빅뱅

빅뱅

빅뱅은 우주가 어떻게 고밀도와 온도의 초기 상태에서 팽창했는지를 설명하는 물리 이론입니다. 1927년 로마 가톨릭 사제이자 물리학자인 조르주 레마트레에 의해 처음 제안되었습니다. 빅뱅의 다양한 우주론적 모델은 관측 가능한 우주가 알려진 초기부터 이후의 대규모 형태를 통해 진화했음을 설명합니다. 이 모델들은 광원소의 풍부함, 우주 마이크로파 배경(CMB) 방사, 대규모 구조를 포함한 광범위한 관찰된 현상에 대한 포괄적인 설명을 제공합니다. 평면성의 문제로 알려진 우주의 전체적인 균일성은 우주 팽창에 의해 설명할 수 있는데요, 이는 초기 순간 공간의 갑작스럽고 매우 급속한 확대를 이야기합니다. 그러나 물리학은 현재 널리 받아들여지는 양자 중력 이론이 부족하여 빅뱅의 초기 조건을 잘 모델링할 수 있습니다.

결정적으로, 이 모델들은 허블 망원경과 호환됩니다. Lemaátre의 법칙 - 은하가 멀어질수록 지구를 떠나는 속도가 빨라진다는 관측입니다. 알려진 물리법칙을 이용해 이 우주의 팽창을 시간적으로 반대로 추정하면, 모델은 공간과 시간이 의미를 잃는 특이점(통상 「빅뱅 특이점」이라고 불린다) 앞에 점점 더 집중되어 있는 우주를 설명합니다. 1964년에 CMB가 발견되었고, 이것은 많은 우주학자들을 설득하여 경쟁하는 우주 진화의 정상 상태 모델이 위조되었음을 증명한 계기는 빅뱅 모델은 먼 과거의 고온과 밀도에 의해 야기된 균일한 배경 복사를 예측하고 있기 때문입니다. 광범위한 경험적 증거는 빅뱅의 이벤트를 강력히 지지하고 있으며, 이것은 이제 기본적으로 보편적으로 받아들여지고 있습니다. 우주 팽창률을 상세하게 측정한 결과 빅뱅 특이점은 약 13.787±0.2,000억년 전이며, 이는 우주의 나이로 여겨집니다.

관측된 우주에는 빅뱅 모델에 의해 아직 충분히 설명되지 않은 측면이 남아 있습니다. 최초 팽창 후 우주는 충분히 냉각되어 아원자 입자와 그 후 원자가 형성됩니다. 이를 가능하게 한 물질과 반물질의 불평등한 풍부함은 중입자 비대칭으로 알려진 설명되지 않은 효과입니다. 이 원시적인 원소들(주로 수소와 헬륨과 리튬)은 나중에 중력에 의해 합체되어 초기의 별이나 은하를 형성했습니다. 천문학자들은 은하를 둘러싼 미지의 암흑 물질의 중력 효과를 관찰합니다. 우주에 있는 중력 퍼텐셜의 대부분은 이러한 형태를 하고 있는 것으로 보이며 빅뱅 모델과 다양한 관측 결과는 이 과도한 중력 퍼텐셜이 일반 원자와 같은 중입자 물질에 의해 생성되지 않는다는 것을 보여줍니다. 초신성의 적색편이 측정은 우주 팽창이 가속화되고 있음을 보여주며, 이는 암흑에너지로 알려진 설명되지 않은 현상에 기인하는 관측입니다.

모델의 특징

빅뱅 모델은 광원소의 풍부함, CMB, 대규모 구조물, 허블의 법칙 등 광범위한 관측된 현상을 포괄적으로 설명합니다. 모델은 물리법칙의 보편성과 우주론적 원리라고 합니다. 두 가지 주요 가정에 의존하고 있습니다. 물리법칙의 보편성은 상대성이론의 기본원리 중 하나입니다. 우주론적 원리는 대규모에서 우주는 균질하고 등방성이며 위치에 관계없이 모든 방향에서 똑같이 보인다고 말합니다.

이러한 이론은 처음에는 가정으로 받아들여졌지만 나중에 각각을 테스트하기 위한 노력이 이루어졌습니다. 예를 들어 우주의 대부분 연령에 걸친 미세 구조 상수의 최대 가능한 편차가 10-5차임을 보여주는 관측에 의해 최초의 가정이 테스트되었습니다. 또한, 일반 상대성 이론은 태양계와 이진성의 규모에 관한 엄격한 테스트를 통과하고 있습니다.

