시리즈의 一部
物理 宇宙論
大爆發(빅뱅)   · 宇宙 宇宙의 나이 宇宙의 歷史
初期 宇宙 急膨脹   · 核合成 背景 重力波 (GWB) 마이크로파 (CMB)   · 中性微子 (CNB)
宇宙의 膨脹  · 未來 허블-르메트르 法則   · 赤色편이 空間의 메트릭 膨脹 FLRW 計量   · 프리드만 方程式 非均質的 宇宙論 膨脹하는 宇宙의 馬來 宇宙의 終末
成分  · 救助 成分 ΛCDM 模型 暗黑 에너지   · 暗黑 流體   · 暗黑 物質 救助 宇宙의 模樣 銀河 필라멘트   · 銀河 形成 巨大퀘이사群 宇宙 巨大構造 再電離   · 構造 形成
實驗 BHI BOOMERanG 宇宙背景 探査船 (COBE) 暗黑 에너지 探査 일러스트리스 프로젝트 플랑크 (人工衛星) 슬론 디지털 全天探査 (SDSS) 2dF 銀河 赤色편이 探査 ("2dF") 윌킨슨 마이크로파 非等方性 探索機 (WMAP)
科學者 街모프   · 갈릴레오   · 구스   · 뉴턴   · 더시터르   · 딕   · 르메트르   · 매더   · 바라드와즈   · 루빈   · 수냐에프   · 純체프   · 슈밋   · 스무트   · 아론슨   · 아인슈타인   · 알벤   · 앨퍼   · 엘러스   · 엘리스   · 윌슨   · 젤圖비치   · 케플러   · 코페르니쿠스   · 톨먼   · 펜로즈   · 펜지어스   · 프리드만   · 허블   · 호킹 宇宙論者 目錄
主題 歷史 宇宙 마이크로파 背景 複寫의 發見(Discovery of CMBR) 大爆發 理論의 歷史(History of the Big Bang) 大爆發理論의 宗敎的 解釋 宇宙論 年表
分類 天文學 포털
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物理 宇宙論 (物理宇宙論, physical cosmology)은 宇宙論 模型의 硏究와 關聯된 宇宙論의 한 分野이다. 宇宙論的 模型 또는 簡單히 宇宙論 은 宇宙의 가장 큰 規模의 構造와 力學에 對한 說明을 提供하고 宇宙의 起源 , 救助, 鎭火 및 窮極的인 運命 에 對한 根本的인 質問에 對한 硏究를 可能하게 한다. ^[1] 科學 으로서의 宇宙論은 天體 가 地球와 同一한 物理 法則 을 따른다는 코페르니쿠스 原理 와 이러한 物理 法則을 最初로 理解할 수 있게 한 뉴턴 力學 에서 出發했다.

現在 理解되고 있는 物理 宇宙論은 1915年 알베르트 아인슈타인 의 一般 相對性理論 의 發展과 함께 始作되었으며 1920年代에 主要 觀測 發見이 이루어졌으니: 첫째, 에드윈 허블 은 宇宙가 우리銀河 너머에 있는 엄청난 數의 外部 銀河 들을 包含하고 있음을 發見했고; 다음 베스土 瑟라이퍼 와 다른 사람들의 硏究는 宇宙가 膨脹 하고 있음을 보여주었다. 이러한 發展은 宇宙의 起源에 對한 推測을 可能하게 했고 조르주 르메트르 가 宇宙論을 主導하는 模型으로 大爆發(빅뱅) 理論을 確立할 수 있게 해주었다. 少數의 硏究者들은 如前히 少數의 代案的 宇宙論들 을 支持하지만; ^[2] 大部分의 宇宙論者들은 大爆發 理論이 觀測을 가장 잘 說明한다는 데 同意한다.

1990年代 以後 宇宙 마이크로파 背景 , 遠距離 超新星 들 및 銀河 赤色편이 探査(redshift survey) 를 包含한 觀測 宇宙論의 劇的인 發展은 宇宙論의 標準 模型 開發로 이어졌다. 이 模型은 宇宙에 現在 그 性質이 잘 알려져 있지 않은 많은 量의 暗黑 物質 과 暗黑 에너지 를 包含할 것을 要求하지만, 이 模型은 많은 다양한 觀測과 매우 잘 一致하는 詳細한 豫測을 提供한다. ^[3]

宇宙論은 理論 物理學 과 應用 物理學 에서 서로 다른 많은 硏究 分野의 作業에 크게 依存한다. 宇宙論과 關聯된 領域에는 粒子 物理學 實驗 및 理論 , 理論的 및 觀測的 天體 物理學 , 一般 相對性理論 , 量子 力學 및 플라스마 物理學 이 包含된다.

主題 歷史 [ 編輯 ]

  宇宙論 年表 및 宇宙論者 目錄 文書를 參考하십시오.

현대 宇宙論은 理論과 觀察의 나란한 트랙을 따라서 發展했다. 1916年 알베르트 아인슈타인은 重力에 對한 統一된 說明을 空間과 時間의 幾何學的 屬性으로서 提供하는 一般 相對性理論 을 發表했다. ^[4] 그 當時 아인슈타인은 政敵 宇宙 를 믿었지만 理論의 元來 公式이 그것을 許容하지 않는다는 것을 發見했다. ^[5] 이는 宇宙 全體에 分布된 質量이 時間이 지남에 따라 重力에 依해 끌어 당겨지기 때문이다. ^[6] 그러나 그는 그의 方程式이 宇宙 規模에서 重力의 人力을 相殺할 수 있는 常數 抗議 導入을 許容한다는 것을 깨달았다. 아인슈타인은 1917年 相對論的 宇宙論에 關한 첫 番째 論文을 發表했는데, 여기서 그는 이 ' 宇宙 常數 '를 自身의 腸 方程式에 追加하여 政敵 宇宙를 모델링하도록 했다. ^[7] 아인슈타인 模型은 政敵인 宇宙를 記述하여; 空間은 有限하고 境界가 없다(유한한 面積을 갖지만 모서리가 없는 球의 表面과 類似한). 그러나 이 所謂 아인슈타인 模型은 작은 攝動에 不安定하여 -結局 膨脹 또는 收縮하기 始作할 것이다. ^[5] 나중에 아인슈타인의 模型은 一般 相對性理論과 宇宙論的 原理와 一致하는 더 큰 可能性 세트 中 하나에 不過하다는 事實이 밝혀졌다. 一般 相對性理論의 宇宙論的 해는 1920年代 初 알렉산더 프리드만 에 依해 發見되었다. ^[8] 그의 方程式은 膨脹하거나 收縮할 수 있고, 그 幾何學이 열렸거나, 平平하거나 또는 닫혀있을 수 있는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 宇宙를 說明한다.

1910年代에 베스土 瑟라이퍼 (그리고 나중에 칼 빌헬름 비츠 _{Carl Wilhelm Wirtz} )는 나선 星雲 의 赤色편이 를 地球에서 멀어지고 있음을 나타내는 도플러 效果 로 解釋했다. ^{[12] [13]} 그러나 天體까지의 距離를 測定하는 것은 어렵다. 한 가지 方法은 物體의 物理的 크기를 角度 크기 와 比較하는 것이지만 이를 遂行하려면 物理的 크기를 假定해야 한다. 또 다른 方法은 物體의 밝기 를 測定하고 固有 광도 를 假定하는 것으로 逆제곱 法則 을 使用하여 거리를 決定할 수 있다. 이러한 方法을 使用하는 것이 어렵기 때문에 그들은 星雲이 實際로 우리 銀河 밖의 銀河임을 깨닫지 못했고 宇宙論的 意味에 對해 推測하지도 않았다. 1927年 벨기에 의 로마 가톨릭 私製 人 조르주 르메트르 는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 方程式을 獨立的으로 誘導하고 나선 星雲의 後退에 기초하여 宇宙가 "原始 原子 "의 "爆發(뱅)"과 함께 始作되었다고 提案했다. ^[14] - 나중에 大爆發(빅뱅)이라고 불렸다. 1929年 에드윈 허블 은 르메트르의 理論에 對한 觀察 基盤을 提供했다. 허블은 歲페이드 變光星 의 밝기를 測定하여 거리를 決定함으로써 나선 星雲이 銀河임을 보여주었다. 그는 銀河의 赤色편이와 그 거리 사이의 關係를 發見했다. 그는 이것을 銀河들이 距離에 比例하는 速度로 地球에서 모든 方向으로 멀어지고 있다는 證據로 解釋했다. ^[15] 이 事實은 이제 허블-르메트르 法則 으로 알려져 있지만, 허블이 發見한 後退 速度와 距離와 關聯하여 發見한 數値的 要因은 歲페이드 變光星의 類型에 對해 알지 못했기 때문에 10倍 差異가 났다.

宇宙論 原理 를 勘案할 때, 허블-르메트르 法則은 宇宙가 膨脹하고 있다고 提案했다. 擴張에 對해 두 가지 主要 說明이 提案되었다. 하나는 조지 街모프가 擁護하고 開發한 르메트르의 大爆發(빅뱅) 理論이다. 다른 說明은 銀河가 서로 멀어짐에 따라 새로운 物質이 生成된다는 프레드 호일 의 正常 狀態 模型 이었다. 이 模型에서 宇宙는 어느 時點에서나 거의 同一하다. ^{[16] [17]}

數年 동안 이러한 理論에 對한 支持는 均等하게 나뉜다. 그러나 觀測 證據는 宇宙가 뜨겁고 稠密한 狀態에서 進化했다는 생각을 뒷받침하기 始作했다. 1965年 宇宙 마이크로파 背景의 發見은 大爆發(빅뱅) 模型을 强力하게 支持했으며 ^[16] , 1990年代 初 宇宙背景 探査船 이 宇宙 마이크로파 背景을 精密하게 測定한 以後로, 宇宙論에 對한 다른 理論을 眞摯하게 提案한 宇宙論者는 거의 없었다. 宇宙의 起源과 進化. 이것의 한 結果는 標準 一般 相對性理論에서 宇宙는 1960年代에 爐底 펜로즈 와 스티븐 호킹 에 依해 證明된 것처럼 特異點 으로 始作되었다는 것이다. ^[18]

