우주의 탄생:빅뱅

대폭발(Big Bang 빅뱅) 이론은 가장 이른 시기부터 그 이후의 거대구조 진화까지의 관측할 수 있는 우주의 존재를 설명하는 일반적인 우주론 모형이다. 이 모형은 초기 높은 밀도와 온도의 상태에서 어떻게 우주가 팽창했는지를 설명하고 풍부한 가벼운 원소들, 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사 및 거대구조를 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다.

 

3/4 포즈로 보는 이의 왼쪽에서 팽창하는 우주의 모형
우주의 가상 관측 불가능한 부분을 포함하는 공간이 원형 단면으로 매번 표시되는 우주 팽창의 연대표. 왼쪽에서, 극적인 팽창은 급팽창 시대에서 발생하며; 또한 가운데에서, 팽창이 가속한다 (아티스트의 개념, 축척대로 아님).
결정적으로, 이 이론은 허블-르메트르 법칙, 은하가 지구에서 멀수록 더 빨리 멀어진다는 관측과 양립할 수 있다. 이 이론은 알려진 물리법칙을 사용하여 이 우주 팽창을 시간상으로 역으로 바깥쪽으로 삽입함으로써 시공간이 의미를 잃는 특이점(일반적으로 "대폭발 특이점"이라고 함)이 선행하는 점점 더 집중된 우주를 설명한다. 우주의 팽창 속도를 자세히 측정한 결과 빅뱅 특이점은 약 138억 년 전으로 나타나, 그래서 우주의 나이로 간주한다. 우주의 탄생점으로 보면 될듯하다.

초기 팽창 후, 종종 "빅뱅"이라고 불리는 대폭발 사건이 발생한 후, 우주는 아원자 입자와 이후의 원자를 형성할 수 있을 정도로 충분히 냉각되었다. 이 원시 원소의 거대한 구름(대부분 수소, 일부 헬륨 및 리튬 포함)은 나중에 중력을 통해 합쳐져 초기 항성들과 은하들을 형성했으며, 그 전해물들을 오늘날 볼 수 있다. 천문학자들은 이러한 원시 건축 재료 외에도 은하를 둘러싼다고 알려지지 않은 암흑 물질의 중력 효과를 관찰한다. 우주의 중력 퍼텐셜은 대부분 이런 형태로 존재하는 것으로 보이며, 대폭발 이론과 여러 관측에 따르면 이 과잉 중력 퍼텐셜은 보통 원자와 같은 중입자 물질에 의해 생성된 것이 아니다. 초신성의 적색편이를 측정한 결과는, 암흑 에너지의 존재로 인한 관측인, 우주의 팽창이 가속되고 있음을 나타낸다. 

조르주 르메트르는 1927년에 팽창하는 우주가 "원시 원자"라고 불렀던 단일 지점으로 시간을 거슬러 올라갈 수 있다고 처음 언급했다. 에드윈 허블은 1929년 은하의 적색편이 분석을 통해 은하들이 실제로 멀어지고 있음을 확인했으니; 이것은 팽창하는 우주에 대한 중요한 관측 증거이다. 수십 년 동안, 과학계는 둘 다 팽창에 대한 설명을 제공하는 대폭발과 라이벌 정상우주론 모형의 지지자들로 나뉘었지만, 정상상태 모형은 빅뱅의 유한한 나이와 대조적으로 영원한 우주를 규정했다. 1964년, CMB가 발견되어 많은 우주론자에게 정상우주론이 틀렸음을 확신하게 되었으니, 정상우주론과 달리, 뜨거운 대폭발은 먼 과거의 높은 온도와 밀도로 인해 우주 전체에 걸쳐 균일한 배경 복사를 예측했기 때문이었다. 그리고 먼 과거의 밀도. 광범위한 경험적 증거는 이제 본질적으로 보편적으로 받아들여지는 대폭발을 강력하게 지지한다.

거대한 규모의 우주는 지구에서 볼 때 등방성으로 보인다. 만약 그것이 정말로 등방성이라면, 우주론 원리는 선호되는 (또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 더 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있다. 이를 위해 CMB 온도 관측을 통해 우주론 원리가 10-5 수준으로 확인됐으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다.

 

등방성: 방향과 상관없는 성질

공간의 팽창

우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측을 통해 추론되었으며 대폭발 이론의 핵심 요소이다. 수학적으로, 일반상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 거리함수(metric)로 시공간을 설명한다. 은하들, 별들 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 놓인 좌표도 또는 "격자"를 사용하여 지정된다. 우주론 원리는 프리드먼-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW)을 고유하게 선별하는 대규모의 균질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시한다. 이 지표에는 시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자가 포함되어 있다. 이를 통해 공변 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있다. 이 좌표계에서 격자는 우주를 따라 팽창하며, 우주 팽창 때문에 움직이는 물체는 격자의 고정점에 머무른다. 그들의 '좌표' 거리(공변거리)는 일정하지만, 그와 공변하는 두 점 사이의 '물리적' 거리는 우주의 축척인자에 비례하여 확장된다.

대폭발은 빈 우주를 채우기 위해 바깥으로 이동하는 물질의 폭발이 아니다. 대신, 공간 자체는 시간과 함께 모든 곳에서 확장되며 공유점 사이의 물리적 거리를 증가시킨다. 다시 말해, 대폭발은 우주'에서의' 폭발이 아니라 우주'의' 확장이다. FLRW 계량은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에, 우리 우주에는 오직 대규모로만 적용되어-우리은하와 같은 물질의 국부적 농도가 전체 우주와 같은 속도로 팽창할 필요는 없다.

지평선

대폭발 시공간의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재이다. 우주에는 유한한 나이가 있고 빛은 유한한 속도로 여행하기 때문에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 과거의 사건이 있을 수 있다. 이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계 또는 '과거 지평선에 둔다. 반대로, 공간이 팽창하고 더 멀리 있는 물체가 점점 더 빨리 후퇴하기 때문에 오늘날 우리가 방출하는 빛은 매우 먼 물체를 "따라잡지" 못할 수도 있다. 이것은 우리가 영향을 미칠 수 있는 미래의 사건을 제한하는 '미래 지평선 정의한다. 두 유형의 지평선 존재 여부는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모형의 세부 사항에 따라 다르다.

아주 초기 시대로 거슬러 올라가는 우주에 대한 우리의 이해는 과거의 지평선이 있음을 시사하지만 실제로 우리의 시야는 초기 우주의 불투명성에 의해 제한된다. 따라서 우리의 시야는 시간상으로 더 뒤로 확장될 수 없지만, 지평선은 공간에서 후퇴한다. 만일 우주의 팽창이 계속 가속화된다면 미래의 지평선도 또한 있다.

열평형화

초기 우주의 일부 과정들은 우주의 팽창 속도에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달했다. 다른 것들은 열 평형화에 도달할 만큼 아주 빨랐다. 극초기 우주의 과정이 열평형에 도달했는지 여부를 알아내기 위해 일반적으로 사용되는 매개변수는 과정의 비율(일반적으로 입자 간의 충돌 비율)과 허블 매개변수 간의 비율이다. 비율이 높을수록 입자가 서로 너무 멀리 떨어지기 전에 열 평형화해야 하는 시간이 늘어난다.