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우주 마이크로파 배경 특징
우주 형성에 대한 대폭발(빅뱅) 모형에서 급팽창 이론은 약 10-37초 후에 발생하는(nascent) 우주가 지수적 성장(exponential growth)을 겪으면서 거의 모든 불규칙성을 완화했다고 예측한다. 나머지 불규칙성들은 급팽창 사건을 일으킨 인플레이션 장에서의 양자 요동들에 의해 발생했다. 항성들과 행성들이 형성되기 오래 전에 초기 우주는 더 작고, 훨씬 더 뜨거웠으며 또한 대폭팔 후 10-6초 후에 시작하여 광자들, 전자들 및 중입자들의 상호 작용하는 플라즈마의 흰색 뜨거운 안개로부터의 한 균일한 발광으로 가득찼다.
우주가 팽창함에 따라, 단열 냉각으로 인해 플라즈마의 에너지 밀도가 감소하여 전자들이 양성자들과 결합하여 수소 원자들을 형성하는 데 유리해졌다. 이 재결합 사건은 온도가 약 3000 K일 때 또는 우주의 나이가 약 379,000년일 때 발생했다. 광자들은 이러한 전기적으로 중성인 원자와 상호 작용하지 않기 때문에, 그것은 공간을 자유롭게(freely) 이동하기 시작하여 물질과 복사의 디커플링(decoupling)을 초래했다.
우주 마이크로파 배경 특징
분리된 광자의 앙상블(ensemble)의 색온도는 그 이후로 계속 감소했다. 이제 2.7260±0.0013 K로 낮아지고 우주가 팽창함에 따라 계속해서 낮아질 것이다. 적색 편이된 흑체 복사는 낮은 온도에서의 흑체 복사와 같기 때문에 그 복사 강도는 2.726 K의 흑체 복사에 해당한다. 대폭발 모형에 따르면 오늘날 우리가 측정하는 하늘의 복사는 마지막 산란 표면이라는 구체의 표면에서 나온다. 이것은 분리 사건이 발생한 것으로 추정되는 공간의 위치 집합을 나타내며, 또한 해당 거리에 광자가 관찰자에게 막 도달한 시간과 지점을 나타낸다. 우주에 있는 복사 에너지의 대부분은 우주 마이크로파 배경에 있으며, 우주 전체 밀도의 대략 6 × 10-5의 일부를 구성한다.
급팽창 이론의 가장 큰 성공 중 두 가지는 거의 완벽한 흑체 스펙트럼에 대한 예측과 우주 마이크로파 배경의 비등방성들에 대한 상세한 예측이다. CMB 스펙트럼은 자연에서 가장 정밀하게 측정된 흑체 스펙트럼이 되었다.
CMB의 에너지 밀도는 0.260 eV/cm3 (4.17 × 10-14 J/m3)이며 약 411 photons/cm3를 산출한다.
우주 마이크로파 배경 역사
우주 마이크로파 배경은 1948년 랠프 앨퍼와 로버트 허먼에 의해 처음으로 예측되었으며, 이는 앨퍼의 박사 지도교수 조지 가모프가 수행한 연구와 밀접한 관련이 있다. 앨퍼와 허먼은 우주 마이크로파 배경의 온도를 5K로 추정할 수 있었지만 2 년 후 28K로 다시 추정했다. 이 높은 추정치는 알프레드 베어Alfred Behr가 허블 상수를 잘못 추정했기 때문인데, 이는 복제될 수 없었고 또한 나중에 더 앞선 추정치를 위해 버려졌다. 이전에도 우주의 온도의 몇 가지 추정치들이 있었지만, 이 추정치들은 두 가지 결점들이 있었다. 첫째로, 그것들은 우주의 유효온도를 측정하는 것이었고, 또한 우주가 열적 플랑크 스펙트럼으로 채워져 있다는 것을 제안하지 않았다. 다음으로, 그들은 우리 은하의 가장자리에 있는 한 특별한 지점에 우리가 있는 것에 의존하고, 또한 그들은 복사가 등방성이라는 것을 제안하지 않았다. 만일 지구가 우주의 다른 곳에 위치했다면, 그 추정치는 매우 다른 예측들을 산출했을 것이다.
우주 마이크로파 배경 역사
앨퍼와 허먼의 1948년 결과는 1955년경까지 많은 물리학 환경에서 논의되었는데, 이 는 둘 다 존스 홉킨스 대학교의 응용 물리학 연구소를 떠났을 때였다. 주류 천문학 커뮤니티는, 하지만, 당시에는 우주론에 흥미를 느끼지 못했다. 앨퍼와 허먼의 예측은 1960년대 초 야코프 젤도비치에 의해 재발견되었고, 또한 동시에 로버트 헨리 딕에 의해 독립적으로 예측되었다. 한 탐지 가능한 현상으로서 CMB 복사의 최초로 발표된 인식은 1964년 봄에 소련의 천체물리학자들인 안드레이 도로슈케비치Andrei Doroshkevich와 이고리 노비코프에 의한 한 짧은 논문에서 나타났다. 1964년에, 프린스턴 대학교의 딕의 동료인 데이비드 토드 윌킨슨과 피터 롤Peter Roll은 우주 마이크로파 배경을 측정하기 위해 딕 복사계(Dicke readiometer)를 만들기 시작했다. 1964년에, 아노 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 뉴저지주 홀름델 타운쉽(Holmdel Township) 근처에 있는 벨 연구소의 크로포드 힐(Crawford Hill) 위치에서 전파 천문학과 위성 통신 실험에 사용할 딕 복사계를 만들었다. 1964년 5월 20일에 그들은 마이크로파 배경의 존재를 명확하게 보여주는 첫 번째 측정을 수행했는데, 이는 그들이 설명할 수 없는 어떤 초과량 4.2K 안테나 온도를 가진 그들의 장비로 했였다. 크로포드 힐로부터 전화를 받은 후 딕은 "얘들아, 우리가 특종을 잡았다."라고 말했다. 프린스턴과 크로포드 힐 그룹 간의 회의에서 그 안테나 온도가 실제로 마이크로파 배경 때문이라고 결론을 내렸다. 펜지어스와 윌슨은 그들의 발견으로 1978년 노벨 물리학상을 수상했다.
우주 마이크로파 배경 역사
우주 마이크로파 배경의 해석은 1960년대에 마이크로파 배경이 먼 은하계에서 산란된 별빛의 결과라고 주장하는 정상우주론의 일부 지지자들과 함께하는
한 논란의 여지가 있는 이슈였다. 이 모형을 사용하고, 또한 별 스펙트럼의 좁은 흡수선 특징에 대한 연구를 기반으로 천문학자 앤드루 맥켈러Andrew McKellar는 1941년에 썼다: "성간 공간의 '회전 온도(rotational temperature)'는 2K라고 계산할 수 있다." 그렇지만, 1970년대 동안 우주 마이크로파 배경이 대폭발의 잔재라는 합의가 이루어졌다. 이것은 주로 주파수 범위에서 새로운 측정 결과 스펙트럼이 열 흑체 스펙트럼으로 나타났기 때문이며, 이것은 정상우주론 모형이 재현할 수 없는 한 결과였다.
우주 마이크로파 배경 역사
해리슨Harrison, 피블스, 유Yu와 젤도비치는 초기 우주가 10−4 또는 10−5 수준의 비균질성을 필요로 한다는 것을 깨달았다. 라시드 수냐에프는 나중에 이러한 불균질성이 우주 마이크로파 배경에 가질 수 있는 관찰 가능한 각인을 계산했다. 우주 마이크로파 배경의 비등방성에 대한 점점 더 엄격한 한계는 1980년대 동안 지상 기반 실험에 의해 설정되었다. Prognoz 9 위성(1983년 7월 1일 발사)에 탑재된 소련의 우주 마이크로파 배경 비등방성 실험인 RELIKT-1은 대규모 비등방성에 대한 상한선을 제시했다. NASA COBE 임무는 미분 마이크로파 복사계(Differential Microwave Radiometer) 장비로 주된 비등방성을 명확히 확인했고, 1992년에 그들이 발견한 내용을 발표했다. 그 팀은 이 발견으로 2006년 노벨 물리학상을 받았다.
우주 마이크로파 배경 역사
COBE 결과에서 영감을 얻은 일련의 지상 및 풍선 기반 실험은 향후 10년 동안 더 작은 각도 스케일에서 우주 마이크로파 배경 비등방성을 측정했다. 이 실험의 주요 목표는 COBE가 해결하기에 충분한 분해능이 없는 첫 번째 음향 피크의 규모를 측정하는 것이었다. 이 피크는 중력 불안정에 의해 생성된 초기 우주의 대규모 밀도 변화에 해당하며 플라즈마에서 음향 진동들을 초래한다. 비등방성의 첫 번째 피크는 Toco 실험에 의해 잠정적으로 검출되었고 또한 그 결과는 BOOMERanG 및 MAXIMA 실험에 의해 확인되었다. 이러한 측정치들은 우주의 기하학이 구부러지지 않고 대략 평평하다는 것을 입증하였다. 그들은 우주 구조 형성의 한 주요 성분으로서 우주 끈(cosmic strings)들을 배제하고 또한 우주 급팽창이 구조 형성의 올바른 이론이라고 제안했다.
두 번째 피크는 WMAP에 의해 확정적으로 감지되기 전에 여러 실험에 의해 잠정적으로 감지되었으며, 이 WMAP은 세 번째 피크를 잠정적으로 감지했다. 2010년 현재, 작은 각도 스케일들에서 편광 및 마이크로파 배경의 측정을 개선하기 위한 몇 가지 실험들이 진행 중이다. 이것들은 DASI, WMAP, BOOMERanG, QUaD, 플랑크 위성, 아타카마 우주론 망원경(Atacama Cosmology Telescope), 남극 망원경(South Pole Telescope) 및 QUIET 망원경(QUIET telescope)을 포함한다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
우주 마이크로파 배경 복사와 우주론적 적색이동-거리 관계는 함께 대폭발(빅뱅) 사건에 대한 최상의 유용한 증거로 간주된다. CMB의 측정은 급팽창 대폭발 모형을 표준 우주론 모형으로 만들었다. 1960년대 중반 CMB의 발견은 정상우주론과 같은 대안들에 대한 관심을 감소시켰다.
1940년대 후반에 앨퍼와 허만은 만일 대폭발이 있었다면 우주의 팽창으로 인해 극초기 우주의 고에너지 복사가 전자기 스펙트럼의 마이크로파 영역으로 확장되고 온도가 약 5 K까지 내려갔을 것으로 추론했다. 그들의 추정치는 약간 빗나갔지만 올바른 착상을 가지고 있었다. 그들은 CMB를 예측했다. 펜지어스와 윌슨이 마이크로파 배경이 실제로 존재한다는 사실을 발견하는 데는 15년이 더 걸렸다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
표준 우주론에 따르면 CMB는 전자들과 양성자들이 수소 원자들을 형성할 수 있을 만큼 온도가 충분히 떨어진 시점에서 뜨거운 초기 우주의 스냅샷을 제공한다. 이 사건은 빛이 더 이상 자유 전자들에서 산란되지(scattered) 않았기 때문에 우주를 복사에 대해 거의 투명하게 만들었다. 이것이 대폭발 후 약 380,000년 후에 발생했을 때, 우주의 온도는 약 3,000 K였다. 이것은 한 약 0.26 eV의 주변 에너지에 해당하며, 이는 수소의 13.6eV 이온화 에너지보다 훨씬 적다. 이 시기는 일반적으로 "마지막 산란의 시간" 또는 재결합 또는 디커플링(decoupling)의 시기로 알려져 있다.
디커플링 이후 배경 복사의 색온도는 우주 팽창으로 인해 평균 1,089 계수 만큼 떨어졌다. 우주가 팽창함에 따라 CMB 광자는 적색이동되어 에너지가 감소한다. 이 복사의 색온도는 시간이 지남에 따라 우주의 상대적 팽창을 설명하는 척도 길이로 알려진 매개변수에 반비례한다. 적색편이 z의 함수로서 CMB의 색온도 Tr은 현재 관찰되는 CMB의 색온도(2.725 K 또는 0.2348 meV)에 비례하는 것으로 나타낼 수 있다:
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
Tr = 2.725 K × (1 + z)
그 복사가 대폭발의 증거라는 추론에 대한 자세한 내용은 대폭발의 우주 마이크로파 배경 복사를 참조하라.
우주 마이크로파 배경의 비등방성 또는 방향 의존성은 두 가지 유형들로 나뉜다: 마지막 산란의 표면과 또한 이전에 발생한 영향들로 인한 일차 비등방성; 그리고 개입하는 뜨거운 가스 또는 중력적 퍼텐셜들과 배경 복사의 상호 작용들과 같은 영향들로 인한 이차 비등방성으로, 이것은 마지막 산란 표면과 관찰자 사이에서 발생한다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
우주 마이크로파 배경 비등방성의 구조는 주로 음향 진동과 확산 감쇠(diffusion damping)(충돌 없는 감쇠 또는 실크(Silk) 감쇠이라고도 함)의 두 가지 효과에 의해 결정된다. 음향 진동은 초기 우주에서 한 광자-중입자 플라즈마의 충돌때문에 발생한다. 광자들의 압력은 비등방성을 지우는 경향이 있는 반면, 중입자들의 중력은 빛보다 훨씬 느린 속도로 움직이며 중입자를 붕괴시켜 과밀도를 형성하는 경향이 있다. 이 두 가지 효과는 음향 진동을 만들기 위해 경쟁하며, 이는 마이크로파 배경에 특징적인 피크 구조를 부여한다. 피크들은, 대략적으로, 한 특정 모드가 그 피크 진폭에 있을 때 광자들이 디커플링되는 공명들에 해당한다.
그 피크들은 흥미로운 물리적 특징들을 포함하고 있다. 첫 번째 피크의 각도 스케일은 우주의 곡률을 결정한다(그러나 우주의 위상수학은 아니다). 다음 피크-짝수 피크에 대한 홀수 피크의 비율-는 감소된 중입자 밀도를 결정한다. 세 번째 피크는 암흑물질 밀도에 대한 정보를 얻기 위해 사용될 수 있다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
피크의 위치는 원시 밀도 섭동의 특성에 대한 중요한 정보를 제공한다. 단열적 및 등곡률이라고 불리는 두 가지 기본적인 밀도 섭동 유형들이 있다. 한 일반적인 밀도 섭동은 두가지 다의 한 혼합물이며, 또힌 원시 밀도 섭동 스펙트럼을 설명하는 다른 이론들은 서로 다른 혼합물들을 예측한다.
