Chang-Su/ko-wiki-250611 huggingface dataset:
러시아 제국

차르 정부는 결국 1917년 2월 혁명으로 무너졌다. 볼셰비키는 더 이상 황제에게 나라를 맡길 수 없다는 판단 하에 혁명을 일으켰고, 인민, 농민, 노동자 모두의 지지를 받지 못했던 차르 정부는 곧바로 무너졌다. 볼셰비키 정부는 이후 임시 정부를 세웠고 황제 니콜라이 2세를 가족들과 함께 유폐시켜 버렸다. 이후 니콜라이 2세가 1918년 7월에 볼셰비키의 손에 조용히 암살당하며 제국은 완벽하게 역사 속으로 사라졌다. 임시 정부. 임시정부 러시아 공화국은 수립 직후 일련의 개혁적인 조치들을 시행했다. 제정 러시아 시절에는 언론이 자유롭지 못하였고, 의회는 예산 심의권만 행사할 수 있었다. 허나 임시 정부 구성 이후 언론의 자유, 출판의 자유가 허락되었으며, 국가 두마의 권력이 상대적으로 강해졌다. 그리고 케렌스키 내각은 법무장관에 재직할 당시 사형제 폐지를 주장하였는데, 이것은 아주 혁신적인 것이었기도 하였다. 그러나 임시정부는 오래 가지 못했다. 이는 게오르기 르보프 공(公)과 7월에 총리로 취임한 케렌스키가 연합국과의 약속을 깨지 말자는 이유로 휴전을 반대했기 때문이다. 하지만 전쟁 상황은 러시아군에게 매우 불리했다. 러시아군은 여전히 동맹국군에게 계속 패배하고 있었고, 군량은 여전히 부족했으며 사상자는 갈수록 늘어가고 있는 형편이었다. 전쟁 결과 나타난 사망자 170만 명, 부상자 665만 명이라는 수치는 러시아 국민들에게 큰 충격을 불러일으켰으며, 강력한 반전 심리를 생겨나게 했다.
러시아 제국

한편 소비에트(평의회)는 임시정부가 성립되었음에도 해산하지 않았고, 그 중 블라디미르 레닌이 이끄는 볼셰비키파는 인민들로부터 많은 지지를 받았다. 1917년 10월 볼셰비키는 수도인 페트로그라드를 장악하고, 소비에트라는 이름으로 집권했다. 1918년, 볼셰비키는 브레스트-리토프스크 조약(Брест-Литовский мирный договор)에서 독일과의 불평등 조약을 맺음으로써, 국내외적인 고립에서 벗어나고자 했으며, 동시에 제정을 지지하는 세력을 격파하여야만 했다. 볼셰비키는 1920년 1,300만명의 희생자를 내고 적백내전에서 승리했고, 자유주의자들과 몐셰비키 세력들을 일소했다. 1922년 12월 30일 제1차 전연방 소비에트 대회에서 러시아, 우크라이나, 벨로루시(현 벨라루스), 자캅카스(현 아르메니아, 아제르바이잔, 조지아) 4개국이 소비에트 사회주의 공화국 연방을 결성하면서 탄생하였다. 정부. 1905년의 혁명으로 인하여 제국 자체가 흔들리기 시작할 때까지도, 러시아 제국은 차르를 정점으로 하는 완벽한 전제군주정이었다. 그러나 1905년 이후에는 점차 하나로 딱 잘라 규정하기 어려운 정치 체제를 가지게 된다. 1910년 경 유럽의 지식인들은 러시아의 정치 체제를 '권위적인 차르를 모시는 입헌군주정'으로 정의했는데, 이처럼 제국의 과도기 동안 모순적인 체제가 서로 양립하였던 것이다. 1905년 10월에 점차 법률로 인하여 차르의 권력이 제한되기 전까지만 하여도 러시아의 모든 기본 법률은 황제의 권위가 '무한하다'고 인정하였다.
러시아 제국

그러나 1905년 10월 이후에는 이 문장에서 '무한하다'라는 단어가 삭제되었으며, 차르의 기본적인 권력에도 형식적이나마 제한이 가해졌다. 그렇다고 하여 차르의 권력이 크게 축소된 것은 아니었는데, 차르는 국가 두마에서 의결한 모든 법률안에 대하여 완벽한 거부권을 행사하여 이를 무력화시킬 수 있었으며 의회의 개회와 폐회 또한 황제의 마음대로 선포할 수 있었고 차르의 허가를 받지 않은 그 어떠한 법률도 러시아 내에서 효력을 발휘할 수 없었다. 볼셰비키가 공산 혁명을 일으켜 제정 자체를 뒤집어버리기 전까지 황제의 권력 남용을 제한할 수 있는 유일한 안전 장치는 황제 자신의 양심 뿐이었다. 이렇게 러시아 제국의 차르는 압도적인 권력을 가지고 있었기 때문에, 보통 러시아 제국의 정치 체제는 '황제 스스로 제한을 두는 전제군주정' 정도로 해석된다. 러시아 정치계에서는 보수주의가 오랫동안 득세했다. 종종 일부 개혁적인 인사들이 등장하여 정책들을 시도하기는 하였으나, 러시아 엘리트 지배층들 사이에서는 보수적인 색채가 매우 강했다. 러시아의 엘리트층은 기본적으로 반지성주의를 깔고 사고하였으며, 정교회 사이에서는 비과학적인 맹신이, 농노들과 그들을 지배하는 지주들 사이에서는 폐쇄적인 전통주의가, 군대 지도부 사이에서는 경직된 계급주의가 득세하였다. 당시 유럽에서는 지성과 과학을 기반으로 한 '개화', 즉 산업 혁명이 꽃피고 있었던 데에 반하여, 러시아는 이같은 움직임 대부분을 거부하였으며 오직 서구의 발달된 과학기술들을 받아들여 기존의 제도를 뒷받침하는 도구로만 사용하려 하였다.
러시아 제국

일부 진보적인 러시아 지식인들은 이같은 보수적, 소극적인 근대화 움직임에 우려를 표했고, 당시의 러시아 정부를 '전보를 가지고 있는 칭기스 칸'에 비유하기도 했다. 차르. '차르'라는 명칭은 1721년에 표트르 대제가 스스로를 '전 러시아의 황제', 즉 '차르(Tsar)'라고 부르기 시작한 데에서 유래하였다. 후대의 황제들도 이 칭호를 버리지 않았고, 1917년에 제정이 완전히 무너지기 전까지도 스스로를 '차르', 여성의 경우에는 '차리차'라고 불렀다. 10월 혁명 이전까지, 차르는 러시아 제국의 절대권력자로 엄청난 권력을 행사하였고, 오직 2가지의 법적 제약을 받았다. 그 제약은 첫째, 러시아의 차르는 러시아 정교회 신자여야 했으며 둘째, 파벨 1세가 제정한 황위계승법을 따라야만 했다. 이 2가지만 제외하면 차르는 그 어떠한 권력상의 제한도 받지 않았다. 그러나 이같은 차르의 절대적인 권위도 1905년 10월 이후 크게 달라졌다. 차르는 선거로 인해 선출된 황실 두마(의회)의 허가를 받지 않은 그 어떠한 법도 시행할 수 없게 되면서 스스로의 입법권을 제한하였고, 그 외에도 일부 권력을 공직 기관들에게 양도하였다. 그렇다고 해서 차르가 모든 권력을 다 내려놓은 것은 아니어서, 차르에게는 의회를 강제로 해산할 권리가 있었으며 실제로도 이 권한을 꽤나 자주 행사했다. 또한 의회에서 의결한 모든 법안에 거부권을 행사할 수도 있어서, 사실상 차르의 마음에 들지 않는 그 어떠한 법률도 러시아에서는 실행될 수 없었다.
러시아 제국

러시아 제국의 장관들은 오직 차르에게만 충성을 맹세했으며, 의회에게 책임을 추궁당하거나 의회에게 해임될 걱정 없이 오직 차르의 개인적인 호불호에만 신경을 썼다. 1906년 4월 28일 이후에는 또 추가적인 조치가 가해져 차르의 권력이 다시 제한되었으나, 그렇다고 하여 차르의 권위가 크게 실추되거나 권력이 딱히 약화된 것도 아니었다. 국무원. 1906년 2월 20일에 시행된 러시아 기본법에 따르면, 러시아 국무원(State Council)은 러시아의 상원에 해당했다. 이 시기의 러시아 의회는 거의 황제 옆에서 들러리 격으로 서서 사안들을 의결하는 식이었는데, 예를 들어 국무원 총원 196명 중 98명을 황제가 지명했고, 나머지 98명만이 선출된 의원들이었다. 선출되는 98명의 의원들은 크게 수도승계 성직자 3명, 속세계 성직자 3명, 귀족 출신 의원 18명, 대학과 지식인 출신 의원 6명, 상인 출신 의원 6명, 산업 관련 인물 출신 의원 6명, 젬스트보를 가지고 있는 지방 출신 34명, 젬스트보를 가지고 있지 않은 지방 출신 16명, 그리고 폴란드에서 온 6명의 의원들로 나뉘었다. 이들은 의회의 상원 격에 해당하는 기관답게 법안을 발의하고 하원 격인 국가두마와 토의할 권한이 있었는데, 실제로 이렇게 입법권을 행사한 경우는 극히 드물었다. 두마. 러시아 제국 두마, 혹은 두마(Duma)는 러시아의 하원 격에 해당했다. 총 442명의 의원들로 구성되어 있었으며, 지나치게 복잡한 선거 절차를 따라 선출되는 선출직이었다.
러시아 제국

의원에 선출될 수 있는 자격은 엄격하게 제한되었고, 이 때문에 의원들의 절대다수는 기득권층, 즉 호족 지주 계급이었다. 그 외에도 중앙아시아를 제외한 러시아를 구성하는 여러 지방들의 대표들도 이 두마에서 의견을 나누었는데, 각각의 지역들에게 일정한 수의 의원직을 배분하였으며 그들 중에서도 특히 큰 대도시들이 있는 지역들에는 추가적으로 의원직을 더 배분했다. 두마의 의원들은 크게 3개의 계급들로 나뉘었는데, 가장 많은 의원들이 호족 지주 출신이었고 나머지가 자작농 출신과 소수이지만 농노의 대표들이었다. 다만 농노의 대표들은 감히 의회에 참석하지 못했고, 대신 대리인들을 보내어 자신들의 뜻을 알렸다. 평민들의 경우에는 세금을 부담할 수 있는 성인 남성들만 선거권과 피선거권이 있었고, 대부분 의원에 선출되는 자들은 매우 부유한 재력가인 경우가 잦았다. 두마에서는 모든 의원들에게 1표씩을 행사하도록 하였고, 아무래도 보수적인 호족 지주 계급이 절대다수를 차지하고 있다보니 두마에서 실제로 진보적, 실용적인 법안이 나오는 경우는 극히 드물었다. 두마가 그나마 이전의 러시아 제정보다 일진보했던 바가 있었다면, 상트페테르부르크, 모스크바, 키예프, 리가와 같은 대도시들에서는 대중들이 직접 의원들을 뽑을 수 있다는 것이었다. 이 것은 이전에는 아예 대중들의 뜻을 무시했던 시절에 비하면 훨씬 일진보한 방법이었다. 장관회의. 1905년의 개혁으로 인하여 장관회의가 만들어졌고, 이때 장관들의 우두머리, 즉 총리직이 처음으로 창설되었다. 장관회의에는 각부의 모든 장관들과 지방자치단체들의 수장들이 참석하였다고 알려졌다. 당시 러시아 제국의 부서 목록에는 다음과 같다.
러시아 제국

군대. 러시아 제국군은 크게 러시아 제국 육군과 러시아 제국 해군으로 나뉘어 편성되어 있었다. 그러나 1800년도 까지만 해도 러시아는 상당한 인구와 영토에 걸맞지 못하게 군대의 힘이 굉장히 빈약하였으며, 특히 1853년에서 1856년 사이에 일어난 크림 전쟁에서는 참담한 전쟁 수행 능력을 보여주며 차르가 어쩔 수 없이 군대 개혁을 실시할 수 밖에 없을 정도로 군대가 약하였다. 그럼에도 불구하고 러시아는 특유의 봉건제와 사병 제도들로 인하여 같은 시기의 독일군, 영국군, 프랑스군들보다 훨씬 군사력이 약했으며, 군대에서 사용하는 군장과 무기의 질도 웬만한 서구 열강에 비하면 매우 떨어졌다. 러시아 제국의 군대는 제1차 세계대전 때에 연전연패를 거듭하는 수모를 겪었고, 이로 인하여 차르의 무능함과 국가의 부정부패에 질린 군대가 차르를 상대로 반란을 일으키기 시작하면서 장차 소련이 탄생하는 계기를 만들게 된다. 군대의 최고 사령관은 차르였으며, 임시 정부 시기에는 총리인 알렉산드르 케렌스키가 전군을 지휘했다. 제1차 세계 대전 당시 100만 대군을 보유하고 있었으며 대략 1,200만 명이 군대에 징집되었다. 러시아 제국의 공식 명칭인 'мператорскiй военно-воздушный флотъ'는 1918년에 문자가 개혁되기 이전의 명칭으로써 현재는 'Императорский военно-воздушный флот'로 표기된다. 행정 구역. 국경. 러시아 제국의 영토는 워낙 거대했는데, 이 때문에 러시아는 자국의 영토를 유럽 러시아와 아시아 러시아로 구분했다.
러시아 제국

영토의 크기만 보면 아시아 러시아가 훨씬 더 크지만, 아시아 러시아는 대부분 척박한 시베리아 동토인 경우가 많기 때문에 러시아 인구의 압도적인 대다수는 모두 유럽 러시아에 몰려 살고 있었다. 유럽 러시아의 경계는 동유럽 평원이며 북쪽에는 북극해를 마주하고 있으며 노바야제믈랴 제도와 콜구예프섬, 바이가치섬 등을 포함하고 있다. 유럽 러시아의 동쪽으로는 아시아 러시아가 있는데, 아시아 러시아에는 대부분이 시베리아 동토이며, 투르크계 민족인 키르기스인들이 모여 살고 있다. 아시아 러시아는 유럽 러시아와 우랄 산맥과 카스피 해, 그리고 우랄 강으로 나뉘어 있으며, 이 자연 경계를 따라서 행정 구역을 나누었다. 러시아 제국의 남쪽으로는 흑해와 코카서스 반도가 있고, 서쪽으로는 콜라 반도와 발트 해 남쪽, 다뉴브 강 하구 일부까지 영토가 뻗어있었다. 러시아 제국은 영토가 매우 거대하여 바다와 인접한 구간이 매우 많았으나, 대부분의 해안가가 얼음이 덮인 북극해 지방이거나 겨울 때마다 얼어붙어버리는 지역이었던지라 부동항 지역이 거의 없었다. 1914년 당시의 러시아 제국은 81개 현(구베르니야), 20개 주, 1개 행정구로 구성되어 있었다. 러시아 제국은 부하라 칸국, 히바 칸국을 보호국으로 삼았으며 1914년에는 투바를 보호국으로 편입시켰다. 11개 현과 17개 주, 사할린섬 북부에 설치된 1개 행정구는 아시아 러시아에 있었다. 그 밖에 8개 현은 핀란드, 10개 현은 폴란드에 있었다.
러시아 제국

나머지 59개 현과 1개 주(돈보이스코 주)는 유럽 러시아에 있었다. 돈보이스코 주는 전쟁부 관할하에 있었으며 나머지 현과 주에는 현지사, 주지사, 부지사(행정 평의회 의장)를 두었다. 또한 여러 개의 현을 관할하고 주둔군의 지휘권을 포함한 광범위한 권한을 가진 총독을 두었다. 1906년 당시에는 핀란드, 바르샤바, 이르쿠츠크, 키예프, 모스크바, 아무르, 투르키스탄, 캅카스 총독부가 설치되어 있었다. 상트페테르부르크, 모스크바, 오데사, 세바스토폴, 케르치, 미콜라이우(니콜라예프), 로스토프나도누와 같은 대도시는 현지사로부터 독립한 자체 행정 제도가 있었으며 경찰서장이 장관 역할을 수행했다. 사회. 러시아 제국은 일찍이 산업화와 근대화를 시작한 여타 유럽 열강들과는 달리 전근대적인 농노제와 봉건제 제도를 상대적으로 오랫동안 유지하였다. 1913년까지만 하여도 전체 인구의 80%가 농부였으며, 이들은 타 유럽 국가 국민들보다도 훨씬 비참한 대우를 받고 살았다. 이 때문에 소련의 역사학자들은 19세기의 러시아 제국이 멸망하게 된 이유는 하층민들의 비참한 삶을 개선시킬 의지도, 그럴 능력도 없었다는 것에 방점을 둔다. 다만 러시아 제국을 지나치게 깎아내렸던 소련이 해체되고 현재의 러시아가 들어서면서 어느 정도 러시아 제국에 대한 재평가가 이루어지기 시작했는데, 몇몇 역사학자들은 1861년에 알렉산드르 2세가 발표한 농노 해방령으로 인하여 사회적 역동성이 증가했고, 농업 생산량이 증대되었으며 사회의 전반적인 질이 높아졌다고 평가하기도 한다.
러시아 제국

대체적으로 러시아 제국 국민들의 삶의 질이 18세기 전반적으로 끊임없이 하락하였으나, 18세기 말부터 1914년까지는 점차 좋아지기 시작하였다는 것이다. 계급. 러시아 제국의 사회 계급은 꽤나 엄격했다. 크게 권력층을 독점하고 있던 귀족들과 성직자들, 그리고 그 아래인 상인과 카자크족, 그리고 사회 최하층을 구성했던 농노 등이 있었다. 또한 인종적으로도 사람들을 나누어서, 러시아계 슬라브족 백인이 아닌 사람들, 예를 들어 시베리아, 타타르, 중앙아시아 등에서 온 사람들은 '이노로찌', 즉 '근본이 다른 자들'이라고 부르며 사회적으로 차별하였다. 국민들 중 압도적 다수인 81.6%는 농부에 속했고, 귀족층은 0.6%이며 성직자층은 0.1% 밖에 되지 않았다. 상인들과 중간 계급들은 9.3% 밖에 되지 않았고, 나머지 6.1% 정도는 군인이었다. 대략 8,800만 명의 인구가 농업에 종사하면서 살아갔는데, 이들 대부분이 이전에 농노로 살아갔던 사람들이었다. 조상이 농노 출신이 아니었던 자들은 대부분 국가에 소속되었던 농부들이나 아니면 도시의 귀족 집안에 소속된 농부들이었다. 농노제. 러시아 지방에서는 1649년에는 아예 법에 명문화되면서 16세기부터 농노제가 발달되어 왔고, 농노는 귀족 가문에 딸린 채로 거의 노예와 다름없는 생활을 해왔다. 1861년의 농노 해방령에 의해 법적으로 해방되기 전까지 이들은 러시아 사회의 핵심 축을 구성해왔다. 농노에는 크게 황실에 소속된 농노, 국가에 소속된 농노, 그리고 가장 많은 귀족들의 사유지에 소속된 농노가 있었다.
러시아 제국

사유지 농노는 인두세와 병역의 의무를 졌음에도 불구하고 국가로부터 정당한 보호를 받지 못했고, 그들의 생사여탈권은 주인에게 달려있다시피 하였다. 지주는 농노를 임의로 팔거나 살 수 있었으며, 저당잡을 수도 있었고, 매질이나 시베리아 유형과 같은 극형에도 처할 수 있었다. 농노는 지주로부터 분여지를 제공받아 그 토지에서 경작을 하는 대신, 그 대가를 훨씬 초과하는 지대를 바쳐야 했으며 부역의 의무도 강제로 졌다. 다만 부역의 의무는 지방마다 달랐는데, 중부와 북부는 화폐로 지세를 받는 것을 선호하였으며 토지가 비옥한 남부 지대에서는 부역을 선호하였다. 간혹 둘 다를 모두 받는 경우도 있었으며, 부역의 경우에는 주 3일 이상 영주의 직영 토지에 나가 강제로 노동을 해야 하는 경우가 태반이었다. 그 탓에 농노는 정작 지주로부터 임대 받은 자신의 토지는 제대로 경작하지 못하는 경우가 잦았다. 이 때문에 농노들의 삶은 갈수록 정체하고 사회의 질은 악화되어 갔다. 황실이나 국가에 소속된 농노가 주인으로부터 받는 대우는 그나마 사유지의 농노보다는 나았다. 다만 삶의 질이나 경제적 환경의 면에서 보았을 때에는 사유지 농노와 별로 다를 바가 없었고, 황제가 신하에게 땅을 하사할 경우 그 땅에 소속되어 있던 농노는 자연히 사유지 농노로 계급이 추락하였다. 농노는 대부분 전근대적인 농민공동체, 즉 '미르'에 속해있었는데, 이 미르는 일종의 지방자치제와 같은 역할을 하면서 노동의 분배, 그리고 식량의 확보와 분배와 같은 일들을 도맡아 하였다. 지배계급들은 이 미르를 사용하여 농노들을 효과적으로 통제하기도 하였다.
러시아 제국

농민. 이전의 농노들이 해방되며 모두 농민 계급들로 편입되자, 러시아 제국은 사회적으로 대혼란이 일어났다. 이들은 수 만개에 달하는 조그만 시골 마을들에 모여 살면서 매우 봉건적인 체제 내부에 갇혀 살아갔으며, 이들 중 또 수 만명은 일자리와 돈을 찾아서 도시로 향했다. 다만 도시에서 일자리를 찾고 정착했을 때에도, 여전히 고향과 친척들과는 연락을 유지하는 경우가 많았다. 가족을 부양하기 위해 당시 정상적인 농민 일가족이 소유하고 있어야 할 기본적인 땅의 넓이는 대략 11헥타르에서 17헥타르 정도였다. 그러나 농노 해방령 직후, 무려 4분의 1에 달하는 농노들은 1명당 1.2헥타르 밖에 되지 않는 땅덩이를 받았고, 나머지 절반도 3.4에서 4.6헥타르 정도 밖에 되지 않는 땅을 받았다. 곡물을 재배할 땅이 모자라자, 농부들은 어쩔 수 없이 호족 지주들에게 땅을 또다시 빌릴 수 밖에 없었고, 결국 농노들은 이름만 해방되었다 뿐이지 실제로는 여전히 호족 지주들에게 사회적, 경제적으로 예속된 상태를 유지하였다. 게다가 국가에서는 농민이라는 허울을 내세워 정상적인 경우의 185%에서 275%에 달하는 세금을 강제로 뜯어갔고, 이외에도 교회, 호족 지주, 귀족들은 사적인 이익을 위하여 농부들을 강제로 차출하여 도로를 깔거나 주택을 수리하는 등의 일에 써먹었다. 또한 특별 세금이라는 명목으로 기존의 세금에서 더 걷는 경우도 부지기수였다.
러시아 제국

갈수록 세금의 수탈량이 늘어나자, 무려 5분의 1에 달하는 농민들이 고향을 떠났으며 대략 국가 전체의 농민 성인 남성의 절반이 고향을 등지고 더 나은 일자리를 찾아 전국을 떠돌아다녔다. 정부가 주도한 개발 구역에 속해있었던 농민들의 삶도 별로 좋지는 못했는데, 이들은 특별히 차르의 은혜를 입었다고 선전되었으나 실제로는 정상적인 토지 배분량의 8분의 1 정도 밖에 받지 못하였다. 우크라이나 지방에 있는 도시 헤르손의 경우에는 웬만한 곳보다도 더욱 심각했다. 대략 1인당 0.36헥타르라는 땅 밖에 분배받지 못하였고, 농민들은 5에서 10루블 정도를 토지세라는 명목으로 매달 꾸준히 바쳐야만 했다. 국가에 소속된 농민들은 이보다는 사정이 나았으나, 여전히 대우는 좋지 못하여 집단으로 이주를 하거나 도망쳤다. 다만 유럽 러시아 동남부 지방에서는 이보다는 사정이 괜찮았다. 서부 지방에서는 전체적으로 더 많은 양의 토지들이 배분되었으며, 특히 발트 해 유역의 지방들에서는 독일계 호족 지주들이 대부분 농민들을 예속시켜서 노예화하기보다는 돈을 주고 고용하는 방법을 택했다. 이 덕분에 발트 해 유역에서는 4분의 1 정도만이 농민이었고, 나머지는 모두 고용 노동자들이었다. 지주. 농민들은 물론 지주들도 이전보다 상황이 나아지지는 않았다. 이들은 강제로 노동력을 끌어쓰는 데에 워낙 익숙했던지라, 농노 해방령 이후 어떻게 적응해야하는지에 대해 잘 알지 못했다.
러시아 제국

정부가 지주들에게 토지를 사들이기 위하여 지급한 배상금 대부분을 지주들은 아무 생각 없이 낭비했고, 농업 생산력을 늘리거나 미래에 대한 투자를 한 경우는 극히 드물었다. 1861년부터 1892년까지 귀족들이 소유한 토지는 30%나 감소하였고, 대부분이 싸게 팔려나갔다. 농민들은 자신들끼리 은행을 구축하여 토지를 귀족들로부터 사들이고자 하는 농민들에게 돈을 싸게 빌려주었고, 귀족들은 이들에게 토지들을 팔아치웠다. 이 덕분에 몇몇 농민들은 경제적으로 크게 성장하였으나, 대부분의 경우에는 이전처럼 비참한 삶을 살았다. 교육. 러시아 제국의 시민 수준은 당시 유럽 수준으로 보았을 때 매우 낮았다. 1800년 경, 제국의 전체 성인 남성 농노들 중 글을 읽고 쓸 줄 아는 자는 전체의 1%에서 12% 정도 밖에 되지 않았고, 도심 지역으로만 보았을 때도 20%에서 25% 밖에 되지 않았다. 반면 가정교사들로부터 좋은 교육을 받은 귀족들의 경우, 87%가 문해 능력을 가지고 있었으며 상인들은 75%가 넘게 글을 읽을 줄 알았다. 그 다음이 노동자, 그리고 농부의 순서로 문해율이 높았다. 지역의 교회를 제외하고는 거의 교육을 받지 못한 농노들의 문해율은 가히 유럽 최하위를 달렸다. 또한 남녀 불평등도 매우 심각하여, 모든 계급에서 여성의 문해율이 남성보다 낮았다. 러시아 정교회는 일부를 제외하고는 고등 교육이 오히려 신에 대한 신앙심을 약화시킨다고 생각했고, 국민들의 개화에 큰 신경을 쓰지 않았다. 또한 농노들도 교육에 대하여 큰 관심이 없었다.
러시아 제국

당시 러시아에서 교육을 받을 필요가 있었던 경우는 예술가, 법학자, 사업가, 기술자 등이 있었는데, 당시 산업화와 근대화가 더디게 이루어진 러시아의 경우 이들이 사회 전반에서 차지하는 비율은 소수였다. 1851년 말까지 러시아 전체 인구의 8%만이 도시에 살았을 정도였다. 1801년에 알렉산데르 1세가 즉위한 이후, 차르는 서구의 과학 지식을 러시아 내로 끌어들여 근대화를 진행하겠다는 야심을 드러냈고, 이는 상당한 환영을 받았다. 그러나 차르는 즉위 후 얼마 지나지 않아 관심사를 개인적인 신앙과 권력 유지로 돌렸고, 대부분의 개혁 조치들이 폐기되거나 미루어졌다. 서구 열강들 대부분과는 다르게 러시아는 17,000여 명 밖에 되지 않는 관리들을 거느리며 전문 관료들의 수가 매우 부족했고, 이들 중 대부분이 모스크바나 상트페테르부르크에 살았다. 당시 정부의 근대화를 추진하기 위해서는 제대로 교육받은 전문 관료들의 존재가 필수적이었는데, 당시 러시아는 제대로 된 대학 교육을 받은 지식인들의 수도 태반으로 부족했으며 그 질도 서양의 그 것과 상대가 되지 못했다. 교회와 군대에서는 독자적인 인재 양성 교육 과정이 존재했으나, 그 교육 범위가 굉장히 좁았고 지식의 양도 한정적이었다. 다만 알렉산데르 1세가 실시한 소수의 개혁 정책들 중 일부가 성공을 거두기도 했는데, 특히 전국적인 기본 교육망이 마련되었으며 1802년에는 교육부가 만들어졌고 전국이 6개의 구역으로 나뉘어 각 구역들이 교육을 책임지도록 하였다. 교육부는 모든 구역에 1개씩 대학을 세우고, 모든 주요 도시들마다 고등교육기관을 세우려는 계획도 발표하였다.
러시아 제국

이같은 노력은 소기의 성과를 거두어 1825년에 이르자 러시아 전역에 6개의 대학, 48개의 고등교육기관, 337개의 기본교육기관이 운영되고 있었다. 한편 프랑스 혁명이 일어나자 혁명을 피해 프랑스로부터 도망친 프랑스 엘리트들이 러시아로 망명해 들어왔고, 러시아는 이들을 교사로 채용하여 학생들을 기르도록 하였다. 또한 독일식 대학을 본받아 카잔, 하르코프, 상트페테르부르크, 타르투, 빌니우스, 모스크바에 대학들이 각자 1개씩 세워졌다. 다만 여전히 교육의 혜택은 황족과 귀족에 한정되었고, 대부분의 기회는 엘리트층에게만 돌아갔으며 평민들은 낮은 문해율을 유지하였다. 그 어떠한 대학들도 여성을 받지 않았고, 귀족들은 국가 주도의 학교보다는 오히려 가정교사를 더 선호하였다. 니콜라이 1세는 교육에 상당히 회의적이었고, 서방에서 들어오는 사상과 과학지식들을 싫어하였다. 그때 교육부 장관이었던 세르게이 유바로프는 대학에게 더 큰 자율성을 부여하고, 장비들을 확충하고 신입생들의 수를 늘리는 등 급진적인 개혁들을 실시하였다. 차르는 1848년까지 이 행동을 눈감아주었으나, 이후에는 이 개혁 정책들을 모두 철회시켜버렸다. 이후 러시아는 대학 교육에 집중하였으며, 중등 교육과 초등 교육에는 상대적으로 관심을 쏟지 않았다. 1900년 경, 러시아에는 17,000여 명의 대학생들이 있었으며 30,000명 정도가 기술교육과정을 밟고 있었다. 대부분의 교육 기관들은 러시아어를 사용했고, 그 외의 언어의 사용은 대체적으로 금지하는 편이었다.
사회주의애국청년동맹

