우주 팽창 계산기

우주 팽창은 멀리 떨어져 있고 중력으로 묶이지 않은 우주 영역 사이의 거리가 증가하는 현상입니다. 적색편이 z는 광자가 방출된 뒤 파장이 얼마나 늘어났는지 나타내며, 방출 당시 척도인자는 a = 1/(1 + z)입니다. 허블 상수 H₀는 현재 팽창률을 메가파섹당 초당 킬로미터로 나타냅니다. 이는 모든 물체가 정적인 공간 속을 거리에 비례하는 속도로 날아간다는 뜻이 아닙니다. 우주론에서는 공간의 기하가 변하며, 가까이서 중력으로 묶인 계는 같은 방식으로 팽창에 참여하지 않습니다. 이 계산기는 물질과 암흑에너지로 이루어진 평탄한 모형을 사용합니다. 선택한 적색편이에서 팽창률은 H(z) = H₀√[Ωm(1 + z)³ + ΩΛ]입니다. 물질 밀도는 척도인자의 세제곱에 반비례하므로 과거로 갈수록 물질의 동역학적 중요성이 커집니다. 반면 우주상수의 밀도는 일정합니다. 현재를 설명하는 전형적인 예시 값은 Ωm 약 0.3, ΩΛ 약 0.7입니다. 복사와 곡률은 제외하므로 적색편이가 그리 크지 않고 입력 밀도들이 거의 평탄한 우주를 나타낼 때 가장 유용합니다. 팽창하는 우주에서 거리는 여러 방식으로 정의됩니다. 시선 방향 공변거리는 현재 기준의 좌표 간격을 보존하며 c/H₀에 1/E(z)의 수치 적분을 곱해 구합니다. 이 페이지는 심프슨 법칙으로 적분합니다. 광도거리는 공변거리의 (1 + z)배이며, 천체의 고유 광도와 관측 플럭스를 연결합니다. 여기 표시하지 않는 각지름거리는 공변거리를 (1 + z)로 나눈 값입니다. 가까운 천체에서만 이 거리들이 거의 일치하므로 관측에 맞는 정의를 선택해야 합니다. 되돌아보기 시간은 참고값으로 표시합니다. 독립적으로 계산하려면 별도의 우주론적 적분과 모든 에너지 성분에 관한 가정이 필요하기 때문입니다. 예시에 주석을 달거나 외부에서 얻은 나이 추정값을 거리 결과와 비교하는 데 쓸 수 있습니다. 출력은 교육용이며 정밀 우주론 분석 체계가 아닙니다. 높은 적색편이 연구에는 복사, 중성미자, 필요한 경우 곡률, 매개변수 공분산과 엄밀히 통제된 수치 방법이 필요합니다. 출판된 연구도 고유거리, 공변거리, 광도거리와 각거리를 신중하게 구별합니다. 관측 분석에는 최신 탐사 매개변수, 검증된 우주론 라이브러리, 불확도 전파와 동료 심사를 거친 방법을 사용하고 단일 계산 결과를 측정값으로 취급하지 마세요.