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존재할 수 있습니다. 우리 우주가 뜨겁고, 밀도가 높으며, 균일하게 물질로 가득 차 있다고 묘사할 수 있는 가장 빠른 순간을 빅뱅이라고 합니다. 처음 시작하게 된 이야기는 이렇습니다.
점점 더 멀리 보면 과거도 점점 더 멀어지게 됩니다. 은하의 수, 은하의 밀도와 특성, 그리고 우주의 온도와 팽창률과 같은 기타 우주 특성이 변하지 않는 것처럼 보인다면 우주가 시간에 따라 일정하다는 증거를 갖게 될 것입니다. 그것은 우리가 보는 것이 아닙니다.
출처 : NASA/ESA/STScI/A. 필드
여러분 중 일부는 마지막 문장을 읽고 혼란스러워할 것입니다. “빅뱅은 시공간의 탄생이 아닌가?”라고 물을 수도 있습니다. 그리고 이것은 우주론 역사의 어느 시점에서 빅뱅이 원래 그렇게 생각되었던 것처럼 많은 현대 우주론자들이 공감할 수 있는 견해입니다. 오늘날 특정 크기와 나이로 확장되고 있는 것을 생각해 보면 임의로 작고 밀도가 높았던 시절로 돌아갈 수 있습니다. 우주의 모든 물질과 에너지가 동시에 모이는 단일 지점에 도달하면 그 사건은 우리가 알고 있는 특이점, 즉 공간과 시간이 원래 나타나는 지점에 해당합니다.
하지만 우리는 그것이 2024년 현재 정확하지 않다는 것을 알고 있습니다. 사실, 우리 우주의 비단일적 기원을 가리키는 수많은 증거가 있습니다 . 우리는 임의로 높은 온도를 달성한 적이 없습니다. 컷오프가 있습니다. 대신, 우리 우주는 빅뱅 이전에 발생한 인플레이션 기간으로 가장 잘 설명되며, 빅뱅은 인플레이션이 끝날 때 발생한 여파입니다 .
어떻게 생겼는지 살펴보겠습니다.
인플레이션이 시작된 기존 상태가 무엇이든, 인플레이션은 인플레이션이 계속됨에 따라 일련의 독립적인 우주가 생성될 것으로 예측하며, 각 우주는 서로 완전히 분리되고 더 많은 팽창 공간으로 분리됩니다. 인플레이션이 끝난 이 “거품” 중 하나가 약 138억년 전에 우리 우주를 탄생시켰습니다. 오늘날 암흑 에너지는 우주를 지배하고 있으며 공간도 기하급수적으로 팽창하게 만듭니다. 이러한 시나리오가 관련될 수 있습니까?
크레딧 : Nicolle Rager Fuller
인플레이션 동안 우주는 완전히 비어 있었습니다. 입자도, 물질도, 광자도 없었습니다. 그냥 빈 공간 그 자체. 그 빈 공간은 모든 위치에 엄청난 양의 에너지를 담고 있었고, 정확한 에너지 양은 시간이 지남에 따라 약간씩 변동했습니다. 평균적으로 약 30,000분의 1 정도였습니다.
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Is the multiverse real? Here's how physicists approachthe theories
우주가 부풀어 오르면서 빠르고 끊임없는 방식으로 팽창함에 따라 이러한 변동은 더 큰 규모로 확장되고 그 위에 새롭고 작은 규모의 변동이 생성됩니다. 초수평선 규모 위의 대규모, 중간 규모 위의 소규모 변동의 중첩은 우주 인플레이션을 정의하는 예측 특징 중 하나입니다. ( 우리는 이전에 인플레이션 동안 우주가 어떻게 생겼는지 설명했습니다 .)
이는 인플레이션이 지속되는 한 계속됩니다. 그러나 인플레이션은 무작위로 끝나게 될 것이며, 모든 지역에서 동시에 끝나지는 않을 것입니다. 사실, 당신이 부풀어오르는 우주에 산다면, 당신은 인플레이션이 끝나고 당신과 우주 사이의 공간이 기하급수적으로 팽창하는 근처 지역을 경험하게 될 것입니다. 짧은 순간 동안 빅뱅이 시작될 때 해당 지역이 시야에서 완전히 사라지기 전에 어떤 일이 일어나는지 감지할 수도 있습니다.
