'절대고온', 약 1.416 x 10^32 K, 이는 '빅뱅이후 플랑크시간까지의 나타난 온도'이다, 현대과학에서 이보다 더 뜨거운 것에 대한 추측은 무의미하다고 간주한다. 즉, 플랑크시간 이후에는 이 온도가 나타나지 않았다는 말이 된다.
'플랑크 시간'은 10-43 초이다. 이는 빛이 플랑크길이 즉 10-35 미터를 지나는 시간이다. 빅뱅이후 플랑크 시간까지 그 찰라의 시간 동안, '절대고온' 상태 이때는 무질서도(엔트로피)가 극한에 이르는 것이다.
이보다 더 높은 온도가 존재할 수 없는 이른바 '절대고온'에서는 모든 입자는 분해되어, 소립자와 그보다 더 작은 끈 내지는 에너지 상태로 존재할 것이라 한다. 우리가 살고있는 우주의 역사 그 자체, 모든 것이 시작이 된 사건. 빅뱅!
대폭발 모형에 따르면, 극도로 뜨겁고 작은 것으로 응집되어 있던 물질이 폭발하여 우주가 만들어진 이래, 계속 팽창하고 있다. 일반적 추론에 따르면, 공간 자체가 팽창하고 있으며, 은하들간의 거리도 부풀어 오르는 빵 속의 건포도처럼 멀어지고 있다.
폭발에 앞서 오늘날 우주에 존재하는 모든 물질과 에너지는 작은 점에 갇혀 있었다.
'T=0'이라고 부르는 폭발의 순간! 물질과 에너지가 폭발하여 서로에게 멀어지기 시작했다.
그리고 대폭발 이후 10-43초까지는 너무나도 알리바이가 완벽했다.
빈틈을 노렸지만 우리 인간이 '특이점'을 알 길이 없었다.
#양자역학과 #상대성이론의 통합 등, 빅뱅의 원인과 빅뱅 시작 후 초기를 설명하는 이론들이 아직 완성되지 않았기 때문에 완전한 설명 불가다. 또 우리가 현재 관측할 수 있는 우주배경복사가 가시영역 내의 우주이기 때문에, 그 외 바깥쪽 영역에서 벌어지고 있는 사건과 현상도 밝혀낼 수 없다.
설명 불가능한 부분은 플랑크 시간이라고 불리는 시간의 최소단위이다.
0~10-43초 빛의 입자.광자 알갱이가 플랑크 길이(약 10-33cm)를 이동하는데 걸리는 시간.
즉 빅뱅 후 물리 법칙이 성립하는 최초의 시간이다.
물리우주론에서는 우주의 탄생부터 플랑크 시간까지를 #플랑크시대(Planck epoch)라고 한다.
또 최초의 특이점(현재 인간이 알고있는 물리 법칙이 적용되지 않는 지점)이라 부르는 온도 10^32도, 이 점에서 우주는 폭발적으로 탄생한다. 태양의 중심부 온도가 약 1600만°C이니, 플랑크 시기 동안 우주의 온도는 무려 태양 중심부의 약 6조 X 1조 배 정도로 뜨거웠으며, 이렇게 뜨거운 온도 속에서는 모든 물질과 힘이 서로 뒤죽박죽 얽혀있을 수 밖에 없었다.
이러한 초고온, 초고밀의 상태에서,
4가지 기본 힘(전자기력, 약한 상호작용, 강한 상호작용, 중력)이
#초힘(superforce,하나의 힘)으로 통합되어 있었다고 추정된다.
이 시기는 매우 뜨겁고 밀도가 높아 불안정해서,
자발 대칭 깨짐(모든 방향에서 대칭인 언덕 위에 있는 공은 모든 방향에 대해 동등하므로 대칭이다. 그러나 이 상태는 매우 불안정하기 때문에 조금이라도 힘이 가해지면 곧 공은 떨어지게 되고, 대칭이 깨진다. 즉 바닥상태는 대칭이 아니게 된다.) 에 의한.
대통일이론을 따르는 중력을 뺀 세 힘이 통합(핵전기력)된 #대통일시대로 바뀌었고,
나중에 이 대칭이 우주의 급팽창을 이끌었다. (중력, 강력, 약력, 전자기력의 순으로 서로를 속박하던 힘들이 분리되고 자유로워진 우주는 기존에 가지고 있던 팽창 속도와는 차원이 다른 속도로 급격한 팽창이 일어나게 된다.)
