대폭발은 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형인가요?
우주
대폭발은 우주의 처음을 설명하는 우주론 모형으로, 매우 높은 에너지를 가진 작은 물질과 공간이 약 137억 년 전 거대한 폭발을 통해 우주가 되었다고 보는 이론이다. 대폭발
대폭발(大爆發, ) 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.
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. 중세의 우주론
우주론(宇宙論, Cosmology,그리스어:κοσμολογ?α)이란 우주의 구조 및 그 원리를 설명하는 학문이며 우주의 탄생, 구조, 진화, 미래 그리고 그를 설명하는 법칙들을 다루고 있다. 현대 우주론은 관측 천문학과 입자 물리학에 기반을 둔 대폭발 이론에 기반을 두고 있다. 우주론이라는 단어는 최근에 (1730년 Christian Wolff의 Cosmologia Generalis에서 최초로 언급이 되었다.) 사용되었지만 우주의 구조를 이해하려는 연구는 과거에서부터 시작하였으며 과학, 철학, 종교, 형이상학과 연관이 되어있다. 우주론은 우주의 최초 탄생을 연구하는 학문인 우주 생성론(cosmogony)과 우주의 구조를 연구하는 우주 구조학(cosmography)과 연관이 되어있다. 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. 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. 천체물리학
먼저, 아인슈타인이 1915년에 일반 상대성 이론을 발표하고 그 내용을 토대로 블랙홀을 예언했다. 그 후 블랙홀은 모든 물질을 빨아들이면서 계속 팽창한다는 블랙홀 이론이 한동안 받아들여지다가, 1974년 스티븐 호킹이 블랙홀 증발 이론을 발표하였다. 블랙홀 증발 이론에서는 양자 역학 이론을 적용해, 블랙홀이 물질을 흡수하는 과정에서 원자 구성 입자를 양극 방향으로 강한 X선 형태로 방출해 그 에너지를 다 소모하고 증발한다는 것이었다. 그러다 2004년, 스티븐 호킹이 블랙홀 증발 이론에서 블랙홀 내부에 들어간 물질의 정보가 파괴된다는 주장에 오류가 있다는 것을 알아차리고 블랙홀 안에서 정보가 보존된다는 이론을 인정하고, 수정된 이론을 발표하였다. 입자 지평선
입자 지평선 개념은 대폭발 우주론과 관련된 미해결 문제인 지평선 문제를 설명하는 데에도 사용된다. 우주 마이크로파 배경(CMB)가 방출할 때 재결합 시각을 추정하여 입자 지평선을 추측할 수 있다. 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. 암흑물질
ΛCDM 모형은 초기 우주의 팽창을 우주 상수와 차가운 암흑 물질로 설명하는 모형이다. 이 모형을 통하여 우주 마이크로파 배경 및 다른 여러 효과들을 계산할 수 있는데, 이들은 관측된 값들과 매우 잘 일치한다. 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. 성운설
성운설 또는 성운 가설(星雲說, 星雲假說, Nebula hypothesis)은 우주기원론 분야에서 태양계의 형성과 진화를 설명하는 데 있어 가장 널리 인정받는 가설이다. 이 가설은 태양계가 성운 물질에서 생겨났다고 가정한다. 이 이론의 최초 주창자는 이마누엘 칸트로 1755년 저작 《보편자연사 및 천공 이론》에서 소개하였다. 행성계 탄생 과정은 원래 태양계를 설명하기 위한 가설이었으나 현재는 전 우주에 걸친 보편적 현상으로 인정받고 있다. 널리 인정된 현대 변종(變種) 성운이론은 태양성운원반모형(solar nebular disk model, SNDM) 또는 태양성운모형(solar nebular model)이다. 이 이론은 행성들의 공전궤도가 원 모양에 가깝고 거의 같은 공전면 위에 놓여 있으며 공전방향이 태양의 자전 방향과 같다는 사실 등 태양계의 다양한 특징을 설명해 준다. 최초 성운가설을 구성하는 요소들 중 일부는 현대 행성탄생 이론에서 다시 등장했으나 대부분은 대체 되었다. 고대 우주비행사설
데니켄의 저작이 붐을 일으킨 것은 '노스트라다무스 대예언' (고토 츠토무)로 상징되는 종말론이나 유리 겔러의 초능력이 화제를 모았던 시기와 겹쳐, 1970년대의 오칼트 붐의 일익을 담당했다. 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. 우주
라틴어 우니베르숨(universum)은 유럽의 여러 언어에서 우주를 가리키는 낱말의 어원이 되었다. 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. 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. 암흑물질
우주론의 표준 모형(standard model of cosmology)은 차가운 암흑 물질을 채택한다. 우주론의 표준 모형은 일명 ΛCDM 모형이라고도 부르는데, 여기서 "Λ"는 우주상수 (암흑 에너지), "CDM"은 저온 암흑 물질을 뜻한다. 현재 학계에서 가장 유력한 설로 거론되고 있다. 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. 방사성 붕괴
