초기 우주의 우주론적 모델 - 방사선 시대. 우주의 다중 잎 모델에 대한 가설. 주제를 공부하는 데 도움이 필요하십니까?

처음에 우주는 팽창하는 공허 덩어리였습니다. 그 붕괴는 최초의 화학 원소가 단조된 불을 뿜는 플라즈마에서 빅뱅으로 이어졌습니다. 그런 다음 중력은 수백만 년 동안 냉각 가스 구름을 압축했습니다. 그리고 첫 번째 별이 빛을 발하여 수조 개의 창백한 은하로 이루어진 거대한 우주를 밝혔습니다. 20세기의 가장 위대한 천문학적 발견에 의해 뒷받침되는 이 세계 그림은 탄탄한 이론적 토대 위에 서 있습니다. 하지만 이를 좋아하지 않는 전문가도 있다. 그들은 다른 우주론이 현재 우주론을 대체하기를 바라면서 지속적으로 약점을 찾습니다.

1920년대 초, 상트페테르부르크의 과학자 알렉산더 프리드먼(Alexander Friedman)은 단순함을 위해 물질이 모든 공간을 균일하게 채운다고 가정하고 비정상 팽창 우주를 설명하는 일반 상대성 이론(GTR) 방정식의 해법을 찾았습니다. 아인슈타인조차도 우주는 영원하고 변하지 않을 것이라고 믿으며 이 발견을 진지하게 받아들이지 않았습니다. 그러한 우주를 설명하기 위해 그는 일반 상대성 이론 방정식에 특별한 "반중력" 람다 용어를 도입하기도 했습니다. 프리드먼은 곧 장티푸스로 사망했고 그의 결정은 잊혀졌습니다. 예를 들어, 윌슨산 천문대에서 세계 최대의 100인치 망원경을 연구했던 에드윈 허블(Edwin Hubble)은 이러한 아이디어에 대해 전혀 들어본 적이 없었습니다.

1929년까지 허블은 수십 개의 은하까지의 거리를 측정했으며 이를 이전에 얻은 스펙트럼과 비교하여 예기치 않게 은하가 멀리 떨어져 있을수록 스펙트럼 선이 더 많이 적색편이된다는 사실을 발견했습니다. 적색 편이를 설명하는 가장 쉬운 방법은 도플러 효과였습니다. 그러나 모든 은하계가 우리에게서 빠르게 멀어지고 있다는 것이 밝혀졌습니다. 천문학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 "피곤한 빛"이라는 매우 대담한 가설을 제시한 것은 너무 이상했습니다. 이에 따르면 우리에게서 멀어지는 것은 은하가 아니라 긴 여행 동안 빛의 양자가 움직임에 약간의 저항을 경험하면서 점차적으로 잃습니다. 에너지가 넘치고 빨갛게 변합니다. 그런 다음 그들은 공간 확장에 대한 아이디어를 기억했으며 그다지 이상한 새로운 관찰이이 이상하고 잊혀진 이론에 잘 들어 맞는다는 것이 밝혀졌습니다. 프리드먼의 모델은 또한 적색 편이의 기원이 일반적인 도플러 효과와 매우 유사해 보인다는 사실로부터 이점을 얻었습니다. 오늘날에도 모든 천문학자들이 우주에서 은하의 "산란"이 팽창과 전혀 동일하지 않다는 것을 이해하는 것은 아닙니다. "얼어붙은" 것들이 있는 우주 그 자체, 그 안에 은하계.

"피곤한 빛" 가설은 1930년대 말에 조용히 사라졌습니다. 물리학자들은 광자가 다른 입자와 상호 작용해야만 에너지를 잃으며 이 경우 운동 방향이 최소한 약간씩 변할 수밖에 없다는 점을 지적했습니다. 따라서 "피곤한 빛" 모델에서 먼 은하의 이미지는 마치 안개 속에 있는 것처럼 흐려져야 하지만 아주 선명하게 보입니다. 그 결과, 일반적으로 받아들여지는 생각에 대한 대안인 프리드만 우주 모델이 최근 모든 사람의 관심을 끌었습니다. (그러나 1953년 그의 생애가 끝날 때까지 허블 자신은 우주 팽창은 단지 겉보기 효과일 뿐임을 인정했습니다.)

두 번 대체 표준

하지만 우주가 팽창하고 있기 때문에 이전에는 밀도가 더 높았음을 의미합니다. 프리드먼의 학생이자 핵물리학자인 게오르기 가모프(Georgi Gamow)는 정신적으로 그 진화를 뒤집어 초기 우주가 너무 뜨거워서 열핵융합 반응이 일어났다고 결론지었습니다. Gamow는 관찰된 화학 원소의 유병률을 설명하려고 노력했지만 기본 가마솥에서 몇 가지 유형의 가벼운 핵만 "요리"할 수 있었습니다. 세계에는 수소 외에도 23~25%의 헬륨, 100분의 1의 중수소, 10억분의 1의 리튬이 포함되어 있어야 한다는 것이 밝혀졌습니다. 별에서 더 무거운 원소의 합성 이론은 나중에 Gamow의 경쟁자인 천체 물리학자 Fred Hoyle에 의해 동료들과 함께 개발되었습니다.

1948년에 Gamow는 또한 하늘의 모든 방향에서 오는 몇 도 켈빈 온도의 냉각된 마이크로파 방사선인 뜨거운 우주에서 관찰 가능한 흔적이 남아 있어야 한다고 예측했습니다. 아아, Gamow의 예측은 Friedman 모델의 운명을 반복했습니다. 누구도 방사선을 찾기 위해 서두르지 않았습니다. 뜨거운 우주 이론은 그것을 테스트하기 위해 값비싼 실험을 수행하기에는 너무 사치스러워 보였습니다. 또한 많은 과학자들이 거리를 두는 신성한 창조와 유사점이 나타났습니다. 가모프는 우주론을 버리고 당시 등장하던 유전학으로 전환하면서 끝났다.

1950년대에 동일한 Fred Hoyle이 천체 물리학자 Thomas Gold 및 수학자 Hermann Bondi와 함께 개발한 고정 우주 이론의 새로운 버전이 1950년대에 인기를 얻었습니다. 허블의 발견으로 인해 압력을 받은 그들은 우주의 팽창을 받아들였지만 진화는 받아들이지 않았습니다. 그들의 이론에 따르면 공간의 팽창은 수소 원자의 자발적인 생성을 동반하므로 우주의 평균 밀도는 변하지 않습니다. 물론 이것은 에너지 보존 법칙을 위반하는 것이지만 매우 중요하지 않은 것입니다. 공간 입방 미터당 10억 년에 수소 원자가 1개를 넘지 않습니다. Hoyle은 자신의 모델을 "연속 창조 이론"이라고 부르며 음압을 사용하는 특수 C 필드(영어 창조 - 창조)를 도입하여 물질의 일정한 밀도를 유지하면서 우주를 부풀게 했습니다. Gamow의 주장에 반하여 Hoyle은 별의 열핵 과정에 의해 가벼운 원소를 포함한 모든 원소의 형성을 설명했습니다.

