대폭발 document_id A220623001289

대폭발(大爆發, 빅뱅) 이론은 가장 이른 시기부터 그 이후의 거대구조 진화까지의 관측 가능한 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. 결정적으로, 이 이론은 허블-르메트르 법칙-은하가 지구에서 멀수록 더 빨리 멀어진다는 관측-과 양립할 수 있다. 이 이론은 알려진 물리법칙을 사용하여 이 우주팽창을 시간적으로 역으로 외삽함으로써 시공간이 의미를 잃는 특이점(일반적으로 "빅뱅 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 간주된다. 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 전래물들을 오늘날 볼 수 있다. 천문학자들은 이러한 원시 건축 재료 외에도 은하를 둘러싼 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 둘다 팽창에 대한 설명을 제공하는 대폭발-빅뱅과 라이벌 정상우주론 모형의 지지자들로 나뉘었지만, 정상상태 모형은 빅뱅의 유한한 나이와 대조적으로 영원한 우주를 규정했다. 1964년, CMB가 발견되어 많은 우주론자들에게 정상우주론이 틀렸음을 확신하게 되었으니, 정상우주론과 달리, 뜨거운 빅뱅은 먼 과거의 높은 온도와 밀도로 인해 우주 전체에 걸쳐 균일한 배경 복사를 예측했기 때문이었다. 그리고 먼 과거의 밀도. 광범위한 경험적 증거는 이제 본질적으로 보편적으로 받아 들여지는 대폭발-빅뱅을 강력하게 지지한다. 모형의 특징 대폭발 이론은 가벼운 원소들의 존재, CMB, 우주 거대구조 및 허블의 법칙을 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다. 이 이론은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요 가정에 의존한다. 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중 하나이다. 우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 균질하고 등방성이며- 위치에 상관없이 모든 방향에서 동일하다고 말한다. 이러한 아이디어는 처음에는 가정으로 간주되었지만 나중에 각각을 테스트하기 위한 노력이 이루어졌다. 예를 들어, 첫 번째 가정은 우주의 대부분의 나의에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10-5차라는 것을 보여주는 관찰에 의해 태스트되었다. 또한 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계의 규모에서 엄격한 테스트들을 통과했다. 거대한 규모의 우주는 지구에서 볼 때 등방성으로 보인다. 만약 그것이 정말로 등방성이라면, 우주론적 원리는 선호되는 (또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 더 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있다. 이를 위해 CMB 온도 관측을 통해 우주원리가 10-5 수준으로 확인됐으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다. 공간의 팽창 우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측을 통해 추론되었으며 대폭발 이론의 핵심 요소이다. 수학적으로, 일반상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 계량metric으로 시공간을 설명한다. 은하들, 별들 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 놓여진 좌표도 또는 "격자"를 사용하여 지정된다. 우주론 원리는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW)을 고유하게 선별하는 대규모의 동질적이고 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, 우주팽창 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, 빅뱅은 우주''에서의'' 폭발이 아니라 우주''의'' 확장이다. 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 지평선'' 을 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'' 을 정의한다. 두 유형의 지평선의 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 시간적으로 더 뒤로 확장될 수 없지만, 지평선은 공간에서 후퇴한다. 만일 우주의 팽창이 계속 가속화되다면 미래의 지평선도 또한 있다. 연대표 빅뱅 이론에 따르면, 우주는 처음에 매우 뜨겁고 매우 작았으며, 그 이후로 팽창하고 냉각되고 있다. 특이점 일반 상대성이론을 사용하여 시간을 거슬러 우주 팽창을 외삽하면 과거의 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도가 산출된다. 중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이론이 이 체제regime의 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 나타낸다. 일반 상대성이론에 기초한 모형만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전-특이점을 향해 외삽할 수 없다. 이 원시 특이점은 때때로 "대폭발"이라고 불리지만, 그러나 이 용어는 또한 우주의 더 일반적인 초기 뜨겁고 조밀한 단계를 나타낼 수도 있다. 두 경우 모두, 하나의 사건으로서의 "대폭발"은 우리 우주의 "탄생"으로 구어체로 불리기도 하는데, 이는 우주가 물리 법칙이 다음과 같은 체제에 진입했음을 확인할 수 있는 역사적 시점을 나타내기 때문이다. 우리는 그것들(특히 일반 상대성이론과 입자 물리학의 표준 모형)이 작동한다는 것을 이해한다. Ia형 초신성을 사용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초했을 때, "우주의 나이"로 알려진-그 사건 이후 경과된 시간은 138억 년이다. 이 시기에 블랙홀을 형성하는 데 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 밀도가 매우 높음에도 불구하고 우주는 다시 특이점으로 붕괴되지 않았습니다. 중력붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산 및 한계는 일반적으로, 항성과 같이, 상대적으로 일정한 크기의 물체를 기반으로 하며 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 우주에는 적용되지 않는다. 초기 우주는 즉시 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았기 때문에 그 당시의 물질은 무시할 수 있는 밀도 기울기로 매우 고르게 분포되었음에 틀림 없다. 급팽창과 중입자 생성 대폭발의 초기 단계는 이에 대한 천문학적 데이터가 없기 때문에 많은 추측의 대상이 된다. 가장 일반적인 모형에서 우주는 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력으로 균질하고 등방성으로 채워졌으며 매우 빠르게 팽창하고 냉각되었다. 팽창 후 0초부터 10-43초까지의 기간인 플랑크 시대(Planck epoch)는 전자기력, 강한 핵력(강력), 약한 핵력(약력), 중력의 네 가지 기본력이 하나로 통합된 단계였다. 이 단계에서 우주의 특징적인 축척 길이는 플랑크 길이인 1.6×10-35m이었고, 결과적으로 섭씨 약 1032도의 온도를 가졌다. 심지어 입자라는 그 개념조차 이러한 조건에서는 무너진다. 이 시기에 대한 적절한 이해는 양자 중력의 발전을 기다리고 있다. 플랑크 시대는 우주의 온도가 떨어지면서 중력이 다른 힘으로부터 분리되는 10-43초에서 시작하는 대통일 시대(Grand unification epoch)로 이어졌다. 팽창 후 약 10-37초에 상전이가 우주 급팽창을 일으켰고, 그 동안 우주는 광속 불변성에 제약을 받지 않고 지수적exponentially으로 성장했으며, 온도는 100,000배나 낮아졌다. 하이젠베르크의 불확정성 원리로 인해 발생한 미세한 양자 요동은 나중에 우주의 거대구조를 형성하는 씨앗으로 증폭되었다. 약 10-36초의 시간에 강한 핵력이 다른 힘과 분리되고 전자기력과 약한 핵력만 통합된 상태에서 약전자기 시대(Electroweak epoch)가 시작된다. 급팽창은 10-33초에서 10-32초대에 멈췄고, 우주의 부피는 적어도 1078배 증가했다. 재가열은 우주가 쿼크-글루온 플라즈마(Quark–gluon plasma)뿐만 아니라 다른 모든 기본 입자들을 쌍생성하는데 필요한 온도를 얻을 때까지 일어났다. 입자의 무작위 운동이 상대론적 속도였을 정도로 온도가 아주 높았고, 모든 종류의 입자-반입자 쌍은 충돌로 지속적으로 생성 및 파괴되었다. 냉각 우주는 계속해서 밀도가 감소하고 온도가 떨어졌고, 따라서 각 입자의 전형 에너지가 감소하고 있었다. 대칭을 깨는(Symmetry-breaking) 상전이는 약 10-12초에 전자기력과 약한 핵력이 분리되면서 물리학의 기본 힘과 소립자의 매개변수를 현재 형태로 만든다. 