**우주**는 행성들, 별들, 은하들 및 기타 모든 형태의 물질과 에너지를 포함하여 모든 공간과 시간 관측 가능한 우주의 크기를 측정하는 것은 가능하며, 그것은 오늘날에는 직경이 대략 1조 광년이다.

우주의 초기 우주론적 모형들은 중 일부는 고대 그리스인과 인도 철학자들에 의해 개발되었으며 또한 지구를 중심에 두는 지구중심적이었다. 수세기들에 걸쳐, 보다 정확한 천문 관측들은 니콜라우스 코페르니쿠스가 태양이 태양계의 중심에 있는 태양중심적 모형을 개발하도록 이끌었다. 만유인력의 법칙을 개발하면서, 아이작 뉴턴은 코페르니쿠스의 연구뿐만 아니라 요하네스 케플러의 행성의 운동법칙과 티코 브라헤의 관측들을 기반으로 했다.

추가적인 관측적 개선들로 인해 태양은 우리은하에 있는 수천억 개의 별들 중 하나이며, 그것은 관측가능한 우주에서 수천억 개의 은하들 중 하나라는 사실이 밝혀졌다. 은하의 많은 별들은 행성들을 가지고 있다. 또한, 현재 관측된 바로는 관측 가능한 우주의 대부분의 별들은 쌍성을 이루고 있으며, 이런 점에서 태양은 특별한 존재이다. 가장 큰 규모에서는, 은하들은 균일하게 분포되어 있으며 또한 모든 방향으로도 같으며, 이는 우주가 가장자리도 중심도 없다는 것을 의미한다. 더 작은 규모에서는, 은하단들과 공간에 거대한 필라멘트와 거시공동을 형성하는 초은하단들으로 분포되어, 한 거대한 거품 같은 구조를 형성한다.

대폭발 이론(빅뱅 이론)에 따르면, 처음에 존재하는 에너지와 물질은 우주가 팽창함에 따라 밀도가 낮아졌다. 약 10초에 급팽창 시대라고 불리는 초기 가속 팽창, 그리고 알려진 네 가지 기본 힘의 분리 이후, 우주는 점차 냉각되고 계속 팽창하여, 최초의 아원자 입자들과 단순한 원자들이 형성되었다. 암흑물질이 점차 모여서, 중력의 영향아래 필라멘트들과 거시공동들의 한 거품-같은 구조를 형성했다. 수소와 헬륨으로 이루어진 거대한 구름들은 점차 암흑 물질이 가장 고밀도인 장소들로 끌려가면서, 오늘날 볼 수 있는 최초의 은하들, 별들, 그리고 다른 모든 것들을 형성했다.

은하들의 운동을 연구한 결과, 우주는 보이는 물체가 설명하는 것보다 훨씬 더 많은 물질을 포함하어 있다는 것이 발견되었다; 별들, 은하들, 성운들 및 성간 가스. 이 보이지 않는 물질은 암흑 물질로서 알려져 있다.

우주의 궁극적 운명과 또한 대폭발(빅뱅) 이전에는. 어떤 것이 있었다면, 무엇이 있었는지에 대한 많은 경쟁적인 가설들이 있는 반면, 다른 물리학자들과 철학자들은 이전 상태에 대한 정보에 언제 접근할 수 있을지 의심하며 추측하기를 거부한다. 일부 물리학자들은 다양한 다중 우주 가설들을 제안하는데, 거기서는 우리 우주가 비슷하게 존재하는 많은 우주들 중 하나일 수 있다.

## 정의
물리적 우주는 모든 공간과 시간 이러한 내용물들은 다양한 형태들의 에너지로 구성되는데, 그것들은 전자기복사 및 물질, 따라서 행성들, 위성들, 별들, 은하들 및 은하간 공간(intergalactic space)의 내용물들을 포함한다.

우주는 종종 "존재의 총체" 또는 존재하는 전부, 존재한 모든 것, 그리고 존재할 모든 것으로 정의된다. 사실, 일부 철학자들과 과학자들은 우주의 정의에 아이디어와 추상적인 개념들―수학과 논리와 같은―을 포함하는 것을 지지한다.

## 어원
''우주(universe)''라는 단어는 고대 프랑스어 ''univers''에서 파생되었으며, 이는 차례로 라틴어 ''universum''에서 파생되었다.

### 동의어들
피타고라스 이후로 고대 그리스 철학자들 사이에서 ''우주''에 대한 용어는 모든 물질과 모든 공간으로 정의된 τὸ πᾶν(tò pân) '모든 것'과 τὸ ὅλον(tò hólon) '모든 것'으로, 반드시 빈 공간(void)을 포함하지는 않았다.

## 연대기 및 대폭발(빅뱅)
우주의 진화에 대한 지배적인 모형은 대폭발(빅뱅) 이론이다. 대폭발 모형은 우주의 초기 상태가 극도로 뜨겁고 고밀도인 상태였으며, 또한 우주는 이후 팽창했고 또한 냉각되었다고 진술한다. 이 모형은 일반 상대성이론과 공간의 균질성 및 등방성과 같은 단순화한 가정을 기반으로 한다. ΛCDM 모형으로 알려진, 우주상수(람다)와 차가운 암흑물질이 있는 모형 버전은 우주에 대한 다양한 관측들을 합리적으로 잘 설명하는 가장 단순한 모형이다. 대폭발 모형은 거리와 상관관계와 은하들의 적색편이, 헬륨에 대한 수소 원자들 수의 비율, 및 마이크로파 복사 배경과 같은 관측들을 설명한다.

