shopkeeper/korean_wiki_content_only_120125 huggingface dataset:
2면 2선의 상대식 승강장이 있는 지하역이며, 스크린도어가 설치되어 있다. 이 역은 반대편 승강장 횡단이 불가능하다.
임학역(林鶴驛, Imhak station)은 인천광역시 계양구에 있는 인천 도시철도 1호선의 전철역이다. 방축천 하저터널로 박촌역과 연결된다.
2면 2선의 승강장이 있는 지하역이며, 승강장에 스크린도어가 설치되어 있다. 출구는 4곳이며, 1번 출구와 2번 출구 사이에 인근 상가와 연결된 통로가 있다. 직선 도로 아래에 위치하나, 인근 임학사거리 아래에 곡선 구간이 있기 때문에 완화곡선을 삽입하기 위하여 승강장이 곡선으로 건설되었으며, 승강장과 열차사이 간격이 넓으므로 주의해야 한다. 승강장의 벽면에는 특이한 형상의 그림이 있는데, 이는 학을 표현한 것이다.
간석오거리역(間石五거리驛, Ganseogogeori station)은 인천광역시 남동구에 위치한 인천 도시철도 1호선의 지하철역이다. 부역명은 초기에는 나사렛한방병원이었으나, 2015년 12월 나사렛한방병원이 나사렛국제병원으로 통합되었고, 인근에 인천교통공사가 있기 때문에 인천교통공사로 변경되었다.지금은 인천교통공사가 2017년 2월 6일자로 삭제되었고,간석오거리역으로 영업 중이다.
승강장에 스크린도어가 설치되어 있다. 이 역은 곡선으로 많이 휘었기 때문에 승강장과 열차 사이의 단차가 있으므로, 승하차시 발이 빠지지 않도록 넓으며 발빠짐에 조심해야 한다.
계산역(GyesanStation, 桂山驛)은 대한민국 인천광역시 계양구에 있는 인천 도시철도 1호선의 전철역이다.
2면 2선의 승강장을 가진 지하역이다. 개찰구가 승강장별로 분리되어 있어, 개찰을 하지 않고 승강장 사이를 건너갈 수 없다. 스크린도어가 설치되어 있다.
부평삼거리(Bupyeongsamgeori station)은 인천광역시 부평구 십정동에 위치한 인천 도시철도 1호선의 전철역이다. 부평구와 남동구의 경계에 위치하고 있으며, 인근에 인천가족공원이 있다. 부평삼거리와 부평사거리의 사이에 위치하고 있는데, 원래는 부평사거리가 삼거리였을때의 이름을 따온 것이다.
부평삼거리역은 백운역과 거리가 가깝지만 직접 환승은 불가능하다. 다만 부평삼거리역↔(신촌현대아파트 정류장을 경유하는 버스)↔백운역 등 간접환승은 가능하다. 간석오거리역-동암역간 환승과 마찬가지이다.
2면 2선의 상대식 승강장을 갖춘 지하역으로 스크린도어가 설치되어 있다. 출구는 4개다.
D, d( )는 로마자의 4번째 글자이다.
대부분의 언어에서는 무성 치경 파열음(/t/)이나 유성 치경 파열음(/d/)을 나타내는데 쓰인다. 다만 베트남어에서 북부 방언에서는 유성 치경 마찰음(/z/)을, 남부 방언에서는 경구개 접근음(/j/)을 나타내는데 쓰인다.
중력(重力, )은 질량을 가진 모든 물체 사이에 작용하는 서로 당기는 힘, 상호 인력으로, 현재까지 알려진 네 개의 기본 상호작용 가운데 하나이다. 중력은 기본 상호작용 중 가장 약하며, 강력보다 1038배, 전자기력보다 1036배, 약력보다 1029배 약하다. 따라서, 중력은 아원자 입자 규모에서 별다른 영향을 미치지 못하지만, 천문학적 규모에서 행성, 항성, 은하의 운동과 빛의 경로를 결정하는 가장 중요한 상호작용이다. 따라서 중력은 천체가 행하는 물체의 붙잡음, 천체들의 궤도나 우주 전체의 구조와 진화 과정에서 중요한 역할을 한다.
지표면에서, 질량을 가진 물체는 지구가 가하는 중력으로 무게를 갖는다. 또한 달이 지구에 가하는 중력으로 조석이 발생한다.(이때 달과 마주보는 면의 반대편에 생기는 조석은 지구와 달의 궤도 중심을 도는 지구의 관성에서 발생한다.) 중력으로 다세포 생물이 굴지성을 나타내거나 순환계에 영향을 받는 등, 중력은 생물의 성장과 기능에도 영향을 미친다.
우주 가스 물질들은 중력으로 합쳐져 별을 형성하고 최종적으로 응축하여 은하를 만들었다. 이러한 점에서 중력은 우주의 수많은 대규모 구조들을 만드는 중요한 역할을 하였다. 중력은 무한한 범위에 영향을 미치지만, 물체가 멀어질수록 그 효과는 약해진다.
중력 이해는 시대의 흐름에 따라 몇 차례의 큰 변동을 겪었다. 이러한 변화는 격동적으로 일어났지만, 정밀한 실험 환경이 없었던 본질적 어려움으로 다른 분야에 비해 전환이 늦었다. 뉴턴이 세운 고전 역학의 틀 안에서 먼저 역제곱 법칙을 만족시키는 만유인력의 법칙이 탄생하였다. 이는 태양계 내 천체 현상을 이해하도록 도움을 주었다. 19세기 중반 이후 미묘한 오차를 발견하였으나 실제 정정은 20세기에 와서 일어났다. 새로운 역학 체계인 상대성 이론이 등장하며 고전주의 만유인력 문제를 극복하였다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 묘사하는 중력은 태양계를 넘어, 우주 전체를 이해하는 중요한 수단이다. 물론, 일반 상대성 이론은 양자 역학과의 비정합성(특이점 문제), 일부 불만족스러운 우주론적 개념 등 새로운 차원의 문제도 있다. 이것들은 현대 물리학의 중요한 숙원 과제이다.
고전 물리학의 중력 - 뉴턴의 만유인력.
중력은 천체 문제를 해결하는 도구로서 출발하였다. 튀코 브라헤를 거쳐 요하네스 케플러가 정립한 행성운동법칙은 태양계 천체들의 궤도 운동을 이해하도록 가장 중요한 도구였다. 이를 바탕으로 1687년 아이작 뉴턴은 저서 프린키피아(Principia)에서 다음과 같은 이론을 제시하였다.
질량을 갖는 모든 물체는 서로를 향하는 방향의 인력(만유인력)을 만들며, 질량이 각각 formula_1인 물체 간의 거리가 formula_2일 때, 중력의 세기는 다음과 같다.
여기에서 formula_4는 중력 상수로 어떤 경우에나 같다. 이 값은 매우 작으나 헨리 캐번디시 등이 측정에 성공하였다. 거리만큼 떨어진 질량에서 생기는 인력으로 나타나는 가속도는 두 물체 사이에 작용하는 힘을 제곱미터로 나누어 주면 구한다. 이때 formula_5을 지구의 질량 , formula_2을 지구의 반경으로 바꾸면 가속도는 지구의 인력에서 발생한 중력이 된다. 이 법칙은 케플러 법칙을 잘 설명하며 또한 지표면에서 지구로부터 거리 formula_2가 일정하다고 두었을 때 갈릴레이가 정리한 자유 낙하의 법칙도 유도한다.
뉴턴의 만유인력 법칙은 지표면에서 자유 낙하 현상, 그리고 케플러가 정리한 천체 현상들을 통합적으로 바라보게 해주었다. 일반적으로 낙하 거리가 짧은 자유 낙하를 다루려고 역제곱 법칙을 적용하지는 않지만, 이들은 중력이라는 이름 하에 단일 현상으로 통합하였다. 무엇보다, 중력 법칙은 태양계의 일반적인 천체 현상들 설명에 매우 성공적이었다. 존 쿠치 애덤스와 위르뱅 르베리에는 천왕성의 궤도에서 이론적으로 예측하는 미지의 행성의 궤도를 계산하였고, 그 자리에서 1846년 해왕성을 발견하였다.
한편, 해왕성을 발견한 르베리에는 1859년 수성의 근일점 이동량이 뉴턴 중력의 예측을 벗어나는 현상을 발견하여 천문학계에 보고하였다. 그 오차는 100년에 43"(각초, arc second)라는 매우 작은 양이었으나, 훗날 새로운 중력 이론의 정확도를 검증하는 중요한 기준이 되었다.
1905년, 전자기학과 빛의 문제를 해결하려는 과정 속에서 시간과 공간의 개념을 본질적으로 바꾼 특수 상대론이 탄생하였다. 이 새로운 역학은 고전 역학의 모든 요소, 특히 중력에 대한 본질적 수정을 요구했다. 그 요구 사항을 가장 잘 만족시킨 이론은 1915년 발표한 알베르트 아인슈타인의 일반 상대론이었다. 아인슈타인은 관성 질량과 중력 질량이 같다는 관찰인 등가 원리에서 출발하여, 중력의 개념을 4차원 시공간의 곡률에 의한 기하학적 현상으로 전환하였다. 이러한 개념에서 탄생한 아인슈타인 방정식은 수성의 근일점 문제를 정확히 해결하였으며, 특히 1919년 개기일식 원정 실험에서 태양의 중력이 만드는 별빛의 굴절량이 아인슈타인의 이론을 지지하면서 일반 상대론이 새로운 표준 중력 이론이 되었다.
일반 상대론은 태양계 내에서 오차를 발견하지 못한다. 천체 물리학에서 중성자별과 블랙홀을 새로 예측하였다. 이로 발생하는 중력파는 전자기파와 더불어, 관측 천문학에서 이미 중요한 역할을 한다. 무엇보다 획기적인 변화는 전체 우주를 이해하는 체계적인 방법이 생겼다는 것이다. 일반 상대론에 따르면 우주 전체에 고루 퍼진 물질은 우주의 구조와 진화 과정에 관여하므로, 이론적으로 만든 우주 모형들에서 천문학의 일부 관측 결과(허블 법칙 등)를 설명하고 반대로 관측 결과보다 더 나은 우주 모델을 구성할 수 있다.
양자 중력을 향하여.
양자장론에서 모든 힘을 매개하는 입자(보손)로 설명한다. 여기서, 중력은 스핀이 2인 입자인 중력자가 매개한다. 중력자의 스핀이 짝수이므로 중력은 인력만 존재하고, 척력은 존재하지 않는다. 또 중력자는 질량을 갖지 않으므로, 중력은 그 영향 거리가 무한하다. 그러나 일반상대론을 양자화하여 얻는 이론은 재규격화하지 못하므로, 단지 효과적 장론(effective field theory)의 가치를 가진다.
오늘날 중력을 양자론으로 설명하려는 여러 양자 중력 이론이 있다. 고리 양자 중력(LQG)과 끈 이론이 그 대표적인 예이다.
지구의 중력.
지구와 같은 행성을 포함한 모든 천체는 중력장을 형성하며, 뉴턴 역학의 관점에서 천체 근처에 있는 물체는 천체의 중력에 이끌린다. 완벽한 구체 모양의 행성을 가정하면, 물체가 행성에게서 받는 중력은 행성의 질량에 비례하고 행성과 물체 사이의 거리의 제곱에 반비례한다.
지구는 구체에 가깝지만 자전 원심력으로 적도 반지름이 극 반지름보다 더 길고, 산맥 등의 지형 등으로 완벽한 구체는 아니다. 또한 지구 내부를 구성하는 물질의 밀도도 균일하지 않다. 따라서 지구 표면에 있는 물체가 받는 중력은 위치에 따라 조금씩 다르다. 이는 지구 표면에서 낙하하는 물체의 가속도가 지형에 따라 조금씩 다른 이유를 설명한다. 지구 상에서 위치에 따라 물체 무게가 달라지는 혼동을 막으려고 국제 도량형국은 표준 중력을 지정하였으며 SI 단위로 나타낸다.
지구 표면에서 물체가 받는 중력은 다음 두 힘의 합이다: (1) 지구가 물체에 작용하는 만유인력 (2) 지구의 자전에 의한 원심력
적도 원심력은 가장 강한 반면 만유인력은 가장 약하므로(지구 중심에서 가장 멀다.), 중력이 가장 약하다. 따라서 적도 중력 가속도는 9.780 m/s²로 극지 중력 가속도 9.832 m/s²보다 작다.
