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Ia형 초신성과 CMB의 독립적인 일련의 증거는 오늘날 우주가, 분명히 모든 공간에 침투하고 있는, 암흑 에너지로 알려진 신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시한다. 관측에 따르면 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가 이 형태로 되어 있다. 우주가 아주 어렸을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만, 공간이 적고 모든 것이 더 가까워서, 중력이 우세했고, 그래서 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었다. 그러나 결국, 수십억 년의 팽창 후에는 암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소가 우주의 팽창을 천천히 가속하기 시작하게 하였다.
급팽창 시대(Inflationary epoch) 이후의 이 모든 우주적 진화는 양자역학과 일반 상대성 이론의 독립적인 틀을 사용하는 우주론의 ΛCDM 모형에 의해 엄격하게 기술되고 모델링될 수 있다. 약 10-15초 전에 상황을 설명하는 쉽게 테스트 가능한 모형은 없다. 우주 역사상 가장 초기의 이 시대를 이해하는 것은 현재 가장 큰 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나이다.
개념 역사.
영국인 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 한 대담에서 "빅뱅(대폭발)"이라는 용어를 만든 것으로 알려져 있는데, 말하기를: "이 이론들은 우주의 모든 물질들이 먼 과거의 특정 시기에 하나의 대폭발으로 생성되었다는 가설에 기초했다"라고 했다. 그러나 그것은 1970년대까지는 유행하지 않았다.
다른 "정상-상태" 우주론 모형을 선호했던 호일은 이것을 경멸적인 것으로 의도했다고 널리 보고되고 있지만, 호일은 호일은 이를 명백히 부인하며 두 모형 사이의 차이점을 강조하기 위한 눈에 띠는 이미지일 뿐이라고 말했다. 헬지 크라그Helge Kragh는 그것이 경멸적인 의미로 사용되었다는 주장에 대한 증거가 "설득력이 없다"고 쓰고, 또한 그것이 경멸적인 것이 아니라는 여러 징후를 언급한다.
대폭발(빅뱅) 용어 자체는 폭발의 발생을 암시하기 때문에 잘못된 이름이다. 그러나 폭발은 중심점에서 아직 존재하지 않는 주변 공간"으로의" 팽창을 의미하지만, 대폭발은 공간"으로의" 팽창이라기보다는 공간 자체"의" 팽창/스트레칭으로, 모든 곳에서 동시에 (한 점에서가 아니라) 우주를 냉각시키고 밀도를 낮추게 했다. 산토시 매튜Santhosh Mathew가 지적한 또 다른 문제는 폭발(뱅)이 소리를 내포하고 있으며, 이를 위해서는 진동하는 입자와 매체가 필요하다는 것이다. 이것은 우리가 상상할 수 있는 모든 것의 시작이기 때문에 소리에 대한 근거가 없으므로 대폭발은 침묵했을 가능성이 크다. 더 적합한 대안을 찾으려는 시도는 성공하지 못했다.
대폭발(빅뱅) 모형은 우주의 구조에 대한 관측과 이론적 고찰로부터 발전했다. 1912년 베스토 슬라이퍼는 나선 성운(나선은하의 구식 용어)의 도플러 효과를 최초로 측정했고, 곧 대부분의 그러한 성운들이 지구로부터 멀어지고 있다는 것을 발견했다. 그는 이 사실의 우주론적 함의를 파악하지 못했으며, 당시 이 성운들이 우리 은하 바깥의 "섬 우주"인지 아닌지에 대해 고도의 논란이 많았다. 십년 후, 러시아의 우주론자이자 수학자인 알렉산드르 프리드만은 아인슈타인 방정식에서 프리드만 방정식을 도출하여, 당시 알베르트 아인슈타인이 주장했던 정적 우주 모형과 대조적으로 우주가 팽창하고 있을 수 있음을 보여주었다.
1924년에 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선 성운까지의 먼 거리를 측정한 결과 이 시스템이 실제로 다른 은하임을 보여주었다. 같은 해부터 허블은 윌슨 산 천문대의 100인치(2.5m) 후커 망원경(Hooker telescope)을 사용하여 우주 거리 사다리의 전신인 일련의 거리 표시기를 공들여 개발했다. 이를 통해 그는 주로 슬라이퍼에 의해 적색편이가 이미 측정된 은하까지의 거리를 추정할 수 있었다. 1929년에 허블은 거리와 후퇴 속도 사이의 상관 관계를 발견했는데-이는 현재 허블-르메트르 법칙으로 알려져 있다.
독립적으로 1927년 프리드만 방정식을 유도한 벨기에의 물리학자이자 로마 가톨릭 신부인 조르주 르메트르는 성운의 추정된 후퇴가 우주의 팽창 때문이라고 주장했다. 1931년에 르메트르는 더 나아가 우주의 명백한 팽창이 시간을 거슬러 투영된다면 과거에는 우주가 더 작았고 과거의 어느 유한한 시간에 우주의 모든 질량이 시간과 공간의 구조(fabric)가 존재하게 된 시기와 장소인 "원시 원자"라는 단일 지점에 집중되에 있었다고 제안했다.
1920년대와 1930년대에 거의 모든 주요 우주론자들은 영원한 정상-상태의 우주를 선호했으며, 몇몇은 대폭발이 암시하는 시간의 시작이 종교적 개념을 물리학에 도입했다고 불평했으니; 이 반대는 나중에 정상-상태 이론의 지지자들에 의해 반복되었다. 이러한 인식은 대폭발 이론의 창시자인 르메트르가 로마 가톨릭 사제라는 사실에 의해 이런 인식이 강화되었다. 아서 에딩턴은 우주는 시간의 시작을 갖지 않는다, 즉, 물질은 영원하다는 아리스토텔레스의 의견에 동의하였다. 시간의 시작은 그에게 "혐오스러운" 것이었다. 그러나 르메트르는 이에 동의하지 않았으니:
세계가 단일 양자로 시작했다면 공간과 시간의 개념은 처음에는 전혀 의미가 없었을 것이니; 그것들은 원래의 양자가 충분한 수의 양자들로 분할되었을 때만 합리적인 의미를 갖기 시작할 것이다. 이 제안이 맞다면, 세계의 시작은 시공간의 시작보다 조금 더 일찍 일어났다.
1930년대에는, 허블의 관측을 설명하기 위한 비표준 우주론으로 다른 아이디어들이 제안되었는데, 밀른 모형(Milne model), 주기적 우주(oscillatory universe)(원래 프라드만이 제안했지만 알베르트 아인슈타인과 리처드 C. 톨만Richard C. Tolman이 주창함) 및 프리츠 츠비키의 피로한 빛(tired light) 가설 등이 포함되었다.
제2차 세계대전 이후 두 가지 뚜렷한 가능성이 나타났다. 하나는 프레드 호일의 정상-상태 모형으로, 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성될 것이다. 이 모형에서 우주는 어느 시점에서나 거의 동일하다. 다른 하나는 대폭발 핵합성(BBN)을 도입하고, 동료인 랠프 앨퍼와 로버트 허먼Robert Herman가 CMB를 예측한 조지 가모프가 옹호하고 개발한 르메트르의 대폭발(빅뱅) 이론이다. 아이러니하게도 1949년 3월 BBC 라디오 방송에서 르메트르의 이론에 적용하게 된 문구를 호일이 만들어 "이 '빅뱅(대폭발)' 아이디어"라고 언급했다. 한동안, 이 두 이론 사이에서 지자가 분할되었다. 결국, 관측 증거, 특히 라디오 소스 카운트(source counts)에서 나온 증거는 정상-상태보다 대폭발을 선호하기 시작했다. 1964년 Cemission or absorption lines의 발견과 확인은 빅뱅을 우주의 기원과 진화에 대한 최고의 이론으로 확실하게 했다. 현재 우주론의 많은 작업에는 대폭발의 맥락에서 은하가 형성되는 방식에 대한 이해, 더욱더 초기의 우주 물리학의 이해, 및 기본 이론과 관측의 조화가 포함된다.
