heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
우주론자들은 종종 공변 좌표라고 하는 주어진 공간성space-like 시공간의 조각으로 작업한다.
관찰할 수 있는 시공간의 단면은 우주의 지평선을 경계짓는 뒤쪽의 광추이다.
우주론적 지평선(cosmological horizon)(입자 지평선 또는 빛의 지평선이라고도 함)은 우주 시대에 입자가 관찰자에게 도달할 수 있는 최대 거리이다.
이 지평선은 우주의 관측 가능한 영역과 관측할 수 없는 영역 사이의 경계를 나타낸다.
우주론적 지평선의 존재, 속성, 중요성은 특정한 우주론적 모형에 의존한다.
우주 이론의 미래 진화를 결정하는 중요한 매개변수는 우주의 평균 물질 밀도를 해당 밀도의 임계값으로 나눈 값으로 정의되는 밀도 매개변수 오메가(Ω)이다.
이것은 Ω이 1보다 크거나 같은지 여부에 따라 세 가지 가능한 기하학 중 하나를 선택한다.
이를 각각 평평한, 열린 우주 및 닫힌 우주라고 한다.
우주배경 탐사선(COBE), 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)외 플랑크 (인공위성)의 CMB 지도를 포함한 관측은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 모형이 설명한 것처럼 우주는 유한한 나이로 범위가 무한함을 시사다.
따라서 이러한 FLRW 모형은 현재 암흑물질과 암흑 에너지가 지배하는 평평하고 균질한 우주를 기술하는 급팽창 모형들과 우주론의 표준 모형을 지원한다.
우주는 미세 조정될 수 있다.
미세 조정된 우주 가설은 우주에서 관찰 가능한 생명체의 존재를 허용하는 조건은 특정 보편적인 기본 물리 상수가 값의 매우 좁은 범위 내에 있을 때에만 발생할 수 있다는 명제이다.
약간 달랐다면 우주는 물질, 천문학적 구조, 원소의 다양성, 또는 이해되는 생명체의 설립과 발전에 도움이 되지 않았을 것이다.
이 명제는 철학자, 과학자, 신학자, 창조론 지지자들 사이에서 논의된다.
우주는 거의 완전히 암흑 에너지, 암흑물질, 일반 물질로 구성되어 있다.
다른 내용물은 전자기 복사(우주 전체 질량-에너지의 0.005%에서 0.01%에 가까운 것으로 추정됨)와 반물질이다.
모든 유형의 물질과 에너지의 비율은 우주의 역사에 걸쳐 변해왔다.
우주 내에서 생성된 전자기 복사의 총량은 지난 20억 년 동안 1/2로 감소했다.
오늘날 원자, 별, 은하, 생명을 포함하는 일반 물질은 우주 전체의 4.9%만 차지한다.
이러한 유형의 물질의 현재 전체 밀도는 입방 센티미터당 약 4.5 × 10-31g으로 매우 낮으며, 이는 부피 4입방 미터당 양성자 1개 정도의 밀도에 해당한다.
암흑 에너지와 암흑물질의 성질은 모두 알려져 있지 않다.
아직 밝혀지지 않은 신비한 형태의 물질인 암흑물질은 우주 전체의 26.8%를 차지한다.
우주의 팽창을 가속시키는 빈 공간의 에너지인 암흑 에너지가 나머지 68.3%를 차지한다.
물질, 암흑물질, 암흑 에너지는 약 3억 광년 이상의 길이에 걸쳐 우주 전체에 균일하게 분포되어 있다.
그러나 더 짧은 길이 규모에서는 물질이 계층적으로 뭉치는 경향이 있다.
많은 원자가 응축되어 별들이 되고, 대부분의 별은 은하가 되고, 대부분의 은하는 모여서 은하단, 초은하단, 그리고 마지막으로 대규모 은하 필라멘트가 된다.
관측 가능한 우주에는 2000억 개의 은하가 있으며, 전체적으로 추정되는 1 × 1024개의 별(지구의 모든 모래알보다 많은 별)이 있다.) 전형적인 은하는 1000만(107)개의 별을 가진 왜소 은하에서부터 1조(1012)개의 별을 가진 거대한 것까지 다양하다.
우리 은하는 라니아케아 초은하단에 있는 국부은하군에 속한다.
이 초은하단은 5억 광년 이상에 걸쳐 있으며, 국부 그룹은 1천만 광년 이상에 걸쳐 있다.
우주에는 또한 상대적으로 비어 있는 광대한 영역이 있습니다.
알려진 가장 큰 거대공동은 18억 광년(550Mpc)에 걸쳐 측정된다.
관측 가능한 우주는 초은하단보다 훨씬 큰 규모에서 등방성이며, 이는 우주의 통계적 특성이 지구에서 관찰된 모든 방향에서 동일하다는 것을 의미한다.
우주는 대략 2.72548 켈빈의 열평형 흑체 스펙트럼에 해당하는 고도로 등방성인 마이크로파 복사로 둘러싸여 있다.
대규모 우주가 균질하고 등방성이라는 가설은 우주론 원리로 알려져 있다.
균질하고 등방성인 우주는 모든 관점에서 동일하게 보이고 중심이 없다.
우주의 팽창이 가속되고 있는 이유에 대한 설명은 여전히 애매하다.
그것은 종종 공간을 투과하는 것으로 가정되는 알려지지 않은 에너지 형태인 "암흑 에너지"에 기인한다.
질량-에너지 등가 기준에서 암흑 에너지의 밀도(~ 7 × 10-30 g/cm3)는 은하 내의 일반 물질 또는 암흑물질의 밀도보다 훨씬 낮다.
그러나 현재의 암흑 에너지 시대에는 우주 전체에 걸쳐 균일하기 때문에 우주의 질량 에너지를 지배한다.
암흑 에너지에 대해 제안된 두 가지 형태는 우주 상수, '불변의constant' 에너지 밀도가 공간을 균일하게 채우는 것, 에너지 밀도가 시간과 공간에 따라 변할 수 있는 '동적인dynamic' 양인 퀸트에센스(quintessence) 또는 모듈라이와 같은 스칼라장이다.
공간에서 일정한 스칼라장의 기여는 일반적으로 우주 상수에도 포함된다.
약간의 공간적 불균일성을 갖는 스칼라장은 우주상수와 구별하기 어려울 것이다.
암흑물질은 전체 전자기 스펙트럼에 보이지 않지만 우주의 대부분의 물질을 설명하는 가상의 물질이다.
암흑물질의 존재와 특성은 가시 물질, 방사선 및 우주의 거대구조(large-scale structure)에 대한 중력 효과에서 추론된다.
뜨거운 암흑물질의 한 형태인 중성미자를 제외하고 암흑물질은 직접 검출되지 않아 현대 천체물리학의 가장 큰 미스터리 중 하나이다.
암흑물질은 상당한 수준에서 빛이나 기타 전자기 복사를 방출하거나 흡수하지 않는다.
암흑물질은 전체 질량 에너지의 26.8%, 우주 전체 물질의 84.5%를 구성하는 것으로 추정된다.
우주의 질량-에너지의 나머지 4.9%는 일반 물질, 즉 원자, 이온, 전자 및 이들이 형성하는 물체이다.
이 문질에는 우리가 은하에서 볼 수 있는 거의 모든 빛을 생성하는 항성, 성간과 은하간 매체에 있는 성간 가스, 행성 및 우리가 부딪치거나 만지거나 쥐어 짜낼 수 있는 일상 생활의 모든 물체가 포함된다.
사실은, 은하와 은하단 내부의 보이는 별과 가스가 우주의 질량 에너지 밀도에 기여하는 일반 물질의 10% 미만을 차지하기 때문에 우주에 있는 일반 물질의 대부분은 보이지 않는 것이다.
