우주(Universe)

우주(Universe)

우주(Universe)는 모든 공간과 시간과 그 내용물이며 행성, 별, 은하 및 기타 모든 형태의 물질과 에너지를 포함하고 있습니다. 빅뱅 이론은 우주 발전에 관한 일반적인 우주론적 기술입니다. 이 이론에 따르면 약 137870억년 전 공간과 시간이 함께 출현했고 빅뱅 이후 우주는 계속 팽창하고 있습니다. 우주 전체의 공간적 크기는 불분명하지만, 현재는 직경 약 930억 광년의 관측 가능한 우주 크기를 측정하는 것이 가능합니다. 우주의 초기 우주론적 모델 중 일부는 고대 그리스와 인도 철학자들에 의해 개발되어 지구를 중심으로 했습니다.수세기에 걸쳐 니콜라스 코페르니쿠스는 태양을 중심으로 태양 중심 모델을 개발했습니다. 만유인력 법칙을 개발함에 있어 아이작 뉴턴은 코페르니쿠스의 연구뿐만 아니라 요하네스 케플러의 행성운동과 티초 브라헤에 의한 관측법칙을 바탕으로 하고 있습니다. 또한 관측상의 개선으로 태양은 은하수에 있는 수천억 개의 항성 중 하나이며 관측 가능한 우주에 있는 수천억 개의 은하 중 하나임을 알게 되었습니다. 은하계에 있는 별의 대부분은 행성을 가지고 있습니다. 은하는 가장 큰 규모로 모든 방향으로 균일하게 분포하고 있으며, 즉 우주에는 가장자리도 중심도 존재하지 않는다는 것을 의미합니다. 더 작은 스케일에서 은하는 클러스터와 슈퍼클러스터에 분포하며 우주에 거대한 필라멘트와 공극을 형성하여 거대한 거품과 같은 구조를 만들어냅니다.20세기 초의 발견에 의해 우주에는 시작이 있고, 그 이후 우주는 증가 일로를 걷고 있음을 시사하고 있습니다. 빅뱅 이론에 따르면 우주가 팽창함에 따라 최초로 존재하는 에너지와 물질은 밀도가 낮아졌습니다. 약 10~32초 만에 인플레이션 시대라고 불리는 초기 가속 팽창과 알려진 4개의 기본력이 분리된 후 우주는 점차 냉각되고 팽창을 계속해 최초의 아원자 입자와 단순한 원자가 형성되게 됐습니다. 암흑물질이 서서히 모여 중력의 영향을 받아 필라멘트와 공극으로 거품과 같은 구조를 형성합니다. 수소와 헬륨의 거대한 구름이 암흑물질이 가장 밀집된 곳으로 서서히 끌어당겨져 오늘날 볼 수 있는 최초의 은하와 별, 기타 모든 것을 형성했습니다. 은하의 움직임을 연구한 결과 우주는 눈에 보이는 물체(별, 은하, 성운, 성간 가스)로 설명되는 것보다 훨씬 더 많은 물질을 포함하고 있는 것으로 발견되었습니다. 이 눈에 보이지 않는 물질은 암흑물질로 알려져 있다(암흑은 그것이 존재한다는 것을 보여주는 광범위한 강력한 간접적 증거가 있음을 의미하지만 아직 직접 검출되지는 않았다). CDM 모델은 우주에서 가장 널리 받아들여지는 모델입니다. 우주에서의 질량과 에너지의 약 69.2%는 우주 팽창을 가속하는 암흑 에너지이며, 약 25.8% 는 암흑 물질임을 시사하고 있습니다.따라서 일반적인 ('바리온성') 물질은 물리우주의 약 4.84%에 불과합니다. 항성, 행성, 가시가스 구름은 일반 물질의 약 6%밖에 되지 않습니다. 우주의 궁극적인 운명에 대해서, 그리고 어느 쪽인가 하면 빅뱅 앞에 무엇이 있었는지에 대해서는 많은 경합하는 가설이 있습니다.한편, 다른 물리학자나 철학자는 이전 상태에 대한 정보가 입수 가능하다는 것을 의심하며 추측을 거부하고 있습니다. 물리학자 중에는 우리 우주가 똑같이 존재하는 많은 우주 중 하나일 수 있다는 다양한 다중 우주 가설을 제시한 사람도 있습니다.