대폭발 이론에 따르면, 가장 가벼운 다섯 원소(H, He, Li, Be, B)는 대폭발 핵합성이라 불리는 과정을 통해, 우주가 출현하고 매우 짧은 시간 후에 생성되었다. 가볍고 안정한 핵종(중수소를 포함한)은 오늘날까지 살아남았지만, 대폭발 때에 생성된 가벼운 원소들의 어떤 방사성 동위원소(삼중수소와 같은)는 붕괴되어 사라졌다. 붕소보다 무거운 동위 원소는 대폭발 때에 전혀 생성되지 않았고, 처음의 다섯 원소는 오랫동안 존재하는 방사성 동위원소가 없었다. 따라서 모든 방사성 핵자들은 우주의 탄생에 비해 상대적으로 젊으며, 항성(특히 초신성)에서의 다양한 핵합성과, 고에너지 입자(energetic particle)와 안정한 동위 원소 사이의 반응을 거쳐서 후에 합성되었다. 예를 들면, 반감기가 5730년 밖에 안 되는 방사성 핵종인 탄소-14는 지구의 대기권 상층부에서 우주선과 질소의 반응을 통해 꾸준히 생성되고 있다. 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. 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. 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. 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. 대논쟁 (천문학)
천문학에서 대논쟁 또는 섀플리 - 커티스 논쟁은 나선 성운의 본질과 우주의 크기에 관한 할로 섀플리와 히버 커티스 사이의 유명한 논쟁을 일컫는다. 기본적인 논점은 과연 이 성운들이 크기가 작고 우리은하 내에 위치해 있는지, 아니면 성운들이 다른 은하들인가 하는 것이였다. 이 대논쟁은 1920년 4월 26일에 의 베어드 강당에서 열렸다. 두 천문학자는 낮에는 "우주의 규모"에 대해서 각자 저술한 논문을 발표하고, 그 날 저녁에는 합동 토론회에 참가했다. 이 때 발표된 논문들은 상대방 주장에 대한 반론도 포함하여 "보" 1921년 5월호에 정식으로 출판되었다. 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. 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. 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. 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. 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
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. 감마선 폭발
거대질량 항성 모형이 모든 유형의 GRB를 다 설명하지는 못할 것이다. 일부 단기지속 GRB는 항성형성이 일어나지 않고, 무거운 별도 없는 곳, 예컨대 타원은하나 은하헤일로에서 발생한다는 강력한 증거가 있다. 두개의 중성자별로 이루어진 쌍성계에서 두 중성자별이 융합하는 것이 단기지속 GRB의 기원을 설명하는 데 선호되는 가설이다. 이 모형에 따르면, 쌍성계의 두 별은 중력복사를 통해 에너지를 내보내기 때문에 서서히 와선을 그리며 서로에게 가까워지게 된다. 그리고 어느 순간이 되면 조석력으로 인해 서로를 파괴하고 단일한 블랙홀로 융합 및 붕괴한다. 새로이 생성된 블랙홀로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고 에너지를 방출한다. 이 외에도 중성자별과 블랙홀의 융합, 단일 중성자별의 강착유도 붕괴, 원시 블랙홀의 증발 등 많은 모형들이 단기지속 GRB의 기원을 설명하기 위해 제기되었다. 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. 초기 우주의 양자요동
초기 우주의 양자 요동이란, 빅뱅 직후 양자역학적 효과에 의해 우주에 생긴 운동에너지('온도')의 미시적 요동을 말한다. 정상우주론
정상우주론(正常宇宙論, )은 '우주는 시간과 공간에 관계없이 항상 변하지 않는다'는 이론이며, 우주가 시작도 끝도 없이 영원히 존재하며 그 안에서 새로운 물질을 꾸준히 만들어내고 일정부분 팽창한다는 가설이다. 대폭발 이론과 반대되는 이론으로서 20세기 중반까지 지지를 받았으나, 우주 마이크로파 배경의 관측과 함께 사장되었다. 자연
한편, 이론 물리학은 빅뱅 이론으로 우주의 생성을 설명하고 있다. 빅뱅은 약 150억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 생성 되었다고 보는 이론이다. 1929년 에드윈 허블은 적색 편이를 관측하여 은하계가 서로 멀어지고 있으며 거리가 먼 은하계일 수로 멀어지는 속도가 빠르다는 사실을 관측하였다. 허블은 시간을 거꾸로 돌려 생각하면 과거의 은하계들은 서로 매우 가까운 위치에 있었을 것이므로 우주는 시간이 지남에 따라 계속하여 확장되고 있다고 생각하였으며, 이러한 가설을 바탕으로 최초의 우주가 매우 작고 뜨거운 상태였다는 빅뱅 우주론이 제안되었다. 최초의 우주가 매우 뜨거운 상태였다면 짧은 파장의 전자기 복사로 가득차 있었을 것이며 시간이 지나 우주가 팽창됨에 따라 전자기 복사 역시 파장이 길어져 우주 전역에서 관측되어야 한다.1964년 전파 천문학자들인, 아노 알런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 우주 배경 복사를 발견하여 빅뱅 이론을 뒷받침하였다. 그들은 1978년에 이 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다. 다중 우주론
중력이 전파되는 시공간의 차원과 빛이 전파되는 시공간의 차원이 다를 수 있다. 즉 4차원의 막 위에 모든 물질과 힘이 갇혀 있고, 단지 중력만이 10차원 전 공간을 자유로이 퍼져나갈 수 있다. 현재 우리가 살고 있는 우주가 4차원처럼 보이는 이유는 빛이 4차원 막 위로만 전파되고 있기 때문에 빛을 이용해서 우주를 볼 때 4차원 세계만이 보이기 때문이다.
