대폭발은 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형인가요?
대폭발
대폭발(大爆發, )[1] 은 천문학 또는 물리학에서, 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 약 137억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 되었다고 보는 이론이다. 이 이론에 따르면, 폭발에 앞서, 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 갇혀 있었다. 우주 시간 0초의 폭발 순간에 그 작은 점으로부터 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게서 멀어지기 시작했다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미한다. 정상우주론을 제외하면 아직 거의 유일한 과학적 우주 탄생 이론이다.
대폭발
이후 어떤 우주인지에 따라 우주의 운명이 다르게 결정된다. 이는 이론상의 추측이다. 우주
갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 이용하여 목성의 갈릴레이 위성을 관측하면서 지구중심설에 의문이 제기되었고[17], 이후 코페르니쿠스가 태양중심설을 주장하였다.[29] 요하네스 케플러는 티코 브라헤의 관측 자료를 바탕으로 케플러의 행성운동법칙으로 태양계에서의 행성 운동을 설명하였고,[30] 이에 착안하여 아이작 뉴턴이 만유인력의 법칙을 발견하면서 고전역학에 의한 우주론이 확립되었다.[31] 에드거 앨런 포
1848년에 쓴 소논문 《》에는 대폭발우주론이 나오기 80여 년 전에 그 원리를 암시하는 내용이 실려 있으며, 올베르스의 역설에 대한 최초의 타당한 설명도 나와 있다. 에드윈 허블
팽창우주론은 그 후 더 보충되어 대폭발 이론으로서 많은 학자의 지지를 얻고 있다. 대폭발 이론이란, 우주가 하나의 아주 작은 질량점으로부터 시작했고, 한순간의 ‘대폭발’로 인해 우리 우주는 팽창을 시작했으며, 지금까지도 계속해서 팽창하고 있다는 설이다. 1940년 가모브에 의하여 현재의 대폭발론으로 체계화하였다. 대폭발 이론의 두 가지 대표적인 증거는 허블의 법칙 (멀리 떨어진 은하일수록 우리 은하계로부터 빠른 속도로 멀어지고 있다)과 3 K의 우주 마이크로파 배경이다.허블은 살아생전에, 그리고 죽고 난 뒤에까지 많은 영예와 인정을 누렸다. CP 위반
우주는 입자와 반입자가 똑같은 양으로 이루어져 있을 것으로 기대한 것과는 다르게 대부분은 입자로 이루어져 있다. 우주 초기 상태에서 입자-반입자 불균형을 생성하기 위해서는 사하로프 상태가 만족되어야 한다는 것이 입증될 수 있고, 이 중 하나가 빅뱅 초기의 극한 상태에서의 CP 대칭성 깨짐의 존재이다. 우주의 초기 상태에 대한 설명들은 입자-반입자 불균형이 존재한다는 것을 전제로 하기 때문에 CP 대칭성 깨짐을 포함하지 않은 설명은 타당하지 못하다. 급팽창 이론
급팽창 시대 이후 초기 우주에는 고온의 방사선을 방출하는 재가열 시대가 있었다. 이 재가열의 원인에 대해서는 거의 알려져 있지 않다가, 최근에는 급팽창의 종료시기에 인플라톤이 다른 입자로 붕괴하는 과정으로 인해 재가열이 일어났다는 매개변수 공진 모형이 제창되었다. 다중 우주론
이들은 시공간이 4차원인 이유를 끈의 기하학적 특성에서 유추하려고 노력했다. 그들의 주장에 의하면 우주는 높은 차원들이 플랑크길이의 영역 안에 감긴 채 완벽한 대칭성을 갖고 출발했다. 우주의 초창기에는 끈과 반끈antistring(끈과 반대방향으로 차원을 감고 있는 끈)이 차원을 감고 있었기 때문에 팽창이 일어나지 않았다. 그러다가 끈과 반끈이 충돌하여 무無로 사라지며 속박된 차원이 풀려나면서 차원의 규모가 커지기 시작했다. 규모가 큰 차원은 빈 공간이 많았으므로 끈의 충돌이 거의 일어나지 않아서 풀려나지 못했다. 그들은 3차원, 또는 그 이하의 차원에서 끈과 반끈의 충돌이 더욱 빈번하게 일어난다는 것을 증명했다. 그들은 이것이 대폭발의 근원이라고 주장했다. 이 이론에 의하면 더 높은 차원의 우주도 가능하긴 하지만, 이들은 아직도 끈과 반끈으로 묶여 있을 가능성이 높기 때문에 지금과 같은 4차원 시공간 우주가 탄생했다는 것이다. 대함몰
대함몰(大陷沒, )은 물리우주론에서 우주의 시작인 대폭발(Big Bang)과 반대로 온 우주가 블랙홀의 특이점과 같이 한 점으로 축소되면서 종말한다는 가설이다. 우주 전체의 질량이 우주가 팽창하는 에너지보다 클 경우(우주에 존재하는 전체 물질의 밀도가 임계 밀도보다 클 경우) 발생한다. 감마선 폭발
대부분의 감마선 폭발체가 지구에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에, 그 전구체가 무엇인지 폭발을 일으키는 시스템이 무엇인지 아는 것은 매우 어려운 일이다. 장기지속 GRB들 일부가 초신성과 연관이 있고 그 숙주 은하들이 항성형성이 매우 빠르게 일어나는 은하라는 점은 장기지속 GRB가 질량이 큰 항성과 관계된 현상임을 뒷받침하는 강력한 증거이다. 장기지속 GRB의 기원 기작으로 가장 널리 받아들여지는 것은 중력붕괴성 모형이다. 질량이 매우 크면서 금속성은 낮고 빠르게 자전하는 항성이 항성진화의 마지막 단계에서 블랙홀로 붕괴한다. 항성의 핵 근처에 있던 질량들은 중심을 향해 쏟아져 내리면서 고밀도로 소용돌이치는 강착원반을 형성한다. 강착원반의 물질이 블랙홀로 낙하하면 자전축을 따라 한 쌍의 상대론적 제트가 방출되고, 그 결과 제트가 항성의 외피층을 헤치고 표면을 뚫고 나오면서 감마선으로 방출된다. 다른 모형에서는 블랙홀을 마그네타로 대체하기도 한다. 그러나 무거운 항성의 중심붕괴와 뒤이은 상대론적 제트 형성이라는 골자는 거의 대동소이하다. 조지 가모프
별 내부의 핵융합 반응 이론 발전, 알파 붕괴 설명, 가모프-텔러 붕괴 등의 이론들을 발달시켰고, 팽창 우주론을 발전시켜 우주가 수십억 년 전에 한 점에서 폭발하여 팽창하기 시작했다는 대폭발 이론을 주장했다. 대폭발 이론의 근거로 우주 마이크로파 배경의 존재를 예견했으며, 그 값을 직접 예측하기도 했다. 이 우주 마이크로파 배경은 나중에 두 미국인 천문학자들인 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨에 의해 우주 마이크로파 배경이 발견됨으로써 많은 과학자들이 받아들이는 우주론이 되었다.