사회주의애국청년동맹(社會主義愛國靑年同盟, )은 조선민주주의인민공화국의 공민 중 만 14살부터 30살까지 모든 청년 학생이 의무로 가입하도록 되어 있는 최대의 근로단체이자 사회단체이다. 1946년 1월 17일 창립한 '북조선민주청년동맹'(北朝鮮民主靑年同盟, Democratic Youth League of North Korea)에 연원을 두고 있으며, 1949년 '조선민주청년동맹', 1964년 '사회주의노동청년동맹', 1996년 '김일성사회주의청년동맹' 등으로 명칭이 바뀌다가 2016년 8월 청년동맹 9차대회에서 이름 '김일성-김정일주의 청년동맹'으로 변경되었다. 2021년 4월 27일부터 열린 청년동맹 제10차 대회에서 사회주의애국청년동맹으로 이름을 변경하였다. 조선로동당의 영도를 받으며 조선소년단을 지도한다. 또한 청소년에 관한 조선민주주의인민공화국의 정책 방향을 대변한다. 조선직업총동맹, 조선사회주의녀성동맹, 조선농업근로자동맹과 함께 조선민주주의인민공화국의 4대 근로 단체로 여겨지고 있으며 조선민주주의인민공화국의 입법부인 최고인민회의의 구성원이기도 하다. 청년동맹은 산하에 학생소년궁전, 만경대학생소년궁전, 송도원국제야영소, 청년문화회관 등을 두고 있고, 기관지 《청년전위》와 《새날신문》, 《대학생》 등을 발행하고 있다.
후지 5호

후지고코()는 일본 후지산 근처에 위치한 5개 호수를 가리킨다. 모든 호수가 야마나시현에 있다. 해발 800~900m의 고원 지대에 있으며, 모두 후지 하코네 이즈 국립공원()으로 지정되어 있다. 호수 주변은 민박, 펜션 등 각종 숙박시설과 기업 등의 연수 시설이 입지하는 관광, 휴양 지역이 되고 있다. 5개 호수. 야마나카 호를 제외한 4개 호수는 후지카와구치코정에 속하여 있다.
급팽창 이론

물리 우주론에서 급팽창 이론(急膨脹理論, inflation theory), 우주 급팽창, 우주론적 급팽창, 또는 그냥 급팽창은 초기 우주에서 지수 함수적 공간 팽창의 이론이다. 급팽창 시대(inflationary epoch)는 대폭발(빅뱅) 후 10-36초로부터 10-33초와 10-32초 사이까지 지속되었다. 급팽창 시대 이후 우주는 계속 팽창했지만 그 속도는 느려졌다. 암흑 에너지로 인한 팽창의 가속은 우주의 나이가 이미 77억 년(61억 년 전)이 넘은 이후에 시작되었다. 급팽창 이론은 란다우 이론물리학 연구소(Landau Institute for Theoretical Physics)의 알렉세이 스타로빈스키Alexei Starobinsky, 코넬 대학교의 앨런 구스, 레베데프 물리 연구소(Lebedev Physical Institute)의 안드레이 린데를 비롯한 여러 이론물리학자들의 주목할만한 공헌으로, 1970년대 후반과 80년대 초반에 개발되었다. 알렉세이 스타로빈스키, 앨런 구스와 안드레이 린데는 "우주 급팽창 이론을 개척한" 공로로 2014년 카블리상(Kavli Prize)을 수상했다. 이 이론은 1980년대 초에 더욱 발전되었고, 우주의 거대구조의 기원을 설명한다. 우주적 크기로 확대된 미시적인 급팽창 영역 내의 양자 요동(quantum fluctuation)들이 우주 구조 성장의 씨앗이 된다(은하의 형성 및 진화 및 구조 형성(structure formation) 참조). 많은 물리학자들은 또한 급팽창 이론이 우주가 모든 방향으로 같게 보이는 이유(등방성), 우주 마이크로파 배경 복사가 고르게 분포하는 이유, 및 우주가 평평한 이유 및 자기 홀극들이 관찰되지 않은 이유 등을 설명한다고 믿는다.
급팽창 이론

급팽창 이론에 대한 자세한 입자 물리학적 메커니즘은 알려져 있지 않다. 많은 급팽창 모형 예측들이 관측에 의해 확인되었기 때문에, 기본적인 급팽창 패러다임은 대부분의 물리학자들에 의해 받아 들여지고 있다; 그렇지만, 상당한 소수의 과학자들은 이 입장에 반대한다. 급팽창을 일으켰다고 생각되는 가설의 장은 인플라톤(inflaton)이라고 불린다. 2002년에 급팽창 이론의 건축가들 중 3명이 그들의 주요 공헌으로 인정받았다; 물리학자들인 MIT의 앨런 구스, 스탠퍼드 대학교의 안드레이 린데 및 프린스턴 대학교의 폴 슈타인하르트Paul Steinhardt "우주론의 급팽창 이론 개념 개발에 대해서" 권위있는 디랙상(Dirac Prize)를 공동수상했다. 2012년 구스와 린데는 급팽창 이론 우주론의 창안과 개발로 기초물리학 브레이크스루 상을 수상했다. 개요. 1930년경, 에드윈 허블은 멀리 떨어진 은하의 빛이 적색편이된다는 것을 발견했다; 더 멀리 떨어져 있을수록 더 많이 편이된다. 이것은 은하들이 지구에서 멀어지고 있다는 의미로 빠르게 해석되었다. 만일 지구가 우주의 특별하고, 특권적이고, 중심적 위치에 있지 않다면, 모든 은하들은 멀어지고, 또한 멀리 떨어질수록, 더 빨리 멀어지고 있음을 의미한다. 이제 우주는 팽창하고 있으며, 그와 더불어서 은하들을 운반하며, 그래서 이러한 관측이 일어나게 하는 것으로 이해된다. 많은 다른 관측 결과들도 일치하고, 또한 같은 결론에 이르게 한다. 그렇지만, 수년 동안 우주가 팽창하는 이유나 방법 또는 그것이 의미하는 바는 명확하지 않았다.
급팽창 이론

엄청난 양의 실험적 관측과 이론적인 작업을 바탕으로, 이제 그 관측의 이유는 "공간 자체가 팽창하고 있고", 또한 대폭발(빅뱅) 후 첫 번째의 몇 분지 1초 안에 매우 빠르게 팽창했기 때문이라고 믿어지고 있다. 이러한 종류의 팽창을 "거리 함수(계량적)" 팽창이라고 한다. 수학과 물리학의 용어에서, "거리 함수"는 특정 속성들의 목록을 만족하는 거리의 측정이며, 또한 그 용어는 "우주 내부의 거리의 인지(sense) 자체가 변하고 있다"는 것을 암시한다. 오늘날, 거리 함수의 변화는 은하계 간 규모보다 작은 경우에서는 너무나 효과가 작아서 관찰할 수 없다. 우주의 거리 함수 팽창에 대한 현대적인 설명은 1979년 물리학자 앨런 구스가, 오늘날 자기 홀극들이 보이지 않는 가하는 문제를 조사하면서, 제안했다. 그는 만일 우주에 양의 에너지 가짜 진공(false vacuum) 상태의 장이 포함되어 있으면, 일반 상대성이론에 따라 공간이 지수 함수적으로 팽창할 수 있다는 것을 발견했다. 그러한 팽창이 다른 많은 오래된 문제들을 해결할 것이라는 것을 아주 빨리 깨달았다. 이러한 문제들은 "오늘날"처럼 보이려면 우주가 대폭발에서 매우 미세 조정되었거나 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작되어야 한다는 관측으로부터 발생한다. 급팽창 이론은 이 문제들을 대부분 같이 해결하며, 따라서 대폭발(빅뱅) 이론의 맥락에서 우리 것과 같은 우주를 훨씬 더 가능성 있게 만든다. 이 급팽창을 담당하는 물리적 장은 아직 발견되지 않았다. 그러나 그러한 장은 스칼라일 것이며 또한 존재하는 것으로 입증된 최초의 상대론적 스칼라 장인, 힉스 장은 2012-2013년에 발견되었을 뿐이며 그리고 아직도 연구되고 있다.
급팽창 이론

따라서 우주 팽창과 우주의 거리 함수 팽창을 담당하는 장이 아직 발견되지 않았다는 것은 문제가 되지 않는 것으로 보인다. 제안된 장과 그 양자들(이와 관련된 아원자 입자들)은 인플라톤이라고 명명되었다. 만일 이 장이 존재하지 않았다면, 과학자들은 공간의 거리 함수적 팽창이 발생했으며, 오늘날에도 (훨씬 더 느리게) 팽창하고 있음을 강력하게 시사하는 모든 관측들에 대해서 다른 설명을 제안해야 했을 것이다. 이론. 팽창하는 우주는 일반적으로 우주론 지평선(cosmological horizon)을 가지고 있으며, 이는, 지구 표면의 곡률로 인해 더 친숙한 지평선과 유사하게, 관측자가 볼 수 있는 우주 부분의 경계를 표시한다. 가속하는 우주의 우주 지평선 너머에 있는 물체에서 방출되는 빛(또는 기타 복사)은 관측자와 물체 사이의 공간이 너무 빠르게 팽창하기 때문에 관측자에게 도달하지 않는다. 관측 가능한 우주는 훨씬 더 큰 관측 불가능한 우주의 한 "인과 패치(causal patch)"이다; 우주의 다른 부분은 아직 지구와 통신할 수 없다. 우주의 이 부분들은 우리의 현재 우주론적 지평선 밖에 있다. 표준적인 뜨거운 대폭팔(빅뱅) 모형에서는, 급팽창 없이, 우주론적 지평선이 이동하여 새로운 영역을 볼 수 있다. 그러나 국소 관찰자가 처음으로 그러한 영역을 볼 때, 국소역 관측자가 이미 본 우주의 다른 영역과 다르지 않게 보인다; 그 배경 복사는 다른 지역의 배경 복사와 거의 동일한 온도이며, 시공간 곡률은 다른 것들과 발맞추어 진화하고 있다. 이것은 미스터리를 제시한다: 이 새로운 지역은 그들이 가져야 할 온도와 곡률을 어떻게 알았을까? 그들은 이전에 우리의 과거 광추와 통신하지 않았기 때문에, 신호를 받아 그것을 배울 수 없었다.
급팽창 이론

급팽창 이론은 모든 지역이 큰 진공 에너지 또는 우주상수를 가진 초기 시대에서 왔다고 가정함으로써 이 질문에 답한다. 우주상수가 있는 공간은 질적으로 다르다: 우주론적 지평선은, 바깥쪽으로 이동하는 대신에, 그대로 유지된다. 한 관측자에게는, 우주론적 지평선까지의 거리는 일정하다. 지수 함수적으로 팽창하는 공간으로 인해, 두 명의 가까운 관측자가 아주 빠르게 분리된다; 그 정도로, 그들 사이의 거리는 통신의 한계를 너무 빠르게 초과한다. 공간 슬라이스(slice)들은 거대한 볼륨을 커버하기 위해 아주 빠르게 팽창하고 있다. 사물들은, 고정된 거리에 있는, 우주론적 지평선 너머로 끊임없이 이동하고 있아서, 모든 것이 균질하게 된다. 급팽창의 장이 천천히 진공 상태로 이완됨에 따라, 우주상수는 영이 되고 공간은 정상적으로 팽창하기 시작한다. 정상적인 팽창 단계에서 시야에 들어오는 새로운 지역들은 급팽창 동안 지평선 밖으로 밀려난 정확히 동일한 지역들이며, 따라 원래 동일한 작은 공간 패치에서 왔기 때문에 거의 동일한 온도와 곡률에 있다. 급팽창 이론은 이렇게 우주의 다른 지역들의 온도와 곡률이 왜 그렇게 거의 같은 이유를 설명한다. 또한 일정한 대역적 시간에서 한 공간-슬라이스의 전체 곡률이 영이라고 예측한다. 이 예측은 우주의 전체 일반 물질, 암흑 물질 및 잔여 진공 에너지(vacuum energy)가 임계 밀도(critical density)까지 합산되어야 함을 암시하며, 또한 증거가 이를 뒷받침한다. 더욱 놀랍게는, 급팽창을 통해 물리학자들은 급팽창 시대의 양자 요동으로부터 서로 다른 지역의 미세한 온도 차이를 계산할 수 있었고, 이러한 정량적 예측 중 많은 부분이 확인되었다는 것이다.
급팽창 이론

공간이 팽창함. 시간이 지남에 따라 지수 함수적으로(또는 거의 지수 함수적으로) 팽창하는 공간에서는, 처음에는 정지해 있던 모든 자유롭게 떠있는(free-floating} 물체의 쌍은, 최소한 어떤 힘에 의해 함께 묶여 있지 않는 한, 가속 속도로 서로 멀리 이동할 것이다. 그러한 물체 중 하나의 관점에서 볼 때, 시공간은 슈바르츠실트 내외부(inside-out) 블랙홀과 같다―각 물체는 구체의 사건의 지평선으로 둘러싸여 있다. 일단 다른 물체가 이 지평을 통해 떨어지면, (적어도 공간이 계속 지수 함수적으로 확장되는 한) 다시 돌아갈수 없으며, 보내는 빛 신호들도 첫 번째 물체에 결코 도달하지 않을 것이다. 팽창이 정확히 지수 함수적이라고 근사하면, 그 지평선은 정적이며 또한 고정된 물리적 거리를 유지한다. 팽창하는 우주에 대한 이러한 패치는 다음의 거리 함수로 설명할 수 있다: 지수 함수적으로 팽창하는 이러한 시공간을 더시터르 공간이라고 하며, 또한 이를 유지하려면 공간과 시간이 일정하고 위의 거리 함수에서 Λ에 비례하는 우주상수, 진공 에너지(vacuum energy) 밀도가 있어야 한다. 정확히 지수 함수적 팽창의 경우, 그 진공 에너지는 에너지 밀도 ρ와 크기가 동일한 음의 압력 p를 가지므로 그 상태 방정식은 p = −ρ이다. 급팽창은 일반적으로 정확한 지수 함수적 팽창이 아니라 유사(quasi)- 또는 거의- 지수 함수적 팽창이다. 그러한 우주에서 지평선은 진공 에너지 밀도가 점차 감소함에 따라서 시간이 지남에 따라 천천히 커질 것이다. 비균질성이 거의 남지 않음.
급팽창 이론