1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 엘리스는 수학적 특이점이 대폭발(빅뱅)의 상대론적 모형의 불가피한 초기 조건임을 보여주는 논문을 발표했다. 이후 1970년대부터 1990년대까지 우주론자들은 대폭발 우주의 특징을 규명하고 해결해야 할 문제를 해결하기 위해 노력했다. 1981년, 앨런 구스는 "급팽창"이라고 불렀던 초기 우주의 급속한 팽창 시대를 도입함으로써 대폭발(빅뱅) 이론의 특정 뛰어난 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 돌파구를 마련했다. 한편, 이 수십 년 동안 많은 토론과 불일치를 일으킨 관측 우주론의 두 가지 질문은 허블 상수의 정확한 값과 우주의 물질 밀도(암흑 에너지가 발견되기 전, 궁극적 우주의 종말에 대한 주요 예측 변수)였다.
1990년대 중반에 특정 구상성단을 관찰한 결과 그 나이는 약 150억 년으로 나타났는데, 이는 당시의 대부분의 우주나이 추정치(실제로 오늘날 측정된 나이)와 상충되었다. 이 문제는 항성풍으로 인한 질량 손실의 영향을 포함하는 새로운 컴퓨터 시뮬레이션이 구상성단의 나이를 훨씬 더 젊게 표시하면서 해결되었다. 성단의 나이가 얼마나 정확하게 측정되는지에 대한 몇 가지 질문이 여전히 남아 있지만 구상성단은 우주에서 가장 오래된 천체 중 일부로서 우주론의 관심의 대상이다.
대폭발(빅뱅) 우주론은 1990년대 후반부터 망원경 기술의 발전과 우주배경 탐사선(COBE), 허블 우주 망원경 및 WMAP과 같은 위성의 데이터 분석의 결과로 상당한 발전을 이루었다.우주론자들은 이제 대폭발 모형의 많은 매개변수를 상당히 정밀하고 정확하게 측정했으며, 또한 우주의 팽창이 가속되고 있는 것처럼 보인다는 예상치 못한 발견을 했다.
이 이론의 타당성에 대한 가장 초기의 가장 직접적인 관찰 증거는 허블의 법칙(은하의 적색편이가 나타내는 것처럼)에 따른 우주의 팽창, 우주 마이크로파 배경의 발견 및 측정, 그리고 대폭발 핵합성(BBN)에 의한 가벼운 원소의 상대적 풍부함이다. 보다 최근의 증거에는 은하의 형성 및 진화의 관찰과 우주 거대구조의 분포가 포함된다. 이들은 때때로 대폭발(빅뱅) 이론의 "4개의 기둥"이라고 불린다.
대폭발(빅뱅)의 정밀한 현대 모형은 지구상의 실험에서는 관찰되지 않았거나 입자 물리학의 표준 모형에 통합되지 않은 다양한 기이한 물리적 현상에 호소한다. 이러한 특징들 중 암흑 물질은 현재 가장 활발한 실험실 조사의 주제이다. 남은 문제로는 커스피 헤일로 문제(cuspy halo problem)와 왜소은하 문제(dwarf galaxy problem)가 있다. 암흑 에너지도 또한 과학자들의 관심이 집중되는 분야이지만, 암흑 에너지의 직접적인 탐지가 가능할지는 확실치 않다. 급팽창과 중입자 형성은 현재 대폭발 모형의 더 사변적인 특징으로 남아 있다. 그러한 현상에 대한 실행 가능하고 양적인 설명이 여전히 모색되고 있다. 이것들은 현재 물리학의 미해결 문제들이다.
멀리 떨어져 있는 은하들과 퀘이사들을 관찰한 결과 이 물체가 적색편이됨: 즉, 이 물체에서 방출되는 빛은 더 긴 파장으로 이동함을 보여준다. 이것은 물체의 주파수 스펙트럼(frequency spectrum)을 취해서 빛과 상호 작용하는 화학 원소의 원자에 해당하는 방출 또는 흡수선(emission or absorption lines)의 분광 패턴을 일치시킴으로써 알 수 있다. 이러한 적색편이는 균질하게 등방성이며 모든 방향에서 관찰된 물체 사이에 고르게 분포된다. 적색편이를 도플러 효과로 해석하면 물체의 후퇴 속도를 계산할 수 있다. 일부 은하의 경우 우주 거리 사다리를 통해 거리를 추정하는 것이 가능하다. 후퇴 속도를 이러한 거리에 대해 표시하면 허블-르메트르 법칙으로 알려진 선형 관계가 관측된다: formula_1, 여기서
허블-르메트르 법칙에는 두 가지 설명이 가능하다. 우리가 은하의 폭발의 중심에 있거나-그것은 코페르니쿠스의 원리에 따르면 지지될 수 없다-또는 우주는 모든 곳으로 균일하게 팽창하고 있다. 이 보편적 팽창은 허블이 1929년 분석과 관측을 하기 훨씬 전인 1922년 프리드만과 1927년 르메트르가 일반 상대성이론을 통해 예측한 것으로, 프리드만, 르메트르, 로버트슨, 워커에 의해 개발된 대폭발(빅뱅) 이론의 초석으로 남아 있다.
그 이론은 모든 시간에 유효한 formula_5 관계를 팔요로 하는데, 여기서 formula_3는 적정 거리, formula_2는 후퇴 속도이고, 또한 formula_2, formula_9 및 formula_3는 우주가 팽창함에 따라 변화한다(그래서 우리는 현재의 허블 "상수"를 나타내기 위해 formula_4를 쓴다).
관측 가능한 우주의 크기보다 훨씬 작은 거리에서 허블 적색편이는 후퇴 속도에 상응하는 도플러 편이로 볼 수 있다. 그러나 적색편이는 진정한 도플러 편이가 아니라 빛이 방출된 시점과 그것이 감지된 시점 사이의 우주의 팽창의 결과이다.
그 공간이 계량적(metric) 팽창을 겪고 있다는 것은 우주론적 원리와 코페르니쿠스 원리에 대한 직접적인 관찰 증거에 의해 보여지며, 이는 허블-르메트르 법칙과 함께 다른 설명이 없다. 천문학적 적색편이는 극도로 등방성이며 균질하며, 다른 많은 증거와 함께 우주가 모든 방향에서 동일하게 보인다는 우주론 원리를 뒷받침한다. 적색편이가 우리로부터 멀리 떨어진 중심에서 발생한 폭발의 결과였다면 서로 다른 방향에서 그렇게 유사하지 않았을 것이다.
2000년에 우주 마이크로파 배경 복사가 먼 천체 물리학 시스템의 역학에 미치는 영향을 측정한 결과 우주론적 규모에서 지구는 중심 위치에 있지 않다는 코페르니쿠스적 원리가 입증되었다. 대폭발(빅뱅)의 복사는 우주 전반에 걸쳐 초기에는 분명히 더 따뜻했다. 수십억 년에 걸친 CMB의 균일한 냉각은 우주가 계량적 팽창을 경험하고 있는 경우에만 설명할 수 있으며 우리가 폭발의 유일한 중심 근처에 있을 가능성은 배제된다.
허블 상수의 결정과 설명할 수 없는 불일치는 허블 텐션으로 알려져 있다. CMB의 관측에 기초한 기술은 우주 거리 사다리에 기초한 측정에서 도출된 양과 비교하여 이 상수의 더 낮은 값을 제안한다.
1964년, 아노 펜지어스와 로버트 윌슨은 우연히 마이크로파 대역의 무지향성 신호인 우주배경 복사를 발견했다. 이들의 발견은 1950년경에 알퍼, 허먼, 가모프의 대폭발 예측에 대한 상당한 확증을 제공했다. 1970년대를 통해 그 복사는 모든 방향에서 흑체 스펙트럼과 거의 일치하는 것으로 밝혀졌으며, 이 스펙트럼은 우주의 팽창에 의해 적색편이되었으며, 오늘날에는 약 2.725K에 해당한다. 이로써 대폭발(빅뱅) 모형에 유리한 증거의 균형이 잡혔고, 또한 펜지아스와 윌슨은 1978년 노벨 물리학상을 받았다.
CMB의 방출에 해당하는 '마지막 산란의 표면' 은 중성 수소가 안정되는 시기인 '재결합' 직후에 발생한다. 그 이전에는, 우주는 뜨겁고 조밀한 광자-중입자 플라즈마 바다로 구성되어 있었고 광자는 자유 대전 입자로부터 빠르게 산란했다(scattered). 약 37.2±1.4만 년에서 정점을 찍고 광자의 평균 자유 경로는 오늘날에 도달할 만큼 충분히 길어지고 우주는 투명해진다.
1989년 NASA는 COBE를 발사하여 1990년 고정밀 스펙트럼 측정은 CMB 주파수 스펙트럼이 104분의 1 수준에서 편차가 없는 거의 완벽한 흑체임을 보여주었고 잔류 온도 2.726K(최근 측정에서는 이 수치를 2.7255K로 약간 수정함)를 측정한 두 가지 주요 발전을 아루었고; 그런 다음 1992년에 추가 COBE 측정에서 105분의 1 정도 수준에서 하늘을 가로지르는 CMB 온도의 작은 요동(비등방성)을 발견했다. 존 C. 매더와 조지 스무트는 이러한 결과에 대한 리더십으로 2006년 노벨 물리학상을 수상했다.
다음 10년 동안 CMB 비등방성은 많은 지상 기반 및 풍선 실험에 의해 추가로 조사되었다. 2000-2001년에 여러 실험, 특히 BOOMERanG에서 비등방성의 일반적인 각 크기(하늘의 크기)를 측정하여 우주의 모양이 공간적으로 거의 평평하다는 것을 발견했다.
2003년 초, 윌킨슨 극초단파 비등방성 탐사선의 일부 우주 매개변수에 대한 당시 가장 정확한 값을 산출한 첫 번째 결과가 발표되었다. 결과는 몇 가지 특정 우주 급팽창 모형들을 반증했지만, 일반적으로 급팽창 이론과 일치한다. "플랑크" 우주 탐사선은 2009년 5월에 발사되었다. 다른 지상 및 풍선 기반 우주 마이크로파 배경 실험들(cosmic microwave background experiments)은 진행 중이다.
원시 요소의 존재도.
대폭발 모형을 이용하면 우주의 헬륨-4, 헬륨-3, 중수소, 리튬-7의 농도를 일반 수소량 대비 비율로 계산할 수 있다. 상대적인 존재도(abundance)들은 광자와 중입자의 비율이라는 단일 매개변수에 따라 달라진다. 이 값은 CMB 요동의 세부 구조와 독립적으로 계산할 수 있다. 예측된 비율(숫자가 아닌 질량 기준)은 &lt;chem&gt;^4He/H&lt;/chem&gt;에 약 0.25, &lt;chem&gt;^2H/H&lt;/chem&gt;에 약 10−3, &lt;chem&gt;^3He/H&lt;/chem&gt;에 약 10−4 및 &lt;chem&gt;^7Li/H&lt;/chem&gt;에 약 10−9이다.
측정된 존재도는 모두 중입자 대 광자 비율의 단일 값에서 예측된 것과 적어도 대략적으로는 일치한다. 그 일치는 중수소에 대해 우수하지만 가깝지만 &lt;chem&gt;^4He/H&lt;/chem&gt;에 대해서는 공식적으로는 불일치하고 또한 &lt;chem&gt;^7Li/H&lt;/chem&gt;에 대해서는 두배의 차이가 나고(이런 비정상은 우주론적 리튬 문제(cosmological lithium problem)로 알려져 있다); 후자의 두 경우에는 상당한 관측적 오류(observational error)가 있다. 그럼에도 불구하고, 그 이론은 빛 요소의 상대적 존재도에 대한 유일한 알려진 설명이며 대폭발이 20-30%의 헬륨을 훨씬 더 많이 혹은 더 적게 생성하도록 "조정"하는 것은 사실상 불가능하기 때문에, BBN이 예측한 존재도와의 일반적인 일관성은 대폭발에 대한 강력한 증거이다. 사실, 예를 들어 젊은 우주(즉, 항성 핵합성 산물이 없는 것으로 추정되는 물질을 연구하여 결정된 항성 형성 이전)가 중수소보다 헬륨이 더 많아야 하거나, 혹은 &lt;chem&gt;^3He/H&lt;/chem&gt;보다 더 많은 중수소가 있어야 하거나, 또한 일정한 비율이어야 한다는 것 역시 대폭발(빅뱅) 외에는 명백한 이유가 없다.
은하의 진화와 분포.
은하와 퀘이사의 형태와 분포에 대한 자세한 관찰은 대폭발 이론의 현재 상태와 일치한다. 관측과 이론의 조합은 최초의 퀘이사와 은하가 대폭발(빅뱅) 이후 약 10억 년 후에 형성되었으며 그 이후로 은하단과 초은하단과 같은 더 큰 구조가 형성되었음을 시사한다.
별의 개체군은 노화와 진화를 거듭해 왔으며, 따라서 먼 은하(초기 우주에서의 것으로 관찰됨)는 가까운 은하(더 근래의 상태로 관찰됨)와 매우 다르게 보인다. 더욱이, 비교적 최근에 형성된 은하는 대폭발(빅뱅) 직후에 비슷한 거리에서 형성된 은하와 현저하게 다르게 나타난다. 이러한 관찰은 정상-4상태 모형에 반하는 강력한 주장이다. 별 형성, 은하와 퀘이사 분포, 더 큰 구조에 대한 관찰은 우주 구조 형성에 대한 대폭발 시뮬레이션과 잘 일치하며, 그 이론의 세부 사항을 완성하는 데 도움이 된다.
원시 가스 구름.
2011년에 천문학자들은 먼 퀘이사의 스펙트럼에서 흡수선을 분석하여 원시 가스의 깨끗한 구름이라고 추정되는 것을 발견했다. 이 발견 이전에 다른 모든 천체에는 별에서 형성되는 무거운 원소가 포함되어 있는 것으로 관찰되었다. 탄소, 산소 및 규소에 민감함에도 불구하고 이 세 가지 요소는 이 두 구름에서 감지되지 않았다. 그 가스 구름은 감지할 수 있는 수준의 중원소가 없기 때문에 대폭발(빅뱅) 후 처음 몇 분이 지나서 BBN 동안 형성되었을 가능성이 있다.
다른 증거 라인.