이처럼 우주 초기에는 중력이 다른 기본 상호작용만큼 강했고 플랑크 시간을 넘길 때 분리된 것으로 여겨진다.
(중력은 왜?다른 힘보다 강했을까 얼마나?)
현대 이론물리학에서는 기본입자와 네 가지의 기본상호작용으로 우주의 물질 구성과 운동을 설명하고 있다.
이를 표준 모형이라 한다. 기본 입자 역시 더 작은 앞선입자로 이루어진 것이란 주장도 있으나 이것을 뒷받침하는 과학적 증거는 아직 나오지 않았다.
기본입자 : 다른 입자를 구성하는 기본이 되는 소립자. 표준 모형에 따른 입자들.
표준모형 : 양자장론의 프레임에서 중력을 제외한 모든 물질과 상호작용을 설명하는 모형.
쉽게 말해 우리 우주가 단순히 17개의 기본 입자들과 4개의 기본 상호작용들의 소란으로 작동하고 있다는 이론,
우리가 생각하는 자연의 거의 모든 현상들은 전부 이 모형으로 설명이 가능.
출처: http://study.zum.com/book/14044
출처: http://premium.chosun.com/site/data/html_dir/2016/05/27/2016052702110.html
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페르미온 |
보손 |
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쿼크 |
렙톤 |
게이지 보손 |
스칼라 보손 |
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업 쿼크 |
다운 쿼크 |
전자 |
전자 중성미자 |
글루온 |
중력자 |
힉스 보손 |
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참 쿼크 |
스트레인지 쿼크 |
뮤온 |
뮤온 중성미자 |
광자 |
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톱 쿼크 |
보텀 쿼크 |
타우온 |
타우 중성미자 |
W/Z 보손 |
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(기본 입자는 다음에 시간나면 다시 파헤쳐봐야 할 듯 ㅜ)
출처: http://premium.chosun.com/site/data/html_dir/2016/05/27/2016052702110.html
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우주의 기본 상호작용 |
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게이지 이론(Gauge theory) |
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중력(Gravity) |
강한 핵력(Strong force) |
약한 핵력(Weak force) |
전자기력 (Electromagnetic force) |
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전약 통일 이론(Electroweak theory) |
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중력(Gravity) |
강한 핵력(Strong force) |
전자기-약력(전자약력, 전약력)(Electromagnetic force) |
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대통일 이론(Grand unified theory) |
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중력(Gravity) |
강한 핵력(Strong force) |
전자기-핵력(핵전기력)(Electronuclear force) |
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모든 것의 이론(만물 이론) Theory of Everything |
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초력(초힘)(Superforce) |
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*통일장 이론에 따름 |
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상호작용 |
현재 이론 |
매개체 |
상대적 세기 |
성질 |
유효거리(m) |
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강한 상호작용 |
양자색역학(QCD) |
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1038 |
1.4 x 10−15 |
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전자기 상호작용 |
양자전기역학(QED) |
광자 |
1036 |
1045 |
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약한 상호작용 |
약전자기 상호작용 |
W와 Z보존 |
1025 |
10−17 |
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중력 |
일반상대성이론(GR) |
중력자 |
100 |
∞ |
출처: http://premium.chosun.com/site/data/html_dir/2016/05/27/2016052702110.html
흐름 정리:)
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시간 |
사건 |
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시작 |
끝 |
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0 |
10^-43초 |
알 수 없음, 우주의 크기는 10^-26cm |
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10^-43초 |
10^-34초 |
급팽창, 우주의 크기는 약 100m |
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약 10^-27초 |
기본입자의 출현, 우주의 온도가 약 10^23°C까지 상승, 우주의 크기는 약 1000km |
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약 10^-10초 |
반입자 소멸, 입자만이 남게 된 원인은 물리학의 미해결 과제 |
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약 1초 |
우주의 온도가 약 1조°C 로 하강. 중성자, 양성자, 전자, 양전자의 생성. 이로써 수소 원자핵 생성 |
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약 4초 |
양전자 소멸 |
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약 3분 |
수소의 원자핵이 핵융합되어 헬륨이 생성 |
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약 38만 년 |
우주의 온도가 약 2700°C까지 하강, 원자가 형성되고 빛의 직진이 가능하게 됨. 우주 배경 복사는 이 때의 빛이 잔류한 것. 우주의 크기는 현재 우주의 약 1000분의 1 |
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약 3억 년 |
최초의 항성이 생김. 항성의 핵융합 반응에 의해 무거운 원소들이 생성됨 |
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약 137억 년 |
현재의 우주 |
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* 참조: 나무위키, 위키백과, 네이버백과 등
우주의 기원과 진화 및 구조를 연구하는 학문이다.