 

대규모 우주는 지구에서 보면 등방성으로 보입니다. 만약 그것이 정말 등방성이라면 우주론적 원리는 보다 단순한 코페르니쿠스적 원리에서 도출될 수 있습니다. 이것은, 바람직한(혹은 특별한) 관찰자나 시점이 존재하지 않는다는 것을 의미합니다. 이를 위해 우주론적 원리는 CMB의 온도 관측을 통해 10-5 수준까지 확인되었습니다. CMB 수평선 척도에서 우주는 1995년 기준으로 10% 불균일성 차수에 상한을 둔 균질한 것으로 측정되었습니다

 

우주론적 지평선

빅뱅 시공의 중요한 특징은 입자 지평선이 존재한다는 것입니다. 우주에는 유한한 시대가 있고 빛은 유한한 속도로 이동하기 때문에 과거에 지구에 도달할 시간이 아직 없는 사건이 있을지도 모릅니다. 그러면 관측 가능한 가장 먼 객체에 한계 또는 과거 지평선이 배치됩니다. 반대로 우주는 팽창하고 더 먼 물체는 점점 더 빠르게 후퇴하고 있기 때문에 오늘날 우리가 발하는 빛은 결코 먼 물체를 '따라잡을' 수 없을지도 모릅니다. 이것은 미래의 지평선을 정의하고 우리가 영향을 줄 수 있는 미래의 사건을 제한합니다. 어떤 유형의 지평선의 존재는 우리 우주를 설명하는 FLRW 모델의 세부 사항에 달려 있습니다.

우주에 대한 우리의 이해는 극히 초기로 거슬러 올라가면 과거 지평선이 존재한다는 것을 시사하지만, 실제로는 우리의 시야도 초기 우주의 불투명함에 의해 제한되어 있습니다. 그래서 지평선은 우주에서 후퇴하고 있음에도 불구하고 우리의 시야는 시간적으로 더 이상 후방으로 확대될 수 없습니다. 우주 팽창이 계속 가속화된다면 미래의 지평선도 있습니다.

초기 우주의 몇몇 과정은 우주 팽창률에 비해 너무 느리게 발생하여 대략적인 열역학적 평형에 도달하지 못했습니다. 다른 것들은 열화에 도달하기에 충분한 속도였습니다. 초기 우주의 프로세스가 열평형에 도달했는지 여부를 알기 위해 일반적으로 사용되는 파라미터는 프로세스의 속도(통상 입자 간 충돌 속도)와 허블 파라미터 사이의 비율입니다. 비율이 클수록 입자가 서로 거리를 너무 두기 전에 더 많은 시간을 가열해야 했습니다.

 

특이점

일반상대성이론을 이용하여 우주의 시간적 역팽창을 추정하면 과거 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도를 얻을 수 있습니다. 중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 거동은 일반 상대성 이론이 이 체제에서 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을 보여줍니다. 일반 상대성 이론에 기반한 모델만으로는 특이점을 완전히 추정할 수 없습니다. 새로운 우주 모델과 같은 몇몇 제안에서 특이점은 다른 우주론적 시대로 대체됩니다. 다른 접근법은 초기 특이점을 빅뱅 이론의 몇몇 모델이 빅뱅 이전에 존재했다고 예측한 특이점으로 식별합니다.

이 원초적 특이점 자체는 '빅뱅'이라고 불리기도 하는데, 이 용어는 우주의 보다 일반적인 초기 뜨겁고 밀집된 위상을 가리키기도 합니다. 두 경우 모두 이벤트로서의 "빅뱅"은 우리가 이해하는 물리 법칙(특히 일반 상대성 이론과 입자 물리학의 표준 모델)이 작용하는 체제에 우주가 들어 있음을 확인할 수 있는 역사적인 지점을 나타내기 때문에 구어적으로 우리 우주의 탄생이라고도 불립니다. Ia형 초신성을 이용한 팽창의 측정과 우주 마이크로파 배경에서의 온도 변동의 측정에 근거해, 「우주의 시대」라고 알려진 그 사건으로부터 경과한 시간은 138억 년입니다.

