우주론적 데이터를 통해 무엇을 알아 낼수 있는가?
다중 우주론
2003년 WMAP 과학 위성이 우주 배경 복사를 매우 정밀하게 측정한 데이터를 살펴보면 우주에 있는 물질의 분포와 구성성분에 대해 알 수 있다. 관측결과에 따르면 양성자와 중성자로 이루어져 있는 보통의 물질은 전체 우주에서 4%밖에 안 되고, 우주의 22% 정도는 이와는 다른 암흑 물질로 이루어져 있다. 나머지 74% 정도는 암흑에너지로 이루어져 있다. 암흑 에너지는 다른 물질을 당기는 중력은 가지고 있지 않고 물질들을 서로 멀어지게 하는 작용을 가지고 있다. 암흑에너지의 구체적인 값과 관련된 문제를 단번에 해결하는 한 가지 방법은 우주가 하나가 아니고 여러 개 존재한다는 다중 우주라는 아이디어이다.
관측 가능한 우주
최종산란면은 광자 분리 시기에 발생한 광자들이 오늘날 우리에게 이르고 있으며, 동일한 거리상에 있는 우주의 여러 지점들로 이루어진 면이다. 최종산란면의 광자들은 오늘날 우리가 우주배경복사(CMBR)로써 탐지하는 광자들이다. 기술의 발전으로 우주배경복사보다 훨씬 오래된, 고대배경중성미자나 그보다 더 먼 거리에서 일어난 사건을 중력파(또한 광속으로 전파된다)를 통해 관측할 수 있을지도 모른다. 가끔씩 천체물리학자들은 재결합 시대 이후부터 방출된 신호들만으로 구성되는 "가시적" 우주(visible universe)와 우주의 팽창의 시작(전통적인 물리우주론에서 빅뱅, 현대우주론에서는 인플레이션 시대의 종점) 이후부터 발생한 신호들로 구성되는 "관측 가능한" 우주를 구별짓기도 한다. 계산에 따르면, CMBR이 방출된 지점에 있는 입자까지의 "공변거리"(comoving distance, 현재 고유거리), 즉 가시적 우주의 반경은 약 140억 파섹(457억 광년)이지만, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(466억 광년)으로, 전자보다 2% 더 크다.
중세의 우주론
18세기 이후에 수많은 우주론이 등장했다. 임마누엘 칸트와 요한 람베르트는 우주는 무한하며 안정된 상태라고 하며 우주는 Hierarchical universe를 구조로 하고 있다고 주장했다. 그 이후 아인슈타인이 우주상수의 개념을 도입하여 우주론의 개념을 확장시켰다. 그리고 르메트르와 가모프 허브의 팽창설로 부터 우주 내의 모든 물질을 포함하는 초원자가 폭발한 결과 팽창하는 우주가 되었다는 대폭발 이론이 있으며 우주 공간 내의 어느 방향에서나 2.7K의 흑체에서 방출되는 배경 복사, 즉 우주 마이크로파 배경이 관측되는데 이는 우주 대폭발 후 우주의 온도인 3000K일 때 방출되었던 우주가 팽창하면서 식어 현재 온도가 2.7K인 복사가 관측된다. 본디와 골드가 주장한 정상 우주론은 우주는 항상 지금과 같은 모양으로 존재한다는 이론이며 우주가 팽창하여 은하사이에 새로운 공간이 생길시 새로운 물질이 생겨나 우주의 밀도는 언제나 같다고 설명한다. 가모프가 진동 우주론을 주장하였는데 진동 우주론이란 우주는 유한하고 팽창과 수축을 반복하며 팽창을 계속하다가 우주의 크기가 한계에 도달하면 중력에 의해서 다시 수축하고 대폭발 이전의 우주로 돌아가서 대폭발을 다시 일으키고 이로 인해 우주는 또다시 팽창한다는 이론이다. 이외에 대폭발 이론을 보완해주는 급팽창 이론과 다중 우주론, 평행 우주론과 같이 우주의 구조를 설명하는 많은 이론들이 나왔으며 이 이론들에 대한 연구는 진행 중이다.
반양성자
반양성자는 지난 25년 동안 우주선에서 검출되어 왔다. 처음엔 대형 풍선을 이용한 실험에서 측정해왔고,
최근엔 인공위성을 이용한 실험을 통해서 측정 되었다.
우주선에서 반양성자의 존재에 대한 기본 개념은 성간물질에서 우주선 양성자들이 질량 A를 갖는 입자와 충돌하여
다음과 같이 반응하게 되고,
관측 가능한 우주
우주적 규모에서 이들이 어떻게 보이는 지에 따라 달라진다는 점으로 인해 그 구조의 설명에 주의가 필요하다. 중력렌즈(중력에 의해 빛의 경로가 휨)는 상을 광원으로부터 다른 방향으로 향하게 만들 수 있다. 이것은 전경의 은하와 같은 물체가 (일반상대성에 의해 예측되는)주변 시공간을 휨으로써, 빛의 경로를 휘게 만든다. 상당히 유용한 점은, 강중력렌즈는 가끔씩 먼 은하를 확대하여 그 은하를 관측하기 쉽게 만들 수 있다는 점이다. 일반적으로 두 물체 사이의 우주에서 발생하는 약중력렌즈(중력전단) 또한 관측된 거대구조를 미묘하게 변화시킨다. 2004년 현재, 이러한 미묘한 전단의 측정은 우주론 모형의 검증수단으로써의 가능성을 보여준다.
편평도
"우주의 곡률"의 개념은 우주론에서 기본이다. 곡률이 없는 우주는 "편평한 공간" 또는 유클리드 공간이라고 부른다. 우주가 "편평한"이든 아니든 또는, 이것이 영원히 팽창할 것인지 아니든 또는, 최대한 자기 자신을 거꾸로 붕괴하든 아니든, 극한의 죽음을 측정할 수 있다. 우주나이의 기하학은 거의 편평함을 증명해주는 "WMAP"에 의해 측정할 수 있다. WMAP 5년 결과와 분석에 따르면 "WMAP는 우주가 편평함(임계밀도와 같은 우주에서의 에너지밀도를 따르는)을 측정했다. 이것은 오직 5.9 양성자/formula_1와 같은 값을 갖는 9.9 ×formula_2의 질량밀도와 같은 값이다". WMAP자료는 Ω = 1.02 +/- 0.02를 갖는 편평한 기하학과 일치 한다.
자연
한편, 이론 물리학은 빅뱅 이론으로 우주의 생성을 설명하고 있다. 빅뱅은 약 150억 년 전의 거대한 폭발을 통해 우주가 생성 되었다고 보는 이론이다. 1929년 에드윈 허블은 적색 편이를 관측하여 은하계가 서로 멀어지고 있으며 거리가 먼 은하계일 수로 멀어지는 속도가 빠르다는 사실을 관측하였다. 허블은 시간을 거꾸로 돌려 생각하면 과거의 은하계들은 서로 매우 가까운 위치에 있었을 것이므로 우주는 시간이 지남에 따라 계속하여 확장되고 있다고 생각하였으며, 이러한 가설을 바탕으로 최초의 우주가 매우 작고 뜨거운 상태였다는 빅뱅 우주론이 제안되었다. 최초의 우주가 매우 뜨거운 상태였다면 짧은 파장의 전자기 복사로 가득차 있었을 것이며 시간이 지나 우주가 팽창됨에 따라 전자기 복사 역시 파장이 길어져 우주 전역에서 관측되어야 한다.1964년 전파 천문학자들인, 아노 알런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨은 우주 배경 복사를 발견하여 빅뱅 이론을 뒷받침하였다. 그들은 1978년에 이 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.
관측 가능한 우주
여기서 G는 중력상수이다. 유럽우주기구의 플랑크 망원경의 관측 결과로부터, formula_4는 메가파섹당 초당 67.15 킬로미터이다. 이는 0.85 × 10 kg/m(흔히 입방미터 당 수소 원자 다섯 개로 표현)의 임계밀도 값을 내놓는다. 이 밀도는 네가지 상당한 유형의 에너지/질량을 포함한다. 보통물질(4.8%)과, 중성미자(0.1%), 차가운 암흑물질(26.8%), 그리고 암흑에너지(68.3%)가 그것이다. 비록 중성미자는 전자와 같은 종류의 입자로 정의되긴 하나, 보통물질과는 별개로 나열된 것에 주의하자. 이것들은 상당히 어렵게 탐지되고 보통물질과는 성질이 매우 다르기 때문에 그렇다. 따라서, 보통물질의 밀도는 총 임계밀도의 4.8% 또는 4.08×10 kg/m이다. 이 밀도를 질량으로 변환하기 위해서 우리는 반드시 체적을 곱해야 하는데, 여기서 체적은 "관측 가능한 우주"의 반지름에 근거한다. 우주가 138억 년 간 팽창하여 왔기 때문에, 공변거리(반경)은 현재 대략 466억 광년이다. 따라서, 체적("/πr")은 3.58×10 m과 같으며 보통물질의 질량은 밀도(4.08×10 kg/m) 곱하기 체적(3.58×10 m) 또는 1.46×10 kg이다.
천체력
과학적 천체력은 태양과 달, 행성 ,소행성, 왜행성, 혜성 그리고 태양계 너머의 천체의 위치 뿐만 아니라, 종종 그것들의 이각과 광도, 거리, 속도, 겉보기 직경과 위상각 그리고 출현과 통과 및 저묾의 시간 등과 같은 더 유용한 자료들을 더 많이 포함한다. 토성의 천체력은 때때로 그것의 고리의 겉보기 기울기를 포함한다.
슬론 디지털 전천탐사
2011년 1월에 8차 자료공개 Data release 8 (DR8)가 이루어졌다. SDSS 영상카메라를 통해 촬영된 모든 측광 관측자료가 포함되어 있다. 14,555 평방도에 달하는 하늘(온 하늘의 35%)에 대하여 관측이 시행된 결과이다. 9차 자료공개 (DR9)는 2012년 7월 31일에 공적으로 이루어졌다. 80만 개 이상의 새로운 천체 스펙트럼을 담은 중입자진동 분광탐사 Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS)의 첫 탐사 결과를 담고 있다. 신자료 중 스펙트럼 50만 개 이상은 70억 년 전(대략 우주 나이의 절반인 시점) 우주에 있는 천체의 것이다. 10차 자료공개 (DR10)는 2013년 7월 31일에 공적으로 이루어졌으며, 기존 공개 자료가 모두 동봉되어 있으며, 우리 은하에 있는 57,000 개의 별들의 고해상도 적외선 스펙트럼을 담고 있는 APO 은하진화탐사 APO Galactic Evolution Experiment (APOGEE) 분광카메라의 첫 관측 결과까지 포함되어 있다. 또 DR10은 먼 우주에서 67만 개 이상의 은하와 퀘이사에 대한 BOSS의 스펙트럼 관측 자료까지 포함하고 있다. 공적으로 이용 가능한 탐사 자료사진은 1998년부터 2009년 사이에 만들어진 것이다.