단열적 밀도 섭동
한 단열적 밀도 섭동에서 각 유형의 입자(중입자, 광자 등)의 분수 추가 개수 밀도는 동일하다. 즉, 한 곳에서 평균보다 1% 더 높은 중입자수 밀도가 있는 경우 해당 위치에는 평균보다 1% 더 높은 광자 수 밀도(및 중성미자의 수 밀도가 1% 더 높음)가 있다. 우주 급팽창은 원시 섭동이 단열적이라고 예측한다.
등곡률 밀도 섭동
한 등곡률 밀도 섭동에서, 분수 추가 밀도의 합계(서로 다른 유형의 입자에 대해)는 영이다. 즉, 어떤 지점에서 평균보다 증입자에 1% 더 많은 에너지, 평균보다 광자에 1% 더 많은 에너지와 평균보다 중성미자에 2% 적은 에너지가 있는 섭동은 한 순수한 등곡률이다. 가상의 우주 끈(cosmic string)들은 대부분 등곡룰 원시 섭동들을 생성할 것이다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
CMB 스펙트럼은 이 두 가지 유형의 섭동이 서로 다른 피크 위치를 생성하기 때문에 이 두 가지를 구별할 수 있다. 등곡률 밀도 섭동은 각도 스케일(피크의 ℓ 값)이 대략 1:3:5:...의 비율인 일련의 피크를 생성하는 반면, 단열적 밀도 섭동은 위치가 1:2:3: ... 비율인 피크를 생성한다. 관측들은 원시 밀도 섭동들이 완전히 단열적이라는 것과 일치하며, 팽창에 대한 주요 지원을 제공하고, 또한, 예를 들어, 우주 끈들과 관련된 많은 구조 형성 모형들을 배제한다.
무충돌 감쇠는 두 가지 효과들로 인해 발생한는데, 이때는 유체로서의 원시 플라즈마 처리가 분해되기 시작한다:
이러한 효과들은 작은 규모에서 비등방성을 억제하는 데 거의 동일하게 기여하고 또한 매우 작은 각도 스케일 비등방성에서 보여지는 특징적인 지수적 감쇠 꼬리를 발생시킨다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
LSS의 깊이는 광자들와 중입자들의 디커플링이 순간적으로 발생하지 않고, 대신 해당 시대까지 우주 나이의 한 상당 부분을 필요로 한다는 사실을 나타낸다. 이 과정에 걸리는 시간을 정량화하는 한 가지 방법은 광자 가시성 함수 (photon visibility function, PVF)을 사용한다. 이 함수는, PVF를 P(t)로 표시하면, 한 CMB 광자가 시간 t와 t + dt 사이에 마지막으로 산란될 확률이 P(t) dt로 주어지도록 정의된다.
PVF의 최대값(한 주어진 CMB 광자가 마지막으로 산란될 가능성이 가장 높은 시간)은 매우 정확하게 알려져 있다. 첫해 WMAP 결과는 P(t)가 최대인 시간을 372,000년으로 표시한다. 이것은 종종 CMB가 형성된 "시간"으로 간주된다. 그렇지만, 광자들과 중입자들이 분리되는 데 걸리는 시간을 파악하려면 PVF의 너비를 측정해야 한다. WMAP 팀은 PVF가 115,000년의 간격에 걸쳐 최대값의 절반("최대 값의 절반 폭" 또는 FWHM)보다 크다는 것을 발견했다. 이 측정에 따르면, 디커플링은 대략 115,000년에 걸쳐 발생했으며, 또한 그것이 완료되었을 때 우주의 나이는 대략 487,000년이었다.
우주 마이크로파 배경 대폭발(빅뱅)과의 관계
CMB가 존재하게 된 이후로, 몇 가지 후속 물리적 과정들에 의해 수정된 것으로 보이며, 이는 지연-시간 비등방성, 또는 이차 비등방성이라고 통칭된다. CMB 광자들이 방해받지 않고 자유롭게 이동할 수 있게 되었을 때, 우주의 일반 물질은 대부분 중성 수소 및 헬륨 원자들의 형태였다. 그렇지만, 오늘날 은하들의 관측은 은하간 매질(intergalatic medium)(IGM)의 부피 대부분이 이온화된 물질로 구성되어 있음을 나타내는 것 같다(수소 원자로 인한 흡수선이 거의 없기 때문). 이것은 우주의 일부 물질이 수소 이온들로 분해되는 어떤 재전리 기간을 의미한다.
CMB 광자들은 원자들에 구속되지 않은 전자들과 같은 자유 전하에 의해 산란된다. 한 이온화된 우주에서, 그러한 하전 입자들은 이온화(자외선) 방사선에 의해 중성 원자들로부터 해방되었다. 오늘날 이러한 자유 전하들은 CMB에 측정 가능한 영향을 미치지 않는 우주의 대부분의 부피에서 충분히 낮은 밀도이다. 그렇지만, 만일 IGM이 우주의 밀도가 아직 더 높았던 극초기에 이온화되었다면 CMB에 대한 두 가지 주요 영향이 있다:
이 두 가지 효과들은 모두 WMAP 우주선에 의해 관찰되었으며, 우주가 17 이상의 적색이동에서 극초기에 이온화되었다는 증거를 제공한다. 이 초기 이온화 복사의 상세한 출처는 여전히 과학적 논쟁거리이다. 여기에는 최초의 별 집단(종족 III 별)에서 나오는 별빛, 이 첫 번째 별들이 수명을 다했을 때의 초신성들, 또는 거대한 블랙홀들의 강착 원반들에서 생성된 이온화 복사가 포함되었을 수 있다.
우주 마이크로파 배경 방출 이후의 시간-또한 최초의 별들이 관측되기 전의 시간-은 우주론자들에 의해 유머러스하게 암흑 시대라고 불리며 또한 천문학자들에 의해 집중적으로 연구되는 시기이다(21cm 복사 참조). .
재이온화와 우주 마이크로파 배경 관측 사이에 발생하고 비등방성을 유발하는 것으로 보이는 두 가지 다른 효과는 고에너지 전자 구름이 복사를 산란시켜 에너지의 일부를 CMB 광자들에게 전달하는 수냐에프-젤도비치 효과와 우주 마이크로파 배경으로부터의 광자들이 중력장의 변화로 인해서 중력적으로 적색이동 또는 청색이동을 유발하는 삭스-볼프 효과(Sachs-Wolfe effect)가 있다.
우주 마이크로파 배경 편광
우주 마이크로파 배경은 몇 마이크로켈빈 수준에서 편광되어 있다. E 모드와 B 모드라는 두 가지 유형들의 편광이 있다. 이것은 정전기와 유사하며, 여기서 전기장(E-장)은 한 소실 회전curl을 갖고, 또한 자기장(B-장)은 한 소실 발산을 갖는다. E-모드는 이종 플라즈마에서 톰슨 산란(Thomson scattering)으로 인해 자연스럽게 발생한다. B-모드는 표준 스칼라 유형 섭동에 의해 생성되지 않는다. 대신 그들은 두 가지 메커니즘들에 의해 생성될 수 있다. 첫 번째는 2013년 남극 망원경(South Pole Telescope)에 의해 측정된 E 모드의 중력 렌즈에 의한 것이고, 두 번째는 우주 급팽창으로부터 발생하는 중력파에서 발생한다. 특히 전경 오염의 정도를 알 수 없고 약한 중력 렌즈(weak gravitational lensing) 신호가 상대적으로 강한 E-모드 신호와 B-모드 신호를 혼합하기 때문에, B-모드를 감지하는 것은 매우 어렵다.