이 시점에서 매우 밀도가 높고 블랙홀을 형성하는 데 보통 필요한 것보다 훨씬 밀도가 높음에도 불구하고 우주는 다시 특이점으로 붕괴되지 않았습니다. 중력 붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산과 한계는 일반적으로 별과 같은 비교적 일정한 크기의 물체를 기반으로 하며 빅뱅과 같은 빠르게 팽창하는 공간에는 적용되지 않습니다. 초기 우주는 곧 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았기 때문에 당시의 물질들은 무시할 수 없는 밀도 구배로 매우 균일하게 분포했을 것입니다.

 

인플레와 중수소 발생

빅뱅의 초기 단계는 그들에 대한 천문학적인 데이터를 입수할 수 없기 때문에 많은 억측에 노출되어 있습니다. 가장 일반적인 모델에서 우주는 균질하고 등방적으로 채워집니다. 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력을 가지고 있었으며 급속히 팽창하고 냉각되고 있었습니다. 팽창까지의 10~43초의 기간 동안 플랑크 시대는 전자력, 강한 핵력, 약한 핵력, 중력의 4가지 기본적인 힘이 하나로 통일된 단계였습니다. 이 단계에서 우주의 특징적인 스케일 길이는 플랑크 길이 1.6×10-35m이며, 결과적으로 약 1032도의 온도를 가졌습니다. 입자라는 개념 자체도 이런 조건에서 분해가 됩니다. 이 기간에 대한 적절한 이해는 양자 중력 이론의 발전을 기다리고 있습니다. 플랑크 시대는 10-43초부터 시작되는 대통일 시대에 의해 계승되어 우주의 온도가 저하되자 중력이 다른 힘으로부터 분리되었습니다.

팽창 약 10~37초 후 상전이가 우주의 팽창을 일으켰고, 그 동안 우주는 광속 불변성에 구속되지 않고 지수함수적으로 성장해 온도는 10만 배 내려갔습니다. 이 개념은 물질과 에너지 밀도가 평평한 우주를 만드는 데 필요한 임계 밀도에 매우 가까운 평탄성 문제에 의해 동기 부여됩니다. 즉, 우주의 형상은 중력의 영향에 의한 전체적인 기하학적 곡률을 가지고 있지 않습니다. 하이젠베르크의 불확실성 원리에 의해 발생한 미세한 양자 변동은 인플레이션에 의해 '동결'되고 나중에 우주의 대규모 구조를 형성하는 종으로 증폭되었습니다. 10~36초 전후 시점에서 전자력과 약한 핵력만이 통일된 채 강한 핵력이 다른 힘으로부터 분리되면서 전기적으로 약한 시대가 시작됩니다.

인플레이션은 약 10-33~10-32초에 멈추고 관측 가능한 우주의 부피는 적어도 1078배 증가했습니다. 재가열은 쿼크 글루온 플라즈마와 다른 모든 소립자 생성에 필요한 온도를 우주가 얻을 때까지 이루어졌습니다. 온도는 매우 높았고 입자의 무작위 움직임은 상대론적인 속도였으며 모든 종류의 입자 대 반입자 쌍이 충돌 중 끊임없이 생성되고 파괴되었습니다. 어느 시점에서 바리오게네시스라고 불리는 미지의 반응이 바리온 수의 보존을 위반하여 오래된 아크나 안티렙톤보다 쿼크나 렙톤의 과잉량이 매우 적어졌는데 이것은 3000만분의 1의 비율입니다. 이것은 현재 우주에서 반물질보다 물질의 우위를 가져왔습니다.

 

냉각

 

근적외선 하늘 전체를 파노라마로 보면 은하수를 넘은 은하의 분포가 밝혀집니다. 은하는 적방편이에 의해 색으로 구분되어 있습니다. 우주는 밀도가 계속 낮아지고 온도가 계속 낮아졌기 때문에 각 입자의 전형적인 에너지는 감소하고 있었습니다. 대칭파괴상 전이는 물리학의 기본적인 힘과 소립자의 파라미터를 현재의 형태로 만들고 전자력과 약한 핵력은 약 10~12초 안에 분리됩니다.

