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대폭발

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목차

1. 개요

대폭발 모형은 우주가 매우 뜨겁고 밀도가 높은 초기 상태에서 시작하여 팽창하고 냉각되었다는 우주론이다. 이 모형은 가벼운 원소의 존재, 우주 마이크로파 배경(CMB), 우주 거대 구조, 허블-르메트르 법칙 등 다양한 관측 현상을 설명하며, 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리에 기반한다. 대폭발 모형은 공간 자체가 팽창하는 현상을 설명하며, 우주의 나이는 약 137.99 ± 0.21억 년으로 추정된다.

대폭발 모형은 우주 팽창, CMB 복사, 가벼운 원소의 풍부도, 은하의 진화와 분포 등 다양한 관측 증거로 뒷받침된다. 하지만, 중입자 비대칭, 암흑 에너지, 암흑 물질, 지평선 문제, 자기 홀극, 편평도 문제 등 여러 가지 물리학적 문제와 관련 문제도 제기되고 있다. 대폭발 모형은 우주의 기원을 완전히 설명하는 것은 아니며, 종교와 철학에도 영향을 미쳤다.

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대폭발
개요
빅뱅우주의 기원을 설명하는 물리 우주론 모형
다른 이름대폭발
설명초기 우주는 매우 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 팽창하기 시작했다.
우주는 현재도 계속 팽창하고 있으며, 냉각되고 있다.
역사
기원우주의 시작을 설명하는 과학적 이론으로, 관측 증거와 이론적 추론에 기반한다.
주요 기여자조르주 르메트르 (최초 제안)
조지 가모프 (이론 발전)
랄프 알퍼 (이론 발전)
최초 제안1927년 조르주 르메트르
이름 유래프레드 호일의 조롱에서 유래
증거
주요 증거우주 마이크로파 배경 복사 (CMB)
우주의 팽창 (적색 편이)
가벼운 원소의 존재비 (수소, 헬륨)
구조 형성
우주 마이크로파 배경초기 우주의 잔광으로, 빅뱅 이론의 강력한 증거를 제공한다.
우주의 팽창은하들이 우리 은하로부터 멀어지고 있으며, 이는 우주가 팽창하고 있다는 것을 의미한다.
가벼운 원소의 존재비우주에 존재하는 수소와 헬륨의 비율은 빅뱅 이론에서 예측한 값과 일치한다.
이론적 기반
일반 상대성이론알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론은 빅뱅 이론의 중력적 기반을 제공한다.
프리드만 방정식알렉산드르 프리드만의 프리드만 방정식은 우주의 팽창을 설명하는 데 사용된다.
주요 내용
초기 우주매우 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 시작되었다.
팽창과 냉각우주는 팽창하면서 냉각되었고, 입자들이 형성되기 시작했다.
원소 합성초기 우주에서 가벼운 원소들이 합성되었다.
구조 형성중력에 의해 물질이 뭉쳐져 은하와 은하단이 형성되었다.
현재 우주계속 팽창하고 있으며, 암흑 에너지의 영향을 받고 있다.
구성 요소암흑 에너지
암흑 물질
보통 물질
시간 순서
플랑크 시대현재의 물리학으로는 설명할 수 없는 초기 우주의 극히 짧은 시간.
인플레이션 시대우주가 급격하게 팽창한 시기.
쿼크-글루온 플라스마쿼크와 글루온이 자유롭게 움직이는 상태.
핵합성가벼운 원소들이 합성된 시기.
재결합우주가 중성이 된 시기.
구조 형성은하와 은하단이 형성된 시기.
논쟁과 문제점
수평선 문제우주의 멀리 떨어진 영역들이 왜 균일한 온도를 가지는지 설명하기 어렵다.
평탄성 문제우주의 밀도가 왜 임계 밀도에 가까운지 설명하기 어렵다.
단극자 문제자기 단극자가 왜 관측되지 않는지 설명하기 어렵다.
암흑 물질과 암흑 에너지암흑 물질과 암흑 에너지의 본질은 아직 밝혀지지 않았다.
대안 이론
정상 우주론우주는 팽창하면서 새로운 물질이 계속 생성되어 밀도를 유지한다는 이론.
다중 우주론우리 우주 외에 다른 우주들이 존재한다는 이론.
끈 이론모든 기본 입자가 끈으로 이루어져 있다는 이론.

2. 모형의 특징

대폭발(빅뱅) 모형은 가벼운 원소들의 존재, CMB, 거대구조 및 허블-르메트르 법칙을 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다.[181] 이 모형은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리라는 두 가지 주요 가정에 기반한다. 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중 하나이다. 우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 균질하고 등방성이며, 위치에 상관없이 모든 방향에서 동일하다는 것을 의미한다.[182]

이러한 아이디어는 처음에는 가정으로 여겨졌지만, 이후 각각을 검증하기 위한 노력이 이루어졌다. 예를 들어, 물리 법칙의 보편성은 우주의 대부분의 나이에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10-5차라는 것을 보여주는 관측으로 검증되었다.[183] 또한 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계 규모에서 엄격한 테스트들을 통과했다.[184][185][186]

거대규모 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. 우주론 원리는 CMB 온도 관측을 통해 10-5 수준으로 확인되었으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다.[187]

대폭발 이론은 와일의 가정을 사용하여 임의의 위치에서의 시간을 "플랑크 시대부터의 시간"으로 모호함 없이 정의한다. 이 계에서는 크기는 공형(conformal) 좌표라고 불리는 좌표계에 따라 결정된다. 이 좌표계에서는 공동 거리와 공형 시간을 사용함으로써 우주 팽창의 효과를 없앤다.