지구 표면에서 낙하하는 물체의 운동.
지구 표면에 있는 물체에 일정한 중력이 작용하는 상황을 고려하자. 이때 뉴턴의 만유인력 법칙은 F=mg로 쓴다. 여기서 m은 물체의 질량이고, g는 중력으로 인한 가속도, 즉 평균적으로 9.81m/s²의 일정한 크기를 갖는 벡터이다. 그리고 물체가 받는 힘인 F는 물체의 무게가 된다.
정지 상태에서 낙하하는 물체를 초당 20번 촬영한 사진이다. 첫 1/20초 동안 물체는 1만큼의 거리를 낙하하고, 2/20초 동안 4만큼의 거리를, 3/20초 동안은 9만큼의 거리를 낙하한다. 사진에 있듯이 중력장 안에서 낙하하는 물체는 낙하 시간의 제곱에 비례하는 거리만큼 떨어진다.
질량이 m인 물체에 일정한 중력이 작용하는 상황에서, 높이 h에 있는 물체의 위치 에너지 formula_8는 아래 식으로 표현한다.
여기서 W는 물체의 무게이다. 이 식은 지구표면에서 물체에 일정한 중력이 작용하는 상황, 즉 중력가속도가 g로 일정한 상황에 해당한다. 따라서 물체가 지구 표면에서 멀리 떨어진 물체에 작용하는 중력이 달라지는 경우에는 쓰지 못한다.
중력과 천문학.
뉴턴의 중력 법칙 적용으로 우리 태양계 내 행성의 더 세밀한 정보들을 습득하였다. 태양의 질량이나 정보, 심지어 암흑물질 존재 또한 뉴턴의 중력법칙에 따라 추론하였다. 비록 우리가 행성들이나 태양에 직접 탐사하지 못하지만 우리는 그 질량들을 안다. 이 질량들은 측정한 궤도의 특징에 뉴턴의 중력법칙을 적용하면 얻는다. 우주에서 물체는 중력 작용으로 자신의 궤도를 유지한다. 행성은 항성을 돌고, 항성은 은하계 중심을 돌고, 은하는 성단 질량중심을 돌고, 성단은 초은하단을 돈다. 다른 물체가 한 물체에 작용하는 중력은 두 물체의 질량의 곱에 정비례하고, 거리의 제곱에 반비례한다.
중력파는 질량을 가진 물체가 가속운동을 할 때 생기는 중력의 변화가 시공간을 전파해 가는 시공간의 잔물결(spacetime ripple)을 말한다. 아인슈타인이 1916년 자신의 일반 상대성 이론에서 파동방정식을 유도하여 중력파의 존재를 예측하였다. 일반상대성이론에서 중력파는 시공간의 곡률이 변화하는 상황에서 생긴다. (예 : 같은 궤도를 도는 물체) 태양계 중력파는 측정하기에 너무 작다. 하지만, 중력파는 PSR B1913+16같은 쌍성 펄사계의 시간이 지남에 따른 에너지 손실에서 확인하여 간접적으로 관찰 가능하다. 중성자별의 융합이나 블랙홀 형성이 측정가능한 양의 중력파를 만든다고 주장한다. 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO) 같은 중력파 관측소는 이 문제를 연구하려고 설립하였다. 2016년 2월 12일 (LIGO에서)13억광년 떨어진 두 개의 블랙홀이 충돌하면서 발생한 중력파(태양 질량의 3배)를 관측하였다.
중력 속도.
2012년 12월, 중국의 한 연구 팀은 보름달과 초승달이 뜨는 시기 동안 중력 속도가 빛의 속도와 같아 보이는 지각 조석의 위상지연을 측정했다고 발표했다. 이것은 만약 태양이 갑자기 사라진다면, 지구는 8분 동안 궤도를 선회하고 빛 또한 8분 동안 지구가 궤도를 움직인 거리만큼 이동한다. 이 팀의 발견은 2013년 3월 Chinese Science Bulletin에 발표하였다.
이례와 차이.
기존 이론으로 적절하게 설명하지 못하는 관찰 결과들이 있다. 이런 결과에 추가적인 중력이론을 적용하거나 전혀 다른 구조의 이론을 형성해야 설명이 가능하다. 그 사례들을 소개한다.
우주(宇宙, )는 행성들, 별들, 은하들 및 기타 모든 형태의 물질과 에너지를 포함하여 모든 공간과 시간 및 그 내용물이다. 대폭발(빅뱅) 이론은 우주의 발달에 대한 지배적인 우주론적 기술이다. 이 이론에 따르면, 공간과 시간은 137.87 ± 0.20억년 전에 함께 생겨났고, 또한 우주는 대폭발(빅뱅) 이후 계속 팽창해 왔다. 전체 우주의 공간적 크기는 알 수 없지만, 관측 가능한 우주의 크기를 측정하는 것은 가능하며, 그것은 오늘날에는 직경이 대략 1조 광년이다.
우주의 초기 우주론적 모형들은 중 일부는 고대 그리스인과 인도 철학자들에 의해 개발되었으며 또한 지구를 중심에 두는 지구중심적이었다. 수세기들에 걸쳐, 보다 정확한 천문 관측들은 니콜라우스 코페르니쿠스가 태양이 태양계의 중심에 있는 태양 중심적 모형을 개발하도록 이끌었다. 만유인력의 법칙을 개발하면서, 아이작 뉴턴은 코페르니쿠스의 연구뿐만 아니라 요하네스 케플러의 행성의 운동 법칙과 티코 브라헤의 관측들을 기반으로 했다.
추가적인 관측적 개선들로 인해 태양은 우리은하에 있는 수천억 개의 별들 중 하나이며, 그것은 관측가능한 우주에서 수천억 개의 은하들 중 하나라는 사실이 밝혀졌다. 은하의 많은 별들은 행성들을 가지고 있다. 또한, 현재 관측된 바로는 관측 가능한 우주의 대부분의 별들은 쌍성을 이루고 있으며, 이런 점에서 태양은 특별한 존재이다. 가장 큰 규모에서는, 은하들은 균일하게 분포되어 있으며 또한 모든 방향으로도 같으며, 이는 우주가 가장자리도 중심도 없다는 것을 의미한다. 더 작은 규모에서는, 은하단들과 공간에 거대한 필라멘트와 거시공동을 형성하는 초은하단들으로 분포되어, 한 거대한 거품 같은 구조를 형성한다. 20세기 초의 발견들은 우주에 한 시작이 있었고 그 이후로 우주가 증가하는 속도로 공간이 팽창해 왔음을 시사했다.
