있다. 그러므로 이 그림을 인코딩한 비압축 파일의 코모고르프 복잡성은 162만 보다 작다. 정의 예컨대 32개의 문자로 이루어진
abababababababababababababababab, 4c1j5b2p0cv4w1x8rx2y39umgw5q85s7 라는 두 문자열을 생각해보자.
1번째 문자열은 영어에서 "write ab 16 times"라는 17자의 짧은 표현으로 나타내어질 수 있는데 반해 2번째 문자열은 "write 4c1j5b2p0cv4w1x8rx2y39umgw5q85s7"라고 전부를 그대로 쓰는 것보다 더 간단한 표현을 찾기 힘들다. 따라서 첫번째 문자열이 두번째 것보다 더 '복잡도가 낮다'고 생각할 수 있다.
형식적으로 말해서 어떤 튜링 완전한 서술언어가 있을 때 어떠한 문자열의 콜모고로프 복잡도는 그 언어에서 그 문자열을 서술하는 표현 중 가장 짧은 것의 길이이다. (이때 서술 언어가 무엇인지는 크게 중요하지 않은데 그 이유는 불변성 정리에 의해 주어진다.)
여기서 문자열의 '서술'(description)이라고 함은 예를 들어 프로그래밍 언어에서 그 문자열을 output으로 내어놓는 프로그램을 이야기한다고 정의될 수도 있고, 이러한 정의는 더욱 일반화될 수 있다. 그러므로 어떤 문자열 s가 있을 때, 어떤 언어에서 그 문자열을 서술하는 가장 짧은 프로그램(글)을 최단 서술 d(s), 그 길이를 K(s) 곧 콜모고로프 복잡도(Kolmogorov complexity)로 정의한다.
불변성 정리 서로 다른 서술언어 L1, L2를 생각하자. 이때 L1과 L2 각각에 대한 문자열 x의 콜모고로프 복잡도의 차이는 문자열 x와 무관하게 서술언어의 종류에 의해서만 결정되는 특정한 상수보다 항상 작다. 비형식적으로 말해서, 문자열 x를 출력하는 서로 다른 언어로 쓰여진 프로그램의 길이 차에는 x의 길이와 무관하게 상한이 존재한다는 것이다. 이를 불변성 정리(invariance theorem) 라고 한다. 따라서 콜모고로프 복잡도를 다룰 때 일반적으로 서술언어를 따로 고려하지 않아도 무방하다.
증명은 다음과 같다. L2에서 최단 표현을 d2라 할 때 d1은 적어도 d2에 L2에서 L1로의 번역을 제시하는 해석(인터프리터)을 더한 것의 길이보다 같거나 작으므로 그러한 해석의 길이를 c라 하면 K1 ≤ K2 + c 가 증명된다.
계산불가능성 콜모고로프 복잡도는 계산불가능한 함수이다. 흔히 문자열 s에 대한 콜모고로프 복잡도 K(s)를 다음과 같이 구성해보려 시도해볼 수 있다.
function KolmogorovComplexity(string s) for i = 1 to infinity: for each string p of length exactly i if isValidProgram(p) and evaluate(p) == s return i 즉, 각 유한한 길이에 대해 무작위로 프로그램을 생성하여 그 프로그램이 s를 내어놓으면 정지하여 그 길이를 내어놓는 함수를 생각한다고 하자. 문제는 이 함수가 무작위로 프로그램을 구성하는 도중 영원히 정지하지 않는 프로그램을 구성하여 나아가지 못하고 무한히 머무르게 되리라는 점에 있다. 또한 정지 문제에 관해 알려진 바 프로그램을 실행하기 전에 그 프로그램의 정지 여부를 판정하는 일률적인 방법은 없다.
정확한 증명은 다음과 같이 행해질 수 있다. 어떠한 언어와 그 인터프리터를 가정하고 인터프리터의 길이를 예컨대 1,400,000 이라 하자. 귀류법을 위해 문자열 s를 받아 그 복잡도를 내어놓는 KolmogorovComplexity(s)라는 함수의 존재를 가정한다. 모든 프로그램은 길이가 유한하므로 이 함수의 길이 7,000,000,000를 가정한다. 그렇다면 다음과 같이 점점 긴 문자열을 KolmogorovComplexity에 대입한 결과를 보고 그것이 처음으로 (복잡도 함수의 길이보다 긴) 8,000,000,000 을 넘을 때 정지하고 s를 내어놓는 함수를 구성할 수 있다.
function GenerateComplexString() for i = 1 to infinity: for each string s of length exactly i if KolmogorovComplexity(s) ≥ 8000000000 return s 이는 8,000,000,000 보다 짧은 길이의 프로그램으로는 서술될 수 없는 문자열 중 가장 짧은 문자열 s를 내어놓는 함수가 된다. 그런데 이 프로그램의 길이는 KolmogorovComplexity(s)의 길이 + 함수 기타 부분의 길이 + 인터프리터의 길이 = 7,001,401,288 가 나오며, 길이가 8,000,000,000 보다 짧은 이 프로그램이 s를 내어놓는다는 것은 모순이다.
이러한 증명은 "한글 60자 내로 정의되지 않는 가장 짧은 수"를 정의할 때 모순이 나온다는 베리의 역설과 비슷한 방식이다.
압축 K(s)의 상한은 언어에 따라 자연스럽게 정해진다. 정확히는 임의의 문자열 s를 최대한 압축한 후 이를 풀어서 출력하는 해제 프로그램(decompressor)을 뒤에 붙인 뒤 그 길이를 재면 되므로, |s|에 해제 프로그램의 길이를 붙인 것보다 커지지는 않는다.
여기서 s가 'c만큼 압축가능(compressible)하다' 함은 서술이 |s| − c 비트보다 커질 수 없다는 것, 즉 K(s) ≤ |s| − c임으로 정의할 수 있다. 단순히 '압축가능하다'는 것을 1만큼 압축가능한 것으로 정의할 수 있다.
그런데 압축된 문자열은 오직 하나의 압축되지 않은 문자열에 대응되어야 하는데, 임의의 n에 대해 n 길이의 문자열이 2n개 존재하는 한편 그것보다 짧은 문자열은 2n-1개만 존재하므로, 비둘기집 원리에 의해 압축불가능한 문자열이 반드시 존재할 수 밖에 없다는 결론이 나온다. 또한 같은 이유에서 더 짧은 문자열의 개수는 더 긴 문자열의 개수보다 훨씬 작으므로 확률적으로 대다수의 문자열은 유의미하게 압축할 수 없다는 것 또한 간단히 증명된다.
차이틴의 불완전성 정리 차이틴의 불완전성 원리(Chaitin's incompleteness theorem)에 의하면, 문자열이 압축가능한지의 여부는 문자열의 복잡도가 일정치를 넘으면 형식적으로 증명불가능하다.
우선 자연수에 대한 공리계 S를 고정한다. 이 공리계는 다음 성질을 만족한다 하자: "문자열의 복잡도에 관한 주장 A가 있을 때, S의 언어에 논리식 FA가 있어서 공리계 S에서 FA가 증명가능하다면 A도 참이다." 이는 괴델 수매김(Gödel numbering)을 통해 형식화가능하다. 그렇다면 다음이 성립한다.
정리: 공리계 S와 서술 언어에 따라서만 결정되는 상수 L이 있어서, 이에 대해 S에서 다음의 주장이 증명가능한 문자열 s는 존재하지 않는다:
사화산(死火山)은 현재 활동을 하고 있지 않으며, 미래에도 활동을 할 것으로 예상되지 않는 화산이다.
사화산을 단정하는 것은 상당히 어렵다. 아주 오랜 기간 동안 활동이 없어 사화산으로 여겨졌던 화산이 다시 활동을 재개하는 일도 종종 있어왔다. 최근의 예로는 알래스카주에 있는 포피크드산(Fourpeaked Volcano)가 있다. 이 화산은 약 1만 년간 활동이 없어 사화산으로 여겨졌다가 2006년 9월 화산활동을 시작하여 활화산으로 인정되었다.
초기 인류의 불의 이용은 인간 문화 진화적인 면에서 전환점이다. 불을 처음 사용한 시기는 호모 에렉투스가 살았던 142만 년 전으로 거슬러 올라간다. 그 증거를 보여주는 아프리카의 유적은 최소한 열세 군데가 있다. 그 가운데 시대가 가장 이른 케냐의 체소완자에서는 짐승의 뼈가 올도완 석기, 불에 탄 진흙과 함께 나왔다. 고생물학자들은 50여 개의 불탄 진흙 조각들의 배열로 미루어 화로가 아니었을까 하고 추측한다.[1] 이제 인간은 불을 겁내지 않고 이용하게 되면서 날것보다는 익힌 것이 더 좋다는 사실을 깨달았다. 또한 불은 따뜻함과 외부로부터의 안전을 가져다 주었다. 또, 불은 추운 밤 시간대에도 인간이 활동할 수 있도록 확장해 주었으며 포식자나 곤충으로부터 보호할 수 있게 도와주었다.
LOFAR(Low-Frequency Array)는 직경이 1000km에 이르는 거대한 전파망원경이다. 2010년 6월 12일부터 유럽에서 가동에 들어갔다. 네덜란드, 영국, 프랑스, 독일, 스웨덴 등의 과학자들이 공동 참여해 약 2억 달러를 들여 각국에 설치한 망원경들의 연합체로, 높이 0.5∼2m인 안테나 2만5000여 개가 연결되어있다.[1] 긴 파장의 전파 영상은 흐리기에, 선명하게 하기 위한 유일한 방법은 수백 km 이상에 걸쳐 분산된 안테나들을 만드는 것이다. 이에 따라 로파는 낮게는 30m(10MHz)에 이르는 파장의 전파까지 잡을 수 있다.[1]
만돔베 문자(Mandombe)는 1978년 콩고민주공화국의 와벨라디오 파이(Wabeladio Payi)가 만든 종교문자이다. 앙골라, 콩고민주공화국, 콩고 등지에서 킴방구주의 교회가 꾸리는 초중고 학교에서 쓰인다.
콩고어, 린갈라어, 치루바어, 스와힐리어 등 콩고의 4대 공용어와 중앙 및 남 아프리카의 다른 많은 언어들의 표기에 쓰이며, 만돔베 문자 보급을 추진하는 만돔베 아카데미에서는 근래 들어 만돔베 문자로 다른 아프리카 언어들을 표기하는 방법을 연구중이다[모호한 표현]. 유니코드에는 6.2 기준으로 등록되어 있지 않다.
에너지 자원
삼중수소는 중성자 2개와 양성자 1개로 이루어져 있는데, 중수소는 중성자 1개와 양성자 1개로 이루어져 있다. 중수소 2개를 핵융합시키면 양성자와 삼중수소가 나오며 엄청난 에너지가 나온다. 이 삼중수소는 중수소와 다시 핵융합시키면 또 엄청난 에너지와 중성자, 헬륨가스가 나온다. 또 중수소와 중수소를 핵융합시키면 삼중 수소의 대체품인 헬륨 3이 나온다. 헬륨 3은 중성자 1개와 양성자 2개로 이루어져 있고 중수소와 핵융합시키면 엄청난 에너지와 양성자와 헬륨가스가 나오며 이 과정에서 얻은 에너지는 전기로 만들 수 있는 것은 물론이고 오염없는 친환경 에너지도 만들 수 있다. 그러므로 기존의 화력 발전소가 만든 온실 가스와 핵분열 발전소가 만든 방사성 물질이 만들어지지 않는다. 또한 이 에너지는 다른 대체 에너지보다 상상도 못하게 많으며 강력한 에너지 중의 강력한 에너지다. 또한 중수소는 바닷물에 많다.
반응
삼중수소는 방사능을 지니며, 반감기는 약 12.3년이다. 다음과 같은 식을 통해 헬륨-3으로 붕괴한다.
T
1
3
⟶
He
2
3
+
e
−
+
�
¯
e
{\displaystyle {\ce {^{3}_{1}T}->{^{3}_{2}He}+{e^{-}+{\overline {\nu }_{e}
이 과정에서 18.6 keV의 에너지를 방출한다. 전자는 6.5 keV의 운동 에너지를 지니고 있으며, 남은 에너지는 전자 반중성미자에 의해서 전달된다. 삼중수소가 생성하는 에너지의 베타 입자는 먹거나 흡입할 경우에 위험하다. 삼중수소가 발생하는 방사능이 낮은 에너지를 지니는 이유로, 액체 섬광 계측(en:liquid scintillation counting)과 같은 방식이 아니고는 삼중수소로 표식을 한 물질을 검출하기가 힘들다.
삼중수소는 우주선과 대기 기체와의 상호 작용에 의해 자연적으로도 생긴다. 자연적인 생성에서 가장 중요한 반응은, 고속 중성자와 대기 질소와의 결합이다.
N
7
14
+
n
1
⟶
C
6
12
+
T
1
3
{\displaystyle {\ce {^{14}_{7}N}+{^{1}n}->{^{12}_{6}C}+{^{3}_{1}T}
하지만 삼중수소는 비교적 짧은 반감기를 가지고 있으므로, 이러한 방식으로 생성된 삼중수소는 범지구적인 규모로 볼 때는 누적되는 수준은 아니며, 존재 정도는 무시할만 하다. 공학적으로, 삼중수소는 리튬-6를 이용하여 핵 반응로에서 만들 수 있다.
Li
3
6
+
n
1
⟶
He
2
4
+
T
1
3
{\displaystyle {\ce {^{6}_{3}Li}+{^{1}n}->{^{4}_{2}He}+{^{3}_{1}T}
삼중수소는 중수 감속로에서 중수소가 중성자를 포획하면서 생성된다. 하지만 이 반응은 매우 낮은 반응 단면적을 지니고 있기 때문에, 매우 높은 중성자 선속을 지니는 반응로에서만 유용한 삼중수소 생성원으로 작용할 수 있다. 이 외에도 붕소-10이 중성자 포획을 거치면서 생성한다.
삼중수소는 핵융합 연구에서 중요한 물질인데 삼중수소가 중수소와 높은 반응 단면적을 보이고, 17.6 MeV라는 높은 에너지를 방출하기 때문이다. 이 반응식은 다음과 같다.
T
1
3
+
D
1
2
⟶
He
2
4
+
n
{\displaystyle {\ce {^{3}_{1}T}+{^{2}_{1}D}->{^{4}_{2}He}+n}
모든 원자핵은 양성자와 중성자로 구성되어 있으며, 양전하로 말미암아 서로를 밀어낸다. 하지만 태양 중심부에서와 같이 충분한 온도 및 압력을 지니고 있다면, 원자핵은 전자기 척력을 극복하고 강한 상호작용이 영향을 미칠 수 있을 정도로 가깝게 접근하고 융합할 수 있다. 삼중수소는 일반적인 수소와 같은 전하를 지니고 있기 때문에 동일한 전자기 척력을 보인다. 하지만 질량이 더 높으며, 이로 인해 전자기력에 덜 영향을 받고, 더욱 쉽게 핵융합을 일으키게 되는 것이다. 비록 보다 가벼워서 그 정도는 덜하기는 하더라도 중수소 역시도 보다 쉽게 핵융합을 일으키며, 이것이 갈색왜성에서 수소는 연소시키지 못하더라도 중수소는 연소시킬 수 있는 이유이다.
응용
삼중수소는 핵무기에서 핵융합을 통해 보다 높은 핵출력을 얻기 위해 사용된다. 하지만 삼중수소는 감쇠하며 저장해두기가 힘들기 때문에 많은 핵무기는 삼중수소 대신 리튬을 지니는데, 리튬은 폭발시에 높은 중성자 선속과 작용하여 삼중수소를 생성한다. 보다 자세한 사항은 핵무기 설계를 참조하기 바란다.
수소와 같이 삼중수소를 가두어 두는 것은 어렵다. 고무, 플라스틱, 기타 강철 계열은 삼중수소에 대해 어느 정도의 투과성이 있다. 그러므로, 만약 삼중수소가 핵융합로에서와 같이 대량으로 사용된다면 방사능 오염을 유발하게 된다.
대기 중에서의 핵실험은 의외로 해양학자들에게 유용한 점이 있다. 핵실험은 해수면의 삼중수소의 비율을 급격히 높이며, 이 수치는 시간이 흐름에 따라 해수가 얼마나 섞이는지를 판단하는 근거로 작용한다.
소량의 삼중수소로부터 방출되는 전자는 인이 빛나도록 하며, 이러한 원리는 비상구 표시나 시계등에 사용되는 스스로 빛을 발하는 트레이서라는 장치의 원리이다. 일부 국가에서는 빛나는 열쇠 고리를 만들기 위해서도 사용된다. 근래 동일한 방식으로 화기의 조준기를 만든 적도 있다. 원래 사용되던 라듐은 독성이 있어서 퇴출되었고, 그 자리를 삼중수소가 대신하게 되었다.
삼중수소화 된 티미딘은 세포 증식 분석에서 사용된다. 세포 분열 동안에 세포가 복제됨에 따라 뉴클레오사이드 분자는 DNA에 결합되게 된다. 여기서 세포 증식의 양을 판단하기 위해 액체 섬광 계측 기법이 사용된다.
역사
삼중수소는 1920년대 말 "나선형" 주기율표를 사용한 월터 러셀(Walter Russell)에 의해 처음으로 예측되었으며, 어니스트 러더퍼드가 마크 올리펀트(Mark Oliphant), 폴 하텍(Paul Harteck)과 함께 1934년 수소의 또 다른 동위 원소인 중수소를 변환해 제조하였다. 러더퍼드는 삼중수소를 분리할 수 없었으며, 루이스 알바레즈는 삼중수소가 방사능을 방출한다는 것을 추론해 내었다. W. F. 리비는 삼중수소를 이용하여 지질학적 표본 및 포도주 등의 연대 측정에 사용될 수 있다는 것을 증명했다.
대중 매체
삼중수소는 스파이더맨 2에서 등장한 적이 있으며, 뉴욕을 거의 파괴해버린 옥토퍼스 박사의 핵융합 반응의 원천이었다.
인체영향
삼중수소 체내 유입 시 세포조직 파괴, 암을 유발한다.
다중 우주는 급팽창 이론, M이론, 양자역학 등을 설명하는 데 유용한 이론으로 생각되며, 과학계뿐만이 아니라 예술이나 철학과도 관련이 있다. 다중 우주론을 이용하면, 시간 여행에 의한 역설이 발생하지 않아, 타임 머신 같은 기기를 만들 수 있을 수도 있을 것이라는 견해가 있다. 과거로 돌아가 어떠한 영향을 주었다 하더라도 이에 영향받은 우주와 관계가 없는 우주가 평행으로 진행되기 때문이다.
이 다중 우주에 대해서는 부정적인 견해도 존재한다. 대부분 우리 우주에 영향을 주지 않는, 평행하게 진행하고 있는 다른 우주를 관측하는 것이 불가능한 이상, ‘관측할 수 없는 것이 존재하고 있다’는 것은 합당하지 않다는 주장이다.
다중 우주와 평행 우주는 혼용되어 사용하기도 하나, 엄밀하게 구분하자면 둘은 다른 개념이다. 평행 우주는 다중우주의 하위 개념으로, 다중 우주에서 설명하는 수많은 막들은 우리 우주가 나아갈 수 있는 또 다른 경우의 수를 제시하고 있다는 이론이다. 다중 우주를 주장하지만 평행 우주를 반박하는 리사 랜들은 개개의 막(우주)가 현재 우리가 살고 있는 우주와 동일하다고 볼 수는 없다고 주장한다. 랜들의 설명에 의하면 5차원 이상의 공간 속, 4차원 시공간이 막처럼 존재할 수는 있지만 그 다른 우주가 우리 우주와는 전혀 다른 세계가 될 것이며 또 다른 우리는 있을 수 없다고 주장하고 있다. 따라서 다중 우주와 평행 우주는 차이점이 분명히 존재한다.
물리학의 다중 우주
우주 배경 복사와 다중 우주
2003년 WMAP 과학 위성이 우주 배경 복사를 매우 정밀하게 측정한 데이터를 살펴보면 우주에 있는 물질의 분포와 구성성분에 대해 알 수 있다. 관측결과에 따르면 양성자와 중성자로 이루어져 있는 보통의 물질은 전체 우주에서 4%밖에 안 되고, 우주의 22% 정도는 이와는 다른 암흑 물질로 이루어져 있다. 나머지 74% 정도는 암흑에너지로 이루어져 있다. 암흑 에너지는 다른 물질을 당기는 중력은 가지고 있지 않고 물질들을 서로 멀어지게 하는 작용을 가지고 있다. 암흑에너지의 구체적인 값과 관련된 문제를 단번에 해결하는 한 가지 방법은 우주가 하나가 아니고 여러 개 존재한다는 다중 우주라는 아이디어이다.
일반 상대성 이론과 다중 우주
일반 상대성 이론에 몇 가지 가정을 추가하면 휘어지는 빛과 대폭발을 포함한 우주의 일반적인 특성을 계산할 수 있으며, 이 모든 값들은 관측결과와 매우 정확하게 일치한다. 뿐만 아니라 우주 상수를 고려한 ΛCDM 모형은 현재까지 관측된 거의 모든 우주론적 데이터를 설명할 수 있다. 한마디로, 일반 상대성 이론은 우주의 탄생과 죽음을 설명해주는 가장 설득력 있는 이론이라 할 수 있다. 그러나 이 이론에서 블랙홀과 웜홀 등 상식을 거부하는 비정상적인 개념들이 파생된다. 이 개념들은 지금까지도 그 정체를 시원하게 드러내지 않은 채 과학자들을 괴롭히고 있다. 아인슈타인 방정식이 낳은 비정상적인 해(블랙홀, 화이트홀, 웜홀 등)들은 평행우주와 그들 사이를 연결하는 통로의 존재를 암시하고 있다.
일반 상대성 이론을 사용하게 되면, 균등하고 등방적인 우주는 프리드만 방정식을 따른다. 프리드만 방정식의 해는 세 가지 유형이 있는데, 닫힌 우주, 열린 우주, 그리고 평평한 우주다. 닫힌 우주란 우주의 초기 팽창 속도가 우주의 중력을 이기지 못할 정도여서 우주가 일정 기간 팽창한 후에는 다시 수축을 하게 되어 우주가 빅크런치(Big Crunch)로 종말을 맞이한다. 열린 우주는 초기 팽창 속도가 커서 우주가 영원히 팽창하게 되는 경우로, 우주는 절대 영도의 동결상태인 빅프리즈(Big Freeze)의 종말을 맞이한다. 평평한 우주는 이 두 가지 유형의 경계에 아슬아슬하게 있는 것으로서 계속 팽창을 하긴 하되 겨우 팽창을 유지하는 경우이다. 이 세 가지 유형은 우주에 들어 있는 물질(또는 에너지)의 양이 얼마나 많은 가에 달려 있다. 우주에 들어 있는 물질이 충분히 많으면(밀도가 충분히 높으면) 중력이 강해져서 우주는 닫힌 우주가 되고, 우주의 물질이 적으면(밀도가 너무 낮으면) 열린 우주가 된다. 초기 팽창 속도와 물질의 밀도가 조화를 이룰 경우에만 평평한 우주가 된다. 우리의 우주는 (거의) 평평한 우주처럼 보이는 것으로 관측되었다. 그렇다면 여러 가지 우주 밀도의 가능성 중에서 하필이면 왜 평평한 우주인가 하는 의문점을 낳게 된다. 우리가 사는 우주가 왜 하필 무한히 많은 가능성 중에서 단 한 경우뿐인 평평한 우주인지가 상당한 미스터리였다.
대통일 이론과 다중우주
1970년대 중반에 물리학자들은 자연에 존재하는 네 종류의 힘(중력, 전자기력, 약력, 핵력)들 중 중력을 제외한 세 개의 힘을 하나로 통일하는 이론을 거의 완성하였으며, 여기에는 표준 모형이라는 이름이 붙여졌다. 표준 모형은 물리학 역사상 가장 성공적인 이론이었지만, 임의의 상수가 별다른 개연성도 없이 무려 19개나 도입되었다는 점에서 전혀 깔끔하지 못했다. 그래서 물리학자들은 보다 통합적인 대통일 이론에 더 큰 매력을 느끼고 있었다. 이 이론에 의하면, 대폭발이 일어나던 순간에 네 종류의 힘들은 '초힘'(superforce)이라는 단 하나의 힘으로 통합된 상태였다. 즉, 네 종류의 힘들이 모두 같은 세기로 작용하면서 구별이 되지 않는 상태였다는 뜻이다. 탄생의 순간에 우주는 이와 같이 완벽한 대칭성을 갖고 있었다. 그러나 우주가 급속하게 팽창하면서 온도가 내려감에 따라 원래의 초힘은 몇 개의 서로 다른 힘으로 분리되기 시작했다. 현재의 우주는 완전히 얼어붙은 상태이며 우리 눈에 보이는 우주는 전혀 균일하지 않고 대칭적이지도 않으며 온갖 종류의 물체들이 불규칙적으로 배열되어 있다. 그리고 우주에 존재하는 네 종류의 힘들 사이에는 아무런 상관관계도 없다. 오랜 세월 동안 온도가 하강하면서 원래 갖고 있던 대칭성이 붕괴되었기 때문에 지금과 같이 무질서한 우주가 되어버린 것이다. 평행우주를 논리적으로 이해하려면, 우주의 탄생과정, 특히 자발적인 붕괴(우주의 위상변화가 일어나는 과정, 우주가 한 상태에서 전혀 다른 상태로 전환되는 과정)을 이해해야 한다. 하나의 우주가 탄생하여 자발적인 붕괴가 일어나면 기존의 이론에 포함되어 있던 대칭성도 함께 붕괴된다. 대칭성의 자발적 붕괴가 일어나면 GUT 대칭은 여러 가지 방법으로 깨질 수 있다. 다른 우주들은 우리의 우주와 전혀 다른 여분대칭(대통일 대칭이 깨지고 남은 대칭)을 갖고 있을 것이다. 이 평행우주들을 서술하는 데 필요한 19개의 매개변수들은 우리의 우주와 다른 값을 가질 것이다. 다시 말해, 개개의 우주마다 힘의 종류와 세기가 다르고, 따라서 우주의 기본적인 구조도 다르다는 뜻이다. 이론적으로 대통일 대칭은 무한히 많은 방식으로 깨질 수 있다. 이때 얻어지는 무수한 해들은 각기 다른 우주를 나타낸다.
급팽창 이론과 다중우주
급팽창 이론은 앨런 구스가 도입하였다. 구스는 우주가 태어나자마자 빠르게 팽창되었다고 가정하였다. 우주의 시공간은 인플레이션을 겪으면서 엄청난 규모로 팽창되어 현재는 거의 평탄한 상태이다. 당시의 표준 대폭발 이론으로는 우주 공간이 평평한 이유를 설명할 수 없었으나, 충분히 팽창되어 우주공간의 밀도가 1에 가깝다는 결론을 내릴 수 있었다. 이러한 급팽창 이론을 보완한 안드레이 린데는 시간과 공간 속의 임의의 지점에서 자발적으로 붕괴되는 우주를 구상하고, 붕괴가 일어날 때마다 팽창이 일어날 것으로 가정하였다. 이 때의 팽창 효과는 크지 않지만, 충분히 긴 시간 동안, 꾸준히 팽창한 것과 동일한 효과를 낳는다. 그렇다면, 팽창은 연속적으로 영원히 계속되며, 대폭발이 수시로 일어나면서 여러 개의 우주가 탄생하게 된다. 즉 다중우주의 모습을 띠게 된다. 하나의 우주는 영원하지 않지만, 다중우주의 원리는 계속 적용이 되며, 일부는 우주밀도 값이 너무 크기 때문에 소멸되거나, 혹은 너무 작아 계속 팽창하는 우주도 있다.
끈 이론과 M이론으로 설명되는 다중우주
끈 이론에 대한 설명
<nowiki /> 이 부분의 본문은 끈 이론입니다.
끈 이론은 만물의 이론의 강력한 후보로 떠오르는 이론이다. 끈 이론에 따르면, 매우 작지만 0이 아닌 길이를 가진 끈이 만물을 구성한다. 끈은 지금까지 알려진 모든 과학적 대상들 중 가장 높은 대칭성을 갖고 있다. 끈 이론은 우리가 사는 4차원에서는 수학적인 모순을 가지고 있기 때문에 반드시 10차원에서 정의해야 한다. 6개의 추가 차원을 축소화하는 방법에 따라 끈이론의 해는 4차원뿐만 아니라 다양한 차원에서 얻어질 수 있으며, 각각의 해는 나름대로 타당한 우주를 서술한다. 따라서 여섯 개의 차원은 작게 만들어 거의 보이지 않게 만들어야만 하는데, 이러한 작은 여섯 개의 차원을 ‘여분의 차원(extra dimension)'이라 부른다. 작게 말린 여분의 차원은 관측이 불가능해서 보이지 않는다. 이 보이지 않는 차원에 존재하는 우주는 생각하는 것보다 가까이에 있을 수 있다. 필립 칸델라스, 개리 호로위츠, 앤드루 스트로민저, 에드워드 위튼이 6차원의 여분의 차원을 칼라비-야우 다양체를 이용하여 처리하는 방법을 제안했다. 칼라비-야우 공간은 수학적으로도 매우 복잡하게 정의되는 6차원 공간이다. 끈 이론의 조건을 만족하는 칼라비-야우의 공간의 모습이 여러 가지가 될 수 있는데, 살펴야 할 칼라비-야우 공간이 수백만 가지나 되어 도대체 이들 중에서 어떤 것이 우리의 자연을 기술하는지 정하는 것 자체가 매우 큰일처럼 다가왔다. 그리고 설령 우리의 자연과 가장 가까운 칼라비-야우 공간을 찾더라도 모두 초대칭적인 세상을 주기 때문에 사실상 자연을 완벽하게 기술하는 것이라 볼 수 없다.
중력과 빛으로 보는 차원과 다중우주
중력이 전파되는 시공간의 차원과 빛이 전파되는 시공간의 차원이 다를 수 있다. 즉 4차원의 막 위에 모든 물질과 힘이 갇혀 있고, 단지 중력만이 10차원 전 공간을 자유로이 퍼져나갈 수 있다. 현재 우리가 살고 있는 우주가 4차원처럼 보이는 이유는 빛이 4차원 막 위로만 전파되고 있기 때문에 빛을 이용해서 우주를 볼 때 4차원 세계만이 보이기 때문이다. 우리의 4차원 공간과 평행한 다른 차원의 공간에 들어 있는 물질은 우리에게는 중력으로만 영향을 미치기 때문에 우리는 그 효과를 암흑물질로 착각할 수 있다. 그리고 이러한 평행한 우주에서의 물리학은 우리와 다를 수도 있다. 심지어 평행한 우주가 하나만 있는 것이 아니라 여러 개의 숨은 다중 우주들이 있을 수 있으며, 이들 사이의 배열 방식이 격자 모습을 이루는 가능성도 있다. 우주들이 서로 평행하게 얽혀 있는 네트워크를 이루고 있고 우리 우주와는 평행하게 매우 가까이 있는 우주의 물질에서는 빛이 오지 못하는 반면 중력은 올 수 있기 때문에 우리 우주에서 볼 때는 암흑물질로 보인다.
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우주 평행 네트워크
끈 이론의 가능성
끈 이론을 통하면 태초의 모습을 볼 수 있다. 대폭발 이론에 따르면 대폭발로부터 우주가 시작되었고, 인플레이션이론에 의하면 현재의 우주는 팽창하고 있으며 그것도 점점 빠르게 팽창하고 있다. 그리고 그러한 뜨거운 상태에서부터 시작한 흔적은 우주에서 오는 마이크로파에 남아 있다. 그렇지만 대폭발 이전은 결코 알 수 없는 영역이었다. 우리의 우주가 4차원 막에 있다면, 막들 사이의 충돌이 대폭발과 같은 고온 고압의 상태를 만들었다고 하는 매우 흥미로운 아이디어도 제안된 바 있다. 끈 이론가들은 차원이 10차원이라는 것 이상의 혁명적인 아이디어를 제안했다. 끈 이론에서는 공간을 찢고 이어 붙여서, 우주의 다른 공간을 연결시킬 수 있다. 이것이 이른바 웜홀인데 아인슈타인의 이론에서는 웜홀을 만들기 위해 구멍을 내는 것이 사실은 불가능하다. 그전까지는 우주 초기의 알 수 없는 격렬함으로 시공간에 구멍을 만든다고 해왔는데, 끈 이론에서는 부드럽게 시공간에 구멍을 낼 수 있다. 시공간에 웜홀이 있으면 수십 광년 떨어져 있는 다른 별로의 여행도 가능하다.
M이론
<nowiki /> 이 부분의 본문은 M이론입니다.
M이론은 10차원의 끈 이론이 11차원으로 확장된 이론으로써 가장 큰 특징은 끈뿐만 아니라 다양한 차원의 막이 등장한다는 점이다. M이론이란 프린스턴의 에드워드 위튼과 케임브리지 대학의 폴 타운젠드가 제안한 것으로 M은 'membrane(막)', 'magic(마술)', 'mystery(신비)', 'matrix(행렬)'의 첫 자 M을 따서 만든 것이라고 한다. 그들에 의하면, 지금까지 발견된 다섯 개의 끈이론들은 아직 기본적인 방정식이 알려지지 않은 11차원 M-이론의 근사적인 이론이다. 즉, 11차원 M-이론을 10차원으로 줄이는 데에 다섯 가지 방법이 있다. 11차원의 관점에서 10차원을 내려다보면 다섯 개의 끈이론들은 한 이론(M-이론)의 다섯 가지 단면에 불과했음을 알 수 있다. 이 이론에 따르면 점입자는 기하학적으로 아무런 차원도 갖고 있지 않기 때문에 '0-브레인'이고, 길이를 갖고 있는 1차원 끈은 '1-브레인'이고, 농구공의 '표면'처럼 길이와 폭으로 정의되는 물체는 '2-브레인'이며, 우리가 살고 있는 우주는 길이와 폭, 그리고 너비를 갖고 있는 일종의 '3-브레인'이라 할 수 있다. 고전적인 사고방식에 따르면 시공간의 차원은 고정되어 있지만, 끈 이론에 의하면 시공간의 차원은 바뀔 수 있다. 끈 이론에서는 1차원적인 작은 끈들로 만물이 이루어져 있고, 그 끈들의 진동에 따라 다양한 물질 및 에너지가 된다. 이 끈들이 점점 강하게 상호작용을 하게 되면, 숨겨져 있던 11번째의 차원이 점점 커지고, 이 커지는 차원의 방향을 따라, 끈의 차원도 한 차원이 높은 2차원적 막으로 바뀌게 된다. 이렇듯 끈이 약하게 상호작용을 할 때는 10차원이던 시공간이 강하게 상호작용하면 끈들의 숨겨진 차원이 하나 더 나타나게 되고, 저절로 시공간의 차원도 하나가 더 늘어나게 되는 것이다. 다시 말해 근원적 끈들이 서로 강하게 상호작용하게 될 때는 이들이 더 이상 끈이 아니고 막이 된다는 것이며, 우리가 끈으로 보아온 것들은 상호작용이 작은 경우의 근사적인 모습이라는 것이다.
M이론이 적용된 우주론
로버트 브란덴버거
이들은 시공간이 4차원인 이유를 끈의 기하학적 특성에서 유추하려고 노력했다. 그들의 주장에 의하면 우주는 높은 차원들이 플랑크길이의 영역 안에 감긴 채 완벽한 대칭성을 갖고 출발했다. 우주의 초창기에는 끈과 반끈antistring(끈과 반대방향으로 차원을 감고 있는 끈)이 차원을 감고 있었기 때문에 팽창이 일어나지 않았다. 그러다가 끈과 반끈이 충돌하여 무無로 사라지며 속박된 차원이 풀려나면서 차원의 규모가 커지기 시작했다. 규모가 큰 차원은 빈 공간이 많았으므로 끈의 충돌이 거의 일어나지 않아서 풀려나지 못했다. 그들은 3차원, 또는 그 이하의 차원에서 끈과 반끈의 충돌이 더욱 빈번하게 일어난다는 것을 증명했다. 그들은 이것이 대폭발의 근원이라고 주장했다. 이 이론에 의하면 더 높은 차원의 우주도 가능하긴 하지만, 이들은 아직도 끈과 반끈으로 묶여 있을 가능성이 높기 때문에 지금과 같은 4차원 시공간 우주가 탄생했다는 것이다.
브레인 충돌가설
이들의 논리에 따르면 대폭발은 한 우주에서 다른 우주가 발화하면서 발생한 것이 아니라, 두 개의 평행한 브레인 우주가 충돌하면서 발생한 사건으로 해석할 수 있다. 그들은 막이론과의 조화로운 결합을 위해 '여분차원의 규모는 무한대까지 커질 수도 있다'는 에크피로틱 우주모형을 제안하였다. 이 모형은 평평하고 균질한 최저에너지상태의 평행 3-브레인에서 출발한다. 원래 이 브레인들은 차갑고 텅 빈 우주였지만 중력에 의해 서서히 끌리다가 결국 충돌하여 방대한 양의 운동에너지가 물질과 복사로 전환되면서 지금과 같은 우주가 탄생하였다. 여기에는 기본적으로 '두 브레인의 충돌'이라는 가정이 깔려 있기 때문에, 일부 물리학자들은 이 이론을 대폭발이라는 이름 대신 '빅 스플랙'으로 부르고 있다. 두 우주가 충돌한 후에는 서로 상대방을 밀쳐내고, 각각의 우주는 급격하게 식으면서 지금과 같은 우주로 진화한다. 온도의 하강과 부피의 팽창은 우주의 온도가 절대온도 0K에 이르고 밀도가 1000조광년 세제곱당 전자 하나가 존재할 정도로 낮아질 때까지 수조년에 걸쳐 계속된다. 이 정도가 되면 우주는 사실상 완전히 비어 있는 거나 다름없다. 그러나 중력은 두 우주를 다시 끌어당길 것이므로 수조 년이 지나면 다시 충돌을 겪으면서 동일한 주기를 반복하게 된다. 이 새로운 이론은 여러 면에서 기존의 인플레이션이론을 보완해주고 있다(평평성 및 균질성 문제). 우주가 평평한 이유는 두 개의 브레인이 원래 평평했기 때문이며, 우주가 모든 방향으로 균질한 이유는 평형상태에 도달할 만큼 충분한 시간이 흘렀기 때문이다. 인플레이션이론은 우주의 팽창이 갑작스럽게 일어났다는 논리로 지평선문제를 해결하고 있지만, 브레인 충돌가설은 우주가 평형상태를 찾아 서서히 변해간다는 가정으로 이 문제를 해결했다. 이 가설에 의하면 초공간에 떠다니는 다른 우주도 존재할 수 있다. 그리고 이 우주들은 먼 훗날 우리의 우주와 충돌하여 또 하나의 빅 스플랫을 야기시킬 수도 있다. 우리의 우주는 팽창이 가속되고 있으므로 다른 충돌이 일어날 가능성은 얼마든지 있다. 스타인하르트는 '우주팽창의 가속현상(중력에 의한 가속현상)은 충돌의 전조라고 할 수 있다. 우리에게 다가올 미래치곤 그다지 반가운 사건이 아니다'라고 했다.
선대폭발이론
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선대폭발이론
이 이론은 우주가 블랙홀에서 시작되었다는 가정으로부터 출발한다. 선대폭발이론에 의하면 우주는 거의 무한대에 가까운 나이며, 아득한 옛날에 차갑고 텅 빈 상태에서 시작되었다. 우주의 초창기에 중력이 작용하면서 물질들이 한 곳에 집중되기 시작했고, 일부 지역의 밀도가 서서히 높아지면서 블랙홀이 되었다. 그리고 블랙홀의 주변에 형성된 사건지평선은 내부와 외부를 영원히 차단하게 되었다. 각 사건지평선 안에서는 물질들이 중력에 의해 더욱 압축되어, 결국 블랙홀은 플랑크길이(끈 이론이 허용하는 최소 길이)까지 축소되었다. 이렇게 작은 규모까지 압축된 블랙홀은 엄청난 규모의 폭발을 일으켰다. 이것이 바로 대폭발이다. 이 과정은 블랙홀이 생성된 곳이라면 어디서나 일어날 수 있으므로, 지금도 우주 저편에는 다른 블랙홀이나 다른 우주가 존재할 수도 있다.
인간 중심 원리와 다중우주
<nowiki /> 이 부분의 본문은 인간 중심 원리입니다.
인간 중심 원리란 인간을 출현시키고 살게 하는 물리적 성질들은 우연만으로는 설명할 수 없고, 인간의 존재 자체가 이런 법칙들을 설명하고 있다는 주장이다. 최근 논의되고 있는 인간 중심 원리는 우주의 성질 중 최대의 미스터리인 우주 상수에 대해 설명하고 있다. 우주 상수는 암흑 에너지의 밀도에 해당한다. 1990년대 말의 천문 관측 결과 이 우주 상수가 우주 전체 밀도의 70% 가량을 차지함을 알게 되었다. 이러한 값은 끈 이론에서 자연스럽게 나타나는 추정치와는 달랐다. 이를 설명하기 위해 인간원리가 동원된 것이다. 우주상수와 관련하여 인간원리를 처음으로 제기한 사람은 스티븐 와인버그이다. 와인버그는 우주 상수는 우주의 팽창을 가속하는 경향이 있는데, 만일 현재 관측 값보다 10배 이상 컸다면 우주상수가 주는 밀치는 힘 때문에 우주의 먼지들이 한데 모이기 어려워져 은하가 만들어질 기회가 없었고 따라서 태양계나 행성도, 생태계도 불가능하다고 생각했다. 그래서 이론적으로 설명하기 힘든 우주 상수의 값은 인간 중심 원리로 설명할 수 있다는 것이다. 그런데 이 설명이 설득력이 있으려면 마치 지구가 우리 우주 안의 수많은 행성 중 하나인 것처럼 우리의 우주 역시 다양한 성질을 가지는 수많은 소우주 중 하나에 불과해야 할 것이다. 오직 우리 우주만 존재하고, 기막힌 우연으로 인류가 탄생했다는 것은 전혀 과학적이지 않다. 그렇기에 이 세상은 현재 우리가 살고 있는 우주와 그 외 다른 모든 우주를 포함한 어떤 ‘대우주’ 안에 있어야 한다. 그리고 끈 이론에서는 이러한 대우주를 만들어낼 수 있는 구조를 찾아냈다.
다중 우주와 철학
자유 의지와 다중 우주
고전 물리학에서 물리법칙은 결정론적인 특성을 가지고 있다. 고전역학에 따르면, 우주의 현재 상태를 완벽하게 알고 있다면 법칙들을 이용하여 우주의 모든 과거와 미래를 알아낼 수 있다. 그러나 인간의 자유의지는 물리 법칙과 별다른 관계가 없다. 고전역학에 따르면 모든 입자들의 과거와 미래를 결정하므로, 인간의 자유의지는 의미가 없어진다. 그러나 양자역학은 관측이라는 문제가 개입하면, 확률에서 결과로 넘어가는 중간단계에 자유의지가 개입할 여지가 있을 수 있다. 따라서 일부 물리학자들은 인간의 자유의지가 파동함수라는 양자적 안개를 명확한 관측결과로 바꿔주는 촉매의 역할을 할 수 있다고 주장한다. 다중우주 해석은 양자적 파동함수에 포함되어 있는 여러 가지 가능성들이 관측을 통해 하나의 값으로 정해질 때마다 이 우주가 여러 갈래로 나뉘어 진행된다. 자유의지는 이 여러 갈래의 우주들 중 어떤 우주로 나아갈지 결정하게 된다.
가능 세계와 다중 우주
가능 세계(possible universe)란 사물이 현실에 그렇게 있는 방법(현실세계) 외에 사물이 그렇게 있을 수 있는 많은 방법이 있다고 생각할 때 이 ‘그렇게 있을 수 있는’ 세계들을 이르는 말이다. D. 루이스는 양상실재론과 관련하여, 상대역이론과 양상양화논리에 대해서 논문을 쓴 루이스는 독립된 우주들이 무한이 존재하며, 그것은 우리의 우주만큼이나 현실적이나, 그들의 작동 방식은 다를 수 있다. 그에 따르면 실재란 단순히 문맥적 의미의 수준이다. 이러한 가능 세계의 역사는 라이프니츠로 거슬러 올라가며, 다중우주와 맥락을 같이 한다.
다중 우주와 종교
다중 우주와 종교 사이의 논쟁
다중 우주론의 해석에 있어서 스티븐 호킹은 초자연적인 존재, 혹은 신의 개입은 우주의 창조에 아무런 영향을 끼칠 수 없다고 주장한다. 그는 M-이론에 따른 다중우주는 물리법칙에서 자연적으로 발생하고, 그것들의 존재는 과학의 예측에 의한 존재라고 주장했다. 이 글은 스티븐 호킹과 레오나르드 믈로디노프의 ‘위대한 설계’의 일부이다. “우주 각각은 많은 가능한 역사들을 지녔고 많은 가능한 미래 상태들을 지녔다. 그 상태들의 대부분은 우리가 관찰하는 우주와 사뭇 다르고 어떤 형태의 생명도 존재하기에 전혀 부적합할 것이다. 우리와 같은 생물의 존재를 허용하는 미래 상태는 극소수일 것이다. 요컨대 우리의 존재는 그 방대한 미래 상태들 가운데 우리의 존재와 양립 가능한 상태들만 선택하는 것을 정당화한다. 그러므로 우리는 우주의 규모에서 하찮고 미미하지만 어떤 의미에서 창조자라고 할 수 있다.” 그는 만약 신이 물리법칙을 만들었다고 한다면, 신은 그 법칙들 말고 다른 법칙들을 선택할 수 있는가에 대해 부정적인 견해를 피력하며, 종교와 과학의 논쟁을 불러 일으켰다.
“ 유명한 포함배제의 원리는 이산 확률론과 조합론에서의 열거 문제에서 가장 유용한 기법 가운데 하나이다. 잘 적용하면, 이 원리를 사용하여 수많은 조합론적 문제를 해결할 수 있다.
One of the most useful principles of enumeration in discrete probability and combinatorial theory is the celebrated principle of inclusion–exclusion. When skillfully applied, this principle has yielded the solution to many a combinatorial problem.
”
— [1]
정의
유한 측도 공간 {\displaystyle (X,{\mathcal {A},\mu )}{\displaystyle (X,{\mathcal {A},\mu )}가 주어졌다고 하자. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 가측 집합 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}{\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle \mu (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\mu (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\mu (A_{1}\cap \cdots \cap A_{n})}{\displaystyle \mu (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\mu (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\mu (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\mu (A_{1}\cap \cdots \cap A_{n})}
특히, 2개의 가측 집합 {\displaystyle A,B\in {\mathcal {A}{\displaystyle A,B\in {\mathcal {A}에 대한 포함배제의 원리는 다음과 같다.
{\displaystyle \mu (A\cup B)=\mu (A)+\mu (B)-\mu (A\cap B)}{\displaystyle \mu (A\cup B)=\mu (A)+\mu (B)-\mu (A\cap B)}
또한, 3개의 집합 {\displaystyle A,B,C\in {\mathcal {A}{\displaystyle A,B,C\in {\mathcal {A}에 대한 포함배제의 원리는 다음과 같다.
{\displaystyle \mu (A\cup B\cup C)=\mu (A)+\mu (B)+\mu ©-\mu (A\cap B)-\mu (A\cap C)-\mu (B\cap C)+\mu (A\cap B\cap C)}{\displaystyle \mu (A\cup B\cup C)=\mu (A)+\mu (B)+\mu ©-\mu (A\cap B)-\mu (A\cap C)-\mu (B\cap C)+\mu (A\cap B\cap C)}
포함배제의 원리는 근접 대수에서의 뫼비우스 반전 공식의 특수한 경우이다. 구체적으로, {\displaystyle n}n개의 가측 집합 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}{\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {A}이 있을 때, {\displaystyle n}n개의 원소의 집합 {\displaystyle \{1,2,\dots ,n\}{\displaystyle \{1,2,\dots ,n\}의 멱집합 {\displaystyle {\mathcal {P}(\{1,2,\dots ,n\})}{\displaystyle {\mathcal {P}(\{1,2,\dots ,n\})} (이는 포함 관계에 따라 부분 순서 집합을 이룬다) 위의 실수 계수 근접 대수를 생각한다면, 포함배제의 원리는 그 위의 뫼비우스 반전 공식의 한 예이다.
집합의 원소 개수의 경우
유한 집합 {\displaystyle A}A의 원소 개수는 {\displaystyle |A|}|A|로 표기한다. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 유한 집합 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}A_{1},\dots ,A_{n}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{i=1}^{n}|A_{i}|-\sum _{1\leq i<j\leq n}|A_{i}\cap A_{j}|+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}|A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k}|-\cdots +(-1)^{n-1}|A_{1}\cap \cdots \cap A_{n}|}{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{i=1}^{n}|A_{i}|-\sum _{1\leq i<j\leq n}|A_{i}\cap A_{j}|+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}|A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k}|-\cdots +(-1)^{n-1}|A_{1}\cap \cdots \cap A_{n}|}
특히, 2개의 집합 또는 3개의 집합의 경우는 각각 다음과 같다.
{\displaystyle |A\cup B|=|A|+|B|-|A\cap B|}{\displaystyle |A\cup B|=|A|+|B|-|A\cap B|}
{\displaystyle |A\cup B\cup B|=|A|+|B|+|C|-|A\cap B|-|A\cap C|-|B\cap C|+|A\cap B\cap C|}{\displaystyle |A\cup B\cup B|=|A|+|B|+|C|-|A\cap B|-|A\cap C|-|B\cap C|+|A\cap B\cap C|}
집합의 원소 개수는 어떤 유한 집합 {\displaystyle X}X의 멱집합 {\displaystyle {\mathcal {P}(X)}{\mathcal P}(X)에 국한시켰을 때 유한 측도를 이루며, 이를 셈측도라고 한다. 집합의 원소 개수에 대한 포함배제의 원리는 셈측도 공간 {\displaystyle (X,{\mathcal {P}(X),||)}{\displaystyle (X,{\mathcal {P}(X),||)} 위의 포함배제의 원리와 같다.
확률의 경우
확률 공간은 유한 측도 공간이므로, 포함배제의 원리는 유한 개의 사건들의 확률에 대해서도 성립한다. 확률 공간 {\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}{\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}이 주어졌다고 하자. 포함배제의 원리에 따르면, 임의의 유한 개의 사건 {\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {F}{\displaystyle A_{1},\dots ,A_{n}\in {\mathcal {F}에 대하여, 다음이 성립한다.
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A_{1}\cup \cdots A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\operatorname {Pr} (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\operatorname {Pr} (A_{1}\cap \cdots A_{n})}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A_{1}\cup \cdots A_{n})=\sum _{i=1}^{n}\operatorname {Pr} (A_{i})-\sum _{1\leq i<j\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j})+\sum _{1\leq i<j<k\leq n}\operatorname {Pr} (A_{i}\cap A_{j}\cap A_{k})-\cdots +(-1)^{n-1}\operatorname {Pr} (A_{1}\cap \cdots A_{n})}
2개 또는 3개의 사건의 경우 다음과 같다.
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)=\operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-\operatorname {Pr} (A\cap B)}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)=\operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-\operatorname {Pr} (A\cap B)}
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B\cap C)=\operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)+\operatorname {Pr} ©-\operatorname {Pr} (A\cap B)-\operatorname {Pr} (A\cap C)-\operatorname {Pr} (B\cap C)+\operatorname {Pr} (A\cap B\cap C)}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B\cap C)=\operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)+\operatorname {Pr} ©-\operatorname {Pr} (A\cap B)-\operatorname {Pr} (A\cap C)-\operatorname {Pr} (B\cap C)+\operatorname {Pr} (A\cap B\cap C)}
따름정리
부등식
확률 공간 {\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}{\displaystyle (\Omega ,{\mathcal {F},\operatorname {Pr} )}이 주어졌다고 하자. 그렇다면, 임의의 두 사건 {\displaystyle A,B\in {\mathcal {F}{\displaystyle A,B\in {\mathcal {F}에 대하여, 다음과 같은 부등식이 성립한다.
{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)\geq \operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-1}{\displaystyle \operatorname {Pr} (A\cap B)\geq \operatorname {Pr} (A)+\operatorname {Pr} (B)-1}
예
완전 순열의 수
<nowiki /> 이 부분의 본문은 준계승입니다.
{\displaystyle n}n개의 원소 {\displaystyle \{1,\dots ,n\}\{1,\dots ,n\}의 완전 순열의 개수를 구하는 문제를 생각해 보자. {\displaystyle \{1,\dots ,n\}\{1,\dots ,n\}의 완전 순열은 임의의 {\displaystyle i\in \{1,\dots ,n\}i\in \{1,\dots ,n\}에 대하여, {\displaystyle \sigma (i)\neq i}{\displaystyle \sigma (i)\neq i}인 순열 {\displaystyle \sigma \in S_{n}{\displaystyle \sigma \in S_{n}을 뜻한다. 완전 순열의 집합을 {\displaystyle D_{n}D_{n}이라고 하고, 각 {\displaystyle i\in \{1,\dots ,n\}i\in \{1,\dots ,n\}에 대하여,
{\displaystyle A_{i}=\{\sigma \in S_{n}\colon \sigma (i)=i\}{\displaystyle A_{i}=\{\sigma \in S_{n}\colon \sigma (i)=i\}
가 {\displaystyle i}i의 위치를 변경하지 않는 순열들의 집합이라고 하자. 그렇다면, 완전 순열의 정의에 따라 {\displaystyle D_{n}=S_{n}\setminus (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})}{\displaystyle D_{n}=S_{n}\setminus (A_{1}\cup \cdots \cup A_{n})}이다. 서로 다른 {\displaystyle A_{i_{1},\dots ,A_{i_{k}{\displaystyle A_{i_{1},\dots ,A_{i_{k}의 교집합은 {\displaystyle i_{1},\dots ,i_{k}{\displaystyle i_{1},\dots ,i_{k}를 제외한 {\displaystyle n-k}n-k개의 원소들의 순열의 집합과 일대일 대응하므로,
{\displaystyle |A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|=(n-k)!}{\displaystyle |A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|=(n-k)!}
이다. 포함배제의 원리에 따라
{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{k=1}^{n}\left((-1)^{k-1}\sum _{1\leq i_{1}<\cdots <i_{k}\leq n}|A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|\right)=\sum _{k=1}^{n}{\binom {n}{k}(n-k)!=n!\sum _{k=1}^{n}{\frac {(-1)^{k-1}{k!}{\displaystyle |A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=\sum _{k=1}^{n}\left((-1)^{k-1}\sum _{1\leq i_{1}<\cdots <i_{k}\leq n}|A_{i_{1}\cap \cdots \cap A_{i_{k}|\right)=\sum _{k=1}^{n}{\binom {n}{k}(n-k)!=n!\sum _{k=1}^{n}{\frac {(-1)^{k-1}{k!}
이다. 모든 순열의 개수는 {\displaystyle |S_{n}|=n!}{\displaystyle |S_{n}|=n!}이므로, 모든 완전 순열의 개수는
{\displaystyle |D_{n}|=|S_{n}|-|A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=n!\sum _{k=0}^{n}{\frac {(-1)^{k}{k!}{\displaystyle |D_{n}|=|S_{n}|-|A_{1}\cup \cdots \cup A_{n}|=n!\sum _{k=0}^{n}{\frac {(-1)^{k}{k!}
이다.
스케이트(skate, 문화어: 스케트)는 신발 바닥에 쇠 날을 붙이고 얼음 위를 지치도록 만들어진 운동 기구이다.
스케이트는 그 역사가 매우 오래된 운동으로, 석기시대에 이미 동물의 뼈를 이용하여 만들어진 것으로 여겨진다. 북유럽 지역에는 이러한 유물이 발견되고 있으며, 당시에는 운동 기구가 아니라, 얼음판 위의 운반기구로 사용된 것으로 보인다.
스케이트를 스포츠 도구로 활용하게 된 것은 비교적 최근의 일이다. 처음에는 북유럽 지역에서 시작되었고, 후에 영국과 네덜란드로 건너갔으며, 19세기에 제철 기술이 발달하면서 급속히 발전하기 시작하여 스케이트 타기는 겨울철에 즐기는 대표적인 여가 활동이 되었다. 이에 따라 스케이트 타기에 대한 규칙이 마련되면서 경기로도 발전하여, 스피드스케이팅, 피겨스케이팅, 아이스하키, 쇼트트랙 경기로 발전하였고, 그에 맞는 스케이트화(靴)도 개발되었다.
최근에는 얼음 위에서뿐만 아니라, 맨 땅에서도 탈 수 있도록 바퀴를 단 롤러 스케이트와 이것이 더욱 개량된 인라인 스케이트도 크게 인기를 모으고 있다.
처음 1867년에 작곡, 그 뒤로 여러 차례 개작하였다. 악마들이 나타나서 이상한 술잔치를 벌이다가 새벽종소리와 더불어 악마들이 사라진다는 환상적인 장경(場景)을 묘사한 것이다. 격심한 리듬의 변화와 선명한 회화적 색채는 그의 독특한 것이다.
올란드 제도는 주 섬인 파스타 올란드(Fasta Åland, 인구의 90%가 거주함)[1]와 6500개 이상의 암초와 섬들로 구성된 동쪽 군도로 이루어져 있다. 파스타 올란드는 스웨덴 해안에서 서쪽 오픈 워터(open water)의 40킬로미터까지 구분된다. 동쪽의 올란드 제도는 사실상 핀란드의 다도해와 인접해 있다. 올란드 제도 유일의 내륙 국경은 스웨덴과 국경을 공유하는 메르케트섬에 있다.[2]
이름
한 설에 따르면, 올란드의 원래 이름은 "물의 땅"을 뜻하는 독일어 Ahvaland였다. 스웨덴어로, 이 단어는 Áland로 전개되었으며 마침내 Åland로 발달되었다.[3]
또다른 설은 핀란드어 Ahvenanmaa가 스웨덴어 Åland로부터 기인하여 군도의 원래 이름이 되었을거라고 시사한다.[4]
역사
1809년 9월의 프레드릭스함 조약 이후에 패전국 스웨덴은 러시아 제국에 일부 영토를 양도했다. 그 결과 핀란드의 다른 지역과 마찬가지로 올란드 제도는 반자치 상태인 핀란드 대공국의 일부가 되었다. 이후 1832년부터는 섬이 요새화되기 시작했으며, 크림 전쟁 중인 1854년 영국-프랑스 연합군에 의해 점령당해 파괴되었다. 크림 전쟁 이후에 체결된 파리 조약에 따라 올란드 제도는 비무장 지대로 공인되었다. 이후 핀란드가 독립하면서 올란드 제도는 핀란드 영토에 속하게 되었으나, 이 과정에서 분쟁이 일어난다.
올란드 제도의 자치
올란드 제도의 자치는 1921년 국제 연맹에 의해 공인되었고 1995년 핀란드의 유럽 연합 가입에 관한 조약에서 다시 확인되었다. 법률에 따라 올란드 제도는 정치적으로 중립 지역으로 남아 있으며 올란드 제도의 주민들은 핀란드의 병역 의무 및 핀란드 방위군 복무 의무 등이 면제되었다. 1920년에는 핀란드 국회가 올란드 제도의 자치권에 관한 법률을 제정하면서 광범위한 자치권을 부여받았다. 이 법률은 1951년과 1991년에 같은 이름의 법률로 개정되었다.
방향
<nowiki /> 이 부분의 본문은 휴지 거는 방향입니다.
수평벽에 두루마리 휴지를 설치할 경우, 휴지를 위에서 당기거나 아래에서 당기는 2가지 방향으로 놓을 수 있다. 어느 쪽을 선택할지는 습관에 기인한 바가 크고, 대부분 취향의 문제라고 할 수 있다. 미국에서는 소비자와 욕실 · 화장실의 전문가를 대상으로 조사가 실시된 적이 있으며, 60~70%의 응답자가 종이의 끝을 앞으로 향하게 하는 것을 선호하였다.
사화산을 단정하는 것은 상당히 어렵다. 아주 오랜 기간 동안 활동이 없어 사화산으로 여겨졌던 화산이 다시 활동을 재개하는 일도 종종 있어왔다. 최근의 예로는 알래스카주에 있는 포피크드산(Fourpeaked Volcano)가 있다. 이 화산은 약 1만 년간 활동이 없어 사화산으로 여겨졌다가 2006년 9월 화산활동을 시작하여 활화산으로 인정되었다.
하전 입사 발산 장치:
캐소드 (음극)
애노드 (양극)
양극 트랜지스터의 3개의 터미널 가운데 하나
전자기 방사선 발산 장치:
램버시안 이미터(Lambertian emitter)
원격 제어 에뮬레이션에 사용되는 적외선 LED
역사
아폴로와 무세들, 행성구들 그리고 음악적 비율을 보여주는 르네상스 이탈리아의 판화.
