Chang-Su/ko-wiki-250611 huggingface dataset:
구미 농소리 은행나무

구미 농소리 은행나무(龜尾 農所里 은행나무)는 대한민국 경상북도 구미시 옥성면 농소리에 있는 은행나무이다. 1970년 6월 3일 대한민국의 천연기념물 제225호로 지정되었다. 개요. 은행나무는 살아 있는 화석이라 할 만큼 오래된 나무로 우리나라, 일본, 중국 등지에 분포하고 있다. 우리나라에는 중국에서 유교와 불교가 전해질 때 같이 들어온 것으로 전해지고 있다. 가을 단풍이 매우 아름답고 병충해가 없으며 넓고 짙은 그늘을 제공한다는 장점이 있어 정자나무 또는 가로수로도 많이 심는다. 구미 농소리의 은행나무는 수령이 400년 이상으로 추정되며 높이는 21.6m, 둘레는 11.85m이다. 싹 중에 일부는 계속 자라 나무줄기 높이와 비슷한 키가 되었는데, 이러한 싹이 많아 모습이 마치 숲과 같다. 나무의 유래는 확실치 않지만, 뒷산에 있는 골짜기를 ‘골 바윗골 절터 양지’라고 부르고 있으며 돌담이 여기저기 흩어져 있는 점으로 보아 한때 절이나 장터가 있었던 것으로 추측된다. 그러므로 이 은행나무는 절과 관계가 있는 나무로 여겨진다. 마을사람들은 이 은행나무가 마을을 보호해 준다고 여겨, 매년 10월 10일에 제사를 지내고 있으며 나뭇가지에 새들도 앉지 못할 정도로 위엄시 되었으나 지금은 나무 꼭대기에 둥지가 있다. 구미 농소리의 은행나무는 오랜 세월동안 조상들의 관심과 보살핌 가운데 살아온 나무로 문화적 연구자료가 될 뿐만이 아니라 생물학적 보존가치도 높아 천연기념물로 지정·보호하고 있다.
양양 포매리 백로와 왜가리 번식지

양양 포매리 백로와 왜가리 번식지는 대한민국 강원특별자치도 양양군 현남면 포매리에 있는 백로와 왜가리의 번식지로 대한민국의 천연기념물 제229호로 지정되어 있다.
흑두루미

흑두루미는 두루미과의 새이다. 몸길이는 약 100cm로 몸은 암회색을 띤다. 머리는 흰색이고, 머리꼭대기에 붉은색 반점이 있다. 논·습지 같은 곳에 50~500마리씩 떼를 지어 다니며, 물고기·조개·곤충·지렁이 등과 식물의 줄기·잎·뿌리 곡식의 낟알 등을 먹는다. 알은 엷은 갈색 바탕에 검은색 반점이 있다. 겨울에는 암수와 어린 새 두 마리 정도로 구성된 가족군과 번식을 하지 않는 개체들이 모여 큰 무리로 생활한다. 날 때에는 V자 모양으로 무리를 지어 이동한다. 시베리아·만주·몽골 등지에서 번식하고 한국·일본·중국에서 월동한다. 한국에서는 멸종위기 야생생물 Ⅱ급, 천연기념물 제228호로 지정하여 보호하고 있다. 흑두루미의 어원. 영어이름은 ‘Hooded Crane’으로 ‘두건을 쓴 두루미’라는 뜻이다. 학명은 ‘Grus monacha’로 수녀를 닮은 두루미라는 뜻인데, 흑두루미의 몸색깔이 수녀의 옷 색깔과 비슷하다는 데서 유래되었다. 한국의 흑두루미. 한국 전통 문화에서 고고한 기품과 선비적 기상의 상징으로 여겨졌으며, 장수와 소원성취, 행운, 헌신적 가족애, 부부애, 고귀함의 의미로 사랑을 받아온 새이다. 포획된 개체의 경우 서울대공원의 큰물새장, 우치공원 큰물새장에 전시했으나 우치공원의 개체를 마지막으로 포획된 흑두루미는 모두 소멸되었다.
통영 도선리 백로와 왜가리 번식지

통영 도선리의 백로 및 왜가리 번식지는 대한민국의 천연기념물이었다. 1993년 7월을 제외하고 1980년대 이후 백로 및 왜가리를 관측한 일이 없어져, 천연기념물에서 해제되었다.
먹황새

먹황새("black stork")는 황새과에 속하는 큰 새이다. 칼 폰 린네에 의해 그의 《자연의 체계》 10판에서 처음 기술되었다. 부리 끝에서 꼬리 끝까지 평균 95~100cm, 날개 길이는 145~155cm인 성체 먹황새는 주로 녹색 광택의 검은 깃털이 있으며, 하얀 가슴과 배, 빨간색의 눈과 부리, 다리가 있다. 널리 퍼져 있지만 흔하지 않은 종으로, 유럽 전역(주로 포르투갈과 스페인, 중부와 동부 지역)과 북극을 가로질러 태평양까지 동쪽으로 흩어져 번식한다. 유럽 개체군은 열대 사하라 이남 아프리카, 아시아 개체군은 인도 아대륙에서 월동하는 장거리 이주이다. 유럽과 아프리카 사이를 이동할 때 지중해의 넓은 범위를 건너는 것을 피하고 동쪽의 레반트, 중앙의 시칠리아 해협 또는 서쪽의 지브롤터 해협을 통해 우회한다. 고립된 비이민 개체군은 남아프리카에서 발생한다. 근연종인 홍부리황새와 달리 먹황새는 수줍음이 많고 경계심이 많은 종이다. 단독으로 또는 쌍으로 나타나는데, 주로 습지나 강, 내수면에서 볼 수 있다. 양서류, 작은 물고기, 곤충을 먹이로 하며, 일반적으로 얕은 물에서 천천히 먹이를 쫓는다. 번식용 쌍은 보통 큰 숲 나무에 둥지를 짓는데, 가장 일반적으로 낙엽이 지지만 먼 거리에서도 볼 수 있는 침엽수도 있고, 큰 바위나 산간 지역의 돌출된 가장자리에서도 볼 수 있다. 암컷은 2~5개의 회백색 알을 낳는데, 이 알들은 둥지에서 시간이 지나면 더러워진다.
먹황새

부화는 32일에서 38일이 걸리고, 암수가 임무를 분담하며 알을 낳는 데는 60일에서 71일이 걸린다. 생태. 몸길이는 약 92~100cm로 머리·목·윗가슴·등은 검은색으로 광택이 나고 배는 흰색이며, 다리와 부리는 붉은색이다. 눈 주위는 피부가 드러나 있으며 붉은색을 띤다. 내륙의 평야, 논이나 산악의 작은 골짜기에 서식한다. 인적이 드문 곳의 소나무 등의 고목 위나 암벽이 움푹 들어간 곳에 둥지를 틀고 3-5월에 흰색 알을 3-5개 낳으며 민물고기·갑각류·곤충을 잡아먹는다. 한국·유럽·아프리카·러시아·중국에 분포한다. 한국에서는 천연기념물 제200호 및 멸종위기 야생생물 Ⅰ급으로 지정하여 보호하고 있다. 대한민국에서 텃새 개체는 1968년까지 안동시 도산면 강송리 절벽에서 서식한 것을 끝으로 발견되지 않았으나, 최근 몇 년간 전라남도 함평군에서 겨울을 나는 모습이 발견되었다.
울릉 사동 흑비둘기 서식지

울릉 사동 흑비둘기 서식지는 대한민국 경상북도 울릉군 울릉읍 사동에 있는, 흑비둘기가 사는 곳이다. 대한민국의 천연기념물 제237호로 지정되어 있다.
마리아 (예수의 어머니)

마리아(, , , , , , 기원전 18년경 ~ 서기 41년경)는 신약성경에서 예수의 어머니로 등장하는 갈릴래아의 나자렛 출신 유대인 여성이다. 그리스도교에서는 그의 아들 예수가 그리스도(메시아)이며, 강생한 성자라고 믿는다. 천주교나 정교회에서는 ‘성모(聖母) 마리아’ 또는 ‘복되신 동정(童貞) 마리아’, ‘동정녀(童貞女) 마리아’라고 호칭한다. 이슬람교에서도 마리아는 주요 인물로서, 꾸란의 한 장에 마리아에 대해 기록하였다. 신약성경의 마태오 복음서와 루가 복음서에서 마리아를 '동정녀'(그리스어: παρθένος, 파르테노스)라고 부르고 있다. 전통적으로 그리스도인들은 그녀가 성령으로 인하여 처녀 상태에서 예수를 잉태하였다고 믿고 있다. 이슬람교도들도 마리아가 하느님의 명령에 따라 처녀의 몸으로 수태하였다고 믿고 있다. 이 일은 약혼자였던 요셉과 혼인을 앞둔 와중에 일어났다. 마리아는 요셉과 혼인한 후에 그를 따라 베들레헴으로 가서 그곳에서 예수를 낳았다. 루가 복음서에서 마리아가 처음으로 등장하는 장면은, 천사 가브리엘이 마리아 앞에 나타나 그녀가 예수의 어머니가 될 몸으로서 하느님이 성별했음을 알리는 장면에서 등장한다. 복음서를 보면, 마리아는 예수가 십자가에 못 박혀 죽었을 때 함께 있었으며, 예루살렘 초기 기독교 공동체 일원으로 묘사하고 있다. 초대 교회 때부터 내려온 전승에 의하면, 마리아는 지상에서 생애를 마친 후에 육신과 영혼이 모두 예수에 의해 천국으로 들어 올림을 받았다고 한다.
마리아 (예수의 어머니)

마리아는 초기 기독교의 이단 영지주의의 가현설을 이단 주장으로 정의하는 중요한 근거가 되는 인물이며, 인성과 신성을 지닌 그리스도에 대한 교리를 형성하는 근거이다. 그리스도에 대한 신학 이론에서 중요하게 다루는 인물이다. 기독교 교파들 가운데 천주교와 동방 정교회, 오리엔트 정교회, 콥트교회, 시리아 정교회, 성공회, 루터교 등에서는 마리아를 성자인 예수의 어머니라는 의미로 테오토코스라고 부르고 있다. 주요 기독교 전통들에서는 마리아에 대한 다양한 신심들이 존재하는데, 특히 천주교에서는 마리아와 관련해서 4대 교의를 믿고 있다. 즉 마리아는 하느님의 어머니이며, 원죄 없이 잉태되었으며(원죄 없는 잉태), 평생 동정녀이고(마리아의 평생 동정), 지상에서의 생애를 마친 후에는 육신과 영혼이 함께 천국으로 들어올림을 받았다는 것이다(성모 승천). 서방교회의 일원으로서 가톨릭적 전통이 남아있는 성공회에도 성모 마리아 신심의 전통과 문화가 상당 부분 계승되어왔으며, 루터교 역시 마리아와 연관된 전통적인 축일 중 세 날(수태고지, 성모 방문, 주님의 어머니 마리아 영면)이 기념일로 남아있는 등 성모 마리아 공경 전통이 최소한으로나마 남아있지만, 이들 외에 개신교 전반은 성모 마리아는 예수의 어머니일 뿐 그에 대한 신학적 비중이 매우 적거나 없다. 이름. 마리아(Maria)라는 이름은 코이네 그리스어 '마리암'(Μαριάμ)의 축약형인 '마리아'(Μαρία)에서 유래하였다. 마리아가 실제로 사용했던 언어인 아람어로는 '마리얌'(ܡܪܝܡ) 또는 '마리암'이다.
마리아 (예수의 어머니)

그리스어로 기록된 초기 신약성경에는 마리아의 이름을 Μαρία와 Μαριάμ 둘 다 표기하였다. 기독교에서 마리아는 보편교회 시절 영지주의 이단과 구분하는 '테오토코스', 즉 신성을 지닌 예수를 출산했다는 의미로 칭하였다. 흔히 ‘동정녀’라고 부른다. 그 이유는 마리아가 남자와의 어떠한 관계도 맺지 않은 상태에서 성령으로 인하여 기적적으로 예수를 잉태했다고 믿기 때문이다. 동정녀라는 호칭 외에도 서방 교회 전반에서는 흔히 '성모 마리아'라 칭하며, 천주교에서는‘복되신 동정 마리아’, ‘하느님의 어머니’(천주의 성모) 등의 호칭으로 부르며, 동방교회에서는 여전히 '테오토코스' 호칭으로 부른다. 이슬람. 이슬람에서 마리아는 아랍어로 마리암(مريم, Maryam)이라 불리며, 이사(عيسى بن مريم, ʿĪsā ibn Maryām, ‘마리아의 아들 예수’)의 어머니이다. 그녀는 종종 “사이이다투나(Sayyidatuna)”라는 경칭으로 불리는데, 이는 “우리의 부인”이라는 뜻으로, 예언자들을 부르는 “사이이다누나(Sayyiduna)” 즉 “우리의 주님”과 대칭되는 표현이다. 또 다른 애칭으로는 “시디카(Siddiqah)”가 있는데, 이는 “진리를 확인하는 자” 혹은 “진심으로 완전히 믿는 자”라는 뜻이다. 마리아에 대한 또 다른 칭호는 “카니타(Qānitah)”로, 이는 하나님께 끊임없이 순종하며 기도와 간구에 몰두하는 상태를 의미한다. 그녀는 또한 “타히라(Tahira)”라고 불리는데, 이는 “정화된 자”라는 뜻이며, 사탄에게 단 한 번도 손대지 않은 창조물 중 두 명 중 하나임을 나타낸다. 다른 한 명은 예수이다.
마리아 (예수의 어머니)

꾸란에서는 그녀를 “임란의 딸”이자 “아론의 자매”로 묘사하는데, 이는 히브리 성경의 미리암을 암시한다. 그러나 “아론의 자매”라는 칭호는 비유적인 표현으로, 이는 아랍어에서 흔한 수사법이다. 이는 이슬람 예언자 무함마드가 마리아가 실제로 미리암의 이름을 따랐다고 설명한 하디스에 의해 확인된다. 고대 문헌 속의 삶. 신약성서. 정경 복음서와 사도행전은 마리아에 관한 역사적 정보의 주요 출처이다. 이들은 거의 동시대의 자료로, 공관복음서와 사도행전은 대체로 서기 66년에서 90년 사이에 쓰여진 것으로 간주되며, 요한복음은 서기 90년에서 110년 사이에 기록되었다. 이 문헌들은 주로 예수와 그의 사도들의 가르침에 초점을 맞추고 있어 마리아에 관한 정보는 제한적이다. 복음서와 사도행전의 역사적 신뢰성에 대해서는 논쟁이 있는데, 초기 기독교 문헌에서 역사적 사실과 전설적인 이야기가 혼합되는 것이 일반적이었기 때문이다. 마리아에 관한 신약성서에서 가장 초기 기록은 복음서보다 먼저 쓰인 갈라디아서에 있다. 여기서 그녀는 “한 여자”로만 언급되며 이름이 나오지 않는다: “때가 차매 하나님이 자기 아들을 보내셨으니 그가 여자에게서 나셨고 율법 아래에 나셨다” (갈라디아서 4:4). 마리아는 정경 복음서와 사도행전에서 여러 차례 언급된다: 가계. 신약성서는 마리아의 초기 역사에 대해 거의 언급하지 않는다. 마태복음은 예수의 족보를 아버지 계통, 즉 요셉의 부계로만 제시하며, 마리아는 단지 요셉의 아내로만 언급된다.
마리아 (예수의 어머니)