고전적인 우주론은 천문학의 영역에 속했으나, 아인슈타인의 중력방정식(일반 상대성 이론)이 나온 이후에 성립한 현대의 우주론은 보통 물리학의 하위 분과로 분류한다. 그렇더라도 천문학과 우주론은 아주 밀접한 관계임은 틀림없고, 천문학과에서는 보통 우주론을 학부과정에서 가르친다.
반면 물리학과에서의 우주론은 보통 대학원 과정에 속한다. 사실 우주론이 물리학의 영역으로 편입된 것은 현대 우주론의 연구목표가 천문학적으로 관측 가능한 범위를 벗어나고 있기 때문이다.
고전 우주론 시대에는 우주에 대한 이해를 증진시키기 위해 망원경을 들고 천체의 운동을 관찰했지만 관찰을 통해 알 수 있는 범위 바깥(예컨데, 우주의 탄생에서 멸망까지의 변화라거나, 가시거리 바깥의 우주)에 대해 알기 위해서는 관측이 아닌 수학적/물리학적 모델에 의존할 수 밖에 없는 것.
꼭 우주론 분야뿐 아니라 과학의 다른 분야에서도 연구분야가 실험이나 관측이 가능한 범위 바깥까지 확대됨에 따라 이러한 영역들이 깔대기에 빨려들어 물리학자들 뱃속으로 우걱우걱 챱챱 들어가는 경우가 적지 않다. 예를 들어 19세기 ~20세기 초반만 하더라도 물질의 성질에 대한 연구는 주로 화학의 영역이었지만(도스토예프스키의 작품을 보면 19세기 당시 과학의 각 분과 중에서도 화학이 어떤 위상을 가졌는지 쉽게 알 수 있다.) 이후 물질의 성질에 대한 연구가 원자 이하의 소립자 수준에 이르게 되면서 이 역시 물리학의 영역에 편입된 것.
한편 우주론은 천체물리학과도 다른데, 천체물리학은 물리학 이론을 이용하여 우주를 구성하는 '항성', '행성', '은하' 등에 대해서 연구하는 반면, 우주론은 전체 우주가 어떻게 탄생했고, 현재 어떻게 변화(진화)하고 있으며, 앞으로 우주의 미래는 어떻게 될 것인지에 대하여 연구하며, 이를 위해 물리학 이론을 이용하여 '우주 모형(모델)'을 만든다. 천체물리학이 미시적인 연구라면, 우주론은 거시적인 연구라고 할 수 있다.
과거에는 우주론도 천체물리학의 하위 분야로 취급되었지만, 현재는 천체물리학에서 독립된 학문 분과로 취급하는 것이 일반적이다. 게다가 굳이 소속을 정하자면, 천체물리학은 천문학에 속하고, 우주론은 물리학에 속하는 것으로 보는 것이 일반적이다. 그런데 천체물리학자들도 우주론에 대한 웬만한 지식은 갖추고 있고, 천체물리학 연구를 하다보면, 자연스레 우주론을 넘나들기도 한다.
연구 분야 중에서 천문학자들과 물리학자들 간의 협력이 가장 활발하게 이루어졌고, 이루어지고 있는 분야이기도 하다. 일반적으로 천문학자들이 관측 결과를 내놓으면 물리학자들이 그에 맞는 우주론 모델을 개발하는 방식으로 진보가 이루어지고 있다. 그 반대의 경우도 있었다. 천체물리학자들의 노력 덕에 현대에 들어와서는 우주론의 많은 질문들이 풀렸으며, 현재 세계적으로 대다수의 연구가들에게 인정받는 우주론의 표준모형이 등장했다.
이걸 두고 혹자는 우주론은 그 역할을 다했으며, 이제 남은 것은 만물의 이론과 같이 우주 초기에 관한 문제나, 암흑에너지와 암흑물질의 정체와 같은 지극히 지엽적인 문제만이 남아있다고 보기도 한다. 그러나, 다중우주론과 평행우주론 그리고 차원론 같이 다른 공간이 있다고 하는 이론들의 증거가 등장하며 현대 우주론을 뒤집어 놓을 가능성도 충분히 존재한다.