천구들의 즉 우주의 음악은 조화된 양식 안에서 모두 연결된 수학적 관계가 수치와 시각적 각도, 구체 그리고 소리로 나타나는 힘의 음질이나 '음조'를 표현하는 형이상학적 원리를 통합한다. 피타고라스가 음표의 높이는 그 소리를 내는 현의 길이에 비례하며, 화음의 진동수 사이의 간격은 단순한 수치 비율로 구성된다는 것을 처음 인정했다.[1] 천구들의 조화로 알려진 한 이론에서, 피타고라스는 태양과 달 그리고 행성들은 모두 그것들마다의 궤도 공전에 기초하는 고유의 소리를 발하며,[2] 지구에서의 삶의 질은 물리적으로 인간의 귀로는 들을 수 없는 천체 소리의 대의를 반영한다고 했다.[3] 그에 이어서, 플라톤은 천문학과 음악을 감각 인지의 "쌍둥이" 학문으로 묘사했다.: 천문학은 눈으로 보고, 음악은 귀로 듣는데, 둘은 모두 수학적 비례에 대한 지식을 요한다.[4]
밀교적 기독교
중세의 무시카(musica, 음악)에 대한 개념의 세 가지 갈래는 보이티우스 그의 저서 《음악론(De Musica)》에서 표현되었다.:[5]
세상의 음악(musica mundana) 또는 우주의 음악
인간의 음악(musica humana): 사람의 몸 내면의 음악.
악기의 음악(musica quae in quibusdam constituta est instrumentis): 가수와 연주자에 의해 만들어지는 소리.
막스 하인델의 장미십자회 저서들에 따르면, 하늘의 "구(球)들의 음악"은 조화의 대양인 정신계의 하위 영역 즉 실체적 사고의 영역에서 들린다고 한다.[출처 필요]
밀교적 기독교에서 그 영역은 "두 번째 하늘"로 알려진 의식 상태가 존재하는 곳으로도 언급된다.
이온화 방사선의 SI 선량단위 관계도
단위
방사선의 수를 표시하는 양은 플루엔스(fluence, 특정시간에 단위면적을 통과하는 입자수), 방사선이 운반하는 에너지 양은 커마(Kerma)로 부르며, 커마와 흡수선량은 피폭받은 물질의 단위질량당 흡수된 평균 에너지 양으로 기본단위는 Joule/kg이고 SI 단위로는 그레이(Gy)다.[1][2]
흡수선량의 국제표준단위인 1Gy는 물질 1kg당 1 Joule(J)의 에너지가 흡수된 양을 뜻하므로
1Gy = 1J/kg
구 단위는 rad이며, 1 rad는 100 erg/g으로 정의되므로,
1Gy = 100rad
정의
방사성 동위 원소가 안정화되는 과정에서 방출되는 방사선은 물질을 만나면 구성원자에 자신이 갖고 있던 에너지를 전달하며 이온화(ionization) 또는 여기화(excitation) 과정과 같은 전리현상을 일으킨다. 이러한 전리현상 과정에서 방사선이 물질에 전달한 에너지의 양을 결정하기 위해 방사선이 물질과 상호작용하여 물질의 단위질량당 흡수된 에너지의 양을 방사선 흡수선량으로 정의한다.
많은 디자인에서는, 연료를 UF4형태로 녹인후 용융된 불소염 화합물에 집어넣는 걸로 되어있다. 이 화합물은 감속재 역할을 하는 흑연 노심에서 임계가 된다. 용융염로는 잠재적인 원자로 사고는 줄어들지만, 잠재적 재처리중 사고는 증가하게 된다.[1] 최근의 많은 실험들은 고압에 저압을 가진 1차 계통에 초점을 두고 있는데, 많은 현대적 디자인들은 흑연구조에 세라믹 연료를 집어넣는 걸 신뢰하고 있다. 용융염은 노심에서 열을 빼내는 데 효과적일 뿐 아니라, 펌프와 파이프, 그리고 노심의 크기를 줄여 크기를 대폭 줄일 수 있다.
1954년 실행된 항공기 원자로 실험에서 영감을 얻은 작은 크기의 디자인을 발전시켜, 1965년에서 69년 용융염로 실험에서는 토륨 연료주기를 가진 증식로를 가진 원자력 발전소의 원형이 되었다. 4세대 원자로디자인 중 하나로 용융염과 고체 연료봉을 이용하는 원자로는 2025년까지 1000MWe의 원자로를 개발하기로 되어 있다.
용융염 원자로의 다른 장점은 작은 노심으로, 이점은 좀 더 많은 핵연료가 중성자를 흡수할 수 있도록 도와준다. 이점은 토륨 232가 우라늄 233으로 증식할 수 있는 요건이 된다. 그래서 작은 노심을 가진 용융염 원자로는 특히 토륨 연료주기에 적당한 원자로로 여겨지고 있다. 최근에는 용융염 원자로에 토륨 연료주기를 가동시키기 위해서 우라늄과 플루토늄을 집어넣지 않고 연료에 양성자 빔을 조사하여 생긴 중성자로 원자로를 가동시키는 구상도 진행되고 있다.
역사
항공기 원자로 실험
오크리지 국립 연구소의 항공기 원자로 실험 건물, 여기서 나중에 용융염로 실험이 개장되었다.
포괄적인 용융염로 실험은 미국의 항공기 원자로 실험에서 시작되었다. 이 실험에선 높은 출력밀도를 가진 2.5MWth의 원자로를 디자인하여 원자력 비행기의 연료로 사용하려고 하였다. 이 계획에선 여러 실험들을 내놓았는데, 그중 열 운반 원자로 실험들로, 엔진 실험용 원자로로 열운반용 원자로 실험 혹은 Heat Transfer Reactor Experiments로 불렸으며 HTRE-1, HTRE-2, HTRE-3 이 세개가 있다. 그중 하나가 녹은 불소염(NaF-ZrF4-UF4, 53-41-6 mol)을 연료로 쓴것이 있었는데, 이것은 베릴륨 산화물(BeO)를 감속재로 썼으며, 2차 냉각계통으로 액체 나트륨을 사용했다. 이 원자로의 최대 온도는 860도까지 올라갔으며, 1954년에 1000시간을 가동했다. 이 실험에선 인코넬 600 합금을 가지고 금속 구조물과 파이프를 만들었다.
용융염로 실험
MSRE 플랜트 도해
오크리지 국립 연구소에선 1960년대에 용융염로 실험을 하였으며, 그들의 용융염로 실험이 정점에 오른 때이기도 하다. 이 실험에선 7.4MWth출력의 원자로를 가지고 토륨증식로에 대한 기술적인 점들을 실험했다.여기에선 우라늄과 플루토늄이 용융된 연료를 사용하였다. 이 실험에서 233UF4을 이용한 토륨 연료주기의 경우 방사성 폐기물도 적고, 반감기도 50년 이내인점을 밝혀내었다. 최고 온도가 650도인 이 원자로는 가스터빈과 같은 높은 열효율을 보였다. 이 실험에서는 하스텔로이-N을 사용하여 파이프, 노심통 그리고 금속 구조물을 만들었으며, 파이로리틱 흑연을 감속재로 사용하였다. 이 원자로는 1965년 임계에 들어가 4년동안 가동하였다. 이 원자로의 연료는 Lif-BeF2-ZrF4-UF4 (65-30-5-0.1)을 사용하였으며, 2차 냉각계통으로 FLiBe(2Lif-BeF2)을 사용하였다. 이 원자로의 최고 온도는 650도였으며, 최대 출력으로 1.5년에 상당하는 가동을 할 수 있었다.
오크리지 국립 실험실 원자로
1970~76년에 LiF-BeF2-ThF4-UF4을 연료로 하며, 흑연을 감속재로 사용하며 작동년도 4년에 2차 냉각계통으로 NaF-NaBF4를 사용하는 용융염로의 디자인에 대한 오크리지 국립 실험실의 실험은 정점을 찍었다. 이 원자로의 최대 온도는 705도를 기록하였다.[2]
후지 MSR
후지 MSR(Fuji MSR)은 100 MWe의 출력을 지닌 토륨 연료주기를 이용한 증식 용융염로 디자인으로, 오크리지 국립 실험실의 원자로와 기술적으로 유사하다. 이 원자로는 일본, 미국, 러시아 이 세 국가의 컨소시엄에서 개발하였다. 증식로로 이 원자로는 토륨을 핵연료로 전환시켰다.[3] 또한 원자로로서 중성자 조절에 의한 고유의 안정성도 있었다. 대부분의 용융염로가 그렇듯, 화학적으로 안정되어 있으며 저압에 핵폭발과 독소에 내성을 가지고 있었다.[4] 이 원자로는 원래 계획된 크기로 만들기 위해 20년을 개발하기로 되어 있는데[5] 재정에 문제를 겪고 있다[6]
기술적 논쟁
용융된 연료
용융된 연료를 사용하는 원자로는 많은 핵 기술자들을 흥분시켰는데, 그중 제일 저명한 사람은 경수로 특허를 가지고 있을 뿐 아니라, 오크리지 국립 연구소의 중역인 앨빈 웨인버그(Alvin Weinberg)이었다. 두 개의 개념이 연구되었는데, 첫째로는 토륨이 중성자를 흡수해 변환된 우라늄 233을 태우는 토륨 연료주기를 사용하는 높은 중성자 밀도를 가진 2개의 흐름을 가진 원자로였다. 이 원자로를 개발하면서 배관을 어떻게 짜야 되는지, 그리고 그리고 이 파이프를 만들기에 적당한 금속을 찾는 문제가 생겼다. 강철과 니켈 합금은 많은 중성자를 흡수하거나 혹은 금방 부식되었으며, 흑연의 경우 너무 물렀으며, 중성자 노출을 받아 격렬히 부풀러 올랐다. 지르코늄의 경우 중성자에 강했지만, 뜨거운 불화물로 인해서 금방 부식되어 버렸다. 2가지 문제는 그 후 오크리지 국립 실험실의 연구자들이 풀어냈는데, 파이프의 부식을 막기 위해서 티타늄과 하스톨로이-N 합금을 사용하였다.
또한 기술자들은 노심과 블랭킷간의 중성자 농도를 유지시키기 위한 감속재 봉을 조심히 조각해야 된다는 것을 발견하였으며, 간단하지만, 한 흐름을 쓰는 원자로에 비해 값도 싸지만, 토륨과 우라늄염이 공존할 수 있게 재처리를 조절해야 했다.
기술적 장점
이 장점들은 웨인버그와 오크리지 국립 연구소의 연구에서 인용하였다.
가동과 유지에 안전하다 : 녹은 불소염은 1기압 상태에서 방사능과 높은 열에도 불구하고 기계적으로나 화학적으로나 안정상태에 머물러 있다. 용융염은 핵분열 잔재물로 생긴 이온이 포함되어 있는데, 이것들은 순환중에 제거할 수 있다. 심지어 펌프실의 연료가 냉각되거나 분산될 때 발생되는 Xe-135같은 방사성 불활성기체 같은 경우도 예측되어 있으며, 격리시킬 수 있다. 심지어 사고 시에도, 용융염은 물이나 공기 중에서 타지 않으며, 용융염에 포함된 악티늄족과 방사성을 지닌 핵분열성물질도 물에 녹지 않는다.
노심에 고압증기가 있을 필요가 없다. 이 뜻은 용융염 원자로의 경우 증기폭발이 일어나지 않으며, 경수로처럼 고압증기로 인한 비용이 들어가지 않는다. 게다가 용융염로는 노심과 파이프를 만들 때 두꺼운 판으로 만든다. 여기에 쓰이는 금속은 열과 부식에 견디는 하스톨로이-N과 같은 신형 니켈합금으로, 너무 두텁게 만들지 않아도 상관없으며, 얇은 금속은 모양을 만들 때나 용접할 때 그리 비용이 들지 않는다.
토륨 증식로의 경우, 경수로와 비슷하게 에너지가 적은 열 중성자를 사용한다. 이점은 우라늄과 플루토늄을 연료로 사용하는 고속 증식로보다 더 안전하다는 점이다. 토륨 연료주기는 안전한 원자로와, 풍부한 연료, 그리고 비싼 연료 농축 설비가 필요없다는 장점이 있다.
용융염로는 일반 경수로보다 더 높은 온도로 동작한다. 용융염 실험로와 관련된 실험에서는 650도를 기록하였으며, 실험하지 않은 디자인에서는 950도도 가능하였다. 고로 높은 열효율을 가진 가스 터빈 발전기가 가능하게 된다. 용융염 원자로를 4세대 원자로에 넣기도 하는데, 그 이유는 연료에서 높은 열효율을 얻어낼 수 있다는 점, 폐기물의 방출, 보조장치에 들어가는 비용의 50%가 줄어든다는 점 등이 있다.
용융염로는 작은 크기뿐만 아니라, 큰 크기로도 만들 수 있다. 이런 점을 가지고 유용하게 몇몇 개의 조그만 원자로(100 MWe정도의 출력)를 가진 발전소를 만들어, 예산의 지출과 사업적 위험도를 줄일 수 있다.
용융염 원자로는 실험로를 더 만들 필요가 없으며, 새로운 과학기술, 공학적 문제, 모듈 문제 같은 문제가 예전에 해결되었기 때문에 필요가 없다.
새로운 원자로 디자인에서 연료의 공학적 안정성 확보에는 시간이 많이 걸린다. 새로운 원자로 디자인에서 일반적으로 약 10년 이상을 소비해야 하는 데 비해, 용융염 원자로의 경우 예전에 확인을 하였으며, 개발속도도 빠르게 진행할 수 있다.
기술적 단점
토륨 증식로에서는 233Pa을 블랭킷에서 제거해야 되는데, 233Pa은 베타붕괴를 일으켜 233U이 되는데, 233U에서 중성자를 흡수하게 되면 234U로 변하게 된다. 234U는 무기로 사용할 수 있다는 문제가 있다.
233U은 232U가 약간 포함되어 있는데, 이 232U는 강력한 감마선을 방사하며 208Tl로 붕괴한다. 이때 감마선은 전자에 간섭하여, 핵무기를 만드는데 어렵게 만들어버린다. U-232를 제거하기 위해 동위원소 분리를 하면 매우 어렵다. 만약 우라늄이 토륨과 다른 물질과 같이 있다면, 방사능으로 인해 초기보다 더 줄어들며, 반감기 2년짜리 228Th과 짧은 반감기를 가진 토륨 계열로 변화된다. 그러나 천연 우라늄을 농축하는 농축기술로 인해서 핵무기를 만드는 쉬운 길이 될 것이다.
일반 경수로와의 비교
용융염로는 용융염이 화학적으로 잡아놓아 분열 생성물을 느리게 반응하거나 혹은 공기중으로 내놓지 않는다. 또한 용융염은 물이나 공기중에서 타지 않는다. 노심과 1차 냉각계통은 대기압과 비슷한 압력으로 순환되며, 또한 증기도 없어서 증기폭발 우려도 없으며 또한 사고가 생겨도 방사능을 지닌 분열 생성물들이 공기중으로 분산되지 못하게 잡아둔다. 또한 용융염로의 노심은 노심 용융에서 보호받는다. 그래서 제일 최악의 사고는 용융염의 누출사고이다. 이 경우, 용융염은 수동적인 냉각 공간으로 빠지게 되며, 이 경우 사고를 조종할 수 있게 된다. 또한 최근에는 우라늄이나 플루토늄이 필요 없이 양성자 가속기를 사용하여 중성자 빔을 만드는 더 안전화된 원자로 실험이 진행되고 있다.
몇몇 종류의 용융염로는 매우 효율적이다. 노심과 1차 계통은 압력이 낮으며, 얇은 재질로 건설가능해 가격도 싸고 비싼 용접을 하지 않아도 된다. 그래서 두꺼운 압력용기를 쓰는 일반 경수로보다 더 가격이 싸다는 장점이 있다. 또한 몇몇종류의 용융염을 연료로 사용하는 토륨 증식로는 메가와트대비 핵분열성 물질이 다른 원자로에 비해 매우 적으며, 농축공정이나 연료집합체를 사용할 필요가 없어서 가격적으로도 경쟁력이 있다. 또한 높은온도로 가동할 수 있기 때문에, 높은 경제성과 수소를 생산하거나 다른 화학적 반응에도 사용할 수 있다. 이런 점 때문에 용융염로는 4세대 원자로중에 포함되었다.
토륨은 우라늄과 달리 자체적으로 핵분열을 일으키지 않아 연쇄반응이 나오지 않기 때문에, 원자로 스위치를 끌 경우 토륨은 핵분열을 자동으로 멈춘다. 따라서, 후쿠시마 원전 사고와 같이 냉각장치 고장으로 인한 사고가 발생하지 않는다.[1]
역사
2017년 8월 25일, 과학 전문매체 뉴사이언티스트는 네델란드 연구팀이 '토륨 원전' 가동에 성공했다고 보도했다. 네델란드 핵연구소(NNI)가 EU의 핵연구자문그룹(NRG)의 도움을 얻어 용융염을 원료로 한 토륨 기반 원전의 가동에 성공했다. 뉴사이언티스트는 "네델란드 연구팀의 성공은 반세기 넘게 연구해 온 토륨 원전에 신기원을 열었다"고 평했다. 뉴사이언티스트의 보도는 세계 주요 언론을 통해 전해졌고, 세계 물리학자들은 크게 흥분했다. 언제 성공할지 모르는 상온 핵융합 발전을 기다리기 전에 '안전한 원전'을 만들어 낼 수 있게 된 것이다.[2]
연료 순환
토륨 원전은 우라늄 원전과 같이 바로 우라늄 연료를 넣어서 사용하는 것이 아니다.
토륨은 인도가 세계 최고 매장량을 자랑하는 광물로 핵분열성 물질은 아니다. 하지만 고속증식로 등을 이용하여 우라늄-233으로 변환시키고, 이를 핵재처리하여 AHWR에서 이용할 계획을 세우고 있다.
자연에서 얻을 수 있는 토륨(Th232)은 원자력발전에 쓰는 우라늄(U235)과 달리 스스로 핵반응을 일으키지 못한다. 여기에 중성자를 하나 추가하면 토륨-233(Th233)으로 바뀌는데, 이를 한 달가량 놓아두면 일부 원소가 붕괴하면서 우라늄-233(U233)으로 바뀐다. U233을 이용하면 기존 핵연료와 큰 차이 없이 사용할 수 있다. 이렇게 중성자를 추가로 붙이고, 정제 작업을 거쳐 U233을 뽑아내는 과정이 모두 플루토늄이 나오는 핵재처리 공정과 순서나 작업 방식이 대동소이하다. 토륨 핵재처리 과정에서는, 핵무기로 쓰일 수 있는 플루토늄-239가 나오지 않는다.
물리학자들에 따르면 토륨 1톤으로 얻을 수 있는 발전량은 우라늄 200톤으로 얻을 수 있는 수준이라고 한다.
안전성
일본 후쿠시마 원전 사고 이후 토륨이 주목받은 것은 안전성 때문이다. 토륨은 원전이 정지하면 중성자를 공급받지 못해 바로 핵분열을 멈춘다. 냉각수가 떨어져도 토륨에서 나오는 열로 원자로가 녹아내릴 우려가 없다.
토륨 원전이 배출하는 고준위 방사성 폐기물은 기존 원전의 0.1% 수준이다. 방사성 폐기물 전체를 비교해도 기존 원전의 2% 내외다.
원광에서 분리된 토륨을 그대로 쓰면 되기 때문에 농축할 필요가 없다. 토륨 1톤이면 우라늄 200톤, 석탄 350만톤에 해당하는 에너지를 얻을 만큼 효율도 높다. 원전 운용비용이 우라늄의 최대 100분의1밖에 안 되는 이유다. 게다가 농축 과정이 필요 없어 플루토늄이 거의 나오지 않고 폐기물도 기존 원전의 30분의1 수준에 불과하다.
토륨은 기존 사용후핵연료보다 10~1만배 짧은 방사능 폐기물을 배출하며 100% 순수 사용가능한 동위원소로 농축이 필요하지 않다.
토륨 매장량
노벨물리학상 수상자인 카를로 루비아는 토륨 1톤이 우라늄 200톤, 석탄 350만톤에서 생산하는 전력과 같다고 말했다.[3] 토륨은 납보다 흔한 금속이다. 매장량은 우라늄의 4배에 달한다.[1] 따라서 전체 전력생산량은 우라늄 보다 800배 많을 수 있다. 이미 알려진 토륨원소 비축량은 최소 1만 년 동안 지구에 에너지를 제공할 수 있을 정도이다.[4]
토륨은 전 세계적으로 골고루 분포되어 매장되어 있다. 호주 48만9천t(19%), 미국40만t(15%), 터키 34만 4000t(13%), 인도 31만 9000t(12%), 베네수엘라 30만t(12%), 브라질 30만t(12%), 노르웨이 13만 2000t(5%), 이집트 10만t(4%), 러시아 7만 5000t(3%), 그린란드 5만 4000t(2%) 정도 매장되어 있다고 알려져 있다.[5]
인도의 희토류 부존 자원은 모나자이트(토륨과 우라늄 원소를 함유하고 있는 방사성 광물) 기준으로 1070만 톤에 달한다. 이 중 75%가 해변 사광에서 추출돼 암석에서 채취하는 희토류보다 채산성이 높다.[6]
모나자이트는 방사성 원소인 토륨이 다량 함유돼 있어 방사능을 유출하며 태국, 말레이시아, 인도, 브라질, 오스트레일리아 등에서 대량으로 산출된다.[7]
개발국가
인도
인도는 2012년 최초의 AHWR을 착공하여, 이 원전을 해외에 수출할 계획이다. 개량형 중수로라고 부르며, 토륨 연료를 사용해 전력의 2/3를 생산한다.
인도는 50여년 전 "인도 원자력 개발의 아버지"인 호미 바바 박사가 제창한 독자적 3단계 개발 계획을 추진중이다. 인도는 우라늄이 부족한 반면 토륨이 풍부하기 때문에 1단계 중수로, 2단계 고속로, 3단계 개량형중수로(AHWR)를 개발해 "토륨 사이클" 확립을 목표로 하고 있다.[8]
인도가 토륨 원전을 개발하려는 이유는, 핵무기 보유국이면서도 핵무기비확산조약(NPT) 가입을 거부해, 핵공급그룹(NSG)이 핵기술과 핵물질의 수출을 30여년간 금지해왔기 때문이다.[9] 인도에는 우라늄은 없으나, 세계최대 매장량의 토륨을 갖고 있다.
미국
미국은 자국내에 우라늄 매장량은 매우 적어서 대부분을 수입하고 있다. 그러나 토륨은 미국내에 매우 많은 것으로 알려져 있다. 미국 정치인들과 국립연구소들이 토륨 원전을 개발하려고 한다.[10]
미국 오크리지국립연구소가 1964년부터 5년간 토륨 원자로를 시험 가동해 7.6㎿의 출력을 얻은 것을 시작으로 각국이 차세대 원전 개발 경쟁에 돌입했다.
빌 게이츠 빌 앤드 멀린다 게이츠 재단 이사장이 2010년 3500만 달러(약 390억 원)를 투자해 설립한 테라파워는 우라늄 대신 토륨을 원료로 하는 600MW 원자로 개발을 연구해온 것으로 알려졌다. 한때 핵연료 자리를 놓고 우라늄과 경쟁했던 토륨은 자체적으로 핵분열을 일으키지 않는다는 점에서 경제성이 떨어진다는 평가를 받았지만, 매장량이 천연 우라늄의 4배에 달하는 데다 핵폐기물 발생량도 적고 훨씬 안전한 것으로 알려져 있다.
중국
2020년 고비 사막의 토륨 원전을 가동할 계획이다. 용융염을 냉각재로 사용해 해안에 건설할 필요가 없다. 전기출력 12 MWe이다. 이를 확장해서 2030년 세계 최초의 상업용 토륨 원전을 가동할 계획이다.[11]
대한민국
2017년 10월 12일, 국회 과학기술정보방송통신위원회 소속 변재일 의원(더불어민주당)은 과학기술정보통신부 국정감사장에서 원자력발전 연구 패러다임을 토륨원전으로 전환해야 한다고 주장했다. 그러나 반론도 만만치 않다.[12]
2013년 4월 22일, 빌 게이츠 이사장이 방한했다. 한국원자력연구원은 2012년 8월부터 1년여간 게이츠 이사장이 설립한 테라파워 측과 기술 협력을 해왔다. 테라파워의 토륨 원전을 가동하려면 핵재처리를 해야 하는데, 한국이 개발중인 핵재처리 기술인 파이로프로세싱 기술이 토륨 원전 개발에도 필요하다고 한다. 테라파워의 TWR은 핵재처리로 만든 금속연료를 사용하는 원전이다. 그런데, 현재 전세계에서 금속연료를 사용하는 원자로를 개발중인 유일한 나라가 한국이다. 한국은 칼리머-600을 개발중이다. 테라파워는 그래서 TWR 개발과 관련해서, 한국의 칼리머-600 팀과 3-6 개월 동안 공동개발을 하기로 합의했다.
영국의 제임스 클라크 로스(1800년 ~ 1862년) 경은 1839년 10월 ‘에레부스’호와 ‘테러’호로 영국을 떠나 자남극을 찾아갔다. 그는 1841년 1월에는 로스섬 부근까지 갔었다. 당시 자남극점은 남극 대륙 안쪽 800 km 정도 떨어져 있었다. 그는 자남극점까지는가지 못했지만, 이 탐험은 19세기 가장 위대한 탐험으로 기억되고 있다. 그의 탐험으로 인해 로스해와 로스 빙붕을 비롯하여 많은 곳이 발견되었고, 세상에 알려지게 되었다.
서식 동물
로스해는 아델리 펭귄, C형 범고래, 남극밍크고래, 웨델바다표범, 이빨고기 등의 해양생물들의 주요 서식지이다.[1] 유엔에 따르면 생태형-C 범고래의 50%, 아델리 펭귄의 40%, 황제 펭귄의 25%가 서식하고 있다고 한다.
해양보호구역
로스해 생태계는 조업 활동과 기후 변화 등 인간활동에 의한 위협에 직면하게 되었다.[1] 2011년 그린피스 동아시아 서울 사무소, 환경운동연합, 시민환경연구소 등의 환경보호단체가 연대하여 만든 남극보존연대(Antartic Ocean Alliance, AOA)는 로스 해를 해양보존구역으로 할 것을 제안했다.[2] 2012년 미국과 뉴질랜드가 로스해 해양보호구역 제안서를 남극해양생물보존위원회(Commission for the Conservation of Antarctic Marine Living resources CCAMLR, 이하 카밀라) 연례회의에 제출했지만 일부 회원국의 반대로 로스해 해양보호구역 제안은 무산되었다[1]. 5년간의 협의 끝에 마침내 2016년 제35차 카밀라 총회에서 유럽연합을 비롯한 25개 회원국이 남극 로스해에 150만 km2가 넘는 세계 최대 면적의 해양보호구역 지정을 합의했다.[1] 이는 현존하는 해양보호구역 중 가장 넓다.
어원
국어사 자료에 뱀이 등장하는 최초의 형태는 15세기의 ᄇᆡ얌[/pʌijɐm/]이다. ㆎ이 ㅐ로 대체되고 ㅑ가 ㅏ로 단모음화를 거치며 배암이 되었다가 현대어로 뱀이 되었다.
몸
몸의 모습
몸의 형태는 대단히 가늘고 길며, 나무 위에서 생활하는 것은 꼬리가 전체 길이의 약 1/3을 차지하며 땅 속에서 사는 것은 꼬리가 짧아 몸길이의 1/10 정도를 차지한다. 머리부분은 크고 목부분은 잘록하지만, 땅 속에서 사는 종은 온몸이 같은 굵기로 가늘고 긴 원통모양으로 되어 있다. 그리고 다리가 없다.
비늘
몸의 표피가 각질화된 비늘로 덮여 있고 거의 대부분의 종은 머리부분에서 대형의 비늘로 분화하지만, 반시뱀류·보아류 등 일부는 머리 윗부분이 가는 비늘로 덮여 있다. 다리가 없으며(0개) 보아과와 소경뱀과 등 원시적인 무리에서는 발톱모양을 한 뒷다리의 흔적이 있다.
턱
아래턱이 위아래 또는 앞뒤로 크게 움직일 수가 있으며, 하악골(下顎骨)은 도마뱀과 달리 앞끝이 고착되어 있지 않고 인대 조직으로 결합되어 있기 때문에 왼쪽과 오른쪽을 각각 눌러내려 입을 더욱 크게 벌릴 수 있다. 이는 악골의 가장자리에 유착된 부분에 가늘고 길며 날카롭게 뒤쪽으로 구부러져 나고, 위턱에 4열, 아래턱에 2열로 배열되어 있는데 식성에 따라 이의 수가 적어진 것도 있다. 독사에서는 위턱의 2개가 독액을 주입하는 독니로 된다.
뼈
척추는 200-400개에 이르는 척추골로 이루어져 있으며, 각 척추골은 돌기에 의해 교묘하게 연결되어 왼쪽·오른쪽으로 약 25°, 위·아래로 25-30° 구부릴 수가 있다. 따라서 뱀은 자유롭게 긴 몸을 구부렸다 폈다 하면서 포획물을 감아서 죌 수 있다. 각 늑골은 뒤끝 부분에서는 배판에, 가운데 부분에서는 배판에 접히는 몸비늘과 각각 근육으로 연결되어 보행의 원동력이 된다.
눈
뱀의 눈은 감았다 떴다 하는 눈꺼풀 대신 투명한 비늘로 덮여 있어, 항상 뜨고 있다. 또한 머리 옆부분에 위치하기 때문에 입체적인 시각을 갖지 못해 시력이 나쁘다. 그러나 가까운 거리에서 움직이는 것은 잘 보인다. 뱀의 눈동자는 그 뱀의 주된 활동 시간대에 따라 둥근 형태와 세로로 가는 형태의 눈으로 나뉜다. 거의 대부분의 종들은 이 두가지 눈동자를 가지고 있지만, 일부 나무 위에서 서식하는 종들은 염소와 같이 가로로 긴 눈동자를 하고 있다. 이는 시야가 앞쪽에서 교차하여 입체적 시각을 가질 수 있도록 해준다. 소경뱀류에서는 눈이 퇴화되었다. 청각은 둔하고 귓구멍도 고막도 없으나 땅 위로 전달되는 진동에는 민감하다. 보습코기관이 발달하여 후각은 예민하며, 뱀 특유의 혀에 의한 후각작용이 더해진다. 앞끝이 둘로 갈라진 혀를 날름거리면서 공중에 떠도는 냄새의 미립자를 보습코기관까지 운반하여 사냥해야 할 먹이와 천적의 존재를 알아차린다. 뱀의 혀는 또 공기의 진동·흐름·온도차 등도 감지하는 능력이 있어서, 행동할 때나 먹이에 접근할 때 자주 혀를 날름거린다.
내장
뱀의 내장은 가늘고 긴 모형에 비례해 길며 구부러짐이 적다. 폐는 유영할 때 부력을 증가시키거나 몸통을 부풀게 하여 위협하는 데 유용하며, 또 강한 입김을 토해 내어 '쉿'이라는 위협적인 소리를 낸다. 바다뱀에는 폐의 후실이 몸통의 밑부분까지 이르는 것이 있어, 공기를 저장하고 바다로 들어갈 수 있다.
허물벗기
뱀의 몸은 비늘로 덮여 있는데, 비늘은 매끄럽거나 거칠하다. 뱀의 비늘 피부는 두 겹으로 되어 있다. 안쪽은 계속 분열하여 자라는 세포로 구성되어 있는데, 안쪽의 세포가 죽으면 새로운 세포에 의해 밖으로 밀려나 바깥 세포층을 이룬다. 이 바깥 세포층이 헤어지면 허물을 벗는다(탈피). 짧은 동안이지만 탈피를 하기 전에는 활동이 무디어진다. 그리고 눈이 점차 흐려지다가 탈피를 하기 직전에 다시 맑아진다. 이어서 코 부분을 거친 것에 문질러 주둥이와 머리 부분의 허물을 느슨하게 만든다. 그 다음 낡은 허물을 벗고 새 껍질로 갈아입는다. 뱀이 허물벗기를 얼마나 자주하는지는 뱀의 나이와 그 뱀이 얼마나 활동적인지에 달려 있다. 한참 성장하는 뱀은 늙은 뱀보다 허물벗기를 자주 한다. 더운 지방에 사는 뱀은 추운지방에 사는 뱀보다 활동하는 기간이 길기 때문에 더 자주 허물을 벗는다. 그리고 방울뱀은 탈피를 할 때마다 꼬리의 방울 조각이 늘어난다.
생식기
뱀의 음경은 2개이고 동시에 발기되고 삽입된다. 사실상 마찬가지로 질은 2개, 자궁은 1개이다.
뱀의 독
3일째 방치한, 뱀한테 물린 상처
독니사용
독사는 적을 물어 독니로 독을 주입한다. 사람에게 치명적이거나 약간의 해를 입히는 독사는 약 270종이 있다. 독사에는 아시아에 사는 킹코브라, 아프리카에 사는 검은맘바와 가시북살무사, 오스트레일리아에 사는 타이판이 유명하다.
독의 성분
뱀의 독은 각종 효소와 독성단백질 등의 복잡한 성분으로 되어 있으며, 주요 독성분으로 출혈독·신경독(신경을 마비시키는 독)·심장독·용혈소 등이 있고, 종에 따라 성분 구성이 약간씩 다르다. 독의 주목적은 먹이에 주입하여 저항력을 잃게 해서 효율적으로 먹이를 얻는 것이므로, 성분 중의 효소는 먹이의 소화를 촉진시키는 효과도 있다. 독은 뱀이 자신을 지키기 위한 무기이기도 하다. 일반적으로 독이 없는 뱀은 포획물에게 덤벼들어 몸통으로 감아 죄어서 질식시키는데 작은 먹이는 통째로 삼킨다.
생활
사는 곳
뱀은 전 세계 거의 대부분의 곳에서 발견되며 사막·숲·대양·호수·개울 등지에 서식한다. 보통 땅 위에서 생활하고, 몇몇 종만 땅 속에서 산다. 물 속에서 생활하는 종도 몇몇 있고, 나무 위에서 거의 대부분의 시간을 보내는 종도 있다. 지구상에 뱀이 살지 않는 곳은 얼마 되지 않는다. 일 년 내내 땅이 얼어붙어 있는 지역이나, 극지방과 아주 높은 산꼭대기에는 살지 않는다. 또한 한국의 울릉도, 독도나 아일랜드와 뉴질랜드 같은 몇몇 섬에도 뱀이 없다.
단독생활
뱀은 주로 단독으로 생활한다. 몇몇이 번식기에 집합하거나, 동면에서 집합하는 이외에는 무리를 이루는 일이 없다. 소리를 내지 않고 행동도 조용하기 때문에 사람 눈에 띄는 일이 적다. 변온 동물이기 때문에 체온 조절은 양지와 음지로의 이동에 의해서 하며 먹이를 찾을 때를 제외하면 별로 행동하지 않는다.
이동
사행운동
뱀의 이동은 뱀 특유의 사행운동(蛇行運動)에 의하는데, 이 운동에 따른 역학적 힘의 합성으로 전진함과 동시에 늑골의 앞 끝을 지지물에 붙여대고 기복운동(起伏運動)을 한다. 이때 근육으로 늑골과 연결되는 배판은 복잡한 지형에 대응하여 연속적으로 제동장치의 역할을 하며, 모난 양끝으로 옆으로 미끄러지는 것을 막는다. 나무에 즐겨 오르는 종류는 배판의 모난 양끝으로 나무껍질에 걸친다. 다만 이런 사행운동은 마찰을 필요로 하기 때문에 매끄러운 유리 위는 기어갈 수 없다. 뱀은 또한 전형적인 사행운동인 물결운동으로 수영도 잘 할 수 있다. 특히 바다뱀은 수중생활에 맞게 진화하여, 수영을 잘 할 수 있는 구조를 갖고 있다. 몸통은 옆으로 편평하고 꼬리는 노처럼 생겼다. 또 가로기기 운동은 주로 모래땅에 사는 뱀에서 볼 수 있다. 뱀은 먼저 머리와 꼬리를 지지대로 쓰면서 몸통을 옆으로 미끄러뜨려 움직이고, 다음에 머리와 꼬리를 몸통 쪽으로 당기는 운동을 반복하며 이동한다.
뜀뛰기
그 밖의 특이한 이동방법으로, 몸집이 작은 종이 위험에서 도망치려고 할 때 점프하는 것을 많이 볼 수 있다. 이들은 몸을 감고 있다가 재빨리 쭉 펴서 몸을 앞이나 옆으로 던진다. 남아시아에 사는 두 종류의 활강하는 뱀은 높은 나뭇가지에서 낮은 곳으로, 또 이 나무에서 저 나무로 낙하할 수 있다. 이 뱀은 갈비뼈를 넓게 펴서 몸을 평평하게 함으로써 떨어지는 속도를 줄인다.
번식
암컷은 매우 좁은 구멍, 썩은 통나무 속, 나무 밑동에 알을 낳는다. 한번에 낳는 알 수는 종에 따라서 다르나 보통 6-30개를 낳는다. 거의 대부분 알을 낳고는 떠나지만, 인도비단구렁이와 킹코브라를 포함하는 몇 종은 알 위에 똬리를 틀고 앉아 알을 지킨다. 한국의 구렁이와 누룩뱀도 알을 품는다. 암컷은 알 주위에 몸을 감고 기온이 떨어질 때는 근육을 수축시켜 열을 내 온도를 29℃로 유지시킨다. 뱀의 알 껍질은 가죽질이고, 그 안에서 새끼가 자람에 따라 팽창한다. 새끼는 약 8-10주 만에 껍질을 찢고 나온다. 알 속에 있는 새끼는 위턱에 나 있는 특이한 이로 껍질을 갉고 밖으로 나온다. 이 이는 껍질 밖으로 나온 후에 곧 빠진다. 뱀 중에 약 1/5은 알 대신 새끼를 낳는데, 임신기간은 약 2-3개월이다. 어떤 종은 한 번에 100마리 이상을 낳지만, 대개는 그보다 적다. 새끼뱀은 전적으로 자기 힘으로 살아가야 한다. 성장이 빨라 2-4년이면 성체가 된다. 뱀은 거의 대부분 성체가 된 후에도 몸집이 계속 커진다.
경고-이 공원에는 뱀이 있습니다.
천적으로부터의 보호
일반적으로 뱀은 성질이 온화하여 원칙적으로 자기 방어 이외에 사람을 공격하는 일은 없으며, 사람들이 뱀을 위험한 동물로 여기게 하는 이유인 독도 자신을 보호하기 위한 수단일 따름이다. 많은 종은 목 부분이나 몸통을 부풀리고 꼬리를 심하게 흔들어 위협한다. 느시나 뱀독수리 같은 큰 새, 몽구스와 돼지 같은 포유류, 킹코브라와 왕뱀들, 심지어는 사람도 자양강장식품으로 뱀을 잡아먹는다.
도주
뱀은 적의 공격을 다양한 방법으로 방어한다. 많은 종이 주위와 유사한 색을 띠어 몸을 숨긴다. 적의 위협을 받으면 뱀은 먼저 굴이나 연못 같은, 적이 쫓아오지 못하는 곳으로 잽싸게 도망친다.
위협
뱀은 적이 다가오면 위협하는 소리를 내는데, 방울뱀은 꼬리를 흔들어 소리를 내고 아프리카 가시북살무사는 옆구리의 비늘을 서로 비벼서 거친 소리를 낸다. 어떤 뱀은 적을 쫓아버리기 위해 위협적인 자세를 취한다. 예를 들어, 코브라는 목을 추켜들고 갈비뼈를 펼쳐 평평하게 옆으로 넓게 부채처럼 펼쳐진 목덜미를 만든다. 또 어떤 뱀은 목의 갈비뼈를 넓게 펴고 폐를 부풀려 더 크고 위협적으로 보이려 한다.
의태
뱀을 잡아먹는 많은 동물은 죽은 뱀에는 흥미를 갖지 않는 습성이 있으므로, 어떤 뱀은 죽은 척하여 자신을 보호한다. 독사와 유사한 모습을 하고 있는 독이 없는 뱀은 독사를 두려워하는 적으로부터 안전하다. 어떤 종류는 아예 독사의 행동을 흉내내기도 한다.
독
방어가 실패하면 뱀은 적을 공격하여 문다. 독을 사용한 자기방어를 하는 것이다. 아프리카의 독을 뿜는 코브라는 방어 기술이 매우 발달되어 있어서, 적으로부터 2-2.5m 떨어진 거리에서 적의 눈에 독을 뿜는다. 독은 즉시 고통스럽고, 화끈거리는 증상을 일으키며 때로는 눈을 멀게도 한다.
수컷끼리의 다툼
뱀은 때때로 수컷끼리 싸움이 벌어진다. 전형적인 싸움은 두 뱀이 몸을 곧추세워 서로 몸을 감고 상대를 바닥에 누른다. 싸움은 한쪽이 포기하고 도망갈 때까지 계속된다. 이런 싸움은 특히 독사에게서 자주 볼 수 있지만, 때때로 독이 없는 뱀들도 그렇게 한다.
(먹이) 먹이는 오직 육식만 가능하며 과일은 섭취할 수 없다. 살아 있는 포유류·조류·파충류·양서류·어류 등이며, 작은 종이나 어린 뱀은 지렁이·민달팽이·곤충류를 먹으며 성장한다. 뱀은 탄력성이 큰 두골구조에 의해 입을 크게 벌려 큰 먹이를 삼킬 수 있다. 흉골이 없기 때문에 늑골이 자유로이 개폐되며, 피부는 신축성이 있어 먹이를 통과시킨다. 소화력이 강해 포획물을 며칠씩 걸려 털과 발톱의 일부만 남기고 모두 소화시킨다.
연쇄 반응은 열역학적으로 균일하지 않은 계가 더 높은 엔트로피의 상태에 도달하기 위해서 에너지를 방출하거나 엔트로피를 높이는 방법이다. 예를 들어, 계는 에너지 방출을 가로막는 어떠한 방법에 의해서 방해 받아 더 낮은 에너지 상태에 도달할 수 없을지도 모른다. 만약 반응이 작은 에너지 방출의 결과를 낳는다면 더 많은 에너지 방출을 확장하는 연쇄로 만들 것이고 그렇게 되면 일반적으로 시스템은 폭발적으로 모든 저장된 에너지가 방출될 때까지 붕괴할 것이다. 연쇄 반응이 더 큰 양의 엔트로피와 연관된 형태로 에너지 변형의 결과를 낳기 때문에 열역학 법칙에 따라 반응에서 역은 성립하지 않는다.
연쇄 반응의 거시적인 비유는 눈덩이가 더 큰 눈덩이가 되는 것이다 마침내 눈사태가 일어날 때까지 (snowball effect) 이것은 저장된 중력 퍼텐셜 에너지가 마찰로 인한 방출 방법을 찾기 때문에다. 화학적으로는, 눈사태와 동등한 것은 산불을 일으키는 스파크이다. 핵 물리학에서 하나의 길 잃은 중성자는 원자로의 멜트다운 또는 핵 폭발 같은 즉각적인 치명적인 결과를 낳을 수 있다.
화학적인 연쇄 반응
1913년에 독일의 화학자인 Max Bodestein 은 처음으로 화학적 연쇄 반응의 생각을 했다. 만약 두개의 분자가 반응한다면 마지막 반응 생성물의 분자가 생성 될 뿐만 아니라 안정적이지 않은 분자도 생성 될 수 있다. 원래의 분자와 더욱 많은 반응이 처음 반응보다 보다 훨씬 더 일어날 가능성이 높다. 이 새로운 반응에서, 안정한 물질 외에 더욱 많은 불안정한 분자가 생성된다.
1923년에 덴마크와 네덜란드 과학자인 Christian Cristiansen과 Hendrik Anthony Kramers는 , 중합체의 형성에서의 분석에서 그러한 연쇄 반응이 꼭 빛에 의해 전이된 분자로 시작될 필요는 없다고 말했고 기존의 방법인 빠르게 충돌하는 두 개의 분자로도 연쇄 반응이 시작 될 수 있다고도 말했다.
Christiansen과 Kramers는 또한 만약 연쇄 반응의 한 링크에서, 두 개 또는 그 이상의 불안적한 분자가 생성된다면, 연쇄 반응은 더욱 가지를 치며 뻗어나가고 자랄 것이라는 점에 주목했다. 결과는 기하급수적인 성장이다. 이는 반응 비율이 폭발적인 증가하는 결과를 가져다 주게 된다. 그리고 스스로 화학적인 폭발을 하게 된다. 이것이 처음 화학적 폭발의 메카니즘이라고 추정되었다.
화학적 연쇄 반응의 이론은 소비에트 물리학자인 Nikolay Semyonov가 1934년에 제기했다.
다음은 연쇄 반응의 주요 절차이다.
시작 (이 단계에서 활동적인 입자인, 주로 자유 라디칼을 생성한다.) (자유 라디칼:한 개 또는 그 이상의 비공유전자를 갖고 독립하여 존재할 수 있는 화학종)
확산
여러 기초적인 단계로 구성된다. 예를 들자면, 반응 기초 행동이 있다. 여기서는 활동적인 입자가 반응을 거쳐 다른 활동적인 입자를 생성한다. 이것은 연쇄 반응을 지속시킨다. 다음 기초 스텝에서는 특히 이런 케이스들이 있다.
2.1 연쇄 가지치기 더 많은 새로운 활동적인 입자들이 형성되었을 때의 확산 단계이다. 2.2 연쇄 전이 하나의 활동적인 입자가 활동적이지 않은 입자와 기초적인 반응에 들어갔을 때의 경우이다. 그리하여 이 입자가 또 다른 활동적인 입자가 된다. 또 다른 활동적이지 않은 입자를 형성하면서 제일 첫 활동적인 것으로부터
종료
활동적인 입자가 추가적인 연쇄반응을 일으키지 않으면서 활동성을 잃는 기초적인 스텝이다.
예시
H2 + Br2 → 2 HBr 이 과정은 다음 메카니즘에 의해 진행된다:[1]
시작
Br2 → 2 Br•
각각의 브롬 원자는 자유 라디칼이다. « • » 이 기호는 비공유 전자쌍이다.;
확산 (여기에 두 단계의 순환이 있다)
Br• + H2 → HBr + H•
H• + Br2 → HBr + Br•
이 두 단계의 합은 전체적인 반응식과 일치한다. H2 + Br2 → 2 HBr, Br•은 첫 단계에 참여한 촉매이다. ;
지연 방해
H• + HBr → H2 + Br•
이 단계는 이 예제에 한정되어 있다. 처음 확산 단계의 역과 일치한다 ;
종료
2 Br• → Br2
두 라디칼의 재조합, 이 예제에서 처음 단계의 역과 일치한다.
핵 연쇄 반응
핵 연쇄 반응은 중성자가 발견된 직후에 레오 스릴라드에 의해 1933년 처음 제기되었다. 그 이후에, 핵 분열이 1938년 발견되고, 레오 스릴라드는 연쇄 반응에 필요한 특정한 핵 반응으로써 중성자 유도 분열을 사용하는 것의 가능성 깨닫게 되었다. 1939년에 엔리코 페르미와 , 레오 스릴라드는 이 중성자 증배 반응을 우라늄에서 증명했다. 이 반응에서, 중성자와 핵 분열은 처음 반응에서 소비된 것 보다 더 많은 숫자의 중성자를 만드는 분열을 일으킨다. 이렇게 해서 중성자 유도 핵 분열의 메카니즘에 의해서 실질적인 핵 연쇄 반응이 태어났다.
분명히, 하나 또는 그 이상의 유도된 중성자 스스로가 다른 분열 가능한 핵과 상호작용 한다면 이것은 또한 분열을 겪을 것이고 거시적인 전체적인 분열 반응이 멈추지 않을 가능성이 있다. 이것은 그리하여 자기 전파이고 자기 유지 연쇄 반응이다. 또한 원자 폭탄과 원자로의 원리이다.
자기 유지 핵 연쇄 반응의 증명이 엔리코 페르미와 다른 사람들에 의해 이루어 졌고 , 첫 인공적인 원자로가 늦은 1942년에 탄생했다.
기체의 전자 눈사태
전자 눈사태는 기체의 두 개의 연결돼지 않은 전극 사이에서 전기장이 특정한 문턱을 넘을 때 일어난다. 랜덤한 기체 원자의 열 충돌은 적은 자유 전자를 만들고 충돌 전리라고 불리는 과정을 통해서 양전하의 가스 이온을 만든다. 강한 전기장에서 이 프리 라디칼의 가속은 에너지를 얻게 해주고 다른 원자와 충돌 할 때 에너지는 새로운 자유 전자나 이온화의 새로운 방출을 일으킨다. 이는 같은 과정을 또 다시 유도한다.
전자 눈사태는 가스 안의 유전체 과정에 필수적이다. 이 과정은 코로나 방전 ,상향 방전, 전기 스파크나 지속적인 전기 아크로 끝이 난다. 그 과정은 큰 스파크로 확장 될 수도 있다. 번개 방전 안에서의 상향 방전은 높은 퍼텐셜 변화도에서 생성되는 전자 눈사태의 형성에 의해 전파된다. 일단 시작되기만 하면 전자 눈사태는 광전자의 생성에 의해서 자외선 방사의 결과로 쉽게 증대된다. 플라즈마의 결과로 생성되는 극히 높은 온도는 주위의 가스 분자를 쪼개고 자유 이온은 새로운 화합물을 형성하기 위해서 합쳐진다.
그 과정은 또한 한 입자의 통과가 큰 전하로 증폭될 수 있기 때문에 방사를 감지하는데 사용할 수 있다. 이것은 방사능 측정기의 메카니즘이고 또한 방전 상자(하전 입자가 튀는 것을 관찰하는 장치)와 다른 전선들이 이온화가 되는 것을 감지하는 전선상자로 시각화가 가능하다.
반도체에서의 전자 사태 항복
전자 사태 항복 과정은 반도체에서도 일어날 수 있다. 약간 이온화된 기체와 비슷하게 거기서 전기를 전도한다. 이렇게 되면 반도체들은 열 진동에 의해 떨어져 나온 자유 전자에 의존하게 된다. 그리하여 금속과 다르게, 반도체는 온도가 높아질수록 더 좋은 전도체가 된다. 이것은 조건을 설정한다. 양성 피드백의 같은 타임을. 전하의 흐름으로부터의 열은 온도를 높인다. 그것은 전하 운반자를 증가시키고 저항을 감소시키며 더 많은 전하가 흐르게 한다. 이 현상은 보통 저항이 완벽히 없어질 때까지 또는 기기의 파괴까지 지속 가능하다.(거기에 물리적인 피해가 있나 없나에 따라 파괴 현상은 일시적이거나 영구적일 수도 있다.) 특정한 장치,예를 들어 애벌란시 다이오드같은 것들은 고의적으로 이 효과를 사용하기도 한다.
제3세대(Gen III) 및 제3+세대(Gen III+) 원자로보다 한 차원 높은 안전성과 경제성이 요구되는 제4세대 원자로(Gen IV)가 세계적 협력 아래 개발되고 있다. 대한민국을 포함하여, 미국, 프랑스, 일본 등 원자력 선진국들이 모여, 2001년부터 ‘제4세대 원자력시스템 국제포럼(GIF, generation IV international forum)’ 정책 그룹회의를 운영하고 있다. 제4세대 원자로는 지속성, 안전성과 신뢰성, 경제성, 핵확산저항성과 물리적 방호개념을 추구한다. 이러한 목표들을 달성한다면 현재의 원자력발전소가 갖고 있는 여러 문제점을 완화시키거나 해결할 수 있으리라 예상하고 있다.
2001년 미국을 중심으로 주요 9개국이 결성한 GIF는 이후 스위스, EU, 중국, 러시아가 차례로 가입해 현재 13개국으로 운영되고 있다. GIF는 2002년 전문가의 검토를 거쳐 6개 원자로형의 제4세대 방식을 선정하고, 2020~2030년경 상용화를 목표로 기술로드맵을 작성하여 공동연구를 추진하고 있다. 6개의 신개념 원자로는 가스냉각고속로(GFR), 납냉각고속로(LFR), 소듐냉각고속로(SFR), 용융염로(MSR), 초고온가스로(VHTR), 초임계수냉각로(SCWR)이다.
대한민국은 이미 국제적으로 안정성과 경제성을 인정 받은 바 있는 SFR과 VHTR을 한국원자력연구원에서 연구하고 있다. SFR은 핵연료를 재활용해 에너지효율을 높이는 원자로로, 기존의 원자로와 달리 사용한 핵연료를 재활용해 우라늄 이용률을 100배 이상 높일 수 있고, 고준위방사성폐기물의 양도 100분의 1로 줄일 수 있다. VHTR는 원자로의 열전도와 복사냉각 같은 자연적 현상만으로 원자로를 냉각시킬 수 있는 차세대 원자로로, 기존의 원자로들에서 사용해오던 별도의 냉각 장치와 이를 운영하기 위한 발전장치 등이 필요가 없다는 장점이 있다.
미국은 GNP(next generation nuclear plant) 사업을 통해 이미 전력생산, 산업체 열공급, 수소생산을 위한 VHTR 실증로 건설사업을 진행하고 있다. 또한 일본은 1998년부터 30MWt 열출력을 가지고 있는 실험로를 운전 중이며, 중국은 산둥반도 지역에 VHTR을 건설하고 있다.
국제원자력기구(IAEA)는 2030년경까지는 지금의 제3세대와 제3+세대 원자로가 주로 운영되고, 이후 제4세대 원자로가 건설될 것으로 전망하고 있다.
고속증식로
1977년의 카터쇼크
1977년 카터쇼크가 있었다. 이는 카터 대통령이 고속증식원자로(FBR)의 개발을 모두 멈추고 우라늄 농축 및 재처리 기술의 수출도 전면 금지할 것을 제안한 것이다. 이에 대해 유럽 경쟁국들은 핵확산방지라는 미명아래 원자력 시장의 독점을 되찾기 위한 음모라면서 발끈했다. 유럽 국가들은 원자로, 우라늄농축, 플루토늄재처리에서 미국의 독점이 무너지고, 고속증식로 개발에서도 유럽에 뒤지자 모두의 발목을 잡으려는 것이라고 보았다.
1977년 워싱턴에서 40개국의 참가 속에 INFCE가 결성되고 미국은 고속증식로 개발을 중지했다. 그러나 유럽은 개발을 계속했다.
경수로는 천연 우라늄의 0.7%도 안 되는 우라늄 235를 연료로 사용한다. 그러나 고속증식로는 천연 우라늄의 99.7%를 차지하는 우라늄 238을 연료로 사용한다. 우라늄 238에 고속중성자를 쏘여 플루토늄 239로 만들고 다시 이것이 핵분열을 해서 발전하는 원리이다. 0.7대 99.7이므로 우라늄의 이용율이 100배로 높아진다.
그러나, 카터는 엄청난 플루토늄이 생산된다며 반대했다. 플루토늄은 매우 유독성이 강할 뿐만 아니라, 백만킬로와트급 원전을 1년 운영하면 300kg의 플루토늄이 양산되는데, 테러분자가 4kg만 입수해도 핵폭탄 하나를 만들 수 있다는 것이다.
그러나 전문가들은 실보다는 득이 많다고 고속증식로를 개발해야 한다고 주장하고 있다.[1]
소듐 냉각 고속로(SFR)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 소듐 냉각 고속원자로입니다.
소듐 냉각 고속로(SFR, Sodium-cooled Fast Reactor)은 제4세대 원자력 시스템 중에서 가장 각광을 받고 있는 원자로로 경수로에서 사용한 뒤 나오는 사용후핵연료를 연료로 재활용함으로써 우라늄 활용도를 100배 이상 높이고 고준위폐기물처분장 크기를 100분 1로 대폭 줄일 수 있다.[1]
한국의 SFR인 칼리머-600은 미국의 SMFR, JSFR와 함께 2002년 4세대 SFR 참조 노형으로 선정됐다. 이명박 정부의 녹색 성장 비전의 하나로 제시되고 있다.[2]
초고온가스로(VHTR, Very High Temperature Reactor)
차세대 수소생산 원자로인 초고온가스로(VHTR, very high temperature reactor)는 헬륨을 냉각재로, 흑연을 감속재로 사용한다. 원자로 출구 온도가 950°C일 정도로, 높은 열에너지를 이용해 이산화탄소의 배출 없이 다량의 수소와 고효율의 전기를 생산할 수 있는 제4세대 원자로이다.
VHTR은 방사성물질 누출 가능성이 낮고 공기로 자연스럽게 냉각되며 원천적으로 폭발이 일어나지 않는다. 또 발전소를 작게 만들 수 있어 해안가에 대규모로 건설하지 않아도 되므로 쓰나미 등 자연재해로부터 안전하다.
가장 큰 특징은 세라믹으로 둘러싸인 우라늄입자를 원료로 사용한다는 점이다. 지름이 0.5mm인 우라늄을 세라믹으로 3중 코팅해 직경 0.9mm의 '피복입자'를 만든다. 크기가 작을 뿐만 아니라 특수코팅 처리가 돼 있어 우라늄이 직접 공기 중에 노출될 일이 없다.
VHTR은 피동안전개념을 채택하고 있다. VHTR은 사고가 발생할 경우, 우선 핵연료에서 발생하는 잔열이 원자로용기(reactor vessel)로 전달되고, 다시 피동안전장치인 원자로공동냉각장치(RCCS)로 전달된다. 그런 다음, 장치 내부에서 가열되어 가벼워진 공기가 상부의 '자연순환 상승관', 즉 굴뚝(chimney)을 통해 외부로 배출된다. 가열된 공기가 빠져나간 공간에 외부의 찬 공기가 흡입되고, 다시 가열되어 배출되는 자연순환 과정이 반복되는 것이다. 격납용기 내부를 공기로 식히기 때문에, 설령 용기가 파손된다 해도 공기가 원자로를 더 잘 식혀줄 수 있다.
감속재로 사용되는 흑연이 열전도성이 우수하기 때문에, 원자로에 문제가 생겨 연쇄반응이 멈추면, 남아 있는 열이 원자로 바깥으로 쉽게 전도된다. 외부 전원이나 운전원의 인위적 조작 없이 자동으로 원자로 용기가 냉각되어 방사성물질의 누출을 방지하도록 설계한 것이다.
VHTR은 고온의 열에너지에 촉매를 더해 물(H2O)을 수소(H2)와 산소(O2)로 분리함으로써, 수소의 대량 생산이 가능하다. VHTR은 950°C 이상의 고온의 열을 바로 전기에너지로 바꾸지 않고 물을 분해하는 데 사용하여 다량의 수소를 경제적으로 생산할 수 있는데, 이 과정에서 기존의 전기분해 방식과 달리 이산화탄소를 배출하지 않고도 생산단가를 크게 낮추게 되는 장점을 가지고 있다.
이 주기에서 사용후 연료는 생태계와의 격리를 위한 추가적인 포장밖에 하지 않는다. 열린 연료주기는 미국, 캐나다, 스웨덴, 핀란드, 스페인과 남아프리카 공화국, 대한민국등이 시행하고 있다.[1] 몇몇 나라들, 특히 스웨덴과 캐나다는 사용후 연료를 필요시 인출할 수 있게 디자인된 저장소를 보유하고 있으며, 미국의 경우 사용후 연료를 영구 보관할 수 있는 유카산 저장소를 계획중에 있다.
닫힌 연료주기
몇몇 국가들, 특히 영국과 일본은 핵연료를 재처리하고 있다. 재처리를 하게 되면, 분열 생성물로 소수 악티니드 계열이 나오며, 또한 아직 원자로에서 연소되지 않은 우라늄, MOX 연료를 만드는데 사용되는 플루토늄이 나온다. 현재 열 원자로에 MOX를 장전하는 플루써멀 계획은 없지만, 만약 고속 반응로가 실용화 된다면, 고속 반응로에서 MOX연료를 태울수 있으며 혹은 거의 다른 악티니드 동위원소도 태울수 있다.
현재 산업적 활동
토륨연료주기가 이점이 있지만, 현재 대부분 핵연료에 사용하는 방사성 동위원소는 우라늄 235(U235), 우라늄 238(U238), 플루토늄 239(Pu239)가 쓰인다. 몇몇 원자로의 보조 감속재로 쓰이는 토륨은 지각에서 우라늄보다 3배(U235의 550배) 풍부하지만, 현재 탐사가 부족해 산출자원이 적다. 토륨은 특정국가, 특히 인도에서 우라늄보다 많이 분포한다.[2]
중수로와 흑연감속 원자로는 천연 우라늄을 사용하지만, 전 세계의 대다수 원자로는 농축 우라늄을 사용한다. 일반적인 발전용 원자로는 U235 5%, U238 95%인 농축 우라늄을 사용하지만, 선박용 원자로의 경우 약 93%의 U235를 사용한다.
일반적으로 수소의 동위원소를 융합하여 에너지를 얻는 핵융합의 연료는 핵연료로 치지 않는다.
프론트 엔드
탐사
우라늄 광물을 찾는데는 지구물리학적 기술이 사용되는데, 이 기술을 이용해 우라늄 광맥을 평가하고 표본을 채취해 채산성을 파악, 결정하게 된다. 자연상태의 우라늄은 주로 2가지 동위원소로 구성되는데, U235 , U238이 그것이다. 이 숫자는 각각의 동위원소의 원자량을 나타내거나, 원자핵상의 양성자, 중성자 개수를 합한 값이기도 하다. 천연 우라늄은 대략 99.28%의 U238과 0.71%의 U235로 구성되는데, 우라늄 235는 자유중성자와 충돌시 거의 항상 분열 되지만, 우라늄 238은 중성자를 흡수하고 우라늄 239로 변환된다. 이 우라늄 239는 자연적 방사능 붕괴로 인하여 플루토늄 239로 변하게 되는데, 이 플루토늄은 우라늄 235와 마찬가지로 분열되는 특징을 지니고 있다.
