물리 우주론

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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물리 우주론은 우주론 모델 연구와 관련된 우주론의 한 분야다.우주론적 모델 또는 단순한 우주론은 우주의 가장 큰 규모의 구조와 역학에 대한 설명을 제공하며, 그 기원과 구조, 진화, 궁극적인 운명에 대한 근본적인 질문의 연구를 가능하게 한다.^[1]과학으로서의 우주론은 천체들이 지구상의 그것들에 대해 동일한 물리적 법칙을 준수한다는 것을 암시하는 코페르니쿠스 원리와 그러한 물리적 법칙들을 처음으로 이해하도록 허용한 뉴턴 역학에서 비롯되었다.

물리 우주론은 현재 이해되고 있는 바와 같이 1915년 알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 발달로 시작되었고, 1920년대 주요 관측 발견에 뒤이어 에드윈 허블은 우주가 은하수 너머의 엄청난 수의 외부 은하를 포함하고 있다는 것을 발견했고, 그 후 베스토 슬립어 등의 연구가 보여 주었다.우주가 팽창하고 있다는 것을.이러한 발전은 우주의 기원에 대한 추측을 가능하게 했고, 조르주 르마흐트레에 의한 빅뱅이론을 선도적인 우주론적 모델로 세울 수 있게 했다.소수의 연구자들은 여전히 소수의 대안적 우주론을 옹호하지만,^[2] 대부분의 우주론자들은 빅뱅 이론이 관측을 가장 잘 설명한다는 데 동의한다.

우주 마이크로파 배경, 원거리 초신성, 은하 적색편향 조사 등 1990년대 이후 관측 우주론의 극적인 발전이 우주론의 표준 모델을 개발하게 되었다.이 모델은 우주에 현재 성질이 잘 이해되지 않는 암흑물질과 암흑에너지를 다량 함유할 것을 요구하지만, 모델은 많은 다양한 관찰과 매우 일치하는 상세한 예측을 제시한다.^[3]

우주론은 이론 물리학과 응용 물리학의 많은 이질적인 연구 분야의 연구에 크게 의존한다.우주론과 관련된 분야로는 입자물리학 실험과 이론, 이론 및 관측 천체물리학, 일반상대성, 양자역학, 플라스마물리학 등이 있다.

제목이력

네이처 타임라인
이 상자: 관람하다 이야기를 나누다
−13 — – −12 — – −11 — – −10 — – −9 — – −8 — – −7 — – −6 — – −5 — – −4 — – −3 — – −2 — – −1 — – 0 —	다크 에이지 재이온화 물질 중심 시대 가속팽창 물 단세포생명 광합성 다세포 인생 척추동물	← 이스트 유니버스 ← 초성 ← 초기의 은하 ← 퀘이사 / 블랙홀 ← 오메가 센타우리 ← 안드로메다 은하 ← 은하수 나선형 ← NGC 188 항성 군집 ← 센타우루스자리 알파 ← 지구 / 태양계 ← 초기의 알려진 생명 ← 초기 산소 ← 대기산소 ← 성 생식 ← 초기 균류 ← 초기 동물/식물 ← 캄브리아기 폭발 ← 초기의 포유류 ← 초기 유인원 / 인간 L i f e
(10억년 전)

