##다. 우주 나이 4억 년 ~ 137억 년 : 항성 / 은하 / 성운 / 행성 등의 발달 우주 나이 137억 년 : 현재의 우주 이후 어떤 우주인지에 따라 우주의 운명이 다르게 결정된다. 이는 이론상의 추측이다. 닫힌 우주의 경우 : 우주 나이 < 137억 년 - 언젠가는 다시 수축을 하게 됨 ( 대수축 ) 열린 우주의 경우 : 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 영원히 팽창을 계속함 편평한 우주의 경우 : 우주 나이 = 137억 년 - 우주는 언젠가 편평하게 되어 팽창을 거의 멈추게 됨 가속 팽창하는 우주의 경우 : 우주 나이 > 137억 년 - 현재의 우주로, 지금까지의 우주 모형 즉 감속 팽창이 아닌 가속 팽창을 함. 같이 보기 [ 편집 ] 우주 급팽창 이론 빅 크런치 우주의 역사 우주의 나이 빅 히스토리 ( en : Big History ) 플랑크 시간 각주 [ 편집 ] ↑ 대부분 호일이 르메트르의 이론을 경멸하려는 의도로 이를 언급했다고 알고 있었다. 하지만 후에 호일은 이를 부인하고, 그때는 단지 두 이론의 차이점을 청취자에게 분명히 전달할 수 있도록 강렬한 이미지의 단어를 사용했을 뿐이라고 하였다. 켄 크로스웰, " The Alchemy of the Heavens ", 랜덤하우스, 1995, 9장
오류 - 오래된 변수를 사용함인용 오류 - URL 없이 확인날짜를 사용함영어 표기를 포함한 문서빈 문단이 포함된 문서LCCN 식별자를 포함한 위키백과 문서GND 식별자를 포함한 위키백과 문서BNF 식별자를 포함한 위키백과 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 ( ) 日 本 語 - Franca / / srpskiSeelterskBasa / / 中 文 文 言 - - 語 링크 편집 이 문서는 2019년 4월 12일 ( 금 ) 11 : 12에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라
##ademy of Sciences 》 15 ( 10 ) : 773 - 779. PMC 522555. PMID 16577237. doi : 10. 1073 / pnas. 15. 10. 773. Full article. ↑ Hoyle, F. ( 1948 ). " A New Model for the Expanding Universe ". 《 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 》 108 : 372. ↑ Alpher, R. A. ; G. Gamow ( 1948 ). " The Origin of Chemical Elements ". 《 Physical Review 》 73 : 803. doi : 10. 1103 / PhysRev. 73. 803. 더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ Alpher, R. A. ( 1948 ). " Evolution of the Universe ". 《 네이처 》 162 : 774. doi : 10. 1045 / march2004 - featured. collection. ↑ Singh, S. " Big Bang ". 2007년 6월 30일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2007년 5월 28일에 확인함. ↑ Penzias, A. A. ; R. W. Wilson ( 1965 ). " A Meas