宇宙에는 始作도 特異點度 없으며 宇宙의 나이는 無限하다는 大爆發(빅뱅) 模型을 擴張하는 限 代案的 見解가 提示되었다. ^{[19] [20] [21]}

宇宙의 에너지 [ 編輯 ]

가장 가벼운 化學 元素 , 主로 水素 와 헬륨 은 核合成 過程을 통해 大爆發 동안 生成되었다. ^[22] 一連의 恒星 核合成 反應에서 더 작은 原子核이 더 큰 原子核으로 結合되어 窮極的으로 가장 높은 核 結合 에너지(binding energy) 를 갖는 철 및 니켈 과 같은 安定한 철족(iron group) 元素를 形成한다. ^[23] 順 過程(net process)은 大爆發 '以後의 에너지 放出'을 意味한다. ^[24] 이러한 核 粒子의 反應은 神聖 과 같은 激變變光星 에서 '갑작스러운 에너지 放出'을 誘發할 수 있다. 블랙홀 로 物質의 重力 崩壞는 또한 ' 퀘이사 '와 ' 活動 銀河 '를 形成하는 銀河의 核 領域에서 一般的으로 볼 수 있는 가장 에너지가 넘치는 過程에 動力을 提供한다.

宇宙論者들은 宇宙의 加速 膨脹 과 關聯된 現象과 같은 모든 宇宙 現象을 旣存의 에너지 形態로 正確하게 說明할 수 없다. 代身에 宇宙論者들은 모든 空間에 스며드는 暗黑 에너지 라는 새로운 形態의 에너지를 提案한다. ^[25] 한 가지 假說은 暗黑 에너지가 不確定性 原理 로 因해 存在하는 假想 粒子 와 關聯된 빈 空間의 構成 要素인 眞空 에너지(vacuum energy) 일 뿐이라는 것이다. ^[26]

가장 널리 받아들여지는 重力 理論인 一般 相對性理論 을 使用하여 宇宙의 總 에너지를 定義하는 明確한 方法은 없다. 따라서 膨脹하는 宇宙에서 全體 에너지가 保存되는지 與否는 如前히 論難의 餘地가 있다. 例를 들어, 銀河系 空間을 旅行하는 各 光子 는 赤色편이 效果로 인해 에너지를 잃는다. 이 에너지는 分明히 다른 시스템으로 傳達되지 않으므로 永久的으로 損失되는 것 같다. 反面에 一部 宇宙論者들은 에너지가 어떤 意味에서 保存된다고 主張한다. 이것은 에너지 保存 法則 을 따른다. ^[27]

다른 形態의 에너지가 宇宙를 支配할 수 있다. 卽, 輻射 라고 하는 相對論的 粒子(relativistic particle) 또는 物質이라고 하는 非相對論的 粒子이다. 相對論的 粒子는 停止 質量 이 運動 에너지 에 비해 零이거나 無視할 수 있는 粒子이므로 빛의 速度로 移動하거나 빛에 매우 가깝다. 비 相對論的 粒子는 에너지보다 훨씬 더 높은 停止 質量을 가지므로 빛의 速度보다 훨씬 느리게 움직인다.

宇宙가 膨脹함에 따라 物質과 複寫는 모두 稀釋된다. 그러나 複寫와 物質의 에너지 密度 는 다른 比率로 稀釋된다. 特定 부피가 膨脹함에 따라 質量-에너지 密度는 부피의 增加에 依해서만 變更되지만 複寫의 에너지 密度는 부피의 增加와 그것을 構成하는 光子 의 波長 의 增加에 依해 모두 變更된다. 따라서 輻射 에너지는 膨脹함에 따라 物質의 에너지보다 宇宙 全體 에너지의 더 작은 部分이 된다. 아주 初期의 宇宙는 '複寫 支配的'이었고 複寫는 膨脹의 減速을 統制했다고 한다. 나중에 光子當 平均 에너지가 約 10 eV 以下가 되면서 物質이 감속도를 決定하고 宇宙는 '物質 支配'라고 한다. 中間 事例는 分析的으로(analytically) 잘 處理되지는 않는다. 宇宙의 膨脹이 繼續될수록 物質은 더욱 稀釋되고 宇宙常數 는 支配的이 되어 宇宙의 膨脹은 가속된다.

宇宙의 歷史 [ 編輯 ]

  宇宙의 歷史 文書를 參考하십시오.

宇宙의 歷史는 宇宙論의 中心 問題이다. 宇宙의 歷史는 各 時代의 支配的인 힘과 過程에 따라 時代들(epochs)이라고 불리는 여러 時期로 나뉜다. 標準 宇宙論 模型은 ΛCDM 模型 으로 알려져 있다.

運動 方程式 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 計量 입니다.