허블 팽창과 CMB를 통해 추정된 우주의 나이는 구상성단에 대한 항성진화 이론과 개별 종족 II 별들의 방사능 연대 측정을 통해 측정된 가장 오래된 별의 나이를 사용한 다른 추정치와 잘 일치한다. 또한 Ia형 초신성을 이용한 팽창 및 우주 마이크로파 배경의 온도 변동 측정에 기초한 추정치와도 잘 일치한다. 이 연령의 독립 측정치의 합치도는 ΛCDM 모형을 지지한다. 왜냐하면 그 모형은 측정치의 일부를 연령 추정치와 연관시키는 데 사용되며 모든 추정치가 일치하기 때문이다. 그럼에도 불구하고, 상대적으로 초기 우주에서 온 천체들(특히 퀘이사 APM 08279+5255)에 대한 일부 관측은 이 천체들이 ΛCDM 모형에서 그렇게 초기에 형성될 충분한 시간을 가졌는지에 대한 우려를 제기한다.
과거에 CMB 온도가 더 높았을 것이라는 예측은 높은 적색편이에서 가스 구름의 매우 낮은 온도 흡수선을 관측함으로써 실험적으로 뒷받침되었다. 이 예측은 또한 은하단에서 수냐에프-젤도비치 효과의 진폭이 적색편이에 직접적으로 의존하지 않는다는 것을 암시한다. 관측 결과 이는 대체로 사실이지만, 이 효과는 우주 시간에 따라 변하는 성단의 특성에 따라 달라지기 때문에 정밀한 측정이 어렵다.
미래 관측.
미래의 중력파 관측소(gravitational-wave observatory)는 대폭발(빅뱅) 후 1초 이내까지 극초기 우주의 유물인 원시 중력파를 탐지할 수 있을 것이다.
여느 이론과 마찬가지로, 대폭발(빅뱅) 이론의 발전의 결과로 많은 미스터리와 문제들이 발생했다. 이러한 미스터리와 문제들 중 일부는 풀린 반면 다른 것들은 여전히 미해결이다. 대폭발 모형의 일부 문제에 대한 제안된 해결책은 그들 자신의 새로운 미스터리를 드러냈다. 예를 들어 지평선 문제, 자기 홀극 문제, 편평도 문제는 급팽창 이론으로 가장 일반적으로 해결되지만, 급팽창 우주의 세부사항은 여전히 해결되지 않은 채로 남아있고 이론의 일부 창시자를 포함한 많은 이들이 반증되었다고 말한다. 다음은 우주론자와 천체물리학자들의 집중적인 조사를 받고 있는 대폭발 이론의 신비로운 측면들의 목록이다.
중입자 비대칭.
우주에 반물질보다 물질이 더 많은 이유는 아직 이해되지 않는다. 대폭발 이론이 사실로 인정받기 위해서는 현재 우주에 존재하는 물질 양에 상응하는 반물질이 발견되어야 함에도 불구하고, 사실 태양계 내에서는 물론이거니와 우주 어디를 관측해 보아도 자연적으로 존재하는 반물질 자체를 찾을 수가 없다는 것이 현재 대폭발이론의 가장 큰 문제점 중 하나이다. 일반적으로 우주가 젊고 매우 뜨거웠을 때 통계적 평형 상태에 있었고 동일한 수의 중입자와 반중입자가 포함되어 있다고 가정한다. 그러나 관측에 따르면 우주는 가장 멀리 떨어져 있는 부분을 포함하여 거의 전적으로 물질로 이루어져 있다. 비대칭을 설명하기 위해 중입자 생성이라고 불리는 과정이 가정되었다. 중입자 발생이 발생하려면 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 충족되어야 한다. 이를 위해서는 중입자 수가 보존되지 않고 C-대칭 및 CP-대칭이 위반되고 우주가 열역학적 평형에서 벗어나야 한다. 이러한 모든 조건은 표준모형에서 발생하지만 그 효과는 현재의 중입자 비대칭을 설명할 만큼 강력하지 않다.
우주 생성 후 3분동안 현재 우주 크기의 70퍼센트 이상 크기가 이미 되었다는 가정은 수학 계산에서 나온 결과이며 모순점을 해결하려다 보니 빛보다 빠른 것은 없다는 상대성 이론의 가장 기본적인 전제를 공간 확장에 한해서는 예외로 두게 된다는 큰 무리수가 있는 것도 현재 대폭발 이론의 자충수적 설명 중 하나이다.
암흑 에너지.
Ia형 초신성에 대한 적색편이-겉보기등급 관계를 측정한 결과, 우주가 현재 나이의 절반 정도였을 때부터 우주 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있었다. 이 가속도를 설명하기 위해 일반 상대성 이론은 우주 에너지의 대부분이 "암흑 에너지"라고 불리는 큰 음압을 가진 구성 요소로 구성되어야 한다고 요구한다.
암흑 에너지는 추측이지만 수많은 문제를 해결한다. 우주 마이크로파 배경의 측정은 우주가 거의 공간적으로 평평하다는 것을 나타내며, 따라서 일반 상대성이론에 따르면 우주는 질량/에너지의 임계 밀도(critical density)를 거의 정확하게 가져야 한다. 그러나 우주의 질량 밀도는 중력 군집화로 측정할 수 있으며 임계 밀도의 약 30%만 있는 것으로 밝혀졌다. 이론에 따르면 암흑 에너지는 일반적인 방식으로 군집되지 않기 때문에 "누락된" 에너지 밀도에 대한 최선의 설명이다. 암흑 에너지는 또한 우주의 전체 곡률에 대한 두 가지 기하학적 측정을 설명하는 데 도움이 되는데, 하나는 중력 렌즈의 주파수를 사용하고, 다른 하나는 우주 잣대(cosmic ruler)로 거대구조의 특징적인 패턴을 사용하는 것이다.
음압은 진공 에너지(vacuum energy)의 속성으로 믿어지고 있지만, 암흑 에너지의 정확한 성질과 존재는 대폭발의 위대한 미스터리 중 하나로 남아 있다. 2008년 WMAP 팀의 결과는 73%의 암흑 에너지, 23%의 암흑 물질, 4.6%의 일반 물질 및 1% 미만의 중성미자로 구성된 우주에 관한 것이다. 이론에 따르면 물질의 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 감소하지만 암흑 에너지 밀도는 우주가 팽창함에 따라 일정하게(또는 거의 비슷하게) 유지된다. 따라서 물질은 과거에 오늘날보다 우주 전체 에너지의 더 많은 부분을 차지했지만, 그러나 암흑 에너지가 심지어 더 우세해지면서 먼 미래에는 물질이 차지하는 비중은 줄어들 것이다.
우주의 암흑 에너지 성분은 이론가들에 의해 아인슈타인의 우주 상수를 비롯한 다양한 경쟁 이론을 사용하여 설명되었을 뿐아니라, 더 이국적인 형태의 퀸테센스(quintessence) 또는 기타 수정된 중력안들로 확장되었다. 때때로 "물리학에서 가장 당혹스러운 문제"라고 불리는 우주 상수 문제(cosmological constant problem)는 측정된 암흑 에너지의 에너지 밀도와 플랑크 단위에서 순수하게 예측된 것 사이의 명백한 불일치에서 비롯된다.
