맨위로가기

비표준 우주론

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

비표준 우주론은 현재 주류인 람다-CDM 모형의 대안으로 제시되는 다양한 우주론적 모델을 포괄한다. 현대 우주론은 샤플리-커티스 논쟁과 에드윈 허블의 발견 이후 발전했으며, 초기에는 빅뱅 이론과 정상 우주론이 경쟁했다. 1965년 우주 마이크로파 배경 복사의 발견으로 빅뱅 모형이 주류로 자리 잡았으나, 1970년대 후반 급팽창 이론이 빅뱅 이론의 문제점을 해결했다. 1990년대에는 우주 팽창 가속화가 발견되었고, 암흑 에너지와 암흑 물질의 개념이 도입되면서 람다-CDM 모형이 개발되었다. 비표준 우주론은 람다-CDM 모형의 기본 가정을 수정하거나, 일반 상대성 이론을 대체하는 다양한 이론들을 포함하며, 정상 상태 이론, 수정된 중력 이론, 이국적인 암흑 물질 및 암흑 에너지 모델 등을 제시한다.

더 읽어볼만한 페이지

  • 변두리 물리학 - 상온 핵융합
    상온 핵융합은 낮은 온도에서 핵융합이 일어나는 현상을 의미하며, 1989년 발표되었으나 재현 실패와 이론적 근거 부족으로 과학계에서 논란이 지속되고 있다.
  • 변두리 물리학 - 반중력
    반중력은 중력에 반하는 힘을 의미하며, SF 소설 등에서 기술적 개념으로 등장하지만, 학술적으로 실현은 어려울 것으로 여겨지며, 암흑 에너지를 반중력으로 간주하기도 하고 다양한 실험적 시도가 있었으나 아직 효과가 입증된 사례는 없다.
  • 천문학 논란 - 해왕성의 발견
    1846년 위르뱅 르베리에의 계산에 따라 요한 고트프리트 갈레가 베를린 천문대에서 해왕성을 발견한 사건은 천왕성 궤도 불규칙성을 설명하기 위해 이론적으로 예측된 과학적 발견의 중요한 사례이며, 존 쿠치 애덤스 또한 독립적으로 위치를 계산했지만 관측으로 이어지지 못했고, 발견 이후 공로를 둘러싼 영국과 프랑스 간의 논쟁이 있었다.
  • 천문학 논란 - 행성의 정의
    행성의 정의는 천문학에서 행성을 정의하고 분류하는 기준을 다루는 주제로, 역사적으로 행성의 범위가 변화되어 왔으며 2006년 국제천문연맹(IAU)이 행성의 정의를 구체화했음에도 불구하고 여전히 논쟁의 여지가 남아있다.
  • 대폭발우주론 - 조르주 르메트르
    조르주 르메트르는 벨기에의 로마 가톨릭 사제이자 천문학자, 물리학자로서, 우주 팽창 이론을 최초로 제시하고 빅뱅 이론의 기초가 된 원시 원자 가설을 제안했으며, 교황청 과학원 원장을 역임했다.
  • 대폭발우주론 - 재결합
    재결합은 우주 초기에 자유 전자의 밀도가 감소하면서 광자가 물질과 분리되어 우주 마이크로파 배경으로 관측되는 현상이며, 헬륨은 수소보다 먼저 재결합하고 재결합 이후 물질이 다시 전리되는 과정을 재전리라고 한다.
비표준 우주론

2. 역사

샤플리-커티스 논쟁과 에드윈 허블의 우주 거리 사다리 발견은 현대 물리 우주론의 발전에 큰 영향을 미쳤다. 이 발견들을 통해 이전까지 우리 은하 크기로만 생각했던 우주가 실제로는 훨씬 더 큰 규모라는 것이 밝혀졌다. 이러한 발견은 더 큰 규모의 우주에 적용 가능한 우주론 개발을 이끌었으며, 이 과정에서 아서 밀른, 빌럼 더시터르, 알렉산드르 프리드만, 조르주 르메트르, 알베르트 아인슈타인과 같은 과학자들이 현대 우주론의 창시자로 여겨지게 되었다.

허블의 법칙이 관측으로 확인된 후, 프레드 호일, 토머스 골드, 헤르만 본디의 정상 상태 이론과 랠프 애셔 앨퍼, 조지 가모프, 로버트 딕의 빅뱅 이론이 가장 유력한 우주론으로 경쟁했다. 빅뱅 이론은 빛 원소의 풍부함을 예측하는 데 성공하여 경쟁 이론들보다 우위를 점했다. 특히, 빅뱅 이론은 우주에 풍부한 중수소와 헬륨-4의 존재를 설명할 수 있었다. 중수소는 별에서 쉽게 핵융합을 일으키기 때문에 우주에 중수소가 풍부하다는 사실은 우주의 나이가 유한하며 과거에 중수소 생성 과정이 있었다는 것을 의미한다.