약 10-11초 후에 입자 에너지가 입자 가속기에서 얻을 수 있는 값으로 떨어지기 때문에 그림이 덜 추측적으로 된다. 약 10-6초 후에 쿼크와 글루온이 결합하여 양성자 및 중성자와 같은 중입자를 형성한다. 반쿼크에 비해 작은 양의 쿼크 초과가 반바리온에 비해 작은 양의 바리온 초과를 초래했다. 온도는 이제 더 이상 새로운 양성자-반양성자 쌍(중성자-반중성자의 경우와 유사)을 생성할 만큼 충분히 높지 않았으므로 대량 소멸이 즉시 뒤따랐고 원래 물질 입자는 108분의 1만 남고 반입자는 하나도 남지 않았다. 비슷한 과정이 전자와 양전자에 대해 약 1초에서 일어났다. 이러한 소멸 후에 나머지 양성자, 중성자 및 전자는 더 이상 상대론적으로 움직이지 않고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 (중성미자의 미미한 기여와 더불어) 지배되었다. 팽창 몇 분 후, 온도가 약 10억 켈빈이고 우주의 물질 밀도가 현재 지구의 대기 밀도와 비슷할 때 중성자는 양성자와 결합하여 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성하는 대폭발 핵합성(Big Bang nucleosynthesis BBN)이라는 과정을 거쳤다. 대부분의 양성자는 결합되지 않은 상태로 수소 핵으로 남아 있었다. 우주가 냉각됨에 따라 물질의 정지 에너지(rest enrrgy) 밀도는 광자 복사의 에너지 밀도를 중력적으로 지배하게 되었다. 약 379,000년 후, 전자와 핵은 원자(대부분 수소)로 결합되어 복사를 방출할 수 있었다. 거의 방해받지 않고 우주를 통해 계속된 이 유물 복사(relic radiation)는 우주 마이크로파 배경으로 알려져 있다. 우주의 물질/에너지의 약 23%를 구성하는 것으로 추정되는 반면, 중입자 물질은 약 4.6%를 구성한다. 중성미자의 형태로 뜨거운 암흑 물질을 포함하는 "확장 모델"에서, 그래서 만일 "물리적 중입자 밀도" Ωb''h''2는는 약 0.023으로 추정된다면 (이것은 약 0.046인 총 물질/에너지 밀도의 분수로 표현되는 '중입자 밀도' Ωb와 다르다), 해당하는 차가운 암흑물질 밀도 Ωc''h''2는 약 0.11이고, 해당 중성미자 밀도 Ωv''h''2는는 0.0062 미만으로 추정된다. 우주 가속 Ia형 초신성과 CMB의 독립적인 증거는 오늘날 우주가, 분명히 모든 공간에 침투하고 있는, 암흑 에너지로 알려진 신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시한다. 관측에 따르면 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 이 형태로 되어 있다. 우주가 아주 어렸을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만, 공간이 적고 모든 것이 더 가까워서, 중력이 우세했고, 그래서 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었다. 그러나 결국, 수십억 년의 팽창 후에는 암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소가 우주의 팽창을 천천히 가속하기 시작하게 하였다. 우주 역사상 가장 초기의 이 시대를 이해하는 것은 현재 가장 큰 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나이다. 우주의 역사 요약 플랑크 척도는 현재의 물리 이론이 적용되지 않는 물리적인 척도이며, 어떤 일이 일어났는지 계산하는 데 사용될 수 없다. 플랑크 시대 동안, 우주론과 물리학은 양자 중력 효과에 의해 지배되었다고 가정된다. 표준 모형의 세 가지 힘은 여전히 ​​통합되어 있다(자연이 대통일 이론으로 설명된다고 가정하는데, 중력은 포함되지 않음). 우주 급팽창은 10-36초에서 10-32초 정도의 시간에 걸쳐 1026배만큼 공간을 확장한다. 우주는 약 1027에서 1022 켈빈으로 과냉각된다. 강한 상호작용은 전기-약 작용(electroweak interaction)과 구별된다. 온도가 150 GeV 이하로 떨어지기 전에 입자 상호작용의 평균 에너지는 충분히 높기 때문에 벡터 보손(전자기약 상호작용)과 스칼라 보손(힉스 상호작용)의 교환으로 설명할 수 있다. 이 그림에서 힉스장의 진공기대값은 0이고(모든 페르미온이 질량이 없다고 가정할 때), 모든 전약보손은 질량이 없으며(질량이 될 힉스장의 구성요소가 아직 "질량"이 되지 않았다), 광자는 아직 존재하지 않는다. 이는 대형 강입자 충돌기에서 직접 관측할 수 있는 가장 높은 에너지이다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광초이다. 