요한복음 19장 25절에서는 마리아에게 자매가 있다고 기록되어 있으나, 이 자매가 클로파의 마리아와 동일인인지 아니면 이름이 밝혀지지 않은 다른 인물인지 의미가 불분명하다. 예로니모는 클로파의 마리아를 예수의 어머니 마리아의 자매로 식별했다. 2세기 초 역사가 헤게시푸스에 따르면, 클로파의 마리아는 아마도 마리아의 시누이였을 것으로 보며, 클로파(클레오파스)가 요셉의 형제로 이해되었다. 누가복음의 저자에 따르면, 마리아는 제사장 아비야의 반열에 속한 제사장 스가랴의 아내 엘리사벳과 친척 관계였다. 엘리사벳은 아론의 혈통, 즉 레위 지파에 속한다. 엘리사벳과의 관계가 모계 쪽이라고 믿는 일부 학자들은, 마리아도 요셉처럼 다윗 왕가의 혈통, 즉 유다 지파 출신이라고 본다. 누가복음 3장에서 나탄을 통해 제시된 예수의 족보는 사실 마리아의 족보이며, 마태복음 1장에서 솔로몬을 통해 제시된 족보는 요셉의 족보라는 해석이다. (아론의 아내 엘리셉바가 유다 지파 출신이므로, 그들의 모든 후손은 레위와 유다 양쪽 혈통을 갖는다.) 수태고지. 마리아는 갈릴리 나사렛에 있는 “자신의 집”에 거주하고 있었으며, 아마도 부모와 함께 있었을 가능성이 있다. 당시 유대 결혼의 첫 단계인 약혼 기간이었다. 유대인 소녀들은 보통 12세 6개월에 혼인 적령기로 여겨졌으나, 실제 신부의 나이는 상황에 따라 달랐다.
마리아 (예수의 어머니)

결혼 전에 약혼 기간이 있었으며, 약혼 후 신부는 법적으로 신랑의 소유가 되었지만 결혼식이 치러지는 약 1년 후까지는 신랑과 함께 살지 않았다. 천사 가브리엘은 마리아에게 성령으로 잉태하여 약속된 메시야의 어머니가 될 것임을 알렸다. 처음에는 놀라움을 표했으나, 마리아는 “나는 주님의 여종입니다. 말씀하신 대로 내게 이루어지소서”라고 응답했다. 요셉은 조용히 이혼하려 했으나, 꿈속에서 “주의 천사”가 나타나 그녀의 잉태가 성령에 의한 것임을 알려주었고, 그녀를 아내로 맞이하라는 말을 들었다. 이에 요셉은 주저하지 않고 그녀를 아내로 맞아 결혼 의식을 공식적으로 마무리했다. 천사 가브리엘이 마리아에게 불임이었던 엘리사벳이 기적적으로 잉태했다는 소식을 전했기에, 마리아는 유다 지방의 한 도시인 “언덕 지역”에 남편 스가랴와 함께 살고 있는 엘리사벳을 만나러 급히 갔다. 마리아가 집에 도착해 인사하자 엘리사벳은 마리아를 “나의 주님의 어머니”라고 불렀고, 마리아는 라틴어 첫 단어를 따서 ‘마니피캇’(Magnificat)으로 불리는 찬양의 말을 전했다. 약 3개월 후 마리아는 자신의 집으로 돌아갔다. 사료. 신약성경. 가족과 어린 시절. 신약성경은 마리아의 개인적인 삶에 대해 짧게 언급하고 있다. 2세기 문헌인 야고보 복음서에서는 마리아의 부모에 대해 언급하는데, 아버지의 이름은 요아킴이고 어머니의 이름은 안나이다.
마리아 (예수의 어머니)

요한 복음서 19장 25절에는 마리아가 자신과 마찬가지로 마리아라는 이름을 가진 자매가 있었던 것으로 나오는데, 2세기 역사학자 헤제시포에 따르면, 요셉의 형제 클로파스와 동서지간이라고 한다. 루가 복음서에 의하면, 마리아는 아비야 조에 속한 사제 즈카르야의 아내이자 아론의 자손인 레위 지파에 속한 엘리사벳의 사촌이라고 한다. 신학자들은 마리아가 엘리사벳과 친척 관계라는 점에 주목하여, 마리아 역시 남편 요셉과 마찬가지로 다윗 가문의 후손이라는데 대체로 의견을 같이 한다. 그들은 마태오 복음서 1장에 기술된 예수의 족보는 요셉의 족보이며, 루가 복음서 3장에 나오는 예수의 족보는 사실상 마리아의 족보라고 보고 있다. 두 복음서는 다윗 대까지 이름이 동일하나, 그 다음부터는 이름이 서로 틀리다. 마태오 복음서 1장의 족보는 다윗 다음에 솔로몬으로 시작하는 데 반해, 루카 복음서 3장의 족보는 다윗과 밧 세바의 셋째 아들인 나탄으로 시작한다(아론의 아내 엘리세바는 유다 지파 사람이다. 따라서 두 사람의 후손은 레위 지파인 동시에 유다 지파인 셈이다). 마리아는 갈릴래아의 나자렛에 있는 자기 집에서 약혼자 요셉과의 혼인을 준비하며 지내던 중에 천사 가브리엘의 방문을 맞게 되었다(성모 영보). 가브리엘은 마리아를 “은총이 가득한 이”라고 부르며 인사한 다음 그녀가 성령을 통하여 메시아로 약속받은 한 사내아이를 잉태하여 그의 어머니가 될 것이라고 알려 주었다. 이에 마리아는 “저는 주님의 종입니다.
마리아 (예수의 어머니)

말씀하신 대로 저에게 이루어지기를 바랍니다.”라고 말하며 순전히 자유의지로 하느님의 뜻에 전적으로 순명하겠다고 대답하였다. 그러자 가브리엘은 마리아에게서 떠나갔다. 몇달 후, 요셉이 마리아의 임신 사실을 알고 남몰래 그녀와 파혼하기로 작정하였다. 그 때, 그의 꿈에 천사가 나타나서 마리아의 임신은 성령으로 말미암은 것이니 두려워하지 말고, 그녀를 아내로 맞이하라고 지시하였다. 잠에서 깨어난 요셉은 천사가 명령한 대로 마리아를 아내로 맞아들였다. 그러나 마리아와 잠자리를 같이하지는 않았다. 천사가 다녀간 후, 마리아는 서둘러 유다 산악 지방에 있는 한 고을에서 남편 즈카르야와 함께 사는 사촌 엘리사벳의 집을 방문하였다. 엘리사벳은 오랫동안 임신하지 못하였다가, 역시 천사 가브리엘의 예고대로 기적적으로 임신하였다. 마리아의 인사말을 듣고 엘리사벳은 성령으로 가득 차 그녀에게 “당신은 여인들 가운데에서 가장 복되시며 당신 태중의 아기도 복되십니다. 내 주님의 어머니께서 저에게 오시다니 어찌 된 일입니까? 보십시오, 당신의 인사말 소리가 제 귀에 들리자 저의 태 안에서 아기가 즐거워 뛰놀았습니다. 행복하십니다, 주님께서 하신 말씀이 이루어지리라고 믿으신 분!”이라고 큰 소리로 외쳤다. 그러자 마리아는 하느님을 찬양하는 노래를 불렀는데, 이 노래가 바로 마니피캇(Magnificat)이다. 마니피캇이라는 제목은 마리아의 노래 첫 구절을 라틴어로 번역한 말이다. 마리아는 석 달가량 엘리사벳과 함께 지내다가 자기 집으로 돌아갔다.
마리아 (예수의 어머니)

루카 복음서에 의하면, 로마 황제 아우구스투스에게서 칙령이 내려져 로마 제국의 모든 신민이 호적 등록을 하게 되었다. 그래서 요셉도 갈릴래아 지방의 나자렛을 떠나 자기 고향인 유다 지방의 베들레헴으로 갔다. 마리아도 요셉과 함께 베들레헴으로 가서, 그곳에서 사내아기를 낳았다. 그러나 마리아와 요셉은 숙박할 여관을 찾지 못했기 때문에 마굿간을 해산 장소로 이용하였다. 루카 복음서에서는 예수가 태어난 날 밤에 들판에서 자기 양 떼를 지키는 목자들에게 천사가 나타나서 베들레헴의 구유에서 메시아가 태어났다는 소식을 알려 주었다고 언급한다. 그러자 목자들은 서둘러 가서 마리아와 요셉과 구유에 누운 아기를 찾아내고, 천사가 자기들에게 전한 말을 알려 주었다. 그리고 하느님을 찬양하고 찬미하며 돌아갔다고 한다. 마태오 복음서에서는 별을 연구하다가 예언대로 메시아가 베들레헴에서 태어났다는 것을 알게 된 동방박사들이 먼 길을 찾아와서 어머니 마리아와 함께 있는 아기를 보고 땅에 엎드려 경배한 다음에 가지고 온 보물 상자를 열고 아기에게 황금과 유향과 몰약을 예물로 바쳤다고 언급한다. 그로부터 8일 후에 유대 율법에 따라 사내아기는 할례를 받고 ‘예수’라는 이름을 받았다. 그 이름은 천사가 마리아와 요셉에게 일러 준 이름으로서, ‘하느님이 살리신다’는 뜻인데, 유대교 문화권에서 흔히 쓰이던 사람의 이름이다. 유대인들은 여자가 아기를 배어 사내아이를 낳았을 경우, 몸이 피로 더렵혀져 이레 동안 부정하다고 보았다.
마리아 (예수의 어머니)

아마도 마리아 역시 율법을 준수하여 30일 동안 집 안에만 머물러 있어야 했을 것으로 추정된다. 30일이 지난 후에는 아들 예수를 위한 번제물로 1년 된 어린양 한 마리와 속죄 제물로 바칠 집비둘기나 산비둘기 한 마리를 만남의 천막 어귀로 가져와서 사제에게 주었을 것이며, 사제는 마리아를 위하여 제물을 봉헌하며 정결례를 거행했을 것이다. 만약 양 한 마리를 바치지 못했을 경우, 산비둘기 두 마리나 집비둘기 두 마리를 가져다가, 한 마리는 번제물로, 한 마리는 속죄 제물로 바쳤을 것으로 추정된다. 또한, 마리아와 요셉은 아기 예수를 예루살렘으로 데리고 올라가 성전에 봉헌하였다. 모세의 율법에 “태를 열고 나온 사내아이는 모두 주님께 봉헌해야 한다.”고 기록되어 있기 때문이다. 그 때, 시메온은 아기 예수를 두 팔에 받아 안고 하느님을 찬미하고 나서 마리아에게 “보십시오. 이 아기는 이스라엘에서 많은 사람을 쓰러지게도 하고, 일어나게도 하며, 또 반대를 받는 표징이 되도록 정해졌습니다. 그리하여 당신의 영혼이 칼에 꿰찔리는 가운데, 많은 사람의 마음속 생각이 드러날 것입니다.”라고 예언하였다. 더불어 한나도 같은 시간에 하느님에게 감사의 기도를 바치며, 예루살렘의 속량을 기다리는 모든 사람에게 아기 예수에 대하여 이야기하였다고 한다. 시메온과 한나의 예언을 들은 후, 마리아와 요셉은 갈릴래아에 있는 고향 나자렛으로 돌아갔다. 예수의 생애에서의 마리아. 마리아는 신약성경에서 예수의 소년 시절에 대한 유일한 기록에서도 등장한다.
마리아 (예수의 어머니)

예수가 12세가 되던 해에 마리아와 요셉은 그를 데리고 파스카 축제를 지내러 예루살렘으로 갔다. 그런데 축제 기간이 끝나고 돌아갈 때에 소년 예수는 예루살렘에 그대로 남았다. 마리아와 요셉은 그것도 모르고, 일행 가운데에 있으려니 여기며 하룻길을 갔다. 그런 다음에야 친척들과 친지들 사이에서 찾아보았지만, 찾아내지 못하였다. 그래서 예루살렘으로 돌아가 그를 찾아다녔다. 사흘 뒤에야 성전에서 그를 찾아냈는데, 그는 율법 교사들 가운데에 앉아 그들의 말을 듣기도 하고 그들에게 묻기도 하고 있었다. 율법 교사들은 예수의 슬기로운 답변을 듣고 모두 놀라워하였다. 놀란 마리아가 예수에게 가서 “얘야, 우리에게 왜 이렇게 하였느냐? 네 아버지와 내가 너를 애타게 찾았단다.” 하자, 그가 마리아와 요셉에게 말하였다. “왜 저를 찾으셨습니까? 저는 제 아버지의 집에 있어야 하는 줄을 모르셨습니까?” 예수가 세례자 요한으로부터 요르단강에서 세례를 받고 광야에서 악마의 유혹을 물리친 후, 마리아는 그와 함께 카나에서 열린 혼인 잔치에 참석하였다. 그런데 포도주가 떨어지자 마리아는 예수에게 포도주가 떨어졌음을 알렸다. 예수가 “여인이시여, 아직 저의 때가 오지 않았습니다.”라고 말했지만, 마리아는 일꾼들에게 “무엇이든지 그가 시키는 대로 하여라.”라고 일러 주면서 예수의 처분에 온전히 맡겼다. 결국 예수는 “물독에 물을 채워라.”고 지시한 다음 그것을 포도주로 변화시켰다. 이렇게 예수는 첫 번째 기적을 행하였는데, 그 자리에는 마리아가 함께 있었다.
마리아 (예수의 어머니)