현대 우주론은 이론과 관찰의 궤도를 따라 발전했다.1916년 알버트 아인슈타인은 일반 상대성 이론을 발표했는데, 이 이론은 공간과 시간의 기하학적 특성으로서 중력에 대한 통일된 설명을 제공했다.^[4]당시 아인슈타인은 정적 우주를 믿었지만, 자신의 원래 공식화된 이론은 그것을 허용하지 않는다는 것을 발견했다.^[5]우주 전체에 분포하는 질량이 중력으로 끌어당겨 시간이 흐르면서 서로를 향해 움직이기 때문이다.^[6]그러나, 그는 그의 방정식이 우주 스케일의 매력적인 중력에 대항할 수 있는 상수 용어를 도입하는 것을 허용한다는 것을 깨달았다.아인슈타인은 1917년 상대론적 우주론에 관한 첫 논문을 발표했는데, 이 논문에서 그는 정적 우주를 모형화하도록 강요하기 위해 자신의 자기장 방정식에 이 우주론 상수를 추가했다.^[7]아인슈타인 모델은 정적 우주를 묘사한다; 공간은 유한하고 무한하다. (구 표면에는 한정된 면적이 있지만 가장자리는 없는 아날로그적)그러나 소위 아인슈타인 모델은 작은 동요에 불안정하다. 결국 팽창하거나 수축하기 시작할 것이다.^[5]아인슈타인의 모델은 일반 상대성 이론과 우주론 원리에 부합하는 더 큰 가능성들 중 하나에 불과하다는 사실이 나중에 밝혀졌다.일반 상대성 이론의 우주적 해결책은 1920년대 초반 알렉산더 프리드만에 의해 발견되었다.^[8]그의 방정식은 팽창하거나 수축할 수 있고 기하학이 개방, 평면 또는 폐쇄될 수 있는 프리드만-레마슈트레-로베르손-워커 우주를 설명한다.

1910년대에 베스토 슬립어(그리고 후에 칼 빌헬름 위르츠)는 나선성운의 붉은 이동을 지구에서 후퇴하고 있음을 나타내는 도플러 이동으로 해석했다.^[12][13]그러나 천문학적인 물체와의 거리를 결정하기는 어렵다.한 가지 방법은 물체의 물리적 크기를 각도와 비교하는 것이지만, 물리적인 크기는 이렇게 한다고 가정해야 한다.또 다른 방법은 물체의 밝기를 측정하고 내적인 광도를 가정하는 것인데, 여기서부터 거리는 역제곱 법칙을 사용하여 결정할 수 있다.이러한 방법들을 사용하는 것이 어렵기 때문에 그들은 성운들이 실제로 우리 은하 밖에 있는 은하라는 것을 깨닫지 못했고, 우주론적 함의에 대해서도 추측하지 못했다.1927년 벨기에의 로마 가톨릭 신부 조르주 르마흐트레는 독립적으로 프리드만-레마슈트레-로베르톤-워커 방정식을 도출하고 나선성운의 불황을 근거로 우주는 후에 빅뱅으로 불리게 된 "프라임벌 원자"^[14]의 "폭발"로 시작하자고 제안했다.1929년에 에드윈 허블은 르메르트르의 이론에 대한 관찰적 근거를 제공했다.허블 망원경은 나선 성운들이 세페이드 변광성들의 밝기 측정을 통해 거리를 측정함으로써 은하임을 보여주었다.그는 은하의 적색 변종과 그 거리 사이의 관계를 발견했다.그는 이를 은하계가 거리에 비례하는 속도로 모든 방향에서 지구로부터 후퇴하고 있다는 증거로 해석했다.^[15]이 사실은 현재 허블이 발견한 열성 속도와 거리와 관련된 수치 인자가 세페이드 변수의 유형을 알지 못해 10배 이상 벗어났지만 허블의 법칙으로 알려져 있다.

우주론적 원리로 볼 때 허블의 법칙은 우주가 팽창하고 있음을 시사했다.확장에 대해서는 두 가지 일차적인 설명이 제시되었다.하나는 조지 가모우가 주창하고 발전시킨 르메아르트르의 빅뱅 이론이었다.또 다른 설명은 프레드 호일 은하가 서로 멀어지면서 새로운 물질이 생성되는 프레드 호일의 꾸준한 상태 모델이었다.이 모델에서 우주는 어느 시점에서도 대략 같다.^[16][17]

수년 동안 이러한 이론에 대한 지지는 고르게 나뉘었다.그러나 관찰 증거는 우주가 뜨거운 밀도 상태에서 진화했다는 생각을 뒷받침하기 시작했다.1965년 우주 마이크로파 배경의 발견은 빅뱅 모델에 강력한 지지를 보냈고,^[17] 1990년대 초 우주 배경 탐험가가 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 측정한 이후, 우주의 기원과 진화에 대한 다른 이론을 진지하게 제안한 우주론자는 거의 없었다.이것의 한 가지 결과는 표준 일반상대성이론에서 우주는 1960년대에 로저 펜로즈와 스티븐 호킹에 의해 증명되었듯이 특이성으로 시작했다는 것이다.^[18]