역설적이게도, 1949년 3월에 있었던 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론을 " 이 대폭발 아이디어 " 라고 비꼬아 언급하여 결국 모두가 사용하는 명칭으로 만든 장본인은 바로 호일 이었다. [ 22 ] [ 주 1 ] 당분간은 이 두 가지 이론으로 사람들의 지지가 나뉘었지만, 결국 그때 가장 유력했던 정상우주론이 승리하였다. 그러나, 1964년의 우주 마이크로파 배경은 [ 23 ] 대폭발 이론을 우주의 기원과 진화를 설명하는 데 가장 훌륭한 이론으로 자리잡게 하였다. 우주론에 관련된 최근의 연구 중 상당수는 대폭발 이후 은하들이 어떻게 형성되었는지, 초창기의 우주가 갖고 있는 물리적 특성이 무엇인지 이해하기 위한 것이거나, 기존의 이론과 관측 결과를 일치시키기 위한 것이 많았다. 대폭발 우주론은 1990년대 후반, 발달된 망원경 기술의 결과인 허블 우주 망원경과, COBE나 [ 24 ] WMAP과 [ 25 ] 같은 위성으로부터 모은 방대한 자료의 분석과 더불어 큰 발전을 이루었다. 우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 변수들에 대한 거의 정확한 계산값을 갖게 되었고, 더 나아가 이전에는 예상하지 못했던, 우주의 팽창이 더 가속화되고 있음
일정 주기로 겹쳤을때 내보내는 적외선의 스펙트럼으로 도플러 효과로 알아내는 방법이 있다. 역학적 계산 [ 편집 ] 만유인력과 구심력을 통해서 태양의 질량을 알 수가 있다. 즉, 지구의 공전속력과 태양에 잡혀 회전하는 구심력을 통해서 태양 질량을 알 수 있다. 만유인력 : F = GMm / r2 구심력 : F = mv2 / r M : 태양질량, m : 지구질량, G : 중력 상수, v : 공전속력, r : 태양과 지구간의 거리 만유인력과 구심력이 같으므로, 태양 질량을 얻을 수 있다. 이런 원리로 태양계의 질량을 알면 은하의 질량을 알 수 있고, 우리 은하에 있지 않은 임의의 천체 하나의 위치를 우리 은하와의 거리를 관측한 후 멀어지는 속력을 측정하는 방법도 있다. 온도 측정 [ 편집 ] 임의의 어떤 우주공간 지점에 온도를 측정하는 방법이다. 최초 대폭발시 어떤 온도가 존재 한다면, 시간과 공간도 이때부터 생긴 것이다. 대폭발시 온도는 일정한데, 우주가 넓어질수록 온도가 떨어지기 때문이다. 적색편이 [ 편집 ] 현재 멀리 떨어진 은하에서 나오는 빛의 스펙트럼을 조사해보면 적색편이가 보이는데, 이는 우주가 팽창하고 있다는 이론을
대폭발 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 대폭발 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 대폭발 이론에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 빅뱅은 여기로 연결됩니다. 다른 뜻에 대해서는 빅뱅 ( 동음이의 ) 문서를, 한국의 음악 그룹에 대해서는 빅뱅 ( 음악 그룹 ) 문서를 참조하십시오. 빅뱅 이론은 여기로 연결됩니다. 시트콤에 대해서는 빅뱅 이론 ( 시트콤 ) 문서를 참조하십시오. 물리우주론우주 마이크로파 배경을 통해 촬영한 우주의 구조 우주 · 대폭발우주의 나이우주의 역사우주의 종말 초기 우주 플랑크 시대 · 대통일 시대 · 쿼크시대 · 급팽창 이론 · 대폭발 핵합성우주 중력파 배경 · 우주 중성미자 배경우주 마이크로파 배경 우주의 팽창 적색편이 · 허블의 법칙우주팽창프리드만 방정식프리드만 - 르메트르 - 로버트슨 - 워커 계량 구조 형성 우주의 모양구조형성재전리은하의 형성 및 진화우주 거대구조은하 필라멘트 우주의 성분 모형암흑 에너지 · 암흑 물질가벼운 암흑 물질 관측 우주론 2dF · SDSSCOBE · BOOMERanG · WMAP · 플랑크 과학자 뉴턴 · 아인슈타인 · 호킹 · 프리드만 · 르메트르 · 허블 · 펜지어스 · 윌슨 · 가모프 · 딕