1965년 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사를 발견하면서 빅뱅 이론은 결정적인 증거를 얻게 되었다. 대부분의 우주론자들은 관측 결과가 빅뱅 모형을 가장 잘 설명한다고 결론 내렸다. 비록 통합된 별빛과 우주 철 수염 등 CMB를 설명하기 위한 비표준 우주론이 제시되기도 했지만, 빅뱅 이론만큼 설득력 있는 설명을 제공하지 못했다.

1970년대 후반에는 지평선 문제, 편평도 문제, 자기 홀극 부족 등 빅뱅 이론의 문제점들이 제기되었으나, 1980년대 우주 급팽창 이론이 이러한 문제들을 해결하는 데 기여했다. 1990년대 중반에는 구상성단의 나이와 원시 헬륨 풍부도 관측 결과가 빅뱅 이론과 일치하지 않는 문제가 발생했지만, 이후 COBE와 WMAP의 정밀한 관측 데이터가 표준 우주론과 일치하는 결과를 제공하면서 해결되었다.

L2 지점에 있는 WMAP 우주선의 예술가 묘사.

2. 1. 빅뱅 우주론의 대안

에드윈 허블의 우주 거리 사다리 발견과 샤플리-커티스 논쟁 이후, 천문학자들과 물리학자들은 우주를 더 큰 규모로 이해해야 했다. 알베르트 아인슈타인, 빌럼 더시터르, 알렉산드르 프리드만, 조르주 르메트르 등은 현대 우주론의 창시자로 기억된다.

허블의 법칙이 관측으로 확인된 후, 프레드 호일, 토머스 골드, 헤르만 본디의 정상상태론과 랠프 애셔 앨퍼, 조지 가모프, 로버트 딕의 빅뱅 이론이 가장 인기 있는 두 가지 우주론이 되었다. 빅뱅 이론은 관측된 빛 원소의 풍부함을 예측하여 다른 이론들보다 주요한 성공을 거두었다.

중수소는 별에서 쉽게 핵융합을 일으키기 때문에, 우주에 중수소가 풍부하다는 사실은 우주의 나이가 유한하며 과거에 중수소 생성 과정이 있었다는 것을 의미한다. 빅뱅 이론은 헬륨-4의 풍부함도 설명할 수 있었다.

1965년 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 우주 마이크로파 배경 복사(CMB)를 발견하면서, 대부분의 우주론자들은 빅뱅 모형이 관측 결과를 가장 잘 설명한다고 결론 내렸다. 통합된 별빛과 우주 철 수염 등 CMB를 설명하기 위한 비표준 우주론이 제시되었지만, 회의론으로 인해 관심이 줄어들었다.

1970년대 후반 지평선 문제, 편평도 문제, 자기 홀극 부족 등 빅뱅 모형의 미해결 문제들이 제기되었으나, 1980년대 우주 급팽창으로 해결되었다. 1990년대 중반 구상성단의 나이와 원시 헬륨 풍부도 관측이 빅뱅과 일치하지 않는 듯했으나, 이후 COBE와 WMAP의 데이터가 표준 우주론과 일치하는 정량적 측정을 제공했다.

오늘날 비표준 우주론은 일반적으로 고려할 가치가 없는 것으로 간주되지만, 빅뱅 이론은 광범위한 관찰을 통해 확인되었다. 1990년대 "우주론의 황금시대"에 우주 팽창 가속화가 발견되면서, 우주 에너지의 약 70%가 "암흑 에너지"라는 우주 상수에 기인한다는 사실이 밝혀졌다. 이에 따라 ΛCDM 모형이 개발되었다.

현재는 빅뱅 우주론의 기본 교리를 수용하면서 ΛCDM 모형의 일부를 수정하는 "비표준 우주론" 제안이 더 일반적이다. 여기에는 암흑 에너지, 암흑 물질, 급팽창에 대한 대체 모형 등이 포함된다.

관측 증거가 수집되기 전, 이론가들은 물리학의 일반적인 특징과 철학적 가정을 바탕으로 프레임워크를 개발했다. 1915년 발표된 일반 상대성 이론은 대부분 우주론 이론의 수학적 출발점이 되었다.[4] 이론가들은 우주론적 모형에 도달하기 위해 다음과 같은 가정을 했다.