우리의 4차원 공간과 평행한 다른 차원의 공간에 들어 있는 물질은 우리에게는 중력으로만 영향을 미치기 때문에 우리는 그 효과를 암흑물질로 착각할 수 있다. 그리고 이러한 평행한 우주에서의 물리학은 우리와 다를 수도 있다. 심지어 평행한 우주가 하나만 있는 것이 아니라 여러 개의 숨은 다중 우주들이 있을 수 있으며, 이들 사이의 배열 방식이 격자 모습을 이루는 가능성도 있다. 우주들이 서로 평행하게 얽혀 있는 네트워크를 이루고 있고 우리 우주와는 평행하게 매우 가까이 있는 우주의 물질에서는 빛이 오지 못하는 반면 중력은 올 수 있기 때문에 우리 우주에서 볼 때는 암흑물질로 보인다.
끈 이론을 통하면 태초의 모습을 볼 수 있다. 대폭발 이론에 따르면 대폭발로부터 우주가 시작되었고, 인플레이션이론에 의하면 현재의 우주는 팽창하고 있으며 그것도 점점 빠르게 팽창하고 있다. 그리고 그러한 뜨거운 상태에서부터 시작한 흔적은 우주에서 오는 마이크로파에 남아 있다. 그렇지만 대폭발 이전은 결코 알 수 없는 영역이었다. 우리의 우주가 4차원 막에 있다면, 막들 사이의 충돌이 대폭발과 같은 고온 고압의 상태를 만들었다고 하는 매우 흥미로운 아이디어도 제안된 바 있다. 끈 이론가들은 차원이 10차원이라는 것 이상의 혁명적인 아이디어를 제안했다. 끈 이론에서는 공간을 찢고 이어 붙여서, 우주의 다른 공간을 연결시킬 수 있다. 이것이 이른바 웜홀인데 아인슈타인의 이론에서는 웜홀을 만들기 위해 구멍을 내는 것이 사실은 불가능하다. 그전까지는 우주 초기의 알 수 없는 격렬함으로 시공간에 구멍을 만든다고 해왔는데, 끈 이론에서는 부드럽게 시공간에 구멍을 낼 수 있다. 시공간에 웜홀이 있으면 수십 광년 떨어져 있는 다른 별로의 여행도 가능하다. 우주의 나이
국제 천문 연맹 은
"우주의 나이"를 ΛCDM 모형에서의 우주팽창이 지속된 시간, 또는 현재 관측 가능한 우주에서 대폭발부터 현재까지의 시간을 의미한다고 정하였다. 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. 에크파이로틱 우주
에크파이로틱 우주(Ekpyrotic universe)는 폴 스타인하트와 닐 튜락이 표준빅뱅이론을 대신하여 만든 모델이다. 에크로파이로틱은 희랍어로, 우주의 대 화재를 뜻한다. 우주
우주(宇宙)란 과학적으로 또는 철학적으로 존재하는 모든 것의 총체라 정의 할 수도 있다. 표준국어대사전은 무한한 시간과 만물을 포함하고 있는 끝없는 공간의 총체로 정의한다.. 물리학과 같은 자연과학은 우주를 존재하는 모든 물질과 에너지, 그리고 사건이 일어나는 배경이 되는 시공간의 총체로서 정의하고있다. 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. 한네스 알벤
그는 빅뱅에 관한 문제는 천체 물리학자들이 관측 가능한 현상들보다는 칠판에서 만든 이론들을 가지고 우주의 기원을 예측하는 데 있다고 보았다. 심지어 그는 빅뱅 이론은 창조론을 뒷받침하는 도구로 생각하고 믿지 않았다. 그와 그의 동료들은 빅뱅 이론과 정상우주론을 대신할 모델로 알벤-클라인 모델을 제안했다. 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. 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. 초대질량 블랙홀
