우주론적 데이터를 통해 무엇을 알아 낼수 있는가?
다중 우주론
일반 상대성 이론에 몇 가지 가정을 추가하면 휘어지는 빛과 대폭발을 포함한 우주의 일반적인 특성을 계산할 수 있으며, 이 모든 값들은 관측결과와 매우 정확하게 일치한다. 뿐만 아니라 우주 상수를 고려한 ΛCDM 모형은 현재까지 관측된 거의 모든 우주론적 데이터를 설명할 수 있다. 한마디로, 일반 상대성 이론은 우주의 탄생과 죽음을 설명해주는 가장 설득력 있는 이론이라 할 수 있다. 그러나 이 이론에서 블랙홀과 화이트홀, 웜홀, 타임머신 등 상식을 거부하는 비정상적인 개념들이 파생된다. 이 개념들은 지금까지도 그 정체를 시원하게 드러내지 않은 채 과학자들을 괴롭히고 있다. 아인슈타인 방정식이 낳은 비정상적인 해(블랙홀, 화이트홀, 웜홀 등)들은 평행우주와 그들 사이를 연결하는 통로의 존재를 암시하고 있다.
센타우루스 소행성군
현재까지 밝혀진 것은 이것이 전부이며, 더 많은 물리량 자료가 있어야 추가적인 연구가 진행될 수 있을 것이다. 패널 분석
이에 반해 패널데이터는 기본적으로 동일한 개체를 시간에 따라 반복적으로 서베이 한다. 횡단면데이터는 특정 시점에서 여러 개체에 대한 조사이기 때문에 변수들 간 정적(Static) 관계만을 추정할 수 있지만 패널데이터에서는 개인이 반복하여 관찰되기 때문에 동적(Dynamic) 관계를 추정할 수 있다. 인공위성
군사를 포함하는 안전보장상의 정보수집을 인공위성에 의하여 실시하는 것은 우주활동 개시 때부터 실시되어 왔으며, 근년에는 점차 범위가 확대되어 대규모적이고 정밀한 것이 되고 있다. 주요한 것은 사진정찰·적외선탐지·전자정찰(電子偵察)·군사통신·기상관측·측거(測距) 등이며, 특히 미사일 발사기지의 상황이나 미사일 성능의 평가, 부대의 이동 ·전개의 추적 등이 중요 항목이다. 현재로는 미국과 러시아가 주로 실행하고 있다. 물리 우주론
물리 우주론(物理宇宙論, )은 우리가 속한 우주에 대해 가장 큰 규모의 구조와 움직임을 연구하고, 그 형성과 발달에 대한 근본적인 의문을 탐구하는 천문학의 한 분야이다. 중세의 우주론
16세기 말에 서구에서 중국에 온 선교사들이 중국에 지구의 크기, 모양, 행성과 달의 위치등을 전해주었고 프톨레마이오스의 천문학 체계를 가르쳐 주었다. 이 때 중국에 온 선교사들 중 한 사람이였던 마테오 리치(Matteo Ricci)는 이렇게 기록하였다. "중국인들은 천구는 10개가 아니라 1개라고 생각했고, 별들은 하늘에 붙어 있지 않고 텅 빈 공간 속을 움직인다고 생각했고, 서구인들이 공기로 차 있다고 믿는 외계의 공간은 텅 비어 있다고 생각했다." 그 당시에는 중국의 우주론의 일부는 선교사들의 비웃음을 샀지만 선교사들이 가지고 있던 우주론 보다 정확했다는 점에서 아이러니를 볼 수 있다. 
고대 바빌로니아의 천문학은 물-아핀 점토판에 기록이 되어 있다. 그 기록에는 별들을 기록한 광범위하 목록과 그 별들이 해뜰녘 뜨기를 하는 날짜 어느 한별이 뜰 때 또 다른 별이 지는 식으로 서로 반대 방향에 위치하는 각 별들의 목록, 남중하는 별들의 목록, 달이 지나는 길에 있는 별과 별자리의 목록, 여러 날들에 대한 밤의 길이, 표준적인 그노몬의 그림자가 특정한 길이를 가질 때 알려주는 표 등 다양한 천문학적 분석이 기록되어 있다. 바빌로니아 인들은 두가지 수리 천문학 체계를 가지고 있었으며 이들은 달과 행성들의 불규칙적인 운동을 설명하려는 시도를 하였다. 그들의 천문체계에 의하면 황도라는 작은 원은 빠른 원호와 느린 원호로 나뉘는데 이는 현상들이 해의 움직임과 관련이 있어서이다. 결국 행성들이 공전을 할때 황도에서 빠른 원호와 느린 원호를 돌아가며 이 때 돌아가는 속도 또한 계산하려고 하였다. 또한 이들은 사로스 주기를 구할려고 노력하였으며 이는 달의 크기에 따른 속도 차이에 의해서 계산하기 어려웠던 한 달의 길이를 더 쉽게 계산하기 위해서였다. 
고대의 철학자들이 제안한 지구가 우주의 중심이고 다른 천체들이 천구에 박힌 체로 지구를 중심으로 돌아간다는 이론, 즉 천동설은 오랜 세월 동안 믿어졌다. 하지만 코페르니쿠스는 이를 부정하고 지구가 스스로 자전하고 있으며 이로 인해 별들이 지구를 중심으로 도는 것처럼 보인다는 것과 지구가 태양을 중심으로 1년을 주기로 하여 돌며 태양은 고정되어 있다는 주장을 하였다. 여기에서 코페르니쿠스는 자신의 우주모델을 수학적이거나 관측 자료로부터 도출해낸 것이 아니다. 그는 새로운 수학적 분석을 하지 않았을 뿐만 아니라 전통적인 수학 방법을 택하였으며 그의 책에는 관측 결과가 27번 밖에 없었다. 과거의 우주론과 코페르니쿠스가 주장하는 우주론은 수학적인 분석을 통해서는 무엇이 옳은 이론인지 판가름 할 수가 없다고 한다. 이 때문에 당시의 학자들도 두 이론을 구별할 때 우아함에 의존하기도 하였다. 즉 그는 실험을 하지 않고 천문 관측을 거의 하지 않았다는 점에서 근대 과학자보다 고대 그리스 철학자와 비슷한 성향을 나타내고 있다. 그리고 그는 ‘’천구의 회전에 관하여(De revolutionibus)’’에서 그의 우주모델을 정리하여 출판하였다. 
코페르니쿠스는 "천구의 회전에 관하여"를 출판하면서 책에서 우주 모델을 다음과 같이 기술하였다. 관측 가능한 우주
대부분의 우주론자들은 대규모 구조에서 천체물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직도는 항성 수준에서 시작하는 것이 틀림없다. 별들은 은하를 이루며, 은하는 차례차례 은하군과 은하단, 초은하단, 은하시트, 은하필라멘트 및 은하벽을 이루며, 이들은 거대한 거시공동과 분리되어 있어, 그와 함께 거대한 거품 구조, 혹은 "우주그물"을 이룬다. 1989년 이전까지, 현존하는 가장 거대한 구조로는 흔히 비리얼화 된 은하단이며, 이들은 모든 방향으로 우주 도처에 거의 균일하게 분포해 있을 것이라 여겨졌다. 그러나 1980년대 초 이후로 그보다 더 거대하고, 더 거대한 구조가 발견되어 왔다. 1983년, 에이드리언 웹스터는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인, 웹스터 LQG를 발견하였다. 이 발견은 대규모 구조에 대한 첫 발견이었으며, 우주에서 물질의 군집화가 얼만큼까지 되어 있는지에 대한 인식을 넓혀준 계기였다. 1987년에는 로버트 브렌트 툴리가 우리은하가 포함되어 있는 은하필라멘트인, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 동일한 해에는 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 거대공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마거렛 겔러와 존 허츠라는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1,500만 광년의 은하시트인 "장벽"을 발견하였다. 이러한 구조의 존재는 적색편이로부터 거리 정보를 가진 은하에 대해 위치 정보를 결합하여 3차원 공간에서의 은하의 위치를 필요로 하기 때문에 오래동안 눈에 띄지 않았다. 2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈와 루이스 E. 캄푸사노는 폭이 최대 20억 광년에 달하는 거대퀘이사군인 클로즈-캄푸사노 LQG를 발견하였으며, 이는 이것이 발표된 시점에서 발견된 것 중 가장 큰 구조였다. 2003년 4월, 또다른 거대구조가 발견되었는데, 슬론 장벽이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. 이 초거시공동은 마이크로파로 전천을 들여다 보았을 때 생긴 차가운 지역인 "CMB 냉점"(cold spot)과 일치하였는데, 현재 선호되는 우주론 모형에서는 존재하기 쉽지 않은 것이었다. 이 초거시공동은 냉점의 원인이며, 앞서 언급한 거대공동보다도 더 큰, 10억 광년을 가로지를 정도로 특출나게 거대하다. 인공위성
우주공간의 과학관측이나 연구 분야는 인공위성이 실용화된 초기에는 고층대기나 지구의 자기권(磁氣圈) 등이 연구 대상이었다. 그 후 태양활동과 지구 환경과의 상관(相關)이나 행성간 대기의 물리학적 조사·관측 등에 확대되어, 태양계뿐만 아니라 은하계나 우주구조 등 광범위하게 미치고 있다. 그 때문에 과학위성은 점차 전문화되어 국제 공동연구로 실시되는 경우도 많아지고 있다. 스페이스 셔틀에 탑재되는 우주실험실 스페이스래브에서는 대량의 관측·실험장치를 한번에 탑재할 수 있으므로 여러 분야의 연구가 동시에 실시되고, 또한 전문과학자가 탑승하는 일도 있어서 큰 성과를 기대할 수 있다. 슬론 디지털 전천탐사
슬론 유산 탐사 Sloan Legacy Survey는 북방은하허공 Northern Galactic Cap 내에 7500 평방도 이상의 영역에서 천체 200만 개의 자료와 은하 80만 개와 퀘이사 10만 개 이상의 스펙트럼을 다룬다. 이렇게 얻은 천체들의 좌표와 거리에 대한 정보를 통해 거시공동과 필라멘트로 이루어진 우주의 거대구조를 최초로 조사할 수 있었다. 이 자료들 거의 대부분은 SDSS I에서 얻었던 것이고, 일부분만이 SDSS II에서 얻은 것이다. 스콧 켈리 (우주인)
켈리의 실험 데이터는 유인화성탐사를 위해 사용될 것이다. 우주 마이크로파 배경
일차 비등방성은 우주 초기의 급팽창 이론을 일으킨 인플라톤들의 양자 요동으로부터 온 것이며, 우주 초기의 상태를 탐구하는 중요한 관찰 자료이다. 즉, 초기 우주에서 주위보다 물질의 밀도가 조금 더 높은 곳은 중력에 의해 물질을 더 많이 끌어당기게 되고, 중력에 대한 위치 에너지가 운동 에너지로 변화하게 되면서 주위보다 약간 더 높은 온도를 가지게 된다. 이렇게 생겨난 우주의 대규모 구조를 따라서 우주 마이크로파 배경에는 온도의 높고 낮음이 나타나게 되고, 이러한 우주 마이크로파 배경의 정확한 측정을 통해 초기 우주의 상태를 연구할 수 있다. 관측 가능한 우주
만약 우주가 (구의 표면처럼)유한하지만 무한하다면, 우주는 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이런 경우에서, 우리가 매우 먼 은하로 보이는 것으로 포착한 것이 실제로는 빛이 우주를 일주하면서 만들어진, 가까운 은하의 복제 영상일 수도 있다. 이러한 가설을 실험적으로 검증하는 것은 매우 어렵다. 한 은하의 여러 영상이 서로 다른 시기의 모습을 보여주며, 그 결과 현재와는 상당히 다른 모습을 보여주기 때문이다. 비엘레위츠 등은 최종산란면의 지름의 하한값이 27.9 기가파섹(910억 광년)일 것이라 주장한다. 이는 하한값일 뿐이기 때문에 전우주는 그보다 훨씬 크며, 심지어 무한할 수도 있다는 가능성을 열어두고 있다. 이 값은 WMAP의 7년차 자료의 매칭서클 분석에 기반하였으며, 이러한 접근법은 논란이 되어 왔다. 지리 정보 시스템
위에 말한 대로 Spatial data(공간데이터)는 위치에 대한 정보를 가지고 있는데, 이는 비연속일 수도 있고 연속되는 요소로 되어있을 수도 있다.