일반 물질은 일반적으로 고체, 액체, 기체 및 플라즈마의 4가지 상태(또는 상)로 존재한다.
그러나 실험 기술의 발전으로 보스-아인슈타인 응축 및 페르미온 응축과 같은 이전의 이론적인 다른 단계가 밝혀졌다.
일반 물질은 쿼크와 렙톤이라는 두 가지 유형의 기본 입자로 구성된다.
예를 들어, 양성자는 두 개의 위 쿼크와 한 개의 아래 쿼크로 구성된다.
중성자는 2개의 아래 쿼크와 1개의 위 쿼크로 구성된다.
전자는 일종의 렙톤이다.
원자는 양성자와 중성자로 구성된 원자핵과 핵 주위를 도는 전자로 구성된다.
원자 질량의 대부분은 중입자로 구성된 핵에 집중되어 있기 때문에 천문학자들은 종종 '중입자' 물질이라는 용어를 사용하여 일반 물질을 설명한다.
대폭발 직후, 초기 우주의 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)가 2조도 이하로 냉각되면서 원시 양성자와 중성자가 형성되었다.
몇 분 후 대폭발 핵합성으로 알려진 과정에서 원시 양성자와 중성자로부터 핵이 형성되었다.
이 핵합성은 리튬과 베릴륨까지 원자 번호가 작은 더 가벼운 원소를 형성했지만, 더 무거운 원소의 풍부함은 원자 번호가 증가함에 따라 급격히 떨어졌다.
이 시기에 약간의 붕소가 형성되었을 수 있지만 다음으로 무거운 원소인 탄소는 상당량 형성되지 않았다.
대폭발 핵합성은 팽창하는 우주의 급격한 온도 및 밀도 저하로 인해 약 20분 후에 중단된다.
항성 핵합성과 초신성 핵합성의 결과로 더 무거운 원소가 형성되었다.
일반 물질과 물질에 작용하는 힘은 기본 입자로 설명할 수 있다.
이러한 입자는 알 수 없는 하부 구조를 가지고 있기 때문에 때때로 기본적으로 설명되며 더 작고 훨씬 더 기본적인 입자로 구성되어 있는지 여부가 알려져 있지 않다.
가장 중요한 것은 전자기 상호작용과 약하고 강한 핵 상호작용과 관련된 이론인 표준 모형이다.
표준 모형은 물질을 구성하는 입자의 존재에 대한 실험적 확인으로 뒷받침된다: 쿼크와 렙톤, 그리고 이에 상응하는 "반물질" 쌍대duals와 상호작용을 매개하는 힘 입자는: 광자, W 보손 및 Z 보손, 그리고 글루온. 표준 모형은 최근에 발견된 힉스 보손의 존재를 예측했는데, 이 입자는 입자에 질량을 부여할 수 있는 우주 내 장field의 표현이다.
다양한 실험 결과를 성공적으로 설명했기 때문에 표준 모형은 때때로 "거의 모든 것의 이론"으로 간주된다.
그러나 표준 모형은 중력을 수용하지 않는다.
진정한 힘-입자 "만물의 이론"은 달성되지 않았다.
강입자는 강력에 의해 결합된 쿼크로 구성된 합성 입자이다.
강입자는 3개의 쿼크로 구성된 중입자(예: 양성자 및 중성자)과 하나의 쿼크와 하나의 반쿼크로 구성된 중간자(예: 파이온)의 두 가지 계열로 분류된다.
강입자 중에서 양성자는 안정하고 원자핵 안에 결합된 중성자는 안정하다.
다른 강입자는 일반적인 조건에서 불안정하므로 현대 우주의 무의미한 구성 요소이다.
대폭발 후 약 10-6초 이후 강입자 시대(hadron epoch)라고 알려진 기간 동안 우주의 온도는 쿼크가 강입자로 결합할 수 있을 만큼 충분히 떨어졌고 우주의 질량은 강입자가 지배했다.
초기에 온도는 물질과 반물질을 열평형 상태로 유지하는 강입자/반강입자 쌍의 형성을 허용할 만큼 충분히 높았다.
그러나 우주의 온도가 계속 떨어지면서 강입자/반강입자 쌍은 더 이상 생성되지 않았다.
대부분의 강입자와 반강입자는 입자-반입자 쌍소멸 반응에서 제거되어 우주가 약 1초가 될 때까지는 소량의 강입자만 남게 된다.
랩톤(경입자)는 강력한 상호작용을 일으키지 않지만 파울리 배타 원리를 따르는 반정수 스핀 기본 입자이다.
같은 종의 두 경입자는 동시에 정확히 같은 상태에 있을 수 없다.
렙톤의 두 가지 주요 부류가 존재하니: 하전된(charged) 랩톤(전자 유사 렙톤이라고도 함)과 중성 렙톤(중성미자로 더 잘 알려져 있음). 전자는 안정하고 우주에서 가장 흔한 하전 경입자인 반면, 뮤온과 타우는 우주선을 포함하거나 입자 가속기에서 수행되는 것과 같은 고에너지(high energy) 충돌에서 생성된 후 빠르게 붕괴하는 불안정한 입자이다.
하전된 렙톤은 다른 입자와 결합하여 원자 및 양전자와 같은 다양한 합성 입자를 형성할 수 있다.
전자는 원자에서 발견되고 모든 화학적 특성과 직접적으로 연결되어 있기 때문에 거의 모든 화학을 지배한다.
중성미자는 어떤 것과도 거의 상호 작용하지 않으며 결과적으로 거의 관찰되지 않는다.
중성미자는 우주 전체에 흐르지만 정상적인 물질과 거의 상호 작용하지 않는다.
경입자 시대(lepton epoch)는 초기 우주의 진화에서 렙톤이 우주의 질량을 지배했던 기간이었다.
그것은 강입자 시대(hadron epoch)가 끝날 때 대다수의 강입자와 반강입자가 서로 소멸한 후 대폭발 후 약 1초 후에 시작되었다.
경입자 시대 동안 우주의 온도는 여전히 렙톤/반렙톤 쌍을 생성할 만큼 충분히 높았으므로, 렙톤와 반렙톤 열평형 상태에 있었다.
대폭발 후 약 10초 후에 우주의 온도는 랩톤/반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않는 지점까지 떨어졌다.
대부분의 렙톤와 반렙톤은 쌍소멸 반응에서 제거되어 작은 렙톤 잔류물을 남겼다.
우주의 질량은 다음 광자 시대(photon epich)에 들어서면서 광자에 의해 지배되었다.
광자는 빛과 다른 모든 형태의 전자기 복사의 양자이다.
이 힘의 효과는 광자가 정지 질량이 0이기 때문에 미시적(microscopic) 수준과 거시적 수준에서 쉽게 관찰할 수 있다.
이것은 장거리 상호 작용을 허용한다.
모든 기본 입자와 마찬가지로 광자는 현재 양자역학에 의해 가장 잘 설명되며 파동과 입자의 특성을 나타내는 파동-입자 이중성을 나타낸다.
광자 시대는 대부분의 렙톤와 반렙톤 경입자 시대의 끝, 즉 대폭발 후 약 10초 후에 소멸된 후에 시작되었다.
원자핵은 광자 시대의 처음 몇 분 동안 발생한 핵합성 과정에서 생성되었다.
광자 시대의 나머지 기간 동안 우주는 핵, 전자 및 광자로 구성된 뜨겁고 조밀한 플라즈마를 포함했다.
대폭발 후 약 380,000년 후, 우주의 온도는 핵이 전자와 결합하여 중성 원자를 생성할 수 있는 지점까지 떨어졌다.
결과적으로 광자는 더 이상 물질과 자주 상호 작용하지 않으며 우주는 투명해졌다.