# 물리법칙의 보편성: 물리 법칙은 장소와 시간에 따라 변하지 않는다.

# 우주론적 원리: 우주는 공간적으로 균질하고 등방성이다.

# 코페르니쿠스 원리: 우리는 특별한 장소에서 우주를 관찰하고 있지 않다.

일반 상대성이론과 이러한 가정을 결합하면 프리드만-로버트슨-워커 계량(FRW 계량)에 의해 지배되는 우주가 된다. 허블의 법칙이 발견되었을 때, 대부분의 천문학자들은 이를 우주 팽창의 신호로 해석했다. 이는 다음을 의미한다.

# 우주는 과거 유한한 시점에 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 생겨났다.

# 빅뱅 핵합성이 일어날 만큼 온도가 높았다.

# 우주 전체에 우주 마이크로파 배경이 존재해야 한다.

이러한 특징들은 여러 개인에 의해 파생되었으며, 비표준 이론은 서로 다른 가정에서 시작하거나 일반적인 우주론 표준 모형의 예측과 모순되게 개발되었다.[5]

2. 2. 정상상태 이론

정상상태 이론은 균질성 가정을 공간뿐만 아니라 시간에도 적용하여 "완벽한 우주론적 원리"를 주장한다. 이 원리에 따르면 우주는 어디에서나 (큰 규모에서) 동일하게 보이며, 과거에도 그랬고 미래에도 그럴 것이다. 이는 과거와 미래에 우주의 모습이 크게 다를 것이라고 보는 람다-CDM 모형과 대조된다.

프레드 호일, 토머스 골드, 헤르만 본디 등은 1948년에 정상상태 이론을 제안했다.[6] 팽창하는 우주에서 완벽한 우주론적 원리를 유지하기 위해 정상상태 우주론은 "물질 생성 장"(C-장)을 가정하여 우주에 물질을 삽입하고 일정한 밀도를 유지했다.[6]

빅뱅 모형과 정상 상태 모형 간의 논쟁은 우주 마이크로파 배경 복사가 발견될 때까지 15년 동안 거의 동등하게 나뉘어 진행되었다. 이 복사는 광자가 중입자 물질과 분리되는 "마지막 산란 시간"을 필요로 하는 빅뱅 모형의 자연스러운 특징이다. 정상 상태 모형은 이 복사를 "통합 별빛"으로 설명하려고 했다. 통합 별빛은 무한한 우주에서 올베르스의 역설로 인해 부분적으로 발생하는 배경이다. 배경의 균일성을 설명하기 위해 정상 상태 지지자들은 전파를 산란시켜 등방성 CMB를 생성하는 미세한 철 입자인 "우주 철 수염"을 이용한 안개 효과를 가정했다. 정상 상태 이론은 배경을 열화하는 데 무한한 시간을 사용할 수 있다고 가정했기 때문에 빅뱅의 지평선 문제는 없었다.[7]

더 많은 우주론적 데이터가 수집되면서, 우주론자들은 빅뱅이 우주에서 관찰되는 가벼운 원소들의 풍부함을 정확하게 예측한다는 것을 알게 되었다. 정상 상태 모형에서는 수소, 중수소, 헬륨의 비율을 동시에 설명하기 어려웠다. 또한 1990년대 이후 COBE, WMAP, 플랑크의 관측으로 CMB를 자세히 측정한 결과, 배경 스펙트럼이 자연의 다른 어떤 광원보다 흑체에 더 가깝다는 것이 밝혀졌다. 예측 가능한 최고의 통합 별빛 모형은 10% 수준의 열화였지만, COBE 위성은 105분의 1 수준에서 편차를 측정했다. 이러한 발견 이후 대다수의 우주론자들은 정상 상태 이론이 관측된 CMB 특성을 설명할 수 없다고 확신하게 되었다.