대폭발 이론(빅뱅 이론)에 따르면, 처음에 존재하는 에너지와 물질은 우주가 팽창함에 따라 밀도가 낮아졌다. 약 10-32초에 급팽창 시대라고 불리는 초기 가속 팽창, 그리고 알려진 네 가지 기본 힘의 분리 이후, 우주는 점차 냉각되고 계속 팽창하여, 최초의 아원자 입자들과 단순한 원자들이 형성되었다. 암흑물질이 점차 모여서, 중력의 영향아래 필라멘트들과 거시공동들의 한 거품-같은 구조를 형성했다. 수소와 헬륨으로 이루어진 거대한 구름들은 점차 암흑 물질이 가장 고밀도인 장소들로 끌려가면서, 오늘날 볼 수 있는 최초의 은하들, 별들, 그리고 다른 모든 것들을 형성했다.
은하들의 운동을 연구한 결과, 우주는 보이는 물체가 설명하는 것보다 훨씬 더 많은 물질을 포함하어 있다는 것이 발견되었다; 별들, 은하들, 성운들 및 성간 가스. 이 보이지 않는 물질은 암흑 물질로서 알려져 있다. ("암흑"은 그것이 존재한다는 강력한 정황증거가 광범위하게 있지만, 우리는 아직 그것을 직접적으로 발견하지 못했다는 것을 의미힌다.) ΛCDM 모형은 가장 널리 받아들여지는 우주의 모형이다. 그것은 우주의 질량과 에너지의 약 69.2% ± 1.2%는 우주 팽창의 가속을 담당하는 암흑 에너지이고, 또한 약 25.8% ± 1.1%는 암흑물질임을 시사한다. 일반('중입자') 물질은 따라서 물리적 우주의 4.84% ± 0.1%에 불과하다. 별, 행성 및 가시적인 가스 구름은 일반 물질의 약 6%만을 형성한다.
우주의 궁극적 운명과 또한 대폭발(빅뱅) 이전에는. 어떤 것이 있었다면, 무엇이 있었는지에 대한 많은 경쟁적인 가설들이 있는 반면, 다른 물리학자들과 철학자들은 이전 상태에 대한 정보에 언제 접근할 수 있을지 의심하며 추측하기를 거부한다. 일부 물리학자들은 다양한 다중 우주 가설들을 제안하는데, 거기서는 우리 우주가 비슷하게 존재하는 많은 우주들 중 하나일 수 있다.
물리적 우주는 모든 공간과 시간(총칭하여 시공간으로 지칭되는)과 그 내용으로 정의된다. 이러한 내용물들은 다양한 형태들의 에너지로 구성되는데, 그것들은 전자기복사 및 물질, 따라서 행성들, 위성들, 별들, 은하들 및 은하간 공간(intergalactic space)의 내용물들을 포함한다. 우주는 또한 보존 법칙, 고전역학, 상대성 이론과 같이 에너지와 물질에 영향을 미치는 물리 법칙들을 포함한다.
우주는 종종 "존재의 총체" 또는 존재하는 전부, 존재한 모든 것, 그리고 존재할 모든 것으로 정의된다. 사실, 일부 철학자들과 과학자들은 우주의 정의에 아이디어와 추상적인 개념들―수학과 논리와 같은―을 포함하는 것을 지지한다. "우주"라는 단어는 또한 "코스모스", "세계" 및 "자연"과 같은 개념들을 가리키도 한다.
"우주(universe)"라는 단어는 고대 프랑스어 "univers"에서 파생되었으며, 이는 차례로 라틴어 "universum"에서 파생되었다. 라틴어 단어는 카케로와 이후의 라틴어 작가들이 현대 영어 단어와 동일한 의미로 사용했다.
동의어들.
피타고라스 이후로 고대 그리스 철학자들 사이에서 "우주"에 대한 용어는 모든 물질과 모든 공간으로 정의된 τὸ πᾶν(tò pân) '모든 것'과 τὸ ὅλον(tò hólon) '모든 것'으로, 반드시 빈 공간(void)을 포함하지는 않았다. 또 다른 동의어는 '세계, 코스모스'를 의미하는 ὁ κόσμος(ho kósmos)였다. 동의어는 라틴어 저자들("totum, mundus, natura")에서도 발견되며 현대 언어(예: 독일어 단어 "Das All, Weltall" 및 "우주"에 대한 "Natur")에도 존재한다. 전부(만물의 이론에서와 같이), 코스모스(우주론에서와 같이), 세계(다세계 해석에서와 같이) 및 자연(자연 법칙 또는 자연 철학에서와 같이)과 같은 동일한 동의어들이 영어에서 발견된다.
연대기 및 대 폭발(빅뱅).
우주의 진화에 대한 지배적인 모형은 대폭발(빅뱅) 이론이다. 대폭발 모형은 우주의 초기 상태가 극도로 뜨겁고 고밀도인 상태였으며, 또한 우주는 이후 팽창했고 또한 냉각되었다고 진술한다. 이 모형은 일반 상대성이론과 공간의 균질성 및 등방성과 같은 단순화한 가정을 기반으로 한다. ΛCDM 모형으로 알려진, 우주상수(람다)와 차가운 암흑물질이 있는 모형 버전은 우주에 대한 다양한 관측들을 합리적으로 잘 설명하는 가장 단순한 모형이다. 대폭발 모형은 거리와 상관관계와 은하들의 적색편이, 헬륨에 대한 수소 원자들 수의 비율, 및 마이크로파 복사 배경과 같은 관측들을 설명한다.
초기의 뜨겁고 고밀도인 상태를 플랑크 시대라고 불리는데, 이 시기는 0시부터 대략 10-43초의 플랑크 시간 단위로 이루어진 짧은 기간이다. 모든 유형들의 물질과 모든 유형들의 에너지가 한 고밀도인 상태로 집중되었으며, 또한 중력―현재 알려진 네 가지 힘들 중 가장 약한―은 다른 기본 힘만큼 강했으며, 또한 모든 힘은 통일되었던 것으로 믿어진다. 이 초기를 지배하는 물리학은 (플랑크 시대의 양자 중력을 포함하여) 이해되지 않았기 때문에, 우리는 영시 이전에 어떤 일이 일어났는지 말할 수 없다. 플랑크 시대 이후로, 우주는 현재의 규모로 팽창해 왔으며, 처음 10-32초 이내에 발생한 것으로 추정되는 매우 짧지만 강렬한 우주 급팽창 기간이 함께 한다. 이것은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 것과는 다른 종류의 팽창이었다. 공간의 객체는 물리적으로 이동하지 않고 대신 공간을 정의하는 '거리 함수'가 변경되었다 시공간의 물체는 빛의 속도보다 빠르게 움직일 수 없지만, 이 제한은 시공간 자체를 지배하는 거리 함수에는 적용되지 않는다. 이 급팽창의 초기 기간은 왜 우주가 매우 평평하게 보이고, 또한 우주 시작 이후 빛이 여행할 수 있는 것보다 훨씬 더 커진 이유를 설명하려고 했다.
우주 존재의 몇분의 1초 안에, 네 가지 기본 힘들은 분리되었다. 우주가 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 상태로부터 계속 냉각함에 따라, 쿼크시대, 강입자시대(hadron epoch) 및 렙톤시대(lepton epoch)로 알려진 다양한 유형의 아원자 입자들은 짧은 시간 내에 형성될 수 있었다. 함께, 이 시대들은 대폭발 이후 10초 미만의 시간을 포함한다. 이러한 기본 입자들은 안정한 양성자들과 중성자들을 포함하여, 훨씬 더 큰 조합으로 안정적으로 결합되었고, 그것들은 핵융합을 통해 더 복잡한 원자핵을 형성했다. 이 과정은, 대폭발 핵합성으로 알려졌는데, 단지 약 17분 동안만 지속되었고 또한 대폭발 후 약 20분 동안 종료되었으므로, 가장 빠르고 간단한 반응들만 발생했다. 우주에 있는 양성자와 모든 중성자의 약 25%가, 질량 기준으로, 소량의 중수소(수소의 한 형태)와 미량의 리튬과 함께 헬륨으로 변환되었다. 어떤 다른 모든 원소는 매우 적은 양만 형성되었다. 다른 75%의 양성자는 영향을 받지 않고 수소 핵들로 남아 있다.
핵합성이 끝난 후 우주는 광자시대(photon epoch)로 알려진 시기에 들어섰다. 이 기간 동안에는, 우주는 여전히 물질이 중성 원자들을 형성하기에는 너무 뜨거워서, 그것은 음전하를 띤 전자들, 중성의 중성미자들 및 양의 핵들로 구성된 한 뜨겁고, 고밀도인, 안개가 자욱한 플라즈마를 포함하고 있었다. 약 377,000년 후, 우주는 전자들과 핵들이 최초의 안정한 원자들을 형성할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었다. 이것은 역사적 이유로 재결합으로 알려져 있다; 사실 전자들과 핵들은 처음으로 결합하고 있었다. 플라즈마와 달리, 중성 원자들은 많은 파장의 빛에 투명하므로, 처음으로 우주도 투명해졌다. 이러한 원자가 형성될 때 방출된("디커플링된") 그 광자들은 오늘날에도 여전히 볼 수 있다; 그들은 우주 마이크로파 배경(CMB)을 형성한다.
우주가 팽창함에 따라, 광자의 에너지는 파장에 따라 감소하기 때문에 전자기 복사의 에너지 밀도는 물질의 에너지 밀도보다 더 빠르게 감소한다. 약 47,000년경에, 물질의 에너지 밀도는 광자들과 중성미자들의 에너지 밀도보다 커져서 우주의 대규모 거동을 지배하기 시작했다. 이것은 복사-지배 시대의 끝과 물질-지배 시대의 시작을 나타냈다.
우주의 초기 단계들에서, 우주의 밀도 내의 작은 요동들은 암흑물질의 농축들을 점차 형성하기에 이르렀다. 중력에 의해 이것들에 끌어당겨지는, 일반 물질은 큰 가스 구름들을 형성하고 또한 결국에는, 암흑물질이 가장 밀도가 높은 곳에서, 별들과 은하들을 형성하고, 또한 가장 밀도가 낮은 곳에서 거시공동들을 형성했다. 약 1억 ~ 3억 년 후에, 종족 III 별들로 알려진 최초의 별들이 형성되었다. 이것들은 아마도 매우 거대하고, 빛나고, 비금속성이며 또한 단명했을 것이다. 그들은 약 2억 ~ 5억 년에서 10억 년 사이에 우주의 점진적인 재이온화와 또한 항성 핵합성을 통해서 헬륨보다 무거운 원소들로 우주에 씨를 뿌리는 것을 담당했다. 우주는 또한 암흑 에너지라고 하는 신비한 에너지―아마도 스칼라장일 수도 있음―가 포함하고 있는데, 그 밀도는 시간이 지나도 변하지 않는다. 약 98억 년 후, 우주는 물질의 밀도가 암흑 에너지의 밀도보다 낮을 정도로 충분히 팽창하여, 현재의 암흑 에너지-지배시대의 시작을 나타냈다. 이 시대에는, 암흑 에너지로 인해 우주의 팽창은 가속화하고 있다.
물리적 특성들.
네 가지 기본 상호 작용들 중 중력은 천문학적 길이 규모에서 지배적이다. 중력의 효과는 누적된다; 대조적으로, 양과 음 의 전하들의 효과는 서로 상쇄되는 경향이 있어서, 전자기학을 천문학적 길이 척도들에서는 상대적으로 중요하지 않게 만든다. 나머지 두 상호작용들, 즉 약한 핵력과 강한 핵력은 거리에 따라 매우 빠르게 감소한다; 그들의 효과들은 주로 아원자 길이 축척에 국한된다.