외계의 지적생명탐사
그러나 힐러리 클린턴이 외계인과 관계를 맺었다거나 사담 후세인과 오사마 빈라덴이 연인이라는 기사, 고인이 된 엘비스 프레슬리가 햄버거가게에서 나오는 합성사진보도 등 출처나 정보 입수 경로가 명확하지 않은 내용을 담기로 유명한 신문인 미국 위클리월드뉴스 는 2012년 2월 6일, 스웨덴 해저탐험대가 발트 해 바다 아래에서 UFO를 발견했다는 2011년 7월 말, 2012년 1월 말 보도를 근거로 "발트 해 심해에서 우주선이 발견돼 UN이 전문가들을 급파했다. 현재까지 29대의 우주선이 목격됐다. 외계의 구탄행성에서 우주선이 날아와 지구를 공격할 것."이라고 보도하였다. 이 정보는 대한민국에 전해져 네티즌들 사이에서 지구종말론과 함께 거론되는 등 논란이 되었고 2012년 3월 18일 MBC 신비한TV 서프라이즈에서 이를 다루기도 하였다.
슬론 디지털 전천탐사
탐사 자체를 설명하는 발표에 따르면, SDSS의 자료는 관찰 가능한 우주의 한계에 있는 먼 은하나, 은하의 분포, 우리 은하의 별들의 특징과 우주의 암흑물질이나 암흑에너지처럼 광범위한 천문학적 주제를 다루는 여러 문헌에 쓰였다. SDSS의 웹사이트는 이러한 문헌들을 모두 담은 목록을 가지고 있다.
천문학
항성 및 그들의 진화 과정을 아는 것은 우주를 이해하는 데 있어 매우 중요한 역할을 한다. 천체물리학은 관측 및 이론, 항성 내부 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 항성 연구에 기여해 왔다.
천문학
이론 천문학자들은 모형을 만들고, 그 모형이 옳다면 어떤 결과를 가져올 지를 연구한다. 이를 바탕으로 관측자들은 여러 이론들 중 어느 것이 옳은 것인지를 가려줄 관측 자료들을 모으거나 실험을 계획하게 된다. 새로운 관측 자료가 얻어지면, 이론 천문학자들은 이 관측 결과를 설명할 수 있게 꾸준히 모형을 바꾸고 발전 시킨다. 만약 자신의 이론이 새롭게 얻어진 관측 자료와 양립할 수 없는 경우에는, 그 관측 결과를 맞출 수 있게 모형을 약간 수정할 수 있지만, 만약 이론이 아주 많은 관측 자료와 모순된다면, 그 모형은 폐기되기도 한다.
일반상대론 개론
일반상대론의 가장 중요한 측면은 우주 전체에 적용될 수 있다는 점이다. 핵심은, 매우 거대한 규모에서는 우리 우주는 매우 단순한 선상에 만들어진 것처럼 보인다. 현재의 모든 관측들은 모든 우주의 구조가 평균적으로 봤을 때 관찰자의 위치나 관찰 방향과 무관하게 근사적으로 동일하다는 점을 시사한다. 즉 우주는 근사적으로 균질하며 등방하다. 이렇게 비교적 단순한 우주는 아인슈타인 방정식의 단순해로써 나타내질 수 있다. 오늘날의 물리우주론 모형들은 이러한 일반상대론의 단순해에 우주의 질량 내용물들을 기술하는 다른 분야, 예컨대 열역학, 핵물리학, 입자물리학 등을 조합하여 만들어진 것이다. 물리우주론 모형들에 따르면 현재의 우리 우주는 약 140억 년 전의 극도의 고밀도 고온 상태, 즉 대폭발로부터 시작되어 그 이후 팽창을 계속하고 있다.
다중 우주론
일반 상대성 이론에 몇 가지 가정을 추가하면 휘어지는 빛과 대폭발을 포함한 우주의 일반적인 특성을 계산할 수 있으며, 이 모든 값들은 관측결과와 매우 정확하게 일치한다. 뿐만 아니라 우주 상수를 고려한 ΛCDM 모형은 현재까지 관측된 거의 모든 우주론적 데이터를 설명할 수 있다. 한마디로, 일반 상대성 이론은 우주의 탄생과 죽음을 설명해주는 가장 설득력 있는 이론이라 할 수 있다. 그러나 이 이론에서 블랙홀과 화이트홀, 웜홀, 타임머신 등 상식을 거부하는 비정상적인 개념들이 파생된다. 이 개념들은 지금까지도 그 정체를 시원하게 드러내지 않은 채 과학자들을 괴롭히고 있다. 아인슈타인 방정식이 낳은 비정상적인 해(블랙홀, 화이트홀, 웜홀 등)들은 평행우주와 그들 사이를 연결하는 통로의 존재를 암시하고 있다.
벌거숭이 특이점
이러한 무한대의 질량을 포함하는 특이점이 있다면, 일반 상대성 이론이 깨지기 때문에 이론적으로 인과관계를 예측할 수 없게 된다. 일반 상대성 이론에서 자신의 해로 특이점이 예측되는 것은 사실이지만, 벌거숭이 특이점이 존재하는지에 대한 여부는 오랫동안 이론적인 문제가 제기되고 있다. 로저 펜로즈는 이와 같은 벌거숭이 특이점은 자연발생되지 않을 것이라 예상하고 우주 검열 가설을 주장하며, 특이점은 반드시 사건의 지평선에 의해 숨겨진다는 의견을 내세웠다.
해상도
우주에서 촬영한 위성 사진이나 항공 사진의 경우, 해상도는 얼마나 작은 물체까지 식별할 수 있는가를 나타낸다.
예를 들어 허블우주망원경(Hubble space telescope; HST)에서 찍은 사진은 해상도가 일반 망원경에 수십 배가 넘는 해상도로 매우 작은 물체까지 사진으로 담아낼 수 있다.
차가운 암흑물질
차가운 암흑 물질은 빅뱅이론의 개선으로 추가의 가정을 포함하고 있는데 우주의 대부분의 물질들은 전자기파로 관측되지 않아 어둡고 입자가 천천히 만들어져 차가운 물질로 존재한다. 2006년에 대부분의 우주론자들이 우주가 처음상태에서 어떻게 우리가 현재 볼 수 있는 은하들과 그들의 성단들이 덩어리로 분포하는 커다란 구조로 되는지 기술함으로써 차가운 암흑물질을 지지했다. 
차가운 암흑물질 이론에서 구조는 작은 물체들이 합하고 합해 점점 커져서 무거운 물질이 되며 계층적으로 자란다. 뜨거운 암흑물질의 예에서 구조가 계층적 형태는 아니지만 처음엔 큰 초은하단이 처음엔 평평한 팬케이크같은 판이었고 그 후에 우리 은하 같은 더 작은 조각으로 분열되는 형태이다. 뜨거운 암흑물질의 예언과 큰 규모의 관측은 강하게 일치하지 않음에 반하여 차가운 암흑물질의 경우 일반적으로 관측과 잘 맞는다. 
차가운 암흑물질의 예언과 은하들의 관측과 그들의 집약력 사이에 두 가지 중요한 모순이 우주에서 나타나지만, 차가운 암흑물질 그림에 대한 잠재적 위기를 만들어 낸다. 
차가운 암흑물질이 예언한 헤일로의 회전 곡선의 문제는 최대가 되는 지점이 은하에서 관측된 것보다 더 강한 것이다. 잃어버린 위성문제는 차가운 암흑물질 예언에서 작은 왜은하들의 많은 숫자가 우리은하질량의 천분의 일이다. 이것은 관측되지 않는다.
이 문제들 둘 다 다수의 해결책이 제시되는데 어떤 것들은 다른 것들보다 가망 있다. 이것은 다루기 힘든 문제로 불분명하게 남아있다.
차가운 암흑물질이론은 차가운 암흑물질입자가 무엇인지 정확히 예언하지 못하고, 큰 약점은 암흑물질이 어떻게 존재하는지 불분명한 것이 큰 약점이다.
관측 가능한 우주
우주의 일부분들은 빅뱅 이후 그곳에서 방출된 빛이 지구까지 이르는 데 현재도 충분한 시간이 흐르지 않은 만큼 멀리 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 바깥에 위치해 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 추가적으로 지구에 더 이르게 될 것이므로 현재 관측 가능한 우주의 바깥 부분 중 일부가 관측 가능한 우주의 영역이 될 것이다. 그렇지만 허블의 법칙에 따르면 지구로부터 충분히 멀리 있는 영역은 빛의 속도보다 더 빨리 멀어지고 있으며(특수 상대성은 동일한 국부 좌표계에서 가까이에 있는 물체들이 서로에 대해 빛보다 훨씬 빠르게 움직이는 것을 막는다. 하지만 그들 사이의 공간이 팽창할 때 멀리 있는 물체에 대해서는 그러한 제약이 없다.) 더욱이 암흑에너지로 인해 우주의 팽창속도가 가속되고 있는 것처럼 보인다. 암흑에너지를 상수(불변하는 우주상수)로 둔다면 우주의 팽창속도는 계속해서 가속되어, "미래 가시성 한계"(future visibility limit)가 존재하게 되면서 그 너머의 천체는 그 천체에서 방출된 빛이 지구에 닿을 수 없게 되기 때문에 무한한 시간이 지나도 우리의 관측 가능한 우주로 들어올 수 없게 된다. (미묘한 점은, 허블변수(허블상수)가 시간에 따라 줄어들기 때문에 지구로부터 빛보다 아주 약간 빠르게 멀어지는 은하가 종래에 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우도 있을 수 있다는 것이다.) 이 미래 가시성 한계는 공변거리로 190억 파섹(620억 광년) 떨어져 있는 것으로 계산되는데, 우주가 영원히 팽창을 유지할 것이라는 가정하에, 무한한 미래에 우리가 이론적으로 관측할 수 있는 은하의 수는 (일부가 실제로 적색편이 때문에 관측이 불가능하다는 문제는 제외하고)현재 관측 가능한 은하의 수의 2.36배 많다.
슬론 디지털 전천탐사
(천체 데이터베이스로 처리되기 전의)원자료 역시 다른 인터넷 서버를 통해 접근 가능하다. NASA World Wind 프로그램을 통해 '플라이스루' fly-through에 처음으로 쓰이기도 했다.
관측 가능한 우주
만약 우주가 (구의 표면처럼)유한하지만 무한하다면, 우주는 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이런 경우에서, 우리가 매우 먼 은하로 보이는 것으로 포착한 것이 실제로는 빛이 우주를 일주하면서 만들어진, 가까운 은하의 복제 영상일 수도 있다. 이러한 가설을 실험적으로 검증하는 것은 매우 어렵다. 한 은하의 여러 영상이 서로 다른 시기의 모습을 보여주며, 그 결과 현재와는 상당히 다른 모습을 보여주기 때문이다. 비엘레위츠 등은 최종산란면의 지름의 하한값이 27.9 기가파섹(910억 광년)일 것이라 주장한다. 이는 하한값일 뿐이기 때문에 전우주는 그보다 훨씬 크며, 심지어 무한할 수도 있다는 가능성을 열어두고 있다. 이 값은 WMAP의 7년차 자료의 매칭서클 분석에 기반하였으며, 이러한 접근법은 논란이 되어 왔다.