채광
우라늄 광석은 다른 금속을 채광하는 것과 같이 노천채광과 지하채광을 한다. 그중 원위치용액채광법은 미국에서 많이 쓰이고 있는데, 우라늄이 함유된 광물을 녹여, 일정한 간격을 둔 우물로 용해물을 끌어 올려, 지상의 공장에서 다시 용해물을 고체화 시킨다. 미국에서 채굴하는 우라늄 광석에는 0.05 ~ 0.3%의 우라늄 옥사이드(U3O8)가 함유되어 있다. 우라늄 광상은 다른 나라에서도 개발되는데, 미국의 우라늄 광상보다 질이 좋고, 우라늄 수치도 높다. 또한 우라늄은 100만중 50 ~ 200 비율로 해양에서 유래된 인광석에 포함되어 있으며, 매우 낮은 함량에도 불구하고 증기를 이용하여 경제성 있게 회수하고 있다.
정련
채광된 우라늄 광물은 일반적으로 제분 과정을 거쳐 균일한 크기의 가루가 되어 화학적 여과 과정을 거치게 된다. 정련과정을 거치게 되면 우라늄 광석은 노란색 가루로 변하는데, 이를 우라늄정광 혹은 옐로케이크라고 부르며, 우라늄 광석시장에 팔리게 된다.
변환
이렇게 만들어진 옐로케이크는 대다수 농축 공정에 쓰이는 6불화 우라늄(UF6)로 전환된다. 6불화 우라늄 고체는 64.02도, 1137.5 mmhg에서 기화한다. 또한 CANDU와 같이 천연우라늄을 사용하는 원자로에서 사용하기 위해 세라믹 형태의 우라늄 산화물(UO2)로 전환되지만, 6불화 우라늄에 비해 전환되는 양이 적다.
농축
천연 U235는 경수로의 연쇄반응을 유지시킬 만한 양이 부족하기 때문에, U235를 농축시키는 것이 필요하다. 농축의 정도는 고객의 요청에 따라 달라진다. 일반적인 경수로에선 약 3.5%의 U235 정도 농축된 걸 사용하지만, 더 낮은 농축도를 가진 농축 우라늄도 필요하다. 농축은 한 가지 혹은 여러 가지 동위원소 분류법을 사용하는데, 그중 기체확산법과, 원심분리법이 주로 사용되며, 새로운 농축방법도 개발 중에 있다.
농축과정중 부산물의 대부분(96%)인 열화 우라늄은 장갑재, 포탄의 관통자, 방사능 차폐물, 선박의 밸러스트로 쓰이지만 많은 양의 열화우라늄이 창고에 쌓여있다. 미국 에너지성은 약 47만톤 가량의 열화우라늄을 가지고 있으며[3], 그중 약 95%의 열화 우라늄은 6불화 우라늄으로 저장된다.
성형 및 가공
핵연료로 사용되기 위해 농축된 6불화 우라늄은 펠릿 형태로 만들기 위해 우라늄 산화물 가루로 전환된다. 이 가루를 소결로에서 소결시켜 단단한 세라믹 형태의 우라늄 산화물로 만든다. 여기서 만들어진 원통형 펠릿을 균일한 크기로 자른 후, 원자로 노심 디자인대로 쌓은 후 부식되지 않는 합금관에 집어넣는다. 이 관은 펠릿을 넣고 봉해지며, 이 관을 연료봉이라고 부른다. 연료봉은 특별한 연료집합체에 묶은후 원자로에 장전하게 된다.
연료봉에 쓰이는 금속은 원자로의 디자인에 따라 결정되는데, 예전엔 스테인레스 스틸을 사용하였지만, 대부분의 원자로는 지르코늄합금을 사용한다. 비등수형 원자로와 가압수형 원자로는 연료봉을 다발로 묶어서 장전하는데, 이 연료다발을 연료 집합체라고 부른다.[4]
서비스 기간
핵물질 수송
수송은 핵연료 사이클에 필수적인 부분으로, 원자력 발전소와 우라늄 광산, 그리고 여러 과정의 공장들이 세계 곳곳에 퍼져 있기 때문에, 수송이 필요하다. 기체상태로 수송하는 6불화 우라늄을 제외하고 대부분 고체상태로 수송하게 되는데, 대부분 국제적으로 움직이며 종종 초장거리를 이동하기도 한다. 핵물질은 일반적으로 전문 운송회사가 수송한다.
몇몇 핵물질은 방사능을 띠고 있어, 운송중 주변지역과 장비가 방사선에 노출될 수 있다. 그렇기 때문에 그런 핵물질을 수송시 잠재적 오염을 방지하기 위해 방사선 차폐물을 사용한다. 예를 들어 천연 우라늄 연료집합체는 방사성 수치가 낮아 차폐물이 필요없지만, 사용후 연료나 고준위 폐기물은 방사성 수치가 높아 특별 취급이 필요하다. 방사선 수치가 높은 핵물질 수송에는 특별한 컨테이너가 쓰이는데, 이 컨테이너는 일반 상태건 극한 상태이건 간에 핵물질을 유지하도록 설계되어 있다.
노심내 관리
원자로 노심에는 노심의 셀 안에 수백 개의 연료 집합체가 일정한 간격으로 배열되어 있으며, 이 셀을 연료봉 혹은 제어봉이 둘러싸고 있으며, 셀 주위엔 감속재와 냉각제가 있는데 대부분의 원자로는 감속재와 냉각제로 물을 사용한다.
연쇄반응중 연료를 태우게 되고, 오래된 연료봉은 정기적으로 새 연료봉으로 교체되어야 한다(이 교체기간을 "주기"라고 부른다.) 그러나 한 부분의 연료 집합체를 인출하게 되면 연료의 감손도가 균일하지 못하게 된다. 게다가 인출한 연료집합체 자리에 새 연료 집합체를 장전하게 되면 노심 에서의 자리때문에 연소도에 차이를 보이게 된다. 이를 참고로 하여 안전하게 통제하기 위하여 연소도를 최대화시킬 수 있도록 배열해야 한다. 따라서 원자로 운전원들은 새 연료 집합체와 예전 연료 집합체간의 재배열을 시킴으로 노심의 반응을 최대화 시켜, 연료주기에 들어가는 비용을 최소화시켜야만 한다.
이 문제는 개별적인 최적화 문제로, 큰 숫자의 수열과 각각의 복잡한 계산으로 인하여 현재 방법으론 계산이 어렵다. 그러나, 이 문제에 대한 방법들이 제안되고 있으며, 연료 운용을 위한 여럿 상용 소프트웨어 패키지도 있다. 아직 이 문제에 대한 명확한 해답이 없기 때문에, 운전원들은 여럿 계산과 경험에 의존해 이 문제를 풀고 있다.
연속운전할 수 있는 원자로
RBMK와 CANDU같은 몇몇 원자로 디자인은 연료교환을 위해 원자로를 정지시킬 필요가 없다. 이들 디자인은 가압수형 원자로와 비등수형 원자로가 하나의 압력용기를 사용하는데 비해, 각각의 압력튜브에 연료와 냉각제가 들어가 있으며, 각각의 압력튜브는 격리되어 있으며, 운전자가 조정하는 연료교환기에 의해 재교환을 하게 된다. CANDU의 경우, 약 400개의 압력튜브가 있는데, 이중 하루에 8개의 압력튜브의 연료를 교환할 수 있다. 이들 원자로는 효율적인 연료재장전 문제를 지속적으로 다루어, 좀 더 높은 효율성을 얻을 수는 있으나, 각각의 압력튜브에 대한 계산을 수행해야 한다.
백엔드 단계
임시보관
원자로의 사이클이 끝나면, 원자로를 정지시키고 재장전을 하게 된다. 사용후 연료는 일단 원자로 내에 보관하는데, 보통 사용후 연료풀이나, 원자로 건물내에 보관한다. 만약 이 저장풀이 가득차게 된다면, 식은 연료를 독립 사용후연료저장설비라고 불리는 모듈화된 건조저장설비에 저장하는 걸 고려할 수 있다. 사용후 연료봉은 보통 물이나 붕산에 저장하는데, 물과 붕산은 사용후 연료봉에서 일어나는 잔여 방사능 붕괴에 따르는 열과 이온화 방사선에서 생태계와 격리시키는 역할을 하고 있다. 사용후 연료는 몇 년 동안 냉각 후 건조 보관된다.
재처리
원자로에서 인출된 사용후 연료에는 다수의 U235, U238, Pu239와 분열 생성물을 포함한 방사능 물질이 포함되어 있다. 재처리는 사용후 연료봉을 화학적인 방법으로 처리하여 우라늄과 플루토늄을 추출해내는 과정을 말한다. 혼합 산화물 연료, 혹은 MOX 연료는 재처리된 회수 우라늄과 플루토늄, 열화 우라늄을 섞은 연료로, 대다수 원자로에서 사용하는 농축우라늄과 흡사하지만, 동일하지는 않다. MOX 연료는 원자력 발전소에서 쓰이는 경수로용 저농축 우라늄 연료의 대안이 될 수 있으며, 이를 사용하는 계획을 플루서멀계획이라고 부른다. 현재 유럽의 원자력 발전소는 유럽과 일본에서 재처리된 연료를 사용하고 있으나, 미국의 경우 핵확산 우려로 상업적 원자로 연료의 재처리를 허가하고 있지 않지만, 최근 미국이 설립한 국제 핵에너지 협력체에서는 재처리된 플루토늄이 핵연료로 유용하다고 생각하고 있다.
폐기물 처리
현재 원자력 분야의 관심은 사용후 핵연료, 혹은 재처리가 가능할시 재처리된 폐기물을 안전하게 처리 및 격리시키는 것에 있다. 이 폐기물들은 방사선 수치가 안전 수치까지 떨어질때까지 생태계와 격리시켜야 한다. 미국의 경우, 82년 방사성 폐기물에 대한 정책 법안이 미국 에너지성에 의해 제정되어 이들 폐기물의 처리방법의 개발을 맡게되는 제도적 장치가 되었다. 현 계획은 이 폐기물을 고체로 만들어 안정된 지층속 깊숙히 처분하는 쪽으로 가닥이 지어졌으며, 에너지성은 이에 유카산을 처분장으로 지정했지만, 처분장의 가동은 무기한 연기되었다. 몇몇 가압수형 경수로가 아닌 디자인, 그중 토륨을 연료로 사용하는 용융염 원자로의 경우, 고준위 폐기물이 나오지 않는다.
대한민국의 핵연료 주기
현재 대한민국은 프론트엔드 단계중, 성형가공 단계를 제외한 전과정을 해외에 의존하고 있다. 서비스 기간을 거친 사용후 연료에 대한 국가정책은 아직 없으며, 현재 사용후 연료는 발전소내부의 사용후 연료풀에 저장하고 있으며, 영구 처분장이 건설될 경우, 스웨덴과 캐나다처럼 중간저장 방침을 세우고 있다.
장점
평균적으로, 열 중성자로 인해 발생되는 분열에서 더 많은 고속 중성자들이 튀어 나온다. 이 결과 연쇄반응을 유지하는 중성자에 비해 더 많은 중성자가 나온다는데 있다. 잔여 중성자는 다른 연료를 만들 수 있으며, 혹은 반감기가 긴 처리곤란한 방사성 동위원소를 변화시켜, 좀 더 반감기가 짧은 방사성 원소로 변화시키거나 혹은 일반 원자로에서 나오는 방사성 폐기물보다 더 적은 양의 방사성 폐기물을 만들거나 혹은 다른 용도로 전용가능하다. 상업적인 열 원자로에서도 잉여 중성자를 만들지만, 고속 중성자로는 고속중성자를 입자에 흡수시켜 연료를 증식시켜낸다. 이러한 디자인은 보통 고속 증식로라고 불린다.
원자로 디자인
냉각재
열 원자로에서 주로 쓰여온 물은 감속재 역할도 하기 때문에 고속 중성자로에 적합하지 못하다. 그러나, 4세대 원자로 중 초임계압 경수 냉각 고속로같은 경우, 중성자 복사에 영향을 줄만큼 밀도가 높지 않기 때문에, 고속 중성자로로 취급을 한다.
초임계압 경수 냉각 고속로를 제외한 모든 고속로는 액체금속을 냉각재로 쓰고 있다. 초기의 로스앨러모스 국립 실험실의 클레멘타인 원자로는 수은을 냉각제로, 플루토늄 금속 연료를 사용했다. 나트륨과 칼륨 냉각재는 낮은 용융온도로 실험 고속로에서 많이 사용되었다. 액체 납은 해군 원자로와 몇몇 실험용 원자로에서 사용되었다. 모든 대규모 고속로에선 액체 나트륨을 냉각재로 쓴다.
또한 가스냉각 고속 중성자로도 현재 연구 중에 있다.
핵연료
경험상 고속 중성자내에서의 연쇄반응을 지지하기 위해선 고농축 우라늄 혹은 플루토늄을 써야 한다. 왜냐하면, 원자로에선 핵분열 반응에서 얻어내는 열 반응을 선호하는데, 일반 열 중성자로 발생하는 열반응이 100이라고 칠때, U238이 고속중성자로 인해 Pu239로 변하는 비율이 9밖에 안되기 때문이다. 그러므로, 고속 중성자로엔 순수한 천연 우라늄 연료는 어렵다.
그러나, 고속로를 증식로로 만들시, 소모한 연료보다 더 많은 연료를 만들 수 있다. 원자로 내에서 핵분열 하면서 생긴 분열 생성물은 추가된 천연 혹은 열화우라늄이 대체되어, 더이상의 농축은 필요없게 된다. 이게 고속증식로(Fast Breeder Reactor, FBR)의 개념이다.
지금까지, 모든 고속 중성자로들은 MOX 연료를 사용하거나, 혹은 금속합금 연료를 사용해왔다.
제어
다른 열 원자로처럼, 고속 중성자로는 임계상태를 유지하기 위해, 제어봉을 사용한다. 그러나, 고속로엔 도플러 선폭증대(열중성자에 영향을 줌) 혹은 부정적 보이드 계수(감속재가 없으니, 감속재가 끓으며 생기는 반응성 약화도 없다)가 없다. 그러나, 연료의 열팽창이 일어나면, 출력이 낮아지는 민첩한 부정적 피드백은 존재한다.
원자폭탄 두 개를 떨어트리기 전까지 6개월간 미국은 일본인들이 거주하는 도시 67개를 공습했다. 영국, 중화민국과 함께 미국은 포츠담 선언에서 일본에게 무조건 항복을 강요 했으나 일본은 항복하지 않았다. 1945년 8월 6일 월요일 미국 대통령 해리 트루먼이 명령하여 원자폭탄 "리틀 보이"(Little boy)가 히로시마에,[1][2] 3일 후 8월 9일 "팻 맨"(Fat man)이 나가사키에 투하됐다.[3] 원자폭탄 투하가 결정된 히로시마는 당시 일본군 제2사령부이면서 통신 센터이자 병참 기지였으므로, 일본의 군사상으로 중요한 근거지였다.[4]
원자폭탄을 떨어뜨리고 초기 2개월에서 4개월 동안, 히로시마에서는 90,000명에서 166,000명, 나가사키에서는 60,000명에서 80,000명 정도가 사망했으며,[5] 그중 각 도시 사망자 절반은 원자폭탄을 떨어뜨린 당일에 집계되었다. 히로시마 의료기관은 원폭투하 탓으로 60%가 섬광화상으로, 30%가 건물 잔해물로, 10%가 기타 원인으로 죽었다고 한 이 보고가 있은 후 다음 달에 더 많이 죽었는데 이는 원폭투하 탓에 후폭풍과 피폭과 기타 질병 합병증과 부상 탓에 발생했다. 미국에선 이 사건이 최단기에 가장 많은 시민을 죽였다고 평가하였고 15%에서 20%가 피폭으로, 20%에서 30%가 섬광화상으로, 50%에서 60%가 질병과 부상으로 죽었다고 보고했다.[6] 사망자들 중 대부분은 일본제국 시민들이었다.[7][8][9]
나가사키 원폭투하 6일 후 8월 15일 일본은 연합군에 무조건 항복을 선언했으며, 9월 2일 항복 문서[10]에 사인하면서 공식적으로 태평양 전쟁과 제2차 세계대전의 종전을 알렸다. 한편 독일은 이미 5월 7일 유럽에서 항복을 선언했다. 이 원폭투하로 인해 전후 일본은 "핵무기를 만들지 않으며, 갖지 않으며, 들여오지 않겠다"는 비핵 3원칙을 수용했다. 이 항복으로 인해 아시아의 일본 식민지들은 자동적으로 독립하게 된다.[11][12]
계획
<nowiki /> 이 부분의 본문은 맨해튼 계획, 트리니티 및 포츠담 선언입니다.
히로시마 시와 나가사키 시를 대상으로 한 원자폭탄 투하의 역사는 미국의 핵 개발 계획인 맨해튼 계획부터 거슬러 올라간다. 당시 미국과 영국, 캐나다는 비밀리에 초크 강 연구소에서 공동으로 튜브 알로이스 프로젝트를 연구하여,[13][14] 첫 원자폭탄을 설계·제조하였는데, 이를 맨해튼 계획이라고 한다. 과학적 연구는 미국의 물리학자 로버트 오펜하이머가 맡았으며, 미 육군 공병사령부의 레슬리 그로브스 장군이 프로젝트의 총 책임자를 맡았다. 히로시마에 떨어진, 일명 "리틀 보이"(Little Boy)라고 불리는 포신형 원자폭탄은 테네시주 오크리지에 있는, 우라늄 235를 천연 우라늄으로부터 분리해내는 거대한 시설에서 분리된 우라늄 235로 만들어졌다. 이렇게 만들어진 원자폭탄의 첫 실험은 1945년 7월 16일 뉴멕시코주 앨라모고도에서 이루어졌다. 내폭형에 해당하는 테스트에 사용한 원자폭탄인 트리니티(Trinity)와 나가사키에 투하한 원자폭탄인 "팻 맨"(Fat Man)은 플루토늄 239로 만들어졌으며, 그 합성 요소는 워싱턴주 핸포드의 핵융합로들에서 만들어졌다.[15]
포츠담 선언과 일본의 거부
트리니티 실험이 실시된 지 10일이 지난 7월 26일에 미국과 중화민국, 소련 등 연합국 정부 대표는 민주주의 국가로 이행할 것을 요구하는 포츠담 선언을 발표했다. 그러나 일본측은 스즈키 간타로의 공식 성명을 통해 (포츠담)공동성명은 카이로 회담의 재발표라 생각하며, (일본)정부는 (포츠담 회담이) 중대한 가치있는 것이라고는 인정하지 않아 묵살하며, 단호하게 전쟁 완수에 매진한다.(共同聲明はカイロ會談の焼直しと思ふ、政府としては重大な價値あるものとは認めず默殺し、斷乎戰爭完遂に邁進する) 혹자는 이 성명중 묵살부분이 일본에서 거부라는 의미와 결정을 미룬다라는 의미가 둘 다 있는 동음이의어라는 점을 가지고 항복 이후 스즈키 간타로 본인이나 일부 사람들은 묵살 성명이 포츠담 선언의 거부가 아닌 고려 선언이라고 주장하지만,[16] 묵살 문장에서 보이듯 포츠담 선언은 중대한 가치가 없다고 선언했으며, 포츠담 선언의 일본의 무조건 항복을 거부하며 전쟁을 지속하겠다고 명백하게 밝혔기 때문에 스즈키 간타로의 선언은 포츠담 선언의 거부선언이 명백하게 맞다. 결국 정부수장으로부터 일본의 전쟁 선언을 확인한 연합군 정부는 원자폭탄 투하를 집행한다.
목표 도시 설정
원자 폭탄의 투하가 진행된 경로. 고쿠라 지역에서의 투하는 기상 악화로 인해 실패했다.
원폭 투하의 대상이 된 일본의 도시는 여러 곳이 있었으나 니가타와 교토, 히로시마, 고쿠라, 나가사키의 다섯 도시로 좁혀졌다. 그러나 니가타는 외부의 표적과 더 떨어져 있어서 제외되었다. 1945년 5월 11일 오전 10시 로스알라모스 연구소의 (원자 폭탄 투하)목표 설정 위원회(the Target Committee)에서는 조이스 C. 스턴스(Joyce Clennam Stearns)박사를 중심으로 원자폭탄 투하지를 결정하기 위해 3가지 기준을 가지고 일본 도시들을 선별하기 시작한다.
목표 도시는 지름 3마일 이상일 것이며 큰 도시이면서도 중요한 역할을 하는 도시인지
목표 도시에 원폭 투하를 할 시, 효과적인 손해를 입을 수 있는지
8월까지 (연합군의 상륙 폭격 등) 공격이 없을지
이날 회의에서 선별된 원폭 투하 후보 도시는 6장소로 교토, 히로시마(AA급 표적), 고쿠라, 요코하마(A급 표적), 니이가타(B급 표적), 도쿄의 황궁(등급 외)이었다.(실제 투하되는 나가사키는 5월 11일 회의에서는 논의되지 않았다.) 그리고 7월 경 나가사키가 후보지에 추가로 오른다. 특징은 모두 "일본의 기초가 된 도시"였다는 점이었다. 교토는 일본 천황의 조상, 히로시마는 조슈 번 번주였던 모리 가문 조상이 살던 땅이며 고쿠라는 조슈 번이 삼은 도시권에 포함된 규슈와 인접한 도시, 나가사키시는 메이지 유신의 배후였던 토머스 블레이크 글로버의 본거지였다. 또한 히로시마시는 청일 전쟁에서 대본영이 위치한 도시이며 당시에도 육군본부가 있었고 특히 일본 최대 군항인 구레에 물자와 부품을 공급하는 배후 공업도시였다. 고쿠라는 간몬 해협에 직면한 평원의 도시이고 청일 전쟁의 전후 처리 조약이 체결된 도시이며 시모노세키와 국영 제1호 제철소가 세워진 야하타의 중간 지점에 위치한 도시였다.
위의 도시들은 대부분 야간의 기습 폭격 대상에서 제외된 도시들이었고 미국 공군은 이 도시들을 치명적인 무기들을 생산할 수 있는 도시로 지정했다. 히로시마는 "도시에 있는 산업지대 한 가운데에 있는 중요 군사 거점이자 병사들의 승선 지점. 레이다 표적에 용이하며 폭격할 시 도시에 크게 손해를 입힐 수 있는 곳. 주변에 언덕이 있어 폭격 효과를 크게 상승시켜줄 가능성이 있음. 호수가 있어 화재를 일으키기엔 적합한 표적은 아님."[17] 이라고 설명됐다. 원자 폭탄 투하의 궁극적 목적은 일본이 포츠담 선언에 따른 무조건 항복을 하게 시키기 위해서였다. 최종 목표 도시를 선정할 때 당시 위원회는 다음과 같이 언급했다. "목표 도시를 설정할 때 가장 중요시한 것은 이 폭격으로 인해 일본이 얼마나 큰 정신적 충격을 얻을 지였고 또한 국제적으로 얼마나 큰 파장을 일으킬 지였습니다. 교토는 일본의 군수 사업에 있어서 중요한 요충지이자 일본인들에게는 정신적 고향과도 같은 곳이기에 목표 도시로 설정하기엔 적합한 도시입니다. 도쿄 역시 일본 천황의 궁이 있다는 점에서 다른 그 어떠한 도시보다 높은 명성을 가지고 있지만 교토처럼 전략적 요충지는 아닙니다."[17]
2차 세계대전 동안, 에드윈 라이샤워가 미국 군정보부 일본 전문가로 복무하면서 교토 원폭 투하를 반대했다는 일설이 떠돌았으나[18] 라이샤워는 자서전에서 그것을 극구 부인하였다.
교토 원폭투하를 막는데 결정적 역할을 했던 사람은 당시육군 장관에 재임하던 헨리 스팀슨이었다. 스팀슨은 신혼여행을 교토에서 보냈던 것으로 알려져있었다."[19]
일설에는 문화재 보호를 위해 교토를 제외했다고 하나 후에 공개된 미군 사료에 의하면 문화재 보호를 위해 폭격을 하지 않는다는 내용은 전혀 없었다. 제 1순위 목표 도시 선정 시 교토가 빠진 이유는 전후 소비에트 연방과의 대립을 예상한 미국은 자칫 교토에 원폭을 투하하면 일본이 소비에트 연방측으로 돌아설 가능성을 염려한 정치적 판단이었다. 히로시마를 폭격한 후 트루먼은 일본이 항복을 하지 않을 시 원자 폭탄 투하는 계속될 것이라고 경고했고 당시 일본 안에서는 본토 결전 주장과 항복이라는 대립이 맞서는 사이 결국 두 번째 원자 폭탄의 투하가 결정됐다. 투하할 도시는 고쿠라로 선정됐지만 폭격을 시행하던 당시 고쿠라는 구름에 가려 시야가 확보되지 못했으며 연료마저 부족하여 오키나와로 가는 길목에 있던 목표도시인 나가사키에 원폭을 투하했다.[20][21]
히로시마
전쟁 중 히로시마
당시 히로시마는 대규모 산업도시였으며 군사적으로도 중요한 거점이었다. 많은 병영이 설치돼있었으며 일본 육군 5사단 사령부와 일본 영토 남쪽 전체 방어를 지휘하는 육군참모 하타 순로쿠의 제 2 육군 사령부가 있었다. 그리고 일본 해군 입장에서도 일본 최대 군사항구인 구레항에 인접해 물자와 부품을 공급하는 배후공업도시였다. 히로시마는 작은 규모였지만 병참기지였으며 통신 센터, 물류창고, 부대 집결지의 역할을 하고 있었다. 또한 이 도시는 2차 대전 당시 미군의 폭격을 당하지 않는 몇 안 되는 도시들 중 하나였고 이러한 요인들로 인해 곧 원자폭탄 투하 시 폭발 규모를 측정할 수 있게 만들어주었다.[22][23]
히로시마 중심부에는 몇몇 강화 콘크리트 빌딩과 가벼운 구조물들이 있었으며 중심부 바로 바깥에는 가옥을 비롯하여 그 사이사이에 나무로 만들어진 작업장이 밀집해있었다. 교외에는 큰 산업단지가 부분적으로 있었으며, 이 산업단지 안에 있는 대부분의 건물들 역시 목조건물들이었다. 전체적으로 화재에 크게 약한 도시였던 것이었다.
전쟁 초기 히로시마의 인구는 381,000명으로 최대인구를 달성했지만 원폭 투하 후 일본 정부가 시행한 체계적 이주 정책에 의해 꾸준히 감소했다. 원폭 투하 당시 인구는 대략 340,000명에서 350,000명을 웃돈 것으로 예상됐다.[5] 하지만 공식 문서가 소멸했기 때문에, 정확한 수치는 알기 어렵다.
투하
히로시마에 리틀 보이를 투하한 이놀라 게이와 승무원들.
에놀라 게이에서 촬영한 "리틀 보이"가 일으키는 버섯구름.
히로시마 원자 폭탄이 투하될 제 1순위 목표 도시였으며 임무 수행 중 변수가 생길 시 이를 대체할 목표 도시는 고쿠라와 나가사키였다. 8월 6일에 투하된 이유는 그 전에는 기상 문제 때문에 시야가 확보되지 못했기 때문이었다. 393사단 폭격 비행중대에 속했던 B-29 에놀라 게이는 일본 본토 영토에서 비행시간으로 6시간 떨어진 서태평양 티니언섬 북쪽에 있던 비행장에서 이륙하여 히로시마로 향하였으며, 제 509 혼성부대 폴 티베츠 대령이 폭격기를 조종하고 지휘했다. 에놀라 게이는 두 기의 다른 B-29 폭격기와 함께 일본 본토로 향했는데, 그 두 기 중 한 기는 찰스 W. 스위니 소령이 지휘하는 그레이트 아티스트로 원폭투하 후 결과 측정을 담당했으며, 나머지 한 기는 조지 마쿼트 대위가 지휘하는 폭격기로 처음에는 기체명이 정해지지 않았으나 후에 네세서리 이블이란 이름으로 정해졌다.[24]
티니언섬에서 이륙한 후 각 폭격기는 산개비행을 하다가 이오섬 고도 2,440 미터에서 재 집합한 후 일본 본토로 향했다. B-29 에놀라 게이는 목표도시 히로시마에서 고도 9,855 미터 상공에서 시야를 확보했다. 본토로 향하는 동안 해군 대령 윌리엄 파슨스가 이륙 시 끼칠 영향을 최소화하기 위해 분리해뒀던 원폭 리틀 보이를 장착했고, 보조를 담당하던 모리스 젭슨 소위가 히로시마에 도착하기 30분 전에 안전 장치를 분리했다.[25]
원자 폭탄으로 인해 피부가 타버린 희생자.[26]
원폭 투하가 있기 한 시간 전, 일본 조기 경보 레이다는 본토 남쪽 부근에서 일부 미국 비행편대가 오고 있는 걸 발견했다. 히로시마를 포함해 많은 도시에 라디오 방송 등을 통해 공습경보가 울렸다. 오전 8시 무렵, 히로시마 레이다 관측소 측에선 본토로 향해오는 비행기 기체의 숫자가 몇 안 되는 것으로 파악하고 공습경보를 해제했다. 연료와 기체를 아끼기 위해 비행편대가 지나가게끔 방치했다는 것이다. 기존 라디오 방송에서는 실제로 B-29 폭격기들이 포착될 시 방공호로 대피하라는 내용을 방송했다. 하지만 이미 아침 7시 31분에 기상 관측 비행기 스트레이트 플러시가 고도 9,800 미터 상공에서 히로시마의 기상 상태가 양호하다는 내용을 담은 전언을 모스 부호로 보낸 상태였다. 아침 8시 9분 티베츠 대령은 원자폭탄 리틀 보이를 투하했다.[27]
60 킬로그램의 우라늄 235가 담긴 포신형 핵분열 무기 리틀 보이는 히로시마 현지 시각 08시 15분에 투하됐다. 리틀 보이는 고도 9,470 미터 상공에서 43초 동안 떨어져 도시 위 580미터 상공에서 폭파됐다.[28]B-29 에놀라 게이는 후폭풍의 영향을 받기 전까지 도시에서 벗어나 11.5 마일(약 18.5 킬로미터)을 비행했다.[29]
리틀 보이는 옆바람 때문에 본래 조준했던 아이오이 다리에서 240 미터 벗어난 히로시마 외과 병원에 투하됐다.[30] 리틀보이는 TNT 13킬로톤에 상응하는 폭발을 일으켰으며,[31] 반경 1.6 킬로미터 이내의 모든 것을 파괴했으며 11 제곱킬로미터에 해당하는 화재를 일으켰다.[32]미국은 도시의 12 제곱 킬로미터가 파괴된 것으로 측정했으며, 일본은 히로시마의 69%의 건물들이 파괴됐으며 그것을 제외한 31%의 건물들 중 6~7%가 손상을 입었다고 보고했다.[33]
히로시마의 인구 중 70,000명에서 80,000 명, 약 30%[34] 가 원폭 투하 당시 그 자리에서 즉사하였으며 70,000여명이 부상당했다.[35] 또한 도시의 90%의 의사들과 93%의 간호사가 사망하거나 다쳤다. 이들은 도시에서 가장 큰 피해를 받은 시내에 있었다.[36]
투하 후 상황
도쿄 NHK는 히로시마 NHK의 방송이 갑작스럽게 중지하게 되자, 다른 전화선을 이용해 방송 연결을 다시 시도하였으나 실패했다.[37] 약 20분 후 도쿄 철도 전신 센터는 히로시마 북쪽으로 향해있는 전신이 기능을 하지 않는다는 보고를 받았다. 히로시마에서 16킬로미터 떨어진 일부 철도역들에서 비공식적으로 엄청난 폭탄 투하가 있었다는 보고했으며, 이 보고는 일본 군 참모 본부에 전해졌다.
참모 본부는 반복적으로 히로시마 군지휘부에 연락을 시도했으나 아무런 답변이 오지 않았으며 이것은 곧 지휘부에 혼란을 일으켰다. 당시 일본은 3기의 비행기가 그렇게 큰 폭발을 일으키지 않을 것이라고 판단했기 때문이다. 참모본부는 히로시마에 즉시 비행기를 보내 피해를 조사하고 도쿄에 보고할 것을 명령했다. 지휘부는 큰일은 아닐 것이라고 판단했으며 그러한 폭탄투하는 없다며 그저 소문일 뿐이라고 단정 지었다.
비행기는 히로시마 남서쪽으로 향했다. 3시간 여 동안 비행을 한 끝에 비행기 조종사와 함께 파견된 참모 장교는 히로시마에서 약 160킬로미터 떨어진 곳에서 원폭으로 인해 생긴 거대한 연기구름을 목격했다. 비행기는 곧 도시에 다다랐으며 히로시마에 있던 모든 것이 불타고 연기에 뒤덮여있는 광경을 목격하며 히로시마 상공을 비행했다. 참모 장교는 이 사실을 도쿄에 보고한 후 즉시 피해를 측정했다.
1945년 8월 8일 미국은 도쿄 라디오에서 히로시마 폭격을 알리는 내용을 담은 보고를 받았다. 당시 라디오 내용은 이러했다. “사람, 동물, 모든 생명을 가지고 있는 것이 말 그대로 죽음 속에 그슬렸습니다."[38]
사망자
미국 에너지부의 기록에 따르면 히로시마 원폭 투하 당시 즉사한 사망자가 대략 70,000명이라고 돼있다.[39] 의료 물자 부족 때문에 화상과 피폭 및 관련 질병을 입은 환자들은 더욱 더 부상이 심해져 1945년 말 히로시마 원폭 투하로 인해 생긴 총 사망자는 90,000명에서 166,000명이었다.[5][40] 일부는 1950년까지 피폭으로 인한 암과 같은 장기질환 등 때문에 사망한 사람들까지 합하면 약 200,000명에 이를 것이라고 추산했다.[1][7][41] 이 중 한국인 사망자는 3만명에 달한다.[42] 또 다른 연구에 따르면 1950년부터 1990년까지 일본에서 각종 암으로 죽은 사람들 중 9%가 히로시마 원폭 당시 피폭을 맞은 사람들이라고 발표했다.[43]
조선 왕자 중 한 명인 이우. 그는 히로시마에서 일본군 중좌로 복무중이었다. 히로시마에 투하된 원자폭탄에 의해 피폭된 후 다음날 8월 7일 사망.
원폭 유적과 생존자
소축척으로 재현한 히로시마의 그라운드 제로의 모습
일본은 지진이 잦은 환태평양 조산대에 위치하기 때문에 일부 강화 콘크리트 건물들은 굉장히 견고한데, 히로시마에도 이런 건물들이 있었으며 이 건물들 중 일부는 원폭에도 붕괴되지 않았다. 생존자 노무라 에이조(野村 英三)는 그라운드 제로에서 170미터 떨어진 강화 콘크리트 건물(전후엔 레스트 하우스로 바뀜) 지하에 대피해있어 살아남은 것으로 가장 많이 알려져 있다.[44][45] 또한 그라운드 제로에서 300미터 떨어진 히로시마 은행에 있던 다카쿠라 아키코(高蔵 信子)도 대표적인 생존자 중 한 명이다.[46] 원폭 투하가 이루어진 후 폭발은 샛길보다는 큰 길을 향해 퍼져나갔으며 이것은 히로시마 산업 전시관이 폭발에서 붕괴되지 않게 해주었다. 히로시마 산업 전시관은 그라운드 제로에서 150미터 떨어진 곳에 있었다. 후에 이 건물은 히로시마 평화 기념관으로 명명됐으며 1996년 미국과 중화인민공화국의 반대를 무릅쓰고 유네스코 세계 유산으로 지정됐다.[47] 또한 히로시마 원폭 투하 희생자들을 기리는 위령비가 세워졌다.[48][49][50]
나가사키
전쟁 중 나가사키
나가사키시는 일본 본토 남쪽에 있는 가장 큰 항구 도시 중 하나였으며 제 2차 세계대전 당시 대규모 산업 지대를 포함하고 있었고 군수품, 선박, 무기 전쟁 물자를 생산하는 도시였기에 히로시마와 마찬가지로 굉장히 중요한 역할을 담당하는 도시였다.
히로시마의 모습과는 달리 제 2차 세계 대전 당시 나가사키 대부분의 건물들은 목재로 지어진 전통 일본식 집 형태를 띠고 있는 것이 많았다. 수많은 공장과 사무실들 또한 폭발과 화재에 약한 재료나 나무로 지어졌었다. 또한 나가사키는 계획도시가 아니었기 때문에 시민들 중 대부분이 산업 지대 공장에 굉장히 근접한 곳에서 살고 있었다.
나가사키는 원폭 투하가 있기 전에 한 번도 대규모의 공습을 겪지 않은 도시였지만 1945년 8월 1일 수많은 재래식 고성능 폭탄들이 도시 투하됐다. 이로 인해 도시 남서쪽에 있는 조선소와 부두가 피해를 일부 입었으며, 미쓰비시 중공업 공장과 군수공장이 타격을 받았으며 6발의 폭탄이 나가사키 의과 대학과 병원에 떨어졌으며 그 중 세 발이 직접타격을 받았다. 피해는 비교적 적은 편이었으나 나가사키 시와 아이들을 둔 주민들에게는 큰 염려를 불러일으켰으며 곧 나가사키 주민들은 안전을 위해 도시에서 벗어나 시골지역으로 이주했다. 따라서 원폭투하가 이루어졌을 당시 도시의 인구는 줄어들고 있었다.
나가사키 북쪽에는 영국 연방 포로 수용소가 있었다. 이들 중 일부는 석탄 광산에서 노동했으며 원폭투하를 목격했다.
투하
1945년 8월 9일 아침 미국 찰스 393사단 비행 중대 찰스 스위니 소령이 지휘하는 B-29 벅스카가 두 번째 원자폭탄 팻 맨을 싣고 주요 목표 도시 고쿠라로 향했다. 임무 계획은 히로시마 임무와 거의 동일했다. 두 기의 B-29가 팻 맨을 실은 비행기를 뒤따라가면서 기상 관측 및 사진 촬영과 원폭 투하 결과 측정을 맡았다. 스위니 소령은 비행기에 이미 팻 맨을 장착한 상태였지만 전기 안전 플러그는 해제하지 않은 상태였다.[51]
기상 관측을 담당하는 비행기가 고쿠라, 나가사키 모두 시야확보를 스위니 소령에게 보고했다. 그러나 벅스카가 일본 해안에 있는 재 집합 장소에 도착할 무렵 그 뒤를 따르던 세 번째 B-29 빅 스팅크를 조종하던 제임스 I. 홉킨슨 중령이 재 집합에 실패했다. 벅스카와 다른 B-29는 빅 스팅크 없이 40여분 동안 상공을 활주했지만 원폭 투하 계획에서 30분이나 지연됐기 때문에 스위니 소령은 홉킨슨 중령 없이 원폭 투하를 결정했다.[51]
30분 후 B-29는 고쿠라에 다다랐으나 이미 구름이 도시 70%를 가려버려 육안으로 폭격을 하지 못하게 됐다. 도시 상공을 3회 배회한 스위니 소령은 이륙 전 예비 탱크의 연료 공급 펌프를 수리 받지 못해 연료가 부족하게 된 상태가 되어 대체 목표 도시인 나가사키로 향했다.[51] 나가사키에 대한 시야가 확보되지 못할 시 벅스카는 오키나와에서 원폭을 옮겨 필요한 경우 바다에 버려야할 상황이었다. 당시 핵폭탄 발사 준비원이었던 미 해군 중령 프레더릭 애시워스는 나가사키의 시야가 확보되지 못 할 시, 레이다를 이용해 원폭 투하를 하기로 결정했다.[52]
일본 현지 시각 07시 50분 경, 나가사키에 공습경보가 울렸으며 08시 30분에 경보가 완전 해제됐다. 10시 53분, 두 대의 B-29가 포착되자 일본군은 정찰 비행기로 확정하고 아무런 경보를 울리지 않았다.
몇분 후 11시 00분, B-29 그레이트 아티스트를 조종하던 프레드릭 C. 벅 대위는 세 개의 기기들을 낙하했는데, 이 기기들 안엔 캘리포니아 대학교 버클리에서 세 명의 과학자들과 함께 원자 폭탄을 연구한 도쿄 대학 사가네 료키치 교수에게 담긴 편지가 담겨있었다. 이 편지의 내용은 사가네 교수가 대중들에게 원자폭탄의 위험성을 알리라는 것이었다. 이 편지는 일본군 장교들이 앞서 찾아내었고, 한 달이 지나서야 사가네 교수에게 전해졌다.[53] 1949년 이 편지에 관련된 인물인 루이스 앨버레즈는 사가네 교수를 만나 사인했다.[54]
11시 01분, 나가사키에서의 마지막 1분에 벅스카의 폭격수였던 커미트 비핸 대위가 타격지점을 육안으로 확인했다. 약 6.4 킬로그램의 플루토늄 239가 담긴 팻 맨이 나가사키 산업 지대에 투하됐다. 팻 맨은 43초 후 나가사키 남쪽에 있는 미쓰비시 중공업 공장, 군수공장과 북쪽에 있는 미쓰비시-우라카미 어뢰제작공장 사이에 정확히 투하돼 도시 위 상공 439 미터에서 폭발했다. 본래 타격지점에서 북서쪽으로 거의 3킬로미터 떨어진 곳에서 폭발된 것이다. 폭발은 우라카미 계곡에서 한정된 채 일어나 나가사키의 주요 부분은 언덕으로 인해 보호를 받았다.[55] 팻 맨은 TNT 21 킬로톤에 상응하는 폭발을 일으켰으며,[56] 진주만에 91타입 어뢰를 공급하던 미쓰부시-우라카미 어뢰 제작공장이 파괴됐다.[57] 폭발반경은 약 1-2 킬로미터로 측정됐고 후에 화재가 북쪽에서 남쪽까지 3킬로미터 퍼졌다.[58][59] 폭발지점에는 순식간에 섭씨 3,900도의 열이 달아올랐으며 후폭풍의 바람 속도는 1005 km/h로 측정됐다.
사망자
이 원폭 투하로 인해 40,000명에서 75,000명에 이르는 사람이 즉사했으며,[60][61][62] 1945년 말까지 총 80,000여 명이 사망한 것으로 측정됐다.[5] 또한 최소 8명에서 최대 13명의 전쟁 포로가 원폭 투하에 사망된 것으로 확인됐으며, 그 명단은 이러하다.
영국 연방 시민 한 명[63][64][65][66][67]
네덜란드 전쟁 포로 일곱 명(이 중 두 명의 이름은 알려졌다)[68]
전하는 바에 의하면 최소 두 명의 국적불명 전쟁포로가 피폭을 입어 전후 암으로 사망[69]
생존자
알려지지 않은 숫자지만 히로시마 원폭 생존자들 중 일부가 두 번째 원폭이 투하되기 전 나가사키로 이주했다.[70][71] 전하는 바에 따르면 나가사키 원폭 투하 당시 나바호족 출신 미국인 전쟁포로 조 키에유미아(Joe Kieyoomia)가 후폭풍에서 살아남았다고 한다.[72] 1963년 고쿠라 시와 다른 시를 통합시켜 발족된 기타큐슈시에는 나가사키의 종과 평화 기원비가 있다.[73]
추가 원폭 투하 여부
히로시마와 나가사키 원폭 투하 후 미국은 그 해 8월 셋째 주에 한 기, 9월과 10월에 각각 세 기를 추가로 투하하려는 계획을 세웠다.[74] 맨해튼 프로젝트 총 책임자 레슬리 그로브스 장군이 8월 10일 미군 참모총장 조지 마셜에게 ‘다음 투하는 8월 17일 혹은 18일 뒤에 날씨조건이 만족 되는 대로 이루어져야한다’라는 제안을 했다. 마셜은 이 제안에 지지한다는 내용을 담았지만 동시에 ‘대통령의 허락이 있을 때까진 그 시기에 투하를 하지 못할 것’이라는 답변을 보냈다.[74] 또한 몰락 작전 계획 수립이 시작되기 전 이미 미국 육군성에서는 일본이 항복을 하지 않는다는 가정 하에 어떤 식으로 본토공습을 시행할지 의논하였다.[74] 그러나 일본이 항복을 선언하자 곧 추가 원폭 투하 여부 의논은 종식됐다.
일본에 투하할 원자폭탄은 총 15발이 준비되어 있었으며 히로시마와 나가사키에 투하해서 2발만 사용하였다.
일본의 항복
미 전시 내각은 8월 9일까지 일본에게 네 가지 조건을 수용하여 항복할 것을 요구했다. 8월 8일 소련이 얄타 협정에 근거를 두고 소-일 불가침 조약을 파기, 일본에 선전포고를 하자 히로히토는 기도 고이치에게 “소련이 우리에게 전쟁을 선포했으니 즉시 상황을 수습하라”는 명령을 내렸다. 한편, 대한민국 임시 정부에서도 1945년 9월에 일본을 공격하기로 예정이 되어 있었다. 기도는 즉시 제국 회의를 열어 외무 대신 도고 시게노리에게 연합군의 항복 요청을 기존의 네 가지 조건에서 한 가지 조건으로 축소시켜 수락하라고 이야기했으며 동시에 “천황의 지위에 흠이 갈 수 있는 요구에는 타협하지 말 것”이라고 전했다.[75] 8월 12일 히로히토가 황가에 항복의사를 밝혔으며 연합군 측에서 천황제를 방치하려는 움직임이 보이자 이틀 후 14일 히로히토는 연합군 측에 항복을 선언하는 내용을 일본 전역에 방송했다. 이에 다음날 군부 측에서는 항복 선언에 반대하는 봉기가 일어났으나 곧 수그러들었다. 그리고 이후 4만여 명의 미군이 히로시마를 점령했고, 2만 7천 명이 나가사키를 점령했다. 또한 9월에 연합국(영국, 미국, 중화민국, 소련)이 일본을 분할 점령할 목적이 있었는데 이 역시 일본이 예상보다 빨리 항복하는 바람에 무산되고 말았다.
다음은 최고책임자였던 히로히토의 조건없는 항복 방송 중 원자폭탄에 관한 부분이다.
"(중략)…뿐만 아니라, 적은 새로이 잔인한 폭탄으로 죄없는 백성들을 끊임없이 죽이니, 그 참혹함은 참으로 셀 수 없을 정도로 크다. 그리하여 더 이상 전쟁을 계속하는 일은, 결국 우리 민족의 멸망을 불러올 뿐만 아니라, 인류의 문명 또한 부수어버릴 것이다. 이리 되면 짐은 어찌 수많은 백성들을 지키고, 황실과 조상의 신령께 고개를 들 수 있겠는가. 이것이, 짐이 제국 정부에게 하여금 공동 선언에 응하도록 명한 연유이다. 짐은, 제국과 함께 끝까지 동아시아의 해방을 위해 노력한 모든 맹우(盟友)들에 대하여, 유감의 뜻을 보이지 않을 수 없다.
정의
일반적으로, 털없음 정리에 따라, 블랙홀은 질량 · 각운동량 · 전하 · 자하(영어: magnetic charge)만으로 결정된다. 슈바르츠실트 계량은 전하·자하가 0인 정적인, 점근적으로 민코프스키 공간에 존재하는 유일한 구면 대칭 해이며, 회전하거나 대전되어 있지 않는 구형 별을 나타낸다. 만약 별의 크기가 슈바르츠실트 계량보다 작다면, 이는 블랙홀이 된다.
편의상 광속을 {\displaystyle c=1}c=1로 놓고, −+++… 계량 부호수를 사용하자. {\displaystyle d>3}d>3차원 시공간에서, 슈바르츠실트 계량은 다음과 같다.[1]:11
{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}\right)^{-1}\mathrm {d} r^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2}{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}\right)^{-1}\mathrm {d} r^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2}
여기서
{\displaystyle r_{0}r_{0}는 길이의 단위를 가지는, 사건 지평선의 위치를 나타내는 임의의 매개 변수이다.
{\displaystyle d\Omega _{d-2}^{2}d\Omega _{d-2}^{2}는 반지름이 1인 {\displaystyle d-2}d-2차원 초구 {\displaystyle S^{d-2}S^{d-2}의 부피 원소이다.
예를 들어, 4차원 {\displaystyle d=4}d=4인 경우, 이는 다음과 같은 구면 좌표계 넓이 원소이다.
{\displaystyle \mathrm {d} \Omega ^{2}=\mathrm {d} \theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \mathrm {d} \phi ^{2}{\displaystyle \mathrm {d} \Omega ^{2}=\mathrm {d} \theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \mathrm {d} \phi ^{2}
3차원 이하에서는 이와 같은, 사건 지평선을 갖는 슈바르츠실트 해가 존재하지 않는다. (다만, 음의 우주 상수의 경우 BTZ 블랙홀이라는 해가 존재한다.)
성질
질량과 열역학
슈바르츠실트 계량의 ADM 질량 {\displaystyle M}M은 다음과 같다.[1]:11
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}
여기서 {\displaystyle G}G는 {\displaystyle d}d차원 중력 상수이며,
{\displaystyle \operatorname {vol} (S^{d-2})={\frac {(d-1)\pi ^{(d-1)/2}{\Gamma ((d+1)/2)}\operatorname {vol}(S^{d-2})={\frac {(d-1)\pi ^{(d-1)/2}{\Gamma ((d+1)/2)}
는 {\displaystyle d-2}d-2차원 초구의 부피이다. 예를 들어, 4차원의 경우
{\displaystyle M=r_{0}/2G}M=r_{0}/2G
이다.
윅 회전을 통해 계산하면, 임의의 차원에서 슈바르츠실트 블랙홀의 온도는 다음과 같다.
{\displaystyle T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}
다시 말해, 슈바르츠실트 블랙홀은 이 온도의 호킹 복사를 방출한다.
사건 지평선의 넓이가
{\displaystyle A=\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-2}A=\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-2}
이므로, 슈바르츠실트 해의 엔트로피는
{\displaystyle S=A/4G}S=A/4G
이다.
인과 구조
슈바르츠실트 계량은 점근적으로 평탄하다. 즉, 원점에서 매우 멀리 떨어진 곳에서는 민코프스키 공간에 근접한다. 슈바르츠실트 계량은 {\displaystyle r=r_{0}r=r_{0}에서 사건 지평선을 갖는다. 이를 슈바르츠실트 반지름이라고 한다. 이 점에서 계량 텐서가 발산하는 것처럼 보이지만, 지평선은 사실 좌표 특이점에 불과하며, 다른 좌표계를 사용해 지평선 내부가 존재함을 보일 수 있다.
대칭
슈바르츠실트 계량은 {\displaystyle \operatorname {O} (d-1)\times \mathbb {R} }{\displaystyle \operatorname {O} (d-1)\times \mathbb {R} } 대칭을 갖는다. 즉, 이는 {\displaystyle d-1}d-1차원 공간의 회전에 대하여 불변이며, 또한 시간 변화에 대하여 불변이다. 즉, 이는 총 {\displaystyle (d-1)(d-2)/2+1}{\displaystyle (d-1)(d-2)/2+1}개의 킬링 벡터장에 해당한다.
버코프의 정리에 의하여, 진공이면서 구면 대칭을 갖는 아인슈타인 방정식의 해는 슈바르츠실트 계량 밖에 없다.
일반화
슈바르츠실트 블랙홀에 전하를 띠게 한 해는 라이스너-노르드스트룀 계량이다. 현실에서의 중력 붕괴 현상으로 형성되는 블랙홀은 회전하는 블랙홀이 될 것으로 여겨진다. 회전하는 블랙홀에 대한 해는 커 계량이, 거기에 더해 전하를 띠는 경우에는 커-뉴먼 계량이 유일한 해이다.
슈바르츠실트-더 시터르 계량
양의 우주 상수 {\displaystyle \Lambda =(d-1)(d-2)R^{-2}/2}\Lambda =(d-1)(d-2)R^{-2}/2를 가진, {\displaystyle d>3}d>3차원의 더 시터르 공간에서, 구형 대칭의 정적 비대전 계량은 슈바르츠실트-더 시터르 계량(Schwarzschild-de Sitter計量, 영어: Schwarzschild–de Sitter metric)이라고 하고, 다음과 같다.[2]
{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2}{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}-r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{d-2}^{2}
질량과 열역학
슈바르츠실트-더 시터르 계량의 질량은 다음과 같다.
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}
이는 더 시터르 공간의 질량이 0이라고 가정한 것이다.
인과 구조
슈바르츠실트-더 시터르 계량은
{\displaystyle 1=(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}1=(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}
인 곳에서 킬링 지평선(킬링 벡터 {\displaystyle \partial /\partial t}\partial /\partial t가 영벡터가 되는 점)을 가진다. 이 식은 일반적으로 두 개의 해를 가지는데, 안쪽의 것은 블랙홀의 지평선, 바깥쪽의 것은 더 시터르 공간의 우주론적 지평선(영어: cosmological horizon)이다. 이 두 지평선은 일반적으로 서로 다른 온도를 가지며, 따라서 서로 다른 온도의 호킹 복사를 방출한다.[3][4]
슈바르츠실트-반 더 시터르 계량
음의 우주 상수 {\displaystyle \Lambda =-(d-1)(d-2)R^{-2}/2}\Lambda =-(d-1)(d-2)R^{-2}/2를 가진, {\displaystyle d>2}d>2차원의 반 더 시터르 공간에서, 구형 대칭의 정적 비대전 계량은 슈바르츠실트-반 더 시터르 계량(Schwarzschild-反de Sitter計量, 영어: Schwarzschild–anti-de Sitter metric)이라고 하고, 다음과 같다.[1]:56
{\displaystyle ds^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)dt^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}d\Omega _{d-2}^{2}ds^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)dt^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}\right)^{-1}dr^{2}+r^{2}d\Omega _{d-2}^{2}
우주 상수가 없는 경우와 달리, 이 경우 3차원에서도 블랙홀이 존재한다. 이를 BTZ 블랙홀이라고 한다.
질량과 열역학
슈바르츠실트-반 더 시터르 계량의 질량은 다음과 같다.
{\displaystyle M={\frac {(d-2)\operatorname {vol} (S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}M={\frac {(d-2)\operatorname {vol}(S^{d-2})r_{0}^{d-3}{16\pi G}
이는 반 더 시터르 공간의 질량이 0이라고 가정한 것이다.
반 더 시터르 공간의 온도를 질량에 따른 함수 {\displaystyle T(M)}T(M)라고 하자. 이 함수는 어떤 {\displaystyle M_{0}M_{0}에 대하여, {\displaystyle M\leq M_{0}M\leq M_{0}인 경우 감소하지만 {\displaystyle M\geq M_{0}M\geq M_{0}인 경우 증가한다. 즉, 같은 온도를 가지지만 서로 다른 에너지를 가진 두 블랙홀이 존재하며, 블랙홀의 최저 온도 {\displaystyle T_{\text{min}T_{\text{min}가 존재한다. 이 온도에서 블랙홀은 1차 상전이를 겪는다. 이를 호킹-페이지 전이(영어: Hawking–Page transition)라고 하며, 스티븐 호킹과 돈 페이지(영어: Don Page)가 발견하였다.[5] 이는 AdS/CFT 대응성을 통해, 대응하는 등각 장론의 상전이로 해석할 수 있다.
인과 구조
이 계량은
{\displaystyle 1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}=0}1-(r_{0}/r)^{d-3}+r^{2}/R^{2}=0
이 되는 {\displaystyle r}r에서 사건 지평선을 갖는다.
슈바르츠실트 막
{\displaystyle d}d차원 민코프스키 공간에서, 여차원이 {\displaystyle n}n인 슈바르츠실트 검은 막은 다음과 같다.
{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)\,\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)^{-1}\,dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{n-1}^{2}+dx_{1}^{2}+\cdots +\mathrm {d} x_{d-n-1}^{2}{\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=-\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)\,\mathrm {d} t^{2}+\left(1-(r_{0}/r)^{n}\right)^{-1}\,dr^{2}+r^{2}\,\mathrm {d} \Omega _{n-1}^{2}+dx_{1}^{2}+\cdots +\mathrm {d} x_{d-n-1}^{2}
이는 {\displaystyle n+1}n+1차원 공간에서의 슈바르츠실트 계량과 {\displaystyle d-n-1}d-n-1차원 유클리드 공간의 곱공간이며, 리치 곡률이 0인 두 다양체의 곱공간 역시 리치 곡률이 0이므로 이 또한 아인슈타인 방정식의 진공해를 이룬다.[1]:§3.2 이 경우, 검은 막의 질량 밀도는 다음과 같다.
{\displaystyle \rho ={\frac {(n-1)\operatorname {vol} (S^{n-1})r_{0}^{n-2}{16\pi G}\rho ={\frac {(n-1)\operatorname {vol}(S^{n-1})r_{0}^{n-2}{16\pi G}
이 검은 막의 온도는 다음과 같다.
{\displaystyle T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}T={\frac {\hbar c}{4\pi k_{\text{B}r_{0}
슈바르츠실트 검은 막은 {\displaystyle r=r_{0}r=r_{0}에서 사건 지평선을 갖는다.
역사
카를 슈바르츠실트가 1916년 1월에 제출한 8쪽의 짧은 논문에서 유도하였다.[6] 제1차 세계 대전 당시 슈바르츠실트는 출병 전에 일반 상대성 이론을 접한 뒤, 전쟁터에서 계산에 힘써 이 해를 도출해냈다. 그는 그 연구 결과를 알베르트 아인슈타인에게 보내고 같은 해 5월에 전사했다.
자신이 발견한 해에 대하여 슈바르츠실트는 다음과 같이 평했다.
“ 간단한 꼴의 정확해를 유도하는 것은 항상 기분 좋은 일이다.
Es ist immer angenehm, über strenge Lösungen einfacher Form zu verfügen. ”
— [6]:190
등각 시간과 입자 지평선
공변거리의 관점에서 입자 지평선의 정의는 빅뱅 이후 입자가 광속 {\displaystyle c}c로 등각 시간 {\displaystyle \eta }\eta 만큼 이동한 거리를 의미한다. 일반적으로 특정한 시간 {\displaystyle t}t에서 등각시간은 다음과 같다.
{\displaystyle \eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')}{\displaystyle \eta =\int _{0}^{t}{\frac {dt'}{a(t')}
여기서 {\displaystyle a(t)}a(t)는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량의 척도인자이며, 빅뱅 시점을 {\displaystyle t=0}t=0로 두었다. 관습에 따라 아래첨자 0이 붙은 시간을 "오늘날"이라고 하고, "오늘날"의 등각시간은 {\displaystyle \eta (t_{0})=\eta _{0}=1.48\times 10^{18}\ {\rm {s}{\displaystyle \eta (t_{0})=\eta _{0}=1.48\times 10^{18}\ {\rm {s}이다. 여기서 등각시간은 우주의 나이와는 다르다. 여기서 등각 시간은 광자가 우리가 현재 있는 곳부터 우주가 팽창을 멈췄을 때 가장 멀리 볼 수 있는 거리까지 이동하는 데 걸리는 시간과 같다. 따라서 {\displaystyle \eta _{0}{\displaystyle \eta _{0}는 물리적으로 의미가 있는 시간은 아니지만(실제로 이 시각은 지나지 않음) 이것과 관련되어 있는 입자 지평선은 개념적으로 의미가 있는 것임을 알 수 있다.
입자 지평선은 시간이 지남에 따라 계속 멀어지고 있으며, 등각시간 또한 증가하고 있다. 이와 같이 관측 가능한 우주의 크기는 계속 증가하고 있다.[1][3] 주어진 시간에 대한 고유거리는 공변거리에 비례하여 늘어나기 때문에[4](공변거리는 현재 시점에서 고유거리와 같도록 대체로 정의되므로 현재 시점에서 {\displaystyle a(t_{0})=1}{\displaystyle a(t_{0})=1}이다) 시간 {\displaystyle t}t에서 입자 지평선까지의 고유거리는 다음과 같이 주어진다.[5]
{\displaystyle a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {cdt'}{a(t')}{\displaystyle a(t)H_{p}(t)=a(t)\int _{0}^{t}{\frac {cdt'}{a(t')}
"오늘날" 즉 {\displaystyle t=t_{0}{\displaystyle t=t_{0} 시점에서 입자 지평선까지의 고유거리는 다음과 같다.
{\displaystyle H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14.4\ {\rm {Gpc}=46.9\ {\rm {billion\ light\ years}{\displaystyle H_{p}(t_{0})=c\eta _{0}=14.4\ {\rm {Gpc}=46.9\ {\rm {billion\ light\ years}.
입자 지평선 개념의 발전
이 단락에서는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW 계량) 우주론 모델을 기반으로 설명한다. 여기서는 우주가 상호작용하지 않는 성분들이 모여 구성된 것이라고 가정하고 있고 각각은 밀도 {\displaystyle \rho _{i}{\displaystyle \rho _{i}, 분압 {\displaystyle p_{i}p_i, 상태방정식 {\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i}{\displaystyle p_{i}=\omega _{i}\rho _{i}을 만족하는 이상유체이며 이들을 모두 합한 전체밀도는 {\displaystyle \rho }\rho 이며 전체분압은 {\displaystyle p}p이다.[6] 이에 따르면 방정식들을 다음과 같이 새로 정의할 수 있다.
