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빅뱅이론 By NASA/WMAP Science Team - Original version: NASA; modified by Ryan Kaldari, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=11885244

빅뱅 이론은 가장 앞선 우주 모델로서 최초의 알려진 시기부터 후속되는 대규모 진화를 설명한다 빅뱅 이론은 가장 앞선 우주 모델로서 최초의 알려진 시기부터 후속되는 대규모 진화를 설명한다. 여기서 최초의 알려진 시간이란 즉, 플랑크 시기 이후를 뜻한다. 플랑크 시기는 빅뱅의 가장 초기 단계 약 10−43 초 정도의 플랑크 시간을 뜻한다. 이런 짧은 시간을 기술할 수 있는 물리학적 이론은 아직 없으며, 이 때 시간의 개념이 어떤 의미를 갖는지 분명하지 않은 상태이다. 이 모델은 우주가 높은 고밀도와 고온 상태에서 어떻게 팽창하였는지를 설명한다. 그리고, 가벼운 원소의 비율, 우주 배경 복사, 대규모 구조와 허블 법칙을 포함한 광범위한 현상에 대해 포괄적인 설명을 제공한다. 빅뱅 모델은 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 균질성과 등방성과 같은 간단한 가정을 도입하여 이루어졌다. 물리학의 알려진 법칙들을 가장 높은 밀도 방향으로 외삽하면 빅뱅의 전형적인 특이성에 접근한다. 우주의 팽창률에 대한 상세한 측정은 이 순간을 약 138 억 년 전으로 놓았으며, 따라서 이는 우주의 나이로 여겨진다. 초기 팽창 후, 우주는 충분히 냉각되어 아원자 입자를 형성하고, 나중에는 단순한 원자를 생성한다. 이 원시적인 원소들의 거대한 구름은 나중에 암흑 물질의 후광 속에서 중력을 통해 합쳐졌으며, 최종적으로 오늘날 보이는 별과 은하를 형성하게 된다. 여기서 우주의 팽창은 전 공간이 계량 팽창, 즉, 임의의 두 점 사이의 거리가 시간에 따라 증가하는 것이다. 이것은 공간의 스케일 그 자체가 변화하는 본질적인 팽창이다. 이것은 어떤 물체의 팽창이나 폭발과 다른 것이며, 우주 전체의 성질이다.

 우주의 나이 138 억 년을 일 년으로 압축한 캘린더 By Efbrazil, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=18385338

우주의 연대기 특이점 singularity 일반 상대성 이론 내에서 우주의 팽창을 시간을 역행해서 거슬러올라가면 무한대의 밀도와 온도를 가진 점을 만난다. 이 특이점의 존재는 일반 상대성 이론이 이 부근에서 적절한 이론이 아니라는 것을 뜻한다. 일반 상대성 이론에 기반한 모델들이 이 특이점 부근에 얼마나 접근할 수 있는지는 논란의 대상이지만, 분명한 것은 플랑크 시기 이전까지는 아니다. 이 원시 특이성은 때로는 "빅뱅"이라 불리는데, 그러나 이 용어는 우주의 더 일반적인 초기 고온 고밀도 단계를 의미할 수도 있다. 어쨌든 "빅뱅“이라는 사건은 우리 우주의 "탄생"으로 받아들여진다. 왜냐하면 그것은 우주가 물리학 법칙(특히 일반 상대성 이론과 입자 물리학의 표준 모델)이 적용되는 상황에 접어들어간 시점을 나타내기 때문이다. 타입 Ia 초신성을 이용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경복사에서의 온도 요동 측정에 의하면, 빅뱅 이후 경과한 시간, 즉, 우주의 나이는 137.99 ± 0.21 억년이다. 독립적인 두 방법에 의하여 측정한 우주의 나이가 일치한다는 사실은 우주의 특성을 세세하게 기술하는 ΛCDM 모델의 신뢰도를 높여준다.

우주의 연대기 2. 급팽창과 중입자생성(baryogenesis) 빅뱅의 가장 초기 단계에 대해서는 여러 가지 추측이 존재한다. 가장 보편적인 모델에서는 우주가 높은 에너지 밀도와 온도와 압력으로 균질적이고 등방적으로 채워진 상태에서 매우 빠르게 팽창하고 냉각하였다고 생각한다. 팽창 후 약 10−37 초에 상 전이가 우주 급팽창을 일으킨다. 그 동안 불확정성 원리 때문에 발생한 밀도의 요동이 우주의 대규모 구조에 확대되어 전달된다. 급팽창이 멈춘 다음, 소립자들과 quark–gluon plasma 를 생성할 수 있는 온도까지 우주가 재가열된다. 온도가 너무 높아서 입자들이 광속에 가깝게 운동하고, 온갖 종류의 입자 - 반 입자 쌍이 충돌 과정에서 끊임없이 생성되고 파괴된다. 한 시점에 중입자생성이라고 불리는 알려지지 않은 과정에 의해, baryon 수 보존 법칙이 깨지고, 3000 만분의 1 정도의 비율로 quark 와 lepton 의 수가 antiquark와 antilepton 의 수를 초과하게 된다. 이 때문에 현재 우리 우주에서 물질이 반물질보다 숫적으로 우세하게 된다.