우주에는 시작이나 특이성이 없고 우주의 나이가 무한하다는 것을 암시하는 빅뱅 모델을 확장하기 위한 대안이 제시되었다.^[19][20][21]

우주의 에너지

가장 가벼운 화학 원소, 주로 수소와 헬륨은 핵합성 과정을 통해 빅뱅 동안 생성되었다.^[22]일련의 항성 핵합성 반응에서 작은 원자핵이 더 큰 원자핵으로 결합되어 궁극적으로는 가장 높은 핵 결합 에너지를 가진 철이나 니켈과 같은 안정된 철분군 원소를 형성한다.^[23]순공정(net process)은 이후 에너지 방출로 귀결되는데, 이는 빅뱅 이후를 의미한다.^[24]이러한 핵 입자의 반응은 노바에와 같은 대격변성 변광성 별에서 갑자기 에너지가 방출되는 결과를 초래할 수 있다.물질이 블랙홀로 중력이 붕괴되는 것도 일반적으로 은하의 핵 영역에서 볼 수 있는 가장 에너지 넘치는 과정으로 퀘이사와 활동 은하를 형성한다.

우주론자들은 우주의 가속 확장과 관련된 것과 같은 모든 우주 현상을 전통적인 형태의 에너지를 사용하여 정확하게 설명할 수는 없다.대신 우주론자들은 모든 공간에 스며드는 암흑 에너지라고 불리는 새로운 형태의 에너지를 제안한다.^[25]한 가지 가설은 암흑에너지는 단지 진공 에너지일 뿐, 불확실성 원리로 인해 존재하는 가상 입자와 연관된 빈 공간의 구성요소라는 것이다.^[26]

가장 널리 받아들여지는 중력 이론인 일반 상대성 이론을 사용하여 우주의 총 에너지를 정의할 수 있는 명확한 방법은 없다.그러므로, 전체 에너지가 팽창하는 우주에 보존되는지 여부는 여전히 논쟁의 여지가 있다.예를 들어, 은하간 공간을 여행하는 각각의 광자는 적색 편향 효과로 인해 에너지를 잃는다.이 에너지는 분명히 다른 시스템으로 전달되지 않기 때문에 영구적으로 손실된 것으로 보인다.반면에, 어떤 우주론자들은 에너지가 어떤 의미에서는 보존된다고 주장한다; 이것은 에너지 보존의 법칙을 따른다.^[27]

다른 형태의 에너지가 우주를 지배할 수 있다 – 방사선으로 언급되는 상대론적 입자 또는 물질로 언급되는 비 상대론적 입자.상대론적 입자는 운동 에너지에 비해 휴식 질량이 0이거나 무시할 수 있는 입자여서 빛의 속도나 그 가까이에서 움직인다; 비상대론적 입자는 에너지보다 훨씬 높은 휴식 질량을 가지고 있어서 빛의 속도보다 훨씬 느리게 움직인다.

우주가 팽창함에 따라 물질과 방사선 모두 희석된다.그러나 방사선과 물질의 에너지 밀도는 다른 비율로 희석된다.특정 부피가 팽창함에 따라 질량 에너지 밀도는 부피의 증가에 의해서만 변화하지만, 방사선의 에너지 밀도는 부피의 증가와 그것을 구성하는 광자의 파장의 증가에 의해서 모두 변화한다.따라서 방사선의 에너지는 팽창하면서 물질의 에너지보다 우주의 총 에너지의 작은 부분이 된다.초창기 우주는 '방사선 지배'를 받았으며, 방사선이 팽창의 감속을 조절했다고 한다.이후 광자당 평균 에너지가 대략 10 eV 이하가 되면서 물질은 감속 속도를 지시하고 우주는 '물질 지배'한다고 한다.중간 케이스는 분석적으로 잘 다루어지지 않는다.우주의 팽창이 계속되면서 물질은 더욱 희석되고 우주 상수가 지배적이 되어 우주의 팽창에 가속도가 붙는다.