E-모드는 DASI(Degree Angular Scale Interferometer) 망원경에 의해 2002년에 처음 발견되었다.
우주 마이크로파 배경 편광
우주론자들은 두 가지 유형의 B-모드를 예측하는데, 첫 번째는 대폭발(빅뱅) 직후 우주 급팽창 중에 생성되었고, 두 번째는 나중에 중력 렌즈 작용에 의해 생성되었다.
원시 중력파는 우주 마이크로파 배경의 편광에서 관측할 수 있는 중력파들이고 또한 초기 우주에서 그 기원을 갖는다. 우주 급팽창 모형은 그러한 중력파들이 나타나야 한다고 예측한다; 따라서, 그들의 검출은 급팽창 이론을 지지하고, 그것들의 강도는 다른 급팽창 모형들을 확인하고 또한 배제할 수 있다. 그것은 급팽창적 확장, 급팽창 후의 재가열 및 물질과 복사의 난류의 유체 혼합 등 세 가지 것들의 결과이다.
우주 마이크로파 배경 편광
2014년 3월 17일, BICEP2 도구는 초기 우주에서, 중력파에 존재하는 힘의 양과 아주 초기 우주의 다른 스칼라 밀도 섭동에 존재하는 힘의 양을 비교한 r = 0.20+0.07−0.05 수준의 급팽창과 중력파와 일치하는 B-모드의 첫 번째 유형을 발견했다고 발표했다.  만일 이것이 확인되었다면, 그것은 우주 급팽창과 대폭발(빅뱅)에 대해서 그리고 폴 스타인하르트와 닐 투록의 에크파이로틱 우주 모형에 반하는 강력한 증거를 제공했을 것이다. 그렇지만, 2014년 6월 19일에, 연구 결과를 확인하는 데 있어 상당히 낮은 신뢰도가 보고되었다. 그리고 2014년 9월 19일, 플랑크 실험의 새로운 결과는 BICEP2의 결과가 우주진에 완전히 기인할 수 있다고 보고했다.
B-모드의 두 번째 유형은 2013년 허셜 우주망원경의 도움을 받아 남극 망원경(South Pole Telescope)을 사용하여 발견되었다. 2014년 10월, POLARBEAR 실험에 의해 150GHz에서 B-모드 편파 측정이 발표되었다. BICEP2에 비해 POLARBEAR는 하늘의 더 작은 부분에 초점을 맞추고 먼지 효과에 덜 민감하다. 그 팀은 POLARBEAR의 측정된 B-모드 편광이 97.2% 신뢰 수준에서 우주론적 기원(단지 먼지 때문이 아님)에 의한 것이라고 이라고 보고했다.
우주 마이크로파 배경 마이크로파 배경 관찰
CMB의 발견 이후, 수백 건의 우주 마이크로파 배경 실험들이 복사의 특징을 측정하고 특성화하기 위해 수행되었다. 가장 유명한 실험은 아마도 1989-1996년에 궤도를 돌고 탐지 능력의 한계에서 대규모 비등방성을 탐지하고 정량화한 NASA 우주 배경 탐사선(COBE) 위성일 것이다. 한 극도로 등방성이고 균질한 배경의 초기 COBE 결과들에서 영감을 얻은, 일련의 지상 및 풍선 기반 실험들은 향후 10년 동안 더 작은 각도 스케일에서 CMB 비등방성을 정량화했다. 이 실험들의 주요 목표는 첫 번째 음향 피크의 각도 스케일을 측정하는 것이는데, 이것을 위해서 COBE는 충분한 분해능을 갖지 못했다. 이러한 측정들은 우주 구조 형성의 선도적인 이론으로서의 우주 끈(cosmic string)들을 배제할 수 있었고, 또한 우주 급팽창이 올바른 이론임을 시사했다.
우주 마이크로파 배경 마이크로파 배경 관찰
1990년대 동안에, 감도가 증가하면서 첫 번째 피크가 측정되었고 또한 2000년까지 BOOMERanG 실험에서는 가장 높은 전력 변동이 약 1도 축척들에서 발생한다고 보고했다. 다른 우주론 데이터와 함께, 이러한 결과들은 우주의 기하학이 평평하다는 것을 의미했다. VSA(초소형 어레이), DASI(도 각도 축척 간섭계) 및 CBI(우주 배경 이미저)를 포함하여 많은 지상 기반 간섭계들은 향후 3년 동안 더 높은 정확도로 변동 측정치들을 제공했다. DASI는 CMB의 편광을 최초로 감지했으며, CBI는 T-모드 스펙트럼과 위상이 맞지 않는다는 강력한 증거와 함께 최초의 E-모드 편광 스펙트럼을 제공했다.
우주 마이크로파 배경 마이크로파 배경 관찰
2001년 6월 NASA는 전체 하늘에서 대규모 비등방성을 훨씬 더 정확하게 측정하기 위해 두 번째 CMB 우주 임무인 WMAP를 발사했다. WMAP는 비 하늘 신호 노이즈를 최소화하기 위해 대칭, 고속 다중 변조 스캐닝, 고속 스위칭 복사계들을 사용했다. 2003년에 공개된 이 임무의 첫 번째 결과는 다양한 우주 매개 변수를 엄격하게 제한하는 일도 미만의 축척에서 각 파워 스펙트럼의 상세한 측정치들었다. 그 결과들은 우주 급팽창 및 다양한 다른 경쟁 이론들로부터 예상되는 것들과 광범위하게 일치하며, 또한 우주 마이크로파 배경(CMB)에 대한 NASA의 데이터 뱅크에서 자세히 확인할 수 있다(아래 링크들 참조). WMAP은 CMB의 큰 규모의 각도 변동을 매우 정확하게 측정할 수 있었지만, 이전의 지상 간섭계들이 관측했던 작은 규모의 변동을 측정할 수 있는 각도 분해능은 없었다.
우주 마이크로파 배경 마이크로파 배경 관찰
세 번째 우주 임무인 유럽 우주국(ESA) 플랑크 위성은 2009년 5월에 발사되었으며 또한 2013년 10월에 종료될 때까지 훨씬 더 자세한 조사를 수행했다. 플랑크는 HEMT(High-electron-mobility transistor) 복사계와 볼로미터(bolometer) 기술을 모두 사용했고 WMAP보다 작은 축척으로 CMB를 측정했다. 그것의 탐지기는 지금까지 작은 각도 축척에서 가장 정밀한 측정을 수행한 ACBAR(분각 우주론 볼로미터 어레이 수신기) 실험으로서의 남극 Viper 망원경과 Archeops 풍선 망원경에서 시험되었다.
2013년 3월 21일, 플랑크 위성 우주론 탐사 배후의 유럽 주도 연구팀은 우주 마이크로파 배경의 임무 전천지도(565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg 보관됨 2014-11-22 - 웨이백 머신)를 발표했다. 이 지도는 우주가 연구원들이 예상한 것보다 약간 더 오래되었다는 것을 시사한다. 그 지도에 따르면, 우주의 나이가 약 37만년이 되었을 때 깊은 하늘에 온도의 미묘한 변동들이 각인되어 있었다. 그 자국은 우주의 존재 초기에 1030분의 1초에 발생한 잔물결들을 반영한다. 명백하게, 이 잔물결들은 은하단들과 암흑물질의 현재의 광대한 우주 망(cosmic web)이 생기도록 한 것이다. 2013년 데이터에 따르면, 우주는 4.9% 일반 물질, 26.8% 암흑물질, 68.3% 암흑 에너지가 포함하고 있다. 2015년 2월 5일, 플랑크 임무에 의해서, 우주의 나이가 137억 9900 ± 2100 만년이고 허블 상수가 67.74 ± 0.46(km/s)/Mpc로 측정된 새로운 데이터가 발표되었다.