2. 1. 공간의 팽창

우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측으로 추론되었으며 대폭발(빅뱅) 이론의 핵심 요소이다. 수학적으로, 일반 상대성 이론은 거리 함수-계량(metric)으로 시공간을 설명한다. 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW)은 시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자를 포함한다. 이를 통해 공변 좌표를 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.[188]

대폭발(빅뱅)은 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 공간''내의'' 폭발이 아니라 공간''의'' 확장이다.[172] FLRW 계량은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에, 우리 우주에는 오직 거대한 척도들로 적용된다. 우리 은하와 같은 물질의 국소적 농도가 전체 우주와 같은 속도로 팽창할 필요는 없다.[189]

2. 2. 지평선

우주에는 유한한 나이가 있고 빛은 유한한 속도로 이동하기 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 달라진다.[190]

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 가속화된다면 미래의 지평선도 또한 있다.[190]

2. 3. 열평형화

초기 우주의 일부 과정들은 우주의 팽창 속도에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달하지 못했다. 다른 과정들은 충분히 빨라서 열평형화(thermalization)에 도달했다.[191] 초기 우주의 과정이 열평형에 도달했는지 여부를 알아내는 데 일반적으로 사용되는 매개변수는 과정의 속도(일반적으로 입자 간 충돌 속도)와 허블 상수의 비율이다. 이 비율이 클수록 입자들이 서로 너무 멀어지기 전에 열평형화해야 하는 시간이 늘어난다.[191]

3. 연표

대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 우주는 매우 뜨겁고 작은 상태에서 시작하여 팽창하고 냉각되었다.[168],[169] 우주의 나이는 137.99 ± 0.21억 년으로 추정된다. 초기 우주는 높은 에너지 밀도와 온도, 압력으로 균일하게 채워져 있었고, 팽창하며 냉각되면서 상전이를 일으켰다.

플랑크 시대 약 10-35초 후, 상전이에 의해 우주의 급팽창이 일어났다.[170] 급팽창 종료 후, 우주는 쿼크-글루온 플라스마 상태로 존재했으며, 모든 입자는 상대론적 속도로 운동했다. 우주가 팽창하며 온도가 내려갔고, 바리온 수 생성이라는 상전이가 일어나 쿼크와 글루온이 결합하여 바리온이 만들어졌다.[171] 이때 물질과 반물질 사이의 비대칭성이 생겨났다.

온도가 더 내려가면서 대칭성의 깨짐을 유발하는 상전이가 일어나 기본적인 힘과 소립자가 현재와 같은 형태가 되었다. 이후, 빅뱅 핵합성 과정에서 양성자와 중성자가 결합하여 중수소와 헬륨의 원자핵이 만들어졌다. 우주가 식으면서 물질의 정지 질량에너지 밀도가 복사(전자기파)의 에너지 밀도보다 중력적으로 우세하게 되었다. 약 30만 년 후, 전자와 원자핵이 결합하여 원자가 만들어졌고, 복사는 물질과 상호 작용할 확률이 낮아져 공간을 자유롭게 이동하게 되었다. 이 시대 복사의 잔광이 우주 마이크로파 배경 복사이다.

시간이 지나면서, 균일하게 분포하던 물질 중 밀도가 약간 높은 부분이 중력으로 주변 물질을 끌어당겨 밀도가 더 높아졌고, 가스 구름, 항성, 은하 등 천문학적 구조를 형성했다. 현재 측정에 따르면, 우주 물질 대부분은 차가운 암흑 물질이며, 나머지 물질은 우주 전체 물질의 20% 이하이다.

오늘날 우주는 암흑 에너지가 지배하며, 현재 우주 전체 에너지 밀도의 약 70%를 차지한다. 암흑 에너지는 아인슈타인 방정식에서 우주 상수 항으로 나타나지만, 그 조성은 밝혀지지 않았다. 암흑 에너지의 상태 방정식과 소립자 물리학의 표준 모형과의 관계는 현재도 연구 중이다.

우주 최초 10-33초 동안은 설득력 있는 물리 모델이 없으며, 양자 중력 이론이 필요하다. 이 시대 우주 상태를 밝히는 것은 현대 물리학의 주요 미해결 문제 중 하나이다.

빅뱅 이론은 다음 세 가지 가정에 의존한다.



빅뱅 이론은 와일의 가정을 사용하여 시간을 정의하고, 공동 거리와 공형 시간을 사용하여 우주 팽창 효과를 제거한다. 빅뱅은 물질이 텅 빈 우주로 퍼지는 것이 아니라, 시공간 자체가 팽창하는 것이다.

3. 1. 특이점

일반 상대성이론을 사용하여 시간을 거슬러 우주 팽창을 외삽하면 과거의 유한한 시간에 밀도와 온도가 무한대가 된다.[192] 중력 특이점으로 알려진 이 특이점은, 일반 상대성이론이 이 시점의 물리 법칙을 제대로 설명하지 못한다는 것을 의미한다. 일반 상대성이론에 기초한 모형만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전, 즉 특이점 이전으로는 외삽할 수 없다.[176]

이 원시 특이점은 때때로 "대폭발(빅뱅)"[193]이라고 불리지만, 이 용어는 우주의 더 일반적인 초기 뜨겁고 조밀한 단계를 나타낼 수도 있다.[194][195]

3. 2. 급팽창과 중입자 생성

팽창 후 약 10-37초에 상전이가 일어나 우주 급팽창이 시작되었다. 이 동안 우주는 광속 불변성에 제약을 받지 않고 지수 함수적으로 팽창했으며, 온도는 10만 배나 낮아졌다. 하이젠베르크의 불확정성 원리 때문에 발생한 미세한 양자 요동은 나중에 우주의 거대구조를 형성하는 씨앗으로 증폭되었다.[201] 약 10-36초에 강한 핵력이 다른 힘과 분리되고 전자기력과 약한 핵력만 통합된 상태에서 약전자기 시대(electroweak epoch)가 시작되었다.[202]

