물리 우주론

3. 우주의 에너지

대폭발 동안 주로 수소와 헬륨과 같은 가장 가벼운 화학 원소들이 핵합성 과정을 통해 생성되었다.^[99] 일련의 항성 핵합성 반응에서 더 작은 원자핵들이 결합하여 더 큰 원자핵을 형성하고, 궁극적으로 가장 높은 핵 결합 에너지를 갖는 철족 원소인 철과 니켈을 형성한다.^[100] 순 과정은 대폭발 이후를 의미하는 ''나중의 에너지 방출''을 초래한다.^[101] 핵 입자의 이러한 반응은 신성과 같은 격변변광성으로부터의 ''갑작스러운 에너지 방출''을 초래할 수 있다. 물질의 블랙홀로의 중력 붕괴는 또한 퀘이사와 활동 은하를 형성하면서 일반적으로 은하의 핵 영역에서 관찰되는 가장 강력한 과정을 구동한다.

우주론자들은 우주의 가속 팽창과 관련된 현상과 같은 모든 우주 현상을 기존의 에너지 형태를 사용하여 정확하게 설명할 수 없다. 대신, 우주론자들은 모든 공간에 스며드는 암흑 에너지라고 하는 새로운 형태의 에너지를 제안한다.^[102] 한 가설은 암흑 에너지가 진공 에너지이며, 불확정성 원리로 인해 존재하는 가상 입자와 관련된 빈 공간의 구성 요소라는 것이다.^[103]

가장 널리 받아들여지는 중력 이론인 일반 상대성이론을 사용하여 우주의 총 에너지를 정의할 명확한 방법은 없다. 따라서 팽창하는 우주에서 총 에너지가 보존되는지 여부는 여전히 논란의 여지가 있다. 예를 들어, 은하간 공간을 통과하는 각 광자는 적색편이 효과로 인해 에너지를 잃는다. 이 에너지는 다른 시스템으로 전달되지 않으므로 영구적으로 손실되는 것처럼 보인다. 반면에, 일부 우주론자들은 어떤 의미에서 에너지가 보존된다고 주장한다. 이는 에너지 보존 법칙을 따른다.^[104]

우주에는 복사라고 하는 상대론적 입자 또는 물질이라고 하는 비상대론적 입자 등 다양한 형태의 에너지가 지배할 수 있다. 상대론적 입자는 정지 질량이 0이거나 운동 에너지에 비해 무시할 수 있어 빛의 속도 또는 매우 가까운 속도로 움직이는 입자이고, 비상대론적 입자는 에너지보다 정지 질량이 훨씬 높아 빛의 속도보다 훨씬 느리게 움직인다.

우주가 팽창함에 따라 물질과 복사는 모두 희석된다. 그러나 복사와 물질의 에너지 밀도는 다른 속도로 희석된다. 특정 부피가 팽창함에 따라 질량-에너지 밀도는 부피의 증가에 의해서만 변경되지만, 복사의 에너지 밀도는 부피의 증가와 이를 구성하는 광자의 파장의 증가에 의해 변경된다. 따라서 우주의 팽창에 따라 복사의 에너지는 물질의 총 에너지보다 작은 부분이 된다. 매우 초기 우주는 '복사 지배적'이었다고 하며 복사가 팽창의 감속을 제어했다. 나중에, 광자당 평균 에너지가 대략 10 eV 이하로 떨어짐에 따라, 물질이 감속의 속도를 결정하고 우주는 '물질 지배적'이라고 한다. 중간 경우는 분석적으로(analytically) 잘 처리되지 않는다. 우주의 팽창이 계속됨에 따라 물질은 더욱 희석되고 우주상수는 지배적이 되어 우주의 팽창이 가속된다.

4. 우주의 역사

현대 우주론은 이론과 관측이 함께 발전해 왔다. 1916년 알베르트 아인슈타인은 중력을 시공간의 기하학적 속성으로 설명하는 일반 상대성이론을 발표했다.^[81] 당시 아인슈타인은 정적 우주를 믿었지만, 일반 상대성이론의 원래 공식으로는 정적 우주를 유지할 수 없었다.^[82] 우주 전체에 분포된 질량이 중력으로 서로 끌어당기기 때문이었다.^[83] 그러나 그는 방정식에 우주 상수를 도입하면 중력의 인력을 상쇄할 수 있음을 발견했다. 1917년 아인슈타인은 상대론적 우주론에 관한 첫 논문을 발표하면서, 자신의 방정식에 우주 상수를 추가하여 정적 우주를 모델링했다.^[84]