Gamow가 예측한 우주 마이크로파 배경은 거의 20년 후에 우연히 발견되었습니다. 그 발견자들은 노벨상을 받았고 뜨거운 프리드만-가모프 우주는 경쟁하는 가설들을 빠르게 대체했습니다. 그러나 호일은 포기하지 않았고 자신의 이론을 옹호하면서 마이크로파 배경은 먼 별들에 의해 생성되고 그 빛은 우주 먼지에 의해 산란되고 다시 방출된다고 주장했습니다. 그러나 하늘의 빛은 얼룩덜룩해야 하지만 거의 완벽하게 균일합니다. 점차적으로 별과 우주 구름의 화학적 구성에 대한 데이터가 축적되었으며 이는 Gam의 1차 핵합성 모델과도 일치했습니다.

따라서 빅뱅의 두 가지 대안 이론은 일반적으로 받아들여졌거나, 오늘날 유행하는 것처럼 과학의 주류로 바뀌었습니다. 그리고 이제 학생들은 허블이 우주의 폭발을 발견했으며 (거리에 대한 적색 편이의 의존성이 아님) 소련 천체 물리학 자 Joseph Samuilovich Shklovsky의 가벼운 손으로 우주 마이크로파 방사선이 유물 방사선이된다는 것을 배웁니다. 뜨거운 우주의 모델은 말 그대로 언어 수준에서 사람들의 마음 속에 "꿰매어져" 있습니다.

적색편이의 네 가지 원인

거리에 대한 적색편이의 의존성인 허블의 법칙을 설명하기 위해 어느 것을 선택해야 합니까?

기초 밑을 파다

그러나 인간의 본성은 또 다른 부인할 수 없는 생각이 사회에 자리 잡자마자 즉시 논쟁을 벌이고 싶어하는 사람들이 있는 것과 같습니다. 표준 우주론에 대한 비판은 이론적 기초의 불완전성을 지적하는 개념적 비판과 설명하기 어려운 특정 사실과 관찰을 인용하는 천문학적 비판으로 나눌 수 있습니다.

개념적 공격의 주요 목표는 물론 일반 상대성 이론(GR)입니다. 아인슈타인은 중력을 시공간 곡률과 동일시하면서 놀랍도록 아름다운 설명을 했습니다. 그러나 일반 상대성 이론에 따르면 블랙홀은 물질이 무한 밀도 지점으로 압축되는 중심에 있는 이상한 물체인 블랙홀의 존재를 따릅니다. 물리학에서 무한대의 출현은 항상 이론의 적용 가능성의 한계를 나타냅니다. 초고밀도에서는 일반상대성이론이 양자중력으로 대체되어야 합니다. 그러나 양자 물리학의 원리를 일반 상대성 이론에 도입하려는 모든 시도는 실패했고, 이로 인해 물리학자들은 대안적인 중력 이론을 찾게 되었습니다. 그 중 수십 개가 20세기에 지어졌습니다. 대부분은 실험적 테스트를 견디지 ​​못했습니다. 그러나 몇 가지 이론은 여전히 ​​유효합니다. 예를 들어, 그 중에는 곡선 공간도 없고 특이점도 발생하지 않으며 이는 블랙홀이나 빅뱅이 없다는 것을 의미하는 학자 Logunov의 중력 장 이론이 있습니다. 그러한 대체 중력 이론의 예측을 실험적으로 테스트할 수 있는 곳에서는 일반 상대성 이론의 예측과 일치하며, 극단적인 경우(초고밀도 또는 매우 넓은 우주론적 거리)에서만 결론이 다릅니다. 이는 우주의 구조와 진화가 달라야 함을 의미합니다.

새로운 우주론

옛날 옛적에 요하네스 케플러(Johannes Kepler)는 행성 궤도의 반경 사이의 관계를 이론적으로 설명하려고 노력하면서 정다면체를 서로 중첩시켰습니다. 그 안에 묘사되고 새겨진 구체는 그에게 우주의 구조를 푸는 가장 직접적인 길인 것처럼 보였습니다. 그가 그의 책이라고 불렀던 "우주론적 신비"였습니다. 나중에 티코 브라헤(Tycho Brahe)의 관찰을 바탕으로 그는 원과 구의 천상의 완전성에 대한 고대 아이디어를 버리고 행성이 타원으로 움직인다는 결론을 내렸습니다.

많은 현대 천문학자들도 이론가들의 추측적 구성에 회의적이며 하늘을 보면서 영감을 얻는 것을 선호합니다. 그리고 거기에서 우리 은하인 은하수가 국부 은하군이라 불리는 작은 성단의 일부라는 것을 볼 수 있습니다. 이 성단은 국부초은하단으로 알려져 있는 처녀자리 별자리에 있는 거대한 은하구름의 중심에 모여 있습니다. 1958년에 천문학자 조지 아벨(George Abel)은 북쪽 하늘에 있는 2,712개의 은하단 목록을 발표했는데, 이는 차례로 초은하단으로 분류되었습니다.

동의하세요. 물질로 균일하게 채워진 우주처럼 보이지는 않습니다. 그러나 프리드먼 모델의 동질성 없이는 허블의 법칙과 일치하는 팽창 체계를 얻는 것이 불가능합니다. 그리고 마이크로파 배경의 놀라운 부드러움도 설명할 수 없습니다. 따라서 이론의 아름다움이라는 이름으로 우주의 균질성은 우주론적 원리로 선언되었고, 관찰자들은 이를 확인할 것으로 기대되었다. 물론, 우주론적 기준에 따른 작은 거리(은하수 크기의 100배)에서는 은하 사이의 인력이 지배적입니다. 즉, 은하들은 궤도를 따라 움직이고 충돌하고 합쳐집니다. 그러나 특정 거리 규모에서 시작하면 우주는 단순히 균질해져야 합니다.