標準 宇宙論 模型 內에서 全體 宇宙를 支配하는 運動 方程式 은 작은 量의 宇宙常數 를 갖는 一般 相對性理論에서 派生된다. ^[28] 解決策은 膨脹하는 宇宙이다. 이 膨脹으로 인해 宇宙의 放射線과 物質은 冷却되어 稀釋된다. 처음에는 宇宙의 輻射 와 物質을 끌어당기는 重力 에 依해 膨脹이 느려진다. 그러나 이것들이 稀釋될수록 宇宙상수는 더욱 支配的이 되고 宇宙의 膨脹은 減速하기보다는 가속되기 始作한다. 우리 宇宙에서 이것은 數十億 年 前에 일어났다. ^[29]

宇宙論의 粒子 物理學 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 en:Particle physics in cosmology 입니다.

宇宙의 初期 瞬間에는 平均 에너지 密度가 매우 높아 粒子 物理學에 對한 知識이 이 環境을 理解하는 데 매우 重要했다. 따라서 不安定한 素粒子의 散亂過程과 崩壞는 이 時期의 宇宙論的 模型에 重要하다.

經驗에 따르면 産卵 또는 崩壞 過程은 그 過程을 說明하는 時間 規模가 宇宙 膨脹의 時間 規模보다 작거나 이에 匹敵하는 境遇 特定 時代에 宇宙論的으로 重要하다. 宇宙의 膨脹을 說明하는 時間 尺度는 ${\displaystyle 1/H}$이며, ${\displaystyle H}$는 時間에 따라 變하는 허블 媒介變數 이다. 膨脹 縮尺 ${\displaystyle 1/H}$은 各 時點에서 宇宙의 나이와 거의 같다.

大爆發(빅뱅)의 年代記 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 宇宙의 歷史 입니다.

觀測에 따르면 宇宙는 約 138億 年 前에 始作되었다고 한다. ^[30] 그 以後로 宇宙의 進化는 세 段階를 거쳤다. 아직 잘 理解되지 않는 初期 宇宙는 宇宙가 너무 뜨거워서 粒子 들이 現在 地球의 粒子 加速器 에서 接近할 수 있는 것보다 더 높은 에너지를 가졌던 아주 짧은 瞬間이었다. 따라서 이 時代의 基本 機能은 大爆發(빅뱅) 理論에서 解決되었지만 細部 事項은 大部分 敎育받은 推測에 基盤을 두고 있다. 이에 따라 初期 宇宙에서는 알려진 高에너지 物理學 에 따라 宇宙의 進化가 進行되었다. 이것은 첫 番째 陽性子, 電子 및 中性子가 形成된 다음 核, 마지막으로 原子가 形成될 때이다. 中性 水素가 形成되면서 宇宙 마이크로파 背景 이 放出되었다. 마지막으로, 物質이 첫 番째 恒星 과 퀘이사 로 모여들기 始作하면서 窮極的으로 銀河, 銀河團 과 超銀河團 이 形成되면서 構造 形成의 時代가 始作되었다. 宇宙의 未來는 아직 確實하게 알려지지 않았지만 ΛCDM 模型 에 따르면 宇宙는 繼續해서 永遠히 擴張될 것이다.

硏究 分野 [ 編輯 ]

아래에서는 宇宙論에서 가장 活潑한 硏究 領域 中 一部가 大略的인 時間 順序대로 說明되어 있다. 여기에는 大爆發의 年代表에 나와 있는 大爆發 宇宙論이 모두 包含되지는 않는다.

極初期의 宇宙 [ 編輯 ]

初期의 뜨거운 宇宙는 大略 10 ^-33 初 以後의 大爆發에 依해 잘 說明되는 것처럼 보이지만 몇 가지 問題들 이 있다. 하나는 現在의 粒子 物理學을 使用하여 宇宙가 平平하고 菌津하며 等方性 이어야 하는 說得力 있는 理由가 없다는 것이다(' 宇宙論 原理 ' 參照). 더욱이 粒子 物理學의 大統一 理論 은 宇宙에 發見되지 않은 自己 홀極 이 있어야 한다고 提案한다. 이러한 問題는 宇宙 急膨脹 의 짧은 期間에 依해 解決되며, 이는 宇宙를 平平하게 만들고, 非等方性 과 不均一性을 觀測된 水準으로 매끄럽게 하며, 홀劇을 指數函數的으로 稀釋시킨다. ^[31] 宇宙 急膨脹의 物理的 模型은 極히 單純하지만 아직 粒子 物理學에 依해 確認되지 않았고 急膨脹과 兩者長 理論을 조화시키는 데 어려운 問題가 있다. 一部 宇宙論者들은 끈 理論 과 브레인 宇宙論(brane cosmology) 이 急膨脹 理論에 代案을 提供할 것이라고 생각한다. ^[32]

宇宙論의 또 다른 主要 問題는 宇宙가 反物質보다 훨씬 더 많은 物質을 包含하게 만든 原因이다. 宇宙論者들은 觀察을 통해 宇宙가 物質과 反物質 의 領域으로 나뉘지 않는다는 것을 推論할 수 있다. 萬若 그렇다면, 雙消滅 의 結果로 生成된 X線 과 감마선 이 있을 것이지만 이것은 觀察되지 않는다. 따라서 初期 宇宙의 어떤 過程은 反物質에 비해 若干의 過剩 物質을 生成했음에 틀림없으며, 이 (現在는 理解되지 않은) 過程을 '重粒子 生成'이라고 한다. 重粒子 形成에 必要한 세 가지 條件은 1967年 안드레이 사하로프 에 依해 導出되었으며, 物質과 反物質 사이에 CP 對稱 이라고 하는 粒子 物理學 對稱 의 違反이 必要하다. ^[33] 그러나 粒子 加速器는 重粒子 非對稱을 說明하기에는 CP-對稱性의 違反이 너무 작다. 宇宙論者들과 입자 物理學者들은 重粒子 非對稱을 說明할 수 있는 初期 宇宙에서 CP-對稱에 對한 追加的인 違反을 찾고 있다. ^[34]

壓力 生成과 宇宙 膨脹의 問題는 모두 입자 物理學科 매우 密接한 關聯이 있으며, 그 解決 方法은 宇宙 觀測을 통해서 보다는 高에너지 理論과 實驗 에서 나올 수도 있다.

大爆發(빅뱅) 理論 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 大爆發 核合成 입니다.

大爆發(빅뱅) 核合成은 初期 宇宙의 元素 形成 理論이다. 宇宙의 나이가 約 3分이었고 溫度 가 核融合 이 일어날 수 있는 溫度 以下로 떨어졌을 때 끝이 났다. 大爆發 核合成은 作動할 수 있는 짧은 期間이 있었기 때문에 가장 가벼운 要素만 生成되었다. 水素 이온 ( 陽性子 )에서 始作하여 主로 重水素 , 헬륨-4 및 리튬 을 生成했다. 다른 元素는 微量으로만 生産되었다. 核合成의 基本 理論은 1948年 조지 街모프 , 랠프 애셔 앨퍼 , 로버트 허먼 에 依해 開發되었다. ^[35] 大爆發 核合成 理論이 遠視 빛 要素의 豐富함과 初期 宇宙의 特徵을 連結하기 때문에 大爆發 當時 物理學의 探査로 數年 동안 使用되었다. ^[22] 特히, 等價 原理 를 테스트하고 ^[36] 暗黑 物質 을 調査하고, 中性微子 物理學을 테스트하는 데 使用할 수 있다. ^[37] 一部 宇宙論者들은 大爆發 核合成이 中性微子의 네 番째 "滅菌된" 種의 存在를 示唆한다고 提案했다. ^[38]

大爆發(빅뱅) 宇宙論의 標準 模型 [ 編輯 ]

ΛCDM 模型 (람다 차가운 暗黑 物質 模型) 은 宇宙에 暗黑 에너지 와 關聯된 람다 ( 그리스어 Λ )로 標示되는 宇宙常數 와 차가운 暗黑物質 (略稱 CDM )이 包含된 大爆發(빅뱅) 宇宙論 모델의 媒介變數火 이다. 大爆發 宇宙論의 標準 模型 으로 자주 言及된다. ^{[39] [40]}

宇宙 마이크로파 背景 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 宇宙 마이크로파 背景 입니다.

宇宙 마이크로파 背景은 中性 原子가 처음 形成되었을 때 再結合 의 時代 以後 分離 로 인해 남은 複寫이다. 이 時點에서 大爆發에서 生成된 複寫는 電荷를 띤 이온으로부터의 톰슨 産卵(Thomson scattering) 을 막았다. 아노 앨런 펜지어스 와 로버트 우드로 윌슨 이 1965年에 처음 觀察한 複寫는 完璧한 열 黑體 스펙트럼을 가지고 있었다. 그것은 오늘날 2.7 켈빈 의 溫度를 가지고 있으며 10 ⁵ 分의 一의 部分으로 等方性이다. 初期 宇宙에서 若干의 不均一性의 進化를 說明하는 宇宙的 攝動 理論은 宇宙論者들이 複寫의 各 파워 스펙트럼(power spectrum) 을 正確하게 計算할 수 있게 해주었다. 最近 衛星 實驗( COBE 및 WMAP ) ^[41] 과 많은 地上 및 風船 基盤 實驗(예: 角度 눈금 干涉計(Degree Angular Scale Interferometer) , 宇宙 背景 이미저(Cosmic Background Imager) 및 BOOMERanG )에 依해 測定되었다. ^[42] 이러한 努力의 目標 中 하나는 ΛCDM 模型 의 基本 媒介變數를 正確度를 높여 測定하고 大爆發 模型의 豫測을 테스트하고 새로운 物理學을 찾는 것이다. 例를 들어, WMAP에 依한 測定 結果는 中性微子 質量에 限界를 두었다. ^[43]