우주에는 반물질보다 훨씬 더 많은 물질이 있는 것으로 보이며, 이는 아마도 CP 위반과 관련된 어떤 비대칭일 수 있다. 물질과 반물질 사이의 불균형은 오늘날 존재하는 모든 물질의 존재에 부분적으로 책임이 있는데, 그것은 물질과 반물질이, 만일 대폭발(빅뱅)에서 동등하게 생성되었다면, 서로를 완전히 소멸시키고 그것들의 상호 작용의 결과로 광자들만을 남겼을 것이기 때문이다. 우주는 또한 순 운동량이나 각운동량을 갖고 있지 않은 것으로 보이며, 그것은 만일 그 우주가 유한하다면 허용되는 물리 법칙들을 따른다. 이 법칙들은 가우스의 법칙과 응력-에너지-운동량 유사텐서(stress–energy–momentum pseudotensor)의 비발산이다.
크기 및 영역들.
일반 상대성이론에 따르면, 공간의 먼 영역들은 유한한 빛의 속도와 지속적인 우주팽창으로 인해 우주의 일생 동안에도 우리와 결코 상호 작용하지 않을 수 있다. 예를 들어, 지구에서 보낸 무선 메시지는 우주가 영원히 존재하더라도 우주의 일부 영역에 결코 도달하지 못할 수 있다: 공간은 빛이 횡단할 수 있는 것보다 더 빠르게 팽창할 수 있다.
망원경으로 관측할 수 있는 공간적 영역은 관측 가능한 우주라고 불리며, 그것은 관측자의 위치에 의존한다. 지구와 관측 가능한 우주의 가장자리 사이의 고유거리―현재를 포함하여, 특정 시각에 측정할 수 있는 거리―는 460억 광년(140억 파섹)이며, 그것은 관측 가능한 우주의 지름을 약 930억 광년(280억 파섹)으로 만든다. 관측 가능한 우주의 가장자리에서 빛이 이동한 거리는 우주의 나이 곱하기 빛의 속도인 138억 광년(4.2×109 파섹)에 매우 가깝지만, 그러나 관측 가능한 우주의 가장자리와 지구가 그 이후로 더 멀어졌기 때문에 이것이 주어진 시각에서의 거리를 나타내는 것은 아니다. 비교를 위해서, 전형적인 은하의 지름은 30,000광년(9,198 파섹)이고. 또한 두 개의 인접한 은하들 사이의 전형적인 거리는 300만 광년(9,198 파섹)이다. 예를 들어, 우리 은하의 지름은 대략 100,000-180,000 광년이고, 또한 우리 은하에 가장 가까운 자매 은하인 안드로메다 은하는 대략 250만 광년 떨어져 위치한다.
인간은 관측 가능한 우주의 가장자리 너머의 공간은 관찰할 수 없기 때문에, 전체 우주의 크기가 유한한지 무한한지는 알 수 없다. 추정치에 따르면, 전체 우주는, 만일 유한하다면, 한 허블 구보다 250배 이상 커야 한다. 우주의 전체 크기에 대한 일부 논쟁의 여지가 있는 추정치는, 만일 유한하다면, formula_1메가파섹만큼 높게 도달하며, 그것은 무경계 제안(No-Boundary Proposal)의 한 제시된 해상도에서 의해서 암시되어 있는 것과 같다.
나이 및 팽창.
ΛCDM 모형이 옳다고 가정하면, 수많은 실험들에 의한 다양한 기법들을 사용하는매개변수들의 측정치들은, 2015년 기준, 우주의 나이의 한 최선의 값을 137.99 ± 0.21 억년으로 산출했다.
시간이 지남에 따라, 우주와 그 내용물은 진화했다; 예를 들어, 퀘이사들과 은하들의 상대적인 개체수가 바뀌었고, 또한 공간 자체가 팽창했다. 이 팽창으로 인해서, 지구상의 과학자들은 300억 광년 떨어진 은하의 빛이 130억 년 동안만 이동했음에도 불구하고 그 빛을 관찰할 수 있다; 그들 사이의 바로 그 공간이 팽창했다. 이 팽창은 멀리 떨어진 은하에서 오는 빛이 적색편이되었다는 관찰과 일치한다; 방출된 광자는 이동하는 동안 더 긴 파장과 더 낮은 주파수로 늘어난다. Ia형 초신성에 대한 분석들은 공간적 팽창이 가속화되고 있음을 나타낸다.
우주에 물질이 많을수록, 물질의 상호 중력적 당김은 더 강해진다. 만일 우주가 "너무" 고밀하다면 그것은 중력 특이점으로 재붕괴할 것이다. 그렇지만, 만일 우주에 물질이 너무 "적으면" 자체-중력이 너무 약해서, 은하들이나 행성들과 같은 천문학적 구조들을 형성할 수 없다. 대폭발(빅뱅) 이후 우주는 단조함수적으로 팽창했다. 아마도 놀랍지 않게, 우리 우주는 단지 입방 미터당 약 5개의 양성자들에 해당하는 적절한 질량-에너지 밀도를 가지고 있으며, 이것은 우주가 지난 138억 년 동안 팽창할 수 있게 허용했고, 오늘날 관측되는 것 같은 우주를 형성할 시간을 주었다.
팽창 속도에 영향을 미치는 우주의 입자에 작용하는 역학적인 힘들이 있다. 1998년 이전에는, 우주 안의 중력 상호작용의 영향으로 시간이 지남에 따라 팽창률이 감소할 것으로 예상했다; 그리고 따라서 우주에는 감속 매개변수라고 불리는 추가적 관측 가능한 양이 있는데, 대부분의 우주론자들은 이 매개변수가 양수이고 또한 우주의 물질 밀도와 관련이 있을 것으로 예상했다. 1998년에, 감속 매개변수(deceleration parameter)는 두 개의 다른 그룹들에 의해 음의 값인 약 -0.55로 측정되었는데, 이것은 기술적으로 우주 척도인자의 2차 도함수 ä는 지난 50-60억 년 동안 양수였음을 시사한다.
시공간.