1970년대에는 관찰을 통해 수십 메가파섹보다 큰 구조가 존재하는지 여부를 확실하게 말할 수 없었으며 "우주의 대규모 균질성"이라는 단어는 프리드만 우주론의 보호 주문처럼 들렸습니다. 그러나 1990년대 초부터 상황은 극적으로 변했다. 물고기자리와 고래자리의 경계에서 국부 초은하단을 포함하여 약 50메가파섹 크기의 초은하단 복합체가 발견되었습니다. 히드라 별자리에서 그들은 처음으로 60메가파섹 크기의 거대 인력체를 발견했고, 그 뒤에는 3배 더 큰 거대한 샤플리 초은하단을 발견했습니다. 그리고 이것들은 고립된 물체가 아닙니다. 동시에 천문학자들은 길이가 150메가파섹에 달하는 복잡한 만리장성을 묘사했으며 그 목록은 계속 늘어나고 있습니다.

세기말에는 우주의 3D 지도 제작이 본격화되었습니다. 한 번의 망원경 노출로 수백 개의 은하 스펙트럼을 얻을 수 있습니다. 이를 위해 로봇 조작기는 광각 슈미트 카메라의 초점면에 수백 개의 광섬유를 알려진 좌표에 배치하여 각 개별 은하의 빛을 분광학 실험실로 전송합니다. 현재까지 가장 큰 규모의 SDSS 조사는 이미 백만 개의 은하의 스펙트럼과 적색편이를 결정했습니다. 그리고 우주에서 가장 큰 알려진 구조는 이전 CfA-II 조사에 따라 2003년에 발견된 슬론의 만리장성으로 남아 있습니다. 그 길이는 500메가파섹으로, 프리드만 우주 지평선까지의 거리의 12%에 해당합니다.

물질의 집중과 함께 많은 황량한 우주 지역, 즉 은하나 신비한 암흑 물질이 없는 공허도 발견되었습니다. 이들 중 다수는 크기가 100메가파섹을 초과하며, 2007년에 미국국립전파천문대(American National Radio Astronomy Observatory)는 직경이 약 300메가파섹인 거대공동체를 발견했다고 보고했습니다.

그러한 거대한 구조의 존재 자체가 빅뱅에서 남은 작은 밀도 변동으로 인한 물질의 중력적 혼잡으로 인해 불균질성이 발생하는 표준 우주론에 도전하고 있습니다. 관찰된 은하의 자연적인 운동 속도로, 그들은 우주의 전체 수명 동안 12메가파섹 이상 이동할 수 없습니다. 그러면 수백 메가파섹을 측정하는 물질의 농도를 어떻게 설명할 수 있습니까?

어둠의 존재

엄밀히 말하면, "순수한 형태의" 프리드먼 모델은 1933년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)가 발명한 관찰할 수 없는 특별한 실체를 하나 추가하지 않는 한 은하계와 성단과 같은 작은 구조의 형성도 설명하지 못합니다. 코마 성단을 연구하던 중 그는 그 은하단이 너무 빨리 움직이고 있어서 쉽게 날아갈 수 있다는 사실을 발견했습니다. 클러스터가 분해되지 않는 이유는 무엇입니까? Zwicky는 그 질량이 발광원에서 추정한 것보다 훨씬 크다고 제안했습니다. 이것이 오늘날 암흑 물질이라고 불리는 천체 물리학에서 숨겨진 질량이 나타난 방식입니다. 그것 없이는 은하 원반과 은하단의 역학, 이러한 은하단을 지나갈 때 빛이 휘어지는 현상, 그리고 그 기원을 설명하는 것이 불가능합니다. 일반 발광물질보다 암흑물질이 5배 더 많은 것으로 추정된다. 이들은 어두운 소행성도, 블랙홀도, 알려진 어떤 기본 입자도 아니라는 것이 이미 확립되었습니다. 암흑물질은 아마도 약한 상호작용에만 참여하는 일부 무거운 입자로 구성되어 있을 것입니다.

최근 이탈리아-러시아 위성 실험인 PAMELA는 ​​우주선에서 이상한 과잉 양전자를 발견했습니다. 천체 물리학자들은 양전자의 적절한 공급원을 알지 못하며 양전자가 암흑 물질 입자와의 일종의 반응의 산물일 수 있다고 제안합니다. 그렇다면 Gamow의 원시 핵합성 이론은 위험에 처할 수 있습니다. 왜냐하면 초기 우주에 알려지지 않은 수많은 무거운 입자가 존재한다고 가정하지 않았기 때문입니다.

20세기와 21세기에 접어들면서 우주의 표준모델에 신비한 암흑에너지가 긴급하게 추가되어야 했습니다. 얼마 전에 먼 은하계까지의 거리를 측정하는 새로운 방법이 테스트되었습니다. 그 안에 있는 "표준 양초"는 특별한 유형의 초신성의 폭발로, 폭발이 가장 높은 시점에서 항상 거의 동일한 광도를 갖습니다. 이들의 겉보기 밝기는 대격변이 발생한 은하계까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 모든 사람들은 측정 결과 물질의 자기 중력의 영향으로 우주 팽창이 약간 둔화될 것이라고 예상했습니다. 놀랍게도 천문학자들은 반대로 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 사실을 발견했습니다! 암흑에너지는 우주를 팽창시키는 우주적 반발력을 제공하기 위해 발명되었습니다. 사실, 이는 아인슈타인 방정식의 람다 항과 구별할 수 없으며, 더 재미있는 것은 과거 프리드만-가모프 우주론의 주요 경쟁자였던 정지 우주에 대한 본다이-골드-호일 이론의 C-필드와 구별할 수 없습니다. 이것이 인위적인 추측 아이디어가 이론 사이를 이동하여 새로운 사실의 압력 속에서 살아남는 데 도움이 되는 방식입니다.

프리드먼의 원래 모델에 관찰을 통해 결정된 매개변수(우주의 평균 물질 밀도)가 하나만 있었다면 "암흑 실체"의 출현으로 "조정" 매개변수의 수가 눈에 띄게 증가했습니다. 이는 어둠의 "성분"의 비율뿐만 아니라 다양한 상호 작용에 참여할 수 있는 능력과 같이 임의로 가정된 물리적 특성이기도 합니다. 이 모든 것이 프톨레마이오스의 이론을 연상시키는 것이 사실이 아닙니까? 관찰과의 일관성을 유지하기 위해 점점 더 많은 주전원이 추가되었으나, 그 자체의 지나치게 복잡한 설계로 인해 붕괴되었습니다.

DIY 우주

지난 100년 동안 매우 다양한 우주론 모델이 만들어졌습니다. 이전에는 그들 각각이 독특한 물리적 가설로 인식되었다면 이제 그 태도는 더욱 평범해졌습니다. 우주론적 모델을 구축하려면 공간의 특성이 의존하는 중력 이론, 물질의 분포, 의존성이 파생되는 적색편이의 물리적 특성이라는 세 가지 사항을 다루어야 합니다. R(z). 이는 모델의 우주론을 설정하여 "표준 양초"의 밝기, "표준 미터"의 각도 크기, "표준 초"의 지속 시간 및 표면 밝기와 같은 다양한 효과를 계산할 수 있게 합니다. "기준 은하"의 변화는 거리에 따라(또는 적색편이에 따라) 변합니다. 남은 것은 하늘을 바라보고 어떤 이론이 올바른 예측을 제공하는지 이해하는 것입니다.