초대질량 블랙홀의 형성에서의 어려움은 충분히 작은 체적에 충분한 물질이 필요함에 있다. 블랙홀이 형성되기 위해서, 물질은 매우 작은 각운동량을 가져야 한다. 그런데 일반적으로 강착 과정은 외부로부터의 매우 큰 초기 각운동량의 수송을 수반하는데, 이는 블랙홀의 성장의 한계 요인이 된다. 이것은 강착원반 이론의 중요한 요소이다. 가스강착은 블랙홀의 성장에 관한 방법에서 가장 효율적이고, 또 가장 뚜렷한 방법이다. 초대질량 블랙홀의 질량 성장에 관한 대부분은 활동은하핵이나 퀘이사에서 관측할 수 있는 빠른 가스강착 과정을 통해 일어난 것으로 여겨진다. 관측은 우주의 나이가 적을 때 퀘이사가 매우 흔했음을 보여준다. 이는 초창기에 초대질량 블랙홀이 형성되어 성장했음을 암시한다. 초대질량 블랙홀의 형성 이론에 관한 중요한 제한 요인은 태양 질량의 수십억 배에 달하는 초대질량 블랙홀이 우주가 형성된 지 10억 년이 되기 전에 이미 형성되었음을 암시하는 멀리 있는 밝은 퀘이사의 관측이다. 이는 우주 매우 초기에 최초의 무거운 은하 내에서 초대질량 블랙홀이 형성되었음을 시사한다. 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. 원시은하
초기 우주는 거의 일정한 물질 및 암흑물질의 분포(각 입자들이 동일한 거리에 있음)로부터 시작한다. 이후에 양자요동에 의해 발생한 초기의 밀도 변동 스펙트럼으로 인해 암흑물질이 중력에 의해 서로 뭉치기 시작하였다. 이것은 진공에서 에너지의 크기가 찰나의 시간에 변화한다는 하이젠베르크의 불확정성 원리를 통해 유도할 수 있다. 그러한 에너지로부터 질량-에너지 동등성을 통해 입자/반입자 쌍이 형성되며, 그들의 중력을 통해 근처의 다른 입자들을 자신의 방향으로 움직이게 만들게 되면서 비균일한 분포를 야기하며 근처의 입자들을 더욱 가깝게 끌어당기는 중력 중심을 형성하게 된다. 양자요동이 너무 작기 때문에 우주의 현재 크기가 그를 무시할 수 있을 만한 수준에서 발생한다면, 그러한 작은 요동의 상태는 우주가 단일 점에서 팽창하기 시작함으로써 우주의 크기의 증가함에 따라 규모가 커지게 되어 결과적으로 높은 밀도의 큰 영역이 형성된다. 따라서 이러한 밀한 암흑물질 뭉치들의 중력이 근처의 물질들을 자신의 방향, 즉 밀한 영역으로 떨어지게 만든다. 이런 유형의 과정은 2006년에 닐슨 등에 의해 관측되고 분석되었다고 한다. 그 결과로 대부분 수소로 이루어진 기체운이 형성되고, 그 구름에서 1세대 별들이 형성되기 시작하였다. 여기서 우리은하보다 몇 배는 작은 기체운과 초기의 별들이 1세대 원시은하이다. 대폭발 핵합성
현재, 이러한 비율은 존재한다고 알려져 있다. 어느 정도의 이론 혹은 관측에서의 불분명한 요소를 고려할 때, 대폭발 핵합성 이론에서 추정한 가벼운 원소의 양과 관측으로 얻은 값은 일정 범위의 중입자-광자 값에 부합한다. 이렇게 이론과 관측이 일치한다는 것은 간단한 일이 아니며, 현대 우주학의 쾌거이다. 즉 140 억년이나 된 현재의 우주를 과거로, 다시 말해 우주 탄생 후 단 1초로 돌려서 그 당시의 상황을 추정하였고, 그 추정이 관측 결과와 부합된다는 것이다. ΛCDM 모형
ΛCDM 모형은 대부분의 관측 데이터를 설명하지만, 개념적으로 대폭발의 평탄성 문제(), 지평선 문제() 등을 다루지 않는다. 이러한 문제를 다루기 위해서는 급팽창 이론이나 다른 모형들을 도입하여야 한다. 대폭발
1924년 초, 허블은 윌슨 산 천문대에 설치된 100 인치 (2,500 mm) 구경의 후커 망원경을 사용하여, 우주 거리 사다리의 시초라 할 수 있는 원거리 계산법을 개발하였다. 이로써 그는, 대부분 슬라이퍼에 의해 이미 적색 편이가 계산된 은하들의 거리를 추산할 수 있었다. 1929년 허블은 허블의 법칙으로 알려진, 거리와 후퇴 속도와의 관계를 발견해냈다. 르메트르는 우주원리를 통해, 이미 이러한 발견을 예견한 바 있다.