급팽창은 10-33초에서 10-32초 사이에 멈췄고, 우주의 부피는 적어도 1078배 증가했다. 재가열은 우주가 쿼크-글루온 플라즈마뿐만 아니라 다른 모든 기본 입자들을 생성(production)하는데 필요한 온도를 얻을 때까지 일어났다.[203][204] 입자의 무작위 운동이 상대론적 속도였을 정도로 온도가 매우 높았고, 모든 종류의 입자-반입자 쌍은 충돌로 지속적으로 생성 및 파괴되었다.[172] 어느 시점에서 중입자 생성이라고 불리는 알려지지 않은 반응이 중입자수의 보존을 위반하여 쿼크와 렙톤이 반쿼크와 반렙톤보다 극히 적은 수(3000만분의 1 정도)만큼 많아졌다. 이것이 현재 우주에서 물질이 반물질보다 우세한 결과를 초래했다.[205]

3. 3. 냉각

우주는 계속해서 밀도가 감소하고 온도가 떨어졌고, 따라서 각 입자의 전형 에너지가 감소하고 있었다. 약 10-12초에 전자기력과 약한 핵력이 분리되면서 물리학의 기본 힘과 기본 입자의 매개변수를 현재 형태로 만들었다.[202][206] 약 10-6초 후에는 쿼크와 글루온이 결합하여 양성자 및 중성자와 같은 중입자를 형성하였다.

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.[208] 대부분의 양성자는 결합되지 않은 상태로 수소 핵으로 남아 있었다.[209]

3. 4. 구조 형성

오랜 시간 동안, 균일하게 분포된 물질에서 약간 더 밀도가 높은 영역은 중력에 의해 주변 물질을 끌어당겨 더 밀도가 높아졌다. 그 결과 오늘날 관측할 수 있는 가스 구름, 별, 은하 및 기타 천문학적 구조가 형성되었다.[172] 이 과정의 세부 사항은 우주에 있는 물질의 양과 유형에 따라 달라진다. 네 가지 가능한 유형의 물질은 차가운 암흑 물질(CDM), 따뜻한 암흑 물질(warm dark matter) 및 중입자 물질로 알려져 있다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)의 측정값은 데이터가 ΛCDM 모형에 잘 맞는다는 것을 보여준다. 이 모형에서 암흑 물질은 차갑다고 가정된다(따뜻한 암흑 물질은 초기 재전리에 의해 배제된다).[211] 이 CDM은 우주의 물질/에너지의 약 23%를 구성하고, 반면에 중입자 물질은 약 4.6%를 구성한다고 추정된다.[212]

중성미자 형태의 뜨거운 암흑 물질을 포함하는 "확장 모형"에서,[213] "물리적 중입자 밀도" Ωb''h''2는 약 0.023으로 추정된다. (이것은 약 0.046인 총 물질/에너지 밀도의 분수로 표현되는 '중입자 밀도' Ωb와 다르다.) 해당 차가운 암흑 물질 밀도 Ωc''h''2는 약 0.11이고, 해당 중성미자 밀도 Ωv''h''2는 0.0062 미만으로 추정된다.[212]


3. 5. 우주 가속

Ia형 초신성과 우주 마이크로파 배경 복사(CMB) 관측에 따르면, 오늘날 우주는 공간 전체에 퍼져 있는 암흑 에너지라는 신비로운 에너지에 의해 지배되고 있다. 관측에 따르면 현재 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 암흑 에너지 형태로 존재한다. 우주 초기에는 암흑 에너지가 존재했더라도 공간이 작고 모든 것이 가까워 중력이 우세하여 팽창 속도가 느려졌다. 그러나 수십억 년 후, 암흑 에너지 밀도가 물질 밀도보다 상대적으로 증가하면서 우주 팽창이 가속화되기 시작했다.[180]

가장 단순한 형태의 암흑 에너지는 일반 상대성이론의 아인슈타인 방정식에서 우주상수 항으로 표현되지만, 그 구성과 메커니즘은 아직 알려져 있지 않다. 암흑 에너지의 상태 방정식과 입자 물리학의 표준 모형과의 관계는 관측과 이론적 연구를 통해 계속 조사되고 있다.[180]

4. 역사

대폭발 이론은 관측과 이론의 발전을 통해 점차 인정받게 되었다. 20세기 초 대부분의 사람들은 우주가 정적이라고 생각했지만, 1922년 알렉산드르 프리드만은 팽창하는 우주 모델을 발표했다.[167] 1927년 조르주 르메트르는 "원시 원자"의 폭발로 우주가 시작되었다는 모델을 제시했다.[167] 1929년 에드윈 허블은 은하들이 지구에서 멀어지고 있으며, 그 속도가 거리에 비례한다는 것을 발견했다.

조지 가모프는 르메트르의 대폭발 이론을 지지하고 발전시켰으며, 초기 우주가 고온, 고밀도 상태였고 핵폭탄의 화구처럼 팽창했다고 주장했다. 가모프는 초기 우주의 구성 물질을 "일렘"이라 불렀으며, 핵반응을 통해 다양한 원소로 변환되었다고 설명했다. 하지만 그의 이론은 원자핵의 불안정성 때문에 한계에 부딪혔다.

프레드 호일은 정상우주론을 제시하여 우주의 시작을 부정했다. 그는 우주가 팽창하면서 새로운 물질이 생성되어 밀도가 일정하게 유지된다고 주장했다. 호일은 별 내부에서 핵종 변환을 통해 원소가 생성된다고 설명하고, 윌리엄 파울러와 함께 거품상자를 이용한 원자핵 충돌 실험을 성공시켰다.

