(ㅇ)

아인슈타인의 렌즈, 고리(Einstein lenses, Einstein rings):
별빛이 은하들 사이의 빈 공간을 지날 때 중력에 의해 궤적이 왜곡되는 현상. 이런 효과 때문에 멀리 있는 거대 성단은 종종 고리모양으로 보인다.

알파입자(alpha(α) -particle)
특정한 방사성 붕괴 과정에서 방출되는 입자로 2개의 양성자와 2개의 중성자로 구성되어 있고 헬륨 원자핵과 같은 입자이다. 알파 붕괴할 때 방출된다.

암흑물질(dark matter):
질량은 있지만 빛과 상호작용을 하지 않아 눈에는 보이지 않는 물질. 눈에 보이지 않기 때문에 직접 관측은 불가능하지만, 그 일대에서 빛의 궤적이 휘어지는 현상으로부터 암흑물질의 존재를 간접적으로 추정할 수 있다. 가장 최근에 얻어진 관측 자료에 의하면 암흑물질은 우주에서 23% 차지하고 있다.
ㄴ이름은 비슷하지만 암흑 물질과 암흑 에너지는 관련이 없습니다.

암흑에너지(dark energy):
텅 빈 공간을 채우고 있는 에너지. 1917년에 아인슈타인이 최초로 도입했다가 곧 폐기한 암흑에너지는 현재 우주공간의 대부분을 차지하고 있는 것으로 알려져 있다. 그 근원은 알 수 없지만, 암흑에너지의 양은 우주의 부피에 비례한다. 가장 최근에 얻어진 관측 자료에 의하면 우주의 73%가 암흑에너지의 형태인 것으로 추정된다.
ㄴ이름은 비슷하지만 암흑 물질과 암흑 에너지는 관련이 없습니다.

약력/약한 핵력(weak nuclear force):
원자핵 안에서 핵붕괴를 일으키는 힘. 다행이도 이 힘은 별로 강하지 않기 때문에 원자핵을 통째로 분열시키지 않는다. 약력은 W-보전과 Z-보전에 의해 매개된다.

양성자:
중성자와 함께 원자핵을 이루고 있는 입자. 전기적으로 양전하를 띠고 있다.

양자역학(quantum mechanics):
플랑크와 아인슈타인이 창시했던 ‘구식 양자역학’을 개선하여 완벽한 역학적 체계를 갖춘 양자이론. 1925년에 시작되었다고 보는 것이 공식적인 시각이다. 고전적인 개념과 새로운 양자 개념을 섞어 놓았던 구식 양자이론과는 달리, 양자역학은 파동방정식과 불확정성원리에 기초를 두고 있으며 고전역학과 전혀 다른 체계를 갖고 있다. 지금까지 양자역학에서 벗어나는 실험결과는 단 한 번도 발견된 적이 없다. 양자역학의 최고봉이라 할 수 있는 양자장이론은 특수상대성이론과 양자역학을 조화롭게 결합하여 현대물리학의 중요한 기틀을 다졌다. 그러나 중력의 양자이론은 너무나 어려워서 아직도 완성되지 않고 있다.

에테르(ether):
우주에 가득 차 있고 빛을 전파시킨다고 생각되었던 물질. 마이컬슨-몰리의 실험으로 에테르가 존재하지 않는다는 것이 증명되었다.(‘마이컬슨-몰리의 실험’ 참조)

엔트로피(entropy):
무질서나 혼돈스러운 정도를 나타내는 수치. 열역학 제2법칙에 의하면 우주의 총 엔트로피는 항상 증가한다. 즉, 우주는 절대온도 0K인 기체와 같이 엔트로피가 최대인 상태를 향해 나아가고 있다. 작은 영역에서 엔트로피를 줄이려면 역학적 에너지가 별도로 공급되어야 한다. 그러나 작은 영역에서 엔트로피가 감소한다고 해도 총 엔트로피는 항상 증가한다.

오컴의 면도날(Occam\'s razor):
한 현상에 대한 적절한 설명이 여러 개 존재하는 경우 단순한 것이 맞을 확률이 크다는 법칙.

