우주

우주(宇宙 라틴어: universus)는 공간과 시간 그리고 행성, 항성, 은하 및 다른 모든 형태의 물질과 에너지를 포함하는 내용들의 모든 것이다. 대폭발 이론(Big Bang theory)은 우주의 발전에 대해 지배적인 우주론적 기술이다. 이 이론에 따르면 우주의 공간과 시간은 137.87 ± 0.20억 년 전에 함께 나타났고 대폭발 이후 우주는 계속 팽창하고 있다. 우주 전체의 공간 크기는 알려져 있지 않지만, 관측 가능한 우주의 크기를 측정할 수 있는데, 이 크기는 현재 약 930억 광년 정도이다.

우주의 초기 우주론적 모형은 고대 그리스와 인도 철학자들에 의해 개발되었으며 지구를 중심에 두는 지구중심적이었다. 수세기에 걸쳐, 보다 정확한 천문 관측은 니콜라우스 코페르니쿠스가 태양이 태양계의 중심에 있는 태양중심적 모형을 개발하도록 이끌었다. 만유인력의 법칙을 개발하면서 아이작 뉴턴은 코페르니쿠스의 연구뿐만 아니라 요하네스 케플러의 행성운동법칙과 티코 브라헤의 관측을 기반으로 했다.

추가적인 관측 개선으로 인해 태양은 우리 은하에 있는 수천억 개의 별 중 하나이며, 우주에서 수천억 개의 은하 중 하나라는 라는 사실이 밝혀졌다. 은하의 많은 별들은 외계 행성을 가지고 있다. 가장 큰 규모에서 은하는 모든 방향으로 균일하게 분포되어 있으며, 이는 우주가 가장자리도 중심도 없다는 것을 의미한다. 더 작은 규모에서 은하는 거대한 필라멘트와 거시공동을 형성하는 은하단과 초은하단으로 분산되어 거대한 거품 같은 구조를 형성한다. 20세기 초의 발견들은 우주에 시작이 있었고 그 이후로 우주가 점점 더 빠르게 팽창해 왔음을 시사했다.

대폭발 이론에 따르면, 처음에 존재하는 에너지와 물질은 우주가 팽창함에 따라 밀도가 낮아졌다. 10-32초 정도의 급팽창 시대라고 불리는 초기 가속 팽창과 알려진 네 가지 기본 힘의 분리 이후, 우주는 점차 냉각되고 계속 팽창하여 최초의 아원자 입자와 단순한 원자들이 형성될 수 있게 되었다. 암흑물질이 점차 모여 중력의 영향을 받아 필라멘트와 거시공동의 거품-같은 구조를 형성했다. 수소와 헬륨으로 이루어진 거대한 구름은 점차 암흑 물질이 가장 밀도가 높은 곳으로 끌려가면서, 오늘날 볼 수 있는 최초의 은하, 별, 그리고 다른 모든 것을 형성했다.

은하의 운동을 연구한 결과, 우주에는 보이는 물체가 설명하는 것보다 훨씬 더 많은 물질이 포함되어 있다는 것이 발견되었다. 별, 은하, 성운 및 성간 가스. 이 보이지 않는 물질을 암흑물질이라고 한다. ('암흑'은 그것이 존재한다는 강력한 정황증거가 광범위하게 존재한다는 것을 의미하지만, 우리는 아직 그것을 직접적으로 발견하지 못했다.) ΛCDM 모형은 가장 널리 받아들여지는 우주의 모형이다. 그것은 우주의 질량과 에너지의 약 69.2% ± 1.2%[2015]가 우주상수(또는 ΛCDM의 확장에서의 스칼라장과 같은 다른 형태의 암흑 에너지)가 우주 팽창을 일으키는 원인임을 시사하며, 또한 약 25.8% ± 1.1%[2015]는 암흑물질이다. 따라서 일반('중입자') 물질은 물리적 우주의 4.84% ± 0.1%[2015]에 불과하다. 항서야, 행성 및 가시 가스 구름은 일반 물질의 약 6%만 형성한다.

우주의 종말과 대폭발 이전에 무엇이 있었는지에 대한 많은 경쟁적인 가설들이 있는 반면, 다른 물리학자들과 철학자들은 이전 상태에 대한 정보에 접근할 수 있을지 의심하며 추측하기를 거부한다. 몇몇 물리학자들은 우리의 우주가 비슷한 존재인 많은 우주들 중 하나일 수 있다는 다양한 다중 우주론을 제안했다.

정의 

물리적 우주는 모든 공간과 시간(총칭하여 시공간이라고 함)과 그 내용으로 정의된다. 이러한 내용은 전자기복사 및 물질, 따라서 행성, 위성, 항성, 은하 및 은하간 공간(intergalactic space)의 내용을 포함하여 다양한 형태의 모든 에너지를 포함한다. 우주는 또한 보존 법칙, 고전 역학, 상대성 이론과 같이 에너지와 물질에 영향을 미치는 물리 법칙을 포함한다.

우주는 종종 "존재의 총체" 또는 존재하는 전부, 존재한 모든 것, 그리고 존재할 모든 것으로 정의된다. 사실, 일부 철학자와 과학자는 우주의 정의에 수학과 논리와 같은 추상적인 개념과 아이디어를 포함하는 것을 지지한다. '우주universe'라는 단어는 '우주cosmos', '세계' 및 '자연'과 같은 개념들을 참조할 수도 있다.
또는 용량이 아주큰 컴퓨터로 지적 문명이
만든 시뮬레이션 세계

어원 
'우주(universe)'라는 단어는 고대 프랑스어 univers에서 파생되었으며, 이는 차례로 라틴어 universum에서 파생되었다. 라틴어 단어는 카케로와 이후의 라틴어 작가들이 현대 영어 단어와 동일한 의미로 사용했다.

동의어 
피타고라스 이후 고대 그리스 철학자들 사이에서 우주에 대한 용어는 모든 물질과 모든 공간으로 정의된 τὸ πᾶν(tò pân) '모든 것'과 τὸ ὅλον(tò hólon) '모든 것'으로, 반드시 허공(void)이 포함되지는 않았다. 또 다른 동의어는 '세계, 우주(cosmos)'를 의미하는 ὁ κόσμος(ho kósmos)였다. 동의어는 라틴어 저자들(totum, mundus, natura)에서도 발견되며 현대 언어(예: 독일어 단어 Das All, Weltall 및 우주에 대한 Natur)에도 존재한다. 전부(만물의 이론에서와 같이), 우주cosmos(우주론에서와 같이), 세계(다세계 해석에서와 같이) 및 자연(자연 법칙 또는 자연 철학에서와 같이)과 같은 동일한 동의어가 영어에서 발견된다.

연대기 및 대폭발 

우주의 진화에 대한 지배적인 모형은 대폭발 이론이다. 대폭발 모형은 우주의 초기 상태가 극도로 뜨겁고 밀도가 높은 상태였으며 우주는 이후 팽창하고 냉각되었다고 말한다. 이 모형은 일반 상대성이론과 공간의 균질성 및 등방성과 같은 단순화된 가정을 기반으로 한다. ΛCDM 모형으로 알려진 우주상수(람다)와 차가운 암흑물질이 있는 모형 버전은 우주에 대한 다양한 관측을 합리적으로 잘 설명하는 가장 간단한 모형이다. 대폭발 모형은 은하의 거리와 적색편이의 상관관계, 헬륨 원자에 대한 수소 수의 비율, 마이크로파 복사 배경과 같은 관측을 설명한다.

초기의 뜨겁고 조밀한 상태를 플랑크 시대라고 하며, 이 짧은 기간은 시간 0에서 대략 10-43초의 1 플랑크 시간 단위까지 확장된다. 플랑크 시대에는 모든 유형의 물질과 모든 유형의 에너지가 조밀한 상태로 집중되었으며 현재 알려진 네 가지 힘들 중 가장 약한 중력은 다른 기본 힘만큼 강했으며, 모든 힘은 통일된 것으로 추정된다. 플랑크 시대 이후로 우주는 현재의 규모로 팽창해 왔으며, 매우 짧지만 강렬한 우주 급팽창 기간이 처음 10-32초 이내에 발생한 것으로 여겨진다. 이것은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 것과는 다른 종류의 확장이었다. 공간의 객체는 물리적으로 이동하지 않고 대신 공간을 정의하는 '메트릭(metric)'이 변경되었다 시공간의 물체는 빛의 속도보다 빠르게 움직일 수 없지만, 이 제한은 시공간 자체를 지배하는 미터법에는 적용되지 않는다. 이 급팽창의 초기 기간은 우주가 매우 평평하게 보이는 이유를 설명하는 것으로 믿어지며, 우주 시작 이후 빛보다 훨씬 더 크게 이동할 수 있었다.