남극의 남극 망원경(South Pole Telescope)과 제안된 Clover 프로젝트, 아타카마 우주론 망원경(Atacama Cosmology Telescope), 칠레의 QUIET 망원경(QUIET telescope)과 같은 추가 지상 기반 장비들은 위성 관측에서 얻을 수 없는 추가 데이터를 제공할 것이며, 아마 B 모드 편광을 포함할 것이다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
WMAP이나 플랑크와 같은 우주선에서 나온 미가공 CMBR 데이터는 우주 마이크로파 배경의 미세한 구조를 완전히 모호하게 하는 전경 효과를 포함한다. 미세 규모 구조는 원시 CMBR 데이터에 중첩되지만 미가공 데이터의 규모에서 보기에는 너무 작다. 가장 눈에 띄는 전경 효과는 CMBR 배경에 대한 태양의 움직임으로 인해 발생하는 쌍극자 비등방성이다. CMBR 배경의 미세 규모 구조를 특징 짓는 극히 작은 변화들을 드러내기 위해서는 태양에 대한 지구의 연간 운동과 은하계 및 다른 곳의 수많은 마이크로파 소스로 인한 쌍극자 비등방성 및 다른 것들을 빼야만 한다. CMBR 배경의 미세 규모 구조를 특징 짓는 극히 작은 변화들을 알 수 있다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
지도들, 한  각도 파워 스펙트럼 및 궁극적으로 우주론적 매개 변수들을 생성하기 위한 CMBR 데이터의 상세한 분석은 한 복잡하고 계산적으로 어려운 문제이다. 한 지도로부터 한 파워 스펙트럼을 계산하는 것은 원칙적으로 간단한 푸리에 변환이지만, 하늘의 지도를 구면 조화 함수로 분해하는 것은,

여기서 항은 평균 온도를 측정하고 항은 변동을 설명하며, 여기서 는 구면 조화 함수를 나타내며 ℓ 은 다중극 수이고 m 은 방위각 수이다.
각도 상관함수를 적용함으로써, 그 합계는 오직 ℓ 과 파워 스펙트럼 항 만을 포함하는 식으로 축소핳 수 있다. 각진 괄호는 우주의 모든 관측자에 대한 평균을 나타낸다. 우주는 균질하고 등방성이기 때문에 선호하는 관측 방향이 없다. 따라서, C는 m 으로부터 독립적이다. 다른  ℓ는 CMB의 다중극 모멘트에 해당한다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
실제로 노이즈과 전경 소스의 영향을 고려하는 것은 어렵다. 특히, 이러한 전경은 제동 복사, 싱크로트론 방사, 마이크로파 대역에서 방출하는 먼지와 같은 은하 방출에 의해 지배된다; 실제로는 은하가 제거되야야 하므로, 전체 하늘 지도가 아닌 한 CMB 지도가 생성된다. 또한 은하들 및 성단들과 같은 점 소스들은 CMB 파워 스펙트럼의 짧은 스케일 구조를 왜곡하지 않도록 제거되야 하는 전경의 또 다른 소스를 나타낸다.
많은 우주 매개 변수에 대한 제약 조건들은 파워 스펙트럼에 미치는 영향에서 얻을 수 있으며 또한  결과들은 종종 마르코프 연쇄 몬테카를로 샘플링 기술들을 사용하여 계산된다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
ℓ = 0일 때  항은 1로 줄어들고 여기에 남은 것이 바로 평균 온도뿐이다. CMB. 이 "평균"을 CMB 홀극자라고 불리며 또한 일 표준 편차 신뢰도로 약 Tγ = 2.7255±0.0006 K 의 한 평균 온도를 갖는 것으로 관측된다. 이 평균 온도의 정확도는 다른 매핑 측정들에 의해 수행되는 다양한 측정들로 인해 손상될 수 있다. 이러한 측정들에는 COBE 위성의 FIRAS 장비와 같은 절대 온도 장치가 필요하다. 측정된 kTγ는 0.234 meV 또는 4.6×10−10 mec2 에 해당한다. 이러한 온도를 갖는 흑체의 광자 수 밀도는 . 그것의 에너지 밀도는 , 그리고 임계값에 대한 비율 밀도는
Ωγ = 5.38 × 10−5이다.
CMB 쌍극자는 첫 번째 구면 조화 함수 (ℓ = 1)에 있는 가장 큰 비등방성을 나타낸다. ℓ = 1 일 때,  항은 하나의 코사인 함수로 감소하고 또한 따라서 진폭 변동을 부호화한다. CMB 쌍극자의 진폭은 약 3.3621±0.0010 mK이다. 우주는 균질하고 등방성이기 때문에 관측자는 하늘의 모든 지점에서 온도 T를 가진 흑체 스펙트럼을 볼 수 있다. 쌍극자의 스펙트럼은 흑체 스펙트럼의 미분인 것으로 확인되었다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
CMB 쌍극자는 프레임에 의존적이다. CMB 쌍극자 모멘트는 또한 CMB를 향한 지구의 독특한 움직임으로도 해석될 수 있다. 그것의 진폭은 태양계의 질량중심 주위를 도는 지구 궤도로 인한 시간에 따라 달라진다. 이를 통해 쌍극자 표현에 시간 종속 항을 추가할 수 있다. 이 기간의 변조는 1년이며 COBE FIRAS가 수행한 관찰과 일치한다. 쌍극자 모멘트는 원시 정보를 암호화하지 않는다.
CMB 데이터에서 태양은 CMB의 기준 프레임(CMB 정지 프레임 또는 움직임이 없는 기준 프레임이라고도 함)에 비해 368 ± 2km/s로 움직이는 것으로 보인다. CMB). 우리은하를 포함하는 은하군인 국부은하군은 627 ± 22km/s의 속도로 은하경 ℓ = 276° ± 3°, b = 30° ± 3°방향으로 움직이고 있는 것으로 보인다. 이 움직임은 데이터의 비등방성을 초래한다(CMB는 반대 방향보다 이동 방향에서 약간 더 따뜻하게 나타남). 이 온도 변화에 대한 표준 해석은 CMB에 대한 상대적인 움직임으로 인한 단순한 속도 적색이동 및 청색이동이지만 대체 우주 모형은 CMB에서 관찰된 쌍극자 온도 분포의 일부를 설명할 수 있다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
광역 적회선 탐사선의 2021년 연구는 높은 통계적 신뢰도로 CMB 비등방성의 운동학적 해석에 의문을 제기한다.