##와 함께 단위 부피당 입자수는 절반으로 줄고, 입자들과의 충돌로 자유롭게 움직이지 못하고 있던 빛이 분리된다. 이 때 방출된 빛은, 우주 팽창에 역행하며 우주의 역사에 해당하는 시간동안을 움직여, 지구에 도달한다. 이 빛은 매우 큰 적색편이를 겪어 우리에게 미미한 에너지를 보이는 복사로 보인다. 이론적으로 예측된 이 빛을 우주 마이크로파 배경이라 불렀다. 최초의 별 ( first star ) 과 은하의 생성 당시 우주에 존재하던 원소들인 수소와 헬륨이 매우 많이 밀집된 곳에서 태양 질량의 수백 배에 이르는 무거운 별들이 탄생. 이 무거운 별들은 100만 년 정도의 짧은 수명이 지난 후 초신성 폭발과 비슷한 큰 폭발로 최후를 맞으며 자신이 핵융합을 통해 생성한 무거운 원소들을 우주에 뿌렸다. 우주 나이 38만 년 ~ 4억 년 : 암흑의 시대 비슷한 시기에 생긴 별들이 비슷한 시기에 폭발로 우주에 에너지를 방출하자, 그 에너지가 재결합 때 이루어진 양성자와 전자의 결합을 분리시켰다. 이로 인해 수억 년간 별과 은하를 만들지 못하는 시기가 지속되었다. 우주 나이 4억 년 ~ 137억 년 : 항성 / 은하 / 성운 / 행성 등의 발달 우주 나이 137억 년 :
2. 3 FLRW 우주 모형 2. 4 지평선 3 팽창의 증거 3. 1 분광법 3. 2 역학적 계산 3. 3 온도 측정 3. 4 적색편이 4 대폭발 이론의 문제점 5 대폭발 후의 우주 모형 ( 이론상 ) 6 대폭발 이후 우주의 역사 7 같이 보기 8 각주 9 참고 문헌 10 외부 링크 역사 [ 편집 ] 우주론의 연표, 천문학의 역사 문서를 참고하십시오. 대폭발 이론은 우주의 구조에 대한 연구와 이론적 고찰로부터 만들어졌다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 한 나선 은하의 도플러 편이를 처음으로 계산해냈고, 곧 거의 모든 은하들이 지구로부터 멀어지고 있음을 발견했다. 그는 이 사실로부터 우주론적 의미를 찾으려 하지는 않았는데, 당시엔 이러한'성운'들이 과연 우리 은하 바깥의'개별 은하'인가 아닌가에 대해서 논쟁이 매우 활발했기 때문이다. [ 9 ] [ 10 ] 10년 뒤, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 방정식으로부터, 아인슈타인이 당시에 옹호했던 정적 우주 모형에 반하는, 우주는 팽창하고 있을 수 있음을 보이는 프리드만 방정식을 도출해낸다. [ 11 ] 1924년, 에드윈 허블이 계산해 낸 가장 가까운'성운
##게서 멀어지기 시작했다. 이 물질과 에너지가 은하계와 은하계 내부의 천체들을 형성하게 되었다. 이 이론은 우주가 팽창하고 있다는 에드윈 허블의 관측을 근거로 하고 있다. 또한 그는 은하의 이동 속도가 지구와의 거리에 비례한다는 사실도 알아냈다. 이는 은하가 지구에서 멀리 떨어져 있을 수록 빠르게 멀어지고 있음을 의미한다. 정상우주론을 제외하면 아직 거의 유일한 과학적 우주 탄생 이론이다. 벨기에의 로마가톨릭 사제이자 천문학자인 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대하여, 후에 대폭발 이론이라 불리게 되는 추측을 하였는데, 그는 이것을 " 원시원자에 대한 가설 " 이라 불렀다. 이 모형의 틀은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론과 단순화 가정 ( 공간의 균질성과 등방성과 같은 ) 을 기반으로 한다. 이것의 지배방정식은 알렉산드르 프리드만에 의해 공식화되었다. 르메트르가 1927년에 제시한 대로, 에드윈 허블이 1929년 멀리 떨어진 은하들의 거리가 그것들의 적색 편이와 비례하다는 것을 발견했다. 1964년에는 우주의 극초단파를 연구하는 천문학자들이 우주에서 초단파 잡음이 난다는 사실을 발견했다. 이