우주 존재의 1초 안에 네 가지 기본 힘들이 분리되었다. 우주가 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 상태에서 계속 냉각됨에 따라 쿼크시대, 강입자시대(hadron epoch) 및 경입자시대(lepton epoch)로 알려진 다양한 유형의 아원자 입자가 짧은 시간 내에 형성될 수 있었다. 이 시대들은 대폭발 이후 10초 미만의 시간을 포함한다. 이러한 기본 입자는 안정한 양성자와 중성자를 포함하여 훨씬 더 큰 조합으로 안정적으로 결합되어 핵융합을 통해 더 복잡한 원자핵을 형성한다. 대폭발 핵합성으로 알려진 이 과정은 약 17분 동안만 지속되었고 대폭발 후 약 20분 동안 종료되었으므로 가장 빠르고 간단한 반응만 발생했다. 질량 기준으로 우주에 있는 양성자와 모든 중성자의 약 25%가 소량의 중수소(수소의 한 형태)와 미량의 리튬과 함께 헬륨으로 변환되었다. 다른 모든 원소는 매우 적은 양으로만 형성되었다. 나머지 75%의 양성자는 영향을 받지 않고 수소 핵으로 남아 있다.

핵합성이 끝난 후 우주는 광자시대(photon epoch)로 알려진 시기에 들어섰다. 이 기간 동안 우주는 여전히 물질이 중성 원자를 형성하기에는 너무 뜨거워서 음전하를 띤 전자, 중성 중성미자 및 양의 핵으로 구성된 뜨겁고 조밀하며 안개가 자욱한 플라즈마를 포함하고 있었다. 약 377,000년 후, 우주는 전자와 핵이 최초의 안정한 원자를 형성할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었다. 이것은 역사적 이유로 재결합으로 알려져 있다. 사실 전자와 핵이 처음으로 결합하고 있었다. 플라즈마와 달리 중성 원자는 많은 파장의 빛에 투명하므로 처음으로 우주도 투명해졌다. 이러한 원자가 형성될 때 방출된("분리된(decoupled)") 광자는 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 광자와 중성미자의 에너지 밀도보다 커져서 우주의 대규모 거동을 지배하기 시작했다. 이것은 복사-지배 시대의 끝과 물질-지배 시대의 시작을 의미했다.

우주의 초기 단계에서 우주 밀도 내의 작은 변동으로 인해 암흑물질의 농축이 점차 형성되었다. 중력에 의해 이들에 끌어당기는 일반 물질은 큰 가스 구름을 형성하고 결국에는 암흑물질이 가장 밀도가 높은 곳에서 별과 은하를 형성하고 가장 밀도가 낮은 곳에서 거시공동을 형성했다. 약 1억 ~ 3억 년 후에 종족 III 별으로 알려진 최초의 별이 형성되었다. 이것들은 아마도 매우 거대하고 밝았으며 비금속성이며 수명이 짧았을 것이다. 그들은 약 2억 ~ 5억 년에서 10억 년 사이에 우주의 점진적인 재이온화를 담당했으며 또한 항성 핵합성을 통해 헬륨보다 무거운 원소로 우주에 씨를 뿌렸다. 우주에는 또한 암흑 에너지라고 하는 신비한 에너지(아마도 스칼라장일 수도 있음)가 포함되어 있으며, 그 밀도는 시간이 지나도 변하지 않는다. 약 98억 년 후, 우주는 물질의 밀도가 암흑 에너지의 밀도보다 낮을 정도로 충분히 팽창하여 현재의 암흑 에너지-지배시대의 시작을 알렸다.

물리적 특성 

네 가지 기본 상호작용 중 중력은 천문학적 길이 규모에서 지배적이다. 중력의 효과는 누적된다. 대조적으로, 양전하와 음전하의 효과는 서로 상쇄되는 경향이 있어 전자기학을 천문학적 길이 규모에서 상대적으로 중요하지 않게 만든다. 나머지 두 상호작용, 즉 약한 핵력과 강한 핵력은 거리에 따라 매우 빠르게 감소한다. 그들의 효과는 주로 아원자 길이 척도에 국한된다.

우주에는 반물질보다 훨씬 더 많은 물질이 있는 것으로 보이며, 이는 아마도 CP 위반과 관련된 비대칭일 수 있다. 물질과 반물질 사이의 불균형은 오늘날 존재하는 모든 물질의 존재에 부분적으로 책임이 있다. 물질과 반물질이 대폭발에서 동등하게 생성되었다면 서로를 완전히 소멸시키고 상호 작용의 결과로 광자만 남겼을 것이기 때문이다. 우주는 또한 우주가 유한한 경우 수용되는 물리 법칙을 따르는 순 운동량도 없고 각운동량도 없는 것으로 보인다. 이러한 법칙들은 가우스의 법칙과 응력-에너지-운동량 유사텐서(stress–energy–momentum pseudotensor)의 비발산이다.

크기 및 지역 

일반상대성 이론에 따르면 공간의 먼 지역은 유한한 빛의 속도와 지속적인 공간 팽창으로 인해 우주가 살아 있는 동안에도 우리와 상호 작용하지 않을 수 있다. 예를 들어, 지구에서 보낸 무선 메시지는 우주가 영원히 존재하더라도 우주의 일부 지역에 도달하지 못할 수 있다. 우주는 빛이 통과할 수 있는 것보다 더 빠르게 팽창할 수 있다.

망원경으로 관측할 수 있는 공간 영역을 관측 가능한 우주라고 하며 이는 관측자의 위치에 따라 다르다. 지구와 관측 가능한 우주의 가장자리 사이의 고유거리는 현재를 포함하여 특정 시간에 측정할 수 있는 거리는 460억 광년(140억 파섹)이며 관측 가능한 우주의 지름는 약 930억 광년(280억 파섹)이다.ref name=Bars/> 관측 가능한 우주의 가장자리에서 빛이 이동한 거리는 우주의 나이 곱하기 빛의 속도인 138억 광년(4.2×109 파섹)에 매우 가깝지만 이것은 주어진 거리를 나타내는 것은 아니다. 관측 가능한 우주의 가장자리와 지구가 그 이후로 더 멀어졌기 때문입니다. 비교를 위해 일반적인 은하의 지름은 30,000광년(9,198 파섹)이고 두 개의 인접한 은하 사이의 일반적인 거리는 300만 광년(9,198 파섹)이다. 예를 들어, 우리 은하의 지름은 대략 100,000-180,000 광년이고 우리 은하에 가장 가까운 자매 은하는 안드로메다 은하는 대략 250만 광년 떨어져 있다.

관측 가능한 우주의 가장자리 너머의 공간은 관찰할 수 없기 때문에 전체 우주의 크기가 유한한지 무한한지는 알 수 없다.  추정에 따르면 전체 우주는 유한하다면 허블 구보다 250배 이상 커야 한다. 우주의 전체 크기에 대한 일부 논쟁의 여지가 있는 추정치는 유한한 경우 최대 메가파섹으로 무경계 제안의 제안된 해상도에서 암시되어 있다.

나이 및 팽창 

천문학자들은 ΛCDM 모형이 매우 균일하고 뜨겁고 조밀한 원시 상태에서 현재 상태로의 우주 진화를 정확하게 설명한다고 가정하고 모형을 구성하는 우주론적 매개변수를 측정하여 우주의 나이를 계산한다. 이 모형은 이론적으로 잘 이해되고 있으며 WMAP 및 플랑크와 같은 최근의 고정밀 관측천문학에 의해 뒷받침된다. 일반적으로 장착된 관측 세트에는 우주 마이크로파 배경 비등방성, Ia형 초신성에 대한 밝기/적색편이 관계 및 중입자 음향 진동 기능을 포함하는 대규모 은하 클러스터링이 포함된다. 허블 상수, 은하단의 풍부함, 약한 중력 렌즈(weak gravitational lensing) 및 구상 성단 연대와 같은 다른 관측들은 일반적으로 이것들과 일치하며, 모형의 검사를 제공하지만, 그러나 현재로서는 덜 정확하게 측정되고 있다. ΛCDM 모형이 맞다고 가정할 때, 여러 실험을 통해 다양한 기술을 사용하여 매개변수를 측정한 결과 2015년 현재 137.99 ± 0.21 억년이라는 최선의 우주 나이 값이 나온다.