더 높은 다중극자에서 CMB 온도 지도들에서의 온도 변화 또는 ℓ ≥ 2는 재결합 시대 이전의 초기 우주에서 밀도의 섭동들의 결과로 간주된다. 재결합 이전에는, 우주는 한 뜨겁고 밀도가 높은 전자들와 중입자들의 플라즈마로 구성되어 있었다. 이러한 뜨겁고 밀도가 높은 환경에서는, 전자들과 양성자들은 중성 원자들을 형성할 수 없었다. 그러한 초기 우주의 중입자들은 고도로 이온화된 상태로 남아 있었고 따라서 톰슨 산란 효과를 통해 광자들과 밀접하게 결합되었다. 이러한 현상들은 압력과 중력 효과들이 서로 작용하였고 또한 광자-중입자 플라즈마의 변동들을 발생시켰다. 재결합 시대 직후, 우주의 급속한 팽창은 플라즈마가 냉각시켰고 또한 이러한 변동들은 오늘날 우리가 관찰하는 CMB 지도들 "속으로 동결"되었다. 상기 절차는 z ⋍ 1100 부근의 한 적색이동에서 일어났다.
우주 마이크로파 배경 데이터 축소 및 분석
WMAP에서 점점 더 정밀해지는 데이터를 제공하면서, CMB가 매우 큰 규모의 비등방성들, 비정상적인 정렬들 및 비가우스 분포들과 같은 이상 현상을 나타낸다는 주장이 많이 제기되었다. 이들 중 가장 오래 지속된 것은 low-ℓ 다극자 논쟁이다. COBE 지도에서도 사중극자(quadrupole)(ℓ=2, 구면 조화 함수)는 대폭발(빅뱅)의 예측에 비해 진폭이 작은 것으로 관측되었다. 특히, 사중극자와 팔중극자(ℓ = 3) 모드는 황도면과 분점들 둘 다에 대해 어떤 설명할 수 없는 정렬을 갖는 것으로 나타난다. 많은 그룹들이 이것이 관측 가능한 가장 큰 규모에서 새로운 물리학의 특징이 될 수 있다고 제안했다; 다른 그룹들은 데이터에서의 체계적 오류를 의심한다.
궁극적으로, 전경과 우주 분산(cosmic variance) 문제로 인해 가장 큰 모드는 작은 각도 축척 모드만큼 잘 측정되지 않는다. 전경들이 최대한 제거된 두 개의 지도들에서 분석들이 수행되었다: WMAP 협업의 "내부 선형 조합" 지도 및 맥스 테그마크Max Tegmark 등이 준비한 유사한 지도. 이후 분석들은 이것들은 싱크로트론 방사, 먼지 및 제동 복사 방출과 홀극자 및 쌍극자에서의 실험적 불확실성으로부터의 전경 오염에 가장 취약한 모드들이기울인 글씨라고 지적했다.
WMAP 파워 스펙트럼의 한 전체 베이즈 분석은 ΛCDM 우주론의 사중극자 예측이 10% 수준에서 데이터와 일치하고 또한 관측된 팔중극자는 주목할 만 것이 아님을 보여준다. 전체 하늘 지도에서 전경을 제거하는 데 사용되는 절차를 주의 깊게 고려하면 정렬의 중요성이 약 5%까지 감소한다. WMAP보다 훨씬 더 민감하고 각도 분해능이 더 큰 플랑크 망원경을 사용한 최근 관측은 동일한 비정상을 기록하고, 그래서 기기 오류(전면 오염은 아님)가 배제된 것으로 보인다. 우연의 일치는 한 가능한 설명이며. WMAP의 수석 과학자인 찰스 L. 베넷Charles L. Bennett은 우연과 인간 심리들이 관여되어 있다고 제안했다, "나는 약간의 어떤 심리적 효과가 있다고 생각한다; 사람들은 특이한 것들을 찾기를 원한다."
우주 마이크로파 배경 미래의 진화
우주가 계속 팽창하고 어떤 대함몰, 빅 립 또는 다른 유사한 운명을 겪지 않는다고 가정하면, 우주 마이크로파 배경은 더 이상 감지할 수 없을 때까지 계속 적색 편이가 일어나며, 처음 별빛에 의해 생성된 것으로 대체되고, 그리고 아마도 나중에는 양성자 붕괴, 블랙홀의 증발 및 포지트로늄 붕괴와 같은 우주의 먼 미래에 일어날 수 있는 과정의 배경 복사 장에 의해 대체될 수 있다.
우주 마이크로파 배경 예측, 발견 및 해석의 연표
2014년 3월 17일, BICEP2의 천체물리학자들은 B-모드 파워 스펙트럼(power spectrum)에서 급팽창의 중력파를 발견했다고 발표했는데, 이것이 확인되면 급팽창 이론에 대한 명확한 실험적 증거를 제공할 것이다. 그렇지만, 2014년 6월 19일, 우주 급팽창 결과를 확인하는 데 대한 신뢰도가 낮아진 것으로 보고되었다.
충안구
충안구(한국어: 숭안구, 중국어: 崇安区, 병음: Chóng'ān Qū)는 중화 인민 공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 17km2이고, 인구는 2007년 기준으로 190,000명이다.
난창구
난창구(한국어: 남장구, 중국어: 南长区, 병음: Náncháng Qū)는 중화인민공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 22km2이고, 인구는 2007년 기준으로 330,000명이다. 도시의 남동쪽에 위치하고 고대의 도시 기반시설과 역사적으로 중요한 장소들이 있다. 이 지역은 또한 공업 밀도가 높다.
베이탕구
베이탕구(한국어: 북당구, 중국어: 北塘区, 병음: Běitáng Qū)는 중화인민공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 31km2이고, 인구는 2007년 기준으로 260,000명이다.
덕소삼패 나들목
덕소삼패 나들목(Deokso-Sampae IC)은 경기도 남양주시 삼패동에 설치된 서울양양고속도로의 1번 교차로이다. 나들목 진출입로 및 요금소는 와부읍 덕소리와 접하고 있다. 요금소는 서울 방향 진입, 양양 방향 진출 차량들의 통행료를 징수하기 위해 설치되어 있다. 와부읍내, 남양주시내로 진출할 수 있다.
용자리 42
용자리 42는 용자리 방향으로 지구로부터 317광년 떨어져 있는, 분광형 K의 거성이다. 질량은 우리 태양과 거의 비슷하나(98퍼센트 수준), 진화가 더 진척된 상태로 반지름은 태양의 18배 정도이다. 진화 이론을 토대로 계산한 이 별의 나이는 약 94억 9천만 년 정도이다. 우리 태양은 약 50억 년 뒤 용자리 42와 흡사한 진화 단계를 밟고 있을 것이다. 용자리 42의 대기에 포함된 중원소는 태양의 중원소 포함비의 35퍼센트 수준이다.
용자리 42 외계 행성
2009년 이 별 주위를 도는 외계 행성 한 개가 발견되었다. 질량으로 미루어 보아 목성과 같은 가스 행성일 것으로 보인다.
빈후구
빈후구(한국어: 빈호구, 중국어: 滨湖区, 병음: Bīnhú Qū)는 중화인민공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 770km2이고, 인구는 2007년 기준으로 780,000명이다.
빈후구 태호
태호(타이후 太湖)가 걸쳐있다. 영산풍경구내(靈山風景區)의 영산대불(灵山大佛)과 영산범궁(靈山梵宮)이 관광명소중 하나로 잘 알려져있다.
빈후구 교통편
상해시에서 창저우시를 지나는 경로는 자동차로 약2시간반정도 걸려 우시시의 빈후구(滨湖区)에 이를수있다. 빈후구는 태호와 접해있다.
시산구 (우시시)
시산구(한국어: 석산구, 중국어: 锡山区, 병음: Xīshān Qū)는 중화인민공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 454km2이고, 인구는 2007년 기준으로 400,000명이다.