비연속적인 특징요소(feature)란 점, 선, 면적으로 대변되고, 연속적인 특징요소란 고도(높이)나 강우량과 같이 끊기는 부분이 없는 것을 말한다. 거시공동
아래의 타임라인은 거시공동의 장에서 처음부터 최근까지 중요한 사건을 요약한 것이다.우주 대규모 탐사의 결과와 함께 거시공동은 수많은 방법으로 발견된다. 다수의 서로 다른 알고리즘들은 모두 실제로는 크게 세가지 유형으로 나뉘어 떨어진다. 첫번째 유형은 국부 은하 밀도에 근거하여 빈 영역을 찾으려 하는 거시공동 발견자(Void-Finder)로 구성된다. 두번째는 은하에 의해 암시되는 암흑물질 분포에서 나타나는 기하학적 구조를 통해 거시공동을 찾으려고 하는 유형이다. 세번째는 암흑물질의 분포에서 중력적으로 불안정한 지점을 이용하여 역학적으로 구조를 발견하려고 하는 발견자로 이루어져 있다. 거시공동 연구에 이용되는 가장 유명한 이 세가지 방법은 아래와 같다. 일반상대론 개론
관측천문학에서는 중력렌즈 효과를 렌즈 구실을 하는 천체의 성질을 알아내기 위한 중요한 도구로 사용한다. 렌즈 구실을 하는 천체가 직접적으로 보이지 않는 천체일지라도, 렌즈에 굴절된 천체의 상은 빛을 굴절시킨 질량의 분포를 추측할 수 있는 정보를 제공한다. 특히 중력렌즈는 암흑물질의 분포를 측정할 수 있는 수단 중 하나로서, 암흑물질은 빛과 상호작용하지 않기에 오로지 중력적 효과를 통해서만 관측될 수 있다. 가장 흥미로운 사례는 대규모 관측에서 관측 가능한 우주 곳곳에 렌즈 구실을 할 질량들이 조각조각 분포되어 있음을 사용해 우리 우주의 대규모 성질 및 진화에 관한 정보를 이끌어내는 것이다. 암흑물질
암흑 물질은 빛과 상호작용을 하지 않기 때문에 광학적으로 관측할 수 없다. 하지만 우주에는 광학적으로 관측할 수 없는 존재가 매우 많다. 예를 들어 태양 규모 정도 혹은 그 보다 작은 항성은 핵융합에 의한 에너지를 모두 소모하게 되면 최종적으로 갈색왜성이 되는데, 갈색왜성은 빛을 발하지 않기 때문에 관측하여 발견할 수 없다. 태양보다 훨씬 큰 항성의 경우 중성자별이나 블랙홀이 되는데, 이들 역시 광학적으로 발견할 수는 없다. (블랙홀의 경우 직접적으로는 관측이 불가능하지만, 매우 강한 중력으로 인하여 주변의 물질이 빨려 들어가면서 만들어내는 X-선을 관측하여 블랙홀의 존재를 알 수 있다.) 또한 은하와 은하 사이에 분포하는 성간 물질도 빛을 발하지 않는 경우가 있다. (특정 주파수의 전파를 발생하는 경우도 있으며, 이를 통해 성간 물질을 확인하기도 한다.) 우주를 통해 매우 많을 것으로 예상되는 중성미자와 같은 입자 역시 빛과 상호작용하지 않는 입자이다. 관측적으로 암흑 물질을 이해하는 데 있어서는 백색왜성이나 중성자별, 블랙홀과 같이 매우 무거운 존재들에 의한 영향은 배제할 수 있다. 이들 존재는 광학적으로는 관측이 불가능하지만, 일반 상대론에 의한 빛의 굴절 현상을 통해 간접적으로 존재의 확인이 가능하기 때문이다. 중력
뉴턴의 중력 법칙의 적용은 우리 태양계 내의 행성에 관한 더 세밀한 정보들을 습득하게 했다. 태양의 질량이나 퀘이사의 정보, 심지어 암흑물질의 존재 또한 뉴턴의 중력법칙을 통해 추론된 것 이다. 비록 우리가 행성들이나 태양에 직접 탐사해보지는 않았지만 우리는 그 질량들을 안다. 이 질량들은 측정된 궤도의 특징에 뉴턴의 중력법칙을 적용함으로써 얻은 것 이다. 우주에서 물체는 중력의 작용에 의해 자신의 궤도를 유지한다. 행성은 항성을 돌고, 항성은 은하계의 중심을 돌고, 은하는 성단의 질량중심을 돌고, 성단은 초은하단을 돈다. 다른 물체에 의해 한 물체에 작용하는 중력은 두 물체의 질량의 곱에 정비례하고, 둘 사이의 거리의 제곱에 반비례한다. 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. 등가원리
아인슈타인이 특수상대성이론에서 일반상대성이론으로 확장하려고 시도했을 때, 그것은 쉬운 문제가 아니었다. 그리고 곧 일반상대성이론을 위하여 관성계를 비관성계로 확장하는데 중력 질량과 관성 질량 사이의 관계가 직접 관련이 있음을 깨달았다. 즉 중력 질량과 관성 질량이 똑같이 측정되는 것은 그들 사이에 보다 더 근본적인 관계가 존재하기 때문이라고 보았다. 이 문제를 해결하기 위하여 아인슈타인은 사고 실험을 수행하였다. 같은 두 우주선 A와 B가 있다. 우주선 A는 지상에서 발사 준비를 하고 있다. 그리고 우주선 B는 광대한 우주 공간에서 일정한 가속도 g로 등가속도 운동을 계속하고 있다. 이러한 두 우주선에서 물체를 떨어뜨리면 두 우주선 모두에서 물체는 똑같은 가속도 g로 낙하하는 것을 관찰하게 된다. 그런데 만일 두 우주선의 창이 모두 가려져 있어서 우주선 내에서는 자신의 우주선이 지상에 정지해 있는지 아니면 우주 공간에서 일정한 가속도 g로 등가속도 운동을 계속하고 있는지 모른다고 가정할 때, 우주선 내에서 실험하는 사람은 물체가 가속도 g로 낙하하는 것을 보고서 우주선이 지구에 정지해 있는 것인지 아니면 우주선이 우주 공간을가속도 g로 등속도 운동을 하고 있는 것인지 구별할 방법이 없다. 이력 데이터베이스
이력 데이터베이스 또는 템포럴 데이터베이스()는 시간 인스턴스에 관련한 데이터를 저장한다. 템포럴(temporal) 자료형을 제공하고 과거, 현재, 미래 시간에 관한 정보를 저장한다. 이력 데이터베이스는 2가지 주요 개념, 속성이 있다: 유효 시간, 트랜잭션 시간. 더 구체적으로, 템포럴 개념이 보통 이러한 2가지 개념(유효 시간, 트랜잭션 시간)을 아우른다는 것이다. 이 속성들을 병합하여 바이템포럴(bitemporal) 데이터를 만들 수 있다. 성간매질
원래, 천문학자들은 우주는 완전한 진공이라고 생각했다. 1913년, 노르웨이의 탐험가이자 물리학자인 크리스티안 버클랜드는 우주가 플라스마외에도 "암흑물질"을 포함하고 있을 것으로 처음으로 예측하였다. 그는, "우주공간이 전자와, 모든 종류의 이온들로 차 있을 것이라고 생각하는 것이 우리가 가질 수 있는 자연스러운 관점이다. 태양계나 성운이 아닌, 이른바 "빈공간"에 엄청난 양의 질량을 지니는 물질이 있을 것이라고 생각하는 것 역시 상식을 벗어난 생각은 아니다" 라고 적었다. 우주
뉴턴의 고전역학에 의한 우주론이 확립된 이후 과학계에서는 시공간이 태초부터 현재까지 언제나 같은 형태를 유지하고 있다는 정상우주론을 정설로 여겼다. 20세기 초 아인슈타인역시 이러한 이론을 바탕으로 자신의 일반상대성이론에 우주상수를 도입하여 우주가 항구적으로 변화되지 않는다는 정적 우주를 제안하하였다. 외계 행성 백과사전
외계행성 백과 사전의 주요 내용 중 하나는 외부 행성의 질량, 반경, 반지름, 공전주기, 궤도 경사각, 발견 년과 발견 날짜 등 기초적인 정보를 정리한 카탈로그이다 . 모든 행성 후보를 포함한 카탈로그 외에 관측 기법별로 나누어 카탈로그나 미확인 또는 발견이 철회된 행성의 카탈로그도 만들어지고 있다. 또한 행성과 항성의 개별 페이지도 존재하고 자세한 정보 및 관련 문헌을 볼 수 있다. 이 밖에 외행성에 관한 문헌에 대한 링크도있다. 이 페이지는 논문이나 학회에서의 발표를 바탕으로 지속적으로 업데이트 되고 있다. 라플라스의 도깨비
하지만 만일 라플라스의 도깨비가 평행우주나 대체 차원에 머무르면서 그곳에서 나타난 데이터를 알아낼 수 있고, 대체적이고 보다 거대한 연대표에서 필요한 계산을 할 수 있다고 한다면 이 앞서 언급한 시간 제한은 의미가 없을 것임을 제안하는 또 다른 이론이 존재한다. 이 입장은 데이빗이 쓴 책에서 예시를 이용해 설명되어 있는데, 여기서 그는 300-qubit의 양자컴퓨터가 수행하는 계산으로 평행우주의 존재를 증명할 수 있을 것이라고 말한다. 이처럼 라플라스의 도깨비와 결정론은 아직도 학계에서 다방면으로 의견이 분분한 주제이다. 중세의 우주론
18세기 이후에 수많은 우주론이 등장했다. 임마누엘 칸트와 요한 람베르트는 우주는 무한하며 안정된 상태라고 하며 우주는 Hierarchical universe를 구조로 하고 있다고 주장했다. 그 이후 아인슈타인이 우주상수의 개념을 도입하여 우주론의 개념을 확장시켰다. 그리고 르메트르와 가모프 허브의 팽창설로 부터 우주 내의 모든 물질을 포함하는 초원자가 폭발한 결과 팽창하는 우주가 되었다는 대폭발 이론이 있으며 우주 공간 내의 어느 방향에서나 2.7K의 흑체에서 방출되는 배경 복사, 즉 우주 마이크로파 배경이 관측되는데 이는 우주 대폭발 후 우주의 온도인 3000K일 때 방출되었던 우주가 팽창하면서 식어 현재 온도가 2.7K인 복사가 관측된다. 본디와 골드가 주장한 정상 우주론은 우주는 항상 지금과 같은 모양으로 존재한다는 이론이며 우주가 팽창하여 은하사이에 새로운 공간이 생길시 새로운 물질이 생겨나 우주의 밀도는 언제나 같다고 설명한다. 가모프가 진동 우주론을 주장하였는데 진동 우주론이란 우주는 유한하고 팽창과 수축을 반복하며 팽창을 계속하다가 우주의 크기가 한계에 도달하면 중력에 의해서 다시 수축하고 대폭발 이전의 우주로 돌아가서 대폭발을 다시 일으키고 이로 인해 우주는 또다시 팽창한다는 이론이다. 이외에 대폭발 이론을 보완해주는 급팽창 이론과 다중 우주론, 평행 우주론과 같이 우주의 구조를 설명하는 많은 이론들이 나왔으며 이 이론들에 대한 연구는 진행 중이다. 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. 슬론 디지털 전천탐사
(천체 데이터베이스로 처리되기 전의)원자료 역시 다른 인터넷 서버를 통해 접근 가능하다. NASA World Wind 프로그램을 통해 '플라이스루' fly-through에 처음으로 쓰이기도 했다. 우주
현대의 물리학이 고찰할 수 있는 최초의 우주는 대폭발 이후 10초 부터이다. 이는 빛이 물리학에서 다룰 수 있는 최소의 길이인 플랑크 길이를 통과하는 시간으로, 플랑크 길이는 약 10cm이다. 초기 우주의 모습은 현대 물리학의 미해결 과제와 기술적 한계로 인해 많은 부분은 추론에 의존하고 있다. 지금까지의 관측 결과에 따르면 현재의 우주는 대폭발 이후 약 137억년이 경과된 것으로 보인다. 다음은 대폭발 이후 현재까지의 시간을 표시한 것이다. 초대칭
기존의 양자장론은 우주 상수의 크기를 설명하지 못한다. 양자장론에서는 진공요동에 의하여 약 플랑크 눈금 (또는 대통일 눈금) 정도의 진공에너지 (우주 상수)가 존재한다. 그러나 실제 관측된 우주 상수는 이론값보다 현저히 작다. 질량 눈금으로 비교하면
즉 약 30승의 차이가 난다. 초대칭적 양자장론의 경우, 초대칭이 깨지지 않는 한 진공에너지는 정확히 0이다. 이는 보손에 의한 양의 진공에너지와 페르미온에 의한 음의 진공에너지가 서로 상쇄하기 때문이다. 낮은 에너지에서는 초대칭이 깨지므로, 진공 에너지는 대략 초대칭 깨짐 눈금 (약 1 TeV) 정도일 것이라고 예측할 수 있다. 이를 관측값과 비교하면 다음과 같다.
따라서 원래 30승의 차이가 15승으로 줄어든 것을 알 수 있다. 즉 초대칭을 도입하면 우주 상수 문제가 호전하나, 완전히 풀리지 않는다. 차가운 암흑물질
차가운 암흑 물질은 빅뱅이론의 개선으로 추가의 가정을 포함하고 있는데 우주의 대부분의 물질들은 전자기파로 관측되지 않아 어둡고 입자가 천천히 만들어져 차가운 물질로 존재한다. 2006년에 대부분의 우주론자들이 우주가 처음상태에서 어떻게 우리가 현재 볼 수 있는 은하들과 그들의 성단들이 덩어리로 분포하는 커다란 구조로 되는지 기술함으로써 차가운 암흑물질을 지지했다. 
차가운 암흑물질 이론에서 구조는 작은 물체들이 합하고 합해 점점 커져서 무거운 물질이 되며 계층적으로 자란다. 뜨거운 암흑물질의 예에서 구조가 계층적 형태는 아니지만 처음엔 큰 초은하단이 처음엔 평평한 팬케이크같은 판이었고 그 후에 우리 은하 같은 더 작은 조각으로 분열되는 형태이다. 뜨거운 암흑물질의 예언과 큰 규모의 관측은 강하게 일치하지 않음에 반하여 차가운 암흑물질의 경우 일반적으로 관측과 잘 맞는다. 
차가운 암흑물질의 예언과 은하들의 관측과 그들의 집약력 사이에 두 가지 중요한 모순이 우주에서 나타나지만, 차가운 암흑물질 그림에 대한 잠재적 위기를 만들어 낸다. 
차가운 암흑물질이 예언한 헤일로의 회전 곡선의 문제는 최대가 되는 지점이 은하에서 관측된 것보다 더 강한 것이다. 잃어버린 위성문제는 차가운 암흑물질 예언에서 작은 왜은하들의 많은 숫자가 우리은하질량의 천분의 일이다. 이것은 관측되지 않는다.
이 문제들 둘 다 다수의 해결책이 제시되는데 어떤 것들은 다른 것들보다 가망 있다. 이것은 다루기 힘든 문제로 불분명하게 남아있다.
차가운 암흑물질이론은 차가운 암흑물질입자가 무엇인지 정확히 예언하지 못하고, 큰 약점은 암흑물질이 어떻게 존재하는지 불분명한 것이 큰 약점이다. 허블 울트라 딥 필드
빅뱅 이론에 의하면 우주의 나이는 무한하지 않으며, 먼 곳을 관찰할수록 지금과는 다른 생성 초기의 우주를 볼 수 있다. 울트라 딥 필드 사진은 이 이론과 일치하는 모습을 보여주고 있다. 이 영상에는 초기 우주에 대해 예상한대로, 현재에 비해 은하가 활발히 생성되거나 은하끼리 합치는 모습이 포착되어 있다. 암흑 에너지
우주에는 태양이나 은하를 포함해 양성자나 중성자로 구성된 보통물질은 4.9%밖에 되지 않는다. 나머지 95.1%는 완벽히 정체가 밝혀지지 않은 상태다. 이중 암흑 에너지가 68.3%를 차지한다. 암흑에너지는 초신성을 관측해 우주팽창을 가속시키는 암흑에너지가 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 그 뒤 암흑에너지가 아인슈타인의 우주상수일 가능성이 높다고 밝혀졌다. 그러나 암흑에너지가 우주상수라 하면 오히려 새로운 문제가 드러나므로 여러 과학자들이 새로운 물리가 필요하다고 입모아 말하고 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. 셀레스티아
작은 인공위성이나 우주 정거장에서부터 행성, 항성, 은하를 포함하는 방대한 범위의 우주공간을 개인용 컴퓨터에서 볼 수 있다. 사용자는 간단한 조작으로 공간, 시간을 넘나들며 자유롭게 우주 공간을 탐색할 수 있다. 또한 기본 프로그램에 더해, 인터넷에 공개된 행성, 은하, 인공위성 등의 이미지나 위치자료, 스크립트 등 다양한 분야의 확장 데이터를 추가하면 더욱 다양한 환경을 시뮬레이션할 수 있다. 해상도
우주에서 촬영한 위성 사진이나 항공 사진의 경우, 해상도는 얼마나 작은 물체까지 식별할 수 있는가를 나타낸다.