QUIET 및 아타카마 宇宙望遠鏡(Atacama Cosmology Telescope) 과 같은 새로운 實驗은 宇宙 마이크로파 背景의 偏光 을 測定하려고 試圖하고 있다. ^[44] 이러한 測定을 통해 宇宙 膨脹에 對한 理論과 情報, 그리고 相互 作用에 依해 宇宙 마이크로파 背景을 가진 銀河와 星團 사이에서 發生하는 수냐에프-젤도비치 效果 및 자하-볼페 效果(Sachs-Wolfe effect) 와 같은 少尉 2次 非等方性 ^[45] 에 對한 情報가 追加로 確認될 것으로 期待된다. ^{[46] [47]}

2014年 3月 17日 BICEP2 協力 의 天文學者들은 膨脹 理論에 依해 빅뱅의 初期 段階에서 發生할 것으로 豫測되는 遠視 重力波의 證據로 看做되는 CMB의 B-모드(B-mode) 偏光의 明白한 探知를 發表했다. ^{[9] [10] [11] [48]} 그러나 그해 말 플랑크 衛星 의 共同 作業은 宇宙 먼지 에 對한 보다 正確한 測定을 提供하여 먼지의 B-모드 信號가 BICEP2에서 報告된 것과 同一한 强盜라는 結論을 내렸다. ^{[49] [50]} 2015年 1月 30日, BICEP2와 플랑크 衛星 데이터의 共同 分析이 發表되었고 유럽 宇宙局 은 이 信號가 우리銀河의 性間 먼지에 全的으로 起因할 수 있다고 發表했다. ^[51]

巨大構造의 形成과 進化 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 en:Large-scale structure of the cosmos , en:Structure formation 및 銀河의 形成 및 進化 입니다.

가장 크고 가장 오래된 救助(예: 퀘이사 , 銀河 , 星團 및 超銀河團 )의 形成과 進化를 理解하는 것은 宇宙論에서 가장 큰 努力 中 하나이다. 宇宙論者들은 超銀河團과 같은 가장 큰 物體가 如前히 組立되는 동안 작은 物體가 먼저 形成되는 構造가 아래에서 위로 形成되는 계층적 構造 形成 모델을 硏究한다. ^[52] 宇宙의 構造를 硏究하는 한 가지 方法은 宇宙에 있는 銀河의 3次元 그림을 構成하고 物質 파워 스펙트럼을 測定하기 위해 可視 銀河를 調査하는 것이다. 이것은 ' 슬론 디지털 全天探査 '와 2dF 銀河 赤色편이 探査 의 接近 方式이다. ^{[53] [54]}

構造 形成을 理解하기 위한 또 다른 道具는 시뮬레이션으로 宇宙論者들이 銀河 필라멘트 , 超銀河團 및 巨視共同 으로 뭉쳐지는 宇宙 物質의 重力 凝集을 硏究하는 데 使用한다. 大部分의 시뮬레이션에는 重粒子가 아닌 차가운 暗黑物質 萬 包含되어 있으며, 이는 宇宙에 보이는 重粒子 物質보다 暗黑物質이 훨씬 더 많기 때문에 宇宙를 가장 큰 規模로 理解하는 데 充分하다. 보다 發展된 시뮬레이션은 重粒子를 包含하고 個別 銀河의 形成을 硏究하기 始作했다. 宇宙論者들은 銀河 測量에 同意하는지 確認하고 不一致를 理解하기 위해 이러한 시뮬레이션을 硏究한다. ^[55]

먼 宇宙의 物質 分布를 測定하고 再이온化 를 調査하기 위한 다른 補完的인 觀測은 다음과 같다.

• 宇宙論者들이 가스에 依한 먼 퀘이사로부터의 빛의 吸收를 測定함으로써 初期 宇宙에서 中性 原子 水素 가스의 分布를 測定할 수 있게 해주는 라이먼-알파 숲 . ^[56]
• 中性 原子 水素의 21센티미터 吸光 線은 또한 宇宙論에 對한 敏感한 테스트를 提供한다. ^[57]
• 弱한 重力렌즈 效果(weak gravitational lensing) , 暗黑物質로 인한 重力렌즈 效果에 依한 遠距離 이미지의 歪曲. ^[58]

이것들은 宇宙論者들이 宇宙에서 構造가 언제 어떻게 形成되었는지에 對한 問題를 解決하는 데 도움이 될 것이다.

暗黑 物質 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 暗黑 物質 입니다.

大爆發 核合成 , 宇宙 마이크로파 背景 , 構造 形成 및 銀河 回戰 曲線 의 證據는 宇宙 質量의 約 23%가 比重粒子 暗黑 物質로 構成되어 있는 反面, 4%만이 가시 重粒子 物質로 構成되어 있음을 示唆한다. 暗黑 物質의 重力 效果는 銀河 周圍에 헤일로 를 形成하는 차갑고 非放射線 流體처럼 行動하기 때문에 잘 알려져 있다. 暗黑 物質은 實驗室에서 發見된 적이 없으며 暗黑 物質의 粒子 物理學 特性은 完全히 알려지지 않은 狀態로 남아 있다. 觀測 制約 없이 安定한 招待칭 粒子, 弱하게 相互作用하는 무거운 粒子 , 重力敵으로 相互 作用하는 무거운 粒子(gravitationally-interacting massive particles) , 액시온 및 巨大하고 稠密한 헤일로 物體(Massive compact halo object) 와 같은 많은 候補가 있다. 暗黑 物質 假說에 對한 代案으로는 작은 加速度에서 重力의 修正( 修正 뉴턴 力學 (MOND)) 또는 브레인 宇宙論(brane cosmology) 로부터의 效果가 있다. 텐서-벡터-스칼라 重力(TeVeS) 은 重力 렌즈 效果를 說明할 수 있는 MOND의 버전이다. ^[59]

暗黑 에너지 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 暗黑 에너지 입니다.