1964년 우주 마이크로파 배경 복사가 발견되면서, 우주가 고온 고밀도 상태에서 진화했다는 대폭발 이론이 우세해졌다. 1990년대 이후 망원경 기술과 위성 관측 데이터의 발전으로 대폭발 이론은 더욱 정교해졌고, 우주 팽창 속도가 가속되고 있다는 사실이 발견되었다.

대폭발 이론은 물리 법칙의 보편성, 우주 원리, 코페르니쿠스 원리라는 세 가지 가정에 기반한다. 이러한 가정들은 각각 검증되고 있으며, 대폭발 이론은 와일의 가정을 사용하여 시간을 정의한다.

4. 1. 어원

영국의 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 "빅뱅(대폭발)"이라는 용어를 처음 사용했다.[215] 그는 "이 이론들은 우주의 모든 물질들이 먼 과거의 특정 시기에 하나의 대폭발로 생성되었다는 가설에 기초했다"라고 말했다.[216][217] 그러나 이 용어는 1970년대까지 널리 사용되지 않았다.[217]

정상 상태 우주론 모형을 선호했던 호일이 이 용어를 경멸적인 의미로 사용했다는 주장이 널리 퍼져있지만,[218][219] 호일은 이를 명백히 부인하며 두 모형 사이의 차이점을 강조하기 위한 눈에 띄는 이미지일 뿐이라고 말했다.[221][222] 헬지 크라그는 이 용어가 경멸적인 의미를 담고 있다는 주장에 대한 증거는 "설득력이 없다"고 쓰고 있으며, 이것이 경멸적인 의미가 아니었음을 시사하는 여러 가지 징후를 언급한다.[217]

4. 2. 발전

대폭발(빅뱅) 모형은 우주의 구조에 대한 관측과 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. 10년 후, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 상대성 이론에서 프리드만 방정식을 도출하여, 당시 알베르트 아인슈타인이 주장했던 정적 우주 모형과 대조적으로 우주가 팽창하고 있을 수 있음을 보여주었다.[230]

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 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 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있다.[231][232]

1927년 프리드만 방정식을 독자적으로 유도한 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭 신부인 조르주 르메트르는 성운의 추정된 후퇴가 우주의 팽창 때문이라고 주장했다.[233] 1931년에 르메트르는 더 나아가 우주의 명백한 팽창이 시간을 거슬러 투영된다면 과거에는 우주가 더 작았고, 과거의 어느 유한한 시간에 우주의 모든 질량이 "원시 원자"라는 단일 지점에 집중되어 있었다고 제안했다.[234]

제2차 세계 대전 이후, 두 가지 가능성이 나타났다. 하나는 프레드 호일의 정상-상태 모형으로, 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성된다는 것이다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다.[243] 다른 하나는 대폭발 핵합성(BBN)을 도입하고,[244] 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론이다. 랠프 앨퍼와 로버트 허먼는 우주 마이크로파 배경(CMB)를 예측했다.[245] 아이러니하게도 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론에 적용하게 된 문구를 호일이 만들어 "이 '빅뱅(대폭발)' 아이디어"라고 언급했다.[222][217][246] 결국, 관측 증거, 특히 라디오 소스 카운트(source counts)에서 나온 증거는 정상-상태보다 대폭발을 선호하기 시작했다. 1964년 우주 마이크로파 배경의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확실하게 했다.[247]

1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 엘리스는 수학적 특이점이 대폭발(빅뱅)의 상대론적 모형의 불가피한 초기 조건임을 보여주는 논문을 발표했다.[248][249] 1981년, 앨런 구스는 "급팽창(인플레이션)"이라고 불렀던 초기 우주의 급속한 팽창 시대를 도입함으로써 대폭발(빅뱅) 이론의 특정 뛰어난 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 돌파구를 마련했다.[250]

5. 관측적 증거

대폭발(빅뱅) 이론은 여러 관측 현상들을 설명하며, 다양한 증거를 통해 지지받고 있다. 대폭발 이론의 주요 증거는 다음과 같다.


  • 허블-르메트르 법칙에 따른 우주의 팽창: 멀리 있는 은하일수록 더 빠르게 멀어진다는 법칙이다.
  • 우주 마이크로파 배경의 발견 및 측정: 우주 전체에 퍼져 있는 미세한 전파로, 대폭발의 잔해이다.
  • 대폭발 핵합성에 의해 생성된 가벼운 원소들의 상대적 풍부도: 수소, 헬륨 등 가벼운 원소들의 비율이 대폭발 이론의 예측과 일치한다.
  • 은하의 형성 및 진화와 우주 거대구조의 분포: 은하와 은하단 등의 구조가 시간에 따라 어떻게 형성되고 진화했는지에 대한 관측 결과가 대폭발 이론과 부합한다.


이러한 증거들은 대폭발 이론의 "네 기둥"이라고도 불린다.[260]

대폭발 모형은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리라는 두 가지 주요 가정에 기반한다.

  • 물리 법칙의 보편성: 상대성이론의 기본 원리 중 하나로, 물리 법칙은 우주의 모든 곳에서 동일하게 적용된다는 것이다.
  • 우주론 원리: 큰 규모에서 우주가 균질하고 등방성이라는 것을 의미한다. 즉, 우주의 어느 곳에서 보더라도 같은 모습으로 보인다는 것이다.