원래의 정상 상태 모형은 관측(특히 CMB)에 의해 부정되는 것으로 여겨졌지만, 우주가 빅뱅 대신 수많은 작은 폭발을 통해 발생한다고 가정하는 "준정상 상태 우주론"과 같은 수정된 모형이 제안되었다. 이 모형에서는 우주가 빅뱅 대신 부드러운 "반동"을 겪으며 주기적으로 팽창과 수축을 반복한다고 가정한다. 따라서 허블 법칙은 우주가 현재 팽창 단계에 있다는 사실로 설명된다. 이러한 모형에 대한 연구는 계속되고 있지만(특히 Jayant V. Narlikar의 작업), 주류에서 널리 받아들여지지는 않았다.[8]

2. 3. 람다-CDM의 대안 및 확장

람다-CDM 모형은 구조 형성, 우주 마이크로파 배경의 이방성, 우주의 가속 팽창을 설명하는 데 성공적이었지만, 여전히 해결해야 할 문제점들이 존재한다.[9] 람다-CDM 모형의 주요 기능 일부를 수정하면서도 빅뱅을 부정하지 않는 다양한 대안들이 제안되고 있다.

2. 3. 1. 이방성 우주

람다-CDM 모형은 오늘날 우주론의 표준 모형으로, 구조 형성, 우주 마이크로파 배경의 이방성 및 우주의 가속 팽창에 대한 이론적 틀을 제공하는 데 매우 성공적이지만, 문제가 없는 것은 아니다.[9]

등방성(우주가 모든 방향에서 동일하게 보인다는 생각)은 프리드만 방정식의 핵심 가정 중 하나이다. 그러나 2008년에 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP) 데이터를 연구하는 과학자들은 켄타우루스자리와 벨라자리 사이의 20도 각도의 하늘을 향한 성단의 600-1000km/s 흐름을 감지했다고 주장했다.[10] 그들은 그 운동이 팽창 이전에 더 이상 보이지 않는 우주 지역의 영향의 잔재일 수 있다고 제안했다. 이 발견은 논란의 여지가 있으며, 다른 과학자들은 우주가 상당 부분 등방성이라는 사실을 발견했다.[11]

2. 3. 2. 거대 콤팩트 후광 물체(MACHO)

블랙홀, 중성자별, 타버린 왜성 등 감지하기 어려운 거대한 물체를 통틀어 MACHO라고 한다. 일부 과학자들은 처음에 중입자 MACHO가 암흑 물질 전체를 설명할 수 있을 것으로 기대했다.[12][13] 그러나 이러한 물체가 암흑물질 질량의 상당 부분을 설명할 수 없다는 증거가 쌓였다.[14]

2. 3. 3. 이국적인 암흑물질

람다-CDM 모형에서 암흑물질은 중력 효과를 통해서만 일반 물질 및 빛과 상호 작용하는 물질의 한 형태이다. 오늘날 우리가 보는 대규모 구조를 생성하기 위해 암흑 물질은 "차가운" 상태(람다-CDM의 'C'), 즉 비상대적이다. 암흑물질은 아직 확실하게 확인되지 않았으며, 그 정확한 성질은 집중적인 연구의 대상이다. 가상의 약하게 상호작용하는 거대 입자(WIMP), 액시온[15] 및 원시 블랙홀[16]이 주요 암흑 물질 후보이지만 다음과 같은 다양한 제안이 있다.

  • 암흑물질 입자가 스스로 상호작용하는 자기 상호작용 암흑물질.
  • 따뜻한 암흑 물질은 차가운 암흑 물질보다 더 상대론적이지만, 관측에서 제외된 뜨거운 암흑 물질보다는 덜 상대론적이다.
  • 10 −22 eV 범위의 액시온보다 훨씬 가벼운 입자를 갖는 퍼지 차가운 암흑물질.


그러나 다른 이론에서는 암흑 물질과 암흑 에너지를 동일한 기본 유체(암흑 유체 참조)의 서로 다른 측면으로 설명하거나 암흑 물질이 암흑 에너지로 붕괴될 수 있다고 가정한다.

2. 3. 4. 특이 암흑에너지

람다-CDM에서 암흑에너지는 우주의 팽창을 가속시키는 경향이 있는 알려지지 않은 형태의 에너지이다. 암흑물질보다 덜 이해되고, 마찬가지로 신비스럽다. 암흑 에너지에 대한 가장 간단한 설명은 우주 상수 (람다-CDM의 '람다')이다. 이것은 반발력을 제공하기 위해 아인슈타인 장 방정식에 추가된 간단한 상수이다. 지금까지의 관측은 우주상수와 완전히 일치하지만, 수많은 대안의 여지가 남아 있다.[9] 예를 들면 다음과 같다.