우주적 인플레이션 동안, 인플레이션 영역에 포함된 공간은 기하급수적으로 증가하며, 1초의 아주 작은 부분이 지나갈 때마다 3차원 모두에서 두 배로 늘어납니다. 인플레이션이 끝나면 뜨거운 빅뱅이 일어난다. 그러나 양자 효과로 인해 빅뱅이 발생하는 각 영역은 더 팽창하고 기하급수적으로 팽창하는 공간으로 둘러싸여 뜨거운 빅뱅이 발생하는 두 영역이 충돌하거나 교차하거나 겹치지 않도록 합니다.
크레딧 : Kavli IMPU
처음에는 인간 크기의 햄스터 공보다 크지 않은(아마도 훨씬 더 클 수도 있는) 상대적으로 작은 영역에서 공간에 내재된 에너지가 물질과 방사선으로 변환됩니다. 변환 프로세스는 비교적 빠르며 약 10 ~33 초 정도 소요됩니다. 짧은 시간이지만 그럼에도 불구하고 즉각적이지는 않습니다. 우주 자체에 묶인 에너지가 입자, 반입자, 광자 등으로 변환됨에 따라 온도는 급격히 상승하기 시작합니다. 동일한 짧은 시간 간격 동안 절대 영도보다 약간 높은 수준에서 ~10 20 K 정도까지 상승합니다. ..
변환되는 에너지의 양이 너무 크기 때문에 모든 것이 빛의 속도에 가깝게 움직입니다. 모든 양자는 입자가 질량이 없거나 질량이 있는지에 관계없이 고유한 운동 에너지가 너무 많은 방사선으로 동작합니다. 이 조건에서는 중요하지 않습니다. 이러한 전환 과정을 재가열이라고 하며 인플레이션이 끝나고 뜨거운 빅뱅 단계가 시작되는 것을 의미합니다.
높은 표면 위로 미끄러지는 공의 비유는 팽창이 지속되는 반면, 구조가 부서지고 에너지를 방출하는 것은 팽창이 끝날 때 발생하는 에너지가 입자로 변환되는 것을 나타냅니다. 인플레이션 에너지에서 물질과 방사선으로의 이러한 변환은 우주의 팽창과 특성의 급격한 변화뿐만 아니라 인플레이션이 끝날 때마다 엔트로피의 엄청난 증가를 나타냅니다.
출처 : E. Siegel/Beyond the Galaxy
확장 속도 측면에서 뜨거운 빅뱅이 처음 시작될 때 이전의 모든 행동과 비교하여 엄청난 변화를 목격하게 될 것입니다.
팽창하는 우주에서는 공간이 기하급수적으로 팽창하며, 시간이 지남에 따라 더 먼 지역이 끊임없이 가속됩니다. 그러나 인플레이션이 끝나고 우주가 다시 가열되고 뜨거운 빅뱅이 시작되면 시간이 지남에 따라 더 먼 지역이 점점 더 천천히 멀어질 것입니다.
외부 관점에서 볼 때, 인플레이션이 끝나는 우주 부분에서는 팽창률이 떨어지는 것을 볼 수 있지만, 주변의 팽창하는 지역에서는 그러한 하락이 보이지 않습니다. 인플레이션 하에서 어떤 물체까지의 거리는 일정 시간이 지나면 두 배가 되고, 같은 시간이 지나면 그 거리는 또 다시 두 배가 되고, 또 다시 두 배가 됩니다. 그 과정은 끝이 없습니다. 그러나 빅뱅이 시작되면 모든 것이 변합니다. 팽창하는 우주는 팽창의 첫 번째 순간이 지나면 즉시 속도가 느려집니다.