공간의 가속 팽창은 밀도 또는 온도의 초기 변화를 아주 큰 길이 스케일로 확장하기 때문에, 급팽창의 본질적인 특징은 비균질성과 비등방성을 매끄럽게 하고(smooth out) 공간의 곡률을 감소시키는 것이다. 이것은 우주를 인플라톤 장에 의해 완전히 지배되는 아주 단순한 상태로 밀어넣고 또한 여기서 유일하게 중요한 비균질성은 조그마한 양자 요동이다. 급팽창은 또한 입자 물리학의 표준 모형에 대한 많은 확장에 의해 예측된 자기 홀극들과 같은 별나게 무거운 입자들을 희석한다. 만일 우주가 단지 급팽창 시기 "이전에만" 그러한 입자를 형성할 수 있을 만큼 뜨거웠었다면, 그것들이 아주 드물어서 관측 가능한 우주에서는 아무것도 없을 가능성이 아주 높으므로, 자연에서 관측되지 않을 것이다. 함께, 이러한 효과는 블랙홀에 대한 털없음 정리와 유추하여 급팽창의 "털없음 정리"라고 불린다. 그 "털없음" 정리는 우주론적 지평선이 반대편에 있는 것에 대한 불일치를 제외하고는 블랙홀의 지평선과 다르지 않기 때문에 본질적으로 작동한다. 털없음 정리의 해석은 우주(관측 가능한 그리고 관측할 수 없는)가 급팽창 동안 엄청난 배수로 팽창한다는 것이다. 팽창하는 우주에서는, 에너지 밀도는 일반적으로 우주의 부피가 증가함에 따라 떨어지거나, 혹은 희석된다. 예를 들어, 일반 "차가운" 물질(먼지)의 밀도는 부피의 역수에 따라 낮아진다: 선형 차원이 두 배가 되면 에너지 밀도는 8배로 감소한다; 팽창에 의해 광자가 분산되는데 더해, 각 광자의 파장이 늘어나기(적색편이) 때문에 우주가 팽창함에 따라 복사 에너지 밀도는 훨씬 더 빠르게 감소한다.
급팽창 이론

선형 차원이 두 배가 되면, 복사 에너지 밀도는 16배 감소한다(초상대론적 유체에 대한 에너지 밀도 연속성 방정식의 해 (solution of the energy density continuity equation for an ultra-relativistic fluid) 참조). 급팽창 동안, 인플라톤 장에서 에너지 밀도는 대략 일정하다. 그렇지만, 비균질성, 곡률, 비등방성, 별난(exotic) 입자들, 및 표준 모형 입자들을 포함한 다른 모든 입자들의 에너지 밀도가 떨어지고 있으며, 또한 충분한 급팽창을 통해서 이 모든 것들은 무시할 수 있게 된다. 이것은 팽창이 끝나고 재가열이 시작되는 순간에, 우주를 평평하고 대칭적이며, 또한 (균질한 안플라톤 장을 제외하고) 대부분 비어 있게 된다. 지속. 핵심 요구 사항은 급팽창이 단일한, 작은 급팽창의 허블 부피(Hubble volume)에서 현재 관측 가능한 우주를 생성할 수 있을 만큼 충분히 오래 지속되어야 한다는 것이다. 이것은 우주가 관측 가능한 가장 큰 규모에서 평평하고, 균질하며 또한 등방성으로 나타나도록 하는 데 필요하다. 이 요구 사항은 일반적으로 만일 우주가 급팽창 동안 최소한 1026 배로 팽창하면 충족되는 것으로 생각된다. 재가열. 급팽창은 과냉각 팽창 기간이며, 그때 온도는 약 10만 배 정도로 떨어진다. (정확한 하락은 모형에 따라 다르지만, 첫 번째 모형에서는 전형적으로 1027K에서 1022K로 떨어졌다.) 이 상대적으로 낮은 온도는 급팽창 단계 동안 유지된다.
급팽창 이론

급팽창이 끝나면 온도는 그 이전의 온도로 돌아간다; 인플라톤 장의 큰 위치 에너지가 입자로 붕괴하고, 전자기 복사를 포함한, 표준 모형 입자들로 우주를 채우면서 우주의 복사-지배 단계를 시작하기 때문에 이것을 "재가열" 또는 열화(thermalization)라고 한다. 급팽창의 특성이 알려져 있지 않기 때문에, 이 과정은 매개변수 공명(parametric resonance)을 통해 일어난다고 믿어지지만, 여전히 제대로 이해되지 않고 있다. 동기. 급팽창은 1970년대에 발견된 대폭발 우주론의 몇가지 문제들을 해결한다. 급팽창은 1979년 앨런 구스가 오늘날 자기 홀극이 보이지 않는 이유를 조사하면서 처음 제안했다. 그는 일반 상대성이론에 따르면 양의 에너지 가짜 진공(false vacuum)이 공간의 지수함수적 팽창을 일으킬 것임을 발견했다. 그러한 팽창이 다른 많은 오랜 문제를 해결할 것이라는 사실을 아주 빨리 깨달았다. 이러한 문제는 오늘날처럼 보이려면 우주가 대폭발에서 매우 미세하게 조정된 또는 "특별한" 초기 조건에서 시작되어야 한다는 관찰에서 발생한다. 급팽창은 우주를 이 특별한 상태로 이끄는 역학 메커니즘을 제공함으로써 이러한 문제를 해결하려고 시도하며, 따라서 대폭발 이론의 맥락에서 우리와 같은 우주가 훨씬 더 가능성이 있게 만든다. 지평선 문제. 지평선 문제(horizon problem)는 우주가 우주론 원리에 따라 통계적으로 균질하고 등방성으로 나타나는 이유를 결정하는 문제이다. 예를 들어, 가스통의 분자들은 열 평형 상태에 있기 때문에 균질하고 등방성으로 분포되어 있다: 그 가스통 전체의 가스는 비균질성과 비등방성을 소멸시키기 위해 상호 작용할 충분한 시간을 가졌다.
급팽창 이론

중력 팽창은 초기 우주가 평형을 이룰 충분한 시간을 주지 않기 때문에, 급팽창이 없는 대폭발(빅뱅) 모형에서는 이 상황이 상당히 다르다. 표준 모형에서 알려진 물질과 복사만 있는 대폭발에서는 관측 가능한 우주에서 넓게 분리된 두 영역이 광속보다 빠르게 서로 멀어져 인과적 접촉(causal contact)을 한 적이 없기 때문에 평형을 결코 이룰 수 없다. 초기 우주에서는, 두 지역 사이에 광신호를 보내는 것이 불가능했다. 상호 작용이 없었기 때문에, 동일한 온도(열적 평형이다)를 갖는 이유를 설명하기 어렵다. 역사적으로 제안된 해에는 조르주 르메트르의 "피닉스(Phoenix) 우주", 리처드 체이스 톨만의 관련된 진동하는 우주(oscillatory universe) 및 찰스 미스너의 믹스마스터 우주(Mixmaster universe)가 있다. 르메트르와 톨만은 수축과 팽창의 수 많은 주기를 겪으면서 우주가 열적 평형에 도달했다고 제안했다. 그렇지만, 그들의 모형은 여러 주기에 걸친 엔트로피 축적으로 인해 실패했다. 미스너는, 우주를 "더욱" 카오스적으로 만드는, 믹스마스터 메커니즘이 통계적 균질성과 등방성에 이를 수 있다는 (궁극적으로 잘못된) 추측을 했다. 편평도 문제. 편평도 문제는 때때로 (우주상수 문제(cosmological constant problem)와 함께) 딕 우연들(Dicke coincidences) 중 하나로 불린다. 1960년대에 우주의 물질 밀도가 평평한 우주(즉, 우주 시공간의 기하학적 구조가, 비유클리드 쌍곡기하학 또는 구면기하학이 아닌, 일반적인 유클리드 기하학인 우주)에 필요한 임계 밀도와 비슷하다는 것이 알려졌다.
급팽창 이론

따라서, 우주의 모양에 관계없이 우주 팽창에 대한 공간적 곡률의 기여는 물질의 기여보다 훨씬 클 수 없다. 그러나 우주가 팽창함에 따라, 곡률은 물질과 복사보다 더 천천히 적색편이 된다. 과거로 외삽하면, 이것은 우주에 대한 곡률의 기여가 지수 함수적으로 작아야 하기 때문에, 미세 조정(fine-tuning) 문제를 나타낸다(예를 들어, 대폭발 핵합성에서의 복사 밀도보다 16차수(order) 작다). 이 문제는 우주가 몇 퍼센트 이내로 평평하다는 것을 입증한 우주 마이크로파 배경에 대한 최근 관측으로 인해서 악화되어 있다. 자기 홀극 문제. 때때로 "별난-유물 문제"(exotic-relics problem)라고 불리는, 자기 홀극 문제는 만일 초기 우주가 아주 뜨거웠다면, 많은 수의 아주 무겁고, 안정적인 자기 홀극이 생성되었을 것이라고 말한다. 안정적인 자기 홀극은 대통일 이론의 문제인데, 그것은 고온(초기 우주와 같은)에서 전자기력, 강한 핵력 및 약한 핵력이 실제로 기본 힘이 아니라 단일 게이지 이론에서 자발 대칭 깨짐으로 인해 발생한다고 제안한다. 이 이론은 자연에서 관측되지 않은 수많은 무겁고 안정적인 입자들을 예측한다. 가장 악명 높은 것은, 자기장의 안정적이고 무거운 "전하"의 일종인, 자기 홀극이다. 홀극은 고온에서 대통일 이론에 따라 막대하게 생성될 것으로 예측되며, 또한 우주의 주요 구성 요소가 될 정도로, 오늘날까지 지속되어야 한다. 그것은 사실이 아닐 뿐만 아니라, 그것들에 대한 모든 탐색은 실패했고, 우주에서 유물 자기 홀극의 밀도에 엄격한 제한을 두었다.
급팽창 이론

자기 홀극이 생성될 수 있는 온도 아래에서 발생하는 급팽창 기간은 이 문제의 가능한 해결책을 제공할 것이다: 홀극은 주변 우주가 팽창함에 따라 서로 분리되어 잠재적으로 관찰된 밀도를 여러 크기의 차수만큼 낮춘다. 하지만 우주론자 마틴 리스Martin Rees가 쓴 것처럼, 역사. 선구자. 일반 상대성이론의 초기에 알베르트 아인슈타인은 정적인 해를 허용하기 위해 우주상수를 소개했는데, 그것은 균일한 밀도의 물질의 3차원 초구였다. 나중에, 빌럼 더시터르는 매우 대칭적인 팽창하는 우주를 발견했는데, 이 우주는, 그렇지 않으면 비어 있을, 우주상수를 가진 우주를 기술했다. 아인슈타인의 우주는 불안정하고, 작은 요동으로 인해 붕괴되거나 혹은 더시터르 우주로 변한다는 것이 발견되었다. 1970년대 초 젤도비치는 대폭발(빅뱅) 우주론의 평탄성과 지평선 문제들을 발견했다; 그의 작업 이전에는, 우주론은 순전히 철학적 근거에서 대칭적인 것으로 추정되었다. 소련에서, 이것과 다른 고려 사항은 벨린스키Belinski와 칼라트니코프Khalatnikov가 일반 상대성이론에서 카오스적(chaotic) BKL 특이점(BKL singularity)을 분석하도록 이끌었다. 미스너의 믹스마스터 우주는 이 카오스적 거동을 사용하여 우주 문제를 해결하려고 시도했지만 제한된 성공을 거두었다. 가짜 진공. 1970년대 후반에, 시드니 콜먼은 알렉산드르 폴랴코프와 공동 작업자들이 개발한 순간자(instanton) 기술을 적용하여 양자장 이론에서 가짜 진공( false vacuum)의 운명을 연구했다.
급팽창 이론

통계 역학의 준안정인(metastable) 단계―물이 빙점 이하 또는 끓는점 이상―와 마찬가지로, 양자 장은, 전이를 만들기 위해서, 새로운 진공, 즉 새로운 단계의 충분히 큰 기포를 핵화할(nucleate) 필요가 있을 것이다. 콜먼은 진공 붕괴에 대한 가장 가능성 있는 붕괴 경로를 발견하고 또한 단위 부피당 역수명(inverse lifetime)을 계산했다. 그는 결국 중력 효과가 상당할 것이라고 언급했지만, 그러나 이러한 효과를 계산하지 않았고 또한 그 결과를 우주론에 적용하지 않았다. 우주는 진짜 진공의 팽창하는 거품을 일으키는 준안정인 가짜 진공의 양자 요동에 의해 무(아무런 공간, 시간 또한 물질도 없음)에서 자발적으로 생성되었을 수 있다. 스타로빈스키 급팽창. 소련에서, 알렉세이 스타로빈스키Alexei Starobinsky는 일반 상대성이론에 대한 양자 보정(quantum corrections)이 초기 우주에 중요해야 한다는 것에 주목했다. 이는 일반적으로 아인슈타인-힐베르트 작용 및 "f(R)" 수정 중력(modified gravity)의 형태에 대한 곡률 제곱 보정으로 이어진다. 곡률 제곱 항이 있는 상태에서 아인슈타인 방정식의 해는, 곡률이 커다랄 때에는, 한 유효 우주상수로 이어진다. 따라서, 그는 초기 우주가 급팽창 드 지터 시기를 거쳤다고 제안했다. 이것은 우주론 문제들을 해결했고 마이크로파 배경 복사에 대한 수정에 대한 특정 예측으로 이어졌고, 수정들이 세부적으로 계산되었다. 스타로빈스키는 아래와 같은 작용을 사용했다 아래의 포텐셜에 해당한다 이것은 아인슈타인 틀(Einstein frame) 안에서이다. 이 결과 다음의 관측가능(observable) 값들이 도출된다: formula_4 홀극 문제.
급팽창 이론

1978년에, 젤도비치는 수평선 문제의 명백한 양적 버전인, 홀극 문제를 입자물리학의 하위 분야에서 주목했고, 이를 해결하기 위한 몇가지 추론적인 시도를 하게 되었다. 1980년에 앨런 구스는 초기 우주에서 가짜 진공 붕괴(false vacuum decay)가 문제를 해결할 수 있다는 것을 깨달았고, 한 스칼라 주도 급팽창(scalar-driven inflation)을 제안했다. 스타로빈스키의 시나리오와 구스의 시나리오는 모두 초기 더시터르 단계를 예측했으며, 단지 메커니즘의 세부 사항에서만 다르다. 초기 급팽창 모형들. 구스는 자기 홀극의 존재를 설명하기 위해 1981년 1월에 급팽창을 제안했다; "급팽창(inflation)"이라는 용어를 만든 사람은 구스였다. 동시에, 스타로빈스키는 중력에 대한 양자 보정은 우주의 초기 특이점을 지수 함수적으로 팽창하는 드 지터 단계로 대체할 것이라고 주장했다. 1980년 10월, 데모스테네스 카자나스Demosthenes Kazanas는 지수 함수적 팽창이 입자 지평선을 제거하고 또한 아마도 지평선 문제를 해결할 수 있다고 제안했는데, 반면에 사토Sato는 지수 함수적 팽창이 도메인 벽(domain wall))(다른 종류의 별난 유물(exotic relic))을 제거할 수 있다고 제안했다. 1981년에 아인혼Einhorn과 사토는 구스와 유사한 모형을 발표했고 이것이 대통일 이론에서 자기 홀극 풍부성의 수수께끼를 해결할 것임을 보여주었다. 구스와 마찬가지로 그들은 이러한 모형은 우주 상수를 미세하게 조정해야 할 뿐만 아니라, 너무 세분화된 우주(granular universe), 즉 거품 벽(bubble wall) 충돌로 인한 밀도 변화를 초래할 수 있다고 결론지었다.
급팽창 이론