시간이 지남에 따라 우주와 그 내용물은 진화했다. 예를 들어, 퀘이사와 은하의 상대적인 개체수가 바뀌고 공간 자체가 팽창되었다. 이 팽창으로 인해 지구 과학자들은 300억 광년 떨어진 은하의 빛이 130억 년 동안만 이동했음에도 불구하고 그 빛을 관찰할 수 있다. 그들 사이의 공간이 확장되었다. 이 팽창은 멀리 떨어진 은하에서 오는 빛이 적색편이되었다는 관찰과 일치한다. 방출된 광자는 이동하는 동안 더 긴 파장과 더 낮은 주파수로 확장되었다. Ia형 초신성에 대한 분석은 공간 팽창이 가속화되고 있음을 나타낸다.

우주에 물질이 많을수록 물질의 상호 중력 당김은 더 강해진다. 우주가 너무 조밀하다면 중력 특이점으로 다시 붕괴될 것이다. 그러나 우주에 물질이 너무 적으면 자체 중력이 너무 약해서 은하나 행성과 같은 천문학적 구조를 형성할 수 없다. 대폭발 이후 우주는 단조롭게 팽창했다. 아마도 놀랄 것도 없이 우리 우주는 입방 미터당 약 5개의 양성자에 해당하는 적절한 질량-에너지 밀도를 가지고 있으며, 이는 지난 138억 년 동안 팽창하여 오늘날 관찰된 우주를 형성할 시간을 주었다.

팽창 속도에 영향을 미치는 우주의 입자에 작용하는 역학적인 힘이 있습니다. 1998년 이전에는 우주의 중력 상호작용의 영향으로 시간이 지남에 따라 팽창률이 감소할 것으로 예상했다. 따라서 우주에는 감속 매개변수라고 하는 추가 관측 가능한 양이 있다. 대부분의 우주론자들은 이 매개변수가 양수이고 우주의 물질 밀도와 관련이 있을 것으로 예상했다. 1998년에 감속 매개변수(deceleration parameter)는 두 개의 다른 그룹에 의해 음의 값인 약 -0.55로 측정되었는데, 이는 기술적으로 우주 척도인자의 2차 도함수 ä는 지난 50-60억 년 동안 양수였다. 그러나 이러한 가속이 허블 매개변수가 현재 증가하고 있음을 의미하지는 않는다; 자세한 내용은 감속 매개변수를 참조할 것.

시공간 

시공간은 모든 물리적 사건이 일어나는 경기장이다. 시공간의 기본 요소는 사건이다. 주어진 시공간에서 사건은 고유한 시간에 고유한 위치로 정의된다. 시공간은 모든 사건의 결합이며(선이 모든 점의 결합인 것과 같은 방식으로) 형식적으로 다양체로 통합된다.

물질과 에너지와 같은 사건은 시공간을 휘게 한다. 반면에 구부러진 시공간은 물질과 에너지가 특정한 방식으로 행동하도록 강제한다. 하나 없이 다른 하나를 고려하는 것은 의미가 없다.

우주는 3개의 공간 차원과 1개의 시간적(시간) 차원으로 구성된 부드러운 시공간 연속체로 보인다(따라서 물리적 우주의 시공간에서 이벤트는 4개의 좌표 집합으로 식별될 수 있다: (x, y, z, t). 평균적으로 공간은 거의 평평한 것으로 관찰되며(곡률이 0에 가까움) 이는 유클리드 기하학이 경험적으로 대부분의 우주에서 높은 정확도로 사실임을 의미한다. 시공간은 단일 연결된 위상수학을 갖는 것으로 보인다. 적어도 관측 가능한 우주의 길이 척도에서 구체와 유사하지만, 현재의 관측은 우주가 더 많은 차원을 갖고 있고(이는 끈 이론과 같은 이론에 의해 가정됨) 그 시공간이 다음과 같을 가능성을 배제할 수 없다. 2차원 공간의 원통형 또는 원환체 위상수학와 유사하게 다중 연결된 대역적 위상수학를 가지고 있다. 우주의 시공간은 일반적으로 공간은 3차원으로 구성되어 있고 시간이 1차원으로 구성되어 있는 "4차원"인 유클리드 관점에서 해석된다. 공간과 시간을 민코프스키 공간이라고 하는 단일 다양체로 결합함으로써 물리학자들은 많은 물리 이론을 단순화하고 초은하 및 아원자 레벨 모두에서 우주의 작동을 보다 균일한 방식으로 설명한다.

시공간의 사건은 절대적으로 공간적, 시간적으로 정의되는 것이 아니라 관찰자의 움직임에 상대적인 것으로 알려져 있다. 민코프스크 공간은 중력이 없는 우주의 근사값을 구한다; 일반 상대성이론의 유사 리만 다양체는 물질과 중력이 있는 시공간을 기술한다.

모양 

일반 상대성이론은 시공간이 질량과 에너지(중력)에 의해 어떻게 휘고 구부러지는지를 설명한다. 우주의 위상수학 또는 기하학에는 관찰 가능한 우주의 국소적 기하학과 대역역 기하학이 모두 포함된다. 우주론자들은 종종 공변 좌표라고 하는 주어진 공간성space-like 시공간의 조각으로 작업한다. 관찰할 수 있는 시공간의 단면은 우주의 지평선을 경계짓는 뒤쪽의 광추이다. 우주론적 지평선(cosmological horizon)(입자 지평선 또는 빛의 지평선이라고도 함)은 우주 시대에 입자가 관찰자에게 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 우주의 평균 물질 밀도를 해당 밀도의 임계값으로 나눈 값으로 정의되는 밀도 매개변수 오메가(Ω)이다. 이것은 Ω이 1보다 크거나 같은지 여부에 따라 세 가지 가능한 기하학 중 하나를 선택한다. 이를 각각 평평한, 열린 우주 및 닫힌 우주라고 한다.

우주배경 탐사선(COBE), 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)외 플랑크 (인공위성)의 CMB 지도를 포함한 관측은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 모형이 설명한 것처럼 우주는 유한한 나이로 범위가 무한함을 시사다. 따라서 이러한 FLRW 모형은 현재 암흑물질과 암흑 에너지가 지배하는 평평하고 균질한 우주를 기술하는 급팽창 모형들과 우주론의 표준 모형을 지원한다.

생명 유지 

우주는 미세 조정될 수 있다. 미세 조정된 우주 가설은 우주에서 관찰 가능한 생명체의 존재를 허용하는 조건은 특정 보편적인 기본 물리 상수가 값의 매우 좁은 범위 내에 있을 때에만 발생할 수 있다는 명제이다. 약간 달랐다면 우주는 물질, 천문학적 구조, 원소의 다양성, 또는 이해되는 생명체의 설립과 발전에 도움이 되지 않았을 것이다. 이 명제는 철학자, 과학자, 신학자, 창조론 지지자들 사이에서 논의된다.

구성 

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

모든 유형의 물질과 에너지의 비율은 우주의 역사에 걸쳐 변해왔다. 우주 내에서 생성된 전자기 복사의 총량은 지난 20억 년 동안 1/2로 감소했다. 오늘날 원자, 별, 은하, 생명을 포함하는 일반 물질은 우주 전체의 4.9%만 차지한다. 이러한 유형의 물질의 현재 전체 밀도는 입방 센티미터당 약 4.5 × 10-31g으로 매우 낮으며, 이는 부피 4입방 미터당 양성자 1개 정도의 밀도에 해당한다. 암흑 에너지와 암흑물질의 성질은 모두 알려져 있지 않다. 아직 밝혀지지 않은 신비한 형태의 물질인 암흑물질은 우주 전체의 26.8%를 차지한다. 우주의 팽창을 가속시키는 빈 공간의 에너지인 암흑 에너지가 나머지 68.3%를 차지한다.

물질, 암흑물질, 암흑 에너지는 약 3억 광년 이상의 길이에 걸쳐 우주 전체에 균일하게 분포되어 있다. 그러나 더 짧은 길이 규모에서는 물질이 계층적으로 뭉치는 경향이 있다. 많은 원자가 응축되어 별들이 되고, 대부분의 별은 은하가 되고, 대부분의 은하는 모여서 은하단, 초은하단, 그리고 마지막으로 대규모 은하 필라멘트가 된다. 관측 가능한 우주에는 2000억 개의 은하가 있으며, 전체적으로 추정되는 1 × 1024개의 별(지구의 모든 모래알보다 많은 별)이 있다.) 전형적인 은하는 1000만(107)개의 별을 가진 왜소 은하에서부터 1조(1012)개의 별을 가진 거대한 것까지 다양하다. 더 큰 거대 구조 사이에는 일반적으로 직경이 10~150Mpc(3,300만~4억 9,000만 광년)인 거대공동이 있다. 우리 은하는 라니아케아 초은하단에 있는 국부은하군에 속한다. 이 초은하단은 5억 광년 이상에 걸쳐 있으며, 국부 그룹은 1천만 광년 이상에 걸쳐 있다. 우주에는 또한 상대적으로 비어 있는 광대한 영역이 있습니다. 알려진 가장 큰 거대공동은 18억 광년(550Mpc)에 걸쳐 측정된다.

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. 균질하고 등방성인 우주는 모든 관점에서 동일하게 보이고 중심이 없다.

암흑 에너지 

우주의 팽창이 가속되고 있는 이유에 대한 설명은 여전히 애매하다. 그것은 종종 공간을 투과하는 것으로 가정되는 알려지지 않은 에너지 형태인 "암흑 에너지"에 기인한다. 질량-에너지 등가 기준에서 암흑 에너지의 밀도(~ 7 × 10-30 g/cm3)는 은하 내의 일반 물질 또는 암흑물질의 밀도보다 훨씬 낮다. 그러나 현재의 암흑 에너지 시대에는 우주 전체에 걸쳐 균일하기 때문에 우주의 질량 에너지를 지배한다.

암흑 에너지에 대해 제안된 두 가지 형태는 우주 상수, '불변의constant' 에너지 밀도가 공간을 균일하게 채우는 것, 에너지 밀도가 시간과 공간에 따라 변할 수 있는 '동적인dynamic' 양인 퀸트에센스(quintessence) 또는 모듈라이와 같은 스칼라장이다. 공간에서 일정한 스칼라장의 기여는 일반적으로 우주 상수에도 포함된다. 우주 상수는 진공 에너지(vacuum energy)와 동일하게 공식화될 수 있다. 약간의 공간적 불균일성을 갖는 스칼라장은 우주상수와 구별하기 어려울 것이다.

암흑물질 

암흑물질은 전체 전자기 스펙트럼에 보이지 않지만 우주의 대부분의 물질을 설명하는 가상의 물질이다. 암흑물질의 존재와 특성은 가시 물질, 방사선 및 우주의 거대구조(large-scale structure)에 대한 중력 효과에서 추론된다. 뜨거운 암흑물질의 한 형태인 중성미자를 제외하고 암흑물질은 직접 검출되지 않아 현대 천체물리학의 가장 큰 미스터리 중 하나이다. 암흑물질은 상당한 수준에서 빛이나 기타 전자기 복사를 방출하거나 흡수하지 않는다. 암흑물질은 전체 질량 에너지의 26.8%, 우주 전체 물질의 84.5%를 구성하는 것으로 추정된다.

일반 물질 

우주의 질량-에너지의 나머지 4.9%는 일반 물질, 즉 원자, 이온, 전자 및 이들이 형성하는 물체이다. 이 문질에는 우리가 은하에서 볼 수 있는 거의 모든 빛을 생성하는 항성, 성간과 은하간 매체에 있는 성간 가스, 행성 및 우리가 부딪치거나 만지거나 쥐어 짜낼 수 있는 일상 생활의 모든 물체가 포함된다. 사실은, 은하와 은하단 내부의 보이는 별과 가스가 우주의 질량 에너지 밀도에 기여하는 일반 물질의 10% 미만을 차지하기 때문에 우주에 있는 일반 물질의 대부분은 보이지 않는 것이다.

일반 물질은 일반적으로 고체, 액체, 기체 및 플라즈마의 4가지 상태(또는 상)로 존재한다. 그러나 실험 기술의 발전으로 보스-아인슈타인 응축 및 페르미온 응축과 같은 이전의 이론적인 다른 단계가 밝혀졌다.

일반 물질은 쿼크와 렙톤이라는 두 가지 유형의 기본 입자로 구성된다. 예를 들어, 양성자는 두 개의 위 쿼크와 한 개의 아래 쿼크로 구성된다. 중성자는 2개의 아래 쿼크와 1개의 위 쿼크로 구성된다. 전자는 일종의 렙톤이다. 원자는 양성자와 중성자로 구성된 원자핵과 핵 주위를 도는 전자로 구성된다. 원자 질량의 대부분은 중입자로 구성된 핵에 집중되어 있기 때문에 천문학자들은 종종 '중입자' 물질이라는 용어를 사용하여 일반 물질을 설명한다.

대폭발 직후, 초기 우주의 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)가 2조도 이하로 냉각되면서 원시 양성자와 중성자가 형성되었다. 몇 분 후 대폭발 핵합성으로 알려진 과정에서 원시 양성자와 중성자로부터 핵이 형성되었다. 이 핵합성은 리튬과 베릴륨까지 원자 번호가 작은 더 가벼운 원소를 형성했지만, 더 무거운 원소의 풍부함은 원자 번호가 증가함에 따라 급격히 떨어졌다. 이 시기에 약간의 붕소가 형성되었을 수 있지만 다음으로 무거운 원소인 탄소는 상당량 형성되지 않았다. 대폭발 핵합성은 팽창하는 우주의 급격한 온도 및 밀도 저하로 인해 약 20분 후에 중단된다. 항성 핵합성과 초신성 핵합성의 결과로 더 무거운 원소가 형성되었다.

입자 

일반 물질과 물질에 작용하는 힘은 기본 입자로 설명할 수 있다. 이러한 입자는 알 수 없는 하부 구조를 가지고 있기 때문에 때때로 기본적으로 설명되며 더 작고 훨씬 더 기본적인 입자로 구성되어 있는지 여부가 알려져 있지 않다. 가장 중요한 것은 전자기 상호작용과 약하고 강한 핵 상호작용과 관련된 이론인 표준 모형이다. 표준 모형은 물질을 구성하는 입자의 존재에 대한 실험적 확인으로 뒷받침된다: 쿼크와 렙톤, 그리고 이에 상응하는 "반물질" 쌍대duals와 상호작용을 매개하는 힘 입자는: 광자, W 보손 및 Z 보손, 그리고 글루온. 표준 모형은 최근에 발견된 힉스 보손의 존재를 예측했는데, 이 입자는 입자에 질량을 부여할 수 있는 우주 내 장field의 표현이다. 다양한 실험 결과를 성공적으로 설명했기 때문에 표준 모형은 때때로 "거의 모든 것의 이론"으로 간주된다. 그러나 표준 모형은 중력을 수용하지 않는다. 진정한 힘-입자 "만물의 이론"은 달성되지 않았다.

강입자 

강입자는 강력에 의해 결합된 쿼크로 구성된 합성 입자이다. 강입자는 3개의 쿼크로 구성된 중입자(예: 양성자 및 중성자)과 하나의 쿼크와 하나의 반쿼크로 구성된 중간자(예: 파이온)의 두 가지 계열로 분류된다. 강입자 중에서 양성자는 안정하고 원자핵 안에 결합된 중성자는 안정하다. 다른 강입자는 일반적인 조건에서 불안정하므로 현대 우주의 무의미한 구성 요소이다. 대폭발 후 약 10-6초 이후 강입자 시대(hadron epoch)라고 알려진 기간 동안 우주의 온도는 쿼크가 강입자로 결합할 수 있을 만큼 충분히 떨어졌고 우주의 질량은 강입자가 지배했다. 초기에 온도는 물질과 반물질을 열평형 상태로 유지하는 강입자/반강입자 쌍의 형성을 허용할 만큼 충분히 높았다. 그러나 우주의 온도가 계속 떨어지면서 강입자/반강입자 쌍은 더 이상 생성되지 않았다. 대부분의 강입자와 반강입자는 입자-반입자 쌍소멸 반응에서 제거되어 우주가 약 1초가 될 때까지는 소량의 강입자만 남게 된다.

