구조형성

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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물리적 우주론에서 구조 형성은 작은 초기 밀도 변동으로부터 은하계, 은하단 및 더 큰 구조물의 형성이다.우주 극초단파 배경 방사선의 관측에서 현재 알려진 바와 같이 우주는 약 138억년 전에 뜨겁고 밀도가 높으며 거의 균일한 상태에서 시작되었다.^[1]그러나 오늘날 밤하늘을 보면 별과 행성에서 은하까지 모든 규모의 구조물을 볼 수 있다.심지어 더 큰 저울에서 은하 군집과 시트 모양의 은하 구조는 거의 은하를 포함하지 않는 거대한 공극으로 분리된다.구조물 형성은 이러한 구조물들이 어떻게 스페이스타임 밀도의 작은 초기 파동의 중력 불안정성에 의해 형성되는지를 모형화하려고 시도한다.^[2][3][4][5]

현대의 람다-CDM 모델은 은하계, 성단 및 공극의 관측된 대규모 분포를 예측하는 데 성공하지만, 개별 은하의 척도상에서는 쌍방향 물리학, 가스 냉난방, 항성 형성 및 피드백과 관련된 매우 비선형적인 과정으로 인해 많은 합병증이 있다.은하 형성의 과정을 이해하는 것은 허블 울트라 딥 필드 같은 관측과 대규모 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 현대 우주론 연구의 주요 주제다.

개요

현재의 모델에서는, 보이는 우주의 구조가 다음과 같은 단계에서 형성되었다.

초창기 우주

이 단계에서는 우주 인플레이션과 같은 어떤 메커니즘이 우주의 초기 조건인 균질성, 동위원소, 평탄성 등을 확립하는 역할을 담당했다.^[3][6]우주 인플레이션은 또한 미세한 양자 변동(사전 인플레이션)을 과대포장도와 저밀도(후 인플레이션)의 약간의 밀도 파동으로 증폭시켰을 것이다.

구조물의 성장

초기 우주는 방사선에 의해 지배되었다; 이 경우 중력 전위 변동이 일정하게 유지됨에 따라 우주 지평선보다 큰 밀도 변동은 척도 인자에 비례하여 증가한다.수평선보다 작은 구조물들은 성장을 방해하는 방사선 지배로 인해 본질적으로 얼어붙은 상태로 남아 있었다.우주가 팽창함에 따라 방사선 밀도는 물질보다 더 빨리 떨어진다. (광자 에너지의 적색 히프화로 인해) 이는 빅뱅 이후 약 5만 년 동안 물질-방사선 평등이라고 불리는 교차점을 초래했다.이 모든 암흑물질의 잔물결은 자유롭게 자랄 수 있고, 나중에 바이런이 떨어질 수 있는 씨앗을 형성할 수 있다.이 시대에서 우주의 크기는 대규모 적색 임시 조사로 측정할 수 있는 물질 전력 스펙트럼의 회전율을 형성한다.

재조합

우주는 이 단계의 대부분 동안 방사선에 의해 지배되었고, 강렬한 열과 방사선 때문에 원시 수소와 헬륨이 핵 및 자유 전자로 완전히 이온화되었다.이 뜨겁고 밀도가 높은 상황에서 톰슨이 전자에서 산란하기 훨씬 전에 방사선(포톤)은 멀리 이동할 수 없었다.우주는 매우 뜨겁고 밀도가 높았지만 빠르게 팽창하여 냉각되었다.마침내 '방'이 있은 지 40만 년이 조금 못되어 양자가 음전하를 띤 전자를 포획할 수 있을 만큼(3000K 정도) 시원해져서 중성 수소 원자를 형성하게 되었다.(헬륨 원자는 결합 에너지가 크기 때문에 다소 일찍 형성되었다.)일단 거의 모든 충전된 입자들이 중성 원자로 묶여있으면, 광자들은 더 이상 그것들과 상호작용을 하지 않고 다음 138억년 동안 자유롭게 전파될 수 있었다; 우리는 현재 우주 마이크로파 배경 복사 (CMB)가 오늘날의 우주를 채우는 것으로서 1090을 2.725K로 낮춘 광자들을 감지하고 있다.몇몇 주목할 만한 우주 기반 임무(COBE, WMAP, Planck)는 CMB의 밀도와 온도에서 매우 작은 변화를 감지했다.이러한 변화는 미묘했으며, CMB는 모든 방향에서 거의 한결같이 동일하게 나타난다.그러나 10만분의 몇 부분 순서의 약간의 온도 변화는 매우 중요한데, 그것들은 본질적으로 우주의 모든 후속적인 복잡한 구조들이 궁극적으로 발달한 초기 "씨앗"이었기 때문이다.

