**물리 우주론**은 우주론 모형의 연구와 관련된 우주론의 한 분야이다. **우주론적 모형** 또는 간단히 **우주론**은 우주의 가장 큰 규모의 구조와 역학에 대한 설명을 제공하고 우주의 기원, 구조, 진화 및 궁극적인 운명에 대한 근본적인 질문에 대한 연구를 가능하게 한다. 과학으로서의 우주론은 천체가 지구와 동일한 물리 법칙을 따른다는 코페르니쿠스 원리와 이러한 물리 법칙을 최초로 이해할 수 있게 한 뉴턴 역학에서 출발했다.

현재 이해되고 있는 물리 우주론은 1915년 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론의 발전과 함께 시작되었으며 1920년대에 주요 관측 발견이 이루어졌으니: 첫째, 에드윈 허블은 우주가 우리은하 너머에 있는 엄청난 수의 외부 은하들을 포함하고 있음을 발견했고; 다음 베스토 슬라이퍼와 다른 사람들의 연구는 우주가 팽창하고 있음을 보여주었다. 이러한 발전은 우주의 기원에 대한 추측을 가능하게 했고 조르주 르메트르가 우주론을 주도하는 모형으로 대폭발(빅뱅) 이론을 확립할 수 있게 해주었다. 소수의 연구자들은 여전히 소수의 대안적 우주론들을 지지하지만; 대부분의 우주론자들은 대폭발 이론이 관측을 가장 잘 설명한다는 데 동의한다.

1990년대 이후 우주 마이크로파 배경, 원거리 초신성들 및 은하 적색편이 탐사(redshift survey)를 포함한 관측 우주론의 극적인 발전은 우주론의 표준 모형 개발로 이어졌다. 이 모형은 우주에 현재 그 성질이 잘 알려져 있지 않은 많은 양의 암흑 물질과 암흑 에너지를 포함할 것을 요구하지만, 이 모형은 많은 다양한 관측과 매우 잘 일치하는 상세한 예측을 제공한다.

우주론은 이론 물리학과 응용 물리학에서 서로 다른 많은 연구 분야의 작업에 크게 의존한다. 우주론과 관련된 영역에는 입자 물리학 실험 및 이론, 이론적 및 관측적 천체 물리학, 일반 상대성이론, 양자 역학 및 플라스마 물리학이 포함된다.

## 주제 역사
현대 우주론은 이론과 관찰의 나란한 트랙을 따라서 발전했다. 1916년 알베르트 아인슈타인은 중력에 대한 통일된 설명을 공간과 시간의 기하학적 속성으로서 제공하는 일반 상대성이론을 발표했다. 그의 방정식은 팽창하거나 수축할 수 있고, 그 기하학이 열렸거나, 평평하거나 또는 닫혀있을 수 있는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 우주를 설명한다.

1910년대에 베스토 슬라이퍼(그리고 나중에 칼 빌헬름 비츠)는 나선 성운의 적색편이를 지구에서 멀어지고 있음을 나타내는 도플러 효과로 해석했다. 이 사실은 이제 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있지만, 허블이 발견한 후퇴 속도와 거리와 관련하여 발견한 수치적 요인은 세페이드 변광성의 유형에 대해 알지 못했기 때문에 10배 차이가 났다.

우주론 원리를 감안할 때, 허블-르메트르 법칙은 우주가 팽창하고 있다고 제안했다. 확장에 대해 두 가지 주요 설명이 제안되었다. 하나는 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론이다. 다른 설명은 은하가 서로 멀어짐에 따라 새로운 물질이 생성된다는 프레드 호일의 정상 상태 모형이었다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다.

수년 동안 이러한 이론에 대한 지지는 균등하게 나뉜다. 그러나 관측 증거는 우주가 뜨겁고 조밀한 상태에서 진화했다는 생각을 뒷받침하기 시작했다. 1965년 우주 마이크로파 배경의 발견은 대폭발(빅뱅) 모형을 강력하게 지지했으며, 1990년대 초 우주배경 탐사선이 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 측정한 이후로, 우주론에 대한 다른 이론을 진지하게 제안한 우주론자는 거의 없었다. 우주의 기원과 진화. 이것의 한 결과는 표준 일반 상대성이론에서 우주는 1960년대에 로저 펜로즈와 스티븐 호킹에 의해 증명된 것처럼 특이점으로 시작되었다는 것이다.