1930년대에만 해도, 밀른 모형과 진동 우주(프리드만이 처음 제안했으나 알베르트 아인슈타인과 리처드 톨먼이 주장한), 그리고 프리츠 츠비키의 지친 빛 가설을 포함한 여러 생각들은 허블의 관측을 뒷받침하는 비정상우주론으로 여겨졌다. 로버트 우드로 윌슨
펜지어스와 윌슨은 뉴저지주의 Holmdel에 있는 벨 연구소에서 새로운 종류의 안테나에 대해서 연구하던 중에, 하늘의 모든 방향에서 오는 설명할 수 없는 잡음을 발견했다. 모든 가능성이 있는 잡음의 원인들을 제거한 후에(심지어 비둘기 똥을 포함해서), 그 잡음은 우주 마이크로파 배경이라는 것이 증명되었고, 이것은 대폭발 이론의 중요한 증거가 되었다. 창세기
창세기 해석을 위한 이러한 견해의 가장 중요한 결과는, 창세기 이야기가 물질 기원보다는 기능 기원에 속하며 신전 이데올로기가 창세기 우주론의 기초를 형성한다는 점을 인식하는 데 있다. 이런 결론은 지구의 나이, 창세기와 과학의 관계, 진화와 지적 설계와 관련된 성서 본문의 해석, 공적 과학 교육의 형성에 관한 내용을 포함하는 우리 시대의 공적 논의와 논쟁에 대해 중요한 파급 효과를 낳는다. 블랙홀
중력붕괴는 엄청난 밀도를 필요로 한다. 오늘날의 우주에서는 이렇게 큰 밀도는 항성 내부에서만 발견되지만, 대폭발 직후의 초기 우주는 밀도가 훨씬 컸기 때문에 블랙홀이 만들어질 수 있는 환경이 되었을 수도 있다. 질량이 균등하게 분포해 있으면 질량이 모이게 되지 않기 때문에, 단순히 높은 밀도만으로는 블랙홀이 형성되기 위한 조건으로는 부족하다. 이러한 높은 매질 속에서 원시 블랙홀이 형성되기 위해서는 초기 밀도에 불균등한 요동이 존재하여 자체 중력을 통해 점차 요동이 증가해야 한다. 초기 우주에 대한 서로 다른 모형들은 이러한 요동의 정도가 얼마나 될지 제각기 달리 예측하고 있다. 많은 모형들이 블랙홀의 탄생을 예측하며, 그 질량은 플랑크 질량 수준에서 수십만 수준까지 다양하다. 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. 위대한 설계
위대한 설계()는 물리학자 스티븐 호킹과 레오나르드 므로디노우가 쓴 과학책으로 2010년 벤탐 출판사이 출판하였다. 우주를 창조한 빅뱅 이론은 물리 법칙이 작용한 결과로 자연스럽게 탄생되었다고 주장하였다. 그런 이유로 유일신과 연관된 우주의 창조론없이 과학적으로 논증하였다. 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. 급팽창 이론
급팽창 동안에, 초기 우주는 (급팽창을 무시한 예상보다) 더 빨리 증가한다. 반대로, 오늘날 관측되는 우주의 크기로부터 초기 우주를 역추정하면, 초기 우주의 크기(허블 반지름)가 급팽창을 무시한 예상보다 더 작음을 알 수 있다. 급팽창 동안에서는 허블 반지름이 요동 크기들에 비해 작게 되며, 이 때문에 요동들에 의하여 관측 가능한 우주가 균등해질 수 있다. 급팽창이 끝나면 요동들의 크기가 허블 반지름보다 매우 작게 되므로, 급팽창 이후의 메커니즘은 우주 전체를 균등화시킬 수 없다. 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. 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. 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. 튀코 브라헤
프톨레마이오스 의 체계는 흔히 천동설이라 불린다. 천동설은 지구가 우주의 중심으로 지구를 중심으로 모든 천체가 공전하는 우주모델을 말한다. 옛날 사람들은 당연하게 땅은 움직이지 않고 하늘이 회전한다고 생각하였다. 그 이후 중세 봉건시대에서 우주를 신이 창조했다고 믿었으며 천체는 둥글고, 고귀하기 때문에 지구는 중심을 차지하며, 조화되어 있기 때문에 등속운동을 하고 있다는 전제를 두었다. 그리고 이곳에 지구 구형설과 지구 중심설이 존재했다.
기원전 4세기 정도에 지구가 둥글다는 사실이 받아들여졌다. 그 후 이런것을 토대로 지구 중심설의 모델을 수정해 나가기 시작하였다. 페르게의 아폴로니오스는 태양, 달의 부등속을 설명하기 위해 이심원을 채용하였다. 뿐만 아니라 주전원을 도입하여 행성의 역행과 지구접근에 대한 설명을 가능케 하였다.
