빅뱅

다음에 대한 시리즈 일부
물리 우주론
빅뱅 · 우주 우주의 시대 우주의 연대기
초기 우주 인플레이션 · 핵합성법 배경 중력파(GWB) 마이크로파(CMB) · 중성미자(CNB)
확장 · 미래 허블의 법칙 · 레드시프트 공간의 미터법 확장 FLRW 미터법 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적 운명
구성요소 · 구조 구성 요소들 람다-CDM 모델 암흑 에너지 · 다크 유체 · 암흑 물질 구조 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하 형성 대형 퀘이사군 대규모 구조 재이온화 · 구조형성
실험 블랙홀 이니셔티브(BHI) 부머안그 우주 배경 탐색기(COBE) 암흑 에너지 조사 일러스트리스 프로젝트 플랑크 우주전망대 SDSS(Sloan Digital Sky Survey) 2dF 갤럭시 레드시프트 조사("2dF") 윌킨슨 마이크로파 비소트로피 프로브(WMAP)
과학자들 아론손 알펜 앨퍼 바라드와이 코페르니쿠스 시터 디케 엘러스 아인슈타인 엘리스 프리드만 갈릴레오 가모우 구스 호킹 허블 케플러 레마슈트레 매더 뉴턴 펜로즈 펜지아스 루빈 슈미트 평활 순체프 선야예프 톨먼 윌슨 젤도비치 우주론자 목록
제목이력 우주 전자레인지 발견 백그라운드 방사선 빅뱅 이론의 역사 에 대한 종교적인 해석 빅뱅 이론 우주론 연표
카테고리 천문 포털
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빅뱅 이론은 가장 일찍 알려진 시기부터 그 이후의 대규모 진화를 통해 관측 가능한 우주의 존재를 설명하는 보편적인 우주론적 모델이다.^[1][2][3]모델은 우주가 고밀도·온도의 초기 상태에서 어떻게 팽창했는지를 설명하고,^[4] 광원소의 풍부함, 우주 마이크로파 배경(CMB) 방사선, 대규모 구조 등 광범위한 관측 현상에 대해 종합적인 설명을 제공한다.

결정적으로 이 이론은 허블과 호환된다.Lemaître 법칙—은하가 멀리 있을수록 지구로부터 빠르게 멀어지고 있다는 관측.이 이론은 알려진 물리 법칙을 이용하여 이 우주적 확장을 시대에 거꾸로 추론하면서, 공간과 시간이 의미를 잃는 특이점(일반적으로 "빅뱅 특이점"^[5]이라고 이름 붙여짐)에 앞서 점점 더 집중되는 코스모스를 묘사하고 있다.우주의 팽창 속도에 대한 상세한 측정은 빅뱅 특이점을 약 138억년 전으로, 따라서 우주의 시대로 간주하고 있다.^[6]

초기의 팽창 이후, 흔히 "빅뱅"이라고 불리는 사건, 우주는 아원자 입자, 그리고 이후의 원자가 형성될 수 있을 정도로 충분히 냉각되었다.이러한 원시 원소의 거대한 구름(대부분의 수소, 헬륨과 리튬)은 중력을 통해 합쳐져 초기 별과 은하를 형성하며 그 후예는 오늘날 볼 수 있다.천문학자들은 이러한 원시적인 건축 재료 외에도 은하를 둘러싼 알려지지 않은 암흑 물질의 중력 효과를 관찰한다.우주의 중력 전위는 대부분 이런 형태인 것 같고, 빅뱅 이론과 다양한 관측은 이 과잉 중력 전위가 정상 원자와 같은 쌍방향 물질에 의해 생성되지 않는다는 것을 나타낸다.초신성의 적색 변형을 측정한 결과 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있는데, 이는 암흑에너지의 존재에 기인하는 관측이다.^[7]

조르주 르메르트르는 1927년에 팽창하는 우주를 원래 단일 지점까지 거슬러 올라갈 수 있다는 것을 처음으로 주목했는데, 이것을 그는 "프라임벌 원자"라고 불렀다.에드윈 허블은 1929년 은하 적색선들의 분석을 통해 은하가 실제로 표류하고 있다는 것을 확인했다; 이것은 우주의 팽창에 대한 중요한 관찰 증거다.수십 년 동안 과학계는 빅뱅의 지지자들과 경쟁적인 안정국가 모델들 사이에서 나뉘어져 있었는데, 둘 다 관찰된 팽창에 대한 설명을 제공했지만, 안정국가 모델은 빅뱅의 유한한 나이와 대조적으로 영원한 우주를 규정했다.1964년, CMB가 발견되었는데, 이는 많은 우주론자들이 정상국가 이론이 위조되었다고 확신시켰는데,^[8] 이는 정상국가 이론과는 달리 뜨거운 빅뱅은 먼 과거의 높은 기온과 밀도로 인해 우주 전체에 균일한 배경 복사를 예측했기 때문이다.광범위한 경험적 증거는 현재 근본적으로 보편적으로 받아들여지고 있는 빅뱅을 강하게 선호한다.^[9]

모델의 특징

빅뱅 이론은 광원소, CMB, 대규모 구조, 허블의 법칙 등 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다.^[10]그 이론은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요한 가정에 달려 있다.물리적 법칙의 보편성은 상대성 이론의 기본 원리 중 하나이다.우주론 원리는 우주가 큰 규모로 보면 동질적이고 등방성이며, 위치에 관계없이 모든 방향에서 동일하게 나타난다고 말한다.^[11]

이러한 아이디어들은 처음에는 견본으로 채택되었지만, 나중에 각각의 아이디어를 시험하기 위한 노력이 이루어졌다.예를 들어, 첫 번째 가정은 관측에 의해 테스트되었는데, 우주 연령의 대부분에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10단계의⁻⁵ 것이라는 것을 보여준다.^[12]또한, 일반 상대성 이론은 태양계와 이항성의 규모에 대한 엄격한 테스트를 통과했다.^{[13][14][notes 1]}

거대한 규모의 우주는 지구에서 본 것처럼 등방성적으로 보인다.실제로 등방성인 경우, 우주론 원리는 선호(또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있다.이를 위해 우주 원리는 CMB의 온도 관측을 통해 10 수준으로⁻⁵ 확인되었으며, CMB 지평선의 규모에서는 1995년 현재 우주가 10% 비균질성 순서에 따라 상한을 갖는 균질성을 갖는 것으로 측정되었다.^[15]

공간확장

우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측에서 유추된 것으로 빅뱅 이론의 필수 요소다.수학적으로 일반 상대성 이론은 주변 점을 구분하는 거리를 결정하는 측정법으로 스페이스타임을 설명한다.은하, 별 또는 다른 물체가 될 수 있는 점들은 좌표도나 모든 스페이스타임에 걸쳐 놓여 있는 "그리드"를 사용하여 지정된다.우주론적 원리는 측정지표가 큰 척도에서 동질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시하는데, 이것은 Friedman-Lemaître-Robertson-Walker(FLRW) 측정지표를 독특하게 단식화한다.이 미터법에는 우주의 크기가 시간에 따라 어떻게 변하는지 설명하는 척도계수가 들어 있다.이를 통해 편향 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있다.이 좌표계에서는 그리드가 우주를 따라 팽창하며, 우주의 팽창 때문에만 움직이는 물체는 그리드의 고정점에 남아 있다.이들의 좌표 거리(반향 거리)는 일정하게 유지되지만, 그와 같이 공동 움직이는 두 지점 사이의 물리적 거리는 우주의 척도 인자에 비례하여 확장된다.^[16]

빅뱅은 텅 빈 우주를 채우기 위해 밖으로 움직이는 물질의 폭발이 아니다.대신 공간 자체가 모든 곳에 시간과 함께 팽창하고, 접근 지점 사이의 물리적 거리를 증가시킨다.즉 빅뱅은 우주의 폭발이 아니라 우주의 팽창이다.^[4]FLRW 측정기준은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에 우리 우주에는 큰 규모로만 적용된다. 즉, 우리 은하와 같은 물질의 국소 농도가 반드시 전체 우주와 같은 속도로 확장되는 것은 아니다.^[17]