우주 기후
우주 기상(宇宙氣象, )는 우주 공간의 변화하는 환경 조건을 개념적으로 부르는 말이다. 이는 행성 대기 내부의 기상과는 구분되며, 행성(또는 천체) 주위의 플라즈마, 자기장, 복사, 물질 등과 관련된 현상을 다룬다.
우주
현대의 이론물리학에서는 기본입자와 네 가지의 기본상호작용으로 우주의 물질 구성과 운동을 설명하고 있다. 이를 표준 모형이라 한다.[51] 기본 입자 가운데 힉스 입자 만은 상당히 오랜기간 발견되지 않았으나 2013년 3월 14일, CERN에서 힉스입자의 발견을 공식으로 발표하였다.[52] 기본 입자 역시 더 작은 앞선입자로 이루어진 것이란 주장도 있으나 이것을 뒷받침하는 과학적 증거는 아직까지 나오지 않았다.[53]
우주상수
그러나 우주상수는 양자장론에서 자연스럽게 생길 수밖에 없다. 간단히 말하면, 진공 안에서 끊임없이 생기고 소멸하는 입자와 반입자 쌍에 의하여, 진공이 에너지를 가지게 된다. 그러나 이론적으로 이 상수를 계산하면, 관측 결과와 맞지 않는 결과를 얻는다. (이를 우주 상수 문제()라고 부른다.) 다른 관점에서 보면, 우주 상수 항을 아인슈타인-힐베르트 작용에 자연스럽게 삽입할 수 있기 때문에, 이 상수를 임의로 0으로 놓을 수 없다.
내림 데이터
범주론에서, 내림 데이터(-data, , )는 어떤 올범주의 밑범주 속의 대상의 덮개 위에 주어진, 각 덮개 원소 위의 올범주의 대상들로 구성된 구조이다. 이를 사용하여, 일부 경우 밑범주 속의 대상의 올범주의 한 원소를 유일하게 재구성할 수 있다. 어떤 경우 이러한 재구성이 가능한지를 연구하는 수학 분야를 내림 이론(, )이라고 한다.
천문학
소위 암흑 물질과 암흑 에너지는 이러한 우주론의 근본적인 구성성분이 되어왔으며, 두 성분을 합쳐서 우주 전체의 96%를 차지한다고 받아들여지고 있다. 그러나 암흑물질과 암흑에너지가 무엇인지는 아직 밝혀지지 않았으며, 현대 우주론과 천문학의 주요 미해결 문제 중의 하나이다.
화성
이 탐사는 화성 표면, 대기권, 그리고 내부에 대한 전체적인 연구를 수행하고, 지난 탐사 계획에서 거둬들인 모든 결과물보다 더 많은 데이터를 가져왔다. 이 가치있는 데이터들은 에서 찾아볼 수 있다.
암흑류
표준 물리 우주론에 따르면, 우주 마이크로파 배경에 대한 은하단의 움직임은 모든 방향에서 무작위여야 한다. 하지만, 3년간의 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)에서 동적 수나예프-젤도비치 효과 데이터 분석 결과 천문학자 알렉산데르 카슬린스키, F. 아트리오 바란델라, D. 코체브스키, H. 에벨링 등의 연구엔 놀라울정도로 거의 일정하게 은하단의 속도에 센타우루스자리와 돛자리 사이 하늘 20도 정도의 영역을 향한 600–1000 km/s 속도의 일정한 흐름이 있는 것을 발견했다.
물질
우주론에서는 암흑 물질과 암흑 에너지를 다루기도 한다. 이들은 기존 물리학에서 다루는 물질과는 조금 다른 개념으로 시각적으로 관찰할 수 없는 질량과 에너지를 갖는 존재를 다루기 위한 개념이다.
이력 데이터베이스
이력 데이터베이스 또는 템포럴 데이터베이스()는 시간 인스턴스에 관련한 데이터를 저장한다. 템포럴(temporal) 자료형을 제공하고 과거, 현재, 미래 시간에 관한 정보를 저장한다. 이력 데이터베이스는 2가지 주요 개념, 속성이 있다: 유효 시간, 트랜잭션 시간. 더 구체적으로, 템포럴 개념이 보통 이러한 2가지 개념(유효 시간, 트랜잭션 시간)을 아우른다는 것이다. 이 속성들을 병합하여 바이템포럴(bitemporal) 데이터를 만들 수 있다.
중력
뉴턴의 중력 법칙의 적용은 우리 태양계 내의 행성에 관한 더 세밀한 정보들을 습득하게 했다. 태양의 질량이나 퀘이사의 정보, 심지어 암흑물질의 존재 또한 뉴턴의 중력법칙을 통해 추론된 것 이다. 비록 우리가 행성들이나 태양에 직접 탐사해보지는 않았지만 우리는 그 질량들을 안다. 이 질량들은 측정된 궤도의 특징에 뉴턴의 중력법칙을 적용함으로써 얻은 것 이다. 우주에서 물체는 중력의 작용에 의해 자신의 궤도를 유지한다. 행성은 항성을 돌고, 항성은 은하계의 중심을 돌고, 은하는 성단의 질량중심을 돌고, 성단은 초은하단을 돈다. 다른 물체에 의해 한 물체에 작용하는 중력은 두 물체의 질량의 곱에 정비례하고, 둘 사이의 거리의 제곱에 반비례한다.
입자 지평선
입자 지평선(particle horizon) 또는 우주론적 지평선(cosmological horizon), 공변 지평선(comoving horizon), 우주 빛 수평선(cosmic light horizon)은 우주의 나이동안 이동한 기본 입자를 관측할 수 있는 가장 먼 거리이다. 원래의 지평선 개념과 비슷하게 이 선을 기준으로 관측 가능한 우주와 불가능한 우주가 나누어지며, 입자 지평선까지의 거리를 관측 가능한 우주의 크기로 볼 수 있다. 하지만, 실제 우주의 크기는 단순히 우주의 나이에 빛의 속도를 곱한 것(138억년)으로 계산할 순 없고 빛이 이동하는 동안 지나간 공간 자체가 팽창하였으므로 실제로는 이보다 더 크다. 우주론적 지평선의 존재, 속성, 중요성은 각 우주론마다 다르다.
일반상대론 개론
필연적으로 참인 과학적 이론은 존재하지 않는다. 각각의 이론들은 모두 실험을 통해 검증되어야 하는 모형일 뿐이다. 뉴턴의 만유인력의 법칙은 태양계의 행성과 위성들의 운동을 상당한 정확도로 계산할 수 있었기에 받아들여지게 되었다. 실험장비의 정밀도가 서서히 진보하면서 뉴턴의 예측과 불일치하는 결과들이 발견되기 시작했고, 여기서부터 일반상대론이 시작되게 되었다. 마찬가지로 일반상대론에서 도출된 예측들 역시 실험을 통해 검증되어야 하며, 아인슈타인 본인도 이론의 검증을 위한 고전적 실험 세 가지를 직접 고안하기도 했다.
성운의 왕국
결론은 간단하다. 우주는 엄청나게 크며, 더 커지고 있다. 우리가 알고 있는 이 사실을 확립한 사람이 바로 허블이다. 그 증거를 허블이 우리 앞에서 직접 설명한다면 어떤 느낌일까? 이 책은 1936년 허블 자신이 그의 주요 관측 결과를 설명한 책이다. 자신만의 관측 결과를 자신만의 신념에 기대어 차분하게 설명하고 있다. 과학사적 관점으로도 이 책은 중요하다. 그의 노력과 그의 결론이 지금 관측 우주론 역사에 어떻게 영향을 미치고 있는지 알 수 있기 때문이다. 지금도 허블이 했던 일을 반복하고 있는 셈이다. 단지 우리는 더 좋은 관측 기구를 사용할 수 있고 반복할 방법을 알고 있다. 이 책을 통해 우리는 가장 위대한 발견의 내용뿐 아니라, 발견에 대한 발견자의 개인적 생각과 방법 속에 있는 발견자의 의도를 직접 알 수 있을 것이다.
갈릴레이 위성
갈릴레이의 발견은 육안으로 아무것도 보이지 않거나 잘 보이지 않는 공간에서 망원경으로 어떤 천체를 발견해냈다는 점으로 천문학 도구로써 망원경의 중요성을 입증했다. 더 중요한 점은, 지구가 아닌 다른 천체를 도는 것은 지구중심설에 큰 타격을 주는 것이었다. 다른 천체들이 지구 주위를 돈다는 가설을 무너트리는 발견이었다. 갈릴레이는 '별 세계의 보고' (별이 빛나는 편지)를 통해 자신의 천체 관측 내용을 발표했다. 태양이 우주의 중심에 있다는 코페르니쿠스의 설을 명시적으로 언급하진 않았다. 그럼에도 불구하고 코페르니쿠스의 이론과 관련된 내용이 많이 나온다. 이러한 발견의 내용으로, 경도를 결정하는 방법을 개발할 수 있었다.
중력렌즈
전면에 있는 은하단에 의한 강한 중력렌즈 효과와 약한 중력렌즈 효과를 이용하면 암흑 물질의 양과 분포도 연구할 수 있다. 이를 포함하여 전면 렌즈 안에서의 질량분포가 이해된다면, 암흑 에너지와 허블상수로 기술되는 우주의 팽창 효과를 더욱 정확히 이해 할 수 있다.
우주
현대의 물리학이 고찰할 수 있는 최초의 우주는 대폭발 이후 10−43초 부터이다. 이는 빛이 물리학에서 다룰 수 있는 최소의 길이인 플랑크 길이를 통과하는 시간으로, 플랑크 길이는 약 10−33cm이다. 초기 우주의 모습은 현대 물리학의 미해결 과제와 기술적 한계로 인해 많은 부분은 추론에 의존하고 있다. 지금까지의 관측 결과에 따르면 현재의 우주는 대폭발 이후 약 137억년이 경과된 것으로 보인다. 다음은 대폭발 이후 현재까지의 시간을 표시한 것이다.[44]
커벌 스페이스 프로그램
이렇게 각각의 지역에서 각종 실험으로 획득한 실험결과를 연구개발에 쓰기 위한 ‘과학 점수’로 환산하기 위해서는 실험결과를 우주센터로 다시 보내야 하는데, 실험 샘플을 직접 커빈으로 돌려보내 회수(Recovery)하는 방법과 안테나와 전기를 사용해 결과보고서만 데이터전송(Transmit Data)하는 방법 두 가지가 있다. 단, 데이터전송은 샘플 회수보다 과학점수 획득에 손해를 보게 된다. 예를 들어, ‘Mystery Goo™’라는 과학장비로 실험을 한 뒤 데이터만 전송하면 샘플을 직접 회수했을 때에 비해 40%의 과학점수만 얻을 수 있다.이 게임은 궤도역학에 대한 사실적인 묘사로 호평을 받았다. 또한 고정된 궤도를 도는 천체들을 제외하면, 모든 물체들은 뉴턴 역학 시뮬레이션의 영향 아래에 놓인다. 로켓의 추력이나 비행체의 양력은 기체의 어느 위치에 엔진 및 날개가 붙어있는지에 맞춰서 정확히 작용한다. 조립해놓은 부품간의 결합력 또한 한계가 있어서 너무 심하거나 어긋난 방향의 힘이 기체에 가해질 경우, 기체가 산산이 부서져버리기도 한다. 그리고 게임 내 천체들 중, 커빈을 포함해 각기 다른 조건의 대기가 존재하는 천체들에서는 높이와 밀도에 따라서 날개의 양력 및 낙하산 전개 효과, 항력이 영향을 받는다. 시뮬레이션은 상당히 정교해서, ‘호만 전이 궤도’나 ‘에어로 브레이킹’등 현실 세계의 우주비행기술들이 커볼계 탐사에서도 사용 가능하다. 다만 현재 게임버전에서는 궤도 연산을 완전한 대신 을 사용하고 있기 때문에, 라그랑주 점이나 헤일로 궤도와 같은 현상은 묘사하지 못한다.