구스는 초기 우주가 냉각되면서, 우주상수와 매우 유사한, 높은 에너지 밀도를 가진 가짜 진공(false vacuum)에 갇혔다고 제안했다. 초기 우주가 냉각됨에 따라 준안정인 상태(그것은 과냉각되었다)에 갇혀 양자 터널링을 통한 거품 핵 생성(bubble nucleation 과정을 통해서만 붕괴될 수 있었다. 진짜 진공(true vacuum)의 거품은 가짜 진공의 바다에서 자발적으로 형성되고 광속으로 빠르게 팽창하기 시작한다. 구스는 이 모형이 적절하게 재가열되지 않았기 때문에 이 모형에 문제가 있음을 인식했다: 거품들이 핵을 생성할 때, 그것들은 어떤 복사도 생성하지 않는다. 그러나 만일 급팽창이 초기 조건 문제를 해결할 만큼 오래 지속되었다면, 거품 사이의 충돌은 극히 드물어졌다. 하나의 인과적 패치에서는 단 하나의 거품만 핵을 형성할 것 같다. ... 카자나스(1980)는 초기 우주의 이 단계를 "더시터르 단계"(de Sitter's phase)라고 불렀다. "급팽창(inflation)"이라는 이름은 구스(1981)에 의해 주어졌다. ... 구스 자신은 《급팽창 우주: 우주 기원의 새로운 이론에 대한 탐구(The Inflationary Universe: quest for the new theory of cosmic origin)》 (1997)라는 제목으로 이 주제에 관한 책을 출판할 때까지 카자니스의 연구를 언급하지 않았는데, 이 책에서 구스는, 급팽창과 관련된, 카자나스와 다른 사람들의 작업을 언급하지 하지 않았던 것에 대해 사과하고 있다.
급팽창 이론

슬로우롤 급팽창. 거품 충돌 문제는 린데와 독립적으로 안드레아스 알브레히트Andreas Albrecht와 폴 슈타인하르트Paul Steinhardt에 의해 "신 급팽창" 또는 "슬로우롤 급팽창(slow-roll inflation)"이라는 모형에서 해결되었다(구스의 모형은 당시 "구 급팽창"으로 알려지게 되었다). 이 모형에서는, 가짜 진공 상태에서 터널링하는 대신 한 스칼라 장이 한 퍼텐셜 에너지 언덕을 굴러 내려가면서 급팽창이 발생했다. 우주의 팽창에 비해 그 장이 매우 느리게 굴러갈 때, 급팽창이 발생한다. 그렇지만, 언덕이 더 가파르면, 급팽창이 종료되고 또한 재가열이 발생할 수 있다. 비대칭의 영향. 결국, 신 급팽창 이론은 완벽하게 대칭적인 우주를 생성하지 않고, 급팽창의 양자 요동이 생성되는 것으로 나타났다. 이러한 요동들은 이후 우주에서 생성된 모든 구조의 원시 씨앗들을 형성한다. 이러한 요동들은 비아체슬라프 무카노프Viatcheslav Mukhanov와 G. V. 치비소프Chibisov가 스타로빈스키의 유사한 모형을 분석하면서 처음 계산되었다. 급팽창의 맥락에서, 그것들은 케임브리지 대학교의 극초기 우주에 관한 3주 간의 1982년 너필드 워크숍(Nuffield Workshop)에서 무하노프와 치비소프의 연구와는 별도로 작업되었다. 그 요동들은 워크숍 기간 동안 별도로 작업한 4개 그룹: (스티븐 호킹; 스타로빈스키; 구스와 피서영So-Young Pi; 그리고 바르딘Bardeen, 슈타인하르트Steinhardt 및 터너Turner에 의해 계산되었다.
급팽창 이론

관측적 상태. 급팽창은 물리적 우주론의 표준 모형의 기초가 되는 우주론 원리를 실현하기 위한 메커니즘이다: 이는 관측 가능한 우주의 균질성과 등방성을 설명한다. 추가로, 그것은 관측된 편평도와 자기 홀극의 부재를 설명한다. 구스의 초기 연구 이후, 이러한 각각의 관측은 플랑크 위성에 의해 만들어진 우주 마이크로파 배경의 상세한 관측에 의해 가장 인상적으로, 더 많은 확인을 받았다. 이 분석은 우주가 0.5% 이내로 평평하고, 또한 10만 분의 1에 대해 균질하고 등방성임을 보여준다. 급팽창은 오늘날 우주에서 볼 수 있는 구조가 급팽창 시대에 양자 역학적 요동으로 형성된 섭동의 중력 붕괴를 통해 형성될 것이라고 예측한다. 거의-척도-불변(nearly-scale-invariant) 가우스 무작위 장(Gaussian random field)라고 하는, 섭동들의 스펙트럼의 자세한 형태는 매우 구체적이며 두 개의 자유 매개변수들만 있다. 하나는 스펙트럼의 진폭과 급팽창에 의해 예측된 척도 불변성에서 약간의 편차를 측정하는, "스펙트럼 지수(spectral index)"이다(완벽한 척도 불변성은 이상적인 더시터르 세계에 해당한다). 다른 자유 매개변수는 텐서 대 스칼라 비율이다. 미세조정이 없는, 가장 단순한 급팽창 모델은, 텐서 대 스칼라 비율을 0.1에 가깝게 예측한다. 급팽창 이론은 관찰된 섭동이 서로 열평형 상태에 있어야 한다고 예측한다(이것들은 "단열적" 또는 "등엔트로피적" 섭동이라고 불린다).
급팽창 이론

섭동들에 대한 이러한 구조는 플랑크 위성, WMAP 우주선 및 기타 CMB(우주 마이크로파 배경) 실험, 그리고 은하 탐사(galaxy surveys), 특히 진행 중인 슬론 디지털 전천탐사에 의해 확인되었다. 이러한 실험은 관측된 10만분의 1의 비균질성이 이론에 의해 예측된 형태와 정확히 일치한다는 것을 보여주었다. 척도 불변성에서 약간의 편차가 있다는 증거가 있다. 스펙트럼 지수(spectral index) ns는 척도-불변 해리슨-젤도비치 스펙트럼(Harrison-Zel'dovich spectrum)에 대한 것이다. 가장 단순한 급팽창 모형들은 ns가 0.92와 0.98 사이일 것으로 예측한다. 이것은 에너지와 관련된 매개변수들의 미세 조정 없이 가능한 범위이다. 플랑크 데이터로부터 ns=0.968 ± 0.006, 그리고 0.11보다 작은 텐서 대 스칼라 비율이 추론될 수 있다. 이것들은 급팽창 이론의 한 중요한 확증으로 간주된다. 근본적으로 다른 예측을 하는 다양한 급팽창 이론이 제안되었지만, 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 미세 조정(fine-tuning)되었다. 물리적 모형으로서, 그렇지만, 급팽창은 스펙트럼 지수(작은 범위에서만 변할 수 있음)와 섭동의 진폭이라는 두 가지 조정 가능한 매개변수만을 기반으로 우주의 초기 조건을 확고하게 예측한다는 점에서 가장 가치가 있다. 인위적인 모형들을 제외하고는, 이것은 입자 물리학에서 급팽창이 어떻게 실현되는가에 관계없이 사실이다. 때때로, 가장 단순한 급팽창 모형들과 모순되는 것처럼 보이는 효과가 관측된다.
급팽창 이론

첫 해 WMAP 데이터는 스펙트럼이 거의 척도-불변이 아닐 수 있고, 대신에 약간의 곡률을 가질 수 있음을 시사했다. 그러나 3년차 데이터에서는 그 효과가 통계적 변칙적인 것으로 밝혀졌다. 최초의 우주 마이크로파 배경 위성인 우주배경 탐사선 이후 언급된 또 다른 효과는 CMB의 사중극자 모멘트(quadrupole moment)의 진폭이 예상외로 낮고 또한 다른 낮은 다중극자들이 황도면과 우선적으로 정렬된 것처럼 보인다는 것이다. 어떤 사람들은 이것이 비가우스성의 특징(signature)이며 또한 따라서 가장 단순한 급팽창 모형들과 모순된다고 주장했다. 다른 사람들은 그 효과가 다른 새로운 물리학, 전경 오염 또는 심지어 출판 편향(publication bias) 때문일 수 있다고 제안했다. 보다 정확한 CMB 측정으로 급팽창 이론을 추가로 테스트하기 위한 실험 프로그램이 진행 중이다. 특히, 배경 복사의 편광에 대한 소위 "B-모드"의 고정밀 측정은 팽창에 의해 생성된 중력적 복사의 증거를 제공할 수 있으며 또한 가장 단순한 모형들(1015–1016GeV)에 의해 예측된 팽창의 에너지 척도가 가 맞는지 보여줄 수 있다. 2014년 3월에, BICEP2 팀은 급팽창이 입증되었음을 확인하는 B 모드 CMB 편광을 발표했다. 그 팀은 텐서 대 스칼라 파워 비율 "r" 은 0.15에서 0.27 사이로 발표했다(귀무 가설을 기각함; "r" 은 급팽창이 없는 경우 0으로 예상된다). 그러나 2014년 6월 19일에 확인 결과에 대한 신뢰도가 낮아졌다고 보고되었고; 2014년 9월 19일, 신뢰도가 더 낮아진 것으로 보고되었고, 2015년 1월 신뢰도가 더욱 낮아진 것으로 보고되었다.
급팽창 이론

2018년까지, 추가 데이터는 95%의 신뢰도로 "r" 은 0.06이하라고 제안한다: 귀무 가설과 일치하지만, 여전히 많은 다른 급팽창 모형들과 일치한다. 신호를 볼 수 있는지 또는 전경 소스의 오염이 간섭할지 여부는 불분명하지만, 플랑크 위성에서 잠재적으로 확증할 수 있는 다른 측정이 예상된다. 21센티미터 복사(첫 번째 별이 형성되기 전에 중성 수소에서 방출 및 흡수된 복사)의 측정과 같은, 다른 향후의 측정들은, 이러한 측정이 가능할지 또는 지구와 은하계의 전파원 간섭이 너무 클 지는 알 수 없지만, CMB 및 은하 탐사들보다 훨씬 더 큰 해상도로 파워 스펙트럼을 측정할 수 있을 것이다. 이론적 상태. 구스의 초기 제안에서 인플라톤은 기본 입자들의 질량을 설명하는 힉스 장이라고 생각했다. 최근 힉스 입자의 발견으로 인해 힉스 장이 인플라톤으로 간주되는 연구의 수가 증가했지만, 인플라톤이 힉스 장이 될 수 없다고 일부 사람들은 믿고 있다. 이 식별의 한 문제는 현재 대형 강입자 충돌기(LHC)에서 연구 중인 전기-약 작용 규모의 실험 데이터와의 현재의 긴장이다. 급팽창의 다른 모형들은 대통일 이론의 속성에 의존했다. 가장 단순한 대통일 이론의 모형들이 실패했기 때문에 많은 물리학자들은 급팽창이 끈 이론이나 초대칭 대통합 이론과 같은 초대칭 이론에 포함될 것이라고 생각하고 있다. 현재 급팽창 이론은 뜨거운 초기 우주의 초기 조건에 대한 상세한 예측으로 주로 이해되지만, 입자 물리학은 대체로 "임시변통(ad hoc)" 모델링이다. 따라서 급팽창 예측이 관측 테스트들의 결과들과 일치했지만, 여전히 많은 열린 질문들이 남아 있다.
급팽창 이론

미세 조정 문제. 급팽창에 대한 가장 심각한 도전 중 하나는 미세 조정(fine-tuning)의 필요성에서 발생한다. 신 급팽창 이론에서 급팽창이 발생하려면 슬로우롤 조건이 충족되어야 한다. 슬로우롤 조건은 급팽창 퍼텐셜(potential)이 평평해야(큰 진공 에너지(vacuum energy)와 비교하여) 그리고 급팽창 입자가 작은 질량을 가져야 한다고 말한다. 신 급팽창은 우주가 특히 평평한 퍼텐셜과 특별한 초기 조건을 요구한다. 그렇지만, 이러한 미세 조정에 대한 설명이 제안되었다. 예를 들어, 섭동 이론을 통해 이론을 연구할 수 있는 한, 척도 불변성이 양자 효과에 의해 깨지는, 고전적인 척도 불변 장 이론들은 급팽창 퍼텐셜의 편평도에 대한 설명을 제공한다. 린데는 급팽창 조건이 실제로 매우 일반적으로 충족된다는 "카오스적 급팽창(chaotic inflation)"을 제안했다. 갇히지 않은(unbounded) 퍼텐셜 에너지를 가진 스칼라 장이 있는 카오스적이고, 고에너지 상태에서 시작하는 사실상 모든 우주에서 급팽창이 발생할 것이다. 그렇지만, 그의 모형에서 인플라톤 장은 필연적으로 하나의 플랑크 단위보다 큰 값을 취한다: 이러한 이유로, 이들은 종종 "대형 장" 모형이라고 불리고 또한 경쟁하는 신 급팽창 모형은 "소형 장" 모형이라고 불린다. 이러한 상황에서, 재규격화는 급팽창을 방지할 수 있는 큰 수정을 야기해야 하기 때문에, 유효 장 이론의 예측은 유효하지 않은 것으로 생각된다. 이 문제는 아직 해결되지 않았으며 또한 일부 우주론자들은 급팽창이 발생하는 소형 장 모형이, 거기서는 훨씬 더 낮은 에너지 척도에서 발생할 수 있으므로, 더 나은 모형이라고 주장한다.
급팽창 이론