참고로 19세기 말에도 맥스웰이 전자기학을 완성시킨 이후, 사람들은 "물리학은 이제 완성됐다"고 말했으나, 그런 말이 나온 뒤 얼마되지 않아 20세기에 상대성 이론과 양자역학이 등장하면서, "뉴턴이 틀렸다. 지금까지의 물리학이 무너졌다"는 소리까지 나오는 반전이 일어났다.
이후 뉴턴부터 맥스웰까지의 물리학은 고전 물리학으로 불리게 되었고, 20세기 이후의 물리학은 현대 물리학으로 불리게 되었다. 즉 현재 우리가 진리라고 알고 있는 지식이 앞으로도 영원히 진리의 자리에 있을 것이라고 장담할 수 없는 것이며, 감히 어느 누구도 "우주에 관해 다 알았다.", "이제 과학은(물리학은, 우주론은) 완성됐다" 등의 말을 할 수는 없는 것이다.
2. 역사
사전적 정의에 따르면 우주론은 우주에 대한 과학이다. 그러나 그 시초는 과학이 아니라 철학이었다. 철학이 정의한 우주는 모든 것을 포용하고 있는 공간이며, 일반적으로는 규칙을 가지고 있는 질서정연한 상태를 의미했다. 그러나 아리스토텔레스나 프톨레마이오스와 같은 종교와 잘못된 철학에 의해 올바른 우주론의 형태를 갖추지 못했다
지구가 우주의 중심이고 태양이 지구 주위를 돌고 있다는 우주론. 현재는 버려진 이론이다.
그로부터 한참 지난 중세시대, 철학자가 아닌 자연철학자들이 등장하고, 이론을 우주에 적용한 결과 지구가 태양 주위를 돌고 있음이 확립되었다. 코페르니쿠스와 갈릴레이가 기여했다. 요하네스 케플러는 스승 브라헤의 자료를 이어받아 케플러의 법칙을 확립했고, 뉴턴은 자신의 중력 이론으로 천체의 움직임을 계산했다. 이로써 근대 우주론이 확립된 것이다.
19세기 후반~20세기 초반 아인슈타인이 특수 상대론과 일반 상대론에 관한 논문들을 발표함으로써 상대론적 우주론이 확립되었다. 그 시초는 올베르스의 역설과 같은 우주에 대한 깊은 물음이었고, 그에 대한 답은 중세시대에 완성된 이론들이었다.
서로 멀어지는 은하들에 의해 생겨난 빈 공간을 같은 밀도로 채우기 위해 새로운 물질이 꾸준하게 만들어진다는 학설이다. 현재는 버려진 이론이다.
현재 가장 널리 인정받고 있는 우주론.
2. 이론의 역사
1927년 벨기에 가톨릭 대학의 조르주 르메트르(Georges Lemaître) 라는 물리학자 겸 신부가 처음으로 주장하였고, 이것이 현재의 빅뱅 이론으로 발전하였다.
빅뱅 우주론이 정설로 자리잡은 현재와는 달리, 당시 르메트르가 처음 이 이론을 주창할 당시에는 빅뱅은 마치 그리스도교에서 말하는 절대자의 천지창조, 곧 창세기의 “빛이 있으라”를 연상케 하는 부분이 있어서 과학계로부터 심정적인 저항을 상당히 받았다. 하필이면 르메트르가 가톨릭 사제였던 것 역시 과학계에서 편견을 가지기에 좋은 조건이었다.
그러다보니 당연히 처음부터 수용된 것은 아니며, 빅뱅 이론과 반대되는 정상우주론, 곧 우주가 예전부터 그 상태 그대로 유지되고 있다는 이론과 한때 팽팽하게 대립했었다. 르메트르도 이와 같은 사정을 모르지 않았기에, 과학으로서의 우주론과 신앙으로서의 창조는 전혀 연관이 없으며 연관 짓지도 말아달라고 교황청과 과학계를 설득하는 한편, 본인도 물리학자로서 빅뱅 우주론에 관해 말할 때는 성직자로서의 자신을 최대한 드러내지 않으려고 애썼다.
'빅뱅(Big Bang) 이론'은 원어로 들어보면 그럴 듯하게 들리지만 의미를 풀어 보면 '대폭발/큰 쾅 이론'이란 뜻이며, 초기엔 태초의 화염구(primitive fireball) 정도로 불렸다. '빅뱅'이라는 단어는 정상우주론을 지지했던 물리학자 프레드 호일이 1949년 라디오 토크쇼에 출연해 팽창우주론을 비꼬려고 '팽창우주론이란 거대한 생일 케이크 속에 들어 있던 스트리퍼가 '빵(Bang)!'하고 튀어나오는 것과 같은 식이군요'라고 언급하면서 사용했던 것이 시초가 되었다는 설이 있는데, 프레드 호일이 한 라디오 프로그램에 출연하여 빅뱅이론을 약간 까는 어조로 "그럼 우주가 맨 처음에 꽈광!(Big Bang)하고 생겨났다는 말이군요?"라고 한 데서 유래했다는 소문과, 반대로 조롱할 의도 없이 그저 팽창우주론을 쉽게 설명하기 위해 사용한 말이라는 이야기가 있다.
3. 상세
양자 역학 과 상대성 이론의 통합 등, 빅뱅의 원인과 빅뱅 시작 후 초기를 설명하는 이론들이 아직 완성되지 않았기 때문에 완전히 설명할 수는 없다. 또, 현재까지 관측할 수 있는 우주배경복사가 어디까지나 가시영역 내의 우주(Observable universe, 볼 수 있는 영역의 우주)이기 때문에, 그 바깥쪽 영역(Invisible universe)에서 벌어지고 있는 사건과 현상은 밝혀낼 수 없다. 설명 불가능한 부분은 플랑크 시간이라고 불리는 시간의 최소단위인데 10^43이의 진정 찰나의 순간이다. 이 이하의 시간은 관측 불가능하다는 양자역학의 이론에 따라 현재로는 규명이 불가능하다.
"빅뱅 이전에는 무엇이 있었나요?" 또는 "빅뱅이 일어나기 5분 전에는 무슨 일이 있었나요?" 등의 질문에 대해서는 아직 과학자들도 설명할 수 없는 부분이다. 상대성 이론으로 설명하자면 시간과 공간은 둘이 결합한 단일한 구조를 이루며 그런 구조가 물리법칙의 영향을 받는 것이기 때문에 공간이 없으면 시간 역시 없으므로 설명이 불가능하다.
'빅뱅 순간에 시간이라는 개념이 생겼으므로 처음부터 질문이 성립되지 않는다'라는 말도 맞거나 틀리다고 할 수 없다. 정확히는 이러한 설명 자체가 시간은 일정하게 흐른다는, 일반적인 상식선에서 받아들여지는 뉴턴역학식으로 해석한 정상우주론에 사로잡혀 있기에 나오는 오류. 그렇기 때문에 어떤 학자도 빅뱅 전의 상태에 대해 알 수 없다라고 대답하는 것이다.
호킹이 말한 "북극점보다 북쪽은 없다."는 것은 이 이론이 아니라 특이점을 설명하는 말이지만, 빅뱅 순간도 훌륭한 특이점이기 때문에 이 비유 역시 굉장히 적절하다 할 수 있다.
일부 과학자들은 허수시간 단위의 도입을 통해서 이 특이점을 회피하려고 노력하고 있다. 플랑크 시간 이전에는 허수 시간이 흘러서 t=0인 시점이 아예 존재하지 않는다라는 가설인데, 이 해석으로는 무에서 우주가 탄생한 직후 어째서 사라지지 않고 우주가 확장을 시작했는지에 대해서 해석이 가능해지지만 이건 이것대로 허수 시간이 흐르다가 갑자기 실수 시간으로 넘어가는 이유를 설명할 수 없기 때문에 해석이 분분하다. y=\ln{x}
y=lnx의 그래프처럼, 정의역(그래프에서는 x, 빅뱅 이론에서는 시간 t) 값이 0보다 작거나 같을 때에는 함숫값이 허수였다가 정의역 값이 0을 넘는 순간 실수가 되는 것과 같을지도 모른다.
4. 빅뱅이론을 지지하고 있는 증거들
빅뱅 이론의 최대 증거. 우주배경복사는 과거 우주의 온도가 수천 도에 달할 정도로 뜨거웠고, 물질의 분포 또한 은하나 별이 형성되지 않은 매우 균일한 상태였다는 것을 말해준다. 특히 우주배경복사의 패턴을 정밀 분석하면 현재의 표준 우주론과 놀라울 정도로 정확하게 들어맞는 것을 알 수 있으며 이로부터 탄생한 우주 거대 구조와 바리온 음향진동 등의 부가적인 현상들은 현재의 우주와도 무수히 많은 교차검증이 이루어졌다.
우주 초기에 관측되는 퀘이사를 비롯한 생성 중인 은하들
퀘이사는 우주의 크기가 현재의 약 1/3 수준이었을 당시 가장 많이 활동했으며, 최근으로 올 수록 점진적으로 그 발견되는 수가 줄어든다. 이는 과거 빅뱅 이후의 우주의 환경이 비교적 시간이 많이 흐른 뒤인 현재와 달랐다는 것을 말해준다.
현재 우주에 존재하는 대부분의 별들과 가스에서 발견되는 수소와 헬륨의 질량 비율은 3:1인데, 이는 빅뱅이 일어날 당시 식어가던 우주에서 핵융합에 의해 탄생한 원소의 비율과 일치한다. 현재 우주에 존재하는 양성자의 개수는 중성자의 약 7배이며 이는 우주가 식어갈 때 결합 에너지가 낮은 쪽인 양성자로의 베타 붕괴가 역베타 붕괴에 대해 우세를 점했기 때문이다. 항성 핵융합에 의해 생성되는 중성자와 헬륨의 양은 빅뱅 핵융합에 비하면 매우 미미하다.
대부분의 은하에서 관측되는 적색편이 및 허블-르메트르 법칙
우주가 균일하게 팽창한다는 관측적 증거를 통해 과거에 은하들이 한 곳에 있었다는 것을 쉽게 유추할 수 있다.
빅뱅 우주론을 가정하면 올베르스의 역설은 자연스레 풀리게 된다. 자세한 설명은 항목 참조.
엔트로피의 법칙
엔트로피의 법칙을 부정하지 않는 이상, 우주의 수명에는 반드시 한계가 존재할 수밖에 없다. 우주에 끝이 존재한다는 것은 시작점도 존재해야 한다는 의미가 된다. 과거 어느 시점에 최소 엔트로피를 가졌던 우주의 시작점이 있었기 때문에 우주는 현재의 모습을 유지하고 있는 것이다.
통계열역학에서, 어떤 macroscopic condition을 가지는 system의 microstate의 개수 \Omega = gV^{N}U^{3/2N}
Ω=gVN
U3/2N
에 대해서 엔트로피 S=k_{B} log \Omega
S=kB
logΩ로 표현되는데, 이를 우주에 대해 적용시키면 \Delta S_{univ} = R log (V_{f}/V_{i})
ΔSuniv
=Rlog(Vf
/Vi
)로 우주의 부피가 증가하는 것이 엔트로피가 증가하는 것과 동치임을 알 수 있다.
5. 보완 가설들
폭발이 일어난 원인을 비롯해 빅뱅이라는 개념만으로 우주의 시작을 알기에는 너무나 불확실한 것들이 많기에 그를 보완할 수 있는 가설들이 여럿 나와 있는데, 대표적인 것을 꼽자면 다음과 같다.
인플레이션 이론: 빅뱅 직후 잠깐 동안 우주가 빛의 속도 이상으로 미친 듯이 팽창했다.
진동 우주 가설: 빅뱅 - 빅 크런치 - 빅뱅 - 빅 크런치 - ...와 같이 빅뱅이 무한히 반복한다.
거품 우주 가설: 빅뱅 직후 양자적 '거품'이 발생하여 새로운 빅뱅이 일어나서 수많은
자식우주가 생성되었다.
빅 스플랫(big splat): 두 우주끼리의 충돌로 우리 우주가 생겨났다.
선 빅뱅 이론(pre-big bang theory): 지금의 우주 이전에 존재하던 우주의 물질들이 중력에 이끌려 블랙홀을 이루었는데 이 블랙홀이 플랭크 길이에 다다를 정도로 줄어들면서 빅뱅을 일으켰다.
그 외...
5.1. 인플레이션 이론
1980년대부터 주장된, 대폭발 우주론에 더해서 우주의 초기 시절 우주가 급격히 팽창했다는 이론이다.