그 뒤에 마리아는 예수의 형제들이라고 불린 야고보, 요셉, 시몬, 유다 그리고 이름이 알려져 있지 않은 자매들을 대동하고 군중을 상대로 설교하고 있는 예수를 찾아갔다. 교부 예로니모에 의하면, 여기서 ‘형제’와 자매라고 번역된 말은 실제로는 사촌을 가리키는 말이라고 한다. 어머니와 형제들이 스승님을 뵈러 왔다는 군중의 말에 대한 예수의 대답에 대해 각 복음서는 어법의 차이를 보인다. 루카 복음서는 “내 어머니와 내 형제들은 하느님의 말씀을 듣고 실행하는 이 사람들이다.”라고 기록했고, 마태오 복음서와 마르코 복음서에는 “누가 내 어머니고 누가 내 형제들이냐?”라는 표현이 더 나와 있다. 그리스 태생인 루카는 철저한 남성 중심, 제자 중심에서 벗어난 사고방식을 가지고 있었기에 직접적 표현을 쓰지 않았다. 반면 마태오 복음서와 마르코 복음서는 “누가 내 어머니냐?”라는 반문을 뒤에 씀으로써 하느님의 말씀을 따르는 것의 중요성을 강조했다. 이 구절을 예수가 자신의 가족들을 거절하는 것으로 해석하는 이들이 있는 반면, 마리아가 자신을 낳은 어머니일 뿐 아니라, 어머니야말로 하느님의 뜻을 행한 사람으로서 “내 어머니다.”라고 하는 것을 예수가 반어법으로 말한 것으로 해석하는 이들도 있다. 마리아는 또한 예수가 수난을 받고 십자가에 못박힐 때, 요한 복음서에서 예수가 사랑하는 제자라고 표현된 사도 요한과 클로파스의 아내 마리아, 마리아 막달레나 등의 여인들과 함께 있었던 것으로 보인다. 마태오 복음서에서는 여기에 더해 제베대오 아들들의 어머니를, 마르코 복음서에서는 살로메라는 여인을 추가하였다. 십자가에 못박힌 예수는 마리아와 요한을 보고, 마리아에게 말하였다.
마리아 (예수의 어머니)

“여인이시여, 이 사람이 어머니의 아들입니다.” 이어서 예수는 요한에게 “이분이 네 어머니시다.”라고 말하며 마리아를 부탁하였다. 그때부터 요한이 마리아를 곁에서 모셨다고 한다. 십자가에 못박힌 예수 아래 서 있는 마리아의 장면을 가리켜 라틴어로 스타바트 마테르(Stabat Mater)라고 표현한다. 정확한 뜻은 ‘어머니께서 서 계셨다’는 뜻으로, 통상 ‘슬픔의 성모’나 ‘성모 애상’, ‘십자가 길의 성모’ 등으로 번역한다. 그리고 복음서에는 언급되어 있지 않지만, 십자가에서 내려진 예수의 시신을 부둥켜 안은 마리아의 모습을 미술학계에서는 피에타라고 부르며 미술 주재로 다루고 있다. 예수의 승천 이후. 예수의 승천 이후 11명의 사도가 올리브 산에서 돌아와서 성령 강림을 준비하며 예루살렘에 있는 다락망에 머물러 있을 때, 그들과 함께 머물렀던 사람들 중에 유일하게 이름이 거명된 사람이 마리아이다. 일부에서는 요한의 둘째 서간 1장 1절에서 언급된 ‘선택받은 여인’이 마리아일 것이라고 추측하고 있다. 이 때부터 마리아는 신약성경에 다시는 등장하거나 언급되지 않는다. 하지만 로마 가톨릭교회에서는 요한 묵시록 12장 1절에 등장하는 묵시록의 여인이 마리아를 묘사한 것이라고 주장하고 있다. 마리아의 죽음은 성경에 기록되어 있지 않다. 하지만 천주교회와 동방 정교회의 전승과 교리에서는 그녀가 생애를 마친 후에 천국으로 들어올림을 받았다고 한다.
마리아 (예수의 어머니)

마리아의 육신이 천국으로 올라갔다는 믿음은 동방 기독교와 서방 기독교의 구분 없이 비단 천주교회 뿐만 아니라, 동방 정교회와 콥트교회 그리고 성공회의 일부 공동체 등이 간직하고 있다. 초기 기독교 사료와 전승. 위경에 속한 야고보 복음서에 따르면, 마리아는 요아킴과 안나 사이에서 태어난 딸이다. 안나는 마리아를 임신하기 전까지는 상당히 오랫동안 아기를 갖지 못했다. 구약성경에서 한나가 아들 사무엘을 성전으로 데려간 것과 같이 요아킴과 안나도 마리아가 3세가 되었을 때 예루살렘에 있는 성전으로 데려가 처녀로서 봉사하는 일에 바쳤다. 일부 위경에서는 요셉과 마리아가 혼인할 당시 요셉의 나이는 30세였고, 마리아는 12-14세 가량이었다는 기록이 있지만, 확실하지 않다. 일부 기독교인들은 마리아가 원죄를 지닌 채 잉태되어 태어나지 않았기 때문에 죄로부터 자유로웠으며, 따라서 절대로 죽음을 겪지 않았다고 주장한다. 원죄로 인한 결과 중의 하나가 죽음인데, 마리아는 원죄 없이 잉태되었으므로 자연스레 원죄의 결과는 죽음을 맞이할 수 없다는 것이 그 이유였다. 그러한 연유로 하느님의 어머니로서 완전무결한 그녀의 육신이 땅에 묻혀 썩지 않고, 영혼과 함께 천국으로 몽소승천하였다는 것이다. 테베의 히폴리투스는 마리아가 예수가 십자가에 못박혀 죽은 날로부터 11년이 지난 서기 41년에 선종하였다고 주장하였다.
마리아 (예수의 어머니)

7세기 기독교 성인이자 증거자 막시모가 집필한 《동정녀의 생애》는 현재 마리아의 생애를 기록한 문헌 가운데 가장 초기 문헌으로서, 예수 사후 초기 기독교의 중요한 역사적 자료 가운데 하나이다. 19세기에 독일의 아우구스티노회 수녀 안나 가타리나 엠머릭이 체험한 환시를 토대로 터키 에페소 인근에 한 오래된 가옥이 발견되었다. 이후 천주교회에서는 이 가옥이 마리아가 몽소승천하기 전까지 머물렀던 장소로 여기고 ‘동정 마리아의 집’이라고 부르고 있으며, 주요 순례지 가운데 하나로서 각광받고 있다. 요한 복음서에서는 예수가 사랑하는 제자라고 표현된 사도 요한이 마리아를 모시며 살았다고 전하고 있다. 이레네오와 카이사리아의 에우세비오 또한 요한이 나중에 에페소로 갔다는 기록을 남겼는데, 이는 마리아가 요한과 함께 에페소에서 살았다는 근거 자료가 되고 있다. 기독교의 신심. 431년 에페소 공의회 이후 전례력상으로 마리아를 기념하는 체계가 자리잡기 시작하였다. 에페소 공의회는 약 100년 전에 마리아에게 봉헌된 에페소의 한 성당에서 소집되었다. 이집트에서는 마리아에 대한 신심이 3세기부터 시작되었으며, 알렉산드리아의 교부 오리게네스는 마리아를 가리켜 테오토코스라고 지칭하였다. 성모님께 보호를 청하는 기도(Sub tuum praesidium)와 같이 마리아에게 전구를 청하는 가장 오래된 기도문들은 그 역사가 3세기(약 270년경)까지 거슬러 올라가며, 1917년에 이집트에서 파피루스 형태로 남아있던 것이 재발견되었다.
마리아 (예수의 어머니)

313년 밀라노 칙령 이후 5세기부터 로마의 산타 마리아 마조레 대성전 등 마리아를 수호 성인으로 모시며 봉헌된 성당들이 증가하였으며, 마리아를 예술적으로 표현한 성화상들이 만들어졌다. 이후 수세기에 걸쳐 기독교 전통 안에서 마리아에 대한 신심과 공경은 다양화되었다. 정교회 신학자 세르게이 불가코프는 다음과 같은 글을 썼다. “복되신 동정 마리아를 사랑하고 공경하는 것은 정교회의 경건한 정신이다. 그리스도를 믿는다고 하면서 그분의 어머니를 공경하지 않는 것은, 정교회와 다른 신앙을 지닌 기독교이다.” 천주교회에서는 마리아가 그리스도에게 철저히 예속되어 있지만, 그녀가 세상의 다른 모든 피조물보다 더 높은 위치를 차지한다고 바라보고 있다. 동방 정교회 역시 이와 비슷하게 마리아가 하느님의 모든 창조물 가운데 가장 뛰어난 피조물이며 인류를 위해 끊임없이 중재하며 기도하는 존재로 보고 있다. 정교회 신학자 세르게이 불가코프는 다음과 같이 쓰고 있다. “우리는 마리아께 영광을 드리기는 하지만, 하느님께 바치는 경배를 드리지는 않는다.” 천주교회 역시 마리아를 공경할 뿐, 숭배하지는 않는다고 선을 그어놓고 있다. 천주교회에서는 특별히 마리아에게 드리는 공경을 하느님에게 드리는 흠숭지례보다는 낮지만, 다른 성인들에게 드리는 공경지례보다는 좀 더 높은 상경지례라고 표현하고 있다. 흠숭지례와 상경지례, 공경지례의 구분은 787년 제2차 니케아 공의회 때까지 거슬러 올라간다. 기독교 전통 속에서 마리아를 미술적으로 표현한 것들이 매우 다양하다.
마리아 (예수의 어머니)

보편교회 시절부터도 마리아를 주제로 삼은 미술은 오랜 전통을 갖고 있으며, 그 가운데서도 서방교회의‘성모자’(聖母子)라고도 불리는 마돈나는 특히 유서가 매우 깊다. 정교회 미술에서도 마리아를 묘사한 이콘이 가장 대표적으로 공경받고 있다는 것은 의심의 여지가 없다. 천주교회와 정교회 양측 모두 마리아상에 대한 공경을 허용하고 있다. 787년 제2차 니케아 공의회에서는 성화상 공경은 성화상 자체에 대한 공경이 아니며 그것을 통해 표현된 그리스도나 성인들 및 천사들에 대한 공경이기 때문에 우상 숭배가 아니라고 결론을 내렸으며, 842년 콘스탄티노폴리스 시노드에서도 이와 같은 입장을 재차 확인하였다. 그러나 정교회에서는 3차원 상본이나 성상이 아니라 오직 2차원의 성화인 이콘 앞에서만 기도하며 공경하고 있다. 마리아에 대한 성공회의 입장은 일반적으로 볼 때, 다른 개신교 교파들에 비해 상당히 유화적이다. 한 예로, 캔터베리 대주교 로원 윌리엄스는 자신의 저서에 마리아상 앞에서 기도하는 것에 대해 “우리가 그리스도를 향한 마리아를 바라보지 않는다면 마리아를 이해할 수 없을 뿐더러, 마리아에 대한 그리스도의 보살핌을 바라보지 않으면 그리스도를 이해할 수 없다.”라는 글을 쓴 바 있다. 호칭. 기독교 전통에서는 마리아에 대한 공경심이나 전구를 요청하기 위해 표현된 여러 가지 호칭이 발견된다. 일반적으로 서방교회 지역에서 가장 대중적인 호칭들로는 ‘하느님의 어머니’(테오토코스), ‘복되신 동정 마리아’, ‘성모’ 또는 ‘귀부인’(Our Lady, Notre Dame, Nuestra Señora, Nossa Senhora, Madonna), ‘천상의 모후’(Regina Caeli) 등이 있다.
마리아 (예수의 어머니)

동방교회 전통을 지닌 동방 정교회와 오리엔탈 정교회, 성공회, 동방 천주교회 등에서는 마리아를 테오토코스(Theotokos)라고 부르는 경우가 많은데, 이 호칭은 431년 에페소 공의회에서 네스토리우스의 주장을 단죄하고 공인한 호칭이다. 라틴어로는 ‘Deipara’ 또는 ‘Dei genetrix’로 번역되는 이 호칭은 문자 그대로 번역하면 ‘하느님을 낳은 여인’이다. 서방 천주교회에서는 테오토코스와 같은 의미의 ‘하느님의 어머니’ 또는 ‘천주의 성모’(라틴어로는 Mater Dei)라는 호칭을 더 일반적으로 사용하고 있다. 하지만 이를 문자 그대로 번역한 그리스어 단어(Μήτηρ Θεοῦ)가 마리아를 그린 비잔티움 이콘에서도 등장하는데, 마리아의 좌우에 각각 ‘ΜΡ’(어머니)와 ‘ΘΥ’(하느님)라는 그리스어가 있는데, 이를 합치면 하느님의 어머니(Μήτηρ Θεοῦ)가 된다. 에페소 공의회에서 교부들은 “거룩하신 동정녀를 하느님의 어머니라고 부르는 데 주저하지 않았다.”라고 전해진다. 마리아에게 주어진 일부 호칭들은 성경에 기원을 두고 있다. 가령 ‘모후’라는 호칭은 예수 그리스도의 어머니로서의 마리아를 가리키는 호칭인데, 이는 예수가 다윗 왕의 후손으로서 이따금씩 ‘임금들의 임금’으로 불리는 것에서 비롯된 것이다. 루카 복음서 1장 32절과 이사야서 9장 6절을 보면 예수에게 다윗의 왕위가 주어졌다는 것을 알 수 있고, 열왕기 상권 2장 19-20절과 예레미야서 13장 18-19절을 보면 다윗 왕가에서는 왕의 어머니가 모후라고 불리며 존경을 받는 것이 나와 있다.
마리아 (예수의 어머니)

이것이 마리아에게 모후라는 호칭이 주어지는 근거가 된다. 그 밖에도 착한 의견의 성모, 항해사의 성모, 자비의 성모와 같이 사적 신심이나 보고된 기적 등에 의해 주어진 호칭들도 있다. 동방 정교회에서는 마리아에게 세 가지 호칭을 헌정하였는데, 하나는 하느님의 어머니라는 뜻의 테오토코스(Θεοτόκος)이며, 두 번째는 553년 제2차 콘스탄티노폴리스 공의회에서 선포된 ‘영원한 동정녀’(ἀειπαρθὲνος), 세 번째는 ‘지극히 거룩하신 분’(Παναγία)이다. 천주교교회에서는 마리아에게 수많은 호칭을 헌사하였는데, 이들 호칭은 수많은 예술 작품의 주제가 되곤 하였다. 가령 고통의 성모라는 호칭은 미켈란젤로의 피에타와 같은 걸작품을 탄생하는 계기가 되었다. 축일. 마리아를 주제로 한 초창기 축일들은 예수의 탄생을 축하하는 축일에서 유래하여 발전하였다. 루카 복음서 2장 22-40절에 의하면, 예수가 탄생한 지 40일 후에 마리아는 유대인 율법에서 규정한 바에 따라 아기 예수를 성전으로 데리고 올라가 봉헌하였다. 이 사건을 기념하는 축일이 5세기에 비잔티움에서 ‘시메온 축일’이라는 이름으로 처음 지내게 되었으며, 오늘날 주님 봉헌 축일(성모 취결례)의 전신이 되었다. 7세기에서 8세기에 걸쳐 동방 교회에서는 성모 축일이 네 개 더 제정되었다. 서방 교회에서는 7세기에 이탈리아의 밀라노와 라벤나의 교회들이 크리스마스 전날을 성모 축일로 지낸 것이 시초다.
마리아 (예수의 어머니)

로마의 네 성모 축일인 성모 취결례 축일과 성모 영보 축일, 성모 승천 축일, 성모 탄생 축일은 11세기에 잉글랜드로 서서히 산발적으로 도입되었다. 시간이 흐르면서 지역별로 마리아와 관련된 축일의 숫자와 종류(그리고 이와 관련된 마리아의 호칭들), 신심 행사 등이 다르게 발전되어 갔다. 가령 승리의 성모 축일은 1571년 레판토 해전에서 교황령이 승리함으로써 생기게 되었다. 교리적 차이점 때문에 축일의 내용이 서로 달라지는 경우도 있었다. 대표적인 것이 마리아의 죽음 이후의 상황을 기념하는 축일이다. 천주교회에서는 마리아가 지상 생애를 마신 뒤에 영혼과 육신이 모두 하늘로 불려 올라갔다고 믿기 때문에 성모 승천 대축일이라는 이름으로 기념하지만, 동방 정교회에서는 마리아가 안식에 들었다고 표현하며, 교리화 하지 않고 교회에서 내려오는 전승으로 간직하고 있기 때문에 성모 안식 축일이라는 이름으로 기념하고 있다. 두 축일 모두 8월 15일이라는 같은 날짜에 기념하고 있다. 천주교회에서는 전통적으로 모든 성모 축일과 성모 신심 미사를 집전할 때에 마리아를 의미하는 하늘색 제의를 입는다. 르네상스 미술에서의 묘사. 미술계에서 전통적으로 마리아를 상징하는 색상은 파랑이다. 이러한 전통은 보편교회 시절인 500년경 동로마 제국 시대까지 거슬러 올라가는데, 파란색은 동로마 제국에서 여제 및 황후를 의미하는 색상이었다. 푸른색을 사용하게 된 보다 실질적인 설명으로는 중세와 르네상스 시대에 유럽에서는 아프가니스탄에서 수입한 청금석이 금보다 더 가치가 높았으며, 이 돌을 통해서 파란색 색소를 얻었기 때문이라는 것이다.
마리아 (예수의 어머니)

당시 화가들은 마리아를 묘사하는 그림을 그릴 때 물감의 원료를 구하기 위한 재료로서 금이나 청금석을 구입했기 때문에 당초에 후원자들이 책정했던 비용 단가를 뛰어넘는 것이 부지기수였다. 즉 마리아가 파란색 옷을 입은 모습으로 묘사한 것은 마리아에 대한 깊은 공경과 찬미를 표현하기 위한 것이라고 볼 수 있다. 기독교의 교리. 수많은 기독교 교파는 전통적으로 마리아를 공경해 왔으며, 이들이 믿고 가르치는 마리아와 관련된 핵심 교리들은 다음과 같이 요약할 수 있다. 이와 같은 교리들을 받아들이는 기독교 교파들의 목록은 아래와 같다. 마리아의 평생 동정은 그녀가 전 생애 동안 참으로 동정성을 조금도 잃지 않았다는 것을 의미한다. 이와 관련된 ‘평생 동정녀’ 혹은 ‘영원한 동정녀’(ἀειπάρθενος)라는 용어는 마리아가 예수를 낳기 전에도, 예수를 잉태한 후에도, 예수를 낳은 후 인생의 나머지에도 계속 동정녀로 머물러 있었다는 것을 의미한다. 이 교리는 동정녀 잉태 교리와도 연결된다. 테오토코스라는 호칭은 431년 마리아 성당에서 소집된 에페소 공의회에서 공인되었다. 공의회 교령은 마리아가 하느님의 어머니라고 규정하였는데, 그 이유는 그녀의 아들 예수가 신성과 인성을 하나의 본성으로 모두 지닌 하느님이면서 사람이기 때문이다. 이 교리는 일반적인 기독교파에서는 모두 폭넓게 수용하고 있으며, 마리아에게 전구를 청하는 가장 오래된 기도라고 할 수 있는 250년경 ‘성모님께 보호를 청하는 기도’(Sub tuum praesidium)에서도 마리아를 하느님의 어머니(Sancta Dei Genetrix)라고 일컫고 있다.
마리아 (예수의 어머니)

동정녀 탄생 역시 사실상 모든 기독교 교파에서 전폭적으로 수용하고 있는 교리이다. 이에 대해 사도신경과 같은 기독교의 신앙 고백에서는 예수가 "성령으로 인하여 동정녀 마리아에게 잉태되었다"고 말하고 있다. 마태오 복음서에서는 마리아를 통해 이사야서 7장 14절에 기록된 예언이 성취되었다고 서술하고 있다. 마태오 복음서의 저자와 루카 복음서의 저자는 마리아가 예수를 잉태하기 전에 남자와 어떠한 관계도 맺지 않은 정결한 몸이었다고 말하면서, 예수의 잉태가 남녀 간의 성관계로 인한 것이 아니라는 점을 밝히고 있다. 이것은 마리아가 예수를 잉태한 것은 요셉이나 기타 다른 남자와의 관계에 의한 것이 아니라, 성령의 힘으로 된 것이라는 것을 의미하는 것이다. 마리아의 원죄 없는 잉태는 1854년 천주교에서 교황 비오 9세에 의해 교의로 선언된 것으로서, 마리아가 그 어머니의 태중에 잉태된 첫 순간부터 인류의 구세주인 예수 그리스도의 공로와 하느님의 유일무이한 은총의 특전으로 원죄에 조금도 물들지 않고 순수하게 보전되었다는 내용이다. 라틴 전례 천주교회에서는 전례력으로 12월 8일을 원죄 없이 잉태되신 동정 마리아 대축일로 지내고 있다. 동방 정교회에서는 마리아가 원죄 없이 잉태되었다는 교의를 부정하고 있는데, 그 이유는 원죄에 대한 이해가 천주교회와는 다르기 때문이다. 마리아의 몽소승천 또는 안식 교리는 그녀의 죽음과 이후 그녀의 육신과 영혼이 온전히 천국으로 올라갔다는 믿음과 관련이 있다.
마리아 (예수의 어머니)

천주교회의 성모 승천은 마리아가 지상에서의 생애를 마친 후에 육신과 영혼이 모두 천국으로 들어올림을 받았다는 내용으로서 교의로 선포된 것이지만, 동방 정교회에서 믿는 성모 안식은 마리아가 사도들에게 둘러싸인 채 깊이 영면에 들었다는 점에서 차이가 있다. 이슬람교에서의 마리아(예수의 어머니). 마리암 (수라) 참고.
서울 선농단 향나무

서울 선농단 향나무(서울 先農壇 香나무)는 서울시 동대문구 제기동 선농단(先農壇)의 남서쪽 귀퉁이에 측백나무에 둘러싸여 서 있는 큰 향나무이다. 1972년 7월 31일 대한민국의 천연기념물 제240호로 지정되었다. 개요. 선농단의 향나무는 현재 국내에서 자라고 있는 향나무 중 크고 오래된 것 중의 하나로서 나무의 높이가 10m, 가슴 높이의 직경(胸高直徑)이 72cm, 가지밑 줄기높이(枝下樹高)가 2.3m에 달한다. 정확한 수령은 알려지지 않았으나 이 나무가 있는 선농단이 1392년 지어졌던 것과 관련지어 볼 때 500여 년은 넘은 것으로 추정하고 있다. 수관(樹冠)은 동쪽으로 4.1m, 서쪽으로 4.5m, 남쪽으로 6.8m, 북쪽 3.6m 정도 퍼진다. 가지자람은 2m 높이에서 줄기 북쪽에서 나온 가지가 서쪽으로 굽어 7m가량 뻗었으며, 2.5m 높이에서 남쪽으로 자랐고, 3m 높이에선 동쪽으로, 6m 높이에서는 남쪽으로 가지가 뻗어 수관을 이루고 있다. 긴 가지가 무게를 이기지 못하고 쳐지기 때문에 가지마다 받침기둥을 세웠다. 향나무의 정북쪽 10m 거리에 문인석 1기가 있고 동북쪽 30m 거리에 장방형의 화강석으로 된 선농단이 위치한다.
대폭발

대폭발 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)"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 ± 0.2억 년 전으로 추정된다.
대폭발

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. 모형의 특징. 대폭발(빅뱅) 모형은 가벼운 원소들의 존재, CMB, 거대구조 및 허블-르메트르 법칙을 포함한 광범위한 관측 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공한다. 모형은 물리 법칙의 보편성과 우주론 원리의 두 가지 주요 가정에 의존한다. 물리 법칙의 보편성은 상대성이론의 기본 원리 중 하나이다. 우주론 원리는 큰 규모에서 우주는 균질하고 등방성이며- 위치에 상관없이 모든 방향에서 동일하다고 말한다. 이러한 아이디어는 처음에는 가정으로 간주되었지만 나중에 각각을 테스트하기 위한 노력이 이루어졌다.
대폭발

예를 들어, 첫 번째 가정은 우주의 대부분의 나의에 걸쳐 미세 구조 상수의 가능한 가장 큰 편차가 10-5차라는 것을 보여주는 관측에 의해 테스트되었다. 또한 일반 상대성이론은 태양계와 쌍성계의 규모에서 엄격한 테스트들을 통과했다. 거대규모 우주는 지구에서 볼 때 등방성으로 보인다. 만약 그것이 정말로 등방성이라면, 우주론 원리는 선호되는 (또는 특별한) 관찰자나 유리한 지점이 없다는 더 단순한 코페르니쿠스 원리에서 도출될 수 있다. 이를 위해 CMB 온도 관측을 통해 우주론 원리가 10-5 수준으로 확인됐으며, 1995년 현재 CMB 지평선 기준으로, 우주는 비동질성 10% 크기 정도의 상한으로 균질성을 갖는 것으로 측정됐다. 공간의 팽창. 우주의 팽창은 20세기 초 천문 관측을 통해 추론되었으며 대폭발(빅뱅) 이론의 핵심 요소이다. 수학적으로, 일반상대론은 근처의 점들을 분리하는 거리를 결정하는 거리 함수-계량(metric)으로 시공간을 설명한다. 은하들, 별들 또는 다른 천체가 될 수 있는 점들은 모든 시공간에서 놓여진 좌표도 또는 "격자"를 사용하여 지정된다. 우주론 원리는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW)을 고유하게 선별하는 대규모의 균질적이고 등방성이어야 한다는 것을 암시한다. 이 지표에는 시간에 따라 우주의 크기가 어떻게 변하는지 설명하는 척도인자가 포함되어 있다. 이를 통해 공변 좌표라고 하는 좌표계를 편리하게 선택할 수 있다. 이 좌표계에서 격자는 우주를 따라 팽창하며, 우주팽창 때문에 움직이는 물체는 격자의 고정점에 머무른다.
대폭발

그들의 '좌표' 거리(공변거리)는 일정하지만, 그와 공변하는 두 점 사이의 "물리적" 거리는 우주의 축척인자에 비례하여 확장된다. 대폭발(빅뱅)은 빈 우주를 채우기 위해 바깥으로 이동하는 물질의 폭발이 아니다. 대신, 공간 자체는 시간과 함께 모든 곳에서 확장되며 공유점 사이의 물리적 거리를 증가시킨다. 다시 말해, 대폭발은 공간"내의" 폭발이 아니라 공간"의" 확장이다. FLRW 계량은 질량과 에너지의 균일한 분포를 가정하기 때문에, 우리 우주에는 오직 거대한 척도들로 적용되어―우리 은하와 같은 물질의 국소적 농도가 전체 우주와 같은 속도로 팽창할 필요는 없다. 지평선. 대폭발(빅뱅) 시공간의 중요한 특징은 입자 지평선의 존재이다. 우주에는 유한한 나이가 있고 빛은 유한한 속도로 여행하기 때문에 빛이 아직 우리에게 도달할 시간이 없었던 과거의 사건이 있을 수 있다. 이것은 관찰할 수 있는 가장 먼 물체에 한계 또는 "과거 지평선"을 둔다. 반대로, 공간이 팽창하고 더 멀리 있는 물체가 점점 더 빨리 후퇴하기 때문에 오늘날 우리가 방출하는 빛은 매우 먼 물체를 "따라잡지" 못할 수도 있다. 이것은 우리가 영향을 미칠 수 있는 미래의 사건을 제한하는 "미래 지평선"을 정의한다. 두 유형의 지평선의 존재 여부는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모형의 세부 사항에 따라 다르다. 아주 초기 시대로 거슬러 올라가는 우주에 대한 우리의 이해는 과거의 지평선이 있음을 시사하지만 실제로 우리의 시야는 초기 우주의 불투명성에 의해 제한된다. 따라서 우리의 시야는 시간적으로 더 뒤로 확장될 수 없지만, 지평선은 공간에서 후퇴한다.
대폭발

만일 우주의 팽창이 계속 가속화되다면 미래의 지평선도 또한 있다. 열평형화. 초기 우주의 일부 과정들은 우주의 팽창 속도에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달했다. 다른 것들은 열평형화(thermalization)에 도달할 만큼 충분히 빨랐다. 극초기 우주의 과정이 열평형에 도달했는지 여부를 알아내기 위해 일반적으로 사용되는 매개변수는 과정의 비율(일반적으로 입자 간의 충돌 비율)와 허블 매개변수 간의 비율이다. 비율이 클수록 입자가 서로 너무 멀리 떨어지기 전에 열평형화해야 하는 시간이 늘어난다. 연표. 대폭발(빅뱅) 이론에 따르면, 우주는 처음에 매우 뜨겁고 매우 작았으며, 그 이후로 팽창하고 냉각되고 있다. 특이점. 일반 상대성이론을 사용하여 시간을 거슬러 우주 팽창을 외삽하면 과거의 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도가 산출된다. 중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이론이 이 체제의 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 나타낸다. 일반 상대성이론에 기초한 모형만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전-특이점을 향해 외삽할 수 없다. 이 원시 특이점은 때때로 "대폭발(빅뱅)"이라고 불리지만, 그러나 이 용어는 또한 우주의 더 일반적인 초기 뜨겁고 조밀한 단계를 나타낼 수도 있다. 두 경우 모두, 하나의 사건으로서의 "대폭발"은 우리 우주의 "탄생"으로 구어체로 불리기도 하는데, 이는 우주가 물리 법칙이 다음과 같은 체제에 진입했음을 확인할 수 있는 역사적 시점을 나타내기 때문이다. 우리는 그것들(특히 일반 상대성이론과 입자 물리학의 표준 모형)이 작동한다는 것을 이해한다.
대폭발

Ia형 초신성을 사용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초했을 때, "우주의 나이"로 알려진-그 사건 이후 경과된 시간은 138억 년이다. 이 시기에 블랙홀을 형성하는 데 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 밀도가 매우 높음에도 불구하고 우주는 다시 특이점으로 붕괴되지 않았다. 중력 붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산 및 한계는 일반적으로, 항성과 같이, 상대적으로 일정한 크기의 물체를 기반으로 하며 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 우주에는 적용되지 않는다. 초기 우주는 즉시 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았기 때문에 그 당시의 물질은 무시할 수 있는 밀도 기울기로 매우 고르게 분포되었음에 틀림 없다. 급팽창과 중입자 생성. 대폭발(빅뱅)의 초기 단계는 이에 대한 천문학적 데이터가 없기 때문에 많은 추측의 대상이 된다. 가장 일반적인 모형에서 우주는 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력으로 균질하고 등방성으로 채워졌으며 매우 빠르게 팽창하고 냉각되었다. 팽창 후 0초부터 10-43초까지의 기간인 플랑크 시대는 전자기력, 강한 핵력, 약한 핵력, 중력의 네 가지 기본력이 하나로 통합된 단계였다. 이 단계에서 우주의 특징적인 척도 길이는 플랑크 길이인 1.6×10-35m이었고, 결과적으로 섭씨 약 1032도의 온도를 가졌다. 심지어 입자라는 그 개념조차 이러한 조건에서는 무너진다. 이 시기에 대한 적절한 이해는 양자 중력의 발전을 기다리고 있다. 플랑크 시대는 우주의 온도가 떨어지면서 중력이 다른 힘으로부터 분리되는 10-43초에서 시작하는 대통일 시대로 이어졌다.
대폭발

팽창 후 약 10-37초에 상전이가 우주 급팽창을 일으켰고, 그 동안 우주는 광속 불변성에 제약을 받지 않고 지수 함수적으로 성장했으며, 온도는 10만 배나 낮아졌다. 하이젠베르크의 불확정성 원리로 인해 발생한 미세한 양자 요동은 나중에 우주의 거대구조를 형성하는 씨앗으로 증폭되었다. 약 10-36초의 시간에 강한 핵력이 다른 힘과 분리되고 전자기력과 약한 핵력만 통합된 상태에서 약전자기 시대(electroweak epoch)가 시작된다. 급팽창은 10-33초에서 10-32초대에 멈췄고, 우주의 부피는 적어도 1078배 증가했다. 재가열은 우주가 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)뿐만 아니라 다른 모든 기본 입자들을 생성(produxtion)하는데 필요한 온도를 얻을 때까지 일어났다. 입자의 무작위 운동이 상대론적 속도였을 정도로 온도가 아주 높았고, 모든 종류의 입자-반입자 쌍은 충돌로 지속적으로 생성 및 파괴되었다. 어느 시점에서 중입자 생성이라고 불리는 알려지지 않은 반응이 중입자수의 보존을 위반하여 쿼크와 렙톤이 반쿼크와 반렙톤보다 극히 적은-3000만분의 일의 차수의 초과량으로 이끌었다. 이것이 현재 우주에서 물질이 반물질보다 우세한 결과를 초래했다. 냉각. 우주는 계속해서 밀도가 감소하고 온도가 떨어졌고, 따라서 각 입자의 전형 에너지가 감소하고 있었다. 대칭을 깨는(symmetry-breaking) 상전이는 약 10-12초에 전자기력과 약한 핵력이 분리되면서 물리학의 기본 힘과 기본 압자의 매개변수를 현재 형태로 만든다.
대폭발

약 10-11초 후에 입자 에너지가 입자 가속기에서 얻을 수 있는 값으로 떨어지기 때문에 그림이 덜 추측적으로 된다. 약 10-6초 후에 쿼크와 글루온이 결합하여 양성자 및 중성자와 같은 중입자를 형성한다. 반쿼크에 비해 작은 양의 쿼크 초과가 반중입자에 비해 작은 양의 중입자 초과를 초래했다. 온도는 이제 더 이상 새로운 양성자-반양성자 쌍(중성자-반중성자의 경우와 유사)을 생성할 만큼 충분히 높지 않았으므로 대량 쌍소멸이 즉시 뒤따랐고 원래 물질 입자는 108분의 1만 남고 반입자는 하나도 남지 않았다. 비슷한 과정이 전자와 양전자에 대해 약 1초에서 일어났다. 이러한 쌍소멸 후에 나머지 양성자, 중성자 및 전자는 더 이상 상대론적으로 움직이지 않고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 (중성미자의 미미한 기여와 더불어) 지배되었다. 팽창 몇 분 후, 온도가 약 10억 켈빈이고 우주의 물질 밀도가 현재 지구의 대기 밀도와 비슷할 때 중성자는 양성자와 결합하여 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성하는 대폭발 핵합성(Big Bang nucleosynthesis, BBN)이라는 과정을 거쳤다. 대부분의 양성자는 결합되지 않은 상태로 수소 핵으로 남아 있었다. 우주가 냉각됨에 따라 물질의 정지 에너지 밀도는 광자 복사의 에너지 밀도를 중력적으로 지배하게 되었다. 약 379,000년 후, 전자와 핵은 원자(대부분 수소)로 결합되어 복사를 방출할 수 있었다. 거의 방해받지 않고 우주를 통해 계속된 이 유물 복사(relic radiation)는 우주 마이크로파 배경으로 알려져 있다.
대폭발

구조 형성. 오랜 시간 동안, 균일하게 분포된 물질의 약간 더 밀도가 높은 영역은 중력에 의해 주변 물질을 끌어당겨 더 밀도가 높아져 오늘날 관찰할 수 있는 가스 구름들, 별들, 은하들 및 기타 천문학적 구조를 형성했다. 이 과정의 세부 사항은 우주에 있는 물질의 양과 유형에 따른다. 네 가지 가능한 유형의 물질은 차가운 암흑 물질(CDM, cold dark mattter), 따뜻한 암흑 물질(warm dark matter) 및 중입자 물질로 알려져 있다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)에서 사용할 수 있는 최상의 측정값은 데이터가 ΛCDM 모형에 잘 맞는다는 것을 보여준다. 이 모형에서는 암흑 물질은 차갑다고 (따뜻한 암흑 물질은 초기 재전리에 의해 배제된다) 가정된다. 이 CDM은 우주의 물질/에너지의 약 23%를 구성하고, 반면에 중입자 물질은 약 4.6%를 구성한다고 추정된다. 중성미자의 형태로 뜨거운 암흑 물질을 포함하는 "확장 모형"에서, 그래서 만일 "물리적 중입자 밀도" Ωb"h"2는 약 0.023으로 추정된다. (이것은 약 0.046인 총 물질/에너지 밀도의 분수로 표현되는 '중입자 밀도' Ωb와 다르다), 해당하는 차가운 암흑 물질 밀도 Ωc"h"2는 약 0.11이고, 해당 중성미자 밀도 Ωv"h"2는 0.0062 미만으로 추정된다. 우주 가속. Ia형 초신성과 CMB의 독립적인 일련의 증거는 오늘날 우주가, 분명히 모든 공간에 침투하고 있는, 암흑 에너지로 알려진 신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시한다. 관측에 따르면 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 이 형태로 되어 있다.
대폭발

우주가 아주 어렸을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만, 공간이 적고 모든 것이 더 가까워서, 중력이 우세했고, 그래서 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었다. 그러나 결국, 수십억 년의 팽창 후에는 암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소가 우주의 팽창을 천천히 가속하기 시작하게 하였다. 가장 단순한 공식의 암흑 에너지는 일반 상대성이론의 아인슈타인 방정식에서 우주상수 항의 형태를 취하지만, 그 구성과 메커니즘은 알려져 있지 않으며, 보다 일반적으로, 그것의 상태 방정식의 세부사항과 입자 물리학의 표준 모형과의 관계는 관찰을 통하여 그리고 이론적으로 계속 조사되고 있다. 급팽창 시대(Inflationary epoch) 이후의 이 모든 우주적 진화는 양자역학과 일반 상대성 이론의 독립적인 틀을 사용하는 우주론의 ΛCDM 모형에 의해 엄격하게 기술되고 모델링될 수 있다. 약 10-15초 전에 상황을 설명하는 쉽게 테스트 가능한 모형은 없다. 우주 역사상 가장 초기의 이 시대를 이해하는 것은 현재 가장 큰 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나이다. 개념 역사. 어원. 영국인 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 한 대담에서 "빅뱅(대폭발)"이라는 용어를 만든 것으로 알려져 있는데, 말하기를: "이 이론들은 우주의 모든 물질들이 먼 과거의 특정 시기에 하나의 대폭발으로 생성되었다는 가설에 기초했다"라고 했다. 그러나 그것은 1970년대까지는 유행하지 않았다. 다른 "정상-상태" 우주론 모형을 선호했던 호일은 이것을 경멸적인 것으로 의도했다고 널리 보고되고 있지만, 호일은 호일은 이를 명백히 부인하며 두 모형 사이의 차이점을 강조하기 위한 눈에 띠는 이미지일 뿐이라고 말했다.
대폭발

헬지 크라그Helge Kragh는 그것이 경멸적인 의미로 사용되었다는 주장에 대한 증거가 "설득력이 없다"고 쓰고, 또한 그것이 경멸적인 것이 아니라는 여러 징후를 언급한다. 대폭발(빅뱅) 용어 자체는 폭발의 발생을 암시하기 때문에 잘못된 이름이다. 그러나 폭발은 중심점에서 아직 존재하지 않는 주변 공간"으로의" 팽창을 의미하지만, 대폭발은 공간"으로의" 팽창이라기보다는 공간 자체"의" 팽창/스트레칭으로, 모든 곳에서 동시에 (한 점에서가 아니라) 우주를 냉각시키고 밀도를 낮추게 했다. 산토시 매튜Santhosh Mathew가 지적한 또 다른 문제는 폭발(뱅)이 소리를 내포하고 있으며, 이를 위해서는 진동하는 입자와 매체가 필요하다는 것이다. 이것은 우리가 상상할 수 있는 모든 것의 시작이기 때문에 소리에 대한 근거가 없으므로 대폭발은 침묵했을 가능성이 크다. 더 적합한 대안을 찾으려는 시도는 성공하지 못했다. 발전. 대폭발(빅뱅) 모형은 우주의 구조에 대한 관측과 이론적 고찰로부터 발전했다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 나선 성운(나선은하의 구식 용어)의 도플러 효과를 최초로 측정했고, 곧 대부분의 그러한 성운들이 지구로부터 멀어지고 있다는 것을 발견했다. 그는 이 사실의 우주론적 함의를 파악하지 못했으며, 당시 이 성운들이 우리 은하 바깥의 "섬 우주"인지 아닌지에 대해 고도의 논란이 많았다. 십년 후, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 아인슈타인 방정식에서 프리드만 방정식을 도출하여, 당시 알베르트 아인슈타인이 주장했던 정적 우주 모형과 대조적으로 우주가 팽창하고 있을 수 있음을 보여주었다.
대폭발

1924년에 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선 성운까지의 먼 거리를 측정한 결과 이 시스템이 실제로 다른 은하임을 보여주었다. 같은 해부터 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치(2.5m) 후커 망원경(Hooker telescope)을 사용하여 우주 거리 사다리의 전신인 일련의 거리 표시기를 공들여 개발했다. 이를 통해 그는 주로 슬라이퍼에 의해 적색편이가 이미 측정된 은하까지의 거리를 추정할 수 있었다. 1929년에 허블은 거리와 후퇴 속도 사이의 상관 관계를 발견했는데-이는 현재 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있다. 독립적으로 1927년 프리드만 방정식을 유도한 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭 신부인 조르주 르메트르는 성운의 추정된 후퇴가 우주의 팽창 때문이라고 주장했다. 1931년에 르메트르는 더 나아가 우주의 명백한 팽창이 시간을 거슬러 투영된다면 과거에는 우주가 더 작았고 과거의 어느 유한한 시간에 우주의 모든 질량이 시간과 공간의 구조(fabric)가 존재하게 된 시기와 장소인 "원시 원자"라는 단일 지점에 집중되에 있었다고 제안했다. 1920년대와 1930년대에 거의 모든 주요 우주론자들은 영원한 정상-상태의 우주를 선호했으며, 몇몇은 대폭발이 암시하는 시간의 시작이 종교적 개념을 물리학에 도입했다고 불평했으니; 이 반대는 나중에 정상-상태 이론의 지지자들에 의해 반복되었다. 이러한 인식은 대폭발 이론의 창시자인 르메트르가 로마 가톨릭 사제라는 사실에 의해 이런 인식이 강화되었다. 아서 에딩턴은 우주는 시간의 시작을 갖지 않는다, 즉, 물질은 영원하다는 아리스토텔레스의 의견에 동의하였다.
대폭발

시간의 시작은 그에게 "혐오스러운" 것이었다. 그러나 르메트르는 이에 동의하지 않았으니: 세계가 단일 양자로 시작했다면 공간과 시간의 개념은 처음에는 전혀 의미가 없었을 것이니; 그것들은 원래의 양자가 충분한 수의 양자들로 분할되었을 때만 합리적인 의미를 갖기 시작할 것이다. 이 제안이 맞다면, 세계의 시작은 시공간의 시작보다 조금 더 일찍 일어났다. 1930년대에는, 허블의 관측을 설명하기 위한 비표준 우주론으로 다른 아이디어들이 제안되었는데, 밀른 모형(Milne model), 주기적 우주(oscillatory universe)(원래 프라드만이 제안했지만 알베르트 아인슈타인과 리처드 C. 톨만Richard C. Tolman이 주창함) 및 프리츠 츠비키의 피로한 빛(tired light) 가설 등이 포함되었다. 제2차 세계대전 이후 두 가지 뚜렷한 가능성이 나타났다. 하나는 프레드 호일의 정상-상태 모형으로, 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성될 것이다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다. 다른 하나는 대폭발 핵합성(BBN)을 도입하고, 동료인 랠프 앨퍼와 로버트 허먼Robert Herman가 CMB를 예측한 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론이다. 아이러니하게도 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론에 적용하게 된 문구를 호일이 만들어 "이 '빅뱅(대폭발)' 아이디어"라고 언급했다. 한동안, 이 두 이론 사이에서 지자가 분할되었다. 결국, 관측 증거, 특히 라디오 소스 카운트(source counts)에서 나온 증거는 정상-상태보다 대폭발을 선호하기 시작했다.
대폭발

1964년 Cemission or absorption lines의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확실하게 했다. 현재 우주론의 많은 작업에는 대폭발의 맥락에서 은하가 형성되는 방식에 대한 이해, 더욱더 초기의 우주 물리학의 이해, 및 기본 이론과 관측의 조화가 포함된다. 1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 엘리스는 수학적 특이점이 대폭발(빅뱅)의 상대론적 모형의 불가피한 초기 조건임을 보여주는 논문을 발표했다. 이후 1970년대부터 1990년대까지 우주론자들은 대폭발 우주의 특징을 규명하고 해결해야 할 문제를 해결하기 위해 노력했다. 1981년, 앨런 구스는 "급팽창"이라고 불렀던 초기 우주의 급속한 팽창 시대를 도입함으로써 대폭발(빅뱅) 이론의 특정 뛰어난 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 돌파구를 마련했다. 한편, 이 수십 년 동안 많은 토론과 불일치를 일으킨 관측 우주론의 두 가지 질문은 허블 상수의 정확한 값과 우주의 물질 밀도(암흑 에너지가 발견되기 전, 궁극적 우주의 종말에 대한 주요 예측 변수)였다. 1990년대 중반에 특정 구상성단을 관찰한 결과 그 나이는 약 150억 년으로 나타났는데, 이는 당시의 대부분의 우주나이 추정치(실제로 오늘날 측정된 나이)와 상충되었다. 이 문제는 항성풍으로 인한 질량 손실의 영향을 포함하는 새로운 컴퓨터 시뮬레이션이 구상성단의 나이를 훨씬 더 젊게 표시하면서 해결되었다. 성단의 나이가 얼마나 정확하게 측정되는지에 대한 몇 가지 질문이 여전히 남아 있지만 구상성단은 우주에서 가장 오래된 천체 중 일부로서 우주론의 관심의 대상이다.
대폭발

대폭발(빅뱅) 우주론은 1990년대 후반부터 망원경 기술의 발전과 우주배경 탐사선(COBE), 허블 우주 망원경 및 WMAP과 같은 위성의 데이터 분석의 결과로 상당한 발전을 이루었다.우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 매개변수를 상당히 정밀하고 정확하게 측정했으며, 또한 우주의 팽창이 가속되고 있는 것처럼 보인다는 예상치 못한 발견을 했다. 관측적 증거. 이 이론의 타당성에 대한 가장 초기의 가장 직접적인 관찰 증거는 허블의 법칙(은하의 적색편이가 나타내는 것처럼)에 따른 우주의 팽창, 우주 마이크로파 배경의 발견 및 측정, 그리고 대폭발 핵합성(BBN)에 의한 가벼운 원소의 상대적 풍부함이다. 보다 최근의 증거에는 은하의 형성 및 진화의 관찰과 우주 거대구조의 분포가 포함된다. 이들은 때때로 대폭발(빅뱅) 이론의 "4개의 기둥"이라고 불린다. 대폭발(빅뱅)의 정밀한 현대 모형은 지구상의 실험에서는 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모형에 통합되지 않은 다양한 기이한 물리적 현상에 호소한다. 이러한 특징들 중 암흑 물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 주제이다. 남은 문제로는 커스피 헤일로 문제(cuspy halo problem)와 왜소은하 문제(dwarf galaxy problem)가 있다. 암흑 에너지도 또한 과학자들의 관심이 집중되는 분야이지만, 암흑 에너지의 직접적인 탐지가 가능할지는 확실치 않다. 급팽창과 중입자 형성은 현재 대폭발 모형의 더 사변적인 특징으로 남아 있다. 그러한 현상에 대한 실행 가능하고 양적인 설명이 여전히 모색되고 있다. 이것들은 현재 물리학의 미해결 문제들이다.
대폭발

허블-르메트르 법칙과 우주의 팽창. 멀리 떨어져 있는 은하들과 퀘이사들을 관찰한 결과 이 물체가 적색편이됨: 즉, 이 물체에서 방출되는 빛은 더 긴 파장으로 이동함을 보여준다. 이것은 물체의 주파수 스펙트럼(frequency spectrum)을 취해서 빛과 상호 작용하는 화학 원소의 원자에 해당하는 방출 또는 흡수선(emission or absorption lines)의 분광 패턴을 일치시킴으로써 알 수 있다. 이러한 적색편이는 균질하게 등방성이며 모든 방향에서 관찰된 물체 사이에 고르게 분포된다. 적색편이를 도플러 효과로 해석하면 물체의 후퇴 속도를 계산할 수 있다. 일부 은하의 경우 우주 거리 사다리를 통해 거리를 추정하는 것이 가능하다. 후퇴 속도를 이러한 거리에 대해 표시하면 허블-르메트르 법칙으로 알려진 선형 관계가 관측된다: formula_1, 여기서 허블-르메트르 법칙에는 두 가지 설명이 가능하다. 우리가 은하의 폭발의 중심에 있거나-그것은 코페르니쿠스의 원리에 따르면 지지될 수 없다-또는 우주는 모든 곳으로 균일하게 팽창하고 있다. 이 보편적 팽창은 허블이 1929년 분석과 관측을 하기 훨씬 전인 1922년 프리드만과 1927년 르메트르가 일반 상대성이론을 통해 예측한 것으로, 프리드만, 르메트르, 로버트슨, 워커에 의해 개발된 대폭발(빅뱅) 이론의 초석으로 남아 있다. 그 이론은 모든 시간에 유효한 formula_5 관계를 팔요로 하는데, 여기서 formula_3는 적정 거리, formula_2는 후퇴 속도이고, 또한 formula_2, formula_9 및 formula_3는 우주가 팽창함에 따라 변화한다(그래서 우리는 현재의 허블 "상수"를 나타내기 위해 formula_4를 쓴다).
대폭발

관측 가능한 우주의 크기보다 훨씬 작은 거리에서 허블 적색편이는 후퇴 속도에 상응하는 도플러 편이로 볼 수 있다. 그러나 적색편이는 진정한 도플러 편이가 아니라 빛이 방출된 시점과 그것이 감지된 시점 사이의 우주의 팽창의 결과이다. 그 공간이 계량적(metric) 팽창을 겪고 있다는 것은 우주론적 원리와 코페르니쿠스 원리에 대한 직접적인 관찰 증거에 의해 보여지며, 이는 허블-르메트르 법칙과 함께 다른 설명이 없다. 천문학적 적색편이는 극도로 등방성이며 균질하며, 다른 많은 증거와 함께 우주가 모든 방향에서 동일하게 보인다는 우주론 원리를 뒷받침한다. 적색편이가 우리로부터 멀리 떨어진 중심에서 발생한 폭발의 결과였다면 서로 다른 방향에서 그렇게 유사하지 않았을 것이다. 2000년에 우주 마이크로파 배경 복사가 먼 천체 물리학 시스템의 역학에 미치는 영향을 측정한 결과 우주론적 규모에서 지구는 중심 위치에 있지 않다는 코페르니쿠스적 원리가 입증되었다. 대폭발(빅뱅)의 복사는 우주 전반에 걸쳐 초기에는 분명히 더 따뜻했다. 수십억 년에 걸친 CMB의 균일한 냉각은 우주가 계량적 팽창을 경험하고 있는 경우에만 설명할 수 있으며 우리가 폭발의 유일한 중심 근처에 있을 가능성은 배제된다. 허블 상수의 결정과 설명할 수 없는 불일치는 허블 텐션으로 알려져 있다. CMB의 관측에 기초한 기술은 우주 거리 사다리에 기초한 측정에서 도출된 양과 비교하여 이 상수의 더 낮은 값을 제안한다. 우주 마이크로파 배경 복사. 1964년, 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 우연히 마이크로파 대역의 무지향성 신호인 우주배경 복사를 발견했다.
대폭발

이들의 발견은 1950년경에 알퍼, 허먼, 가모프의 대폭발 예측에 대한 상당한 확증을 제공했다. 1970년대를 통해 그 복사는 모든 방향에서 흑체 스펙트럼과 거의 일치하는 것으로 밝혀졌으며, 이 스펙트럼은 우주의 팽창에 의해 적색편이되었으며, 오늘날에는 약 2.725K에 해당한다. 이로써 대폭발(빅뱅) 모형에 유리한 증거의 균형이 잡혔고, 또한 펜지아스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다. CMB의 방출에 해당하는 '마지막 산란의 표면' 은 중성 수소가 안정되는 시기인 '재결합' 직후에 발생한다. 그 이전에는, 우주는 뜨겁고 조밀한 광자-중입자 플라즈마 바다로 구성되어 있었고 광자는 자유 대전 입자로부터 빠르게 산란했다(scattered). 약 37.2±1.4만 년에서 정점을 찍고 광자의 평균 자유 경로는 오늘날에 도달할 만큼 충분히 길어지고 우주는 투명해진다. 1989년 NASA는 COBE를 발사하여 1990년 고정밀 스펙트럼 측정은 CMB 주파수 스펙트럼이 104분의 1 수준에서 편차가 없는 거의 완벽한 흑체임을 보여주었고 잔류 온도 2.726K(최근 측정에서는 이 수치를 2.7255K로 약간 수정함)를 측정한 두 가지 주요 발전을 아루었고; 그런 다음 1992년에 추가 COBE 측정에서 105분의 1 정도 수준에서 하늘을 가로지르는 CMB 온도의 작은 요동(비등방성)을 발견했다. 존 C. 매더와 조지 스무트는 이러한 결과에 대한 리더십으로 2006년 노벨 물리학상을 수상했다. 다음 10년 동안 CMB 비등방성은 많은 지상 기반 및 풍선 실험에 의해 추가로 조사되었다.
대폭발

2000-2001년에 여러 실험, 특히 BOOMERanG에서 비등방성의 일반적인 각 크기(하늘의 크기)를 측정하여 우주의 모양이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다. 2003년 초, 윌킨슨 극초단파 비등방성 탐사선의 일부 우주 매개변수에 대한 당시 가장 정확한 값을 산출한 첫 번째 결과가 발표되었다. 결과는 몇 가지 특정 우주 급팽창 모형들을 반증했지만, 일반적으로 급팽창 이론과 일치한다. "플랑크" 우주 탐사선은 2009년 5월에 발사되었다. 다른 지상 및 풍선 기반 우주 마이크로파 배경 실험들(cosmic microwave background experiments)은 진행 중이다. 원시 요소의 존재도. 대폭발 모형을 이용하면 우주의 헬륨-4, 헬륨-3, 중수소, 리튬-7의 농도를 일반 수소량 대비 비율로 계산할 수 있다. 상대적인 존재도(abundance)들은 광자와 중입자의 비율이라는 단일 매개변수에 따라 달라진다. 이 값은 CMB 요동의 세부 구조와 독립적으로 계산할 수 있다. 예측된 비율(숫자가 아닌 질량 기준)은 에 약 0.25, 에 약 10−3, 에 약 10−4 및 에 약 10−9이다. 측정된 존재도는 모두 중입자 대 광자 비율의 단일 값에서 예측된 것과 적어도 대략적으로는 일치한다. 그 일치는 중수소에 대해 우수하지만 가깝지만 에 대해서는 공식적으로는 불일치하고 또한 에 대해서는 두배의 차이가 나고(이런 비정상은 우주론적 리튬 문제(cosmological lithium problem)로 알려져 있다); 후자의 두 경우에는 상당한 관측적 오류(observational error)가 있다.
대폭발

그럼에도 불구하고, 그 이론은 빛 요소의 상대적 존재도에 대한 유일한 알려진 설명이며 대폭발이 20-30%의 헬륨을 훨씬 더 많이 혹은 더 적게 생성하도록 "조정"하는 것은 사실상 불가능하기 때문에, BBN이 예측한 존재도와의 일반적인 일관성은 대폭발에 대한 강력한 증거이다. 사실, 예를 들어 젊은 우주(즉, 항성 핵합성 산물이 없는 것으로 추정되는 물질을 연구하여 결정된 항성 형성 이전)가 중수소보다 헬륨이 더 많아야 하거나, 혹은 보다 더 많은 중수소가 있어야 하거나, 또한 일정한 비율이어야 한다는 것 역시 대폭발(빅뱅) 외에는 명백한 이유가 없다. 은하의 진화와 분포. 은하와 퀘이사의 형태와 분포에 대한 자세한 관찰은 대폭발 이론의 현재 상태와 일치한다. 관측과 이론의 조합은 최초의 퀘이사와 은하가 대폭발(빅뱅) 이후 약 10억 년 후에 형성되었으며 그 이후로 은하단과 초은하단과 같은 더 큰 구조가 형성되었음을 시사한다. 별의 개체군은 노화와 진화를 거듭해 왔으며, 따라서 먼 은하(초기 우주에서의 것으로 관찰됨)는 가까운 은하(더 근래의 상태로 관찰됨)와 매우 다르게 보인다. 더욱이, 비교적 최근에 형성된 은하는 대폭발(빅뱅) 직후에 비슷한 거리에서 형성된 은하와 현저하게 다르게 나타난다. 이러한 관찰은 정상-4상태 모형에 반하는 강력한 주장이다. 별 형성, 은하와 퀘이사 분포, 더 큰 구조에 대한 관찰은 우주 구조 형성에 대한 대폭발 시뮬레이션과 잘 일치하며, 그 이론의 세부 사항을 완성하는 데 도움이 된다.
대폭발

원시 가스 구름. 2011년에 천문학자들은 먼 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 깨끗한 구름이라고 추정되는 것을 발견했다. 이 발견 이전에 다른 모든 천체에는 별에서 형성되는 무거운 원소가 포함되어 있는 것으로 관찰되었다. 탄소, 산소 및 규소에 민감함에도 불구하고 이 세 가지 요소는 이 두 구름에서 감지되지 않았다. 그 가스 구름은 감지할 수 있는 수준의 중원소가 없기 때문에 대폭발(빅뱅) 후 처음 몇 분이 지나서 BBN 동안 형성되었을 가능성이 있다. 다른 증거 라인. 허블 팽창과 CMB를 통해 추정된 우주의 나이는 구상성단에 대한 항성진화 이론과 개별 종족 II 별들의 방사능 연대 측정을 통해 측정된 가장 오래된 별의 나이를 사용한 다른 추정치와 잘 일치한다. 또한 Ia형 초신성을 이용한 팽창 및 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초한 추정치와도 잘 일치한다. 이 연령의 독립 측정치의 합치도는 ΛCDM 모형을 지지한다. 왜냐하면 그 모형은 측정치의 일부를 연령 추정치와 연관시키는 데 사용되며 모든 추정치가 일치하기 때문이다. 그럼에도 불구하고, 상대적으로 초기 우주에서 온 천체들(특히 퀘이사 APM 08279+5255)에 대한 일부 관측은 이 천체들이 ΛCDM 모형에서 그렇게 초기에 형성될 충분한 시간을 가졌는지에 대한 우려를 제기한다. 과거에 CMB 온도가 더 높았을 것이라는 예측은 높은 적색편이에서 가스 구름의 매우 낮은 온도 흡수선을 관측함으로써 실험적으로 뒷받침되었다.
대폭발

이 예측은 또한 은하단에서 수냐에프-젤도비치 효과의 진폭이 적색편이에 직접적으로 의존하지 않는다는 것을 암시한다. 관측 결과 이는 대체로 사실이지만, 이 효과는 우주 시간에 따라 변하는 성단의 특성에 따라 달라지기 때문에 정밀한 측정이 어렵다. 미래 관측. 미래의 중력파 관측소(gravitational-wave observatory)는 대폭발(빅뱅) 후 1초 이내까지 극초기 우주의 유물인 원시 중력파를 탐지할 수 있을 것이다. 물리학의 문제 및 관련 문제. 여느 이론과 마찬가지로, 대폭발(빅뱅) 이론의 발전의 결과로 많은 미스터리와 문제들이 발생했다. 이러한 미스터리와 문제들 중 일부는 풀린 반면 다른 것들은 여전히 미해결이다. 대폭발 모형의 일부 문제에 대한 제안된 해결책은 그들 자신의 새로운 미스터리를 드러냈다. 예를 들어 지평선 문제, 자기 홀극 문제, 편평도 문제는 급팽창 이론으로 가장 일반적으로 해결되지만, 급팽창 우주의 세부사항은 여전히 해결되지 않은 채로 남아있고 이론의 일부 창시자를 포함한 많은 이들이 반증되었다고 말한다. 다음은 우주론자와 천체물리학자들의 집중적인 조사를 받고 있는 대폭발 이론의 신비로운 측면들의 목록이다. 중입자 비대칭. 우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 이해되지 않는다. 일반적으로 우주가 젊고 매우 뜨거웠을 때 통계적 평형 상태에 있었고 동일한 수의 중입자와 반중입자가 포함되어 있다고 가정한다. 그러나 관측에 따르면 우주는 가장 멀리 떨어져 있는 부분을 포함하여 거의 전적으로 물질로 이루어져 있다. 비대칭을 설명하기 위해 중입자 생성이라고 불리는 과정이 가정되었다. 중입자 발생이 발생하려면 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 충족되어야 한다.
대폭발

이를 위해서는 중입자 수가 보존되지 않고 C-대칭 및 CP-대칭이 위반되고 우주가 열역학적 평형에서 벗어나야 한다. 이러한 모든 조건은 표준모형에서 발생하지만 그 효과는 현재의 중입자 비대칭을 설명할 만큼 강력하지 않다. 암흑 에너지. Ia형 초신성에 대한 적색편이-겉보기등급 관계를 측정한 결과, 우주가 현재 나이의 절반 정도였을 때부터 우주 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있었다. 이 가속도를 설명하기 위해 일반 상대성 이론은 우주 에너지의 대부분이 "암흑 에너지"라고 불리는 큰 음압을 가진 구성 요소로 구성되어야 한다고 요구한다. 암흑 에너지는 추측이지만 수많은 문제를 해결한다. 우주 마이크로파 배경의 측정은 우주가 거의 공간적으로 평평하다는 것을 나타내며, 따라서 일반 상대성이론에 따르면 우주는 질량/에너지의 임계 밀도(critical density)를 거의 정확하게 가져야 한다. 그러나 우주의 질량 밀도는 중력 군집화로 측정할 수 있으며 임계 밀도의 약 30%만 있는 것으로 밝혀졌다. 이론에 따르면 암흑 에너지는 일반적인 방식으로 군집되지 않기 때문에 "누락된" 에너지 밀도에 대한 최선의 설명이다. 암흑 에너지는 또한 우주의 전체 곡률에 대한 두 가지 기하학적 측정을 설명하는 데 도움이 되는데, 하나는 중력 렌즈의 주파수를 사용하고, 다른 하나는 우주 잣대(cosmic ruler)로 거대구조의 특징적인 패턴을 사용하는 것이다. 음압은 진공 에너지(vacuum energy)의 속성으로 믿어지고 있지만, 암흑 에너지의 정확한 성질과 존재는 대폭발의 위대한 미스터리 중 하나로 남아 있다.
대폭발

2008년 WMAP 팀의 결과는 73%의 암흑 에너지, 23%의 암흑 물질, 4.6%의 일반 물질 및 1% 미만의 중성미자로 구성된 우주에 관한 것이다. 이론에 따르면 물질의 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 감소하지만 암흑 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 일정하게(또는 거의 비슷하게) 유지된다. 따라서 물질은 과거에 오늘날보다 우주 전체 에너지의 더 많은 부분을 차지했지만, 그러나 암흑 에너지가 심지어 더 우세해지면서 먼 미래에는 물질이 차지하는 비중은 줄어들 것이다. 우주의 암흑 에너지 성분은 이론가들에 의해 아인슈타인의 우주 상수를 비롯한 다양한 경쟁 이론을 사용하여 설명되었을 뿐아니라, 더 이국적인 형태의 퀸테센스(quintessence) 또는 기타 수정된 중력안들로 확장되었다. 때때로 "물리학에서 가장 당혹스러운 문제"라고 불리는 우주 상수 문제(cosmological constant problem)는 측정된 암흑 에너지의 에너지 밀도와 플랑크 단위에서 순수하게 예측된 것 사이의 명백한 불일치에서 비롯된다. 암흑 물질. 1970년대와 1980년대에 다양한 관측에 따르면 우주에는 은하 내부와 은하 사이의 중력의 겉보기 강도를 설명할 수 있는 가시 물질이 충분하지 않다는 것이 밝혀졌다. 이것은 우주 물질의 최대 90%가 빛을 방출하지 않거나 정상적인 중입자 물질과 상호 작용하지 않는 암흑 물질이라는 생각으로 이어졌다. 또한 우주가 대부분 정상 물질이라는 가정은 관측과 크게 일치하지 않는 예측으로 이어졌다. 특히, 오늘날 우주는 암흑 물질 없이 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 덩어리지고(lumpy) 훨씬 적은 양의 중수소를 포함하고 있다.
대폭발

암흑 물질은 항상 논란의 여지가 있어 왔지만 CMB의 비등방성, 은하단 속도 분산, 거대구조 분포, 중력 렌즈 연구 및 은하단의 엑스선 측정 등 다양한 관찰 결과들에 의해 추론된다. 암흑 물질에 대한 간접적인 증거는 실험실에서 암흑 물질 입자가 관찰되지 않았기 때문에 다른 물질에 대한 중력의 영향에서 비롯된다. 암흑물질에 대한 많은 입자 물리학 후보가 제안되었으며 이를 직접 탐지하기 위한 여러 프로젝트가 진행 중이다. 또한, 왜소은하 문제와 쿠스피 헤일로 문제를 포함하여 현재 선호되는 차가운 암흑 물질 모형과 관련된 눈에 띄는 문제가 있다. 많은 양의 미검출 물질을 필요로 하지 않고 대신 뉴턴과 아인슈타인이 설정한 중력 법칙을 수정하는 대안 이론이 제안되었다. 그러나 현존하는 모든 관측을 설명하는 데 있어 차가운 암흑물질 제안만큼 성공적인 대안 이론은 없다. 지평선 문제. 지평선 문제는 정보가 빛보다 빠르게 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다. 유한한 시대의 우주에서 이것은 인과적 접촉에 있는 공간의 두 영역의 분리에 대한 한계-입자 지평선-를 설정한다. CMB의 관측된 등방성은 이와 관련하여 문제가 있으니: 만일 우주가 마지막 산란의 시대까지 항상 복사 또는 물질에 의해 지배되었다면 그 당시의 입자 지평선은 하늘에서 약 2도에 해당할 것이다. 그러면 더 넓은 지역이 동일한 온도를 갖도록 하는 메커니즘이 없을 것이다.:191–202 이 명백한 불일치에 대한 해결책은 균질하고 등방성인 스칼라 에너지장이 아주 초기(압력 생성 이전)에 우주를 지배한다는 급팽창 이론에 의해 제공된다.
대폭발

급팽창하는 동안 우주는 지수적(exponential) 팽창을 겪으며, 입자 지평선은 이전에 가정한 것보다 훨씬 더 빠르게 확장되어 현재 관측 가능한 우주의 반대쪽에 있는 영역이 서로의 입자 지평선 안쪽에 있다. CMB의 관찰된 등방성은 급팽창이 시작되기 전에 이 더 큰 영역이 인과 관계에 있었다는 사실에서 비롯된다.:180–186 하이젠베르크의 불확정성 원리는 급팽창 단계에서 양자 열적 요동이 있을 것이며, 이는 우주 규모로 확대될 것이라고 예측한다. 이러한 요동은 우주의 모든 현재 구조의 씨앗이 되었다.:207 급팽창은 원시 요동이 CMB 측정으로 정확하게 확인된 거의 축척 불변(scale invariance)이고 정규 분포라고 예측한다.:sec 6 급팽창이 발생하면 지수적인 팽창은 우리의 관측 가능한 지평선을 훨씬 넘어서는 넓은 공간을 밀어낼 것이다.:180–186 고전적인 지평선 문제와 관련된 문제는 대부분의 표준 우주 급팽창 모델에서는, 급팽창이 전기약 대칭 붕괴가 일어나기 전에 멈추기 때문에, 관측 가능한 우주의 먼 부분은 전기약 시대(electroweak epoch)가 끝났을 때 인과적으로 분리되어 있었으므로, 급팽창은 전기약 진공(electroweak vacuum)에서 거대 규모 불연속성을 막을 수 없어야 한다. 자기 홀극. 자기 홀극 반대는 1970년대 후반에 제기되었다. 대통일 이론(GUTs)은 우주의 위상학적 결함(topological defect)이 자기 홀극으로 나타날 것이라고 예측했다. 이 물체들은 뜨거운 초기 우주에서 효율적으로 생성될 수 있으며, 홀극이 발견되지 않았으므로, 관측 결과와 일치하는 밀도보다 훨씬 더 높은 밀도를 나타낸다.
대폭발

이 문제는 기하학을 평탄하게 만드는 것과 같은 방식으로 관측 가능한 우주로부터 모든 점 결함들을 제거하는 우주 급팽창에 의해 해결된다. 편평도 문제. 편평도 문제(노후성(oldness) 문제라고도 함)는 FLRW와 관련된 관측 문제이다. 우주는 총 에너지 밀도에 따라 공간 곡률이 양수, 음수 또는 0일 수 있다. 밀도가 임계 밀도보다 작으면 곡률은 음수; 크면 양수; 그리고 임계 밀도에서는 0이며, 이 경우 공간이 "평평하다"고 말한다. 관측은 우주가 평평한 사실과 일치함을 가리킨다. 문제는 임계 밀도에서 작은 벗어남이 시간이 지나면서 커지지만 여전히 오늘날 우주는 평평함에 매우 가깝다는 것이다. 평평함에서 벗어나는 자연적인 시간 척도가 플랑크 시간, 10-43초일 수 있다는 점을 감안할 때, 우주가 수십억 년 후에 열죽음이나 대함몰에 도달하지 않았다는 사실은 설명이 필요하다. 예를 들어, 몇 분이라는 비교적 늦은 나이(핵합성의 시간)에도 우주의 밀도는 임계값의 1014분의 1내에 있어야 하며 그렇지 않으면 오늘날과 같이 존재하지 않을 것이다. 오해. 대폭발 모형에 대한 일반적인 오해 중 하나는 그것이 우주의 기원을 완전히 설명한다는 것이다. 그러나 대폭발 모형은 에너지, 시간, 공간이 어떻게 발생했는지를 설명하는 것이 아니라 초밀도 및 고온의 초기 상태에서 현재 우주의 출현을 설명한다. 대폭발의 크기를 일상적인 물체와 비교하여 대폭발을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다. 대폭발 당시 우주의 크기는 우주 전체가 아니라 관측 가능한 우주의 크기를 의미한다. 허블-르메트르 법칙은 허블 거리 너머에 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 후퇴한다고 예측한다.
대폭발

그러나 특수 상대성이론은 공간을 통한 운동을 넘어서는 적용되지 않는다. 허블-르메트르 법칙은 공간을 '통해서' 보다는 공간의 팽창으로 인한 속도를 설명한다. 천문학자들은 종종 우주론적 적색편이를 오해로 이어질 수 있는 도플러 편이라고 부른다. 유사하기는 하지만, 우주론적 적색편이는 고전적으로 유도된 도플러 적색편이와 동일하지 않다. 왜냐하면 도플러 적색편이의 대부분의 기본적 유도는 공간 확장을 수용하지 않기 때문이다. 우주론적 적색편이의 정확한 유도는 일반 상대성 이론의 사용을 필요로 하며, 더 단순한 도플러 효과 논증을 사용한 처리는 가까운 은하에 대해 거의 동일한 결과를 제공하지만, 가장 단순한 도플러 적색편이 처리에 근거해서 더 먼 은하의 적색편이를 해석하면 혼동을 일으킬 수 있다. 암시. 현재의 이해를 바탕으로 우주의 미래에 대한 과학적 외삽은 우주의 현재 나이보다 훨씬 더 긴 기간이지만 유한한 기간 동안만 가능하다. 그 이상은 점점 더 추측이 된다. 마찬가지로 현재 우주의 기원에 대한 올바른 이해는 추측에 불과하다. 대폭발(빅뱅)-이전 우주론. 대폭발(빅뱅)은 인류의 능력을 훨씬 뛰어넘는 시작 밀도와 온도로부터 우주의 진화를 설명하므로 가장 극한의 조건과 초기 시간에 대한 외삽은 필연적으로 더 추측적이다. 르메트르는 이 초기 상태를 "원시 원자"라고 불렀고 가모프는 물질을 "일렘(ylem)"이라고 불렀다. 우주의 초기 상태가 어떻게 시작되었는지는 여전히 미해결 문제이지만 대폭발 모형은 일부 특성을 제한한다.
대폭발