빅뱅(Big Bang) 이론

우주 진화의 가장 유력한 모델은 빅뱅(Big Bang) 이론입니다. 빅뱅 모델은 우주의 초기 상태는 매우 뜨겁고 밀도가 높은 상태이며, 그 후 우주는 팽창하고 냉각되었다고 말합니다. 이 모델은 일반 상대성 이론과 공간의 균질성이나 등방성 등의 단순화된 가정을 기반으로 합니다. 람다 CDM 모델로 알려진 우주 상수(Lambda)와 차가운 암흑 물질을 가진 모델의 버전은 우주에 대한 다양한 관측을 합리적으로 설명하는 가장 단순한 모델입니다. 빅뱅 모델은 은하의 거리와 적색편이의 상관관계, 수소와 헬륨 원자수 비율, 마이크로파 방사 배경 등 관측치를 설명합니다. 첫 번째 열밀도가 높은 상태는 플랑크 에포크라고 불리며, 시간 0에서 약 10~43초의 플랑크 시간 단위까지 짧은 주기입니다. 플랑크 시대에는 모든 종류의 물질과 모든 에너지가 밀집된 상태에 집중되어 중력은 현재 알려진 네 가지 힘 중 가장 약한 것으로 여겨졌고, 모든 힘은 다른 기본 힘만큼이나 강력했습니다. 이 초기 기간(플랑크 시대의 양자 중력 포함)을 제어하는 물리학은 이해되지 않기 때문에, 어느 쪽인가 하면 타임 제로 이전에 무슨 일이 일어났는지는 말할 수 없습니다. 플랑크 시대 이후 우주 공간은 현재 규모로 확대되고 있으며, 매우 짧지만 격렬한 우주 팽창 기간이 최초 10~32초 이내에 발생했을 것으로 추측되고 있습니다. 이것은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 것과는 다른 종류의 확장이었습니다. 공간 내의 객체는 물리적으로 이동하지 않았습니다.대신 공간 자체를 정의하는 메트릭이 변경되었습니다. 시공간의 객체는 광속보다 빠르게 이동할 수 없지만, 이 제한은 시공간을 지배하는 메트릭 자체에는 적용되지 않습니다. 이 초기 인플레이션 기간은 왜 우주가 매우 평평해 보이고 빛보다 훨씬 크게 우주가 시작된 이후 이동할 수 있는지 설명할 것입니다. 우주의 존재로부터 1초 이내에 4개의 기본적인 힘은 분리되어 있었습니다. 우주가 상상을 초월할 정도로 뜨거운 상태에서 계속 식자 쿼크 시대, 하드론 시대, 렙톤 시대로 알려진 다양한 종류의 아원자 입자들이 단시간에 형성되게 되었습니다. 더불어 이 시대들은 빅뱅으로부터 10초 미만의 시간을 포함했습니다. 이 소립자들은 안정된 양성자와 중성자를 포함하는 더 큰 조합에 안정적으로 연관되어 핵융합을 통해 더 복잡한 원자핵을 형성했습니다. 빅뱅 핵합성으로 알려진 이 과정은 약 17분밖에 지속되지 않고 빅뱅 이후 약 20분 만에 끝나기 때문에 가장 빠르고 단순한 반응만 발생합니다. 우주 양성자와 중성자의 약 25%는 질량에 따라 헬륨으로 변환되며 소량의 중수소(수소의 일종)와 리튬 흔적이 있습니다. 다른 원소들은 극히 적은 양으로 형성되어 있었습니다. 나머지 75%의 양성자는 수소핵으로 영향을 받지 않았습니다. 핵합성이 종료된 후 우주는 광자 시대로 알려진 시기에 접어들었습니다. 그동안 우주는 물질이 중성원자를 형성하기에는 아직 너무 뜨거워서 음으로 대전된 전자와 중성 중성미자와 정핵의 뜨겁고 밀도가 높고 안개가 낀 플라즈마를 포함하고 있었습니다. 약 377,000년 후 우주는 전자와 핵이 최초의 안정된 원자를 형성할 수 있을 정도로 충분히 냉각되었습니다. 이것은 역사적인 이유로 재결합으로 알려져 있습니다.실제로 전자와 핵이 처음 결합했습니다. 