랄프 알퍼, 한스 베테와 같이 알파-베타-감마 이론을 주장했다. 지구의 역사
태양계 형성의 표준 모델은 성운설이라고 하는 이론에 기초한다.[1] 이 이론에 의하면, 태양계는 우주 먼지와 기체가 모여 회전하는 거대한 구름인 태양 성운으로부터 형성되었다. 구성 성분은 빅뱅 직후 만들어진 수소와 헬륨, 그리고 초신성에서 방출된 무거운 원소들이었다. 45억 년 전, 근처 초신성의 충격파의 영향으로 성운은 수축하기 시작하였으며, 회전 속도도 빨라지기 시작하였다. 이로 인해 각운동량, 중력, 관성이 증가하면서 성운은 회전축에 수직으로 납작해져 원시 행성계 원반을 이루었다. 내부의 큰 물질들의 충돌로 인한 섭동으로 킬로미터 크기의 원시행성이 만들어졌다.[2] 극초신성
붕괴성 모형은 중력에 의해 붕괴된 천체, 또는 블랙홀을 형성하는 극초신성의 한 유형이다. 붕괴성("collapsar")이라는 단어는 붕괴된 별("collapsed star")의 축약형으로, 주로 별의 중력 붕괴에 의한 산물인 항성질량 블랙홀을 일컫는 데 사용된다. 지금 이 단어는 가끔씩, 빠르게 회전하는 별의 붕괴에 대한 특수한 모형을 표현하는 데 사용된다. 별에서 최소한 태양보다 50배 이상 무거운(질량 외에 화학조성과 회전속도 또한 중요한 요인이다) 중심핵이 붕괴되기 시작할 때 발생하는 폭발 에너지는 별의 외피층을 날려버리기에 충분하지 못하기 때문에 별은 초신성 폭발 과정 없이 블랙홀로 붕괴하게 된다. 급팽창 이론
약 10GeV의 대통일 이론 에너지 영역을 다루기 위해서 급팽창 이론은 소립자 물리학에 있어서도 중요하다. 1980년대에는 급팽창 이론의 바탕이 되는 암흑 에너지를 만들어내는 경우를 대통일 이론이 예측하는 장소로 연결하거나, 실제 우주의 관측결과를 이용하여 대통일 이론 모형에 제한을 두려는 시도가 활발하게 이루어졌다. 이러한 연구는 대부분 성과를 얻지 못해, 급팽창을 일으킬 암흑 에너지 밀도를 발생시키는 입자의 정체는 밝혀지지 않았다. 대폭발 핵합성
대폭발 핵합성의 표준 모형이외에도, 비표준 모형이 존재한다. 비표준 모형 역시 대폭발을 가정하지만, 대폭발이 원소의 비율에 미친 영향을 설명하기 위해 추가적인 물리 모형을 사용한다. 이러한 추가적인 물리 모형은 균질성() 가정을 약화시키거나 아예 균질성을 가정하지 않기도 하며, 또한 무거운 비활성 중성미자와 같은 새로운 입자를 포함하기도 한다. 일반상대론 개론
일반상대론은 근대 천체물리학에 필수적인 도구이다. 일반상대론은 블랙홀에 대한 오늘날의 이해의 토대를 형성하며, 우주론의 대폭발 모형의 뼈대에도 일반상대론이 포함되어 있다. 우주 마이크로파 배경
우주의 팽창에 따라서 우주의 온도는 서서히 감소하였고, 결국 플라스마를 구성하는 전자와 양성자들이 수소 원자로 결합하는 상전이가 발생하였다. 재결합이라고 불리는 이 사건은 대폭발 이후 약 37만 8천년 이후(적색편이 formula_13)에 발생하였다. 재결합 이후, 우주는 대부분 전자기 상호작용을 약하게 겪는 중성 원자들로 구성되게 되며, 따라서 광자의 평균자유행로가 길어지고, 우주는 광자에 대하여 투명하게 되었다. 즉, 이 때부터 광자들은 크게 방해받지 않고 움직일 수 있다. 오늘날 관측되는 우주 마이크로파 배경은 이 광자들로 구성되며, 따라서 재결합 시기의 우주의 상태를 기록하고 있다. 대폭발
우주는 팽창하던 중 특정 온도(약3000도)까지 낮아지는 순간, 우주 전체에서 원자핵들이 자유전자와 결합하는 현상이 일어난다(재결합이라는 용어는 사실 적절한 단어가 아니다. 우주 역사상 최초의 핵-전자 결합이기 때문이다.). 그와 함께 단위 부피당 입자수는 절반으로 줄고, 입자들과의 충돌로 자유롭게 움직이지 못하고 있던 빛이 분리된다. 이 때 방출된 빛은, 우주 팽창에 역행하며 우주의 역사에 해당하는 시간동안을 움직여, 지구에 도달한다. 이 빛은 매우 큰 적색편이를 겪어 우리에게 미미한 에너지를 보이는 복사로 보인다. 이론적으로 예측된 이 빛을 우주 마이크로파 배경이라 불렀다. 초기 우주의 양자요동
초기 우주의 양자 요동이란, 빅뱅 직후 양자역학적 효과에 의해 우주에 생긴 운동에너지('온도')의 미시적 요동을 말한다. 우주
라틴어 우니베르숨(universum)은 유럽의 여러 언어에서 우주를 가리키는 낱말의 어원이 되었다.[4] 한편, 고대 그리스어 코스모스(κόσμος) 역시 우주를 가리키는 낱말로서 사용된다. 코스모스는 라틴어의 우니베르줌이 단순히 “온누리”를 뜻하는 것과 달리 질서를 갖는 체계로서의 우주를 뜻한다는 점에서 다른 언어로 대체하기 어려운 독특한 개념이다. 천체를 포함한 우주 전체를 코스모스로 처음 지칭한 사람은 피타고라스이다.[5] 우주
고대의 여러 사회에서는 저마다 독특한 우주론이 등장하였다. 우주의 탄생과 형태에 대한 고대의 설명은 신화, 전설 등과 밀접한 관계가 있는데 고대 그리스의 그리스 신화나 중국의 여와 신화, 북유럽 신화, 이집트 신화, 구약성경 등에서는 신이 세상을 만들었다는 설명과 함께 천체의 탄생과 우주의 생김새 등을 묘사하고 있다. 예를 들어 고대 중국에서는 네모난 땅 위에 반구 모양의 하늘이 있다고 생각하였으며, 고대 그리스에서는 쟁반 모양의 땅 가운데 바다가 있고 그 위에 둥근 하늘이 있다고 생각하였다.[25] 일반상대론 개론
아인슈타인 방정식은 우주상수라는 항을 추가함으로써 우주 전체에 일반화된다. 우주상수 항이 존재하면 빈 공간(진공) 자체가 인력적 중력원(드물게 척력적 중력원)으로 작용한다. 아인슈타인은 본래 이 우주상수라는 항을 1917년 우주론 논문에서 불순한 목적으로 도입하였다. 그 당시의 우주론에서는 우주가 정적이라는 정상우주론이 정설이었다. 우주상수 항을 추가함으로써 일반상대론의 골조 하에서 정적인 우주 모형을 구축하고자 한 것이다. 그러나 우주가 정적이지 않고 사실 팽창한다(대폭발우주론)는 것이 밝혀지자 아인슈타인은 그 즉시 우주상수 개념을 폐기해 버렸다. 그런데 오랜 세월이 지나 1990년대 말 우주의 가속팽창을 설명하기 위해 우주상수 또는 그와 등가인 무엇의 존재, 즉 암흑에너지의 존재를 상정하게 만드는 천문학적 증거들이 꾸준히 누적되고 있다. 대폭발
우주 나이 10−35 ~ 10−32초: 급팽창(Inflation) 대폭발
대폭발 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE나[24] WMAP과[25] 같은 위성으로부터 모은 방대한 자료의 분석과 더불어 큰 발전을 이루었다. 우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 변수들에 대한 거의 정확한 계산값을 갖게 되었고, 더 나아가 이전에는 예상하지 못했던, 우주의 팽창이 더 가속화되고 있음을 발견하였다. 대폭발 핵합성
대폭발은 formula_1초라는 짧은 시간에 발생하며 그 때 온도는 formula_1℃로 아주 높지만 급격히 냉각되어 1분 정도 되었을때는 10억℃까지 우주가 충분히 식어서 안정된 양성자 및 중성자를 형성하게 되며 대폭발 핵합성이 일어나게 된다. 이 순간의 온도는 단순한 열역학적인 계산을 통해 알수 있으며, 이 시기의 온도로부터 양성자 및 중성자의 비율을 알아낼 수 있다. 이 시기에는 양성자의 수가 보다 많았는데, 이는 상대적으로 무거운 중성자는 15분이라는 반감기로 양성자로 자발적인 붕괴를 하기 때문이다. 대폭발 핵합성의 한 특징은 그 정도의 에너지에서 물질을 지배하는 물리학 법칙 및 상수가 매우 잘 알려져 있다는 것이며, 대폭발 핵합성을 설명하기 위해서는 일반적으로 초기 우주를 결정짓는 추측이나 불명확성이 별로 필요없다는 것이다. 다른 특징은 핵합성이라는 과정이 초기 조건에 의해서만 결정된다는 것이며, 이전에 무엇이 일어났든 상관이 없다는 것이다. 천문학
물리 우주론()은 우주가 처음에 어떻게 생겨났고, 어떻게 진화했는지 같은 근본적인 질문을 다루는 분야이다. 우주론의 연구 대상으로는 우주 마이크로파 배경, 대폭발 핵합성, 우주의 거대구조, 암흑물질, 암흑에너지 등이 있다. 우주론의 밑바탕이 되는 이론은 우주가 약 137억년 전에 시공간의 한 점에서 시작되어 현재까지 팽창하여 왔다는 대폭발 이론이다. 1965년에 우주 마이크로파 배경이 발견됨으써 대폭발 이론은 널리 받아들여지게 된다. 핵폭발
1905년 독일 대학에서 물리학을 강의하던 알베르트 아인슈타인은 물질이란 결속된 에너지에 불과하다고 주장하면서, 이 관계를 formula_1 이라는 에너지 법칙으로 표현하는 특수 상대성 이론을 발표하고, 어떤 물질 1g를 모두 에너지로 바꿀 수 있다면 TNT 100만ton이 폭발할 때와 같은 위력의 에너지를 얻을 수 있을 것이라고 설명하였다. 그리스도론
우주적 그리스도론이라는 개념은 사도 바울로가 처음으로 상술한 것으로, 하느님의 아들인 예수가 어떻게 이 세상에 왔고, 그를 통해 코스모스(우주)의 본질이 어떻게 영원히 바뀌었는지에 대해 중점을 두고 있다. 그리스도론을 이루는 부차적인 논제로는 강생과 부활, 구원이 포함된다. 급팽창 이론
최초의 급팽창 모형은 앨런 구스가 1980년에 발표하였다.