우주 최초 40만년 후에 일어난 일의 이론은 위계적 구조 형성의 하나로서, 최초의 항성과 항성 군집을 먼저 포함하는 물질 봉우리와 같은 더 작은 중력 결합 구조물이 기체와 암흑 물질과 결합하여 은하를 형성하고 그 뒤에 그룹, 군집, 군집, 군집, 군집, 군집 등이 있다.은하의 적층

초창기 우주

초창기 우주는 기초 물리학의 관점에서 보면 아직도 잘 이해되지 않은 시대다.보편적인 이론인 우주 인플레이션은 관찰된 우주의 평탄성, 동위원소 및 이국적인 유물 입자(자기 단층 등)의 부재를 잘 설명해 준다.관찰에 의해 도출된 또 다른 예측은 원시 우주의 작은 동요가 나중의 구조 형성을 낳는다는 것이다.이러한 변동은 모든 구조의 토대를 형성하는 동안 10만분의 한 부분에서 아주 작은 온도 변동으로 가장 뚜렷이 나타난다.(이를 감안한다면 미국의 지형 지도에 있는 동일한 수준의 변동은 몇 센티미터 이상의 특징을 보이지 않을 것이다.)^{[clarification needed]}이러한 변동은 가장 큰 구조물들이 자라고 결국 은하와 별을 형성하기 위해 붕괴할 수 있는 씨앗을 제공하기 때문에 매우 중요하다.우주 배경 탐색기(Cosmic Background Explorer)는 1990년대에 우주 마이크로파 배경 방사선의 본질적 변동을 최초로 감지했다.

이러한 섭동은 매우 특정한 성격을 가지고 있다고 생각되는데, 그들은 공분산 함수가 대각선이고 거의 스케일 인바리어인 가우스 랜덤 필드를 형성한다.관측된 변동은 정확히 이러한 형태를 가지고 있는 것으로 보이며, 또한 WMAP로 측정한 스펙트럼 지수(또는 스케일 인바리안트(또는 해리슨-젤도비치) 스펙트럼으로부터의 편차를 측정하는 스펙트럼 지수)는 가장 단순하고 가장 강력한 인플레이션 모델에서 예측한 값이다.원시적 섭동의 또 다른 중요한 성질은 그들이 단극적이라는 것(혹은 우주를 구성하는 다양한 종류의 물질들 사이의 등방성)은 우주 인플레이션에 의해 예측되고 관찰에 의해 확인되었다.

브레인 가스 우주론, 순환 모델, 빅뱅 전 모델, 홀로그램 우주 등 유사 예측을 한다고 주장하는 초창기 우주의 다른 이론들이 제안되었지만, 그것들은 아직 초기 단계에 머물러 널리 받아들여지지 않고 있다.우주 현과 같은 일부 이론은 점점 더 정확한 데이터에 의해 크게 반박되어 왔다.

지평선 문제

구조 형성에 있어서 중요한 개념은 허블 반지름의 개념으로, 입자 지평선과 밀접한 관계가 있기 때문에 단순히 지평선이라고 불리는 경우가 많다.$허블{\displaystyle }$ 반지름은 $허블{\displaystyle }$ 파라미터 $H{\displaystyle }$ ${\displaystyle$ H$}$과 R${\displaystyle }$= ${\displaystyle c}$/ ${\displaystyle H}$ ${\displaystyle R=c/H}$와 관련이 있으며 여기서 c ${\displaystyle c}$은 빛의 속도로서 대략적으로 최근에 (마지막 팽창 시간 동안) 관찰자와 인과 접촉한 근접한 우주의 볼륨을 정의하고 있다$.$우주는 계속 팽창하고 있기 때문에 에너지 밀도는 지속적으로 감소하고 있다(팬텀 에너지와 같은 진정으로 이국적인 물질이 없는 경우).프리드만 방정식은 허블 매개변수와 우주의 에너지 밀도를 연관시키고 허블 반경이 지속적으로 증가하고 있음을 보여준다.