A.D.2년에 이르러서 클라디우스 프톨레마이오스가 지구 중심설을 이용하여 우주에 대한 현상을 체계적으로 설명한다. 즉, 천동설을 구체화하였다는 것이다. 프톨레마이오스의 체계는 다음과 같다. 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. 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. 계층 문제
초대칭 이론은 언제나 보손과 페르미온이 쌍으로 존재한다는 이론이다. 이 두 입자는 진공 에너지가 크기가 같고 부호만 다르기 때문에, 진공 에너지로 설명되는 우주상수가 정확히 0이라고 예측하지만, 이 세상은 초대칭이 있다고 하더라도, 초대칭이 깨진 우주이다. 따라서 초대칭이 깨진 만큼 진공 에너지에 기여하게 되고, 우주 상수를 주므로, 이것도 실제로 관측된 양의 우주 상수를 설명하지 못한다. 초중력을 도입하면 일반적으로 우주 상수가 음의 값을 가지는데, 역시 초대칭 깨짐의 효과를 설명해야 한다. 끈이론도 초중력을 주게 되므로 결과는 같다. 우주 상수의 값을 인간 중심 원리를 도입하여 설명하기도 한다. 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. 에드윈 허블
팽창우주론(또는 우주팽창론)의 시작은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에서부터였다. 비록 아인슈타인은 정적인 우주를 굳게 믿고 있었지만, W. 데시테르는 일반 상대성 이론에 근거하여 우주가 팽창하고 있다는 설을 발표하였다. 그렇지만 데시테르가 중력론의 방정식을 풀 때 우주의 평균 밀도를 0으로 두었기 때문에, 그의 우주론에는 물질이 포함되지 않는다는 흠이 있다.
1922~1929년에 알렉산드르 프리드만, 조르주 르메트르, 하워드 퍼시 로버트슨 등이 물질을 포함하는 팽창우주론을 발표하였다. 1922년, 프리드만은 아인슈타인이나 데시테르와는 다른 새 팽창우주론을 수학적으로 전개하였지만, 폐렴 때문에 사망하는 바람에 젊은 나이에 세상을 떠났다. 반면, 비슷한 시기의 1927년, 조르주 르메트르는 허블과 유사한, 속도-거리 관계와 유사한 적색편이-거리와의 관계를 언급하면서 더 물리적이고 실제적인 의미를 가지는 새로운 팽창우주론을 제안했지만, 안타깝게도 큰 주목을 끌지 못했다.
이렇게 새로운 가설들이 나오고 있을 때 과학계의 정설은 정적 우주였다. 아인슈타인 자신을 포함한 대다수의 사람들이 정적 우주론을 믿고 있었고, 팽창우주론 지지자들과 정적 우주론 지지자들은 이 주제로 논쟁을 많이 일으켰다. 우주의 역사
이 때는 급팽창이 시작되는 시기로 추정된다. 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. 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. 극초신성
극초신성()은 일반적인 초신성보다 훨씬 많은 에너지를 방출하는 별의 폭발로 우주에서 가장 격렬한 현상 중 하나이다. 극초신성을 일컫는 다른 용어로는 초발광 초신성()이 있다. 이러한 폭발은 장기간 감마선 폭발의 원형으로 여겨진다. 대폭발
영국의 천문학자 프레드 호일은 "대폭발"() 이라는 단어를 1949년 어느 라디오 방송에서 처음 언급했다. 그가 주장했던 정상우주론(우주가 밀도를 일정하게 유지한 채 물질이 계속 생성되면서 팽창한다는 이론)을 본인이 별로 중요히 여기지 않는다는 이야기가 퍼지자, 호일은 이를 강하게 부정하고 방송에서의 언급은 단지 두 우주론의 가장 큰 차이점을 설명하기 위해 사용한 단어일 뿐이라고 일축했다. 호일은 나중에, 가벼운 원소로부터 무거운 원소가 형성되는 항성 핵합성 과정을 이해하기 위해 연구에 매진했다. 1964년 우주 마이크로파 배경을 발견하고, 그것의 스펙트럼(각 파장으로부터 계산된 복사량)으로부터 흑체 곡선을 그려낸 후, 이 증거를 들어 대부분의 과학자들은 과거 대폭발 시나리오가 발생한 것이 확실하다고 믿게 되었다. 대폭발
대폭발 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE나 WMAP과 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. 우주선 (물리)
우주선의 기원으로는 태양면의 폭발에 의한 것이라는 설도 있으나, 이 우주선은 10eV 이하의 에너지밖에 갖고 있지 않고 평균해서 1년에 1회 정도밖에 나타나지 않는다. 대부분의 우주선 발생원은 은하계 안의 천체의 폭발에 의한 것이라 생각되고 있다. 폭발의 남은 찌꺼기에는 백조좌 A, 게성운 등 강한 전파를 방사하는 것이 많다. 이들 천체에는 강한 자기장이 있어서 천연적인 대형 가속기가 될 수 있다고 상상할 수 있다. 이와 같은 이론에 의해 예상되는 에너지의 상한은 10 - 10eV이므로 그 이상의 초대형 에너지 입자는 은하계 외의 전파 은하 등에서 기원을 구해야 한다. 우주선은 역사적으로는 미립자 물리학의 선도역으로서 큰 역할을 해왔다. 현재도 우주의 신비를 탐구하는 중요한 실마리를 제공해 주고 있다. 대폭발
1931년 르메트르는 더 나아가, 시간의 흐름에 따른 명백한 팽창은, 과거로 갈수록 우주가 수축하고 결국에는 우주의 모든 물질이 하나의 점인 "원시 원자"로 모여, 시간과 공간이 존재하지 않는 시점이 있었다는 것을 보여준다고 언급하였다. 우주 마이크로파 배경
파워 스펙트럼에서 나타나는 이러한 극점들의 위치는 초기에 존재하던 밀도 요동들의 종류에 대해서도 이야기한다. 일반적으로 모형들은 크게 두 가지 종류의 밀도 요동을 예측한다.