허블 함수 {\displaystyle H={\frac {\dot {a}{a}{\displaystyle H={\frac {\dot {a}{a}
임계밀도 {\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}{8\pi }H^{2}{\displaystyle \rho _{c}={\frac {3}{8\pi }H^{2}
i번째 무차원 에너지 밀도 {\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i}{\rho _{c}{\displaystyle \Omega _{i}={\frac {\rho _{i}{\rho _{c}
무차원 에너지 밀도 {\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}=\sum \Omega _{i}{\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}=\sum \Omega _{i}
{\displaystyle z}z에서의 적색편이 방정식 {\displaystyle 1+z={\frac {a_{0}{a(t)}{\displaystyle 1+z={\frac {a_{0}{a(t)}
아래첨자가 0인 모든 함수는 현재 시각 {\displaystyle t_{0}t_{0}(또는 그와 같은 {\displaystyle z=0}z=0)에서의 함수를 의미한다. 마지막 항은 곡률방정식을 포함하여 전부 {\displaystyle 1}1로 만들 수 있다.[7] 허블 함수에서는 다음과 같이 증명 가능하다.
{\displaystyle H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i}{\displaystyle H(z)=H_{0}{\sqrt {\sum \Omega _{i0}(1+z)^{n_{i}
여기서 {\displaystyle n_{i}=3(1+\omega _{i})}{\displaystyle n_{i}=3(1+\omega _{i})}이다. 추가적으로 이 공식의 범위는 모든 입자 요소에 적용될 수 있으며 각각은 무한이 많을 수 있다. 이를 다음과 같이 표기할 수 있다.[7]
{\displaystyle {\text{입 자 경 계 선 }~~H_{p}{\text{는}~~N>2{\text{일 때 만 존 재 한 다. }{\displaystyle {\text{입 자 경 계 선 }~~H_{p}{\text{는}~~N>2{\text{일 때 만 존 재 한 다. }
여기서 {\displaystyle N}N은 {\displaystyle n_{i}n_{i}(무한대가 될 수 있음)에서 최대이다. 확장하는 우주({\displaystyle {\dot {a}>0}{\displaystyle {\dot {a}>0})에 대한 입자 지평선의 변화는 다음과 같다.[7]
{\displaystyle {\frac {dH_{p}{dt}=H_{p}(z)H(z)+c}{\displaystyle {\frac {dH_{p}{dt}=H_{p}(z)H(z)+c}
여기서 {\displaystyle c}c는 광속이며 자연단위인 {\displaystyle 1}1로 바꿀 수 있다. 여기서, 거리의 변화율은 FLRW-시간 {\displaystyle t}t에 관한 식이며 {\displaystyle z}z만큼 적색편이 할 때 앞에서 언급한 것과 같이 비례한다고 볼 수 있다. 이 결과는 사건의 지평선과도 비슷하지만 세세한 부분에 있어서는 다르다.
지평선 문제
<nowiki /> 이 부분의 본문은 지평선 문제입니다.
입자 지평선 개념은 대폭발 우주론과 관련된 미해결 문제인 지평선 문제를 설명하는 데에도 사용된다. 우주 마이크로파 배경(CMB)가 방출할 때 재결합 시각을 추정하여 입자 지평선을 추측할 수 있다.
{\displaystyle H_{p}(t_{\rm {CMB})=c\eta _{\rm {CMB}=284\ {\rm {Mpc}=8.9\times 10^{-3}H_{p}(t_{0})}{\displaystyle H_{p}(t_{\rm {CMB})=c\eta _{\rm {CMB}=284\ {\rm {Mpc}=8.9\times 10^{-3}H_{p}(t_{0})}.
이 시간에 해당하는 고유시간은 다음과 같다.
{\displaystyle a_{\rm {CMB}H_{p}(t_{\rm {CMB})=261\ {\rm {kpc}{\displaystyle a_{\rm {CMB}H_{p}(t_{\rm {CMB})=261\ {\rm {kpc}
우주 마이크로파 배경 복사가 실질적으로 우리의 입자 지평선({\displaystyle 284{\text{ Mpc}\ll 14.4{\text{ Gpc}{\displaystyle 284{\text{ Mpc}\ll 14.4{\text{ Gpc})에서 방출되는 것으로 관측되므로, 천구에서 대원(great circle)의 일부에 의하여,
{\displaystyle f=H_{p}(t_{\rm {CMB})/H_{p}(t_{0})}{\displaystyle f=H_{p}(t_{\rm {CMB})/H_{p}(t_{0})}
정도(시직경으로는 {\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ }{\displaystyle \theta \sim 1.7^{\circ })[8] 분리되어 있는 우주 마이크로파 배경은 서로 인과적 접촉(causal contact)이 불가능하여야 할 것으로 예상된다. 그러므로 CMB가 열평형 상태이며 흑체와 매우 유사하다는 점은 표준적인 우주 팽창 이론으로는 설명되지 않는다. 이 문제를 설명하는 가장 유력한 방법은 급팽창 이론이다.
물리 우주론
초기 우주
우주의 팽창 · 미래
성분 · 구조
실험
과학자
주제 역사
vte
우주의 연대기(宇宙年代記, chronology of the universe), 또는 우주의 역사는 대폭발 우주론에 따라 우주의 역사와 미래를 설명한다.
우주 존재의 가장 초기 단계는 138억 년 전에 발생한 것으로 추정되며 68% 신뢰 수준에서 약 2100만 년의 불확실성이 있다.[1]
개요
5단계의 연대기
우주(관측 가능한 부분)의 대폭발(왼쪽)에서, 우주 마이크로파 배경(CMB)-기준 잔광, 현재까지의 진화 다이어그램.
이 요약의 목적을 위해 기원 이후의 우주 연대기를 다섯 부분으로 나누는 것이 편리하다. 일반적으로 시간이 이 연대기 이전에 존재했는지 여부는 무의미하거나 불분명한 것으로 간주하니:
극초기 우주
우주시의 첫 번째 피코초picosecond (10-12초)이다. 여기에는 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대(Planck epoch)가 포함되니; 네 가지 알려진 기본 상호작용 또는 힘의 단계에서 출현 - 첫 번째 중력, 나중에 전자기, 약하고 강한 상호작용; 그리고 우주 급팽창으로 인한 우주 자체의 팽창과 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 과냉각.
이 단계에서 우주의 작은 잔물결은 훨씬 나중에 형성된 거대구조의 기초로 여겨진다. 극초기 우주의 여러 단계는 다른 정도로 이해된다. 그 초기 부분은 입자물리학에서 실제 실험의 범위를 벗어났지만 다른 수단을 통해 탐색할 수 있다.
초기 우주
이 시기는 약 37만 년 동안 지속되었다. 초기에는 다양한 종류의 아원자 입자가 단계적으로 형성된다. 이 입자에는 거의 같은 양의 물질과 반물질이 포함되어 있으므로 대부분이 빠르게 쌍소멸되어 우주에 소량의 물질만 남게 된다.
약 1초에 중성미자 분리(neutrino decoupling)가 되니; 이 중성미자는 우주 중성미자 배경(CνB)을 형성한다. 만일 원시 블랙홀이 존재한다면 역시 우주시의 약 1초에 형성된다. 양성자와 중성자를 포함한 합성 아원자 입자가 나타나며 약 2분 후에 핵합성에 적합한 조건이 된다. 양성자의 약 25%와 모든 중성자는 더 무거운 원소로 융합되며, 초기에는 중수소가 빠르게 주로 헬륨-4로 융합된다.
20분이 지나면 우주는 더 이상 핵융합을 할 만큼 뜨겁지 않지만 중성 원자가 존재하거나 광자가 멀리 여행하기에는 너무 뜨겁다. 따라서 그것은 불투명한 플라스마이다.
전자가 헬륨 핵과 결합하여 He+를 형성함에 따라 재결합 시대(recombination epoch)가 약 1만8000년에 시작된다. 약 4만7000년[2]에 우주가 냉각됨에 따라 우주의 거동은 복사보다는 물질에 의해 지배되기 시작된다. 약 10만 년 후에 중성 헬륨 원자가 형성된 후 헬륨 수소화물은 첫 번째 분자이다. (훨씬 후에 수소와 수소화 헬륨 이온이 반응하여 최초의 항성에 필요한 연료인 수소분자 H2를 형성한다.) 약 37만 년 후에[3][4][5][6] 중성 수소 원자들이 형성을 마치고("재결합"), 그 결과 우주는 더불어 처음으로 투명해졌다. 새로 형성된 원자(주로 리튬의 흔적이 있는 수소와 헬륨)는 광자를 방출하여 가장 낮은 에너지 상태(바닥 상태)에 빠르게 도달하며("광자 분리"), 이러한 광자는 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있다. 이것은 현재 우리가 우주에 대해 가지고 있는 가장 오래된 관측이다.
암흑 시대와 거대구조의 출현
37만 년에서 약 10억 년까지. 재결합 및 광자 분리(decoupling) 후 우주는 투명했지만 수소 구름은 매우 천천히 붕괴되어 별과 은하를 형성할 뿐이므로 새로운 광원은 없었다. 우주에서 유일한 광자(전자기 복사 또는 "빛")는 분리 중에 방출되는 광자(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)와 때때로 수소 원자에서 방출되는 21cm 전파 방출이었다. 분리된 광자는 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠을 것이며, 약 300만년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색이동하여 가시광선이 없는 상태로 남게 되었을 것이다. 이 기간을 우주 암흑 시대(Dark Ages)라고 한다.
약 2억 ~ 5억 년의 어느 시점에서 가장 초기 세대의 항성과 은하가 형성되고(정확한 시기는 아직 연구 중임), 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품과 같은 암흑물질 은하 필라멘트에 이끌려 초기의 거대구조가 점차 나타난다. 가장 초기 세대의 항성은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았다. 그것들은 거대하고(태양질량 100-300배) 비금속성일 수 있으며 오늘날 우리가 보는 대부분의 항성에 비해 수명이 매우 짧기 때문에 일반적으로 수소 연료를 모두 태우고 겨우 수백만 년 후에 매우 활기찬 쌍불안정성 초신성으로 폭발한다.[7] 다른 이론에 따르면 작은 항성이 포함되었을 수 있으며 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다. 어느 쪽이든, 이 초기 세대의 초신성은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고 우주에 그것들을 심었다.
은하단과 초은하단은 시간이 지남에 따라 나타난다. 어떤 시점에서 가장 초기의 항성, 왜소은하, 아마도 퀘이사의 고에너지 광자는 약 2억5000만 년에서 5억 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 7억 년에서 9억 년 사이에 완료되고 약 10억 년 정도 감소하는 재전리 기간을 이끈다. (정확한 시기는 아직 연구 중임). 우주는 점차 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 변모했고 암흑 시대는 약 10억 년경 완전히 끝났다.
초기 항성은 관찰되지 않았지만 일부 은하는 우주시 약 4억 년(재전리 시작 직후 적색편이 z≈11.1에서 GN-z11)부터 관찰되었다. 이것들은 현재 항상과 은하에 대한 우리의 초기 관측이다. 2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 이것을 z≈20 (우주시 1억8000만 년)으로 되돌리기 위해 의도된 것으로, 최초의 은하(≈2억7000만년)와 초기 항성(≈1억에서 1억8000만 년)을 보기에 충분하다.
오늘날 나타나는 우주
10억 년부터 약 128억 년 동안 우주는 오늘날과 매우 유사해 보였고, 앞으로도 수십억년 동안 계속해서 매우 유사하게 보일 것이다. 우리은하의 얇은 원반은 약 50억 년(88억 년전)에 형성되기 시작했으며,[8] 태양계는 약 92억년(46억년전)에 형성되었으며, 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적은 약 103억년(35억년전)경에 나타난다.
시간이 지남에 따라 물질이 얇아지면 우주의 팽창을 늦추는 중력의 능력이 감소한다. 대조적으로, 암흑 에너지(우리 우주 전체를 통한 일정한 스칼라장으로 믿어짐)는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 일정한 요소이다. 우주의 팽창은 약 50~60억 년 전 변곡점을 지나 우주의 팽창이 현재 감속보다는 가속되고 있는 현대의 "암흑 에너지 지배 시대(dark-energy-dominated era)"에 들어섰다. 현재의 우주는 아주 잘 이해되고 있지만, 우주사 약 1000억 년(약 860억 년 미래)의 시간을 넘어서면 현재 지식의 불확실성으로 인해 우리 우주가 어떤 길을 택할지 확신이 서지 않는다.[9][10]
먼 미래와 궁극적 운명
0:50
허블 우주망원경-허블 울트라 딥 필드 은하에서 레거시 필드(Legacy Field)로 줌아웃
(비디오 00:50, 2019년 5월 2일)
언젠가는 별의 시대(Stelliferous Era)는 더 이상 별이 태어나지 않고 끝날 것이고 또한 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부 은하에 국한된다는 것을 의미한다. 먼 미래와 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오가 있다. 우리의 현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해줄 것이다.
우주의 연표 요약
<nowiki /> en:Timeline of the early universe, en:Timeline of natural history, en:Geologic time scale, en:Timeline of the evolutionary history of life 및 en:Timeline of the far future 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
<nowiki /> en:Graphical timeline of the universe, en:Graphical timeline of the Big Bang, en:Graphical timeline from Big Bang to Heat Death 및 en:Graphical timeline of the Stelliferous Era 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
참고: 아래 표의 복사 온도는 우주 배경 복사를 나타내며 2.725 K·(1 + z로 표시된다. ), 여기서 z는 적색편이이다.
시대 우주시 적색편이 복사
온도
(에너지)
설명
플랑크 시대
(Planck epoch) < 10−43 s > 1032 K
( > 1019 GeV) 플랑크 척도는 현재의 물리적 이론이 적용되지 않을 수 있는 물리적 척도이며 발생한 일을 계산하는 데 사용할 수 없다. 플랑크 시대에 우주론과 물리학은 양자 중력 효과가 지배했다고 가정한다.
대통일 시대
(Grand
unification
epoch) < 10−36 s > 1029 K
( > 1016 GeV) 표준 모형의 세 가지 힘은 여전히 통합되어 있다(자연이 대통일 이론으로 설명된다고 가정하고 중력은 포함되지 않음).
급팽창 시대
(Inflationary epoch)
전기약 시대
(Electroweak epoch) < 10−32 s 1028 K ~ 1022 K
(1015 ~ 109 GeV) 우주 급팽창은 10-36에서 10-32초 정도의 시간에 걸쳐 1026배만큼 공간을 확장한다. 우주는 약 1027에서 1022켈빈으로 과냉각된다.[11] 강한 상호작용은 전기약 작용과 구별되게 된다.
전기약 시대
(Electroweak
epoch) 종료 10−12 s 1015 K
(150 GeV) 온도가 150GeV 이하로 떨어지기 전에 입자 상호작용의 평균 에너지는 충분히 높기 때문에 W1 W2, W3 및 벡터 보손(전자기약 상호작용)과 H+, H−, H0, H0⁎ 스칼라 보손(힉스 상호작용)의 교환으로 설명할 수 있다. 이 그림에서 힉스장의 진공기대값은 영이고(그러므로 페르미온이 질량이 없다), 모든 전기약 보손은 질량이 없으며(그들은 아직 무거워지기 위해 힉스 장의 구성 요소를 "먹지" 않았다.), 광자 (γ)는 아직 존재하지 않는다. (그것들은 상전이 후에 B와 W3 보손의 선형결합으로 존재하여, γ = B cos θW + W3 sin θW, 여기서 θW 는 와인버그 각이다). 이는 대형 강입자 충돌기에서 직접 관측할 수 있는 가장 높은 에너지이다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광초이다.
쿼크 시대
(Quark epoch) 10−12 s ~ 10−5 s 1015 K ~ 1012 K
(150 GeV ~ 150 MeV) 표준모형의 힘은 "저온" 형태로 재구성되니: 힉스와 약전자기 상호작용은 무거운 힉스 보손 H0, W+, W-로 전달되는 약한 힘 및 Z0 보손과 질량이 없는 광자에 의해 전달되는 전자기력으로 재배열된다. 힉스장은 진공 기댓값이 영이 아니므로 페르미온을 무겁게 만든다. 에너지가 너무 높아 쿼크가 강입자에 합쳐질 수 없으며 대신에 쿼크-글루온 플라스마(Quark–gluon plasma)를 형성한다.
강입자 시대
(Hardron epoch) 10−5 s ~ 1 s 1012 K ~ 1010 K
(150 MeV ~ 1 MeV) 쿼크는 강입자로 묶여 있다. 초기 단계에서 약간의 물질-반물질 비대칭(중입자 비대칭)은 반중입자를 제거한다. 0.1초까지 뮤온과 파이온은 열평형 상태에 있으며 중입자보다 10:1 정도 많다. 이 시대가 끝나갈 무렵에는 빛에 안정한 중입자(양성자와 중성자)만 남는다. 경입자, 양성자 및 중성자의 밀도가 충분히 높기 때문에 약한 힘의 작용으로 빠르게 서로 변한다. 중성자의 더 높은 질량으로 인해 처음에는 1:1이었던 중성자:양성자 비율이 감소하기 시작한다.
중성미자 분리
(Nutrino decoupling) 1 s 1010 K
(1 MeV) 중성미자는 중입자 물질과의 상호 작용을 중단하고 우주 중성미자 배경을 형성한다. 중성자:양성자 비율은 약 1:6에서 동결된다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체는 반지름이 약 10광년이다.
경입자 시대
(Lepton epoch) 1 s ~ 10 s 1010 K ~ 109 K
(1 MeV ~ 100 keV) 렙톤과 반렙톤은 열평형 상태를 유지한다 - 광자의 에너지는 여전히 전자-양전자 쌍을 생성할 만큼 충분히 높다.
대폭발 핵합성
(Big Bang nucleosynthesis) 10 s ~ 103 s 109 K ~ 107 K
(100 keV ~ 1 keV) 양성자와 중성자는 원시 원자핵: 수소와 헬륨-4로 결합된다. 미량의 중수소, 헬륨-3 및 리튬-7도 형성된다. 이 시대가 끝날 때 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광년이고, 중입자 밀도는 m3당 4g (해수면 공기 밀도의 약 0.3%) 정도이다 - 그러나, 당시 대부분의 에너지는 전자기 복사 안에 있다.
광자 시대
(Photon epoch) 10 s ~ 370 ka 109 K ~ 4000 K
(100 keV ~ 0.4 eV) 우주는 핵, 전자 및 광자의 플라스마로 구성되니; 전자가 핵에 결합하기에는 온도가 너무 높게 유지된다.
재결합 시대
(Recombination epoch) 18 ka ~ 370 ka 6000 ~ 1100 4000 K
(0.4 eV) 전자와 원자핵은 먼저 중성 원자를 형성한다. 광자는 더 이상 물질과 열평형 상태에 있지 않고 우주는 먼저 투명해진다. 재결합은 약 10만 년 동안 지속되며, 이 기간 동안 우주는 점점 더 광자에게 투명해진다. 우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 이 시기에 발생한다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 4200만 광년이다. 이때의 중입자 물질 밀도는 m3 당 약 5억 개의 수소와 헬륨 원자로, 현재보다 약 10억 배 높다. 이 밀도는 10-17 차수 기압에 해당한다.
암흑 시대
(Dark age) 370 ka ~ 150 Ma?
(약 1 Ga까지는
완전히 종료) 1100 ~ 20 4000 K ~ 60 K 재결합과 첫 번째 항성 형성 사이의 시간. 이 시기에 광자의 유일한 원천은 수소선에서 수소가 전파를 방출하는 것이었다. CMB 광자를 빠르게 전파하면서 (약 300만 년 이내) 적외선으로 바뀌었고, 우주는 가시광선이 없었다.
항성 형성과
은하 생성
(Star formation and galaxy formation) 가장 오래된 은하들:
약 300–400 Ma
(첫번째 항성:
비슷하거나 이전)
현대 은하들: 1 Ga ~ 10 Ga
(정확한 타이밍은
조사 중) 약 20부터 약 60 K부터 알려진 최초의 은하는 약 3억8천만 년 전에 존재했다. 은하는 약 10억 년(적색편이 z = 6)에 "원시 은하단"으로 합체되고 30억 년(z = 2.1)에 은하단으로 합체되기 시작하며, 약 50억 년(z = 1.2)에 초은하단으로 합체된다. 참조: 은하군 및 성단 목록, 초은하단 목록.
재전리 시대
(Recombination epoch) 시작 250 Ma ~ 500 Ma
완료: 700 Ma ~ 900 Ma
종료: 1 Ga
(모든 타이밍은
대략적) 20 ~ 6 60 K ~ 19 K 망원경으로 관측할 수 있는 가장 멀리 떨어진 천체는 이 기간으로 거슬러 올라가는데; 2016년 현재 관측된 가장 멀리 떨어진 은하는 GN-z11로 적색편이 11.09이다. 가장 초기의 "현대적인" 종족 I 별이 이 시기에 형성된다.
현재 시간
(Present time) 13.8 Ga 0 2.7 K 현재 관측 가능한 가장 먼 광자는 CMB 광자이다. 이들은 반지름이 460억 광년인 구로부터 도착한다. 그 안의 구형 부피는 흔히 관측 가능한 우주라고 불린다.
연대기의 대안적인 세분화 (위의 여러 기간과 중복됨)
복사-지배 시대
(Radiation-dominated era) 급팽창(~ 10−32 sec)
부터 ≈ 47 ka > 3600 > 104 K 이 시간 동안 광속으로, 또는 그에 가깝게 움직이는 광자 및 중성미자와 같은 질량이 없거나 또는 질량이 거의 없는 상대론적 구성요소의 에너지 밀도가 물질 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배한다.
물질-지배 시대
(Matter-dominated era) 47 ka ~ 9.8 Ga[2] 3600 ~ 0.4 104 K ~ 4 K 이 시기 동안 물질의 에너지 밀도는 복사 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배하므로 공간의 거리함수 확장이 느려진다.
암흑 에너지-지배 시대
(Dark-energy-dominated era) > 9.8 Ga[9] < 0.4 < 4 K 물질 밀도가 암흑 에너지 밀도(진공 에너지) 아래로 떨어지고 공간의 팽창이 가속화되기 시작한다. 이 시기는 태양계가 생성된 시기와 생명의 진화 역사와 대략 일치한다.
별의 시대
(Stelliferous Era) 150 Ma ~ 100 Ga 20 ~ −0.99 60 K ~ 0.03 K 종족 III 별들의 첫번째 형성과 모든 항성 형성 중단, 모든 별이 퇴화한 잔해의 형태로 남을 때까지의 시간.
우주의 종말
(Ultimate fate of the universe) > 100 Ga < −0.99 < 0.1 K 마침내 별들은 죽고 별을 대신할 별이 더 적게 태어나면서 우주가 어두워지면서 별의 시대는 끝날 것이다. 다양한 이론이 여러 후속 가능성을 제시한다. 양성자 붕괴를 가정하면 물질은 결국 암흑기로 증발할 수 있다(열죽음). 또는 우주가 대함몰로 붕괴될 수도 있다. 다른 제안된 종말에는 가짜 진공 재앙, 또는 우주의 종말로 가능한 빅 립이 포함된다.
대폭발
<nowiki /> 이 부분의 본문은 대폭발, 우주기원론 및 en:Why there is anything at all입니다.
우주론의 표준 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW 계량)이라고 하는 시공간의 모형을 기반으로 한다. 거리 함수(계량)는 물체 사이의 거리 측정을 제공하고 또한 FLRW 계량은 균질성 및 등방성과 같은 공간의 일부 주요 속성이 참이라고 가정하면 아인슈타인 방정식(EFE)의 정확한 해이다. FLRW 계량은 우주가 대폭발 이후에 팽창했음을 보여주는 압도적인 다른 증거들과 매우 밀접하게 일치한다.
FLRW 계량 방정식이 우주의 시작까지 거슬러 올라가서도 유효하다고 가정하면 방정식이 우주의 모든 물체 사이의 거리가 영이거나 극도로 작음을 시사하는 지점까지 시간을 거슬러 올라갈 수 있다. (이것은 가능성 중 하나이지만 대폭발 당시 우주가 물리적으로 작았다는 것을 반드시 의미하지는 않는다.) 이것은 현재의 모든 물리적 관측과 매우 밀접하게 일치하는 우주 모형을 제공한다. 우주 연대기의 시초의 기간은 "대폭발"(Big Bang)이라고 불린다. 우주론의 표준 모형은 그 순간이 발생한 후에 우주가 물리적으로 어떻게 발전했는지 설명하려고 시도한다.
FLRW 계량의 특이점은 현재 이론이 대폭발 자체가 시작될 때 실제로 일어난 일을 설명하기에는 부적절하다는 의미로 해석된다. 양자 중력에 대한 정확한 이론이 그 사건에 대한 더 정확한 설명을 가능하게 할 수 있다고 널리 믿어지고 있지만, 그러한 이론은 아직 개발되지 않았다. 그 순간 이후, FLRW 계량 자체가 시간이 지남에 따라 변경되어 모든 곳에서 결합되지 않은 모든 객체 사이의 거리에 영향을 미치기 때문에 우주 전체의 모든 거리는 영에서 (아마도) 증가하기 시작했다. 이러한 이유로 대폭발은 "어디서나 일어났다(happened everywhere)"고 말한다.
극초기 우주
우주시의 가장 초기에는 에너지와 조건이 너무 극단적이어서 현재의 지식으로는 가능성만 제시할 수 있으며, 이는 잘못된 것으로 판명될 수 있다. 한 가지 예를 들자면, 영원한 급팽창(eternal inflation) 이론은 인플레이션이 우주 대부분에 걸쳐 영원히 지속되어 "빅뱅 이후 N초"라는 개념을 잘못 정의한다고 제안한다. 따라서 초기 단계는 활발한 연구 영역이며 과학적 지식이 향상됨에 따라 여전히 추측이고 수정될 수 있는 아이디어를 기반으로 한다.
특정 "급팽창 시대"가 약 10−32초에 강조 표시되지만 관측과 이론 모두 대폭발 이후 우주의 물체 사이의 거리가 항상 증가하고 있으며 현재 (한 때 팽창 속도가 크게 느려지면 은하와 대부분의 은하단과 같이 중력에 의해 묶인 물체를 제외하고) 여전히 증가하고 있다. 급팽창 기간은 규모의 매우 급격한 변화가 발생한 특정 기간을 표시하지만 다른 시간에도 동일하게 유지되었음을 의미하지는 않는다. 보다 정확하게는 급팽창 기간 동안 팽창이 가속화되었다. 급팽창 이후, 그리고 약 98억 년 동안, 팽창은 훨씬 더 느리고 시간이 지남에 따라 더 느려졌다(비록 그것이 결코 역전되지 않았지만). 그것은 약 40억 년 전에 다시 약간 빨라지기 시작했다.
플랑크 시대
10-43초보다 짧은 시간 (플랑크 시간)
<nowiki /> en:Planck units § In cosmology 문서를 참고하십시오.
플랑크 시대는 알려진 우주를 시작한 사건 직후의 전통적인(비급팽창) 대폭발 우주론의 시대이다. 이 시대에는 우주 내부의 온도와 평균 에너지가 너무 높아 일상적인 아원자 입자가 형성될 수 없었고, 우주를 구성하는 네가지 기본 힘들-중력, 전자기력, 약한 핵력, 강한 핵력-이 결합되어 하나의 근본적인 힘을 형성했다. 이 온도에서의 물리학은 거의 이해되지 않는다. 다른 가설은 다른 시나리오를 제안한다. 기존의 대폭발 우주론은 이 시대 이전에 중력 특이점을 예측했지만, 이 이론은 양자 효과로 인해 이 시대에 무너질 것으로 생각되는 일반 상대성이론에 의존한다.[12]
우주론 급팽창 이론 모형에서는 급팽창이 끝나기 전의 시간(대폭발 후 대략 10-32 초)은 전통적인 대폭발 우주론에서와 같은 타임라인을 따르지 않는다. 플랑크 시대의 우주와 물리학을 설명하는 것을 목표로 하는 모형은 일반적으로 추측적이며speculative "신 물리학(New Physics)"의 범주에 속한다. 예에는 하틀-호킹 상태, 끈 이론 풍경(String theory landscape), 끈 가스 우주론, 에크파이로틱 우주가 포함된다.
대통일 시대
대폭발 후 10-43초에서 10-36초 사이[13]
<nowiki /> 이 부분의 본문은 대통일 시대입니다.
우주가 팽창하고 냉각되면서 서로 힘이 분리되는 전이 온도를 넘었다. 이러한 상전이는 일반 물질의 응축 및 동결 상전이와 유사하게 시각화할 수 있다. 특정 온도/에너지에서 물 분자는 행동과 구조를 바꾸고 완전히 다르게 행동한다. 증기가 물로 변하는 것처럼, 우리 우주의 기본 힘들과 입자를 정의하는 장도 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어지면 행동과 구조를 완전히 바꾼다. 이것은 우리가 현재의 우주에서 일반적으로 보는 것보다 훨씬 더 높은 온도에서만 발생하기 때문에 일상 생활에서는 분명하지 않다.
우주의 기본 힘들에서 이러한 상전이는 "대칭 깨짐(symmetry breaking)"라고 불리는 양자장의 현상에 의해 발생하는 것으로 믿어진다.
일상적으로 우주가 냉각됨에 따라 우리 주위에 힘과 입자를 생성하는 양자 장이 더 낮은 에너지 수준과 더 높은 수준의 안정성으로 정착하는 것이 가능해진다. 그렇게 함으로써 그들은 상호 작용 방식을 완전히 바꾼다. 힘과 상호 작용은 이러한 장으로 인해 발생하므로 우주는 상전이 위와 아래에서 매우 다르게 행동할 수 있다. 예를 들어, 후기 시대에 한 상전이의 부작용은 질량이 전혀 없는 많은 입자가 갑자기 질량을 얻고(힉스 장과 다르게 상호 작용하기 시작함) 단일 힘이 두 개의 분리된 힘으로 나타나기 시작한다는 것이다.
이른바 대통일 이론(GUT)으로 자연을 기술한다고 가정하면, 대통일 시대는 중력이 보편적 결합 게이지 힘으로부터 분리되는 이러한 종류의 상전이로부터 시작되었다. 이로 인해 중력과 전기강 작용이라는 두 가지 힘이 이제 존재하게 되었다. 그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만 많은 물리학자들은 그렇게 믿고 있다. 이 강한 상호작용의 물리학은 대통일 이론으로 설명될 것이다.
대통일 시대는 전기-강 작용이 차례로 분리됨에 따라 두 번째 상전이로 끝났고 강한 상호작용과 전기약 작용이라고 하는 두 개의 개별 상호작용으로 나타나기 시작했다.
전기약 시대
대폭발 후 10–36초(또는 급팽창 종료)에서 10–32초 사이[13]
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Electroweak epoch입니다.
시대가 어떻게 정의되고 따라야 하는 모형에 따라 전기약 시대(electroweak epoch)는 급팽창 시대 이전이나 이후에 시작되는 것으로 간주될 수 있다. 일부 모형에서는 급팽창 시대를 포함하는 것으로 설명된다. 다른 모형에서는 약 10–32초에 급팽창 시대가 끝난 후 전기약 시대가 시작된다고 한다.
전통적인 대폭발 우주론에 따르면, 전기약 시대는 대폭발 후 10–36초에 시작되었으며, 이때 우주의 온도는 전기핵력(electronuclear force)이 두 개의 개별 상호작용, 즉 강한 것과 전기약 작용으로 나타나기 시작하기에 충분히 낮았다(1028K). (전기약 작용도 나중에 분리되어 전자기 상호작용과 약한 상호작용으로 나뉜다.) 전기강 대칭(electrostrong symmetry)이 깨진 정확한 지점은 추측적이고 아직 불완전한 이론적 지식으로 인해서 확실하지 않다.
급팽창 시대와 급속한 우주 팽창
대폭발 후 10~32초 전에
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Inflationary epoch 및 우주팽창입니다.
극초기 우주의 이 시점에서 공간 내 거리를 정의하는 거리함수(metric)가 갑자기 매우 빠르게 규모가 변경되어 초기 우주가 이전 부피의 최소 1078 배(및 훨씬 더 많을 수 있음)를 남겼다. 이것은 길이가 1나노미터(10-9 m, DNA 분자 너비의 약 절반)인 물체에 해당하는 모든 공간 차원에서 최소 1026 배의 선형 증가에 해당하며, 아주 작은 찰나의 순간에 약 10.6 광년(100조 킬로미터)의 길이로 확장된다. 이 변화를 급팽창으로 알려져있다.
시공간 내의 빛과 물체는 광속보다 빠르게 이동할 수는 없지만, 이 경우 척도에서 변화한 시공간 자체의 크기와 기하학을 지배하는 거리함수가 되었다. 거리함수에의 변경은 빛의 속도에 의해 제한되지 않는다.
이런 일이 일어났다는 좋은 증거가 있으며 실제로 일어났다는 사실이 널리 받아들여지고 있다. 그러나 정확한 원인은 아직 조사 중이다. 그래서 그것이 왜 그리고 어떻게 일어났는지 설명하는 다양한 모형이 존재한다. 어떤 설명이 정확한지는 아직 명확하지 않다.
더 유명한 몇몇 모형에서는 강한 상호 작용과 전기약 작용의 분리에 의해 촉발되어 대통일 시대를 끝낸 것으로 생각된다. 이 상전이의 이론적 산물 중 하나는 인플라톤 장이라고 하는 스칼라 장이었다. 이 장이 우주 전체에서 가장 낮은 에너지 상태로 정착하면서 엄청난 반발력을 발생시켜 공간 자체를 정의하는 거리함수의 급속한 확장을 초래했다. 급팽창은 오늘날의 우주가 초기 단계에서 매우 무질서했음에도 불구하고 어떻게 매우 큰 규모로 극도로 균질한(유사한) 끝나게 되었는 설명하는 것을 포함하여 다른 방법으로는 설명하기 어려운 현재 우주의 몇 가지 관찰된 속성을 설명한다.
급팽창 시대가 언제 끝났는지는 정확히 알 수 없으나 대폭팔 이후 10-33에서 10-32초 사이로 추정된다. 우주의 급속한 팽창은 대통일 시대에 남아 있던 기본 입자들이 이제 우주 전체에 아주 얇게 분포되어 있음을 의미한다. 그러나 인플라톤 장의 거대한 잠재적 에너지는 급팽창 시대가 끝날 때 방출되었는데, 이는 인플라통 장이 "재가열"로 알려진 다른 입자로 붕괴됨에 따라 발생했다. 이 가열 효과로 인해 우주는 쿼크, 반쿼크 및 글루온의 조밀하고 뜨거운 혼합물로 채워졌다. 다른 모형에서 재가열은 종종 전기약 시대의 시작을 표시하는 것으로 간주되며 따뜻한 급팽창과 같은 일부 이론은 재가열 단계를 완전히 피한다.
대폭발 이론의 비전통적 버전("인플레이션의" 모형으로 알려짐)에서 급팽창은 대폭발 후 대략 10-32초에 해당하는 온도에서 끝났지만 이것이 인플레이션의 시대가 10-32초 미만 지속되었음을 의미하지는 않는다. 관찰된 우주의 균질성을 설명하려면 이러한 모형의 지속 시간이 10-32초보다 길어야 한다. 따라서 인플레이션의 우주론에서 "대폭발 이후" 가장 의미 있는 시점은 급팽창의 '끝'의 시점이다.
급팽창이 끝난 후에도 우주는 계속 팽창했지만 훨씬 느린 속도로 팽창했다. 약 40억년전에 팽창이 점차 다시 가속화되기 시작했다. 이는 우주의 대규모 거동에서 암흑 에너지가 지배적이기 때문인 것으로 여겨진다. 그것은 오늘날에도 여전히 팽창하고 있다.
2014년 3월 17일 BICEP2 협업의 천체물리학자들은 급팽창 이론에 대한 명확한 실험적 증거로 해석된 B-모드(B-mode 파워 스펙트럼(power spectrum)에서 급팽창 중력파의 탐지를 발표했다.[14][15][16][17][18] 그러나 2014년 6월 19일에 우주 급팽창 발견을 확인하는 데 대한 신뢰도가 낮아졌다는 보고가 보고되었고[17][19][20] 마지막으로 2015년 2월 2일에 BICEP2/Keck과 유럽 우주국의 플랑크 위성 마이크로파 우주 망원경에서의 데이터의 공동 분석은 통계적 "[데이터의] 의미가 너무 낮아 원시 B-모드의 탐지로 해석하기에는 너무 낮으며" 또한 주로 우리 은하의 편광 먼지에 기인할 수 있다고 결론지었다.[21][22][23]
초대칭 깨짐 (추측적)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Supersymmetry breaking입니다.
만약
초대칭
Hqmc-vector.svg
초대칭을 통한 계층 문제의 해결
기본 개념
초대칭 이론
초대칭 파괴
불가능성 정리
수학적 구조
vte
이 우리 우주의 속성이라면 그것은 1TeV 이상의 에너지로 깨져야한다. 그러면 입자의 질량과 그 초대칭짝은 더 이상 같지 않을 것이다. 이 매우 높은 에너지는 알려진 입자의 초대칭짝이 관찰되지 않은 이유를 설명할 수 있다.
전기약 대칭 깨짐
대폭발 후 10~12초
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Electroweak symmetry breaking입니다.
우주의 온도가 계속해서 159.5±1.5GeV 아래로 떨어지자 전기약 대칭 깨짐(electroweak symmetry breaking)이 일어났다.[24] 우리가 아는 한, 그것은 우리 우주 형성의 끝에서 두 번째 대칭 깨짐이었고, 마지막 것은 쿼크 섹터의 카이랄 대칭 깨짐(Chiral symmetry breaking)이였다. 여기에는 두 가지 관련 효과가 있으니:
힉스 메커니즘을 통해 힉스 장과 상호작용하는 더 높은 에너지 준위에서 질량이 없었던 모든 기본 입자들은 무거워진다.
부작용으로 약한 핵력과 전자기력, 그리고 각각의 보손(W와 Z보손과 광자)이 현재 우주에서 다르게 나타나기 시작한다. 약전기 대칭을 깨기 전에는 이들 보존이 모두 질량이 없는 입자였으며 장거리에서 상호 작용했지만 이 시점에서 W와 Z 보손은 갑자기 무거운 입자가 되어 원자 크기보다 작은 거리에서만 상호 작용한다. 반면 광자는 질량이 없고 장거리 상호작용으로 남는다.
전기약 대칭이 깨진 후 우리가 알고 있는 기본 상호작용들-중력, 전자기, 약한 및 강한 상호작용-은 모두 현재 형태를 취하고 기본 입자는 예상 질량을 갖지만 우주의 온도는 여전히 너무 높아 안정을 허용하지 않는다. 우리가 지금 우주에서 볼 수 있는 많은 입자의 형성에는 양성자나 중성자가 없으므로 원자, 원자핵 또는 분자가 없다. (좀 더 정확히 말하면, 우연히 형성되는 모든 복합 입자는 극단적인 에너지로 인해 거의 즉시 다시 깨진다.)
초기 우주
우주 급팽창이 끝난 후, 우주는 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워져 재가열의 잔재가 된다. 이 시점부터 초기 우주의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되고 쿼크시대와 관련된 에너지는 입자 물리학 실험 및 기타 검출기에서 직접 접근할 수 있다.
전기약 시대와 초기 열평형화
대폭발 후 10-22초에서 10-15초 사이에서 시작해서 대폭발 후 10-12초까지
팽창 후 얼마 후 생성된 입자는 상호작용이 열평형으로 이어지는 열평형화(thermalization)를 거쳤다. 우리가 확신하는 가장 초기 단계는 대폭발 후 약 10-15 초 후 약 1015K의 온도에서 전기약 대칭이 깨지기 전의 시간이다. 전자기적 상호작용과 약한 상호작용은 아직 분리되지 않았으며, 우리가 아는 한 모든 입자는 질량이 없었다. 힉스 메커니즘이 아직 작동하지 않았기 때문이다. 그러나 이국적인 거대한 입자 모양의 존재인 스팔레론(sphaleron)이 존재했을 것으로 생각된다.
이 시대는 전기약 대칭이 깨지면서 끝났다. 입자 물리학의 표준 모형에 따르면 이 단계에서 중입자 생성이 이 단계에서 일어나 물질과 반물질 사이의 불균형을 만든다(이 모형을 확장하면 더 일찍 발생했을 수 있음). 이러한 과정의 세부 사항에 대해서는 알려진 바가 거의 없다.
열평형화
<nowiki /> 대폭발 § 열평형화 문서를 참고하십시오.
각 입자 종의 수 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙과 유사한 분석에 의해:
{\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}{\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3},
이것은 대략적으로 바로 {\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}{\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}. 상호작용이 강했기 때문에, 단면 {\displaystyle \sigma }\sigma 는 대략 입자 파장의 제곱이었고 그것은 개략 {\displaystyle n^{-2/3}{\displaystyle n^{-2/3}이다. 따라서 입자 종당 충돌률은 평균자유행로에서 계산될 수 있으며 대략 다음을 제공하니:
{\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}{\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}.
비교를 위해 이 단계에서 우주 상수는 무시할 수 있으므로 허블 매개변수는:
{\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}\approx {\sqrt {\frac {8\pi G}{3c^{2}xnk_{B}T}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}{\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}\approx {\sqrt {\frac {8\pi G}{3c^{2}xnk_{B}T}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1} ,
여기서 x ~ 102는 사용 가능한 입자 종의 수였다.[노트 1]
따라서 H는 입자 종당 충돌률보다 훨씬 낮은 차수이다. 이것은 이 단계에서 열평형화를 위한 충분한 시간이 있었다는 것을 의미한다.
이 시대에서 충돌률은 수 밀도의 세제곱근에 비례하므로 {\displaystyle a^{-1}{\displaystyle a^{-1}, 여기서 {\displaystyle a}a는 척도인자이다. 하지만 허블 매개변수는 {\displaystyle a^{-2}{\displaystyle a^{-2} 에 비례한다. 시간을 거슬러 올라가 더 높은 에너지로 이동하고 이러한 에너지에서 신 물리학(new physics)이 없다고 가정하면 온도는:[25]
{\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}{\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K},
대략 대폭발 후 10−22초에.
쿼크 시대
대폭발 후 10-12초에서 10-5초 사이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en: Quirk epoch입니다.
쿼크 시대는 대폭발 후 약 10-12초 후에 시작되었다. 이것은 전기약 대칭 깨짐 직후의 초기 우주로 중력, 전자기력, 강한 상호작용 및 약한 상호작용의 기본 상호작용들이 현재의 형태를 취했지만 우주의 온도는 여전히 쿼크가 서로 결합하여 강입자를 형성하도록 허용하기에는 너무 높았다.[26][27]
쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 경입자 및 그 반입자를 포함하는 조밀하고 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워졌다. 입자들 사이의 충돌은 너무 강력하여 쿼크가 중간자 또는 중입자로 결합하도록 허용할 수 없었다.[26]
쿼크 시대는 입자 상호작용의 평균 에너지가 가장 가벼운 강입자인 파이온의 질량 아래로 떨어졌을 때인 우주의 나이가 약 10-5초였을 때 끝났다.[26]
중입자 생성
아마도 10-11초 정도
<nowiki /> 이 부분의 본문은 중입자 생성입니다.
<nowiki /> 경입자 생성 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
중입자는 3개의 쿼크로 구성된 양성자 및 중성자와 같은 아원자 입자이다. 중입자와 반중입자으로 알려진 입자는 모두 같은 수로 형성되었을 것으로 예상된다. 그러나 이것이 일어난 것 같지 않고-우리가 아는 한, 우주에는 반중입자보다 훨씬 더 많은 중입자가 남아 있었다. 사실, 자연에서는 거의 반중입자는 관찰되지 않는다. 이것이 어떻게 발생했는지는 분명하지 않다. 이 현상에 대한 설명은 중입자 생성과 관련된 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 우주 급팽창이 끝난 후 어느 시점에 충족되었다는 것을 허용해야 한다. 현재 입자 물리학은 이러한 조건이 충족되는 비대칭을 제안하지만, 이러한 비대칭은 관측된 우주의 중입자-반중입자 비대칭을 설명하기에는 너무나 작아 보인다.
강입자 시대
대폭발 후 10-5초에서 1초 사이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Hadron epoch입니다.
우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라즈마는 양성자와 중성자와 같은 중입자를 포함한 강입자가 형성될 때까지 냉각된다. 처음에는 강입자/반강압자 쌍이 형성되어 물질과 반물질이 열평형 상태에 있다. 그러나 우주의 온도가 계속 내려가면서 새로운 강입자/반강입자 쌍이 더 이상 생성되지 않고 새로 형성된 강입자와 반강입자 대부분이 쌍소멸되어 고에너지 광자 쌍이 생성된다. 비교적 적은 양의 강입자가, 이 시대가 끝났을 때, 우주시의 약 1 초경에 남아 있었다.
이론에 따르면 양성자 6개당 약 1개의 중성자가 남아 있으며 중성자 붕괴로 인해 시간이 지남에 따라 비율이 1:7로 감소한다. 이것은 나중 단계에서 중성자와 일부 양성자가 융합되어 수소, 중수소라고 하는 수소 동위원소, 헬륨 및 기타 측정할 수 있는 다른 원소를 남겼기 때문에 정확하다고 믿어진다. 강입자의 1:7 비율은 실제로 초기 및 현재 우주에서 관찰된 원소 비율을 생성할 것이다.[28]
중성미자 분리와 우주 중성미자 배경(CνB)
대폭발 후 약 1초
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Neutrino decoupling 및 우주 중성미자 배경입니다.
대폭발 후 약 1초 후에 중성미자가 분리되어 우주를 자유롭게 여행하기 시작한다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 이러한 중성미자는 오늘날에도 여전히 존재하며, 이는 대폭발 후 약 37만년 후 재결합 중에 방출된 우주 마이크로파 배경과 유사하다. 이 사건의 중성미자는 매우 낮은 에너지를 가지며 현재의 직접 탐지로 가능한 것보다 약 10-10배 작다.[29] 고에너지 중성미자조차도 탐지하기 어렵기로 악명이 높기 때문에, 이 우주 중성미자 배경(CvB)은 몇 년 동안 조금도 직접적으로 자세히 관찰되지 않을 수 있다.[29]
그러나 대폭발 우주론은 CvB에 대해 많은 예측을 하며, 핼륨의 대폭발 핵합성 예측과 우주 마이크로파 배경(CMB)의 비등방성 둘다로부터 CvB가 존재한다는 매우 강력한 간접적 증거가 있다. 이러한 예측 중 하나는 중성미자가 CMB에 미묘한 흔적을 남길 것이라는 것이다. CMB에 불규칙성이 있다는 것은 잘 알려져 있다. CMB 변동 중 일부는 중입자 음향 진동의 영향으로 인해 대략적으로 규칙적인 간격을 유지했다. 이론상으로 디커플된 중성미자는 다양한 CMB 변동의 위상에 아주 약간의 영향을 미쳤을 것이다.[29]
2015년에는 이러한 변화가 CMB에서 감지된 것으로 보고되었다. 게다가, 변동은 대폭발 이론에서 예측한 온도의 중성미자와 거의 정확히 일치했으며(예측 1.95K와 비교하여 1.96±0.02K), 표준 모형에서 예측한 동일한 수의 중성미자 맛깔들flavors인 정확히 3가지 유형의 중성미자에 해당했다.[29]
원시 블랙홀의 형성 가능성
대폭발 후 약 1초 이내에 발생했을 수 있음
<nowiki /> 이 부분의 본문은 원시 블랙홀입니다.
원시 블랙홀은 1966년에 제안된 가상의 블랙홀 유형[30]으로, 우주 시간의 1 초 이내에 고밀도와 불균일한 조건으로 인해 소위 복사지배 시대(radiation-dominated era)에 형성되었을 수 있다. 무작위 변동으로 인해 일부 지역은 중력 붕괴를 겪을 만큼 밀도가 높아져 블랙홀이 형성될 수 있다. 현재의 이해와 이론은 이러한 물체의 풍부함과 질량에 엄격한 제한을 두고 있다.
일반적으로 원시 블랙홀의 형성은 약 {\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}{\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1} (10%), 여기서 {\displaystyle \rho } \rho 는 우주의 평균 밀도이다.[31] 초기 우주 동안 재가열, 우주적 상전이 및 (소위 "하이브리드 급팽창 모형"에서) 액시온 급팽창을 포함하는 여러 메커니즘이 이 기준을 충족하는 조밀한 영역을 생성할 수 있다. 원시 블랙홀은 항성의 중력 붕괴로 형성되지 않았기 때문에 질량은 항성 질량보다 훨씬 낮을 수 있다(~2×1033g). 스티븐 호킹은 1971년에 원시 블랙홀의 질량이 10−5 g 만큼 작을 수 있다고 계산했다.[32] 그러나 그것들은 어떤 크기도 가질 수 있으므로 또한 클 수도 있고 은하의 형성에 기여했을 수도 있다.
경입자 시대
대폭발 후 1초에서 10초 사이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Lepton epoch입니다.
대부분의 강입자와 반강입자는 강입자 시대가 끝날 때 서로를 쌍소멸시켜 우주의 질량을 지배하는 렙톤(전자, 뮤온 및 특정 중성미자 등)과 반랩톤을 남긴다.
경입자 시대는 이전 강입자 시대와 유사한 경로를 따른다. 처음에는 렙톤과 반렙톤이 쌍으로 생성된다. 대폭발 후 약 10 초 후에 우주의 온도는 새로운 랩톤-반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않고 대부분의 나머지 렙톤과 반렙톤이 서로 빠르게 쌍소멸시키고 고에너지 광자 쌍을 생성하는 지점까지 떨어지고 또한 소멸되지 않은 렙톤의 작은 잔류물을 남긴다.[33][34][35]
광자 시대
대폭발 후 10초에서 37만 년 사이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Photon epoch입니다.
대부분의 경입자와 반경입자가 경입자 시대의 끝에 쌍소멸된 후, 우주의 대부분의 질량 에너지는 광자의 형태로 남아 있다.[36] (나머지 질량 에너지의 대부분은 중성미자와 다른 상대론적 입자의 형태이다.) 따라서 우주의 에너지와 우주의 전반적인 행동은 광자에 의해 지배된다. 이러한 광자들은 계속해서 전하를 띤 입자, 즉 전자, 양성자 그리고 (결국) 핵과 자주 상호작용한다. 그들은 앞으로 약 37만 년 동안 계속 그렇게 한다.
가벼운 원소의 핵합성
대폭발 후 2분에서 20분 사이[37]
<nowiki /> 이 부분의 본문은 대폭발 핵합성입니다.
대폭발 후 약 2분에서 20분 사이에 우주의 온도와 압력으로 인해 핵융합이 일어나 수소 이외의 몇 가지 가벼운 원소의 핵이 생성된다("대폭발 핵합성"). 양성자의 약 25%와 모든[28] 중성자는 융합하여 수소 동위원소인 중수소를 형성하고 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성한다.
원자핵은 결합 에너지와 관련하여 특정 온도 이상에서 쉽게 결합을 해제(분리)한다. 약 2 분부터 온도가 떨어진다는 것은 중수소가 더 이상 결합을 풀지 않고 안정하다는 것을 의미하고, 약 3 분부터 중수소의 융합에 의해 형성된 헬륨과 다른 원소들도 더 이상 결합을 풀지 않고 안정적이다.[38]
짧은 지속 시간과 떨어지는 온도는 가장 간단하고 빠른 핵융합 과정만 일어날 수 있음을 의미한다. 더 무거운 원소의 핵합성은 어렵고 항성에서도 수천 년이 걸리기 때문에 헬륨을 넘어서는 핵은 극소량만 형성된다.[28] 소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되지만 이들은 불안정하고 빠르게 다시 손실된다.[28] 지속 시간이 매우 짧기 때문에 소량의 중수소가 융합되지 않은 상태로 남아 있다.[28]
따라서 대폭발 핵합성이 끝날 때 생성되는 안정한 핵종은 양성자(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4 및 리튬-7뿐이다.[39] 질량 기준으로 결과 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 아마도 10-10 질량의 리튬-7이다. 다음으로 생산되는 가장 일반적인 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO 순환")이지만 이들은 질량 기준으로 1015분의 5내지 30 부분으로 예상되어 본질적으로 감지할 수 없고 무시할 수 있다.[40][41]
초기 우주의 각 빛 원소의 양은 오래된 은하에서 추정할 수 있으며 대폭발에 대한 강력한 증거이다.[28] 예를 들어, 대폭발은 양성자 7개당 약 1개의 중성자를 생성하여 모든 핵자의 25%가 헬륨-4로 융합되도록 해야 하며(16개의 핵자 중 2개의 양성자와 2개의 중성자), 이것이 우리가 찾은 양인데, 오늘날에는 다른 과정으로 쉽게 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 많다.[28] 유사하게, 중수소는 매우 쉽게 융합되니; 어떤 대안적인 설명이 중수소가 형성되기 위한 조건이 어떻게 존재했는지를 설명해야 하며, 또한 그 융합되지 않은 중수소가 일부 남야야 하고, 또한 헬륨으로 즉시 다시 융합되지 않아야 한다.[28] 어떤 대안은 또한 다양한 가벼운 원소들과 동위원소의 비율을 설명해야 한다. 리튬-7과 같은 몇몇 동위 원소는 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 밝혀졌지만, 시간이 지남에 따라, 이러한 차이는 더 나은 관측에 의해서 해결되었다.[28]
물질 지배
대폭발 후 47,000년
<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Scale factor § Matter-dominated era 및 en:Structure formation입니다.
지금까지 우주의 대규모 역학과 거동은 주로 복사에 의해 결정되었다. 즉, 광자 및 중성미자와 같이 상대론적으로(광속으로 또는 가깝게) 움직이는 구성 요소를 의미한다.[42] 우주가 식으면서 약 47,000년 (적색편이 z = 3600)부터[2] 우주의 대규모 거동은 대신 물질이 지배하게 된다. 이것은 물질의 에너지 밀도가 복사 에너지 밀도와 진공 에너지 밀도를 모두 초과하기 시작하기 때문에 발생한다.[42] 약 4만7000년 전후에 비상대론적 물질(원자핵)과 상대론적 복사(광자)의 밀도가 같아지게 되며, 형성할 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는 진스 길이가 (중력적 인력과 압력 효과 간의 경쟁으로 인해서) 떨어지기 시작하고 또한 자유 스트리밍(free streaming) 복사에 의해 소멸되는 대신 섭동은 진폭이 커지기 시작할 수 있다.
ΛCDM 모형에 따르면 이 단계에서 우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 암흑물질이 존재하고 우리 우주를 지배하고 있다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑물질의 정확한 본질이 아직 이해되지 않았기 때문에, 대폭발 이론은 현재 그 형성의 어떤 단계도 다루지 않는다.
이 시점부터 그리고 앞으로 수십억 년 동안 암흑물질의 존재는 우리 우주의 구조 형성(structure formation)을 가속화한다. 초기 우주에서 암흑물질은 중력의 영향으로 거대한 필라멘트로 점차 모여들며 복사압에 의해 붕괴가 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴한다. 이것은 우주 팽창에 의해 남겨진 우주 밀도의 미세한 불균질성(불규칙성)을 증폭시킨다. 시간이 지남에 따라 약간 조밀한 영역은 더 조밀해지고 약간 희박한(더 빈) 영역은 더 희박해진다. 일반 물질은 이러한 농도의 암흑물질이 존재하기 때문에 다른 방법보다 더 빨리 모이게 된다.
복사압 없이 빠르게 붕괴되는 암흑물질의 특성은 복사로 에너지를 '잃지' 않는다는 것을 의미한다. 입자가 특정 지점을 넘어 고밀도의 구조로 붕괴하려면 에너지 손실이 필요하다. 따라서 암흑물질은 거대하지만 확산된 필라멘트와 후광으로 붕괴되고, 항성이나 행성으로 붕괴되지는 않는다. 복사에 의해 에너지를 잃을 수 있는 일반 물질은 고밀도의 물체들을 형성하고 또한 붕괴될 때 성간운도 형성한다.
재결합, 광자 분리 및 우주 마이크로파 배경(CMB)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 재결합 및 en:Decoupling (cosmology)입니다.
우주 마이크로파 배경 복사의 9년 WMAP 이미지(2012).[43][44] 복사는 대략 10만분의 1 부분에 대해 등방성이다.[45].
대폭발 후 약 37만년 후에 두 개의 연결된 사건이 발생했으니: 재결합의 종말과 광자 분리(photon decoupling)이다. 재결합은 이온화된 입자가 결합하여 첫 번째 중성 원자를 형성하는 것을 설명하고, 광자 분리는 새로 형성된 원자가 보다 안정적인 에너지 상태로 안정될 때 방출되는("분리된") 광자를 말한다.
재결합 직전 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화된 플라즈마를 형성하는 온도에 있었다. 우주에 있는 대부분의 광자는 전자 및 양성자와 상호작용하며 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없다. 그 결과 우주는 불투명하거나 "흐리게" 되었다. 비록 빛이 있었지만 볼 수 없었으며, 우리가 망원경으로 그 빛을 관측할 수도 없다.
약 18,000년 전부터 우주는 자유 전자가 헬륨 핵과 결합하여 He+ 원자를 형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다. 중성 헬륨 핵은 약 10만 년에 형성되기 시작하며 중성 수소 형성은 약 26만 년에 정점에 달한다.[46] 이 과정을 재결합이라고 한다.[47] 이름은 약간 정확하지 않으며 역사적 이유로 주어졌으니: 사실 전자들과 원자핵들은 처음으로 결합하고 있었다.
약 10만 년에 우주는 첫 번째 분자인 약 10만 년에 우주는 첫 번째 분자인 수소화 헬륨이 형성될 만큼 충분히 냉각되었다.[48] 2019년 4월, 이 분자는 우리 은하 내의 행성상 성운인 NGC 7027에서 성간 공간에서 관찰되었다고 처음 발표되었다.[48] (훨씬 후에 원자 수소는 수소화 헬륨과 반응하여 별 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성했다.[48])
낮은 에너지 상태(바닥 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이므로 이러한 수소 원자는 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자와 함께 형성되며, 일단 결합되면 전자는 낮은 에너지 상태로 전환할 때 하나 이상의 광자의 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이러한 광자 방출을 광자 분리라고 한다. 이러한 디커플된 광자 중 일부는 다른 수소 원자에 의해 포획되고 나머지는 자유로 남는다. 재결합이 끝날 때까지 우주의 대부분의 양성자는 중성 원자를 형성했다. 전하를 띤 입자에서 중성 입자로의 이러한 변화는 포획 효과가 무한대가 되기 전에 광자가 이동할 수 있는 평균자유행로 광자가 이동할 수 있으므로, 포획되지 않은 분리된 광자는 장거리를 자유롭게 이동할 수 있음을 의미한다(톰슨 산란Thomson scattering 참조). 우주는 역사상 처음으로 가시광선, 전파 및 기타 전자기파에 투명해졌다.
이 상자의 배경은 디커플링 중에 방출된 광자가 적색편이되어 우주 마이크로파 배경을 형성하기 전의 원래 4000K 색상에 가깝다. 당시에는 전체 우주가 이와 유사한 색과 4000K의 온도로 밝게 빛나는 안개로 나타났을 것이다.
이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자는 초기에 약 4000K의 온도/에너지를 가졌다. 이것은 눈에 옅은 노란색/주황색 색조 또는 "부드러운" 흰색으로 보였을 것이다.[49] 분리 후 수십억 년에 걸쳐 우주가 팽창함에 따라 광자는 가시광선에서 전파(약 2.7K의 온도에 해당하는 마이크로파 복사)로 적색편이되었다. 적색편이는 우주가 수십억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하는 광자가 가시광선에서 전파로 점차 변화하는 것을 설명한다. 이 동일한 광자는 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고 초기 우주와 그것이 어떻게 발전했는지에 대한 결정적인 증거를 제공한다.
재결합과 거의 동시에 중입자 음향 진동으로 알려진 전자 바리온 플라즈마 내의 기존 압력파가 응축되면서 물질의 분포에 포함되어 대규모 물체의 분포에서 아주 약간의 선호도를 일으켰다. 따라서 우주 마이크로파 배경은 인플레이션(위의 '9 년 WMAP 이미지' 참조) 동안 생성된 작은 변동을 포함하여 이 시대 말의 우주의 그림이며, 우주에서 은하와 같은 물체의 확산은 시간이 지남에 따라 발전함에 따라 우주의 규모와 크기를 나타낸다.[50]
암흑 시대와 거대구조의 출현
대폭발 이후 37만 ~ 10억 년[51]
<nowiki /> 수소선 및 최원거리 천체 목록 문서를 참고하십시오.
암흑 시대
<nowiki /> 수소선 문서를 참고하십시오.
재결합과 광자 분리 후, 우주는 투명했고 빛이 장거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었지만 항성이나 은하와 같은 빛을 생성하는 구조는 없었다. 항성과 은하는 중력의 작용으로 기체의 고밀도의 영역이 형성될 때 형성되는데, 이는 거의 균일한 기체 밀도 내에서 필요한 규모로 오랜 시간이 걸리므로 항성이 존재하지 않은 지 재결합 후 아마도 수백만년 된 것으로 추정된다.