빅뱅 우주론의 지평선 문제는 인플레이션이 없다면 섭동은 지평선에 진입하기 전에는 결코 인과 접촉이 없었으며, 따라서 예를 들어, 대규모 은하 분포의 동질성과 동위원소성은 설명할 수 없다고 말한다.일반적인 프리드만-레마슈트레-로버트슨-워커 우주론에서 허블 반경은 우주가 팽창하는 것보다 더 빠르게 증가하기 때문에 섭동은 허블 반경으로만 들어가며 팽창에 의해 밀려나지는 않기 때문이다.이 역설은 초기의 우주에서 급속한 팽창의 국면 동안 허블 반경은 거의 일정했음을 암시하는 우주 인플레이션에 의해 해결된다.그러므로, 큰 규모의 동위원소는 지평선 밖으로 밀려나는 우주 인플레이션 동안 생성되는 양자 변동에 기인한다.

원시 혈장

인플레이션의 끝을 재가열이라고 하는데, 이때 인플레이션 입자가 다른 입자의 뜨거운 열 플라즈마로 부패한다.이 시대에서 우주의 에너지 함량은 전적으로 방사선이며, 표준 모델 입자는 상대론적 속도를 가지고 있다.플라즈마가 식으면서 2차생성과 렙토제네시스(baryogenesis)가 발생한다고 생각되는데, 쿼크-글루온 플라즈마가 식으면서 전기약 대칭이 깨지고 우주는 주로 보통의 양성자, 중성자, 전자 등으로 구성된다.우주가 더욱 냉각되면서 빅뱅 핵합성이 일어나고 소량의 중수소, 헬륨, 리튬 핵이 생성된다.우주가 식고 팽창하면서 광자의 에너지가 붉게 변하기 시작하고, 입자가 비-릴레이시즘적이 되어 평범한 물질이 우주를 지배하기 시작한다.결국 원자는 자유 전자가 핵에 결합하면서 형성되기 시작한다.이것은 광자의 톰슨 산란을 억제한다.우주의 희박한 반응(그리고 그에 따른 광자의 평균 자유 경로의 증가)과 결합하여, 이것은 우주를 투명하게 만들고 우주 마이크로파 배경은 재조합(마지막 산란 표면) 시 방출된다.

음향 진동

원시 혈장은 인플레이션 동안 양자 변동의 확대에서 비롯되었다고 생각되는 물질에 대해 매우 약간의 과부하를 가졌을 것이다.어떤 근원이든 이러한 과잉은 중력적으로 물질을 끌어당긴다.그러나 이 시대의 거의 일정한 광자 물질 상호작용의 강렬한 열은 오히려 열 평형을 강하게 추구하며, 이는 많은 양의 외압을 발생시킨다.이러한 중력과 압력의 반작용력은 압력 차이에 의해 공기 중에 생성되는 음파와 유사하게 진동을 일으킨다.

이러한 동요는 우주 극초단파 배경 음이소트로피를 초래하는 미묘한 물리학에 책임이 있기 때문에 중요하다.이 시대에는 지평선으로 들어가는 섭동의 진폭이 사인파적으로 진동하며, 밀집된 지역이 점점 희박해졌다가 다시 밀도가 높아지며, 섭동의 크기와 관련된 주파수가 있다.만약 섭동이 수평선 안으로 들어오는 것과 재결합하는 것 사이에 정수 또는 반 통합적인 횟수를 진동시킨다면, 그것은 우주 마이크로파 배경 음이소트로피의 음향 정점으로 나타난다.(밀도가 높은 지역이 희귀한 지역이 되거나 그 반대인 반폭은 음이소트로피가 전력 스펙트럼으로 표시되기 때문에 피크로서 나타나기 때문에 과도와 마찬가지로 저변도 전력에 기여한다.)마이크로파 배경의 상세한 피크 구조를 결정하는 물리학은 복잡하지만, 이러한 진동은 그 본질을 제공한다.^{[7][8][9][10][11]}