빅뱅 당시에 일어났다고 하는 전면적인 우주의 팽창. 한국말로는 '급팽창'이라고 한다. 부피가 적어도 1078배 팽창하였고 10−34초에서 10−32초 사이에 이루어졌다고 한다.
인플레이션 이론의 등장 배경은 70년대에 개발된 대통일 이론과 관련되어 있다. 대통일 이론에 따르면 우주에는 수많은 자기 홀극이 존재했어야 했다. 그러나 자기 홀극을 발견하려는 모든 시도는 실패했고 사람들은 그 해답을 찾기 시작했다.
1980년 앨런 구스(Alan Guth)는 우주론에 존재하는 여러 문제들을 해결할 수 있는 인플레이션 이론을 발표했다. 그와 비슷한 시대에 러시아의 스타로빈스키 (Starobinsky), 일본의 사토 가쓰히코 등이 비슷한 아이디어를 독립적으로 발표하였으며 그 후 여러 학자들의 기여와 관측 결과를 토대로 인플레이션 이론은 발전하게 된다.
인플레이션 이론은 매우 매우 급속한 팽창을 가정하여 자기 홀극이 발견되지 않는다는 문제를 해결하였고 부수적으로 주목받지 않았던 다른 문제들도 해결하게 된다.
왜 우주배경복사의 온도가 균일한가 (지평선 문제, Horizon Problem): 우주배경복사는 어느 방향이든 온도가 거의 같다. 우주배경복사의 온도는 방향에 따라 100,000:1 의 차이만을 보이고 이는 18 µK에 해당한다.
예컨데 뜨거운 물이 담긴 찻잔에 차가운 얼음을 집어넣는다면 얼음을 중심으로 열 교환이 이루어져서 결국에는 찻잔 내의 물은 열평형을 이루게 된다.(다시 말해 찻잔 속의 모든 지점의 온도는 동일하게 된다.) 빅뱅이론에서의 문제는 우주배경복사 당시의 지평선 거리인 38만 광년보다 멀리 떨어진 두 지점의 우주 공간의 온도가 거의 차이를 보이지 않는다는 것이다.
전통적인 우주론에서 우주의 반대편에 보이는 두 부분의 온도가 같다는 것은 불가능하다. 왜냐하면 정보의 교환(에너지의 교환)의 속도는 빛의 속도를 넘어설 수가 없기 때문에 지평선을 넘어서는 거리의 두 지점의 우주 공간은 한 번도 정보가 오간 적이 없는 곳이기 때문이다. 이렇게 빛의 속도를 넘어서는 두 지점 사이에서 열 평형이 일어나는 것을 설명하지 못하는 빅뱅 이론의 문제점을 지평선 문제(Horizon Problem)라고 부른다.
이를 해결하기 위해 빅뱅 초창기에 열평형 상태를 유지하던 우주가 급격하게 팽창했다는 인플레이션 이론을 가정하면 우주의 반대편이라도 원래는 매우 가깝게 붙어있던 곳이기 때문에 온도가 같은 것을 설명할 수 있다.
왜 우주가 평탄한가 (평탄성 문제, Flatness Problem): 상대성 이론에 따르면 시공간은 다양한 곡률을 가질 수 있으며 우주가 평탄해야 할 하등의 이유가 없다. 게다가 평탄한 우주는 불안정하기 때문에 빅뱅 초기에 약간의 곡률만이 존재해도 순식간에 평탄성이 깨져 버린다.
하지만 관측 결과 우주는 현재까지도 매우 평탄한 상태를 유지하는 것으로 드러나 있다. 인플레이션 이론에 따르면 인플레이션에 의해 과거 존재했던 시공간의 굴곡이 희석되어 우리의 관측 범위 내에서 보이는 우주는 거의 평탄하게 되었다는 설명이 가능하다.
요컨대 우주가 너무 거대해졌기에 둥근 지구 위에 선 사람이 땅이 평평한 것으로 느끼는 것처럼 우주가 거의 평탄하게 보이게 되었다는 것.
왜 자기홀극이 발견되지 않는가 (자기홀극 문제, Magnetic Monopole Problem): 대통일 이론에서는 빅뱅 초기와 같은 높은 에너지 밀도 상태에서 자기홀극이 생성될 것으로 예측하고 있다.