예를 들어 허블우주망원경(Hubble space telescope; HST)에서 찍은 사진은 해상도가 일반 망원경에 수십 배가 넘는 해상도로 매우 작은 물체까지 사진으로 담아낼 수 있다. 슬론 디지털 전천탐사
2000년 자료 수집을 시작으로 최종 영상자료공개 파일이 담고 있는 영역은 전체 하늘 면적의 35%에 달한다. 약 5억 개의 천체에 대한 측광 자료와 300만 개 이상의 천체의 스펙트럼을 수집하였다. 주요 은하 표본은 적색편이 중간값이 z = 0.1이고, 밝은 적색 은하에 대하여 적색편이 z = 0.7까지, 퀘이사에 대하여 적색편이 z = 5까지를 수록하고 있다. 그리고 영상화 탐사는 적색편이 z = 6 이상의 퀘이사들을 탐지할 때도 착수되었다. 우주 탐사
우주 탐사(宇宙探査, space exploration)란 우주 공간을 탐사하는 것이다. 실제적인 우주의 탐사는 (human spaceflight)과 무인 우주선(robotic spacecraft)로 수행한다. 반면, 우주에 있는 천체를 관찰하는 것은 천문학이라고 한다. 20세기에 개발된 거대한 액체연료 로켓 엔진이 실제적인 우주 탐사를 가능하게 했다. 슬론 디지털 전천탐사
구글스카이는 SDSS의 자료를 포함하고 있어, 자료가 반영되는 영역에서 SDSS 자료에 접근할 수도 있다. 또한 구글스카이는 SDSS의 측광 및 분광 레이어용 KML 플러그인이 들어있어서 프로그램 안에서 SkyServer 자료에 직접적인 접근이 가능하다. 이 자료는 헤이든 플라네타리움의 3D 비쥬얼라이저에 이용되기도 한다. 거시공동
거시공동은 종종 밝혀진 우주의 우주론적 변수와는 다른 변수를 고수하는 것처럼 보인다. 때문에 거시공동은 외부와 우주론적 변수가 다른 값을 가질 때 국부 은하와 구조를 포함한 중력 결집 및 성장률에 대한 영향 연구에 대한 거대한 실험실의 역할을 하게 된다. 거대한 거시공동에 대부분 저밀도 영역에서 다량의 구형 대칭성을 가지는 선형적인 체계가 남아 있다는 관측으로 인해, 거시공동에 대한 검증 모형은 매우 정확하게 수행 된다. 이러한 거시공동에서의 상이한 우주론적 변수는 Ω, Ω, "H"이다. 천문학
천문학에서의 모든 정보는 주로 천체로부터의 가시광 영역의 빛, 또는 일반적으로 다른 파장대의 전자기파를 감지하고 분석함으로써 얻어진다. 관측천문학은 전자기파의 파장대별로 나눌 수 있다. 지상에서 관측이 가능한 파장대의 빛도 있지만 어떤 영역대는 높은 고도의 지역에서나 또는 우주에서만 가능하다. 물질
우주론에서는 암흑 물질과 암흑 에너지를 다루기도 한다. 이들은 기존 물리학에서 다루는 물질과는 조금 다른 개념으로 시각적으로 관찰할 수 없는 질량과 에너지를 갖는 존재를 다루기 위한 개념이다. 한국우주전파관측망
수십억 광년 떨어진 은하(Quasar, 준성)에는 일반적으로 블랙홀이 존재하는데, 이 블랙홀에서 방출되는 물질에서 나오는 전파를 VLBI를 통해 관측하여 은하의 형성과 진화 등에 대한 정보를 얻게 되며, 우주의 기원을 밝히는 관측방법이다. 은하의 별 주위에서 나타나는 현상도 주요 연구 대상이다. 관측 가능한 우주
많은 2차 자료에서 가시적 우주의 크기에 대해 매우 다양하고 부정확한 수치를 보도하여 왔다. 그러한 수치 중 일부는 아래에 작성되어 있으며, 그런 오해에 대해 그럴듯한 이유를 간략하게 설명해 놓았다. 별난 물질
1994년, 멕시코의 물리학자 미겔 알쿠비에레가 내놓은 계산에 기반해 이론상으로 빛보다 빠른 여행이 가능한 것으로 나타났다. 미겔 알쿠비에레는 별난 물질(exotic matter)고리, 치우치지 않은 거품, 평평우주를 이용해 우주선을 운행하면 정상 우주에서 빛보다 10배나 빠르게 그 주변 우주로 순식간에 이동할 수 있다는 것이다. 기존 물리학 상식으로서는 그 어떤 것도 우주공간을 통해 빛보다 빠르게 날 수는 없다. 알쿠비에레 드라이브 참조. 스타더스트 (우주선)
에어로젤에 성간 먼지가 잡혔는지를 분석하기 위해서는 100만 개에 달하는 사진에 찍혀 있는 입자의 흔적을 분석해야 한다. 이 사진들은 그리드 컴퓨팅 프로젝트인 Stardust@home을 통해 자료 분석에 도움을 준다. 2014년 4월, NASA는 일곱 개의 성간 먼지 입자가 스타더스트를 통해 회수되었다고 밝혔다. 우주과학
이외에도 우주와 관련된 여러 물체와 개념들이 연구 대상이 된다.이외에도 우주에서 일어나는 여러 현상들을 연구한다. 우주 생명 상관론
우주생명상관론적 분석에 있어서, 행성들은 (우라니아 점성술의 문자반 천궁도에서 파생된) 종종 코스모그램이라고 불리는 천궁도의 한 특정 형태 속으로 들어간다. 지리 정보 시스템
Geospatial Data란 지리적인 정보를 가지고 있어서, GIS가 다른 Informatin System (정보 시스템)과 구별짓는 역할을 하는 중요한 data.
Geospatial Data는 Spatial data와 attribute data로 나뉜다.
GIS 분석을 위해서는 이 둘의 특징을 정확히 이해해야만 한다.
예를 들어 "도로"에 대해 말을 해 보자. 어느 도로건 위치, 혹은 각 도로의 속성(이름, 길이, 속도 제한, 혹은 방향등의 정보)을 가지고 있다.
Spatial data는 위치에 해당하는 정보, 즉 도로의 모양이나 좌표에 대한 정보를 쥐고 있는 부분이다.
Attribute data란 도로의 속성에 대한 정보를 가지고 있는 부분. 다중 우주론
2003년 WMAP 과학 위성이 우주 배경 복사를 매우 정밀하게 측정한 데이터를 살펴보면 우주에 있는 물질의 분포와 구성성분에 대해 알 수 있다. 관측결과에 따르면 양성자와 중성자로 이루어져 있는 보통의 물질은 전체 우주에서 4%밖에 안 되고, 우주의 22% 정도는 이와는 다른 암흑 물질로 이루어져 있다. 나머지 74% 정도는 암흑에너지로 이루어져 있다. 암흑 에너지는 다른 물질을 당기는 중력은 가지고 있지 않고 물질들을 서로 멀어지게 하는 작용을 가지고 있다. 암흑에너지의 구체적인 값과 관련된 문제를 단번에 해결하는 한 가지 방법은 우주가 하나가 아니고 여러 개 존재한다는 다중 우주라는 아이디어이다. 중세의 우주론
1917년 알베르트 아인슈타인은 자신의 일반 상대성 이론에 기초한 우주의 모델을 제안하였다. 그는 장방정식이라는 물질, 복사, 중력의 상호작용을 수학적인 항으로 나타내는 방정식을 유도하였다. 현대의 우주론은 대부분 이 장방정식의 해를 구하고 이를 관측 데이터에 의해서 검증하는 것이다. 아인슈타인의 우주 모델은 균질, 등방이고 공간은 구대칭이며 체적은 유한하고 경계는 없다. 그러나 그의 모델은 정적인 우주로서 이를 위해서 그는 그의 방정식에 우주론 상수라는 임의의 힘을 추가시켰다. 그러나 후에 허블에 의해서 우주의 팽창이 발견되면서 아인슈타인의 정적인 모델은 팽창 모델로 수정되어야 했다. 이에 관해 아인슈타인은 ‘내 생애 가장 큰 오류’였다는 말을 남겼다.