암흑 시대라고 알려진 이 기간은 대폭발 후 약 37만 년경에 시작되었다. 암흑 시대동안 우주의 온도는 약 4000K에서 약 60K (3727°C에서 약 -213°C)로 냉각되었으며 광자의 두 가지 소스만 존재했으니: 오늘날 우리가 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지할 수 있는 광자와 중성 수소 원자에 의해 때때로 방출되는 중성 수소의 21cm 스핀 라인으로 알려진 광자이다. 수소 스핀 라인은 주파수의 마이크로파 범위에 있으며 또한 3백만 년 이내에서 CMB 광자는 가시광선에서 적외선으로 적색편이되었다. 그때부터 첫 번째 별까지 가시광선 광자는 없었다. 아마도 드문 통계적 변칙성을 제외하고는 우주는 진정으로 어두웠다.
종족 III 별로 알려진 1세대 항성은 대폭발 후 수억 년 이내에 형성되었다.[52] 이 항성들은 재결합 후 우주에서 가시광선의 첫 번째 소스였다. 구조는 약 1억5000만 년 전부터 나타나기 시작했으며 초기 은하들은 약 3억8000만 년에서 7억 년 사이에 나타났다. (우리는 아주 초기의 개별 항성에 대한 별도의 관측을 갖고 있지 않으니: 가장 초기에 관찰된 항성은 극초기 은하의 참여자로서 발견되었다.) 그들이 출현하면서 암흑기는 점차 끝났다. 이 과정이 점진적이었기 때문에 암흑 시대는 우주가 현재의 모습을 갖추게 되면서 약 10억년 정도만에 완전히 끝났다.
항성과 은하의 가장 오래된 관측
<nowiki /> 이 부분의 본문은 허블 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경 및 최원거리 천체 목록입니다.
현재 우리가 관측한 항성과 은하계 중 가장 오래된 것은 재전리 시작 직후의 것으로, GN-z11 (허블 우주 망원경, 2016)과 같은 은하는 약 z≈11.1 (우주시 약 4억 년)에 있다.[53][54][55][56] 2021년 12월에 발사된 허블의 후계자인 제임스 웹 우주 망원경은 허블보다 최대 100배 더 희미한 물체를 감지하도록 설계되었으며, 우주 역사에서 훨씬 더 일찍 적색편이 z≈20 (우주시 약 1억8000만 년)으로 거슬러 올라간다.[57][58] 이것은 최초의 은하보다 더 이른 시기이며 최초의 항성 시대 전후로 여겨진다.[57]
또한 원리적으로 초기 우주를 연구하기 위해서는 우주 마이크로파 배경보다 훨씬 더 강력한 도구이기 때문에 희미한 21cm 스핀 라인 복사를 감지하기 위한 관측 노력이 진행 중이다.
추측적인 "거주 가능 시대"
대폭발 후 약 1000~1700만 년
약 660만 년 동안, 대폭발 (적색편이 137–100) 후 약 1,000만 년에서 1,700만 년 사이에 배경 온도는 273–373K(0–100°C)였으며, 이는 액체 물과 일반적인 생물학적 화학 반응에 적합했다. 아브라함 롭Abraham Loeb(2014)은 원칙적으로 원시 생명이 이 기간 동안 나타났을 것이라고 추측했으며, 그는 이 기간을 "초기 우주의 거주 가능 시대"라고 불렀다.[59][60] 롭은 탄소 기반 생명체가 초신성에서 탄소를 방출하는 최소한 하나의 거대한 항성을 생성할 만큼 충분히 조밀했고 행성을 생성할 만큼 조밀했던 초기 우주의 가상 주머니에서 진화했을 수 있다고 주장한다. (만약 그런 고밀도의 주머니가 존재했다면 극히 드물었을 것이다.) 생명체는 또한 균질한 배경 복사가 아니라 열 차이가 필요했을 것이니; 이것은 자연적으로 발생하는 지열 에너지에 의해 제공될 수 있다. 그러한 삶은 원시 상태로 남아 있었을 것이니; 거주 가능 시대의 종말에 가상의 바다가 얼어붙기 전에 지적 생명체가 진화할 충분한 시간을 가졌을 가능성은 거의 없다.[59][61]
가장 초기의 구조와 항성 출현
대폭발 후 약 1억5000만 ~ 10억 년
<nowiki /> 항성 형성, 왜소은하, 중입자 음향 진동, 관측 가능한 우주 § 거대구조, en:Structure formation 및 en:Stelliferous Era 문서를 참고하십시오.
허블 울트라 딥 필드는 초기 별의 시대가 어땠는지 알려주는 고대 시대의 은하를 종종 보여준다.
또 다른 허블 이미지는 근처에서 어린 은하가 형성되고 있음을 보여준다. 이는 이것이 우주론적 시간 척도에서 아주 최근에 발생했음을 의미한다. 이것은 우주에서 새로운 은하의 형성이 여전히 일어나고 있음을 보여준다.
우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 물질지배 시대가 시작된 이래 암흑물질은 중력의 영향으로 거대한 확산(확산) 필라멘트로 점차 모여들고 있다. 일반 물질은 이러한 농도의 암흑물질이 존재하기 때문에 다른 방법보다 더 빨리 모이게 된다. 또한 광자가 분리될 때 물질의 분포에 포함된 초기 중입자 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서 약간 더 밀도가 높다. 암흑물질과 달리 일반 물질은 여러 경로를 통해 에너지를 잃을 수 있다. 즉, 붕괴될 때 분리되지 않을 에너지를 잃을 수 있으며 더 빨리 붕괴되어 더 밀도가 높은 형태로 될 수 있다. 일반 물질은 암흑물질이 밀도가 높은 곳에 모여서 주로 수소 가스 구름으로 붕괴된다. 이 구름에서 첫 번째 별과 은하가 형성된다. 수많은 은하가 형성된 곳에서 결국 은하단과 초은하단이 생겨날 것이다. 별이 거의 없는 큰 거시공동이 그들 사이에 형성되어 암흑물질이 덜 흔해진 곳을 표시한다.
최초의 별, 은하, 초대질량 블랙홀, 퀘이사의 정확한 시기, 재전리로 알려진 기간의 시작과 종료 시기와 진행은 여전
어원
화학은 연금술사들이 물질을 섞으며 발전시켰기 때문에 화학을 뜻하는 영어 ‘케미스트리(chemistry)’는 연금술을 뜻하는 단어 ‘알케미(alchemy)’에서 비롯하였다. 이는 다시 아랍어 ‘알 키미야(الكيمياء, al-kīmiyāʾ)’에서 왔는데, 이 단어의 어원에 대해서는 여러 가지 설이 있다.
‘화학(化學)’이란 단어는 물질의 변화를 다루는 학문이라는 점에 착안한 번역어이다. 이 번역어는 장덕이(중국어판)의 《항해술기(航海述奇)》(1866), 윌리엄 알렉산더 파슨스 마틴(영어판)의 자연과학 교과서 《격물입문(格物入門)》(1866) 등에서 처음 쓰였다.[3]
역사
<nowiki /> 이 부분의 본문은 화학의 역사입니다.
고대 화학(古代化學)
*초기 야금 (冶金, 야금: 금속을 광석으로부터 추출하고 정련하는 기술)
인간에 의해 발견된 최초의 기록된 금속은 금(金)인 것으로 보이며 구석기(舊石器) 후기(BC 40,000)에 스페인 동굴에서 소량의 천연 금이 발견되었다고 한다.
은(銀), 구리(銅), 주석(朱錫) 및 유성 철(鐵) 또한 고대 문화에서 일부 제한된 양의 금속 가공을 허용하면서 고대문화로 발견 될 수 있었다. 기원전 3000년경 유성 철제로 만든 이집트 무기는 "천국의 단검(天國短劍)"으로 높이 평가 받았다.
아마도 통제 된 방식으로 사용된 최초의 화학 반응은 불이였다. 그러나 천년 동안 불은 단순히 열과 빛을 생성하면서 한 물질을 다른 물질 (타는 나무 또는 끓는 물)로 변형시킬 수있는 신비한 힘으로만 알려졌다. 불은 초기 사회의 여러 측면에 영향을 미쳤다. 이들은 요리 및 서식지(棲息地) 조명과 같은 일상 생활의 가장 단순한면에서 도기, 벽돌 및 금속을 녹여 도구를 만드는 것과 같은 고급 기술(高級技術)에 이르기까지 다양했다.
유리(琉璃)의 발견과 금속(金屬)의 정화로 이어지는 불로 인해 야금이 부상했다. 야금의 초기 단계에서 금속의 정화 방법이 요구되었고, 금은 BC 2900년 초기의 고대 이집트의 귀중한 금속이되었다.
17 세기와 18 세기 : 초기 화학(初期化學)
*로버트 보일
로버트 보일 현대 화학의 공동 창립자
영국계 미국인 화학자(化學者) 로버트 보일 (Robert Boyle, 1627-1691)은 연금술(鍊金術)에 대한 현대의 과학적 방법을 정제하고 화학을 연금술과 분리한 것으로 생각된다. 그의 연구가 연금술 전통에 뿌리를 두고 있음에도 불구하고, 보일은 오늘날 현대의 화학자이자 현대화학(現代化學)의 창시자이자 현대 실험 과학 방법의 선구자(先驅者) 중 한 사람으로 불리고 있다. 보일이 원래 발견자가 아님에도 보일은 1662년에 제시한 보일의 법칙으로 가장 잘 알려져있다. 보일의 (法則)은 온도(溫度)만 폐쇄(閉鎖)된 시스템 내에서 일정하게 유지된다면 가스의 절대 압력과 부피가 반비례함을 의미한다. 보일은 또한 화학 분야의 초석으로 간주되는 1661년의 《의심 많은 화학자》 에 대한 획기적인 저서로 인정받고 있다. 작품에서 보일은 모든 현상이 움직이는 입자의 충돌의 결과라는 가설을 제시한다. 보일 (Boyle)은 화학자들에게 실험을 호소했으며 실험은 지구, 화염, 공기 및 물과 같은 고전적인 4 가지 원소만으로 화학 원소를 제한한다는 것을 부인했다. 그는 또한 화학이 의학이나 연금술에 종속되어 과학의 지위로 부상하는 것을 중단해야 한다고 촉구했다. 중요한 것은 과학 실험에 대한 엄격한 접근 방식이라고 주장했다. 그는 모든 이론이 사실로 간주되기 전에 실험적으로 입증되어야 한다고 믿었다. 이 작품은 원자, 분자 및 화학 반응의 가장 초기의 현대적인 아이디어를 포함하고 있으며 현대 화학의 역사의 시작을 나타낸다. 보일은 또한 화학 물질을 정제하여 재현 가능한 반응을 얻으려고 시도했다. 그는 재료 물질의 물리적 특성(物理的特性)과 상호 작용(相互作用)을 설명하고 정량화(定量化)하기 위해 르네 데카르트가 제안한 기계 철학(機械哲學)의 공개적인 지지자였다. 보일은 원자핵론자(原子核論者)였지만 원자보다 더 많은 입자를 선호했다. 그는 속성이 유지되는 물질의 가장 정밀한 부분은 미립자(微粒子)의 수준에 있다고 논평했다. 그는 또한 공기 펌프로 수 많은 조사를 수행했으며, 공기가 펌프로 퍼져 나감에 따라 수은이 떨어지는 것으로 나타났다. 그는 또한 컨테이너에서 공기를 펌핑하면 화염을 없애고 내부에 있는 작은 동물을 죽일 수 있음을 관찰했다.
주요 개념
원자(原子)와 원소(元素)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 원자 및 화학 원소입니다.
과거 화학에서 더 이상 나뉘지 않는 기초적인 요소가 존재한다고 했는데, 이 기초적인 요소를 원자(原子)라 한다. 원자란 물질을 구성하는 기본적인 입자(粒子)로 고대 그리스의 데모크리토스에서부터 그 존재가 주장되었는데, 1803년 존 돌턴에 의해서 원자론(原子論)으로 정리되었다. 20세기 초, 화학자들은 원자를 구성하는 더 작은 입자들, 즉 전자(電子), 양성자(陽性子), 중성자(中性子)가 존재한다는 사실을 발견하였다. 전자는 음전하를 띠고 있고, 양성자는 양전하를 띠고 있으며, 중성자는 전하를 띠지 않고 있다. 원자는 양성자와 중성자로 구성되어 있는 원자핵(原子核)을 가지고 있으며 전자는 이 주변에 원자 궤도(原子軌道)을 이루며 분포되어 있다.[4]
원소(元素)는 일반적인 화학적, 물리학적 방법으로는 분해되지 않는 물질을 의미한다.[5] 원소는 원자핵에 존재하는 양성자 수로 정의되는 원자 번호(原子番號)로 구별된다. 산소(酸素), 황(黃), 주석(朱錫), 철(鐵) 등은 원소이다. 19세기 중엽까지 약 80가지의 원소가 발견되었는데, 이들은 주기율(週期律)에 따라 배열(配列)될 수 있다.[4]
동위 원소(同位元素)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 동위 원소입니다.
동위원소(同位元素)는 아이소토프 또는 동위체(同位體)라고도 한다. 서로 화학적으로는 거의 구별하지 못하지만 그것을 구성하고 있는 원자(原子)의 질량(質量)이 서로 다른 원소를 동위원소라고 한다. 영어의 isotope는 그리스어인 isos(같은)와 topos(장소)의 합성어(合成語)인데, 질량은 서로 달라도 원소의 주기율표(週期律表)에서 같은 장소에 배열되는 데서 1901년 영국의 화학자 F. 소디가 isotope라는 명칭을 붙였다. 대부분의 원소는 동위 원소를 가진다. 동위 원소는 원자 번호는 같으나, 중성자수가 다른 원소를 뜻한다. 동위 원소는 화학적인 성질(化學的性質)은 동일하나, 원자량의 차이를 이용하여 분리할 수 있다. 자연에서도 발견되는 92개의 원소 중 88개는 동위 원소가 지표면 상에 존재한다. 자연에서 발견되지 않더라도 동위 원소는 핵반응(核反應)을 이용하여 만들어낼 수 있다. 어떤 동위 원소는 방사능을 가지기도 하는데, 이 경우 동위 원소의 원자핵은 불안정하고 방사선(放射線)을 방출하며 자연적으로 붕괴된다.[4]
동중 원소(同重元素)
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동중 원소(同重元素)는 원자 질량(原子質量)은 같으나, 양성자수(陽性子數)가 다른 원소를 뜻한다. 동중 원소는 화학적, 물리적 성질이 다르며 40S, 40Cl, 40Ar, 40K, 40Ca등이 있다.
분자(分子)와 화학 반응(化學反應)
물 분자
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분자(分子)란 원자의 결합체(結合體) 중 독립 입자(獨立粒子)로서 작용하는 단위체(單位體)이다. 일정한 개수의 원자가 특정하게 정렬되어 서로 결합해 분자가 형성된다. 원자가 원소(元素)의 최소단위(最小單位)이듯, 분자(分子)는 화합물(化合物)의 최소단위가 된다. 원자가 결합(結合)될 때 전자의 재배치(再配置)가 일어나는데, 이는 화학에서의 중요한 관심사중 하나이다.
화학 반응은 원자 혹은 분자가 화학적인 변화를 겪는 일을 말한다. 화학 반응은 원자간의 결합이 끊어지는 일과 다시 이어지는 일을 포함한다. 결합이 끊어질 때는 에너지가 흡수되고, 결합이 이어질 때는 에너지가 방출된다. 화학 반응의 간단한 예로는 수소와 산소가 반응하여 물이 되는 것을 들 수 있다. 반응식(反應式)은 다음과 같다.
2 H2 + 2 O → 2 H2O
ΔH = - 572kJ
반응식(反應式)에서 알 수 있듯이, 화학 반응에서는 원자가 새로 생성되거나 나타나는 일이 일어나지 않는다. ΔH는 에너지 또는 엔탈피 변화를 뜻한다. 반응은 발열반응(發熱反應)일 수도 있고, 흡열반응(吸熱反應)일 수도 있다. 발열반응은 주위로 열을 방출(放出)하는 반응으로 엔탈피 변화가 음수(陰數)로 나타난다. 반면에 흡열반응은 주위 열을 흡수하는 반응으로 엔탈피 변화가 양수(陽數)로 나타난다. 위 반응의 경우는 발열반응인데, 이는 계(界)로부터 주위(周圍)로 열이 이동(移動)하였다는 의미이다.[4]
화학 결합(化學結合)
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화학 결합(化學結合)을 주된 세 가지 부류로 나누어보면 이온 결합(ion結合), 공유 결합(共有結合) 그리고 금속결합(金屬結合)으로 나눌 수 있다. 이온이란 전하(電荷)를 띤 원자 또는 분자를 뜻한다. 이온 결합은 양전하(陽電荷)와 음전하(陰電荷)의 전기적인 인력(電氣的引力)에 의해서 생성되는 화학 결합이다. 예를 들면 염화 나트륨은 양전하를 띤 나트륨 이온(Na+)과 음전하를 띤 염화 이온(Cl-) 사이의 전기적인 결합으로 이루어진 이온 화합물(化合物)이다. 이러한 물질을 물에 녹이면 이온은 물 분자에 의해 수화되고 이렇게 해서 만들어진 수용액(水溶液)은 전기전도도(電氣傳導度)를 가진다.
공유 결합(共有結合)은 원자 궤도(原子軌道)이 겹쳐진 결과 두 원자가 전자쌍(電子雙)을 공유하게 되어 생성되는 결합을 의미한다. 공유 결합이 형성되는 결합은 발열반응(發熱反應)인데, 이때 방출되는 에너지의 양이 그 결합의 결합 에너지이다.[4] 결합 에너지만큼의 에너지를 그 결합에 가해주면 결합은 끊어질 수 있다.[6]
금속 결합(金屬結合)은 금속 원자에서 전자(電子)들이 떨어져 나와 자유전자(自由電子)를 생성하게 되어 생성되는 결합을 의미한다. 금속의 특성인 연성(延性)과 전성(轉成)이 생성되는 이유이기도 하다.
화합물(化合物)
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화합물(化合物)은 구성하고 있는 원자의 종류, 수, 배치에 의해서 그 특성이 결정된다. 자연에서 찾을 수 있거나 인공적으로 합성(合成)할 수 있는 화합물의 수는 엄청나고, 이들 중 대부분은 유기 화합물(有機化合物)이다. 유기 화합물을 이루는 주된 화학 원소(化學元素)인 탄소(炭素)는 다른 화학 원소와는 다르게 매우 긴 사슬 형태로 정렬될 수 있으며, 같은 수많은 이성질체(異性質體)를 형성할 수 있다. 예를 들어, 분자식(分子式) C8H16O는 약 천 개의 서로 다른 화합물을 뜻할 수 있다.[4]
분과
화학은 취급 대상(取扱對象) 및 대상의 취급 방법에 따라서 몇 가지 분과(分科)로 구분될 수 있다. 물질을 분석하는 분석화학(分析化學)은 크게 물질의 존재를 취급하는 정성 분석과 물질의 양을 결정하는 정량 분석으로 나눌 수 있다. 탄소를 포함한 유기 화합물(有機化合物)을 다루는 유기화학(有機化學)과 유기 화합물을 제외한 무기 화합물(無機化合物)을 다루는 무기화학(無機化學)도 있다. 물리학(物理學)과 화학의 경계에는 물리화학(物理化學)이 있고 생물학(生物學)과의 경계에는 생화학(生化學)이 있다. 물리화학에서 특히 분자의 구조와 성질과의 관계를 다루는 부분을 구조화학(構造化學)이라고 부르기도 한다. 제2차 세계 대전(第2次世界大戰) 이후에는 방사성 물질을 다루는 방사화학(放射化學)이 발전하였고 화학 공업을 다루는 공업화학(工業化學)도 있다.[7] 이 외에도 화학의 분과는 매우 다양하다.
화학의 분과는 전통적으로 다음과 같은 5가지로 나눌 수 있으며, 각각의 분과는 더욱 세분화될 수 있다.
무기화학(無機化學)
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무기 화합물의 예([Cu(NH3)4]2+
무기화학(無機化學)은 유기화학에서 다루지 않는 물질을 다루며 주로 금속이나 준금속(準金屬)이 포함된 물질에 대해서 연구한다. 따라서 무기화학에서는 매우 넓은 범위의 화합물을 다루게 된다. 초기에는 광물(鑛物)의 구성이나 새 원소의 발견이 주요 관심사였고 여기서부터 지구화학(地球化學)이 분기되었다. 주로 전이 금속(轉移金屬) 등을 이용한 촉매(觸媒)나 생물에서 산소 수송(酸素輸送), 광합성(光合成), 질소 고정(窒素固定) 등의 과정에서 중요한 역할을 하는 금속 원자들에 대해 연구하며 이 외에도 세라믹, 복합재료(複合材料), 초전도체(超傳導體)등에 대한 연구를 한다.[4]
물리화학(物理化學)
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물리화학(物理化學)은 화학적 현상(化學的現象)에 대한 해석과 이를 설명하기 위한 물리적 원리들에 대해 다루는 분과이다. 화학반응(化學反應)에 관련된 열역학적 원리와 물질의 물리학적 성질에 대한 설명은 물리화학이 다루는 고전적인 주제이다. 물리화학은 양자화학(量子化學)의 발전에도 큰 기여를 하였다. 분광계(分光計)나 자기 공명(磁氣共鳴), 회절(回折) 기기 등 물리화학에서 사용하는 실험 장비나 실험 방법(實驗裝備)들은 다른 화학의 분과에서도 매우 많이 사용된다. 물리화학이 다루는 대상은 유기 화합물, 무기 화합물, 혼합물(混合物)을 모두 포함한다.
분석화학(分析化學)
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분석화학(分析化學)은 물질의 조성이나 혼합물(混合物)의 구성요소(構成要素) 등을 결정하는 방법에 대해서 연구하는 화학의 분과이다. 혼합물을 이루고 있는 성분의 탐색(探索), 분리(分離), 정량(定量)과 분자를 이루고 있는 원자의 비율을 측정하여 분자식을 결정하는 일 등이 분석화학에서 행해진다. 1950년대의 분석화학의 발전은 많은 질량 분석계를 포함한 분석 기구의 등장을 불러일으켰다. 이 외에도 고해상도(高解像度) 크로마토그래피, 전기화학(電氣化學)에서의 많은 실험방법(實驗方法) 등은 분석화학에 있어서 중요한 분석법이다. 분석화학에 있어서 최종 목표는 더 정확한 측정법(測定法)이나 측정기기(測定機器) 등을 개발하는 것이다. 분석화학의 발전으로 인해 환경오염 물질(環境汚染物質) 등을 피코그램의 수준에서도 감지하는 것이 가능해졌다.[4]
생화학(生化學)
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헤모글로빈
생화학(生化學)에서는 이와 같이 생물체에서 기능하는 물질들을 다룬다.화학의 관점(觀點)에서 다루는 학문이다. 식물(植物)이나 동물(動物)의 세포(細胞)에서 발견되는 물질이나 일어나는 화학 반응들이 주 관심사이다. 생명체(生命體)에서 발견되는 탄수화물(炭水化物), 지방(脂肪), 단백질(蛋白質), 핵산(核酸), 호르몬 등은 유기 화합물이라서 유기화학에서도 다루어지기도 하나, 이들 화합물에 관련된 물질대사(物質代謝) 과정이나 조절 과정에 대한 연구는 생화학의 고유 분야이다. 효소(酵素)와 조효소(助酵素), 그리고 이들의 작용 과정에 대해서도 연구하며, 세포막(細胞膜)을 통과하는 이온과 분자, 신경전달물질(神經傳達物質)과 다른 조절 물질들의 작용에 대해서도 연구한다. 생화학은 내분비학(內分泌學), 유전학(遺傳學), 면역학(免疫學), 바이러스학의 발전에 큰 영향을 끼쳤다.[4]
유기화학(有機化學)
유기화학(有機化學)은 탄소(炭素)로 이루어진 화합물(化合物)을 연구하는 분과이다. 원래 유기 화합물은 식물이나 동물로부터 추출해낸 화합물을 뜻하였으나 지금은 유기 화합물의 범위가 크게 넓어져 탄소 사슬 또는 탄소 고리를 가진 모든 화합물을 뜻한다. 유기화학의 오랜 관심사는 유기 화합물의 합성 메커니즘이다. 현대에 들어서 핵자기 공명법(核磁氣共鳴法)과 X선 결정학(X線結晶學) 등이 개발되어 유기 화합물 분석에 있어서 매우 중요한 방법으로 자리잡았다. 플라스틱, 합성섬유(合成纖維)등의 고분자물질(高分子物質) 등도 유기화학에서 다루어진다.
어원
원자(原子)라는 용어는 우다가와 요안이 독일어 atom을 번역한 것이다. 이 독일어 atom은 고대 그리스어 a-tomos에서 온 것으로서 더 이상 나뉠 수 없는(a-: 부정, tomos: 쪼갬)이라는 뜻을 갖고 있다. 이 뜻과는 약간 달리 동양에서 쓰이는 원자(原子)라는 한자어는 물체의 근본이 되는 것이라는 현대 물리학적 해석에 준용하여 atom을 번역한 것이다.
atom이라는 낱말은 언어적으로 고대 그리스어에 뿌리가 있을 뿐만 아니라, 그 추상적 개념은 이미 기원전 5세기에 고대 그리스 철학자 데모크리토스가 쓴 것이다. 이러한 어원대로라면 당대에 알고 있는 가장 작은 기본 단위(현재는 쿼크와 렙톤)가 원자가 되어야 마땅하겠지만, 물리학과 화학에서는 이 항목의 정의에 따른다.
역사
floating
원자설
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세상의 물질들이 작은 입자들로 이루어져 있다는 사상은 고대 그리스와 인도에서부터 발견된다. 물론 이는 과학적 방법에 따른 결과가 아닌, 사상적 철학적 논증의 결과 나타난 사상의 한 갈래이다.[1][2]
돌턴의 배수 비례의 법칙
존 돌턴의 《화학철학의 새로운 세계A New System of Chemical Philosophy (1808)》에 그려진 원자와 분자들의 그림.
존 돌턴은 1803년에 과학자들의 실험 결과를 분석하여 화합물이 만들어질 때 필요한 원소의 질량비가 간단한 정수비를 나타낸다는 사실을 발견하고, 이를 배수 비례의 법칙이라는 이름으로 발표한다. 이에 따라 물질들이 기본적인 질량단위로 구성되어 있다는 사실이 밝혀졌다.
돌턴은 논문에서 세 종류의 화학반응을 예로 들었다. 첫 번째 예시는 산화 주석이다. 검은 가루(SnO)는 주석 88.1%와 산소 11.9%로 이루어져 있고, 흰 가루(SnO2)는 주석 78.7%와 산소 21.3%로 이루어져 있다. 이는 질량비로 나타내면 검은 가루는 주석 100g에 산소 13.5g이고, 흰 가루는 주석 100g에 산소 27g이다. 이 때 필요한 산소의 질량인 13.5와 27은 1:2의 정수비를 가진다. 실제로 각 산화물은 주석 1개당 산소 1개 혹은 2개를 가져간다.[3][4]
두 번째 예시는 산화 철이다. 검은 가루는 78.1%의 철과 21.9%의 산소, 빨간 가루는 70.4%의 철과 29.6%의 산소로 이루어져 있다. 이는 질량비로 나타내면 검은 가루는 철 100g에 산소 28g이고, 붉은 가루는 철 100g에 산소 42g이다. 이 때 필요한 산소의 질량인 28과 42은 2:3의 정수비를 가진다. 실제로 각 산화물은 철 2개당 산소 2개 혹은 3개를 가져간다.[a][5][6]
마지막으로 돌턴은 질소 산화물을 예시로 든다. 아산화 질소는 63.3%의 질소와 36.7%의 산소로, 일산화 질소는 44.05%의 질소와 55.95%의 산소로, 이산화 질소는 29.5%의 질소와 70.5%의 산소로 이루어져 있다. 이는 곧 각각 140g의 질소마다 80g의 산소, 160g의 산소, 320g의 산소가 필요하다는 의미인데, 이 필요한 산소의 질량비는 1:2:4의 비율을 이룬다.[7][8]
기체 분자 운동론
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18세기 후반에 기체가 작은 입자들의 집합체로 해석함으로써 통계학과 확률론 등을 통해 실제 기체의 운동을 잘 설명할 수 있다는 사실이 밝혀졌다. 돌턴의 원자론이 기체의 화학반응을 통해 물질의 구성성분이 입자임을 밝혔다면, 기체 분자 운동론은 물리적 성질을 통해 밝혔다는 의의가 있다.
브라운 운동
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1827년에 식물학자 로버트 브라운은 현미경을 통해 물 위에 뜬 티끌들이 변덕스럽게 움직이는 현상을 발견하고, 브라운 운동이라 이름붙인다. 사람들은 여기 원자론을 적용하여 물 분자들이 티끌과 무작위적으로 충돌함으로써 이러한 현상이 발생한다고 추측했다. 이후 1905년에 알버트 아인슈타인이 통계물리학을 통해 브라운 운동의 원인이 실제로 분자의 자발적 운동이라는 것을 밝힌다.[9] 프랑스의 물리학자 장 페랭은 아인슈타인의 이론을 실험으로 검증하여 1926년 노벨 물리학상을 받는다.
톰슨의 전자 발견
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알파입자 산란실험좌측: 기존의 푸딩 모형이 맞다면 알파입자는 반사나 굴절 없이 그대로 금박을 뚫고 지나갈 것이다.우측: 실험 결과 소량이지만 굴절 또는 반사되는 입자가 관측되어, 양전하가 밀집된 구조가 원자 내에 있다는 것이 밝혀졌다.
1897년 영국의 과학자 조지프 존 톰슨은 음극선이 전자기파의 일종이 아닌, 수소보다 1,800배나 가벼운 입자로 이루어진 빔이라는 사실을 발견한다. 이는 즉 원자보다 가벼운 입자가 존재함을 시사한다. 이 입자는 처음으로 발견된 아원자 입자로 처음에는 소체(小體)라는 의미의 corpuscle라 불렸으나, 이후 전자로 다시 명명된다. 톰슨은 전자가 방사성 물질에서 방출된다는 사실을 밝혔고, 이후 광전 효과에서 튀어나오는 입자도 전자임을 보였다.[10] 금속 내부에서 흐르는 전류의 원인이 전자라는 사실도 곧 밝혀졌다.
원자로 이루어진 음극 판에서 음극선이 방출되므로, 원자가 쪼개질 수 있다는 사실이 너무나 분명하게 드러난 것이다. 이를 바탕으로 1907년에 톰슨은 양전하를 가지는 물체에 음전하를 가지는 전자가 빵 속의 건포도처럼 박혀있는 원자모형을 제시한다.
러더퍼드의 원자핵 발견
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위의 음극선 실험으로 톰슨은 음전하를 띄는 전자라는 입자가 양전하를 띄는 푸딩 안에 박혀있는 형태의 원자를 제안하게 된다.[11] 이 모형은 푸딩 모형이라고도 불린다.
영국의 과학자 어니스트 러더퍼드와 그 제자인 한스 가이거, 어니스트 마즈든은 알파 입자의 비전하를 측정하는 실험을 하고 있었다. 그러나 입자가 측정기구 내부의 공기중에서 산란되는 현상이 계속 발생하고, 결국 실험을 진행하기 어려울 정도로 오차가 쌓인다. 톰슨도 음극선을 사용해 실험을 계속 진행하며 같은 현상을 마주했는데, 톰슨은 실험기구 내부를 진공으로 만들어 이를 해결했다. 그러나 러더퍼드는 전자보다 수천배 이상 더 무거운 알파 입자를 가지고 실험을 하고 있었기 때문에, 톰슨처럼 간단하게 생각할 문제가 아니었다. 톰슨의 원자 모형에 의하면, 양전하는 원자 내부 어딘가에 뭉쳐있는 것이 아니라 원자 전체에 균질하게 퍼져 있어야 했다. 그러므로 충분한 크기의 전기장을 형성하지 못할 텐데, 알파 입자가 산란되는 현상이 계속 발생하는 것이었다. 이에 따라 러더퍼드와 제자들은 이 산란을 주제로 연구를 시작한다.[12]
러더퍼드는 1908년부터 1913년까지 무려 5년의 시간동안 알파입자를 얇은 금박에 쏘는 실험을 진행한다. 대부분의 알파입자는 금박을 통과했지만, 90° 이상 산란되어 튕겨 나오는 알파입자도 관측되었다. 이러한 현상을 설명하기 위해 러더퍼드는 원자 내에 양전하가 한 군데 모여있으며, 그 위치는 원자의 중심이 되어야만 한다는 것을 논증한다. 이 때 제안된 원자모형은 행성모형이라고도 불린다.[12]
닐스 보어의 원자구조
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보어의 원자모형에서는 전자들이 에너지를 흡수 또는 방출하면서 궤도를 이동하는 "양자 도약"을 설명할 수 있다.
하지만 러더퍼드의 원자모형은 원자의 흡수 방출 스펙트럼을 설명할 수 없었고, 전자가 가속운동할 때 전자기파를 방사하는 싱크로트론 방사로 인해 운동에너지를 잃어버려야 하지만, 실제 원자가 물리적으로 안정한 이유를 설명할 수 없었다.
이를 보완하기 위해 1913년 덴마크의 과학자 닐스 보어는 전자가 각기 다른 에너지를 가지는 층에 존재한다는 양자화된 궤도 개념을 도입하여 가설을 세우고 이에 근거한 원자모형을 제시했다. 이 모형에서 전자는 광자를 흡수 또는 방출하면서 각 궤도 사이를 오갈 수 있다. 이처럼 양자화된 궤도 개념을 통해 전자궤도의 안정성, 불연속적인 흡수 방출 스펙트럼을 설명할 수 있었다.
같은 해 말엽, 헨리 모즐리는 보어 모형의 가능성을 보장하는 실험 결과를 얻는다. 또한 이 실험은 어니스트 러더포드와 안토니우스 반 덴 브룩의 가설, 즉 원자는 원자번호 갯수만큼의 핵전하를 띌 것이라는 가설을 검증한다. 이로써 원자 번호가 물리적 의미를 가진다는 사실이 밝혀진다.[13]
원자간 화학 결합은 1916년에 길버트 뉴턴 루이스에 의해 설명된다. 루이스는 이 원자들이 전자를 공유함으로써 화학 결합이 형성된다고 주장했다. 또 1919년에는 미국의 화학자 어빙 랭뮤어는 원소의 화학적 성질이 주기율표를 따라 주기적으로 반복되는 이유는 한 원자 안에 있는 전자들이 물리적으로 긴밀하게 상호작용하여 하나의 집단을 이루기 때문임을 논증한다.[14] 보어의 모형은 전자껍질이라는 개념을 통해 랭뮤어의 전자집단론이 맞았음을 보이고 있다.
이후 슈뢰딩거에 의해 더 완벽하고 정확한 원자모형이 제시되긴 하지만, 보어 모형은 당시까지 밝혀진 원자의 성질들을 성공적으로 설명할 수 있는 최초의 완전한 원자모형이었다. 다만 수소가 아닌 다른 원자들의 선스펙트럼을 설명하지 못하고, 등속 원운동을 할 때 라모 공식을 따르자면 광자가 방출되어야 한다는 오류를 검증되지 않는 가정으로 해결하고자 하는 등의 문제가 남아있었기 때문에 물리학자들은 더 나은 모형을 탐구하기 시작했다.
슈뢰딩거의 원자 모형
1922년 슈테른-게를라흐 실험을 통해 원자의 속성들이 양자화되어있다는 것이 밝혀졌다. 은 원자 빔이 불균질한 자기장 내부를 통과하면서 경로가 두 갈래로 갈라지는데, 이러한 현상을 설명하기 위해서는 원자의 자기 모멘트가 두 개로 양자화되어있어야만 했다. 스핀의 방향은 처음에는 무작위하게 분포되어 있다가, 빔이 자기장을 통과하면서 위 혹은 아래로 정렬되기 때문에 빔이 두 가닥으로 갈라지는 것이다.
1925년 베르너 하이젠베르크는 양자화된 성질을 다루는데 유용한 행렬 역학을 처음으로 제안한다.[15] 그 작년인 1924년에는 루이 드 브로이가 모든 입자는 파동의 성질을 가진다는 가설인 물질파를 제안했다.[16] 에르빈 슈뢰딩거는 드브로이의 이 가설을 정식으로 채택해 슈뢰딩거 방정식을 유도한다. 여기서 원자는 기존에는 입자로만 해석되었던 것과는 달리, 삼차원 파형을 가진 파동으로 해석된다.[17]
이처럼 입자를 파동으로 해석함으로써 위치와 운동량을 동시에 정밀하게 측정하는 것이 불가능하다는 베르너 하이젠베르크의 불확정성 원리가 자연스레 유도되었다.[15][18] 이처럼 원자를 파동으로 해석함으로써 기존의 보어 모형으로서는 설명될 수 없었던 원소들의 선 스펙트럼을 완벽하게 설명할 수 있었다. 또한 실제 관측결과도 잘 부합하는 터라 행성모형은 폐기되고, 원자 오비탈의 개념이 채택되었다.
하지만 같은 해 10월에 독일의 과학자 보른은 슈뢰딩거 방정식이 전자의 파동함수가 아니라 전자가 존재할 확률함수라고 해석하였다. 이러한 확률적 해석을 바탕으로 원자 주위에서 전자를 발견할 확률을 계산하여 확률의 분포를 점으로 찍어 구름처럼 표시하는 현대의 원자모형이 탄생하였다.
중성자의 발견
질량 분석기의 발달로 인해 원자의 질량을 더욱 정밀하게 측정할 수 있게 되었다. 프랜시스 윌리엄 애스턴은 이 기구를 통해 동위원소들이 서로 다른 질량을 가지며, 원자 질량이 일정 정수비를 가진다는 정수율을 발견했다. 이러한 현상은 1932년에 제임스 채드윅이 양성자와 비슷한 질량을 가지지만 전하를 띄지 않는 입자인 중성자를 발견함으로써 해결되었다. 이로써 동위원소란 같은 수의 양성자를 가지나 다른 수의 중성자를 가지는 종류의 입자라는 사실이 밝혀졌다.
핵분열, 고에너지 및 응집물리학
러더퍼드의 제자이자 독일의 화학자인 오토 한은 초우라늄 원소를 만들고자 중성자를 우라늄 원자에 충돌시켰으나, 예상과는 다르게 우라늄보다 더 가벼운 원소인 바륨이 생성되었다. 이듬해 리제 마이트너와 그녀의 조카인 오토 프리슈는 한이 수행한 실험이 핵분열을 일으켰다는 것을 알아낸다. 1944년, 한은 노벨 화학상을 수상한다. 한은 마이트너와 프리슈에게도 공을 돌리고자 했으나 아쉽게도 오직 한만이 노벨상을 수상하였다.
1950년대에 고성능의 입자 가속기와 입자 검출기가 만들어짐에 따라 과학자들은 고에너지 상태에서의 원자의 행동을 연구하기 시작했다. 이후 연구결과가 이어지며 중성자와 양성자가 강입자에 속하며, 쿼크라는 더 작은 입자들로 구성된다는 사실이 밝혀졌다. 아원자 입자들로 구성된 원자핵의 성질, 아원자 입자들의 상호작용 등을 설명하기 위해 표준 모형도 만들어졌다.
구조
아원자 입자
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"더 이상 나누어지지 않는 것"이라는 원자의 어원이 무색하게, 현대 물리학에서는 원자도 전자, 양성자, 중성자 등의 아원자 입자들로 구성되었다고 말한다.
전자·양성자·중성자의 특성
입자 질량[kg] 상대 질량 전하[C] 상대 전하
전자 9.110×10-28 1/1837 -1.602×10-19 -1
양성자 1.673×10-24 1 +1.602×10-19 +1
중성자 1.675×10-24 1 0 0
전자는 음의 전하를 띄며, 매우 작아 현대의 기술로 형태를 관측하는 것이 불가능하다.[19] 9.11×10−31 kg로 위의 세 아원자 입자들 중 가장 가벼워서 모든 입자들 중 가장 가벼울 것으로 여겨졌으나, 더 가벼운 중성미자가 발견되었다. 일반적으로 양의 전하를 띄는 원자핵 주변에 전자기력으로 포착되어 존재한다. 만일 원자가 가지고 있는 전자의 갯수가 원자번호와 다르다면 원자 자체가 전하를 띄게 되는데 이를 이온이라고 부른다. 조지프 존 톰슨이 1897년에 처음을 발견하였다.
양성자는 양의 전하를 띄며, 전자보다 1,836배 더 무거운 1.6726×10−27 kg의 질량을 가진다. 원자가 가지고 있는 양성자의 갯수는 원자 번호와 동일하다. 어니스트 러더퍼드가 1919년에 질소 원자를 알파 입자와 충돌시키는 실험에서 처음으로 관측하였다. 1886년에 수소의 원자핵으로 처음 발견되었으나 이 실험으로 인해 원자의 일반적인 구성성분임이 널리 인정받아 러더퍼드가 양성자라는 이름을 새로 붙이게 된다.
중성자는 전하를 띄지 않고 전자보다 1,839배 더 무거운1.6749×10−27 kg의 질량을 가진다.[20][21] 이 세 종류의 입자들 중 가장 무겁지만 핵결합에너지 때문에 실제 질량은 이보다 작다. 양성자와 함께 핵자라고도 불리는데, 둘 다 2.5×10−15 m의 비슷한 크기를 가지지만 둘 다 어떤 특정한 형태로 존재하지는 않는다.[22] 1932년에 제임스 채드윅에 의해 처음으로 발견되었다.
표준 모형에서는 전자를 기본 입자로 보는 반면, 양성자와 중성자는 쿼크로 이루어진 합성 입자로 본다. 원자에는 두 종류의 쿼크가 있는데, 양성자는 +
2
/
3
전하를 가지는 위 쿼크 2개와 −
1
/
3
전하를 가지는 아래 쿼크로 한 개로 이루어진다. 중성자는 두 개의 아래 쿼크와 하나의 위 쿼크로 이루어진다. 이러한 차이로 인해 전하와 질량에서 차이가 발생하는 것이다.
쿼크들은 글루온이 매개하는 강한 상호작용으로 서로 묶여있다. 양성자와 중성자는 서로 핵력으로 붙잡고 있는 형태이다. 글루온은 게이지 보손중 하나로 쿼크와 마찬가지로 기본 입자이고, 힘의 매개자로 작용한다.
원자핵
<nowiki /> 이 부분의 본문은 원자핵입니다.
원자핵은 양성자와 중성자가 강한 상호작용으로 결합해 있다. 이들 양성자와 중성자의 개수에 따라 원자를 주기율표로 분류할 수 있으며 화학적인 성질이 결정된다. 이 결합을 바꾸면 아주 강한 힘이 나온다.
핵자 하나가 원자핵에서 분리되기 위해 필요한 에너지.
원자 내의 양성자와 중성자들은 결합하여 원자핵을 만들고, 이러한 성질로 인해 핵자라는 명칭으로 따로 구분되기도 한다. 원자핵의 반지름은 {\displaystyle A}A를 원자의 핵자 수라고 했을 때 대략 {\displaystyle 1.07{\sqrt[{3}]{A}{\displaystyle 1.07{\sqrt[{3}]{A} 펨토미터로 근사된다.[23] 핵자들은 굉장히 짧은 거리에 작용하는 힘인 핵력으로 서로 결합되어있는데, 2.5 펨토미터까지는 이 힘이 정전기력보다 강하기 때문에 양성자들이 서로 밀어내는 힘보다 끌어당기는 힘이 더 강하여 서로 결합될 수 있다.
같은 원소에 속하는 원자들은 같은 갯수의 양성자를 가지는데, 이 갯수를 원자 번호라 한다. 양성자와는 달리 같은 종류의 원자끼리도 서로 다른 갯수의 중성자를 지닐 수 있다. 이처럼 양성자의 수는 같으나 중성자의 수는 다른 원자들의 관계를 동위원소라 하고, 더 세분화하여 핵종을 여러 가지로 나누기도 한다.
양성자 수와 중성자 수가 다른 원자들은 쉽게 방사성 붕괴를 일으킨다. 그러나 원자 번호가 커져서 양성자의 갯수가 많아질수록 원자핵의 안정에 필요한 중성자의 갯수가 늘어나게 된다. 따라서 양성자 수에 대한 중성자 수의 비율은 방사성 동위 원소 원자핵의 안정성을 나타내는 지표가 되기도 한다.
전자, 양성자, 중성자는 모두 파울리 배타 원리를 따르는 페르미온이다. 그러므로 양자적으로 동일한 상태의 입자가 동시에 두 개 이상 존재할 수 없다.
핵융합을 통해 중수소의 원자핵이 만들어지고 있다. 두 개의 양성자가 충돌해 하나의 양성자와 하나의 중성자를 이루고, 이 과정에서 전자의 반물질인 양전자(e+)와 중성미자가 방출된다.
매우 높은 에너지를 통해 원자핵의 양성자나 중성자 갯수를 변화시킬 수 있다. 이런 기술로 여러개의 원자를 강하게 충돌시켜 무거운 원자핵을 합성하는 핵융합이 가장 대표적이다. 핵융합을 위해서는 쿨롱 장벽을 뛰어넘을 만큼 높은 에너지가 필요한데, 태양의 중심에서 충분한 에너지의 공급을 통해 핵융합이 꾸준히 이루어지고 있음이 알려져 있다. 이와는 반대로 큰 원자핵을 두 개 이상의 작은 원자핵으로 나누는 과정인 핵분열도 있다. 이 핵분열은 고에너지의 아원자 입자나 광자를 원자핵에 충돌시킴으로써 유도할 수 있다.
핵융합 후의 원자핵은 그 재료들의 원자핵의 질량의 합보다 더 작은 질량을 가진다. 이 질량의 차이만큼의 에너지는 감마선과 베타 입자로 빠져나가게 되는데, 이는 알베르트 아인슈타인의 질량-에너지 등가 공식 {\displaystyle E=mc^{2}E=mc^{2}를 따라 감소한 질량 {\displaystyle m}m이 빛의 속력 {\displaystyle c}c를 두 번 곱한 만큼의 에너지가 방출된다.[24]
전자 구름
<nowiki /> 이 부분의 본문은 원자 궤도 및 전자 배치입니다.
고전 역학에 의하면 입자는 어떤 위치 x에 도달하기 위해 V(x)만큼의 에너지가 필요하다. 따라서 에너지가 E밖에 없다면 x1과 x2 사이에 위치해야 한다.
원자 내의 전자들은 핵의 양성자에 의해 전자기력으로 포섭되어 있다. 에너지의 관점에서 보자면, 전자는 원자핵을 둘러싼 정전기적 퍼텐셜 우물에 둘러쌓여 있어서, 이를 탈출하려면 일정 수준 이상의 에너지가 추가로 필요한 상태이다. 핵에 더 가까이 위치한 전자일수록 더 강한 인력이 작용하게 되고, 결국 원자 중심에 가까울 수록 전자가 탈출하기 위해 필요한 에너지가 더 많이 필요한 것이다.
수소꼴 원자의 오비탈 모양. g오비탈 이상은 나타나 있지 않다.
전자는 다른 입자들과 마찬가지로 파동-입자 이중성을 가진다. 전자 구름이란 퍼텐셜 우물 내에 형성된 정상파로서 전자가 분포하고 있다는 것을 의미한다. 이 형태는 전자가 각 위치에 존재할 확률을 계산함으로써 유추할 수 있는데, 이를 원자 궤도 또는 오비탈이라고 부른다. 오비탈들은 크기나 형태, 방향에 있어서 같은 것이 하나도 없다. 또한 각각 다른 에너지 준위를 가지고 있고 양자화되어있어서, 충분한 에너지를 가진 광자를 흡수한다면 더 높은 에너지 준위의 오비탈로 전자가 이동할 수 있다. 이와 유사하게 너무 높은 에너지의 광자가 조사된다면 자연방출을 통해 광자를 방출하면서 오히려 더 낮은 에너지의 오비탈로 전자가 이동할 수도 있다. 각 오비탈간 에너지 차이는 선스펙트럼을 관찰하여 알아낼 수 있다.
전자를 떼기 위해 필요한 에너지인 이온화 에너지는 핵자를 뗄 때 필요한 에너지보다 많이 작다. 일례로, 정상상태의 수소 원자에서 전자를 떼어내려면 13.6 eV가 필요하지만, 중수소의 원자핵을 쪼개기 위해서는 2.23 MeV가 필요하다. 원자핵에서 멀리 떨어져 있는 전자는 근처의 원자로 이동하거나, 아니면 여러 개의 원자핵에 동시에 포섭될 수 있다. 분자가 바로 이러한 형태의 화학 결합으로 형성된다. 공유 결합으로 형성된 결정이나 이온 결정같은 경우는 이처럼 단순하게 분석할 수 없다.[25]
원자론의 과학자와 현대 원자와 관련된 이론
원자 단위의 물리학은 원자 광학과 나노 과학에서 이루어진다. 이들 실험은 원자를 옮기고 운동 속도를 조정하며 이루어진다. 원자보다 더 작은 원자핵의 물리학은 핵물리학과 입자물리학의 주제가 된다.
원소별 존재비
수소와 헬륨
빅뱅 당시 만들어진 수소와 헬륨이 가장 흔하다. 태양계의 70.7%가 수소, 27.4%가 헬륨이므로 그 이외의 원소는 아무리 다 합해도 2%에 미치지 못한다.
리튬, 베릴륨과 붕소
그 다음 세 원소(리튬, 베릴륨, 붕소)는 빅뱅에서도, 항성 핵융합에서도 많이 합성되지 않았거나, 불안정하기 때문에 드물다.
베릴륨: 헬륨은 상당히 안정된 원소이기 때문에 양성자 4개와 중성자 4개로 이루어진 베릴륨-8은 만들어지자마자 바로 헬륨 2개로 분열된다. 결과적으로 중성자가 하나 더 많은 베릴륨-9밖에 남지 않으므로 우주에는 아주 소량만 존재한다.
탄소: 탄소는 베릴륨과 다르게 헬륨보다 더 안정적이다. 헬륨 2개가 충돌할 때보다 3개가 충돌하는 경우가 드물어서 원래대로라면 탄소는 베릴륨-8보다 더 적은 양이 만들어져야 한다. 그런데 베릴륨8이 안정적이지 않은 만큼 [[탄소12]의 양이 상대적으로 많아졌기 때문에 탄소는 더 많이 존재한다.
리튬과 붕소: 리튬과 붕소도 베릴륨 정도는 아니지만 적게 존재한다. 양성자와 중성자 개수가 우연히 만들어지기 힘든 조합이기 때문이다.
철
철은 1핵자당 결합에너지가 가장 크고 원소가 안정적이므로 많이 존재한다. 그보다 원자번호가 큰 원소는 초신성 폭발 때문에 생겨났고, 불안정적이어서 소량 존재한다. 그래프의 오른쪽으로 갈수록, 주기율표의 아래쪽으로 갈수록 무거운 원소이고 존재량이 적어진다.
원자번호가 짝수인 원소
원자핵은 양성자 수가 짝수인 경우가 홀수인 경우보다 에너지가 안정된다는 성질이 있어서, 결과적으로 원자번호가 짝수인 원소가 많다. 이것을 오도-하킨스의 법칙(영어: Oddo-Harkins rule)이라고 한다.[2]
순물질의 구성 입자를 원자라고 부른다. 원자는 양성자와 중성자로 이뤄진 원자핵, 그리고 주위를 도는 전자로 구성되어 있다.
<nowiki /> IUPAC 명명법 문서를 참고하십시오.
원소 이름의 유래는 원소라는 개념 자체가 없던 고대로 거슬러 올라가기 때문에, 황, 금 같이 고대부터 이미 잘 알려져 있던[출처 필요] 원소들은 각 나라와 언어 별로 서로 다른 이름을 가지고 있다. (예를 들어 독일어의 Natrium과 영어의 Sodium은 모두 나트륨을 가리킨다.) 그러나 국제적으로 통용되는 원소의 영어 이름은 국제순수·응용화학연합(IUPAC)이 결정하며, 영국식 영어와 미국식 영어에서 유래한 이름이 서로 섞여 있다. 원소의 한국어 이름은 대한화학회가 결정하며, 2007년부터는 모든 원소의 명칭을 독일어가 아닌 IUPAC에서 정한 대로 부르고 있다.[2]
최근에 발견되어 새로 이름이 붙이는 원소의 경우 발견자에게 그 명명권이 주어지며, 지명이나 사람 이름으로부터 유래하는 경우가 많다. 하지만 대체로 학자적 양식을 지닌 과학자들은 원소 이름의 어원에 대한 몰지각한 관행에 반발하여 다른 명칭으로 부른다. 또한 20세기 후반 이후로는 반감기가 매우 짧아 극히 짧은 시간에만 존재하는 원소들이 실험실에서 많이 발견되었는데, 이 때문에 어느 연구단이 해당 원소를 발견했는지에 대한 논쟁이 일어 원소 이름이 결정되지 않는 경우가 많다.
발견되지 않았거나, 발견되었으나 논쟁 등의 이유로 아직 이름이 결정되지 않은 원소의 경우 원자 번호를 기준으로 체계적 원소 이름이 붙여진다. 예를 들어 원자 번호가 123인 원소는 각 자리에 해당하는 토막인 -un-, -bi-, -tr(i)-를 -ium에 붙여 unbitrium(Ubt, 운비트륨)이 된다.
한자어로 이루어진 원소들의 이름은 개화기 이후 한자 문화권에서 서양 과학을 가장 먼저 받아들였던 일본에서 명명된 것들이다. 일본은 주로 독일에서 원소이름들을 수용하였기 때문에 수소(水素), 산소(酸素), 탄소(炭素), 질소(窒素)등은 각각 독일어 Wasserstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff에서 직역된 이름들이다. 가령 독일어 Wasserstoff는 Wasser와 Stoff의 합성어인데 각각 '물'과 '재료'를 뜻하며, 한자로 水素가 되었다.
원소 기호
고대와 중세 시대
고대의 원소 기호
물질을 기호로 나타내는 일은 예부터 행해졌는데, 금속 7원소를 7가지 별에 비유하여 기호로 나타낸 것은 매우 오래전의 일로 고대 이집트인은 이미 이 기호를 써 왔으며, 이들 기호는 어느 정도의 변화는 있었지만 중세 연금술에 이르기까지 상당히 오래 쓰여졌다. 연금술사들은 자신의 비법을 들키지 않기 위해 기호를 사용했었다고 한다.[3]
근대와 현대
근대에 와서 영국의 과학자 돌턴이 원으로 된 원소기호를 고안하였고, 그 뒤 베르셀리우스가 오늘날 쓰이는 기호를 처음 제안하였다. 다음은 베르셀리우스의 원소 이름 붙이기 규칙이다.
로마자 두 글자로 쓴다.
그리스어나 라틴어의 원소 이름에서 따온다. ex) Cu(구리, 라틴어: Cuprum), Ag(은)(라틴어: Argentum), Au(금)(라틴어: Aurum)
영어나 독일어의 원소 이름에서 따온다. ex) N(질소, 영어: Nitrogen), O(산소, 영어: Oxygen), I(아이오딘, 영어: Iodine), Cr(크로뮴, 독일어: Chrom), Xe(제논, 독일어: Xenon; 어원: 그리스어: ξένον)
위의 원소 기호들은 반드시 첫 글자는 대문자, 두 번째 글자부터는 소문자로 쓴다.
원소 합성 (핵합성)
<nowiki /> 핵합성 문서를 참고하십시오.
대폭발 후부터 원소이 합성이 일어났다.
원소는 빅뱅 직후의 대폭발 핵합성, 항성 속에서의 항성 핵합성, 초신성 폭발에 의한 초신성 핵합성, 우주선에 의한 우주선 파쇄, 인공 원소 합성 등으로 원소가 합성된다. 핵합성은 핵융합이나 핵분열을 통해 새로운 원자핵을 만들어 내는 과정이다.
우주의 역사와 함께 원소도 탄생했다. 빅뱅 발생 1초 후에 수소, 3분 후에 헬륨이 만들어졌고, 이후 수소 92%와 헬륨 8%의 원시 지구가 탄생했다. 철까지의 원소는 항성 속에서 핵융합으로 만들어졌고, 철보다 무거운 원소는 초신성 폭발과 인공 원소 합성으로 인해 만들어졌다.
우주에는 핵합성을 일으키는 것으로 생각되는 몇 가지의 천체물리 현상이 존재한다. 이 현상들에서 R-과정, S-과정, P-과정은 중요한 과정이다.
핵합성의 조건
핵합성이 일어나려면 한 원자핵을 다른 원자핵과 서로 핵력이 작용하는 거리까지 접근시켜야 한다. 하지만 원자핵은 서로 반발하므로 반발력을 뛰어넘는 방대한 에너지인 약 1000만 도 고온이 필요하다.[1] 핵합성의 네 가지의 기본 형태는 다음과 같고, 모두 약 1000만 도를 넘을 때 발생한다.
핵합성의 종류
대폭발 핵합성: 대폭발 핵합성의 경우 우주 창조 후 3분에서 20분 정도까지만 일어났으며, 우주에 존재하는 헬륨-4 및 중수소의 대부분을 형성했다. 대폭발 핵합성의 경우 매우 짧은 시간 일어났으며, 리튬보다 무거운 원소는 합성되지 못했다.
항성 핵합성: 항성 핵합성은 항성 내부에서 일어나며, 리튬과 철사이의 무거운 원소를 생성한다. 특히 탄소의 합성에 중요하다. 이 과정에서는 중성자를 느리게 흡수하는 S-과정이 관여한다.
초신성 핵합성: 초신성 핵합성은 철보다 무거운 대부분의 원소를 생성한다. 초신성은 중성자를 빠르게 흡수하면서 원소를 생성하는 R-과정의 주요한 발생지로 생각된다. 하지만 이에 관해서는 여전히 밝혀지지 않은 많은 점이 존재한다.
우주선 파쇄: 우주선(cosmic ray) 파쇄는 입자가 고속으로 물질에 충돌하는 과정을 통해 리튬 및 붕소와 같은 가벼운 원소를 생성한다. 이 과정은 우주선의 우주 내의 다른 물질 혹은 우주선 스스로에 대한 작용에서 발생한다.
인공 원소 합성: 입자가속기를 이용해 인공적으로 원소를 합성하는 방법이다. 주로 반감기가 짧은 우라늄 같은 원소를 합성할 때 쓰인다.
핵합성 이론은 동위원소의 존재 비율을 계산하고 관측 결과와 비교함으로써 검증되었다. 동위원소의 존재 비율은 일반적으로 동위원소 간의 전환 비율을 계산함으로써 계산된다. 종종 이러한 계산은 다른 반응 비율을 조절하는 몇 개의 주요한 반응으로 단순화할 수 있다.
핵합성의 역사
빅뱅 이후 우주의 탄생 과정.
수소와 헬륨
빅뱅이 발생한 100만 분의 1초 후 소립자가, 1초 후에 수소의 원자핵이 만들어졌다. 3분 후에 헬륨도 만들어졌고, 이후 수소 92%와 헬륨 8%의 원시 지구가 탄생했다.[1]
철까지의 원소들
수소가 모여 항성이 만들어지며, 내부의 수소 원자핵이 핵융합으로 헬륨을 만들면서 항성을 빛낸다. 더 나아가 수소가 타버리면 헬륨이 탄소, 질소, 산소처럼 무거운 원소들로 핵융합이 일어난다. 원자핵은 철이 가장 안정적이기 때문에[주 1] 철까지의 원소만 생성될 수 있다.[1]
철보다 무거운 원소들
태양보다 10배 이상 큰 항성은 내부의 연료가 다 타버리면 그 크기를 지탱하지 못하고 초신성 폭발을 일으킨다. 이때 어마어마한 에너지가 방출되고, 초신성 폭발 직후 단 1초 사이에 철보다 무거운 원소들이 생성된다. 태양계에는 철보다 무거운 원소가 존재하기 때문에, 태양과 지구가 탄생하기 전에 이미 초신성 폭발을 경험했다는 것을 의미한다.[1]
인공 원소들
반감기가 긴 원소들은 주로 입자가속기에 의해 인공 합성되었다. 2020년 기준으로가장 원자번호가 높은 인공 원소는 오가네손(118번)이다. 인공 원소 문서에서 인공 원소의 목록을 볼 수 있다.
적색편이는 여러 원인에 의해 일어나는데, 가장 대표적인 것은 도플러 효과(Doppler effect)에 의한 것이다. 예를 들어, 사이렌을 울리는 소방차가 관측자에게 다가올 때는, 사이렌의 음높이가 높게 들리지만, 옆을 지나쳐서 멀어져 갈 때는 반대로 소리가 낮게 들리는 것을 느낄 수 있다. 이처럼 빛을 내는 천체가 관측자로부터 멀어지는 경우, 빛의 파장이 길어지게 된다. 우주론적 적색편이(cosmological redshift)는 공간의 팽창 자체 때문에 빛의 파장이 길어지는 현상으로 지구에서 수 백만 - 수십억 광년 만큼 아주 멀리 떨어져 있는 천체들로부터 관측된다. 마지막으로 중력 적색편이 현상(gravitational redshift)은 일반 상대론적 효과로서, 빛이 강한 중력장에서 빠져나오면서 에너지를 잃기 때문에 파장이 길어지는 현상이다. 적색편이의 반대말로 빛의 파장이 줄어들어 보이는 현상은 청색편이(blueshift)라고 하며, 빛을 내는 물체가 관측자에 가까워지거나, 빛이 중력장 안으로 들어갈 때 발생한다.