선형구조

1970년대와 1980년대에 우주론자들이 만든 핵심 실현 중 하나는 우주의 물질 함량의 대다수가 원자가 아니라 암흑 물질로 알려진 신비한 형태의 물질로 구성되어 있다는 것이었다.암흑 물질은 중력의 힘을 통해 상호작용하지만 중력으로는 구성되지 않으며, 방사선을 방출하거나 흡수하지 않는 것은 매우 높은 정확도로 알려져 있다.중성미자와 같이 약한 상호작용을 통해 상호작용하는 입자로 구성될 수도 있지만,^[12] 알려진 세 종류의 중성미자로 완전히 구성될 수는 없다(일부에서는 멸균 중성미자라고 제안했지만).최근의 증거에 따르면 암흑물질은 2중성 물질보다 약 5배나 많고, 따라서 이 시대 우주의 역학관계는 암흑물질에 의해 지배되고 있다.

암흑 물질은 중력의 힘만을 느끼기 때문에 구조 형성에 결정적인 역할을 한다: 소형 구조물을 형성할 수 있는 중력 청바지 불안정성은 방사선 압력과 같은 어떤 힘으로도 반대하지 않는다.그 결과 암흑물질은 통상적인 물질보다 훨씬 이전에 암흑물질 할로스의 복잡한 네트워크로 붕괴되기 시작하는데, 이것은 압력력에 의해 방해된다.암흑 물질이 없다면 은하 형성의 시대는 관측된 것보다 우주에서 상당히 늦게 일어날 것이다.

이 시대에서 구조 형성의 물리학은 서로 다른 파장을 가진 암흑 물질 섭동이 독립적으로 진화하기 때문에 특히 단순하다.팽창하는 우주에서 허블 반경이 커지면서 점점 더 큰 교란을 포괄한다.물질이 지배하는 동안 모든 인과 암흑 물질 섭동은 중력 군집을 통해 성장한다.그러나 방사선 지배 중에 포함된 짧은 파장 섭동은 물질 지배가 있을 때까지 성장이 지연된다.이 단계에서 발광성, 이변성 물질은 암흑 물질의 진화를 단순하게 반영할 것으로 기대되며, 이들의 분포는 서로 밀접하게 추적해야 한다.

이 "선형 전력 스펙트럼"을 계산하는 것은 간단하며, 우주론의 도구로서 우주 마이크로파 배경과 비교해도 손색이 없다.은하 조사는 슬론 디지털 스카이 조사와 라이만-α 숲 조사와 같은 동력 스펙트럼을 측정했다.이러한 연구들은 은하와 퀘이사에서 방출되는 방사선을 관측하기 때문에 암흑물질을 직접 측정하지는 않지만, 은하의 대규모 분포(및 리만-α 숲의 흡수선 분포)는 암흑물질의 분포를 면밀히 반영할 것으로 예상된다.이것은 은하가 우주의 더 밀도가 높은 지역에서 더 크고 더 많을 것이라는 사실, 반면에 그것들은 희귀한 지역에서 상대적으로 부족할 것이라는 사실에 달려 있다.