이 초기 급팽창 모형에서는 탄생 직후의 우주가 가짜 진공()이라는 상태에 있었다. 가짜 진공 상태의 우주는 강력한 더 시터르 우주의 팽창규칙을 준수한다. 구스의 모형은 급팽창이 끝난 공간이 진정한 진공 거품의 핵합성으로 우주가 만들어지는 반면, 나머지 공간에는 급팽창이 따른다. 이러한 거품끼리 충돌하면 거품의 벽에 있는 막대한 에너지가 입자로 변환되고, 이것이 초기 우주에 존재하는 고온의 방사선 및 물질 입자가 된다. 이 과정은 재가열(再加熱, )이라 불린다. 급팽창이 계속되는 거대한 배경 영역에서 새로운 우주가 지속적으로 발생한다. 여기에서 일반적으로 중력적 위치 에너지는 음수이므로 양의 에너지를 가진 우주가 새로 생성되어도 에너지 보존 법칙은 깨지지 않는다. 이렇게 하여 열역학 제1법칙(에너지 보존 법칙)과 열역학 제2법칙(시간의 화살 문제)를 모두 해결한다. 이에 대하여 구스는 "아무도 공짜로 점심을 사 주지 않는다"(, 공짜처럼 보이는 것에도 다 대가가 있다)라는 영어 속담에 빗대어 급팽창이야말로 최고의 "공짜 점심"이라고 표현했다. 급팽창 이론
급팽창 이론이 처음 제창된 이래로 25년간 급팽창 모형은 이론적인 난점을 해소하고, 관측 결과에 적합하도록 발전해왔다. 오늘날 우주론 연구자와 소립자 물리학은 급팽창에 대해 새로운 접근을 계속해서 제안하고 있다. 그러나 지금까지 제창된 모형은 모두 프리드만 방정식의 해가 기하급수적으로 팽창하는 시대가 공통적으로 존재한다. 열역학 평형 상태에 있는 우주에 대한 기본적인 가정을 가진 것만으로, 거의 모든 모형에서 급팽창의 골조가 유도된다. 실제로 초기 우주에 대한 시나리오 중에서 급팽창 시대를 겪지 않는 시나리오는 극히 드물다. 우주의 나이
국제 천문 연맹 은
"우주의 나이"를 ΛCDM 모형에서의 우주팽창이 지속된 시간, 또는 현재 관측 가능한 우주에서 대폭발부터 현재까지의 시간을 의미한다고 정하였다. 무 (철학)
천체물리학자인 알렉산더 빌렌킨은 1981년 앨런 구스의 인플레이션이론을 기반으로 하여 1982년 우주는 ‘무’에서 탄생했다는 이론을 발표했다. 이는 M이론이나 인플레이션 이론과도 관련이 있다. 불확정성의 원리에 따라 전자와 양전자는 쌍생성 될 수 있다. 즉, 물질과 반물질이 생성되기 전 까지는 ‘진공’상태이다. 이 진공상태는 물질도 반물질도 없기 때문에 고전역학적으로 ‘무’상태이다. 이와 같은 과정으로 알렉산더 빌렌킨은 전자(물질)와 양전자(반물질) 대신 우주와 반우주의 쌍생성이 가능성을 증명하였다. 즉, 우주와 반우주가 쌍생성되기 전의 상태가 허수시간의 영역이며 이 ‘무’의 동안에 불확정성의 원리에 따라 여러 가지 에너지 상태가 가능하며 터널효과가 발생해 우주는 실제로 존재하게 되었고 지수함수 형태의 인플레이션이 일어났다. 우주
우주(宇宙)란 과학적으로 또는 철학적으로 존재하는 모든 것의 총체라 정의 할 수도 있다.[1] 표준국어대사전은 무한한 시간과 만물을 포함하고 있는 끝없는 공간의 총체로 정의한다..[2] 물리학과 같은 자연과학은 우주를 존재하는 모든 물질과 에너지, 그리고 사건이 일어나는 배경이 되는 시공간의 총체로서 정의하고있다. 조지 스무트
1989년에 미국 항공 우주국(NASA)이 쏘아 올린 인공위성 COBE의 관측으로 존 C. 매더와 함께 주도적인 역할을 완수하였으며, 우주 마이크로파 배경이 완전한 균일하지 않고, 몇 안 되는 비등방성(요동)이 존재하고 있다는 사실을 발견했다. 빅뱅 이론에서는 이 이방성이 성장해 현재의 우주를 만드는 은하 등의 기초가 되었다고 여겨져 스무트 교수의 분석 결과는 빅뱅 이론을 강력하게 증명하는 것이 되었다. 불교의 우주론
《대루탄경》 제1권 〈1. 염부리품(閻浮利品)〉의 시작 부분에서 고타마 붓다는 비구들에게 아래 인용문과 같이 우주 즉 3천대천세계(三千大千世界)와 우주를 구성하는 기본 단위인 1수미세계(一須彌世界)의 전체적인 구조를 설하고 있다. 《대루탄경》에서는 하나의 우주 즉 1개의 3천대천세계를 1불찰(一佛剎) 즉 1명의 부처의 교화 영역으로서의 세계라는 뜻에서 하나의 불찰이라고도 부르고 있다. 우주의 역사
대폭발의 연대기, 또는 우주의 역사는 우주에서 일어난 일의 우주론적 연대별 사건을 정리한 것으로, 널리 받아들여지고 있는 대폭발 이론을 바탕으로, 우주론에서 쓰이는 공변 좌표의 시간 단위를 이용하여 기술하고 있다. 금속함량
한 천체의 금속함량은 그 천체의 나이를 알 수 있는 척도가 된다. 대폭발 이론에 따르면 우주가 처음 탄생했을 때는 수소가 우주 구성 원소의 대부분이었고, 대폭발 핵합성을 통해 상당한 양의 헬륨이 생겨났으며, 기타 매우 적은 양의 리튬과 베릴륨도 발생했다. 여기서 태어난, 항성종족 III으로 불리는 최초의 별들은 중원소가 거의 없었다.(위에서 언급했듯이 천문학에서는 헬륨보다 무거운 원소들을 중원소 또는 금속이라고 부른다.) 이 별들은 믿기지 않을 정도로 질량이 컸으며, 수명을 다하면서 핵합성 작용을 통해 주기율표의 26개 원소(철까지)를 만들어 냈다. 이들은 초신성 폭발로 일생을 마치면서(항성종족 III는 목격한 사례가 없으나 초신성에서 중원소가 만들어진다는 점을 고려한 예측이다) 무거운 원소들을 우주 공간에 방출했다. 항성종족 III은 2007년 기준으로 아직 발견되지 않았으나, 대폭발 이론 모형을 통하여 이들이 존재했으리라고 추측하고 있다. 종족 III이 죽은 뒤 태어난 별들은 선조가 뿌린 원소들 속에서 태어났다. 지금 관측되고 있는 가장 늙은 별들은 항성종족 II라고도 불리는, 종족 III의 자손들로 이들의 금속함량은 매우 작다. 항성이 대를 이을수록 그들이 태어난 가스 구름이 선조가 만든 중원소가 풍부한 우주먼지를 많이 포함하고 있기 때문에, 후대 항성들 내부의 금속량은 증가한다. 이들은 다시 죽음을 맞으면서 행성상 성운, 초신성 폭발의 형태로 금속이 풍부한 물질을 성간 매질에 공급하기 때문에, 이후 태어나는 별들은 더 많은 중원소를 갖게 된다. 이렇게 태어난 가장 젊은 별들(태양도 포함되어 있다)은 금속 함유량이 더 높으며, 이들을 항성종족 I로 부른다. 초거대퀘이사군
이 구조에 관한 클로즈의 초기 발표에서, 그는 구조가 우주 원리를 부정한다고 보도했다. 우주 원리는 우주가 충분히 큰 규모에서, 거의 균일하다는 것을 나타낸다. 이는 우주에서 다른 영역들 사이의 물질의 밀도와 같은 수치들의 통계적인 변동이 매우 적음을 의미한다. 그러나, 균질성 규모를 초월하는 변동을 충분히 작다고 여길 수 있는 각각의 정의가 존재한다. 그리고 적당한 정의의 사용은 글의 맥락에 달려있다. 자스완트 야다프(Jaswant Yadav) 등은 우주의 프랙탈 차원에 기반하여 균질성 규모의 정의를 주장했는데, 이 정의에 따라서, 그들은 우주의 균질성 규모의 최대 한계가 260/h Mpc라고 결론지었다. 일부 연구는 이 정의에 따른 균질성 규모의 값을 측정하기 위한 시도로 70~130/h Mpc 범위에 이르는 값을 발견했다. 일반상대론 개론
일반상대론의 가장 중요한 측면은 우주 전체에 적용될 수 있다는 점이다. 핵심은, 매우 거대한 규모에서는 우리 우주는 매우 단순한 선상에 만들어진 것처럼 보인다. 현재의 모든 관측들은 모든 우주의 구조가 평균적으로 봤을 때 관찰자의 위치나 관찰 방향과 무관하게 근사적으로 동일하다는 점을 시사한다. 즉 우주는 근사적으로 균질하며 등방하다. 이렇게 비교적 단순한 우주는 아인슈타인 방정식의 단순해로써 나타내질 수 있다. 오늘날의 물리우주론 모형들은 이러한 일반상대론의 단순해에 우주의 질량 내용물들을 기술하는 다른 분야, 예컨대 열역학, 핵물리학, 입자물리학 등을 조합하여 만들어진 것이다. 물리우주론 모형들에 따르면 현재의 우리 우주는 약 140억 년 전의 극도의 고밀도 고온 상태, 즉 대폭발로부터 시작되어 그 이후 팽창을 계속하고 있다. 과학 혁명