호라이즌스

빅뱅 시간대의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재다.우주는 유한한 나이를 가지고 있고, 빛은 유한한 속도로 이동하기 때문에, 과거에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 사건들이 있을 수 있다.이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계나 과거의 지평선을 둔다.반대로, 우주가 팽창하고 있고, 더 먼 물체들이 더 빨리 퇴보하고 있기 때문에, 오늘날 우리가 방출하는 빛은 결코 아주 먼 물체에 "감응"되지 않을 수도 있다.이것은 미래의 지평을 정의하는데, 이것은 우리가 영향을 줄 미래의 사건들을 제한한다.두 가지 유형의 지평선의 존재는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모델의 세부사항에 따라 달라진다.^[18]

우주에 대한 우리의 이해는 과거 지평선이 존재한다는 것을 암시하지만, 실제로 우리의 견해는 또한 초기 우주의 불투명성에 의해 제한된다.그래서 우리의 시각은 비록 지평선이 우주에서 물러났지만 더 이상 시대에 뒤떨어지지 않는다.우주의 팽창이 계속 가속화된다면, 미래 지평도 있다.^[18]

열화

초기 우주의 일부 과정은 우주의 팽창률에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달하지 못했다.다른 것들은 열화에 도달할 만큼 충분히 빨랐다.초창기 우주의 공정이 열평형 상태에 도달했는지를 알아내는 데 주로 사용되는 매개변수는 공정 속도(보통 입자 간 충돌 속도)와 허블 매개변수 사이의 비율이다.비율이 클수록 입자들이 서로 너무 멀리 떨어지기 전에 더 많은 시간을 열화시켜야 했다.^[19]

타임라인

그래픽 타임라인: 빅뱅의 그래픽 타임라인

빅뱅 이론에 따르면, 초기 우주는 매우 뜨겁고 매우 좁았으며, 그 이후 팽창하고 냉각되어 왔다.

특이점

일반상대성이론을 이용한 우주의 팽창에 대한 역추출은 과거 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도를 산출한다.^[20]중력 특이성으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이 이 체제의 물리학 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 나타낸다.일반 상대성 이론에 기초한 모델만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전에 특이점을 추정할 수 없다.^[5]

이 원시적인 특이점 그 자체는 때때로 "빅뱅"^[21]이라고 불리기도 하지만, 이 용어는 또한 우주의 좀 더 일반적인 초기 뜨겁고 밀도 높은 국면을^{[22][notes 2]} 지칭할 수도 있다.어느 경우든 사건으로서의 '빅뱅'은 우리가 이해하는 물리 법칙(특히 일반상대성이론과 입자물리학의 표준모델)이 작용하는 체제에 우주가 들어섰음을 확인할 수 있는 역사의 지점을 나타내기 때문에 우리 우주의 '생생'이라고도 한다.이아 초신성을 이용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의 온도 변동을 측정한 결과, 그 사건 이후 경과한 시간은 138억년(우주의 시대)이다.^[23]

이 시기에 블랙홀을 형성하는데 필요한 것보다 훨씬 밀도가 높음에도 불구하고 우주는 특이점으로 다시 붕괴되지 않았다.일반적으로 사용되는 계산과 중력붕괴를 설명하기 위한 한계는 보통 별과 같이 크기가 비교적 일정한 물체에 기초하며 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 공간에는 적용되지 않는다.초기의 우주는 즉시 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았으므로, 그 당시의 물질은 아주 고르게 분포되어 있을 것이며, 그 밀도 구배를 무시할 수 없을 만큼 했을 것이다.^[24]

인플레이션과 쌍생성

빅뱅의 초기 단계들은 많은 추측을 받고 있는데, 그들에 대한 천문학적인 자료가 제공되지 않기 때문이다.가장 일반적인 모델에서 우주는 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력으로 균질하고 동위원소적으로 채워졌으며, 매우 빠르게 팽창하고 냉각되었다.팽창 0초에서 10초까지의⁻⁴³ 기간인 플랑크 시대는 전자기력, 강핵력, 약핵력, 중력 등 4대 기본력이 하나로 통일되는 국면이었다.^[25]이 단계에서 우주의 특징적인 척도 길이는 플랑크 길이 1.6×10m로⁻³⁵, 그 결과 온도는³² 약 10도였다.심지어 입자의 개념조차 이러한 조건에서는 분해된다.이 시기에 대한 적절한 이해가 양자 중력 이론의 발전을 기다리고 있다.^[26][27]플랑크 시대는 우주의 온도가⁻⁴³ 떨어지면서 중력이 다른 힘과 분리되는 10초부터 시작된 대통일 시대로 계승되었다.^[25]

팽창한 지 약 10초⁻³⁷ 후에 위상 전환은 우주 인플레이션을 야기시켰고, 그 동안에 우주가 기하급수적으로 증가했고, 광속 침입에 구속되지 않았고, 기온은 10만 배나 떨어졌다.하이젠베르크의 불확실성 원리로 인해 발생한 미세한 양자 변동은 훗날 우주의 대규모 구조를 형성할 씨앗으로 증폭되었다.^[28]10초⁻³⁶ 전후의 시점에서 전자기력과 약한 핵력만 통일된 상태로 강한 핵력이 다른 힘과 분리되면서 전기약진 시대가 시작된다.^[29]

인플레이션은 10초에서⁻³³ 10초⁻³² 사이에 멈췄고, 우주의 부피는 최소한 10배⁷⁸ 이상 증가했다.우주가 쿼크-글루온 플라즈마뿐만 아니라 다른 모든 기초 입자 생산에 필요한 온도를 얻을 때까지 재가열은 일어났다.^[30][31]온도가 너무 높아서 입자의 무작위적인 움직임이 상대론적 속도에 있었고, 모든 종류의 입자-항문자 쌍이 충돌하여 지속적으로 생성되고 파괴되고 있었다.^[4]어느 순간, 바이로젠시스라고 불리는 알 수 없는 반응은 바리온 수의 보존을 위반했고, 고물이나 안티립톤에 대한 쿼크와 렙톤이 3,000만분의 1의 순서로 매우 적은 과잉으로 이어졌다.이것은 현재의 우주에서 반물질에 대한 물질의 우세를 초래했다.^[32]

냉각

우주는 밀도가 감소하고 온도가 하락하여 각 입자의 전형적인 에너지가 감소하고 있었다.대칭 파괴 위상 전환은 물리학의 기본 힘과 기초 입자의 매개변수를 현재 형태에 넣는데, 전자기력과 약한 핵력은 약 10초⁻¹² 간격으로 분리된다.^[29][33]약 10초⁻¹¹ 후에, 입자 에너지는 입자 가속기에서 얻을 수 있는 값으로 떨어지기 때문에, 그림은 덜 추측적이 된다.약 10초⁻⁶ 후에 쿼크와 글루온이 결합하여 양성자와 중성자와 같은 바이런을 형성하였다.고색창고보다 쿼크의 양이 적어서 항균성보다 바이런이 약간 많았다.온도는 더 이상 새로운 양성자-안티프로톤 또는 중성자-안티뉴트론 쌍을 만들기에 충분히 높지 않았다.즉시 대량 전멸이 뒤따랐고, 원래의 물질 입자 중 10개⁸ 중 1개만 남았고, 그들의 반물질은 하나도 남기지 않았다.^[34]비슷한 과정이 전자와 양전자의 경우 약 1초만에 일어났다.이러한 전멸 후, 나머지 양성자, 중성자, 전자는 더 이상 상대론적으로 움직이지 않고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 지배되었다(중립자의 작은 기여로).