렙톤 

랩톤(경입자)는 강력한 상호작용을 일으키지 않지만 파울리 배타 원리를 따르는 반정수 스핀 기본 입자이다. 같은 종의 두 경입자는 동시에 정확히 같은 상태에 있을 수 없다. 렙톤의 두 가지 주요 부류가 존재하니: 하전된(charged) 랩톤(전자 유사 렙톤이라고도 함)과 중성 렙톤(중성미자로 더 잘 알려져 있음). 전자는 안정하고 우주에서 가장 흔한 하전 경입자인 반면, 뮤온과 타우는 우주선을 포함하거나 입자 가속기에서 수행되는 것과 같은 고에너지(high energy) 충돌에서 생성된 후 빠르게 붕괴하는 불안정한 입자이다. 하전된 렙톤은 다른 입자와 결합하여 원자 및 양전자와 같은 다양한 합성 입자를 형성할 수 있다. 전자는 원자에서 발견되고 모든 화학적 특성과 직접적으로 연결되어 있기 때문에 거의 모든 화학을 지배한다. 중성미자는 어떤 것과도 거의 상호 작용하지 않으며 결과적으로 거의 관찰되지 않는다. 중성미자는 우주 전체에 흐르지만 정상적인 물질과 거의 상호 작용하지 않는다.

경입자 시대(lepton epoch)는 초기 우주의 진화에서 렙톤이 우주의 질량을 지배했던 기간이었다. 그것은 강입자 시대(hadron epoch)가 끝날 때 대다수의 강입자와 반강입자가 서로 소멸한 후 대폭발 후 약 1초 후에 시작되었다. 경입자 시대 동안 우주의 온도는 여전히 렙톤/반렙톤 쌍을 생성할 만큼 충분히 높았으므로, 렙톤와 반렙톤 열평형 상태에 있었다. 대폭발 후 약 10초 후에 우주의 온도는 랩톤/반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않는 지점까지 떨어졌다. 대부분의 렙톤와 반렙톤은 쌍소멸 반응에서 제거되어 작은 렙톤 잔류물을 남겼다. 우주의 질량은 다음 광자 시대(photon epich)에 들어서면서 광자에 의해 지배되었다.

광자 

광자는 빛과 다른 모든 형태의 전자기 복사의 양자이다. 가상 광자(virtual photon)를 통한 정적static일 때도 전자기력에 대한 힘 매개자이다. 이 힘의 효과는 광자가 정지 질량이 0이기 때문에 미시적(microscopic) 수준과 거시적 수준에서 쉽게 관찰할 수 있다. 이것은 장거리 상호 작용을 허용한다. 모든 기본 입자와 마찬가지로 광자는 현재 양자역학에 의해 가장 잘 설명되며 파동과 입자의 특성을 나타내는 파동-입자 이중성을 나타낸다.

광자 시대는 대부분의 렙톤와 반렙톤 경입자 시대의 끝, 즉 대폭발 후 약 10초 후에 소멸된 후에 시작되었다. 원자핵은 광자 시대의 처음 몇 분 동안 발생한 핵합성 과정에서 생성되었다. 광자 시대의 나머지 기간 동안 우주는 핵, 전자 및 광자로 구성된 뜨겁고 조밀한 플라즈마를 포함했다. 대폭발 후 약 380,000년 후, 우주의 온도는 핵이 전자와 결합하여 중성 원자를 생성할 수 있는 지점까지 떨어졌다. 결과적으로 광자는 더 이상 물질과 자주 상호 작용하지 않으며 우주는 투명해졌다. 이 기간의 고도로 적색편이된 광자는 우주 마이크로파 배경을 형성한다. CMB에서 감지할 수 있는 온도와 밀도의 작은 변화는 모든 후속 구조 형성(structure formation)을 발생시킨 초기 "종자"였다.

대폭발의 타임라인

우주의 연대기 요약

우주의 궁극적 운명

우주론 모형

일반 상대성에 기초한 우주 모형 

일반 상대성이론은 1915년 아인슈타인이 발표한 중력의 기하학 이론이며 현대 물리학의 현재 중력에 대한 설명이다. 이것은 현재의 우주론 우주 모형의 기초이다. 일반상대성 이론은 특수 상대성이론과 뉴턴의 만유인력 법칙을 일반화하여 중력에 대한 통일된 설명을 공간과 시간 또는 시공간의 기하학적 속성으로 제공한다. 특히 시공간의 곡률은 존재하는 물질과 복사의 에너지와 운동량과 직접적인 관련이 있다. 관계는 편미분 방정식 시스템인 아인슈타인 방정식으로 지정한다. 일반상대성 이론에서 물질과 에너지의 분포는 시공간의 기하학을 결정하며, 이는 다시 물질의 가속도를 나타낸다. 따라서 아인슈타인 방정식의 해는 우주의 진화를 설명한다. 일반 상대성이론은 우주에 있는 물질의 양, 유형 및 분포에 대한 측정과 결합하여 시간에 따른 우주의 진화를 설명한다.

우주는 어디에서나 균질하고 등방성이라는 우주론 원리를 가정하고 우주를 설명하는 장 방정식의 특정 해는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량metric이라고 하는 계량 텐서이니,

여기서 (r, θ, φ)는 구면 좌표계에 해당한다. 이 측정항목에는 결정되지 않은 매개변수가 두 개뿐이다. 전체 무차원량 길이 척도인자 R은 우주의 크기 척도를 시간의 함수로 설명한다. R의 증가는 우주의 팽창이다. 곡률 지수 k는 기하학을 설명한다. 지수 k는 다음 세 가지 값 중 하나만 취할 수 있도록 정의된다. 0, 평평한 유클리드 기하학에 해당함; 1, 양의 곡률 공간에 해당한다. 또는 -1, 양의 또는 음의 곡률 공간에 해당한다. 시간 t의 함수로서의 R 값은 k와 우주상수 Λ에 따라 달라진다. 우주상수는 우주 진공의 에너지 밀도를 나타내며 암흑 에너지와 관련될 수 있다. R이 시간에 따라 어떻게 변하는지 설명하는 방정식은 제안자 알렉산더 프리드만의 이름을 따서 프리드만 방정식으로 알려져 있다.

R(t)에 대한 솔루션은 k 및 Λ에 따라 다르지만 이러한 솔루션의 일부 정성적 특징은 일반적이다. 첫째로 그리고 가장 중요한 것은 우주의 길이 척도 R은 우주가 양의 곡률(k=1)로 완벽하게 등방성이고 모든 곳에서 아인슈타인이 처음 언급한 밀도의 정확한 값이 하나 있는 경우에만 일정하게 유지될 수 있다는 것이다. 그러나 이 평형은 불안정하다. 우주는 더 작은 규모에서 불균일하기 때문에 R은 시간이 지남에 따라 변해야 한다. R이 변경되면 우주의 모든 공간 거리가 함께 변경된다. 공간 자체의 전반적인 팽창 또는 축소가 있다. 이것은 은하들이 날아가는 것처럼 보인다는 관찰을 설명한다. 그들 사이의 공간이 늘어난다. 공간의 팽창은 또한 두 은하가 138억 년 전에 같은 지점에서 시작하여 결코 빛의 속도보다 빠르게 움직이지 않았지만 400억 광년 떨어져 있을 수 있다는 명백한 역설을 설명한다.