인간이 수동적인 피조물의 태도에서 벗어나 자연에 어떤 현상을 일어나게 할 수 있다는 이러한 지적(知的)전통은 우주에 대한 적극적 탐구를 자극하였고, 새로운 우주 체계의 가능성을 열었다. 특히, 코페르니쿠스가 처음으로 “태양이 우주의 중심에 있다.”는 새로운 우주론인 ‘태양중심설’을 제시하였을 때, 당대의 천문학자들 대부분이 새로운 우주론으로 다가갈 수 있었던 기저에는 신플라톤주의의 역할이 있었다. 대폭발
대칭적인 초기우주에서는 반물질과 물질이 동일한 비율로 생성될 것이라는 생각에 따라, 빅뱅이론으로는 현재 우주의 물질과 반물질 비율을 설명할 수 없다는 의혹이 제기되었으나 이는 곧 자발 대칭 깨짐을 통해 설명할 수 있게 되었다고는 하지만 이는 어디까지나 검증안된 가설에 불과하며 정작 수학적으로 분명히 있어야할 반물질이 도대체 우주 어디에 있는가 하는 문제가 필연적으로 남게된다. 생명의 기원
배종발달설 혹은 범종설은 고대 그리스 철학자 아낙사고라스로부터 이어지는 철학에 기반한 가설이다. 과학이 발전하면서 과학자들은 이 주장을 과학적으로 접근하기 시작했으며, 분광 분석법 등을 우주 먼지와 지구에 떨어진 운석을 분석한 결과 우주에 아미노산과 같이 유기물질이 존재한다는 것을 밝혀내면서 범종설이 새롭게 힘을 얻었다. 이와같은 가설에 기반한 생명의 기원에 대한 탐구는 충돌구의 물질 연구를 진행하고 있다. 일리노이대 루이스 스나이더 교수가 “우주 공간에서 아미노산 분자를 발견했다”고 밝혔다. 1984년 남극대륙에서 발견된 ALH84001이라는 운석은 약 1500만년 전에 화성에서 떨어져 나와 약 1만3000년 전에 지구에 충돌한 것으로 추정되는 운석으로 1996년 미항공우주국의 데이비드 매케이 연구진 이 운석에 지구의 세균과 아주 흡사하게 생긴 생명체 화석이 있다는 주장을 내놓았다. 또한 우주 복사선에서도 버틸 수 있는 미생물이 발견되면서 이 가설은 강력한 지지를 얻었다. 유럽 연구자들이 곰팡이 포자를 알루미늄으로 감싸서 우주에 보내는 실험을 한 결과 80%의 곰팡이가 살아남았음을 확인했다. 외계 물질 기원설이라고도 부른다. 대폭발 핵합성
중수소의 관측과 우주의 팽창률 사이의 괴리를 설명하기 위해서 중수소를 생성하는 다른 핵과정을 찾기 위한 노력이 있었다. 10년간의 노력 끝에, 이러한 과정은 없을 것이라는 결론에 도달했으며, 대신 우주는 중입자로 구성된 것이 아니라 암흑 물질로 구성되어 있다는 것으로 우주 모형이 바뀌게 되었다. 천문학
급팽창 이후에는 중수소, 헬륨과 같은 기본적인 원소들이 만들어졌는데, 우주를 구성하는 대부분의 물질(바리온)이 만들어진 이 과정을 대폭발 핵합성 또는 원시 핵합성이라고 부른다. 급팽창 이론
그러나 구스 모형은 다음과 같은 점에서 부족하다. 표준 대폭발 이론의 문제를 해결할 수 있을 만큼 충분히 급팽창이 진행되기 위해서는 진짜 진공의 핵합성 속도는 아주 작아야 하지만, 핵합성 속도가 작은 거품끼리는 충돌이 발생하지 않아 재가열이 발생하지 않게 된다. 거품 사이에 있는, 여전히 급팽창이 진행되고 있는 공간은 아주 빨리 팽창하는데, 거품 사이의 거리는 거품의 성장 속도보다 빠르게 늘어나기 때문이다. 따라서 가짜 진공의 붕괴에 의해 방출되는 에너지는 전부 거품 벽의 운동 에너지로 사용되는 반면, 대폭발에 필요한 고온의 에너지가 거품의 충돌에 의해 전혀 공급되지 않기 때문이다. 이 문제를 우아한 퇴장 문제()라고 한다. 중세의 우주론
행성들은 태양을 한 초점으로 두는 타원운동을 한다는 이 법칙은 이전에 행성이 태양을 중심으로 원운동한다고 믿어왔던 것을 뒤집은 법칙이다. 이 법칙으로 소원, 이심을 비롯한 초기 우주모델의 복잡다단한 요소들이 제거되었고, 중첩된 입방체라는 케플러의 초기 신비주의적, 기하학적 우주모델도 철퇴되었다. 케플러의 전체적 사상은 1609년 "새로운 천문학Astronomia Nova"에 출간되었다. 우주
그러나, 에드윈 허블이 적색편이를 발견하면서 허블의 법칙을 수립하였고,1964년 관측된 우주 배경 복사에 의해 입증되었다. 현대의 우주론은 허블의 법칙을 바탕으로 한 대폭발 이론으로 우주가 매우 작은 공간에서 급속히 확산되어 오늘날과 같은 모습이 되었다고 본다. 한편, 1920년대 러시아의 프라스만은 아인슈타인의 일반상대성이론으로 우주의 팽창을 설명하는 방정식을 유도한 바 있다.[33] 훗날 아인슈타인은 우주상수의 삽입이 자신의 일생일대의 실수라고 인정하였다.[32] 다중 우주론
이들의 논리에 따르면 대폭발은 한 우주에서 다른 우주가 발화하면서 발생한 것이 아니라, 두 개의 평행한 브레인 우주가 충돌하면서 발생한 사건으로 해석할 수 있다. 그들은 막이론과의 조화로운 결합을 위해 '여분차원의 규모는 무한대까지 커질 수도 있다'는 에크피로틱 우주모형을 제안하였다. 이 모형은 평평하고 균질한 최저에너지상태의 평행 3-브레인에서 출발한다. 원래 이 브레인들은 차갑고 텅 빈 우주였지만 중력에 의해 서서히 끌리다가 결국 충돌하여 방대한 양의 운동에너지가 물질과 복사로 전환되면서 지금과 같은 우주가 탄생하였다. 여기에는 기본적으로 '두 브레인의 충돌'이라는 가정이 깔려 있기 때문에, 일부 물리학자들은 이 이론을 대폭발이라는 이름 대신 '빅 스플랙'으로 부르고 있다. 두 우주가 충돌한 후에는 서로 상대방을 밀쳐내고, 각각의 우주는 급격하게 식으면서 지금과 같은 우주로 진화한다. 온도의 하강과 부피의 팽창은 우주의 온도가 절대온도 0K에 이르고 밀도가 1000조광년 세제곱당 전자 하나가 존재할 정도로 낮아질 때까지 수조년에 걸쳐 계속된다. 이 정도가 되면 우주는 사실상 완전히 비어 있는 거나 다름없다. 그러나 중력은 두 우주를 다시 끌어당길 것이므로 수조 년이 지나면 다시 충돌을 겪으면서 동일한 주기를 반복하게 된다. 이 새로운 이론은 여러 면에서 기존의 인플레이션이론을 보완해주고 있다(평평성 및 균질성 문제). 우주가 평평한 이유는 두 개의 브레인이 원래 평평했기 때문이며, 우주가 모든 방향으로 균질한 이유는 평형상태에 도달할 만큼 충분한 시간이 흘렀기 때문이다. 인플레이션이론은 우주의 팽창이 갑작스럽게 일어났다는 논리로 지평선문제를 해결하고 있지만, 브레인 충돌가설은 우주가 평형상태를 찾아 서서히 변해간다는 가정으로 이 문제를 해결했다. 이 가설에 의하면 초공간에 떠다니는 다른 우주도 존재할 수 있다. 그리고 이 우주들은 먼 훗날 우리의 우주와 충돌하여 또 하나의 빅 스플랫을 야기시킬 수도 있다. 우리의 우주는 팽창이 가속되고 있으므로 다른 충돌이 일어날 가능성은 얼마든지 있다. 스타인하르트는 '우주팽창의 가속현상(중력에 의한 가속현상)은 충돌의 전조라고 할 수 있다. 우리에게 다가올 미래치곤 그다지 반가운 사건이 아니다'라고 했다. 대폭발
우주 나이 10−43 ~ 10−35초: 대통일 이론 시대(GUT era) 우주상수
1998년에 최초로 발표된 우주론적 관측 결과에 의하면, 우주의 팽창은 가속하고 있다. 이를 가장 간단하게 미세한 우주 상수로 설명할 수 있는데, 이를 ΛCDM 모형이라고 한다. (우주의 팽창의 가속을 다른 이론으로도 설명할 수 있다. 대표적인 예로 제5원소론 () 따위가 있다.) 현대 과학
거대과학(Big Science)의 시초는 제2차 세계대전 중에 미국 정부가 국가적 차원에서 진행한 원자폭탄 개발 계획이다. 그 후 고에너지 입자 가속기를 이용하는 쿼크 입자 발견 계획, 미국 항공우주국의 우주 개발과 연관된 허블 우주 망원경 계획, 우주왕복선, 인간 게놈 계획, 제어 핵융합 연구 개발 계획 등 수많은 거대 규모의 연구들이 진행되어 왔다. 이들 연구의 공통점은 대량의 인적, 물적 자원을 필요로 하며, 첨단 기술의 범주에 해당하는 국가 전략 기술이라는 것이다. 1968년 인간의 달 착륙 성공으로 거대 과학 기술은 최고의 전성기를 맞이 하게 되었다. 관측 가능한 우주
우주론에서 유명하거나 전문적인 연구 기사에서 종종 "우주"라는 용어는 "관측 가능한 우주"를 의미하는 데 쓰인다. 이는 신뢰할 만한 많은 이론들이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 거대한, 전우주(全宇宙)를 필요로 함에도 불구하고, 우리가 지구와 인과적으로 단절된 우주의 어떤 부분에 대해서든 직접적인 실험을 통해 어떤 것도 알아낼 수 없는 이유로 정당화될 수 있다. 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계가 된다거나 아니면, 일부 모형들은 우주가 면적은 유한하나 가장자리가 없는 구의 2차원 표면과 같이, 고차원 유사체처럼 유한하지만 무한하다는 것을 주장하긴 하나, 어떠한 주류 우주론 모형도 제시하지 못한, 애초에 우주가 어떠한 물리학적 경계선이었을 지도 모른다는 것을 시사하는 증거는 존재하지 않는다. 우리의 관측 가능한 우주 내부의 은하들이 전우주의 극히 일부분에 해당한다는 생각이 그럴듯 하여 보인다. 앨런 구스(및 D. 카자나스)가 최초로 제창한 우주 인플레이션 이론에 따르면, 빅뱅 약 10 초 후 인플레이션이 시작되었다고 가정할 때, 인플레이션 발생 이전 우주의 크기는 우주의 나이와 동일한 시간 만큼 광속으로 움직인 거리와 거의 같으므로, 현재 전우주의 크기가 최소한 관측 가능한 우주의 반경의 3×10 배라는 치수가 나온다. 또한 전우주가 관측 가능한 우주의 250 배 이상이라는 낮은 측정치도 있고, 관측 가능한 우주보다 10 배 크다는 높은 측정치도 있다. 대폭발
닫힌 우주의 경우: 우주 나이 < 137억 년 - 언젠가는 다시 수축을 하게 됨 (대수축) 열린 우주의 경우: 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 영원히 팽창을 계속함 편평한 우주의 경우: 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 언젠가 편평하게 되어 팽창을 거의 멈추게 됨 가속 팽창하는 우주의 경우: 우주 나이 > 137억 년 - 현재의 우주로, 지금까지의 우주 모형 즉 감속 팽창이 아닌 가속 팽창을 함. 초대질량 블랙홀
초대질량 블랙홀의 기원에 관한 연구 영역은 현재까지 황무지이다. 천체물리학자들은 일단 블랙홀이 은하의 중심에 자리잡고 있으며, 그것이 외부의 물질의 강착과 다른 블랙홀과의 충돌로써 성장했음에 동의한다. 그러나 형성 메커니즘과 원형 천체의 초기 질량이나 초대질량 블랙홀의 "씨앗"에 관해서는 몇가지 가설이 있다. 가장 유력한 가설은 씨앗, 태양 질량의 수십에서 아마 수천 배의 블랙홀이 무거운 별의 폭발로 형성되어 물질의 강착으로 성장했을 것이라는 설이다. 또다른 모형은 최초의 별이 형성되기 전 동안에 "준성"(quasi-star)으로 붕괴하여 초기 질량이 약 ~20 태양 질량인 블랙홀을 형성하고, 그 후 빠른 강착으로 비교적 빨리 중간질량 블랙홀이 되는 거대한 가스 구름을 연관시킨다. 질량이 커졌을 때도 강착속도가 줄어들지 않으면 초대질량 블랙홀이 된다. 처음의 "준성"은 중심부에서의 전자-양전자 쌍의 형성으로 인한 방사 섭동(radial perturbations)으로 불안정하게 되었을 것이고, 별의 대부분의 질량을 방출하여 잔해가 블랙홀에 남는 것을 막는 초신성 폭발 없이 곧바로 붕괴했을 것이다. 그 외의 모형은 계의 음의 열용량(negative heat capacity)이 핵에서 상대론적인 속력의 분산속도를 제공함으로써 핵붕괴를 겪고 있는 밀집된 성단과 연관있다고 보고 있다. 마지막으로, 빅뱅 직후 첫 순간에 외부 압력에 의해 곧바로 원시 블랙홀이 형성되었을 지도 모른다. 최초의 별의 죽음을 통한 블랙홀의 형성은 주어진 관측으로 광범위하게 연구되어 왔다. 위에 실린 블랙홀의 형성에 관한 모형들은 모두 이론적이다. 우주의 나이
우주의 나이()는 대폭발로부터 지금까지의 시간이다. 가 대폭발 핵합성
대폭발 핵합성(大爆發核合成, ) 또는 원시 핵합성(原始核合成, )은 대폭발이라는 우주의 초기 탄생 과정 동안 수소-1 이외의 원자핵이 생성되던 과정을 일컫는다. 대폭발 핵합성은 수소의 동위원소인 중수소, 헬륨 동위원소인 헬륨-3, 헬륨-4, 그리고 리튬의 동위원소인 리튬-7이 생성된 이유로 지목받고 있다. 대폭발
우주 나이 3 분 ~ 38만 년: 입자와 반입자의 쌍소멸, 입자만 남게 됨 우주 나이 38만 년: 재결합 우주력
우주력은 우주의 시작인 빅뱅(Big Bang)을 1월 1일의 자정으로 하고, 현재를 12월 31일 자정으로 하여 작성한 달력이다.  창세기
고대 세계에서는 신전과 우주가 긴밀한 상호 관계를 가지고 있었다. 신전의 건축이 우주적 용어로 묘사되었고 따라서 신전이 우주적 기능을 한다고 여겼으며, 신전이 우주의 축소판 모델로 이해되었고 우주 관련 상징 체계로 가득 차 있었다. 은하
현재 널리 받아들여지고 있는 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 빅뱅 이후 약 30만년 후의 우주의 재결합시기(recombination)에 수소와 헬륨이 만들어지기 시작했다. 이 때는 거의 모든 수소들이 이온화되지 않은 중성 상태에 있었고, 별들이 아직 만들어지지 않았기 때문에, 이 시기를 우주의 "암흑 시대"(Dark Ages)라고 부른다. 이러한 원시우주에 있었던 암흑물질의 밀도 요동으로부터 서서히 우주의 거대 구조가 나타나기 시작했다. 바리온 물질들이 이러한 암흑 물질 헤일로로 모이면서 은하가 만들어지기 시작했고,[61][62] 이러한 초기 은하가 현재 우리가 알고 있는 은하로 진화했다. 대폭발 핵합성
대폭발을 제외하고는 상당한 양의 중수소를 생성할 만한 핵합성 과정은 존재하지 않는다. 따라서, 중수소의 양을 관측함으로써 우주는 영원히 존재해 왔던 것이 아니며, 대폭발 이론이 옳다는 것을 검증할 수 있다. 대우주와 소우주
대우주와 소우주(大宇宙與小宇宙, macrocosm and microcosm)는 가장 큰 규모(마크로코슴 또는 우주의 단계)에서 부터 가장 작은 규모(미크로코슴 또는 아원자 혹은 형이상학적 단계)에 이르기까지, 우주의 모든 단계에서 같은 양식이 재생산된다고 여기는 고대 그리스의 신플라톤주의 모형이다. 이 체계에서, 중심은 우주를 담은 인간이다. 아낙시만드로스
이 바퀴에 대해 아낙시만드로스는 다음과 같이 설명한다. 우주가 탄생하던 시점에 뜨거움과 차가움의 기원(germ)이 영원한 물질(apeiron)으로부터 분리되었는데, 이것에서 나온 구형의 불꽃이, 마치 나무껍질이 나무를 둘러싸듯이 지구를 둘러싸는 증기가 된다. 그리고 이 불꽃이 부서져서 [부서진 조각들이] 하나의 바퀴의 모양을 하게 되는데, 이것이 곧 태양과 달, 별이다. 태양과 달, 별의 바퀴에 있는 날숨을 위한 관 모양의 통로를 통해 우리가 태양, 달, 별을 관측할 수 있는데, 이 통로가 차단될 때 식(蝕)들이 생긴다는 것이 그의 이론이었다. 무지에 의한 논증
다만, 어느 이론이 관련하는 현상을 모두 설명할 수 있다고, 그 이론이 올바르다고 간주하는 것도 논리적으로는 실수이다. 항상 미지의 반례가 존재할 가능성이 있기 때문에, 기존의 반례가 없는 것은 이론의 올바름의 증명은 되지 않는다. 예를 들면, 빅뱅은 현재 모든 현상을 일관해서 설명하고 있다. 그러나, 그것으로 우주가 빅뱅에 의해서 태어난 것을 완전하게 증명하고 있는 것은 아니다. 고대 우주비행사설
고대 우주비행사설 (古代宇宙飛行士説, , )은 인류 사상의 고대 또는 초고대에 우주인이 지구에 날아 와, 인간을 창조해, 초고대 문명을 하사했다는 과학의 일설이다. 별명을 '태고 우주비행사 내방설', '우주인 고고학', '우주 고고학'이라고도 말한다. 이 범주로 그리스도 우주인설도 주창되고 있다.
인공위성으로부터 유적을 조사하는 고고학의 한 분야인 '우주 고고학'과는 완전히 다른 것이다. 또 혼동 되기 쉬운 것으로 '고천문학'이 있다. 이것은 고고학적으로 고대인의 천문학에 관한 지식과 천체와 관계되는 문화 활동을 연구하는 것이다.
비행접시 연구 단체인 우주 우호 협회 (CBA)의 초대로 1961년에 일본 방문한 조지 헌트 위리암슨 등 초기의 제창자가 있다. 그 후, 고대핵전쟁설에 대해서도 관련 지어 제창하는 것도 있다.
스위스의 실업가 에리히 폰 데니켄의 "이 1970년대에 세계적 베스트셀러가 되어, 일대 우주초고대사 붐을 일으켜 퍼진 설이다. 특히 '미래의 기억'으로 구약 성서의 '에제키엘서'가 우주인 내방의 모습을 묘사하고 있다고 하여 화제가 되었다. 그 외 나스카의 지상그림도 우주인에게 관련하는 것이라는 설이 유명하다. 그 후 '별에의 귀환', '태고의 우주인 - 태고에 지구를 방문한 우주인', '기적' 등의 저작이 나와 화제가 되었다. 그 주된 내용은 이하대로.
'미래의 기억'은 1960년대에 SF매거진 (하야카와 책방)에 일부 게재되어 1969년에 '미래의 기억' (마츠타니 켄지 역 피라미 강·라이브러리)로서 간행되고 있었지만 그 당시는 화제가 되지 않았다. 유명하게 한 것은 카도카와 하루키로, 1974년 발간의 '미래의 기억' (마츠타니 켄지 역)이 카도카와 문고 의 '초자연의 수수께끼 시리즈' 간행의 계기가 되어, '정신 세계'라는 장르 창설의 개척적 존재이다. 대폭발
우주 나이 10−32 ~ 10−4초: 강입자의 시대(Hardron era) 에크파이로틱 우주
에크로파이로틱 우주 이론에 의하면 우주는 한 번만 태어난 것이 아니라, 탄생과 소멸의 순환으로 몇번에 걸쳐서 탄생되었다고 하며 우주는 브레인(branes)이라고 하는 막들이 약 1조년을 주기로 충돌하며 '빅뱅'을 일으킨다고 한다. 이 대폭발로 우주에 물질과 에너지를 공급한다. 자연
현대의 이론물리학에서는 표준모형으로 우주의 물질과 에너지의 구성을 설명한다. 표준모형은 기본입자와 네 가지의 기본상호작용으로 우주의 물질 구성과 운동을 설명한다. 기본 입자 가운데 힉스 입자는 아직 관찰되지 않았다. 기본 입자 역시 더 작은 앞선입자로 이루어진 것이란 주장도 있으나 이것을 뒷받침하는 과학적 증거는 아직까지 나오지 않았다. 빌럼 더 시터르
1932년에는 알베르트 아인슈타인과 함께 오늘날 아인슈타인-더 시터르 우주()라고 불리는 모형을 제안하였다. 현대적인 용어로 이는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량에 적절한 양의 물질을 추가하여 만든 정적인 우주 모형인데, 여기에는 빛으로 관측할 수 없는 많은 양의 물질이 요구된다. 이는 암흑 물질의 시초로 볼 수 있다. 우주 마이크로파 배경
천문학에서, 우주배경복사는 관측 가능한 우주를 균일하게 가득 채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오는 것을 확인할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 대폭발 우주론의 중요한 증거이며, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 오늘날에 관측되는 것이다. 우주 마이크로파 배경은 1964년에 미국의 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 발견하였고, 이들은 이 공로로 1978년 노벨 물리학상을 수상하였다. 대폭발
당시 우주에 존재하던 원소들인 수소와 헬륨이 매우 많이 밀집된 곳에서 태양 질량의 수백 배에 이르는 무거운 별들이 탄생. 이 무거운 별들은 100만 년 정도의 짧은 수명이 지난 후 초신성 폭발과 비슷한 큰 폭발로 최후를 맞으며 자신이 핵융합을 통해 생성한 무거운 원소들을 우주에 뿌렸다. 대폭발
최초의 별(first star)과 은하의 생성 진화발생생물학
고생물학자들은 화석을 연구하던 도중 지구 역사상 비교적 짧은 기간 내에 동물의 복잡성이 급격하게 증가한 시점이 있음을 밝혀내었다. 이를 캄브리아기의 대폭발이라고 부르는데, 이를 둘러싸고 여러 의문들이 제기되었다. 폭발을 점화시킨 요인은 무엇인가? 캄브리아기의 기묘한 화석 구조들, 현생 동물군들과는 다른 이런 구조들이 현생 동물군들과는 어떠한 관계가 있을까? 이렇게 복잡한 동물들이 하필 이때 처음 등장한 까닭은 무엇인가? 이에 대하여 다양한 가설이 제시되었지만, 발생학의 극적인 발전으로 캄브리아기의 대폭발에서 과학자들은 유전자가 어떠한 역할을 맡았는지 밝혀낼 수 있게 되었다. 다중 우주론
작은 금속판에 밝은 광선을 비추면서 전기가 생산되는 양을 측정하는 실험에서, 빛이 연속적인 파동으로 이루어지기 때문에, 밝기가 증가할수록 전류가 높아질 것으로 생각했으나 실험 결과는 가설과 맞지 않았다. 이에 대하여 알베르트 아인슈타인은 빛이 오로지 파동이라면 이해할 수 없지만 동시에 작은 알갱이(양자)이기도 하다면 가능하다는 이론을 세운다. 이는 곧 아무리 터무니없는 사건이라 해도, 발생확률이 0이 아닌 한 반드시 일어난다는 아이디어에 기초한다. 1925년에 오스트리아의 물리학자 에르빈 슈뢰딩거는 전자에 동반된 파동의 운동을 서술하는 방정식을 제안했는데, 이것이 바로 그 유명한 ‘슈뢰딩거 방정식’이다. 파동 함수는 주어진 장소에서 전자가 발견될 확률을 나타낸다. 즉, 전자와 같은 소립자의 위치를 100% 정확하게 결정할 수 없으며, 단지 파동 함수를 통해 ‘그곳에 있을 확률’만을 계산할 수 있을 뿐이었다. 닐스 보어와 베르너 하이젠베르크의 가정에 따르면, “파동함수가 외부의 관찰자에 의해 관측되면 단 하나의 값으로 붕괴된다.” 이와 같은 원리로, 주체가 어떤 것을 결정하는 순간에(이는 곧 관측이 일어나는 순간과 같은 의미를 지닌다.) 우주는 ‘초래될 수 있는 모든 가능한 결과’의 개수만큼 갈라져나간다. 양자역학에 따르면 대폭발은 우주가 갑작스럽게 팽창하는 양자적 전이가 일어났기 때문이라고 할 수 있다. 양자역학적 다중 우주에서는 나와 똑같은 인간이 무수히 많은 우주에서 살아가고 있다. 모든 평행우주에 살고 있는 ‘나들’을 모두 ‘하나의 나’로 간주한다면, 특별한 행운이나 현명한 결정이란 있을 수 없다. 우주 마이크로파 배경
20세기 중반, 천문학자들은 우주의 탄생을 설명하기 위한 두 가지 이론을 주장하였다. 일부는 우주가 시작과 끝없이 영원히 존재한다는 정상우주론을 지지하였다. 일부에서는 대폭발 이론을 지지하였는데, 이는 137억 년 전에 어마어마한 폭발과 함께 우주가 형성되었다는 이론이다. 우주 마이크로파 배경은 1948년 조지 가모프, 랠프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼 에 의해서 처음 언급되었다. 앨퍼와 허먼은 연구를 통해 우주 마이크로파 배경의 온도를 예측하였다. 하지만 그 예측값은 정확하지 못하였다. 우주의 역사
이 주장을 뒷받침할 수 있으려면, 우주 급팽창이 끝난 이후 어느 정도 시간이 흐른 시점에서 사하로프의 조건에 대한 만족이 가능한 설명이어야 한다. 입자물리학이 이러한 조건을 만족하는 상황에서 불균형을 설명할 수 있다고 하지만, 이 불균형은 우주에 존재하는 물질-반물질간 불균형을 설명하기에는 경험적으로 매우 작다. 급팽창 이론
급팽창 이론(急膨脹理論, )은 물리우주론에서 우주가 매우 평탄한 이유를 초기 우주의 기하급수적인 팽창으로 설명하는 이론이다. 이 팽창은 인플라톤이라고 불리는, 아직 발견되지 않은 스칼라 장에 의한 암흑 에너지에 의하여 진행되며, 대략 대폭발 뒤 10~10초 사이에 일어났다고 여겨진다. 아낙시만드로스
아낙시만드로스는 우주의 모양과 크기를 상상하고 설명하는 데 건축학적, 기하학적 방법론을 차용했다. 그 이유는 아마 당시에 믿을 만한 천문학적 이론이나 장비 등이 전혀 갖추어져 있지 않았기 때문으로 추정된다. 그는 우주가 완전한 원통형이라고 보았다. 이때 이 원기둥의 높이는 지름의 1/3이다. 그리고 이 원기둥을 세 개의 불의 바퀴가 둘러싸고 있는데, 이것들은 바깥에서부터 각각 태양, 달, 별이며 바퀴의 둘레는 각각 지구의 27배, 18배, 9배에 해당한다.이것들은 위에서 보았을 때 여러 개의 크기가 다른 동심원들이 중첩되어 있는 것과 같은 형태이다. 조지 스무트
빅뱅 이론에서는 초기의 온도 요동에 의해서 우주의 물질 밀도가 불균일화되어 별이나 은하가 태어났다고 생각되고 있다. 스무트 등을 필두로 하는 COBE 팀의 실적의 중요성은, 추측에 지나지 않았다 이 요동을 실제로 정량적으로 관측해, 우주론을 추측으로부터 크게 전진시켰던 것에 있다. COBE의 관측 결과에 의해, 인플레이션 이론이나 암흑 물질에 관한 연구도 활발해졌다. 대폭발 핵합성
대폭발 핵합성 이론에 대한 기초가 처음으로 마련되는 데에는, 1940년에 랄프 알퍼와 게오르기 안토노비치 가모프의 계산에 의한 연구 결과가 그 시초가 되었다. 1970년대에 대폭발 핵합성 이론에 의해 계산된 중입자의 밀도가 우주의 팽창율에 근거하여 관측된 우주의 질량에 비해 너무 낮다는 문제가 제기되었다. 이 문제는 암흑 물질의 존재를 가정하는 것에 의해 많은 부분이 해소되었다. 믹스마스터 우주
이제, formula_11 위의 다음과 같은 (부호수 −+++의) 리만 계량 가설 풀이를 생각하자.
이 가설 풀이는 비안키 분류 Ⅸ형의 일반형이며, formula_13의 formula_14 대칭 가운데 하나의 formula_15만을 보존한다. 이 가설 풀이는 세 개의 미지의 함수 formula_16를 갖는다. 이들은 편의상 우주의 팽창을 나타내는 함수 (formula_17의 자연 로그의 산술 평균 × −1)
와 우주의 비등방성을 나타내는 두 함수
로 다시 쓸 수 있다. formula_21는 대략 우주의 너비의 로그 ×−1에 해당하며, formula_21가 더 클 수록 우주의 부피가 더 작다 (즉, 빅뱅은 formula_23 극한이다). 마찬가지로, formula_24가 (양 또는 음으로) 0에서 더 멀 수록 우주는 더 일그러진 모양을 한다. 만약 formula_25인 경우 (등방적 우주) 이는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량이 된다. 우주의 역사
대폭발 이후 약 377,000년 이 흐르면 우주가 충분히 팽창하여, 원자핵과 전자가 원자로 결합할 수 있을 정도로 우주가 식게 된다. 이렇게 원자가 생성되는 과정을 재결합(, )이라고 한다. 이 과정은 비교적 빠르고, 헬륨의 재결합이 수소의 재결합보다 더 빠르다. 대폭발
임의의 어떤 우주공간 지점에 온도를 측정하는 방법이다. 최초 대폭발시 어떤 온도가 존재 한다면, 시간과 공간도 이때부터 생긴 것이다. 대폭발시 온도는 일정한데,우주가 넓어질수록 온도가 떨어지기 때문이다. 물리 우주론
우주론은 천체의 움직임과 원동자에 대한 연구를 포함하고 있다. 인간의 역사의 대부분에서, 이것은 형이상학과 종교의 일부로 인식되었다. 과학으로서의 우주론은 천체가 지구에서와 같은 물리 법칙을 따른다는 코페르니쿠스 원리와, 처음으로 천체의 움직임을 이해할 수 있게 설명한 뉴턴 역학과 함께 시작되었다. 현재에는 이를 천체역학이라고 한다. 물리우주론은, 20세기 이래 발달되어온 알베르트 아인슈타인의 일반상대성이론과, 아주 멀리 떨어진 천체에 대한 발달된 천문학적 관찰과 함께 시작되었다. 대폭발
벨기에의 로마가톨릭 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 대폭발 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 "원시원자에 대한 가설"이라 불렀다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 단순화 가정(공간의 균질성과 등방성과 같은)을 기반으로 한다. 이것의 지배방정식은 알렉산드르 프리드만에 의해 공식화되었다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이와 비례하다는 것을 발견했다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 초단파 잡음이 난다는 사실을 발견했다. 이 초단파 잡음은 어떤 한 영역에서 나오는 것이 아니라, 우주의 모든 곳에서 발생했다. 이 초단파 잡음은 초기 대폭발에서 남겨진 복사 잡음으로 추정되고 있다.[2] 만일 현재 은하단들 사이의 거리가 점차 멀어지고 있다면, 과거에는 모두가 서로 가까이 모여있었을 것이다. 이러한 발상은 결국 극도로 밀집되고 극도로 뜨거웠던 시점이 과거에 존재했을 것이라는 추측으로 귀결되었고,[3][4][5] 이 이론과 비슷한 상황을 재현하고 확인하기 위해 커다란 입자 가속기가 만들어졌지만, 입자 가속기는 결국 이러한 고에너지영역을 조사하는 데 기능적 한계를 나타냈다. 대폭발 이론이 최초의 팽창 이후 우주의 일반적인 변화에 대해 설명해낼 수 있다 하더라도, 팽창 직후와 연관된 아무런 증거도 없이는 이러한 기본적인 상황에 대해 어떠한 입증도 할 수 없다. 우주를 통틀어 보이는 빛에 대한 관측 결과는, 대폭발 핵합성에 충분히 논리적으로 설명된 예측, 즉 우주 처음 몇 분 간의 급속한 팽창과 냉각 속에서 발생한 핵반응으로부터 형성된 빛에 대한 계산과 거의 맞아 떨어졌다. 초기 우주의 양자요동
인플레이션은 양자요동을 고착화시켰고, 이것은 물질분포의 비등방성을 낳았다(흔히 양자요동을 '얼려'서 거시적인 차이를 만들어냈다고 표현하기도 한다). 물질분포의 비등방성은 우주에 은하와 항성, 행성, 그리고 생명체가 탄생할 수 있게 하였다. 따라서 '우주와 생명의 진정한 기원'을 논할 때, 과학자들은 빅뱅 그 자체보다 인플레이션을 더 중요한 사건으로 본다. 우주 마이크로파 배경
한편 불과 60 km 떨어진 프린스턴 대학교에서는 천체물리학자 로버트 헨리 딕, 짐 피블스, 데이비드 토드 윌킨슨은 이에 대해서 연구하고 있었다. 그들은 대폭발이 일어났을 때, 은하를 형성할 수 있는 물질들 말고도 막대한 양의 에너지가 방출되었을 거라고 생각했다. 아노 펜지어스는 대폭발 이후 생긴 전파가 우주 전역에 퍼져 있을 것이라는 논문의 예고를 접했다. 펜지어스와 윌슨은 자신들의 발견이 심상치 않다는 것을 깨닫기 시작했다. 그들이 발견한 전파의 성질은 프린스턴 대학교의 딕과 그 연구원들이 예측한 전파와 정확히 일치하였다. 펜지어스는 프린스턴 대학교의 딕을 벨 연구소로 초대해 혼 안테나와 그를 통해 측정한 배경 잡음에 대해서 이야기하였다. 프린스턴 연구팀은 마침내 이 전파를 대폭발의 신호라고 해석할 수 있었다. 대폭발
우주 나이 10−4 ~ 1 초: 입자와 반입자의 탄생 우주 나이 1 초 ~ 3 분: 대폭발 핵합성 대폭발
분류:우주론 분류:천체물리학 인플라톤
우주론에서, 인플라톤()은 초기 우주의 급팽창을 일으키는 가상의 스칼라장이다. 초기 모형에서는 힉스 장으로 생각되었으나, 오늘날에는 아직 발견되지 않은 새로운 스칼라장으로 생각된다. 믹스마스터 우주
미스너는 이 모형을 원래 우주론의 지평선 문제를 해결하기 위하여 개발하였다. 빅뱅 초기의 우주가 마치 "믹서"로 뒤섞은 듯한 혼돈적인 현상을 보인다면, 우주가 광역에 걸쳐 등방적인 것을 설명할 수 있기 때문이다. 그러나 실제 우주의 모형으로서, 믹스마스터 우주는 급팽창 이론으로 대체되었다. 다중 우주론
인간 중심 원리란 인간을 출현시키고 살게 하는 물리적 성질들은 우연만으로는 설명할 수 없고, 인간의 존재 자체가 이런 법칙들을 설명하고 있다는 주장이다. 최근 논의되고 있는 인간 중심 원리는 우주의 성질 중 최대의 미스터리인 우주 상수에 대해 설명하고 있다. 우주 상수는 암흑 에너지의 밀도에 해당한다. 1990년대 말의 천문 관측 결과 이 우주 상수가 우주 전체 밀도의 70% 가량을 차지함을 알게 되었다. 이러한 값은 끈 이론에서 자연스럽게 나타나는 추정치와는 달랐다. 이를 설명하기 위해 인간원리가 동원된 것이다. 우주상수와 관련하여 인간원리를 처음으로 제기한 사람은 스티븐 와인버그이다. 와인버그는 우주 상수는 우주의 팽창을 가속하는 경향이 있는데, 만일 현재 관측 값보다 10배 이상 컸다면 우주상수가 주는 밀치는 힘 때문에 우주의 먼지들이 한데 모이기 어려워져 은하가 만들어질 기회가 없었고 따라서 태양계나 행성도, 생태계도 불가능하다고 생각했다. 그래서 이론적으로 설명하기 힘든 우주 상수의 값은 인간 중심 원리로 설명할 수 있다는 것이다. 그런데 이 설명이 설득력이 있으려면 마치 지구가 우리 우주 안의 수많은 행성 중 하나인 것처럼 우리의 우주 역시 다양한 성질을 가지는 수많은 소우주 중 하나에 불과해야 할 것이다. 오직 우리 우주만 존재하고, 기막힌 우연으로 인류가 탄생했다는 것은 전혀 과학적이지 않다. 그렇기에 이 세상은 현재 우리가 살고 있는 우주와 그 외 다른 모든 우주를 포함한 어떤 ‘대우주’ 안에 있어야 한다. 그리고 끈 이론에서는 이러한 대우주를 만들어낼 수 있는 구조를 찾아냈다. 천문학
이론 천문학의 주제로는 천체 역학, 별의 진화, 은하의 형성과 진화, 우주의 거대 구조(), 우주선의 기원, 일반 상대론, 물리우주론 등이 있다. 이렇게 다양한 현상들을 설명하기 위해 이론 천문학은 다양한 물리법칙·이론들을 적용한다. 예를 들어 천문학에서 상대론은 중력이 중요한 역할을 하는 우주 거대 구조를 연구하는 기본적인 틀을 제공하며, 중력파와 블랙홀등을 연구하는 데 바탕이 된다. 현대 이론 천문학은 급팽창 이론, 암흑 물질, 그리고 기본적인 물리법칙들을 바탕으로 하여 ΛCDM 모형을 정립하였고, 이는 현재 천문학자들 사이에서 널리 받아들여지고 있다. 한편 암흑물질과 암흑에너지는 현대 천문학에서 가장 주목 받고 있는 주제이다. 다음은 이론 천문학에서 어떤 물리 법칙을 바탕으로, 어떤 실험.관측 결과에 기반하여, 이론적인 모형을 만들고, 이로써 어떠한 현상을 설명 또는 예측할 수 있는 지를 보여주는 예이다. 대폭발 핵합성
이러한 비표준 모형을 지속적으로 연구하는 여러 이유가 있다. 첫째 이유는, 역사적인 것으로, 대폭발 이론에서의 예측과 관측간의 불일치를 해결하기 위해서이다. 하지만 표준 모형에서의 이러한 불일치는 이후의 관측에 의해 해소되었다. 두 번째 이유는 21세기 초반의 비표준 대폭발 핵합성 연구의 주된 목적으로, 미지의 사항 혹은 가정에 대해 제한을 두기 위해 대폭발 핵합성을 사용하는 것이다. 예를 들어, 표준 대폭발 핵합성은 핵합성시에 어떠한 가상의 별난입자(exotic particle)도 가정하지 않는다. 대신, 비표준 모형에서는 무거운 중성미자와 같은 가상 입자를 넣어서 대폭발 핵합성이 계산할 수 있는 시간 이전에 무엇이 일어났는지를 추정할 수 있다. 이러한 가정은 안정한 타우온의 질량에 제한을 가하는 등에 효과적으로 쓰인다. 대폭발
일반상대성이론을 이용하여 외삽법으로 우주의 팽창을 되짚어보면, 과거 특정 지점에서 무한한 밀도와 온도를 나타내게 된다.[26] 이러한 특이점은 일반 상대성이 붕괴됨을 나타낸다. 우리가 이 특이점을 얼마나 정확히 계산해 낼 수 있을지 몰라도, 플랑크 시대보다는 앞서지 않을 것이다. 그보다 앞선, 매우 뜨겁고 조밀한 단계를 "대폭발"이라고 하고,[주 2] 이를 우리 우주의 "탄생"으로 여긴다. 우주의 역사
대폭발 이후 플랑크 시간 정도에는 우주는 매우 작고 매우 뜨거우므로, 양자 중력 효과가 중요하게 된다. 아직 양자 중력에 대하여 확실히 알려진 것이 없으므로, 이 시기에 대해서도 확실한 것은 없으나, 끈 이론이나 루프 양자중력 등을 사용한 모형들이 존재한다. 이 시기에는 표준 모형의 상호작용(전약력 및 강한 핵력)과 중력이 하나의 이론으로 다루어질 것이라고 예측한다. 이 시기의 원시 우주는 약 플랑크 길이(약 10cm)의 크기다. 대폭발
우주 급팽창 이론 빅 크런치 우주의 역사 우주의 나이 빅 히스토리(en:Big History) 플랑크 시간 대폭발
대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 이론적 고찰로부터 만들어졌다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하의 도플러 편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한 '성운'들이 과연 우리 은하 바깥의 '개별 은하'인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문이다.[9][10] 10년 뒤, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정식을 도출해낸다.[11] 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운 '성운'의 엄청난 거리는, 이러한 천체들이 결국엔 다른 은하였다는 것을 알려줬다. 1927년, 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭교회의 사제였던 조르주 르메트르는, 프리드만의 방정식만으로 성운들의 후퇴가 우주의 팽창에 기인하고 있음을 예견했다.[12] 우주의 종말
우주의 시작에 대한 주요이론은 대폭발 우주론이다. 우주의 종말에 대한 이론은 크게 세 개로 나눌 수 있다. 다중 우주론
급팽창 이론은 앨런 구스가 도입하였다. 구스는 우주가 태어나자마자 빠르게 팽창되었다고 가정하였다. 우주의 시공간은 인플레이션을 겪으면서 엄청난 규모로 팽창되어 현재는 거의 평탄한 상태이다. 당시의 표준 대폭발 이론으로는 우주 공간이 평평한 이유를 설명할 수 없었으나, 충분히 팽창되어 우주공간의 밀도가 1에 가깝다는 결론을 내릴 수 있었다. 이러한 급팽창 이론을 보완한 안드레이 린데는 시간과 공간 속의 임의의 지점에서 자발적으로 붕괴되는 우주를 구상하고, 붕괴가 일어날 때마다 팽창이 일어날 것으로 가정하였다. 이 때의 팽창 효과는 크지 않지만, 충분히 긴 시간 동안, 꾸준히 팽창한 것과 동일한 효과를 낳는다. 그렇다면, 팽창은 연속적으로 영원히 계속되며, 대폭발이 수시로 일어나면서 여러 개의 우주가 탄생하게 된다. 즉 다중우주의 모습을 띄게 된다. 하나의 우주는 영원하지 않지만, 다중우주의 원리는 계속 적용이 되며, 일부는 우주밀도 값이 너무 크기 때문에 소멸되거나, 혹은 너무 작아 계속 팽창하는 우주도 있다. 우주의 역사
복사우세시대 동안 우주의 온도는 원자핵이 형성될 수 있는 정도로 식게 되고, 핵자(양성자와 중성자)는 핵융합 반응으로 원자핵을 이루기 시작한다. 이를 대폭발 핵합성이라고 한다. 이는 약 17분 정도 걸리는 것으로 추정된다. 그 이후에는 우주의 온도와 밀도가 떨어지면서 핵융합이 지속되지 못하게 되었다. 대폭발 핵합성에 의하여 생성되는 원소는 수소와 헬륨 및 극소량의 리튬과 베릴륨이며, 수소가 헬륨-4보다 3배가량 많게 된다 (질량 대비). 더 무거운 원소들은 항성 핵합성을 통해 훨씬 나중에 생성된다.