허블 우주망원경
허블의 관찰 자료로 이루어진 다른 발견으로는 오리온 성운의 원시행성계원반 및[126] 태양과 같은 별들 주변에 외계행성들이 존재한다는 증거와[127] 수수께끼로 남아 있는 감마선 폭발의 광학적 실체가 있다.[128] 또 HST는 왜소행성인 명왕성[129]과 에리스[130]를 포함하여 태양계 외곽에 있는 천체들의 연구에 쓰이기도 하였다.
항성
항성 스펙트럼을 이용하여 천문학자들은 한 항성의 표면 온도 및 표면 중력, 중원소 함유량, 자전 주기를 알 수 있다. 시차법 등을 이용하여 항성까지의 거리를 알고 있다면 밝기를 구할 수 있다. 그 후 항성 모형에 기초해서 질량을 비롯한 반지름, 표면 중력, 자전 속도를 구할 수 있다(쌍성의 경우 질량을 곧장 알아낼 수 있다). 또한 중력 렌즈 기법으로 항성의 질량을 알 수 있게 되었다.[93]) 앞서 구한 자료로부터 항성의 나이를 알아낼 수 있다.[94]
우주
뉴턴의 고전역학에 의한 우주론이 확립된 이후 과학계에서는 시공간이 태초부터 현재까지 언제나 같은 형태를 유지하고 있다는 정상우주론을 정설로 여겼다. 20세기 초 아인슈타인역시 이러한 이론을 바탕으로 자신의 일반상대성이론에 우주상수를 도입하여 우주가 항구적으로 변화되지 않는다는 정적 우주를 제안하하였다.[32]
물리 우주론
물리 우주론(物理宇宙論, )은 우리가 속한 우주에 대해 가장 큰 규모의 구조와 움직임을 연구하고, 그 형성과 발달에 대한 근본적인 의문을 탐구하는 천문학의 한 분야이다.
다중 우주론
다중 우주론(多重宇宙論)은, 우주가 여러 가지 일어나는 일들과 조건에 의해 통상적으로 갈래가 나뉘어, 서로 다른 일이 일어나는 우주가 사람들이 알지 못하는 곳에서 동시에 진행되고 있다는 이론이다.
결정론
결정론의 또 다른 논쟁 중 하나는 '미래에 대한 예측'에 있다. 결정론에 따르면 현상을 정확히 파악하면 미래를 예측할 수 있다. 이는 천체역학의 발전을 통해 증명되었으며, 지표에서도 물체의 역학적 운동의 대부분은 수학적 계산을 통해 파악할 수 있다. 그러나 현재의 상황을 분석해도 미래에 대한 예측이 어렵거나 불가능한 사례가 많은데 대표적으로 일기예보, 조류의 흐름, 삼체문제, 심장박동 등이 있다. 이러한 문제들은 20세기에 이르러 프랙털, 결정론에 입각한 혼돈 이론 등을 통해 설명할 수 있는데, 이러한 설명 방식도 선형적인 운동만을 설명할 수 있다는 한계가 있다. 오늘날에도 혼돈이론은 계속 연구되고 있으나, 이것이 과학 전반의 개념적 토대들로서 얼마나 중요한지에 대해서는 여전히 논의되고 있다.
외계인
과연 우주에 지적 생명이 존재하는가라는 의문을 둘러싼 물리학자 엔리코 페르미의 페르미 역설이 잘 알려져 있다. 즉, 드레이크 방정식의 매개 변수를 어느정도 과학적으로 합리적인 것으로 가정하면, 지구인과 접촉 가능한 외계 지적 생명체가 있을 것으로 예상 할 수 있지만 실제로는 지구인이 지구 외부의 지적 생명체와 접촉하지 않는다는 모순이 있다는 것이다. 만일 외계인이 있다고 하면, 긴 우주의 역사에서 인류보다 몇 만 년 혹은 수억 년 앞선 과학 기술을 가지고 있는 종족도 있고, 우주인들은 지구를 찾아 방문할만한 시간과 기회가 충분히 있었을 것이다. 그러나 지구상에는 우주에서 온 지적 생명체의 확실한 증거는 전혀 발견되지 않았다.
관측 가능한 우주
대부분의 우주론자들은 대규모 구조에서 천체물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직도는 항성 수준에서 시작하는 것이 틀림없다. 별들은 은하를 이루며, 은하는 차례차례 은하군과 은하단, 초은하단, 은하시트, 은하필라멘트 및 은하벽을 이루며, 이들은 거대한 거시공동과 분리되어 있어, 그와 함께 거대한 거품 구조, 혹은 "우주그물"을 이룬다. 1989년 이전까지, 현존하는 가장 거대한 구조로는 흔히 비리얼화 된 은하단이며, 이들은 모든 방향으로 우주 도처에 거의 균일하게 분포해 있을 것이라 여겨졌다. 그러나 1980년대 초 이후로 그보다 더 거대하고, 더 거대한 구조가 발견되어 왔다. 1983년, 에이드리언 웹스터는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인, 웹스터 LQG를 발견하였다. 이 발견은 대규모 구조에 대한 첫 발견이었으며, 우주에서 물질의 군집화가 얼만큼까지 되어 있는지에 대한 인식을 넓혀준 계기였다. 1987년에는 로버트 브렌트 툴리가 우리은하가 포함되어 있는 은하필라멘트인, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 동일한 해에는 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 거대공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마거렛 겔러와 존 허츠라는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1,500만 광년의 은하시트인 "장벽"을 발견하였다. 이러한 구조의 존재는 적색편이로부터 거리 정보를 가진 은하에 대해 위치 정보를 결합하여 3차원 공간에서의 은하의 위치를 필요로 하기 때문에 오래동안 눈에 띄지 않았다. 2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈와 루이스 E. 캄푸사노는 폭이 최대 20억 광년에 달하는 거대퀘이사군인 클로즈-캄푸사노 LQG를 발견하였으며, 이는 이것이 발표된 시점에서 발견된 것 중 가장 큰 구조였다. 2003년 4월, 또다른 거대구조가 발견되었는데, 슬론 장벽이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. 이 초거시공동은 마이크로파로 전천을 들여다 보았을 때 생긴 차가운 지역인 "CMB 냉점"(cold spot)과 일치하였는데, 현재 선호되는 우주론 모형에서는 존재하기 쉽지 않은 것이었다. 이 초거시공동은 냉점의 원인이며, 앞서 언급한 거대공동보다도 더 큰, 10억 광년을 가로지를 정도로 특출나게 거대하다.
계층 문제
우주 상수 문제(cosmological constant problem)는 양자장론을 우주론에 적용할 경우 생기는 계층 문제의 또 다른 예이다. 우주 상수란 일반 상대론에서 진공의 에너지 밀도를 나타내는 기본 상수다. 만약 현재 알려진 표준 모형이 미시세계에도 유효하여 플랑크 길이까지 효력을 가진다면, 차원적 해석으로 우주 상수의 값이 대략 플랑크 질량 정도라고 예측할 수 있다. 하지만 실제로 측정된 우주 상수의 값은 이보다 10배 작다 (이는 해밀톤 밀도로 분석할 때 그렇고 이는 질량의 네제곱에 비례하므로, 우주상수를 질량의 단위로 환산하면 10 작다고 할 수도 있다).
정적 우주
일반 상대성 이론에서, 정적 우주(靜的宇宙, ) 또는 아인슈타인 우주()는 정적인 우주를 나타내는 아인슈타인 방정식의 해이다. 먼지()로 차 있으며, 먼지의 밀도에 대응하는 양의 우주 상수를 가진다. 이 해는 일반적으로 불안정하다.
알베르트 아인슈타인은 알렉산드르 프리드만과 조르주 르메트르의 업적이 알려지기 전부터 아인슈타인 방정식을 우주 전체에 적용하면 ‘정적인 우주’의 해가 얻어지지 않는다는 것을 알고 있었다. 그의 방정식으로 예상되는 우주는 정적인 우주가 아니라 팽창하거나 수축하는 우주였다. 이것이 사실이라면 우주는 분명한 시작점과 종착점을 가져야 한다. 당시에는 그를 비롯한 거의 모든 사람들은 우주를 ‘영원히 변치 않는 정적인 존재’로 생각했기 때문에, 1917년에 아인슈타인은 기존의 우주관에 부합되는 결과를 얻기 위해 아인슈타인 방정식에 우주 상수 항 formula_1를 추가하였다.
우주 상수는 행성의 운동과 같은 국부적인 현상에는 거의 영향을 주지 않지만, 우주론적인 광대한 거리에서는 매우 큰 영향을 준다. 양의 우주 상수는 음의 압력을 가지는데, 이는 일종의 척력 역할을 한다. 따라서 물질의 질량에 인한 인력과 우주 상수로 인한 척력이 서로 경쟁하게 된다. 아인슈타인은 중력에 의한 인력과 척력이 균형을 이루도록 우주상수의 값을 적절히 선택함으로써 정적인 우주 모형을 발표하였다.
우주과학연구소
우주과학연구소(, )는 로켓과 인공위성 그리고 행성 탐사선 등에 이용되는 천체물리학을 연구하는 일본의 국립연구소이다.
중세의 우주론
케플러는 좋지 못한 시력과 관측 자료에 대한 접근의 어려움 때문에 순수이성과 상상력을 발휘하여 우주의 본성을 설명하려던 고대인들의 정신적 발자취를 뒤쫓았다. 그는 코페르니쿠스의 이론이 맞다고 가정한 후 (지구가 행성이라고 가정한 후), 특히 세 가지 질문에 대해 답을 찾고자 노력하였는데,
더 시터르 공간
여기서 formula_26에 사건 지평선이 존재한다. 이를 우주론적 지평선(宇宙論的地平線, )이라고 하며, 지평선 안을 관측 가능한 우주()라고 한다.
