장6 [제3장 팽창하는 우주]

맑고 달이없는 밤에 하늘을 올려다 보면 볼 수있는 가장 밝은 물체는 금성, 화성, 목성 및 토성 일 가능성이 높으며 태양과 같은 물체는 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다. 별.사실, 지구가 태양 주위를 공전하기 때문에 어떤 고정된 별들은 서로에 대해 아주 약간만 변합니다.지구가 태양 주위를 공전함에 따라 우리는 더 먼 별을 배경으로 다양한 위치에서 태양을 관찰합니다.이것은 우리가 이 별들과 우리 사이의 거리를 직접 측정할 수 있게 해 주므로 다행입니다. 별들이 우리에게 가까울수록 더 많이 움직이는 것처럼 보입니다.가장 가까운 별은 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)라고 불리며 약 4광년(빛이 지구에 도달하는 데 약 4년이 소요됨) 또는 약 23조 마일 떨어져 있습니다.육안으로 볼 수 있는 대부분의 다른 별들은 우리로부터 수백 광년 이내에 있습니다.이에 비해 우리 태양은 불과 8광분 거리에 있습니다!눈에 보이는 별들은 밤하늘 전체에 흩어져 있지만 특히 은하수라는 밴드에 집중되어 있습니다.서기 1750년까지 거슬러 올라가면 일부 천문학자들은 눈에 보이는 별의 대부분이 하나의 원반형 구조에 있는 경우 은하수의 모습을 설명할 수 있다고 제안했습니다.원반 모양 구조의 예는 오늘날 우리가 나선은하라고 부르는 것입니다.불과 수십 년 후, 천문학자 윌리엄은Herschel 경은 수많은 별의 위치와 거리를 세심하게 분류하여 자신의 개념을 확인했습니다.그럼에도 불구하고 그 생각은 20세기 초까지 완전히 받아들여지지 않았다.

1924년에 우주에 대한 우리의 현대적 그림이 제시되었습니다.미국의 천문학자 에드윈 때문입니다.허블은 우리 은하가 유일한 은하가 아니라는 것을 증명했습니다.사실, 다른 많은 은하들이 있고, 그들 사이에는 거대한 공간의 공허가 있습니다.이를 증명하기 위해 그는 이 은하들까지의 거리를 결정해야 했습니다.이 은하는 너무 멀리 떨어져 있어서 근처의 별과 달리 정지해 있는 것처럼 보입니다.따라서 허블은 이러한 거리를 측정하기 위해 간접적인 수단을 사용할 수밖에 없었습니다.별의 겉보기 밝기는 두 가지 요소, 즉 방사되는 빛의 양(절대 등급)과 별이 우리에게서 얼마나 멀리 떨어져 있는지에 의해 결정된다는 것은 잘 알려져 있습니다.가까운 별의 경우 겉보기 밝기와 거리를 측정하여 절대 밝기를 계산할 수 있습니다.반대로 다른 은하에 있는 별의 절대 밝기를 알고 있다면 겉보기 밝기를 측정하여 거리를 계산할 수 있습니다.허블은 특정 유형의 별이 우리가 측정할 수 있을 만큼 가까이 있을 때 동일한 절대 광도를 갖는다는 사실을 알아냈고, 따라서 다른 은하계에서 그러한 별을 발견하면 절대 광도가 같다고 가정할 수 있다고 제안했습니다. 그 은하까지의 거리를 계산하는 데 사용됩니다.동일한 은하계에 있는 많은 별에 대해 이 작업을 수행할 수 있고 계산에서 항상 동일한 거리를 제공했다면 추정치에 대해 상당한 확신을 가질 수 있습니다.