초기의 뜨겁고 고밀도인 상태를 플랑크 시대라고 불리는데, 이 시기는 0시부터 대략 10초 이내에 발생한 것으로 추정되는 매우 짧지만 강렬한 우주 급팽창 기간이 함께 한다. 이것은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 것과는 다른 종류의 팽창이었다. 공간의 객체는 물리적으로 이동하지 않고 대신 공간을 정의하는 '거리 함수'가 변경되었다 시공간의 물체는 빛의 속도보다 빠르게 움직일 수 없지만, 이 제한은 시공간 자체를 지배하는 거리 함수에는 적용되지 않는다. 이 급팽창의 초기 기간은 왜 우주가 매우 평평하게 보이고, 또한 우주 시작 이후 빛이 여행할 수 있는 것보다 훨씬 더 커진 이유를 설명하려고 했다.

우주 존재의 몇분의 1초 안에, 네 가지 기본 힘들은 분리되었다. 우주가 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 상태로부터 계속 냉각함에 따라, 쿼크시대, 강입자시대(hadron epoch) 및 렙톤시대(lepton epoch)로 알려진 다양한 유형의 아원자 입자들은 짧은 시간 내에 형성될 수 있었다. 함께, 이 시대들은 대폭발 이후 10초 미만의 시간을 포함한다. 이러한 기본 입자들은 안정한 양성자들과 중성자들을 포함하여, 훨씬 더 큰 조합으로 안정적으로 결합되었고, 그것들은 핵융합을 통해 더 복잡한 원자핵을 형성했다. 이 과정은, 대폭발 핵합성으로 알려졌는데, 단지 약 17분 동안만 지속되었고 또한 대폭발 후 약 20분 동안 종료되었으므로, 가장 빠르고 간단한 반응들만 발생했다. 우주에 있는 양성자와 모든 중성자의 약 25%가, 질량 기준으로, 소량의 중수소(수소의 한 형태)와 미량의 리튬과 함께 헬륨으로 변환되었다. 어떤 다른 모든 원소는 매우 적은 양만 형성되었다. 다른 75%의 양성자는 영향을 받지 않고 수소 핵들로 남아 있다.

핵합성이 끝난 후 우주는 광자시대(photon epoch)로 알려진 시기에 들어섰다. 이 기간 동안에는, 우주는 여전히 물질이 중성 원자들을 형성하기에는 너무 뜨거워서, 그것은 음전하를 띤 전자들, 중성의 중성미자들 및 양의 핵들로 구성된 한 뜨겁고, 고밀도인, 안개가 자욱한 플라즈마를 포함하고 있었다. 약 377,000년 후, 우주는 전자들과 핵들이 최초의 안정한 원자들을 형성할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었다. 이것은 역사적 이유로 재결합으로 알려져 있다; 사실 전자들과 핵들은 처음으로 결합하고 있었다. 플라즈마와 달리, 중성 원자들은 많은 파장의 빛에 투명하므로, 처음으로 우주도 투명해졌다. 이러한 원자가 형성될 때 방출된("디커플링된") 그 광자들은 오늘날에도 여전히 볼 수 있다; 그들은 우주 마이크로파 배경(CMB)을 형성한다.

우주가 팽창함에 따라, 광자의 에너지는 파장에 따라 감소하기 때문에 전자기 복사의 에너지 밀도는 물질의 에너지 밀도보다 더 빠르게 감소한다. 약 47,000년경에, 물질의 에너지 밀도는 광자들과 중성미자들의 에너지 밀도보다 커져서 우주의 대규모 거동을 지배하기 시작했다. 이것은 복사-지배 시대의 끝과 물질-지배 시대의 시작을 나타냈다.<ref name=
Steane>Steane, Andrew M. (2021). Relativity Made Relatively Easy, Volume 2: General Relativity and Cosmology. Oxford University Press.

우주의 초기 단계들에서, 우주의 밀도 내의 작은 요동들은 암흑물질의 농축들을 점차 형성하기에 이르렀다. 중력에 의해 이것들에 끌어당겨지는, 일반 물질은 큰 가스 구름들을 형성하고 또한 결국에는, 암흑물질이 가장 밀도가 높은 곳에서, 별들과 은하들을 형성하고, 또한 가장 밀도가 낮은 곳에서 거시공동들을 형성했다. 약 1억 ~ 3억 년 후에, 종족 III 별들로 알려진 최초의 별들이 형성되었다.<ref name=
Steane/> 이것들은 아마도 매우 거대하고, 빛나고, 비금속성이며 또한 단명했을 것이다. 그들은 약 2억 ~ 5억 년에서 10억 년 사이에 우주의 점진적인 재이온화와 또한 항성 핵합성을 통해서 헬륨보다 무거운 원소들로 우주에 씨를 뿌리는 것을 담당했다. 이 시대에는, 암흑 에너지로 인해 우주의 팽창은 가속화하고 있다.

## 물리적 특성들
네 가지 기본 상호작용들 중 중력은 천문학적 길이 규모에서 지배적이다. 중력의 효과는 누적된다; 대조적으로, 양과 음 의 전하들의 효과는 서로 상쇄되는 경향이 있어서, 전자기학을 천문학적 길이 척도들에서는 상대적으로 중요하지 않게 만든다. 나머지 두 상호작용들, 즉 약한 핵력과 강한 핵력은 거리에 따라 매우 빠르게 감소한다; 그들의 효과들은 주로 아원자 길이 축척에 국한된다.

우주에는 반물질보다 훨씬 더 많은 물질이 있는 것으로 보이며, 이는 아마도 CP 위반과 관련된 어떤 비대칭일 수 있다.