둘째, 모든 해는 R이 0이 되고 물질과 에너지가 무한히 조밀했던 과거에 중력 특이점이 있었음을 시사한다. 이 결론은 완전한 균질성과 등방성(우주론적 원리)이라는 의심스러운 가정에 기초하고 있고 중력 상호작용만이 중요하기 때문에 불확실해 보일 수 있다. 그러나 펜로즈-호킹 특이점 정리는 매우 일반적인 조건에 대해 특이점이 존재해야 함을 보여준다. 따라서 아인슈타인장 방정식에 따르면 R은 이 특이점(R이 작고 유한한 값을 가질 때) 바로 다음에 존재하는 상상할 수 없을 정도로 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 빠르게 성장했다. 이것이 우주의 대폭발 모형의 본질이다. 대폭발의 특이점을 이해하려면 아직 공식화되지 않은 양자 중력 이론이 필요할 것이다.

셋째, 곡률 지수 k는 충분히 큰 길이 척도(약 10억 광년 이상)에 걸쳐 평균을 낸 시공간의 평균 공간 곡률의 부호를 결정한다. k=1이면 곡률이 양수이고 우주의 부피는 유한하다. 양의 곡률을 가진 우주는 종종 4차원 공간에 포함된 3차원 초구로 시각화된다. 반대로 k가 0이거나 음수이면 우주의 부피는 무한하다. R=0일 때 빅뱅에서 무한하지만 무한히 조밀한 우주가 한 순간에 생성될 수 있다는 것은 반직관적으로 보일 수 있지만, k가 1과 같지 않을 때 수학적으로 정확히 예측된다. 비유로 무한 평면은 다음과 같다. 곡률은 0이지만 면적은 무한인 반면, 무한 원통은 한 방향으로 유한하고 토러스는 양쪽 모두에서 유한하다. 환상형 우주는 주기적 경계 조건(periodic boundary solutions)이 있는 일반 우주처럼 행동할 수 있다.

우주의 궁극적인 운명은 곡률 지수 k와 우주 상수 Λ에 결정적으로 의존하기 때문에 아직 알려지지 않았다. 우주가 충분히 조밀했다면 k는 +1과 같을 것이다. 즉, 전체의 평균 곡률이 양수이고 우주가 결국 대함몰로 다시 축소되어 빅 바운스(Big Bounce)에서 새로운 우주가 시작될 가능성이 있다. 반대로, 우주의 밀도가 충분하지 않으면 k는 0 또는 -1과 같으며 우주는 영원히 팽창하여 냉각되고 결국에는 빅 프리즈(Big Freeze)와 우주의 열죽음에 도달한다. 현대 데이터에 따르면 우주의 팽창 속도는 원래 예상대로 감소하는 것이 아니라 증가하고 있다. 이것이 무한정 계속된다면 우주는 결국 빅 립(Big Rip)에 도달할 수 있다. 관측에 따르면 우주는 평평하며(k = 0), 전체 밀도는 재붕괴와 영원한 팽창 사이의 임계값에 매우 가깝다.

다중우주 가설 

일부 사변적 이론은 우리 우주가 연결되지 않은 우주의 집합 중 하나일 뿐이며, 집합적으로 다중우주로 표시되며, 우주에 대한 보다 제한된 정의에 도전하거나 강화한다고 제안했다. 과학적 다중우주 모형은 의식의 대체 평면들(alternate planes of consciousness) 및 시뮬레이션된 현실(simulated reality과 같은 개념과는 다르다.

맥스 테그마크Max Tegmark는 다양한 물리학 문제에 대한 응답으로 과학자들이 제안한 다양한 유형의 다중우주에 대한 4 파트 분류 체계를 개발했다. 그러한 다중우주의 예는 초기 우주의 카오틱 급팽창(chaotic inflation) 모형에서 비롯된 것이다. 다른 하나는 양자 역학에 대한 다세계 해석에서 비롯된 다중우주이다. 이 해석에서 평행 세계는 양자 중첩 및 양자 결어긋남과 유사한 방식으로 생성되며, 파동 함수의 모든 상태는 별도의 세계에서 실현된다. 효과적으로, 다세계 해석에서 다중우주는 보편적 파동함수(universal wavefunction)로 진화한다. 우리의 다중우주를 만든 대폭발이 다중우주의 앙상블을 만들었다면 앙상블의 파동함수는 이런 의미에서 얽히게 될 것이다.

테그마크의 계획에서 가장 논쟁의 여지가 없지만 여전히 논쟁의 여지가 많은 다중 우주의 범주는 레벨 I이다. 이 레벨의 다중 우주는 "우리 자신의 우주에서" 먼 시공간 사건으로 구성된다. 테그마크와 다른 사람들은 공간이 무한하거나 충분히 크고 균일하다면 지구의 전체 허블 부피(Hubble volume) 역사의 동일한 사례가 아주 자주, 단순히 우연히 발생한다고 주장했다. 테그마크는 가장 가까운 소위 도펠겡어가 미터 떨어져 있다고 계산했다.(구골플렉스보다 큰 이중 지수 함수(double exponential function)). 그러나 사용된 주장은 사변적 본질의 것이다. 또한 동일한 허블 부피의 존재를 과학적으로 확인하는 것은 불가능하다.

각각은 존재하지만 서로 상호 작용할 수 없는 연결되지 않은 시공간을 생각할 수 있다. 이 개념을 쉽게 시각화할 수 있는 은유는 별도의 비눗방울 그룹으로, 한 비눗방울에 사는 관찰자는 원칙적으로도 다른 비눗방울에 있는 관찰자와 상호 작용할 수 없다. 한 가지 일반적인 용어에 따르면 시공간의 각 "비눗방울"은 '우주'로 표시되는 반면 우리의 특정 시공간은 '우주'로 표시된다. 마치 우리가 달을 달이라고 부르는 것과 같다. 이러한 분리된 시공간의 전체 모음은 다중우주로 표시된다. 이 용어를 사용하면 서로 다른 '우주'는 서로 인과적으로 연결되어 있지 않다. 원칙적으로 다른 연결되지 않은 '우주'는 다른 차원성과 시공간의 토폴로지, 다른 형태의 물질과 에너지, 다른 물리적 법칙과 물리 상수를 가질 수 있지만 그러한 가능성은 순전히 사변적이다. 다른 이들은 카오틱 급팽창(Chaotic inflation)의 일부로 생성된 여러 거품 각각을 별도의 '우주'로 간주하지만, 이 모형에서 이러한 '우주'는 모두 인과적 기원을 공유한다.

역사적 개념 

역사적으로 우주(우주론)와 그 기원(우주론)에 대한 많은 아이디어가 있었다. 물리 법칙에 의해 지배되는 비인격적 우주에 대한 이론은 그리스인과 인디아인에 의해 처음 제안되었다. 고대 중국 철학은 모든 공간과 모든 시간을 포함하는 우주의 개념을 포괄했다. 수세기에 걸쳐 천체 관측과 운동 및 중력 이론의 개선으로 우주에 대한 보다 정확한 설명이 가능해졌다. 현대 우주론의 시대는 1915년 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성이론으로 시작되어 우주 전체의 기원, 진화, 종말을 정량적으로 예측할 수 있게 되었다. 가장 현대적으로 받아들여지는 우주론 이론은 일반 상대성이론, 보다 구체적으로 예측된 대폭발에 기반을 두고 있다.

신화 

많은 문화권에는 세계와 우주의 기원을 설명하는 이야기들이 있다. 문화는 일반적으로 이러한 이야기를 어느 정도 진실이 있는 것으로 간주한다. 그러나 이러한 이야기가 초자연적 기원을 믿는 사람들 사이에 어떻게 적용되는지에 대해 신이 지금 있는 그대로 우주를 직접 창조하는 것부터 단지 "바퀴를 굴리는" 신에 이르기까지(예를 들면 대폭발과 진화같은 매커니즘을 통해) 다양한 믿음이 있다.