팽창 몇 분 후, 온도가 약 10억 켈빈이었고 우주의 물질 밀도가 지구 대기의 현재 밀도에 필적할 때, 중성자가 양자와 결합하여 빅뱅 핵합성(BBN)이라는 과정에서 우주의 중수소 및 헬륨 핵이 형성되었다.^[35]대부분의 양성자들은 수소 핵으로 결합되지 않은 상태로 남아 있었다.^[36]

우주가 식으면서 물질의 나머지 에너지 밀도는 중력적으로 광자 방사선의 밀도를 지배하게 되었다.약 37만 9천 년 후, 전자와 핵이 원자(대부분 수소)로 결합되어 방사선을 방출할 수 있게 되었다.우주에서 주로 방해받지 않고 지속된 이 유물 방사선은 우주 극초단파 배경이라고 알려져 있다.^[36]

구조형성

오랜 기간 동안 균일하게 분포된 물질의 약간 밀도가 높은 영역은 중력적으로 인근 물질을 끌어당겨 더욱 밀도가 높아져 오늘날 관측할 수 있는 가스 구름, 별, 은하 및 기타 천문학적 구조를 형성하였다.^[4]이 과정의 세부사항은 우주의 물질 양과 종류에 따라 달라진다.가능한 4가지 유형의 물질은 차가운 암흑 물질, 따뜻한 암흑 물질, 뜨거운 암흑 물질, 그리고 쌍성 물질로 알려져 있다.반면에 바리온의 문제 a을 차지하는 최고의 측정은 윌킨슨 극초단파 이방성 탐색기(WMAP)에서 사용할 수는 그 정보에 어두운 문제에 냉정한( 따뜻한 암흑 물질 초 reionization에 의해서 제외되다)[38]과 우주의 matter/energy의 약 23%를 차지하는 것으로 추정되는 것으로 가정한다는 Lambda-CDM 모델로well-fit은 보여 주는bou는 neutrinos,[40]의 형태로 뜨거운 암흑 물질을 포함하는"모델 확장"에서는, T가 4.6%.[39]이"물리적 중입자 밀도"Ω bh2{\displaystyle \Omega_{\text{b}}h^{2}}에 대해 0.023로 추산된 다음(이것은 'baryon 밀도의Ω b{\displaystyle \Omega_{\text{b}에서 다르다}}톤의 한 분파로 표현되그가 완전한물질/에너지 밀도(약 0.046)와 그에 상응하는 차가운 암흑 물질 밀도 $\Omega {\displaystyle {\mathrm{}}_{}}$ c ${\displaystyle h_{}}$ ${\displaystyle {2\mathrm{}}^{}}$ ${\$}}은$$ 0.11 정도, 해당 중성미자 밀도 $\Omega {\displaystyle {\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle v_{}}$ ${\displaystyle {}_{}{}^{}}$ ${\displaystyle {2\mathrm{}}^{}}$ ${\$}}은 0.0062 미만으로 추정된다$$.^[39]

우주 가속도

타입 Ia 초신성과 CMB에서 나온 독립적인 증거 라인은 오늘날 우주가 암흑 에너지로 알려진 신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시하는데, 이것은 분명히 우주 전체에 스며들어 있다.관측 결과 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 이런 형태라는 것을 알 수 있다.우주가 매우 젊었을 때는 암흑에너지가 스며들었을 가능성이 높았지만, 공간이 적고 모든 것이 서로 더 가까워지면서 중력이 미리 예측되어 서서히 팽창에 제동을 걸고 있었다.그러나 결국 수십억 년의 팽창 끝에 암흑에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소하면서 우주의 팽창이 서서히 가속화되기 시작했다.^[7]

가장 단순한 구성의 암흑 에너지는 일반 상대성 이론의 아인슈타인 필드 방정식에서 우주론 상수 항의 형태를 취하지만, 그것의 구성과 메커니즘은 알려져 있지 않고, 보다 일반적으로, 입자 물리학의 표준 모델과의 관계와 상태 방정식의 세부적인 것들은 오바를 통해 계속 연구되고 있다.구배 ^[7]이론적으로

인플레이션 시대 이후의 이 모든 우주적 진화는 양자역학과 일반상대성이론의 독립적 프레임워크를 사용하는 우주론의 ofCDM 모델에 의해 엄격하게 기술되고 모델링될 수 있다.약 10초⁻¹⁵ 전에 상황을 설명할 수 있는 테스트 가능한 모델은 없다.^[41]우주의 역사에서 이 초기의 시대를 이해하는 것은 현재 물리학의 가장 큰 미해결 문제들 중 하나이다.

역사

어원

영국의 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송 강연에서 "이러한 이론들은 우주의 모든 물질이 먼 과거의 특정 시간에 하나의 빅뱅에서 생성되었다는 가설에 기초했다"고 말하면서 "^[42]빅뱅"이라는 용어를 고안한 공로를 인정받고 있다.^[43][44]하지만 1970년대까지 인기를 끌지 못했다.^[44]

대체 '안정적인' 우주론 모델을 선호했던 호일은 이를 경멸적으로 만들려고 의도한 것으로 널리 보도되고 있지만 호일은 이를 노골적으로 부인하며 두 모델의 차이를 부각시키기 위한 인상적인 이미지일 뿐이라고 말했다.^{[45][46][47][48][49][51]}Helge Kragh는 그것이 경멸적인 것으로 의도되었다는 주장에 대한 증거가 "불안한" 것이며, 경멸적인 것이 아니었다는 많은 징후들을 언급하고 있다.^[44]

그 용어 자체는 폭발의 발생을 의미하기 때문에 잘못된 표현이다.^[44][52]그러나 폭발은 아직 존재하지 않았던 중심점에서 주변 공간으로 확장되는 것을 의미한다.우주로 확장하기보다는 공간 자체의 팽창/스트레칭이 빅뱅이었는데, 이는 파악하기가 훨씬 어려운 개념이다.^[53][54]산토쉬 매튜가 지적한 또 다른 문제는 뱅이 소리를 내포하고 있다는 것인데, 뱅은 진동하는 입자와 그것이 이동하는 매체를 필요로 한다.이것이 우리가 상상할 수 있는 모든 것의 시작이기 때문에 어떤 소리에도 근거가 없고 따라서 빅뱅은 침묵을 지켰을 것이다.^[46]더 적합한 대안을 찾으려는 시도는 성공하지 못했다.^[44][47]

개발

빅뱅 이론은 우주의 구조에 대한 관찰과 이론적 고려에서 발전했다.1912년, 베스토 슬립어는 "스파이럴 성운"(스파이럴 성운은 나선은하의 구식 용어)의 첫 도플러 이동을 측정했고, 곧 그러한 성운은 거의 모두 지구에서 물러나고 있다는 것을 발견했다.그는 이 사실의 우주론적 함의를 파악하지 못했고, 실제로 그 당시에는 이 성운들이 우리 은하수 밖에 있는 '섬의 우주'인지 아닌지가 매우 논란이 많았다.^[57][58]10년 후 러시아의 우주학자 겸 수학자인 알렉산더 프리드만은 아인슈타인 필드 방정식에서 프리드만 방정식을 도출해 냈는데, 당시 알버트 아인슈타인이 주창했던 정적 우주 모델과는 대조적으로 우주는 팽창하고 있을지도 모른다는 것을 보여주었다.^[59]

1924년 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선 성운까지의 큰 거리를 측정한 결과 이들 시스템이 실제로 다른 은하계임을 알 수 있었다.같은 해부터 허블망원경은 윌슨산전망대에서 100인치(2.5m) 후커 망원경을 이용해 우주 거리 사다리의 전조인 일련의 거리 지표를 부지런히 개발했다.이를 통해 그는 이미 적색 편차가 측정된 은하까지의 거리를 추정할 수 있었는데, 대부분은 슬립셔에 의해 측정되었다.1929년에 허블은 거리와 열성 속도 사이의 상관관계를 발견했는데, 현재 허블의 법칙으로 알려져 있다.^[60][61]그 무렵 르메르트르는 이미 우주론적 원리로 볼 때 이것이 예상된다는 것을 보여 주었다.^[7]

1927년 프리드만의 방정식을 독자적으로 도출한 벨기에 물리학자 겸 로마 가톨릭 사제인 조르주 르마흐트레는 성운의 유추된 불황이 우주의 팽창 때문이라고 제안했다.^[62]1931년, 르메트르는 더 나아가서 우주의 명백한 팽창은, 시간을 거슬러서 투영된다면, 과거의 더 멀어질수록 더 작다는 것을 의미한다고 제안했는데, 과거의 어느 유한한 시기에 우주의 모든 질량이 하나의 점으로 집중되어, 시간과 공간의 구조가 형성되어 있는 장소와 시공간이 c인 "프라임벌 원자"라는 것이다.존재하게 ^[63]하다

1920년대와 1930년대에 거의 모든 주요 우주론자들은 영원한 정상상태의 우주를 선호했고, 몇몇 사람들은 빅뱅이 암시하는 시간의 시작이 종교적인 개념을 물리학에 수입했다고 불평했다; 이러한 반대는 나중에 정상상태 이론의 지지자들에 의해 반복되었다.^[64]이러한 인식은 빅뱅 이론의 원조인 르메르트르가 로마 가톨릭 사제라는 사실에 의해 강화되었다.^[65]아서 에딩턴은 아리스토텔레스와 우주에는 시간, 즉 viz의 시작은 없다는 것에 동의하였다. 그 물질은 영원하다.그는 시간의 시작에 대해 "억울했다"고 말했다.^[66][67]그러나 르메르트르는 동의하지 않았다.