##ian mechanics ) 을 이용해서 일반 상대성이론에 국소항을 찾아내어 대폭발의 특이점이 없다는 것을 보인 연구가 있었으나, [ 27 ] 레이저 간섭계 중력파 관측소의 중력파 관측 내용을 토대로 직접 장방정식을 검증할 수 있게 되었다고는 하지만 이는 아직 가설수준에 불과하며, 정작 수학적 계산에 의해 필연적으로 존재해야하는 우주 내부의 물질양만큼의 천문학적 반물질양이 어디에 존재하는지는 여전히 미스테리로 남아있다. 이 부분의 본문은 나선은하 나선구조의 기원입니다. 나선은하 팔의 형태와 은하중심과으로부터의 거리에 대한 별의 궤도속도가 고전역학을 통한 계산값보다 크지만, 높은 안정성을 보이는 이유를 설명해내지 못하고 있다. 대폭발 후의 우주 모형 ( 이론상 ) [ 편집 ] 텅 빈 우주 열린 우주 ( 암흑 에너지 발견 전의 우리 우주의 추측 모습. ) 평평한 우주 닫힌 우주 가속 팽창하는 우주 ( 현재 ) 대폭발 이후 우주의 역사 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 우주의 역사입니다. 우주 나이 ~ 10 - 43초 : 플랑크 시간 ( Planck time ) 하이젠베르크의 불확정성 원리에 따라 계산된 물리학이 정의할 수 있는 최소의 시간단위. 플랑크
대폭발(빅뱅) 사건은 고밀도 및 온도의 초기 상태에서 어떻게 우주가 팽창했는지 설명하는 물리 이론이다. 대폭발의 다양한 우주론적 모형은 관측 가능한 우주의 초기 알려진 기간부터 이후의 대규모 형태까지의 진화를 설명한다. 이 모형은 풍부한 광 원소, 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사 및 거대구조를 포함하여 관찰된 광범위한 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다. 편평도 문제로 알려진 우주의 전반적인 균일성은 우주 팽창, 즉 초기 순간에 갑작스럽고 매우 빠른 공간 팽창으로 설명된다. 그러나 물리학은 현재 빅뱅의 초기 조건을 성공적으로 모델링할 수 있는 널리 받아들여지는 양자 중력 이론이 부족하다. 결정적으로, 이 모형은 허블-르메트르 법칙-한 은하가 멀리 떨어져 있을수록 지구에서 더 빨리 멀어진다는 관측-과 호환된다. 알려진 물리 법칙을 사용하여 시간을 거슬러 이 우주 팽창을 외삽하면 모형은 공간과 시간이 의미를 상실하는 특이점(일반적으로 "빅뱅 특이점(the Big Bang singularity)(the Big Bang singularity)"이라고 함)이 선행하는 점점 더 집중되는 우주를 설명한다. 1964년에 CMB가 발견되었고, 이는 대폭발(빅뱅) 모형이 먼 과거의 높은 온도와 밀도로 인해 균일한 배경 복사를 예측했기 때문에 경쟁하는 우주 진화의 정상우주론 모형이 잘못되었다고 많은 우주론자들을 확신시켰다. 광범위한 실증적 증거는 이제 본질적으로 보편적으로 받아들여지는 대폭발 사건을 강력하게 지지한다. 우주의 팽창률에 대한 자세한 측정 결과 빅뱅 특이점은 우주의 나이로 간주되는 137.87±0.20억 년 전으로 추정된다.대폭발(빅뱅) 모형에 의해 아직 적절하게 설명되지 않은 관찰된 우주의 측면이 남아 있다. 초기 팽창 후 우주는 아원자 입자와 나중에 원자가 형성될 수 있을 만큼 충분히 냉각되었다. 이것이 발생하도록 허용한 물질과 반물질의 불평등한 풍요는 중입자 비대칭으로 알려진 설명할 수 없는 효과이다. 이 원시 원소들(주로 수소, 약간의 헬륨 및 리튬 포함)은 나중에 중력을 통해 합쳐져 초기 별과 은하를 형성했다. 천문학자들은 은하계를 둘러싼 알려지지 않은 암흑 물질의 중력 효과를 관찰한다. 우주의 대부분의 중력 퍼텐셜은 이런 형태인 것으로 보이며, 대폭발 모형과 다양한 관측은 이 과도한 중력 퍼텐셜이 일반 원자와 같은 중입자 물질에 의해 생성되지 않는다는 것을 나타낸다. 초신성의 적색편이 측정은 우주의 팽창이 가속되고 있음을 나타내며, 이는 암흑 에너지로 알려진 설명할 수 없는 현상에 기인한 관측이다.