이러한 가정들은 처음에는 단순한 가정으로 여겨졌지만, 이후 관측을 통해 검증되었다. 예를 들어, 우주의 대부분의 나이에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10-5차라는 것이 밝혀졌다.[183] 또한 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계 규모에서 엄격한 테스트를 통과했다.[184][185][186]

코페르니쿠스 원리에 따르면, 우주에는 특별한 관찰자나 관측 지점이 없다. 우주 마이크로파 배경 온도 관측을 통해 우주론 원리가 10-5 수준으로 확인되었으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다.[187]

이러한 증거들을 바탕으로, 로렌스 크라우스는 "빅뱅 그림은 모든 영역의 데이터에 너무 확고하게 기반을 두고 있어 그 일반적인 특징이 무효임을 입증할 수 없다."라고 언급했다.[258]

정밀한 현대 대폭발 모형은 암흑 물질과 암흑 에너지와 같은 현상들을 포함한다. 암흑 물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 주제이며,[261] 커스피 헤일로 문제[262]와 왜소은하 문제[263]와 같은 미해결 문제도 안고 있다. 암흑 에너지 또한 과학자들의 관심사이지만, 직접적인 탐지 가능성은 불확실하다.[264]

5. 1. 허블-르메트르 법칙과 우주의 팽창

멀리 있는 은하들과 퀘이사들을 관찰한 결과, 이 천체들은 적색편이를 보인다는 것이 밝혀졌다. 즉, 이 천체들에서 방출되는 빛은 더 긴 파장으로 이동한다. 이러한 적색편이는 균질하게 등방성이며 모든 방향에서 관찰된 천체들 사이에 고르게 분포한다. 적색편이를 도플러 효과로 해석하면 천체의 후퇴 속도를 계산할 수 있다. 일부 은하의 경우 우주 거리 사다리를 통해 거리를 추정하는 것이 가능하다. 후퇴 속도를 이러한 거리에 대해 표시하면 허블-르메트르 법칙으로 알려진 선형 관계가 관측된다.[231]

:v = H_0D

여기서

  • v는 은하 또는 다른 먼 천체의 후퇴 속도,
  • D는 천체에 대한 적절한 거리,
  • H_0는 허블 상수이며, WMAP에 의해 70.4 ± 1.4 km/s/Mpc로 측정되었다.[212]


허블-르메트르 법칙은 두 가지로 설명할 수 있다. 첫째는 우리가 은하 폭발의 중심에 있다는 것이고, 둘째는 우주가 모든 곳에서 균일하게 팽창하고 있다는 것이다. 이 보편적 팽창은 1922년 알렉산드르 프리드만과 1927년 조르주 르메트르가 일반 상대성이론을 통해 예측한 것으로, 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량에 기반한 대폭발 이론의 초석으로 남아 있다.

5. 2. 우주 마이크로파 배경 복사

1964년, 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 마이크로파 대역에서 전방향으로 오는 신호인 우주 배경 복사를 우연히 발견했다.[247] 이 발견은 1950년경 알퍼, 허먼, 가모프의 대폭발(빅뱅) 예측을 상당히 확증해 주었다. 1970년대를 거치면서 이 복사는 모든 방향에서 흑체 스펙트럼과 거의 일치하는 것으로 밝혀졌으며, 이 스펙트럼은 우주의 팽창에 의해 적색편이되었고, 오늘날에는 약 2.725K에 해당한다. 이로써 대폭발 모형에 유리한 증거의 균형이 잡혔고, 펜지어스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다.





CMB의 방출에 해당하는 '마지막 산란의 표면'은 중성 수소가 안정되는 시기인 '재결합' 직후에 발생한다. 그 이전에는, 우주는 뜨겁고 조밀한 광자-중입자 플라즈마 바다로 구성되어 있었고 광자는 자유 대전 입자로부터 빠르게 산란되었다. 약 37만 2천 년에서 정점을 찍고,[211] 광자의 평균 자유 경로는 오늘날에 도달할 만큼 충분히 길어지고 우주는 투명해진다.

1989년 NASA는 COBE를 발사하여 두 가지 주요 발전을 이루었다. 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 측정했다. 그런 다음 1992년에 추가 COBE 측정에서 105분의 1 정도 수준에서 하늘을 가로지르는 CMB 온도의 작은 요동(비등방성)을 발견했다.[254] 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 모양이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다.[272][273][274]

2003년 초, 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색선의 일부 우주 매개변수에 대한 당시 가장 정확한 값을 산출한 첫 번째 결과가 발표되었다. 결과는 몇 가지 특정 우주 급팽창 모형들을 반증했지만, 일반적으로 급팽창 이론과 일치한다.[255] 플랑크 우주 탐사선은 2009년 5월에 발사되었다. 다른 지상 및 풍선 기반의 우주 마이크로파 배경 실험들은 진행 중이다.

5. 3. 원시 원소의 존재도

대폭발 모형(빅뱅 모델)을 사용하면 우주의 헬륨-4(4He), 헬륨-3(3He), 중수소(2H), 리튬-7(7Li)의 농도를 일반 수소량에 대한 비율로 계산할 수 있다.[98] 상대적인 존재도는 광자와 중입자(바리온)의 비율이라는 단일 매개변수에 따라 달라진다. 이 값은 우주 마이크로파 배경(CMB) 요동의 세부 구조와 독립적으로 계산할 수 있다. 예측된 비율(숫자가 아닌 질량 기준)은 ^4He/H에 약 0.25, ^2H/H에 약 10−3, ^3He/H에 약 10−4 및 ^7Li/H에 약 10−9이다.[98]

측정된 존재도는 모두 중입자 대 광자 비율의 단일 값에서 예측된 것과 적어도 대략적으로는 일치한다. 그 일치는 중수소에 대해 우수하지만 ^4He/H에 대해서는 공식적으로는 불일치하고 또한 ^7Li/H에 대해서는 두 배의 차이가 나고(우주론적 리튬 문제로 알려져 있다) 후자의 두 경우에는 상당한 체계적 불확실성이 있다. 그럼에도 불구하고, 대폭발 핵합성(BBN)이 예측한 존재도와의 일반적인 일관성은 대폭발에 대한 강력한 증거이다. 이 이론은 가벼운 원소의 상대적 존재도에 대한 유일한 알려진 설명이며 대폭발이 20-30%의 헬륨을 훨씬 더 많이 혹은 더 적게 생성하도록 "조정"하는 것은 사실상 불가능하기 때문이다.[99] 예를 들어 젊은 우주(즉, 항성 핵합성 산물이 없는 것으로 추정되는 물질을 연구하여 결정된 항성 형성 이전)가 중수소보다 헬륨이 더 많아야 하거나, 혹은 ^3He/H보다 더 많은 중수소가 있어야 하거나, 또한 일정한 비율이어야 한다는 것 역시 대폭발(빅뱅) 외에는 명백한 이유가 없다.[133]

5. 4. 은하의 진화와 분포

은하와 퀘이사의 형태와 분포에 대한 자세한 관측은 대폭발 이론과 일치한다. 관측과 이론에 따르면 최초의 퀘이사와 은하는 대폭발 이후 약 10억 년 후에 형성되었으며,[277] 그 이후로 은하단과 초은하단과 같은 더 큰 구조가 형성되었다.[277]

별의 개체군은 노화와 진화를 거듭해 왔으며, 따라서 멀리 있는 은하(초기 우주의 모습)는 가까운 은하(더 근래의 모습)와 매우 다르게 보인다. 더욱이, 비교적 최근에 형성된 은하는 대폭발 직후에 비슷한 거리에서 형성된 은하와 현저하게 다르다. 이러한 관찰은 정상-상태 모형에 반하는 강력한 증거이다. 별 형성, 은하와 퀘이사 분포, 더 큰 구조에 대한 관찰은 우주 구조 형성에 대한 대폭발 시뮬레이션과 잘 일치하며, 그 이론의 세부 사항을 완성하는 데 도움이 된다.[277][278]

5. 5. 원시 가스 구름

2011년, 천문학자들은 먼 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 깨끗한 구름으로 추정되는 것을 발견했다. 이 발견 이전에는 다른 모든 천체에서 별에서 형성되는 무거운 원소가 포함되어 있는 것으로 관찰되었다. 탄소, 산소, 규소에 민감했음에도 불구하고 이 세 가지 요소는 이 두 구름에서 감지되지 않았다.[283][284] 가스 구름에 감지할 수 있는 수준의 중원소가 없기 때문에 대폭발(빅뱅) 후 처음 몇 분 동안 대폭발 핵합성(BBN) 과정에서 형성되었을 가능성이 있다.

5. 6. 미래 관측

미래의 중력파 관측소는 대폭발(빅뱅) 후 1초도 채 되지 않은 초기 우주의 잔재인 원시 중력파를 감지할 수 있을지도 모른다.[291][292] 이를 통해 초기 우주에 대한 더 많은 정보를 얻을 수 있을 것으로 기대된다.

6. 물리학의 문제 및 관련 문제

대폭발 이론은 다음과 같은 몇 가지 미해결 문제를 안고 있으며[258], 이들은 현재 물리학계에서 활발히 연구되고 있다.


  • 중입자 비대칭: 우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 표준모형으로 설명하기 어렵다.[205]
  • 암흑 에너지: 우주 팽창을 가속하는 암흑 에너지의 정체는 우주 상수 등으로 설명될 수 있지만, 여전히 많은 부분이 밝혀지지 않았다.[180]
  • 암흑 물질: 은하 회전 곡선 문제 등을 설명하기 위해 도입되었으나, 실험실에서 검출되지 않아 여러 후보 물질이 제시되고 있다.[301]
  • 지평선 문제: 우주 마이크로파 배경(CMB)의 등방성을 설명하기 위해 급팽창 이론이 제시되었으나, 여전히 논의가 진행 중이다.[304]
  • 자기 홀극: 대통일 이론에서 예측하는 자기 홀극이 발견되지 않는 문제를 급팽창 이론으로 설명할 수 있다고 여겨진다.[304]
  • 편평도 문제: 우주가 거의 완벽하게 평평한 이유를 급팽창 이론이 초기 우주의 급격한 팽창으로 설명한다.[304]


이 외에도 차가운 암흑 물질 모형과 관련된 왜소 은하 문제[263]와 뾰족한 헤일로 문제[262] 등이 해결되지 않은 문제로 남아있다.

6. 1. 중입자 비대칭

우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 밝혀지지 않았다.[205] 일반적으로 우주가 젊고 매우 뜨거웠을 때 통계적 평형 상태에 있었고 동일한 수의 중입자와 반중입자가 포함되어 있다고 가정한다. 그러나 관측에 따르면 우주는 가장 멀리 떨어져 있는 부분을 포함하여 거의 전적으로 물질로 이루어져 있다. 이러한 비대칭을 설명하기 위해 중입자 생성이라고 불리는 과정이 가정되었다. 중입자 발생이 발생하려면 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 충족되어야 한다. 이를 위해서는 중입자 수가 보존되지 않고 C-대칭 및 CP-대칭이 위반되고 우주가 열역학적 평형에서 벗어나야 한다.[297] 이러한 모든 조건은 표준모형에서 발생하지만 그 효과는 현재의 중입자 비대칭을 설명할 만큼 강력하지 않다.

6. 2. 암흑 에너지

Ia형 초신성과 우주 마이크로파 배경(CMB)의 독립적인 관측 증거들은 오늘날 우주가 암흑 에너지라는 신비한 에너지 형태에 의해 지배되고 있음을 보여준다. 관측에 따르면, 암흑 에너지는 현재 우주 총 에너지 밀도의 약 73%를 차지한다.[180] 우주 초기에는 암흑 에너지의 영향이 적었지만, 수십억 년 동안 팽창이 진행되면서 암흑 에너지의 밀도가 물질 밀도보다 상대적으로 증가하여 우주 팽창을 가속화하기 시작했다.[180]

암흑 에너지의 가장 간단한 형태는 일반 상대성이론의 아인슈타인 방정식에서 우주상수 항으로 나타낼 수 있다. 그러나 암흑 에너지의 구성, 메커니즘, 상태 방정식, 그리고 입자 물리학의 표준 모형과의 관계는 아직 명확히 밝혀지지 않았으며, 계속 연구 중이다.[180]

Ia형 초신성의 적색편이-겉보기등급 관계 측정 결과, 우주의 팽창은 우주 나이가 현재의 절반 정도였을 때부터 가속화되고 있음이 밝혀졌다. 일반 상대성이론에 따르면, 이러한 가속 팽창을 설명하려면 우주 에너지의 대부분이 큰 음압을 가진 "암흑 에너지"로 구성되어야 한다.[180]

암흑 에너지는 여러 문제를 해결하는 데 도움을 준다. 우주 마이크로파 배경 측정에 따르면 우주는 거의 평평하며, 일반 상대성이론에 따라 우주는 임계 밀도에 가까운 질량/에너지를 가져야 한다. 그러나 중력 군집화로 측정한 우주의 질량 밀도는 임계 밀도의 약 30%에 불과하다.[180] 암흑 에너지는 일반적인 물질과 달리 군집되지 않기 때문에 "누락된" 에너지 밀도를 설명하는 데 적합하다. 또한 암흑 에너지는 중력 렌즈 빈도[298]와 거대구조의 특징적인 패턴을 이용한 우주 곡률 측정 결과를 설명하는 데에도 기여한다.

음압은 진공 에너지의 특성으로 추정되지만, 암흑 에너지의 정확한 정체와 존재는 여전히 대폭발 이론의 큰 미스터리로 남아 있다. 2008년 WMAP 팀의 결과에 따르면, 우주는 73%의 암흑 에너지, 23%의 암흑 물질, 4.6%의 일반 물질, 그리고 1% 미만의 중성미자로 구성되어 있다.[212] 이론적으로 물질의 에너지 밀도는 우주 팽창에 따라 감소하지만, 암흑 에너지 밀도는 거의 일정하게 유지된다. 따라서 과거에는 물질이 우주 에너지의 더 큰 부분을 차지했지만, 미래에는 암흑 에너지의 비중이 더욱 커질 것이다.

암흑 에너지의 정체를 설명하기 위해 우주 상수나 퀸테센스 등 다양한 이론이 제시되었지만,[299] 아직까지 명확한 해답은 나오지 않았다. 우주 상수 문제는 측정된 암흑 에너지 밀도와 플랑크 단위로 예측된 값 사이의 큰 불일치 때문에 "물리학에서 가장 당혹스러운 문제" 중 하나로 꼽힌다.[300]

6. 3. 암흑 물질

1970년대와 1980년대에 걸쳐 다양한 관측, 특히 은하 회전 곡선 관측 결과 우주에는 은하 내부와 은하 사이에 작용하는 중력의 세기를 설명할 수 있을 만큼 충분한 '눈에 보이는' 물질이 존재하지 않는다는 사실이 밝혀졌다. 이로 인해 우주에 존재하는 물질의 90%는 일반적인 중입자로 이루어진 물질이 아니라 암흑 물질이라는 개념이 등장했다.[301] 또한, 우주의 질량이 대부분 일반적인 물질이라고 가정하면 관측과 심하게 모순되는 결과가 나온다는 것도 밝혀졌다. 만약 암흑 물질이 존재하지 않는다면, 오늘날 우주는 지금보다 훨씬 더 덩어리지고 훨씬 적은 양의 중수소를 포함하고 있을 것이다.[301]

원그래프는 우주의 다양한 구성 요소의 비율을 보여준다 - 약 95%는 암흑 물질과 암흑 에너지이다.


암흑 물질 가설은 초기에는 논란이 있었지만, 현재는 CMB의 비등방성, 은하단의 속도 분산, 대규모 구조의 분포, 중력 렌즈 연구, 은하단으로부터의 X선 측정 등을 통해 표준 우주론의 일부로 널리 받아들여지고 있다.[301] 암흑 물질은 중력적인 흔적을 통해서만 검출되고 있으며, 실험실에서는 아직 발견되지 않았다. 그러나 입자물리학에서는 암흑 물질의 후보가 많이 제시되고 있으며, 이들을 검출하는 프로젝트가 여러 개 진행되고 있다.[302]

현재 선호되는 차가운 암흑 물질 모형에는 왜소 은하 문제[263]와 뾰족한 헤일로 문제[262]와 같은 해결되지 않은 문제점들이 있다. 많은 양의 미검출 물질을 필요로 하지 않고 뉴턴과 아인슈타인이 확립한 중력 법칙을 수정하는 대안 이론들이 제안되었지만, 현재까지 모든 관측 결과를 설명하는 데 있어 차가운 암흑 물질 제안만큼 성공적인 대안은 없다.[303]

6. 4. 지평선 문제

지평선 문제는 정보가 빛보다 빠르게 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다. 유한한 나이의 우주에서, 이는 인과적으로 접촉할 수 있는 공간의 두 영역 사이의 거리에 대한 한계, 즉 입자 지평선을 설정한다.[304] 우주배경복사(CMB)의 관측된 등방성은 이와 관련하여 문제가 된다. 만일 우주가 마지막 산란 시대까지 항상 복사 또는 물질에 의해 지배되었다면, 그 당시의 입자 지평선은 하늘에서 약 2도에 해당한다. 그러면 더 넓은 영역이 동일한 온도를 갖도록 하는 메커니즘이 없을 것이다.[276]:191–202