우주의 역사

우주의 역사는 우주론의 중심 문제다.우주의 역사는 각 시기의 지배적인 힘과 과정에 따라 에폭스라고 불리는 다른 시기로 구분된다.표준 우주 모델은 람다-CDM 모델로 알려져 있다.

운동 방정식

표준 우주론 모델 내에서, 우주 전체를 지배하는 운동 방정식은 작고 긍정적인 우주론 상수를 가진 일반 상대성 이론에서 도출된다.^[28]해결책은 팽창하는 우주다; 이 팽창으로 인해 우주의 방사선과 물질은 식고 희석된다.처음에는 우주의 방사선과 물질을 끌어당기는 중력에 의해 팽창 속도가 느려진다.그러나 이러한 것들이 희석되면서 우주 상수는 더욱 지배적이 되고 우주의 팽창은 감속하기보다는 가속화되기 시작한다.우리 우주에서 이런 일은 수십억년 전에 일어났다.^[29]

우주론의 입자물리학

우주의 초기 순간들 동안, 평균 에너지 밀도는 매우 높았고, 입자 물리학에 대한 지식이 이 환경을 이해하는 데 매우 중요했다.따라서 이 시기의 우주론적 모델에는 산란 과정과 불안정한 기본 입자의 붕괴가 중요하다.

경험의 법칙으로서, 그 과정을 기술하는 시간 척도가 우주의 팽창의 시간 척도보다 작거나 그에 비견되는 경우, 특정 시대에는 산란이나 붕괴 과정이 우주적으로 중요하다.^{[clarification needed]}우주의 팽창을 설명하는 시간 척도는 $1{\displaystyle \mathrm{}}$/ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle$1/$H}$이며 $H{\displaystyle }$ ${\displaystyle$ H$}$은 허블 파라미터로 시간에$$ 따라 달라진다.확장 시간 척도 ${\displaystyle 1}$/ H ${\displaystyle 1/H}$은 각 시점의 우주의 나이와 대략 같다.

빅뱅의 연대표

관측 결과 우주는 약 138억년 전에 시작되었다고 한다.^[30]이후 우주의 진화는 3상을 거쳤다.아직 제대로 이해되지 않은 초기의 우주는 우주가 너무 뜨거워서 입자가 지구상의 입자 가속기에서 현재 접근할 수 있는 에너지보다 더 높은 에너지를 가지고 있는 분할초기였다.따라서 빅뱅이론에서는 이 시대의 기본적 특징들이 해결되어 왔지만, 세부적인 내용은 대체로 교육받은 추측에 근거하고 있다.이에 뒤이어 초기 우주에서는 알려진 고에너지 물리학에 따라 우주의 진화가 진행되었다.이것은 첫 번째 양성자, 전자, 중성자가 형성되었을 때, 핵 그리고 마침내 원자가 형성되었다.중성 수소가 형성되면서 우주 마이크로파 배경이 배출됐다.마침내, 구조가 형성되는 시대는 시작되었는데, 그 때 물질이 최초의 별과 퀘이사로 모여들기 시작했고, 궁극적으로는 은하계, 은하단과 초클러스터가 형성되었다.우주의 미래는 아직 확실하게 알려지지 않았지만, λCDM 모델에 따르면 우주의 미래는 영원히 확장될 것이다.

연구 영역

아래에는 우주론에서 가장 활발한 조사영역을 대략 연대순으로 기술하고 있다.여기에는 빅뱅의 타임라인에 제시된 빅뱅 우주론이 모두 포함되는 것은 아니다.

초창기 우주

초기의 뜨거운 우주는 대략 10초⁻³³ 정도부터 빅뱅에 의해 잘 설명되는 것처럼 보이지만, 몇 가지 문제가 있다.하나는 현재의 입자물리학을 이용하여 우주가 평평하고 동질적이며 등방성이라는 설득력 있는 이유가 없다는 점이다(우주론 원리를 참조).더욱이 입자물리학의 원대한 통일 이론은 우주에 자기 단층이 존재해야 한다는 것을 암시하는데, 이는 발견되지 않았다.이러한 문제들은 우주를 평탄도로 몰고 가고, 이소트로피와 불효소를 관측된 수준으로 부드럽게 하고, 단층부를 기하급수적으로 희석시키는 우주 인플레이션의 짧은 기간에 의해 해결된다.^[31]우주 인플레이션 이면의 물리적 모델은 극히 단순하지만, 아직 입자물리학으로 확인되지는 않았으며, 인플레이션과 양자장 이론을 조화시키는 어려운 문제가 있다.^[vague]일부 우주론자들은 끈 이론과 브레인 우주론이 인플레이션의 대안을 제공할 것이라고 생각한다.^[32]