대기 모델
모델들을 초기 상태로 돌려놓기 위해 라디오존데, 기상위성, 표면 날씨 관측들로부터 데이터를 관측하여 사용한다. 불규칙한 장소의 관측들은 고급의 컨트롤과 모델들로부터 얻어지는 사용가능한 위치 값들을 사용하여, 자료를 융합하거나 분석함으로써 처리된다. 이러한 데이터들은 모델에 사용되어 예보의 시작점이 된다. 일반적으로, 사용된 방정식은 초기 방정식으로서 알려져 있다. 이러한 방정식은 분석한 데이터와 변화된 비율로부터 초기화 하여 결정된다. 이러한 것은 미래의 짧은 시간의 대기 상태를 예측한다. 이 방정식은 변화된 새로운 비율을 찾아 새로운 상태를 지원하고, 미래의 대기를 예측한다. 바람직한 예보를 찾아 결론이 나올 때까지 반복해서 진행한다. 시간의 보폭의 너비는 계산의 요점 사이의 거리와 관계가 있다. 기후 모델에서 시간의 보폭은 10분정도 일지도 모른다. 지역적인 모델의 시간 보폭은 몇 초에서 몇 분일지도 모른다.
국가공간정보체계
국가공간정보체계(國家空間情報體系)는 국가공간정보통합체계와 구분되는 용어로서, 국가공간정보에관한법률(2009.05.22) 제2조 6항에 '공간정보를 효과적으로 수집·저장·가공·분석·표현할 수 있도록 서로 유기적으로 연계된 컴퓨터의 하드웨어, 소프트웨어, 데이터베이스 및 인적자원의 결합체를 말한다.' 라고 정의하고 있다.
우주 마이크로파 배경
일차 비등방성은 우주 초기의 급팽창 이론을 일으킨 인플라톤들의 양자 요동으로부터 온 것이며, 우주 초기의 상태를 탐구하는 중요한 관찰 자료이다. 즉, 초기 우주에서 주위보다 물질의 밀도가 조금 더 높은 곳은 중력에 의해 물질을 더 많이 끌어당기게 되고, 중력에 대한 위치 에너지가 운동 에너지로 변화하게 되면서 주위보다 약간 더 높은 온도를 가지게 된다. 이렇게 생겨난 우주의 대규모 구조를 따라서 우주 마이크로파 배경에는 온도의 높고 낮음이 나타나게 되고, 이러한 우주 마이크로파 배경의 정확한 측정을 통해 초기 우주의 상태를 연구할 수 있다.
일반상대론 개론
아인슈타인 방정식은 우주상수라는 항을 추가함으로써 우주 전체에 일반화된다. 우주상수 항이 존재하면 빈 공간(진공) 자체가 인력적 중력원(드물게 척력적 중력원)으로 작용한다. 아인슈타인은 본래 이 우주상수라는 항을 1917년 우주론 논문에서 불순한 목적으로 도입하였다. 그 당시의 우주론에서는 우주가 정적이라는 정상우주론이 정설이었다. 우주상수 항을 추가함으로써 일반상대론의 골조 하에서 정적인 우주 모형을 구축하고자 한 것이다. 그러나 우주가 정적이지 않고 사실 팽창한다(대폭발우주론)는 것이 밝혀지자 아인슈타인은 그 즉시 우주상수 개념을 폐기해 버렸다. 그런데 오랜 세월이 지나 1990년대 말 우주의 가속팽창을 설명하기 위해 우주상수 또는 그와 등가인 무엇의 존재, 즉 암흑에너지의 존재를 상정하게 만드는 천문학적 증거들이 꾸준히 누적되고 있다.
우주
우주(宇宙)란 과학적으로 또는 철학적으로 존재하는 모든 것의 총체라 정의 할 수도 있다.[1] 표준국어대사전은 무한한 시간과 만물을 포함하고 있는 끝없는 공간의 총체로 정의한다..[2] 물리학과 같은 자연과학은 우주를 존재하는 모든 물질과 에너지, 그리고 사건이 일어나는 배경이 되는 시공간의 총체로서 정의하고있다.
천문학
20세기에 들어 하늘에 보이는 은하수가 별들의 집합인 우리은하라는 사실이 확립되었고, 이어서 우리은하 밖의 외부 은하, 그리고 우주의 팽창이 발견되었다.
현대 천문학은 또한 펄서, 퀘이사, 블레이져, 전파은하 같이 특이한 천체들을 발견하였고, 이러한 관측들은 이를 중성자별·블랙홀로 설명하는 이론의 발전에 중요한 역할을 하였다. 우주 마이크로파 배경, 허블의 법칙, 우주의 원소 함량 등의 관측이 지지하는 대폭발 이론의 등장으로, 물리적 우주론은 20세기 들어와 큰 성공을 거두었다. 우주 망원경의 발전으로 지구 대기에 흡수되어서 그동안 관측 할 수 없었던 전자기파의 영역을 통한 관측이 가능하게 되었다.
성간매질
원래, 천문학자들은 우주는 완전한 진공이라고 생각했다. 1913년, 노르웨이의 탐험가이자 물리학자인 크리스티안 버클랜드는 우주가 플라스마외에도 "암흑물질"을 포함하고 있을 것으로 처음으로 예측하였다. 그는, "우주공간이 전자와, 모든 종류의 이온들로 차 있을 것이라고 생각하는 것이 우리가 가질 수 있는 자연스러운 관점이다. 태양계나 성운이 아닌, 이른바 "빈공간"에 엄청난 양의 질량을 지니는 물질이 있을 것이라고 생각하는 것 역시 상식을 벗어난 생각은 아니다" 라고 적었다. 
슬론 디지털 전천탐사
슬론 유산 탐사 Sloan Legacy Survey는 북방은하허공 Northern Galactic Cap 내에 7500 평방도 이상의 영역에서 천체 200만 개의 자료와 은하 80만 개와 퀘이사 10만 개 이상의 스펙트럼을 다룬다. 이렇게 얻은 천체들의 좌표와 거리에 대한 정보를 통해 거시공동과 필라멘트로 이루어진 우주의 거대구조를 최초로 조사할 수 있었다. 이 자료들 거의 대부분은 SDSS I에서 얻었던 것이고, 일부분만이 SDSS II에서 얻은 것이다.
암흑물질
암흑물질의 존재에 대한 의문은 지구 위에 있는 인간의 존재와는 무관한 듯 보인다. 그러나 암흑물질이 실제로 존재하느냐 않느냐는 현대 우주론의 최종 운명을 결정지을 수 있다. 우리는 먼 천제들로부터 멀어지는 은하에서 오는 빛의 적색편이를 통해 우주가 현재 팽창하고 있음을 알고 있다. 우리가 빛으로 관찰할 수 있는 일반 물질의 양은 이러한 팽창을 멈출 만한 충분한 중력이 없으며, 그래서 그러한 팽창은 암흑 물질이 없다면 영원히 계속될 것이다. 이론적으로 우주에 암흑 물질이 충분히 있다면 우주는 팽창을 멈추거나 역행(최후에 대붕괴로 이끄는)하게 될 수도 있을 것이다. 실제로는 우주의 팽창이나 수축 여부는 암흑 물질과는 다른 암흑에너지에 의해 결정될 것이라는 것이 일반적인 생각이다. 또한 암흑 물질은 우주의 생성 과정과도 밀접하게 연관되어 있다. 우리가 관측적으로 얻어낸 우주의 은하 분포는 어떤 종류의 암흑 물질이 존재해야만 가능하다는 것이 현대 우주론의 결론이다. 즉, 일반 물질이 중력 붕괴하면서 은하를 만드는 과정에서, 암흑 물질과 같이 빛에 의해 영향 받지 않는 물질이 이미 중력으로 거대 구조를 만들고 있지 않았다면, 현재와 같은 은하의 분포를 보일 수 없다는 것이다. 이 말은 결국 은하속의 한 항성인 태양계의 형성에도 암흑 물질의 분포가 궁극적으로 영향을 미친다는 것을 의미한다.
관측 가능한 우주
보통물질의 질량이 약 1.45×10 kg이고 모든 원자가 수소원자(우리 은하에 있는 모든 원자 중 은하 전체 질량의 74%를 차지함)라고 가정한다면, 관측 가능한 우주에 있는 총 원자의 개수를 간단히 계산할 수 있다. 보통물질의 질량을 수소원자의 질량으로 나누면 되는 것이다.(1.45×10 kg 나누기 1.67×10 kg) 계산 결과는 대략 수소 원자 10 개이다. 생화학적 합성은 138억 년 전, 빅뱅 이후 우주가 단 1,000만 년에서 1,700만 년 되었을 무렵인, 생명 가능 시기 동안에 시작되었을 것이다. 판스페르미아 가설에 따르면, 유성체, 소행성, 그리고 다른 태양계 소천체에 의해 발생하였다고 하는 마이크로미터 크기의 생명이 우주 도처에 존재할 수 있다고 한다. 생명체는 오로지 지구에서만 확인되긴 하였지만, 많은 사람들은 외계 생명이 존재할 뿐만 아니라 그것이 필연적일 것이라고 생각한다.
우주 마이크로파 배경
우주 마이크로파 배경을 분석하여, ΛCDM 모형의 매개변수들 및 우주 의 각종 성질 (편평도, 에너지 밀도, 허블 상수, 중입자-광자 비율) 등을 측정할 수 있다.
허블 우주망원경
허블으로 먼 우주를 들여다 볼 수 있는 특별한 창으로는 허블딥필드와 허블울트라딥필드, 그리고 허블익스트림딥필드가 있다. 이것들은 가시광선 파장에서 타의 추종을 불허하는 허블의 감도로 하늘의 작은 일부분을 사진에 담아낸 것으로, 지금까지 그 어떤 광학 대역에서 얻은 사진보다도 먼 곳을 담고 있다. 이 사진 속에는 수십억 광년 떨어져 있는 은하들이 담겨 있어 연구 대상으로서 수많은 연구 논문 작성에 도움을 주었으며, 초기 우주를 바라보는 새로운 창이 되었다. 광시야카메라 3은 이 영역들을 적외선과 자외선 대역에서 개선하여 MACS0647-JD와 같이 여태껏 발견된 천체 중 가장 먼 천체들의 발견에 도움을 주었다.
수학적 우주 가설
그 가설은 인간 원리 및 테그마크에 의한 다중우주 이론의 범주화 (레벨Ⅰ~Ⅳ)에 관련하고 있다.
동양 우주론
이것을 통해서 하늘과 땅을 평행한 평면으로 가정했다는 점과, 규표를 이용한 측정을 통해서 하늘의 높이를 계산하였다는 사실을 알 수 있다.
우주의 나이
우주 마이크로파 배경의 발견(1965년)
우주의 팽창에 대한 결정적인 증거가 되었고, 우주의 나이를 정확하게 측정하는 방법을 제공하였다. 2001년에 발사된 WMAP위성은 수 년에 걸쳐 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측함으로써 허블 상수와 우주의 나이를 매우 정확하게 결정할 수 있도록 기여하였다.
허블 우주망원경
허블이 우주의 나이 측정을 명확히 하는데 도움을 주는 한편, 우주의 미래에 관한 이론에 의문을 던지기도 하였다. 고적색편이 초신성 탐색 연구진 및 초신성 우주론 계획 소속의 천문학자들은 지상망원경과 HST를 사용하여 멀리 있는 초신성을 관측하였고, 우주의 팽창이 중력에 의해 느려지지 않고 오히려 빨라지고 있다는 증거를 발견했다. 두 연구진의 구성원 세 명은 후일에 이 발견에 대한 공로로 노벨상을 수상하였다.[120] 가속팽창의 원인은 아직까지 제대로 규명하지 못했으나,[121] 가장 신뢰받는 원인은 암흑에너지이다.[122]
국제 천문 올림피아드
실제 천문학 연구 데이터를 분석하는 문제 1~2개를 3~4시간 동안 푸는 라운드이다. 문제에는 주로 사진이나 표, 그래프 등의 데이터가 주어지며 학생들은 이를 바탕으로 문제에서 요구하는 물리량을 구하거나 그림 등을 그려야 한다. 문제들은 개최국에서 출제하기 때문에 보통 개최국의 연구 자료에 대한 문제가 나오는 경우가 많다. 일례로 2009년 제5회 아시아-태평양 천문 올림피아드에서 서울대학교에서 발견한 퀘이사에 대한 문제가 출제되었다.
우주 마이크로파 배경
천문학에서, 우주배경복사는 관측 가능한 우주를 균일하게 가득 채우고 있는 마이크로파 열복사다. 광학 망원경으로 관찰한 우주는 빈 어둠 뿐이나, 전파 망원경을 통해 관찰하면 별이나 은하 등에 관련이 없는 배경 복사가 우주 모든 방향으로부터 균일하게 뿜어져 나오는 것을 확인할 수 있다. 우주 마이크로파 배경은 대폭발 우주론의 중요한 증거이며, 우주의 초기의 뜨거운 고밀도 상태에서 뿜어져 나온 빛이 오늘날에 관측되는 것이다. 우주 마이크로파 배경은 1964년에 미국의 전파 천문학자 아노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 발견하였고, 이들은 이 공로로 1978년 노벨 물리학상을 수상하였다.
거시공동
아래의 타임라인은 거시공동의 장에서 처음부터 최근까지 중요한 사건을 요약한 것이다.우주 대규모 탐사의 결과와 함께 거시공동은 수많은 방법으로 발견된다. 다수의 서로 다른 알고리즘들은 모두 실제로는 크게 세가지 유형으로 나뉘어 떨어진다. 첫번째 유형은 국부 은하 밀도에 근거하여 빈 영역을 찾으려 하는 거시공동 발견자(Void-Finder)로 구성된다. 두번째는 은하에 의해 암시되는 암흑물질 분포에서 나타나는 기하학적 구조를 통해 거시공동을 찾으려고 하는 유형이다. 세번째는 암흑물질의 분포에서 중력적으로 불안정한 지점을 이용하여 역학적으로 구조를 발견하려고 하는 발견자로 이루어져 있다. 거시공동 연구에 이용되는 가장 유명한 이 세가지 방법은 아래와 같다.
스페이스 엔진
이 프로그램은 우주 안에 있는 각종 천체 및 천문 현상을 가상으로 구현하였다. 사용자는 마우스 및 키보드 조작과 각종 명령어 입력 등으로 프로그램 내 우주를 자유롭게 돌아다닐 수 있다. 프로그램 내 맵의 크기는 현재까지 밝혀진 우주의 크기를 반영하여 매우 방대하다. 2014년 12월 버전 기준으로 실제 자료에 기초한 13만 개 이상의 천체, 1만 개 이상의 은하가 수록되어 있으며 이들 천체의 크기, 밝기, 질량, 거리 등 물리량 역시 각종 연감 등 천문자료를 참고하였다. 이외에 아직 탐사되지 않은 미지의 영역에는 절차적 생성 기법을 이용하여 만들어진 가상 천체들을 배치하였다. 모든 천체에 착륙할 수 있으며 외계 행성이나 외계 위성 등에는 표면 지형이 구현되어 있어 사실성을 높였다. 행성 지형이나 대기, 천체, 비행선 및 탐사선 등의 데이터를 추가로 다운로드 받아 설치할 수 있다.
우주상수
1998년에 최초로 발표된 우주론적 관측 결과에 의하면, 우주의 팽창은 가속하고 있다. 이를 가장 간단하게 미세한 우주 상수로 설명할 수 있는데, 이를 ΛCDM 모형이라고 한다. (우주의 팽창의 가속을 다른 이론으로도 설명할 수 있다. 대표적인 예로 제5원소론 () 따위가 있다.)
동양 우주론
고대 우주론에 대한 논쟁은 혼천설의 승리로 끝이 났다. 그러나 혼천설의 경우 우주의 구조에 대해서는 설명할 수 있었지만, 우주의 생성 원리에 대해서는 설명할 수 없었다. 우주의 생성과 우주의 구조를 하나로 연결시킬 수 없었다. 송대 이후 등장한 성리학은 이러한 문제를 해결하기 위해 혼천설을 수정하여 새로운 우주론을 만들었다.
길이
천문학에서 별까지의 거리는 별의 다양한 특성을 파악하는 데 가장 중요한 요인으로 작용한다. 대부분의 천체의 경우 거리를 직접 측정할 수 없을 만큼 먼 거리에 존재하기 때문에 다양한 간접적인 방법을 동원하여 천체까지의 거리를 측정한다. 측정할 수 있는 거리의 단위가 커질수록, 인류의 우주관도 함께 발달했다.
페르미 역설
외계인은 존재하고 있지만 존재한다는 증거를 인류의 지식으로는 이해할 수 없다거나, 지성을 가진 외계인은 존재하지 않거나 극히 드물게 존재하기 때문에 인류가 접촉할 수 없었다는 관점으로 논의되는 경우가 많다.
이 논의의 대부분은 과학적 근거를 기반으로 하고 있지 않다. 한편, 항성간의 실제 거리 관측은 과학적 근거가 된다. 우주의 크기는 일반적으로 상상하는 것을 훨씬 초월하며, 항성간의 거리 또한 너무 멀다. 실제로 전파를 이용한 통신은 이루어지기 어려우며, 현재까지 외계문명과의 접촉은 이루어지지 않았다. 전파에 의한 상호간의 통신이 확립되기 이전의 우주여행은 환상적이고 허구적인 방법이었다. 또한 외계생명체의 발생과 지적생명체의 발생은 완전히 다른 사건이다. 지구의 생명체에 대한 연구에서 전자의 확률은 비교적 높지만 후자의 확률은 매우 낮다고 여겨지기 때문에 두 논의가 혼동되곤 한다.
우주기원론
우주구조기원론(宇宙構造起源論. , )이란 우주 또는 그 우주 안의 소위 지적 존재들의 실재의 기원을 밝히고자 하는 모든 모형을 말한다. 완벽한 우주구조기원론을 만들어내는 것은 과학철학 및 인식론 쌍방에 영향을 미친다.
등가원리
아인슈타인이 특수상대성이론에서 일반상대성이론으로 확장하려고 시도했을 때, 그것은 쉬운 문제가 아니었다. 그리고 곧 일반상대성이론을 위하여 관성계를 비관성계로 확장하는데 중력 질량과 관성 질량 사이의 관계가 직접 관련이 있음을 깨달았다. 즉 중력 질량과 관성 질량이 똑같이 측정되는 것은 그들 사이에 보다 더 근본적인 관계가 존재하기 때문이라고 보았다. 이 문제를 해결하기 위하여 아인슈타인은 사고 실험을 수행하였다. 같은 두 우주선 A와 B가 있다. 우주선 A는 지상에서 발사 준비를 하고 있다. 그리고 우주선 B는 광대한 우주 공간에서 일정한 가속도 g로 등가속도 운동을 계속하고 있다. 이러한 두 우주선에서 물체를 떨어뜨리면 두 우주선 모두에서 물체는 똑같은 가속도 g로 낙하하는 것을 관찰하게 된다. 그런데 만일 두 우주선의 창이 모두 가려져 있어서 우주선 내에서는 자신의 우주선이 지상에 정지해 있는지 아니면 우주 공간에서 일정한 가속도 g로 등가속도 운동을 계속하고 있는지 모른다고 가정할 때, 우주선 내에서 실험하는 사람은 물체가 가속도 g로 낙하하는 것을 보고서 우주선이 지구에 정지해 있는 것인지 아니면 우주선이 우주 공간을가속도 g로 등속도 운동을 하고 있는 것인지 구별할 방법이 없다.
프로그래밍 언어의 역사
허먼 홀러리스는 그가 열차의 차장이 기차표 위의 천공 카드의 위치를 이용하여 표 소지자의 외모를 부호화하는 것을 관찰했을 때 천공 카드의 정보를 부호화할 수 있다는 사실을 깨달았다. 그 뒤 홀러리스는 1890년에 천공 카드로 인구조사 자료를 부호화했다.
스콧 켈리 (우주인)
켈리의 실험 데이터는 유인화성탐사를 위해 사용될 것이다.
우주
한편, 양자역학에서는 슈뢰딩거의 고양이와 같은 패러독스에 대해 관측자의 관측 행동에 의해 확률적으로 겹체 있는 사건이 하나의 사건으로 결정된다는 코펜하겐 해석이 일반적으로 받아들여 지고 있으나[34], 관측자의 관측에 의해 사건이 분기된다는 다세계 해석 역시 많은 지지를 받고 있다.[35] 평행우주는 다세계 해석을 기반으로 한 우주론이다.[36]
우주의 나이
우주의 나이 결정에서 0이 아닌 우주 상수(formula_3)값은 우주의 나이를 좀 더 많게 만들었다. 우주 상수 또는 암흑 에너지의 존재가 알려지기 이 전에 표준모형은 한때 왜 우리은하내의 구상성단들이 왜 이렇게 구해진 우주의 나이보다 더 많은가를 설명할 수 없었으나, 우주 마이크로파 배경과 초신성 관측을 통해 정확한 formula_3를 측정함으로써 지금은 이러한 는 완전히 해결되었다.
2013년 기준으로, 9년에 걸친 NASA의 WMAP 관측으로부터 우주의 나이는 137.72±0.59억년으로 결정된 상태이다.
물론 이 결과는 이 프로젝트의 계산 모형이 옳다는 것을 가정하고 있으며, 다른 방법으로 우주의 나이를 계산하면 약간 다른 나이나 정확도를 얻을 수도 있다. 예를 들면 상대론적 입자 때문에 생기는 배경을 가정한다면, 우주의 나이의 오차 범위가 최대 10배까지 커 질 수 있다는 주장도 있다.
다중 우주론
양자역학은 여러 가능성을 부정하지 않기 때문에 슈뢰딩거 고양이 역설이 등장한다. 유진 위그너는 슈뢰딩거의 고양이 역설을 해결하기 위하여, 의식이 존재를 결정한다는 논리를 끌어왔다. 이에 따르면, 관측하기 전에는 존재한다고 말할 수 없기 때문에 무한히 많은 관측자가 필요하게 된다. 안드레이 린데는 이에 대해 ‘우리 모두는 의식을 가진 인간이므로, 이 우주가 관측자 없이도 존재할 수 있다고 주장할 만한 근거가 없다’고 주장했다. 양자역학이 불러일으킨 관측과 실재의 관계의 논란에 대해 독일의 물리학자 디터 체()는 ‘결어긋남’의 개념을 도입하였다. 체는 현실세계에서는 고양이와 주변환경을 분리할 수 없다고 주장한다. 고양이와 주변환경의 상호작용은 그 강도가 아무리 작다 해도 파동함수에 근본적인 변형을 일으킨다. 이 영향으로 인해 파동함수는 산 고양이, 죽은 고양이로 갈라지며, 갈라진 파동함수는 서로에게 영향을 미치지 않는다. 따라서 슈뢰딩거의 고양이는 살거나 죽은 상태 모두를 가지고 있는 것이 아니라, 뚜껑을 열기 전에도 살거나, 죽은 단 하나의 상태로 존재한다고 주장한다. 슈뢰딩거 고양이가 존재하기 위해서는 두 개의 파동함수가 결맞음 상태로 존재해야하나, 이는 현실세계에서 거의 불가능하다.
일반상대론 개론
양자론과 우주론적 측면에서 제기되는 도전들을 통해 일반상대론 연구는 미래에도 다양한 탐구를 할 수 있는 가능성을 얻고 있다. 수학적 상대론학자들은 특이점의 성질과 아인슈타인 방정식의 근본적 특징을 톺고 있다. 또한 특수한 시공간(예컨대 블랙홀 융합)에 대한 보다 종합적인 컴퓨터 시뮬레이션이 시도되고 있다.
일반상대론이 처음 발표되고 90년 이상의 세월이 흘렀지만, 오늘날 일반상대론과 관련된 연구들은 과거 그 어느 때보다도 활기에 차 있다.
슬론 디지털 전천탐사
2000년 자료 수집을 시작으로 최종 영상자료공개 파일이 담고 있는 영역은 전체 하늘 면적의 35%에 달한다. 약 5억 개의 천체에 대한 측광 자료와 300만 개 이상의 천체의 스펙트럼을 수집하였다. 주요 은하 표본은 적색편이 중간값이 z = 0.1이고, 밝은 적색 은하에 대하여 적색편이 z = 0.7까지, 퀘이사에 대하여 적색편이 z = 5까지를 수록하고 있다. 그리고 영상화 탐사는 적색편이 z = 6 이상의 퀘이사들을 탐지할 때도 착수되었다.
우주의 역사
우주의 온도가 약전자기 에너지 눈금(약 1 TeV)보다 더 낮아지면서, 약전자기 게이지 대칭은 자발적으로 깨지게 된다. 이에 따라 약한 상호작용과 전자기 상호작용이 서로 분리하고, 또한 힉스 메커니즘을 통하여 쿼크와 렙톤이 질량을 얻는다.중력, 전자기 상호작용, 강한 상호작용, 약한 상호작용등의 기본 상호작용은 이제 그들의 현재 모습을 갖추게 되지만, 우주의 온도는 아직 너무 높기 때문에, 쿼크가 서로 뭉쳐 하드론을 형성할 수는 없다.
천문학
물리 우주론()은 우주가 처음에 어떻게 생겨났고, 어떻게 진화했는지 같은 근본적인 질문을 다루는 분야이다. 우주론의 연구 대상으로는 우주 마이크로파 배경, 대폭발 핵합성, 우주의 거대구조, 암흑물질, 암흑에너지 등이 있다. 우주론의 밑바탕이 되는 이론은 우주가 약 137억년 전에 시공간의 한 점에서 시작되어 현재까지 팽창하여 왔다는 대폭발 이론이다. 1965년에 우주 마이크로파 배경이 발견됨으써 대폭발 이론은 널리 받아들여지게 된다.
중세의 우주론
16세기 말에 서구에서 중국에 온 선교사들이 중국에 지구의 크기, 모양, 행성과 달의 위치등을 전해주었고 프톨레마이오스의 천문학 체계를 가르쳐 주었다. 이 때 중국에 온 선교사들 중 한 사람이였던 마테오 리치(Matteo Ricci)는 이렇게 기록하였다. "중국인들은 천구는 10개가 아니라 1개라고 생각했고, 별들은 하늘에 붙어 있지 않고 텅 빈 공간 속을 움직인다고 생각했고, 서구인들이 공기로 차 있다고 믿는 외계의 공간은 텅 비어 있다고 생각했다." 그 당시에는 중국의 우주론의 일부는 선교사들의 비웃음을 샀지만 선교사들이 가지고 있던 우주론 보다 정확했다는 점에서 아이러니를 볼 수 있다. 
고대 바빌로니아의 천문학은 물-아핀 점토판에 기록이 되어 있다. 그 기록에는 별들을 기록한 광범위하 목록과 그 별들이 해뜰녘 뜨기를 하는 날짜 어느 한별이 뜰 때 또 다른 별이 지는 식으로 서로 반대 방향에 위치하는 각 별들의 목록, 남중하는 별들의 목록, 달이 지나는 길에 있는 별과 별자리의 목록, 여러 날들에 대한 밤의 길이, 표준적인 그노몬의 그림자가 특정한 길이를 가질 때 알려주는 표 등 다양한 천문학적 분석이 기록되어 있다. 바빌로니아 인들은 두가지 수리 천문학 체계를 가지고 있었으며 이들은 달과 행성들의 불규칙적인 운동을 설명하려는 시도를 하였다. 그들의 천문체계에 의하면 황도라는 작은 원은 빠른 원호와 느린 원호로 나뉘는데 이는 현상들이 해의 움직임과 관련이 있어서이다. 결국 행성들이 공전을 할때 황도에서 빠른 원호와 느린 원호를 돌아가며 이 때 돌아가는 속도 또한 계산하려고 하였다. 또한 이들은 사로스 주기를 구할려고 노력하였으며 이는 달의 크기에 따른 속도 차이에 의해서 계산하기 어려웠던 한 달의 길이를 더 쉽게 계산하기 위해서였다. 
고대의 철학자들이 제안한 지구가 우주의 중심이고 다른 천체들이 천구에 박힌 체로 지구를 중심으로 돌아간다는 이론, 즉 천동설은 오랜 세월 동안 믿어졌다. 하지만 코페르니쿠스는 이를 부정하고 지구가 스스로 자전하고 있으며 이로 인해 별들이 지구를 중심으로 도는 것처럼 보인다는 것과 지구가 태양을 중심으로 1년을 주기로 하여 돌며 태양은 고정되어 있다는 주장을 하였다. 여기에서 코페르니쿠스는 자신의 우주모델을 수학적이거나 관측 자료로부터 도출해낸 것이 아니다. 그는 새로운 수학적 분석을 하지 않았을 뿐만 아니라 전통적인 수학 방법을 택하였으며 그의 책에는 관측 결과가 27번 밖에 없었다. 과거의 우주론과 코페르니쿠스가 주장하는 우주론은 수학적인 분석을 통해서는 무엇이 옳은 이론인지 판가름 할 수가 없다고 한다. 이 때문에 당시의 학자들도 두 이론을 구별할 때 우아함에 의존하기도 하였다. 즉 그는 실험을 하지 않고 천문 관측을 거의 하지 않았다는 점에서 근대 과학자보다 고대 그리스 철학자와 비슷한 성향을 나타내고 있다. 그리고 그는 ‘’천구의 회전에 관하여(De revolutionibus)’’에서 그의 우주모델을 정리하여 출판하였다. 
코페르니쿠스는 "천구의 회전에 관하여"를 출판하면서 책에서 우주 모델을 다음과 같이 기술하였다.
수학적 우주 가설
Stoeger, Ellis 및 Kircher는 다음처럼 지적한다(sec. 7). 진정한 다원 우주 이론으로는, 우주는 완전하게 서로 분리한 관계이며, 그러한 안의 어느 하나의 우주로 일어난 사건도 다른 어느 우주로 일어나는 사건에도 인과적으로 관계하지 않는다. 그러한 다원 우주에서의 이 인과적인 관련의 결여에 의해, 다른 우주를 과학적으로 감지하는 것은 현실에는 할 수 없다. Ellis는 특히 MUH를 비판한다. 그는, 테그마크의 1998년의 논문 등에 둘 수 있는 희망적인 견해에도 불구하고, 완전하게 분단된 우주의 무한의 집합은 "완전하게 검증 불가능하다"라고 지적한다(p29).
우주의 나이
일단 이 우주 변수들을 정확하게 측정하면, 우주의 나이는 프리드만 방정식을 통해서 구할 수 있다. 이 방정식은 우주의 팽창율의 시간에 따른 변화와 우주의 물질구성(우주 밀도 변수들) 사이의 관계를 나타내는 식이다. 따라서 이 방정식을 시간에 대하여 푼 뒤. 적분을 하게 되면 다음과 같이 우주의 나이 (formula_8)를 밀도 변수와 허블상수로 표현할 수 있다.
여기서 formula_7는 허블 상수이고 함수 formula_11는 오로지
formula_1, formula_2, formula_3에 의해서만 결정된다.
이 식에서 바로 알 수 있듯이 우주의 나이는 허블 상수의 역수(formula_15)와, 다른 세 밀도변수에 따라 결정되는 보정항(formula_16)의 곱으로 결정된다. 따라서 일단 우주의 나이는 허블 상수의 역수인 허블시간 = formula_15로 근사값을 추정할 수 있다. 허블 상수(formula_7)는 지금 현재 우주가 얼마나 빨리 팽창하고 있는가를 나타내며, 보통 (km/s/Mpc)의 단위로 표현된다. 허블의 법칙에 따르면 모든 은하는 거리에 비례하는 속도로 멀어지고 있으며, 그 비례상수가 허블 상수다. 천문학자들은 주로 거리는 Mpc 단위로 팽창 속도는 km/s 단위로 측정한다. 우주의 팽창속도가 항상 "일정"할 경우, 이 허블시간 만큼의 과거에는 모든 은하가 하나의 지점에 모인 것이 된다. 1 메가파섹 (Mpc) = 3.0856×10 km이며, 만약 formula_7 = 71 km/s/Mpc이면, formula_7 = 2.30×10s, 따라서 허블시간은 4.35×10초 또는 138 억 년이 된다.
암흑류
NASA의 고더드 연구센터는 암흑류 현상이 형제 우주 또는 관측 가능한 우주와는 근본적으로 다른 시공간을 가진 영역의 영향일 가능성이 있다고 발표했다. 이를 연구하기 위해 약 천개 이상의 은하단을 분석했다. 분석 대상 중에서는 30억 광년이나 떨어진 곳의 은하도 있었다. 알렉산드르 카슬린스키는 우주의 일정한 흐름은 결코 통계적 우연이 아니라고 주장했다. 카슬린스키는 다음과 같이 말했다. "현재 우리는 이 현상이 무엇인지, 또는 어떠한 현상인지 규명하기에는 가진 정보가 턱없이 부족하다. 다만 우리는 우리가 볼 수 없는 아주 멀리 떨어진 곳에 우리가 관측할 수 있는 것과는 매우 다른 무언가가 있을 것이라고 추측할 뿐이다. 이 무언가에는 '또다른 우주'일수도 있고, 우리가 알지 못하는 또 다른 시공간의 흔적일수도 있다." 로아 메르시니 호턴과 리치 홀먼은 다른 우주와 상호 작용을 하는 이론에서나 CMB의 기준축이 우주의 팽창과 맞지 않을 때 비등방성이 생길 수 있음을 암시하는 결과를 보였다.