약 10~11초 후 입자 에너지는 입자 가속기로 달성 가능한 값까지 저하되기 때문에 그림은 추측성이 낮아집니다. 약 10~6초 만에 쿼크와 글루온이 결합해 양성자와 중성자 등의 중입자를 형성했습니다. 쿼크가 안티크 아크보다 약간 과잉됨으로써 안티바리안보다 약간 과잉되었습니다. 온도는 더 이상 새로운 양성자 대 반양자 쌍 또는 중성자 대 반중성자 쌍 중 하나를 생성하기에 충분할 정도로 높지 않았습니다. 그 직후 대량 멸종이 일어나 원물질 입자의 108분의 1만 남았고 반입자는 하나도 남아 있지 않았습니다. 전자와 양전자에 대해서도 같은 프로세스가 약 1초 만에 발생했습니다. 이러한 소멸 후 나머지 양성자, 중성자, 전자는 더 이상 상대적으로 이동하지 않았고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 지배되었습니다(뉴트리노로부터의 작은 공헌으로).

팽창하고 몇 분 후 온도가 약 10억 켈빈으로 우주의 물질 밀도가 지구 대기의 현재 밀도와 맞먹었을 때 중성자는 양성자와 결합해 빅뱅 핵합성(BBN)으로 불리는 과정에서 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성하고 있고 대부분의 양성자는 수소핵으로 결합하지 않았습니다.

우주가 냉각됨에 따라 물질의 나머지 에너지 밀도는 광자 방사의 그것을 중력으로 지배하게 되었습니다. 약 37만9000년 후 전자와 핵은 원자(주로 수소)에 결합해 방사선을 방출할 수 있었습니다. 이 유물의 방사선은 거의 방해받지 않고 우주 공간을 계속 통과하여 우주 마이크로파의 배경으로 알려져 있습니다.

 

구조의 형성.

장기간에 걸쳐 균일하게 분포한 물질의 다소 밀도가 높은 영역이 가까운 물질을 인력적으로 끌어당겼고, 따라서 더욱 밀도가 높아져 가스 구름, 별, 은하 등 오늘날 관측 가능한 천체 구조를 형성했습니다. 이 과정의 자세한 내용은 우주에 존재하는 물질의 양과 종류에 따라 달라집니다. 가능한 4가지 유형의 물질은 콜드 다크 머터(CDM), 웜 다크 머터, 핫 다크 머터 및 중입자 물질로 알려져 있습니다. 윌킨슨 마이크로파 이방성 푸 로브(WMAP)에서 사용 가능한 최선의 측정 결과는 암흑물질이 차갑다고 가정되는 람다-CDM 모델에 의해 데이터가 적절하게 적합하다는 것을 보여줍니다(따뜻한 암흑물질은 초기 재이온화에 의해 제외됩니다). 이 CDM은 우주 물질/에너지의 약 23%를 차지하는 것으로 추정되며, 반면 중입자상 물질은 약 4.6%를 차지하고 있습니다.

 

우주 가속도

Ia형 초신성과 CMB로부터의 독립된 증거는 오늘날의 우주가 암흑 에너지로 알려진 신비로운 형태의 에너지에 의해 지배되고 있음을 의미합니다. 이것은 우주 전체에 균일하게 침투하고 있는 것 같습니다. 관측에 따르면 현재 우주 전체 에너지 밀도의 73%가 이 모양을 하고 있습니다. 우주가 매우 젊었을 때는 아마 암흑 에너지가 주입되었을 것입니다. 그러나 모든 것이 가까워지자 중력이 우세해져 팽창을 방해하고 있었습니다. 결국 수십억 년에 걸친 팽창 후 암흑 에너지 밀도에 대한 물질의 밀도가 저하되고 우주 팽창이 가속화되기 시작했습니다.

가장 단순한 공식에서 암흑 에너지는 일반 상대성 이론의 아인슈타인 장 방정식의 우주 상수 항에 의해 모델링되지만, 그 구성과 메커니즘은 불분명합니다. 보다 일반적으로 상태 방정식의 세부 사항과 입자 물리학의 표준 모델 간의 관계는 관찰과 이론 모두를 통해 계속 조사되고 있습니다.

인플레이션 시대 이후의 이 우주 진화는 모두 양자 역학과 일반 상대성 이론의 독립적인 프레임워크를 사용하는 우주론의 람다-CDM 모델에 의해 엄밀하게 기술 및 모델링 될 수 있습니다. 약 10~ 15초 전 상황을 설명하는 간단하게 테스트할 수 있는 모델은 없습니다. 우주 역사에서 이 초기 시대를 이해하는 것은 물리학에서 가장 큰 해결되지 않은 문제 중 하나입니다.