건널목
건널목(문화어: 건늠길)은 철도길과 각종 도로가 평면으로 서로 마추치는 곳을 말한다. 크로스로드(Crossroad, CR), 또는 레벨 크로싱(Level Crossing)이라 한다.
건널목 개요
건널목은 도로와 철도의 교차점을 의미하며, 법률적으로 정의할 때에는 철도와 도로법에 의한 도로(일반국도, 지방도 등등), 사도법에 의한 사도(私道), 농·어촌도로법에 의한 농·어촌도로가 철도와 평면교차되는 곳을 말한다. 법률적으로 정의할 때는 역 안에 설치된 여객, 직원, 차량의 통행을 위한 시설물은 건널목이 아닌 일반 통로로 다루나, 설비의 유사성 때문에 대개 건널목이라고 하고, 따로 구분할 경우에는 "구내(構內)건널목"이라고 통칭한다. 또한, 노면전차와 같이 도로 내에 포함된 철도는 건널목으로 보지 않으며, 이를 법령상으로는 궤도로 다룬다.
과거에는 비용 문제 등으로 본선 위에 건널목이 흔히 설치되었으나, 안전사고가 잦은 취약한 시설물인 까닭에 최근에는 새로 짓는 철도와 도로는 어쩔 수 없는 경우를 제외하고 원칙적으로 서로 입체교차되도록 하고 있으며, 기존 건널목도 따로 법령을 정하여 입체교차화하도록 정비하고 있다.
건널목 역사
건널목의 역사는 국가 또는 지역마다 다르지만, 어떤 곳에서는 옛날(건널목 도입 초기)에는 건널목 인근에 부스를 만들고 플래그맨(flagman)이라고 불리는 직원을 배치하였다. 플래그맨은 열차가 지나갈 때 빨간 깃발이나 랜턴을 흔들어 도로 교통을 차단했다. 그 후 20세기의 2/4분기부터 수동 또는 전기식 폐쇄가 가능한 게이트가 도입되어 철길로의 도로 교통 침입에 대한 완벽한 장벽이 되었다. 이후 시간이 지남에 따라 자동차가 마차를 대체하면서 동물 보호의 필요성이 감소하였고, 이에 따라 자동화된 건널목이 늘어났다. 이전 유형도 여전히 존재하지만 이제 국가에 따라서는 자동화된 건널목이 대부분을 차지한다. 교통량이 적은 시골 지역에서 가장 비용이 적게 드는 건널목은 플래그맨이나 게이트 없이 경고 표지판만 있는 건널목인데, 이는 북미 전역과 많은 개발 도상국에서 일반적이다.
일부 국제 협약은 건널목을 표준화하는데 도움이 되었다. 가령, 1968년의 비엔나 협약에는 아래와 같은 내용이 있다(3장 제23b조).
이것은 비엔나 협약에 서명하지 않은 국가를 포함하여 많은 국가에서 시행되었다.
건널목 안전성
건널목의 안전 문제는 국제적으로 대두되고 있다. 유럽 연합에서는 연 평균 400명이, 미국에서는 연 평균 300명 이상이 건널목 사고로 사망한다. 보행자 뿐만 아니라 자동차와도 충돌이 발생할 수 있고, 사망을 초래할 가능성은 보행자와의 충돌에서 더 높다. 보행자 중 젊은층(5~19세), 노인(60세 이상), 남성은 고위험군으로 간주된다.
도로 사용자에 대한 경고를 위해 건널목은 다양한 유형의 경고 표지판으로 '수동적' 보호 기능을 갖추거나 깜박이는 조명, 경고음 또는 장벽이나 게이트와 같은 자동 경고 장치로 '능동적' 보호 기능을 갖추고 있다. 19세기에서 20세기의 대부분까지는 "멈추시오, 보시오, 그리고 들으시오"(Stop, look, and listen)라고 쓰인 표지판이 유일한 경고 장치였다. 오늘날에는 능동적 보호 장치가 널리 사용되고 그러한 건널목에서 충돌 사고가 덜 발생한다. 최근에는 레이더 센서 시스템이 적용되어 열차가 접근할 때 센서가 건널목에 장애물이 없는지 감지하는 건널목도 있다. 이러한 경우, 장애물이 제거될 때까지 열차에 제동 신호를 보내는 동시에 선로에 차량이나 보행자를 가둘 수 있는 횡단 장벽을 낮추지 않음으로써 안전을 개선한다.
건널목 안전성
철도역에서는 지하도나 다리가 없거나 장애인의 접근을 위해 승객들이 다른 승강장으로 갈 수 있도록 건널목이 설치되기도 한다. 제3궤조 시스템이 수평 건널목을 가지고 있는 경우, 제3궤조에 수평 건널목 위로 틈이 생기지만 여러 대의 차량에 전류 집전기를 장착할 수 있기 때문에 열차에 대한 전력 공급이 반드시 방해받지는 않는다.
출처: 미국 교통부(US Department of Transport)
(1 international mile=1 609.344 meters)
출처: 유럽 연합 통계국(Eurostat): 철도 사고 데이터는 유럽 철도청(ERA)에서 Eurostat으로 제공한다. ERA는 전체 데이터 수집을 관리하고 책임진다. Eurostat 데이터는 ERA에서 수집한 데이터의 일부를 구성하며, Common Safety Indicators(CSIs)의 일부이다.
주: 2010년부터는 각 국가별이 아니라 통합된 수치가 제공된다.
건널목 국가별 건널목
2014년 기준 유럽 연합 회원국에는 108,196개의 건널목이 있다. 평균적으로 EU 회원국에는 노선 km당 0.5개 미만의 건널목이 있다.
건널목의 53%만이 보행자와 자동차에 대한 보호 및 경고 장치가 있다. 나머지 47%는 그러한 장치가 없으며, 철도 사망자의 28%는 건널목 관련 사고로 인한 것이다.
벨기에의 건널목에는 두 개의 빨간 신호등과 한 개의 하얀 신호등, 전자식(예전에는 기계식) 경보기, (일반적으로) 차단기가 설치되어 있다. 흰색 신호등이 0.5초 간격으로 깜박임으로써 운전자와 보행자에게 건널목을 건널 수 있음을 알린다. 일부는 하얀 신호등이 없는데, 이 경우 건널목에서의 추월이 허용되지 않는다. 경보기는 차단기가 완전히 내려갔다가 멈출 때까지 울린다. 차단기가 없으면 경보기는 계속 울린다. 또한, 드 판(De Pann, 2021년까지), 츠바인드레흐트(Zwijndrecht), 안데를루스(Anderlues), 겐트(Ghent), 그리고 MIVB Line 44(여기에만 경보기가 있음) 건널목은 차단기 없이 2개 또는 3개의 신호등이 설치되어 있다.
건널목 국가별 건널목
보스니아와 헤르체고비나의 건널목은 세르비아, 스위스, 크로아티아처럼 삼각형에 두 개의 신호등을 사용한다. 신호등이나 게이트가 없는 경우, 흰색 판을 사용한다.
알바니아에서는 건널목이 흔하지 않다. 건널목이 있는 경우, 일반적으로 빨간 신호등과 차단기가 설치되어 있다. 많은 건널목이 여전히 수동이지만 일부 자동도 있으며, 경보기가 설치된 경우도 있다.
오스트리아의 건널목은 독일과 유사하다. 단일 또는 이중 신호등이 있으며, 열차가 접근할 때 자동 차단기가 항상 내려가는 것은 아니다. 호박색과 빨간색 두 개의 신호등이 있는 건널목이 더 현대적이며, 구형 단일 빨간색 신호등 건널목을 대체하고 있다.