표준모형의 힘은 "저온" 형태로 재구성되었다. 힉스와 약전자기 상호작용은 무거운 W+, W-, Z0 보손에 의해 전달되는 약한 힘, 질량이 없는 광자에 의해 전달되는 전자기력으로 재배열된다. 힉스장은 진공 기댓값이 0이 아니므로 페르미온 질량을 만든다. 에너지가 너무 높아 쿼크가 강입자에 합쳐질 수 없으며 대신에 쿼크-글루온 플라즈마(Quark–gluon plasma)를 형성한다. 쿼크는 강입자로 묶여 있다. 초기 단계에서 약간의 물질-반물질 비대칭(중입자 비대칭)은 반중입자를 제거한다. 0.1초까지 뮤온과 파이온은 열평형 상태에 있으며 바리온보다 10:1 정도 많다. 이 시대가 끝나갈 무렵에는 빛에 안정한 중입자(양성자와 중성자)만 남게 된다. 경입자의 밀도가 충분히 높기 때문에 양성자와 중성자는 약한 힘의 작용으로 빠르게 서로 변한다. 중성자의 더 높은 질량으로 인해 처음에는 1:1이었던 중성자:양성자 비율이 감소하기 시작한다. 중성미자는 중입자 물질과의 상호 작용을 중단하고 우주 중성미자 배경을 형성한다. 중성자:양성자 비율은 약 1:6에서 동결된다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 10광년이다. 렙톤과 반렙톤은 열평형 상태를 유지한다 - 광자의 에너지는 여전히 전자-양전자 쌍을 생성할 만큼 충분히 높다. 양성자와 중성자는 원시 원자핵: 수소와 헬륨-4로 결합된다. 미량의 중수소, 헬륨-3 및 리튬-7도 형성된다. 이 시대가 끝날 때 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 300광년이고, 중입자 밀도는 m3당 4g(해수면 공기 밀도의 약 0.3%) 정도이다 - 그러나, 당시 대부분의 에너지는 전자기 복사안에 있다. 우주는 핵, 전자 및 광자의 플라즈마로 구성되어; 전자가 핵에 결합하기에는 온도가 너무 높게 유지된다. 전자와 원자핵은 먼저 중성 원자를 형성한다. 광자는 더 이상 물질과 열평형 상태에 있지 않고 우주는 먼저 투명해진다. 재결합은 약 10만년 동안 지속되며, 이 기간 동안 우주는 점점 더 광자에게 투명해진다. 우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 이 시기에 발생한다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 4200만광년이다. 이때의 중입자 물질 밀도는 m3 당 약 5억 개의 수소와 헬륨 원자로, 현재보다 약 10억 배 높다. 이 밀도는 10-17차수 기압에 해당한다. 재결합과 첫 번째 별 형성 사이의 시간. 이 시기에 광자의 유일한 원천은 수소선에서 수소가 전파를 방출하는 것이었다. CMB 광자를 빠르게 전파하면서 (약 300만년 이내) 적외선으로 바뀌었고, 우주에는 가시광선이 없었다. 당시 우주에 존재하던 원소들인 수소와 헬륨이 매우 많이 밀집된 곳에서 태양 질량의 수백 배에 이르는 무거운 별들이 탄생. 이 무거운 별들은 100만 년 정도의 짧은 수명이 지난 후 초신성 폭발과 비슷한 큰 폭발로 최후를 맞으며 자신이 핵융합을 통해 생성한 무거운 원소들을 우주에 뿌렸다. 망원경으로 관측할 수 있는 가장 멀리 떨어진 천체는 이 기간으로 거슬러 올라가는데; 2016년 현재 관측된 가장 멀리 떨어진 은하는 GN-z11로 적색편이 11.09이다. 가장 초기의 "현대적인" 종족III 항성들이 이 시기에 형성된다. 현재 관측 가능한 가장 먼 광자는 CMB 광자이다. 이들은 반지름이 460억 광년인 구로부터 도착한다. 그 안의 구형 부피는 흔히 관측 가능한 우주라고 불린다. 이 시간 동안 광속으로, 또는 그에 가깝게 움직이는 광자 및 중성미자와 같은 질량이 없거나 또는 질량이 거의 없는 상대론적 구성요소의 에너지 밀도가 물질 밀도(matter density)와 암흑 에너지를 모두 지배한다. 이 시기 동안 물질의 에너지 밀도는 복사 밀도(radiation density)와 암흑 에너지를 모두 지배하므로 공간의 계량metric 확장이 느려진다. 물질 밀도가 암흑 에너지 밀도(진공 에너지) 아래로 떨어지고 공간의 팽창이 가속화되기 시작한다. 이 시기는 태양계가 생성된 시기와 생명의 진화 역사와 대략 일치한다. 종족 III 별들의 첫 번째 형성과 모든 항성 형성 중단까지로, 모든 별이 퇴화한 잔해의 형태로 남을 때까지의 시기이다. 마침내 별들은 죽고 별을 대신할 별이 더 적게 태어나면서 우주가 어두워지면서 별의 시대는 끝날 것이다. 다양한 이론이 여러 후속 가능성을 제시한다. 양성자 붕괴를 가정하면 물질은 결국 암흑기로 증발할 수 있다(열죽음). 또는 우주가 대함몰(Big Crunch)로 붕괴될 수도 있다. 