일반 상대론에서는 중력과 가속도는 상응하는 것으로 물체가 중력장 속을 통과할 때에는 물체의 운동방향이 중력에 의해서 바뀌게 된다. 즉, 물체는 휜 공간을 따라 움직이게 된다는 것이다. 물질을 포함하고 있는 우주에서도 이와 같은 규칙이 적용 된다. 이 때 움직이는 물체의 궤적이 휘어지는 현상을 보고 공간이 휘어 있다고도 말한다. 여기서 공간이 휘는 정도는 우주의 전체질량에 따라 달라진다. 장방정식의 해는 곡률의 형태와 크기를 나타낸다. 우주의 미래도 이 곡률이 어떠하냐에 따라 달라지게 된다. 따라서 현대 우주론의 중심 과제는 이 세 가지 가능성 중에서 어떤 것이 옳으냐를 결정하는 데 있다. 일반상대론 개론
양자론과 우주론적 측면에서 제기되는 도전들을 통해 일반상대론 연구는 미래에도 다양한 탐구를 할 수 있는 가능성을 얻고 있다. 수학적 상대론학자들은 특이점의 성질과 아인슈타인 방정식의 근본적 특징을 톺고 있다. 또한 특수한 시공간(예컨대 블랙홀 융합)에 대한 보다 종합적인 컴퓨터 시뮬레이션이 시도되고 있다.
일반상대론이 처음 발표되고 90년 이상의 세월이 흘렀지만, 오늘날 일반상대론과 관련된 연구들은 과거 그 어느 때보다도 활기에 차 있다. ΛCDM 모형
우주론에서, ΛCDM 모형(람다시디엠 모형, )은 우주 상수(Λ)와 차가운 암흑 물질(CDM)을 포함하는 우주 모형이다. 표준 우주 모형()이라고도 하는데, 이는 이 모형이 오늘날 관측된 거의 모든 우주론적 데이터와 일관되기 때문이다. 암흑류
표준 물리 우주론에 따르면, 우주 마이크로파 배경에 대한 은하단의 움직임은 모든 방향에서 무작위여야 한다. 하지만, 3년간의 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)에서 동적 수나예프-젤도비치 효과 데이터 분석 결과 천문학자 알렉산데르 카슬린스키, F. 아트리오 바란델라, D. 코체브스키, H. 에벨링 등의 연구엔 놀라울정도로 거의 일정하게 은하단의 속도에 센타우루스자리와 돛자리 사이 하늘 20도 정도의 영역을 향한 600–1000 km/s 속도의 일정한 흐름이 있는 것을 발견했다. 수학적 우주 가설
테그마크는, MUH는 검증 가능한 것을 주장하고 있다. 그는 (a) 물리학 연구는 자연스럽게 둘 수 있는 수학적 규칙성을 분명히 하는 것을 MUH는 예측한다; 그리고 (b) 우리는 수학적 구조의 다원 우주의 전형적인 요소를 점유하고 있다고 가정하면, 우리의 우주가 얼마나 전형적인가를 평가하는 것에 의해서 다원 우주 예측의 검증을 시작할 수 있을 수 있다고 말하고 있다(sec. VIII.C).
MUH는, 수학은 외적인 실재라는 급진적 플라톤주의의 관점에 근거하고 있다(sec V.C). 그렇지만, Jannes는, 수학은 적어도 부분적으로는 인간의 사고의 구축물이라고 논의한다. 이 논의는 다음 관찰에 근거하고 있다. 즉, 만약 그것이 외적인 실재라면, 고등 수학의 언어를 이해하는 인간이 아닌 지적 생명체가 존재해야 하는 것이다. 그렇지만, 우리가 아는 인간이 아닌 지적 생명체는 객관적 언어로서의 (고등) 수학의 입장을 확증하지 않는다. 또,"세속주의"의 입장을 취하는 Jannes는 다음처럼 논의한다(sec. VI.A). 수학은 시간과 함께 진화하고 있다. 이에 임하는 고정적인 의문과 확립된 방법으로는, 수학은 명확한 구조에 수습하고 있다고 생각할 이유는 없다. 또, 급진적 플라톤주의자의 입장은 유아론과 같은 또 다른 하나의 형이상학 이론이다. 결국, 형이상학은 우리가 이미 알고 있는 것을 기술하기 위해서 다른 언어를 사용하는 것을 요구한다. 길이
천문학에서 별까지의 거리는 별의 다양한 특성을 파악하는 데 가장 중요한 요인으로 작용한다. 대부분의 천체의 경우 거리를 직접 측정할 수 없을 만큼 먼 거리에 존재하기 때문에 다양한 간접적인 방법을 동원하여 천체까지의 거리를 측정한다. 측정할 수 있는 거리의 단위가 커질수록, 인류의 우주관도 함께 발달했다. 결정론
결정론의 또 다른 논쟁 중 하나는 '미래에 대한 예측'에 있다. 결정론에 따르면 현상을 정확히 파악하면 미래를 예측할 수 있다. 이는 천체역학의 발전을 통해 증명되었으며, 지표에서도 물체의 역학적 운동의 대부분은 수학적 계산을 통해 파악할 수 있다. 그러나 현재의 상황을 분석해도 미래에 대한 예측이 어렵거나 불가능한 사례가 많은데 대표적으로 일기예보, 조류의 흐름, 삼체문제, 심장박동 등이 있다. 이러한 문제들은 20세기에 이르러 프랙털, 결정론에 입각한 혼돈 이론 등을 통해 설명할 수 있는데, 이러한 설명 방식도 선형적인 운동만을 설명할 수 있다는 한계가 있다. 오늘날에도 혼돈이론은 계속 연구되고 있으나, 이것이 과학 전반의 개념적 토대들로서 얼마나 중요한지에 대해서는 여전히 논의되고 있다. 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. 외계의 지적생명탐사
그러나 힐러리 클린턴이 외계인과 관계를 맺었다거나 사담 후세인과 오사마 빈라덴이 연인이라는 기사, 고인이 된 엘비스 프레슬리가 햄버거가게에서 나오는 합성사진보도 등 출처나 정보 입수 경로가 명확하지 않은 내용을 담기로 유명한 신문인 미국 위클리월드뉴스 는 2012년 2월 6일, 스웨덴 해저탐험대가 발트 해 바다 아래에서 UFO를 발견했다는 2011년 7월 말, 2012년 1월 말 보도를 근거로 "발트 해 심해에서 우주선이 발견돼 UN이 전문가들을 급파했다. 현재까지 29대의 우주선이 목격됐다. 외계의 구탄행성에서 우주선이 날아와 지구를 공격할 것."이라고 보도하였다. 이 정보는 대한민국에 전해져 네티즌들 사이에서 지구종말론과 함께 거론되는 등 논란이 되었고 2012년 3월 18일 MBC 신비한TV 서프라이즈에서 이를 다루기도 하였다. 우주
갈릴레오 갈릴레이가 망원경을 이용하여 목성의 갈릴레이 위성을 관측하면서 지구중심설에 의문이 제기되었고, 이후 코페르니쿠스가 태양중심설을 주장하였다. 요하네스 케플러는 티코 브라헤의 관측 자료를 바탕으로 케플러의 행성운동법칙으로 태양계에서의 행성 운동을 설명하였고, 이에 착안하여 아이작 뉴턴이 만유인력의 법칙을 발견하면서 고전역학에 의한 우주론이 확립되었다. 벌거숭이 특이점
이러한 무한대의 질량을 포함하는 특이점이 있다면, 일반 상대성 이론이 깨지기 때문에 이론적으로 인과관계를 예측할 수 없게 된다. 일반 상대성 이론에서 자신의 해로 특이점이 예측되는 것은 사실이지만, 벌거숭이 특이점이 존재하는지에 대한 여부는 오랫동안 이론적인 문제가 제기되고 있다. 로저 펜로즈는 이와 같은 벌거숭이 특이점은 자연발생되지 않을 것이라 예상하고 우주 검열 가설을 주장하며, 특이점은 반드시 사건의 지평선에 의해 숨겨진다는 의견을 내세웠다. 편평도
"우주의 곡률"의 개념은 우주론에서 기본이다. 곡률이 없는 우주는 "편평한 공간" 또는 유클리드 공간이라고 부른다. 우주가 "편평한"이든 아니든 또는, 이것이 영원히 팽창할 것인지 아니든 또는, 최대한 자기 자신을 거꾸로 붕괴하든 아니든, 극한의 죽음을 측정할 수 있다. 우주나이의 기하학은 거의 편평함을 증명해주는 "WMAP"에 의해 측정할 수 있다. WMAP 5년 결과와 분석에 따르면 "WMAP는 우주가 편평함(임계밀도와 같은 우주에서의 에너지밀도를 따르는)을 측정했다. 이것은 오직 5.9 양성자/formula_1와 같은 값을 갖는 9.9 ×formula_2의 질량밀도와 같은 값이다". WMAP자료는 Ω = 1.02 +/- 0.02를 갖는 편평한 기하학과 일치 한다. 천체력
또한, 천체력은 점성가들과 천문학자들이 관심을 두고 있는 식과 겉보기 역행 운동, 행성의 정거, 행성의 입장, 항성시, 평균 및 실제의 달의 교점, 달의 위상 그리고 때때로 소행성과 왜행성의 위치와 같은 천문 현상에 대한 기록을 제공할 수도 있다.
과학적 사용에 있어서, 현대의 천체력은 사용자가 원하는 특정 시간에 대한 행성과 위성, 소행성, 혜성의 위치를 알려주는 소프트웨어로 만들어진다. 우주의 나이
보다 정확한 우주의 나이를 구하려면, 과거 우주의 팽창률 변화를 서술하는 보정항 formula_11를 구해야 한다.
이 값은 수치 계산으로 구할 수 있으며, 여러 우주 변수들의 값에 따른 값들이 그림에 나와있다.
이 그림은 formula_22값을 일정하다고 보고,
formula_23와 formula_24 값들을 바꿀때
formula_11값이 어떻게 변하는지를 계산한 것이다.
현재 받아 들여지고 있는 
formula_26 = (0.266, 0.732)을 대입하면
거의 1에 가까운 formula_27을 얻을 수 있다.