에드윈.허블은 위에서 설명한 방법을 사용하여 9개의 서로 다른 은하의 거리를 계산했습니다.우리는 이제 우리 은하가 현대 망원경으로 볼 수 있는 수천억 개의 은하 중 하나에 불과하다는 것을 알고 있습니다. 각 은하에는 수천억 개의 별이 포함되어 있습니다.그림 3.하나는 나선은하 사진인데, 다른 은하계에 사는 사람들의 관점에서 보면 우리 은하는 이렇게 생겼을 것이다.우리는 직경이 약 100,000광년인 천천히 회전하는 은하에 살고 있으며 나선팔에 있는 별들은 그 중심을 약 수억 년 동안 공전합니다.우리의 태양은 나선형 팔의 안쪽 가장자리 근처에 있는 평범한 평균 크기의 노란색 별에 지나지 않습니다.지구가 우주의 중심이라고 생각했던 아리스토텔레스와 프톨레마이오스의 생각에서 우리는 먼 길을 왔을 것입니다!그림 3.하나

별은 우리에게서 너무 멀리 떨어져 있어서 크기와 모양이 아닌 아주 작은 빛의 점만 볼 수 있습니다.그렇다면 서로 다른 유형의 별을 어떻게 구별할 수 있을까요?대다수의 별에는 관찰된 빛의 색이라는 단 하나의 특성만 있습니다.뉴턴은 햇빛이 틴트라고 하는 삼각형 모양의 유리 블록을 통과하면 무지개처럼 하위 색상(스펙트럼)으로 분해된다는 사실을 발견했습니다.하나의 별이나 은하에 망원경의 초점을 맞추면 그 별이나 은하의 분광선을 유사하게 관찰할 수 있습니다.별마다 스펙트럼이 다르지만 서로 다른 색상의 상대적인 밝기는 항상 뜨겁게 달궈진 물체에서 방출되는 스펙트럼과 정확히 일치합니다. (실제로 불투명하고 뜨거운 물체에서 나오는 빛은 온도에만 의존하는 특징적인 스펙트럼 열 스펙트럼을 가지고 있습니다. 이것은 온도가 별의 스펙트럼에서 알 수 있음을 의미합니다.) 그리고 우리는 특정 특정 색상을 발견했습니다. 별의 스펙트럼에서는 발견되지 않으며 이러한 누락된 스펙트럼선은 별마다 다를 수 있습니다.이제 우리는 각 화학 원소가 매우 독특한 흡수선 계열을 가지고 있다는 것을 알았으므로 별의 스펙트럼에서 누락된 선과 비교하여 별의 대기에 어떤 원소가 존재하는지 정확히 결정할 수 있습니다.

천문학자들이 20년대에 다른 은하에 있는 별들의 스펙트럼을 관찰하기 시작했을 때, 그들은 가장 기이한 현상을 발견했습니다. 그것들은 모두 우리 은하의 붉은 끝으로 이동했다는 점을 제외하고는 우리 은하와 동일한 특징적인 흡수선 계열을 가졌습니다. 스펙트럼 동일한 상대적 양.이 의미를 이해하려면 먼저 도플러 효과를 이해해야 합니다.우리는 이미 가시광선이 400~700000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000”)” 내지 7.700.00000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 0)”에서 7조 700000000000000000000000000 ~빛의 다른 주파수는 스펙트럼의 빨간색 끝에서 가장 낮은 주파수와 파란색 끝에서 가장 높은 주파수로 사람의 눈에 다른 색상으로 나타납니다.고정된 주파수의 광파를 방출하는 일정한 거리에 있는 별과 같은 광원을 상상해 보십시오.분명히 우리는 방출된 것과 동일한 주파수의 광파를 수신합니다(은하의 중력장은 눈에 띄는 만큼 강하지 않습니다. 그것에 영향).이제 이 별의 광원이 우리를 향해 움직이기 시작하고 광원이 두 번째 산마루를 방출할 때 우리에게 더 가까워서 별이 정지해 있을 때보다 이 산마루가 우리에게 도달하는 데 걸리는 시간이 더 짧다고 가정합니다.이것은 우리에게 도착하는 두 마루 사이의 시간이 더 짧아서 별이 정지해 있을 때보다 초당 진동(주파수)이 더 높은 파동을 수신한다는 것을 의미합니다.마찬가지로 광원이 우리에게서 멀어지면 우리가 받는 파동의 주파수는 낮아집니다.따라서 빛의 경우 별이 우리에게서 멀어지면 스펙트럼이 빨간색 끝으로 이동하고(적색편이) 별이 우리에게 가까워지면 스펙트럼이 파란색으로 이동합니다.도플러 효과라고 불리는 이러한 주파수와 속도의 관계는 우리에게 매일 익숙한 예를 들어 도로에서 자동차가 지나가는 소리를 듣습니다. 음파의 더 높은 피치) 주파수) 그것이 우리를 지나갈수록 그 피치는 떨어집니다.빛이나 전파도 비슷하게 작동합니다.경찰은 전파 펄스가 차량에서 반사되는 빈도로 차량의 속도를 측정하기 위해 도플러 효과의 원리를 사용합니다.

허블은 다른 은하의 존재를 증명한 후 몇 년 동안 관측된 스펙트럼뿐만 아니라 거리를 분류하는 데 시간을 보냈습니다.당시 대부분의 사람들은 이 은하들의 운동이 상당히 혼란스럽다고 믿었기 때문에 적색편이 스펙트럼만큼 많은 청색편이 스펙트럼을 발견할 것으로 예상되었습니다.그러나 놀랍게도 그는 대부분의 은하가 적색 편이되고 거의 모든 은하가 우리에게서 멀어지고 있음을 발견했습니다!더욱 놀라운 것은 1929년 허블이 발표한 결과입니다. 은하의 적색편이의 크기조차 무작위가 아니라 우리로부터 은하까지의 거리에 비례합니다.즉, 은하계가 멀수록 더 ​​빨리 우리에게서 멀어집니다!이것은 우주가 원래 생각했던 것처럼 정적일 수 없으며 실제로 팽창하고 있으며 은하 사이의 거리가 항상 증가하고 있음을 시사합니다.