1910년대 베스토 슬라이퍼와 칼 빌헬름 비츠_{Carl Wilhelm Wirtz}는 나선 성운의 적색편이를 도플러 효과로 해석하여 지구에서 멀어지고 있다고 보았다.^[89][90] 그러나 천체까지의 거리를 측정하기는 어려웠다. 1927년 벨기에의 로마 가톨릭 사제인 조르주 르메트르는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 방정식을 유도하고, 나선 성운의 후퇴를 바탕으로 우주가 "원시 원자"의 "폭발(뱅)"로 시작되었다고 제안했다.^[91] 이는 후에 대폭발(빅뱅)로 불리게 되었다. 1929년 에드윈 허블은 르메트르의 이론을 뒷받침하는 관측 결과를 발표했다. 허블은 세페이드 변광성의 밝기를 측정하여 나선 성운이 우리 은하 밖에 있는 은하임을 확인하고, 은하의 적색편이와 거리 사이의 관계를 발견했다. 그는 이를 은하들이 거리에 비례하는 속도로 지구에서 멀어지고 있다는 증거로 해석했다.^[92] 이 관계는 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있다.

우주론 원리에 따르면, 허블-르메트르 법칙은 우주가 팽창하고 있음을 의미했다. 우주 팽창에 대해서는 조지 가모프가 발전시킨 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론과 프레드 호일의 정상 상태 모형이 제시되었다.^[93][94] 오랫동안 두 이론에 대한 지지는 비슷하게 나뉘었다. 그러나 1965년 우주 마이크로파 배경의 발견으로 대폭발(빅뱅) 모형이 강력한 지지를 받게 되었고,^[93] 1990년대 초 우주배경 탐사선이 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 측정하면서, 대폭발(빅뱅) 이론이 우주의 기원과 진화를 설명하는 유력한 이론으로 자리 잡았다.

우주의 역사는 각 시대의 지배적인 힘과 과정에 따라 여러 시기로 나뉜다. 표준 우주론 모형은 ΛCDM 모형으로 알려져 있다. ΛCDM 모형에서 운동 방정식은 일반 상대성이론에서 파생된다.^[105] 초기 우주에서는 중력에 의해 팽창이 감속되었지만, 이후 암흑 에너지가 지배적이 되면서 팽창이 가속화되었다.^[106]

관측에 따르면 우주는 약 138억 년 전에 시작되었다.^[107] 그 이후 우주의 진화는 세 단계를 거쳤다. 초기 우주는 매우 뜨거워서 입자들이 현재 지구의 입자 가속기에서 가능한 것보다 더 높은 에너지를 가졌다. 이 시대의 세부 사항은 대부분 추측에 기반한다. 이후 초기 우주에서는 알려진 고에너지 물리학에 따라 우주의 진화가 진행되었다. 마지막으로 구조 형성 시대가 시작되어, 물질이 첫 번째 별과 퀘이사로 모여들기 시작하고, 궁극적으로 은하, 은하단과 초은하단이 형성되었다.

4. 1. 우주론의 입자 물리학

4. 2. 대폭발(빅뱅)의 연대기

5. 연구 분야

현대 우주론의 연구 분야는 매우 다양하며, 시간에 따라 발전해 왔다. 다음은 주요 연구 분야를 대략적인 시간 순서대로 나열한 것이다.

• '''극초기 우주''' : 빅뱅 직후의 우주를 연구한다. 이 시기의 우주는 현재의 표준 모형으로는 설명하기 어려운 여러 문제점들을 가지고 있다. 예를 들어, 우주가 왜 평평하고 균질하며 등방성을 가지는지, 그리고 자기 홀극이 왜 발견되지 않는지 등이다. 이러한 문제들을 해결하기 위해 앨런 구스가 제안한 급팽창 이론이 제시되었다.^[108] 급팽창 이론은 우주를 평평하게 만들고, 비등방성과 불균일성을 관측된 수준으로 완화하며, 자기 홀극을 희석시킨다.^[28] 하지만 급팽창 이론은 아직 입자 물리학으로 확인되지 않았고, 양자장론과의 조화에도 어려움이 있다. 일부 우주론자들은 끈 이론과 브레인 우주론이 대안을 제시할 수 있다고 생각한다.^{[109] [29]} 또 다른 문제는 중입자 비대칭 문제인데, 이는 우주가 반물질보다 물질을 훨씬 더 많이 포함하게 된 원인을 설명하는 것이다. 안드레이 사하로프는 중입자 생성을 위한 세 가지 조건을 제시했는데, 그중 하나가 물질과 반물질 사이의 CP 대칭 위반이다.^{[110] [30]} 그러나 입자 가속기 실험으로는 충분한 CP 대칭성 위반을 발견하지 못했다.