플라즈마와는 달리 중성원자는 많은 파장의 빛에 대해 투명하기 때문에 비로소 우주도 투명해졌습니다. 이러한 원자가 형성되었을 때 방출되는 광자("decoubleed")는 오늘날에도 볼 수 있으며 우주 마이크로파 배경(CMB)을 형성합니다. 우주가 팽창함에 따라 광자의 에너지는 파장과 함께 감소하기 때문에 전자방사의 에너지 밀도는 물질보다 빠르게 감소합니다. 약 47,000년 후 물질의 에너지 밀도는 광자나 중성미자보다 커져 우주의 대규모 행동을 지배하기 시작했습니다. 이것은 방사선 지배 시대의 끝과 물질 지배 시대의 시작을 의미했습니다. 우주 초기 단계에서는 우주 밀도 내에서의 작은 변동이 서서히 암흑 물질의 농도를 형성하는 것으로 이어졌습니다. 보통 물질은 중력에 이끌려 큰 가스 구름을 형성하고, 궁극적으로는 암흑 물질이 가장 밀집해 있던 별이나 은하를 형성해 가장 밀집하지 않은 곳을 비웁니다. 약 1억~3억 년 후 333개의 첫 번째 별이 형성되어 Population III 별로 알려져 있습니다. 이것들은 아마도 매우 거대하고 빛나고 금속적이지 않고 단명했을 것입니다. 그들은 약 2억~5억년에서 10억년 사이에 서서히 우주의 재이온화를 하고, 또 항성 핵합성을 통해 헬륨보다 무거운 원소로 우주를 파종하는 데도 관여했습니다.또한 우주에는 암흑에너지라고 불리는 신비로운 에너지(아마 스칼라장)도 포함되어 있어 그 밀도는 시간이 지남에 따라 변화하지 않습니다. 약 98억 년 후 우주는 충분히 팽창하여 암흑 에너지 밀도보다 물질 밀도가 낮아져 현재 암흑 에너지 지배 시대의 개막이 되었습니다. 이 시대, 우주의 팽창은 암흑 에너지에 의해 가속화되고 있습니다.

물리적 특성

물리적 특성 4가지 기본적인 상호작용 중 중력은 천문학적인 길이 척도에서 우세합니다.  대조적으로 양전하와 음전하의 영향은 서로 상쇄되는 경향이 있으며, 천문학적 길이 척도에서 전자기학은 비교적 중요하지 않다. 나머지 2개의 상호작용, 즉 약한 핵력과 강한 핵력은 거리에 따라 급속히 감소하며, 그 영향은 주로 아원자장 스케일로 한정되어 있습니다. 우주는 반물질보다 훨씬 많은 물질을 가지고 있는 것처럼 보이지만, 이것은 CP 위반과 관련이 있을 수 있습니다. 물질과 반물질의 이 불균형은 오늘날 존재하는 모든 물질의 존재에 부분적으로 책임이 있습니다. 왜냐하면 물질과 반물질이 빅뱅에서 동등하게 생성될 경우 상호작용의 결과로 서로를 완전히 소멸시키고 광자만을 남기게 되기 때문입니다. 우주에는 순운동량도 각운동량도 없고 우주가 유한하면 받아들여진 물리법칙을 따릅니다. 이 법칙들은 가우스의 법칙이며 응력-에너지-운동량 유사 텐서의 비분산입니다. 일반적인 상대성 이론에 따르면 우주의 유한한 속도와 진행 중인 우주의 팽창으로 인해 먼 영역은 우주가 살아 있는 동안에도 우리와 결코 상호작용하지 않을 수 있습니다. 예를 들어 우주가 영원히 존재한다고 해도 지구에서 보내는 무선 메시지는 우주의 일부 영역에는 결코 닿지 않을 수 있습니다.우주는 빛이 통과할 수 있는 것보다 빠르게 팽창할 가능성이 있습니다. 망원경으로 관측할 수 있는 공간 영역은 관측 가능한 우주라고 불리며 관측자의 위치에 따라 달라집니다. 지구와 관측 가능한 우주의 가장자리 사이의 적절한 거리는 460억 광년 (140억 파섹)이며, 관측 가능한 우주의 직경은 약 930억 광년(280억 파섹)이다.