1970년대와 1980년대에 다양한 관측에 따르면 우주에는 은하 내부와 은하 사이의 중력의 겉보기 강도를 설명할 수 있는 가시 물질이 충분하지 않다는 것이 밝혀졌다. 이것은 우주 물질의 최대 90%가 빛을 방출하지 않거나 정상적인 중입자 물질과 상호 작용하지 않는 암흑 물질이라는 생각으로 이어졌다. 또한 우주가 대부분 정상 물질이라는 가정은 관측과 크게 일치하지 않는 예측으로 이어졌다. 특히, 오늘날 우주는 암흑 물질 없이 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 덩어리지고(lumpy) 훨씬 적은 양의 중수소를 포함하고 있다. 암흑 물질은 항상 논란의 여지가 있어 왔지만 CMB의 비등방성, 은하단 속도 분산, 거대구조 분포, 중력 렌즈 연구 및 은하단의 엑스선 측정 등 다양한 관찰 결과들에 의해 추론된다.
암흑 물질에 대한 간접적인 증거는 실험실에서 암흑 물질 입자가 관찰되지 않았기 때문에 다른 물질에 대한 중력의 영향에서 비롯된다. 암흑물질에 대한 많은 입자 물리학 후보가 제안되었으며 이를 직접 탐지하기 위한 여러 프로젝트가 진행 중이다.
또한, 왜소은하 문제와 쿠스피 헤일로 문제를 포함하여 현재 선호되는 차가운 암흑 물질 모형과 관련된 눈에 띄는 문제가 있다. 많은 양의 미검출 물질을 필요로 하지 않고 대신 뉴턴과 아인슈타인이 설정한 중력 법칙을 수정하는 대안 이론이 제안되었다. 그러나 현존하는 모든 관측을 설명하는 데 있어 차가운 암흑물질 제안만큼 성공적인 대안 이론은 없다.
지평선 문제.
지평선 문제는 정보가 빛보다 빠르게 이동할 수 없다는 전제에서 비롯된다. 유한한 시대의 우주에서 이것은 인과적 접촉에 있는 공간의 두 영역의 분리에 대한 한계-입자 지평선-를 설정한다. CMB의 관측된 등방성은 이와 관련하여 문제가 있으니: 만일 우주가 마지막 산란의 시대까지 항상 복사 또는 물질에 의해 지배되었다면 그 당시의 입자 지평선은 하늘에서 약 2도에 해당할 것이다. 그러면 더 넓은 지역이 동일한 온도를 갖도록 하는 메커니즘이 없을 것이다.:191–202
이 명백한 불일치에 대한 해결책은 균질하고 등방성인 스칼라 에너지장이 아주 초기(압력 생성 이전)에 우주를 지배한다는 급팽창 이론에 의해 제공된다. 급팽창하는 동안 우주는 지수적(exponential) 팽창을 겪으며, 입자 지평선은 이전에 가정한 것보다 훨씬 더 빠르게 확장되어 현재 관측 가능한 우주의 반대쪽에 있는 영역이 서로의 입자 지평선 안쪽에 있다. CMB의 관찰된 등방성은 급팽창이 시작되기 전에 이 더 큰 영역이 인과 관계에 있었다는 사실에서 비롯된다.:180–186
하이젠베르크의 불확정성 원리는 급팽창 단계에서 양자 열적 요동이 있을 것이며, 이는 우주 규모로 확대될 것이라고 예측한다. 이러한 요동은 우주의 모든 현재 구조의 씨앗이 되었다.:207 급팽창은 원시 요동이 CMB 측정으로 정확하게 확인된 거의 축척 불변(scale invariance)이고 정규 분포라고 예측한다.:sec 6
자기 홀극 반대는 1970년대 후반에 제기되었다. 대통일 이론(GUTs)은 우주의 위상학적 결함(topological defect)이 자기 홀극으로 나타날 것이라고 예측했다. 이 물체들은 뜨거운 초기 우주에서 효율적으로 생성될 수 있으며, 홀극이 발견되지 않았으므로, 관측 결과와 일치하는 밀도보다 훨씬 더 높은 밀도를 나타낸다. 이 문제는 기하학을 평탄하게 만드는 것과 같은 방식으로 관측 가능한 우주로부터 모든 점 결함들을 제거하는 우주 급팽창에 의해 해결된다.
편평도 문제.
편평도 문제(노후성(oldness) 문제라고도 함)는 FLRW와 관련된 관측 문제이다. 우주는 총 에너지 밀도에 따라 공간 곡률이 양수, 음수 또는 0일 수 있다. 밀도가 임계 밀도보다 작으면 곡률은 음수; 크면 양수; 그리고 임계 밀도에서는 0이며, 이 경우 공간이 "평평하다"고 말한다. 관측은 우주가 평평한 사실과 일치함을 가리킨다.
문제는 임계 밀도에서 작은 벗어남이 시간이 지나면서 커지지만 여전히 오늘날 우주는 평평함에 매우 가깝다는 것이다. 평평함에서 벗어나는 자연적인 시간 척도가 플랑크 시간, 10-43초일 수 있다는 점을 감안할 때, 우주가 수십억 년 후에 열죽음이나 대함몰에 도달하지 않았다는 사실은 설명이 필요하다. 예를 들어, 몇 분이라는 비교적 늦은 나이(핵합성의 시간)에도 우주의 밀도는 임계값의 1014분의 1내에 있어야 하며 그렇지 않으면 오늘날과 같이 존재하지 않을 것이다.
대폭발 모형에 대한 일반적인 오해 중 하나는 그것이 우주의 기원을 완전히 설명한다는 것이다. 그러나 대폭발 모형은 에너지, 시간, 공간이 어떻게 발생했는지를 설명하는 것이 아니라 초밀도 및 고온의 초기 상태에서 현재 우주의 출현을 설명한다. 대폭발의 크기를 일상적인 물체와 비교하여 대폭발을 시각화하는 것은 오해의 소지가 있다. 대폭발 당시 우주의 크기는 우주 전체가 아니라 관측 가능한 우주의 크기를 의미한다.
허블-르메트르 법칙은 허블 거리 너머에 있는 은하는 빛의 속도보다 빠르게 후퇴한다고 예측한다. 그러나 특수 상대성이론은 공간을 통한 운동을 넘어서는 적용되지 않는다. 허블-르메트르 법칙은 공간을 '통해서' 보다는 공간의 팽창으로 인한 속도를 설명한다.
천문학자들은 종종 우주론적 적색편이를 오해로 이어질 수 있는 도플러 편이라고 부른다. 유사하기는 하지만, 우주론적 적색편이는 고전적으로 유도된 도플러 적색편이와 동일하지 않다. 왜냐하면 도플러 적색편이의 대부분의 기본적 유도는 공간 확장을 수용하지 않기 때문이다. 우주론적 적색편이의 정확한 유도는 일반 상대성 이론의 사용을 필요로 하며, 더 단순한 도플러 효과 논증을 사용한 처리는 가까운 은하에 대해 거의 동일한 결과를 제공하지만, 가장 단순한 도플러 적색편이 처리에 근거해서 더 먼 은하의 적색편이를 해석하면 혼동을 일으킬 수 있다.
암시.
현재의 이해를 바탕으로 우주의 미래에 대한 과학적 외삽은 우주의 현재 나이보다 훨씬 더 긴 기간이지만 유한한 기간 동안만 가능하다. 그 이상은 점점 더 추측이 된다. 마찬가지로 현재 우주의 기원에 대한 올바른 이해는 추측에 불과하다.
대폭발(빅뱅)-이전 우주론.