이 기간의 고도로 적색편이된 광자는 우주 마이크로파 배경을 형성한다.
일반 상대성에 기초한 우주 모형.
일반 상대성이론은 1915년 아인슈타인이 발표한 중력의 기하학 이론이며 현대 물리학의 현재 중력에 대한 설명이다.
이것은 현재의 우주론 우주 모형의 기초이다.
일반상대성 이론은 특수 상대성이론과 뉴턴의 만유인력 법칙을 일반화하여 중력에 대한 통일된 설명을 공간과 시간 또는 시공간의 기하학적 속성으로 제공한다.
특히 시공간의 곡률은 존재하는 물질과 복사의 에너지와 운동량과 직접적인 관련이 있다.
관계는 편미분 방정식 시스템인 아인슈타인 방정식으로 지정한다.
일반상대성 이론에서 물질과 에너지의 분포는 시공간의 기하학을 결정하며, 이는 다시 물질의 가속도를 나타낸다.
따라서 아인슈타인 방정식의 해는 우주의 진화를 설명한다.
일반 상대성이론은 우주에 있는 물질의 양, 유형 및 분포에 대한 측정과 결합하여 시간에 따른 우주의 진화를 설명한다.
우주는 어디에서나 균질하고 등방성이라는 우주론 원리를 가정하고 우주를 설명하는 장 방정식의 특정 해는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량metric이라고 하는 계량 텐서이니,
이 측정항목에는 결정되지 않은 매개변수가 두 개뿐이다.
전체 무차원량 길이 척도인자 "R"은 우주의 크기 척도를 시간의 함수로 설명한다. "R"의 증가는 우주의 팽창이다.
곡률 지수 "k"는 기하학을 설명한다.
지수 "k"는 다음 세 가지 값 중 하나만 취할 수 있도록 정의된다.
0, 평평한 유클리드 기하학에 해당함; 1, 양의 곡률 공간에 해당한다.
또는 -1, 양의 또는 음의 곡률 공간에 해당한다.
우주상수는 우주 진공의 에너지 밀도를 나타내며 암흑 에너지와 관련될 수 있다. "R"이 시간에 따라 어떻게 변하는지 설명하는 방정식은 제안자 알렉산더 프리드만의 이름을 따서 프리드만 방정식으로 알려져 있다.
"R(t)"에 대한 솔루션은 "k" 및 "Λ"에 따라 다르지만 이러한 솔루션의 일부 정성적 특징은 일반적이다.
첫째로 그리고 가장 중요한 것은 우주의 길이 척도 "R"은 우주가 양의 곡률("k"=1)로 완벽하게 등방성이고 모든 곳에서 아인슈타인이 처음 언급한 밀도의 정확한 값이 하나 있는 경우에만 일정하게 유지될 수 있다는 것이다.
그러나 이 평형은 불안정하다.
우주는 더 작은 규모에서 불균일하기 때문에 "R"은 시간이 지남에 따라 변해야 한다. "R"이 변경되면 우주의 모든 공간 거리가 함께 변경된다.
공간 자체의 전반적인 팽창 또는 축소가 있다.
이것은 은하들이 날아가는 것처럼 보인다는 관찰을 설명한다.
그들 사이의 공간이 늘어난다.
공간의 팽창은 또한 두 은하가 138억 년 전에 같은 지점에서 시작하여 결코 빛의 속도보다 빠르게 움직이지 않았지만 400억 광년 떨어져 있을 수 있다는 명백한 역설을 설명한다.
둘째, 모든 해는 "R"이 0이 되고 물질과 에너지가 무한히 조밀했던 과거에 중력 특이점이 있었음을 시사한다.
이 결론은 완전한 균질성과 등방성(우주론적 원리)이라는 의심스러운 가정에 기초하고 있고 중력 상호작용만이 중요하기 때문에 불확실해 보일 수 있다.
그러나 펜로즈-호킹 특이점 정리는 매우 일반적인 조건에 대해 특이점이 존재해야 함을 보여준다.
따라서 아인슈타인장 방정식에 따르면 "R"은 이 특이점("R"이 작고 유한한 값을 가질 때) 바로 다음에 존재하는 상상할 수 없을 정도로 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 빠르게 성장했다.
이것이 우주의 대폭발 모형의 본질이다.
대폭발의 특이점을 이해하려면 아직 공식화되지 않은 양자 중력 이론이 필요할 것이다.
셋째, 곡률 지수 "k"는 충분히 큰 길이 척도(약 10억 광년 이상)에 걸쳐 평균을 낸 시공간의 평균 공간 곡률의 부호를 결정한다. "k"=1이면 곡률이 양수이고 우주의 부피는 유한하다.
양의 곡률을 가진 우주는 종종 4차원 공간에 포함된 3차원 초구로 시각화된다.
반대로 "k"가 0이거나 음수이면 우주의 부피는 무한하다. "R"=0일 때 빅뱅에서 무한하지만 무한히 조밀한 우주가 한 순간에 생성될 수 있다는 것은 반직관적으로 보일 수 있지만, "k"가 1과 같지 않을 때 수학적으로 정확히 예측된다.
비유로 무한 평면은 다음과 같다.
곡률은 0이지만 면적은 무한인 반면, 무한 원통은 한 방향으로 유한하고 토러스는 양쪽 모두에서 유한하다.
우주의 궁극적인 운명은 곡률 지수 "k"와 우주 상수 "Λ"에 결정적으로 의존하기 때문에 아직 알려지지 않았다.
우주가 충분히 조밀했다면 "k"는 +1과 같을 것이다.
즉, 전체의 평균 곡률이 양수이고 우주가 결국 대함몰로 다시 축소되어 빅 바운스(Big Bounce)에서 새로운 우주가 시작될 가능성이 있다.
반대로, 우주의 밀도가 충분하지 않으면 "k"는 0 또는 -1과 같으며 우주는 영원히 팽창하여 냉각되고 결국에는 빅 프리즈(Big Freeze)와 우주의 열죽음에 도달한다.
현대 데이터에 따르면 우주의 팽창 속도는 원래 예상대로 감소하는 것이 아니라 증가하고 있다.
이것이 무한정 계속된다면 우주는 결국 빅 립(Big Rip)에 도달할 수 있다.
관측에 따르면 우주는 평평하며("k" = 0), 전체 밀도는 재붕괴와 영원한 팽창 사이의 임계값에 매우 가깝다.
일부 사변적 이론은 우리 우주가 연결되지 않은 우주의 집합 중 하나일 뿐이며, 집합적으로 다중우주로 표시되며, 우주에 대한 보다 제한된 정의에 도전하거나 강화한다고 제안했다.
맥스 테그마크Max Tegmark는 다양한 물리학 문제에 대한 응답으로 과학자들이 제안한 다양한 유형의 다중우주에 대한 4 파트 분류 체계를 개발했다.
그러한 다중우주의 예는 초기 우주의 카오틱 급팽창(chaotic inflation) 모형에서 비롯된 것이다.
다른 하나는 양자 역학에 대한 다세계 해석에서 비롯된 다중우주이다.
이 해석에서 평행 세계는 양자 중첩 및 양자 결어긋남과 유사한 방식으로 생성되며, 파동 함수의 모든 상태는 별도의 세계에서 실현된다.
우리의 다중우주를 만든 대폭발이 다중우주의 앙상블을 만들었다면 앙상블의 파동함수는 이런 의미에서 얽히게 될 것이다.
테그마크의 계획에서 가장 논쟁의 여지가 없지만 여전히 논쟁의 여지가 많은 다중 우주의 범주는 레벨 I이다.
이 레벨의 다중 우주는 "우리 자신의 우주에서" 먼 시공간 사건으로 구성된다.