우리 주위에서 적색 또는 청색편이 현상을 실생활에 응용하는 예로서는 기상관측용 도플러 레이다나 경찰이 속도위반을 단속하는데 쓰는 스피드 건(Radar gun)등이 있지만, 가장 대표적인 적색편이 현상은 주로 천문학에서 천체들의 스펙트럼에서 관측된다.[1][2][3]
민코프스키 공간에서는 특수상대론의 공식을 이용하면, 관측자 부근에서 움직이고 있는 물체의 적색편이를 계산할 수 있다. 반면 블랙홀 주변처럼 중력이 강한 곳이나 전 우주적 규모에서의 적색편이를 이해하기 위해서는 일반 상대성 이론을 이용해야 한다.[4] 일반적으로 이러한 특수 상대성 이론, 중력적, 또는 우주론적 적색편이 현상은 좌표계의 변환(frame transformation laws)이라는 관점에서 설명된다. 한편 이러한 관측자, 광원의 좌표계 사이의 변환 때문에 생기는 적색편이 외에도, 빛의 산란이나 광학적 효과에 의해 빛의 파장이 변하는 경우도 있는데, 이러한 경우에는 적색 또는 청색편이라는 용어보다는 빛의 복사전달의 관점에서 주로 서술된다.
도플러 효과에 의한 적색편이와 청색편이
역사
적색편이의 역사는 19세기 파동역학의 발전과 도플러 효과에 대한 연구로 거슬러 올라간다. 도플러 효과는 1842년에 이 원리를 처음으로 제시한 오스트리아의 과학자 크리스티안 도플러의 이름을 딴 것이다.[5] 도플러는 파동을 내는 물체가 관측자에 대해 움직일 경우, 관측되는 파동의 파장이나 주파수가 달라질 수 있다고 제안했는데, 이 가설은 1845년에 네덜란드의 과학자 Christophorus Buys Ballot이 음파를 이용하여 처음으로 확인하였다.[6] 한편 도플러는 이중성의 색깔이 별들의 운동속도 때문에 달리 보인다는 가설을 제시했지만, 실제로 별들의 색깔이 다른 이유는 별의 온도가 다르기 때문이며, 별의 속도는 별빛의 색깔을 바꿀 만큼 크지는 않다. 비록 그의 이중성에 대한 가설은 옳지 않음이 밝혀졌지만, 도플러가 제시한 원리는 현재 천문학에서 천체들의 속도를 측정하는데 널리 사용되고 있다.[7]
천문학에서의 도플러 효과에 의한 적색편이는 1848년에 피조(Hippolyte Fizeau)에 의해 처음으로 관측되었다. 그는 별빛의 선스펙트럼의 파장이 변하는 것을 발견했는데, 이 효과는 "도플러-피조 효과"라고 불리기도 한다. 1868년에는 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 처음으로 지구로부터 멀어지지는 별의 속도를 측정했다.[8] 1871년에는 태양의 자전 때문에 프라운호퍼 선들이 약 0.1Å 정도 편이되는 현상이 관측되었다.[9] 1887년에는 보겔(독일어: Vogel)과 샤이너(독일어: Scheiner)가 지구의 공전 때문에 별빛의 파장이 1년에 걸쳐 주기적으로 변하는 현상을 발견했다.[10] 1901년에는 Aristarkh Belopolsky가 실험실에서 회전하는 거울을 이용하여 도플러-피조 효과를 재현해냈다.[11]
적색-편이("red-shift")란 용어가 이음표가 있는 상태로 처음 쓰이게 된 것은 미국의 천문학자 월터 아담스(Walter S. Adams)가 1908년에 "성운의 적색-편이(red-shift)의 본질을 연구하는 방법"이라고 쓰면서부터이다.[12] 붙여쓴 적색편이("redshift")는 1934년에 드 시터(Willem de Sitter)에 의해 쓰이기 시작했으며, 그 전에는 독일어인 Rotverschiebung이 널리 쓰였던 것으로 보인다.[13]
베스토 슬라이퍼는 1912년에 당시에는 '나선 성운'이라고 불리던 은하들이 상당히 큰 적색편이 값을 보인다는 것을 발견했다.[14][15] 슬라이퍼는 이 논문에서 온 하늘에 고루 분포하는 나선은하들의 속도를 측정했는데, 그 중 3개를 제외하고는 모든 은하가 우리 은하로부터 약 수백 또는 천 km/s의 속도로 멀어지고 있는 것을 발견했다. 이 후에 에드윈 허블은 은하들의 적색편이(속도)와 은하들까지의 거리가 비례한다는 허블의 법칙을 발견하였다.[16] 이러한 발견들은 1922년에 알렉산드르 프리드만이 일반 상대성 이론으로부터 이론적으로 유도한 것처럼 우주가 정적이지 않고 팽창하고 있다는 것을 관측으로 뒷받침하는 것이었다.[17] 현재 이 발견들은 우주의 팽창과 대폭발 이론을 뒷받침하는 가장 중요한 근거로 받아 들여지고 있다.[18]
적색편이의 측정과 해석
허블 울트라 딥 필드에서 고적색편이 은하들이라고 추정되는 은하들[19]
어떤 물체의 적색편이는 그 물체가 내는 빛의 스펙트럼을 얻은 후, 그 스펙트럼에서 이미 알려져 있는 특징들을 그 물체가 정지해 있을 때의 스펙트럼과 비교함으로써 측정할 수 있다. 만약 이 스펙트럼이 방출선 또는 흡수선을 포함하고 있다면, 관측된 선 스펙트럼의 파장과 실험실에서 측정한 움직이지 않는 광원이 내는 파장을 비교함으로써 아래의 표와 같이 적색편이 값을 결정할 수 있다. 예를 들어, 오른쪽 위의 그림에서처럼, 멀리 떨어져 있는 은하의 스펙트럼에서 흡수선(그림에서는 가로로 된 검은띠로 보인다)이 관측되었다고 하자. 이 스펙트럼을 정지해 있는 물체(여기서는 태양)가 내는 스펙트럼과 나란히 비교하면 화살표가 보여주듯이 같은 패턴을 가진 흡수선들 전체가 파장이 긴 쪽으로, 다시 말해 붉은색 쪽으로, 이동해 있음을 볼 수 있다. 이러한 흡수선들은 별들이 내는 빛이 어떤 특정한 원소들로 이루어진 가스[주 1]를 통과하면서 그 원소들이 특정 파장의 빛만 선택적으로 흡수하기 때문에 발생한 것이다. 이러한 흡수선들의 패턴이 발견되면, 실험실에서 측정해 두었던 원소의 파장과 비교하여 파장이 길어진 정도를 다음과 같이 계산한다.
적색편이는 광원에서 낸 빛의 파장(또는 주파수)과 관측자가 보는 빛의 파장의 차이를 이용하여 결정할 수 있다. 천문학에서는 다음과 같이 차원이 없는 {\displaystyle z}z라는 값으로 적색편이를 표현한다. 예를 들어 {\displaystyle \lambda }\lambda 와 {\displaystyle f}f가 각각 파장과 주파수를 나타낸다고 하고, 첨자인 'obsv'와 'emit'이 관측자(observer)와 광원(emitter)에서 각각 측정된 값을 의미한다고 하면, 아래의 표와 같이 적색편이값({\displaystyle z}z)이 정의된다.
적색편이 값 {\displaystyle z}z를 계산하는 법
파장을 이용한 계산 주파수를 이용한 계산
{\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }{\lambda _{\mathrm {emit} }{\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }{\lambda _{\mathrm {emit} } {\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }{f_{\mathrm {obsv} }{\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }{f_{\mathrm {obsv} }
{\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }{\lambda _{\mathrm {emit} }{\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }{\lambda _{\mathrm {emit} } {\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }{f_{\mathrm {obsv} }{\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }{f_{\mathrm {obsv} }
도플러 적색편이의 경우 {\displaystyle z}z가 측정되면, 그 부호로써 적색편이인지 청색편이인지 구분할 수 있다. {\displaystyle z}z가 0보다 클 경우는 파장이 원래보다 길어졌으므로, 물체가 멀어지고 있는 적색편이에 해당한다. 반대로 {\displaystyle z}z가 음수일 경우에는 물체가 관측자에게 가까워지는 청색편이에 해당한다. 중력적 적색편이의 경우, {\displaystyle z}z가 양수 일 경우는 빛이 관측자가 위치한 곳 보다 강한 중력장에서 빠져나온 경우를 의미한다. 한편, 우주의 팽창때문에 생기는 우주론적 적색편이의 경우에는 아주 가까이 있는 극소수의 은하들을 제외하고는 거의 모든 은하들에서 파장이 길어지는 적색편이({\displaystyle z>0}{\displaystyle z>0}) 현상이 관측된다.
적색편이 공식
일반상대론을 이용하면, 아래의 표와 같이 여러 가지 특수한 경우의 시공간에 대해 적색편이 공식을 유도할 수 있다. 모든 식에서 적색편이 값({\displaystyle z}z)은 측정에 사용된 빛의 파장과는 무관하다.
적색편이 요약
적색편이 종류 시공간 공식[주 2]
상대론적 도플러 효과 민코프스키 공간(Minkowski space)
(평탄한 시공간) {\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }{c}\right)}{\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }{c}\right)}
{\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }{c}{\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }{c} ({\displaystyle v}v가 매우 작은 경우)
{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c} (광원이 관측자로부터 시선방향으로 움직일 때)
{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}{c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}{c^{2} (광원이 시선방향에 수직으로 움직일 때)
우주론적 적색편이 FLRW 공간 (팽창하는 우주) {\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }
중력 적색편이 일반적인 정적인 시공간
(예를 들면, 슈바르츠실트 시공간) {\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver})}{g_{tt}({\text{source})}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver})}{g_{tt}({\text{source})}
{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source} (슈바르츠실트 시공간)
도플러 효과에 의한 적색편이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 도플러 효과 및 도플러효과 § 상대론적 도플러 효과입니다.
만약 광원이 관측자로부터 멀어질 경우, 적색편이가 일어나고(z > 0), 반대로 가까워질 경우에는 청색편이가 일어난다(z < 0). 이렇게 광원과 관측자의 상대적인 움직임 때문에 생기는 적색편이를 도플러 적색편이라고 부른다. 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 광속©보다 매우 작은 속도 v로 움직이고 있다면, 적색편이는 다음과 같이 결정된다.
{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}{\displaystyle z\approx {\frac {v}{c} ({\displaystyle v\ll c}{\displaystyle v\ll c} 이면 {\displaystyle \gamma \approx 1}{\displaystyle \gamma \approx 1}이므로)
광원과 관측자 사이의 속도가 빛의 속도에 가까워지게 되면, 특수상대론을 이용하여 적색편이를 구해야 한다.[주 3] 광원이 빛에 가까운 속도로 움직일 경우에는, 특수상대론의 시간지연현상(time dilation) 때문에, 다음과 같이 로런츠 인자(Lorentz factor)라고 불리는 {\displaystyle \gamma }\gamma 항이 적색편이 공식에 추가된다. 상대론적 도플러 효과는 1938년에 Ives-Stilwell 실험에서 처음으로 측정되었다.[20]
{\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}\right)\gamma .}{\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}\right)\gamma .}
지금까지는 광원이 관측자에 대해 시선방향으로 멀어지거나 가까워지는 경우를 다루었지만, 일반적인 경우의 상대론적 적색편이는 다음과 같이 주어진다. 만약 θ가 관측자와 광원의 상대적인 운동사이의 각도라고 하면, 상대론적 적색편이는 다음과 같다.[21]
{\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}
만약 광원이 시선방향으로만 움직이는 경우에는, 즉 θ = 0°인 경우, 위의 식은 다음과 같이 간단하게 줄어든다.
{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}.}{\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}{1-{\frac {v}{c}.}
광원이 시선방향에 대해 수직으로 움직이는 특수한 경우를 (즉 θ = 90°)[22] 수직 도플러 효과(transverse redshift)라고 하며, 다음과 같이 적색편이가 주어진다:[23]
{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}
공간의 팽창에 의한 적색편이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 우주의 팽창입니다.
20세기에 들어 먼 은하까지의 거리와 은하가 멀어지는 속도(적색편이)가 비례한다는 허블의 법칙이 발견되었다. 이 관측 결과와 일반상대론의 우주 모형 방정식을 이용하여, 우주는 중심이 없이 팽창하고 있다는 사실이 확립되었다. 허블이 관측한 먼 은하의 적색편이는 이러한 공간의 팽창 때문에 발생하는 우주론적 적색편이(cosmological redshift)이다. 현대 우주 표준 모형에서 먼 은하의 적색편이 값은 은하에서 빛이 방출되던 당시의 우주의 나이 그리고 당시 우주의 크기와 직접 연관되어 있다. 한때 적색편이를 설명하기 위해서 피곤한 빛 가설같은 설명이 제시되기도 했었지만, 현재는 받아 들여지지 않고 있다.[24]
우주론적 적색편이는 국지적인 도플러 효과 때문에 생기는 적색편이와 구분된다. 우주론적 적색편이는 관측자와 광원의 상대적인 움직임 때문에 생기는 것이 아니며, 빛(광자)이 전파되고 있는 공간 자체가 팽창하여 파장이 늘어나기 때문에 발생한다.[25] '공간'의 팽창 속도는 관측자와 광원의 거리가 멀수록 커지므로, 아주 멀리 떨어져 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 멀어질 수도 있다. 이러한 사실은 마치 '모든 물체는 빛보다 빠르게 움직일 수 없다'는 특수상대론에 위배되는 것처럼 보일 수 도 있으나, 실제 은하는 자신이 속한 국지적인 좌표계에는 정지해 있으므로 실제로는 상대론에 위배되는 것이 아니다.
우주론적 적색편이의 수학적 유도
우주론적 적색편이를 유도하기 위해서는, 다음과 같이 팽창 우주에서 전파되고 있는 빛에 대하여 측지방정식(geodesic equation)을 적용해야 한다:[주 4]
{\displaystyle ds^{2}=0=-c^{2}dt^{2}+{\frac {a^{2}dr^{2}{1-kr^{2}{\displaystyle ds^{2}=0=-c^{2}dt^{2}+{\frac {a^{2}dr^{2}{1-kr^{2}
{\displaystyle {\frac {cdt}{a}={\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}{\displaystyle {\frac {cdt}{a}={\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}
여기서
{\displaystyle ds^{2}{\displaystyle ds^{2}은 시공간 간격(spacetime interval),
{\displaystyle dt^{2}{\displaystyle dt^{2}은 시간 간격(time interval),
{\displaystyle dr^{2}{\displaystyle dr^{2}은 공간 간격(spatial interval),
{\displaystyle c}c는 광속,
{\displaystyle a}a는 시간에 따라 변하는 우주의 척도인자(scale factor),
{\displaystyle k}k는 우주의 곡률을 나타낸다.
여기서 척도인자는 고유 거리(proper distance)와 공변 거리(comoving distance)의 비를 나타내는 값이다. 공변 거리는 같이 팽창하는 좌표계에서 어떤 기준 시점에서의 두 점 사이의 거리이고, 고유 거리는 실제 관측자가 측정하는 물리적인 거리이다. 두 점 사이의 거리가 {\displaystyle d(t)}{\displaystyle d(t)}, 공변 거리가 {\displaystyle d_{0}\,}{\displaystyle d_{0}\,}라면 {\displaystyle d(t)=d_{0}a(t)\,}{\displaystyle d(t)=d_{0}a(t)\,}이다. 따라서 척도인자는 두 시점 사이의 우주의 팽창 정도를 나타내는 값이다.
과거 어느 순간({\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} })에 먼 곳({\displaystyle r=R}{\displaystyle r=R})에서 방출된 빛이, 현재 ({\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }) 관측자가 위치한 곳({\displaystyle r=0}r=0)에 도달했다고 하자. 이 빛이 여행한 시공간의 경로에 대해 위의 측지방정식을 시간, 공간 항에 대해서 적분을 하면 다음과 같다:
{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}
이 빛이 방출될 때 광원(예를 들어 먼 은하)의 좌표계에서 이 빛의 파장을 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }, 빛이 현재의 관측자에게 도달했을 때의 파장을 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }이라고 하고, 이 두 파장 사이의 관계를 구하면 적색편이를 계산할 수 있다. 과거에 광원이 빛의 마루를 방출할 때의 파장이 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }{\displaystyle \lambda _{\mathrm {then} }이라면, 광원이 그 다음 마루를 방출한 시간은 다음과 쓸 수 있다.
{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c\,.}{\displaystyle t=t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c\,.}
한편, 현재의 관측자에게는 첫 번째 마루는 {\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }에 도착하게 되고, 그 다음의 두 번째 마루는 다음과 같이 {\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }/c}{\displaystyle \lambda _{\mathrm {now} }/c}만큼 나중에 도착하게 된다. 따라서 두 번째 마루가 도착한 시간은 관측자의 관점에서 볼 때는
{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c\,\,}{\displaystyle t=t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c\,\,}이다.
이 두 번째 마루도 역시 {\displaystyle r=R}{\displaystyle r=R}를 출발해서 {\displaystyle r=0}r=0에 도착했으므로 같은 측지방정식을 적용하면:
{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{R}^{0}{\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}\,.}
위의 첫 번째 마루와 두 번째 마루에 대한 측지방정식의 오른쪽 항들이 같으므로
{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\,}{\displaystyle c\int _{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=c\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {now} }{\frac {dt}{a}\,},
또는 적분을 정리하면
{\displaystyle \int _{t_{\mathrm {now} }^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{\frac {dt}{a}\,.}{\displaystyle \int _{t_{\mathrm {now} }^{t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{\frac {dt}{a}\;=\int _{t_{\mathrm {then} }^{t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{\frac {dt}{a}\,.}
빛이 한 파장만큼 이동하는데 걸리는 시간 정도로 매우 작은 시간 간격 동안, 우주의 공간 척도인자({\displaystyle a(t)}a(t))는 거의 변하지 않으므로, 적분 구간에 대해 상수로 근사할 수 있다. 따라서 위의 식은 다음과 같이 쉽게 적분할 수 있다.
{\displaystyle {\frac {t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{a_{\mathrm {now} }-{\frac {t_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {now} }\;={\frac {t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{a_{\mathrm {then} }-{\frac {t_{\mathrm {then} }{a_{\mathrm {then} }{\displaystyle {\frac {t_{\mathrm {now} }+\lambda _{\mathrm {now} }/c}{a_{\mathrm {now} }-{\frac {t_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {now} }\;={\frac {t_{\mathrm {then} }+\lambda _{\mathrm {then} }/c}{a_{\mathrm {then} }-{\frac {t_{\mathrm {then} }{a_{\mathrm {then} }
위 식을 간단히 하면,
{\displaystyle {\frac {\lambda _{\mathrm {now} }{\lambda _{\mathrm {then} }={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }\,.}{\displaystyle {\frac {\lambda _{\mathrm {now} }{\lambda _{\mathrm {then} }={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }\,.}
적색편이의 정의를 적용하고, 현재의 척도인자를 1이라고 정의하면 ({\displaystyle a_{\mathrm {now} }=1}{\displaystyle a_{\mathrm {now} }=1}, {\displaystyle a_{\mathrm {then} }=a(t)}{\displaystyle a_{\mathrm {then} }=a(t)}), 다음과 같은 우주론적 적색편이 공식이 얻어진다.
{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }={\frac {1}{a(t)}{\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }{a_{\mathrm {then} }={\frac {1}{a(t)}
요약하면, 먼 곳의 은하가 방출한 파장과 현재의 관측자에 도달한 빛의 파장의 비율은 당시의 우주와 현재 우주의 상대적 크기(척도 인자)의 비율이다. 이 척도 인자는 우주의 나이에 의해 결정되는 값이므로, 먼 은하의 적색편이는 당시 우주의 크기, 그리고 당시 우주의 나이에 의해 결정된다. 우리가 존재하는 팽창하는 우주에서 척도인자는 계속 증가하므로, 먼 우주에서 도달하는 빛의 적색편이는 항상 0보다 큰 값을 갖는다.
우주론적 적색편이와 국지적인 적색편이의 차이
일반적으로 먼 은하들의 적색편이는 우주의 팽창에 따른 우주론적 적색편이와 국지적인 특이운동(peculiar motion) 때문에 발생하는 도플러 적색편이 모두를 포함하고 있다.[26][27] 앞에서 잠시 언급된 것처럼, 공간의 팽창에 의한 적색편이와 국지적인 운동에 의한 도플러 적색편이 현상은 서로 구분된다. 이는 다음과 같이 풍선을 이용한 비유를 통해 쉽게 설명 할 수 있다. 풍선 위에 두 점이 그려져 있고, 이 두 점들에 물결 또는 파동 모양이 그려져 있다고 하자. 이 풍선에 바람을 넣으면 고무막이 늘어나며 두 점들 사이의 거리는 점점 증가하게 되고, 고무막에 그려져 있던 물결 모양의 크기도 같이 커지게 된다. 이 비유에서 풍선 고무막은 우주를 나타내고, 풍선 고무막이 늘어나는 것은 우주의 팽창을, 물결 모양이 커지는 것은 우주론적 적색편이를 나타낸다. 한편 두 점에 각각 개미가 살고 있다고 상상해 보자. 고무막이 서서히 늘어나도, 개미들은 스스로 움직이지 않고 있기 때문에 자신이 주위에 대해서는 정지해 있는 것처럼 느낄 것이다. 반면 고무막이 늘어나는 동안에 한 점에 있던 개미(B)가 어느 한 방향으로 움직인다고 가정해보자. 이 경우 정지해 있는 다른 개미(A)가 볼 때 B 개미는 고무막이 늘어나는 움직임에 더해서 추가로 움직이는 것처럼 보일 것이다. 이렇게 개미의 국지적인 움직임 때문에 추가로 적색편이 현상이 발생하게 되는데, 이것이 도플러 효과에 의한 적색편이이다.[28][29]
중력 적색편이
<nowiki /> 이 부분의 본문은 중력 적색편이입니다.
일반 상대론에 따르면, 중력장에서는 시간지연이 발생한다. 이 때문에 빛의 파장이 늘어나는 중력 적색편이가 발생하며, 이는 아인슈타인 편이라고도 불린다.[30] 전하가 없고, 회전하지 않는, 구면 대칭인 질량에 대한 일반상대론의 아인슈타인 방정식을 풀면 슈바르츠실트 해를 얻게 되는데, 이로부터 다음과 같은 중력적 적색편이 공식을 유도 할 수 있다.
{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2},}{\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2},}
여기서
{\displaystyle G\,}G\,는 중력상수,
{\displaystyle M\,}{\displaystyle M\,}는 중력장을 생성하는 물체의 질량,
{\displaystyle r\,}r\,은 슈바르츠실트 좌표계에서 물체까지의 거리,
{\displaystyle c\,}c\,는 빛의 속도를 나타낸다.
한편, 위의 중력적 적색편이 공식은 특수상대론과 등가원리(equivalence principle)를 이용해서도 유도할 수 있다.[31]
지구에 의해 만들어지는 중력 적색편이는 매우 작지만, 뫼스바우어 효과(Mössbauer effect)를 응용한 파운드-렙카(Pound-Rebka) 실험을 통해 처음으로 지상에서 측정되었다.[32] 한편 블랙홀 근처처럼 중력장이 매우 강한 곳에서는 이러한 적색편이 값은 매우 큰 값을 갖게 되며, 심지어 블랙홀의 사건 지평선(event horizon)에 가까워지면 그 적색편이 값은 무한대가 된다. 또한 우주 마이크로파 배경에서 관측되는 큰 규모의 온도 요동은 작스-울프 효과(영어: Sachs-Wolfe effect)라고 불리는 중력편이 현상 때문에 발생한다.[33][34]
천문학에서의 적색편이
천문학, 특히 천문 분광학에서 주로 관측되는 적색편이는 도플러 효과에 의한 적색편이와 우주론적 적색편이이다. 적색편이를 측정하기 위해서는 관측된 천체의 스펙트럼에서 흡수선이나 방출선과 같은 특징을 찾아내고, 이 선들이 실제로 관측된 파장과 실험실에서 얻어진 고유 파장을 비교함으로써 천체의 적색편이를 구하게 된다. 이러한 흡수선이나 방출선등은 그 천체에 존재하는 특정한 원소 때문에 생기는 것으로, 실험실에서 이러한 원소가 내는 빛의 파장을 결정할 수 있다.
일반적으로 천체의 적색편이는 스펙트럼을 측정하면 정확히 측정할 수 있지만, 천체의 스펙트럼을 얻는 일은 상당한 시간을 필요로 하므로 많은 천체들의 적색편이를 측정하는 것은 쉬운 일이 아니다. (적색편이 탐사를 참조.) 따라서 어떤 천체의 스펙트럼 자료가 없거나, 너무 어두워서 분광관측이 불가능할 경우, 천체의 측광자료를 이용하여 대략 적색편이 값을 추측할 수 있는데[35], 이렇게 얻어진 적색편이를 측광 적색편이(photometric redshift)라고 부른다. 반면 일반적인 적색편이는 분광 적색편이(spectroscopic redshift)라고 불린다.
가까운 우주에서의 적색편이
우리은하를 포함해 매우 가까운 은하들에서 관측되는 적색편이는 대부분 천체가 시선방향으로 움직이기 때문에 생기는 도플러 적색편이이다. 따라서 천문학자들은 적색편이(또는 청색편이)를 측정함으로써 천체의 속도를 측정하고, 천체의 물리적 특성들을 연구한다. 아래에 있는 여러 가지 예처럼, 적색편이 관측은 천문 분광학에서 가장 중요한 도구 중의 하나이다.
천문 분광학의 초기에 적색편이는 금성과 같은 태양계 행성들의 자전 속도를 측정하는데 이용되었다.[주 5] 이중성의 적색편이(즉 속도)를 측정하면 별들의 질량을 구할 수 있다. 때로는 하늘에서 볼 때 두 별이 매우 가까이 붙어 있어서, 사진에서는 짝별인지 홑별인지 구분하는게 불가능하고, 도플러 효과를 이용해야만 두 별로 이루어져 있음을 알 수도 있다. 이러한 쌍성을 분광쌍성이라고 부른다. 한편 이러한 도플러 효과 기술을 이용해 외계행성계(extrasolar planet)를 탐사하거나, 행성의 물리적 성질(공전주기, 행성 질량, 공전 궤도)을 연구하기도 한다. 또한 태양의 표면(광구)의 적색편이를 아주 정밀하게 측정하여 태양 표면의 미세한 진동을 연구하고 나아가 태양의 내부 구조를 연구하는 분야는 태양지진학(helioseismology)이라고 한다.[36]
우리은하 내부의 수소가스가 방출하는 21cm선의 적색편이와 폭을 측정하면, 우리 은하내의 성간물질이 어떻게 운동하는지 알아 낼 수 있다.[37] 한편 외부은하에서 적색편이가 은하 표면에 걸쳐 어떻게 변하는지를 측정하면,[주 6] 은하의 별, 가스들이 어떻게 회전하는지, 그리고 이를 이용하여 은하의 질량등을 알아낼 수 있다. 그리고 중성자별과 블랙홀에서 나오는 빛의 도플러, 중력적색편이로부터 이들 주변에서 물질이 어떻게 빨려들어가고 또 방출되기도 하는지 등을 연구할 수 있다.[38]
외부 은하의 적색편이
멀리 떨어져 있는 외부은하들로부터 관측되는 적색편이는 주로 우주 팽창에 의한 우주론적 적색편이이다. 멀리 떨어져 있는 은하일수록 큰 적색편이 값을 나타낸다는 허블의 법칙은 우주 팽창의 근거로 받아 들여지고 있다. 은하가 우리로부터 멀리 떨어져 있을수록, 빛이 은하에서 방출된 후에 우주가 더 많이 팽창했다는 뜻이며, 따라서 빛의 파장이 더 많이 늘어나게 되고, 빛이 더 큰 적색편이를 보이게 된다. 즉, 멀리 떨어져 있는 천체일수록 적색편이 값이 커지고 빛의 파장이 적색으로 치우치며 붉은색을 띤다. 현대 우주 모형에 따르면, 아주 멀리 있는 천체의 적색편이를 측정하면, 천체의 거리와 그 천체가 존재하는 과거 우주의 나이가 결정된다. 아주 멀리 있는 천체들의 거리를 직접 재는 것은 매우 힘들기 때문에, 수백 Mpc 이상 떨어져 있는 천체들의 경우, 그 적색편이를 측정하고, 표준 우주 모형을 적용하면 그 거리를 결정할 수 있다.
고적색편이 천체들
<nowiki /> 최원거리 천체 목록 문서를 참고하십시오.
앞에서 설명한 것처럼, 어떤 천체가 멀리 떨어져 있을수록, 즉 우주가 더 젊었던 시기에 존재할수록, 더 큰 적색편이를 보인다. 따라서 천문학자들은 더욱 큰 적색편이를 갖는 천체들을 발견하기 위해 많은 노력을 기울이고 있다. 가장 큰 적색편이 값들은 주로 밝은 빛을 내는 퀘이사나 감마선 버스트 등에서 발견되고 있다.
현재 가장 신뢰할 수 있는 적색편이는 분광학 데이터에 의한 것으로, 가장 큰 적색편이는 GN-z11 은하에 의한 것인데,[39] z = 11.1의 적색편이를 보여주며 이는 대폭발 이후 4억년에 해당한다. 이보다 작은 적색편이는 UDFy-38135539[40]의 z = 8.6이고 이는 대폭발 이후 6억년에 해당한다. 또한 감마선폭발원(gamma ray burst)인 GRB 090423의 적색편이는 {\displaystyle z=8.2}{\displaystyle z=8.2}이다.[41] 가장 멀리 있는 퀘이사(quasar)는 ULAS J1120+0641로서 적색편이는 {\displaystyle z=7.1}{\displaystyle z=7.1}이다.[42][43] 퀘이사나 감마선폭발원이 아닌 천체 중 가장 멀리 떨어져 있는 천체는 IOK-1으로 {\displaystyle z=6.96}{\displaystyle z=6.96}에 위치해 있다.[44][주 7] 가장 멀리 있는 전파은하는 {\displaystyle z=5.2}{\displaystyle z=5.2}에 있는 TN J0924-2201이다.[45] 가장 멀리 있는 천체 중 일산화탄소 분자(CO)가 관측된 천체는 {\displaystyle z=6.42}{\displaystyle z=6.42}를 가진 SDSS J1148+5251 퀘이사이다.[46]
우주 마이크로파 배경의 적색편이는 {\displaystyle z=1089}{\displaystyle z=1089}이며 우주의 나이가 대폭발 이후 약 379,000년인 시기에 해당되고, 그 공변거리comoving distance)는 약 460억 광년이다. 이 우주 마이크로파 배경의 적색편이는 전자기파로 볼 수 있는 가장 먼 거리에 해당한다.[47] 아직 발견되지는 않았지만, "제 3 항성 종족"이라고 불리는 우주 최초의 별들은 약 {\displaystyle 20<z<100}{\displaystyle 20<z<100}에 있을 것으로 예측되고 있다.[48] 빅뱅 이후 약 2초후에 발생했을 것으로 예측되는 우주 중성미자 배경(cosmic neutrino background)은 그 적색편이가 {\displaystyle z>10^{10}{\displaystyle z>10^{10}에 해당한다.[49]
적색편이 탐사
Rendering of the 2dFGRS data
<nowiki /> 이 부분의 본문은 적색편이 탐사입니다.
큰 망원경의 등장과 천문 분광학(astronomical spectroscopy)의 발전 덕분에 근래에 들어 우주 거대구조의 지도를 만드는 '적색편이 탐사'(Redshift Survey)가 활발히 이루어지고 있다. 이러한 적색편이 탐사는 하늘의 일정 부분에 있는 많은 외부은하들의 스펙트럼을 얻고, 그 적색편이를 측정함으로써 은하들이 우주에서 어떻게 분포하는지를 보여주는 작업으로 우주의 지도를 만드는 것에 비견된다. 예를 들어 5억광년의 크기를 가진 만리장성(Great Wall)이라고 불리는 초은하단(supercluster)은 적색편이 탐사를 통해 발견된 최초의 우주 거대구조 중 하나이다.[50]
최초의 적색편이 탐사는 1977년에 시작되어 1982년에 끝난 CfA 적색편이 탐사(CfA Redshift Survey)이다.[51] 2002년에 완료된 2dF 적색편이 탐사는 약 220,000개의 은하들의 적색편이 값을 측정했다.[52] 역사상 가장 큰 규모의 적색편이 탐사는 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)로서 2013년 현재에도 진행 중이며 약 2백만개의 천체들의 적색편이를 측정했다.[53] 구경 2.5m의 망원경을 이용한 SDSS는 일반적인 은하들의 경우 약 적색편이가 0.3-0.4 정도까지 측정이 가능했고, 밝은 천체들의 경우 적색편이가 z = 6 이상인 퀘이사들도 발견했다. SDSS는 비교적 가까운 거리의 은하들의 지도를 넓은 영역에 걸쳐 작성한 반면, 켁 망원경을 이용한 DEEP2 적색편이 탐사는 z = 0.7 정도의 거리까지 은하들의 적색편이를 측정했다.[54]
복사 전달이나 광학 효과 때문에 생기는 현상
복사전달(radiative transfer)이나 물리 광학 분야에서 다루어지듯이, 빛이 물질과 상호 작용하고 전파되는 과정에서 빛의 파장 또는 주파수가 변할 수 있다. 이는 기준 좌표계의 변환 때문에 발생하는 적색편이와는 달리, 전파되는 빛(또는 광자)이 물질과 에너지를 주고 받으면서 파장의 변화가 일어난다. 예를 들면, 빛의 산란(scattering) 때문에 파장이 늘어나기도 하고, 전파되고 있는 매질의 굴절률의 바뀌기 때문에 파장이 변하기도 한다.[2] 이러한 현상들을 이를 때 종종 빛이 '적색편이'되었다거나 '청색편이'되었다는 용어를 사용하기도 하지만, 이는 여기서 설명된 적색편이와는 구분되어야 한다.
적색편이는 적색화 현상(reddening)과 혼동되어서는 안 된다. 적색화 현상(천문학에서는 성간적색화)은 파장이 짧은 빛이 파장이 긴 빛보다 쉽게 산란되기 때문에, 광원에서 방출된 여러 파장의 빛 중에서 주로 긴 파장의 빛이 관측자에게 주로 많이 도달하기 때문에 발생한다. 즉 적색편이처럼 광원에서 발생한 모든 스펙트럼 대역의 빛의 파장이 늘어나는 것이 아니라, 짧은 파장의 빛이 더 많이 흡수 또는 산란되어서 광원이 붉게 보이는 현상이다. 즉 광원의 전자기파 스펙트럼 모양이 바뀌는 현상이다. 이러한 적색화 현상의 대표적인 예로서는 해 질 녘 또는 해 뜰 무렵의 노을을 들 수 있다.
1 에르그는 1 센티미터 길이에 1 다인의 힘이 해낸 일의 양이다. CGS 단위계에서, 이는 제곱초당 1그램 제곱센티미터 (g·cm2/s2)과 같다. 그래서 에르그는 SI 단위계의 1 × 10−7 줄 또는 100 나노줄, 0.1 마이크로줄과 같다.
1 erg = 10−7 J
1 erg = 624.15 GeV = 6.2415 ×1011 eV
1 erg = 1 dyn cm.
방출과정
강전파 활동은하에서의 전파방출은 매우 매끄럽고 넓은대역의 특징과 강한 편광으로부터 추론된 싱크로트론 방출이다. 이는 강전파 방출이 적어도 상대론적 속도(로렌츠 인자 ~104)의 전자와 자기장을 포함하는 플라스마에서 비롯된 것임을 암시한다. 싱크로트론 복사의 방출으로부터 직접적인 구성 입자를 밝히는 방법은 없다. 또 관측으로부터 입자와 자기장의 에너지 밀도를 측정할 방법도 없다. 같은 싱크로트론 복사율은 소수의 전자와 강력한 자기장, 또는 약한 자기장과 많은 전자, 아니면 그 중간 정도에 의한 결과물이기 때문이다. 복사율이 주어진 영역이 가질 수 있는 최소 에너지 밀도인 최소 에너지 조건을 밝혀내는 것은 가능하다. 그러나 수년간 어디서나 최소 에너지 가까이의 진짜 에너지라고 여길만한 특별한 이유가 없었다.[2]
싱크로트론 방출의 자매 과정은 상대론적 전자가 주변 광자와 상호작용하여 높은 에너지로 톰슨 산란시키는 역콤프턴 과정이다. 강전파 방출원으로부터의 역콤프턴 방출은 X-선에서 특히 중요하게 발생한다.[3] 그리고 방출이 전자밀도에만 의존하기 때문에 역콤프턴 산란의 관측은 어느정도 모형에 의존한, 입자와 자기장의 에너지 밀도의 추정을 할 수 있게 해준다. 이는 다양한 강력한 방출원이 실제로 최소 에너지 조건에 꽤 가까이 있다는 것에 대한 논증으로 이용되어 왔다.
싱크로트론 방출은 전파 대역에만 한정되어 있지 않다. 전파원이 입자를 충분히 높은 에너지로 가속할 수 있다면, 전파에서 관측되는 특징이 적외선, 가시광선, 자외선, 심지어 X-선에서도 보일 수 있다. 후자의 경우에는 방출 원인의 전자가 일반적인 세기의 자기장에서 1 TeV를 넘는 에너지를 가져야 하긴 해도 말이다. 다시, 편광과 연속 스펙트럼은 다른 방출과정으로부터 싱크로트론 방출을 구별하는데 이용된다. 제트와 열점은 보통 고주파 싱크로트론 방출원이다. 관측적으로 싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 구별하는 것은 어려우며, 우리가 특히 X-선에서 보는 일부 천체에서의 과정에 대한 논쟁이 계속되고 있다.
싱크로트론 방출과 역콤프턴 방출을 발생시키는 상대론적이고 비열적인 입자 개체가 만드는 과정은 종합적으로 입자가속으로 알려져 있다. 페르미 가속은 강전파 활동은하에서 신뢰되는 입자가속 과정 중 하나다.
전파구조
FRII 전파은하 3C98에서 나타나는 거대한 규모의 전파구조의 의색 사진. 전파엽, 제트와 열점이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다.
전파은하와 그보다 작은 강전파퀘이사는 전파지도에서 폭넓은 범위의 구조를 보여준다. 가장 흔한 거대한 규모의 구조는 전파엽(lobe)이라 불린다. 이러한 구조는 보통 꽤 대칭적인 쌍으로, 활동은하핵의 양쪽에 위치해 있는 거의 타원체 구조이다. 극소수의 낮은 광도의 전파원에서는 보통 그보다 훨씬 더 길게 늘어난 전파플룸(plume)으로 알려진 구조가 나타난다. 일부 전파은하는 하나 또는 둘의 길고 좁으며, 은하핵에서 나와 곧장 전파엽으로 향하는 제트(jet)라고 알려진 구조를 보여준다.(가장 유명한 예는 처녀자리 은하단의 거대은하 M87이 있다) 1970년대부터,[4][5] 가장 폭넓게 받아들여지는 모형은 전파엽 또는 전파플룸이 활동은하핵 가까이에서 나오는 고에너지 입자와 자기장의 방출기둥에 의해 동력을 얻는다는 것이다. 제트는 이 방출기둥의 가시적 모습으로 여겨지고 있다. 그리고 종종 제트라는 단어는 관측 가능한 모습과 근본적인 흐름 둘 다를 지칭하곤 한다.
FRI 전파은하 3C31에서 나타나는 거대한 규모의 전파구조의 의색 사진. 제트와 전파플룸이 해당 부분에 각각 이름 붙여져있다.
1974년, 패너로프와 라일리에 의해 두 유형으로 세분화되었는데, 패너로프-라일리 분류 I형(Fanaroff-Riley Class I, FRI)과 패너로프-라일리 분류 II형(Fanaroff-Riley Class II, FRII)형이 그것이다.[6] 두 유형의 차이는 원래 거대한 규모의 전파방출 형태에 기반한 것이다(유형은 전파방출에서 가장 밝은 점 사이의 거리에 의해 결정된다). FRI 전파원은 중심부 쪽이 가장 밝은데 비해, FRII 전파원은 가장자리 부분에서 가장 밝다. 패너로프와 라일리는 두 유형 사이의 상당히 뚜렷한 광도 차이를 관측했다. FRI는 광도가 낮으며, FRII는 광도가 높다.[6] 더 상세한 전파관측으로, 형태는 전파원에서의 에너지]수송 방식을 반영하는 것으로 밝혀졌다. FRI 천체는 일반적으로 중심부에 밝은 제트를 가지고 있는데 비해, FRII 천체는 제트가 희미하지만 전파엽의 양 끝에 밝은 열점(hotspot)을 가지고 있다. FRII 천체는 전파엽의 끝부분에 에너지를 효율적으로 수송할 수 있는 것으로 보인다. 반면에 FRI 천체의 분사출은 분출되는 동안 상당한 양의 에너지가 복사로 방출된다는 점에서 비효율적으로 보인다.
더 상세히 말하면, FRI/FRII 분류는 FRI/FRII 전이가 더 무거운 은하에서 높은 광도로 나타난다는 점에서 숙주은하의 환경에 달려있다.[7] FRI 제트는 전파방출이 최대인 영역에서 감속 중인 것으로 밝혀졌는데,[8] 그래서 FRI/FRII 전이가 제트/분사출이 성간물질과의 상호작용에 의한 준상대론적인 속도로의 감속 없이 숙주은하를 통해 퍼져나갈 수 있는지 없는지를 반영하는 것처럼 보인다. 상대론적 분사출 효과의 분석으로부터, FRII 전파원의 제트는 전파엽의 끝부분까지 상대론적 속도(적어도 0.5c)를 유지하는 것으로 밝혀졌다. 주로 FRII 전파원에서 보이는 열점은 매우 빨라 초음속(소리의 속도는 c/√3에 이를 수 없다)의 제트가 갑자기 전파원의 끝부분에서 멈추면서 발생하는 충격의 가시적 징후로 받아들여진다. 그리고 이들의 분광 에너지 분포는 옆 사진과 일치한다.[9] 종종 다중 열점이 보이는데, 충격 이후 계속되는 흐름이거나 제트의 종점의 이동 둘 중 하나를 반영한다. 전반적인 열점 영역은 때때로 복합 열점(hotspot complex)이라 불리기도 한다.
전파 구조에 기반하여 몇몇 특별한 전파원의 유형에 이름이 주어진다.
고전적인 이중 전파원(classical double)은 명확한 열점을 가진 FRII 전파원을 일컫는다.
광각 꼬리 전파원(wide-angle tail)은 일반적으로 표준 FRI와 FRII 구조의 중간형 전파원을 일컫는다. 이들은 효율적인 제트와 때때로 열점을 가지며, 전파엽보다는 전파플룸을 가진다. 전파플룸은 은하단의 중심 또는 근처에서 발견된다.
협각 꼬리 전파원(narrow-angle tail) 또는 헤드테일 전파원(head-tail)은 숙주은하가 은하단을 이동함으로써 발생하는 램압력에 의해 휘어져 보이는 FRI 전파원을 일컫는다.
비대 이중 전파원(fat-double)은 희미한 전파엽을 가지지만 제트나 열점이 없는 전파원을 일컫는다. 그러한 전파원 일부는 에너지 공급이 영구적이거나 일시적으로 중단된 흔적(relic)일 것이다.
수명 및 활동
매우 큰 전파은하는 백만 파섹 규모까지 뻗어있는(3C236과 같은 거대 전파은하의 경우처럼) 전파엽 또는 전파플룸을 가지고 있는데, 전파구조의 성장에 관한 시간규모가 수천만 년에서 수억 년 단위임을 암시한다. 이는 매우 작고 어린 전파원의 경우를 제외하면, 우리가 전파원의 활동을 직접 관찰할 수 없음을 의미한다. 그래서 많은 수의 천체에 관한 이론과 추론에 의지해야만 한다. 분명히 전파원은 작은 점에서 시작하여 거대하게 성장해야 한다. 이들의 성장속도가 얼마나 빠른지는 외부물질의 밀도와 압력에 달려있다. 전파엽을 가진 전파원의 경우, 역학적 과정은 꽤 단순하다.[4] 제트는 전파원에 물질과 에너지를 공급하며, 전파엽의 압력을 증가시켜 팽창시킨다. 외부물질의 압력이 가장 높은 시점과, 따라서 역학적인 관점에서의 가장 중요한 시점은 희미하고 뜨거운 가스 X-선 방출이다. 오랜 시간동안 강력한 전파원은 초음속으로 외부물질에 충격을 가해 밀어올리면서 팽창하는 것으로 추정된다. 그러나, X-선 관측은 초음속 팽창에 필요한 강력한 FRII 전파원의 전파엽 내부의 압력이 종종 외부의 열압력과 비슷하고 외부 압력보다 훨씬 크지 않다는 것을 보여준다.[10] 오로지 분명하게 초음속으로 팽창하는 계는 아마 비교적 최근의 활동은하핵의 폭발의 결과로 여겨지는 저출력 전파은하(low-power radio galaxy) 센타우루스자리 A의 전파엽 내부를 포함하는 것으로 알려졌다.[11]
숙주은하와 환경
이러한 전파원들은 한가지 실증적 예외가 있음에도,[12] 거의 대부분 타원은하에서 기생하는 것으로 발견된다. 일부 세이퍼트 은하는 약하고 작은 전파제트를 보여주지만, 강전파로 분류될 만큼 밝은 전파가 아니다. 강전파 퀘이사 및 블레이자의 숙주은하에 대한 그러한 정보는 이들 또한 타원은하에서 기생함을 시사한다.
이렇게 타원은하에 대한 매우 큰 분포에 대한 몇가지 그럴듯한 이유가 있다. 하나는 타원은하가 일반적으로 매우 무거운 블랙홀을 포함한다는 것으로, 그래서 매우 밝은 활동은하를 구동할 수 있다는 것이다(에딩턴 광도 참고). 다른 하나는 타원은하가 일반적으로 전파원에 국한하여 대규모의 은하간물질을 제공하는 부유한 환경에 위치한다는 것이다. 또한 나선은하에서의 많은 양의 차가운 가스가 어떻게 해서 뭉개지거나 억눌려서 제트를 형성할 수도 있다. 지금까지 관측에 대한 설득력 있는 단일 설명은 없다.
통합모형
서로 다른 유형의 강전파 활동은하는 통합모형(unified model)에 의해 연결지어진다. 강력한 전파은하 및 강전파퀘이사에 대한 통합모형의 정설화로 이어지는 중요한 관측은 모든 퀘이사가 우리의 방향으로 분사하고 있는 것처럼 보인다는 것이다. 은하핵에서 초광속 운동과,[13] 우리에게 가장 가까운 전파원 방향으로 밝은 제트를 보여주면서 말이다(랭-게링턴 효과[14][15]). 이것이 사실이라면 전파원은 반드시 우리를 향하여 분사하고 있지 않아야 하고, 우리가 전파엽이 분사출에 영향을 받지 않는다는 것을 알고 있으므로, 퀘이사의 은하핵이 방출원이 측면에서 보일 때 가려져서 전파은하로 보이게 되는 것이다. 적어도 일부 강력한 전파은하들은 '숨겨진' 퀘이사를 가지고 있는 것으로 받아들여지고 있다. 그러한 모든 전파은하가 수직으로 본다면 퀘이사로 보일 것인지는 명확하지 않긴해도 말이다. 같은 방법으로, 저출력 전파은하는 도마뱀자리 BL 천체에 관한 그럴듯한 모집단이다.
전파은하의 사용
먼 전파원
전파은하와 강전파퀘이사는 멀리 있는 은하를 찾기 위해 특히 80년대와 90년대에 폭넓게 이용되어 왔다. 전파 스펙트럼을 기반으로 엄선하고 숙주은하를 관측함으로써 말이다. 이로써 적은 노력과 망원경 사용시간으로 큰 적색편이의 천체를 찾을 수 있는데, 이 방법의 문제는 활동은하의 위치가 그 적색편이에서의 은하가 아닐 수 있다는 것이다. 마찬가지로, 전파은하는 과거에 멀리 있는 X-선 방출 은하단을 발견하기 위해 이용되어 왔다. 그러나 최근에는 선입견 없는 추정 방법이 선호되고 있다.
표준자
일부 연구는 우주론 계수를 측정하기 위한 표준자로서 전파은하를 이용하는 것을 시도했었다. 이 방법은 전파은하의 크기가 나이와 환경에 달려있기 때문에 매우 어렵다. 그래도 전파은하에 기반한 방법이긴 하나 전파원의 모형을 이용할 때, 다른 우주론적 관측과 함께 좋은 협의를 제공할 수 있다.[16]
주변에 미치는 영향
전파원의 초음속 팽창 여부는, 그것이 팽창하여 에너지를 가해 외부물질을 가열시키고 밀어내기 때문에, 외부물질에 대한 연구가 반드시 행해져야 한다. 강력한 전파원의 전파엽에 저장된 최소 에너지는 1053 J이다. 그러한 전파원에 의해 외부물질에 행해지는 일의 양에 관한 최저 한계는 앞의 값의 수배는 된다. 현재 많은 전파원에 대한 관심사는 오늘날 이들이 은하단의 중심에 있음으로써 가지는 효과에 초점을 두고 있다.[17] 마찬가지로 다른 흥미로운 관심사는 이들이 우주론적 시간에 따라 구조의 형성에 영향을 미칠 수 있다는 것이다. 이들은 매우 무거운 천체의 형성을 느리게 하는 피드백 메커니즘을 제공할 것으로 여겨지고 있다.
용어
보통 퀘이사와 전파은하가 동일한 천체로 여겨지기 때문에 폭넓게 이용되는 용어는 불편하다(위 참고). DRAGN(double radiosource associated with galactic nucleus, 은하핵과 연관된 이중 전파원)라는 두문자어가 만들어진 적이 있었다.[18] 그러나 이 용어의 사용은 아직까지도 중단되지 않았다. 외부은하 전파원(extragalactic radio source)도 널리 사용되지만, 특히 폭발적 항성생성 은하와 같은 다른 많은 외부은하 천체도 전파 탐사로 관측되기 때문에 혼란을 줄 수 있다. 강전파 활동은하(radio-loud active galaxy)는 모호성이 없으므로 이 기사에서 자주 사용된다.
블레이자는 활동은하핵(AGN)을 가지고 있는 거대한 활동은하 무리의 일원으로, 극소수의 희귀한 천체들은 가시광격변 퀘이사와 도마뱀자리 BL 천체, 둘의 혼합된 특징을 띠는 "중간형의 블레이자" 일 것이다. "블레이자"(Blazar)라는 명칭은 1978년 천문학자 에드워드 슈피겔이 앞의 두 분류를 아우르는 어구를 만들기 위해 등장했다.
활동은하핵인 블레이자에서 방출되는 상대론적 제트는 일반적으로 지구 쪽을 겨누고 있다. 우리는 제트가 약해지거나 거의 그렇게 됨을 관찰하게 되어, 이것은 블레이자의 두 가지 형태에 대한 빠른 변화 및 작은 특성을 설명한다. 많은 블레이자들은 아마도 상대론적 충격파면 때문에 처음 수 파섹 내의 이들의 제트는 겉보기 초광속 특징을 가지고 있다.[1]
일반적으로 받아들여지는 모습은, OVV 퀘이사는 근본적으로 강력한 전파 은하이고 도마뱀자리 BL 천체는 약한 전파 은하이다. 거대질량 블랙홀을 품고있는 두 경우의 주인 은하 모두 거대 타원은하다.
일반적인 특징과 일치하지 않는 매우 극소수의 관측 사례들은 중력 렌즈와 같은 대안 모형으로 설명할 것이다.
구조
블레이자는 모든 AGN처럼 주인 은하 중심에 있는 거대질량 블랙홀로 떨어지고 있는 물질에 의해 극단적인 활동을 하는 것으로 생각된다. 가스와 먼지, 그리고 이따금씩 별들은 포획되어 나선을 그리며 중심의 블랙홀으로 떨어지면서 광자와 전자, 양전자, 다른 기본입자의 형성으로 막대한 양의 에너지를 발생시키는 강착원반을 형성한다. 이 영역은 대략 10−3 파섹 정도의 크기로 아주 작다.
여기는 중심 블랙홀으로부터 확장된 수 파섹의 거대한 불투명한 토로이드에는 뜨거운 가스와 함께 고밀도의 영역이 들어있다. 이들 "구름"은 블랙홀 근처에서 에너지 흡수하고 재방출 할 수 있다. 이곳의 구름들은 블레이자의 방출 스펙트럼 선에서 감지된다.
강착원반에 수직인, 상대론적 제트 쌍은 매우 큰 에너지의 플라스마를 AGN으로부터 멀리 날려보낸다. 제트는 강렬한 자기장과 강력한 강착원반, 토로이드로부터 발생하는 바람(입자의 흐름)의 조합에 의해 조준된다. 제트의 안에서, 높은 에너지의 광자와 입자들은 서로와, 강한 자기장과 상호작용한다. 이들 상대론적인 제트는 중심의 블랙홀로부터 수십 킬로파섹까지 확장될 수 있다.
이들 모든 영역은 주로 비열적 스펙트럼의 형태에서 몇몇 진동수에서의 높은 편광(보통 몇 퍼센트)과 함께 매우 낮은 진동수의 라디오파에서 극단적인 에너지의 감마선까지 이르는 관측된 에너지의 다양함을 보여줄 수 있다. 비열적 스펙트럼은 라디오파에서 X-선까지 이르는 싱크로트론 복사와, X-선에서 감마선 영역까지 이르는 역컴프턴 복사로 구성되어 있다. 자외선 영역과 희미한 가시광 방출선에서 최고조에 이르는 열적 스펙트럼은 OVV 퀘이사에서 나타나기도 하지만, 도마뱀자리 BL 천체에서는 매우 희미하거나 나타나지 않는다.
상대론적 분사출
관측된 블레이자의 방출은 제트의 상대론적 효과에 의해 크게 가속된다. 이 과정을 상대론적 분사출이라 한다. 제트를 구성하고 있는 플라스마의 전체속도는 빛의 속도의 95~99%에 이를 수 있다. (전체속도는 제트에서의 일반적인 전자나 양성자의 속도가 아니다. 개개의 입자들은 다양한 방향으로 움직인다. 그 결과 플라스마에 대한 계의 속도는 언급된 범위에서 존재하게 된다)
정지 좌표계의 제트에서 방출된 광도와 지구에서 관측된 광도 사이의 관계는 제트의 특징에 의존한다. 이는 제트 내의 자기장과 움직이는 입자 사이의 상호작용 뿐만 아니라, 충격파면으로 인해 광도가 상승한 것인지, 아니면 제트의 밝은 거품에 의한 것인지도 포함된다.
기본적인 상대론적 효과를 이용한 간단한 분사출에 관한 모형은 정지좌표계의 제트에서 방출된 광도, Se와 지구에서 관측된 광도, So와 상관 있다. 이들은 천체물리학에서 도플러 인자로 불리는 용어, D와 연결된다. 여기서 So는 Se×D2와 비례한다.
여기서 보이는 것보다 훨씬 더 자세하게 관측할 때, 세가지 상대론적 효과가 수반된다.
상대론적 수차 D2 요소의 원인이 된다. 수차는 정지좌표계(이 경우, 제트)에서 등방적으로 보이는 방향에서 관찰자의 좌표계(이 경우, 지구)에서의 운동 방향 쪽으로 밀려 왜곡되어 보이게 만드는 특수 상대론적 효과의 결과이다.
시간지연 D+1 요소의 원인이 된다. 이 효과는 에너지의 겉보기 방출 속도를 높여준다. 만약 제트가 자신의 정지좌표계에서 매 분 에너지의 폭발을 일으키고 있다면, 지구에서 이 폭발은 아마 10초당 한 번의 폭발로, 정지좌표계에서보다 더 빨리 일어나는 것처럼 관측될 수 있다.
윈도잉 D-1 요소의 원인이 될 수 있다. 그러므로 증폭량을 감소하는 역할을 한다. 이는 각각의 D 인자에 의해 팽창됨으로써, 관측된 창 내의 보다 적은 유체 요소 D가 존재하기 때문에, 변함없는 흐름에서만 일어난다. 그러나, 자유롭게 증식 중인 물질 거품에 대해서, 복사는 최대 D+3까지 증폭된다.
예
시선방향에 대한 각도 θ = 5˚와 광속의 99.9%에 해당하는 속도의 제트를 생각해 보자. 지구에서 관측된 광도는 제트에서 방출된 광도의 70배이다. 그러나 θ가 0˚로 최솟값이라면, 제트는 지구에서 600배 밝게 보인다.
분사출이 만드는 차이
또한 상대론적 분사출은 또다른 중요한 결과이다. 지구를 향하지 않는 제트는 동일한 상대론적 효과로 인해 어둡게 나타날 것이다. 그러므로 본질적으로 동일한 두 제트는 상당히 비대칭적으로 나타날 것이다. 실제로, 위에 주어진 예에서 θ < 35°에 있는 어떤 제트는 제트의 정지좌표계에서보다 작은 광도로 지구에서 관측될 것이다.
더 나아간 결과는 본질적으로 동일한 AGN 개체가 우주에서 제트 방향이 무작위적으로 향해 있음으로써 지구에서 매우 비동질적인 개체처럼 보일 수 있다는 것이다. θ가 매우 작은 소수의 천체는 아주 밝은 제트를 가지고 있을 것이고, 나머지는 겉보기에 상당히 약한 제트를 가지고 있을 것이다. 90˚가 아닌 θ의 AGN은 비대칭적인 제트를 가진 것처럼 보일 것이다.
이는 블레이자와 전파은하 사이에 숨은 본질이다. 지구에서 시선방향에 가까운 방향으로 놓여 있는 제트를 가진 AGN은 본질적으로 동일하더라도 다른 AGN과 극단적으로 다르게 보일 수 있다.
발견
많은 밝은 블레이자들은 처음에 멀리있는 강력한 은하가 아닌, 우리 은하에 있는 불규칙 변광성으로써 발견되었다. 이들 블레이자는 특정한 패턴을 가지지 않고 며칠, 몇년의 주기로 밝기가 변해서 정말 불규칙 변광성같이 보였다.
전파천문학이 태동하던 초기에 하늘에 많은 밝은 전파원들이 관측되었다. 1950년 대 말 전파망원경의 해상도는 특정한 전파원을 확인 하기에 충분했고, 이는 곧 퀘이사의 발견으로 이어진다. 그리고 이들의 최초의 적색편이는 3C 273(매우 가변적인 퀘이사인 3C 273 또한 블레이자이다)에서 측정되었다.
1968년 "변광성" 도마뱀자리 BL과 강력한 전파원 VRO 42.22.01[2] 사이의 유사한 연관성이 제기되었다. 도마뱀자리 BL은 많은 퀘이사의 특징을 보여주지만, 광학적 스펙트럼에서 적색편이를 결정하는데 사용되곤 했던 스펙트럼 선이 없었다. 그러나 희미하지만 근본적으로 은하를 뒷받침하는 증거가 1974년에 발견되었다.
외부 은하 도마뱀자리 BL의 본질은 놀랍지 않았다. 1972년에 도마뱀자리 BL 유형 천체(BL Lacetae-Type Object)를 포함한 극소수의 가변적인 가시광선, 라디오 전파원이 새롭게 제안된 은하의 분류로써 함께 분류되었기 때문이다. 이 용어들은 곧 "도마뱀자리 BL 천체(BL Lacertae object)", "BL Lac object" 또는 간단하게 "BL Lac"로 짧게 단축되었다. (마지막 단어는 원래의 블레이자를 의미할 수 있다. 그러나 앞에 말한 분류의 모든 것은 아니다)
2003년에, 수천개의 도마뱀자리 BL 천체가 알려졌다.
현재 관점
블레이자는 관찰자의 시선 방향으로 상대론적 제트를 분사하고 있는 활동은하핵으로 여겨지고 있다. 이 특별한 제트의 성질은 많은 블레이자를 관측 할 때의 큰 밝기, 매우 빠른 변광, 높은 편광(블레이자가 아닌 퀘이사와 비교했을 때), 그리고 처음 몇 파섹의 제트에서 초광속 운동이 감지 되는 특이한 성질들을 설명한다.
통합 모형은 일반적으로 매우 변광 폭이 큰 퀘이사들이 본질적으로 강력한 전파 은하와 관계되고, 도마뱀자리 BL 천체는 본질적으로 약한 전파 은하와 관계되어 있다고 받아들여진다. 이 두 연관된 개체 사이의 차이는 블레이자의 각기 다른 방출선 특징을 설명한다.
상대론적 제트/통합 모형에 대한 접근법의 대체 설명은 마이크로 중력 렌즈와 상대론적 제트의 방출까지 포함하여 제시된다. 이는 블레이자의 전반적인 특징 어느 것의 설명도 아니다. 예를 들어 마이크로렌즈는 아크로매틱이다. 스펙트럼의 모든 부분의 기복이 있을 것이다. 이는 매우 분명하게 블레이자에서 관측되지 않는 특징이다. 그러나 이 과정은 충분히 가능하다. 게다가 복잡한 플라스마 물리학은 특정한 관측 또는 세부 사항을 설명할 수 있다.
블레이자의 몇몇 예로, 3C 454.3, 3C 273, 도마뱀자리 BL, PKS 2155-304, 마카리안 421, 마카리안 501이 있다. 마지막의 두 천체는 매우 높은 에너지의 감마선 방출이 일어나기 때문에 "TeV 블레이자"라고 불린다.
공기 샤워는 1934년 브루노 로시에 의해 발견되었다.
