다양한 물리 우주론

다양한 물리 우주론

물리 우주론(physical cosmology)은 우주론 모형의 연구와 관련된 우주론의 한 분야이다. 과학으로서의 우주론은 '천체가 지구와 같은 물리 법칙을 따른다'는 코페르니쿠스의 원리와 물리 법칙을 최초로 이해할 수 있게 한 뉴턴의 역학에서 출발했다. 또한 우주론적 모형, 또 다른 말로 간단히 우주론은 우주의 가장 큰 규모의 구조와 역학에 대한 설명을 제공하고 우주의 진화와 구조, 기원과 궁극적인 운명에 대한 질문에 대한 연구를 가능하게 하였다.

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우주

 

시대는 1990년대 이후이다. 우주 마이크로파 배경, 원거리 초신성들 및 은하 적색편이 탐사(redshift survey)를 포함한 관측 우주론의 극적인 발전은 우주론의 표준 모형 개발로 이어졌다. 이 모형은 우주에 현재 그 성질이 잘 알려져 있지 않은 많은 양의 암흑 물질과 암흑 에너지를 포함할 것을 요구하지만, 이 모형은 많은 다양한 관측과 매우 잘 일치하는 상세한 예측을 제공한다.

그리고우주론은 이론 물리학과 응용 물리학, 또 다른 많은 연구 분야의 작업에 크게 의존한다. 우주론과 관련된 영역에는 입자 물리학 실험 및 이론, 일반 상대성이론, 이론적 및 관측적 천체 물리학, 양자 역학 및 플라스마 물리학이 포함된다.

현재 이해 중에 있는 물리 우주론은 1915년 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론의 발전에서 출발하였다. 1920년대에 주요 관측과 발견이 이뤄졌는데 첫째, 에드윈 허블은 우주가 우리은하 너머에 있는 엄청난 수의 외부 은하들을 포함하고 있음을 발견했고; 다음 베스토 슬라이퍼와 다른 사람들의 연구는 우주가 팽창하고 있음을 보여주었다. 이러한 발전은 우주의 기원에 대한 추측을 가능하게 했고 조르주 르메트르가 우주론을 주도하는 모형으로 대폭발(빅뱅) 이론을 확립할 수 있게 해주었다. 소수의 연구자들은 여전히 소수의 대안적 우주론들을 지지하지만 대부분의 우주론자들은 대폭발 이론이 관측을 가장 잘 설명한다는 데 동의한다.

 

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역사

현재의 우주론은 이론과 관찰에서 나란한 트랙을 따라 발전했다. 1916년 알베르트 아인슈타인은 중력에 대한 통일된 설명을 공간과 시간의 기하학적 속성으로서 제공하는 일반 상대성이론을 발표했는데, 그 당시 아인슈타인은 정적 우주를 믿었다. 그러나 이론의 원래 공식이 그것을 허용하지 않는다는 것을 발견했으며, 이것은 우주 전체에 분포된 질량이 시간이 지남에 따라 중력에 의해 끌어 당겨지기 때문이다. 그러나 그의 방정식이 우주 규모에서 중력의 인력을 상쇄할 수 있는 상수 항의 도입을 허용한다는 것을 깨달았다.  또한 아인슈타인은 1917년 상대론적 우주론에 관한 첫 번째 논문을 발표했다. 여기서 아인슈타인은 '우주 상수'를 본인의 장 방정식에 추가하여 정적 우주를 모델링하도록 했고, 아인슈타인 모형은 정적인 우주를 기술하여 공간은 유한하고 경계가 없다(유한한 면적을 갖지만 모서리가 없는 구의 표면과 유사한). 하지만 아인슈타인 모형은 작은 섭동에 불안정하여 결국 팽창 또는 수축하기 시작할 것이다. 후에 아인슈타인의 모형은 일반 상대성이론과 우주론적 원리와 일치하는 더 큰 가능성 세트 중 하나에 불과하다는 사실이 밝혀졌으며, 일반 상대성이론의 우주론적 해는 1920년대 초 알렉산더 프리드만에 의해서 발견되었다. 알렉산더 프리드만의 방정식은 그 기하학이 열렸거나, 평평하거나 또는 닫혀있을 수 있으며 팽창하거나 수축할 수 있는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 우주를 설명한다.

 

 

우주의 역사

중력파는 우주의 대폭발(빅뱅) 직후 빛보다 빠른 팽창인 우주 급팽창에서 발생하는 것으로 가정된다.
1910년대에 베스토 슬라이퍼(후에 칼 빌헬름 비츠)는 나선 성운의 적색편이를 지구에서 멀어지고 있음을 나타내는 도플러 효과로 해석했다. 하지만 천체까지의 거리를 측정하는 것은 어렵다. 물체의 밝기를 측정하고 고유 광도를 가정하는 것으로 역제곱 법칙을 사용하여 거리를 결정할 수 있다.  또 다른  한 가지 방법은 물체의 물리적 크기를 각도 크기와 비교하는 것이지만 이를 수행하려면 물리적 크기를 가정해야 한다. 이러한 방법을 사용하는 것이 어렵기에 그들은 성운이 실제로 우리 은하 밖의 은하임을 깨닫지 못했고 우주론적 의미에 대하여 추측하지도 않았다. 이후 1927년 벨기에의 로마 가톨릭 사제인 조르주 르메트르는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 방정식을 독립적으로 유도한 후 나선 성운의 후퇴에 기초해 우주가 '원시 원자'의 '폭발(뱅)' 과 함께 시작되었다고 제안했다.

이후 나중에 대폭발(빅뱅)이라고 불렸다.

1929년 에드윈 허블은 르메트르의 이론에 대하여 관찰 기반을 제공했는데, 허블은 세페이드 변광성의 밝기를 측정하여 거리를 결정하여 나선 성운이 은하임을 보여주었다. 에드윈 허블은 은하의 적색편이와 그 거리 사이의 관계를 발견했다. 또한 그는 이것을 은하들이 거리에 비례하는 속도로 지구에서 모든 방향으로 멀어지고 있다는 증거로 해석했는데, 이 사실은 이제 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있지만, 허블이 발견한 후퇴 속도와 거리와 관련하여 발견한 수치적 요인은 세페이드 변광성의 유형에 대해 알지 못했기에 10배 차이가 났다.

수년 동안 이러한 이론에 대한 지지는 균등하게 나뉜다. 그러나 관측 증거는 우주가 뜨겁고 조밀한 상태에서 진화했다는 생각을 뒷받침하기 시작했다. 1965년 우주 마이크로파 배경의 발견은 대폭발(빅뱅) 모형을 강력하게 지지했고, 1990년대 초 우주배경 탐사선이 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 측정한 이후, 우주론에 대한 다른 이론을 진지하게 제안한 우주론자는 거의 없었다. 우주의 기원과 진화의 한 결과는 표준 일반 상대성이론에서 우주는 나중인 1960년대 로저 펜로즈와 스티븐 호킹에 의해 증명된 것처럼, 특이점으로 시작되었다는 것이다.

 

또한 우주론 원리를 감안하였을 때, 허블-르메트르 법칙은 우주가 팽창하고 있다고 제안했다. 확장에 대해 두 가지 주요 설명이 제안되었는데 첫번째는 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론이다. 다른 두번째는 은하가 서로 멀어짐에 따라 새로운 물질이 생성된다는 프레드 호일의 정상 상태의 모형이었다. 해당 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다.

우주에는 시작도, 특이점도 없고 우주의 나이는 무한하다는 대폭발(빅뱅) 모형을 확장하는 하나의 대안적 견해가 제시되었다