테그마크와 다른 사람들은 공간이 무한하거나 충분히 크고 균일하다면 지구의 전체 허블 부피(Hubble volume) 역사의 동일한 사례가 아주 자주, 단순히 우연히 발생한다고 주장했다.
또한 동일한 허블 부피의 존재를 과학적으로 확인하는 것은 불가능하다.
각각은 존재하지만 서로 상호 작용할 수 없는 연결되지 않은 시공간을 생각할 수 있다.
이 개념을 쉽게 시각화할 수 있는 은유는 별도의 비눗방울 그룹으로, 한 비눗방울에 사는 관찰자는 원칙적으로도 다른 비눗방울에 있는 관찰자와 상호 작용할 수 없다.
한 가지 일반적인 용어에 따르면 시공간의 각 "비눗방울"은 '우주'로 표시되는 반면 우리의 특정 시공간은 '우주'로 표시된다.
마치 우리가 달을 달이라고 부르는 것과 같다.
이러한 분리된 시공간의 전체 모음은 다중우주로 표시된다.
이 용어를 사용하면 서로 다른 '우주'는 서로 인과적으로 연결되어 있지 않다.
원칙적으로 다른 연결되지 않은 '우주'는 다른 차원성과 시공간의 토폴로지, 다른 형태의 물질과 에너지, 다른 물리적 법칙과 물리 상수를 가질 수 있지만 그러한 가능성은 순전히 사변적이다.
다른 이들은 카오틱 급팽창(Chaotic inflation)의 일부로 생성된 여러 거품 각각을 별도의 '우주'로 간주하지만, 이 모형에서 이러한 '우주'는 모두 인과적 기원을 공유한다.
역사적으로 우주(우주론)와 그 기원(우주론)에 대한 많은 아이디어가 있었다.
물리 법칙에 의해 지배되는 비인격적 우주에 대한 이론은 그리스인과 인디아인에 의해 처음 제안되었다.
고대 중국 철학은 모든 공간과 모든 시간을 포함하는 우주의 개념을 포괄했다.
수세기에 걸쳐 천체 관측과 운동 및 중력 이론의 개선으로 우주에 대한 보다 정확한 설명이 가능해졌다.
현대 우주론의 시대는 1915년 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론으로 시작되어 우주 전체의 기원, 진화, 종말을 정량적으로 예측할 수 있게 되었다.
가장 현대적으로 받아들여지는 우주론 이론은 일반 상대성이론, 보다 구체적으로 예측된 대폭발에 기반을 두고 있다.
많은 문화권에는 세계와 우주의 기원을 설명하는 이야기들이 있다.
문화는 일반적으로 이러한 이야기를 어느 정도 진실이 있는 것으로 간주한다.
그러나 이러한 이야기가 초자연적 기원을 믿는 사람들 사이에 어떻게 적용되는지에 대해 신이 지금 있는 그대로 우주를 직접 창조하는 것부터 단지 "바퀴를 굴리는" 신에 이르기까지(예를 들면 대폭발과 진화같은 매커니즘을 통해) 다양한 믿음이 있다.
신화를 연구하는 민족학자와 인류학자는 창조 이야기에 등장하는 다양한 주제에 대해 다양한 분류 체계를 개발했다.
예를 들면 한 가지 유형의 이야기에서 세계는 세계 계란(world egg)에서 태어난다.
그러한 이야기에는 핀란드 서사시 칼레발라, 반고의 중국 이야기 또는 인도 브라만다 푸라다(Brahmanda Purana)가 포함된다.
관련 이야기에서 우주는 티베트 불교의 아디 부처(Adi-Buddha) 개념, 고대 그리스 가이아 이야기, 아즈텍 여신 코아틀리쿠(Cōātlīcue) 신화, 고대 이집트의 신 아툼 이야기, 그리고 아브라함계의 신(Abrahamic God)이 우주를 창조했다는 유대-기독교 천지창조 이야기. 다른 유형의 이야기에서 우주는 랑기와 파파(Rangi and Papa)의 마오리 이야기(Māori story)에서와 같이 남성과 여성 신의 결합으로 만들어졌다.
다른 이야기에서, 우주는 바빌로니아 서사시 에누마 엘리시의 티아마트 또는 노르드 신화의 거인 위미르와 같이 죽은 신의 시체와 같은 기존 재료로 또는 일본 신화의 이자나기와 이자나미에서와 같이 혼돈의 재료로 만들어진다..
다른 이야기에서는, 브라만과 프라크르티(Prakṛti), 세레르족의 창조 신화에서는 우주는 기본 원리로부터 나오고, 혹은 도는 음과 양에서 나온다.
소크라테스 이전의 그리스 철학자들과 인도 철학자들은 우주에 대한 가장 초기의 철학적 개념을 발전시켰다.
초기 그리스 철학자들은 외모가 기만적일 수 있다는 점에 주목했고, 외모 뒤에 숨겨진 현실을 이해하려고 노력했다.
특히, 그들은 물질이 형태를 바꾸는 능력(예: 얼음에서 물에서 증기로)에 주목했으며 여러 철학자들은 세계의 모든 물리적 물질이 단일 원시 물질 또는 '원질'의 서로 다른 형태라고 제안했다.
그렇게 한 최초의 사람은 이 물질을 물이라고 제안한 탈레스였다.
탈레스의 제자인 아낙시만드로스는 모든 것이 무한한 '아페이론'에서 나온다고 제안했다.
아낙시만드로스는 원질이 다른 형태로 응축되거나 분리되게 하는 지각된 매력적이고 반발적인 특성 때문에 태초의 재료가 공기라고 제안했다.
아낙시메네스는 '누스'(마음)의 원리를 제안한 반면 헤라클레이토스는 (로고스에 대해 말했으며) 불을 제안했다.
엠페도클레스는 흙, 물, 공기 및 불의 요소를 제안했다.
그의 4요소 모형은 매우 유명해졌다.
피타고라스와 마찬가지로 플라톤은 엠페도클레스의 요소는 플라톤의 입체 형태를 취하며, 만물은 수로 구성되어 있다고 맏었다.
데모크리토스와 이후의 철학자-특히 레우키포스-는 우주가 거시공동void(진공)을 통해 움직이는 분할할 수 없는 원자로 구성되어 있다고 제안했지만, 아리스토텔레스는 물과 마찬가지로 공기가 운동에 대한 저항을 제공하기 때문에 실현 가능하다고 믿지 않았다.
공기는 즉시 공극을 채우기 위해 돌진할 것이며, 게다가 저항 없이 무한정 빠르게 이동할 것이다.
헤라클레이토스는 영원한 변화를 주장했지만 그의 동시대의 파르메니데스는 모든 변화는 환상이며 진정한 근본적인 실재는 영원히 변하지 않고 단일한 성질을 갖는다는 급진적인 제안을 했다.
파르메니데스는 이 실재를 τ ν(하나)라고 불렀다.
파르메니데스의 생각은 많은 그리스인들에게 그럴듯해 보였으나 그의 제자 엘레아의 제논는 몇 가지 유명한 역설로 그들에게 도전했다.
아리스토텔레스는 무한히 나눌 수 있는 연속체뿐만 아니라 잠재적인 셀 수 있는 무한의 개념을 개발함으로써 이러한 역설에 대응했다.
영원하고 불변하는 시간의 순환과 달리, 그는 세계가 천구로 둘러싸여 있으며 누적 항성 등급은 유한하게 곱하기만 한다고 믿었다.
바이셰시카 학파의 창시자인 인도 철학자 카나다Kanada는 원자론의 개념을 발전시켰고 빛과 열은 같은 물질의 변종이라고 제안했다.