우주의 연대기 3. 냉각 우주는 계속 밀도가 낮아지면서 온도가 떨어진다. 각 입자의 전형적인 에너지 또한 감소한다. 대칭성을 깨뜨리는 상전이가 일어나서 기본적인 힘과 소립자의 매개변수를 현재의 값으로 만든다. 빅뱅 후 약 10−11 초 경부터는 추측에 덜 의존하는 상황이 되는데, 이는 입자의 에너지가 입자 가속기에서 얻을 수 있는 속도 수준으로 떨어지기 때문이다. 약 10−6 초 경에는, quark 와 gluon이 결합하여 양성자나 중성자 같은 바리온을 만든다. 이 때 quark 가 antiquark 보다 약간 더 많아서 baryon이 antibaryon보다 조금 더 많게 된다. 온도는 이제 더 이상 양성자-반양성자 쌍이나 중성자-반중성자 쌍을 만들 수 있을 만큼 높지 않기 떄문에, mass annihilation 이 뒤이어 일어나면서 원래 있던 양성자나 중성자의 100억 분의 1 만 남게 되고 반양성자나 반중성자는 소멸되어 없게 된다. 약 1 초 경에는 전자와 양전자에 대하여 같은 과정이 일어난다. 이러한 소멸 과정 뒤에 남아있는 양성자, 중성자, 전자들은 더 이상 광속에 가깝게 운동하지 않으며 우주의 에너지는 대부분 광자(그리고 약간의 뉴트리노)가 갖게 된다.

우주의 연대기 3. 냉각 약 몇 분 경에는, 온도가 약 10 억 도, 밀도가 대기 밀도 쯤 된다. 이 때 빅뱅 핵합성 과정이 일어나 중성자와 양성자가 결합하여 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성한다. 대부분의 양성자들은 결합하지 않고 수소 핵으로 남는다. 우주가 냉각되면서, 물질의 정지 질량 에너지 밀도가 광자의 복사 에너지 밀도를 압도하게 된다. 약 379,000 년 뒤에는 전자와 핵이 원자(대부분 수소 원자)를 이룬다. 이로 인해 복사선은 물질에서 분리되어 공간으로 거의 아무 저항을 받지 않고 퍼져나간다. 이 복사선 유물은 우주 마이크로파 배경 복사라는 이름으로 알려져 있다. 생명의 화학은 빅뱅 이후 곧, 즉, 138 억년 전에 우주가 아직 1000 만에서 1700 만 년 밖에 안되었을 때 시작되었을 것이다.

우주의 연대기 4. 구조 형성 오랜 기간에 걸쳐, 거의 균일하게 분포된 물질이 약간 더 밀집된 지역들이 근처에 있는 물질들을 끌어당기면서 더 조밀해지고, 기체 구름과 별과 은하계와 다른 천체를 형성한다. 이 과정의 세부 사항은 우주에 존재하는 물질의 양과 타입에 의해 달라진다. 이 때 가능한 4 개의 물질 타입은 차가운 암흑물질, 따뜻한 암흑물질, 뜨거운 암흑물질, 그리고 중입자물질이다. 현재 WMAP 에서 얻은 최상의 측정 결과는 ΛCDM 모델의 차가운 암흑 물질에 잘 들어맞는다. 따뜻한 암흑물질은 초기의 재이온화 때문에 배제되었다. 이 때 차가운 암측물질은 우주의 물질과 에너지의 약 23 %를 구성한다. 중입자 물질은 약 4.6%를 구성한다. NASA-created illustration of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe spacecraft By NASA / WMAP Science Team - [1]; converted from the high-resolution TIFF version to a JPEG, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3944989

우주의 연대기 By NASA - map.gsfc.nasa.gov/m ig/030644/030644.html, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=24942

1 year WMAP image 3 year WMAP image 7 year WMAP image Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=29266 3 year WMAP image By NASA / WMAP Science Team - http://map.gsfc.nasa.gov/media/060917/, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1359726 7 year WMAP image By NASA - http://wmap.gsfc.nasa.gov/media/101080, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=9624700 9 year WMAP image By NASA / WMAP Science Team - http://map.gsfc.nasa.gov/media/121238/ilc_9yr_moll4096.png, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=23285693