우주론의 또 다른 주요 문제는 무엇이 우주가 반물질보다 훨씬 더 많은 물질을 포함하게 했는가 하는 것이다.우주학자들은 우주는 물질과 반물질의 영역으로 나뉘지 않는다고 관측할 수 있다.만약 그랬다면, 섬멸의 결과로 생성된 X선과 감마선이 있을 것이지만, 이것은 관찰되지 않는다.따라서 초기 우주의 어떤 과정은 반물질보다 물질의 작은 과잉을 만들어 냈을 것이며, 이 (현재 이해되지 않고 있는) 과정을 쌍생성이라고 한다.쌍생성에 필요한 세 가지 조건은 안드레이 사하로프가 1967년에 도출한 것으로 물질과 반물질 사이에 CP 대칭이라고 하는 입자 물리학 대칭의 위반이 필요하다.^[33]그러나 입자 가속기는 너무 작은 CP 대칭 위반을 측정하여 바이론 비대칭성을 설명하지 못한다.우주학자와 입자 물리학자들은 초기 우주에서 중칭의 비대칭성을 설명할 수 있는 CP 대칭의 추가적인 위반을 찾는다.^[34]

쌍생성과 우주 인플레이션의 문제는 모두 입자물리학에 매우 밀접하게 관련되어 있으며, 그 분해능은 우주의 관찰을 통해서가 아니라 높은 에너지 이론과 실험에서 나올지도 모른다.^{[speculation?]}

빅뱅 이론

빅뱅 핵합성 이론은 초기 우주에서 원소 형성의 이론이다.그것은 우주가 약 3분 정도 되었을 때 끝났고 그것의 온도는 핵융합이 일어날 수 있는 온도 이하로 떨어졌다.빅뱅 핵합성술은 동작할 수 있는 기간이 짧아서 가장 가벼운 원소만 생성되었다.수소 이온(프로톤)부터 주로 중수소, 헬륨-4, 리튬을 생산했다.다른 원소들은 단지 미량만 가지고 생산되었다.핵합성성의 기본 이론은 1948년 조지 가모우, 랄프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼에 의해 개발되었다.^[35]빅뱅의 핵합성 이론은 초기 우주의 특징과 원초적 빛 원소의 풍부함을 연결시켜주기 때문에 빅뱅 당시 물리학의 탐구로 여러 해 동안 사용되었다.^[22]구체적으로는 등가 원리를 시험하고,^[36] 암흑 물질을 탐사하며, 중성미자 물리학을 시험하는 데 사용할 수 있다.^[37]일부 우주론자들은 빅뱅 핵합성술은 네 번째 "살균성"의 중성미자가 있다는 것을 암시한다고 제안했다.^[38]

빅뱅 우주론의 표준 모델

λ다 차가운 암흑물질(Lambda cold dark matter) 또는 람다-CDM 모델은 우주가 암흑 에너지 및 차가운 암흑 물질(약칭 CDM)과 연관된 람다(그리스어 λ)로 표시된 우주 상수를 포함하는 빅뱅 우주론적 모델의 파라메트리제이션이다.빅뱅 우주론의 표준모델로 자주 언급된다.^[39][40]