대폭발(빅뱅)은 인류의 능력을 훨씬 뛰어넘는 시작 밀도와 온도로부터 우주의 진화를 설명하므로 가장 극한의 조건과 초기 시간에 대한 외삽은 필연적으로 더 추측적이다. 르메트르는 이 초기 상태를 "원시 원자"라고 불렀고 가모프는 물질을 "일렘(ylem)"이라고 불렀다. 우주의 초기 상태가 어떻게 시작되었는지는 여전히 미해결 문제이지만 대폭발 모형은 일부 특성을 제한한다. 예를 들어, 특정한 자연 법칙은 무작위로 존재할 가능성이 가장 높지만 급팽창 모형에서 알 수 있듯이 이들의 일부 조합은 훨씬 가능성이 높다. 위상학적으로 평평한 우주는 중력 퍼텐셜 에너지(gravitational energy)와 다른 에너지 형태들 사이의 균형을 의미하므로 추가 에너지를 생성할 필요가 없다.
고전적 일반 상대성이론을 기반으로 한 대폭발(빅뱅) 이론은 우주시간의 기원에 특이점을 가리키며, 이러한 무한한 에너지 밀도는 물리적으로 불가능할 수 있다. 그러나 현재 실현되고 있는 일반 상대성이론과 양자역학의 물리 이론은 플랑크 시대 이전에는 적용할 수 없으며 이를 바로잡기 위해서는 양자 중력에 대한 올바른 처리의 개발이 필요하다. 휠러-디윗 방정식과 같은 특정 양자 중력 처리는 시간 자체가 창발적 속성(emergent property)이 될 수 있음을 암시한다. 따라서 물리학은 대폭발 이전에는 시간이 존재하지 않았다고 결론지을 수 있다.
초기 우주의 뜨겁고 조밀한 상태에 선행할 수 있었던 것이 무엇인지, 그것이 어떻게 그리고 왜 발생했는지, 심지어 그러한 질문이 합리적인지 여부는 알려지지 않았지만 "우주기원론(cosmogony)"이라는 주제에 대한 추측은 무성하다.
우주의 종말.
암흑 에너지를 관측하기 전에 우주론자들은 우주의 미래에 대한 두 가지 시나리오를 고려했다. 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 크면 우주는 최대 크기에 도달한 다음 붕괴되기 시작한다. 그것은 다시 밀도가 높아지고 뜨거워지며, 시작되었을 때와 비슷한 상태인 대함몰로 끝나게 된다.
또는 우주의 밀도가 임계 밀도 이하인 경우 팽창이 느려지지만 결코 멈추지 않을 것이다. 별 형성은 각 은하에서 성간 가스를 소모하면서 멈출 것이다. 별은 타서 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀을 남긴다. 이들 사이의 충돌은 질량이 점점 더 큰 블랙홀로 축적되는 결과를 낳는다. 우주의 평균 온도는 아주 점차적으로 절대 영도-빅 프리즈(Big Freeze)에 점근적으로 접근할 것이다. 또한 만약 양성자가 불안정하면, 중입자 물질이 사라지고 방사선과 블랙홀만 남게 된다. 결국 블랙홀은 호킹 복사를 방출하여 증발한다. 우주의 엔트로피는 열죽음이라고 알려진 시나리오인 어떠한 조직화된 형태의 에너지도 추출할 수 없을 정도로 증가할 것이다.
가속 팽창에 대한 현대의 관찰은 현재 보이는 우주의 점점 더 많은 부분이 우리의 사건 지평선을 넘어 우리와 접촉하지 않게 될 것임을 암시한다. 최종 결과는 알 수 없다. 우주의 ΛCDM 모형은 우주 상수의 형태로 암흑 에너지를 포함한다. 이 이론은 은하계와 같이 중력에 의해 결합된 시스템만이 함께 남아 있을 것이며 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 그들 역시 열죽음의 대상이 될 것을 시사한다. 팬텀 에너지(phantom energy) 이론이라고 하는 암흑 에너지에 대한 다른 설명은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵 및 물질 자체가 이른바 빅 립(Big Rip) 속에서 계속 증가하는 팽창에 의해 산산조각날 것임을 시사한다.
종교 및 철학적 해석.
우주의 기원에 대한 설명으로서, 대폭발(빅뱅) 이론은 종교와 철학에 중요한 영향을 미친다. 그 결과, 그것은 과학과 종교 사이의 담론에서 가장 활발한 영역 중 하나가 되었다. 어떤 이들은 대폭발이 창조자를 암시한다고 믿는 반면, 다른 이들은 대폭발 우주론이 창조자의 개념을 불필요하게 만든다고 주장한다.
독일 법률상 정당.
기본법.
정당법상 정의.
정당은 선관위에 당헌, 강령과 대표기구의 성원의 이름을 등록해야한다. 관련 정보는 누구나 열람할 수 있다. 현재 등록된 정당 정보 PDF은 온라인상에서 열람할 수 있다. 독일에서 공식적인 정당업무의 시작은 창당 총회부터 시작된다.
정당의 강령.
정당은 수년 또는 수십년간에 걸쳐 실현하려는 기본강령을 가지고 있다. 기본강령에는 우선적으로 정당의 가치와 이데올로기를 규정하고 있다.
일반적으로 강령은 연방수준에서 뿐만 아니라 주나 시군수준에서도 채택한다. 현안을 이유로 강령을 보충, 보완할 목적으로 특정 분야에 대한 강령을 채택하기도 한다. 독일 정당들은 대부분 독일 통일이후 새로운 강령을 채택했다. 주요 정당의 강령은 다음과 같다.
정당의 임무.
정당의 임무는 다양하면서도 논쟁의 여지가 있다. 독일 정당법 1조에는 정당의 임무에 대해 다음과 같이 기술하고 있다.
정당의 재정.
독일 정당은 기부금과 당원의 당비, 기타 수익외에 국가로부터 재정지원을 받는다. 독일의 경우 정당재정의 1/4은 당원이 내는 당비로 충당한다. 정당에 대한 기부금은 정당 재정의 15% 정도를 차지한다. 독일의 경우 개인과 법인 모두 금액의 제한없이 정당에 기부금을 낼 수 있다. 독일 정당 재정에서 가장 많은 부분은 차지하는 것은 국가의 재정지원이다. 연방의회나 유럽 의회선거에서 0.5%이상 득표하거나 주의회 선거에서 1.0% 득표한 정당에는 국고보조금이 지급된다. 현재 법으로 정하고 있는 국가보조금의 전체 상한 금액은 1억3천3백만 유로이다.
정당에 대한 비판.
독일에서는 정당의 활동과 권한에 대해 많은 비판이 제기되고 있다. 핵심적인 내용은 다음과 같다.
원외 정당.
우익 및 극우정당.
1대 연방하원에는 독일제국당이나 독일당, 전후이주자연합 등 보수우익 정당이 여럿 있었다. 독일당은 기민련의 배려로 지역구에 당선되어 1961년까지 원내에 진출할 수 있었다. 1961년 이후 기민련/기사련보다 우익적 입장을 가진 정당은 연방하원의원으로 당선되지 못했다. 하지만, 몇몇 주의회에서는 우익정당이 원내진출에 성공하기도 했다.
독일 국가민주당(NPD)은 1964년 창당했으며, 보수우익 정당과 민족주의적 자유주의 정당과 이전의 여러 그룹 사람들에 뿌리를 두고 있다. 60년대 말에는 당시 10개 주의회중 7개의 주의회에 진출하기도 했다. 독일 통일이후 작센주이나 메클렌부르크포어포메른주 주의회에 진출하는 데 성공했다. 2010년 말에는 같은 극우정당인 독일국민연합(DVU)와 통합하는데 성공한다. 하지만 2011년 1월 뮌헨 주법원의 판결로 법적으로는 통합이 무효가 된 상태다.