  • 퀸테선스는 빅뱅 직후 우주 급팽창을 주도한 것과 유사한 스칼라 장이다. 본질적으로 암흑 에너지는 일반적으로 시간이 지남에 따라 변한다(일정하게 유지되는 우주 상수와는 반대로).
  • 불균일한 우주론. 람다-CDM의 기본 가정 중 하나는 우주가 균질하다는 것이다. 즉, 관찰자가 어디에 있든 대체로 동일하게 보이다. 불균일 우주 시나리오에서 관찰된 암흑 에너지는 우리가 평균보다 비어 있는 공간 영역에 위치함으로써 발생하는 측정 인공물이다.
  • 가변 암흑 에너지. 암흑 에너지의 특성이 시간에 따라 변한다는 점에서 퀸테선스와 유사하지만 암흑 에너지가 스칼라 장으로 인한 것이 아니라는 점에서 다르다.


섬네일

2. 4. 일반 상대성 이론의 대안

람다-CDM 모형은 오늘날 우주론의 표준 모형으로, 구조 형성, 우주 마이크로파 배경의 이방성, 우주의 가속 팽창 등을 설명하는 데 매우 성공적이다. 그러나 이 모형은 양자역학과 양립할 수 없고, 중력 특이점을 예측한다는 근본적인 문제점을 안고 있다.[9]

FRW 척도의 기초가 되는 일반 상대성 이론은 현재까지 모든 관측 테스트를 통과했지만, 양자역학과의 불일치 및 중력 특이점 예측으로 인해 자체적인 한계를 드러낸다. 이러한 이유로, 일반 상대성 이론을 대체할 새로운 이론들이 제시되고 있으며, 이는 곧 대안적인 우주론으로 이어진다. 이러한 대안 이론들은 암흑 물질이나 암흑 에너지의 필요성을 없애거나, 방화벽 역설과 같은 문제를 해결하려는 다양한 동기에서 출발한다.

수정된 중력 이론은 매우 다양하며, 아직 활발히 연구되고 있지만, 널리 받아들여지는 이론은 없다.

2. 4. 1. 마흐 우주

에른스트 마흐는 관성이 우주 질량 분포의 중력 효과에 기인한다고 제안한 일반 상대성 이론에 대한 일종의 확장을 개발했다. 이것은 자연스럽게 그러한 제안에 대한 우주론적 의미에 대한 추측으로 이어졌다. 칼 브랜스와 로버트 딕은 마흐의 원리를 일반 상대성 이론에 성공적으로 통합하여 가변 질량을 암시하는 우주론적 해법을 인정할 수 있었다. 균일하게 분포된 우주의 질량은 우주에 스며드는 대략적인 스칼라장이 발생하고 뉴턴의 중력 상수의 소스 역할을 하게 된다. 양자 중력 이론을 창안한다.

2. 4. 2. 수정된 뉴턴 역학(MOND)

수정 뉴턴 역학(MOND)은 낮은 가속도에서 뉴턴 역학 제2법칙을 변형하여 은하 회전 문제를 설명하려는 비교적 현대적인 제안이다. 이는 뉴턴의 보편적 중력 이론의 대규모 변형을 낳고, 일반 상대론적 우주론의 수정을 의미한다. 오늘날 거의 모든 천체물리학자들은 암흑 물질을 선호하여 MOND를 거부하지만, 소수의 연구자들이 이를 계속 연구하고 있다.[9]

텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS)은 MOND의 상대론적 이론으로, 암흑 물질 없이 은하 회전 문제를 설명한다고 주장한다. 2004년 야코브 베켄슈타인이 창안한 이 이론은 중력 렌즈 현상을 설명할 수 있다는 장점이 있다.[18][19] 그러나 다른 저자들은 TeVeS가 우주 마이크로파 배경 이방성과 구조 형성을 동시에 설명할 수 없다고 비판한다.[20]

2. 4. 3. f(R) 중력

''f'' (''R'') 중력은 리치 스칼라의 다른 함수를 정의하여 일반 상대성 이론을 수정하는 이론 계열이다. 가장 간단한 경우는 함수가 스칼라와 동일한데, 이것이 일반상대성이론이다. 임의의 함수를 도입하면, 알려지지 않은 형태의 암흑에너지나 암흑물질을 추가하지 않고도 우주의 가속 팽창과 구조 형성을 설명할 수 있다. 일부 기능적 형태는 양자 중력 이론에서 발생하는 수정에 의해 영감을 받을 수 있다. ''f'' ( ''R'' ) 중력은 1970년에 한스 아돌프 부흐달[21]에 의해 처음 제안되었다(임의 함수의 이름으로 ''f'' 대신 ''ψ''가 사용됨). 우주 급팽창에 대한 스타로빈스키의 연구 이후 이는 활발한 연구 분야가 되었다.[22] 이 이론에서는 다양한 함수를 채택함으로써 광범위한 현상이 생성될 수 있지만, 많은 기능적 형태가 관찰 근거나 병리학적 이론적 문제로 인해 배제될 수 있다.