올베르스의 역설(Olbers\' paradox):
밤하늘이 검게 보이는 이유에 대한 역설. 만일 우주가 무한히 크고 균일하다면 무수히 많은 별에서 방출된 빛에 의해 밤하늘은 밝게 빛나야 한다. 이 역설은 별의 수명이 유한하다는 사실과 빅뱅을 도입하여 해결할 수 있다. 빅뱅이론에 의하면, 멀리 있는 별에서 방출된 빛은 아무리 시간이 지나도 우리 눈에 도달할 수 없다.
ㄴ 공간 그 자체는 빛보다 빨리 팽창할 수 있기 때문에 빛이 우리 눈에 도달할 수 없다.(‘허블 상수‘ 참조)

우주원리(cosmological principle):
우주의 어느 곳도 다른 곳보다 특별하지 않다는 원리. 우주의 전체적인 모습은 어느 방향으로 보나(등방성) 그리고 관측자가 어디에 위치해 있거나(균질성) 모두 같다.

원자핵(atomic nucleus):
원자의 중심에 있는 단단한 구조로 양성자위 중성자를 포함하고 있다. 원자 질량의 약 99.95%를 차지하며 크기는 약 10^-15m 정도이다.

웜홀(wormhole):
서로 다른 우주들 사이를 연결하는 통로. 이동수단이 될 수 있으리라고 생각되고 있으나 수명이 짧고 여러 가지 위험요소가 도사리고 있기 때문에 생명체가 통과할 수 있을지는 분명치 않다.

은하(galaxy):
별이나 기체, 먼지들이 중력으로 모여 있는 집합체. 대개는 이웃 은하와 떨어져 있으며 타원이나 나선 모양을 하고 있다. 은하는 수백만 개의 별이 모여 있는 작은 것에서부터 수십억 개의 별을 포함하고 있는 큰 것이 이르기까지 다양하다.

은하수, 우리 은하(Milk Way, Our galaxy):
우리 태양계가 소속되어 있는 은하의 이름. 우리 은하는 2천억 개의 별을 포함하고 있는 지름 10만 광년에 달하는 막대나선은하로, 태양은 중심으로부터 3만 광년 거리에 위치해 있다
인류원리(anthropic principle):
인간이 존재한다는 것이 확실하기 때문에 물리학 법칙은 생명체가 존재하도록 하는 것이어야 한다는 원리. 이 원리의 극단적인 형태는 우주가 생명체를 가질 수 있도록 설계되었다고 주장하는 것이다.

인플레이션(inflation):
우주가 탄생 후 10^-35초일 때 엄청난 규모로 팽창되었다고 주장하는 우주론. 아직 가설단계에 머무르고 있지만 이를 도입하면 빅뱅이론만으로 해결할 수 없는 여러 가지 문제를 해결할 수 있다.

일반상대성이론(general relativity):
아인슈타인이 제창한 새로운 중력이론. 뉴턴은 중력을 일종의 힘으로 간주했지만, 아인슈타인은 중력을 기하학적인 부산물로 간주하였다. 즉, 질량이 있는 곳의 시공간이 휘어지면서 마치 그 곳에 잡아당기는 힘이 작용하는 것 같은 환영을 만들어낸다는 것이다. 그 후 일방상대성이론은 99.7%의 정확도로 입증되었으며, 블랙홀과 우주의 팽창을 예견하기도 했다. 그러나 블랙홀의 내부와 우주탄생의 순간에 일반상대성이론을 적용하면 상식 밖의 결과가 얻어진다. 이 문제를 해결하려면 어쩔 수 없이 양자역학을 도입해야한다.

(ㅈ)

자외선(ultraviolet ray):
가시광선보다 약간 짧은 파장을 가지고 있는 전자기파.(‘가시광선’ 참조)

재결합(recombination):
우주가 전자와 원자핵이 결합할 수 있을 정도로 충분히 식어 플라스마가 전하를 띠지 않은 원자로 변환되는 것. 이것은 우주 탄생 38만년 후에 온도가 3000K였을 때 일어났다. 그 순간부터 전자기파는 아무런 방해를 받지 않고 우주를 여행 할 수 있었다. 오늘날 우리는 이 빛을 우주배경복사로 측정하고 있다.