한편, 우수상수를 포함하지 않는 평평한 우주(flat universe)는
formula_26 = (1.0, 0.0)을 가지며,
이 때는 formula_29가 되어 실제 우주의 나이는 앞에서 간단히 추정한 허블시간보다 젋어지게 된다. 관측 가능한 우주
우리 우주의 관측성 한계는 우리가 우주에서 일어나는 다양한 사건에 대한 정보를 얼마나 얻을 수 있는지 다양한 물리적 제약조건에 기반한 여러 우주론적 지평선의 집합에 의해 결정된다. 가장 유명한 지평선은 우주의 나이의 한계로 인해 보이는 정밀한 거리상의 한계인, 입자 지평선이다. 다른 지평선으로는 미래에 어느 정도 만큼 관측이 가능한지(공간의 팽창으로 인해 입자 지평선보다 크다)와 연관된 것이 있으며, 최종산란면에 있는 "광학 지평선", 중성미자나 중력파에 대한 최종산란면과 관련된 지평선도 있다. 물리 우주론
20세기의 발달은 우주의 기원에 대해 탐구할 수 있는 길을 열어주었고, 과학자들로 하여금 대폭발 이론을 수립하게 하여, 이 모형이 우주론 모형을 대표하고 우주론자들이 그들의 이론과 연구의 바탕으로 받아들이도록 하였다. 극소수의 연구자들은 아직도 몇 가지의 비표준 우주론을 주장하지만, 직업 우주론자들은 일반적으로 대폭발이 관측 결과를 가장 잘 설명한다고 인정한다. 물리 우주론은 개략적으로, 우주의 매우 큰 물질 단위(은하, 은하단, 초은하단)와, 우주가 거의 한 덩어리였을 때의 우주(뜨거운 대폭발, 급팽창, 우주 마이크로파 배경과 바일 곡면 가설), 그리고 초창기 때 형성된 천체(퀘이사)를 다룬다. 우주의 나이
아주 정확히 결정함으로써 우주의 나이를 구하는데 있어서 결정적인 기여를 하였다.
한편 허블 상수formula_32 값은 Ia형 초신성관측을 통해 상당히 정확한 값들을 얻을 수 있다. 이 우주 변수들의 값과 허블상수값들로 부터 일반적으로 받아들여지는 우주의 나이(137.5억년)가 얻어졌다. 우주 검열 가설
아인슈타인 방정식의 해석에 따르면 특이점 정리에 의해 일반적으로 특이점이 생기는 것으로 알려져 있지만, 그 특이점의 대부분은 사상의 지평선에 둘러싸여있기 때문에 외부세계와 고립되어 물리법칙을 적용시키는데 있어 문제가 없다. 그러나 사상의 지평선에 둘러싸이지 않은 특이점이 존재하는 것으로 알려져있으며, 이것을 노출 특이점이라고 한다. 내림 데이터
범주론에서, 내림 데이터(-data, , )는 어떤 올범주의 밑범주 속의 대상의 덮개 위에 주어진, 각 덮개 원소 위의 올범주의 대상들로 구성된 구조이다. 이를 사용하여, 일부 경우 밑범주 속의 대상의 올범주의 한 원소를 유일하게 재구성할 수 있다. 어떤 경우 이러한 재구성이 가능한지를 연구하는 수학 분야를 내림 이론(, )이라고 한다. 중력렌즈
전면에 있는 은하단에 의한 강한 중력렌즈 효과와 약한 중력렌즈 효과를 이용하면 암흑 물질의 양과 분포도 연구할 수 있다. 이를 포함하여 전면 렌즈 안에서의 질량분포가 이해된다면, 암흑 에너지와 허블상수로 기술되는 우주의 팽창 효과를 더욱 정확히 이해 할 수 있다. 천체물리학 자료시스템
천체물리학 자료시스템(Astrophysics Data System; ADS)은 미국 항공우주국이 개발한 물리 및 천문학 논문 열람 온라인 데이터베이스이다. 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. 관측 가능한 우주
다양한 파장 (특히 21cm 방출)대역의 전자기파를 이용한 전천탐사 및 측량으로 우주의 구조에 대한 구성 및 특성에 대한 많은 정보를 얻을 수 있었다. 우주의 구조는 초은하단 및 은하필라멘트 규모까지는 계층적 모형을 따르는 것으로 보인다. 이보다(30~200 메가파섹 사이의 규모) 큰 규모에서는 연속적인 구조가 나타나 보이지 않는데, 이러한 현상은 "거대함의 끝"(End of Greatness)이라 불린다. 로널드 몰렛
다중 우주론(多重宇宙論)은, 우주가 여러 가지 일어나는 일들과 조건에 의해 통상적으로 갈래가 나뉘어, 서로 다른 일이 일어나는 우주가 사람들이 알지 못하는 곳에서 동시에 진행되고 있다는 생각이다. 평행우주론(平行宇宙論)이라고도 한다.우리 우주에 영향을 주지 않는, 그리고, 평행하게 진행하고 있는 다른 우주를 관측하는 것이 불가능한 이상, 즉, ‘관측할 수 없는 것이 존재하고 있다’는 것은 물리학적으로 이상하다는 견해도 있다. 다중우주론을 이용하면, 시간 여행에 의한 시간 파라독스가 발생하지 않아, 타임 머신 같은 기기를 만들 수 있을 수도 있을 것이라는 견해가 있다. 과거로 돌아가 어떠한 영향을 주었다 하더라도 이에 영향받은 우주와 관계가 없는 우주가 평행으로 진행되기 때문이다.
로널드 몰렛이 디자인하고 있는 타임머신은 상대성이론에 의거하며 고리형 레이저를 이용한다. 타임머신이 생성하는 두 개의 광선 고리는 서로 반대 방향으로 회전하게 된다. 빛의 속도를 서서히 낮추면서 동시에 광선의 강도를 강하게 하면 시공간의 왜곡이 발생한다. 결국 공간과 시간은 회전하는 빛에 의해 왜곡되고 시간은 공간과 같은 차원이 된다. 이 차원이 바로 따라가게 되는 길이다. 만일 고리 속으로 들어가 한쪽 방향으로 걸어가면 과거로 돌아갈 수 있다는 것이 그의 이론이다.
만일 시간을 뛰어넘는 고리가 존재한다고 한다면 로널드 몰렛은 그의 시간여행 이론에 쓸만한 데스크톱 크기의 장치를 설계할 것이다.거울을 배열함으로 그는 우주공간으로 순간이동 할 수 있는 회전하는 광선을 만들 수 있을 것으로 보았다.
몇몇 원자 구성입자들은 아주 작은 수명을 가졌기 때문에 그는 이 입자들을 회전하는 광선의 부근에 위치하게 해서 좀 더 긴 수명을 가지게 되는 것이 확인되기를 바랐다. 그 입자들이 좀 더 긴 수명을 가져야 하는 것은 미래로 향하는 시간을 넘는 고리를 지나게 해야 한다는 것을 의미한다. 컵과 스푼을 가지고 있을 때, 커피는 빈 공간이고 스푼이 회전하는 광선이라고 해보자. 각설탕을 커피 안에 넣는다. 빈 공간이 요동칠 때, 원자 구성입자(설탕)가 그 공간을 유영하는 것을 관찰할 수 있다. 아인슈타인에 의하면 우주공간에서 언제든지 무언가를 할 때면 시간에 영향을 미칠 것이라고 했다. 왜곡된 공간은 시간을 왜곡되게 하고, 이론적으로 공간을 넘는 것과 같이 시간도 넘을 수 있음을 뜻한다. 우주
천체에 대한 관측 성과는 계속적으로 발전하여 윌리엄 허셜은 천왕성을 발견하는 한편 수 많은 항성에 대한 관측을 바탕으로 은하의 지도를 제작하였으며 태양계 역시 이동하고 있다는 사실을 관측하였다. 허셜의 관측 목록은 NGC 목록의 기반이 되었다. 천문학사
20세기에 들어와서 1900년에 등장한 양자론(量子論)에 의해 천체 물리학의 이론적 기초가 확립되었다. 1938년의 연주 시차의 검증은 태양중심설의 결정타가 됨과 동시에 항성의 거리 측정의 길을 열어 주었다. 이에 의하여 천문학의 대상 영역은 태양계를 넘어서서 은하계로 전개되었다. 항성의 위치·거리·운동·반지름 등의 기하학량(幾何學量)과 항성의 등급·광도·색깔·스펙트럼·표면 온도·질량 등의 물리량들은 직접 관측할 수 있는 자료를 기초로 순차적으로 도출(導出) 산정(算定)되는 것인데, 많은 수의 항성 자료의 통계적 처리 결과 몇 쌍의 특정의 두 양(量)을 직결하는 경험법칙이 발견되었다. 예를 들면 항성의 스펙트럼형(型)과 광도(헤르츠스프룽 러셀도, Hert－Russell圖, 혹은 간단히 H－R圖, 1913), 연성(連星)의 질량과 광도(1924), 맥동성(脈動星)의 변광 주기와 광도(1908) 등의 사이에 성립되는 관계이다. 슬론 디지털 전천탐사
SDSS는 인터넷으로 이용 가능하도록 자료를 공개하고 있다. SkyServer는 마이크로소프트 SQL 서버 기반으로 다양한 인터페이스를 제공한다. 이 방식으로 탐사의 스펙트럼과 영상을 이용할 수 있다. 또 인터페이스들은 이용하기 매우 쉽도록 만들어져 있다. 예를 들어 SDSS의 공개자료에서 취급되는 하늘의 특정 영역의 풀컬러 영상이 필요할 때, 그냥 좌표계를 입력만 하면 영상을 얻을 수 있다. 이 자료는 특별한 허가증 없이 비상업적 용도로 사용된다. 또 SkyServer에서는 어린 학생부터 전문적인 천문학자까지 모든 사람을 대상으로 다양한 설명서를 제공하고 있다. 2013년 7월에 10차 주요 자료 공개, DR10이 발표되었다. 다양한 검색 인터페이스를 통해 영상과, 영상화 목록, 스펙트럼, 적색편이 자료들을 제공한다. 수학적 우주 가설