우주의 연대기 5. 우주의 가속 타입 Ia 초신성과 마이크로파 우주 배경 복사로부터 얻은 두 상호독립적인 증거들은 현재의 우주가 암흑 에너지라고 불리는 신비스러운 형태의 에너지에 의해 지배된다는 것을 암시한다. 이 암흑 에너지는 전 공간에 스며들어 있다. 현재 우주의 총 에너지 밀도의 73 %가 이 형태의 에너지이다. 우주가 아주 젊었을 때에도 암흑 에너지가 주입되어 있었겠지만, 공간이 작고 모든 물체들이 서로 가까이 있는 상태라서 중력이 상황을 주도하면서 팽창을 느려지게 하였다. 그러나 수십억 년의 팽창 후, 결국은 풍부한 암흑 물질이 우주의 팽창을 천천히 가속시키기 시작한다. 가장 단순한 형태의 암흑 에너지는 아인슈타인 일반 상대성 이론의 중력장 방정식의 우주상수 항으로 표현된다. 그러나 그 성분이나 원리는 알려지지 않았고, 그 상태 방정식이나 표준 모델과의 관계는 아직도 관측과 이론 연구를 통해 조사되고 있는 중이다. 급팽창 시대 이후 이 모든 우주의 진화는 우주의 ΛCDM 모델로 엄밀하게 기술된다. ΛCDM 모델은 양자역학과 아인슈타인의 일반 상대성 원리를 사용한다. 10−15 초 이전을 기술할 수 있는 모델은 아직 확립되지 않았다. 새로운 통합 이론, 즉 양자 중력 이론이 필요하다. 이 부분을 이해하려는 노력은 현재 가장 큰 미결 과제이다.

빅뱅 이론을 지지하는 관측 증거들 빅뱅 이론의 타당성에 대한 가장 오래된 직접적인 관측 증거는 허블의 법칙 (은하의 적색 편이로부터 얻음)에 따른 우주의 확장, 마이크로파 우주 배경 복사의 발견과 측정, 빅뱅 핵 합성에 의한 가벼운 원소들의 상대적인 존재 비율 더 최근의 증거로, 은하 형성과 진화의 관측, 그리고 대규모 우주 구조의 분포 를 포함한다. 이들은 때때로 빅뱅 이론의 "네 기둥"이라고 불린다. 빅뱅의 정확한 현대 모델은 지상의 실험실에서 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모델에 통합되지 않은 다양한 이색적인 물리 현상을 도입한다. 이 중 암흑 물 질은 현재 가장 활발한 실험 대상이다. 암흑 에너지는 또한 과학자들에게 강렬한 관심의 영역이지만, 직접적인 검출이 가능할 지 여부는 분명하지 않다. 급팽창과 중 입자생성은 현재 빅뱅 모델이 추측하고 있는 것들이다. 이들에 대한 실행 가능하고 정량적인 설명은 여전히 모색 중이다. 이들은 현재 물리학에서 해결되지 않은 문제 이다.

우주의 종말 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크다면, 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴되기 시작할 것이다. 밀도가 높아지고 온도가 올라가 마침내 이 모든 것이 시작했던 것과 비슷한 상태로 끝난다. 이것을 대함몰(Big Crunch)이라 한다. 만일 암흑 에너지가 우주의 팽창을 가속시킨다면, 은하계 사이의 거리도 마찬가지로 계속 증가한다. 적색 편이로 인해 심지어는 감마선 조차도 측정이 불가능한 저에너지의 장파장 광자가 된다. 마침내는 기체의 공급도 끊기고 별의 형성도 멈추게 된다. 존재하는 별들의 연료가 떨어지면서 더 이상 별이 빛나지 않게 된다. 우주는 천천히 그렇지만 멈추지 않고 한 번에 별 하나 씩 어두워진다. 양성자 붕괴 이론에 따르면, 별의 잔해는 블랙홀 만을 남기고 사라진다. 이 블랙홀들은 호킹 복사 과정을 통해 증발한다. 궁극적으로 우주는 균일한 온도에 이르게 되고, 그곳으로부터 어떤 일도 추출될 수 없는 상태에 도달한다. 이를 열 죽음(Heat Death) 또는 대 냉각(Big Freeze)이라 한다. 가속 팽창의 관측 결과는 현재 우리에게 보이는 우주가 점점 더 우리의 사건 지평선을 벗어나서 우리와의 연락이 두절될 것을 시사한다. 궁극적인 결과는 알려져 있지 않다. 암흑물질을 우주 상수의 형태로 포함하고 있는 ΛCDM 모델에 의하면, 은하계처럼 중력으로 결합되어 있는 계들만이 같이 남게 되며, 그들도 우주가 팽창하고 식을 때 열 죽음에 처하게 된다.