만약 세계가 하나의 양자로부터 시작되었더라면, 공간과 시간의 개념은 처음부터 전혀 의미를 갖지 못했을 것이다; 그들은 원래의 양자들이 충분한 수의 양자들로 나뉘었을 때 비로소 분별 있는 의미를 갖기 시작할 것이다.이 제안이 맞다면 세계의 시작은 공간과 시간이 시작되기 조금 전에 일어났다.^[68]

1930년대 동안, 다른 아이디어들은 허블의 관측을 설명하기 위해 비표준 우주로 제안되었는데, 여기에는 밀른 모델,^[69] 진동 우주(원래는 프리드만이 제안했지만, 알버트 아인슈타인과 리처드 C가 주창하였다. 톨만)^[70]과 프리츠 즈위키의 지친 빛 가설.^[71]

제2차 세계대전 이후 두 가지 뚜렷한 가능성이 나타났다.하나는 프레드 호일의 안정된 상태 모델이었는데, 우주가 팽창하는 것처럼 보이면 새로운 물질이 생성될 것이다.이 모델에서 우주는 어느 시점에서도 거의 같다.^[72]고 그 측근들은 랄프 알파와 로버트 허먼, 그것에"이 빅뱅 생각"로 마 총통의 BBC방송의 한 라디오 방송에서 언급하는 르메트르의 이론에 적용되게 되었던 문구를 만들어 낸 그 CMB.[74]아이러니컬하게도 한때 호일로 전망했다 BBN[73]소개된 또 다른 것은 르메트르의 빅뱅 이론, 그리고 개발된 조지 가모프에 의해 주창된,.rch 1949.^{[49][44][notes 3]} 한동안 이 두 이론 사이에서 지지가 갈렸다.결국, 가장 두드러지게 라디오 소스 수에서 나온 관찰 증거는 안정된 상태보다 빅뱅을 선호하기 시작했다.1964년 CMB의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확보했다.^[75]우주론에서 현재 행해지고 있는 많은 연구들은 빅뱅의 맥락에서 은하들이 어떻게 형성되는지를 이해하고, 이전과 이전 시기에 우주의 물리학을 이해하며, 관찰을 기본 이론과 조화시키는 것을 포함한다.^{[citation needed]}

1968년과 1970년에 로저 펜로스, 스티븐 호킹, 조지 F. R. 엘리스는 수학적 특이점들이 빅뱅의 상대론적 모델들의 필연적인 초기 조건이라는 것을 보여주는 논문을 발표했다.^[76][77]그 후, 1970년대부터 1990년대까지 우주론자들은 빅뱅 우주의 특징들을 특징짓고 미해결 문제들을 해결하기 위해 노력했다.1981년 앨런 구스는 그가 '인플레이션'^[78]이라고 부르는 초기 우주에 급속한 팽창의 한 시대의 도입으로 빅뱅 이론의 어떤 뛰어난 이론적 문제를 해결하는 이론적 작업에 돌파구를 마련했다.한편, 이 수십 년 동안, 많은 토론과 의견 불일치를 일으킨 관측 우주론에서의 두 가지 질문은 허블 상수의^[79] 정확한 가치와 우주의 물질 밀도(암흑 에너지가 발견되기 전, 우주의 궁극적인 운명의 핵심 예측자로 생각됨)에 관한 것이었다.^[80]

1990년대 중반, 특정 구상 성단의 관측은 그들이 약 150억년 전임을 나타내는 것으로 나타났는데, 이것은 우주의 나이에 대한 대부분의 당시 추정치(그리고 실제로 오늘날 측정된 나이)와 상충된다.이 문제는 별풍으로 인한 대량 손실의 영향을 포함하는 새로운 컴퓨터 시뮬레이션이 구상 성단의 훨씬 젊은 나이를 나타내면서 나중에 해결되었다.^[81]성단의 나이를 얼마나 정확하게 측정하느냐에 대해서는 아직 몇 가지 의문이 남아 있지만 구상 성단은 우주에서 가장 오래된 물체 중 몇 가지로서 우주론에 관심이 있다.^{[citation needed]}

빅뱅 우주론에 대한 중대한 진전은 90년 대말부터 망원경 기술의 진보뿐만 아니라 코비(COBE)[82]은 허블 우주 망원경과 WMAP.[83]Cosmologists은 parame의 많은 지금 가지고 있고 공정하게 정확한 정확한 측정과 같은 위성으로부터 데이터 분석의 결과로 만들어졌다.의 보내빅뱅 모델, 그리고 우주의 팽창이 가속화되고 있는 것처럼 보인다는 뜻밖의 발견을 했다.^[84][85]

관찰증거

이 이론의 타당성에 대한 가장 초창기적이고 직접적인 관찰 증거는 허블의 법칙에 따른 우주의 팽창(은하의 적색 편차로 나타남), 우주 마이크로파 배경의 발견과 측정, 빅뱅 핵합성(BBN)에 의해 생성된 빛 원소의 상대적 풍부함이다.보다 최근의 증거로는 은하 형성과 진화의 관측, 그리고 대규모 우주구조의 분포 등이 포함되어 있는데,^[87] 이것들은 빅뱅 이론의 "4대 기둥"이라고도 불린다.^[88]

빅뱅의 정확한 현대 모델은 지상 실험실 실험에서 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모델에 통합되지 않은 다양한 이국적인 물리적 현상에 호소한다.이러한 특징 중 암흑물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 대상이 되고 있다.^[89]남은 문제로는 쿠스피 후광 문제와^[90] 차가운 암흑 물질의 왜소 은하 문제^[91] 등이 있다.암흑에너지는 과학자들에게도 관심이 집중되는 분야지만 암흑에너지를 직접 검출할 수 있을지는 미지수다.^[92]인플레이션과 쌍생성은 현재 빅뱅 모델들의 더 많은 투기적 특징으로 남아 있다.그러한 현상에 대한 실행 가능한 양적 설명이 여전히 모색되고 있다.이것들은 현재 물리학의 미해결 문제들이다.

허블의 법칙과 우주의 팽창

멀리 떨어진 은하와 퀘이사의 관측은 이 물체들이 붉은 색으로 변했다는 것을 보여준다: 그것들로부터 방출된 빛은 더 긴 파장으로 이동되었다.이는 물체의 주파수 스펙트럼을 취하여 빛과 상호작용하는 화학 원소의 원자에 해당하는 방출이나 흡수선의 분광 패턴을 일치시킴으로써 알 수 있다.이러한 적색 편차는 균일하게 등방성이며, 모든 방향에서 관측된 물체 사이에 고르게 분포한다.적색시프트를 도플러 시프트로 해석하면 물체의 열성 속도를 계산할 수 있다.일부 은하의 경우 우주 거리 사다리를 통해 거리를 추정하는 것이 가능하다.이 거리에 대해 열성 속도를 표시하면 허블의 법칙으로 알려진 선형 관계가 관찰된다.^[60] $여기$서${\displaystyle }$v = ${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle {}_{}}$ D$${\$displaystyle$v=$H_{0}D}$

• ${\displaystyle v}$ ${\displaystyle v}$은(는) 은하 또는 다른 먼 물체의 열성 속도,
• ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle D}$은(는) 물체와의 적절한 거리이며,
• ${\displaystyle H_{}}$ ${\displaystyle {0\mathrm{}}_{}}$ ${\$는 WMAP에 의해 70.4+1.3-1
  .4 km/s/Mpc로 측정되는 허블의 상수다.^[39]

허블의 법칙에는 두 가지 가능한 설명이 있다.우리가 코페르니쿠스 원리의 가정 하에서 지탱할 수 없는 은하 폭발의 중심에 있거나, 아니면 우주는 모든 곳에서 균일하게 팽창하고 있다.이러한 보편적 팽창은 허블이 1929년 분석과 관찰을 하기 훨씬 전인 ^[62]1922년^[59] 프리드만과 1927년 르마흐트르에 의해 일반 상대성으로부터 예측되었으며, 프리드만, 르마흐트르, 로버슨, 워커에 의해 개발된 빅뱅 이론의 초석으로 남아 있다.