관측 가능한 우주 끝에서 빛이 이동한 거리는 우주의 나이에 광속 138억 광년(4.2109파섹) 을 곱한 것에 매우 가깝지만 관측 가능한 우주와 지구 끝은 그 이후 더 떨어져 있기 때문에 이는 언제든지 거리를 나타내는 것은 아니다.대조적으로 전형적인 은하의 지름은 30,000광년(9,198파섹)이며 인접한 두 은하 사이의 전형적인 거리는 300만 광년(919.8킬로파섹)이다.예를 들어 은하수의 직경은 약 10만~18만 광년이며, 은하계에 가장 가까운 안드로메다 은하는 약 250만 광년 떨어져 있습니다. 관측 가능한 우주의 가장자리를 넘은 공간은 관측할 수 없기 때문에 우주 전체의 크기가 유한한지 무한한지는 불분명합니다. 추정에 따르면 우주 전체는 유한하면 허블 구체의 250배 이상 크기여야 합니다. 우주의 전체적인 크기에 대해서는 몇 가지 논의가 있습니다. 현대 물리학에서는 사건이 시공간에 조직화되어 있다고 생각됩니다. 이 아이디어는 특별한 상대성 이론에 근거하고 있으며, 한 관찰자가 다른 장소에서 동시에 두 가지 현상이 발생하는 것을 볼 경우 첫 번째 관측자와 비교하여 움직이고 있는 두 번째 관측자는 다른 시간에 발생하는 현상을 보게 될 것이라고 예측하고 있습니다. 두 관찰자는 시간에 대해 의견이 일치하지 않을 것입니다. 이 양의 절대치 제곱근은 두 사상의 간격이라고 불립니다. 이 간격은 공간이나 시간뿐만 아니라 시공간의 결합된 설정에서 이벤트가 얼마나 넓게 분리되어 있는지를 나타냅니다. 특수 상대성 이론은 중력을 설명할 수 없습니다. 그 후계자인 일반 상대성 이론은 시공간이 고정이 아니라 오히려 동적이라는 것을 인식함으로써 중력을 설명합니다. 일반 상대성 이론에서 중력은 시공간 곡률로 재상상됩니다. 궤도와 같은 굴곡진 경로는 물체를 이상적인 직선 경로에서 벗어나게 하는 힘이 아니라 다른 질량의 존재에 의해 휘어진 배경을 자유롭게 벗어나려는 시도의 결과다. 물리학자들 사이에서 유명해진 존 아치볼드 휠러의 말은 시공간은 물질을 어떻게 움직이는지, 물질은 공간을 어떻게 곡선하는지 알려준다라는 이론을 요약하고 있습니다. (뉴턴의 중력 이론은 중력 효과가 약하고 물체가 광속에 비해 느리게 움직이는 경우 일반 상대성 이론에 대한 좋은 근사치입니다. 물질 분포와 시공간 곡률의 관계는 표현하기 위해 텐서 계산이 필요한 아인슈타인 장 방정식에 의해 주어집니다. 이 방정식들에 대한 해에는 특수상대성이론의 시공간뿐만 아니라 블랙홀을 기술하는 슈워츠실트 공간시간, 팽창하는 우주를 기술하는 FLRW 공간시간 등이 있습니다. 우주는, 3개의 공간 차원과 1개의 시간(시간) 차원으로 이루어진 매끄러운 시공간 연속체인 것처럼 보입니다. 따라서 물리적 우주의 시공간에서의 현상은 4개의 좌표 집합(x, y, z, t)에 의해 식별될 수 있습니다. 평균적으로 공간은(곡률이 0에 가까운) 매우 평탄한 것으로 관찰됩니다.즉, 유클리드 기하학은 우주의 대부분을 통해 경험적으로 높은 정확도로 참임을 의미합니다. 공간 시간은 또한 구체와 유추하여 적어도 관측 가능한 우주의 길이 척도로 단순히 연결된 토폴로지를 가지고 있는 것으로 보입니다. 그러나 현재 관측은 우주가 더 많은 차원을 가지고 있을 가능성(현 이론 등의 이론에 의해 가정됨)과 그 시공간이 2차원 공간의 원통형 또는 트로이덜 토폴로지와 유사하게 다중 연결된 글로벌 토폴로지를 가질 가능성을 배제할 수 없습니다.