다른 제안된 종말에는 가짜 진공 재앙(False vacuum catastrophe), 또는 우주의 종말로 가능한 빅 립(Big Rip)이 포함된다. 빅뱅 이론은 우주의 구조에 대한 관찰과 이론적 고찰로부터 발전했다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 나선 성운(나선은하의 구식 용어)의 도플러 효과를 최초로 측정했고, 곧 대부분의 그러한 성운들이 지구로부터 멀어지고 있다는 것을 발견했다. 그는 이 사실의 우주론적 함의를 파악하지 못했으며, 당시 이 성운들이 우리 은하 바깥의 "섬 우주"인지 아닌지에 대해 고도의 논란이 많았다. 십년 후, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 아인슈타인 방정식에서 프리드만 방정식을 도출하여, 당시 알베르트 아인슈타인이 주장했던 정적 우주 모형과 대조적으로 우주가 팽창하고 있을 수 있음을 보여주었다. 1924년에 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선 성운까지의 먼 거리를 측정한 결과 이 시스템이 실제로 다른 은하임을 보여주었다. 같은 해부터 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치(2.5m) 후커 망원경(Hooker telescope)을 사용하여 우주 거리 사다리의 전신인 일련의 거리 표시기를 공들여 개발했다. 이를 통해 그는 주로 슬라이퍼에 의해 적색편이가 이미 측정된 은하까지의 거리를 추정할 수 있었다. 1929년에 허블은 거리와 후퇴 속도 사이의 상관 관계를 발견했는데-이는 현재 허블의 법칙으로 알려져 있다. 그때까지 르메트르는 우주론적 원리를 고려할 때 이것이 예상된다는 것을 이미 보여주었다. 1931년에 르메트르는 더 나아가 우주의 명백한 팽창이 시간을 거슬러 투영된다면 과거에는 우주가 더 작았고 과거의 어느 유한한 시간에 우주의 모든 질량이 시간과 공간의 구조fabric가 존재하게 된 시기와 장소인 "원시 원자"라는 단일 지점에 집중되에 있었다고 제안했다. 세계가 단일 양자로 시작했다면 공간과 시간의 개념은 처음에는 전혀 의미가 없었을 것이니; 그것들은 원래의 양자가 충분한 수의 양자들로 분할되었을 때만 합리적인 의미를 갖기 시작할 것이다. 이 제안이 맞다면, 세계의 시작은 시공간의 시작보다 조금 더 일찍 일어났다. 1930년대에는, 허블의 관측을 설명하기 위한 비표준 우주론으로 다른 아이디어들이 제안되었는데, 밀른 모형(Milne model), 주기적 우주(oscillatory universe)(원래 프라드만이 제안했지만 알베르트 아인슈타인과 라처드 C. 톨만Richard C. Tolman이 주창함) 맟 프리츠 츠비키의 피로한 빛(tired light) 가설 등이 포함되었다. 제2차 세계대전 이후 두 가지 뚜렷한 가능성이 나타났다. 하나는 프레드 호일의 정상-상태 모형으로, 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성될 것이다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다. 다른 하나는 대폭발 핵합성(BBN)을 도입하고, 동료인 랠프 앨퍼와 로버트 허먼Robert Herman가 CMB를 예측한 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 빅뱅 이론이다. 아이러니하게도 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론에 적용하게 된 문구를 호일이 만들어 "이 ''빅뱅'' 아이디어"라고 언급했다. 한동안, 이 두 이론 사이에서 지자가 분할되었다. 결국, 관측 증거, 특히 라디오 소스 카운트(Source counts)에서 나온 증거는 정상-상태보다 빅뱅을 선호하기 시작했다. 1964년 CMB의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확실하게 했다. 현재 우주론의 많은 작업에는 빅뱅의 맥락에서 은하가 형성되는 방식에 대한 이해, 더욱더 초기의 우주 물리학의 이해, 및 기본 이론과 관측의 조화가 포함된다. 1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 엘리스는 수학적 특이점이 빅뱅의 상대론적 모델의 불가피한 초기 조건임을 보여주는 논문을 발표했다. 이후 1970년대부터 1990년대까지 우주론자들은 대폭발 우주의 특징을 규명하고 해결해야 할 문제를 해결하기 위해 노력했다. 1981년, 앨런 구스는 "급팽창"(inflation)이라고 불렀던 초기 우주의 급속한 팽창 시대를 도입함으로써 빅뱅 이론의 특정 뛰어난 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 돌파구를 마련했다. 