이 이론은 관계 $v{\displaystyle }$= H ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle v=HD}$을(를) 항상 유지하도록$$ 요구한다. 여기서 $D{\displaystyle }$ ${\displaystyle D}$은(는) 적절한 거리, v$${\$displaystyle v$ $H{\displaystyle }$ ${\displaystyle H}$및 $D{\displaystyle }$ ${\$ D$}$은 우주가 팽창함에$$ 따라 달라진다.$_{0}}$ 현재의$$ 허블을 "상수"로 나타낸다.관측 가능한 우주의 크기보다 훨씬 작은 거리에 대해서는 허블 레드시프트는 불황 속도 v${\displaystyle v}$에 해당하는 도플러 시프트라고 생각할 수 있다$.$그러나 레드시프트는 진정한 도플러 시프트가 아니라 빛이 방출된 시간과 우주의 팽창에 따른 결과라고 할 수 있다.탐지된 시간.^[93]

그 공간은 미터법 확장이 진행되고 있다는 것은 허블의 법칙과 함께 다른 설명이 없는 우주 원리와 코페르니쿠스의 원리에 대한 직접적인 관찰 증거로 보여진다.천문학적인 적색 편차는 극도의 등방성과 동질성으로 다른 많은 증거와 함께 우주가 모든 방향에서 동일하게 보인다는 우주론적 원리를 뒷받침한다.^[60]만약 적색선들이 우리와 멀리 떨어진 중심에서 폭발한 결과라면, 그들은 서로 다른 방향에서 그렇게 비슷하지는 않을 것이다.

2000년 우주 마이크로파 배경 방사선이 원거리 천체물리학적 시스템의 역학에 미치는 영향을 측정한 결과, 우주적 규모로 볼 때 지구가 중심 위치에 있지 않다는 코페르니쿠스 원리가 입증되었다.^[94]빅뱅의 방사능은 우주 전체에서 초기에는 확실히 더 따뜻했다.수십억 년에 걸친 CMB의 균일한 냉각은 우주가 미터법 확장을 경험하고 있을 때만 설명할 수 있으며, 우리가 폭발의 고유한 중심 근처에 있을 가능성을 배제한다.

우주 마이크로파 배경 복사

1964년 아르노 펜지아스와 로버트 윌슨은 우연히 마이크로파 대역의 전방위 신호인 우주 배경 방사선을 발견했다.^[75]그들의 발견은 1950년경 알퍼, 허먼, 가모우 등의 빅뱅 예측에 대한 실질적인 확인을 제공했다.1970년대까지, 방사선은 모든 방향의 흑체 스펙트럼과 대략 일치한다는 것이 밝혀졌다; 이 스펙트럼은 우주의 팽창에 의해 적색 변환되었고, 오늘날에는 약 2.725 K에 해당한다.이로써 빅뱅 모델에 유리한 증거의 균형이 잡혔고, 펜지아스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다.

CMB 방출에 해당하는 마지막 산란 표면은 중성 수소가 안정화되는 시대인 재결합 직후에 발생한다.이에 앞서 우주는 자유 전하 입자로부터 광자가 빠르게 산란되는 뜨거운 밀도의 광자-바리온 플라즈마 바다를 구성했다.약 372±14 kyr로 정점을 찍으면 광자의 평균 자유 경로가 현재에 도달할 만큼 길어지고 우주는 투명해진다.^[38]

1989년에서, 나사 COBE, 이것은 두개 큰 발전:1990년에,high-precision 주파수 측정 104에 1부분의 차원의 편차로 전투 의무 휘장 주파수 스펙트럼은 거의 완벽한 흑체, 2.726 K( 많은 최근의 측정 조금 덜하2.7255에 이 그림을 고안했습니다 K)를 온도를 측정했다 것을 보여 주었습니다;을 시작했다. t1992년, 추가 COBE 측정 결과, 10분의⁵ 1 정도에서, 하늘 전체에서 CMB 온도의 작은 변동(비등변수)이 발견되었다.^[82]존 C. 매더와 조지 스무트는 이러한 결과에 대한 리더십으로 2006년 노벨 물리학상을 받았다.

그 후 10년 동안, CMB 음이소트로피는 많은 수의 지상 실험과 풍선 실험에 의해 추가적으로 조사되었다.2000-2001년, 가장 두드러진 BUMUMANG을 포함한 여러 실험에서 음이소트로피의 전형적인 각도 크기(하늘의 크기)를 측정하여 우주의 모양이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다.^{[99][100][101]}

2003년 초, Wilkinson 마이크로파 Anisotropy Probe의 첫 번째 결과가 발표되었고, 당시 우주학적 매개변수 중 가장 정확한 값을 산출했다.그 결과는 몇 가지 특정한 우주 인플레이션 모델을 반증했지만, 일반적으로 인플레이션 이론과 일치한다.^[83]플랑크 우주 탐사선은 2009년 5월에 발사되었다.다른 지상 및 풍선 기반의 우주 마이크로파 배경 실험이 진행 중이다.

원시 원소의 풍부함

빅뱅 모델을 이용하면 일반 수소 양에 대한 비율로 우주의 헬륨-4, 헬륨-3, 중수소, 리튬-7의 농도를 계산할 수 있다.^[35]상대적 유지는 광자와 중변수의 비율인 단일 파라미터에 따라 달라진다.이 값은 CMB 변동의 상세 구조와는 독립적으로 계산할 수 있다.The ratios predicted (by mass, not by number) are about 0.25 for ${\displaystyle {\ce {^4He/H}}}$, about 10⁻³ for ${\displaystyle {\ce {^2H/H}}}$, about 10⁻⁴ for ${\displaystyle {\ce {^3He/H}}}$ and about 10⁻⁹ for ${\displaystyle {\ce {^7Li/H}}}$.^[35]

측정된 풍부함은 적어도 한 개의 바이런 대 포토톤 비율에서 예측된 값과 대략적으로 일치한다.그 협정은 중수소에 매우 우수하며, 가깝지만 공식적으로 ${\displaystyle \text{He}}$ ${\displaystyle {}^{\mathrm{}}}$ ${\$}에 대해 불분명하다.$He$ ${\displaystyle \text{Li}}$ ${\displaystyle {}^{\mathrm{}}}$ ${\$이 변칙은 우주 리튬 문제로 알려져 있음)에 대해 2배수만큼 떨어져 있고, 후자의 경우 상당한 체계적 불확실성이 존재한다.그럼에도 불구하고, BBN이 예측한 풍부함과의 일반적인 일관성은 빅뱅에게 강력한 증거로서, 이 이론은 광원소의 상대적 풍부함에 대한 유일한 알려진 설명이며, 20-30%의 헬륨을 훨씬 많거나 적게 생산하기 위해 빅뱅을 "조정"하는 것은 사실상 불가능하다.^[102]실제로 빅뱅 이외의 어떤 뚜렷한 이유도 없이, 예를 들어, 젊은 우주(즉 항성생성 전, 항성 핵합성 물질이 없는 것으로 추정되는 물질을 연구하여 결정)가 중수소보다 헬륨이 많거나 ${\displaystyle {}^{\mathrm{}}}$ {\$displaystyle {\ce {^3$}보다 중수소보다 많아야 한다$.$$He$ 그리고 일정한 비율도 있다.^{[103]: 182–185}

은하 진화 및 분포

은하와 퀘이사의 형태학과 분포에 대한 상세한 관찰은 빅뱅 이론의 현재 상태와 일치한다.관측과 이론의 조합은 빅뱅 이후 약 10억년 후에 최초의 퀘이사와 은하가 형성되었고, 그 이후 은하단이나 초클러스터와 같은 더 큰 구조물이 형성되고 있음을 시사한다.^[104]

별의 개체수는 노화, 진화를 거듭해 왔기 때문에 먼 은하(초기 우주에서와 같이 관측되는 은하)는 가까운 은하(더 최근의 상태에서는 관측됨)와 매우 다르게 나타난다.게다가 비교적 최근에 형성된 은하는 빅뱅 직후에 비슷한 거리에 형성된 은하와는 현저하게 다른 것으로 보인다.이러한 관찰은 정상 상태 모델에 대한 강력한 주장이다.항성 형성, 은하 및 퀘이사 분포와 더 큰 구조물의 관측은 우주 구조 형성에 대한 빅뱅 시뮬레이션과 잘 일치하며 이론의 세부사항을 완성하는 데 도움을 주고 있다.^[104][105]

원시 가스 구름

2011년 천문학자들은 원거리 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 자연 그대로의 구름이라고 믿는 것을 발견했다.이 발견 이전에, 다른 모든 천문학적 물체들은 별에서 형성되는 무거운 원소를 포함하고 있는 것으로 관찰되었다.탄소, 산소, 실리콘에 민감함에도 불구하고 이 세 가지 원소는 이 두 구름에서 검출되지 않았다.^[110][111]가스 구름은 감지할 수 있는 수준의 무거운 원소를 가지고 있지 않기 때문에, 그들은 BBN 기간 동안 빅뱅 후 처음 몇 분 안에 형성되었을 것이다.