아주 어린 우주에서 달성된 높은 온도에서는 충분한 에너지가 주어지면 입자와 광자가 자발적으로 생성될 수 있을 뿐만 아니라 반입자와 불안정한 입자도 생성되어 원시 입자-반입자 수프가 생성됩니다. 그러나 이러한 조건에서도 소수의 특정 상태 또는 입자만 나타날 수 있으며, 몇 초가 지나면 우주는 초기 단계보다 훨씬 더 커집니다. 우주가 팽창하기 시작하면 우주의 밀도, 온도, 팽창률도 모두 급격히 떨어집니다.
출처 : 브룩헤이븐 국립연구소
확률적으로 볼 때, 빅뱅 이전에 팽창하는 공간의 모든 영역의 관점에서 볼 때 인근 지역에서 인플레이션이 끝나는 것을 여러 번 경험할 가능성이 매우 높습니다. 팽창이 끝나는 이러한 위치는 물질, 반물질 및 방사선으로 빠르게 채워지고 여전히 팽창하는 영역보다 더 천천히 팽창하여 팽창 영역에 있는 당신을 시공간 내의 "전형적인" 영역으로 남겨두고 그 부피를 지배하게 됩니다.
뜨거운 빅뱅이 발생하는 이러한 지역은 인플레이션이 여전히 기하급수적으로 진행되는 다른 모든 위치에서 멀어질 것입니다. 즉, 서로의 관점에서 매우 빠르게 멀어질 것입니다. 표준 인플레이션 그림에서 이러한 팽창률 변화로 인해 별도의 뜨거운 빅뱅이 발생하는 두 우주가 충돌하거나 상호 작용할 가능성은 사실상 없습니다.
많은 독립 우주가 팽창하는 시공간에서 생성될 것으로 예측되는 반면, 인플레이션은 모든 곳에서 동시에 끝나지 않고 계속 팽창하는 공간으로 분리된 뚜렷하고 독립적인 영역에서만 끝나게 됩니다. 이것이 바로 다중우주에 대한 과학적 동기가 나오는 곳이며, 두 우주가 결코 충돌하지 않는 이유입니다. 우주는 어떤 것으로도 확장되지 않습니다. 그 자체가 확장되고 있습니다.
크레딧 : Ozytive/퍼블릭 도메인
마침내 우리가 살게 될 지역은 우주적으로 행운을 얻게 되고, 인플레이션은 종식됩니다. 공간 자체에 내재된 에너지는 뜨겁고 밀도가 높으며 거의 균일한 입자 바다로 변환됩니다. 유일한 불완전성과 균일성에서 벗어나는 유일한 것은 인플레이션 중에 존재했던(그리고 우주 전체에 걸쳐 뻗어 있던) 양자 변동에 해당합니다.
양의 에너지 양자 변동은 초기에 밀도가 높은 영역에 해당하는 반면, 음의 에너지 변동은 초기에 밀도가 낮은 영역으로 변환됩니다. 일반적인 차이는 ~0.003% 수준에 불과할 수 있지만, 이는 우주 구조의 최종 씨앗 역할을 하기에는 여전히 충분합니다.
평균보다 약간 더 밀도가 높은 공간 영역은 밖으로 나갈 수 있는 더 큰 중력 포텐셜 우물을 생성합니다. 즉, 해당 영역에서 발생하는 빛이 우리 눈에 도달할 때쯤에는 더 차갑게 보입니다. 반대로, 밀도가 낮은 지역은 핫스팟처럼 보이는 반면, 완벽하게 평균적인 밀도를 갖는 지역은 완벽한 평균 온도를 갖습니다.
출처 : E. Siegel/Beyond the Galaxy
오늘날 우리는 우주가 처음으로 뜨거운 빅뱅을 겪었을 때처럼 이러한 밀도 변동을 관찰할 수 없습니다. 초기부터 접근할 수 있는 시각적 서명은 없습니다. 우리가 처음으로 접한 것은 380,000년 후, 그들이 셀 수 없이 많은 상호작용을 겪은 후에 나온 것입니다.
그럼에도 불구하고 우리는 초기 밀도 변동이 무엇인지 추론할 수 있으며 우주 인플레이션 이야기와 매우 일치하는 것을 찾을 수 있습니다. 우주의 첫 번째 그림인 우주 마이크로파 배경에 각인된 온도 변동은 빅뱅이 어떻게 시작되었는지 확인시켜 줍니다.
COBE(대규모), WMAP(중규모) 및 Planck(소규모)로 측정된 우주 마이크로파 배경의 변동은 모두 규모 불변 세트의 양자 변동에서 발생하는 것뿐만 아니라, 그러나 크기가 너무 작아 임의로 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 발생할 수는 없습니다. 수평선은 (인플레이션으로 인한) 변동의 초기 스펙트럼을 나타내고, 흔들리는 선은 초기 단계에서 중력과 방사선/물질 상호 작용이 팽창하는 우주를 어떻게 형성했는지 나타냅니다.
출처 : NASA/WMAP 과학팀
그러나 언젠가 우리가 관찰할 수 있는 것은 인플레이션이 끝나고 뜨거운 빅뱅이 시작된 후 남겨진 중력파입니다. 인플레이션으로 인해 발생하는 중력파는 빛의 속도로 모든 방향으로 이동하지만 시각적 특징과 달리 어떤 상호작용도 속도를 늦추지 않습니다.
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그들은 모든 방향에서 끊임없이 도착하여 우리 몸과 탐지기를 통과하여 우리를 씻어낼 것입니다. 우리 우주가 어떻게 시작되었는지 이해하고 싶다면 우리가 해야 할 일은 이러한 파동을 직접적으로든 간접적으로든 관찰할 수 있는 방법을 찾는 것뿐입니다. 많은 아이디어와 실험이 있지만 지금까지 성공적인 탐지 결과를 얻은 것은 없습니다. 우리는 이러한 변동의 스펙트럼이 어떤 모습일지, 그리고 그것이 우리 우주 내의 빛에 어떤 흔적을 남길지 알고 있지만 그 규모가 어느 정도인지는 모릅니다. 서로 다른 인플레이션 모델은 서로 다른 예측을 하며, (결국) 이를 측정해야만 어떤 모델이 우리 우주를 정확하게 설명하는지 결정할 수 있습니다.
우주 마이크로파 배경의 B 모드 편파에 대한 팽창에서 남은 중력파의 기여는 알려진 형태를 가지고 있지만 그 진폭은 특정 팽창 모델에 따라 달라집니다. 인플레이션으로 인한 중력파의 이러한 B 모드는 아직 관찰되지 않았지만 이를 감지하면 어떤 유형의 인플레이션이 발생했는지 정확하게 파악하는 데 엄청난 도움이 될 것입니다. BICEP2 팀의 잘못된 탐지는 2010년대 초반에 발생한 것으로 유명합니다. 다음 세대의 CMB 실험은 텐서-스칼라 비율(즉, r-비율)에 대해 0.001 또는 그보다 낮은 수준까지 민감해야 합니다.
크레딧 : 플랑크 과학팀
인플레이션이 끝나고 우주 자체에 내재된 모든 에너지가 입자, 반입자, 광자 등으로 변환되면 우주가 할 수 있는 일은 팽창하고 냉각되는 것뿐입니다. 모든 것이 서로 충돌하여 때로는 새로운 입자/반입자 쌍을 생성하고 때로는 쌍을 다시 광자 또는 다른 입자로 소멸시키지만 우주가 팽창함에 따라 항상 에너지가 떨어집니다.
우주는 결코 무한히 높은 온도나 밀도에 도달하지 못하지만, 여전히 LHC가 생산할 수 있는 그 어떤 것보다 아마도 1조 배 더 큰 에너지를 얻습니다. 작은 씨앗의 과밀도와 과소밀도는 결국 오늘날 존재하는 별과 은하의 우주 그물로 성장할 것입니다. 138억년 전에 우리가 알고 있는 우주는 시작되었습니다. 나머지는 우리의 우주 역사입니다.
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