### 크기 및 영역들
일반 상대성이론에 따르면, 공간의 먼 영역들은 유한한 빛의 속도와 지속적인 우주팽창으로 인해 우주의 일생 동안에도 우리와 결코 상호 작용하지 않을 수 있다. 예를 들어, 지구에서 보낸 무선 메시지는 우주가 영원히 존재하더라도 우주의 일부 영역에 결코 도달하지 못할 수 있다: 공간은 빛이 횡단할 수 있는 것보다 더 빠르게 팽창할 수 있다.

망원경으로 관측할 수 있는 공간적 영역은 관측 가능한 우주라고 불리며, 그것은 관측자의 위치에 의존한다. 지구와 관측 가능한 우주의 가장자리 사이의 고유거리―현재를 포함하여, 특정 시각에 측정할 수 있는 거리―는 460억 광년

인간은 관측 가능한 우주의 가장자리 너머의 공간은 관찰할 수 없기 때문에, 전체 우주의 크기가 유한한지 무한한지는 알 수 없다.

### 나이 및 팽창
ΛCDM 모형이 옳다고 가정하면, 수많은 실험들에 의한 다양한 기법들을 사용하는매개변수들의 측정치들은, 2015년 기준, 우주의 나이의 한 최선의 값을 137.99 ± 0.21 억년으로 산출했다.

시간이 지남에 따라, 우주와 그 내용물은 진화했다; 예를 들어, 퀘이사들과 은하들의 상대적인 개체수가 바뀌었고,

우주에 물질이 많을수록, 물질의 상호 중력적 당김은 더 강해진다. 만일 우주가 ''너무'' 고밀하다면 그것은 중력 특이점으로 재붕괴할 것이다. 그렇지만, 만일 우주에 물질이 너무 ''적으면'' 자체-중력이 너무 약해서, 은하들이나 행성들과 같은 천문학적 구조들을 형성할 수 없다. 대폭발(빅뱅) 이후 우주는 단조함수적으로 팽창했다. 아마도 놀랍지 않게, 우리 우주는 단지 입방 미터당 약 5개의 양성자들에 해당하는 적절한 질량-에너지 밀도를 가지고 있으며, 이것은 우주가 지난 138억 년 동안 팽창할 수 있게 허용했고, 오늘날 관측되는 것 같은 우주를 형성할 시간을 주었다.

팽창 속도에 영향을 미치는 우주의 입자에 작용하는 역학적인 힘들이 있다. 1998년 이전에는, 우주 안의 중력 상호작용의 영향으로 시간이 지남에 따라 팽창률이 감소할 것으로 예상했다; 그리고 따라서 우주에는 감속 매개변수라고 불리는 추가적 관측 가능한 양이 있는데, 대부분의 우주론자들은 이 매개변수가 양수이고 또한 우주의 물질 밀도와 관련이 있을 것으로 예상했다. 1998년에, 감속 매개변수(deceleration parameter)는 두 개의 다른 그룹들에 의해 음의 값인 약 -0.55로 측정되었는데, 이것은 기술적으로 우주 척도인자의 2차 도함수 ä는 지난 50-60억 년 동안 양수였음을 시사한다.

### 시공간
현대 물리학은 사건들을 시공간으로 조직되는 것으로 간주한다.}

특수 상대성이론은 중력을 설명할 수 없다. 그 후속인 일반 상대성이론은 시공간이 고정된 것이 아니라 동적인 것임을 인식함으로써 중력을 설명한다. 일반 상대성이론에서, 중력은 시공간의 곡률로 재해석된다. 궤도와 같은 한 곡선의 경로는 신체를 이상적인 직선 경로에서 벗어나게 하는 힘의 결과가 아니라, 오히려 다른 질량의 존재에 의해 그 자체가 휘어진 한 배경을 통해서 그 몸체가 자유롭게 낙하하려는 시도의 결과이다. 물리학자들 사이에서 속담이 된 존 아치볼드 휠러의 언급은 그 이론을 요약한다: "시공간은 물질이 어떻게 움직이는지 알려주고, 물질은 시공간이 어떻게 휘어지는지 알려주며." 이러한 방정식들에 대한 해는 특수 상대성이론의 시공간인 민코프스키 시공간뿐만 아니라, 또한 블랙홀을 설명하는 슈바르츠실트 시공간; 팽창하는 우주를 설명하는 FLRW 시공간; 또한 그 이상도 포함한다.

우주는 3개의 공간 차원과 1개의 시간적(시간) 차원으로 구성된 매끄러운 시공간 연속체로 나타난다. 따라서, 물리적 우주의 시공간에서 한 사건은 4개의 좌표 집합으로 식별될 수 있다: . 평균적으로, 공간은 거의 평평한(곡률이 0에 가까운) 것으로 관찰되며, 이는 경험적으로 대부분의 우주는 유클리드 기하학을 통해 높은 정확도로 묘사될 수 있음을 의미한다.

### 모양
일반 상대성이론은 시공간이 질량과 에너지(중력)에 의해 어떻게 휘어지고 구부러지는지를 설명한다. 우주의 위상수학 또는 기하학에는 관측 가능한 우주의 국소적 기하학과 대역적 기하학이 모두 포함된다. 우주론자들은 종종 공변 좌표들이라고 불리는 시공간의 한 주어진 공간꼴 조각을 가지고 작업한다. 관측될 수 있는 시공간의 단면은 후방 광추이며, 그것은 우주론적 지평선(cosmological horizon)의 범위를 정한다. 그 우주론적 지평선(입자 지평선 또는 빛의 지평선이라고도 불림)은 우주 시대에 입자들이 관측자에게 도달할 수 있는 최대 거리이다. 이 지평선은 우주의 관측 가능한 영역과 관측할 수 없는 영역 사이의 경계를 나타낸다. 우주론적 지평선의 존재, 속성, 중요성은 특정한 우주론적 모형에 의존한다.