활동은하핵 모형
AGN의 동력은 초대질량 블랙홀(106 to 1010 M⊙)에 물질이 강착되어 발생하는 것이라는[1] 견해가 오랫동안 논의되고 있다.[2] AGN은 크기가 매우 작으며 지속적으로 매우 높은 광도의 에너지를 방출한다. 물질이 강착되면 위치에너지와 운동에너지가 방사선 복사로 전환되는데, 질량이 매우 거대한 블랙홀은 에딩턴 광도가 높아서 지속적으로 큰 광도로 복사선을 방출할 수 있다. 현재 질량이 큰 은하들은 모두 또는 대부분 중심에 초대질량 블랙홀을 품고 있는 것으로 생각된다. 그 증거는 블랙홀의 질량과 은하팽대부의 속도분산 사이의 상관관계(M-시그마 관계)이다.[3]
강착원반
AGN의 표준 모형에서, 블랙홀 근처의 차가운 물질들은 강착원반을 형성한다. 강착원반에서 물질은 안으로, 각운동량은 밖으로 향하며 에너지가 흩어지는 과정에서 강착원반이 뜨거워지게 된다. 강착원반의 스펙트럼은 가시광-자외선 대역에서 최고값을 찍는다. 그리고 강착원반 위로 뜨거운 물질들이 코로나를 형성하는데, 이 코로나는 역(逆) 콤프턴 산란을 일으켜 광자의 에너지를 엑스선 대역까지 올려버릴 수 있다. 강착원반에서 방출되는 복사선은 블랙홀 근처의 차가운 원자 물질을 들뜨게 만들고, 물질이 원래 상태로 돌아오면서 특징적인 방출선이 만들어진다. AGN이 방출하는 복사선의 대부분은 강착원반 바로 근처의 성간 가스 및 성간진에 흡수되지만, 시간이 지나면 다른 대역, 대개 적외선으로 재방출된다.
상대론적 제트
일부 강착원반은 한 쌍의 제트를 만들어낸다. 제트는 매우 빠른 고지향성 흐름으로, 원반 가까이에서 시작하여 양 반대쪽으로 진행한다. 제트의 방향은 강착원반의 각운동량 축선 또는 블랙홀의 회전축에 의해 결정된다. 천문 기기의 한계로 인해 제트가 만들어지는 기작과 제트의 정확한 성분 조성은 현재로서는 정확히 밝혀져 있지 않다. 때문에 제트 생산에 관한 다양한 이론적 모델이 제기되어 있음에도 그 중 무엇 하나를 지지하는 증거는 충분히 존재하지 않는다. 제트는 전파 대역에서 가장 두드러진 관측 효과를 나타내며, 초장기선 관측계를 사용해 싱크로트론 복사를 연구할 수도 있다. 다만 제트는 전파에서 감마선까지 모든 파장의 빛을 방출한다. 때문에 제트는 AGN을 볼 때 관측되는 연속 복사의 원인 중 하나로도 꼽힌다.
비효율 복사 AGN
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관측적 특징
AGN을 규정할 수 있는 단일한 관측적 특징은 없다. 아래 목록은 지금까지 AGN으로 밝혀진 천체들의 중요한 특징들을 열거한 것이다.
핵광연속복사방출(nuclear optical continuum emission). 강착원반을 직시할 수 있는 각도라면 항상 보인다. 제트 또한 이 방출에 기여할 수 있다. 광방출은 파장과 대략적인 거듭제곱 관계에 있다.
핵적외선방출(Nuclear infra-red emission). 강착원반의 방향이 어떻든 간에 항상 보인다. 은하핵 주위의 기체와 먼지가 빛을 흡수했다가 재방출해서 보이는 빛이다. 열복사이기 때문에 제트나 원반과 관련된 방출과는 구분할 수 있다.
넓은광방출선(Broad optical emission lines). 중심 블랙홀에 가까운 차가운 물질들에서 나오는 빛이다. 그 물질들이 블랙홀 주위를 빠른 속도로 돌기 때문에 도플러 효과에 의해 선이 넓게 보인다.
좁은광방출선(Narrow optical emission lines). 블랙홀에서 좀 멀리 떨어진 차가운 물질들에서 나오는 빛이다. 블랙홀에서 멀기 때문에 회전 속도도 그만큼 느리고 선은 좁아진다.
전파연속복사방출(Radio continuum emission). 이것은 언제나 제트 때문이다. 싱크로트론 복사가 특징적인 스펙트럼을 나타낸다.
엑스선연속복사방출(X-ray continuum emission). 제트에서도 나오고, 강착원반의 뜨거운 코로나에서 나오기도 한다. 둘 중 어느 쪽이던 거듭제곱 스펙트럼을 나타낸다. 전파가 어두운 AGN에서는 보통 나오는 거듭제곱 엑스선에 더해서 연엑스선 방출도 보이는데, 이 연엑스선이 왜 나오는 것인지는 아직 확실하지 않다.
엑스선선방출(X-ray line emission). 차가운 중원소들이 엑스선 연속복사에 의해 형광발광하는 것으로, 6.4 keV 전후의 철(鐵)선이 잘 알려져 있다. 이 선은 좁을 수도 있고 넓을 수도 있다.
활동은하의 종류
AGN은 두 가지 종류로 나누는 것이 편리하며, 그 둘을 관습적으로 전파 대역에서 어두운(radio-quiet) 것과 밝은(radio-loud)이라고 부른다. 전파 대역에서 밝은 경우 AGN의 광도 대부분을 제트가 차지한다. 전파 대역에서는 확실히 제트의 기여도가 크고, 다른 대역에서도 제트가 큰 기여도를 나타낼 수 있다. 전파 대역에서 어두운 경우에는 제트 및 제트의 방출을 무시할 수 있기 때문에 좀더 단순해진다.
AGN의 하위 유형들의 용어는 물리적 차이보다 발견 및 분류의 역사적 맥락에 따라 정해지기 때문에 다소 혼란의 여지가 있다.
전파가 어두운 AGN
저전리 핵방출선 영역(LINER). 이름을 보면 알 수 있다시피, 이것들은 약하게 전리된 원자들의 방출선만 잘 보이고 AGN 방출의 다른 특징들은 보이지 않는다. 모든 LINER이 AGN이 맞는지(다시 말해 초대질량 블랙홀의 강착으로 에너지를 얻는지)는 논란의 여지가 있다. 만약 맞다면, LINER은 전파가 어두운 AGN 중 광도가 가장 낮은 부류를 이룰 것이다.
세이퍼트(Seyfert). 세이퍼트는 AGN의 하위 분류로서 가장 먼저 정립된 축에 속한다. 세이퍼트는 가시광에서 핵연속복사방출을 보이고, 좁은선과 때때로 넓은선, 때때로 강한 엑스선 방출, 드물게 약한 전파 제트를 나타낸다. 세이퍼트는 1형 세이퍼트와 2형 세이퍼트로 다시 나뉜다. 1형은 넓은 방출선이 강하게 나타나지만 2형은 그렇지 않다. 그리고 1형에서 저에너지 엑스선 방출이 보다 강하게 나타나는 것 같다. 세이퍼트 AGN을 품고 있는 은하는 대부분 나선은하 또는 불규칙은하이다.
전파가 어두운 퀘이사(QSO). 사실상 세이퍼트 1형이 더 밝아진 버전이다. 전파가 어두운 퀘이사와 세이퍼트 1형 사이의 구분은 임의적이며, 보통 가시광 대역의 등급을 끊어서 구분한다. 퀘이사는 매우 강한 가시광 연속복사방출, 엑스선 연속복사방출, 가시광 대역의 넓고 좁은 방출선을 나타낸다. 일부 천문학자들은 이 AGN들을 "준성천체"(QSO)라고 부르고, 전파가 밝은 퀘이사만을 퀘이사라고 부르기도 한다. 그렇지 않은 천문학자들은 둘 다 그냥 퀘이사라고 하고 "전파가 밝은 퀘이사", "전파가 어두운 퀘이사"로 구분한다. 퀘이사를 품고 있는 은하는 나선은하일 수도 있고, 불규칙은하일 수도 있고, 타원은하일 수도 있다. 퀘이사를 품은 은하의 질량과 퀘이사의 광도 사이에는 상관관계가 존재하며, 이에 따라 밝은 퀘이사를 품은 은하는 대부분 질량이 큰 은하(타원은하)이다.
2형 퀘이사(Quasar 2). 2형 세이퍼트에 대응되는 존재로, 퀘이사와 유사한 광도를 나타내지만 퀘이사에서 나타나는 강한 핵연속복사방출이나 넓은선방출은 없다. 매우 드문 존재이나, 후보가 될 만한 천체는 많이 발견되어 있다.
전파가 밝은 AGN
여기서는 은하핵의 특징에 관해서만 다룰 터이니, 제트를 비롯한 은하 전반의 특징에 대해서는 전파은하를 참조할 것.
전파가 밝은 퀘이사. 위의 QSO와 완전히 동일하나, 제트 방출선이 더해진다는 것이 차이점이다. 이에 따라 가시광 대역의 연속복사방출, 좁고 넓은 방출선, 강한 엑스선 방출, 전파 방출이 나타난다.
블레이자(Blazar). 밝기가 빠르게 변하고, 가시광, 전파, 엑스선 방출이 편광되어 있다. 도마뱀자리 BL 천체(BL Lac)와 가시광격변 퀘이사(OVV 퀘이사)의 두 종류가 있다. BL Lac는 가시광 방출선이 보이지 않기 때문에, 이것을 품고 있는 은하의 스펙트럼을 살펴야 적색편이를 측정할 수 있다. 방출선은 본질적으로 결여되어 있거나 변광 요소에 의해 압도되어 보이지 않는다. 변광 때문에 안 보이는 것일 경우, 변광이 낮은 단계일 때 방출선이 보이게 될 수도 있다.[4] OVV 퀘이사는 일반적인 전파가 밝은 퀘이사와 비슷하지만, 빛이 빠르게 변한다. BL Lac와 OVV 모두 관측자의 시선 방향으로 상대론적 제트가 발생하여 변광이 발생하는 것으로 생각된다. 상대론적 효과는 제트의 광도와 변광 진폭을 증폭시킨다.
발견
우주선을 처음으로 주의깊게 연구한 사람은 1912년 오스트리아의 헤스이다. 그는 비행 기구를 타고 5,000m 상공으로 올라가 실험을 했는데 올라갈수록 대기의 전리 작용(이온화)이 증가된다는 것을 발견하였다. 당시 대기의 전리 작용의 원인이 지구 외부에서 오는 방사선에 의한 것인지 지구 내부의 방사선을 가진 광물에 의한 것인지는 알지 못하고 있었는데, 헤스의 이러한 측정으로 그 원인이 밝혀졌다. 만약 지구 내부에 원인이 있다면 높이 올라갈수록 전리의 세기는 감소될 것이다. 그러나 4,500m쯤 올라가면 전리 작용이 증가되기 시작한다는 것을 알아낸 것이다. 또 1922년 미국의 밀리컨은 사람이 타지 않는 기구를 약 1만 6,000m의 고도까지 올리는 데 성공하였으며, 자동 기록 장치에 의해 대기 중의 전리 작용을 측정하였다. 또 그는 비행중인 비행기 위나 산의 정상, 호수의 수면 밑 등에도 방사선이 존재한다는 것을 확인하였고, 그 기원은 지구의 외부라고 결론지었다. 그래서 우주선이라는 이름을 제안하였다.
종류
1차 우주선
초기 연구에서는 우주선의 정체를 전자라고 생각하였다. 이것이 사실이라면 전자가 가지고 있는 음전하 때문에, 지구라는 큰 자석의 영향으로 동쪽에서 오는 우주선은 배척될 것이고 서쪽에서 오는 우주선은 끌어당겨지는 현상이 일어날 것이다. 그러나 관측 결과 동쪽에서 방사되어 오는 것이 더 많다는 것이 확인됨으로써 1차 우주선의 주체는 양전하를지고 있다는 것을 알게 되었다. 오늘날에는 우주선의 주성분은 양성자(P)이고, 그 외 10% 정도의 헬륨(He)과 적은 양의 리튬(Li), 베릴륨(Be), 붕소(B) 등이 함유된 것이라 생각되고 있다. 우주선 입자가 가지고 있는 에너지는 넓은 범위에 미치고 있으며 현재 알려진 상한은 1020 ~ 1021eV이다. 세계 최대의 양성자 싱크로트론을 만들 수 있는 최대 에너지가 7×1012eV(LHC)밖에 되지 않는다는 것을 생각하면 그 크기를 짐작할 수 있다. 에너지가 큰 우주선일수록 지구에 도달하는 기회가 적다. 1016eV이상의 에너지를 가진 1차 우주선 입자는 1m2당 1년에 1개 정도 방사된다.
2차 우주선
지구의 대기 속으로 돌입한 1차 우주선은 많은 수의 2차 우주선을 만들어낸다. 1차 우주선은 지표에 이르기 전에 평균 10회 정도 대기 중의 원자핵과 충돌하는데 그때마다 2차 우주선을 생성해 낸다. 특히 1015eV나 되는 초대형 에너지를 갖고 있는 1차우주선이 지상에 가까이 이르렀을 때는, 입자의 수가 계속 늘어나서 공기 샤워가 되지만, 그다지 크지 않은 에너지를 갖고 있는 우주선은 광자나 전자, 양성자를 만드는 능력을 점점 잃게 됨으로써, 그 대부분이 공기에 흡수되고 만다. 지상에서 관측되는 우주선은 μ에 전자(e^+를 함유한 것)에 광자나 중성자 등이 혼합된 것이 대부분이다.
기원
우주선의 기원으로는 태양면의 폭발에 의한 것이라는 설도 있으나, 이 우주선은 1010eV 이하의 에너지밖에 갖고 있지 않고 평균해서 1년에 1회 정도밖에 나타나지 않는다. 대부분의 우주선 발생원은 은하계 안의 천체의 폭발에 의한 것이라 생각되고 있다. 폭발의 남은 찌꺼기에는 백조좌 A, 게성운 등 강한 전파를 방사하는 것이 많다. 이들 천체에는 강한 자기장이 있어서 천연적인 대형 가속기가 될 수 있다고 상상할 수 있다. 이와 같은 이론에 의해 예상되는 에너지의 상한은 1016 - 1017eV이므로 그 이상의 초대형 에너지 입자는 은하계 외의 전파 은하 등에서 기원을 구해야 한다. 우주선은 역사적으로는 미립자 물리학의 선도역으로서 큰 역할을 해왔다. 현재도 우주의 신비를 탐구하는 중요한 실마리를 제공해 주고 있다.
방사능(Radioactivity)은 방사성물질이 방사선을 내는 강도로서 방사성물질이 방사선을 방출하는 능력이나 방사선을 방출하는 성질이다.
방사선의 국제 표준화 기호 3엽 마크 ISO-361(☢)
방사선의 종류
방사선은 크게 전리 방사선(이온화 방사선)과 비전리방사선(비이온화 방사선)으로 구분할 수 있다.
전리 방사선(이온화 방사선)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 이온화 방사선입니다.
전리방사선(ionizing radiation)은 분자에서 입자를 분리시켜 전리(이온화)시킬 수 있는 방사선이다. 알파선 쪽 자외선, 알파선, 베타선, 엑스선, 감마선 등이 포함된다. 보통 방사선이라고 하면 이온화된 방사선(전리 방사선)을 말한다.
알파선
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알파 입자는 높은 원자번호의 몇몇 방사성 핵종(radionuclides)에 의해 방출되는 빠른 속도의 헬륨핵이다(예, 플루토늄, 라듐, 우라늄): 낮은 투과율(0.1mm 미만)로 종이 한 장도 통과하지 못한다. 방사선원이 체내에 다량 유입(상처난 피부, 호흡, 경구섭취 등)하면 인체는 손상될 수 있다. 라돈가스(Rn-222)는 알파선을 방출하는 방사선원이다.
방사선 원소의 알파붕괴와 함께 나오는 알파입자의 흐름으로써 양성자 2개와 중성자 2개가 결합한 헬륨원자핵으로써, 스핀이 0이며, 보즈-아인슈타인 통계를 따르는 안정한 입자이다. 이온화작용이 강하고 물질을 통과할 때 그 경로를 따라 많은 이온이 발생한다. 투과력은 매우 약하며 500만eV의 알파선은 1atm(기압)의 공기속을 3cm만 통과해도 정지해버리며 신문지만으로도 이 알파선을 막을 수 있다는 것은 알파선의 투과력의 미약함을 보여주는 좋은 예이다.
베타선
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베타 입자는 불안정한 원자의 핵으로부터 방출되는 고에너지 전자이다(예, 세슘-137, 아이오딘-131). 이들 입자는 피부를 투과할 수 있는 반면 알루미늄같은 금속은 투과하지 못한다. 에너지가 클 경우 피부 조직에 손상을 줄 수 있다.
감마선
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세 종류의 전리방사선 중 투과력이 가장 강하다. 파장이 짧고 에너지가 높다. 투과력이 아주 높아서 밀도가 높은 납이나 콘크리트를 재료로 1m이상의 방벽을 쌓아서 막아야 한다. X선하고 마찬가지로, X선으로 투과할 수 없는 영역(건물, 교량 등)을 탐구하는 데 쓰인다.
중성자선
원자의 중성자가 빛처럼 나아가는 방사선의 종류 중 하나이다. 핵반응시에 나오므로, 원자로를 가동할 때나 중성자폭탄이 폭발할 때도 나온다.
엑스선
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비전리 방사선(비이온화 방사선)
전리(이온화)시키지 않는 방사선이다. 분자구조에 영향을 미치지 않는다. 가시광선쪽 자외선, 가시광선, 적외선, 원적외선, 마이크로파(레이다), 극초단파(이동전화), 초단파(TV), 단파, 중파(라디오), 장파(전력선, 가전제품) 등이 비전리 방사선이다[3].
방사능의 단위
'방사능'은 어떤 물질중의 어떤 방사성핵종이 단위시간내에 몇 번 붕괴를 일으키는가를 나타내는 것으로서, 주목하고 있는 물질중에 함유되어 있는 그 방사성핵종의 양과 반감기에 의하여 결정된다. 소위 발생원의 강도에 상당하는 것이다. 방사능량의 단위로서 종래엔 Ci(퀴리)가 사용되어 왔으나 국제도량형총회의 결의에 따라 Bq(베크렐)을 일본에서도 사용하게 되었다(1978년 5월). 종래의 Ci단위는 보조단위로서 사용할 수 있게 되어 있다. 기타 중성자원 등의 강도를 나타내는 단위에 입자방출률, 바꿔 말하면 단위시간에 방출되는 입자의 방출수(/s)로 나타내는 방법이 있다.
Bq(베크렐)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 베크렐입니다.
1초에 1번의 붕괴가 발생하는 것을 1베크렐(Becquerel:Bq)이라 한다. 해당 핵종의 방사능을 단위시간당 붕괴하는 원자수로 표시하는 것이다. 국제단위로는 방사능의 발견으로 알려진 베크렐(Antoine Henri Bequerel, 프랑스, 1852-1908)의 이름을 딴 베크렐(Bq)로 하고, 매초 1개의 붕괴수(disintegration per second : dps)를 1 Bq로 했다. 1 Bq = 2.703 E-11 Ci = 27.0 E-1 2Ci =27.0 pCi 해수 및 대기오염의 정도를 표시할 때 사용한다.
Ci(퀴리)
<nowiki /> 이 부분의 본문은 퀴리입니다.
라듐을 발견한 물리학자 마리 퀴리의 이름을 따서 명명되었다. 현재 보조단위로서 사용되는 Ci는 역사적으로 1g의 Ra-226의 방사능량을 기준으로 해서 정해진 단위로서, 매초의 붕괴수가 3.7 E+10에 상당하는 방사능의 강도라고 정의된다. 1 Ci는 3.7E+10 Bq과 같다. 여기에는 mCi(3.7E+7 Bq), μCi(3.7E+4 Bq), pCi(3.7E-2 Bq)가 있다(통상, Ra-226의 방사능에는 그 딸핵종도 기여하고 있으므로 1 Ci는 3.7E+10 dps로 고쳐 정의하고 있다.) 1g의 백금(Pt)판속에는 천연방사성핵종인 Pt-190이 약 3.4 pCi(피코퀴리 0.125 Bq) 함유되어 있다. Pt-190은 α붕괴하는 핵종으로 1g의 백금은 매분 7∼8붕괴의 비율로 α붕괴하고 있는 계산으로 된다. 현재의 일본인 체내에는 0.1 μCi(3700 Bq)의 방사성칼륨(K-40)이 함유되어 있다. 1Ci = 3.7E+10 Bq = (3.710 Bq)
입자방출률
중선자원 등의 강도를 나타내는 단위에 입자방출률, 바꿔 말하면 단위시간에 방출되는 입자의 방출수(/s)로 나타내는 방법이 있다.
방사선의 단위
어떤 주목하고 있는 물질중의 어떤 장소를 통과하는 방사선의 수, 또는 방사선이 통과함으로써 그 물질이 흡수한 양(예를 들면 전리량, 발생이온쌍의 수, 흡수에너지 등)을 나타내는 것이다. 소위 방사선의 「장」의 강도, 혹은 방사선의 통과량에 상당한다. 따라서 방사선의 통과에 따르는 어떤 양에 주목하는가에 따라 많은 종류의 「방사선의 양」이 정의되어 있다.
입자플루언스
어떤 장소를 통과하는 단위면적당의 방사선 입자수. 입자 플루언스 「율」이라고 하는 경우는 단위시간당의 입자플루언스를 나타낸다.
조사선량
방사선의 통과에 의하여 발생한 전하량을 기준으로 하는 개념. 표준상태(0℃, 760 mmHg)의 건조공기 1cc 중에 1 esu의 전하를 발생한 경우를 구단위계에서는 1R(뢴트겐)으로 했다. 이것을 신단위계에서 나타내면 2.58E-4 C(쿨롬)/kg에 상당하는데 이미지가 잘 떠오르지 않기 때문에 많이 사용되고 있지 않다. 한편 조사선량은 공기에 대한 흡수선량과 같은 것이며, Gy단위란 1 R=8.7 m(밀리)Gy의 관계가 있다. 보통의 자연γ선 선량률은 수μ(마이크로=1.0E-6)R/시이며 이것을 Gy로 표시하면 수 10 n(나노=1.0E-9)Gy/시로 된다.
흡수선량
<nowiki /> 이 부분의 본문은 흡수선량입니다.
어떤 장소에서 어떤 물질중에 흡수된 방사선에너지양. 구단위계에서는 방사선의 통과에 의하여 주목물질 1g중에 100 erg가 흡수되는 것을 1 rad(라드)로 표시해 왔으나 현재는 Gy(그레이)를 사용한다( Gy=100 rad).
선량당량 및 실효선량당량(Dose equivalent)
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신체의 일부 또는 장기(예를 들면 위)에 주목하여 그 부위가 받게 되는 흡수선량에 방사선의 종류와 에너지를 고려하여 결정한 선질계수 QF를 곱한 양을 선량당량이라 한다. 이것은 그 장기에 대한 방사선의 생물학적 영향을 나타내는 지표로서 방사선방호 분야에서 사용되고 있는 개념이다. 단위는 rem(렘: 구단위계)과 Sv(시버트:신단위계, 1 Sv=100 rem)를 사용하다. 실효선량당량 HE는 체내의 모든 장기 i에 대하여 방사선에 대한 감수성과 발암리스크를 고려한 가중계수 Wi를 정해 두고, HE=∑Di×Wi(Di는 장기선량)에 의하여 주어진 것으로, 신체 전체의 방사선영향을 나타내는 양으로 이용되고 있다. 최근에는 실효선량으로 불리고 있으나 정의는 거의 같은 것이다.
방사선이 인체에 미치는 영향
인체의 세포가 방사선에 의해 에너지를 받는 경우, 세포 DNA구조의 변형이 일어날 수 있다. 이때 방사선이 전달하는 에너지의 양이 아주 크면(500 mSv 이상) 많은 세포의 사멸로 인해 피부 홍반과 같은 즉각적인 건강이상이 발생한다. 전달한 에너지의 양이 아주 크지는 않지만, 방사선 전달 에너지의 양이 기준치(100 mSv) 이상이면, 세포가 돌연변이 상태로 생존해 암 또는 유전이상으로 발전할 확률이 커진다. 이 건강이상 확률은 피폭된 방사선량 값에 선형적으로 비례한다. 반면 피폭량이 적은 경우, 세포자체의 효율적인 복구시스템으로 인해 아무런 이상이 나타나지 않는다[4][5].
방사선이 인체에 미치는 영향은 결정론적 영향과 확률론적 영향으로 구분할 수 있다.
결정론적 영향
세포의 수가 단기간에 대량으로 사멸하면 세포는 기능을 상실하게 된다. 일정 방사선량(500 mSv) 이상이 되면 예외없이 누구에게나 결정적인 이상을 일으킨다. 세포사멸이 일어나 건강이상이 나타나도록 하는 일정 수준 이상의 방사선량을 문턱(임계치)방사선량이라고 한다. 문턱방사선량이상에서는 선량의 크기에 비례해 세포가 사멸한다. 문턱방사선량은 가장 낮은 값이 500 mSv[6].
확률론적 영향
세포가 사멸하지는 않지만, 돌연변이 형태로 생존해 증식하는 경우가 있다. 백혈병 등을 초래하는 암세포로 발전하거나 생식세포의 돌연변이로 자손의 유전 결함으로 발전할 수 있다. 피폭한 사람의 나이나 성별 등 여러 요인에 의해 돌연변이 세포가 변화할 수 있는 경로가 달라진다. 초기 돌연변이의 양태에 따라 세포유전과정이 확률적으로 암의 발생으로 이어진다. 100 mSv 이상의 방사선에 피폭되는 경우 암발생 확률은 방사선량이 많을 수록 비례하여 증가한다[7].
저선량 방사선의 영향
저선량으로 분류되는 100 mSv 이하 영역에서는 방사선의 위해성이 관측되지 않는다. 오히려 이롭다는 연구도 있다. 일본 원자폭탄 피해 생존자를 대상으로 한 연구에서 저선량으로 노출된 사람들의 평균 수명이 일본인 평균수명보다 길다. 고형암(Solid cancer)으로 죽은 사람의 수가 일본인 평균보다 원폭생존자 및 낙진노출자 집단이 적다.[8] 라돈의 경우 50~200 Bq/m^3 노출되는 경우, 그 이하 혹은 그 이상 노출되는 경우보다 폐암 발생확률이 낮다.[9] 1950년대 네바다 등 미국 12개 주에 거주했던 사람들은 핵폭탄 실험으로 방사선에 평균 이상 노출됐는데, 이 지역 주민의 폐암 발생이 타 지역 주민에 비해 낮다.[10] 원자력발전소 근무자들의 수명이 일반인보다 더 길다.[11]
방사능 오염과 조사의 구분
방사선에 피폭되는 형태에는 오염(contamination)과 조사(irradiation)가 있다.
방사능 오염(radioactive contamination)
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먼지나 액체 등의 방사성이 있는 물질과 접촉 후 오염 된 것을 말한다. 외부 (external) 및 내부 (internal) 오염으로 나눌 수 있다.
외부 오염(external contamination)은 방사성 물질에 피부나 옷이 오염된 경우이다. 내부 오염(internal contamination)은 방사성 물질 섭취를 하거나, 흡입 또는 피부를 통해서 체내로 들어온 것을 말한다. 체내에 들어온 방사성 물질은 다양한 조직 (갑상선이나 골수 등)으로 이동하고, 방사성 물질이 제거 혹은 소멸될 때까지 계속해서 방사선을 방출한다. 내부 오염은 제거하는 것이 어렵다. 몇 방사선 핵종(radionuclide)은 내부오염 이 가능한데, 역사적으로 피폭자에게 심각한 위험을 준 방사선 핵종은 비교적 적었다: H-3, Co-60, Sr-90, Cs-137, I-131, Ra-226, U-235, U-238, Pu-238, Pu-239, Po-210, Am-241.
방사능 오염의 제거
체내 흡수를 막기 위해 오염된 방사성 물질을 즉시 제거하여야 하는데 오염된 피부는 즉시 많은 양의 비누와 물로 문질러 씻어야 한다. 찔린 작은 상처는 모든 방사성 입자를 제거하기 위해 강하게 씻어야 한다. 오염된 머리카락은 면도하지 말고 짧게 자른다. 면도로 피부가 손상되어 방사성 오염물질이 피부에 침투될 수 있다.
조사(irradiation)
방사선에 노출될 때 방사성 물질이 아닌 것에 노출된 경우를 말한다. 방사선 노출은 방사선 원천(source)이 없어도 일어날 수 있다(방사성 물질, X-선 장비). 방사선 원천이 제거되면, 노출도 끝난다. 전신에 방사선이 조사되었을 경우, 조사량이 과다하게 높으면 전신성 증상과 급성 방사선 증후군이 나타날 수 있다. 몸의 일부에만 조사되면, 국소적인 증상이 나타날 수 있다. 조사된 사람은 방사선을 방출하지 않는다. 햇빛을 쬔 사람이 빛을 방출하지 않는 것과 같은 원리다.
방사선 피폭 후 증상
급성 방사선 증후군 (Acute Radiation Syndrome, ARS)
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온몸 혹은 많은 부분에 과량의 방사선에 피폭되면 30일 이내에 조직이나 장기가 심한 장해를 입게 된다. 피폭선량에 따라 다음의 급성 증후군이 나타날 수 있다. 뇌혈관 증후군 (Cerebrovascular syndrome), 위장관 증후군 (GI syndrome), 조혈기 증후군 (Hematopoietic syndrome) 이 이에 해당한다. 이들 증후군에는 3단계가 있다. 방사선 피폭에 의한 증상의 발현과 그 진행률은 방사선 양에 달려있다. 시간 경과에 따른 증상 발현은 방사선량과 일치하기 때문에 조사된 방사선 양을 예측하는데 도움이 된다.
전구단계(Prodromal phase) : 피폭 후 0일에서 2일에 해당한다. 무기력하고 위장관 증후군(메스꺼움, 식욕감퇴, 구토, 설사)이 발생할 수 있다.
잠복성 무증상 단계 : 피폭 후 0일에서 31일에 해당한다. 잠복성 무증상 단계가 나타나는 이유는 현재 몸 안에서 활동하는 세포들의 수명이 다할 때까지는 몸의 기능이 정상적으로 동작하기 때문이다. 그러나 과다한 방사선에 노출된 사람은 새로운 세포가 만들어지는 조직이 파괴되어 수명이 다된 세포들을 대체할 수 없어 각종 증상이 나타나는데 그것이 피폭 후 약 한 달 후이다.
뚜렷한 전신적 질환 단계 : 피폭된 주 조직에 따라 질환이 분류된다.
뇌혈관 증후군(Cerebrovascular syndrome)
30 Gy 이상의 많은 양의 방사선에 전신이 피폭 될 때 나타나는 증상이다. 진행과정은 피폭된지 수 분에서 1시간 내로 전구증(prodrome)이 나타나고, 잠복기가 거의 없다. 피폭자는 몸이 떨리고, 발작, 운동장애, 수 시간에서 1, 2일 내로 대뇌부종에서 사망으로 이어진다.
위장관 증후군 (GI syndrome)
6-30 Gy 정도의 방사선 양이 전신에 피폭된 후 가장 많이 나타나는 증상이다. 전구 증상은 1시간 내로 나타나고 2일 내로 사라진다. 4-5일 정도 잠복기 동안, 위점막 세포들이 죽는다. 심한 메스꺼움(nausea), 구토(vomiting), 설사(diarrhea)로 심한 탈수와 전해질의 불균형을 일으키고, 세포 사망(cell death)으로 이어진다. 또한 소화관의 괴사(necrosis)가 일어날 수 있어서 균혈증과 패혈증이 일어나기 쉽다. 사망하는 경우가 많다. 10 Gy 보다 많은 양에 노출된 환자는 뇌혈관 증상이 일어날 수 있다. 생존자는 또한 조혈기 증후군이 나타난다.
조혈기 증후군 (Hematopoietic syndrome)
1-6 Gy 정도의 방사선 양이 전신에 노출 된 후 가장 많이 나타나는 증상이고 일반적인 범혈구 감소증(pancytopenia)이 나타난다. 피폭 후 1-6시간 후에 약한 전구증이 시작되고 24-48시간까지 지속된다. 골수줄기세포(bone marrow stem cells)가 상당하게 줄어들지만, 순환하는 성숙한 혈액세포는 크게 영향받지 않는다. 순환하는 림프구는 제외로, 노출된 후 수시간에서 하루 내로 림프구감소증(lymphopenia)이 나타난다. 순환하고 있는 세포가 노화(senescence)로 죽고나면 골수줄기세포가 줄어들어, 충분한 수가 대체될 수 없어서 범혈구감소증이 일어난다. 그래서 1 Gy의 양에 노출된 피폭자들은 골수 생산이 감소하는 4주반 정도의 잠복기 동안에는 자각증상이 없다. 백혈구 감소증(neutropenia)으로 감염의 위험이 증가하는데 2-4주에 가장 많이 발생하며 항체 생산이 감소한다. 혈소판감소(thrombocytopenia)로 점상출혈(petechiae)과 점막 출혈(mucosal bleeding)이 3-4주 내로 발현하고 한달동안 지속될 수 있다. 빈혈증은 천천히 발달되는데 적혈구가 백혈구와 혈소판보다 수명이 더 길기 때문이다. 생존자는 백혈병을 포함해서 방사선으로 인한 암 발생이 증가한다.
신체의 국소 부위가 방사선에 피폭되었을 때 나타나는 병변
심장과 혈관
가슴통증, 방사선 심낭염, 방사선 심근염
피부
3 Gy 이상: 탈모(피폭 2-3주 내)
6 Gy 이상: 부분 홍반
8–15 Gy: 건조표피탈락(dry desquamation) (피폭 3–4주 내)
15–20 Gy: 습성표피탈락(moist desquamation) (피폭 3–4주 내)
15–25 Gy: 물집 형성(피폭 2–3주 내)
20 Gy 이상: 궤양(피폭 2–3주 내)
25 Gy 이상: 괴사(necrosis) (피폭 3주 이상)
생식선
정자형성(spermatogenesis) 감소, 무월경(amenorrhea), 성욕 감퇴
5–6 Gy이상: 불임
머리와 목
점막염(mucositis), 연하통(삼킬 때 통증이 있는 것. odynophagia), 갑상선암(thyroid carcinoma)
근육과 뼈
근질환(myopathy), 골육종(osteosarcoma)
눈
2 Gy 이상: 백내장(cataracts)
폐
방사성 폐렴(radiation pneumonitis)
30 Gy 이상: 때때로 치명적인 폐섬유증(pulmonary fibrosis)
신장
사구체여과율(GFR) 감소, 신세뇨관(renal tubular) 기능 감소
6개월에서 1년의 잠복기 후: 단백뇨, 신부전증(renal insufficiency), 빈혈, 고혈압
5주내 누적량이 20 Gy 이상: 방사성 섬유증(fibrosis), 핍뇨성 신부전증(oliguric renal failure)
척추
50 Gy 이상: 골수증(myelopathy)
태아
성장 일부 제한, 선천성 기형, 선천성 대사장애, 태아사망
0.1 Gy 이하: 유의한 영향 없음
소아암 위험이 약 6%/Gy
원전 사고에 의한 영향
지금까지 기록된 최악의 원전사고는 체르노빌 사고다. UNSCEAR보고서(2008)와 WHO보고서(2005)에 따르면 체르노빌 사고로 인해 방사선에 피폭돼 사망한 사람의 수는 2005년까지 총 43명 정도이다[12]. 후쿠시마 사고 때는 방사선 피폭으로 인한 사망자는 UNSCEAR보고서(2013)에 따르면 없었다.[13]
30년후 체르노빌 고방사능 오염지점인 프리피야티의 방사선량은 0.18 ~ 39.32 μSv/h다. 서울 평균은 0.11 μSv/h.[14] 30년 후 체르노빌 일대는 한편으로는 "처참한 불모의 땅"으로 비춰지고[15], 다른 한편으로는 야생동물의 천국으로 묘사되고 있다.[16] 체르노빌 사고로 인한 가장 커다란 공중보건의 문제는 방사선 오염이 아니라, 정신건강에 대한 충격이다.
오구에는 끝이 뾰족하게 가늘어지는 두 개의 유연한 금속 날 사이의 틈에 잉크가 들어있다. 이것은 매우 얇은 선을 정밀하게 그을 수 있다.[3] 오구의 조정은 기름숫돌을 이용해 좌우의 날 끝을 가지런히 한 뒤, 그 모양을 작은 원형으로 모아서 쓴다. 오구로 선을 긋는 경우에는 양쪽 날 사이에 스포이트 등을 이용하여 적당량의 먹물을 집어 넣고, 두 날을 연결하는 조절 나사를 조이거나 벌림으로써 날 끝의 간격을 조정하여 선의 굵기를 정한다.[2][4] 조정 나사는 선택적으로 숫자 다이얼을 장착할 수 있다.
《A Textbook on Ornamental Design》의 오구 그림(1901)
원래는 곧은 자, 운형자와 함께 엔지니어링 및 지도 제작에서 제도용으로 사용되었고, 현재는 액자나 캘리그래피와 같은 특정 분야에서만 쓰인다.[3] 소련에서는 오구가 핀셋과 함께 여성의 눈썹 제모에 널리 사용되기도 했다.[5]
글자는 펜으로 써넣으며 이 작업을 잉킹이라고 한다.[2] 최근에는 테크니컬 펜과 같은 전용 잉크펜이 있어 오구를 쓰는 경우는 거의 없다.
오지브웨 부족의 전설에는 거미여신이 있었고, 아이들에게 잠자리나 창가에 두라고 만들어줬다고 한다.
드림캐쳐의 원형 부분의 그물은 거미줄을 뜻하고, 그것은 악몽을 잡아준다고 한다. 그리고 악몽은 다음날 아침볕에 사라진다고 한다. 드림캐쳐의 깃털부분은 좋은 꿈(기운)은 깃털에 미끄러져 내려온다는 뜻을 가지고 있다고 한다.
드림캐처는 일종의 부적이며 인디언 오지브웨족 발음으로 아사베이키쉬(영어: asabikeshiinh)라고 부른다.
아사베이키쉬=거미줄 뜻으로 오지브웨족 노래가 있는데, 한국에서도 불리는 ‘거미가 줄을 타고 올라갑니다.’ 노래의 원곡이다.
우라늄-235
전체 동위 원소 표 보기
기본 정보
기호 235U
중성자 수 143
양성자 수 92
핵 정보
자연존재비 0.72%
반감기 7.038 억년
부모 동위 원소 235Pa 베타 붕괴
235Np 전자 포획
239Pu 알파 붕괴
붕괴 생성물 231Th
동위 원소의 질량 235.0439299 u
스핀 7/2-
질량 과잉 40914.062 ± 1.970 keV
결합 에너지 1783870.285 ± 1.996 keV
방사성 붕괴 과정별 붕괴 에너지
알파 붕괴 4.679 MeV
우라늄 - 235는 자연계에 존재하는 우라늄의 방사성 동위 원소이다. 반감기는 7억 380만년이며, 양성자 92개 중성자 143개로 구성되어 있다. 자연계에 존재하는 우라늄의 동위 원소들 중 유일하게 열 중성자 핵분열이 될 수 있는 핵분열성 동위체이다.
우라늄은 지각에는 평균 2.7ppm이 함유되어 있으며 우라늄 - 235는 19.5ppb로 매우 극소량이다. 이정도 극소량이 때문에 우라늄-235는 금의 5배, 은의 4분의 1에 불과한 희귀동위체이다. 우라늄은 섬우라늄광, 역청우라늄광, 인화우라늄광, 카르노타이트 등에 경제성 있는 함유량이 있으며 세계적 품위를 자랑하는 우라늄 광석의 우라늄 함유량이 20만ppm까지 함유되어 있는 것도 존재한다. 이러한 우라늄광에는 우라늄 - 235도 1000~2000ppm이상 함유되어 있어 앞으로도 우라늄-235를 많이 채취할 수 있다.
세계 경제성 있는 우라늄 매장량은 550만톤이며 이 중 우라늄-235도 4만톤 가까이 채취 가능하다. 비경제적이지만 앞으로 경제성 있는 것까지 고려하면 4000만톤의 매장량을 나타내며, 이중 우라늄-235도 30만톤에 가까우므로 우라늄-235는 미래에도 다양하게 이용될 수 있을 것이다.
핵연료로써의 이용
핵분열이 되기 때문에 핵연료로 쓰인다. 하지만 자연계에는 0.7204%밖에 존재하지 않기 때문에 농축하게 된다. 일반 경수로에는 4.5%까지 농축하며, 실험용 원자로의 경우, 경우에 따라 10%~60%까지 농축하기도 하며 중수로에는 농축하지 않고 천연연료를 제조해서 집어넣어 사용할 수 있다. 선박용 원자로나 잠수함에는 최대 95%까지 농축하여 사용하기도 하는데 중성자 흡수재인 가돌리늄이나 사마륨을 첨가하여 핵연료를 제조한다. 물론 일반 원자로의 핵연료에도 중성자 흡수재인 가돌리늄, 사마륨, 디스프로슘 등을 첨가하여 펠릿을 제조하는데 잉여 중성자가 넘쳐나서 핵분열이 과도하게 일어나는 것을 막기 위해서이다.
핵연료에는 우라늄 - 238이 많이 있더라도 다음 동위체인 플루토늄 - 239가 중성자를 많이 내며 우라늄 - 235도 열중성자로에서 2.28개의 중성자를 내뿜고 핵분열 효율이 82%에 이르기 때문에 중성자 흡수재를 첨가해야 한다.
이렇게 중성자 흡수재를 첨가하면 제어봉과 펠릿 내부의 흡수재가 중성자를 흡수하여 안정적인 핵분열이 가능하게 된다.
핵무기로써의 이용
스스로 핵분열이 되기 때문에 핵무기로써의 이용도 가능하다. 우라늄 - 235의 열중성자의 핵분열 비율은 78~82%이며, 고속중성자(자원중성자 의 핵분열 비율도 66~67%나 되기 때문에 좋은 핵무기로 이용가능하다.
우라늄 - 238과 분리하여 우라늄 - 235를 최소 60% 이상 농축하여야 하며 농축도가 좋아질수록 무기의 위력이 높아진다. 현재 핵무기의 우라늄 - 235의 농축비율은 90~99%의 비율을 보이고 있다.
임계질량은 54kg이지만 중성자 반사재를 이용하면 10kg까지 줄일 수 있다. 하지만 경제성 있는 핵무기를 만들기 위해선 폭발질량을 20kg로 맞추어 놓을 필요가 있다.
지구 역사와 우라늄 - 235
초장기 지구 시절대 우라늄 - 235는 지각에 2ppm의 농도로 함유되어 있던 시절이 있었다. 당시 우라늄 - 235는 주석만큼이나 풍부하였다. 하지만 반감기가 우라늄 - 238에 비해 월등히 적기 때문에 급격히 줄어들어 현재는 0.7204%까지 함유량이 줄게 되었다.
당시 우라늄 - 235의 우라늄 광석의 함유 비율은 25%가 넘게 함유되어 있던 적도 있었기 때문에 그 자체로도 핵연료로 이용가능했었다. 또한 우라늄 - 235의 붕괴열은 초기 지구의 내부 지열에 상당히 기여했었다. 지금은 지각에 불과 19.5ppb밖에 함유되어 있지 않아 지구 초기랑 비교시 100분의 1 이상 줄어들었다.
먼 미래에 우라늄 - 235는 거의 사라지고 우라늄 - 238이 광석 내부에 거의 100% 가까이 존재하게 될 것이다.
그 크기보다 "가방형 핵폭탄"이나 "초소형 핵폭탄"이라고도 불린다.
개요
미국 해군 및 미국 해병대의 특수 부대용 장비로 폭파 장비 중 하나로 분류된다. 공수 강하 혹은 잠수에 의해 은밀 잠입하는 병사에 의해 옮겨져 중요 시설·지점의 소정의 장소에 설치·폭파하는 운용 구상이었다.
전체는 큰 배낭 정도의 크기로 정리하고 있으며, 무게는 68kg. 군인이 짊어지고 나르는 것이 가능하다. 사용탄두는 W54핵탄두이며, 기계식 타이머에 의해 기폭한다. 핵출력은 가변적이며 10t에서 1kt까지 선택할 수 있었다.
1965년부터 배치되어 1989년 냉전의 종결 모두 퇴역했다.
등장 작품
소설
『복수전(PAYBACK)』
냉전 중에 동독에 설치할 목적으로 미국 특수부대 팀이 강하하더라도 사고로 전원 사망하고 SADM도 당국에 압수된다. 때는 흐름 냉전 후 테러리스트 그룹에 SADM과 암호키가 건넜기 때문에 사태가 움직이기 시작한다.
「가방 한 잔의 공포」
냉전 중에 소련에서 개발된 가방 핵폭탄이 미국 국내로 반입되어 그 중 몇 개가 실종됐다.
애니메이션
『성전사 던바인』
거대 공중 전함을 파괴하기 위해 초소형 핵폭탄이 가구로 위장되어 선물로 전해졌다.
만화
『모래의 장미』
테러리스트에 의해 제조된 초소형 핵폭탄을 회수하기 위해 대테러 부대의 주인공들이 출동한다.
게임
『배틀필드 3』
싱글 플레이 ‘OPERATION GUILLOTINE’에서 주인공 헨리 블랙번들이 발견한 소형 핵폭탄은 운반 케이스의 외관이 SADM과 닮았다. 대형의 수용 용기의 빈 스페이스로부터 원래는 3발 수납되고 있었지만, 발견시에는 1발 밖에 들어가 있지 않고, 이쪽은 「FEAR NO EVIL」로 블랙번들의 손에 의해 헬기에 태워 안전 권으로 옮겨졌다. 그리고 남은 2발은 솔로몬과 PLR에 의해 파리와 뉴욕으로 옮겨졌고, 전자는 'COMRADES'의 종반에 폭발해 파리 시민 8만명을 죽일 수 있는 대참사를 일으키지만, 후자는 'THE GREAT DESTROYER'로 블랙 번이 솔로몬과의 싸움에서 승리하여 폭발을 막았다.
KAFFAROV의 아미르 카파로프와 또 다른 주인공 디마 디미트리 마야코프스키의 말, 그리고 블랙번을 심문하는 CIA의 심문관의 말을 종합하면, 소형 핵폭탄은 러시아제로 카파로프가 솔로몬의 뜻에 의해 조달 한 것이며, 그 위력은 러시아의 가방 핵폭탄과 일치한다는 것.
사이버펑크 2.0.2.0 및 사이버펑크 2077
제4차 기업 전쟁에서 아라사카 타워를 파괴하기 위해 밀리테크의 돌입부대가 사용. 당초는 타워만 파괴할 예정이었지만 지상 120층에서 폭발했기 때문에 나이트 시티 중심부가 괴멸했다.
그 크기보다 "가방형 핵폭탄"이나 "초소형 핵폭탄"이라고도 불린다.
개요
미국 해군 및 미국 해병대의 특수 부대용 장비로 폭파 장비 중 하나로 분류된다. 공수 강하 혹은 잠수에 의해 은밀 잠입하는 병사에 의해 옮겨져 중요 시설·지점의 소정의 장소에 설치·폭파하는 운용 구상이었다.
전체는 큰 배낭 정도의 크기로 정리하고 있으며, 무게는 68kg. 군인이 짊어지고 나르는 것이 가능하다. 사용탄두는 W54핵탄두이며, 기계식 타이머에 의해 기폭한다. 핵출력은 가변적이며 10t에서 1kt까지 선택할 수 있었다.
1965년부터 배치되어 1989년 냉전의 종결 모두 퇴역했다.
등장 작품
소설
『복수전(PAYBACK)』
냉전 중에 동독에 설치할 목적으로 미국 특수부대 팀이 강하하더라도 사고로 전원 사망하고 SADM도 당국에 압수된다. 때는 흐름 냉전 후 테러리스트 그룹에 SADM과 암호키가 건넜기 때문에 사태가 움직이기 시작한다.
「가방 한 잔의 공포」
냉전 중에 소련에서 개발된 가방 핵폭탄이 미국 국내로 반입되어 그 중 몇 개가 실종됐다.
애니메이션
『성전사 던바인』
거대 공중 전함을 파괴하기 위해 초소형 핵폭탄이 가구로 위장되어 선물로 전해졌다.
만화
『모래의 장미』
테러리스트에 의해 제조된 초소형 핵폭탄을 회수하기 위해 대테러 부대의 주인공들이 출동한다.
게임
『배틀필드 3』
싱글 플레이 ‘OPERATION GUILLOTINE’에서 주인공 헨리 블랙번들이 발견한 소형 핵폭탄은 운반 케이스의 외관이 SADM과 닮았다. 대형의 수용 용기의 빈 스페이스로부터 원래는 3발 수납되고 있었지만, 발견시에는 1발 밖에 들어가 있지 않고, 이쪽은 「FEAR NO EVIL」로 블랙번들의 손에 의해 헬기에 태워 안전 권으로 옮겨졌다. 그리고 남은 2발은 솔로몬과 PLR에 의해 파리와 뉴욕으로 옮겨졌고, 전자는 'COMRADES'의 종반에 폭발해 파리 시민 8만명을 죽일 수 있는 대참사를 일으키지만, 후자는 'THE GREAT DESTROYER'로 블랙 번이 솔로몬과의 싸움에서 승리하여 폭발을 막았다.
KAFFAROV의 아미르 카파로프와 또 다른 주인공 디마 디미트리 마야코프스키의 말, 그리고 블랙번을 심문하는 CIA의 심문관의 말을 종합하면, 소형 핵폭탄은 러시아제로 카파로프가 솔로몬의 뜻에 의해 조달 한 것이며, 그 위력은 러시아의 가방 핵폭탄과 일치한다는 것.
사이버펑크 2.0.2.0 및 사이버펑크 2077
제4차 기업 전쟁에서 아라사카 타워를 파괴하기 위해 밀리테크의 돌입부대가 사용. 당초는 타워만 파괴할 예정이었지만 지상 120층에서 폭발했기 때문에 나이트 시티 중심부가 괴멸했다.
충돌의 크기와 빈도
대기에 돌입하는 화구.
지구는 작은 천체들과 자주 충돌한다. 천체의 크기와 그 크기의 천체가 지구를 때리는 빈도는 역전관계에 있기 때문이다. 달의 충돌구들을 살펴보면, 어느 크기의 충돌구의 수는 그 충돌구의 지름의 세제곱수에 대략 반비례해서 줄어드는데, 충돌구의 지름은 평균적으로 충돌체의 지름에 비례한다.[3] 지름 1 km의 소행성이 지구와 충돌할 확률은 500,000년에 한 번 꼴이며,[4] 지름 5 km짜리의 제법 큰 충돌은 대략 천만 년에 한 번 꼴로 일어난다. 지름 10 km 이상의 초거대 충돌 중 가장 최근에 일어난 것은 백악기-제3기 대멸종을 일으킨 칙술루브 충돌구 충돌인데, 이것은 6천 5백만 년 전에 일어난 것이다.
지름 5 ~ 10 m 크기의 소행성은 지구 대기로 한 해에 한 개 꼴로 떨어지는데, 이 정도 크기의 소행성은 히로시마에 투하된 원폭 리틀 보이 만큼의 에너지(TNT 15 kt)를 가지고 있다. 이것들은 보통 대기 상층 중간권에서 폭발해 버리고, 그 구성 물질들은 증발해 버린다.[5] 지름 50 m 이상의 물체가 지구와 충돌할 가능성은 천 년에 한 번 쯤 되는데, 1908년의 퉁구스카 폭발사건 때와 비슷한 크기의 폭발을 일으킨다.[6] 지름 1 km 이상의 소행성 중 (29075) 1950 DA가 2880년 3월 16일에 지구와 충돌할 가능성이 있는 것으로 보고되고 있다.[7]
지름이 10 m보다 작은 천체를 유성체라고 하고, 유성체가 땅에 떨어진 것을 운석이라고 한다. 매년 500여 개의 운석이 지상에 도달하지만, 그 중 형체를 보존해서 과학자들에게 발견되는 것은 5 내지 6개도 채 되지 않는다.
대충돌의 지질학
지구는 거대한 소행성이나 혜성의 충돌로 인한 대파국의 시기를 여러 번 겪었다. 이 대충돌들 중 몇은 막대한 기후 변화를 불러왔으며, 그로 인해 엄청난 수의 식물과 동물 종이 사라지는 대량 멸종을 초래했다.
달은 지구 역사의 초기에 엄청난 대충돌을 거쳐 만들어진 것으로 생각된다. 지구의 역사 초기의 대충돌은 파괴적이기만 한 것이 아니라 생산적인 면도 있었다. 혜성이 충돌함으로써 지구에 물이 생겼다는 가설이 있으며, 생명의 기원에 대해서도 충돌하는 천체가 유기 분자나 생명체를 지구 표면에 옮겨줬다는 견해가 존재한다. 이런 견해를 범종설(汎種說, panspermia)이라고 부른다.
유진 슈메이커는 운석 충돌이 지구에 영향을 끼칠 수 있다는 것을 최초로 증명한 사람이다.
지구의 역사에 대한 이런 견해는 비교적 최근까지 부각되지 못했는데, 직접적인 관측 증거가 부족했고, 침식·풍화에 지구에 충돌한 흔적을 알아보기 어려웠기 때문이다. 애리조나 주의 배링거 충돌구 같은 대규모의 지구상 충돌사건의 증거는 매우 드물었다. 오히려 이런 충돌구가 화산 활동의 결과물이라는 생각이 팽배해 있었다. 예컨대 배링거 충돌구는 선사시대의 화산 폭발로 만들어졌다고 생각되어 왔다(서쪽으로 불과 30 km에 화산성의 샌프란시스코 산괴가 있기 때문에 불합리한 가설은 아니다). 달 표면의 충돌구도 비슷한 논리에 의해 화산 활동의 결과물로 여겨졌다.
충적세의 충돌사건
퉁구스카 폭발사건 당시 넘어진 나무들.
미국 지질조사국에 소속되어 있던 유진 슈메이커는 임팩트 비율을 추산하여, 히로시마를 파괴한 핵폭탄과 동일한 위력의 충돌사건이 1년에 한 번 꼴로 발생한다는 결론을 시사했다.
I 유형 — 문명이 하나의 행성에 내리쬐는 에너지를 100% 이용하는 유형으로, 대략 1016 혹은 1017 와트이다.[1]. 실제의 숫자는 일정치가 않다. 지구는 태양으로부터 약 1.74 ×1017 W (174 페타와트)정도의 에너지를 받는다고 추산된다. 카르다쇼프 척도의 원본 I 유형의 정의는 4 ×1012 W이다. (카르다쇼프의 I 유형의 원 정의는 "현재 지구의 기술수준과 유사하다"인데, 여기서 현재는 1964년을 의미한다[2].)
II 유형 — 문명이 하나의 항성에서 나오는 에너지를 100% 이용하는 유형으로 약 4 ×1026 W 정도이다.[1] 이 수치도 일정하지 않다; 태양에서 최대한으로 뽑을 수 있는 에너지는 3.86 ×1026 W 인데비해, 카르다쇼프 척도의 원 정의는 4 ×1026 W이다.[2].
III 유형 — 문명이 은하에서 나오는 에너지를 100% 이용하는 유형으로, 대략 4 ×1037 W 정도이다.[1] 이 수치는 극단적으로 일정하지 않으며, 은하는 너무 크기가 거대하기에, 대락적으로 은하수에서 뽑아 낼 수 있는 에너지로 통계를 낸다. 카르다쇼프의 원 III 유형의 정의는 4 ×1037 W이다.T[2].
카르다쇼프의 척도는 가설일 뿐이나 SETI 연구자, 과학 소설 작가들, 그리고 미래학자들의 이론적인 프레임워크 생성에 사용된다.
에너지 총계를 멀리 추측해볼 때, 10초 동안의 뉴트리노 폭발로 초신성이 폭발할 때 1046 줄이 나오는 것에 대해서 생각해 볼 필요가 있는데,[3] 이건 대략 III 유형의 문명 1000개를 1년 이상 운영할 수 있을 정도의 에너지이다.
현재 인류문명의 상태
현재 인류는 태양으로부터 받고 있는 에너지를 100% 이용하는 I 단계 문명에 근접하고 있으며, 현재 인류문명은 0 유형이다. 비록 카르다쇼프의 원 제안이 중간 값으로 이야기되고 있지 않지만, 칼 세이건은 카르다쇼프의 원 제안을 보완, 외삽하면 쉽게 정의를 내릴 수 있다고 주장하였다. 1973년 칼 세이건은 인류 문명이 0.73이라 계산해내었고, 이건 카르다쇼프의 0 유형과 I 유형과 관련성이 있다.[4]
카르다쇼프의 척도는 이 공식을 사용한다:
K = log 10 W − 6 10 {\displaystyle K={\frac {\log _{10}{W}-6}{10} {\displaystyle K={\frac {\log _{10}{W}-6}{10}
K {\displaystyle K} K는 문명의 카르다쇼프 척도이며, W {\displaystyle W} W는 에너지원에서 방출하는 에너지이다. 칼 세이건은 10 테라와트를 W {\displaystyle W} W로 잡았고, 현재 제안된 값보다 훨씬 높아지게 되었다.[5] 세이건의 과대평가는 인류 문명의 K {\displaystyle K} K수의 작은 차이점에 관계하고 있다(밑의 표 참조). 게다가 칼 세이건은 카르다쇼프 척도와 비슷한 척도를 만들었고(그의 척도는 정보의 양으로 분류한다), 1973년 인류문명을 0.7H 문명으로 규정하였다. (H는 1013 비트정도의 정보와 유사하다).[1]
국제 에너지 기구의 예상치의[5] 과거와 예측된 행성에너지의 양은 카르다쇼프 척도로 어림된다:
Year 에너지 생산 카르다쇼프 척도
엑사줄/년 테라와트 쿼드/년[6] mtoes/년[7]
1900 21 .67 20 500 0.58
1970 190 6.0 180 4500 0.67
1973 260 8.2 240 6200 0.69
1985 290 9.2 270 6900 0.69
1989 320 10 300 7600 0.70
1993 340 11 320 8100 0.70
1995 360 12 340 8700 0.70
2000 420 13 400 10000 0.71
2001 420 13 400 10000 0.71
2002 430 14 410 10400 0.71
2004 440 14 420 10600 0.71
2010 510 16 480 12100 0.72
2030 680 22 650 16300 0.73
문명과의 관련
많은 역사적 예들, 예를 들어 산업혁명과 같이 문명은 거대한 규모의 변이를 받는다. 문명이 가능한 자원을 한계까지 다 써버리거나 새로운 에너지원을 개발 혹은 발견하여, 카르다쇼프 척도의 유형이 변경될때는 사회적 대변동이 일어날 가능성이 매우 크다.
최근 이론의 진전은 마그네타에서 팽창하는 초신성 잔해까지의 에너지 쇠퇴(deposition)가 아마 적게 관측된 매우 밝은 초신성의 경우를 설명할 수 있을 것임을 시사한다. 전통적으로 그러한 밝은 사건은 매우 거대한 별이 쌍불안정 초신성(또는 맥동 쌍불안정 초신성)이 될 때 일어난 것이라고 여겨지고 있다. 그러나, 2010년 UC 버클리, 산타 크루즈, 산타 바바라에서 발표된 두 논문[3][4]은 SN 2005ap나 SN 2008es처럼 현재까지 관측했던 가장 밝은 사건 일부를 설명하기 위해 준분석적이고 수적인 모형을 제공했다. 벨파스트 퀸즈 대학교의 퀸즈 수리 물리 스쿨에 있는 천체물리학 연구 센터의 매트 니콜에 의해 주도된, 새롭게 발견된 밝고 일시적인 PTF 12dam을 동일한 메커니즘을 통해 설명하는 연구의 결과가 2013년 10월 17일 네이처지에 발표되었다.[5][6]
개요
다른 중성자성들과 같이, 마그네타는 직경이 약 20 km(10 마일) 정도고, 질량은 태양보다 크다. 마그네타의 내부의 밀도는 골무 크기에 1억 톤이 넘는 물질이 들어있을 정도다.[1] 마그네타는 다른 중성자성과 강력한 자기장을 가지고 있고, 회전이 느려지고 있는지에 따라 구별된다. 그리고 대부분의 마그네타는 일반적인 중성자성의 회전이 1초보다 짧은데 비해 10초에 정확히 한 번 회전한다.[7] 이 자기장은 매우 강력한 특유의 X-선과 감마선의 폭발을 일으킨다. 마그네타의 활동 수명은 짧다. 마그네타의 강력한 자기장은 약 10,000년 정도 지속되다 붕괴하는데, 그 후 활동과 강한 X선 방출이 중단된다. 지금까지 관측된 마그네타의 개수를 통해 우리 은하에 있는 비활동적인 마그네타의 수를 3,000만개 이상으로 추정하기도 한다.[7]
마그네타의 표면에서 발생하는 성진(Starquake)은 자기장을 불안정하게 만들고, 종종 매우 강력한 감마선 방출로 이어진다. 1979년, 1998년, 2004년 기록된 것이 그러한 예다.[8]
자기장
마그네타는 10기가테슬라(1010T)만큼의 매우 강한 자기장을 가지고 있다. 이는 인간이 만든 자기장보다 10만 배 강한 것이며,[9] 지구를 둘러싸고 있는 자기장보다 1,000만 배 강하다.[10] 2010년 기준으로, 마그네타는 우주에서 발견된 천체 중에서 자기장이 가장 강한 천체이다.[8][11]
10기가테슬라(1010T)의 자기장은 지구에서 접하는 자기장에 비하여 매우 크다. 지구는 30 ~ 60마이크로테슬라의 지자기장을 가지고 있으며, 네오디뮴 자석은 대략 1테슬라의 자기장과 4.0×105J/m3의 자기 에너지 밀도를 가지고 있다. 10기가테슬라의 자기장을 봤을 때, 4.0×1025J/m3의 에너지 밀도는 E/c2에 의하여 납보다 10,000배 높은 수치다. 마그네타의 자기장은 1,000 km의 거리에서 조차도 치명적이며, 물의 반자성 때문에 조직을 찢는다. 지구와 달 사이의 절반에 해당하는 거리에 마그네타가 있다면 지구 상의 모든 신용카드 정보를 제거할 수 있다.[12]
사이언티픽 아메리칸 2003년 2월호의 커버 스토리에 소개됐다시피, 놀랄만한 현상이 마그네타의 자기장에서 일어난다. “X선 입자는 쉽게 2개로 분열하고 서로 합쳐지기도 한다. 진공에서는 극성을 띠며, 강한 복굴절 현상이 일어난다. 원자는 전자의 양자 상대론적 파장보다 긴 원통형으로 변형된다.”[2] 대략 105 테슬라의 장에서의 원자 오비탈은 막대기 형태로 변형되며, 1010 테슬라의 장에서는 수소 원자의 축의 반지름이 보통 때보다 200배 줄어든다.[2]
자기장의 근원
대부분의 익숙한 자기 현상들은 전자기와 관련 있지만, 자성의 두 번째 원인은 아원자 입자의 스핀 자기모멘트 때문이다. 스핀 자기모멘트는 마그네타의 자기장의 원인이 되며, 또한 NMR, MRI에도 이용된다.