특수 상대성이론은 중력을 설명할 수 없다. 그 후속인 일반 상대성이론은 시공간이 고정된 것이 아니라 동적인 것임을 인식함으로써 중력을 설명한다. 일반 상대성이론에서, 중력은 시공간의 곡률로 재해석된다. 궤도와 같은 한 곡선의 경로는 신체를 이상적인 직선 경로에서 벗어나게 하는 힘의 결과가 아니라, 오히려 다른 질량의 존재에 의해 그 자체가 휘어진 한 배경을 통해서 그 몸체가 자유롭게 낙하하려는 시도의 결과이다. 물리학자들 사이에서 속담이 된 존 아치볼드 휠러의 언급은 그 이론을 요약한다: "시공간은 물질이 어떻게 움직이는지 알려주고, 물질은 시공간이 어떻게 휘어지는지 알려주며." 또한 따라서 다른 것 없이 하나만을 고려하는 것은 의미가 없다. (뉴턴의 중력 이론은 중력 효과가 약하고 물체가 빛의 속도에 비해 느리게 움직이고 있을 때 일반 상대성이론의 예측들에의 한 좋은 근사치이다.) 물질 분포와 시공간 곡률 사이의 관계는 아인슈타인 방정식에 의해 제공되는데. 이것은 표현하기 위해 텐서 미적분학(tensor calculus)를 필요로 한다. 이러한 방정식들에 대한 해는 특수 상대성이론의 시공간인 민코프스키 시공간뿐만 아니라, 또한 블랙홀을 설명하는 슈바르츠실트 시공간; 팽창하는 우주를 설명하는 FLRW 시공간; 또한 그 이상도 포함한다.
우주는 3개의 공간 차원과 1개의 시간적(시간) 차원으로 구성된 매끄러운 시공간 연속체로 나타난다. 따라서, 물리적 우주의 시공간에서 한 사건은 4개의 좌표 집합으로 식별될 수 있다: ("x, y, z, t"). 평균적으로, 공간은 거의 평평한(곡률이 0에 가까운) 것으로 관찰되며, 이는 경험적으로 대부분의 우주는 유클리드 기하학을 통해 높은 정확도로 묘사될 수 있음을 의미한다. 시공간은 또한 한 단일 연결된 이 우주의 중심에 위치하면 천문학적 데이터가 더 그럴듯하게 설명될 수 있다는 아리스타르코스의 관점을 코페르니쿠스가 되살리기 전까지, 대략 2천년 동안 서구 세계에서 받아들여졌다.
중앙에는 태양이 놓여 있다. 누가 동시에 모든 것을 조명힐 수 있는 이 매우 아름다운 성전의 등불을 다른 또는 이보다 더 좋은 곳에 둘 수 있겠는가?
— 니콜라우스 코페르니쿠스, 10장, 《천구의 회전에 관하여》(1543)의 제1권
코페르니쿠스 자신이 주목했듯이, 지구가 자전한다는 관념은 매우 오래된 것으로, 최소한 필롤라오스(c. 450 BC), 헤라클레이데스 폰티쿠스Heraclides Ponticus(c. 350 BC) 및 피타고라스학파 엑판투스Ecphantus로 거슬러 올라간다. 코페르니쿠스보다 대략 1세기 전에, 기독교 학자인 니콜라우스 쿠자누스도 그의 책, 《학습된 무지에 대하여(On Learned Ignorance)》(1440)에서 지구가 그 축을 중심으로 회전한다고 제안했다. 알시지도 또한 지구가 축을 중심으로 회전한다고 제안했다. 지구 자전의 실증적 증거는, 혜성 현상을 이용한하였으며, 투시(1201-1274)와 알리 쿠시Ali Qushji(1403-1474)에 의해 제공되었다.
이 우주론은 아이작 뉴턴, 크리스티안 후이겐스 및 이후의 과학자들에 의해 받아들여졌다. 뉴턴은 동일한 운동 법칙과 중력이 지상과 천체의 물질에 적용되어, 아리스토텔레스의 둘 사이의 구분을 쓸모 없게 만든다는 것을 보여주었다. 에드먼드 핼리(1720)와 장-필리프 드 체소Jean-Philippe de Chéseaux(1744)는 별들로 균일하게 채워진 한 무한한 공간의 가정이 야간 하늘이 태양 자체만큼 밝을 것이라는 예측으로 이어질 것이라고 독립적으로 언급했다; 이것은 19세기에 올베르스의 역설로 알려지게 되었다. 뉴턴은 물질로 균일하게 채워진 한 무한한 공간이 무한한 힘과 불안정성을 일으켜서 물질이 자체 중력하에 안쪽으로 찌그러질 것이라고 믿었다. 이 불안정성은 진스 불안정성 기준에 의해서 1902년에 명확해졌다. 이러한 역설에 대한 한 가지 해결책은 찰리어Charlier 우주인데, 여기서 우주가 무시해도 될 정도로 작은 전체 밀도를 가지도록 프랙탈 방식으로 물질이 계층적으로(어떤 더 큰 시스템에서 궤도를 도는 천체들의 시스템들, "무한정") 배열된다; 그러한 우주론적 모형은 1761년에 더 일찍 요한 하인리히 람베르트에 의해서 제안된 것이기도 하다.
18세기 동안, 임마누엘 칸트는 성운들이 은하수와 분리된 전체 은하들일 수 있다고 추측했으며, 1850년에, 알렉산더 폰 훔볼트는 이러한 분리된 은하들을 "Weltinseln" 또는 "세계 섬들"인 한 용어로 불렀으며, 이것은 나중에 "섬 우주"으로 발전했다. 1919년에, 후커 망원경(Hooker telescope)이 완성되었을 때, 지배적인 견해는 여전히 우주가 완전히 우리 은하계로 구성되어 있다는 것이었다. 후커 망원경을 사용하여, 에드윈 허블은 여러 나선 성운에서 세페이드 변광성을 확인했으며 또한 1922~1923년에 안드로메다 성운과 삼각형자리가 우리 은하 밖에 있는 완전한 은하들임을 결정적으로 증명했고, 따라서 우주가 수많은 은하들로 구성되어 있음을 증명했다.
현대 물리 우주론의 시대는 1917년에 시작되었으며, 이때에 알베르트 아인슈타인은 우주의 구조와 역학을 모형화하기 위해 처음으로 일반 상대성이론을 적용했다. 이 시대의 발견들과, 또한 답이 없는 질문들은, 위 절들에 요약되어 있다.
