user: 물리 우주론의 연구 분야에 대해 설명해 줘.

gpt: 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. 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  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 이론
대폭발 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 이온에서 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 우주론의 표준 모형
**ΛCDM 모형**은 우주에 암흑 에너지와 관련된 람다로 표시되는 우주상수와 차가운 암흑물질이 포함된 대폭발 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 산란을 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 스펙트럼을 정확하게 계산할 수 있게 해주었다. 최근 위성 실험

QUIET 및 아타카마 우주망원경과 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 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, 액시온 및 거대하고 조밀한 헤일로 물체와 같은 많은 후보가 있다. 암흑 물질 가설에 대한 대안으로는 작은 가속도에서 중력의 수정) 또는 브레인 우주론로부터의 효과가 있다. 텐서-벡터-스칼라 중력은 중력 렌즈 효과를 설명할 수 있는 MOND의 버전이다.

## 암흑 에너지
우주가 평평하다면 우주 에너지 밀도의 73%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 우주상수를 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 천문학은 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 과학 협동 및 버고  합동 팀은 진보된 LIGO 검출기를 사용하여 한 쌍 블랙홀 의 별의 충돌에서 발생하는 최초로 중력파 관측을 했다고 발표했다.

## 기타 탐구 영역
우주론자들은 또한 다음을 연구한다: