빅뱅이론 이란?

빅뱅이론 이란?

빅뱅 이론은 가장 일찍 알려진 시기부터 그 이후의 대규모 진화를 통해 관측 가능한 우주의 존재를 설명하는 보편적인 우주론적 모델입니다. 모델은 우주가 고밀도·온도의 초기 상태에서 어떻게 팽창했는지를 설명하고, 광원 소의 풍부함, 우주 마이크로파 배경(CMB) 방사선, 대규모 구조 등 광범위한 관측 현상에 대해 종합적인 설명을 제공합니다.

결정적으로 이 이론은 허블과 호환됩니다.Lemaître 법칙—은하가 멀리 있을수록 지구로부터 빠르게 멀어지고 있다는 관측. 이 이론은 알려진 물리 법칙을 이용하여 이 우주적 확장을 시대에 거꾸로 추론하면서, 공간과 시간이 의미를 잃는 특이점(일반적으로 "빅뱅 특이점"이라고 이름 붙여짐)에 앞서 점점 더 집중되는 코스모스를 묘사하고 있습니다. 우주의 팽창 속도에 대한 상세한 측정은 빅뱅 특이점을 약 138억 년 전으로, 따라서 우주의 시대로 간주하고 있습니다.

초기의 팽창 이후, 흔히 "빅뱅"이라고 불리는 사건, 우주는 아원자 입자, 그리고 이후의 원자가 형성될 수 있을 정도로 충분히 냉각되었습니다.이러한 원시 원소의 거대한 구름(대부분의 수소, 헬륨과 리튬)은 중력을 통해 합쳐져 초기 별과 은하를 형성하며 그 후예는 오늘날 볼 수 있습니다. 천문학자들은 이러한 원시적인 건축 재료 외에도 은하를 둘러싼 알려지지 않은 암흑 물질의 중력 효과를 관찰합니다. 우주의 중력 전위는 대부분 이런 형태인 것 같고, 빅뱅 이론과 다양한 관측은 이 과잉 중력 전위가 정상 원자와 같은 쌍방향 물질에 의해 생성되지 않는다는 것을 나타냅니다. 초신성의 적색 변형을 측정한 결과 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있는데, 이는 암흑에너지의 존재에 기인하는 관측입니다.

조르주 르메르트르는 1927년에 팽창하는 우주를 원래 단일 지점까지 거슬러 올라갈 수 있다는 것을 처음으로 주목했는데, 이것을 그는 "프라임 벌 원자"라고 불렀입니다. 에드윈 허블은 1929년 은하 적색선들의 분석을 통해 은하가 실제로 표류하고 있다는 것을 확인했다; 이것은 우주의 팽창에 대한 중요한 관찰 증거입니다. 수십 년 동안 과학계는 빅뱅의 지지자들과 경쟁적인 안정국가 모델들 사이에서 나뉘어 있었는데, 둘 다 관찰된 팽창에 대한 설명을 제공했지만, 안정국가 모델은 빅뱅의 유한한 나이와 대조적으로 영원한 우주를 규정했습니다. 1964년, CMB가 발견되었는데, 이는 많은 우주론자들이 정상국가 이론이 위조되었습니다고 확신시켰는데, 이는 정상국가 이론과는 달리 뜨거운 빅뱅은 먼 과거의 높은 기온과 밀도로 인해 우주 전체에 균일한 배경 복사를 예측했기 때문입니다. 광범위한 경험적 증거는 현재 근본적으로 보편적으로 받아들여지고 있는 빅뱅을 강하게 선호합니다.

 

 

모델의 특징

빅뱅 이론은 광원소, CMB, 대규모 구조, 허블의 법칙 등 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공합니다. [그 이론은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요한 가정에 달려 있습니다. 물리적 법칙의 보편성은 상대성 이론의 기본 원리 중 하나입니다. 우주론 원리는 우주가 큰 규모로 보면 동질적이고 등방성이며, 위치에 관계없이 모든 방향에서 동일하게 나타난다고 말합니다. [

이러한 아이디어들은 처음에는 견본으로 채택되었지만, 나중에 각각의 아이디어를 시험하기 위한 노력이 이루어졌습니다.예를 들어, 첫 번째 가정은 관측에 의해 테스트되었는데, 우주 연령의 대부분에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10단계의−5 것이라는 것을 보여줍니다. [또한, 일반 상대성 이론은 태양계와 이항성의 규모에 대한 엄격한 테스트를 통과했습니다.[[[notes&nbsp

거대한 규모의 우주는 지구에서 본 것처럼 등방성적으로 보입니다. 실제로 등방성인 경우, 우주론 원리는 선호(또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있습니다. 이를 위해 우주 원리는 CMB의 온도 관측을 통해 10 수준으로−5 확인되었으며, CMB 지평선의 규모에서는 1995년 현재 우주가 10% 비균질성 순서에 따라 상한을 갖는 균질성을 갖는 것으로 측정되었습니다. [

공간 확장
주요 기사:프리드만-레마슈트레-로버트슨-워커 미터법과 우주의 팽창
우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측에서 유추된 것으로 빅뱅 이론의 필수 요소입니다. 수학적으로 일반 상대성 이론은 주변 점을 구분하는 거리를 결정하는 측정법으로 스페이스타임을 설명합니다. 은하, 별 또는 다른 물체가 될 수 있는 점들은 좌표도나 모든 스페이스타임에 걸쳐 놓여 있는 "그리드"를 사용하여 지정됩니다. 우주론적 원리는 측정지표가 큰 척도에서 동질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시하는데, 이것은 Friedman-Lemaître-Robertson-Walker(FLRW) 측정지표를 독특하게 단식화합니다. 이 미터법에는 우주의 크기가 시간에 따라 어떻게 변하는지 설명하는 척도 계수가 들어 있습니다. 이를 통해 편향 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있습니다. 이 좌표계에서는 그리드가 우주를 따라 팽창하며, 우주의 팽창 때문에만 움직이는 물체는 그리드의 고정점에 남아 있습니다. 이들의 좌표 거리(반향 거리)는 일정하게 유지되지만, 그와 같이 공동 움직이는 두 지점 사이의 물리적 거리는 우주의 척도 인자에 비례하여 확장됩니다. [

빅뱅은 텅 빈 우주를 채우기 위해 밖으로 움직이는 물질의 폭발이 아닙니다.대신 공간 자체가 모든 곳에 시간과 함께 팽창하고, 접근 지점 사이의 물리적 거리를 증가시킵니다. 즉 빅뱅은 우주의 폭발이 아니라 우주의 팽창입니다. FLRW 측정기준은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에 우리 우주에는 큰 규모로만 적용됩니다. 즉, 우리 은하와 같은 물질의 국소 농도가 반드시 전체 우주와 같은 속도로 확장되는 것은 아닙니다. [

호라이즌스
주요 기사:우주지평선
빅뱅 시간대의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재입니다. 우주는 유한한 나이를 가지고 있고, 빛은 유한한 속도로 이동하기 때문에, 과거에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 사건들이 있을 수 있습니다. 이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계나 과거의 지평선을 둡니다. 반대로, 우주가 팽창하고 있고, 더 먼 물체들이 더 빨리 퇴보하고 있기 때문에, 오늘날 우리가 방출하는 빛은 결코 아주 먼 물체에 "감응"되지 않을 수도 있습니다. 이것은 미래의 지평을 정의하는데, 이것은 우리가 영향을 줄 미래의 사건들을 제한합니다. 두 가지 유형의 지평선의 존재는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모델의 세부사항에 따라 달라집니다. [

우주에 대한 우리의 이해는 과거 지평선이 존재한다는 것을 암시하지만, 실제로 우리의 견해는 또한 초기 우주의 불투명성에 의해 제한됩니다.그래서 우리의 시각은 비록 지평선이 우주에서 물러났지만 더 이상 시대에 뒤떨어지지 않습니다. 우주의 팽창이 계속 가속화된다면, 미래 지평도 있습니다. [

열화
초기 우주의 일부 과정은 우주의 팽창률에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달하지 못했습니다.다른 것들은 열화에 도달할 만큼 충분히 빨랐습니다. 초창기 우주의 공정이 열평형 상태에 도달했는지를 알아내는 데 주로 사용되는 매개변수는 공정 속도(보통 입자 간 충돌 속도)와 허블 매개변수 사이의 비율입니다. 비율이 클수록 입자들이 서로 너무 멀리 떨어지기 전에 더 많은 시간을 열화 시켜야 했습니다. [