이에 따르면, 빅뱅 직후 생성된 무수히 많은 자기홀극이 일반 물질들의 밀도를 한참 압도할 정도의 양으로 우주를 가득 채우고 있어야 한다. 하지만 아직까지 자기홀극은 발견된 사례가 없다. 인플레이션 우주론을 받아들이면, 빅뱅 초기에 생성되었던 높은 밀도의 자기홀극이 인플레이션을 거치면서 희석되었다고 해석할 수 있다.
현재 우주배경복사 관측 자료 등을 통해 인플레이션 이론은 정설로 받아들여지고 있으며 구스는 노벨상이 예상되는 물리학자로 꼽히고 있다. 하지만 전혀 비판이 없는 것은 아니다. 아직도 많은 과학자들은 인플레이션 이론에 결함이 있다고 주장한다. 특히 급팽창이 일어나는 초기 조건에 관해서는 기존의 모델이 굉장한 무리수를 두고 있다고 지적한다. 또한 비교적 마이너에 속하긴 하지만 CCC 이론 같이 인플레이션 이론을 대체하는 이론도 제기되고 있으며 역시 계속해서 연구되고 있다.
2014년 3월 17일에 우주배경복사에 남겨진 B-모드 편광이 BICEP2 실험에 의해서 관측해냈다고 발표했었다. B-모드 편광은 인플레이션에서 발생한 원시 중력파에 의해 생성된다고 인플레이션 이론에 의해 예측되므로, 이 것의 관측은 인플레이션의 간접적 증거가 된다.
그러나 추가 연구 결과 여기서 관측된 B-모드 편광은 원시 중력파의 흔적은 아닌 것으로 밝혀졌으며, 더 정밀한 측정을 통해서 발견될 가능성은 여전히 존재한다.
5.1.1. 원리
구스가 원래 주장한 인플레이션 이론에서는 우주가 준안정 상태인 가짜 진공(false vacuum)에서 시작한다. 가짜 진공은 지수함수적인 팽창을 일으켰고 이는 드 지터 우주(de Sitter universe) 모형으로 근사시킬 수 있다.
가짜 진공은 진짜 진공보다 높은 에너지에 상태에 있었고 따라서 양자역학적 터널링 효과로 가짜 진공에서 진짜 진공으로 넘어가며 인플레이션이 종료되었다고 생각된다. 인플레이션이 끝나고 우주의 온도는 100,000배로 내려갔으며 그 후 우주는 다시 온도가 인플레이션 이전의 온도에 근접하게 올라가는 재가열 시대를 맞는다.
구스가 주장한 원래의 이론은 관측결과와 잘 들어맞지 않는 문제점이 있었다. 구스의 모형에서는 동시다발적으로 다양한 곳에서 상전이가 일어나서 거품들이 경계선들을 만들어내고 지금과 같이 균질한 우주는 만들어지지 않게 된다. 이와 같은 기존 이론의 문제점을 보완하기 위해 나온 인플레이션 모형 중 하나가 안드레이 린데가 주장한 혼돈 인플레이션(Chaotic Inflation)이다.
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위 그림에서 인플레이션이 일어나는 영역은 A와 B이다. A 영역에서는 양자적 요동에 의해 영원한 인플레이션(Eternal inflation)이 발생한다.
그리고 그림에서 B 영역은 인플레이션이 일어나면서 인플라톤장의 크기가 줄어들고 C 영역에선 인플라톤장이 진동하며 재가열을 만들어내는 원인이 된다.
이 모형에서는 구스의 모형과 달리 인플라톤장이 경사면을 내려오면서 인플레이션에서 자연스럽게 벗어나게 된다. 그리고 혼돈 인플레이션 모형이 가지는 또다른 장점이 존재한다. 모형에 의하면 인플레이션이 일어나기 전의 우주는 충분히 커서 각기 다른 상태의 진공이 자리잡게 된다.
그 진공의 상태에 따라 어떤 영역은 인플레이션이 일어나고 어떤 부분은 인플레이션이 일어나지 않게 된다. 이 이론에서는 왜 우리 우주가 인플레이션을 일으키게 한 초기조건을 가졌는지를 설명할 필요가 없다는 장점이 있다. 왜냐하면 수많은 영역 중 자연스럽게 인플레이션이 일어나는 영역이 존재하고 우리 우주가 존재한 영역도 있을 것이기 때문이다.
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