우주 마이크로파 배경의 실제 관측 결과는 우주 초기에 등곡률 요동보다 단열 요동이 압도적으로 많았음을 의미하며, 이는 급팽창 이론을 지지한다. 아서 스탠리 에딩턴
에딩턴 또한 일반 상대론적인 우주모델의 첫 번째 세대의 발전에 깊숙히 연관되어 있다. 그는 르마티어(Lematire)의 우주의 팽창과 수축에 관한 1927년의 논문과 허블(Hubble)의 나선 은하의 오목한 부분에 대한 연구를 공부하고 있을 때 아인슈타인 우주의 불안정성에 대해 조사하였다. 그는 아인슈타인의 안정된 우주에서 최근의 팽창 상태로 변해갈 때 우주 상수가 중요한 역할을 했다고 생각했으며, 따라서 그는 그의 우주에 대한 연구는 상수의 중요성과 성질에 초점이 맞춰졌다. 상대성의 수학 이론에 에딩턴은 우주상수에 대한 해석이 우주의 자율적인 팽창 및 수축을 뜻한다고 생각했으며 에딩턴은 에딩턴 한계를 정의했다. 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. 우주시
우주시(빅뱅으로부터의 시간)는 물리적 우주론의 빅뱅이론에서 사용되는 시간 좌표이다. 이것은 균일한 팽창하는 우주로 정의 된다.: 어디서나 각각의 시간에서 같은 밀도를 갖는 시간 좌표 허블법칙과 움직이는 시계를 이용하여 시간의 흐름을 측정한다. 빅뱅 특이점을 시간 좌표의 기원으로 한다. 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. 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. 우주의 역사
ΛCDM 모형에 따르면, 이 시기는 차가운 암흑 물질이 지배하고, 우주 팽창이 남긴 아주 조그만 불균형성을 증폭시키기 위한 중력 붕괴를 준비하며, 밀도가 높은 부분은 더욱 조밀하게, 밀도가 희박한 공간은 더욱 빈 공간으로 만든다. 하지만 암흑 물질의 본질에 대한 현재의 이론이 확실하지 않으므로, 바이론 물질이 존재하는 시기에서 암흑 물질의 근원에 대한 이론적 합의는 아직 없다. 우주의 역사
급팽창 이론에 따르면, 대폭발 이후 우주는 인플라톤이라는 스칼라장의 진공 기댓값에 의하여 급속히 팽창하게 된다. 이를 급팽창()이라고 한다. 인플라톤은 퍼텐셜을 따라 천천히 굴러떨어지는데, 대폭발 이후 약 10초가 지나면 인플라톤이 퍼텐셜의 바닥으로 굴러떨어져 급팽창이 끝난다. 이러한 급팽창의 종료를 재가열(再加熱, )이라고 하는데, 이는 인플라톤이 가지고 있던 위치 에너지가 표준 모형의 입자들의 운동 에너지로 바뀌어 우주가 다시 매우 뜨거워지기 때문이다. 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. 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. 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. 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. 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
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. 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 핵합성
대폭발 핵합성의 효과를 계산하기 위한 주요한 인자는 중입자 당 광자의 수이다. 이 인자는 초기 우주의 온도 및 밀도에 해당하며, 핵융합이 일어나는 초기상태를 가늠하게 해준다. 이 값으로부터, 각 원소의 존재 정도를 결정할 수 있다. 비록 중입자 당 광자 비율이 원소의 존재 비율을 정확하게 결정하는 데 있어 중요하지만, 광자 수가 변한다고 해서 원소 비율이 크게 차이가 나게 되는 것은 아니다. 대폭발 이론 그 자체에 큰 변화가 없다면, 대폭발 핵합성은 25%의 헬륨-4, 1%의 중수소, 아주 약간의 리튬 및 베릴륨을 생성한 것으로 생각되며, 그 외의 다른 무거운 원소는 생성하지 못한 것으로 알려져 있다. 우주의 관측 결과가 이러한 수치와 일치한다는 사실은 대폭발 이론에 강력한 확신을 더해주고 있다. 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. 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, 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. 충돌사건
달은 지구 역사의 초기에 엄청난 대충돌을 거쳐 만들어진 것으로 생각된다. 지구의 역사 초기의 대충돌은 파괴적이기만 한 것이 아니라 생산적인 면도 있었다. 혜성이 충돌함으로써 지구에 물이 생겼다는 가설이 있으며, 생명의 기원에 대해서도 충돌하는 천체가 유기 분자나 생명체를 지구 표면에 옮겨줬다는 견해가 존재한다. 이런 견해를 범종설(汎種說, panspermia)이라고 부른다.