우주 마이크로파 배경

우주 극초단파 배경은 중성 원자가 처음 형성되었을 때 재조합의 신기원을 지나 디커플링에서 남은 방사선이다.이 때 빅뱅에서 생성된 방사선은 톰슨이 충전된 이온에서 산란하는 것을 막았다.1965년 아르노 펜지아스와 로버트 우드로 윌슨에 의해 처음 관측된 이 방사선은 완벽한 열 흑체 스펙트럼을 가지고 있다.오늘날 2.7 켈빈스의 온도를 가지고 있으며 10분의⁵ 1의 한 부분에 등방성이 있다.는 초기 우주에 경미한 불균등의 진화에 대해 설명합니다Cosmological 섭동 이론, 우주론자들은 정확하게 방사선의 각 파워 스펙트럼을 계산하는데 사용되고 최근 위성 실험(COBE과 WMAP)[41]과 많은 땅과balloon-based 실험에 의해서 학위 A( 같은 측정한 것을 허용했다ngular Scale Interferometer,^[42] 우주 배경 이미저, 부메랑).이러한 노력의 목표 중 하나는 람다-CDM 모델의 기본 파라미터를 정확도를 높여 측정하고 빅뱅 모델의 예측을 테스트하여 새로운 물리학을 모색하는 것이다.예를 들어, WMAP에 의한 측정의 결과는 중성미자 질량에 한계를 두었다.^[43]

SUITY와 아타카마 우주 망원경과 같은 새로운 실험들은 우주 마이크로파 배경의 양극화를 측정하기 위해 노력하고 있다.^[44]이러한 측정은 우주 인플레이션에 관한 정보뿐만 아니라 이론에 대한 추가적인 확인을 제공할 것으로 기대되며, 우주 마이크로파 배경과 은하계와 성단 사이의 상호작용에 의해 발생하는 소위 선예프-젤도비치 효과와 삭스-울프 효과와 같은 2차 음이소트로피 효과를 제공한다.^[45][46][47]

2014년 3월 17일, BICEP2 공동작업의 천문학자들은 빅뱅의 초기 단계에서 발생할 인플레이션 이론에 의해 예측되는 원시 중력파의 증거로 간주되는 CMB의 B-모드 양극화의 명백한 검출 사실을 발표했다.^{[9][10][11][48]}그러나 그해 말 플랑크 공동작업은 먼지에서 나오는 B-모드 신호가 BICEP2에서 보고된 강도와 동일하다는 결론을 내림으로써 우주 먼지의 보다 정확한 측정을 제공했다.^[49][50]2015년 1월 30일, BICEP2와 플랑크 데이터의 공동 분석이 발표되었고, 유럽우주국은 이 신호가 전적으로 은하계의 성간 먼지에 기인할 수 있다고 발표했다.^[51]

대규모 구조물의 형성과 진화

가장 크고 초기 구조물(즉, 퀘이사, 은하계, 성단, 초클러스터)의 형성과 진화를 이해하는 것은 우주론에서 가장 큰 노력 중 하나이다.우주론자들은 구조물이 아래로부터 위로 형성되는 계층 구조 형성의 모델을 연구하는데, 작은 물체들이 먼저 형성되는 반면, 슈퍼클러스터와 같은 가장 큰 물체들은 여전히 조립하고 있다.^[52]우주의 구조를 연구하는 한 가지 방법은 눈에 보이는 은하를 조사하여 우주에 있는 은하의 3차원 그림을 구성하고 물질의 힘 스펙트럼을 측정하는 것이다.슬론 디지털 스카이 서베이(Sloan Digital Sky Survey)와 2dF 갤럭시 레드시프트 서베이(Galaxy Redshift Survey)의 접근이다.^[53][54]

구조 형성을 이해하는 또 다른 도구는 시뮬레이션인데, 우주론자들은 그것이 필라멘트, 초클러스터, 공극으로 뭉쳐질 때 우주에서 물질의 중력 집적을 연구하기 위해 사용한다.대부분의 시뮬레이션에는 비-바이러닉 차가운 암흑 물질만 들어 있는데, 이는 눈에 보이는 이변 물질보다 우주에 훨씬 더 많은 암흑 물질이 존재하기 때문에 가장 큰 규모로 우주를 이해하기에 충분해야 한다.보다 진보된 시뮬레이션은 바이런을 포함하고 개별 은하의 형성을 연구하기 시작하고 있다.우주론자들은 이러한 시뮬레이션을 통해 은하 조사에 동의하는지 여부를 확인하고 불일치를 이해하기 위해 연구한다.^[55]

먼 우주에서 물질의 분포를 측정하고 재이온화를 탐사하기 위한 다른 보완적 관찰은 다음과 같다.