급팽창은 중요한 방식으로 양자장 이론(그리고 양자 중력에 대한 반고전적 근사( semiclassical approximation))에 의존하지만, 이 이론들과 완전히 융화되지는 않았다. 브랜든버거Brandenberger는 다른 상황에서 미세 조정에 대해 언급했다. 급팽창에서 발생하는 원초적 불균질성의 진폭은 급팽창의 에너지 척도와 직접적으로 연결된다. 이 척도는 약 1016GeV 또는 플랑크 에너지의 10-3배인 것으로 제안된다. 자연적 척도는 순진하게는(naïvely) 플랑크 규모이므로 이 작은 값은 또 다른 형태의 미세 조정(계층 문제라고 불림)으로 볼 수 있다: 스칼라 퍼텐셜에 의해 주어진 에너지 밀도는 플랑크 밀도에 비해 10-12만큼 낮다. 그렇지만, 급팽창의 규모가 게이지 통일의 척도와 자연스럽게 일치하기 때문에, 이것은 일반적으로 심각한 문제로 간주되지 않는다. 영원한 급팽창. 많은 모형들에서, 우주 팽창의 급팽창 단계는 우주의 적어도 일부 지역에서 영원히 지속된다. 급팽창하는 지역이 매우 빠르게 확장되어 스스로를 재생하기 때문에 발생한다. 비급팽창 단계로의 붕괴 속도가 충분히 빠르지 않으면, 급팽창하지 않는 지역보다 새로운 급팽창 지역이 더 빠르게 생성된다. 그러한 모형들에서, 우주 부피의 대부분은 주어진 시간에 지속적으로 급팽창하고 있다. 영원한 급팽창의 모든 모형들은 전형적으로 무한하고, 가설상의 다중 우주를 생성하는데, 그것은 전형적으로 프랙탈이다. 다중 우주론은 급팽창 모형의 생존 가능성에 대해 과학계에서 상당한 이견을 초래했다.
급팽창 이론

급팽창 모형의 최초 건축가 중 한 사람인 폴 슈타인하르트Paul Steinhardt는 1983년에 영원한 급팽창의 첫 번째 예를 소개했다. 그는 계속 팽창하는 빈 공간에 둘러싸인 뜨거운 물질과 복사로 채워진 팽창하지 않는 공간의 거품을 생성함으로써 급팽창이 영원히 진행될 수 있음을 보여주었다. 거품들은 급팽창을 따라잡을 만큼 충분히 빠르게 성장할 수 없었다. 같은 해 말에, 알렉산더 빌렌킨Alexander Vilenkin은 영원한 급팽창이 일반적(generic)이라는 것을 보여주었다. 신 급팽창은 고전적으로는 퍼텐셜을 낮추고 있지만, 양자 요동은 때때로 퍼텐셜을 이전 수준으로 끌어올릴 수 있다. 급팽창이 위쪽으로 변동하는 이러한 지역은 급팽창이 더 낮은 퍼텐셜 에너지를 갖는 영역보다 훨씬 빠르게 팽창하고, 또한 물리적 부피 측면에서 우세한 경향이 있다. 무경계인(unbounded) 퍼텐셜을 가진 급팽창 이론이라도 영원하다는 것이 증명되었다. 이 안정된 상태가 과거로 영원히 계속될 수 없다는 잘 알려진 정리들이 있다. 더 시터르 공간과 유사한 급팽창 시공간은, 한 수축하는 지역이 없이는 불완전하다. 그렇지만, 더 시터르 공간과 달리, 수축하는 급팽창 공간의 요동들은 붕괴되어, 밀도가 무한대가 되는 점인, 중력 특이점을 형성한다. 그러므로, 우주의 초기 조건에 대한 어떤 이론을 갖을 필요가 있다. 영원한 급팽창에서, 급팽창이 있는 지역은 지수 함수적으로 증가하는 부피를 가지고 있지만, 급팽창이 없는 지역은 그렇지 않다.
급팽창 이론

이것은 비록 급팽창이 어떤 단일한 사전-급팽창 관찰자가 볼 수 있듯이 결국 끝이 난다고 할지라도, 우주의 대역적 그림에서는 팽창하는 부분의 부피가 팽창을 멈춘 부분보다 항상 상상할 수 없을 정도로 더 크다는 것을 시사한다. 과학자들은 이 가설적 인류 풍경(landscape)에 확률 분포를 할당하는 방법에 대해서 동의하지 않는다. 만일 다른 지역들의 확률이 부피로 계산된다면, 급팽창이 결코 끝나지 않거나 또는 국소 관측자가 그것을 관측하기 위해 존재한다는 경계 조건들을 적용한다면, 그 급팽창은 가능한 한 늦게 끝날 것이라고 예상해야 한다. 일부 물리학자들은 이 역설은 급팽창 이전의 부피로 관찰자들에게 가중치를 줌으로써 해결될 수 있다고 믿는다. 다른 사람들은 역설에 대한 해결책이 없으며 다중 우주가 급팽창 패러다임의 치명적인 결함이라고 믿는다. 영원한 급팽창 모형을 처음 도입한 폴 슈타인하르트는 나중에 이러한 이유로 가장 열렬한 비평가 중 한 명이 되었다. 초기 조건. 일부 물리학자들은 기원이 없는 영원히 급팽창하는 우주에 대한 모형들을 제안함으로써 초기 조건 문제를 피하려고 노력했다. 이 모형들은, 우주가 가장 큰 규모에서, 지수 함수적으로 팽창하는 동안 공간적으로 무한했고, 또한 존재해왔고, 영원히, 앞으로도 존재할 것이라고 제안한다. 다른 제안들은 양자 우주론(quantum cosmology)과 뒤따르는 급팽창에 기초한 우주의 무로부터(ex nihilo) 창조를 설명하려고 시도한다. 빌렌킨은 그러한 시나리오 중 하나를 제시했다. 하틀과 호킹은 급팽창이 자연스럽게 발생하는 우주의 초기 창조에 대해 무경계 제안(no-boundary proposal)을 했다.
급팽창 이론

구스는 급팽창의 우주를 "궁극의 무료 점심"이라고 기술했다: 우리의 우주와 유사한 새로운 우주는 광대한 급팽창 배경에서 지속적으로 생성된다. 이 경우, 중력 상호 작용들은, 이경우에는, 열역학 제1법칙(에너지 보존)과 열역학 제2법칙(엔트로피 및 시간의 화살 문제)을 우회한다(위반하지는 않는다). 그렇지만, 이것이 초기 조건 문제를 해결한다는 합의가 있지만, 우주가 양자 요동에 의해 생성되었을 가능성이 훨씬 더 높기 때문에, 일부에서는 이에 대해 이의를 제기한다. 돈 페이지Don Page는 이러한 변칙 때문에 급팽창에 대해 노골적 비판자였다. 그는 열역학적 시간의 화살은 낮은 엔트로피 초기 조건들을 필요로 하며, 이는 매우 가능성이 낮다고 강조했다. 그들에 따르면, 이 문제를 해결하기보다는 급팽창 이론이 문제를 악화시킨다―급팽창 시대의 끝에 재가열하는 것은 엔트로피를 증가시켜서, 급팽창 단계가 없는 다른 대폭발(빅뱅) 이론들보다 우주의 초기 상태가 훨씬 더 정된될 필요가 있다. 호킹과 페이지는 나중에 하틀-호킹 초기 상태에서 급팽창 확률을 계산하려고 시도했을 때 모호한 결과를 발견했다. 다른 저자들은, 급팽창이 영원하기 때문에, 급팽창이 정확히 영이 아닌 한: 급팽창이 시작되면 그것은 지속되며 빠르게 우주를 지배하는 한, 그 확률은 중요하지 않다고 주장했다. 그렇지만, 알브레히트와 로렌조 소르보Lorenzo Sorbo는, 오늘날의 관측들과 일치하는, 한 급팽창 우주의 확률은, 기존의 어떤 상태에서 무작위적 변동에 의해 출현할 확률이 비급팽창 우주의 확률보다 훨씬 높다고 주장했다.
급팽창 이론

이는 급팽창 우주에 필요한 비중력적 에너지의 "씨앗" 양이, 어떤 엔트로피적 고려 사항보다 중요한, 비급팽창 대안에 대한 것보다 훨씬 적기 때문이다. 때때로 언급되는 또 다른 문제는 '트랜스-플랑크 문제'(trans-Planckian Problem) 또는 '트랜스-플랑크 효과'이다. 급팽창의 에너지 척도와 플랑크 척도는 상대적으로 가깝기 때문에, 우리 우주의 구조를 구성하는 일부 양자 요동은 급팽창 이전의 플랑크 길이보다 작다. 그러므로, 플랑크 척도 물리학, 특히 알려지지 않은 양자 중력론에 수정이 있어야 한다. 이 효과의 크기에 대해 약간의 불일치가 남아 있다: 탐지 가능성의 임계값에 있는지 또는 완전히 탐지할 수 없는지에 대한 것이다. 하이브리드 급팽창. 또 다른 종류의 급팽창은, '하이브리드 급팽창'이라고 불리는, 신 급팽창의 확장이다. 추가 스칼라 장을 도입하여 스칼라 장 중 하나가 정상적인 슬로우롤 급팽창을 담당하고, 다른 하나는 급팽창의 끝을 유발한다: 급팽창이 충분히 오랫동안 지속되면 두 번째 장이 훨씬 낮은 에너지 상태로 붕괴하는 것이 유리해진다. 하이브리드 급팽창에서, 한 스칼라 장은 에너지 밀도의 대부분을 담당하고(따라서 팽창 속도를 결정하는), 다른 스칼라 장은 슬로우롤(급팽창 및 종료의 시기를 결정한다)을 담당한다. 그러므로, 전자의 급팽창의 요동은 급팽창 종료에 영향을 미치지 않는 반면에, 후자의 요동은 팽창률에 영향을 미치지 않는다. 그러므로, 하이브리드 급팽창은 영원하지 않다.
급팽창 이론

두 번째(슬로우롤링) 급팽창이 퍼텐셜의 바닥에 도달했을 때, 그것은 첫 번째 급팽창의 퍼텐셜의 최소값의 위치를 변경하여, 급팽창의 한 빠른 롤( fast roll)로 퍼텐셜을 낮추게 되고, 급팽창의 종료에 이른다. 암흑 에너지와의 관계. 암흑 에너지는 대체로 급팽창과 유사하며 현재 우주의 팽창을 가속화하는 것으로 생각된다. 그렇지만, 암흑 에너지의 에너지 척도는 훨씬 더 낮으며, 10-12GeV로 급팽창의 척도보다 대략 27차수가 작다. 급팽창과 끈 우주론. 다발 축소화(flux compactification)의 발견은 급팽창과 끈 이론을 조화시키는 길을 열었다. "브레인 급팽창"은 축소화 기하학에서 D-막의 움직임에서 급팽창이, 일반적으로 반-D-막(anti-D-brane)의 한 스택(stack)을 향하여 발생한다는 것을 시사한다. "디랙-보른-인펠트 작용(Dirac-Born-Infeld action)"에 의해 지배되는 이 이론은, 보통의 급팽창 이론과는 다르다. 그 역학은 완전히 이해되지 않고 있다. 끈 풍경(string landscape)에서 두 진공 사이의 터널링에서 급팽창이 발생하기 때문에 특별한 조건이 필요한 것으로 보인다. 두 진공 사이의 터널링 과정은 오래된 급팽창의 한 형태이지만, 신 급팽창은 그래서 다른 메커니즘에 의해 발생하는 것임에 틀림없다. 급팽창과 루프 양자중력. 루프 양자중력 이론이 우주론에 미칠 영향을 조사할 때, 루프 양자 우주론 모형은 우주론 급팽창에 대한 가능한 메커니즘을 제공하도록 진화했다. 루프 양자중력은 한 양자화된 시공간을 가정한다.
급팽창 이론

만일 에너지 밀도가 양자화된 시공간이 보유할 수 있는 것보다 크면, 다시 튀어오르는(bounce back) 것으로 생각된다. 대안과 부속안. 급팽창에 의해 다뤄진 관측의 일부 또는 전부를 설명한다고 주장하는 다른 모형들도 발전되었다. 빅 바운스. 빅 바운스 가설은 우주의 특이점을 우주의 수축과 바운스로 대체하여, 그것에 의하여 대폭발(빅뱅)이 발생하게 된 초기 조건을 설명하려는 시도이다. 편평도과 지평선 문제는, 물질이나 자유 매개변수의 별난(exotic) 형태를 필요로 하지 않고, 아인슈타인-카르탕-시아마-키블(Einstein-Cartan-Sciama-Kibble) 이론에서 자연스럽게 해결된다. 이 이론은 아핀 연결(affine connection)의 대칭의 제약(constraint)을 제거하고 또한 그 비대칭 부분인 비틀림 텐서를 동적 변수로 간주함으로써, 일반 상대성이론을 확장한다. 비틀림과 디랙 스피너(Dirac spinor) 사이의 최소 결합은 극도로 높은 밀도의 페르미온 물질에서 중요한 한 스핀-스핀 상호작용을 생성한다. 이러한 상호 작용은 비물리적 대폭발 특이점을 피하고, 우주가 수축하기 전에, 유한한 최소 척도인자에서 첨점같은(cusp-like) 바운스로 대체한다. 빅 바운스 직후의 급속한 팽창은 가장 큰 척도에서 현재 우주가 공간적으로 평평하고, 균질하며 등방성으로 보이는 이유를 설명한다. 우주의 밀도가 낮아질수록, 비틀림의 영향은 약해지고 우주는 매끄럽게 복사-지배 시대로 접어든다. 에크파이로틱 및 순환 모형. 에크파이로틱(ekpyrotic) 및 순환 모형(cyclic model)들도 급팽창의 부속 이론으로 간주된다.
급팽창 이론

이 모형은 대폭발(빅뱅) "이전에" 확장된 신기원을 통해 지평선 문제(horizon problem)를 해결ㅘ고, 그 다음 빅 크런치로 이어지는 수축 단계에서 필요한 원시 밀도 섭동의 스펙트럼을 생성한다. 우주는 빅 크런치를 거쳐 뜨거운 데폭발(빅뱅) 단계로 등장한다. 이러한 의미에서 그들은 리차드 C. 톨만의 진동하는 우주(oscillatory universe)를 연상시킨다. 그렇지만, 톨만의 모형에서 우주의 전체 나이는 반드시 유한하지만, 이러한 모형에서는 반드시 그렇지는 않다. 밀도 변동의 정확한 스펙트럼이 생성될 수 있는지, 그리고 우주가 대폭발/빅 크런치 전환을 성공적으로 탐색할 수 있는지는, 여부는 여전히 논쟁과 현재 연구의 한 주제이다. 에크파이로틱 모형들은, 빅 크런치/빅뱅 전환의 온도가 대통일 척도(Grand Unified Scale) 미만으로 유지되는 한 자기 홀극 문제를 피하는데, 그것은 이것이 처음에 자기 홀극을 생성하는 데 필요한 온도이기 때문이다. 현재 상태로는, 팽창의 '느려짐'의 증거는 없지만, 각 주기가 1조 년의 차수로 지속될 것으로 예상되기 때문에 이는 놀라운 일이 아니다. 끈 가스 우주론. 끈 이론은 세 개의 관찰 가능한 공간 차원 외에도, 말려 있거나 또는 축소화된 추가 차원들이 존재해야 한다고 요구한다(칼루차–클레인 이론 참조). 추가 차원들은 초중력 모형 및 양자 중력에 대한 기타 접근 방식의 한 빈번한 구성 요소로 나타난다. 이것은 왜 4개의 시공간 차원이 커지고 나머지는 관찰할 수 없을 정도로 작아지는지에 대한 부수적인 질문을 제기했다.
급팽창 이론