저녁에 창가에 있는 초고층 빌딩에 앉아 아래로 펼쳐진 도시의 불빛을 바라보고 있다고 상상해 보세요. 멀리에는 그 수가 적습니다. 왜? 어쩌면 거기에는 열악한 외곽이 있을 수도 있고, 심지어 개발조차 완전히 끝났을 수도 있습니다. 아니면 안개나 스모그로 인해 등불의 빛이 어두워질 수도 있습니다. 또는 지구 표면의 곡률이 영향을 미치고 먼 빛이 단순히 지평선 너머로 이동합니다. 각 옵션에 대해 거리에 따른 조명 수의 의존성을 계산하고 적절한 설명을 찾을 수 있습니다. 이것이 우주학자들이 우주의 가장 좋은 모델을 선택하려고 먼 은하계를 연구하는 방법입니다.

우주론 테스트가 작동하려면 "표준" 물체를 찾고 그 모양을 왜곡하는 모든 간섭의 영향을 고려하는 것이 중요합니다. 관측 우주론자들은 이 문제로 80년 동안 고군분투해 왔습니다. 각도 크기 테스트를 예로 들어 보겠습니다. 우리 공간이 곡선이 아닌 유클리드 공간이라면 은하의 겉보기 크기는 적색편이 z에 반비례하여 감소합니다. 곡선 공간을 갖는 프리드만의 모델에서는 물체의 각도 크기가 더 천천히 줄어들고 수족관의 물고기처럼 은하계가 약간 더 커지는 것을 볼 수 있습니다. 은하가 멀어지면서 크기가 먼저 감소한 다음 다시 성장하기 시작하는 모델도 있습니다(아인슈타인은 초기 단계에서 이 모델을 사용했습니다). 그러나 문제는 우리가 멀리 있는 은하계를 과거의 모습으로 볼 수 있으며 진화 과정에서 그 크기가 변할 수 있다는 것입니다. 또한 먼 거리에서는 가장자리를 보기가 어렵기 때문에 안개가 낀 지점이 더 작게 나타납니다.

그러한 효과의 영향을 고려하는 것은 극히 어렵기 때문에 우주론 테스트의 결과는 종종 특정 연구자의 선호도에 따라 달라집니다. 출판된 수많은 작품에서 다양한 우주론 모델을 확인하고 반박하는 테스트를 찾을 수 있습니다. 그리고 오직 과학자의 전문성만이 그들 중 어느 것을 믿을지, 어느 것을 믿지 않을지를 결정합니다. 다음은 몇 가지 예입니다.

2006년에 36명의 천문학자로 구성된 국제 팀이 프리드만의 모델에서 요구하는 대로 먼 거리의 초신성 폭발이 시간이 지남에 따라 확장되는지 여부를 테스트했습니다. 그들은 이론에 완전히 동의했습니다. 섬광은 섬광에서 나오는 빛의 주파수가 감소하는 만큼 정확히 몇 배나 길어집니다. 일반 상대성 이론의 시간 팽창은 모든 과정에 동일한 영향을 미칩니다. 이 결과는 고정된 우주 이론의 관에 또 다른 최종 못을 박는 것일 수 있었습니다(첫 번째 것은 40년 전 스티븐 호킹에 의해 우주 마이크로파 배경으로 명명되었습니다). 그러나 2009년 미국 천체 물리학자 Eric Lerner는 정반대의 결과를 발표했습니다. 다른 방법으로 얻은 것입니다. 그는 특히 팽창하는 우주와 정지된 우주 사이에서 선택을 하기 위해 Richard Tolman이 1930년에 발명한 은하 표면 밝기 테스트를 사용했습니다. 프리드만 모델에서 은하의 표면 밝기는 적색편이가 증가함에 따라 매우 빠르게 감소하며, "피곤한 빛"이 있는 유클리드 공간에서는 붕괴가 훨씬 더 느립니다. z = 1(프리드먼에 따르면 은하계는 우리 근처에 있는 은하계의 절반 정도 젊음)에서는 차이가 8배이고, z = 5에서는 허블 우주 망원경의 성능 한계에 가깝습니다. 200배가 넘습니다. 테스트 결과, 데이터는 "피곤한 빛" 모델과 거의 완벽하게 일치하고 프리드먼의 모델과 크게 다른 것으로 나타났습니다.

의심의 여지

관측 우주론은 암흑 물질과 에너지를 추가한 후 LCDM(Lambda - Cold Dark Matter)으로 불리기 시작한 지배적인 우주 모델의 정확성에 의문을 제기하는 많은 데이터를 축적했습니다. LCDM의 잠재적인 문제는 감지된 물체의 기록적인 적색편이가 급격히 증가한다는 것입니다. 일본 국립천문대의 직원인 이에 마사노리는 은하, 퀘이사, 감마선 폭발(관측 가능한 우주에서 가장 강력한 폭발이자 가장 먼 신호)의 기록적인 공개 적색편이가 어떻게 성장했는지 연구했습니다. 2008년에는 모두 이미 z = 6 임계값을 극복했으며 감마선 폭발의 기록 z는 특히 빠르게 증가했습니다. 2009년에 그들은 z = 8.2라는 또 다른 기록을 세웠습니다. 프리드먼의 모델에서 이는 빅뱅 이후 약 6억년에 해당하며 기존 은하 형성 이론의 한계에 부합합니다. 더 이상 은하가 형성될 시간이 없을 것입니다. 한편 z 지표의 진전은 멈추지 않는 것 같습니다. 모두가 2009년 봄에 출시된 새로운 Herschel 및 Planck 우주 망원경의 데이터를 기다리고 있습니다. z = 15 또는 20인 객체가 나타나면 본격적인 LCDM 위기가 됩니다.

또 다른 문제는 1972년에 가장 존경받는 관측 우주론자 중 한 명인 Alan Sandage에 의해 발견되었습니다. 허블의 법칙은 은하수 바로 근처에서 매우 잘 적용되는 것으로 나타났습니다. 우리로부터 몇 메가파섹 이내에 물질은 극도로 불균일하게 분포되어 있지만 은하계는 이를 알아차리지 못하는 것 같습니다. 이들의 적색편이는 큰 성단의 중심에 매우 가까운 것을 제외하고는 거리에 정확히 비례합니다. 은하계의 혼란스러운 속도는 무언가에 의해 약화되는 것 같습니다. 분자의 열 운동에 비유하면 이 역설은 때때로 허블 흐름의 변칙적 차가움이라고 불립니다. LCDM에서는 이러한 역설에 대한 포괄적인 설명이 없지만 "피곤한 빛" 모델에서는 자연스럽게 설명됩니다. 풀코보 천문대(Pulkovo Observatory)의 알렉산더 라이코프(Alexander Raikov)는 광자의 적색편이와 은하계의 혼돈 속도 감쇠가 동일한 우주론적 요인의 징후일 수 있다는 가설을 세웠습니다. 그리고 같은 이유로 미국의 행성간 탐사선 파이오니어 10호와 파이오니어 11호의 움직임에 이상이 생긴 것을 설명할 수 있습니다. 그들이 태양계를 떠날 때, 그들은 허블 흐름의 차가움을 수치적으로 설명하기에 딱 맞는 작은, 설명할 수 없는 둔화를 경험했습니다.

많은 우주론자들은 우주의 물질이 균일하지 않고 프랙탈적으로 분포되어 있음을 증명하려고 노력하고 있습니다. 이는 우리가 우주를 고려하는 규모에 관계없이 항상 해당 수준의 클러스터와 공극이 교대로 드러날 것임을 의미합니다. 이 주제를 처음으로 제기한 사람은 1987년 이탈리아의 물리학자 루치아노 피오트로네이로였습니다. 그리고 몇 년 전, 상트페테르부르크의 우주론자 유리 바리셰프(Yuri Baryshev)와 핀란드의 페카 티리코르피(Pekka Teerikorpi)는 “우주의 프랙탈 구조”라는 광범위한 논문을 출판했습니다. 많은 과학 기사에서는 적색편이 조사에서 은하 분포의 프랙탈 특성이 최대 100메가파섹 규모까지 확실하게 드러나고 이질성이 최대 500메가파섹 이상까지 추적된다고 주장합니다. 그리고 최근 Alexander Raikov는 상트페테르부르크 주립 대학의 Viktor Orlov와 함께 최대 z = 3 규모의 감마선 폭발 카탈로그에서 프랙탈 분포의 징후를 발견했습니다(즉, 대부분의 경우 Friedmann 모델에 따르면). 보이는 우주). 이것이 확인된다면 우주론은 큰 변화를 겪게 될 것입니다. 프랙탈성은 수학적 단순성 때문에 20세기 우주론의 기초로 받아들여진 균질성 개념을 일반화합니다. 오늘날 수학자들은 프랙탈을 적극적으로 연구하고 있으며 새로운 정리가 정기적으로 입증되고 있습니다. 우주의 대규모 구조의 프랙탈성은 매우 예상치 못한 결과를 초래할 수 있으며, 우주 그림과 그 발전의 급진적인 변화가 우리를 기다리고 있는지 누가 알겠습니까?

마음으로부터 울다

그러나 그러한 예에서 우주론적 "반체제 인사"가 얼마나 영감을 받았는지에 관계없이 오늘날 표준 LCDM과 다른 우주의 구조와 진화에 대한 일관되고 잘 발달된 이론은 없습니다. 집합적으로 대체 우주론이라고 불리는 것은 일반적으로 받아들여지는 개념의 지지자들이 올바르게 제기한 수많은 주장뿐만 아니라 강력한 대체 연구 프로그램이 있다면 미래에 유용할 수 있는 다양한 수준의 정교함을 지닌 일련의 유망한 아이디어로 구성됩니다. 나타난다.

대안적 견해를 지지하는 많은 사람들은 개인의 생각이나 반례를 지나치게 강조하는 경향이 있습니다. 그들은 표준 모델의 어려움을 보여줌으로써 표준 모델을 폐기할 수 있기를 바랍니다. 그러나 과학철학자 임레 라카토스(Imre Lakatos)가 주장했듯이, 실험도 역설도 이론을 파괴할 수는 없습니다. 오직 새롭고 더 나은 이론만이 이론을 죽인다. 아직 대체 우주론을 제시할 수 있는 것은 없습니다.

그러나 새로운 심각한 개발은 어디에서 나올 것인가? "대안"은 전 세계의 보조금위원회, 과학 저널 편집실 및 망원경 관찰 시간 분배에 관한위원회에서 대다수가 표준 지지자라고 불평합니다. 우주론. 그들은 쓸모없는 자금 낭비라고 생각하여 우주적 주류 외부에 있는 작업에 대한 자원 할당을 단순히 차단한다고 말합니다. 몇 년 전, 일단의 우주론자들이 New Scientist 잡지에 매우 가혹한 “과학계에 보내는 공개 서한”을 쓸 정도로 긴장이 최고조에 이르렀습니다. 국제 공공기관인 대안 우주론 그룹(www.cosmology.info)의 설립을 발표했는데, 이 그룹은 이후 주기적으로 자체 컨퍼런스를 개최했지만 아직 상황을 크게 바꾸지 못했습니다.

과학의 역사는 매우 대안적이고 별 관심이 없는 아이디어를 중심으로 강력한 새로운 연구 프로그램이 예기치 않게 형성된 많은 사례를 알고 있습니다. 그리고 아마도 현재의 이질적인 대안적 우주론은 그 자체로 세계의 모습에서 미래 혁명의 싹을 품고 있을 것입니다.

고정된 우주의 모델.우주의 고유성은 제시된 가설에 대한 실험적 검증을 허용하지 않고 이를 이론 수준으로 끌어올리는 것을 허용하지 않으므로 우주의 진화는 모델의 틀 내에서만 고려할 수 있습니다.

고전 역학이 창설된 후 세계의 과학적 그림은 공간, 시간 및 중력에 대한 뉴턴의 아이디어를 기반으로 했으며 시간 상수를 설명했습니다. 창조주께서 창조하신 고정되고 무한한 우주.

20세기에는 새로운 우주론적 모델을 창조하기 위한 새로운 이론적 기초가 등장했습니다.

우선, 우리는 우주의 제한된 부분에서 확립된 물리적 법칙이 전체 우주에 유효하다는 우주론적 가정을 언급해야 합니다. 또한, 우주 내 물질의 대규모 분포의 균질성과 등방성은 공리로 간주됩니다. 이 경우 진화 모델은 소위 인류 원리에 부합해야 합니다. 진화의 특정 단계에 관찰자(합리적인 사람)가 나타날 가능성을 제공합니다.