서기 5세기에 불교 원자론 철학자 디그나가는 원자가 점 크기이고 지속성이 없으며 에너지로 구성되어 있다고 제안했다.
그들은 물질의 존재를 부정하고 운동이 에너지 흐름의 순간적인 섬광으로 구성되어 있다고 제안했다.
시간 유한주의의 개념은 유대교, 기독교, 이슬람교의 세 가지 아브라함 종교가 공유하는 창조의 교리에 의해서 영감을 받았다.
기독교 철학자 존 필로포누스John Philoponus는 무한한 과거와 미래에 대한 고대 그리스 개념에 반대하는 철학적 논증을 제시했다.
우주에 대한 천문학적 모형은 우주를 바다에 떠다니는 평평한 원반으로 본 바빌론의 천문학자들과 함께 천문학이 시작된 직후 제안되었으며, 이것은 아낙시만드로스와 밀레토스의 헤카타이오스와 같은 초기 그리스 지도의 전제를 형성한다.
후대의 그리스 철학자들은 천체의 움직임을 관찰하면서 경험적 증거에 더 깊이 기반을 둔 우주 모형을 개발하는 데 관심을 가졌다.
첫 번째 일관된 모형은 크니도스의 에우독소스에 의해 제안되었다.
모형에 대한 아리스토텔레스의 물리적 해석에 따르면, 천체 구들은 정지된 지구 주위를 균일한 운동으로 영원히 회전한다.
정상적인 물질은 완전히 지구 내에 포함되어 있다.
데 문도(De Mundo)(기원전 250년 이전 또는 기원전 350년 ~ 200년 사이에 작성됨)는 "5개의 지역에 있는 구체에 위치한 5개의 원소들은 각각의 경우에 더 큰 것, 즉 물로 둘러싸인 땅, 공기로 둘러싸인 물, 불로 둘러싸인 공기, 그리고 에테르로 둘러싸인 불이 전체 우주를 구성하고 있다"고 언급했다.
이 모형은 또한 칼리푸스Callippus에 의해 개선되었으며 동심원이 버려진 후 프톨레마이오스의 천문 관측과 거의 완벽하게 일치했다.
이러한 모형의 성공은 주로 모든 함수(예: 행성의 위치)가 일련의 순환 함수(푸리에 급수)로 분해될 수 있다는 수학적 사실에 기인한다.
피타고라스 학파 철학자 필롤라오스와 같은 다른 그리스 과학자들은 (스토바우스Stobaeus의 설명에 따르면) 우주의 중심에는 지구, 태양, 달 및 행성이 균일한 원형 운동을 하는 "중심 불"이 있다고 가정했다.
그리스의 천문학자 사모스의 아리스타르코스는 태양중심적 우주 모형을 제안한 최초의 알려진 개인이다.
원본 텍스트는 손실되었지만 아르키메데스의 책 《모래알을 세는 사람》의 참조는 아리스타르코스의 태양중심 모형을 설명한다.
아르키메데스는 쓰기를:
겔론 왕, 당신은 대부분의 천문학자들에 의해 우주가 그 중심이 지구의 중심이고 반지름이 태양의 중심과 지구의 중심 사이의 직선과 같은 구에 붙여진 이름이라는 것을 알고 있다.
이것은 당신이 천문학자들로부터 들은 것과 같은 일반적인 설명이다.
그러나 아리스타르코스는 가정의 결과로 우주가 방금 언급한 우주보다 몇 배나 더 크다는 특정 가설로 구성된 책을 내놓았다.
그의 가설은 고정된 별과 태양은 움직이지 않고 유지되고, 지구는 원의 둘레를 따라 태양 주위를 회전하고, 태양은 궤도의 중앙에 있으며, 고정된 별의 구체는 같은 중심에 위치한다는 것이며, 그 구체는 아주 커서 그가 지구가 공전한다고 가정하는 원은 구체의 중심이 그 표면에 닿는 것과 고정된 별의 거리는 같은 비례이다.
따라서 아리스타코스는 별들이 아주 멀리 있다고 믿었고, 이것이 연주 시차가 관찰되지 않은 이유, 즉 지구가 태양 주위를 이동할 때 별들이 서로 상대적으로 움직이는 것이 관찰되지 않은 이유라고 보았다.
별은 사실 고대에 일반적으로 추정된 거리보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있기 때문에 항성 시차는 정밀 기기로만 감지할 수 있다.
행성 시차와 일치하는 지구 중심 모형은 평행 현상인 항성 시차의 관측 불가능성에 대한 설명으로 가정되었다.
클레안테스[아리스타코스의 동시대인이자 스토아 학파의 수장]은 우주의 화로[즉, 지구]의 움직임, ... 하늘은 정지하고 지구는 비스듬한 원을 그리며 공전하면서 동시에 자전한다고 가정한 주장에 대해서 사모스의 아리스타르코스를 불경건한 혐의로 기소하는 것은 그리스인들의 의무라고 생각했다.
아리스타르코스의 태양중심 모형을 지지한 이름으로 알려진 고대의 유일한 천문학자는 아리스타르코스 이후 한 세기 동안 살았던 헬레니즘 천문학자인 셀레우키아의 셀레우코스(Seleucus of Seleucia)였다.
플루타르코스에 따르면, 셀레우코스는 추론을 통해 태양중심 시스템을 최초로 증명했지만 그가 사용한 논거는 알려져 있지 않다.
태양중심적 우주론에 대한 셀레우코스의 주장은 아마도 조수 현상과 관련되었을 것이다.
스트라본(1.1.9)에 따르면, 셀레우코스는 조수가 달의 인력에 의한 것이며 조수의 높이는 태양에 대한 달의 위치에 달려 있다고 처음으로 밝혔다.
또는, 그는 기하학적 모형의 상수를 결정하고 나중에 16세기에 니콜라우스 코페르니쿠스가 한 것처럼 이 모형을 사용하여 행성 위치를 계산하는 방법을 개발함으로써 태양 중심성을 증명했을 수 있다.
중세 시대에 인도 천문학자 아리아바타와 페르시아 천문학자 알버마사르Albumasar와 알시지Al-Sijzi도 태양중심 모형을 제안했다.
아리스토텔레스 모형은 지구가 자전하고 태양이 우주의 중심에 위치하면 천문학적 데이터가 더 그럴듯하게 설명될 수 있다는 아리스타르코스의 관점을 코페르니쿠스가 되살리기 전까지 대략 2천년 동안 서구 세계에서 받아들여졌다.
동시에 모든 것을 밝힐 수 있는 이 아름다운 성전의 등불을 이보다 더 좋은 곳에 둘 사람이 누가 있겠는가?
— 니콜라우스 코페르니쿠스, 10장, 《천구의 회전에 관하여》(1543) 제1권
코페르니쿠스 자신이 언급했듯이 지구가 자전한다는 개념은 최소한 필롤라오스(c. 450 BC), 헤라클레이데스 폰티쿠스Heraclides Ponticus(c. 350 BC) 및 피타고라스학파 엑판투스Ecphantus로 거슬러 올라가는 매우 오래된 개념이다.
코페르니쿠스보다 약 1세기 전에 기독교 학자인 니콜라우스 쿠자누스도 그의 책, 《학습된 무지에 대하여(On Learned Ignorance)》(1440)에서 지구가 축을 중심으로 회전한다고 제안했다.
알시지는 또한 지구가 축을 중심으로 회전한다고 제안했다.
이 우주론은 아이작 뉴턴, 크리스티안 하위헌스 및 이후의 과학자들에 의해 받아들여졌다.
에드먼드 핼리(1720)와 장-필리프 드 체소Jean-Philippe de Chéseaux(1744)는 별들로 균일하게 채워진 무한한 공간의 가정이 야간 하늘이 태양 자체만큼 밝을 것이라는 예측으로 이어질 것이라고 독립적으로 언급했다. ;
이것은 19세기에 올베르스의 역설로 알려지게 되었다.