예를 들어, 특정한 자연 법칙은 무작위로 존재할 가능성이 가장 높지만 급팽창 모형에서 알 수 있듯이 이들의 일부 조합은 훨씬 가능성이 높다. 위상학적으로 평평한 우주는 중력 퍼텐셜 에너지(gravitational energy)와 다른 에너지 형태들 사이의 균형을 의미하므로 추가 에너지를 생성할 필요가 없다. 고전적 일반 상대성이론을 기반으로 한 대폭발(빅뱅) 이론은 우주시간의 기원에 특이점을 가리키며, 이러한 무한한 에너지 밀도는 물리적으로 불가능할 수 있다. 그러나 현재 실현되고 있는 일반 상대성이론과 양자역학의 물리 이론은 플랑크 시대 이전에는 적용할 수 없으며 이를 바로잡기 위해서는 양자 중력에 대한 올바른 처리의 개발이 필요하다. 휠러-디윗 방정식과 같은 특정 양자 중력 처리는 시간 자체가 창발적 속성(emergent property)이 될 수 있음을 암시한다. 따라서 물리학은 대폭발 이전에는 시간이 존재하지 않았다고 결론지을 수 있다. 초기 우주의 뜨겁고 조밀한 상태에 선행할 수 있었던 것이 무엇인지, 그것이 어떻게 그리고 왜 발생했는지, 심지어 그러한 질문이 합리적인지 여부는 알려지지 않았지만 "우주기원론(cosmogony)"이라는 주제에 대한 추측은 무성하다. 이와 관련하여 검증되지 않은 가설을 수반하는 몇 가지 추측적 제안들은: 마지막 두 범주의 제안은 대폭발을 훨씬 더 크고 더 오래된 우주(older universe) 또는 다중 우주에서 일어나는 사건으로 본다. 우주의 종말. 암흑 에너지를 관측하기 전에 우주론자들은 우주의 미래에 대한 두 가지 시나리오를 고려했다. 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크면 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴되기 시작한다.
대폭발

그것은 다시 밀도가 높아지고 뜨거워지며, 시작되었을 때와 비슷한 상태인 대함몰로 끝나게 된다. 또는 우주의 밀도가 임계 밀도 이하인 경우 팽창이 느려지지만 결코 멈추지 않을 것이다. 별 형성은 각 은하에서 성간 가스를 소모하면서 멈출 것이다. 별은 타서 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀을 남긴다. 이들 사이의 충돌은 질량이 점점 더 큰 블랙홀로 축적되는 결과를 낳는다. 우주의 평균 온도는 아주 점차적으로 절대 영도-빅 프리즈(Big Freeze)에 점근적으로 접근할 것이다. 또한 만약 양성자가 불안정하면, 중입자 물질이 사라지고 방사선과 블랙홀만 남게 된다. 결국 블랙홀은 호킹 복사를 방출하여 증발한다. 우주의 엔트로피는 열죽음이라고 알려진 시나리오인 어떠한 조직화된 형태의 에너지도 추출할 수 없을 정도로 증가할 것이다. 가속 팽창에 대한 현대의 관찰은 현재 보이는 우주의 점점 더 많은 부분이 우리의 사건 지평선을 넘어 우리와 접촉하지 않게 될 것임을 암시한다. 최종 결과는 알 수 없다. 우주의 ΛCDM 모형은 우주 상수의 형태로 암흑 에너지를 포함한다. 이 이론은 은하계와 같이 중력에 의해 결합된 시스템만이 함께 남아 있을 것이며 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 그들 역시 열죽음의 대상이 될 것을 시사한다. 팬텀 에너지(phantom energy) 이론이라고 하는 암흑 에너지에 대한 다른 설명은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵 및 물질 자체가 이른바 빅 립(Big Rip) 속에서 계속 증가하는 팽창에 의해 산산조각날 것임을 시사한다. 종교 및 철학적 해석.
대폭발

우주의 기원에 대한 설명으로서, 대폭발(빅뱅) 이론은 종교와 철학에 중요한 영향을 미친다. 그 결과, 그것은 과학과 종교 사이의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다. 어떤 이들은 대폭발이 창조자를 암시한다고 믿는 반면, 다른 이들은 대폭발 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.
향로봉·건봉산 천연보호구역

향로봉·건봉산 천연보호구역은 대한민국 강원특별자치도 고성군과 인제군에 위치한 천연기념물이다.
광양읍수와 이팝나무

광양읍수와 이팝나무(光陽邑藪와 이팝나무)은 대한민국 전라남도 광양시 광양읍 인동리, 유당공원에 있는 이팝나무이다. 1971년 9월 13일 대한민국의 천연기념물 제235호로 지정되었다. 개요. 이팝나무란 이름은 꽃이 필 때 나무 전체가 하얀꽃으로 뒤덮여 이밥, 즉 쌀밥과 같다고 하여 붙여진 것이라고도 하고, 여름이 시작될 때인 입하에 꽃이 피기 때문에 ‘입하목(立夏木)’이라 부르다가 이팝나무로 부르게 되었다고도 한다. 곳에 따라서는 이팝나무의 꽃이 활짝 피면 풍년이 든다는 얘기도 있다. 광양 유당공원의 이팝나무는 나이가 알려지지 않았고 높이는 18m, 가슴높이의 둘레는 3.42m이다. 나무의 줄기가 중간에서 크게 둘로 갈라져 전체적으로 아름다운 모양을 하고 있다. 다른 이팝나무에 비해 균형잡힌 모습을 가지고 있다. 유당공원은 조선 중종23년(1528)에 광양읍성(光陽邑城)을 쌓고, 멀리 바다에서 보이지 않도록 하기 위해 나무를 심었던 곳이다. 성(城)은 없어졌으나 팽나무, 느티나무, 이팝나무 등 당시에 자라던 나무들이 남아 있다. 그 중의 하나가 이 이팝나무이다. 처음에 나무를 심을 때는 성이 보이지 않게 하기 위한 군사보안림이었으나, 태풍으로 풍수해가 큰 지역이므로 바람의 피해를 막는 방풍림의 역할도 하게 되었다. 그 역할이 커서 지금까지 잘 보호해 왔으리라고 생각된다.
광양읍수와 이팝나무

광양 유당공원의 이팝나무는 우리 조상들의 군사적 문화 및 바닷바람을 막는 지혜를 볼 수 있는 문화적 자료가 되고, 이팝나무로서는 매우 크고 오래된 나무로서 생물학적 보존가치도 크므로 천연기념물로 지정하여 보호하고 있다.
해남 녹우단 비자나무 숲

해남 녹우단 비자나무 숲(海南 綠雨壇 비자나무 숲)은 대한민국 전라남도 해남군 해남읍 해남 윤씨 시조의 사당인 녹우단 뒷산에 있는 비자나무 숲이다. 대한민국의 천연기념물 제241호로 지정되어 있다. 개요. 비자나무는 우리나라의 내장산 이남과 일본 등지에서 자란다. 잎은 두껍고 작으며 끝이 뾰족하다. 꽃은 봄에 넓게 피고 열매는 가을에 길고 둥글게 맺는다. 나무의 모양이 아름다워 관상용으로 많이 이용되며, 열매는 구충제 및 변비 치료제나 기름을 짜는데 쓰인다. 해남 연동리의 비자나무 숲은 해남 윤씨 시조의 사당 뒷산에 있으며 나무의 나이는 530년 정도로 추정된다. 윤씨의 선조가 “뒷산의 바위가 드러나면 이 마을이 가난해진다”는 유훈을 남기자 후손들이 숲의 보호에 힘썼으므로 오늘날의 모습을 유지할 수 있었다. 해남 연동리의 비자나무숲은 우리 조상들이 조성한 인공숲으로 문화적·생물학적 보존가치가 높아 천연기념물로 지정·보호하고 있다.
인도유럽어족

인도유럽어족()은 유럽과 서아시아, 남아시아를 중심으로 분포하는 인도유럽인 민족들의 언어로 이루어진 어족이다. 인구어족(印歐語族)이라고도 부른다. 에스놀로그에 따르면 오늘날 445개의 인도유럽어족 언어가 쓰이며 그 가운데 2/3이 넘는 313개가 인도이란어파라는 갈래에 속한다. 모어 화자 수가 가장 많은 인도유럽 언어는 스페인어, 영어, 힌두스탄어(힌디어·우르두어), 포르투갈어, 벵골어, 펀자브어, 러시아어로, 각각 1억 명이 넘는 사람들이 사용한다. 독일어, 프랑스어, 마라티어, 이탈리아어, 페르시아어도 각각 5천만 명 이상이 사용하는 거대 언어이다. 오늘날 세계 인구의 46%에 달하는 32억 명이 인도유럽어족 언어를 모어로 사용하며 이는 모든 어족 중 가장 큰 숫자이다. 인도유럽어족에는 오늘날 유럽에서 쓰이는 대부분의 언어가 속하며, 동아시아와 동남아시아를 제외한 아시아에도 인도유럽 언어들이 분포한다. 중세에 튀르크인과 몽골인의 확장에 밀려나기 전까지는 고대의 아나톨리아(오늘날의 터키)와 타림 분지에서도 인도유럽어가 쓰였다. 유라시아 바깥을 보면, 대항해시대부터 시작된 식민화의 결과로 인도유럽어는 아메리카의 대부분 지역과 오세아니아 및 아프리카의 많은 지역에서 우세하게 쓰인다. 다른 어족이 우세한 지역에서도 인도유럽어족은 소수언어나 제2언어로 가장 흔하게 쓰이는 어족이다.
인도유럽어족

인도유럽어족은 역사언어학 분야에서 특별한 위치에 있는데, 청동기 시대부터 미케네 그리스어 및 아나톨리아어파의 히타이트어와 루위어로 된 문자 기록이 나타나 세계에서 두 번째로 긴 기록의 역사를 지닌 어족이기 때문이다. (가장 긴 역사를 지닌 어족은 이집트어와 근동의 셈어파 언어들이 속한 아프리카아시아어족이다.) 인도유럽어족 언어의 가장 오래된 흔적은 아나톨리아 동부의 아시리아 유적지인 퀼테페에서 발견된 기록에 남은 히타이트어 단어와 고유명사들이다. 비록 메소포타미아 쐐기 문자를 통해 셈어파 언어인 고대 아시리아어로 기록되기는 했지만 말이다. 모든 인도유럽어족 언어는 인도유럽조어라 불리는 단일한 신석기 시대 언어의 후손이다. 비록 인도유럽조어 자체나 그 화자인 원시 인도유럽인의 문화와 종교에 관해 남아 있는 기록은 전혀 없지만, 인도유럽어족의 원향으로부터 각지로 퍼져나간 후손들인 고대와 현대의 여러 인도유럽 민족의 언어와 문화로부터 그 모습이 어떠했을지 재구성해 볼 수 있다. 연구. 16세기에 인도 아대륙을 찾아간 유럽인들은 인도아리아어군 및 이란어군 언어와 유럽 언어들 사이의 유사성을 알아차렸다. 1583년, 영국 출신의 예수회 선교사이자 콘칸어 학자였던 토머스 스티븐스는 고아에서 활동하던 중 형에게 보낸 편지에서 인도의 언어들과 그리스어 및 라틴어의 유사성에 관해 말했다. 1540년 피렌체에서 태어나 인도를 방문한 상인인 필리포 사세티도 비슷한 관찰을 했다.
인도유럽어족

1585년에 그는 산스크리트어와 이탈리아어에 유사한 단어들이 있다고 기록했다. 그런 단어들의 예로는 devaḥ/dio “신”, sarpaḥ/serpe “뱀”, sapta/sette “일곱”, aṣṭa/otto “여덟”, nava/nove “아홉” 따위가 있었다. 그러나 스티븐스나 사세티의 관찰은 보다 깊은 학문적 탐구로 이어지지 못했다. 1647년 네덜란드의 학자 마르쿠스 주에리우스 판 복스호른은 아시아와 유럽의 몇몇 언어들이 서로 유사함을 지적했으며 이 언어들이 ‘스키타이어’라는 공통 조상으로부터 나왔다는 이론을 세웠다. 그의 가설에는 네덜란드어, 알바니아어, 그리스어, 라틴어, 페르시아어, 독일어가 포함돼 있었으며 나중에는 여기에 슬라브어파, 켈트어파, 발트어파도 포함되었다. 그러나 판 복스호른의 가설은 널리 알려지지 못했으며 추가적인 연구로 이어지지 않았다. 오스만 튀르크의 여행가 에블리야 첼레비는 1665 ~ 1666년에 외교 임무를 띠고 빈에 파견되었을 때 독일어와 페르시아어 단어 사이의 유사성을 기록했다. 프랑스의 예수회 선교사이자 인도학자인 가스통 쾨르두를 비슷한 여러 사람도 비슷한 관찰을 했다. 쾨르두는 1760년대 후반에 산스크리트어·라틴어·그리스어의 동사 굴절을 꼼꼼하게 비교하여 이 언어들이 서로 연관되어 있다고 제안했다.
인도유럽어족

한편 미하일 로모노소프는 슬라브어파, 발트어파(‘쿠를란트어’), 이란어군(‘메디아어’), 핀란드어, 중국어, ‘호텐토트어’(코에코에어) 등 서로 다른 언어군을 비교하였으며, 서로 연관된 언어들은(라틴어, 그리스어, 독일어, 러시아어 등) 고대에 공통의 조상들로부터 서로 갈라졌음이 분명하다고 주장했다. 이 가설은 1786년 영국의 언어학자 윌리엄 존스가 그의 시대에 알려져 있던 가장 오래된 언어인 라틴어, 그리스어, 산스크리트어 사이의 놀랄 만한 유사성에 관해 강의하면서 다시 등장했다. 그는 여기에 잠정적으로 고트어, 켈트어, 페르시아어를 덧붙였다. 그의 분류에는 잘못 포함된 언어와 잘못 빠트린 언어도 몇몇 있기는 했다. 존스는 1786년 벵골 아시아 협회의 강의에서 오래된 조상 언어의 존재를 추측하며 후대의 연구를 예지하듯 다음과 같이 선언하는데, 이는 언어학에서 가장 유명한 인용구 중 하나이다. 그는 이 조상 언어를 “공통의 근원”이라 불렀지만 이름을 붙이지는 않았다. 영국의 물리학자이자 언어학자인 토머스 영은 1813년에 ‘인도유럽어족’이라는 용어를 처음으로 사용했고, 하나의 발상지에서 나온 단일 민족이 이웃 민족들을 잇달아 침략하여 자기네 언어를 전파했으리라는 가정을 내놓는다. 인도유럽어족이라는 이름은 어족이 분포하는 지역의 동쪽과 서쪽 끝인 북인도와 서유럽에서 따온 것이다. 같은 뜻으로 ‘인도·게르만어족’(, Idg.