우주의 시작, 빅뱅(대폭발)에 대해서 (1/4)
빅뱅(대폭발)에 대해
대폭발 사건은 고밀도 및 온도의 초기 상태에서 어떻게 우주가 팽창했는지 설명하는 물리 이론입니다.
대폭발의 다양한 우주론적 모형은 관측 가능한 우주의 초기 알려진 기간부터 이후의 대규모 형태까지의
진화를 설명하고 있습니다. 이 모형은 풍부한 광 원소, 우주 마이크로파 배경(CMB)복사 및 거대구조를 포함하여
관찰된 광범위한 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공하고 있습니다. 편평도 문제로 알려진 우주의 전반적인
균일성은 우주 팽창, 즉 초기 순간에 갑작스럽고 매우 빠른 공간 팽창으로 설명되고 있습니다. 그러나 물리학은
현재 빅뱅의 초기 조건을 성공적으로 모델링할 수 있는 양자중력 이론이 부족해 어려움을 겪고 있습니다.
결정적으로, 이 모형은 허블-르메트르 법칙을 통해 한 은하가 멀리 떨어져 있을수록 지구에서 더 빨리 멀어진다는
관측과 호환됩니다. 알려진 물리 법칙을 사용하여 시간을 거슬러 이 우주 팽창을 외삽하면 모형은 공간과 시간이
의미를 상실하는 특이점이 선행하는 점점 더 집중되는 우주를 설명할 수 있습니다. 1964년에 CMB가 발견되었고,
이는 대폭발 모형이 먼 과거의 높은 온도와 밀도로 인해 균일한 배경 복사를 예측했기 때문에 경쟁하는 우주 진화의
정상우주론 모형이 잘못되었다고 많은 우주론자들을 확신시켰습니다. 광범위한 실증적 증거는 이제 본질적으로
보편적으로 받아들여지는 대폭발 사건을 강력하게 지지하고 있습니다. 우주의 팽창률에 대한 자세한 측정 결과
빅뱅 특이점은 우주의 나이로 간주되는 137.87±0.20억 년 전으로 추정됩니다.
대폭발 모형에 의해 아직 적절하게 설명되지 않은 관찰된 우주의 측면이 남아 있습니다. 초기 팽창 후 우주는
아원자입자와 나중에 원자가 형성될 수 있을 만큼 충분히 냉각되었습니다. 이것이 발생하도록 허용한 물질과
반물질의 불평등한 풍요는 중입자 비대칭으로 알려진 설명할 수 없는 효과입니다. 이 원시 원소들은 나중에
중력을 통해 합쳐져 초기 별과 은하를 형성하게 됩니다. 천문학자들은 은하계를 둘러싼 알려지지 않은
암흑 물질의 중력 효과를 관찰하고 있습니다. 우주의 대부분의 중력 퍼텐셜은 이런 형태인 것으로 보이며,
대폭발 모형과 다양한 관측은 이 과도한 중력 퍼텐셜이 일반 원자와 같은 중입자 물질에 의해
생성되지 않는다는 것을 나타냅니다. 초신성의 적색편이 측정은 우주의 팽창이 가속되고 있음을
나타내며, 이는 암흑 에너지로 알려진 설명할 수 없는 현상에 기인한 관측입니다.
빅뱅 모형의 특징
대폭발(빅뱅) 모형은 가벼운 원소들의 존재, CMB, 거대구조 및 허블-르메트르 법칙을 포함한 광범위한
관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공하고 있습니다. 모형은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의
두 가지 주요 가정에 의존하고 있습니다. 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중 하나입니다.
우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 균질하고 등방성이며, 위치에 상관없이 모든 방향에서 동일하다고 말합니다.
이러한 아이디어는 처음에는 가정으로 간주되었지만 나중에 각각을 테스트하기 위한 노력이 이루어졌습니다.