宇宙가 平平하다면 宇宙 에너지 密度의 73%(23%의 暗黑物質과 4%의 重粒子 外에)를 構成하는 追加 構成 要素가 있어야 한다. 이것을 暗黑 에너지라고 한다. 大爆發 核合成과 宇宙 마이크로파 背景을 妨害하지 않기 爲해서는 注入者와 暗黑物質과 같은 헤일로에 無理를 주어서는 안된다. 宇宙의 全體 에너지 密度는 宇宙의 平坦道에 對한 制約을 통해 알려져 있기 때문에 暗黑 에너지에 對한 强力한 觀測 證據가 있지만 群集 物質의 量은 嚴格하게 測定되며 이보다 훨씬 적다. 暗黑 에너지의 境遇는 1999年에 더욱 强化되었는데, 그 때 測定 結果 宇宙의 膨脹이 漸進的으로 加速化되기 始作했음이 立證되었다. ^[60]

密度와 群集化 特性을 除外하고는 暗黑 에너지에 對해 알려진 것이 없다. ' 兩者長 理論 '은 暗黑 에너지와 매우 恰似하지만 觀測된 것보다 120 자릿數 더 큰 宇宙常數 (CC)를 豫測한다. ^[61] 스티븐 와인버그 와 많은 끈 理論價(' 끈 風景(string landscape) ' 參照)는 '弱한 人類 原理 '를 主張했다. 卽, 物理學者가 宇宙상수가 작은 宇宙를 觀察하는 理由는 宇宙에 物理學者(또는 어떤 生命體도)가 더 큰 宇宙上數에서는 存在할 수 없기 때문이다. 많은 宇宙論者들은 이것이 불만족스러운 說明이라고 생각한다. 아마도 弱한 人類 原理는 自明하지만(살아 있는 觀察者가 存在한다고 假定할 때, 生命體가 存在하도록 許容하는 宇宙常數를 가진 적어도 하나의 宇宙가 있어야 함) 說明하려고 試圖하지 않기 때문일 것이다. 그 宇宙의 脈絡. ^[62] 例를 들어, 弱한 人類 原則만으로는 다음에서의 差異를 區別하지 못하니:

• 오직 하나의 宇宙만 存在할 것이며 CC를 우리가 觀察하는 값으로 制限하는 몇 가지 基本 原則이 있다.
• 單 하나의 宇宙만 存在할 것이며 CC를 修正하는 基本 原則은 없지만 運이 좋았다.
• CC 값의 範圍를 가진 많은 宇宙가 (同時에 또는 直列로) 存在하며 勿論 우리의 宇宙는 生命을 維持하는 宇宙 中 하나이다.

暗黑 에너지에 對한 다른 可能한 說明은 퀸트에센스 ^[63] 또는 가장 큰 規模의 重力 變形 ^[64] 을 包含한다. 이 模型들이 說明하는 暗黑 에너지의 宇宙論에 對한 影響은 理論에 따라 달라지는 暗黑 에너지의 狀態 方程式 에 依해 주어진다. 暗黑 에너지의 本質은 宇宙論에서 가장 어려운 問題 中 하나이다.

暗黑 에너지에 對한 더 나은 理解는 宇宙의 終末 의 問題를 解決할 可能性이 높다. 現在의 宇宙論的 時代에는 暗黑 에너지에 依한 加速 膨脹이 超銀河團 보다 큰 構造가 形成되는 것을 막고 있다. 加速이 無限定 繼續될 것인지, 아마도 빅 립 까지 增加할 것인지, 아니면 結局 逆轉되어 열죽음 으로 이어질 것인지 또는 다른 시나리오를 따를 것인지는 알 수 없다. ^[65]

重力波 [ 編輯 ]

重力波 는 빛의 速度로 波動으로 傳播되는 時空間 曲率 의 잔물결이며, 根源에서 바깥쪽으로 傳播되는 特定 重力 相互 作用에서 生成된다. 重力波 天文學(gravitational-wave astronomy) 은 重力波를 使用하여 白色 矮星 , 中性子별 및 블랙홀 로 構成된 雙星系 ; 그리고 超新星 들과 같은 事件과 大爆發 直後 初期 宇宙 의 形成과 같은 感知 可能한 重力波 소스에 對한 觀測 데이터를 蒐集하는 것을 目標로 하는 觀測 天文學의 새로운 分野이다. ^[66]