 

영국 천문학자 프레드 호일은 1949년 3월 BBC 라디오 방송의 토크 중에 '빅뱅'이라는 말을 주창한 것으로 평가받고 있습니다. 이 이론들은 우주의 모든 물질이 먼 과거 특정 시기에 한꺼번에 빅뱅에서 창조됐다는 가설에 근거하고 있었습니다. 그러나 1970년대에 이르러서야 실현되었습니다.

대체 "정상 상태" 우주론적 모델을 선호하는 Hoyle은 이를 경멸적으로 의도했다고 일반적으로 보고되고 있지만, Hoyle은 이를 명확히 부정하고 두 모델의 차이점을 강조하기 위한 인상적인 이미지일 뿐이라고 말했습니다. Helge Kragh는 그것이 경멸적인 의미로 의도되었다는 주장의 증거는 "설득력이 없다"고 쓰고 있으며, 그것이 경멸적이지 않았음을 보여주는 몇 가지 징후를 언급하고 있습니다.

이 용어 자체는 폭발을 일으키기 때문에 잘못된 명칭이라고 주장되고 있습니다. 논란은 폭발이 주변 공간으로의 확대를 시사하는 반면 빅뱅은 우주 속 내용의 본질적인 확대만을 설명하고 있다는 것입니다. Santhosh Mathhew가 지적한 또 다른 문제는 밴이 소리를 의미한다는 것이며, 이는 모델의 중요한 특징이 아닙니다. 보다 적절한 대안을 찾는 시도는 성공하지 못했습니다.

 

개발

XDF 크기는 달의 크기와 비교하여 (XDF는 달의 왼쪽과 거의 아래에 있는 작은 상자입니다.) – 각각 수십억 개의 별로 이루어진 수천 개의 은하가 이 작은 시야에 있습니다.

XDF (2012) 시점 - 각각의 빛의 점은 은하이며, 그 중 일부는 132억 년 전의 것입니다. 우주에는 2000억 개의 은하가 존재하는 것으로 추정되고 있습니다.

XDF 이미지는 50억 년에서 90억 년 전의 거의 성숙한 은하인 전경 평면의 완전히 성숙한 은하를 보여줍니다.
빅뱅 모델은 우주 구조의 관찰과 이론적 고찰에서 발전했습니다. 1912년 베스트 슬리퍼는 '나선상 성운'의 첫 번째 도플러 시프트를 측정했고(나선상 성운은 소용돌이 은하의 구식 용어이다) 곧 그러한 성운이 지구에서 거의 후퇴하고 있다는 것을 발견했습니다. 그는 이 사실의 우주론적 함의를 이해하지 못했고, 실제로 당시 이 성운들이 우리 은하수 밖에 있는 '섬 우주'인지에 대해 매우 논란이 있었습니다. 10년 후 러시아 우주학자이자 수학자인 알렉산더 프리드먼은 아인슈타인 방정식에서 프리드먼 방정식을 도출해 당시 알베르토 아인슈타인이 제창한 정적 우주 모델과는 대조적으로 우주가 팽창하고 있음을 보여주었습니다.

1924년 미국 천문학자 에드윈 허블이 가장 가까운 나선형 성운까지의 거리를 측정한 결과, 이 은하들은 실제로는 다른 은하로 판명되었습니다. 같은 해부터 허블은 윌슨 산 천문대에서 100인치(2.5m) 후커 망원경을 사용해 우주 거리 사다리의 선구자인 일련의 거리 지시기를 열심히 개발했습니다. 이를 통해 그는 이미 적색편이가 측정되고 있는 은하까지의 거리를 추정할 수 있었습니다. 그 대부분은 Slipper에 의해 측정되었습니다. 1929년 허블은 거리와 후순위 속도의 상관관계를 발견했고, 현재는 허블의 법칙으로 알려져 있습니다.