팽창하는 우주의 발견은 20세기의 가장 위대한 지적 혁명 중 하나였습니다.돌이켜 보면 과거에는 왜 아무도 이것을 생각하지 않았습니까? !뉴턴이나 다른 누군가는 정적 우주가 중력의 영향으로 빠르게 수축하기 시작한다는 것을 깨달았을 것입니다.그러나 이제 우주가 팽창하고 있다고 가정해 보겠습니다. 우주가 다소 느리게 팽창하면 중력으로 인해 결국 팽창을 멈추고 수축하기 시작합니다.그러나 일정 임계 속도보다 빠르게 팽창하면 중력은 팽창을 멈출 만큼 강하지 않으며 우주는 영원히 팽창을 계속할 것입니다.이것은 사람이 지구 표면에서 로켓을 점화할 때 일어나는 일과 비슷합니다. 로켓이 상당히 느리게 움직이면 중력은 결국 로켓을 멈추고 땅으로 돌아갑니다. 뒤로 당기면 지구에서 영원히 계속 날아갈 것입니다.19세기, 18세기, 심지어 17세기 후반에도 뉴턴의 중력 이론에서 우주의 이러한 행동을 예측할 수 있었습니다.그러나 정적 우주에 대한 믿음은 너무 강해서 20세기 초반까지 지속되었습니다.아인슈타인도 1915년에 일반 상대성 이론을 발표했을 때 우주가 정적이어야 한다고 확신했기 때문에 정적 우주가 가능하도록 방정식에 소위 우주 상수를 도입하여 이론을 수정해야 했습니다.아인슈타인은 새로운 반중력을 도입했습니다. 이 힘은 다른 힘과 달리 특정 소스에서 발생하지 않고 시공간의 구조에 내재되어 있습니다.그는 시공간이 확장하려는 고유한 경향을 가지고 있으며, 이는 우주에 있는 모든 물질의 상호 인력의 균형을 맞추는 데 사용될 수 있어 정적 우주를 초래한다고 주장했습니다.아인슈타인과 다른 물리학자들이 일반 상대성이론이 예측하는 비정적 우주를 피하기 위해 안간힘을 쓰는 동안 러시아의 물리학자이자 수학자 알렉산더 알렉산더는 단 한 명뿐인 것 같았습니다.프리드먼은 일반 상대성 이론만을 사용하여 그것을 기꺼이 설명하려고 했습니다.

프리드먼은 우주에 대해 두 가지 매우 간단한 가정을 했습니다. 우주는 우리가 어느 방향을 보든 어디를 보든 똑같아 보입니다.프리드먼은 이 두 가지 아이디어만으로도 우주가 정적이지 않다는 것을 예상해야 한다고 지적했습니다.사실 Friedman은 1922년에 예측을 했고 불과 몇 년 후 Edwin이 예측했습니다.허블이 관찰한 것. 우주가 어느 방향에서나 동일하게 보인다는 가정은 분명히 사실이 아닙니다.예를 들어, 우리가 보는 바와 같이 우리 은하의 다른 별들은 은하수라고 하는 밤하늘을 가로지르는 빛의 띠를 형성합니다.그러나 더 멀리 보면 은하의 수는 거의 동일하게 보입니다.따라서 우리가 은하 사이의 거리보다 더 큰 규모를 본다고 가정하면 작은 규모의 차이에 관계없이 우주는 모든 방향에서 거의 동일하게 보입니다.오랫동안 이것은 실제 우주의 대략적인 근사치로서 프리드만의 가설을 충분히 뒷받침해 주었습니다.그러나 최근 운 좋게도 프리드만 가설이 실제로 우리 우주를 놀랍도록 정확하게 묘사하고 있다는 것이 밝혀졌습니다.

1965년 미국 뉴저지 벨 전화 연구소의 아놀드.펜지아스와 로버트.Wilson이 매우 민감한 마이크로파 감지기를 테스트하는 동안(마이크로파는 광파와 같지만 주파수는 초당 100억 진동 정도에 불과함) 감지기가 예상보다 많은 소음을 감지했습니다.이것은 Penzias와 Wilson을 걱정했는데 소음은 특정 방향에서 오는 것 같지 않았습니다.먼저 탐사선에서 새 배설물을 발견하고 다른 가능한 결함을 확인했지만 신속하게 배제했습니다.그들은 탐사선이 하늘을 향해 비스듬히 향할 때 대기에서 나오는 소음이 수직으로 향할 때보다 더 강해야 한다는 것을 알고 있었습니다. 빛이 머리 위보다 수평선을 따라 더 두꺼운 대기를 통과하기 때문입니다.그러나 이 추가 소음은 탐사선이 향하는 방향에 관계없이 동일하므로 대기 외부에서 발생하고 낮, 밤, 연중 내내 존재해야 합니다. 즉, 지구가 자체 축 또는 궤도를 돌더라도 태양 혁명도 마찬가지입니다.이것은 이 복사가 태양계 외부 또는 은하계 외부에서 와야 함을 시사합니다. 그렇지 않으면 지구의 움직임이 탐사선을 다른 방향으로 향하게 하므로 소음이 변해야 합니다.사실, 우리는 이 복사가 관측 가능한 우주의 대부분을 통과해야 하고 모든 방향에서 동일하기 때문에 우주도 적어도 대규모에서는 등방성이어야 한다는 것을 알고 있습니다.우리는 이제 우리가 어느 방향을 보든 소음이 만분의 일 이상으로 변하지 않는다는 것을 압니다.이런 식으로 Penzias와 Wilson은 우연히 Friedman의 첫 번째 가설을 매우 정확하게 확인했습니다.

비슷한 시기에 가까운 프린스턴에 있는 두 명의 미국 물리학자 로버트딕과 제임스.Peeples는 전자레인지에도 관심이 있었습니다.그들은 George를 공부하고 있습니다.Gamow(Alexander Friedman의 학생)의 통찰력: 초기 우주는 밀도가 매우 높고 백열 상태였음에 틀림없습니다.Dicke와 Peeples는 빛이 우주의 아주 먼 부분에서 오고 있고 이제야 우리에게 도달하기 때문에 초기 우주의 백열을 여전히 볼 수 있다고 주장합니다.그러나 우주의 팽창으로 인해 이 빛이 너무 많이 적색편이되어 이제 우리에게는 마이크로파 방사선으로만 보입니다.Dick과 Peeples가 방사선을 찾으려 할 때 Penzias와 Wilson은 그들이 하는 일을 듣고 그들이 그것을 발견했다는 것을 깨달았습니다.이를 위해 Penzias와 Wilson은 1978년 노벨상을 수상했습니다(Dick과 Peeples는 Gamow는 말할 것도 없고 약간 슬퍼 보였습니다!).

언뜻 보기에 우주가 어느 방향에서나 똑같이 보인다는 모든 증거는 우주에서 우리의 위치가 조금 특별하다는 것을 암시하는 것 같습니다.특히 다른 모든 은하들이 우리에게서 멀어지는 것을 본다면 우리가 우주의 중심에 있음에 틀림없어 보인다.그러나 또 다른 설명이 있습니다. 우주는 다른 은하계에서 어떤 방향으로 보더라도 동일하게 보입니다.우리는 이것이 정확히 Friedman의 두 번째 가설이라는 것을 압니다.이 가설을 믿거나 반박할 과학적 증거가 없습니다.우주가 우리에게만 등방성으로 보이고 나머지 우주에는 그렇지 않다면 매우 이상할 것이기 때문입니다!프리드만 모델에서 모든 은하는 서로에게서 직접적으로 멀어집니다.이 상황은 많은 점이 그려진 풍선이 점점 부풀어 오르는 것과 매우 유사합니다.풍선이 팽창함에 따라 두 지점 사이의 거리가 증가하지만 단일 지점이 팽창의 중심으로 간주될 수 없습니다.그리고 얼룩이 멀리 떨어져 있을수록 서로 더 빨리 멀어집니다.마찬가지로 Friedmann의 모델에서 두 은하가 서로 멀어지는 속도는 그들 사이의 거리에 비례합니다.그래서 그것은 은하의 적색 편이가 우리로부터의 거리에 비례해야 한다고 예측했는데, 이것이 바로 허블이 발견한 것입니다.그의 모델의 성공과 허블 관측의 예측에도 불구하고 1935년이 되어서야 미국의 물리학자 Harvey H.