우주에는 시작도 특이점도 없으며 우주의 나이는 무한하다는 대폭발(빅뱅) 모형을 확장하는 한 대안적 견해가 제시되었다.

## 우주의 에너지
가장 가벼운 화학 원소, 주로 수소와 헬륨은 핵합성 과정을 통해 대폭발 동안 생성되었다. 일련의 항성 핵합성 반응에서 더 작은 원자핵이 더 큰 원자핵으로 결합되어 궁극적으로 가장 높은 핵 결합 에너지(binding energy)를 갖는 철 및 니켈과 같은 안정한 철족(iron group) 원소를 형성한다. 이러한 핵 입자의 반응은 신성과 같은 격변변광성에서 '갑작스러운 에너지 방출'을 유발할 수 있다. 블랙홀로 물질의 중력 붕괴는 또한 '퀘이사'와 '활동 은하'를 형성하는 은하의 핵 영역에서 일반적으로 볼 수 있는 가장 에너지가 넘치는 과정에 동력을 제공한다.

우주론자들은 우주의 가속 팽창과 관련된 현상과 같은 모든 우주 현상을 기존의 에너지 형태로 정확하게 설명할 수 없다. 대신에 우주론자들은 모든 공간에 스며드는 암흑 에너지라는 새로운 형태의 에너지를 제안한다.

가장 널리 받아들여지는 중력 이론인 일반 상대성이론을 사용하여 우주의 총 에너지를 정의하는 명확한 방법은 없다. 따라서 팽창하는 우주에서 전체 에너지가 보존되는지 여부는 여전히 논란의 여지가 있다. 예를 들어, 은하계 공간을 여행하는 각 광자는 적색편이 효과로 인해 에너지를 잃는다. 이 에너지는 분명히 다른 시스템으로 전달되지 않으므로 영구적으로 손실되는 것 같다. 반면에 일부 우주론자들은 에너지가 어떤 의미에서 보존된다고 주장한다. 이것은 에너지 보존 법칙을 따른다.

다른 형태의 에너지가 우주를 지배할 수 있다. 즉, 복사라고 하는 상대론적 입자(relativistic particle) 또는 물질이라고 하는 비상대론적 입자이다. 상대론적 입자는 정지 질량이 운동 에너지에 비해 영이거나 무시할 수 있는 입자이므로 빛의 속도로 이동하거나 빛에 매우 가깝다. 비 상대론적 입자는 에너지보다 훨씬 더 높은 정지 질량을 가지므로 빛의 속도보다 훨씬 느리게 움직인다.

우주가 팽창함에 따라 물질과 복사는 모두 희석된다. 그러나 복사와 물질의 에너지 밀도는 다른 비율로 희석된다. 특정 부피가 팽창함에 따라 질량-에너지 밀도는 부피의 증가에 의해서만 변경되지만 복사의 에너지 밀도는 부피의 증가와 그것을 구성하는 광자의 파장의 증가에 의해 모두 변경된다. 따라서 복사 에너지는 팽창함에 따라 물질의 에너지보다 우주 전체 에너지의 더 작은 부분이 된다. 아주 초기의 우주는 '복사 지배적'이었고 복사는 팽창의 감속을 통제했다고 한다. 나중에 광자당 평균 에너지가 약 10eV 이하가 되면서 물질이 감속도를 결정하고 우주는 '물질 지배'라고 한다. 중간 사례는 분석적으로(analytically) 잘 처리되지는 않는다. 우주의 팽창이 계속될수록 물질은 더욱 희석되고 우주상수는 지배적이 되어 우주의 팽창은 가속된다.

## 우주의 역사
우주의 역사는 우주론의 중심 문제이다. 우주의 역사는 각 시대의 지배적인 힘과 과정에 따라 시대들(epochs)이라고 불리는 여러 시기로 나뉜다. 표준 우주론 모형은 ΛCDM 모형으로 알려져 있다.

### 운동 방정식
표준 우주론 모형 내에서 전체 우주를 지배하는 운동 방정식은 작은 양의 우주상수를 갖는 일반 상대성이론에서 파생된다.

### 우주론의 입자 물리학
우주의 초기 순간에는 평균 에너지 밀도가 매우 높아 입자 물리학에 대한 지식이 이 환경을 이해하는 데 매우 중요했다. 따라서 불안정한 소립자의 산란과정과 붕괴는 이 시기의 우주론적 모형에 중요하다.

경험에 따르면 산란 또는 붕괴 과정은 그 과정을 설명하는 시간 규모가 우주 팽창의 시간 규모보다 작거나 이에 필적하는 경우 특정 시대에 우주론적으로 중요하다. 우주의 팽창을 설명하는 시간 척도는 은 각 시점에서 우주의 나이와 거의 같다.

### 대폭발(빅뱅)의 연대기
관측에 따르면 우주는 약 138억 년 전에 시작되었다고 한다. 그 이후로 우주의 진화는 세 단계를 거쳤다. 아직 잘 이해되지 않는 초기 우주는 우주가 너무 뜨거워서 입자들이 현재 지구의 입자 가속기에서 접근할 수 있는 것보다 더 높은 에너지를 가졌던 아주 짧은 순간이었다. 따라서 이 시대의 기본 기능은 대폭발(빅뱅) 이론에서 해결되었지만 세부 사항은 대부분 교육받은 추측에 기반을 두고 있다. 이에 따라 초기 우주에서는 알려진 고에너지 물리학에 따라 우주의 진화가 진행되었다. 이것은 첫 번째 양성자, 전자 및 중성자가 형성된 다음 핵, 마지막으로 원자가 형성될 때이다. 중성 수소가 형성되면서 우주 마이크로파 배경이 방출되었다. 마지막으로, 물질이 첫 번째 항성과 퀘이사로 모여들기 시작하면서 궁극적으로 은하, 은하단과 초은하단이 형성되면서 구조 형성의 시대가 시작되었다. 우주의 미래는 아직 확실하게 알려지지 않았지만 ΛCDM 모형에 따르면 우주는 계속해서 영원히 확장될 것이다.

## 연구 분야
아래에서는 우주론에서 가장 활발한 연구 영역 중 일부가 대략적인 시간 순서대로 설명되어 있다. 여기에는 대폭발의 연대표에 나와 있는 대폭발 우주론이 모두 포함되지는 않는다.

### 극초기의 우주
초기의 뜨거운 우주는 대략 10초 이후의 대폭발에 의해 잘 설명되는 것처럼 보이지만 몇 가지 문제들이 있다. 하나는 현재의 입자 물리학을 사용하여 우주가 평평하고 균진하며 등방성이어야 하는 설득력 있는 이유가 없다는 것이다('우주론 원리' 참조). 더욱이 입자 물리학의 대통일 이론은 우주에 발견되지 않은 자기 홀극이 있어야 한다고 제안한다. 이러한 문제는 우주 급팽창의 짧은 기간에 의해 해결되며, 이는 우주를 평평하게 만들고, 비등방성과 불균일성을 관측된 수준으로 매끄럽게 하며, 홀극을 지수함수적으로 희석시킨다.

우주론의 또 다른 주요 문제는 우주가 반물질보다 훨씬 더 많은 물질을 포함하게 만든 원인이다. 우주론자들은 관찰을 통해 우주가 물질과 반물질의 영역으로 나뉘지 않는다는 것을 추론할 수 있다. 만약 그렇다면, 쌍소멸의 결과로 생성된 X선과 감마선이 있을 것이지만 이것은 관찰되지 않는다. 따라서 초기 우주의 어떤 과정은 반물질에 비해 약간의 과잉 물질을 생성했음에 틀림없으며, 이 (현재는 이해되지 않은) 과정을 '중입자 생성'이라고 한다. 중입자 형성에 필요한 세 가지 조건은 1967년 안드레이 사하로프에 의해 도출되었으며, 물질과 반물질 사이에 CP 대칭이라고 하는 입자 물리학 대칭의 위반이 필요하다.

압력 생성과 우주 팽창의 문제는 모두 입자 물리학과 매우 밀접한 관련이 있으며, 그 해결 방법은 우주 관측을 통해서 보다는 고에너지 이론과 실험에서 나올 수도 있다.

### 대폭발(빅뱅) 이론
대폭발(빅뱅) 핵합성은 초기 우주의 원소 형성 이론이다. 우주의 나이가 약 3분이었고 온도가 핵융합이 일어날 수 있는 온도 이하로 떨어졌을 때 끝이 났다. 대폭발 핵합성은 작동할 수 있는 짧은 기간이 있었기 때문에 가장 가벼운 요소만 생성되었다. 수소 이온(양성자)에서 시작하여 주로 중수소, 헬륨-4 및 리튬을 생성했다. 다른 원소는 미량으로만 생산되었다. 핵합성의 기본 이론은 1948년 조지 가모프, 랠프 애셔 앨퍼, 로버트 허먼에 의해 개발되었다.

#### 대폭발(빅뱅) 우주론의 표준 모형
**ΛCDM 모형(람다 차가운 암흑 물질 모형)**은 우주에 암흑 에너지와 관련된 람다(그리스어 **Λ**)로 표시되는 우주상수와 차가운 암흑물질(약칭 **CDM**)이 포함된 대폭발(빅뱅) 우주론 모델의 매개변수화이다. 대폭발 우주론의 **표준 모형**으로 자주 언급된다.

### 우주 마이크로파 배경
우주 마이크로파 배경은 중성 원자가 처음 형성되었을 때 재결합의 시대 이후 분리로 인해 남은 복사이다. 이 시점에서 대폭발에서 생성된 복사는 전하를 띤 이온으로부터의 톰슨 산란(Thomson scattering)을 막았다. 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 1965년에 처음 관찰한 복사는 완벽한 열 흑체 스펙트럼을 가지고 있었다. 그것은 오늘날 2.7 켈빈의 온도를 가지고 있으며 10분의 일의 부분으로 등방성이다. 초기 우주에서 약간의 불균일성의 진화를 설명하는 우주적 섭동 이론은 우주론자들이 복사의 각 파워 스펙트럼(power spectrum)을 정확하게 계산할 수 있게 해주었다. 최근 위성 실험(COBE 및 WMAP)

QUIET 및 아타카마 우주망원경(Atacama Cosmology Telescope)과 같은 새로운 실험은 우주 마이크로파 배경의 편광을 측정하려고 시도하고 있다.

2014년 3월 17일 BICEP2 협력의 천문학자들은 팽창 이론에 의해 빅뱅의 초기 단계에서 발생할 것으로 예측되는 원시 중력파의 증거로 간주되는 CMB의 B-모드(B-mode) 편광의 명백한 탐지를 발표했다.

### 거대구조의 형성과 진화
가장 크고 가장 오래된 구조의 형성과 진화를 이해하는 것은 우주론에서 가장 큰 노력 중 하나이다. 우주론자들은 초은하단과 같은 가장 큰 물체가 여전히 조립되는 동안 작은 물체가 먼저 형성되는 구조가 아래에서 위로 형성되는 계층적 구조 형성 모델을 연구한다.

구조 형성을 이해하기 위한 또 다른 도구는 시뮬레이션으로 우주론자들이 은하 필라멘트, 초은하단 및 거시공동으로 뭉쳐지는 우주 물질의 중력 응집을 연구하는 데 사용한다. 대부분의 시뮬레이션에는 중입자가 아닌 차가운 암흑물질만 포함되어 있으며, 이는 우주에 보이는 중입자 물질보다 암흑물질이 훨씬 더 많기 때문에 우주를 가장 큰 규모로 이해하는 데 충분하다. 보다 발전된 시뮬레이션은 중입자를 포함하고 개별 은하의 형성을 연구하기 시작했다. 우주론자들은 은하 측량에 동의하는지 확인하고 불일치를 이해하기 위해 이러한 시뮬레이션을 연구한다.

먼 우주의 물질 분포를 측정하고 재이온화를 조사하기 위한 다른 보완적인 관측은 다음과 같다.

이것들은 우주론자들이 우주에서 구조가 언제 어떻게 형성되었는지에 대한 문제를 해결하는 데 도움이 될 것이다.