자유민주당(自由民主黨, Free Democratic Party, )은 독일의 자유주의 정당이다. 이전의 독일 민주당과 독일 인민당 당원들이 1948년 창당했다. 자유민주당은 독일의 재통일 이후 구 동독의 독일 자유민주당(LPD)와 독일 국가민주당(NPD), 독일 포럼당(DFP), 동독 자유민주당(FDP)도 병합했다. 2013년 독일 총선에서 단 1석의 의석수도 얻지못하며 연방의회 하원 원내 진입에 사상 처음으로 실패하였다.
공화당은 전 기사련 의원이 1983년 창당한 정당으로 80년대 유럽의회와 바덴뷔르템베르크주 주의회 진출에 성공하기도 했다. 기민련/기사련으로 당선된 3명의 연방하원의원이 탈당해 공화당에 가입하기도 했다. 2명은 1985-1987년에, 1명은 1995-1998년에 공화당에서 활동했다.
2001년에서 2004년까지 우익포퓰리스트 정당인 "적극적 법치국가당"(쉴당이라도 함)은 함부르크 주의회에 진출해 기민련, 자민당과 더불어 연정을 구성한 바 있다. 그외에 지역에서 활동하는 많은 우익 정당들이 있다. 구 동독에서 활동하며 보수우익인 "독일 사회연합(DSU)", 노르트라인베스트팔렌에서 활동하는 "친노르트라인베스트팔렌 시민운동", 브레멘 주의회에 의석을 갖고 있는 "분노한 시민", 뮌헨과 뉘른베르크의 "외국인스톱 시민운동"등이 있다.
5% 봉쇄조항으로 연방에서는 원외 정당으로 머물러 있는 지역의 군소정당은 수도 없이 많다. 지역구 3인 당선의 경우 5% 봉쇄조항의 예외가 인정되고 있지만 극히 드문경우이다. 2009년 연방하원 선거에는 27개 정당이, 유럽의회 선거에는 32개 정당이 참여했다.
기초의회 선거와 부분적으로 주의회 선거에 정당외에 무소속 유권자그룹이 참여하고 있다. 이들중 일부는 "자유유권자 연방협회"에 참여하고 있다. 2008년 바이에른주 주의횐 선거에는 "바이에른 자유 유권자"가 원내 진출에 성공했다.
2009년 연방하원 선거에서 의석을 배출하지 못한 정당 중에 최고 득표 정당은 독일 해적당이었다. 독일 해적당은 스웨덴 해적당을 본따 2006년 창당했으며, 주로 정보 자유와 시민권, 무상교육, 투명성을 주장하고 있다. 2009년에는 사민당 연방하원 의원 외르크 타우스의 입당으로 일시적으로 원내 정당이 되기도 했다.
독일에 존재하는 많은 군소 정당들은 이익정당이자 정치적으로 큰 의미가 없는 정당들이다. 이들은 주로 예를 들어 노인이나 연금생활자같은 특정 그룹이나 특정 주제에 집중하는 경향이 있다.
정당의 활동금지.
전후 독일에서 2개의 정당에 활동금지 판결이 내려졌다. 하나는 1952년의 "사회주의 제국당"에 대한 판결이고, 다른 하나는 1956년의 독일 공산당에 대한 판결이다. 2004년에 제출된 독일 민족민주당에 대한 금지안은 연방헌법보호청과 주 헌법보호기관간의 협력실패로 금지판결을 얻어내는데 실패했다.
올림픽 경기 종목(, )은 올림픽에서 경기가 치러지는 모든 스포츠를 이르는 말이다. 하계 올림픽은 2024년 기준 32개 부문 329개 경기로 구성되었으며, 동계 올림픽은 2022년 기준 7개 부문 103 경기로 구성되어 있다. 각 종목의 경기 종류 및 숫자는 매 대회 때마다 조금씩 변경될 수 있다.
부문, 종목, 경기.
국제 올림픽 위원회(IOC)는 올림픽에서 부문 및 종목으로 구성된 분류 방식을 사용하고 있다. 부문이란, 국제적 대표 기구를 두고 있는 단일 종목 또는 일련의 종목들의 집합을 말한다. 예를 들어, 하계 올림픽의 수상 부문은 국제 수영 연맹에 대표되는 것으로서, 수영, 다이빙, 아티스틱 스위밍, 수구 등의 종목으로 구성된다. 동계 올림픽의 스케이팅 부문은 국제 빙상 경기 연맹에 의해 대표되는 것으로서, 피겨스케이팅, 스피드스케이팅, 쇼트트랙의 세 가지 종목으로 구성된다.
메달은 경기 단위로 배정된다. 따라서, 각각의 부문 또는 종목마다 한 개 혹은 그 이상의 메달이 배정될 수 있다. 2008년 하계 올림픽 이후 야구와 소프트볼이 정식종목에서 제외됨에 따라, 현재 모든 올림픽 종목은 두 종류 이상의 경기를 갖고 있다.
20세기에 열린 대부분의 올림픽 대회에서 시범 종목이 채택되었다. 이것은 대개 정식 종목에서는 제외되어 있는 개최국의 인기 종목을 널리 알리려는 의도 내지는 정식종목 채택 여부의 판단을 위해 특정 종목에 대한 대중의 관심도와 각국의 참여 수준을 가늠해보려는 목적에서 이루어졌다. 일례로 컬링은 시범 종목으로 실시된 이후 곧 정식 정식 종목으로 채택되었던 바 있다. 이러한 관행은 1989년 국제 올림픽 위원회가 1992년 대회 이후로 시범 종목을 없애기로 결정함에 따라 바뀌게 되었다. 이에 따라 1992년 대회 이후로 시범 종목은 사라지게 되었지만, 2008년 하계 올림픽에서는 베이징 올림픽 조직위원회가 우슈 경기를 올림픽 대회 중에 실시하는 것을 인가받아 를 열기도 했다.
제1회 하계 올림픽에서는 9개의 종목이 실시되었으며, 이후 점차 종목이 추가되어 2000년부터 2008년 대회까지는 총 28개의 종목이 실시되었다. 그러다가 2006년 초 열린 국제 올림픽 위원회에서 야구와 소프트볼의 정식종목 제외가 결정됨에 따라, 2012년 대회부터 종목 수가 26개로 줄어들게 되었다.
2016년 하계 올림픽대회에 추가될 2종목으로 2005년에 정식 종목에서 제외된 야구, 소프트볼 2종목과 가라테, 스쿼시, 골프, 롤러 스케이팅, 럭비 등 총 7종목이 새로이 정식 종목에 포함되기를 희망했다. 2009년 8월, 집행위원들은 7인제 럭비(7명이 하는 럭비)를 잠정 승인했고, 이에 따라 야구, 롤러 스케이팅, 스쿼시는 검토 대상에서 제외되었다. 나머지 3종목(골프, 가라테, 소프트볼) 중에서는 골프가 승인되었다.
국제 올림픽 위원회(IOC)는 제125차 IOC 총회에서 가라테, 레슬링, 롤러 스케이팅, 스쿼시, 스포츠클라이밍, 야구/소프트볼, 우슈 중에서 투표를 통해 2020년 하계 올림픽에 재진입할 종목을 결정하였다. 결국 2013년 9월 8일 아르헨티나 부에노스아이레스에서 열린 IOC 총회에서 레슬링이 49표를 득표하여 2020년 하계 올림픽 종목에 재진입하였다.
현재 경기 종목.
다음은 현재의 하계 올림픽 정식 종목을 대표 기구 및 부문별로 정리한 것이다. 칸 안의 숫자는 경기 종류의 수를 나타내며, 점(•)은 시범 종목을 나타낸다.