적색 거성(red giant):
헬륨을 태우는 별. 우리의 태양이 수소원료를 모두 소모하고 나면(약 50억 년 후) 덩치가 커지면서 헬륨을 태우는 적색 거성이 된다. 이렇게 되면 지구는 태양에게 잡아먹히면서 끔찍한 최후를 맞이할 것이다.

적외선(infrared ray):
가시광선보다 약간 긴 파장을 가진 전자기파 (‘가시광선‘ 참조)

전자기력(electromagnetic force):
전기와 자기에 의해 작용하는 힘. 이들이 함께 진동하면 자외선이나 라디오파, 감마선 등의 전자기파가 발생하며, 이 모든 파동은 맥스웰의 방정식을 만족한다. 전자기력은 우주에 존재하는 네 가지 기본 힘들 중 하나이다.

전자기파(electromagnetic wave):
전기장과 자기장의 진동으로 전자기파 복사선의 형태로 공간을 진행해 간다. 광속으로 움직인다.

전자볼트(electron volt, ev):
전자가 1볼트의 위치에너지 속에 진입했을 때 갖는 에너지. 보통의 화학반응은 수 전자볼트(ev) 이내에서 진행되며, 핵반응 과정에서 방출되는 에너지는 수억 ev에 달한다.
전파(radio wave):
파장이 수 mm보다 긴 전자기파로, 마이크로파를 포함한다. 천체가 내는 전파를 연구하는 분야가 전파천문학이다.

전파 망원경(radio telescope):
천체에서 오는 전파를 감지할 수 있도록 설계된 장비. 전파 망원경은 매우 민감한 전파 수신 장치로 안테나 모양이거나 접시 모양을 하고 있다.

전파 은하(radio galaxy):
강한 전파를 내는 안하. 이런 은하가 내는 전파는 우리 은하와 같은 보통 은하가 내는 전파보다 100만 배 정도 강하다. 1억 개의 은하 중 하나가 이런 은하이다.

정상우주 모델(steady state universe model):
우주가 팽창하면서 만들어지는 은하 사이의 공간에 물질이 만들어진다는 우주 모델. 따라서 우주는 비슷한 밀도를 유지할 수 있고 영원히 존재한다. 우주배경복사의 발견으로 인해 학계에서는 이 우주모델을 부적적인 시각으로 바라보고 있다.

주전원(epicycle):
프톨레마이오스의 우주 모델에서 지구 주위를 돌고 있다고 생각한 행성들의 역행 운동을 설명하기 위해 큰 원인 이심원에 더해진 작은 원.

중성자(neutron):
양성자와 함께 원자핵을 구성하는 입자. 질량은 양성자와 거의 같지만 전기적으로 중성이다.

중성자별(neutron star):
다량의 중성자로 이루어진 수축된 별. 직경은 대략 12~25km정도이며, 빠른 속도로 자전하면서 에너지를 불규칙적으로 방출하여 맥동성이 되기도 한다. 중성자별은 초신성의 잔해로서, 지량이 태양의 3배가 넘으면 블랙홀로 진화한다.

중수소(deuterium):
하나의 양성자와 하나의 중성자를 가지고 있는 수소의 동위원소. 우주공간에 있는 중수소의 대부분은 별의 내부가 아닌 빅뱅에 의해 만들어진 것으로, 그 분포상태를 분석하면 빅뱅이 일어나던 무렵의 물리적 조건을 유추할 수 있다.

지수 표기법(exponent notation):
매우 큰 숫자를 작은 숫자로 나타내는 일반적인 방법. 예를 들면 1200은 1.2*10^3으로 나타낼 수 있고, 0.005는 5*10^-4로 나타낼 수 있다.

(ㅊ)

차원(dimension):
시간과 공간 속의 한 지점을 정의하기 위해 필요한 좌표의 개수. 우리의 우주는 세 개의 공간차원과 한 개의 시간차원으로 이루어져 있다. 그러나 M-이론에 의하면 우주의 시공간은 11차원이고, 이들 중 우리가 인지할 수 있는 것은 4개의 차원뿐이다. 나머지 6개의 차원을 인지할 수 없는 이유는 이들이 지극히 작은 영역 속에 숨어 있거나, 우리의 진동이 막의 표면에 국한되어 있기 때문일 것이다.

찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit):
태양 질량의 약 1.44배 백색왜성의 질량이 이 값을 초과하면 중력이 너무 강하게 작용하여 안으로 붕괴되면서 초신성(supernova)으로 변한다. 그러므로 하늘에서 관측되는 모든 백색왜성들은 찬드라세카르 한계를 넘지 않는다.(\'초신성‘ 참조)

초(second, ‘’):
작은 각도를 재는 단위로 1분의 1/60을 나타낸다. 따라서 1도의 1/3600이다. 시간을 나타낼 때 사용하는 초와 한자와 영어단어가 같다.

초신성(supernova):
폭발하는 별. 엄청난 에너지를 방출하여 은하 전체보다 밝게 빛나는 경우도 있다. 초신성은 여러 종류가 있는데, 그 중 가장 흥미를 끄는 것은 천체들 사이의 거리를 산출할 때 표준촛불로 사용되는 Ia형 초신성이다. 늙은 백색왜성이 근처에 있는 별의 질량을 흡수하면서 덩치를 키워나가다가 찬드라세카르 한계질량을 초과하면 갑자기 수축되면서 대폭발을 일으키는데, 이것이 바로 Ia형 초신성이다.

(ㅋ)

퀘이사(quasar):
준항성체(quasi-stellar object). 별처럼 보이기 때문에 이런 이름이 지어졌으나 지금은 우주 초기에 존재했던 매우 밝은 젊은 은하라고 알려져 있다. 퀘이사는 현재 우주 초기에 출발한 빛이 지금 우리에게 도착하는 먼 곳에서만 발견된다.
ㄴ퀘이사는 먼 곳에서만 발견되기 때문에 우주는 항상 비슷한 밀도를 유지한다는 정상우주 모델을 부정하는 근거가 된다.

(ㅌ)

특수상대성이론(special relativity):
빛의 속도는 관측자나 광원의 운동에 관계없이 일정하다는 가정(‘광속도 불변의 원리‘ 참조)을 바탕으로 한 아인슈타인의 이론. 이 이론의 가장 중요한 결과는 에너지와 질량의 동등성으로 E=mc^2의 식으로 나타난다. 이 이론에 의하면 공간이나 시간은 관측자에 따라 달라진다. 물체가 가속되거나 중력을 받고 있는 경우에는 성립되지 않기 때문에 ’특수‘라는 수식어가 붙었다. 이런 경우에는 일반상대성이론이 적용된다.
ㄴ1905년에 움직이는 물체에 대한 전기역학(ON THE ELECTRODYNAMICS OF MOVING BODIES)이라는 제목으로 발표되었다.

특이점(singularity):
중력이 무한대가 되는 지점. 일방상대성이론은 블랙홀의 중심부와 우주창조의 순간에 특이점이 존재했음을 예견하고 있다. 이 지점을 설명하기 위해서는 일반상대성이론을 포기하고 양자중력이론을 도입해야 한다.

(ㅍ)

파동함수(wave function):
모든 소립자에 대응되는 파동을 서술하는 함수. 파동함수는 입자가 특정 위치를 점유하는 확률파동을 수학적으로 표현한 것이다. 슈뢰딩거는 전자의 파동함수가 만족하는 방정식을 최초로 제안하여 양자역학의 새로운 지평을 열었다. 양자역학은 모든 물체의 최소단위를 점입자로 간주하고 있지만, 입자가 발견될 확률은 파동함수로 표현된다. 후에 디랙(Dirac)은 특수상대성이론을 고려한 파동방정식을 유도하였다. 오늘날, 끈 이론을 비롯한 모든 양자역학은 확률파동에 이론적 기초를 두고 있다.

프톨레마이오스 모델(Ptolemaios model):
정지해 있는 지구 주위를 모든 천체들이 돌고 있다고 주장한 잘못된 지구중심 우주 모델. 천체의 궤도는 완전한 원인 이심원과 주전원을 이용하여 만들었다.

플라즈마(plasma):
온도가 매우 높을 때, 원자핵과 전자가 분리되어 있는 상태.