기타 증거 라인

허블 팽창과 CMB로 추정된 우주의 나이는 현재 가장 오래된 별의 나이를 사용한 다른 추정치와 잘 일치하고 있는데, 이는 입상 성단에 항성 진화 이론을 적용하고 개별 모집단 II 별의 방사선 연대를 통해 측정한 것이다.^[112]또한 타입 Ia 초신성을 이용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정을 바탕으로 한 연령 추정치와도 잘 일치한다.^[23]이 연령에 대한 독립적 측정의 합의는 람다-CDM(Rambda-CDM) 모델을 뒷받침한다. 이 모델은 측정의 일부를 연령 추정치와 연관시키는 데 사용되며, 모든 추정치가 일치하기 때문이다.그러나, 비교적 초기 우주의 물체(특히 퀘이사 APM 08279+5255)에 대한 일부 관측은 이러한 물체들이 mCDM 모델에서 그렇게 일찍 형성될 수 있는 충분한 시간을 가지고 있는지에 대한 우려를 제기한다.^[113][114]

과거 CMB 온도가 더 높았다는 예측은 높은 적색변형에서 가스 구름의 매우 낮은 온도 흡수선을 관측함으로써 실험적으로 뒷받침되었다.^[115]이러한 예측은 은하단 내 선예프-젤도비치 효과의 진폭이 적색변환에 직접 의존하지 않음을 시사하기도 한다.관측 결과 이는 대략 사실이지만 우주 시간에 따라 변하는 군집 특성에 따라 그 효과가 달라지기 때문에 정확한 측정이 어렵다.^[116][117]

미래 관측치

미래의 중력파 관측소는 초기 우주의 유물인 원시 중력파를 빅뱅 이후 1초도 안 되는 시간까지 탐지할 수 있을 것이다.^[118][119]

물리학의 문제점 및 관련 이슈

여느 이론과 마찬가지로 빅뱅 이론의 발달로 인해 수많은 미스터리와 문제들이 생겨났다.이러한 미스터리와 문제들 중 일부는 해결되었지만 다른 것들은 여전히 두드러진다.빅뱅 모델의 몇몇 문제들에 대한 제안된 해결책들은 그들 자신의 새로운 미스터리를 드러냈다.예를 들어 지평선 문제, 자기 단층 문제, 평탄도 문제는 가장 일반적으로 인플레이션 이론으로 해결되지만, 인플레이션 우주의 세부 사항들은 여전히 미해결 상태로 남아 있고, 그 이론의 일부 창시자들을 포함한 많은 사람들은 그것이 반증되었다고 말한다.^{[120][121][122][123]}다음은 우주론자들과 천체물리학자들의 집중적인 조사를 받고 있는 빅뱅 이론의 신비한 측면들의 목록이다.

바론 비대칭

왜 우주가 반물질보다 더 많은 물질을 가지고 있는지는 아직 밝혀지지 않았다.^[32]일반적으로 우주는 젊고 매우 뜨거웠을 때 통계적 평형 상태였으며 같은 수의 바이런과 항균성을 포함하고 있었다고 가정한다.그러나 관측에 의하면 가장 먼 부분을 포함한 우주가 거의 전적으로 물질로 이루어져 있다고 한다.비대칭성을 설명하기 위해 쌍생성이라고 불리는 과정이 가설되었다.쌍생성이 일어나려면 사하로프 조건을 만족시켜야 한다.이를 위해서는 2차원의 숫자를 보존하지 않고, C-대칭과 CP-대칭이 위반되며, 우주가 열역학적 평형으로부터 벗어나야 한다.^[124]이러한 모든 조건은 표준 모델에서 발생하지만, 현재의 바이론 비대칭성을 설명할 만큼 효과가 강하지는 않다.

암흑 에너지

Ia 초신성형에 대한 적색-적색-적색-적색 관계를 측정한 결과, 우주가 현재 나이 약 절반에 달한 이후 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있다.이 가속도를 설명하기 위해, 일반 상대성 이론은 우주에 있는 에너지의 많은 부분이 "암흑 에너지"라고 불리는 큰 음압을 가진 성분으로 구성될 것을 요구한다.^[7]

암흑에너지는 비록 투기적이긴 하지만 수많은 문제를 해결한다.우주 마이크로파 배경의 측정은 우주가 공간적으로 거의 평평하다는 것을 나타내며, 따라서 일반 상대성에 따르면 우주가 질량/에너지 밀도를 거의 정확히 가지고 있어야 한다.그러나 우주의 질량 밀도는 중력 군집화에서 측정할 수 있으며, 임계 밀도의 약 30%만 가지고 있는 것으로 밝혀졌다.^[7]이론은 암흑에너지가 일반적인 방법으로 군집하지 않는다는 것을 암시하기 때문에, 그것은 "잃어버린" 에너지 밀도에 대한 가장 좋은 설명이다.암흑에너지는 우주의 전체적인 곡률에 대한 두 가지 기하학적 측도를 설명하는데 도움을 주는데 하나는 중력렌즈의 주파수를 이용한 것이고,^[125] 다른 하나는 우주 지배자로서 대규모 구조의 특징적 패턴을 이용한 것이다.

음압은 진공 에너지의 속성으로 여겨지지만, 암흑 에너지의 정확한 본질과 존재는 빅뱅의 위대한 미스터리 중 하나로 남아 있다.2008년 WMAP 팀의 결과는 암흑 에너지 73%, 암흑 물질 23%, 규칙 물질 4.6%, 중성미자 1% 미만으로 구성된 우주에 따른 것이다.^[39]이론에 따르면 우주의 팽창에 따라 물질의 에너지 밀도는 감소하지만 암흑 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 일정하게(혹은 거의 그렇게) 유지된다.따라서 물질은 과거 우주의 총 에너지 중 오늘날보다 더 큰 부분을 차지했지만 암흑 에너지가 더욱 지배적이 되면서 그 분율적 기여는 먼 미래에 떨어질 것이다.

우주의 암흑 에너지 요소는 이론가들이 아인슈타인의 우주론 상수를 포함한 다양한 경쟁 이론을 사용하면서도 보다 이국적인 형태의 5중력이나 다른 변형된 중력 체계로 확장하는 것에 의해 설명되어 왔다.^[126]"물리학에서 가장 난처한 문제"라고도 불리는 우주 상수 문제는 암흑 에너지의 측정된 에너지 밀도와 플랑크 단위에서 순진하게 예측된 에너지 밀도 사이의 명백한 불일치에서 비롯된다.^[127]

암흑 물질

1970년대와 1980년대 동안, 다양한 관측들은 은하 내부와 은하 사이의 중력 힘의 겉보기 강도를 설명하기에 우주에는 충분한 가시적인 물질이 없다는 것을 보여주었다.이로 인해 우주에 존재하는 물질의 최대 90%가 빛을 발산하지 않거나 정상적인 쌍변성 물질과 상호작용하지 않는 암흑 물질이라는 생각을 하게 되었다.또 우주가 대부분 정상 물질이라는 가정은 관측과 강하게 일치하지 않는 예측을 낳기도 했다.특히 오늘날 우주는 암흑 물질 없이 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 덩어리가 많고 중수소를 훨씬 적게 함유하고 있다.암흑 물질은 항상 논란이 되어 왔지만, 다양한 관찰로 추론된다. CMB의 음이소트로피, 은하단 속도 분산, 대규모 구조 분포, 중력 렌즈 연구, 은하단 X선 측정.^[128]

암흑물질에 대한 간접적인 증거는 실험실에서 암흑물질 입자가 관찰되지 않았기 때문에 다른 물질에 대한 그것의 중력 영향에서 나온다.암흑물질에 대한 입자물리학 후보지가 다수 제안됐고 이를 직접 검출하기 위한 여러 프로젝트가 진행 중이다.^[129]

게다가, 왜소 은하 문제와^[91] 후광 문제를 포함한 현재 선호되고 있는 차가운 암흑 물질 모델과 관련하여 두드러진 문제들이 있다.^[90]많은 양의 탐지되지 않은 물질을 필요로 하지 않고 대신에 뉴턴과 아인슈타인에 의해 확립된 중력의 법칙을 수정하는 대안 이론들이 제안되었다. 그러나 현존하는 모든 관찰을 설명하는 데 있어서 차가운 암흑 물질 제안만큼 성공적인 대안 이론은 없었다.^[130]

지평선 문제

수평선 문제는 정보가 빛보다 더 빨리 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다.유한 시대의 우주에서 이것은 인과적 접촉에 있는 공간의 두 영역 분리에 대한 한계(입자 지평선)를 설정한다.^[131]CMB의 관측된 동위원소는 이런 점에서 문제가 있다: 우주가 마지막으로 산란하는 시대까지 항상 방사선이나 물질에 의해 지배되어 있었다면, 그 당시의 입자 지평선은 하늘의 약 2도에 해당할 것이다.그러면 더 넓은 지역이 같은 온도를 갖도록 하는 메커니즘은 없을 것이다.^{[103]: 191–202}

이 명백한 모순에 대한 해결책은 동질적이고 등방성적인 스칼라 에너지장이 매우 이른 시기에 우주를 지배한다는 인플레이션 이론에 의해 제시된다.인플레이션 동안 우주는 기하급수적인 확장을 겪으며, 입자 지평선은 이전에 가정했던 것보다 훨씬 더 빠르게 팽창하여, 현재 관측 가능한 우주의 반대편에 있는 지역들은 서로의 입자 지평선 안에 잘 들어 있다.CMB의 관측된 동위원소는 인플레이션이 시작되기 전에 이 더 큰 지역이 인과 접촉했다는 사실에서 따르게 된다.^{[28]: 180–186}

하이젠베르크의 불확실성 원리는 인플레이션 단계에서 양자 열변동이 일어나 우주적 규모로 확대될 것이라고 예측한다.이러한 변동은 우주의 모든 현재 구조물의 씨앗 역할을 했다.^{[103]: 207} 인플레이션은 초기 변동을 거의 척도 불변성 및 가우스성으로 예측하는데, 이는 CMB의 측정에 의해 정확하게 확인되었다.^{[83]: sec 6}

만약 인플레이션이 발생한다면 기하급수적인 팽창은 관측 가능한 지평선을 훨씬 넘어 우주의 넓은 지역을 밀어낼 것이다.^{[28]: 180–186}

고전적 지평선 문제와 관련된 문제는 대부분의 표준 우주 인플레이션 모델에서 전기약 대칭성이 깨지기 훨씬 전에 인플레이션이 중단되기 때문에 관측 가능한 우주의 먼 부분은 인과적으로 분리되었기 때문에 전기약진공에서 대규모 불연속은 막을 수 없어야 하기 때문이다.그는 전기의 기폭제가 끝났다.^[132]

자기 단극

자기 단극의 반대는 1970년대 후반에 제기되었다.GUTs(Grand Unified 이론)는 자기 단극으로 나타날 우주에서의 위상학적 결함을 예측했다.이러한 물체들은 뜨거운 초기 우주에서 효율적으로 생산될 것이며, 단층이 발견되지 않았다는 점을 감안할 때 관측과 일치하는 것보다 훨씬 높은 밀도를 얻을 수 있을 것이다.이 문제는 관측 가능한 우주에서 모든 점 결점을 제거하는 우주 인플레이션에 의해, 기하학을 평탄도로 몰아가는 것과 같은 방법으로 해결된다.^[131]

평탄도 문제

편평성 문제(구체성 문제라고도 한다)는 FLRW와 관련된 관찰적 문제다.^[131]우주는 총 에너지 밀도에 따라 양, 음 또는 영(0)의 공간 곡률을 가질 수 있다.곡률의 밀도가 임계 밀도보다 작으면 음이고, 크면 양이고, 임계 밀도에서 0이며, 이 경우 공간이 평평하다고 한다.관측 결과 우주는 평평한 것과 일치한다.^[133][134]

문제는 임계 밀도로부터의 작은 이탈은 시간이 지날수록 증가하지만, 오늘날 우주는 평지에 매우 근접해 있다는 것이다.^{[notes 4]}평탄도에서 출발하기 위한 자연적인 시간 척도가 플랑크 시간인⁻⁴³ 10초일 수도 있다는 점을 고려하면,^[4] 우주가 수십억 년 후 열사병도, 빅 크런치에도 이르지 못했다는 사실은 설명이 필요하다.예를 들어, 비교적 늦은 나이인 몇 분(핵합성 시간)에도 우주의 밀도는 임계치의 10분의¹⁴ 1에 속했을 것이며, 그렇지 않으면 오늘날과 같이 존재하지 않을 것이다.^[135]

우주의 궁극적 운명

암흑에너지를 관측하기 전에 우주학자들은 우주의 미래를 위한 두 가지 시나리오를 고려했다.만약 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크다면, 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴하기 시작할 것이다.그것은 다시 밀도가 높아지고 뜨거워질 것이고, 그것은 시작되었던 것과 비슷한 상태인 빅 크런치로 끝날 것이다.^[18]

또는 우주의 밀도가 임계 밀도와 같거나 그 이하라면 팽창은 느려지지만 결코 멈추지 않을 것이다.항성 형성은 각 은하에서 성간 가스의 소비로 중단될 것이다; 항성은 연소되어 백색 왜성, 중성자 별, 블랙홀을 남길 것이다.이것들 사이의 충돌은 질량이 더 크고 더 큰 블랙홀로 축적되는 결과를 가져올 것이다.우주의 평균 온도는 매우 점증적으로 절대 영도인 빅 얼음에 근접할 것이다.^[136]더구나 양자가 불안정한 상태라면 방사선과 블랙홀만 남으면서 쌍변성 물질은 사라질 것이다.결국, 블랙홀은 호킹의 방사선을 방출함으로써 증발할 것이다.우주의 엔트로피는 열사병으로 알려진 시나리오인 어떤 조직적인 형태의 에너지도 추출할 수 없을 정도로 증가할 것이다.^[137]

가속 팽창에 대한 현대적인 관찰은 현재 보이는 우주의 점점 더 많은 수가 우리의 사건 지평선을 넘어 우리와 접촉하지 못하게 될 것임을 암시한다.최종 결과는 알려지지 않았다.우주의 λCDM 모델은 우주 상수의 형태로 암흑 에너지를 포함하고 있다.이 이론은 은하와 같은 중력 결합 시스템만이 함께 남아 있을 것이며, 그들도 우주가 팽창하고 식으면서 열사의 대상이 될 것임을 시사한다.유령 에너지 이론이라 불리는 암흑 에너지에 대한 다른 설명들은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵, 물질 그 자체가 소위 빅 립(Big Rip)에서 점점 증가하는 팽창에 의해 분열될 것이라는 것을 암시한다.^[138]

오해

빅뱅 모델에 대한 일반적인 오해 중 하나는 그것이 우주의 기원을 충분히 설명한다는 것이다.그러나 빅뱅 모델은 에너지, 시간, 우주가 어떻게 발생했는가를 기술하는 것이 아니라 초밀도, 고온의 초기 상태에서 현재의 우주의 출현을 기술하고 있다.^[139]빅뱅의 크기를 일상의 물건과 비교함으로써 빅뱅을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다.빅뱅에서 우주의 크기를 설명할 때, 그것은 관측할 수 있는 우주의 크기를 가리키며, 우주 전체가 아니다.^[17]

허블의 법칙은 허블 거리 너머에 있는 은하들이 빛의 속도보다 더 빨리 후퇴한다고 예측한다.그러나 특수상대성이란 우주를 통해 움직임을 넘어서는 것이 아니다.허블의 법칙은 우주를 통한 것이 아니라 우주의 팽창에서 오는 속도를 설명한다.^[17]