우주 이론의 미래 진화를 결정하는 중요한 매개변수는 밀도 매개변수인 오메가(Ω)이며, 이것은 우주의 평균 물질 밀도를 해당 밀도의 임계값으로 나눈 값으로 정의된다. 이것은 Ω이 1과 같은지, 적은지, 큰지 여부에 따라 세 가지 가능한 기하학들 중 하나를 선택한다. 이것들은, 각각, 평평한, 열린 우주 및 닫힌 우주라고 불린다.

우주배경 탐사선(COBE), 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)외 플랑크 위성의 CMB 지도를 포함한 관측들은, 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 모형들에 의하여 기술된 것처럼, 우주는 유한한 나이를 가지며 범위에서는 무한함을 시사한다.

### 생명 유지
미세 조정 우주 가설은 우주에서 관측 가능한 생명의 존재를 허용하는 조건은 특정 보편적 기본 물리 상수들이 한 매우 좁은 범위의 값들에 속할 때만 발생할 수 있다는 명제이다. 이 가설에 따르면, 만일 몇 가지 기본 상수 중 어떤 것이라도 조금만 다르면, 그 우주는 물질, 천체 구조들, 원소 다양성, 또는 그것이 이해되는대로의 생명의 성립과 발달을 촉진하지 않았을 것이다. 이것이 사실인지, 그리고 논리적으로 질문할 의미가 있는지 여부는 많은 논쟁의 주제들이다. 이 명제는 철학자들, 과학자들, 신학자들 및 창조론 지지자들 사이에서 논의된다.

## 구성
우주는 거의 완전히 암흑 에너지, 암흑물질, 및 일반 물질로 구성되어 있다. 다른 내용물들은 전자기 복사(우주 전체 질량-에너지의 0.005%에서 0.01%에 가까운 것으로 추정됨)와 반물질이다.

모든 유형들의 물질과 에너지의 비율은 우주의 역사에 걸쳐 변해왔다. 오늘날, 원자들, 별들, 은하들, 및 생명을 포함하는 일반 물질은 우주 전체의 4.9%만을 차지한다. 암흑 에너지와 암흑 물질의 성질은 둘 다 알려져 있지 않다. 아직 밝혀지지 않은 신비한 형태의 물질인 암흑 물질은 우주 내용물들의 26.8%를 차지한다. 빈 공간의 에너지이며 또한 우주의 팽창을 가속을 초래하는 암흑 에너지는
그 내용물들의 남아있는 68.3%를 차지한다.

물질, 암흑 물질, 암흑 에너지는 3억 광년 정도 이상의 길이에 걸쳐 우주 전체에 균일하게 분포되어 있다.

관측 가능한 우주는 초은하단보다 훨씬 큰 규모에서 등방성이며, 이는 우주의 통계적 특성이 지구에서 관찰된 모든 방향에서 동일하다는 것을 의미한다. 우주는 대략 2.72548 켈빈의 열평형 흑체 스펙트럼에 해당하는 고도로 등방성인 마이크로파 복사로 둘러싸여 있다. 대규모 우주가 균질하고 등방성이라는 가설은 우주론 원리로 알려져 있다.

### 암흑 에너지
우주의 팽창이 가속되고 있는 이유에 대한 설명은 여전히 이해하기 어렵다. 그것은 종종 공간을 투과하는 것으로 가정되는 알려지지 않은 에너지 형태인 "암흑 에너지"에 기인한다.

암흑 에너지에 대해 제안된 두 가지 형태는 공간을 균질하게 채우는 한 ''일정한'' 에너지 밀도인 우주 상수와 또한 그것의 에너지 밀도가 시간과 공간에 따라 변할 수 있는 ''동적인'' 양들인 퀸테선스 또는 모듈라이와 같은 스칼라장이다. 공간에서 일정한 스칼라장들의 기여들은 일반적으로 우주 상수에도 포함된다. 우주 상수는 진공 에너지(vacuum energy)와 동일하게 공식화될 수 있다. 약간의 공간적 불균질성을 갖는 스칼라장은 한 우주 상수와 구별하기 어려울 것이다.

### 암흑 물질
암흑 물질은 전체 전자기 스펙트럼에 보이지 않지만 우주의 대부분의 물질을 설명하는 한 가상적 종류의 물질이다. 암흑 물질의 존재와 특성들은 가시 물질, 방사선 및 우주의 거대구조에 대한 중력적 효과들에서 추론된다. 뜨거운 암흑 물질의 한 형태인 중성미자들을 제외하고, 암흑 물질은 직접 검출되지 않아 현대 천체물리학의 가장 큰 미스터리 중 하나이다. 암흑 물질은 어떤 의미있는 수준에서 빛 또는 어떤 다른 전자기 복사를 방출하거나 흡수하지 않는다. 암흑 물질은 전체 질량-에너지의 26.8%와 또한 우주 전체 물질의 84.5%를 구성하는 것으로 추정된다.

### 일반 물질
우주의 질량-에너지의 나머지 4.9%는 일반 물질, 즉 원자들, 이온들, 전자들 및 이들이 형성하는 천체들이다. 이 물질은, 우리가 은하들에서 볼 수 있는 거의 모든 빛을 생성하는 항성들, 그리고 성간과 은하간 매체에 있는 성간 가스, 행성들 및 우리가 부딪치거나 만지거나 쥐어 짜낼 수 있는 일상 생활의 모든 물체들이 포함된다.