2016年 레이저 干涉計 重力波 觀測所 (LIGO) 科學 協同 및 버고 (Virgo) 合同 팀은 進步된 LIGO 檢出器를 使用하여 한 雙 블랙홀 (binary black hole) 의 별의 衝突(stellar collision) 에서 發生하는 最初로 重力波 觀測 을 했다고 發表했다. ^{[67] [68] [69]} 2016年 6月 15日, 블랙홀을 합치는 重力波의 두 番째 感知 가 發表되었다. ^[70] LIGO 外에도 많은 다른 重力波 觀測所(Gravitational-wave observatory) - 檢出器 들이 建設 中이다. ^[71]

기타 探究 領域 [ 編輯 ]

宇宙論者들은 또한 다음을 硏究한다:

• 原始 블랙홀 이 우리 宇宙에서 形成되었는지, 그리고 어떻게 되었는지. ^[72]
• GZK 컷오프(GZK cutoff) 以上의 에너지를 가진 宇宙船의 探知 ^[73] 와 그것이 高에너지에서 特殊 相對性理論 의 失敗를 알리는 信號認知 與否.
• 等價 原理 , ^[36] 아인슈타인의 一般 相對性理論 1이 올바른 重力 理論인지 與否 ^[74] 그리고 基本的 物理의 法則들(laws of physics) 이 宇宙 어디에서나 同一한지. ^[75]

같이 보기 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

追加 資料 [ 編輯 ]

大衆的 [ 編輯 ]

• Greene, Brian (2005). The Fabric of the Cosmos . Penguin Books Ltd.; 박병철 옮김 (2005) 《宇宙의 構造》 勝算.
• Guth, Alan (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins . Random House.
• Hawking, Stephen W. (1988). A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes . Bantam Books, Inc.; 김동광 옮김 (1998) 《그림으로 보는 時間의 歷史》 까치.
• Hawking, Stephen W. (2001). The Universe in a Nutshell . Bantam Books, Inc.; 김동광 옮김 (2001) 《호두껍질 속의 宇宙》 까치.
• Ostriker, Jeremiah P.; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible Universe . Princeton, NJ: Princeton University Press.
• Singh, Simon (2005). Big Bang: The Origin of the Universe . Fourth Estate.
• Weinberg, Steven (1993) [First published 1978]. The First Three Minutes . Basic Books; 신상진 옮김 (2005) 《最初의 3分: 宇宙의 起源에 關한 現代的 見解》 陽文.

敎科書 [ 編輯 ]

• Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction . Oxford and New York: Oxford University Press. Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book.
• Dodelson, Scott (2003). Modern Cosmology . Academic Press. An introductory text, released slightly before the WMAP results.
• Gal-Or, Benjamin (1987) [1981]. Cosmology, Physics and Philosophy . Springer Verlag.
• Grøn, Øyvind; Hervik, Sigbjørn (2007). Einstein's General Theory of Relativity with Modern Applications in Cosmology . New York: Springer.
• Harrison, Edward (2000). Cosmology: the science of the universe . Cambridge University Press. For undergraduates; mathematically gentle with a strong historical focus.
• Kutner, Marc (2003). Astronomy: A Physical Perspective . Cambridge University Press. An introductory astronomy text.
• Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe . Addison-Wesley. The classic reference for researchers.
• Liddle, Andrew (2003). An Introduction to Modern Cosmology . John Wiley. Cosmology without general relativity.
• Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure . Cambridge. An introduction to cosmology with a thorough discussion of inflation.
• Mukhanov, Viatcheslav (2005). Physical Foundations of Cosmology . Cambridge University Press.
• Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the universe . Cambridge University Press. Discusses the formation of large-scale structures in detail.
• Peacock, John (1998). Cosmological Physics . Cambridge University Press. An introduction including more on general relativity and quantum field theory than most.
• Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology . Princeton University Press. Strong historical focus.
• Peebles, P. J. E. (1980). The Large-Scale Structure of the Universe . Princeton University Press. The classic work on large-scale structure and correlation functions.
• Rees, Martin (2002). New Perspectives in Astrophysical Cosmology . Cambridge University Press.
• Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology . John Wiley. A standard reference for the mathematical formalism.
• Weinberg, Steven (2008). Cosmology . Oxford University Press.

外部 링크 [ 編輯 ]

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物理 宇宙論

그룹으로부터 [ 編輯 ]

• Cambridge Cosmology - from Cambridge University (public home page)
• Cosmology 101 ? from the NASA WMAP group
• Center for Cosmological Physics . University of Chicago , Chicago.
• Origins, Nova Online ? Provided by PBS .

個人으로부터 [ 編輯 ]

• Gale, George, "Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s" , The Stanford Encyclopedia of Philosophy , Edward N. Zalta (ed.)
• Madore, Barry F., " Level 5  : A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology" . Caltech and Carnegie. Pasadena, California, USA.
• Tyler, Pat, and Phil Newman "Beyond Einstein" . Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center .
• Wright, Ned . "Cosmology tutorial and FAQ" . Division of Astronomy & Astrophysics, UCLA.
• 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?
• 현대 宇宙論 Modern Cosmology: The Study of the Universe (2017-) Archived 2022年 9月 26日 - 웨이백 머신 by Kwanseok Kim