한편, 이 수십 년 동안 많은 토론과 불일치를 일으킨 관측적 우주론(Observational cosmology)의 두 가지 질문은 허블 상수의 정확한 값과 우주의 물질 밀도(암흑 에너지가 발견되기 전, 궁극적 우주의 종말에 대한 주요 예측 변수)였다. 1990년대 중반에 특정 구상성단을 관찰한 결과 그 나이는 약 150억 년으로 나타났는데, 이는 당시의 대부분의 우주나이 추정치(실제로 오늘날 측정된 나이)와 상충되었다. 이 문제는 항성풍으로 인한 질량 손실의 영향을 포함하는 새로운 컴퓨터 시뮬레이션이 구상성단의 나이를 훨씬 더 젊게 표시하면서 해결되었다. 성단의 나이가 얼마나 정확하게 측정되는지에 대한 몇 가지 질문이 여전히 남아 있지만 구상성단은 우주에서 가장 오래된 천체 중 일부로서 우주론의 관심의 대상이다. 대폭발 우주론은 1990년대 후반부터 망원경 기술의 발전과 우주배경 탐사선(COBE), 허블 우주 망원경 및 WMAP과 같은 위성의 데이터 분석의 결과로 상당한 발전을 이루었다.우주론자들은 이제 빅뱅 모형의 많은 매개변수를 상당히 정밀하고 정확하게 측정했으며, 또한 우주의 팽창이 가속되고 있는 것처럼 보인다는 예상치 못한 발견을 했다. 관측적 증거 이 이론의 타당성에 대한 가장 초기의 가장 직접적인 관찰 증거는 허블의 법칙(은하의 적색편이가 나타내는 것처럼)에 따른 우주의 팽창, 우주 마이크로파 배경의 발견 및 측정, 그리고 대폭발 핵합성(BBN)에 의한 가벼운 원소의 상대적 풍부함이다. 보다 최근의 증거에는 은하의 형성 및 진화의 관찰과 우주 거대구조의 분포가 포함된다. 이들은 때때로 대폭발 이론의 "4개의 기둥"이라고 불린다. 대폭발의 정밀한 현대 모형은 지구상의 실험에서는 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모형에 통합되지 않은 다양한 기이한exotic 물리적 현상에 호소한다. 이러한 특징들 중 암흑 물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 주제이다. 남은 문제로는 커스피 헤일로 문제(Cuspy halo problem)와 왜소은하 문제(Dwarf galaxy problem)가 있다. 암흑 에너지도 또한 과학자들의 관심이 집중되는 분야이지만, 암흑 에너지의 직접적인 탐지가 가능할지는 확실치 않다. 급팽창과 중입자 형성은 현재 대폭발 모형의 더 사변적인speculative 특징으로 남아 있다. 그러한 현상에 대한 실행 가능하고 양적인 설명이 여전히 모색되고 있다. 이것들은 현재 물리학의 미해결 문제들이다. 그 공간이 계량metric 팽창을 겪고 있다는 것은 우주론적 원리와 코페르니쿠스 원리에 대한 직접적인 관찰 증거에 의해 보여지며, 이는 허블의 법칙과 함께 다른 설명이 없다. 천문학적 적색편이는 극도로 등방성이며 균질하며, 빅뱅의 복사는 우주 전반에 걸쳐 초기에는 분명히 더 따뜻했다. 수십억 년에 걸친 CMB의 균일한 냉각은 우주가 계량 팽창을 경험하고 있는 경우에만 설명할 수 있으며 우리가 폭발의 유일한unique 중심 근처에 있을 가능성은 배제된다. 1989년 NASA는 COBE를 발사하여 1990년 고정밀 스펙트럼 측정은 CMB 주파수 스펙트럼이 104분의 1 수준에서 편차가 없는 거의 완벽한 흑체임을 보여주었고 잔류 온도 2.726K(최근 측정에서는 이 수치를 2.7255K로 약간 수정함)를 측정한 두 가지 주요 발전을 아루었고; 그런 다음 1992년에 추가 COBE 측정에서 105분의 1 정도 수준에서 하늘을 가로지르는 CMB 온도의 작은 요동(비등방성)을 발견했다. 존 C. 매더와 조지 스무트는 이러한 결과에 대한 리더십으로 2006년 노벨 물리학상을 수상했다. 다음 10년 동안 CMB 비등방성은 많은 지상 기반 및 풍선 실험에 의해 추가로 조사되었다. 2000-2001년에 여러 실험, 특히 BOOMERanG에서 비등방성의 일반적인 각 크기(하늘의 크기)를 측정하여 우주의 형상이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다. 은하의 진화와 분포 은하와 퀘이사의 형태와 분포에 대한 자세한 관찰은 빅뱅 이론의 현재 상태와 일치한다. 관측과 이론의 조합은 최초의 퀘이사와 은하가 빅뱅 이후 약 10억 년 후에 형성되었으며 그 이후로 은하단과 초은하단과 같은 더 큰 구조가 형성되었음을 시사한다. 별의 개체군은 노화와 진화를 거듭해 왔으며, 따라서 먼 은하(초기 우주에서의 것으로 관찰됨)는 가까운 은하(더 근래의 상태로 관찰됨)와 매우 다르게 보인다. 더욱이, 비교적 최근에 형성된 은하는 빅뱅 직후에 비슷한 거리에서 형성된 은하와 현저하게 다르게 나타난다. 