일반 물질은 일반적으로 고체, 액체, 기체 및 플라즈마의 4가지 상태들(또는 상들)로 존재한다:

일반 물질은 쿼크와 렙톤이라는 두 가지 유형들의 기본 입자들로 구성된다. 예를 들어, 양성자는 두 개의 위 쿼크들과 한 개의 아래 쿼크로 구성된다; 중성자는 2개의 아래 쿼크와 1개의 위 쿼크로 구성된다; 전자는 일종의 렙톤이다. 한 원자는 양성자들과 중성자들(둘 다 중입자들임)로 구성된 원자핵과 그 핵 주위를 도는 전자들로 구성된다. 원자 질량의 대부분은 중입자로 구성된 핵에 집중되어 있기 때문에, 천문학자들은, 비록 이 "중입자 물질'의 한 작은 부분이 전자들이기는 하지만, 일반 물질을 설명하기 위하여 종종 ''중입자 물질''이라는 용어를 사용한다.

대폭발(빅뱅) 직후, 초기 우주의 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)가 2조도 이하로 냉각되면서 원시 양성자들과 중성자들이 형성되었다. 몇 분 후, 대폭발 핵합성으로 알려진 과정에서, 원시 양성자들과 중성자들로부터 핵들이 형성되었다. 이 핵합성은 리튬과 베릴륨까지 원자 번호가 작은 더 가벼운 원소를 형성했지만, 더 무거운 원소의 존재도는 원자 번호가 증가함에 따라 급격히 떨어졌다. 이 시기에 약간의 붕소가 형성되었을 수 있지만, 다음으로 무거운 원소인 탄소는 의미있는 양들로 형성되지 않았다. 대폭발 핵합성은 팽창하는 우주의 급격한 온도 및 밀도 저하로 인해서 약 20분 후에 정지된다. 항성 핵합성 및 초신성 핵합성의 결과로 더 무거운 원소들이 형성되었다.

### 입자들
기본 입자들의 표준 모형: 12개의 기본 페르미온들과 4개의 기본 보손들. 갈색 루프는 어떤 보손들(빨간색)이 어떤 페르미온들(보라색 및 녹색)에 결합되는지 나타낸다. 기둥들은 3세대 물질(페르미온들)과 1세대 힘(보손들)이다. 처음 세 개의 열에서, 두 개의 행은 쿼크들과 두 개의 렙톤들을 포함한다. 맨 위 두 행들의 열들에는 위(u) 및 아래(d) 쿼크들, 맵시(c) 및 기묘(s) 쿼크들, 꼭대기(t) 및 바닥(b) 쿼크들, 광자(γ) 및 글루온(g)이 각각 포함된다. 아래쪽 두 행들의 열들에는 전자 중성미자(ν가 포함된다. 힘. 각 입자에 대한 질량, 전하 및 스핀들이 나열되어 있다.]]

일반 물질과 물질에 작용하는 힘들은 기본 입자들로 설명할 수 있다. 표준 모형은, 그렇지만, 중력을 수용하지 않는다. 진정한 힘-입자 "만물의 이론"은 달성되지 않았다.

#### 강입자들
강입자는 강력에 의해 결합된 쿼크들로 구성된 한 합성 입자이다. 강입자들은 두 가지 계열로 분류된다: 3개의 쿼크로 구성된 중입자들(양성자들 및 중성자들 같은)과 하나의 쿼크와 하나의 반쿼크로 구성된 중간자들(파이온들 같은). 강입자들 중에서, 양성자들은 안정적이고, 또한 원자핵 안에 결합된 중성자들은 안정적이다. 다른 강입자들은 일반적인 조건들에서 불안정하고 또한 그래서 현대 우주의 무의미한 구성 요소들이다.

#### 렙톤들
한 랩톤은 강력한 상호작용을 일으키지 않지만 파울리 배타 원리를 따르는 한 반정수 스핀인 기본 입자이다; 같은 종의 두 렙톤들은 동시에 정확히 같은 상태에 있을 수 없다.

렙톤 시대(lepton epoch)는 렙톤들이 우주의 질량을 지배했던초기 우주의 진화에서의 기간이었다. 그것은 데폭발(빅뱅) 후 약 1초 후에 시작되었고, 이는 강입자 시대(hadron epoch)가 끝날 때 대다수의 강입자들과 반강입자들이 서로 쌍소멸한 후였다. 렙톤 시대 동안 우주의 온도는 여전히 렙톤-반렙톤 쌍들을 생성할 만큼 충분히 높았으므로, 그래서 렙톤들과 반렙톤들은 열평형 상태에 있었다. 대폭발 후 약 10초 후, 우주의 온도는 랩톤-반렙톤 쌍들이 더 이상 생성되지 않는 지점까지 떨어졌다.

#### 광자들
한 광자는 빛과 다른 모든 형태의 전자기 복사의 양자이다. 그것은 전자기력을 위한 매개체이다. 이 힘의 효과는 광자가 영인 정지 질량을 갖기 때문에 미시적(microscopic) 또한 거시적 수준에서 쉽게 관측될 수 있다; 이것은 장거리 상호 작용을 허용한다.