지구의 역사에 대한 이런 견해는 비교적 최근까지 부각되지 못했는데, 직접적인 관측 증거가 부족했고, 침식·풍화에 지구에 충돌한 흔적을 알아보기 어려웠기 때문이다. 애리조나 주의 배링거 충돌구 같은 대규모의 지구상 충돌사건의 증거는 매우 드물었다. 오히려 이런 충돌구가 화산 활동의 결과물이라는 생각이 팽배해 있었다. 예컨대 배링거 충돌구는 선사시대의 화산 폭발로 만들어졌다고 생각되어 왔다(서쪽으로 불과 30 km에 화산성의 샌프란시스코 산괴가 있기 때문에 불합리한 가설은 아니다). 달 표면의 충돌구도 비슷한 논리에 의해 화산 활동의 결과물로 여겨졌다. 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.) 우주의 종말
우주는 대폭발에서 시작되었다는 대폭발 우주론은 많은 과학자들의 지지를 받고있다. 우주의 종말은 우주의 질량과 에너지의 비율, 우주의 평균 밀도, 우주의 팽창률과 같은 물리적 성질에 영향을 받는다. 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. 훗날 아인슈타인은 우주상수의 삽입이 자신의 일생일대의 실수라고 인정하였다. 다중 우주론
에버렛의 다중우주해석에 의하면, 상자의 뚜껑을 여는 순간에 우주는 두 갈래로 갈라진다. 그는 임의의 관측이 진행될 때마다, 양자적 분기점이 형성되면서 우주가 갈라진다고 주장한다. 따라서 조금이라도 가능성이 있으면 그 사건이 발생하는 우주가 반드시 존재한다. 이 다중 세계 해석은 양자역학의 가정인 파동함수의 붕괴를 도입할 필요가 없다. 다시 말해서, 파동함수는 붕괴되는 것이 아니라 여러 개의 파동함수가 분리되는 것이다.
우주들은 항상 공존하고 있으나, 서로 다른 우주들은 서로를 인식할 수 없는데, 이 때 결어긋남 개념을 이용하였다. 한 우주의 파동함수는 다른 우주의 파동함수와 결어긋남상태에 있기 때문에, 다른 우주와 접촉하는 것은 불가능하다.
이 이론에 따르면, 서로 다른 우주는 각각 에너지의 양이 다르다. 파동의 에너지는 파동의 진동수에 비례하기 때문에, 서로의 진동수가 달라 상호작용을 할 수 없다. 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. 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. 우주 마이크로파 배경
우주 마이크로파 배경의 흑체 복사 스펙트럼은 허블의 법칙과 함께 대폭발의 존재를 뒷받침하는 중요한 증거이다. 우주 마이크로파 배경의 관측된 온도 2.725 K은 조지 가모프와 랠프 애셔 앨퍼 등이 대폭발 우주론을 통해 계산한 온도와 일치한다. 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. 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. 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. 우주론
우주론(宇宙論, 그리스어:κοσμολογία)은, 전체적인 우주, 나아가서 그 내부에서의 인간의 위치에 대한 정량적(주로 수학적)인 연구를 말한다. 이 단어는 최근(《일반 우주론 - Cosmologia Generalis》, 크리스챤 볼프, 1730년)에 생겼지만, 우주에 대한 연구는 과학, 철학, 비밀주의, 종교와 관련된 긴 역사를 갖고 있다. II형 초신성
컴퓨터 모형들은 충격파가 발생하였을 때 II형 초신성의 양상을 계산하는 데 성공적이었다. 폭발의 첫 둘을 무시하고 폭발이 시작된다고 가정하면, 천체물리학자들은 초신성에 의해 만들어지는 원소에 대한 상세한 예측과 초신성의 광도 곡선을 예측할 수 있다.