신화를 연구하는 민족학자와 인류학자는 창조 이야기에 등장하는 다양한 주제에 대해 다양한 분류 체계를 개발했다. 예를 들면 한 가지 유형의 이야기에서 세계는 세계 계란(world egg)에서 태어난다. 그러한 이야기에는 핀란드 서사시 칼레발라, 반고의 중국 이야기 또는 인도 브라만다 푸라다(Brahmanda Purana)가 포함된다. 관련 이야기에서 우주는 티베트 불교의 아디 부처(Adi-Buddha) 개념, 고대 그리스 가이아 이야기, 아즈텍 여신 코아틀리쿠(Cōātlīcue) 신화, 고대 이집트의 신 아툼 이야기, 그리고 아브라함계의 신(Abrahamic God)이 우주를 창조했다는 유대-기독교 천지창조 이야기. 다른 유형의 이야기에서 우주는 랑기와 파파(Rangi and Papa)의 마오리 이야기(Māori story)에서와 같이 남성과 여성 신의 결합으로 만들어졌다. 다른 이야기에서, 우주는 바빌로니아 서사시 에누마 엘리시의 티아마트 또는 노르드 신화의 거인 위미르와 같이 죽은 신의 시체와 같은 기존 재료로 또는 일본 신화의 이자나기와 이자나미에서와 같이 혼돈의 재료로 만들어진다.. 다른 이야기에서는, 브라만과 프라크르티(Prakṛti), 세레르족의 창조 신화에서는 우주는 기본 원리로부터 나오고, 혹은 도는 음과 양에서 나온다.

철학적 모형 

소크라테스 이전의 그리스 철학자들과 인도 철학자들은 우주에 대한 가장 초기의 철학적 개념을 발전시켰다. 초기 그리스 철학자들은 외모가 기만적일 수 있다는 점에 주목했고, 외모 뒤에 숨겨진 현실을 이해하려고 노력했다. 특히, 그들은 물질이 형태를 바꾸는 능력(예: 얼음에서 물에서 증기로)에 주목했으며 여러 철학자들은 세계의 모든 물리적 물질이 단일 원시 물질 또는 '원질'의 서로 다른 형태라고 제안했다. 그렇게 한 최초의 사람은 이 물질을 물이라고 제안한 탈레스였다. 탈레스의 제자인 아낙시만드로스는 모든 것이 무한한 '아페이론'에서 나온다고 제안했다. 아낙시만드로스는 원질이 다른 형태로 응축되거나 분리되게 하는 지각된 매력적이고 반발적인 특성 때문에 태초의 재료가 공기라고 제안했다. 아낙시메네스는 '누스'(마음)의 원리를 제안한 반면 헤라클레이토스는 (로고스에 대해 말했으며) 불을 제안했다. 엠페도클레스는 흙, 물, 공기 및 불의 요소를 제안했다. 그의 4요소 모형은 매우 유명해졌다. 피타고라스와 마찬가지로 플라톤은 엠페도클레스의 요소는 플라톤의 입체 형태를 취하며, 만물은 수로 구성되어 있다고 맏었다. 데모크리토스와 이후의 철학자-특히 레우키포스-는 우주가 거시공동void(진공)을 통해 움직이는 분할할 수 없는 원자로 구성되어 있다고 제안했지만, 아리스토텔레스는 물과 마찬가지로 공기가 운동에 대한 저항을 제공하기 때문에 실현 가능하다고 믿지 않았다. 공기는 즉시 공극을 채우기 위해 돌진할 것이며, 게다가 저항 없이 무한정 빠르게 이동할 것이다.

헤라클레이토스는 영원한 변화를 주장했지만 그의 동시대의 파르메니데스는 모든 변화는 환상이며 진정한 근본적인 실재는 영원히 변하지 않고 단일한 성질을 갖는다는 급진적인 제안을 했다. 파르메니데스는 이 실재를 τὸ ἐν(하나)라고 불렀다. 파르메니데스의 생각은 많은 그리스인들에게 그럴듯해 보였으나 그의 제자 엘레아의 제논는 몇 가지 유명한 역설로 그들에게 도전했다. 아리스토텔레스는 무한히 나눌 수 있는 연속체뿐만 아니라 잠재적인 셀 수 있는 무한의 개념을 개발함으로써 이러한 역설에 대응했다. 영원하고 불변하는 시간의 순환과 달리, 그는 세계가 천구로 둘러싸여 있으며 누적 항성 등급은 유한하게 곱하기만 한다고 믿었다.

바이셰시카 학파의 창시자인 인도 철학자 카나다Kanada는 원자론의 개념을 발전시켰고 빛과 열은 같은 물질의 변종이라고 제안했다. 서기 5세기에 불교 원자론 철학자 디그나가는 원자가 점 크기이고 지속성이 없으며 에너지로 구성되어 있다고 제안했다. 그들은 물질의 존재를 부정하고 운동이 에너지 흐름의 순간적인 섬광으로 구성되어 있다고 제안했다.

시간 유한주의의 개념은 유대교, 기독교, 이슬람교의 세 가지 아브라함 종교가 공유하는 창조의 교리에 의해서 영감을 받았다. 기독교 철학자 존 필로포누스John Philoponus는 무한한 과거와 미래에 대한 고대 그리스 개념에 반대하는 철학적 논증을 제시했다. 무한한 과거에 대한 필로포누스Philoponus의 주장은 초기 이슬람 철학자 킨디(Alkindus)와 유대 철학자, 사디아 가온Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); 그리고 이슬람 신학자 가잘리(Algazel) 등에 의해 사용되었다.

천문학적 개념 

우주에 대한 천문학적 모형은 우주를 바다에 떠다니는 평평한 원반으로 본 바빌론의 천문학자들과 함께 천문학이 시작된 직후 제안되었으며, 이것은  아낙시만드로스와 밀레토스의 헤카타이오스와 같은 초기 그리스 지도의 전제를 형성한다.

후대의 그리스 철학자들은 천체의 움직임을 관찰하면서 경험적 증거에 더 깊이 기반을 둔 우주 모형을 개발하는 데 관심을 가졌다. 첫 번째 일관된 모형은 크니도스의 에우독소스에 의해 제안되었다. 모형에 대한 아리스토텔레스의 물리적 해석에 따르면, 천체 구들은 정지된 지구 주위를 균일한 운동으로 영원히 회전한다. 정상적인 물질은 완전히 지구 내에 포함되어 있다.

데 문도(De Mundo)(기원전 250년 이전 또는 기원전 350년 ~ 200년 사이에 작성됨)는 "5개의 지역에 있는 구체에 위치한 5개의 원소들은 각각의 경우에 더 큰 것, 즉 물로 둘러싸인 땅, 공기로 둘러싸인 물, 불로 둘러싸인 공기, 그리고 에테르로 둘러싸인 불이 전체 우주를 구성하고 있다"고 언급했다.

이 모형은 또한 칼리푸스Callippus에 의해 개선되었으며 동심원이 버려진 후 프톨레마이오스의 천문 관측과 거의 완벽하게 일치했다. 이러한 모형의 성공은 주로 모든 함수(예: 행성의 위치)가 일련의 순환 함수(푸리에 급수)로 분해될 수 있다는 수학적 사실에 기인한다. 피타고라스 학파 철학자 필롤라오스와 같은 다른 그리스 과학자들은 (스토바우스Stobaeus의 설명에 따르면) 우주의 중심에는 지구, 태양, 달 및 행성이 균일한 원형 운동을 하는 "중심 불"이 있다고 가정했다.

그리스의 천문학자 사모스의 아리스타르코스는 태양중심적 우주 모형을 제안한 최초의 알려진 개인이다. 원본 텍스트는 손실되었지만 아르키메데스의 책 《모래알을 세는 사람》의 참조는 아리스타르코스의 태양중심 모형을 설명한다. 아르키메데스는 쓰기를:
겔론 왕, 당신은 대부분의 천문학자들에 의해 우주가 그 중심이 지구의 중심이고 반지름이 태양의 중심과 지구의 중심 사이의 직선과 같은 구에 붙여진 이름이라는 것을 알고 있다. 이것은 당신이 천문학자들로부터 들은 것과 같은 일반적인 설명이다. 그러나 아리스타르코스는 가정의 결과로 우주가 방금 언급한 우주보다 몇 배나 더 크다는 특정 가설로 구성된 책을 내놓았다. 그의 가설은 고정된 별과 태양은 움직이지 않고 유지되고, 지구는 원의 둘레를 따라 태양 주위를 회전하고, 태양은 궤도의 중앙에 있으며, 고정된 별의 구체는 같은 중심에 위치한다는 것이며, 그 구체는 아주 커서 그가 지구가 공전한다고 가정하는 원은 구체의 중심이 그 표면에 닿는 것과 고정된 별의 거리는 같은 비례이다.