"끈 가스 우주론"이라고 불리는 이 질문을 해결하려는 시도는 로버트 브랜든버거Robert Brandenberger와 컴런 바파Cumrun Vafa에 의해 제안되었다. 이 모형은 끈의 뜨거운 가스로 간주되는 초기 우주의 역학에 초점을 맞춘다. 브랜든버거와 바파는 시공간의 차원이 주위를 감고 있는 끈들이 서로를 효율적으로 소멸시킬(annihilate) 수 있는 경우에만 확장될 수 있음을 보여준다. 각 끈은 한 1차원 객체이며, 또한 두 끈이 일반적으로 교차하는(그리고 아마도 소멸될) 가장 큰 차원 수는 3이다. 그러므로, 비축소화 (대형) 공간 차원의 가능성이 가장 높은 수는 3이다. 이 모형에 대한 현재 작업은 축소된 차원들의 크기를 안정화하고 원시 밀도 섭동의 정확한 스펙트럼을 생성하는 데 성공할 수 있는지 여부에 중점을 둔다. 그 원래 모형이 "표준 우주론의 엔트로피 및 편평도 문제를 해결하지" 못했지만, 브랜든버거와 공동 저자들은 이러한 문제들이 바운싱-우주(bouncing-universe) 시나리오의 맥락에서 끈 가스 우주론을 구현함으로써 제거될 수 있다고 나중에 주장했다. 가변 광속. 가변 광속을 사용하는 우주론적 모형은 지평선 문제를 해결하고 우주 급팽창에 대한 대안을 제공하기 위해 제안되었다. 가변광속(VSL) 모형에서는, 진공에서의 광속을 나타내는 기본 상수인 "c" 가 초기 우주에서는 현재 값보다 크므로, 디커플링(decoupling) 시 CMB의 관측된 등방성을 충분히 설명할 수 있을 정도로 입자 지평선을 효과적으로 증가시칸다. 비평들. 1980년 앨런 구스가 도입한 이후 급팽창 패러다임은 널리 받아들여졌다.
급팽창 이론

그럼에도 불구하고, 많은 물리학자들, 수학자들, 과학 철학자들은 검증할 수 없는 예측과 진지한 경험적 뒷받침이 부족하다고 주장하며 비판의 목소리를 내고 있다. 1999년에, 존 어먼과John Earman과 헤수스 모스테린Jesús Mosterín은 급팽창 우주론에 대한 철저한 비판적 검토를 발표했으며, 결론내리기를, 1986년부터 계속 로저 펜로즈가 지적했듯이, 급팽창이 작동하려면 자체적으로 극도로 특정한 초기 조건이 필요하며, 그 초기 조건의 문제(또는 유사-문제)가 해결되지 않는다: 특정 또는 "미세 조정된" 초기 조건의 문제는 해결되지 않았다; 더 나빠졌을 것이다. 2015년 회의에서, 펜로즈는 이렇게 말했다. 급팽창에 대한 되풀이되는 비판은, 급팽창의 원인이라 가정된 인플라톤 장이 알려진 물리적 장과 일치하지 않으며 퍼텐셜 에너지 곡선이 얻을 수 있는 거의 모든 데이터를 수용하기 위한 임시적인 장치로 보인다는 것이다. 급팽창 우주론의 창시자 중 한 명인 폴 슈타인하르트Paul Steinhardt는 최근 급팽창 우주론에 대한 가장 날카로운 비평가 중 한 명이 되었다. 그는 '나쁜 급팽창'을 결과가 관측과 상충되는 가속화된 팽창의 기간이라고 부르고, '좋은 급팽창'은 그들과 양립할 수 있는 기간이라 부른다: 그는 안나 이자스Anna Ijjas 및 아브라함 뢰브Abraham Loeb와 함께 플랑크 위성으로부터 데이터를 볼 때 급팽창 패러다임이 문제에 처해 있다고 주장하는 소논문들을 작성했다. 하지만 앨런 구스, 데이비드 카이저David Kaiser, 노무라 야스노리Yasunori Nomura와 안드레이 린데는,
공격수

축구에서 공격수(攻擊手, forward, striker)는 다른 포지션에 비해 골을 터뜨려야 하는 임무를 맡고 있고, 골을 기록하는 경우가 많기 때문에, 보통 많은 축구팀에서 가장 인기가 많고 가장 높은 연봉을 받는다. 공격수는 팀의 승리에 결정적인 영향을 끼치기 때문에, 대우가 좋은 반면 골 기회를 무산시켰을 경우에는 많은 비난에 시달리는 포지션이다. 이 포지션의 선수 유형에 필요한 자질은 슈팅력과 정확성, 그리고 어떠한 상황에서도 침착하게 골을 성공시키는 결정력이 필요하다. 센터포워드. 센터포워드() 즉 중앙 공격수의 가장 기본적인 임무는 득점을 하는 것이다. 이 포지션의 선수는 몸싸움과 헤더, 위치선정, 슈팅 능력이 뛰어나야 하고, 스스로 득점 기회를 만들어 득점하기도 하며, 패스를 받아 득점하기도 한다. 득점이 최우선 임무인만큼, 그 빈도 수를 높이기 위해 상대방 골대와 가장 가까운 곳에 주로 위치한다. 상대 수비수들과 경합하며, 때로는 동료 선수의 숏패스나 롱패스, 크로스를 받아 패스나 헤딩으로 동료에게 연결 해주어 득점을 돕기도 한다. 또한 상대 수비수를 끌고 다니며, 동료 선수들에게 공간을 열어주어 득점 기회를 제공 하고, 동료의 크로스를 헤딩으로 연결하여 득점하기도 하며, 상대 수비수의 뒷공간을 파고들어 오프사이드 트랩을 무너트려 골을 넣기도 한다.
공격수

센터포워드는 등번호로 주로 "9번"을 선호하는데, 이는 1933년 FA컵 결승전에서 활약한 에버턴 FC의 딕시 딘이 9번 유니폼을 입은 것으로부터 유래하였다 여겨지며 J리그에서는 1993년부터 1996년까지 선발 멤버가 1번 ~ 11번, 대기 멤버가 12~16번을 착용할 당시 공격형 미드필더가 9번, 공격 투톱이 10~11번을 달았고 1994년 K리그에서도 공격형 미드필더가 9번, 공격 투톱이 10~11번을 착용했다. 타겟맨. 센터포워드 중에서 높이 떠오른 공에 대해 경합하여 팀원에게 연결하는 역할을 주로 하는 선수를 지칭하여 타겟맨()이라 한다. 타겟맨에게는 높은 신장과 강한 피지컬, 그리고 좋은 헤더 능력이 주로 요구된다. 타겟맨에게는 득점을 많이 하는 것보다, 볼에 대한 경합을 이겨내 최전방에서의 소유권을 가져오는 것이 주된 임무로 자리 잡았다. 스트라이커. 시간이 흐르며 중앙 공격수는 강한 근력을 가진 신체 뿐만 아니라, 빠른 스피드도 요구되었다. 빠른 발을 활용해 수비진을 돌파하며 스스로 찬스를 만들어내고 득점에 특화된 스트라이커()가 그 유형이다. 스트라이커는 센터 포워드와 마찬가지로 득점이 최우선 임무로 주어진 역할이다. 2000년대 초반 이러한 유형의 선수들이 많이 등장했으며, 브라질의 호나우두가 가장 대표적인 선수였다. 이 유형의 선수들은 때때로 9번을 입기도 하였으나, 대체로 10번을 선호하였으며 2000년대 이후 팀의 주전 스트라이커들이 14번을 선호한다. 센터포워드와 스트라이커의 차이.
공격수

스트라이커는 공격수 중 가장 득점에 특화된 공격수로 볼 수 있는데 이런 득점에 특화된 공격수를 주로 윙 포워드 등등이 아닌 센터 포워드로 기용하는 경우가 많고 여러 가지 공통점이 많기 때문에 명확하게 차이점을 설명하기 힘들다. 그렇기 때문에 센터포워드와 스트라이커는 서로 바꾸어 사용할 수 있는 용어로 볼 수도 있는데 개념적으로 가장 득점에 특화된 공격수가 스트라이커이기 때문에 스트라이커가 센터포워드가 될 수는 있지만 모든 센터포워드가 스트라이커일 수는 없다고 할 수 있다. 세컨드 스트라이커. 세컨드 스트라이커() 또는 섀도우 스트라이커()는 전통적인 공격수이기보다는 최전방 공격수와 미드필더 사이에 위치하는 유형의 선수를 가리킨다. 세컨드 스트라이커는 중앙 공격수가 많은 역할을 소화하지 못할 때, 그 역할을 보조하기 위해 태어난 역할이다. 이는 과거의 인사이드 포워드의 역할로부터 이어져 온 것으로 여겨진다. 이 역할을 맡은 선수들은 4-4-2, 4-3-1-2, 3-5-2 등 두 명의 공격수를 사용하는 포메이션에서 공격수 중 한 명으로 배치되며, 주로 최전방 공격수를 돕는 역할을 하면서 직접 득점하는 역할도 한다. 이 유형을 소화하기 위해서 공격수의 역할과 공격형 미드필더의 역할을 두루 소화하는 선수가 선호되며, 기술력과 패스 능력, 연계 능력 등이 요구된다. 이 역할은 공격형 미드필더나 플레이메이커로도 설명되는 아르헨티나의 디에고 마라도나가 가장 대표적인 선수였으며, 이 역할을 맡은 선수들은 등번호 10번을 주로 선호하였다. 이탈리아어로는 리피니토레() 혹은 세콘다 푼타()로도 알려져 있다.
공격수

인사이드 포워드. 19세기 말부터 20세기 중반까지 인사이드 포워드는 크게 유행하였다. 이 선수들은 상대방 진영에서 뛰어다니며 공간을 창출하여 중앙 공격수의 역할을 극대화시키는 데 도움을 주던 역할을 맡았다. 과거에는 주로 다섯 명의 선수가 공격수로 나섰으며, 인사이드 포워드들은 중앙 공격수 바로 양 옆에 위치하였다. 윙어. 윙어()라고 부르는 이 포지션은 어태킹 서드에 위치하면서, 사이드라인에 가깝게 위치한 선수들을 칭한다. 예를 들어, 4-3-3, 3-4-3 포메이션에 배치될 때는 대체로 공격수로 분류된다.(4-4-2, 4-5-1, 4-2-3-1 등의 포메이션에 배치되는 윙어는 대체로 미드필더로 분류된다.) 4-3-3, 3-4-3 포메이션에서의 윙어는 전방 공격수 중 좌우 측면에 배치된 공격수를 말한다. 이 포지션은 과거 아웃사이드 포워드의 역할로부터 이어져 왔다. 기본적으로 윙어는 드리블 등으로 상대편의 풀백을 공략하며 크로스를 올리는 것을 목적으로 배치된다. 이 포지션의 선수는 드리블 면에서 기술적으로 매우 뛰어난 선수가 많으며, 빠른 속도를 지니고 있는 경우가 많다. 윙어는 양쪽 측면 넓은 곳에서 상대편의 풀백의 수비를 피해 컷-백이나 크로스를 올리는 역할과 공격수로서 중앙으로 침투하여 패스나 직접적인 득점도 필요하다. 윙어는 드리블, 스피드, 개인기, 크로스, 패스, 킥력이 뛰어나며, 또한 측면에 배치된 공격수로서 중앙 침투와 슈팅력, 득점력도 요구된다. 인버티드 윙어. 전통적으로 윙어들은 자신의 위치와 자신의 주 사용 발을 같이 했다.
공격수

예를 들어 오른발잡이 윙어는 오른쪽 윙어로 활약했는데, 2010년대에 들어서 반대발 사용 선수를 활용하기 시작했다. 인버티드 윙어()로 불리는 이 역할은 선수가 경기장 측면에서 시작하여 안쪽으로 침투하고, 중앙 부근에서 자신의 주 사용 발로 슈팅을 날려 득점을 노리기 위해 고안되었다. 이 전술은 FC 바르셀로나의 감독이었던 프랑크 레이카르트가 왼발을 주로 쓰는 리오넬 메시를 오른쪽 윙어로 활용하기 시작했던 것이 유래였다. 예전 2002 한일 월드컵에서는 왼쪽 윙에 이영표와 설기현, 오른쪽 윙에는 박지성이 있었고, 현재 들어서는 손흥민이 왼쪽 윙을 맏고 있다. 폴스 나인. 폴스 나인(, 가짜 공격수) 유형의 공격수가 있다. 최전방에 중앙 공격수를 두지 않는 제로톱() 전술에 기용된다. 중앙 공격수가 "9번"으로 대표되며, 전통적인 중앙 공격수의 역할의 선수가 아니기 때문에 이러한 명칭이 붙었다. 이들은 독특한 유형의 공격수로, 상대팀 수비수와 밀접하여 위치를 사수하던 전통적인 중앙 공격수와 다르게, 미드필드 깊숙이 내려와 플레이에 관여하기도 한다. 폴스 나인의 주된 목적은 센터백의 위치를 지키는 데 혼란을 야기하여 공간을 창출한 뒤, 공격진에 들어온 다른 선수들에게 공을 넘겨주는 데에 있다. 이 부류의 공격수는 최전방에 배치되는 선수는 아니며, 어태킹 서드와 미드필드 서드를 아우르는 움직임을 가진다. 그렇기 때문에 포지션에 구애 받지 않고 자유롭게 움직이는 공격수이다.
공격수

이들은 상대 수비를 끌고다니며 직접 득점하거나 어시스트로 동료를 돕기 위해, 빈공간을 파고드는 침투능력과 드리블 능력, 득점력, 패싱력 모두 필요하다. AS 로마의 루치아노 스팔레티는 프란체스코 토티를 폴스 나인으로 활용한 "4-6-0" 포메이션을 활용하였고, 이 전술로 11경기 연승을 거두었다. 이 역할은 이탈리아어로 트레콰르티스타()라 불렸다. UEFA 유로 2012에 참가한 스페인 감독 비센테 델 보스케는 정통 스트라이커 페르난도 토레스 대신 세스크 파브레가스를 몇몇 경기에서 폴스 나인으로 활용하였다. 2012년 이후 세계 축구계에 폴스 나인이 대유행하였다. 폴스 나인으로 가장 대표적인 선수는 파리 생제르맹의 리오넬 메시와 리버풀의 호베르투 피르미누가 있다.
영사