광자 시대는 대폭발(빅뱅) 후 약 10초 후인 렙톤 시대가 끝날 때 대부분의 렙톤들과 반렙톤들이 쌍소멸된 후 시작되었다. 원자핵들은 광자 시대의 처음 몇 분 동안 발생한 핵합성 과정에서 생성되었다. 광자 시대의 나머지 기간 동안 우주는 핵들, 전자들 및 광자들로 구성된 한 뜨겁고 고밀도인 플라즈마를 함유했다. 대폭발 후 약 380,000년 후, 우주의 온도는 핵들이 전자들과 결합하여 중성 원자들을 생성할 수 있는 지점까지 떨어졌다. 결과적으로, 광자들은 더 이상 물질과 자주 상호 작용하지 않았으며 또한 우주는 투명해졌다. 이 기간의 높게 적색편이된 광자들은 우주 마이크로파 배경을 형성한다. CMB에서 감지할 수 있는 온도와 밀도의 미세한 변화는 그것으로부터 모든 후속 구조 형성(structure formation)이 일어난 초기 "씨앗"이었다.

## 우주론 모형들

### 일반상대성에 기초한 우주 모형
일반 상대성이론은 1915년에 알베르트 아인슈타인에 의하여 발표한 중력의 기하학적 이론이며 현대 물리학에서 중력에 대한 현재의 기술이다. 이것은 현재의 우주론 우주 모형의 기초이다. 일반상대성 이론은 특수 상대성이론과 뉴턴의 만유인력 법칙을 일반화하여, 중력에 대한 한 통일된 기술을 공간과 시간, 또는 시공간의 한 기하학적 속성으로서 제공한다. 특히, 시공간의 곡률은 존재하는 모든 물질과 복사의 에너지와 운동량과 직접적으로 연관된다. 그 관계는 편미분 방정식들의 한 시스템인 아인슈타인 방정식으로 명시된다. 일반상대성 이론에서는, 물질과 에너지의 분포는 시공간의 기하학을 결정하며, 이는 다시 물질의 가속도를 기술한다. 따라서, 아인슈타인 장 방정식들의 해는 우주의 진화를 설명한다. 일반 상대성이론의 방정식들은 우주 안의 물질의 양, 유형 및 분포에 대한 측정들과 결합하여, 시간에 따른 우주의 진화를 기술한다.

여기서 는 한 구면 좌표계에 해당한다. 이 거리 함수는 결정되지 않은 매개변수가 두 개만을 갖는다.한 전반적 무차원량 길이 척도인자 ''R''은 우주의 크기 척도를 시간의 함수로 기술하고(''R''에서의 한 증가는 우주의 팽창이다),

''R(t)''에 대한 해들은 ''k'' 및 ''Λ''에 의존하지만 이러한 해들의 일부 정성적 특징들은 일반적이다. 첫째로 그리고 가장 중요하게는, 우주의 길이 척도 ''R''은 만일 우주가 양의 곡률(''k''=1)로 완벽하게 등방성이고 또한 모든 곳에서 밀도의 정확한 값이 하나 있는 경우로서, 아인슈타인에 의해서 처음으로 언급되었다. 그렇지만, 이 평형은 불안정하다: 만일 밀도가 필요한 값과 약간 다르면, 어느 곳에서든, 시간이 지남에 따라 그 차이는 증폭될 것이다.

둘째, 모든 해들은 과거에 한 중력 특이점이 있었음을 시사하며, 이때 ''R''이 영이 되었고 물질과 에너지가 무한하게 고밀헸었다. 이 결론은 완전한 균질성과 등방성(우주론적 원리)와 오직 중력 상호작용만이 의미가 있다는 의심스러운 가정들에 기초하고 있기 때문에 이 결론은 불확실해 보일 수 있다. 그렇지만, 펜로즈-호킹 특이점 정리들는 매우 일반적인 조건에 대해 한 특이점이 존재해야 함을 보여준다. 따라서, 아인슈타인장 방정식에 따르면, ''R''은 이 특이점(''R''이 한 작고 유한한 값을 가질 때) 바로 다음에 존재하는 상상할 수 없을 정도로 뜨겁고 고밀도인 상태로부터 빠르게 성장했다; 이것은 우주의 대폭발(빅뱅) 모형의 본질이다. 대폭발의 특이점을 이해하는 것은 어떤 양자 중력 이론을 필요로 하는데, 이것은 아직 공식화 되지는 않았다.

셋째, 곡률 지수 ''k''는 충분히 큰 길이 척도(약 10억 광년 이상)에 걸쳐 평균을 낸 상수-시간 공간적 표면의 곡률의 부호를 결정한다. 만일 ''k''=1이면, 곡률은 양수이고 또한 우주는 한 유한 부피를 갖는다. ''R''=0일 때 한 무한하면서 무한히 고밀도인 우주가 한 순간에 생성될 수 있다는 것은 반직관적으로 보일 수 있지만, 그러나 ''k''가 비양수이고 우주 원리가 만족될 때 그것은 수학적으로 예측된다. 비유로서, 한 무한 평면은 영인 곡률이지만 무한한 면적을 갖으며, 반면에 한 무한 원통은 한 방향으로 유한하고 한 원환체는 양쪽 모두에서 유한하다. 어떤 원환체인 우주는 주기적 경계 해들(periodic boundary solutions)이 있는 한 일반 우주처럼 거동할 수 있다.

우주의 궁극적인 운명은 곡률 지수 ''k''와 우주 상수 ''Λ''에 결정적으로 의존하기 때문에 아직 알려지지 않았다. 만일 우주가 충분히 고밀도였다면, ''k''는 +1과 같을 것인데, 이것은 전체적 평균 곡률이 양수이고 또한 우주가 결국 대함몰로 다시 축소될 것을 의미하며,

### 다중 우주 가설들
일부 사변적 이론들은 우리 우주가 단절된 우주들의 한 집합 중 하나일 뿐이며, 집합적으로 다중 우주로 표시되며, 우주에 대한 보다 제한된 정의에 도전하거나 강화한다고 제안했다. 과학적 다중 우주 모형들은 의식의 대체 평면들(alternate planes of consciousness) 및 시뮬레이션된 현실(simulated reality과 같은 개념들과는 다르다.