예를 들어, 첫 번째 가정은 우주의 대부분의 나의에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가
10의 -5승 차라는 것을 보여주는 관측에 의해 테스트되었습니다. 또한, 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계의
규모에서 엄격한 테스트들을 통과했습니다.
거대규모 우주는 지구에서 불 때 등방성으로 보이고 있습니다. 만약 그것이 정말로 등방성이라면,
우주론 원리는 선호되는 관찰자나 유리한 지점이 없다는 더 단순한 코페르니쿠스 원리에서
도출될 수 있습니다. 이를 위해 CMB 온도 관측을 통해 우주론 원리가 10의 -5승 수준으로 확인됐으며,
1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로
균질성을 갖는 것으로 측정됐습니다.
공간의 팽창
우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측을 통해 추론되었고, 대폭발 이론의 핵심 요소로 자리 잡고 있습니다.
수학적으로, 일반상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 거리함수-계량으로 시공간을
설명하고 있습니다. 은하들, 별들 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 놓여진
좌표도 또는 "격자"를 사용하여 지정하고 있습니다. 우주론 원리는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량
(FLRW)을 고유하게 선별하는 대규모의 균질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시합니다. 이 지표에는
시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자가 포함되어 있습니다.
이를 통해 공변 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있습니다. 이 좌표계에서 격자는
우주를 따라 팽창하며, 우주팽창 때문에 움직이는 물체는 격자의 고정점에 머무르게 됩니다.
그들의 좌표 거리는 일정하지만, 그와 공변 하는 두 점 사이의 물리적 거리는 우주의 축적인자에 비례하여
확장됩니다. 대폭발은 빈 우주를 채우기 위해 바깥으로 이동하는 물질의 폭발이 아닙니다. 대신,
공간 자체는 시간과 함께 모든 곳에서 확장되며 공유점 사이의 물리적 거리를 증가시킵니다. 다시 말해,
대폭발은 공간 내의 폭발이 아니라 공간의 확장입니다. FLRW 계량은 질량과 에너지의 균일한 분포를
가정하기 때문에, 우리 우주에는 오직 거대한 척도들로 적용되어 우리 은하와 같은 물질의 국소적
농도가 전체 우주와 같은 속도로 팽창할 필요는 없습니다.
지평선
대폭발 시공간의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재입니다. 우주에는 유한한 나이가 있고 빛은 유한한
속도로 여행하기 때문에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 과거의 사건이 있을 수 있습니다.
이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계 또는 과거 지평선을 두고 있습니다. 반대로, 공간이
팽창하고 더 멀리 있는 물체가 점점 더 빨리 후퇴하기 때문에 오늘날 우리가 방출하는 빛은 매우 먼
물체를 따라잡지 못할 수도 있습니다. 이것은 우리가 영향을 미칠 수 있는 미래의 사건을 제한하는
미래 지평선을 정의합니다. 두 유형의 지평선 존재 여부는 우리 우주를 설명하는
FLRW 모형의 세부 사항에 따라 다릅니다.
아주 초기 시대로 거슬러 올라가는 우주에 대한 우리의 이해는 과거의 지평선이 있음을
시사하지만 실제로 우리의 시야는 초기 우주의 불투명성에 의해 제한됩니다. 따라서 우리의 시야는
시간적으로 더 뒤로 확장될 수 없지만, 지평선은 공간에서 후퇴합니다. 만일 우주의 팽창이
계속 가속화된다면 미래의 지평선도 또한 존재하게 됩니다.
열평형화
초기 우주의 일부 과정들은 우주의 팽창 속도에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인열역학적 평형에 도달했습니다. 다른 것들은 열평형화에 도달할 만큼 충분히 빨라서극초기 우주의 과정이 열평형에 도달했는지 여부를 알아내기 위해 일반적으로 사용되는매개변수는 과정의 비율과 허블 매개변수 간의 비율입니다. 비율이 클수록 입지가 서로 너무멀리 떨어지기 전에 열평형화해야 하는 시간이 늘어납니다.