 

1927년 프리드먼 방정식을 독립적으로 도출하고 벨기에 물리학자이자 로마 가톨릭 사제인 조르주 레마트레는 성운의 쇠퇴는 우주 팽창에 의한 것이라고 제안했습니다. 그는 허블이 나중에 관측할 관계를 우주론적 원리에서 추측했습니다. 1931년에 레마트레는 더 나아가 우주가 분명히 팽창하고 있다는 것은 과거에는 우주가 작아질수록 작아졌다는 것을 의미한다고 시사했습니다. 그리고 과거의 어느 유한한 시기에는 우주의 모든 질량이 한 점에 집중되어 있었습니다. 시간과 공간의 구조가 존재했던 장소와 그 시점에서 '원시 원자'입니다.

1920년대와 1930년대에 걸쳐 거의 모든 주요 우주학자들은 영원한 정상 상태 우주를 좋아했고 빅뱅에 의해 암시된 시간의 시작이 종교적 개념을 물리학에 도입했다고 불만을 토로한 사람도 있었습니다. 이 반론은 나중에 정상 상태 이론의 지지자들에 의해 반복되었습니다. 이 인식은 빅뱅 개념의 창시자인 레마트레가 로마 가톨릭 사제라는 사실에 의해 강화되었습니다. 아서 에딩턴은 아리스토텔레스의 의견에 동의하며 우주에는 시간의 시작이 없다는 것입니다. 시간의 시작은 그에게 '불쾌'였습니다. 하지만 레마트레는 그 의견에 동의하지 않았습니다:

만약 세계가 하나의 양자로 시작했다면 공간과 시간의 개념은 처음부터 전혀 의미가 없을 것입니다. 그것들은 원래 양자가 충분한 수로 분할되었을 때만 합리적인 의미를 갖기 시작합니다. 만약 이 제안이 맞다면, 세계의 시작은 시간과 공간의 시작보다 조금 전에 일어났습니다.

1930년대에는 밀른 모형을 포함한 허블의 관측을 설명하기 위한 비표준 우주론으로서 다른 아이디어가 제안되었습니다. (당초에는 프리드먼에 의해 제창되었지만 알베르토 아인슈타인과 리처드 C에 의해 제창되었습니다).

제2차 세계대전 후 두 가지 다른 가능성이 출현했습니다. 하나는 프레드 호일의 정상 상태 모델로 우주가 팽창하는 것처럼 보일 때 새로운 물질이 생성됩니다. 이 모델에서 우주는 어느 시점에서나 거의 같습니다. 또 하나는 BBN을 도입한 조지 가모우에 의해 제창되고 개발된 레마트레의 빅뱅이론이며, 그 동료인 랄프 알파와 로버트 하만이 CMB를 예언했습니다. 아이러니하게도 레마트레의 이론에 적용되게 된 문구를 만든 것은 호일이었는데요, 1949년 3월 BBC 라디오에서 방송되었을 때 '이 빅뱅의 아이디어'로 언급되었습니다. 한동안 지지는 이 두 이론으로 나뉘어져 있었습니다. 최종적으로 가장 현저한 것은 전파원으로부터의 관측 증거는 안정된 상태보다는 빅뱅을 지지하게 되었습니다. 1964년에 CMB가 발견되고 확인됨으로써 빅뱅은 우주의 기원과 진화에 관한 최선의 이론으로 확립되었습니다.

1968년과 1970년에 로저 펜로즈, 스티븐 호킹, 조지 F. R. 엘리스는 논문을 발표하여 수학적 특이점이 빅뱅 상대론적 모델의 필연적인 초기 조건임을 보여주었습니다. 그 후 1970년대와 1990년대에 걸쳐 우주학자들은 빅뱅 우주의 특징을 특정하고 해결되지 않은 문제를 해결하기 위해 노력했습니다. 1981년 앨런 가스는 빅뱅 모델의 몇 가지 미해결 이론적 문제를 해결하기 위한 이론적 작업에서 그가 '인플레이션'이라고 불렀던 초기 우주에서의 급속한 팽창 시대를 도입했습니다.한편, 최근 수십 년간 관측 우주론에 있어서의 2가지 의문은 허블 상수의 정확한 값과 우주의 물질 밀도에 관한 것이었습니다(암흑 에너지가 발견되기 전에는 우주의 최종적인 운명을 예측하는 열쇠로 여겨졌습니다).

1990년대 중반에 특정 구상 성단의 관측은 그것들이 약 150억 년 전임을 보여주는 것처럼 보였는데, 이는 당시 우주 연령(그리고 오늘날 측정된 연령)의 대부분과 모순됩니다.