먼 거리에 있는 질량의 상호작용을 결정하는 것은 중력이기 때문에 20세기 우주론의 이론적 핵심입니다. 중력과 시공간에 대한 상대론적 이론, 즉 일반 상대성 이론이 되었습니다. 이 이론에 따르면 물질의 분포와 운동은 시공간의 기하학적 특성을 결정하는 동시에 그 자체에 의존합니다. 중력장은 시공간의 "곡률"로 나타납니다. 1916년 일반 상대성 이론을 바탕으로 만들어진 아인슈타인의 첫 번째 우주론 모델에서는 우주도 정지해 있습니다. 그것은 무한하지만 닫혀 있고 유한한 차원을 가지고 있습니다. 공간은 스스로 닫힙니다.

고정되지 않은 우주의 프리드먼 모델.아인슈타인의 고정 우주 모델은 러시아 과학자 A.A. 1922년에 곡선 공간은 정지할 수 없으며 팽창하거나 수축해야 함을 보여준 프리드먼(1888 - 1925). 우주의 곡률 반경 변화에 대한 세 가지 다른 모델은 물질의 평균 밀도에 따라 가능하며 그 중 두 모델에서는 우주가 무한히 확장되고 세 번째에서는 곡률 반경이 주기적으로 변경됩니다 (우주 맥박).

E. 허블이 은하 제거 속도가 은하까지의 거리에 의존한다는 법칙을 발견했지만, 현재는 실험적으로 추정된 물질 밀도와 이 매개변수의 임계값을 비교하여 우주의 팽창을 확인했습니다. 확장에서 맥동으로의 전환을 결정하는 것은 추가 진화를 위한 시나리오를 명확하게 선택하는 것을 불가능하게 합니다. 이 두 값은 가까운 것으로 나타났지만 실험 데이터는 충분히 신뢰할 수 없었습니다.

우주의 팽창은 현재 우리가 우주의 나이를 추정할 수 있게 해주는 잘 근거가 있고 일반적으로 받아들여지는 사실입니다. 가장 일반적인 추정에 따르면 10 18 초(180억 년)입니다. 따라서 현대 모델은 우주의 "시작"을 가정합니다. 그 진화는 어떻게 시작되었나요?

뜨거운 우주의 모델.우주 진화의 초기 단계에 대한 현대 사상의 기초는 20세기 40년대에 기초가 놓인 "뜨거운 우주" 또는 "빅뱅"의 모델입니다. 미국에서 일하는 러시아 과학자 G.A. 감모프(1904~1968). 이 모델의 가장 단순한 버전에서는 공간의 무한한 곡률을 갖는 초고밀도 및 초고온 상태(특이점 상태)에서 폭발의 결과로 우주가 자발적으로 발생한 것으로 보입니다. 초기 특이 상태의 "뜨거움"은 물질보다 전자기 복사가 우세하다는 특징이 있습니다. 이는 미국 천체물리학자 펜지어스(1933년 출생)와 윌슨(1936년 출생)이 1965년에 등방성 전자기 “잔존 방사선”을 실험적으로 발견함으로써 확인되었습니다. 현대 물리 이론은 물질의 진화를 시간의 순간부터 설명하는 것을 가능하게 합니다. 티= 10 -43초. 우주 진화의 초기 순간은 여전히 ​​​​물리적 장벽 뒤에 있습니다. 오직 지금부터 시작하는 거야 티= 빅뱅 이후 10~10초, 초기 우주의 물질 상태와 그 안에서 일어나는 과정에 대한 우리의 생각은 실험적으로 테스트되고 이론적으로 설명될 수 있습니다.

우주가 팽창함에 따라 우주 안의 물질 밀도는 감소하고 온도는 감소합니다. 이 경우 물질 입자의 질적 변형 과정이 발생합니다. 10~10초에서 물질은 자유 쿼크, 렙톤 및 광자로 구성됩니다(섹션 III 참조). 우주가 냉각됨에 따라 하드론이 형성되고 수소, 헬륨, 리튬 동위원소와 같은 가벼운 원소의 핵이 나타납니다. 헬륨 핵의 합성이 순간 중단됩니다 티= 3분 수십만 년이 지난 후에야 핵이 전자와 결합하여 수소와 헬륨 원자를 형성하고, 그 순간부터 물질은 전자기 방사선과 상호 작용을 멈춥니다. "잔존" 방사선은 바로 이 기간 동안 발생했습니다. 우주의 크기가 현시대보다 100배 정도 작았을 때, 수소와 헬륨 가스의 불균질성으로 인해 가스 덩어리가 생겨났고, 이것이 파편화되어 별과 은하가 탄생하게 되었습니다.

우주론의 대상으로서 우주의 독점성에 대한 질문은 여전히 ​​열려 있습니다. 우주 전체가 우리의 메타은하라는 널리 퍼진 관점과 함께, 우주는 수많은 메타은하로 구성될 수 있다는 반대 의견이 있으며, 우주의 고유성에 대한 생각은 역사적으로 상대적이며 수준에 따라 결정됩니다. 과학과 실천의.

역사적으로 우주에 대한 아이디어는 고대 신화를 시작으로 항상 우주의 정신 모델의 틀 내에서 발전해 왔습니다. 거의 모든 국가의 신화에서 우주에 대한 신화, 즉 기원, 본질, 구조, 관계 및 종말의 가능한 원인이 중요한 위치를 차지합니다. 대부분의 고대 신화에서 세계(우주)는 영원하지 않으며, 일반적으로 물이나 혼돈과 같은 기본 원리(물질)를 통해 더 높은 힘에 의해 창조되었습니다. 고대 우주 창조 사상의 시간은 가장 흔히 순환적입니다. 우주의 탄생, 존재, 죽음의 사건은 자연의 모든 물체처럼 원을 그리며 서로 이어집니다. 우주는 하나의 전체이고, 모든 요소는 서로 연결되어 있으며, 이러한 연결의 깊이는 가능한 상호 변형까지 다양하며, 사건은 서로 뒤따르며 서로를 대체합니다(겨울과 여름, 낮과 밤). 이 세계 질서는 혼돈에 반대됩니다. 세상의 공간은 제한되어 있습니다. 더 높은 힘(때로는 신)은 우주의 창조자 역할을 하거나 세계 질서의 수호자 역할을 합니다. 신화 속 우주의 구조는 다층성을 가정합니다. 드러난(중간) 세계와 함께 상위 및 하위 세계, 우주의 축(종종 세계수 또는 산의 형태), 세계의 중심이 있습니다. 세계 - 특별한 신성한 속성이 부여된 장소로, 세계의 개별 계층 간에 연결이 있습니다. 세계의 존재는 "황금 시대"에서 쇠퇴와 죽음에 이르기까지 퇴행적인 방식으로 생각됩니다. 고대 신화에 나오는 인간은 인간과 우주 사이의 연결을 강화하는 전체 우주(전 세계는 거인과 유사한 거대한 생물로 창조됨)의 유사체가 될 수 있습니다. 고대 모델에서는 인간이 결코 중앙 무대에 오르지 않습니다. VI-V 세기에. 기원전. 우주의 최초의 자연 철학적 모델이 만들어졌으며 가장 많이 개발된 것은 고대 그리스입니다. 이 모델의 궁극적인 개념은 아름답고 법에 부합하는 하나의 전체로서의 코스모스입니다. 세상이 어떻게 형성되었는지에 대한 질문은 세상이 무엇으로 구성되어 있고 어떻게 변화하는지에 대한 질문으로 보완됩니다. 대답은 더 이상 비유적인 언어로 공식화되지 않고 추상적이고 철학적인 언어로 공식화됩니다. 모델의 시간은 본질적으로 여전히 주기적이지만 공간은 유한합니다. 물질은 개별 요소(물, 공기, 불 - 밀레시안 학파 및 헤라클레이토스), 요소의 혼합, 단일하고 분할할 수 없으며 움직이지 않는 코스모스(엘레아학파 중), 존재화된 숫자(피타고라스 학파 중), 분할할 수 없는 역할을 합니다. 구조 단위 - 세계의 통일성을 보장하는 원자 - 데모크리토스. 공간이 무한한 것은 데모크리토스의 우주 모델이다. 자연 철학자들은 별과 행성 등 우주 물체의 상태, 그들 사이의 차이점, 우주에서의 역할 및 상대적 위치를 결정했습니다. 대부분의 모델에서 움직임은 중요한 역할을 합니다. 코스모스는 로고스라는 단일 법칙에 따라 만들어졌으며 인간도 코스모스의 축소판 인 소우주라는 동일한 법칙의 적용을받습니다. 우주를 기하학적으로 형상화하고 처음으로 중앙 불을 중심으로 회전하고 그에 둘러싸인 구의 형태로 그것을 명확하게 제시한 피타고라스 견해의 발전은 플라톤의 후기 대화에서 구체화되었습니다. 수세기 동안 프톨레마이오스가 수학적으로 처리한 아리스토텔레스의 모델은 우주에 대한 고대인의 관점의 논리적 정점으로 간주되었습니다. 다소 단순화된 형태로 보면, 교회의 권위에 힘입어 이 모델은 약 2천년 동안 지속되었다. 아리스토텔레스에 따르면 우주는 다음과 같습니다. o 모든 지각된 신체의 총체로 구성된 포괄적인 전체입니다. o 독특한 것; o는 공간적으로 유한하고 극한의 천구로 제한되며 그 뒤에는 "공허함도 공간도 없습니다"; o 영원하고, 시작이 없고, 시간이 끝이 없습니다. 동시에 지구는 움직이지 않고 우주의 중심에 위치하고 있으며 지상과 천상 (월상)은 물리적, 화학적 구성과 운동의 성격이 완전히 반대입니다. 15~16세기 르네상스 시대에 우주에 대한 자연 철학적 모델이 다시 등장했습니다. 그것들은 한편으로는 고대에 대한 폭넓고 철학적 견해로의 복귀를 특징으로 하고, 다른 한편으로는 중세 시대로부터 물려받은 엄격한 논리와 수학을 특징으로 합니다. 이론적 연구의 결과로 Nikolai Kuzansky, N. Copernicus, G. Bruno는 무한 공간, 되돌릴 수 없는 선형 시간, 태양 중심 태양계 및 이와 유사한 많은 세계를 갖춘 우주 모델을 제안합니다. 이 전통을 이어가는 G. 갈릴레오는 관성의 속성인 운동 법칙을 조사했으며, 그가 보편적 언어로 간주한 수학적 언어인 정신 모델(나중에 이론 물리학의 기초가 된 구성)을 의식적으로 사용한 최초의 사람이었습니다. 우주, 경험적 방법과 경험이 확인하거나 반박해야한다는 이론적 가설의 조합, 그리고 마지막으로 망원경을 사용한 천문 관측으로 과학의 능력이 크게 확장되었습니다. G. Galileo, R. Descartes, I. Kepler는 17세기 말 뉴턴이 발견한 역학 법칙과 그 기초를 바탕으로 세계에 대한 현대의 물리적, 우주론적 개념의 토대를 마련했습니다. 우주의 최초의 과학적 우주론적 모델이 형성되었는데, 이를 고전 뉴턴 모델이라고 합니다. 이 모델에 따르면 우주: O는 정적(정적)입니다. 시간이 지남에 따라 평균적으로 일정합니다. O는 동질적입니다 - 모든 점이 동일합니다. O는 등방성입니다. 모든 방향이 동일합니다. o는 영원하고 공간적으로 무한하며 공간과 시간은 절대적입니다. 그들은 서로 또는 움직이는 질량에 의존하지 않습니다. O는 물질 밀도가 0이 아닙니다. O는 기존 물리적 지식 시스템의 언어로 완전히 이해할 수 있는 구조를 가지고 있는데, 이는 모든 우주체의 운동에 대한 기본 법칙인 역학 법칙, 만유인력의 법칙의 무한한 외삽 가능성을 의미합니다. 또한 장거리 작용의 원리는 우주에도 적용 가능합니다. 즉각적인 신호 전파; 우주의 통일성은 물질의 원자 구조라는 단일 구조에 의해 보장됩니다. 이 모델의 경험적 기초는 천문 관측에서 얻은 모든 데이터였으며 이를 처리하기 위해 현대 수학 장치가 사용되었습니다. 이 구성은 뉴에이지 합리주의 철학의 결정론과 유물론에 기초를 두고 있다. 나타난 모순(광도계 및 중력 역설 - 모델을 무한대로 외삽한 결과)에도 불구하고 이데올로기적 매력과 논리적 일관성, 그리고 경험적 잠재력으로 인해 뉴턴 모델은 20세기까지 우주론자들에게 유일하게 수용 가능한 모델이 되었습니다. 우주에 대한 견해를 수정해야 할 필요성은 19세기와 20세기에 가벼운 압력의 존재, 원자의 분열성, 질량 결함, 원자 구조 모델, 비평면 구조 등 수많은 발견에 의해 촉발되었습니다. 리만(Riemann)과 로바체프스키(Lobachevsky)의 기하학이 있었지만, 상대성 이론의 출현과 함께 새로운 양자 상대론이 우주의 가능한 모델이 되었습니다. A. Einstein의 특수 (STR, 1905) 및 일반 (GR, 1916) 상대성 이론의 방정식에서 공간과 시간은 단일 측정법으로 상호 연결되고 움직이는 물질에 따라 달라집니다. 속도에 가까운 속도 빛의 공간은 압축되고, 시간은 늘어나며, 조밀하고 강력한 질량에 가까운 시공간은 곡선을 이루게 되어 우주의 모형이 기하학적으로 형성됩니다. 전체 우주를 휘어진 시공간으로 상상하려는 시도도 있었고, 노드와 결함이 질량으로 해석되었습니다. 우주의 방정식을 풀어 아인슈타인은 공간이 제한되고 고정되어 있는 모델을 얻었습니다. 그러나 정상성을 유지하기 위해 그는 경험적으로 어떤 것으로도 뒷받침되지 않고 우주적 거리에서 중력에 반대되는 장과 그 작용이 동등한 추가 람다 항을 솔루션에 도입해야 했습니다. 그러나 1922-1924년. A.A. 프리드먼은 이 방정식에 대해 다른 해결책을 제안했는데, 이로부터 물질의 밀도에 따라 세 가지 다른 우주 모델을 얻을 수 있었지만 세 가지 모델 모두 비정상(진화)이었습니다. 진동 모델과 무한 ​​확장 모델. 그 당시 우주의 정상성에 대한 거부는 진정으로 혁명적인 단계였으며, 자연에 대한 기존의 모든 과학적, 철학적 견해와 모순되어 필연적으로 창조론으로 이어지는 것처럼 보였기 때문에 과학자들은 큰 어려움을 겪었습니다. 우주의 비정상적 성질에 대한 최초의 실험적 확인은 1929년에 이루어졌습니다. 허블은 먼 은하의 스펙트럼에서 적색 편이를 발견했는데, 이는 도플러 효과에 따라 우주의 팽창을 나타냅니다(모든 우주학자가 이 해석을 공유한 것은 아닙니다). 그때). 1932~1933년 벨기에 이론가 J. Lemaitre는 소위 "빅뱅"이라고 불리는 "뜨거운 시작"을 가진 우주 모델을 제안했습니다. 하지만 1940년대와 1950년대에는요. 우주의 고정된 특성을 보존하는 대체 모델(c-필드, 진공에서 입자 탄생)이 제안되었습니다. 1964년에 미국 과학자인 천체물리학자 A. 펜지어스(A. Penzias)와 전파 천문학자 K. 윌슨(K. Wilson)은 균일한 등방성 유물 방사선을 발견했는데, 이는 우주의 "뜨거운 시작"을 분명히 나타냅니다. 이 모델은 지배적이 되었고 대부분의 우주론자들에 의해 받아들여졌습니다. 그러나 바로 이 "시작" 지점, 즉 특이점은 "빅뱅"의 메커니즘과 빅뱅 근처의 시스템(우주)의 행동을 설명할 수 없기 때문에 많은 문제와 논쟁을 불러일으켰습니다. 알려진 과학 이론의 틀(무한히 높은 온도와 밀도는 무한한 크기와 결합되어야 했습니다). 20세기에는 상대성 이론을 기본으로 거부하는 모델부터 기본 모델의 일부 요소(예: "우주의 세포 구조" 또는 끈 이론)를 변경한 모델에 이르기까지 우주에 대한 많은 모델이 제시되었습니다. 따라서 1980-1982년에 특이점과 관련된 모순을 제거했습니다. 미국 천문학자 P. Steinhart와 소련 천체물리학자 A. Linde는 팽창하는 우주 모델의 수정을 제안했습니다. 이 모델은 "빅뱅" 이후 첫 순간에 인플레이션 단계가 있는 모델("팽창하는 우주" 모델)입니다. 새로운 해석. 이 모델은 나중에 계속 개선되어 우주론의 여러 가지 중요한 문제와 모순을 제거했습니다. 연구는 오늘날에도 멈추지 않습니다. 일차 자기장의 기원에 대해 일본 과학자 그룹이 제시한 가설은 위에서 설명한 모델과 잘 일치하며 우리가 자기장의 존재 초기 단계에 대한 새로운 지식을 얻을 수 있기를 희망합니다. 우주. 연구 대상으로서 우주는 연역적으로 연구하기에는 너무 복잡하며, 외삽 및 모델링 방법은 지식을 발전시킬 수 있는 기회를 제공합니다. 그러나 이러한 방법은 모든 절차(문제 형성, 매개변수 선택, 모델과 원본 간의 유사성 정도, 얻은 결과의 해석까지)를 엄격하게 준수해야 하며, 모든 요구 사항이 이상적으로 충족되더라도 연구 결과는 본질적으로 확률론적이어야 합니다. 다양한 방법의 발견적 능력을 크게 향상시키는 지식의 수학화는 20세기 과학의 일반적인 추세입니다. 우주론도 예외는 아니었습니다. 일종의 정신 모델링, 즉 수학적 모델링, 수학적 가설 방법이 발생했습니다. 그 본질은 방정식을 먼저 푼 다음 결과 솔루션에 대한 물리적 해석을 찾는 것입니다. 과거 과학에서는 일반적이지 않았던 이 절차는 엄청난 발견적 잠재력을 가지고 있습니다. 프리드먼이 팽창하는 우주의 모델을 만들게 된 것은 바로 이 방법이었고, 이러한 방식으로 양전자가 발견되었고 20세기 말 과학에서 더 많은 중요한 발견이 이루어졌습니다. 우주를 모델링하는 데 사용되는 모델을 포함한 컴퓨터 모델은 컴퓨터 기술의 발전으로 탄생했습니다. 이를 바탕으로 인플레이션 단계의 우주 모델이 개선되었습니다. 21세기 초. 우주탐사선으로부터 받은 많은 양의 정보를 처리해 '암흑물질'과 '암흑에너지'를 고려한 우주 발전 모델이 만들어졌다. 시간이 지남에 따라 많은 기본 개념의 해석이 변경되었습니다. 물리적 진공은 더 이상 에테르가 아니라 물질과 에너지의 잠재적(가상) 함량을 지닌 복잡한 상태로 이해됩니다. 동시에 현대과학이 알고 있는 우주체와 장은 우주 질량에서 미미한 비율을 차지하고 있으며, 그 질량의 대부분이 간접적으로 드러나는 '암흑물질'과 '암흑에너지'에 포함되어 있다는 사실이 밝혀졌다. 그들 자신. 최근 몇 년간의 연구에 따르면 이 에너지의 상당 부분이 우주의 팽창, 늘어남, 찢어짐에 작용하여 고정된 팽창 가속으로 이어질 수 있음이 밝혀졌습니다.