이러한 관찰은 정상-4상태 모형에 반하는 강력한 주장입니다. 별 형성, 은하와 퀘이사 분포, 더 큰 구조에 대한 관찰은 우주 구조 형성에 대한 빅뱅 시뮬레이션과 잘 일치하며, 그 이론의 세부 사항을 완성하는 데 도움이 된다. 원시 가스 구름 2011년에 천문학자들은 먼 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 깨끗한 구름이라고 추정되는 것을 발견했다. 이 발견 이전에 다른 모든 천체에는 별에서 형성되는 무거운 원소가 포함되어 있는 것으로 관찰되었다. 탄소, 산소 및 규소에 민감함에도 불구하고 이 세 가지 요소는 이 두 구름에서 감지되지 않았습니다. 그 가스 구름은 감지할 수 있는 수준의 중원소가 없기 때문에 빅뱅 후 처음 몇 분 안에 BBN 동안 형성되었을 가능성이 있다. 다른 증거 라인들 허블 팽창과 CMB를 통해 추정된 우주의 나이는 구상성단에 대한 항성진화 이론과 개별 종족 II 별들의 방사능 연대 측정을 통해 측정된 가장 오래된 별의 나이를 사용한 다른 추정치와 잘 일치한다. 또한 Ia형 초신성을 이용한 팽창 및 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초한 추정치와도 잘 일치한다. 과거에 CMB 온도가 더 높았을 것이라는 예측은 높은 적색편이에서 가스 구름의 매우 낮은 온도 흡수선을 관측함으로써 실험적으로 뒷받침되었다. 이 예측은 또한 은하단에서 수냐에프-젤도비치 효과의 진폭이 적색편이에 직접적으로 의존하지 않는다는 것을 암시한다. 관측 결과 이는 대체로 사실이지만, 이 효과는 우주 시간에 따라 변하는 성단의 특성에 따라 달라지기 때문에 정밀한 측정이 어렵다. 미래 관측 미래의 중력파 관측소는 빅뱅 이후 1초 이내에 초기 우주의 유물인 원시 중력파를 탐지할 수 있을 것이다. 물리학의 문제 및 관련 문제 여느 이론과 마찬가지로, 대폭발 이론의 발전의 결과로 많은 미스터리와 문제들이 발생했다. 이러한 미스터리와 문제들 중 일부는 풀린 반면 다른 것들은 여전히 미해결이다. 빅뱅 모형의 일부 문제에 대한 제안된 해결책은 그들 자신의 새로운 미스터리를 드러냈다. 예를 들어 지평선 문제, 자기 홀극 문제, 평탄 문제는 급팽창 이론으로 가장 일반적으로 해결되지만, 급팽창 우주의 세부사항은 여전히 해결되지 않은 채로 남아있고 이론의 일부 창시자를 포함한 많은 이들이 반증되었다고 말한다. 다음은 우주론자와 천체물리학자들의 집중적인 조사를 받고 있는 대폭발 이론의 신비로운 측면들의 목록이다. 중입자 비대칭 우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 이해되지 않는다. 이러한 모든 조건은 표준모형에서 발생하지만 그 효과는 현재의 중입자 비대칭을 설명할 만큼 강력하지 않다. 암흑 에너지 Ia형 초신성에 대한 적색편이-겉보기등급 관계를 측정한 결과, 우주가 현재 나이의 절반 정도였을 때부터 우주 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있었다. 이 가속도를 설명하기 위해 일반 상대성 이론은 우주 에너지의 대부분이 "암흑 에너지"라고 불리는 큰 음압을 가진 구성 요소로 구성되어야 한다고 요구한다., 다른 하나는 우주 잣대cosmic ruler로 거대구조의 특징적인 패턴을 사용하는 것이다. 음압은 진공 에너지(vacuum energy)의 속성으로 믿어지고 있지만, 암흑 에너지의 정확한 성질과 존재는 빅뱅의 위대한 미스터리 중 하나로 남아 있다. 2008년 WMAP 팀의 결과는 73%의 암흑 에너지, 23%의 암흑 물질, 4.6%의 일반 물질 및 1% 미만의 중성미자로 구성된 우주에 관한 것이다. 때때로 "물리학에서 가장 당혹스러운 문제"라고 불리는 우주 상수 문제(cosmological constant problem)는 측정된 암흑 에너지의 에너지 밀도와 플랑크 단위에서 순수하게 예측된 것 사이의 명백한 불일치에서 비롯된다. 암흑 물질 1970년대와 1980년대에 다양한 관측에 따르면 우주에는 은하 내부와 은하 사이의 중력의 겉보기 강도를 설명할 수 있는 가시 물질이 충분하지 않다는 것이 밝혀졌다. 이것은 우주 물질의 최대 90%가 빛을 방출하지 않거나 정상적인 중입자 물질과 상호 작용하지 않는 암흑 물질이라는 생각으로 이어졌다. 또한 우주가 대부분 정상 물질이라는 가정은 관측과 크게 일치하지 않는 예측으로 이어졌다. 특히, 오늘날 우주는 암흑 물질 없이 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 덩어리지고lumpy 훨씬 적은 양의 중수소를 포함하고 있다. 