비선형 구조

동요가 충분히 커졌을 때, 작은 지역이 우주의 평균 밀도보다 실질적으로 더 밀도가 높아질 수 있다.이 시점에서, 관련된 물리학은 실질적으로 더 복잡해진다.동질성으로부터의 편차가 작을 때, 암흑물질은 무압력으로 처리되어 매우 단순한 방정식으로 진화할 수 있다.배경보다 현저하게 밀도가 높은 지역에서는 뉴턴의 완전한 중력 이론이 포함되어야 한다.(뉴턴 이론은 관련된 질량이 블랙홀 형성에 필요한 질량보다 훨씬 적기 때문에 적절하며, 구조에 대한 빛 크로싱 시간이 특성 동적 시간보다 여전히 작기 때문에 중력의 속도는 무시될 수 있다.)선형과 유체 근사치가 무효화 되는 한 가지 징후는 암흑 물질이 인접한 입자의 궤적이 교차하는 가성비를 형성하기 시작하거나 입자가 궤도를 형성하기 시작한다는 것이다.이러한 역학관계는 N-body 시뮬레이션을 통해 가장 잘 이해된다(일부 경우 프레스-스케터 형식주의와 같은 다양한 반분석적 체계를 사용할 수 있다).원칙적으로 이러한 시뮬레이션은 매우 간단하지만, 실제로 구현하기는 어렵다. 수백만 또는 수십억 개의 입자를 시뮬레이션해야 하기 때문이다.게다가, 입자의 수가 많음에도 불구하고, 각 입자는 전형적으로 10개의⁹ 태양 질량을 가지고 있고 탈색 효과는 상당할 수 있다.2005년 현재 가장 큰 시뮬레이션은 밀레니엄 시뮬레이션이다.^[13]

N-body 시뮬레이션의 결과는 우주는 대체로 공극으로 구성되며, 공극의 밀도는 우주 평균의 1/10만큼 낮을 수 있음을 시사한다.그 물질은 거미줄 같은 복잡한 구조를 가진 큰 필라멘트와 후광으로 응축된다.이것들은 은하 그룹, 성단, 초클러스터를 형성한다.시뮬레이션은 관찰에 대체로 동의하는 것처럼 보이지만, 암흑 물질의 축적량이 은하 형성을 촉진하는 방법에 대한 이해로 해석은 복잡하다.특히 천문 관측에서 보는 것보다 훨씬 더 작은 후광이 왜소 은하와 구상 성단으로 형성된다.이것은 왜소 은하 문제라고 알려져 있으며, 다양한 설명이 제시되어 있다.대부분은 그것을 은하 형성의 복잡한 물리학에서 하나의 효과로 설명하지만, 어떤 사람들은 그것이 우리의 암흑 물질 모델에 문제가 되고 따뜻한 암흑 물질과 같은 어떤 효과가 가장 작은 후광의 형성을 방해한다고 제안해 왔다.

가스 진화

진화의 마지막 단계는 바리온들이 은하 광로의 중심에서 응축되어 은하, 별, 퀘이사를 형성할 때 온다.암흑 물질은 짙은 후광의 형성을 크게 가속화한다.암흑물질은 방사선 압력이 없기 때문에 암흑물질로부터 더 작은 구조물의 형성은 불가능하다.암흑물질은 각운동량을 발산할 수 없는 반면, 일반 바이오닉 물질은 복사냉각으로 각운동량을 소멸시켜 밀집된 물체를 형성할 수 있기 때문이다.이러한 과정들을 이해하는 것은 엄청나게 어려운 연산 문제다. 왜냐하면 그것들은 중력, 자기유체역학, 원자물리학, 핵반응, 난기류 그리고 심지어 일반상대성이성의 물리학을 포함할 수 있기 때문이다.대부분의 경우, 관측과 정량적으로 비교할 수 있는 시뮬레이션을 수행할 수 없으며, 달성할 수 있는 최선은 항성 형성과 같은 프로세스의 주요 질적 특징을 설명하는 대략적인 시뮬레이션이다.