로버트슨과 영국의 수학자 아서.Friedman의 작업은 Walker가 유사한 모델을 제안한 후 서양에서 일반적으로 알려지게 되었습니다. Friedman은 하나의 모델만 찾았지만 실제로는 두 가지 기본 가정을 충족하는 세 가지 모델이 있습니다.첫 번째 모델(Friedman이 발견한 모델)에서 우주는 충분히 천천히 팽창하여 은하 사이의 중력이 팽창 속도를 늦추고 결국 멈출 수 있습니다.그런 다음 은하계는 서로 더 가까워지기 시작했고 우주는 축소되기 시작했습니다. 그림 3.2는 시간이 지남에 따라 인접한 두 은하의 거리 변화를 나타냅니다.처음에는 거리가 0이고 최대값으로 증가한 다음 0으로 감소합니다. 두 번째 유형의 솔루션에서는 우주가 너무 빨리 팽창하여 중력이 속도를 늦출 수는 있지만 결코 속도를 늦출 수 없습니다. . 그림 3.3은 이 모델에서 이웃 은하의 거리가 시간에 따라 어떻게 변하는지를 나타냅니다.제로 거리에서 시작하여 일정한 속도로 서로 멀어지는 은하로 끝납니다. 마지막으로 우주가 붕괴를 피할 수 있을 만큼만 빠르게 팽창하는 세 번째 유형의 솔루션이 있습니다.그림 3과 같이.그림 4는 은하까지의 거리가 0에서 시작하여 영원히 증가함을 보여줍니다.그러나 은하들이 멀어지는 속도는 결코 0이 되지 않지만 점점 더 느려지고 있습니다. 프리드만 모델의 첫 번째 유형의 독특한 특징은 우주가 공간적으로 무한하지 않고 경계가 없다는 것입니다.중력이 너무 강해서 공간이 구부러지고 다시 감겨 지구 표면과 비슷해집니다.사람이 지표면에서 일정한 방향으로 계속해서 여행한다면 결코 통과할 수 없는 장애물을 만나거나 가장자리에서 넘어지지 않고 결국 출발한 지점에 도달하게 될 것입니다.프리드만 모델의 첫 번째 유형의 공간은 지구 표면이 2차원인 반면 3차원이라는 점을 제외하면 이와 매우 유사합니다.시간의 네 번째 차원도 범위가 제한되어 있지만 두 끝점 또는 경계, 시작과 끝이 있는 선과 같습니다.나중에 살펴보겠지만 일반상대성이론과 양자역학의 불확정성 원리를 결합하면 공간과 시간을 경계나 경계 없이 유한하게 만들 수 있다. 우주를 한 바퀴 돌다가 결국에는 출발점으로 돌아갈 수 있다는 생각은 공상과학소설에서는 좋은 소재지만 실제로는 별로 이치에 맞지 않습니다.돌고 도는 시간을 갖기도 전에 우주가 제로 스케일로 무너졌다고 지적할 수 있기 때문입니다.우주가 끝나기 전에 시작한 곳으로 돌아가려면 광파보다 더 빨리 여행해야 하는데 그것은 허용되지 않습니다! 프리드만 모델의 첫 번째 유형에서는 우주가 팽창했다가 붕괴하고, 공간이 지구 표면처럼 구부러졌다가 다시 접힙니다.끊임없이 확장되는 모델의 두 번째 클래스에서 공간은 안장 표면과 같은 다른 방식으로 휘어집니다.따라서 이 경우 공간은 무한합니다.마지막으로 임계 속도로 팽창하는 세 번째 유형의 Friedmann 모델에서 공간은 평평합니다(따라서 무한함). 그러나 어떤 종류의 Friedmann 모델이 우리 우주를 설명하는 데 사용될 수 있습니까?우주는 결국 팽창을 멈추고 수축하기 시작할까요, 아니면 영원히 팽창할까요?이 질문에 답하려면 우주의 현재 팽창 속도와 현재 평균 밀도를 알아야 합니다.밀도가 팽창률에 의해 결정되는 어떤 임계값보다 작으면 중력이 너무 약해서 팽창을 멈출 수 없고, 밀도가 이 임계값보다 크면 중력은 미래의 어느 시점에서 팽창을 멈추고 우주를 붕괴시킬 것이다. 도플러 효과를 사용하면 은하가 우리에게서 멀어지는 속도를 측정하여 우주의 현재 팽창률을 결정할 수 있습니다.이것은 매우 정밀하게 달성될 수 있습니다.그러나 우리는 은하의 거리를 직접 측정하지 않기 때문에 거리가 잘 알려져 있지 않습니다.우리가 아는 것은 우주가 10억년마다 5~10%씩 팽창한다는 것뿐입니다.그러나 오늘날 우주의 평균 밀도에 대한 우리의 측정은 훨씬 더 정확하지 않습니다.