크로아티아의 건널목은 슬로베니아, 보스니아처럼 삼각형에 빨간 신호등을 사용한다. 대부분의 건널목에는 자동화된 차단기와 경보기가 설치되어 있다.
건널목을 부득이 설치할 경우에는 소정의 설치 기준을 준수하도록 하고 있다. 이하는 이를 종합 요약한 것이다.
건널목 국가별 건널목
대한민국에서의 건널목은 설비의 구비 정도에 따라서 1종, 2종, 3종 건널목의 세 종류로 구분한다. 여기에서는 건널목 간수의 배치에 대해서는 법률로 정의하지 않고 있으나, 대개의 경우 철도운영자나 도로관리청에서 긴요하다고 판단되는 곳(대개 1종이나 2종 건널목)에 따로 배치하는 예가 많다.
1종 건널목은 총 교통량 500,000회(환산량) 이상, 혹은 그 이하더라도 사고다발지역이거나 고속철도의 운행구간이어서 위험도가 높다고 인정된 때에 설치되며, 다음의 설비를 필수적으로 갖추어야 한다.
그리고 이하의 설비는 사정에 따라 생략할 수 있다.
2022년 철도통계연보에 따르면, 대한민국의 1종 건널목은 총 727개이다.
2종 건널목은 총 교통량 300,000회 이상 500,000회 미만일 경우(단 1종과 같이 3종 건널목 대상이나 위험도가 높은 경우)에 설치되며 1종 건널목에서 차단기, 관리원 없음 표지, 조명장치, 고장검지장치가 생략된 것이다. 2022년 현재 대한민국에는 4개가 설치되어 있다.
건널목 국가별 건널목
3종 건널목은 총 교통량 300,000회 미만일 경우에 설치되며, 2종 건널목에서 다시 건널목경보기, 고장표시장치가 생략된 것이다. 2022년 현재 대한민국에는 77개가 설치되어 있다.
일본의 건널목은 안전 설비에 따라 아래와 같이 분류된다.
자동 건널목 경보기와 자동 차단기를 설치하거나 건널목 보안 담당자를 배치하여 열차가 지나갈 때 도로의 교통을 차단기로 차단하는 것을 말한다. 제1종은 다시 아래로 나뉜다.
일부 시간대에만 보안원이 차단기를 조작하는 건널목. 보안원이 없는 시간대에는 사실상 제4종과 같아진다. 차단기 작동 여부를 나타내기 위해 건널목 보안원이 있는 시간대가 배치되어 있었다. 1980년에 20개 있었으며, 점점 제1종으로 대체하기 시작하여 1985년에 완전히 없어졌다.
차단기는 없으나 경보기는 있는 것을 말한다.
건널목 국가별 건널목
건널목 경보기 및 차단기가 설치되어 있지 않고, 건널목 보안원도 배치되지 않은 것을 말한다. 주로 슈토켄(수도권) 이외 지역의 로컬선에 많으며, 가끔씩 열차 주행속도가 높은 간선에도 설치되어 있다. 특히 자동차가 통행할 수 없는 소규모 도로에 많다. 2017년 기준으로는 대규모 사철 중 도쿄급행전철, 게이세이 전철, 나고야 철도에 각각 1개씩 존재한다(2000년대까지는 긴키 닛폰 철도에도 4개가 있었으나, 해당 노선이 타사에 양도되었고, 그 4개의 건널목도 제1종으로 전환하면서 없어졌다). 건널목을 본뜬 목형(木型) 또는 とまれみよ→멈추자 살피자(긴테츠의 경우 とまれ→멈추시오)라고 써진 표지판만 세워져 있으며, "지금 건너도 되는가"에 대한 판단은 전적으로 통행자 본인에게 있어, 사고가 발생하기 쉽다. 덧붙여, 도큐 세타가야 선 와카바야시 건널목과 같이 신호기로 교통을 규제하는 방식의 건널목도 경우에 따라 제4종으로 분류되기도 한다.
일부 건널목은 전술한 목형이나 표지판도 설치되어 있지 않은 곳도 있다.
차단기는 자동화된 것과 건널목 직원이 조작하는 수동형이 있으며, 직원이 차단기 앞까지 나오기도 한다.
타이완철로관리국의 건널목 수는 2017년 기준 435개 있다.
종류는 아래 3개가 있다.
자동 건널목 경보기와 자동 차단기를 설치하거나 건널목 보안 담당자를 배치하여 열차가 지나갈 때 도로의 교통을 차단기로 차단하는 것.
일부 시간대에만 건널목 보안원이 차단기를 조작하는 것. 차단기 작동 여부를 나타내기 위해 보안원이 있는 시간이 배치되어 있다.
자동 건널목 경보기와 자동 차단기를 설치하여 기차가 지나갈 때 도로의 교통을 차단기로 차단하는 것.
노루발 생태
산의 숲 속 그늘에서 자란다. 겨울에도 잎이 푸르다. 잎은 뿌리에서 나는데, 두꺼우며 길이 4~7 센티미터·너비 2.5~4 센티미터쯤 되고, 넓은 타원 모양이다. 6-7월에 10~20 센티미터쯤 되며 모가 진 꽃줄기가 나오고 술 모양의 꽃차례에 연노랑이나
노루발 쓰임새
전초에 아르부틴, 메틸아르부틴, 호모아르부틴, 피로올라틴, 정유 탄닌질, 쓴맛 물질 등이 들어 있다. 꽃이 필 때 풀 전체를 뜯어 그늘에서 말린 것을 녹제초(鹿蹄草)라 하는데, 강장·진통·진정·지혈 약으로, 베서 피가 나오는 데와 뱀과 벌레·개에게 물린 곳에 짓찧어 붙인다. 각기병이 났을 때 이뇨제로 쓰기도 한다. 중국에서는 부인병 관련 약으로 쓰는데, 특히 생리 조절을 위한 약이나 피임약으로 널리 쓴다.
노루발풀
노루발풀(영어: wintergreen)은 방향 식물의 한 부류이다. "윈터그린"이라는 용어는 한 때 겨울 내내 녹색을 유지(광합성을 계속)하는 식물을 일반적으로 지칭했었다. 이제 이러한 특성에 대해 "에버그린"이라는 용어가 보다 일반적으로 사용된다.
후이산구
후이산구(한국어: 혜산구, 중국어: 惠山区, 병음: Huìshān Qū)는 중화인민공화국 장쑤성 우시 시의 행정구역이다. 넓이는 327km2이고, 인구는 2007년 기준으로 400,000명이다.
DIR EN GREY
디르 앙 그레이(영어: Dir en grey)는 일본의 록 밴드이다. 약칭은 디르 (일본어: ディル).
1997년 결성 시부터 비주얼계의 왕도라 할 만한 하드한 메이크업과 현란한 복장을 고수해 온 대표적인 밴드였으나, 2005년 무렵부터 앨범 《Withering to death.》에 기하여 탈 비주얼계를 선언하여 그 후 메이크와 패션도 한층 차분해진다.
DIR EN GREY 의미
디르 앙 그레이(독일어: Dir)(프랑스어: en)(영어: grey)의 합성어이며 의미는 잿빛의 은화라는 의미이며 흑색과 백색의 중립의 의미를 가지고 있는 회색의 음악을 하겠다는 밴드의 음악적 성향을 설명하고 있다