이러한 명백한 불일치에 대한 해결책은 급팽창 이론에 의해 제공된다. 급팽창 이론에서는 균질하고 등방성인 스칼라 에너지장이 아주 초기(중입자 생성 이전)에 우주를 지배한다고 가정한다. 급팽창하는 동안 우주는 지수적(exponential) 팽창을 겪으며, 입자 지평선은 이전에 가정한 것보다 훨씬 더 빠르게 확장되어 현재 관측 가능한 우주의 반대쪽에 있는 영역이 서로의 입자 지평선 안쪽에 있게 된다. CMB의 관찰된 등방성은 급팽창이 시작되기 전에 이 더 큰 영역이 인과 관계에 있었다는 사실에서 비롯된다.[201]:180–186

하이젠베르크의 불확정성 원리는 급팽창 단계에서 양자 열적 요동이 있을 것이며, 이는 우주 규모로 확대될 것이라고 예측한다. 이러한 요동은 우주의 모든 현재 구조의 씨앗이 되었다.[276]:207 급팽창은 원시 요동이 거의 축척 불변(scale invariance)이고 정규 분포라고 예측하며, 이는 CMB 측정으로 정확하게 확인되었다.[255]:sec 6

급팽창이 발생하면 지수적인 팽창은 우리의 관측 가능한 지평선을 훨씬 넘어서는 넓은 공간을 밀어낼 것이다.[201]:180–186

고전적인 지평선 문제와 관련된 문제는, 대부분의 표준 우주 급팽창 모델에서는 급팽창이 전기약 대칭 붕괴가 일어나기 전에 멈추기 때문에, 관측 가능한 우주의 먼 부분은 전기약 시대(electroweak epoch)가 끝났을 때 인과적으로 분리되어 있었으므로, 급팽창은 전기약 진공(electroweak vacuum)에서 거대 규모 불연속성을 막을 수 없어야 한다는 것이다.[305]

6. 5. 자기 홀극

1970년대 후반, 대통일 이론에서 예측하는 점 결함이자 자기 홀극이 발견되지 않는 문제가 제기되었다.[304][132] 대통일 이론에 따르면, 초기 우주의 고온 환경에서 자기 홀극이 다량 생성되어야 하지만, 실제 관측 결과와는 일치하지 않았다.[304][132] 이 문제는 우주 급팽창 이론을 통해 해결되었는데, 급팽창이 우주의 기하학적 구조를 평탄하게 만드는 것과 같은 방식으로 관측 가능한 우주에서 점 결함들을 제거했기 때문이다.[304][132]

6. 6. 편평도 문제

평탄성 문제는 로버트슨-워커 계량(Robertson-Walker metric)과 관련된 관측상의 문제이다.[304] 우주의 기하학은 우주에 포함된 총 에너지 밀도에 의해 결정되는데, 아인슈타인 방정식에서는 응력-에너지 텐서로 표현된다. 에너지 밀도가 임계 밀도보다 작으면 우주의 기하학은 쌍곡선적(음의 곡률)이 되고, 임계 밀도보다 크면 타원적(양의 곡률)이 되며, 임계 밀도와 정확히 같으면 유클리드 기하학(곡률 0)이 된다.[306][307]

우주의 전체적인 기하학적 구조는 오메가 우주론적 매개변수가 1보다 작은지, 같은지, 큰지에 따라 결정된다. 위에서 아래로 양의 곡률을 가진 닫힌 우주, 음의 곡률을 가진 쌍곡선 우주, 그리고 0의 곡률을 가진 평평한 우주가 표시되어 있다.


현재 우주의 에너지 밀도 측정 결과를 고려해 볼 때, 우주가 탄생한 직후에는 에너지 밀도가 1015분의 1의 정확도로 임계 밀도와 같았어야 한다.[309] 이보다 조금이라도 벗어난 값이었다면 우주는 급격히 팽창하거나 곧바로 빅 크런치를 맞이하여 현재와 같은 우주는 존재하지 않게 되었을 것이다.

이 문제의 해결책은 급팽창 이론에 의해 제시되고 있다. 급팽창 시대에는 시공간이 급격한 팽창에 의해 이전에 존재했던 어떤 곡률도 평균화되어 높은 정확도로 평탄해진다. 이와 같이 급팽창에 의해 우주가 평탄해졌다는 설명이다.

7. 오해

대폭발 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.[310] 대폭발의 크기를 일상적인 물체와 비교하여 대폭발을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다. 대폭발 당시 우주의 크기는 우주 전체가 아니라 관측 가능한 우주의 크기를 의미한다.[189]

허블-르메트르 법칙은 허블 거리 너머에 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 후퇴한다고 예측한다. 그러나 특수 상대성이론은 공간을 통한 운동을 넘어서는 적용되지 않는다. 허블-르메트르 법칙은 공간을 '통해서' 보다는 공간의 팽창으로 인한 속도를 설명한다.[189]

천문학자들은 종종 우주론적 적색편이를 오해로 이어질 수 있는 도플러 편이라고 부른다.[189] 유사하기는 하지만, 우주론적 적색편이는 고전적으로 유도된 도플러 적색편이와 동일하지 않다. 왜냐하면 도플러 적색편이의 대부분의 기본적 유도는 공간 확장을 수용하지 않기 때문이다. 우주론적 적색편이의 정확한 유도는 일반 상대성 이론의 사용을 필요로 하며, 더 단순한 도플러 효과 논증을 사용한 처리는 가까운 은하에 대해 거의 동일한 결과를 제공하지만, 가장 단순한 도플러 적색편이 처리에 근거해서 더 먼 은하의 적색편이를 해석하면 혼동을 일으킬 수 있다.[189]

8. 종교 및 철학적 해석

우주의 기원에 대한 설명으로서, 대폭발(빅뱅) 이론은 종교와 철학에 중요한 영향을 미쳤다.[329][330] 그 결과, 그것은 과학과 종교 사이의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다.[331] 어떤 이들은 대폭발이 창조자를 암시한다고 믿는 반면,[165][166] 다른 이들은 대폭발 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.[332][333]

참조

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