암흑 물질은 항상 논란의 여지가 있어 왔지만 CMB의 비등방성, 은하단 속도 분산, 거대구조 분포, 중력 렌즈 연구 및 은하단의 엑스선 측정 등 다양한 관찰 결과들에 의해 추론된다. 암흑 물질에 대한 간접적인 증거는 실험실에서 암흑 물질 입자가 관찰되지 않았기 때문에 다른 물질에 대한 중력의 영향에서 비롯된다. 암흑 물질에 대한 많은 입자 물리학 후보가 제안되었으며 이를 직접 탐지하기 위한 여러 프로젝트가 진행 중이다. 지평선 문제 지평선 문제는 정보가 빛보다 빠르게 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다. 유한한 시대의 우주에서 이것은 인과적 접촉에 있는 공간의 두 영역의 분리에 대한 한계-입자 지평선-를 설정한다. CMB의 관측된 등방성은 이와 관련하여 문제가 있으니: 만일 우주가 마지막 산란의 시대까지 항상 복사 또는 물질에 의해 지배되었다면 그 당시의 입자 지평선은 하늘에서 약 2도에 해당할 것이다. 그러면 더 넓은 지역이 동일한 온도를 갖도록 하는 메커니즘이 없을 것이다. 자기 홀극 자기 홀극 반대는 1970년대 후반에 제기되었다. 대통일 이론(GUTs)은 우주의 위상학적 결함(topological defect)이 자기 홀극으로 나타날 것이라고 예측했다. 이 물체들은 뜨거운 초기 우주에서 효율적으로 생성될 수 있으며, 홀극이 발견되지 않았으므로, 관측 결과와 일치하는 밀도보다 훨씬 더 높은 밀도를 나타낸다. 이 문제는 기하학을 평탄하게 만드는 것과 같은 방식으로 관측 가능한 우주로부터 모든 점 결함들을 제거하는 우주 급팽창에 의해 해결된다. 우주의 종말 암흑 에너지를 관측하기 전에 우주론자들은 우주의 미래에 대한 두 가지 시나리오를 고려했다. 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크면 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴되기 시작한다. 그것은 다시 밀도가 높아지고 뜨거워지며, 시작되었을 때와 비슷한 상태인 대함몰로 끝나게 된다. 또한 만약 양성자가 불안정하면, 중입자 물질이 사라지고 방사선과 블랙홀만 남게 된다. 결국 블랙홀은 호킹 복사를 방출하여 증발한다. 우주의 엔트로피는 열죽음이라고 알려진 시나리오인 어떠한 조직화된 형태의 에너지도 추출할 수 없을 정도로 증가할 것이다. 가속 팽창에 대한 현대의 관찰은 현재 보이는 우주의 점점 더 많은 부분이 우리의 사건 지평선을 넘어 우리와 접촉하지 않게 될 것임을 암시한다. 최종 결과는 알 수 없다. 우주의 ΛCDM 모델은 우주 상수의 형태로 암흑 에너지를 포함한다. 이 이론은 은하계와 같이 중력에 의해 결합된 시스템만이 함께 남아 있을 것이며 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 그들 역시 열죽음의 대상이 될 것을 시사한다. 팬텀 에너지(phantom energy) 이론이라고 하는 암흑 에너지에 대한 다른 설명은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵 및 물질 자체가 이른바 빅 립(Big Rip) 속에서 계속 증가하는 팽창에 의해 산산조각날 것임을 시사한다. 오해 대폭발(빅뱅) 모형에 대한 일반적인 오해 중 하나는 그것이 우주의 기원을 완전히 설명한다는 것이다. 그러나 대폭발 모형은 에너지, 시간, 공간이 어떻게 발생했는지를 설명하는 것이 아니라 초밀도 및 고온의 초기 상태에서 현재 우주의 출현을 설명한다. 빅뱅의 크기를 일상적인 물체와 비교하여 빅뱅을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다. 대폭발 당시 우주의 크기는 우주 전체가 아니라 관측 가능한 우주의 크기를 의미한다. 위상학적으로 평평한 우주는 중력 퍼텐셜 에너지와 다른 에너지 형태들 사이의 균형을 의미하므로 추가 에너지를 생성할 필요가 없다. 초기 우주의 뜨겁고 조밀한 상태에 선행할 수 있었던 것이 무엇인지, 그것이 어떻게 그리고 왜 발생했는지, 심지어 그러한 질문이 합리적인지 여부는 알려지지 않았지만 "우주기원론cosmogony"이라는 주제에 대한 추측은 무성하다. 마지막 두 범주의 제안은 대폭발을 훨씬 더 크고 더 오래된 우주(older universe) 또는 다중 우주에서 일어나는 사건으로 본다. 종교 및 철학적 해석 우주의 기원에 대한 설명으로서, 대폭발 이론은 종교와 철학에 중요한 영향을 미친다. 그 결과, 그것은 과학과 종교 사이의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다. 어떤 이들은 대폭발이 창조자를 암시한다고 믿는 반면, 다른 이들은 대폭발 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.