다음은 동계 올림픽의 현재 정식 종목을부문별 및 가나다순으로 정리한 것이다. 칸 안의 숫자는 해당 연도에 실시되었던 경기 종류의 수를 나타낸다. 점(•)은 시범 종목을 나타낸다. 일부 대회에서는 특정 종목 내에 정식 종목 경기와 시범 종목 경기가 동시에 존재하기도 했다.
영국 왕비 카밀라(, Queen Consort of the United Kingdom, 1947년 7월 17일~)는 영국의 왕족으로 찰스 3세 국왕의 왕비이자 두번째 부인이다. 원래 이름은 카밀라 로즈메리 섄드이나, 재혼 전까지 전 남편의 성을 썼으므로 카밀라 파커 볼스()란 이름으로 더 알려져 있었다.
2005년 왕세자인 웨일스 공 찰스와 결혼함으로써 왕세자빈의 지위를 가지게 되었으나, 왕실과 국내의 여론이 좋지 않았다. 따라서 왕세자빈의 대표 직함인 '(Princess of Wales)'는 사용하지 않고, 왕세자와 왕세자빈이 공유하는 칭호들 중 으로 불렸다.
1947년, 런던에서 애슈컴 남작 R. 커빗의 외손녀로 태어나 서식스 지방에서 유년 시절을 보냈다. 1972년, 약혼자 앤드루 파커 볼스의 소개로 찰스 왕세자를 처음 만나게 되어 서로 사랑을 느꼈으나 찰스가 입대하자 예정대로 이듬해 앤드루와 결혼식을 올렸다. 그러나 찰스가 제대하자 다시 연락하여 이내 왕세자와의 혼외 관계를 시작하였다. 남편 앤드루와의 사이에서 아들 톰과 딸 로라를 낳고 1981년, 스펜서 백작 가문의 딸 레이디 다이애나 스펜서가 왕세자빈이 되었음에도 불구하고 관계를 지속하였다. 찰스와 다이애나 사이에서의 아들 윌리엄과 해리가 태어난 후에도 이들의 불륜 관계는 해소되지 않았기에 이로 인해 왕세자 부부의 관계는 극도로 악화되어 갔다.
1990년, 찰스와의 은밀한 통화 내용을 녹음한 테이프가 언론에 폭로되며 왕세자의 사생활이 대중들에게 알려지게 되었지만, 해당 사건 이후에도 두 사람은 불륜 관계를 지속했다. 1995년 11월 20일, 다이애나는 BBC에서 특별제작한 인터뷰 프로그램에 출연하여 찰스와 카밀라의 관계에 대한 자세한 내막을 폭로했다. 이 인터뷰 출연을 계기로 왕실과 다이애나는 돌이킬 수 없는 냉각기를 맞이하였고, 이듬 해인 1996년 9월 엘리자베스 2세는 찰스와 다이애나의 이혼을 승인하였다.
카밀라는 찰스가 다이애나와 이혼하자 그가 정식으로 재혼할 계획을 세우고 있었지만, 1997년 8월 다이애나가 파리에서 교통사고로 사망하자 영국 사회에서 찰스-카밀라를 지탄하는 여론이 높아져 계획을 미루었다. 그러나 다이애나의 죽음이 두 사람의 이별을 초래하지는 않았고, 1999년 리츠 칼튼 호텔에서 열린 찰스의 생일파티에서 그와 함께 모습을 들어냄으로서 국제 사회에 두 사람이 공식적인 연인이라는 것을 공개했다.
2001년 카밀라는 국립 골다골증 협회의 회장으로 임명되었고, 2년 뒤인 2003년부터 왕세자의 공식 거처인 클래런스 하우스에서 동거를 시작했다. 직전 해인 2002년에 거행된 엘리자베스 2세의 즉위 50주년 기념 골든 쥬빌리 행사에서 카밀라는 찰스와 함께 왕족들이 착석하는 로열 박스에서 퍼레이드를 관람했다.
2005년 4월 9일, 많은 논란 속에 찰스 왕세자와 정식으로 재혼하였으며 결혼식은 윌리엄, 해리 왕자와 카밀라가 전 남편 사이에서 낳은 톰, 로라 파커 볼스가 참석한 가운데 소규모로 진행되었다. 엘리자베스 2세와 필립 공 부부는 결혼식 직후 열린 피로연에만 참석했다. 과거 성공회는 배우자가 살아있는 자의 재혼을 인정하지 않아 이혼한 영국 왕실 일원들은 해당 규정이 없는 스코틀랜드 장로교회에서 결혼예배를 올렸으나, 2002년 영국 성공회가 해당 규정을 폐지하면서 찰스와 카밀라는 성공회 예법으로 혼인미사를 치뤘다.
찰스와의 결혼 후 전하(Her Royal Highness)의 경칭과 함께 콘월 공작부인(Duchess of Cornwall)의 칭호를 받았으나 여전히 뜨거운 다이애나의 인기 등을 이유로 민심을 잃었으며 사치로 구설에 올라 비난 여론이 적지 않았다.
찰스가 왕으로 즉위한 후에는 카밀라가 왕비(Queen Consort)의 칭호를 받을 수 있다는 헌법부의 판결이 있었으나, 하원의 공식적인 반대 의사 표명과 국민들의 여론을 의식하여 왕비에 비해 한 단계 격이 낮은 ‘왕의 배우자’라는 의미를 지닌 빈(Princess consort)의 칭호를 사용하기로 내정하였다. 국민 여론 조사에서도 응답자 1천 503명 중 단지 21%만이 카밀라가 왕비가 되면 기쁘겠다고 대답했고, 56%는 계속 빈의 칭호를 사용하는 게 낫다고 하였다.
《차라투스트라는 이렇게 말했다 작품번호 30》()은 리하르트 슈트라우스가 1896년에 작곡한 교향시이다. 프리드리히 니체가 지은 같은 이름의 책의 내용을 바탕으로 하고 있다. 스탠리 큐브릭 감독의 영화 《2001 스페이스 오딧세이》의 ‘인류의 여명’ 부분에서 쓰인 것으로 잘 알려져 있다. 작곡가의 지휘로 1896년 11월 27일에 처음 연주했다. "연주 시간은 보통 30분 정도이다."
서주:
제시부:
전개부:
재현부:
코다:
《차라투스트라는 이렇게 말했다》()는 독일의 철학자 프리드리히 니체의 철학 소설이다. 영원 회귀, 신의 죽음, 초인(Übermensch, 超人)의 개념을 다룬다.
초기 저술들에서 니체는 소크라테스의 합리주의를 허무주의로 규정하고 아폴로적인 것과 디오니소스적인 것을 참다운 예술의 근원으로 본다. 미술적인 형식과 음악적인 내용이 예술의 원천을 이룬다는 주장이다. 중기 저술들에서 니체는 초기의 예술비판을 확장해 문명 전체에 대한 비판의 붓을 든다. 후기의 저서, 특히 《자라투스트라는 이렇게 말했다》는 현대 문명의 허무주의와 퇴폐주의를 강력히 비판하면서 생성 개념을 강조한다.
이 삶은 끊임없이 되돌아오므로 이러한 운명은 긍정하고 사랑해야 한다. 그럴 때 개인은 힘의지를 발휘하여 허무주의를 뛰어넘을 수 있다. 데카당, 허무주의, 인간말종(Der letzte Mensch) 등은 왜소하다. 왜소함을 극복하는 한 방편은 자신을 뛰어넘어 창조하는 것이다. 다시 말해 위대한 정오로서 위버멘쉬가 되는 것이다.
제목의 의미.