천문학자들은 종종 우주적 적색시프트를 잘못된 인식을 초래할 수 있는 도플러 이동이라고 부른다.^[17]유사하지만, 우주적 적색 편향은 고전적으로 파생된 도플러 적색 편향과 동일하지 않다. 왜냐하면 도플러 적색 편향의 대부분의 초기 파생물이 공간의 확장을 수용하지 못하기 때문이다.우주적 적색편향의 정확한 도출에는 일반 상대성 이론의 사용이 필요하며, 단순화된 도플러 효과 원칙을 사용한 치료는 인근 은하에 대해 거의 동일한 결과를 제공하는 반면, 보다 먼 은하의 적색편향을 가장 단순한 도플러 적색편향 치료로 해석하면 혼란을 야기할 수 있다.^[17]

빅뱅 전 우주론

빅뱅은 인류의 복제능력을 훨씬 뛰어넘는 시작밀도와 온도에서 우주의 진화를 설명하고 있어, 가장 극단적인 조건과 초기 시대로의 추측은 필연적으로 더 추측적인 것이라고 할 수 있다.르메르트르는 이 초기 상태를 "프라임벌 원자"라고 불렀고 가모프는 이 물질을 "예렘"이라고 불렀다.우주의 초기 상태가 어떻게 생겨났는지는 여전히 공개적인 질문이지만 빅뱅 모델은 그것의 특성들 중 일부를 구속한다.예를 들어, 자연의 특정한 법칙이 무작위로 존재할 가능성이 가장 높지만, 인플레이션 모델에서 알 수 있듯이, 이것들의 어떤 조합은 훨씬 더 가능성이 있다.^[140]평평한 우주는 중력 전위 에너지와 다른 에너지 형태 사이의 균형을 의미하며, 추가적인 에너지가 생성될 필요가 없다.^[133][134]

고전적 일반상대성이론의 방정식을 바탕으로 구축된 빅뱅 이론은 우주 시간의 기원에 있는 특이성을 나타내며, 그러한 무한한 에너지 밀도는 물리적으로 불가능할 수도 있다.그러나 현재 실현되고 있는 일반 상대성 이론과 양자역학의 물리적 이론은 플랑크 시대 이전에는 적용되지 않으며, 이를 교정하려면 양자 중력의 올바른 치료법의 개발이 필요할 것이다.^[20]Wheeler-DeWitt 방정식과 같은 특정한 양자 중력 치료는 시간 자체가 긴급한 특성이 될 수 있음을 암시한다.^[141]이와 같이 물리학은 빅뱅 이전에는 시간이 존재하지 않았다고 결론을 내릴 수도 있다.^[142][143]

초창기 우주의 뜨거운 밀도 상태 이전에 어떤 것이 일어날 수 있었는지, 어떻게, 왜 생겨났는지, 혹은 심지어 그러한 질문들이 분별력 있는 것인지에 대해서도 알 수 없지만, '코스모고니'라는 주제에 대해서는 추측이 무성하다.

이와 관련하여 검증되지 않은 가설을 수반하는 일부 추측성 제안은 다음과 같다.

• 빅뱅이 양자 변동에 의해 야기된 가장 단순한 모델.그 시나리오는 일어날 가능성이 거의 없었지만, 전체주의 원칙에 따르면, 가장 일어날 것 같지 않은 사건도 결국 일어날 것이다.빅뱅이 일어나기 전 인지된 시간의 부재로 인해, 우리 관점에서는 즉각적으로 일어났다.^{[144][145][146][147]}
• Hartle-Hawking no-경계 조건을 포함하여 전체 스페이스타임이 유한한 모델.이러한 경우에 빅뱅은 시간의 한계를 나타내지만 특이점은 없다.^[148]이런 경우 우주는 자급자족한다.^[149]
• 인플레이션이 끈 이론에서 기선의 이동에 기인하는 브레인 우주론 모델, 빅뱅 이전의 모델, 빅뱅이 기와의 충돌의 결과인 ekpyrotic 모델, 그리고 주기적으로 충돌이 일어나는 ekpyrotic 모델의 변종인 순환 모델.후자의 모델에서 빅뱅은 빅 크런치(Big Crunch)가 선행했고 우주는 한 프로세스에서 다른 프로세스로 순환한다.^{[150][151][152][153]}
• 보편적 인플레이션이 무작위로 이곳저곳에서 국지적으로 끝나는 영원한 인플레이션, 각 끝점은 거품 우주로 이어져 자신의 빅뱅에서 팽창한다.^[154][155]

마지막 두 범주의 제안은 빅뱅을 훨씬 더 크고 오래된 우주 또는 다중 우주에서의 사건으로 본다.

종교적, 철학적인 해석

우주의 기원에 대한 설명으로서 빅뱅은 종교와 철학에 상당한 관계를 가지고 있다.^[156][157]그 결과 과학과 종교의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다.^[158]어떤 사람들은 빅뱅이 창조주를 의미한다고 믿는 반면,^[159][160] 다른 사람들은 빅뱅 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.^[157][161]

참고 항목

• 인류 원리 – 철학적 원리
• Big Bounce – 알려진 우주의 기원에 대한 가상의 우주론 모델
• 빅 크런치 – 우주의 궁극적 운명에 대한 이론적 시나리오
• 콜드 빅 뱅 – 우주 초기의 절대 영도 온도 지정
• 우주 달력 – 우주의 연대기를 시각화하는 방법
• 코스모고니 – 우주의 기원에 관한 과학의 분과 또는 이론
• 유레카: 산문시 – 미국 작가 에드거 앨런 포의 장편 논픽션, 빅뱅의 추측
• 팽창하는 우주의 미래 – 우주의 팽창이 영원히 지속되거나 수축하기 시작하는 지점에 도달할 수 있다고 가정하는 미래 시나리오.
• 우주의 열죽음 - 우주의 "운명" 가능성빅 쿨과 빅 프리즈로도 알려져 있다.
• 우주의 모양 – 우주의 국부적, 지구적 기하학
• 안정 상태 모델 – 우주 진화의 모델, 빅뱅을 부정하고 우주가 항상 존재한다고 주장하는 불명예스러운 이론.

메모들

참조

참고 문헌 목록

추가 읽기

• Alpher, Ralph A.; Herman, Robert (August 1988). "Reflections on Early Work on 'Big Bang' Cosmology". Physics Today. 41 (8): 24–34. Bibcode:1988PhT....41h..24A. doi:10.1063/1.881126.
• Barrow, John D. (1994). The Origin of the Universe. Science Masters. London: Weidenfeld & Nicolson. ISBN 978-0-297-81497-9. LCCN 94006343. OCLC 490957073.
• Davies, Paul (1992). The Mind of God: The Scientific Basis for a Rational World. New York: Simon & Schuster. ISBN 978-0-671-71069-9. LCCN 91028606. OCLC 59940452.
• Lineweaver, Charles H.; Davis, Tamara M. (March 2005). "Misconceptions about the Big Bang" (PDF). Scientific American. Vol. 292, no. 3. pp. 36–45. Archived (PDF) from the original on 9 October 2019. Retrieved 23 December 2019.
• Mather, John C.; Boslough, John (1996). The Very First Light: The True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe (1st ed.). New York: Basic Books. ISBN 978-0-465-01575-7. LCCN 96010781. OCLC 34357391.
• Riordan, Michael; Zajc, William A. (May 2006). "The First Few Microseconds" (PDF). Scientific American. Vol. 294, no. 5. pp. 34–41. Bibcode:2006SciAm.294e..34R. doi:10.1038/scientificamerican0506-34a. Archived (PDF) from the original on 30 November 2014.
• Weinberg, Steven (1993) [Originally published 1977]. The First Three Minutes: A Modern View of the Origin of the Universe (Updated ed.). New York: Basic Books. ISBN 978-0-465-02437-7. LCCN 93232406. OCLC 488469247. 첫 번째 판은 인터넷 보관소에서 구할 수 있다.2019년 12월 23일 회수.

외부 링크

• 원스 어폰 어 유니버스 2020년 6월 22일 웨이백 머신에 보관 – STFC 자금 지원 프로젝트에서 우주의 역사를 이해하기 쉬운 언어로 설명
• "빅뱅 우주론" – NASA/WMAP 과학팀
• "빅뱅" – NASA 사이언스
• "Big Bang, Big Melning" – Big Big Bang, Big Meloning
• 컬리에서의 우주론