은하수와 우리가 볼 수 있는 다른 모든 은하에 있는 별들의 질량을 더하면 팽창률의 최저 추정치에서도 전체 질량은 팽창을 멈추기 위한 임계값의 1% 미만입니다.그러나 우리 은하와 다른 은하계에는 우리가 직접 볼 수 없는 많은 암흑 물질이 있어야 하지만 은하계의 별 궤도에 미치는 중력 효과 때문에 암흑 물질이 있어야 한다는 것을 알고 있습니다.또한 대부분의 은하가 무리지어 있다는 사실도 밝혀졌다.유사하게, 은하의 움직임에 대한 그것의 효과로부터 우리는 이 은하단 사이에 더 많은 암흑 물질이 있다는 것을 추론할 수 있습니다.이 암흑 물질을 모두 합해도 팽창을 멈추는 데 필요한 밀도의 10분의 1에 불과합니다.그러나 우리는 우주 전체에 거의 균일하게 분포되어 있는 우리가 감지하지 못한 다른 형태의 물질이 있을 가능성을 배제할 수 없으며, 이로 인해 우주의 평균 밀도가 팽창을 중지하는 데 필요한 임계값에 도달할 수 있습니다.따라서 증거는 이제 우주가 무한히 팽창할 수 있음을 시사합니다.그러나 우리가 진정으로 알 수 있는 것은 우주가 100억 년 동안 팽창해 왔기 때문에 우주가 붕괴되더라도 최소한 그 이상은 불가능하다는 것입니다.그때까지는 우리에게 과도한 우려를 불러일으키지 않아야 합니다.우리가 태양계 너머로 식민지를 개척하지 않았다면, 사람들은 오래 전에 태양의 소멸로 인해 죽었을 것입니다! 모든 프리드만 해는 과거 어느 시점(약 100억~200억년 전)에 이웃 은하 사이의 거리가 0이었다는 속성을 가지고 있습니다.우리가 빅뱅이라고 부르는 순간 우주의 밀도와 시공간 곡률은 무한대였다.수학은 무한한 수를 다룰 수 없기 때문에 이것은 일반 상대성 이론(Friedmann의 솔루션이 기반으로 하는)이 이론 자체가 실패하는 지점이 우주에 있다고 예측한다는 것을 보여줍니다.이것은 수학에서 특이점으로 알려진 것의 예입니다.사실 우리의 모든 과학 이론은 시공간이 매끄럽고 거의 평평하다는 근거에서 공식화되어 시공간 곡률이 무한대인 빅뱅 특이점에서 실패합니다.이것은 빅뱅 이전에 사건이 있었다고 해도 빅뱅에서 예측 가능성이 무너지기 때문에 빅뱅 이후에 일어날 일을 결정하는 데 그것을 사용하는 것이 불가능하다는 것을 암시합니다.이와 마찬가지로, 빅뱅 이후에 무슨 일이 일어났는지만 알면 이전에 무슨 일이 일어났는지 확신할 수 없습니다.우리가 아는 한, 빅뱅 이전에 발생한 사건은 결과를 가져올 수 없으며 따라서 우리 우주의 과학적 모델의 일부를 형성하지 않습니다.그러므로 우리는 그것들을 모델에서 제외하고 시간이 빅뱅과 함께 시작되었다고 주장해야 합니다. 많은 사람들은 시간이 시작된다는 생각을 싫어합니다. 아마도 시간이 신성한 개입처럼 보이기 때문일 것입니다. (반면 가톨릭 교회는 빅뱅 모델을 붙잡고 1951년에 공식적으로 그것이 성경과 일치한다고 선언했습니다.) 너무나 많은 사람들이 빅뱅이 존재했다는 결론을 피하려고 합니다.소위 정상 상태 이론은 가장 폭넓은 지지를 받고 있습니다.이것은 나치가 점령한 두 명의 오스트리아인 헤르만에서 온 난민입니다.번디와 토마스.Gould와 전쟁 중에 그들과 함께 레이더 개발에 참여한 영국인 Fred.1948년 Hoyle이 공동 제안.아이디어는 은하들이 서로 멀어짐에 따라 새로운 물질의 지속적인 생산으로 인해 그들 사이의 간격에서 새로운 은하가 지속적으로 형성되고 있다는 것입니다.따라서 우주의 모든 곳과 시간에 우주는 거의 동일하게 보입니다.정상 상태 이론은 물질을 허용하기 위해 일반 상대성 이론의 수정이 필요합니다.지속적으로 생성되지만 낮은 속도(연간 입방 킬로미터당 약 1개의 입자)로 실험과 충돌하지 않습니다.이것은 1장에서 설명한 의미에서 좋은 과학적 이론입니다. 이것은 매우 간단하고 관찰을 통해 테스트할 수 있는 확실한 예측을 합니다.예측 중 하나는 우리가 우주의 언제 어디서나 주어진 공간에서 같은 수의 은하 또는 유사한 물체를 볼 수 있어야 한다는 것입니다.1950년대 말과 1960년대 초, Martin에 의해.Ryle이 이끄는 천문학자 팀(전쟁 중에 Bundy Gauld 및 Hoyle과 함께 레이더 분야에서 일하기도 함)이 케임브리지에서 우주 공간의 무선 소스 인구 조사를 수행했습니다.이 그룹은 이러한 전파원의 대부분이 우리 은하 외부에 있으며(그들 중 많은 수가 실제로 다른 은하와 관련되어 있는 것으로 식별될 수 있음) 강한 전파원보다 약한 전파원이 더 많다고 지적합니다.그들은 약한 출처를 더 먼 출처로 해석하고 강한 출처를 더 가까운 출처로 해석합니다.공간의 단위 부피당 공통 소스는 멀리 있을 때보다 가까이 있을 때 더 드물다는 것이 밝혀졌습니다.이것은 우리가 다른 곳보다 소스가 드문 광대한 우주 지역의 중심에 있음을 나타낼 수 있습니다.또 다른 설명은 라디오가 전파를 발산하기 시작한 과거에 우주가 지금보다 더 밀도가 높은 소스를 가지고 있었다는 것입니다.두 설명 모두 정상 상태 이론과 모순됩니다.더욱이 1965년 펜지어스와 윌슨이 마이크로파 배경 복사를 발견한 것은 우주가 과거에 훨씬 더 밀도가 높았음에 틀림없다는 점을 지적했습니다.따라서 정상 상태 이론은 버려야 했습니다. 1963년, 두 명의 소련 과학자 Ogni.리프시츠와 이삭.Khalannikov는 빅뱅의 존재와 시간의 시작이라는 문제를 피하기 위해 또 다른 시도를했습니다.그들은 빅뱅이 결국 실제 우주의 근사치일 뿐인 프리드만 모델의 속성일 수도 있다고 제안했습니다.아마도 실제 우주와 대략적으로 유사한 모든 모델 중에서 프리드만의 모델만이 빅뱅 특이점을 포함하고 있을 것입니다.프리드만 모델에서 모든 은하는 서로로부터 직접적으로 멀어지고 있으므로 과거의 어느 시점에 그들이 같은 장소에 있었음에 틀림없다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.그러나 실제 우주에서 은하들은 서로로부터 곧바로 멀어지는 것이 아니라 약간의 측면 속도도 가지고 있습니다.따라서 실제로는 반드시 같은 장소에 있을 필요는 없으며 매우 가까이 있을 뿐입니다.아마도 현재 팽창하는 우주는 빅뱅 특이점의 결과가 아니라 초기 수축 단계의 결과일 것입니다. 우주의 현재 팽창. 실제 우주가 빅뱅에서 시작되었는지 어떻게 알 수 있습니까?Lifshitz와 Khalanikov가 연구한 모델은 Friedmann의 모델과 거의 비슷하지만 실제 우주에서 은하의 불규칙성과 혼란스러운 속도를 고려합니다.그들은 은하들이 더 이상 항상 서로로부터 직접 멀어지지는 않지만 그러한 모델이 빅뱅으로 시작될 수 있다고 지적합니다.그러나 그들은 이것이 은하가 올바른 방식으로 행동하는 특정 예외적인 모델에서만 발생할 수 있다고 주장합니다.그들은 빅뱅 특이점이 있는 모델보다 빅뱅 특이점이 없는 프리드만 유사 모델이 무한히 많은 것 같다고 주장합니다. 따라서 우리의 결론은 실제로 빅뱅이 없었다는 것입니다.그러나 나중에 그들은 은하가 특정한 방식으로 움직일 필요가 없는 더 광범위한 프리드만과 같은 특이점 모델이 있다는 것을 깨달았습니다.그래서 1970년에 그들은 그들의 발표를 철회했습니다. Lifshitz와 Khalannikov의 작업은 가치가 있습니다.일반 상대성이론이 사실이라면 우주는 빅뱅이라는 특이점을 가질 수 있다는 것을 보여주기 때문입니다.그러나 핵심 질문은 다루지 않습니다. 일반 상대성이론은 우리 우주가 빅뱅을 가졌거나 시간의 시작이 있었음에 틀림없다고 예측합니까?이 질문에 영국의 수학자이자 물리학자인 로저.Penrose는 1965년에 완전히 다른 방식으로 대답했습니다.일반 상대성 이론에서 광추의 행동 방식과 중력이 항상 매력적이라는 사실을 사용하여 그는 붕괴하는 별이 자체 중력에 의해 표면이 결국 아무것도 수축되지 않는 영역에 갇혀 있음을 보여주었습니다.그리고 이 영역의 표면이 0으로 줄어들기 때문에 부피도 줄어들어야 합니다.별의 모든 물질은 부피가 0인 영역으로 압축되므로 물질의 밀도와 시공의 곡률은 무한대가 됩니다.즉, 블랙홀이라는 시공간의 영역에 포함된 특이점을 얻는다. 언뜻 보기에 펜로즈의 결과는 별에만 적용되며 과거 우주 전체에 빅뱅 특이점이 있었는지 여부에 대한 질문은 다루지 않습니다.그러나 Penrose가 그의 정리를 만들 때 나는 박사 논문에 적용할 문제를 찾으려고 애쓰는 대학원생이었습니다.2년 전 저는 일반적으로 루게릭병 또는 운동 신경 질환으로 알려진 ALS 진단을 받았고 1~2년밖에 살 수 없다는 말을 들었습니다.그런 상황에서 내 박사학위가 그다지 필요해 보이지는 않았다. 그렇게 오래 살 줄은 몰랐다.하지만 2년이 지난 지금, 나는 그렇게 나쁘지 않습니다.사실, 아주 좋은 여자 Jane과 함께 일이 잘 진행되고있었습니다.Walder가 약혼했습니다.하지만 결혼하려면 직업이 필요하고 직업을 얻으려면 박사 학위가 필요합니다. 1965년에 나는 중력 붕괴를 겪고 있는 모든 물체는 결국 특이점을 형성해야 한다는 펜로즈의 정리를 읽었습니다.나는 붕괴가 팽창이 되도록 펜로즈의 정리에서 시간의 방향을 반대로 바꾼다면, 우주가 이제 대규모로 프리드만의 모델과 거의 비슷하다고 가정할 때 정리의 조건이 여전히 유효하다는 것을 깨달았습니다.Penrose의 정리는 모든 붕괴가 특이점에서 끝나야 한다고 말하고 시간 역전 주장은 Friedmann과 같은 인플레이션 모델이 특이점에서 시작되어야 한다고 말합니다.기술적인 이유로 Penrose의 정리에는 우주가 공간적으로 무한하다는 조건이 필요합니다.그래서 사실 우주가 재붕괴를 피할 수 있을 만큼 충분히 빠르게 팽창하는 경우에만 특이점이 있어야 한다는 것을 보여주기 위해 그것을 사용할 수 있습니다(프리드만 모델만이 공간적으로 무한하기 때문입니다). 다음 몇 년 동안 나는 특이점이 발생해야 한다는 것을 증명하는 정리에서 이것과 다른 기술적 조건을 제거한 새로운 수학적 기법을 개발했습니다.최종 결과는 1970년 Penrose와 내가 공동으로 작성한 논문이었습니다.그 논문은 결국 일반 상대성이론이 옳고 우주가 우리가 관찰하는 만큼의 물질을 포함하고 있다고 가정할 때 과거에 빅뱅 특이점이 있었음에 틀림없다는 것을 보여주었습니다.우리의 작업은 부분적으로는 과학적 결정론에 대한 그들의 믿음 때문에 소비에트로부터, 그리고 부분적으로는 특이점에 대한 전체 아이디어를 좋아하지 않고 그것이 이론의 타당성을 망친다고 느끼는 사람들로부터 많은 반대에 부딪혔습니다. 아인슈타인의 이론입니다. 완벽합니다.그러나 사람들은 수학적 정리에 반박할 수 없습니다.결국 우리의 연구는 널리 받아들여져 이제 거의 모든 사람들이 우주가 빅뱅 특이점에서 시작되었다고 가정합니다.아이러니한 것은 이제 내가 마음을 바꿔 다른 물리학자들에게 우주의 시작에는 사실 특이점이 없었다고 설득하려고 노력했다는 것입니다. 우리가 보게 될 양자 효과를 고려하는 한 특이성은 사라집니다. 이 장에서 우리는 반세기도 안 되는 시간에 수천 년 동안 형성된 우주에 대한 사람들의 견해가 바뀌었음을 알 수 있습니다.우주의 팽창에 대한 허블의 발견과 우주의 광활함 속에서 지구가 보잘것없다는 사실을 깨닫는 것은 시작에 불과했습니다.隨著實驗和理論證據的積累，人們越來越清楚地認識到，宇宙在時間上必須有個開端。直到一九七○年，在愛因斯坦的廣義相對論的基礎上，這才被彭羅斯和我所證明。這個證明顯示，廣義相對論只是一個不完全的理論，它不能告訴我們宇宙是如何開始的。因為它預言，所有包括它自己在內的物理理論都在宇宙的開端失效。然而，廣義相對論宣稱自己只是一個部分理論，所以奇點定理真正所顯示的是，在極早期宇宙中有過一個時刻，那時宇宙是如此之小，以至於人們不能再不管二十世紀另一個偉大的部分理論量子力學的小尺度效應。二十世紀七十年代初期，我們被迫從對極其巨大範圍的理論研究轉到對極其微小範圍的理論研究。下面在我們進而努力將這兩個部分理論結合成一個單獨的量子引力論之前，首先描述量子力學這個理論。