맥스 테그마크 다른 하나는 양자역학의 다세계 해석에서 비롯된 다중 우주이다. 이 해석에서, 평행 세계들은, 파동 함수의 분리된 세계들에서 실현되는 모든 상태들과 더불어, 양자 중첩 및 양자 결어긋남과 유사한 방식으로 생성된다. 효과적으로, 다세계 해석에서 다중 우주는 한 보편적 파동 함수(universal wavefunction)로 진화한다. 만일 우리의 다중 우주를 만든 대폭발(빅뱅)이 다중 우주들의 한 앙상블을 만들었다면, 앙상블의 파동 함수는 이런 의미에서 얽혀있을 것이다.)

테그마크의 계획에서 가장 적게 논란이 많지만, 여전히 논쟁의 여지가 많은 다중 우주의 범주는 레벨 I이다. 이 레벨의 다중 우주는 "우리 자신의 우주에서" 먼 시공간 사건들로써 구성된다. 테그마크와 다른 사람들은 추가로, 한 동일한 허블 부피의 존재를 과학적으로 증명하는 것은 불가능할 것이다.

각각은 존재하지만 서로 상호 작용할 수 없는, 단절된 시공간들을 생각할 수 있다.

## 역사적 개념들
역사적으로, 우주-코스모스(우주론)와 그 기원(우주기원론)에 대한 많은 아이디어들이 있었다. 물리 법칙들에 의해 지배되는 비인격적 우주에 대한 이론들은 그리스인들과 인도인들에 의해 처음 제안되었다. 고대 중국 철학은 모든 공간과 모든 시간을 포함하는 우주의 개념을 포괄했다.

### 신화들
많은 문화권에는 세계와 우주의 기원을 설명하는 이야기들이 있다. 문화들은 일반적으로 이러한 이야기들을 어느 정도 진실아 있는 것으로 간주한다. 이러한 이야기는 그렇지만 한 초자연적 기원을 믿는 사람들 사이에 어떻게 적용되는지에 대해서는, 지금 있는 그대로 우주를 직접 창조하는 어떤 신부터 단지 "굴러가는 바퀴들"을 세팅하는 어떤 신에 이르기까지(예를 들면 대폭발과 진화같은 매커니즘들을 통해), 많은 상이한 믿음들이 있다.

신화들을 연구하는 민족학자들과 인류학자들은 창조 이야기들에 등장하는 다양한 주제에 대해 다양한 분류 체계들을 개발했다. 또는 도의 음양에서와 같이, 우주는 기본 원리들로부터 비롯된다.

### 철학적 모형들
소크라테스-이전 그리스 철학자들과 인도 철학자들은 우주에 대한 가장 초기의 철학적 개념들의 일부를 발전시켰다.

헤라클레이토스는 영원한 변화를 주장했지만, 영원하고 불변하는 시간의 순환들과 달리, 그는 세계가 천구들에 의하여 경계가 정해져 있으며 또한 누적된 별들의 크기는 단지 유한하게 증식할 뿐이라고 믿었다.

바이셰시카 학파의 창시자인 인도 철학자 카나다Will Durant, ''Our Oriental Heritage'':
"힌두 사상의 두 가지 체계는 물리적 이론이 그리스와 유사하다고 제안한다. 바이셰시카 철학의 창시자인 카나다는 세계가 다양한 요소만큼이나 많은 종류의 원자로 구성되어 있다고 주장했다. 자이나교는 가르침을 통해 데모크리토스에 더욱 근사했다. 카나다는 빛과 열이 같은 물질의 변종이라고 믿었고, 우다야나Stcherbatsky, F. Th. , ''Buddhist Logic'', Volume 1, p. 19, Dover, New York:
"불교도들은 본질적인 물질의 존재를 완전히 부인했다. 움직임은 순간의 그들에게 구성되어 있다. 그것은 스타카토(staccato) 움직임이며, 에너지의 흐름의 순간적인 섬광이다... "모든 것이 덧없다"고... 불교도는 말한다. 왜냐하면 아무것도 없기 때문이다... 두 체계 삼키아와 후기 인도불교] 존재 분석을 절대적 속성으로 상상되는 가장 세세하고 마지막 요소, 즉 오직 하나의 고유한 속성만을 지닌 사물까지 밀어붙이는 경향을 공유한다. 그것들은 경험적 사물을 구성하는 일종의 원자 또는 원자 내부 에너지인 절대적 성질이라는 의미에서 두 체계 모두에서 "본질

시간 유한주의의 관념은 세 가지의 아브라함 종교들이 공유하는 창조의 교리에 의해서 영감을 얻었다: 유대교, 기독교, 이슬람교. 기독교 철학자 존 필로포누스 (Saadia ben Joseph); 그리고 이슬람 신학자 가잘리(Algazel) 등에 의해 사용되었다.

범신론은 우주 자체가 신성과 한 최고의 존재 또는 실체와 동일하다는 철학적 종교적 신념이다. 물리적 우주는 따라서 모든 것을 포괄하고 내재하는 신으로서 이해된다. '범신론자'라는 용어는 모든 것이 단일성을 구성하고 또한 이 단일성이, 모든 것을 포괄하고 현현하는 어떤 신 또는 여신으로 구성되어, 신성하다는 것을 둘 다를 주장하는 사람을 가리킨다. 범신론적 개념은 수천 년 전으로 거슬러 올라가며, 또한 다양한 종교 전통들에서 범신론적 요소가 확인되었다.