• 우주론자들이 초기 우주의 중성 원자 수소 가스의 분포를 측정할 수 있는 리만 알파 숲은 멀리 떨어진 퀘이사에서 나오는 빛의 흡수를 가스로 측정해 낸다.^[56]
• 중성 원자수소의 21cm 흡수선도 우주론에 대한 민감한 테스트를 제공한다.^[57]
• 약한 렌즈, 암흑 물질에 의한 중력 렌즈에 의한 원거리 이미지의 왜곡.^[58]

이것들은 우주론자들이 언제 그리고 어떻게 우주에서 구조가 형성되었는지에 대한 문제를 해결하는데 도움을 줄 것이다.

암흑 물질

빅뱅 핵합성술, 우주 마이크로파 배경, 구조 형성, 은하 회전 곡선에서 나온 증거는 우주 질량의 약 23%가 비바이러닉 암흑 물질로 구성되어 있는 반면, 4%만이 가시적이고 이변적인 물질로 구성되어 있다는 것을 보여준다.암흑물질의 중력 효과는 은하계 주위에 후광을 형성하는 차갑고 비방사성 유체처럼 작용하기 때문에 잘 이해된다.암흑물질은 실험실에서 검출된 적이 없으며 암흑물질의 입자물리학적 성질은 전혀 알려지지 않은 채로 남아 있다.관측 제약이 없으면 안정된 초대칭 입자, 약하게 상호작용하는 거대 입자, 중력 상호작용하는 거대 입자, 축, 거대 콤팩트 후광 물체 등 여러 후보가 있다.암흑 물질 가설에 대한 대안으로는 작은 가속도(MOND)에서의 중력 수정이나 브레인 우주론으로부터의 영향이 있다.^[59]

암흑 에너지

우주가 평평하다면, 우주의 에너지 밀도의 73%(암흑 물질 23%, 바이런 4% 추가)를 구성하는 추가 성분이 있어야 한다.이것을 암흑 에너지라고 한다.빅뱅 핵합성과 우주 마이크로파 배경 등에 간섭하지 않기 위해서는 바이론이나 암흑물질과 같은 후광으로 뭉쳐서는 안 된다.우주의 총 에너지 밀도는 우주의 평탄성에 대한 제약을 통해 알 수 있지만, 군집화 물질의 양은 엄격히 측정되어 있고, 이것보다 훨씬 적기 때문에 암흑 에너지에 대한 관측 증거가 강하다.암흑에너지에 대한 사례는 1999년에 강화되었는데, 그 때 측정이 우주의 팽창이 점차 가속화되기 시작했음을 보여주었다.^[60]

그것의 밀도와 그것의 군집화 특성 외에, 암흑 에너지에 대해서는 알려진 것이 없다.양자장 이론은 암흑에너지와 비슷한 우주 상수(CC)를 예측하지만 관측된 것보다 더 큰 크기는 120배이다.^[61]스티븐 와인버그와 다수의 끈 이론가(현악경 참조)는 '약한 인류학 원리' 즉, 물리학자들이 이렇게 작은 우주 상수를 가진 우주를 관찰하는 이유는 어떤 물리학자도 더 큰 우주 상수를 가진 우주에는 존재할 수 없기 때문이다.많은 우주론자들은 이것을 만족스럽지 못한 설명으로 생각한다: 아마도 약한 인류 원리는 자명하지만(생존 관찰자가 존재한다는 것을 감안할 때, 생명이 존재할 수 있도록 허락하는 우주 상수를 가진 적어도 하나의 우주가 있어야 한다) 그것은 그 우주의 맥락을 설명하려고 시도하지 않기 때문이다.^[62]예를 들어, 약한 인류학 원리만으로는 다음을 구별하지 못한다.

• 오직 하나의 우주만이 존재할 것이고 CC를 우리가 관찰하는 가치로 구속하는 어떤 근본적인 원리가 있을 것이다.
• 오직 하나의 우주만이 존재할 것이고 CC를 고정하는 근본적인 원칙은 없지만, 우리는 운이 좋았다.
• CC 값의 범위를 가진 많은 우주가 동시에 또는 연속적으로 존재하며, 물론 우리의 우주도 생명을 지탱하는 우주 중 하나이다.