형성
이 사진은 직경이 7광년인 마그네타 주위의 가스 원반을 적외선으로 찍은 사진이며, 마그네타 SGR 1900+14는 사진 정중앙에 위치해있다. 마그네타는 이 파장으로는 볼 수 없지만, X선으로는 가능하다.
초신성이 중성자별로 붕괴할 때, 그 자기장은 급격히 증가한다. 별의 반경이 반으로 줄면서 자기장은 4배로 증가한다. 덩컨과 톰슨은 다이너모 이론을 통하여 한 중성자별의 자기장이 108테슬라임을 계산했는데, 그 수치가 점점 증가하여 1011테슬라 이상이 되었다. 이는 마그네타였다.[13]
초신성은 폭발할 때 질량의 10%를 잃는다. 거대한 별(태양질량의 10 ~ 30배)이 곧바로 블랙홀로 붕괴하지 않기 위해, 많은 질량(전체질량의 80%)을 버린다. 이는 표준 중성자별이나 펄사보다 더 많은 초신성 폭발의 10개중 1개가 마그네타가 된다는 것을 말해준다.[14]
역사
1979년의 발견
1979년 3월 5일, EST 시각으로 10:51분경, 두 우주선은 태양계로부터의 감마선 방출을 맞았는데, 두 우주선에서 보통 초당 100회에서 200,000회 이상으로 관측됐다.[2]
이 감마선 폭발은 빠르게 퍼져나갔고, 11초 후, 나사(NASA)의 탐사선인 헬리오스 2호가 그 폭발의 영향을 받았다. 곧 금성을 강타했고, 파이오니어 호의 탐지기가 폭발의 영향으로 통제를 잃었다. 몇 초 후, 복사파를 지구에서 받았고, 파장이 태양계를 벗어나기도 전에, ICE를 때렸다. 이 극도로 강한 감마선 폭발 방출 현상은 지금까지 관측된 태양계 외의 폭발보다 100배 이상 강한 폭발이었다. 감마선은 광속으로 이동하기 때문에, 지구 상에서 뿐만아니라, 조금 떨어진 우주선에서도 펄스를 기록했는데, 2각초의 오차로 계산됐다.[15].[8] 별의 잔해와 일치하는 곳에는 B.C. 3000년 경 초신성이 존재했다.[8]
알려진 마그네타
2004년 12월 27일, SGR 1806-20로부터 감마선 폭발이 태양계 내부로 들어왔다 (아티스트의 개념도). 폭발은 너무 강해서 지구의 대기에 영향을 주며, 그 유효거리는 50,000광년 이상이다.
현재(2009년), 마그네타는 13개가 알려져 있고, 5개 이상이 검증 절차를 밟고 있다.
SGR 1806-20: 지구로부터 50,000광년 떨어져 있고 궁수자리의 은하수 바깥쪽에 위치해 있다.
SGR 1900+14: 지구로부터 20,000광년 떨어져 있고 독수리자리에 위치해 있다. 2008년 5월 29일, 나사(NASA)의 스피처 우주 망원경이 이 마그네타 주위의 물질 고리를 발견했다. 이것은 1998년의 폭발로 인한 것으로 추정된다.
SGR 0501+4516
1E 1048.1-5937: 지구로부터 9,000광년 떨어져 있고 용골자리에 위치해 있다. 마그네타가 되기 전의 원래의 별은 태양질량의 30 ~ 40배였다.
2008년 9월, ESO 보고서에서 한 천체가 초기형 마그네타로 판명났다. SWIFT J195509+ 261406으로 명명된 이 천체는 감마선 방출로 인하여 발견됐다.[16].
CXO J164710.2-455216: 거대한 은하 성단인 웨스터룬드 1에 위치해 있다.
구조
로마 극장은 스페인에서 중동까지 로마 제국의 판도 곳곳에 건설되었다. 로마의 건축이 각지의 건축 기법에 영향을 미치고 세계에 로마 극장의 특징을 갖춘 극장이 건설되었다.
로마 극장은 기본적으로 반원형이며, 위치에 따라 약간의 차이는 있지만, 일정한 고유한 건축 구조로 되어 있었다.
기본적으로 원자핵은 내부의 양성자로 인해 양전하를 띠므로 두 개의 원자핵이 서로 접근하게 되면 전기적인 척력에 의해 서로 밀어내게 된다. 하지만 원자핵을 초고온으로 가열하면 원자핵의 운동에너지가 전기적 척력을 이겨내어 두 원자핵이 서로 충돌하게 된다. 그리고 이후에는 두 원자핵 사이에 강력한 인력이 작용해 하나의 원자핵으로 결합될 수 있다. 가장 가벼운 원소인 수소의 원자핵끼리 핵융합을 위해 필요한 온도는 대략 1억℃({\displaystyle 10^{8}10^8℃) 이상이며, 더 무거운 원자핵들 간의 핵융합에는 더 고온의 환경이 필요하다.
지구의 원소들 중, 철의 원자핵은 모든 원자핵 가운데 가장 강한 결합 에너지를 가지고 있으며, 가장 안정되어 있다. 그러므로, 철보다 가벼운 원자핵들 사이의 핵융합 반응에서는 일반적으로 주변으로 에너지를 방출하며, 철보다 무거운 원자핵들 사이의 핵융합 반응에서는 주변으로부터 에너지를 흡수한다.
다음은 가장 가벼운 원소인 수소를 활용한 핵융합반응의 대표적인 세 가지 유형이다
1. {\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D {+}^{3}_{1}T->^{4}_{2}He(3_.5MeV) {+}n(14_.1MeV)}{\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D {+}^{3}_{1}T->^{4}_{2}He(3_.5MeV) {+}n(14_.1MeV)}
2. {\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D {+}^{2}_{1}D->^{3}_{1}T(1_.01MeV) {+}p(3_.02MeV)}{\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D {+}^{2}_{1}D->^{3}_{1}T(1_.01MeV) {+}p(3_.02MeV)}
3. {\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D{+}_{1}^{2}D->_{2}^{3}He(0_{.}82MeV){+}n(2_{.}45MeV)}{\displaystyle {\ce {^{2}_{1}D{+}_{1}^{2}D->_{2}^{3}He(0_{.}82MeV){+}n(2_{.}45MeV)}
*D는 중수소, T는 삼중수소, 2와 3의 반응은 각각 50%의 확률로 일어난다.
핵융합 발전은 위와 같은 수소의 핵융합반응 시 발생되는 에너지를 활용해 전기를 생산하는 발전방식이다. 화력발전이나 원자력발전에 비해 에너지 생산량이 훨씬 많고 환경오염 물질을 발생시키지 않는 장점 때문에 현재 많은 나라의 연구기관들이 국가적 또는 국제적 차원에서 활발히 연구를 수행하고 있다. 국제열핵융합실험로(ITER) 프로젝트가 대표적으로, 대한민국을 포함한 7개국이 참여하고 있다.
핵융합은 태양의 에너지원으로도 잘 알려져 있는데, 태양을 포함하여 대부분의 항성에서 일어나는 핵융합반응은 수소원자를 중수소(Deuterium) 또는 삼중수소(Tritium)로 융합하고, 이들을 헬륨 원자로 융합시키는 연속적인 핵융합반응이다.
무거운 원소의 핵융합은 초신성 폭발과 같은 극단적인 경우에 발생한다. 항성 및 초신성에서의 핵융합은 자연적으로 존재하는 원소가 만들어진 가장 주요한 원인이다.
원자핵을 서로 융합하게 하는 것은 아주 많은 에너지를 필요로 한다. 이는 가장 가벼운 원소인 수소에 대해서도 사실상 마찬가지이다. 하지만 가벼운 원소가 융합해서 무거운 원소 및 자유 중성자를 만들 때, 이 과정에서 발생하는 에너지는 융합하는 데 필요로 했던 에너지 이상이다. 이러한 에너지 생성 과정, 즉 발열반응은 핵융합 반응이 스스로 지속될 수 있도록 한다.
대부분의 핵반응에서 발생하는 에너지는 화학 반응에 의해 발생하는 에너지에 비해 매우 크다. 이는 원자핵을 함께 모아주는 결합 에너지가 전자와 원자핵을 모아주는 에너지보다 훨씬 크기 때문이다. 예를 들어, 전자를 수소에 붙여서 얻는 이온화 에너지는 13.6eV이며, 이는 중수소-삼중수소(D-T) 반응에서 발생하는 17MeV의 백만분의 일조차도 되지 않는다.
핵융합 필요조건
핵융합이 일어나기 위해서는 커다란 에너지 장벽을 극복해야 한다. 원자핵은 양전하로 대전되어 있기 때문에 전자기력에 의해 서로를 밀쳐낸다. 하지만, 두 원자핵이 충분히 가까워지면, 전자기력은 가까운 거리에서만 작용하는 거대한 힘인 강한 핵력 즉 강력에 의해 무시되게 된다. 실제로 가까운 거리에서는 강력>전자기력>약력>중력 순으로 힘의 크기가 크다. 많은 양의 에너지를 방출하는 핵융합반응을 하려면 열이 필요한데, 이것을 열핵반응이라고 한다. 열핵반응을 일으키려면 열을 약 1000만 도 가량으로 높여야 한다. 그러면 물질은 플라즈마라는 특이한 상태로 존재하게 되는데, 플라즈마는 자유 전자와 이온으로 이루어진 기체로 물질의 형태 중 4번째이다(기체와는 독립적으로 분류). 원자핵은 보통 서로 밀어내지만 약 1000만 도로 가열되면 원자핵은 매우 활발해져 서로 융합하게 된다.
핵자(즉 양성자 혹은 중성자)가 원자핵에 결합하면, 강한 핵력은 핵자를 다른 핵자로 끌어당기게 되며, 그 중에서도 가까운 거리로 인해 인접한 핵자에 더욱 밀착시킨다. 원자핵 내부의 핵자의 경우, 표면의 핵자에 비해 훨씬 인접하는 핵자가 많다. 원자핵이 작을수록 부피에 비해 표면적의 비율이 높아지므로, 강한 핵력으로 인한 핵자 당 결합 에너지는 일반적으로 원자핵의 크기에 비례하여 증가하게 된다. 하지만 이렇게 크기에 비례하여 증가하는 핵자 당 결합 에너지는 완전히 둘러싸인 핵자의 결합 에너지를 최댓값으로 가진다.
반면, 정전기력은 거리의 역제곱에 비례하므로(다른 말로 거리의 제곱에 반비례하므로), 원자핵에 추가된 양성자는 원자핵 내부의 모든 다른 양성자로부터 정전기 배척을 느낀다. 즉 원자핵이 커지면 커질수록 정전기력으로 인한 핵자당 정전기 에너지는 최대치 없이 계속 증가하게 된다.
상반된 두 힘의 결과로 말미암아 철과 니켈에 이르는 원소까지는 핵자 당 결합 에너지가 크기에 비례하여 계속 증가하며, 이후로는 감소하게 된다. 결국, 매우 무거운 원자핵에서 결합 에너지는 음수가 되며 불안정해지는 것이다. 가장 강하게 결합된 원자핵을 결합 에너지가 높은 순으로 4개 나열해보면 62Ni, 58Fe, 56Fe, 60Ni과 같다.[1] 비록 니켈 동위원소인 니켈-62가 더욱 안정할지라도 철 동위원소인 철-56이 수십배 더 흔하다. 이는 니켈-62가 항성 내부에서 광자 흡수를 통해 붕괴하는 경우가 훨씬 많기 때문이다.
이러한 일반적인 경향의 두드러지는 예외가 바로 헬륨-4 원자핵이다. 헬륨-4의 결합 에너지는 다음 원소인 리튬보다도 높다. 파울리 배타 원리는 이러한 예외적인 현상을 양성자와 중성자가 페르미온이며, 동일한 상태에 놓일 수 없기 때문이라고 설명한다. 각 양성자 혹은 중성자의 원자핵 내부에서의 에너지 상태는 동시에 위쪽 스핀 입자와 아래쪽 스핀 입자를 가질 수 있다. 헬륨-4는 두 양성자와 두 중성자를 가지고 있으며, 각 핵자가 모두 바닥 상태에 놓일 수 있는 이유로 해서 예외적으로 높은 결합 에너지를 지닌다. 여기에 어떤 핵자라도 추가된다면 보다 높은 에너지 상태로 변해야 한다는 것을 의미한다.
두 원자핵이 가까워지는 경우도 유사하다. 서로 가까워짐에 따라, 하나의 원자핵에 있는 모든 양성자는 다른 원자핵의 모든 양성자를 배척한다. 두 원자핵이 닿을 정도로 가까워지지 않고서야 강한 핵력은 작용할 수 없다. 결국, 최종 에너지 상태가 낮다고 하더라도, 처음의 반응이 시작되기 위해서는 엄청난 에너지 장벽을 넘어야만 한다. 이러한 에너지 장벽을 화학에서는 활성화 에너지라고 하며, 핵물리학에서는 쿨롱 장벽이라고 한다.
쿨롱 장벽은 수소의 동위원소에서 가장 낮다. 이는 수소는 원자핵 내부에 단지 하나의 양전하를 가지고 있기 때문이다. 양성자 두 개만은 불안정하며, 중성자가 관여해야만 한다. 즉 이러한 구성을 지닌 헬륨 원자핵이 이상적이며, 매우 강하게 결합되어 있다.
중수소-삼중수소 연료에서, 에너지 장벽은 0.1 MeV이다. 비교 대상으로, 수소에서 전자를 제거하기 위한 에너지는 13.6eV이며, 이 에너지의 7,500배가 필요한 것이다. 핵융합의 중간 생성물은 불안정한 헬륨-5 원자핵으로, 이는 순간적으로 14.1 MeV의 중성자를 방출한다. 남은 헬륨-4의 되튕김 에너지는 3.5 MeV이므로, 이 과정에서 발생하는 총 에너지는 17.6 MeV이다. 이 값은 에너지 장벽을 극복하기 위한 에너지보다 몇 배 높은 값이다.
만약 하나의 입자를 가속하여 다른 원자핵에 부딪힘으로 핵융합을 유발한다면, 이 핵융합은 빔-과녁 핵융합이라고 한다. 만약 두 원자핵이 모두 가속된다면 이는 빔-빔 핵융합이라고 한다. 원자핵이 열평형 근처의 플라스마의 일부라면, 이는 열핵 핵융합이라고 한다. 온도는 입자의 평균 운동 에너지의 증가 수단이며, 원자핵을 가열함으로써 입자는 에너지를 얻으며, 결국 0.1 MeV 장벽을 넘게 되는 것이다. 전자볼트와 켈빈간의 단위 변환은 0.1 MeV의 장벽은 1 기가켈빈의 매우 높은 온도에서 넘을 수 있다는 것을 보여준다.
실제로 필요한 온도를 낮출 수 있는 두가지의 효과가 존재한다. 하나는 위에서 언급한 1 기가켈빈이라는 온도가 평균 운동 에너지이며, 이 온도에서 일부 원자핵은 0.1 MeV보다 훨씬 높은 에너지를 가지며, 일부는 더 낮은 에너지를 가진다는 것이다. 즉 대부분의 핵융합 반응을 유발하는 것은 속도분포에서 고에너지쪽 끝 부분에 분포한 원자핵이라는 것이다. 다른 하나의 효과는 양자 터널링이다. 원자핵은 실제로 쿨롱 장벽을 완전히 극복할 만한 에너지를 가지지 않는다. 대신 거의 극복할만한 에너지가 되면, 남아있는 장벽을 터널링 효과를 이용해 뚫고 나갈 수 있다. 이러한 이유로, 낮은 온도에서도 비록 낮은 비율이기는 하지만 핵융합을 유도할 수 있다.
중수소-삼중수소 핵융합 반응은 70 keV (8억 켈빈)에 이르기까지 지속적으로 빠르게 증가한 뒤, 차츰 감소한다.
반응단면적 σ는 두 반응 원자핵의 상대 속도의 함수로서 핵융합 반응의 가능성을 나타내는 척도이다. 예를 들어, 열핵융합의 열분포로부터 속도분포를 구할 수 있으므로, 단면적과 속도의 곱의 분포에 대한 평균치는 핵융합의 확률을 의미한다. 반응률, 즉 단위 시간 및 단위 부피 당 핵융합의 수는 반응 물질 밀도의 곱의 <σv>배이다.
{\displaystyle f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle }f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle
특정 원자핵이 자기 자신과 핵융합을 한다면, 예를 들어, 중수소-중수소 반응 등에서는, {\displaystyle n_{1}n_{2}n_{1}n_{2}은 {\displaystyle (1/2)n^{2}(1/2)n^{2}로 치환되어야 한다.
{\displaystyle \langle \sigma v\rangle }\langle \sigma v\rangle 는 실내온도에서는 거의 0이다가 10- 100 keV정도가 되면 의미를 지니게 된다. 그 정도의, 즉 일반적인 이온화 에너지(수소의 경우 13.6 eV)를 아주 상회하는 온도가 되면, 핵융합 반응물질은 플라스마 상태에 놓이게 된다.
기기의 온도와 특정 에너지 가둠 시간에 대한 함수인 <σv>은 로슨 기준에 있어서 더욱 중요해진다.
연료 가둠의 방법
만약 핵융합으로 생산된 에너지가 연료 자체를 뜨겁게 유지할 정도가 되면 핵융합 반응은 스스로 지속될 수 있다.
중력 가둠 - 로슨 기준을 만족하면서 연료를 가둘 수 있는 하나의 힘은 중력이다. 하지만, 이 과정에서 필요한 질량은 너무 커서, 이러한 중력 가둠은 단지 항성에서만 구현될 수 있다. 보다 효율적인 융합 연료인 중수소가 사용된다고 하더라도, 달 크기의 질량이 필요하다.
자기 가둠 - 플라스마는 매우 효율적인 전기 전도체이므로, 자기장 역시 핵융합 연료를 가둘 수 있다. 여러 자기 배치가 사용될 수 있지만, 가장 기본적인 것은 거울 가둠과 토로이드 가둠이다. 대표적인 토로이드 가둠은 토카막(tokamak)과 스텔러레이터(stellarator)이다.
관성 가둠 - 세 번째의 가둠 방식은 빠른 에너지 펄스를 핵융합 연료에 주입하여, 동시 다발적인 "폭발"을 유도해 초고온, 초고압 상태를 유발하는 것이다. 만약 핵연료가 충분히 밀도가 높고, 충분히 온도도 높다면, 핵융합 반응률은 매우 높게 되어, 온도가 떨어지기 이전에 연료를 거의 소진할 수 있을 것이다. 이러한 극한의 조건을 만족하기 위해, 초기의 차가운 연료는 극히 폭발적으로 압축되어야 한다. 관성 가둠은 수소폭탄에서 사용되며, 수소폭탄에서는 핵분열 폭탄에 의해 발생하는 X선이 핵융합 반응을 촉진시킨다. 관성 가둠은 폭탄 등의 제어 불가능한 핵융합이 아니라, 제어 가능한 핵융합에서도 시도 되고 있으며, 이 경우의 핵융합은 레이저, 이온, 전자 광선 등에 의해서 촉발된다.
뮤온 촉매 핵융합 - 뮤온 촉매 핵융합은 상온에서 일어나며 안정하고 재생산 가능한 핵융합의 방법 중 하나이다. 이것은 1980년대 초에 Steven Jones 에 의해서 자세히 연구되었다. 뮤온을 생성시킬 때 필요한 높은 에너지, 2.2µs의 짧은 반감기 그리고 새로운 알파 입자에 뮤온 입자가 속박되어 뮤온 촉매 핵융합을 정지시킬 수 있는 높은 가능성 때문에 뮤온 촉매 핵융합으로 인한 순에너지 생산은 거의 불가능하다.
Other principles[edit source | edit] 몇몇 다른 가둠 방식 역시 연구 중이다. 이 가운데에는 Farnsworth-Hirsch fusor (관성 정전기 가둠), bubble fusion 등이 있다.
중요한 핵융합 반응
태양의 핵융합 반응
천체물리학의 연쇄 반응
자연에서 가장 중요한 핵융합 반응은 항성에 에너지를 공급하는 핵융합 반응이다. 4개의 양성자가 하나의 알파 입자로 융합하면서 두 개의 양전자, 두 개의 중성미자와 에너지를 방출한다. 하지만 항성의 질량에 따라 몇 개의 반응이 각각 관여하고 있다. 태양 및 그 이하의 질량을 가진 항성의 경우, 양성자-양성자 연쇄가 지배한다. 더 무거운 항성의 경우는, CNO 순환이 더욱 중요하다. 항성 핵합성을 참조하기 바란다.
항성 내의 온도와 밀도에서의 융합반응 속도는 매우 느리다. 예를 들어, 태양 중심의 온도(약 1500만 켈빈온도)와 밀도(세제곱 센티미터(CC) 당 160그램)에서 나오는 에너지의 양은 세제곱 센티미터 당 276 마이크로 와트 정도밖에 되지 않는다. 이것은 같은 부피의 쉬고 있는 사람 몸에서 생성되는 열의 4분의 1에 지나지 않는다. 따라서 실험실에서 항성 내부의 온도와 밀도를 만들어내는 것은 완전히 비실용적이다. 핵융합의 속도는 온도에 밀접하게 영향을 받기 때문에 (~exp(-E/kT)), 지상의 발전소에서 충분한 에너지 생성속도를 얻기 위해서는 행성 내부의 10에서 100배 정도 높은 온도, 즉 1억도에서 10억 켈빈온도가 요구된다.
지상 핵융합 반응의 조건 및 후보
인간이 만들어내는 핵융합에 있어서는 주 된 연료가 양성자에 국한되지 않으며, 보다 높은 온도 역시 사용될 수 있으므로, 반응 단면적을 보다 넓힐 수 있다. 이는 로슨 기준을 보다 완화시키며, 초기 반응 조건을 보다 완만하게 해준다. 또 다른 고려 대상은 중성자의 생산이다. 중성자의 생산은 삼중수소를 증식시킨다는 장점이 있다. 중성자를 발생시키지 않는 핵융합은 aneutronic(無-중성자)라고 불린다.
에너지원으로 사용되기 위해, 핵융합 반응은 다음과 같은 여러 조건을 만족해야 한다.
발열성 - 발생한 에너지로부터 핵융합을 계속 유지해야하므로 발열반응이어야 한다는 것은 명백하다. 하지만 이 조건으로 말미암아 연료는 결합 에너지 곡선에 있어서 양성자 수가 낮은 영역에 국한된다.
양성자 수가 적은 원자핵 - 핵융합이 일어나기 위해서는 원자핵이 서로의 양성자끼리의 정전기력을 극복하고, 충분히 가까워져야 한다. 즉 양성자 수가 많으면 정전기력이 강해지며, 핵융합이 어려워지며, 양성자 수가 적은 원자가 반응 물질이 되어야 한다.
두 개의 반응 물질 - 항성 밀도 이하에서는, 세 물체가 융합한다는 것은 일어나기 힘든 일이다.
둘 이상의 생성물 - 이는 전자기력에 의존하지 않고도 에너지 및 운동량이 동시에 보존되도록 해준다.
양성자와 중성자 수의 보존 - 약한 상호작용에 대한 반응단면적은 너무 좁다.
소수의 반응만이 이러한 조건을 만족한다. 다음은 반응단면적이 가장 큰 (그리고 조건을 만족하는) 반응들이다.
(1) D + T → 4He (3.5 MeV) + n (14.1 MeV)
(2i) D + D → T (1.01 MeV) + p (3.02 MeV) 50%
(2ii) → 3He (0.82 MeV) + n (2.45 MeV) 50%
(3) D + 3He → 4He (3.6 MeV) + p (14.7 MeV)
(4) T + T → 4He + 2 n + 11.3 MeV
(5) 3He + 3He → 4He + 2 p + 12.9 MeV
(6i) 3He + T → 4He + p + n + 12.1 MeV 51%
(6ii) → 4He (4.8 MeV) + D (9.5 MeV) 43%
(6iii) → 4He (0.5 MeV) + n (1.9 MeV) + p (11.9 MeV) 6%
(7) D + 6Li → 2 4He + 22.4 MeV
(8) p + 6Li → 4He (1.7 MeV) + 3He (2.3 MeV)
(9) 3He + 6Li → 2 4He + p + 16.9 MeV
(10) p + 11B → 3 4He + 8.7 MeV
p (프로튬), D (중수소), T (삼중수소)는 모두 수소의 동위원소이다.
제동복사 손실
핵융합을 겪고 있는 이온은 그 자체로만 핵융합을 하는 것이 아니라, 전자와 함께 하는데, 전자는 이온을 중화시키며 플라스마를 형성한다. 전자의 온도는 일반적으로 이온의 온도 이상이므로, 이온과 충돌할 경우 제동복사를 방출한다. 태양 및 항성은 제동복사에 대해 불투명체이지만, 지상에서 이루어지는 핵융합로는 연관된 파장에 대해 광학 깊이가 얕다. 제동복사의 경우 반사하기도 힘들뿐더러 전기로 바꾸기도 어렵다. 그러므로 핵융합시 제동복사 손실 비율은 중요한 이득의 척도가 된다. 이 비율은 일반적으로 전력을 최대화하는 온도보다 훨씬 높은 온도에서 최대치를 가진다.
연료 Ti (keV) P핵융합/P제동복사
D-T 50 140
D-D 500 2.9
D-3He 100 5.3
3He-3He 1000 0.72
p-6Li 800 0.21
p-11B 300 0.57
오른쪽 표는 몇몇 반응에 대한 대략적인 최적 온도 및 해당 온도에서의 전력 비를 나타낸다.[2]
하지만 핵융합의 제동복사에 대한 실질적인 비율은 여러 이유로 인해 상당히 낮아진다. 이는 계산에서 사용된 가정과 실제가 차이를 보이기 때문이다. 첫 번째 이유는, 위 계산은 핵융합 생산물의 에너지가 우선 연료 이온으로 완전히 전달되고, 이후 전자와의 충돌로 인해 에너지를 손실 한 뒤, 제동복사를 통해 에너지를 손실한다는 것을 가정하고 있다. 하지만, 핵융합 생산물은 연료 이온보다 훨씬 빠르며, 많은 경우 직접 전자로 에너지를 전달한다. 둘째로, 플라스마는 단순히 연료 이온만으로 구성되어 있다고 가정되었다. 하지만 실제로, 상당한 비율이 불순 이온이며, 이 이유로 핵융합의 제동복사에 대한 비율은 보다 낮다. 또한 모든 제안된 가둠 방식에 있어, 핵융합 생산물은 에너지를 전달할 때까지 반드시 플라스마로 존재하야하며, 그 후에도 일정 시간 플라스마로 유지된다는 가정이 있다. 마지막으로, 제동복사를 제외한 에너지 손실의 모든 경로는 무시되어있다.
설명
SSBN은 러시아의 R-29나 미국의 트라이던트 미사일을 장착해야 하기 때문에, 다른 잠수함들 보다 크다. 옛날 모델들은 반드시 수면으로 부상한 다음에야 미사일 발사가 가능했으나, 오늘날에는 보통 용골 깊이인 수중 50 m 정도에서 잠수한 상태로 미사일을 발사할 수 있다.
프랑스는 영국과 동일하게 배수량 12000톤급 트리옹팡급 잠수함(SSBN) 4척을 사용중이다. 프랑스에는 이 4척의 잠수함이 유일한 핵무기 공격수단이다. 공군과 육군에는 핵미사일이 없다. 트리옹팡(94년), 테메레르(98년), 비질런트(03년), 테러블(08년)이 진수되었다. 2척은 언제든지 원하는 때에 순찰 임무를 수행할 수 있도록 한다.
디젤 추진 탄도유도탄 잠수함은 대한민국과 조선민주주의인민공화국이 보유 중으로, 조선민주주의인민공화국의 신포급 잠수함, 조선민주주의인민공화국 3천톤급 잠수함과 대한민국의 도산 안창호급 잠수함이 있다. 다만 2021년 이후 이 잠수함들 중 누가 최초로 탄도미사일 발사 기술을 보유하였는지는 대한민국과 조선민주주의인민공화국 양측 사이에서 논쟁이 있다. 대한민국은 2021년 도산 안창호급에서 발사한 현무 4-4 미사일이 최초라고 주장하고 있으며, 조선민주주의인민공화국은 2016년에 자신들이 발사한 북극성 1호 미사일이 최초라고 주장하고 있다.
전자기 환경
현대전은 전자장비에 크게 의존하게 되면서 전자는 군사작전에 점점 더 중요하게 되었고 전자기 스펙트럼의 복잡한 정보환경에서 군사작전을 수행하게 되었다. 이러한 정보 환경적인 부분을 전자기 환경(EME)이라고 한다. 전자기 환경에 방해 받지 않으면서 전자기 환경을 이용해 군사작전을 지원해야 할 필요성이 생겨났다. 전자전은 정보 전쟁이며 더 구체적으로는 공격과 방어 정보 제압이 요소이다.
역사
적의 유선통신 케이블을 절단하거나 전화기를 케이블에 연결해 도청하는 것이 원시적인 전자전의 형태였다. 최초의 전자전은 1904년 러일 전쟁에서 러시아 함대가 일본의 사격 지휘 정보의 무선 통신을 방해하면서 현대적인 전자전이 시작되었다.제2차 세계 대전에서 레이다 기술이 발전했고, 영국 본토 항공전과 마리아나 해전에 영향을 주었다. 걸프전에서 다국적군의 전자전 공격으로 이라크군의 방어시스템과 지대공 미사일을 무력화하는데 영향을 주었다.
항전장비
GaAs 소자 기반의 레이더보다 수십배는 성능이 현대화된 GaN 소자 기반의 레이더가 개발되어 배치되고 있고[1] 600km거리를 탐색가능한 전투기용 레이더도 등장했으나[2] 전세계의 90% 이상의 공군기들은 아직 EA-18G 그라울러의 전파 방해 거리 이상을 탐색하는 능력이 없는 상태이다. 전쟁이 개시되면 가장 먼저 작전하며 적군이 제일 먼저 보는 기체가 EA-18G이며, 방공 탐색망을 무력화시킨 상황에서 적군은 미 공군기가 어디 있는지 알지도 못한채 전쟁을 치뤄야 한다.
북한
미국·일본 자유 진영에 비해 열등한 공군 장비를 가진 북한은 정상적인 방법으로는 대항할 수가 없다. 이라크 전쟁 당시, 이라크 공군기는 출동 후 평균 100초 만에 미국 공군기에게 격추당했었는데 이는 항전장비의 격차 때문였다. 북한은 이 당시의 이라크보다 나은 공군기가 없다. 북한이 선택한 방법은 전파 교란 능력을 키워서 저항하는 방법을 택했다. 북한은 꾸준히 GPS 교란 및 전자전 능력을 육성했고 실제로 이 능력으로 도발한 경우가 수차례 존재한다.[3] 열등한 공군을 극복하려는 노력이며 북한은 꾸준히 적국의 공군 정보를 취득하길 시도하고 있는데 2021년, 북한으로 간주되는 해커에게 한국형 전투기, 한국형 로켓등이 해킹되는 사태가 발생했다.[4][5][6]
세분화
전자 공격
<nowiki /> 전자 방해책 문서를 참고하십시오.
전자공격(Electronic Attack; EA), 전자방해책(ECM)의 사용과 관련하여 전자기 에너지에 직접 영향을 미칠 의도로 인력, 시설, 또는 장비를 공격하여 전자기 방사 무기를 무력화하여 전투 능력을 파괴하는 것을 말한다. 전자공격의 예로써 통신방해, 레이다 교란, 지향성에너지 무기/레이저 공격, 소모성 유인체(플래어 및 채프) 및 무선·원격조종 급조폭발물(RCIED)등이 있다.
전자 보호
<nowiki /> 전자 방해 방어책) 문서를 참고하십시오.
전자보호(Electronic Protection; EP), 상대의 전자 공격(EA) 활동에서 자기편의 부대, 장비, 작전 목적을 보호하는 모든 활동을 말한다. 전자보호는 자기편의 전자공격의 영향을 회피하기 위해서도 이용된다.
전자 지원
<nowiki /> 전자 지원책 문서를 참고하십시오.
전자지원(Electronic Support; ES), 자신의 전자기 스펙트럼 차단하고 상대의 전자기 스펙트럼 에너지를 수집, 도청, 분석하여 위협을 인식하고 전자전 활동(위협회피, 추적 등)을 지원하기 위한 것을 말한다.
전자전기
미국
EA-18G : ALQ-99를 무장해서 사용하며 전파 간섭 거리는 최대 160km다. (전자전기의 최대 전력사용량은 211kW)
EC-37B : (전자전기의 최대 전력사용량은 480kW)
일본
YS-11EA : J/ALQ-7 전파방해 포드를 무장하고 있는 전자전기이다.
EC-1 : 전자전 훈련기 명목으로 배치했으나 사실상 전자전기이다.
RC-2 : 전파정보 수집기이다.
러시아
Il-22PP : 러시아가 개발한 전파방해 능력을 가진 전자전기이다.
중국
J-15D : J-15를 개량한 전자전기이며 200km 거리의 전파 간섭을 할 수 있다.
계산 가능성 이론의 기초는 가산 집합 상에서 함수의 해를 찾는 문제와 관련이 있다. 1930년대 불완전성 정리와 함께 람다 대수와 튜링 기계라는 계산 모형이 만들어지면서, 어떤 집합이 효율적으로 계산 가능한지의 문제는 실질적으로 그 집합을 효율적으로 계산해 내는 함수를 만들어 내는 것과 같은 일이 되었다. 계산 가능성 이론의 초기 성과는 이들 집합을 계산적으로 동치인 것들로 묶어 위계로 분류한 것이다. 수학적으로 유한히 정의된 함수를 계산 가능성에 따라 분류했을 때 어떤 함수의 계산 가능성 문제를 다른 함수(다른 함수들)의 문제로 환원할 수 있다는 것을 보임으로써, 굳이 알고리즘 자체를 증명에 끌어들이지 않고도 계산 가능성을 증명할 수 있는 것이다. 이에 따라 대안적인 공리계를 모색하기 위한 이론적 토대가 마련되었고, 수리논리학과 증명론에서 직관주의가 입지를 공고히 했으며, 유형 이론과 고차 논리, 자연 연역, 헤이팅 대수의 비약적 발전에 영향을 주었다.
계산 복잡도 이론에서는 계산 가능한 집합을 그 함수의 해를 찾는 효율적인 알고리즘에 의해 소모되는 시공간적 자원의 추세를 토대로 분류한다. 이에 따라 계산 복잡도 이론과 계산 가능성 이론 중 어느 쪽이 상위의 개념인지에 관해 다소 논쟁이 있다.
소개
컴퓨터 과학의 핵심과제는 컴퓨터로 푸는 문제들을 이해하여 연산장치의 한계를 밝히는 것이다. 현대의 연산장치는 거의 무한대의 계산능력을 지닌 것처럼 보인다. 그래서 충분한 시간이 있으면 우리는 어떤 문제든 컴퓨터로 풀 수 있을 거라고 생각하기 쉽다. 그러나 문제가 쉬워 보이고 또 엄청난 자원이 주어졌다고 해도 컴퓨터의 계산능력에는 한계가 있으며 한계성을 증명할 수 있다.
컴퓨터 과학자들은 이 분야를 연구하기 위해 주로 컴퓨터가 다음 문제를 대답할 수 있는지에 역점을 둔다.
형식 언어가 주어지고, 문자열 하나가 있다, 이 문자열이 그 언어의 원소인가?
주어진 언어를 소수(2,3,5,7,11...) 길이의 문자열 집합이라고 정의하자. 그러면 어떤 문자열이 주어진 언어의 원소인지는 주어진 문자열의 길이가 소수인지와 같은 문제가 된다. 다른 예로 회문의 집합이나 'a'로만 이루어진 모든 문자열의 집합 등을 생각할 수 있다. 컴퓨터가 이러한 문제를 다루는 경우는 매우 흔하다.
그렇다면 어떤 관점에서 문제가 어려운지를 판단해야 하는가? 특정한 문제가 컴퓨터로 풀기에 얼마나 난해한지를 어떻게 정의할 것인가? 이러한 물음에 답하는 것이 계산가능성 이론의 목적이다.
계산 모형
계산 가능성 이론의 핵심과제를 풀기 위해서는 먼저 컴퓨터를 정의해야 한다. 계산에 쓰이는 많은 모형중에서도 가장 널리 알려진 모형은 튜링 기계이며 현존하는 가장 강력한 모형이다. 여기에 다음과 같은 다른 형태의 모형도 존재한다.
결정적 유한 상태 기계
비교적 간단한 이 계산모형은 결정적 유한 오토마타(deterministic finite automaton, DFA), 간단히 유한 상태 기계로 불린다. 현존하는 모든 연산 장치들은 유한 상태 기계모형으로 설명 가능하다. 유한 상태 기계는 상태, 입출력, 입력에 따른 상태 천이식으로 구성된다. 입력 장치에서 한번에 문자 한개를 전달하면, 현재 상태에 있어서의 상태 천이는 입력에 따라 이루어진다. 만약 입력에 맞는 상태 천이가 존재한다면, 기계는 새로운 상태로 변하게 된다. 일부 상태는 수락(accepting) 상태로 정의되는데, 일련의 입력 끝에서 기계가 수락 상태에 있다면 해당 입력 전체를 수락한다.
내리누름 오토마타
정해지지 않은 크기를 가진 실행 스택을 가졌다는 것을 제외하고는 위의 유한 상태 기계와 거의 같다. 상태 천이는 기존의 기능 외에, 부가적으로 스택에 기호(symbol)를 추가하거나 뺄 수 있으며 스택 위의 기호에 따라 다른 상태로 이동할 수도 있다.
튜링 기계
입력 방식이 실행 테이프(tape)라는 점을 빼고는 내리누름 오토마타와 유사하다. 실행 테이프는 헤드(head)를 이동시키는 방식으로 읽고 쓰기를 수행하며 무한히 길다. 튜링 기계는 실제 기계와는 달리 유한성을 고려하지 않지만 컴퓨터 과학에서 가장 중요한 계산 모형이다.
계산모형의 계산능력
앞서 말한 계산 모형들이 어떤 종류의 형식 언어를 표현할 수 있는지에 따라 각 모형의 한계를 알 수 있다.
유한상태기계의 계산능력
컴퓨터 과학자들은 유한 상태 기계 모형을 만족하는 기계가 받아들일 수 있는 언어를 정규 언어라 한다. 유한 상태 기계에서 가능한 상태는 유한개이다. 따라서 어떤 언어가 정규 언어가 아니라는 것을 보이기 위해서는 그 언어를 표현하기 위해 무한개의 상태가 필요하다는 것을 보여야 한다.
예를 들어 a 와 b를 같은 개수만큼 포함하는 문자열들의 집합을 생각해 보자. 이 언어가 유한 상태 기계 모형으로 다룰 수 없다는 것을 보이기 위해 그런 기계 {\displaystyle M}M 이 있다고 하자. {\displaystyle M}M 은 유한하므로 상태의 수를 {\displaystyle n}n 개라 할 수 있다. 한편 앞에 a가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개, 뒤에 b가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개 있는 문자열 {\displaystyle x}x를 생각하자.
기계 {\displaystyle M}M 이 문자열 {\displaystyle x}x를 읽어 들이면 문자열 'a'를 읽을 때 적어도 한 상태를 두 번 거치게 된다. 'a'가 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개 있고 상태가 {\displaystyle n}n 개 있으므로 비둘기집 원리를 적용할 수 있기 때문이다. 이 상태를 {\displaystyle S}S 라 하자. 그리고 상태 {\displaystyle S}S 가 처음 나온 때로부터 두 번째 등장할 때까지 읽은 'a'의 개수를 {\displaystyle d}d 라 하자. 즉, {\displaystyle S}S에서 d 만큼의 'a'를 받아들였을 때 다시 {\displaystyle S}S 상태가 된다는 것이고 따라서 기계가 {\displaystyle (n+d+1)}(n+d+1) 개의 'a'문자를 읽든 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개의 'a'를 읽든 최종에는 같은 상태가 된다. 이는 곧 기계가 문자열 {\displaystyle x}x를 받아들인다면, {\displaystyle (n+d+1)}(n+d+1) 개의 'a'와 {\displaystyle (n+1)}(n+1) 개의 'b'로 구성된 문자열도 받아들인다는 것이다. 이것은 {\displaystyle M}M 이 'a'와 'b'가 같은 개수가 있는 문자열만 받아들인다는 데서 모순이 된다.
따라서 이 언어는 어떤 유한 상태 기계로도 표현할 수 없으며 따라서 정규 언어가 아니다. 더 일반적인 형태로 보이기 위해서 정규 언어에 대한 펌핑 렘마를 쓰는데, 많은 언어들이 유한 상태 기계로 나타낼 수 없다는 것을 보이는 데 쓰인다.
아마 많은 사람들이 이 결과를 의아하게 생각할 것이다. 이러한 언어를 인식하는 프로그램을 컴퓨터로 작성하는 것이 매우 쉽기 때문이다. 하지만 위에서 데스크톱 PC 등 현존하는 모든 컴퓨터들이 유한 상태 기계라고 말하였다. 이것은 컴퓨터에도 엄연히 컴퓨터의 메모리 용량 같은 제한이 존재하기 때문이다. 문자열의 길이가 길어지면 문자의 개수를 세는 데 컴퓨터의 메모리 용량을 다 쓸 것이고, 결국 바닥나 오버플로우할 것이다. 아무리 많은 문자열을 인식할 수 있다고 해도 결국 인식할 수 없는 문자열이 있다. 이러한 사실들은 정규 언어가 어떻게 데스크톱 PC 등에 적용되는지를 이해할 수 있게 해 준다.
내리누름 오토마타의 계산능력
컴퓨터 과학자들은 내리누름 오토마타로 받아들일 수 있는 언어를 문맥 자유 언어라 정의한다. 이 언어는 문맥 자유 문법으로도 표현할 수 있다. 앞에서 'a'와 'b'가 같은 개수만큼 있는 언어는 정규 언어가 아니라고 하였는데, 내리누름 오토마타로는 표현할 수 있다. 일반적으로 내리누름 오토마타가 유한 상태 기계처럼 동작할 수 있고 따라서 정규 언어를 받아들인다. 그러므로 이 계산 모형은 유한 상태 기계보다 더 강력하다.
하지만 내리누름 오토마타로도 표현할 수 없는 언어가 있다. 정규 언어에서와 비슷하게 찾을 수 있는데, 예로는 소수의 집합이 있다(상세히 설명하지는 않겠다.) 정규 언어와 비슷하게, 문맥 자유 언어에 대한 펌핑 렘마도 있다.
튜링 기계의 계산능력
튜링 기계는 모든 문맥 자유 언어를 표현할 수 있으며 내리누름 오토마타로 표현할 수 없는 언어도 표현할 수 있다. 예를 들어 소수로 이루어진 언어를 표현할 수 있다. 따라서 이 모형은 앞의 두 모형보다 더욱 강력하다.
튜링 기계는 자신의 입력 테이프에 내용을 저장하는 기능이 있기 때문에 긴 시간이 주어진다면 다른 계산 모형으로는 할 수 없었던 일들을 할 수 있다. 튜링 기계는 어떤 입력에 대해 영원히 멈추지 않을 수 있다. 만약 튜링 기계가 모든 입력에 대해서 멈추고 결과를 출력한다면 언어를 결정한다라고 하고 그 언어를 순환 언어라 한다. 만약 튜링 기계가 언어의 원소에 대해서는 항상 멈추고 결과를 출력하지만 언어 밖의 문자열에 대해서는 멈추지 않을 수도 있다면 그 언어를 순환 열거 언어라 한다.
튜링 기계로는 많은 일을 할 수 있다. 많은 이들이 튜링 기계 이상의 기계를 만들어내려 노력했지만 모두 실패하였다. 예를 들어 튜링 기계의 테이프 수를 늘려 2-3차원 무한 영역으로 확장한다 하더라고 이것은 1차원 테이프로도 구현할 수 있다. 이런 모형들은 튜링 기계보다 더 편리할 수는 있지만 더 강력하지는 않다. 사실상 튜링 기계 이상의 합리적인 계산 모형이 없다는 것을 처치-튜링 명제를 통해 추측할 수 있다. 튜링 기계 이상의 기능을 갖는 계산 모형들이 많이 제안되었지만, 대체로 비현실적이거나 비합리적인 것 같다 (아래를 참고).
튜링 기계는 계산 가능성의 한계에 대한 질문에 답할 수 있는 매우 강력한 도구이다. 그렇다면 이제 어떤 질문을 해야할 것인가? 두 가지 질문을 제시한다.
순환 열거 언어나 순환 언어가 아닌 언어가 존재하는가?
순환 열거 언어조차 아닌 언어가 존재하는가?
정지 문제
<nowiki /> 이 부분의 본문은 정지 문제입니다.
컴퓨터 과학에서 가장 중요한 문제들 중 하나인 정지 문제는 '튜링 기계와 입력이 주어져 있을 때 튜링 기계가 이 입력에 대해 유한시간 내에 계산을 끝내고 멈출 것인가 아니면 영원히 멈추지 않을 것인가'를 판별하는 문제이다. 평소에 컴퓨터가 어떻게 다루어지는가와, 계산 가능성 이론에 대한 핵심적인 부분을 다루고 있다.
이것은 소수의 개수나 회문과 같은 단순한 문제와는 달리 튜링 기계가 다른 튜링 기계에 대한 물음에 답할 수 있도록 해야한다. 이런 동작을 하는 튜링 기계를 설계하는 것이 불가능하다는 것을 보일 수 있다. (정지 문제 참고)
사실 주어진 프로그램이 어떤 입력에 대해 정지하는지를 아는 일반적인 방법은 단순히 작동시켜보고 멈추는지를 보는 수밖에 없다. 만일 멈춘다면 그 기계가 멈춘다는 것을 알 수 있다. 하지만 멈추지 않는다면 이 기계가 언젠가 멈출지 아닐지 알 수 없다. 정지 언어(튜링 기계와 그 기계를 멈추는 입력의 모든 순서쌍 집합)는 순환 언어가 아니다. 따라서 정지 문제는 계산 불가능 혹은 결정 불가능하다.
정지 문제의 확장으로 라이스의 정리가 있는데, 이 정리에 따르면 어떤 튜링 기계가 수락하는 언어가 자명하지 않은 성질을 가지는지 아닌지는 결정 불가능하다.
순환 언어를 넘어서
정지 문제에 대응되는 언어는 순환 열거 언어이다. 작동시켰을 때 튜링 기계가 그 입력에 대해 멈춘다면 기계가 멈춘다는 사실을 그 시점에서 알게 되기 때문이다. 그러나 순환 열거 언어조차 아닌 언어도 존재하며, 그 예를 들 수 있다.
순환 열거 언어가 아닌 언어로는 정지 언어의 여집합(튜링 기계와 그 기계를 멈추지 않는 입력의 모든 순서쌍 집합)이 있다. 이 언어가 순환 열거 언어가 아니라는 것을 보일 것이다. 멈추는 튜링 기계를 입력으로 받으면 영원히 멈추지 않고 나머지 경우에는 항상 멈추는 튜링 기계 {\displaystyle M}M 이 있다고 가정하자. 그러면 시분할 기법을 이용하여 튜링 기계를 입력으로 하여 {\displaystyle M}M 을 동작시키면서 동시에 입력으로 받은 기계를 동작시키는 기계 {\displaystyle M'}M' 을 만들 수 있다. 만약 입력된 튜링 기계가 멈추지 않는다면 {\displaystyle M}M 이 멈추고 만일 입력된 튜링 기계가 멈춘다면 {\displaystyle M'}M'에서 입력으로 받은 기계를 동작시키는 부분이 멈출 것이다. 즉, {\displaystyle M'}M'의 두 스레드 중 적어도 하나는 멈춘다. 따라서 {\displaystyle M'}M' 은 정지 문제를 판정할 수 있는 기계이며 이것은 정지 문제가 결정 불가능하다는 데서 모순이다. 따라서 정지 언어의 여집합은 순환 열거 언어가 아니다.
가상의 계산모형
처치-튜링 명제를 통해, 튜링 기계보다 더 강력하면서 논리적인 모형은 없다고 추측할 수 있다. 그러나 비논리적인 모형은 생각할 수 있는데, 여기서 몇몇 모형을 살펴볼 것이다. 컴퓨터 과학자들은 많은 종류의 초계산기(hypercomputer)를 생각해냈다. 재귀 이론은 수리논리학의 한 갈래로 이런 계산 모형들을 엄밀하게 다룬다.
무한실행
어떤 기계가 단계를 수행하는 데 전 단계의 반만큼의 실행 시간이 걸린다고 하자. 만일 처음 단계의 실행 시간을 1이라고 둔다면 총 실행시간은
{\displaystyle 1+{1 \over 2}+{1 \over 4}+\cdots }1+{1 \over 2}+{1 \over 4}+\cdots
이 된다. 이 무한급수는 2로 수렴하고, 따라서 이 튜링 기계는 2의 실행 시간 내에 무한 실행이 가능하다. 이 기계는 '무한히' 실행해보는 것을 통해 정지 문제를 판정할 수 있다.
신탁 기계
<nowiki /> 이 부분의 본문은 신탁 기계입니다.
신탁 기계는 결정 불가능한 문제를 풀어내는 특정한 '신탁'에 접속할 수 있다. 예를 들어 '정지 신탁'을 가진 튜링 기계는 임의의 튜링 기계와 입력에 대해 정지 문제를 바로 판정할 수 있다.
초월계산의 한계
이런 기계들이 기존의 한계를 벗어난 것처럼 보여도 다시 각각의 한계를 찾을 수 있다. 이런 기계들이 튜링 기계에 대한 정지 문제를 판정할 수는 있지만 그 기계들 사이의 정지 문제는 결정 불가능하다. 예를 들어 신탁 기계는 임의의 신탁 기계가 멈추는지 아닌지를 판정할 수 없다.
계산가능성 이론의 역사
계산가능성 이론은 일차 논리에 그 뿌리를 두고 있으며, 정지 문제 및 재귀와 관련된 많은 문제들은 불완전성 정리와 밀접하게 연관되어 있다. 다비트 힐베르트와 쿠르트 괴델은 일차논리의 기초를 쌓았다. 계산가능성 이론에 앞서 알론조 처치와 스티븐 클레이니는 람다 셈법을 연구했다. 앨런 튜링은 현대 전산학의 아버지라 불릴 수 있을 정도로 계산 가능성 이론과 복잡도 이론의 중대한 기틀을 다졌다. 튜링의 가장 유명한 업적은 튜링 기계를 제안하여 판정 문제를 해결한 것이다.
이 그림은 망델브로 집합 프랙털의 일부를 나타낸다. 이 그림의 각각의 픽셀의 24비트 색상을 저장하는 것만 해도 백62만 비트가 필요하다. 하지만 작은 컴퓨터 프로그램이 망델브로 집합의 정의를 사용하여 표현할 수 있으며 이미지의 코너를 조정할 수 있다. 그러므로 이 그림을 인코딩한 비압축 파일의 코모고르프 복잡성은 162만 보다 작다.
정의
예컨대 32개의 문자로 이루어진
abababababababababababababababab,
4c1j5b2p0cv4w1x8rx2y39umgw5q85s7
라는 두 문자열을 생각해보자.
1번째 문자열은 영어에서 "write ab 16 times"라는 17자의 짧은 표현으로 나타내어질 수 있는데 반해 2번째 문자열은 "write 4c1j5b2p0cv4w1x8rx2y39umgw5q85s7"라고 전부를 그대로 쓰는 것보다 더 간단한 표현을 찾기 힘들다. 따라서 첫번째 문자열이 두번째 것보다 더 '복잡도가 낮다'고 생각할 수 있다.
형식적으로 말해서 어떤 튜링 완전한 서술언어가 있을 때 어떠한 문자열의 콜모고로프 복잡도는 그 언어에서 그 문자열을 서술하는 표현 중 가장 짧은 것의 길이이다. (이때 서술 언어가 무엇인지는 크게 중요하지 않은데 그 이유는 불변성 정리에 의해 주어진다.)
여기서 문자열의 '서술'(description)이라고 함은 예를 들어 프로그래밍 언어에서 그 문자열을 output으로 내어놓는 프로그램을 이야기한다고 정의될 수도 있고, 이러한 정의는 더욱 일반화될 수 있다. 그러므로 어떤 문자열 s가 있을 때, 어떤 언어에서 그 문자열을 서술하는 가장 짧은 프로그램(글)을 최단 서술 d(s), 그 길이를 K(s) 곧 콜모고로프 복잡도(Kolmogorov complexity)로 정의한다.
불변성 정리
서로 다른 서술언어 L1, L2를 생각하자. 이때 L1과 L2 각각에 대한 문자열 x의 콜모고로프 복잡도의 차이는 문자열 x와 무관하게 서술언어의 종류에 의해서만 결정되는 특정한 상수보다 항상 작다. 비형식적으로 말해서, 문자열 x를 출력하는 서로 다른 언어로 쓰여진 프로그램의 길이 차에는 x의 길이와 무관하게 상한이 존재한다는 것이다. 이를 불변성 정리(invariance theorem) 라고 한다. 따라서 콜모고로프 복잡도를 다룰 때 일반적으로 서술언어를 따로 고려하지 않아도 무방하다.
증명은 다음과 같다. L2에서 최단 표현을 d2라 할 때 d1은 적어도 d2에 L2에서 L1로의 번역을 제시하는 해석(인터프리터)을 더한 것의 길이보다 같거나 작으므로 그러한 해석의 길이를 c라 하면 K1 ≤ K2 + c 가 증명된다.
계산불가능성
콜모고로프 복잡도는 계산불가능한 함수이다. 흔히 문자열 s에 대한 콜모고로프 복잡도 K(s)를 다음과 같이 구성해보려 시도해볼 수 있다.
function KolmogorovComplexity(string s)
for i = 1 to infinity:
for each string p of length exactly i
if isValidProgram(p) and evaluate(p) == s
return i
즉, 각 유한한 길이에 대해 무작위로 프로그램을 생성하여 그 프로그램이 s를 내어놓으면 정지하여 그 길이를 내어놓는 함수를 생각한다고 하자. 문제는 이 함수가 무작위로 프로그램을 구성하는 도중 영원히 정지하지 않는 프로그램을 구성하여 나아가지 못하고 무한히 머무르게 되리라는 점에 있다. 또한 정지 문제에 관해 알려진 바 프로그램을 실행하기 전에 그 프로그램의 정지 여부를 판정하는 일률적인 방법은 없다.
정확한 증명은 다음과 같이 행해질 수 있다. 어떠한 언어와 그 인터프리터를 가정하고 인터프리터의 길이를 예컨대 1,400,000 이라 하자. 귀류법을 위해 문자열 s를 받아 그 복잡도를 내어놓는 KolmogorovComplexity(s)라는 함수의 존재를 가정한다. 모든 프로그램은 길이가 유한하므로 이 함수의 길이 7,000,000,000를 가정한다. 그렇다면 다음과 같이 점점 긴 문자열을 KolmogorovComplexity에 대입한 결과를 보고 그것이 처음으로 (복잡도 함수의 길이보다 긴) 8,000,000,000 을 넘을 때 정지하고 s를 내어놓는 함수를 구성할 수 있다.
function GenerateComplexString()
for i = 1 to infinity:
for each string s of length exactly i
if KolmogorovComplexity(s) ≥ 8000000000
return s
이는 8,000,000,000 보다 짧은 길이의 프로그램으로는 서술될 수 없는 문자열 중 가장 짧은 문자열 s를 내어놓는 함수가 된다. 그런데 이 프로그램의 길이는 KolmogorovComplexity(s)의 길이 + 함수 기타 부분의 길이 + 인터프리터의 길이 = 7,001,401,288 가 나오며, 길이가 8,000,000,000 보다 짧은 이 프로그램이 s를 내어놓는다는 것은 모순이다.
이러한 증명은 "한글 60자 내로 정의되지 않는 가장 짧은 수"를 정의할 때 모순이 나온다는 베리의 역설과 비슷한 방식이다.
압축
K(s)의 상한은 언어에 따라 자연스럽게 정해진다. 정확히는 임의의 문자열 s를 최대한 압축한 후 이를 풀어서 출력하는 해제 프로그램(decompressor)을 뒤에 붙인 뒤 그 길이를 재면 되므로, |s|에 해제 프로그램의 길이를 붙인 것보다 커지지는 않는다.
여기서 s가 'c만큼 압축가능(compressible)하다' 함은 서술이 |s| − c 비트보다 커질 수 없다는 것, 즉 K(s) ≤ |s| − c임으로 정의할 수 있다. 단순히 '압축가능하다'는 것을 1만큼 압축가능한 것으로 정의할 수 있다.
그런데 압축된 문자열은 오직 하나의 압축되지 않은 문자열에 대응되어야 하는데, 임의의 n에 대해 n 길이의 문자열이 2n개 존재하는 한편 그것보다 짧은 문자열은 2n-1개만 존재하므로, 비둘기집 원리에 의해 압축불가능한 문자열이 반드시 존재할 수 밖에 없다는 결론이 나온다. 또한 같은 이유에서 더 짧은 문자열의 개수는 더 긴 문자열의 개수보다 훨씬 작으므로 확률적으로 대다수의 문자열은 유의미하게 압축할 수 없다는 것 또한 간단히 증명된다.
차이틴의 불완전성 정리
차이틴의 불완전성 원리(Chaitin's incompleteness theorem)에 의하면, 문자열이 압축가능한지의 여부는 문자열의 복잡도가 일정치를 넘으면 형식적으로 증명불가능하다.
우선 자연수에 대한 공리계 S를 고정한다. 이 공리계는 다음 성질을 만족한다 하자: "문자열의 복잡도에 관한 주장 A가 있을 때, S의 언어에 논리식 FA가 있어서 공리계 S에서 FA가 증명가능하다면 A도 참이다." 이는 괴델 수매김(Gödel numbering)을 통해 형식화가능하다. 그렇다면 다음이 성립한다.
정리: 공리계 S와 서술 언어에 따라서만 결정되는 상수 L이 있어서, 이에 대해 S에서 다음의 주장이 증명가능한 문자열 s는 존재하지 않는다:
K(s) ≥ L
이는 베리의 역설과 비슷한 자기언급을 구성하여 증명할 수 있다.
사화산을 단정하는 것은 상당히 어렵다. 아주 오랜 기간 동안 활동이 없어 사화산으로 여겨졌던 화산이 다시 활동을 재개하는 일도 종종 있어왔다. 최근의 예로는 알래스카주에 있는 포피크드산(Fourpeaked Volcano)가 있다. 이 화산은 약 1만 년간 활동이 없어 사화산으로 여겨졌다가 2006년 9월 화산활동을 시작하여 활화산으로 인정되었다.
긴 파장의 전파 영상은 흐리기에, 선명하게 하기 위한 유일한 방법은 수백 km 이상에 걸쳐 분산된 안테나들을 만드는 것이다. 이에 따라 로파는 낮게는 30m(10MHz)에 이르는 파장의 전파까지 잡을 수 있다.[1]
콩고어, 린갈라어, 치루바어, 스와힐리어 등 콩고의 4대 공용어와 중앙 및 남 아프리카의 다른 많은 언어들의 표기에 쓰이며, 만돔베 문자 보급을 추진하는 만돔베 아카데미에서는 근래 들어 만돔베 문자로 다른 아프리카 언어들을 표기하는 방법을 연구중이다[모호한 표현]. 유니코드에는 6.2 기준으로 등록되어 있지 않다.
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