따라서 아리스타코스는 별들이 아주 멀리 있다고 믿었고, 이것이 연주 시차가 관찰되지 않은 이유, 즉 지구가 태양 주위를 이동할 때 별들이 서로 상대적으로 움직이는 것이 관찰되지 않은 이유라고 보았다. 별은 사실 고대에 일반적으로 추정된 거리보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있기 때문에 항성 시차는 정밀 기기로만 감지할 수 있다. 행성 시차와 일치하는 지구 중심 모형은 평행 현상인 항성 시차의 관측 불가능성에 대한 설명으로 가정되었다. 플루타르코스의 다음 구절이 암시하듯이(《달의 구체의 겉보기 표면에 대해(On the Appparent Face in the Orb of the Moon)》) 태양중심적 견해에 대한 거부는 분명히 상당히 강력하였으니:

클레안테스[아리스타코스의 동시대인이자 스토아 학파의 수장]은 우주의 화로[즉, 지구]의 움직임, ... 하늘은 정지하고 지구는 비스듬한 원을 그리며 공전하면서 동시에 자전한다고 가정한 주장에 대해서 사모스의 아리스타르코스를 불경건한 혐의로 기소하는 것은 그리스인들의 의무라고 생각했다.

아리스타르코스의 태양중심 모형을 지지한 이름으로 알려진 고대의 유일한 천문학자는 아리스타르코스 이후 한 세기 동안 살았던 헬레니즘 천문학자인 셀레우키아의 셀레우코스(Seleucus of Seleucia)였다. 플루타르코스에 따르면, 셀레우코스는 추론을 통해 태양중심 시스템을 최초로 증명했지만 그가 사용한 논거는 알려져 있지 않다. 태양중심적 우주론에 대한 셀레우코스의 주장은 아마도 조수 현상과 관련되었을 것이다. 스트라본(1.1.9)에 따르면, 셀레우코스는 조수가 달의 인력에 의한 것이며 조수의 높이는 태양에 대한 달의 위치에 달려 있다고 처음으로 밝혔다. 또는, 그는 기하학적 모형의 상수를 결정하고 나중에 16세기에 니콜라우스 코페르니쿠스가 한 것처럼 이 모형을 사용하여 행성 위치를 계산하는 방법을 개발함으로써 태양 중심성을 증명했을 수 있다. 중세 시대에 인도 천문학자 아리아바타와 페르시아 천문학자 알버마사르Albumasar와 알시지Al-Sijzi도 태양중심 모형을 제안했다.

아리스토텔레스 모형은 지구가 자전하고 태양이 우주의 중심에 위치하면 천문학적 데이터가 더 그럴듯하게 설명될 수 있다는 아리스타르코스의 관점을 코페르니쿠스가 되살리기 전까지 대략 2천년 동안 서구 세계에서 받아들여졌다.
중앙에는 태양이 있다. 동시에 모든 것을 밝힐 수 있는 이 아름다운 성전의 등불을 이보다 더 좋은 곳에 둘 사람이 누가 있겠는가?

— 니콜라우스 코페르니쿠스, 10장, 《천구의 회전에 관하여》(1543) 제1권
코페르니쿠스 자신이 언급했듯이 지구가 자전한다는 개념은 최소한 필롤라오스(c. 450 BC), 헤라클레이데스 폰티쿠스Heraclides Ponticus(c. 350 BC) 및 피타고라스학파 엑판투스Ecphantus로 거슬러 올라가는 매우 오래된 개념이다. 코페르니쿠스보다 약 1세기 전에 기독교 학자인 니콜라우스 쿠자누스도 그의 책, 《학습된 무지에 대하여(On Learned Ignorance)》(1440)에서 지구가 축을 중심으로 회전한다고 제안했다. 알시지는 또한 지구가 축을 중심으로 회전한다고 제안했다. 혜성 현상을 이용한 지구 자전의 실증적 증거는 투시(1201-1274)와 알리 쿠시Ali Qushji(1403-1474)에 의해 제공되었다.

이 우주론은 아이작 뉴턴, 크리스티안 하위헌스 및 이후의 과학자들에 의해 받아들여졌다. 에드먼드 핼리(1720)와 장-필리프 드 체소Jean-Philippe de Chéseaux(1744)는 별들로 균일하게 채워진 무한한 공간의 가정이 야간 하늘이 태양 자체만큼 밝을 것이라는 예측으로 이어질 것이라고 독립적으로 언급했다. ; 이것은 19세기에 올베르스의 역설로 알려지게 되었다. 뉴턴은 물질로 균일하게 채워진 무한한 공간이 무한한 힘과 불안정성을 일으켜 물질이 자체 중력에 의해 안쪽으로 으스러질 것이라고 믿었다. 이 불안정성은 진스 불안정성 기준에 의해 1902년에 명확해졌다. 이러한 역설에 대한 한 가지 해결책은 찰리어Charlier 우주이다. 이 우주에서는 우주가 무시해도 될 정도로 작은 전체 밀도를 가지도록 프랙탈 방식으로 물질이 계층적으로(더 큰 시스템에서 궤도를 도는 천체의 시스템, 무한대로) 배열된다. 그러한 우주론적 모형은 1761년에 요한 하인리히 람베르트가 제안한 것이기도 하다. 18세기의 중요한 천문학적 진보는 토머스 라이트, 임마누엘 칸트 및 다른 성운들에 의해 실현되었다.

1919년, 후커 망원경(Hooker telescope)이 완성되었을 때, 여전히 지배적인 견해는 우주가 완전히 우리 은하계로 구성되어 있다는 것이었다. 후커 망원경을 사용하여 에드윈 허블은 여러 나선 성운에서 세페이드 변광성을 확인했으며 1922~1923년에 안드로메다 성운과 삼각형자리가 우리 은하 밖에 있는 완전한 은하임을 결정적으로 증명하여 우주가 수많은 은하로 구성되어 있음을 증명했다.

현대 물리 우주론의 시대는 알베르트 아인슈타인이 우주의 구조와 역학을 모델링하기 위해 처음으로 일반 상대성이론을 적용한 1917년에 시작되었다.

같이 보기 
 우주의 역사 (Chronology of the universe)
 Cosmic Calendar (scaled down timeline)
 코스믹 라테 (cosmic latte)
 우주 (계통) (cosmos)
 Detailed logarithmic timeline
 우주에서의 지구의 위치 (Earth's location in the universe)
 False vacuum
 Future of an expanding universe
 Galaxy And Mass Assembly survey
 열죽음 (Heat death of the universe)
 History of the center of the Universe
 일러스트리스 프로젝트 (Illustris project)
 Multiverse (set theory) (Hyperverse, Megaverse or Omniverse)
 Non-standard cosmology
 Nucleocosmochronology
 판스페르미아설 (Panspermia)
 Rare Earth hypothesis
 Religious cosmology
 Space and survival
 크기 정도 (시간) (Terasecond and longer)
 Timeline of the early universe
 Timeline of the far future
 제3천년기 (Timeline of the near future)
 Zero-energy universe

노트

각주

참고 문헌 
 Bartel, Leendert van der Waerden (1987). "The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy". Annals of the New York Academy of Sciences. 500 (1): 525–45. Bibcode:1987NYASA.500..525V.
 Landau L, Lifshitz E (1975). The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics). Vol. 2 (revised 4th English ed.). New York: Pergamon Press. pp. 358–97.
 Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). A Greek-English Lexicon. Oxford University Press.
 Misner; C.W.; Thorne; Kip; Wheeler; J.A. (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 703–816.
 Raine, D. J.; Thomas, E. G. (2001). An Introduction to the Science of Cosmology. Institute of Physics Publishing.
 Rindler, W. (1977). Essential Relativity: Special, General, and Cosmological. New York: Springer Verlag. pp. 193–244.
 Rees, Martin, ed. (2012). Smithsonian Universe (2nd ed.). London: Dorling Kindersley.

외부 링크 

 NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) / (NED-Distances).
 There are about 1082 atoms in the observable universe – LiveScience, July 2021.
 This is why we will never know everything about our universe – Forbes, May 2019.
 현대 우주론 Modern Cosmology: The Study of the Universe (2017-) by Kwanseok Kim

 
천체물리학
물리우주론
천문학