뉴턴은 물질로 균일하게 채워진 무한한 공간이 무한한 힘과 불안정성을 일으켜 물질이 자체 중력에 의해 안쪽으로 으스러질 것이라고 믿었다.
이 불안정성은 진스 불안정성 기준에 의해 1902년에 명확해졌다.
이러한 역설에 대한 한 가지 해결책은 찰리어Charlier 우주이다.
이 우주에서는 우주가 무시해도 될 정도로 작은 전체 밀도를 가지도록 프랙탈 방식으로 물질이 계층적으로(더 큰 시스템에서 궤도를 도는 천체의 시스템, 무한대로) 배열된다.
그러한 우주론적 모형은 1761년에 요한 하인리히 람베르트가 제안한 것이기도 하다. 18세기의 중요한 천문학적 진보는 토머스 라이트, 임마누엘 칸트 및 다른 성운들에 의해 실현되었다.
1919년, 후커 망원경(Hooker telescope)이 완성되었을 때, 여전히 지배적인 견해는 우주가 완전히 우리 은하계로 구성되어 있다는 것이었다.
후커 망원경을 사용하여 에드윈 허블은 여러 나선 성운에서 세페이드 변광성을 확인했으며 1922~1923년에 안드로메다 성운과 삼각형자리가 우리 은하 밖에 있는 완전한 은하임을 결정적으로 증명하여 우주가 수많은 은하로 구성되어 있음을 증명했다.
현대 물리 우주론의 시대는 알베르트 아인슈타인이 우주의 구조와 역학을 모델링하기 위해 처음으로 일반 상대성이론을 적용한 1917년에 시작되었다.
기하학에서 원(圓, )은 평면 위의 한 점에 이르는 거리가 일정한 평면 위의 점들의 집합으로 정의되는 도형이다.
이러한 점을 원의 중심이라고 하고, 중심과 원 위의 점을 잇는 선분 또는 이들의 공통된 길이를 원의 반지름이라고 한다.
원은 이차 곡선의 일종인 타원에서 이심률이 0인 경우이다.
원과 관련된 기본적인 용어들은 다음과 같다.
기원전 5세기경 안티폰은 정다각형의 변 수를 계속 늘려가면 결국엔 원이 된다고 생각했다.
이에 15세기 독일의 신학자 니콜라우스는 아무리 변을 늘려도 원이 될 수는 없다는 사상으로 반박했다.
이는 약 3.1415…를 값으로 하는 초월수이다.
등주 부등식에 따르면, 이는 둘레가 formula_7인 닫힌 곡선으로 둘러싸인 도형이 가질 수 있는 최대 넓이이다.
이는 피타고라스 정리를 통해 유도된다.
2차원 직교 좌표계 위의 원의 방정식의 일반적인 꼴은
좌변은 반지름의 4배에 대응하며, '=0'일 경우 한원소 집합이 되고, '&lt;0'일 경우 공집합이 된다.
평면 위의 모든 원은 적절한 직교 좌표계를 취했을 때
와 같은 표준적인 방정식으로 표현된다.
이러한 꼴의 방정식을 얻으려면 원의 중심을 좌표계의 원점으로 삼기만 하면 된다.
2차원 직교 좌표계 위의 중심이 formula_10이고 반지름이 formula_1인 원은 다음과 같은 매개변수 방정식을 갖는다.
직교 좌표나 극좌표를 복소수 formula_28로 대신하면, 원과 직선의 통일된 방정식을 얻을 수 있다.
또한 복소평면 위의 원의 방정식의 일반적인 꼴은
또한, formula_38 대신 formula_40을 취하고 다른 조건을 그대로 두면 복소평면 위의 직선의 방정식의 일반적인 꼴을 얻는다.
즉, formula_38이라는 조건을 제거하고 다른 조건을 그대로 두면 일반화 원의 방정식의 일반적인 꼴을 얻는다.
2차원 직교 좌표계 위에서, 원
평면 위의 원과 직선의 위치 관계는 원의 중심에서 직선까지의 거리 formula_2와 원의 반지름 formula_1의 대소 관계에 따라 다음과 같은 경우로 나뉜다.
공선점이 아닌 세 점을 지나는 원.
공선점이 아닌 세 점 formula_79를 지나는 원은 컴퍼스와 자를 사용하여 다음과 같이 작도할 수 있다.
주어진 원의 중심은 컴퍼스와 자를 사용하여 다음과 같이 작도할 수 있다.
원적 문제는 주어진 원과 넓이가 같은 정사각형을 컴퍼스와 자로 작도하는 문제를 일컫는다.
이는 원주율 formula_4가 초월수이므로 불가능하다.
모든 삼각형은 유일한 내접원 및 외접원과 정확히 3개의 방접원을 갖는다.
그러나, 일반적으로 다각형은 내접원이나 외접원을 가질 필요가 없다.
어떤 다각형이 모든 변에 접하는 원을 가질 경우, 이 다각형을 외접 다각형이라고 한다.
어떤 다각형이 모든 꼭짓점을 지나는 원을 가질 경우, 이 다각형을 내접 다각형이라고 한다.
동시에 외접 다각형이며 내접 다각형인 다각형을 이중중심 다각형이라고 한다.
예를 들어, 모든 삼각형과 모든 정다각형은 이중중심 다각형이다.
제망매가(祭亡妹歌)는 신라의 승려 월명사가 지은 향가로, 《삼국유사》 권5 “월명사 도솔가조(月明師兜率歌條)”에 “월명이 죽은 누이를 위하여 부처에게 공양하는 재를 올리고 향가를 지어 제사를 지냈다.”라고 기록되어 있다.
천체(天體, , )는 우주에 존재하여 천문학의 연구 대상이 되는 것으로, 암석·기체·먼지 등 여러 물질이 중력에 의해 묶여 있는 상태로 존재하는 것과 그 집합을 가리켜 부르는 말이다.
천체의 대략적인 종류는 다음과 같다.
우주 먼지 따위도 천체의 범주에 넣기도 한다.
물리학에서의 에너지 보존 법칙(-保存法則, )은 외계에 접촉이 없을 때 고립계에서 에너지의 총합은 일정하다는 것으로 물리학의 바탕이 되는 법칙 중 하나다.
가끔 에너지 보존의 법칙이라고도 불린다.
이 법칙에 따르면 에너지는 그 형태를 바꾸거나 다른 곳으로 전달할 수 있을 뿐 생성되거나 사라질 수 없다.
항상 일정하게 유지된다는 것이다.
롤러코스터에서 중력에 의한 퍼텐셜에너지가 운동에너지로 변환되거나 화약의 화학에너지가 총알의 운동에너지로 변환되는 것이 그 예이다.
20세기, 에너지 보존 법칙은 알버트 아인슈타인의 특수 상대성이론을 통해 질량-에너지 보존 법칙으로 확장되었다.
특수 상대성이론에 따르면 질량은 에너지의 한 종류이고 기준 관성계에 따라 측정되는 값이 다를 수는 있지만 같은 관성계에서 시간의 변화에 대해서 불변이다.
열역학에 있어서의 에너지 보존 법칙은 열역학 제1법칙(熱力學第一法則, )이라고 불린다.
19세기 이전 물리학에서는 열학과 역학을 구분지어서 독립된 물리현상이라고 판단하였다. 하지만 19세기에 열과 역학적인 일이 동등한 현상임을 증명하고 에너지 보존 법칙이 정식화되었다.
역학적 일과 열이 서로 변환될 수 있으며 동등하다는 언급은 에너지 보존의 원리를 확립하는 데에 중심적인 특징이었다.
역학적 과정에서 역학적 에너지가 손실됨과 동시에 열이 생성된다는 사실을 지적했다는 점에서 에너지 보존의 원리는 자연현상의 통일성을 역설하고 있었다.
18세기의 물리학자들은 에너지 손실을 비역학적 과정과 분리해서 역학계 안에서만 고려했으며, 따라서 그들은 열과 역학적 에너지의 동등성에 대한 이론을 분명히 제시하지 않았다.
그런데 18세기 역학의 저작들 속에서도 역학적 에너지의 보존이라는 개념을 찾아낼 수 있다.
고트프리트 라이프니츠가 처음으로 밝힌 활력의 보존 원리가 바로 그것이다.
라이프니츠는 질량과 속도의 제곱을 곱한 양으로 측정되는 활력은 역학적 과정에서 보존된다고 주장했다.
18세기 물리학자들에게 활력 보존의 원리는 널리 쓰였는데, 완전탄성운동을 설명할 때 특히 편리하였다.
1720년 요한 베르누이는 활력 개념에 대해서 가장 체계적이고 일관된 해설을 제시하였다.
비탄성충돌에서는 활력이 손실되는 것처럼 보이지만, 이는 움츠러뜨렸다가 늘어나지 못하게 해 놓은 용수철과 비슷하다고 하였다.
그리고 베르누이는 물체가 압축될 때 활력이 소모되지 않고 어떤 방식으로 변환된다고 해석하였다.
아직까지는 열과 일이 동등하다고 생각하지 않았다.
1760년 캐번디쉬는 활력보존의 원리를 열의 교환 문제에 적용하였다.
그는 열이 물체를 구성하는 알갱이들의 떨림에서 비롯된다고 가정을 하고, 열의 전달을 물체를 이루는 입자들의 활력의 보존으로부터 얻어낼 수 있다고 생각했다. 하지만 여전히 활력의 손실을 열의 생성과 등치시키지는 않았다.
19세기 초, 활력을 역학적 일, 즉 힘과 거리의 곱으로 잴 수 있다는 관념이 동력기술에 관한 저작들에 나타나기 시작했다.
석탄을 태움으로써 일을 할 수 있게 만드는 열기관의 작동을 보면 일과 열이 상호변환됨을 짐작할 수 있었다.
에워트는 석탄을 태울 때 생기는 열과 그렇게 해서 생성되는 역학적 능력 또는 힘 사이의 정량적 관계를 추측하였다.
1820년대에는 역학에 관한 이론적 논문들에서 일의 개념이 강조되었는데, 일은 힘을 거리에 대해 적분한 값이로 잴 수 있다고 정의되었다.
또한 활력 개념과의 수학적 관계를 분명히 함으로써 역학적 에너지의 척도를 제시했다.
일을 역학적 에너지의 척도로 보는 개념은 상호변환과정의 정량적인 기초가 되어 주었다.
1842년 역학적 에너지 보존의 법칙은 가장 먼저 독일의 J.R.마이어에 의해 제시되었다.
그는 열대지방을 여행하던 도중 선원들의 동맥 색이 붉은 것을 보고 에너지와 열의 관계를 처음 추측하였다.
후에 1850년 마이어는 열의 일당량이라는 개념을 적용시켜 &lt;열의 일당량에 관한 논문&gt;을 발표하였다.
수소들을 용기에 집어넣고 한 쪽면을 피스톤으로 막은 뒤 추를 올려 놓아 일정한 압력을 준다.
이 상태로 가열하게 되면 기체는 팽창하여 부피가 증가한다.
밀폐하여 가열하였을 경우에는 열용량이 2.4cal이였지만 팽창을 자유롭게 하였을 때는 3.4cal이였다.
마이어는 "열량이란 압력에 저항하여 부피를 증가시키는 능력이다"라고 결론을 내렸다.
압력에 대하여 부피를 증가시키는 것은 일을 한다는 것과 동일하여 "열이란 일을 하는 능력이다"라고 결론을 내릴 수 있다.
이러한 능력은 [에너지]라고 정의가 되어있었는데 "열은 에너지다"라고 결론을 내렸다..
마이어의 실험에 앞서 1842년 영국의 줄이 비슷한 실험을 고안하였다.
마이어가 일을 시켜서 열에너지를 계산한 것과는 반대로 열에너지를 통해 일을 계산하였다.
줄의 장치를 잘 살펴보면 인간이 핸들을 돌려 추를 끌어올려 위치에너지를 증가시킨다.
그리고 핸들을 놓게 되면 추가 떨어지면서 물 속의 교반기를 회전시키는데 이는 추의 위치에너지가 교반기의 운동에너지로 전환되는 과정이다.
모든 실험이 끝난 후 물이 잔잔해지면 물의 온도가 전체적으로 증가한 것을 관찰할 수 있는데 이는 정확히 위치에너지의 양과 같다.
줄의 실험은 열이 에너지라는 것을 입증함과 동시에 에너지의 형태가 변하고 여러 과정을 거쳐도 그 전체 양은 줄지 않는 다는 것을 증명하였다.
1840년대까지 몇몇 물리학자들과 엔지니어들이 역학적 일과 열 사이의 정량적인 동등성을 명시적으로 밝혔다.
이들은 열과 일 사이의 변환 계수, 즉 열의 일 해당량 또는 역학적 값을 계산했다.
역학적 일의 개념을 명확하게 정의하고 열과 일의 정량적인 동등성을 밝힌 것이 중요한 요인이 되어, 에너지 보존 원리가 분명해지고, 실험도 가능해졌으며, 수학적 개념화도 이룰 수 있었다.
일과 열이 동등함을 주장함으로써, 물리학자들은 역학과정을 상호변환과정의 망 속에서 논의할 수 있게 되었다.
에너지 보존 원리는 이러한 설명의 작업틀에 기본적 개념을 제공했다.
즉, 보존되는 물리량의 정량적인 척도와 자연 능력의 상호변환을 설명해 주는 보편적인 원리이다.
에너지 보존의 법칙이 확립되면서 열의 역학적 이론도 분명해졌다.
이 이론은 열이 물체를 구성하는 입자들의 떨림에서 비롯된다고 보았으며, 이는 역학적 일과 열 사이의 상호변환과 동등성을 설명하는 기초가 되었다.
운동하는 물질에 기반을 둔 역학적 존재론은 자연 능력의 상호변화과 에너지 보존을 설명하는 토대가 되었다.
1840년대 줄이 열의 역학적 이론을 천명함으로써 에너지 보존 원리와 역학적 설명 프로그램 사이에 연결고리가 마련되었다.
1840년대 초 줄의 연구는 전기장치의 개선과 전기화학에 집중되어 있었다.
데이비와 패러데이는 화학적 친화성의 전기이론을 정식화하려 했으며, 줄은 이 전기이론을 더 다듬어 상호변환과 정량적인 동등함을 밝힘으로써 전기 현상과 화학 현상과 열 현상을 통합하려 했다.
줄은 역학적 일과 열 사이의 정량적 관계를 측정하기 위해서 역학적 일로부터 전류를 만들어내고 다시 이로부터 열을 만들어내는 전기장치를 고안했다.
이 장치를 써서 열과 역학적 일사이의 수치적 관계를 계산할 수 있었다.
줄은 곧 역학적 일이 마찰로 직접 열을 만들어낸다는 결론에 이르렀다. 그러나 열의 변환을 매개하는 매개체로서 전기를 중시하던 관점에서 역학적 일로 점차 그 초점이 옮겨갔다.
열의 변환을 중개하는 매개체로 전기를 중시하던 관점에서 역학적 일로 점차 그 초점이 옮겨갔다.
마찰에 의해 역학적 일이 직접 열로 변환된다는 것을 보이고 마찰로 생긴 열을 확인하려는 실험에서 열의 역학적 값을 측정함에 따라, 줄은 모든 자연 능력들이 정량적으로 동등하며 서로 변환될 수 있고 소멸되지 않는다는 주장을 하기에 이르렀다. 열과 일의 상호변환에서 전기가 매개의 역할을 하는 게 아니라 역학적 능력이 변환된다는 것이 그의 자연이론에서 중심 개념이 되었다.
줄은 열과 일이 서로 변환될 수 있다는 일반적인 물리이론을 정식화했는데, 이 이론은 열의 역학적 당량의 개념을 자연의 힘이 역학적으로 통일되어 있으며 서로 변환될 수 있다는 학설의 틀 안으로 가져왔다.
그는 우주에서 질서가 유지되는 것은 '힘'의 상호변환에 의한 것이며, 힘이 파괴되지 않는 것은 우주의 자족성을 보여주는 것이라고 주장했다.
신이 자연 능력의 틀을 일단 만들고 난 뒤에는 이 힘들이 그 전체 효과면에서 일정하게 유지된다는 것이다.
줄은 여러 자연 능력들 사이에 연결이 있으리라는 선입견을 가지고 연구를 시작한 것은 아니었다.
그는 실험적 발견을 이론적으로 해석하기 위한 틀거리로서 자연 능력이 변환되며 파괴되지 않는다는 관념을 채택한 것이었다.
이 이론이 직접 그의 연구의 방향을 정해 준 것은 아니지만, 변환현상에 대한 그의 실험적 예증의 지적인 배경이 된 것은 틀림없다.
줄은 열과 일이 상호 변환될 수 있음을 확립했다고 주장했지만, '에너지' 보존의 일반 원리에 대한 정식화를 주장하지는 않았다.
1847년 독일의 헬름홀츠는 에너지 보존법칙은 자연계 일반에서 성립되는 법칙이라고 주장하였다.
헬름홀츠는 그의 기념비적인 논문 &lt;힘의 보존에 관하여&gt;에서 에너지 보존 원리의 수학적 정식화를 제시했다.
힘의 보존 에 대한 헬름홀츠의 개념에는 아직 개연적인 모호함이 남아 있었는데, 에너지의 보존뿐 아니라 자연 능력 또는 힘이 파괴될 수 없으며 변형될 수 있다고 한 점도 그러하고, 에너지의 보존이라는 작업틀 안에 자연 능력의 변환을 포함시킨 점도 그러하며, 이런 식으로 보존되는 양들을 수학적으로 정확하게 지시하려 한 점도 그러하다.
헬름홀츠의 에너지 이론의 기원은 생리학에 대한 관심과 동물의 열이라는 문제에 대한 그의 특별한 관심에 있다.
물리학적 원리를 토대로 하여 생리학을 구성하려 했던 베를린 생리학 학파의 중심인물로서, 헬름홀츠는 동물이 만들어 내는 체열과 근육의 작용이 음식물의 산화에서 유도될 수 있음을 증명하려 했다.
헬름홀츠는 리비히의 연구에 크게 영향받았는데, 리비히는 물리 화학법칙들로부터 생리학적 현상들을 유호하려 했다.
헬름홀츠는 실험적 증거가 불충분했음에도 불구하고 리비히의 이론을 옹호하면서 호흡만이 동물의 열이 근원이라고 결론지었다.
그러면서, 리비히의 논증은 '힘의 일정함'의 원리가 타당한가 아닌가에 의존한다고 지적했다.
힘의 일정함의 원리란 힘들이 파괴될 수 없으며 변형될 수 있을 뿐이라는 원리이다.
헬름홀츠는 자연 능력 또는 힘이 상호 변형될 수는 있지만 소멸될 수는 없다는 원리를 정당화하는 것을 자신의 과제로 삼았다.
그는 유기체가 독특한 힘을 가지고 있으며 그것은 물리적 영역에서 작동하는 힘과는 다르다는 리비히의 견해를 공격하긴 했지만, 유기체에서 나타나는 힘들이 비유기적 자연에서 작동하는 힘이 수정된 결과라고 본 것은 리비히의 생리학을 올바로 해석한 것이었다.
헬름홀츠는 리비히의 생기력이라는 개념을 배격하지 않았다.
헬름홀츠에게 중요한 문제는 유기체의 생리학을 조절하는 힘들을 비유기적 힘을 지배하는 법칙들로 설명하는 것이었다.
그는 이 설명을 위해서는 모든 힘의 작동은 힘이 일정하다는 법칙을 따라야 한다고 주장했다.
리비히의 생기력도 역시 저절로 생겨날 수 없으며 다른 힘을 같은 양만큼 만들어 낼 수 있다는 점에서 비유기적 힘과 똑같은 성질을 가지고 있었다.
그래서 헬름홀츠는 리비히의 이론이 힘은 일정하다는 가정에 의존하고 있다고 주장한 것이다.
그러나 헬름홀츠는 생기력 원리가 포함하고 있는 다른 주장, 즉 생기력은 자체영구적이며 따라서 힘 일정의 원리에 구속되지 않을 수도 있다는 주장에는 반대했다.
헬름홀츠는 "살아 있는 힘"의 보존의 원리를 일반적인 형태로 유도하면서, 중심력에 의해 움직이는 물체의 운동에 대해 '살아 있는 힘'의 변화는 그가 "긴장된 힘"이라고 부른 양의 변화로 측정된다고 주장했다. "긴장된 힘"은 중심력의 세기에다 물체에서 힘의 중심까지의 거리를 곱한 양으로 정해진다.
힘 보존의 원리는 "살아 있는 힘"과 "긴장된 힘"의 합이 일정하다는 것으로 표현되었다.
헬름홀츠는 이 원리가 물체의 운동이 중심력 법칙으로 결정된다는 가정에 의존한다고 보았다.
헬름홀츠의 "살아있는 힘"과 "긴장된 힘"은 각각 운동에너지와 위치에너지에 해당하며, 그의 '힘의 보존'의 원리는 에너지 보존을 수학적으로 표현한 것이다.
헬름홀츠는 자신이 '힘'이라는 용어를 수학적인 논의에서 이중적으로 쓰고 있음을 잘 알고 있었다.
즉, 뉴턴의 끄는 힘과 미는 힘을 지칭할 때에도 힘이라는 용어를 쓰고, 살아있는 힘과 긴장된 힘에서도 힘이라는 용어를 쓰고 있었다.
그는 나중에 '살아있는 힘'과 '긴장된 힘'이 1850년대에 도입된 '에너지'라는 용어의 동의어임을 재빨리 지적했다.
에너지 보존의 법칙은 20세기에 들어와서 질량-에너지 보존의 법칙으로 거듭나게 되는데, 이는 중성자의 발견과 함께 시작된다.
1932년 이탈리아의 페르미는 중성자의 발견과 동시에, 중성자를 원자핵에 충돌시켜 하나의 원소를 다른 원소로 변환하는 연구를 시작하였다.
1938년 독일의 오토 한과 슈트라스만이 페르미의 실험을 해석하였는데 이는 초우라늄원소가 아니라 우라늄이 정확히 두 개로 분열되고 그 사이에 미세 질량들이 소멸하여 에너지가 발생하였다는 것을 밝혀냈다.
그들은 원자핵 분열 현상이라고 불렀다.
그 후 알버트 아인슈타인은 질량들은 질량에 광속에 제곱을 곱한 것과 같은 에너지를 가진다고 증명하여 질량과 에너지가 상호 전환되며 그 합이 일정함을 보였다.
역사적으로, 에너지 보존의 법칙은 열의 일 당량에 의해 뒷받침되었다.