암흑에너지에 대한 다른 가능한 설명으로는 5중주^[63] 또는 가장 큰 스케일의 중력 수정 등이 있다.^[64]이들 모델이 설명하는 암흑에너지의 우주론에 미치는 영향은 이론에 따라 달라지는 암흑에너지의 상태 방정식에 의해 주어진다.암흑 에너지의 본질은 우주론에서 가장 도전적인 문제들 중 하나이다.

암흑에너지에 대한 더 나은 이해는 우주의 궁극적인 운명의 문제를 해결할 가능성이 있다.현재의 우주론적 시대에서는 암흑에너지로 인한 가속화된 팽창으로 인해 초클러스터보다 큰 구조물이 형성되는 것을 막고 있다.가속도가 무한정 지속될지, 어쩌면 큰 바가지까지 늘어날지, 아니면 결국 역전할지, 큰 동결로 이어질지, 아니면 다른 시나리오를 따를지는 알 수 없다.^[65]

중력파

중력파는 빛의 속도로 전파되는 시간대의 곡률에 있는 파동이며, 소스에서 바깥쪽으로 전파되는 특정한 중력 상호작용에서 생성된다.중력파 천문학은 중력파를 이용하여 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 등 탐지 가능한 중력파의 출처와 초신성, 초기 우주 형성과 같은 사건에 대한 관측 데이터를 수집하는 것을 목적으로 하는 관측천문학의 신흥 분야다.빅뱅 ^[66]직후에

2016년 LIGO Scientific Collaboration과 Virgo Collaboration 팀은 Advanced LIGO 검출기를 사용하여 블랙홀을 병합한 것에서 비롯되는 중력파를 최초로 관찰했다고 발표했다.^[67][68][69]2016년 6월 15일 블랙홀을 병합해 중력파를 두 번째로 검출한 사례가 발표됐다.^[70]LIGO 외에도 많은 다른 중력파 관측소(탐지기)가 건설 중이다.^[71]

기타조회분야

우주론자들은 또한 다음과 같이 연구한다.

• 원시 블랙홀이 우리 우주에 형성되었는지, 그리고 그들에게 무슨 일이 일어났는지.^[72]
• GZK 컷오프 이상의 에너지를 가진 우주 광선의 검출,^[73] 높은 에너지에서의 특수 상대성 실패를 알리는 신호인지 여부.
• 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 정확한 중력 이론인지 아닌지,^[36][74] 그리고 물리학의 근본 법칙이 우주 어디에나 같다면 등가 원리는 그대로다.^[75]

참고 항목

참조

추가 읽기

인기있는

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외부 링크

위키미디어 커먼즈에는 물리 우주론과 관련된 미디어가 있다.

그룹으로부터

• 케임브리지 우주론- 케임브리지 대학교 출신(공영 홈페이지)
• Cosmology 101 – NASA WMAP 그룹 출신
• 우주 물리학 센터.시카고 대학교, 시카고.
• Origins, Nova Online – PBS에서 제공

개인으로부터

• 게일, 조지 "우주론: 1930년대와 1940년대의 방법론적 논쟁" 스탠포드 철학 백과사전, 에드워드 N. 잘타 (ed)
• 마도어, 배리 F, "레벨 5 : 외계 천문학 및 우주론을 위한 지식 기반"칼텍과 카네기.미국 캘리포니아주 패서디나.
• 타일러, 팻, 필 뉴먼 "아인슈타인을 넘어서"고에너지 천체물리학 연구소(LHEA) NASA 고다드 우주비행센터
• 라이트, 네드 "우주학 자습서 및 FAQ"UCLA 천문학과 천체물리학 부서
• George Musser (February 2004). "Four Keys to Cosmology". Scientific American. Scientific American. Retrieved 22 March 2015.
• Cliff Burgess; Fernando Quevedo (November 2007). "The Great Cosmic Roller-Coaster Ride". Scientific American (print). pp. 52–59. (subtitle) Could cosmic inflation be a sign that our universe is embedded in a far vaster realm?