### 천문학적 개념들
아리스타르코스에 의한 왼쪽에서 오른쪽으로 태양, 지구, 달의 상대적 크기들에 대한 기원전 3세기 계산들, 한 기원후 10세기 그리스 사본으로부터]]
식별 가능한 현대 천문학의 선조들에 대한 최초의 기록들은 기원전 약 3000년에서 1200년 사이에 고대 이집트와 메소포타미아에서 나왔다. 또한 이것은 아낙시만드로스와 밀레토스의 헤카타이오스와 같은 초기 그리스 지도들의 전제를 형성한다.

후기 그리스 철학자들은, 천체의 움직임들을 관찰하면서, 경험적 증거에 더 깊이 기반을 둔 우주 모형들을 개발하는 데 관심을 가졌다. 첫 번째 일관된 모형은 하늘의 움직임들이 원형이어야 한다는 플라톤의 생각을 따랐던 플라톤의 학생인 크니도스의 에우독소스에 의해 제안되었다. 행성 운동들의 알려진 복잡성, 특히 역행 운동을 설명하기 위해서, 에우독소스의 모형은 27개의 다른 천체 구들(celestial spheres)을 포함했다: 육안으로 볼 수 있는 각 행성들에 대해 4개, 태양과 달에 대해 각각 3개, 항성들에 대해 1개이다. 이들 모든 구체들은 지구를 중심으로 하였고, 이것은 그것들이 영원히 회전하는 동안 움직이지 않았다. 아리스토텔레스는 이 모델을 정교화해서, 행성 운동의 더 자세한 사항을 설명하기 위해서 구체의 수를 55개로 늘렸다. 아리스토텔레스에게는, 정상적인 물질은 전적으로 지상의 구체에 포함되어 있으며, 또한 그것은 천상의 물질과는 근본적으로 다른 규칙들을 따랐다.

아리스토텔레스-이후의 논문 데 문도(De Mundo)(저자 및 날짜가 불확실한)는 "다섯 개의 지역에 있는 구체에 위치한 다섯 개의 원소들은 각각의 경우에 더 작은 것이 더 큰 것―즉, 물로 둘러싸인 땅, 공기로 둘러싸인 물, 불로 둘러싸인 공기, 그리고 에테르로 둘러싸인 불―에 의하여 둘러싸여 전체 우주를 구성하고 있다"고 언급했다.

이 모형은 또한 칼리푸스에 의해 개선되고 또한 동심 구체들이 포기된 후에, 그것은 프톨레마이오스의 천문 관측과 거의 완벽하게 일치하게 되었다.

그리스의 천문학자 사모스의 아리스타르코스는 태양중심적 우주 모형을 제안한 최초의 알려진 개인이다. 원본 텍스트는 손실되었지만, 아르키메데스의 책 모래알을 세는 사람의 한 언급은 아리스타르코스의 태양중심 모형을 묘사한다. 아르키메데스가 쓰기를:

아리스타코스는 따라서 별들이 아주 멀리 있다고 믿었고, 또한 이것이 연주 시차가 관찰되지 않은 이유, 즉, 지구가 태양 주위를 이동할 때 별들이 서로 상대적으로 움직이는 것이 관찰되지 않은 이유라고 보았다. 별들은 사실 고대에 일반적으로 추정된 거리보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있어서, 이것이 연주 시차는 오직 정밀 기기들로만 탐지할 수 있었던 이유이다. 행성 시차와 일치하는 지구 중심 모형은 평행 현상인 연주 시차의 관측 불가능성에 대한 설명으로 가정되었다.

아리스타르코스의 태양중심 모형을 지지한 이름으로 알려진 고대의 유일한 천문학자는 아리스타르코스 이후 한 세기 동안 살았던 헬레니즘 천문학자인 셀레우키아의 셀레우코스(Seleucus of Seleucia)였다.

아리스토텔레스 모형은, 만일 지구가 그 축을 중심으로 회전하고 또한 만일 [태양]]이 우주의 중심에 위치하면 천문학적 데이터가 더 그럴듯하게 설명될 수 있다는 아리스타르코스의 관점을 코페르니쿠스가 되살리기 전까지, 대략 2천년 동안 서구 세계에서 받아들여졌다.

코페르니쿠스 자신이 주목했듯이, 지구가 자전한다는 관념은 매우 오래된 것으로, 최소한 필롤라오스(c. 450 BC), 헤라클레이데스 폰티쿠스로 거슬러 올라간다. 코페르니쿠스보다 대략 1세기 전에, 기독교 학자인 니콜라우스 쿠자누스도 그의 책, 학습된 무지에 대하여(On Learned Ignorance)(1440)에서 지구가 그 축을 중심으로 회전한다고 제안했다.

이 우주론은 아이작 뉴턴, 크리스티안 후이겐스 및 이후의 과학자들에 의해 받아들여졌다.(1744)

18세기 동안, 임마누엘 칸트는 성운들이 은하수와 분리된 전체 은하들일 수 있다고 추측했으며, 1850년에, 알렉산더 폰 훔볼트는 이러한 분리된 은하들을 ''Weltinseln'' 또는 "세계 섬들"인 한 용어로 불렀으며, 이것은 나중에 "섬 우주"으로 발전했다.

현대 물리 우주론의 시대는 1917년에 시작되었으며, 이때에 알베르트 아인슈타인은 우주의 구조와 역학을 모형화하기 위해 처음으로 일반 상대성이론을 적용했다. 이 시대의 발견들과, 또한 답이 없는 질문들은, 위 절들에 요약되어 있다.