모델링 구조 형성

우주 섭동

우주의 대규모 구조를 이해하는 데 있어서 많은 어려움과 많은 분쟁은 일반 상대성에서 게이지의 선택을 더 잘 이해함으로써 해결될 수 있다.스칼라-벡터-텐서 분해에 의해 측정계에는 스칼라 섭동 4개, 벡터 섭동 2개, 텐서 섭동 1개가 포함된다.초기 우주에서 벡터는 기하급수적으로 억제되고 텐서 모드는 원시 중력 방사선과 우주 극초단파 배경 양극화의 B-모드의 형태로 작은 (그러나 중요한) 기여만 한다는 점에서 스칼라 섭동만이 중요하다.4개의 스칼라 모드 중 2개는 물리적으로 무의미한 좌표 변환에 의해 제거될 수 있다.어떤 모드를 제거하느냐에 따라 가능한 게이지 고정 장치의 수가 무한히 결정된다.가장 인기 있는 게이지는 뉴턴 게이지(및 밀접하게 관련되는 등각 뉴턴 게이지)인데, 이 측정기는 유지된 스칼라가 뉴턴 전위차 Ⅱ와 Ⅱ로 뉴턴 중력으로부터의 뉴턴 전위 에너지에 정확히 대응한다.수치 계산을 위한 효율적인 게이지(CMBFAST에서 사용된다)가 될 수 있는 동기 게이지를 포함한 다른 게이지도 많이 사용된다.각 게이지에는 여전히 약간의 비물리적 자유도가 포함되어 있다.변수의 게이지 불변성 조합만 고려하는 이른바 게이지 인바리어스 형식주의가 있다.

인플레이션 및 초기 조건

우주의 초기 조건은 우주 인플레이션의 불변 양자역학적 변동에서 비롯된다고 생각된다.그런 다음 공간의 주어진 지점$$ $\rho {\displaystyle }$ (${\displaystyle x}$, ${\displaystyle t\mathbf{}}$ )${\displaystyle \rho (\mathbf {x} ,t)$에서 배경 에너지 밀도의 동요는 평균 0의 등방성 동위 가우스 랜덤 필드에 의해 주어진다.즉, $\rho {\displaystyle }$ ${\displaystyle \rho }$ $$– $\rho {\displaystyle \stackrel{}{}^(k\mathbf{}}$, ${\displaystyle t}$) ${\displaystyle {\hat {\rho }}}}(\mathbf {k},t)$의 공간 푸리에 변환에는 다음과 같은 상관 관계가 있다는 것을$$ 의미한다.

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =f(k)\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$,

여기서 $\Delta {\displaystyle {}^{}}$( $){\$는 ${\displaystyle 3차원\mathbf{}}$ Dirac 델타 함수이고 k = k$displaystyle k= \mathbf {k}}}}}$은 $k{\displaystyle \mathbf{}}${\$displaysty \mathbf {k}}$의 길이이며$,$ 더욱이 인플레이션에 의해 예측된 스펙트럼은 거의 규모의 불변수치다.

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =k^{n_{s}-1}\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$,

여기서 $n{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle s_{}}$- ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle n_{s}-1}$은(는) 작은 숫자다.마지막으로 초기 조건은 단극성 또는 이등방성이며, 이는 각 입자 종의 엔트로피에 있는 부분적 동요가 동일하다는 것을 의미한다.결과 예측은 관측치에 매우 적합하지만 위에 제시된 물리적 그림에는 개념적인 문제가 있다.양자 변동을 추출하는 양자 상태는 사실상 완전히 동질적이고 등방성이므로 양자 변동이 원시적 불균형과 비이소트로피를 나타낸다고 주장할 수 없다.가우스 무작위 영역의 통계적 변동인 것처럼 인플레이션 영역의 가치에 대한 양자 불확실성의 해석은 양자 이론의 표준 규칙의 적용으로부터 따르지 않는다.이 문제는 때때로 "고전적 전환의 양"이라는 관점에서 제시되기도 하는데, 이는 당면한 문제를 언급하는 혼란스러운 방식이다. 물리학자가 있다면 근본적인 수준에서 진정으로 고전적인 어떤 실체가 있다고 주장할 수 있는 것은 거의 없기 때문이다.사실, 이러한 문제들에 대한 고려는 양자 이론에서 소위 말하는 측정 문제와 마주하게 한다.어떤 것이든 초기 우주에는 양자역학의 표준 사용에 필수적인^{[dubious – discuss]} "관찰자"나 "측정 장치"의 역할로 간주될 수 있는 실체가 없기 때문에 문제는 우주론적 맥락에서 악화된다.^[14]이런 점에서 우주론자들 사이에서 가장 인기 있는 자세는 양자가론의 탈착과 어떤 형태의 "다양한 세계 해석"에 기초한 주장에 의존하는 것이다.그 자세의 합리성에 대해 격렬한 논쟁이 진행 중이다.^[16]

참고 항목

참조