Stoeger, Ellis 및 Kircher는 다음처럼 지적한다(sec. 7). 진정한 다원 우주 이론으로는, 우주는 완전하게 서로 분리한 관계이며, 그러한 안의 어느 하나의 우주로 일어난 사건도 다른 어느 우주로 일어나는 사건에도 인과적으로 관계하지 않는다. 그러한 다원 우주에서의 이 인과적인 관련의 결여에 의해, 다른 우주를 과학적으로 감지하는 것은 현실에는 할 수 없다. Ellis는 특히 MUH를 비판한다. 그는, 테그마크의 1998년의 논문 등에 둘 수 있는 희망적인 견해에도 불구하고, 완전하게 분단된 우주의 무한의 집합은 "완전하게 검증 불가능하다"라고 지적한다(p29). 슬론 디지털 전천탐사
SEGUE 1과 2에서 얻은 자료는 은하의 헤일로와 원반의 복합 운동과 화학적 세부구조를 밝혀준다. 은하의 구조와 (화학적)풍부화 역사에 대한 중요한 단서가 마련되는 것이다. 특히 헤일로 외곽은 만기강착사건들 late-time acrcretion events에 지배되는 것으로 추측된다. SEGUE는 현존하는 항성헤일로의 형성 모형에 제약을 두는 것에 도움을 줄 수 있으며, 우리 은하 생성에 관한 차세대 고해상도 시뮬레이션에도 영향을 줄 수 있다. 또 SEGUE 1과 SEGUE 2는 화학적으로 원시적인, 희귀한 별들에 대한 사실을 밝힐 때도 도움을 줄 수 있다. 이 별들은 우주의 별생성사에서 가장 이른 세대의 잔재이다. 자료 집합
자료 집합이라는 용어는 또한 특정한 실험이나 이벤트에 상응하는, 밀접히 관계된 테이블의 모임 안의 데이터를 가리킬 수도 있다. 이러한 종류의 예는 우주 탐사체의 장비로 실험을 수행하는 항공 우주국에 의해 수집된 데이터 집합을 들 수 있다. 디지털 물리학
물리학과 우주론에서 디지털 물리학( digital physics)은 이론적으로 우주의 본질은 정보로써 묘사될 수 있다는 관점의 모음이다. 이 이론에 따르면, 우주는 방대한 양의 연산이 가능한 장치에서 실행되는 프로그램의 작동 결과라고 추정 할 수 있다. 관측 가능한 우주
이론적으로 미래에 많은 은하들이 관측 가능하게 될 것임에도 불구하고, 실제로 증가하고 있는 은하의 수는 우주의 팽창으로 인해 극도로 적색편이화 될 것이다. 그래서 이들은 관측시 사라진 것처럼 보이게 되어, 결국 볼 수 없게 된다. 추가적으로 미묘한 점은, 만약 우리가 어떤 과거 시대(빅뱅 5억 년 후의 은하에서 방출된 신호라고 하자)에 어떤 은하로부터 방출된 신호를 탐지할 수 있다면, 주어진 공변거리 상의 그 은하는 "관측 가능한 우주"에 위치한 것으로 표현되지만, 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변반경보다 작은, 일정한 공변거리(공변거리는 우주의 팽창으로 인해 후퇴속도를 나타내는 데 사용되는 고유거리와는 달리 시간에 대한 상수) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수 없다는 점이다.(그래서 우리는 그 은하를 빅뱅 100억 년이 지난 것처럼 절대 볼 수 없을 것이다) 이런 사실은 시간에 따라 반경이 변하는, 우주론적 사건의 지평선의 한 유형을 표현하는 데 사용될 수 있다. 예를 들어, 현재 이 지평선의 거리는 약 160억 광년으로, "현재" 일어나는 사건에서 발생하는 신호가 160억 광년보다 짧은 거리에서 발생한 것이라면 미래의 어느 순간에 지구에 도달할 수 있음을 의미한다. 하지만 그 사건이 160억 광년보다 멀리 떨어진 곳에서 발생하였다면 신호는 지구에 절대 도달할 수 없다. 전파은하
일부 연구는 우주론 계수를 측정하기 위한 표준자로서 전파은하를 이용하는 것을 시도했었다. 이 방법은 전파은하의 크기가 나이와 환경에 달려있기 때문에 매우 어렵다. 그래도 전파은하에 기반한 방법이긴 하나 전파원의 모형을 이용할 때, 다른 우주론적 관측과 함께 좋은 협의를 제공할 수 있다. 일반상대론 개론
필연적으로 참인 과학적 이론은 존재하지 않는다. 각각의 이론들은 모두 실험을 통해 검증되어야 하는 모형일 뿐이다. 뉴턴의 만유인력의 법칙은 태양계의 행성과 위성들의 운동을 상당한 정확도로 계산할 수 있었기에 받아들여지게 되었다. 실험장비의 정밀도가 서서히 진보하면서 뉴턴의 예측과 불일치하는 결과들이 발견되기 시작했고, 여기서부터 일반상대론이 시작되게 되었다. 마찬가지로 일반상대론에서 도출된 예측들 역시 실험을 통해 검증되어야 하며, 아인슈타인 본인도 이론의 검증을 위한 고전적 실험 세 가지를 직접 고안하기도 했다. 천문학
이론 천문학자들은 모형을 만들고, 그 모형이 옳다면 어떤 결과를 가져올 지를 연구한다. 이를 바탕으로 관측자들은 여러 이론들 중 어느 것이 옳은 것인지를 가려줄 관측 자료들을 모으거나 실험을 계획하게 된다. 새로운 관측 자료가 얻어지면, 이론 천문학자들은 이 관측 결과를 설명할 수 있게 꾸준히 모형을 바꾸고 발전 시킨다. 만약 자신의 이론이 새롭게 얻어진 관측 자료와 양립할 수 없는 경우에는, 그 관측 결과를 맞출 수 있게 모형을 약간 수정할 수 있지만, 만약 이론이 아주 많은 관측 자료와 모순된다면, 그 모형은 폐기되기도 한다. 다중 우주론
다중 우주론(多重宇宙論)은, 우주가 여러 가지 일어나는 일들과 조건에 의해 통상적으로 갈래가 나뉘어, 서로 다른 일이 일어나는 우주가 사람들이 알지 못하는 곳에서 동시에 진행되고 있다는 이론이다. 성운의 왕국
허블은 처음으로 안드로메다은하까지의 거리를 정확하게 측정했다. 그가 측정한 거리는 그 당시 사람들이 알고 있던 우리 은하의 크기보다 훨씬 더 큰 값이었다. 하지만 허블이 측정한 방법이 너무나도 확실했기 때문에 누구도 부인할 수 없었다. 우주의 크기가 폭발적으로 커지는 순간이었다. 허블의 두 번째 업적은 우주 곳곳에 흩어져 있는 안드로메다은하나 우리 은하 같은 은하들을 연구하기 위한 기틀을 만들었다는 것이다. 허블은 은하의 분류를 처음으로 시도했다. 이 분류법이 완전한 것은 아니다. 분류법이 의미하는 것도 아직은 분명히 알지 못한다. 하지만 여전히 허블의 은하 분류법은 기초 자료로 활용되고 있다. 이런 점에서 허블은 외부 은하 연구의 아버지라고 불릴 만한 사람이다. 허블의 세 번째 업적이자 허블을 허블답게 만든 업적은 허블 법칙의 발견이다. 물론 허블 법칙에 필요한 자료들은 다 있었다. 하지만 허블이 했던 방식으로 자료를 분석한 사람은 없었다. “모든 진리는 한번 발견되면 이해하기는 쉽다. 중요한 것은 진리를 발견하는 것이다.” 허블 법칙은 우리가 알고 있는 우주의 가장 근본적인, 그리고 가장 확실한 관측적 사실이다. 어느 우주론이든 이 법칙을 설명하지 못하는 이론은 재고할 가치도 없다. 허블 우주망원경
허블으로 먼 우주를 들여다 볼 수 있는 특별한 창으로는 허블딥필드와 허블울트라딥필드, 그리고 허블익스트림딥필드가 있다. 이것들은 가시광선 파장에서 타의 추종을 불허하는 허블의 감도로 하늘의 작은 일부분을 사진에 담아낸 것으로, 지금까지 그 어떤 광학 대역에서 얻은 사진보다도 먼 곳을 담고 있다. 이 사진 속에는 수십억 광년 떨어져 있는 은하들이 담겨 있어 연구 대상으로서 수많은 연구 논문 작성에 도움을 주었으며, 초기 우주를 바라보는 새로운 창이 되었다. 광시야카메라 3은 이 영역들을 적외선과 자외선 대역에서 개선하여 MACS0647-JD와 같이 여태껏 발견된 천체 중 가장 먼 천체들의 발견에 도움을 주었다. 반양성자
반양성자는 지난 25년 동안 우주선에서 검출되어 왔다. 처음엔 대형 풍선을 이용한 실험에서 측정해왔고,
최근엔 인공위성을 이용한 실험을 통해서 측정 되었다.