• '''대폭발(빅뱅) 이론''' : 초기 우주의 원소 형성을 다루는 대폭발 핵합성 이론은 우주의 나이가 약 3분이었을 때, 온도가 핵융합이 가능한 온도 이하로 떨어졌을 때 끝났다. 수소 이온(양성자)에서 시작하여 주로 중수소, 헬륨-4, 리튬과 같은 가벼운 원소만 생성되었고, 다른 원소는 미량으로만 생산되었다. 이 이론은 조지 가모프, 랠프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼에 의해 개발되었다.^[112]

• '''ΛCDM 모형''' : 암흑 에너지를 나타내는 우주상수 (람다, 그리스어 '''Λ''')와 차가운 암흑물질(CDM)을 포함하는 대폭발(빅뱅) 우주론 모형이다. 대폭발 우주론의 표준 모형으로 자주 언급된다.^[116][117]

• '''우주 마이크로파 배경(CMB)''' : 결합 시대 이후 분리에서 남은 복사선으로, 1965년 아르노 펜지아스와 로버트 우드로 윌슨에 의해 처음 관측되었다. 현재 온도는 2.7 켈빈이며, 우주론적 섭동 이론을 통해 초기 우주의 작은 불균일성의 진화를 설명한다. COBE 및 WMAP^[39], 각도 척도 간섭계, 우주 배경 이미저, Boomerang^[40] 등 다양한 실험을 통해 측정되고 있다.

• '''거대구조의 형성과 진화''' : 퀘이사, 은하, 성단, 초은하단과 같은 구조의 형성과 진화를 연구한다. 슬론 디지털 전천탐사와 2dF 은하 적색편이 탐사^[130][131], 시뮬레이션^[132], 라이먼-알파 숲^[133], 21cm 흡광선^[134], 약한 중력렌즈 효과^[135] 등의 방법이 사용된다.

• '''암흑 물질''' : 우주 질량의 약 23%를 차지하는 비중입자 물질로, 은하 회전 곡선 등의 증거를 통해 그 존재가 확인되었다. 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP), 액시온 등 여러 후보가 있지만, 아직 실험실에서 발견되지 않았다.^[136]

• '''암흑 에너지''' : 우주 에너지 밀도의 73%를 차지하며, 우주의 가속 팽창을 일으키는 것으로 알려져 있다. 우주상수, 퀸테선스^[140] 등 여러 설명이 제시되고 있지만, 그 본질은 아직 밝혀지지 않았다.^[137]

• '''중력파''' : 시공간 곡률의 잔물결로, 중력파 천문학을 통해 연구된다. 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)와 버고 (Virgo) 합동 팀은 쌍 블랙홀의 별의 충돌에서 발생하는 중력파를 최초로 관측했다.^{[144][145][146]}

• '''기타 탐구 영역''' : 원시 블랙홀^[149], GZK 컷오프 이상의 에너지를 가진 우주선^[150], 등가 원리^[113], 일반 상대성이론^[151], 물리의 법칙들^[152] 등에 대한 연구가 진행 중이다.

5. 1. 극초기의 우주

5. 2. 대폭발(빅뱅) 이론

5. 2. 1. 대폭발(빅뱅) 우주론의 표준 모형

5. 3. 우주 마이크로파 배경 (CMB)

5. 4. 거대구조의 형성과 진화

• 라이먼-알파 숲: 우주론자들이 가스에 의한 먼 퀘이사의 빛 흡수를 측정하여 초기 우주의 중성 원자 수소 가스 분포를 측정할 수 있게 해준다.^[133]
• 중성 원자 수소의 21cm 흡광선: 우주론에 대한 민감한 테스트를 제공한다.^[134]
• 약한 중력렌즈 효과: 암흑물질로 인한 중력렌즈 효과에 의해 멀리 있는 이미지가 왜곡되는 현상.^[135]

5. 5. 암흑 물질

5. 6. 암흑 에너지

5. 7. 중력파

5. 8. 기타 탐구 영역

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