기하학에서, 원(圓, )은 주어진 점에 이르는 거리가 일정한 점들로 이루어진 평면 도형이다. 주어진 한 점을 원의 중심이라고 한다. 중심과 원 위의 점 사이의 거리를 원의 반지름이라고 한다. 원이 둘러싸는 평면 영역을 원판이라고 한다.
원은 이차 곡선의 일종인 타원에서 이심률이 0인 경우이다. 이심률은 아핀 기하학적 성질이 아니므로, 원은 타원과 달리 아핀 변환에 의하여 보존되지 않는다.
역사 시대 이전부터 원은 인류에게 익숙한 개념이었다. 원은 보름달이나 둥근 과일의 단면에서처럼 자연적으로 흔하게 찾아볼 수 있다. 인류 역사의 중요한 발명 중 하나인 바퀴도 원의 모양을 이용한 것이며, 톱니바퀴 등의 발명은 현대 공학의 주축이 되었다. 수학에서, 원에 대한 연구는 기하학과 천문학, 미적분학 등의 발전에 기여하였다.
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.
해석 기하학.
둘레와 넓이.
원의 둘레와 지름의 비는 일정하다. 반지름이 formula_1(즉 지름이 formula_2)인 원의 둘레는
이다. 여기서 formula_4는 원주율이다. 이는 약 3.1415…를 값으로 하는 초월수이다.
반지름이 formula_1인(즉 지름이 formula_2, 둘레가 formula_7)인 원(으로 둘러싸인 영역)의 넓이는
이다. 등주 부등식에 따르면, 이는 둘레가 formula_9인 폐곡선으로 둘러싸인 영역이 가질 수 있는 최대 넓이이다. 즉, 길이가 일정한 끈은 원 모양일 때 가장 넓은 영역을 감싼다.
방정식.
데카르트 좌표계.
2차원 데카르트 좌표계 위의 중심이 formula_10이고 반지름이 formula_1인 원의 방정식은
이다. 이는 피타고라스 정리를 통해 유도된다.
2차원 데카르트 좌표계 위의 원의 방정식의 일반적인 꼴은
이다. 단, formula_14는 실수이며,
이어야 한다. 좌변은 반지름의 4배에 대응하며, 0인 경우 한원소 집합이 되고 (점원, ), 0보다 작은 경우 공집합이 된다 (허원, ).
평면 위의 모든 원은 적절한 데카르트 좌표계를 취했을 때
와 같은 표준적인 방정식으로 표현된다. 단, formula_17이어야 한다. 이러한 꼴의 방정식을 얻으려면 원의 중심을 좌표계의 원점으로 삼기만 하면 된다.
2차원 데카르트 좌표계 위의 중심이 formula_10이고 반지름이 formula_1인 원은 다음과 같은 매개변수 방정식을 갖는다.
여기서 formula_21은 각각 코사인 함수와 사인 함수이고, formula_22는 매개 변수이다.
극좌표계.
데카르트 좌표 formula_23 대신 극좌표 formula_24를 사용할 수도 있다. 즉, 극좌표계 위의 중심이 formula_25이고 반지름이 formula_26인 원의 방정식은
데카르트 좌표나 극좌표를 복소수 formula_28로 대신하면, 원과 직선의 통일된 방정식을 얻을 수 있다.
복소평면 위에서, 중심이 formula_29이고 반지름이 formula_17인 원의 방정식은
이다. 여기서 formula_32는 복소수의 절댓값이다.
이다. 여기서 formula_34는 켤레 복소수이다. 단, formula_35는 실수이고, formula_36는 복소수이며,
이어야 한다. 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.
접선의 방정식.
2차원 데카르트 좌표계 위에서, 원
의 formula_43을 접점으로 하는 접선의 방정식은
의 기울기가 formula_46인 접선의 방정식은
종합 기하학.
원과 직선의 위치 관계.
평면 위의 원과 직선의 위치 관계는 원의 중심에서 직선까지의 거리 formula_55와 원의 반지름 formula_1의 대소 관계에 따라 다음과 같은 경우로 나뉜다.
두 원의 위치 관계.
두 원의 위치 관계는 두 원의 반지름 formula_60와 두 중심 사이의 거리 formula_55에 따라 다음과 같은 경우로 나뉜다.
내접원, 외접원, 방접원.
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.
주어진 원의 내접 formula_79각형 가운데 넓이가 가장 큰 것은 정formula_79각형이다.
작도.
공선점이 아닌 세 점 formula_81를 지나는 원은 컴퍼스와 자를 사용하여 다음과 같이 작도할 수 있다.
원의 중심.
원적 문제.
원적 문제는 주어진 원과 넓이가 같은 정사각형을 컴퍼스와 자로 작도하는 문제를 일컫는다. 이는 원주율 formula_4가 초월수이고 초월수는 작도 가능한 수가 아니므로 불가능하다.
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. 박제천의 〈월명〉(月明)은 〈제망매가〉를 현대적으로 계승한 작품으로, 나뭇잎을 통해 깨달은 인생의 본질을 노래하고 있다. 나무를 떠나야만 하는 수많은 나뭇잎들을 통해 죽음의 세계로 떠나야 하는 인간 존재를 형상화하고 있다.
제망매가는 죽은 누이를 추모하는 작품이다. 죽은 누이에 대한 추모와 누이의 죽음으로 인한 슬픔과 그 극복의지를 담아내었으며 인간에게 피할 수 없는 운명인 죽음에 대한 두려움과 누이와의 사별에 따른 애절함을 종교적 구도로 승화한 작품이다. 제1~4구는 죽음의 비애에 대한 인식이며 제5~8구는 남매의 이산과 인생무상에 대한 서정적인 비유를 표현하였으며 제9~10구는 종교적 의지를 표현하였다.
양자화는 다음 뜻이 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.
영미권 용례.
영미권의 천체는 1. "Astronomical bodies", 2. "Astronomical objects", 3. "Celestial bodies", 4. "Celestial objects"의 네 가지 단어를 포함하는데 이들은 쓰임새에 차이가 있다.
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 구분 지어서 독립된 물리 현상이라고 판단하였다. 하지만 19세기에 열과 역학적인 일이 동등한 현상임을 증명하고 에너지 보존 법칙이 정식화 되었다.
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 2.4cal이었지만 팽창을 자유롭게 하였을 때는 3.4cal였다. 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.