우주선에서 반양성자의 존재에 대한 기본 개념은 성간물질에서 우주선 양성자들이 질량 A를 갖는 입자와 충돌하여
다음과 같이 반응하게 되고, 관측 가능한 우주
2015년 현재 우주의 나이의 가장 정확한 값은 137억 9,900만 ± 2,100만 년이지만, 우주의 팽창 때문에 사람은 원래 매우 가까웠으나 지금은(우주론적 고유거리의 면에서) 138억 광년보다 훨씬 멀리 떨어져 있는(이 거리는 현재의 공변거리와 동일하다) 천체들을 관측하고 있다. 관측 가능한 우주의 지름은 약 28.5 기가파섹(930억 광년, 8.8×10 킬로미터, 5.5×10 마일)로 추정되는데, 이는 약 465억 광년 떨어져 있는 관측 가능한 우주의 가장자리에 반대편 가장자리를 하나 더 얹은 것이다. 우주에 있는 (암흑물질과 대비되는, 즉 관측 가능한)보통 물질의 총질량은 관측 가능한 우주의 임계밀도와 질량을 이용하여 계산할 수 있는데, 약 5×10 kg이다. 관측 가능한 우주
보통물질의 질량이 약 1.45×10 kg이고 모든 원자가 수소원자(우리 은하에 있는 모든 원자 중 은하 전체 질량의 74%를 차지함)라고 가정한다면, 관측 가능한 우주에 있는 총 원자의 개수를 간단히 계산할 수 있다. 보통물질의 질량을 수소원자의 질량으로 나누면 되는 것이다.(1.45×10 kg 나누기 1.67×10 kg) 계산 결과는 대략 수소 원자 10 개이다. 생화학적 합성은 138억 년 전, 빅뱅 이후 우주가 단 1,000만 년에서 1,700만 년 되었을 무렵인, 생명 가능 시기 동안에 시작되었을 것이다. 판스페르미아 가설에 따르면, 유성체, 소행성, 그리고 다른 태양계 소천체에 의해 발생하였다고 하는 마이크로미터 크기의 생명이 우주 도처에 존재할 수 있다고 한다. 생명체는 오로지 지구에서만 확인되긴 하였지만, 많은 사람들은 외계 생명이 존재할 뿐만 아니라 그것이 필연적일 것이라고 생각한다. 프로그래밍 언어의 역사
허먼 홀러리스는 그가 열차의 차장이 기차표 위의 천공 카드의 위치를 이용하여 표 소지자의 외모를 부호화하는 것을 관찰했을 때 천공 카드의 정보를 부호화할 수 있다는 사실을 깨달았다. 그 뒤 홀러리스는 1890년에 천공 카드로 인구조사 자료를 부호화했다. 우주상수
그러나 우주상수는 양자장론에서 자연스럽게 생길 수밖에 없다. 간단히 말하면, 진공 안에서 끊임없이 생기고 소멸하는 입자와 반입자 쌍에 의하여, 진공이 에너지를 가지게 된다. 그러나 이론적으로 이 상수를 계산하면, 관측 결과와 맞지 않는 결과를 얻는다. (이를 우주 상수 문제()라고 부른다.) 다른 관점에서 보면, 우주 상수 항을 아인슈타인-힐베르트 작용에 자연스럽게 삽입할 수 있기 때문에, 이 상수를 임의로 0으로 놓을 수 없다. 외계인
과연 우주에 지적 생명이 존재하는가라는 의문을 둘러싼 물리학자 엔리코 페르미의 페르미 역설이 잘 알려져 있다. 즉, 드레이크 방정식의 매개 변수를 어느정도 과학적으로 합리적인 것으로 가정하면, 지구인과 접촉 가능한 외계 지적 생명체가 있을 것으로 예상 할 수 있지만 실제로는 지구인이 지구 외부의 지적 생명체와 접촉하지 않는다는 모순이 있다는 것이다. 만일 외계인이 있다고 하면, 긴 우주의 역사에서 인류보다 몇 만 년 혹은 수억 년 앞선 과학 기술을 가지고 있는 종족도 있고, 우주인들은 지구를 찾아 방문할만한 시간과 기회가 충분히 있었을 것이다. 그러나 지구상에는 우주에서 온 지적 생명체의 확실한 증거는 전혀 발견되지 않았다. 우주론
고대 사회와 발전된 헬레니즘 문명이전에는 우주론과 종교가 분리되지 않았다. 과학적 우주론의 발전은 3시기로 나눌 수 있다.
현대의 우주론은 표준 우주 모형에 의해 기술되고 있다. 우주 기술
우주 기술(宇宙技術)은 우주에 관련된 기술이다. 날씨, 원격 탐사, 위성 위치 확인 시스템, 위성 원거리 통신 등 일상 생활과 관련된 과학 기술도 우주적인 기반에 크게 의존하고 있다. 천문학 및 지구 과학 등의 과학 분야도 우주 기술의 혜택을 받고있다. 중력렌즈
많은 수의 멀리 떨어진 은하의 형태와 특성을 측정하고 측정값들의 평균치로 부터 중력 렌즈효과가 얻어진다. 이 측정값으로부터 공간의 질량분포, 특히 암흑 물질 분포를 재구성할 수 있다. 은하는 본질적으로 타원형이고, 약한 중력렌즈효과는 작으므로, 아주 많은 수의 은하들이 이 연구에 사용된다. 약한 중력렌즈 효과 연구에서는 주요한 광원에 의해 발생하는 통계적 오류를 조심해야 하며, 은하의 모양을 왜곡시키는 카메라의 점 퍼짐 현상과 대기층의 영향이 주의 깊게 이해되어야 한다. 이러한 연구 결과를 통해 우주론의 매개변수들에 대한 연구가 가능하며, 특히 암흑 에너지에 대한 정보를 얻을 수 있고, 이를 통해 ΛCDM 모형을 검증/발전시키는 것이 가능하다. 우주의 나이
우주의 나이를 결정하는 문제는 ΛCDM 모형의 매개변수들을 결정하는 문제와 직결되어 있다. 표준모형에서 우주는 평범한 중입자 물질, 암흑 물질, 복사(전자기파와 중성미자를 포함), 그리고 암흑 에너지로 이루어져 있다. 란 이 각각의 성분들이 우주의 전체 에너지 밀도에서 얼마나 많은 부분을 차지하는지를 나타낸다:
formula_1(물질), formula_2(복사), formula_3(암흑에너지).
물론 ΛCDM 모형은 이 세가지 우주 변수들뿐만 아니라 다른 많은 변수들로 서술되지만, 우주의 나이를 결정하기 위해서는 이 세 우주변수(formula_1, formula_2, formula_3)와 함께 허블상수 formula_7가 가장 중요한 역할을 한다. 커벌 스페이스 프로그램
과학 점수는 다양한 방법을 통해 더 많이 얻을 수 있는데, 0.21 버전까지는 거의 무용지물이었던 온도계, 가속계, 기압계 등을 통해 각각의 행성과 위성에서 다양한 미션을 수행하여 얻어진다. 과학 점수는 행성이나 위성을 지나쳐 가는 것(fly by) 보다 착륙할(landing)때, 무인 보다 유인 탐사를 통해 획득할 수 있는 점수가 더 크다. 이는 수행 가능한 과학 실험의 수 에서 차이가 나기 때문인데, 유인 탐사선은 비행 캡슐 내에서 보고서(crew report)를 작성해서 과학 점수를 얻을 수 있고, 선외활동(EVA) 도중 보고서를 작성할 수 있고, 지면이 있는 행성이나 위성에 착륙한 경우 샘플 채취해서 과학 점수를 얻을 수 있으나 무인 탐사는 이 3가지 미션이 불가능하다. 라플라스의 도깨비
현재 우리가 우주를 이해하는 두 개의 키워드는 열 탄생과 차가운 죽음이고, 이 둘로 인하여 우리는 지금 라플라스의 도깨비가 불가능한 개념이라는 것을 안다. 거기다가 최근 들어서 이 불가능성에 두 가지의 근거가 더해졌는데, 그 중 하나는 현재 양자물리학은 선천적으로 비결정적이라는 것이다. 비록 미래가 적당히 결정적일지라도 미래는 오직 확률적이다. 또 다른 하나는 과거(초기 우주)에는 현재를 결정지을 수 있는 충분한 정보가 없다는 것이다. 고정된 과거와 자연의 법칙은 최근의 철학적인 논쟁에도 불구하고 아무것도 미리 결정할 수 없는데, 이와 마찬가지로 현재의 정보 또한 미래를 결정할 수 없다. 미래는 열려 있고, 우리는 그것을 창조하는 것이다.
이로부터 결정론(모든 인간의 결정 및 행동을 포함해서 모든 사건이나 일들의 상태는 전제 상태의 필연적이고 불가피한 결과라는 철학적 아이디어)는 사실이 아니라는 것이 추론된다. 우주의 나이
우주 마이크로파 배경의 발견(1965년)
우주의 팽창에 대한 결정적인 증거가 되었고, 우주의 나이를 정확하게 측정하는 방법을 제공하였다. 2001년에 발사된 WMAP위성은 수 년에 걸쳐 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측함으로써 허블 상수와 우주의 나이를 매우 정확하게 결정할 수 있도록 기여하였다. 우주
현대의 이론물리학에서는 기본입자와 네 가지의 기본상호작용으로 우주의 물질 구성과 운동을 설명하고 있다. 이를 표준 모형이라 한다. 기본 입자 가운데 힉스 입자 만은 상당히 오랜기간 발견되지 않았으나 2013년 3월 14일, CERN에서 힉스입자의 발견을 공식으로 발표하였다. 기본 입자 역시 더 작은 앞선입자로 이루어진 것이란 주장도 있으나 이것을 뒷받침하는 과학적 증거는 아직까지 나오지 않았다.