영사(領事, , )는 외국에 주재하여 자국의 통상을 촉진하고 또 자국민의 보호를 임무로 하는 공무원이다. 영사가 주재국에서 직무를 보는 기관을 영사관이라고 부른다. 상세. 영사에는 총영사(總領事, , consul-general), 부총영사(副總領事, deputy consul-general), 영사(領事, consul), 부영사(副領事, vice-consul)가 있다. 영사의 파견과 접수는 보통 통상항해조약에 기하여 행한다. 보통 영사는 국가간에 조약이 없어도 파견·접수되지만, 영사조약(領事條約)에 의하여 영사의 그 상대국에서의 지위와 활동이 명확하게 된다. 영사관의 설치, 영사의 임명, 영사의 특권, 직무범위 등이 규정된다. 영사의 주된 임무는 파견국의 이해관계 사항을 관찰하고 보고하며, 그 관할 구역 내의 자국민을 보호하고 감독하는 것이다. 영사는 조약에 의해서 약간의 특권을 갖는다. 그 내용은 조약에 따라 일정하지 않으나 일정한 범위 내에서 체포·처벌의 면제·면세 등이 인정되고 있다.
타우 입자

입자물리학에서 타우 입자(, )는 제3세대의 렙톤이다. 음의 전하를 지니며, 질량이 1.78 GeV/"c"2로 렙톤 가운데 가장 무겁다. 이는 양성자의 거의 두 배의 질량이다. 타우 입자의 반입자는 반타우 입자이며, 같은 세대의 중성미자는 타우 중성미자이다. 분류. 타우 입자는 제3세대의 렙톤이다. 반면, 전자는 1세대 렙톤이며, 뮤온은 2세대 렙톤이다. 전자나 뮤온과 같이 타우 입자는 점처럼 보인다. 즉 어떠한 구조도 보이지 않으며, 있다고 해도 10−18 미터 이하일 것이라는 것이다. 또한 전자와 뮤온과 같이 타우 입자는 1/2의 스핀을 지니고 있다. 타우 입자 및 반타우 입자는 각각 전자 및 양전자와 동일한 전하량을 지닌다. 붕괴. 타우 입자는 강입자로 붕괴하는 유일한 렙톤이다. 다른 렙톤은 붕괴에 필요한 충분한 질량을 가지고 있지 않다. 타우 입자 및 강입자의 붕괴 과정은 약한 상호작용에 의해 일어난다. 타우 입자의 평균 수명은 약 0.3 피코초이다. 특수한 경우를 제외하고는 렙톤 수가 세대별로 보존되므로 타우 입자가 뮤온 및 전자로 붕괴하는 과정에서 타우 중성미자가 생성된다. 타우 입자가 전자와 중성미자로 붕괴하는 갈래비는 약 18%이며, 뮤온 및 중성미자로 붕괴하는 비율 역시 비슷하다. 반면 하드론으로 붕괴하는 비율은 64%이다. 발견. 타우 입자는 1974년과 1977년 사이에 SLAC-LBL의 마틴 루이스 펄 연구진이 발견하였다.
타우 입자

SLAC은 SPEAR이라는 전자 및 양전자 충돌 장비를 보유했으며, LBL은 자기 관측기를 보유하고 있었다. 기기를 이용하여 렙톤, 하드론, 광자를 서로 구분하는 것이 가능했다. 연구진은 타우 입자를 직접 관측하지는 못하였지만 다음과 같은 이상한 과정을 관측하였다. 처음의 에너지가 마지막까지 보존되지 않는다는 점에 미루어 관측되지 않은 입자가 있다는 것을 알 수 있었다. 하지만 뮤온이나 전자, 혹은 하드론이나 광자 등은 관측할 수 없었다. 후에 이러한 현상은 새로운 입자의 생성 및 붕괴를 중간 과정으로 거친다고 다음과 같이 제안되었다. 이후 DESY-Hamburg와 DELCO에서의 연구가 타우 입자의 질량 및 스핀을 측정하였다. 1995년 마틴 루이스 펄과 프레더릭 라이너스는 각각 타우 입자와 타우 중성미자를 발견한 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.
체르니우치

체르니우치(, , , , , , , , )는 우크라이나 서부의 도시이자 체르니우치주의 주도이다. 오스트리아-헝가리령 부코비나의 옛 수도였다. 체르니우치는 북부코비나에 속한다. 인구. 1930년의 조사에서는 인구의 26.8%가 유대인, 23.2%가 루마니아인, 20.8%가 독일인, 18.6%가 우크라이나인, 1.5%가 러시아인이었다. 1998년 1월 1일의 조사에서 29만5,000명이 거주하고 있다. 이중 17만2,000명이 우크라이나인, 4만6,000명이 러시아인, 2만9,000명이 루마니아인(이중 1만6,000명이 루마니아인, 1만3,000명이 몰도바인), 7,000명이 폴란드인, 기타 등이 거주하고 있었다. 2001년에 다시 조사를 했다. 2001년의 조사에 따르면 도시 주민은 24만600명이 거주하고 있었다. 이중 우크라이나인(18만9,000명, 79.8%), 러시아인(2만6,700명, 11.3%), 루마니아인(1만4,400명, 6.1%), 폴란드인(1,400명, 0.6%), 기타(2,900명, 1.2%)이다. 1999년 5월에는, 루마니아가 이 도시에 영사관을 개설했다. 우크라이나어, 러시아어, 루마니아어/몰도바어가 사용되고 있다.
INDYCAR

INDYCAR 또는 인디 레이싱 리그(, IRL)는 타원형 경주장에서 개최되는 오픈 휠 자동차 경주 대회의 흥행업체이다. IRL은 인디애나폴리스 모터 스피드웨이 종합 경주장을 소유하고 있는 미국의 헐맨 & 컴퍼니(Hulman and Co.)사가 소유하고 있다. IRL는 두개의 리그를 주관하고 있는데, 하나는 IRL과 동의어로 사용되고 있는 인디카 시리즈(IndyCar Series)이고 다른 하나는 인디카 시리즈의 발전된 형태의 메나즈 인피니티 프로 시리즈(Menards Infiniti Pro Series)이다. 이외에 메모리얼 데이 경에 개최되는 가장 큰 자동차 경주 이벤트 대회인 인디 500도 IRL이 주관하고 있다.
모노레일

모노레일()은 단궤도(單軌道, 궤도가 하나)인 철도의 총칭이다. 세계 각지에서 관광이나 시내교통수단으로 사용되고 있다. 개요. 콘크리트나 철제 빔으로 이루어져 있는 한 개의 궤도거더 위를 고무타이어나 철륜이 달린 열차가 운행한다. 차량의 지지방식에 따라 과좌식(궤도 상부를 열차가 달리는 방식)과 현수식(열차가 궤도 하부에 매달려서 운행하는 방식)으로 나뉜다. 모노레일의 수송규모가 도시철도와 버스의 중간이기 때문에 중규모의 수송에 적합하며, 이러한 특성 때문에 거의 대부분의 도시교통계획에서는 경전철로 분류된다. 대도시의 보조교통수단, 중소도시의 주요교통수단으로 쓰인다. 대한민국에서 운행 중인 모노레일은 대구 도시철도 3호선이 있다. 모노레일의 역사. 세계최초의 증기기관차가 운행한 1825년 당시에 증기를 동력으로 하는 과좌식 화물용 모노레일이 런던북방에 건설된 것이 모노레일의 시초다. 이후 아일랜드에서 과좌식에 증기동력을 이용한 화물 모노레일이 건설되어 36년 동안 사용된 것을 포함하여, 유럽각지에서 모노레일이 건설되었다. 그러나 모두 소규모에 기술적으로도 미약하여 본격적인 교통수단은 되지 못했다. 본격적인 모노레일은 독일인 Eugen Laugen이 1898년 고안하여 독일의 부퍼탈시에 건설된 13.3km의 현수식 모노레일로, 1901년 여객영업을 시작하면서 등장하였다. 이 모노레일은 현재도 쓰이고 있다.
모노레일

1950년대 이후 도시화의 진전과 자동차의 증가로 인한 도시교통문제가 발생하면서 모노레일연구가 활성화되었고, 그리하여 알웨그 과좌식, 록히드 과좌식, 사페지 현수식 등의 모노레일 궤도양식이 나왔다. 이들은 현재까지도 쓰이고 있다. 우리나라에서는 강원도에서 관광용으로 쓰이고 있으며, 대구에서는 교통수단으로 쓰이고 있다. 대구 도시철도 3호선이 쓰이고 있다. 모노레일 궤도의 양식 (종류). 다음은 각 모노레일 궤도양식의 특징이다. 모노레일은 크게 현수식과 과좌식으로 나뉘며, 그 현수식과 과좌식은 다시 다음과 같이 다뉜다. 알웨그 과좌식. 굵고 속이 빈 I형의 PS콘크리트제를 기본 궤도로 하며, 긴 경간(지주와 지주사이의 길이)이 필요한 곳에서는 강제를 궤도로 이용한다. 이 궤도위를 주행구동용 고무타이어가 타서 차량을 지지하며, 열차의 안내차륜이 궤도의 양 옆면을 주행한다. 주행로는 에폭시 수지 혼합물로 바닥위를 칠하고 다시 덧칠한 것과 강판을 깔은 것 등이 있다. 지주간격은 보통 15~22m이다. 록히드 과좌식. 콘크리트제 궤도거더위에 철제레일을 부설하며 그 레일위를 철제차륜을 가진 열차가 주행한다. 안내차륜도 철제이며, 궤도거더에 닿는 부분은 철제레일이 설치되어 있다. 다시말해서, 록히드 과좌식은 철제레일과 철제차륜을 이용한다. 때문에 록히드 과좌식은 다른 방식보다 고속성이 뛰어나다.
모노레일

사페지 현수식. 강판으로 이루어진 박스(상자)형 궤도거더의 안에 차륜을 지지할 수 있도록 대칭형의 주행로가 설치되며, 그 위를 열차의 차륜이 운행한다. 차량을 현수(지지)하기 위해 중앙부는 뚫려있고, 이 뚫린 부분의 양 옆부분에 주행로가 있다. 지주간격은 30~40m로, 과좌식보다 길다. 지주는 철로 이루어져있다. 모노레일 궤도양식의 현황. 이 중에서 보통 쓰이는 것은 알웨그 과좌식과 사페지 현수식이며, 록히드식은 거의 잘 쓰이지 않고 있다. 모노레일의 장단점. 모노레일은 각각 장점과 단점을 두루 가지고 있으므로 도시교통계획 때 이를 참고하여 계획해야 한다. 현수식과 과좌식의 특징. 개요. 모노레일은 현수식과 과좌식으로 나뉜다. 현수식은 모노레일 차량이 궤도 하부에 매달려서 운행하는 방식이고, 과좌식은 궤도 상부를 모노레일 차량이 운행하는 방식이다. 현수식과 과좌식은 각각의 장단점이 있으므로 딱히 어느쪽이 좋다고는 할 수 없다. 그러나 도시의 사정에 따라 특정한 방식으로 건설하는게 유리할 수 있다. 현수식의 특징. 현수식은 과좌식보다 더 급한 곡선(과좌식의 2배)과 구배를 사용할 수 있으며, 지지주는 철을 사용할 수 있으므로 점유면적이 과좌식보다 작다. 건설기간역시 과좌식보다 짧으므로 일반적으로 급곡선이 많은 도로가 많을 경우, 도로의 점유면적을 최소화 해야할 경우, 건설로 인한 교통체증을 빨리 해소해야할 경우 유리하다. 차체내에서 바라보는 전망은 현수식 쪽이 좋다.
모노레일

그러나 현수식은 과좌식과 동일한 차량 운행고도를 유지하려면 최소한 차량 높이만큼 지지주를 더 높이 건설해야하므로, 자재비가 더 비싸진다. 현수식은 곡선부 주행시 진자작용이 작용하며, 강한 돌풍에 영향을 받는다. 과좌식의 특징. 과좌식은 현수식보다 고속운행이 가능하며, 더 많은 수송이 가능하다. 과좌식은 곡선부에 캔트를 건설할 수 있다. 현수식에서는 진동문제에 대한 배려가 필요하며 열차를 현수하기 때문에 안전설계를 주의를 해야 하지만 과좌식은 비교적 안정적으로 운행이 된다. 또, 과좌식은 현수식보다 분기기가 비교적 간단하다. 그러므로 과좌식은 비교적 부지에 여유가 있고, 고속주행과 비교적 대규모 수송이 필요할 때 쓰인다. 과좌식은 눈이나 비에 의한 영향을 받는다. 정리. 현수식과 과좌식의 특징을 정리하면 다음과 같다. 비상시 승객대피 방안. 모노레일의 단점중 가장 큰 단점은, 바로 비상시 안전대책이라고 할 수 있다. 대피로 설치가 용이하지 않으므로 모노레일 열차는 화재에 대비해 완벽한 불연재를 사용하여야 한다. 현재까지 나온 모노레일 운영중 고장시 대피방안은 다음과 같다. 대한민국의 모노레일. 대한민국의 모노레일은 버스나 중전철 위주의 교통정책이 꾸려졌고 각종 경전철 관련 예산 낭비 사례가 많아서 그동안 대중교통으로서의 지위로 인정받지 못하였으며 소규모 이동용 또는 관광 목적의 시설물이 많았다. 그러나 2015년 4월 23일에 대구 도시철도 3호선이 개통하면서 대중교통으로서의 모노레일 운송이 개시되었다.
모노레일

그 외 대전 도시철도 2호선을 건설비가 저렴한 모노레일로 건설하고자 하는 움직임이 있었다. 한국에 있는 모노레일은 전부 과좌식이다.
코끼리과

코끼리과(Elephantidae, )는 포유류의 한 과으로 코끼리와 매머드를 포함한다. 육상의 대형 포유류로, 큰 코와 엄니가 특징이다. 코끼리과의 속은 대부분 멸종했고, 아프리카코끼리속("Loxodonta")과 아시아코끼리속("Elephas")의 두 속만 생존해 있다. 코끼리과 분류는 존 에드워드 그레이가 1821년 처음 묘사했으며, 후에 장비목의 한 분류군으로 지정되었다. 여러 학자들이 코끼리과에 장비목의 멸종한 속을 넣거나 빼는 식으로 개정되었다. 분류. 코끼리과는 마스토돈 등의 마스토돈과(Mammutidae)와의 공통 조상에서 갈라져나왔다. 장비목의 분류 체계는 아직 안정적이지 않으며 계속적으로 개정되고 있다. 코끼리과는 대략 다음처럼 정리될 수 있다. 장비목(Proboscidea) 학자에 따라서는 †아난쿠스속("Anancus")과 †테트랄로포돈속("Tetralophodon"), †스테고마스토돈속("Stegomastodon"), †파라테트랄로포돈("Paratetralophodon", †쿠비에로니우스속("Cuvieronius")을 코끼리과로 분류하기도 하고, 별도의 곰포테리움과(Gomphotheriidae)로 분류하기도 한다. 비슷하게 스테고돈속("Stegodon")과 스테골로포돈속("Stegolophodon")을 스테고돈과(Stegodontidae)로 나누기도 한다. 현존하는 코끼리과의 분류 역시 여러 차례의 개정이 이루어졌다. 현존하는 코끼리과 동물은 다음이 분류된다. Elephantidae (코끼리과)