암흑 에너지
우주에는 태양이나 은하를 포함해 양성자나 중성자로 구성된 보통물질은 4.9%밖에 되지 않는다. 나머지 95.1%는 완벽히 정체가 밝혀지지 않은 상태다. 이중 암흑 에너지가 68.3%를 차지한다. 암흑에너지는 초신성을 관측해 우주팽창을 가속시키는 암흑에너지가 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 그 뒤 암흑에너지가 아인슈타인의 우주상수일 가능성이 높다고 밝혀졌다. 그러나 암흑에너지가 우주상수라 하면 오히려 새로운 문제가 드러나므로 여러 과학자들이 새로운 물리가 필요하다고 입모아 말하고 있다.
다중 우주론
끈 이론은 만물의 이론의 강력한 후보로 떠오르는 이론이다. 끈 이론에 따르면, 매우 작지만 0이 아닌 길이를 가진 끈이 만물을 구성한다. 끈은 지금까지 알려진 모든 과학적 대상들 중 가장 높은 대칭성을 갖고 있다. 끈 이론은 우리가 사는 4차원에서는 수학적인 모순을 가지고 있기 때문에 반드시 10차원에서 정의해야 한다. 6개의 추가 차원을 축소화하는 방법에 따라 끈이론의 해는 4차원뿐만 아니라 다양한 차원에서 얻어질 수 있으며, 각각의 해는 나름대로 타당한 우주를 서술한다. 따라서 여섯 개의 차원은 작게 만들어 거의 보이지 않게 만들어야만 하는데, 이러한 작은 여섯 개의 차원을 ‘여분의 차원(extra dimension)'이라 부른다. 작게 말린 여분의 차원은 관측이 불가능해서 보이지 않는다. 이 보이지 않는 차원에 존재하는 우주는 생각하는 것보다 가까이에 있을 수 있다. 필립 칸델라스, 개리 호로위츠, 앤드루 스트로민저, 에드워드 위튼이 6차원의 여분의 차원을 칼라비-야우 다양체를 이용하여 처리하는 방법을 제안했다. 칼라비-야우 공간은 수학적으로도 매우 복잡하게 정의되는 6차원 공간이다. 끈 이론의 조건을 만족하는 칼라비-야우의 공간의 모습이 여러 가지가 될 수 있는데, 살펴야 할 칼라비-야우 공간이 수백만 가지나 되어 도대체 이들 중에서 어떤 것이 우리의 자연을 기술하는지 정하는 것 자체가 매우 큰일처럼 다가왔다. 그리고 설령 우리의 자연과 가장 가까운 칼라비-야우 공간을 찾더라도 모두 초대칭적인 세상을 주기 때문에 사실상 자연을 완벽하게 기술하는 것이라 볼 수 없다.
우주 검열 가설
아인슈타인 방정식의 해석에 따르면 특이점 정리에 의해 일반적으로 특이점이 생기는 것으로 알려져 있지만, 그 특이점의 대부분은 사상의 지평선에 둘러싸여있기 때문에 외부세계와 고립되어 물리법칙을 적용시키는데 있어 문제가 없다. 그러나 사상의 지평선에 둘러싸이지 않은 특이점이 존재하는 것으로 알려져있으며, 이것을 노출 특이점이라고 한다.
암흑물질
암흑 물질은 빛과 상호작용을 하지 않기 때문에 광학적으로 관측할 수 없다. 하지만 우주에는 광학적으로 관측할 수 없는 존재가 매우 많다. 예를 들어 태양 규모 정도 혹은 그 보다 작은 항성은 핵융합에 의한 에너지를 모두 소모하게 되면 최종적으로 갈색왜성이 되는데, 갈색왜성은 빛을 발하지 않기 때문에 관측하여 발견할 수 없다. 태양보다 훨씬 큰 항성의 경우 중성자별이나 블랙홀이 되는데, 이들 역시 광학적으로 발견할 수는 없다. (블랙홀의 경우 직접적으로는 관측이 불가능하지만, 매우 강한 중력으로 인하여 주변의 물질이 빨려 들어가면서 만들어내는 X-선을 관측하여 블랙홀의 존재를 알 수 있다.) 또한 은하와 은하 사이에 분포하는 성간 물질도 빛을 발하지 않는 경우가 있다. (특정 주파수의 전파를 발생하는 경우도 있으며, 이를 통해 성간 물질을 확인하기도 한다.) 우주를 통해 매우 많을 것으로 예상되는 중성미자와 같은 입자 역시 빛과 상호작용하지 않는 입자이다. 관측적으로 암흑 물질을 이해하는 데 있어서는 백색왜성이나 중성자별, 블랙홀과 같이 매우 무거운 존재들에 의한 영향은 배제할 수 있다. 이들 존재는 광학적으로는 관측이 불가능하지만, 일반 상대론에 의한 빛의 굴절 현상을 통해 간접적으로 존재의 확인이 가능하기 때문이다.
다중 우주론
고전 물리학에서 물리법칙은 결정론적인 특성을 가지고 있다. 고전역학에 따르면, 우주의 현재 상태를 완벽하게 알고 있다면 법칙들을 이용하여 우주의 모든 과거와 미래를 알아낼 수 있다. 그러나 인간의 자유의지는 물리 법칙과 별다른 관계가 없다. 고전역학에 따르면 모든 입자들의 과거와 미래를 결정하므로, 인간의 자유의지는 의미가 없어진다. 그러나 양자역학은 관측이라는 문제가 개입하면, 확률에서 결과로 넘어가는 중간단계에 자유의지가 개입할 여지가 있을 수 있다. 따라서 일부 물리학자들은 인간의 자유의지가 파동함수라는 양자적 안개를 명확한 관측결과로 바꿔주는 촉매의 역할을 할 수 있다고 주장한다. 다중우주 해석은 양자적 파동함수에 포함되어 있는 여러 가지 가능성들이 관측을 통해 하나의 값으로 정해질 때마다 이 우주가 여러 갈래로 나뉘어 진행된다. 자유의지는 이 여러 갈래의 우주들 중 어떤 우주로 나아갈지 결정하게 된다.
슬론 디지털 전천탐사
SEGUE 1과 2에서 얻은 자료는 은하의 헤일로와 원반의 복합 운동과 화학적 세부구조를 밝혀준다. 은하의 구조와 (화학적)풍부화 역사에 대한 중요한 단서가 마련되는 것이다. 특히 헤일로 외곽은 만기강착사건들 late-time acrcretion events에 지배되는 것으로 추측된다. SEGUE는 현존하는 항성헤일로의 형성 모형에 제약을 두는 것에 도움을 줄 수 있으며, 우리 은하 생성에 관한 차세대 고해상도 시뮬레이션에도 영향을 줄 수 있다. 또 SEGUE 1과 SEGUE 2는 화학적으로 원시적인, 희귀한 별들에 대한 사실을 밝힐 때도 도움을 줄 수 있다. 이 별들은 우주의 별생성사에서 가장 이른 세대의 잔재이다.
다중 우주론
에버렛의 다중우주해석에 의하면, 상자의 뚜껑을 여는 순간에 우주는 두 갈래로 갈라진다. 그는 임의의 관측이 진행될 때마다, 양자적 분기점이 형성되면서 우주가 갈라진다고 주장한다. 따라서 조금이라도 가능성이 있으면 그 사건이 발생하는 우주가 반드시 존재한다. 이 다중 세계 해석은 양자역학의 가정인 파동함수의 붕괴를 도입할 필요가 없다. 다시 말해서, 파동함수는 붕괴되는 것이 아니라 여러 개의 파동함수가 분리되는 것이다. 우주들은 항상 공존하고 있으나, 서로 다른 우주들은 서로를 인식할 수 없는데, 이 때 결어긋남 개념을 이용하였다. 한 우주의 파동함수는 다른 우주의 파동함수와 결어긋남상태에 있기 때문에, 다른 우주와 접촉하는 것은 불가능하다. 이 이론에 따르면, 서로 다른 우주는 각각 에너지의 양이 다르다. 파동의 에너지는 파동의 진동수에 비례하기 때문에, 서로의 진동수가 달라 상호작용을 할 수 없다.
우주의 나이
보다 정확한 우주의 나이를 구하려면, 과거 우주의 팽창률 변화를 서술하는 보정항 formula_11를 구해야 한다.
이 값은 수치 계산으로 구할 수 있으며, 여러 우주 변수들의 값에 따른 값들이 그림에 나와있다.
이 그림은 formula_22값을 일정하다고 보고,
formula_23와 formula_24 값들을 바꿀때
formula_11값이 어떻게 변하는지를 계산한 것이다.
현재 받아 들여지고 있는 
formula_26 = (0.266, 0.732)을 대입하면
거의 1에 가까운 formula_27을 얻을 수 있다.
한편, 우수상수를 포함하지 않는 평평한 우주(flat universe)는
formula_26 = (1.0, 0.0)을 가지며,
이 때는 formula_29가 되어 실제 우주의 나이는 앞에서 간단히 추정한 허블시간보다 젋어지게 된다.
천문학
전자기파(빛)이외에도 중성미자, 중력파등을 이용하여 우주에서 일어나는 현상을 관측할 수 있다. 또한 탐사선을 이용하여 달이나 혜성같은 지구밖의 천체에서 직접 시료를 채취하기도 한다.
과학철학
관측을 할 때 과학자들은 망원경을 보고, 전자 화면에서 이미지를 연구하고, 수치를 기록하는 등의 작업을 한다. 예를 들어, 온도계가 37.9°C를 나타낼 때, 일반적으로 과학자는 그들이 본 것을 받아들인다. 그러나 과학자들이 이러한 관찰을 설명하기 위한 이론에 대해 다른 생각을 가지고 있다면, 관찰한 것에 대해 의견이 다를 수 있다. 예를 들어 알버트 아인슈타인의 상대성이론에 나오기 이전이라면, 관측자는 왼쪽의 사진을 우주에 있는 5개의 서로 다른 물체로 해석했을 가능성이 높다. 그러나 상대성이론에 따라, 천문학자라면 실제로는 단지 두 개의 물체가 있다고 할 것이다. 한 이미지는 가운데 있는 물체에서 나오고 나머지는 다른 한 물체에서 나온 4개의 이미지라고 할 것이다. 만일 다른 과학자들이 망원경에 문제가 있다고 의심하며 하나의 물체만 관찰한다면, 이는 또 다른 이론체계 하에 있는 것이다. '이론적인 해석과 분리할 수 없는 관측'을 이론 의존적(theory-laden)이라고 말한다.