2. 4. 4. 다른 대안


  • 칼루차-클레인 이론은 추가 공간 차원을 가정하여 일반 상대성 이론의 4차원이 아닌 5차원 우주를 만든다. DGP 모형은 이 범주의 모형 중 하나로, 우주상수를 사용하지 않고도 암흑에너지를 설명할 수 있다고 주장한다.
  • 엔트로피 중력은 중력을 거시적 규모의 균질성을 갖는 엔트로피력으로 설명하지만, 양자 수준 무질서의 영향을 받는다. 이 이론은 암흑 물질의 필요성을 제거할 수 있을 뿐만 아니라 암흑 에너지에 대한 자연스러운 설명을 제공할 수 있다고 주장한다.
  • GRSI 모형은 일반 상대성 이론을 수정하여 양자 색역학의 항과 유사한 자체 상호 작용 항을 추가한다. 이는 중력에 쿼크를 가두는 것과 유사한 효과를 가져온다. 이 모형은 암흑물질이나 암흑에너지 없이도 관측을 설명할 수 있다고 주장된다.[23]
  • 2003년 조엘 스몰러와 블레이크 템플이 제안한 충격파 우주론은 블랙홀 내부에서 폭발이 일어나 관측 가능한 우주를 포함하는 공간과 물질의 부피가 팽창하는 '빅뱅'을 일으킨다고 설명한다. 이 블랙홀은 팽창에 따라 물질 밀도가 감소함에 따라 결국 화이트홀이 된다.[24] 관련된 이론에서는, 일반적으로 암흑 에너지로 인해 관측 가능한 우주의 팽창이 가속화되는 현상이 충격파의 영향으로 인해 발생할 수 있다고 제안한다.[25]

참조

[1] 간행물 ‘One funeral at a time’: Big Bang denial and the search for truth https://theconversat[...] The Conversation 2021-02-02
[2] 문서 the Planck Collaboration's 2015 data release
[3] 웹인용 Open Letter on Cosmology https://cosmology.in[...]
[4] 서적 Home is Where the Wind Blows Hoyle, F. 1994
[5] 논문 ApJ, 509 L1-L3 Burbidge, G., Hoyle, F. 1998
[6] 논문 ApJ, 509 L1-L3 Burbidge, G., Hoyle, F. 1998
[7] 논문 ApJ, 509 L1-L3 Burbidge, G., Hoyle, F. 1998
[8] 웹인용 Errors in the Steady State and Quasi-SS Models http://www.astro.ucl[...] UCLA, Physics & Astronomy Department 2010-12-20
[9] 문서 Lambda-CDM model#Challenges
[10] 논문 A measurement of large-scale peculiar velocities of clusters of galaxies: technical details http://www.nasa.gov/[...] 2010-07-15
[11] 웹인용 Does the Universe look the same in all directions? http://www.earlyuniv[...] 2016-12-16
[12] 논문 The MACHO Project First Year LMC Results: The Microlensing Rate and the Nature of the Galactic Dark Halo 1996-04
[13] 뉴스 MACHOs may be out of the running as a dark matter candidate https://astronomy.co[...] Astronomy.com 2022-11-16
[14] 논문 History of dark matter 2018-10-15
[15] 웹인용 Dark matter: The search for the unseeable https://medium.com/b[...] Medium.com 2024-01-23
[16] 논문 A Brief Review on Primordial Black Holes as Dark Matter Frontiers Media 2021-05-28
[17] 문서 by Ehsan Sadri Astrophysics MSc, Azad University, Tehran
[18] 논문 '[astro-ph/0608602] Can Cosmic Structure form without Dark Matter?'
[19] 논문 '[astro-ph/0505519] Large Scale Structure in Bekenstein's theory of relativistic Modified Newtonian Dynamics'
[20] 논문 '[astro-ph/0508048] Did Boomerang hit MOND?'
[21] 논문 Non-linear Lagrangians and cosmological theory
[22] 논문 A new type of isotropic cosmological models without singularity
[23] 논문 An explanation for dark matter and dark energy consistent with the Standard Model of particle physics and General Relativity
[24] 논문 Shock-wave cosmology inside a black hole 2003-09-30
[25] 웹인용 'Big Wave' Theory Offers Alternative to Dark Energy https://www.space.co[...] 2024-03-23


본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com