플랑크 길이(Planck length):
10^-33cm. 이 정도로 짧은 거리에서 중력은 다른 힘들과 거의 같은 위력을 발휘한다. 이 영역에서 시공간은 미세한 요동으로 가득 차 있으며, 웜홀이 수시로 나타났다가 사라지기도 한다. 물리적으로 의미가 있는 측정할 수 있는 최소의 길이단위이다.

플랑크 시간(Planck time):
10^-44초. 빛이 플랑크 길이만큼의 거리를 가는데 걸리는 시간. 물리적으로 의미가 있는 측정할 수 있는 최소의 시간단위이다.

플랑크 에너지(Planck energy):
10^19전자볼트(ev) 빅뱅당시와 맞먹는 에너지로서, 이론 초고에너지 상태에서는 모든 힘들(강력, 약력, 전자기력, 중력)이 하나의 힘으로 존재한다.

(ㅎ)

할아버지 역설(grandfather paradox):
시간여행을 하면서 현재의 상황이 불가능해지도록 과거를 바꿨을 때 대두되는 역설적인 상황. 만일 당신이 과거로 돌아가 아직 결혼하지 않은 부모를 살해했다면 당신은 태어날 수 없고, 따라서 ‘과거로 돌아가 부모를 살해할’ 당신도 존재할 수 없게 된다. 이 역설적인 상황은 “과거로의 여행은 가능하지만 이미 일어난 사건을 바꿀 수는 없다”는 제한 조건을 달거나, 평행우주의 개념을 도입함으로써 피해갈 수 있다.

핵분열(nuclear fission):
무거운 원소의 원자핵이 작은 원자핵으로 분열되는 과정. 일반적으로 에너지를 방출한다. 방사성 붕괴는 자연적으로 일어나는 핵분열이다.

핵융합(nuclear fusion):
두 개의 작은 원자핵이 결합하여 커다란 하나의 원자핵을 형성하는 과정. 일반적으로 에너지를 방출한다. 예를 들면 수소 원자핵은 여러 단계를 거쳐 헬륨 원자핵을 합성한다.

핵자(nucleon):
원자핵을 구성하는 양성자와 중성자를 통칭하는 말.

허블 법칙(Hubble\'s law)
경험적으로 결정한 법칙으로, 은하의 후퇴속도가 거리에 비례한다는 법칙. v=Hd. v는 속도, H는 허블상수, d는 거리이다.
허블상수(Hubble\'s constant):
적색편이를 나타내는 별의 이동속도를 거리로 나눈 값. 허블상수는 우주의 팽창비율을 나타내는 상수로서, 허블상수의 역수를 취하면 대략 우주의 나이가 된다. 즉, 허블상수의 값이 작을수록 우주의 나이는 많아진다. WMAP 위성은 허블상수의 값이 71±4km/sec/Mpc 임을 확인하여 수십 년에 걸친 논쟁에 종지부를 찍었다.
ㄴ 허블상수로부터 우주의 나이를 계산하는 법.

흑체복사(black body radiation):
주변과 열적 평형을 이룬 물체로부터 방출되는 복사. 속이 빈 물체를 뜨겁게 달군 후 구멍을 뚫고 기다리면 구멍으로부터 복사가 방출되기 시작하는데, 이것이 흑체복사에 가장 가까운 현상이다(흑체란 모든 파장의 빛을 가리지 않고 흡수하는 물체를 말한다). 별이나 마그마는 흑체복사와 거의 비슷한 복사를 방출하기 때문에 흑체복사의 파장 분포를 측정하여 별의 온도를 측정할 수 있다. 복사의 파장 분포는 분광계를 이용하여 쉽게 측정할 수 있다. 우주공간을 가득 채우고 있는 마이크로파우주배경복사는 흑체복사의 공식을 만족하며, 이는 빅뱅의 강력한 증거이다.
ㄴ흑체복사는 쉽게 말하면, 모든 파장의 빛을 흡수하여 자신의 것으로 바꾼 뒤에 방출하는 것을 말합니다.
별의 온도는 빈의 법칙(흑체로부터 방출되는 파장 가운데 에너지밀도가 최대인 파장과 흑체의 온도가 반비례한다는 법칙)을 이용해 측정한 파장을 이용해 알 수 있습니다.