### 암흑 물질
대폭발 핵합성, 우주 마이크로파 배경, 구조 형성 및 은하 회전 곡선의 증거는 우주 질량의 약 23%가 비중입자 암흑 물질로 구성되어 있는 반면, 4%만이 가시 중입자 물질로 구성되어 있음을 시사한다. 암흑 물질의 중력 효과는 은하 주위에 헤일로를 형성하는 차갑고 비방사선 유체처럼 행동하기 때문에 잘 알려져 있다. 암흑 물질은 실험실에서 발견된 적이 없으며 암흑 물질의 입자 물리학 특성은 완전히 알려지지 않은 상태로 남아 있다. 관측 제약 없이 안정한 초대칭 입자, 약하게 상호작용하는 무거운 입자, 중력적으로 상호 작용하는 무거운 입자(gravitationally-interacting massive particles), 액시온 및 거대하고 조밀한 헤일로 물체(Massive compact halo object)와 같은 많은 후보가 있다. 암흑 물질 가설에 대한 대안으로는 작은 가속도에서 중력의 수정(수정 뉴턴 역학(MOND)) 또는 브레인 우주론(brane cosmology)로부터의 효과가 있다. 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS)은 중력 렌즈 효과를 설명할 수 있는 MOND의 버전이다.

### 암흑 에너지
우주가 평평하다면 우주 에너지 밀도의 73%(23%의 암흑물질과 4%의 중입자 외에)를 구성하는 추가 구성 요소가 있어야 한다. 이것을 암흑 에너지라고 한다. 대폭발 핵합성과 우주 마이크로파 배경을 방해하지 않기 위해서는 주입자와 암흑물질과 같은 헤일로에 무리를 주어서는 안된다. 우주의 전체 에너지 밀도는 우주의 평탄도에 대한 제약을 통해 알려져 있기 때문에 암흑 에너지에 대한 강력한 관측 증거가 있지만 군집 물질의 양은 엄격하게 측정되며 이보다 훨씬 적다. 암흑 에너지의 경우는 1999년에 더욱 강화되었는데, 그 때 측정 결과 우주의 팽창이 점진적으로 가속화되기 시작했음이 입증되었다.

밀도와 군집화 특성을 제외하고는 암흑 에너지에 대해 알려진 것이 없다. '양자장 이론'은 암흑 에너지와 매우 흡사하지만 관측된 것보다 120 자릿수 더 큰 우주상수(CC)를 예측한다. 예를 들어, 약한 인류 원칙만으로는 다음에서의 차이를 구별하지 못하니:

암흑 에너지에 대한 다른 가능한 설명은 퀸트에센스을 포함한다. 이 모형들이 설명하는 암흑 에너지의 우주론에 대한 영향은 이론에 따라 달라지는 암흑 에너지의 상태 방정식에 의해 주어진다. 암흑 에너지의 본질은 우주론에서 가장 어려운 문제 중 하나이다.

암흑 에너지에 대한 더 나은 이해는 우주의 종말의 문제를 해결할 가능성이 높다. 현재의 우주론적 시대에는 암흑 에너지에 의한 가속 팽창이 초은하단보다 큰 구조가 형성되는 것을 막고 있다. 가속이 무한정 계속될 것인지, 아마도 빅 립까지 증가할 것인지, 아니면 결국 역전되어 열죽음으로 이어질 것인지 또는 다른 시나리오를 따를 것인지는 알 수 없다.

### 중력파
중력파는 빛의 속도로 파동으로 전파되는 시공간 곡률의 잔물결이며, 근원에서 바깥쪽으로 전파되는 특정 중력 상호 작용에서 생성된다. 중력파 천문학(gravitational-wave astronomy)은 중력파를 사용하여 백색 왜성, 중성자별 및 블랙홀로 구성된 쌍성계; 그리고 초신성들과 같은 사건과 대폭발 직후 초기 우주의 형성과 같은 감지 가능한 중력파 소스에 대한 관측 데이터를 수집하는 것을 목표로 하는 관측 천문학의 새로운 분야이다.

2016년 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO) 과학 협동 및 버고 (Virgo) 합동 팀은 진보된 LIGO 검출기를 사용하여 한 쌍 블랙홀 (binary black hole)의 별의 충돌(stellar collision)에서 발생하는 최초로 중력파 관측을 했다고 발표했다.

### 기타 탐구 영역
우주론자들은 또한 다음을 연구한다: